Kernfusie

Een ster bouwt in zijn binnenste een zo hoge temperatuur en druk op dat daar kernfusie optreedt. De druk naar buiten, die wordt veroorzaakt door de straling en de deeltjes die worden geproduceerd bij die kernfusie, voorkomt dat de gasbol onder zijn eigen gewicht verder in elkaar stort. In een stabiele ster heerst een evenwicht tussen de buitenwaarts gerichte stralingsdruk en de binnenwaarts gerichte zwaartekracht.

Er zijn twee soorten fusieprocessen bekend waardoor sterren waterstof omzetten in helium: de koolstof-stikstofcyclus in hete zware sterren en de proton-proton cyclus in koelere en lichtere sterren. Daar fuseren een proton en een neutron tot een deuteriumkern. Komt daar nog een neutron bij, dan spreken we van een tritiumkern. Ten slotte spreken we van een heliumkern als er nog een proton is bijgekomen.

In de zon vinden waterstoffusies plaats. Hierbij fuseren een tritiumkern en een deuteriumkern tot een helium kern en een "snelle" neutron.

Kenmerken

De zon vergeleken met het grootst bekende hemellichaam VY Canis Majoris

Groottes van dwergsterren t.o.v. de zon

Massa

Sterren kunnen zeer verschillende massa's hebben. Er zijn sterren met een massa van slechts 1/13 van de massa van de zon, maar ook met meer dan 100 keer de zonsmassa.

Afmetingen

De diameters kennen een nog grotere variatie. Zo hebben kleinere sterren een diameter van enkele tienduizenden kilometers, terwijl de grootste diameters van sterren tot duizenden miljoenen kilometers kunnen bedragen. Dit zijn de zogeheten rode reuzen. Van het grootste bekende hemellichaam VY Canis Majoris, een rode reus, wordt de diameter geschat op 2000 keer de diameter van de zon. In ons zonnestelsel zou hij zich uitstrekken tot de baan van Saturnus.

Lichtkracht

Niet alle sterren aan de hemel lijken even helder. Dit wordt gedeeltelijk veroorzaakt doordat sterren op verschillende afstanden staan, en verre sterren minder helder lijken dan nabije. Ook als alle sterren vanaf dezelfde afstand bekeken zouden worden, zijn ze niet alle even helder. Zware sterren zijn helderder omdat ze over het algemeen harder 'branden'. Het totaal uitgezonden stralingsvermogen noemt men de lichtkracht van de ster.

De lichtkracht van sterren neemt heel snel toe bij grotere massa. De kleinste rode dwergen hebben een lichtkracht van ongeveer 1/100.000 van die van de zon. Grote blauwe reuzen hebben soms een lichtkracht enkele honderdduizenden malen groter dan die van de zon.

Helderheid

De schijnbare helderheid waarmee een ster zich aan ons voordoet is afhankelijk van de lichtkracht en de afstand van de ster. De schijnbare helderheid, of magnitude, is een belangrijk kenmerk waarop sterren ingedeeld worden. Onder gunstige observatieomstandigheden kunnen sterren met een magnitude van 6 bijvoorbeeld nog net bij donkere hemel met het blote oog gezien worden, voor zwakkere sterren is een telescoop nodig. Dat betekent bijvoorbeeld dat een ster met de absolute helderheid van onze zon op een afstand van 50 lichtjaar nog net met het blote oog kan worden gezien. In totaal zijn er, op beide halfronden van de aarde tezamen, ongeveer 5000 sterren die onder gunstige omstandigheden met het blote oog kunnen worden waargenomen.

Ook is van niet alle sterren de helderheid constant, sommige variëren in helderheid en worden veranderlijke ster (of variabele ster) genoemd. Soms is dat omdat de ster zelf niet stabiel is en in grootte verandert, in andere gevallen is er een donkere begeleider die af en toe voor de ster langs trekt en een deel van het licht tegenhoudt.

Spectraalklasse

Classificatie van stertypes volgens Morgan Keenan

Het zal sommigen met het blote oog al opvallen dat sterren verschillende kleuren hebben, sommigen zijn blauwachtig, anderen zijn meer rood. Afhankelijk van de oorspronkelijke massa en leeftijd van de ster is de temperatuur verschillend en zendt hij verschillende spectra van licht uit.

De soorten spectra werden oorspronkelijk geclassificeerd volgens de letters van het alfabet, maar later bijgesteld tot de reeks O-B-A-F-G-K-M-R-N-S (te onthouden door het ezelsbruggetje O, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweety), waarbij de sterren uit de spectraalklasse O het heetst (en blauw) zijn, en de sterren van spectraalklasse M het koelst (en rood). De R-, N- en S-sterren zijn speciale gevallen, later is ook nog een klasse L toegevoegd. Een verdere verfijning wordt aangebracht door een cijfer toe te voegen. Onze Zon is van spectraalklasse G2, de ster Sirius (Alpha Canis Majoris) is heter en van type A1, Aldebaran (Alpha Tauri) is kouder en van type K5.

Levensduur

Men zou kunnen verwachten dat zware sterren een langere levensduur hebben dan lichte, maar dit is niet zo. Zoals vermeld in het onderdeel "lichtkracht", neemt de energieproductie van een ster explosief toe met haar massa. Bijgevolg is de levensduur van een ster omgekeerd evenredig met haar grootte. De zwaarste sterren, de hyperreuzen, hebben een levensduur van hooguit enkele miljoenen jaren, Gele dwergen, waartoe de zon behoort, bestaan ongeveer 10 miljard jaar, terwijl de lichtste sterren, de Rode dwergen, een verwachte levensduur van wel 100 miljard jaar hebben, veel meer dan de leeftijd van het heelal.