1935 Жылы Ханс Бете күн энергиясының көзі сутегінің гелийге айналуының термоядролық реакциясы екендігі жөнінде ғылыми болжам жасады.

Күннің химиялық құрамы басқа көптеген жұлдыздардың құрамына ұқсас. Оның 75%-ті сутегі,25% гелий және 1%-тен азы басқа химиялық элементтер. Әлем пайда болғаннан кейін «ауыр» элементтер тіпті болмаған. Олар яғни гелийден ауыр элементтер және көптеген альфа-бөлшектер жұлдыздарда сутегінің термоядролық синтезі кезінде пайда болған. Күн секілді жұлдыздардың өмір сүру уақыты он миллиард жыл.

Энергияның негізгі көзі протон-протондық цикл, әлсіз байланыс нәтижесінде болатын (сипаттаушы уақыты 7,9*10 жыл) өте баяу реакция. Оның мағынасы мынадай: төрт протоннан гелий ядросы түзіледі. Бұл кезде қос позитрон, қос нейтрино және 26,7 Мэв энергия бөлінеді. Күннен бір секундта бөлінетін нейтрино саны Күннің жарқырауына ғана байланысты болады. Бұл теорияны тексерудің төте жолы нейтриноларды бақылау болып табылады.

Әр секундта Күн 600 миллион тонна сутегіне өңдейді. Ядролық отын енді 5 миллиард жылға жетеді, онан кейін ол ақ ергежейліге айналады.

Күннің орталық бөліктері қызып сығылады, бұл кезде сыртқы қабықшаға берілетін жылу әсерінен оның өлшемі айтарлықтай үлкейеді:Күн үлкейіп Меркурий, Шолпан ғаламшарларын жұтып қояды және «отынды» қазіргімен салыстырғанда жүздеген есе тез жағады. Күннің өлшемі үлкейіп, ол радиусы жер орбитасынан үлкен қызыл алыпқа айналады. Жердегі өмір жоғалады немесе басқа Күндердің ғаламшарларынан мекен табады. Ол үшін үлкен апаттың алдын ала 5 млрд жыл бұрын адам саналы тіршілік иесі ретінде осы мәселені нақты шешу жолдарын қарастыруы қажет. Біз әрине мұны ертерек білетін боламыз, өйткені жаңа сатыға көшу 100-200 миллион жылға созылады. Күннің орталық бөлігінің температурасы 100 000 000 К-ға жеткенде гелий де жанып, ауыр элементке айнала бастайды, Күн сығылу және ұлғаюдың күрделі циклына енеді. Соңғы сатыда біздің жұлдызымыз сыртқы қабықшасын жоғалтады, орталық ядро үлкен тығыздыққа, ал өлшемдері Жердікі сияқты өлшемге ие болады. Тағы бірнеше миллиард жыл өткенде Күн суып ақ ергежейліге айналады.

Жұлдыздар бір-бірінен түсімен, жалтырауымен өзгешеленеді. Телескоп арқылы жүргізілетін зерттеулер бірдей екі жұлдыздың болмайтынын көрсетті. Олардың эффективті температуралы 3 000 К-50 000К аралығында жатады, массалары жүздеген есеге, радиуыстары миллиардтаған есеге дейін өзгеше болады.

Ең жарық жұлдыздарды ертеде (ертедегі грек астрономы Гиппарх біздің дәуірімізге дейінгі II ғасырда) бірінші жұлдыздық щама деп атаған.

Қарапайым көзбен аспанда 5 000 жұлдызды көруге, ал жуық мөлшерде телескоп арқылы мсиллиардтаған жұлдызды: жартысын оңтүстүк жарты шарда, жартысын солтүстік жарты шарда көруге болады. Астрономияда «жұлдыз кескінінің жарықталынуы» деген ұғым орнына жалтырау ұғымы қолданылады.

Жалтырау азайған сайын бақылау жасау мүмкін болатын жұлдыздар саны арта береді. Жұлдызды картаға 11-жұлдыздық шамадан жарық барлық жұлдыздар түсірілген.

Гиппарх бойынша жұлдыздың жарықтылығы әлсіз болған сайын оның жұлдыздық шамасы үлкен деп санау ұйғарылған.

XIX ғасыр ортасында ағылшын астрономы Норман Погсон жұлдыздық шамалардың қазіргі кездегі шкаласын ұсынды: шкала бір жұлдыздық шамаға өзгергенде жұлдыздардың жалтырауы Гиппарх есептеуі сияқты жуық шамамен 2,5 есеге өзгереді. Жұлдыздық шаманың 5-ке өзгеруі жұлдыздар жалтырауының 100 есеге өзгеретін көрсетеді.

Бір жұлдыздардың көп жалтырауы, екіншілерінің аз жалтырауы жұлдыз жайлы нақты ақпарат бере алмайды. Өте жарық жұлдыз үлкен жарқырауға ие болып, бірақ өте алыста орналасуы мүмкін, сондықтан жұлдыздық шамасы да үлкен болады. Жұлдыздың нақты жалтырауын анықтау абсолют жұлдыздық шама ұғымын енгізеді.

Бір жұлдыздар күшті,екіншілері әлсіз жарқырайды. Сәуле шығарудың қуатын жарқырау деп атайды. Жарқырау- бұл жұлдыздан 1 секундта бөлінетін толық энергия.

Жұлдыздардың жарқырауын жұлдыздың барлық бағыт бойында шығаратын энергия ағынын көрсетеді, өлшем бірлігі Дж\с немесе Вт. Жарқырауы өте жоғары жұлдыздар ішінде алып жұлдыздар және аса алып жұлдыздар болады. Алып жұлдыздардың температурасы 3 000 К- 4 000 К, оларды қызыл алыптар деп атайды.

Аса алып жұлдыздар, мысалы, Бетельгейзе жарықтың ең қуатты көздеріне жатады. Жарқырауы ең төмен жұлдыздарды ергежейлілер деп атайды. Жұлдыздар Жердегі белгілі химиялық элементтерден тұрады, бірақ проценттік қатыста жеңіл элементтер сутегі мен гелий басым. Жұлдыздардан спектрі бойынша олардың жарқырауын, жұлдызға дейінгі қашықтықты, температурасын, өлшемін, оның атмосферасының химиялық құрамын, осінен айналу жылдамдығын, ортақ ауырлық центрі айналасында қозғалу ерекшеліктерін білуге болады. Телескопқа орналастырылған спектрлік аппарат жұлдыздар жарқырауын толқын ұзындығы бойынша спектр жолағына түсіріп береді. Спектр бойынша жұлдыздан қандай толқындағы энергия келетін және оның температурасын бағалауға болады.

Спектріне байланысты жұлдыздар спектрлік кластарға бөлінеді. Жұлдыздардың нақтырақ классификациясын гарвард классификациясы деп атайды.

Жұлдыздың түсі оның сыртқы қабаттарының жақсы температуралық индикатор көрсеткіші болып табылады. Ыстық жұлдыздар көк түсті, Күн секілді жұлдыздар сары түсті, салқын жұлдыздар қызыл түсті болып келеді.

Жұлдыз массасы- оның бүкіл өмір жолын көрсетеді.

Астрономия бұрында және қазіргі кезде оқшауланған жұлдыздың массасын тура және тәуелсіз әдіспен анықтай алмайды. Бұл біздің Әлем жайлы ғылымымыздың елеулі кемшілігі. Жұлдыздардың массасы үлкен болған сайын оның жарқырауы үлкен болатыны анықталды. Массасы ең аз деген жұлдыздардың өзі Күн жүйесінің кез келген ғаламшарларынан үлкен болады. Жұлдыздар массасы Күн массасының 0,1 бөлігі мен Күннің бірнеше массасы аралығында жатады. Сондықтан жұлдыздардың массасы жүз есеге дейін айырмашылық болады.

Салмағы Күннен екі есе ауыр жұлдыз онан 16 есе қуатты сәуле шығарады.

Жоғары температура әсерінен (миллион кельвин) атом ядролары толығынан иондалады, олардың ара қашықтығы қысқарады. Күн центріндегі газдың тығыздығы судың тығыздығынан жүз есе артық. Жұлдыздың температурасы оның центріне жақындаған сайын арта береді. Жұлдыздар айналу жылдамдықтарымен де сипатталады.

Бақылау нейтронды жұлдыздардың айналу жылдамдығы ең көп болатынын көрсетті.Күннің экваториалды жылдамдығы 2км/ с.

Бүкіл әлемдік тартылыс заңы, Ньютонның тартылыс заңы — кез келген материялық бөлшектер арасындағы тартылыс күшінің шамасын анықтайтын заң. Ол И. Ньютонның 1666 ж. шыққан “Натурал философияның математикалық негіздері” деген еңбегінде баяндалған. Бұл заң былай тұжырымдалады: кез келген материялық екі бөлшек бір-біріне өздерінің массаларының (m1, m2) көбейтіндісіне тура пропорционал, ал ара қашықтығының квадратына (r2) кері пропорционал күшпен (F) тартылады: , мұндағы G — гравитациялық тұрақты. Гравитациялық тұрақтының (G) сан мәнін 1798 ж. ағылшын ғалымы Г. Кавендиш анықтаған. Қазіргі дерек бойынша G=6,6745(8)Һ Һ10–8см3/гҺс2=6,6745(8)Һ

Һ10–11м3/кгҺс2. Айдың Жерді, планеталардың Күнді айнала қозғалуын зерттеу нәтижесінде И. Ньютон ашқан бұл заң табиғаттағы барлық денелерге және олардың барлық бөліктеріне қолданылады. Б. ә. т. з. аспан денелерінің қозғалысы жайындағы ғылым — аспан механикасының іргетасын қалайды. Осы заңның көмегімен аспан денелерінің қозғалу траекториясы есептелінеді және олардың аспан күмбезіндегі орындары алдын ала анықталады. Уран планетасының осы заңға сәйкес есептелінген орбитадан ауытқуы бойынша 1846 ж. Нептун планетасы ашылды. Плутон планетасы да 1930 ж. осындай тәсілмен анықталды. 19 — 20 ғ-ларда бұл заңды алдымен қос жұлдыздарға, сонан соң шалғай орналасқан галактикаларға да пайдалануға болатындығы белгілі болды. Жалпы салыстырмалық теориясының ашылуы (1916) нәтижесінде тартылыс күшінің табиғаты онан әрі айқындала түсті. Шындығында кез келген дене кеңістікте тартылыс өрісін туғызады. Денелердің арасындағы тартылыс күші осы өріс арқылы беріледі. Өте майда бөлшектерден тұратын микродүниедегі (атом, атом ядросы, элементар бөлшектер, т.б.) құбылыстарда Б. ә. т. з-ның әсері сезілмейді. Өйткені онда күшті, әлсіз және электр магниттік өзара әсерлер (қ. Әлсіз өзара әсер, Күшті өзара әсер, Электр магниттік өзара әсер) тәрізді өрістік әсерлер басым болып келеді.

Табиғаттағы барлық денелер бір-біріне тартылады. Осы тартылыс бағынатын заңды Ньютон анықтап, бүкіл әлемдік тартылыс заңы деп аталған. Осы заң бойынша, екі дененің бір-біріне тартылатын күші осы денелердің массаларына тура пропорционал, ал олардың ара қашықтығының квадратына кері пропорционал болады:

Ньютонның бүкіләлемдік тартылыс заңының іске асуы; m₁ нүктелік массасы басқа бір m₂нүктелік массасын F₂ күшімен тартады; бұл күш екі массаның көбейтіндісіне тура, ал олардың арасындағы қашықтыққа (r) кері пропорционалды. Масса немесе қашықтыққа қарамастан |F₁| және |F₂| әрқашан тең болады. Мұндағы, G - гравитациялық тұрақты деп аталатын пропорционалдық коэффициент. Бұл күш бір-біріне әсер ететін денелер арқылы өтетін түзудің бойымен бағытталған. Формула шамасы бойынша бір-біріне тең F₁₂ және F₂₁ күштердің сандық мәнін береді. Cуреттегі өзара әсерлесетін денелер біртекті шарлар болса, m₁және m₂ – шар массалары, r - олардың центрінің ара қашықтығы. Сонымен, шарлар материялық нүктелер ретінде өзара әсерлеседі , ал олардың массалары шар массаларына тең және олардың центрлерінде орналасқан. Гравитациялық тұрақтының сандық мәні, массалары белгілі денелердің бір-біріне тартылатын күшін өлшеу жолымен анықталған. Осындай өлшеу кезінде көп қиыншылықтар кездеседі, өйткені массалары тікелей өлшенетін денелер үшін тартылыс күштері өте-мөте аз болып шығады. Мысалы, әрқайсысының массасы 100 кг, бір-бірінен қашықтығы 1 метр болатын екі дене бір-біріне шамамен 10⁻⁶ Н, яғни 10⁻⁴ Г күшпен өзара әсер етеді.