恆星(天文學辭彙):分類,演化,形成,穩定期,晚年,終局,結構,特徵,年齡,直徑,-九游会j9

在中存在眾多類型的恆星，不同類型的恆星其起源與是不同的，需要對恆星進行分類。

普遍認可的恆星分類是光譜分類。

依據恆星光譜中的某些特徵與譜線和譜帶，以及這些譜線和譜帶的相對強度，同時也考慮連續譜的能量分布，將恆星劃分為以下大類型。

依據恆星在赫羅圖的位置，將恆星劃分為白矮星、、巨星、超巨星等。

劃分為穩定、不穩定恆星。

劃分為小型、中型、大型、超大型恆星。

孤星型恆星在宇宙空間孤立存在，不在星系中，沒有與其它星球形成關係。該類型恆星在宇宙中一般呈直線運動。其形態為球形和非球形。

這類恆星捕獲小質量天體形成繞其旋轉的星系，恆星位於中心是主星，其它小質量天體如行星彗星等繞其旋轉是從星。在宇宙中一般呈直線運動。形態為球形和非球形。

這類恆星繞大質量天體進行轉動，沒有小質量天體繞其旋轉。該類型恆星存在和，其運動軌道為圓形、近圓形和橢圓形，其形態為球形或近球形。

這類恆星與大質量體星球形成相互繞轉，形成伴星關係。伴星間圍繞共同質點公轉，存在自轉和公轉，其形態為球形或近球形。

這類恆星繞大質量天體進行轉動，同時有小質量天體繞其旋轉或有伴星。存在公轉和自轉，其形態為球形或近球形。如太陽。

劃分為碎塊型恆星、凝聚型恆星、捕獲型恆星。

劃分為簡單型恆星即非圈層狀結構恆星、複雜型恆星即圈層狀結構恆星。

劃分為低溫型恆星、中低溫型恆星、中溫型恆星、中高溫型恆星、高溫型恆星。

劃分為短命型恆星、長命型恆星。

恆星都是。晴朗無月的，且無光污染的地區，一般人用肉眼大約可以看到6000多顆恆星，藉助於望遠鏡，則可以看到幾十萬乃至幾百萬顆以上。估計中的恆星大約有1500-4000億顆，我們所處的太陽系的主星太陽就是一顆恆星。

恆星結構

恆星的兩個重要的特徵就是溫度和絕對星等。大約100年前，丹麥的艾依納爾·赫茨普龍（einar hertzsprung）和美國的享利·諾里斯·羅素（henry norris russell ）各自繪製了查找溫度和亮度之間是否有關係的圖，這張關係圖被稱為，或者h-r圖。在h-r圖中，大部分恆星構成了一個在天文學上稱作的對角線區域；在主星序中，恆星的絕對星等增加時，其表面溫度也隨之增加。90%以上的恆星都屬於主星序，太陽也是這些主星序中的一顆。巨星和處在h-r圖的右側較高較遠的位置上；的表面溫度雖然高，但亮度不大，所以他們只處在該圖的中下方。

恆星的演變

是一個恆星在其生命期內（發光與發熱的期間）的連續變化。生命期則依照星體大小而有所不同。單一恆星的演化並沒有辦法完整觀察，因為這些過程可能過於緩慢以致於難以察覺。因此天文學家利用觀察許多處於不同生命階段的恆星，並以計算機模型模擬恆星的演變。

天文學家和哲學家首先提出恆星分類與顏色和間的關係，建立了被稱為“赫-羅圖的”恆星演化關係，揭示了恆星演化的秘密。“赫-羅圖”中，從左上方的高溫和強光度區到右下的低溫和弱光區是一個狹窄的恆星密集區，我們的太陽也在其中；這一序列被稱為主星序，90%以上的恆星都集中於主星序內。在主星序區之上是巨星和超巨星區；左下為白矮星區。

恆星——赫羅圖

天文學家經由觀測恆星的光譜、和在空間中的運動，可以測量恆星的質量、年齡、和許多其他的性質。恆星的總質量是決定和最後命運的主要因素。其他特徵，包括 直徑、自轉、運動和溫度，都可以在演變的歷史中進行測量。描述許多恆星的溫度對光度關係的圖，也就是（h-r圖），可以測量恆星的年齡和演化的階段。

恆星並非平均分布在星系之中，多數恆星會彼此受引力影響而形成聚星，如、、甚至形成等由數萬至數百萬計的恆星組成的恆星集團。當兩顆雙星的軌道非常接近時，其引力作用或會對它們的演化產生重大的影響，例如一顆從它的獲得氣體成為新星。

在發展到一定時期，宇宙中充滿均勻的，大體積氣體雲由於自身引力而不穩定造成塌縮。這樣恆星便進入形成階段。在塌縮開始階段，氣體雲內部壓力很微小，物質在自引力作用下加速向中心墜落。當物質的線度收縮了幾個數量級後，情況就不同了，一方面，氣體的密度有了劇烈的增加，另一方面，由於失去的引力位能部分的轉化成熱能，氣體溫度也有了很大的增加，氣體的壓力正比於它的密度與溫度的乘積，因而在塌縮過程中，壓力增長更快，這樣，在氣體內部很快形成一個足以與自引力相抗衡的壓力場，這壓力場最後制止引力塌縮，從而建立起一個新的力學平衡位形，稱之為。

如果溫度不足以點燃核，會形成。

星坯的力學平衡是靠內部壓力梯度與自引力相抗衡造成的，而壓力梯度的存在卻依賴於內部溫度的不均勻性（即星坯中心的溫度要高於外圍的溫度），因此在熱學上，這是一個不平衡的系統，熱量將從中心逐漸地向外流出。這一熱學上趨向平衡的自然傾向對力學起著削弱的作用。於是星坯必須緩慢的收縮，以其引力位能的降低來升高溫度，從而來恢復力學平衡；同時也是以引力位能的降低，來提供星坯輻射所需的能量。這就是星坯演化的主要物理機制。下面我們利用經典大致的討論這一過程。考慮密度為ρ、溫度為t、半徑為r的球狀氣雲系統，氣體熱運動能量：

最新觀測發現s1020549恆星

et= rt= t

(1) 將氣體看成單原子理想氣體，μ為，r為氣體普適常數

為了得到氣雲球的的引力能eg，想像經球的質量一點點移到無窮遠，將球全部移走場力作的功就等於-eg。當球質量為m，半徑為r時，從表面移走dm過程中場力做功：

dw=- =-g( )1/3m2/3dm

(2) 所以：-eg=- ( )1/3m2/3dm= g( m5/3

於是：eg=- (2），

氣體雲的總能量：e=et eg (3)熱運動使氣體分布均勻，引力使氣體集中。兩者共同作用。當e>0時熱運動為主，氣雲是穩定的，小的擾動不會影響氣雲平衡；當e<0時，引力為主，小的密度擾動產生對均勻的偏離，密度大處引力增大，使偏離加強而破壞平衡，氣體開始塌縮。由e≤0得到產生收縮的臨界半徑：

靈魂星雲將形成新的行星

(3) 原始氣雲密度小，臨界質量很大。所以很少有恆星單獨產生，大部分是一群恆星一起產生成為。可以包含10⁵→10⁶個恆星，可以認為是同時產生的。

我們已知：：m_⊙=2×10，半徑r=7×10⁷，我們帶入（2）可得出太陽收縮到今天這個狀態以釋放的引力能

的總光度l=4×10erg·s^-1如果這個輻射光度靠引力為能源來維持，那么持續的時間是：11×10⁸年

很多證明表明，太陽穩定的保持著今天的狀態已有5×10⁸年了，因此，星坯階段只能是太陽形成像今天這樣的穩定狀態之前的一個短暫過渡階段。這樣提出新問題，星坯是如何停止的？此後太陽輻射又是以什麼為能源？

階段在收縮過程中密度增加，我們知道ρ∝r^-3，由式（4),rc∝r^3/2，所以rc比 r減小的更快，收縮氣雲的一部分又達到新條件下的臨界，小擾動可以造成新的局部塌縮。如此下去在一定的條件下，大塊氣雲收縮為一個凝聚體成為，原恆星吸附周圍氣雲後繼續收縮，表面溫度不變，中心溫度不斷升高，引起溫度、密度和氣體成分的各種核反應。產生熱能使氣溫升的極高，氣體壓力抵抗引力使原恆星穩定下來成為恆星，恆星的演化是從主序星開始的。恆星的成份大部分是h和he，當溫度達到10⁴k以上，即粒子的平均熱動能達1ev以上，氫原子通過熱碰撞就充分的電離了（氫的電離能是13.6ev），在溫度進一步升高后，等離子氣體中氫核與氫核的碰撞就可能引起核反應。對純氫的高溫氣體，最有效的核反應系列是所謂的p-p鏈：

哈勃觀測到兩顆燃燒劇烈的超級恆星

其中主要是²d(p，γ）³he反應。d（氘，氫的同位素，由一個質子和一個中子組成）含量只有的10^-4左右，很快就燃完了（其原理與現代氫彈武器類似）。如果開始時d比³he（氦3，氦的同位素，由2個和1個組成）含量多，則反應生成的³h（，氫的同位素，由1個質子和2箇中子組成，衰變會變成氦3）可能就是恆星早期³he的主要來源，由於對流到達恆星表面的這種³he，有可能還保留著。

li，be，b等輕核和d一樣結合能很低，含量只是h 的2×10^-9左右，當中心溫度超過3×10⁹k就開始燃燒，引起（p，α）和（p，α）反應，很快成為³he和⁴he。中心溫度達到10⁶k，密度達到 10⁵kg/m³左右時，產生的氫轉化為he的4¹h→⁴he過程。這主要是p-p和cno循環。同時含有¹h和⁴he是發生p-p鏈反應，有以下三個分支組成：

p-p1（只有¹h) p-p2（同時有¹h、⁴he) p-p3

或假設¹h 和⁴he的重量比相等。隨溫度升高，反應從p-p1逐漸過渡到p-p3，

而當t>1.5×10⁶k時，恆星中燃燒h的過程就可過渡到以cno循環為主了。

當恆星內混雜有c和n時，他們能作為觸媒使1h變為4he，這就是cno循環，cno循環有兩個分支：

或總反應率取決於最慢的n(p，γ）o、¹⁵ⁿ的（p，α）和（p，γ）反應分支比約為2500：1。

這個比值幾乎與溫度無關，所以在2500次cno循環中有一次是cno-2。

在p-p鏈和cno循環過程中，淨效果是h燃燒生成he：

在釋放出的26.7mev能量中，大部分消耗給恆星加熱和發光，成為恆星的主要來源。

前面我們提到恆星的演化是從主星序開始的，那么什麼是主星序呢？等h穩定地燃燒為he時，恆星就成了主序星。人們發現有百分之八十至九十的恆星都是，他們共同特徵是核心區都有氫正在燃燒，他們的光度、半徑和表面溫度都有所不同，後來證明：主序星的定量上差別主要是質量不同，其次是他們的年齡和化學成份，太陽這段歷程約千萬年。

觀察到的主序星的最小質量大約為0.1m_⊙。模型計算表明，當質量小於0.08m_⊙時，星體的收縮將達不到氫的點火溫度，從而形不成主序星，這說明對於主序星它有一個質量下限。觀察到的主序星的最大質量大約是幾十個太陽質量。理論上講，質量太大的恆星輻射很強，內部的能量過程很劇烈，因此結構也越不穩定。但是理論上沒有一個質量的絕對上限。

當對某一星團作統計分析時，人們卻發現主序星有一個上限，這說明什麼？我們知道，主序星的光度是質量的函式，這函式可分段的用冪式表示：

l∝m^ν

其中v不是一個常數，它的值大概在3.5到4.5之間。m大反映主序星中可供燃燒的質量多，而l大反映燃燒的快，因此主序星的壽命可近似用m與l的商標來標誌：

t∝m^-（ν-1)

即主序星壽命隨質量增大而按冪律減小，如果整個星團已存在的年齡為t，那就可以由t與m的關係式求出一個截止質量m_t。質量大於m_t的主序星已結束核心的h燃燒階段而不是主序星了，這就是觀察到由大量同年齡星組成的星團有上限的原因。

我們就討論觀測到的恆星中大部分是主序星的原因，表1根據一25m_⊙的恆星演化模型，列出了各種元素的點火溫度及燃燒所持續的時間。

從表上看出，原子序數大的核有更高的點火溫度，z大的核不僅難於點火，點火後燃燒也更劇烈，因此燃燒持續的的時間也就更短。這顆25m_⊙的模型星的燃燒階段的總壽命為7.5×10⁹年，而其中百分之九十以上的時間是氫燃燒階段，即主星序階段。從統計角度講，這表明找到一顆處於主星序階段的恆星幾率要大。這正是觀察到的恆星大多數為主序星的基本原因。

主序後的演化由於恆星形成是它的主要成份是，而氫的點火溫度又比其他元素都低，所以恆星演化的第一階段總是氫的燃燒階段，即主序階段。在主序階段，恆星內部維持著穩衡的壓力分布和表面溫度分布，所以在整個漫長的階段，它的光度和表面溫度都只有很小的變化。下面我們討論，當星核區的氫燃燒完畢後，恆星有將怎么進一步演化？

恆星在燃燒盡星核區的氫之後，就熄火，這時核心區主要是，它是燃燒的產物，外圍區的物質主要是未經燃燒的氫，核心熄火後恆星失去了輻射的能源，它便要引力收縮是一個起關鍵作用的因素。一個核燃燒階段的結束，表明恆星內各處溫度都已低於在該處引起點火所需要的溫度，引力收縮將使恆星內各處的溫度升高，這實際上是尋找下一次核點火所需要的溫度，引力收縮將使恆星內各處的溫度全面的升高，主序後的引力收縮首先點著的不是核心區的氦（它的點火溫度高的太多），而是核心與外圍之間的氫殼，氫殼點火後，核心區處於高溫狀態，而仍沒源，它將繼續收縮。這時，由於核心區釋放的引力位能和燃燒中的氫所釋放的核能，都需要通過外圍不燃燒的氫層必須劇烈地，即讓介質輻射變得更透明，來排出多餘的熱能來維持熱平衡。而氫層膨脹又使恆星的表面溫度降低了，所以這是一個光度增加、半徑增加、而表面變冷的過程，這個過程是恆星從主星序向過渡，過程進行到一定程度，氫區中心的溫度將達到氦點火的溫度，於是又過渡到一個新階段--氦燃燒階段。

在恆星中心發生點火前，引力收縮以使它的密度達到了10³g·cm^-3的量級，這時氣體的壓力對溫度的依賴很弱，那么核反應釋放的能量將使溫度升高，而溫度升高反過來又加劇核反應速率，於是一旦點火，很快就會燃燒的十分劇烈，以至於爆炸，這種方式的點火稱為“氦閃光”，因此在現象上會看到恆星光度突然上升到很大，後來又降的很低。

另一方面，當引力收縮時它的密度達不到10³g·cm^-3量級，此時氣體的壓力正比於溫度，點火溫度升高導致壓力升高，核燃燒區就會有所膨脹，而膨脹導致溫度降低，因此燃燒就能穩定的進行，所以這兩種點火情況對演化進程的影響是不同的。

恆星在發生“氦閃光”之後又怎么演變呢？閃光使大量能量的釋放很可能把恆星外層的氫氣都吹走，剩下的是氦的核心區。氦核心區因膨脹而減小了密度，以後氦就有可能在其中正常的燃燒了。氦燃燒的產物是碳，在氦熄火後恆星將有一個碳核心區氦外殼，由於剩下的質量太小引力收縮已不能達到碳的點火溫度，於是它就結束了以氦燃燒的演化，而走向熱死亡。

由於引力塌縮與質量有關，所以質量不同的恆星在演化上是有差別的。

m<0.08m_⊙的恆星：氫不能點火，它將沒有氦燃燒階段而直接走向死亡。

0.08⊙的恆星：氫能點火，氫熄火後，氫核心區將達不到點火溫度，從而結束核燃燒階段。

0.35⊙的恆星：它的主要特徵是氦會點火而出現"氦閃光"。

2.25⊙的恆星：氫熄火後氦能正常地燃燒，但熄火後，碳將達不到點火溫度。這裡的反應有：

在核反應初期，溫度達到10¹⁰k量級時，cno循環產生的13c，17o能和4he發生新的（α，n）反應，形成16o和20ne，在核反應進行了很長時間後，ne(p，γ）na（β ，ν） na中的na以及n吸收兩個⁴he形成的ne能發生（α，n）反應形成mg和mg等，這些反應作為能源並不重要，但發出的可進一步發生中子核反應。

4⊙的恆星，這是一個情況不清楚的範圍，或許碳不能點火，或許出現"碳閃光"，或許能正常地燃燒，因為這是最後的中心溫度已較高，一些較敏感的因素，如：中微子的能量損失把情況弄得模糊了。

核反應結束後，當中心溫度達到10⁸k時，開始發生c,o,ne 燃燒反應，這主要是c-c反應，o-o反應，以及20ne的γ，α反應：

8→10m_⊙氫、、、、、都能逐級正常燃燒。最後在中心形成一個不能在釋放能量的核心區，核心區外面是各種能燃燒而未燒盡的氫元素殼層。核燃燒階段結束時，整個恆星呈現由內至外分層（fe,si,mg,ne,o,c,he,h）結構。

我們已經知道，對質量小於8m_⊙的恆星，它會因不能到達下一級和點火溫度而結束它的核燃燒階段；對於質量更大的恆星，它將在核心區耗盡燃料之後結束它的核燃燒階段，在這以後，恆星的最終歸宿是什麼?

小質量的恆星（如太陽），起先會膨脹，在這個階段的恆星我們稱之紅巨星，然後會塌縮，變成，輻射、喪失能量，再成為，最終消失。

大質量的恆星，≥7個太陽密度（8m_⊙超巨星，它會選擇以爆發的形式結束生命，最終會成為或（古代有記載， 由於超新星光量大，一顆超新星爆發，連續幾個月都可以在晚上看書），中子星最終喪失能量，形成黑矮星。而黑洞會向外射，或許會變成，或許會完全蒸發。

一旦停止了核燃燒，恆星必定要發生引力收縮，這是因為恆星內部維持力學平衡的壓力是與它的溫度相聯繫的。因此，如果恆星在一“最終"的平衡位形，它必須是一個"冷的"平衡位形，即它的壓力與它的溫度無關。

主序星核心h耗盡後，離開主序是階段開始了它最後的歷程。結局主要取決於質量。對於質量很小的星體由於質量小，物體內部的自引力並不重要，固體內部的平衡是正負離子間的淨庫侖引力於電子間的壓力來達到平衡的。

當星體質量再大些，直到自引力不可忽略時，這時自引力加大了內部的密度和壓力，壓力的加大是物質發生壓力電離，從而逐漸是固體的電約束瓦解，而過渡為等離子氣體。加大質量，即加大密度，此時壓力於溫度無關，從而達到一種"冷的"平衡位形，內電子的動能一大足以在物質內部引起β衰變：

這裡p是中的，這樣的反應大致在密度達到10¹⁰g·cm^-3的時候，它將逐漸地是體中的原子核變為富中子核，原子核中出現過多的中子，導致核結構鬆散，當密度超過4×10¹¹g·cm^-3是中子開始從原子核中分離出來，成為自由中子，自引力於中子間壓力達到平衡。如果當質量變大使中子氣體間壓力已不能抵禦物質自引力，而形成，但由於大多數恆星演化後階段使得質量小於它的初始質量，例如，"氦閃光"，超新星爆發等，它們會是恆星丟失一個很大的百分比質量，因此，恆星的終局並不是可以憑它的初始質量來判斷的，它實際上取決於演化的進程。那么我們可以得出這樣的結論。8→10m_⊙以下的恆星最終間拋掉它的一部分或大部分質量而變成一個白矮星。8m_⊙以上的恆星最終將通過星核的引力塌縮而變成或黑洞，也就是說，塌縮的核心質量在太陽1.44倍——到5倍的恆星，最終成為中子星，塌縮的核心質量在太陽5倍以上的恆星，最終成為黑洞。

觀測到的範圍一般為0.1→60m_⊙。質量小於0.08m_⊙的天體不能達到點火溫度。因此，不發光，不能成為恆星。質量大於60m⊙的天體中心溫度過高而不穩定，至今僅發現70個以下。

根據實際觀測和光譜分析，我們可以了解恆星大氣的基本結構。一般認為在一部分恆星中，最外層有一個類似日冕狀的高溫低密度星冕。它常常與星風有關。有的恆星已在星冕內發現有產生某些發射線的，其內層大氣吸收更內層高溫氣體的連續輻射而形成吸收線。人們有時把這層大氣叫作反變層，而把發射連續譜的高溫層叫作。其實，形成恆星光輻射的過程說明，光球這一層相當厚，其中各個分層均有發射和吸收。光球與反變層不能截然分開。太陽型恆星的光球內，有一個平均約十分之一半徑或更厚的對流層。在上主星序恆星和下主星序恆星的內部，對流層的位置很不相同。能量傳輸在光球層內以輻射為主，在對流層內則以對流為主。

對於光球和，我們常常利用根據實際測得的物理特性和化學組成建立起來的模型進行較詳細的研究。我們可以從流體靜力學平衡和熱力學平衡的基本假設出發，建立起若干關係式，用以求解星體不同區域的壓力、溫度、密度、不透明度、產能率和化學組成等。在恆星的中心，溫度可以高達數百萬度乃至數億度，具體情況視恆星的基本參量和演化階段而定。在那裡，進行著不同的產能反應。一般認為恆星是由星雲凝縮而成，主星序以前的恆星因溫度不夠高，不能發生熱核反應，只能靠引力收縮來產能。進入主星序之後，中心溫度高達700萬度以上，開始發生氫聚變成氦的熱核反應。這個過程很長，是恆星生命中最長的階段。氫燃燒完畢後，恆星內部收縮，外部膨脹，演變成表面溫度低而體積龐大的紅巨星，並有可能發生脈動。那些內部溫度上升到近億度的恆星，開始發生氦碳循環。在這些演化過程中，恆星的溫度和光度按一定規律變化，從而在赫羅圖上形成一定的徑跡。最後，一部分恆星發生，氣殼飛走，核心壓縮成中子星一類的而趨於“死亡”（見恆星的形成和演化）。

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。

多數恆星的年齡在10億至100億歲之間，有些恆星甚至接近觀測到的—132億歲。目前發現最老的恆星估計的年齡是134億歲。

質量越大的恆星，壽命通常越短暫，主要是因為質量越大的恆星核心的壓力也越高，造成燃燒氫的速度也越快。許多超大質量的恆星平均只有一百萬年的壽命，但質量最輕的恆星（）以很慢的速率燃燒它們的燃料，壽命可以持續幾十到上萬億年。

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，並且它們進入到地球的光受到大氣層的擾動，在人眼中看到就是恆星在“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，它的是直徑是0.057角秒。

我們對恆星的了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，是由亞伯特·亞伯拉罕·米歇爾森在1921年使用威爾遜山100吋的胡克望遠鏡完成（約1150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，到像參宿四的超巨星，直徑是太陽的1150倍，大約16億公里，但是密度比太陽低很多。目前觀測到的體積最大恆星是大犬座vy，體積約為太陽的100億倍，質量達50倍太陽質量。

一顆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信息，並且還包括周圍的星繫結構和演變。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證明星協的結構，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。

恆星的磁場起源於恆星內部對流的循環開始產生的區域。具有導電性的等離子像發電機，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，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周期性的變化，並且可能在周期中暫時停止活動。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活動。

恆星的自轉可以透過概略的測量，或是追蹤星斑確實的測量。年輕恆星會有很高的自轉速度，在赤道可以超過100 公里/秒。例如，b型的水委一在自轉的赤道速度就高達225 公里/秒甚至更高，使得赤道半徑比極赤道大了50%。這樣的速度僅比讓水委一分裂的臨界速度300 公里/秒低了一些。相較之下，太陽以25 –35天的周期自轉一圈，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。

簡併恆星壓縮成非常緻密的物質，同時造成高速的。但是相較於它們在低自轉速速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。

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。

恆星的溫度可以確定不同元素被電離或被活化的比率，結果呈現在光譜吸收線的特徵。恆星的表面溫度，與他的目視絕對星等和吸收特點，被用來作為恆星分類的依據。

大質量的主序星表面溫度可以高達40,000 k，像太陽這種較小的恆星表面溫度就只有幾千度。相對來說，紅巨星的表面只有3,600 k的低溫，但是因為巨大的表面積而有高亮度。

恆星表面的溫度一般用來表示，它等於有相同直徑、相同總輻射的的溫度。恆星的光譜能量分布與有效溫度有關，由此可以定出w、o、b、a、f、g、k、m等（也可以叫作溫度型）溫度相同的恆星，體積越大，總輻射流量（即光度）越大，絕對星等越小。恆星的光度級可以分為ⅰ、ⅱ、ⅲ、ⅳ、ⅴ、ⅵ、ⅶ，依次稱為：ⅰ超巨星、ⅱ、ⅲ正常巨星、ⅳ、ⅴ矮星、ⅵ、ⅶ白矮星。太陽的光譜型為g2v，顏色偏黃，有效溫度約5,770k。a0v型星的色指數平均為零，溫度約10,000k。恆星的表面有效溫度由早o型的幾萬度到晚m型的幾千度，差別很大。

離地球最近的恆星是太陽。其次是處於的，它發出的光到達地球需要4.3年。

恆星的星等相差很大，這裡面固然有恆星本身發光強弱的原因，但是離開我們距離的遠近也起著顯著的作用。測定恆星距離最基本的方法是，此法主要用於測量較近的恆星距離，過程如下，先測得地球軌道半長徑在恆星處的張角（叫作），再經過簡單的運算，即可求出恆星的距離。這是測定距離最直接的方法。在十六世紀哥白尼公布了他的以後，許多天文學家試圖測定恆星的距離，但都由於它們的數值很小以及當時的觀測精度不高而沒有成功。直到十九世紀三十年代後半期，才取得成功。

然而對大多數恆星說來，這個張角太小，無法測準。所以測定恆星距離常使用一些間接的方法，如、星團視差法、統計視差法以及由的確定視差，等等。這些間接的方法都是以三角視差法為基礎的。自二十世紀二十年代以後，許多天文學家開展這方面的工作，到二十世紀九十年代初，已有8000多顆恆星的距離被用照相方法測定。在二十世紀九十年代中期，依靠“依巴谷”衛星進行的空間天體測量獲得成功，在大約三年的時間裡，以非常高的準確度測定了10萬顆恆星的距離。

恆星的距離，若用千米表示，數字實在太大，為使用方便，通常採用作為單位。1光年是光在一年中通過的距離。真空中的是每秒30萬千米，乘一年的秒數，得到1光年約等於9.46萬億公里。

恆星的亮度常用星等來表示。恆星越亮，星等越小。在地球上測出的星等叫；歸算到離地球32.6光年處時的星等叫絕對星等。使用對不同波段敏感的檢測元件所測得的同一恆星的星等，一般是不相等的。目前最通用的星等系統之一是u（紫外）b（藍）、v（黃）三色系統。b和v分別接近照相星等和。二者之差就是常用的色指數。太陽的v=-26.74等，絕對目視星等m= 4.83等，色指數b-v=0.63，u-b=0.12。由色指數可以確定色溫度。

恆星的真直徑可以根據恆星的（角直徑）和距離計算出來。常用的或方法可以測出小到0.01的恆星的角直徑，更小的恆星不容易測準，加上測量距離的誤差，所以恆星的真直徑可靠的不多。根據兼的軌道資料，也可得出某些恆星直徑。對有些恆星，也可根據絕對星等和有效溫度來推算其真直徑。用各種方法求出的不同恆星的直徑，有的小到幾公里量級，有的大到10公里以上。恆星的大小相差也很大，有的是巨人， 有的是侏儒。地球的直徑約為12900 千米，太陽的直徑是地球的109 倍。巨星是恆星世界中個頭最大的， 它們的直徑要比太陽大幾十到幾百倍。超巨星就更大了，有一顆叫做柱一的雙星，伴星的直徑為太陽的150倍。( 即天蠍座α） 的直徑是太陽的883 倍；紅超巨星( 即獵戶座α） 的直徑是太陽的1200倍，假如它處在太陽的位置上， 那么它的大小几乎能把木星也包進去。它們還不算最大的，vv 是一對雙星， 它的主星a 的直徑是太陽的1600-1900 倍；woh g62直徑為太陽的2000倍。大犬座vy更可達到30.63億公里的直徑。這些巨星和超巨星都是恆星世界中的巨人。

看完了恆星世界中的巨人，我們再來看看它們當中的侏儒。在恆星世界當中，太陽的大小屬中等，比太陽小的恆星也有很多，其中最突出的要數白矮星和中子星了。白矮星的直徑只有幾千千米，和地球差不多，中子星就更小了，它們的直徑只有 20 千米左右，白矮星和中子星都是恆星世界中的侏儒。我們知道，一個球體的體積與半徑的立方成正比。如果拿體積來比較的話，上面提到的柱一就要比太陽大八百多億倍，而中子星就要比太陽小几百萬億倍。由此可見，巨人與侏儒的差別有多么懸殊。

科學家發現，宇宙里的恆星總數可能是我們估計數值的3倍，也就是說宇宙里有3×10^23(10的23次冪）顆恆星，比地球上的所有海灘和沙漠裡的總沙粒數更多，這大大增加了在地球以外的其他世界發現外星生命的可能性。

科學家們表示，宇宙中的恆星數量可能一直以來被嚴重低估，真實的恆星數量可能有構想數字的三倍。這種低估主要涉及不同星系中那些溫度較低、亮度暗淡的矮星。如果被證實，它將有可能改寫科學家們原有對星系形成和演化的認識。那些存在於其他星系的矮星太暗淡了，它們的質量僅有太陽的三分之一。”因此，一般採用的方法是對那些亮星進行計數，並按照銀河系中的比例去估算看不見的暗星的數量。如每發現一顆亮度類似太陽的恆星，就應當就100顆左右看不見的矮星。

由於矮星溫度較低，它們的輻射顏色和波段是不同於其他較亮的恆星的。因此，通過觀測整個星系在這一特定顏色或波段上的輻射強度和特徵，是有可能反推出產生這樣強度的輻射需要多少矮星的。

他們以此為依據，對8個進行了觀測和計算。結果顯示在橢圓星系中，類似太陽的主序星和看不見的矮星的比例達到1000~2000:1，而非銀河系中的大約100:1。因此，一個典型的橢圓星系（一般認為包含3000億顆恆星），實際應包含1萬億甚至更多恆星。而在宇宙中，橢圓星系占到星系總量的大約三分之一，因此，他們得出結論：宇宙中的恆星總數至少是現有估計值的三倍。

與在地面實驗室進行分析一樣，我們對恆星的光譜也可以進行分析，藉以確定恆星大氣中形成各種譜線的元素的含量，當然情況要比地面上一般光譜分析複雜得多。多年來的實測結果表明，正常恆星大氣的化學組成與太陽大氣差不多。按質量計算，氫最多，氦次之，其餘按含量依次大致是、碳、氮、、、鎂、、硫等。但也有一部分恆星大氣的化學組成與太陽大氣不同，例如，就有含碳豐富和含氮豐富之分（即有碳序和氮序之分）在金屬線星和a型特殊星中，若干金屬元素和超鈾元素的譜線顯得特彆強。但是，這能否歸結為某些元素含量較多，還是一個問題。

理論分析表明，在演化過程中，恆星內部的化學組成會隨著過程的改變而逐漸改變，重元素的含量會越來越多，然而恆星大氣中的化學組成一般卻是變化較小的。

以質量來計算，恆星形成時的比率大約是70%的氫和28%的氦，還有少量的其他重元素。因為鐵是很普通的元素，而且譜線很容易測量到，因此典型的重元素測量是根據恆星大氣層內鐵含量。由於分子雲的重是穩定的，只有經由才會增加，因此測量恆星的化學成分可以推斷它的年齡。重元素的成份或許也可以顯示是否有行星系統。

被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廿萬分之一。對照知下，金屬量較高的是μ，鐵豐度是太陽的一倍，而另一顆有行星的14則幾乎是太陽的三倍。也有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。

觀測發現，有些恆星的光度、光譜和磁場等物理特性都隨時間的推移發生周期的、半規則的或無規則的變化。這種恆星叫作變星。變星分為兩大類：一類是由於幾個天體間的幾何位置發生變化或恆星自身的幾何形狀特殊等原因而造成的幾何變星；一類是由於恆星自身內部的物理過程而造成的。

幾何變星中，最為人們熟悉的是兩個恆星互相繞轉（有時還有或參與）因而發生變的（即食雙星）。根據光強度隨時間改變的“光變曲線”，可將它們分為型、β（）型和w型三種幾何變星中還包括橢球變星（因自身為橢球形，亮度的變化是由於自轉時觀測者所見發光面積的變化而造成的）、星雲變星（位於星雲之中或之後的一些恆星，因星雲移動，吸光率改變而形成亮度變化）等。可用傾斜轉子模型解釋的，也應歸入幾何變星之列。

物理變星，按變光的物理機制，主要分為和兩類。脈動變星的變光原因是：恆星在經過漫長的主星序階段以後（見赫羅圖），自身的大氣層發生周期性的或非周期性的膨脹和收縮，從而引起脈動性的光度變化。理論計算表明脈動周期與恆星密度的平方根成反比。因此那些重複周期為幾百乃至幾千天的晚型不規則變星、半規則變星和都是體積巨大而密度很小的晚型巨星或超巨星周期約在1～50天之間的經典造父變星和周期約在，0.05～1.5天之間的天琴座rr型變星（又叫星團變星），是兩種最重要的脈動變星。觀測表明，前者的絕對星等隨周期增長而變小（這是與密度和周期的關係相適應的），因而可以通過精確測定它們的變光周期來推求它們自身以及它們所在的恆星集團的距離，所以造父變星又有宇宙中的“燈塔”或“”之稱。天琴座rr型變星也有量天尺的作用。

還有一些周期短於0.3天的脈動變星 （包括'" class=link>型變星、船帆座ai型變星和型變星'" class=link>；仙王座型變星等），它們的大氣分成若干層，各層都以不同的周期和形式進行脈動，因而，其光度變化規律是幾種周期變化的迭合，光變曲線的形狀變化很大，光變同視向速度曲線的關係也有差異。和船帆座ai型變星可能是質量較小、密度較大的恆星，仙王座β型變星屬於高溫巨星或亞巨星一類。

爆發變星按爆發規模可分為、新星、、和等幾類。超新星的亮度會在很短期間內增大數億倍，然後在數月到一、二年內變得非常暗弱。暫時多數人認為這是恆星演化到晚期的現象。超新星的外部殼層以每秒鐘數千乃至上萬公里的速度向外膨脹，形成一個逐漸擴大而稀薄的星雲；內部則因極度壓縮而形成密度非常大的之類的天體。最著名的銀河超新星是中國宋代（公元1054年）在發現的“天關客星”。。一般認為，脈衝星就是快速自轉的中子星。

新星在可見光波段的光度在幾天內會突然增強大約9個星等或更多，然後在若干年內逐漸恢復原狀。1975年8 月在天鵝座發現的新星是迄今已知的光變幅度最大的一顆。光譜觀測表明，新星的氣殼以每秒500～2,000公里的速度向外膨脹。一般認為，新星爆發只是殼層的爆發，僅占總質量的千分之一左右，因此不足以使恆星發生質變。有些爆發變星會再次作相當規模的爆發，稱為。

矮新星和的光度變化情況與新星類似，但變幅僅為2～6個星等，發亮周期也短得多。它們多是雙星中的子星之一，因而不少人的看法傾向於，這一類變星的爆發是由雙星中某種物質的過程引起的。

耀星是一些光度在數秒到數分鐘間突然增亮而又很快回復原狀的一些很不規則的快變星。它們被認為是一些低溫的主序前星。

還有一種，它們的光度與新星相反，會很快地突然變暗幾個星等，然後慢慢上升到原來的亮度。觀測表明，它們是一些含碳量豐富的恆星。大氣中的碳塵埃粒子突然大量增加，致使它們的光度突然變暗，因而也有人把它們叫作碳爆變星。

隨著觀測技術的發展和觀測波段的擴大，還發現了射電波段有變化的射電變星和x射線輻射流量變化的x射線變星等。

除了單獨的恆星之外，聯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，最普通的系統就是聯星，但是三顆或更多恆星的系統也有被發現。而因為軌道要穩定的緣故，這些聯星系統經常會形成階級制度的共軌聯星。也存在著更大的、被稱為的集團：範圍從只有幾顆恆星的，到最龐大的擁有數十萬顆恆星，稱為球狀星團的集團。

聯星系統是長期處在特定重力場約束下的恆星集團，通常都由巨大的o和b型恆星組成，而且80%的恆星是聯星系統是多星系統。但星單獨恆星的部分因為更小的天體被發現而有所增加，僅有25%的被發現有伴星。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的。

恆星在宇宙中的分布是不均勻的，並且通常都是與星際間的氣體、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，而再可觀測的宇宙中星系的數量也超過一千億個。過去相信恆星只存在余星系之中，但在星系際的空間中也已經發現恆星。天文學家估計宇宙至少有700垓顆恆星。

除了太陽之外，最靠近地球的恆星是座的，距離是39.9兆公里，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。像這樣的距離，包括鄰近太陽系的地區，在中是很典型的。在星系的中心和球狀星團內，恆星的距離會更為接近，而在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。但是在球狀星團或星系的中心，恆星碰撞則很平常。這樣的碰撞會形成藍掉隊星，這些異常的恆星比在同一星團中光度相同的恆星有著更高的表面溫度。

恆星間距離非常遙遠，天文學上一般用光年來量度恆星間的距離。而距離的測定則可以通過周年視差法、星團視差法、力學視差法、造父變星法等進行測量。

世間萬物無不都在運動，恆星雖然看似在天空中恆定不動，其實它也有自己的運動。由於不同的速度和方向不一樣，它們在天空中相互之間的相對位置會發生變化，這種變化稱為恆星的自行。全天恆星之中，包括那些肉眼看不見的很暗的恆星在內，自行最快的是，達到每年10.31角秒（1角秒是圓周上1度的3600分之一）。一般的恆星，自行要小得多，絕大多數小於1角秒。

恆星自行的大小並不能反映恆星真實運動速度的大小。同樣的運動速度，距離遠就看上去很慢，而距離近則看上去很快。因為巴納德星離開我們很近，不到6光年，所以真實的運動速度不過88 km/s。

恆星的自行只反映了恆星在垂直於我們視線方向的運動，稱為切向速度。恆星在沿我們視線方向也在運動，這一運動速度稱為視向速度。巴納德星的視向速度是- 108 km/s （負的視向速度表示向我們接近，而正的視向速度表示離我們而去）。恆星在空間的有的速度，應是切向速度和視向速度的合成速度，對於巴納德星，它的速度為139 km/s。

上述，由三個部分組成。第一是恆星繞的圓周運動，這是的反映。第二是太陽參與銀河系自轉運動的反映。在扣除這兩種運動的反映之後，才真正是恆星本身的運動，稱為恆星的本動。

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，最多祇有四百萬年。依據對圓拱星團（arches cluster）的研究，認為在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，但光度給了部分答案，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。

在大爆炸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，第三星族星暫時只存在於理論中。

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，但核心仍能進行核聚變的恆星。金屬量與太陽相似的恆星，理論上仍能進行核聚變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，沒有明確定義的褐矮星。

結合恆星的半徑和質量可以確定恆星表面的引力，巨星表面的引力比主序星低了許多，而相較於簡併下的狀態，像是，表面引力則更為強大。表面引力也會影響恆星的光譜，越高的引力所造成吸收譜線的變寬越明顯。

2010年英國科學家發現了迄今質量最大的恆星--rmc 136a1，它在形成初期質量或可達太陽質量的320倍，亮度接近太陽的1000萬倍，表面溫度超過4萬9千攝氏度。

恆星分類是依據光譜和光度進行的二元分類。在通俗的簡化的分類中，前者可由恆星的顏色區分，後者則大致分為“巨星”和“矮星”，比如太陽是一顆“”，常見的名稱還有“藍巨星”和“紅巨星”等。

根據維恩定律，恆星的顏色與溫度有直接的關係。所以天文學家可以由恆星的光譜得知恆星的性質。

故此，天文學家自19世紀便開始根據恆星光譜的吸收線，以光譜類型將恆星分類。就是由此發展起來的。

依據恆星光譜，恆星從溫度最高的o型，到溫度低到分子可以存在於中的m型，可以分成好幾種類型。而最主要的型態，可利用"oh，be a fine girl,kiss me"（也有將"girl"改為"guy"）這句英文來記憶（還有許多其它形式的口訣記憶），各種罕見的光譜也有各特殊的分類，其中比較常見的是l和t，適用於比m型溫度更低和質量更小的恆星和。每個類型由高溫至低溫依序以數字0到9來標示，再細分10個小類。此分類法與溫度高低相當符合，但是還沒有恆星被分類到溫度最高的o0和o1。

另一方面，恆星還有加上“光度效應”，對應於恆星大小的二維分類法，從0（超巨星）經由iii（巨星）到v（矮星）和vii（白矮星）。大多數恆星皆以燃燒氫的普通恆星，也就是主序星。當以光譜對應絕對星等繪製時，這些恆星都分布在對角線上很窄的範圍內。

太陽的類型是g2v（黃色的矮星），是顆大小與溫度都很普通的恆星。太陽被作為恆星的典型樣本，並非因為它很特別，只因它是離我們最近的恆星，且其它恆星的許多特徵都能以太陽作為一個單位來加之比較。

每一顆恆星都要給它取一個獨特的名字，才能夠便於研究和識別。中國在戰國時代起已命名肉眼能辨別到的恆星或是以它所在（包括以及）命名，如天關星、、等；或是根據傳說命名，例如（織女一）、（河鼓二）、等，構成一個不嚴謹的獨立體系。

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恆星和自然或神話等特定的景物結合，想像成不同的形狀。位於黃道帶上的12個星座就成了的依據，許多明顯的單獨恆星也被賦予專屬的名字，特別是以和拉丁文標示的名稱。

而且有些星座和太陽還有它們自己整體的神話 ，它們被認為是亡者或神的靈魂，例如就代表著。

到了古希臘，已經知道有些星星是行星（意思是“漫遊者”），代表著各式各樣重要的神祇，這些行星的名字是、、火星、木星、和（和雖然也是希臘和羅馬神話中的神祇，但是它們的光度暗淡，因此古代人並未發現，它們的名字是後來才由天文學家命名的。）。

大約在1600年代，星座的名稱、範圍以及恆星的名字還是由各個地區自己命名的。1603年，德國天文學家創造了以希臘字母序列與星座結合的，為星座內的每一顆恆星命名。然後英國天文學家發明出了數字系統的命名法，這就是。從此以後許多其他的系統的都被創造出來。

西方方面，1603年德國業餘天文學家拜耳建議將每個星座中的恆星按照從亮到暗的順序，以該星座的名稱加上一個希臘字母順序表示。例如獵戶座α（參宿四）、（）（但事實上獵戶座β比獵戶座α還要亮）。如果某個星座的恆星數目超過24個希臘字母，則接續採用小寫的拉丁字母（a,b,c...），仍不足再使用大寫拉丁字母（a,b,c...）。

英國首任的長佛蘭斯蒂德創立了數字命名法，將星座內肉眼可見的恆星由西向東、由北向南依序編號。

科學界唯一認可能夠為恆星或天體命名的機構是。很多的私人公司（例如：“international star registry”）以販售恆星的名字為主，但是除了購買者以外，這些名字既不會被科學界認可，也沒有人會使用這個名字，並且有許多組織假稱為天文機構進行詐欺，騙取無知的民眾購買星星的名字。

拍攝的及其伴星照片人類對恆星的觀測歷史悠久。以天狼星在東方地平線的出現，預示尼羅河泛濫的日子。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，與作物播種與收割並列在卜辭中。而中國明朝的航海家們則利用來判斷方向。美國的阿波羅11號飛船設有光學定位儀，利用恆星來確定位置。

對恆星體積的測量可以通過干涉法和月掩星法測得恆星的角直徑，從而求得體積。

恆星的質量可用克卜勒第三定律或恆星光度與質量之間的關係進行測量。

2012年8月24日，據國外媒體報導，一支由美國、波蘭和西班牙等國科學家組成的國際研究團隊首次發現日益老化的恆星吞沒其行星的證據。

2015年3月24日，日本教授等人宣布，他們觀測到一顆由一大一小兩個密度很高的相撞而誕生不久的巨大恆星。這是科學家首次發現剛剛形成的巨大恆星，將有助於弄清巨大恆星的形成機制。

天文學家對宇宙中恆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1000億個恆星。而據此天文學家又進一步推測各星系恆星數量約為1000億的一萬億倍。美國天文學家彼得·范·多昆和天體物理學家查理·康羅伊對來自星系的光強度分析後認為大約有3x10。

《》（1980年）-（，德國天體物理學家）

《來自宇宙邊緣的光線》（1984年）-（魯道夫·基彭哈恩，德國天體物理學家）

《恆星的結構和演化》（1990年）-（魯道夫·基彭哈恩，德國天體物理學家）

《》（2006年）-（，中國天體物理學家）

《》（1988）-（，劍橋大學教授）