恒星是由高温等离子体构成的天体，其核心通过氢核聚变反应持续释放能量，以电磁辐射形式向外辐射光和热。恒星的质量通常在0.08至100倍太阳质量之间，核心温度可达数百万至数亿开尔文。恒星的典型代表如太阳，是一颗主序星，核心温度约为1500万K。

恒星是一类在宇宙中广泛存在的自发光等离子体天体，主要由氢和氦等轻元素组成。其结构通过自身引力维持平衡，同时在内部发生核聚变反应（以氢聚变为主），释放出巨大的能量，这些能量以光和热的形式从恒星内部传播至表面并向太空辐射。

恒星的能量来源主要是氢核通过质子-质子链（pp链）或碳氮氧循环（CNO循环）融合为氦核的过程。这种过程不仅维持了恒星的发光能力，也是宇宙中生成重元素的主要机制。

恒星的多样性早已引起天文学家的关注。十九世纪末，随着光谱观测技术的成熟，科学家们发现，不同恒星在光谱线上表现出截然不同的特征，这些差异直接反映了它们的表面温度和化学成分。经过系统整理，哈佛天文台建立了著名的光谱分类体系，将恒星划分为O、B、A、F、G、K、M七大类型，并按表面温度从高到低排列。

在这一序列中，O型星表面温度超过30,000开尔文，辐射以蓝色为主，质量极大而寿命极短；B型星温度在10,000至30,000开尔文之间，辐射呈蓝白色；A型星介于7,500至10,000开尔文，呈白色光；F型星温度6,000至7,500开尔文，带有浅黄色辐射；G型星在5,200至6,000开尔文之间，太阳即属此类；K型星温度下降至3,700至5,200开尔文，显橙色；M型星低于3,700开尔文，辐射呈红色，是银河系中数量最为庞大的恒星族群。

光谱类型只是恒星研究的一个维度，还可以通过演化阶段将恒星分为主序星、巨星、超巨星、白矮星、中子星以及黑洞等类型。

主序星阶段是恒星生命周期中最稳定的时期，其内部的氢核聚变持续产生能量；当核心氢燃料耗尽，小质量恒星膨胀为红巨星并最终演化为白矮星；大质量恒星则可能经历超新星爆发，形成中子星，或在引力完全压倒一切支撑力的情况下坍缩为黑洞。

摩根–基南分类法（MK 系统）通过光度等级（结合光谱线宽度与绝对光度）将恒星划分为七大等级，直观反映恒星的演化阶段与物理状态，具体如下：

Ia 级（亮超巨星）：光度极高，半径可达太阳的数百至数千倍，如参宿四（猎户座α），处于恒星演化晚期，燃料消耗迅速，寿命较短。

Ib 级（超巨星）：亮度略低于Ia级，同样为大质量恒星演化末期，如天津四（天鹅座α）。

II 级（亮巨星）：光度介于超巨星与巨星之间，如北极星（小熊座α），部分是主序星演化后膨胀形成的过渡态恒星。

III级（巨星）：核心氢燃料耗尽后膨胀形成，表面温度较低但光度较高，如大角星（牧夫座α），太阳在约50亿年后将演化为此类。

IV 级（亚巨星）：处于主序星向巨星过渡的阶段，核心氢即将耗尽，外层开始膨胀，如南河三（小犬座α）。

V 级（主序星）：恒星生命周期中最稳定的阶段，核心氢核聚变持续进行，占据赫罗图的主序带，如太阳（G型V级）、天狼星A（A型V级）。

D 级（白矮星）：恒星演化终末阶段的致密天体，光度极低，如天狼星 B，不属于主序星范畴。

除上述常规分类外，宇宙中还存在一些处于 “临界状态” 的特殊天体，它们的物理特性介于恒星与其他天体之间：

褐矮星：质量介于行星与恒星之间（约0.013至0.08倍太阳质量），因质量不足无法触发持续的氢核聚变（仅能短暂进行氘聚变），故不被视为严格意义上的恒星。它们形成于分子云的引力坍缩，但其核心温度永远无法达到氢聚变的临界值（约1000万开尔文），最终会逐渐冷却变暗。例如Gliese 229B，是首颗被确认的褐矮星，表面温度约950开尔文，呈暗红色。

亚恒星天体：包括褐矮星、棕矮星等，泛指质量低于恒星临界质量（0.08倍太阳质量）的引力收缩天体，它们是恒星形成过程中“失败的恒星”，为研究恒星与行星的边界物理提供了关键样本。

变星：部分恒星因自身脉动（如造父变星）、双星相互遮挡或物质转移（如食变星），亮度会周期性变化。其中造父变星的光度与脉动周期存在明确关联，成为测量星系距离的 “标准烛光”，对宇宙尺度研究至关重要。

恒星在形成、演化和死亡的过程中，会引发诸多宏观的宇宙现象。其中，恒星风与行星状星云是典型的表现之一：恒星通过表面的粒子流释放物质，比如太阳风就是常见的例子；而到了演化后期，大量气体会以恒星风的形式逸出，进而形成行星状星云，像猫眼星云便是其中的代表。超新星爆发则是另一种剧烈的现象，由高质量恒星在核心坍缩后发生剧烈爆炸引起，它会释放出巨量的能量，短时间内的亮度甚至能超过整个星系，同时，它也是宇宙中重元素（如铁、金等）的主要来源。超新星爆发后的残骸还会导致中子星与黑洞的形成：如果残骸质量大于钱德拉塞卡极限（约 1.4 倍太阳质量），核心就会坍缩为中子星；若残骸质量进一步超过托尔曼–奥本海默–沃尔科夫极限（约 2-3 倍太阳质量），则会形成黑洞。

此外，大量恒星存在于双星或多星系统中，这些双星系统会引发变星现象，某些系统因相互遮掩或质量转移会产生周期性的亮度变化，例如天鹅座 X-1；而脉动变星（如造父变星）则通过亮度变化提供测距手段，成为宇宙尺度测量中重要的 “标准烛光”。

恒星的命名体系由国际天文学联合会（IAU）统一制定并管理，目前主要采用以下几种方式：

1.拜耳命名法

拜耳命名法由德国天文学家约翰·拜耳于1603年提出，是最早的恒星命名系统之一。命名方式为“希腊字母+星座属格名称”，通常按恒星在该星座中的视亮度从高到低排列。例如：

若星座中恒星数量超出希腊字母的范围，则补充使用拉丁字母。

2.佛兰斯蒂德命名法

佛兰斯蒂德命名法由英国天文学家约翰·佛兰斯蒂德于1725年编制。其命名规则为“阿拉伯数字+星座属格名称”，按恒星在天空中赤经的排列顺序编号。例如：

这种命名法主要用于拜耳命名未涵盖的中等亮度恒星。

3.常规名称

一些亮星在古代就已被观测并命名，名称源自阿拉伯语、拉丁语、中文或其他传统文化。这类名称称为常规名称或传统名称。常见例子有：

由于历史上存在多个名称版本，IAU于2016年设立“恒星命名工作组”（WGSN），对常规名称进行统一与标准化。

4.编号系统

编号系统在现代天文学中被广泛采用，尤其是在处理大量恒星数据时显得尤为重要。不同的星表依据其特点采用了各自的编号规则。常见的包括：Henry Draper星表（HD编号），它依据恒星的光谱类型进行排列，例如HD 209458；Bright Star Catalogue（又称HarvardRevised，HR编号），收录了所有肉眼可见的亮星，比如织女星对应的HR 7001。

Hipparcos星表（HIP编号）则源自欧洲空间局的高精度测距卫星，代表如HIP 11767；还有专注于太阳邻近恒星的Gliese–Jahreiß星表（GJ编号），如GJ 1214。对于多星系统，主星和伴星通常用大写字母区分，例如α Centauri A和α Centauri B。如果恒星拥有行星，其行星按照发现顺序以小写字母命名，从b开始，如HD 209458 b。

人类对恒星的探索可追溯至古代：中国、巴比伦等文明通过《石氏星表》、巴比伦的占星泥板等文献，不仅记录了恒星的位置与运行变化，为历法制定提供了重要依据，更奠定了早期恒星观测的基础；古希腊亚里士多德提出“天球” 概念，认为恒星镶嵌在透明球壳上绕地球旋转，这一观点直至中世纪仍被广泛认同。

1609 年，伽利略用望远镜观测恒星，发现恒星并无圆面特征，此举正式开启了恒星的仪器测量时代。19 世纪中叶，贝塞尔测得恒星周年视差，首次确定恒星真实距离，也直接证实了恒星远在太阳系之外。20 世纪初，赫茨普龙与拉塞尔共同提出赫罗图，清晰揭示了恒星演化各阶段的内在规律。

进入现代，恒星研究进一步深入：爱丁顿提出恒星的能量来源于核聚变，并指出辐射压与引力的平衡是恒星保持稳定的核心条件；20 世纪30年代，钱德拉塞卡计算出白矮星的质量上限，划定了白矮星演化的临界边界；50年代，汉斯・贝特等人阐明了恒星内部的核反应链条，最终完整构建起恒星生命史的科学理论框架。

恒星的诞生，始于银河系里四处弥漫的星际介质，尤其是那些致密又低温的分子云区域，猎户座分子云就是最知名的例子。这些区域里满是氢分子、细小的尘埃颗粒，还有少量重元素，温度往往不到几十开尔文，自然而然成了恒星诞生的“摇篮”。

平日里，分子云内部处于一种准静态的平衡状态，这种稳定能持续很久。可一旦遇上外界的扰动 —— 比如附近超新星爆发带来的冲击波、大质量恒星刮出的强劲星风，或是云团之间发生碰撞——分子云局部的密度就会猛地升高。当引力的作用压过气体的热压支撑时，“引力不稳定”的现象就会发生，这些密集的区域开始自行塌缩，慢慢形成原恒星核心。

在塌缩的过程中，核心的物质不断向中心聚集，温度和压力也跟着急剧攀升。外层的尘埃和气体把可见光都挡住了，所以这个阶段的原恒星，只能通过红外和毫米波段的观测才能被发现。随着内核进一步收缩，中心温度最终会升到一千万开尔文左右，这个临界温度刚好能触发氢核的热核聚变反应。

核聚变释放的能量，会在恒星内部形成向外的辐射压，这股力量和向内的引力达成动态平衡。从这一刻起，恒星就进入了主序阶段，真正成为一颗稳定的恒星；而其内部的氢燃烧反应，会支撑着它走完漫长的一生。

恒星的后续演化由其初始质量主导，不同质量范围的恒星展现出截然不同的生命轨迹。

对于低质量恒星（质量小于约0.5倍太阳质量）而言，演化过程极为缓慢，它们可以持续燃烧数千亿年。此类恒星通常不会经历红巨星阶段，最终演变为逐渐冷却的氦白矮星。典型代表是红矮星（M型星），目前尚未观测到任何完成生命周期的红矮星。

中等质量恒星（约0.5至8倍太阳质量）则经历较为复杂的演化过程。它们在主序阶段通过稳定的氢核聚变维持数十亿年的恒定光度，太阳即属此类。随后，恒星进入红巨星阶段，外层膨胀而核心收缩并点燃氦聚变。恒星晚期会形成行星状星云，将外壳物质逐步抛射至太空，留下一个发光的致密核心，最终塌缩为白矮星，逐渐冷却消亡。

而高质量恒星（质量超过8倍太阳质量）则演化迅速且激烈。它们在主序阶段较短时间内燃烧完核心氢后，迅速膨胀为红超巨星或蓝超巨星。随着恒星内部逐层燃烧氦、碳、氧、硅等元素，最终形成无法通过核聚变释放能量的铁核。当铁核达到临界质量时发生引力塌缩，引发剧烈的超新星爆发。超新星爆炸后，剩余的核心依据质量不同，可能演变为密度极高的中子星或引力极强的黑洞。

赫罗图（赫茨普龙–拉塞尔图，Hertzsprung–Russell Diagram）

恒星并非孤立存在，多数会与周围天体通过引力相互束缚，形成结构多样的恒星系统。这些系统不仅包含恒星本身，还可能涉及伴星、行星、卫星及星际物质，其演化与结构是天体物理研究的重要课题。

宇宙中约半数以上的恒星属于多星系统，由两颗或更多恒星通过引力相互绕转形成，按恒星数量可分为：

双星系统：最常见的多星系统，由两颗恒星组成，如天狼星（Sirius A 与白矮星 Sirius B）和天鹅座 X-1（一颗蓝超巨星与黑洞组成的密近双星）。双星的轨道周期从数小时到数百万年不等，部分密近双星会因物质转移引发新星爆发或 X 射线辐射。

三合星及多星系统：由三颗及以上恒星组成，引力关系更复杂。例如南门二（α Centauri）是包含 α Centauri A、α Centauri B 和红矮星 ProximaCentauri 的三合星系统，其中Proxima Centauri 是距离地球最近的恒星（约4.2 光年）。多星系统的稳定性依赖于恒星质量分布与轨道共振，部分系统可能因引力扰动导致恒星逃逸。

行星系统的诞生，通常依托于恒星形成后残留的原行星盘—— 这片由气体与尘埃构成的盘状结构，其演化成行星的过程主要历经三个关键阶段：

尘埃聚集成核：原行星盘中的微米级尘埃颗粒，在不断的碰撞与黏结中逐渐凝聚，从微小颗粒长成厘米级、甚至公里级的固态天体，也就是 “星子”。

星子吸积壮大：星子凭借自身引力不断捕获周围的物质，慢慢演化为行星胚胎。在恒星附近的高温区域，岩石质的行星胚胎逐步形成（就像太阳系中的类地行星）；而在太阳系外围的低温地带，冰质星子不断聚集，最终孕育出木星、土星这类气态巨行星。

轨道趋于稳定：行星胚胎之间通过引力相互作用，逐步清理掉自身轨道附近的残余物质，彼此的运行轨道也随之固定，一个稳定的行星系统就此成型。

太阳系是人类最为熟知的行星系统，而随着观测技术的发展，天文学家已通过凌日法、径向速度法等手段发现了数千个系外行星系统。其中，飞马座51b是首个被确认的系外行星，Trappist-1系统则因包含7颗类地行星而备受关注。

宜居带是恒星周围允许液态水存在于行星表面的区域，是判断行星是否可能孕育生命的关键指标。其位置取决于恒星的光度与温度：

低光度恒星（如红矮星）：宜居带距离恒星较近（如Trappist-1 的宜居带仅0.01-0.06 天文单位），但可能因恒星潮汐锁定或耀斑活动影响行星环境；

类太阳恒星：宜居带范围较宽（太阳系宜居带约 0.9-1.5 天文单位，地球正处于这一区域）；

高光度恒星（如O 型、B 型星）：宜居带距离恒星较远，但由于恒星寿命短（仅数百万至数千万年），可能不足以让生命演化。

除距离外，行星的质量、大气成分、磁场强度等也会影响其宜居性。例如，火星曾处于太阳系宜居带内，但因大气稀薄和磁场消失，液态水难以长期留存。

恒星的内部结构可分为多个层次，每个层次在恒星的能量产生、传输及外部表现中都发挥着重要作用。以下是恒星结构的各个层次：

恒星的内部结构可分为多个物理分层，每一层在能量的产生与传输中扮演着独特的角色。最核心的部分是恒星的能量引擎——核心区。在这里，极端的温度（约1,500万至2,000万开尔文）与高压环境促使氢核发生热核聚变反应，生成氦核并释放出巨大的能量。这些能量首先以高能光子的形式产生，随后向外传输。

紧邻核心的是辐射层，这是恒星内部的主要能量传输区域之一。在这一层，能量主要通过辐射扩散的方式向外传播。光子在穿越辐射层的过程中不断与周围的离子和电子发生散射与吸收-再发射作用，使得能量传递过程极为缓慢；一颗光子可能需要数十万甚至上百万年才能抵达辐射层的外缘。辐射层的温度较核心低，一般维持在数百万开尔文，物质处于高度电离的稀薄气体状态。

在辐射层之外是对流层，这一层的能量传输方式从辐射转为物质对流。由于温度梯度较大，炽热的等离子体向上运动，而较冷的物质下沉，形成大尺度的对流环流。这种对流不仅高效地传递能量，还在恒星表面形成颗粒状的对流胞结构。在类似太阳的恒星中，对流层位于表层；而在某些高质量恒星中，辐射层可能直接延伸至表面，对流层仅存在于内部。

恒星的可见“表面”是光球层，其温度通常在5,000至6,000开尔文之间（以太阳为例）。这是恒星大气中最冷的部分，也是绝大多数可见光和连续谱辐射的来源。光球层的亮度与颜色直接决定了恒星的光谱类型与色指数。

位于光球层之上的是色球层和日冕。色球层温度高于光球，范围在几千至几万开尔文之间，其稀薄的氢气在日全食时会呈现淡红色光晕。更外层的日冕则是温度极高的稀薄等离子体结构，温度可达数百万开尔文，远高于其下方的色球层。这一反常的温度分布至今仍是太阳物理学的重要研究课题。日冕是太阳风的源头，其喷射出的带电粒子流能够延伸至整个行星际空间。

恒星的观测方法随着天文学技术的进步而不断拓展，从传统的可见光成像到多波段全方位探测，手段日益多样化。最早期的观测依赖可见光望远镜，这类仪器直接收集恒星的可见光辐射，是获取恒星亮度、颜色和光谱的基础工具。现代地基设备如凯克天文台，以及轨道上的哈勃太空望远镜，能够提供高分辨率的成像和精确的光谱数据，为恒星分类与演化研究奠定基础。

射电望远镜则扩展了观测的波段范围。通过接收恒星及其周围介质的射电辐射，天文学家可以探测到在可见光下难以察觉的天体活动，例如脉冲星的周期信号、恒星风的动力学过程以及磁场结构。阿雷西博天文台等设施曾在这一领域作出重要贡献。

紫外与红外观测为研究恒星不同阶段的热辐射提供了关键补充。红外望远镜（如斯皮策太空望远镜）能够穿透遮蔽形成区的尘埃，揭示正在诞生的年轻恒星及其周围的原行星盘结构；而紫外波段则有助于探测高温恒星和恒星外层大气的物理特性。

在更高能的波段，X射线与伽马射线天文台（如钱德拉X射线天文台）用于探测极端环境下的恒星活动，包括中子星、黑洞吸积盘及超新星遗迹等。这些观测揭示了恒星爆发和高能粒子辐射的机制。

1.太阳（Sun）

2.天狼星（Sirius）

3.北极星（Polaris）

4.参宿四（Betelgeuse）

类型：红超巨星

特点：参宿四是猎户座的右肩，距离地球大约640光年。它的亮度和大小极其可观，估计其半径是太阳的1000倍。参宿四可能处于恒星生命的晚期，预计将在未来数十万年内爆炸成超新星。

重要性：作为一个临近的红超巨星，参宿四是研究恒星演化和超新星爆炸过程的关键目标。

5.织女星（Vega）

6.南门二（Alpha Centauri）

恒星不仅是天文学研究的核心对象，也在不同文明的神话、宗教与文学传统中承载着深厚的象征意义，成为人类理解宇宙与思考自身命运的重要意象。

在古代中国，二十八宿体系依据恒星在天球上的分布，将黄道与赤道附近的天区划分为二十八个区域。每一宿不仅对应特定的恒星或星群，还赋予了方位、季节、吉凶等文化寓意。这一体系不仅服务于古代天文观测与历法制定，也深刻影响了中国的占星术、诗歌与民俗。

古希腊文明则通过星座神话将恒星与英雄、神祇、爱情与牺牲等主题相联系。天鹅座便是典型例子，其形象源于神祇化身为天鹅的传说，映射出古人将天空故事化、人格化的叙事传统。这些星座神话在后世欧洲文学与艺术中长期流传。

进入现代，恒星也成为科幻文学与影视作品的重要母题。以电影《星际穿越》为代表的作品，将恒星际旅行设想为人类探索生存边界与文明未来的方式，通过描绘跨越虫洞、抵达异星的历程，延续了人类对“通向群星之路”的浪漫想象。

在更广泛的文化语境中，“星”常作为希望、理想与命运的象征。例如，“星辰大海”这一表达，已超越字面含义，成为追求无限未来与开拓精神的隐喻。无论在诗歌、演讲还是大众传媒中，这一象征都以其宏阔意境激励人心。

恒星研究不仅是探索宇宙奥秘的核心，更在多个领域为人类提供了理解自然规律的关键工具，其科学价值体现在基础理论与实际应用的深度结合：

宇宙尺度测量的标准

特定类型恒星的光度变化规律为宇宙测距提供了标尺。例如，造父变星的 “周光关系”（脉动周期与绝对光度的对应关系）使天文学家能精确计算星系距离，是哈勃定律验证和宇宙膨胀理论的重要支撑；Ia 型超新星作为 “标准烛光”，则为测量百亿光年尺度的宇宙结构提供了校准依据，推动了暗能量的发现。

探测恒星内部结构的星震学

星震学通过分析恒星表面的振动模式（如太阳的 5 分钟震荡），揭示其内部密度、温度分布及旋转状态。例如，对太阳的星震观测精确约束了核心氢燃烧速率，验证了核聚变理论；对红巨星的星震研究则发现了其内部 “旋转核”的存在，修正了恒星演化模型。这一技术为无法直接观测的恒星深层物理过程提供了唯一探测手段。

重元素起源与生命物质基础

恒星的一生是元素合成的 “熔炉”：氢聚变生成氦，氦聚变生成碳、氧，大质量恒星的晚期核燃烧产生铁及更重元素，最终通过超新星爆发或恒星风将这些元素抛入星际介质，构成行星和生命的物质基础。例如，人体中的碳、氧元素源于中等质量恒星的氦燃烧，金、铀等重元素则来自超新星爆发或中子星并合，恒星研究因此揭示了 “我们都是星尘” 的物质联系。

行星系统与地外生命探索

恒星的物理特性直接决定其周围行星的宜居性：质量决定恒星寿命（太阳的稳定主序期为80亿年，为地球生命演化提供了时间窗口），光度划定宜居带范围（液态水可能存在的距离区间），磁场活动则影响行星大气的留存（如太阳风对火星大气的侵蚀）。对恒星活动（如耀斑、黑子）的监测，是评估系外行星是否适合生命存在的关键前提。

极端物理条件的模拟

恒星演化的终末阶段（白矮星、中子星、黑洞）创造了地球上无法模拟的极端环境：白矮星的电子简并态物质密度达1吨/立方厘米，中子星的核物质状态检验量子色动力学理论，黑洞的事件视界则是广义相对论与量子力学冲突的焦点。对这些天体的观测，推动了人类对物质本质和引力理论的理解。

航天器导航的灯塔

恒星位置的长期稳定性使其成为深空探测的天然导航坐标。例如，“旅行者号” 探测器通过监测亮星（如天狼星、织女星）的方位角进行姿态校准；未来的星际任务中，高精度恒星位置测量（如盖亚卫星的星表数据）将为航天器提供跨越光年尺度的自主导航能力，确保其在无地面信号区域的轨道精度。

恒星研究因此架起了连接微观粒子物理、宏观宇宙演化与生命起源的桥梁，既是基础科学的前沿，也是人类探索宇宙命运的起点。

在恒星研究领域，技术和理论的进展极大推动了我们对恒星理解的深入。高精度光谱仪如ESO的HARPS，使得科学家能够细致剖析恒星的化学成分和金属丰度，进而准确推断恒星年龄和银河系的化学演化历史。与此同时，盖亚卫星通过精准测量恒星的位置和运动，绘制了涵盖十亿余颗恒星的三维地图，极大丰富了我们对银河结构和恒星群体动力学的认知。

更为重要的是，中微子和引力波观测技术的突破，为研究恒星的极端物理过程打开了全新窗口。通过捕捉超新星爆炸释放的中微子信号以及大质量恒星坍缩产生的引力波，科学家得以深入了解恒星的最终命运和宇宙中剧烈事件的本质。

与此同时，面对日益庞大的观测数据，人工智能技术的应用成为必然趋势。借助机器学习和深度学习，天文学家能够高效地处理和分析海量恒星数据，实现自动分类、演化预测，并发现潜在的新型天体，大幅提升了恒星研究的精度与效率。

整体来看，这些技术和理论的协同发展，正不断推动恒星天文学迈向更精细、更深入的阶段，为我们揭示宇宙演化的秘密提供了坚实支撑。

2025年10月，北京大学科研团队通过“中国天眼”首次捕获恒星黑子的磁场射电信号，为研究恒星磁活动对行星宜居性的影响提供重要依据。