ستارگان چرخه زندگی ستارگان از سه الگوی عمومی پیروی می كند. هر كدام از این الگوها به جرم ستاره بستگی دارد. بر این اساس ستارگان به سه دسته تقسیم می شوند. 1- ستارگان با جرم های بالا كه بیش از هشت برابر جرم خورشید، جرم دارند. 2- ستارگان با جرم متوسط كه نیم تا هشت برابر جرم خورشید, جرم دارند. این گروه شامل خورشید همجوشی هسته ای را تولید كنند، است. 3- ستارگان با جرم پایین, با جرمی كمتر از یك دهم تا نیم جرم خورشید. اشیایی با كمتر از 1/0 جرم خورشید به قدر كافی نیروی جاذبه دارند تا دمای هسته ای لازم برای چرخه های زندگی ستارگان تنها, ساده تر از چرخه زندگی ستارگان دوتایی یا بیشتر است. ستارگان با جرم متوسط مثل خورشید ستارگان با جرم بالا این ستارگان به سرعت شكل می گیرند و طول عمر كوتاه تری دارند. یك ستاره با جرم بالا در طول حدود 10000 تا 100000 سال از یك ستاره اولیه شكل می گیرد. ستارگان با جرم بالا موقعی كه در سكانس اصلی هستند داغ و آبی هستند. آنها 1000 تا یك میلیون برابر خورشید درخشندگی دارند و شعاع آنها ده برابر شعاع خورشید است. آنها به قدری درخشانند كه حتی از فاصله ای زیاد قابل مشاهده هستند و بنابراین خیلی شناخته شده اند. طبقه بندی ستارگان در یك نوع از طبقه بندی, ستارگان بر اساس عناصری كه جذب می كنند و نیز دمایشان طبقه بندی می شوند. براین اساس هفت نوع اصلی از ستارگان وجود دارند. این ستارگان به ترتیب كاهش دما عبارتند از: O ، B ، A ، F ، G ، K و . M طبقه بندی در دیاگرام هرتزپرانگ- راسل در این دیاگرام ستارگانی كه در نوك دیاگرام هستند روشن ترین ستارگان هستند. نقاطی كه تاریك ترین ستارگان هستند به طرف كف قرار می گیرند. این نقاط در گروه هایی قرار می گیرند كه با انواع مختلف ستارگان سازگارند. این دیاگرام نموداری ست كه رنگ ستارگان (نوع طیفی یا دمای سطح) و درخشش آنها را نشان می دهد. ستاره شناسان روی این دیاگرام رنگ ستارگان، دما، درخشش، نوع طیف و مرحله تكاملی شان را نشان می دهند. این دیاگرام نشان می دهد كه سه نوع مختلف از ستارگان وجود دارد: بیشتر ستارگان كه شامل خورشید هم می شود، از ستارگان زنجیره یا سكانس اصلی هستند كه سوختشان با همجوشی هسته ای –در همجوشی هسته ای هیدروژن به هلیوم تبدیل می شود- تأمین می گردد. برای همین این ستاره ها داغ تر و روشن تر هستند. این ستاره ها در این دوره در با ثبات ترین زمان زندگی شان به سر می برند. این سکانس معمولاً حدود پنج میلیارد سال طول می كشد. هنگامی كه ستارگان در آستانه مرگ قرار می گیرند، تبدیل به غول های بسیار بزرگی می شوند(بالاتر از ستارگان درسكانس اصلی). این ستارگان ذخیره هیدروژنشان ته كشیده و خیلی پیرند. در حالی كه لایه های خارجی تر آنها گسترش پیدا می كند، هسته شان منقبض می شود. این ستارگان در نهایت منفجر خواهند شد (با از دست دادن جرم به یك نبولای سیاره ای یا سوپرنوا تبدیل می شوند) و سپس به كوتوله های سفید، ستارگان نوترونی یا سیاهچاله ها (باز هم به خاطر از دست دادن جرم) تبدیل می شوند. ستارگان كوچك تر (مثل خورشید ما) در نهایت به كوتوله سفید ضعیفی تبدیل می شوند(ستارگان داغ، سفید و تاریك) كه زیر سكانس یا ترتیب اصلی هستند. اینها ستارگان داغ منقبضی هستند كه سوخت هسته ایشان را از دست داده اند و در نهایت به كوتوله های سرد، تاریك و سیاه تبدیل خواهند شد. طبقه های طیفی در دیاگرام هرتزپرانگ-راسل نوع ستاره رنگ شباهت دمای سطح با واحد كلوین K متوسط جرم ( خورشید = یك متوسط شعاع (خورشید = یك) متوسط درخشندگی خورشید = یك مثال ها O آبی بیش از 25000 60 15 1400000 10 لاكرترا 10Lacertra B آبی 25000-11000 18 7 20000 اسپیسا ریگال Rigal Spica A آبی 11000- 7500 2/3 5/2 80 سیریوس وگا Sirius, Vega F آبی تا سفید 7500 - 6000 7/1 3/1 6 كنوپوس پروسیون Canopus, Procyon G سفید تا زرد 6000 - 5000 1/1 1/1 2/1 سان كاپلا Sun, Capella K نارنجی تا قرمز 5000 - 3500 8/0 9/0 4/0 آركتروس آلدباران Arcturus, Aldebaran M قرمز زیر 3500 3/0 4/0 04/0 خیلی صاف بتلگئوس آنتارس Betelgeuse, Antares زیر نوع یا زیر گروه (subtypes) در داخل هر نوع از ستاره سانان ستاره هایی هستند که بر اساس موقعیتشان در داخل مقیاس در زیرطبقه هایی (از صفر تا نه) جا می گیرند. طبقه های درخشان یرك: ( به وسیله ویلیام ویلسون و فیلیپ كینان ارایه شد). این طبقه بندی به عنوان سیستم طبقه بندی MK شناخته می شود. در این سیستم بزرگ ترین و روشن ترین طبقات, پایین ترین شماره های طبقه بندی را دارند. از آنجایی كه دما هم روی درخشش یك ستاره اثر می گذارد، ستارگان با طبقات درخشندگی مختلف می توانند همدیگر را بپوشانند. برای مثال "اسپیكا" یك ستاره طبقه V , درخشش خالص 2/3- دارد. اما "پولوكس" یك ستاره طبقه III که تاریك تر است، درخشش خالص 7/0 دارد. درخشش, روشنی كامل یك ستاره (یا كهكشان) است. درخشش ستاره مقدار كامل انرژی ای ست كه یك ستاره هر ثانیه تابش می كند (شامل همه طول موج های تابشی الکترومغناطیسی). در طبقه بندی یرك ستارگان مطابق با پهنای خطوط طیفیشان به صورت گروه هایی نام گذاری می شوند. این طبقه بندی بین گروه های ستارگان بر اساس دما، تفاوت های درخشش و اندازه هایشان (بسیار عظیم، عظیم الجثه، ستارگان سكانس اصلی و زیر كوتوله ها) تفاوت می گذارد. نوع ستاره Ia سوپر غول آساهای خیلی درخشان Ib سوپر غول آساهای كمتر درخشان II غول آساهای درخشان III غول آساها IV زیر غول آساها V ستارگان سكانس اصلی (ستارگان كوتوله) VI زیر كوتوله VII كوتوله سفید ستارگان سكانس اصلی - ستارگان جوان نام این ستارگان از یك بخش دیاگرام H-Rمی آید. ستارگان سكانس اصلی نوار مركزی ستارگان روی دیاگرام هرتزپرانگ- راسل هستند. بیشتر ستارگان (حدود 90 درصد) ستارگان در سكانس اصلی هستند. انرژی این ستارگان از همجوشی هسته ای تأمین می شود، یعنی آنها هیدروژن را به هلیوم تبدیل می كنند. در این دوره ستاره طولانی ترین بخش زندگیش را به عنوان یك تولید كننده انرژی از همجوشی هیدروژن آغاز می كند. هر ستاره ای- با هر جرمی- كه همه انرژیش را از همجوشی هیدروژن در هسته اش تأمین کند, ستاره ای در سكانس اصلی ست. مدت زمانی را كه ستاره در این دوره می گذراند به جرمش بستگی دارد. یك ستاره بزرگ تر زودتر هیدروژن هسته اش را به مصرف می رساند و بنابراین دوره كوتاه تری در سكانس اصلی باقی می ماند. یك ستاره با جرم متوسط مثل خورشید میلیاردها سال در دوره سکانس اصلی باقی می ماند. هرکدام از ستارگان سکانس اصلی كه داغ تر هستند، درخشان تر هم هستند. خورشید که ستاره سكانس اصلی ست یک نمونه است. ستارگان كوتوله ستارگان كوتوله, ستارگان نسبتاً كوچكی هستند. این ستارگان بیش از 20 برابر بزرگ تر از خورشید هستند و تا 20000 برابر نیز از آن روشن تر هستند. خورشید ما یك ستاره كوتوله است. كوتوله زرد كوتوله های زرد ستارگان كوچك سكانس اصلی هستند. خورشید كوتوله زرد است. كوتوله قرمز یك كوتوله قرمز سكانس اصلی، بسیار صاف، سرد و كوچك است و دمای سطحش زیر حدود 4000 كلوین است. كوتوله های قرمز معمولی ترین نوع ستاره ها هستند. "پروكسیما سنتوری" یك كوتوله قرمز است. ستارگان غول آسا و بسیار غول آسا - ستارگان بزرگ، قدیمی غول های قرمز موقعی كه در هسته یك ستاره با جرم متوسط همه هیدروژن به هلیوم همجوشی پیدا می كند، وضع ستاره به سرعت تغییر می كند. چون ستاره نمی تواند انرژی همجوشی بیشتری تولید كند، جاذبه فوراً ماده را خرد و له می كند. در نتیجه فشار به سرعت هسته و منطقه اطراف آن را گرم می كند. دما به قدری زیاد می شود كه همجوشی هسته ای در یك پوسته باریك در حول هسته شروع می شود. این همجوشی حتی انرژی بیشتری از همجوشی هیدروژن در هسته تولید می كند. انرژی اضافی بر خلاف جهت لایه های خارجی تر ستاره كشیده می شود و بنابراین ستاره به میزان بی رویه ای گسترش پیدا می كند. هنگامی كه ستاره گسترش پیدا می كند، لایه های خارجی سردتر می شوند. بنابراین ستاره قرمزتر می شود و به خاطر این كه منطقه سطح ستاره به میزان زیادی گسترش پیدا می كند، ستاره روشن تر هم می شود. ستاره حالا غول قرمز است. یك غول قرمز ستاره ای نسبتاً قدیمی ست كه قطرش حدود 100 برابر بزرگ تر از آنی ست كه از اول بوده و سردتر شده است (دمای سطحش زیر 6500 كلوین است). این ستاره ها به شكل متناوب رنگشان نارنجی می شود. بتلگئوس Betelgeuse یك غول قرمز است. جرم آن صد برابر جرم خورشید است و حدود 14000 برابر روشن تر از خورشید است و حدود 600 سال نوری از زمین فاصله دارد. غول های آبی یك غول آبی ستاره ای آبی، خیلی داغ و بسیار بزرگ است. این ستاره یك ستاره سكانس اصلی ست كه هلیوم می سوزاند. بسیار غول آساها یك بسیار غول آسا (supergiant) بزرگ ترین نوع ستاره شناخته شده است. بعضی از آنها تقریباً به بزرگی منظومه شمسی ما هستند. بتلگئوس و ریگال از بسیار غول آساها هستند. این ستارگان نادرند. موقعی كه بسیار غول آساها می میرند، سوپرنوا و سیاهچاله می شوند. ستارگان صاف و در نهایت مرده كوتوله سفید همجوشی در هسته كوتوله های سفید پایان یافته است. ستاره شناسان در گذشته بر اساس مطالعاتی که با تلسکوپ های ابتدایی انجام می دادند, پوسته های کوتوله های سفید را سحاب ها یا نبولاهای سیاره ای می نامیدند و امروزه هم ستاره شناسان همین نام را به آنها می دهند. نبولا اسم لاتین برای ابر است. بعد از اینكه ابر سیاره ای كم كم از دید محو شد، هسته باقیمانده به عنوان ستاره كوتوله سفید شناخته می شود. این نوع ستاره بیشتر از كربن و اكسیژن تشكیل شده. دمای داخلی آن حدود 100000 كلوین است. كوتوله سفید یك ستاره داغ، بسیار متراكم و كوچك است كه بیشتر از كربن تشكیل شده. این ستارگان, بقایای ستاره های غول آسای قرمز وقتی لایه های خارجی شان را از دست می دهند, هستند. کوتوله های سفید تقریباً به اندازه زمین هستند (اما به میزان وحشتناكی سنگین تر)! آنها در نهایت گرمایشان را از دست می دهند و به یك كوتوله سیاه تاریك سرد تبدیل می شوند. خورشید ما روزی به یك كوتوله سفید تبدیل می شود و سپس یك كوتوله سیاه می شود. كوتوله قهوه ای كوتوله قهوه ای ستاره ای ست كه جرمش به اندازه ای كوچك است كه همجوشی هسته ای نمی تواند در هسته اش رخ دهد (دما و فشار در هسته اش برای همجوشی ناكافی ست). یك كوتوله قهوه ای خیلی درخشان و تابناك نیست. معمولاً جرمی معادل 10 به توان 28 تا 84 ضربدر 10 به توان 28 دارد. كوتوله سیاه چون یك ستاره كوتوله سفید هیچ سوختی ندارد تا همجوشی در آن انجام شود، بعد از میلیاردها سال به آهستگی سردتر و سردتر می شود و در نهایت به كوتوله سیاه تبدیل می شود. کوتوله سیاه به قدری ضعیف است كه دیگر دیده نمی شود. یك كوتوله سیاه پایان چرخه زندگی ستاره ای با جرم متوسط است. سوپرنوا سوپر نوا یك ستاره در حال انفجار است كه قبل از این كه به تدریج از دید محو شود، می تواند میلیاردها بار روشن تر از خورشید شود. بالا ترین حد روشنی ستاره، انفجار آن است كه ممكن است یك كهكشان كامل را تحت الشعاع قرار دهد. انفجار, ابر بزرگی از گرد و غبار و گاز را به داخل فضا پرتاب می كند. جرم مواد پرتاب شده ممكن است ده برابر جرم خورشید باشد. ستاره شناسان دو نوع سوپر نو را تشخیص می دهند. نوع یك و نوع دو. ستاره نوترونی بعد از این كه انفجار سوپرنوای نوع دو رخ می دهد، هسته باقی می ماند. اگر هسته كمتر از حدود سه تای جرم خورشید جرم داشته باشد، به یك ستاره نوترونی تبدیل می شود. این شیء تقریباً به طور كامل از نوترون تشكیل شده. ستاره نوترونی یك ستاره فوق متراكم و خیلی كوچك است كه بیشتر از نوترون های كیپ هم قرار گرفته تشکیل شده و یك جو باریك از هیدروژن دارد. قطر آن حدود 10-5 مایل یا 16-5 كیلومتر است و تراكم نسبیش 10 به توان 15 گرم بر سانتی متر مكعب است. سیاهچاله اختر تپنده pulsar یك پولسار, ستاره ای نوترونی ست كه با سرعت می چرخد و در ضربان هایش انرژی خارج می كند. ستارگان دوگانه یا بیناری ستاره دوگانه ستاره های دوگانه دو ستاره هستند كه در آسمان نزدیك به هم ظاهر می شوند. بعضی دوگانه های (دو ستاره كه اطراف همدیگر می گردند) حقیقی هستند، دیگران فقط از زمین به نظر می رسد که با هم ظاهر می شوند چون هر دو در یک خط یا تیررس دید ما هستند. ستاره دوگانه یك سیستم متشکل از دو ستاره است كه اطراف یك مركز جرمی معمولی قرار دارند. حدود هفتاد درصد از همه ستارگان در یك گروه دست كم دو ستاره ای هستند. دوگانه كسوفی دوگانه كسوفی دو ستاره نزدیك به هم است در حالی كه به نظر می رسد ستاره ای واحد است كه فقط روشناییش تغییر می کند. تفاوت در روشنایی به خاطر این است که ستارگان به طور دوره ای همدیگر را می پوشانند و تاریك می كنند یا روشنایی هم را زیاد می كنند. ستاره دوگانه اشعه ایكس ستاره دوگانه اشعه ایكس نوع مخصوصی از ستاره دوگانه است. در این دوگانه یكی از ستارگان یك شیء در خود واژگون شده مثل كوتوله سفید، ستاره نوترونی یا سیاهچاله است. در این حالت از ستاره معمولی باریكه ای از ماده به داخل ستاره واژگون شده می زند و اشعه ایكس تولید می كند. ستاره های متفاوت- ستارگانی كه درخشش متفاوت دارند: ستارگان ناپایدار Cepheid ناپایدارهای سفید Cepheid ستارگانی هستند كه به طور مرتب اندازه و روشنایی شان تغییر می كند. هنگامی كه اندازه ستاره بزرگ می شود، روشنایی اش كاهش می یابد. سپس واژگونی رخ می دهد. ناپایدارهای سفید ممكن است به طور دایم درحال تغییر باشند. پس و پیش رفتن یا تغییر كردن دایم ممكن است یك فاز بی ثباتی ستاره باشد كه ستاره در حال عبور از آن است. پولاریس و دلتا سفی مثال هایی از ناپایدارهای سفید هستند. ستاره متفاوت میرا mira بعضی از ستارگان ناپایدار یا تغییر پذیر میرا رنج بزرگی درخشش دوره (روزها) كرینا آر R Carinae 5/10-9/3 7/308 سنتوری R 8/11-3/5 2/546 میرا (امیكرون ستی) 3/9-4/3 0/332 ستاره ناپایدار میرا یك ستاره تغییر پذیر است كه چرخه روشنایی و اندازه اش دوره طولانی تری ست و تعداد ماه های بیشتری دارد. ناپایدارهای میرا بعد از این به این نام نامگذاری شدند كه تفاوت هایشان در سال 1596 كشف شد. طبقه های درخشان یرك: ( به وسیله ویلیام ویلسون و فیلیپ كینان ارایه شد). [COLOR=#333333][FONT=Arial]این طبقه بندی به عنوان سیستم طبقه بندی [/FONT][/COLOR][COLOR=#333333][FONT=Arial]MK[/FONT][/COLOR][COLOR=#333333][FONT=Arial] شناخته می شود. در این سیستم بزرگ ترین و روشن ترین طبقات, پایین ترین شماره های طبقه بندی را دارند. از آنجایی كه دما هم روی درخشش یك ستاره اثر می گذارد، ستارگان با طبقات درخشندگی مختلف می توانند همدیگر را بپوشانند. برای مثال "اسپیكا" یك ستاره طبقه [/FONT][/COLOR][COLOR=#333333][FONT=Arial]V[/FONT][/COLOR][COLOR=#333333][FONT=Arial] , درخشش خالص 2/3- دارد. اما "پولوكس" یك ستاره طبقه [/FONT][/COLOR][COLOR=#333333][FONT=Arial]III[/FONT][/COLOR][COLOR=#333333][FONT=Arial] که تاریك تر است، درخشش خالص 7/0 دارد. [/FONT][/COLOR] [FONT=arial][B]درخشش, روشنی كامل یك ستاره (یا كهكشان) است. [/B][/FONT] [SIZE=3][COLOR=#000000][B]درخشش ستاره[/B][/COLOR][/SIZE][FONT=arial][B] مقدار كامل انرژی ای ست كه یك ستاره هر ثانیه تابش می كند (شامل همه طول موج های تابشی الکترومغناطیسی).[/B][/FONT] [FONT=arial][B]در طبقه بندی یرك ستارگان مطابق با پهنای خطوط طیفیشان به صورت گروه هایی نام گذاری می شوند. این طبقه بندی بین گروه های ستارگان بر اساس دما، تفاوت های درخشش و اندازه هایشان (بسیار عظیم، عظیم الجثه، ستارگان سكانس اصلی و زیر كوتوله ها) تفاوت می گذارد.[/B][/FONT] [TABLE="width: 321"] [TR] [TD="width: 50, bgcolor: transparent"] نوع[/TD] [TD="width: 349, bgcolor: transparent"] ستاره[/TD] [/TR] [TR] [TD="width: 50, bgcolor: transparent"] Ia[/TD] [TD="width: 349, bgcolor: transparent"] سوپر غول آساهای خیلی درخشان[/TD] [/TR] [TR] [TD="width: 50, bgcolor: transparent"] Ib[/TD] [TD="width: 349, bgcolor: transparent"] سوپر غول آساهای كمتر درخشان[/TD] [/TR] [TR] [TD="width: 50, bgcolor: transparent"] II[/TD] [TD="width: 349, bgcolor: transparent"] غول آساهای درخشان[/TD] [/TR] [TR] [TD="width: 50, bgcolor: transparent"] III[/TD] [TD="width: 349, bgcolor: transparent"] غول آساها[/TD] [/TR] [TR] [TD="width: 50, bgcolor: transparent"] IV[/TD] [TD="width: 349, bgcolor: transparent"] زیر غول آساها[/TD] [/TR] [TR] [TD="width: 50, bgcolor: transparent"] V[/TD] [TD="width: 349, bgcolor: transparent"] ستارگان سكانس اصلی (ستارگان كوتوله)[/TD] [/TR] [TR] [TD="width: 50, bgcolor: transparent"] VI[/TD] [TD="width: 349, bgcolor: transparent"] زیر كوتوله[/TD] [/TR] [TR] [TD="width: 50, bgcolor: transparent"] VII[/TD] [TD="width: 349, bgcolor: transparent"] كوتوله سفید[/TD] [/TR] [/TABLE] ستارگان سكانس اصلی - ستارگان جوان نام این ستارگان از یك بخش دیاگرام H-Rمی آید. ستارگان سكانس اصلی نوار مركزی ستارگان روی دیاگرام هرتزپرانگ- راسل هستند. بیشتر ستارگان (حدود 90 درصد) ستارگان در سكانس اصلی هستند. انرژی این ستارگان از همجوشی هسته ای تأمین می شود، یعنی آنها هیدروژن را به هلیوم تبدیل می كنند. در این دوره ستاره طولانی ترین بخش زندگیش را به عنوان یك تولید كننده انرژی از همجوشی هیدروژن آغاز می كند. هر ستاره ای- با هر جرمی- كه همه انرژیش را از همجوشی هیدروژن در هسته اش تأمین کند, ستاره ای در سكانس اصلی ست. مدت زمانی را كه ستاره در این دوره می گذراند به جرمش بستگی دارد. یك ستاره بزرگ تر زودتر هیدروژن هسته اش را به مصرف می رساند و بنابراین دوره كوتاه تری در سكانس اصلی باقی می ماند. یك ستاره با جرم متوسط مثل خورشید میلیاردها سال در دوره سکانس اصلی باقی می ماند. هرکدام از ستارگان سکانس اصلی كه داغ تر هستند، درخشان تر هم هستند. خورشید که ستاره سكانس اصلی ست یک نمونه است. ستارگان كوتوله ستارگان كوتوله, ستارگان نسبتاً كوچكی هستند. این ستارگان بیش از 20 برابر بزرگ تر از خورشید هستند و تا 20000 برابر نیز از آن روشن تر هستند. خورشید ما یك ستاره كوتوله است. كوتوله زرد كوتوله های زرد ستارگان كوچك سكانس اصلی هستند. خورشید كوتوله زرد است. كوتوله قرمز یك كوتوله قرمز سكانس اصلی، بسیار صاف، سرد و كوچك است و دمای سطحش زیر حدود 4000 كلوین است. كوتوله های قرمز معمولی ترین نوع ستاره ها هستند. "پروكسیما سنتوری" یك كوتوله قرمز است. ستارگان غول آسا و بسیار غول آسا - ستارگان بزرگ، قدیمی غول های قرمز موقعی كه در هسته یك ستاره با جرم متوسط همه هیدروژن به هلیوم همجوشی پیدا می كند، وضع ستاره به سرعت تغییر می كند. چون ستاره نمی تواند انرژی همجوشی بیشتری تولید كند، جاذبه فوراً ماده را خرد و له می كند. در نتیجه فشار به سرعت هسته و منطقه اطراف آن را گرم می كند. دما به قدری زیاد می شود كه همجوشی هسته ای در یك پوسته باریك در حول هسته شروع می شود. این همجوشی حتی انرژی بیشتری از همجوشی هیدروژن در هسته تولید می كند. انرژی اضافی بر خلاف جهت لایه های خارجی تر ستاره كشیده می شود و بنابراین ستاره به میزان بی رویه ای گسترش پیدا می كند. هنگامی كه ستاره گسترش پیدا می كند، لایه های خارجی سردتر می شوند. بنابراین ستاره قرمزتر می شود و به خاطر این كه منطقه سطح ستاره به میزان زیادی گسترش پیدا می كند، ستاره روشن تر هم می شود. ستاره حالا غول قرمز است. یك غول قرمز ستاره ای نسبتاً قدیمی ست كه قطرش حدود 100 برابر بزرگ تر از آنی ست كه از اول بوده و سردتر شده است (دمای سطحش زیر 6500 كلوین است). این ستاره ها به شكل متناوب رنگشان نارنجی می شود. بتلگئوس Betelgeuse یك غول قرمز است. جرم آن صد برابر جرم خورشید است و حدود 14000 برابر روشن تر از خورشید است و حدود 600 سال نوری از زمین فاصله دارد. غول های آبی یك غول آبی ستاره ای آبی، خیلی داغ و بسیار بزرگ است. این ستاره یك ستاره سكانس اصلی ست كه هلیوم می سوزاند. بسیار غول آساها یك بسیار غول آسا (supergiant) بزرگ ترین نوع ستاره شناخته شده است. بعضی از آنها تقریباً به بزرگی منظومه شمسی ما هستند. بتلگئوس و ریگال از بسیار غول آساها هستند. این ستارگان نادرند. موقعی كه بسیار غول آساها می میرند، سوپرنوا و سیاهچاله می شوند. ستارگان صاف و در نهایت مرده كوتوله سفید همجوشی در هسته كوتوله های سفید پایان یافته است. ستاره شناسان در گذشته بر اساس مطالعاتی که با تلسکوپ های ابتدایی انجام می دادند, پوسته های کوتوله های سفید را سحاب ها یا نبولاهای سیاره ای می نامیدند و امروزه هم ستاره شناسان همین نام را به آنها می دهند. نبولا اسم لاتین برای ابر است. بعد از اینكه ابر سیاره ای كم كم از دید محو شد، هسته باقیمانده به عنوان ستاره كوتوله سفید شناخته می شود. این نوع ستاره بیشتر از كربن و اكسیژن تشكیل شده. دمای داخلی آن حدود 100000 كلوین است. كوتوله سفید یك ستاره داغ، بسیار متراكم و كوچك است كه بیشتر از كربن تشكیل شده. این ستارگان, بقایای ستاره های غول آسای قرمز وقتی لایه های خارجی شان را از دست می دهند, هستند. کوتوله های سفید تقریباً به اندازه زمین هستند (اما به میزان وحشتناكی سنگین تر)! آنها در نهایت گرمایشان را از دست می دهند و به یك كوتوله سیاه تاریك سرد تبدیل می شوند. خورشید ما روزی به یك كوتوله سفید تبدیل می شود و سپس یك كوتوله سیاه می شود. كوتوله قهوه ای كوتوله قهوه ای ستاره ای ست كه جرمش به اندازه ای كوچك است كه همجوشی هسته ای نمی تواند در هسته اش رخ دهد (دما و فشار در هسته اش برای همجوشی ناكافی ست). یك كوتوله قهوه ای خیلی درخشان و تابناك نیست. معمولاً جرمی معادل 10 به توان 28 تا 84 ضربدر 10 به توان 28 دارد. كوتوله سیاه چون یك ستاره كوتوله سفید هیچ سوختی ندارد تا همجوشی در آن انجام شود، بعد از میلیاردها سال به آهستگی سردتر و سردتر می شود و در نهایت به كوتوله سیاه تبدیل می شود. کوتوله سیاه به قدری ضعیف است كه دیگر دیده نمی شود. یك كوتوله سیاه پایان چرخه زندگی ستاره ای با جرم متوسط است. سوپرنوا سوپر نوا یك ستاره در حال انفجار است كه قبل از این كه به تدریج از دید محو شود، می تواند میلیاردها بار روشن تر از خورشید شود. بالا ترین حد روشنی ستاره، انفجار آن است كه ممكن است یك كهكشان كامل را تحت الشعاع قرار دهد. انفجار, ابر بزرگی از گرد و غبار و گاز را به داخل فضا پرتاب می كند. جرم مواد پرتاب شده ممكن است ده برابر جرم خورشید باشد. ستاره شناسان دو نوع سوپر نو را تشخیص می دهند. نوع یك و نوع دو. ستاره نوترونی بعد از این كه انفجار سوپرنوای نوع دو رخ می دهد، هسته باقی می ماند. اگر هسته كمتر از حدود سه تای جرم خورشید جرم داشته باشد، به یك ستاره نوترونی تبدیل می شود. این شیء تقریباً به طور كامل از نوترون تشكیل شده. ستاره نوترونی یك ستاره فوق متراكم و خیلی كوچك است كه بیشتر از نوترون های كیپ هم قرار گرفته تشکیل شده و یك جو باریك از هیدروژن دارد. قطر آن حدود 10-5 مایل یا 16-5 كیلومتر است و تراكم نسبیش 10 به توان 15 گرم بر سانتی متر مكعب است. سیاهچاله اختر تپنده pulsar یك پولسار, ستاره ای نوترونی ست كه با سرعت می چرخد و در ضربان هایش انرژی خارج می كند. ستارگان دوگانه یا بیناری ستاره دوگانه ستاره های دوگانه دو ستاره هستند كه در آسمان نزدیك به هم ظاهر می شوند. بعضی دوگانه های (دو ستاره كه اطراف همدیگر می گردند) حقیقیهستند، دیگران فقط از زمین به نظر می رسد که با هم ظاهر می شوند چون هر دو در یک خط یا تیررس دید ما هستند. ستاره دوگانه یك سیستم متشکل از دو ستاره است كه اطراف یك مركز جرمی معمولی قرار دارند. حدود هفتاد درصد از همه ستارگان در یك گروه دست كم دو ستاره ای هستند. دوگانه كسوفی دوگانه كسوفی دو ستاره نزدیك به هم است در حالی كه به نظر می رسد ستاره ای واحد است كه فقط روشناییش تغییر می کند. تفاوت در روشنایی به خاطر این است که ستارگان به طور دوره ای همدیگر را می پوشانند و تاریك می كنند یا روشنایی هم را زیاد می كنند. ستاره دوگانه اشعه ایكس ستاره دوگانه اشعه ایكس نوع مخصوصی از ستاره دوگانه است. در این دوگانه یكی از ستارگان یك شیء در خود واژگون شده مثل كوتوله سفید، ستاره نوترونی یا سیاهچاله است. در این حالت از ستاره معمولی باریكه ای از ماده به داخل ستاره واژگون شده می زند و اشعه ایكس تولید می كند. ستاره های متفاوت- ستارگانی كه درخشش متفاوت دارند: ستارگان ناپایدار Cepheid ناپایدارهای سفید Cepheid ستارگانی هستند كه به طور مرتب اندازه و روشنایی شان تغییر می كند. هنگامی كه اندازه ستاره بزرگ می شود، روشنایی اش كاهش می یابد. سپس واژگونی رخ می دهد. ناپایدارهای سفید ممكن است به طور دایم درحال تغییر باشند. پس و پیش رفتن یا تغییر كردن دایم ممكن است یك فاز بی ثباتی ستاره باشد كه ستاره در حال عبور از آن است. پولاریس و دلتا سفی مثال هایی از ناپایدارهای سفید هستند. ستاره متفاوت میرا mira [TABLE="class: MsoNormalTable"] [TR] [TD] بعضی از ستارگان ناپایدار یا تغییر پذیر میرا[/TD] [TD="width: 189, bgcolor: transparent"] رنج بزرگی درخشش[/TD] [TD="width: 189, bgcolor: transparent"] دوره (روزها)[/TD] [/TR] [TR] [TD="width: 189, bgcolor: transparent"] كرینا آر R Carinae[/TD] [TD="width: 189, bgcolor: transparent"] 5/10-9/3[/TD] [TD="width: 189, bgcolor: transparent"] 7/308[/TD] [/TR] [TR] [TD="width: 189, bgcolor: transparent"] سنتوری R[/TD] [TD="width: 189, bgcolor: transparent"] 8/11-3/5[/TD] [TD="width: 189, bgcolor: transparent"] 2/546[/TD] [/TR] [TR] [TD="width: 189, bgcolor: transparent"] میرا (امیكرون ستی)[/TD] [TD="width: 189, bgcolor: transparent"] 3/9-4/3[/TD] [TD="width: 189, bgcolor: transparent"] 0/332[/TD] [/TR] [/TABLE] ستاره ناپایدار میرا یك ستاره تغییر پذیر است كه چرخه روشنایی و اندازه اش دوره طولانی تری ست و تعداد ماه های بیشتری دارد. ناپایدارهای میرا بعد از این به این نام نامگذاری شدند كه تفاوت هایشان در سال 1596 كشف شد.
