目錄恒星恆星的形成是由於巨大、低密度的冷星雲(分子雲)經由重力塌縮，將位能轉變成熱能，當核心的溫度昇高到可以觸發氫融合反應，並變成小而密度高的熱星。星際物質恆星的質量，大多在太陽質的十分之一到數十倍之間。以太陽而言，其質量約是地球的三十三萬倍，可見恆星有相當巨大的質量。能誕生恆星的巨大分子雲，是由近真空的星際物質，經長時間緩慢聚集而成，星際物質主要是由氫、氦、塵埃所組成。儘管肉眼看起來恒星似乎都是一般大的亮點。但是實際上恒星的體積大小相差很懸殊。太陽在恒星中只是中等身材而已。比太陽直徑大千倍以上的恒星非常多，也有直徑僅爲太陽的百分之一甚至更小的恒星。天文學一般採用干涉法和月掩星法等方法，可以測出恒星的角直徑，從而可以求得恒星的真直徑。天文學家根據雙星的軌道資料也可以得到某些恒星的直徑，也可以根據一些恒星的光度和溫度來推算其直徑。根據一顆恒星繞另一顆恒星的運動，可以利用開普勒第三定律計算出恒星的質量關係。質量大的恒星，它就很不穩定，難以存在。如果恒星質量過小，它的中心溫度和壓力不夠，難以産生持久高效核反應提供能量。目前已準確測出質量的恒星不多，還需要不繼許多研究。恒星之間的直徑相差一億倍以上，而恒星之間的質量相差僅幾千倍，所以恒星之間的密度差別是非常驚人了。夜晚的星有的發紅、有的發黃、有的發藍、也有的發白。藍白色的火焰溫度高，紅色的火焰溫度低。天上的星星也是如此。它們的不同顔色代表表面溫度的不同。一般說來，藍色恒星表面溫度在10000K以上，白色恒星表面溫度在11500～7700K。黃色恒星表面溫度在6000～5000K。紅色恒星表面溫度在3600～2600K。新建的光譜L型矮星的表面則是溫度在2000～1500K。每顆恒星光譜的譜線數目、分佈和強度等情況均不一樣。這些特徵包含著恒星的許多化學資訊。20世紀初，美國哈佛大學天文臺已經對50萬顆恒星進行了光譜研究。並對恒星光譜進行了分類。將恒星光譜分成主要七種類型。結果發現它們與顔色也有關係，即藍色的“O”型、藍白色的“B”型、白色的“A”型、黃白色的“F”型、黃色的“G”型、橙色的“K”型、紅色的“M”型等主要類型。實際上這是一個恒星表面溫度序列，從數萬度的O型到2-3千度的M型。丹麥天文學家赫茨普龍和美國天文學家羅素，根據恒星光譜型和光度的關係，建起著名的“光譜-光度圖”。恆星會經歷完整的生命週期(由出生至死亡)，在不同年齡演化成不同的形態－其中包括原恆星(Protostars)、主序星(main-sequencestars)(其中一生90%的時間，都在主序階段渡過)、巨星(giants)、白矮星(whitedwarfs)、中子星(neutronstars)和黑洞(blackholes)。原恆星的核心尚未發生核聚變，它們仍不能稱為真正的恆星。相等於十至二十個太陽質量的大質量恆星，需要大概一萬年才能收縮至太陽系般大小，再成為O或B型星。較小質量恆星會成為金牛座T型星，這類星最後會演化為G、K或M型恆星，金牛座T型星為表面溫度低而非常年青的恆星，四周被星雲所圍繞，所以這種星顏色偏紅，較容易在紅外線波段找到。當核心氫氣燃燒殆盡之後，質子─質子鏈便會停止(還記得約相等於一個太陽質量的恆星是用質子─質子鏈把氫原子核轉化為氦原子核嗎？而更大質量的恆星則主要使用碳氮氧循環)，剩下的氦核心便會開始塌縮並產生熱，緊鄰核心的氫外殼會被加熱而開始有熱核反應﹐恆星亦同時膨脹。由於總表面面積的增加，恆星會變得極之光亮。雖然核心仍保持熾熱，但膨脹令表面溫度下降，結果星光變紅，最後演化為一顆紅巨星。由於恆星的質量超過八個太陽質量，它核心的密度及溫度必然比小質量恆星高，所以熱核反應會以更快速度進行，產生出更多的熱能，恆星會更加光亮，這些恆星通常為O、B或A型恆星，和其他恆星一樣，大質量恆星會在主序階段把氫轉化為氦。有趣的是，恆星質量越大，壽命越短，例如一顆相等於15個太陽質量的恆星，便只有一千萬年的壽命。當大質量恆星走至生命盡頭時，核心條件足以把氦繼續轉化為碳，同時在核心外圍形成一個氦殼。在恆星強大質量的約束下，核心氦聚變成碳的過程能穩定地進行，在核心高熱的煎熬下，恆星外殼會極度膨脹﹐成為比紅巨星更巨大的超紅巨星。典型的超紅巨星比普通紅巨星大上100倍，雖然表面溫度低，但整體光度仍然非常高，絕對星等可達-10(太陽的絕對星等只有4.8)。情況很像燃燒氦，強大的引力足以在核心燃點起碳，而同時維持星體穩定。核心物質不斷聚變為更重的元素，直至成為鐵。我們相信在地球上常見的重元素，例如氧、氦、矽等，其實是在遙遠的過去，在一顆恆星的內部以這個機制產生的。鐵其實是熱核反應的終站。氫轉化為氦會產生能量，但要把鐵結合成更重的元素時，卻反而要吸收能量，這也是為甚麼我們把如鈾等重元素分裂成較輕元素時，可