研究簡史
人類對恒星的觀測曆史悠久。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，确定歲首的時刻；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； 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恒星被固定在永恒的天球上，并且永遠不會變化。經由相約成俗，天文學家将一群一群的恒星集合組成星座或者星宿，并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周期被用來創造曆法和進行農耕時節上的指導。 現在幾乎全球都在使用的格裡曆（公元紀年法）就是依據最靠近地球的恒星——太陽為基礎建立的。
最古老的，标有精确日期的星圖出現在公元前1534年的古埃及。 伊斯蘭天文學家為許多恒星取的阿拉伯文名稱一直到今天都還在使用，他們還發明了許多天文儀器可以測量和計算恒星的位置。然而，很長一段時間内，人們對于恒星還有誤解。在1584年，焦爾達諾·布魯諾發展了尼古拉斯·哥白尼的日心說，認為天上的恒星像太陽一樣，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谟克利特和伊壁鸠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，人們對于恒星的誤解逐漸消除。貝塞爾在1838年首度利用視差的技術測出一顆恒星（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确定恒星在天空中分布狀态的天文學家。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恒星數目，從而繪出了第一幅銀河系（銀盤）的星圖。
約瑟夫·夫琅禾費和安吉洛·西奇開創了科學的天體光譜學，他們發現恒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，恒星研究開始轉向物理方向。1913年，赫羅圖問世，它推動了恒星物理學的研究，恒星内部結構的解釋和恒星演化的模型被成功地提出。因為量子力學的發展，恒星光譜中的問題也能很好地得到解決。當今世界，由于科學技術的迅速發展，各種望遠鏡不斷建成，人類對于恒星的研究越來越詳細了。
命名法
中國星官
中國古代的恒星命名法是把（主要是北方）星空分為若幹星官。 各個星官包含的恒星數量多寡不等，少則一個，多則幾十個。所占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，于是他們就類比地面上的情況，給天上的恒星對應地上的事物：天子、諸侯、軍隊等。其中還摻雜了很多神話成分。北方星空，恒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。每一個垣裡有很多恒星，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。每一個垣裡面都有各種恒星組成的事物或者官員。
黃道及附近的恒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。同時将二十八星宿與東南西北對應劃分了四象。這種星宿的劃分對于農業生産活動的時間安排很有幫助。
古人對于恒星的命名，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。
西方星座
星座的概念在巴比倫時期就已經存在，古代的觀星人将比較顯著的恒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”，意為太陽周年運行過程中的12座行宮。位于黃道帶上的12個星座成了占星學的依據。許多明顯的單獨恒星也被賦予專屬的名字，也特别是以阿拉伯文和拉丁文标示的名稱。 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，還隻是一些肉眼可見的亮星之間的組合，星座與星座之間并沒有明确的界限。随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，但它們屬于哪一個星座，怎樣标記和稱呼它們，難以明确。
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确地将全天空劃分為88個星座區域，沿天球赤道坐标系的赤經、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确大小寫的字母組成其縮寫符号，全世界統一使用。其後，中國天文學會又确定了星座的中文譯名，成為正式的學術名稱。
規範命名
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，為星座内的每一顆恒星命名。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内每顆星的亮度，用希臘字母順序排列命名。例如天狼星是大犬座第一亮星，于是叫做大犬座α，織女星是天琴座α，參宿七是獵戶座β。希臘字母用完了就用數字或者羅馬字母。 而弗蘭斯蒂德是按照恒星的赤經排序，而且隻有北半球能看到的恒星有編号。
恒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。它們把不同的恒星（或者是星系）分門别類，對号入座，而且内容精細，恒星數量多，極大地方便了天文學的研究。
觀測和研究
觀測
電磁波譜觀測
現代天文學家研究恒星，最主要的信息源是來自恒星的電磁波輻射。現代人類雖然能在太陽系發射探測器甚至登陸星球，但是恒星之間距離是如此遙遠以至于人類幾乎無法對除太陽以外的恒星近距離探測。雖然除了電磁波以外，引力波、宇宙線等也能捕捉遠處恒星的蛛絲馬迹，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恒星（除太陽外）信息的最主要渠道。
電磁波是原子中的電荷做變速運動時産生的。恒星有極高的溫度，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。恒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，地球生物将受到威脅。但是這對于天文學來說卻是一種阻礙。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，即有若幹小縫能通過輻射。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。 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）、大天區多目标光纖光譜望遠鏡（LAMOST）等。
星等、亮度、光度
恒星明亮的程度被稱作視亮度。天文學家把亮度分成若幹等級，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恒星分為6等。最亮的是1等，最暗的6等。兩個恒星如果亮度相差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。星等和亮度的關系式為：
。恒星的星等千差萬别，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，而借助大型望遠鏡和電子目鏡可以看到20等以下的星體。
恒星的視星等并不能反映恒星真正的光度，因為恒星距離地球遠近不同。地球上看，太陽是最亮的恒星，但是織女星的亮度是太陽的6萬倍，由于離地球十分遙遠，它的視星等隻有0等，比太陽暗多了。 天文學家為了比較恒星真實的發光差距，定義了絕對星等：恒星在10秒差距處的視星等。設恒星在處，亮度為，在距離為秒差距處亮度為，則視星等()和絕對星等()具有如下關系數學變換後就是距離模數公式：
m-M=5lgr-5，其中m-M叫做距離模數。
太陽的視星等有-26.7，但是絕對星等隻有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。
恒星真正的發光本領通常用光度來表示。恒星的光度定義為在觀測點與視線垂直的平面上，星光産生的照度。 。照度就是物體為被照亮的程度，單位為勒克斯（lx）。1勒克斯相當于1支标準蠟燭在距離1米處所産生的照度。光度的測量有光電光度測光、CMOS、CCD測光。 另外，還有熱星等，輻射功率等物理量，它們也可以表示恒星的發光本領。
恒星位置測量
在地球上确定恒星的位置，隻需要确定其在天球上的坐标和距地球距離即可。
确定恒星在天球上的坐标，通常需要規定天球坐标系。一般有地平坐标系、赤道坐标系、黃道坐标系和銀道坐标系等。所有天球坐标系都規定了基本軸、基本點和度量方向範圍。現在有了大規模巡天數據，獲得恒星的天球坐标很容易。難點在于測量恒星距離。
測量恒星距離有幾種方法：三角視差法、分光視差法、造父視差法、标準燭光法等。
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緻的恒星周年位置變化，再用解三角形的方法算出距離。由于測角精度受到0‘’.01的限制，三角視差法隻适用于距離小于100秒差距的恒星。近些年一些高精度天文觀測衛星的發射，可以把精度進一步提高。已測出三角視差的恒星約有10,000顆。分光視差是用分光技術，得出恒星的光譜，再用光譜中的某些特征推知恒星的絕對星等，最後用距離模數公式算出距離。恒星光譜中的氫巴爾末線的寬度、一些金屬元素例如锂、鈣、鉀、鎂的譜線強度都和絕對星等有關。對于較遠的恒星，分光視差法的精度還是不錯的。已測的分光視差數據的恒星約有60,000顆。
造父視差法是利用造父變星距離測定恒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系的變星。造父變星的距離根據光度和周期就可以算出。在測定河外星系距離時，隻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。
标準燭光法是利用Ia型超新星測量遙遠星系的距離。Ia型超新星的光度是恒定的，因此隻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。對于更遠的星系（15G秒差距開外）則隻有利用哈勃關系測距比較準确。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。
恒星運動測量
恒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。
由于距離遙遠，恒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恒星的遠近有關。目前已知自行最快的是巴納德星，為10.3角秒/年， 而它距地球5.9光年。 精确測定恒星的自行非常困難，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。
恒星的視向運動有趨近和遠離兩種可能。天文學家采用多普勒效應，利用恒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。
分光光譜
在可見光範圍内，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占比較大，混合光就偏顯某種顔色。太陽光是偏黃的白光，天空的藍色是由于地球大氣層偏重于散射藍光造成的。恒星顔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。 同理，利用棱鏡可以得到太陽的七色光，這就是光譜。最早的光譜就是把棱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溫下的化學元素發出的光不是連續的，每種元素被加熱時，其蒸汽都會産生特有的亮線。這意味着每種化學元素都有它自己的特征性光譜，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。而且高溫元素的光穿過低溫元素的蒸汽後，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。
現代天文學中，光譜分析已經是非常重要的研究方法了。除了使用棱鏡獲得光譜，最先進的方法是光栅攝譜。光栅是一種精密的光學元件。在非常光潔的光學平闆上刻畫出許多間隔相等的平行細線，做成光栅。利用幹涉和衍射的疊加可以使光通過光栅，分解成光譜。如果使用光導纖維将望遠鏡焦面上的星像導入多台光栅攝譜儀上，就能同時得到許多恒星的光譜。 現在，還有全息光栅，階梯光栅等更為先進的分光器件。
研究
恒星光譜型研究
光譜是恒星的身份證，每個恒星的光譜各不相同。20世紀初，哈佛大學天文台對已經拍到的50萬顆恒星的光譜進行了研究，并對它們分類。分類的依據有：連續譜的能量分布、譜線的密度和強度、特征譜線的化學元素等。這種分類就是哈佛分類法。恒星的光譜被分為7類，用英文字母标注；每種類型還有10個次型，用阿拉伯字母标注。例如織女星是A0型，天狼星是A1型，太陽是G2型。但是并不是每個次型都有對應的恒星。
R、N、S三個亞型僅反映化學組成的差别。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，但有很強的氧化锆吸收帶且伴有氫的發射線。在以太陽為中心的450秒差距範圍内，B型星占比1%，A型星占比約1.5%，G型約占13%，K型約占20%，M型約占56%。可見低溫度星比高溫度星多很多。
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）：在以溫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，并附在恒星的哈佛分類後面：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。
赫羅圖
赫羅圖是表示恒星光譜型和光度關系的圖，由20世紀初的科學家赫茨普龍和羅素各自獨立創制。 赫羅圖的縱坐标是恒星的光度，縱坐标是恒星的表面溫度或光譜型。從赫羅圖上可以看出，大多數恒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，其中的恒星叫主序星。主序星包括我們能觀測到的恒星的90%。主星序表明，大多數恒星都服從溫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。另一支密集群較短，呈左低右高走向，分布在圖的右上方，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。恒星的原材料——星際雲——在赫羅圖的最右邊。中子星和黑洞由于沒有光學觀測數據而不能在赫羅圖上呈現。
穩定星
所謂穩定就是指恒星處于流體靜力學平衡和熱力學平衡狀态。這種狀态下，恒星内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内部傳遞到表面的能量相平衡。因此恒星的光譜、溫度、光度、體積和質量保持相對不變。
主序星
主序星是恒星一生中處于穩定階段的恒星。恒星在這個階段停留的時間占整個壽命的90%以上，相當于人類的青壯年階段。主序星内部的化學成分基本相同，能源機制也基本類似。在恒星演化早期，恒星的能源機制還沒有成熟，因此它們處于主星序的右邊。當恒星演化到晚期，内部的化學成分和能源機制都發生了較大的變化，恒星因此與主星序分道揚镳。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系。
質量是恒星最重要的物理量，它經常決定了恒星的未來。恒星在主星序停留的時間取決于質量：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倍太陽質量的恒星會停留2000億年。
恒星的質量有一定的範圍，最大不超過150倍太陽質量，最小不低于0.08倍太陽質量。質量越大，恒星越不穩定，強大的輻射壓力會把恒星的外層大氣吹跑；質量太小又很難引起恒星内部的熱核反應。恒星内部的氫作為能源是維持主星序的标準，一旦氫消耗殆盡，恒星就離開了主星序，進入晚年。
雙星和多星
雙星是兩顆恒星，它們圍繞公共質心相互繞轉。看起來是一顆恒星的，實際上有可能是雙星。1802年，威廉·赫歇爾發現并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，再測量其運動周期就可以得出質量。這種不是因為恒星物理原因變化的變星叫做食變星。
食雙星（大陵型變星）
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）。它的軌道周期為2天20小時48分55秒。在這段時間内，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。 典型的食雙星還有漸台二等。
分光雙星
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周期性的紅移和藍移，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，隻看到一顆星的光譜，但是表現出周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。
密近雙星（大熊座W型星）
密近雙星的兩個子星有頻繁的物質交流。典型的恒星是大熊座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。這種結構導緻了其激烈的恒星活動如黑子群、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。
此外，還有激變雙星、活動色球雙星、X射線聯星等雙星系統。
聚星
三顆及以上的恒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。”獵戶座四邊形“是一組四合星。聚星所含恒星數越多就越稀有。
不穩定星
不穩定星就是恒星的各種物理參數發生變化。變化的形式可能是周期性的脈動，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，不局限于可見光）的恒星就叫變星。雖然食雙星的亮度也有變化，但它不是由于恒星自身物理原因引起的，因此不算做不穩定星。
脈動變星
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。這是主序星脫離主星序後出現的一種結構不穩定的現象。這種脹縮隻發生于星體的外層，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。這種脹縮類似于氣體活塞。星體内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。 混沌理論發展後，對于脈動變星的不規則的混沌脈動也能有很好的解釋。
脈動變星的體積脹縮并不是永久的。以前的研究認為，由于摩擦力的存在，參與脈動的星體物質脈動程度越來越小，最終趨于穩定。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，其光變周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，區域内的物質在恒星收縮時保存能量，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，在恒星演化的過程中，脈動隻是一種階段性行為。
長周期變星（蒭藁型變星）
蒭藁型變星的光變幅度大，變化星等可能達到6等，光變周期從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（鲸魚座o），亮度變化範圍從1.7等到10等，平均周期為332天。
長周期造父變星（仙王座δ型變星）
凡是光變周期在1-135天，周期非常穩定的脈動變星都歸類為長周期造父變星。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。這種變星常見于星系的旋臂中，通常被認為是年輕的巨大恒星穿過不穩定帶所形成的。典型是造父一（仙王座δ）。造父一的光變周期是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周期的人是古德利克。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系：光變周期越長，光度就越大。這樣，隻要知道了造父變星的周光關系，利用距離模數公式就能知道它的距離。這種方法特别适用于測定河外星系的距離。造父變星因此被譽為量天尺。
短周期造父變星（室女座W型變星）
這種變星光變周期小于1天，在銀河系中常見于銀核、銀暈和球狀星團中。通常被認為是低質量恒星在演化末期核心産能不穩定而形成的産物，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周期造父變星有所不同。
天琴座RR型變星
這種星的數量約占脈動變星總數的四分之一。其光變周期0.05-1.2天，變幅不大于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，周期和光變曲線會發生變化。
盾牌座δ型變星
這種變星光變幅度不超過0.25等，周期小于1天，光變曲線每周期都不相同。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。
特殊脈動變星
特殊脈動變星的脈動并不是恒星體積脹縮的脈動（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蕩現象，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。這種非徑向脈動對恒星的磁場、光度、光譜都有影響。星震學發展後，人類已經觀測到一些恒星的非徑向脈動的信息，這對于恒星結構研究很有幫助。
A型特殊星（獵犬座α2型變星）
這種變星亮度不變，但是其磁場和光譜都有明顯的周期性變化。典型的是獵犬座α2。它在5.469天的周期内磁場強度從+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天的周期内磁場從-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，随着恒星自轉，觀測者面對的是不同的恒星表面，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。
沃爾夫-拉葉型星（WR型星）
這種星由法國天文學家沃爾夫和拉葉于1867年發現。其光譜幾乎都是發射線（普通恒星的光譜為吸收線），比較容易鑒别，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，恒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，位于天箭座。
B型發射星（Be星）
這種星由意大利天文學家賽奇于1866年發現。其光譜既有發射線也有吸收線，而且強度随時間變化。這種星自轉速度極大以至于表面離心力大于引力，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
SS433星是一個位于天鷹座的強射電源。其光譜既有紅移也有藍移，同時還有不發生位移的譜線，周期約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并高速旋轉，從而産生噴流。光譜中的藍移和紅移産生于這兩股噴流相對于地球的運動。
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。
耀星
在很短的時間内，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（鲸魚座UV型星）。典型耀星是鲸魚座UV。1948年，雷登(W.J.Layten)發現這顆星在3分鐘内亮度增加了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顆類似的恒星被發現，它們都位于太陽附近20秒差距範圍内，包括半人馬座的比鄰星。它們都屬于紅矮星，大多為M型。
雖然太陽的耀斑活動與耀亮有相似之處，但是它們的能量差别極大。一個耀斑釋放的能量不超過太陽正常輻射的1％，而耀亮在幾分鐘内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，經過幾十分鐘又恢複到正常狀态。耀亮也伴随着射電輻射和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恒星的大規模耀斑活動導緻的。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。
能源機制
恒星的能源是由核聚變産生的。恒星能源問題一直是人類争論的焦點。1926年，英國天文學家愛丁頓提出恒星能源問題。他堅信恒星聚變産生的能量足以使恒星達到引力和氣體壓力平衡的狀态。但是，當時的物理學家并不這麼認為。他們覺得恒星内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恒星内部核聚變的具體途徑，即通過“質子—質子反應”和“碳氮氧循環”，恒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），并放出一個正電子和一個中微子。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，并放出一個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），并放出兩個氫核。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）
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，并産生三個光子，兩個正電子和兩個中微子。恒星内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。
演化機制
主序前
恒星起源的标準模型
恒星起源于星際物質。星際物質充滿宇宙空間，平均密度約為10-24克/立方厘米。星際空間的溫度約為10-100開。星雲在星際物質相對集中的地方形成。系統提出恒星形成理論的是康德和拉普拉斯。他們提出了恒星形成的星雲學說。用科學方法研究恒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，隻要滿足一定條件（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，星雲就會分裂成若幹團塊。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。終于，引力的壓迫點燃了團塊内的熱核反應。熱核反應提高了恒星内部壓強，進而阻止坍縮。等到熱核反應能維持恒星自身動态的熱平衡時，這顆恒星就完全誕生了。以上就是恒星誕生的标準模型。然而，實際情況下的恒星形成模型必須按質量進行分類讨論。一般來說，小于2-3倍太陽質量的是小質量恒星，大于8倍太陽質量的是大質量恒星，中間是中等質量恒星。
分子雲——恒星的孵化所
各種氣态的星際介質裡，密度最大，溫度最低的就是分子雲，而它是恒星形成的關鍵場所。銀河系中的分子雲大小不一，形态各異。小分子雲隻有幾倍太陽質量，是孤立恒星形成的區域，而大分子雲則可達到數百萬倍太陽質量。分子雲密度較高的地方是團塊，密度更高的則被稱為分子核。分子雲本身是星際介質凝聚的結果。依據現代天文學觀點，分子雲是由中性氫雲在引力波或者超新星爆發産生的沖擊波影響下凝聚的。分子雲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，以保護分子雲免受攻擊而破碎。而且，星際塵埃組成的化學元素比較豐富多樣，這也有利于恒星的形成。
中小質量恒星形成
标準模型很符合中小質量恒星形成的過程。分子雲形成不久後，雲中的團塊開始分裂，坍縮。一個分子雲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恒星。參考其中一個小團塊的坍縮：團塊的坍縮是從裡向外開始的，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，動能轉化為内能，形成輻射。由于分子雲比較厚，輻射不易散發，轉而被其它物質吸收。随着大量物質的下落，中心溫度不斷升高，輻射壓力不斷增大，最終達到平衡态。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，一顆恒星胚胎（原恒星）就誕生了。這個恒星胚胎和真正的恒星相比，質量和密度都比較小，體積比較大，因此還不能算作恒星。
原恒星的周圍存在吸積盤，原恒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。由于分子雲存在自轉，根據角動量守恒，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将原恒星撕裂，吸積盤可以轉移這些角動量，而且恒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。
随着吸積的進行，原恒星質量越來越大，亮度也開始增大，溫度升高。同時，原恒星的恒星風很強勁，它可以吹走周圍的物質，從而減緩質量增長。與此同時，原恒星也在收縮，加熱内部物質。當原恒星周圍的物質吹走得差不多了，吸積盤裡也沒什麼東西時，原恒星進化為主序前星，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——内。在這裡，恒星整個星體處于對流狀态，内部溫度攀升到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。但是氘隻夠用約十萬年，氘用完後，輻射壓力降低，主序前星收縮，核心溫度上升，星體就脫離了林忠四郎演化程。等到核心溫度上升到700萬開後，氫開始作為燃料。此時主序前星的亮度不變，表面溫度上升，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，氫的核反應趨于穩定，星體停止收縮，再次進入平衡态。此時，一顆恒星真正誕生了，它從此正式進入主序。
對于大質量恒星，其亨耶演化程比較長久，林忠四郎演化程比較短暫，小質量恒星則反之。
大質量恒星形成
标準模型可以很漂亮地解釋中小質量恒星的形成，對于大質量恒星形成問題則一籌莫展。 首先是大質量恒星離地球非常遙遠，最近的大質量恒星形成區——獵戶座大星雲（M42）——離地球也有1500光年。其次，大質量恒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，還有猛烈的恒星風。盡管獵戶座大星雲十分優美，但是過于複雜的環境給恒星觀測帶來了困難。此外，大質量恒星的壽命很短，基本上小于1億年，這導緻了可研究的樣本很少。最後，這種恒星形成速度非常快，從誕生到主序隻要幾十萬年，可謂是昙花一現。
現代天文學家支持坍縮吸積模型。當然也有其它模型，比如并和模型認為，大質量恒星是小質量恒星合并而來的。但是小于40倍太陽質量的大質量恒星，坍縮吸積模型是符合的。
大質量恒星形成是從紅外暗雲階段開始的。紅外暗雲是溫度極低（約10開）的分子雲，形态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，這是大質量恒星的前身。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個中等質量的天體并且開始熱核反應，并進行劇烈的吸積。吸積摩擦産生輻射，加熱了周圍的氣體和塵埃，導緻分子雲溫度上升（可達到150開），并且還有隐約的噴流，但是分子雲太厚，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，由于核心溫度已經很高，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，劇烈的恒星風就迫不及待地将它們打散。恒星的周圍還充滿了由于溫度太高而被電離了的氫離子，這個區域叫做電離氫區。由于引力作用，電離的氫不能離恒星太遠，吸積作用也還可以進行一段時間。此後恒星體積越來越大，有可能吸積盤都能被恒星吞噬。恒星風越來越強，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），并且範圍增大。但是随着恒星周圍物質被吹走，恒星體積就不再膨脹，電離氫區的密度随着範圍擴大而降低，從而形成了平常的電離氫區。大質量恒星強烈的恒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緻星際介質的再坍縮，觸發更多恒星的形成。由于大質量恒星壽命短，在新恒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緻恒星形成，還能形成重元素。因此，大質量恒星是宇宙中必不可少的關鍵天體。
主序演化
恒星在主序星演化的特點是恒星内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産生，所以隻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。愛丁頓說：”沒有比恒星更簡單的東西了。“說的就是這個意思。如果給出幾個關于主序星的假設：
1.恒星的幾何結構為球對稱結構；
2.恒星内部由多層構成，每一層的溫度、壓強、密度、不透明度、成分等都是均勻一緻的。
3.恒星内部穩定，處處滿足流體靜力學的平衡條件；
4.不考慮恒星的磁場力、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
考慮恒星的某一殼層，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為恒星内部單位質量的産能功率，則有以下等式：
4.輻射轉移方程
設T(r)為球殼内溫度，K(r)為吸收系數或不透明系數，σ為斯特潘常量，則有以下等式：
5.物态方程
設恒星内部為理想氣體，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，那麼公式和計算将相當複雜。 當然，通過高性能計算機，恒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。對于處在主序階段的恒星，其質量隻有輕微損耗，因此物理參數變化是相當緩慢的。當質量發生突變時，恒星也就會進入另一個階段。
主序星的化學成分基本相同：氫占70%-75%，氦占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并保存下來的。根據統計，銀河系内，主序星的數量約占恒星數量的90%。質量越大的恒星，内部溫度越高，熱核反應越劇烈，其壽命也就越低。小質量恒星的壽命會很長。30倍太陽質量的恒星隻能在主序停留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。目前上限還不能确定，但是下限——0.08倍太陽質量——是确定的。質量小于下限的“恒星”，内部溫度太低以至于不能發生熱核反應，因此不具備成為恒星的資格，它們被歸類為褐矮星。大質量恒星由于結構複雜，所以仍不清楚到底能大到多少。
主序後
當恒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，恒星的結構就會發生顯著變化。此時一顆恒星就度過了漫長的主序，來到了它的老年。
更多的熱核反應
溫度達到108開以上時，氦原子核将作為燃料，最終生成氧元素。這一步叫做氦燃燒。溫度到8*108開時，碳和氧進行燃燒，最終形成鎂、矽、磷、硫四種元素。溫度到3.5*109開時，鎂原子核和矽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)。而氦原子核和矽還有其它元素反應，生成硫、氩、鈣、钛、鉻、鐵、鎳元素（α過程）。鐵和矽是矽燃燒的爐渣，而且是所有恒星中進行的聚變反應的爐渣。總的來看，熱核反應産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，鐵的形成标志着恒星（一般是大質量恒星）已經瀕死，最終将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.矽燃燒（α過程）
28Si+4He—>32S
32S+4He—>36Ar
36Ar+4He—>40Ca
40Ca+4He—>44Ti
44Ti+4He—>48Cr
48Cr+4He—>52Fe
52Fe+4He—>56Ni
小質量恒星晚期
當一顆恒星質量小于2.3倍太陽質量的恒星演化到主序晚期，核心的氫已經燃燒殆盡。在溫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态，于是核心不可避免地收縮。這種收縮把引力勢能轉換為内能從而提高溫度，使得核心溫度能夠引發氦聚變，甚至由于反應過于劇烈，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，核心外圍由于還有未用完的氫，在輻射加熱下重新開始氫聚變。這時候恒星的核心是氦聚變，核心外圍是氫聚變，恒星又得以煥發活力。核心所産生的能量使得恒星外層不斷膨脹，表面溫度則一再降低直到4000開以下。這時恒星發出紅色的光，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，這時恒星也會向之前一樣，在重力作用下急遽收縮。但是恒星質量不夠大，引力無法使得核心溫度升高引發碳燃燒和氧燃燒。這樣收縮隻能讓碳-氧核心外圍的氦繼續燃燒。這一狀态維持不了多久。在恒星徹底喪失活力之後，整個恒星的不穩定性增加，引力作用導緻核心密度越來越高。當密度達6*107克/每立方厘米時，由于泡利不相容原理，電子産生簡并壓力，使得物質不再被壓縮，而溫度維持在5萬開，體積很小，此時核心就形成了一顆白矮星。與此同時，恒星殼層脫離了束縛，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。
太陽是小質量恒星。再過50億年，太陽也将變為一顆紅巨星。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。
中等質量恒星晚期
如果一顆恒星質量在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，但是由于其質量很大，核心可以平穩地進入氦燃燒階段。如果恒星質量接近3倍太陽質量或更小，那麼其表面溫度為5000開，為紅巨星；如果質量超過7倍太陽質量，表面溫度将達到1萬開，此時是巨星但并非紅色。中心的氦燃燒完畢後，核心再次收縮。由于質量大，引力勢能産生的溫度和密度足夠引發碳燃燒，核心溫度再一次升高，但是碳燃燒以非常快的速率進行，以至于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，它也許會導緻恒星的不穩定狀态，甚至導緻爆炸，毀滅這顆恒星。如果幸免于此，那麼恒星也終會變成一顆白矮星。
大質量恒星晚期
大質量恒星由于總質量巨大無比，以至于碳燃燒也能很平穩地進行，不至于發生碳閃。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，溫度已經達到10億開以上，氧燃燒開始了。如果溫度高到20億開，矽也能開始燃燒。考慮極端情況，這時候的恒星已經變成了巨型的“洋蔥頭”：核心部分由爐渣——等離子态的鐵——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。這時候恒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于更輕元素的短。對于一個25倍太陽質量的恒星，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，而矽隻能燃燒1天。離開主序之後的不穩定燃燒可能使恒星多次進入脈動變星狀态。參宿四（獵戶座α）、心宿二（天蠍座α）都是紅超巨星。大質量恒星将會在超新星爆炸中結束自己的一生。
雙星演化
雙星演化機制雖然和單獨恒星相同，但是由于兩顆星之間的物質交流頻繁，一些雙星的演化遠比單獨恒星複雜（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。又因為恒星風、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。
結局
簡并壓力
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态。如果原子内某一空間中的電子占滿了所有可能的狀态，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并壓力。對于平常物質，原子和原子之間距離很大，一般不會出現電子擠占别的原子中電子的情況。而且電子的簡并壓力是很小的。但是，電子簡并壓力有其上限。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，電子簡并壓力不複存在。此時原子這個屏障不複存在，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，相互之間産生壓力，這就是中子簡并壓力。等到壓力進一步增大，連中子簡并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裡統統失效。
白矮星
恒星主要靠核聚變産生的輻射壓力對抗自身的引力，以維持自己的形态。一旦核聚變停止，恒星将不可避免地坍縮。但是有兩個重要的屏障——電子簡并壓力和中子簡并壓力——阻礙這種坍縮。白矮星就是電子簡并壓力與自身引力相平衡的天體。雖然恒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，并且由于恒星含有的物質很多，電子簡并壓力可以非常大，足以和引力抗衡。
白矮星通常由碳和氧組成。它的内部不再有核聚變反應，不再産生能量。白矮星形成時的溫度很高，可以達到20萬開。但是由于沒有能量來源，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。
中子星
美國天體物理學家錢德拉塞卡于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，電子簡并壓力就不敵引力，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，産生的中子簡并壓力和引力抗衡，這就形成了中子星。
中子星直徑隻有十多公裡，但是每立方厘米的物質可重達10億噸，因此自轉速度極快，周期可能達到七百分之一秒，形成脈沖星。還有的中子星磁場很強，形成磁星。
黑洞
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，導緻星體變為黑洞。奧本海默極限是不确定的，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态。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，以至于存在視界，在視界半徑之内的任何東西都不能以任何方式被觀察。由于相對論，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
新星發生由白矮星和普通恒星組成的雙星系統中。如果白矮星在它的伴星的洛希極限内，那麼它将不斷從其伴星處掠取氫、氦等氣體，這些氣體将聚積在白矮星的表面并且密度很大，溫度很高。當溫度達到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，并将表面剩餘的氣體吹散，形成氣殼。光度到達高峰之後，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，于1975年8月29日出現于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
I型
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于某種原因（從伴星中吸取物質或者白矮星合并等）使得自身質量超過了錢德拉塞卡極限，從而導緻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于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：隻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“标準燭光”。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。
II型
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。大質量恒星在熱核反應達到極緻的時候，溫度可能會飙升到40億開。此時恒星内部的等離子态鐵核中，鐵原子核發生核裂變，分解為13個氦原子核和4個中子，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，引力迅速占據上風，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并壓力，産生中子簡并壓力。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并态物質相撞，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，形成沖擊波橫掃一切，把整個恒星炸成粉末，從而形成絢爛的超新星。這一過程所釋放的能量比恒星一生釋放的能量總和還要多。超新星爆發後，留下的是超新星遺迹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。"恒星的壽命雖然漫長，也終有死去的時刻。但是恒星之死也是新一代恒星誕生的動力。超新星爆炸的沖擊波會壓縮星際介質，促使分子雲坍縮，從而觸發恒星形成。宇宙中除了鐵和之前的元素，其它元素都隻能在超新星爆炸過程中産生。行星狀星雲和超新星爆炸也可以将恒星内部物質帶出，抛入太空，成為新一代恒星的原料。“天下萬物，皆以有為生，有之所始，以無為本。”恒星的結局雖然是虛無缥缈的星際物質，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。
亮星表
新發現
2022年3月30日，美國國家航空航天局表示，哈勃空間望遠鏡借助“引力透鏡”效應發現了人類迄今觀測到的最遙遠單顆恒星。這顆恒星誕生于宇宙大爆炸後的不到10億年内，距離地球約280億光年。
