恒星

的一個恆星形成區]]
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恆星（）是一种能发光发热的球形天体。它主要由等离子体组成，在自引力的作用下凝聚在一起。太阳就是一颗恒星，并且是距离地球最近的恒星。在地球的夜空上也可以看见其他恒星，但由于距离非常遥远，这些恒星看似在天幕上恒定不动。中文的「恆星」一詞即由此得名，對應英文的「fixed star」（固定的星星）。該詞可追溯至明末清初西方天文學傳入中國時，由利瑪竇等人所翻譯的西文天文書中所採用之術語。他们根據中國古代宇宙論中對星體「恆」、「惑」、「行」等分類觀念，發展出恆星（固定星）、惑星（遊移星，即行星）與行星等對應詞彙。

整个可觀測宇宙中包含了大约到顆恆星，不過只有大約4,000顆恆星可以用肉眼看見，它们全都在银河系内。历史上，这些肉眼可见的恒星被组成一个个的星座和星群。最亮的恒星往往有传统的专名，其他的恒星则需根据所在的星座编号命名。天文学家编纂了不同的星表，为更多的恆星命名提供了标准。

天文学家经由观测恒星在空间中的运动、亮度和光谱，确定一颗恒星的质量、年龄、金属量（化学元素的丰度），和许多其它属性。一颗恒星的总质量是恒星演化和决定最终命运的主要因素：恒星在其一生中，包括直径、温度和其它特征，在生命的不同阶段都会变化，而恒星周围的环境会影响其自转和运动。描绘众多恒星的温度相对于亮度的图，即赫罗图（H-R图），可以让我们研究一颗恒星的年龄和演化的状态。

恆星的生命周期始于氣態星雲（主要由氫、氦，以及其它微量的較重元素所組成）的引力坍缩。当星云坍缩使核心有了足夠的密度和密度，氫融合成氦的核融合反應就会点火，这一過程会產生巨大的能量，这些能量通过輻射層和對流層向外传输，最终从表面辐射到外层, 这是恒星发光发热的源泉。核反应能量产生的巨大辐射壓力能防止其因自身的重力繼續向內坍縮，使恒星能以主序星的形式稳定存在很长时间。

恒星的核心终其一生都在进行核合成，当核心的氢元素耗尽后，質量较大恆星核心會开始融合氦或者更重的元素，核心外围的氢元素也会开始融合，在这一过程中，恒星會膨脹成為一顆紅巨星或红超巨星 。当所有可进行核反应的元素都被消耗殆尽后，恒星也就走到了生命的尽头。此时恒星会通过行星状星云或者超新星爆发將大部分物質抛散回歸至星際空間中。這些釋放至空間中的物質将成为新一代恆星成长的温床，并使它們含有比例較高的重元素。與此同時，剩余的核心残骸会成為高密度简并态的白矮星、中子星；如果有足夠大質量的话，甚至会形成黑洞。

恒星居于不同层级的引力束缚结构中。恒星和环绕它的行星以及其他天体组成行星系统，比如我们生活于其中的太阳系。兩顆或更多受到引力束縛的恆星，可以彼此在穩定的軌道上各自運行，形成聯星和多星系统。當這樣的兩顆恆星在相對較近的軌道上時，其间的引力作用可以對它們的演化產生重大的影響。恆星还可以構成更巨大的引力束縛結構，众多的恒星可以聚集在一起，形成星團。在更大尺度上，恒星的聚合则会形成庞大的星系，比如我们的银河系。

觀測簡史
人類對恒星的觀測歷史悠久。在歷史上，恆星在世界各地的文明中都曾佔有重要的地位。它們被用于宗教，历法，农业和天文導航等各个方面。古埃及以天狼星在東方地平線的出現，預示尼羅河氾濫的日子。中國商朝就設立專門官員觀測大火在東方的出現，確定歲首的時刻，确定播種與收割的日期，並列在卜辭中。中國明朝的航海家們則利用航海九星來判斷方向。美國的阿波羅11號飛船設有光學定位儀，利用恒星來確定位置。

（已添加星座連線）]]

古代天文学家很早就意识到恒星和行星的区别。恒星在天幕上的位置恒定不变，而行星的位置相对于恒星则会缓慢移动。許多古代的天文學家都相信恆星被固定在永恆的天球上（球形的天空），並且永遠不會變化。經由相約成俗，天文學家將一群一群的恆星集合組成星座，並且用它們來追蹤行星和太阳在天空中的運動。太陽在星空背景上的运动被用來創造了曆法，实现对農業的調控。現在全球最通用的格里曆就是依據太陽為基礎建立的。

最古老的，標有精確日期的星圖出現在西元前1534年的古埃及。最早的星表则大约在同时期出现在古巴比伦。古希腊天文学家喜帕恰斯第一个制定了恒星亮度的星等。中世纪的伊斯蘭天文學家為許多恆星取的阿拉伯文名稱一直到今天都還在使用，他們還發明了許多天文儀器，可以測量和計算恆星的位置。在11世紀，阿布·拉伊漢·比魯尼描述銀河系像是由有恆星的雲氣組成的許多碎片，在1019年的月食也測量了一些恆星的緯度。

恒星在天空中不是永恆不變的。中国古代的天文学家就已经意识到可以出现新的恒星，并在公元185年首次观察并记录了现在被称为SN 185的超新星。喜帕恰斯和第谷·布拉赫也都观察到新星的出现。在1584年，焦爾達諾·布魯諾提出恆星像太陽一樣，也可能有其他行星，甚至有像地球一樣的行星環繞著它們，古希臘哲學家德謨克利特和伊比鳩魯也曾經提出和他一樣的想法。到了17世紀，天文學家已經取得了一致的看法，認為恆星是遙遠的太陽。对于像神學家李察·賓特利的質疑 — 恆星為何沒有對太陽系施加萬有引力，艾薩克·牛頓的解釋是每個方向分布的恆星將彼此的引力互相抵銷掉了。

義大利天文學家傑米尼安諾·蒙塔納利在1667年觀測到大陵五的光度變化，是最早的周期变星记录之一。愛德蒙·哈雷在1718年发表第一份恆星自行的測量報告，顯示出从托勒密和喜帕恰斯的时代迄今，有的恒星位置已經改變。白塞爾在1838年利用視差技術測出天鵝座61的距離是11.4光年，首次测出了太阳系外恒星的距离。除了這些還有其他的成就，威廉·赫歇爾還注意到有些恆星不僅是在相同的方向上，彼此之間還是物理上的夥伴形成了聯星系統。

約瑟夫·夫琅禾费和安吉洛·西奇開創了科學的天體光譜學，經由比較天狼星和太陽的光譜，他們發現有不同數量和強度的吸收譜線—恆星光譜中黑暗的譜線是由大氣層吸收特定頻率的波長造成的。西奇從1865年開始分依據光譜類型對恆星做分類。不過，現代的恆星分類系統是安妮·坎農在1900年代建立的。

和半人马座α星B在土星环之上]]

在19世紀雙星觀測所獲得的成就使其重要性也增加了。在1834年，白塞爾觀測到天狼星自行的變化，因而推測有一顆隱藏的伴星；愛德華·皮克林在1899年觀測開陽週期性分裂的光譜線時發現第一顆光譜雙星，週期是104天。天文學家斯特魯維和舍本·衛斯里·伯納姆仔細的觀察和收集了許多聯星的資料，使得可以從被確定的軌道要素推算出恆星的質量。第一個獲得解答的是1827年由菲利克斯·薩瓦里（Felix Savary）透過望遠鏡的觀測得到的聯星軌道。

對恆星的科學研究在20世紀獲得快速的進展，相片成為天文學上很有價值的工具。卡爾·史瓦西發現經由比較視星等和攝影星等的差別，可以得到恆星的顏色和它的溫度。1921年，光電光度計的發展可以在不同的波長間隔上非常精密的測量星等。阿尔伯特·迈克耳孙在虎克望遠鏡第一次使用干涉儀測量出恆星的直徑。

在20世紀的第一個十年裡，恆星物理概念性的重要工作開始進展。在1913年，赫羅圖發展出來，推動了恆星在天文物理上的研究。解釋恆星內部和恆星演化的模型被成功的發展出來；恆星光譜也因為量子物理學的進展而得以成功的解釋；恆星大氣中的化學成分也能夠被確定。

除了超新星之外，各別的恆星都在我們的銀河系所在的本星系群中被觀測到，特別是在可以看見的銀河部分（如同展示我們的銀河系可以利用
的詳細星表）。但是有些距離地球一億光年遠，在室女座星系團M100星系內的恆星也被觀測到。在本超星系團也有一些星團被觀測到，並且現代的望遠鏡原則上可以觀察到本星系群內單獨的微弱恆星—被解晰出來最遙遠的恆星距離在一億光年（參見造父變星）。然而在本超星系團之外的星系中，無論是單獨的恆星或星團都未曾被觀測過，唯一的例外是在十億光年外的一個擁有數十萬顆恆星的巨大星團曾留下微弱的影像—距離十倍於以前曾觀測過最遙遠的星團。

命名
，它們是出現在赫羅圖上的左上角]]

中國
给每一顆恒星都取一個獨特的名字，能夠方便研究和識別。中國在戰國時代起已命名肉眼能辨別到的恒星；方法是是根据它所在的天区，叫做星官（包括三垣以及二十八宿），加以编号命名，如天關星、北河二、心宿二等；或是根據傳說命名，例如織女星（織女一）、牛郎星（河鼓二）、老人星等。其命名方法与西方原理类似，但是自成一個獨立體系。

西方
星座的概念在巴比倫時期就已經存在，古代的觀星人將哪些比較顯著的恆星和自然或神話等特定的景物結合，想像成不同的形狀，和與它們相關形象的性質或神話。位於黃道帶上的12個星座就成了占星學的依據。它們被認為是亡者或神的靈魂，例如大陵五就代表著蛇髮女怪美杜莎。

大約在1600年代，天文学家开始以恒星所在的天区来为恒星命名。1603年，德國天文學家約翰·拜耳創造了以希臘字母序列與星座結合的拜耳命名法，為星座內的每一顆恆星命名。随後英國天文學家約翰·佛蘭斯蒂德發明出了依據赤經數值的數字结合星座的命名法。这套命名法被用在它的《不列颠星表》（Historia coelestis Britannica，在公元1712年出版）上，這就是佛蘭斯蒂德命名法或「佛氏數字法」。此後还有許多其他系統的星表被創造出來。

目前国际公认的恒星命名权威机构为国际天文联合会(International Astronomical Union，简称IAU)。其下属的恒星命名工作组（Working Group on Star Names，简写为WGSN)负责为所有恒星建立星表和为恒星命名。

測量單位
多數恆星的參數被用SI單位來表示，但是有時也會採用CGS單位（像是使用爾格/秒來表示光度）。質量、光度和半徑通常都會以太陽為單位，建立在太陽的特性上：

:

巨大的長度，像是巨星的半徑或是聯星系統的半長軸，經常會用天文單位—地球和太陽的平均距離來表示，大約是一億五千萬公里或九千三百萬英里。

形成和演化
恆星在星際物質擴散區域內密度較高的地區形成，但是那兒的密度仍然低於我們在真空室內所能創造的密度。這樣的地區是所謂的分子雲，其中絕大部分是氫，大約23至28%的氦，還有幾個%的重元素組成。分子雲是恒星形成的場所。獵戶座大星雲就是恆星形成區的一個例子。當大質量的恆星在分子雲內形成，它們不僅將照亮那團雲氣，也會使氫電離，創造出HII區。赫歇爾空間望遠鏡發現分子雲有纤维状结构，在恒星形成過程中有重要的作用。

所有的恆星，有生之年的絕大部分時間都是主序星，主要是燃燒氫元素，經由核融合產生氦。然而，不同質量的恆星在其演化階段有著截然不同的性質，大質量恆星不僅最終的命運和低質量恆星不同，它們的亮度和對周遭環境的衝擊也不同。因此，天文學家經常以質量將恆星分成不同的群組：

• 非常低質量的恆星：質量少於0.5太陽質量的恆星不會演化進入漸近巨星分支（AGB），但是會直接成為白矮星。
• 低質量恆星（包括太陽）是質量超過0.5太陽質量，但未超過1.8-2.2太陽質量的恆星，會演化進入AGB（依據它們的組成），在那裏演化出簡併的氦核。
• 中等質量恆星會經歷氦融合和演化出簡併的碳-氧核。
• 大質量恆星的質量至少是7-10太陽質量，但也可能低至5或6太陽質量。這些恆星在生命的後期經過碳融合，並以核心坍縮的超新星爆炸結束一生。

原恆星形成
恆星的形成從分子雲內部的重力不穩定開始，通常是因為超新星（大質量恆星爆炸）的沖激波觸發或兩個星系的碰撞（像是星爆星系）。一旦某個區域的密度達到或滿足金斯不穩定性的標準，它就會因為自身的重力開始塌縮。

誕生的恆星]]

分子雲一旦開始塌縮，個別密集的塵土和氣體就會形成我們所知道的包克球，它們可以擁有50倍太陽質量的物質。當小球繼續塌縮時，密度持續增加，重力位能被轉換成熱，並且使溫度上升。當原恆星雲趨近於流體靜力平衡的狀態時，原恆星就在核心形成了。這些主序前星經常都有原行星盤環繞著，並且主要的能量來源是重力收縮，重力收縮的期間至少要經歷一千萬至一千五百萬年。

質量低於2倍太陽質量的早期恆星稱為金牛T星，質量較大的則是赫比格Ae/Be星。這些新生的恆星由自轉軸的兩極噴出的噴流，這可能會降低所知的赫比格-哈羅天體小片雲氣坍縮結果所形成恆星的角動量
。
這些噴流，結合來自附近大質量恆星的輻射，有助於驅散形成中恆星周圍殘餘的雲氣。

在它們發展的早期，金牛T星遵循著林軌跡 ―它們收縮和光度降低，但是溫度和其它則大致相同。質量低的金牛T星遵循這樣的軌跡進入主序帶，質量較重的恆星會先轉入亨耶跡。

主序星
例子。（參見下文的分類）]]
恆星一生的90%都是在核心以高溫和高壓將氫融合成氦的階段。在主序帶上，像這樣的恆星，稱為矮星。從零齡主序星開始，氦在核心的比率穩定的增加，在核心的核融合速率緩慢的增加，恆星表面的溫度和亮度也是一樣。
以太陽為例，估計從它進入主序帶開始，在這46億年當中，它的亮度已經增加了大約40%，或是在它的一生中損失大約總質量的0.01%。然而，質量非常巨大的恆星每年可能損失10−7到10−5太陽質量，顯著的影響到它的演化。恆星進入主序帶的質量若是超過太陽質量的50倍，在主序帶的階段可以失去過一半的質量。

恆星在主序帶上所經歷的時間取決於它的燃料量和消耗燃料的速率，換言之就是開始的光度和質量。對太陽來說，估計它的壽命有100億年。大質量的恆星燃燒燃料的速度快，生命期就短；低質量的恆星燃燒燃料的速度很慢。質量低於0.25太陽質量的恆星，稱為紅矮星，幾乎所有的質量都是可以燃燒的燃料，但是1倍太陽質量的恆星，大約只有10%質量是燃料。結合它們緩慢的燃燒速率和可以使用的燃料量，依據恆星演化的計算，0.25太陽質量的恆星至少可以維持1萬億年，而以氫為燃料的質量最低恆星（0.08太陽質量）將可以持續燃燒12萬億年。當恆星的生命結束時，紅矮星單純的只是越來越黯淡，也還未被預期會離開主序帶。

除了質量，比氦重的元素在恆星演化中也扮演著值得注意的角色。在天文學中，比氦重的元素都被視為"金屬"，而這些元素在化學上的濃度稱為金屬量。金属量可以影響恆星燃燒燃料的速率和持續的時間，和控制磁場的形成，並改變恆星風的強度。年老的第二星族恆星的金屬量會低於年輕的第一星族，這是由於形成星族的分子雲的成分不同。隨著時間的推移，因為當老的恆星死去時會將大氣層灑落至分子雲中，雲中的重元素量就會隨著時間過去變得越來越豐富。

后主序星时期
質量不低於0.4太陽質量的恆星。

質量達到2.25太陽質量的紅巨星，氫燃燒的程序會在環繞核心周圍的殼層進行最後核心被壓縮至可以進行氦融合，同時恆星的半徑逐漸縮小而且表面的溫度增加。更大的恆星，核心的區域會直接從氫融合進入氦融合。
當大質量恆星將鐵製造出來就到達了最後的階段，因為鐵核的束縛能比任何更重的元素都大。任何超越鐵元素的融合，與之前的相反，不僅不會釋放出能量，還要消耗能量。同樣的，它也比較輕的元素緊密，鐵核的分裂也不會釋放出能量。雖然一般的恆星都是電漿體，但在白矮星內的電子簡併物質已經不是電漿體。在經歷非常漫長的時間之後，白矮星最後會暗淡至成為黑矮星。

更大的恆星，核融合會繼續進行，直到鐵核有了足夠的大小（大於1.4倍太陽質量）而不再能支撐自身的質量。在反β衰變或電子捕獲的爆發之後，電子會進入質子之內形成中子、微中子和伽瑪射線，使核心突然的坍縮。由這種突然的塌縮產生的激震波造成恆星剩餘的部分爆炸成為超新星。超新星非常的明亮，在短時間內它的亮度可以等同於它所在星系的所有恆星亮度。當它們發生在銀河系內，就是歷史上曾經以肉眼看見和記載，但在以前不存在的"新恆星"。

超新星爆炸會使這顆恆星的大部分物質都飛散出去（形成像蟹狀星雲這種的雲氣。在中子星內的物質是中子簡併物質，和一種可能存在核心但極不穩定的簡併物質，QCD物質。物質在黑洞核心所處在的狀態是迄今仍不了解的。

垂死恆星拋出去的外層物質包括一些重元素，可能恆星形成的世代交替中成為新恆星的原料。這些重元素可以形成岩石的行星。從超新星和大恆星的恆星風拋出的物質在星際物質的構成中扮演著重要的角色。这些数量庞大的恒星分布在各种层级的引力束缚结构当中。

除了單獨的恆星之外，恆星系統可以是兩顆或更多的恆星受到重力的約束而在軌道上互繞著。最普通的恆星系統就是聯星，但是也發現有三顆或更多恆星的系統。而因為軌道要穩定的緣故，這些恆星系統經常會形成階級制度的共軌恆星。也存在著更大的、被稱為星團的集團。他們的範圍從只有幾十顆恆星，鬆散的星協，到龐大的擁有數十萬顆恆星，稱為球狀星團的集團。

這是一個長久以來就存在的假設，大多數的恆星都是長期處在特定引力場的多星或聯星系統。特別是許多大質量的O和B型恆星，有80%被認為是多星系統的一部分。然而，質量越低的恆星，單獨存在的比例顯然越高，只有25%的紅矮星被發現有伴星。因為85%的恆星是紅矮星，所以在銀河系內多數的恆星都是單獨誕生的。

恆星在宇宙中的分布是不均勻的，並且通常都是成群的與星際間的氣體、塵埃一起存在於星系中。一個典型的星系擁有數千億顆的恆星，而在可觀測宇宙中的星系數量超過一千億個（1011）。2010年對恆星數量的估計是在可觀測宇宙中有3000垓（3 × 1023）顆。儘管人們往往認為恆星僅存在於星系中，但星系際的恆星已經被發現了。

除了太陽之外，最靠近地球的恆星是半人馬座的毗鄰星，距離是39.9兆（1012）公里，或4.2光年。光線從半人馬座的比鄰星要4.2年才能抵達地球。在軌道上繞行地球的太空梭（速度約為8公里/秒，時速約30,000公里），需要150,000年才能抵達那兒。包括鄰近太陽系的地區，像這樣的距離，在星系盤中是很典型的。在星系的中心和球狀星團內，恆星的距離會比較接近，而在星暈中的距離則會更遙遠。

由於相對於星系的中心，恆星的距離是非常開闊的，因此恆星的相互碰撞是非常罕見的。但是在密集的區域，像是球狀星團或星系的核心，恆星碰撞則很常見。這樣的碰撞會形成所知的藍掉隊星，這些異常的恆星比在同一星團中光度相同的主序星有著更高的表面溫度。

特徵
恆星的一切幾乎都取決於它最初的質量，包括本質特徵，例如光度和大小，還有演變、壽命和最終的命運。

年齡
多數恆星的年齡在10億至100億歲之間，有些恆星甚至接近138億歲 －可觀測宇宙的年齡。目前發現最古老的恆星是HD 140283，暱稱瑪土撒拉的恆星，估計的年齡是144.6 ± 8億歲。

化學組成
目前的銀河系中形成的恒星，它們的組成成分約是71%的氫和27%的氦。以質量測量時，會有著小比例的重元素。因為鐵是很普通的元素，而且相對而言很容易測到它的譜線，因此典型的重元素測量是根據恆星大氣層內鐵含量；更重元素的成份或許可以是有無數行星系統的一個指標。

人类測量過的恆星中含鐵量最低的是矮星HE1327-2326，鐵的比率只有太陽的二十万分之一。与其相比，金屬量較高的是軒轅十（獅子座μ），鐵豐度比太陽高一倍，而另一顆有行星的恒星，七公增十三，則其铁丰度幾乎是太陽的三倍。也存在一些化學元素與眾不同的特殊恆星，在它們的譜線中有某些元素的吸收線，特別是鉻和稀土元素 。

直徑
由於和地球的距離遙遠，除了太陽之外的所有恆星在肉眼看來都只是夜空中的一個光點，並且受到大氣層的影響而閃爍。太陽也是恆星，但因為很靠近地球所以不僅看起來呈現圓盤狀，還提供了白天的光線。除了太陽之外，看起來最大的恆星是劍魚座R，它的直徑是0.057角秒。

我們對恆星的瞭解大多數來自理論的模型和模擬，而這些理論只是建立在恆星光譜和直徑的測量上。除了太陽之外，首顆被測量出直徑的恆星是參宿四，是由阿尔伯特·迈克耳孙在1921年使用威爾遜山天文臺100吋的虎克望遠鏡完成（約450個太陽直徑）。

對地基的望遠鏡而言，絕大多數的恆星盤面都太小而無法察覺其角直徑，因此要使用干涉儀望遠鏡才能獲得這些恆星的影像。另一種測量恆星角直徑的技術是掩星：這種技術精確的測量被月球掩蔽時光度減弱的過程（或再出現時光度回升的過程），依此可以計算出恆星的視直徑。

恆星的尺寸，從小到只有20公里到40公里的中子星，到像獵戶座參宿四的超巨星，直徑是太陽的650倍，大約9億公里，但是密度比太陽低很多
。

运動
观测恆星相對於太陽運動可以提供這顆恆星的年齡和起源的有用資訊，並且還包括周圍的星系結構和演變。一顆恆星運動的成分包括徑向速度是接近或遠離太陽，和橫越天空的角動量，也就是所謂的自行。

徑向速度是由恆星光譜中的都卜勒位移來測量，它的單位是公里/秒。恆星的自行是經由精密的天體測量來確認，其單位為百萬分之一弧秒（mas）/年。經由測量恆星的視差，自行可以換算成實際的速度單位。恆星自行速率越高的通常就是比較靠近太陽，這也使高自行的恆星成為視差測量的理想候選者。

一旦兩種運動都已測出，恆星相對於太陽恆星系的空間速度就可以算出來。在鄰近的恆星中，已經發現第一星族的恆星速度通常比較老的第二星族的恆星低，而後者是以傾斜於平面的橢圓軌道運轉的。比較鄰近恆星的動能也能導出和証明星協的結構，它們就像起源於同一個巨大的分子雲中共同向著同一個點運動的一群恆星。

磁場
重建的御夫座SU（一顆年輕的金牛座T型星）表面的磁場]]

恆星的磁場起源於恆星內部對流的循環開始產生的區域。具有導電性的電漿像發電機，引起在恆星中延伸的磁場。磁場的強度隨著恆星的質量和成分而改變，表面磁性活動的總量取決於恆星自轉的速率。表面的活動會產生星斑，是表面磁場較正常強而溫度較正常低的區域。拱型的星冕圈是從磁場活躍地區進入星冕的光環，星焰是由同樣的磁場活動噴發出的高能粒子爆發的現象。

由於磁場的活動，年輕、高速自轉的恆星傾向於有高度的表面活動。磁場也會增強恆星風，然而自轉的速率有如閘門，隨著恆星的老化而逐漸減緩。因此，像太陽這樣高齡的恆星，自轉的速率較低，表面的活動也較溫和。自轉緩慢的恆星活動程度傾向於週期性的變化，並且可能在週期中暫時停止活動。像是蒙德極小期的例子，太陽有大約70年的時間幾乎完全沒有黑子活動。

質量
NGC 1999是被獵戶座V380（位於中心）照亮的，這顆變星的質量大約是3.5太陽質量。源自NASA影像]]

船底座η是已知質量最大的恆星之一，約為太陽的100–150倍，所以其壽命很短，最多祇有數百萬年。依據對圓拱星團（Arches cluster）的研究，認為在現在的宇宙應該有質量是太陽150倍的大質量恆星存在，但在實際上卻未能尋獲。雖然這個極限的原因仍不清楚，但愛丁頓光度給了部份答案，因為它定義了恆星在不拋出外層大氣層下所能發射至空間的最大光度。

在大霹靂後最早誕生的那一批恆星質量必然很大，或許能達到太陽的300倍甚至更大，由於在它們的成分中完全沒有比鋰更重的元素，這一代超大質量的恆星應該已經滅絕，第三星族星目前只存在於理論中。

劍魚座AB A的伴星劍魚座AB C，質量只有木星的93倍，是已知質量最小，但核心仍能進行核融合的恆星。金屬量與太陽相似的恆星，理論上仍能進行核融合反應的最低質量估計質量大約是木星質量的75倍。當金屬量很低時，依目前對最暗淡恆星的研究，發現尺寸最小的恆星質量似乎只有太陽的8.3%，或是木星質量的87倍。再小的恆星就是介乎於恆星與氣體巨星之間的灰色地帶，沒有明確定義的棕矮星。

結合恆星的半徑和質量可以確定恆星表面的重力，巨星表面的重力比主序星低了許多，而相較於簡併下的狀態，像是白矮星，表面重力則更為強大。表面重力也會影響恆星的光譜，越高的重力所造成吸收譜線的變寬越明顯。相較之下，太陽以25 – 35天的週期自轉一圈，在赤道的自轉速度只有1.994公里/秒。恆星的磁場和恆星風對主序帶上恆星的自轉速率的減緩，在演變有著重要的影響。

致密星壓縮成非常緻密的物質，同時造成高速的自轉。但是相較於它們在低自轉速度的狀態由於角動量守恆，一個轉動的物體會以增加自轉的速率來補償尺寸上的縮減，而絕大部分消散的角動量是經向外吹拂恆星風帶走的。無論如何，波霎的自轉是非常快速的，例如在蟹狀星雲核心的波霎，自轉速率為每秒30轉。波霎的自轉速率會因為輻射發射而減緩。

溫度
在主序帶上恆星的表面溫度取決於核心能量生成的速率和恆星的半徑，並且可以使用色指數來估計。它通常被作為有效溫度，也就是被理想化的黑體在表面輻射出的能量使單位表面積有著相同的光度時所對應的溫度。然而要注意的是有效溫度只是一個代表的數值，因為實際上恆星的溫度從核心表至面是有隨著距離增加而減少的梯度，在核心區域的溫度通常都是數百萬度K。

輻射
恆星產生的能量，是核融合的副產品，以電磁輻射和質點輻射的輻射熱進入太空。質點輻射（它們穩定的存在於氣流中，包括來自恆星外層的自由質子、α粒子、和β粒子）經由恆星風來散發，還有來自核心的微中子也穩定的存在於恆星風內。

在核心產生的能量是如何使恆星如此的明亮：任何時間當某種元素的兩個或更多的原子核融合在一起，組合成一種更重的新元素時，γ射線和光子經由核反應被釋放出來。當這些能量抵達表面的數層時，已經被轉換成包括可見光等其他各種形式的電磁能。

恆星的顏色，以可見光頻率的峰值來測量，與恆星最外層，包括光球層的溫度有關。除了可見光，恆星還輻射出其他肉眼看不見的電磁波輻射。事實上，恆星的電磁波輻射涵蓋了整個的電磁波頻譜，從波長最長的無線電波和紅外線到最短的紫外線、X射線和γ射線。恆星電磁波輻射的組成，包括可見和不可見的，都很值得注意。

使用恆星光譜，天文學家可以測量恆星的表面溫度、表面重力、金屬量和自轉的速度。如果知道恆星的距離，例如通過視差的測量，就可以推導出恆星的光度，質量、半徑、表面重力、和自轉周期都是建立在恆星模型的估計上（在聯星系統的恆星質量可以直接測量），重力微透鏡的技術可以直接測量恆星的質量)。有了這些參數，天文學家可以估計恆星的年齡。

光度
在天文學，光度是一個天體在單位時間內輻射的光和其他形式輻射能的總和，恆星的光度取決於恆星的半徑和表面溫度。但是許多恆星表面輻射的流量是不均勻的—總能量是單位面積的能量乘上整個表面積。以快速自轉的織女星為例，它的極輻射的能量流量就比赤道為多。

恆星表面的星斑輻射出的能量和溫度都低於平均值。小的，像太陽這樣的矮星，通常表面除了星斑之外就沒有其他的特徵；大的巨星則有較大和較明顯的星斑，它們也有較強烈的周邊昏暗現象，也就是說光度會由恆星圓盤面中心向邊緣逐漸減弱。紅矮星的閃光星，像是鯨魚座UV，可能擁有明顯的星斑特徵。

星等
恆星的視亮度是測量所得的視星等，這種亮度是與恆星的發光度、到地球的距離，和穿過地球的大氣層所受到的改變有關。內在的或絕對星等是恆星在距離地球10秒差距（32.6光年）所呈現的視星等，只與恆星的發光度有關。

視星等和絕對星等的標尺都是對數單位：每一個相鄰的整數數值的光度變化都是相差2.5倍（100的五次方根值近似於2.512）。這意思就是一等星（+1.00）的亮度是二等星（+2.00）的2.5倍，並且是六等星（+6.00）的100倍。在視相度良好的條件下肉眼可以看見的最暗星就是六等星。

在視星等和絕對星等的亮度標尺上，都是數值越小的恆星越亮，數值越大的亮度越暗。無論在那一種標尺下最亮的都是負數值的星等。兩顆恆星之間的亮度差是亮星（mb）的星等減去暗星（mf）的星等，然後使用2.512做對數的基底取方次；也就是說，

: \Delta{m} = m_f - m_b
:2.512^{\Delta{m}} = 光度差

相對於發光度和地球的距離，絕對星等（M）和視星等（m）對單獨的恆星通常都是不同的。最暗淡的恆星則是在NGC 6397星團內的一顆，在星團內的這顆紅矮星絕對星等為+26等，同時最暗的白矮星光度是+28等。如此黯淡的光度相當於從地球上觀看一枝在月球上點亮的生日蠟燭。

分類
目前所用的恆星分類系統源起於20世紀初期，當時是以氫的譜線從A排列至Q，那時還不知道溫度是影響譜線最主要的因素，而當依照溫度重新排列時，就與現在使用的完全一致了。

根據恆星光譜的差異，以不同的單一字母來表示類型，O型是溫度最高的，到了M型，溫度已經低至分子可能存在於恆星的大氣層內。依據溫度由高至低，主要的類型為：O、B、A、F、G、K和M，各種各樣罕見的光譜類型還有特殊的分類。最常見的特殊類型是L和T，是溫度最低的低質量恆星和棕矮星。每個字母還以數字從0至9，以溫度遞減再分為10個細分類。然而，這個系統在極端高溫的一端仍不完整：迄今還沒有被分類為O0和O1的恆星。

另一方面，也發現恆星的譜線可以根據光度作用再分類，這對應到它們在空間的大小和表面的重力。它們的範圍從0（超巨星）經過III'（巨星）到V（主序帶矮星）和VII（白矮星）。大部分的恆星都屬於主序帶，這是在絕對星等和光譜圖（赫羅圖）的對角線上窄而長的範圍，包含在其中的都是進行氫燃燒的恆星。

變星
是一顆脹縮型的變星。NASA哈伯太空望遠鏡的影像]]
變星是因為內部或外在的原因，造成光度週期性或任意變化的恆星。內在原因的變星，主要的類型可以被分入三個主要的群組。

在恆星演化的期間，有些恆星會經過脹縮型變星的階段。脹縮型變星會隨著時間改變半徑和亮度，根據恆星的大小，膨脹和收縮的週期可以從數分鐘到數年。這些類型包括造父變星和類造父變星、長周期的米拉變星。

激變星可能是由於閃光或質量的拋射，光度突然間增加的變星。有些新星會一再的爆發，還具有周期性和適度的強度。

在核心的原子核融合時，產生的能量會以γ射線輻射出去。這些光子與包圍在周圍的電漿體交互作用，增加了核心的溫度。在主序代的恆星將氫轉換成氦，緩慢但是穩定的增加核心內氦的比率。最後，氦成為核心最主要的成分，並且核心不再產生能量。取代的是，質量大於0.4太陽質量的恆星，核融合慢慢的在包圍著氦核心的氫殼層擴展開來。

除了流體靜力平衡之外，在穩定的恆星內部也要維持著熱平衡的能量平衡。在內部的輻射溫度梯度造成熱能向外流動。在任何一層向外流出的能量，與鄰接其下方那一層向外傳送的能量是完全相等的。

輻射層是在恆星內部的能量以輻射的形式充分且有效率傳送能量的區域，在這個區域內電漿沒有任何的擾動，也不會有任何質量的運動。如果不是這樣，電漿就會變得不穩定，並且開始產生對流運動成為對流層。這種情況很可能發生，例如，在某一個區域產生了非常高的能量流動，例如在核心區域或在外面非常不透明的包層附近。紅矮星的質量低於0.4太陽質量，整個都是對流層，阻止了氦在核心堆積成氦核。日冕的存在看來是依靠著恆星外面數層的對流區域。

核融合反應路徑
作為恆星核合成的一部份，依據恆星的質量和內部結構，在核心內會發生各種不同的核融合反應。原子在融合後的淨質量會略小於融合前的原子質量總和，這些失去的質量，依照质能等价的關係：E = mc²，被轉換成能量。

氫融合的反應對溫度極端敏感，所以核心的溫度只要有少量的改變，反應速率就會有明顯的變化結果。主序星的核心溫度可以從質量最低的M型恆星的400萬K到大質量的O型恒星的4,000萬K。

在太陽，核心溫度是1,000萬K，氫進行的是質子-質子鏈反應：
:41H → 22H + 2e+ + 2νe（4.0 MeV + 1.0 MeV）
:21H + 22H → 23He + 2γ (5.5 MeV)
:23He → 4He + 21H (12.9 MeV)

這些反應的總體結果是：

:41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)

此處e+是正電子，γ是伽瑪射線的光子，νe是微中子，而H和He各自是氫和氦的同位素。在這些反應中釋放出的能量單位MeV為百萬電子伏特。實際上這只是一種很微小的能量單位，然而，每次的反應都有極大數量的原子參于，導致所有的能量累積能達到恆星輻射的輸出。

在質量更大的恆星，氦可以經由碳氮氧循環的反應產生。

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參考資料
進階讀物
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• [http://www.kepu.net.cn/gb/beyond/astronomy/galaxy/galaxy.html 中国科普博览（Science Museums of China）──天文──恒星与银河系] ，中国科学院主编。

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• H.H. Voigt: Abriß der Astronomie. 4. überarb. Aufl. ISBN 978-3-411-03148-1
• H. Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne. 2. überarb. Aufl. ISBN 978-3-411-14172-2
• 魯道夫·基彭哈恩, A. Weigert: Stellar structure and evolution. 2nd corr. ed., ISBN 978-3-540-50211-1 (englisch)
• N. Langer: Leben und Sterben der Sterne. Originalausgabe, Becksche Reihe, München 1995, ISBN 978-3-406-39720-2
• D. Prialnik: An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press 2000, ISBN 978-0-521-65065-6 (hardback), ISBN 978-0-521-65937-6 (paperback)

外部連結
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