Stjarna eðasólstjarna er risastór hnöttur úrrafgasi sem verður glóandi vegnakjarnasamruna í iðrum stjörnunnar.Sólin er sú stjarna sem nálægust erjörðu. Margar aðrar stjörnur eru sýnilegar með berum augum ánæturhimninum, en vegna mikillar fjarlægðar frá jörðu birtast þær semfastir ljóspunktar. Stærstu stjörnurnar hafa verið flokkaðar saman ístjörnumerki ogstjörnuþyrpingar, og menn hafa gefið björtustu stjörnunum nöfn.Stjörnufræðingar hafa gefið útstjörnuskrár þar sem þekktar stjörnur eru skráðar með stöðluðumstjörnuheitum. Ísýnilegum alheimi er talið að fjöldi stjarna sé milli 1022 og 1024. Af þessum fjölda stjarna eru aðeins um 4.000 sýnilegar með berum augum.[1] Allar sýnilegar stjörnur er að finna í stjörnuþokunniVetrarbrautinni.
Stjörnur myndast viðþyngdarhrungeimþoku úr efni sem er aðallegavetni, ásamthelíni og snefil af þyngri efnum. Talið er aðalheimurinn hafi myndast viðmiklahvell og byrjað að þenjast út og kólna. Seinna meir hafirykský þést vegna eiginþyngdarafls og orðið að stjörnum.Massi stjörnunnar er það sem helst ræður þróun hennar og örlögum. Stjarna skínmegnið af líftíma sínum vegnakjarnasamruna vetnis í helín í kjarna hennar. Þetta ferli leysir orku sem fer í gegnum stjörnuna oggeislar út íútgeim. Þegar stjarna nálgast endalokin verður kjarni hennar aðstjörnuleif:hvítur dvergur,nifteindastjarna, eða, ef hún er nógu massamikil,svarthol.
Kjarnasamruninn sem verður í stjörnum eða stjörnuleifum myndar nær öllfrumefni sem koma fyrir í náttúrunni og eru þyngri enlitín. Stjörnur sem missa massa, eðasprengistjörnur, gefa auðgað efni út ímiðgeimsefnið. Þessi frumefni mynda síðan nýjar stjörnur. Stjörnufræðingar geta reiknað út eiginleika stjarna eins og massa, aldur, efnasamsetningu,breytileika,fjarlægð og hreyfingu um geiminn; með því að skoðasýndarbirtu,litróf ogbreytingar á stöðu yfir tíma.
Flestar stjörnur hafafylgihnetti, sem ganga ásporbaugum umhverfis stjörnuna og myndasólkerfi. Til eru sólkerfi í kringumtvístirni eða fleiri stjörnur. Þar sem tvær stjörnur eru nærri hver annarri geta þær haft veruleg áhrif á þróun hverrar annarrar með þyngdarafli sínu. Stjörnur geta myndað stærri kerfi eins ogstjörnuþyrpingar eðastjörnuþokur sem tengjast innbyrðis með þyngdarafli.
Elstu stjörnufræðingar gerðu greinarmun áfastastjörnum sem virtust sitja kyrrar á himninum, ogreikistjörnum (plánetum) sem virtust ferðast yfir himininn á nokkrum dögum eða vikum.[2] Margir eldri stjörnufræðingar töldu að fastastjörnurnar væru festar viðhiminhvolf og færðust ekkert til. Stjörnufræðingar fornaldar hópuðu stjörnur saman ístjörnuþyrpingar ogstjörnumerki og afmörkuðu þannig ákveðin svæði á himninum sem hægt var að nota til að rekja ferðir reikistjarnanna og afstöðu sólarinnar.[3] Afstaða sólarinnar til fastastjarna (og sjóndeildarhringsins) var notuð til að búa tilsóldagatöl til að tímasetja ákveðin verk í landbúnaði.[4]Gregoríska tímatalið sem nú er notað nánast um allan heim, er sóldagatal sem miðast við ferð jarðarinnar umhverfis sína stjörnu, sólina.
Þótt fastastjörnurnar virtust ekki hreyfast neitt, áttuðukínverskir stjörnufræðingar sig á því að nýjar stjörnur gætu birst á himninum.[10] Árið185 skrifuðu þeir fyrstir manna umsprengistjörnu, sem nú er þekkt semSN 185.[11] Bjartasti stjarnfræðilegi viðburður skráðrar sögu var sprengistjarnanSN 1006 sem sást árið1006 og egypski stjörnufræðingurinnAli ibn Ridwan skrifaði um, auk nokkurra kínverskra stjörnufræðinga.[12] SprengistjarnanSN 1054 sem gat af sérKrabbaþokuna sást líka frá jörðu og var lýst af kínverskum og íslömskum stjörnufræðingum.[13][14][15][16]
↑Clark, D. H.; Stephenson, F. R. (29 júní 1981). „The Historical Supernovae“.Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute. Cambridge, UK: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. bls.355–370.Bibcode:1982ASIC...90..355C.
