恆星

人類對恆星的觀測歷史悠久。古埃及人以天狼星在東方地平線的出現的時刻，預測尼羅河的泛濫。中國商朝就設立專門官員觀測大火星（心宿二）在東方的出現，確定歲首的時刻；宋朝的司天監在觀測時發現了金牛座位置的超新星——天關客星； ^[3]  明朝的航海者則利用航海九星來判斷方向。

許多古代的天文學家都相信恆星被固定在永恆的天球上，並且永遠不會變化。經由相約成俗，天文學家將一羣一羣的恆星集合組成星座或者星宿，並且用它們來定位行星在天空中的運動。太陽在星空背景運動的週期被用來創造曆法和進行農耕時節上的指導。 ^[4]  現在幾乎全球都在使用的格里曆（公元紀年法）就是依據最靠近地球的恆星——太陽為基礎建立的。 ^[5] 

最古老的，標有精確日期的星圖出現在公元前1534年的古埃及。 ^[6]  伊斯蘭天文學家為許多恆星取的阿拉伯文名稱一直到今天都還在使用，他們還發明瞭許多天文儀器可以測量和計算恆星的位置。然而，很長一段時間內，人們對於恆星還有誤解。在1584年，焦爾達諾·布魯諾發展了尼古拉斯·哥白尼的日心説，認為天上的恆星像太陽一樣，也可能有其他行星，他因此被當作“異端”。古代的希臘哲學家德謨克利特和伊壁鳩魯曾經提出和他一樣的想法。17世紀牛頓發現萬有引力以後，人們對於恆星的誤解逐漸消除。貝塞爾在1838年首度利用視差的技術測出一顆恆星（天鵝座61）的距離是11.4光年，這揭示了太空的廣大和天體距離的遙遠。威廉·赫歇爾是第一位嘗試確定恆星在天空中分佈狀態的天文學家。在1780年代，他用量測器對600個方向進行了一系列的測量，計算沿着視線方向可以看見的恆星數目，從而繪出了第一幅銀河系（銀盤）的星圖。 ^[7] 

約瑟夫·夫琅禾費和安吉洛·西奇開創了科學的天體光譜學，他們發現恆星光譜中黑暗的譜線是由大氣層吸收特定頻率的波長造成的。20世紀，恆星研究開始轉向物理方向。1913年，赫羅圖問世，它推動了恆星物理學的研究，恆星內部結構的解釋和恆星演化的模型被成功地提出。因為量子力學的發展，恆星光譜中的問題也能很好地得到解決。當今世界，由於科學技術的迅速發展，各種望遠鏡不斷建成，人類對於恆星的研究越來越詳細了。

2023年，美國麻省理工學院研究團隊報道了一顆行星（ZTF SLRN-2020）或被宿主星“吞噬”的過程，或能作為恆星吞噬其某顆繞轉行星的直接證據。 ^[43] 

2024年，意大利天文學家在一顆年輕恆星周圍的圓盤中發現了水蒸氣，在距離地球450光年的金牛座的年輕類日恆星HL Tauri的內盤中，含水量至少是地球所有海水的3倍。這是科學家首次計算出恆星周圍水蒸氣的重量。 ^[45] 

中國古代的恆星命名法是把（主要是北方）星空分為若干星官。 ^[8]  各個星官包含的恆星數量多寡不等，少則一個，多則幾十個。所佔的天區範圍各不相同。在古代人的心目中，天和地一樣也應該有國家和社會，於是他們就類比地面上的情況，給天上的恆星對應地上的事物：天子、諸侯、軍隊等。其中還摻雜了很多神話成分。北方星空，恆星大體上可以分為三個垣：北天極附近的紫微垣、東方星空的太微垣和北方星空的天市垣。每一個垣裏有很多恆星，他們依據古人的想象中分擔不同的“職務”：紫微垣是天帝居住的地方，太微垣是天帝處理政務的地方，天市垣是進行交易的地方。每一個垣裏面都有各種恆星組成的事物或者官員。 ^[9-10] 

黃道及附近的恆星構成了二十八星宿。這些星宿是古人為了測量天體運動方便而設置的。同時將二十八星宿與東南西北對應劃分了四象。這種星宿的劃分對於農業生產活動的時間安排很有幫助。 ^[9] 

古人對於恆星的命名，基本上是按照”星宿/星官名+數字“來的。例如軒轅十四、參宿七、畢宿五等。也偶有例外，比如：東上相、北落師門、老人星等。

星座的概念在巴比倫時期就已經存在，古代的觀星人將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，和與它們相關形象的性質或神話。現代國際通行的星座劃分，可溯源至古巴比倫。古巴比倫遠在距今5000年前就有了最早的星座名稱。公元前13世紀，他們已劃分出黃道帶上的12個星座，稱為“黃道十二宮”，意為太陽週年運行過程中的12座行宮。位於黃道帶上的12個星座成了占星學的依據。許多明顯的單獨恆星也被賦予專屬的名字，也特別是以阿拉伯文和拉丁文標示的名稱。 ^[12]  後人又逐漸擴充，命名了更多星座。公元2世紀，天文學家托勒密在總結前人認識的基礎上，編制出含有48個星座的表。16至17世紀地理大發現又補充了南天的一些星座。這時的星座概念，還只是一些肉眼可見的亮星之間的組合，星座與星座之間並沒有明確的界限。隨着天文望遠鏡技術的發展，越來越多的暗星被發現和深入研究，但它們屬於哪一個星座，怎樣標記和稱呼它們，難以明確。

1928年，為了天文學研究的需要，國際天文聯合會在荷蘭萊頓舉行的大會明確地將全天空劃分為88個星座區域，沿天球赤道座標系的赤經、赤緯線曲折分界，保留住傳統的星座名字，用拉丁文規定其學術名稱和由三個明確大小寫的字母組成其縮寫符號，全世界統一使用。其後，中國天文學會又確定了星座的中文譯名，成為正式的學術名稱。 ^[13] 

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·弗蘭斯蒂德發明了依據赤經數值的弗蘭斯蒂德命名法。拜爾命名法是根據星座內每顆星的亮度，用希臘字母順序排列命名。例如天狼星是大犬座第一亮星，於是叫做大犬座α，織女星是天琴座α，參宿七是獵户座β。希臘字母用完了就用數字或者羅馬字母。 ^[8]  而弗蘭斯蒂德是按照恆星的赤經排序，而且只有北半球能看到的恆星有編號。

恆星的另一種命名法是星表命名法，這種星表是由天文學家依據觀測數據系統編纂而成的。例如波恩星表、HD星表、依巴谷星表、SAO星表、變星總表、星雲星團新總表、梅西耶星表、奧韋爾斯基本星表等等。它們把不同的恆星（或者是星系）分門別類，對號入座，而且內容精細，恆星數量多，極大地方便了天文學的研究。

現代天文學家研究恆星，最主要的信息源是來自恆星的電磁波輻射。現代人類雖然能在太陽系發射探測器甚至登陸星球，但是恆星之間距離是如此遙遠以至於人類幾乎無法對除太陽以外的恆星近距離探測。雖然除了電磁波以外，引力波、宇宙線等也能捕捉遠處恆星的蛛絲馬跡，但是這些觀測技術相對沒有電磁波觀測成熟。迄今為止，電磁波輻射仍然是獲取恆星（除太陽外）信息的最主要渠道。 ^[14] 

電磁波是原子中的電荷做變速運動時產生的。恆星有極高的温度，因此原子運動十分劇烈，電磁波輻射也非常強大。波長範圍從長波到γ射線都有。恆星的輻射穿過地球大氣層時，很多波段都被大氣分子吸收掉了。這種大氣屏蔽作用是地球生物的保障，沒有這些屏蔽，地球生物將受到威脅。但是這對於天文學來説卻是一種阻礙。幸好有兩個透明的窗口：光學和無線電，它們為人類天文學發展提供了必要的信息通道。

光學窗口是波長在0.35-22微米的波段，包含可見光和一部分紅外線。其中17-22微米是半透明的，1.1-17微米是間斷性窗口，即有若干小縫能通過輻射。無線電窗口是波長在1毫米至30米的無線電波段。1-40毫米的一部分微波也是半透明窗口。 ^[15]  因此，地面望遠鏡通常是光學望遠鏡和射電望遠鏡。比如：歐南台甚大望遠鏡（VLT）、500米口徑球面射電望遠鏡（FAST）、大天區多目標光纖光譜望遠鏡（LAMOST）等。

恆星明亮的程度被稱作視亮度。天文學家把亮度分成若干等級，這就是視星等。早在公元2世紀，古希臘天文學家喜帕恰斯就把肉眼看到的幾千顆恆星分為6等。最亮的是1等，最暗的6等。兩個恆星如果亮度相差100倍，那麼它們的的視星等相差5等，這很服從人眼的生理感受。星等和亮度的關係式為：

。恆星的星等千差萬別，有的比0等星還亮，有的則很暗。人眼目視的極限星等一般為6.5等，而藉助大型望遠鏡和電子目鏡可以看到20等以下的星體。

恆星的視星等並不能反映恆星真正的光度，因為恆星距離地球遠近不同。地球上看，太陽是最亮的恆星，但是織女星的亮度是太陽的6萬倍，由於離地球十分遙遠，它的視星等只有0等，比太陽暗多了。 ^[16]  天文學家為了比較恆星真實的發光差距，定義了絕對星等：恆星在10秒差距處的視星等。設恆星在

處，亮度為

，在距離為

秒差距處亮度為

，則視星等(

)和絕對星等(

)具有如下關係：

數學變換後就是距離模數公式：

，其中m-M叫做距離模數。

太陽的視星等有-26.7，但是絕對星等只有4.75。雖然天狼星的視星等是-1.46，但是它的絕對星等有1.41。

恆星真正的發光本領通常用光度來表示。恆星的光度定義為在觀測點與視線垂直的平面上，星光產生的照度。 ^[15]  。照度就是物體為被照亮的程度，單位為勒克斯（lx）。1勒克斯相當於1支標準蠟燭在距離1米處所產生的照度。光度的測量有光電光度測光、CMOS、CCD測光。 ^[17]  另外，還有熱星等，輻射功率等物理量，它們也可以表示恆星的發光本領。

在地球上確定恆星的位置，只需要確定其在天球上的座標和距地球距離即可。

確定恆星在天球上的座標，通常需要規定天球座標系。一般有地平座標系、赤道座標系、黃道座標系和銀道座標系等。所有天球座標系都規定了基本軸、基本點和度量方向範圍。現在有了大規模巡天數據，獲得恆星的天球座標很容易。難點在於測量恆星距離。

測量恆星距離有幾種方法：三角視差法、分光視差法、造父視差法、標準燭光法等。

三角視差法指比較不同時間（一般是半年）拍攝的同一天區的照片進行比對，測出因為地球公轉導致的恆星週年位置變化，再用解三角形的方法算出距離。由於測角精度受到0‘’.01的限制，三角視差法只適用於距離小於100秒差距的恆星。近些年一些高精度天文觀測衞星的發射，可以把精度進一步提高。已測出三角視差的恆星約有10,000顆。分光視差是用分光技術，得出恆星的光譜，再用光譜中的某些特徵推知恆星的絕對星等，最後用距離模數公式算出距離。恆星光譜中的氫巴爾末線的寬度、一些金屬元素例如鋰、鈣、鉀、鎂的譜線強度都和絕對星等有關。對於較遠的恆星，分光視差法的精度還是不錯的。已測的分光視差數據的恆星約有60,000顆。 ^[18] 

造父視差法是利用造父變星距離測定恆星所在星團或星系的距離。造父變星是一類存在嚴格周光關係的變星。造父變星的距離根據光度和週期就可以算出。在測定河外星系距離時，只要找到了其中一顆造父變星，就能很方便地估計該星系的距離。 ^[16] 

標準燭光法是利用Ia型超新星測量遙遠星系的距離。Ia型超新星的光度是恆定的，因此只要在河外星系中找到Ia型超新星，這個星系的距離就能很方便地測出。對於更遠的星系（15G秒差距開外）則只有利用哈勃關係測距比較準確。如果還有更遙遠的星系，那麼天文學家目前也無力測出其距離。

恆星在三維空間中的運動，需要三個參量來描述。沿視線方向的運動稱作視向速度；在與視線垂直平面（天球）上的運動稱作自行。

由於距離遙遠，恆星的自行可以考慮為勻速直線運動，單位取角秒/年。自行值的大小顯然與恆星的遠近有關。目前已知自行最快的是巴納德星，為10.3角秒/年， ^[19]  而它距地球5.9光年。 ^[18]  精確測定恆星的自行非常困難，天文學家所用的方法也是拍攝同一天區不同時間的圖片，時間間隔幾年到幾十年不等。

恆星的視向運動有趨近和遠離兩種可能。天文學家採用多普勒效應，利用恆星光譜某些特定的譜線的位移來判定其藍移或紅移的大小。

在可見光範圍內，不同波長的光給人眼視覺感受不同。各種頻率的光混合在一起，給人眼的感受就是白光。如果某種頻率的光波佔比較大，混合光就偏顯某種顏色。太陽光是偏黃的白光，天空的藍色是由於地球大氣層偏重於散射藍光造成的。恆星顏色的不同也是其輻射波長的比例各不相同。輻射通過介質時會發生折射，頻率不同，折射率就不同。當一束平行的太陽光射入空中一小水滴時，波長最短的紅光，在水珠中的折射率最小，使得其出射光線與入射光線構成最大夾角，而波長最短的紫光，在水珠中的折射率最大，這就形成了彩虹。 ^[20]  同理，利用稜鏡可以得到太陽的七色光，這就是光譜。最早的光譜就是把稜鏡放到望遠鏡前得到的。

1814年，德國物理學家約瑟夫·夫琅禾費發現了太陽的“連續光譜”背景上有細細的黑線。1859年基爾霍夫和本生發現高温下的化學元素髮出的光不是連續的，每種元素被加熱時，其蒸汽都會產生特有的亮線。這意味着每種化學元素都有它自己的特徵性光譜，因而任何物質的基本成分都可以根據該物質所發射的光譜來測定。而且高温元素的光穿過低温元素的蒸汽後，亮線就消失了，留下一道道暗線，這就是吸收線。光譜分析法由此誕生。這表明了，在地球上可檢測出1.5億千米之遙的太陽上的化學元素組成。 ^[21] 

現代天文學中，光譜分析已經是非常重要的研究方法了。除了使用稜鏡獲得光譜，最先進的方法是光柵攝譜。光柵是一種精密的光學元件。在非常光潔的光學平板上刻畫出許多間隔相等的平行細線，做成光柵。利用干涉和衍射的疊加可以使光通過光柵，分解成光譜。如果使用光導纖維將望遠鏡焦面上的星像導入多台光柵攝譜儀上，就能同時得到許多恆星的光譜。 ^[22]  現在，還有全息光柵，階梯光柵等更為先進的分光器件。 ^[23] 

光譜是恆星的身份證，每個恆星的光譜各不相同。20世紀初，哈佛大學天文台對已經拍到的50萬顆恆星的光譜進行了研究，並對它們分類。分類的依據有：連續譜的能量分佈、譜線的密度和強度、特徵譜線的化學元素等。這種分類就是哈佛分類法。恆星的光譜被分為7類，用英文字母標註；每種類型還有10個次型，用阿拉伯字母標註。例如織女星是A0型，天狼星是A1型，太陽是G2型。但是並不是每個次型都有對應的恆星。

R、N、S三個亞型僅反映化學組成的差別。R、N型光譜中有較強的碳分子和氰分子吸收帶，故有時稱R、N型星為碳星。S型光譜和M型類似，但有很強的氧化鋯吸收帶且伴有氫的發射線。在以太陽為中心的450秒差距範圍內，B型星佔比1%，A型星佔比約1.5%，G型約佔13%，K型約佔20%，M型約佔56%。可見低温度星比高温度星多很多。

20世紀40年代，美國天文學家摩根和凱南提出另一種分類法（MK系統分類）：在以温度為基礎的哈佛分類法上，再加一個光度數據。光度共七級，用羅馬數字表示，並附在恆星的哈佛分類後面：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。如果有必要，在羅馬數字後面加小寫英文字母排列光度順序。亮度大的為巨星，小的為矮星。太陽的光譜型是G2V。而參宿七的光譜型是B8Ia，這表明它是一顆藍白色超巨星。 ^[18] 

赫羅圖是表示恆星光譜型和光度關係的圖，由20世紀初的科學家赫茨普龍和羅素各自獨立創制。 ^[25]  赫羅圖的縱座標是恆星的光度，橫座標是恆星的表面温度或光譜型。從赫羅圖上可以看出，大多數恆星組成一條從左上角綿延到右下角的序列，這條序列叫做主星序，其中的恆星叫主序星。主序星包括我們能觀測到的恆星的90%。主星序表明，大多數恆星都服從温度越高光度越強的規律，這也是斯特藩-玻爾茲曼定律顯示的必然結果。另一支密集羣較短，呈左低右高走向，分佈在圖的右上方，這條序列叫做巨星序。一般是紅巨星和紅超巨星，例如大角星和參宿四。此外還有一部分散落在主星序的左下方，它們一般是白矮星。天狼星的伴星就是一顆白矮星。恆星的原材料——星際雲——在赫羅圖的最右邊。中子星和黑洞由於沒有光學觀測數據而不能在赫羅圖上呈現。 ^[26] 

2023年，天文學研究指出，位於貧金屬恆星宜居帶的行星，可能是搜尋潛在生命的最佳地點。 ^[42] 

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、温度、光度、體積和質量保持相對不變。

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佔整個壽命的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。 ^[18] 

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，再測量其運動週期就可以得出質量。這種不是因為恆星物理原因變化的變星叫做食變星。

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）。它的軌道週期為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。 ^[18]  典型的食雙星還有漸台二等。

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週期性的紅移和藍移，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，但是表現出週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。 ^[28] 

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羣、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。 ^[28] 

此外，還有激變雙星、活動色球雙星、X射線聯星等雙星系統。

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。“獵户座四邊形”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。變化的形式可能是週期性的脈動，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，不侷限於可見光）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。這是主序星脱離主星序後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後的情況（沒有摩擦），脹縮不已。 ^[18]  混沌理論發展後，對於脈動變星的不規則的混沌脈動也能有很好的解釋。 ^[29] 

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次脈動後就該停止。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，其光變週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。

蒭藁型變星的光變幅度大，變化星等可能達到6等，光變週期從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，平均週期為332天。

凡是光變週期在1-135天，週期非常穩定的脈動變星都歸類為長週期造父變星。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）。造父一的光變週期是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週期的人是古德利克。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：光變週期越長，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。

這種變星光變週期小於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週期造父變星有所不同。 ^[30] 

這種星的數量約佔脈動變星總數的四分之一。其光變週期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，但是經過長時期後，週期和光變曲線會發生變化。 ^[31] 

這種變星光變幅度不超過0.25等，週期小於1天，光變曲線每週期都不相同。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。 ^[31] 

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盪現象，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10⁷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。星震學發展後，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。

這種變星亮度不變，但是其磁場和光譜都有明顯的週期性變化。典型的是獵犬座α²。它在5.469天的週期內磁場強度從+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天的週期內磁場從-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，隨着恆星自轉，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。

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），比較容易鑑別，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^-5太陽質量/年），因此壽命相當短促。典型的是WR124，位於天箭座。

這種星由意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^-7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，週期約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高速旋轉，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。

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。耀亮也伴隨着射電輻射和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：

¹H+¹H——>²D+e⁺+ν （1）

²D+¹H——>³He+γ （2）

³He+³He——>⁴He+2¹H （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箇中微子。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：

4¹H——⁴He+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：

¹²C+¹H——>¹³N+γ （1）

¹³N——>¹³C+e⁺+ν（2）

¹³C+¹H——>¹⁴N+γ （3）

¹⁴N+¹H——>¹⁵O+γ （4）

¹⁵O——>¹⁵N+e⁺+ν（5）

¹⁵N+¹H——>¹²C+⁴He （6） ^[33-34] 

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。

恆星起源於星際物質。星際物質充滿宇宙空間，平均密度約為10^-24克/立方厘米。星際空間的温度約為10-100開。星雲在星際物質相對集中的地方形成。系統提出恆星形成理論的是康德和拉普拉斯。他們提出了恆星形成的星雲學説。用科學方法研究恆星起源的第一人是英國天文學家詹姆斯·金斯，他提出的位力定理認為，一定量的星際物質受到引力擾動（例如超新星爆發）後，只要滿足一定條件（金斯質量），星際物質之間的引力就會起主導作用，使它們坍縮成密度更大的星雲。密度大到一定程度時，星雲就會分裂成若干團塊。團塊的密度更大。此後各個團塊繼續坍縮、分裂，直到幾個更小的團塊質量為0.08-150太陽質量時，便不再分裂，反而會愈發聚攏。終於，引力的壓迫點燃了團塊內的熱核反應。熱核反應提高了恆星內部壓強，進而阻止坍縮。等到熱核反應能維持恆星自身動態的熱平衡時，這顆恆星就完全誕生了。以上就是恆星誕生的標準模型。然而，實際情況下的恆星形成模型必須按質量進行分類討論。一般來説，小於2-3倍太陽質量的是小質量恆星，大於8倍太陽質量的是大質量恆星，中間是中等質量恆星。

各種氣態的星際介質裏，密度最大，温度最低的就是分子云，而它是恆星形成的關鍵場所。銀河系中的分子云大小不一，形態各異。小分子云只有幾倍太陽質量，是孤立恆星形成的區域，而大分子云則可達到數百萬倍太陽質量。分子云密度較高的地方是團塊，密度更高的則被稱為分子核。分子云本身是星際介質凝聚的結果。依據現代天文學觀點，分子云是由中性氫雲在引力波或者超新星爆發產生的衝擊波影響下凝聚的。分子云除了充滿大量氣體以外，還有很多星際塵埃。這些塵埃能夠吸收環境中的高能光子，以保護分子云免受攻擊而破碎。而且，星際塵埃組成的化學元素比較豐富多樣，這也有利於恆星的形成。 ^[35] 

標準模型很符合中小質量恆星形成的過程。分子云形成不久後，雲中的團塊開始分裂，坍縮。一個分子云團塊可以分裂成非常多的小團塊，而每一個小團塊都能形成恆星。參考其中一個小團塊的坍縮：團塊的坍縮是從裏向外開始的，物質以高速向團塊中心落下，其勢能轉化為動能。到達中心後，物質減速，動能轉化為內能，形成輻射。由於分子云比較厚，輻射不易散發，轉而被其它物質吸收。隨着大量物質的下落，中心温度不斷升高，輻射壓力不斷增大，最終達到平衡態。此時，未落下的物質受到的引力和輻射壓力平衡，它們不再下落，一顆恆星胚胎（原恆星）就誕生了。這個恆星胚胎和真正的恆星相比，質量和密度都比較小，體積比較大，因此還不能算作恆星。

原恆星的周圍存在吸積盤，原恆星以盤吸積的方式充實自己。這樣做是為了轉移吸積物質的角動量。由於分子云存在自轉，根據角動量守恆，物質離旋轉中心越遠，角動量就越大。如果直接吸積，過大的角動量可能會將原恆星撕裂，吸積盤可以轉移這些角動量，而且恆星自身也可以在磁場的幫助下把角動量過大的物質甩出去，形成噴流。噴流與星際物質交互時，會形成赫比格-哈羅天體。這種天體由美國天文學家喬治·赫比格和墨西哥天文學家吉爾莫·哈羅發現。

隨着吸積的進行，原恆星質量越來越大，亮度也開始增大，温度升高。同時，原恆星的恆星風很強勁，它可以吹走周圍的物質，從而減緩質量增長。與此同時，原恆星也在收縮，加熱內部物質。當原恆星周圍的物質吹走得差不多了，吸積盤裏也沒什麼東西時，原恆星進化為主序前星，它就可以在光學波段被觀測。日本天文學家林忠四郎發現，主序前星集中在赫羅圖右側一個狹小的垂直區域——林忠四郎線——內。在這裏，恆星整個星體處於對流狀態，內部温度攀升到100萬開，核反應（主要是氘作為燃料）在中心開始進行。氘在中心的含量很少，對流會把表面的氘帶到核心。此時星體停止收縮，輻射壓力和引力達到平衡。但是氘只夠用約十萬年，氘用完後，輻射壓力降低，主序前星收縮，核心温度上升，星體就脱離了林忠四郎演化程。等到核心温度上升到700萬開後，氫開始作為燃料。此時主序前星的亮度不變，表面温度上升，進入亨耶演化程。這是由美國天文學家亨耶提出的。主序前星沿着亨耶演化程走一段距離後，氫的核反應趨於穩定，星體停止收縮，再次進入平衡態。此時，一顆恆星真正誕生了，它從此正式進入主序。

對於大質量恆星，其亨耶演化程比較長久，林忠四郎演化程比較短暫，小質量恆星則反之。 ^[35] 

標準模型可以很漂亮地解釋中小質量恆星的形成，對於大質量恆星形成問題則一籌莫展。 ^[36]  首先是大質量恆星離地球非常遙遠，最近的大質量恆星形成區——獵户座大星雲（M42）——離地球也有1500光年。其次，大質量恆星形成區的環境比較複雜，其中充滿了紛亂的氣體流和組成元素複雜的星際塵埃，還有猛烈的恆星風。儘管獵户座大星雲十分優美，但是過於複雜的環境給恆星觀測帶來了困難。此外，大質量恆星的壽命很短，基本上小於1億年，這導致了可研究的樣本很少。最後，這種恆星形成速度非常快，從誕生到主序只要幾十萬年，可謂是曇花一現。

現代天文學家支持坍縮吸積模型。當然也有其它模型，比如並和模型認為，大質量恆星是小質量恆星合併而來的。但是小於40倍太陽質量的大質量恆星，坍縮吸積模型是符合的。

大質量恆星形成是從紅外暗雲階段開始的。紅外暗雲是温度極低（約10開）的分子云，形態上表現為纖維狀結構，纖維中包含大質量高密度（每立方厘米約百萬個分子）冷分子核，這是大質量恆星的前身。之後核開始坍縮、加熱，密度可以達到每立方厘米一千萬個分子。此時核中心已經形成一箇中等質量的天體並且開始熱核反應，並進行劇烈的吸積。吸積摩擦產生輻射，加熱了周圍的氣體和塵埃，導致分子云温度上升（可達到150開），並且還有隱約的噴流，但是分子云太厚，在光學波段依舊不能看見它。吸積繼續進行，待超緻密電離氫階段開始後，由於核心温度已經很高，核中的中等質量天體已經大規模燃燒氫，周圍的吸積物質還沒有完全被吸完，劇烈的恆星風就迫不及待地將它們打散。恆星的周圍還充滿了由於温度太高而被電離了的氫離子，這個區域叫做電離氫區。由於引力作用，電離的氫不能離恆星太遠，吸積作用也還可以進行一段時間。此後恆星體積越來越大，有可能吸積盤都能被恆星吞噬。恆星風越來越強，吹走了大量的物質，電離氫區的密度也越來越高（有可能達到每立方厘米一萬個電子），並且範圍增大。但是隨着恆星周圍物質被吹走，恆星體積就不再膨脹，電離氫區的密度隨着範圍擴大而降低，從而形成了平常的電離氫區。大質量恆星強烈的恆星風和輻射可以改變周圍空間的結構，膨脹引起的激波可以壓縮星際介質。這幾個因素相互作用最終可以導致星際介質的再坍縮，觸發更多恆星的形成。由於大質量恆星壽命短，在新恆星未成熟時就可能成為超新星，但是超新星的巨大能量又能導致恆星形成，還能形成重元素。因此，大質量恆星是宇宙中必不可少的關鍵天體。 ^[37] 

恆星在主序星演化的特點是恆星內部進行着以氫作為燃料的核聚變。主序星是穩定星，且不同主序星在光譜型和光度方面表現出的差異完全由其質量決定，因此主序星是簡單的。

因為主序星的能量僅靠氫的核聚變產生，所以只要知道了其總質量和氫、氦和重元素的含量，就可以計算出主序星的各種物理參數，甚至可以預測它的演化。愛丁頓説：”沒有比恆星更簡單的東西了。“説的就是這個意思。如果給出幾個關於主序星的假設：

1.恆星的幾何結構為球對稱結構；

2.恆星內部由多層構成，每一層的温度、壓強、密度、不透明度、成分等都是均勻一致的。

3.恆星內部穩定，處處滿足流體靜力學的平衡條件；

4.不考慮恆星的磁場力、潮汐力和自轉。

就可以從這些假設中推出主序星的5個方程：（推導過程省略）

1.質量方程

考慮恆星的某一殼層，半徑為r，厚度為dr，密度為ρ(r)，則從球形到該層的球體質量為：

2.平衡方程

設半徑為r處的壓強為p(r)，球體質量為M(r)，萬有引力常數為G，則有以下等式：

3.光度方程

設L為光度，ε為恆星內部單位質量的產能功率，則有以下等式：

4.輻射轉移方程

設T(r)為球殼內温度，K(r)為吸收係數或不透明係數，σ為斯特潘常量，則有以下等式：

5.物態方程

設恆星內部為理想氣體，μ(r)為平均分子質量，mH為氫原子質量，k為玻爾茲曼常量，c是光速，則有以下等式：

如果去掉一系列假設，那麼公式和計算將相當複雜。 ^[38]  當然，通過高性能計算機，恆星的各個物理參數也能很方便地算出，經過比較，結果和實際符合得很好。對於處在主序階段的恆星，其質量只有輕微損耗，因此物理參數變化是相當緩慢的。當質量發生突變時，恆星也就會進入另一個階段。

主序星的化學成分基本相同：氫佔70%-75%，氦佔24%-25%，其餘為重元素（主要是碳、氧等，富金屬星還有更多重元素）。大部分的氦是宇宙大爆炸初期創生並保存下來的。根據統計，銀河系內，主序星的數量約佔恆星數量的90%。質量越大的恆星，內部温度越高，熱核反應越劇烈，其壽命也就越低。小質量恆星的壽命會很長。30倍太陽質量的恆星只能在主序停留100萬年，而0.5倍太陽質量的能停留1000億年。主序星的質量也有限制。目前上限還不能確定，但是下限——0.08倍太陽質量——是確定的。質量小於下限的“恆星”，內部温度太低以至於不能發生熱核反應，因此不具備成為恆星的資格，它們被歸類為褐矮星。大質量恆星由於結構複雜，所以仍不清楚到底能大到多少。

當恆星中熱核反應的燃料氫逐漸轉化為氦時，氫聚變就不能維持下去了，恆星的結構就會發生顯著變化。此時一顆恆星就度過了漫長的主序，來到了它的老年。

温度達到10⁸開以上時，氦原子核將作為燃料，最終生成氧元素。這一步叫做氦燃燒。温度到8*10⁸開時，碳和氧進行燃燒，最終形成鎂、硅、磷、硫四種元素。温度到3.5*10⁹開時，鎂原子核和硅原子核進行光裂變反應，生成鋁、氖、氧元素，同時發射質子、中子和氦原子核(α粒子)。而氦原子核和硅還有其它元素反應，生成硫、氬、鈣、鈦、鉻、鐵、鎳元素（α過程）。鐵和硅是硅燃燒的爐渣，而且是所有恆星中進行的聚變反應的爐渣。總的來看，熱核反應產生的能量是越來越少的。鐵的比結合能最大，這意味着無論向更重元素還是向更輕元素變化，都要吸收能量而不是放出能量。因此，鐵的形成標誌着恆星（一般是大質量恆星）已經瀕死，最終將會以極為壯烈的爆炸中結束一生。以下是各個反應的具體過程：

1.碳燃燒

——————{²⁰Ne+⁴He

¹²C+¹²C—>{ ²³Na+H （表示三反應同時發生，下同）

——————{²⁴Mg+γ

²⁰Ne+γ—>¹⁶O+⁴He

²⁰Ne+⁴He—>²⁴Mg+γ

2.氧燃燒

——————{²⁸Si+⁴He

¹⁶O+¹⁶O—>{³¹P+¹H

——————{³²S+γ

3.光裂變反應

²⁸Si+γ—>{²⁴Mg+⁴He

—————{²⁷Al+¹H

²⁷Al+γ—>²⁶Mg+¹H

²⁶Mg+γ—>²⁵Mg+N（N為中子）

²⁵Mg+γ—>²⁴Mg+N

²⁴Mg+γ—>²⁰Ne+⁴He

²⁰Ne+γ—>¹⁶O+⁴He

¹⁶O+γ—>¹²C+⁴He

4.硅燃燒（α過程）

²⁸Si+⁴He—>³²S

³²S+⁴He—>³⁶Ar

³⁶Ar+⁴He—>⁴⁰Ca

⁴⁰Ca+⁴He—>⁴⁴Ti

⁴⁴Ti+⁴He—>⁴⁸Cr

⁴⁸Cr+⁴He—>⁵²Fe

⁵²Fe+⁴He—>⁵⁶Ni ^[38] 

一些行星狀星雲(5張)

當一顆恆星質量小於2.3倍太陽質量的恆星演化到主序晚期，核心的氫已經燃燒殆盡。在温度還沒達到讓氦發生反應的時候，它沒有足夠的輻射壓維持自己的平衡態，於是核心不可避免地收縮。這種收縮把引力勢能轉換為內能從而提高温度，使得核心温度能夠引發氦聚變，甚至由於反應過於劇烈，會發生氦閃現象。同時核心對外輻射多餘的熱能使得外層物質被推開，造成核心收縮，外層膨脹的現象。核心開始聚變後，核心外圍由於還有未用完的氫，在輻射加熱下重新開始氫聚變。這時候恆星的核心是氦聚變，核心外圍是氫聚變，恆星又得以煥發活力。核心所產生的能量使得恆星外層不斷膨脹，表面温度則一再降低直到4000開以下。這時恆星發出紅色的光，體積巨大無比，被稱之為紅巨星。北河三（雙子座β）、畢宿五（金牛座α）、大角（牧夫座α）等都是紅巨星。

當紅巨星中的氦耗盡時，剩下碳和氧，這時恆星也會向之前一樣，在重力作用下急遽收縮。但是恆星質量不夠大，引力無法使得核心温度升高引發碳燃燒和氧燃燒。這樣收縮只能讓碳-氧核心外圍的氦繼續燃燒。這一狀態維持不了多久。在恆星徹底喪失活力之後，整個恆星的不穩定性增加，引力作用導致核心密度越來越高。當密度達6*10⁷克/每立方厘米時，由於泡利不相容原理，電子產生簡併壓力，使得物質不再被壓縮，而温度維持在5萬開，體積很小，此時核心就形成了一顆白矮星。與此同時，恆星殼層脱離了束縛，擴展到很大的範圍，形成了行星狀星雲。行星狀星雲演化很快，它以10-30千米/秒的速度膨脹，越來越稀薄，約5萬年後，行星狀星雲就會被吹散。

太陽是小質量恆星。再過50億年，太陽也將變為一顆紅巨星。這時候太陽會膨脹，其半徑可大到包含地球甚至火星軌道的地步，那時地球或許已經被吞噬殆盡。不久後核心再次收縮，變為白矮星，而外殼變為行星狀星雲。

如果一顆恆星質量在2.3到8.5倍太陽質量，核心的氫燃燒完畢後，核心少許收縮，但是由於其質量很大，核心可以平穩地進入氦燃燒階段。如果恆星質量接近3倍太陽質量或更小，那麼其表面温度為5000開，為紅巨星；如果質量超過7倍太陽質量，表面温度將達到1萬開，此時是巨星但並非紅色。中心的氦燃燒完畢後，核心再次收縮。由於質量大，引力勢能產生的温度和密度足夠引發碳燃燒，核心温度再一次升高，但是碳燃燒以非常快的速率進行，以至於核心來不及膨脹以減緩反應速度，碳就燃燒完畢了。這種非常迅速的碳燃燒被稱為碳閃，它也許會導致恆星的不穩定狀態，甚至導致爆炸，毀滅這顆恆星。如果倖免於此，那麼恆星也終會變成一顆白矮星。

大質量恆星由於總質量巨大無比，以至於碳燃燒也能很平穩地進行，不至於發生碳閃。核心碳燃燒的同時，外殼中的氫和氦也在燃燒。核心部分的碳燒完後，温度已經達到10億開以上，氧燃燒開始了。如果温度高到20億開，硅也能開始燃燒。考慮極端情況，這時候的恆星已經變成了巨型的“洋葱頭”：核心部分由爐渣——等離子態的鐵——組成，外側由各種殼層組成，每一層都在進行着不同類型的核反應。這時候恆星已經膨脹得非常大，成為紅超巨星。更重元素的燃燒時間相對於更輕元素的短。對於一個25倍太陽質量的恆星，氫可以持續燃燒700萬年，氦可以燃燒50萬年，碳燃燒600年，氧燃燒1個月，而硅只能燃燒1天。離開主序之後的不穩定燃燒可能使恆星多次進入脈動變星狀態。參宿四（獵户座α）、心宿二（天蠍座α）都是紅超巨星。大質量恆星將會在超新星爆炸中結束自己的一生。

雙星演化機制雖然和單獨恆星相同，但是由於兩顆星之間的物質交流頻繁，一些雙星的演化遠比單獨恆星複雜（密近雙星更為複雜）。雙星種類繁多，不同質量的主序星、白矮星、脈動變星、中子星、黑洞等等進行組合，要總結出一般規律很不容易。又因為恆星風、物質交換、吸積甚至其中一顆星爆炸等各種情況，研究它們愈發困難。現在雙星演化的理論和觀測尚有很多不完備之處，有待進一步研究和觀測。

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佔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裏統統失效。

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。雖然恆星充滿着等離子體的物質，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。白矮星形成時的温度很高，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。

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，週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。

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，温度很高。當温度達到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。光度到達高峯之後，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。

超新星的類型主要按光譜型分類。I型超新星有着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。

一些超新星遺蹟(3張)

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，温度可能會飆升到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箇中子，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，這意味着核心輻射壓力驟降，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，巨量的物質攜帶着巨大的能量，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。超新星爆發後，留下的是超新星遺蹟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。

2022年3月30日，美國國家航空航天局表示，哈勃空間望遠鏡藉助“引力透鏡”效應發現了人類迄今觀測到的最遙遠單顆恆星。這顆恆星誕生於宇宙大爆炸後的不到10億年內，距離地球約280億光年。 ^[41] 

2023年6月9日，《科學》雜誌在線發表高海拔宇宙線觀測站（LHAASO，中文簡稱“拉索”）國際合作組的論文——《極亮伽馬射線暴221009A窄噴流的萬億電子伏特餘輝》。位於中國四川的“拉索”，首次完整記錄了大質量恆星死亡瞬間萬億電子伏特伽馬射線爆發全過程，揭開了這次爆炸事件的面紗。 ^[44]