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本词条由南京天文爱好者协会 提供内容并参与编辑 。
恒星是由发光等离子体——主要是氢、氦和微量的较重元素——构成的巨型球体。天气晴好的晚上，夜幕中总镶嵌着无数的光点，这其中除了少数行星，其它的绝大多数都是恒星。太阳是离地球最近的恒星，而夜晚能看到的恒星，几乎都处于银河系内。[1]而银河系统共约3000亿颗恒星中，人类只能观测到一小部分。[2]人类观测恒星历史已久，观测方法很多。那些比较明亮的恒星被分成一个个的星座和星群，有些恒星有专有的名称。恒星的亮度被称为星等，星越亮，星等越低。天文学家还汇编了星表，以方便进行研究。
恒星会在核心进行核聚变，以产生能量并向外传输，然后从表面辐射到外层空间。一旦核心的核反应殆尽，恒星的生命就即将结束。在生命的尽头，恒星也会包含简并物质。恒星大小与质量的不同会导致其不同的结局：白矮星、中子星、黑洞。
两颗或更多受到引力束缚的恒星可以形成双星或聚星，当这样的恒星在相对较近的轨道上时，其间的物质交流可以对它们的演化产生重大的影响。
2023年，天文学研究指出，位于贫金属恒星宜居带的行星，可能是搜寻潜在生命的最佳地点。[42]2024年，意大利天文学家首次计算出恒星周围水蒸气的重量。[45]
- 恒星
- star
目录
人类对恒星的观测历史悠久。古埃及人以天狼星在东方地平线的出现的时刻，预测尼罗河的泛滥。中国商朝就设立专门官员观测大火星（心宿二）在东方的出现，确定岁首的时刻；宋朝的司天监在观测时汽说劝发现了金牛座位置的超新星——天关客星；[3]明朝的航海者则利用航海九星来判断方向。
许多古代的天文学家都相信恒星被固定在永恒的天球上，并且永远不会变化。经由相约成俗，天文学家将一群一群的恒星集合组成星座或者星宿，并且用它们来定位行星在天空中的运动。太阳在星空背景运动的周期被用来创造历法和进行农耕时节上轿旬燥的指导。[4]现在几乎全球都在使用的格里历（公元纪年法）就是依据最靠近地球的恒星——太阳为基础建立的。[5]
最古老的，标有精确日期的星图出现在公元前1534年的古埃及。[6]伊斯兰天文学家为许多恒星取的阿阀验拉伯文名称一直到今天都还在使用，他们还发明了许多天文仪器可以测量和计算恒星的位置。然而，很长一段时间内，人们对于恒星还有误解。在1584年，焦尔达诺·布鲁诺发展了尼古拉斯·哥白尼的日心说，认为天上的恒星像太阳一样，也可能有其他行星，他因此泪遥背被当作“异端”。古代的希腊哲学家德谟克利特和伊壁鸠鲁曾经提出和他一样的想法。17世纪牛顿发誉乃元碑现万有引力以后，人们对于恒星的误解逐渐消除。贝塞尔在1838年首度利用视差的技术测出一颗恒星（天鹅座61）的距离是11.4光年，这揭示了太空的广大和天体距离的遥远。威廉·赫歇尔是第一位尝试确定恒星在天空中分布状态的天文学家。在1780年代，他用量测器对600个方向进行了一系列的测量，计算沿着视线方向可以看见的恒星数目，从而绘出了第一幅银河系（银盘）的星图。[7]
约瑟夫·夫琅禾费和安吉洛·西奇开创了科学的天体光谱学，他们发现恒星光谱中黑暗的谱线是由大气层吸收特定频率的波长造成的。20世纪，恒星研究开始转向物理方向。1913年，赫罗图问世，它推动了恒星物理学的研究，恒星内部结构的解释和恒星演化的模型被成功地提出。因为量子力学的发展，恒星光谱中的问题也能很好地得到解决。当今世界，由于科学技术的迅速发展，各种望远镜不断建成，人类对于恒星的研究越来越详细了。
2023年，美国麻省理工学院研究团队报道了一颗行星（茅骗精Z备纹TF SLRN-2020）或被宿主星“吞噬”的提犁店过程，或能作为恒星吞噬其某颗绕转行星的直接证据。[43]
2024年，意大利天文学家在一颗年轻恒星周围的圆盘中发现了水蒸气，在距离地球450光年的金牛座的年轻类日恒星HL Tauri的内盘中，含水量至少是地球所有海水的3倍。这是科学家首次计算出恒星周围水蒸气的重量。[45]
中国古代的恒星命名法是把（主要是北方）星空分为若干星官。[8]各个星官包含的恒星数量多寡不等，少则一个，多则几十个。所占的天区范围各不相同。在古代人的心目中，天和地一样也应该有国家和社会，于是他们就类比地面上的情况，给天上的恒星对应地上的事物：天子、诸侯、军队等。其中还掺杂了很多神话成分。北方星空，恒星大体上可以分为三个垣：北天极附近的紫微垣、东方星空的太微垣和北方星空的天市垣。每一个垣里有很多恒星，他们依据古人的想象中分担不同的“职务”：紫微垣是天帝居住的地方，太微垣是天帝处理政务的地方，天市垣是进行交易的地方。每一个垣里面都有各种恒星组成的事物或者官员。[9-10]
星座的概念在巴比伦时期就已经存在，古代的观星人将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，和与它们相关形象的性质或神话。现代国际通行的星座划分，可溯源至古巴比伦。古巴比伦远在距今5000年前就有了最早的星座名称。公元前13世纪，他们已划分出黄道带上的12个星座，称为“黄道十二宫”，意为太阳周年运行过程中的12座行宫。位于黄道带上的12个星座成了占星学的依据。许多明显的单独恒星也被赋予专属的名字，也特别是以阿拉伯文和拉丁文标示的名称。[12]后人又逐渐扩充，命名了更多星座。公元2世纪，天文学家托勒密在总结前人认识的基础上，编制出含有48个星座的表。16至17世纪地理大发现又补充了南天的一些星座。这时的星座概念，还只是一些肉眼可见的亮星之间的组合，星座与星座之间并没有明确的界限。随着天文望远镜技术的发展，越来越多的暗星被发现和深入研究，但它们属于哪一个星座，怎样标记和称呼它们，难以明确。
1928年，为了天文学研究的需要，国际天文联合会在荷兰莱顿举行的大会明确地将全天空划分为88个星座区域，沿天球赤道坐标系的赤经、赤纬线曲折分界，保留住传统的星座名字，用拉丁文规定其学术名称和由三个明确大小写的字母组成其缩写符号，全世界统一使用。其后，中国天文学会又确定了星座的中文译名，成为正式的学术名称。[13]
参见词条：星座
1603年，德国天文学家约翰·拜耳创造了以希腊字母序列与星座结合的拜耳命名法，为星座内的每一颗恒星命名。然后英国天文学家约翰·弗兰斯蒂德发明了依据赤经数值的弗兰斯蒂德命名法。拜尔命名法是根据星座内每颗星的亮度，用希腊字母顺序排列命名。例如天狼星是大犬座第一亮星，于是叫做大犬座α，织女星是天琴座α，参宿七是猎户座β。希腊字母用完了就用数字或者罗马字母。[8]而弗兰斯蒂德是按照恒星的赤经排序，而且只有北半球能看到的恒星有编号。
恒星的另一种命名法是星表命名法，这种星表是由天文学家依据观测数据系统编纂而成的。例如波恩星表、HD星表、依巴谷星表、SAO星表、变星总表、星云星团新总表、梅西耶星表、奥韦尔斯基本星表等等。它们把不同的恒星（或者是星系）分门别类，对号入座，而且内容精细，恒星数量多，极大地方便了天文学的研究。
参见词条：星表
电磁波谱观测
现代天文学家研究恒星，最主要的信息源是来自恒星的电磁波辐射。现代人类虽然能在太阳系发射探测器甚至登陆星球，但是恒星之间距离是如此遥远以至于人类几乎无法对除太阳以外的恒星近距离探测。虽然除了电磁波以外，引力波、宇宙线等也能捕捉远处恒星的蛛丝马迹，但是这些观测技术相对没有电磁波观测成熟。迄今为止，电磁波辐射仍然是获取恒星（除太阳外）信息的最主要渠道。[14]
电磁波是原子中的电荷做变速运动时产生的。恒星有极高的温度，因此原子运动十分剧烈，电磁波辐射也非常强大。波长范围从长波到γ射线都有。恒星的辐射穿过地球大气层时，很多波段都被大气分子吸收掉了。这种大气屏蔽作用是地球生物的保障，没有这些屏蔽，地球生物将受到威胁。但是这对于天文学来说却是一种阻碍。幸好有两个透明的窗口：光学和无线电，它们为人类天文学发展提供了必要的信息通道。
光学窗口是波长在0.35-22微米的波段，包含可见光和一部分红外线。其中17-22微米是半透明的，1.1-17微米是间断性窗口，即有若干小缝能通过辐射。无线电窗口是波长在1毫米至30米的无线电波段。1-40毫米的一部分微波也是半透明窗口。[15]因此，地面望远镜通常是光学望远镜和射电望远镜。比如：欧南台甚大望远镜（VLT）、500米口径球面射电望远镜（FAST）、大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）等。
星等、亮度、光度
恒星明亮的程度被称作视亮度。天文学家把亮度分成若干等级，这就是视星等。早在公元2世纪，古希腊天文学家喜帕恰斯就把肉眼看到的几千颗恒星分为6等。最亮的是1等，最暗的6等。两个恒星如果亮度相差100倍，那么它们的的视星等相差5等，这很服从人眼的生理感受。星等和亮度的关系式为：
。恒星的星等千差万别，有的比0等星还亮，有的则很暗。人眼目视的极限星等一般为6.5等，而借助大型望远镜和电子目镜可以看到20等以下的星体。
恒星的视星等并不能反映恒星真正的光度，因为恒星距离地球远近不同。地球上看，太阳是最亮的恒星，但是织女星的亮度是太阳的6万倍，由于离地球十分遥远，它的视星等只有0等，比太阳暗多了。[16]天文学家为了比较恒星真实的发光差距，定义了绝对星等：恒星在10秒差距处的视星等。设恒星在
处，亮度为
，在距离为
秒差距处亮度为
，则视星等(
)和绝对星等(
)具有如下关系：
太阳的视星等有-26.7，但是绝对星等只有4.75。虽然天狼星的视星等是-1.46，但是它的绝对星等有1.41。
恒星真正的发光本领通常用光度来表示。恒星的光度定义为在观测点与视线垂直的平面上，星光产生的照度。[15]。照度就是物体为被照亮的程度，单位为勒克斯（lx）。1勒克斯相当于1支标准蜡烛在距离1米处所产生的照度。光度的测量有光电光度测光、CMOS、CCD测光。[17]另外，还有热星等，辐射功率等物理量，它们也可以表示恒星的发光本领。
恒星位置测量
确定恒星在天球上的坐标，通常需要规定天球坐标系。一般有地平坐标系、赤道坐标系、黄道坐标系和银道坐标系等。所有天球坐标系都规定了基本轴、基本点和度量方向范围。现在有了大规模巡天数据，获得恒星的天球坐标很容易。难点在于测量恒星距离。
三角视差法指比较不同时间（一般是半年）拍摄的同一天区的照片进行比对，测出因为地球公转导致的恒星周年位置变化，再用解三角形的方法算出距离。由于测角精度受到0‘’.01的限制，三角视差法只适用于距离小于100秒差距的恒星。近些年一些高精度天文观测卫星的发射，可以把精度进一步提高。已测出三角视差的恒星约有10,000颗。分光视差是用分光技术，得出恒星的光谱，再用光谱中的某些特征推知恒星的绝对星等，最后用距离模数公式算出距离。恒星光谱中的氢巴尔末线的宽度、一些金属元素例如锂、钙、钾、镁的谱线强度都和绝对星等有关。对于较远的恒星，分光视差法的精度还是不错的。已测的分光视差数据的恒星约有60,000颗。[18]
造父视差法是利用造父变星距离测定恒星所在星团或星系的距离。造父变星是一类存在严格周光关系的变星。造父变星的距离根据光度和周期就可以算出。在测定河外星系距离时，只要找到了其中一颗造父变星，就能很方便地估计该星系的距离。[16]
标准烛光法是利用Ia型超新星测量遥远星系的距离。Ia型超新星的光度是恒定的，因此只要在河外星系中找到Ia型超新星，这个星系的距离就能很方便地测出。对于更远的星系（15G秒差距开外）则只有利用哈勃关系测距比较准确。如果还有更遥远的星系，那么天文学家目前也无力测出其距离。
恒星运动测量
恒星在三维空间中的运动，需要三个参量来描述。沿视线方向的运动称作视向速度；在与视线垂直平面（天球）上的运动称作自行。
由于距离遥远，恒星的自行可以考虑为匀速直线运动，单位取角秒/年。自行值的大小显然与恒星的远近有关。目前已知自行最快的是巴纳德星，为10.3角秒/年，[19]而它距地球5.9光年。[18]精确测定恒星的自行非常困难，天文学家所用的方法也是拍摄同一天区不同时间的图片，时间间隔几年到几十年不等。
分光光谱
在可见光范围内，不同波长的光给人眼视觉感受不同。各种频率的光混合在一起，给人眼的感受就是白光。如果某种频率的光波占比较大，混合光就偏显某种颜色。太阳光是偏黄的白光，天空的蓝色是由于地球大气层偏重于散射蓝光造成的。恒星颜色的不同也是其辐射波长的比例各不相同。辐射通过介质时会发生折射，频率不同，折射率就不同。当一束平行的太阳光射入空中一小水滴时，波长最短的红光，在水珠中的折射率最小，使得其出射光线与入射光线构成最大夹角，而波长最短的紫光，在水珠中的折射率最大，这就形成了彩虹。[20]同理，利用棱镜可以得到太阳的七色光，这就是光谱。最早的光谱就是把棱镜放到望远镜前得到的。
1814年，德国物理学家约瑟夫·夫琅禾费发现了太阳的“连续光谱”背景上有细细的黑线。1859年基尔霍夫和本生发现高温下的化学元素发出的光不是连续的，每种元素被加热时，其蒸汽都会产生特有的亮线。这意味着每种化学元素都有它自己的特征性光谱，因而任何物质的基本成分都可以根据该物质所发射的光谱来测定。而且高温元素的光穿过低温元素的蒸汽后，亮线就消失了，留下一道道暗线，这就是吸收线。光谱分析法由此诞生。这表明了，在地球上可检测出1.5亿千米之遥的太阳上的化学元素组成。[21]
现代天文学中，光谱分析已经是非常重要的研究方法了。除了使用棱镜获得光谱，最先进的方法是光栅摄谱。光栅是一种精密的光学元件。在非常光洁的光学平板上刻画出许多间隔相等的平行细线，做成光栅。利用干涉和衍射的叠加可以使光通过光栅，分解成光谱。如果使用光导纤维将望远镜焦面上的星像导入多台光栅摄谱仪上，就能同时得到许多恒星的光谱。[22]现在，还有全息光栅，阶梯光栅等更为先进的分光器件。[23]
恒星光谱型研究
光谱是恒星的身份证，每个恒星的光谱各不相同。20世纪初，哈佛大学天文台对已经拍到的50万颗恒星的光谱进行了研究，并对它们分类。分类的依据有：连续谱的能量分布、谱线的密度和强度、特征谱线的化学元素等。这种分类就是哈佛分类法。恒星的光谱被分为7类，用英文字母标注；每种类型还有10个次型，用阿拉伯字母标注。例如织女星是A0型，天狼星是A1型，太阳是G2型。但是并不是每个次型都有对应的恒星。
光谱型 |
恒星表面温度/开 |
颜色 |
谱线特征 |
例子 |
|---|---|---|---|---|
O |
40,000-25,000 |
蓝色 |
紫外连续谱强。有电离氦，中性氦和氢线。二次电离碳、氮、氧线较弱。 |
猎户座ι(伐三) |
B |
25,000-12,000 |
蓝白色 |
氢线强，中性氦线明显，无电离氦线，但有电离碳、氮、氧和二次电离硅线。 |
猎户座β(参宿七)
|
A |
12,000-7,600 |
白色 |
氢线非常强，氦线消失，出现电离镁和电离钙线。 |
天琴座α(织女一)
|
F |
7,600-6,000 |
黄白色 |
氢线强，但比A型弱。电离钙线大大增强变宽，出现许多金属线。 |
船底座α(老人) |
G |
6,000-5,000 |
黄色 |
氢线变弱，金属线增强，电离钙线很强很宽。 |
御夫座α(五车二) |
K |
5,000-3,600 |
橙色 |
氢线弱，金属线比G型强得多。 |
牧夫座α(大角) |
M |
3,600-2,600 |
红色 |
氧化钛分子带最突出，金属线强，氢线很弱。 |
猎户座α(参宿四)
|
参考资料 |
[18] |
|||
R、N、S三个亚型仅反映化学组成的差别。R、N型光谱中有较强的碳分子和氰分子吸收带，故有时称R、N型星为碳星。S型光谱和M型类似，但有很强的氧化锆吸收带且伴有氢的发射线。在以太阳为中心的450秒差距范围内，B型星占比1%，A型星占比约1.5%，G型约占13%，K型约占20%，M型约占56%。可见低温度星比高温度星多很多。
20世纪40年代，美国天文学家摩根和凯南提出另一种分类法（MK系统分类）：在以温度为基础的哈佛分类法上，再加一个光度数据。光度共七级，用罗马数字表示，并附在恒星的哈佛分类后面：Ⅰ超巨星、Ⅱ亮巨星、Ⅲ正常巨星、Ⅳ亚巨星、Ⅴ矮星、Ⅵ亚矮星、Ⅶ白矮星。如果有必要，在罗马数字后面加小写英文字母排列光度顺序。亮度大的为巨星，小的为矮星。太阳的光谱型是G2V。而参宿七的光谱型是B8Ia，这表明它是一颗蓝白色超巨星。[18]
参见词条：光谱型
赫罗图
赫罗图是表示恒星光谱型和光度关系的图，由20世纪初的科学家赫茨普龙和罗素各自独立创制。[25]赫罗图的纵坐标是恒星的光度，横坐标是恒星的表面温度或光谱型。从赫罗图上可以看出，大多数恒星组成一条从左上角绵延到右下角的序列，这条序列叫做主星序，其中的恒星叫主序星。主序星包括我们能观测到的恒星的90%。主星序表明，大多数恒星都服从温度越高光度越强的规律，这也是斯特藩-玻尔兹曼定律显示的必然结果。另一支密集群较短，呈左低右高走向，分布在图的右上方，这条序列叫做巨星序。一般是红巨星和红超巨星，例如大角星和参宿四。此外还有一部分散落在主星序的左下方，它们一般是白矮星。天狼星的伴星就是一颗白矮星。恒星的原材料——星际云——在赫罗图的最右边。中子星和黑洞由于没有光学观测数据而不能在赫罗图上呈现。[26]
参见词条：赫罗图
贫金属恒星
2023年，天文学研究指出，位于贫金属恒星宜居带的行星，可能是搜寻潜在生命的最佳地点。[42]
所谓稳定就是指恒星处于流体静力学平衡和热力学平衡状态。这种状态下，恒星内部每部分受到的引力和压力相平衡，表面辐射损失的能量和内部传递到表面的能量相平衡。因此恒星的光谱、温度、光度、体积和质量保持相对不变。
主序星是恒星一生中处于稳定阶段的恒星。恒星在这个阶段停留的时间占整个寿命的90%以上，相当于人类的青壮年阶段。主序星内部的化学成分基本相同，能源机制也基本类似。在恒星演化早期，恒星的能源机制还没有成熟，因此它们处于主星序的右边。当恒星演化到晚期，内部的化学成分和能源机制都发生了较大的变化，恒星因此与主星序分道扬镳。主序星的光度大约和质量的3.5-4次方成正比，这一规律被称为质光关系。
质量是恒星最重要的物理量，它经常决定了恒星的未来。恒星在主星序停留的时间取决于质量：质量大的停留时间短，质量小的停留时间长。太阳停留在主星序的时间大约是100亿年，而现在已经过去了50亿年。0.5倍太阳质量的恒星会停留2000亿年。
恒星的质量有一定的范围，最大不超过150倍太阳质量，最小不低于0.08倍太阳质量。质量越大，恒星越不稳定，强大的辐射压力会把恒星的外层大气吹跑；质量太小又很难引起恒星内部的热核反应。恒星内部的氢作为能源是维持主星序的标准，一旦氢消耗殆尽，恒星就离开了主星序，进入晚年。[18]
参见词条：主序星
双星是两颗恒星，它们围绕公共质心相互绕转。看起来是一颗恒星的，实际上有可能是双星。1802年，威廉·赫歇尔发现并意识到了第一对双星：北河二。此后双星成为了天文学中重要的课题之一。双星的质量可以利用开普勒第三定律进行测定。通过视椭圆或者视向运动曲线可以算出轨道，再测量其运动周期就可以得出质量。这种不是因为恒星物理原因变化的变星叫做食变星。
食双星（大陵型变星）
当双星的轨道面与视向几乎在同一个平面上时，就会看到一颗星挡住另一颗星的掩食现象，星光会明显变暗。这种双星叫做食双星。最典型的和最早发现的食双星是大陵五（英仙座β）。它的轨道周期为2天20小时48分55秒。在这段时间内，它的亮度有明显的变化，而且有特殊的规律。它最亮有2.13等，最暗仅3.4等，最亮的时间中又有一部分稍微变暗。原因是两颗星的光度不同。当亮度小的星挡住亮度大的星时，总亮度最小；亮度大的挡住亮度小的，总亮度些许变小。[18]典型的食双星还有渐台二等。
一些遥远的双星，即使它们彼此运动到最远的位置，望远镜也无法辨认出来，这种双星在光学观测上就辨认不出。但是从光谱中可以看出这是两颗星的光谱。这种双星叫做分光双星。它们有可能在光谱线中表现出周期性的红移和蓝移，也有可能是两颗星的光谱叠加。看出两颗星光谱叠加的叫做双谱分光双星，只看到一颗星的光谱，但是表现出周期性蓝移和红移的叫做单谱分光双星。分光双星中有一类叫做共生星，其子星一个冷一个热。例如仙女座Z，它是由一颗红巨星和一颗主序星或白矮星组成。[28]
密近双星（大熊座W型星）
密近双星的两个子星有频繁的物质交流。典型的恒星是大熊座W。它的光变曲线就像”W“型，其两颗子星有一个公共的对流包层，包住了两颗子星，这两颗子星都是主序星或者亚矮星。这种结构导致了其激烈的恒星活动如黑子群、耀斑爆发等。它们之间还有复杂的磁场相互作用和角动量转移等活动。[28]
不稳定星就是恒星的各种物理参数发生变化。变化的形式可能是周期性的脉动，也可能是不规则的迸发或者爆炸。各种变化参数中，最容易观测的就是亮度的变化。凡是有亮度变化（泛指电磁波辐射的变化，不局限于可见光）的恒星就叫变星。虽然食双星的亮度也有变化，但它不是由于恒星自身物理原因引起的，因此不算做不稳定星。
脉动变星因为其亮度像人的脉搏一样变化而得名。脉动变星亮度变化的原因是星体有节奏的膨胀和收缩。这是主序星脱离主星序后出现的一种结构不稳定的现象。这种胀缩只发生于星体的外层，深层物质不参与胀缩。一般从距中心处
处开始，越接近表层幅度越大。这种胀缩类似于气体活塞。星体内部每部分受到的引力和压力不平衡，就如同原本平衡的活塞被突然压缩后的情况（没有摩擦），胀缩不已。[18]混沌理论发展后，对于脉动变星的不规则的混沌脉动也能有很好的解释。[29]
脉动变星的体积胀缩并不是永久的。以前的研究认为，由于摩擦力的存在，参与脉动的星体物质脉动程度越来越小，最终趋于稳定。理论计算，在没有额外能量补充的情况下，大多数脉动变星经过5,000-10,000次脉动后就该停止。但是，实际上各种类型的脉动变星，都没有观测到脉动衰减的现象，尤其是造父变星，其光变周期和振幅都非常稳定。20世纪50年代，苏联科学家热瓦金提出一种解释，他认为在脉动变星的大气层下，有一层由氢和氦离子组成的电离区，区域内的物质在恒星收缩时保存能量，膨胀时放出能量。这种能量补给方式被称为阀门效应。阀门效应满足的条件非常苛刻，因此，在恒星演化的过程中，脉动只是一种阶段性行为。
长周期变星（蒭藁型变星）
长周期造父变星（仙王座δ型变星）
凡是光变周期在1-135天，周期非常稳定的脉动变星都归类为长周期造父变星。它们是黄色的巨星或者超巨星，质量为太阳的几倍到几十倍左右。这种变星常见于星系的旋臂中，通常被认为是年轻的巨大恒星穿过不稳定带所形成的。典型是造父一（仙王座δ）。造父一的光变周期是5天8小时46分38秒，最亮3.6等，最暗4.3等。造父变星在河外星系中也能发现。值得一提的是，最早测定造父变星和大陵型变星的光变周期的人是古德利克。他是一位聋哑的业余天文爱好者，开创了变星的光度测量工作，在变星领域作出了突出贡献，去世时年仅22岁。
20世纪初，美国女天文学家李维特(H.S.Leavitt)发现了造父变星的周光关系：光变周期越长，光度就越大。这样，只要知道了造父变星的周光关系，利用距离模数公式就能知道它的距离。这种方法特别适用于测定河外星系的距离。造父变星因此被誉为量天尺。
短周期造父变星（室女座W型变星）
这种变星光变周期小于1天，在银河系中常见于银核、银晕和球状星团中。通常被认为是低质量恒星在演化末期核心产能不稳定而形成的产物，但是其仍具有数百倍到数千倍太阳光度。它们的光变曲线和长周期造父变星有所不同。[30]
这种星的数量约占脉动变星总数的四分之一。其光变周期0.05-1.2天，变幅不大于1-2等。这类变星的特点是光度相当稳定，但是经过长时期后，周期和光变曲线会发生变化。[31]
这种变星光变幅度不超过0.25等，周期小于1天，光变曲线每周期都不相同。这类星一般是A0至F5的主序星或巨星。典型的是盾牌座δ。这类星通常被归类为天琴座RR型的变种。[31]
特殊脉动变星的脉动并不是恒星体积胀缩的脉动（径向脉动），而是星震学意义上的非径向脉动。20世纪60年代以来，天文学家观测太阳时发现了太阳的各种震荡现象，例如：太阳表面的任何一点都会有周期约5分钟的上下振动，平均速度0.5-1千米/秒。后来研究表明这种振动（太阳5分钟振动）是107以上的非径向脉动模式的叠加。这种非径向脉动对恒星的磁场、光度、光谱都有影响。星震学发展后，人类已经观测到一些恒星的非径向脉动的信息，这对于恒星结构研究很有帮助。
这种变星亮度不变，但是其磁场和光谱都有明显的周期性变化。典型的是猎犬座α2。它在5.469天的周期内磁场强度从+0.162特斯拉变到-0.142特斯拉。另一颗典型星是鹿豹座53，它在7.8天的周期内磁场从-0.4特斯拉编导+0.4特斯拉。这类型也叫做磁变星。它们磁场和光谱变化的原因是自转轴有较大的倾斜，且不同的元素聚集在表面的不同区域，随着恒星自转，观测者面对的是不同的恒星表面，磁场和光谱就会发生变化。这类星还含有非常强的金属吸收线。
沃尔夫-拉叶型星（WR型星）
这种星由法国天文学家沃尔夫和拉叶于1867年发现。其光谱几乎都是发射线（普通恒星的光谱为吸收线），比较容易鉴别，在银河系和临近星系中已发现200余颗。它们的绝对星等估计为-4等，恒星风损失质量的速率很快（约10-5太阳质量/年），因此寿命相当短促。典型的是WR124，位于天箭座。
B型发射星（Be星）
这种星由意大利天文学家赛奇于1866年发现。其光谱既有发射线也有吸收线，而且强度随时间变化。这种星自转速度极大以至于表面离心力大于引力，因此质量损失速率也很大（约10-7太阳质量/年）。它们绝对星等在-3-0等之间。典型的Be星是水委一（波江座α）。Be星被认为是快速自转的中子星或者是密近双星。
SS433星
SS433星是一个位于天鹰座的强射电源。其光谱既有红移也有蓝移，同时还有不发生位移的谱线，周期约164天。观测显示它是一组食双星，主星可能是一颗黑洞或中子星，还具有X射线喷流。伴星是蓝巨星，其物质被中子星或黑洞吸走堆积成盘状并高速旋转，从而产生喷流。光谱中的蓝移和红移产生于这两股喷流相对于地球的运动。
在很短的时间内，星的亮度突然增加，增加速率超过0.3等/分钟的星叫做耀星（鲸鱼座UV型星）。典型耀星是鲸鱼座UV。1948年，雷登(W.J.Layten)发现这颗星在3分钟内亮度增加了12倍，增加速率甚至超过了超新星爆发，这种现象被称为耀亮。以后由约200颗类似的恒星被发现，它们都位于太阳附近20秒差距范围内，包括半人马座的比邻星。它们都属于红矮星，大多为M型。
虽然太阳的耀斑活动与耀亮有相似之处，但是它们的能量差别极大。一个耀斑释放的能量不超过太阳正常辐射的1％，而耀亮在几分钟内释放的能量是正常辐射能量的十多倍。耀亮的时间没有特殊的规律，一般是几小时发生一次，经过几十分钟又恢复到正常状态。耀亮也伴随着射电辐射和X射线辐射的增强。X射线耀亮的时间最短，射电最长。射电最先开始耀亮，光学次之，X射线最迟。耀亮的频率和光度有关，光度越小的星，耀亮越频繁。一般认为耀亮是年轻恒星的大规模耀斑活动导致的。太阳早已步入中年期，其耀斑活动相比之前平和许多，因此不会发生耀亮。
参见词条：耀星
恒星的能源是由核聚变产生的。恒星能源问题一直是人类争论的焦点。1926年，英国天文学家爱丁顿提出恒星能源问题。他坚信恒星聚变产生的能量足以使恒星达到引力和气体压力平衡的状态。但是，当时的物理学家并不这么认为。他们觉得恒星内部无法进行聚变反应。幸好，量子力学的发展（隧道效应的提出）解决了这个问题。
质子—质子反应由以下三个反应组成：
1H+1H——>2D+e++ν （1）
2D+1H——>3He+γ （2）
3He+3He——>4He+21H （3）
（1）是两个氢核相碰撞而聚变为一个氘核（氢2），并放出一个正电子和一个中微子。形成的新的氘核再与邻近的氢核进行（2）反应，聚变成一个氦3，并放出一个γ射线光子。而两个氦3核进行（3）反应，结合为一个真正的氦核（氦4），并放出两个氢核。不难看出，两倍的反应（1）和反应（2）与反应（3）相加，既可以得到简化的质子—质子反应：
碳氮氧循环由以下六个反应组成：
12C+1H——>13N+γ （1）
13N——>13C+e++ν（2）
13C+1H——>14N+γ （3）
14N+1H——>15O+γ （4）
15O——>15N+e++ν（5）
15N+1H——>12C+4He （6）[33-34]
这组反应中的碳核和氮核是热核反应的催化剂。总的结果是四个氢核合成一个氦核，并产生三个光子，两个正电子和两个中微子。恒星内部放出的中微子数目是光子数的三分之二。中微子不与任何物质发生作用，径直以光速运动。
参见词条：核聚变
恒星起源的标准模型
恒星起源于星际物质。星际物质充满宇宙空间，平均密度约为10-24克/立方厘米。星际空间的温度约为10-100开。星云在星际物质相对集中的地方形成。系统提出恒星形成理论的是康德和拉普拉斯。他们提出了恒星形成的星云学说。用科学方法研究恒星起源的第一人是英国天文学家詹姆斯·金斯，他提出的位力定理认为，一定量的星际物质受到引力扰动（例如超新星爆发）后，只要满足一定条件（金斯质量），星际物质之间的引力就会起主导作用，使它们坍缩成密度更大的星云。密度大到一定程度时，星云就会分裂成若干团块。团块的密度更大。此后各个团块继续坍缩、分裂，直到几个更小的团块质量为0.08-150太阳质量时，便不再分裂，反而会愈发聚拢。终于，引力的压迫点燃了团块内的热核反应。热核反应提高了恒星内部压强，进而阻止坍缩。等到热核反应能维持恒星自身动态的热平衡时，这颗恒星就完全诞生了。以上就是恒星诞生的标准模型。然而，实际情况下的恒星形成模型必须按质量进行分类讨论。一般来说，小于2-3倍太阳质量的是小质量恒星，大于8倍太阳质量的是大质量恒星，中间是中等质量恒星。
分子云——恒星的孵化所
各种气态的星际介质里，密度最大，温度最低的就是分子云，而它是恒星形成的关键场所。银河系中的分子云大小不一，形态各异。小分子云只有几倍太阳质量，是孤立恒星形成的区域，而大分子云则可达到数百万倍太阳质量。分子云密度较高的地方是团块，密度更高的则被称为分子核。分子云本身是星际介质凝聚的结果。依据现代天文学观点，分子云是由中性氢云在引力波或者超新星爆发产生的冲击波影响下凝聚的。分子云除了充满大量气体以外，还有很多星际尘埃。这些尘埃能够吸收环境中的高能光子，以保护分子云免受攻击而破碎。而且，星际尘埃组成的化学元素比较丰富多样，这也有利于恒星的形成。[35]
中小质量恒星形成
标准模型很符合中小质量恒星形成的过程。分子云形成不久后，云中的团块开始分裂，坍缩。一个分子云团块可以分裂成非常多的小团块，而每一个小团块都能形成恒星。参考其中一个小团块的坍缩：团块的坍缩是从里向外开始的，物质以高速向团块中心落下，其势能转化为动能。到达中心后，物质减速，动能转化为内能，形成辐射。由于分子云比较厚，辐射不易散发，转而被其它物质吸收。随着大量物质的下落，中心温度不断升高，辐射压力不断增大，最终达到平衡态。此时，未落下的物质受到的引力和辐射压力平衡，它们不再下落，一颗恒星胚胎（原恒星）就诞生了。这个恒星胚胎和真正的恒星相比，质量和密度都比较小，体积比较大，因此还不能算作恒星。
原恒星的周围存在吸积盘，原恒星以盘吸积的方式充实自己。这样做是为了转移吸积物质的角动量。由于分子云存在自转，根据角动量守恒，物质离旋转中心越远，角动量就越大。如果直接吸积，过大的角动量可能会将原恒星撕裂，吸积盘可以转移这些角动量，而且恒星自身也可以在磁场的帮助下把角动量过大的物质甩出去，形成喷流。喷流与星际物质交互时，会形成赫比格-哈罗天体。这种天体由美国天文学家乔治·赫比格和墨西哥天文学家吉尔莫·哈罗发现。
随着吸积的进行，原恒星质量越来越大，亮度也开始增大，温度升高。同时，原恒星的恒星风很强劲，它可以吹走周围的物质，从而减缓质量增长。与此同时，原恒星也在收缩，加热内部物质。当原恒星周围的物质吹走得差不多了，吸积盘里也没什么东西时，原恒星进化为主序前星，它就可以在光学波段被观测。日本天文学家林忠四郎发现，主序前星集中在赫罗图右侧一个狭小的垂直区域——林忠四郎线——内。在这里，恒星整个星体处于对流状态，内部温度攀升到100万开，核反应（主要是氘作为燃料）在中心开始进行。氘在中心的含量很少，对流会把表面的氘带到核心。此时星体停止收缩，辐射压力和引力达到平衡。但是氘只够用约十万年，氘用完后，辐射压力降低，主序前星收缩，核心温度上升，星体就脱离了林忠四郎演化程。等到核心温度上升到700万开后，氢开始作为燃料。此时主序前星的亮度不变，表面温度上升，进入亨耶演化程。这是由美国天文学家亨耶提出的。主序前星沿着亨耶演化程走一段距离后，氢的核反应趋于稳定，星体停止收缩，再次进入平衡态。此时，一颗恒星真正诞生了，它从此正式进入主序。
对于大质量恒星，其亨耶演化程比较长久，林忠四郎演化程比较短暂，小质量恒星则反之。[35]
主序前星质量:太阳质量
到达主序所用时间/年
30
3万
10
30万
4
100万
2
800万
1
3000万
0.5
1亿
大质量恒星形成
标准模型可以很漂亮地解释中小质量恒星的形成，对于大质量恒星形成问题则一筹莫展。[36]首先是大质量恒星离地球非常遥远，最近的大质量恒星形成区——猎户座大星云（M42）——离地球也有1500光年。其次，大质量恒星形成区的环境比较复杂，其中充满了纷乱的气体流和组成元素复杂的星际尘埃，还有猛烈的恒星风。尽管猎户座大星云十分优美，但是过于复杂的环境给恒星观测带来了困难。此外，大质量恒星的寿命很短，基本上小于1亿年，这导致了可研究的样本很少。最后，这种恒星形成速度非常快，从诞生到主序只要几十万年，可谓是昙花一现。
现代天文学家支持坍缩吸积模型。当然也有其它模型，比如并和模型认为，大质量恒星是小质量恒星合并而来的。但是小于40倍太阳质量的大质量恒星，坍缩吸积模型是符合的。
大质量恒星形成是从红外暗云阶段开始的。红外暗云是温度极低（约10开）的分子云，形态上表现为纤维状结构，纤维中包含大质量高密度（每立方厘米约百万个分子）冷分子核，这是大质量恒星的前身。之后核开始坍缩、加热，密度可以达到每立方厘米一千万个分子。此时核中心已经形成一个中等质量的天体并且开始热核反应，并进行剧烈的吸积。吸积摩擦产生辐射，加热了周围的气体和尘埃，导致分子云温度上升（可达到150开），并且还有隐约的喷流，但是分子云太厚，在光学波段依旧不能看见它。吸积继续进行，待超致密电离氢阶段开始后，由于核心温度已经很高，核中的中等质量天体已经大规模燃烧氢，周围的吸积物质还没有完全被吸完，剧烈的恒星风就迫不及待地将它们打散。恒星的周围还充满了由于温度太高而被电离了的氢离子，这个区域叫做电离氢区。由于引力作用，电离的氢不能离恒星太远，吸积作用也还可以进行一段时间。此后恒星体积越来越大，有可能吸积盘都能被恒星吞噬。恒星风越来越强，吹走了大量的物质，电离氢区的密度也越来越高（有可能达到每立方厘米一万个电子），并且范围增大。但是随着恒星周围物质被吹走，恒星体积就不再膨胀，电离氢区的密度随着范围扩大而降低，从而形成了平常的电离氢区。大质量恒星强烈的恒星风和辐射可以改变周围空间的结构，膨胀引起的激波可以压缩星际介质。这几个因素相互作用最终可以导致星际介质的再坍缩，触发更多恒星的形成。由于大质量恒星寿命短，在新恒星未成熟时就可能成为超新星，但是超新星的巨大能量又能导致恒星形成，还能形成重元素。因此，大质量恒星是宇宙中必不可少的关键天体。[37]
恒星在主序星演化的特点是恒星内部进行着以氢作为燃料的核聚变。主序星是稳定星，且不同主序星在光谱型和光度方面表现出的差异完全由其质量决定，因此主序星是简单的。
因为主序星的能量仅靠氢的核聚变产生，所以只要知道了其总质量和氢、氦和重元素的含量，就可以计算出主序星的各种物理参数，甚至可以预测它的演化。爱丁顿说：”没有比恒星更简单的东西了。“说的就是这个意思。如果给出几个关于主序星的假设：
1.恒星的几何结构为球对称结构；
2.恒星内部由多层构成，每一层的温度、压强、密度、不透明度、成分等都是均匀一致的。
3.恒星内部稳定，处处满足流体静力学的平衡条件；
4.不考虑恒星的磁场力、潮汐力和自转。
就可以从这些假设中推出主序星的5个方程：（推导过程省略）
1.质量方程
考虑恒星的某一壳层，半径为r，厚度为dr，密度为ρ(r)，则从球形到该层的球体质量为：
2.平衡方程
设半径为r处的压强为p(r)，球体质量为M(r)，万有引力常数为G，则有以下等式：
3.光度方程
设L为光度，ε为恒星内部单位质量的产能功率，则有以下等式：
4.辐射转移方程
设T(r)为球壳内温度，K(r)为吸收系数或不透明系数，σ为斯特潘常量，则有以下等式：
5.物态方程
如果去掉一系列假设，那么公式和计算将相当复杂。[38]当然，通过高性能计算机，恒星的各个物理参数也能很方便地算出，经过比较，结果和实际符合得很好。对于处在主序阶段的恒星，其质量只有轻微损耗，因此物理参数变化是相当缓慢的。当质量发生突变时，恒星也就会进入另一个阶段。
主序星的化学成分基本相同：氢占70%-75%，氦占24%-25%，其余为重元素（主要是碳、氧等，富金属星还有更多重元素）。大部分的氦是宇宙大爆炸初期创生并保存下来的。根据统计，银河系内，主序星的数量约占恒星数量的90%。质量越大的恒星，内部温度越高，热核反应越剧烈，其寿命也就越低。小质量恒星的寿命会很长。30倍太阳质量的恒星只能在主序停留100万年，而0.5倍太阳质量的能停留1000亿年。主序星的质量也有限制。目前上限还不能确定，但是下限——0.08倍太阳质量——是确定的。质量小于下限的“恒星”，内部温度太低以至于不能发生热核反应，因此不具备成为恒星的资格，它们被归类为褐矮星。大质量恒星由于结构复杂，所以仍不清楚到底能大到多少。
当恒星中热核反应的燃料氢逐渐转化为氦时，氢聚变就不能维持下去了，恒星的结构就会发生显著变化。此时一颗恒星就度过了漫长的主序，来到了它的老年。
更多的热核反应
温度达到108开以上时，氦原子核将作为燃料，最终生成氧元素。这一步叫做氦燃烧。温度到8*108开时，碳和氧进行燃烧，最终形成镁、硅、磷、硫四种元素。温度到3.5*109开时，镁原子核和硅原子核进行光裂变反应，生成铝、氖、氧元素，同时发射质子、中子和氦原子核(α粒子)。而氦原子核和硅还有其它元素反应，生成硫、氩、钙、钛、铬、铁、镍元素（α过程）。铁和硅是硅燃烧的炉渣，而且是所有恒星中进行的聚变反应的炉渣。总的来看，热核反应产生的能量是越来越少的。铁的比结合能最大，这意味着无论向更重元素还是向更轻元素变化，都要吸收能量而不是放出能量。因此，铁的形成标志着恒星（一般是大质量恒星）已经濒死，最终将会以极为壮烈的爆炸中结束一生。以下是各个反应的具体过程：
1.碳燃烧
——————{20Ne+4He
12C+12C—>{ 23Na+H （表示三反应同时发生，下同）
——————{24Mg+γ
20Ne+γ—>16O+4He
20Ne+4He—>24Mg+γ
2.氧燃烧
——————{28Si+4He
16O+16O—>{31P+1H
——————{32S+γ
3.光裂变反应
28Si+γ—>{24Mg+4He
—————{27Al+1H
27Al+γ—>26Mg+1H
26Mg+γ—>25Mg+N（N为中子）
25Mg+γ—>24Mg+N
24Mg+γ—>20Ne+4He
20Ne+γ—>16O+4He
16O+γ—>12C+4He
4.硅燃烧（α过程）
28Si+4He—>32S
32S+4He—>36Ar
36Ar+4He—>40Ca
40Ca+4He—>44Ti
44Ti+4He—>48Cr
48Cr+4He—>52Fe
52Fe+4He—>56Ni[38]
反应过程 |
近似点燃温度/开 |
运转温度/开 |
所需最小恒星质量:太阳质量 |
核心密度/克每立方厘米 |
持续时间/年 |
|---|---|---|---|---|---|
氢燃烧 |
4*106
|
2*107
|
0.08 |
4 |
7*109
|
氦燃烧 |
1*108
|
2*108
|
0.5 |
6*102
|
5*105
|
碳燃烧 |
6*108
|
8*108
|
4 |
6*105
|
5*102
|
氧燃烧 |
1*109
|
15*108
|
6 |
1*106
|
5*10-2
|
硅燃烧 |
2*109
|
35*108
|
9 |
1*1010
|
3*10-3
|
小质量恒星晚期
当一颗恒星质量小于2.3倍太阳质量的恒星演化到主序晚期，核心的氢已经燃烧殆尽。在温度还没达到让氦发生反应的时候，它没有足够的辐射压维持自己的平衡态，于是核心不可避免地收缩。这种收缩把引力势能转换为内能从而提高温度，使得核心温度能够引发氦聚变，甚至由于反应过于剧烈，会发生氦闪现象。同时核心对外辐射多余的热能使得外层物质被推开，造成核心收缩，外层膨胀的现象。核心开始聚变后，核心外围由于还有未用完的氢，在辐射加热下重新开始氢聚变。这时候恒星的核心是氦聚变，核心外围是氢聚变，恒星又得以焕发活力。核心所产生的能量使得恒星外层不断膨胀，表面温度则一再降低直到4000开以下。这时恒星发出红色的光，体积巨大无比，被称之为红巨星。北河三（双子座β）、毕宿五（金牛座α）、大角（牧夫座α）等都是红巨星。
当红巨星中的氦耗尽时，剩下碳和氧，这时恒星也会向之前一样，在重力作用下急遽收缩。但是恒星质量不够大，引力无法使得核心温度升高引发碳燃烧和氧燃烧。这样收缩只能让碳-氧核心外围的氦继续燃烧。这一状态维持不了多久。在恒星彻底丧失活力之后，整个恒星的不稳定性增加，引力作用导致核心密度越来越高。当密度达6*107克/每立方厘米时，由于泡利不相容原理，电子产生简并压力，使得物质不再被压缩，而温度维持在5万开，体积很小，此时核心就形成了一颗白矮星。与此同时，恒星壳层脱离了束缚，扩展到很大的范围，形成了行星状星云。行星状星云演化很快，它以10-30千米/秒的速度膨胀，越来越稀薄，约5万年后，行星状星云就会被吹散。
太阳是小质量恒星。再过50亿年，太阳也将变为一颗红巨星。这时候太阳会膨胀，其半径可大到包含地球甚至火星轨道的地步，那时地球或许已经被吞噬殆尽。不久后核心再次收缩，变为白矮星，而外壳变为行星状星云。
中等质量恒星晚期
如果一颗恒星质量在2.3到8.5倍太阳质量，核心的氢燃烧完毕后，核心少许收缩，但是由于其质量很大，核心可以平稳地进入氦燃烧阶段。如果恒星质量接近3倍太阳质量或更小，那么其表面温度为5000开，为红巨星；如果质量超过7倍太阳质量，表面温度将达到1万开，此时是巨星但并非红色。中心的氦燃烧完毕后，核心再次收缩。由于质量大，引力势能产生的温度和密度足够引发碳燃烧，核心温度再一次升高，但是碳燃烧以非常快的速率进行，以至于核心来不及膨胀以减缓反应速度，碳就燃烧完毕了。这种非常迅速的碳燃烧被称为碳闪，它也许会导致恒星的不稳定状态，甚至导致爆炸，毁灭这颗恒星。如果幸免于此，那么恒星也终会变成一颗白矮星。
大质量恒星晚期
大质量恒星由于总质量巨大无比，以至于碳燃烧也能很平稳地进行，不至于发生碳闪。核心碳燃烧的同时，外壳中的氢和氦也在燃烧。核心部分的碳烧完后，温度已经达到10亿开以上，氧燃烧开始了。如果温度高到20亿开，硅也能开始燃烧。考虑极端情况，这时候的恒星已经变成了巨型的“洋葱头”：核心部分由炉渣——等离子态的铁——组成，外侧由各种壳层组成，每一层都在进行着不同类型的核反应。这时候恒星已经膨胀得非常大，成为红超巨星。更重元素的燃烧时间相对于更轻元素的短。对于一个25倍太阳质量的恒星，氢可以持续燃烧700万年，氦可以燃烧50万年，碳燃烧600年，氧燃烧1个月，而硅只能燃烧1天。离开主序之后的不稳定燃烧可能使恒星多次进入脉动变星状态。参宿四（猎户座α）、心宿二（天蝎座α）都是红超巨星。大质量恒星将会在超新星爆炸中结束自己的一生。
双星演化
双星演化机制虽然和单独恒星相同，但是由于两颗星之间的物质交流频繁，一些双星的演化远比单独恒星复杂（密近双星更为复杂）。双星种类繁多，不同质量的主序星、白矮星、脉动变星、中子星、黑洞等等进行组合，要总结出一般规律很不容易。又因为恒星风、物质交换、吸积甚至其中一颗星爆炸等各种情况，研究它们愈发困难。现在双星演化的理论和观测尚有很多不完备之处，有待进一步研究和观测。
原子由原子核和电子组成。1925年，物理学家泡利认为，原子中的电子不容许有相同的运动状态。如果原子内某一空间中的电子占满了所有可能的状态，那么泡利不相容原理就不允许这个区域再多出一个电子。这种不容许多余电子进入某一空间的力就是电子简并压力。对于平常物质，原子和原子之间距离很大，一般不会出现电子挤占别的原子中电子的情况。而且电子的简并压力是很小的。但是，电子简并压力有其上限。如果物质被进一步压缩，那么电子就被迫压入原子核，与质子结合成为中子，电子简并压力不复存在。此时原子这个屏障不复存在，原子已经被“肢解”了。如果再增大压力，中子和中子就被紧密地压在一起，相互之间产生压力，这就是中子简并压力。等到压力进一步增大，连中子简并压力都抵挡不住的时候，这个物质就超出了目前的认知范围，所有已知的的物理定律在那里统统失效。
参见词条：简并
恒星主要靠核聚变产生的辐射压力对抗自身的引力，以维持自己的形态。一旦核聚变停止，恒星将不可避免地坍缩。但是有两个重要的屏障——电子简并压力和中子简并压力——阻碍这种坍缩。白矮星就是电子简并压力与自身引力相平衡的天体。虽然恒星充满着等离子体的物质，电子不再被束缚在原子周围，但是泡利不相容原理依然起作用，并且由于恒星含有的物质很多，电子简并压力可以非常大，足以和引力抗衡。
白矮星通常由碳和氧组成。它的内部不再有核聚变反应，不再产生能量。白矮星形成时的温度很高，可以达到20万开。但是由于没有能量来源，它终究会辐射大部分能量，最终黯淡下去，成为黑矮星。现代天文学认为，黑矮星有可能是暗物质的一种。
参见词条：白矮星
美国天体物理学家钱德拉塞卡于1931年发现，白矮星存在质量上限，为1.44倍太阳质量，这被称之为钱德拉塞卡极限。超过了这个极限，电子简并压力就不敌引力，原子被压碎，电子与质子结合成为中子。直到中子被压在一起，产生的中子简并压力和引力抗衡，这就形成了中子星。
中子星直径只有十多公里，但是每立方厘米的物质可重达10亿吨，因此自转速度极快，周期可能达到七百分之一秒，形成脉冲星。还有的中子星磁场很强，形成磁星。
美国物理学家奥本海默和加拿大物理学家沃尔科夫在1939年提出了中子星的质量上限，被称为奥本海默极限。如果中子星质量超过这个上限，那么任何力都无法阻挡引力的作用，导致星体变为黑洞。奥本海默极限是不确定的，一般为2-3倍太阳质量。
黑洞是宇宙中最为神奇的天体之一。从十八世纪的拉普拉斯，到二十世纪的史瓦西、爱因斯坦，无数物理学家都曾描绘过黑洞的形态。黑洞本身就是一个体积为零，密度无穷大的点——奇点，这使得它引力非常大，以至于存在视界，在视界半径之内的任何东西都不能以任何方式被观察。由于相对论，黑洞周围的时间流逝非常缓慢。黑洞周围还有喷流，吸积盘等结构。
参见词条：黑洞
新星发生由白矮星和普通恒星组成的双星系统中。如果白矮星在它的伴星的洛希极限内，那么它将不断从其伴星处掠取氢、氦等气体，这些气体将聚积在白矮星的表面并且密度很大，温度很高。当温度达到2千万开时，氢聚变反应就会发生。这个过程会放出大量能量，使白矮星发生极明亮的爆发，并将表面剩余的气体吹散，形成气壳。光度到达高峰之后，就会下降。根据光度下降花费的时间长短，可以把新星分为快新星和慢新星。新星可以很亮，例如1975年出现的天鹅座新星，于1975年8月29日出现于天鹅座的天津四北方约5度之处，星等达到2.0，与天津四相当。
参见词条：新星
I型
超新星的类型主要按光谱型分类。I型超新星有着连续的含有发射线和吸收线的光谱，光度下降较慢。I型超新星还分为Ia型、Ib型、Ic型等次型。其中，Ia型超新星是白矮星由于某种原因（从伴星中吸取物质或者白矮星合并等）使得自身质量超过了钱德拉塞卡极限，从而导致再次坍缩形成中子星形成的。一般这种白矮星爆炸时的质量略大于1.44倍太阳质量，这使得它的爆发光度最大值趋同，其绝对星等都为-20等左右。这使得它成为很好的测距工具：只要知道了遥远星系中Ia型超新星爆发时的视星等，就可以推测出这个星系的距离。因此，Ia型超新星又被成为“标准烛光”。Ib型超新星有强烈的射电辐射，Ic型超新星和伽马射线暴有关。
II型
II型超新星的光谱为连续谱，有较强的氢吸收线。II型超新星被认为是大质量红超巨星的最终结局。大质量恒星在热核反应达到极致的时候，温度可能会飙升到40亿开。此时恒星内部的等离子态铁核中，铁原子核发生核裂变，分解为13个氦原子核和4个中子，继而氦原子核又分解为质子和中子，同时释放中微子。这几步不仅不释放能量，还要消耗大量能量，这意味着核心辐射压力骤降，引力迅速占据上风，使得核心迅速坍缩，速度可达1万千米/秒（暴缩），使核心区域的物质突破电子简并压力，产生中子简并压力。一旦外部壳层的核反应终止了，这些壳层的物质就会在核心引力作用下迅速下落，速度可达4万千米/秒。大量物质和核心坚硬的中子简并态物质相撞，统统反弹回去。返回时遇到了其它正在高速下落的物质，两者发生强烈碰撞，巨量的物质携带着巨大的能量，形成冲击波横扫一切，把整个恒星炸成粉末，从而形成绚烂的超新星。这一过程所释放的能量比恒星一生释放的能量总和还要多。超新星爆发后，留下的是超新星遗迹和一颗中子星或者黑洞。
参见词条：超新星
"神龟虽寿，犹有竟时。腾蛇乘雾，终为土灰。"恒星的寿命虽然漫长，也终有死去的时刻。但是恒星之死也是新一代恒星诞生的动力。超新星爆炸的冲击波会压缩星际介质，促使分子云坍缩，从而触发恒星形成。宇宙中除了铁和之前的元素，其它元素都只能在超新星爆炸过程中产生。行星状星云和超新星爆炸也可以将恒星内部物质带出，抛入太空，成为新一代恒星的原料。“天下万物，皆以有为生，有之所始，以无为本。”恒星的结局虽然是虚无缥缈的星际物质，但正是它们造就了今天看见的宇宙，也正是这种“无”造就了人类自己。
编号 |
中文名 |
英文名 |
光谱型 |
所属星座 |
绝对星等 |
视星等 |
距离/光年 |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
—— |
Sun |
G2V |
—— |
4.75 |
-26.72 |
—— |
|
1 |
Sirius |
A1 |
1.41 |
-1.46 |
8.6 |
||
2 |
Canopus |
F0 |
-4.7 |
-0.72 |
300 |
||
3 |
Rigil Kent |
G2 |
4.3 |
-0.27 |
4.39 |
||
4 |
Arcturus |
K2 |
-0.2 |
-0.04 |
36.7 |
||
5 |
Vega |
A0 |
0.5 |
0.03 |
25.3 |
||
6 |
Capella |
G8 |
-0.6 |
0.08 |
42 |
||
7 |
Rigel |
B8 |
-7.0 |
0.12 |
770 |
||
8 |
Procyon |
F5 |
2.65 |
0.38 |
11.4 |
||
9 |
Achermar |
B5 |
-2.2 |
0.46 |
144 |
||
10 |
Betelgeuse |
M2 |
猎户座 |
-6 |
0.06-0.75 |
430 |
|
11 |
Hadar |
B1 |
-5.0 |
0.61 |
525 |
||
12 |
Altair |
A7 |
2.3 |
0.77 |
16.8 |
||
13 |
Acrux |
B2 |
-3.5 |
0.85 |
320 |
||
14 |
Aldebaran |
K5 |
-0.7 |
0.85 |
65 |
||
15 |
Antares |
M1 |
-4.7 |
0.94 |
600 |
||
16 |
Spica |
B1 |
-3.4 |
0.98 |
270 |
||
17 |
Pollux |
K0 |
0.95 |
1.14 |
34 |
||
18 |
Fomalhaut |
A3 |
1.9 |
1.16 |
25 |
||
19 |
Deneb |
A2 |
-7.3 |
1.25 |
3200 |
||
20 |
Mimosa |
B0 |
-4.7 |
1.25 |
350 |
||
21 |
Regulus |
B7 |
-0.7 |
1.35 |
78 |
||
参考资料 |
[38] |
||||||
2022年3月30日，美国国家航空航天局表示，哈勃空间望远镜借助“引力透镜”效应发现了人类迄今观测到的最遥远单颗恒星。这颗恒星诞生于宇宙大爆炸后的不到10亿年内，距离地球约280亿光年。[41]
2023年6月9日，《科学》杂志在线发表高海拔宇宙线观测站（LHAASO，中文简称“拉索”）国际合作组的论文——《极亮伽马射线暴221009A窄喷流的万亿电子伏特余辉》。位于中国四川的“拉索”，首次完整记录了大质量恒星死亡瞬间万亿电子伏特伽马射线爆发全过程，揭开了这次爆炸事件的面纱。[44]