恒星演化
恒星的演化过程
恒星的演化过程恒星是宇宙中最常见的天体，它们产生能量、发出光和热，维持着宇宙的平衡。
然而，恒星并非永恒存在，它们也经历着不同的演化过程。
本文将探讨恒星的演化过程，从恒星的形成到最终的寿命终结。
1. 恒星的形成恒星的形成始于分子云中的巨大气体密度增加到一定程度，导致引力开始起作用。
云中的气体开始坍缩，并形成一个密集的核心。
这个核心经过进一步的坍缩和旋转，形成一个星云，也称为原始星团。
2. 主序星当原始星团中心的温度达到几百万摄氏度时，核聚变反应开始发生，氢原子核融合成氦原子核，释放出巨大的能量。
这种热核聚变反应维持了主序星的光和热的持续输出。
主序星是恒星演化的最长阶段，太阳就是一个典型的主序星。
3. 红巨星主序星在核聚变过程中不断消耗氢燃料，一旦氢燃料耗尽，核心会开始塌缩。
这个过程中，外层氢气层开始膨胀，恒星外观变得更大，亮度更高，成为红巨星。
红巨星是恒星演化的重要阶段之一。
4. 恒星核融合的终结在红巨星的演化过程中，氢的核融合停止，核心逐渐变得不稳定。
当核心质量超过一定限制时，引力将无法支撑住核心，核心开始坍缩，并发生剧烈的核反应。
这一过程被称为超新星爆炸，释放出大量的能量和物质。
5. 超新星爆炸与恒星残骸超新星爆炸将外层物质抛射到宇宙空间，形成美丽的超新星遗迹。
而核心部分则可能演化为一种致密的天体。
如果核心质量大于太阳的大约三倍，它将变成一个中子星。
如果核心质量超过太阳的约五倍，它将演化为一个黑洞。
总结：恒星的演化过程经历了形成、主序星、红巨星、超新星爆炸和残骸阶段。
每个恒星的演化过程与其质量有关，质量较小的恒星可能只演化为白矮星，而质量较大的恒星可能演化为中子星或黑洞。
这些演化过程是宇宙中恒星多样性的原因，也是宇宙中各种有趣天体现象的来源。
对于了解宇宙的演化和恒星的命运，恒星的演化过程有着重要的意义。
恒星演化的主要阶段和特征
恒星演化是指从恒星形成到死亡的过程。
恒星的演化主要包括以下几个阶段：
1. 恒星形成阶段：在星云中形成原恒星，通过引力作用将气体和尘埃吸积聚集，温度和密度逐渐升高，最后形成恒星。
这个阶段通常会持续几百万年。
2. 主序星阶段：在这个阶段，恒星处于稳定的状态，核心中的氢原子核不断发生核聚变反应，产生大量能量，维持其亮度和温度。
这个阶段的长度取决于恒星的质量，太阳的主序星阶段大约持续100亿年。
3. 红巨星阶段：当恒星核心中的氢原子核耗尽时，核聚变反应停止，外层物质不断膨胀，恒星体积庞大，表面温度降低，亮度增加，进入红巨星阶段。
这个阶段的长度也与恒星的质量有关，太阳的红巨星阶段大约会持续5亿年。
4. 行星状星云阶段：在恒星的外层物质逐渐膨胀的过程中，恒星会逐渐失去大部分物质，外层物质被抛射出去形成行星状星云。
这个阶段通常只持续几万年。
5. 白矮星阶段：在恒星失去大部分物质后，其核心会逐渐冷却并收缩，最终形成一个致密的球状天体，即白矮星。
这个阶段的长度取决
于恒星的质量，太阳的白矮星阶段预计会持续约100亿年。
6. 中子星或黑洞阶段：如果恒星的质量足够大，在白矮星阶段结束后，其核心会继续收缩，形成中子星或黑洞。
这个阶段的长度也取决于恒星的质量和初始构成。
总体来说，恒星演化的主要特征是其质量和演化阶段的变化，不同质量的恒星会有不同的演化轨迹和时间。
同时，随着恒星的演化，其表面温度、亮度、大小和颜色等特征也会发生显著变化。
恒星的演化从云气到白矮星
恒星的演化从云气到白矮星恒星是宇宙中最为常见的天体之一，它们以其巨大的质量和强大的能量释放而引起了人们的广泛关注。
然而，恒星并非一成不变的存在，它们经历着漫长而复杂的演化过程。
本文将从云气形成开始，逐步介绍恒星的演化过程，直至最终成为白矮星。
1. 云气的形成恒星的演化始于巨大的气体云团，这些云团主要由氢和少量的其他元素组成。
这些云团通常位于星际空间中，由于引力作用，云团逐渐收缩并形成更加密集的区域，这就是恒星形成的起点。
2. 恒星形成当云团收缩到足够高密度时，其中心区域开始产生高温和高压条件。
在这种条件下，氢原子核开始发生聚变反应，将氢转化为氦，并释放出巨大的能量。
这个过程被称为核聚变，是恒星内部能量产生的主要机制。
3. 主序星阶段一旦恒星形成，它将进入主序星阶段。
在这个阶段，恒星的核聚变反应持续进行，通过将氢转化为氦来释放能量。
这种平衡状态使恒星能够维持稳定的大小和亮度。
4. 演化到红巨星当恒星的核心耗尽了大部分氢燃料时，核聚变反应减弱，恒星开始演化到红巨星阶段。
在这个阶段，恒星的外层膨胀并变得更加稀薄，同时温度下降。
由于外层的膨胀，恒星的亮度会显著增加，使其成为宇宙中最亮的天体之一。
5. 恒星死亡红巨星阶段只是恒星演化过程中的一个暂时阶段。
当恒星的核心耗尽了所有可用的燃料时，它将发生剧烈的内部崩塌。
这个过程被称为超新星爆发，释放出巨大的能量和物质。
6. 白矮星形成在超新星爆发之后，恒星的外层物质将被抛射到宇宙中，而核心部分将留下。
如果恒星的质量不足以形成中子星或黑洞，那么它将演化成为白矮星。
白矮星是一种极为稠密的天体，其质量相当于太阳的1.4倍，但体积只有地球的几倍。
结论恒星的演化过程是宇宙中一场壮丽的舞台，从云气形成到白矮星的形成，经历了数十亿年的时间。
通过核聚变反应释放出的能量，恒星为宇宙提供了光和热，同时也为我们揭示了宇宙的奥秘。
对于人类来说，了解恒星的演化过程不仅可以增加我们对宇宙的认知，还有助于我们更好地理解地球和生命的起源。
恒星的演化过程
恒星的演化过程恒星是宇宙中最重要的天体之一，它的演化过程影响着其周围的行星和星际物质。
在它们的漫长寿命中，恒星会经历从云状物到恒星形成，从主序阶段到红巨星阶段的不同演化阶段。
下面是恒星的演化过程的详细介绍。
1. 恒星形成恒星形成是整个演化过程中最关键和复杂的环节。
它的过程可以分为分子云崩塌、原恒星盘和原恒星诞生三个阶段。
首先，在一团巨大的分子云内部，由于引力和压力的作用，分子云逐渐收缩，形成一个小密度的核心。
在这个过程中，核心的温度和密度会不断上升，最终会达到能够在核心内部引发核聚变的条件。
当核心密度达到一定程度时，尘埃和气体就会向中心集中形成一个原恒星盘。
在这个原恒星盘中，恒星原料会聚集在中心，并逐渐形成一个中心高温高压的核心，促进核聚变反应的发生。
最终，这个小小的原恒星核将演化为一个新的恒星。
2. 主序阶段主序阶段是恒星演化过程中最长久的阶段，可以持续几十亿年到上百亿年之久。
在这个阶段中，恒星主要通过核聚变反应产生能量，并向外辐射。
在主序阶段中，恒星的质量、半径、亮度和表面温度等特征会随着时间的推移而发生变化。
较小的恒星会持续发生氢-氦核聚变反应，燃料逐渐消耗，而更大的星体则会迅速用尽燃料，向更高级别的演化阶段过渡。
3. 红巨星阶段当恒星的氢燃料用尽后，核反应就会停止。
在某些情况下，它会向氦闪阶段过渡，然后再转到更高级别的演化阶段。
然而，对于大多数恒星来说，它们会开始释放氦核反应的能量，并向外膨胀。
在这个阶段中，恒星的半径会动态地扩大，使它看起来更亮、更红。
这就是著名的红巨星现象。
在红巨星阶段的末期，恒星的核心会因为冷却而停止氦核反应。
如果恒星的质量足够大，核心会在水平分支演化到达第三次重心，开始释放所有的核反应能量，这期间会在星内产生内爆 Supernova 或黑洞、中子星等极端对象。
如果不够大，则会进入梦幻巨星阶段。
4. 末期演化在恒星演化的末期，其演化路径会受其质量、金属丰度、旋转速度和其他参数等因素的影响。
恒星演化
§2.2 主序星的演化
1. 恒星演化的基本原理
恒星在一生的演化中总是试图处于稳定状态 （流体静力学平衡和热平衡）。当恒星无法产生足 够多的能量时，它们就无法维持热平衡和流体静力 学平衡，于是开始演化。 恒星的一生就是一部和引力斗争的历史！
Russell-Vogt 原理
如果恒星处于流体静力学平衡和热平衡， 而且它的能量来自内部的核反应，它们的结 构和演化就完全唯一地由初始质量和化学丰 度决定。
部分天体的视星等
绝对星等M (absolute magnitude)
天体位于10 pc 距离处的视星等，它实际上反映了天体 的光度。 对同一颗恒星： F10/Fd = (10/d ) -2 M－m =－2.5 log(F10/Fd) = 5－5 log d (pc) 对不同的恒星： M1－M2 =－2.5 log (L1/L2) M－M⊙=－2.5 log (L/L⊙) 其中L⊙= 3.86×1033 ergs-1, M⊙= 4.75m 距离模数 (distance modulus) ：m-M d=10(m-M+5)/5
恒星演化时标
(1) 核时标 (nuclear timescale)
恒星辐射由核心区（约1/10质量）核反应产生的所 有能量的时间。
tn ＝ E/L ＝η△Mc2/L
≈ 0.7% 0.1Mc2/L
≈ (1010 yr) (M/M⊙) (L/L⊙)-1
(2) 热时标 (thermal timescale)
恒星辐射自身热能的时间，或光子从恒星 内部到达表面的时间。 tth ＝ (0.5GM2/R)/L
≈ (2×107yr) (M/M⊙)2 (R/R⊙)-1 (L/L⊙)-1
(3) 动力学时标 (dynamical timescale)
简述恒星的演化过程四个阶段
简述恒星的演化过程四个阶段恒星是宇宙中最常见的天体之一，由于其体积巨大和热量极高的特性，恒星的演化过程是一个非常丰富和精彩的过程。
恒星的演化过程一般被分为四个阶段：原恒星阶段、主序星阶段、巨星阶段和末期演化阶段。
1. 原恒星阶段恒星的演化过程始于原恒星阶段。
在这个阶段，恒星是从气体云中形成的，恒星质量大小、物理性质以及演化阶段的时间都取决于云中原始气体密度和温度条件。
原恒星阶段结束后，恒星核心开始产生能量，并进入下一个阶段：主序星阶段。
2. 主序星阶段主序星阶段是恒星演化过程中最长的阶段，也被称为“成年期”。
在这个阶段，恒星核心的核聚变反应会持续进行数十亿年，将氢原子融合成氦原子，并释放出大量的能量。
这些能量在恒星内部通过对流、辐射和压缩等复杂的物理过程进行传输，为恒星提供持续的能量。
在主序星阶段，恒星的物理性质和演化时间主要取决于恒星的质量。
3. 巨星阶段当恒星的核心可燃料燃尽之后，恒星内部的核聚变反应将不再持续进行，并且如果恒星的质量足够大，恒星将挥发其外层物质，产生一个大亮度的、物理尺寸增大的、低表面温度的天体，称为巨星。
巨星和主序星的区别在于其外表的气体质量更多，同时表面温度和光度也更低。
在巨星阶段，恒星表面的物质被逐渐消耗，星系中的物质也逐渐流失，恒星的物理性质逐渐变化，直到恒星的物质全部耗尽，进入下一个阶段。
4. 末期演化阶段当恒星物质耗尽后，恒星将进入末期演化阶段。
在这个阶段，恒星的质量、半径和光度将迅速下降，形态变为白矮星、中子星或黑洞，成为称为“死亡恒星”的一员。
随着恒星物质的不断消耗，死亡恒星最终会彻底消失和消失殆尽，无法为宇宙演化和成长带来更多的能量。
总之，恒星的演化过程从形成开始，包括原恒星阶段、主序星阶段、巨星阶段和末期演化阶段四个不同的阶段，每个阶段的时间和恒星的状态取决于恒星的质量、大小和物理特征。
恒星的演化过程是宇宙中最为精彩的演化过程之一，也是了解宇宙和生命的奥秘的重要方法。
恒星的演化过程是什么
恒星的演化过程是什么恒星的起源和演化，长久以来一直是天文学中最基本、也最令人感兴趣的问题。
小编就和大家分享恒星的演化过程，来欣赏一下吧。
恒星的演化过程(一)恒星的形成恒星形成可分为两个阶段：第一阶段是星云阶段，由极其稀薄的物质凝聚成星云并进一步收缩成原恒星。
第二阶段是原恒星阶段，由原恒星逐渐发展成为恒星。
一般把处于慢收缩阶段的天体称为原恒星。
原恒星进一步形成恒星的收缩过程要持续几百万到几千万年。
(二)恒星的演化恒星的演化如同人的一生，经历从青壮年到更年期、老年期的过程。
(1)恒星的“青壮年期”恒星的“青年期”和“壮年期”是一生中最长的黄金阶段，这时的恒星称为主序星。
人们迄今所知的恒星约有90%都属主序星。
在这段时间，恒星以几乎不变的恒定光度发光发热，照亮周围的宇宙空间。
核燃烧使恒星内部物质产生向外的辐射压力，当辐射压力与引力达到平衡时，恒星的体积和温度就不再明显变化。
(2)恒星的“更年期”恒星的“更年期”出现在恒星核心部分的氢完全转变成氦后，例如有7个太阳质量大小的恒星的“更年期”大约在形成的2600万年后出现。
这一阶段恒星核心经历这些不同的核聚变反应，恒星也经历多次收缩膨胀，其光度也发生周期性的变化。
最后产生巨大辐射压力，自恒星内部往外传递，并将恒星的外层物质迅速推向外围空间，形成红巨星、红超巨星。
(3)恒星的“老年期”恒星的“老年期”是从一颗恒星变成红巨星开始进入这一阶段的。
由于恒星的体积急剧增大，导致恒星的表面温度下降，因而颜色变红。
同时，恒星发光表面的面积剧增，致使整个恒星发出的光大大增强，从而大为增亮。
这种又红又亮的恒星就是红巨星。
(三)恒星的归宿恒星内部的热核反应是不会永远进行下去的，当恒星的核燃料耗尽时恒星也走到了它的尽头。
由于恒星自身物质之间的巨大引力始终存在，随着恒星内部热核反应的停止，尽管恒星外层部分会出现膨胀、爆发等复杂的变动，核心部分却必定在引力作用下发生急剧的收缩、即所谓引力坍缩。
什么是恒星演化它对宇宙的影响是什么
什么是恒星演化它对宇宙的影响是什么恒星演化是指恒星从形成到消亡的过程，它对宇宙的影响是多方面的。
本文将详细介绍恒星演化的定义、阶段和不同类型的恒星对宇宙的重要影响。
恒星演化是恒星从诞生到死亡的过程，其核心是核融合反应的进行。
当恒星形成时，由于重力的作用，气体会逐渐凝聚在一起，形成一个稠密的核心。
当核心的温度达到约1,000万摄氏度时，氢原子会开始融合成氦原子，释放出巨大的能量，这就是恒星的核心反应。
恒星演化的过程可以分为主序星、红巨星和白矮星（或者中子星/黑洞）三个阶段。
首先是主序星阶段，主序星是恒星演化中最常见的类型。
在主序星阶段，恒星通过核融合反应将氢燃烧成氦，并释放出巨大的能量。
这些能量使恒星能够维持自身的温度和压力，保持较为稳定的状态。
主序星的寿命取决于其质量，质量较大的主序星会消耗更多的氢，因此寿命相对较短。
接下来是红巨星阶段，当恒星的氢燃烧耗尽时，它的核心会塌缩并变得更加炽热。
这个过程会使恒星外层的气体膨胀并冷却，形成一个巨大而明亮的红巨星。
红巨星可能比主序星大几十至几百倍，光度也会增加。
在红巨星阶段，恒星会耗尽氦，并继续核融合更重的元素如碳、氧和铁。
这些反应会导致恒星外层的物质不断喷发出去，形成行星状星云或超新星遗迹。
最后，恒星会经历白矮星阶段，质量较小的恒星会在红巨星喷发物质后形成一个非常紧凑的核心，称为白矮星。
白矮星不再进行核融合反应，它的能量主要来自于核心的残余热量。
随着时间的推移，白矮星会逐渐冷却并消失在宇宙中。
恒星演化对宇宙的影响是多方面的。
首先，恒星演化是宇宙元素合成的重要过程。
在恒星内部的核反应中，氢被转化为氦，而更重的元素如碳、氧和铁则在恒星耗尽氦之后合成。
这些合成的元素将通过恒星喷发物质、超新星爆发等方式散布到宇宙中，为星系的形成和生命的起源提供了重要的物质基础。
其次，恒星演化对星系的结构和演化也起着关键作用。
不同质量和类型的恒星具有不同的寿命和演化轨迹，它们的出生和死亡将对星系的动态和化学演化产生重要影响。
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恒星摘要：本文分为两大部分，前部分将介绍恒星的各个参数，包括亮度、视星等、光度、大小、质量等基本特征以及恒星彼此之间的联系等等（也适当包含了一些对恒星参数测定的方法）。
后半部分则将着重介绍恒星的起源与演化过程。
关键词：恒星、起源与演化。
1.前言在美丽而又浩瀚的夜空中，我们痴迷于若隐若现的点点繁星，向它们寄托着我们难以磨灭的情感，它们也因此成为了我们心中永远的美丽传说。
而实际上，那点点繁星大都是离我们十分遥远的恒星，我们对它们仍知之甚少。
因此，研究恒星与恒星系统已势在必行:它是解决现代最基本理论----天体的起源与演化问题所不可缺少的；同时它也有助于解决物理学中的基本理论，寻找新能源；甚至于对这个问题的研究，对哲学的进步与发展同样起着积极作用，因为恒星和恒星系统是唯物主义宇宙观和唯心主义宇宙观激烈斗争的重要方面。
2.恒星的基本参数2-1恒星观测的发展历程恒星是指由内部能源产生辐射而发光的大质量球状天体。
太阳就是一颗典型的恒星。
自古以来，恒星一直是人们探索大自然的一个重要研究对象。
人类研究恒星最初是依靠眼睛，但“最好”的眼睛最多只能看到6000余颗恒星。
望远镜发明后，人类可以观测到眼睛看不到的恒星，早先美国帕洛马山天文台的直径5米的望远镜可以观测到20亿颗恒星，而在哈勃望眼镜升空后已经把人眼识别天体的范围提高了40亿倍。
与此同时，人类还通过射电，x射线，红外线等多种电磁波去了解和研究恒星。
2-2恒星的距离恒星离我们是十分遥远的，除去太阳外，离我们最近的恒星是半人马座比邻星，距离大约有4*10^13千米，而其他恒星更是远远大于这个距离。
那么，应该怎样进行恒星距离的测量呢？我们现在常用的一种方法叫做三角视差测量，也称作周年视差（测量方法由于篇幅有限，将不作详细介绍），需要注意的是；天文学中不用千米作为天文单位，因为这必然会造成数据过于庞大。
天文学中取光年（ly）或者秒差距（cp）作为恒星之间距离的单位。
前者是指光在一年内走的距离，而后者是指从恒星角度看日地平均距离的张角为1弧秒的距离，在数值上等于3.259光年，一光年等于9.5*10^15米。
但是由于三角视差测量法误差较大，人们也采用分光测量法、造父变星法、星团视差法以及统计视差法等测量。
2-3恒星的亮度与视星等当我们用肉眼观测恒星时，会发现恒星并不是一样亮的，有的较暗，有的较亮，。
恒星的这种看起来明暗程度成为视亮度，简称为亮度，用E表示。
在天文学上，星的亮度用星等表示。
古人依照星的明亮程度将星分为六个等级，肉眼刚刚能看到的星为六等星，天空中最亮的约20颗星为一等星。
这个星等系统原则上保留到现在，并给予了标准化后推广到特别亮的天体以及肉眼看不到的暗星上。
星等数越大，对应的恒星越暗；对于很亮的星，星等数可以为零甚至负数。
例如;太阳的星等为-26.8等，满月的星等为-12.0等，天空中最亮的星（除太阳）为-1.6等，织女星为0.1等。
用5米望远镜能看到的最暗的星的星等为21等。
此外，观测表明，当两颗星为5等时，亮度的比值为100，因此，只要由观测定出了某星相对于零等星的亮度，就可以求出它的星等。
以上所讨论的星等都是针对目视观测而言，称为目视等星。
对于不同的辐射接受仪器，它们对于光线的敏感度不同，所以用不同的仪器测量同一天体得到的星等往往是不同的。
2-4恒星的光度与绝对星等在生活中，我们往往有这样的感受：同一光源，从远处看觉得它暗一点，从近处看它，觉得亮一点。
实验证明:任意光源的视亮度与该光源到观测者的距离平方成反比。
因此，恒星的视亮度并不能代表它的真正发光能力。
恒星真正的发光本领成为光度，用L表示。
它是恒星每秒钟向四面八方发射的总能量。
既然恒星的视亮度与距离有关，单从视亮度是不能得出恒星的光度。
为了比较不同恒星的光度，可以假想将恒星移到同一位置，然后比较它们的亮度。
天文学上把这个距离取为10秒差距，相当于10秒差距距离上的星等成为绝对星等。
用字母M表示。
若以E表示某恒星的视亮度，r表示恒星到太阳的距离，以秒差距为单位，E1表示该恒星被假想移到10秒差距处所具有的视亮度，由于视亮度和距离的平方成反比，所以E1/E=r^2/100，即M=m+5-lgr其中，M和m分别表示该恒星的绝对星等和视星等。
太阳的绝对星等为4.75等，天狼星的绝对星等为1.4等。
M越大，恒星半径也越大。
一般把M是9等左右的恒星叫矮星，M-2等的恒星叫巨星，M为-4等以上的恒星叫超巨星。
2-5恒星的大小、密度和质量2-5-1恒星的大小恒星的大小用其角半径的大小来表示。
恒星的角直径非常小，即使是用最大的望远镜也看不到恒星的视面，因此只能依靠间接方法测出恒星的大小。
恒星的角直径测量的方法主要有三种:月掩星法、干涉法以及光度法。
月掩星法：当恒星被月球边缘掩食时会产生星光的衍射图象用快速光电光度计将图样变化记录下来，并与模拟不同角直径光源被月球掩食的理论衍射图样对照，从而定出被掩食恒星的角直径。
同时，为了减少太阳光的干扰，通常利用月球黑夜那面进行测量。
但此方法仅适用于在月球白道附近分布的恒星。
干涉法：利用恒星干涉仪，将恒星的圆面看作两个半圆，并假定每个半圆面的光都是从半圆的中心射出来的。
当两个半圆的光束通过干涉仪时，会产生两组明暗干涉条纹。
调节干涉仪两孔距离，获得所需条纹的宽度，并记录两孔间距离的数值，代入公式计算。
此方法对遥远的恒星有一定的局限性。
光度法：利用恒星的半径和恒星的光度和温度之间的关系，可以推算出恒星的大小。
设恒星的光度为L，表面的有效温度为T，半径为R，则L=4ΠR^2KT^4其中，k表示斯芯藩-玻尔兹曼常数，可见由恒星的光度L和有效温度T可以求出半径，加上恒星的距离就可以得出恒星的角直径。
该方法有较好的普遍性，但是可靠性不高。
恒星的大小相差很大，有的直径比太阳大，而有的直径仅为太阳的几十分之一。
2-5-2恒星的质量恒星的质量是出太阳外恒星的一个重要参数，但是除太阳外，目前只能对某些双星进行直接测定，其它的恒星的质量都是间接得到的，例如通过质光关系来测定。
严格来说，恒星的质量范围是0.1~70M，（M为太阳的质量。
）质量小于0.08M的天体不能靠自身引力压缩它的中心区达到足够高的温度，从而使氢点火，因而它们不能靠核反应产生能量发出光，这种天体，不能被称作恒星。
质量大于70M的天体，由于自身引力压缩，它的中央可以达到很高的温度，在这种条件下，辐射压开始大大超过物质压，使得超大质量恒星很不稳定。
现在已经确定的最大的恒星质量为65M，代号为HD47129。
2-5-3恒星的密度恒星的平均密度相差很大，太阳的平均密度（1.4g/cm^3）在恒星中出于中等地位。
有的恒星密度仅为水密度的百万分之一，而有的恒星密度很大，为水的百万倍。
2-6恒星的光谱恒星的光谱和太阳光谱一样，也是由连续光谱和吸收线组成的。
但是，不同的恒星的光谱并不完全一样。
根据对大量恒星光谱所进行的研究，大体上可以将恒星光谱分为7个主要类型（称为光谱型），这7中类型为O,B,A,F,G,K,M,此外，还有R,N和S型。
这是取自一句英文“Oh!Be A Fair Girl Kiss Me.”的字首构成的，称为哈佛分类，由哈佛天文台首先确定。
对于每一种光谱，还可以将它分为10个次型，如B型就可以分为B0，B1,B2，B3，B4，B5，B6，B7，B8，B9等10个次型。
显然B0和O9相差并不大。
O,B,A称为早型；F，G称为中型；K,M称为晚型。
2-7恒星的赫罗图1911年丹麦天文学家赫兹波仑、1913年美国天文学家罗素分别研究了恒星在光谱-光度图上的分布情况。
他们取恒星的光谱型为横坐标，恒星的绝对星等为纵坐标，得到如下一幅图，该图被称为恒星的光谱-光度图或者恒星的赫罗图，常写为H-R图。
赫罗图的横坐标是按照光谱型排列的，对应恒星的温度。
纵坐标是恒星的绝对星等，与光度相对应，反应恒星本身辐射量的多少。
对一颗恒星来说，表面温度和绝对星等可以通过观测严格的确定，因此可以在图上找到一点与之对应。
值得一提的是，恒星在赫罗图上的分布具有一定的序列。
主星序：分布在左上角到右下角的对角线上，属于主星序的恒星叫做主序星，太阳就是一颗主序星，我们观测到的恒星有90%属于主序星。
巨星和红巨星：在右上方可以看到一组恒星，它们的光度差不多，这一组称为巨星。
在巨星的上面，还有一组恒星，光度更大，称为红巨星。
白矮星：在左下角有一组恒星，它们的光谱型大多是A型，颜色发白，光度很小，称为白矮星。
3.恒星空间3-1变星和新星天空中的恒星，尽管明暗的程度有很大的区别，但大多数在相当长的时间内亮度没有什么变化，处于一种相对稳定的状态。
但也有很多星，亮度在较短的时间有着显著的变化，我们称之为变星。
有少数的星可以在几天内暴增几万倍，我们称这些突然爆发的星为新星。
变星和新星都是不确定的星。
3-1-1变星根据变星亮度变化的原因，变星又可以分为食变星（几何变星）、物理变星。
有一种变星，它的亮度变化很可能是由于它们一会儿膨胀，一会儿收缩造成的，这种变星称为脉动变星。
例如造父变星（又称长周期造父变星或经典造父变星，是脉动变星的一种。
这类变星的亮度变化是周期性的）另一种变星，它的亮度变化突然，也很厉害，称为爆发性变星。
3-1-2新星和超新星有时天空会忽然出现一颗很亮的星，它的亮度在很短的时间内迅速增加，达到极大后慢慢减弱，在几年甚至几十年后回复到原来的亮度，这种星被称为新星。
实际上，新星并不是真正的新生成的星，它们原来就存在，只是因为太暗，不为人们所注意，待其亮度突然增多很多时，才被人们重视。
新星爆发时，亮度增加很多。
新星最亮时的绝对星等可以达到-7.0等。
新星的爆发过程中，其光谱型不断变化着。
新星爆发时，会抛射少量物质到周围空间，爆发后，仍保留它们的恒星形式和它们的绝大部分物质。
有的新星在恢复原样后可能会再次爆发，这种星称为再发新星。
除了新星，还有些恒星爆发时规模比新星更加巨大，光变幅度可达20等，即光度增加1亿倍，亮度极大时绝对星等达-15~-17等，这种星称为超新星。
超新星在突然增亮后，或者是它的大部分物质抛射到周围的空间后，留下致密的核心，此核心可能会是一个中子星；或是恒星物质完全抛散，成为星云遗迹。
3-2恒星集团3-2-1双星双星分为光学双星与物理双星。
前者只是在地球上看着它们在同一个方向，在天球上靠的很近，实际上两者相差很远，彼此之间没有物理联系；然而大多数的双星都是一对具有物理联系的恒星，称为物理双星。
双星的两个成员都是双星的子星，较亮的为主星，较暗的为辅星。
物理双星又可以分为目视双星: 指观测者能直接用望远镜分辨开两颗子星的双星, 目视双星相互绕转的轨道半径都比较长，自然绕转的周期也比较长。
分光双星：指通过对某天体谱线位置变化的观测分析，能判断出的双星。