Una stella è una sfera di plasma in equilibrio idrostatico che genera energia nel suo interno attraverso dei processi di fusione nucleare. L'energia che viene prodotta viene irradiata nello spazio sotto forma di onde elettromagnetiche e neutrini.

Il Sole è generalmente preso in considerazione come il prototipo di stella (non perché sia in qualche modo particolare, ma perché si tratta della stella più vicina e quindi più studiata), e la maggior parte delle caratteristiche delle altre stelle sono di solito espresse in unità solari. Per esempio, la massa del sole è:

M_s = 1.99 × 10³⁰ kg.

Le masse di tutte le altre stelle sono espresse in M_s, e vanno da 0,07 M_s per le più piccole fino a 40-50 M_s per quelle più grandi, anche se il limite superiore è molto incerto.

L'evoluzione stellare è il processo con il quale le stelle si formano, si modificano e muoiono.

La classificazione delle stelle va da quelle del tipo O (più grandi e luminose) a quelle del tipo M, che sono di solito grandi appena da permettere che abbia inizio la fusione dell'idrogeno. Tutte i tipi di stella classificati sono (in ordine decrescente di temperatura): O, B, A, F, G, K, M. Ogni tipo è ulteriormente suddiviso in dieci sottoclassi, da 0 a 9. Per esempio, il tipo A più caldo è l'A9, che è molto simile al B0.

Le stelle più comuni sono quelle piccole e rosse, di tipo M. Stelle grandi e luminose, come le O e B, sono molto rare, ma visibili a grandi distanze.

Il sole è una stella di tipo G2, che statisticamente è molto vicina alla media delle stelle osservate finora. La maggior parte delle stelle cadono nella cosiddetta sequenza principale del diagramma H-R, una descrizione delle stelle basata sulla loro magnitudine assoluta e sul loro tipo spettrale (che dipende dalla temperatura).

Le stelle passano circa il 90% della loro vita fondendo idrogeno per produrre elio in reazioni che avvengono nel loro nucleo ad alta temperatura e pressione. Quando le stelle che si trovano sulla sequenza principale esauriscono la loro riserva di idrogeno, i loro strati più esterni si espandono fino a trasformare la stella in una gigante rossa. A volte il nucleo della stella viene compresso a sufficienza da questo processo perché inizi la fusione dell'elio, e in questo caso la stella si contrae. Le stelle più grandi riescono a fondere anche gli elementi più pesanti fino a produrre ferro.

Nelle stelle più piccole gli strati esterni vengono persi nello spazio lasciando il nucleo scoperto, che non possiede abbastanza massa per continuare altre reazioni di fusione nucleare. La stella diventa così una nana bianca. Prima di disperdersi nello spazio, il materiale proveniente dagli strati esterni della stella rimane visibile per un po', formando una nebulosa planetaria.

Nelle stelle più grandi la fusione continua fino a che il collasso del nucleo non finisce, provocando un'esplosione della stella, che a volte lascia una stella di neutroni o un buco nero. Una tale esplosione è detta supernova. Durante le esplosioni di supernova si ha la nucleosintesi degli elementi più pesanti del ferro, che assorbe energia.

Molte stelle sono legate gravitazionalmente ad altre stelle, formando stelle doppie.

Vedi anche: stella variabile.

Nomi delle stelle