标题：恒星
演化
  恒星结构恒星都是气体星球。晴朗无月的夜晚，且无光污染的地区，一般人用肉眼大约可以看到6000多颗恒星，借助于望远镜，则可以看到几十万乃至几百万颗以上。估计银河系中的恒星大约有1500-2000亿颗，我们所处的太阳系的主星太阳就是一颗恒星。[1]
恒星的两个重要的特征就是温度和绝对星等。大约100年前，丹麦的艾依纳尔·赫茨普龙（Einar Hertzsprung）和美国的享利·诺里斯·罗素（Henry Norris Russell ）各自绘制了查找温度和亮度之间是否有关系的图，这张关系图被称为赫罗图，或者H—R图。在H-R图中，大部分恒星构成了一个在天文学上称作主星序的对角线区域；在主星序中，恒星的绝对星等增加时，  恒星的演变其表面温度也随之增加。90%以上的恒星都属于主星序，太阳也是这些主星序中的一颗。巨星和超巨星处在H—R图的右侧较高较远的位置上；白矮星的表面温度虽然高，但亮度不大，所以他们只处在该图的中下方。
恒星演化是一个恒星在其生命期内（发光与发热的期间）的连续变化。生命期则依照星体大小而有所不同。单一恒星的演化并没有办法完整观察，因为这些过程可能过于缓慢以致于难以察觉。因此天文学家利用观察许多处于不同生命阶段的恒星，并以计算机模型模拟恒星的演变。
天文学家赫茨普龙和哲学家罗素首先提出恒星分类与颜色和光度间的关  恒星——赫罗图系，建立了被称为“赫-罗图的”恒星演化关系，揭示了恒星演化的秘密。“赫-罗图”中，从左上方的高温和强光度区到右下的低温和弱光区是一个狭窄的恒星密集区，我们的太阳也在其中；这一序列被称为主星序，90%以上的恒星都集中于主星序内。在主星序区之上是巨星和超巨星区；左下为白矮星区。
恒星是大质量、明亮的等离子体球。太阳是离地球最近的恒星，也是地球能量的来源。白天由于有太阳照耀，无法看到其他的恒星；只有在夜晚的时间，才能在天空中看见其他的恒星。恒星一生的大部分时间，都因为核心的核聚变而发光。核聚变所释放出的能量，从内部传输到表面，然后辐射至外太空。几乎所有比氢和氦更重的元素都是在恒星的核聚变过程中产生的。恒星天文学是研究恒星的科学。
天文学家经由观测恒星的光谱、光度和在空间中的运动，可以测量恒星的质量、年龄、金属量和许多其他的性质。恒星的总质量是决定恒星演化和最后命运的主要因素。其他特征，包括直径、自转、运动和温度，都可以在演变的历史中进行测量。描述许多恒星的温度对光度关系的图，也就是赫罗图（HR图），可以测量恒星的年龄和演化的阶段。
恒星诞生于以氢为主，并且有氦和微量其他重元素的云气坍缩。一旦核心有足够的密度，有些氢就可以经由核聚变的过程稳定的转换成氦[1]。恒星内部多余的能量经过辐射和对流组合的携带作用传输出来；恒星内部的压力则阻止了恒星在自身重力下的崩溃。一旦在核心的氢燃料耗尽，质量不少于0.5太阳质量的恒星[2]，将膨胀成为红巨星，在某些情况下更重的化学元素会在核心或包围着核心的几层燃烧。这样的恒星将发展进入简并状态，部分被回收进入星际空间环境的物质，将使下一代恒星诞生时正元素的比例增加[3]。
恒星并非平均分布在星系之中，多数恒星会彼此受引力影响而形成聚星，如双星、三合星、甚至形成星团等由数万至数百万计的恒星组成的恒星集团。当两颗双星的轨道非常接近时，其引力作用或会对它们的演化产生重大的影响，例如一颗白矮星从它的伴星获得吸积盘气体成为新星。
千奇百怪的恒星(13张)形成在宇宙发展到一定时期，宇宙中充满均匀的中性原子气体云，大体积气体云由于自身引力而不稳定造成塌缩。这样恒星便进入形成阶段。在塌缩开始阶段，气体云内部压力很微小，物质在自引力作用下加速向中心坠落。当物质的线度收缩了几个数量级后，情况就不同了，一方面，气体的密度有了剧烈的增加，另一方面，由于失去的引力位能部分的转化成热能，气体温度也有了很大的增加，气体的压力正比于它的密度与温度的乘积，因而在塌缩过程中，压力增长更快，这样，在气体内部很快形成一个足以与自引力相抗衡的压力场，这压力场最后制止引力塌缩，从而建立起一个新的力学平衡位形，称之为星坯。
星坯的力学平衡是靠内部压力梯度与自引力相抗衡造成的，而压力梯度的存在却依赖于内部温度的不均匀性（即星坯中心的温度要高于外围的温度），因此在热学上，这是一个不平衡的系统，热量将从中心逐渐地向外流出。这一热学上趋向平衡的自然倾向对力学起着削弱的作用。于是星坯必须缓慢的收缩，以其引力位能的降低来升高温度，从而来恢复力学平衡；同时也是以引力位能的降低，来提供星坯辐射所需的能量。这就是星坯演化的主要物理机制。  最新观测发现S1020549恒星下面我们利用经典引力理论大致的讨论这一过程。考虑密度为ρ、温度为T、半径为r的球状气云系统，气体热运动能量：
ET= RT= T 
(1) 将气体看成单原子理想气体，μ为摩尔质量，R为气体普适常数
为了得到气云球的的引力能Eg，想象经球的质量一点点移到无穷远，将球全部移走场力作的功就等于-Eg。当球质量为m，半径为r时，从表面移走dm过程中场力做功：
dW=- =-G( )1/3m2/3dm 
(2) 所以：-Eg=- ( )1/3m2/3dm= G( M5/3 
于是：Eg=- (2），
气体云的总能量：E=ET+EG (3)  灵魂星云将形成新的行星热运动使气体分布均匀，引力使气体集中。现在两者共同作用。当E>0时热运动为主，气云是稳定的，小的扰动不会影响气云平衡；当E<0时，引力为主，小的密度扰动产生对均匀的偏离，密度大处引力增大，使偏离加强而破坏平衡，气体开始塌缩。由E≤0得到产生收缩的临界半径：
(4) 相应的气体云的临界质量为：
(5) 原始气云密度小，临界质量很大。所以很少有恒星单独产生，大部分是一群恒星一起产生成为星团。球形星团可以包含10^5→10^7个恒星，可以认为是同时产生的。
我们已知：太阳质量：MΘ=2×10^33，半径R=7×10^10，我们带入（2）可得出太阳收缩到今天这个状态以释放的引力能
太阳的总光度L=4×10^33erg.s-1如果这个辐射光度靠引力为能源来维持，那么持续的时间是：
很多证明表明，太阳稳定的保持着今天的状态已有5×10^9年了，因此，星坯阶段只能是太阳形成像今天这样的稳定状态之前的一个短暂过渡阶段。这样提出新问题，星坯引力收缩是如何停止的？此后太阳辐射又是以什么为能源？稳定期主序星阶段在收缩过程中密度增加，我们知道ρ∝r-3，由式（4),rc∝r3/2，所以rc比 r减小的更快，收缩气云的一部分又达到新条件下的临界，小扰动可以造成新的局部塌缩。如此下去在一定的条件下，大块气云收缩为一个凝聚体成为原恒星，原恒星吸附周围气云后继续收缩，表面温度不变，中心温度不断升高，引起温度、密度和气体成分的各种核反应。产生热能使气温升的极高，气体压力抵抗引力使原恒星稳定下来成为恒星，恒星的演化是从主序星开始的。  哈勃观测到两颗燃烧剧烈的超级恒星恒星的成份大部分是H和He，当温度达到104K以上，即粒子的平均热动能达1eV以上，氢原子通过热碰撞就充分的电离了（氢的电离能是13.6eV），在温度进一步升高后，等离子气体中氢核与氢核的碰撞就可能引起核反应。对纯氢的高温气体，最有效的核反应系列是所谓的P-P链：
其中主要是2D(p，γ）3He反应。D含量只有氢的10-4左右，很快就燃完了。如果开始时D比3He含量多，则反应生成的3H可能就是恒星早期3He的主要来源，由于对流到达恒星表面的这种3He，有可能还保留到现在。
Li,Be,B等轻核和D一样结合能很低，含量只是H 的2×10-9K左右，当中心温度超过3×106K就开始燃烧，引起（p，α）和（p，α）反应，很快成为3He和4He。中心温度达到107K，密度达到 105kg/m3左右时，产生的氢转化为He的41H→4He过程。这主要是p-p和CNO循环。同时含有1H和4He是发生p-p链反应，有以下三个分支组成：
p-p1（只有1H) p-p2（同时有1H、4He) p-p3 
或假设1H 和4He的重量比相等。随温度升高，反应从p-p1逐渐过渡到p-p3，
而当T>1.5×107K时，恒星中燃烧H的过程就可过渡到以CNO循环为主了。
当恒星内混杂有重元素C和N时，他们能作为触媒使1H变为4He，这就是CNO循环，CNO循环有两个分支：
或总反应率取决于最慢的14N(p，γ）15O、15N的（p，α）和（p，γ）反应分支比约为2500：1。
这个比值几乎与温度无关，所以在2500次CNO循环中有一次是CNO-2。
在p-p链和CNO循环过程中，净效果是H燃烧生成He：
在释放出的26.7MeV能量中，大部分消耗给恒星加热和发光，成为恒星的主要来源。
前面我们提到恒星的演化是从主星序开始的，那么什么是主星序呢？等H稳定地燃烧为He时，恒星就成了主序星。人们发现有百分之八十至九十的恒星都是主序星，他们共同特征是核心区都有氢正在燃烧，他们的光度、半径和表面温度都有所不同，后来证明：主序星的定量上差别主要是质量不同，其次是他们的年龄和化学成份，太阳这段历程约千万年。
观察到的主序星的最小质量大约为0.1M⊙。模型计算表明，当质量小于0.08M⊙时，星体的收缩将达不到氢的点火温度，从而形不成主序星，这说明对于主序星它有一个质量下限。观察到的主序星的最大质量大约是几十个太阳质量。理论上讲，质量太大的恒星辐射很强，内部的能量过程很剧烈，因此结构也越不稳定。但是理论上没有一个质量的绝对上限。
当对某一星团作统计分析时，人们却发现主序星有一个上限，这说明什么？我们知道，主序星的光度是质量的函数，这函数可分段的用幂式表示：
L∝Mν 
其中υ不是一个常数，它的值大概在3.5到4.5之间。M大反映主序星中可供燃烧的质量多，而L大反映燃烧的快，因此主序星的寿命可近似用M与L的商标来标志：
T∝M-（ν-1) 
即主序星寿命随质量增大而按幂律减小，如果整个星团已存在的年龄为T，那就可以由T与M的关系式求出一个截止质量MT。质量大于MT的主序星已结束核心的H燃烧阶段而不是主序星了，这就是观察到由大量同年龄星组成的星团有上限的原因。
现在我们就讨论观测到的恒星中大部分是主序星的原因，表1根据一25M⊙的恒燃烧阶段点火温度（K) 中心温度（g. cm-3) 持续时间（yr) 
H 4×107 4 7×106 
He 2×108 6×102 5×105 
C 7×108 6×105 5×102 
Ne 1.5×109 4×106 1 
O 2×109 1×107 5×10-2 
Si 3.5×109 1×108 3×10-3 
燃烧阶段的总寿命7.5×106 
星演化模型，列出了各种元素的点火温度及燃烧所持续的时间。从表上看出，原子序数大的核有更高的点火温度，Z大的核不仅难于点火，点火后燃烧也更剧烈，因此燃烧持续的的时间也就更短。这颗25M⊙的表1 25M⊙恒星演化模型，模型星的燃烧阶段的总寿命为7.5×106年，而其中百分之九十以上的时间是氢燃烧阶段，即主星序阶段。从统计角度讲，这表明找到一颗处于主星序阶段的恒星几率要大。这正是观察到的恒星大多数为主序星的基本原因。晚年主序后的演化由于恒星形成是它的主要成份是氢，而氢的点火温度又比其他元素都低，所以恒星演化的第一阶段总是氢的燃烧阶段，即主序阶段。在主序阶段，恒星内部维持着稳衡的压力分布和表面温度分布，所以在整个漫长的阶段，它的光度和表面温度都只有很小的变化。下面我们讨论，当星核区的氢燃烧完毕后，恒星有将怎么进一步演化？ 
恒星在燃烧尽星核区的氢之后，就熄火，这时核心区主要是氦，它是燃烧的产物，外围区的物质主要是未经燃烧的氢，核心熄火后恒星失去了辐射的能源，它便要引力收缩是一个起关键作用的因素。一个核燃烧阶段的结束，表明恒星内各处温度都已低于在该处引起点火所需要的温度，引力收缩将使恒星内各处的温度升高，这实际上是寻找下一次核点火所需要的温度，引力收缩将使恒星内各处的温度全面的升高，主序后的引力收缩首先点着的不是核心区的氦（它的点火温度高的太多），而是核心与外围之间的氢壳，氢壳点火后，核心区处于高温状态，而仍没核能源，它将继续收缩。这时，由于核心区释放的引力位能和燃烧中的氢所释放的核能，都需要通过外围不燃烧的氢层必须剧烈地膨胀，即让介质辐射变得更透明。而氢层膨胀又使恒星的表面温度降低了，所以这是一个光度增加、半径增加、而表面变冷的过程，这个过程是恒星从主星序向红巨星过渡，过程进行到一定程度，氢区中心的温度将达到氦点火的温度，于是又过渡到一个新阶段--氦燃烧阶段。
在恒星中心发生氦点火前，引力收缩以使它的密度达到了103g. cm-3的量级，这时气体的压力对温度的依赖很弱，那么核反应释放的能量将使温度升高，而温度升高反过来又加剧核反应速率，于是一旦点火，很快就会燃烧的十分剧烈，以至于爆炸，这种方式的点火称为“氦闪光”，因此在现象上会看到恒星光度突然上升到很大，后来又降的很低。
另一方面，当引力收缩时它的密度达不到103g. cm-3量级，此时气体的压力正比与温度，点火温度升高导致压力升高，核燃烧区就会有所膨胀，而膨胀导致温度降低，因此燃烧就能稳定的进行，所以这两种点火情况对演化进程的影响是不同的。
恒星在发生“氦闪光”之后又怎么演变呢？闪光使大量能量的释放很可能把恒星外层的氢气都吹走，剩下的是氦的核心区。氦核心区因膨胀而减小了密度，以后氦就有可能在其中正常的燃烧了。氦燃烧的产物是碳，在氦熄火后恒星将有一个碳核心区氦外壳，由于剩下的质量太小引力收缩已不能达到碳的点火温度，于是它就结束了以氦燃烧的演化，而走向热死亡。
由于引力塌缩与质量有关，所以质量不同的恒星在演化上是有差别的。
M<0.08M⊙的恒星：氢不能点火，它将没有氦燃烧阶段而直接走向死亡。
0.08<M<0.35M⊙的恒星：氢能点火，氢熄火后，氢核心区将达不到点火温度，从而结束核燃烧阶段。
0.35<M<2.25M⊙的恒星：它的主要特征是氦会点火而出现"氦闪光"。
2.25<M<4M⊙的恒星：氢熄火后氦能正常地燃烧，但熄火后，碳将达不到点火温度。这里的反应有：
在He反应初期，温度达到108K量级时，CNO循环产生的13C，17O能和4He发生新的（α，n）反应，形成16O和20Ne，在He反应进行了很长时间后，20Ne(p，γ） 21Na（β+，ν） 21Na中的21Na以及14N吸收两个4He形成的22Ne能发生（α，n）反应形成24Mg和25Mg等，这些反应作为能源并不重要，但发出的中子可进一步发生中子核反应。
4<M<8→10M⊙的恒星，这是一个情况不清楚的范围，或许碳不能点火，或许出现"碳闪光"，或许能正常地燃烧，因为这是最后的中心温度已较高，一些较敏感的因素，如：中微子的能量损失把情况弄得模糊了。
He反应结束后，当中心温度达到109K时，开始发生C,O,Ne 燃烧反应，这主要是C-C反应，O-O反应，以及20Ne的γ，α反应：
8→10M⊙<M的恒星：氢、氦、碳、氧、氖、硅都能逐级正常燃烧。最后在中心形成一个不能在释放能量的核心区，核心区外面是各种能燃烧而未烧尽的氢元素壳层。核燃烧阶段结束时，整个恒星呈现由内至外分层（Fe,Si,Mg,Ne,O,C,He,H）结构。终局现在我们已经知道，对质量小于8→10M⊙的恒星，它会因不能到达下一级和点火温度而结束它的核燃烧阶段；对于质量更大的恒星，它将在核心区耗尽燃料之后结束它的核燃烧阶段，在这以后，恒星的最终归宿是什么? 
小质量的恒星（如太阳），起先会膨胀，在这个阶段的恒星我们称之为红巨星，然后会塌缩，变成白矮星，再成为黑矮星，最终消失。
大质量的恒星，≥7个太阳密度（8→10M⊙<M）的恒星则会变成超级太阳（超新星），它会选择以超新星爆发的形式结束生命，最终会成为黑洞（古代有记载，一颗超新星爆发，连续几个月都可以在晚上看书）
一旦停止了核燃烧，恒星必定要发生引力收缩，这是因为恒星内部维持力学平衡的压力是与它的温度相联系的。因此，如果恒星在一?quot；最终"的平衡位形，它必须是一个"冷的"平衡位形，即它的压力与它的温度无关。
主序星核心H耗尽后，离开主序是阶段开始了它最后的历程。结局主要取决于质量。对于质量很小的星体由于质量小，物体内部的自引力并不重要，固体内部的平衡是正负离子间的净库仑引力于电子间的压力来达到平衡的。
当星体质量再大些，直到自引力不可忽略时，这时自引力加大了内部的密度和压力，压力的加大是物质发生压力电离，从而逐渐是固体的电约束瓦解，而过渡为等离子气体。加大质量，即加大密度，此时压力于温度无关，从而达到一种"冷的"平衡位形，等离子体内电子的动能一大足以在物质内部引起β衰变：
这里p是原子核中的质子，这样的反应大致在密度达到108 g. cm-3的时候，它将逐渐地是负离子体中的原子核变为富中子核，原子核中出现过多的中子，导致核结构松散，当密度超过4×1011g. cm-3是中子开始从原子核中分离出来，成为自由中子，自引力于中子间压力达到平衡。如果当质量变大使中子气体间压力已不能抵御物质自引力，而形成黑洞，但由于大多数恒星演化后阶段使得质量小于它的初始质量，例如恒星风，"氦闪光"，超新星爆发等，它们会是恒星丢失一个很大的百分比质量，因此，恒星的终局并不是可以凭它的初始质量来判断的，它实际上取决于演化的进程。那么我们可以得出这样的结论。8→10M⊙以下的恒星最终间抛掉它的一部分或大部分质量而变成一个白矮星。8→10M⊙以上的恒星最终将通过星核的引力塌缩而变成中子星或黑洞，也就是说，塌缩的内核质量在太阳1.44倍——到3.2倍的恒星，最终成为中子星，塌缩的内核质量在太阳3.2倍以上的恒星，最终成为黑洞。
现在观测到的恒星质量范围一般为0.1→60M⊙。质量小于0.08M⊙的天体不能达到点火温度。因此，不发光，不能成为恒星。质量大于60M⊙的天体中心温度过高而不稳定，至今仅发现20个以下。
特征
恒星的一切几乎都取决于它最初的质量，包括本质特征，例如光度和大小，还有演变、寿命和最终的命运。年龄多数恒星的年龄在10亿至100亿岁之间，有些恒星甚至接近观测到的宇宙年龄—137亿岁。目前发现最老的恒星是HE 1523-0901，估计的年龄是132亿岁。
质量越大的恒星，寿命通常越短暂，主要是因为质量越大的恒星核心的压力也越高，造成燃烧氢的速度也越快。许多大质量的恒星平均只有一百万年的寿命，但质量最轻的恒星（红矮星）以很慢的速率燃烧它们的燃料，寿命至少有一兆年。化学组成以质量来计算，恒星形成时的比率大约是70%的氢和28%的氦，还有少量的其他重元素。因为铁是很普通的元素，而且谱线很容易测量到，因此典型的重元素测量是根据恒星大气层内铁含量。由于分子云的重元素丰度是稳定的，只有经由超新星爆炸才会增加，因此测量恒星的化学成分可以推断它的年龄。重元素的成份或许也可以显示是否有行星系统。
被测量过的恒星中含铁量最低的是矮星HE1327-2326，铁的比率只有太阳的廿万分之一。对照知下，金属量较高的是狮子座μ，铁丰度是太阳的一倍，而另一颗有行星的武仙座14则几乎是太阳的三倍。也有些化学元素与众不同的特殊恒星，在它们的谱线中有某些元素的吸收线，特别是铬和稀土元素。直径由于和地球的距离遥远，除了太阳之外的所有恒星在肉眼浅来都只是夜空中的一个光点，并且受到大气层的影响而闪烁著。太阳也是恒星，但因为很靠近地球所以不仅看起来呈现圆盘状，还提供了白天的光线。除了太阳之外，看起来最大的恒星是剑鱼座R，它的是直径是0.057角秒。
我们对恒星的了解大多数来自理论的模型和模拟，而这些理论只是建立在恒星光谱和直径的测量上。除了太阳之外，首颗被测量出直径的恒星是参宿四，是由亚伯特·亚伯拉罕·米歇尔森在1921年使用威尔逊山天文台100吋的胡克望远镜完成（约450个太阳直径）。
对地基的望远镜而言，绝大多数的恒星盘面都太小而无法察觉其角直径，因此要使用干涉仪望远镜才能获得这些恒星的影像。另一种测量恒星角直径的技术是掩星：这种技术精确的测量被月球掩蔽时光度减弱的过程（或再出现时光度回升的过程），依此可以计算出恒星的视直径。
恒星的尺寸，从小到只有20公里到40公里的中子星，到像猎户座参宿四的超巨星，直径是太阳的650倍，大约9亿公里，但是密度比太阳低很多。动能一颗恒星相对于太阳运动可以提供这颗恒星的年龄和起源的有用信息，并且还包括周围的星系结构和演变。一颗恒星运动的成分包括径向速度是接近或远离太阳，和横越天空的角动量，也就是所谓的自行。
径向速度是由恒星光谱中的多普勒位移来测量，它的单位是公里/秒。恒星的自行是经由精密的天体测量来确认，其单位为百万分之一弧秒（mas)/年。经由测量恒星的视差，自行可以换算成实际的速度单位。恒星自行速率越高的通常就是比较靠近太阳，这也使高自行的恒星成为视差测量的理想候选者。
一旦两种运动都已测出，恒星相对于太阳恒星系的空间速度就可以算出来。在邻近的恒星中，已经发现第一星族的恒星速度通常比较老的第二星族的恒星低，而后者是以倾斜于平面的椭圆轨道运转的。比较邻近恒星的动能也能导出和证明星协的结构，它们就像起源于同一个巨大的分子云中共同向着同一个点运动的一群恒星。磁场恒星的磁场起源于恒星内部对流的循环开始产生的区域。具有导电性的等离子像发电机，引起在恒星中延伸的磁场。磁场的强度随着恒星的质量和成分而改变，表面磁性活动的总量取决于恒星自转的速率。表面的活动会产生星斑，是表面磁场较正常强而温度较正常低的区域。拱型的星冕圈是从磁场活跃地区进入星冕的光环，星焰是由同样的磁场活动喷发出的高能粒子爆发的现象。
由于磁场的活动，年轻、高速自转的恒星倾向于有高度的表面活动。磁场也会增强恒星风，然而自转的速率有如闸门，随着恒星的老化而逐渐减缓。因此，像太阳这样高龄的恒星，自转的速率较低，表面的活动也较温和。自转缓慢的恒星活动程度倾向于周期性的变化，并且可能在周期中暂时停止活动。像是蒙德极小期的例子，太阳有大约70年的时间几乎完全没有黑子活动。质量船底座η是已知质量最大的恒星之一，约为太阳的100–150倍，所以其寿命很短，最多祇有数百万年。依据对圆拱星团（Arches cluster）的研究，认为在现在的宇宙应该有质量是太阳150倍的大质量恒星存在，但在实际上却未能寻获。虽然这个极限的原因仍不清楚，但爱丁顿光度给了部分答案，因为它定义了恒星在不抛出外层大气层下所能发射至空间的最大光度。
在大爆炸后最早诞生的那一批恒星质量必然很大，或许能达到太阳的300倍甚至更大，由于在它们的成分中完全没有比锂更重的元素，这一代超大质量的恒星应该已经灭绝，第三星族星目前只存在于理论中。
剑鱼座AB A的伴星剑鱼座AB C，质量只有木星的93倍，是已知质量最小，但核心仍能进行核聚变的恒星。金属量与太阳相似的恒星，理论上仍能进行核聚变反应的最低质量估计质量大约是木星质量的75倍。当金属量很低时，依目前对最暗淡恒星的研究，发现尺寸最小的恒星质量似乎只有太阳的8.3%，或是木星质量的87倍。再小的恒星就是介乎于恒星与气体巨星之间的灰色地带，没有明确定义的棕矮星。
结合恒星的半径和质量可以确定恒星表面的引力，巨星表面的引力比主序星低了许多，而相较于简并下的状态，像是白矮星，表面引力则更为强大。表面引力也会影响恒星的光谱，越高的引力所造成吸收谱线的变宽越明显。
2010年英国谢菲尔德大学科学家发现了迄今质量最大的恒星，它在形成初期质量或可达太阳质量的320倍，亮度接近太阳的1000万倍，表面温度超过4万摄氏度[2]。自转恒星的自转可以透过分光镜概略的测量，或是追踪星斑确实的测量。年轻恒星会有很高的自转速度，在赤道可以超过100 公里/秒。例如，B型的水委一在自转的赤道速度就高达225 公里/秒甚至更高，使得赤道半径比极赤道大了50%。这样的速度仅比让水委一分裂的临界速度300 公里/秒低了一些。相较之下，太阳以25 –35天的周期自转一圈，在赤道的自转速度只有1.994 公里/秒。恒星的磁场和恒星风对主序带上恒星的自转速率的减缓，在演变有着重要的影响。
简并恒星压缩成非常致密的物质，同时造成高速的自转。但是相较于它们在低自转速速的状态由于角动量守恒，—一个转动的物体会以增加自转的速率来补偿尺寸上的缩减，而绝大部分消散的角动量是经向外吹拂恒星风带走的。无论如何，波霎的自转是非常快速的，例如在蟹状星云核心的波霎，自转速率为每秒30转。波霎的自转速率会因为辐射发射而减缓。温度在主序带上恒星的表面温度取决于核心能量生成的速率和恒星的半径，并且可以使用色指数来估计。它通常被作为有效温度，也就是被理想化的黑体在表面辐射出的能量使单位表面积有着相同的光度时所对应的温度。然而要注意的是有效温度只是一个代表的数值，因为实际上恒星的温度从核心表至面是有随着距离增加而减少的梯度，在核心区域的温度通常都是数百万度K。
恒星的温度可以确定不同元素被电离或被活化的比率，结果呈现在光谱吸收线的特征。恒星的表面温度，与他的目视绝对星等和吸收特点，被用来作为恒星分类的依据。
大质量的主序星表面温度可以高达50,000 K，像太阳这种较小的恒星表面温度就只有几千度。相对来说，红巨星的表面只有3,600 K的低温，但是因为巨大的表面积而有高亮度。
距离
离地球最近的恒星是太阳。其次是处于半人马座的比邻星，它发出的光  [2]到达地球需要4.22年。
恒星的星等相差很大，这里面固然有恒星本身发光强弱的原因，但是离开我们距离的远近也起着显著的作用。测定恒星距离最基本的方法是三角视差法，此法主要用于测量较近的恒星距离，过程如下，先测得地球轨道半长径在恒星处的张角（叫作周年视差），再经过简单的运算，即可求出恒星的距离。这是测定距离最直接的方法。在十六世纪哥白尼公布了他的日心说以后，许多天文学家试图测定恒星的距离，但都由于它们的数值很小以及当时的观测精度不高而没有成功。直到十九世纪三十年代后半期，才取得成功。
然而对大多数恒星说来，这个张角太小，无法测准。所以测定恒星距离常使用一些间接的方法，如分光视差法、星团视差法、统计视差法以及由造父变星的周光关系确定视差，等等。这些间接的方法都是以三角视差法为基础的。自二十世纪二十年代以后，许多天文学家开展这方面的工作，到二十世纪九十年代初，已有8000多颗恒星的距离被用照相方法测定。在二十世纪九十年代中期，依靠“依巴谷”卫星进行的空间天体测量获得成功，在大约三年的时间里，以非常高的准确度测定了10万颗恒星的距离。
恒星的距离，若用千米表示，数字实在太大，为使用方便，通常采用光年作为单位。1光年是光在一年中通过的距离。真空中的光速是每秒30万千米，乘一年的秒数，得到1光年约等于9.46万亿公里。
星等
恒星的亮度常用星等来表示。恒星越亮，星等越小。在地球上测出的星等叫视星等；归算到离地球32.6光年处时的星等叫绝对星等。使用对不同波段敏感的检测元件所测得的同一恒星的星等，一般是不相等的。目前最通用的星等系统之一是U（紫外）B（蓝）、V（黄）三色系统。B和V分别接近照相星等和目视星等。二者之差就是常用的色指数。太阳的V=-26.74等，绝对目视星等M=+4.83等，色指数B-V=0.63，U-B=0.12。由色指数可以确定色温度。
温度
恒星表面的温度一般用有效温度来表示，它等于有相同直径、相同总辐射的绝对黑体的温度。恒星的光谱能量分布与有效温度有关，由此可以定出O、B、A、F、G、K、M等光谱型（也可以叫作温度型）温度相同的恒星，体积越大，总辐射流量（即光度）越大，绝对星等越小。恒星的光度级可以分为Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ、Ⅵ、Ⅶ，依次称为：Ⅰ超巨星、Ⅱ亮巨星、Ⅲ正常巨星、Ⅳ亚巨星、Ⅴ矮星、Ⅵ亚矮星、Ⅶ白矮星。太阳的光谱型为G2V，颜色偏黄，有效温度约5,770K。A0V型星的色指数平均为零，温度约10,000K。恒星的表面有效温度由早O型的几万度到晚M型的几千度，差别很大。
光谱分类
恒星分类是依据光谱和光度进行的二元分类。在通俗的简化的分类中，前者可由恒星的颜色区分，后者则大致分为“巨星”和“矮星”，比如太阳是一颗“黄矮星”，常见的名称还有“蓝巨星”和“红巨星”等。
根据维恩定律，恒星的颜色与温度有直接的关系。所以天文学家可以由恒星的光谱得知恒星的性质。
故此，天文学家自19世纪便开始根据恒星光谱的吸收线，以光谱类型将恒星分类。天体物理学就是由此发展起来的。
依据恒星光谱，恒星从温度最高的O型，到温度低到分子可以存在于恒星大气层中的M型，可以分成好几种类型。而最主要的型态，可利用"Oh，Be A Fine Girl,Kiss Me"（也有将"girl"改为"guy"）这句英文来记忆（还有许多其它形式的口诀记忆），各种罕见的光谱也有各特殊的分类，其中比较常见的是L和T，适用于比M型温度更低和质量更小的恒星和棕矮星。每个类型由高温至低温依序以数字0到9来标示，再细分10个小类。此分类法与温度高低相当符合，但是还没有恒星被分类到温度最高的O0和O1。
光谱类型 表面温度颜色 
O 30,000 - 60,000 K 蓝
B 10,000 - 30,000 K 蓝白
A 7,500 - 10,000 K 白
F 6,000 - 7,500 K 黄白
G 5,000 - 6,000 K 黄（太阳属于此类型）
K 3,500 - 5,000 K 橙黄
M 2,000 - 3,500 K 红
另一方面，恒星还有加上“光度效应”，对应于恒星大小的二维分类法，从0（超巨星）经由III（巨星）到V（矮星）和VII（白矮星）。大多数恒星皆以燃烧氢的普通恒星，也就是主序星。当以光谱对应绝对星等绘制赫罗图时，这些恒星都分布在对角在线很窄的范围内。
太阳的类型是G2V（黄色的矮星），是颗大小与温度都很普通的恒星。太阳被作为恒星的典型样本，并非因为它很特别，只因它是离我们最近的恒星，且其它恒星的许多特征都能以太阳作为一个单位来加之比较。
大小
恒星的真直径可以根据恒星的视直径（角直径）和距离计算出来。常用的干涉仪或月掩星方法可以测出小到0.01的恒星的角直径，更小的恒星不容易测准，加上测量距离的误差，所以恒星的真直径可靠的不多。根据食双星兼分光双星的轨道资料，也可得出某些恒星直径。对有些恒星，也可根据绝对星等和有效温度来推算其真直径。用各种方法求出的不同恒星的直径，有的小到几公里量级，有的大到10公里以上。恒星的大小相差也很大，有的是巨人， 有的是侏儒。地球的直径约为13000 千米，太阳的直径是地球的109 倍。巨星是恒星世界中个头最大的， 它们的直径要比太阳大几十到几百倍。超巨星就更大了，红超巨星心宿二( 即天蝎座α） 的直径是太阳的600 倍；红超巨星参宿四( 即猎户座α） 的直径是太阳的900倍，假如它处在太阳的位置上， 那么它的大小几乎能把木星也包进去。它们还不算最大的，仙王座VV 是一对双星， 它的主星A 的直径是太阳的1600 倍；HR237 直径为太阳的1800倍。还有一颗叫做柱一的双星，其伴星比主星还大， 直径是太阳的2000-3000 倍。这些巨星和超巨星都是恒星世界中的巨人。
看完了恒星世界中的巨人，我们再来看看它们当中的侏儒。在恒星世界当中，太阳的大小属中等，比太阳小的恒星也有很多，其中最突出的要数白矮星和中子星了。白矮星的直径只有几千千米，和地球差不多，中子星就更小了，它们的直径只有 20 千米左右，白矮星和中子星都是恒星世界中的侏儒。我们知道，一个球体的体积与半径的立方成正比。如果拿体积来比较的话，上面提到的柱一就要比太阳大九十多亿倍，而中子星就要比太阳小几百万亿倍。由此可见，巨人与侏儒的差别有多么悬殊。
数量
最近科学家发现，宇宙里的恒星总数可能是我们现在估计数值的3倍，也就是说宇宙里有3×10^23(10的23次幂）颗恒星，比地球上的所有海滩和沙漠里的总沙粒数更多，这大大增加了在地球以外的其他世界发现外星生命的可能性。
科学家们表示，宇宙中的恒星数量可能一直以来被严重低估，真实的恒星数量可能有现在设想数字的三倍。这种低估主要涉及不同星系中那些温度较低、亮度暗淡的矮星。如果被证实，它将有可能改写科学家们原有对星系形成和演化的认识。那些存在于其他星系的矮星太暗淡了，它们的质量仅有太阳的三分之一。”因此，一般采用的方法是对那些亮星进行计数，并按照银河系中的比例去估算看不见的暗星的数量。如每发现一颗亮度类似太阳的恒星，就应当就100颗左右看不见的矮星。
由于矮星温度较低，它们的辐射颜色和波段是不同于其他较亮的恒星的。因此，通过观测整个星系在这一特定颜色或波段上的辐射强度和特征，是有可能反推出产生这样强度的辐射需要多少矮星的。
他们以此为依据，对8个椭圆星系进行了观测和计算。结果显示在椭圆星系中，类似太阳的主序星和看不见的矮星的比例达到1000~2000:1，而非银河系中的大约100:1。因此，一个典型的椭圆星系（一般认为包含1000亿颗恒星），实际应包含1万亿甚至更多恒星。而在宇宙中，椭圆星系占到星系总量的大约三分之一，因此，他们得出结论：宇宙中的恒星总数至少是现有估计值的三倍。
化学组成
与在地面实验室进行光谱分析一样，我们对恒星的光谱也可以进行分析，借以确定恒星大气中形成各种谱线的元素的含量，当然情况要比地面上一般光谱分析复杂得多。多年来的实测结果表明，正常恒星大气的化学组成与太阳大气差不多。按质量计算，氢最多，氦次之，其余按含量依次大致是氧、碳、氮、氖、硅、镁、铁、硫等。但也有一部分恒星大气的化学组成与太阳大气不同，例如沃尔夫－拉叶星，就有含碳丰富和含氮丰富之分（即有碳序和氮序之分）在金属线星和A型特殊星中，若干金属元素和超铀元素的谱线显得特别强。但是，这能否归结为某些元素含量较多，还是一个问题。
理论分析表明，在演化过程中，恒星内部的化学组成会随着热核反应过程的改变而逐渐改变，重元素的含量会越来越多，然而恒星大气中的化学组成一般却是变化较小的。
物理特性
观测发现，有些恒星的光度、光谱和磁场等物理特性都随时间的推移发生周期的、半规则的或无规则的变化。这种恒星叫作变星。变星分为两大类：一类是由于几个天体间的几何位置发生变化或恒星自身的几何形状特殊等原因而造成的几何变星；一类是由于恒星自身内部的物理过程而造成的物理变星。
几何变星中，最为人们熟悉的是两个恒星互相绕转（有时还有气环或气盘参与）因而发生变光现象的食变星（即食双星）。根据光强度随时间改变的“光变曲线”，可将它们分为大陵五型、天琴座β（渐台二）型和大熊座W型三种几何变星中还包括椭球变星（因自身为椭球形，亮度的变化是由于自转时观测者所见发光面积的变化而造成的）、星云变星（位于星云之中或之后的一些恒星，因星云移动，吸光率改变而形成亮度变化）等。可用倾斜转子模型解释的磁变星，也应归入几何变星之列。
物理变星，按变光的物理机制，主要分为脉动变星和爆发变星两类。脉动变星的变光原因是：恒星在经过漫长的主星序阶段以后（见赫罗图），自身的大气层发生周期性的或非周期性的膨胀和收缩，从而引起脉动性的光度变化。理论计算表明脉动周期与恒星密度的平方根成反比。因此那些重复周期为几百乃至几千天的晚型不规则变星、半规则变星和长周期变星都是体积巨大而密度很小的晚型巨星或超巨星周期约在1～50天之间的经典造父变星和周期约在，0.05～1.5天之间的天琴座RR型变星（又叫星团变星），是两种最重要的脉动变星。观测表明，前者的绝对星等随周期增长而变小（这是与密度和周期的关系相适应的），因而可以通过精确测定它们的变光周期来推求它们自身以及它们所在的恒星集团的距离，所以造父变星又有宇宙中的“灯塔”或“量天尺”之称。天琴座RR型变星也有量天尺的作用。
还有一些周期短于0.3天的脉动变星 （包括'" class=link>盾牌座型变星、船帆座AI型变星和型变星'" class=link>；仙王座型变星等），它们的大气分成若干层，各层都以不同的周期和形式进行脉动，因而，其光度变化规律是几种周期变化的迭合，光变曲线的形状变化很大，光变同视向速度曲线的关系也有差异。盾牌座δ型变星和船帆座AI型变星可能是质量较小、密度较大的恒星，仙王座β型变星属于高温巨星或亚巨星一类。
爆发变星按爆发规模可分为超新星、新星、矮新星、类新星和耀星等几类。超新星的亮度会在很短期间内增大数亿倍，然后在数月到一、二年内变得非常暗弱。目前多数人认为这是恒星演化到晚期的现象。超新星的外部壳层以每秒钟数千乃至上万公里的速度向外膨胀，形成一个逐渐扩大而稀薄的星云；内部则因极度压缩而形成密度非常大的中子星之类的天体。最著名的银河超新星是中国宋代（公元1054年）在金牛座发现的“天关客星”。现在可在该处看到著名的蟹状星云，其中心有一颗周期约33毫秒的脉冲星。一般认为，脉冲星就是快速自转的中子星。
新星在可见光波段的光度在几天内会突然增强大约9个星等或更多，然后在若干年内逐渐恢复原状。1975年8 月在天鹅座发现的新星是迄今已知的光变幅度最大的一颗。光谱观测表明，新星的气壳以每秒500～2,000公里的速度向外膨胀。一般认为，新星爆发只是壳层的爆发，质量损失仅占总质量的千分之一左右，因此不足以使恒星发生质变。有些爆发变星会再次作相当规模的爆发，称为再发新星。
矮新星和类新星变星的光度变化情况与新星类似，但变幅仅为2～6个星等，发亮周期也短得多。它们多是双星中的子星之一，因而不少人的看法倾向于，这一类变星的爆发是由双星中某种物质的吸积过程引起的。
耀星是一些光度在数秒到数分钟间突然增亮而又很快回复原状的一些很不规则的快变星。它们被认为是一些低温的主序前星。
还有一种北冕座R型变星，它们的光度与新星相反，会很快地突然变暗几个星等，然后慢慢上升到原来的亮度。观测表明，它们是一些含碳量丰富的恒星。大气中的碳尘埃粒子突然大量增加，致使它们的光度突然变暗，因而也有人把它们叫作碳爆变星。
随着观测技术的发展和观测波段的扩大，还发现了射电波段有变化的射电变星和X射线辐射流量变化的X射线变星等。
结构
根据实际观测和光谱分析，我们可以了解恒星大气的基本结构。一般认为在一部分恒星中，最外层有一个类似日冕状的高温低密度星冕。它常常与星风有关。有的恒星已在星冕内发现有产生某些发射线的色球层，其内层大气吸收更内层高温气体的连续辐射而形成吸收线。人们有时把这层大气叫作反变层，而把发射连续谱的高温层叫作光球。其实，形成恒星光辐射的过程说明，光球这一层相当厚，其中各个分层均有发射和吸收。光球与反变层不能截然分开。太阳型恒星的光球内，有一个平均约十分之一半径或更厚的对流层。在上主星序恒星和下主星序恒星的内部，对流层的位置很不相同。能量传输在光球层内以辐射为主，在对流层内则以对流为主。
对于光球和对流层，我们常常利用根据实际测得的物理特性和化学组成建立起来的模型进行较详细的研究。我们可以从流体静力学平衡和热力学平衡的基本假设出发，建立起若干关系式，用以求解星体不同区域的压力、温度、密度、不透明度、产能率和化学组成等。在恒星的中心，温度可以高达数百万度乃至数亿度，具体情况视恒星的基本参量和演化阶段而定。在那里，进行着不同的产能反应。一般认为恒星是由星云凝缩而成，主星序以前的恒星因温度不够高，不能发生热核反应，只能靠引力收缩来产能。进入主星序之后，中心温度高达700万度以上，开始发生氢聚变成氦的热核反应。这个过程很长，是恒星生命中最长的阶段。氢燃烧完毕后，恒星内部收缩，外部膨胀，演变成表面温度低而体积庞大的红巨星，并有可能发生脉动。那些内部温度上升到近亿度的恒星，开始发生氦碳循环。在这些演化过程中，恒星的温度和光度按一定规律变化，从而在赫罗图上形成一定的径迹。最后，一部分恒星发生超新星爆炸，气壳飞走，核心压缩成中子星一类的致密星而趋于“死亡”（见恒星的形成和演化）。
运动
世间万物无不都在运动，恒星虽然看似在天空中恒定不动，其实它也有自己的运动。由于不同恒星运动的速度和方向不一样，它们在天空中相互之间的相对位置会发生变化，这种变化称为恒星的自行。全天恒星之中，包括那些肉眼看不见的很暗的恒星在内，自行最快的是巴纳德星，达到每年10.31角秒（1角秒是圆周上1度的3600分之一）。一般的恒星，自行要小得多，绝大多数小于1角秒。
恒星自行的大小并不能反映恒星真是运动速度的大小。同样的运动速度，距离远就看上去很慢，而距离近则看上去很快。因为巴纳德星离开我们很近，不到6光年，所以真实的运动速度不过88 km/s。
恒星的自行只反映了恒星在垂直于我们视线方向的运动，称为切向速度。恒星在沿我们视线方向也在运动，这一运动速度称为视向速度。巴纳德星的视向速度是- 108 km/s （负的视向速度表示向我们接近，而正的视向速度表示离我们而去）。恒星在空间的有的速度，应是切向速度和视向速度的合成速度，对于巴纳德星，它的速度为139 km/s。
上述恒星的空间运动，由三个部分组成。第一是恒星绕银河系中心的圆周运动，这是银河系自转的反映。第二是太阳参与银河系自转运动的反映。在扣除这两种运动的反映之后，才真正是恒星本身的运动，称为恒星的本动。
空间分布
除了单独的恒星之外，联星系统可以是两颗或更多的恒星受到重力的约束而在轨道上互绕着，最普通的联星系统就是联星，但是三颗或更多恒星的系统也有被发现。而因为轨道要稳定的缘故，这些联星系统经常会形成阶级制度的共轨联星。也存在着更大的、被称为星团的集团：范围从只有几颗恒星的星协，到最庞大的拥有数十万颗恒星，称为球状星团的集团。
联星系统是长期处在特定重力场约束下的恒星集团，通常都由巨大的O和B型恒星组成，而且80%的恒星是联星系统是多星系统。但星单独恒星的部分因为更小的天体被发现而有所增加，仅有25%的红矮星被发现有伴星。因为85%的恒星是红矮星，所以在银河系内多数的恒星都是单独的。
恒星在宇宙中的分布是不均匀的，并且通常都是与星际间的气体、尘埃一起存在于星系中。一个典型的星系拥有数千亿颗的恒星，而再可观测的宇宙中星系的数量也超过一千亿个（1011）。过去相信恒星只存在余星系之中，但在星系际的空间中也已经发现恒星。天文学家估计宇宙至少有700垓（7×1022）颗恒星。
除了太阳之外，最靠近地球的恒星是半人马座的比邻星，距离是39.9兆（1012）公里，或4.2光年。光线从半人马座的比邻星要4.2年才能抵达地球。在轨道上绕行地球的航天飞机速度约为8公里/秒（时速约30,000公里），需要150,000年才能抵达那儿。像这样的距离，包括邻近太阳系的地区，在星系盘中是很典型的。在星系的中心和球状星团内，恒星的距离会更为接近，而在星晕中的距离则会更遥远。
由于相对于星系的中心，恒星的距离是非常开阔的，因此恒星的相互碰撞是非常罕见的。但是在球状星团或星系的中心，恒星碰撞则很平常。这样的碰撞会形成蓝掉队星，这些异常的恒星比在同一星团中光度相同的主序带恒星有着更高的表面温度。
恒星间距离非常遥远，天文学上一般用光年来量度恒星间的距离。而距离的测定则可以通过周年视差法、星团视差法、力学视差法、造父变星法等进行测量。
命名
东方
每一颗恒星都要给它取一个名字，才能够便于研究和识别。中国在战国时代起已命名肉眼能辨别到的恒星或是以它所在星官命名，如天关星、北河二等；或是根椐传说命名，例如织女星（织女一）、牛郎星（河鼓二）、老人星等；或根据二十八宿排列顺序命名，例如心宿二等，构成一个不太严谨的独立体系。
西方 
西方方面，1603年德国业余天文学家拜耳建议将每个星座中的恒星按照从亮到暗的顺序，以该星座的名称加上一个希腊字母顺序表示。例如猎户座α（参宿四）、猎户座β（参宿七）（但事实上猎户座β比猎户座α还要亮）。如果某个星座的恒星数目超过24个希腊字母，则接续采用小写的拉丁字母（a,b,c...），仍不足再使用大写拉丁字母（A,B,C...）。
英国首任的天文台长佛兰斯蒂德创立了数字命名法，将星座内肉眼可见的恒星由西向东、由北向南依序编号。
观测
哈勃望远镜拍摄的天狼星及其伴星照片人类对恒星的观测历史悠久。古埃及以天狼星在东方地平线的出现，预示尼罗河泛滥的日子。中国商朝就设立专门官员观测大火在东方的出现，确定岁首的时刻，与作物播种与收割并列在卜辞中。而中国明朝的航海家们则利用航海九星来判断方向。美国的阿波罗11号飞船设有光学定位仪，利用恒星来确定位置。
对恒星体积的测量可以通过干涉法和月掩星法测得恒星的角直径，从而求得体积。
恒星的质量可用开普勒第三定律或恒星光度与质量之间的关系进行测量。
恒星老化膨胀变成红巨星吞轨道行星：或为地球未来归宿
2012年8月24日，[3] 据国外媒体报道，一支由美国、波兰和西班牙等国科学家组成的国际研究团队近日首次发现日益老化的恒星吞没其行星的证据。
亮度
NO 编号
名称英文星名 
所属星座　
可视星等
距离（光年）
---
太阳Sun 
-------
-----
26.72
---
满月Moon
-------
-----
12.74
1
天狼星Sirius
大犬座
1.46 
8.6
2
老人星Canopus
船底座
0.72
80
3
南门二Rigel Kentaurus
半人马座
0.30
4.3 
4
大角星Arcturus
牧夫座
0.04
30 
5
织女星Vega
天琴座
0.03
25 
6
五车二Capella
御夫座
0.08 
40 
7
参宿七Rigel
猎户座
0.12
700 
8
南河三Procyon 
小犬座
0.38 
11 
9
水委一Achernar
波江座
0.46
80
10
参宿四Betelgeuse
猎户座
0.50 
500 
11
马腹一Hadar
半人马座
0.61
330 
12
牛郎星Altair
天鹰座
0.77
16 
13
十字架二Acrux
南十字座
0.80
450 
14
毕宿五Aldebaran
金牛座
0.85
60 
15
心宿二Antares
天蝎座
0.96
500 
16
角宿一Spica
室女座
0.97
350 
17
北河三Pollux
双子座
1.14
35 
18
北落师门Fomalhaut
南鱼座
1.16
22
19
天津四Deneb
天鹅座
1.25
1800 
20
十字架三Mimosa
南十字座
1.25 
500
21
轩辕十四Regulus
狮子座
1.35
70 
22
弧矢七Adhara 
大犬座
1.50
600 
23
北河二Castor 
双子座
1.58
50 
24
十字架一Gacrux
南十字座
1.63
80
25
尾宿八Shaula 
天蝎座
1.63 
300 
26
参宿五Bellatrix
猎户座
1.64
400
27
五车五Elnath
金牛座
1.65 
130 
28
南船五Miaplacidus
船底座
1.68
50 
29
参宿二Alnilam
猎户座
1.70
1300 
30
鹤一Al Nair
天鹤座
1.74
70
31
玉衡Alioth 
大熊座
1.77
60 
32
天枢Dubhe
大熊座
1.79
70
33
天船三Mirfak
英仙座
1.80
500
34
天社一Regor
船帆座
1.82
1000 
35
箕宿三Kaus Australis
人马座
1.85 
120 
36
弧矢一Wezen
大犬座
1.86
2800
37
海石一Avior
船底座
1.86
80
38
摇光Alkaid 
大熊座
1.86
150
39
尾宿五Sargas
天蝎座
1.87
200
40
五车三Menkalinan
御夫座
1.90
60
41
三角形三Atria
南三角座
1.92
100
42
井宿三Alhena
双子座
1.93
80
43
孔雀十一Peacock
孔雀座
1.94
300 
44
军市一Mirzam
大犬座
1.98
700 
45
星宿一Alphard
长蛇座
1.98
110 
46
娄宿三Hamal
白羊座
2.00
70
47
北极星Polaris
小熊座
2.02
400 
48
斗宿四Nunki
人马座 
2.02
200
49
土司空Diphda
鲸鱼座
2.04
60 
50
参宿一Alnitak
猎户座 
2.05
1300

相关文献
《千亿个太阳》（1980年）-（鲁道夫·基彭哈恩-德国天体物理学家）
《来自宇宙边缘的光线》（1984年）-（鲁道夫·基彭哈恩-德国天体物理学家）
《恒星的结构和演化》（1990年）-（鲁道夫·基彭哈恩-德国天体物理学家）[1]
《恒星物理》（2006年）-（黄润乾-中国天体物理学家）

基本信息
歌曲名称：恒星
  汪峰歌手名称：汪峰
专辑名称：《怒放的生命》
唱片公司：创盟音乐
发行时间：2005-12-20
歌词
不知道还要等多久以后 我们能不再哭泣 
不知道流多少眼泪以后 我们能笑对孤独 
我的心在沉沦破碎以后 不羁地跳动 
像一颗布满苔藓的恒星 
在每个寂静无声不眠的夜晚 独自闪耀 
不知道失去了多少以后 我们能不再痛苦 
不知道偿多少冷暖以后 我们能看破生命 
我的心在沉默等待以后 不羁地跳动 
像一颗布满泪水的恒星 
在每个无人喝彩不眠的夜晚 独自闪耀 
Music 
我的心在沉沦破碎以后 不羁地跳动 
像一颗布满泪水的恒星 
在每个寂静无声不眠的夜晚 独自闪耀 
我的心在沉默等待以后 不羁地跳动 
像一颗布满泪水的恒星 
在每个无人喝彩不眠的夜晚 独自闪耀