更新时间：2023-07-07 14:38
恒星（英文名：Star）是一种巨大的自发光天体，在宇宙的数百亿万亿颗恒星中，只有很小一部分是肉眼可见的。许多恒星是成对、多系统或星团出现的。这些恒星群的成员在物理上有共同的起源，并因引力的吸引而结合在一起。国际天文学联合会（IAU）星名工作组（WGSN）制定了相关规则，用以识别已知恒星并提供标准化的恒星命名。
恒星会随着时间的演化，不断以辐射的形式从表面释放能量，这些能量主要来源是引力势能和核能，在能量释放过程中，恒星结构将发生改变。恒星的特征在生命的不同阶段都会变化，而恒星周围的环境会影响其自转和运动。描绘众多恒星的温度相对于亮度的图，即赫罗图（H-R图），可以用来测量一颗恒星的年龄和演化的状态。
恒星是由巨大的气体云团压缩而成的，所以它们有很强的引力，这个引力会让恒星内部的物质不断地向中心塌缩，使得恒星变得更小更密，一旦核心的核反应尽，恒星的生命就即将结束。其演化性质强烈依赖于恒星初始质量和组成，而恒星的总质量是恒星演化和决定最终命运的主要因素，根据演化过程和恒星质量，当恒星的生命结束时，它的内核会变成恒星残骸：、，如果质量足够大会变成黑洞。恒星的演化可分为三个阶段分别为：主序前（pre-main sequence）阶段、主序（main sequence）阶段、以及主序后（post-main sequence）阶段。
恒星形成是宇宙中最普遍、最重要的活动之一，目前普遍认为恒星是在分子云中形成的，研究分子云的物理性质以及探讨形成恒星的气体密度与恒星形成率（SFR）之间的关系（即恒星形成定律或Schmidt Law）是天文学最基本的研究课题之一， 观测研究星系分子气体的分布及其物理特性，探究星系中的恒星形成定律有助于从整体上理解星系中恒星的形成，进而了解星系演化。
star "一词最终来源于原印欧语词根 "h₂stḗr"，也是星星的意思，但可进一步分析为 h₂eh₁s-（"燃烧"，也是 "灰烬 "一词的来源）+ -tēr（助动词后缀）。类比较拉丁文 stella、希腊文 紫菀属、德语 Stern。一些学者认为该词源自阿卡德语中的 "istar"（金星）。
早期的观测与研究
最古老的准确年代星图是公元前1534年古埃及天文学的结果。已知最早的恒星表是由美索不达米亚的巴比伦天文学家在公元前2世纪后期的卡西特时期（约公元前1531年至公元前1155年）编制的。
恒星观测是中国古代天文学的重要内容，具有悠久的历史，最晚从开始，便出现了测量周天星官坐标的传统；公元1368年到公元1448年明初时期编撰的《大统通占》中，便保存了当时观测恒星的数据，是明初进行过恒星观测的直接证据。
1667年，意大利天文学家双子座·蒙塔纳里（Geminiano Montanari）观测到了Algol星的光度变化。埃德蒙多·哈雷（Edmond Halley）发表了对附近一对“固定”恒星正常运动的首次测量，证明自古希腊天文学家克罗狄斯·托勒密和喜帕恰斯时代以来，它们已经改变了位置。
1780年代，威廉·赫歇尔（William Herschel）是第一位试图确定天空中恒星分布的天文学家，他在600个方向上建立了一系列仪表，并计算了沿每条视线观察到的恒星。由此，他推断出恒星的数量在天空的一侧稳步增加，朝着银河系核心的方向。他的儿子约翰·赫歇尔（John Herschel）在南半球重复了这项研究，并发现在同一方向上出现了相应的增长。
1827年，费利克斯·萨瓦里（Felix Savary）提出了从望远镜观测中推导出双星轨道问题的第一个解决方案。
1834年，弗里德里希·贝塞尔（Friedrich Bessel）观察到天狼星正常运动的变化，并推断出一个隐藏的伴星。
1838年，弗里德里希·贝塞尔（Friedrich Bessel）使用视差技术首次直接测量了与恒星的距离（11.4光年时天鹅座61）。视差测量表明，天空中的恒星相距甚远。
1862年，德国天文学家弗里德里希·威廉·阿格兰德（Friedrich Wilhelm Argelander）提出了变星的编目方案。
1896年，荷兰物理学家塞曼（Zeeman）发现，把产生光谱的光源置于足够强的磁场中，磁场作用于发光体使光谱发生变化，一条谱线会分裂成几条偏振化的谱线。
在19世纪，对双星的观测变得越来越重要。爱德华·皮克林（Edward Pickering）在1899年发现了第一个光谱双星，当时他观察到米扎尔星在104天内光谱线的周期性分裂。弗里德里希·乔治·威廉·冯·斯特鲁夫（Friedrich Georg Wilhelm von Struve）和S·W·伯纳姆（S. W. Burnham）等天文学家收集了对许多双星系统的详细观测，从而可以通过计算轨道元素来确定恒星的质量。
二十世纪后的观测与研究
20世纪初，天文学家运用摄谱仪和照相技术，收集了大量恒星的数据，其中包含与恒星的温度和亮度有关的信息。丹麦天文学家赫茨普龙（Ejnar Hertzsprung）和美国天文学家亨利·罗素（Henry Russell）独立地将大量的恒星绘制在一个二维的图表上，创建出了今天的赫罗图（Hertzsprung-Russell diagram）。
1921年，阿尔伯特·迈克尔逊（Albert A. Michelson）在威尔逊山天文台（Mount Wilson Observatory）的胡克望远镜上使用干涉仪首次测量了恒星直径。
1925年，塞西莉亚·佩恩-加波什金（Cecilia Payne-Gaposchkin）在博士论文中首次提出恒星主要由氢和氦组成。通过量子物理学的进步，人们进一步了解了恒星的光谱。这使得恒星大气的化学成分得以确定。
1947 年，荷兰天文学家巴特·博克提出了一个假说：分子云会发生碎裂，从而形成一些分子云的碎块。每个碎块的中心都会出现一个非常致密的核心，而这个核心又会进一步吸引外围的物质。因此，分子云核心会被它的外围物质包裹起来，就像是一只被蚕茧包裹起来的蚕。
2013年发射升空的“盖亚”空间望远镜扫描了银河系和附近约20亿颗恒星，绘制出一幅详尽的三维星图。
2018年，天文学家便根据“盖亚”的数据发现了一堆在速度分布图上挤成长棒的恒星，把它命名为“盖亚香肠”。根据后续分析，这根“香肠”其实是一个80~110亿年前被银河系吞下去的矮星系的残骸。根据后续分析，这根“香肠”其实是一个80~110亿年前被银河系吞下去的矮星系的残骸。
2018年8月12日，帕克太阳探测器发射并执行研究太阳的任务，之后该探测器会在既定轨道对太阳进行观测，以期解答为何日冕的温度高于光球层这个问题。
2022年，美国约翰斯·霍普金斯大学Brian Welch团队通过哈勃空间望远镜，观测到一 颗距离地球270多亿光年的恒星，这是目前距离地球最远的一颗恒星。由于光在宇宙中传播需要时间，这意味着人们看到的这颗恒星仅是其在宇宙大爆炸后9亿年的样子。
2023年，麻省理工学院研究团队报告了对ZTF SLRN-2020的观测结果，这是银盘中的一次短寿命（持续约10天）光学波段爆发，伴有明亮而长寿命的红外辐射，该辐射在6个月左右的时间里缓慢消失。团队通过各种模型确定了暴源的性质以及产生这次辐射的天文学事件。观测数据与两颗恒星并合的观测数据相似，但光度更低，团队推断有一颗比恒星更小的天体参与了这一并合事件。他们认为，这个发生并合的天体可能是一颗质量小于或等于10颗木星的行星。
中国
中国古星官（其实西方的星座也类似）就像是天空中恒星的门牌号码，可以给住在这里的各人编号。门牌号 + 编号，就得到了每颗恒星的名字。在中国古代命名中，门牌号一般是星官，而编号一般是数字：比如，、，这其中数字的顺序一般来自位置排序。另外少数一些恒星有自己的别称：比如北斗七星，可以称之为天枢、北斗二，直到北斗七，也可以被称为、、天玑、天权、、、。
西方
恒星的命名首先是习惯的命名方法，很多明亮的恒星都有不少惯称：比如夜空中最明亮的恒星 天狼星（），比如 织女一（）。这种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），但在国际上仍然很常用，在一些纸质星图的附录中，你可以找到天空中主要恒星的习惯命名。这种命名方法常用于自动寻星望远镜的数据库和国外天文爱好者交流。星座的概念在时期就已经存在，古代的观星人将哪些比较显著的恒星和自然或神话等特定的景物结合，想像成不同的形状，和与它们相关形象的性质或神话。位于黄道带上的12个星座就成了占星学的依据。除了某些星座和本身，有些个别的恒星也有自己的神话，它们被认为是亡者或神的灵魂。
其他
国际公认唯一能够为恒星或天体命名的权威机构是（IAU，International Astronomical Union）。
德国天文学家拜耳（）在其 1603 年的《测天图》中提出了这种目前国际通用的命名法，这种命名法也是“门牌号 + 编号”模式。在经常使用的简写模式下，这里的“门牌号”是星座的缩写，比如（go）的缩写是 Vir，（金牛座rus）的缩写是 Tau；而“编号”常用字母表示，例如，北极星被记作α UMi（α），我们之前提到的被记作β Per（β）。在他的星图《天王星》中，拜耳用小写的希腊字母标记了每个星座中的恒星，按照它们（表观）亮度的大致顺序排列。星座中最亮的恒星通常（但并非总是）被标记为阿尔法，第二亮的恒星被标记为贝塔，依此类推。例如，天鹅座（天鹅座）中最亮的恒星是天鹅座阿尔法星座（注意使用拉丁语星座名称的属格），也称为Deneb，狮子座（狮子座）中最亮的恒星是狮子座阿尔法星，也被命名为轩辕十四。
当24个希腊字母不够用的时候再使用小写和大写的拉丁字母。好在拜耳命名法一般是按照亮度排序的，不用希腊字母表示的恒星普遍很暗。命名法的用途最为广泛，如星图表示等。
弗兰斯蒂德命名法
英国第一任皇家天文学家弗兰斯蒂德（Flamsteed）发明了一套与拜耳命名法类似的恒星命名法，仍然采用了“门牌号+编号”模式，只是编号变成了数字，而数字的顺序在编时根据赤经大小决定：比如，最亮星轩辕十四记作 32 Leo。这种命名法虽然在 18 世纪广为使用（现在也有不少地方仍然在用），但是仍有不小的局限性——南天的许多星座没有被弗兰斯蒂德整理过，因而它们里的恒星没有弗氏名；几百年来，恒星的位置也发生了微小变化，原来的赤经顺序已经被打乱了；尽管全天有三千余颗恒星有弗氏名，但这个数量对现在的天文学研究已经远远不够了。这种方法常用于星图表示等；在天文爱好者中，不如命名法常用。
一般而言，恒星的演化可分为三个阶段：主要由恒星引力收缩提供能量的主序前（pre-main sequence）阶段、由恒星核心处的氢到氦的核聚变反应提供能量的主序（main sequence）阶段、以及待恒星核心处的氢消耗殆尽后，由氦、碳或更重元素的燃烧提供能量的主序后（post-main sequence）阶段。
主序前阶段主要为刚形成和处于主序前星收缩时期的恒星。
恒星的形成与发展
恒星的形成始于巨分子云（giant molecular cloud）中的引力不稳定现象，通常由不同分子云或星系间的碰撞、大质量恒星的辐射压、临近的超新星（supernova）爆发、星际介质中膨胀的气泡所引发。当一个区域内的物质密度高到足以满足 Jeans 不稳定性标准时，它开始在自身的引力效应下收缩。随着收缩过程的进行，分子云的引力势能转化为热能，云内气体的密度和温度不断上升。当原恒星云（protostellar cloud）接近达到流体静力学平衡的稳定条件时，便会在其核心处形成原恒星（protostar）。原恒星不断吸积周围的星际尘埃和气体，一旦越过 赫兹sprung-Russell 图中的恒星形成线后便成为了主序前星（pre-main-序列 star），能够在可见光波段被观测到，此时，恒星已经获得了其几乎所有的质量，但还没有开始氢的核聚变反应。
随后恒星在引力的作用下继续收缩，其内部温度上升，直到在零龄主序列（zero-age main sequence）上开始氢的燃烧。对于像太阳这样的恒星，其引力收缩的持续时间约为上千万年，对于质量最轻的红矮星（红色 矮星），其引力收缩的持续时间可达上亿年之久，部分大质量恒星由于作为原恒星时收缩得太快，因而不存在主序前阶段。
通过使用恒星光谱对表面引力进行测量，可以从经验上区分主序前星和主序星。与具有相同质量的主序星相比，主序前星的半径更大，因此具有较低的表面引力。尽管在光学上可见，但由于引力收缩的时间远低于氢核聚变的持续时间，与主序星相比，主序前星的数量相对比较稀少。
一个典型的巨型分子云直径约为100光年（9.5 × 1014公里），包含高达6000000个太阳质量（1.2 × 1037千克）。当巨大的分子云塌时，它们会分裂成越来越小的碎片。在这些碎片中的每一个中，坍缩的气体都会以热量的形式释放重力势能。随着温度和压力的升高，碎片凝结形成旋转的超热气体球体，称为原恒星。丝状结构在分子云中非常普遍，致密的分子丝被引力束缚成核心，成为恒星的前身。
当主序前星收缩至一定程度时，其致密核心处的氢将在高温高压条件下聚变为氦，释放大量能量。一旦核心处的氢核聚变反应能够提供全部的恒星辐射能时，恒星演化便进入主序阶段。
主序星时期
我们在宇宙中所观测到的结构都是由引力和恒星所驱动的。引力会把物质聚集在一起，恒星释放出的光芒则照亮宇宙。当恒星处于它一生中最漫长、也最平凡的时期时，它就被称为主序星。在这段时期内，恒星非常稳定，向内的引力会与向外的压力相互抵消，所以恒星不会出现太大的变化。
刚进入此阶段的恒星被称为零龄主序星。主序星核心区域的温度和密度处于维持恒星能量产生所需的水平，能量产生的减少会导致覆盖的质量压缩核心，从而导致更高的核心温度和压力，加快聚变速度。同样，能量产生的增加会导致恒星膨胀，从而降低核心的压力。因此，恒星在流体静力学平衡中形成了一个在其主序阶段稳定的自我调节系统。主序星在主序列中的位置主要由它的质量决定，但也取决于它的化学成分和年龄。
主序一词来源于观测到的恒星光度（luminosity）和有效温度在 赫兹sprung-Russell 图上的分布形式，其中大多数恒星位于一条从左上角贯穿到右下角的被称为主序带的带状区域内，这类恒星被称为主序星（main-sequence star），也叫矮星（dwarf）。位于主序带上方的恒星主要为巨星（giant），在相同的颜色或者说温度下，巨星的尺寸和光度通常比矮星更大。位于主序带下方的主要为白矮星（white dwarf），白矮星不是主序星，它是中小质量恒星的演化终点，靠电子简并压抵抗重力而稳定存在。
在主序星时期，恒星通过将氢聚变为氦来获取能量。这种聚变反应可通过两个过程进行，一种是所谓的质子-质子链，另一种是碳氮氧循环。在类太阳恒星中，质子-质子链主导着能量的产生，而碳氮氧循环大约只占了1%。对于那些比太阳更重、更热的恒星来说，主要的供能反应则是由CNO循环主导的。大质量恒星的中心有很强的引力挤压，提高了核心处的温度。核聚变速率对温度非常敏感，这意味着大质量恒星的氢燃烧得又热又快，产生巨大的能量。正因为如此，恒星才可以持续稳定的存在。依靠氢核聚变来对抗自身引力的恒星就是主序星，这就是主序星的本质。也就是说，主序星是盛年的恒星。因此，主序带也蕴含了恒星的质量信息，大质量恒星在高光度、温度区域，而低质量恒星在低光度、温度区域。
当主序星核心处的氢燃烧殆尽后，恒星的演化将进入主序后阶段。
巨星时期
质量介于0.5至8倍太阳质量的主序星将演化成为比在主序列时更大但表面温度更低的红巨星（red giant）。此类恒星会依次进入红巨星分支（red-giant branch，惰性氦核和燃烧氢壳）、水平分支（horizontal branch，燃烧氦核）和渐近巨星分支（AGB星 giant branch，惰性碳氧核和燃烧氢氦壳）等阶段，然后排出其大部分的外层物质形成一个行星状星云（planetary nebula），最终其核心将成为一颗碳氧白矮星。
太阳在约 50 亿年后将成为一颗红巨星，届时太阳将变得异常巨大，直径是现在的数百倍，足以吞噬掉目前太阳系里包括地球以内的内侧行星。初始质量更大的主序星会演化成为红超巨星（red supergiant）。其中，8 至 10 倍太阳质量的主序星规模已大到足以将核心处的碳聚变为和镁，最终将形成一颗氧氖镁白矮星。
如果一颗恒星的质量足够巨大，那么在其核心处会热到不断合成更重的元素，直至产生铁，此后核心便无法再从核聚变中获取能量，由于此时电子简并压并不足以抗衡引力，恒星核心将经历突然和毁灭性的坍塌，通过一个尚未完全理解的过程释放引力势能，产生一次剧烈的爆炸，形成超新星。超新星爆发极其明亮，能够照亮其所在的整个星系，持续时间可达数周甚至数年之久。在此期间，一颗超新星所释放的辐射能可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相当。超新星爆发时会将其大部分甚至几乎所有的物质以极高的速度向外抛散，在周围的星际介质中产生激波，最终形成丝状气体云和气壳，被称为超新星遗迹（supernova remnant）。这些注入星际介质的元素最终丰富了分子云，并参与到下一代恒星的形成。
从赫罗图中，我们还看到了许多亮度中等、温度很低的恒星，也有很多亮度极高、温度极低的恒星。通过计算，天文学家可以得出这些明亮的寒冷恒星的大小比我们的太阳要大得多。从这些信息中，天文学家发现了大小是的10倍的巨星，以及大小是太阳的100倍的。赫罗图上所显示的各种各样的巨星和超巨星，是恒星演化的最重要证据。
演化末期
当一颗恒星耗尽氢时，它便开始步入演化末期。恒星内的氦会最先转变为碳，然后聚变成越来越重的元素。在与太阳类似的恒星中，一旦恒星聚变了它所可能聚变的最重元素，它的外层就会被推开，只留下致密的核心，成为一颗白矮星，并被称为行星状星云的气体云所包裹。对于更大质量的恒星而言，它在超新星爆发中，恒星的核心会留下一颗中子星或黑洞。
如果恒星残骸的质量低于Chandrasekhar极限（约1.4倍太阳质量），电子简并压足以抗衡引力，最终恒星将成为一颗白矮星。白矮星的温度很高，会通过辐射的形式损失热能，当白矮星足够冷却，不再发出光和热。
质量高于Chandrasekhar极限但低于Oppenheimer极限（约2到3个太阳质量）的恒星残骸内部压力会造成电子捕获，使得大多数质子转变为中子，恒星的核心将成为只有中子的致密球体。中子也遵循泡利不相容原理，能够产生中子简并压，比电子简并压更为强大，可以抗衡进一步的引力压缩，这种天体被称为中子星。
若恒星残骸质量高于Oppenheimer极限，则中子简并压也不足以抵挡恒星的进一步塌缩，此时，恒星将成为黑洞。黑洞是广义相对论所预言的天体，其引力场强大到连光都无法逃脱，目前天文学上的观测和理论也都支持宇宙中黑洞的存在。
根据和天体物理研究所发表在《自然·天文学》杂志上的最新研究成果，绝大部分恒星形成在中，且具有较高的自转速度。与此同时，大约10%-30%的这样的双星系统在其形成的极早期经历并合过程，产生低转速的，看起来更加明亮，更加年轻的新恒星。
大部分恒星由普通的恒星形成过程所产生，这类恒星具有较高的自转速度。在恒星里，这些恒星表现为红主序星，他们遵循Salpeter初始质量函数，且大部分在系统中。另一方面，10%-30%这样形成的双星系统，在其形成的极早期，由过程的引导发生了轨道的收缩甚至并合。其并合的产物构成了恒星星团中慢速旋转的蓝，这些蓝主序星看上去比其他恒星更加年轻。
双星的并合既可以由经典的双星演化引发，也可以由动力学过程引发。在经典的双星演化中，质量较大的恒星先演化并充满其（Roche lobe），其表面物质会在引力的作用下流向质量较小的。如若物质流向伴星的速率超过了伴星所能吸积（accretion）的极限，物质交流（ transfer）就会以不稳定的形式发生，此时两颗恒星会在很短的时间内由未被伴星吸积的物质所包围，进而发生并合过程。这种由经典的双星演化所引起的并合需要一定的演化时间，使得大质量的恒星有足够的时间充满其洛希瓣。而过程所引起的并合则不需要演化时间，能够发生在恒星生命的更早期。动力学过程包括和周围的吸积盘或气体的相互作用以及双星系统和周围第三颗星的相互作用。这些动力学过程使得双星的轨道产生强烈的收缩，而在收缩的过程中则有可能会发生并合。恒星星团中存在大量处在MSTO之下，尚未开始演化的年轻蓝主序星，这一事实表明，在星团诞生的极早期，存在着大量由过程所导致的双星并合。
年龄
多数恒星的年龄在10亿至100亿岁之间，宇宙中可以观测到的恒星中，一些甚至接近138亿岁，目前发现最古老的恒星是HD 140283，一颗被称为玛土撒拉的恒星，估计的年龄是144.6 ± 8亿岁由于具有不确定性，在数值上，这颗恒星的年龄与宇宙年龄并不冲突。由普朗克卫星测量的年龄是137.98±0.37亿岁。
恒星的质量越大，它的寿命就越短，主要是因为大质量恒星的核心压力更大，导致它们更快地燃烧氢气。质量最大的恒星平均持续几百万年，而质量最小的恒星（红矮星）燃烧燃料非常缓慢，可以持续数百到数千亿年。
化学组成
由于宇宙质量分布的不对称，氢原子聚集在一起产生了早期的恒星（以及一些更庞大的东西，例如类星体）。恒星是一个巨大的核反应炉，随着恒星燃烧的时间越来越长，由本来的氢氦聚变逐渐发展到氦核以及更重核子的聚变；构成我们目前认知的世界的大多元素在这个反应炉中产生，比如碳，氮和氧。
目前的银河系中形成的恒星，它们的组成成分约是71%的氢和27%的氦。以质量测量时，会有着小比例的重元素。因为铁是很普通的元素，而且相对而言很容易测到它的谱线，因此典型的重元素测量是根据恒星大气层内铁含量计算。对于铁以后的元素，情况更为复杂，恒星的引力不足以支持如此重核的聚变反应，这样的温度与压力条件只有在一些极端环境下产生，最常见的是恒星暮年的超新星爆发后，一些核子终于达到了被制造出来的条件，例如金元素和银元素。
直径
由于大部分恒星与地球的距离很远，除了太阳之外，所有恒星在肉眼看来都是夜空中的闪光点，由于地球大气层的影响而闪烁。太阳离地球足够近，看起来像一个圆盘，并提供日光。除太阳外，视尺寸最大的恒星是R型多拉多斯，角直径仅为0.057角秒。
大多数恒星的圆盘在角度尺寸上都太小，无法用目前的地面光学望远镜观测到，因此需要干涉仪望远镜来生成这些物体的图像。测量恒星角大小的另一种技术是通过掩星。通过精确测量恒星被月球掩蔽时亮度的下降（或重新出现时亮度的上升），可以计算出恒星的角直径。恒星的大小从直径从20到40公里（25英里）不等的中子星，到猎户座的参宿四等直径约为太阳1000倍的超巨星。
运动
恒星相对于太阳的运动可以提供有关恒星起源和年龄以及周围星系的结构和演化的有用信息。恒星运动的分量包括朝向或远离太阳的径向速度，以及横移角运动，这被称为其正向运动。
径向速度是通过恒星光谱线的多普勒频移来测量的，以公里/秒为单位。恒星的正确运动，即视差，是由每年以毫角秒（mas）为单位的精确天体测量来确定的。通过了解恒星的视差及其距离，可以计算出适当的运动速度。与径向速度一起，可以计算出总速度。
当两种运动速率都已知时，可以计算出恒星相对于太阳或星系的空速。在附近的恒星中，已经发现较年轻的I族恒星的速度通常低于较老的II族恒星。后者具有倾斜于银河系平面的椭圆轨道。对附近恒星运动学的比较使天文学家能够将其起源追溯到巨型分子云中的共同点，并被称为恒星关联。
磁场在恒星产生中发挥着重要作用，过程复杂。“磁通量问题”是恒星形成经典三大问题之一，分子云的星际磁场强度测量是全球天文界的重大课题。在恒星形成过程中，磁场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，磁场也越强。按照这一模型，重力和磁场不断拉扯，以至于恒星形成需要上千万年。
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，然而自转的速率随着恒星的演化而逐渐减缓。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。
测量分子云的星际磁场强度并不是件容易的事。目前，可用于测量磁场强度的唯一手段就是“塞曼效应”。1896年，荷兰物理学家塞曼发现，把产生光谱的光源置于足够强的磁场中，磁场作用于发光体使光谱发生变化，一条谱线会分裂成几条偏振化的谱线。根据光谱的变化，科学家就可以反推出磁场的强度。
为更好地测量出星际磁场，李菂团队另辟蹊径，原创出一种通过测量氢原子的谱线来测量星际磁场的方法——中性氢窄线自吸收方法。“原子对磁场的响应会比分子强。氢原子是宇宙中丰度最高的元素，广泛存在于宇宙的不同时期，也是不同尺度物质分布的最佳示踪物之一。”在该成果中，中国科学院国家天文台研究员李等领导的国际合作团队，通过500米口径球面射电望远镜平台，采用原创的中性氢窄线自吸收方法，首次获得原恒星核包层中的高置信度的塞曼效应测量结果。研究发现，星际介质具有连贯性的磁场结构，异于标准模型预测，为解决恒星形成三大经典问题之一的“磁通量问题”提供了重要的观测证据。
质量
恒星的质量是恒星研究中的一个物理量，它关系到恒星的物理特性并决定恒星的寿命长短和演化进程，恒星质量与其寿命长短与演化进程有关，质量大的恒星比小恒星演化快得多，目前能直接测定质量的恒星只有双星，可根据两个星互相旋转的运动规律，依据开普勒第三定律测定其质量。
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。
结合恒星的半径和质量可以确定恒星表面的重力，巨星表面的重力比主序星低了许多，而相较于简并下的状态，像是白矮星，表面重力则更为强大。表面重力也会影响恒星的光谱，越高的重力所造成吸收谱线的变宽越明显。
旋转
恒星的旋转速率可以通过光谱测量来确定，或者更准确地通过跟踪它们的星斑来确定。年轻恒星在赤道上的自转速度可以大于100公里/秒。例如，B级恒星Achernar的赤道速度约为225公里/秒或更高，导致其赤道向外凸出，使其赤道直径比两极之间大50%以上。这个自转速度略低于300公里/秒的临界速度，在该速度下，恒星会分裂，相比之下，太阳每25-35天自转一次，取决于纬度，赤道速度为1.93公里/秒。
温度
恒星的温度与其大小和颜色有关。例如，最热的恒星是蓝色的O型和B型，其温度可以达到25000K，而最冷的M型红色恒星的温度则低至3000K。位于这两者之间的是白色和黄色恒星，比如太阳，其温度约为6000K。
主序星的表面温度由其核心的能量产生率和半径决定，通常由恒星的颜色指数来估计。温度通常以有效温度给出，有效温度是理想化黑体的温度，该黑体以与恒星相同的单位表面积光度辐射其能量。有效温度仅代表表面，因为温度向核心升高。
恒星温度将决定各种元素的电离速率，从而在光谱中产生特征吸收线。恒星的表面温度，以及它的视觉绝对星等和吸收特征，被用来对恒星进行分类。大质量主序星的表面温度可以达到50000K，较小的恒星，如太阳，表面温度为几千K，红巨星的表面温度相对较低，约为3600K；但由于其较大的外表面积，它们具有很高的光度。
根据的数据，太阳的温度范围覆盖从核心处的大约1500万到表面的约5500摄氏度。太阳每一百五十万分之一秒所释放的能量比人类整整一年消耗的能量还要多。
恒星的发光是由核聚变产生的，它们把轻元素（比如氢）变成重元素（比如氦），同时释放出大量的能量。这些能量以光和热的形式从恒星内部向外辐射，形成了我们看到的恒星光芒。
相关辐射过程
恒星持续的核聚变使能量积聚，以太阳为例，其核心温度达到大约1500万摄氏度。然后，能量向外辐射到太阳的表面、大气层以及更远的地方，太阳核心外的辐射区，温度从靠近核心的700万摄氏度到辐射带外层的200万摄氏度不等。这一层没有热对流发生。相反，热量是通过热辐射进行传输的，即氢和氦发射的光子会先行进一段距离，然后被其他离子重新吸收。光粒子（光子）可能需要数千年才能穿过这层，最终到达太阳表面。
太阳常数（solar constant）是表征太阳辐射能量的一个物理量，等于在地球大气外离太阳 1个天文单位处，和太阳光线垂直的1平方厘米面积上每分钟所接收到的太阳总辐射能量。其值为8.21J/(cm2·min)。
光度
恒星的光度是它每单位时间辐射的光量和其他形式的辐射能。它有权力单位。恒星的光度由其半径和表面温度决定。许多恒星在其整个表面的辐射并不均匀。例如，快速旋转的星织女一在其两极处的能量通量（每单位面积的功率）高于其赤道。太阳光度是天文学中的一种光度单位。其值等于太阳的光度，即3.826E+26J/s，标称太阳光度L☉ = 3.828×1026 瓦。
恒星表面温度和光度低于平均水平的斑块被称为星斑。像太阳这样的小矮星通常基本上没有特征的圆盘，只有小的星斑。巨星有更大、更明显的星斑，但这会使表现出这种现象的恒星边缘显得变暗了，也就是说，在恒星盘的边缘亮度会降低。
恒星的视亮度是用它的视星等来表示的。它是恒星光度、与地球的距离、星际尘埃和气体的消光效应以及恒星穿过地球大气层时光线变化的函数。固有星等或绝对星等与恒星的光度直接相关，是地球和恒星之间的距离为10秒差距（32.6光年）时恒星的视星等。视星等是指从地球上观测到的天体的星等。绝对星等是天体光度的一种量度。假定天体距离为10pc(秒差距)时的视星等。
在视星等和绝对星等尺度上，星等数越小，恒星越亮;星等数越大，恒星越暗。无论哪种尺度，最亮的恒星都有负星等数。两颗恒星之间的亮度变化 （ΔL） 的计算方法是从较暗恒星的星等数 （mf） 中减去较亮恒星的星等数 （mb），然后将差值用作基数 2.5 的指数，即：。
恒星亮度通常用它们的大小来表示，这是从古典时代继承下来的用法。一等星的亮度大约是二等星的2.5倍，而二等星的亮度又是三等星星的2.5倍，依此类推。因此，一等星的亮度是六等星的2.5倍、5倍或100倍。天狼星的星等为-1.4，在地球上的观察者看来是天空中最亮的恒星（太阳除外）。第二亮的Canopus星等为-0.7等，而通常在没有望远镜帮助的情况下看到的最暗的恒星是六等星。
天文学家对宇宙中恒星的数量一直有不同的估算。最著名的一个说法是美国天文学家在他的著作《千亿的千亿》中提出的一个猜测，认为宇宙中有1000亿个星系，每个星系有1000亿个恒星。而据此天文学家又进一步推测各星系恒星数量约为1000亿的一万亿倍。美国天文学家彼得·范·多昆（Petter）和天体物理学家查理·康罗伊（Charlie）对来自星系的光强度分析后认为这个数字大约为3X1023。
恒星在宇宙中的分布是不均匀的，亿万颗恒星组成了星系，星系组成，星系团又组成。除了单独的恒星之外，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。最普通的恒星系统就是，但是也发现有三颗或更多恒星的系统。而因为轨道要稳定的缘故，这些恒星系统经常会形成阶级制度的共轨恒星。
许多成对出现的恒星会形成多个系统或。这些恒星群的成员通过共同的起源在物理上相关，并受到相互引力的约束。与星团有些相关的是恒星协会，它由物理上相似的松散恒星群组成，这些恒星的质量不足所以作为一个组织保持在一起。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。但是在密集的区域，像是或星系的核心，恒星碰撞则很常见。
恒星的大小颜色各异，温度也不同。天文学家可以通过恒星的颜色或光谱类型来判断其温度。恒星有7种光谱类型，由字母O、B、A、F、G、K和M表示。最热的恒星是和B型，它们主要发出蓝光，且其光线中有含有大量的紫外光。M型恒星是最冷的类型，它们主要发出红光，同时也发射大量的远红外线。
蓝色恒星的表面温度估计可以达到25000K左右，而红色恒星的温度则低得多，大约在3000 K。在这两者之间的白色恒星温度大约在10000 K，黄色恒星(如)为6000 K，还包括有温度在4,000 K左右的更冷的恒星。
稳定恒星的内部处于流体静力平衡状态：任何小体积上的力几乎完全相互抵消。平衡力是向内的引力和由于恒星内部压力梯度而产生的向外力。压力梯度由等离子体的温度梯度确定;恒星的外部比核心更冷。主序星或巨星核心的温度至少在107 K左右。主序星的氢燃烧核心产生的温度和压力足以发生核聚变，并产生足够的能量来防止恒星进一步坍缩。
除了流体静力平衡外，稳定恒星的内部将保持热平衡的能量平衡。整个恒星的内部存在径向温度梯度，导致能量通量流向外部。离开恒星内任何一层的能量流出将和传入的能量流完全匹配。
辐射区是恒星内部的区域，其中向外的能量通量取决于辐射传热，因为对流传热在该区域效率低下。在这个区域，等离子体不会受到干扰，任何质量运动都会消失。如果不是这种情况，则等离子体变得不稳定，将发生对流，形成对流区。
以为例理解恒星辐射区，其核心外的辐射带，温度从靠近核心的700万摄氏度到辐射带外层的200万摄氏度不等。这一层没有热对流发生。相反，热量是通过热辐射进行传输的，即氢和氦发射的光子会先行进一段距离，然后被其他离子重新吸收。光粒子（光子）可能需要数千年才能穿过这层，最终到达太阳表面。辐射区之外是太阳的对流区，其延伸范围约为20万千米。对流带的温度约为200万摄氏度。这一层的等离子体以对流运动方式移动 —— 就像沸腾的水一样 —— 热的等离子体气泡将热量传送到太阳表面。
光球层是可观测的恒星部分。这是恒星等离子体对光子透明的层。从这里开始，核心产生的能量可以自由地传播到太空中。在光球层内，太阳黑子（低于平均温度的区域）出现。
从日冕开始，等离子体粒子的恒星风从恒星向外扩展，直到它与星际介质相互作用。对于太阳来说，其太阳风的影响延伸到一个称为日光层的气泡状区域。
核聚变相关
连同所有其他恒星都是由一种称为核聚变的反应提供动力。简单地说，核聚变是两个轻原子核结合成一个较重的原子核并释放出巨大能量的过程。核聚变反应发生在一种叫作等离子体的物质状态中。等离子体是一种由阳离子和自由移动的电子组成的高温带电气体，具有不同于固体、液体和气体的独特性质。
在上实现聚变，原子核需要在超过1000万的极高温度下相互碰撞，以使它们能够克服相互间的电排斥力。一旦原子核克服了这种排斥力并进入彼此非常接近的范围，它们之间的核力吸引力将超过电排斥力，从而使它们能够实现聚变。要做到这一点，众多原子核必须被约束在一个小空间内，以增加碰撞的机会。在中，其巨大的引力所产生的极端压力为核聚变的发生创造了条件。
在核聚变中，两个比较轻的原子核相结合，形成了一个比较重的原子核。核聚变通常要用到两个物质——和。这两种物质都是氢的同位素（质子数相同，但中子数不同的元素，被称为同位素）。在核聚变反应的过程中，氚和氘发生反应，又重新排列组合形成氦和一个中子。聚变反应会损失一些质量，根据质能方程：E=mc2，质量与能量是可以互相转化的，所以这些损失的质量相应地转换成了能量。核聚变产生的能量是核裂变反应的四倍，而且聚变反应可以成为未来聚变动力堆的基础。
在太阳中，氢有一个1600万开尔文的核心，在质子质子链式反应中聚变形成氦：
反应过程相关
由于引力的作用，星系发生坍缩，使得原子核的动能增加，也就是体系的温度增加。当温度足够高时，带电粒子间可以克服库仑势垒而发生熔合核反应，从而形成较重的原子核。熔合反应中释放出来的辐射能量形成向外的压力，阻止进一步的引力坍缩。这样星体就处于一段时期的平衡状态（比如太阳），时间可以持续高达1010年。当参与熔合反应的核被烧尽后，对外的压力减小，引力坍缩又开始，温度继续升高直到下一种更重的原子核开始燃烧。这种过程反复进行，不断产生出更重的核素。
为了描述在恒星中产生（几乎）所有已知的核种类，科学家们提出了八个独立的过程，分别为：氢燃烧过程、氦燃烧过程、α过程、e过程、s过程、r过程、p过程和x过程。其中e过程发生在非常高的温度下，并伴随许多其他反应，核稳定在以56Fe为中心的统计平衡状态，这是由最紧密结合的核主导的，而这种高温条件只有在中才能达到。s过程产生的核素可以一直持续到铅和铋，超过铋后产生的核经α衰变回到其他元素的l同位素。
英国天文学家提出恒星靠发生在其中心区域的氢核聚变来阻止自身的引力塌缩，氢核聚变会把 4 个氢原子核聚合成 1 个氦原子核，并释放大量的能量（此过程的能量转化率为 7‰，比烧煤的能量转化率要高上百万倍）。这些能量可以产生方向向外的辐射压，进而与恒星受到的方向向内的引力达到平衡。
当光子从恒星内部向外射出时，它们会撞到恒星表面的物质上，给它们一个向外的推力也被称为辐射压力，这个推力可以阻止物质向内塌缩。当辐射压力和引力达到平衡时，恒星就可以保持稳定。
爱丁顿极限可以用一个公式来表示：
其中，G是万有引力常数，M是天体的质量，mp 是质子的质量，c是光速，σT是电子的汤姆孙散射截面 。这个公式说明，极限和天体的质量成正比，即天体质量越大，它能发出的最大光度就越大。如果一个恒星在核反应过程中增加了自己的亮度，并超过了自己的爱丁顿极限，那么它就会失去平衡，抛出大量的物质，形成恒星风。
但在实际观测中，还可以看到一些超大质量恒星稳定存在。这些恒星的质量可以达到几百倍甚至上千倍质量 ，这样一来，它们产生的核聚变能量就非常巨大，以至于超过了爱丁顿极限。这样的恒星是如何存在的，目前还没有一个完整的解释，可能有一些未知的因素能突破极限。科学家猜测可能的原因有：恒星内部存在不同层次的对流区域，这些区域可以传递能量和物质，降低辐射压力；恒星表面存在强烈的磁场，这些磁场可以抵抗辐射压力；恒星周围存在，它可以提供额外的引力来稳定恒星。
赫罗图自一百多年前由两个天文学家（Ejnar Hertzsprung） 和 亨利·诺利斯·罗素（Henry Norris Russell）提出以来，始终是研究恒星结构和演化的最重要的工具之一。在赫罗图上（图1），恒星按照温度（温度）和光度（光度学）进行排列。处于不同演化阶段的恒星在赫罗图上占据不同的位置，例如，所有的都分布在一条狭长的主序带上。我们的太阳目前也正处在主序阶段。主序之后的演化阶段包括巨星（supergiant）阶段，（white dwarf）阶段等等。根据维恩定律（Wien’s law)， 恒星的颜色（color）由恒星的温度决定。温度越低的恒星颜色越红，在赫罗图上的位置越靠近右侧；反之，温度越高的恒星颜色越蓝，在赫罗图上的位置越靠近左侧。此外，质量越大的恒星光度越高，在赫罗图上的位置越靠近上侧；反之，质量越小的恒星光度越低，在赫罗图上的位置越靠近下侧。
赫罗图是一个给恒星分类的二维直角坐标系，其横坐标代表恒星的表面温度，而纵坐标则代表恒星的绝对亮度（绝对亮度是假定把天体放在离 32.6 光年远的地方，所测得的亮度）。
根据表面温度，恒星可以分为 O、B、A、F、G、K、M 七类。其中 O 型恒星的温度最高，超过 30000 ，主要发出蓝白光；而 M 型恒星的温度最低，介于 2400 开尔文到 3700 开尔文，主要发出橙红光。而根据绝对亮度，按由亮到暗的顺序，恒星又可以分为、亮巨星、巨星和。
后来人们发现，包括在内的绝大多数的恒星，都分布在赫罗图中一条从左上角延伸到右下角的对角线上（即赫罗图主序对角线）。赫罗图主序对角线上的所有恒星，其表面温度都与其绝对亮度呈正相关。
赫罗图彻底地改变了人类对恒星的理解。赫罗图的纵轴绘制的是恒星的光度，即能量输出；横轴绘制的则是恒星的表面温度。图中所显示的实际上就像是一张在随机的时间点上为恒星拍摄的集体合照，这些恒星散布在宇宙的不同位置，有着不同的亮度和颜色，在赫罗图中，可以发现包括在内的大多数恒星明显聚集在一条对角线上，从图的一角延伸到另一角。天文学家将分布在对角线上的恒星称为。
在恒星天体物理学中，习惯上用太阳值来表示恒星的性质，例如，2.2 M⊙， 1.3 R⊙等。当这些数据的单位要转换为国际单位制 （SI） 时，会引发问题和错误。
为解决太阳和值与国际单位制 （SI）之间缺乏既定的转换常数：缺少标准导致文献中太阳值（例如，太阳半径，太阳辐照度，太阳光度，太阳有效温度和太阳质量参数）引发的问题，发布了2015年第B3号决议，该决议建议使用标称太阳值和行星值，在定义这些值是准确的前提下，以国际单位制单位表示标称值。这些标称值仅可理解为转换系数，而不是真正的/行星特性或当前最佳估计值。
举例说明，如太阳光度（solar luminosity）是天文学中的一种光度单位，其值等于太阳的光度，即3.826E+26J/s，其标称太阳光度L☉ = 3.828×1026 瓦；太阳半径（solar radius）是天文学中的一种长度单位，其值等于太阳的半径，即6.9599E+5km，其标称太阳半径R☉ = 6.957×108 米；太阳质量（solar ）是天文学中的一种质量单位，等于太阳的质量，即1.989E+30kg。由于艾萨克·牛顿引力常数G的相对不确定性（10−4）很大，没有明确定义太阳质量☉。由于牛顿引力常数与太阳质量的乘积 （G☉）已经确定得更精确，国际天文学联合会将标称太阳质量参数定义为：标称太阳质量参数GM☉ = 1.3271244×10 20 米3/秒2。
1862年，德国天文学家弗里德里希·威廉·阿格兰德（Friedrich Wilhelm Argelander）提出了变星的编目方案，其亮度似乎随时间波动。在拜耳集团的方案的基础上，阿格兰德建议使用字母R到Z来表示每个星座中的变星（偶尔使用Q）。最初，九个可用的字母似乎足以标记每个星座中少量的变星。然而，随着变星数量的增加，阿格兰德的方案被扩展到两个字母的名字，然后包括数字。
恒星演化过程中，一些恒星会经历一些阶段，在那里它们可以成为脉动变量。脉动变星的半径和光度随时间变化，膨胀和收缩的周期从几分钟到几年不等，具体取决于恒星的大小。这一类包括造父变星和类造父变星，以及米拉等长周期变星。
喷发变星是由于耀斑或物质抛射事件而经历光度突然增加的恒星。这个群包括原恒星、沃尔夫·拉叶星和耀斑星，以及巨星和超巨星。
灾难性或爆炸性变星是那些性质发生巨大变化的恒星。该组包括新星和超新星。包括附近白矮星在内的双星系统可以产生某些类型的这些壮观的恒星爆炸，包括新星和1a型超新星。当白矮星从伴星中吸积氢时，就会产生爆炸，从而积累质量，直到氢发生聚变。一些新星是反复出现的，具有中等振幅的周期性爆发，由于外在因素，恒星的光度可能会有所不同，例如黯然失色的双星，以及产生极端星斑的旋转恒星。
现在的就正在合并十几万光年外的星系——和。它们未来都会和“盖亚香肠”一样，被吸收成银河系的一部分。据计算，在更遥远的40亿年后，银河系和仙女星系甚至会发生合并，形成一个新的星系。