Звезды, светящиеся газовые (плазменные) шары, подобные Солнцу. Образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационной неустойчивости. При достижении в недрах звезд высокой плотности и температуры (ок. 10-12 млн. К) начинаются термоядерные реакции синтеза элементов — основной источник энергии большинства звезд. Массы звезд (М) заключены в пределах от 0, 04 до ~ 60 М¤, светимости (L) — от 0, 5 до сотен тыс. L¤. Звезды классифицируют по светимости, массе, температуре поверхности, химическому составу, особенностям спектра. На определенных этапах звездной эволюции ряд звезд проходит через стадию нестационарности (см. Нестационарные звезды). В зависимости от массы звезды в конце эволюции становятся либо белыми карликами, либо нейтронными звездами, либо черными дырами.
- Тейлер Р. Строение и эволюция звезд. М., 1973.
- Каплан С. А. Физика звезд. М., 1977.
- Шкловский И. С. Звезды. Их рождение, жизнь и смерть. М., 1984.
- Масевич А. Г., Тутуков А. В. Эволюция звезд: теория и наблюдения. М., 1988.
- Бисноватый-Коган Г. С. Физические процессы теории звездной эволюции. М., 1989.
- Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвезды. Где, как и из чего формируются звезды. М., 1992.