Amit a csillagokról tudni kell…
Tulajdonságok
Tömeg
A legkisebb észlelt csillagtömeg a Nap tömegének 0,08-szorosa, a legnagyobbak 100 naptömeg körüliek. A megfigyelések szerint a csillagok 90%-ának tömege 0,4 és 4 naptömeg közé esik.
Méret
A jelenleg ismert legnagyobb átmérőjű csillag 2400 napátmérőjű. Ugyanakkor a pulzárok átmérője mindössze néhányszor 10 km.
(Ha a Nap helyére tennénk, még a Szaturnusz bolygó is a belsejében lenne.)
Sűrűség
A tömegből és az átmérőből egyrészt a sűrűségre, másrészt a csillag felszínén lévő gravitációs gyorsulásra lehet következtetni. A legritkább óriáscsillagok sűrűsége a Nap sűrűségének 10-7 -szerese, az ún. neutroncsillagoknál ez az arány 1015 -szerese is lehet. Egy „élete vége” felé járó törpe csillag felszíni gravitációs gyorsulása elérheti a Nap megfelelő adatának ezerszeresét is.
Gravitációs gyorsulás: A felszínen elejtett tárgyak tömegvonzás miatti gyorsulása
Hőmérséklet
A távoli csillagokból érkező fényt ugyanúgy színekre lehet bontani, mint a Nap fényét. A múlt században észrevették, hogy a csillagok színképei osztályokba sorolhatóak. Az egyes színképtípusok szoros kapcsolatban vannak a csillagok felszíni hőmérsékletével. A táblázatban elolvashatjuk, hogy az egyes hőmérsékleti értékekhez milyen szín tartozik. Eszerint a Nap kb. 5500 °C felszíni hőmérsékletű, sárga színű csillag.
Hőmérséklet	Szín
30 000	kék
25 000	kékesfehér
10 000	fehér
7 000	sárgásfehér
5 500	sárga
4 000	narancs
3 000	vörös
Fényesség
A csillagok fontos tulajdonsága a fényesség. Már az ókori görögök is osztályokba sorolták a csillagokat fényességük szerint. A legfényesebb csillagok voltak az elsőrendűek, a szabad szemmel még éppen láthatóakat hatodrendűnek nevezték. Minél halványabb egy csillag, annál nagyobb magnitúdó szám jellemzi a fényességét. A távcső felfedezése után ezt a magnitúdó skálát kiterjesztették, és bevezették a negatív és a tört magnitúdó értékeket is. Ma már a legérzékenyebb földi műszerekkel a 25m-s csillagok is megfigyelhetők, a Hubble-űrtávcsővel pedig 30m fényességig lehet észlelni a csillagokat. A Nap és a Hold számára a skálát a másik irányba is kiterjesztették. A Nap fényessége -26,86m, a telehold fényessége -12,55m. A Földről látható legfényesebb csillagok egy táblázatban kaptak helyet.
Név	Csillagkép	Magnitúdó
Szíriusz	Nagy Kutya	-1,5
Caponus	Hajógerinc	-0,7
Toliman	Kentaur	0,0
Arcturus	Ökörhajcsár	0,0
Vega	Lant	0,0
Capella	Szekeres	+0,1
Rigel	Orion	+0,1
Procyon	Kis Kutya	+0,4
Egy csillag látszódó fényessége nem árulja el a csillag igazi jellemzőit. Egy csillag látszódhat fényesnek azért is, mert valóban fényes, tehát sok fényt bocsát ki, de lehet fényes azért is, mert nagyon közel van hozzánk. Ezért bevezették az abszolút fényesség fogalmát. Egy csillag abszolút fényessége megegyezik azzal a látszó fényességgel, amit 10 parsec (10 pc) távolságból mutatna. Egy csillag látszólagos fényességéből és távolságából az abszolút fényessége meghatározható. A csillagok abszolút fényessége a -9m és +17m közötti tartományban található.
(Pl. a hatodrendű csillag fényességét 6m-mel jelöljük, és hat magnitúdónak olvassuk.)
(1 parsec (parallaxis-szekundum) az a távolság, ahonnan a földpálya fél nagytengelye merőleges rálátás esetén 1" alatt látszik. 1 pc = 3,26 fényév.)
(A Nap abszolút fényessége +4,8m, a Szíriuszé +1,8m, míg a Rigelé -8,2m.)
A csillagok keletkezése
Ha a csillagközi anyag elegendően nagy tömegű, akkor a gravitáció hatására összehúzódó gáz- és porfelhőkből csillagok alakulhatnak ki. A kis sűrűség miatt a csillag anyaga kezdetben akadálytalanul húzódik össze. Később a megnövekvő nyomás hatására az összehúzódás lelassul, a hőmérséklet viszont folyamatosan nő. Ha a központi tartomány hőmérséklete eléri a néhány millió kelvint, akkor beindulnak a fúziós magreakciók. A fiatal csillagok legfőbb energiatermelő folyamata a H-->He magátalakulás. Ez kétféle módon történhet. Alacsonyabb hőmérsékleten (5 millió kelvin körül) a proton-proton ciklus, magasabb hőmérsékleten (25 millió kelvin), ahol már nagyobb rendszámú elemek is létrejöhetnek, a C-N ciklus a fő energiatermelő folyamat. Mivel a kisebb tömegű csillagok alacsonyabb hőmérsékletűek is, ezért rájuk inkább a proton-proton ciklus jellemző, a nagyobb tömegű és nagyobb hőmérsékletű csillagoknál a C-N ciklus dominál. Mindkét folyamat lényege, hogy 4 protonból energiafelszabadulás mellett 1 héliumatommag keletkezik. A felszabaduló energia egy He atommag keletkezésekor kb. 4*10-12J. Egy ciklus lefutási ideje igen hosszú, több tízmillió év. A csillagok belsejében azonban óriási mennyiségű hidrogén vár az átalakulásra, így például a Nap esetében másodpercenként 4,2 millió tonna anyag sugárzódik ki energia formájában.
A csillagfejlődés kezdeti stádiuma akkor ér véget, amikor a csillag belsejéből kifelé tartó sugárzás nyomása (sugárnyomás) már egyensúlyt tart a gravitációval. Ettől kezdve a csillag nem húzódik össze tovább. Ekkorra a csillag már elfoglalta a helyét a Hertzsprung-Russel-diagram főágán a tömegének megfelelő helyen. Itt tölti el „életének” legnagyobb részét, mérete, energiatermelése hosszú időn keresztül nem változik.
A nagyobb tömegű csillagok azonban sokkal pazarlóbban bánnak az energiával, mint a kisebb tömegűek. Egy háromszoros naptömegű csillag nagyjából százszor akkora teljesítménnyel sugároz, mint a Nap, ezért kb. harmincháromszor rövidebb idő alatt fogyasztja el hidrogénjét. Így az egyes csillagok nem azonos időt töltenek a főágon.
(A hőmérséklet-növekedéshez szükséges energiát a gravitációs energia csökkenése fedezi.)
(A diagram a csillagok fejődési állapotát mutatja az abszolút fényesség és a felszíni hőmérséklet függvényében. A sárga pont a Nap jelenlegi helyét mutatja (5500 K és 4,8 m))
A vörös óriás
Ha a csillag magjában a hidrogén mennyisége csökken, akkor csökken az energiatermelés, és csökken a sugárnyomás is. A gravitációs erő hatására a mag összehúzódik, a csillagközponti hőmérséklete emelkedni kezd. 100 millió kelvin fölött újabb magreakciók indulnak be.
Három hélium atommag egybeolvadásából létrejön egy szén atommag, a csillag a héliumkészletét kezdi "égetni". A keletkező nagy mennyiségű energia nagy nyomást eredményez, ami a csillag külső rétegeit egyre kifelé nyomja. A csillag felfúvódik, elérkezik a vörös óriás állapotába. 
Egyszer (kb. öt milliárd év múlva) a mi Napunk is vörös óriáscsillag lesz. Átmérője kb. 400-szorosára, fényessége 10 000-szeresére nő majd. Ilyen körülmények között a földi élet lehetetlenné válik, de utódainknak még elég idő áll rendelkezésükre, hogy megoldást találjanak erre a problémára.
A vörös óriások belsejében olyan magas a hőmérséklet (néha akár több milliárd kelvin), hogy nemcsak a szén, hanem a periódusos rendszer többi eleme is ki tud alakulni egészen a vasig. A csillagok a felfúvódási szakasz után egyensúlyba kerülnek, de vörös óriás állapotban lényegesen kevesebb időt töltenek el, mint a főágon. Ennek oka, hogy energiatermelésük ebben az időszakban sokszorosan meghaladja a főágbeli időszak energiatermelését.
(A Hertzsprung-Russel-diagramon a főágból kilépve a jobb felső sarok irányába közelít.)
A fehér törpe 
A vörös óriás állapotot követően, egy idő után a hélium „üzemanyag” is kifogy, és a csillag magja ismét összehúzódik. Ekkor a sűrűsége már meghaladja a víz sűrűségének milliószorosát. Felszíni hőmérséklete magas, de a kis felszín miatt a csillag már nem túl fényes. A csillag élete végéhez érkezett, fehér törpévé vált. A fehér törpék lassan kihűlnek, és 1-10 milliárd év alatt belevesznek a világegyetem sötétjébe (fekete törpe állapot). Megjegyezzük, hogy vannak barna törpék is, melyek hőmérséklete már nem túl magas.
Nóvakitörés
Az összehúzódó csillag időnként ledobhatja külső burkát. Ilyenkor nóvakitörésről beszélünk. Egy-egy nóvakitörés alkalmával a csillag fényessége a kiindulási fényesség 150 000-szeresére is megnőhet. A hirtelen felfénylő csillag 100-1000 nap alatt újra visszanyeri eredeti fényességét. A Tejútrendszerben eddig kb. 200 nóvát figyeltek meg.
Szupernóva-robbanás 
A legtöbb csillag fehér törpeként fejezi be életét, de azokra a csillagokra, amelyeknél a kihűlő mag tömege meghaladja a naptömeg másfélszeresét, más vég vár. Az ilyen csillag magjának számítások szerint a gravitációs erő hatására össze kell roppannia. A protonok és az elektronok neutronokká egyesülnek.
A mag sűrűsége az atommag sűrűségéhez válik hasonlóvá. A folyamat végeredményeként olyan hatalmas energia szabadul fel, hogy a csillag külső rétegei szétdobódnak a világűrbe. Ez a szupernóva-robbanás. Ilyen különleges körülmények között létrejöhetnek a vasnál nagyobb rendszámú elemek is, amelyek aztán szétszóródnak a világűrben.
A Földön található vasnál nehezebb elemek ugyancsak egy szupernóva-robbanás során jöttek létre könnyebb atommagok egyesüléséből. A szupernóva-robbanás lényegesen nagyobb erősségű, mint a nóvakitörés. A csillag fényessége akár 20 magnitúdóval is növekedhet. Tejútrendszerünkben a szupernóva-robbanások meglehetősen ritkák.
Az elmúlt 2000 évben mindössze 3 kitörésről állíthatjuk biztosan, hogy szupernóva volt.
A neutroncsillag 
A szupernóva-robbanás helyén egy igen nagy sűrűségű neutroncsillag marad. A neutroncsillagok valószínűleg azonosak az 1-67-ben felfedezett pulzárokkal, amelyek periodikusan változó intenzitást mutató rádióforrások. Ezt többek között az is alátámasztja, hogy az 1054-ben a Bika csillagképben történt szupernóva-robbanás helyén található Rák-köd közepén pulzárt fedeztek fel.
(A pulzárok valószínűleg nagyon nagy (1017kg/m3) sűrűségű, gyorsan forgó objektumok.)
A fekete lyuk 
Ha a csillag összeomlásakor a megmaradó tömeg nagyobb, mint a naptömeg 2,5-szöröse, akkor a neutroncsillag sem jelenti a csillagfejlődés végállapotát. A gravitáció hatására az anyag olyan mértékben sűrűsödhet össze, hogy még a fény sem hagyhatja el az égitest felszínét. Az így keletkező objektumot nevezzük fekete lyuknak. Mivel a fekete lyuk az előzőek szerint valóban fekete, tehát nem látható, létezésére csak közvetett módon (pl. gravitációs hatása alapján) lehet következtetni.