Ngôi sao là một quả cầu plasma sáng, khối lượng lớn được giữ bởi lực hấp dẫn. Ngôi sao gần Trái Đất nhất là Mặt Trời, nó là nguồn của hầu hếtnăng lượng trên Trái Đất. Nhiều ngôi sao khác có thể nhìn thấy được trên bầu trời đêm, khi chúng không bị lu mờ đi dưới ánh sáng của Mặt Trời. Về mặt lịch sử, hầu hết các ngôi sao sáng và nhìn thấy bằng mắt thường nằm trên thiên cầu được nhóm lại cùng nhau thành các chòm sao và các mảng sao, và những ngôi sao sáng nhất đều được đặt những tên gọi riêng. Các danh mục sao mở rộng đã được các nhà thiên văn lập nên, cung cấp các cách định danh sao theo tiêu chuẩn hóa.
Trong phần lớn thời gian hoạt động của nó, một sao chiếu sáng được là do các phản ứng tổng hợp hạt nhân tại lõi của nó, giải phóng năng lượng truyền qua phần bên trong sao và sau đó bức xạ ra không gian bên ngoài. Hầu hết mọi nguyên tố xuất hiện trong tự nhiên nặng hơn heliđều được tạo ra nhờ các ngôi sao, hoặc thông qua quá trình tổng hợp hạt nhân sao trong suốt thời gian hoạt động của nó hoặc bởi tổng hợp hạt nhân siêu tân tinh khi ngôi sao phát nổ. Các nhà thiên văn học xác định được khối lượng, độ tuổi, thành phần hóa học và nhiều tính chất khác của ngôi sao bằng cách quan sát phổ, độ sáng và chuyển động của nó trong không gian. Khối lượng tổng cộng của ngôi sao là yếu tố chính trong quá trình tiến hóa sao và sự tàn lụi của nó. Nhiều đặc trưng khác của một sao được xác định thông qua lịch sử tiến hóa của nó, bao gồmđường kính, sự tự quay, chuyển động và nhiệt độ. Một biểu đồ liên hệ giữa nhiệt độ với độ sáng của nhiều ngôi sao, gọi là biểu đồ Hertzsprung-Russell (biểu đồ H-R), cho phép xác định được tuổi và trạng thái tiến hóa của một ngôi sao.
Một sao bắt đầu từ một đám mây co sụp lại của các vật chất với thành phần cơ bản là hiđrô, cùng với heli và một ít các nguyên tố nặng hơn. Một khi nhân của sao đủ đặc, một số hạt nhân hiđrô ngay lập tức biến đổi thành heli thông qua quá trình tổng hợp hạt nhân.[1] Phần còn lại của lớp bên trong ngôi sao mang năng lượng từ lõi ra ngoài thông qua quá trình kết hợp giữa bức xạ và đối lưu. Áp suất bên trong ngôi sao ngăn không cho ngôi sao tiếp tục bị co lại dưới ảnh hưởng của chính lực hấp dẫn của nó. Đến khi nhiên liệu hiđrô tại lõi bị cạn kiệt, các ngôi sao với khối lượng ít nhất bằng 0,4 lần khối lượng của Mặt Trời[2] bắt đầu nở ra để trong một số trường hợp trở thành một sao khổng lồ đỏ tiếp tục đốt cháy các nguyên tố nặng hơn tại lõi sao hoặc tại các lớp vỏ bao quanh lõi. Ngôi sao sau đó bước vào giai đoạn suy biến, tái chế lại một tỷ lệ vật chất vào môi trường không gian liên sao, nơi đây sẽ hình thành lên một thế hệ sao mới với một tỷ lệ cao các nguyên tố nặng.[3]
Hệ sao đôi và nhiều sao chứa hai hoặc nhiều ngôi sao có liên kết về lực hấp dẫn với nhau, và nói chung chúng di chuyển quanh nhau theo những quỹ đạo ổn định. Khi hai ngôi sao có quỹ đạo tương đối gần nhau, tương tác hấp dẫn giữa chúng có thể có một ảnh hưởng quan trọng lên quá trình tiến hóa của các ngôi sao.[4] Các sao có thể tập hợp lại thành một cấu trúc liên kết hấp dẫn lớn hơn, như một quần tinh hay mộtthiên hà.
trannhat900 
phamngoctienpy1987844 
vxh2k9850 
Nqoc_baka 
