thumb|Stjernernes livsbane gennem HR-diagrammet thumb|En stjernes løgringe af grundstoffer lige inden døden. Arealernes størrelse afspejler forholdet mellem mængderne af de forskellige grundstoffer, dog ikke den egentlige størrelse.
En stjerne er en glødende kugle af plasma, der er i dynamisk balance, idet den holdes sammen af tyngdekraften og udspilet af strålingstrykket fra dens indre fusionsprocesser. Den nærmeste stjerne i forhold til Jorden er Solen, der er kilden til det meste af den energi der er til rådighed på Jorden. Andre stjerner er synlige på himlen, når de ikke overstråles af Solens lys. En stjerne skinner, fordi fusion i dens kerne frigør energi der transporteres gennem stjernens indre og derefter stråler ud i rummet fra stjernens overflade i form af elektromagnetiske bølger. Desuden vil der være en såkaldt solvind, der er en strøm af ladede partikler som føres væk fra stjernen af strålingstrykket. En del af den udsendte elektromagnetiske stråling ligger i det synlige område. Næsten alle grundstoffer tungere end hydrogen og helium er skabt i det indre af stjerner. Det meste af det lys, som vi kan se kommer fra stjerner.
Astronomer kan bestemme massen, alderen, den kemiske sammensætning og mange andre egenskaber ved en stjerne gennem observation af dens spektrum, luminositet, og i visse tilfælde den egenbevægelse gennem rummet. En stjernes masse er altafgørende for dens udvikling som stjerne og dermed dens skæbne. Andre karakteristiske egenskaber ved en stjerne er bestemt ved dens udviklingshistorie, herunder dens diameter, rotation, bevægelse og temperatur. Et plot af stjerners temperaturer mod deres luminositet, kendt som et Hertzsprung-Russell diagram (H–R diagram), muliggør at finde alder og udviklingstrin for en stjerne.
Udgangspunktet for dannelsen af stjerner er skyer af interstellar gas, der primært består af brint, helium samt en meget lille andel af tungere grundstoffer. Hvis en sådan sky begynder at trække sig sammen på grund af de interne tyngdekræfter, så stiger tryk, tæthed og temperaturer. Er der brint nok, nås det punkt, hvor de centrale dele er varme og tætte nok til at sætte gang i fusionsprocesser og en stjerne er født. Den del af stjernen der ligger uden for kernen transporterer den frembragte energi væk ved en kombination af varmelednings og varmestrålings-processer. Disse processer skaber et udadrettet tryk, der er i balance med gravitationskraften. Stjerner i denne tilstand af ligevægt ligger i den såkaldte hovedserie i Hertzsprung-Russell-diagrammet.
Hvis den stofmængde der er til rådighed, er mindre end ca. 0,08 gange vor Sols masse (ca. 11 Jupitermasser), kommer kerneområdet aldrig op på tryk- og temperaturforhold der tillader fusionsprocesserne. I stedet skabes en såkaldt brun dværg – et lyssvagt legeme som frigør energi ved gravitationel sammentrækning i stedet for kernereaktioner.
Når brintbeholdningen i stjernens indre er ved at slippe op, »vinder« presset af tyngden af det omkringliggende materiale og presser kernen sammen indtil en ny fusionsproces, triple-alfa-processen (hvor 3 heliumatomer samles til en kerne af et kulstofatom), kan finde sted: Varmen fra denne proces blæser de ydre lag af stjernen udad, så disse udvider sig og køles ned: Stjernen er nu det astronomerne kalder for en rød kæmpe (eller evt. rød superkæmpe).
Tunge stjerner kan fortsætte med at fusionere stadig støre atomkerner, indtil de ender i en reaktion der danner jern: Dette grundstof er »endestationen«, fordi kerneomdannelse af jernatomer kræver en nettotilførsel af energi, dvs. de bruger mere energi på fusionen end de producerer ved den.
Når der ikke længere produceres energi i en stjernes indre, vil tyngden fra de ydre dele af stjernen presse den nu »døde« kerne sammen. Stjerner som vor egen sol vil blot falde sammen til en varm og lille stjerne af den slags der kaldes for en hvid dværg: Denne producerer ikke »ny« energi, men køler blot ganske langsomt af.
For stjerner der er mere end ca. halvanden gange så tung som Solen, kan atomerne i kernens materiale ikke »bære vægten« af det sammensynkende materiale: Elektronerne omkring atomkernerne bliver ganske enkelt mast ind i kernen, hvor de reagerer med protonerne og danner neutroner. Denne kollaps er temmelig voldsom, og blæser de ydre dele af stjernen væk. Tilbage er blot et massivt legeme af tætpakkede neutroner – en såkaldt neutronstjerne.
Når endnu større stjerner kollapser, kan end ikke sammenpressede neutroner »bære vægten«, og slutproduktet er et såkaldt sort hul – et legeme så tæt, at den lokale tyngdekraft omkring det er for stærk til at selv lys kan forlade det.
Binære og flerstjernesystemer består af to eller flere stjerner der er gravitationelt forbundne og som hovedregel bevæger sig i stabile baner om hinanden. Hvis to sådanne stjerner er tæt nok på hinanden, kan de have en væsentlig indflydelse på hinandens livsforløb.Our Galaxy Has a Shocking Array of Really Strange Stars. Here's The Ultimate Guide. Science Alert 2019
Ikke alle stjerner er ens, dette er de ikke fordi de kan være dannet under forskellige forhold. Der er nogen stjerner der har mere gas og har samt mere materiale til rådighed end andre stjerner har.
Observationel historie
Stjerner har været vigtige i alle kulturer. De har været forbundet med religiøse forestillinger og ceremonier og været anvendt til navigation.
Mange af oldtidens astronomer mente at stjernerne var fast forbundet med en himmelsk sfære, og derfor urokkelige. Stjerner blev inddelt i stjernebilleder af astronomer og de brugte dem til følge planetbevægelserne og den tilsyneladende bevægelse af Solen. Bevægelsen af Solen imod baggrundsstjernerne blev brugt til at lave kalendere, der kunne bruges til at planlægge landbrugets rytme. Den Gregorianske kalender, der bruges i stort set hele verden, er en solkalender baseret på vinklen mellem Jordens rotationsakse relativt til Solen.
Det ældste nøjagtigt daterede stjernekort er fra det gamle Egypten og stammer fra 1534 f.Kr. Islamiske astronomer gav arabiske navne til mange stjerner der stadigt bruges i dag, og de opfandt talrige astronomiske instrumenter der kunne bruges til at udregne stjernepositioner.
I det 11. århundrede beskrev Abū Rayhān al-Bīrūnī Mælkevejen som en samling af fragmenter der havde egenskaber som tågede stjerner, og angav også breddegraderne for forskellige stjerner under en måneformørkelse i 1019.
På trods af den udbredte forestilling om himmelkuglens uforanderlighed, var kinesiske astronomer klar over at der kunne dukke nye stjerner op på himmelen. Tidlige europæiske astronomer som Tycho Brahe identificerede nye stjerner på nattehimmelen (senere kaldet novae), hvilket antydede at himmelkuglen ikke var uforanderlig. I 1584 foreslog Giordano Bruno at stjernerne faktisk var sole, og kunne have planeter, måske endda jordlignende, i kredsløb omkring sig. Denne ide var tidligere blevet rejst af de græske filosoffer Demokrit og Epikur. I det efterfølgende århundrede blev der efterhånden konsensus imellem astronomer om at stjernerne var fjerne sole. For at forklare hvorfor disse stjerner ikke udøvede nogen nettotiltrækning på solsystemet foreslog Isaac Newton at stjernerne var jævnt fordelt i enhver retning, en ide der oprindeligt stammede fra teologen Richard Bentley.
Den italienske astronom Geminiano Montanari optegnede observerede variationer i lysstyrken fra Algol i 1667. Edmund Halley udgav de første målinger af egenbevægelsen for nære "fiks"stjerner idet han viste at de havde ændret position siden optegnelserne fra Ptolemæus og Hipparchos. Den første direkte måling af afstanden til en stjerne (61 Cygni i afstanden 11.4 lysår) blev lavet i 1838 af Friedrich Bessel der brugte en parallaksemetode. Parallaksemålingerne påviste de store afstande der er imellem stjernerne.
William Herschel var den første astronom der forsøgte af bestemme fordelingen af stjernerne på himmelen. Gennem 1780'erne lavede han en serie af målinger i 600 retninger, og talte antallet af stjerner langs hver sigtelinje. Ud fra dette sluttede han at antallet af stjerner stiger jævnt imod den ene side at stjernehimmelen imod Mælkevejen's center. Hans søn John Herschel gentog studiet i den sydlige himmelkugle og fandt noget tilsvarende der.
Ud over hans andre bedrifter, er William Herschel også kendt for hans opdagelse af at nogle stjerner ikke bare ligger på den samme sigtelinje, men er fysiske dobbeltstjerner i form at binære stjernesystemer.
Stjernespektroskopi blev grundlagt af Fraunhofer og Angelo Secchi. Ved at sammenligne stjernespektre af stjerner såsom Sirius med Solen, fandt de forskelle i styrken og antallet af absorptionslinier, der er de mørke linjer i et stjernespekter som skyldes absorption i stjerneatmosfæren. I 1865 begyndte Secchi at inddele stjerner i spektralklasser.
Observation af dobbeltstjerner tiltog i vigtighed gennem det 19'ende århundrede. I 1834 observerede Friedrich Bessel en ændring i egenbevægelsen for Sirius og sluttede sig til eksistensen af en skjult ledsagestjerne. Edward Pickering opdagede den første spektroskopiske dobbeltstjerne i 1899 da han observerede en periodisk opsplitning af spektrallinjerne i stjernen Mizar med en periode på 104 dage. Detaljerede observationer af mange dobbeltstjernesystemer blev samlet af astronomer såsom William Struve og S. W. Burnham, hvilket muliggjorde bestemmelse af stjernernes masse ud fra baneelementerne. Den første løsning på problemet med at finde banen for en dobbeltstjerne fra kikkertobservationer blev givet af Felic Savary i 1827.
I det 20'ende århundrede skete der en hurtig udvikling i det videnskabelige studie af stjerner. Fotografiet blev et værdifuldt astronomisk værktøj. Karl Schwarzschild opdagede at en stjernes farve, og dermed dens temperatur, kunne bestemmes ved at sammenligne den visuelle størrelsesklasse med den fotografiske.
Udviklingen af den fotoelektriske lysmåler muliggjorde meget præcise målinger af størrelsesklassen i forskellige bølgelængdeintervaller. I 1921 lavede Albert A. Michelson de første målinger af en stjernediameter ved at bruge et interferometer på Hooker telescope.
I de første tiår af det tyvende århundrede skete der store fremskridt i forståelsen af stjerners fysik. I 1913 blev det såkaldte Hertzsprung-Russell diagram udviklet og der blev opstillet succesfulde modeller til at forklare de indre forhold i en stjerne og stjerneudvikling. Stjernespektre blev forklaret med succes gennem anvendelse af kvantemekanik. Dette muliggjorde bestemmelse af den kemiske sammensætning af stjerneatmosfærerne. Cecilia Payne-Gaposchkin var først til at foreslå, at stjerner var lavet primært af hydrogen og helium i hendes 1925 ph.d.-afhandling.CWP at physics.UCLA.edu // Cecilia Payne-Gaposchkin<
Navngivning af stjerner
Ideen om stjernetegn eksisterede i den Babyloniske tid. Astronomiske iagttagere i oldtiden forestillede sig at fremtrædende stjerner dannede mønstre, og de forbandt disse med særlige sider af naturen og deres myter. Tolv af disse billeder lå langs ekliptika og disse dannede baggrund for astrologi.
Mange af de mere fremtrædende enkeltstjerner blev også navngivet specielt med arabiske og latinske betegnelser.
Såvel som særlige stjernebilleder og Solen selv, har stjerner deres egen mytologi. De blev betragtet som sjæle af afdøde eller guder. Et eksempel er stjernen Algol, der tænktes at repræsentere Medusas øje.