Sterne haben in allen Kulturen eine wichtige Rolle gespielt und die menschliche Vorstellung inspiriert. Sie wurden religiös interpretiert und zur Kalenderbestimmung, später auch zur Orientierung und Navigation benutzt. Die in unserem Kulturkreis bekannten Sternbilder gehen teilweise auf die Babylonier und die griechische Antike zurück. Die zwölf Sternbilder des Tierkreises bildeten die Basis der Astrologie. Aufgrund der Präzession sind die sichtbaren Sternbilder heute jedoch gegen die astrologischen Tierkreiszeichen um etwa ein Zeichen verschoben. Viele der heute bekannten Eigennamen wie Algol, Deneb oder Regulus entstammen dem Arabischen und Lateinischen.

Etwa ab 1600 nutzte die Astronomie die Sternbilder zur namentlichen Kennzeichnung der Objekte in den jeweiligen Himmelsregionen. Ein noch heute weit verbreitetes System zur Benennung der jeweils hellsten Sterne eines Sternbildes geht auf die Sternkarten des deutschen Astronomen Johann Bayer zurück. Die Bayer-Bezeichnung eines Sterns besteht aus einem griechischen Buchstaben gefolgt vom Genitiv des lateinischen Namens des Sternbilds, im der Stern liegt; so bezieht sich beispielsweise γ Lyrae auf den dritthellsten Stern in dem Sternbild Leier. Ein ähnliches System wurde durch den britischen Astronomen John Flamsteed eingeführt: Die Flamsteed-Bezeichnung eines Sterns wird aus einer vorangestellten fortlaufenden Zahl und wiederum dem Genitiv des lateinischen Namens des Sternbilds gebildet, wie zu dem Beispiel bei 13 Lyrae. Die Flamsteed-Nennung wird häufig dann gewählt, wenn für einen Stern keine Bayer-Nennung existiert. Die meisten Sterne werden aber lediglich durch ihre Nummer in einem Sternkatalog identifiziert.

Es gibt eine Reihe von Firmen und sogar Sternwarten, die zahlenden Kunden anbieten, Sterne nach ihnen zu bebezeichnen. Diese Namen werden jedoch von niemandem außer der registrierenden Firma und dem Kunden anerkannt. Die Internationale Astronomische Union, die offiziell für Sternbenennungen zuständige Stelle, hat sich deutlich von dieser Praxis distanziert.

Der uns nächste Stern ist die Sonne. Der nächste Fixstern in klassischem Sinn ist Proxima Centauri, er befindet sich in einer Entfernung von 4,24 Lichtjahren. Alle mit bloßem Auge erkennbaren Sterne gehören unserer Galaxis an. Sie scheinen sich entlang eines Bandes am Himmel zu konzentrieren, der Milchstraße, das die Ebene unserer Galaxis markiert.

Sterne sind aufgrund ihrer enormen Entfernung in Wirklichkeit deutlich kleiner als die scheinbaren Punkte, die wir sehen. So erscheinen sie selbst in den besten Teleskopen ca. punktförmig. Das Flackern der Sterne, das gelegentlich beobachtbar ist, beruht lediglich auf Turbulenzen in der Erdatmosphäre.

Die Astronomie hat in den letzten hundert Jahren zunehmend auf Methoden der Physik zurückgegriffen. So beruht ein großer Teil unseres Wissens über Sterne aus theoretischen Sternmodellen, deren Qualität an der Übereinstimmung mit den astronomischen Beobachtungen gemessen wird. Umgekehrt ist die Erforschung der Sterne aufgrund der enormen Vielfalt der Phänomene und der Spannweite der beteiligten Parameter auch für die physikalische Grundlagenforschung von großer Bedeutung.

Fast alle Sterne finden sich in Galaxien. Galaxien bestehen aus einigen Millionen bis zu Hunderten von Milliarden Sternen und sind ihrerseits in Galaxienhaufen angeordnet. Nach Schätzungen der Astronomen gibt es in dem gesamten sichtbaren Universum etwa 100 Milliarden solcher Galaxien mit insgesamt etwa 70 Trilliarden (7 x 10²²) Sternen. Aufgrund der Gravitation umkreisen Sterne das Zentrum ihrer Galaxie mit Geschwindigkeiten in dem Bereich von einigen Dutzend km/s und benötigen typischerweise für einen Umlauf mehrere 100 Tausend Jahre. Zu dem Zentrum hin stellen sich jedoch deutlich kürzere Umlaufzeiten ein. Die Sterne sind innerhalb einer Galaxie nicht völlig gleichmäßig verteilt, sondern bilden teilweise offene Sternhaufen wie beispielsweise die Plejaden, auch Siebengestirn genannt, oder Kugelsternhaufen, die sich in dem Halo von Galaxien befinden. Darüber hinaus stehen sie in dem galaktischen Zentrum deutlich dichter als in den Randbereichen.

Farben-Helligkeits-Diagramm, schematisch. Die logarithmische Helligkeitsskala erstreckt sich über mehr als 4 Zehnerpotenzen. Links befinden sich der blaue und rechts der rote Spektralbereich. Das eingezeichnete Linienfeld markiert Spektralklassen B0 bis M0 und Helligkeitsklassen Ia bis V.

Sterne lassen sich mit wenigen Zustandsgrößen nahezu vollständig charakterisieren. Die wichtigsten bezeichnet man fundamentale Parameter. Dazu zählen

• Oberflächentemperatur
• Schwerebeschleunigung an der Oberfläche
• absolute Helligkeit (Leuchtkraft)

und, je nach Zusammenhang:

• Masse
• Radius
• Dichte
• Metallizität (Häufigkeit chemischer Elemente schwerer als Helium)
• Rotationsgeschwindigkeit

Die Oberflächentemperatur, die Schwerebeschleunigung und die Häufigkeit der chemischen Elemente an der Sternoberfläche lassen sich unmittelbar aus dem Sternspektrum ermitteln. Ist die Entfernung eines Sterns bekannt, beispielsweise durch die Messung seiner Parallaxe, so kann man die Leuchtkraft über die scheinbare Helligkeit berechnen, die durch Photometrie gemessen wird. Aus diesen Informationen können schließlich der Radius und die Masse des Sterns berechnet werden. Die Rotationsgeschwindigkeit v am Äquator kann nicht direkt bestimmt werden, sondern ca. die projizierte Komponente v sini mit der Inklination i, die die Orientierung der Rotationsachse beschreibt.

Mehr als 99 % aller Sterne lassen sich eindeutig einer Spektralklasse sowie einer Leuchtkraftklasse zuordnen. Diese fallen innerhalb des Hertzsprung-Russell-Diagramms (HRD) oder des verwandten Farben-Helligkeits-Diagramms in relativ kleine Bereiche, deren wichtigster die Hauptreihe ist. Durch eine Eichung anhand der bekannten Zustandsgrößen einiger Sternen erhält man die Möglichkeit, die Zustandsgrößen anderer Sterne unmittelbar aus ihrer Position in diesem Diagramm abzuschätzen. Die Tatsache, dass sich fast alle Sterne so einfach einordnen lassen, bedeutet, dass das Erscheinungsbild der Sterne von ca. relativ wenigen physikalischen Prinzipien bestimmt wird.

Im Verlauf seiner Entwicklung bewegt sich der Stern in dem Hertzsprung-Russell-Diagramm. Die zugehörige Bahn eines Sternes in diesem Diagramm ist weitgehend durch eine einzige Größe festgelegt, nämlich seine anfängliche Masse. Dabei verharren die Sterne die meiste Zeit auf der Hauptreihe, entwickeln sich in dem Spätstadium zu roten Riesen und enden teilweise als weiße Zwerge. Diese Stadien werden in dem Abschnitt über die Sternentwicklung näher beschrieben.

Der Wertebereich einiger Zustandsgrößen überdeckt viele Größenordnungen. Die Oberflächentemperaturen von Hauptreihensternen reichen von etwa 3.000 K bis 45.000 K, ihre Massen von 0,15 bis 60 Sonnenmassen und ihre Radien von 0,2 bis 15 Sonnenradien. Rote Riesen sind deutlich kühler und können so groß werden, dass die komplette Erdbahn in ihnen Platz hätte, bei manchen sogar die des Mars. Weiße Zwerge haben Temperaturen bis zu 100.000 K, sind aber ca. so klein wie die Erde, obwohl ihre Masse mit der der Sonne vergleichbar ist.

Ein großer Anteil der Sterne ist in dem Frühstadium des Universums vor über 10 Milliarden Jahren entstanden. Aber auch heute bilden sich noch Sterne. Die typische Sternentstehung verläuft nach folgendem Schema:

Aufnahmen eines entstehenden Sterns: oben ein leuchtender Jet von 12 Lichtjahren Länge in einer optischen Aufnahme, in der unteren Infrarotaufnahme die Staubscheibe, deren Rand wir als Balken in der Mitte eines dunklen Doppelkegels erkennen.

1. Ausgangspunkt für die Sternentstehung ist eine Gaswolke, die überwiegend aus Wasserstoff besteht, und die aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft kollabiert. Das geschieht, wenn die Schwerkraft den Gasdruck dominiert, und damit das Jeans-Kriterium erfüllt ist. Auslöser kann beispielsweise die Druckwelle einer nahen Supernova, Dichtewellen in der interstellaren Materie oder der Strahlungsdruck bereits entstandener Jungsterne sein.
2. Durch die weitere Verdichtung der Gaswolke entstehen einzelne Globulen, aus denen anschließend die Sterne hervorgehen: Dabei entstehen die Sterne selten isoliert, sondern eher in Gruppen.
3. Bei der weiteren Kontraktion der Globulen steigt die Dichte und wegen der freiwerdenden Gravitationsenergie die Temperatur weiter an. Der freie Kollaps kommt zu dem Stillstand, wenn die Wolke in dem Farben-Helligkeits-Diagramm die so genannte Hayashi-Linie erreicht, die das Gebiet abgrenzt, innerhalb dessen überhaupt stabile Sterne möglich sind. Danach bewegt sich der Stern in dem Farben-Helligkeits-Diagramm zunächst entlang dieser Hayashi-Linie, bevor er sich auf die Hauptreihe zubewegt, wo das Wasserstoffbrennen einsetzt, das heißt die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium durch den Bethe-Weizsäcker-Zyklus oder die Proton-Proton-Reaktion. Als Folge des Drehimpulses der Globule bildet sich eine Scheibe aus, die den junge Stern umkreist, und aus der er weiter Masse akkretiert. Aus dieser Akkretionsscheibe kann entweder ein Planetensystem mit Exoplaneten entstehen oder die beiden Komponenten eines Doppelsternensystems, diese Phase der Sternentwicklung ist jedoch bisher noch nicht gut verstanden. Aus der Ebene der Scheibe wird die Ekliptik. Bei der Akkretion aus der Scheibe bilden sich auch in beide Richtungen der Polachsen Materie-Jets (siehe Bild), die eine Länge von über 10 Lichtjahren erreichen können.

Je nach Masse ergeben sich verschiedene Szenarien der Sternentstehung:

• Sterne mit mehr als etwa 60 Sonnenmassen können durch den Akkretionsprozess vermutlich gar nicht entstehen, da diese Sterne bereits in dem Akkretionsstadium einen dermaßen starken Sternwind produzieren würden, dass der Massenverlust die Akkretionsrate übersteigen würde. Sterne dieser Größe, wie beispielsweise die blauen Nachzügler (engl. blue stragglers), entstehen vermutlich durch Sternkollisionen.
• Massereiche und damit heiße Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen kontrahieren vergleichsweise schnell. Nach der Zündung der Kernfusion treibt die UV-reiche Strahlung die umgebende Globule schnell auseinander und der Stern akkretiert keine weitere Masse. Sie gelangen darum sehr schnell auf die Hauptreihe in dem Hertzsprung-Russell-Diagramm.
• Sterne zwischen etwa 3 und 8 Sonnenmassen durchlaufen eine Phase, in der sie Herbig-Ae/Be-Sterne genannt werden. In dieser Phase befindet sich der Stern schon auf der Hauptreihe, akkretiert aber noch einige Zeit Masse.
• Masseärmere Sterne wie die Sonne bleiben nach der Zündung der Kernfusion noch einige Zeit in die Globule eingebettet und akkretieren weiter Masse. In dieser Zeit sind sie ca. in dem infraroten Spektralbereich erkennbar. Während sie sich der Hauptreihe annähern, durchlaufen sie das Stadium der T-Tauri-Sterne.
• Objekte unter 0,08 Sonnenmassen, d. h. etwa 80 Jupitermassen, erreichen nicht die nötige Temperatur, um eine Kernfusion zu zünden. Lediglich die braunen Zwergen, die hinsichtlich ihrer Masse zwischen den großen Gasplaneten und den Sternen angesiedelt sind, können kurzzeitig kleine Energiemengen aus der Fusion von Deuterium gewinnen, bevor sie auskühlen. Man zählt sie jedoch nicht zu den Sternen.

Aktives Sternentstehungsgebiet NGC604 mit einem Durchmesser von 1.300 Lichtjahren in der Triangelgalaxie M33.

Aus einer Globule kann sowohl ein Doppel- oder Mehrfachsternsystem als auch ein einzelner Stern entstehen. Wenn sich Sterne in Gruppen bilden, können aber auch unabhängig voneinander entstandene Sterne durch gegenseitigen Einfang Doppel- oder Mehrfachsternsysteme bilden. Man schätzt, dass etwa zwei Drittel aller Sterne Bestandteil eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems sind.

Im Frühstadium des Universums standen für die Sternentstehung ca. Wasserstoff und Helium zur Verfügung. Diese Sterne zählt man zur so genannten Population II. Man findet sie vor allem in dem Halo der Milchstraße. Sterne die später entstanden sind, enthalten von Anfang an einen gewissen Anteil an schweren Elementen, die in früheren Sterngenerationen durch Kernreaktionen erzeugt wurden und beispielweise über Supernova-Explosionen wieder in die interstellare Materie gelangt sind. Dazu gehören die meisten Sterne der Galaxienscheibe. Man genannt sie als Population I.

Ein Beispiel für eine aktive Sternentstehungsregion ist NGC3603 in dem Sternbild Schiffskiel in einer Entfernung von 20 Tausend Lichtjahren. Sternentstehungsprozesse werden in dem Infraroten und in dem Röntgenbereich beobachtet, da diese Spektralbereiche durch die umgebenden Staubwolken kaum absorbiert werden, anders als das sichtbare Licht. Dazu werden Satelliten eingesetzt wie beispielsweise das Röntgenteleskop Chandra.

Der weitere Verlauf der Sternentwicklung wird in dem Wesentlichen durch die Masse bestimmt. Je größer die Masse eines Sternes ist, umso kürzer ist seine Brenndauer. Die massereichsten Sterne verbrauchen in ca. wenigen hunderttausend Jahre ihren gesamten Brennstoff. Ihre Strahlungsleistung übertrifft dabei die der Sonne um das 10.000fache oder mehr. Die Sonne dagegen hat nach 5 Milliarden Jahren erst etwa die Hälfte ihrer Hauptreihenphase verbracht. Die massenarmen roten Zwerge entwickeln sich noch wesentlich langsamer. Da das Universum erst etwa 14 Milliarden Jahre alt ist, hat von den masseärmsten Sternen noch kein einziger die Hauptreihe verlassen.

Neben der Masse ist der Anteil an schweren Elementen von Bedeutung. Neben seinem Einfluss auf die Brenndauer bestimmt er, ob sich beispielsweise Magnetfelder bilden können, oder wie stark der Sternwind wird, der zu einem erheblichen Massenverlust in dem Laufe der Sternentwicklung führen kann. Die folgenden Entwicklungsszenarios beziehen sich auf Sterne mit solaren Elementhäufigkeiten, wie sie für die meisten Sterne in der Scheibe der Milchstraße üblich sind. In den magellanschen Wolken beispielsweise, zwei Zwerggalaxien in der Nachbarschaft der Milchstrasse, haben die Sterne jedoch einen deutlich kleineren Anteil an schweren Elementen.

Sterne verbringen nach ihrer Entstehung den größten Teil ihrer Brenndauer auf der Hauptreihe, die schwereren Sterne links oben in dem Farben-Helligkeits-Diagramm, die leichteren rechts unten. In dem Verlauf dieser Hauptreihenphase werden die Sterne größer und bewegen sich in Richtung der Riesensterne.

Die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium findet dabei in einem Zentralbereich des Sternes statt, der ca. wenige % seines Gesamtvolumens einnimmt, jedoch etwa die Hälfte seiner Masse enthält. Die Temperatur beträgt dort über 10 Millionen Kelvin. Dort sammeln sich auch die Fusionsprodukte an. Der Energietransport an die Sternoberfläche dauert mehrere hunderttausend Jahre. Er findet über Strahlungstransport, Wärmeleitung oder Konvektion statt. Den Bereich, der die Strahlung in den Weltraum abgibt, bezeichnet man die Sternatmosphäre . Ihre Temperatur beträgt mehrere tausend bis mehrere zehntausend Kelvin.

Mit dem Erlöschen des Wasserstoffbrennens in dem Zentrum verlassen die Sterne die Hauptreihe. Die weitere Entwicklung verläuft für massearme und massereiche Sterne deutlich verschieden. Dabei bezeichnet man Sterne bis zu 2,3 Sonnenmassen als massearm.

• Massearme Sterne bis zu 0,3 Sonnenmassen führen die Fusion des Wasserstoffs in einer wachsenden Schale um den erloschenen Kern fort. Sie erlöschen nachdem Ende dieses so genannten Schalenbrennens vollständig. Durch die Temperaturabnahme in dem Zentrum geben sie der Schwerekraft nach und kontrahieren zu weißen Zwergen mit Durchmessern von einigen tausend Kilometern. Dadurch steigt die Oberflächentemperatur zunächst stark an. In dem weiteren Verlauf kühlen die weißen Zwerge jedoch ab und enden schließlich als schwarze Zwerge.

Planetarischer Nebel Messier 57 mit einem Durchmesser von etwa einem Lichtjahr.

Nebel um den extrem massereichen Stern eta Carinae mit einem Längsdurchmesser von etwa 0,5 Lichtjahren, entstanden durch Eruptionen vor 100 bis 150 Jahren.

• Massearme Sterne zwischen 0,3 und 2,3 Sonnenmassen, wie die Sonne selbst, erreichen durch weitere Kontraktion die zu dem Heliumbrennen notwendige Temperatur und Dichte in ihrem Kern. Bei der Zündung des Heliumbrennens spielen sich innerhalb von Sekunden dramatische Prozesse ab, bei denen der Leistungsumsatz in dem Zentrum auf das 100 Milliardenfache der Sonnenleistung ansteigen kann, ohne dass an der Oberfläche davon etwas erkennbar ist. Diese Vorgänge bis zur Stabilisierung des Heliumbrennens werden als Heliumflash genannt. Beim Heliumbrennen entstehen Elemente bis zu dem Kohlenstoff, insbesondere Stickstoff und Sauerstoff. Gleichzeitig findet in einer Schale um den Kern noch Wasserstoffbrennen statt. Durch den Temperatur- und Leistungsanstieg expandieren die Sterne zu roten Riesen mit Durchmessern von typischerweise dem 100fachen der Sonne. Dabei werden häufig die äußeren Hüllen der Sterne abgestoßen und bilden Planetarische Nebel. Schließlich erlischt auch das Heliumbrennen und die Sterne werden zu weißen Zwergen wie oben beschrieben.

• Massereiche Sterne zwischen 2,3 und 8 Sonnenmassen erreichen nachdem Heliumbrennen das Stadium des Kohlenstoffbrennens , bei dem Elemente bis zu dem Eisen entstehen. Eisen ist in gewissem Sinne die Sternenasche, da aus ihm weder durch Fusion noch durch Kernspaltung weitere Energie gewonnen werden kann. Durch Sternwind oder die Bildung Planetarischer Nebel verlieren diese Sterne jedoch einen erheblichen Teil ihrer Masse. Sie geraten so unter die kritische Grenze für eine Supernova-Explosion und werden ebenfalls zu weißen Zwergen.

• Massereiche Sterne über 8 Sonnenmassen verbrennen in den letzten Jahrtausenden ihres Lebenszyklus praktisch alle leichteren Elemente in ihrem Kern zu Eisen. Auch diese Sterne stoßen eine großen Teil der Masse in ihren äußeren Schichten als Sternwind ab. Die dabei entstehenden Nebel sind häufig bipolare Strukturen, wie zu dem Beispiel der Homunkulusnebel um eta Carinae. Gleichzeitig bilden sich um den Kern in dem Sterninneren Schalen nach Art einer Zwiebel, in denen verschiedene Fusionsprozesse stattfinden. Die Zustände in diesen Schalen unterscheiden sich dramatisch. Das sei exemplarisch am Beispiel eines Sternes mit 18 Sonnenmassen dargestellt, der die 40.000fache Sonnenleistung und den 50fachen Sonnendurchmesser aufweist:

Die Grenze zwischen der Helium- und der Kohlenstoffzone ist hinsichtlich des relativen Temperatur- und Dichtesprungs vergleichbar mit der Erdatmosphäre über einem Lavasee. Ein erheblicher Teil der gesamten Sternmasse konzentriert sich in dem Eisenkern mit einem Durchmesser von ca. etwa 10 Tausend km. Sobald er die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen überschreitet, findet eine Supernova vom Typ II statt. Dabei kollabiert der Eisenkern innerhalb weniger Sekunden während die äußeren Schichten durch freigesetzte Energie in Form von Neutrinos und Strahlung abgestoßen werden und eine expandierende Explosionswolke bilden.

Unter welchen Umständen als Endprodukt einer Supernova ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch entsteht, ist noch nicht exakt bekannt. Dabei dürfte insbesondere die Masse aber auch der Rotation des Vorläufersterns und dessen Magnetfeld eine Rolle spielen. Möglich wäre auch die Bildung eines Quarksterns, dessen Existenz jedoch bisher lediglich hypothetisch ist. Ereignet sich die Supernova in einem Doppelsternsystem, bei dem Massetransfer von einem roten Riesen zu einem weißen Zwerg stattfindet (Typ Ia), können Kohlenstofffusionsprozesse den Stern sogar vollständig zerreißen.

Elemente schwerer als Helium werden fast ausschließlich durch Kernreaktionen in dem späten Verlauf der Sternentwicklung erzeugt. Bei den in dem thermischen Gleichgewicht ablaufenden Fusionsreaktionen in dem Plasma können alle Elemente bis zur Kernladungszahl von Eisen entstehen. Schwerere Elemente, bei denen die Bindungsenergie pro Nukleon wieder ansteigt, werden durch Einfang von Nuklearteilchen in nichtthermischen Kernreaktionen gebildet. Hauptsächlich entstehen schwere Elemente durch Neutroneneinfang mit nachfolgendem β-Zerfall in kohlenstoffbrennenden Riesensternen in dem s-Prozess oder in der ersten, explosiven Phase einer Supernova in dem r-Prozess. Hierbei steht s für slow und r für rapid. Neben diesen beiden häufigsten Prozessen, die in dem Endergebnis zu deutlich unterscheidbaren Signaturen in den Elementhäufigkeiten führen, findet auch Protoneneinfang und Spallation statt.

Die entstandenen Elemente werden zu dem großen Teil wiederins interstellare Medium eingespeist, aus dem weitere Generationen von Sternen entstehen. Je öfter dieser Prozess bereits durchlaufen wurde, um so mehr sind die Elemente, die schwerer als Helium sind, angereichert. Für diese Elemente hat sich in der Astronomie der Sammelbegriff Metalle eingebürgert. Da sich diese Metalle einigermaßen gleichmäßig anreichern, genügt es oft, statt der einzelnen Elementhäufigkeiten die Metallizität anzugeben. Sterne, deren relative Häufigkeitsmuster von diesem Schema abweichen, werden als chemisch pekuliar genannt. Spätere Sternengenerationen haben folglich eine höhere Metallizität. Die Metallizität ist daher ein Maß für das Entstehungsalter eines Sternes.

Die scheinbare und häufig auch die absolute Helligkeit mancher Sterne unterliegt zeitliche Schwankungen. Man unterscheidet folgende drei Typen:

• Bedeckungsveränderliche. Dabei handelt es sich um Doppelsterne, die sich während ihres Umlaufes zeitweise verdecken.
• Pulsationsveränderliche. Dabei verändern sich die Zustandsgrößen mehr oder weniger periodisch und damit auch die Leuchtkraft. Die meisten Sterne durchlaufen solche instabile Phasen während ihrer Entwicklung, in der Regel aber erst nachdem Hauptreihenstadium. Man unterscheidet:
  • Cepheiden. Ihrer Periode lässt sich genau einer bestimmten Leuchtkraft zuordnen. Sie sind daher bei der Entfernungsbestimmung als so genannte Standardkerzen von großer Bedeutung.
  • Mira-Sterne. Ihre Periode ist länger und unregelmäßiger als die der Cepheiden.
  • RR-Lyrae-Sterne. Sie pulsieren sehr regelmäßig mit vergleichsweise kurzer Periode und haben etwa die 90fache Leuchtkraft der Sonne.
• Eruptiv Veränderliche. Sie erleiden für kurze Zeiten Ausbrüche, die sich häufig in mehr oder weniger unregelmäßigen Abständen wiederholen. Man unterscheidet:
  • Zwergnovae oder Kataklysmisch Veränderliche. Dabei handelt es sich um Röntgendoppelsterne mit Massetransfer von einem roten Riesen zu einem weißen Zwerg. Sie erleiden Ausbrüche in Abständen von wenigen Stunden.
  • Novae. Dabei strömt Materie von einem roten Riesen zu einem kompakten Begleitstern und zündet beim Erreichen einer kritischen Masse auf dessen Oberfläche eine Kernfusion nach Art einer Wasserstoffbombe.
  • Supernovae. Bei Supernovae gibt es mehrere Typen, von denen Typ Ia ebenfalls ein Doppelsternphänomen ist. Ca. die Typen Ib, Ic und II markieren das Ende der Evolution eines massereichen Sterns.

Darüber hinaus gibt es weitere Sterne, die eine zeitabhängige scheinbare Helligkeit aufweisen, jedoch nicht zu den veränderlichen Sternen gezählt werden, wie beispielsweise die Pulsare. Dabei handelt es sich um Neutronensterne, die an den magnetischen Polen schmale Strahlungskegel aussenden. Überstreicht dieser Kegel während der Rotation des Sterns die Sichtlinie zu dem Beobachter, so werden entsprechende Strahlungsimpulse beobachtet. Auch schwarze Löcher können kurzzeitige sowie länger anhaltende Strahlungsausbrüche erleiden, wenn Materie in sie hineinstürzt. Ihre Strahlung variiert jedoch nicht periodisch sondern unregelmäßig.

Unser Stern, die Sonne, in dem extremen Ultraviolett (304 Ångström, Bild: ESA/NASA)

Die Sonne ist ein Stern des Spektraltyps G2V. Solche Sterne sind zwar seltener als die der "späteren" Typen K und M, aber nicht ungewöhnlich. Sie steht nach 5 Milliarden Jahren etwa in der Mitte ihres Lebens auf der Hauptreihe. Viele uns bekannte Phänomene der Sonne sind bei Sternen zwar zu erwarten, aber doch vergleichsweise unscheinbar, so dass sie in anderen Sternen erst in den letzten Jahren oder noch gar nicht gefunden wurden. Dazu zählen beispielsweise die Korona, die Sterne der Typen F, G K und M umgibt, Protuberanzen, Sonnenflecken und deren 11-jähriger Aktivitätszyklus. Flecken wurden auf anderen Sternen zwar ebenfalls gefunden, sind aber nicht wirklich mit Sonnenflecken zu vergleichen. Diese Sternflecken bedecken häufig bis zu einem Drittel der Oberfläche von Sternen mit extrem starken Magnetfeldern von vielen tausend Gauss. Das Magnetfeld an der Oberfläche der Sonne beträgt ca. zwischen einem und fünf Gauss. Auch der Massenverlust durch Sonnenwind, verantwortlich für Polarlicht und Kometenschweife, ist verglichen mit anderen stellaren Winden sehr klein, um zehn Größenordnungen kleiner als beispielweise bei Wolf-Rayet-Sternen, massereichen Sternen gegen Ende ihrer Lebensdauer.

• astronomische Objekte, Liste der Sterne