恆星

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耗盡后，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凈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，等離子體內電子的動能一大足以在物質內部引起β衰變：

這裡p是原子核中的質子，這樣的反應大致在密度達到10g·cm的時候，它將逐漸地是負離子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4×10g·cm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，而形成黑洞，但由於大多數恆星演化后階段使得質量小於它的初始質量，例如恆星風，"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。那麼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中子星或黑洞，也就是說，塌縮的內核質量在太陽1.44倍——到5倍的恆星，最終成為中子星，塌縮的內核質量在太陽5倍以上的恆星，最終成為黑洞。

觀測到的恆星質量範圍一般為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色球層，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光球。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。

對於光球和對流層，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。氫燃燒完畢后，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，一部分恆星發生超新星爆炸，氣殼飛走，核心壓縮成中子星一類的緻密星而趨於“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宇宙年齡—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（紅矮星）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參宿四，是由亞伯特·亞伯拉罕·米歇爾森在1921年使用威爾遜山天文台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，到像獵戶座參宿四的超巨星，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多普勒位移來測量，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證明星協的結構，它們就像起源於同一個巨大的分子云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黑子活動。

恆星的自轉可以透過分光鏡概略的測量，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，同時造成高速的自轉。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。

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40,000K，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3,600K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有效溫度來表示，它等於有相同直徑、相同總輻射的絕對黑體的溫度。恆星的光譜能量分佈與有效溫度有關，由此可以定出W、O、B、A、F、G、K、M等光譜型（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亮巨星、Ⅲ正常巨星、Ⅳ亞巨星、Ⅴ矮星、Ⅵ亞矮星、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。其次是處於半人馬座的比鄰星，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三角視差法，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（叫作周年視差），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日心說以後，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，無法測准。所以測定恆星距離常使用一些間接的方法，如分光視差法、星團視差法、統計視差法以及由造父變星的周光關係確定視差，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，通常採用光年作為單位。1光年是光在一年中通過的距離。真空中的光速是每秒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視星等；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目視星等。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。

大小

恆星的真直徑可以根據恆星的視直徑（角直徑）和距離計算出來。常用的干涉儀或月掩星方法可以測出小到0.01的恆星的角直徑，更小的恆星不容易測准，加上測量距離的誤差，所以恆星的真直徑可靠的不多。根據食雙星兼分光雙星的軌道資料，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。紅超巨星心宿二(即天蠍座α）的直徑是太陽的883倍；紅超巨星參宿四(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，那麼它的大小几乎能把木星也包進去。它們還不算最大的，仙王座VV是一對雙星，它的主星A的直徑是太陽的1600-1900倍；wohg62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麼懸殊。

數量

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里的總沙粒數更多，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設想數字的三倍。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個橢圓星系進行了觀測和計算。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，橢圓星系佔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。

化學組成

與在地面實驗室進行光譜分析一樣，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氧、碳、氮、氖、硅、鎂、鐵、硫等。但也有一部分恆星大氣的化學組成與太陽大氣不同，例如沃爾夫－拉葉星，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熱核反應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。由於分子云的重元素丰度是穩定的，只有經由超新星爆炸才會增加，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，金屬量較高的是獅子座μ，鐵丰度是太陽的一倍，而另一顆有行星的武仙座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。

物理特性

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物理變星。

幾何變星中，最為人們熟悉的是兩個恆星互相繞轉（有時還有氣環或氣盤參與）因而發生變光現象的食變星（即食雙星）。根據光強度隨時間改變的“光變曲線”，可將它們分為大陵五型、天琴座β（漸台二）型和大熊座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磁變星，也應歸入幾何變星之列。

物理變星，按變光的物理機制，主要分為脈動變星和爆發變星兩類。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、半規則變星和長周期變星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“量天尺”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>盾牌座型變星、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。盾牌座δ型變星和船帆座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超新星、新星、矮新星、類新星和耀星等幾類。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中子星之類的天體。最著名的銀河超新星是中國宋代（公元1054年）在金牛座發現的“天關客星”。脈衝星。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，質量損失僅佔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，稱為再發新星。

矮新星和類新星變星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吸積過程引起的。

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。

還有一種北冕座R型變星，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，最普通的聯星系統就是聯星，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、被稱為星團的集團：範圍從只有幾顆恆星的星協，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的。

恆星在宇宙中的分佈是不均勻的，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，而在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於星系之中，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顆恆星。

除了太陽之外，最靠近地球的恆星是半人馬座的比鄰星，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，恆星的距離會更為接近，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主序帶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。由於不同恆星運動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，自行最快的是巴納德星，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88km/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-108km/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139km/s。

上述恆星的空間運動，由三個部分組成。第一是恆星繞銀河系中心的圓周運動，這是銀河系自轉的反映。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。

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，但愛丁頓光度給了部分答案，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。

在大爆炸后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ABA的伴星劍魚座ABC，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，像是白矮星，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年英國謝菲爾德大學科學家發現了迄今質量最大的恆星--RMC136a1，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“黃矮星”，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。天體物理學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恆星大氣層中的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棕矮星。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赫羅圖時，這些恆星都分佈在對角在線很窄的範圍內。

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星官（包括三垣以及二十八宿）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，構成一個不嚴謹的獨立體系。

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。位於黃道帶上的12個星座就成了占星學的依據，許多明顯的單獨恆星也被賦予專屬的名字，特別是以阿拉伯文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，例如大陵五就代表著蛇發女怪梅杜莎。

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，這些行星的名字是水星、金星、火星、木星、和土星（天王星和海王星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。然後英國天文學家約翰·佛蘭斯蒂德發明出了數字系統的命名法，這就是佛蘭斯蒂德命名法。從此以後許多其他的系統的星表都被創造出來。

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）、獵戶座β（參宿七）（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...）。

英國首任的天文台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國際天文聯合會。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。

哈勃望遠鏡拍攝的天狼星及其伴星照片人類對恆星的觀測歷史悠久。古埃及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。

恆星的質量可用開普勒第三定律或恆星光度與質量之間的關係進行測量。

恆星老化膨脹變成紅巨星吞軌道行星：或為地球未來歸宿

2012年8月24日，據國外媒體報道，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，日本名古屋大學教授福井康雄等人宣布，他們觀測到一顆由一大一小兩個密度很高的氣體雲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。

2020年4月11日，從中國科學院國家天文台獲悉，研究團隊基於國家重大科技基礎設施郭守敬望遠鏡數據，發現了一顆迄今銀河系自轉速度最快的恆星。這一成果日前在國際學術期刊《天體物理學快報》發表。

科學家首次發現超緻密恆星“胚胎”

中科院上海天文台劉鐵團隊和台灣天文及天文物理研究所呂聖元團隊合作，首次發現超緻密的恆星“胚胎”及恆星“胚胎”的分裂，在1000倍日地距離尺度內，粒子平均數密度達到107/立方厘米以上，相比已發現的最大密度增加了1到3個數量級。這一發現2021年3月發表在國際權威天文學雜誌《天體物理學快報》上。

所謂穩定就是指恆星處於流體靜力學平衡和熱力學平衡狀態。這種狀態下，恆星內部每部分受到的引力和壓力相平衡，表面輻射損失的能量和內部傳遞到表面的能量相平衡。因此恆星的光譜、溫度、光度、體積和質量保持相對不變。

主序星

主序星是恆星一生中處於穩定階段的恆星。恆星在這個階段停留的時間占整個壽命的90%以上，相當於人類的青壯年階段。主序星內部的化學成分基本相同，能源機制也基本類似。在恆星演化早期，恆星的能源機制還沒有成熟，因此它們處於主星序的右邊。當恆星演化到晚期，內部的化學成分和能源機制都發生了較大的變化，恆星因此與主星序分道揚鑣。主序星的光度大約和質量的3.5-4次方成正比，這一規律被稱為質光關係。

質量是恆星最重要的物理量，它經常決定了恆星的未來。恆星在主星序停留的時間取決於質量：質量大的停留時間短，質量小的停留時間長。太陽停留在主星序的時間大約是100億年，而現在已經過去了50億年。0.5倍太陽質量的恆星會停留2000億年。

恆星的質量有一定的範圍，最大不超過150倍太陽質量，最小不低於0.08倍太陽質量。質量越大，恆星越不穩定，強大的輻射壓力會把恆星的外層大氣吹跑；質量太小又很難引起恆星內部的熱核反應。恆星內部的氫作為能源是維持主星序的標準，一旦氫消耗殆盡，恆星就離開了主星序，進入晚年。

雙星和多星

雙星是兩顆恆星，它們圍繞公共質心相互繞轉。看起來是一顆恆星的，實際上有可能是雙星。1802年，威廉·赫歇爾發現並意識到了第一對雙星：北河二。此後雙星成為了天文學中重要的課題之一。雙星的質量可以利用開普勒第三定律進行測定。通過視橢圓或者視向運動曲線可以算出軌道，再測量其運動周期就可以得出質量。這種不是因為恆星物理原因變化的變星叫做食變星。

食雙星（大陵型變星）

當雙星的軌道面與視向幾乎在同一個平面上時，就會看到一顆星擋住另一顆星的掩食現象，星光會明顯變暗。這種雙星叫做食雙星。最典型的和最早發現的食雙星是大陵五（英仙座β）。它的軌道周期為2天20小時48分55秒。在這段時間內，它的亮度有明顯的變化，而且有特殊的規律。它最亮有2.13等，最暗僅3.4等，最亮的時間中又有一部分稍微變暗。原因是兩顆星的光度不同。當亮度小的星擋住亮度大的星時，總亮度最小；亮度大的擋住亮度小的，總亮度些許變小。典型的食雙星還有漸台二等。

分光雙星

一些遙遠的雙星，即使它們彼此運動到最遠的位置，望遠鏡也無法辨認出來，這種雙星在光學觀測上就辨認不出。但是從光譜中可以看出這是兩顆星的光譜。這種雙星叫做分光雙星。它們有可能在光譜線中表現出周期性的紅移和藍移，也有可能是兩顆星的光譜疊加。看出兩顆星光譜疊加的叫做雙譜分光雙星，只看到一顆星的光譜，但是表現出周期性藍移和紅移的叫做單譜分光雙星。分光雙星中有一類叫做共生星，其子星一個冷一個熱。例如仙女座Z，它是由一顆紅巨星和一顆主序星或白矮星組成。

密近雙星（大熊座W型星）

密近雙星的兩個子星有頻繁的物質交流。典型的恆星是大熊座W。它的光變曲線就像”W“型，其兩顆子星有一個公共的對流包層，包住了兩顆子星，這兩顆子星都是主序星或者亞矮星。這種結構導致了其激烈的恆星活動如黑子群、耀斑爆發等。它們之間還有複雜的磁場相互作用和角動量轉移等活動。

此外，還有激變雙星、活動色球雙星、X射線聯星等雙星系統。

聚星

三顆及以上的恆星聚在一起就是聚星。離太陽最近的半人馬座比鄰星，就是一組三合星的成員。”獵戶座四邊形“是一組四合星。聚星所含恆星數越多就越稀有。

不穩定星就是恆星的各種物理參數發生變化。變化的形式可能是周期性的脈動，也可能是不規則的迸發或者爆炸。各種變化參數中，最容易觀測的就是亮度的變化。凡是有亮度變化（泛指電磁波輻射的變化，不局限於可見光）的恆星就叫變星。雖然食雙星的亮度也有變化，但它不是由於恆星自身物理原因引起的，因此不算做不穩定星。

脈動變星

脈動變星因為其亮度像人的脈搏一樣變化而得名。脈動變星亮度變化的原因是星體有節奏的膨脹和收縮。這是主序星脫離主星序后出現的一種結構不穩定的現象。這種脹縮只發生於星體的外層，深層物質不參與脹縮。一般從距中心處處開始，越接近表層幅度越大。這種脹縮類似於氣體活塞。星體內部每部分受到的引力和壓力不平衡，就如同原本平衡的活塞被突然壓縮后的情況（沒有摩擦），脹縮不已。混沌理論發展后，對於脈動變星的不規則的混沌脈動也能有很好的解釋。

脈動變星的體積脹縮並不是永久的。以前的研究認為，由於摩擦力的存在，參與脈動的星體物質脈動程度越來越小，最終趨於穩定。理論計算，在沒有額外能量補充的情況下，大多數脈動變星經過5,000-10,000次脈動后就該停止。但是，實際上各種類型的脈動變星，都沒有觀測到脈動衰減的現象，尤其是造父變星，其光變周期和振幅都非常穩定。20世紀50年代，蘇聯科學家熱瓦金提出一種解釋，他認為在脈動變星的大氣層下，有一層由氫和氦離子組成的電離區，區域內的物質在恆星收縮時保存能量，膨脹時放出能量。這種能量補給方式被稱為閥門效應。閥門效應滿足的條件非常苛刻，因此，在恆星演化的過程中，脈動只是一種階段性行為。

長周期變星（蒭藁型變星）

蒭藁型變星的光變幅度大，變化星等可能達到6等，光變周期從80天到1000天不等。它們一般是晚期巨星，光譜型無定型。典型的是蒭藁增二（鯨魚座o），亮度變化範圍從1.7等到10等，平均周期為332天。

長周期造父變星（仙王座δ型變星）

凡是光變周期在1-135天，周期非常穩定的脈動變星都歸類為長周期造父變星。它們是黃色的巨星或者超巨星，質量為太陽的幾倍到幾十倍左右。這種變星常見於星系的旋臂中，通常被認為是年輕的巨大恆星穿過不穩定帶所形成的。典型是造父一（仙王座δ）。造父一的光變周期是5天8小時46分38秒，最亮3.6等，最暗4.3等。造父變星在河外星系中也能發現。值得一提的是，最早測定造父變星和大陵型變星的光變周期的人是古德利克。他是一位聾啞的業餘天文愛好者，開創了變星的光度測量工作，在變星領域作出了突出貢獻，去世時年僅22歲。

20世紀初，美國女天文學家李維特(H.S.Leavitt)發現了造父變星的周光關係：光變周期越長，光度就越大。這樣，只要知道了造父變星的周光關係，利用距離模數公式就能知道它的距離。這種方法特別適用於測定河外星系的距離。造父變星因此被譽為量天尺。

短周期造父變星（室女座W型變星）

這種變星光變周期小於1天，在銀河系中常見於銀核、銀暈和球狀星團中。通常被認為是低質量恆星在演化末期核心產能不穩定而形成的產物，但是其仍具有數百倍到數千倍太陽光度。它們的光變曲線和長周期造父變星有所不同。

天琴座RR型變星

這種星的數量約佔脈動變星總數的四分之一。其光變周期0.05-1.2天，變幅不大於1-2等。這類變星的特點是光度相當穩定，但是經過長時期后，周期和光變曲線會發生變化。

盾牌座δ型變星

這種變星光變幅度不超過0.25等，周期小於1天，光變曲線每周期都不相同。這類星一般是A0至F5的主序星或巨星。典型的是盾牌座δ。這類星通常被歸類為天琴座RR型的變種。

特殊脈動變星

特殊脈動變星的脈動並不是恆星體積脹縮的脈動（徑向脈動），而是星震學意義上的非徑向脈動。20世紀60年代以來，天文學家觀測太陽時發現了太陽的各種震蕩現象，例如：太陽表面的任何一點都會有周期約5分鐘的上下振動，平均速度0.5-1千米/秒。後來研究表明這種振動（太陽5分鐘振動）是10以上的非徑向脈動模式的疊加。這種非徑向脈動對恆星的磁場、光度、光譜都有影響。星震學發展后，人類已經觀測到一些恆星的非徑向脈動的信息，這對於恆星結構研究很有幫助。

A型特殊星（獵犬座α型變星）

這種變星亮度不變，但是其磁場和光譜都有明顯的周期性變化。典型的是獵犬座α。它在5.469天的周期內磁場強度從+0.162特斯拉變到-0.142特斯拉。另一顆典型星是鹿豹座53，它在7.8天的周期內磁場從-0.4特斯拉編導+0.4特斯拉。這類型也叫做磁變星。它們磁場和光譜變化的原因是自轉軸有較大的傾斜，且不同的元素聚集在表面的不同區域，隨著恆星自轉，觀測者面對的是不同的恆星表面，磁場和光譜就會發生變化。這類星還含有非常強的金屬吸收線。

沃爾夫-拉葉型星（WR型星）

這種星由法國天文學家沃爾夫和拉葉於1867年發現。其光譜幾乎都是發射線（普通恆星的光譜為吸收線），比較容易鑒別，在銀河系和臨近星系中已發現200餘顆。它們的絕對星等估計為-4等，恆星風損失質量的速率很快（約10太陽質量/年），因此壽命相當短促。典型的是WR124，位於天箭座。

B型發射星（Be星）

這種星由義大利天文學家賽奇於1866年發現。其光譜既有發射線也有吸收線，而且強度隨時間變化。這種星自轉速度極大以至於表面離心力大於引力，因此質量損失速率也很大（約10太陽質量/年）。它們絕對星等在-3-0等之間。典型的Be星是水委一（波江座α）。Be星被認為是快速自轉的中子星或者是密近雙星。

SS433星

SS433星是一個位於天鷹座的強射電源。其光譜既有紅移也有藍移，同時還有不發生位移的譜線，周期約164天。觀測顯示它是一組食雙星，主星可能是一顆黑洞或中子星，還具有X射線噴流。伴星是藍巨星，其物質被中子星或黑洞吸走堆積成盤狀並告訴旋轉，從而產生噴流。光譜中的藍移和紅移產生於這兩股噴流相對於地球的運動。

此外，還有船底座η星、麒麟座V838星、大犬座β型變星、天鵝座α型變星等特殊脈動變星。

耀星

在很短的時間內，星的亮度突然增加，增加速率超過0.3等/分鐘的星叫做耀星（鯨魚座UV型星）。典型耀星是鯨魚座UV。1948年，雷登(W.J.Layten)發現這顆星在3分鐘內亮度增加了12倍，增加速率甚至超過了超新星爆發，這種現象被稱為耀亮。以後由約200顆類似的恆星被發現，它們都位於太陽附近20秒差距範圍內，包括半人馬座的比鄰星。它們都屬於紅矮星，大多為M型。

雖然太陽的耀斑活動與耀亮有相似之處，但是它們的能量差別極大。一個耀斑釋放的能量不超過太陽正常輻射的1％，而耀亮在幾分鐘內釋放的能量是正常輻射能量的十多倍。耀亮的時間沒有特殊的規律，一般是幾小時發生一次，經過幾十分鐘又恢復到正常狀態。耀亮也伴隨著射電輻射和X射線輻射的增強。X射線耀亮的時間最短，射電最長。射電最先開始耀亮，光學次之，X射線最遲。耀亮的頻率和光度有關，光度越小的星，耀亮越頻繁。一般認為耀亮是年輕恆星的大規模耀斑活動導致的。太陽早已步入中年期，其耀斑活動相比之前平和許多，因此不會發生耀亮。

恆星的能源是由核聚變產生的。恆星能源問題一直是人類爭論的焦點。1926年，英國天文學家愛丁頓提出恆星能源問題。他堅信恆星聚變產生的能量足以使恆星達到引力和氣體壓力平衡的狀態。但是，當時的物理學家並不這麼認為。他們覺得恆星內部無法進行聚變反應。幸好，量子力學的發展（隧道效應的提出）解決了這個問題。

1938年，美國物理學家漢斯·貝特和德國物理學家馮·魏茨澤克各自獨立發現了恆星內部核聚變的具體途徑，即通過“質子—質子反應”和“碳氮氧循環”，恆星中的氫可以聚變為氦，而且釋放能量。

質子—質子反應由以下三個反應組成：

H+H——>D+e+ν（1）

D+H——>He+γ（2）

He+He——>He+2H（3）

（1）是兩個氫核相碰撞而聚變為一個氘核（氫2），並放出一個正電子和一個中微子。形成的新的氘核再與鄰近的氫核進行（2）反應，聚變成一個氦3，並放出一個γ射線光子。而兩個氦3核進行（3）反應，結合為一個真正的氦核（氦4），並放出兩個氫核。不難看出，兩倍的反應（1）和反應（2）與反應（3）相加，既可以得到簡化的質子—質子反應：

4H——He+2ν+2e+2γ，其中正電子極易同附近的電子湮滅變為γ光子。

碳氮氧循環由以下六個反應組成：

C+H——>N+γ（1）

N——>C+e+ν（2）

C+H——>N+γ（3）

N+H——>O+γ（4）

O——>N+e+ν（5）

N+H——>C+He（6）

這組反應中的碳核和氮核是熱核反應的催化劑。總的結果是四個氫核合成一個氦核，併產生三個光子，兩個正電子和兩個中微子。恆星內部放出的中微子數目是光子數的三分之二。中微子不與任何物質發生作用，徑直以光速運動。

簡併壓力

原子由原子核和電子組成。1925年，物理學家泡利認為，原子中的電子不容許有相同的運動狀態。如果原子內某一空間中的電子佔滿了所有可能的狀態，那麼泡利不相容原理就不允許這個區域再多出一個電子。這種不容許多餘電子進入某一空間的力就是電子簡併壓力。對於平常物質，原子和原子之間距離很大，一般不會出現電子擠占別的原子中電子的情況。而且電子的簡併壓力是很小的。但是，電子簡併壓力有其上限。如果物質被進一步壓縮，那麼電子就被迫壓入原子核，與質子結合成為中子，電子簡併壓力不復存在。此時原子這個屏障不復存在，原子已經被“肢解”了。如果再增大壓力，中子和中子就被緊密地壓在一起，相互之間產生壓力，這就是中子簡併壓力。等到壓力進一步增大，連中子簡併壓力都抵擋不住的時候，這個物質就超出了目前的認知範圍，所有已知的的物理定律在那裡統統失效。

白矮星

恆星主要靠核聚變產生的輻射壓力對抗自身的引力，以維持自己的形態。一旦核聚變停止，恆星將不可避免地坍縮。但是有兩個重要的屏障——電子簡併壓力和中子簡併壓力——阻礙這種坍縮。白矮星就是電子簡併壓力與自身引力相平衡的天體。雖然恆星充滿著等離子體的物質，電子不再被束縛在原子周圍，但是泡利不相容原理依然起作用，並且由於恆星含有的物質很多，電子簡併壓力可以非常大，足以和引力抗衡。

白矮星通常由碳和氧組成。它的內部不再有核聚變反應，不再產生能量。白矮星形成時的溫度很高，可以達到20萬開。但是由於沒有能量來源，它終究會輻射大部分能量，最終黯淡下去，成為黑矮星。現代天文學認為，黑矮星有可能是暗物質的一種。

中子星

美國天體物理學家錢德拉塞卡於1931年發現，白矮星存在質量上限，為1.44倍太陽質量，這被稱之為錢德拉塞卡極限。超過了這個極限，電子簡併壓力就不敵引力，原子被壓碎，電子與質子結合成為中子。直到中子被壓在一起，產生的中子簡併壓力和引力抗衡，這就形成了中子星。

中子星直徑只有十多公里，但是每立方厘米的物質可重達10億噸，因此自轉速度極快，周期可能達到七百分之一秒，形成脈衝星。還有的中子星磁場很強，形成磁星。

黑洞

美國物理學家奧本海默和加拿大物理學家沃爾科夫在1939年提出了中子星的質量上限，被稱為奧本海默極限。如果中子星質量超過這個上限，那麼任何力都無法阻擋引力的作用，導致星體變為黑洞。奧本海默極限是不確定的，一般為2-3倍太陽質量。

黑洞是宇宙中最為神奇的天體之一。從十八世紀的拉普拉斯，到二十世紀的史瓦西、愛因斯坦，無數物理學家都曾描繪過黑洞的形態。黑洞本身就是一個體積為零，密度無窮大的點——奇點，這使得它引力非常大，以至於存在視界，在視界半徑之內的任何東西都不能以任何方式被觀察。由於相對論，黑洞周圍的時間流逝非常緩慢。黑洞周圍還有噴流，吸積盤等結構。

新星

新星發生由白矮星和普通恆星組成的雙星系統中。如果白矮星在它的伴星的洛希極限內，那麼它將不斷從其伴星處掠取氫、氦等氣體，這些氣體將聚積在白矮星的表面並且密度很大，溫度很高。當溫度達到2千萬開時，氫聚變反應就會發生。這個過程會放出大量能量，使白矮星發生極明亮的爆發，並將表面剩餘的氣體吹散，形成氣殼。光度到達高峰之後，就會下降。根據光度下降花費的時間長短，可以把新星分為快新星和慢新星。新星可以很亮，例如1975年出現的天鵝座新星，於1975年8月29日出現於天鵝座的天津四北方約5度之處，星等達到2.0，與天津四相當。

超新星

I型

超新星的類型主要按光譜型分類。I型超新星有著連續的含有發射線和吸收線的光譜，光度下降較慢。I型超新星還分為Ia型、Ib型、Ic型等次型。其中，Ia型超新星是白矮星由於某種原因（從伴星中吸取物質或者白矮星合併等）使得自身質量超過了錢德拉塞卡極限，從而導致再次坍縮形成中子星形成的。一般這種白矮星爆炸時的質量略大於1.44倍太陽質量，這使得它的爆發光度最大值趨同，其絕對星等都為-20等左右。這使得它成為很好的測距工具：只要知道了遙遠星系中Ia型超新星爆發時的視星等，就可以推測出這個星系的距離。因此，Ia型超新星又被成為“標準燭光”。Ib型超新星有強烈的射電輻射，Ic型超新星和伽馬射線暴有關。

II型

II型超新星的光譜為連續譜，有較強的氫吸收線。II型超新星被認為是大質量紅超巨星的最終結局。大質量恆星在熱核反應達到極致的時候，溫度可能會飆升到40億開。此時恆星內部的等離子態鐵核中，鐵原子核發生核裂變，分解為13個氦原子核和4個中子，繼而氦原子核又分解為質子和中子，同時釋放中微子。這幾步不僅不釋放能量，還要消耗大量能量，這意味著核心輻射壓力驟降，引力迅速佔據上風，使得核心迅速坍縮，速度可達1萬千米/秒（暴縮），使核心區域的物質突破電子簡併壓力，產生中子簡併壓力。一旦外部殼層的核反應終止了，這些殼層的物質就會在核心引力作用下迅速下落，速度可達4萬千米/秒。大量物質和核心堅硬的中子簡併態物質相撞，統統反彈回去。返回時遇到了其它正在高速下落的物質，兩者發生強烈碰撞，巨量的物質攜帶著巨大的能量，形成衝擊波橫掃一切，把整個恆星炸成粉末，從而形成絢爛的超新星。這一過程所釋放的能量比恆星一生釋放的能量總和還要多。超新星爆發后，留下的是超新星遺跡和一顆中子星或者黑洞。

"神龜雖壽，猶有竟時。騰蛇乘霧，終為土灰。"恆星的壽命雖然漫長，也終有死去的時刻。但是恆星之死也是新一代恆星誕生的動力。超新星爆炸的衝擊波會壓縮星際介質，促使分子云坍縮，從而觸發恆星形成。宇宙中除了鐵和之前的元素，其它元素都只能在超新星爆炸過程中產生。行星狀星雲和超新星爆炸也可以將恆星內部物質帶出，拋入太空，成為新一代恆星的原料。“天下萬物，皆以有為生，有之所始，以無為本。”恆星的結局雖然是虛無縹緲的星際物質，但正是它們造就了今天看見的宇宙，也正是這種“無”造就了人類自己。

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卡爾·薩根在他的著作《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后認為大約有3X10。

《千億個太陽》（1980年）-（魯道夫·基彭哈恩，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）

《恆星物理》（2006年）-（黃潤乾，中國天體物理學家）

《時間簡史》（1988）-（史蒂芬·霍金，劍橋大學教授）