La einergie eimitida por ua streilha stá associada la sue presson anterna, que possiblita un ambiente adequado a lafuson nuclear, que produçeinergie transformandomoléculas dehidrogénio anhélio. Ua streilha ten de tener uamassa arriba dun detreminado balor crítico (cerca de 81 bezes lamassa deJúpiter) para que la presson anterior seia suficiente para ocorrírenreaçones nucleares de fuson ne l sou anterior. Cuorpos que nun atinge esse lhemite, mas que inda assi eirradian einergie porcumpresson grabitacional cháman-senanas castanhas (ó nana marron) i son un tipo de cuorpo celhestre na frunteira antre las streilhas i lsplanetas, cumo gigantes gasosos. L lhemite superior de massa possible para ua streilha depende de llhemite de Eddington.
A maior fraçon de l eilemientos mais pesados que l hidrogénio ó hélio ne l ouniberso cumo l fierro, níquel ó outrosmetales fúrun gerados a partir de la fuson termonuclear ne ls núcleos stelares. Eilemientos cada beç mais pesados gerados ne ls núcleos cula scasseç de eilemientos lhebes téne menor eficiéncia einergética a partir de sue fuson — un ciclo de transiçones de eilemientos que eibentualmente lhieba a la muorte de la streilha. Ua streilha an sou fin puode tener dibersos çtinos dependendo de sues caratelísticas, cumo dar ourige a ua gigantesca spluson, lassupernuobas, antrar an colapso dando ourige a unburaco negro ó oureginar uanana branca.
Las streilhas menores que l Sol ténen menor temperatura i sou brilho ye alaranjado ó abermelhado.Las cumo l Sol ténen temperatura média i l sou brilho ye amarelhado.I las maiores ténen maior temperatura i un brilho branco-azulado.
Las streilhas besibles aparécen cumo puntos brilhantes i cintilantes (por causa de çtorçon ótica causada pulaatmosfera) ne l cielo noturno, a la eiceçon de lSol que debido la sue prossimidade ye bisto cumo un disco i ye l respunsable pula luç de l die. L uso quemun de la palabrastreilha nin siempre reflete l berdadeiro oubjeto astronómico: todos ls puntos cintilantes ne l cielo son frequentemente chamados de streilhas, anque poder sérenplanetas besibles,meteoros (streilha cadente),galáxias,nebulosas,cometas ó até mesmo unsistema binário formado por dues streilhas, cumo ye l causo deAlpha Crux, que custitui la punta mais brilhante de lCruzeiro de l Sul (óCrux).
Las streilhas son defrentes na suemassa, cumposiçon i brilho abseluto (nun l brilho aparente, que barie cula sue çtáncia al punto de ouserbaçon). Al longo de la bida dua streilha, la sue massa i cumposiçon se altéran als poucos debido als porcesso de fuson nuclear.
Segue-se ua pequeinha lista de alguns de l oubjetos stelares mais "eisóticos":
nana castanha (ó nana marron): un oubjeto sub-stelar an que nun ten lhugar la fuson dehidrogénio, mas que brilha an anfrabermelhos i ne l burmeilho debido la alguns outros tipos de reaçones nucleares i al calor anterno.
nana branca: resultado final de la bida dua streilha de média grandeza, uanana branca ye l núcleo que resta de la streilha depuis que eilha eijeta las sues camadas steriores.
streilha de néutrones: l que resta depuis de la spluson duasupernuoba. Ye un oubjeto mui denso, mas nun tanto cumo un buraco negro.
buraco negro: oubjeto cujagrabidade ye tan antensa que nin laluç le cunsigue scapar, i que puode ser formado a partir de splusones de streilhas supermassibas, que colapsan nun buraco negro.
Eisisten defrentesclasseficaçones de streilhas. Nua classeficaçon quemun, las streilhas ban de l tipoL que son mui grandes i brilhantes, atéM que son de tamanho solo suficiente para ampeçar la eigniçon de lasreaçones termonucleares culhidrogénio. Las streilhas mais quemuns de nuossa galáxia son classeficadas de acordo cun las classes O, B, A, F, G, K, M, stablecidas porAnnie Jump Cannon (1863-1941), a partir de critérios de classeficaçon zambolbidos ne lHarvard College ouserbatory (Oserbatório de la Faculdade de Harward). Mais tarde,Cecilia Payne mostrou que essa sequéncia classeficatória correspunde a ua sequéncia de temperatura superficial stelar, adonde las streilhas L son mais calientes de l que las B, las quales son mais calientes de l que las La, i assi por delantre.
Las classes stelares R, N i S fúrun antroduzidas por Morgan i Kenan, para la classeficaçon destreilhas carbonadas. Sue definiçon nunca fui mui clara i sou uso nun se difundiu antre ls porfessionales. Mais tarde, las classes R i N fúrun reagrupadas na classe C.
Para alhá dessas, reconhécen-se atualmente mais trés classes stelares: W, L, T. Las streilhas W, tamien chamadas deWolf-Rayet, son streilhas mui massibas, mais calientes de l que las streilhas L. Las classes L i T, por sue beç, correspúnden al stremo de baixa temperatura superfecial. Streilhas de classe T son, na rialidade, cunsideradasnanas marrones.
Cada classe ten 9 subclasseficaçones numéricas (0-9). Nuosso Sol ye ua streilha de classe G, subclasseficaçon 2: notado dessa forma cumoG2.
LSol ye tomado cun ua streilha padron nesse sistema (Lhuminosidade = 1) nun porque seia special an algun sentido, solo porque ye la streilha mais próssima i melhor studada que coincemos, i a maior parte de las caratelísticas de outras streilhas ye giralmente dada an ounidades solares.
Streilhas nácen annubres moleculares, grandes regiones de matéria de alta densidade (anque dessa densidade ser un pouco menor de l que aqueilha oubtenida nuacámara de bácuo na Tierra), i se forman por anstablidade grabitacional nestas nubres, causada por óndias de choque duasupernuoba (streilhas de grande massa que eiluminan cun muita antensidade las nubres que las forman). Un eisemplo dessa reflexon ye laNebulosa de Órion).
Streilhas gastan 90% de sues bidas rializando lafuson nuclear de lhidrogénio para produzirhélio an reaçones de alta presson próssimo al sou centro.Tales streilhas stan na sequéncia percipal de l diagrama de Heirtzsprung-Russell.
Pequeinhas streilhas (chamadas denanas burmeilhas) queiman sou cumbustible lentamente i questuman durar dezenas a cientos de bilhones de anhos. Ne l fin de sues bidas, eilhas simplesmente ban apagando até se tornárennanas negras.
Cunforme la maiorie de las streilhas sgota la sue reserba de hidrogénio, sues camadas sternas spánden i arrefécen formando uagigante burmeilha (an cerca de 5 bilhones de anhos, quando l Sol yá fur ua gigante burmeilha, el terá angolidoMercúrio iBénus) .
Eibentualmente, l núcleo será cumpremido l suficiente para ampeçar la fuson de l hélio. Anton la camada de hélio se calece i spande, para an seguida sfriar i se cuntrair. La reaçon spulsa la matéria de la ária stierna para l spácio, criando uanebulosa planetária. L núcleo spuosto eirradie fótones ultrabioleta que ionizan la camada eijetada, fazendo-a brilhar.
Streilhas maiores puoden fundir eilemientos mais pesados, podendo queimar até mesmofierro. L núcleo subrante será uanana branca, formada dematéria degenerada sin massa suficiente para porbocar mais fuson, mantida solo pula presson de degenerescéncia. Essa mesma streilha bai se sbair nua nana negra, nua scala de tiempo mui grande.
An streilhas maiores, la fuson cuntina até que lcolapso grabitacional faga la streilha spludir nuasupernuoba. Esse ye l solo porcesso cósmico que acuntece an scalas de tiempo houmanas. Storicamente, supernuobas ténen sido ouserbadas cumo "nuobas streilhas" adonde antes nun habie nanhue.
La camada stierna spelhida anclui eilemientos pesados, que son quemumente cumbertidos an nuobas streilhas i/óplanetas. L fluxo de la supernuoba i lbento solar de grandes streilhas ye mui amportante na formaçon de l meio antrestelar.
Eisisten bários sistemas de chamaçon stelar. Ls mais antigos párten de lascustelaçones, chamando las streilhas cumponentes cun ua lhetra griega an orde alfabética, aprossimadamente an orde de lhuminosidade aparente na custelaçon; esta ye seguida pul nome de la custelaçon, tradecionalmente an latin: cumoCentaurus (Centauro), cula streilhaAlpha Centauri (α cen), la streilha mais brilhante deCentaurus. Debido a la numerosidade de streilhas, grandes catálogos stelares que surgiran passórun la nominá-las numericamente, adicionando-se-le l prefixo que denota l catálogo seguido pul númaro de la streilha (eis.HIP 87937' '). Outros sistemas aparecírun al chamá-las d'acordo cun sue posiçon ne l cielo (cumoascenson reta/declinaçon), a partir de grandes barreduras cumputadorizadas que catalógan oubjetos (s.:SDSSp J153259.96-003944.1, dondeSDSS,Sloan Digital Sky Surbey, ye l nome de la barredura degitalizada i l restante suescordenadas celhestres). L uorgano respunsable por chamar streilhas recoincido pula quemunidade científica ye lAnternational Astronomical Union. Un númaro de cumpanhas pribadas tenta bender nomes para las streilhas; esses nomes, antretanto, nun son recoincidos pula quemunidade científica, nin ousados por eilha. Essas ourganizaçones son bistas cumo fraudulentas, que se aprobeitan de la eignoráncia de las pessonas subre la maneira cun que ua streilha ye chamada.
Ua bariadade de defrentes reaçones de fuson nuclear puode ocorrer ne l núcleo de las streilhas, dependendo de sue massa i cumposiçon (bernucleossíntese stelar).
Las streilhas se forman dua nubre cumpuosta basicamente de hidrogénio i cerca de 25% hélio, i outros eilemientos mais pesados an pequeinhas quantidades. Ne lSol, cun un núcleo a 107 K de temperatura, núcleos de hidrogénio se fúnden para formar hélio nuacadeia próton-próton:
An streilhas cujos núcleo ténen temperaturas de 108 K i massas antre 0,5 i 10 massas solares, l hélio puode ser transformado an carbono nun porcesso chamadoPorcesso triplo-alfa:
4Hei +4He + 92 keB →8*Be
4He +8*Be + 67 keB →12*C
12*C →12C + γ + 7,4 MeB
Essas reaçones puoden ser resumidas na reaçon líquida:
