中存在众多类型的恒煋，不同类型的恒星其起源与

是不同的需要对恒星进行分类。

依据恒星在赫罗图的位置将恒星划分为白矮星、

这类恒星绕大质量天体进行转动，没有小质量天体绕其旋转该类型恒星存在

，其运动轨道为圆形、近圆形和椭圆形其形态为球形或近球形。

且无光污染的地区，一般人用肉眼大约可以看到6000多颗恒星借助于望远镜，则可以看到几十万乃至几百万颗以上估计

中的恒星大约有億颗，我们所处的太阳系的主星太阳就是一颗恒星

恒星的两个重要的特征就是温度和绝对星等。大约100年前

的艾依纳尔·赫茨普龙（Einar Hertzsprung）囷美国的享利·诺里斯·罗素（Henry Norris Russell ）各自绘制了查找温度和亮度之间是否有关系的图，这张关系图被称为

或者H-R图。在H-R图中大部分恒星构荿了一个在天文学上称作

的对角线区域；在主星序中，恒星的绝对星等增加时

其表面温度也随之增加。90%以上的恒星都属于主星序太阳吔是这些主星序中的一颗。巨星和

处在H-R图的右侧较高较远的位置上；

的表面温度虽然高但亮度不大，所以他们只处在该图的中下方

是┅个恒星在其生命期内（发光与发热的期间）的连续变化。生命期则依照星体大小而有所不同单一恒星的演化并没有办法完整观察，因為这些过程可能过于缓慢以致于难以察觉因此天文学家利用观察许多处于不同生命阶段的恒星，并以计算机模型模拟恒星的演变

首先提出恒星分类与颜色和

系，建立了被称为“赫-罗图的”恒星演化关系揭示了恒星演化的秘密。“赫-罗图”中从左上方的高温和强光度區到右下的低温和弱光区是一个狭窄的恒星密集区，我们的太阳也在其中；这一序列被称为主星序90%以上的恒星都集中于主星序内。在主煋序区之上是巨星和白特超巨星星区；左下为白矮星区

天文学家经由观测恒星的光谱、

和在空间中的运动，可以测量恒星的质量、年龄、

和许多其他的性质恒星的总质量是决定

和最后命运的主要因素。其他特征包括 直径、自转、运动和温度，都可以在演变的历史中进荇测量描述许多恒星的温度对光度关系的图，也就是

（H-R图）可以测量恒星的年龄和演化的阶段。

恒星并非平均分布在星系之中多数恒星会彼此受引力影响而形成聚星，如

等由数万至数百万计的恒星组成的恒星集团当两颗双星的轨道非常接近时，其引力作用或会对它們的演化产生重大的影响例如一颗

发展到一定时期，宇宙中充满均匀的

大体积气体云由于自身

引力而不稳定造成塌缩。这样恒星便进叺形成阶段在塌缩开始阶段，气体云内部压力很微小物质在自引力作用下加速向中心坠落。当物质的线度收缩了几个数量级后情况僦不同了，一方面气体的密度有了剧烈的增加，另一方面由于失去的引力位能部分的转化成热能，气体温度也有了很大的增加气体嘚压力正比于它的密度与温度的乘积，因而在塌缩过程中压力增长更快，这样在气体内部很快形成一个足以与自引力相抗衡的压力场，这压力场最后制止引力塌缩从而建立起一个新的力学平衡位形，称之为

星坯的力学平衡是靠内部压力梯度与自引力相抗衡造成的而壓力梯度的存在却依赖于内部温度的不均匀性（即星坯中心的温度要高于外围的温度），因此在热学上这是一个不平衡的系统，热量将從中心逐渐地向外流出这一热学上趋向平衡的自然倾向对力学起着削弱的作用。于是星坯必须缓慢的收缩以其引力位能的降低来升高溫度，从而来恢复力学平衡；同时也是以引力位能的降低来提供星坯辐射所需的能量。这就是星坯演化的主要物理机制

大致的讨论这┅过程。考虑密度为ρ、温度为T、半径为r的球状气云系统，气体热运动能量：

(1) 将气体看成单原子理想气体μ为

热运动使气体分布均匀引力使气体集中。两者共同作用当E>0时热运动为主，气云是稳定的小的扰动不会影响气云平衡；当E<0时，引力为主小的密度扰动产生对均匀的偏离，密度大处引力增大使偏离加强而破坏平衡，气体开始塌缩由E≤0得到产生收缩嘚临界半径：

(3) 原始气云密度小，临界质量很大所以很少有恒星单独产生，大部分是一群恒星一起产生成为

个恒星可以认为是同时产生嘚。

我们带入（2）可得出太阳收缩到今天这个状态以释放的引力能

如果这个辐射光度靠引力为能源来维持，那么持续的时间是：11×10

很多證明表明太阳稳定的保持着今天的状态已有5×10

年了，因此星坯阶段只能是太阳形成像今天这样的稳定状态之前的一个短暂过渡阶段。這样提出新问题星坯

是如何停止的？此后太阳辐射又是以什么为能源

阶段在收缩过程中密度增加，我们知道ρ∝r

所以rc比 r减小的更快，收缩气云的一部分又达到新条件下的临界小扰动可以造成新的局部塌缩。如此下去在一定的条件下大块气云收缩为一个凝聚体成为

，原恒星吸附周围气云后继续收缩表面温度不变，中心温度不断升高引起温度、密度和气体成分的各种核反应。产生热能使气温升的極高气体压力抵抗引力使原恒星稳定下来成为恒星，恒星的演化是从主序星开始的

恒星的成份大蔀分是H和He，当温度达到10

K以上即粒子的平均热动能达1eV以上，氢原子通过热碰撞就充分的电离了（氢的电离能是13.6eV）在温度进一步升高后，等离子气体中氢核与氢核的碰撞就可能引起核反应对纯氢的高温气体，最有效的核反应系列是所谓的P-P链：

He反应D（氘，氢的同位素由┅个质子和一个中子组成）含量只有

左右，很快就燃完了（其原理与现代氢弹武器类似）如果开始时D比

He（氦3，氦的同位素由2个

组成）含量多，则反应生成的

氢的同位素，由1个质子和2个中子组成衰变会变成氦3）可能就是恒星早期

He的主要来源，由于对流到达恒星表面的這种

He有可能还保留着。

C和N时他們能作为触媒使1H变为4He，这就是CNO循环CNO循环有两个分支：

前面我们提到恒星的演化是从主星序开始的，那么什么是主星序呢等H稳定地燃烧为He时，恒星就成了主序星人们发现有百分之八十至九十的恒星都是

，他们共同特征是核心区都有氢正在燃烧他们的光度、半径和表面温度都有所不同，后来证奣：主序星的定量上差别主要是质量不同其次是他们的年龄和化学成份，太阳这段历程约千万年

即主序星寿命随质量增大而按幂律减小如果整个星团已存在的年龄为T，那就可以甴T与M的关系式求出一个截止质量M

的主序星已结束核心的H燃烧阶段而不是主序星了这就是观察到由大量同年龄星组成的星团有上限的原因。

序数大的核有更高的点火温度，Z大的核不仅难于点火点火后燃烧也更剧烈，因此燃烧持续的的时间也就更短这颗25M

的模型星的燃烧阶段的总寿命为7.5×10

年，而其中百分之九十以上的时间是氢燃烧阶段即主星序阶段。从统计角度讲这表明找到一颗处于主煋序阶段的恒星几率要大。这正是观察到的恒星大多数为主序星的基本原因

的演化由于恒星形成是它的主要成份是

，而氢的点火温度又仳其他元素都低所以恒星演化的第一阶段总是氢的燃烧阶段，即主序阶段在主序阶段，恒星内部维持着稳衡的压力分布和表面温度分咘所以在整个漫长的阶段，它的光度和表面温度都只有很小的变化下面我们讨论，当星核区的氢燃烧完毕后恒星有将怎么进一步演囮？

恒星在燃烧尽星核区的氢之后就熄火，这时核心区主要是

它是燃烧的产物，外围区的物质主要是未经燃烧的氢核心熄火后恒星夨去了辐射的能源，它便要引力收缩是一个起关键作用的因素一个核燃烧阶段的结束，表明恒星内各处温度都已低于在该处引起点火所需要的温度引力收缩将使恒星内各处的温度升高，这实际上是寻找下一次核点火所需要的温度引力收缩将使恒星内各处的温度全面的升高，主序后的引力收缩首先点着的不是核心区的氦（它的点火温度高的太多）而是核心与外围之间的氢壳，氢壳点火后核心区处于高温状态，而仍没

源它将继续收缩。这时由于核心区释放的引力位能和燃烧中的氢所释放的核能，都需要通过外围不燃烧的氢层必须劇烈地

即让介质辐射变得更透明，来排出多余的热能来维持热平衡而氢层膨胀又使恒星的表面温度降低了，所以这是一个光度增加、半径增加、而表面变冷的过程这个过程是恒星从主星序向

过渡，过程进行到一定程度氢区中心的温度将达到氦点火的温度，于是又过渡到一个新阶段--氦燃烧阶段

点火前，引力收缩以使它的密度达到了10

的量级这时气体的压力对温度的依赖很弱，那么核反应释放的能量將使温度升高而温度升高反过来又加剧核反应速率，于是一旦点火很快就会燃烧的十分剧烈，以至于爆炸这种方式的点火称为“氦閃光”，因此在现象上会看到恒星光度突然上升到很大后来又降的很低。

在核反应初期温度达到10

K量级时，CNO循环产生的13C17O能和4He发生噺的（α，n）反应，形成16O和20Ne在核反应进行了很长时间后，Ne(pγ）Na（β+，ν） Na中的Na以及N吸收两个

He形成的Ne能发生（α，n）反应形成Mg和Mg等这些反应作为能源并不重要，但发出的

可进一步发生中子核反应

都能逐级正常燃烧最后在中心形成一个不能在釋放能量的核心区，核心区外面是各种能燃烧而未烧尽的氢元素壳层核燃烧阶段结束时，整个恒星呈现由内至外分层（Fe,Si,Mg,Ne,O,C,He,H）结构

小质量的恒星（如太阳）起先会膨胀，在这个阶段的恒星我们称之红巨星然后会塌缩，变成

辐射、丧失能量，再成为

大质量的恒星≥7个太阳密度（8M

<M）的恒星则会变成红

爆发的形式结束生命，最终会成为

（古代有记载 由于超新星光量大，一颗超新星爆发连续几个月都可以在晚上看到），中子星最终丧失能量形成黑矮星。而黑洞会向外射

当星体质量再大些，直到自引力不可忽略时这时自引力加大了内部的密度和压力，压力的加大是物质发生压力電离从而逐渐是固体的电约束瓦解，而过渡为等离子气体加大质量，即加大密度此时压力于温度无关，从而达到一种"冷的"平衡位形

内电子的动能一大足以在物质内部引起β衰变：

，这样的反应大致在密度达到10

体中的原子核变为富中子核原子核中出现过多的中子，導致核结构松散当密度超过4×10

是中子开始从原子核中分离出来，成为自由中子自引力于中子间压力达到平衡。如果当质量变大使中子氣体间压力已不能抵御物质自引力而形成

，但由于大多数恒星演化后阶段使得质量小于它的初始质量例如

，"氦闪光"超新星爆发等，咜们会是恒星丢失一个很大的百分比质量因此，恒星的终局并不是可以凭它的初始质量来判断的它实际上取决于演化的进程。那么我們可以得出这样的结论8→10M

以下的恒星最终间抛掉它的一部分或大部分质量而变成一个白矮星。8M

以上的恒星最终将通过星核的引力塌缩而變成

或黑洞也就是说，塌缩的内核质量在太阳1.44倍——到5倍的恒星最终成为中子星，塌缩的内核质量在太阳5倍以上的恒星最终成为黑洞。

的天体不能达到点火温度因此，不发光不能成为恒星。质量大于60M⊙的天体中心温度过高而不稳定至今仅发现70个以下。

根据实际觀测和光谱分析我们可以了解恒星大气的基本结构。一般认为在一部分恒星中最外层有一个类似日冕状的高温低密度星冕。它常常与煋风有关有的恒星已在星冕内发现有产生某些发射线的

，其内层大气吸收更内层高温气体的连续辐射而形成吸收线人们有时把这层大氣叫作反变层，而把发射连续谱的高温层叫作

其实，形成恒星光辐射的过程说明光球这一层相当厚，其中各个分层均有发射和吸收咣球与反变层不能截然分开。太阳型恒星的光球内有一个平均约十分之一半径或更厚的对流层。在上主星序恒星和下主星序恒星的内部对流层的位置很不相同。能量传输在光球层内以辐射为主在对流层内则以对流为主。

我们常常利用根据实际测得的物理特性和化学組成建立起来的模型进行较详细的研究。我们可以从流体静力学平衡和热力学平衡的基本假设出发建立起若干关系式，用以求解星体不哃区域的压力、温度、密度、不透明度、产能率和化学组成等在恒星的中心，温度可以高达数百万度乃至数亿度具体情况视恒星的基夲参量和演化阶段而定。在那里进行着不同的产能反应。一般认为恒星是由星云凝缩而成主星序以前的恒星因温度不够高，不能发生熱核反应只能靠引力收缩来产能。进入主星序之后中心温度高达700万度以上，开始发生氢聚变成氦的热核反应这个过程很长，是恒星苼命中最长的阶段氢燃烧完毕后，恒星内部收缩外部膨胀，演变成表面温度低而体积庞大的红巨星并有可能发生脉动。那些内部温喥上升到近亿度的恒星开始发生氦碳循环。在这些演化过程中恒星的温度和光度按一定规律变化，从而在赫罗图上形成一定的径迹朂后，一部分恒星发生

气壳飞走，核心压缩成中子星一类的

而趋于“死亡”（见恒星的形成和演化）

多数恒星的年龄在10亿至100亿岁之间，有些恒星甚至接近观测到的

—138.2亿岁目前发现最老的恒星估计的年龄是134亿岁。

质量越大的恒星寿命通常越短暂，主要是因为质量越大的恒星核心的压力也越高造荿燃烧氢的速度也越快。许多超大质量的恒星平均只有一百万年的寿命但质量最轻的恒星（

）以很慢的速率燃烧它们的燃料，寿命可以歭续几十到上万亿年

我们对恒星的了解大多数来自理论的模型和模拟，而这些理论只昰建立在恒星光谱和直径的测量上除了太阳之外，首颗被测量出直径的恒星是

是由亚伯特·亚伯拉罕·米歇尔森在1921年使用威尔逊山

100吋嘚胡克望远镜完成（约1150个太阳直径）。

恒星的尺寸，从小到只有20公里到40公里的中子星到像

参宿四的白特超巨星星，直径是太阳的1150倍大约16亿公里，但是密度比太阳低很多目前观测到的体积最大恒星是大犬座VY，体积约为太阳的100亿倍质量达50倍太阳质量。

一旦两种运动都已测出，恒星相对于太阳

的空间速度就可鉯算出来在邻近的恒星中，已经发现第一星族的恒星速度通常比较老的第二星族的恒星低而后者是以倾斜于平面的椭圆轨道运转的。仳较邻近恒星的动能也能导出和证明星协的结构它们就像起源于同一个巨大的分子云中共同向着同一个点运动的一群恒星。

起源于恒星內部对流的循环开始产生的区域具有导电性的等离子像发电机，引起在恒星中延伸的磁场磁场的强度随着恒星的质量和成分而改变，表面磁性活动的总量取决于恒星自转的速率表面的活动会产生

，是表面磁场较正常强而温度较正常低的区域拱型的星冕圈是从磁场活躍地区进入星冕的光环，星焰是由同样的磁场活动喷发出的高能粒子爆发的现象

由于磁场的活动，年轻、高速自转的恒星倾向于有高度嘚表面活动磁场也会增强恒星风，然而自转的速率有如闸门随着恒星的老化而逐渐减缓。因此像太阳这样高龄的恒星，自转的速率較低表面的活动也较温和。自转缓慢的恒星活动程度倾向于周期性的变化并且可能在周期中暂时停止活动。像是蒙德极小期的例子呔阳有大约70年的时间几乎完全没有

概略的测量，或是追踪星斑确实的测量年轻恒星会有很高的自转速度，在赤道可以超过100 公里/秒例如，B型的水委一在自转的赤道速度就高达225 公里/秒甚至更高使得赤道半径比极赤道大了50%。这样的速度仅比让水委一分裂的临界速度300 公里/秒低叻一些相较之下，太阳以25 –35天的周期自转一圈在赤道的自转速度只有1.994 公里/秒。恒星的磁场和恒星风对主序带上恒星的自转速率的减缓在演变有着重要的影响。

简并恒星压缩成非常致密的物质同时造成高速的

。但是相较于它们在低自转速速的状态由于角动量守恒—┅个转动的物体会以增加自转的速率来补偿尺寸上的缩减，而绝大部分消散的角动量是经向外吹拂恒星风带走的无论如何，波霎的自转昰非常快速的例如在

核心的波霎，自转速率为每秒30转波霎的自转速率会因为辐射发射而减缓。

来表示，它等于有相哃直径、相同总辐射的

的温度恒星的光谱能量分布与有效温度有关，由此可以定出W、O、B、A、F、G、K、M等

（也可以叫作温度型）温度相同的恒星体积越大，总辐射流量（即光度）越大绝对星等越小。恒星的光度级可以分为Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ、Ⅵ、Ⅶ依次称为：Ⅰ白特超巨星星、Ⅱ

、Ⅶ白矮星。太阳的光谱型为G2V颜色偏黄，有效温度约5,770KA0V型星的色指数平均为零，温度约10,000K恒星的表面有效温度由早O型的几萬度到晚M型的几千度，差别很大

离地球最近的恒星是太阳。其次是处于

到达地球需要4.3年

恒星的星等相差很大，这里面固然有恒星本身發光强弱的原因但是离开我们距离的远近也起着显著的作用。测定恒星距离最基本的方法是

此法主要用于测量较近的恒星距离，过程洳下先测得地球轨道半长径在恒星处的张角（叫作

），再经过简单的运算即可求出恒星的距离。这是测定距离最直接的方法在十六卋纪

以后，许多天文学家试图测定恒星的距离但都由于它们的数值很小以及当时的观测精度不高而没有成功。直到十九世纪三十年代后半期才取得成功。

然而对大多数恒星说来这个张角太小，无法测准所以测定恒星距离常使用一些间接的方法，如

、星团视差法、统計视差法以及由

确定视差等等。这些间接的方法都是以三角视差法为基础的自二十世纪二十年代以后，许多天文学家开展这方面的工莋到二十世纪九十年代初，已有8000多颗恒星的距离被用照相方法测定在二十世纪九十年代中期，依靠“依巴谷”卫星进行的空间天体测量获得成功在大约三年的时间里，以非常高的准确度测定了10万颗恒星的距离

恒星的距离，若用千米表示数字实在太大，为使用方便通常采用

作为单位。1光年是光在一年中通过的距离真空中的

是每秒30万千米，乘一年的秒数得到1光年约等于9.46万亿公里。

恒星的亮度常鼡星等来表示恒星越亮，星等越小在地球上测出的星等叫

；归算到离地球32.6光年处时的星等叫绝对星等。使用对不同波段敏感的检测元件所测得的同一恒星的星等一般是不相等的。目前最通用的星等系统之一是U（紫外）B（蓝）、V（黄）三色系统B和V分别接近照相星等和

。二者之差就是常用的色指数太阳的V=-26.74等，绝对目视星等M=+4.83等色指数B-V=0.63，U-B=0.12由色指数可以确定色温度。

恒星的真直径可以根据恒星的

（角直徑）和距离计算出来常用的

方法可以测出小到0.01的恒星的角直径，更小的恒星不容易测准加上测量距离的误差，所以恒星的真直径可靠嘚不多根据

的轨道资料，也可得出某些恒星直径对有些恒星，也可根据绝对星等和有效温度来推算其真直径用各种方法求出的不同恒星的直径，有的小到几公里量级有的大到10公里以上。恒星的大小相差也很大有的是巨人， 有的是侏儒地球的直径约为12900 千米，太阳嘚直径是地球的109 倍巨星是恒星世界中个头最大的， 它们的直径要比太阳大几十到几百倍白特超巨星星就更大了，有一颗叫做柱一的双煋伴星的直径为太阳的150倍。

( 即天蝎座α） 的直径是太阳的883 倍；红白特超巨星星

( 即猎户座α） 的直径是太阳的1200倍假如它处在太阳的位置仩， 那么它的大小几乎能把木星也包进去它们还不算最大的，

VV 是一对双星 它的主星A 的直径是太阳的 倍；woh g62直径为太阳的2000倍。大犬座VY更可達到30.63亿公里的直径这些巨星和白特超巨星星都是恒星世界中的巨人。

他们以此为依据，对8个

进行了观测和计算结果显示茬椭圆星系中，类似太阳的主序星和看不见的矮星的比例达到而非银河系中的大约100:1。因此一个典型的椭圆星系（一般认为包含3000亿颗恒煋），实际应包含1万亿甚至更多恒星而在宇宙中，椭圆星系占到星系总量的大约三分之一因此，他们得出结论：宇宙中的恒星总数至尐是现有估计值的三倍

分析一样，我们对恒星的光谱也可以进行分析借以确定恒星大气中形成各种谱线的元素的含量，当然情况要比哋面上一般光谱分析复杂得多多年来的实测结果表明，正常恒星大气的化学组成与太阳大气差不多按质量计算，氢最多氦次之，其餘按含量依次大致是

、硫等但也有一部分恒星大气的化学组成与太阳大气不同，例如沃尔夫－拉叶星就有含碳丰富和含氮丰富之分（即有碳序和氮序之分）在金属线星和A型特殊星中，若干金属元素和超铀元素的谱线显得特别强但是，这能否归结为某些元素含量较多還是一个问题。

理论分析表明在演化过程中，恒星内部的化学组成会随着

过程的改变而逐渐改变重元素的含量会越来越多，然而恒星夶气中的化学组成一般却是变化较小的

以质量来计算，恒星形成时的比率大约是70%的氢和28%的氦还有少量的其他重元素。因为铁是很普通嘚元素而且谱线很容易测量到，因此典型的重元素测量是根据恒星大气层内铁含量由于分子云的重

才会增加，因此测量恒星的化学成汾可以推断它的年龄重元素的成份或许也可以显示是否有行星系统。

被测量过的恒星中含铁量最低的是矮星HE铁的比率只有太阳的廿万汾之一。对照知下金属量较高的是

μ，铁丰度是太阳的一倍，而另一颗有行星的

14则几乎是太阳的三倍。也有些化学元素与众不同的特殊恒煋在它们的谱线中有某些元素的吸收线，特别是铬和稀土元素

观测发现，有些恒星的光度、光谱和磁场等物理特性都随时间的推移发苼周期的、半规则的或无规则的变化这种恒星叫作变星。变星分为两大类：一类是由于几个天体间的几何位置发生变化或恒星自身的几哬形状特殊等原因而造成的几何变星；一类是由于恒星自身内部的物理过程而造成的

几何变星中最为人们熟悉的是两个恒星互相绕转（囿时还有

（即食双星）。根据光强度随时间改变的“光变曲线”可将它们分为

W型三种几何变星中还包括椭球变星（因自身为椭球形，亮喥的变化是由于自转时观测者所见发光面积的变化而造成的）、星云变星（位于星云之中或之后的一些恒星因星云移动，吸光率改变而形成亮度变化）等可用倾斜转子模型解释的

，也应归入几何变星之列

物理变星，按变光的物理机制主要分为

两类。脉动变星的变光原因是：恒星在经过漫长的主星序阶段以后（见赫罗图）自身的大气层发生周期性的或非周期性的膨胀和收缩，从而引起脉动性的光度變化理论计算表明脉动周期与恒星密度的平方根成反比。因此那些重复周期为几百乃至几千天的晚型不规则变星、半规则变星和

都是体積巨大而密度很小的晚型巨星或白特超巨星星周期约在1～50天之间的经典造父变星和周期约在0.05～1.5天之间的天琴座RR型变星（又叫星团变星），是两种最重要的脉动变星观测表明，前者的绝对星等随周期增长而变小（这是与密度和周期的关系相适应的）因而可以通过精确测萣它们的变光周期来推求它们自身以及它们所在的恒星集团的距离，所以造父变星又有宇宙中的“灯塔”或“

”之称天琴座RR型变星也有量天尺的作用。

型变星、船帆座AI型变星和型变星'" class=link>；仙王座型变星等）它们的大气分成若干层，各层都以不同的周期和形式进行脉动因洏，其光度变化规律是几种周期变化的迭合光变曲线的形状变化很大，光变同视向速度曲线的关系也有差异

和船帆座AI型变星可能是质量较小、密度较大的恒星，仙王座β型变星属于高温巨星或亚巨星一类。

爆发变星按爆发规模可分为

等几类超新星的亮度会在很短期间內增大数亿倍，然后在数月到一、二年内变得非常暗弱暂时多数人认为这是恒星演化到晚期的现象。超新星的外部壳层以每秒钟数千乃臸上万公里的速度向外膨胀形成一个逐渐扩大而稀薄的星云；内部则因极度压缩而形成密度非常大的

之类的天体。最著名的银河超新星昰中国宋代（公元1054年）在

一般认为，脉冲星就是快速自转的中子星

新星在可见光波段的光度在几天内会突然增强大约9个星等或更多，嘫后在若干年内逐渐恢复原状1975年8 月在天鹅座发现的新星是迄今已知的光变幅度最大的一颗。光谱观测表明新星的气壳以每秒500～2,000公里的速度向外膨胀。一般认为新星爆发只是壳层的爆发，

仅占总质量的千分之一左右因此不足以使恒星发生质变。有些爆发变星会再次作楿当规模的爆发称为

的光度变化情况与新星类似，但变幅仅为2～6个星等发亮周期也短得多。它们多是双星中的子星之一因而不少人嘚看法倾向于，这一类变星的爆发是由双星中某种物质的

它们的光度与新星相反，会很快地突然变暗几个星等然后慢慢上升到原来的亮度。观测表明它们是一些含碳量丰富的恒星。大气中的碳尘埃粒子突然大量增加致使它们的光度突然变暗，因而也有人把它们叫作碳爆变星

除了单独的恒星之外，聯星系统可以是两颗或更多的恒星受到重力的约束而在轨道上互绕着最普通的

系统就是联星，但是三颗或更多恒星的系统也有被发现洏因为轨道要稳定的缘故，这些联星系统经常会形成阶级制度的共轨联星也存在着更大的、被称为

的集团：范围从只有几颗恒星的

，到朂庞大的拥有数十万颗恒星称为球状星团的集团。

联星系统是长期处在特定重力场约束下的恒星集团通常都由巨大的O和B型恒星组成，洏且80%的恒星是联星系统是多星系统但星单独恒星的部分因为更小的天体被发现而有所增加，仅有25%的

被发现有伴星因为85%的恒星是红矮星，所以在银河系内多数的恒星都是单独的

除了太阳之外最靠近地球的恒星是

，距离是39.9兆公里或4.2光年。光线从半人马座的比邻星要4.2年才能抵达地球在轨道上绕行地球的

速度约为8公里/秒（时速约30,000公里），需要150,000年才能抵达那儿像这样的距离，包括邻近太陽系的地区在

中是很典型的。在星系的中心和球状星团内恒星的距离会更为接近，而在星晕中的距离则会更遥远

由于相对于星系的Φ心，恒星的距离是非常开阔的因此恒星的相互碰撞是非常罕见的。但是在球状星团或星系的中心恒星碰撞则很平常。这样的碰撞会形成蓝掉队星这些异常的恒星比在同一星团中光度相同的

恒星有着更高的表面温度。

，恒星虽然看似在天空中恒定鈈动其实它也有自己的运动。由于不同

的速度和方向不一样它们在天空中相互之间的相对位置会发生变化，这种变化称为

全天恒星の中，包括那些肉眼看不见的很暗的恒星在内自行最快的是

，达到每年10.31角秒（1角秒是圆周上1度的3600分之一）一般的恒星，自行要小得多绝大多数小于1角秒。

，由三个部汾组成第一是恒星绕

的反映。第二是太阳参与银河系自转运动的反映在扣除这两种运动的反映之后，才真正是恒星本身的运动称为

η是已知质量最大的恒星之一，约为太阳的100–150倍，所以其寿命很短最多祇有四百万年。依据对圆拱星团（Arches cluster）的研究认为在宇宙应该有質量是太阳150倍的大质量恒星存在，但在实际上却未能寻获虽然这个极限的原因仍不清楚，但

光度给了部分答案因为它定义了恒星在不拋出外层大气层下所能发射至空间的最大光度。

剑鱼座AB A的伴星剑鱼座AB C，質量只有木星的93倍是已知质量最小，但核心仍能进行核聚变的恒星金属量与太阳相似的恒星，理论上仍能进行核聚变反应的最低质量估计质量大约是木星质量的75倍当金属量很低时，依目前对最暗淡恒星的研究发现尺寸最小的恒星质量似乎只有太阳的8.3%，或是木星质量嘚87倍再小的恒星就是介乎于恒星与气体巨星之间的灰色地带，没有明确定义的褐矮星

结合恒星的半径和质量可以确定恒星表面的引力，巨星表面的引力比主序星低了许多而相较于简并下的状态，像是

表面引力则更为强大。表面引力也会影响恒星的光谱越高的引力所造成吸收谱线的变宽越明显。

科学家发现了迄今质量最大的恒星--RMC 136a1它在形成初期质量或可达太阳质量的320倍，亮度接近太阳的1000万倍表面溫度超过4万9千摄氏度。

恒星分类是依据光谱和光度进行的二元分类在通俗的简化的分类中，前者可由恒星的颜色区分后者则大致分为“巨星”和“矮星”，比如太阳是一颗“

”常见的名称还有“蓝巨星”和“红巨星”等。

故此，天文学家自19世纪便开始根据恒星光谱的吸收线以光谱类型将恒星分类。

依據恒星光谱恒星从温度最高的O型，到温度低到分子可以存在于

中的M型可以分成好几种类型。而最主要的型态可利用"Oh，Be A Fine Girl,Kiss Me"（也有将"girl"改为"guy"）这句英文来记忆（还有许多其它形式的口诀记忆）各种罕见的光谱也有各特殊的分类，其中比较常见的是L和T适用于比M型温度更低和質量更小的恒星和

。每个类型由高温至低温依序以数字0到9来标示再细分10个小类。此分类法与温度高低相当符合但是还没有恒星被分类箌温度最高的O0和O1。

另一方面恒星还有加上“光度效应”，对应于恒星大小的二维分类法从0（白特超巨星星）經由III（巨星）到V（矮星）和VII（白矮星）。大多数恒星皆以燃烧氢的普通恒星也就是主序星。当以光谱对应绝对星等绘制

时这些恒星都汾布在对角在线很窄的范围内。

每一颗恒星都要给它取一个独特的洺字才能够便于研究和识别。中国在战国时代起已命名肉眼能辨别到的恒星或是以它所在

等；或是根据传说命名例如

等，构成一个不嚴谨的独立体系

时期就已经存在，古代的观星人将哪些比较显著的恒星和自然或神话等特定的景物结合想像成不同的形状。位于

带上嘚12个星座就成了

的依据许多明显的单独恒星也被赋予专属的名字，特别是以

而且有些星座和太阳还有它们自己整体的神话 它们被认为昰亡者或神的灵魂，例如

（意思是“漫游者”）代表着各式各样重要的神祇，这些行星的名字是

虽然也是希腊和罗马神话中的神祇但昰它们的光度暗淡，因此古代人并未发现它们的名字是后来才由天文学家命名的。）

大约在1600年代，星座的名称、范围以及恒星的名字還是由各个地区自己命名的1603年，德国天文学家

创造了以希腊字母序列与星座结合的

为星座内的每一颗恒星命名。然后英国天文学家

发奣出了数字系统的命名法这就是

。从此以后许多其他的系统的

西方方面1603年德国业余天文学家拜耳建议将每个星座中的恒星按照从亮到暗的顺序，以该星座的名称加上一个希腊字母顺序表示例如猎户座α（参宿四）、

）（但事实上猎户座β比猎户座α还要亮）。如果某个星座的恒星数目超过24个希腊字母，则接续采用小写的拉丁字母（a,b,c...）仍不足再使用大写拉丁字母（A,B,C...）。

长佛兰斯蒂德创立了数字命名法将星座内肉眼可见的恒星由西向东、由北向南依序编号。

科学界唯一认可能够为恒星或天体命名的机构是

很多的私人公司（例如：“International Star Registry”）以贩售恒星的名字为主，但是除了购买者以外这些名字既不会被科学界认可，也没有人会使用这个名字并且有许多组织假称为天攵机构进行诈欺，骗取无知的民众购买星星的名字

及其伴星照片人类对恒星的观测历史悠久。

以天狼星在东方地平线的出现预示尼罗河泛滥的日子。中国商朝就设立专门官员观测大火在东方的出现确定岁首的时刻，与作物播种与收割并列在卜辞中而中国明朝的航海镓们则利用

来判断方向。美国的阿波罗11号飞船设有光学定位仪利用恒星来确定位置。

2012年8月24日，据国外媒体报道一支由美国、波兰和西班牙等国科学家组成的国际研究团队首次发现日益老化的恒星吞没其行星的证据。

等人宣布他们观测到一颗由一大一小两个密度很高的

相撞而诞生不久的巨大恒星。这是科学家首次发现刚刚形成的巨大恒星将有助于弄清巨大恒星的形成机制。

天文学家对宇宙中恒星的数量一直有不同的估算最著名的一个说法是美国天文学家

在他嘚著作《千亿的千亿》中提出的一个猜测，认为宇宙中有1000亿个星系每个星系有1000亿个恒星。而据此天文学家又进一步推测各星系恒星数量約为1000亿的一万亿倍美国天文学家彼得·范·多昆和天体物理学家查理·康罗伊对来自星系的光强度分析后认为大约有3X10。

《恒星的结构和演化》（1990年）-（鲁道夫·基彭哈恩，德国天体物理学家）