Gwiazda: Różnice pomiędzy wersjami

[[Plik:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|thumb|300px|[[Słońce]], najbliższa Ziemi gwiazda – fotografia wykonana w dalekim [[ultrafiolet|ultrafiolecie]].]]

[[Plik:Sagittarius Star Cloud.jpg|thumb|300px|Większość gwiazd jest tak odległa od Ziemi, że są one widoczne jedynie jako punkty światłaświetlne, choć w rzeczywistości [[Lista największych gwiazd|osiągają średnice rzędu milionów kilometrów]]. Na zdjęciu: [[Messier 24|Chmura gwiazd Strzelca]], fragment [[Ramię Strzelca|Ramienia Strzelca]] [[Droga Mleczna|Drogi Mlecznej]].]]

'''Gwiazda''' – kuliste [[ciało niebieskie]], stanowiące skupisko powiązanej [[grawitacja|grawitacyjnie]] [[materia (fizyka)|materii]]. Przynajmniej przez część czasu swojego istnienia [[emisja promieniowania|emituje]] w sposób stabilny [[promieniowanie elektromagnetyczne]] (w szczególności [[światło widzialne]]), które wyzwala się w jej [[jądro gwiazdy|jądrze]]. Gwiazdy w chwili powstania są zbudowanepowstają głównie z [[wodór|wodoru]] i [[hel (pierwiastek)|helu]], natomiastlecz w trakcie ich życia przybywa w nich atomów cięższych [[pierwiastek chemiczny|pierwiastków]] (tzw. [[metale (astronomia)|metali]]).

Gwiazda powstaje wskutek [[Zapadanie grawitacyjne|zapadania grawitacyjnego]] [[obłok molekularny|chmury materii]], złożonej głównie z wodoru. Gdy jądro gwiazdy osiągnie dostatecznie dużą temperaturę i gęstość, rozpoczyna się reakcja fuzji jądrowej stopniowo zamieniająca wodór w hel<ref name="sunshine">{{Cytuj stronę |url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html |tytuł = How the Sun Shines |nazwisko = Bahcall |imię = John N. |data = 2000-06-29 |opublikowany = Nobel Foundation |język = en |data dostępu = 2011-06-20}}</ref>. Wytworzona w tym procesie energia jest przenoszona ku powierzchni ciała niebieskiego poprzez [[transport promieniowania|promieniowanie]] oraz drogą [[konwekcja|konwekcji]]. Ciśnienie wewnętrzne zapobiega dalszemu zapadaniu się materii pod wpływem grawitacji. Gdy wodór w jądrze ulegnie wyczerpaniu, dalszy rozwój gwiazdy zależy od jej masy – może zakończyć się np. w stadium [[biały karzeł|białego karła]] lubbądź [[czarna dziura|czarnej dziury]]. Część materii zostanie zwrócona w przestrzeń, gdzie utworzy kolejne pokolenie gwiazd o większej zawartości ciężkich pierwiastków{{odn|Chyży|1997|s=178–179}}.

Informacje o gwiazdach uzyskuje się głównie poprzez analizę docierającego z nich promieniowania elektromagnetycznego. Ich głównymi parametrami są temperatura powierzchni oraz jasność absolutna. Wykres klasyfikujący gwiazdy na podstawie tych dwóch wielkości nosi nazwę [[diagram Hertzsprunga-Russella|diagramu Hertzsprunga-Russella]]&nbsp; (H-R). Podobne obiekty znajdują się na nim blisko siebie. Na jego podstawie można ustalić [[masa (fizyka)|masę]], wiek, [[skład chemiczny]] oraz inne cechy gwiazd. Masa gwiazdy stanowi główną determinantę przebiegu jej [[ewolucja gwiazd|ewolucji]] oraz sposobu, w jaki zakończy swe życie. Innymi czynnikami są zawartość pierwiastków cięższych od helu oraz bliskość innych ciał o dużej masie (szczególnie takich, które mogą zasilać gwiazdę materią). Inne parametry, takie jak średnica, prędkość obrotu wokół własnej osi, sposób poruszania się oraz temperatura, wynikają z dotychczasowej ewolucji.

Z wyjątkiem [[Słońce|Słońca]] oraz (przez krótki czas) niektórych [[supernowa|supernowych]]<ref group="uwaga">Zarejestrowana około 1054 roku supernowa [[SN 1054]] osiągnęła [[obserwowana wielkość gwiazdowa|jasność obserwowaną]] −6^m{{magnitudo}} i pozostawała widoczna za dnia przez kolejne 23 dni.</ref> gwiazdy można obserwować z powierzchni Ziemi jedynie na nocnym niebie, gdyż wtedy nie przyćmiewa ich wówczas rozproszone w atmosferze światło słoneczne. Najlepiej widocznym na [[sfera niebieska|sferze niebieskiej]] gwiazdom od dawna nadawano nazwy i łączono je w [[Gwiazdozbiór|gwiazdozbiory]]. Astronomowie pogrupowali gwiazdy oraz inne ciała niebieskie w [[katalog astronomiczny|katalogi astronomiczne]], które zapewniają ujednolicone nazewnictwo tych obiektów.

[[Plik:Perseid and Milky Way.jpg|thumb|left|280px|[[Droga Mleczna]] widziana z Ziemi. Rozdzielający ją długi ciemny pas to [[Wielka Szczelina]] – kompleks pyłowych obłoków gwiazdotwórczych odległy od naszej planety o około 300&nbsp;lat świetlnych. Uniemożliwia on bezpośrednią obserwację [[Centrum Galaktyki]] w zakresie światła widzialnego. Na zdjęciu dostrzec można także [[Trójkąttrójkąt letni]], [[Asteryzm (astronomia)|asteryzm]] charakterystyczny dla nieba letniego na półkuli północnej oraz, na samym dole, [[Perseidy]].]]

Gwiazdy wykazują wysoki stopień zróżnicowania pod względem [[obserwowana wielkość gwiazdowa|jasności obserwowanej]]. Za ten stan rzeczy odpowiada duża różnorodność zarówno wśród dzielących je odległości od Ziemi, jak i wśród ich [[absolutna wielkość gwiazdowa|wielkości absolutnych]]. Wielka gwiazda może być dziesiątki tysięcy razy jaśniejsza od mało masywnej – przykładowo jedna z najbliższych Ziemi gwiazd, [[alfa Centauri]], jest dopiero trzecią najjaśniejszą gwiazdą na niebie, najjaśniejszą zaś jest leżący ponad dwa razy dalej [[Syriusz]]<ref name="Brightest">{{cytuj książkę |nazwisko = Schaaf |imię = Fred |tytuł = The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky’s Most Brilliant Stars |wydawca = John Wiley & Sons, Incorporated |rok = 2008 |strony = 288 |isbn = 978-0-471-70410-2}}</ref>. Drugą najjaśniejszą gwiazdą nieba jest [[Kanopus]], [[żółty nadolbrzym]] 70&nbsp;razy bardziej odległy od Ziemi niż alfa Centauri, ale 20&nbsp;000{{formatnum:20000}} razy od niej jaśniejszy<ref>{{cytuj książkę |nazwisko = Kaler |imię = J.B. |tytuł = The Hundred Greatest Stars |wydawca = Springer |miejsce = |rok = 2002 |strony = 37 |isbn = 0-387-95436-8}}</ref>.

Gołym okiem można, przy sprzyjających warunkach pogodowych, dostrzec około 3-43–4 tysiące gwiazd. Dokładna ichIch liczba zależy od czasu i miejsca obserwacji – regiony nieba o największym zagęszczeniu gwiazd położone są w okolicach [[Droga Mleczna|Drogi Mlecznej]]. Niebo na [[półkula północna|półkuli północnej]] jest bardziej rozgwieżdżone zimą, niż latem, mimo że to w lecie znajduje się na nim [[Centrum Galaktyki|centrum Drogi Mlecznej]]<!-- Początek dziwacznej konstrukcji umożliwiającej wstawienie przypisu do uwagi -->{{#tag:ref|Liczba gwiazd widocznych na niebie ma wpływ na ilość światła docierającą do powierzchni Ziemi w nocy, jednak znaczna część tego światła w bezksiężycową noc nie pochodzi od gwiazd, lecz jest światłem słonecznym odbitym od pyłu kosmicznego ([[światło zodiakalne|światłem zodiakalnym]])<ref>{{cytuj pismo |nazwisko=Reach |imię= W.T. |tytuł=The structured zodiacal light: IRAS, COBE, and ISO observations |czasopismo=Diffuse Infrared Radiation and the IRTS. ASP Conference Series |wolumin=124 |rok=1997 |strony=33–40 |bibcode=1997ASPC..124...33R |język=en}}</ref>.|group="uwaga"}}<!-- koniec -->. Najwięcej gwiazd widać z [[półkula południowa|półkuli południowej]], szczególnie latem. Kierując wzrok w stronę centrum Galaktyki, można zobaczyć mniej gwiazd, niż spoglądając w przeciwnym kierunku. Istnieją trzy podstawowe przyczyny tej pozornej sprzeczności. Po pierwsze, naprzeciwko centrum Galaktyki znajduje się [[Pas Goulda]] – zbiór setek młodych, jasnych gwiazd<ref>{{cytuj stronę |url = http://www.rssd.esa.int/SA-general/Projects/GAIA_files/LATEX2HTML/node29.html |tytuł = The Gould Belt |praca = The GAIA Study Report |język = en |archiwum = http://web.archive.org/web/20050429103114/http://www.rssd.esa.int/SA-general/Projects/GAIA_files/LATEX2HTML/node29.html |zarchiwizowano = 2005-04-29 |data dostępu = 2006-07-18}}</ref>. Drugim czynnikiem jest położenie Układu Słonecznego na wewnętrznym brzegu [[Ramię Oriona|Ramienia Oriona]]. Tworzące je obiekty leżą stosunkowo blisko Ziemi, więc spora ich część może łatwo zostać zauważona w kierunku przeciwnym do centrum Galaktyki. Dla odmiany ramię położone bliżej centrum ([[Ramię Strzelca]]) dzieli od nas kilka tysięcy lat świetlnych<ref>{{cytuj stronę |url = http://www.cassiopeaonline.it/sep-2001/vialattea_secondaparte.html |tytuł = Il mistero della Via Lattea |rok = 2001 |miesiąc = wrzesień |język = it |archiwum = http://web.archive.org/web/20160304105514/http://www.cassiopeaonline.it/sep-2001/vialattea_secondaparte.html |zarchiwizowano = 2016-03-04 |data dostępu = 2011-06-20}}</ref>. Trzeci czynnik to obecność na północnym niebie (na którym znajduje się centrum Drogi Mlecznej) licznych pobliskich [[ciemna mgławica|ciemnych mgławic]], kryjących duże [[obszar H II|regiony gwiazdotwórcze]] obejmującego Ziemię ramienia spiralnego, takie jak [[Kompleks Mgławic Molekularnych w Cefeuszu|kompleksy mgławic w Cefeuszu]] czy [[Kompleks Mgławic Molekularnych w Łabędziu|Łabędziu]]<ref>{{cytuj pismo |nazwisko = Harris |imię = S. |tytuł = Location of HII regions in molecular clouds |czasopismo = Giant molecular clouds in the Galaxy; Proceedings of the Third Gregynog Astrophysics Workshop |bibcode= 1980gmcg.work..201H |strony = 201–206 |rok = 1980 |język = en |data dostępu = 2011-06-20}}</ref><ref name="CO">{{cytuj pismo |nazwisko = Dame |imię = T.M. |nazwisko2 = Thaddeus |imię2 = P. |tytuł = A wide-latitude CO survey of molecular clouds in the northern Milky Way |czasopismo = Astrophysical Journal |bibcode=1985ApJ...297..751D |strony = 751–765 |rok = 1985 |doi=10.1086/163573 |język = en |data dostępu = 2011-06-20}}</ref>.

[[Plik:Takahashi FS-128 telescope.jpg|thumb|300px|[[Teleskop#Teleskop soczewkowy (refraktor, luneta)|Refraktor]] [[apochromat]]yczny [[fluoryt]]owy]]

[[Plik:Dibuix de Leo.png|thumb|220px|Ludzie od najdawniejszych czasów grupowali gwiazdy według obrazów, których doszukiwalidoszukując się w ich układzie<ref name="obrazów{{r|forbes" />}}. Autorem tego pochodzącego z 1690&nbsp;wyobrażeniaWyobrażenie [[gwiazdozbiór Lwa|gwiazdozbioru Lwa]] jest [[Jan Heweliusz|Jana Heweliusza]], 1690<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko=Hevelius |imię=Johannis |tytuł=Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia |rok=1690 |miejsce=Gdańsk}}</ref>.]]

[[Plik:Stonehenge2007 07 30.jpg|thumb|left|235px|[[Stonehenge]]]]

Dostępne dane na temat religii [[paleolit]]u świadczą o obecności w ówczesnych systemach wierzeń niektórych gwiazdozbiorów, takich jak na przykład dzisiejsza [[Wielka Niedźwiedzica]]<ref name="Gibbon">{{cytuj pismo |nazwisko = Gibbon |imię = W.B. |tytuł = Asiatic parallels in North American star lore: Ursa Major |czasopismo = Journal of American Folklore |wolumin = 77 |wydanie = 305 |strony = 236–250 |data = lipiec 1964}}</ref>. Niedawne badania ujawniają, że już w [[paleolit górny|górnym paleolicie]] (około 16&nbsp;tysięcy lat temu) istniał system złożony z dwudziestu pięciu konstelacji podzielonych na trzy grupy, reprezentujące kolejno [[niebo (raj)|niebo]], [[świat społeczny|ziemię]] oraz podziemne [[zaświaty]] – uniwersalne dla wszystkich [[kultura|kultur]] wymiary spojrzenia na świat<ref name="{{r|storia delle costellazioni" />}}.

Znaczenie konstelacji wzrosło w [[neolit|neolicie]], kiedy to człowiek [[rewolucja neolityczna|zmienił tryb życia]] ze [[ludy zbieracko-łowieckie|zbieracko-łowieckiego]] na osiadły i zajął się uprawą roli. Podział nieba na gwiazdozbiory ułatwiał zapamiętywanie położenia gwiazd związanych z wynikającymi z kalendarza porami wykonywania poszczególnych prac polowych, takich jak [[siew]] czy [[orka (rolnictwo)|orka]]. Gwiazdozbiorom nadawano wtedy nazwy nawiązujące do różnych aspektów życia rolniczego i [[pasterstwo|pasterskiego]], niekoniecznie [[antropomorfizacja|antropomorficzne]]<ref name="{{r|storia delle costellazioni" />}}.

Na pierwszą wiedzę astronomiczną człowieka [[prehistoria|prehistorycznego]] składało się przewidywanie ruchów Słońca, [[Księżyc]]a oraz [[planeta|planet]] na tle wzajemnie nieruchomych gwiazd<ref name="{{r|forbes" />}}. Za przykłady zastosowań tej „protoastronomii” mogą posłużyć [[budowle megalityczne|megalityczne monumenty]], takie jak [[Stonehenge]], demonstrujące nie tylko więź człowieka z niebiosami, lecz także jego zdolność prowadzenia dokładnych obserwacji i umiejętności praktyczne, między innymi zdolność wyznaczania terminów [[przesilenie|przesileń]]<ref>{{Cytuj |url=https://www.english-heritage.org.uk/visit/places/stonehenge/what-is-the-winter-solstice/ |tytuł=What is winter solstice? |data dostępu=2019-06-11}}</ref>.

Rozległą znajomością astronomii wykazywali się również [[starożytny Egipt|starożytni Egipcjanie]]: ich dziełem jest najstarsza dokładnie datowana [[mapa nieba]], pochodząca z roku 1534&nbsp;p.n.e., odnaleziona w grobowcu w pobliżu [[Luksor]]u<ref>{{Cytuj pismo |nazwisko=von Spaeth |imię=Ove |tytuł=Dating the Oldest Egyptian Star Map |url=http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp |czasopismo=Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology |rok=2000 |wolumin=42 |wydanie=3 |strony=159–179 |data dostępu=2011-06-22}}</ref>. W dyscyplinie tej biegłość osiągnęli również [[Fenicja]]nie, lud żeglarzy, korzystający z jej dobrodziejstw w nawigacji. Przy wyznaczaniu kierunków świata i ustalaniu położenia posługiwali się oni między innymi [[Mała Niedźwiedzica|Małą Niedźwiedzicą]], w której skład wchodzi [[alfa Ursae Minoris]], współczesna [[Gwiazda Polarna]], już 1500&nbsp; lat&nbsp; p.n.e. położona bardzo blisko północnego [[biegun niebieski|bieguna niebieskiego]]<ref name="{{r|storia delle costellazioni" />}}.

Współczesna astronomia wiele zawdzięcza [[starożytna Grecja|starożytnym Grekom]] i [[starożytny Rzym|Rzymianom]]. Pierwszy katalog gwiazd w starożytnej Grecji sporządził około 300&nbsp;p.n.e., z pomocą [[Timocharis z Aleksandrii|Timocharisa]], astronom [[Aristillos]]<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko=Murdin |imię=P. |tytuł=Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics |rok=2000 |miesiąc=November |rozdział=Aristillus (c. 200 BC) |doi=10.1888/0333750888/3440 |adres rozdziału=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000eaa..bookE3440 |data dostępu=2011-06-22}}</ref>. Za pierwszego obserwatora [[nowa klasyczna|gwiazdy nowej]] uznaje się [[Hipparchos z Nikei|Hipparchosa z Nikei]] – zaobserwowany przez niego w II&nbsp;wieku&nbsp;p.n.e. wybuch w [[gwiazdozbiór Skorpiona|konstelacji Skorpiona]] wzbudził w nim powątpiewanie w niezmienność nieba. Dzięki uważnym obserwacjom poczynionym podczas tworzenia własnego katalogu gwiazd zauważył on, że pozycje gwiazdozbiorów zmieniły się w stosunku do tych zapisanych przez autorów wcześniejszych prac, na których się opierał, takich jak [[Eudoksos z Knidos]] (V–IVV – IV wiek&nbsp;p.n.e.). Odkrył on tym samym zjawisko [[precesja planetarna|precesji planetarnej]] – powolnej, lecz ciągłej zmiany orientacji Ziemi w stosunku do sfery niebieskiej<ref group="uwaga">Rzecz jasna nie zdawał sobie sprawy z rzeczywistej natury tego zjawiska. Najprawdopodobniej interpretował je w świetle obowiązującego ówcześnie [[teoria geocentryczna|geocentrycznego]] modelu Wszechświata.</ref><ref>{{Cytuj stronę |url=http://conferences.phys.uoa.gr/jets2008/historical.html |tytuł=Astronomy in Ancient Rhodes |nazwisko=Pinotsis |imię=Antonios D. |opublikowany=Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens |data dostępu=2011-06-22}}</ref>{{odn|Chyży|1997|s=14}}. Atlas nieba Hipparchosa zawierał 1020 gwiazd i posłużył [[Klaudiusz Ptolemeusz|Klaudiuszowi Ptolemeuszowi]] za podstawę jego katalogu gwiazd umieszczonego w ''[[Almagest|Wielkiej rozprawie astronomicznej]]''<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko=Grasshoff |imię=Gerd |tytuł=The history of Ptolemy’s star catalogue |rok=1990 |wydawca=Springer |strony=1–5 |isbn=0-387-97181-5}}</ref>. W tym samym dziele Ptolemeusz opisał także 48 z 88 używanych w dzisiejszych czasach gwiazdozbiorów, co dowodzi, że były one powszechnie znane już w drugim wieku naszej ery<ref name="{{r|storia delle costellazioni" />}}.

Za czasów Greków konstelacje utraciły swój naturalistyczny charakter i nabrały znaczenia czysto [[mitologia|mitologicznego]]. [[Mitologia grecka|Mity i legendy greckie]] związane są z większością gwiazdozbiorów, a także z planetami, które Grecy uważali za szczególny rodzaj gwiazd, wyróżniający się ruchem względem gwiazd stałych (planeta – gr.&nbsp;πλανήτης (planētēs) – wędrowiec). Reprezentowały one [[panteon]] najważniejszych bóstw, w szczególności [[bogowie olimpijscy|olimpijskich]] – imiona ich rzymskich odpowiedników noszą [[Merkury]] (grecki [[Hermes]]), [[Wenus]] (gr. [[Artemida]]), [[Mars]] (gr. [[Ares (mitologia)|Ares]]) i [[Jowisz]] (gr. [[Zeus]])<ref name="{{r|mythology" />}}. Do grona planet Grecy zaliczali także Księżyc oraz Słońce, nie znali za to [[Uran]]a (balansującego na granicy widzialności przy doskonałych warunkach obserwacyjnych, jego ruchu orbitalnego nigdy nie dostrzegli) oraz [[Neptun]]a (zupełnie niewidocznego gołym okiem). Z uwagi na niedużą jasność i olbrzymi dzielący od nich dystans pierwszą z nich odkryto dopiero w 1781, drugą zaś w 1846<ref name="Universo">{{cytuj książkę |autor = AA.VV |tytuł = L’Universo – Grande enciclopedia dell’astronomia |wydawca = De Agostini |miejsce = Novara |rok = 2002}}</ref>, a nazwy pochodzące z grecko-rzymskiego kręgu kulturowego nadali im ich [[Nowożytność|nowożytni]] odkrywcy<ref>{{Cytuj |autor=Owen Gingerich |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1958ASPL....8....9G/abstract |tytuł=The Naming of Uranus and Neptune |data dostępu=2016-06-02 |data=1958 |bibcode=1958ASPL....8....9G |czasopismo=Astronomical Society of the Pacific Leaflets |wolumin=8 |numer=352 |s=9}}</ref>.

W [[średniowiecze|średniowieczu]] w astronomii [[Europa|europejskiej]] zapanowała stagnacja, gdyż astronomowie [[chrześcijaństwo|chrześcijańscy]] przez długi czas bezkrytycznie akceptowali zgodną z zapisami [[Biblia|biblijnymi]] [[arystotelizm|arystotelejsko]]-ptolemejską [[kosmologia|kosmologię]], rezygnując nawet z obserwacji{{odn|Chyży|1997|s=17}}. W tamtych czasach istotnie wyróżnili się za to astronomowie [[umma (islam)|świata islamu]], między innymi ze względu na to, że w praktykach tej religii bardzo ważne były rachuba czasu oraz wyznaczanie kierunku [[Mekka|Mekki]] w dowolnym miejscu na Ziemi{{odn|Chyży|1997|s=15}}. Ponownie odkryli oni Almagest Ptolemeusza i żywili do tego dzieła ogromny szacunek. Nadali też wielu gwiazdom używane po dziś dzień [[Arabowie|arabskie]] nazwy, a także udoskonalili liczne przyrządy służące do ustalania ich pozycji, między innymi [[astrolabium]] czy [[kwadrant (instrument)|kwadrant]]{{odn|Chyży|1997|s=15}}. Utworzyli oni także pierwsze duże [[obserwatorium astronomiczne|obserwatoria]], głównie na potrzeby opracowania katalogów astronomicznych zwanych ''[[Zij]]''<ref>{{Cytuj pismo |nazwisko=Kennedy |imię=Edward S. |tytuł=Review: ''The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory'' by Aydin Sayili |czasopismo=[[Isis (journal)|Isis]] |rok=1962 |wolumin=53 |wydanie=2 |strony=237–239 |doi=10.1086/349558}}</ref>{{odn|Chyży|1997|s=16}}. Wśród tych prac znajduje się między innymi ''[[Księga gwiazd stałych]]'' autorstwa [[Persowie|perskiego]] astronoma [[Abd Al-Rahman Al Sufi|Abda Al-Rahmana Al Sufiego]], odkrywcy licznych gwiazd, gromad (w tym [[Omicron Velorum]] i [[Collinder 399]]<ref group="uwaga">Tę jednak uznano w 1997 nie za gromadę, lecza jedynie [[Asteryzm (astronomia)|asteryzm]].</ref>) oraz [[galaktyka|galaktyk]] (między innymi [[galaktyka Andromedy|galaktyki Andromedy]])<ref name=Jones>{{Cytuj książkę |nazwisko=Jones |imię=Kenneth Glyn |tytuł=Messier’s nebulae and star clusters |wydawca=[[Cambridge University Press]] |rok=1991 |isbn=0-521-37079-5 |strony=1}}</ref>. W XI wieku [[Iran|perski]] uczony-[[polihistor]] [[Biruni|Abu Rajhan Muhammad al-Biruni]] opisał [[Droga Mleczna|Drogę Mleczną]] jako zbiór fragmentów nieba posiadających własności [[mgławica|rozmglonych]] gwiazd, podał także pozycje różnych gwiazd podczas [[zaćmienie Księżyca|zaćmienia Księżyca]] w 1019<ref>{{Cytuj stronę |url=http://www.unhas.ac.id/rhiza/arsip/saintis/biruni.html |tytuł=Al-Biruni |nazwisko=Zahoor |imię=A. |rok=1997 |opublikowany=Hasanuddin University |data dostępu=2014-07-05}}</ref>. W XII wieku z kolei [[Al-Andalus|andaluzyjski]] astronom [[Ibn Bajjah]] wysnuł teorię, że Droga Mleczna składa się z wielu gwiazd, które nieomal stykają się za sobą i wyglądają na jednolitą jaśniejącą płaszczyznę z uwagi na zjawisko [[refrakcja|załamania]] emitowanego przez nie światła na materii znajdującej się pomiędzy Ziemią a Księżycem. Za dowód posłużyły mu obserwacje poczynione podczas [[koniunkcja (astronomia)|koniunkcji]] Jowisza i Marsa w 500&nbsp;[[kalendarz muzułmański|AH]] (1106/1107){{odn|Montada|2012}}.

Astronomowie [[Chiny|chińscy]], podobnie jak Hipparchos przed nimi, byli świadomi, że sfera niebieska podlega zmianom i że mogą na niej pojawić się gwiazdy dotychczas niewidoczne. To właśnie im udało się zaobserwować najwięcej „nowych gwiazd”<ref name="clark">{{cytuj pismo |nazwisko = Clark |imię = D.H. |nazwisko2 = Stephenson |imię2 = F.R. |tytuł = The Historical Supernovae |czasopismo = Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute |bibcode= 1982sscr.conf..355C |strony = 355–370 |wydawca = Dordrecht, D. Reidel Publishing Co |miejsce = Cambridge, England |data = 1981-06-29 |data dostępu = 2011-06-22}}</ref>. W 185 dostrzegli oni i po raz pierwszy w historii ludzkości opisali [[supernowa|supernową]], znaną współcześnie jako [[SN 185]]<ref>{{Cytuj pismo |autor=Zhao, Fu-Yuan; Strom, R.G.; Jiang, Shi-Yang |tytuł=The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova |czasopismo=Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics |rok=2006 |wolumin=6 |wydanie=5 |strony=635–640 |doi=10.1088/1009-9271/6/5/17}}</ref>. Najjaśniejszym (pod względem [[obserwowana wielkość gwiazdowa|obserwowanej jasności]]) tego typu zjawiskiem widocznym z Ziemi zarejestrowanym przez człowieka była supernowa [[SN 1006|SN&nbsp;1006]], której eksplozja nastąpiła w&nbsp; 1006. Wzmianki na jej temat poczynili egipski astronom [[Ali ibn Ridwan]] oraz kilkunastu badaczy chińskich<ref>{{Cytuj stronę |url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html |tytuł=Astronomers Peg Brightness of History’s Brightest Star |data=2003-05-03 |opublikowany=NAOA News |data dostępu=2011-06-22}}</ref>. Muzułmańscy oraz chińscy astronomowie obserwowali także supernową [[SN 1054]] w [[gwiazdozbiór Byka|konstelacji Byka]]. Jej światło, wyemitowane około 3000&nbsp;lat&nbsp;p.n.e., dotarło do Ziemi 4&nbsp;lipca 1054. Pozostała po niej słynna [[Mgławica Kraba]], [[katalog Messiera|skatalogowana]] kilka wieków później przez Francuza [[Charles Messier|Charlesa Messiera]] jako Messier&nbsp;1 – M1{{r|clark}}<ref name="SN1054">{{Cytuj stronę |url=http://messier.seds.org/more/m001_sn.html |tytuł=Supernova 1054 – Creation of the Crab Nebula |autor=Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine |data=2006-08-30 |praca=SEDS |opublikowany=University of Arizona |data dostępu=2014-07-05}}</ref><ref name="PASP1942">{{Cytuj pismo |nazwisko=Duyvendak |imię= J.J.L. |tytuł=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles |czasopismo=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |wolumin=54 |wydanie=318 |strony=91–94 |miesiąc=kwiecień |rok=1942 |bibcode=1942PASP...54...91D |doi=10.1086/125409}}<br />{{Cytuj pismo |nazwisko=Mayall |imię= N.U. |nazwisko2=Oort |imię2=Jan Hendrik |tytuł=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects |czasopismo=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |wolumin=54 |wydanie=318 |strony=95–104 |miesiąc=April |rok=1942 |bibcode=1942PASP...54...95M |doi=10.1086/125410}}</ref><ref>{{Cytuj pismo |nazwisko=Brecher |imię=K. |nazwisko2=''et al'' |tytuł=Ancient records and the Crab Nebula supernova |czasopismo=The Observatory |rok=1983 |wolumin=103 |strony=106–113 |bibcode=1983Obs...103..106B}}</ref>.

W 1584 [[Giordano Bruno]] w swym dziele ''De l’infinito universo e mondi'' (''O nieskończonym Wszechświecie i światach'') zasugerował, że gwiazdy mogą być w istocie innymi Słońcami, wokół których też krążą [[planeta pozasłoneczna|planety]], także takie podobne do Ziemi<ref name="he history">{{Cytuj stronę |url= http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html |tytuł=A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy |nazwisko=Drake |imię=Stephen A. |data=2006-08-17 |opublikowany=NASA HEASARC |data dostępu=2011-06-22}}</ref>. Nie była to idea nowa, podobne koncepcje wysuwali już starożytni greccy filozofowie [[Demokryt]] i [[Epikur]]<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-226/ |tytuł=Exoplanets |data=2006-07-24 |opublikowany=ESO |data dostępu=2014-03-21}}</ref> oraz średniowieczni kosmologowie muzułmańscy<ref>{{Cytuj pismo |nazwisko=Ahmad |imię= I.A. |tytuł=The impact of the Qur’anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization |czasopismo=Vistas in Astronomy |wolumin=39 |wydanie=4 |rok=1995 |wydawca=[[ScienceDirect]] |strony=395–403 [402] |doi=10.1016/0083-6656(95)00033-X}}</ref>, na przykład [[Fakhr al-Din al-Razi]]<ref name=Setia>{{Cytuj pismo |nazwisko=Setia |imię=Adi |tytuł=Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey |url= http://findarticles.com/p/articles/mi_m0QYQ/is_2_2/ai_n9532826/ |czasopismo=Islam & Science |wolumin=2 |rok=2004 |data dostępu=2011-06-22}}</ref>. Myśl tę początkowo napiętnowano jako [[herezja|herezję]], lecz w kolejnych wiekach zyskała ona duże poparcie wśród astronomów i urosła do rangi obowiązującej teorii<ref>{{Cytuj |url=http://solar-center.stanford.edu/FAQ/Qsunasstar.html |tytuł=Stanford SOLAR Center -– Ask A Solar Physicist FAQs |data dostępu=2019-06-12}}</ref>.

Włoski astronom [[Geminiano Montanari]] w 1667 jako pierwszy opisał obserwowane przez siebie zmiany jasności gwiazdy [[Algol (gwiazda)|Algol]] (β&nbsp;Persei). W 1718 w Anglii [[Edmond Halley]] opublikował pierwsze w historii wyniki pomiaru [[ruch własny|ruchu własnego]] niektórych najbliższych gwiazd, wykazując istotne przesunięcie [[Arktur]]a i [[Syriusz]]a. Udowodnił on tym samym, że gwiazdy zmieniały położenie od czasów starożytnych astronomów Hipparchosa i Ptolemeusza<ref name="m.prop">{{cytuj książkę |nazwisko = Holberg |imię = J.B. |tytuł = Sirius: Brightest Diamond in the Night Sky |wydawca = Praxis Publishing |miejsce = Chichester |rok = 2007 |isbn = 0-387-48941-X}}</ref>.

Pierwszym naukowcem, który próbował doświadczalnie określić rozkład gwiazd w przestrzeni, był [[William Herschel]]. W latach 80. XVIII wieku wykonał on serię 600&nbsp; pomiarów, zliczając gwiazdy w różnych kierunkach. Okazało się, że liczba dostrzeganych gwiazd systematycznie rośnie w miarę zbliżania się do części nieba zawierającej [[jądro galaktyki|jądro]] Drogi Mlecznej. Jego syn, [[John Herschel]], powtórzył eksperyment ojca na półkuli południowej i dopatrzył się analogicznej reguły wzrostu zagęszczenia gwiazd w tym samym kierunku<ref name="Proctor">{{Cytuj pismo |nazwisko=Proctor |imię=Richard A. |tytuł=Are any of the nebulæ star-systems? |url=https://www.nature.com/articles/001331a0 |czasopismo=Nature |rok=1870 |strony=331–333 |doi=10.1038/001331a0 |wolumin=1}}</ref>. Na podstawie swoich badań Herschel senior opracował schemat Galaktyki, błędnie przy tym zakładając, że Słońce znajduje się w pobliżu jej centrum<ref>{{cytuj książkę |nazwisko = Paul |imię = E.R. |tytuł = The Milky Way Galaxy and Statistical Cosmology, 1890–1924 |wydawca = Cambridge University Press |rok = 1993 |strony = 16–18 |isbn = 0-521-35363-7}}</ref>. Do osiągnięć Williama Herschela należy także odkrycie, że niektóre gwiazdy nie poruszają się samotnie w kosmosie, lecz tworzą układy podwójne<ref>{{Cytuj |url=https://archive.org/stream/binarystars00aitk#page/8/mode/2up |tytuł=The binary stars |data dostępu=2019-06-12 |autor=Robert Grant Aitken |data=1918 |s=8–9 |miejsce=Nowy Jork}}</ref>.

Pierwszy bezpośredni pomiar odległości gwiazdy od Ziemi ([[61 Cygni]], oddalonej o 11,4&nbsp;roku świetlnego) wykonał w 1838 przy pomocy [[paralaksa|paralaksy]] [[Friedrich Wilhelm Bessel|Friedrich Bessel]]. Otrzymany przez niego po 18 miesiącach obserwacji rezultat – 10,4 roku świetlnego – był zbliżony do współczesnego<ref name="Bessel">{{Cytuj stronę |url=http://messier.seds.org/xtra/Bios/bessel.html |tytuł=Friedrich Wilhelm Bessel |autor=Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine |opublikowany=Students for the Exploration and Development of Space |data dostępu=2014-07-05}}</ref>. Późniejsze badania z użyciem tej metody wykazały znaczne rozproszenie gwiazd w przestrzeni kosmicznej<ref name="{{r|he history" />}}.

[[Joseph von Fraunhofer]] i [[Angelo Secchi]], pionierzy [[spektroskopia astronomiczna|spektroskopii astronomicznej]], na drodze porównań spektrów gwiazd takich jak Syriusz ze Słońcem zidentyfikowali różnice w ilości i grubościach [[Linie spektralne|linii spektralnych]] powstających w rezultacie pochłaniania przez atmosferę ciała niebieskiego specyficznych częstotliwości promieniowania elektromagnetycznego. W 1865 Secchi rozpoczął klasyfikowanie gwiazd na podstawie ich [[typ widmowy|typu widmowego]]<ref name="MacDonnell">{{cytuj stronę |url = http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm |tytuł = Angelo Secchi, S.J. (1818–1878), the Father of Astrophysics |autor = Joseph MacDonnell |język = en |data dostępu = 2011-06-22}}</ref>, jednakże nowoczesne kryteria tego podziału opracowała dopiero [[Annie Jump Cannon]] w pierwszej dekadzie XX&nbsp; wieku<ref>{{Cytuj |url=https://www.space.com/34707-annie-jump-cannon-biography.html |tytuł=Annie Jump Cannon: ‘Computer’ Who Classified the Stars |data dostępu=2019-06-14}}</ref>.

W XIX wieku coraz większego znaczenia nabierały obserwacje gwiazd podwójnych. W 1827 [[Felix Savary]], przy użyciu obserwacji wykonanych za pomocą teleskopu, jako pierwszy opisał orbity układu podwójnego. Obiektem jego obserwacji był pierwszy znany układ podwójny, odkryty przez Williama Herschela w 1780 system [[Ksi Ursae Majoris|ξ&nbsp;Ursae Majoris]]<ref>{{cytuj stronę |url = http://www-history.mcs.st-andrews.ac.uk/Biographies/Savary.html |tytuł = Felix Savary, biography |autor = J.J. O’Connor, E.F. Robertson |język = en |data dostępu = 2011-06-22}}</ref><ref name="Aitken">{{Cytuj książkę |nazwisko=Aitken |imię=Robert G. |tytuł=The Binary Stars |wydawca=Dover Publications Inc. |miejsce=Nowy Jork |rok=1964}}</ref>. W 1834 Friedrich Bessel na podstawie stwierdzonych przez siebie zmian ruchu własnego Syriusza wysunął hipotezę o istnieniu niewidocznej towarzyszącej mu gwiazdy, którą w 1862 zidentyfikowano jako białego karła Syriusza B<ref>{{Cytuj pismo |autor=Bessel, F.W.; communicated by Herschel, J.F.W |tytuł=On the Variations of the Proper Motions of ''Procyon'' and ''Sirius'' |czasopismo=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |bibcode=1844MNRAS...6..136. |wolumin=6 |miesiąc=December |rok=1844 |strony=136–141}}</ref><ref>{{Cytuj pismo |autor=Flammarion, Camille |tytuł=The Companion of Sirius |czasopismo=The Astronomical Register |bibcode=1877AReg...15..186F |wolumin=15 |wydanie=176 |rok=1877 |strony=186–189}}</ref>. Dokładne dane na temat wielu układów podwójnych zebrane przez naukowców pokroju [[Friedrich Georg Wilhelm Struve|Wilhelma Struvego]] i [[Sherburne Wesley Burnham|Sherburne’a Wesleya Burnhama]] pozwoliły obliczać masy gwiazd na podstawie ich [[elementy orbitalne|elementów orbitalnych]]. W 1889 [[Edward Charles Pickering|Edward Pickering]], badając występujące cyklicznie co 104&nbsp;dni rozszczepienia linii spektralnych [[Mizar (gwiazda)|Mizara]] (ζ&nbsp;Ursae Majoris), odkrył pierwszą [[gwiazda spektroskopowo podwójna|gwiazdę spektroskopowo podwójną]]<ref>{{Cytuj stronę |url=http://leo.astronomy.cz/mizar/pickering.htm |tytuł=Discovery of the first spectroscopic binary |data dostępu=2019-06-01}}</ref>.

W połowie XIX w. [[Gustav Kirchhoff]] opublikował [[Prawo Kirchhoffa (promieniowanie)|prawo promieniowania cieplnego]]. Wynikało z niego, że Słońce promieniuje potężną ilość energii. Od tego czasu szukano źródła energii promieniowania słonecznego, a tym samym innych gwiazd. Rozważane koncepcje, jak reakcje chemiczne czy upadek asteroid na Słońce, nie były w stanie wyjaśnić tak dużej energii. Uznanie zyskała dopiero [[Mechanizm Kelvina-Helmholtza|teoria Kelvina-Helmholtza]] uzyskiwania energii przez [[zapadanie grawitacyjne]]. Pomimo dawania zbyt małej ilości energii, by wyjaśnić funkcjonowanie, teoria ta przetrwała jako dominująca aż do początku XX w. Energia zapadania grawitacyjnego jest źródłem ciepła gwiazdy, zanim rozpoczną się w niej przemiany jądrowe, oraz podczas procesów zapadania<ref>{{Cytuj stronę |url = https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1609/1609.02834.pdf |tytuł = The Source of Solar Energy, ca. 1840-19101840–1910 |autor = Helge Kragh |data dostępu = 2019-06-14}}</ref>.

Większość gwiazd identyfikuje się za pomocą numeru katalogowego, jedynie niewielka ich liczba, z reguły te [[Lista najjaśniejszych gwiazd według jasności wizualnej|najjaśniejsze]], ma nazwy w pełnym znaczeniu tego słowa, najczęściej wywodzące się z [[łacina|łaciny]] lub [[język arabski|języka arabskiego]]. Znaczna część tych nazw ma korzenie mityczne, obrazuje pozycję gwiazdy w konstelacji (na przykład arabska nazwa gwiazdy [[Deneb|α Cygni]] – ''Deneb'' – oznacza ''ogon'', co odzwierciedla jej pozycję w „ogonie” [[gwiazdozbiór Łabędzia|gwiazdozbioru Łabędzia]])<ref name="{{r|mythology" />}} bądź też dotyczy czasu lub miejsca, w którym pojawia się ona na niebie w ciągu roku – na przykład [[Syriusz]]a, którego nazwa pochodzi od greckiego słowa σείριος (séirios) oznaczającego „skwarny”, „ognisty”, starożytni Grecy kojarzyli z okresem największych letnich upałów, od 24 lipca do 26 sierpnia, kiedy to gwiazdę tę widać na niebie tuż przed wschodem Słońca, gdyż jest to okres pomiędzy jej [[heliakalny wschód|heliakalnym wschodem a zachodem]]<ref name="sirio">{{cytuj stronę |url = http://www.castfvg.it/costell/cma.html |tytuł = La costellazione del Cane Maggiore (''Canis Major'' – CMa) |język = it |data dostępu = 2011-06-23}}</ref>.

W początkach XVII wieku do nazywania gwiazd zaczęto używać konstelacji, w których obrębie się znajdują. W 1603 niemiecki astronom [[Johann Bayer]] opracował serię map nieba (zebraną w atlasie [[Uranometria]]), w której oznaczał każdą dostrzeżoną przez siebie gwiazdę w danym gwiazdozbiorze przy użyciu [[alfabet grecki|greckiej litery]] (α&nbsp;oznaczała z reguły<ref name="{{r|Bayer" />}} gwiazdę najjaśniejszą<ref group="uwaga">Z uwagi na niedokładność ówczesnych instrumentów pomiarowych, jak i niedoskonałości systemu klasyfikacji gwiazd pod względem jasności wśród 88 gwiazdozbiorów jest co najmniej 30, w których α nie jest najjaśniejszą gwiazdą, a 4 z owych 30 w ogóle nie określono „alfy”.</ref>), po której następował [[dopełniacz (przypadek)|dopełniacz]] łacińskiej nazwy konstelacji. System ten, nazywany [[oznaczenie Bayera|oznaczeniem Bayera]], z powodu niewielkiej liczby liter alfabetu greckiego, okazał się niewystarczający dla konstelacji zawierających wiele gwiazd. Aby przezwyciężyć ten problem, po wyczerpaniu liter greckich Bayer zaczął stosować litery [[alfabet łaciński|alfabetu łacińskiego]], najpierw małe, a następnie wielkie<ref name="l'Universo">{{cytuj książkę |autor = AA.VV |tytuł = L’Universo – Grande enciclopedia dell’astronomia |wydawca = De Agostini |miejsce = Novara |rok = 2002}}</ref>.

W 1712 po raz pierwszy opublikowano dzieło brytyjskiego astronoma [[John Flamsteed|Johna Flamsteeda]] ''[[Historia coelestis Britannica]]'', na którego potrzeby opracował on katalog gwiazd, w którym posłużył się nowym systemem numeracji, opierającym się na [[rektascensja|rektascensji]] tych ciał niebieskich. Metodę tę nazwano ''[[oznaczenie Flamsteeda|oznaczeniem Flamsteeda]]'' lub ''numeracją Flamsteeda''<ref name="Bayer">{{Cytuj stronę |url = http://www.iau.org/public_press/themes/naming/ |tytuł = Naming Astronomical Objects |opublikowany = [[Międzynarodowa Unia Astronomiczna]] |data dostępu = 2011-06-23}}</ref><ref>{{Cytuj stronę |url = http://spider.seds.org/spider/Misc/naming.html |tytuł = Naming Stars |opublikowany = [[Students for the Exploration and Development of Space]] (SEDS) |data dostępu = 2014-07-05}}</ref>. Była ona bardzo podobna do oznaczenia Bayera, ale zamiast greckich liter używała liczb, a numer 1 nie oznaczał gwiazdy najjaśniejszej, lecz tę o najmniejszej rektascensji w danej konstelacji (jest to [[układ współrzędnych równikowych równonocnych|współrzędna astronomiczna]] stanowiąca odpowiednik [[długość geograficzna|długości geograficznej]] wyznaczanej na Ziemi). Z uwagi na precesję osi Ziemi oryginalne oznaczenia Flamsteeda w niektórych wypadkach straciły aktualność<ref name="{{r|l'Universo" />}}.

W XIX wieku zdecydowano, że do oznaczania nielicznych znanych wówczas [[gwiazda zmienna|gwiazd zmiennych]] stosowany będzie [[nazewnictwo gwiazd zmiennych|odrębny system oznaczeń]]. Gwiazdom przydzielano kolejne litery alfabetu łacińskiego, poczynając od R, a nie A, aby nie popaść w konflikt z oznaczeniem Bayera, po literze następował dopełniacz nazwy konstelacji. Autorem tej nomenklatury był niemiecki astronom [[Friedrich Wilhelm August Argelander|Friedrich Wilhelm Argelander]]. Nie spodziewał się on, że gwiazdy zmienne występują we Wszechświecie tak powszechnie, że pozostałe w alfabecie dziewięć liter okaże się dalece niewystarczające. Po wyczerpaniu liter alfabetu następne gwiazdy zmienne otrzymywały oznaczenia składające się z dwóch liter, zaczynając od RR (przykładowe gwiazdy nazwane w tej konwencji to [[S Doradus]] czy [[RR Lyrae]])<ref name="{{r|l'Universo" />}}. Gwiazd zmiennych odkryto tak wiele, że w niektórych konstelacjach zaistniała konieczność użycia nowego systemu nazewnictwa, w którym po literze V (od słowa ''variable''<ref group="uwaga">Łac. ''zmienny''.</ref>) następuje numer identyfikacyjny (335 albo większy, gdyż oznaczeń literowych jest 334) oraz łaciński dopełniacz konstelacji (np. [[V838 Monocerotis]])<ref>{{Cytuj |url=https://www.aavso.org/naming-variables |tytuł=Naming Variables |data dostępu=2019-06-13}}</ref>.

Wraz z postępem w astronomii, który poskutkował wdrażaniem coraz bardziej zaawansowanych instrumentów obserwacyjnych, stworzono nowe katalogi gwiazd, obejmujące na przykład te znajdujące się poza Drogą Mleczną, na ich potrzeby powstało wiele innych systemów nazewnictwa<ref name="{{r|naming" />}}.

Zgodnie z [[międzynarodowe prawo kosmiczne|prawem kosmicznym]] jedyną uznawaną przez międzynarodową społeczność naukową organizacją posiadającą kompetencje do nazywania gwiazd oraz innych ciał niebieskich jest [[Międzynarodowa Unia Astronomiczna]]<ref name="naming">{{Cytuj stronę |url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.309 |tytuł = The Naming of Stars |opublikowany = National Maritime Museum |język = en |archiwum = http://web.archive.org/web/20071029035356/http://www.nmm.ac.uk:80/server/show/conWebDoc.309 |zarchiwizowano = 2007-10-29 |data dostępu = 2011-06-23}}</ref><ref>{{Cytuj książkę |autor=Lyall, Francis; Larsen, Paul B. |tytuł=Space Law: A Treatise |strony=176 |wydawca=Ashgate Publishing, Ltd |rok=2009 |isbn=0-7546-4390-5 |rozdział=Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies}}</ref>. Szereg prywatnych instytucji oferuje możliwość zakupu nazwy gwiazdy<ref>{{Cytuj stronę |url=http://www.astrometry.org/starnaming.php |tytuł=Star naming |rok=2005 |opublikowany=Scientia Astrophysical Organization. |archiwum = http://web.archive.org/web/20151018221740/http://www.astrometry.org:80/starnaming.php |zarchiwizowano = 2015-10-18 |data dostępu=2011-06-23}}</ref>, jednak MUA stanowczo odcina się od tego typu praktyk, a nadane odpłatnie nazwy nie są brane przez nią pod uwagę<ref>{{Cytuj stronę |url=http://www.iau.org/public/buying_star_names/ |tytuł=Buying Stars and Star Names |nazwisko=Andersen |imię=Johannes |opublikowany=International Astronomical Union |data dostępu=2011-06-23}}</ref>.

We wczesnym stadium swojego istnienia gwiazdy o masie nieprzekraczającej 2&nbsp;M_☉ klasyfikowane są jako [[gwiazda typu T Tauri|typ T Tauri]] lub [[gwiazda typu FU Orionis|FU Orionis]], te o większej (2-82–8&nbsp;M_☉) zaś jako [[gwiazdy typu Herbig Ae/Be|typ Herbig Ae/Be]]. Nowo narodzone, wciąż zapadające się gwiazdy emitują wzdłuż swoich osi obrotu gazowe [[dżet (astronomia)|dżety]], które mogą redukować ich [[moment pędu]] oraz tworzyć niewielkie mgławicopodobne obszary aktywne – [[obiekt Herbiga-Haro|obiekty Herbiga-Haro]]<ref>{{cytuj książkę |autor = Bally, J., Morse, J., Reipurth, B. |tytuł = Science with the Hubble Space Telescope – II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995 |url = http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1996swhs.conf..491B |tytuł części = The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks |wydawca = Space Telescope Science Institute |strony = 491 |data dostępu = 2019-06-21}}</ref><ref name=smith04>{{Cytuj książkę |nazwisko=Smith |imię=Michael David |tytuł=The origin of stars |strony=176 |wydawca = Imperial College Press |rok=2004 |isbn=1-86094-501-5}}</ref>. Dżety, przy współudziale promieniowania sąsiednich wielkich gwiazd, mogą przyczyniać się do rozproszenia obłoku, w którym gwiazda powstała<ref>{{Cytuj stronę |url=http://www.esa.int/esaCP/SEMFEAKPO8G_index_0.html |tytuł=Herschel finds a hole in space |nazwisko=Megeath |imię=Tom |data=2010-05-11 |opublikowany=ESA |data dostępu=2011-06-24}}</ref>.

[[Plik:Diagram H-R2 PL.gif|thumb|360px|Przykładowy diagramDiagram Hertzsprunga-Russella dla zestawu gwiazd]]

W czasie 70–90% czasu swego istnienia gwiazda łączy wodór w hel na drodze zachodzących w jądrze reakcji termonuklearnych{{odn|Chyży|1997|s=173}}. Gwiazdy takie układają się na diagramie Hertzsprunga-Russella w ciąg główny i zaliczane są do [[Karzeł (gwiazda)|karłów]].

Efektem syntezy helu w jądrze jest dostarczanie gwieździe dużej ilości energii, którą gwiazda wypromieniowuje w przestrzeń kosmiczną. Jednocześnie zmniejsza się liczba cząstek<ref group = "uwaga">Sumarycznie jedno jądro helu powstaje z 4 protonów i 2 elektronów. Pierwotna materia gwiazdy I populacji składa się z 70% wodoru, 28% helu i 2% innych pierwiastków, średnia masa molowa zjonizowanej tej materii jest równa 0,617. Po zamianie wodoru na hel zmienia się na 1,34<!--???<ref name = "W10" />-->. Odpowiada to zamianie 1000 cząstek na 460 o większej masie.</ref>, dlatego, by utrzymać ciśnienie, następuje napływ nowych cząstek do jądra gwiazdy. Wzrasta masa jądra, co zwiększa przyspieszenie grawitacyjne, zwiększając ciśnienie i temperaturę, w konsekwencji rośnie szybkość fuzji w gwieździe. Wzrost wydzielania energii wywołuje zwiększenie jasności gwiazdy, która odbywa się głównie poprzez zwiększenie rozmiarów gwiazdy<ref name = "W10">{{Cytuj stronę | url = http://www.astrouw.edu.pl/~kiraga/Dydaktyka/Astr_t_1/w10.pdf | tytuł = Ewolucja na ciągu głównym. | data = 2017 | data dostępu = 2019-06-21}}</ref>. Szacuje się, że Słońce, odkąd weszło na ciąg główny 4,6&nbsp;miliarda lat temu, przybrało na jasności około 40%<ref name={{r|sun_future />}}.

Czas, jaki gwiazda spędzi na ciągu głównym, zależy w przeważającym stopniu od ilości paliwa, jakim dysponuje, oraz tempa przebiegu procesu jego zużycia, które także zależy od masy gwiazdy. Szacuje się, że w wypadku Słońca ten etap życia trwa 10&nbsp;miliardów lat. Masywniejsze gwiazdy zużywają swoje paliwo szybciej, z tego powodu istniejążyją znacznie krócej; małe z kolei, zwane [[czerwony karzeł|czerwonymi karłami]], zużywają je bardzo powoli i mogą trwać dziesiątki, a nawet setki miliardów lat<ref name="late stages">{{Cytuj stronę |url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html |tytuł = Late stages of evolution for low-mass stars |nazwisko = Richmond |imię = Michael |opublikowany = Rochester Institute of Technology |język = en |data dostępu = 2011-06-20}}</ref>. Według obowiązujących teorii wszystkie gwiazdy o masach początkowych mniejszych od 0,8&nbsp;M_☉ niezależnie od tego, kiedy powstały, nie wyszły jeszcze z ciągu głównego (albo jeszcze nań nie weszły){{odn|Chyży|1997|s=175}}.

W [[czerwony karzeł|najmniejszych gwiazdach]] (0,08-008–0,4&nbsp;M_☉) przetwarzanie wodoru w hel jest powolne. Temperatura nawet w centrum nie wystarcza by, wytworzona energia (choć mała) była przenoszona tylko przez promieniowanie. W całej gwieździe zachodzi konwekcja, przenosząc wodór z zewnętrznych obszarów do jądra. Z tego względu gwiazda nie nabywa budowy warstwowej – wodór z całej jej objętości może zostać spalony w jądrze. Zależność ilości wytwarzanego ciepła od masy gwiazdy sprawia, że od tego parametru zależy jej dalsza ewolucja. W jądrze najmniejszych gwiazd temperatura i gęstość ledwo wystarczają na przebieg fuzji wodoru w hel – taka gwiazda pozostaje w ciągu głównym<ref name="fasi finali">{{cytuj stronę |url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html |tytuł = Late stages of evolution for low-mass stars |autor = Michael Richmond|opublikowany = Rochester Institute of Technology |język = en |data dostępu = 2011-06-24}}</ref>. Nieco większe zwiększają stopniowo swoją temperaturę powierzchniową i na krótko zyskują [[błękitny karzeł|barwę niebieską]], po czym stopniowo kurczą się, aż staną się białymi karłami. Najmasywniejsze mogą wejść w stadium olbrzyma, zwiększając jasność bez zwiększania temperatury powierzchni oraz osiągając rozmiary i temperaturę podobną do Słońca. Czas życia tych gwiazd jest dłuższy niż obecny [[wiek Wszechświata]], toteż żadna z gwiazd nie osiągnęła jeszcze tego stadium ewolucji<ref name="AN">{{cytuj pismo |autor = F.C. Adams, P. Bodenheimer, G. Laughlin |tytuł = M dwarfs: planet formation and long term evolution |url = http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/asna.200510440/pdf |czasopismo = Astronomische Nachrichten |wydanie = 10 |wolumin = 326 |strony = 913–919 |język = en |data = grudzień 2005 |doi = 10.1002/asna.200510440}}</ref>.

W gwiazdach o masie 0,8&nbsp;M_☉ do około 2&nbsp;M_☉, po sekwencji głównej, elektrony w helowym jądrze są częściowo zdegenerowane, fuzja wodoru w hel zachodzi w cienkiej warstwie wokół jądra. Intensywność wydzielania energii rośnie, wzrasta jasność gwiazdy. Jądro helowe rozrasta się, dochodzi w nim do całkowitej degeneracji elektronów, ograniczającej zapadanie się jądra. Zewnętrznie gwiazda przechodzi przez fazę [[podolbrzym]]a i rozrasta się do [[Czerwony olbrzym|czerwonego olbrzyma]]{{R|Pols}}. Na tym etapie jasność, promień i inne parametry gwiazdy nie zależą od masy gwiazdy, ale od masy helowego rdzenia{{R|Pols}}. Gdy helowy rdzeń osiągnie masę około 0,45&nbsp;M_☉ i temperaturę 100 mln K następuje gwałtowna fuzja helu w węgiel określana jako [[błysk helowy]]{{R|Pols}}. Energia generowana przez reakcję 3α powoduje wzrost energii plazmy, czyli jej temperatury, elektrony przestają być zdegenerowane, dlatego ekspansja jądra jest znikoma. Duża energia wytworzona w centrum gwiazdy sprawia, że staje się ono konwektywne, zatem energia uwalniana w błysku helowym jest transportowana do krawędzi rdzenia, gdzie jest pochłaniana przez ekspansję otaczających niezdegenerowanych warstw. Energia błysku nie dociera do powierzchni gwiazdy. Zmniejsza się szybkość spalania wodoru w powłoce, co skutkuje zmniejszeniem jasności gwiazdy i wzrostem jej temperatury powierzchniowej, gwiazda przechodzi do tzw. ramienia poziomego{{R|Pols}}. Po powrocie do stanu równowagi gwiazda spala hel w powłoce wokół jądra oraz wodór w cienkiej zewnętrznej powłoce, jej jasność rośnie i wraca na gałąź olbrzymów, jest określana jako [[gwiazda AGB]]. Spalanie helu i wodoru w cienkich warstwach jest niestabilne, niektóre gwiazdy tego typu drgają, zmieniając cyklicznie swoją jasność, są one zaliczane do [[Cefeida|Cefeid]]{{R|Pols}}. Gwiazda na tym etapie traci w dużym tempie swe zewnętrzne powłoki. Po wypaleniu helu i rozwianiu wodoru z atmosfery zwiększa się temperatura powierzchni gwiazdy i przechodzi ona do ostatnich etapów swego życia{{R|Pols}}.

Szacuje się, że Słońce za około 5&nbsp;miliardów lat osiągnie ten właśnie etap rozwoju, w którego trakcie po kolejnych 22–3 - 3&nbsp;miliardach lat powiększy zwiększy swój promieńsię, rozszerzając się aż dosięgając orbity Ziemi<ref name="sun_future">{{Cytuj pismo |autor= I.J. Sackmann, A.I. Boothroyd, K.E. Kraemer |tytuł=Our Sun. III. Present and Future |czasopismo=Astrophysical Journal |strony=457 |rok=1993 |wolumin=418 |bibcode=1993ApJ...418..457S |doi = 10.1086/173407}}</ref><ref name="future-sun">{{cytuj stronę |url = http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Lectures/vistas97.html |tytuł = The Once and Future Sun |autor = Richard W. Pogge |opublikowany = The Ohio State University (Department of Astronomy) |data = 1997 |język = en |data dostępu = 2011-06-24}}</ref>.

W większych gwiazdach po wyczerpaniu wodoru w jądrze ustaje w nim reakcja fuzji, jądro przestaje być konwektywne, fuzja wodoru w hel zachodzi w powłoce. Przeciętna gwiazda w tej grupie o masie 5 M_⊙ ma jądro helowe o masie 0,4 M_⊙, nie wystarcza to do zapłonu helu. Gwiazda przechodzi szybkie zmiany, temperatura jądra jest wystarczająca, by nie doszło do degeneracji elektronów, jądro kurczy się i rozpoczyna fuzję węgla z helu, co zewnętrznie przenosi gwiazdę do gałęzi [[Olbrzym (gwiazda)|olbrzymów]]{{R|Pols}}<ref>{{Cytuj pismo |nazwisko = Iben |imię = Icko, Jr. |tytuł=Single and binary star evolution |czasopismo=Astrophysical Journal Supplement Series |rok=1991 |wolumin=76 |strony=55–114 |bibcode= 1998RPPh...61...77K |doi=10.1086/191565 |data dostępu=2011-06-24}}</ref>. Gdy hel w jądrze zostanie zużyty, synteza jest kontynuowana w powłoce wokół węglowo-tlenowego centrum. Ewolucja gwiazdy przebiega dalej analogicznie do fazy czerwonego olbrzyma, lecz przy wyższej temperaturze powierzchni. Jeżeli gwiazda ma dostatecznie dużą masę (około 7-8&nbsp;M_☉), jest ona w stanie syntetyzować także pierwiastki cięższe od helu<ref>{{cytuj stronę |url = http://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/carbon_burning.html |tytuł = Carbon burning |autor = David Darling |opublikowany = The Internet Encyclopedia of Science |język = en |data dostępu = 2011-06-24}}</ref>. W razie spowolnienia reakcji jądrowych zachodzących w czerwonym olbrzymie do tego stopnia, że zdąży się on zapaść, gwiazda wchodzi w fazę [[błękitny olbrzym|błękitnego olbrzyma]]<ref name="{{r|iben" />}}.

Aby do tego doszło, jądro stopniowo kurczy się, a rosnące w nim temperatura oraz ciśnienie powodują w końcu „zapłon” węgla. Analogiczny proces zachodzi następnie dla [[neon (pierwiastek)|neonu]], [[tlen]]u oraz [[krzem]]u. Pod koniec życia gwiazdy reakcje termojądrowe mogą zachodzić w serii tworzących jej wnętrze powłok przypominających łupiny cebuli. Każda powłoka spala wtedy inny pierwiastek, w najbardziej zewnętrznej jest to wodór, w następnej hel i tak dalej. Wyższe warstwy są chronione przed zapadnięciem się przez ciepło i promieniowanie pochodzące z warstw niższych, w których reakcje zachodzą, w miarę zbliżania się do jądra, coraz intensywniej<ref name="{{r|hinshaw" /><ref name="|morte stellare" /><ref name="|WoosleyJanka" />}}.

Końcowy etap życia takiej gwiazdy nadchodzi z chwilą, gdy zaczyna ona produkować [[radioaktywność|radioaktywny]] [[izotopy|izotop]] [[nikiel|niklu]] {{chem|56|Ni}}, rozpadający się szybko do [[kobalt]]u {{chem|56|Co}} i ostatecznie do trwałego izotopu [[żelazo|żelaza]] {{chem|56|Fe}}<ref name="Nucleos">{{Cytuj książkę |nazwisko = Pagel |imię = Bernard Ephraim Julius |tytuł = Nucleosynthesis and chemical evolution of galaxies |strony = 154–160 |rozdział = Further burning stages: evolution of massive stars |isbn = 978-0-521-55958-4}}</ref>. Ponieważ jądro atomowe żelaza ma jedną z najwyższych [[energia wiązania|energii wiązania]]<ref>{{cytuj pismo |autor = M.P. Fewell |tytuł = The atomic nuclide with the highest mean binding energy |czasopismo= American Journal of Physics |bibcode= 1995AmJPh..63..653F |doi=10.1119/1.17828 |wolumin=63 |numer=7 |strony=653–658 |data= 1995-07 |język = en |data dostępu = 2011-06-24}}</ref><ref>{{cytuj stronę |url = http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/nucene/nucbin2.html#c1 |tytuł = The Most Tightly Bound Nuclei |język = en |data dostępu = 2011-06-24}}</ref>, proces jego fuzji nie uwalniałby energii, lecz ją zużywał<ref name="{{r|hinshaw" />}}. Stąd w zaawansowanych wiekiem wielkich gwiazdach postępuje proces akumulacji w centrum nieaktywnego żelaza, zdolnego przeciwstawić się zapadaniu dzięki ciśnieniu zdegenerowanych elektronów<ref name="Chandrasekhar">{{Cytuj pismo |nazwisko = Lieb |imię = E.H. |nazwisko2 = Yau |imię2 = H.-T. |tytuł = A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse |czasopismo = [[Astrophysical Journal]] |wolumin = 323 |wydanie = 1 |strony = 140–144 |rok = 1987 |doi = 10.1086/165813 |bibcode = 1987ApJ...323..140L}}</ref>.

Gdy gwiazda wyczerpie swój zapas paliwa, ciśnienie wywierane przez jej jądro przestaje wystarczać do podtrzymania jej zewnętrznych warstw. W efekcie jądro zapada się pod własnym ciężarem z olbrzymią (rzędu 70&nbsp;000{{formatnum:70000}}&nbsp;km/s, czyli 0,23[[prędkość światła|c]]<ref name="grav_waves">{{Cytuj |autor = C.L. Fryer |tytuł = Gravitational Waves from Gravitational Collapse |url = http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2003-2/ |wydawca = [[Towarzystwo Maxa Plancka|Max Planck Society]] |data = 2006-01-24 |seria = Living Reviews in Relativity |data dostępu = 2011-06-24 |archiwum = http://web.archive.org/web/20060912175543/http://relativity.livingreviews.org:80/Articles/lrr-2003-2/ |zarchiwizowano = 2006-09-12}}</ref>) prędkością, a zewnętrzne warstwy gwiazdy wyrzucane są w przestrzeń w mniej lub bardziej gwałtowny sposób. Po jądrze pozostaje obiekt o wielkiej gęstości zbudowany z materii zdegenerowanej, jego typ zależy od początkowej masy gwiazdy<ref name="Sandin">{{cytuj pismo |autor= Fredrik Sandin |tytuł = Compact stars in the standard model – and beyond |url = http://dx.doi.org/10.1140/epjcd/s2005-03-003-y |czasopismo = Eur.Phys.J.C. |data dostępu = 2011-06-24}}</ref>.

Jeżeli zawierała się ona pomiędzy 0,08–8&nbsp;M_☉ po śmierci gwiazdy pozostanie po niej [[biały karzeł]], obiekt o stosunkowo niewielkim rozmiarze (zbliżonym do Ziemi) i masie mniejszej lub równej [[granica Chandrasekhara|granicy Chandrasekhara]] (1,44&nbsp;M_☉)<ref name="Liebert">{{cytuj pismo |autor = J. Liebert |tytuł = White dwarf stars |czasopismo = Annual review of astronomy and astrophysics |bibcode= 1980ARA&A..18..363L |wolumin = 18 |wydanie = 2 |strony = 363–398 |data = 1980 |data dostępu = 2011-06-24}}</ref>. Biały karzeł ma początkowo bardzo wysoką temperaturę powierzchni<ref name="{{r|fasi finali" /><ref name="|Liebert" />}}, która z czasem obniża się na skutek jego oddziaływania z otoczeniem, docelowo stygnie on zupełnie i przeobraża się w [[czarny karzeł|czarnego karła]]. Jak do tej pory nie zaobserwowano żadnych czarnych karłów, ponieważ, jak przypuszczają astronomowie, czas potrzebny na ich powstanie jest dużo dłuższy od obecnego wieku Wszechświata<ref name="{{r|Liebert" />}}.

Gwiazda o masie początkowej z przedziału 0,08–0,4&nbsp;M_☉ staje się białym karłem stopniowo, bez żadnych przejściowych gwałtownych etapów. Jeżeli jednak jest cięższa od 0,4&nbsp;M_☉ (lecz lżejsza od 8&nbsp;M_☉), zanim przeobrazi się w białego karła, traci swoje zewnętrzne powłoki, dające początek [[mgławica planetarna|mgławicy planetarnej]]<ref name="{{r|fasi finali" />}}.

W gwiazdach o masie przekraczającej 8&nbsp;M_☉ zachodzące w nich reakcje termonuklearne pozwalają jądru na osiągnięcie masy przekraczającej granicę Chandrasekhara. Gdy po przekroczeniu tej granicy w gwieździe ustaną reakcje jądrowe, jądro nie jest w stanie utrzymać własnego ciężaru i gwałtownie się zapada. Dzieje się tak dlatego, że w obecnych w nim atomach elektrony zostają wepchnięte w protony, tworząc neutrony oraz neutrina na drodze gwałtownej reakcji [[wychwyt elektronu|wychwytu elektronów]] (zwanej także odwrotnym [[rozpad beta|rozpadem beta]]). Powstała podczas nagłego zapadnięcia się jądra [[fala uderzeniowa]] powoduje rozsadzenie pozostałej materii gwiazdy przez potężną eksplozję – [[supernowa|supernową]]. Supernowe są tak jasne, że mogą na krótko przewyższyć blaskiem całą swą macierzystą galaktykę<ref name="{{r|supernova" />}}. Gdy w przeszłości obserwowano gołym okiem tego rodzaju wydarzenia zachodzące w Drodze Mlecznej, uważano je za „nowe gwiazdy”, gdyż pojawiały się tam, gdzie do tej pory niczego nie dawało się dostrzec<ref name="supernova">{{Cytuj stronę |url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html |tytuł = Introduction to Supernova Remnants |data = 2006-04-06 |opublikowany = Goddard Space Flight Center |data dostępu = 2011-06-24}}</ref>.

Olbrzymia energia wyzwalana w takiej eksplozji pozwala na fuzję dotychczasowych produktów gwiezdnej nukleosyntezy w jeszcze cięższe pierwiastki, proces ten zwany jest [[nukleosynteza w supernowych|nukleosyntezą w supernowych]]. Wyrzucona w przestrzeń materia składowa gwiazdy stanowi tak zwaną [[pozostałość po supernowej]] (przybiera ona formę mgławicy podobnej na przykład do Mgławicy Kraba)<ref name="{{r|supernova" />}}, jądro zaś przeobraża się w gwiazdę neutronową (która czasem przybiera postać [[pulsar]]u, [[berster rentgenowski|bersteru rentgenowskiego]] bądź [[magnetar]]a)<ref>{{Cytuj |url=https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/neutron_stars1.html |tytuł=Neutron Stars, Pulsars, and Magnetars -– Introduction |data dostępu=2019-06-14}}</ref>.

W gwieździe neutronowej materia istnieje w stanie [[Materia zdegenerowana|plazmy neutronowej]], a w jej jądrze być może występuje także [[materia dziwna]]<ref>{{Cytuj |tytuł=Strange Quark Matter in Neutron Stars? -– New Results from Chandra and XMM |autor=Markus H. Thoma; Joachim Truemper; Vadim Burwitz |czasopismo=Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics |wolumin=30 |numer=1 |data=2003 |doi=10.1088/0954-3899/30/1/055 |arxiv=astro-ph/0305249}}</ref>. Stan materii wewnątrz czarnej dziury pozostaje jak na razie nieznany<ref>{{Cytuj |url=http://www.hawking.org.uk/into-a-black-hole.html |autor=Stephen Hawking |tytuł=Into a Black Hole |data dostępu=2019-06-14}}</ref>.

Największe gwiazdy, o masach większych niż 140&nbsp;M_☉ mogą kończyć życie jeszcze przed wyczerpaniem swojego paliwa na skutek eksplozji typu [[pair instability supernova|pair-instability]], w wyniku których po gwieździe nie pozostaje żaden trwały obiekt, a cała jej materia jest rozrzucana w przestrzeni<ref name="SN2006gy">{{Cytuj stronę |url = http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/news/chandra_bright_supernova.html |tytuł = NASA’s Chandra Sees Brightest Supernova Ever |nazwisko = Boen |imię = B. |data = 2007-05-05 |opublikowany = [[NASA]] |data dostępu = 2011-06-24}}</ref><ref>{{Cytuj stronę |url = http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1991/12/text/ |tytuł = Largest, brightest supernova ever seen may be long-sought pair-instability supernova |nazwisko = Sanders |imię = R. |data = 2007-05-07 |opublikowany = [[Uniwersytet Kalifornijski w Berkeley|University of California, Berkeley]] |data dostępu = 2011-06-24}}</ref>.

Przepływ materii wywoływany supernowymi oraz wiatrem gwiazdowym wielkich gwiazd odgrywa znaczącą rolę w kształtowaniu przestrzeni międzygwiazdowej<ref name="{{r|supernova" />}}. W skład odrzuconej przez umierającą gwiazdę materii wchodzą między innymi ciężkie pierwiastki, które mogą ponownie wejść w skład nowo formowanych gwiazd, przy ich udziale powstają również [[Planeta skalista|planety skaliste]]<ref>{{Cytuj |url=https://phys.org/news/2019-06-earth-heavy-metals-result-supernova.html |tytuł=Earth’s heavy metals result of supernova explosion |data dostępu=2019-06-14}}</ref>.

Wyróżnia się trzy populacje gwiazd: najmłodsze należą do pierwszej, starsze do drugiej, a hipotetycznie wyróżniane najstarsze do trzeciej<ref name="astrofan">{{Cytuj |url=http://astrofan.pl/populacje-gwiazd/ |tytuł=Populacje gwiazd |opublikowany=Astrofan |data dostępu=2019-06-02}}</ref>. Żadnego z obserwowanych obiektów nie zaklasyfikowano do III populacji – gwiazdy tej populacji żyły bardzo krótko, a ich światło jest tak słabe (zez względupowodu naogromnej ogromną odległośćodległości od Ziemi), że nawet największe teleskopy nie mogą go zarejestrować<ref name="{{r|popIII" />}}.

Gwiazdy współcześnie formujące się w Drodze Mlecznej składają się w około 71% z wodoru i w 27% z helu<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko=Irwin |imię=Judith A. |tytuł=Astrophysics: Decoding the Cosmos |rok=2007 |wydawca=John Wiley and Sons |isbn=0-470-01306-0 |strony=78}}</ref>, pozostały ułamek stanowi niewielka domieszka cięższych pierwiastków, takich jak tlen czy węgiel. Zawartość pierwiastków cięższych od helu ([[metale (astronomia)|metali]] w rozumieniu astronomicznym) w gwieździe względem ich zawartości w Słońcu nazywa się metalicznością; ustala się zwykle zawartość jedynie żelaza<ref name="mnras267">{{cytuj pismo |autor = D. Wonnacott, B.J. Kellett, B. Smalley, C. Lloyd |tytuł = Pulsational Activity on Ik-Pegasi |czasopismo = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |bibcode= 1994MNRAS.267.1045W |data = 1994 |wolumin = 267 |wydanie = 4 |strony = 1045–1052 |data dostępu = 2011-09-24}}</ref>. O zawartości cięższych pierwiastków w gwieździe wnioskuje się na podstawie zawartości żelaza w jej atmosferze, gdyż jest ono powszechnie występującym pierwiastkiem, a jego [[linie spektralne]] stosunkowo łatwo wyodrębnić. Wyniki pomiarów składu chemicznego gwiazd można wykorzystać przy określaniu ich wieku, gdyż obłoki molekularne, w których powstają, są ciągle wzbogacane w cięższe pierwiastki przez materię odrzucaną przez umierające gwiazdy, na przykład podczas eksplozji supernowych. Gwiazdy II populacji składają się z około 75% wodoru, 25% helu oraz bardzo małego (<0,1%) odsetka metali. W gwiazdach I populacji udział metali rośnie do około 2–3%, a frakcje wodoru i helu wynoszą odpowiednio 70–75% i 24–27%<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2006/pr-34-06.html |tytuł = A „Genetic Study” of the Galaxy |data =2006-09-12 |opublikowany = ESO |archiwum = http://web.archive.org/web/20080706165740/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2006/pr-34-06.html |zarchiwizowano = 2008-07-06 |data dostępu = 2011-09-24}}</ref>; większa metaliczność młodszych gwiazd wynika z innego składu obłoków molekularnych, z których się uformowały – obłoki z czasem wzbogaca coraz więcej metali pochodzących z gwiazd, które kończąc swe życie uwalniają je w przestrzeń kosmiczną<ref>{{Cytuj |url=http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/P/Population+II |tytuł=Population II |data dostępu=2019-06-14}}</ref>. Metaliczność gwiazdy wpływa na czas jej pobytu na ciągu głównym, intensywność pola magnetycznego<ref name="{{r|Pizzolato" />}} oraz siłę wiatru gwiazdowego<ref name="{{r|mass loss" />}}. Frakcja cięższych pierwiastków w gwieździe może również wskazywać prawdopodobieństwo posiadania przez nią systemu planetarnego<ref>{{Cytuj pismo |autor= Fischer, D.A.; Valenti, J |tytuł=The Planet-Metallicity Correlation |czasopismo=The Astrophysical Journal |rok=2005 |wolumin=622 |wydanie=2 |strony=1102–1117 |bibcode= 2005ApJ...622.1102F |doi = 10.1086/428383 |data dostępu = 2011-09-24}}</ref>.

Masy gwiazd zawierają się w przybliżeniu w przedziale od 1,5913 × 10²⁹ do 3,9782 × 10³²&nbsp;kg, co w jednostkach masy Słońca oznacza zakres od 0,08 do 200&nbsp;M_☉<ref name={{r|Baraffe />}}<ref name="Oey">>{{cytuj pismo |autor = M.S. Oey |autor2 = C.J. Clarke |tytuł = Statistical Confirmation of a Stellar Upper Mass Limit |czasopismo = [[Astrophysical Journal]] |bibcode=2005ApJ...620L..43O |wolumin = 620 |wydanie = 43 |strony = 1054 |data = 2005 |data dostępu = 2011-09-23}}</ref>.

[[AB Doradus]] C, towarzysz AB Doradus A, z masą zaledwie 93 razy większą od [[Jowisz]]a, jest najmniejszą znaną gwiazdą, w której zachodzą reakcje jądrowe<ref>{{Cytuj stronę |url=http://www.eso.org/public/news/eso0503/ |tytuł=Weighing the Smallest Stars |opublikowany=ESO |data=2005-01-19 |data dostępu=2014-07-13}}</ref>. Dla gwiazd o metaliczności zbliżonej do Słońca teoretyczne minimum masy pozwalające na prowadzenie fuzji szacuje się na 75 mas Jowisza<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html |tytuł = Are They Planets or What? |nazwisko = Boss |imię = Alan |data =2001-04-03 |opublikowany = Carnegie Institution of Washington |archiwum = http://web.archive.org/web/20071011211107/http://carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html |zarchiwizowano = 2007-10-11 |data dostępu = 2014-07-05}}</ref><ref name="minimum">{{Cytuj stronę |url = http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html |tytuł = Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed |nazwisko = Shiga |imię = David |data =2006-08-17 |opublikowany = New Scientist |archiwum = http://web.archive.org/web/20060820151854/http://www.newscientistspace.com:80/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html |zarchiwizowano = 2006-08-20 |data dostępu = 2006-08-23}}</ref>. Niedawne badania najsłabszych gwiazd wykazały, że gdy metaliczność jest bardzo mała, minimalna masa wynosi około 8,3%&nbsp;masy Słońca lub 87&nbsp;mas Jowisza<ref name="{{r|minimum" />}}<ref>{{Cytuj stronę |url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/5260008.stm |tytuł=Hubble glimpses faintest stars |opublikowany=BBC |data=2006-08-18 |data dostępu=2011-09-23}}</ref>. Mniejsze obiekty, zwane [[brązowy karzeł|brązowymi karłami]], znajdują się w słabo obecnie zdefiniowanej strefie pomiędzy gwiazdami a [[gazowy olbrzym|gazowymi olbrzymami]] – są zbyt małe, aby zachodziły w nich reakcje jądrowe, jednak wciąż o wiele większe od największych znanych planet<ref>{{Cytuj |url=https://www.space.com/42790-brown-dwarfs-coolest-stars-hottest-planets.html |tytuł=Brown Dwarfs: The Coolest Stars or the Hottest Planets? |data dostępu=2019-06-14}}</ref>.

IstniejąPrzypuszcza przypuszczeniasię, że gwiazdy należące do III populacji mogły mieć masy sięgające nawet 300&nbsp;M_☉, ze względuz napowodu odmiennyodmiennego składskładu chemicznychemicznego – nie zawierały pierwiastków cięższych od [[lit]]u<ref name="popIII">{{Cytuj stronę |url=http://cfa-www.harvard.edu/press/pr0531.html |tytuł=Ferreting Out The First Stars |opublikowany=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics |data=2005-09-22 |archiwum = http://web.archive.org/web/20070214052315/http://cfa-www.harvard.edu:80/press/pr0531.html |zarchiwizowano = 2007-02-14 |data dostępu=2011-09-23}}</ref>.

Gwiazdy znacząco różnią się rozmiarami. Ich średnice wahają się od około 20-40&nbsp; kilometrów w wypadku [[gwiazda neutronowa|gwiazd neutronowych]] do ponad 650&nbsp;średnic Słońca (0,9&nbsp;miliarda kilometrów, prawie 6,7 &nbsp;j.a.) w przypadku [[nadolbrzym]]ów pokroju [[Betelgeza|Betelgezy]] w [[gwiazdozbiór Oriona|gwiazdozbiorze Oriona]]<ref name="{{r|Michelson" />}}. Betelgeza ma jednak gęstość dużo mniejszą od Słońca, wynosi ona średnio 1,576 ×10&nbsp;×&nbsp;10⁻⁵ &nbsp;kg/m³, co odpowiada gęstości atmosfery Ziemi na wysokości około 90&nbsp;km, średnia gęstość Słońca zaś to 1,409×10409&nbsp;×&nbsp;10³ &nbsp;kg/m³<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.aavso.org/vsots_alphaori |tytuł = Alpha Orionis (Betelgeuse) |nazwisko = Davis |imię = Kate |data =2000-12-01 |opublikowany = AAVSO |data dostępu = 2014-07-05}}</ref>. Gwiazdą o największej znanej średnicy jest [[VY Canis Majoris]], której średnica jest 2000&nbsp;razy większa od średnicy Słońca. Gdyby umieścić ją w centrum Układu Słonecznego, jej atmosfera rozciągałaby się aż po orbitę Saturna<ref name="Humphreys">{{cytuj pismo |autor = Roberta M. Humphreys |tytuł = VY Canis Majoris: The Astrophysical Basis of Its Luminosity |czasopismo = School of Physics and Astronomy, University of Minnesota |arxiv=astro-ph/0610433v1 |wydanie = 55455 |data dostępu = 2011-09-23}}</ref>.

Ze względu na olbrzymiąOlbrzymia odległość od Ziemi sprawia, że wszystkie widoczne na niebie gwiazdy oprócz Słońca postrzegane są na niej jako [[Migotanie gwiazd|migoczące]] z uwagi napowodu [[seeing|wpływwpływu ziemskiej atmosfery]] świetliste punkty. Słońce znajduje się dostatecznie blisko, aby widzieć je jako dysk i aby zapewniało światło dzienne. Gwiazdą o największym po Słońcu [[rozmiar kątowy|rozmiarze kątowym]] jest [[R Doradus]], rozmiar ten wynosi zaledwie 0,057&nbsp;[[minuta kątowa|sekundy kątowej]]<ref>{{Cytuj stronę |url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-1997/pr-05-97.html |tytuł=The Biggest Star in the Sky |opublikowany=ESO |data=1997-03-11 |archiwum = http://web.archive.org/web/20070428174455/http://www.eso.org:80/outreach/press-rel/pr-1997/pr-05-97.html |zarchiwizowano = 2007-04-28 |data dostępu=2011-09-23}}</ref>. Wielkość gwiazdy można też obliczyć, znając jej temperaturę efektywną i [[Jasność (astronomia)|jasność absolutną]]. Wprawdzie jest to metoda mniej dokładna, ale możliwa do zastosowania dla wielu gwiazd<ref>{{Cytuj stronę |url = https://www.astronomynotes.com/starprop/s11.htm |tytuł = The Sizes of Stars |data dostępu = 2019-06-06}}</ref>.

Ruch własny można analizować na podstawie pomiarów [[astrometria|astrometrycznych]], dających wynik w milisekundach kątowych na rok, które można następnie, znając [[paralaksa|paralaksę]] gwiazdy, zamienić na bardziej konwencjonalne jednostki prędkości. Gwiazdy o wyraźnie obserwowalnym ruchu własnym znajdują się najczęściej stosunkowo blisko Słońca, dlatego też wyznaczenie ich paralaksy jest względnie proste<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.rssd.esa.int/hipparcos/properm.html |tytuł = Hipparcos: High Proper Motion Stars |data =1999-09-10 |opublikowany = ESA |data dostępu = 2011-09-24}}</ref>. Nawet dla najbliższych gwiazd prędkość ruchu własnego nie przekracza jednak co najwyżej kilku sekund kątowych na rok. Są to wartości tak małe, że przez stulecia dostępna dokładność urządzeń pomiarowych była zbyt mała, aby mógł je zmierzyć jeden astronom, nawet jeśli prowadził obserwacje przez całe swoje życie{{odn|Chyży|1997|s=152–153}}.

Pola magnetyczne gwiazd można badać, obserwując rozszczepienie linii spektralnych, które występują na skutek [[efekt Zeemana|efektu Zeemana]], i polaryzację światła w poszczególnych liniach<ref>{{cytuj książkę |nazwisko=Mathys |imię=Gautier |tytuł =Variable and Non-spherical Stellar Winds in Luminous Hot Stars |wydawca =Springer |miejsce =Berlin / Heidelberg |rok =1999 |strony =95–102 |rozdział =Direct observational evidence for magnetic fields in hot stars |seria =Lecture Notes in Physics |isbn =978-3-540-65702-6 |doi =10.1007/BFb0106360 |język =en |data dostępu =2011-10-10}}</ref>. Do uzyskiwania obrazów pól magnetycznych gwiazd używa się [[tomografia|tomograficznej]] techniki [[obrazowanie Zeemana-Dopplera|obrazowania Zeemana-Dopplera]]<ref name="{{r|zeeman" />}}.

Istnieją także aktywne magnetycznie „gorące” gwiazdy. W przeciwieństwie do „chłodnych”, które praktycznie bez wyjątku mają własności magnetyczne, jedynie niewielki odsetek (pomiędzy 5 a 10%) „gorących” (o masie większej niż 1,5&nbsp;M_☉) gwiazd ma pola magnetyczne. Cechują się one stosunkowo prostą budową i nie są efektem pracy dynama, lecz szczątkowymi polami magnetycznymi, mającymi swój początek w gazowym obłoku, z którego powstała gwiazda. Uległy one wzmocnieniu w wyniku zjawiska [[Pole wmrożone|wmrożenia pola magnetycznego]] podczas zapadania macierzystego obłoku molekularnego<ref>{{Cytuj |autor=G.A. Wade; C. Neiner |tytuł=Magnetism of hot stars |czasopismo=Contributions of the Astronomical Observatory Skalnaté Pleso |data =2005 |arxiv=1712.09747}}</ref>.

Z uwagi na wpływ pola magnetycznego młode, szybko obracające się gwiazdy przejawiają z reguły wysoki poziom aktywności powierzchniowej. Pole oddziałuje z wiatrem gwiazdowym, działając jak hamulec, obniżający tempo rotacji gwiazdy. Z tego powodu starsze gwiazdy, takie jak Słońce, obracają się dużo wolniej, niż te nowo uformowane, i wykazują mniejszy od nich poziom aktywności powierzchniowej. Aktywność powoli obracających się gwiazd ma tendencję do podlegania cyklicznym wahaniom i okresowo może zupełnie ustawać<ref name="zeeman">{{Cytuj stronę |url =http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/ |tytuł =Starspots: A Key to the Stellar Dynamo |nazwisko = Berdyugina |imię = Svetlana V. |data=2005 |opublikowany =Living Reviews |data dostępu = 2011-09-25}}</ref>. Przykładowo podczas siedemdziesięcioletniego okresu nazywanego [[minimum Maundera]] na powierzchni Słońca pojawiały się jedynie bardzo nieliczne [[plama słoneczna|plamy]]<ref>{{Cytuj |url= https://www.sciencedirect.com/topics/earth-and-planetary-sciences/maunder-minimum |tytuł=Maunder Minimum -– an overview |data dostępu= 2019-06-14 |opublikowany= ScienceDirect}}</ref>.

Prędkość [[ruch obrotowy|obrotu gwiazdy wokół własnej osi]] można oszacować za pomocą [[spektroskopia|pomiarów spektroskopowych]]. Wynika to z występowania zjawiska poszerzenia linii widmowych, które występuje na skutek efektu Dopplera – jeśli oś obrotu jest odpowiednio skierowana do obserwatora, to punkty na jednej połowie tarczy gwiazdy oddalają się, a na drugiej przybliżają do obserwatora, stąd część emitowanego światła jest przesunięta ku czerwieni, a część ku fioletowi, przy czym wielkość przesunięcia zależy od prędkości rotacji. Wpływ na poszerzenie mają jednak również inne czynniki, takie jak turbulencje czy rozpraszanie na swobodnych elektronach<ref>{{cytuj książkę |nazwisko=Kreiner |imię=Jerzy Marek |tytuł=Astronomia z astrofizyką |rok=1988 |miejsce=Warszawa |wydawca=PWN |strony=193 |isbn=8301076461}}</ref>. Dokładniejsze wyniki pozwala uzyskać obserwacja wahań jasności gwiazdy, która zmienia się, gdy na powierzchni gwiazdy są obszary aktywne, takich jak [[plama gwiezdna|plamy gwiezdne]]. Zaletą tej techniki jest również uniezależnienie pomiarów od nachylenia osi obrotu gwiazdy względem obserwatora i możliwość pomiarów prędkości obiektów wirujących zbyt wolno, aby był możliwy pomiar metodą obserwacji poszerzenia widma<ref name=Matson>{{cytuj stronę |url=http://www.chara.gsu.edu/~wiita/Rotating_Stars_RMatson.pdf |tytuł=An Observational Look at Rotating Stars. Stellar Structure and Evolution |nazwisko=Matson |imię=Rachel |rok=2008 |język=en |archiwum = http://web.archive.org/web/20120104133706/http://www.chara.gsu.edu/~wiita/Rotating_Stars_RMatson.pdf |zarchiwizowano = |data dostępu=2011-10-03}}</ref>. Prędkość obrotu gwiazdy można również wyznaczyć metodami interferometrycznymi<ref name={{r|Matson />}}.

Temperaturę powierzchniową gwiazdy ciągu głównego określa się na podstawie jej promieniowania, wykorzystując kilka technik. Najprostsza metoda szacowania temperatury polega na porównaniu intensywności promieniowania w dwóch wybranych pasmach określanych jako [[wskaźnik barwy|wskaźniki barwy]] gwiazdy<ref name="astronomynotes">{{Cytuj stronę |url=http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm |tytuł=Properties of Stars: Color and Temperature |nazwisko=Strobel |imię=Nick |data=2007-08-20 |praca=Astronomy Notes |opublikowany=Primis/McGraw-Hill, Inc. |archiwum=http://web.archive.org/web/20070626090138/http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm |zarchiwizowano=2007-06-26 |data dostępu=2011-09-25}}</ref>. Zwykle temperaturę gwiazdy podaje się podaje się jako [[temperatura efektywna (fizyka)|temperaturę efektywną]], czyli temperaturę [[ciało doskonale czarne|ciała doskonale czarnego]] emitującego energię o rozkładzie widmowym najbardziej odpowiadającym temu z gwiazdy. Tak wyznaczona temperatura gwiazdy nie jest rzeczywistą temperaturą powierzchni gwiazdy, ponieważ promieniowanie emitowane przez gwiazdę pochodzi z warstwy gwiazdy, w której temperatura spada wraz z oddalaniem się od środka gwiazdy, na powierzchni gwiazdy występują obszary o różnej temperaturze, dodatkowo warstwy ponad fotosferą pochłaniają promieniowanie, deformując widmo promieniowania<ref>{{Cytuj stronę |url=http://cseligman.com/text/stars/heatflowreview.htm |tytuł =Review of Heat Flow Inside Stars |nazwisko=Seligman |imię=Courtney |praca=Self-published |data dostępu = 2011-09-25}}</ref>. Temperatura w jądrze gwiazdy wynosi od kilkunastu milionów do nawet miliardów [[kelwin]]ów<ref name="{{r|aps_mss" />}}.

Temperatury powierzchniowej gwiazdy używa się, wraz z jej [[absolutna wielkość gwiazdowa|absolutną wielkością]] oraz właściwościami absorpcyjnymi, do jej klasyfikowania<ref name="{{r|new cosmos" />}}.

Energia wytwarzana przez gwiazdy jest efektem fuzji jądrowej, w niewielkiej części pochodzi z zapadania grawitacyjnego. Ciało niebieskie, zapadając się, uwalnia energię grawitacyjną. Już w XIX &nbsp;w. [[Mechanizm Kelvina-Helmholtza|Kelvin z Helmholtzem]] oszacowali, że energia grawitacyjna zapadania się obłoku o masie Słońca wystarczyłaby Słońcu na świecenie przez 30 milionów lat<ref>{{Cytuj książkę |autor = C. Julian Chen |tytuł = Physics of Solar Energy |wydawca = John Wiley & Sons |data = 2011 |strony = 70–75 |isbn = 9780470647806}}</ref>.

Gwiazda wysyła tę energię w przestrzeń kosmiczną w postaci [[promieniowanie elektromagnetyczne|promieniowania elektromagnetycznego]] oraz [[promieniowanie korpuskularne|promieniowania korpuskularnego]]. Na promieniowanie korpuskularne składa się [[wiatr gwiazdowy]], będący strumieniem naładowanych elektrycznie cząstek, takich jak wolne [[proton]]y, [[promieniowanie alfa|jądra atomów helu]] i [[promieniowanie beta|elektrony]], emitowanych z zewnętrznych powłok gwiazdy<ref>{{Cytuj stronę |url = http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/s/stellar+winds |tytuł = Stellar Winds |data dostępu = 2019-06-12}}</ref>, oraz pochodzący bezpośrednio z jądra strumień [[neutrino|neutrin]]<ref>{{Cytuj pismo |autor = Bronisław Kuchowicz |tytuł = Powstawanie pierwiastków chemicznych w gwiazdach (I) |czasopismo = Urania |wydawca = Urania -– Postępy Astronomii |wydanie = 12/1964 |strony = 329}}</ref>. Dla gwiazd w ciągu głównym i o masie porównywalenj z masą Słońca energia unoszona przez neutrina (jasność neutrin) jest mniejsza niż jasność fotonowa o 5-65–6 rzędów wielkości. W przypadku gwiazd II populacji, o masie Mlecznej Drogi i białych karłów jasność neutrin nie przekracza 1% jasności fotonów, z wyjątkiem bardzo zaawansowanych stadiów ewolucji gigantów (np. podczas błysku helowego), gdy jasność neutrin jest porównywalna z jasnością fotonów, a nawet może ją przekroczyć<ref>{{Cytuj |autor = A.G. Masevich, E.V. Kotok, O.B. Dluzhnevskaya, A. Mazani |tytuł = The neutrino luminosity of stars |czasopismo = Soviet astronomy |wolumin = 9 |numer = 2 |data = 1965}}</ref>.

Przedstawiony poniżej dwuwymiarowy system klasyfikacji gwiazd na podstawie ich typu widmowego i klasy jasności nazywa się klasyfikacją Morgana-Keenana-Kellmana{{odn|Chyży|1997|s=161}}. Podczas swojego życia gwiazdy zmieniają zarówno temperaturę powierzchniową, jak i jasność absolutną, wobec czego nie przynależą na stałe do jednej kategorii{{Rr|evoluzione stellare}}.

Stosowany obecnie system klasyfikacji gwiazd ma swoje korzenie w latach 60. XIX wieku, kiedy to włoski astronom [[Angelo Secchi]] jako pierwszy rozpoczął grupowanie gwiazd, uwzględniając strukturę ich widma{{odn|Chyży|1997|s=157}}. W początkach XX wieku gwiazdy grupowano w klasy oznaczane literami od ''A'' do ''Q'' na podstawie natężenia w ich widmach linii spektralnych charakterystycznych dla wodoru<ref>{{Cytuj pismo |nazwisko=Fowler |imię=A. |tytuł=The Draper Catalogue of Stellar Spectra |czasopismo=Nature, a Weekly Illustrated Journal of Science |rok=1891–2 |wolumin=45 |strony=427–428}}</ref>. Nie wiedziano wówczas, że jednym z głównych czynników determinujących intensywność tych linii jest temperatura – linie wodoru osiągają szczyt wyrazistości nieco powyżej 9000&nbsp;K. Gdy klasyfikację przeorganizowano według temperatury, znacząco przybliżyła się ona do współczesnej<ref name=carlos>{{Cytuj książkę |nazwisko=Jaschek |imię=Carlos |autor2=Jaschek, Mercedes |tytuł=The Classification of Stars |rok=1990 |wydawca=Cambridge University Press |isbn=0-521-38996-8}}</ref>.

Obecnie używana skala, nazywana [[klasyfikacja harwardzka|klasyfikacją harwardzką]]{{odn|Chyży|1997|s=157}}, opiera się głównie na temperaturze powierzchniowej gwiazd, którą szacuje się na podstawie [[prawo Wiena|prawa Wiena]] określającego związek między temperaturą a maksimum w spektrum promieniowania. Temperatura ta jest głównym czynnikiem determinującym kolory gwiazd<ref name="{{r|color" />}} oraz inne właściwości ich spektrów, na podstawie których można podzielić je na klasy. Podstawowe typy widmowe oznacza się przy użyciu wielkich liter, od ''O'' (gwiazdy najgorętsze, najjaśniejsze i największe spośród należących do ciągu głównego, występują najrzadziej) do ''M'' (na tyle chłodne, aby w atmosferze powstawały cząsteczki, temperatura ledwo wystarczająca do reakcji fuzji, najczęściej występujące), wyróżnia się kolejno typy ''O, B, A, F, G, K'' i ''M'' (zwykle zapamiętywane przez astrofizyków za pomocą [[mnemotechnika|mnemotechnicznego]] zdania „'''O'''h, '''b'''e '''a''' '''f'''ine '''g'''irl/'''g'''uy, '''k'''iss '''m'''e”)<ref name="starclassification">{{cytuj stronę |url = http://www.astrophysical.org/starclassification.php |tytuł = Star classification – Scientia Astrophysical Organization |język = en |archiwum = http://web.archive.org/web/20160502224615/http://www.astrophysical.org:80/starclassification.php |zarchiwizowano = 2016-05-02 |data dostępu = 2011-09-25}}</ref>. Szereg rzadko występujących typów widmowych ma swoje własne oznaczenia, najczęściej spotykane to ''L'' i ''T'', oznaczające najchłodniejsze i najlżejsze gwiazdy oraz brązowe karły. Ważne są także C, R i N, używane dla gwiazd węglowych oraz W dla gwiazd Wolfa-Rayeta{{R|starclassification}}.

| <center>28&nbsp;000- – 50&nbsp;000</center>

| niebieski || 16-15016–150 || 15 || do 1&nbsp;400&nbsp;000 || [[azot|N]], [[Węgiel (pierwiastek)|C]], [[Hel (pierwiastek)|He]] i [[tlen|O]] || [[Zeta Ophiuchi]]

| <center>9&nbsp;600-9600 – 28&nbsp;000</center>

| biało-niebieski || 3,1-161–16 || 7 || 20&nbsp;000 || He, [[wodór|H]] || [[Rigel]]

| <center>7&nbsp;100-9&nbsp;6007100–9600</center>

| biały || 1,7-37–3,1 || 2,1 || 80 || H || [[Altair (gwiazda)|Altair]]

| <center>5&nbsp;700-7&nbsp;1005700–7100</center>

| biało-żółty || 1,2-12–1,7 || 1,3 || 6 || [[metale]]: [[żelazo|Fe]], [[Tytan (pierwiastek)|Ti]], [[wapń|Ca]], [[stront|Sr]] i [[magnez|Mg]] || [[Procjon]]&nbsp;A

| <center>4&nbsp;600-5&nbsp;7004600–5700</center>

| żółty || 0,9-19–1,2 || 1,1 || 1,2 || Ca, He, H i inne || [[Słońce]]

| <center>3&nbsp;200-4&nbsp;6003200–4600</center>

| pomarańczowy || 0,4-04–0,8 || 0,9 || 0,4 || metale + [[tlenek tytanu(IV)|TiO₂]] || [[Epsilon Indi]]

| <center>1&nbsp;700-3&nbsp;2001700–3200</center>

|czerwony || 0,08-008–0,4 || 0,4 || 0,04 || jak wyżej || [[Proxima Centauri]]

Gwiazdy o tym samym typie widmowym (tej samej temperaturze efektywnej) mogą wyraźnie różnić się widmem. Ze względu na ten fakt koniecznym okazało się wprowadzenie drugiego – obok typu widmowego – parametru klasyfikacji – klasy jasności, będącej w istocie miarą jasności absolutnej gwiazdy{{odn|Chyży|1997|s=161}}. Na tej podstawie wyróżnia się między innymi typy ''0'' ([[hiperolbrzym]]y), ''III'' ([[olbrzym (gwiazda)|olbrzymy]]) czy ''V'' (karły ciągu głównego). Większość gwiazd należy do [[ciąg główny|ciągu głównego]], w skład którego wchodzą obiekty zwykłe, przekształcające wodór<ref name="{{r|spectrum" />}}. Słońce to położony na ciągu głównym [[żółty karzeł]] typu ''G2V'' o przeciętnej temperaturze i niewyróżniającym się rozmiarze{{odn|Chyży|1997|s=163}}.

Napotkać można także dodatkowe oznaczenia w formie małej litery, wskazujące na nietypowe właściwości spektrum gwiazdy. Na przykład „e” świadczy o obecności linii emisyjnych<ref group="uwaga">Widma gwiazd znacznie częściej zawierają linie absorpcyjne niż emisyjne</ref>, „m” – o ponadprzeciętnej zawartości metali, a „var” może oznaczać zmienność typu widmowego<ref name="{{r|spectrum" />}}.

[[Plik:SN1994D.jpg|thumb|[[SN 1994D]], supernowa typu Ia zaobserwowana w galaktyce [[NGC 4526]].]]

W [[układ kataklizmiczny|układzie kataklizmicznym]], składającym się z krążących blisko siebie białego karła oraz gwiazdy ciągu głównego, może dochodzić do różnego rodzaju eksplozji, takich jak nowa klasyczna czy [[nowa powrotna]] – biały karzeł okresowo doświadcza wybuchów o umiarkowanej sile<ref name="{{r|variables" />}}. Dochodzi do nich, gdy w dostatecznie szybkim tempie odciągnie on od towarzyszącej gwiazdy wystarczającą ilość materii, aby na jego powierzchni doszło do eksplozji termojądrowej. Jeżeli w wyniku tak przebiegającej [[akrecja (astronomia)|akrecji]] dojdzie do przekroczenia przez całą gwiazdę [[granica Chandrasekhara|masy krytycznej]], dochodzi do zapłonu niestabilnej reakcji fuzji, która kończy istnienie białego karła wybuchem [[supernowa typu Ia|supernowej typu Ia]]<ref name="{{r|iben" />}}<ref name="cataclysm">{{Cytuj stronę |url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cataclysmic_variables.html |tytuł = Cataclysmic Variables |data =2004-11-01 |opublikowany = NASA Goddard Space Flight Center |data dostępu = 2011-09-25}}</ref>.

Wszystkie supernowe typu Ia mają bardzo zbliżoną jasność, co pozwala astronomom na użycie ich w charakterze świec standardowych do mierzenia odległości między galaktykami<ref name="{{r|Mazzali2007" />}}. Mechanizm powstawania nowej jest dość zbliżony, jednakże do eksplozji dochodzi, zanim karzeł przekroczy granicę Chandrasekhara<ref name="{{r|cataclysm" />}}. W wyniku reakcji fuzji powstaje dostatecznie dużo energii, aby jasność gwiazdy znacząco wzrosła, jednak nie ulega ona zniszczeniu, więc zjawisko to może występować wielokrotnie dla tej samej gwiazdy<ref name="{{r|variables" />}}.

Gwiazdy mogą też zmieniać swą jasność z uwagi na wpływ czynników zewnętrznych, takich jak wzajemne przesłanianie się gwiazd w [[gwiazda zmienna zaćmieniowa|układach zaćmieniowych]] lub rotacja w wypadku gwiazd świecących niesferycznie – mają one plamy o znaczącej powierzchni i ich jasność zależy w dużej mierze od strony, z której się je obserwuje<ref name="{{r|variables" />}}. Dobrym przykładem układu zaćmieniowego jest [[Algol (gwiazda)|Algol]], który regularnie co 2,87&nbsp; dnia zmienia obserwowaną wielkość gwiazdową od 2,1^m do 3,4^m<ref>{{Cytuj |url=https://www.aavso.org/vsots_betaper |tytuł=Beta Persei (Algol) |data dostępu=2019-06-14}}</ref>.

Gwiazdom mogą towarzyszyć, oprócz innych gwiazd, także różne inne okrążające je ciała, takie jak [[brązowy karzeł|brązowe karły]] oraz obiekty składające się na [[układ planetarny|układy planetarne]]: [[planeta|planety]] i [[naturalny satelita|ich księżyce]], [[planetoida|asteroidy]], [[kometa|komety]] czy drobiny [[pył kosmiczny|pyłu kosmicznego]]. Pierwszy pozasłoneczny system planetarny odkryto w 1992 wokół pulsara [[Lich (gwiazda)|PSR 1257+12]]<ref name="Wolszczan">{{cytuj stronę |url = http://www.nature.com/nature/journal/v355/n6356/abs/355145a0.html |tytuł = A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257 + 12 |język = en |data dostępu = 2011-09-28}}</ref>, od tego czasu potwierdzono istnienie ponad 4000&nbsp;[[planeta pozasłoneczna|egzoplanet]]<ref name="{{r|egzoplanety" />}}.

Gwiazdy mają kształt zbliżony do [[kula|kulistego]], ponieważ siła grawitacji dąży do tego, aby materia osiągnęła najmniejszy możliwy [[potencjał grawitacyjny]], czyli znalazła się jak najbliżej środka masy<ref>{{cytuj stronę |url = http://helios.gsfc.nasa.gov/qa_earth.html#spherical |tytuł = NASA’s Cosmicopia --– Ask Us --– Earth and Moon |język = en |data dostępu = 2011-09-30}}</ref>. Na kształt gwiazdy wpływają także jej obrót, wywołujący [[spłaszczenie|spłaszczenie biegunowe]], oraz obecność w pobliżu innych ciał o znacznej masie, powodująca zniekształcenie pływowe<ref>{{cytuj pismo |autor = Theodore Eugene Sterne |tytuł = Notes on binary stars |url = http://www.jstor.org/pss/87054 |czasopismo = Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America |data = 1941-02-15 |wolumin = 27 |wydanie = 2 |strony = 93 |data dostępu = 2011-09-29}}</ref>.

We wnętrzach gwiazd można wyróżnić dwa rodzaje warstw, różniące się mechanizmem transportu energii. W [[Strefa promienista|strefie promienistej]] [[transport promieniowania|promieniowanie cieplne]] ma wydajność wystarczającą do przeniesienia wytworzonej energii. W regionie takim plazma nie ulega mieszaniu konwekcyjnemu. Jeśli jednak promieniowanie nie jest w stanie przenieść energii z powodu małej przeźroczystości ośrodka lub niskiej temperatury, gradient temperatury jest większy od adiabatycznego, energia przemieszcza się nie tylko przez promieniowanie, ale też przez makroskopowe ruchy materii, obszar taki określa się jako [[strefa konwektywna]]{{odn|Chyży|1997|s=124}}. W masywnych gwiazdach ilość wytwarzanej energii jest tak duża, że w jądrze i jego pobliżu znajduje się strefa konwektywna a w zewnętrznych warstwach – promienista<ref name="{{r|Schwarzschild" />}}. W mniejszych gwiazdach wytwarzane jest znacznie mniej energii, wewnątrz energia jest przenoszona tylko przez promieniowanie, a w powłokach zewnętrznych – także przez konwekcję<ref name="imagine">{{Cytuj stronę |url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html |tytuł = What is a Star? |data =2006-09-01 |opublikowany = NASA |data dostępu = 2011-09-27}}</ref>. W czerwonych karłach o masie mniejszej od 0,4 masy Słońca cała gwiazda jest konwektywna, co roznosi wytworzony helu po całej gwieździe<ref name="{{r|late stages" />}}. Granice stref konwektywnych zmieniają się w czasie wraz z postępującą ewolucją gwiazd i idącą za nią zmianą budowy wnętrza<ref name="{{r|Schwarzschild" />}}.

[[Plik:Star types.svg|thumb|350px|Różnice w rozkładzie stref promienistych i konwektywnych dla gwiazd będących w ciągu głównymgłównego o różnych masach.]]

Część gwiazdy widoczną dla obserwatora nazywa się [[fotosfera|fotosferą]]. Jest to warstwa, w której plazma tworząca gwiazdę staje się przezroczysta dla fotonów światła widzialnego. Od tego miejsca energia powstająca w jądrze rozchodzi się swobodnie w przestrzeni. Wewnątrz fotosfery występują plamy gwiezdne, obszary o niższych od przeciętnych temperaturach, powstające w efekcie aktywności magnetycznej gwiazdy<ref>{{Cytuj stronę |url = https://encyklopedia.pwn.pl/haslo/fotosfera;3902294.html |tytuł = Fotosfera|opublikowany= Encyklopedia PWN - Fotosfera |data dostępu = 2019-06-16}}</ref>.

Ponad fotosferą znajdują się kolejne warstwy atmosfery gwiazdy. W gwieździe ciągu głównego, takiej jak Słońce, najniższą warstwą atmosfery jest cienka, jasnoczerwona warstwa [[chromosfera|chromosfery]]. To w niej występują [[spikula|spikule]] oraz biorą swój początek [[rozbłysk słoneczny|rozbłyski]]. Warstwę tę otacza [[warstwa przejściowa]], w obrębie której temperatura rośnie gwałtownie na odcinku zaledwie 100&nbsp;km. Ponad nią znajduje się [[korona słoneczna|korona]], składająca się z rozgrzanej do ekstremalnych (ponad milion kelwinów{{odn|Chyży|1997|s=131}}) temperatur plazmy, która może rozciągać się na kilkanaście milionów kilometrów<ref>{{Cytuj stronę |url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-17-01.html |tytuł=The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT |opublikowany=ESO |data=2001-08-01 |archiwum = http://web.archive.org/web/20081011232421/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-17-01.html |zarchiwizowano = 2008-10-11 |data dostępu=2011-09-27}}</ref>. Istnienie korony wydaje się być zależne od obecności obszarów konwektywnych w zewnętrznych warstwach gwiazdy oraz jej aktywności magnetycznej<ref name="{{r|imagine" />}}. Pomimo bardzo wysokiej temperatury korona prawie nie emituje światła, w normalnych warunkach można ją obserwować jedynie podczas [[zaćmienie Słońca|zaćmienia]]<ref>{{Cytuj |url=http://prc.nao.ac.jp/extra/uos/en/no07/ |tytuł=Spectra of the Solar Corona |data dostępu=2019-06-20}}</ref>. Kwestia osiągania przez nią tak wysokich temperatur jest przedmiotem badań naukowców. Prawdopodobnym wyjaśnieniem są [[fala Alfvena|fale Alfvéna]]<ref>{{Cytuj |url=http://naukawpolsce.pap.pl/aktualnosci/news%2C413372%2Cnaukowcy-wreszcie-wiedza-co-podgrzewa-korone-sloneczna.html |tytuł=Naukowcy wreszcie wiedzą, co podgrzewa koronę słoneczną |data dostępu=2019-06-20 |opublikowany=Nauka w Polsce – PAP}}</ref>.

[[Plik:FusionintheSun.svg|right|200pxupright|thumbnail|Cykl protonowy]]

[[Plik:CNO Cycle.svg|right|200pxupright|thumbnail|Cykl węglowo-azotowo-tlenowy]]

Wewnątrz jąder gwiazd zachodzą różne reakcje fuzji jądrowej, zależne od masy i składu gwiazdy. Procesy te noszą nazwę gwiezdnej nukleosyntezy. Masa produktów takich reakcji jest mniejsza niż masa ich substratów. Utracona w toku reakcji masa jest uwalniana jako energia elektromagnetyczna zgodnie z zasadą [[równoważność masy i energii|równoważności masy i energii]] wyrażaną wzorem ''E''&nbsp;=&nbsp;''mc''²<ref name="{{r|sunshine" />}}.

gdzie: e⁺ – [[pozyton]], γ – foton promieniowania gamma, ν_e – [[neutrino]], a H i He – izotopy wodoru i helu. Energia uwolniona w tej reakcji wynosi 26,7 milionów elektronowoltów{{R|synthesis}}.

W bardziej masywnych gwiazdach hel powstaje w większości poprzez reakcje, w których rolę [[katalizator]]a pełni węgiel – reakcje [[cykl węglowo-azotowo-tlenowy|cyklu węglowo-azotowo-tlenowego]]. Są to procesy dużo bardziej wydajne od cyklu protonowego, mogą zachodzić w temperaturach powyżej 40 milionów K<ref name="{{r|synthesis" />}}. Na podstawową gałąź reakcji cyklu węglowo-azotowo-tlenowego składają się następujące przemiany<ref>{{Cytuj |autor=Kenneth S. Krane |tytuł=Introductory Nuclear Physics |data=1988 |s=537 |isbn=0-471-80553-X}}</ref>:

W dojrzałych gwiazdach o temperaturze jądra rzędu 100 milionów K i masie pomiędzy 0,5 a 10 mas Słońca hel może być zamieniany w węgiel na drodze [[proces 3-α|potrójnego procesu α]], w którym produktem przejściowym jest [[beryl (pierwiastek)|beryl]]<ref name="{{r|synthesis" />}}:

W wielkich gwiazdach, na drodze procesów [[proces syntezy neonu|syntezy neonu]] oraz [[proces syntezy tlenu|tlenu]], mogą być syntetyzowane także cięższe pierwiastki. Końcowym etapem ciągu reakcji gwiezdnej nukleosyntezy jest [[proces fuzji krzemu]], którego ostatecznym produktem jest stabilny izotop żelaza-56. Fuzja cięższych jąder nie jest już [[reakcja egzotermiczna|reakcją egzotermiczną]], energia może być wyzwolona w gwieździe jedynie w wyniku zapadania grawitacyjnego<ref name="{{r|synthesis" />}}.

Poniższy przykład pokazuje czas potrzebny gwieździe o masie 20&nbsp;M_☉ do zużycia całego swojego paliwa. Jako gwiazda ciągu głównego klasy O miałaby ona promień 8&nbsp;R_☉ oraz jasność 62 tysiące razy większą od Słońca<ref>{{Cytuj pismo |autor= Woosley, S.E.; Heger, A.; Weaver, T.A |tytuł=The evolution and explosion of massive stars |czasopismo=Reviews of Modern Physics |rok=2002 |wolumin=74 |wydanie=4 |strony=1015–1071 |bibcode= 2002RvMP...74.1015W |doi = 10.1103/RevModPhys.74.1015 |data dostępu = 2011-09-25}}</ref>.

W astrologii gwiazdy widoczne na niebie w chwili narodzin determinować mają los człowieka. Wiążą się tym powiedzenia „urodzić się pod złą albo dobrą gwiazdą” i „spod ciemnej gwiazdy”. Według wierzeń ludowych każdy człowiek ma na niebie swoją gwiazdę, która pojawia się przy jego urodzeniu i gaśnie w chwili śmierci<ref name="{{r|kopalinski" />}}.

Starożytni Egipcjanie wierzyli, że gwiazdy są wioślarzami okrętu boga słońca – [[Ra (bóg)|Ra]]<ref name="{{r|kopalinski" />}}.

Spadające gwiazdy uważano w [[Sparta|Sparcie]] za ostrzeżenie mówiące, że król zgrzeszył i powinien abdykować, a w [[Starożytny Rzym|Rzymie]] – za zwiastun burzy dany przez Jowisza lub za zapowiedź narodzin dziecka albo innego ważnego wydarzenia. Chrześcijanie odczytywali je jako znak, że dusza opuściła czyściec. Muzułmanie natomiast widzieli w nich kamienie, którymi rzucali aniołowie, by odpędzić [[dżinn]]y od nieba<ref name="{{r|kopalinski" />}}.

[[Pentagram]], czyli gwiazda pięcioramienna, symbolizował w starożytnym Egipcie boga [[Horus]]a, a dla [[pitagorejczycy|pitagorejczyków]] był symbolem prawdy oraz doskonałości<ref name="{{r|kopalinski" />}}. Obecnie w kulturze masowej utożsamiany jest on z [[satanizm]]em i [[czarna magia|czarną magią]]<ref>{{cytuj stronę |url=http://horoskopy.gazeta.pl/horoskop/7,166677,24115182,pentagram-to-nie-tylko-symbol-szatana-dowiedz-sie-jakie.html |tytuł=Pentagram to nie tylko symbol szatana. Dowiedz się, jakie jeszcze ma funkcje |archiwum=http://web.archive.org/web/20190601112627/http://horoskopy.gazeta.pl/horoskop/7,166677,24115182,pentagram-to-nie-tylko-symbol-szatana-dowiedz-sie-jakie.html |zarchiwizowano=2019-06-01 |data dostępu=2019-06-01}}</ref>. [[Czerwona gwiazda]] jest również symbolem idei [[socjalizm]]u i [[komunizm]]u<ref>{{cytuj stronę |url=https://wszystkiesymbole.pl/czerwona-gwiazda/ |tytuł=Czerwona Gwiazda -|opublikowany= Wszystkie Symbole - Baza znaków i ich znaczeń |archiwum=http://web.archive.org/web/20190218172711/https://wszystkiesymbole.pl/czerwona-gwiazda/ |zarchiwizowano=2019-02-18 |data dostępu=2019-06-01}}</ref>.

Gwiazdą nazywa się także człowieka sławnego, wybitnego w jakieś dziedzinie, w szczególności aktora bądź sportowca<ref name="{{r|kopalinski" />}}.

Wiele odniesień do gwiazd znajduje się w dziełach pisarzy starożytnej Grecji i Rzymu. Według astronoma Kennetha Glyna Jonesa pierwszą znaną wzmianką o [[Plejady|Plejadach]], gromadzie otwartej w [[Gwiazdozbiór Byka|gwiazdozbiorze Byka]], jest fragment z [[Hezjod]]a, datowany na XI&nbsp; wiek&nbsp; p.n.e. [[Homer]] wspomina o nich także w [[Odyseja|Odysei]], w [[Biblia|Biblii]] zaś pojawiają się trzykrotnie<ref name="Pleiadi">{{cytuj stronę |url = http://astrolink.mclink.it/messier/m/m045.html |tytuł = Oggetti di Messier – M45 |język = it |data dostępu = 2011-09-28}}</ref>. Wielu intelektualistów tego okresu tworzyło prace o tematyce astronomicznej. Wśród nich wymienić można na przykład [[Aratos z Soloj|Aratosa z Soloj]], autora [[poemat]]u [[heksametr daktyliczny|heksametrycznego]] „Phaenomena''Phaenomena – O znakach niebieskich”niebieskich'', [[Cyceron]]a (porusza ten temat w VI tomie „''[[De re publica]]”''), [[Marek Maniliusz|Marka Maniliusza]] (twórcę poematu dydaktycznego „Astronomica”''Astronomica''<ref>{{cytuj stronę |url=http://kognitywistyka.kul.pl/wezownik-i-astrologia/ |tytuł=Kognitywistyka {{!}} Wężownik i astrologia|opublikowany=Kognitywistyka |archiwum=http://web.archive.org/web/20190601110228/http://kognitywistyka.kul.pl/wezownik-i-astrologia/ |zarchiwizowano=2019-06-01 |data dostępu=2019-06-01}}</ref>), [[Seneka Młodszy|Senekę Młodszego]], który opracował encyklopedię „Naturales''Naturales quaestiones”quaestiones'' („Zagadnienia''Zagadnienia przyrodnicze”przyrodnicze''), czy też [[Klaudiusz Ptolemeusz|Ptolemeusza]], autorstwa którego [[Almagest]] to najlepiej zachowany starożytny katalog gwiazd{{r|cultura}}.

W średniowieczu astronomia stanowiła, obok [[arytmetyka|arytmetyki]], [[geometria|geometrii]] i muzyki, część [[Sztuki wyzwolone|quadrivium]]{{r|cultura}}. W „''[[Boska komedia|Boskiej komedii]]”'' [[Dante Alighieri]] zawarł kilka aspektów wiedzy swojej epoki, w szczególności astronomicznej, wszystkie trzy części dzieła kończą się zaś słowem „gwiazdy”. Dante przyjmuje szeroko obecny w kosmologii średniowiecznej pogląd, że sfera gwiazd stałych jest ósmą z dziewięciu warstw nieba i stanowi źródło wielości w Kosmosie, w którym rozdziela się pochodzące od Boga światło<ref>Christian Moews, ''Fixed Stars'', w: Richard Lansing (red.), ''The Dante Encyclopedia'', Routledge, 2010, s. 384.</ref><ref>Alison Cornish, ''Reading Dante's Stars'', Yale University Press, 2000.</ref>.

Inni pisarze, tacy jak [[Giacomo Leopardi]], także poruszali w swoich dziełach tematy dotyczące aspektów astronomicznych. Poeta umieścił w swoich wierszach liczne odniesienia do astronomii, m.in. w ''Canto notturno di un pastore errante dell’Asia'' i ''Le ricordanze'', a w młodości napisał traktat zatytułowany ''Storia dell’astronomia'' („Historia''Historia astronomii”astronomii'')<ref name="Leopardi_astro">{{cytuj stronę |url = http://www.astrofilitrentini.it/notiz/not14/leopardi.html |tytuł = L’astronomia di Giacomo Leopardi |autor = Marco Murara |język = it |data dostępu = 2011-09-28}}</ref>.

[[Plik:VanGogh-starry night.jpg|thumb|left|250px|[[Vincent van Gogh]] – ''[[Gwiaździsta noc]]'',<br />1889, olej na płótnie, 73,7&nbsp;×&nbsp;92,1&nbsp;cm,<br />[[Museum of Modern Art]], [[Nowy Jork]]]]

Zimą łatwo zaobserwować „Trzech Mędrców” – [[Alnilam]]a, [[Alnitak]]a i [[Mintaka|Mintakę]] – trzy gwiazdy tworzące [[Pas Oriona]]. Równie dobrze znane były asteryzmy Małego oraz Wielkiego Wozu. W niektórych miejscach Drogę Mleczną nazywano „Drogą„[[Droga św. Jakuba”Jakuba|Drogą św. Jakuba]]”, gdyż w przybliżeniu wskazywała kierunek [[katedra w Santiago de Compostela|katedry w Santiago de Compostela]]<ref name="{{r|cultura popolare" />}}. Rozpoznawalne były też Plejady, przez długi czas stanowiące samodzielną konstelację, nazywane także „Siedmioma Siostrami” od [[Plejady (mitologia)|Plejad]] – [[nimfy|nimf]] z mitologii greckiej. W wierzeniach [[hinduizm|hinduistycznych]] kojarzono je z kolei z sześcioma opiekunkami boga [[Karttikeja]]<ref name="Pleiadi" />{{r|Pleiadi|cultura popolare}}.

[[Plik:Vulcan.jpg|thumb|right|290px|Model [[statek kosmiczny|statku kosmicznego]] [[Enterprise (Star Trek)|Enterprise]], pochodzącego z serii science fiction [[Star Trek]].]]

Od chwili swych narodzin w początkach XX wieku [[literatura]] [[fantastyka naukowa|science fiction]] wzbudza wśród ludzi zainteresowanie gwiazdami. Poruszane przez nią zagadnienia obejmują między innymi kontakt z innymi cywilizacjami, [[eksploracja kosmosu|eksplorację]] i [[kolonizacja kosmosu|kolonizację kosmosu]] oraz [[lot międzygwiezdny|podróże międzygwiezdne]] w poszukiwaniu nadających się do zamieszkania [[planeta pozasłoneczna|planet pozasłonecznych]]<ref name="fantascienza">{{cytuj stronę |url = http://www.britannica.com/oscar/print?articleId=66289&fullArticle=true&tocId=235716 |tytuł = Hasło „Science fiction” w ''Encyclopædia Britannica'' |autor = Bruce Sterling |język = en |data dostępu = 2011-09-28}}</ref>. Autorzy często opisują technologie pozwalające na podróże międzygwiezdne z [[prędkość nadświetlna|prędkością nadświetlną]],. zwykleZwykle także osadzają akcję swych dzieł poza Układem Słonecznym. Tendencje,Tendencja aby tak postępować,ta nasiliłynasiliła się znacząco, gdy eksploracja Układu Słonecznego wykazała, iż ponad wszelką wątpliwośćże nie jest on zamieszkany przez inne opróczniż ludziludzie [[kosmita|inteligentne formy życia]]{{r|fantascienza}}.

Gwiazdy rzeczywiście sprzyjające procesowi ewolucji życia, takie jak czerwone karły<ref name="{{r|extraterr" />}}, świecą zbyt słabo, by dało się je dostrzec gołym okiem, wskutek czego większość z nich nie ma atrakcyjnych nazw, które mogłyby przyciągnąć uwagę pisarzy science fiction<ref name="science fiction">{{cytuj książkę |autor = Analog and Isaac Asimov’s Science Fiction Magazine |tytuł = Writing Science Fiction & Fantasy |url = http://www.amazon.com/Writing-Science-Fiction-Fantasy-Magazine/dp/0312089260/ref=sr_1_1/002-3273322-6088007?ie=UTF8&s=books&qid=1188250989&sr=1-1 |wydawca = St. Martin’s Griffin |rok = 1993 |isbn = 978-0-312-08926-9}}</ref>.

* {{Cytuj książkę |nazwisko=Chyży |imię=Krzysztof |tytuł=Encyklopedia Geograficzna Świata |wydawca=OPRESOpres |miejsce=Kraków |rok=1997 |tom=VIII |tytuł tomu=Wszechświat |isbn=83-85909-29-X |odn=tak}}