мини|Слика на Сонцето, ѕвезда од главната низа од типот G, најблиску до Земјата Ѕвезда — масивно небесно тело од јонизиран гас (главно водород) во надворешната вселена, што произведува или произведувало енергија преку јадрено соединување. Најпозната и најблиска ѕвезда до Земјата е Сонцето. За разлика од планетите, една ѕвезда поради интензивната топлина зрачи светлина. Научно, ѕвездите се дефинираат како самогравитирачки сфери од плазма, што создаваат нивна сопствена енергија преку процесот на јадрено соединување. Науката што се занимава со проучување на ѕвездите се нарекува ѕвездена астрономија.
Ѕвездите можат да се видат на небото како точки што треперат, заради ефектот на Земјината атмосфера и нивното растојание од нас (коешто обично се мери во светлосни години). Сонцето е исклучок - тоа е единствената ѕвезда доволно блиску до Земјата за да биде видлива како небесно тело составено од различни сфери. Најблиската ѕвезда до Сонцето, Проксима Кентаур, се наоѓа на приближно четири светлосни години од Сончевиот Систем, односно 250 000 пати подалеку од Сонцето.
Една типична ѕвезда наликува на Сонцето. Нејзината маса е околу 10 килограми, и нејзиниот пречник е неколку милиони километри. Моќта на зрачењето на една ѕвезда како Сонцето е околу 10 вати.
Образувањето на ѕвездите е проследено со собирање и со загревање на облак од гас поради дејствувањето на гравитацијата. Доколку загревањето е доволно, тоа може да започне јадрени реакции во срцето на облакот. Енергијата ослободена со овие реакции е доволна за да се спречи собирањето. Тоа значи дека стабилноста на ѕвездата зависи од две меѓусебно спротивставени сили: термонукларните реакции кои ослободуваат огромна енергија доведуваат до фантастичен притисок во јадрото на ѕвездата и така настојуваат да го распрснат материјалот на ѕвездата во околниот простор; силата на гравитација, која се спротивставува на тоа, настојува да ја одржи масата на ѕвездата на едно место.
Ако преовладее силата на гравитацијата, материјалот на ѕвездата се собира, па се создаваат ѕвезди во кои материјата е збиена до многу големи густини (неутронска ѕвезди, бели џуџиња), а ако масата на ѕвездата е поголема до определена критична граница која се нарекува Чандрасекарова граница, доаѓа до бесконечно собирање во физичка сингуларност од која веќе не може да побегне ниту светлината, односно настанува црна дупка. Ако преовладее првата тенденција, ѕвездата може да експлодира во силна експлозија и така настанува нова или супернова.
Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм ја покажува врската меѓу сјајот на ѕвездата (апсолутната ѕвездена големина) и температурата (спектралната класа).
Просечната галаксија содржи околу 100 милијарди ѕвезди. Бројот на ѕвезди во универзумот е проценет помеѓу 10 и 10, што е приближно еднакво на бројот на молекули во кубен сантиметар воздух.
Етимологија Зборот „ѕвезда“ потекнува од праиндоевропскиот корен „h₂stḗr“, исто така што значи ѕвезда, но дополнително може да се анализира како h₂eh₁s- („да гори“, а исто така е извор на зборот „пепел“) + -tēr (наставка). Зборот е споредлив со латинското стела, грчкото астер, германското Стерн. Некои научници веруваат дека зборот е позајмица од акадскиот „истар“ (Венера). „Ѕвезда“ е сроден (го дели истиот корен) со следните зборови: ѕвездичка, астероид, астрална, соѕвездие, Естер.
Набљудување на ѕвездите
мини|десно|250п|Карта на која е претставена формата на соѕвездието Лав
Историски гледано, ѕвездите биле многу важни за цивилизациите кои живееле во стариот век. Тие биле дел од религиозните обреди и биле користени за навигација во просторот. Многу антички астрономи верувале дека ѕвездите се прицврстени на небесната сфера и дека не се движа, додека „ѕвездите скитници“ односно планетите забележливо се движат во однос на неподвижните ѕвезди во текот на денови или недели.
По договор, астрономите ги групирале познатите ѕвезди во астеризми и соѕвездија и ги користеле за следење на движењата на планетите и заклучената позиција на Сонцето. Движењето на Сонцето наспроти позадината од ѕвезди (и хоризонтот) е употребено за да се состави календар, кој се користел за регулирање на земјоделството.Грегоријанскиот календар, кој денес се користи речиси насекаде во светот, претставува сончев календар којшто е направен врз основа на аголот на вртење на Земјината оска во однос на најблиската ѕвезда - Сонцето.
Најстарата точно датирана ѕвездена карта е резултат на древната египетска астрономија во 1534 п.н.е. Најраните познати каталози на ѕвезди биле составени од древните вавилонски астрономи од Месопотамија во доцниот 2-ри милениум п.н.е., за време на Каситскиот период (околу 1531 п.н.е. - околу 1155 п.н.е.).
Старогрчкиот астроном Аристел го создал првиот ѕвезден каталог во 300 г.п.н.е. со помош на Тимохарис од Александија.
Ѕвездениот каталог на Хипарх (2 век п.н.е.) вклучувал 1.020 ѕвезди и бил користен за составување на каталогот на ѕвезди на Птоломеј. Хипарх е познат по откривањето на првата забележана нова (нова ѕвезда). Многу од соѕвездијата и имињата на ѕвездите што се користат денес потекнуваат од грчката астрономија.
Без оглед на очигледната непроменливост на небото, кинеските астрономи биле свесни дека може да се појават нови ѕвезди. Во 185 н.е., тие станале првите кои набљудувале и напишале податоци за супернова, денес позната како SN 185. Најсветлиот ѕвезден настан во запишаната историја била суперновата SN 1006, која била забележана во 1006 година и за која пишувале египетскиот астроном Али ибн Ридван и неколку кинески астрономи. Суперновата SN 1054, која ја родила Раковидната Маглина, била забележана и од кинески и исламски астрономи.
Средновековните исламски астрономи им дале арапски имиња на многу ѕвезди кои сè уште се користат денес и измислиле бројни астрономски инструменти со кои ја одредувале местоположбата на ѕвездите. Тие ги изградиле првите големи истражувачки институти за опсерваторија, главно за изработка на каталози на ѕвезди Зиџ. Меѓу нив, Книгата за неподвижни ѕвезди (964) е напишана од персискиот астроном Абд ел-Рахман ел-Суфи, кој набљудувал голем број ѕвезди, ѕвездени јата (вклучувајќи ги Омикрон Едро и Брокиево јато) и галаксии (вклучувајќи ја и галаксијата Андромеда). Во XI в. Ел-Бируни го опишал Млечниот Пат како множество од делови кои имаат својства на замаглени ѕвезди, а исто така ги опишал и местоположбите на повеќе ѕвезди за време на затемнувањето на Месечината во 1019 г.
Според Јосеп Пуиг, андалузискиот астроном Ибн Баџа предложил дека Млечниот Пат се состои од многу ѕвезди кои речиси се допирале една со друга и изгледале како континуирана слика поради ефектот на прекршување од подлунарен материјал, наведувајќи го неговото набљудување на спојот на Јупитер и Марс во 500 година (1106/1107 н.е.) како доказ.
Раните европски астрономи како што е Тихо Брахе пронашле нови ѕвезди на ноќното небо (подоцна наречени нови), сугерирајќи дека небото не е непроменливо. Во 1584 година, Џордано Бруно сугерирал дека ѕвездите се како Сонцето и дека можеби имаат други планети, можеби дури и слични на Земјата, во орбитата околу нив, идеја што била предложена порано од античките грчки филозофи, Демокрит и Епикур, и од средновековните исламски космолози како што е Фахр ел-Дин ел-Рази. До следниот век, идејата за ѕвездите да бидат исти како Сонцето постигнувала консензус помеѓу астрономите. За да објасни зошто овие ѕвезди не вршат нето гравитациона сила на Сончевиот Систем, Исак Њутн предложил дека ѕвездите се подеднакво распоредени во секоја насока, идеја поттикната од теологот Ричард Бентли.
Италијанскиот астроном Џеминиано Монтанари забележал набљудувачки варијации во сјајноста на ѕвездата Алгол во 1667 година. Едмонд Халеј ги објави првите мерења на сопствено движење на пар блиски „неподвижни" ѕвезди, покажувајќи дека тие ги промениле своите места од времето на античките грчки астрономи Птоломеј и Хипарх.
Вилијам Хершел бил првиот астроном кој да го прикаже распоредот на ѕвездите на небото. Во текот на 1780-тите, тој направил серии од мерења во 600 правци и линерано ги подредил според нивната светлосна величина. Со ова, тој заклучил дека бројот на ѕвезди постојано се зголемувал кон едната страна на небото, во правец на јадрото на Млечниот Пат. Неговиот син Џон Хершел го повторил неговото истажување во јужната полутопка и открил совпаѓачко покачување во истиот правец. Како додаток на неговите други постигнувања, Вилијам Хершел е запомнат и по неговото откритие дека некои ѕвезди не лежат само по иста линија на видот, туку се физички придружници кои формираат двојни ѕвездени системи.
Први кои започнале да ја проучуваат ѕвездената спектроскопија биле Јозеф фон Фраунхофер и Анџело Секи. Со споредување на спектрите на ѕвездите како што е Сириус со Сонцето, тие откриле разлики во јачината и бројот на нивните спектрални линии - темните линии во ѕвездените спектри предизвикани од впивање на специфични честоти од атмосферата. Во 1865 година, Секи започнал да ги класифицира ѕвездите во групи според нивниот спектар. Современата верзија на моделот за класификација на ѕвездите бил развиен од Ени Џамп Канон во раните 1900-ти.
Првите директни мерења на растојанието до некоја ѕвезда (61 Лебед на 11,4 светлосни години) било направено во 1838 година од Фридрих Бесел кој ја употребил техниката паралакса. Мерењата на паралаксата го покажале огромното растојание на ѕвездите на небото.
Набљудувањето на двојните ѕвезди добило сè поголемо значење во текот на 19 век. Во 1834 година, Фридрих Бесел забележал промени во сопственото движење на ѕвездата Сириус и заклучил дека таа поседува скриен придружник. Едвард Пикеринг ја открил првата спектроскопска двојна ѕвезда во 1899 година кога го набљудувал периодичното расцепување на спектралните линии на ѕвездата Мизар во период од 104 денови. Детални набљудувања на многу двојни ѕвездени системи биле собрани од астрономи како Фридрих Георг Вилхелм фон Струве и Ш. В. Бурнам, дозволувајќи им на масите на ѕвездите да се одредат од пресметување на орбиталните елементи. Првото решение за проблемот со изведување на орбитата на двојни ѕвезди од набљудувањата на телескопот било направено од Феликс Савар во 1827 година.
Дваесеттиот век забележал сè побрз напредок во научното проучување на ѕвездите. Фотографијата станала вредна астрономска алатка. Карл Шварцшилд открил дека бојата на ѕвездата, а со тоа и нејзината температура, може да се одредат со споредување на привидната величина со фотографската големина. Развојот на фотоелектричниот фотометар овозможило прецизни мерења на големината во интервали со повеќе бранови должини. Во 1921 година, Алберт А. Мајкелсон ги направил првите мерења на ѕвездениот пречник со помош на интерферометар на телескопот „Хукер“ во опсерваторијата „Маунт Вилсон“.
Важна теоретска работа за физичката структура на ѕвездите се случила во првите децении на дваесеттиот век. Во 1913 година, бил развиен Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм, кој го поттикнало астрофизичкото проучување на ѕвездите. Биле развиени успешни модели за да се објасни внатрешноста на ѕвездите и развојот на ѕвездите. Сесилија Пејн Гапошкин прва предложила дека ѕвездите се направени првенствено од водород и хелиум во нејзината докторска теза од 1925 година. Спектрите на ѕвездите биле дополнително разбрани преку напредокот во квантната физика. Ова овозможило да се одреди хемискиот состав на ѕвездената атмосфера.
Со исклучок на ретките настани како што се супернови и измамници на супернови, поединечни ѕвезди првенствено биле забележани во Месната Група, и особено во видливиот дел на Млечниот Пат (како што е прикажано со деталните каталози на ѕвезди достапни за Млечниот Пат) и нејзините сателити. Поединечни ѕвезди како што се променливите Кефеиди биле забележани во галаксиите M87 и M100 на јатото Девица, како и сјајни ѕвезди во некои други релативно блиски галаксии. Со помош на гравитационата леќа, една ѕвезда (наречена Икар) е забележана на оддалеченост од 9 милијарди светлосни години.
Именување на ѕвездите