ستاره

سِتاره گوی پرنور، درخشان و بسیار داغی از پلاسماست که انسجام خود را توسط نیروی گرانش خود حفظ می کند. نزدیکترین ستاره به زمین خورشید و پس از آن پروکسیما قنطورس است. ستارگان قابل دیدن در شب از روی زمین، به دلیل فاصلهٔ بسیار دورشان به شکل نقاطی ثابت (گاهی چشمک زن) و روشن دیده می شوند. در طول تاریخ، گروه های ستاره های برجسته تر، به نام صورت ها و صورت واره های فلکی، گروه بندی شده و روشن ترین ستارگان نیز نام گذاری شده اند. کاتالوگ هایی از ستارگان توسط اخترشناسان گردآوری شده است که ستارگان شناخته شده را مشخص می کند و نام های استانداردی برای ستارگان پیشنهاد می کنند. هرچند که بیشتر ستارگان جهان از جمله تمامی ستارگان خارج از کهکشان راه شیری با چشم غیر مسلح از روی زمین قابل دیده شدن نیستند. در حقیقت بیشتر آن ها حتی از دید قویترین تلسکوپها نیز پنهان می مانند.
قدر اول: ۲۰ ستاره روشنتر
قدر دوم: حدود ۵۰ ستاره
قدر سوم: حدود ۲۰۰ ستاره معرفی شده اند
قدر چهارم: تنها حدود ۴۷۰ ستاره به طور ویژه معرفی شده اند
قدر پنجم: تنها حدود ۲۲۰ ستاره به طور ویژه معرفی شده اند
قدر ششم: تنها حدود ۵۰ ستاره به طور ویژه معرفی شده اند
یک ستاره حداقل در بخشی از عمر خود، به دلیل همجوشی گرماهسته ای هیدروژن به هلیم در مرکز آن، می درخشد. انرژی ایجاد شده از بخش درونی ستاره می گذرد و به فضای بیرونی اطراف تابیده می شود. وقتی ذخیره هیدروژن در هسته یک ستاره رو به اتمام می رود، تقریباً تمام عناصر طبیعی سنگینتر از هلیم از طریق سنتز هسته ای، یا در برخی از ستارگان از طریق سنتز هسته ای ابرنواختری در هنگام انفجار آن ها پدید می آیند. ستاره در اواخر دوران عمر خود ممکن است شامل ماده تباهیده نیز باشد. اخترشناسان با بررسی حرکت ستاره ها در فضا، درخشندگی آن ها و طیف سنجی نجومی می توانند جرم، سن، فلزیگی (ترکیب شیمیایی ستاره) و سایر ویژگی های ستاره ها را به دست آورند. جرم کلی یک ستاره تعیین کننده مراحل تکامل و سرنوشت نهایی آن است. سایر مشخصات یک ستاره مانند قطر و دما در طول عمر ستاره متغیر هستند. با استفاده از نموداری به نام نمودار هرتسپرونگ-راسل دمای بسیاری از ستارگان را نسبت به روشنایی آن ها نمایش می دهد که از طریق آن می توان وضعیت تکامل و سن ستاره را تعیین نمود.
عمر یک ستاره از رمبش گرانشی یک سحابی گازی آغاز می شود که عمدتاً شامل هیدروژن به همراه هلیم و کمی از عناصر دیگر است. وقتی که چگالی هسته ستاره به اندازه کافی می رسد، هیدروژن در فرایندی پایدار توسط همجوشی هسته ای به هلیم تبدیل شده و انرژی فراوانی آزاد می شود.سایر قسمت های داخلی ستاره این انرژی را از طریق فرایندهای تابش و همرفت به بیرون انتقال می دهند. فشار داخلی ستاره از فروریختن آن براثر نیروی گرانشی خودش جلوگیری می کند. وقتی که سوخت هیدروژن ستاره به پایان می رسد، اگر جرم ستاره حداقل ۰٫۴ بار از خورشید بزرگتر باشد، منبسط شده و تبدیل به غول سرخ می گردد.پس از آن ستاره به مرحله تباهیدگی رسیده و بخشی از جرم خود را در فضا دفع می کند که بعدها در تشکیل ستارگان نسل جدیدتر با عناصر سنگین تر به کار می رود و هسته ستاره هم به بقایای ستاره ای تبدیل می شود که ممکن است کوتوله سفید، ستاره نوترونی یا در صورت کافی بودن جرم سیاهچاله باشد.
ستارگان دوتایی یا چندتایی شامل دو یا چند ستاره کوچک می شود که در میدان گرانش یکدیگر اسیر هستند و معمولاً در مدارهای پایداری به دور یکدیگر می گردند. وقتی دو ستاره خیلی به هم نزدیک باشند، برهمکنش گرانشی میان آن ها بر تکامل آن ها تأثیر می گذارد. ستارگان می توانند بخشی از ساختارهای بزرگ مثل خوشه های ستاره ای یا کهکشانها باشند.

ستارِه (star)
ستارِه
گوی گازی فروزانی، بیشتر متشکل از هیدروژن و هلیوم، و دارای گرما و روشنایی ناشی از واکنش های هسته ای. هر چند ستاره ها برای مدت های بسیار طولانی، حدود چندین میلیارد سال، می درخشند، ظاهرشان در مراحل متفاوت عمر تغییر می کند. برای همۀ ستاره ها «چرخۀ عمر» قائل اند. ستاره هایی که شب هنگام با چشم دیده می شوند، به کهکشان ما(راه شیری) تعلق دارند. خورشید نزدیک ترین ستاره به زمین است؛ سایر ستاره های راه شیری در فاصله های بسیار دورتری قرار دارند. رسیدن به نزدیک ترین ستاره، غیر از خورشید، با سرعتی برابر یک دهم سرعت نور، هزار سال طول می کشد. کمترین جرم ممکن برای ستاره در حدود هشت درصد جرم خورشید یا ۸۰ برابر جرم مشتری است. اگر جرم ستاره از این مقدار کمتر باشد، واکنش هسته ای در آن رُخ نخواهد داد. اجسام کوچک تر از این جرم بحرانیدرخشش بسیار خفیفی دارند و کوتولۀ قهوه اینامیده می شوند.منشأ. ستاره ها هنگامی پدید می آیند که سحابی ها، ابرهای غول آسایی متشکل از ذرات و گازها، بر اثر گرانش فشرده شوند. این ابرها بیشتر دربردارندۀ هیدروژن و هلیوم، مقدار اندکی عناصر دیگر، و ذرات غبارند. حجم عظیمی از مادۀ بین ستاره ایبه تدریج از ابر جدا می شود و دما و فشار در هستۀ آن، ضمن کوچک تر و فشرده تر شدن، افزایش می یابد. ستارۀ در حال شکل گیری، با قطرات گازی بخارشکل احاطه می شود. در ۱۹۹۶، تلسکوپ فضایی هابلاز قدیمی ترین ستاره ها در سحابی اتا شاه تختهعکس برداری کرد. دمای ستاره در ابتدا به ندرت بالا می رود و بیشتر گرمای ذرات غبار به صورت تابشخارج می شود، امّا با افزایش چگالی، مقدار کمتری از گرمای تولید شده از دست می رود و دمای ستاره رفته رفته افزایش می یابد. در دمای ۱۰میلیون درجۀ سلسیوس، دما به قدری بالاست که واکنش های هسته ایآغاز می شوند و هسته های هیدروژن طی فرآیند گُداختبه هسته های هلیوم تبدیل می شوند. در این حالت، مقدار عظیمی انرژی آزاد می شود، انقباض متوقف می شود، و ستاره شروع به درخشیدن می کند.
ستاره های رشتۀ اصلی. در ستاره هایی که در این مرحله اند انرژی تولید شده بر اثر واکنش هسته ای جانشین انرژی گسیل شونده از سطح می شود، به نحوی که ستاره تا زمانی که منابع انرژی هسته ای اش تمام نشود، منقبض نخواهد شد. تا آن هنگام، ستاره در عمل بی تغییر می ماند، جرم ستاره مدت منقبض شدن ستاره را پیش از رسیدن به مرحلۀ رشته اصلی، و مدت زمانی را که در رشتۀ اصلی باقی می ماند، تعیین می کند. هرچه جرم بیشتر باشد، مدت ماندن در این مرحله کوتاه تر و درخشندگی بیشتر خواهد بود. ستاره ای با جرم خورشید طی چند میلیون سال به رشتۀ اصلی می رسد و از آن پس حدود ۱۰میلیارد سال یا کمی بیشتر از دوبرابر عمر فعلی خورشید در رشتۀ اصلی می ماند، بنابراین انتظار می رود که خورشید تا ۵میلیارد سال دیگر در این مرحله باقی بماند. دمای سطحی ستاره های رشتۀ اصلیاز ۲ تا بیش از ۳۰هزار درجۀ سلسیوس است. رنگ های متناظر این دما در محدودۀ سرخ تا آبی سفید قرار می گیرد. واکنش های هسته ای در نزدیکی مرکز رُخ می دهند و در نتیجه، ستاره رفته رفته دارای هستۀ هلیومی بی اثری می شود که با پوستۀ نازکی از هیدروژنِ سوزان احاطه شده است. وقتی همۀ هیدروژن موجود در هستۀ ستارۀ رشتۀ اصلی به هلیوم تبدیل شد، ستاره براثر متورم شدن به غول سرخیتبدیل می شود که حدود ۱۰۰برابر بزرگ تر است و سطحی سردتر و سرخ تر دارد.
کوتوله های سفید. آنچه از این پس اتفاق می افتد به جرم ستاره بستگی دارد. اگر جرم آن کمتر از۱.۲ برابر خورشید باشد، لایه های بیرونی ستاره به صورت سحابی سیاره ایبه فضای خارج رانده می شود، هسته در خود می رُمبد، و جسمی بسیار چگال، با نام کوتولۀ سفید، تشکیل می شود. کوتولۀ سفید سرانجام بی فروغ می شود و جسم تیرۀ بی درخششی برجای می ماند.
ابرنواخترها. اگر جرم ستاره بیش از ۱.۲برابر جرم خورشید باشد، پایان کار آن به کوتولۀ سفید ختم نمی شود، امّا چرخۀ عمرش را به سرعت پشت سر می گذارد و به اَبَرغول سرختبدیل می شود. با گرم تر شدن هستۀ ستاره، تبدیل های هسته ای بیشتری صورت می گیرد و هلیوم، در ابتدا به کربنو اکسیژن، سپس به عناصر سنگین تر، و در نهایت به آهن تبدیل می شود. ستاره سرانجام به صورت اَبَرنواختری درخشان منفجر می شود. بخشی از هسته که بعد از انفجار باقی می ماند ممکن است رُمبیدهشود و ستاره ای اَبَرچگالتشکیل دهد که تقریباً همۀ آن از نوترونتشکیل می شود. چنین ستاره ای را ستارۀ نوترونیمی گویند. برخی از ستاره های نوترونی، که تپ اخترنامیده می شوند، به سرعت می چرخند و تپ هایی به صورت امواج رادیویی از خود گسیل می کنند. در ۱۹۳۲، لف لاندائوبرای نخستین بار احتمال وجود چنین ستاره هایی را یادآور شد.
سیاه چاله. اگر جرم هستۀ در حال رُمبشِ اَبَرنواختر بیش از سه برابر جرم خورشید باشد، ستارۀ نوترونی تشکیل نخواهد شد، بلکه ابرنواختر به سیاه چالهتبدیل می شود. سیاه چاله ناحیه ای چنان چگال است که گرانشآن مواد نزدیک، و حتی همۀ تابش، از جمله نور خودش را در خود فرو می برد، به نحوی که سرعت فرار از سطح آن بیشتر از سرعت نور خواهد شد. چنین جسمی، چنان که اخترشناس و ریاضی دان فرانسوی، پیِر لاپلاس، در ۱۷۹۸ یادآور شد، از بیرون قابل مشاهده نیست. تصور می شود سیاه چاله ها احتمالاً فرآیندهای پرانرژیِ گوناگونی را توضیح می دهند که تاکنون ناشناخته مانده اند و در اختروَش هایا منابع پرتوایکس، نظیر دجاجه ایکس-۱ ، رخ می دهند. نیز ← ستارۀ دوتایی؛ هرتزشپرونگ_ـ_راسل،_نمودار؛ ستارۀ

[ویکی فقه] هر یک از اجسام نورانی آسمان که در شب می درخشد ستاره یا اختر نامیده می شود و از احکام مرتبط با آن به مناسبت در بابهای صلات و تجارت سخن گفته اند.
از راههای ظنّی تشخیص قبله در صورت عدم امکان تحصیل علم، استفاده از برخی ستارگان است، مانند قرار دادن ستاره قطبی جُدَی پشت شانه راست برای اهالی مرکزی عراق، همچون کوفه، نجف و بغداد.
احکام ستاره
آموختن و آموزش دادن دانش ستاره شناسی و محاسبه مسیر ستارگان و سیارات و پیشگویی خورشید و ماه گرفتگی و مانند آن که بر قواعد و اصول علمی صحیح و استوار مبتنی است، جایز می باشد؛ لیکن پیشگویی رخدادهای آینده بر اساس علم نجوم (نجوم احکامی یا علم احکام نجوم) با این اعتقاد که حرکات فلکی به صورت مستقل یا با مشارکت خداوند، تأثیرگذار در رخدادهای جهان اند، حرام و اعتقاد به آن، کفر است.چنان که فراگیری علم نجوم نیز با این اعتقاد حرام می باشد. اما اگر چنین اعتقادی نداشته باشد؛ بلکه حرکات فلکی را از جمله اسباب و مقتضیاتی بداند که خداوند برای ایجاد برخی حوادث قرار داده است، مانند قرار دادن آتش برای سوزاندن، جایز می باشد؛ هرچند برخی این اعتقاد را خطا و اشتباه دانسته اند. همچنین خبر دادن غیر قطعی و جزمی از رخدادهای آینده بر اساس علم نجوم جایز است. برخی قدما آموختن و آموزش دادن علم نجوم (نجوم احکامی) را مطلقا حرام دانسته اند. ستاره پرستان از کفار به شمار می روند و احکام کفر بر آنان بار می گردد.