thumb|400px|Kokovertailu eri tähtiluokista, Aurinko on G-luokan tähti.
Tähti on omavaloinen, yleensä pallomainen ja kaasumainen taivaankappale. Se on oman painovoimansa koossa pitämä ja kasaan puristama plasmapallo, jonka jossakin kehitysvaiheessa tapahtuu ydinfuusiota. Maata lähin tähti on Aurinko. Yötaivaalla on nähtävissä myös useita muita tähtiä, mutta yhdenkään niistä kirkkaus ei vedä vertoja Auringolle johtuen niiden erittäin suurista etäisyyksistä Maahan. Perinteisesti tähtiä on ryhmitelty erilaisiin tähdistöihin ja tähtikuvioihin.
Tähdet syntyvät pääasiassa vedystä koostuvien kaasusumujen romahtaessa kasaan painovoiman vaikutuksesta. Kun tähden ydin on muodostunut, se alkaa hiljalleen muuttaa vetyä heliumiksi ydinfuusiossa. Prosessissa syntyvä energia virtaa tähden keskustasta sen pinnalle ja säteilee ulkoavaruuteen. Tähti on tasapainotilassa, sillä sen sisäinen säteilynpaine estää painovoimaa romahduttamasta sitä enemmän kasaan. Kun tähden vetypolttoaine on kulunut loppuun, sen lopullinen kohtalo riippuu sen massasta: pienimmät tähdet hiipuvat hiljalleen, kun taas massiivisemmat laajenevat punaisiksi jättiläisiksi. Lopulta massiivisimmat punaiset jättiläiset räjähtävät supernovana levittäen avaruuteen erilaisia alkuaineita. Räjähdyksen jäänteeksi voi jäädä esimerkiksi neutronitähti tai musta aukko riippuen räjähtäneen tähden massasta.
Havainnoimalla tähden liikettä, luminositeettia ja spektriä on mahdollista selvittää sen muita ominaisuuksia, kuten massa, ikä ja metallipitoisuus. On olemassa useita erilaisia tähtityyppejä. Yleisin työkalu niiden luokittelemiseksi on Hertzsprungin–Russellin kaavio.
Gravitationaalisesti sitoutuneet kahden tai useamman tähden tähtijärjestelmät ovat varsin yleisiä. Suuressa mittakaavassa tähdet ovat merkittävä osa galaksien rakennetta yhdessä tähtienvälisen kaasun ja pimeän aineen kanssa.
Luokittelu + Tähtien spektriluokitus Tyyppi Lämpötila Esimerkkitähti O 33 000+ K Zeta Ophiuchi B 10 500–30 000 K Rigel A 7 500–10 000 K Altair F 6 000–7 200 K Procyon A G 5 500–6 000 K Aurinko K 4 000–5 250 K Epsilon Indi M 2 600–3 850 K Proxima Centauri Yleisin tapa luokitella tähtiä on niiden jakaminen spektriluokkiin. Tämä on tähtien pintalämpötilaan perustuva luokittelutapa. Luokittelussa kuumimmat tähdet sijoitetaan luokkaan O, kun taas viileimmät tähdet sijoitetaan luokkaan M. Viilenevässä järjestyksessä luokat ovat O, B, A, F, G, K ja M. Joskus käytetään myös muita luokkia, kuten L (johon kuuluvat tähdet ovat niin viileitä, ettei niitä välttämättä voi edes pitää tähtinä) ja W (johon kuuluvat Wolfin–Rayetin tähdet). Lisäksi jokainen luokka jaetaan kymmeneen alaluokkaan, joita merkitään numeroilla 0–9 viilenevässä järjestyksessä.Muita harvemmin käytettyjä luokkia ovat mm. Q, P, L, T, Y, C, R, N, S. Luokkaan Q kuuluvat novat, luokkaan P planetaariset sumut ja loput ovat erityisiä luokituksia viileille tähdille, joilla on havaittu olevan tietynlainen kemiallinen koostumus.
Lisäksi tähtiä voidaan luokitella luminositeettiluokituksella. Tämä luokittelutapa puolestaan perustuu tähtien säteisiin. Luokituksessa käytetään roomalaisia numeroita I–V, jossa luokka I kuvaa kaikista suurimpia ylijättiläistähtiä ja luokka V pääsarjan kääpiötähtiä. Luokka I voidaan myös jakaa omiin alaluokkiinsa Ia (kirkkaammille) ja Ib (himmeämmille ylijättiläisille). Lisäksi joskus käytössä on luokka VI, johon kuuluvat alikääpiöt. Käyttämällä kumpaakin edellä mainittua luokittelutapaa esimerkiksi Auringon luokaksi tulee G2 V.Joskus käytössä on myös luokka 0 hyperjättiläisille ja luokka VII valkoisille kääpiöille.
Edelliset kaksi luokittelutapaa voidaan yhdistää visuaalisesti Hertzsprungin–Russellin kaavioon eli HR-kaavioon, jossa vaaka-akselilla on tähden spektriluokka ja pystyakselilla luminositeetti. Tällaisessa kaaviossa tähdet eivät jakaannu täysin satunnaisesti, vaan siihen muodostuu tiheämpiä alueita, joista selvin on kaavion poikki vinosti kulkeva pääsarja.Karttunen 2005, s. 204
Tähtien kehitys
Synty
thumb|500px|Kaavio Auringon kaltaisen, tyypillisen keskimassaisen tähden kehitysvaiheista. Tähtienvälinen avaruus on harvaa, ja koostuu pääasiassa vedystä. Se sisältää myös heliumia ja pienen määrän raskaampia alkuaineita, joita varhaisemmat tähtisukupolvet ovat tuhoutuessaan levittäneet tähtienväliseen avaruuteen. Tähdet syntyvät tähtienvälistä avaruutta tiheämmissä kaasu- ja pölypilvissä, jotka Linnunradassa ja muissa samankaltaisissa galakseissa ovat keskittyneet galaksin tasoon ja sen spiraalihaaroihin.Karttunen 2005, s. 206
Tähden kehityksen ensimmäinen vaihe on kaasupilvessä olevan tiivistymän luhistuminen oman painovoimansa vaikutuksesta. Prosessin voi laukaista esimerkiksi ohikulkevan tähden painovoiman aiheuttama häirintä. Joskus myös läheisen supernovaräjähdyksen paineaalto voi synnyttää kaasupilveen paikallisen tiivistymän, joka aloittaa kehityksensä tähdeksi. Prosessin nopeus kiihtyy lähdettyään käyntiin, ja sen kuluessa tiivistymän paine ja lämpötila kasvavat. Tiivistymän atomien ja molekyylien lämpöliike pyrkii hajottamaan pilveä, mutta jos ainetta on riittävästi, painovoima pääsee voitolle ja tiivistymä puristuu kuumaksi palloksi. On syntynyt prototähti.Nicholson & Moore 1992, s. 29
Prototähtiä ympäröi noin aurinkokuntamme kokoinen kaasu- ja pölykiekko, joka toimii ympäristönä mahdollisten tähteä kiertävien planeettojen synnylle. Kiekon syntyminen johtuu siitä, että alkuperäiset tähtienväliset pölypilvet, joista tähdet tiivistyvät, pyörivät aina hitaalla vauhdilla, noin yhden kierroksen miljoonassa vuodessa. Niillä on siis suuri liikemäärämomentti. Liikemäärämomentin säilyttääkseen tiivistyvien prototähtien tulee kasvattaa pyörimisvauhtiaan. Tästä seuraa, että osa aineesta ei putoa suoraan syntyvää tähteä kohti, vaan muodostaa sen ympärille pyörivän kiekon.Adams & Laughlin 2002, s. 69–70
Prototähdet ovat aluksi erittäin kirkkaita, mutta himmenevät hiljalleen tiivistymisen jatkuessa. Tässä vaiheessa tähdessä ei vielä tapahdu ydinreaktioita, vaan kirkkauden vaatima energia syntyy gravitaatiotiivistymisestä. Prototähtiä ympäröi yleensä voimakas tähtituuli, joka puhaltaa kohti tähteä ympäröivän kaasun läpi. Aluksi kaasua siirtyy siis tähteä kohti, mutta tähden kehittyessä ulospäin suuntautuvat tähden ympäristöä puhdistavat suihkut kehittyvät voimakkaammiksi pienentäen tähteä ympäröivää kiekkoa hiljalleen. Kun prototähden ydin saavuttaa 10 miljoonan kelvinin lämpötilan, prototähden ytimen vety alkaa fuusioitumaan heliumiksi.
Pääsarja
thumb|300px|Hertzsprungin–Russellin kaavio. Suuri osa tähdistä asettuu vinolle viivalle, jota kutsutaan pääsarjaksi. Tällaisten tähtien sisäinen rakenne on sopiva ylläpitämään vedyn fuusiota heliumiksi. Ydinreaktioiden alettua tähden kutistuminen lakkaa, sillä sen sisäinen säteilynpaine alkaa vastustaa painovoiman aiheuttamaa kokoonpuristumista. Tällöin tähti on tasapainotilassa, ja se on siirtynyt HR-kaavion pääsarjaan, missä suurin osa tähdistä viettää pääosan elämästään. Pääsarjavaiheen saavuttamiseksi tähden massan tulee olla vähintään 0,08 Auringon massaa. Muuten tähden ydin ei kykene saavuttamaan vetyfuusion alkamisen vaatimaa lämpötilaa, ja siitä kehittyy ruskea kääpiö, hiljalleen jäähtyvä ”epäonnistunut tähti”. Syntyvän tähden massan ylärajan arvellaan olevan noin 100 Auringon massaa, sillä näin suuret syntyvät tähdet säteilevät niin kirkkaasti, että ne puhaltavat tähteä kohti putoavan aineen pois estäen tähden massan kasvun.Adams & Laughlin 2002, s. 74–77 Ne saattavat myös luhistua mustiksi aukoiksi jo syntyvaiheessaan.
Pääsarjavaiheessa olevan tähden energianlähde on ytimessä tapahtuva vedyn fuusioiminen heliumiksi. Reaktiossa syntynyt energia ilmenee näkyvänä valona ja muuna säteilynä, ja sen tapahtuessa tähti menettää hiljalleen pieniä määriä massastaan Einsteinin kuuluisan yhtälön mukaisesti. Auringon kaltaisissa ja pienemmissä tähdissä hallitseva fuusioreaktion tyyppi on protoni-protoni-ketju, jossa neljä vety-ydintä fuusioituu heliumytimeksi. Aurinkoa vähintään 1,5 kertaa suuremmissa tähdissä hallitseva tyyppi on hiilisykli, jossa käytetään katalyytteinä hiili-, happi- ja typpiytimiä.
Auringon massainen tähti voi pysyä pääsarjavaiheessa noin 10 miljardia vuotta ennen kuin sen vetypolttoaine alkaa loppua.Nicholson & Moore 1992, s. 31−32 Massiivisempien tähtien fuusioreaktiot ovat kiihkeämpiä, ja siksi ne saavuttavat pääsarjavaiheen nopeammin ja viettävät siinä vähemmän aikaa. Niiden elämä on siis pienimassaisempia tähtiä lyhyempi: esimerkiksi kymmenen Auringon massainen tähti pysyy pääsarjavaiheessa vain 20 miljoonaa vuotta. Vastaavasti kaikista pienimassaisimpien, vetypolttoainettaan säästeliäästi kuluttavien tähtien elämä on kaikista pisin.Karttunen 2005, s. 207–208 Punaiset kääpiöt voivat elää biljoonia vuosia ennen niiden vetypolttoaineen loppumista. Tämä on huomattavasti kauemmin kuin maailmankaikkeuden nykyinen ikä, 13,8 miljardia vuotta.
Lopullinen kohtalo
Pienimassaiset tähdet Vetypolttoaineensa loppuun kuluttaneen tähden lopullinen kohtalo riippuu sen massasta. Aurinkoa huomattavasti pienemmissä tähdissä energia siirtyy pinnalle konvektiovirtauksina, jotka samalla sekoittavat kaiken aikaa tähden ainetta. Näiden tähtien vedyn osuus siis pienenee tasaisesti koko tähdessä, ja sen tullessa liian pieneksi tähden energiantuotanto vain loppuu. Tähti säteilee hiljalleen siihen varastoitunutta energiaa. Sen lopullisena kohtalona on himmetä ja jäähtyä muuttuen lopulta mustaksi kääpiöksi.
Auringonkaltaiset tähdet Auringon kaltaisessa ja suuremmissa tähdissä vedyn määrän väheneminen ei kuitenkaan ole tasaista, ja tähtien keskelle muodostuu heliumista koostuva ydin. Vetyfuusio jatkuu edelleen ydintä ympäröivässä vetykuoressa. Itse ytimen lämpötila ei kuitenkaan riitä fuusioimaan heliumia edelleen raskaammiksi alkuaineiksi, joten ytimeltä puuttuu energianlähde. Lopulta ytimen säteilynpaine ei enää riitä vastustamaan tähden painovoiman kokon puristavaa vaikutusta, ja tähti alkaa kutistua. Tällöin ytimen lämpötila nousee. Kun lämpötila on saavuttanut 100 miljoonaa kelviniä, voi alkaa kolmialfareaktio, jossa tähden keskustassa olevan helium fuusioituu hiileksi. Tämän reaktion tapahtumiseen tähden massan tulee olla vähintään neljäsosa Auringon massasta.Adams & Laughlin, s. 80 Samalla kuitenkin tähden pinta- ja keskikerrokset viilenevät ja laajenevat. Tähti muuttuu punaiseksi jättiläiseksi.
Heliumin fuusioituminen hiileksi on äärimmäisen herkkä prosessi lämpötilan suhteen, ja jo vähäinen lämpötilan lisäys kasvattaa ydinreaktioiden määrää suuresti. Herkkyydestä johtuen hiilen synty tähden ytimessä muuttuu hetkellisesti hallitsemattoman suureksi, ja punaisen jättiläisen energiantuotanto voi olla hetken aikaa suurempi kuin kaikkien galaksin muiden tähtien yhteenlaskettu energiantuotanto. Tätä lyhytaikaista tapahtumaa kutsutaan heliumleimahdukseksi, ja sitä seuraa suhteellisen tasainen fuusioitumisvaihe.
Heliumin loputtua tähden tulevaisuus riippuu sen massasta. Auringonkaltaisissa tähdissä massiivisempia alkuaineita tuottavien ydinreaktioiden sarja ei todennäköisesti jatku hiiltä pidemmälle. Nämä tähdet eivät myöskään ylitä Chandrasekharin rajaa (1,4 M☉). Rajaa vähämassaisempien tähtien elämän loppuvaiheessa säteilynpaine puhaltaa niiden uloimmat osat ulkoavaruuteen planetaariseksi sumuksi. Tähden sisäosat luhistuvat lähinnä hiilestä ja hapesta koostuvaksi valkoiseksi kääpiöksi, joka on kuuma, Maan kokoluokkaa oleva kappale. Joskus rajan ylittävätkin tähdet menettävät massaansa ennen tuhoutumistaan niin, että jäävät rajan alle ja päättävät elämänsä valkoisina kääpiöinä.Karttunen 2005, s. 209
Massiivisimmat tähdet pienoiskuva|Massiivinen tähti koostuu elämänkaarensa loppuvaiheissa sisäkkäisistä, eri alkuaineista koostuvista kuorista. Kaikista massiivisimmissa tähdissä voi alkaa edelleen uusia ydinreaktioita niiden tiivistyessä ja kuumentuessa edelleen heliumin loputtua. Reaktioissa syntyy yhä raskaampia alkuaineita, ja se, miten pitkälle reaktiosarja jatkuu, riippuu tähden massasta.