恒星``因?yàn)樗茏孕邪l(fā)光
由熾熱氣體組成的、能自己發(fā)光的球狀或類(lèi)球狀天體.離地球最近的恒星是太陽(yáng).其次是半人馬座比鄰星,它發(fā)出的光到達(dá)地球需要4.22年,晴朗無(wú)月的夜晚,在一定的地點(diǎn)一般人用肉眼大約可以看到 3,000多顆恒星.借助于望遠(yuǎn)鏡,則可以看到幾十萬(wàn)乃至幾百萬(wàn)顆以上.估計(jì)銀河系中的恒星大約有一、二千億顆.恒星并非不動(dòng),只是因?yàn)殡x開(kāi)我們實(shí)在太遠(yuǎn),不借助于特殊工具和特殊方法,很難發(fā)現(xiàn)它們?cè)谔烨蛏系奈恢米兓?因此古代人把它們叫作恒星.
[獵戶(hù)座附近的星空]
基本物理參量 描述恒星物理特性的基本參量有距離、亮度（視星等）、光度（絕對(duì)星等）、質(zhì)量、直徑、溫度、壓力和磁場(chǎng)等.
測(cè)定恒星距離最基本的方法是三角視差法,先測(cè)得地球軌道半長(zhǎng)徑在恒星處的張角(叫作周年視差),再經(jīng)過(guò)簡(jiǎn)單的運(yùn)算,即可求出恒星的距離.這是測(cè)定距離最直接的方法.但對(duì)大多數(shù)恒星說(shuō)來(lái),這個(gè)張角太小,無(wú)法測(cè)準(zhǔn).所以測(cè)定恒星距離常使用一些間接的方法,如分光視差法、星團(tuán)視差法、統(tǒng)計(jì)視差法以及由造父變星的周光關(guān)系確定視差,等等（見(jiàn)天體的距離）.這些間接的方法都是以三角視差法為基礎(chǔ)的.
恒星的亮度常用星等來(lái)表示.恒星越亮,星等越小.在地球上測(cè)出的星等叫視星等；歸算到離地球10秒差距處的星等叫絕對(duì)星等.使用對(duì)不同波段敏感的檢測(cè)元件所測(cè)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統(tǒng)之一是U(紫外)B（藍(lán)）、V（黃）三色系統(tǒng)(見(jiàn)測(cè)光系統(tǒng)'" class=link>測(cè)光系統(tǒng));B和V分別接近照相星等和目視星等.二者之差就是常用的色指數(shù).太陽(yáng)的V=-26.74等,絕對(duì)目視星等M=+4.83等,色指數(shù)B-V=0.63,U-B=0.12.由色指數(shù)可以確定色溫度.
恒星表面的溫度一般用有效溫度來(lái)表示,它等于有相同直徑、相同總輻射的絕對(duì)黑體的溫度.恒星的光譜能量分布與有效溫度有關(guān),由此可以定出O、B、A、F、G、K、M等光譜型（也可以叫作溫度型）溫度相同的恒星,體積越大,總輻射流量（即光度）越大,絕對(duì)星等越小.恒星的光度級(jí)可以分為Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ、Ⅵ、Ⅶ,依次稱(chēng)為超巨星、亮巨星、巨星、亞巨星、主序星（或矮星）、亞矮星、白矮星.太陽(yáng)的光譜型為G2V,顏色偏黃,有效溫度約5,770K.A0V型星的色指數(shù)平均為零,溫度約10,000K.恒星的表面有效溫度由早O型的幾萬(wàn)度到晚M型的幾千度,差別很大.
恒星的真直徑可以根據(jù)恒星的視直徑（角直徑）和距離計(jì)算出來(lái).常用的干涉儀或月掩星方法可以測(cè)出小到0001的恒星的角直徑,更小的恒星不容易測(cè)準(zhǔn),加上測(cè)量距離的誤差,所以恒星的真直徑可靠的不多.根據(jù)食雙星兼分光雙星的軌道資料,也可得出某些恒星直徑.對(duì)有些恒星,也可根據(jù)絕對(duì)星等和有效溫度來(lái)推算其真直徑.用各種方法求出的不同恒星的直徑,有的小到幾公里量級(jí),有的大到10公里以上.
只有特殊的雙星系統(tǒng)才能測(cè)出質(zhì)量來(lái),一般恒星的質(zhì)量只能根據(jù)質(zhì)光關(guān)系等方法進(jìn)行估算.已測(cè)出的恒星質(zhì)量大約介于太陽(yáng)質(zhì)量的百分之幾到120倍之間,但大多數(shù)恒星的質(zhì)量在0.1～10個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量之間恒星的密度可以根據(jù)直徑和質(zhì)量求出,密度的量級(jí)大約介于10克/厘米（紅超巨星）到 10～10克/厘米（中子星）之間.
恒星表面的大氣壓和電子壓可通過(guò)光譜分析來(lái)確定.元素的中性與電離譜線的強(qiáng)度比,不僅同溫度和元素的豐度有關(guān),也同電子壓力密切相關(guān).電子壓與氣體壓之間存在著固定的關(guān)系,二者都取決于恒星表面的重力加速度,因而同恒星的光度也有密切的關(guān)系（見(jiàn)恒星大氣理論）.
根據(jù)恒星光譜中譜線的塞曼分裂（見(jiàn)塞曼效應(yīng)）或一定波段內(nèi)連續(xù)譜的圓偏振情況,可以測(cè)定恒星的磁場(chǎng).太陽(yáng)表面的普遍磁場(chǎng)很弱,僅約1～2高斯,有些恒星的磁場(chǎng)則很強(qiáng),能達(dá)數(shù)萬(wàn)高斯.白矮星和中子星具有更強(qiáng)的磁場(chǎng).
化學(xué)組成 與在地面實(shí)驗(yàn)室進(jìn)行光譜分析一樣,我們對(duì)恒星的光譜也可以進(jìn)行分析,借以確定恒星大氣中形成各種譜線的元素的含量,當(dāng)然情況要比地面上一般光譜分析復(fù)雜得多.多年來(lái)的實(shí)測(cè)結(jié)果表明,正常恒星大氣的化學(xué)組成與太陽(yáng)大氣差不多.按質(zhì)量計(jì)算,氫最多,氦次之,其余按含量依次大致是氧、碳、氮、氖、硅、鎂、鐵、硫等.但也有一部分恒星大氣的化學(xué)組成與太陽(yáng)大氣不同,例如沃爾夫－拉葉星,就有含碳豐富和含氮豐富之分（即有碳序和氮序之分）在金屬線星和A型特殊星中,若干金屬元素和超鈾元素的譜線顯得特別強(qiáng).但是,這能否歸結(jié)為某些元素含量較多,還是一個(gè)問(wèn)題.
理論分析表明,在演化過(guò)程中,恒星內(nèi)部的化學(xué)組成會(huì)隨著熱核反應(yīng)過(guò)程的改變而逐漸改變,重元素的含量會(huì)越來(lái)越多,然而恒星大氣中的化學(xué)組成一般卻是變化較小的.
物理特性的變化 觀測(cè)發(fā)現(xiàn),有些恒星的光度、光譜和磁場(chǎng)等物理特性都隨時(shí)間的推移發(fā)生周期的、半規(guī)則的或無(wú)規(guī)則的變化.這種恒星叫作變星.變星分為兩大類(lèi)：一類(lèi)是由于幾個(gè)天體間的幾何位置發(fā)生變化或恒星自身的幾何形狀特殊等原因而造成的幾何變星；一類(lèi)是由于恒星自身內(nèi)部的物理過(guò)程而造成的物理變星.
幾何變星中,最為人們熟悉的是兩個(gè)恒星互相繞轉(zhuǎn)（有時(shí)還有氣環(huán)或氣盤(pán)參與）因而發(fā)生變光現(xiàn)象的食變星(即食雙星).根據(jù)光強(qiáng)度隨時(shí)間改變的“光變曲線”,可將它們分為大陵五型、天琴座β（漸臺(tái)二）型和大熊座W型三種幾何變星中還包括橢球變星（因自身為橢球形,亮度的變化是由于自轉(zhuǎn)時(shí)觀測(cè)者所見(jiàn)發(fā)光面積的變化而造成的）、星云變星（位于星云之中或之后的一些恒星,因星云移動(dòng),吸光率改變而形成亮度變化）等.可用傾斜轉(zhuǎn)子模型解釋的磁變星,也應(yīng)歸入幾何變星之列.
物理變星,按變光的物理機(jī)制,主要分為脈動(dòng)變星和爆發(fā)變星兩類(lèi).脈動(dòng)變星的變光原因是：恒星在經(jīng)過(guò)漫長(zhǎng)的主星序階段以后（見(jiàn)赫羅圖）,自身的大氣層發(fā)生周期性的或非周期性的膨脹和收縮,從而引起脈動(dòng)性的光度變化.理論計(jì)算表明脈動(dòng)周期與恒星密度的平方根成反比.因此那些重復(fù)周期為幾百乃至幾千天的晚型不規(guī)則變星、半規(guī)則變星和長(zhǎng)周期變星都是體積巨大而密度很小的晚型巨星或超巨星周期約在1～50天之間的經(jīng)典造父變星和周期約在,0.05～1.5天之間的天琴座RR型變星(又叫星團(tuán)變星),是兩種最重要的脈動(dòng)變星.觀測(cè)表明,前者的絕對(duì)星等隨周期增長(zhǎng)而變?。ㄟ@是與密度和周期的關(guān)系相適應(yīng)的）,因而可以通過(guò)精確測(cè)定它們的變光周期來(lái)推求它們自身以及它們所在的恒星集團(tuán)的距離,所以造父變星又有宇宙中的“燈塔”或“量天尺”之稱(chēng).天琴座RR型變星也有量天尺的作用.
還有一些周期短于0.3天的脈動(dòng)變星 (包括'" class=link>盾牌座型變星、船帆座AI型變星和型變星'" class=link>仙王座型變星等),它們的大氣分成若干層,各層都以不同的周期和形式進(jìn)行脈動(dòng),因而,其光度變化規(guī)律是幾種周期變化的迭合,光變曲線的形狀變化很大,光變同視向速度曲線的關(guān)系也有差異.盾牌座δ型變星和船帆座AI型變星可能是質(zhì)量較小、密度較大的恒星,仙王座β型變星屬于高溫巨星或亞巨星一類(lèi).
爆發(fā)變星按爆發(fā)規(guī)模可分為超新星、新星、矮新星、類(lèi)新星和耀星等幾類(lèi).超新星的亮度會(huì)在很短期間內(nèi)增大數(shù)億倍,然后在數(shù)月到一、二年內(nèi)變得非常暗弱.目前多數(shù)人認(rèn)為這是恒星演化到晚期的現(xiàn)象.超新星的外部殼層以每秒鐘數(shù)千乃至上萬(wàn)公里的速度向外膨脹,形成一個(gè)逐漸擴(kuò)大而稀薄的星云；內(nèi)部則因極度壓縮而形成密度非常大的中子星之類(lèi)的天體.最著名的銀河超新星是中國(guó)宋代（公元1054年）在金牛座發(fā)現(xiàn)的“天關(guān)客星”.現(xiàn)在可在該處看到著名的蟹狀星云,其中心有一顆周期約33毫秒的脈沖星.一般認(rèn)為,脈沖星就是快速自轉(zhuǎn)的中子星.
新星在可見(jiàn)光波段的光度在幾天內(nèi)會(huì)突然增強(qiáng)大約9個(gè)星等或更多,然后在若干年內(nèi)逐漸恢復(fù)原狀.1975年8 月在天鵝座發(fā)現(xiàn)的新星是迄今已知的光變幅度最大的一顆.光譜觀測(cè)表明,新星的氣殼以每秒500～2,000公里的速度向外膨脹.一般認(rèn)為,新星爆發(fā)只是殼層的爆發(fā),質(zhì)量損失僅占總質(zhì)量的千分之一左右,因此不足以使恒星發(fā)生質(zhì)變.有些爆發(fā)變星會(huì)再次作相當(dāng)規(guī)模的爆發(fā),稱(chēng)為再發(fā)新星.
矮新星和類(lèi)新星變星的光度變化情況與新星類(lèi)似,但變幅僅為2～6個(gè)星等,發(fā)亮周期也短得多.它們多是雙星中的子星之一,因而不少人的看法傾向于,這一類(lèi)變星的爆發(fā)是由雙星中某種物質(zhì)的吸積過(guò)程引起的.
耀星是一些光度在數(shù)秒到數(shù)分鐘間突然增亮而又很快回復(fù)原狀的一些很不規(guī)則的快變星.它們被認(rèn)為是一些低溫的主序前星.
還有一種北冕座 R型變星,它們的光度與新星相反,會(huì)很快地突然變暗幾個(gè)星等,然后慢慢上升到原來(lái)的亮度.觀測(cè)表明,它們是一些含碳量豐富的恒星.大氣中的碳?jí)m埃粒子突然大量增加,致使它們的光度突然變暗,因而也有人把它們叫作碳爆變星.
隨著觀測(cè)技術(shù)的發(fā)展和觀測(cè)波段的擴(kuò)大,還發(fā)現(xiàn)了射電波段有變化的射電變星和X射線輻射流量變化的X射線變星等.
結(jié)構(gòu)和演化 根據(jù)實(shí)際觀測(cè)和光譜分析,我們可以了解恒星大氣的基本結(jié)構(gòu).一般認(rèn)為在一部分恒星中,最外層有一個(gè)類(lèi)似日冕狀的高溫低密度星冕.它常常與星風(fēng)有關(guān).有的恒星已在星冕內(nèi)發(fā)現(xiàn)有產(chǎn)生某些發(fā)射線的色球?qū)?其內(nèi)層大氣吸收更內(nèi)層高溫氣體的連續(xù)輻射而形成吸收線.人們有時(shí)把這層大氣叫作反變層,而把發(fā)射連續(xù)譜的高溫層叫作光球.其實(shí),形成恒星光輻射的過(guò)程說(shuō)明,光球這一層相當(dāng)厚,其中各個(gè)分層均有發(fā)射和吸收.光球與反變層不能截然分開(kāi).太陽(yáng)型恒星的光球內(nèi),有一個(gè)平均約十分之一半徑或更厚的對(duì)流層.在上主星序恒星和下主星序恒星的內(nèi)部,對(duì)流層的位置很不相同.能量傳輸在光球?qū)觾?nèi)以輻射為主,在對(duì)流層內(nèi)則以對(duì)流為主.
對(duì)于光球和對(duì)流層,我們常常利用根據(jù)實(shí)際測(cè)得的物理特性和化學(xué)組成建立起來(lái)的模型進(jìn)行較詳細(xì)的研究.我們可以從流體靜力學(xué)平衡和熱力學(xué)平衡的基本假設(shè)出發(fā),建立起若干關(guān)系式,用以求解星體不同區(qū)域的壓力、溫度、密度、不透明度、產(chǎn)能率和化學(xué)組成等.在恒星的中心,溫度可以高達(dá)數(shù)百萬(wàn)度乃至數(shù)億度,具體情況視恒星的基本參量和演化階段而定.在那里,進(jìn)行著不同的產(chǎn)能反應(yīng).一般認(rèn)為恒星是由星云凝縮而成,主星序以前的恒星因溫度不夠高,不能發(fā)生熱核反應(yīng),只能靠引力收縮來(lái)產(chǎn)能.進(jìn)入主星序之后,中心溫度高達(dá)700萬(wàn)度以上,開(kāi)始發(fā)生氫聚變成氦的熱核反應(yīng).這個(gè)過(guò)程很長(zhǎng),是恒星生命中最長(zhǎng)的階段.氫燃燒完畢后,恒星內(nèi)部收縮,外部膨脹,演變成表面溫度低而體積龐大的紅巨星,并有可能發(fā)生脈動(dòng).那些內(nèi)部溫度上升到近億度的恒星,開(kāi)始發(fā)生氦碳循環(huán).在這些演化過(guò)程中,恒星的溫度和光度按一定規(guī)律變化,從而在赫羅圖上形成一定的徑跡.最后,一部分恒星發(fā)生超新星爆炸,氣殼飛走,核心壓縮成中子星一類(lèi)的致密星而趨于“死亡”（見(jiàn)恒星的形成和演化）.
關(guān)于恒星內(nèi)部結(jié)構(gòu)和演化后期的高密階段的情況,主要是根據(jù)理論物理推導(dǎo)出來(lái)的,這還有待于觀測(cè)的證實(shí)和改進(jìn).關(guān)于由熱核反應(yīng)形成的中微子之謎,理論預(yù)言與觀測(cè)事實(shí)仍相去甚遠(yuǎn).這說(shuō)明原有的理論尚有很多不完善的地方（見(jiàn)中微子天文學(xué)）.因此,揭開(kāi)中微子謎,對(duì)研究恒星尤其是恒星的內(nèi)部結(jié)構(gòu)和演化很有幫助