نجم

الشمس ، وهي نجم من النوع G في التسلسل الرئيسي ، الأقرب إلى الأرض

منطقة تشكل النجوم في سحابة ماجلان الكبرى

النجم عبارة عن كرة مضيئة من البلازما متماسكة بفعل جاذبيتها الذاتية . ^{[ 1 ]} أقرب نجم إلى الأرض هو الشمس . يمكن رؤية العديد من النجوم الأخرى بالعين المجردة ليلاً ؛ إذ تجعلها مسافاتها الشاسعة عن الأرض تبدو كنقاط ضوئية ثابتة . صُنفت أبرز النجوم في مجموعات نجمية وأبراج ، وللعديد من ألمع النجوم أسماء خاصة . جمع علماء الفلك فهارس نجمية تُحدد النجوم المعروفة وتُقدم تسميات نجمية موحدة . يحتوي الكون المرئي على ما يُقدر بـ10 ²² إلى10 ²⁴ نجمًا. حوالي 4000 نجم فقط من هذه النجوم يمكن رؤيتها بالعين المجردة - وكلها داخل مجرة ​​درب التبانة . ^{[ 2 ]}

تبدأ حياة النجم بانهيار جاذبي لسديم غازي يتكون في معظمه من الهيدروجين والهيليوم وآثار من عناصر أثقل. وتحدد كتلته الإجمالية بشكل رئيسي تطوره ومصيره النهائي. يضيء النجم طوال معظم حياته النشطة نتيجة الاندماج النووي الحراري للهيدروجين إلى هيليوم في نواته. تُطلق هذه العملية طاقةً تخترق باطن النجم وتشع إلى الفضاء الخارجي . في نهاية عمر النجم، يتوقف الاندماج ويصبح نواته بقايا نجمية : قزم أبيض ، أو نجم نيوتروني ، أو -إذا كانت كتلته كبيرة بما يكفي- ثقب أسود .

تُنتج عملية التخليق النووي النجمي في النجوم أو بقاياها جميع العناصر الكيميائية الموجودة في الطبيعة تقريبًا والتي تزيد عن الليثيوم . ويؤدي فقدان كتلة النجوم أو انفجارات المستعرات العظمى إلى إعادة المواد الغنية كيميائيًا إلى الوسط بين النجوم . ثم تُعاد تدوير هذه العناصر لتكوين نجوم جديدة. ويستطيع علماء الفلك تحديد خصائص النجوم - بما في ذلك الكتلة والعمر والتركيب الكيميائي (التركيب المعدني) والتغيرات والمسافة والحركة في الفضاء - من خلال رصد سطوع النجم الظاهري وطيفه وتغيرات موقعه في السماء مع مرور الوقت.

تستطيع النجوم تكوين أنظمة مدارية مع أجرام سماوية أخرى ، كما هو الحال في الأنظمة الكوكبية والأنظمة النجمية التي تضم نجمين أو أكثر . وعندما يدور نجمان من هذا النوع في مدارات متقاربة، فإن تفاعلهما الجاذبي يؤثر بشكل كبير على تطورهما. وغالبًا ما تشكل النجوم جزءًا من تراكيب أكبر بكثير مرتبطة جاذبيًا، مثل التجمعات النجمية والمجرات.

كلمة " star" الإنجليزية مشتقة في الأصل من الجذر الهندو-أوروبي البدائي * h₂stḗr ، الذي يعني أيضًا "نجمة" ، والذي يمكن تحليله أيضًا على أنه * h₂eh₁s- بمعنى "يحترق" (وهو أيضًا مصدر كلمة "ash ") بالإضافة إلى * -tēr ( لاحقة الفاعل ). وتشمل الكلمات المشابهة لها في لغات أخرى اللاتينية stella ، واليونانية aster ، والألمانية Stern ؛ ^{[ 3 ]} وتشمل الكلمات المشابهة لها في الإنجليزية asterisk ، و asteroid ، وastral ، و constellation ، و Esther . ^{[ 4 ]} 

لطالما كانت النجوم ذات أهمية بالغة للحضارات في جميع أنحاء العالم. فقد كانت جزءًا من الممارسات الدينية، وطقوس التنجيم ، والأساطير ، واستُخدمت في الملاحة السماوية والتوجيه، ولتحديد مرور الفصول، ولتحديد التقاويم.

أدرك علماء الفلك الأوائل الفرق بين " النجوم الثابتة "، التي لا يتغير موقعها على الكرة السماوية ، و"النجوم المتحركة" ( الكواكب )، التي تتحرك بشكل ملحوظ بالنسبة للنجوم الثابتة على مدار أيام أو أسابيع. ^{[ 6 ]} اعتقد العديد من علماء الفلك القدماء أن النجوم مثبتة بشكل دائم على الكرة السماوية وأنها لا تتغير. واصطلاحًا، جمع علماء الفلك النجوم البارزة في مجموعات نجمية وأبراج ، واستخدموها لتتبع حركة الكواكب وتحديد موقع الشمس. ^{[ 7 ]} استُخدمت حركة الشمس بالنسبة للنجوم الخلفية (والأفق) لإنشاء التقاويم ، التي يمكن استخدامها لتنظيم الممارسات الزراعية. ^{[ 8 ]} التقويم الغريغوري ، المستخدم حاليًا في كل مكان تقريبًا في العالم، هو تقويم شمسي يعتمد على زاوية محور دوران الأرض بالنسبة لنجمها المحلي، الشمس.

أقدم خريطة نجمية مؤرخة بدقة هي نتاج علم الفلك المصري القديم عام 1534  قبل الميلاد. ^{[ 9 ]} أما أقدم فهارس النجوم المعروفة فقد جمعها علماء الفلك البابليون القدماء في بلاد ما بين النهرين في أواخر الألفية الثانية قبل الميلاد، خلال العصر الكاشي ( حوالي 1531 قبل الميلاد - حوالي 1155 قبل الميلاد ). ^{[ 10 ]} 

أُنشئ أول فهرس للنجوم في علم الفلك اليوناني على يد أريستيلوس حوالي عام 300  قبل الميلاد، بمساعدة تيموخاريس . ^{[ 11 ]} ضمّ فهرس هيبارخوس (القرن الثاني قبل الميلاد) 1020 نجمًا، واستُخدم في تجميع فهرس بطليموس للنجوم. ^{[ 12 ]} يُعرف هيبارخوس باكتشافه أول نجم مستعر (نوفا) مُسجّل. ^{[ 13 ]} العديد من الأبراج وأسماء النجوم المُستخدمة اليوم مُشتقة من علم الفلك اليوناني.

على الرغم من ثبات السماء الظاهر، كان الفلكيون الصينيون على دراية بإمكانية ظهور نجوم جديدة. ^{[ 14 ]} في عام 185  ميلادي، كانوا أول من رصد وكتب عن مستعر أعظم ، يُعرف الآن باسم SN 185. [ ^{15 ] كان} الحدث النجمي الأكثر سطوعًا في التاريخ المسجل هو المستعر الأعظم SN 1006 ، الذي رُصد عام 1006 وكتب عنه الفلكي المصري علي بن رضوان والعديد من الفلكيين الصينيين. ^{[ 16 ]} كما رُصد المستعر الأعظم SN 1054 ، الذي أدى إلى نشأة سديم السرطان ، من قبل فلكيين صينيين ومسلمين. ^{[ 17 ] [ 18 ] [ 19 ]}

أطلق علماء الفلك المسلمون في العصور الوسطى أسماءً عربية على العديد من النجوم، ولا تزال هذه الأسماء مستخدمة حتى اليوم، كما ابتكروا العديد من الأدوات الفلكية التي مكّنتهم من حساب مواقع النجوم. وبنوا أولى المراصد الفلكية الكبيرة، وكان الهدف الرئيسي منها إعداد فهارس نجوم الزيج . ^{[ 20 ]} ومن بين هذه المراصد، كتاب النجوم الثابتة (964) الذي ألفه الفلكي الفارسي عبد الرحمن الصوفي ، الذي رصد عددًا من النجوم والتجمعات النجمية (بما في ذلك تجمع أوميكرون فيلوروم وتجمع بروتشي ) والمجرات (بما في ذلك مجرة ​​أندروميدا ). ^{[ 21 ]} ووفقًا لآ. زهور، وصف العالم الفارسي الموسوعي أبو الريحان البيروني ، في القرن الحادي عشر، مجرة ​​درب التبانة بأنها مجموعة من الشظايا ذات خصائص النجوم السديمية ، وحدد خطوط عرض نجوم مختلفة خلال خسوف قمري عام 1019. ^{[ 22 ]}

بحسب جوزيب بويغ، اقترح الفلكي الأندلسي ابن باجة أن مجرة ​​درب التبانة تتكون من نجوم عديدة تكاد تتلامس، وتبدو كصورة متصلة نتيجة انكسار الضوء من المادة تحت القمر، مستشهداً بمشاهدته لاقتران كوكبَي المشتري والمريخ في عام 1106/1107 كدليل على ذلك. ^{[ 23 ]} وقد رصد فلكيون أوروبيون أوائل، مثل تيكو براهي، نجوماً جديدة في سماء الليل (أُطلق عليها لاحقاً اسم المستعرات )، مما يشير إلى أن السماء ليست ثابتة. وفي عام 1584، اقترح جيوردانو برونو أن النجوم تشبه الشمس، وقد تدور حولها كواكب أخرى ، ربما حتى شبيهة بالأرض ، ^{[ 24 ]} وهي فكرة سبق أن طرحها الفلاسفة اليونانيون القدماء ، ديموقريطس وإبيقور ، ^{[ 25} ] وعلماء الكونيات المسلمون في العصور الوسطى ^{[ 26 ]} مثل فخر الدين الرازي ^{. [ 27 ]} بحلول القرن التالي، بدأت فكرة أن النجوم هي نفسها الشمس تحظى بإجماع بين علماء الفلك. ولتفسير سبب عدم تأثير هذه النجوم بجاذبية صافية على النظام الشمسي، اقترح إسحاق نيوتن أن النجوم موزعة بالتساوي في جميع الاتجاهات، وهي فكرة استلهمها اللاهوتي ريتشارد بنتلي . ^{[ 28 ]}

سجل الفلكي الإيطالي جيمينيانو مونتاناري رصده لتغيرات في لمعان نجم الغول عام 1667. ونشر إدموند هالي أولى القياسات للحركة الذاتية لزوج من النجوم "الثابتة" القريبة، موضحاً أنها قد غيرت مواقعها منذ زمن الفلكيين اليونانيين القدماء بطليموس وهيبارخوس. ^{[ 24 ]}

كان ويليام هيرشل أول فلكي يحاول تحديد توزيع النجوم في السماء. خلال ثمانينيات القرن الثامن عشر، أنشأ سلسلة من أجهزة القياس في 600 اتجاه، وأحصى النجوم المرصودة على طول كل خط رؤية. ومن ذلك، استنتج أن عدد النجوم يزداد باطراد باتجاه أحد جانبي السماء، في اتجاه مركز مجرة ​​درب التبانة . أعاد ابنه جون هيرشل هذه الدراسة في نصف الكرة الجنوبي، ووجد زيادة مماثلة في الاتجاه نفسه. ^{[ 29 ]} بالإضافة إلى إنجازاته الأخرى، يُذكر ويليام هيرشل لاكتشافه أن بعض النجوم لا تقع فقط على خط الرؤية نفسه، بل هي نجوم مصاحبة تشكل أنظمة نجمية ثنائية. ^{[ 30 ]}

كان جوزيف فون فراونهوفر وأنجيلو سيكي من رواد علم التحليل الطيفي النجمي . فمن خلال مقارنة أطياف نجوم مثل الشعرى اليمانية بالشمس، وجدا اختلافات في قوة وعدد خطوط امتصاصها - وهي الخطوط الداكنة في الأطياف النجمية الناتجة عن امتصاص الغلاف الجوي لترددات محددة. في عام 1865، بدأ سيكي بتصنيف النجوم إلى أنواع طيفية . ^{[ 31 ]} وقد طورت آني جيه كانون النسخة الحديثة من نظام تصنيف النجوم خلال أوائل القرن العشرين. ^{[ 32 ]}

أُجري أول قياس مباشر للمسافة إلى نجم ( 61 Cygni على بُعد 11.4 سنة ضوئية ) عام 1838 على يد فريدريك بيسل باستخدام تقنية اختلاف المنظر . وأظهرت قياسات اختلاف المنظر التباعد الهائل بين النجوم في السماء. ^{[ 24 ]} اكتسب رصد النجوم الثنائية أهمية متزايدة خلال القرن التاسع عشر. ففي عام 1834، لاحظ فريدريك بيسل تغيرات في الحركة الذاتية لنجم الشعرى اليمانية (سيريوس) واستنتج وجود نجم مرافق خفي. واكتشف إدوارد بيكرينغ أول نظام ثنائي طيفي عام 1899 عندما رصد الانقسام الدوري لخطوط طيف نجم ميزر خلال فترة 104 أيام. وجمع علماء فلك مثل فريدريك جورج فيلهلم فون ستروف وإس دبليو بورنهام ملاحظات تفصيلية للعديد من أنظمة النجوم الثنائية ، مما سمح بتحديد كتل النجوم من خلال حساب العناصر المدارية . تم التوصل إلى أول حل لمشكلة استخلاص مدار النجوم الثنائية من ملاحظات التلسكوب بواسطة فيليكس سافاري في عام 1827. ^{[ 33 ]}

شهد القرن العشرون تقدماً متسارعاً في الدراسة العلمية للنجوم. وأصبحت الصورة الفوتوغرافية أداةً فلكيةً قيّمة. اكتشف كارل شوارتزشيلد أنه يمكن تحديد لون النجم، وبالتالي درجة حرارته، من خلال مقارنة سطوعه المرئي بسطوعه الفوتوغرافي . وقد أتاح تطوير مقياس الضوء الكهروضوئي إجراء قياسات دقيقة للسطوع على فترات متعددة من الأطوال الموجية. وفي عام 1921، أجرى ألبرت أ. ميكلسون أولى قياسات قطر نجم باستخدام مقياس التداخل على تلسكوب هوكر في مرصد جبل ويلسون . ^{[ 34 ]}

شهدت العقود الأولى من القرن العشرين أعمالًا نظرية هامة حول البنية الفيزيائية للنجوم. ففي عام ١٩١٣، طُوِّر مخطط هرتزبرونغ-راسل ، مما دفع بالدراسة الفيزيائية الفلكية للنجوم. كما طُوِّرت نماذج ناجحة لتفسير باطن النجوم وتطورها. وكانت سيسيليا باين-جابوشكين أول من اقترح في أطروحتها للدكتوراه عام ١٩٢٥ أن النجوم تتكون أساسًا من الهيدروجين والهيليوم. ^{[ ٣٥ ]} وقد ازداد فهم أطياف النجوم بفضل التقدم في فيزياء الكم ، مما سمح بتحديد التركيب الكيميائي للغلاف الجوي النجمي. ^{[ ٣٦ ]}

باستثناء أحداث نادرة كالمستعرات العظمى والنجوم الشبيهة بها ، رُصدت النجوم الفردية بشكل أساسي في المجموعة المحلية ، ^{[ 37 ]} وخاصة في الجزء المرئي من مجرة ​​درب التبانة (كما يتضح من فهارس النجوم المفصلة المتاحة لمجرة درب التبانة) وأقمارها. ^{[ 38 ]} كما رُصدت نجوم فردية، مثل المتغيرات القيفاوية، في مجرتي M87 ^{[ 39 ]} و M100 التابعتين لعنقود العذراء ، ^{[ 40 ]} بالإضافة إلى نجوم لامعة في بعض المجرات الأخرى القريبة نسبيًا. ^{[ 41 ]} وبفضل عدسة الجاذبية ، رُصد نجم منفرد (يُسمى إيكاروس  ) على بُعد 9 مليارات سنة ضوئية. ^{[ 42 ] [ 43 ]}

كان مفهوم الكوكبة معروفًا خلال العصر البابلي . تخيّل علماء الفلك القدماء أن التجمعات النجمية البارزة تُشكّل أنماطًا، وربطوا هذه الأنماط بجوانب معينة من الطبيعة أو أساطيرهم. اثنتا عشرة من هذه التكوينات تقع على طول مسار الشمس الظاهري، وأصبحت هذه التكوينات أساس علم التنجيم . ^{[ 44 ]} وقد أُطلقت أسماء على العديد من النجوم الفردية البارزة، لا سيما الأسماء العربية أو اللاتينية .

إلى جانب بعض الأبراج والشمس نفسها، لكل نجم أساطيره الخاصة . [ ^{45 ] عند} الإغريق القدماء ، مثّلت بعض "النجوم"، المعروفة بالكواكب (من اليونانية πλανήτης (planētēs)، وتعني "المتجول")، آلهةً مهمةً مختلفة، ومنها استُمدت أسماء كواكب عطارد والزهرة والمريخ والمشتري وزحل . [ 45 ] ( كان أورانوس ونبتون ^{إلهين يونانيين ورومانيين} ، لكن لم يكن أيٌّ منهما معروفًا في العصور القديمة بسبب سطوعه الخافت. وقد أطلق عليهما علماء الفلك اللاحقون هذه الأسماء) .

في حوالي عام 1600، استُخدمت أسماء الأبراج لتسمية النجوم في المناطق المقابلة لها من السماء. أنشأ الفلكي الألماني يوهان باير سلسلة من خرائط النجوم، واستخدم الأحرف اليونانية لتسمية النجوم في كل برج. لاحقًا، تم ابتكار نظام ترقيم يعتمد على المطلع المستقيم للنجم، وأُضيف إلى فهرس النجوم الذي وضعه جون فلامستيد في كتابه "Historia coelestis Britannica" (طبعة 1712)، ومن هنا أصبح يُعرف هذا النظام باسم تسمية فلامستيد أو ترقيم فلامستيد . ^{[ 46 ] [ 47 ]}

The internationally recognized authority for naming celestial bodies is the International Astronomical Union (IAU).^[48] The International Astronomical Union maintains the Working Group on Star Names (WGSN)^[49] which catalogs and standardizes proper names for stars.^[50] A number of private companies sell names of stars which are not recognized by the IAU, professional astronomers, or the amateur astronomy community.^[51] The British Library calls this an unregulatedcommercial enterprise,^[52][53] and the New York City Department of Consumer and Worker Protection issued a violation against one such star-naming company for engaging in a deceptive trade practice.^[54][55]

Although stellar parameters can be expressed in SI units or Gaussian units, it is often most convenient to express mass, luminosity, and radii in solar units, based on the characteristics of the Sun. In 2015, the IAU defined a set of nominal solar values (defined as SI constants, without uncertainties) which can be used for quoting stellar parameters:

nominal solar luminosity	L☉ = 3.828×1026 W[56]
nominal solar radius	R☉ = 6.957×108 m[56]

The solar massM_☉ was not explicitly defined by the IAU due to the large relative uncertainty (10⁻⁴) of the Newtonian constant of gravitationG. Since the product of the Newtonian constant of gravitation and solar mass together (GM_☉) has been determined to much greater precision, the IAU defined the nominal solar mass parameter to be:

nominal solar mass parameter:

GM☉ = 1.3271244×1020 m3/s2[56]

The nominal solar mass parameter can be combined with the most recent (2014) CODATA estimate of the Newtonian constant of gravitation G to derive the solar mass to be approximately 1.9885 × 10 ³⁰  كجم . على الرغم من أن القيم الدقيقة للسطوع ونصف القطر ومعامل الكتلة والكتلة قد تختلف قليلاً في المستقبل بسبب عدم اليقين في الرصد، فإن الثوابت الاسمية للاتحاد الفلكي الدولي لعام 2015 ستظل هي نفسها قيم النظام الدولي للوحدات لأنها تظل مقاييس مفيدة لذكر معلمات النجوم.

تُعبّر الأطوال الكبيرة، مثل نصف قطر نجم عملاق أو المحور شبه الرئيسي لنظام نجمي ثنائي، غالبًا بالوحدة الفلكية، التي تُعادل تقريبًا متوسط ​​المسافة بين الأرض والشمس (150  مليون كيلومتر أو ما يقارب 93  مليون ميل). وفي عام 2012، حدّد الاتحاد الفلكي الدولي الثابت الفلكي بأنه طول دقيق بالمتر: 149,597,870,700 متر. ^{[ 56 ]}

تطور النجوم منخفضة الكتلة (الدورة اليسرى) وعالية الكتلة (الدورة اليمنى)، مع أمثلة مكتوبة بخط مائل.

مقارنة الأحجام (نصف القطر والكتلة) بين قزم أحمر ، والشمس، وعملاق أزرق فائق الكتلة ، وعملاق أحمر

تتكثف النجوم من مناطق في الفضاء ذات كثافة مادية أعلى، إلا أن كثافة هذه المناطق أقل من كثافة حجرة مفرغة . تتكون هذه المناطق، المعروفة بالسحب الجزيئية ، في الغالب من الهيدروجين، مع حوالي 23 إلى 28 بالمئة من الهيليوم ونسبة قليلة من العناصر الأثقل. ومن الأمثلة على هذه المناطق التي تتشكل فيها النجوم سديم الجبار . ^{[ 57 ]} تتشكل معظم النجوم في مجموعات تتراوح بين عشرات ومئات الآلاف من النجوم. ^{[ 58 ]} قد تُضيء النجوم الضخمة في هذه المجموعات تلك السحب بقوة، مما يؤدي إلى تأيين الهيدروجين وتكوين مناطق H II . قد تؤدي هذه التأثيرات الارتجاعية، الناتجة عن تشكل النجوم، في النهاية إلى تفكك السحابة ومنع تشكل المزيد من النجوم. ^{[ 59 ]} تقضي جميع النجوم معظم حياتها كنجوم في التسلسل الرئيسي ، وتتغذى بشكل أساسي من الاندماج النووي للهيدروجين إلى هيليوم داخل نواتها. ومع ذلك، فإن النجوم ذات الكتل المختلفة لها خصائص مختلفة بشكل ملحوظ في مراحل مختلفة من تطورها. يختلف المصير النهائي للنجوم ذات الكتلة الأكبر عن مصير النجوم ذات الكتلة الأصغر، وكذلك لمعانها وتأثيرها على بيئتها. وبناءً على ذلك، غالبًا ما يصنف علماء الفلك النجوم حسب كتلتها: ^{[ 60 ]}

• النجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا ، التي تقل كتلتها عن 0.5 كتلة _شمسية ، تكون ذات حمل حراري كامل، وتوزع الهيليوم بالتساوي في جميع أنحاء النجم أثناء وجوده على التسلسل الرئيسي. لذلك، لا تخضع هذه النجوم أبدًا لاحتراق الغلاف ولا تتحول إلى عمالقة حمراء . بعد استنفاد الهيدروجين، تتحول إلى أقزام بيضاء هيليومية وتبرد ببطء. ^{[ 61 ]} نظرًا لأن عمر النجوم التي تبلغ كتلتها 0.5 كتلة _شمسية أطول من عمر الكون ، لم يصل أي نجم من هذا النوع إلى مرحلة القزم الأبيض حتى الآن.  
• تتحول النجوم منخفضة الكتلة (بما فيها الشمس)، التي تتراوح كتلتها بين 0.5 و 2.25 كتلة _{شمسية تقريبًا} تبعًا لتكوينها، إلى عمالقة حمراء عندما ينضب الهيدروجين في نواتها وتبدأ بحرق الهيليوم في ومضة هيليومية ؛ ثم تتطور لديها نواة متدهورة من الكربون والأكسجين لاحقًا على فرع العملاق المقارب ؛ وفي النهاية، تقذف غلافها الخارجي على شكل سديم كوكبي وتترك وراءها نواتها على شكل قزم أبيض. ^{[ 62 ] [ 63 ]}  
• تمر النجوم متوسطة الكتلة ، التي تتراوح كتلتها بين 2.25 و 8 أضعاف _{كتلة الشمس ، بمراحل تطورية مشابهة لتلك التي تمر بها النجوم منخفضة الكتلة، ولكن بعد فترة قصيرة نسبيًا على} فرع العملاق الأحمر، تبدأ هذه النجوم في إطلاق الهيليوم دون وميض، وتقضي فترة طويلة في الكتلة الحمراء قبل أن تُكوّن نواة متحللة من الكربون والأكسجين. ^{[ 62 ] [ 63 ]}  
• تمتلك النجوم الضخمة عمومًا كتلة دنيا تبلغ حوالي 8 أضعاف كتلة _الشمس . ^{[ 64 ]} بعد استنفاد الهيدروجين في نواتها، تتحول هذه النجوم إلى عمالقة فائقة، وتبدأ في دمج عناصر أثقل من الهيليوم. وينتهي عمر العديد منها عندما تنهار نواتها وتنفجر كمستعرات عظمى. ^{[ 62 ] [ 65 ]} 

تكوين النجوم

تصور الفنان لولادة نجم داخل سحابة جزيئية كثيفة

توجد مجموعة من حوالي 500 نجم شاب داخل حضانة النجوم W40 القريبة .

يبدأ تكوّن النجم بعدم استقرار جاذبي داخل سحابة جزيئية، ناتج عن مناطق ذات كثافة أعلى - وغالبًا ما يُحفّز ذلك بضغط السحب بفعل إشعاع النجوم الضخمة، أو تمدد الفقاعات في الوسط بين النجوم، أو تصادم سحب جزيئية مختلفة، أو تصادم المجرات (كما في مجرة ​​انفجار نجمي ). ^{[ 66 ] [ 67 ]} عندما تصل منطقة ما إلى كثافة كافية من المادة لتلبية معايير عدم استقرار جينز ، فإنها تبدأ بالانهيار تحت تأثير جاذبيتها الذاتية. ^{[ 68 ]}

مع انهيار السحابة، تتشكل تجمعات منفردة من الغبار والغاز الكثيفين على هيئة " كريات بوك ". ومع انهيار هذه الكريات وازدياد كثافتها، تتحول الطاقة الجاذبية إلى حرارة، فترتفع درجة الحرارة. وعندما تصل السحابة النجمية الأولية تقريبًا إلى حالة التوازن الهيدروستاتيكي المستقر ، يتشكل نجم أولي في مركزها. ^{[ 69 ]} غالبًا ما تُحاط هذه النجوم ما قبل النسق الأساسي بقرص كوكبي أولي، وتستمد طاقتها بشكل رئيسي من تحويل الطاقة الجاذبية. وتستمر فترة الانكماش الجاذبية حوالي 10  ملايين سنة لنجم مثل الشمس، وتصل إلى 100  مليون سنة للقزم الأحمر. ^{[ 70 ]}

تُسمى النجوم المبكرة التي تقل كتلتها عن ضعف كتلة الشمس _بنجوم تي تاوري ، بينما تُسمى النجوم ذات الكتلة الأكبر بنجوم هيربيغ إيه إي/بي . تُطلق هذه النجوم حديثة التكوين نفاثات من الغاز على طول محور دورانها، مما قد يُقلل من الزخم الزاوي للنجم المنهار ويؤدي إلى ظهور بقع صغيرة من السديم تُعرف بأجسام هيربيغ-هارو . ^{[ 71 ] [ 72 ]} قد تُساعد هذه النفاثات، بالإضافة إلى الإشعاع الصادر من النجوم الضخمة القريبة، في إبعاد السحابة المحيطة التي تشكل منها النجم. ^{[ 73 ]} 

في المراحل المبكرة من تطورها، تتبع نجوم تي تاوري مسار هاياشي - حيث تنكمش ويقل لمعانها مع الحفاظ على درجة حرارة ثابتة تقريبًا. وتتبع نجوم تي تاوري الأقل كتلة هذا المسار حتى تصل إلى التسلسل الرئيسي، بينما تتحول النجوم الأكثر كتلة إلى مسار هيني . ^{[ 74 ]}

تُلاحَظ معظم النجوم كأعضاء في أنظمة نجمية ثنائية، وخصائص هذه الأنظمة الثنائية هي نتاج الظروف التي تشكلت فيها. ^{[ 75 ]} يجب أن تفقد سحابة الغاز زخمها الزاوي لتنهار وتُشكِّل نجمًا. ويؤدي تفتت السحابة إلى نجوم متعددة إلى توزيع جزء من هذا الزخم الزاوي. تنقل الأنظمة الثنائية البدائية جزءًا من الزخم الزاوي من خلال التفاعلات الجاذبية أثناء اقترابها من نجوم أخرى في التجمعات النجمية الفتية. تميل هذه التفاعلات إلى فصل الأنظمة الثنائية المتباعدة (الناعمة) بينما تجعل الأنظمة الثنائية الصلبة أكثر ترابطًا. ينتج عن ذلك فصل الأنظمة الثنائية إلى توزيعاتها السكانية المرصودة. ^{[ 76 ]}

التسلسل الرئيسي

تقضي النجوم حوالي 90% من عمرها في دمج الهيدروجين إلى هيليوم في تفاعلات عالية الحرارة والضغط في نواتها. تُسمى هذه النجوم بالنجوم القزمة، وتُعرف أيضًا باسم نجوم التسلسل الرئيسي. بدءًا من مرحلة التسلسل الرئيسي، تزداد نسبة الهيليوم في نواة النجم باطراد، ويزداد معدل الاندماج النووي في النواة ببطء، وكذلك درجة حرارة النجم ولمعانه. ^{[ 77 ]} على سبيل المثال، يُقدر أن لمعان الشمس قد ازداد بنحو 40% منذ أن وصلت إلى مرحلة التسلسل الرئيسي قبل 4.6  مليار سنة.4.6 × 10 ⁹ ) سنوات مضت. ^{[ 78 ]}

كل نجم يُولّد رياحًا نجمية من الجسيمات تُسبب تدفقًا مستمرًا للغاز إلى الفضاء. بالنسبة لمعظم النجوم، تكون الكتلة المفقودة ضئيلة. تفقد الشمس^يفقد النجم 10⁻¹⁴ كتلة _شمسية  سنويًا، ^{[ 79 ]} أو ما يقارب 0.01% من كتلته الإجمالية على مدار حياته. مع ذلك، يمكن للنجوم ذات الكتلة الهائلة أن تفقد10 ⁻⁷ إلى^تفقد النجوم 10⁻⁵ كتلة _شمسية  سنويًا، مما يؤثر بشكل كبير على تطورها. ^{[ 80 ]} يمكن للنجوم التي تبدأ بكتلة تزيد عن 50 كتلة _شمسية أن تفقد أكثر من نصف كتلتها الإجمالية أثناء وجودها على التسلسل الرئيسي. ^{[ 81 ]} 

يعتمد الوقت الذي يقضيه النجم في التسلسل الرئيسي بشكل أساسي على كمية الوقود التي يمتلكها ومعدل اندماجه. من المتوقع أن تعيش الشمس 10  مليارات سنة (تستهلك النجوم الضخمة وقودها بسرعة كبيرة وتكون قصيرة العمر. أما النجوم منخفضة الكتلة فتستهلك وقودها ببطء شديد. النجوم التي تقل كتلتها عن 0.25 ^كتلة شمسية ، _والتي تُسمى الأقزام الحمراء ، قادرة على دمج كل كتلتها تقريبًا، بينما لا تستطيع النجوم التي تبلغ كتلتها حوالي كتلة شمسية _واحدة دمج سوى حوالي 10% من كتلتها. إن الجمع بين استهلاكها البطيء للوقود وتوافر كمية كبيرة نسبيًا من الوقود القابل للاستخدام يسمح للنجوم منخفضة الكتلة بالبقاء لمدة تريليون سنة تقريبًا.  ^{يبلغ متوسط ​​عمر الأقزام الحمراء} 10 × 10¹² سنة؛ أما الأقزام الحمراء ذات الكتلة القصوى 0.08 كتلة شمسية _فستدوم لحوالي 12 تريليون سنة. تزداد حرارة الأقزام الحمراء وإشراقها مع تراكم الهيليوم فيها. وعندما ينفد الهيدروجين منها، تنكمش لتتحول إلى قزم أبيض وتنخفض درجة حرارتها. ^{[ 61 ]} وبما أن عمر هذه النجوم أكبر من عمر الكون الحالي (13.8 مليار سنة)، فمن غير المتوقع أن تكون أي نجوم تقل كتلتها عن 0.85 كتلة _شمسية ^{[ 82 ]} قد خرجت من التسلسل الرئيسي.    

إلى جانب الكتلة، تلعب العناصر الأثقل من الهيليوم دورًا هامًا في تطور النجوم. يُطلق علماء الفلك على جميع العناصر الأثقل من الهيليوم اسم "المعادن"، ويُسمّون التركيز الكيميائي لهذه العناصر في النجم " معدنيته " . تؤثر معدنية النجم على الوقت الذي يستغرقه النجم لحرق وقوده، وتتحكم في تكوين مجالاته المغناطيسية، ^{[ 83 ]} مما يؤثر بدوره على قوة رياحه النجمية. ^{[ 84 ]} تتميز النجوم الأقدم، من الجيل الثاني، بمعدنية أقل بكثير من النجوم الأصغر، من الجيل الأول، وذلك بسبب تركيب السحب الجزيئية التي تشكلت منها. مع مرور الوقت، تُصبح هذه السحب أغنى بالعناصر الأثقل مع موت النجوم الأقدم وفقدانها لأجزاء من غلافها الجوي . ^{[ 85 ]}

التسلسل ما بعد الرئيسي

عندما تستنفد النجوم التي لا تقل كتلتها عن 0.4 كتلة _شمسية ^{[ 86 ]} مخزون الهيدروجين في نواتها، تبدأ بدمج الهيدروجين في غلاف يحيط بنواة الهيليوم. تتمدد الطبقات الخارجية للنجم وتبرد بشكل كبير أثناء تحوله إلى عملاق أحمر . في بعض الحالات، تدمج هذه النجوم عناصر أثقل في النواة أو في أغلفة حولها. ومع تمدد النجوم، تقذف جزءًا من كتلتها، الغنية بتلك العناصر الأثقل، إلى الفضاء بين النجوم، ليتم إعادة تدويرها لاحقًا لتكوين نجوم جديدة. ^{[ 87 ]} بعد حوالي 5 مليارات سنة، عندما تدخل الشمس مرحلة احتراق الهيليوم، ستتمدد إلى أقصى نصف قطر يبلغ حوالي وحدة فلكية واحدة (150 مليون كيلومتر) ، أي 250 ضعف حجمها الحالي، وستفقد 30% من كتلتها الحالية. ^{[ 78 ] [ 88 ]}   

مع ازدياد إنتاج الهيليوم من الغلاف الخارجي المُحترق بالهيدروجين، تزداد كتلة النواة ودرجة حرارتها. في العملاق الأحمر الذي تصل كتلته إلى 2.25 _{كتلة شمسية} ، تصبح كتلة نواة الهيليوم متناقصة قبل بدء اندماج الهيليوم . وعندما ترتفع درجة الحرارة بشكل كافٍ، يبدأ اندماج الهيليوم في النواة بشكل انفجاري فيما يُعرف بوميض الهيليوم ، ويتقلص نصف قطر النجم بسرعة، وترتفع درجة حرارة سطحه، وينتقل إلى الفرع الأفقي من مخطط هرتزبرونغ-راسل. أما بالنسبة للنجوم الأكثر ضخامة، فيبدأ اندماج الهيليوم في النواة قبل أن تصبح النواة متناقصة، ويقضي النجم بعض الوقت في الكتلة الحمراء ، حيث يحترق الهيليوم ببطء، قبل أن ينهار الغلاف الحراري الخارجي وينتقل النجم بعد ذلك إلى الفرع الأفقي. ^{[ 89 ]} 

بعد أن يدمج النجم الهيليوم الموجود في نواته، يبدأ بدمجه على طول غلاف يحيط بنواة الكربون الساخنة. ثم يتبع النجم مسارًا تطوريًا يُسمى فرع العملاق المقارب (AGB)، وهو مسار موازٍ لمرحلة العملاق الأحمر الموصوفة سابقًا، ولكنه يتميز بلمعان أعلى. قد تخضع نجوم فرع العملاق المقارب الأكثر كتلة لفترة وجيزة من اندماج الكربون قبل أن تتدهور نواتها. خلال مرحلة فرع العملاق المقارب، تتعرض النجوم لنبضات حرارية نتيجةً لعدم استقرار نواتها. في هذه النبضات الحرارية، يتغير لمعان النجم وتُقذف المادة من غلافه الجوي، لتشكل في النهاية سديمًا كوكبيًا. قد تصل نسبة فقدان كتلة النجم إلى ما بين 50 و70% خلال هذه العملية. ولأن نقل الطاقة في نجم فرع العملاق المقارب يتم بشكل أساسي عن طريق الحمل الحراري ، فإن هذه المادة المقذوفة تكون غنية بنواتج الاندماج التي جُلبت من النواة. لذلك، يكون السديم الكوكبي غنيًا بعناصر مثل الكربون والأكسجين. في نهاية المطاف، يتشتت السديم الكوكبي، مما يُثري الوسط بين النجوم بشكل عام. ^{[ 90 ]} لذلك، تتكون الأجيال القادمة من النجوم من "مادة النجوم" من النجوم السابقة. ^{[ 91 ]}

نجوم ضخمة

خلال مرحلة احتراق الهيليوم، يتمدد نجم تزيد كتلته عن 9 أضعاف كتلة الشمس ليُشكّل أولًا عملاقًا أزرق ، ثم عملاقًا أحمر . أما النجوم الضخمة جدًا (التي تتجاوز كتلتها 40 ضعف كتلة الشمس، مثل النيلام ، العملاق الأزرق المركزي في حزام الجبار ) ^{[ 92 ]} ، فلا تتحول إلى عمالقة حمراء بسبب فقدانها الكبير للكتلة. ^{[ 93 ]} بل قد تتطور هذه النجوم إلى نجم وولف-رايت ، الذي يتميز بأطياف تهيمن عليها خطوط انبعاث العناصر الأثقل من الهيدروجين، والتي وصلت إلى السطح نتيجة الحمل الحراري القوي وفقدان الكتلة الشديد، أو نتيجة تجريد الطبقات الخارجية. ^{[ 94 ]}

عندما ينفد الهيليوم في قلب نجم ضخم، ينكمش القلب وترتفع درجة الحرارة والضغط بما يكفي لدمج الكربون (انظر عملية احتراق الكربون ). تستمر هذه العملية، حيث تُغذى المراحل اللاحقة بالنيون (انظر عملية احتراق النيون )، والأكسجين (انظر عملية احتراق الأكسجين )، والسيليكون (انظر عملية احتراق السيليكون ). قرب نهاية عمر النجم، يستمر الاندماج على طول سلسلة من الطبقات المتداخلة داخل النجم الضخم. تدمج كل طبقة عنصرًا مختلفًا، حيث تدمج الطبقة الخارجية الهيدروجين، والطبقة التي تليها الهيليوم، وهكذا. ^{[ 95 ]}

تحدث المرحلة الأخيرة عندما يبدأ نجم ضخم بإنتاج الحديد. ولأن نوى الحديد أكثر ترابطًا من أي نوى أثقل، فإن أي اندماج يتجاوز الحديد لا ينتج عنه إطلاق صافٍ للطاقة. ^{[ 96 ]}

بعض النجوم الضخمة، وخاصة المتغيرات الزرقاء شديدة اللمعان ، غير مستقرة لدرجة أنها تقذف كتلتها بعنف في الفضاء في أحداث تُعرف باسم " المستعرات العظمى الزائفة" ، فتصبح أكثر سطوعًا بشكل ملحوظ. ومن المعروف أن نجم إيتا كارينا قد شهد حدثًا مشابهًا للمستعرات العظمى الزائفة، وهو الانفجار العظيم، في القرن التاسع عشر.

ينهار

مع انكماش لب النجم، تزداد شدة الإشعاع المنبعث من سطحه، مما يُولّد ضغطًا إشعاعيًا هائلًا على غلافه الخارجي من الغاز، فيدفع هذه الطبقات بعيدًا، مُشكّلًا سديمًا كوكبيًا. إذا كانت الكتلة المتبقية بعد فقدان الغلاف الجوي الخارجي أقل من 1.4 كتلة _شمسية تقريبًا ، فإنه ينكمش إلى جسم صغير نسبيًا بحجم الأرض تقريبًا، يُعرف بالقزم الأبيض . تفتقر الأقزام البيضاء إلى الكتلة الكافية لحدوث المزيد من الانضغاط بفعل الجاذبية. ^{[ 97 ]} المادة المتدهورة إلكترونيًا داخل القزم الأبيض لم تعد بلازما. في نهاية المطاف، تتلاشى الأقزام البيضاء لتتحول إلى أقزام سوداء على مدى فترة زمنية طويلة جدًا. ^{[ 98 ]} 

في النجوم الضخمة، يستمر الاندماج النووي حتى ينمو لبها الحديدي إلى حجم هائل (أكثر من 1.4 كتلة _شمسية ) بحيث يعجز عن الحفاظ على كتلته. عندئذٍ، ينهار هذا اللب فجأةً نتيجةً لانتقال إلكتروناته إلى بروتوناته، مُكَوِّنًا نيوترونات ونيوترينوات وأشعة غاما في انفجارٍ من أسر الإلكترونات وتحلل بيتا العكسي . تتسبب الموجة الصدمية الناتجة عن هذا الانهيار المفاجئ في انفجار ما تبقى من النجم في مستعر أعظم. تصبح المستعرات العظمى شديدة السطوع لدرجة أنها قد تفوق سطوع مجرتها الأم لفترة وجيزة. عندما تحدث هذه المستعرات داخل مجرة ​​درب التبانة، فقد رصدها مراقبون بالعين المجردة تاريخيًا على أنها "نجوم جديدة" حيث لم تكن موجودة من قبل. ^{[ 99 ]} 

يُفجّر انفجار المستعر الأعظم الطبقات الخارجية للنجم، تاركًا بقايا مثل سديم السرطان. ^{[ 99 ]} ينضغط اللب ليُشكّل نجمًا نيوترونيًا ، والذي قد يظهر أحيانًا على شكل نابض أو مُصدر لأشعة سينية . في حالة أكبر النجوم، تكون البقايا عبارة عن ثقب أسود تزيد كتلته عن 4 أضعاف كتلة الشمس _. [ ^{100 ] في} النجم النيوتروني، تكون المادة في حالة تُعرف باسم المادة المُتدهورة النيوترونية ، مع وجود شكل أكثر غرابة من المادة المُتدهورة، وهي مادة الديناميكا اللونية الكمومية ، والتي يُحتمل وجودها في اللب. ^{[ 101 ]} 

تحتوي الطبقات الخارجية المنبعثة من النجوم المحتضرة على عناصر ثقيلة، والتي قد يُعاد تدويرها أثناء تكوين نجوم جديدة. وتسمح هذه العناصر الثقيلة بتكوين الكواكب الصخرية. ويلعب التدفق الخارج من المستعرات العظمى والرياح النجمية للنجوم الكبيرة دورًا هامًا في تشكيل الوسط بين النجوم. ^{[ 99 ]}

النجوم الثنائية

قد يختلف تطور النجوم الثنائية اختلافًا كبيرًا عن تطور النجوم المفردة ذات الكتلة نفسها. فعلى سبيل المثال، عندما يتمدد أي نجم ليصبح عملاقًا أحمر، قد يفيض فص روش الخاص به ، وهو المنطقة المحيطة التي ترتبط بها المادة بفعل الجاذبية؛ وإذا كانت النجوم في نظام ثنائي متقاربة بدرجة كافية، فقد يفيض جزء من تلك المادة إلى النجم الآخر، مما يؤدي إلى ظواهر تشمل الثنائيات المتلامسة ، والثنائيات ذات الغلاف المشترك ، والمتغيرات الكارثية ، والنجوم الزرقاء المتأخرة ، ^{[ 102 ]} والمستعرات العظمى من النوع Ia . ويؤدي انتقال الكتلة إلى حالات مثل مفارقة الغول ، حيث يكون النجم الأكثر تطورًا في النظام هو الأقل كتلة. ^{[ 103 ]}

يُجرى بحث مكثف حول تطور النجوم الثنائية والأنظمة النجمية ذات الرتب الأعلى ، نظرًا لاكتشاف العديد من النجوم التي تنتمي إلى أنظمة ثنائية. يتشكل حوالي نصف النجوم الشبيهة بالشمس، ونسبة أكبر من النجوم ذات الكتلة الأكبر، في أنظمة متعددة، وقد يؤثر ذلك بشكل كبير على ظواهر مثل المستعرات والمستعرات العظمى، وتكوين أنواع معينة من النجوم، وإثراء الفضاء بنواتج التخليق النووي. ^{[ 104 ]}

لا يزال تأثير تطور النجوم الثنائية على تكوين النجوم الضخمة المتطورة، مثل المتغيرات الزرقاء اللامعة ونجوم وولف-رايت، وأسلاف بعض أنواع المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النواة، محل جدل. قد تعجز النجوم الضخمة المفردة عن طرد طبقاتها الخارجية بالسرعة الكافية لتكوين أنواع وأعداد النجوم المتطورة المرصودة، أو لإنتاج أسلاف تنفجر كمستعرات عظمى. ويرى بعض علماء الفلك أن انتقال الكتلة عبر التجريد الجاذبي في الأنظمة الثنائية هو الحل لهذه المشكلة. ^{[ 105 ] [ 106 ] [ 107 ]}

لا تنتشر النجوم بشكل متساوٍ في جميع أنحاء الكون، بل تتجمع عادةً في مجرات مع الغاز والغبار بين النجوم. تحتوي مجرة ​​كبيرة نموذجية مثل مجرة ​​درب التبانة على مئات المليارات من النجوم. يوجد أكثر من 2  تريليون (10 ¹² ) مجرة، على الرغم من أن معظمها أقل من 10% من كتلة مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 108 ]} بشكل عام، من المرجح أن يكون هناك ما بين10 ²² و10²⁴ ^نجمًا ، ^{[ 109 ] [ 110 ]} وهو عدد من النجوم يفوق عدد جميع حبات الرمل على كوكب الأرض. ^{[ 111 ] [ 112 ] [ 113 ]} تقع معظم النجوم داخل المجرات، ولكن ما بين 10 و50% من ضوء النجوم في التجمعات المجرية الكبيرة قد يأتي من نجوم خارج أي مجرة. ^{[ 114 ] [ 115 ] [ 116 ]}

يتكون النظام النجمي المتعدد من نجمين أو أكثر مرتبطين جاذبيًا يدوران حول بعضهما البعض . أبسط الأنظمة النجمية المتعددة وأكثرها شيوعًا هو النجم الثنائي، ولكن توجد أيضًا أنظمة تتكون من ثلاثة نجوم أو أكثر. ولأسباب تتعلق باستقرار المدارات، غالبًا ما تُنظَّم هذه الأنظمة النجمية المتعددة في مجموعات هرمية من النجوم الثنائية. ^{[ 117 ]} تُسمى المجموعات الأكبر حجمًا بالتجمعات النجمية. وتتراوح هذه التجمعات من تجمعات نجمية فضفاضة تضم عددًا قليلًا من النجوم إلى تجمعات مفتوحة تضم عشرات إلى آلاف النجوم، وصولًا إلى التجمعات الكروية الهائلة التي تضم مئات الآلاف من النجوم. تدور هذه الأنظمة حول مجرتها المضيفة. تشكلت جميع النجوم في التجمع المفتوح أو الكروي من نفس السحابة الجزيئية العملاقة ، لذا فإن جميع أعضائه عادةً ما يكون لها أعمار وتراكيب متشابهة. ^{[ 90 ]}

تُلاحَظ العديد من النجوم، ويُعتقد أن معظمها أو جميعها قد تشكلت في الأصل ضمن أنظمة نجمية متعددة مرتبطة جاذبيًا. وينطبق هذا بشكل خاص على نجوم الفئتين O وB الضخمة جدًا، حيث يُعتقد أن 80% منها جزء من أنظمة نجمية متعددة. وتزداد نسبة الأنظمة النجمية المفردة مع انخفاض كتلة النجم، بحيث يُعرف أن 25% فقط من الأقزام الحمراء لها نجوم مصاحبة. وبما أن 85% من جميع النجوم هي أقزام حمراء، فمن المرجح أن أكثر من ثلثي النجوم في مجرة ​​درب التبانة هي أقزام حمراء مفردة. ^{[ 118 ]} في دراسة أُجريت عام 2017 على سحابة برساوس الجزيئية ، وجد علماء الفلك أن معظم النجوم المتشكلة حديثًا تقع ضمن أنظمة ثنائية. وفي النموذج الذي يُفسر البيانات على أفضل وجه، تشكلت جميع النجوم في البداية كأنظمة ثنائية، على الرغم من أن بعض الأنظمة الثنائية انقسمت لاحقًا تاركةً وراءها نجومًا مفردة. ^{[ 119 ] [ 120 ]}

أقرب نجم إلى الأرض، بعد الشمس، هو بروكسيما سنتوري ، الذي يبعد 4.2465 سنة ضوئية (40.175 تريليون كيلومتر) . وإذا سافر بسرعة مدارية مماثلة لسرعة مكوك الفضاء ، أي 8 كيلومترات في الثانية (29,000 كيلومتر في الساعة) ، فسيستغرق وصوله حوالي 150,000 سنة. ^{[ 121 ]} وهذا نموذجي للمسافات بين النجوم في أقراص المجرات . ^{[ 122 ]} قد تكون النجوم أقرب بكثير إلى بعضها في مراكز المجرات ^{[ 123 ]} وفي العناقيد الكروية، ^{[ 124 ]} أو أبعد بكثير في هالات المجرات . ^{[ 125 ]} 

نظراً للمسافات الشاسعة نسبياً بين النجوم خارج نواة المجرة، يُعتقد أن تصادمات النجوم نادرة. أما في المناطق الأكثر كثافة، مثل مركز العناقيد الكروية أو مركز المجرة، فقد تكون التصادمات أكثر شيوعاً. ^{[ 126 ]} يمكن أن تُنتج هذه التصادمات ما يُعرف بالنجوم الزرقاء الشاردة . تتميز هذه النجوم الشاذة بارتفاع درجة حرارة سطحها، وبالتالي فهي أكثر زرقة من النجوم عند نقطة تحول التسلسل الرئيسي في العنقود الذي تنتمي إليه؛ ففي التطور النجمي الطبيعي، تكون النجوم الزرقاء الشاردة قد تطورت بالفعل خارج التسلسل الرئيسي، وبالتالي لا يمكن رؤيتها في العنقود. ^{[ 127 ]}

يتم تحديد كل شيء تقريبًا يتعلق بالنجم من خلال كتلته الأولية، بما في ذلك خصائص مثل اللمعان والحجم والتطور والعمر الافتراضي ومصيره النهائي.

التركيب الكيميائي

عندما تتشكل النجوم في مجرة ​​درب التبانة الحالية، تتكون من حوالي 71% هيدروجين و27% هيليوم، ^{[ 133 ]} وذلك قياسًا بالكتلة، مع نسبة ضئيلة من العناصر الأثقل. عادةً ما تُقاس نسبة العناصر الثقيلة من خلال محتوى الحديد في الغلاف الجوي النجمي، نظرًا لأن الحديد عنصر شائع وخطوط امتصاصه سهلة القياس نسبيًا. قد تكون نسبة العناصر الأثقل مؤشرًا على احتمالية وجود نظام كوكبي للنجم. ^{[ 134 ]}

اعتبارًا من عام 2005النجم ذو أقل محتوى حديد تم قياسه على الإطلاق هو القزم HE1327-2326، إذ لا يتجاوز محتواه من الحديد 1/200,000 من محتوى الحديد في الشمس. ^{[ 135 ]} في المقابل، يحتوي النجم μ Leonis ، الغني بالمعادن، على ضعف كمية الحديد الموجودة في الشمس تقريبًا، بينما يحتوي النجم 14 Herculis، الذي يدور حوله كوكب ، على ثلاثة أضعاف كمية الحديد تقريبًا. ^{[ 136 ]} تُظهر النجوم ذات الخصائص الكيميائية الشاذة وفرة غير عادية لبعض العناصر في طيفها، وخاصة الكروم والعناصر الأرضية النادرة . ^{[ 137 ]} يمكن للنجوم ذات الغلاف الجوي الخارجي البارد، بما في ذلك الشمس، أن تُكوّن جزيئات ثنائية الذرة ومتعددة الذرات متنوعة. ^{[ 138 ]}

علم الحركة

يمكن أن توفر حركة النجم بالنسبة للشمس معلومات مفيدة حول أصل النجم وعمره، بالإضافة إلى بنية المجرة المحيطة به وتطورها. ^{[ 144 ]} تتكون مركبات حركة النجم من السرعة الشعاعية باتجاه الشمس أو بعيدًا عنها، والحركة الزاوية المستعرضة، والتي تُسمى حركته الذاتية. ^{[ 145 ]}

تُقاس السرعة الشعاعية بانزياح دوبلر لخطوط طيف النجم، وتُقاس بوحدة كم/ ث . أما الحركة الذاتية للنجم، أو ما يُعرف باختلاف المنظر، فتُحدد بقياسات فلكية دقيقة بوحدة ملي ثانية قوسية (mas) في السنة. وبمعرفة اختلاف منظر النجم ومسافته، يُمكن حساب سرعة الحركة الذاتية. وبإضافة السرعة الشعاعية، يُمكن حساب السرعة الكلية. من المرجح أن تكون النجوم ذات معدلات الحركة الذاتية العالية قريبة نسبيًا من الشمس، مما يجعلها مرشحة جيدة لقياسات اختلاف المنظر. ^{[ 146 ]}

عند معرفة معدلي الحركة، يمكن حساب السرعة الفضائية للنجم بالنسبة للشمس أو المجرة. وقد وُجد أن نجوم المجموعة الأولى الأصغر سنًا، من بين النجوم القريبة، تتميز عمومًا بسرعات أقل من نجوم المجموعة الثانية الأقدم سنًا. وتدور الأخيرة في مدارات إهليلجية مائلة عن مستوى المجرة. ^{[ 147 ]} وقد مكّنت مقارنة حركية النجوم القريبة علماء الفلك من تتبع أصولها إلى نقاط مشتركة في السحب الجزيئية العملاقة؛ وتُعرف هذه المجموعات ذات نقاط الأصل المشتركة بالتجمعات النجمية . ^{[ 148 ]}

المجال المغنطيسي

يتولد المجال المغناطيسي للنجم في مناطق باطنه حيث تحدث دورات الحمل الحراري. تعمل حركة البلازما الموصلة هذه كدينامو ، حيث تحفز حركة الشحنات الكهربائية مجالات مغناطيسية، كما هو الحال في الدينامو الميكانيكي. تمتد هذه المجالات المغناطيسية على نطاق واسع داخل النجم وخارجه. تتفاوت قوة المجال المغناطيسي تبعًا لكتلة النجم وتركيبه، ويعتمد مقدار النشاط المغناطيسي السطحي على سرعة دوران النجم. ينتج عن هذا النشاط السطحي بقع نجمية ، وهي مناطق ذات مجالات مغناطيسية قوية ودرجات حرارة سطحية أقل من المعتاد. الحلقات الإكليلية هي خطوط تدفق مجال مغناطيسي مقوسة ترتفع من سطح النجم إلى غلافه الجوي الخارجي، أي إكلله. يمكن رؤية الحلقات الإكليلية بسبب البلازما التي تنقلها على طولها. التوهجات النجمية هي انفجارات من جسيمات عالية الطاقة تنبعث نتيجة لنفس النشاط المغناطيسي. ^{[ 149 ]}

تميل النجوم الشابة سريعة الدوران إلى امتلاك مستويات عالية من النشاط السطحي بسبب مجالها المغناطيسي. يمكن للمجال المغناطيسي أن يؤثر على الرياح النجمية، ويعمل كمكبح لإبطاء سرعة الدوران تدريجيًا مع مرور الوقت. ولذلك، فإن النجوم الأقدم، مثل الشمس، تتميز بسرعة دوران أبطأ بكثير ومستوى نشاط سطحي أقل. تميل مستويات نشاط النجوم بطيئة الدوران إلى التغير بشكل دوري، وقد تتوقف تمامًا لفترات زمنية. ^{[ 150 ]} خلال فترة ماوندر الدنيا ، على سبيل المثال، مرت الشمس بفترة 70 عامًا دون أي نشاط تقريبًا للبقع الشمسية. ^{[ 151 ]}

كتلة

تتراوح كتل النجوم من أقل من نصف كتلة الشمس إلى أكثر من 200 ضعف كتلة الشمس (انظر قائمة أضخم النجوم ). يُعدّ نجم إيتا كارينا أحد أضخم النجوم المعروفة ، ^{[ 152 ]} والذي تبلغ كتلته 100-150  ضعف كتلة الشمس، وبالتالي لن يتجاوز عمره بضعة ملايين من السنين. تشير الدراسات التي أُجريت على أضخم التجمعات النجمية المفتوحة إلى أن 150 ضعف _{كتلة الشمس} هو الحد الأقصى التقريبي لكتلة النجوم في العصر الحالي للكون. ^{[ 153 ]} يُمثل هذا قيمة تجريبية للحد النظري لكتلة النجوم المتشكلة نتيجةً لزيادة ضغط الإشعاع على سحابة الغاز المتراكمة. وقد رُصدت عدة نجوم في عنقود R136 في سحابة ماجلان الكبرى بكتل أكبر، ^{[ 154 ]} ولكن تبيّن أنها ربما تكونت من خلال تصادم واندماج نجوم ضخمة في أنظمة ثنائية متقاربة، متجاوزةً بذلك حد 150 ضعف _{كتلة الشمس} لتكوين النجوم الضخمة. ^{[ 155 ]}  

ربما كانت النجوم الأولى التي تشكلت بعد الانفجار العظيم أكبر حجمًا، حيث وصلت كتلتها إلى 300 كتلة شمسية _، [ ^{156 ] نظرًا} لغياب العناصر الأثقل من الليثيوم تمامًا في تركيبها. من المرجح أن هذا الجيل من نجوم المجموعة الثالثة فائقة الكتلة قد وُجد في بدايات الكون (أي أنها تُلاحظ بانزياح أحمر عالٍ)، وربما يكون قد بدأ إنتاج العناصر الكيميائية الأثقل من الهيدروجين اللازمة لتكوين الكواكب والحياة لاحقًا. في يونيو 2015، أبلغ علماء الفلك عن أدلة على وجود نجوم المجموعة الثالثة في مجرة ​​Cosmos Redshift 7 عند الانزياح الأحمر z = 6.60 . ^{[ 157 ] [ 158 ]} 

بكتلة لا تتجاوز 80  ضعف كتلة كوكب المشتري ( MJ )، يُعدّ النجم 2MASS J0523-1403 أصغر نجم معروف يخضع لعملية الاندماج النووي في نواته. _[ ^{159 ] بالنسبة} للنجوم ذات التركيب المعدني المشابه للشمس، يُقدّر الحد الأدنى النظري لكتلة النجم الذي يمكن أن يخضع للاندماج النووي في نواته بحوالي 75 MJ . ^{[ 160 ] [ 161 ]} عندما يكون التركيب المعدني منخفضًا جدًا، يبدو أن الحد الأدنى لحجم النجم يبلغ حوالي 8.3% من كتلة الشمس، أو حوالي 87 _MJ . [ ^{161 ] [ 162 ] أما} _{الأجرام} الأصغر حجمًا، والتي تُسمى الأقزام البنية ، فتشغل منطقة رمادية غير محددة المعالم بين النجوم والعمالقة الغازية . ^{[ 160 ] [ 161 ]}

يُحدد نصف قطر النجم وكتلته جاذبيته السطحية. تتميز النجوم العملاقة بجاذبية سطحية أقل بكثير من نجوم التسلسل الرئيسي، بينما يكون العكس صحيحًا بالنسبة للنجوم المتدهورة والمضغوطة مثل الأقزام البيضاء. يمكن أن تؤثر الجاذبية السطحية على مظهر طيف النجم، حيث تؤدي الجاذبية العالية إلى اتساع خطوط الامتصاص . ^{[ 36 ]}

تشع الطاقة التي تنتجها النجوم، وهي نتاج الاندماج النووي، إلى الفضاء على شكل إشعاع كهرومغناطيسي وإشعاع جسيمات . ويتجلى إشعاع الجسيمات المنبعث من النجم في صورة الرياح النجمية، ^{[ 174 ]} التي تتدفق من الطبقات الخارجية على شكل بروتونات مشحونة كهربائيًا وجسيمات ألفا وبيتا . وينبعث تيار مستمر من النيوترينوات عديمة الكتلة تقريبًا مباشرة من لب النجم. ^{[ 175 ]}

إن إنتاج الطاقة في لبّ النجوم هو السبب وراء سطوعها الشديد: ففي كل مرة تندمج فيها نواتان ذريتان أو أكثر لتكوين نواة ذرية واحدة لعنصر أثقل جديد، تنطلق فوتونات أشعة غاما من ناتج الاندماج النووي. وتتحول هذه الطاقة إلى أشكال أخرى من الطاقة الكهرومغناطيسية ذات تردد أقل، مثل الضوء المرئي، قبل وصولها إلى الطبقات الخارجية للنجم. ^{[ 176 ]}

يتحدد لون النجم، بناءً على أعلى تردد للضوء المرئي، بدرجة حرارة طبقاته الخارجية، بما في ذلك غلافه الضوئي . ^{[ 177 ]} وإلى جانب الضوء المرئي، تُصدر النجوم أشكالًا من الإشعاع الكهرومغناطيسي غير المرئي للعين البشرية . في الواقع، يمتد الإشعاع الكهرومغناطيسي النجمي على كامل الطيف الكهرومغناطيسي ، بدءًا من أطول أطوال موجات الراديو مرورًا بالأشعة تحت الحمراء والضوء المرئي والأشعة فوق البنفسجية ، وصولًا إلى أقصر أطوال موجات الأشعة السينية وأشعة غاما. من منظور إجمالي الطاقة المنبعثة من النجم، لا تُعد جميع مكونات الإشعاع الكهرومغناطيسي النجمي ذات أهمية، ولكن جميع الترددات تُقدم معلومات قيّمة عن فيزياء النجم. ^{[ 175 ]}

باستخدام الطيف النجمي ، يستطيع علماء الفلك تحديد درجة حرارة سطح النجم، وجاذبيته السطحية ، ومعدنيته، وسرعته الدورانية . وإذا ما تم تحديد بُعد النجم، مثلاً بقياس اختلاف المنظر، فإنه يُمكن استنتاج لمعانه. بعد ذلك، يُمكن تقدير كتلته، ونصف قطره، وجاذبيته السطحية، وفترة دورانه بناءً على نماذج نجمية. (يُمكن حساب كتلة النجوم في الأنظمة الثنائية بقياس سرعاتها المدارية ومسافاتها. وقد استُخدمت عدسة الجاذبية الصغرية لقياس كتلة نجم منفرد. ^{[ 178 ]} ) وباستخدام هذه المعطيات، يستطيع علماء الفلك تقدير عمر النجم. ^{[ 179 ]}

نشأ نظام تصنيف النجوم الحالي في أوائل القرن العشرين، عندما صُنفت النجوم من A إلى Q بناءً على شدة خط الهيدروجين . ^{[ 192 ]} كان يُعتقد أن شدة خط الهيدروجين دالة خطية بسيطة لدرجة الحرارة. لكن في الواقع، كان الأمر أكثر تعقيدًا: إذ تزداد شدته مع ارتفاع درجة الحرارة، ويبلغ ذروته قرب 9000  كلفن، ثم يتناقص عند درجات حرارة أعلى. ومنذ ذلك الحين، أُعيد ترتيب التصنيفات حسب درجة الحرارة، وهو ما يستند إليه النظام الحديث. ^{[ 193 ]}

تُصنّف النجوم بحرف واحد وفقًا لأطيافها، بدءًا من النوع O ، وهي شديدة الحرارة، وصولًا إلى النوع M ، وهي باردة جدًا لدرجة أن جزيئات قد تتشكل في غلافها الجوي. التصنيفات الرئيسية، مرتبة تنازليًا حسب درجة حرارة السطح، هي: O، B، A، F، G، K ، و M. تُمنح أنواع طيفية نادرة تصنيفات خاصة. أكثرها شيوعًا النوعان L و T ، اللذان يصنفان أبرد النجوم منخفضة الكتلة والأقزام البنية. لكل حرف عشرة أقسام فرعية، مرقمة من 0 إلى 9، مرتبة تنازليًا حسب درجة الحرارة. مع ذلك، ينهار هذا النظام عند درجات الحرارة العالية جدًا، إذ قد لا توجد الفئتان O0 و O1 . ^{[ 194 ]}

بالإضافة إلى ذلك، يمكن تصنيف النجوم وفقًا لتأثيرات اللمعان الموجودة في خطوطها الطيفية، والتي تتوافق مع حجمها المكاني وتُحدد بجاذبيتها السطحية. تتراوح هذه التصنيفات من 0 ( العمالقة الفائقة ) إلى III ( العمالقة ) وصولًا إلى V (أقزام التسلسل الرئيسي)؛ ويضيف بعض الباحثين VII (الأقزام البيضاء). تقع نجوم التسلسل الرئيسي على طول نطاق قطري ضيق عند تمثيلها بيانيًا وفقًا لقدرها المطلق ونوعها الطيفي. ^{[ 194 ]} الشمس قزم أصفر من النوع G2V من التسلسل الرئيسي، متوسط ​​درجة الحرارة، وحجمه عادي. ^{[ 195 ]}

توجد تسمية إضافية على شكل أحرف صغيرة تُضاف إلى نهاية النوع الطيفي للإشارة إلى خصائص مميزة للطيف. على سبيل المثال، يمكن أن يشير الحرف " e " إلى وجود خطوط انبعاث؛ ويمثل الحرف " m " مستويات عالية بشكل غير عادي من المعادن، ويمكن أن يعني الحرف " var " اختلافات في النوع الطيفي. ^{[ 194 ]}

تُصنّف النجوم القزمة البيضاء ضمن فئة خاصة تبدأ بالحرف D. وتنقسم هذه الفئة بدورها إلى الفئات DA و DB و DC و DO و DZ و DQ ، وذلك تبعًا لأنواع الخطوط الطيفية البارزة في طيفها. ويلي ذلك قيمة عددية تُشير إلى درجة حرارتها. ^{[ 196 ]}

تتميز النجوم المتغيرة بتغيرات دورية أو عشوائية في لمعانها نتيجة لخصائص داخلية أو خارجية. ومن بين النجوم المتغيرة ذاتيًا، يمكن تقسيم الأنواع الرئيسية إلى ثلاث مجموعات أساسية.

خلال تطورها النجمي، تمر بعض النجوم بمراحل يمكن أن تصبح فيها متغيرات نابضة. تتغير النجوم المتغيرة النابضة في نصف قطرها ولمعانها مع مرور الوقت، فتتمدد وتنكمش بفترات تتراوح من دقائق إلى سنوات، وذلك تبعًا لحجم النجم. تشمل هذه الفئة النجوم القيفاوية والنجوم الشبيهة بالقيفاوية ، والمتغيرات طويلة الدورة مثل ميرا . ^{[ 197 ]}

النجوم المتغيرة الانفجارية هي نجوم تشهد زيادات مفاجئة في اللمعان بسبب التوهجات أو أحداث قذف الكتلة. ^{[ 197 ]} تشمل هذه المجموعة النجوم الأولية، ونجوم وولف-رايت، والنجوم المتوهجة، بالإضافة إلى النجوم العملاقة والنجوم العملاقة الفائقة.

النجوم المتغيرة الكارثية أو المتفجرة هي تلك التي تشهد تغيرًا جذريًا في خصائصها. تشمل هذه المجموعة المستعرات والمستعرات العظمى. يمكن لنظام نجمي ثنائي يتضمن قزمًا أبيض قريبًا أن يُنتج أنواعًا معينة من هذه الانفجارات النجمية المذهلة، بما في ذلك المستعر والمستعر الأعظم من النوع Ia. ^{[ 89 ]} يحدث الانفجار عندما يكتسب القزم الأبيض الهيدروجين من النجم المرافق، مُراكمًا كتلة حتى يندمج الهيدروجين. ^{[ 198 ]} بعض المستعرات متكررة، حيث تشهد انفجارات دورية ذات سعة متوسطة. ^{[ 197 ]}

تتفاوت لمعان النجوم بسبب عوامل خارجية، مثل النجوم الثنائية الكسوفية، بالإضافة إلى النجوم الدوارة التي تُنتج بقعًا نجمية شديدة السطوع. ^{[ 197 ]} ومن الأمثلة البارزة على النجوم الثنائية الكسوفية نجم الغول، الذي يتغير سطوعه بانتظام من 2.1 إلى 3.4 على مدى 2.87 يومًا. ^{[ 199 ]}

يكون باطن النجم المستقر في حالة توازن هيدروستاتيكي : حيث تتوازن القوى المؤثرة على أي حجم صغير منه تقريبًا. وتتمثل هذه القوى المتوازنة في قوة جاذبية داخلية وقوة خارجية ناتجة عن تدرج الضغط داخل النجم. وينشأ تدرج الضغط من تدرج درجة حرارة البلازما؛ فالجزء الخارجي من النجم أبرد من نواته. وتبلغ درجة الحرارة في نواة نجم من نجوم التسلسل الرئيسي أو النجم العملاق ما لا يقل عن رتبة10 ⁷  K. درجة الحرارة والضغط الناتجين في قلب نجم التسلسل الرئيسي الذي يحترق فيه الهيدروجين كافيان لحدوث الاندماج النووي وإنتاج طاقة كافية لمنع المزيد من انهيار النجم. ^{[ 200 ] [ 201 ]}

عندما تندمج النوى الذرية في النواة، فإنها تُصدر طاقة على شكل أشعة غاما. تتفاعل هذه الفوتونات مع البلازما المحيطة، مما يزيد من الطاقة الحرارية في النواة. تُحوّل النجوم على التسلسل الرئيسي الهيدروجين إلى هيليوم، مما يُؤدي إلى زيادة نسبة الهيليوم في النواة ببطء ولكن بثبات. في النهاية، يُصبح محتوى الهيليوم هو السائد، ويتوقف إنتاج الطاقة في النواة. بدلاً من ذلك، بالنسبة للنجوم التي تزيد كتلتها عن 0.4 كتلة _شمسية ، يحدث الاندماج في غلاف يتمدد ببطء حول نواة الهيليوم المتدهورة . ^{[ 202 ]} 

إضافةً إلى التوازن الهيدروستاتيكي، يحافظ باطن النجم المستقر على توازن حراري للطاقة . يوجد تدرج حراري شعاعي في جميع أنحاء باطن النجم، مما ينتج عنه تدفق للطاقة نحو الخارج. يتطابق تدفق الطاقة الخارج من أي طبقة داخل النجم تمامًا مع التدفق الوارد من الأسفل. ^{[ 203 ]}

منطقة الإشعاع هي المنطقة الداخلية للنجم حيث يعتمد تدفق الطاقة إلى الخارج على انتقال الحرارة الإشعاعي، نظرًا لضعف انتقال الحرارة بالحمل الحراري في هذه المنطقة. في هذه المنطقة، لا تتعرض البلازما للاضطراب، وتتلاشى أي حركة للكتلة. أما في حال عدم تحقق ذلك، تصبح البلازما غير مستقرة ويحدث الحمل الحراري، مُشكِّلةً منطقة حمل حراري . يمكن أن يحدث هذا، على سبيل المثال، في المناطق ذات التدفقات الطاقية العالية جدًا، كما هو الحال بالقرب من النواة أو في المناطق ذات العتامة العالية (مما يجعل انتقال الحرارة الإشعاعي غير فعال) كما هو الحال في الغلاف الخارجي. ^{[ 201 ]}

يعتمد حدوث الحمل الحراري في الغلاف الخارجي لنجم من نجوم التسلسل الرئيسي على كتلة النجم. فالنجوم التي تفوق كتلتها كتلة الشمس بعدة مرات، تمتلك منطقة حمل حراري عميقة في باطنها ومنطقة إشعاعية في طبقاتها الخارجية. أما النجوم الأصغر حجمًا، كالشمس، فهي عكس ذلك تمامًا، حيث تقع منطقة الحمل الحراري في طبقاتها الخارجية. ^{[ 204 ]} أما النجوم القزمة الحمراء التي تقل كتلتها عن 0.4 كتلة _شمسية، فهي ذات حمل حراري في جميع أنحائها، مما يمنع تراكم نواة من الهيليوم. ^{[ 86 ]} وبالنسبة لمعظم النجوم، تتغير مناطق الحمل الحراري بمرور الوقت مع تقدم عمر النجم وتغير تركيب باطنه. ^{[ 201 ]} 

الغلاف الضوئي هو الجزء المرئي من النجم للمراقب. وهو الطبقة التي يصبح عندها بلازما النجم شفافًا لفوتونات الضوء. ومن هنا، تنطلق الطاقة المتولدة في النواة لتنتشر في الفضاء. وتظهر البقع الشمسية ، وهي مناطق ذات درجة حرارة أقل من المتوسط، داخل الغلاف الضوئي. ^{[ 205 ]}

يقع الغلاف الجوي النجمي فوق مستوى الفوتوسفير. في نجم من نجوم التسلسل الرئيسي كالشمس، تُعدّ منطقة الكروموسفير الرقيقة، الواقعة فوق الفوتوسفير مباشرةً، أدنى مستوى من الغلاف الجوي، حيث تظهر النتوءات النجمية وتبدأ التوهجات النجمية . وفوقها تقع المنطقة الانتقالية، حيث ترتفع درجة الحرارة بسرعة ضمن مسافة 100 كيلومتر فقط . وخلفها تقع الإكليل الشمسي ، وهو عبارة عن كتلة من البلازما فائقة السخونة تمتد لملايين الكيلومترات. ^{[ 206 ]} ويبدو أن وجود الإكليل الشمسي يعتمد على وجود منطقة حمل حراري في الطبقات الخارجية للنجم. ^{[ 204 ]} وعلى الرغم من ارتفاع درجة حرارته، فإن الإكليل الشمسي يُصدر ضوءًا ضئيلاً جدًا، نظرًا لانخفاض كثافة غازه. ^{[ 207 ]} وعادةً ما يكون الإكليل الشمسي مرئيًا فقط أثناء كسوف الشمس .  

تتمدد الرياح النجمية المكونة من جسيمات البلازما من الهالة النجمية إلى الخارج، حتى تتفاعل مع الوسط بين النجوم. بالنسبة للشمس، يمتد تأثير رياحها الشمسية عبر منطقة على شكل فقاعة تسمى الغلاف الشمسي . ^{[ 208 ]}

نظرة عامة على سلسلة البروتون-بروتون

دورة الكربون والنيتروجين والأكسجين

عندما تندمج النوى، تكون كتلة الناتج المندمج أقل من كتلة الأجزاء الأصلية. وتتحول هذه الكتلة المفقودة إلى طاقة كهرومغناطيسية، وفقًا لعلاقة تكافؤ الكتلة والطاقة .${\displaystyle E=mc^{2}}$[ ^{209 ]} تحدث مجموعة متنوعة من تفاعلات الاندماج النووي في لب النجوم، والتي تعتمد على كتلتها وتكوينها ^.

تتأثر عملية اندماج الهيدروجين بدرجة الحرارة، لذا فإن أي ارتفاع طفيف في درجة حرارة النواة سيؤدي إلى زيادة ملحوظة في معدل الاندماج. ونتيجة لذلك، تتراوح درجة حرارة نواة نجوم التسلسل الرئيسي بين 4  ملايين كلفن لنجم صغير من الفئة M و40  مليون كلفن لنجم ضخم من الفئة O. ^{[ 172 ]}

في الشمس، ذات النواة التي تبلغ درجة حرارتها 16 مليون كلفن، يندمج الهيدروجين لتكوين الهيليوم في تفاعل سلسلة البروتون-البروتون : ^{[ 210 ]}

4 ¹ H → 2 ² H + 2 e ⁺ + 2 ν _e (2 x 0.4 M eV )

2 ه ⁺ + 2 ه ⁻ → 2 γ (2 × 1.0 ميجا إلكترون فولت)

2 ¹ H + 2 ² H → 2 ³ He + 2 γ (2 x 5.5 MeV)

2 ³ He → ⁴ He + 2 ¹ H (12.9 MeV)

هناك مساران آخران، حيث يتحد ³ He و ⁴ He لتشكيل ⁷ Be، والذي ينتج في النهاية (مع إضافة بروتون آخر) اثنين من ⁴ He، بزيادة قدرها واحد.

تؤدي جميع هذه التفاعلات إلى التفاعل الكلي التالي:

4 ¹ H → ⁴ He + 2γ + 2ν _e (26.7 MeV)

حيث γ هو فوتون أشعة غاما، وν _e هو نيوترينو، وH وHe نظائر الهيدروجين والهيليوم على التوالي. تُقاس الطاقة المنبعثة من هذا التفاعل بملايين الإلكترون فولت. ينتج كل تفاعل على حدة كمية ضئيلة من الطاقة، ولكن نظرًا لحدوث أعداد هائلة من هذه التفاعلات باستمرار، فإنها تُنتج كل الطاقة اللازمة لاستمرار إشعاع النجم. للمقارنة، ينتج عن احتراق جزيئين من غاز الهيدروجين مع جزيء واحد من غاز الأكسجين 5.7 إلكترون فولت فقط.

في النجوم الأكثر ضخامة، يتم إنتاج الهيليوم في دورة من التفاعلات التي يحفزها الكربون تسمى دورة الكربون والنيتروجين والأكسجين . ^{[ 210 ]}

في النجوم المتطورة ذات النوى عند 100  مليون كلفن والكتل بين 0.5 و 10 M _☉ ، يمكن تحويل الهيليوم إلى كربون في عملية ألفا الثلاثية التي تستخدم عنصر البريليوم الوسيط : ^{[ 210 ].} 

⁴ هو + ⁴ هو + 92 كيلو فولت → ^8* كن

⁴ هو + ^8* Be + 67 كيلو إلكترون فولت → ^12* C

^12* C → ¹² C + γ + 7.4 MeV

للحصول على رد فعل إجمالي قدره:

3 ⁴ هو → ¹² C + γ + 7.2 MeV

في النجوم الضخمة، يمكن حرق العناصر الأثقل في نواة متقلصة من خلال عملية احتراق النيون وعملية احتراق الأكسجين . المرحلة الأخيرة في عملية التخليق النووي النجمي هي عملية احتراق السيليكون التي ينتج عنها نظير الحديد-56 المستقر. ^{[ 210 ]} أي اندماج إضافي سيكون عملية ماصة للحرارة تستهلك الطاقة، وبالتالي لا يمكن إنتاج المزيد من الطاقة إلا من خلال الانهيار الجذبي.

• قائمة الأسماء الصحيحة للنجوم
• نبذة عن علم الفلك
• التوقيت الفلكي
• ساعات النجوم
• عدد النجوم
• نجوم في عالم الخيال