观测历史恒星是巨大的等离子发光球体。银河系中有包括太阳在内的几十亿颗恒星，而宇宙中又有几十亿个星系。其中，我们已知的有行星围绕其公转的星系就有几百个。 自文明诞生之初，恒星就在宗教方面扮演着关键角色，对航海也起着至关重要的作用。作为研究天空的科学，天文学可能是最古老的科学。十七世纪，望远镜的发明和运动与万有引力定律的发现促使人们认识到，所有的恒星和太阳一样，都遵循着同样的物理学规律。十九世纪，研究物体辐射的光的波长的科学——成像学和光谱学的诞生，使从远处观测恒星的组成和运动成为了可能，带动了天体物理学的发展。 1937年，第一台射电望远镜制成，使天文学家能够观测到原本根本无法发现的恒星辐射。1961年，第一台伽玛射线望远镜投入使用，开启恒星爆炸（超新星）的先河。同样在二十世纪六十年代，天文学家开始利用气球装载望远镜进行红外线观测，根据恒星和其他天体的热辐射收集与之相关的信息。1983年，第一台红外线望远镜（即红外线天文卫星）投入使用。 1992年，美国国家航空航天局（NASA）的宇宙微波背景探测器（COBE）卫星首次从太空中研究了微波辐射（微波辐射通常被用来探测宇宙的起源，但也偶尔被用于研究恒星）。1990年，第一台天基光学望远镜，哈勃太空望远镜投入使用，能够提供宇宙最深处最详细的可见光视图。 当然，这么多年以来，也出现过更先进的天文观测器（涉及所有波段），还有更为强大的观测器已经列入计划。举几个例子，一个是欧洲甚大望远镜（E-ELT），计划于2024年开始通过红外和光学波段进行观测。此外，NASA的詹姆斯·韦伯太空望远镜被誉为哈勃的后继者，将于2018年投入使用，通过红外波段对恒星进行探测。
一.恒星的命名古代文明在天空中看出与人、动物或其他普通物体相似的形象。这些就是星座，名字来自神话中的形象，如猎户座的“俄里翁”（Orion）就是希腊神话的一位英雄。天文学家现在经常用星座来命名恒星。国际天文学联合会（IAU）正式承认的星座有88个。该联合会是为天体命名的世界权威机构。一个星座中最亮恒星的学名通常带有 "阿尔法"字样。“阿尔法”是希腊字母表的第一个字母。一个星座中第二亮的恒星通常以 "贝塔"、 第三亮的以 "伽玛" 命名，以此类推，直到所有希腊字母用完为止。之后就用数字命名了。 许多恒星的名字从古代就有了，比如参宿四（Betelgeuse）。Betelgeuse在阿拉伯语中是“巨人的手臂（或腋下）”的意思。它是猎户座中最亮的恒星，学名是猎户座α星。另外，多年来，不同的天文学家运用各自的计数系统编纂了许多星表。《亨利·德雷伯星表》以天体摄影学的先驱亨利·德雷伯命名。《亨利·德雷伯星表》载有光谱分类和272150颗恒星的大致位置。该星表得到天文学家长达半个世纪的广泛应用。Betelgeuse在《亨利·德雷伯星表》中的编号为HD39801。 由于宇宙中的恒星是如此众多，国际天文学联合会使用一套不同的系统为新发现的恒星命名。多数恒星的名称由一个缩写和一组符号组成。缩写或者代表恒星的类型，或者代表收录该恒星信息的一个星表。例如，PSR J1302-6350是一颗脉冲星，其中PSR是脉冲星（pulsar）的缩写。字母J表明运用了J2000坐标系，其中1320和6350就是坐标，类似地球上使用的纬度和经度坐标。 最近几年，天文学界呼吁在命名过程中广泛听取民意，压力之下，国际天文学联合会正式命名了几颗恒星。听取世界各地科学和天文学俱乐部的建议后，国际天文学联合会在2015 年举办的“命名地外世界”（Name ExoWorlds）比赛中正式确定了14颗恒星的名字。 2016年，国际天文学联合会通过了227颗恒星的命名。这些恒星的命名大多数都遵循了古代的传统。该次决议的目的是在减少同一恒星的不同叫法和统一拼写。（例如，“北落师门”（Formalhaut）有30个不同的名称）。然而，距离地球四光年远的一个带有行星的恒星系统，此前一直都被叫做“半人马座α星”，此次却被改名为Rigel Kentaurus。一个年轻、闪耀的恒星集群看起来就像是一个空中爆裂。该星团被星际气体和尘埃所环绕，而气体和尘埃正是形成新的恒星的原料。该星云位于船底座20000光年之外，其中包含一个由众多巨大的发热恒星组成的名为NGC 3603的星团。
二.恒星的形成一颗恒星从一个巨大的、缓慢旋转的云团中发展而来。该云团完全或几乎完全由氢和氦组成。由于其自身的引力，云团背后向内塌缩。当收缩时，它旋转地也越来越快。这样一来，云团的外部就成为一个圆盘，而最内层的部分则成为一个大致的球形垒块。据美国国家航空航天局，这种塌缩的物质越来越热，密度越来越大，就形成了球形的原恒星。当原恒星的温度和压力达到约180万华氏度 (100万摄氏度) 时，通常相互排斥的原子核开始聚合在一起，恒星开始燃烧。核聚变仅需要极少的质量就能转化为巨大的能量。例如，1 克的质量完全转化为能量将等于约2.2万吨TNT炸药爆炸产生的能量。 三.恒星的演化恒星的生命周期主要根据其初始质量而变化。恒星的质量越大，其生命周期就越短。一些天体的质量还不足太阳质量的十分之一，这就没有足够的引力来引燃核聚变。这些就不能被称之为恒星，而是叫做褐矮星。 一个由云团开始的中等质量的恒星塌缩为一个表面温度约 6750 华氏度(3725 摄氏度)的原恒星，需要十万年。金牛T星就是氢聚变刚开始后的一颗恒星，亮度变动不居，所以叫“变星”。这颗变星还要再塌缩大约一千万年，直到它由于核聚变产生能量引起的膨胀和重力引起的收缩达到平衡。在这之后，它就成为一个从中心氢聚变获得能量的主序星。 这样一颗恆星的质量越大, 氢燃料消耗的速度就越快, 它在主序星阶段上停留的时间也就越短。在核心的所有氢聚变为氦气之后，该星会发生剧烈的变化。由于没有核辐射的抵抗，重力立刻将质量冲击至该星的核心，使该星温度骤升。外层于是膨胀得很大，在此过程中冷却，并发出红色的光，于是，它就变成了一颗红巨星。氦开始在核心发生聚变反应。氦一旦消失，核心就会收缩并变得更热，恒星进一步膨胀变大，但比以前更蓝更亮，它的最外层也被吹走。在膨胀的气体外壳消失后，剩下的核心是一颗白矮星。白矮星主要是由碳和氧组成，初始温度约18万华氏度 (约等于10万摄氏度)。因为白矮星没有聚变的燃料，它们会在几十亿年的时间里变得温度越来越低，最后成为根本探测不到的黑矮星。我们的太阳将在约50亿年后离开主序。 大质量恒星形成得快，消亡得也快。这些恒星脱胎于原恒星仅需一万年到十万年的时间。当在主序上时，它们又蓝又热。亮度大约是太阳的一千到一百万倍，大小有十个太阳那么大。当离开主序时，它们会成为明亮的红超巨星，并最终热到足以将碳聚变为质量更大的元素。经过约一万年的聚变反应，核心就会变为一个约3800 英里(6000 公里)大小的铁核。因为再要发生聚变将会消耗能量，而不是释放能量了。这颗恒星注定要走向灭亡了，因为它的核辐射已经不能再抵抗重力了。
据美国国家航空航天局，当一颗恒星的质量超过太阳的1.4倍时，电子压力将不足以阻止核心进一步的塌缩。结果就是超新星的诞生。重力引起核心塌缩，使核心温度上升到接近 180亿华氏度(100亿摄氏度)，铁分子被分解成中子和中微子。在约一秒内，核心收缩大约六英里 (十公里) 宽，会像一个被大力挤压的橡胶球一样弹跳，向恒星的外层发送冲击波，导致聚变的发生。然后该恒心爆炸成为所谓的II型超新星。如果剩余恆星核心的质量约为太阳质量的三倍，它就会变成几乎完全由中子组成的中子星。有的旋转的中子星向外发射可探测的无线电脉冲，这样的中子星就叫做脉冲星。如果恒星的核心质量大于太阳质量的三倍，就没有已知的力可以支持它对抗自己的引力，那么它就会坍缩形成一个黑洞。 一个低质量恒星使用氢燃料是如此得缓慢，以至于能够在主序星阶段停留一千亿到一万万亿年。据美国国家航空航天局，因为宇宙到目前为止也不过经历了大约137亿年，这就意味着，这些低质量恒星还没有消亡过。尽管如此，天文学家还是计算出，这些被称为红矮星的恒星只能支持氢聚变，这就意味着它们永远不会变成红巨星。相反，它们最终会冷却下来，成为白矮星，然后成为黑矮星。 四.联星和恒星系统虽然我们的太阳系只有一颗恒星，但大多数像太阳这样的恒星都不是孤立的，而是有双星互绕的联星，或涉及多个恒星的恒星系统。事实上，只有1/3 的恒星和我们的太阳一样是单一恒星，其余的3/2都是恒星系统。例如，最接近太阳系的比邻星，就只是一个恒星系统的一部分。该恒星系统还包括半人马座阿尔法A星和半人马座阿尔法B星。然而，像太阳这样的G类恒星只占我们所看到的恒星的大约7%。据哈佛-史密森尼天体物理中心的查尔斯·J·拉达，银河系中约30%的恒星都是恒星系统，其余的都是单一恒星。 两颗原恒星相互靠近时就发展形成了联星。如果两颗星之间的距离足够近，其中一颗就可以影响它的伴星，以物质剥离的方式进行所谓的物质传递。如果其中一颗是一个来自中子星或黑洞的巨星，这两颗星就可以形成一对X射线联星。从这颗恒星残余的伴星吸引出来的物质温度可能极高，超过100万华氏度（55.5万摄氏度）并发射X射线。如果联星中包括一个白矮星，从伴星上吸引过去的气体在白矮星的表面就会在一次明亮的闪光中剧烈地熔化。这一闪光被称为新星。有时，矮星表面积累足够多的气体会引起矮星的坍缩，导致碳几乎立即熔化，然后矮星在I型超新星中爆炸。这样爆炸发出的光可能使一个星系在几个月内显得格外明亮。
五.恒星的特点1.亮度 天文学家用星等和光度描述恒星的亮度。恒星的亮度取决于它的表面温度和大小。 恒星的星等基于2000多年前的希腊天文学家喜帕恰斯在公元前125年左右提出的体系。他根据从地球上观察到的恒星亮度给恒星群用数字分成等级，最亮的恒星作为一等星，第二亮的作为二等星，依次类推，直到可见的最暗淡的恒星，即六等星。现在天文学家把从地球的角度观察的恒星亮度称为视星等，但是，因为地球和恒星间的距离可能影响观察到的光线，所以他们现在也用绝对星等来描述恒星的实际亮度。绝对星等即假设恒星距地球10秒差距或32.6光年远时的视星等。现在星等划分已经超过六等，并且有低于一等甚至是负等的恒星。夜晚天空中最明亮的恒星是天狼星，它的视星等为-1.46。 光度代表恒星的功率，是恒星辐射能量的效率。虽然功率通常以瓦特衡量，例如，太阳的亮度是400兆瓦特，恆星的光度通常以太阳的光度来衡量。例如，半人马座阿尔法A星的亮度是太阳亮度的1.3倍。恒星绝对亮度的五级差距相当于恒星亮度的100级差距，例如，一颗绝对亮度是1的恒星比一颗绝对亮度是6的恒星明亮100倍。 2.颜色 恒星有从红到黄到蓝多种颜色,取决于表面温度。 一颗恒星可能看起来只有一个颜色，但实际上发出的光谱可能很庞杂，很有可能包括从无线电波、红外线、紫外线光束到伽马射线全部波长。不同的元素或化合物吸收和发射不同的颜色或光波。通过研究恒星的光谱，我们可以猜测该恒星的组成成分。 3.表面温度 天文学家以开式度为单位衡量恆星的温度，零开式度（“绝对零度”） 相当于零下273.15摄氏度或零下459.67华氏度。暗红星的表面温度约为2500 开式度（2225摄氏度，4040华氏度）；亮红星的表面温度约为3500 开式度（3225摄氏度，5840华氏度）；太阳和其他黄色恒星的表面温度约为5500 开式度（5225摄氏度，9440华氏度）；蓝色恒星的表面温度约为从10000 开式度（9725摄氏度，17540华氏度）到50000 开式度（49725摄氏度，89540华氏度）。 恒星的表面温度部分取决于其质量，并会影响其亮度和颜色。具体来说，恆星的光度与其温度的四次方成正比。例如，如果两个恒星的大小相同，以开式度计算，其中一颗恒星的热度是另一颗的两倍，那么前者的光度将是后者的16倍。 4.大小 天文学家通常以太阳的半径衡量恒星的大小。例如，半人马座阿尔法A星的半径为1.05倍太阳半径。最小的恒星是中子星，直径可能只有区区仅12英里（20公里）；最大的恒星是巨星，直径是太阳直径的大约1000 倍。 恒星的大小影响其亮度。具体来说，光度与半径的平方成正比。例如，如果两颗恒星的温度相同，而其中一颗恆星的直径是另一个的两倍，那么前者的亮度将是后者的四倍。 5.质量 天文学家以太阳质量衡量恆星质量,恒星的质量影响其表面温度。例如，半人马座阿尔法A星是1.08个太阳质量。由于密度不同，质量相似的恒星可能体积也打不一样。例如，天狼星B的质量几乎和太阳差不多，但它的密度是太阳密度的九万倍，所以它的直径仅为太阳直径的五十分之一。 6.磁场 恒星是翻腾的带电气体形成的旋转球体，因此通常会产生磁场。研究人员发现，太阳的磁场可以高度集中在很小的区域内，造成太阳黑子、壮观的太阳耀斑爆发和日冕物质抛射等现象。哈佛-史密森尼天体物理中心最近的调查发现，平均恒星磁场随着恒星的自转速度而增强，并随着恒星年龄的增长而减弱。 7.金属量 恒星的金属量衡量它含有多少“金属”。在这里，任何比氦重的元素都算作“金属”。根据金属量衡量，存在三个星族的恒星。天文学家还没有发现哪一族应该算作最古老的恒星世代。第三星族星是不含“金属”的恒星。当这些恒星死了，它们的元素被释放到太空中，接着被第二星族星相对少量的吸收。当部分第二星族星死亡，它们会释放更多的重元素。像太阳这样年轻的第三星族星含有最大量的重元素。
六.恒星的分类典型的恒星分类是按照光谱分类，这套分类系统叫做摩根·肯那或MK光谱分类法。该分类法将恒星分成八大类，每一类对应一个表面温度范围，从表面温度最高到最低依次为：O、B、A、F、G、K、M和L。每一类光谱又包括10个光谱类型，依次用数字0到9标记，代表温度从最高到最低。 根据摩根·肯那光谱分类法，恒星也按照亮度被分类。用罗马数字标记恒星时，最大最亮的恒星用最小的数字标记：Ia代表明亮的超巨星；Ib代表超巨星；II代表明亮的巨星；III代表巨星；IV代表次巨星；V代表主序星或者矮星。一个完整的MK分类法指称包括光谱类型和亮度等级，例如, 太阳的恒星分类为G2V。 七.恒星的结构一般来说，一颗恒星的结构是一层层的薄壳叠加起来，有点像洋葱。 恒星在其生命的大部分都是主序星，包括核心、辐射和对流层、光球层、色球层和冕层。核心是所有核发生聚变并为恒星提供动力的地方。在辐射区，这些能量是向外辐射的，就像一个散热的灯泡，而在对流区，能量是由滚动的热气传播的，就像从吹风机吹出的热风。是太阳质量的几倍的大质量恒星的核心是对流的，外层是辐射的；而质量和太阳质量相差无几或小于太阳质量的恒星的核心是辐射的，外层是对流的。光谱A类的中间质量恒星可能整个都是辐射的。 在这些区域以外，就是恒星辐射可见光的部分，叫做光球层。光球层经常被当作是恒星的表面。然后是色球层，因为所有氢气都在这里，所以看起来很红。最后，是恒星大气层最外层的部分——冕层。如果冕层的温度超级高，可能与外层的对流有关。
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