Sterren zijn hemellichten, die zelf licht geven in tegenstelling met de planeten, die tot het zonnestelsel behooren en teruggekaatst zonlicht uitstralen.
Men heeft in de Oudheid reeds de sterren op het Noordelijk halfrond in sterrenbeelden of constellaties gerangschikt. Eenige der meest bekende zijn: de Groote Beer, de Kleine Beer, de Draak, Cassiopeia, Orion, de Kleine Hond, de Walvisch, enz. Later heeft men, vooral in de 17de eeuw, onder leiding van Hevelius het aantal sterrenbeelden uitgebreid. De indeeling in sterrenbeelden van den Zuidelijken hemel is grootendeels afkomstig van de Nederlanders Pieter Dircksz. Keyser en Frederick de Houtman. De Dierenriem wordt gevormd door een twaalftal sterrenbeelden, die den zonneweg aan den hemel afbakenen, n.l.
Ram, Stier, Tweelingen, Kreeft, Leeuw, Maagd, Weegschaal, Schorpioen, Schutter, Steenbok, Waterman en Visschen. Er bestaat in het algemeen geen verband tusschen sterren, die wij tot eenzelfde constellatie rekenen. Wanneer twee sterren tot hetzelfde sterrenbeeld behooren, kunnen hun afstanden tot de aarde totaal verschillend zijn.
De sterren onderscheiden zich door hun verschil in helderheid. Men heeft de sterren, die met het bloote oog zichtbaar zijn, naar hun grootte (helderheid) in 6 klassen verdeeld en deze verdeeling voor de telescopische sterren, voortgezet. Wanneer een ster a één grootteklasse (of magnitude) helderder is dan een ster b, ontvangen wij van a 2.512 maal zooveel licht als van b. Het aantal sterren tot de 6e grootte, dat met het bloote oog zichtbaar is, bedraagt 4800; het aantal sterren tot de 19e grootte, dat in een telescoop met 100 inch opening kan worden gezien, bedraagt 560.000.000. Het totaal aantal sterren in ons sterrenstelsel bedraagt minstens 10000 millioen.
In 1639 ontdekte de Nederlander Holwerda van een ster (Mira Ceti), dat haar helderheid regelmatig veranderde. Thans zijn een groot aantal veranderlijke sterren bekend, wier bestudeering aanleiding geeft tot vele interessante problemen. Bij sommige staat het vast, dat de helderheid regelmatig verandert doordat een donkere bol zich om de lichtgevende ster beweegt, bij andere is de oorzaak der lichtwisseling nog niet gevonden. Soms ziet men plotseling een nieuwe ster aan den hemel verschijnen. Men heeft dan te doen met een gewoonlijk heel zwakke ster, die door de een of andere catastrofe — een afdoende verklaring is nog niet gevonden — plotseling opvlamt tot een ster van groote helderheid om daarna geleidelijk weer zwakker te worden. Nova Aquilae in 1918 nam in 4 dagen toe van de grootte 10.5 tot —1, d.w. z. dat de hoeveelheid licht, die zij uitstraalde, 40.000 X zoo groot werd.
Merkwaardig zijn ook de sterren, die zich in een kijker in 2 of meer sterren oplossen. Men noemt ze dubbelsterren. Bij een groot aantal bestudeert men tegenwoordig de baan, die de kleinste ster om de hoofdster aflegt. Het bleek, dat in deze ver-verwijderde systemen ook de gravitatiewet van Newton geldt.
Wanneer van een ster de afstand bekend is, kan men de lichtkracht of absolute magnitude berekenen. Onder de absolute magnitude verstaat men de helderheid, die de ster zou hebben, wanneer zij op de eenheid van afstand (een afstand van 10 parsecs of 33 lichtjaren) geplaatst werd. Het is daarbij gebleken, dat de zon een ster is van middelmatige lichtkracht (abs. magn. = 4.85). Er zijn sterren, die veel minder licht uitstralen dan de zon, er zijn er ook wier lichtkracht honderden malen grooter is dan die van de zon. Sinds 1920 is men er ook in geslaagd! met behulp van den interferometer van Michelson diameters van sterren te meten. Daarbij bleek, dat men terecht reeds vroeger de sterren had verdeeld in reuzen en dwergen (giants and dwarfs).
Van sommige sterren is de middellijn niet grooter dan die van de planeet Jupiter, er zijn er van de grootte der zon, maar de middellijn van Antares b.v. is even groot als de middellijn van de baan, die Mars om de zon beschrijft. Men zou de zon met de aarde en Mars binnen deze reuzenster kunnen plaatsen.
Onze kennis van de massa’s der sterren danken wij in hoofdzaak aan de berekeningen, die bij dubbelsterren gemaakt zijn. De massa’s van de meeste sterren zijn van dezelfde orde van grootte als die van de zon. Dit was a priori te verwachten. Eddington heeft n.l. bij zijn studies over het inwendige van een ster aangetoond, dat, wanneer de massa grooter is dan 1035 gram de stralingsdruk zoo groot is, dat de zwaartekracht de ster niet bijeen kan houden, terwijl een ster niet warm genoeg zou zijn om licht uit te stralen, wanneer de massa minder dan 1033 gram is. Uit het onderzoek van Eddington is verder gebleken, dat binnen in een ster een temperatuur van millioenen graden Celsius moet heerschen, terwijl de druk ook millioenen atmosferen bedraagt.
