Redigerer Stjerne (avsnitt)

=== Masse ===
En av de mest massive stjernene man kjenner til er [[Eta Carinae]], med en masse på så mye som 100&ndash;150&nbsp;solmasser.<ref name="Nathan 1998" /> Den forventes å få et svært kort liv, maksimalt et par millioner år. En studie av [[Archeshopen]] antyder at 150 solmasser kan være nær den øvre grensen for stjerner i universets nåværende æra.<ref name="NASA 2005-03-03" /> Bakgrunnen for denne grensen er ikke helt kjent, men den kommer delvis av [[Eddington-luminositet|Eddington-grensen]], som definerer den maksimale mengden luminositet som kan passere gjennom en stjernes atmosfære uten å trykke denne med seg ut.

[[Fil:Ngc1999.jpg|thumb|[[Refleksjonståke]]n lyses opp av V380 Orionis (midten), en variabel stjerne med rundt 3,5&nbsp;ganger solens masse. Den sorte flekken i skyen er en enormt tomt hull og ikke en mørk tåke som tidligere antatt.{{Byline|NASA}}]]

De første stjernene som ble dannet etter [[Big Bang]] kan ha vært større, opp til 300 solmasser eller mer,<ref name="HSCA 2005-09-22" /> på grunn av at sammensetningen manglet grunnstoff tyngre enn [[litium]]. Den generasjonen med supermassive [[Metallisitet|populasjon III-stjerner]] er imidlertid borte for lenge siden og forekommer nå bare som teoretiske objekter.

Med en masse på kun 93&nbsp;[[Jupitermasse|''M''<sub>j</sub>]] er [[AB Doradus|AB Doradus C]] en av de minste, kjente stjernene som har en aktiv fusjonsprosess.<ref name="ESO 2005-01-01" /> For stjerner med en metallisitet som ligner solens beregnes den teoretisk minste mulige massen for å fortsatt kunne opprettholde fusjon av hydrogen i kjernen til å være rundt 75 ''M''<sub>j</sub>.<ref name="Boss 2001-04-03" /><ref name="Shiga 2006-08-17" /> Mindre stjerner enn dette kalles [[brun dverg|brune dverger]], noe som hører til et dårlig definert grenseland mellom stjerner og [[gasskjempe]]r. Hos disse forekommer ingen fusjon i kjernen.

Kombinasjonen av radius og masse hos en stjerne avgjør overflategravitasjonen. Superkjemper har en mye lavere overflategravitasjon enn hovedseriestjerner, mens det motsatte gjelder for degenererte, kompakte stjerner som [[hvit dverg|hvite dverger]]. Overflategravitasjonen kan påvirke utseendet til stjernens spekter, siden høy gravitasjon kan forårsake en utvidelse av [[Elektromagnetisk absorpsjon|absorpsjons]][[Spektrallinje|linjene]].<ref name="new cosmos" group="L" />