Redigerer Stjerne (avsnitt)

=== Stjernenes bevegelser ===
[[Fil:Pleiades large.jpg|thumb|[[Pleiadene]], en åpen [[stjernehop]] med stjerner i [[stjernebilde]]t [[Tyren]]. Disse stjernene deler en felles bevegelse gjennom rommet.<ref name="Loktin2006" />{{Byline|NASA}}]]
{{Utdypende artikkel|Stjernekinematikk}}
Observasjoner av en stjernes bevegelse kan gi verdifull informasjon om stjernen, for eksempel kan det avgjøre om en stjerne er [[tyngdekraft|gravitasjonelt]] bundet til en gruppe andre stjerner. Målinger av stjerners bevegelser er også viktige for økt forståelse av galaksers struktur og dynamikk. 

En stjernes hastighet måles som to komponenter; [[radialhastighet]] i forhold til solen, og en tangentiell komponent som kalles stjernens [[egenbevegelse]]. Radialhastigheten finnes ved å måle [[rødforskyvning]]en i stjernens [[spektrallinje]]r som kommer fra [[dopplereffekt]]en. Jo større rødforskyvning, jo raskere beveger en stjerne seg bort fra oss. Motsatt vil blåforskyvning innebære at stjernen beveger seg mot oss. Egenbevegelsen måles med presise astronomiske instrumenter i milli[[buesekund]]er per år. Gjennom å måle opp stjernenes [[parallakse]] kan siden egenbevegelsen konverteres til hastighet. Stjerner med høy egenbevegelse er sannsynligvis relativt nær solen, noe som gjør dem til gode kandidater for målinger av parallaksen.<ref name="ESA 1999-09-10" />

Når begge hastighetene er kjente, kan stjernens romlige hastighet i forhold til solen eller galaksen beregnes. Blant nærliggende stjerner er det konstatert at [[Populasjon (astronomi)|populasjon]] I-stjerner generelt har lavere hastigheter enn eldre populasjon II-stjerner. Sistnevnte har elliptiske baner som er vinklet mot galaksens plan.<ref name="Johnson 54" /> Sammenligningen av bevegelsene hos nærliggende stjerner har også ført til oppdagelsen av stjerneassosiasjoner som sannsynlig er grupper av stjerner som deler et felles opphavssted i de gigantiske [[molekylsky]]ene.<ref name="Elmegreen 264" />