Lähdekoodi sivulle Tähti

{{Tämä artikkeli|kertoo [[taivaankappale]]esta. Katso muita merkityksiä [[Tähti (täsmennyssivu)|täsmennyssivulta.]]}}
[[Tiedosto:Morgan-Keenan spectral classification.svg|thumb|400px|Kokovertailu eri tähtiluokista, Aurinko on G-luokan tähti.]]
{{Tähdet}}
'''Tähti''' on omavaloinen, yleensä pallomainen ja kaasumainen taivaankappale.<ref>{{Verkkoviite | Osoite = https://www.ursa.fi/extra/kosmos/t/tahti.html | Nimeke = Tähti | Tekijä = | Ajankohta = | Julkaisija = Ursa | Julkaisu = Kosmos | Viitattu = 10.9.2020 }}</ref> Se on oman [[painovoima]]nsa koossa pitämä ja kasaan puristama [[plasma]]pallo, jonka jossakin kehitysvaiheessa tapahtuu [[ydinfuusio]]ta. [[Maa]]ta lähin tähti on [[Aurinko]]. Yötaivaalla on nähtävissä myös useita muita tähtiä, mutta yhdenkään niistä [[näennäinen kirkkaus|kirkkaus]] ei vedä vertoja Auringolle johtuen niiden erittäin suurista etäisyyksistä Maahan. Perinteisesti tähtiä on ryhmitelty erilaisiin [[tähdistö]]ihin ja [[tähtikuvio]]ihin.

Tähdet syntyvät pääasiassa [[vety|vedystä]] koostuvien [[kaasusumu]]jen romahtaessa kasaan painovoiman vaikutuksesta. Kun tähden ydin on muodostunut, se alkaa hiljalleen muuttaa vetyä [[helium]]iksi 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 [[punainen jättiläinen|punaisiksi jättiläisiksi]]. Lopulta massiivisimmat punaiset jättiläiset räjähtävät [[supernova]]na levittäen avaruuteen erilaisia [[alkuaine]]ita. Räjähdyksen jäänteeksi voi jäädä esimerkiksi [[neutronitähti]] tai [[musta aukko]] riippuen räjähtäneen tähden massasta.

Havainnoimalla tähden liikettä, [[luminositeetti]]a ja [[spektri]]ä on mahdollista selvittää sen muita ominaisuuksia, kuten [[massa]], [[tähden ikä|ikä]] ja [[metallipitoisuus]]. On olemassa useita erilaisia tähtityyppejä. Yleisin työkalu niiden luokittelemiseksi on [[Hertzsprungin–Russellin kaavio]].

Gravitationaalisesti sitoutuneet [[kaksoistähti|kahden]] tai useamman tähden [[tähtijärjestelmä]]t ovat varsin yleisiä. Suuressa mittakaavassa tähdet ovat merkittävä osa [[galaksi]]en rakennetta yhdessä tähtienvälisen kaasun ja [[pimeä aine|pimeän aineen]] kanssa.

== Luokittelu ==
{| class="wikitable" style="float: right; text-align: center; margin-left: 1em;"
|+ Tähtien spektriluokitus<ref name=Cali>{{Verkkoviite | osoite = http://casswww.ucsd.edu/archive/public/tutorial/Stars.html | nimike = Stellar Spectra | julkaisija = Kalifornian yliopisto | ajankohta = 19.4.1999 | viitattu = 16.1.2016 | kieli = {{en}} }}</ref>
! Tyyppi
! Lämpötila
! Esimerkkitähti
|- style="background:#9bb0ff;"
| [[O-tyypin pääsarjan tähti|O]]
| 33&nbsp;000+&nbsp;K
| [[Zeta Ophiuchi]]
|- style="background:#abbfff;"
| [[B-tyypin pääsarjan tähti|B]]
| 10&nbsp;500–30&nbsp;000&nbsp;K
| [[Rigel]]
|- style="background:#d3ddff;"
| [[A-tyypin pääsarjan tähti|A]]
| 7&nbsp;500–10&nbsp;000&nbsp;K
| [[Altair]]
|- style="background:#f8f7ff;"
| [[F-tyypin pääsarjan tähti|F]]
| 6&nbsp;000–7&nbsp;200&nbsp;K
| [[Procyon|Procyon&nbsp;A]]
|- style="background:#fff4ea;"
| [[G-tyypin pääsarjan tähti|G]]
| 5&nbsp;500–6&nbsp;000&nbsp;K
| [[Aurinko]]
|- style="background:#ffd2a1;"
| [[K-tyypin pääsarjan tähti|K]]
| 4&nbsp;000–5&nbsp;250&nbsp;K
| [[Epsilon Indi]]
|- style="background:#ffcc6f;"
| [[M-tyypin pääsarjan tähti|M]]
| 2&nbsp;600–3&nbsp;850&nbsp;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 tähti|Wolfin–Rayetin tähdet]]). Lisäksi jokainen luokka jaetaan kymmeneen alaluokkaan, joita merkitään numeroilla 0–9 viilenevässä järjestyksessä.<ref name=Cali/><ref name=Ursa/><ref group="Huom">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.</ref>

Lisäksi tähtiä voidaan luokitella luminositeettiluokituksella. Tämä luokittelutapa puolestaan perustuu tähtien säteisiin. Luokituksessa käytetään roomalaisia numeroita I–V, jossa luokka I kuvaa kaikista suurimpia [[ylijättiläinen|ylijättiläistähtiä]] ja luokka V pääsarjan [[kääpiötähti]]ä. Luokka I voidaan myös jakaa omiin alaluokkiinsa Ia (kirkkaammille) ja Ib (himmeämmille ylijättiläisille). Lisäksi joskus käytössä on luokka VI, johon kuuluvat [[alikääpiö|alikääpiöt]]. Käyttämällä kumpaakin edellä mainittua luokittelutapaa esimerkiksi Auringon luokaksi tulee G2 V.<ref name=Ursa/><ref>{{Verkkoviite | osoite = http://www.skyandtelescope.com/astronomy-equipment/the-spectral-types-of-stars/ | nimike = The Spectral Types of Stars | tekijä = MacRobert, Alan | ajankohta = 1.8.2006 | viitattu = 16.1.2016 | kieli = {{en}} }}</ref><ref group="Huom">Joskus käytössä on myös luokka 0 hyperjättiläisille ja luokka VII valkoisille kääpiöille.</ref>

Edelliset kaksi luokittelutapaa voidaan yhdistää visuaalisesti [[Hertzsprungin–Russellin kaavio]]on 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]].<ref name=Karttunen204>Karttunen 2005, s. 204</ref>

== Tähtien kehitys ==
{{Pääartikkeli|[[Tähtien kehitys]]}}

=== Synty ===
{{Pääartikkeli|[[Tähtien synty]]}}
[[Tiedosto:Sun Life-fi.png|thumb|500px|Kaavio Auringon kaltaisen, tyypillisen keskimassaisen tähden kehitysvaiheista.]]
[[Tähtienvälinen aine|Tähtienvälinen avaruus]] on harvaa, ja koostuu pääasiassa [[vety|vedystä]]. Se sisältää myös [[helium]]ia ja pienen määrän raskaampia alkuaineita, joita varhaisemmat tähtisukupolvet ovat tuhoutuessaan levittäneet tähtienväliseen avaruuteen. Tähdet syntyvät tähtienvälistä avaruutta tiheämmissä kaasu- ja pölypilvissä, jotka [[Linnunrata|Linnunradassa]] ja muissa samankaltaisissa galakseissa ovat keskittyneet galaksin tasoon ja sen spiraalihaaroihin.<ref name=Karttunen206>Karttunen 2005, s. 206</ref>

Tähden kehityksen ensimmäinen vaihe on kaasupilvessä olevan tiivistymän luhistuminen oman painovoimansa vaikutuksesta. Prosessin voi laukaista esimerkiksi ohikulkevan tähden painovoiman aiheuttama häirintä. Joskus myös läheisen [[supernova]]räjähdyksen 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]].<ref name=Karttunen206/><ref name=Nicholson29>Nicholson & Moore 1992, s. 29</ref>

Prototähtiä ympäröi noin aurinkokuntamme kokoinen kaasu- ja pölykiekko, joka toimii ympäristönä mahdollisten tähteä kiertävien [[planeetta|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.<ref name=Adams69>Adams & Laughlin 2002, s. 69–70</ref>

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 [[kelvin]]in lämpötilan, prototähden ytimen vety alkaa [[fuusioreaktio|fuusioitumaan]] heliumiksi.<ref name=Karttunen206/><ref name=Nicholson29/><ref name=Adams69/>

=== Pääsarja ===
{{Pääartikkeli|[[Pääsarja]]}}
[[Tiedosto:H-R diagrammi -edited-3 fin.png|thumb|300px|Hertzsprungin–Russellin kaavio. Suuri osa tähdistä asettuu vinolle viivalle, jota kutsutaan pääsarjaksi. Tällaisten tähtien sisäinen rakenne on sopiva ylläpitämään vedyn fuusiota heliumiksi.<ref name=Karttunen204/><ref name=Adams74/>]]
Ydinreaktioiden alettua tähden kutistuminen lakkaa, sillä sen sisäinen säteilynpaine alkaa vastustaa painovoiman aiheuttamaa kokoonpuristumista. Tällöin tähti on tasapainotilassa, ja se on siirtynyt HR-kaavion [[pääsarja]]an, missä suurin osa tähdistä viettää pääosan elämästään. Pääsarjavaiheen saavuttamiseksi tähden massan tulee olla vähintään 0,08 [[Auringon massa]]a. Muuten tähden ydin ei kykene saavuttamaan vetyfuusion alkamisen vaatimaa lämpötilaa, ja siitä kehittyy [[ruskea kääpiö]], hiljalleen jäähtyvä ”epäonnistunut tähti”.<ref name=Nicholson29/> 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.<ref name=Adams74>Adams & Laughlin 2002, s. 74–77</ref><ref name=Karttunen207/> Ne saattavat myös luhistua mustiksi aukoiksi jo syntyvaiheessaan.<ref name=Adams74/>

Pääsarjavaiheessa olevan tähden energianlähde on ytimessä tapahtuva vedyn [[fuusioreaktio|fuusioiminen]] heliumiksi. Reaktiossa syntynyt energia ilmenee näkyvänä valona ja muuna säteilynä, ja sen tapahtuessa tähti menettää hiljalleen pieniä määriä massastaan Einsteinin kuuluisan yhtälön <math>E=mc^2</math> mukaisesti. Auringon kaltaisissa ja pienemmissä tähdissä hallitseva fuusioreaktion tyyppi on [[pp-ketju|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.<ref name=Karttunen201/>

Auringon massainen tähti voi pysyä pääsarjavaiheessa noin 10 miljardia vuotta ennen kuin sen vetypolttoaine alkaa loppua.<ref name=Nicholson31>Nicholson & Moore 1992, s. 31−32</ref> 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.<ref name=Nicholson29/><ref name=Karttunen207>Karttunen 2005, s. 207–208</ref><ref name=Nicholson31/> Punaiset kääpiöt voivat elää biljoonia vuosia ennen niiden vetypolttoaineen loppumista. Tämä on huomattavasti kauemmin kuin maailmankaikkeuden nykyinen ikä, 13,8 miljardia vuotta.<ref>{{Verkkoviite | osoite = http://www.space.com/23772-red-dwarf-stars.html | nimike = Red Dwarfs: The Most Common and Longest-Lived Stars | tekijä = Redd, Nora Taylor | ajankohta = 27.11.2013 | julkaisija = Space.com | viitattu = 18.4.2016 | kieli = {{en}} }}</ref>

=== 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 [[musta kääpiö|mustaksi kääpiöksi]].<ref name=Karttunen207/>

==== 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.<ref name=Karttunen207/> 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.<ref name=Nicholson29/><ref name=Adams80>Adams & Laughlin, s. 80</ref> Samalla kuitenkin tähden pinta- ja keskikerrokset viilenevät ja laajenevat. Tähti muuttuu [[punainen jättiläinen|punaiseksi jättiläiseksi]].<ref name=Adams80/>

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.<ref name=Adams80/>

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 raja]]a (1,4 [[Auringon massa|M<sub>☉</sub>]]). Rajaa vähämassaisempien tähtien elämän loppuvaiheessa säteilynpaine puhaltaa niiden uloimmat osat ulkoavaruuteen [[planetaarinen sumu|planetaariseksi sumuksi]]. Tähden sisäosat luhistuvat lähinnä hiilestä ja hapesta koostuvaksi [[valkoinen kääpiö|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.<ref name=Nicholson31/><ref name=Karttunen209>Karttunen 2005, s. 209</ref>

==== Massiivisimmat tähdet ====
[[Tiedosto:Evolved star fusion shells.svg|250px|thumb|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.<ref name=Karttunen207/><ref name=Karttunen201/><ref name=Nicholson31/>

Massiivisen tähden tiivistyminen pysähtyy jälleen hetkeksi ytimen kuumentuessa pisteeseen, jossa hiiliytimet pystyvät fuusioitumaan [[magnesium]]ytimiksi. Magnesiumydin voi hajota usealla tavalla tuottaen monia reaktiotuotteita, kuten [[neon]]ia, [[happi|happea]] ja [[kalsium]]ia. Nämä reaktiotuotteet ovat tärkeitä myöhemmille ydinreaktioille. Hiilen loputtua ytimestä tähden on jälleen tiivistyttävä ja kuumennuttava. Ytimessä happi ja neon fuusioituu edelleen [[Pii (alkuaine)|piiksi]], [[rikki|rikiksi]] ja yhä raskaammiksi alkuaineiksi. Loppuvaiheissaan massiiviset tähdet koostuvatkin useista sisäkkäisistä eri alkuaineiden kuorista, joissa tapahtuu erilaisia reaktioita.<ref name=Adams87>Adams & Laughlin 2002, s. 87</ref>

Tähden energiantuotanto perustuu siihen, että ydinten fuusioituminen raskaimmiksi ytimiksi vapauttaa energiaa vastustamaan painovoiman aiheuttamaa kokoonpuristumista. Vapautuvan energian määrä laskee kohti raskaampia alkuaineita, minkä takia heliumin loputtua tapahtuvat myöhemmät ydinreaktiovaiheet kestävät suhteellisen vähän aikaa. Ydinreaktioiden sarja päättyy, kun merkittävä osa tähden ytimestä koostuu [[rauta|raudasta]], sillä raudan fuusioituminen raskaammiksi alkuaineiksi, kuten [[hopea]]ksi ja [[kulta|kullaksi]], ei enää vapauta energiaa, vaan vaatii sitä. Rautaytimen tiheys on noin 10<sup>10</sup> g/cm<sup>3</sup> ja lämpötila yli miljardi astetta. Uusien ydinreaktioiden puutteessa ydin alkaa luhistua kasaan oman painovoimansa vaikutuksesta.<ref name=Adams88>Adams & Laughlin 2002, s. 88–89</ref>

Luhistuvan ytimen tiheydeksi saattaa kasvaa sekunnissa lähes 10<sup>14</sup> g/cm<sup>3</sup>. Kohonnut lämpötila tuhoaa rautaytimet alkutekijöihinsä protoneiksi ja neutroneiksi. Myös vapaat elektronit ja protonit yhdistyvät tuottaen neutroneja ja neutriinoja. Luhistuvan neutroniytimen saavuttaessa maksimitiheytensä se usein ponnahtaa takaisin aiheuttaen suunnattoman shokkiaallon. Tähti päättää kehityksensä räjähtämällä valtavana [[supernova]]na, jossa tähden uloimmat osat sinkoutuvat avaruuteen. Räjähdys levittää tähden aiemmin tuottamia alkuaineita avaruuteen, ja itse räjähdyksessä syntyy myös rautaa raskaampia alkuaineita, kuten hopeaa, kultaa ja [[uraani]]a. Tähden massasta riippuen se saattaa tuhoutua räjähdyksessä kokonaan tai luhistua, kunnes jäänteeksi jää äärimmäisen tiheä [[neutronitähti]], tähden neutroneista koostuva ydin. Äärimmäisen massiivisten tähtien luhistumisprosessi supernovan aikana ei välttämättä pääty ollenkaan painovoiman yliotteen takia, ja ne romahtavat [[musta aukko|mustiksi aukoiksi]], kappaleiksi, joista edes valo ei pysty pakenemaan.<ref name=Nicholson31/><ref name=Karttunen209/><ref name=Adams88/>

== Etäisyydet, määrä ja jakauma ==
[[Tiedosto:Sagittarius Star Cloud.jpg|thumb|250px|[[Hubble-avaruusteleskooppi|Hubble-avaruusteleskoopin]] kuvaa [[Jousimies|Jousimiehen]] tähdistön suunnalta, läheltä [[Linnunradan keskus]]ta.]]
Paljain silmin yötaivaalta on havaittavissa noin 2500 tähteä edellyttäen, että tarkkailijan [[näkö]]kyky on virheetön ja [[valosaaste|havainto-olosuhteet]] ovat erinomaiset. Kaikki paljain silmin nähtävissä olevat tähdet kuuluvat kotigalaksiimme [[Linnunrata]]an, ja useimmat niistä näkyvät pistemäisinä tehokkaimmillakin [[tähtikaukoputki|kaukoputkilla]].<ref name=whatvisible>{{Verkkoviite | osoite = http://www.space.com/scienceastronomy/visible_from_earth_031229.html | nimeke = Our Tiny Universe: What's Really Visible at Night | viitattu = 26.8.2007 | julkaisija = Space.com | kieli = {{en}} }}</ref>

Yalen yliopiston tutkijoiden vuonna 2010 julkaisemien havaintojen perusteella [[havaittava maailmankaikkeus|havaittavassa maailmankaikkeudessa]] arvioitiin olevan noin 300&nbsp;000 triljoonaa (3 × 10<sup>23</sup>) tähteä. Tarkan arvion tekemiseksi olisi kuitenkin tunnettava muuttujia, joista emme vielä ole varmoja, esimerkiksi maailmankaikkeuden galaksien määrä.<ref>{{Verkkoviite | osoite = http://www.tekniikkatalous.fi/tiede/avaruus/2010-12-02/Uusi-havainto-kolminkertaisti-arviot-universumin-t%C3%A4htim%C3%A4%C3%A4r%C3%A4st%C3%A4-Luku-nyt-300-000-000-000-000-000-000-000-3298552.html | nimike = Uusi havainto kolminkertaisti arviot universumin tähtimäärästä | julkaisu = Tekniikka & Talous | tekijä = Hyypiä, Tuomas | ajankohta = 2.12.2010 | viitattu = 16.1.2016 }}</ref><ref>{{Verkkoviite | osoite = http://www.eurekalert.org/pub_releases/2010-12/yu-dtn112910.php | nimike = Discovery triples number of stars in universe | julkaisu = EurekAlert! | julkaisija = Yalen yliopisto | ajankohta = 1.12.2010 | viitattu = 16.1.2016 | kieli = {{en}} }}</ref>

Aurinkoa [[Luettelo lähimmistä tähdistä|lähin]] vieras tähti on nimeltään [[Proxima Centauri]], ja se sijaitsee noin 4,24 [[valovuosi|valovuoden]] päässä.<ref name=Darling>{{Verkkoviite | osoite = http://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/ProximaCen.html | nimeke = Proxima Centauri (Gliese 551) | julkaisu = Internet Encyclopedia of Science | tekijä = Darling, David | viitattu = 18.4.2016 | kieli = {{en}} }}</ref>

Lähitähtien etäisyyksiä voidaan määrittää [[parallaksi]]menetelmällä. Menetelmässä tähden sijainti määritetään mahdollisimman tarkasti puolen vuoden välein (eli Maan ollessa vastakkaisilla puolilla Aurinkoa). Näiden kahden havaintopisteen väli on noin 300 miljoonaa kilometriä, mikä on riittävän pitkä välimatka tähden sijainnin muutoksen määrittämiseen. Suurin muutos tähden sijainnissa on sen ''vuotuinen parallaksi'', ja tähden etäisyys voidaan laskea tavallisilla [[trigonometria|trigonometrisillä]] kaavoilla suorakulmaisesta kolmiosta, jossa vuotuinen parallaksi on kulman suuruus. Parallaksi mitataan taustatähtiä, jotka ovat niin kaukana, että niiden oma parallaksi on merkityksetön, vastaan. Menetelmä ei kuitenkaan toimi luotettavasti kauempana kuin 100–200 [[parsek|pc]] (330–650 [[valovuosi|vv]]) päässä oleviin tähtiin, ja niiden etäisyyden mittaamiseen on käytettävä epäsuoria menetelmiä, joista suuri osa hyödyntää lähitähdistä saatuja parallaksiarvoja.<ref>Nicholson & Moore 1992, s. 21</ref>

=== Kaksoistähdet ja tähtijoukot ===
Yksittäisten tähtien lisäksi on olemassa kahdesta tai useammasta tähdestä koostuvia [[tähtijärjestelmä|tähtijärjestelmiä]]. Yksinkertaisin tällainen järjestelmä on [[kaksoistähti]], jossa kaksi tähteä kiertää toisiaan yhteisen massakeskipisteen ympäri. Kolmoistähdet ja suuremmat tähtikokonaisuudet esiintyvät yleensä jonkinlaisena hierarkiana kaksoistähtien pareja. Kaikista suurimpia gravitaationaalisesti toisiinsa sitoutuneiden tähtien ryhmiä kutsutaan [[tähtijoukko|tähtijoukoiksi]].

Noin 80&nbsp;% massiivisista O- ja B-luokan tähdistä arvioidaan olevan osana gravitaationaalisesti sitoutunutta kahden tai useamman tähden järjestelmää. Punaisista kääpiöistä kuitenkin vain 25&nbsp;% arvioidaan olevan vastaavasti sitoutuneita. Koska punaiset kääpiöt ovat yleisimpiä tähtiä, on todennäköistä, että suurin osa [[Linnunrata|Linnunradan]] tähdistä esiintyy yksittäisinä.<ref>{{Verkkoviite | osoite = https://www.cfa.harvard.edu/news/2006-11 | nimike = Most Milky Way Stars Are Single | julkaisija = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | ajankohta = 29.1.2006 | viitattu = 16.1.2016 | kieli = {{en}} }}</ref>

== Energian tuotanto ==
[[Tiedosto:Fusion in the Sun.svg|thumb|200px|left|Protoni-protoniketju]]
[[Tiedosto:CNO Cycle.svg|thumb|200px|left|Hiili-typpi-happi-sykli]]
Tähtien sisällä oleva aine on korkeasta paineesta johtuen erittäin kuumaa, ja sen atomit liikkuvat erittäin suurella nopeudella ja törmäilevät jatkuvasti. Olomuodoltaan aine on [[plasma]]a, jossa jatkuva säteilypommitus ja atomien törmäykset ovat [[ionisaatio|ionisoineet]] sähköisesti neutraalit atomit erillisiksi negatiivisesti varautuneiksi [[elektroni|elektroneiksi]] ja positiivisesti varautuneiksi atomiytimiksi.<ref name=Karttunen200>Karttunen 2005, s. 200</ref>

Tähtien energianlähde on [[fuusioreaktio]], jossa kevyemmät [[atomiydin|atomiytimet]] yhtyvät raskaammiksi ytimiksi. Matalassa lämpötilassa tätä ei tapahdu johtuen positiivisesti varautuneiden ydinten sähköisestä poistovoimasta. Tähtien ydinten kuumuudessa suurella nopeudella tapahtuvissa törmäyksissä tämä on kuitenkin mahdollista [[kvanttimekaniikka|kvanttimekaanisen]] [[tunneli-ilmiö|tunneloitumisen]] avulla. Tapahtumassa ydin tunneloituu toisen ytimen ”sähköisen suojamuurin” läpi, vaikkei sen energia siihen riittäisikään. Tällöin tapahtuman hallitsevaksi vuorovaikutukseksi tulee [[vahva ydinvoima]], joka vetää ytimiä toisiinsa huomattavasti sähköistä poistovoimaa voimakkaammin.<ref name=Karttunen200/>

Auringon kaltaisissa tähdissä energian tuotanto perustuu [[pp-ketju|protoni-protoni-ketju]] -nimiseen fuusioreaktioiden sarjaan. Sarjassa neljä vetyatomin ydintä eli protonia fuusioituu kuvan mukaisesti kaksi [[neutroni]]a ja kaksi protonia sisältäväksi [[helium]]atomin ytimeksi. Reaktiossa vapautuu [[energia]]a, sillä syntyneen heliumytimen massa on hieman pienempi kuin neljän protonin massa: ”kadonnut” massa on muuttunut energiaksi [[Albert Einstein|Einsteinin]] kuuluisan yhtälön E=mc<sup>2</sup> mukaisesti. Osassa törmäyksistä vapautuu energiaa [[säteily]]nä, osassa syntyy [[neutriino]]ita ja osassa taas [[positroni|positroneja]] sähkövarauksen säilyttämiseksi. Positronit kuitenkin muuttuvat välittömästi säteilyksi, sillä ne [[annihilaatio|annihiloituvat]] kohdatessaan vapaan [[elektroni]]n.<ref name=Karttunen201>Karttunen 2005, s. 201</ref>

Jos tähden massa on Aurinkoa vähintään puolitoista kertaa suurempi, sen sisäosat saavuttavat noin 20 miljoonan asteen lämpötilan. Tällöin merkittäväksi energiantuotantomuodoksi nousee hiili-typpi-happi-sykli eli lyhyemmin [[hiilisykli]]. Kuten protoni-protoni-ketjussakin, myös tässä reaktiosarjassa vety-ytimet yhtyvät heliumytimiksi. Reaktion [[katalyytti|katalyytteinä]] kuitenkin toimivat [[hiili]]- [[happi]]- ja [[typpi]]ytimet, joiden kokonaismäärä ei kuitenkaan reaktiossa muutu.<ref name=Karttunen201/>

Kaikista massiivisimmissa tähdissä voi tapahtua myös uusia fuusioreaktioita, joissa syntyy yhä massiivisempia alkuaineita aina [[rauta]]an asti.<ref name=Karttunen201/><ref name=Nicholson31/>

=== Energian siirtyminen ===
[[Tiedosto:Star types.svg|thumb|right|250px|Energian siirtyminen pinnalle erimassaisissa tähdissä. Vasemmalla matalamassainen [[punainen kääpiö]], keskellä auringon kaltainen [[G-tyypin pääsarjan tähti|keltainen kääpiö]] ja oikealla massiivinen [[A-tyypin pääsarjan tähti|sinivalkoinen tähti]].]]
Fuusioreaktiossa syntyneen lyhytaaltoisen [[röntgensäteily|röntgen]]- ja [[gammasäteily]]n siirtyminen tähden pinnalle kestää kauan, sillä säteilyn fotoneja pommitetaan jatkuvasti muilla hiukkasilla. Tämä muuttaa säteilyn aallonpituutta, kunnes tähden pinnalla suurin osa siitä on noin [[valo|näkyvän valon]] kaltaista. Säteilyn siirtymistapa tähden pinnalle riippuu tähden massasta.<ref name=Karttunen201/>

Pienimassaisissa, Aurinkoa viileämmissä tähdissä energian siirtyminen pinnalle on hitaampaa kuin muissa tähdissä. Säteily liikkuu viileän aineen läpi hitaammin kuin sitä ehtii fuusioreaktiossa syntyä. Aine tähtien sisällä siis kuumenee. Kuumeneva aine virtaa hiljalleen kohti tähden pintaa ja kuljettaa säteilyä mukanaan. Tätä energiansiirtymistapaa kutsutaan ''konvektioksi''.<ref name=Karttunen202>Karttunen 2005, s. 202</ref>

Auringon kaltaisten tähtien sisäosissa lyhytaaltoinen säteily pääsee etenemään melko vapaasti kohti pintaa. Pintaa kohti aine kuitenkin viilenee, ja lähempänä pintää säteilyn siirtymistapa muuttuu pieniä, viileitä tähtiä muistuttaviksi konvektiovirtauksiksi.<ref name=Karttunen202/>

Massiivisten ja kuumien tähtien sisäosissä energiantuotto on niin voimakasta, että pelkkä säteily pystyisi kuljettamaan riittävästi energiaa kohti pintaa. Näinpä massiivisten tähtien sisäosissa on usein konvektiovirtauksia. Ulommissa kerroksissa energia pystyy jälleen virtaamaan vapaasti, sillä säteily on jakaantunut tarpeeksi laajalle alueelle edetäkseen ilman konvektiota. Osat ovat silti tarpeeksi kuumia säteilyn vapaaseen kulkuun.<ref name=Karttunen202/>

== Fyysiset ominaisuudet ==

=== Massa ja koko ===
Tähden massa on mahdollista selvittää havainnoimalla sen painovoimakentän vaikutusta muihin lähellä oleviin kohteisiin. Menetelmää on helppo soveltaa kaksoistähtiin, joissa kaksi tähteä kiertää yhteistä massakeskipistettä. Kun tähtien kiertoaika ja etäisyys selvitetään, niiden massat voidaan laskea.<ref name=Nicholson24>Nicholson & Moore 1992, s. 24–25</ref> Yksittäisen tähden massan selvittäminen on äärimmäisen vaikeaa, mutta siitä on mahdollista esittää luotettava arvio vertaamalla tähden paikkaa HR-kaaviossa kaksoistähtiin, joiden massa tunnetaan. HR-kaaviossa samalla paikalla olevien tähtien massa on yleensä hyvin samankaltainen.

Tähdeksi määriteltävän kohteen massan alaraja on noin 0,08 Auringon massaa, sillä sitä pienemmät kohteet eivät pysty käynnistämään heliumin fuusiota ytimessään, ja ovat siten [[ruskea kääpiö|ruskeita kääpiöitä]] (jota voi pitää tietynlaisena harmaana alueena tähtien ja [[kaasujättiläinen|kaasujättiläisten]] välillä).<ref name=Nicholson29/> Pienin tunnettu tähti, jonka tiedetään fuusioivan heliumia, on [[2MASS J0523-1403]], jonka massan arvioidaan osuvan juuri edellä määritetylle rajalle.<ref>{{Verkkoviite | osoite = https://arxiv.org/abs/1312.1736 | nimike = The Solar Neighborhood XXXII. The Hydrogen Burning Limit | tekijä = Dieterich ''et al''. | julkaisu = Astronomical Journal | tiedostomuoto = PDF | ajankohta = 2014 | viitattu = 18.4.2016 | kieli = {{en}} }}</ref> [[Avoin tähtijoukko|Avoimista tähtijoukoista]] tehtyjen havaintojen perusteella tähtien massan ylärajan taas arvioidaan olevan noin 150 Auringon massaa, sillä ei tunneta tähtiä, joiden massa olisi luotettavasti tätä rajaa korkeampi.<ref>{{Verkkoviite | osoite = http://www.space.com/858-study-stars-size-limit.html | nimike = Study: Stars Have a Size Limit | tekijä = Schirber, Michael | julkaisija = Space.com | ajankohta = 9.3.2005 | viitattu = 18.4.2016 | kieli = {{en}} }}</ref> [[R136a]]-nimisessä tähtijoukon ytimessä tiedetään olevan joitakin tämän massarajan ylittäviä tähtiä, mutta pidetään mahdollisena, että ne olisivat syntyneet kahden massiivisen kaksoistähtikomponentin törmäyksessä.<ref>{{Verkkoviite | osoite = https://arxiv.org/abs/1208.0826 | nimike = The emergence of super-canonical stars in R136-type star-burst clusters | tekijä = Banerjee ''et al''. | julkaisu = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | tiedostomuoto = PDF | ajankohta = 2012 | viitattu = 18.4.2016 | kieli = {{en}} }}</ref>

Myös tähden halkaisijan selvittäminen on vaikeaa johtuen niiden todella suuresta etäisyydestä Maahan. Suurimmilla teleskoopeilla on mahdollista saada lähimpiä tähtiä näkymään kiekkoina, mutta tällöinkin ilmakehän aiheuttamat häiriöt tekevät mittaukset käytännössä mahdottomaksi. Niinpä mittaamiseen käytetään [[interferometri]]a.<ref name=Nicholson24/> Vain joidenkin satojen tähtien halkaisija on onnistuttu mittaamaan.

Tähtien halkaisijat vaihtelevat halkaisijaltaan 10–20 kilometrin kokoisista neutronitähdistä<ref>Nicholson & Moore 1992, s. 26</ref> ja noin [[Maa]]n kokoisista valkoisista kääpiöistä<ref>Nicholson & Moore 1992, s. 45</ref> jopa tuhat kertaa Auringon halkaisijaa suurempiin [[ylijättiläinen|ylijättiläistähtiin]]. Tällä hetkellä suurin tunnettu tähti on [[UY Scuti]], jonka halkaisijaksi on arvioitu 1708 ± 192 Auringon halkaisijaa.<ref>{{Verkkoviite | osoite = https://arxiv.org/abs/1305.6179 | nimike = The atmospheric structure and fundamental parameters of the red supergiants AH Sco, UY Sct and KW Sgr | tekijä = Arroyo-Torres ''et al''. | julkaisu = Astronomy & Astrophysics | tiedostomuoto = PDF | ajankohta = 2013 | viitattu = 18.4.2016 | kieli = {{en}} }}</ref>

=== Lämpötila ===
Tähden pintalämpötila voidaan arvioida sen värin perusteella. Mitä suurempi osa tähden säteilystä on lyhytaaltoista, sitä korkeampi on tähden lämpötila. Esimerkiksi Aurinko, jonka pintalämpötila on noin 6000 K, säteilee suurimman osan energiastaan näkyvänä valona ja näkyy keltaisena. Aurinkoa kuumemmat tähdet näyttävät sinisen sävyisiltä, viileämmät tähdet oransseilta tai punaisilta. Kaikista viileimmät ja kuumimmat tähdet voivat säteillä suurimman osan energiastaan [[infrapuna]]- tai [[ultraviolettisäteily]]nä. Määrittämällä tähden kahden eri aallonpituuden magnitudiero saadaan sen [[väri-indeksi]], mitä voidaan käyttää pintalämpötilan likimääräiseen arvioimiseen.<ref name=Nicholson22>Nicholson & Moore 1992, s. 22–23</ref>

Tähtien pintalämpötilat vaihtelevat vain noin 2&nbsp;600 kelvinistä yli 33&nbsp;000 kelviniin.<ref name=Cali/> Tähtien ytimet ovat paljon niiden pintaa kuumempia, usein kymmeniä miljoonia asteita. Punaisten jättiläisten pinta on auringonkaltaisten tähtien pintaa viileämpi, vaikka niiden ytimet ovat huomattavasti kuumempia.<ref name=Adams80/>

=== Koostumus ===
{{Pääartikkeli|[[Tähden metallipitoisuus]]}}
Keskimääräinen tähti koostuu pääasiassa vedystä. Seuraavaksi yleisin alkuaine on helium, ja muita, raskaampia alkuaineita on vain muutama prosentti.<ref name=Richmond/> Esimerkiksi Auringon koostumus on 70,68% vetyä, 27,43% heliumia ja 1,89% raskaampia aineita.<ref>Tähtinen & Pohjolainen 2005, s. 137</ref> Tähden iästä saadaan siis vihjeitä sen kemiallisesta koostumuksesta, sillä raskaammat alkuaineet yleistyvät tähtienvälisessä avaruudessa sitä mukaa, kun tähtisukupolvia kuolee räjähdyksissä. Enemmän raskaita alkuaineita sisältävät tähdet kuuluvat siis vanhempiin tähtisukupolviin. Osuutta kutsutaan [[Tähden metallipitoisuus|metallipitoisuudeksi]].<ref name=Richmond/>

Vuonna 2005 julkaistun tutkimuksen mukaan tähden korkeampi metallipitoisuus korreloi sitä kiertävien [[eksoplaneetta|eksoplaneettojen]] kanssa.<ref>{{Verkkoviite | osoite = http://iopscience.iop.org/article/10.1086/428383/meta | nimike = The Planet-Metallicity Correlation | tiedostomuoto = PDF | tekijä = Fischer, Debra & Valenti, Jeff | julkaisu = The Astrophysical Journal | julkaisuaika = 2005 | viitattu = 21.4.2016 | kieli = {{en}} }}</ref>

Tähtien kemiallisesta koostumuksesta voi saada tietoa analysoimalla niiden [[spektri]]ssä esiintyviä, tietyille alkuaineille ominaisia [[absorptioviiva|absorptio]]- ja [[emissioviiva|emissioviivoja]]. Absorptioviivat syntyvät, kun tähden pintakerrosten atomit imevät sen syvemmistä kerroksista tulevasta valosta niille ominaisia aallonpituuksia. Emissioviivoja esiintyy pääasiassa kuumempien tähtien spektreissä, ja ne taas syntyvät, kun pintakerrosten atomien virittyneet elektronit putoavat alemmille energiatasoille.<ref name=Nicholson22/><ref name=Richmond>{{Verkkoviite | osoite = http://spiff.rit.edu/classes/phys240/lectures/elements/elements.html | nimike = The Chemical Composition of Stars and the Universe | tekijä = Richmond, Michael | viitattu = 21.4.2016 | kieli = {{en}} }}</ref>

=== Ikä ===
Suurin osa tähdistä on noin 1–10 miljardin vuoden ikäisiä. Vanhin tunnettu tähti on nimeltään [[HD 140283]] (lempinimeltään ”[[Metusalah]]-tähti”). Tähden iäksi on määritetty sen etäisyydestä, koostumuksesta, kirkkaudesta ja rakenteesta päätellen noin 14,5 miljardia vuotta, mikä olisi kauemmin kuin maailmankaikkeuden nykyinen ikä (13,8 miljardia vuotta). Tämä ei kuitenkaan ole ristiriidassa [[alkuräjähdys]]teorian kanssa, sillä mittauksen epävarmuus on ±800 miljoonaa vuotta. Tähden todellinen ikä voisi siis olla noin sata miljoonaa vuotta maailmankaikkeuden ikää vähemmän.<ref>{{Verkkoviite | osoite = http://www.space.com/20112-oldest-known-star-universe.html | nimike = Strange 'Methuselah' Star Looks Older Than the Universe | tekijä = Wall, Mike | julkaisija = Space.com | ajankohta = 7.3.2013 | viitattu = 21.4.2016 | kieli = {{en}} }}</ref>

Pienemmät tähdet elävät pidempään kuin suuremmat tähdet, sillä ne käyttävät vetypolttoainettaan säästeliäämmin. Suurimpien tähtien elinikä voi olla vain joitakin miljoonia vuosia, kun taas pienimmät tähdet voivat elää jopa biljoonia vuosia.<ref name=Nicholson29/>

== Katso myös ==
*[[:Luokka:Luettelot tähdistä|Luettelot tähdistä]]
**[[Luettelo lähimmistä tähdistä]]
**[[Luettelo näennäisesti kirkkaimmista tähdistä]]
*[[Nukleosynteesi]]

== Huomautukset ==
<references group="Huom"/>

== Lähteet ==
*{{Kirjaviite | Tekijä = Adams, Fred & Laughlin, Greg | Nimeke = Maailmankaikkeuden elämäkerta: Ikuisuuden fysiikkaa | Selite = (Alkuteos: Five Ages of the Universe: Inside the Physics of Eternity, 1999.) | Suomentaja = Mäkelä, Pekka | Julkaisupaikka = Helsinki | Julkaisija = HLike | Vuosi = 2002 | Tunniste = ISBN 952-471-018-8 }}
*{{Kirjaviite | Nimeke = Tähdet ja maailmankaikkeus | Vuosi = 2005 | Tekijä = Karttunen, Hannu | Julkaisija = Otava | Julkaisupaikka = Helsinki | Tunniste = ISBN 951-1-18866-6 }}
*{{Kirjaviite | Nimeke = Tieteen maailma: Maailmankaikkeus | Vuosi = 1992 | Tekijä = Nicolson, Ian & Moore, Patrick | Suomentaja = Jotuni, Pertti & Hakanen, Jarmo | Julkaisija = Bonniers Bøger | Tunniste = ISBN 87-427-0407-3 }}
*{{Kirjaviite | Nimeke = Aurinko: Tähden tarina | Vuosi = 2005 | Tekijä = Tähtinen, Leena & Pohjolainen, Silja | Julkaisija = WSOY | Julkaisupaikka = Helsinki | Tunniste = ISBN 951-0-30083-7 }}

=== Viitteet ===
{{Viitteet | viitteet =

<ref name=Ursa>{{Verkkoviite | osoite = http://www.ursa.fi/extra/kosmos/s/spektriluokittelu.html | nimike = Spektriluokittelu | julkaisija = Ursa | viitattu = 16.1.2016 }}</ref>

}}

== Kirjallisuutta ==
*{{Kirjaviite | Tekijä = Krauss, Lawrence M. | Nimeke = Atomi: Matka maailmankaikkeuden alusta elämän syntyyn ja siitä edelleen | Selite = (Alkuteos: Atom: An Odyssey from the Big Bang to Life on Earth...and Beyond, 2001.) | Suomentaja = Pietiläinen, Juha | Julkaisupaikka = Helsinki | Julkaisija = Terra Cognita | Vuosi = 2002 | Tunniste = ISBN 952-5202-51-8 }}
*{{Kirjaviite | Tekijä = Maalampi, Jukka (toim.) | Nimeke = Minne menet, maailmankaikkeus?: Kirjoituksia kosmoksesta  | Julkaisupaikka = Helsinki | Julkaisija = Fysiikan kustannus | Vuosi = 2001 | Tunniste = ISBN 951-97790-0-0 }}
*{{Kirjaviite | Tekijä = Valtonen, Mauri | Nimeke = Kvasaareja ja mustia aukkoja | Julkaisupaikka = Helsinki | Julkaisija = Ursa | Vuosi = 1992 | Tunniste = ISBN 951-9269-63-0 }}
*{{Kirjaviite | Tekijä = Karttunen, Hannu; Donner, Karl; Kröger, Pekka; Oja, Heikki & Poutanen, Markku | Nimeke = Tähtitieteen perusteet | Selite = Neljäs laitos | Julkaisupaikka = Helsinki | Julkaisija = Ursa | Vuosi = 2003 | Tunniste = ISBN 952-5329-30-5 }}

==Aiheesta muualla==
{{Commonscat|Stars|tähdet}}
{{Wikisitaatit}}
*Kirkkonummen Komeetta: [http://www.ursa.fi/yhd/komeetta/esitelma/LHaikala.htm Esitelmä tähtien synnystä]
*Kirkkonummen Komeetta: [http://www.ursa.fi/yhd/komeetta/esitelma/JormaHarju.htm Esitelmä vetymolekyyleistä ja tähtien synnystä]

{{Metatieto}}

[[Luokka:Tähdet|*]]
[[Luokka:Seulonnan keskeiset artikkelit]]