לפי הערכות, ביקום הנראה יש בקירוב 7×1022 כוכבים. הערכות אחרות מדברות על לפחות כוכבים.[2] הכוכב הקרוב אלינו, מחוץ למערכת השמש, הוא פרוקסימה קנטאורי (לטינית: proximus – "קרוב"), הנמצא במרחק של 4.22 שנות אור מאיתנו. למעשה כמעט כל גרמי השמיים שמסוגלים לראות בלילה בכיפת השמיים הם שמשות, מלבד כוכבי לכת הנמצאים במערכת השמש שלנו.
הכוכבים יכולים להיות בגדלים שונים, מננסים אדומים שרדיוסם הוא רק כפליים הרדיוס של כוכב הלכת צדק, ועד ענקים אדומים, ענקים כחולים ועל-ענקים, אשר רדיוסם גדול פי 1,000 מרדיוס השמש. את המסה של כוכבים נהוג למדוד ביחידה "מסת שמש". מסת שמש אחת היא המסה של השמש במערכת השמש (סול) – 1.989x1030 ק"ג. מסתו של כוכב סדרה ראשית נעה מ-0.08 מסות שמש (מתחת לגבול זה נמצאים ננסים חומים) ועד 100–150 מסות שמש. הכוכב המסיבי ביותר שנצפה עד ל-2016 הוא R136a1 ומסתו 265 מסות שמש.
חלק מהכוכבים נמצאים במערכת כפולה עם כוכבים אחרים. קיימות גם קבוצות גדולות יותר של כוכבים, אשר מכונים צבירי כוכבים. ישנם צבירי כוכבים מפוזרים, כמו הפליאדות (Pleiades) או ההיאדות (Hyades) שליד הקבוצה שור (Taurus), וישנם צבירים כדוריים, המורכבים בדרך כלל מכוכבים ותיקים (כוכבי דור שני, Population II). הכוכבים ביקום אינם מפולגים באופן אחיד, אלא נוטים להצטבר במבנים הנקראים גלקסיות, שבתורן מאורגנות במבנים של צבירי גלקסיות וצבירי על.
השוואת גודלם של כוכבים. באדום ננס אדום בעל 0.1 מסות שמש, בצהוב השמש, בתכלת ענק כחול בעל 8 מסות שמש ובכחול עמוק חלק מ-R136a1
הכוכבים נולדים בתוך עננים מולקולריים של מימן, כאשר התפרצות סופרנובה או התנגשות בין שני עננים מולקולריים גורמת לדחיסת חלקים בתוך הענן ומתחיל תהליך בו כל אחד מאזורים אלו נמשך אל מרכז המסה של עצמו ומתכווץ, ובשל הדחיסה מתחממת ליבתו של האזור. שלב זה מכונה קדם-כוכב. הקדם-כוכב ממשיך להתכווץ בהדרגה תחת כבידה עצמית, והטמפרטורה בליבתו ממשיכה לעלות, עד שהיא גבוהה דיה להתחלת תהליכי היתוך גרעיני בליבת הכוכב המפיקים אנרגיה רבה ופועלים כנגד ההתכווצות, וכך נוצר כוכב יציב, ובמקרה של כוכבים גדולים במיוחד – כוכב פועם.[3]
הכוכב מבלה את מרבית חייו כשבליבתו מותך מימן להליום. שלב זה מכונה השלב בו הכוכב נמצא בסדרה הראשית, ויהיה יציב במידה רבה. משך זמן שהותו של הכוכב על הסדרה הראשית נקבע על-פי מסתו, כאשר כוכבים בעלי מסה קטנה, כגון הננסים האדומים, יכולים להישאר על הסדרה במשך עשרות או אף מאות מיליארדי שנים, ואילו כוכבים מאסיביים מאוד מגיעים תוך מיליוני שנים בלבד למצב בו הצטברות ההליום בליבה מגיעה להיתוך ומתחילה את השלב הבא. כוכב ממוצע, הדומה לשמש שלנו יימצא על הסדרה הראשית כ-10 מיליארד שנה.
אחרי שהמימן בליבת הכוכב אוזל, מתחיל היתוך של הליום בליבה. היתוך ההליום מחמם את מעטפת המימן הסמוכה לליבה ומתחיל היתוך מימן מסביב לליבה. ההיתוך במעטפת מנפח מאוד את הכוכב, אך טמפרטורת פני שטחו יורדת – הכוכב הופך לענק אדום שטמפרטורת פני השטח שלו נמוכה. לאחר שלב זה, המשך חייו של הכוכב תלוי במסתו של הכוכב, ובמקרה של מערכת של כוכב כפול – גם במצב התפתחות של בן זוגו. הכוכב, שחדל מהיתוך של מימן בליבה, כבר מוגדר מחוץ לסדרה הראשית.
בכוכבים בעלי מסה קטנה, יתחיל בליבה היתוך הליום, אך תהליך זה יגרום לאי-יציבות הכוכב, ובסופו של דבר השכבות החיצוניות של הכוכב יתפזרו, כאשר הוא משאיר מאחוריו לא יותר מננס לבן. כוכבים קטנים במיוחד, בעלי מסה של פחות מחצי מסת שמש, לאחר סיום היתוך מימן יגוועו לאט. גורלם של כוכבים אלה מעולם לא נצפה על ידי האסטרונומים, מכיוון שאורך החיים של כוכבים נמוכי מסה גדול מגיל היקום הנראה.
בכוכבים בינוניים, שמסתם כחצי מסת שמש ועד כ-1.4 מסות שמש (גבול צ'נדראסקאר), לאחר שלב הענק האדום, כשיגמר המימן במעטפת הכוכב, הם יתחילו לקרוס לתוך עצמם, עד שהתנאים בליבה יהיו מתאימים להיתוך הליום לפחמן. בשלב זה הכוכב יתחמם יותר ויותר, יתרחב במה שקרוי הבזק הליום, וכשיגמר ההליום, הכוכב ישיל את שכבותיו החיצוניות, שתהפוכנה לערפילית פלנטרית, ליבת הכוכב הפחמנית תקרוס ותהפוך לננס לבן, העשוי ברובו מחומר דחוס ביותר – קובייה בגודל סנטימטר אחד שוקלת כמה טונות.
בכוכבים מאסיביים, אשר מסתם עולה על גבול צ'נדראסקאר, לאחר סיום תהליכי היתוך ההליום שתוארו לעיל הכוכב יתכווץ בשנית והטמפרטורה בליבה שלו תגדל עוד יותר. עקב הטמפרטורה הגבוהה, יתחילו בליבה תהליכים גרעיניים נוספים, בהם ייווצרו יסודות כמו חמצן, מגנזיום, צורן, עד לברזל. למעשה, הכוכב יהפוך למורכב משכבות-שכבות של יסודות שונים, בדומה לקליפות בצל. מסתה של ליבת הברזל תלך ותגדל, וכאשר היא תעבור על גבול צ'נדראסקאר, תתכווץ הליבה במהירות והשכבות החיצוניות של הכוכב תועפנה לחלל בפיצוץ סופרנובה מסוג II. הכוכב עצמו יקרוס לכוכב נייטרונים, או, אם מסתו תעלה על שלוש מסות שמש (גבול אופנהיימר-וולקוף), הוא יקרוס מעבר לכך, ויהפוך לחור שחור.[4]
מיון ומאפיינים של כוכבים
מדידת מרחקם, מסתם, בהירותם והרכבם הכימי של כוכבים הייתה תהליך רב שלבי. במסגרת התהליך נאספו קודם לכן נתונים עבור כוכבים סמוכים וההרכב הכימי של המעטפת החיצונית. נתונים אלו איפשרו את סיווג הכוכבים על פי הספקטרום שלהם והסקת מסקנות לגבי בהירות ומסה של כוכבים רחוקים יותר.
מדידת מרחק
על מנת למצוא את המרחק d בין השמש לכוכב יש לדעת את אורך קו הבסיס c ואת הזוויות אלפא וביתא.
מרחק אל כוכבים סמוכים ניתן לחישוב ישיר ומדויק בשיטת הפרלקסה. מדידה מדויקת עד כדי 1% אפשרית לכ-100 מיליון כוכבים, ועבור 200 מיליון נוספים בדיוק העולה על 10%.
את מרחקם של כוכבים רחוקים יותר ניתן להעריך על ידי השוואת עוצמת האור הנצפית לעומת העוצמה המקורית שצפויה עבור הסוג הספקטרלי (השיטה מבוארת בערך נר תקני) של הכוכב. עם זאת שיטה זו אינה חסינת טעויות, מאחר שענני אבק בין מערכת השמש לכוכב מפחיתים את עוצמת ההארה שנצפית וגורמים לחישוב מרחק גדול יותר מאשר המרחק בפועל.
מדידת מסה
עבור כוכבים כפולים, ידיעת שלושה פרמטרים די בה על מנת לדעת את המסה הכוללת של שניהם () בהשוואה למסת השמש. יש לדעת את זמן ההקפה (t), ממוצע המרחק ביניהם (d) והמרחק אליהם (D). שלושה גדלים אלו קלים למדידה עבור מערכות כוכבים כפולים קרובים די הצורך. ישנם כ-50 מיליון מערכות כפולות קרובות די הצורך.
חישוב מסת המערכת – שני הכוכבים – נעשה לפי הנוסחה
בתוספת מדידת מיקום מרכז המסה של המערכת ניתן לחשב מה יחס המסות בין כוכבי הזוג, וכתוצאה את מסת כל אחד מהכוכבים בצמד.
כעת ביכולתנו למצוא מה הקשר בין סוגי כוכבים למסה שלהם, וכך להעריך מהי המסה של כוכב שאינו חלק ממערכת כוכב כפול.
מיון הכוכבים לסוגים ושנים עבר התקדמות מרשימה לאחר המצאת המצלמה ויצירת האפשרות לצלם את הספקטרום של כוכבים שונים. על ידי שימוש בחוק וין ועל סמך האור המתקבל מן הכוכבים ניתן לגלות מה טמפרטורת פני השטח (פוטוספרה) שלהם. מהשוואת הקווים הספקטרליים ניתן לגלות אילו חומרים אופפים את הכוכבים ומידע רב נוסף. בשנת 1910 האסטרונומים איינר הרצשפרונג והנרי נוריס ראסל הציעו ופיתחו בנפרד זה מזה את הדיאגרמה בה סיווגו לפי מאפייניהם הספקטרליים.
הטיפוסים הספקטרליים הם: O, B, A, F, G, K, M (ניתן לזכור את הסוגים בעזרת המנמוניקה Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me). בנוסף לכך כל טיפוס מחולק ל-10 תת-טיפוסים, כאשר כל תת-טיפוס מסומן בספרה מ-0 עד 9. כך, למשל, הטיפוס הספקטרלי של השמש הוא G2.
הסיבה לכך שהכוכבים נראים אדומים או כחולים אך לא ירוקים היא משום שכוכבים אדומים פולטים אנרגיה בתחום תת אדום וחלקה בתחום הצבע האדום הנראה לעין, כוכבים כחולים פולטים אנרגיה בטווח uv וחלקה בתחום הצבע הכחול הנראה לעין, אולם כוכבים אשר פולטים אנרגיה בכל הטווח הנראה, לא יראו ירוקים שזה אורך הגל במרכז הספקטרום כי אם לבנים שמכילים את כל אורכי האור הנראה.
על מנת להבדיל בין כוכבים בעלי סיווג זהה אך בשלב שונה בהתפתחותם חולקה הדיאגרמה ל"ענפים מאוזנים". כך כוכב הנמצא בשלב היתוך המימן כמו השמש נמצא באזור שנקרא הסדרה הראשית – וזהו ענף V. בעוד כ-5 מיליארד שנים השמש תהפוך לענק אדום, ואז היא תעבור לענף III (ענקים).
נוסף על כך ישנם כוכבים המציגים שלבים קצרים בחיי הכוכב (מיליוני שנים ספורות) או כוכבים שמציגים תכונות שלא מיוצגות בדיאגרמה ולכן קיבלו כינויים נוספים כמו כוכבי T בשור ומשתנים קפאידים.[5]
להבדיל מכוכבי לכת של מערכת השמש שמתגלים עם שיפור הטלסקופים, האיגוד האסטרונומי הבין-לאומי לא מעניק שמות לכוכבים. שם בעל משמעות, לרוב בערבית קיים רק למספר מוגבל של כוכבים בהירים במידה כזו שהוענקו להם שמות זה מכבר (בדר"כ אלו הכוכבים הראשיים – α של הקבוצה, למשל ביטלג'וז).
מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד - פחות מ־ 0.08 לערך,
מסה קטנה - בטווח 0.08 - 0.4 לערך, מסה בינונית - בטווח 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ־ 1.44 לערך), מסה גדולה - לפחות 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות 1.44 לערך)
