Ster - Algemeene naam voor hemellicht. Men onderscheidt vaste st. en dwaalsterren of planeten. Blijkens haar naam werden vroeger de staartsterren of kometen ook wel tot de st. gerekend. Hier zal verder alleen van vaste st. sprake zijn.
De relatieve helderheid der st. wordt gewoonlijk door haar grootte uitgedrukt. Het aantal der tot de verschillende grootte-klassen behoorende st. werd in het art. Melkwegstelsel behandeld, waar men ook besproken vindt, hoe de st. zich tot het vlak van den Melkweg schijnen te verdichten. Is de helderheid eener ster niet constant, dan spreekt men van een veranderlijke ster. De voor het bloote oog zichtbare sterren werden van oudsher tot sterrebeelden gegroepeerd.
Zoowel de Grieksche als de Arabische astronomen duidden de ster aan, door haar plaats in een sterrebeeld meer of minder omslachtig te omschrijven : de ster in het hoofd van Andromeda, de st. in het oog van den Stier. De allerhelderste st. werden door afzonderlijke namen aangeduid; met name de Arabische namen zijn vaak afkortingen van deze omschrijving. Behalve de namen van de st. der eerste grootte zijn er nog eenige weinige van minder heldere st. in algemeen gebruik, o. a. Algol, Maikab, Enif, Mizar, Alkor, Denebola, Gemma, Alfard, Bellatrix. Bayer duidde in 1603 voor het eerst de st. in elk sterrebeeld door Grieksche letters aan; hij begon daarbij doorgaans met de helderste. Flamsteed nummerde in 1712 de st. in de sterrebeelden van rechts naar links, dus naar toenemende rechte klimming.
St. zijn zonnen, die echter, doordat zij op zoo grooten afstand staan, zelfs in de grootste kijkers geen schijfje vertoonen, maar puntvormig blijven. Het is langs indirecten weg in 1920/21 gelukt van enkele der allergrootste st. de schijnbare middellijn te bepalen. Voor Beteldjusa, Antares en Arkturus werd resp. 0".047, 0".040 en 0".024 gevonden; de werkelijke middellijn wordt voor Bet. niet minder dan 330 zonsmiddellijnen, d. i. 3 maal den afstand zon—aarde. De straal van den bol is grooter dan die der Marsbaan! Vroeger was het, eveneens langs indirecten weg, al gelukt, om de werkelijke middellijn van de beide st. te bepalen, die te zamen het stelsel Algol vormen ; men vond hier 1.5 en 1.2 zonsmiddellijn, en daaruit laat zich afleiden, dat de schijfjes niet meer dan 0".0005 en 0".0004 zouden meten. De massa der st. kan tot dusver alleen met zekerheid bepaald worden in het geval eener dubbelster ; veelal vindt men waarden, die niet al te veel van de massa der zon verschillen. De dichtheid is daarentegen vaak heel gering ; gevallen van st., welker dichtheid men op 1/100 van die der zon en minder schat, zijn niet zeldzaam. Over de kleur en de eigen beweging der st. handelen afzonderlijke artt. De fysische aard der st. is het best te onderzoeken door het spectrum.
In het art. sterrespectra wordt ook behandeld, hoe men zich de evolutie eener st., haar levensgeschiedenis kan voorstellen. Het eind zou moeten zijn een donkere st. Dat er donkere, of althans zeer zwak lichtende st. bestaan, wordt door gevallen als Algol bewezen. De warmtestraling eener st. is uiterst gering, maar toch nog meetbaar. Arkturus geeft zooveel warmte als een standaardkaars op 10 K.M. afstandl Het licht eener st. der eerste grootte is iets minder dan dat van een standaardkaars op 1 K.M. afstand, en één tachtigduizendmillioenste van het licht der zon. Om hieruit de ware lichtkracht t. o. van die der zon te berekenen, zou men den afstand der st. moeten kennen. Zelfs voor de dichtstbijgelegen st. bedraagt deze eenige lichtjaren, d. i.: honderden billioenen K.M. Er zijn tot nu toe maar 28 st. bekend, welker afstand minder dan het millioenvoudige van den afstand zon—aarde bedraagt. De meest voor de hand liggende afstandsbepaling geschiedt door de meting der jaarlijksche parallaxis.
Ook kan men vaak met groote waarschijnlijkheid den afstand uit het spectrum aflezen. (Zie STERRESPECTRA). Het is n.l. gebleken, dat zich uit het gedrag van sommige metaallijnen de ware lichtkracht eener st. laat opmaken. Uit haar schijnbare helderheid volgt dan de afstand. Verder kan de afstand der tot een sterrezwerm behoorende st. bepaald worden, als men haar Eigen Beweging en ook haar radiale snelheid kent. Uit het vluchtpunt van den zwerm volgt n.l. de hoek, dien de ware bewegingsrichting der st. met de gezichtslijn maakt. Is deze hoek b.v. 45°, dan zijn Eigen Beweging en radiale snelheid aan elkaar gelijk. Maar daar de eerste in boogsecunden per jaar, de tweede in K.M. per sec. is uitgedrukt, volgt hieruit de afstand der st. Eindelijk is er een hoogst belangrijke afstandsbepaling, gebaseerd op de studie der Eigen Beweging alleen; ongelukkigerwijze geldt zij enkel voor groote groepen van st., niet voor afzonderlijke st.; zij levert een voortreffelijk statistisch materiaal.
