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恒星（英文名：Star）是一種巨大的自發光天體，在宇宙的數百億萬億顆恒星中，只有很小一部分是肉眼可見的。許多恒星是成對、多系統或星團出現的。這些恒星群的成員在物理上有共同的起源，并因引力的吸引而結合在一起。國際天文學聯合會（IAU）星名工作組（WGSN）制定了相關規則，用以識別已知恒星并提供標準化的恒星命名。

恒星會隨著時間的演化，不斷以輻射的形式從表面釋放能量，這些能量主要來源是引力勢能和核能，在能量釋放過程中，恒星結構將發生改變。恒星的特征在生命的不同階段都會變化，而恒星周圍的環境會影響其自轉和運動。描繪眾多恒星的溫度相對于亮度的圖，即赫羅圖（H-R圖），可以用來測量一顆恒星的年齡和演化的狀態。

恒星是由巨大的氣體云團壓縮而成的，所以它們有很強的引力，這個引力會讓恒星內部的物質不斷地向中心塌縮，使得恒星變得更小更密，一旦核心的核反應盡，恒星的生命就即將結束。其演化性質強烈依賴于恒星初始質量和組成，而恒星的總質量是恒星演化和決定最終命運的主要因素，根據演化過程和恒星質量，當恒星的生命結束時，它的內核會變成恒星殘骸：、，如果質量足夠大會變成黑洞。恒星的演化可分為三個階段分別為：主序前（pre-main sequence）階段、主序（main sequence）階段、以及主序后（post-main sequence）階段。

恒星形成是宇宙中最普遍、最重要的活動之一，目前普遍認為恒星是在分子云中形成的，研究分子云的物理性質以及探討形成恒星的氣體密度與恒星形成率（SFR）之間的關系（即恒星形成定律或Schmidt Law）是天文學最基本的研究課題之一，觀測研究星系分子氣體的分布及其物理特性，探究星系中的恒星形成定律有助于從整體上理解星系中恒星的形成，進而了解星系演化。

詞源

star "一詞最終來源于原印歐語詞根 "h?st?r"，也是星星的意思，但可進一步分析為 h?eh?s-（"燃燒"，也是 "灰燼 "一詞的來源）+ -tēr（助動詞后綴）。類比較拉丁文 stella、希臘文紫菀屬、德語 Stern。一些學者認為該詞源自阿卡德語中的 "istar"（金星）。

研究簡史

早期的觀測與研究

最古老的準確年代星圖是公元前1534年古埃及天文學的結果。已知最早的恒星表是由美索不達米亞的巴比倫天文學家在公元前2世紀后期的卡西特時期（約公元前1531年至公元前1155年）編制的。

恒星觀測是中國古代天文學的重要內容，具有悠久的歷史，最晚從開始，便出現了測量周天星官坐標的傳統；公元1368年到公元1448年明初時期編撰的《大統通占》中，便保存了當時觀測恒星的數據，是明初進行過恒星觀測的直接證據。

1667年，意大利天文學家雙子座·蒙塔納里（Geminiano Montanari）觀測到了Algol星的光度變化。埃德蒙多·哈雷（Edmond Halley）發表了對附近一對“固定”恒星正常運動的首次測量，證明自古希臘天文學家克羅狄斯·托勒密和喜帕恰斯時代以來，它們已經改變了位置。

1780年代，威廉·赫歇爾（William Herschel）是第一位試圖確定天空中恒星分布的天文學家，他在600個方向上建立了一系列儀表，并計算了沿每條視線觀察到的恒星。由此，他推斷出恒星的數量在天空的一側穩步增加，朝著銀河系核心的方向。他的兒子約翰·赫歇爾（John Herschel）在南半球重復了這項研究，并發現在同一方向上出現了相應的增長。

1827年，費利克斯·薩瓦里（Felix Savary）提出了從望遠鏡觀測中推導出雙星軌道問題的第一個解決方案。

1834年，弗里德里希·貝塞爾（Friedrich Bessel）觀察到天狼星正常運動的變化，并推斷出一個隱藏的伴星。

1838年，弗里德里希·貝塞爾（Friedrich Bessel）使用視差技術首次直接測量了與恒星的距離（11.4光年時天鵝座61）。視差測量表明，天空中的恒星相距甚遠。

1862年，德國天文學家弗里德里希·威廉·阿格蘭德（Friedrich Wilhelm Argelander）提出了變星的編目方案。

1896年，荷蘭物理學家塞曼（Zeeman）發現，把產生光譜的光源置于足夠強的磁場中，磁場作用于發光體使光譜發生變化，一條譜線會分裂成幾條偏振化的譜線。

在19世紀，對雙星的觀測變得越來越重要。愛德華·皮克林（Edward Pickering）在1899年發現了第一個光譜雙星，當時他觀察到米扎爾星在104天內光譜線的周期性分裂。弗里德里希·喬治·威廉·馮·斯特魯夫（Friedrich Georg Wilhelm von Struve）和S·W·伯納姆（S. W. Burnham）等天文學家收集了對許多雙星系統的詳細觀測，從而可以通過計算軌道元素來確定恒星的質量。

二十世紀后的觀測與研究

20世紀初，天文學家運用攝譜儀和照相技術，收集了大量恒星的數據，其中包含與恒星的溫度和亮度有關的信息。丹麥天文學家赫茨普龍（Ejnar Hertzsprung）和美國天文學家亨利·羅素（Henry Russell）獨立地將大量的恒星繪制在一個二維的圖表上，創建出了今天的赫羅圖（Hertzsprung-Russell diagram）。

1921年，阿爾伯特·邁克爾遜（Albert A. Michelson）在威爾遜山天文臺（Mount Wilson Observatory）的胡克望遠鏡上使用干涉儀首次測量了恒星直徑。

1925年，塞西莉亞·佩恩-加波什金（Cecilia Payne-Gaposchkin）在博士論文中首次提出恒星主要由氫和氦組成。通過量子物理學的進步，人們進一步了解了恒星的光譜。這使得恒星大氣的化學成分得以確定。

1947 年，荷蘭天文學家巴特·博克提出了一個假說：分子云會發生碎裂，從而形成一些分子云的碎塊。每個碎塊的中心都會出現一個非常致密的核心，而這個核心又會進一步吸引外圍的物質。因此，分子云核心會被它的外圍物質包裹起來，就像是一只被蠶繭包裹起來的蠶。

2013年發射升空的“蓋亞”空間望遠鏡掃描了銀河系和附近約20億顆恒星，繪制出一幅詳盡的三維星圖。

2018年，天文學家便根據“蓋亞”的數據發現了一堆在速度分布圖上擠成長棒的恒星，把它命名為“蓋亞香腸”。根據后續分析，這根“香腸”其實是一個80~110億年前被銀河系吞下去的矮星系的殘骸。根據后續分析，這根“香腸”其實是一個80~110億年前被銀河系吞下去的矮星系的殘骸。

2018年8月12日，帕克太陽探測器發射并執行研究太陽的任務，之后該探測器會在既定軌道對太陽進行觀測，以期解答為何日冕的溫度高于光球層這個問題。

2022年，美國約翰斯·霍普金斯大學Brian Welch團隊通過哈勃空間望遠鏡，觀測到一顆距離地球270多億光年的恒星，這是目前距離地球最遠的一顆恒星。由于光在宇宙中傳播需要時間，這意味著人們看到的這顆恒星僅是其在宇宙大爆炸后9億年的樣子。

2023年，麻省理工學院研究團隊報告了對ZTF?SLRN-2020的觀測結果，這是銀盤中的一次短壽命（持續約10天）光學波段爆發，伴有明亮而長壽命的紅外輻射，該輻射在6個月左右的時間里緩慢消失。團隊通過各種模型確定了暴源的性質以及產生這次輻射的天文學事件。觀測數據與兩顆恒星并合的觀測數據相似，但光度更低，團隊推斷有一顆比恒星更小的天體參與了這一并合事件。他們認為，這個發生并合的天體可能是一顆質量小于或等于10顆木星的行星。

命名相關

中國

中國古星官（其實西方的星座也類似）就像是天空中恒星的門牌號碼，可以給住在這里的各人編號。門牌號 + 編號，就得到了每顆恒星的名字。在中國古代命名中，門牌號一般是星官，而編號一般是數字：比如，、，這其中數字的順序一般來自位置排序。另外少數一些恒星有自己的別稱：比如北斗七星，可以稱之為天樞、北斗二，直到北斗七，也可以被稱為、、天璣、天權、、、。

西方

恒星的命名首先是習慣的命名方法，很多明亮的恒星都有不少慣稱：比如夜空中最明亮的恒星天狼星（），比如織女一（）。這種命名方法是非常原始的（不少名字甚至起源于三千年之前的），但在國際上仍然很常用，在一些紙質星圖的附錄中，你可以找到天空中主要恒星的習慣命名。這種命名方法常用于自動尋星望遠鏡的數據庫和國外天文愛好者交流。星座的概念在時期就已經存在，古代的觀星人將哪些比較顯著的恒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。位于黃道帶上的12個星座就成了占星學的依據。除了某些星座和本身，有些個別的恒星也有自己的神話，它們被認為是亡者或神的靈魂。

其他

國際公認唯一能夠為恒星或天體命名的權威機構是（IAU，International Astronomical Union）。

命名法

德國天文學家拜耳（）在其 1603 年的《測天圖》中提出了這種目前國際通用的命名法，這種命名法也是“門牌號 + 編號”模式。在經常使用的簡寫模式下，這里的“門牌號”是星座的縮寫，比如（go）的縮寫是 Vir，（金牛座rus）的縮寫是 Tau；而“編號”常用字母表示，例如，北極星被記作α UMi（α），我們之前提到的被記作β Per（β）。在他的星圖《天王星》中，拜耳用小寫的希臘字母標記了每個星座中的恒星，按照它們（表觀）亮度的大致順序排列。星座中最亮的恒星通常（但并非總是）被標記為阿爾法，第二亮的恒星被標記為貝塔，依此類推。例如，天鵝座（天鵝座）中最亮的恒星是天鵝座阿爾法星座（注意使用拉丁語星座名稱的屬格），也稱為Deneb，獅子座（獅子座）中最亮的恒星是獅子座阿爾法星，也被命名為軒轅十四。

當24個希臘字母不夠用的時候再使用小寫和大寫的拉丁字母。好在拜耳命名法一般是按照亮度排序的，不用希臘字母表示的恒星普遍很暗。命名法的用途最為廣泛，如星圖表示等。

弗蘭斯蒂德命名法

英國第一任皇家天文學家弗蘭斯蒂德（Flamsteed）發明了一套與拜耳命名法類似的恒星命名法，仍然采用了“門牌號+編號”模式，只是編號變成了數字，而數字的順序在編時根據赤經大小決定：比如，最亮星軒轅十四記作 32 Leo。這種命名法雖然在 18 世紀廣為使用（現在也有不少地方仍然在用），但是仍有不小的局限性——南天的許多星座沒有被弗蘭斯蒂德整理過，因而它們里的恒星沒有弗氏名；幾百年來，恒星的位置也發生了微小變化，原來的赤經順序已經被打亂了；盡管全天有三千余顆恒星有弗氏名，但這個數量對現在的天文學研究已經遠遠不夠了。這種方法常用于星圖表示等；在天文愛好者中，不如命名法常用。

形成與演化

一般而言，恒星的演化可分為三個階段：主要由恒星引力收縮提供能量的主序前（pre-main sequence）階段、由恒星核心處的氫到氦的核聚變反應提供能量的主序（main sequence）階段、以及待恒星核心處的氫消耗殆盡后，由氦、碳或更重元素的燃燒提供能量的主序后（post-main sequence）階段。

主序前階段

主序前階段主要為剛形成和處于主序前星收縮時期的恒星。

恒星的形成與發展

恒星的形成始于巨分子云（giant molecular cloud）中的引力不穩定現象，通常由不同分子云或星系間的碰撞、大質量恒星的輻射壓、臨近的超新星（supernova）爆發、星際介質中膨脹的氣泡所引發。當一個區域內的物質密度高到足以滿足 Jeans 不穩定性標準時，它開始在自身的引力效應下收縮。隨著收縮過程的進行，分子云的引力勢能轉化為熱能，云內氣體的密度和溫度不斷上升。當原恒星云（protostellar cloud）接近達到流體靜力學平衡的穩定條件時，便會在其核心處形成原恒星（protostar）。原恒星不斷吸積周圍的星際塵埃和氣體，一旦越過赫茲sprung-Russell 圖中的恒星形成線后便成為了主序前星（pre-main-序列 star），能夠在可見光波段被觀測到，此時，恒星已經獲得了其幾乎所有的質量，但還沒有開始氫的核聚變反應。

隨后恒星在引力的作用下繼續收縮，其內部溫度上升，直到在零齡主序列（zero-age main sequence）上開始氫的燃燒。對于像太陽這樣的恒星，其引力收縮的持續時間約為上千萬年，對于質量最輕的紅矮星（紅色矮星），其引力收縮的持續時間可達上億年之久，部分大質量恒星由于作為原恒星時收縮得太快，因而不存在主序前階段。

通過使用恒星光譜對表面引力進行測量，可以從經驗上區分主序前星和主序星。與具有相同質量的主序星相比，主序前星的半徑更大，因此具有較低的表面引力。盡管在光學上可見，但由于引力收縮的時間遠低于氫核聚變的持續時間，與主序星相比，主序前星的數量相對比較稀少。

一個典型的巨型分子云直徑約為100光年（9.5 × 1014公里），包含高達6000000個太陽質量（1.2 × 1037千克）。當巨大的分子云塌時，它們會分裂成越來越小的碎片。在這些碎片中的每一個中，坍縮的氣體都會以熱量的形式釋放重力??勢能。隨著溫度和壓力的升高，碎片凝結形成旋轉的超熱氣體球體，稱為原恒星。絲狀結構在分子云中非常普遍，致密的分子絲被引力束縛成核心，成為恒星的前身。

主序階段

當主序前星收縮至一定程度時，其致密核心處的氫將在高溫高壓條件下聚變為氦，釋放大量能量。一旦核心處的氫核聚變反應能夠提供全部的恒星輻射能時，恒星演化便進入主序階段。

主序星時期

我們在宇宙中所觀測到的結構都是由引力和恒星所驅動的。引力會把物質聚集在一起，恒星釋放出的光芒則照亮宇宙。當恒星處于它一生中最漫長、也最平凡的時期時，它就被稱為主序星。在這段時期內，恒星非常穩定，向內的引力會與向外的壓力相互抵消，所以恒星不會出現太大的變化。

剛進入此階段的恒星被稱為零齡主序星。主序星核心區域的溫度和密度處于維持恒星能量產生所需的水平，能量產生的減少會導致覆蓋的質量壓縮核心，從而導致更高的核心溫度和壓力，加快聚變速度。同樣，能量產生的增加會導致恒星膨脹，從而降低核心的壓力。因此，恒星在流體靜力學平衡中形成了一個在其主序階段穩定的自我調節系統。主序星在主序列中的位置主要由它的質量決定，但也取決于它的化學成分和年齡。

主序一詞來源于觀測到的恒星光度（luminosity）和有效溫度在赫茲sprung-Russell 圖上的分布形式，其中大多數恒星位于一條從左上角貫穿到右下角的被稱為主序帶的帶狀區域內，這類恒星被稱為主序星（main-sequence star），也叫矮星（dwarf）。位于主序帶上方的恒星主要為巨星（giant），在相同的顏色或者說溫度下，巨星的尺寸和光度通常比矮星更大。位于主序帶下方的主要為白矮星（white dwarf），白矮星不是主序星，它是中小質量恒星的演化終點，靠電子簡并壓抵抗重力而穩定存在。

在主序星時期，恒星通過將氫聚變為氦來獲取能量。這種聚變反應可通過兩個過程進行，一種是所謂的質子-質子鏈，另一種是碳氮氧循環。在類太陽恒星中，質子-質子鏈主導著能量的產生，而碳氮氧循環大約只占了1%。對于那些比太陽更重、更熱的恒星來說，主要的供能反應則是由CNO循環主導的。大質量恒星的中心有很強的引力擠壓，提高了核心處的溫度。核聚變速率對溫度非常敏感，這意味著大質量恒星的氫燃燒得又熱又快，產生巨大的能量。正因為如此，恒星才可以持續穩定的存在。依靠氫核聚變來對抗自身引力的恒星就是主序星，這就是主序星的本質。也就是說，主序星是盛年的恒星。因此，主序帶也蘊含了恒星的質量信息，大質量恒星在高光度、溫度區域，而低質量恒星在低光度、溫度區域。

主序后階段

當主序星核心處的氫燃燒殆盡后，恒星的演化將進入主序后階段。

巨星時期

質量介于0.5至8倍太陽質量的主序星將演化成為比在主序列時更大但表面溫度更低的紅巨星（red giant）。此類恒星會依次進入紅巨星分支（red-giant branch，惰性氦核和燃燒氫殼）、水平分支（horizontal branch，燃燒氦核）和漸近巨星分支（AGB星 giant branch，惰性碳氧核和燃燒氫氦殼）等階段，然后排出其大部分的外層物質形成一個行星狀星云（planetary nebula），最終其核心將成為一顆碳氧白矮星。

太陽在約 50 億年后將成為一顆紅巨星，屆時太陽將變得異常巨大，直徑是現在的數百倍，足以吞噬掉目前太陽系里包括地球以內的內側行星。初始質量更大的主序星會演化成為紅超巨星（red supergiant）。其中，8 至 10 倍太陽質量的主序星規模已大到足以將核心處的碳聚變為和鎂，最終將形成一顆氧氖鎂白矮星。

如果一顆恒星的質量足夠巨大，那么在其核心處會熱到不斷合成更重的元素，直至產生鐵，此后核心便無法再從核聚變中獲取能量，由于此時電子簡并壓并不足以抗衡引力，恒星核心將經歷突然和毀滅性的坍塌，通過一個尚未完全理解的過程釋放引力勢能，產生一次劇烈的爆炸，形成超新星。超新星爆發極其明亮，能夠照亮其所在的整個星系，持續時間可達數周甚至數年之久。在此期間，一顆超新星所釋放的輻射能可以與太陽在其一生中輻射能量的總和相當。超新星爆發時會將其大部分甚至幾乎所有的物質以極高的速度向外拋散，在周圍的星際介質中產生激波，最終形成絲狀氣體云和氣殼，被稱為超新星遺跡（supernova remnant）。這些注入星際介質的元素最終豐富了分子云，并參與到下一代恒星的形成。

從赫羅圖中，我們還看到了許多亮度中等、溫度很低的恒星，也有很多亮度極高、溫度極低的恒星。通過計算，天文學家可以得出這些明亮的寒冷恒星的大小比我們的太陽要大得多。從這些信息中，天文學家發現了大小是的10倍的巨星，以及大小是太陽的100倍的。赫羅圖上所顯示的各種各樣的巨星和超巨星，是恒星演化的最重要證據。

演化末期

當一顆恒星耗盡氫時，它便開始步入演化末期。恒星內的氦會最先轉變為碳，然后聚變成越來越重的元素。在與太陽類似的恒星中，一旦恒星聚變了它所可能聚變的最重元素，它的外層就會被推開，只留下致密的核心，成為一顆白矮星，并被稱為行星狀星云的氣體云所包裹。對于更大質量的恒星而言，它在超新星爆發中，恒星的核心會留下一顆中子星或黑洞。

如果恒星殘骸的質量低于Chandrasekhar極限（約1.4倍太陽質量），電子簡并壓足以抗衡引力，最終恒星將成為一顆白矮星。白矮星的溫度很高，會通過輻射的形式損失熱能，當白矮星足夠冷卻，不再發出光和熱。

質量高于Chandrasekhar極限但低于Oppenheimer極限（約2到3個太陽質量）的恒星殘骸內部壓力會造成電子捕獲，使得大多數質子轉變為中子，恒星的核心將成為只有中子的致密球體。中子也遵循泡利不相容原理，能夠產生中子簡并壓，比電子簡并壓更為強大，可以抗衡進一步的引力壓縮，這種天體被稱為中子星。

若恒星殘骸質量高于Oppenheimer極限，則中子簡并壓也不足以抵擋恒星的進一步塌縮，此時，恒星將成為黑洞。黑洞是廣義相對論所預言的天體，其引力場強大到連光都無法逃脫，目前天文學上的觀測和理論也都支持宇宙中黑洞的存在。

雙星

根據和天體物理研究所發表在《自然·天文學》雜志上的最新研究成果，絕大部分恒星形成在中，且具有較高的自轉速度。與此同時，大約10%-30%的這樣的雙星系統在其形成的極早期經歷并合過程，產生低轉速的，看起來更加明亮，更加年輕的新恒星。

大部分恒星由普通的恒星形成過程所產生，這類恒星具有較高的自轉速度。在恒星里，這些恒星表現為紅主序星，他們遵循Salpeter初始質量函數，且大部分在系統中。另一方面，10%-30%這樣形成的雙星系統，在其形成的極早期，由過程的引導發生了軌道的收縮甚至并合。其并合的產物構成了恒星星團中慢速旋轉的藍，這些藍主序星看上去比其他恒星更加年輕。

雙星的并合既可以由經典的雙星演化引發，也可以由動力學過程引發。在經典的雙星演化中，質量較大的恒星先演化并充滿其（Roche lobe），其表面物質會在引力的作用下流向質量較小的。如若物質流向伴星的速率超過了伴星所能吸積（accretion）的極限，物質交流（ transfer）就會以不穩定的形式發生，此時兩顆恒星會在很短的時間內由未被伴星吸積的物質所包圍，進而發生并合過程。這種由經典的雙星演化所引起的并合需要一定的演化時間，使得大質量的恒星有足夠的時間充滿其洛希瓣。而過程所引起的并合則不需要演化時間，能夠發生在恒星生命的更早期。動力學過程包括和周圍的吸積盤或氣體的相互作用以及雙星系統和周圍第三顆星的相互作用。這些動力學過程使得雙星的軌道產生強烈的收縮，而在收縮的過程中則有可能會發生并合。恒星星團中存在大量處在MSTO之下，尚未開始演化的年輕藍主序星，這一事實表明，在星團誕生的極早期，存在著大量由過程所導致的雙星并合。

特性

基本特性

年齡

多數恒星的年齡在10億至100億歲之間，宇宙中可以觀測到的恒星中，一些甚至接近138億歲，目前發現最古老的恒星是HD 140283，一顆被稱為瑪土撒拉的恒星，估計的年齡是144.6 ± 8億歲由于具有不確定性，在數值上，這顆恒星的年齡與宇宙年齡并不沖突。由普朗克衛星測量的年齡是137.98±0.37億歲。

恒星的質量越大，它的壽命就越短，主要是因為大質量恒星的核心壓力更大，導致它們更快地燃燒氫氣。質量最大的恒星平均持續幾百萬年，而質量最小的恒星（紅矮星）燃燒燃料非常緩慢，可以持續數百到數千億年。

化學組成

由于宇宙質量分布的不對稱，氫原子聚集在一起產生了早期的恒星（以及一些更龐大的東西，例如類星體）。恒星是一個巨大的核反應爐，隨著恒星燃燒的時間越來越長，由本來的氫氦聚變逐漸發展到氦核以及更重核子的聚變；構成我們目前認知的世界的大多元素在這個反應爐中產生，比如碳，氮和氧。

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恒星大氣層內鐵含量計算。對于鐵以后的元素，情況更為復雜，恒星的引力不足以支持如此重核的聚變反應，這樣的溫度與壓力條件只有在一些極端環境下產生，最常見的是恒星暮年的超新星爆發后，一些核子終于達到了被制造出來的條件，例如金元素和銀元素。

直徑

由于大部分恒星與地球的距離很遠，除了太陽之外，所有恒星在肉眼看來都是夜空中的閃光點，由于地球大氣層的影響而閃爍。太陽離地球足夠近，看起來像一個圓盤，并提供日光。除太陽外，視尺寸最大的恒星是R型多拉多斯，角直徑僅為0.057角秒。

大多數恒星的圓盤在角度尺寸上都太小，無法用目前的地面光學望遠鏡觀測到，因此需要干涉儀望遠鏡來生成這些物體的圖像。測量恒星角大小的另一種技術是通過掩星。通過精確測量恒星被月球掩蔽時亮度的下降（或重新出現時亮度的上升），可以計算出恒星的角直徑。恒星的大小從直徑從20到40公里（25英里）不等的中子星，到獵戶座的參宿四等直徑約為太陽1000倍的超巨星。

運動

恒星相對于太陽的運動可以提供有關恒星起源和年齡以及周圍星系的結構和演化的有用信息。恒星運動的分量包括朝向或遠離太陽的徑向速度，以及橫移角運動，這被稱為其正向運動。

徑向速度是通過恒星光譜線的多普勒頻移來測量的，以公里/秒為單位。恒星的正確運動，即視差，是由每年以毫角秒（mas）為單位的精確天體測量來確定的。通過了解恒星的視差及其距離，可以計算出適當的運動速度。與徑向速度一起，可以計算出總速度。

當兩種運動速率都已知時，可以計算出恒星相對于太陽或星系的空速。在附近的恒星中，已經發現較年輕的I族恒星的速度通常低于較老的II族恒星。后者具有傾斜于銀河系平面的橢圓軌道。對附近恒星運動學的比較使天文學家能夠將其起源追溯到巨型分子云中的共同點，并被稱為恒星關聯。

磁場

磁場在恒星產生中發揮著重要作用，過程復雜。“磁通量問題”是恒星形成經典三大問題之一，分子云的星際磁場強度測量是全球天文界的重大課題。在恒星形成過程中，磁場和重力是相互抗衡的力量，在分子云密度高的地方，重力越大，磁場也越強。按照這一模型，重力和磁場不斷拉扯，以至于恒星形成需要上千萬年。

由于磁場的活動，年輕、高速自轉的恒星傾向于有高度的表面活動。磁場也會增強恒星風，然而自轉的速率隨著恒星的演化而逐漸減緩。因此，像太陽這樣高齡的恒星，自轉的速率較低，表面的活動也較溫和。自轉緩慢的恒星活動程度傾向于周期性的變化，并且可能在周期中暫時停止活動。

測量分子云的星際磁場強度并不是件容易的事。目前，可用于測量磁場強度的唯一手段就是“塞曼效應”。1896年，荷蘭物理學家塞曼發現，把產生光譜的光源置于足夠強的磁場中，磁場作用于發光體使光譜發生變化，一條譜線會分裂成幾條偏振化的譜線。根據光譜的變化，科學家就可以反推出磁場的強度。

為更好地測量出星際磁場，李菂團隊另辟蹊徑，原創出一種通過測量氫原子的譜線來測量星際磁場的方法——中性氫窄線自吸收方法。“原子對磁場的響應會比分子強。氫原子是宇宙中豐度最高的元素，廣泛存在于宇宙的不同時期，也是不同尺度物質分布的最佳示蹤物之一。”在該成果中，中國科學院國家天文臺研究員李等領導的國際合作團隊，通過500米口徑球面射電望遠鏡平臺，采用原創的中性氫窄線自吸收方法，首次獲得原恒星核包層中的高置信度的塞曼效應測量結果。研究發現，星際介質具有連貫性的磁場結構，異于標準模型預測，為解決恒星形成三大經典問題之一的“磁通量問題”提供了重要的觀測證據。

質量

恒星的質量是恒星研究中的一個物理量，它關系到恒星的物理特性并決定恒星的壽命長短和演化進程，恒星質量與其壽命長短與演化進程有關，質量大的恒星比小恒星演化快得多，目前能直接測定質量的恒星只有雙星，可根據兩個星互相旋轉的運動規律，依據開普勒第三定律測定其質量。

在大爆炸后最早誕生的那一批恒星質量必然很大，或許能達到太陽的300倍甚至更大，由于在它們的成分中完全沒有比鋰更重的元素，這一代超大質量的恒星應該已經滅絕，第三星族星目前只存在于理論中。

結合恒星的半徑和質量可以確定恒星表面的重力，巨星表面的重力比主序星低了許多，而相較于簡并下的狀態，像是白矮星，表面重力則更為強大。表面重力也會影響恒星的光譜，越高的重力所造成吸收譜線的變寬越明顯。

旋轉

恒星的旋轉速率可以通過光譜測量來確定，或者更準確地通過跟蹤它們的星斑來確定。年輕恒星在赤道上的自轉速度可以大于100公里/秒。例如，B級恒星Achernar的赤道速度約為225公里/秒或更高，導致其赤道向外凸出，使其赤道直徑比兩極之間大50%以上。這個自轉速度略低于300公里/秒的臨界速度，在該速度下，恒星會分裂，相比之下，太陽每25-35天自轉一次，取決于緯度，赤道速度為1.93公里/秒。

溫度

恒星的溫度與其大小和顏色有關。例如，最熱的恒星是藍色的O型和B型，其溫度可以達到25000K，而最冷的M型紅色恒星的溫度則低至3000K。位于這兩者之間的是白色和黃色恒星，比如太陽，其溫度約為6000K。

主序星的表面溫度由其核心的能量產生率和半徑決定，通常由恒星的顏色指數來估計。溫度通常以有效溫度給出，有效溫度是理想化黑體的溫度，該黑體以與恒星相同的單位表面積光度輻射其能量。有效溫度僅代表表面，因為溫度向核心升高。

恒星溫度將決定各種元素的電離速率，從而在光譜中產生特征吸收線。恒星的表面溫度，以及它的視覺絕對星等和吸收特征，被用來對恒星進行分類。大質量主序星的表面溫度可以達到50000K，較小的恒星，如太陽，表面溫度為幾千K，紅巨星的表面溫度相對較低，約為3600K；但由于其較大的外表面積，它們具有很高的光度。

根據的數據，太陽的溫度范圍覆蓋從核心處的大約1500萬到表面的約5500攝氏度。太陽每一百五十萬分之一秒所釋放的能量比人類整整一年消耗的能量還要多。

輻射

恒星的發光是由核聚變產生的，它們把輕元素（比如氫）變成重元素（比如氦），同時釋放出大量的能量。這些能量以光和熱的形式從恒星內部向外輻射，形成了我們看到的恒星光芒。

相關輻射過程

恒星持續的核聚變使能量積聚，以太陽為例，其核心溫度達到大約1500萬攝氏度。然后，能量向外輻射到太陽的表面、大氣層以及更遠的地方，太陽核心外的輻射區，溫度從靠近核心的700萬攝氏度到輻射帶外層的200萬攝氏度不等。這一層沒有熱對流發生。相反，熱量是通過熱輻射進行傳輸的，即氫和氦發射的光子會先行進一段距離，然后被其他離子重新吸收。光粒子（光子）可能需要數千年才能穿過這層，最終到達太陽表面。

太陽常數（solar constant）是表征太陽輻射能量的一個物理量，等于在地球大氣外離太陽 1個天文單位處，和太陽光線垂直的1平方厘米面積上每分鐘所接收到的太陽總輻射能量。其值為8.21J/(cm2·min)。

光度

恒星的光度是它每單位時間輻射的光量和其他形式的輻射能。它有權力單位。恒星的光度由其半徑和表面溫度決定。許多恒星在其整個表面的輻射并不均勻。例如，快速旋轉的星織女一在其兩極處的能量通量（每單位面積的功率）高于其赤道。太陽光度是天文學中的一種光度單位。其值等于太陽的光度，即3.826E+26J/s，標稱太陽光度L☉ = 3.828×1026 瓦。

恒星表面溫度和光度低于平均水平的斑塊被稱為星斑。像太陽這樣的小矮星通常基本上沒有特征的圓盤，只有小的星斑。巨星有更大、更明顯的星斑，但這會使表現出這種現象的恒星邊緣顯得變暗了，也就是說，在恒星盤的邊緣亮度會降低。

星等

恒星的視亮度是用它的視星等來表示的。它是恒星光度、與地球的距離、星際塵埃和氣體的消光效應以及恒星穿過地球大氣層時光線變化的函數。固有星等或絕對星等與恒星的光度直接相關，是地球和恒星之間的距離為10秒差距（32.6光年）時恒星的視星等。視星等是指從地球上觀測到的天體的星等。絕對星等是天體光度的一種量度。假定天體距離為10pc(秒差距)時的視星等。

在視星等和絕對星等尺度上，星等數越小，恒星越亮;星等數越大，恒星越暗。無論哪種尺度，最亮的恒星都有負星等數。兩顆恒星之間的亮度變化（ΔL）的計算方法是從較暗恒星的星等數（mf）中減去較亮恒星的星等數（mb），然后將差值用作基數 2.5 的指數，即：。

恒星亮度通常用它們的大小來表示，這是從古典時代繼承下來的用法。一等星的亮度大約是二等星的2.5倍，而二等星的亮度又是三等星星的2.5倍，依此類推。因此，一等星的亮度是六等星的2.5倍、5倍或100倍。天狼星的星等為-1.4，在地球上的觀察者看來是天空中最亮的恒星（太陽除外）。第二亮的Canopus星等為-0.7等，而通常在沒有望遠鏡幫助的情況下看到的最暗的恒星是六等星。

恒星的數量及分布

天文學家對宇宙中恒星的數量一直有不同的估算。最著名的一個說法是美國天文學家在他的著作《千億的千億》中提出的一個猜測，認為宇宙中有1000億個星系，每個星系有1000億個恒星。而據此天文學家又進一步推測各星系恒星數量約為1000億的一萬億倍。美國天文學家彼得·范·多昆（Petter）和天體物理學家查理·康羅伊（Charlie）對來自星系的光強度分析后認為這個數字大約為3X1023。

恒星在宇宙中的分布是不均勻的，億萬顆恒星組成了星系，星系組成，星系團又組成。除了單獨的恒星之外，可以是兩顆或更多的恒星受到重力的約束而在軌道上互繞著。最普通的恒星系統就是，但是也發現有三顆或更多恒星的系統。而因為軌道要穩定的緣故，這些恒星系統經常會形成階級制度的共軌恒星。

許多成對出現的恒星會形成多個系統或。這些恒星群的成員通過共同的起源在物理上相關，并受到相互引力的約束。與星團有些相關的是恒星協會，它由物理上相似的松散恒星群組成，這些恒星的質量不足所以作為一個組織保持在一起。由于相對于星系的中心，恒星的距離是非常開闊的，因此恒星的相互碰撞是非常罕見的。但是在密集的區域，像是或星系的核心，恒星碰撞則很常見。

恒星的分類

恒星的大小顏色各異，溫度也不同。天文學家可以通過恒星的顏色或光譜類型來判斷其溫度。恒星有7種光譜類型，由字母O、B、A、F、G、K和M表示。最熱的恒星是和B型，它們主要發出藍光，且其光線中有含有大量的紫外光。M型恒星是最冷的類型，它們主要發出紅光，同時也發射大量的遠紅外線。

藍色恒星的表面溫度估計可以達到25000K左右，而紅色恒星的溫度則低得多，大約在3000 K。在這兩者之間的白色恒星溫度大約在10000 K，黃色恒星(如)為6000 K，還包括有溫度在4,000 K左右的更冷的恒星。

結構

穩定恒星的內部處于流體靜力平衡狀態：任何小體積上的力幾乎完全相互抵消。平衡力是向內的引力和由于恒星內部壓力梯度而產生的向外力。壓力梯度由等離子體的溫度梯度確定;恒星的外部比核心更冷。主序星或巨星核心的溫度至少在107 K左右。主序星的氫燃燒核心產生的溫度和壓力足以發生核聚變，并產生足夠的能量來防止恒星進一步坍縮。

除了流體靜力平衡外，穩定恒星的內部將保持熱平衡的能量平衡。整個恒星的內部存在徑向溫度梯度，導致能量通量流向外部。離開恒星內任何一層的能量流出將和傳入的能量流完全匹配。

輻射區是恒星內部的區域，其中向外的能量通量取決于輻射傳熱，因為對流傳熱在該區域效率低下。在這個區域，等離子體不會受到干擾，任何質量運動都會消失。如果不是這種情況，則等離子體變得不穩定，將發生對流，形成對流區。

以為例理解恒星輻射區，其核心外的輻射帶，溫度從靠近核心的700萬攝氏度到輻射帶外層的200萬攝氏度不等。這一層沒有熱對流發生。相反，熱量是通過熱輻射進行傳輸的，即氫和氦發射的光子會先行進一段距離，然后被其他離子重新吸收。光粒子（光子）可能需要數千年才能穿過這層，最終到達太陽表面。輻射區之外是太陽的對流區，其延伸范圍約為20萬千米。對流帶的溫度約為200萬攝氏度。這一層的等離子體以對流運動方式移動 —— 就像沸騰的水一樣 —— 熱的等離子體氣泡將熱量傳送到太陽表面。

光球層是可觀測的恒星部分。這是恒星等離子體對光子透明的層。從這里開始，核心產生的能量可以自由地傳播到太空中。在光球層內，太陽黑子（低于平均溫度的區域）出現。

從日冕開始，等離子體粒子的恒星風從恒星向外擴展，直到它與星際介質相互作用。對于太陽來說，其太陽風的影響延伸到一個稱為日光層的氣泡狀區域。

計量單位相關

在恒星天體物理學中，習慣上用太陽值來表示恒星的性質，例如，2.2 M⊙， 1.3 R⊙等。當這些數據的單位要轉換為國際單位制（SI）時，會引發問題和錯誤。

為解決太陽和值與國際單位制（SI）之間缺乏既定的轉換常數：缺少標準導致文獻中太陽值（例如，太陽半徑，太陽輻照度，太陽光度，太陽有效溫度和太陽質量參數）引發的問題，發布了2015年第B3號決議，該決議建議使用標稱太陽值和行星值，在定義這些值是準確的前提下，以國際單位制單位表示標稱值。這些標稱值僅可理解為轉換系數，而不是真正的/行星特性或當前最佳估計值。

舉例說明，如太陽光度（solar luminosity）是天文學中的一種光度單位，其值等于太陽的光度，即3.826E+26J/s，其標稱太陽光度L☉ = 3.828×1026 瓦；太陽半徑（solar radius）是天文學中的一種長度單位，其值等于太陽的半徑，即6.9599E+5km，其標稱太陽半徑R☉ = 6.957×108 米；太陽質量（solar ）是天文學中的一種質量單位，等于太陽的質量，即1.989E+30kg。由于艾薩克·牛頓引力常數G的相對不確定性（10?4）很大，沒有明確定義太陽質量☉。由于牛頓引力常數與太陽質量的乘積（G☉）已經確定得更精確，國際天文學聯合會將標稱太陽質量參數定義為：標稱太陽質量參數GM☉ = 1.3271244×10 20 米3/秒2。

變星

1862年，德國天文學家弗里德里希·威廉·阿格蘭德（Friedrich Wilhelm Argelander）提出了變星的編目方案，其亮度似乎隨時間波動。在拜耳集團的方案的基礎上，阿格蘭德建議使用字母R到Z來表示每個星座中的變星（偶爾使用Q）。最初，九個可用的字母似乎足以標記每個星座中少量的變星。然而，隨著變星數量的增加，阿格蘭德的方案被擴展到兩個字母的名字，然后包括數字。

恒星演化過程中，一些恒星會經歷一些階段，在那里它們可以成為脈動變量。脈動變星的半徑和光度隨時間變化，膨脹和收縮的周期從幾分鐘到幾年不等，具體取決于恒星的大小。這一類包括造父變星和類造父變星，以及米拉等長周期變星。

噴發變星是由于耀斑或物質拋射事件而經歷光度突然增加的恒星。這個群包括原恒星、沃爾夫·拉葉星和耀斑星，以及巨星和超巨星。

災難性或爆炸性變星是那些性質發生巨大變化的恒星。該組包括新星和超新星。包括附近白矮星在內的雙星系統可以產生某些類型的這些壯觀的恒星爆炸，包括新星和1a型超新星。當白矮星從伴星中吸積氫時，就會產生爆炸，從而積累質量，直到氫發生聚變。一些新星是反復出現的，具有中等振幅的周期性爆發，由于外在因素，恒星的光度可能會有所不同，例如黯然失色的雙星，以及產生極端星斑的旋轉恒星。