عرض مصدر نجم

{{استعمالات أخرى|نجم (توضيح)}}
{{بطاقة عامة}}
[[ملف:1e9m comparison.png|تصغير|يسار|250x250px|مقارنة بين أحجام بعض النجوم: [[المرزم (نجم)|المرزم]] (يسار)، و[[رأس الغول]] (يمين) وبينهما حجم [[الشمس]].]]
'''النجم''' هو [[جرم فلكي|جسم فلكي]] كروي من [[بلازما (فيزياء)|البلازما]] ضخم ولامع ومتماسك بفعل [[جاذبية|الجاذبية]]. يستمد النجم لمعانه من [[طاقة نووية|الطاقة النووية]] المتولدة فيه، حيث تلتحم ذرات [[هيدروجين|الهيدروجين]] مع بعضها البعض مكونة [[عنصر كيميائي|عناصر]] أثقل من الهيدروجين، مثل [[هيليوم|الهيليوم]] و[[ليثيوم|الليثيوم]] وباقي العناصر الخفيفة حتى عنصر [[حديد|الحديد]]. إن هذا التفاعل الفيزيائي يسمى [[اندماج نووي|اندماجاً نووياً]] تنتج عنهُ طاقة حرارية كبيرة جدًا تصل إلينا في صورة أشعة ضوئية.<ref>Hansen، Carl J.؛ Kawaler, Steven D.؛ Trimble, Virginia (2004). Stellar interiors: physical principles, structure, and evolution. Astronomy and astrophysics library (الطبعة 2nd). Springer. صفحة 86. ISBN 0-387-20089-4.</ref>

أغلب مكونات النجم هما عنصرا الهيدروجين المتأين والهيليوم المتأين (وهما يسميان في حالة [[تأين|التأين]] [[بلازما (توضيح)|بلازما]]). وقد بينت الأرصاد الفلكية أن نسبة كبيرة من النجوم لها كواكب تدور حولها مثلما هي موجودة في [[المجموعة الشمسية]].<ref>Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub J. A.; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh (4 June 2015). "Evidence For POPIII-Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN-α Emitters At The Epoch Of Re-Ionisation: Spectroscopic Confirmation". The Astrophysical Journal. 808 (2): 139. arXiv:1504.01734. Bibcode:2015ApJ...808..139S. doi:10.1088/0004-637x/808/2/139.</ref>

أقرب نجم [[الأرض|للأرض]] هو [[الشمس]] فهو مصدر [[طاقة|الطاقة]] للأرض. كما تصل طاقة الشمس إلى [[كوكب|الكواكب]] الأخرى التي تشكل [[المجموعة الشمسية]]. وتكون بعض النجوم الأخرى واضحة أثناء الليل حينما لا تغطيها السحب أو ظواهر جوية أخرى وتظهر كنقاط كثيرة مضيئة بسبب بعدها الهائل عن الأرض.

تاريخيًا، شكلت النجوم تجمعات تسمى [[كوكبة|كوكبات]] (كوكبة) و[[برج فلكي|أبراج]] في الكرة السماوية. ولقد أعطى الإنسان منذ القدم لأشد النجوم لمعانًا أسماء وكذلك للكوكبات والأبراج. واستدل بها [[عرب|العرب]] في معرفة طريقهم في [[صحراء|الصحراء]] والملاحة في البحار والمحيطات. لهذا فإن معظم النجوم اللامعة المرئية لها أسماء أصولها عربية. ولقد جمع علماء [[علم الفلك|الفلك]] فهرس شامل يحوي أسماء النجوم التي تهمنا - مثل [[فهرس مسييه]] و[[فهرس المجرات وعناقيد المجرات]]. وباختراع [[مقراب|المقراب]] ذو القدرة المتزايدة استطاع علماء الفلك رؤية نجوم ضعيفة اللمعان أو بعيدة، لم يستطع رؤيتها السابقون بالعين المجردة.<ref>Overbye, Dennis (17 June 2015). "Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos". The New York Times. Retrieved 17 June 2015.</ref>

[[ملف:Starsinthesky.jpg|تصغير|250بك|تقع المنطقة تشكيل النجوم في سحابة ماجلان الكبرى.]]
يضيء النجم بسبب [[اندماج نووي|الاندماج النووي]] الحراري للهيدروجين لتكوين ال[[هيليوم]] في لُب النجم خلال جزء (على الأقل) من حياتهِ. مطلقًا بذلك [[طاقة|الطاقة]] التي تخترق باطن النجم ويشعها في [[فضاء خارجي|الفضاء الخارجي]]. وحالما يتم استنفاذ عنصر [[هيدروجين|الهيدروجين]] من النجم، فإن جميع العناصر الناشئة من الاندماج النووي للهيدروجين تكون أثقل من [[هيليوم|الهيليوم]] الذي يتم أيضًا إنتاجه؛ إما عن طريق الاصطناع النووي النجمي خلال حياة النجم أو عن طريق الاصطناع النووي في [[مستعر أعظم|المستعرّ الأعظم]] عندما تنفجر النجوم الضخمة جدًا. ومع اقتراب نهاية حياته، يمكن أن يحتوي النجم على نسبة من المواد المتحللة. ويمكن للفلكيين تحديد الكتلة، والعمر، والتركيبة (التركيب الكيميائي)، والعديد من الخصائص الأخرى للنجم من خلال مراقبة حركته عبر الفضاء، عن طريق لمعانه، أو مراقبة الطيف الخاص به على التوالي. والكتلة الإجمالية للنجم هي المحدد الرئيسي لتطوره ومصيره في نهاية المطاف. ويتم تحديد الخصائص الأخرى للنجم بواسطة تاريخهِ، بما في ذلك قطره، ودورانه، وحركته ودرجة حرارته. إذ أن جزء من درجة حرارة العديد من النجوم ضد لمعانها، والذي يعرف باسم [[رسم هرتزشبرونغ-راسل|مخطط هرتزشبرونج-راسل]] البياني يسمح بتحديد العمر والحالة التطورية للنجم.<ref>"2MASS J05233822-1403022". SIMBAD – Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 14 December 2013.</ref>
[[ملف:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|تصغير|250بك|يسار|صورة وهمية للون الشمس، وهو من نوع نجم G المتسلسل الجوهري، والأقرب للأرض]]

يبدأ تكون النجم كسحابة متساقطة من مواد [[سديم]]ية تحتوي في المقام الأول على الهيدروجين، بالإضافة إلى الهيليوم ومقدار ضئيل من عناصر أخرى ثقيلة. حالما يتكثف اللبّ النجمي فإن عنصر الهيدروجين يتحول بثبات إلى هيليوم من خلال عملية الاندماج النووي، ومطلقا طاقة في هذه العملية.<ref name="How the Sun Shines">Bahcall, John N. (June 29, 2000). "[http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/themes/physics/fusion/index.html How the Sun Shines]". Nobel Foundation. Retrieved 2006-08-30 {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170818063854/http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/themes/physics/fusion/index.html |date=18 أغسطس 2017}}</ref> وما تبقى من باطن النجم يحمل الطاقة بعيداً عن اللب من خلال خليط من العمليات [[إشعاع|الإشعاعية]] [[حمل (فيزياء)|والحملية]]. وضغط النجم الداخلي يمنعه من السقوط أكثر تحت جاذبيته. وحالما يتم استنفاد طاقة الهيدروجين في اللب، ويتكون النجم بكتلة لا تقل عن 0.4 مرة من كتلة الشمس<ref name="Richmond">Richmond, Michael. "[http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html Late stages of evolution for low-mass stars]". Rochester Institute of Technology. Retrieved 2006-08-04. {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170904224040/http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html |date=04 سبتمبر 2017}}</ref> ويتمدد ليصبح [[عملاق أحمر]]، وفي بعض الحالات يتم صهر عناصر أثقل في اللب أو في الطبقة الحامية حول اللب ويتطور عندها النجم إلى شكل متحلل، معيداً تدوير جزء من جوهرهِ إلى بيئتهِ النجمية، حيث أنه سيُكون جيلا جديدا من النجوم ذات نسبة أكبر من العناصر الثقيلة.<ref>"[https://web.archive.org/web/20080210154901/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html Stellar Evolution & Death]". NASA Observatorium. Archived from the original on 2008-02-10. Retrieved 2006-06-08. {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20160618010901/https://web.archive.org/web/20080210154901/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html |date=18 يونيو 2016}}</ref> في هذه الاثناء فإن اللب يصبح بقايا نجم: [[قزم أبيض]] أو [[نجم نيوتروني|نجم نيتروني]] أو (إذا كان ضخم بما فيه الكفاية) [[ثقب أسود]].

تتكون [[نجم ثنائي|الأنظمة الثنائية]] ومتعددة النجوم من اثنين أو أكثر من النجوم ارتباطاً جاذبياً، والتي تتحرك حول بعضها البعض في [[مدار]]ات مستقرة. وعندما لا يكون لدى اثنين من هذه النجوم مدار قريب نسبياً، فإن تفاعل الجاذبية لهُ تأثير كبير على تطورها في نشوء بنية ذات جاذبية أضخم مثل [[عنقود نجمي|العناقيد النجمية]] و[[مجرة|المجرات]].<ref>Boss, Alan (April 3, 2001). "Are They Planets or What?". Carnegie Institution of Washington. Archived from the original on September 28, 2006. Retrieved 2006-06-08.</ref>

== تاريخ مراقبة النجوم ==
[[ملف:Dibuix de Leo.png|تصغير|250بك|يسار|شهد الناس أنماطاً في النجوم منذ العصور القديمة. وقام يوهانس هوليوس برسم صورة برج الأسد هذه في عام 1690.]]
كانت النجوم مهمة [[حضارة|للحضارات]] من الناحية التاريخية في جميع أنحاء العالم. حيث كانت النجوم جزءاً من الممارسات الدينية وكانت تستعمل في [[ملاحة فلكية|الملاحة الفلكية]] ولمعرفة الاتجاهات. وكان العديد من علماء الفلك القدماء يعتقدون أن النجوم ثابتة بشكل دائم على مجال سماوي، وأنها غير متغيرة. وبالإجماع، جمع [[عالم فلك|علماء الفلك]] النجوم في كوكبات واستعملوها لتتبع حركة الكواكب واستنتاج موقع الشمس.<ref>فوربس، جورج (1909). History of Astronomy (تاريخ علم الفلك). London: Watts & Co. ISBN 1-153-62774-4.</ref> وكان يتم استعمال حركة الشمس على خلفية من النجوم (والأفق) لصنع تقويم يستخدمهُ المزارعين والفلاحين في معرفة مواسم الزراعة.<ref>{{استشهاد ويب
 | الأخير=Tøndering | الأول=Claus
 | مسار=http://www.webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html
 | عنوان=Other ancient calendars فهارس قديمة | ناشر=WebExhibits
 | تاريخ الوصول=2006-12-10 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181011091438/http://www.webexhibits.org:80/calendars/calendar-ancient.html | تاريخ أرشيف = 11 أكتوبر 2018 }}</ref> يعد التقويم الميلادي (الذي يستعمل تقريباً في كل مكان على الأرض) تقويماً شمسياً يستند على درجة [[دوران الأرض|محور دوران الأرض]] بالنسبة إلى نجمها المحلي، الشمس.

[[ملف:LeoCC.jpg|تصغير|250بك|يسار|يمكن رؤية برج الأسد بالعين المجردة كما هو ظاهر في الصورة، وقد تم إضافة الخطوط هنا للتوضيح]]

ظهر أقدم رسم بياني للنجوم في علم الفلك [[مصر|المصري]] القديم في [[1534]] قبل الميلاد.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير=von Spaeth | الأول=Ove
 | عنوان=Dating the Oldest Egyptian Star Map (تأريخ أقدم نجم فرعوني)
 | صحيفة=Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology
 | سنة=2000 | المجلد=42 | العدد=3 | صفحات=159–179
 | مسار=http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp
 | تاريخ الوصول=2007-10-21 | doi=10.1034/j.1600-0498.2000.420301.x|bibcode = 2000Cent...42..159V | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190126001022/http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp | تاريخ أرشيف = 26 يناير 2019 }}</ref> تم جمع أقدم فهرس معروف عن النجوم من قبل علماء الفلك البابليين القدماء من [[بلاد الرافدين|بلاد ما بين النهرين]] في نهاية القرن الثاني قبل الميلاد، خلال فترة [[كيشيون|الكيشيين]] (حوالي [[1531]]-[[1155]] قبل الميلاد).<ref name="north 1995 30 31">{{استشهاد بكتاب
 | الأخير=North | الأول=John | سنة=1995
 | عنوان=The Norton History of Astronomy and Cosmology(تاريخ نورتن لعلم الفلك والفضاء)
 | مسار=https://archive.org/details/bwb_P7-CZF-151 | مكان=New York and London | صفحات=[https://archive.org/details/bwb_P7-CZF-151/page/n61 30]–31
 | ناشر=W.W. Norton & Company |ردمك=0-393-03656-1 }}</ref>

تم إنشاء أول فهرس نجوم في علم الفلك [[اليونان القديمة|الإغريقي]] من قبل اريستيلوس في [[300]] قبل الميلاد تقريباً، بمساعدة تيموكارس.<ref>{{استشهاد بكتاب
 | الأخير=Murdin | الأول=P. |تاريخ=November 2000
 | الفصل=Aristillus (c. 200 BC)
 | doi=10.1888/0333750888/3440
 | عنوان=Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics (موسوعة علم الفلك وفيزياء الفضاء)
 | bibcode=2000eaa..bookE3440
 |ردمك=0-333-75088-8 }}</ref><ref>{{استشهاد بكتاب
 | الأخير=Murdin | الأول=P. |تاريخ=November 2000
 | الفصل=Aristillus (c. 200 BC)
 | doi=10.1888/0333750888/3440
 | (موسوعة علم النجوم وفيزياء الكون) title=Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics
 | bibcode=2000eaa..bookE3440
 |ردمك=0-333-75088-8 }}</ref> احتوى فهرس نجوم [[أبرخش]] (القرن الثاني قبل الميلاد) على 1020 نجمة، كما تم استعماله لتجميع فهرس نجوم [[بطليموس]].<ref>{{استشهاد بكتاب
 | الأول=Gerd | الأخير=Grasshoff | سنة=1990
 | (تاريخ فهرس النجوم لبطليموس) title=The history of Ptolemy's star catalogue
 | ناشر=Springer | صفحات=1–5 |ردمك=0-387-97181-5 }}</ref> يُعرف أبرخش باكتشافه لأول [[مستعر أعظم|نجم متفجّر]]. اشتُقت أسماء العديد من الكوكبات والنجوم المستخدمة اليوم من علم الفلك الإغريقي.

على الرغم من ثبات ظهورها في السماء، كان فلكيّو [[الصين]] على وعي وإدراك أن نجوم جديدة يمكن أن تظهر.<ref name="clark">{{استشهاد بمنشورات مؤتمر
 | الأخير1=Clark | الأول1=D. H. | الأخير2=Stephenson | الأول2=F. R.
 | (السوبرنوفا التاريخية) title=The Historical Supernovae
 | (سوبرنوفا: ملخص الأبحاث الحديثة، إجرأت معهد الدراسات المتقدمة) booktitle=Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute
 | صفحات=355–370
 | ناشر=Dordrecht, D. Reidel Publishing Co
 | تاريخ=June 29, 1981 | مكان=Cambridge, England
 | bibcode=1982sscr.conf..355C
}}</ref> في العام [[185]] بعد الميلاد كانوا أول من لاحظ وكتب عن نجم متفجّر -[[مستعر أعظم|سوبر نوفا]]- والذي يعرف الآن [[مستعر أعظم 185]].<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير1=Zhao | الأول1=Fu-Yuan | الأخير2=Strom | الأول2=R. G. | الأخير3=Jiang | الأول3=Shi-Yang
 | (لا بد أن النجمة AD185 كانت سوبرنوفا) title=The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova
 | صحيفة=Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics
 | سنة=2006 | المجلد=6 | العدد=5 | صفحات=635–640 | doi=10.1088/1009-9271/6/5/17 |bibcode = 2006ChJAA...6..635Z }}</ref> وكان ألمع النجوم التي سجلت في التاريخ هو SN 1006 والذي تم اكتشافه في عام [[1006]] وكتب عنه الفلكي المسلم [[علي بن رضوان]] والعديد من الفلكيين الصينين.<ref>{{استشهاد ويب
 | تاريخ=March 5, 2003
 | مسار=http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html
 | عنوان=Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star
 | ناشر=NAOA News | تاريخ الوصول=2006-06-08 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190326100003/https://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html | تاريخ أرشيف = 26 مارس 2019 }}</ref> النجم المستعر الأعظم [[مستعر أعظم 1054|SN 1054]] والذي نشأ [[سديم السرطان|لسديم السرطان]] لوحظ من قبل علماء الفلك الصينيون والمسلمون.<ref name="SN1054">{{استشهاد ويب
 | الأخير1=Frommert | الأول1=Hartmut | الأخير2=Kronberg | الأول2=Christine
 | تاريخ=August 30, 2006 | عمل=SEDS
 | ناشر=University of Arizona
 | سوبرنوفا 1045 - تكوين مجموعة السرطان) title=Supernova 1054 – Creation of the Crab Nebula
 | مسار=http://www.messier.seds.org/more/m001_sn.html
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181009153941/http://www.messier.seds.org:80/more/m001_sn.html | تاريخ أرشيف = 9 أكتوبر 2018 |عنوان=Supernova 1054 - Creation of the Crab Nebula<!-- عنوان مولد بالبوت -->|script-title=en|تاريخ الوصول=2020-02-12}}</ref><ref name="PASP1942">{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير=Duyvendak | الأول=J. J. L.
 | عنوان=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The (معطيات جديدة حول علاقة مجموعة السرطان مع السوبر نوفا - الجزء الأول. فهرس المشرق القديم) Ancient Oriental Chronicles
 | صحيفة=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | المجلد=54 | العدد=318 | صفحات=91–94
 |تاريخ=April 1942 | bibcode=1942PASP...54...91D
 | doi=10.1086/125409 }}<br />
{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير=Mayall | الأول=N. U. | الأخير2=Oort |الأول2=Jan Hendrik
 | عنوان=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The (معطيات جديدة حول غلاقة مجموعة السرطان مع السوبر نوفا - الجزء الثاني. النظرة الكونية) Astronomical Aspects
 | صحيفة=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | المجلد=54 | العدد=318 | صفحات=95–104 |تاريخ=April 1942 | bibcode=1942PASP...54...95M
 | doi=10.1086/125410
}}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة | إظهار المؤلفين=1
 | الأخير1=Brecher | الأول1=K. | الأخير2=Fesen | الأول2=R. A.
 | الأخير3=Maran | الأول3=S. P. | الأخير4=Brandt | الأول4=J. C. | سنة=1983
 | (السجلات القديمة حول السوبرنوفا) title=Ancient records and the Crab Nebula supernova
 | صحيفة=The Observatory | المجلد=103 | صفحات=106–113
 | bibcode=1983Obs...103..106B }}</ref>

أعطى [[علم الفلك في عصر الحضارة الإسلامية|علماء الفلك المسلمون]] في [[العصور الوسطى]] الأسماء [[اللغة العربية|العربية]] إلى العديد من النجوم التي لا تزال تستخدم اليوم، واخترعوا العديد من الأدوات الفلكية التي يمكن بواسطتها تحديد مواقع النجوم. كما بنوا أول وأكبر معاهد المراصد البحثية، وذلك أساسا لغرض إنتاج قوائم دالة على نجوم [[زيج|الزيج]].<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 |الأخير=Kennedy |الأول=Edward S. |سنة=1962
 |)مراجعة: وضعية مراكز الرصد الإسلامية في التاريخ العام للمراصد لأايدين سايلي) title=Review: "'The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory" by Aydin Sayili
 |صحيفة=[[Isis (journal)|Isis]] |المجلد=53
 |العدد=2 |صفحات=237–239 |doi=10.1086/349558 }}</ref> ومن بينها [[صور الكواكب الثمانية والأربعين|كتاب صور الكواكب الثمانية والأربعين]] (964) من قبل عالم الفلك [[عبد الرحمن بن عمر الصوفي|عبد الرحمن الصوفي]]، الذي لاحظ ووصف عدد من النجوم وتجمعات النجوم (بما في ذلك فيلوروم أو ميكرون وتجمعات بروكي) و[[مجرة|المجرات]] (بما في ذلك [[المرأة المسلسلة (مجرة)|مجرة أندروميدا]]).<ref name=Jones>{{استشهاد بكتاب
 | عنوان=Messier's nebulae and star clusters
 | مسار=http://books.google.cz/books?id=IuhLR35I9QUC&pg=&dq#v=onepage&q=&f
 | الأول=Kenneth Glyn | الأخير=Jones
 | ناشر=[Cambridge University Press
 | سنة=1991 |ردمك=0-521-37079-5 | صفحة=1 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20140903054317/http://books.google.cz/books?id=IuhLR35I9QUC&pg=&dq | تاريخ أرشيف = 3 سبتمبر 2014 }}</ref> ووفقا للزاهور، فإنه في [[القرن 11|القرن الحادي عشر]] وصف الباحث [[موسوعي|الموسوعي]] الفارسي المسلم [[أبو الريحان البيروني]] مجرة [[درب التبانة]] كوافر من الشظايا التي لها خصائص نجوم غامضة، وأيضا أعطى خطوط العرض من مختلف النجوم خلال [[كسوف|الكسوف]] القمري في 1019.<ref>{{استشهاد ويب
 | الأخير=Zahoor | الأول=A. | سنة=1997
 | مسار=http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html
 | مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20080626074150/http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html
 | تاريخ أرشيف=2008-06-26
 | عنوان=Al-Biruni | ناشر=Hasanuddin University
 | تاريخ الوصول=2007-10-21 |url-status=dead}}</ref>

بحسب جوزيف بويج، فإن الفلكي [[الأندلس]]ي [[ابن باجة]] اقترح أن [[درب التبانة]] مكونة من نجوم كثيرة توشك أن تلامس بعض وظهرت على أن تكون صورة متواصلة وذلك بسبب تأثير [[انكسار (فيزياء)|انحراف الضوء]] من المواد القمرية الفرعية، واستشهد بملاحظته [[اقتران (علم الفلك)|اقتران كوكب]] [[المشتري]] وكوكب [[المريخ]] في عام [[500]] هجرياً (1106/1107 م) كدليل لهذا.<ref name=Montada>{{استشهاد ويب
 | الأول=Josep Puig | الأخير=Montada
 | عنوان=Ibn Bajja | ناشر=[[موسوعة ستانفورد للفلسفة]]
 | مسار= https://plato.stanford.edu/entries/ibn-bajja/
 | تاريخ=September 28, 2007 | تاريخ الوصول=2008-07-11 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190505014535/https://plato.stanford.edu/entries/ibn-bajja/ | تاريخ أرشيف = 5 مايو 2019 }}</ref> الفلكيون الأوربيون الأوائل مثل [[تيخو براهي|تايكو براه]] ميز نجوم جديدة في سماء الليل (لاحقا سميت نوفو) مرجحاً أن السماء ليست ثابتة. في [[1584]] أشار [[جوردانو برونو]] إلى أن النجوم مثل الشمس، وقد تكون لها كواكب أخرى، ومن المحتمل حتى كواكب مثل الأرض، تدور حولها<ref name="he history">{{استشهاد ويب
 | الأخير=Drake | الأول=Stephen A. | تاريخ=August 17, 2006
 | مسار=https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html
 | عنوان=A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy
 | ناشر=NASA HEASARC | تاريخ الوصول=2006-08-24
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190523030259/https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html | تاريخ أرشيف = 23 مايو 2019 }}</ref>، وهذا الفكرة قد طرحت سابقاً من الفلاسفة اليونانيين القدامى، [[ديموقريطوس|ديمقريطوس]] و[[إبيقور]]<ref>{{استشهاد ويب
 | الأول1=Peter | الأخير1=Greskovic | الأول2=Peter | الأخير2=Rudy
 | تاريخ=July 24, 2006 | مسار = http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/
 | عنوان=Exoplanets | ناشر=ESO
 | تاريخ الوصول=2012-06-15 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190226041543/http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/ | تاريخ أرشيف = 26 فبراير 2019 }}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | عنوان=The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization
 | الأول=I. A. | الأخير=Ahmad | صحيفة=Vistas in Astronomy
 | المجلد=39 | العدد=4 | سنة=1995
 | صفحات=395–403 [402]
 | doi=10.1016/0083-6656(95)00033-X |bibcode = 1995VA.....39..395A }}</ref> ومن علماء الفلك المسلمين في [[العصر الذهبي للإسلام]] مثل [[فخر الدين الرازي]].{{بحاجة لمصدر|تاريخ=أبريل 2019}}.<ref name="Setia">{{استشهاد بدورية محكمة
 | عنوان=Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey
 | الأول=Adi | الأخير=Setia | صحيفة=Islam & Science
 | المجلد=2 | سنة=2004 | مسار= http://findarticles.com/p/articles/mi_m0QYQ/is_2_2/ai_n9532826/
 | تاريخ الوصول=2010-03-02| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20130605085012/http://findarticles.com/p/articles/mi_m0QYQ/is_2_2/ai_n9532826/ | تاريخ أرشيف = 5 يونيو 2013 }}</ref> بحلول القرن التالي، وصلت الفكرة بأن النجوم مثل الشمس إلى إجماع بين الفلكييين. ولشرح لماذا لا تقوم النجوم بأي سحب جاذبي على النظام الشمسي، اقترح [[إسحاق نيوتن]] أن النجوم موزعة بالتساوي في جميع الاتجاهات، وهي الفكرة التي دُعمت من قِبل عالم اللاهوت [[ريتشارد بنتلي|ريتشارد بينتلي]].<ref>{{استشهاد ويب
 | الأخير=Hoskin | الأول=Michael | سنة=1998
 | مسار=http://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/hoskinm.html
 | عنوان=The Value of Archives in Writing the History of Astronomy
 | ناشر=Space Telescope Science Institute
 | تاريخ الوصول=2006-08-24 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20221003112623/https://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/hoskinm.html | تاريخ أرشيف = 3 أكتوبر 2022 }}</ref>

سجّل عالم الفلك الإيطالي جيمينانو مونتاناري ملاحظاته عن اختلاف لمعان النجم [[رأس الغول]] عام [[1667]]. بينما نشر [[إدموند هالي|ادموند هالي]] القياسات الأولى للحركة الصحيحة لكل زوج متقارب من النجوم الثابتة، موضحاً أن مواقعها تغيرت منذ وقت الفلكيين اليونانيين [[بطليموس]] و[[أبرخش|هيبارخوس]].<ref name="he history" />

كان [[ويليام هيرشل]] أول عالم فلك يحاول أن يحدد توزيع النجوم في السماء. في عام [[1870]] م، قام بتنفيذ سلسلة من القياسات في 600 اتجاه، وأحصى النجوم على طول خط الأفق. وبناءا على ذلك، استطاع أن يستنتج أن عدد النجوم كان يرتفع تدريجياً نحو جانب واحد من السماء، في اتجاه درب التبانة. أعاد ابنه [[جون هيرشل]] هذه الدراسة في نصف الأرض الجنوبي ووجد ارتفاع مُماثل في نفس الاتجاه.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير=Proctor | الأول=Richard A.
 | عنوان=Are any of the nebulæ star-systems? | صحيفة=Nature
 | سنة=1870 | صفحات=331–333
 | مسار=https://digicoll.library.wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=div&did=HISTSCITECH.0012.0052.0005&isize=M
 | العدد=13
 | doi=10.1038/001331a0 | المجلد=1 |bibcode = 1870Natur...1..331P | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180929170859/http://digicoll.library.wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=div&did=HISTSCITECH.0012.0052.0005&isize=M | تاريخ أرشيف = 29 سبتمبر 2018 }}</ref> بالإضافة إلى إنجازاته الأخرى، يُعرف ويليام هيرشل باكتشافه الذي ينص على أن بعض النجوم لا تقع فقط على نفس خط الأفق، بل هي أيضاً مترافِقة فيزيائياً وتشكّل أنظمة [[نجم ثنائي|نجوم ثنائية]].

يعد [[جوزيف فون فراونهوفر]] و[[انجيلو سيكي|أنجيلو سيكي]] رواد علم المطياف النجمي، وذلك من خلال مقارنة أطياف النجوم مثل [[الشعرى اليمانية]] بالشمس، حيث وجدا اختلاف في قوة وعدد خطوط الامتصاص (الخطوط الداكنة في المطيافية النجمية الناتجة عن امتصاص ترددات معينة من الجو). بدأ سيكي في عام [[1865]] بتصنيف أطياف النجوم. بالرغم من ذلك، تم تطوير النسخة الحديثة من التصنيف النجمي من قبل آني جمب كانن خلال فترة التسعينات.<ref>Shiga, David (August 17, 2006). "Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed". New Scientist. Archived from the original on November 14, 2006. Retrieved 2006-08-23.</ref>
[[ملف:Alpha Centauri AB over limb of Saturn PIA10406.jpg|تصغير|250بك|يسار|يظهر نجما رجل القنطور (أ) و القنطور (ب) على أطراف كوكب زحل.]]
القياس الأول المباشر للمسافة لنجم [[:en:61 Cygni|61 سيغني]] (وهو  نجوم ثنائية في [[الدجاجة (كوكبة)|كوكبة الدجاجة]]) في 11.4 [[سنة ضوئية]] كان قد عمل في [[1838]] بواسطة [[فريدريش بيسل|فريدريك بيسيل]] باستخدام تقنية [[تزيح|البارالاكس]]. قياسات البارالاكس تشرح الفاصل الكبير للنجوم في السماوات.<ref name="he history" /> ازدادت أهمية رصد النجوم المضاعفة المكتسبة خلال القرن التاسع عشر. ففي [[1834]]، رصد فريدريك بيسيل تغيرات في الحركة الحقيقية للشعرى اليمانية، واستدل بذلك على وجود مرافق خفية. بينما اكتشف [[إدوارد تشارلز بيكرنج|ادوارد بيكيرنج]] أول نجم ثنائي في [[1899]] عندما رصد الانشقاق الدوري للخطوط الطيفية للنجم [[المئزر (نجم)|مئزر]] في دورة اليوم 104. جمع الفلكيون - على رأسهم ويليام ستروفه وويسلي بيرنهام - تفاصيل الرصد لعدد من أنظمة النجوم الثنائية مما سمح بتحديد كتلة النجوم وذلك بحساب العناصر المدارية. الحل الأول لمشكلة اشتقاق مدار لنجوم ثنائية من رصد لتليسكوب كانت قد عملت بواسطة فليكس سافاري في [[1827]].<ref>{{استشهاد بكتاب
 | الأول=Robert G. | الأخير=Aitken | عنوان=The Binary Stars | مسار=https://archive.org/details/dli.ernet.15387 | صفحة=[https://archive.org/details/dli.ernet.15387/page/66 66]
 | ناشر=Dover Publications Inc. | مكان=New York
 | سنة=1964 |ردمك=0-486-61102-7 }}</ref> شهد القرن العشرون تقدما سريعا نحو مزيد من الدراسة العلمية للنجوم K كما أصبح التصوير أداة فلكية مهمة في هذه الدراسة. اكتشف كارل [[كارل شفارتسشيلد|شوارتزشيلد]] بأن لون النجم وبالتالي درجه حرارته يمكن تحديدها بمقارنة [[قدر ظاهري|المقدار الظاهري]] بالمقدار التصويري. سمح التطور في صناعة الفوتوميتر الكهروضوئي -جهاز لقياس شدة الضوء- بالقيام بقياسات دقيقة للمقدارعلى فترات متعددة للأطوال الموجية. أجرى [[ألبرت ميكلسون]] عام [[1921]]م أول قياس لقطر نجمي بواسطة [[قياس التداخل|الانترفيروميتر]] -جهاز مقياس التداخل الفلكي- من تلسكوب هوكر -[[مرصد جبل ويلسون]].<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير1=Michelson | الأول1=A. A. | الأخير2=Pease | الأول2=F. G.
 | عنوان=Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer
 | مسار= https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1921-05_53_4/page/249 | صحيفة=Astrophysical Journal | سنة=1921 | المجلد=53 | صفحات=249–259
 | bibcode=1921ApJ....53..249M | doi = 10.1086/142603
|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20220126143900/https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1921-05_53_4/page/249|تاريخ أرشيف=2022-01-26}}</ref>

[[ملف:Milky Way IR Spitzer.jpg|تصغير|يسار|250بك|تظهر صورة [[الأشعة تحت الحمراء]] من [[مقراب سبيتزر الفضائي|تلسكوب سبيتزر الفضائي]] التابع لناسا مئات الآلاف من النجوم في [[درب التبانة|مجرة درب التبانة]]]]
ظهرت أعمال مهمة عن البنية المادية للنجوم خلال العقود الأولى من القرن العشرين. في عام [[1913]]، تم تطوير [[رسم هرتزشبرونغ-راسل|تصنيف هرتزشبرونج-راسل]]، مما دفع بدراسة النجوم الفيزيائية الفلكية إلى الأمام. تم تطوير نماذج ناجحة لشرح التصميم الداخلي للنجوم وتطور النجوم. كانت سيسيليا بيني-جابونسشكن أول من اقترح أن النجوم مكونة في الاساس من الهيدروجين والهيليوم في أطروحتها لنيل الدكتوراة عام [[1925]].<ref>{{استشهاد ويب
 | مسار=http://cwp.library.ucla.edu/Phase2/Payne-Gaposchkin,_Cecilia_Helena@861234567.html
 | عنوان=" Payne-Gaposchkin, Cecilia Helena." CWP
 | ناشر=[[جامعة كاليفورنيا]]
 | تاريخ الوصول=2013-02-21| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181010061013/http://cwp.library.ucla.edu:80/Phase2/Payne-Gaposchkin,_Cecilia_Helena@861234567.html | تاريخ أرشيف = 10 أكتوبر 2018 }}</ref> تم فهم أطياف النجوم أكثر أيضاً بعد التطور في مجال [[ميكانيكا الكم]]. سمح هذا بتحديد التكوين الكيميائي للجو النجمي.<ref name="new cosmos">{{استشهاد بكتاب
 | الأخير1=Unsöld | الأول1=Albrecht | عنوان=The New Cosmos
 | ناشر=Springer | مكان=New York
 | سنة=2001 | إصدار=5th | صفحات=180–185, 215–216
 |ردمك=3-540-67877-8 }}</ref>

باستثناء النجوم المتفجرة، لوحظ في المقام الأول النجوم الفردية في مجموعتنا المحلية للمجرات، وخصوصا في الجزء المرئي من [[درب التبانة|مجرة درب اللبانة]] (كما يتضح من الفهارس التفصيلية متاحة للنجمة مجرتنا).<ref>e. g. {{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير1=Battinelli | الأول1=Paolo | الأخير2=Demers | الأول2=Serge
 | الأخير3=Letarte | الأول3=Bruno
 | عنوان=Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31
 | مسار=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2003-03_125_3/page/1298 | صحيفة=The Astronomical Journal
 | سنة=2003 | المجلد=125 | العدد=3 | صفحات=1298–1308
 | bibcode=2003AJ....125.1298B | doi = 10.1086/346274
}}</ref> ولكن لوحظت بعض النجوم في المجرة M 100 [[عنقود العذراء المجري|من عنقود مجرات العذراء العظيم]]، والتي تبعد حوالي 100 مليون سنة ضوئية عن الأرض. وفي عنقود مجرات العذراء العظيم من الممكن أن نرى عناقيد النجوم، ويمكن للتلسكوبات الحالية مبدئياً مراقبة النجوم الفردية الخافتة في [[المجموعة المحلية|المجموعة المحلية للنجوم]] – حيث النجوم الأكثر بعدا قد تصل إلى مائة مليون سنة ضوئية عن الأرض (انظر: [[متغير سيفاوي|متغير قيفاوي]]). ومع ذلك، خارج عنقود مجرات العذراء العظيم، فإن كلا النجوم الفردية ومجموعات النجوم لم تُلاحظ. والاستثناء الوحيد هو صورة باهتة من مجموعة نجوم كبيرة تحوي مئات الآلاف من النجوم التي تقع على بعد مليار سنة ضوئية<ref>{{استشهاد بخبر
 | عنوان=UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away.
 | ناشر=UBC Public Affairs | تاريخ=January 8, 2007
 | مسار=https://news.ubc.ca/media/releases/2007/mr-07-001.html
 | تاريخ الوصول=2007-08-02 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20130727073001/http://www.publicaffairs.ubc.ca/media/releases/2007/mr-07-001.html | تاريخ أرشيف = 27 يوليو 2013 |url-status=dead}}</ref> - أي عشرة أضعاف المسافة بيننا وبين أبعد [[عنقود نجمي|تجمع نجمي]] قد شوهد من قبل.

في فبراير 2018، صرح علماء الفلك للمرة الأولى عن عصر [[عودة التأين]]، وهو  اكتشاف غير مباشر للضوء من النجوم الأولى التي تشكلت بعد حوالي 180 مليون سنة من الانفجار العظيم.<ref>Gibney, Elizabeth (28 February 2018). "Astronomers detect light from the Universe's first stars – Surprises in signal from cosmic dawn also hint at presence of dark matter". Nature. Retrieved 28 February 2018.</ref>

في أبريل 2018، صرح علماء الفلك عن اكتشاف [[النسق الأساسي]] للنجم [[إيكاروس (نجم)|إيكاروس]] (MACS J1149 Lensed Star 1)<ref>Kelly, Patrick L.; et al. (2 April 2018). "Extreme magnification of an individual star at redshift 1.5 by a galaxy-cluster lens". Nature. 2 (4): 334–342. arXiv:1706.10279. Bibcode:2018NatAs...2..334K. doi:10.1038/s41550-018-0430-3.</ref>، والذي يبعد 9 مليارات سنة ضوئية من الأرض.<ref>Howell, Elizabeth (2 April 2018). "Rare Cosmic Alignment Reveals Most Distant Star Ever Seen". Space.com. Retrieved 2 April 2018.</ref>

في مايو 2018، صرح علماء الفلك عن اكتشاف الأكسجين الموجود في [[الكون]] بواسطة [[مصفوف مرصد أتاكاما المليمتري الكبير]] وهو  [[التلسكوب الكبير جدا|مقراب كبير]]، وكانت نتائج الفريق بأنه وجد قبل 13.3 مليار عام أو (500 مليون سنة بعد [[الانفجار العظيم|الانفجار الكبير]]). حيث انهم اكتشفوا أن السطوع واللمعان المرصود أو الملاحظ للمجرة يفسر بداية تكوين النجوم بعد 250 مليون سنة فقط من بدء تشكل الكون، وهو ما يمثل [[انزياح أحمر|انزياحًا أحمرًا]] حوالي 15.<ref>Hashimoto, Takuya; Laporte, Nicolas; Mawatari, Ken; Ellis, Richard S.; Inoue, Akio K.; Zackrisson, Erik; Roberts-Borsani, Guido; Zheng, Wei; Tamura, Yoichi; Bauer, Franz E.; Fletcher, Thomas; Harikane, Yuichi; Hatsukade, Bunyo; Hayatsu, Natsuki H.; Matsuda, Yuichi; Matsuo, Hiroshi; Okamoto, Takashi; Ouchi, Masami; Pelló, Roser; Rydberg, Claes-Erik; Shimizu, Ikkoh; Taniguchi, Yoshiaki; Umehata, Hideki; Yoshida, Naoki (May 2018). "The onset of star formation 250 million years after Big Bang" (PDF). Nature. 20 (7705): 75–83. arXiv:1805.05966. Bibcode:2018Natur.557..392H. doi:10.1038/s41586-018-0117-z. PMID 29769675.</ref>

== التسميات ==
[[ملف:Ngc6397 hst blue straggler.jpg|تصغير|250بك|يسار|تحتوي هذه الصورة على نجوم زرقاء تعرف بـ"النجوم الزرقاء الشاردة" ويظهر موقعها على [[رسم هرتزشبرونغ-راسل]].]]
بدأ مفهوم الكوكبة منذ القدم خلال الفترة [[بابل|البابلية]] حيث أدت مراقبتهم للسماء إلى تخيلهم لتشكل النجوم في أشكال يرونها في خيالهم أشكال حيوانات [[الأسد (كوكبة)|كالأسد]] و[[الحوت (كوكبة)|الحوت]] و[[الحمل (كوكبة)|الحمل]] وغيرها. ومن تلك الأشكال التي سميت كوكبات اختاروا منها 12 كوكبة موزعة على الأفق بحيث تشمل الأفق كله. ورأوا أن الشمس تسير خلال سنة عبر تلك ال 12 كوكبة؛ بهذا بدأ تقسيم السنة إلى 12 شهرا. ومن العجيب أن [[مصر القديمة|قدماء المصريين]] توصلوا على ذلك فقد قسموا السنة إلى 12 شهر، وقسموا كل أربعة أشهر إلى فصل سنوي؛ فكانت السنة لدى المصريين القدماء  ثلاثة فصول. هذا بعكس النظام [[بلاد بابل|البابلي]] الذي يقسم السنة إلى أربعة فصول. بالإضافة إلى تعرف القدماء على أشهر السنة واقترانها بأحداث طبيعية معينة مثل حدوث [[فيضان النيل]] في كل سنة، وحلول وقت بذر البذور ومعرفة وقت الحصاد فقد قاموا بربطها أيضا بجوانب من حياتهم الشخصية، ومن هنا نشأ [[تنجيم|علم التنجيم]].<ref name=koch95>{{استشهاد بكتاب |الأخير1= Koch-Westenholz |الأول1= Ulla |الأخير2= Koch |الأول2= Ulla Susanne |تاريخ= 1995 |عنوان= Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination |صفحة= 163 |المجلد= 19 |سلسلة= Carsten Niebuhr Institute Publications |ناشر= Museum Tusculanum Press |isbn= 87-7289-287-0}}</ref> وتم إعطاء العديد من النجوم البارزة أسماء وخصوصا أسماء عربية أو لاتينية بعدما اندثرت الأسماء المصرية والبابلية القديمة. وعندما نتمعن في أسماء النجوم البارزة كما نعرفها بالوضع الحالي نجدها في الأصل أسماء عربية أو لاتينية.

وكذلك بعض الأبراج والشمس نفسها، والنجوم الفردية كانت بحد ذاتها [[الأسطورة|أساطير]].<ref name="mythology">{{استشهاد ويب
 | الأخير = Coleman | الأول = Leslie S
 | مسار = https://frostydrew.org/papers.dc/papers/paper-myths/
 | عنوان = Myths, Legends and Lore
 | ناشر = Frosty Drew Observatory
 | تاريخ الوصول = 2012-06-15 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190521223511/https://frostydrew.org/papers.dc/papers/paper-myths/ | تاريخ أرشيف = 21 مايو 2019 }}</ref>

بالنسبة إلى الثقافة الإغريقية القديمة، بعض «النجوم»، والمعروفة باسم الكواكب (اليونانية πλανήτης (بلانتيس)، وتعني «الهيام»)، تمثل مجموعة من الإلهات المهمة المختلفة، والتي اخذت منها أيضا أسماء الكواكب [[عطارد]] و[[الزهرة]] و[[المريخ]] و[[المشتري]] و[[زحل]] و[[أورانوس]] و[[نبتون]]<ref name="mythology" /> كانوا أيضاً من الآلهة اليونانية والرومانية، ولكن لم يكن أي من هذه الكواكب معروفا في العصور القديمة وذلك لان لمعانها منخفض. حيث قام علماء الفلك في وقت لاحق بتسمية هذه الكواكب.<ref>Leadbeater, Elli (August 18, 2006). "Hubble glimpses faintest stars". BBC. Retrieved 2006-08-22.</ref>

في عام [[1600]] كانت الأبراج تسمى على حسب موقعها في السماء. أنشأ عالم الفلك الألماني يوهان بيير سلسلة من خرائط النجوم ووضعها بالحروف الإغريقية كدلالة للنجم في كل مجموعة. بعد ذلك كان نظام الترقيم استنادا إلى الصعود الأيمن للنجم حيث تم اختراعه وضمّه إلى كاتالوج النجوم ل[[جون فلامستيد]] في كتابه «وصف مواقع النجوم - الطبعة 1712»، والذي به تم تسمية نظام الترقيم بتعيين فلامستيد أو ترقيم فلامستيد.<ref>{{استشهاد ويب
 | مسار = https://www.iau.org/public/themes/naming/ | عنوان = Naming Astronomical Objects
 | ناشر = [[الاتحاد الفلكي الدولي]] (IAU)
 | تاريخ الوصول = 2009-01-30 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20130502120049/http://iau.org/public/naming/ | تاريخ أرشيف = 2 مايو 2013 }}</ref><ref>{{استشهاد ويب
 | مسار = http://spider.seds.org/spider/Misc/naming.html | عنوان = Naming Stars
 | ناشر = [[Students for the Exploration and Development of Space]] (SEDS)
 | تاريخ الوصول = 2009-01-30 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181003014419/http://spider.seds.org/spider/Misc/naming.html | تاريخ أرشيف = 3 أكتوبر 2018 }}</ref>

يعتبر [[الاتحاد الفلكي الدولي]] (IAU) هو الجهة الوحيدة المعترف بها دولياً لتسمية الأجرام السماوية<ref name= space_law09>{{استشهاد بكتاب |الأخير1= Lyall |الأول1= Francis |الأخير2= Larsen |الأول2= Paul B. |عنوان= Space Law: A Treatise |سنة= 2009 |مسار= https://archive.org/details/spacelaw00lyal |صفحة= [https://archive.org/details/spacelaw00lyal/page/n190 176] |ناشر= Ashgate Publishing, Ltd. |تاريخ= 2009 |isbn= 0-7546-4390-5 |الفصل= Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20220428131931/https://archive.org/details/spacelaw00lyal|تاريخ أرشيف=2022-04-28}}</ref>، هناك عدد من الشركات الخاصة تبيع أسماء النجوم، وهي ما تعتبرها [[المكتبة البريطانية]] [[عمل تجاري|مؤسسات تجارية]] غير نظامية.<ref name=astrometry05>{{استشهاد ويب |عنوان= Star naming |تاريخ= 2005 |ناشر= Scientia Astrophysical Organization. |مسار= http://www.astrometry.org/starnaming.php |تاريخ الوصول= 2010-06-29 |مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20100617054639/http://www.astrometry.org/starnaming.php |تاريخ أرشيف= 2010-06-17 |url-status=dead}}</ref><ref name= bl_disclaimer>{{استشهاد ويب |عنوان= Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises |عمل= British Library |ناشر= The British Library Board |مسار= http://www.bl.uk/names.html |مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20100119033625/http://www.bl.uk/names.html |تاريخ أرشيف= 2010-01-19 |تاريخ الوصول= 2010-06-29|url-status=dead}}</ref> بينما الاتحاد الفلكي الدولي قد أبعد نفسه عن هذه الممارسة التجارية، كما أن هذه الأسماء غير معترف بها من قبل الاتحاد الفلكي الدولي ولا يتم استخدامها.<ref name= andersen10>{{استشهاد ويب |الأول= Johannes |الأخير= Andersen |عنوان= Buying Stars and Star Names |ناشر= International Astronomical Union |مسار= https://www.iau.org/public/themes/buying_star_names/ |تاريخ الوصول= 2010-06-24| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20130508082903/http://www.iau.org:80/public/buying_star_names/ | تاريخ أرشيف = 8 مايو 2013 }}</ref> أحد هذه الشركات الخاصة لتسمية النجوم هي السجل النجمي الدولي، والتي في الثمانينيات، كانت متهمة بممارسات مضللة لتوحي على أنها جهة مصرح بها وعلى أن اسمها المعين كان رسمياً. نشاطات شركة السجل النجمي الدولي -الموقفة حالياً- كانت مصنفة بشكل غير رسمي على أنها شركة نصابة،<ref name= si30_5>{{استشهاد بدورية محكمة |الأول= Phil |الأخير= Pliat |عنوان= Name Dropping: Want to Be a Star? |صحيفة= Skeptical Inquirer |المجلد= 30.5 |تاريخ= September–October 2006 |مسار= https://skepticalinquirer.org/2006/09/name-dropping-want-to-be-a-star/ |تاريخ الوصول= 2010-06-29| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180922064038/https://www.csicop.org/si/show/name_dropping_want_to_be_a_star | تاريخ أرشيف = 22 سبتمبر 2018 }}</ref><ref name= sd19980401>{{استشهاد ويب |الأخير= Adams |الأول= Cecil |تاريخ= April 1, 1998 |عنوان= Can you pay $35 to get a star named after you? |مسار= https://www.straightdope.com/21342002/can-you-pay-35-to-get-a-star-named-after-you |ناشر= The Straight Dope |تاريخ الوصول= 2006-08-13| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181221145101/https://www.straightdope.com/columns/read/826/can-you-pay-35-to-get-a-star-named-after-you/ | تاريخ أرشيف = 21 ديسمبر 2018 }}</ref><ref name= golden_faflick82>{{استشهاد بخبر |الأخير1= Golden |الأول1= Frederick |الأخير2= Faflick |الأول2= Philip |تاريخ= January 11, 1982 |عنوان= Science: Stellar Idea or Cosmic Scam? |عمل= Times Magazine |ناشر= Time Inc. |مسار= https://time.com/time/magazine/article/0,9171,925195,00.html |تاريخ الوصول= 2010-06-24| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20130825182125/http://www.time.com/time/magazine/article/0,9171,925195,00.html | تاريخ أرشيف = 25 أغسطس 2013 }}</ref><ref name= di_justo20011226>{{استشهاد بخبر |الأول= Patrick |الأخير= Di Justo |تاريخ= December 26, 2001 |عنوان= Buy a Star, But It's Not Yours |عمل= Wired |ناشر= Condé Nast Digital |مسار= https://www.wired.com/2001/12/buy-a-star-but-its-not-yours/ |تاريخ الوصول= 2010-06-29| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20150928190351/http://archive.wired.com:80/techbiz/media/news/2001/12/49345 | تاريخ أرشيف = 28 سبتمبر 2015 }}</ref> كما أن إدارة شؤون المستهلك ب[[نيويورك]] صدرت مخالفة ضد السجل النجمي الدولي في المشاركة في ممارسة تجارية مضللة.<ref name= pliat02>{{استشهاد بكتاب |الأول= Philip C. |الأخير= Plait |مؤلف-وصلة= Phil Plait| تاريخ= 2002 |عنوان= [[Bad astronomy: misconceptions and misuses revealed, from astrology to the moon landing "hoax"]] |صفحات= [https://archive.org/details/badastronomy00plai/page/n247 237]–240 |ناشر= John Wiley and Sons |isbn= 0-471-40976-6}}</ref><ref name=sclafani19980508>{{استشهاد بخبر |الأول= Tom |الأخير= Sclafani |تاريخ= May 8, 1998 |عنوان= Consumer Affairs Commissioner Polonetsky Warns Consumers: "Buying A Star Won't Make You One" |ناشر= National Astronomy and Ionosphere Center, Aricebo Observatory |مسار= http://www.naic.edu/~gibson/starnames/isr_news.html |مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20060111052632/http://www.naic.edu/~gibson/starnames/isr_news.html |تاريخ أرشيف= January 11, 2006 |تاريخ الوصول= 2010-06-24 |url-status=live}}</ref>

== وحدات القياس ==
بالرغم من انه يمكن التعبير عن المعايير النجمية (قياسات النجوم) ب[[نظام الوحدات الدولي]] والذي يرمزله بالرمز (SI) أو نظام وحدات سنتيمتر جرام للثانية إلا انه غالبا ما يكون أكثر ملائمة هو استخدام الوحدات الشمسية لقياس الكتلة واللمعان (السطوع) [[نصف قطر تساهمي|ونصف القطر]] النجمي، وذلك بالمقارنة بخصائص الشمس التالية:

{| class="wikitable" style="margin:1em auto 1em auto" align="center"
|-
| <span style="color:#FF0000">[[كتلة شمسية|الكتلة الشمسية]]</span> || M⊙ = 1.9891 × 10<sup>30</sup>&nbsp;kg
|-
| <span style="color:#FF0000">[[ضياء شمسي|السطوع الشمسي]]</span> || L⊙ = 3.827 × 10<sup>26</sup> watts
|-
| <span style="color:#FF0000">[[نصف قطر شمسي|نصف القطر الشمسي]]</span> || R⊙ = 6.960 × 10<sup>8</sup> m
|}

لم يتم تعريف الكتلة الشمسية ⊙M بشكل صريح بواسطة [[الاتحاد الفلكي الدولي]] بسبب عدم التيقن النسبي الكبير (10<sup>−4</sup>) من ثابت الجاذبية النيوتوني والذي يرمز له بالرمز (G). ومع ذلك، منذ أن تم إنتاج ثابت الجاذبية النيوتونية والكتلة الشمسية معا (⊙GM) والتي مصممة على دقة أكبر بكثير حيث حدد الاتحاد الفلكي الدولي معلمة الكتلة الشمسية الإسمية لتكون:

{|
| معلمة الكتلة الشمسية الاسمية:
| GM<sub>⊙</sub> = {{بدون لف|1.3271244 × 10<sup>20</sup> m<sup>3</sup> s<sup>−2</sup>}} <ref name="Prsa16">{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير1=Prsa | الأول1=A. | الأخير2=Harmanec | الأول2=P. | الأخير3=Torres | الأول3=G. | الأخير4=Mamajek | الأول4=E. | إظهار المؤلفين=etal| عنوان=Nominal values for selected solar and planetary quantities: IAU 2015 Resolution B3| صحيفة=Astronomical Journal | تاريخ=2016 | المجلد=152
 | العدد=2 | صفحات=41 | bibcode=2016AJ....152...41P
 | doi=10.3847/0004-6256/152/2/41 |arxiv=1605.09788}}</ref>
|}
ومع ذلك، يمكن للمرء أن يجمع بين معلمة الكتلة الشمسية الإسمية وتقدير [[لجنة بيانات العلوم والتقنية]] الأحدث (2014) لثقل الجاذبية النيوتوني (G) لاشتقاق الكتلة الشمسية بحوالي 1.9885 × 1030 [[كيلوغرام|كجم]].
على الرغم من أن القيم الدقيقة للمعان النصوع، ونصف القطر، ومعلمة الكتلة، والكتلة قد تختلف قليلاً في المستقبل بسبب عدم التيقن الرصدي، فإن الثوابت الإسمية لوحدة الاتحاد الفلكي الدولي لعام 2015 ستظل نفس قيم نظام الوحدات الدولي لأنها تظل مقاييس مفيدة للاقتباس من المعلمات النجمية.<ref>"Flattest Star Ever Seen". ESO. June 11, 2003. Retrieved 2006-10-03.</ref>

غالبًا ما يتم التعبير عن الأطوال الكبيرة، مثل نصف قطر [[نجم عملاق|النجم العملاق]] أو المحور شبه الرئيسي لنظام النجوم الثنائية، من حيث الوحدة الفلكية — مساوية تقريبًا للمسافة المتوسطة بين الأرض والشمس (150 مليون كم أو حوالي 93 مليون ميل).<ref>"Solar Rotation Varies by Latitude". NASA. January 23, 2013.</ref>

في عام 2012، حدد الاتحاد الفلكي الدولي الثابت الفلكي ليكون الطول الدقيق بالأمتار: 149,597,870,700 م.
فنقول مثلا هذا النجم يعادل 2.4 [[كتلة شمسية]] أو هذا النجم يبلغ [[ضياء|ضياؤه]] أشد 1000 مرة من ضياء الشمس.

أما بالنسبة للأطوال الأكبر مثل قياسات [[نصف المحور الأكبر والأصغر|نصف المحور الرئيسي]] لأنظمة النجوم الثنائية أو بعد [[كوكب]] ما عن نجمه الذي يدور حوله فغالبا يتم استخدام [[وحدة فلكية|الوحدة الفلكية (AU)]] للتعبير عن تلك المسافات - و[[وحدة فلكية|الوحدة الفلكية]] تعادل متوسط المسافة بين الأرض والشمس (150 مليون كيلومتر أو 93 مليون ميل).<ref>Howard, R.; Harvey, J. (1970). "Spectroscopic Determinations of Solar Rotation". Solar Physics. 12 (1): 23–51. Bibcode:1970SoPh...12...23H. doi:10.1007/BF02276562.</ref>

== تشكّل النجوم وتطورها ==
{{مفصلة|تطور النجوم}}
[[ملف:Diagram of the life of Sun-like stars.jpg |تصغير|يسار|250px|دورة عمر نجم كالشمس،:نشأة من سحابة هيدروجينية وبها هيليوم (يسار)، تتكور وتحدث في النجم تفاعلات اندماجية مضيئة، ويتمدد النجم حتى يصبح [[عملاق أحمر|عملاقا أحمر ا]] الذي ينفجر [[مستعر أعظم|كمستعر أعظم]] يتبعثر الغلاف في الفضاء ويبقى قلب النجم في هيئة [[قزم أبيض]] (في وسط السحابة الزرقاء).]]
النجوم تولد في مناطق ممتدة ذات كثافة عالية في [[وسط بين نجمي]]، حيث يتكون الوسط بين النجمي بصفة أساسية من الهيدروجين والهيليوم وقليل من العناصر المعدنية؛ وكثافة تلك السحب على الرغم من كثافتها تكون كثافتها لا تزال أقل من كثافة قارورة فارغة من الغاز في مختبر ([[حجرة فراغية|غرفة فارغة]]). هذه السحب تسمى [[سحابة جزيئية|السحابات الجزيئية]] وتحتوي غالبا على [[هيدروجين|الهيدروجين]] مع 23-28% [[هيليوم]] ونسبة قليلة من عناصر ثقيلة أخرى. مثال واحد لهذه المناطق المولدة للنجوم هي [[سديم الجبار|سديم أوريون]].<ref>Fitzpatrick, Richard (February 13, 2006). "Introduction to Plasma Physics: A graduate course". The University of Texas at Austin. Archived from the original on 2010-01-04. Retrieved 2006-10-04.</ref>
[[ملف:Ngc604 hst.jpg|تصغير|يسار| 250px|سحابة جزيئية نشطة [[NGC 604]] تتكون فيها نجوم جديدة، تبلغ مقاييسها 1,300 سنة ضوئية وتوجد في سديم [[مسييه 33]].]]
عندما تتولد هذه النجوم الهائلة في السحب الجزيئية فهي تتكور تحت تأثير قوة الجاذبية ([[طاقة ثقالة|قوة الثقالة]])وتزداد كثافتها وترتفع حرارتها. وهي تظل تنكمش بقوة الجاذبية وتشتد كثافتها وتزداد درجة حرارتها ويزداد الضغط في قلبها إلى أن يبدأ اندماج الهيدروجين فيها (عند درجة حرارة نحو 10 مليون [[كلفن]])، وتنتج عن اندماج الهيدروجين طاقة هائلة فيشع النجم ويضيء، ويكون هذا هو مولد نجم جديد. ويحدث توازن بين [[ضغط إشعاع|ضغط الإشعاع]] من الداخل غلى الخارج و[[طاقة ثقالة|قوة الثقالة]] من الخارج للداخل ويحتفظ النجم بذلك بحجمه.<ref>Villata, Massimo (1992). "Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 257 (3): 450–454. Bibcode:1992MNRAS.257..450V. doi:10.1093/mnras/257.3.450.</ref>

تنشأ النجوم في مناطق غنية بالهيدروجين. وعند بداية الكون تشير معلومات العلماء إلى أن الغاز الذي نتج عن [[الانفجار العظيم]] كان مكونا أساسا من نحو 77% من [[هيدروجين|الهيدروجين]] ونحو 23% من [[هيليوم|الهيليوم]]. مكان تكون النجوم الأولى الابتدائي من الهيدروجين والهيليوم. وبتفاعلات الاندماج النووي للهيدروجين ثم اندماج الهيليوم في تلك النجوم الأولى بدأت عناصر أثقل منهما تتكون مثل الكربون و[[أكسجين|الأكسجين]] و[[نيون|النيون]] والعناصر التي تعتبر خفيفة حتى [[حديد|الحديد]].<ref>"A History of the Crab Nebula". ESO. May 30, 1996. Retrieved 2006-10-03.</ref> عند الحديد يتوقف النجم عن إنتاج عناصر أثقل من الحديد حيث أن تفاعلاته لا تؤتي بطاقة كبيرة مثل طاقة [[اندماج الهيليوم]] مثلا. عنما كبرت النجوم الأولى في عمرها ولم يستطع الحديد مدها بالطاقة الكافية فكانت قوة الثقالة تتغلب على ضغدط الإشعاع وينهار النجم على نفسه في انفجار كبير نعرفه [[مستعر أعظم|كمستعر أعظم]]. ينتج المستعر الأعظم درجات حرارة عالية جدا وتجري خلاله تفاعلات نووية تنتج العناصر الأثقل من الحديد، مثل [[رصاص|الرصاص]] و[[يورانيوم|اليورانيوم]]. وتنتشر معظم المادة الخارجية للنجم في الفضاء كما نراه في صور المستعرات العظمى ويتخلف قلب النجم ويكون شديد الكثافة.<ref>"Properties of Pulsars". Frontiers of Modern Astronomy. Jodrell Bank Observatory, University of Manchester. Retrieved 2018-08-17.</ref>
[[ملف:Witness the Birth of a Star.jpg|تصغير|يسار|250px|تصور فنان لولادة نجم داخل سحابة جزيئية كثيفة. صورة من وكالة [[ناسا]].]]

إذن تنتج النجوم الأولى العناصر المعدنية الخفيفة حتى الحديد، ولهذا نستطيع معرفة عمر النجم من رصد طيفه واستنتاج ما به من «معدنية». تختلط منتجات انفجار المستعرات العظمى بسحب الهيدروجين الكوني، وتنتج مها جيل نجوم أجديدة - ليست تحتوي على الهيدروجين والهيليوم فقط وإنما على نجو 1% من المعادن. تلك هي الأجيال التالية من النجوم. وعندما تصبح نجوما مضيئة فإنها تضيء تلك السحب حولها بقوة. وايضا [[تأين|تؤين]] الهيدروجين حولها وتسمى تلك المناطق [[منطقة هيدروجين II|منطقة هيدروجين 2]].<ref>Strobel, Nick (August 20, 2007). "Properties of Stars: Color and Temperature". Astronomy Notes. Primis/McGraw-Hill, Inc. Archived from the original on 2007-06-26. Retrieved 2007-10-09.</ref>

نعرف أن [[الشمس]] قد نشأت من الجيل الثاني المحتوي على «معدنية أو معادن» ويدل على ذلك وجود الكواكب التي تحتوي على عناصر من العناصر التي نعرفها على الأرض. ونشأت الشمس والمجموعة الشمسية قبل نحو 4.5 مليار سنة. أما [[عمر الكون]] فيقدر بنحو 13.7 مليار سنة.<ref>Seligman, Courtney. "Review of Heat Flow Inside Stars". Self-published. Retrieved 2007-07-05.</ref>

تقضي النجوم معظم حياتها كنجوم تمر في مرحلة تسمى [[النسق الأساسي]]، تغذيها في المقام الأول الاندماج النووي للهيدروجين في قلب النجم. طبقا للنسق الأساسي الذي يجري إحصاء للنجوم وتوزيعها في رسم بياني على أساس كتلتها ودرجة ضيائها ولونها وتصنيفات أخرى مثل [[تصنيف نجمي|تصنيفها الطيفي]]، تتبع النجوم خلال حياتها نسق النسق الأساسي. تتقدم النجوم في العمر بازدياد تحول الهيدروجين إلى هيليوم وتحول الهيليوم إلى الكربون والأكسجين وهكذا إلى أن يستهلك وقودها من الهيدروجين. المصير النهائي لأكثر النجوم الضخمة مختلف عن نظيرتها من النجوم الأقل ضخامة وهذا بالمقارنة بتطور عمر الشمس؛ كذلك تختلف في درجة لمعانها وتأثيرها على ما حولها طوال حياتها. لذلك، غالبا ما يتم تصنيف النجوم ب[[كتلة|الكتلة]]، كما يتم تصنيفها حسب [[تصنيف نجمي|تصنيف طيفها]].<ref>
{{استشهاد بكتاب
 | الأول=Sun | الأخير=Kwok | سنة=2000 | صفحات=103–104
 | عنوان=The origin and evolution of planetary nebulae
 | المجلد=33 | سلسلة=Cambridge astrophysics series
 | ناشر=Cambridge University Press |ردمك=0-521-62313-8 }}
</ref>

* النجوم ذات الكتل المنخفضة - كتلتها نحو 0.5 كتلة شمسية - تكون منخفضة الحرارة ويتم فيها اندماج الهيروجين بمعدل منخفض؛ يكون لونها أحمر أو بني وتبلغ من العمر طويلا قد يصل عمرها إلى 13 مليار سنة . تلك النجوم تسمى [[قزم أحمر|اقزام حمراء]].
* نجوم ذات الكتل المتوسطة (مثل الشمس) وتصل كتلتها بين 1 كتلة شمسية إلى 1.44 كتلة شمسية، يكون طيفها أصفر إلى البرتقالي. يتم فيها [[اندماج نووي|اندماج الهيدروجين]] بمعدل أعلى من اندماجه في النجوم الصغيرة، كما يتم فيها اندماج الهيليوم والكربون والسيليكون حتى [[حديد|الحديد]]، ويصل عمرها النهائي إلى نحو 10 مليارات سنة. عمر الشمس الحالي 4.5 مليار سنة؛ ومن المتوقع طبقا ل[[تطور النجوم|نظرية تطور النجوم]] أن تبدأ في التمدد خلال الأربعة مليار سنة قادمة فتقترب حافتها من الأرض وتفنى الحياة على الأرض ثم تستمر في تمددها وتشع طيفا أحمر، حتى تصبح بعد نحو 4 مليارات سنة [[عملاق أحمر|عملاقا احمرا]]. وينتهي عمرها بانفجارها في شكل [[مستعر أعظم]] مخلفة قلبها المتماسك من العناصر الثقيلة والحديد وتصبح [[قزم أبيض|قزما أبيض]] - وتنفض طبقاتها الخارجية في الفضاء.<ref>"Main Sequence Stars". The Astrophysics Spectator. February 16, 2005. Retrieved 2006-10-10.</ref>
* نجوم تبلغ كتلتها بين 1.44 - 3 كتلة شمسية ينتهي عمرها كعملاق أحمر ثم ينفجر وتصبح [[نجم نيوتروني|نجما نيوترونيا]] شديد الكثافة.
* النجوم الكبيرة ذات كتلة أكبر بـ 3 مرات من كتلة الشمس يتم فيها اندماج الهيدروجين واندماج الهيليوم حتى الحديد بطريقة اسرع من معدله في الشمس، فهي تعمر عشرات ملايين السنين فقط وينتهي عمرها وتنفجر في شكل [[مستعر أعظم]] ويتبقى منها قلبها الذي يصبح [[ثقب أسود|ثقبا أسودا]]، شديد الجاذبية حتى أن الضوء لا يستطيع الإفلات منه.

=== تكوّن النجم الأولي ===
[[ملف:Eagle nebula pillars.jpg|تصغير|يسار|250بك|صورة التقطها [[مقراب هابل الفضائي|تلسكوب هابل الفضائي]] لأعمدة الخلق في [[سديم العقاب|سديم النسر]]، منطقة تنشأ فيها نجوم جديدة، تلك النجوم الجديدة تضيء أطراف الأعمدة الغازية.]]
{{مفصلة|تكون النجوم}}
تكّون النجوم يبدأ بوجود جاذبية غير مستقرة ضمن سحابة جزيئية، مسببّة من مناطق ذات كثافة عالية مثارة غالباً من موجات الصدم من نجوم متفجرة قريبة (انفجارات نجمية هائلة)، حيث تتصادم سحابات جزيئية مختلفة أو تصادم لمجرات (مثل الذي في مجرة [[مجرة انفجار نجمي|ستاربرست -مجرة نجمية]]). عندما تصل منطقة إلى كثافة كافية للمواد كي تلبي [[كتلة جينس|معايير جينس لعدم الإستقرارية]]، تبدأ بالانكماش تحت قوتها الجاذبية.<ref>
{{استشهاد بكتاب
 | الأول=Michael David | الأخير=Smith | سنة=2004
 | عنوان=The Origin of Stars | مسار= https://archive.org/details/originstars00smit | ناشر=Imperial College Press
 |ردمك=1-86094-501-5 | صفحات=[https://archive.org/details/originstars00smit/page/n70 57]–68 |مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20211202192219/https://archive.org/details/originstars00smit|تاريخ أرشيف=2021-12-02}}
</ref>

كلما انكمشت السحابة، تنكمش في سحب جزيئات والهيدروجين بما يعرف [[كرة بوك|بكرات بوك]]. كلما انكمشت الكرة وزادت كثافتها فإن طاقة الوضع الناتجة فيها عن قوة الثقالة تتحول إلى حرارة مما يسبب ارتفاع درجة الحرارة ويرتفع الضغط وتظل تنكمش حتى تصبح حرارتها وضغطها كافيان لابتداء [[تفاعل بروتون-بروتون المتسلسل|اندماج الهيروجين]] (عند نحو 10 ملايين درجة [[كلفن]]) وتصبح نجما مضيئا وفيه ينشأ [[ضغط إشعاع|ضغط الإشعاع]] الذي يوازن قوة الثقالة ويمنع زيادة انكماش النجم، ويصل النجم إلى حالة استقرار [[توازن هيدروستاتيكي|للتوازن الهيدروستاتيكي]]، لا يكبر ولا ينكمش لمدة طويلة وهو [[نجم أولي|النجم الاولي]].<ref>
{{استشهاد ويب
 | الأخير = Seligman | الأول = Courtney
 | مسار = http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm
 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm
 | تاريخ أرشيف = 2008-06-23
 | عنوان = Slow Contraction of Protostellar Cloud | عمل=Self-published
 | تاريخ الوصول = 2006-09-05 }}
</ref> هذه النجوم التي تستعد للتطور تكون في العادة محاطة [[قرص كوكبي أولي|بقرص كوكبي]]. من القرص الكوكبي حول النجم تتكون كواكب ومع مرور الوقت يعمل الريح النجمي والإشعاع على إزاحة الجسيمات الخفية إلى خارج المجموعة ويصبح النجم ظاهرا لامعا. تستغرق فترة الانكماش الأولي لتكوين نجم ما يقارب من 10 إلى 15 مليون سنة.<ref>Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. p. 321. ISBN 978-0-03-006228-5.</ref>

تسمى النجوم ذات الكتلة الأقل من 2 كتلة شمسية [[t الثور|بنجم تي تاوري]]، في حين تسمى النجوم ذات كتلة أكبر «[[نجم هيربيغ Ae/Be|نجمة هيربيغ]]». تنبعث من هذه النجوم حديثة الولادة غازات على طول محور دورانها مما قد يقلّل زاوية سقوط النجم وينتج بقع صغيرة من الضبابية تعرف [[جرم هيربج هارو|بأجسام هييربج هارو]].<ref>
{{استشهاد بمنشورات مؤتمر
 | الأخير1=Bally | الأول1=J. | الأخير2=Morse | الأول2=J.
 | الأخير3=Reipurth | الأول3=B. | سنة = 1996
 | عنوان=The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks
 | عنوان الكتاب = Science with the Hubble Space Telescope – II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995
 | محرر1-الأخير=Benvenuti | محرر1-الأول=Piero
 | محرر2-الأول=F. D. | محرر2-الأخير=Macchetto
 | محرر3-الأول=Ethan J. | محرر3-الأخير=Schreier
 | ناشر=Space Telescope Science Institute | صفحة=491
 | bibcode=1996swhs.conf..491B
}}
</ref><ref name=smith04>
{{استشهاد بكتاب
 | الأول=Michael David | الأخير=Smith
 | عنوان=The origin of stars | مسار= https://archive.org/details/originstars00smit | صفحة=[https://archive.org/details/originstars00smit/page/n189 176] | سنة=2004
 |ردمك=1-86094-501-5
 | ناشر=Imperial College Press
|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20211202192219/https://archive.org/details/originstars00smit|تاريخ أرشيف=2021-12-02}}
</ref> هذه الانبعاثات بالإضافة إلى إشعاعات النجوم القريبة ربما تساعد في إبعاد السحب المحيطة عن مكان تشكّل النجم.<ref>
{{استشهاد بخبر
 | الأول=Tom | الأخير=Megeath | تاريخ=May 11, 2010
 | عنوان=Herschel finds a hole in space
 | مسار=http://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Herschel/Herschel_finds_a_hole_in_space
 | ناشر=ESA | تاريخ الوصول=2010-05-17 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20121020174616/http://www.esa.int/esaCP/SEMFEAKPO8G_index_0.html | تاريخ أرشيف = 20 أكتوبر 2012 }}
</ref>

في وقت مبكر من حياة نجوم تي تاوري تتبع [[مسار هياشي]] حيث وجد بأنها تنكمش ويقل لمعانها في حين تبقى تقريباً في نفس درجة الحرارة. نجوم تي تاوري الأقل ضخامة تتبع هذا المسار إلى التسلسل الرئيسي، بينما النجوم الأكثر ضخامة تتحول إلى [[مسار هينيي]].<ref>Koppes, Steve (June 20, 2003). "University of Chicago physicist receives Kyoto Prize for lifetime achievements in science". The University of Chicago News Office. Retrieved 2012-06-15.</ref>

لوحظ أن معظم النجوم أعضاء في أنظمة [[نجم ثنائي|النجوم الثنائية]] وخصائص تلك الثنائيات هي نتيجة للظروف التي تشكلت فيها حيث يجب أن تفقد سحابة الغاز زخمها الزاوي من أجل الانهيار وتشكيل نجمة حيث يؤدي تجزئة السحابة إلى نجوم متعددة إلى توزيع بعض الزخم الزاوي.
تنقل الثنائيات البدائية بعض الزخم الزاوي عن طريق تفاعلات الجاذبية أثناء مواجهات مع نجوم أخرى في مجموعات نجمية شابة. تميل هذه التفاعلات إلى الفصل بين الثنائيات (اللينة) المنفصلة على نطاق واسع مع التسبب في أن تصبح الثنائيات الصلبة أكثر ارتباطا.<ref>"The Colour of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. Archived from the original on 2012-03-10. Retrieved 2006-08-13.</ref>

=== التسلسل الرئيسي ===
{{مفصلة|النسق الأساسي}}
[[ملف:Orion Nebula - Hubble 2006 mosaic 18000.jpg|تصغير|يسار|250بك|سديم الجبار، صورة من [[مقراب هابل الفضائي|تلسكوب هابل الفضائي]].]]
تقضي النجوم حوالي 90% من حياتها في اندماج الهيدروجين لإنتاج الهيليوم في تفاعلات ذات درجة حرارة عالية وضغط عالي بالقرب من لب النجم. ويقال أن هذه النجوم تكون على التسلسل الرئيسي وتسمى النجوم القزمة. ابتداء من الساعة صفر في مرحلة التسلسل الرئيسي، فإن نسبة الهيليوم في قلب النجم في زيادة مطردة، معدل الاندماج النووي في قلب النجم سيزيد ببطء، وكذلك لدرجة حرارة النجم ولمعانه. الشمس على سبيل المثال تشير التقديرات إلى أن زيادة في لمعانها بنحو 40% منذ أن وصلت إلى مرحلة التسلسل الرئيسي منذ 4.6 مليار (4.6 × 10<sup>9</sup>) سنة.<ref>
{{استشهاد بدورية محكمة | إظهار المؤلفين=1
 | الأخير1=Mengel | الأول1=J. G. | الأخير2=Demarque | الأول2=P.
 | الأخير3=Sweigart | الأول3=A. V. | الأخير4=Gross | الأول4=P. G.
 | عنوان=Stellar evolution from the zero-age main sequence
 | صحيفة=Astrophysical Journal Supplement Series
 | سنة=1979 | المجلد=40 | صفحات=733–791
 | bibcode=1979ApJS...40..733M | doi = 10.1086/190603
}}</ref>

كل نجم يولّد [[ريح نجمي|رياحا نجمية]] من الجسيمات الأولية (معظمها بروتونات و[[نيوترينو]]ات) التي تتدفق باستمرار إلى الفضاء، بالنسبة إلى معظم النجوم فإن كمية الكتلة المفقودة مع تلك الرياح متواضعة. الشمس تفقد <sup>14−</sup>10 من كتلتها الشمسية كل سنة بسبب تحول [[كتلة|الكتلة]] إلى [[طاقة]] خلال الاندماج النووي وبسبب الجسيمات المنطلقة منها على الفضاء،<ref>
{{استشهاد بدورية محكمة | إظهار المؤلفين=1
 | الأخير1=Wood | الأول1=B. E. | الأخير2=Müller | الأول2=H.-R.
 | الأخير3=Zank | الأول3=G. P. | الأخير4=Linsky | الأول4=J. L.
 | عنوان=Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity
 | صحيفة=The Astrophysical Journal | سنة=2002
 | المجلد=574 | العدد=1 | صفحات=412–425
| doi = 10.1086/340797 | bibcode=2002ApJ...574..412W
|arxiv = astro-ph/0203437 }}
</ref> أو حوالي 0.01% من مجموع كتلتها في كل عمرها وعلى الرغم من ذلك، فإن عدداً من النجوم الهائلة جداً قد تفقد 10−7 إلى 10−5 من كتلتها الشمسية كل سنة، مما يؤثر على تطورها بشكل ملحوظ.<ref>
{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير1=de Loore | الأول1=C. | الأخير2=de Greve | الأول2=J. P.
 | الأخير3=Lamers | الأول3=H. J. G. L. M.
 | عنوان=Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind
 | صحيفة=Astronomy and Astrophysics | سنة=1977 | المجلد=61
 | العدد=2 | صفحات=251–259
 | bibcode=1977A&A....61..251D }}
</ref> النجوم التي تبدأ بأكثر من 50 كتلة شمسية قد تفقد أكثر من نصف مجموع كتلتها في حين تبقى في تسلسلها الرئيسي.<ref>
{{استشهاد ويب
 | مسار = https://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/stellar-evolution/the-evolution-of-stars-between-50-and-100-times-the-mass-of-the-sun
 | عنوان = The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun
 | ناشر = Royal Greenwich Observatory
 | تاريخ الوصول = 2006-09-07 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20150924091938/http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/stellar-evolution/the-evolution-of-stars-between-50-and-100-times-the-mass-of-the-sun | تاريخ أرشيف = 24 سبتمبر 2015 |url-status=dead}}
</ref>
[[ملف:Pleiades large.jpg|تصغير|250بك|في الصورة مجموعة الثريا وبعض النجوم الاخرى]]
تعتمد المدة التي يقضيها النجم في التسلسل الرئيسي في المقام الأول على كمية من الوقود التي تندمج ومعدل [[اندماج نووي|اندماج الهيدروجين]]، أي كتلتها الأولية ولمعانها. بالنسبة للشمس، تقدر حياتها في أن تكون حوالي 10 مليار (10<sup>10</sup>) سنة. النجوم الضخمة تستهلك وقودها بسرعة جدا وقصيرة الأجل، إذ تكون درجة حرارتها عالية جدا، تبلغ مليارات الدرجات المئوية.<ref>"Astronomers Measure Mass of a Single Star – First Since the Sun". Hubble News Desk. July 15, 2004. Retrieved 2006-05-24.</ref> النجوم ذات الكتلة المنخفضة تستهلك وقودها ببطء شديد وتسير فيها التفاعلات عند درجات حرارة أقل (نحو 12 مليون درجة مئوية). النجوم الأقل ضخامة من 0.25 كتلة شمسية تسمى: الأقزام الحمراء تكون قادرة على ادماج الهيدروجين إلى ما يقارب كتلتها كوقود في حين أن النجوم ذات كتلة تعادل 1 [[كتلة شمسية]] لا يمكن أن تستهلك إلا حوالي 10% من كتلتها كوقود. يسير اندماج الهيدروجين في النجوم ذات كتلة تعادل حوالي 0.25 من كتلة الشمس بطيئا ويمكن أن يستمر لحوالي تريليون (10<sup>12</sup>) سنة وفقا لحسابات التطور النجمي؛ في حين أن النجوم الأقل كتلة (0.08 كتلة شمسية) سوف تستمر لمدة حوالي 12 تريليون سنة.<ref name=adams>
{{استشهاد بمنشورات مؤتمر
 | الأخير=Adams | الأول=Fred C.
 |مؤلف2=Laughlin, Gregory |مؤلف3=Graves, Genevieve J. M
 | عنوان=Red Dwarfs and the End of the Main Sequence
 | عنوان الكتاب=Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets
 | صفحات=46–49
 | ناشر=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica
 | مسار=http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..22/PDF/RMxAC..22_adams.pdf
 | تاريخ الوصول = 2008-06-24 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181223151311/http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..22/PDF/RMxAC..22_adams.pdf | تاريخ أرشيف = 23 ديسمبر 2018 }}</ref> وفي نهاية حياتها، الأقزام الحمراء تصبح ببساطة اخفت لمعانا وابهت.<ref name="late stages">{{استشهاد ويب
 | الأخير= Richmond | الأول= Michael
 | مسار= http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
 | عنوان= Late stages of evolution for low-mass stars
 | ناشر= Rochester Institute of Technology
 | تاريخ الوصول= 2006-08-04| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181003092226/http://spiff.rit.edu:80/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | تاريخ أرشيف = 3 أكتوبر 2018 }}</ref> ومع ذلك، بما ان عمر بعض هذه النجوم ذات كتلة اقل من 0.85 كتلة شمسية قد يصل إلى 12 مليار سنة (مقارنة بالعمر الحالي للكون (13.8 مليار سنة)، فتكون قد استهلكت طاقتها وانطفأت .<ref name="saomainseq">
{{استشهاد ويب | عنوان=Main Sequence Lifetime | مسار=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Main+Sequence+Lifetime | عمل=Swinburne Astronomy Online Encyclopedia of Astronomy | ناشر=Swinburne University of Technology | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181005052336/http://astronomy.swin.edu.au:80/cosmos/M/Main+Sequence+Lifetime | تاريخ أرشيف = 5 أكتوبر 2018 }}
</ref> يتوقع أن تكون قد انتقلت للخروج من التسلسل الرئيسي.

بالإضافة إلى الكتلة، فإن العناصر الأثقل من [[هيليوم|الهيليوم]] تلعب دورا هاما في تطور النجوم. في علم الفلك كل العناصر الأثقل من الهيليوم تسمى «معادن» (اصطلاح فلكي يختلف عن التعريف الكيميائي للمعدن)، ويسمى [[تركيز (توضيح)|تركيزها]] في النجم [[معدنية (علم الفلك)|معدنية النجم]]. تؤثر هذه العناصر المعدنية على مدة حرق النجم لوقوده، كما تسيطر على تكوين الحقول المغناطيسية فيه نظرا لتكوّن بعض [[حديد|الحديد]] أثناء تفاعلات الاندماج.<ref>
{{استشهاد بدورية محكمة
 | إظهار المؤلفين=1
 | الأخير1=Pizzolato | الأول1=N. | الأخير2=Ventura | الأول2=P.
 | الأخير3=D'Antona | الأول3=F. | الأخير4=Maggio | الأول4=A.
 | الأخير5=Micela | الأول5=G. | الأخير6=Sciortino | الأول6=S.
 | عنوان=Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests
 | صحيفة=Astronomy & Astrophysics
 | سنة=2001 | المجلد=373
 | العدد=2 | صفحات=597–607
 | doi=10.1051/0004-6361:20010626
| bibcode=2001A&A...373..597P}}
</ref> وتخفف قوة الرياح النجمية.<ref>
{{استشهاد ويب
 | تاريخ = June 18, 2004
 | مسار = http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
 | تاريخ أرشيف = 2004-11-22
 | عنوان = Mass loss and Evolution | ناشر = UCL Astrophysics Group
 | تاريخ الوصول = 2006-08-26 |url-status=dead}}
</ref> في أقدم تصنيف للنجوم، النجوم المعمرة تحتوي على معدنية أعلى من النجوم الناشئة التي تتكون من انكماش موضعي في سحب الهيدروجين والغبار الكوني. مع مرور الوقت تثري هذه النجوم العناصر الأثقل (المعادن)على نحو متزايد كما تموت النجوم القديمة.<ref>Garnett, D. R.; Kobulnicky, H. A. (2000). "Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation". The Astrophysical Journal. 532 (2): 1192–1196. arXiv:astro-ph/9912031. Bibcode:2000ApJ...532.1192G. doi:10.1086/308617.</ref>

نجم تبلغ كتلته 1 كتلة شمسية يستهلك هيدروجينه خلال نحو 8 مليارات سنة، تزداد في نهاية تلك الفترة درجة حرارته إلى درجة يتمدد فيها النجم ويصبح [[عملاق أحمر|عملاقا أحمر]]. أما قلبه الثري بالمعادن فينكمش تحت تأثير الجاذبية ويكوّن [[قزم أبيض|قزما أبيضا]]؛ وتغادر الشمس مرحلة [[النسق الأساسي]] وتصبح قزما أبيضا (أنظر الرسم البياني لهرشل-راسل). وهذا ما تتوقعه نطرية تطور النجوم بالنسبة إلى الشمس حيث ستصبح الشمس بعد نحو 4 - 5 مليار سنة عملاقا أحمر وتصل حافتها الخارجية إلى الأرض وتتعداها لتصل إلى مدار المريخ وخلال تلك المرحلة سوف ترتفع درجة الحرارة في الأرض لدرجة لا تسمح بوجود حياة عليها.<ref>Staff (January 10, 2006). "Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator". National Optical Astronomy Observatory. Retrieved 2007-11-18.</ref>

النجوم ذات كتلة أكبر من كتلة الشمس تنتهي بانفجار كبير يسمى [[مستعر أعظم]]. تتبعثر خلال الانفجار الطبقات الخارجية للنجم في الفضاء. فإذا كانت كتلة النجم الابتدائية 4.2 كتلة شمسية ينكفيء قلب النجم تحت تأثير الجاذبية البالغة مكونا [[نجم نيوتروني|نجما نيوترونيا]] شديد الكثافة. وإذا كانت الكتلة الابتدائية للنجم أكبر من ذلك فينشأ عن انفجار النجم كمستعر أعظم [[ثقب أسود|ثقبا أسود]] بالغ الكتلة وبالغ الكثافة.<ref>Michelson, A. A.; Pease, F. G. (2005). "Starspots: A Key to the Stellar Dynamo". Living Reviews in Solar Physics. 2 (1): 8. Bibcode:2005LRSP....2....8B. doi:10.12942/lrsp-2005-8.</ref>

=== مابعد التسلسل الرئيسي ===
[[ملف:Aldebaran-Sun_comparison-ar.svg|تصغير|250بك|يسار|مقارنة بين حجم عملاق [[الدبران (نجم)|الدبران]] [[الشمس|والشمس]] في حين أن كتلته تبلغ 2.5 من كتلة الشمس.]]

في الوقت الذي تستهلك النجوم ذات الكتلة الشمسية<ref name="late stages"/> والتي لا تقل عن 0.4 مخزونها من الهيدرجين في باطن النجم، تتمد طبقاته الخارجية بشكل كبير ثم تبرد لتشكل عملاق أحمر.

خلال 5 بليون سنة وعندما تدخل الشمس هذه المرحلة سوف يتمدد نصف قطرها إلى حوالي 1 [[وحدة فلكية]] (150 مليون كيلومتر)، أي مايعادل 250 مرة حجمها الحالي. عندها تصبح الشمس [[عملاق أحمر|عملاقا احمر]]، فسوف تفقد تقريبا 30% من كتلتها الحالية.<ref name="sun_future">
{{استشهاد بدورية محكمة | الأخير1=Sackmann | الأول1=I. J. | الأخير2=Boothroyd | الأول2=A. I. | الأخير3=Kraemer | الأول3=K. E. | عنوان=Our Sun. III. Present and Future | صفحة=457 | صحيفة=Astrophysical Journal | سنة=1993 | المجلد=418 | bibcode=1993ApJ...418..457S | doi = 10.1086/173407}}
</ref><ref name="sun_future_schroder">
{{استشهاد بدورية محكمة | الأول1=K.-P. | الأخير1=Schröder | الأخير2=Smith | الأول2=Robert Connon | سنة=2008 | عنوان=Distant future of the Sun and Earth revisited | doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x | صحيفة=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] | المجلد = 386 | العدد=1 | صفحة = 155 | bibcode=2008MNRAS.386..155S|arxiv = 0801.4031 }}
See also {{استشهاد بخبر
 | مسار=https://www.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death/
 | عنوان=Hope dims that Earth will survive Sun's death
 | تاريخ=February 22, 2008
 | عمل=NewScientist.com news service
 | الأول=Jason | الأخير=Palmer
 | تاريخ الوصول=2008-03-24 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20150402184642/http://www.newscientist.com/article/dn13369?feedId=online-news_rss20 | تاريخ أرشيف = 2 أبريل 2015 }}
</ref>

في أي عملاق أحمر بكتلة تبلغ حوالي 2.25 كتلة شمسية يتواصل اندماج الهيدروجين داخل قشرة تحيط بباطن النجم.<ref name="hinshaw">{{استشهاد ويب
 | الأخير = Hinshaw | الأول = Gary | تاريخ = August 23, 2006
 | مسار = https://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_stars.html
 | عنوان = The Life and Death of Stars
 | ناشر = NASA WMAP Mission | تاريخ الوصول = 2006-09-01 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190525222843/https://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_stars.html | تاريخ أرشيف = 25 مايو 2019 }}
</ref> وبمرور الوقت يصبح باطن النجم مضغوطا بشكل كافي بحيث يبدأ اندماج الهيليوم. في ذلك الوقت ينكمش نصف قطره تدريجيا وتزداد درجة حرارة سطحه.

بالنسبة للنجوم الكبيرة فإن منطقة باطن النجم تتحول مباشرة من عملية اندماج الهيدروجين إلى اندماج الهيليوم.<ref name="iben">{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير= Iben | الأول= Icko Jr.
 | عنوان=Single and binary star evolution
 | صحيفة=Astrophysical Journal Supplement Series
 | تاريخ=1991 | المجلد=76 | صفحات=55–114
 | bibcode=1991ApJS...76...55I
 | doi=10.1086/191565}}</ref>

بعد أن يقوم النجم باستنزاف الهيليوم الموجود في باطنه، تستمر علمية [[اندماج نووي|الاندماج النووي]] داخل قشرة تحيط بباطنه حرارة شديدة تحتوي على الكربون والاكسجين.

يتبع النجم بعد ذلك مساراً تطورياً يوازي مرحلة العملاق الأحمر الأصلية، لكن بدرجة حرارة سطح أعلى.<ref>Manduca, A.; Bell, R. A.; Gustafsson, B. (1977). "Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres". Astronomy and Astrophysics. 61 (6): 809–813. Bibcode:1977A&A....61..809M.</ref>

=== النجوم الكثيفة ===
[[ملف:Mira_1997.jpg|يسار|تصغير|250x250بك|العملاق الأحمر [[ميرا (نجم)|ميرا]] في [[كوكبة]] [[قيطس (كوكبة)|قيطس]].]]
خلال مرحلة احتراق الهيليوم، تتسع النجوم ذات كثافة عالية جدا مع أكثر من 9 كتل شمسية لتُشكل [[عملاق أحمر ضخم|عملاق أحمر]] ضخم. حالما يُستَنزف هذا الوقود في لُّب النجم، يستمر التفاعل النووي فيه ليندمج لتكوين مواد أثقل من الهيليوم.<ref>Chugainov, P. F. (1971). "On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars". Information Bulletin on Variable Stars. 520: 1–3. Bibcode:1971IBVS..520....1C.</ref>

يتقلص اللُّب حتى تصبح درجة الحرارة والضغط كافيان لصهر الكربون (انظر [[عملية احتراق الكربون]]). تستمر هذه العملية ومع المراحل المتعاقبة التي يتم تغذيتها بواسطة [[نيون|النيون]] (انظر [[عملية احتراق النيون]])، والأوكسجين (انظر [[عملية احتراق الأكسجين]]) والسيليكون ([[عملية احتراق السيليكون|انظر عملية احتراق السيليكون]]). عند اقتراب نهاية حياة النجم، يستمر الاندماج على طول قشرة طبقات النجم. كل قشرة يتم فيها دمج عنصر مختلف، حيث يدمج الهيدروجين في القشرة الخارجية، التي تليها الهيليوم وهكذا دواليك.<ref>
{{استشهاد ويب | مسار = https://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/what-is-a-star | عنوان = What is a star? | ناشر = Royal Greenwich Observatory | تاريخ الوصول = 2006-09-07 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20151025044353/http://www.rmg.co.uk:80/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/what-is-a-star | تاريخ أرشيف = 25 أكتوبر 2015 |url-status=dead}}
</ref>
يتم الوصول إلى المرحلة الاخيرة عندما يبدأ النجم بإنتاج الحديد. ومن طبيعة نواة الحديد فهي تكون مندمجة ولا تطلق طاقة كبيرة عن التحام هيدروجين أو هيليوم بها: أي تبدأ تفاعلات الاندماج في الانخفاض، وتقل الطاقة الصادرة من التفاعلات، وتصبح قوى الجاذبية أقوى من قوى الضغط الداخلي وتتغلب عليها فيبدأ النجم في الانكماش.<ref name="hinshaw" /> ومنذ القدم فإن النجوم الضخمة، اللب الضخم من الحديد سوف يتراكم في قلب النجم. العناصر الأثقل في هذه النجوم تستطيع ان تظهر على السطح، مكونة مواد متطورة تعرف ب[[نجم وولف-رايت|نجوم وولف رايت]] والتي بإمكانها أن تكثف رياح نجمية تضرب الغلاف الجوي.<ref>"Magnitude". National Solar Observatory – Sacramento Peak. Archived from the original on 2008-02-06. Retrieved 2006-08-23.</ref>

=== الانهيار ===
عندما ينكمش لُبّ النجم، تزداد شدة الإشعاع من سطحه، وايجاد مثل هذا [[ضغط إشعاع|الضغط الإشعاعي]] على الغلاف الخارجي للغاز ستدفع تلك الطبقات بعيداً، مما يشكل [[سديم كوكبي]]. إذا ما تبقى من الغلاف الجوي الخارجي بعد إسقاطه هو أقل من 1.4 كتلة شمسية، فإنه ينكمش إلى كائن صغير نسبياً عن حجم الأرض، والمعروفة باسم [[قزم أبيض|القزم الأبيض]]. حيث أنها ليست ضخمة بما فيه الكفاية للحصول على مزيد من الضغط لتأخذ مكاناً لها.<ref>
{{استشهاد بدورية محكمة | الأخير1=Liebert | الأول1=J. | عنوان=White dwarf stars | صحيفة=Annual review of astronomy and astrophysics | سنة=1980 | المجلد=18 | العدد=2 | صفحات=363–398 | bibcode=1980ARA&A..18..363L | doi = 10.1146/annurev.aa.18.090180.002051}}
</ref> المواد الإلكترونية المتحللة داخل القزم الأبيض لم تعد بلازما، على الرغم من أن النجوم يشار إليها عموماً على أنها مجالات بلازما. الأقزام البيضاء سوف تتلاشى في نهاية المطاف إلى [[قزم أسود|الأقزام السوداء]] على امتداد مسافة طويلة جدا من الزمن.<ref>"Luminosity of Stars". Australian Telescope Outreach and Education. Archived from the original on 2014-08-09. Retrieved 2006-08-13.</ref>

[[ملف:Crab Nebula.jpg|تصغير|250بك|يسار| أول ما لوحظ المستعر الأعظم سديم السرطان حوالي عام 1050م]]
في النجوم الأكبر، يستمر الاندماج النووي حتى ينمو الحديد الأساسي أكبر من 1.4 كتلة شمسية والذي لن يصبح قادراً على دعم كتلته الخاصة. هذه القوة سوف تنهار فجأة في حين تتحرك إلكتروناتها في داخل [[بروتون|البروتونات]]، مشكلة النيوترونات، حيث تكون النيوترونات وأشعة غاما في موجة من [[التقاط إلكترون|الأسر الإلكتروني]] واضمحلال بيتا العكسي. تشكل [[موجة صادمة|الهزة]] بسبب هذا الانهيار المفاجئ تسبب انفجارا لبقية النجوم لتكون نجوم متفجرة. النجوم المتفجرة مشرقة جداً حيث إشراقها قد يتفوق لفترة وجيزة على نجم بأكمله في المجرة الرئيسية. عندما يحدث داخل مجرة درب التبانة، لوحظ تاريخيا ان النجوم المتفجرة تشاهد بالعين المجردة، وتعرف باسم النجوم الجديدة حيث لم يكن موجودا على ما يبدو من قبل.<ref name="supernova">
{{استشهاد ويب
 | تاريخ=April 6, 2006
 | مسار=https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html
 | عنوان=Introduction to Supernova Remnants
 | ناشر=Goddard Space Flight Center
 | تاريخ الوصول=2006-07-16 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170203011504/http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html | تاريخ أرشيف = 3 فبراير 2017 }}
</ref>
معظم هذه المواد في النجم تنفجر بعيداً من جرّاء انفجار النجوم المتفجرة (تشكيل السدم مثل سديم السرطان) وما تبقى سيكون [[نجم نيوتروني]] (الذي تظهر أحيانا نفسها بأنها بولسار أو الأشعة السينية المفجرة) أو في حالة من نجوم أكبر (كبيرة بما يكفي ليترك بقايا نجمية أكبر من ما يقرب من 4 كتلة شمسية)، أو [[ثقب أسود]].<ref>
{{استشهاد بدورية محكمة | الأخير1=Fryer | الأول1=C. L. | عنوان=Black-hole formation from stellar collapse | صحيفة=Classical and Quantum Gravity | سنة=2003 | المجلد=20 | العدد=10 | صفحات=S73–S80 | doi = 10.1088/0264-9381/20/10/309 | bibcode=2003CQGra..20S..73F}}
</ref> وفي مواد النجم النيوتروني هو في حالة تعرف باسم مادة النيوترون المتحللة، مع أكثر شكل غريبة من المادة المتحللة، [[مادة كواركية|مادة كوارك]]، ربما موجودة في لُّب النجم. داخل الثقب الأسود فإن هذه المادة هو في حالة ليست مفهومة حالياً.

الطبقات الخارجية في النجوم المحتضرة قابلة للخروج وتشمل العناصر الثقيلة والتي يمكن إعادة تدويرها خلال تشكيل نجم جديد. هذه العناصر الثقيلة تسمح بتشكيل الكواكب الصخرية. يلعب التدفق من النجوم المتفجرة والرياح النجمية من النجوم الكبيرة دوراً هاما في تشكيل المتوسط بين النجوم.<ref name="supernova" />

=== النجوم الثنائية ===
[[ملف:Gwiazda podwójna zaćmieniowa schemat.svg|تصغير|يسار|250بك|رسمة توضح نظام نجم ثنائي]]
قد يختلف تطور [[نجم ثنائي|النجوم الثنائية]] بعد التسلسل الرئيسي اختلافا كبيرا عن تطور النجوم الفردية من نفس الكتلة. إذا كانت النجوم في النظام الثنائي قريبة بما فيه الكفاية عندها تتسع إحدى النجوم لتصبح عملاق أحمر، فقد تغمرها [[حيز روش|منطقة روش]] وهي المنطقة المحيطة بنجمة حيث تكون المواد مرتبطة بالجاذبية مع ذلك النجم، مما يؤدي إلى نقل المواد إلى الأخرى.<ref>The Binary Stars, روبرت غرانت أيتكن, New York: Dover, 1964, p. ix.</ref>

عندما يتم انتهاك حيز روش يمكن أن تنتج مجموعة متنوعة من الظواهر، بما في ذلك [[ثنائي متصل|ثنائيات التلامس]] وثنائيات [[مغلف مشترك|المظروف المشترك]] و[[نجم متغير كارثي|المتغيرات الكارثية]] و[[مستعر أعظم نوع Ia|المستعرات الفائقة Ia]].<ref>Herschel، William (1802). "Catalogue of 500 New Nebulae, Nebulous Stars, Planetary Nebulae, and Clusters of Stars; With Remarks on the Construction of the Heavens". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 92: 477–528 [481]. Bibcode:1802RSPT...92..477H. JSTOR 107131. doi:10.1098/rstl.1802.0021.</ref>

== تصنيف النجوم ==
[[ملف:HR-diag-no-text-3.svg|250px|يسار|تصغير|مخطط هرتزشبرونج-راسل : تصنيف أطياف النجوم . مجموعة [[النسق الأساسي]] هي تصنيف V وتضم [[الشمس]]. (أنظر أعلاه). التصنيف الحديث يعتمد على الحروف الأبجدية الموضحة على المحور الأفقي.]]

بدأت محاولات تصنيف أطياف النجوم عن طريق توضيح الصلة بين [[ضياء]] نجم و[[درجة حرارة|درجة حرارته]]، وقام بها «أنجلو سكي» الإيطالي في عام 1865، وصنف النجوم في 3 تصنيفات . ثم اقترح «هيرمان فوجل» الألماني عام 1874 نظام يضم نظريات ذلك العهد عن تطور النجوم . وحسن أنجلو سكي تصنيفه في عام 1868 وصنف اطياف النجوم في 4 تصنيفات أساسية ، كالآتي:<ref>S. Ninkovic und V. Trajkovska (2006), "On the mass distribution of stars in the solar neighbourhood" (in englisch), Serb. Astron. J. 172: pp. 17–20, doi:10.2298/SAJ0672017N</ref>
* '''فئة I''' : نجوم بيضاء وزرقاء ، تبدي خطوط طيف واضحة [[هيدروجين|للهيدروجين]] (تضنيف A)
* '''فئة II''' : نجوم صفر، تبدي خطوط ضعيفة للهيدروجين، وتبدي خطوط واضحة اللمعادن (تصنيف G وK)
* '''فئة III''' : نجوم برتقالي وحمراء تبدي أطيافا معقدة (تصنيف M)
* '''فئة IV''' : نجوم حمراء تشتد فيها خطوط [[كربون|الكربون]] (نجوم كربونية)

ثم أزاد عليهم التصنيفات التالية عام 1878:
* '''فئة V''' : [[طيف (توضيح)|خطوط طيف]] ناصعة (Be وBf وغيرها)

قام «هنري درابر» بتحليل أطياف نجوم كثيرة ، وتبعه «إدوارد بيكرينج» عام 1890 وتعاون مع «ويليامينا فليمنج» و«أني كانون» واقترحوا تصنيفا جديدا استخدمو فيه الحروف الأبجدية المتتابعة من A إلى Z
طبقا [[سلسلة بالمر|لسلسلة بالمر]] (وهي تبين انتقالات الإلكترونات التي تصدر [[خطوط طيف الهيدروجين]]. ثم استعيض عن ذلك باستمرار البحث العلمي «بتصنيف هارفارد» والتي تقسم الأطياف إلى الأنواع Q - A.<ref>"Zero Age Main Sequence". The SAO Encyclopedia of Astronomy (باللغة Englisch). Swinburne University. اطلع عليه بتاريخ 09 ديسمبر 2007.</ref>

ثم لاحظت «أني كانون» بعد ذلك أن ترتيب التصنيفات يحتاج إلى تعديل ، حيث تأتي النجوم-O البيضاء والزرقاء الشديدة السخونة بعد النجوم الحمراء M وN التي تقل فيها درجة الحرارة. فكان الاقتراح بأن يتم التصنيف على أساس درجة حرارة النجم . وفي عام 1912 إجري التصنيف على هذا الأساس الجديد الذي يعتمد على [[درجة حرارة]] سطح النجم ونتج التصنيف في 7 فئات الذي يستخدم حتى الآن لتصنيف أطياف النجوم.<ref>Gloeckler، George (2004). "Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions". Advances in Space Research (باللغة Englisch). 34 (1): 53–60. doi:10.1016/j.asr.2003.02.054. اطلع عليه بتاريخ 09 ديسمبر 2007.</ref>

=== تصنيف سكتشي ===
خلال الفترة ما بين عامي [[1860]] و[[1870]] قام الكاهن «سكتشي» بتمهيد الطريق أمام التصنيف الطيفي النجمي الحديث بإنشائه لتصنيف «سكتشي» وهو تصنيف قديم لأطياف النجوم. وبحلول عام [[1866]] كان قد أنشأ 3 أنواع لأطياف النجوم، وتابع بعدها حتى أنشأ 5 أنواع رئيسية لأطياف النجوم.<ref>Andrew G. Truscott, Kevin E. Strecker, William I. McAlexander, Guthrie Partridge, and Randall G. Hulet, "Observation of Fermi Pressure in a Gas of Trapped Atoms", Science, 2 March 2001</ref>
* نوع I:
نجوم بيضاء وزرقاء تملك خطوط هيدروجين واضحة وقوية، وهذا النوع يتضمن نوع "A" الحديث ونوع "F" القديم، ومن النجوم من هذا النوع: النسران [[النسر الواقع|الواقع]] و[[النسر الطائر (نجم)|الطائر]].<ref>Classification of Stellar Spectra: Some History نسخة محفوظة 05 يوليو 2017 على موقع واي باك مشين.</ref>
* نوع II:
نجوم صفراء تملك خطوط هيدروجين بقوة منخفضة، وهذا النوع يتضمن نوعي "G" و"K" الحديثين ونوع "F" القديم، ومن النجوم من هذا النوع: الشمس و[[السماك الرامح]].<ref>pp. 62–63, Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence, James B. Kaler, Cambridge: Cambridge University Press, 1997, ISBN 0-521-58570-8.</ref>
* نوع III:
نجوم لونها ما بين برتقالي وأحمر، وهذا النوع هو تقريبا نفس نوع "M" الحديث، ومن النجوم من هذا النوع: [[قلب العقرب (نجم)|قلب العقرب]] و[[منكب الجوزاء]].<ref>pp. 62–63, Hearnshaw 1986.</ref>
* نوع IV:
نجوم حمراء كربونية.<ref>p. 60, Hearnshaw 1986.</ref>
* نوع V:
هي نجوم ذات خطوط ابتعاثية مثل «غاما ذات الكرسي».<ref>التصنيف النجمي النجوم، تاريخ الولوج 20/07/2009</ref>

وفي أواخر عام [[1890]]م بدأ تصنيف «هارفارد» يحل محل هذا التصنيف، والذي قام بتصنيف الأنواع الأخرى من النجوم.<ref>[http://www.astro.ufl.edu/~gott/AST1002/Additional_Notes/Add_notes.week5 Classification of Stellar Spectra: Some History] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170705061551/http://www.astro.ufl.edu/~gott/AST1002/Additional_Notes/Add_notes.week5 |date=05 يوليو 2017}}</ref><ref>pp. 62–63, ''Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence'', James B. Kaler, Cambridge: Cambridge University Press, 1997, ISBN 0-521-58570-8.</ref>

=== تصنيف هارفارد ===
أول مرة استخدم فيها تصنيف هارفارد كانت في تسعينيات [[القرن 19|القرن التاسع عشر]] بواسطة فلكيين من جامعة هارفارد (ومن هنا جاءت التسمية). يُقسّم تصنيف هارفارد [[طيف (توضيح)|أطياف]] النجوم إلى سبع درجات - أنواع - رئيسية، مُرتبة بحسب درجة حرارة السطح من الأسخن إلى الأبرد<ref name="نظام تصنيف هارفارد">[https://everything2.com:443/title/Harvard+classification+system نظام تصنيف هارفارد] تاريخ الولوج 26 فبراير 2010 {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170710120347/https://everything2.com/title/Harvard+classification+system |date=10 يوليو 2017}}</ref> حيث أنها بالترتيب التالي:

{| class="wikitable"
! النوع
! الحرارة<ref name=calib/><br/>([[كلفن]])
! abbr="color" | اللون 
! abbr="color" | اللون الظاهري<ref name="möre">The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1</ref><ref>{{استشهاد ويب
| تاريخ = 2004-12-21
| مسار = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html
| عنوان = The Colour of Stars
| ناشر = Australia Telescope Outreach and Education
| تاريخ الوصول = 2007-09-26
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20131203222826/http://outreach.atnf.csiro.au:80/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html | تاريخ أرشيف = 3 ديسمبر 2013 }}&nbsp;— Explains the reason for the difference in color perception.</ref><ref>[http://www.vendian.org/mncharity/dir3/starcolor/ What color are the stars?], Mitchell Charity. Accessed online March 19, 2008. {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170706192139/http://www.vendian.org/mncharity/dir3/starcolor/ |date=06 يوليو 2017}}</ref>
! الكتلة<ref name=calib>Tables VII, VIII, Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, ''Astronomy and Astrophysics Supplement Series'' '''46''' (November 1981), pp. 193–237, {{بيب كود|1981A&AS...46..193H}}. Luminosities are derived from M<sub>bol</sub> figures, using M<sub>bol</sub>(☉)=4.75.</ref><br/>([[كتلة شمسية]])
! نصف القطر<ref name=calib/><br/>([[نصف قطر شمسي]])
! [[ضياء|الضياء]]<ref name=calib/><br/>(البولومتري)
! خطوط<br/> الهيدروجين
|- style="background:#9bb0ff;"
!style="background:#9bb0ff;"| [[#نوع O|O]]
| ≥&nbsp;30,000&nbsp;ك
| style="background:#9aafff;" | أزرق
| style="background:#9bb0ff;" | أزرق
| ≥&nbsp;16 [[كتلة شمسية|M<sub>☉</sub>]]
| ≥&nbsp;6.6 [[نصف قطر شمسي|R<sub>☉</sub>]]
| ≥&nbsp;30,000 [[ضياء شمسي|L<sub>☉</sub>]]
| ضعيف
|- style="background:#aabfff;"
!style="background:#abbfff;"| [[#نوع B|B]]
| 10,000–30,000&nbsp;ك
| style="background:#cad7ff;" | بين أزرق وأزرق مبيض
| style="background:#aabfff;" | أزرق مبيض
| 2.1–16 [[كتلة شمسية|M<sub>☉</sub>]]
| 1.8–6.6 [[نصف قطر شمسي|R<sub>☉</sub>]]
| 25–30,000 [[ضياء شمسي|L<sub>☉</sub>]]
| متوسط
|- style="background:#cad7ff;"
!style="background:#cad7ff;"| [[#نوع A|A]]
| 7,500–10,000&nbsp;ك
| style="background:#f8f7ff;" |أبيض
| style="background:#cad7ff;" | بين أبيض وأبيض مزرق
| 1.4–2.1 [[كتلة شمسية|M<sub>☉</sub>]]
| 1.4–1.8 [[نصف قطر شمسي|R<sub>☉</sub>]]
| 5–25 [[ضياء شمسي|L<sub>☉</sub>]]
| قوي
|- style="background:#f8f7ff;"
!style="background:#f8f7ff;"| [[#نوع F|F]]
| 6,000–7,500&nbsp;ك
| style="background:#FCFFD3;" | أبيض مصفر
| style="background:#f8f7ff;" | أبيض
| 1.04–1.4 [[كتلة شمسية|M<sub>☉</sub>]]
| 1.15–1.4 [[نصف قطر شمسي|R<sub>☉</sub>]]
| 1.5–5 [[ضياء شمسي|L<sub>☉</sub>]]
| متوسط
|- style="background:#fff4ea;"
!style="background:#fff4ea;"| [[#نوع G|G]]
| 5,200–6,000&nbsp;ك
| style="background:#fff2a1;" | أصفر
| style="background:#Fff4ea;" | أبيض مصفر
| 0.8–1.04 [[كتلة شمسية|M<sub>☉</sub>]]
| 0.96–1.15 [[نصف قطر شمسي|R<sub>☉</sub>]]
| 0.6–1.5 [[ضياء شمسي|L<sub>☉</sub>]]
| ضعيف
|- style="background:#ffd2a1;"
!style="background:#ffd2a1;"| [[#نوع K|K]]
| 3,700–5,200&nbsp;ك
| style="background:#FFA351;" | برتقالي
| style="background:#Ffd2a1;" | برتقالي أصفر
| 0.45–0.8 [[كتلة شمسية|M<sub>☉</sub>]]
| 0.7–0.96 [[نصف قطر شمسي|R<sub>☉</sub>]]
| 0.08–0.6 [[ضياء شمسي|L<sub>☉</sub>]]
| ضعيف جدا
|- style="background:#ffcc6f;"
!style="background:#ffcc6f;"| [[#نوع M|M]]
| ≤&nbsp;3,700&nbsp;ك
| style="background:#FF6151; color:#FFFFFF" | أحمر
| style="background:#ffcc6f;" | أحمر برتقالي
| ≤&nbsp;0.45 [[كتلة شمسية|M<sub>☉</sub>]]
| ≤&nbsp;0.7 [[نصف قطر شمسي|R<sub>☉</sub>]]
| ≤&nbsp;0.08 [[ضياء شمسي|L<sub>☉</sub>]]
| ضعيف جدا
|}

بيانات [[كتلة|الكتلة]] و[[القطر]] و[[ضياء|الضياء]] المُبيّنة في الجدول لا تصلح إلا لنجوم [[النسق الأساسي]] (وهو يُمثل جزءاً من حياة النجوم) وبالتالي فهو غير مناسب لبعض أنواع النجوم مثل [[عملاق أحمر|العمالقة الحمراء]]. والدرجات الرئيسية في التصنيف تنقسم بدورها إلى درجات فرعية مُرقّمة بالأعداد العربية (0 - 9). فمثلاً، النجوم من درجة "A0" هي أكثر نجوم النوع "A" حرارة و"A9" هي أكثرها برودة. وشمسنا تنتمي إلى درجة حرارة سطحية مقدارها 5.780 [[كلفن]]، وفئة طيفية "G2".<ref>p. 60–63, Hearnshaw 1986; pp. 623–625, Secchi 1866.</ref>

=== التصنيف الحالي ===
المجموعة الكاملة الآن هي [[تصنيف نجمي]]، وكل مجموعة من تلك تقسم إلى عشرة تقسيمات فرعية من الأسخن إلى الأبرد، وتُستعمل الارقام من صفر إلى الرقم 9، وعلى سبيل المثال يعتبر (O0) أحر نجم، أما [[الشمس|شمسنا]] فهي تعتبر في التصنيف G. وباستخدام النظام العشري يجعل [[الشمس]] في التصنيف (G2)، عموما التصنيف يشتق من [[طيف (توضيح)|أطياف]] النجوم.<ref>Nouvelles recherches sur l'analyse spectrale de la lumière des étoiles, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (July–December 1866), pp. 621–628. نسخة محفوظة 18 يوليو 2017 على موقع واي باك مشين.</ref>

حديثا تم إضافة تصنيفين أخرى ن لتفسير النجوم الحمراء الضعيفة التي اكتشفت بالتقنيات الجديدة:
* '''L''' - (من 1.500 إلى 2.000 [[كلفن]])
* '''T''' - (نحو 1.000 [[كلفن]])

== تصنيف أطياف النجوم ==
الصورة التالية تُبيّن تصنيف أطياف النجوم بألوان قريبة جدا للتي نراها بالعين المجردة. وهي مرتبة حسب حرارة أسطحها وبحسب أحجامها :
[[ملف:Morgan-Keenan spectral classification.svg|250بك|تصغير|يسار|تصنيف "مورغان-كينان" الطيفي للنجوم. [[الشمس]] من تصنيف G ولونها أصفر برتقالي، وتعتبر متوسطة الحجم.]]
=== [[نجوم النسق الأساسي نوع-O|نوع O]] ===
النجوم من نوع [[نجوم النسق الأساسي نوع-O|O]] ساخنة جدا وذات درجة ضياء عالية ومعظم ما تنتجه هو [[الأشعة فوق البنفسجية]]. وهي أندر أنواع النجوم الرئيسية طبقا [[النسق الأساسي|للنسق الأساسي]]. فواحد من كل 3,000,000 نجم من نجوم النسق الأساسي ينتمي للنوع الفائق الكتلة "O".<ref name="LeDrew2001">[[Glenn LeDrew|LeDrew, G.]]؛ ''[[bibcode:2001JRASC..95...32L|The Real Starry Sky]]'', Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. ''Note:'' Table 2 has an error and so this article will use 824 as the assumed correct total of main sequence stars {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20151214170731/http://adsabs.harvard.edu/abs/2001JRASC..95...32L|date=14 ديسمبر 2015}}</ref> والنجوم التي تنتمي إلى هذا النوع تكون ذات [[كتلة|كتل]] هائلة (بين 20 إلى 100 [[الشمس|كتلة شمسية]]، وتطلق طاقة بما يعادل مليون ضعف ما تطلقه الشمس. تنتمي [[عملاق فائق|أكبر النجوم على الإطلاق]] إلى النوع O.

تـُظهر هذه النجوم خطوط امتصاص قوية جدا. وأحيانا تصدر خطوط [[هيليوم]] II (الهيليوم [[تأين|المتأين]])، ومن المعادن المتأينة الهامة: خطوط [[سيليكون]] IV و[[أكسجين|أوكسجين]] III و[[نيتروجين]] III و[[كربون]] III، وخطوط هيليوم متعادلة، تزداد قوةً من درجة O5 إلى O9. بسبب ضخامة نجوم النوع O الشديدة فنواها تكون شديدة الحرارة تصل أحيانا إلى 500 مليون [[كلفن]]. ولهذا فإنها تحرق وقودها من [[هيدروجين|الهيدروجين]] بسرعة كبيرة، وتترك النسق الأساسي بسرعة خلال تطورها. وتبين الأرصاد الحديثة بواسطة [[مقراب سبيتزر الفضائي]] أن عملية تكوّن [[كوكب|الكواكب]] لا تحدث حول النجوم من النوع O بسبب [[موجة كهرومغناطيسية|الإشعاعات الكهرومغناطيسية]] الشديدة التي تطلقها هذه النجوم مثل:.<ref>[http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20061003/ Planets Prefer Safe Neighborhoods] {{وصلة مكسورة|date= يوليو 2017 |bot=JarBot}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20100607191610/http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20061003/ |date=07 يونيو 2010}}</ref>
* [[النطاق (الجبار)|نجوم النطاق]] في [[الجبار (كوكبة)|كوكبة الجبار]]
* [[الهقعة (نجم)|الميسان (نجم)]] في كوكبة الجبار، و[[المنطقة (الجبار)|المنطقة]] (دلتا الجبار).

=== نوع B ===
[[ملف:Pleiades large.jpg|250بك|تصغير|عنقود [[الثريا (عنقود نجمي)|الثريا]] النجمي المفتوح وتوجد فيه العديد من نجوم نوع B اللامعة.]]
النجوم من نوع "B" ساطعة إلى أبعد الحدود وزرقاء اللون وخطوط الهيدروجين فيها معتدلة. ونجوم النوعين "B" و"O" تمتاز بأنها قوية جدا في مختلف خصائصها وأنها تحيى لمدة قصيرة جدا، ولذلك فالنجوم من هذين النوعين لا تكون بعيدة جدا عن مكان ولادتها. وغالبا ما تكون هذه النجوم في تجمعات تعرف بـ«بعناقيد OB» والتي تترافق مع [[سحابة جزيئية|سحب جزيئية]] عملاقة. ومن أمثلتها «عنقود الجبار OB1» النجمي الذي يغطي جزءا كبيراً نسبياً من إحدى الأذرع الحلزونية لمجرتنا - [[درب التبانة]] - ويحتوي على العديد من نجوم [[الجبار (كوكبة)|كوكبة الجبار]] اللامعة. 1 من كل 800 نجم من نجوم التسلسل الرئيسي المجاورة لشمسنا ينتمي إلى نوع "B" مثل:.<ref name="LeDrew2001"/>
* [[رجل الجبار]].
* [[السماك الأعزل]].
* النجوم اللامعة في [[الثريا (عنقود نجمي)|عنقود الثريا النجمي]].

=== نوع A ===
أغلب النجوم من النوع "A" تُرى بالعين المجردة ولونها بين الأبيض والأبيض المزرق، ولديها خطوط هيدروجين قوية وأقواها في نوع "A0"، 1 من كل 160 نجم من نجوم التسلسل الرئيسي المجاورة لشمسنا ينتمي إلى هذا النوع مثل:.<ref name="LeDrew2001"/>
* [[النسر الواقع]].
* [[الشعرى اليمانية]].
* [[ذنب الدجاجة (نجم)|ذنب الدجاجة]].
* [[النسر الطائر (نجم)|النسر الطائر]].

=== نوع F ===
لونها أبيض وتملك خطوط هيدروجين ضعيفة، 1 من كل 33 نجم من نجوم التسلسل الرئيسي المجاورة لشمسنا ينتمي إلى هذا النوع مثل:
* نجم الراقص.
* [[سهيل (توضيح)|سهيل]].
* [[الشعرى الشامية]].

=== نوع G ===
[[ملف:Sun920607.jpg|250بك|تصغير|أشهر نجوم نوع G وهي [[الشمس]]، وتظهر على قرصها بعض [[كلفة شمسية|الكلف الشمسية]].]]
تنتمي شمسنا إلى هذا النوع ، حيث 1 من كل 13 نجم من نجوم [[النسق الأساسي]] طبقا [[رسم هرتزشبرونغ-راسل|رسم هرتزبرونغ-راسل]] التي تنتمي [[الشمس]] لها ، ينتمي [[تصنيف نجمي|فئة الطيف]]"G". أكثر خطوط الطيف الملحوظة هما خطي "H" و"K" [[كالسيوم|للكالسيومII]] في فئة الطيف G2. ويحوي طيف تلك النجوم خطوط [[هيدروجين]] ولكنها أضعف مما تحويه النجوم من نوع F.<ref>[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2000A&A...353..163N?db_key=AST&data_type=HTML&format= ''Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420''] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20200408160318/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2000A&A...353..163N?db_key=AST&data_type=HTML&format= |date=8 أبريل 2020}}</ref>
وتحتوي أطياف التصنيف G أيضا خطوطا [[معدنية (علم الفلك)|لمعادن]] [[تأين|متأينة]] ومعادن متعادلة، كما نجد في الطيف G خطوطا [[جزيء|لجزيئات]] مركبات [[كربون|الكربون]] و[[هيدروجين|الهيدروجين]] CH.<ref>pp. 60, 134, The Analysis of Starlight: One Hundred and Fifty Years of Astronomical Spectroscopy, J. B. Hearnshaw, Cambridge, UK: Cambridge University Press, 1986, ISBN 0-521-25548-1.</ref>

غالبا ما يتراوح نوع طيف [[عملاق ضخم|نجوم العمالقة العظام]] و[[عملاق فائق|والعمالقة العظام الفائقين]] بين التصنيف [[نجوم النسق الأساسي نوع-O|نجم-O]] أو B (أزرق) وK أو M (أحمر). بينما لا تبقى تلك العمالقة طويلا في التصنيف G لمدة طويلة حيث أنها لا تكون مستقرة بسبب [[كتلة|كتلتها]] العظيمة، وتفارق هذا التصنيف خلال تطورها لتصبح [[عملاق ضخم|عمالقة عظيمة حمراء]] على سبيل المثال:
* [[الشمس]].
* [[رجل القنطور|رجل القنطور أ]].
* [[العيوق (نجم)|العيوق]].
* تاو قيطس.

=== نوع K ===
النجوم من نوع K برتقالية اللون حيث أنها أبرد من شمسنا. بعض نجوم النوع K هي عمالقة أو عمالقة عظيمة مثل السماك الرامح، وأيضا بعضها أقزام برتقالية مثل [[رجل القنطور|رجل القنطور ب]]. ونجوم النوع K تملك خطوط هيدروجين ضعيفة للغاية، وأكثر المعادن تواجداً فيها هي [[منغنيز|المنغنيز]] و[[حديد|الحديد]] والسيليكون. 1 من كل 8 من نجوم التسلسل الرئيسي المجاورة للشمس تنتمي إلى النوع K. وهناك اعتقاد بأن نجوم النوع K تملك احتمالية كبيرة جدا بوجود حياة حولها.<ref>[https://spacefellowship.com/2009/08/10/on-a-cosmological-timescale-the-earths-period-of-habitability-is-nearly-over/ On a cosmological timescale, The Earth's period of habitability is nearly over | International Space Fellowship<!-- عنوان مولد بالبوت -->] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20091212183229/http://spacefellowship.com/2009/08/10/on-a-cosmological-timescale-the-earths-period-of-habitability-is-nearly-over/ |date=12 ديسمبر 2009}}</ref>

على سبيل المثال:
* [[رجل القنطور|رجل القنطور ب]].
* إبسلون النهر.
* السماك الرامح.
* [[الدبران (نجم)|الدبران]].

=== نوع M ===
من النجوم المجاورة للشمس أكثر الأنواع انتشارا على الإطلاق هو النوع M. فهي تكون نحو 76% من نجوم [[النسق الأساسي]] وشمسنا تنتمي إلى هذا النوع. بالرغم من أن معظم النجوم من نوع M هي [[قزم أحمر|أقزام حمراء]]، إلى أن معظم النجوم العملاقة والعديد من العمالقة العظيمة مثل منكب الجوزاء وقلب العقرب تنتمي إليه. يُظهر طيف نجوم النوع M خطوطاً لجميع المعادن لكن خطوط [[هيدروجين|الهيدروجين]] لا توجد فيه عادة. يُمكن أن يكون أوكسيد التيتانيوم قوياً في طيف هذا النوع، وعادة يكون قويا في درجة M5 من الطيف على سبيل المثال:<ref>Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420</ref>

'''عمالقة عظيمة'''
* [[منكب الجوزاء]].
* [[قلب العقرب (نجم)|قلب العقرب]].

'''أقزام حمراء'''
* [[قنطور الأقرب|بروكسيما القنطور]].
* [[نجم السهم|نجم برنارد]].
* [[غليزا 581]].

== توزيع النجوم ==
[[ملف:Sirius A and B artwork.jpg|تصغير|250بك|يسار|صورة لنجم قزم أبيض في المدار حول نجم الشعرى اليمانية صورة من ناسا.]]
بالإضافة إلى النجوم المعزولة، هناك [[نظام نجمي|نظام النجم المتعدد]] الذي يتكون من اثنين أو أكثر من نجوم محدودة الجاذبية تدور حول بعضها البعض. أكثر الأنظمة النجمية المتعددة شيوعا نظام [[نجم ثنائي|النجم الثنائي]]، وتوجد أنظمة من ثلاثة أو أكثر من النجوم. ذلك بسبب تحقيق الاستقرار المداري، وغالبا ما تنظم هذه الأنظمة مثل نظام النجم المتعدد في مجموعات هرمية من النجوم الثنائية المشتركة المدار.<ref>{{استشهاد بكتاب
 | الأول1=Victor G. | الأخير1=Szebehely
 | الأخير2=Curran | الأول2=Richard B. | سنة=1985
 | عنوان=Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies
 | ناشر=Springer
 |ردمك=90-277-2046-0 }}</ref> أيضا اُكتُشِفَتْ مجموعات أكبر تسمى [[عنقود نجمي|عناقيد النجوم]]. هذه مجموعة من الرابطات النجمية لها عدد قليل من نجوم الحرة، وقد تصل إلى مجموعات كروية هائلة من مئات الآلاف من النجوم.
ساد الافتراض الذي يذكر بأن غالبية النجوم التي توجد في محيط الجاذبية نفسه ماهي إلا أنظمة نجوم متعددة لفترة طويلة. وهذا الافتراض صحيح بشكل خاص للنجوم من [[نجوم النسق الأساسي نوع-O|فئة O]] و[[نجوم النسق الأساسي نوع-B|فئة B]]، حيث أن 80% من هذه النجوم يُعتقد بأنها جزء من أنظمة نجوم متعددة. على أي حال فإن نسبة انظمة النجوم الوحيدة تتزايد بالنسبة للنجوم الصغرى. لذلك 25% من الاقزام الحمر تعرف بان لديها قرين نجمي. وكما ان 85% من كل النجوم هي  أقزام حمراء، فإن أغلب النجوم في مدار جرة درب التبانة هي على الارجح وحيدة من الولادة.<ref>{{استشهاد ببيان صحفي
 | ناشر=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 | تاريخ=January 30, 2006
 | مسار=http://www.cfa.harvard.edu/news/2006/pr200611.html
 | عنوان=Most Milky Way Stars Are Single
 | تاريخ الوصول=2006-07-16 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20140414164005/http://www.cfa.harvard.edu/news/2006/pr200611.html | تاريخ أرشيف = 14 أبريل 2014 }}</ref>

لاتنتشر النجوم بشكل منتظم عبر الفضاء ولكنها عادة تتجمع في مجرات بالقرب من الغازات والاتربة النجمية. المجرة المثالية تحتوي على مئات المليارات من النجوم وهنالك أكثر من 100 مليار مجرة في الكون المرئي.<ref>{{استشهاد ويب | عنوان=What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe? | ناشر=Royal Greenwich Observatory | مسار=https://www.rmg.co.uk/discover/explore/stars-galaxies | تاريخ الوصول=2006-07-18 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20151109083127/http://www.rmg.co.uk:80/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/faqs/what-is-a-galaxy-how-many-stars-in-a-galaxy-how-many-stars/galaxies-in-the-universe | تاريخ أرشيف = 9 نوفمبر 2015 }}</ref> التعداد التقديري للنجوم في العام 2010 كان 300 سكستيليون (3 × 10<sup>23</sup>) في الكون المرئي.<ref>{{استشهاد بخبر
 | الأول=Seth | الأخير=Borenstein | تاريخ=December 1, 2010
 | عنوان=Universe's Star Count Could Triple | عمل=CBS News
 | مسار=https://www.cbsnews.com/stories/2010/12/01/tech/main7107200.shtml | تاريخ الوصول=2011-07-14| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20131015032113/http://www.cbsnews.com/stories/2010/12/01/tech/main7107200.shtml | تاريخ أرشيف = 15 أكتوبر 2013 }}</ref> بينما كان من المعتقد غالباً ان النجوم فقطا توجد في المجرة، اكتشفت نجوم توجد مابين المجرات.<ref>{{استشهاد بخبر
 | عنوان=Hubble Finds Intergalactic Stars
 | ناشر=Hubble News Desk | تاريخ=January 14, 1997
 | مسار=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/
 | تاريخ الوصول=2006-11-06 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160617175711/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/ | تاريخ أرشيف = 17 يونيو 2016 }}</ref>

أقرب نجم إلى الأرض، بصرف النظر عن الشمس، هو [[قنطور الأقرب|بروكسيما سنتوري]]، والذي يبعد 39.9 تريليون كيلو متر، أو 4.2 سنة ضوئية. السفر في سرعة مدارية للمكوك الفضاء (8 كيلومتر في الثانية تقريبا، 30,000 كيلومترا في الساعة)، ان الامر سيستغرق حوالي 150,000 سنة للوصول إلى هناك.<ref>3.99 × 10<sup>13</sup> km / (3 × 10<sup>4</sup> km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 10<sup>5</sup> years.</ref> مثل هذه المسافات هي نموذجية داخل أقراص المجرة، بما في ذلك في محيط النظام الشمسي.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة | الأخير1=Holmberg | الأول1=J. | الأخير2=Flynn | الأول2=C. | عنوان=The local density of matter mapped by Hipparcos | صحيفة=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | المجلد=313 | العدد=2 | سنة=2000 | صفحات=209–216 | bibcode=2000MNRAS.313..209H | doi = 10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x |arxiv = astro-ph/9812404 }}</ref> النجوم يمكن ان تكون أقرب إلى بعضها البعض في مراكز المجرات [[عنقود مغلق|والعناقيد الكروية]] أو أبعد من ذلك بكثير وبصرف النظر في هالات المجرة.<ref>Hoover, Aaron (January 15, 2004). "Star may be biggest, brightest yet observed". HubbleSite. Archived from the original on 2007-08-07. Retrieved 2006-06-08.</ref>

بسبب المسافات الشاسعة نسبيًا بين النجوم خارج نواة المجرة، فإن الاصطدامات بين هذه النجوم يُعتقد بأنها كانت نادرة. في المناطق الأكثر كثافة مثل قلب التجمع المغلق أو مركز المجرة يمكن للتصادمات فيها أن تكون أكثر شيوعًا.<ref name="DarkMatter">{{استشهاد بخبر | عنوان=Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic | ناشر=CNN News | تاريخ=June 2, 2000 | مسار = http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ | تاريخ الوصول=2014-01-21 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20130727232615/http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ | تاريخ أرشيف = 27 يوليو 2013 }}</ref> مثل هذه الاصطدامات يمكن أن تنتج ما يُسمى [[نجم أزرق شارد|بالنجوم الزرقاء الشاردة]]. هذه النجوم الشاذة تمتلك درجة حرارة على سطحها أعلى من درجات الحرارة للنجوم الرئيسية الأخرى مع بقاء نفس اللمعان في عنقود النجوم.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة | إظهار المؤلفين=1 | الأول1=J. C. | الأخير1=Lombardi, Jr. | الأخير2=Warren | الأول2=J. S. | الأخير3=Rasio | الأول3=F. A. | الأخير4=Sills | الأول4=A. | الأخير5=Warren | الأول5=A. R. | عنوان = Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers | صحيفة=The Astrophysical Journal | سنة=2002 | المجلد=568 | العدد = 2 | صفحات=939–953 | bibcode=2002ApJ...568..939L | doi = 10.1086/339060|arxiv = astro-ph/0107388 }}</ref>

== الخصائص ==
يتم تحديد كل شيء تقريبا عن النجم من قبل كتلته الأولية، بما في ذلك الخصائص الأساسية مثل اللمعان والحجم، وكذلك تطور النجم، وعمره، ومصيره النهائي.<ref>"Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397". HubbleSite. August 17, 2006. Retrieved 2006-06-08.</ref>

=== العمر ===
عمر معظم النجوم هو مابين مليار و10 مليارات سنة. بعض النجوم قد يكون حتى على مقربة من 13.8 مليار سنة من [[عمر الكون]] المرصود. أقدم نجمة تم اكتشافها هي HE 1523-0901 بما يقدر بـ 14.46 مليار سنة (مع نسبة خطاء 0.8 مليار سنة).<ref name=Bond-140283>
{{استشهاد بدورية محكمة
 |عنوان=HD 140283: A Star in the Solar Neighborhood that Formed Shortly After the Big Bang
 |تاريخ=2013
 |مؤلف1=H. E. Bond |مؤلف2=E. P. Nelan |مؤلف3=D. A. VandenBerg |مؤلف4=G. H. Schaefer |مؤلف5=D. Harmer
 |doi=10.1088/2041-8205/765/1/L12
 |صحيفة=[[المجلة الفيزيائية الفلكية]]
 |المجلد=765 |صفحات=L12 |العدد=1
 |arxiv=1302.3180
 |bibcode=2013ApJ...765L..12B
}}</ref>

كلما كان النجم أكثر ضخامة، فإنه أقصر في مدة البقاء في المقام الأول لأن النجوم الضخمة لديها مزيد من الضغط على لُّب النجم، مما يسبب لهم حرق الهيدروجين بسرعة أكبر. معظم النجوم الضخمة تستمر ما معدله بضعة ملايين من السنين، في حين نجوم الكتلة الأدنى -الأقزام الحمراء- تحرق وقودها ببطء شديد وتستمر لعشرات ومئات المليارات من السنين.<ref>{{استشهاد ويب
 | الأخير1=Naftilan | الأول1=S. A. | الأخير2=Stetson | الأول2=P. B.
 | تاريخ=July 13, 2006
 | مسار=https://www.scientificamerican.com/article/how-do-scientists-determi/
 | عنوان=How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?
 | ناشر=Scientific American
 | تاريخ الوصول=2007-05-11 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20131101063341/http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-do-scientists-determi | تاريخ أرشيف = 1 نوفمبر 2013 }}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير1=Laughlin | الأول1=G. | الأخير2=Bodenheimer | الأول2=P.
 | الأخير3=Adams | الأول3=F. C.
 | عنوان=The End of the Main Sequence
 | صحيفة=The Astrophysical Journal
 | سنة=1997 | المجلد=482 | العدد=1 | صفحات=420–432
 | bibcode=1997ApJ...482..420L | doi = 10.1086/304125 }}</ref>

{| class="wikitable" style="margin:1em auto 1em auto" align="center"
|+ عمر مراحل تطور النجوم بمليارات السنين<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | عنوان=Can Life Develop in the Expanded Habitable Zones around Red Giant Stars?
 | الأخير1=Lopez | الأول1=Bruno | الأخير2=Schneider | الأول2=Jean
 | الأخير3=Danchi | الأول3=William C. | إظهار المؤلفين=1
 | صحيفة=The Astrophysical Journal
 | المجلد=627 | العدد=2 | صفحات=974–985 | تاريخ=July 2005
 | doi=10.1086/430416 | arxiv=astro-ph/0503520
 | bibcode=2005ApJ...627..974L }} See Table 1.</ref>
|-
! كتلة أولية ({{كتلة شمسية|link=yes}})
!width="20%"| التسلسل الرئيسي
!width="20%"| شبه عملاق
!width="20%"| عملاق احمر 
!width="20%"| نواة احتراق الهيليوم
|-
| 1.0 || 7.41 || 2.63 || 1.45 || 0.95
|-
| 1.5 || 1.72 || 0.41 || 0.18 || 0.26
|-
| 2.0 || 0.67 || 0.11 || 0.04 || 0.10
|}

=== التركيب الكيميائي ===
عند تشكل النجوم في مجرة درب التبانه في الوقت الحاضر فإن قياس كتلتها يتكون من 71% هيدروجين و27% هيليوم،<ref>{{استشهاد بكتاب
 | الأول=Judith A. | الأخير=Irwin | سنة=2007
 | عنوان=Astrophysics: Decoding the Cosmos
 | مسار= https://archive.org/details/astrophysicsdeco00jair | ناشر=John Wiley and Sons |ردمك=0-470-01306-0
 | صفحة=[https://archive.org/details/astrophysicsdeco00jair/page/78 78] |مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20220319194027/https://archive.org/details/astrophysicsdeco00jair|تاريخ أرشيف=2022-03-19}}</ref> مع وجود نسبة ضئيلة من العناصر الأثقل. عادة مايتم قياس نسبة العناصر الثقيلة من حيث محتوى الحديد في الغلاف الجوي النجمي، وذلك لكون الحديد عنصر شائع كما انه من السهل نسبيا قياس خطوط امتصاصه. لكون السحب الجزيئية -حيث تتشكل النجوم- يتم تزويدها بشكل ثابت بالعناصر الثقيلة المستمدة من انفجارات نجوم المستعر الأعظم لذلك فإن قياس التركيب الكيميائي للنجم يمكن استخدامه لاستنتاج عمره.<ref>{{استشهاد ويب
 | تاريخ =2006-09-12 | مسار = https://www.eso.org/public/news/eso0634/
 | عنوان = A "Genetic Study" of the Galaxy
 | ناشر = ESO | تاريخ الوصول = 2006-10-10 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190423110236/https://www.eso.org/public/news/eso0634/ | تاريخ أرشيف = 23 أبريل 2019 }}</ref> نسبة العناصر الثقيلة يمكن أيضا ان تشير إلى احتمالية ان النجم لديه نظام كواكب.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة | الأخير1=Fischer | الأول1=D. A.
 | الأخير2=Valenti | الأول2=J. | عنوان=The Planet-Metallicity Correlation
 | صحيفة=The Astrophysical Journal | سنة=2005 | المجلد=622 | العدد=2
 | صفحات=1102–1117 | bibcode=2005ApJ...622.1102F | doi = 10.1086/428383 }}</ref>

إن أقل محتوى من الحديد وُجِد في نجم ما هو في القزم (HE1327-2326) في مقابل <sup>1</sup>/<sub>200,000th</sub> كمية من الحديد الموجودة في الشمس.<ref>{{استشهاد ويب
 | تاريخ=April 17, 2005 | مسار=https://www.sciencedaily.com/releases/2005/04/050417162354.htm | عنوان=Signatures Of The First Stars
 | ناشر=ScienceDaily | تاريخ الوصول=2006-10-10 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190524234008/https://www.sciencedaily.com/releases/2005/04/050417162354.htm | تاريخ أرشيف = 24 مايو 2019 }}</ref> على النقيض من ذلك، النجم مفرط الغنى بالمعدن [[رأس الأسد الشمالي]] لديه قرابة ضعف فيض الحديد الذي في الشمس، في حين النجم حامل الكواكب المسمى 14 هركولز لديه قرابة ثلاثة اضعاف فيض الحديد.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير=Feltzing | الأول=S. | الأخير2=Gonzalez | الأول2=G.
 | عنوان=The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates
 | صحيفة=Astronomy & Astrophysics
 | سنة=2000 | المجلد=367 | العدد=1 | صفحات=253–265
 | bibcode=2001A&A...367..253F
 | doi=10.1051/0004-6361:20000477 }}</ref> مما يوجد في الشمس. وايضا توجد نجوم غريبة كيميائيا والذي تظهر وفرة غير عادية لبعض العناصر في اطيافها، وخاصة [[كروم|الكروميوم]] [[عنصر أرضي نادر|وعناصر ارضية نادرة]].<ref>{{استشهاد بكتاب
 | الأول=David F. | الأخير=Gray | سنة=1992
 | عنوان=The Observation and Analysis of Stellar Photospheres | صفحات=413–414
 | ناشر=Cambridge University Press
 |ردمك=0-521-40868-7 }}</ref>
يمكن للنجوم ذات الأجواء الخارجية الأكثر برودة بما في ذلك الشمس، أن تشكل جزيئات ثنائية الذرة ومتعددة الذرات.<ref>Smith, Gene (April 16, 1999). "Stellar Spectra". University of California, San Diego. Retrieved 2006-10-12.</ref>

=== القطر ===
[[ملف:Star-sizes-italian.jpg|تصغير|250بك|،مقارنة بين أحجام النجوم. كل صورة تبداء بالنجم الذي انتهت به الصورة السابقة للمقارنة. فالكرة الزرقاء على يمين الصورة الأولى هي الأرض، وبالتالي، فالكرة الزرقاء على يسار الصورة الثانية هي الأرض.]]
نظراً للمسافة الشاسعة بينها وبين الأرض، تبدو جميع النجوم للعين البشرية -ماعدا الشمس- كنقاط لامعة ذات وميض في السماء ليلاً، وذلك بسبب تأثير غلاف الأرض الجوي. مع أن الشمس نجمة أيضاً، الا أنها قريبة بما فيه الكفاية من الأرض لتبدو كقرص، ولتوفير ضوء النهار. وفيما عدا الشمس، تعد آر دورادوس أكبر نجمة من حيث الحجم الظاهر، [[قطر زاو|بقطر زاوية]] يساوي 0.057 ثانية قوسية فقط.<ref>{{استشهاد بخبر
 | عنوان=The Biggest Star in the Sky | ناشر=ESO
 | تاريخ=March 11, 1997 | مسار=https://www.eso.org/public/news/eso9706/
 | تاريخ الوصول=2006-07-10 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190423120126/https://www.eso.org/public/news/eso9706/ | تاريخ أرشيف = 23 أبريل 2019 }}</ref>

تعد أقراص معظم النجوم أصغر (من حيث قطر الزاوية) من أن تلاحظ [[مقراب|بالتيلسكوبات]] البصرية الأرضية الحالية، ولهذا يتطلب استعمال تيليسكوبات لقياس التداخل لإنتاج صور لهذه الأجسام الفضائية.[[احتجاب|الاحتجاب]] هي طريقة أخرى لقياس قطر الزاوية النجمي. يُمكن احصاء قطر زاوية النجم عن طريق قياس الانخفاض في سطوع النجم بدقة حين يحجبه القمر (أو ارتفاع السطوع عندما يعاود النجم ظهوره).<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير1=Ragland | الأول1=S. | الأخير2=Chandrasekhar | الأول2=T.
 | الأخير3=Ashok | الأول3=N. M.
 | عنوان=Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared
 | صحيفة=Journal of Astrophysics and Astronomy
 | سنة=1995 | المجلد=16 | صفحة=332
 | bibcode=1995JApAS..16..332R }}</ref>

تتراوح النجوم في حجمها من [[نجم نيوتروني|النجوم النيوترونية]]، والتي يختلف قطرها في أي مكان من 20 إلى 40 كم (25 ميل)، إلى [[عملاق ضخم|العملاقة الفائقة]] مثل [[منكب الجوزاء]] في [[الجبار (كوكبة)|كوكبة أوريون]]، والتي يبلغ قطرها حوالي 650 مرة أكبر من الشمس، أي حوالي 900,000,000 كم (560,000,000 ميل). ومع ذلك، منكب الجوزاء لديها كثافة أقل بكثير من الشمس.<ref>{{استشهاد ويب
 | الأخير=Davis | الأول=Kate | تاريخ=December 1, 2000
 | مسار=https://www.aavso.org/vsots_archive/1200.shtml
 | عنوان=Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis
 | ناشر=AAVSO | تاريخ الوصول=2006-08-13 | مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20060712000904/http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml <!-- Bot retrieved archive --> | تاريخ أرشيف=2006-07-12 |url-status=dead}}</ref>

=== علم الحركة المجردة ===
{{مفصلة|علم الحركة المجردة}}
[[ملف:Pleiades large.jpg|تصغير|250بك|[[الثريا (عنقود نجمي)|الثريا]]، وهي [[عنقود مفتوح|مجموعة مفتوحة]] من النجوم في [[كوكبة]] [[الثور (كوكبة)|الثور]]. تتحرك هذه المجموعة في الفضاء تحت نفس القوانين الكينماتيكية.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير=Loktin | الأول=A. V.
 | عنوان=Kinematics of stars in the Pleiades open cluster
 | صحيفة=Astronomy Reports | المجلد=50 | العدد=9
 | صفحات=714–721 |تاريخ=September 2006
 | doi=10.1134/S1063772906090058 | bibcode=2006ARep...50..714L }}</ref> الصورة من وكالة ناسا.]]
يمكن لحركة نجم ذو صلة بالشمس أن توفر معلومات مفيدة عن أصل وعمر النجم، فضلاً عن بنية وتطور المجرة المحيطة به. تتألف مكونات الحركة من نجم من السرعة الشعاعية باتجاه أو بعيدا عن الشمس، وحركة اجتياز الزاوي وهو ما يسمى [[حركة خاصة|الحركة الذاتية]].

[[سرعة شعاعية|السرعة الاشعاعية]] تقاس بتأثير [[كريستيان دوبلر|دوبلر]] للخطوط الطيفية للنجوم، وتعطى بوحدة كم/ث. الحركة المناسبة لنجم تقاس بمقاييس استرومترية دقيقة بوحدات اصغر من دقيقة قوسية بالسنة. بقياس اختلاف نجم، الحركة الذاتية يمكن عندها ان تُحول إلى وحدات سرعة. النجوم ذات معدل عالي من الحركة الذاتية هي على الارجح اقرب نسبيا للشمس، وتجعلهم مرشحين مناسبين للقياسات المختلفة.<ref>{{استشهاد ويب
 | تاريخ=September 10, 1999 | مسار=http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS
 | عنوان=Hipparcos: High Proper Motion Stars
 | ناشر=ESA | تاريخ الوصول=2006-10-10 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160801015638/http://www.rssd.esa.int:80/index.php?project=HIPPARCOS | تاريخ أرشيف = 1 أغسطس 2016 }}</ref>

عندما يعلم معدلي الحركة، يمكن حساب السرعة الفضائية للنجم نسبة إلى الشمس أو المجرة. بين النجوم القريبة، وجد ان المجتمع الأول من النجوم لديهم سرعات اقل بصفة عامة من نجوم المجتمع الثاني والأكبر. تمتلك الأخيرة مدارات بيضاوية والتي تميل إلى السطح المستوي للمجرة.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير = Johnson | الأول = Hugh M.
 | عنوان=The Kinematics and Evolution of Population I Stars
 | صحيفة=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | سنة=1957 | المجلد=69 | العدد=406 | صفحة=54
 | bibcode=1957PASP...69...54J
 | doi=10.1086/127012 }}</ref> مقارنة علم الحركة للنجوم القريبة أدى إلى التعرف على العلاقات النجمية. وهذه هي المجموعة من النجوم والتي تشترك في نقطة معينة في السحب الجزيئية العملاقة.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير1=Elmegreen | الأول1=B. | الأخير2=Efremov | الأول2=Y. N.
 | عنوان=The Formation of Star Clusters
 | صحيفة=American Scientist
 | سنة=1999 | المجلد=86 | العدد=3 | صفحة=264 | مسار=https://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1
 | تاريخ الوصول=2006-08-23 | doi=10.1511/1998.3.264 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20050323072521/http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1| تاريخ أرشيف = March 23, 2005|bibcode = 1998AmSci..86..264E }}</ref>

=== المجال المغناطيسي ===
[[ملف:Suaur.jpg|تصغير|250بك|المجال المغناطيسي لسطح نجم أس يو أور (نجمة ناشئة من نوع [[نجم T الثور|نجم تي الثور]].)]]
يتم توليد [[حقل مغناطيسي|المجال المغناطيسي]] للنجم ضمن المناطق الداخلية التي يحدث بها انتشار الحمل الحراري. هذه الحركة من وظائف البلازما الموصل مثل [[نظرية الدينامو|المولد]]، حيث يولد مجالات مغناطيسية تمتد إلى كافة أنحاء النجم. قوة المجال المغناطيسي تختلف بحسب كتلة النجم، وطريقة تكوينه، ومقدار النشاط السطحي المغناطيسي الذي يعتمد هو الآخر على معدل دوران النجم. ينتج هذا النشاط السطحي ما يُعرف بمنطقة البقعة النجمية، وهي مناطق حقول مغناطيسية قوية وأقل من درجات الحرارة السطحية الطبيعية. وحلقات الهالة تتسبب بتقوس المجالات المغناطيسية التي تصل بها إلى الهالة من المناطق النشطة. كما أن الانفجارات الشمسية تعتبر تفجير في الجزئيات ذات الطاقة العالية التي تنبعث بسبب النشاط المغناطيسي ذاته.<ref>{{استشهاد ويب
 | الأخير=Brainerd | الأول=Jerome James
 | تاريخ=July 6, 2005 | مسار=https://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayCorona.html
 | عنوان=X-rays from Stellar Coronas
 | ناشر=The Astrophysics Spectator
 | تاريخ الوصول= 2007-06-21 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180315075743/http://www.astrophysicsspectator.com:80/topics/observation/XRayCorona.html | تاريخ أرشيف = 15 مارس 2018 }}</ref>

عادةً ما تمتلك النجوم الحديثة سريعة الدوران مستويات عالية من النشاط السطحي بسبب مجالها المغناطيسي. يُمكن للمجال المغناطيسي أن يؤثر في الريح النجمية لنجمة، مما يعمل كفرامل لتخفيف معدل الدوران كلما أزداد عمر النجمة. لهذا تمتلك النجوم الأكبر سناً سرعة أقل في الدوران ونسبة نشاط سطحي أقل. يمكن لدرجات النشاط للنجوم التي تدور بسرعة أن تتفاوت بطريقة دورية ويمكن أن تُغلق تماماً لفترة.<ref>{{استشهاد ويب
 | الأخير = Berdyugina | الأول = Svetlana V. | سنة=2005
 | مسار =https://www.springer.com/journal/41116
 | عنوان =Starspots: A Key to the Stellar Dynamo
 | ناشر =Living Reviews
 | تاريخ الوصول = 2007-06-21 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160614003046/http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/ | تاريخ أرشيف = 14 يونيو 2016 }}</ref> على سبيل المثال، مرت الشمس بفترة 70 سنة من دون نشاط للبقع الشمسية خلال فترة الحد الأدنى لماوندر.

=== الكتلة ===
[[ملف:Ngc1999.jpg|تصغير|250بك|ينير أوريون في [[سديم عاكس|السديم العاكس]].]]
أحد أكثر النجوم المعروفة ضخامة هو [[إيتا القاعدة|إيتا كارينا]]،<ref>{{استشهاد بدورية محكمة | الأول = Nathan | الأخير = Smith | سنة = 1998 | مسار = https://astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html | عنوان = The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender | ناشر = Astronomical Society of the Pacific | صحيفة=Mercury Magazine | المجلد=27 | صفحة=20 | تاريخ الوصول = 2006-08-13 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160618222023/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html | تاريخ أرشيف = 18 يونيو 2016 }}</ref> حيث أن كتلته ضعف كتلة الشمس 100-150 مرة كما أنه يعمّر عدة ملايين من السنين فقط. أشارت دراسة [[تجمع أرشز]] إلى أن 150 كتلة شمسية هو الحد الأعلى للنجوم في العصر الحالي للكون.<ref>{{استشهاد بخبر
 | عنوان=NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy
 | ناشر=NASA News | تاريخ=March 3, 2005 | مسار=https://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html
 | تاريخ الوصول=2006-08-04 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190503142535/https://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html | تاريخ أرشيف = 3 مايو 2019 }}</ref> والسبب في هذا الحد غير معروف تماماً، وإنما هو جزئياً نتيجة [[حد إدنجتون]] الذي يحدد الحد الأقصى [[ضياء|للضياء]] الذي يمكن أن يمر من خلال الغلاف الجوي للنجم بدون طرد غازات إلى الفضاء. ومع ذلك، فقد تم قياس كتلة نجم اسمه [[R136a1]] في التجمّع النجمي [[R136|RMC 136A]] وتبلغ 265 كتلة شمسية، الأمر الذي يضع هذا الحد موضع تساؤل.<ref name=eso20100721>{{استشهاد بخبر
 | عنوان=Stars Just Got Bigger
 | ناشر=European Southern Observatory
 | تاريخ=July 21, 2010
 | مسار=https://www.eso.org/public/news/eso1030/
 | تاريخ الوصول=2010-17-24 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190504013338/https://www.eso.org/public/news/eso1030/ | تاريخ أرشيف = 4 مايو 2019 }}</ref>

دراسة أخرى تشير إلى أن النجوم التي تكون أكبر من 150 [[كتلة شمسية]] في [[R136]] نشأت من خلال تصادم وتلاحم بين نجوم ضخمة في أنظمة مزدوجة، موفرة احتمال تكوّن نجوم ذات كتلة أكبر من 150 كتلة شمسية.<ref>{{استشهاد ويب | عمل=LiveScience.com | مسار=https://news.yahoo.com/mystery-monster-stars-solved-monster-mash-161251348.html?_esi=1 | عنوان=Mystery of the 'Monster Stars' Solved: It Was a Monster Mash | الأول1=Natalie | الأخير1=Wolchover | تاريخ=August 7, 2012 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190504123648/https://news.yahoo.com/mystery-monster-stars-solved-monster-mash-161251348.html?_esi=1 | تاريخ أرشيف = 4 مايو 2019 | تاريخ الوصول =  أكتوبر 2020  |url-status=dead}}</ref>

أول نجوم تكونت بعد الانفجار العظيم قد تكون ضخمة تصل إلى 300 كتلة شمسية أو أكثر،<ref>{{استشهاد بخبر
 | عنوان=Ferreting Out The First Stars
 | ناشر=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 | تاريخ=September 22, 2005 | مسار=http://www.cfa.harvard.edu/news/2005/pr200531.html
 | تاريخ الوصول=2006-09-05 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20130927235900/http://www.cfa.harvard.edu/news/2005/pr200531.html | تاريخ أرشيف = 27 سبتمبر 2013 }}</ref> بسبب انعدام وجود العناصر الأثقل من الليثيوم في تكوينها. فهذا الجيل من الضخامة هو نجوم قديمة انطفئت منذ وقت طويل غير أنها توجد حاليا فقط في البحوث النظرية.<ref>{{استشهاد بخبر
 | عنوان=Weighing the Smallest Stars | ناشر=ESO
 | تاريخ=January 1, 2005 | مسار=https://www.eso.org/public/news/eso0503/
 | تاريخ الوصول=2006-08-13 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190504170458/https://www.eso.org/public/news/eso0503/ | تاريخ أرشيف = 4 مايو 2019 }}</ref> وتشير التقديرات إلى أن حوالي 75 مرة كتلة كوكب المشتري.<ref name="مولد تلقائيا1">{{استشهاد ويب
 | الأول=Alan | الأخير=Boss | تاريخ=April 3, 2001
 | مسار=https://carnegiescience.edu/News4-3,2001.html
 | عنوان=Are They Planets or What?
 | ناشر=Carnegie Institution of Washington
 | تاريخ الوصول=2006-06-08 | مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html <!-- Bot retrieved archive --> | تاريخ أرشيف =2006-09-28 |url-status=dead}}</ref><ref name="minimum">{{استشهاد ويب | الأخير=Shiga | الأول=David
 | تاريخ=August 17, 2006 | مسار=http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html | مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20061114221813/space.newscientist.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html | تاريخ أرشيف=2006-11-14
 | عنوان=Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed
 | ناشر=New Scientist
 | تاريخ الوصول=2006-08-23 }}</ref> النجوم الصغيرة تكون فيها نسبة المعادن منخفضة جدا، ومع ذلك، فإن دراسة حديثة للنجوم الصغيرة تشير إلى أن الحد الأدنى لحجم النجم يبدو حوالي 8.3% من كتلة الشمس، أو أكبر حوالي 87 مره من كتلة [[المشتري|كوكب المشتري]].<ref name="مولد تلقائيا1" /><ref name="minimum"/> وتسمى تلك النجوم صغيرة الكتلة [[قزم بني|الأقزام البنية]]، وهي تكون بلون رمادي-بني واضح بين النجوم [[عملاق غازي|والكواكب الغازية العملاقة]].

النجوم العملاقة لديها جاذبية سطحية أقل بكثير من نجوم التسلسل الرئيسي. وبسبب هذا بالإضافة إلى [[ضغط إشعاع|ضغط الإشعاع]] الشديد فيها فهي تطرد بعض غازاتها السطحية إلى الفضاء، وتجدها مغلفة في سحابة غازية حولها تخرج منها مع [[ريح نجمي|الريح النجمي]]. هذا بعكس نجوم النسق الأساسي المتوسطة الكتلة فتكون أسطحها محددة؛ وكذلك أسطح [[قزم أبيض|الأقزام البيضاء]] التي هي شديدة الكثافة. انغمار النجوم الضخمة في غازات حولها تنطلق تصعب عملية رصدها .<ref name="minimum" /><ref>{{استشهاد بخبر
 | عنوان=Hubble glimpses faintest stars
 | ناشر=BBC | تاريخ=August 18, 2006
 | مسار=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/5260008.stm
 | تاريخ الوصول=2006-08-22
 | الأول=Elli
 | الأخير=Leadbeater| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190502173720/http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/5260008.stm | تاريخ أرشيف = 2 مايو 2019 }}</ref> (انظر صورة النجم WR 124)

=== الدوران ===
[[ملف:Wolf rayet2.jpg|تصغير|يسار|250px|صورة [[مقراب هابل الفضائي|بتلسكوب هابل الفضائي]] للسحابة الغازية M1-67 حول النجم WR 124، وهو من نوع [[نجم وولف-رايت|نجوم ولف-رايت]].]]
نستطيع قياس معدل دوران النجوم بواسطة [[مطيافية|مقياس الطيف]]، أو بطريقة أكثر دقة عن طريق تتبع معدل الدور من مكان النجم. معدل الدورة للنجوم الصغيرة أكبر من 100 كيلومتر لكل ثانية (100كلم/ثانية) حول [[خط الاستواء]].

على سبيل المثال تبلغ سرعة الدوران الاستوائية لنجم اخر النهر من الفئة ب 225 كلم/ث أو أكثر، متيحا له قطرا استوائيا أكبر من 50% أي أكبر من المسافة بين القطبين. هذا المعدل أقل من [[سرعة حرجة|السرعة الحرجة]] بقليل أي ما يساوي 300 كلم/ث حيث عندها ينكسر النجم.<ref>{{استشهاد بخبر
 | عنوان=Flattest Star Ever Seen | ناشر=ESO
 | تاريخ=June 11, 2003 | مسار=https://www.eso.org/public/news/eso0316/
 | تاريخ الوصول=2006-10-03 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190423110409/https://www.eso.org/public/news/eso0316/ | تاريخ أرشيف = 23 أبريل 2019 }}</ref> على النقيض من ذلك، تدور الشمس مرة واحدة فقط كل 25-35 يوماً، بسرعة استوائية تعادل 1.994 كلم/ث. يعمل المجال المغناطيسي للنجوم والرياح النجمية على ابطاء معدل [[النسق الأساسي|دوران تسلسل النجوم]] الرئيسي بكمية معينة ضمن التسلسل الرئيسي.<ref>{{استشهاد ويب
 | الأخير=Fitzpatrick | الأول=Richard
 | تاريخ=February 13, 2006 | مسار=http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html
 | مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20100104142353/http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html
 | تاريخ أرشيف=2010-01-04
 | عنوان=Introduction to Plasma Physics: A graduate course
 | ناشر=The University of Texas at Austin
 | تاريخ الوصول=2006-10-04 |url-status=dead}}</ref>

النجوم المتحوّلة تنكمش وتتقلص إلى كتل مضغوطة، ممايؤدي إلى معدل عالي للدوران. على أي حال لدى النجوم المتحولة معدل منخفض نسبيا للدوران مقارنة لما يمكن ان يتوقع بالمحافظة على [[زخم زاوي|الزخم الزاوي]] (الميل لدوران الاجسام لتعويض الانكماش في الوزن بزيادة معدل دورانها السريع). جزء كبير من الزخم الزاوي للنجم يتبدد كنتيجة لفقد الكتلة من خلال الرياح النجمية.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة | الأخير = Villata | الأول = Massimo | عنوان=Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs | صحيفة=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | سنة=1992 | المجلد=257 | العدد=3 | صفحات=450–454 | bibcode=1992MNRAS.257..450V }}</ref> على الرغم من هذا، معدل الدوران الضاغط من الممكن ان يكون سريع جداً. على سبيل المثال فإن الضاغط في قلب سديم السرطان يدور 30 مرة في الثانية.<ref>{{استشهاد بخبر
 | عنوان=A History of the Crab Nebula | ناشر=ESO
 | تاريخ=May 30, 1996 | مسار=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1996/22/astrofile/
 | تاريخ الوصول=2006-10-03 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160802172924/http://hubblesite.org:80/newscenter/archive/releases/1996/22/astrofile/ | تاريخ أرشيف = 2 أغسطس 2016 }}</ref> معدل الدوران الضاغط سوف ينخفض تدريجيا كنتيجة لانبعاث الإشعاع.

=== درجة الحرارة ===
يتم تحديد درجة حرارة سطح نجم المتسلسل الرئيسي وفقاً لمعدل إنتاج الطاقة في القطر ونصفه، ويحدد غالباً من مؤشر لون النجم.<ref name="astronomynotes">{{استشهاد ويب
 |مسار=http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm
 |عنوان=Properties of Stars: Color and Temperature
 |تاريخ الوصول=2007-10-09 |الأخير=Strobel |الأول=Nick
 |تاريخ=August 20, 2007 |عمل=Astronomy Notes
 |ناشر=Primis/McGraw-Hill, Inc.
 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20070626090138/http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm
 |تاريخ أرشيف=2007-06-26 }}</ref> وتعطى غالبا على انها [[درجة الحرارة الفعالة]]، والتي هي درجة الحرارة من [[الجسم الأسود]] المثالي والتي اشعاع طاقته مشابه للمعان سطح النجم. لاحظ أن درجة الحرارة الفعالة ليست سوى قيمة تمثيلية، حيث تزداد درجة الحرارة نحو لُّب النجم.<ref>{{استشهاد ويب
 | الأول=Courtney | الأخير=Seligman | عمل=Self-published
 | مسار=http://cseligman.com/text/stars/heatflowreview.htm
 | عنوان =Review of Heat Flow Inside Stars
 | تاريخ الوصول = 2007-07-05 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180608003304/http://cseligman.com:80/text/stars/heatflowreview.htm | تاريخ أرشيف = 8 يونيو 2018 }}</ref> درجة الحرارة في منطقة النواة للنجم تساوي عدة ملايين [[كلفن]].<ref name="aps_mss" />

درجة الحرارة النجمية تحدد معدل التأين للعناصر المختلفة، ينتج عن ذلك خاصية خطوط الطيف (ألوان الطيف السبعة). درجة حرارة السطح الخارجي للنجم تكون موازية [[قدر مطلق|للقدر المطلق]] (قياس سطوع أي جسم فضائي) وحجم قسماتها، وتستخدم أيضا لتصنيف النجم (انظر إلى التصنيف أدناه).<ref name="new cosmos" />

سلسلة النجوم الرئيسية الضخمة تصل حرارة سطحها إلى 50000 [[كلفن]]. النجوم الأصغر مثل الشمس درجات الحرارة تكون بضعة آلاف من كلفن. العمالقة الحمراء تكون درجة حرارة سطحها الخارجي أقل نسبيا بحدود 3600 كلفن، ولكن لديها درجة سطوع عالية نظرًا لاتساع سطحها الخارجي.<ref name=zeilik>{{استشهاد بكتاب | الأخير1=Zeilik | الأول1=Michael A. | الأخير2=Gregory | الأول2=Stephan A. | عنوان=Introductory Astronomy & Astrophysics | مسار= https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil | إصدار=4th | سنة=1998 | ناشر=Saunders College Publishing |ردمك=0-03-006228-4 | صفحة=[https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil/page/n380 321] |مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20220711185831/https://archive.org/details/introductoryastr0000zeil|تاريخ أرشيف=2022-07-11}}</ref>

== الإشعاع ==
[[ملف:Voyager 1 entering heliosheath region-ar.jpg|تصغير|250px|[[بلازما (فيزياء)|بلازما]] الرياح الشمسية تلاقي حافة الغلاف الشمسي]]
الطاقة التي تنتجها النجوم، كمنتج من الاندماج النووي، تشع في الفضاء على حد سواء [[موجة كهرومغناطيسية|الإشعاع الكهرومغناطيسي]] [[إشعاع جسيمي|وإشعاع الجسيمات]]. ويتجلى إشعاع الجسيمات المنبعثة من نجم مثل [[ريح شمسية|الرياح النجمية]]،<ref>{{استشهاد بخبر
 | الأخير=Koppes | الأول=Steve
 | عنوان=University of Chicago physicist receives Kyoto Prize for lifetime achievements in science
 | ناشر=The University of Chicago News Office
 | تاريخ=June 20, 2003 | مسار=http://www-news.uchicago.edu/releases/03/030620.parker.shtml
 | تاريخ الوصول=2012-06-15 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180315190725/http://www-news.uchicago.edu/releases/03/030620.parker.shtml | تاريخ أرشيف = 15 مارس 2018 }}</ref> التي تفيض من الطبقات الخارجية كبروتونات حرة، وألفا المشحونة كهربائياً، و[[جسيم بيتا|جسيمات بيتا]]. على الرغم من أن المعظم عديمة الكتلة أيضاً يوجد تدفق مستمر من النيوترونات المنبثقة من لُبّ النجم.

إنتاج الطاقة في لُبّ النجم سببه أن النجوم تتألق جداً: في كل مرة اثنين أو أكثر من نوى ذرية تندمج معا لتشكيل [[نواة الذرة]] الواحدة من عنصر أثقل، يتم إطلاق فوتونات أشعة غاما من منتج الاندماج النووي. يتم تحويل هذه الطاقة إلى أخرى من [[طاقة إشعاعية|الطاقة الكهرومغناطيسية]] في التردد المنخفض، مثل [[ضوء|الضوء المرئي]]، في الوقت الذي تصل فيه إلى الطبقات الخارجية للنجم.

يعتمد لون النجمة على النحو الذي يتم تحديده من قبل التردد الأكثر كثافة من الضوء المرئي- على حرارة الطبقات الخارجية للنجمة، وهذا يشمل غلافها الضوئي. بالإضافة إلى الضوء المرئي، تبعث النجوم أيضاً أشكالاً من الإشعاعات الكهرومغناطيسية غير مرئية للعين البشرية. في الواقع، يمتد الإشعاع النجمي الكهرومغناطيسي على كامل مدى [[طيف كهرومغناطيسي|الطيف الكهرومغناطيسي]]، ابتداء من أطول موجات الراديو و[[الأشعة تحت الحمراء]]، وحتى أقصر موجات [[الأشعة فوق البنفسجية]]، [[أشعة سينية|الأشعة السينية]]، و[[أشعة غاما]]. من وجهة نظر مجموع الطاقة الذي تبعثه النجمة، لا تعد جميع مكونات الأشعة النجمية الكهرومغناطيسية مهمة، ولكن توفّر جميع الترددات معلومات عن فيزياء النجمة.

باستخدام الطيف النجمي، يستطيع علماء الفلك تحديد درجة حرارة السطح وجاذبيته، بالإضافة إلى معدنية وسرعة دوران النجم. إذا كانت مسافة النجم معلومة، مثلاً عن طريق قياس الاختلاف في المكان، بالتالي فإنه بالإمكان استنتاج لمعان النجم. ومن ثم يمكن تقدير الكتلة والإشعاع والجاذبية السطحية وفترة الدوران اعتمادا على نماذج نجمية. (نستطيع قياس كتلة نجم ما في النظام الثنائي سرعاتها المدارية وأبعادها. وقد استخدمت [[عدسية صغرية جذبية|عدسات الجاذبية الصغرى]] لقياس كتلة النجم الأحادي.<ref>{{استشهاد بخبر
 | عنوان=Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun
 | ناشر=Hubble News Desk | تاريخ=July 15, 2004 | مسار=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/24/text/
 | تاريخ الوصول=2006-05-24 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160710130516/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/24/text/ | تاريخ أرشيف = 10 يوليو 2016 }}</ref>) وباستخدام هذه المقاييس يستطيع علماء الفلك تقدير عمر النجم ايضاً.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير1=Garnett | الأول1=D. R. | الأخير2=Kobulnicky | الأول2=H. A.
 | عنوان=Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation
 | صحيفة=The Astrophysical Journal | سنة=2000
 | المجلد=532
 | العدد= 2 | صفحات=1192–1196
 | doi = 10.1086/308617
| bibcode=2000ApJ...532.1192G|arxiv = astro-ph/9912031 }}</ref>

=== اللمعان ===
إن لمعان النجم هو كمية الضوء وغيرها من أشكال الطاقة المشعة التي تشع في كل وحدة من الزمن. حيث أن لديها وحدات من الطاقة. يتم تحديد لمعان النجم بواسطة نصف قطره ودرجة حرارة سطحه. ومع ذلك، فإن العديد من النجوم ليس لها تدفق موحد (كمية الطاقة المنبعثة في وحدة المساحة) عبر سطحها كله. على سبيل المثال فإن [[النسر الواقع|نجم النَّسر]] سريع الدوران لديه تدفق طاقة في قطبيه أعلى مما يوجد على طول خط استوائه.<ref>{{استشهاد بخبر
 | مؤلف=Staff | تاريخ=January 10, 2006
 | عنوان=Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator
 | ناشر=National Optical Astronomy Observatory
 | مسار=http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html
 | تاريخ الوصول=2007-11-18
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190524103812/https://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html | تاريخ أرشيف = 24 مايو 2019 }}</ref>

تعرف بقع سطح النجم مع درجة حرارة ولمعان منخفضين اقل من المعدل بالكلف النجمية. النجوم الصغيرة والقزمية مثل الشمس التابعة لنا لديها بشكل عام واساسيا أقراص ساكنة فقط مع [[كلفة شمسية|كلف شمسية]] صغيرة.<ref name="Michelson Starspots">{{استشهاد بدورية محكمة | الأخير1=Michelson | الأول1=A. A. | الأخير2=Pease | الأول2=F. G. | عنوان=Starspots: A Key to the Stellar Dynamo | صحيفة=Living Reviews in Solar Physics | ناشر=Max Planck Society | سنة=2005 | مسار=https://www.springer.com/journal/41116 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160614003046/http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/ | تاريخ أرشيف = 14 يونيو 2016 }}</ref> النجوم الأكبر هي نجوم عملاقة لديها كلف أكبر وأكثر وضوحاً.كما تظهر أيضا رياح نجمية قوية [[سواد الأطراف|سوداء الاطراف]] أي أن السطوع يقل باتجاه حافة [[قرص نجمي دوار|الأقراص النجمية]].<ref>{{استشهاد بدورية محكمة | الأخير1=Manduca | الأول1=A. | الأخير2=Bell | الأول2=R. A. | الأخير3=Gustafsson | الأول3=B. | عنوان=Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres | صحيفة=Astronomy and Astrophysics | سنة=1977 | المجلد=61 | العدد=6 | صفحات=809–813 | bibcode=1977A&A....61..809M }}</ref> نجوم الأقزام الحمراء المضيئة مثل لويتن 726-8 ربما أيضا يمتلك مميزات الكلف النجمية بشكل بارز وواضح.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة | الأخير1=Chugainov | الأول1=P. F. | عنوان=On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars | صحيفة=Information Bulletin on Variable Stars | سنة=1971 | المجلد=520 | صفحات=1–3 | bibcode=1971IBVS..520....1C }}</ref>

=== القدَر ===
يتم التعبير عن سطوع النجمة الظاهر بالقدر الظاهري للنجمة، والذي هو سطوعها وهو دلالة على ضياء النجمة، وبعدها عن الأرض، والتغيُر في ضوء النجمة عند مرورها بغلاف الأرض الجوي. قدر النجمة الجوهري (أو قدرها المطلق) يرتبط مباشرة بضياء النجمة، وهو القدر الظاهري للنجمة لو كانت المسافة بين الأرض والنجمة 10 [[فرسخ فلكي|فراسخ فلكية]] (32.6 سنين ضوئية).
إن كلا المقياسين القدريين للنجم -الظاهري والمطلق- هي [[مقياس لوغاريتمي|وحدات لوغاريتمية]]: فارق واحد عدد صحيح من حيث الحجم يساوي تباين وسطوع من حوالي 2.5 مرة<ref name="luminosity">{{استشهاد ويب | مسار = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html | عنوان = Luminosity of Stars | ناشر = Australian Telescope Outreach and Education | تاريخ الوصول = 2006-08-13 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20140203225346/http://outreach.atnf.csiro.au:80/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html | تاريخ أرشيف = 3 فبراير 2014 }}</ref> (الجذر الخامس من 100 أو ما يقرب من 2.512). وهذا يعني أن القدر الأول (+1.00) لنجم حوالي 2.5 مرات أكثر إشراقا من القدر الثاني (+2.00) للنجم، وحوالي 100 مرة أكثر إشراقا من القدر السادس (+6.00) للنجم. النجوم الاشد خفوتا التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة في ظل ظروف رؤية جيدة هي من القدر +6.
{| class="wikitable" style="float: right; margin-left: 1em;"
|+ ''عدد النجوم التي تنير أكثر من قدرها''
!القدر<br />الظاهر
!عدد<br/>النجوم<ref>{{استشهاد ويب | مسار = https://nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | تاريخ أرشيف = 2008-02-06 | عنوان = Magnitude | ناشر = National Solar Observatory—Sacramento Peak | تاريخ الوصول = 2006-08-23 |url-status=dead}}</ref>
|- style="text-align: center;"
||0
||4
|- style="text-align: center;"
||1
||15
|- style="text-align: center;"
||2
||48
|- style="text-align: center;"
||3
||171
|- style="text-align: center;"
||4
||513
|- style="text-align: center;"
||5
||1,602
|- style="text-align: center;"
||6
||4,800
|- style="text-align: center;"
||7
||14,000
|}
في كلا المقياسين القدريين للنجم -المطلق والظاهري- كلما كانت قيمة القدر أصغر كان النجم أكثر لمعانا، وكلما كبرت قيمة القدر كلما كان النجم أقل لمعاناً. تمتلك النجوم الأكثر لمعاناً قدراً بقيمة سالبة في كلا القياسين. يتم حساب التفاوت في اللمعان (ΔL) بين نجمين عن طريق طرح قيمة القدر للنجم الأكثر لمعانا (m<sub>b</sub>) من قيمة القدر للنجم الأقل لمعاناً (m<sub>f</sub>) ثم يستخدم الفرق بينهما كأُس للرقم الأساسي 2.512 وذلك على النحو التالي:
<center>
:<math> \Delta{m} = m_\mathrm{f} - m_\mathrm{b} </math>
:<math>2.512^{\Delta{m}} = \Delta{L}</math>
</center>
بالنسبة إلى كلا من اللمعان والمسافة عن الأرض، يكون القدر المطلق (M) والقدر الظاهريّ (m) للنجم ليسا متساويان:<ref name="luminosity" /> على سبيل المثال فإن القدر الظاهري لنجم الشعرى اليمانية اللامع هو - 1.44، بينما القدر المطلق هو +1.41. كما أن القدر الظاهري للشمس يساوي - 26.7 بينما القدر المطلق يساوي فقط 4.83.

نجم الشعرى اليمانية أكثر النجوم لمعانا في السماء ليلاً كما يرى من الأرض ويعد أكثر لمعاناً من الشمس بما يقارب 23 مرة، بينما [[سهيل (نجم)|نجم سهيل]] ثاني النجوم الأكثر لمعانا في السماء ليلا كما يرى من الأرض قدره المطلق - 5.53 وهو تقريبا أكثر لمعاناً من الشمس ب 14 ألف مرة.
وعلى الرغم من ان نجم سهيل أكثر لمعانا من نجم الشعرى اليمانية بكثير، فإن الشعرى اليمانية يظهر وكأنه أكثر لمعاناً من نجم سهيل. وذلك يرجع لكون نجم الشعرى اليمانية يبعد مجرد 8.6 سنة ضوئية عن الأرض، في حين ان نجم سهيل أبعد بكثير بمسافة تقارب 310 سنة ضوئية.

منذ 2006 م اعتبر نجم [[LBV 1806-20]] كأعلى النجوم المعلومة قدراً مطلقاً حيث بلغ قدره -14.2 وهذا النجم هو أشد من إضائة الشمس<ref>{{استشهاد ويب
 | الأخير1=Hoover | الأول1=Aaron | تاريخ =January 15, 2004
 | مسار=http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm
 | مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20070807035239/http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm
 | تاريخ أرشيف=2007-08-07
 | عنوان=Star may be biggest, brightest yet observed
 | ناشر=HubbleSite | تاريخ الوصول=2006-06-08 }}</ref> بـ 5 ملايين مرة على الأقل. كما أن النجوم الأقل إضاءة والتي نعرفها تقع في مجال التجمع المغلق لـ [[NGC 6397]]. كما أن أضعف الأقزام النجمية الحمراء في التجمع المغلق بقدر 26، فيما تم اكتشاف قزم نجمي أزرق بحجم 28. هذه النجوم تعتبر خافتة وهي بمثابة شمعة عيد ميلاد على سطح القمر إذا ما تمت رؤيتها من سطح الأرض.<ref>{{استشهاد ويب
 | تاريخ=August 17, 2006 | مسار=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/37/image/a/
 | عنوان=Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397
 | ناشر=HubbleSite | تاريخ الوصول=2006-06-08 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160729043123/http://hubblesite.org:80/newscenter/archive/releases/2006/37/image/a/ | تاريخ أرشيف = 29 يوليو 2016 }}</ref>

== التصنيف ==
{| class="wikitable" style="margin:1em auto 1em auto" align="left"
|+ ''مجال درجة حرارة سطح<br /> [[تصنيف نجمي|لتصانيف نجمية]] مختلفة''<ref>{{استشهاد ويب
 | الأخير=Smith | الأول=Gene | تاريخ=April 16, 1999
 | مسار=http://casswww.ucsd.edu/archive/public/tutorial/Stars.html
 | عنوان=Stellar Spectra
 | ناشر=University of California, San Diego
 | تاريخ الوصول=2006-10-12 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20110403074547/http://casswww.ucsd.edu:80/public/tutorial/Stars.html | تاريخ أرشيف = 3 أبريل 2011 }}</ref>
! الصنف
! درجة الحرارة
! مثال
|- style="background: {{star-color|O}}"
| O
| 33,000&nbsp;ك&nbsp;أو&nbsp;أكثر
| [[زيتا أوفيوشي]]
|- style="background: {{star-color|B}}"
| B
| 10,500–30,000&nbsp;ك
| [[رجل الجبار]]
|- style="background: {{star-color|A}}"
| A
| 7,500–10,000&nbsp;ك
| [[النسر الطائر (نجم)|الطائر]]
|- style="background: {{star-color|F}}"
| F
| 6,000–7,200&nbsp;ك
| [[الشعرى الشامية]]
|- style="background: {{star-color|G}}"
| G
| 5,500–6,000&nbsp;ك
| [[الشمس]]
|- style="background: {{star-color|K}}"
| K
| 4,000–5,250&nbsp;ك
| [[إبسلن إندي]]
|- style="background: {{star-color|M}}"
| M
| 2,600–3,850&nbsp;ك
| [[قنطور الأقرب]]
|}
نشأ نظام [[تصنيف نجمي|التصنيف النجمي]] الحالي في بداية القرن العشرين، عندما كانت تصنف النجوم بحسب الأحرف الإنجليزية من A حتى Q معتمداً على قوة [[خط هيدروجين|الخط الهيدروجيني]].<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير=Fowler | الأول=A.
 | عنوان=The Draper Catalogue of Stellar Spectra
 | صحيفة=Nature
 | سنة=1891–2 | المجلد=45 | صفحات=427–8 | doi = 10.1038/045427a0 |bibcode = 1892Natur..45..427F }}</ref> وفي ذلك الوقت لم يكن يعرف بأن الذي يؤثر على قوة الخط هو درجة الحرارة. قوة خط الهيدروجين وصلت لقمتها عند ماهو فوق 9000 كلفن، واضعفها عند كل من أعلى درجات الحرارة وابردها. عندما تم إعادة ترتيب التنظيم اعتمادا على درجة الحرارة، أصبحت أقرب لما يُعرف بالمخطط الحديث.<ref name=carlos>{{استشهاد بكتاب
 | الأول1=Carlos | الأخير1=Jaschek | الأخير2=Jaschek | الأول2=Mercedes
 | سنة=1990 | عنوان=The Classification of Stars
 | مسار=https://archive.org/details/classificationof0000jasc | ناشر=Cambridge University Press | صفحات=[https://archive.org/details/classificationof0000jasc/page/31 31]–48
 |ردمك=0-521-38996-8 }}</ref>

ترِد النجوم ضمن تصنيفات مفردة من خلال ترتيب حرفيّ وفقاً لأطيافها حيث يبدأ بالنوع O والمعروفة بشدة الحرارة إلى أن يصل إلى المستوى M المعروف بشدة البرودة بحيث من الممكن أن تتشكّل تلك الجزيئات في غلافها. التصنيف الرئيسي يأتي بحسب انخفاض درجة الحرارة كالتالي O ،B ،A ،F ،G ،K ،M. هناك مجموعات طيفية نادرة لها تصنيفات أخرى خاصة أشهرها النوع L والنوع T والتي تصنف على انها أبرد النجوم ذات الكتلة المنخفضة والأقزام البنية. لكل حرف حوالي 10 تفرعات مرقمة من 0 إلى 9 مرتبة بانخفاض درجات الحرارة. ومع ذلك فإن هذا النظام ينهار مع درجات الحرارة العالية جداً حيث من الممكن أن لا يوجد في التصنيف O0 وO1 أي نجم.<ref name="spectrum">{{استشهاد ويب
 | الأول=Alan M | الأخير=MacRobert
 | مسار =https://skyandtelescope.org/howto/basics/3305876.html
 | عنوان = The Spectral Types of Stars
 | ناشر = Sky and Telescope
 | تاريخ الوصول = 2006-07-19 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20131022124237/http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html | تاريخ أرشيف = 22 أكتوبر 2013 }}</ref>

بالإضافة إلى ذلك، تصنف النجوم بحسب آثار السطوع الموجودة في خيوطها الطيفية، والتي تتوافق مع الحجم المكاني وتحددها جاذبية السطح. هذه مجموعة تمتد من 0 (عملاق عظيم فائق) مروراً بـ III (عملاق عادي) إلى V (الأقزام من التسلسل الرئيسي)؛ بعض الباحثين أضافوا VII ([[قزم أبيض|القزم الأبيض]]). معظم النجوم تنتمي إلى التسلسل الرئيسي، الذي يتكون من نجوم هيدروجين ملتهب عادية. وهي تنخفض على امتداد ضيق، ويكون النطاق مائل وفقًا لقدرها المطلق والنمط الطيفي وذلك عند رسمها بيانيًا.<ref name="spectrum" /> الشمس هي نجم تسلسل رئيسي من النوع المسمّى بالقزم الأصفر وذلك لدرجة الحرارة المتوسطة وحجمها الاعتيادي.

التسميات الإضافية، والتي يعبر عنها على شكل حروف أبجدية تُشير للسمات الخاصة في طيف النجم، فعلى سبيل المثال حرف "e" يمكن أن يشير إلى وجود خطوط انبعاثية، ويمثل حرف "m" المستويات القوية جدًا من المعادن، كما تعني اختصار "var" على وجود اختلافات في النوع الطيفي.<ref name="spectrum" />

كما أن الأقزام النجمية البيضاء تمتلك تصنيف خاص بها مع الحرف "D". ومن تلك التصنيفات: DA وDB وDC وDO وDZ وأخيرًا DQ حيث تعتمد هذه التصنيفات على أنواع الخطوط البارزة الموجودة في الطيف. كما يتبع ذلك قيمة رقمية تُشير إلى مؤشر درجة الحرارة.<ref>{{استشهاد ويب
 | مسار = http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm
 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20091008115925/http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm
 | تاريخ أرشيف = 2009-10-08
 | عنوان = White Dwarf (wd) Stars
 | ناشر = White Dwarf Research Corporation
 | تاريخ الوصول = 2006-07-19 |url-status=dead}}</ref>

== النجوم المتغيرة ==
[[ملف:Mira 1997.jpg|تصغير|250بك|الظاهر الغير متوازن للنجمة المتغرة [[ميرا (نجم)|ميرا]].]]
{{مفصلة|نجم متغير}}
النجوم المتغيره لها تغيرات دورية أو عشوائية في اللمعان تبعاً لخواص داخلية أو خارجية. بالنسبة للخواص الداخلية للنجوم، الأنواع الأولية يمكن تقسيمها إلى ثلاثة مجموعات رئيسية.

خلال ثورة التطور النجمي، بعض النجوم تمر بمراحل بحيث تصبح متغيرة تذبذبياً. النجوم المتغيرة تذبذبياً تختلف في القطر واللمعان خلال الزمن. تتمدد وتتقلص في فترات تتراوح من دقائق إلى سنوات، اعتمادا على حجم النجم. هذا التصنيف يتضمن نجوم قيفاوي والنجوم الشبيه له، ومتغيرات الفترة الطويلة مثل ميرا.<ref name="variables">{{استشهاد ويب | مسار=https://www.aavso.org/types-variables | عنوان=Types of Variable | تاريخ=May 11, 2010 | ناشر=AAVSO | تاريخ الوصول=2010-08-20 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181017170335/http://www.aavso.org:80/types-variables | تاريخ أرشيف = 17 أكتوبر 2018 }}</ref>

'''المتغيرات الثائرة'''  نجوم تعرضت لارتفاع مفاجئ من اللمعان بسبب توهجات أو احداث الانبعاث الكتلي.<ref name="variables" /> تشمل هذه المجموعة النجوم الأولية ونجوم ولف رايت والنجوم النيّرة وكذلك النجم العملاق والعملاق العظيم.

'''النجوم المتغيرة المتفجرة''' أو '''الكارثية''' هي تلك التي تخضع لتغيرات جذرية في خواصها. تشمل هذه المجموعة النجم المستعرّ و[[مستعر أعظم|النجم المستعرّ الاعظم]]. باستطاعة النظام النجمي الثنائي الذي يشمل القزم الأبيض بجانبه- إنتاج أنواع معينة من هذه الانفجارات النجمية المميزة، بما في ذلك النجم [[مستعر أعظم نوع Ia|المستعرّ والنوع a1]] من النجم المستعرّ الأعظم.<ref name="iben"/> ينشأ الانفجار عندما يلتحِم القزم الأبيض مع الهيدروجين من النجم المرافق له، فتتكون كتلة إلى أن يخضع الهيدروجين لعملية الاندماج.<ref name="variables" /><ref>{{استشهاد ويب
 | تاريخ =2004-11-01 | مسار = https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/index.html
 | عنوان = Cataclysmic Variables
 | ناشر = NASA Goddard Space Flight Center
 | تاريخ الوصول = 2006-06-08 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20140730200549/http://imagine.gsfc.nasa.gov:80/docs/science/know_l2/cataclysmic_variables.html | تاريخ أرشيف = 30 يوليو 2014 }}</ref> بعض المستعرات تكون أيضا متكررة، حيث تملك تفجرات دورية من السعة المعتدلة.

قد تختلف النجوم في اللمعان أيضاً بسبب عوامل خارجية، ككسوف الثنائيات، إضافة إلى تناوب النجوم الذي ينتج عنه اماكن النجوم النهائية.<ref name="variables" /> كمثال واضح على الكسوف الثنائي هو [[رأس الغول]] والذي يختلف بشكل منتظم بمقدار 2.3 - 3.5 على مدى فترة من 2.87 يوم.

== التركيب ==
[[ملف:Star types.svg|تصغير|250بك|[[النسق الأساسي|نسق النجوم الداخلي]]. مثلت المناطق الحرارية بدورات ذوات أسهم ومثلت المناطق الإشعاعية بومضات حمراء. الدائرة الحمراء اليسرى تمثل [[قزم أحمر|القزم الأحمر]]، دائرة الوسط الصفراء تمثل [[نجوم النسق الأساسي نوع-G|القزم الأصفر]] بينما الدائرة الزرقاء اليمنى تمثل [[تصنيف نجمي|نسق داخلي أزرق مبيض]].]]

التركيب الداخلي لنجم ثابت هي حالة من التوازن [[علم سكون الموائع|الهيدروستاتيكي]] حينما تتوازن القوى على أي وحدة صغيرة. القوى المتوازنة هي قوة الجذب الداخلية والقوة الخارجة بسبب [[تدرج]] الضغط داخل النجم. ينشأ التدرج في الضغط من التدرج في درجة الحرارة في البلازما: الجزء الخارجي للنجم يكون أبرد من لُبّ النجم. تكون درجة حرارة لُبّ نجم التسلسل الرئيسي أو النجم العملاق على الأقل 10<sup>7</sup> كالفن (أي أكثر من تسعة الاف درجة حرارة مئوية). الحرارة الناتجة والضغط الناتج من احتراق الهيدروجين في لُبّ نجم التسلسل الرئيسي تكون كافية ليحدث الاندماج النووي وكافية أيضا لانتاج طاقة كافية لمنع النجم من الانهيار.<ref name="hansen">{{استشهاد بكتاب | الأخير1=Hansen | الأول1=Carl J. | الأخير2=Kawaler | الأول2=Steven D. | الأخير3=Trimble | الأول3=Virginia | صفحات=[https://archive.org/details/stellarinteriors00hans_446/page/n43 32]–33 | عنوان=Stellar Interiors | مسار= https://archive.org/details/stellarinteriors00hans_446 | ناشر=Springer | سنة=2004 |ردمك=0-387-20089-4 |مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20220617105645/https://archive.org/details/stellarinteriors00hans_446|تاريخ أرشيف=2022-06-17}}</ref><ref name="Schwarzschild">{{استشهاد بكتاب|عنوان=Structure and Evolution of the Stars|ناشر=Princeton University Press|سنة=1958|ردمك=0-691-08044-5|الأول=Martin|الأخير=Schwarzschild}}<!-- Book republished by Dover as ISBN 0-486-61479-4, but ISBN in the cite book template is the one as published by Prin. Univ. Press--></ref>

كلما انصهرت الأنوية الذرية في لُبّ النجم، تنبعث الطاقة في شكل [[أشعة غاما]]. تتفاعل هذه الفوتونات مع البلازما المحيطة لتضاف إلى الطاقة الحرارية في اللُبّ. في التسلسل الرئيسي للنجوم يتم تحويل الهيدروجين إلى هيليوم، محدثا زيادة بطيئة لكن ثابتة في نسبة الهيليوم في اللُبّ. في نهاية المطاف يصبح محتوى الهليوم سائد وويتوقف إنتاج الطاقة في اللُبّ. عوضا عن ذلك، للنجوم بكتلة أكبر من 0.4 كتلة شمسية، يحدث الانصهار في توسع القشرة [[مادة متحللة|ببطء حول نواة الهيلوم المتحوّل]].<ref>{{استشهاد ويب | مسار = https://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html | عنوان = Formation of the High Mass Elements | ناشر = Smoot Group | تاريخ الوصول = 2006-07-11 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181003084303/http://aether.lbl.gov:80/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html | تاريخ أرشيف = 3 أكتوبر 2018 }}</ref>

بالإضافة إلى التوازن [[علم سكون الموائع|الهيدروستاتيكي]]، فإن المناطق الداخلية من نجم مستقر سوف تحافظ على توازن الطاقة في [[توازن حراري|التوازن الحراري]]. هناك تدرج في درجة الحرارة الاشعاعية في جميع الانحاء الداخلية والتي أنتجت تدفق للطاقة المتدفقة نحو الخارج. كما أن تدفق الطاقة الصادرة من أي طبقة داخل نجمة تتطابق تماماً مع تدفق الطاقة الواردة من الأسفل.

منطقة الإشعاع هي منطقة في الداخل النجمي حيث النقل الإشعاعي هو فعال بما يكفي للحفاظ على تدفق الطاقة. في هذه المنطقة البلازما سوف لن تضطرب وأي تحركات كاملة سوف تنقرض. إذا لم تكن هذه هي الحالة، سيصبح البلازما غير مستقر وسوف يحدث الحمل الحراري وسيشكل منطقة الحمل الحراري. يمكن أن يحدث هذا، على سبيل المثال، في المناطق التي تحدث فيها تدفقات الطاقة العالية جدا، مثل قرب النواة أو في المناطق عالية التعتيم كما هو الحال في الغلاف الخارجي.

حدوث الحمل الحراري في الغلاف الخارجي لنجم التسلسل الرئيسي يعتمد على الكتلة. النجوم ذات الكتلة الأعلى من كتلة الشمس مرات عدة تكون منطقة الحمل الحراري فيها في عمق المنطقة الداخلية ومنطقة الإشعاع في الطبقات الخارجية. بينما نجوم أصغر مثل الشمس على العكس من ذلك تماماً، منطقة الحمل الحراري تكون في الطبقات الخارجية.<ref name="imagine">{{استشهاد ويب | تاريخ =2006-09-01 | مسار = https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/index.html | عنوان = What is a Star? | ناشر = NASA | تاريخ الوصول = 2006-07-11 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20141119192647/http://imagine.gsfc.nasa.gov:80/docs/science/know_l2/stars.html | تاريخ أرشيف = 19 نوفمبر 2014 }}</ref> نجوم القزم الأحمر ذوات الكتلة أقل من 0.4 كتلة شمسية يكون الحمل الحراري في كل مكان مما يمنع تكدّس نوى الهيليوم.<ref name="late stages"/> وبالنسبة لمعظم النجوم فإن مناطق الحمل الحراري تختلف بمرور الوقت كما هو عمر النجم وبالإضافة إلى التغير في التركيب الداخلي.

[[ملف:Sun parts big-ar.png|تصغير|250بك|رسم مقطعي للشمس.]]
يسمّى الجزء الظاهر من أي نجم للرائي [[غلاف ضوئي|بالغلاف الضوئي]]. هذه الطبقة التي يصبح فيها البلازما للنجم شفاف لفوتونات ([[فوتون|الفوتون]] هي وحدة قياس الكم الضوئي) الضوء. ومن هنا فإن الطاقة المتولدة في لُبّ النجم تصبح حرة لتشع في الفضاء. وتظهر من ضمن الغلاف الضوئي تلك الكلفة الشمسية أو المناطق التي هي اقل من معدل درجات الحرارة.

يتواجد الغلاف الجوي النجمي فوق مستوى الغلاف الضوئي. في نجمة من التسلسل الرئيسي كالشمس، تكون منطقة الغلاف اللوني الرقيقة أدنى مستويات الغلاف الضوئي، حيث تظهر الأشواك تبدأ اأنفجارات النجمية. تحيط منطقة انتقالية بهذه المنطقة، حيث ترتفع الحرارة بسرعة على مسافة 100 كم (62 ميل) فقط. تتواجد الهالة بعد هذا، وهي  كمية من البلازما شديدة الحرارة التي تستطيع أن تمتد إلى الخارج حتى عدة ملايين من الكيلومترات.<ref>{{استشهاد ببيان صحفي
 | ناشر=ESO | تاريخ=August 1, 2001
 | عنوان=The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT
 | مسار=https://www.eso.org/public/news/eso0127/
 | تاريخ الوصول=2006-07-10 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190423125727/https://www.eso.org/public/news/eso0127/ | تاريخ أرشيف = 23 أبريل 2019 }}</ref> يبدو أن وجود الهالة يعتمد على منطقة الحمل الحراري في الطبقات الخارجية للنجمة.<ref name="imagine" /> تبعث الهالة ضوءاً قليلاً جداً على الرغم من حرارتها العالية. تكون منطقة الهالة في الشمس مرئية فقط خلال [[كسوف الشمس|الكسوف الشمسي]].

من هالة النجم تنتشر رياح نجمية مكونة من جزيئات بلازم اخارج النجم، تنتشر حتى تتفاعل مع الوسط داخل النجم. بالنسبة للشمس، تأثير الرياح الشمسية يمتد حتى منطقة على شكل فقاعة من [[غلاف شمسي|الغلاف الجوي للشمس]].<ref>{{استشهاد بدورية محكمة | إظهار المؤلفين=1
 | الأخير1=Burlaga | الأول1=L. F. | الأخير2=Ness | الأول2=N. F. | الأخير3=Acuña | الأول3=M. H. | الأخير4=Lepping | الأول4=R. P. | الأخير5=Connerney | الأول5=J. E. P. | الأخير6=Stone | الأول6=E. C. | الأخير7=McDonald | الأول7=F. B.
 | عنوان=Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields
 | صحيفة=Science | سنة=2005 | المجلد=309
 | العدد=5743 | صفحات=2027–2029 | doi= 10.1126/science.1117542
 | pmid=16179471 | bibcode=2005Sci...309.2027B }}</ref>

== مسارات تفاعل الانصهار النووي ==
{{مفصلة|تفاعل بروتون-بروتون المتسلسل}}
[[ملف:Fusion in the Sun.svg|تصغير|250بك|تفسير لسلسلة الفوتوت-فوتون]]
[[ملف:CNO Cycle.svg|تصغير|250بك|دورة الكربون-الهيدروجين-الأوكسجين]]
{| class="wikitable" style="float: left; margin-right: 0.5em;"
|+ الحد الأدنى للكتلة النجمية المطلوبة للإنصهار
|-
!المادة
![[كتلة شمسية|الكتلة<br />الشمسية]]
|-
| هيدروجين ||style="text-align: center;"| 0.01
|-
| هليوم ||style="text-align: center;"| 0.4
|-
| كربون ||style="text-align: center;"| 5<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير1=Girardi | الأول1=L. | الأخير2=Bressan | الأول2=A. | الأخير3=Bertelli | الأول3=G. | الأخير4=Chiosi | الأول4=C. | عنوان=Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M<sub>sun</sub>, and from Z=0.0004 to 0.03
 | صحيفة=Astronomy and Astrophysics Supplement
 | سنة=2000 | المجلد=141
 | العدد=3 | صفحات=371–383
 | doi=10.1051/aas:2000126 |arxiv = astro-ph/9910164 |bibcode = 2000A&AS..141..371G }}</ref>
|-
| نيون ||style="text-align: center;"| 8
|}
تشكيلة من عدة تفاعلات الانصهار النووية تحدث في لُبّ النجوم، وذلك تبعاً لكتلتها وتركيبها الداخلي، كجزء من تفاعلات الاصطناع النووي النجمي. الكتلة الصافية للانوية الذرية المنصهرة أصغر من العناصر الاساسية. هذه الكتلة المفقودة تتحرر كطاقة كهرومغناطيسية، على حسب علاقة تكافؤ المادة والطاقة ط = ك س² (E=mc<sup>2</sup>).<ref name="sunshine">{{استشهاد ويب
 | الأخير= Bahcall | الأول= John N.
 | تاريخ= June 29, 2000
 | مسار= https://www.nobelprize.org/prizes/uncategorized/how-the-sun-shines-4/
 | عنوان= How the Sun Shines | ناشر= Nobel Foundation
 | تاريخ الوصول= 2006-08-30| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20130616165517/http://www.nobelprize.org:80/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html? | تاريخ أرشيف = 16 يونيو 2013 }}</ref>

عملية انصهار الهيدروجين هي عملية حساسة لدرجة الحرارة. لذا الزيادة المعتدلة في درجة حرارة لُبّ النجم ستنتج زيادة معبرة في معدل الانصهار. وكنتيجة لذلك فإن درجة حرارة اللُبّ في التسلسل الرئيسي للنجوم يختلف فقط من 4 ملايين كلفن لنجوم فئة M إلى 40 مليون كلفن لنجوم فئة O الضخمة.<ref name="aps_mss">{{استشهاد ويب
 | تاريخ=February 16, 2005 | مسار=https://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html
 | عنوان=Main Sequence Stars
 | ناشر=The Astrophysics Spectator
 | تاريخ الوصول=2006-10-10 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180721155428/http://www.astrophysicsspectator.com:80/topics/stars/MainSequence.html | تاريخ أرشيف = 21 يوليو 2018 }}</ref>

في الشمس، ومع لُبٍّ تصل درجة حرارته إلى 10 مليون [[كلفن]]، الهيدروجين ينصهر ليكون الهليوم في:

(4<sup>1</sup>H → 2<sup>2</sup>H + 2e<sup>+</sup> + 2ν<sub>e</sub> (4.0 MeV + 1.0 MeV

(2<sup>1</sup>H + 2<sup>2</sup>H → 2<sup>3</sup>He + 2γ (5.5 MeV

(2<sup>3</sup>He → <sup>4</sup>He + 2<sup>1</sup>H (12.9 MeV

هذه التفاعلات تنتج كتفاعل كامل كمايلي:

(4<sup>1</sup>H → <sup>4</sup>He + 2e<sup>+</sup> + 2γ + 2ν<sub>e</sub> (26.7 MeV

حيث أن e+ [[بوزيترون]] (مضاد الإلكترون)، وγ  فوتون أشعة غاما، وνe  نيوترينو، وH وHe  نظائر للهيدروجين والهيليوم بالترتيب. الطاقة الناتجة عن هذا التفاعل تقدر بملايين فولت إلكتروني والذي يعادل كمية بالغة الصغر من الطاقة. غير ان اعداد هائلة من هذه التفاعلات تحدث بشكل ثابت، مُنتجة كل الطاقة اللازمة للحفاظ على الاشعاعات الخارجة من النجم.

في النجوم الأكثر ضخامة، ينتج الهيليوم في سلسلة أو مجموعة من التفاعلات تُحفّز بواسطة الكربون- حلقة كربون-نيتروجين-أوكسجين.

في النجوم التي درجة حرارة قلبها 100 كلفن وكتلتها مابين 0.5 إلى 10 كتلة شمسية، يمكن أن يتحول الهيليوم إلى كربون في [[عملية ألفا]] الثلاثية والتي يستعمل فيها عنصر [[بيريليوم|البريليوم]] كوسيط.

<sup>4</sup>He + <sup>4</sup>He + 92 keV → <sup>8</sup>*Be

<sup>4</sup>He + <sup>8*</sup>Be + 67 keV → <sup>12*</sup>C

<sup>12</sup>C → <sup>12</sup>C + γ + 7.4 MeV

هذه التفاعلات تنتج كتفاعل كامل كمايلي:

3<sup>4</sup>He → <sup>12</sup>C + γ + 7.2 MeV
في النجوم الكبيرة، يمكن أيضًا أن تحرّق العناصر الأثقل في النواة عبر طاقة الترابط من خلال عملية حرق النيون وعملية حرق الأوكسجين. والمرحلة النهائية في عملية تفاعلات الاندماج النووي النجمي هي عملية حرق السيليكون التي تؤدي إلى إنتاج نظير فيزيائي آخر مستقر وهو حديد-56. ولا يمكن للاندماج التقدم إلى أبعد من ذلك إلا من خلال عملية امتصاص الحرارة، والتي يمكن أن تنتج المزيد من الطاقة من خلال انعدام الجاذبية.<ref name=
"synthesis">{{استشهاد بدورية محكمة |إظهار المؤلفين= 1 |الأخير1= Wallerstein |الأول1= G. |الأخير2= Iben Jr. 
 |الأول2= I. |الأخير3= Parker |الأول3= P. |الأخير4= Boesgaard |الأول4= A. M. |الأخير5= Hale 
 |الأول5= G. M. |الأخير6= Champagne |الأول6= A. E. |الأخير7= Barnes |الأول7= C. A. |الأخير8= KM-dppeler 
 |الأول8= F. |الأخير9= Smith |الأول9= V. V. |الأخير10= Hoffman |الأول10= R. D. |الأخير11= Timmes 
 |الأول11= F. X. |الأخير12= Sneden |الأول12= C. |الأخير13= Boyd |الأول13= R. N. |الأخير14= Meyer 
 |الأول14= B. S. |الأخير15= Lambert |الأول15= D. L. 
 |عنوان= Synthesis of the elements in stars: forty years of progress |صحيفة= Reviews of Modern Physics 
 |تاريخ= 1999 |المجلد= 69 |العدد= 4 |صفحات= 995–1084 
 |مسار= http://authors.library.caltech.edu/10255/1/WALrmp97.pdf |تنسيق= PDF |تاريخ الوصول= 2006-08-04 
 |doi= 10.1103/RevModPhys.69.995 |bibcode= 1997RvMP...69..995W| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190103210444/https://authors.library.caltech.edu/10255/1/WALrmp97.pdf | تاريخ أرشيف = 3 يناير 2019 }}</ref>
ويُظهر المثال التالي مقدار الوقت اللازم لنجم مكون من 20 كتلة شمسية ليستهلك كل [[وقود نووي|وقوده النووي]]. وذلك باعتباره نجم تسلسل رئيسي من التصنيف O، وسيكوّن حينها دائرة بمقدار 8 أضعاف دائرة نصف قطرها الشمس ولمعان بمقدار 62.000 ضعف للمعان الشمس.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة | الأخير1=Woosley | الأول1=S. E. | الأخير2=Heger | الأول2=A. | الأخير3=Weaver | الأول3=T. A. | عنوان=The evolution and explosion of massive stars | صحيفة=Reviews of Modern Physics | سنة=2002 | المجلد=74 | العدد=4 | صفحات=1015–1071 | bibcode=2002RvMP...74.1015W | doi = 10.1103/RevModPhys.74.1015}}</ref>

{| class="wikitable" style="margin: 1em auto 1em auto;"
|-
!valign="bottom"| الوقود<br />المادة
!valign="bottom"| الحرارة<br />(مليون كلفن)
!valign="bottom"| الكثافة<br />(كغ/سم<sup>3</sup>)
!valign="bottom"| فترة الإحتراق<br />(τ بالسنين)
|- style="text-align:center;"
|| هيدروجين
|| 37
|| 0.0045
|| 8.1 مليون
|- style="text-align:center;"
|| هيليوم
|| 188
|| 0.97
|| 1.2 مليون
|- style="text-align:center;"
|| كربون
|| 870
|| 170
|| 976
|- style="text-align:center;"
|| نيون
|| 1,570
|| 3,100
|| 0.6
|- style="text-align:center;"
|| أوكسجين
|| 1,980
|| 5,550
|| 1.25
|- style="text-align:center;"
|| كبريت/سلكون
|| 3,340
|| 33,400
|| 0.0315<ref>11.5 days is 0.0315 years.</ref>
|}

== مراحل ولادة وفناء النجوم ==
[[ملف:SN1994D.jpg|تصغير|250بك|صورة تمثل [[مجرة]] [[درب التبانة]]]]
تمر النجوم بمراحل التكون والتشكل قبل أن يبدأ فيها التفاعل النووي وقبل أن تُستَهلك وتضمحل أو تنفجر. ونعلم بأن نحو 70% من الغلاف الغازي لل[[الشمس|شمس]] مكون من غاز [[هيدروجين|الهيدروجين]] و30% من غاز [[هيليوم|الهيليوم]]، أما في باطن [[الشمس]] فالعكس ملحوظ حيث نجد إن النسب معكوسة. وقد افترض العلماء أن الهيدروجين بالباطن يتعرض لضغط عال جدا يسبب انفصال [[إلكترون|الإلكترونات]] عن [[نواة (توضيح)|النواة]] مما يجعل [[هيدروجين|الهيدروجين]] مكوناً من نواة فقط. وتندمج نوى الهيدروجين ذات البروتون الواحد في باطن النجم معاً لتتحول إلى نوى [[هيليوم|هليوم]] ذات بروتونين فيما يسمى [[اندماج نووي|بالاندماج النووي]]، مما يُولد طاقة كبيرة تندفع بقوة إلى خارج النواة صانعة بذلك ضغطاً باتجاه الخارج يَمنع النجم من الانهيار على نفسه نتيجة [[جاذبية|لجاذبيته]]. تنقل الطاقة الناتجة عن هذا الاندماج النووي بعد ذلك إلى السطح بطريقتين هم [[حمل حراري|الحمل]] والإشعاع، وهناك تستمد النجوم من هذه الطاقة [[إضاءة|ضوءها]] وحرارتها الذين يُميزانها. تواصل النجوم خلال معظم فترة حياتها حرق الهيدروجين في نواها مولدة الطاقة، وفي ذلك الوقت تكون داخل المرحلة التي تعرف ب[[النسق الأساسي]]، ويُمكن أن تتراوح مدة هذه المرحلة من ترليونات السنين إلى بضعة ملايين حسب كتلة النجم (كلما زادت كتلته حرق الهَيدروجين في نواته بسرعة أكبر).<ref>science line</ref>

لكن بعد انقضاء هذه المدة - سواء أخذت ملايين أم ترليونات السنين - يَنفذ جميع وقود الهيدروجين الذي كان النجم يَحرقه في نواته لتوليد الطاقة، ولذا فإنه يُصبح مهدداً بالانهيار على نفسه لأن جاذبيته تشد طبقاته الخارجية باتجاه النواة في حين لم تعد توجد وسيلة لإيقاف هذا بتوليد ضغط معاكس باتجاه الخارج. وما يَعتمد عليه ما سيَحدث لاحقاً هو كتلة النجم، ففي حال كانت فوق [[حد شاندراسيخار|حد تشاندراسيخار]] وتحت 4 [[كتلة شمسية|ك.ش]] فسيَبدأ النجم بدمج الهيدروجين المتبقي حول النواة، مما يَتسبب بتمدد النجم إلى بضع أضعاف حجمه الأصلي وبتحوله إلى ما يُعرف ب[[عملاق أحمر]]، لكن سرعان ما يُستنفذ كل الهيدروجين المتبقي في طبقات النجم فيَعود مهدداً بالانهيار على نفسه، ولإيقاف هذا يَقذف طبقاته الخارجية في [[ريح شمسية|رياح نجمية]] قوية مُحولاً إياها إلى [[سديم كوكبي]]، فلا تبقى سوى نواته الباردة التي تتحول إلى [[قزم أبيض]]. والقزم الأبيض لا يُولد أي طاقة في نواته، لكن ما يَمنعه من الانهيار على نفسه هو [[مبدأ استبعاد باولي|مبدأ الاستبعاد الباولي]] (الذرات قريبة من بضعها لدرجة أنه لا يُمكنها الانهيار إلى مساحة أصغر)، ولذا فهو يَكون كثيفاً جداً. ولاحقاً يَبرد القزم الأبيض تدريجياً نتيجة لعدم امتلاكه لمصدر للطاقة، ويَستمر ضوؤه بالخمود حتى يَتحول إلى [[قزم أسود]] لا يَملك أي ضوء أو حرارة تقريباً.<ref>Evans, J. C. (November 24, 1998). "Our Galaxy". George Mason University. Retrieved January 4, 2007.</ref>

أما النجوم التي تملك كتلة فوق 4 إلى 5 ك.ش فعندما يَنفذ وقودها الهيدروجيني تشرع بحرق نوى الهليوم (التي كانت قد دمجتها سابقاً من نوى الهَيدروجين) فتتحول إلى نوى [[كربون]]، وعندما يَنفذ الهليوم تشرع بدمج نوى الكربون لإنتاج [[نيون|النيون]] أو [[مغنيسيوم|المغنيسيوم]]، وتستمر بعد ذلك بحرق العناصر المختلفة وصولاً إلى [[حديد|الحديد]]. لكن في كل مرة يَحرق فيها النجم عنصراً أثقل في نواته تصبح الطاقة الناتجة عن عملية الاندماج النووي أقل، وفي المقابل تأخذ العملية وقتاً أقصر وتحتاج إلى حرارة أكبر، ولذا ففي آخر مرحلة من حرق العناصر وهي حرق [[سيليكون (توضيح)|السيليكون]] إلى حديد يُمكن أن تأخذ العملية بضعة أيام فقط لاستنزاف مخزون السيليكون، وعند الوصول إلى الحديد يُصبح العنصر ثقيلاً جداً بحيث لا يَعود النجم قادراً على دمج نواه إلى عناصر أثقل، ولذا فإنه يَخسر جميع وسائله لمقاومة جاذبيته فيَنهار على نفسه في انفجار [[مستعر أعظم]]. وبعد هذه الانفجار تتحول بقايا النجم إما إلى [[نجم نيوتروني]] أو [[ثقب أسود]] حسب كتلتها.<ref>Thomas Wright, An Original Theory or New Hypothesis of the Universe … (London, England: H. Chapelle, 1750). From p.48: " … the stars are not infinitely dispersed and distributed in a promiscuous manner throughout all the mundane space, without order or design, … this phænomenon [is] no other than a certain effect arising from the observer's situation, … To a spectator placed in an indefinite space, … it [i.e., the Milky Way (Via Lactea)] [is] a vast ring of stars … " On page 73, Wright called the Milky Way the Vortex Magnus (the great whirlpool) and estimated its diameter at 8.64×1012 miles (13.9×1012 km). نسخة محفوظة 31 مارس 2016 على موقع واي باك مشين.</ref>

== الأقزام البيضاء ==
{{مفصلة|قزم أبيض}}
[[ملف:Size IK Peg.svg|يسار|250بك|تصغير|مقارنة بين أحجام القزم الأبيض بيجازي B (في الوسط) والشمس (إلى اليمين) والنجم بيجازي A (إلى اليسار). وتبلغ درجة حرارة سطح بيجازي B نحو 35.500 درجة [[كلفن]] بينما تصل درجة حرارة سطح الشمس 6.500 درجة فقط.]]
نوع من النجوم يسمى [[قزم أبيض]]. يعتبر القزم الأبيض الحالة ما قبل النهائية بعد موت النجوم الصغيرة، وهي تتكون عندما تكون كتلة النجم أقل من الكتلة الحرجة لتكوين [[نجم نيوتروني]]، عندما يبدأ الهيدروجين في النواة بالانتهاء، يبدأ النجم بالتوسع نظراً لانخفاض كتلته وبالتالي انخفاض جاذبيتهُ ، فيصل لمرحلة [[عملاق أحمر|العملاق الأحمر]] هذا الأمر يسمح باندماج الهيليوم فيه مكوناً [[كربون|كاربون]] [[أكسجين|وأكسجين]]، عملية الاندماج هذه تطلق طاقة كبيرة تطرد الطبقات الخارجية للعملاق الأحمر، وعندما يكون النجم صغيراً بشكل غير كافي لدمج الكربون في النواة فإن الكربون والأكسجين في النواة يبدءان بالتجمع في النواة دون عملية اندماج نووي.. فيموت النجم حينئذ لأن كتلته أقل من الكتلة الحرجة لدمج الكربون.<ref>الكون - تأليف دافيد برجاميني - مكتبة لايف العلمية - بيروت - 1971 م.</ref>

هنا يحصل انقسام لنوعين من النجوم الأقزام إن كانت كتلة النجم أقل من 1.44 من كتلة الشمس فإن النجم سيتحول إلى قزم أبيض، أما إن كانت كتلة النجم أعلى من 1.44 من كتلة الشمس فإن النجم سيتحول إلى نجم نيوتروني وكلاهما يعتبران نجوماً ميتة لا تتضمن أي [[تفاعل نووي|تفاعلات نووية]].<ref>Gravitational redshift and White Dwarf stars — Einstein Online نسخة محفوظة 09 يوليو 2017 على موقع واي باك مشين.</ref>

رغم أنها تعتبر ميتة إلا أنها لا تزال ساخنة جداً، بل أشد حرارة من سطح الشمس، والسبب يرجع لتركز الطاقة في حجم أصغر بكثير من النجوم العادية والتي تدفع طاقة الاندماج في النواة فيها بحجم النجم في التوسع. بينما لا توجد نواة فاعلة في هذه النجوم. فبينما تبلغ حرارة سطح الشمس مثلاً 6500 درجة كالفن فإن حرارة سطح النجوم الأقزام تصل لعشرات الآلاف، فمثلاً نجم بيجاسي ب وهو قزم أبيض يبلغ حجمه 0.6% من حجم الشمس رغم أن كتلته أعلى قليلاً من كتلة الشمس بواقع 1.15 كتلة شمسية. حرارة سطح هذا النجم تصل إلى 35500 درجة كالفن.<ref>McKee, M. (June 7, 2005). "Galactic loners produce more stars". New Scientist. Retrieved January 15, 2007. نسخة محفوظة 01 يوليو 2015 على موقع واي باك مشين.</ref>

لأن هذه النجوم لا تتضمن أي مصدر للطاقة فإن حرارتها هي نتيجة ما تبقى من حرارة النواة الأصلية للنجم، ولأنه لا توجد وسيلة أخرى لإطلاق هذه الطاقة غير الإشعاع فإن عملية تبريد النجم تأخذ زمنا طويلاً فأقدم النجوم البيضاء المعروفة تبلغ حرارة سطحها 3900 درجة كالفن، ولا يتوقع العلماء أن تكون هناك نجوم أبرد بشكل ملحوظ من هذا والسبب لأنها تحتاج لفترة طويلة جداً. وعندما يبرد القزم الأبيض لدرجة تعادل محيطه في الفضاء أي ما يقارب ال 2 - 4 كالفن فإن النجم يسمى بالقزم الأسود ولا يتوقع العلماء وجود أي نجم في هذه الحالة ليس لأنه لا يمكن رصده بسبب برودته الشديدة وإنما لأنه لكي يتحول القزم الأبيض لقزم أسود فإنه يحتاج لفترة طويلة أطول بكثير من العمر المقدّر للكون والبالغ 14 مليار سنة.<ref>Adams, Fred; Laughlin, Greg (July 13, 2006). "The Great Cosmic Battle". Astronomical Society of the Pacific. Retrieved January 16, 2007 نسخة محفوظة 03 مارس 2016 على موقع واي باك مشين.
 "Cosmic 'Murder Mystery' Solved: Galaxies Are 'Strangled to Death'". Retrieved 2015-05-14. نسخة محفوظة 04 يوليو 2017 على موقع واي باك مشين.</ref>

تعتبر الأقزام البيضاء صغيرة نسبياً فنجم بنفس كتلة الشمس قد يصل حجمه لحجم الأرض وهذا ما يرفع كثافة النجم بشكل كبير، فتبلغ كثافة القزم الأبيض نحو [[طن]]/[[سنتيمتر]] مكعب. لو أخذت علبة عود ثقاب عادية وملأتها بمادة القزم الأبيض فإن وزنها سيكون 250 طناً. وتحت هذا الضغط العظيم يصل فيها الغاز فيه إلى حالة [[انفطار (فيزياء)]] كما يسميها العلماء. هذه الحالة تعني انشطار مستويات الطاقة في نظام يتبع [[ميكانيكا الكم]] إلى مستويات ثانوية. حيث تنزل الإلكترونات من حالة البلازما إلى مستويات الطاقة نفسها بسبب الضغط، ولكن لحد معين حيث سيصل النجم حينها لضغط معين يتوقف فيه الضغط حيث يصبح النجم مقاوماً جداً لأي زيادة في الضغط لأن الإلكترونات لا يمكنها أن تنزل لمستويات طاقة أقل ن مستويات الطاقة الأقل ممتلئة أساساً. تسمى هذه الحالة [[مادة متحللة|بالطباقية الإلكترونية]]. فإن كانت كتلة النجم كبير بحيث يجعل النجم يتحول لنجم نيوتروني فإن ما يحصل أن الضغط سيكون أكثر بكبير من أن تتحمله حالة الطباقية الإلكترونية فتنهار الذرات متحولة [[مادة متحللة|لطباقية نيوترونية]].<ref>Struck, C. (1999). "Galaxy Collisions". Physics Reports 321: 1. arXiv:astro-ph/9908269. Bibcode:1999PhR...321....1S. doi:10.1016/S0370-1573(99)00030-7. نسخة محفوظة 24 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.</ref>

نظراً لأن النجم الأصلي كان كبيراً ثم انكمش في حجم صغير فإن الطاقة الحركية لدوران النجم الأصلي ستنضغط بحجم أصغر مما يؤدي لزيادة سرعة دوران القزم الأبيض حول نفسه، النجوم العادية تدور حول نفسها بمعدل دورة واحدة كل بضع أيام، الشمس مثلاً تدور مرة كل 28 - 29 يوم، أما الأقزام البيضاء فتصل لعدة دورات في الساعة الواحدة.<ref>Barkana, R.; Loeb, A. (1999). "In the beginning: the first sources of light and the reionization of the Universe". Physics Reports 349 (2): 125–238. arXiv:astro-ph/0010468. Bibcode:2001PhR...349..125B. doi:10.1016/S0370-1573(01)00019-9. نسخة محفوظة 24 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.</ref>

== الأقزام النيوترونية ==
عندما تكون كتلة النجم المتبقية بعد طور العملاق الأحمر أكبر من 1.44 كتلة شمسية فإن الضغط الهائل على النواة يجعل [[مادة متحللة|الطباقية الإلكترونية]] تنهار مكونة حالة أخرى هي [[مادة متحللة|الطباقية النيوترونية]] حيث عندما تنهار الإلكترونات لوسط النواة تندمج الإلكترونات مع البروتونات مكونة نيوترونات وتندمج الأخيرة مع نيوترونات النواة مكونة كتلة ضخمة من النيوترونات المجردة فيسمى حينئذ بالقزم النيوتروني ويسمى أيضاً نجم نيوتروني. نظراً لكونه أضخم من القزم الأبيض وأنه قادم من نجم ضخم أساساً فإن مقدار الطاقة الحرارية فيه أكبر من القزم الأبيض، في المتوسط تصل إلى 60000 كالفن.<ref>"المحيط الكوني وأسراره", صفحة 295, نجيب زبيب 1994</ref>

رغم أن كتلة النجوم النيوترونية أكبر من الأقزام البيضاء إلا أنها أصغر بكثير حسب الحجم الأصلي للنجم فأغلبها يبلغ قطرها بضع كيلومترات وأغلبها بين 10 - 12 كم مما يجعلها بحجم مدينة متوسطة مثل [[الرياض]]. وهذا الحجم الصغير يتضمن كتلة أكبر من كتلة الشمس مما يجعل الكثافة جداً كبيرة لدرجة لو أننا أخذنا علبة ثقاب صغيرة ووضعنا فيها مادة النجم النيوتروني فإن وزنها سيكون 250 ألف مليون طن. هذه الكثافة الهائلة مع الكتلة الكبيرة في مجال ضيق يؤدي لجاذبية هائلة جداً لدرجة أن الضوء ينحني على سطح النجم النيوتروني، فلو أمكننا النظر مباشرة لنجم نيوتروني كروي فإنه بدلا من أن نشاهد نصف النجم فقط فإننا سنشاهد 60% من النجم لأن الضوء القادم من وراء طرف قرص النجم سينحني باتجاهك مما يجعلك ترى جزءا من خلف النجم في نفس الوقت. الجاذبية على سطح النجم النيوتروني هائلة لدرجة أن سرعة الإفلات من جاذبيته تقارب 100 ألف كم/ثا أي ما يقارب ثلث سرعة الضوء.<ref>"فيزياء الجو والفضاء" , صفحة 334, د.حميد مجول النعيمي, د.فياض النجم,</ref>

الحجم الصغير للنجم مع كتلته الهائلة يجعل دورانه حول نفسه سريعاً. فالأقزام البيضاء تدور بضع مرات في الساعة بينما الأقزام النيوترونية تدور عدة آلاف في الدقيقة قد تصل لعشرات الآلاف، وأسرع نجم نيوتروني تم اكتشافه يدعى [[PSR J1748-2446ad]] ويدور حول نفسه بمعدل 712 دورة في الثانية الواحدة.<ref>"علم الفلك", صفحة 69, سوزان نصار, 2007</ref>

الأقزام النيوترونية أشد حرارة من نظيرتها البيضاء وهي أصغر حجما وأكثر كثافة وكتلة، ولكي تبرد فإنها ستحتاج لوقت أطول بشكل كبير من الأقزام البيضاء.<ref>"مبادئ علم الفلك", صفحة 458, 2009, د.عبدالعزيز بكري أحمد</ref>

== تحديد العمر بواسطة الدوران ==
سرعة دوران النجم تحدد عمره. لقد عثر [[عالم فلك|علماء الفلك]] على أمكانية جديدة لتحديد عمر النجوم عن طريق مراقبة سرعة دورانها حول نفسها. وتتناقص هذه السرعة أثناء حياة النجم بصورة مميزة، وذلك عندما يفقد بعضا من كتلته بواسطة الإشعاع الذي يبثه في [[فضاء (توضيح)|الفضاء]]، وبالتالي يمكن ربطها بعمر ولون النجم. بما أن هذه العملية لا تقتضي على النقيض من أخرى ات ملاحظة بعد النجم الذي لا يمكن تحديده بدقة، ويستطيع الباحثون تقدير عمر النجم بخطأ لا يتجاوز قدره 15%. ويناسب هذا القياس بصورة خاصة النجوم المفردة التي لا تظهر في عناقيد نجمية.<ref>Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, L. M.; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O.; Hamann, W.-R. (2014). "The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud". Astronomy & Astrophysics. 565: A27. arXiv:1401.5474. Bibcode:2014A&A...565A..27H. doi:10.1051/0004-6361/201322696.</ref>

== عدد النجوم في الكون ==
[[ملف:Starsinthesky.jpg|يسار|250بك|تصغير|منطقة تكوّن نجوم جديدة [[سحابة ماجلان الكبرى]]. صورة من [[ناسا]]/[[وكالة الفضاء الأوروبية|إيسا]].]]
يستطيع كل منا رؤية نحو 6000 نجم بالعين المجردة ولكنهم يشكلون مجموعة النجوم القريبة منا وتبين الإحصاءات الجديدة ما يلي: يوجد نحو 100 مليار [[مجرة]] تحتوي كل منها في المتوسط على 200 مليار من النجوم (هذا التقدير بحسب عالم الفلك الألماني [[هارالد ليش]]، [[جامعة لودفيغ ماكسيميليان|بجامعة ميونيخ]]).<ref>Gerber, R. A.; Lamb, S. A.; Balsara, D. S. (1994). "Ring Galaxy Evolution as a Function of "Intruder" Mass". Bulletin of the American Astronomical Society 26: 911. Bibcode:1994AAS...184.3204G.</ref>

وبناءً على ذلك يوجد نحو عشرة آلاف ترليون من النجوم في الكون، وهو عدد يفوق كل تصور. كذلك لا أحد يعرف حجم الكون أو حتى تصوره. فأبعد المناطق التي يأتينا منها الضوء منذ [[الانفجار العظيم]] تبعد عنا نحو 13.7 مليار [[سنة ضوئية]] وبالتالي نكون فكرة بالنظر في صورتها التي كانت عليها قبل 13.7 مليار سنة. وعند هذا البعد يصطدم الفلكيون «بالأفق الكوني». ولا أحد يَعرف ماذا يُوجد ورائه. فيعتمد ذلك على شكل الكون. هل هو على شكل كروي يمكن التحرك عليها بدون حدود، أم هو مستوي ويتسع باستمرار، ويُعطينا قياس [[إشعاع الخلفية الكونية الميكروي|إشعاع الخلفية الميكروني الكوني]] صورة أخرى عجيبة، اما القول بانه ربما يَكون الكون في شكل إطار السيارة، وعن طريق انكسار الضوء تبدوا [[مجرة|المجرات]] البعيدة كصور منعكسة لتجمعات نجمية قريبة، يكون هذا القول محض خيال ليس الا لانه ليس هنالك فراغ أو نقطة ليس بها مادة أو جسم معين في الفضاء الخارجي فيكون الكون في حقيقته امرا محيرا وغامضا لايمكن الإلمام بابعاده أو مساحته خاصة وان الكون يتسع بصورة مطردة ولايمكن حتى تصوره بأي حال من الأحوال كما وان من المستحيل الإدراك بكافة تفاصيل جسم معين وانت في داخله إلا أن العلماء قد توصلوا أخيرا على أن الكون هو  منظومة مدهشة مخلوقة بعناية فائقة وبتقديرات دقيقة في شكل خيوط محبوكة بصورة محكمة لامجال لورود نسبة ولو ضئيلة من خطأ فيها بأي حال من الأحوال.<ref>Bell, G. R.; Levine, S. E. (1997). "Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership". Bulletin of the American Astronomical Society 29 (2): 1384. Bibcode:1997AAS...19110806B.</ref>

== معرض الصور ==
<gallery mode="packed-hover" heights="150">
ملف:Position Alpha Cma.png|[[كوكبة]] [[الكلب الأكبر (كوكبة)|الكلب الأكبر]]، حيث تظهر الشعرى اليمانية
ملف:Sagittarius Star Cloud.jpg|حقل نجوم كثيف في كوكبة [[الرامي (كوكبة)|الرامي]]
ملف:WMAP2.jpg|تصوُّر فني للقمر الصناعي [[مسبار ويلكينسون لقياس التباين الميكروي|مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية]] الذي يجمع بيانات لمساعدة العلماء على فهم الانفجار العظيم.
ملف:Sirius A-Sun comparison.png|مقارنة بين الشعرى اليمانية A (إلى اليسار) و[[الشمس]]
ملف:Wolf rayet2.jpg|صورة [[مقراب هابل الفضائي|بتلسكوب هابل الفضائي]] للسحابة الغازية M1-67 حول النجم WR 124، وهو من نوع نجوم ولف-رايت.
ملف:Cassiopeia A Spitzer Crop.jpg|cassiopeia a.jpg|[[مستعر أعظم]] [[ذات الكرسي A|ذات الكرسي أ]] في وسطه نجم نيوتروني يُصدر [[أشعة سينية|أشعة إكس]].
ملف:Crash and Burst.ogv|فيديو يظهر محاكاة تصادم نجمين نيوترونيين
ملف:Sirius A and B Hubble photo.jpg|صورة [[مقراب هابل الفضائي|مرصد هابل الفضائي]] '''للشعرى اليمانية أ''' (وسط الصورة) و'''الشعرى اليمانية ب''' (النجم الصغير على أسفل اليسار ).
</gallery>

== انظر أيضا ==
{{بداية-عمو}}
{{فاصل-عمو}}
* [[نجم قبل النسق الأساسي]]
* [[اندماج نووي]]
* [[اندماج الديوتيريوم]]
* [[تخليق العناصر]]
* [[علم الفلك]]
* [[تنجيم|علم التنجيم]]
* [[تصنيف نجمي]]
* [[نجم إيه إم]]
* [[نجم وولف-رايت|نجم ولف-رايت]]
* [[رسم هرتزشبرونغ-راسل|رسم هرتزبرونغ-راسل]]
* [[تنامي]]
* [[دلتا وحيد القرن]]
{{فاصل-عمو}}
* [[مستعر أعظم]]
* [[قزم أبيض]]
* [[قزم بني]]
* [[عملاق أحمر]]
* [[النسق الأساسي]]
* [[نجم نيوتروني]]
* [[الانفجار العظيم]]
* [[تصادم النجوم]]
* [[واسب-80]]
* [[نجم قياسي]]
* [[روس 154]]
{{فاصل-عمو}}
{{نهاية-عمو}}

== وصلات خارجية ==
{{روابط شقيقة}}
* [https://web.archive.org/web/20190809162510/http://alkoon.alnomrosi.net/Constellations/ConstellationTable.htm موقع الكون]
* [https://web.archive.org/web/20160312043457/http://oloommagazine.com/articles/articledetails.aspx?id=473 عمر اقدم النجوم] من مجلة العلوم الأمريكية - النسخة العربية.

== مصادر ==
* [[الكون]] - تأليف [[دافيد برجاميني]] - مكتبة لايف العلمية - [[بيروت]] - 1971م.
* [[الكون]] - تأليف كولين رونان - الأهلية للنشر والتوزيع - [[بيروت]] - 1980م.
* [[الكون الأحدب]] - [[عبد الرحيم بدر]] - دار القلم - [[بيروت]] -1980م.
* [https://web.archive.org/web/20190804220721/http://www.alkoon.alnomrosi.net/galaxy.html موقع الكون]

== مراجع ==
{{مراجع|محاذاة=نعم}}

{{فروع العلوم}}
{{جدول النظام الشمسي}}
{{فلك}}
{{نجوم}}
{{عصور تاريخية}}
{{الملتهب (كوكبة)}}
{{شريط بوابات|استكشاف|الفضاء|المجموعة الشمسية|تاريخ العلوم|رحلات فضائية|علم الفلك|علم الكون|نجوم}}
{{ضبط استنادي}}

[[تصنيف:أجرام باير]]
[[تصنيف:أجرام فلكية معروفة منذ العصور القديمة]]
[[تصنيف:أجرام هيباركوس]]
[[تصنيف:أشباه عمالقة نوع-K]]
[[تصنيف:أنظمة نجمية ثلاثية]]
[[تصنيف:تطور النجوم]]
[[تصنيف:علم الفلك النجمي]]
[[تصنيف:فهرس النجوم الساطعة]]
[[تصنيف:مسح بون الفلكي]]
[[تصنيف:مصادر الضوء]]
[[تصنيف:نجوم]]
[[تصنيف:نجوم النسق الأساسي نوع-B]]
[[تصنيف:نجوم النسق الأساسي نوع-G]]
[[تصنيف:نجوم بأسماء خاصة]]
[[تصنيف:نجوم مجرة درب التبانة]]
[[تصنيف:نجوم وولف-رايت]]