由熾熱氣體組成的、能自己發光的球狀或類球狀天體。離地球最近的恒星是太陽。其次是半人馬座比鄰星，它發出的光到達地球需要4.22年，晴朗無月的夜晚，在一定的地點一般人用肉眼大約可以看到3，000多顆恒星。借助於望遠鏡，則可以看到幾十萬乃至幾百萬顆以上。估計銀河系中的恒星大約有一、二千億顆。恒星並非不動，隻是因為離開我們實在太遠，不借助於特殊工具和特殊方法，很難發現它們在天球上的位置變化，因此古代人把它們叫作恒星。
獵戶座附近的星空
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（絕對星等）、質量、直徑、溫度、壓力和磁場等。
測定恒星距離最基本的方法是三角視差法，先測得地球軌道半長徑在恒星處的張角(叫作周年視差)，再經過簡單的運算，即可求出恒星的距離。這是測定距離最直接的方法。但對大多數恒星說來，這個張角太小，無法測準。所以測定恒星距離常使用一些間接的方法，如分光視差法、星團視差法、統計視差法以及由造父變星的周光關系確定視差，等等（見天體的距離）。這些間接的方法都是以三角視差法為基礎的。
恒星的亮度常用星等來表示。恒星越亮，星等越小。在地球上測出的星等叫視星等；歸算到離地球10秒差距處的星等叫絕對星等。使用對不同波段敏感的檢測元件所測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之一是U(紫外)、B（藍）、V（黃）三色系統(見UBV測光系統)；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。太陽的V=-26.74等，絕對目視星等Mv=+4.83等，色指數B-V=0.63，U-B=0.12。由色指數可以確定色溫度。
恒星表面的溫度一般用有效溫度來表示，它等於有相同直徑、相同總輻射的絕對黑體的溫度。恒星的光譜能量分佈與有效溫度有關，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，絕對星等越小。恒星的光度級可以分為Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ、Ⅵ、Ⅶ，依次稱為超巨星、亮巨星、巨星、亞巨星、主序星（或矮星）、亞矮星、白矮星。太陽的光譜型為G2V，顏色偏黃，有效溫度約5，770K。A0V型星的色指數平均為零，溫度約10，000K。恒星的表面有效溫度由早O型的幾萬度到晚M型的幾千度，差別很大。
恒星的真直徑可以根據恒星的視直徑（角直徑）和距離計算出來。常用的幹涉儀或月掩星方法可以測出小到0.″001的恒星的角直徑，更小的恒星不容易測準，加上測量距離的誤差，所以恒星的真直徑可靠的不多。根據食雙星兼分光雙星的軌道資料，也可得出某些恒星直徑。對有些恒星，也可根據絕對星等和有效溫度來推算其真直徑。用各種方法求出的不同恒星的直徑，有的小到幾公裡量級，有的大到109公裡以上。
隻有特殊的雙星系統才能測出質量來，一般恒星的質量隻能根據質光關系等方法進行估算。已測出的恒星質量大約介於太陽質量的百分之幾到120倍之間，但大多數恒星的質量在0.1～10個太陽質量之間。恒星的密度可以根據直徑和質量求出，密度的量級大約介於10-9克/厘米3（紅超巨星）到1013～1016克/厘米3（中子星）之間。
恒星表面的大氣壓和電子壓可通過光譜分析來確定。元素的中性與電離譜線的強度比，不僅同溫度和元素的豐度有關，也同電子壓力密切相關。電子壓與氣體壓之間存在著固定的關系，二者都取決於恒星表面的重力加速度，因而同恒星的光度也有密切的關系（見恒星大氣理論）。
根據恒星光譜中譜線的塞曼分裂（見塞曼效應）或一定波段內連續譜的圓偏振情況，可以測定恒星的磁場。太陽表面的普遍磁場很弱，僅約1～2高斯，有些恒星的磁場則很強，能達數萬高斯。白矮星和中子星具有更強的磁場。
化學組成 與在地面實驗室進行光譜分析一樣，我們對恒星的光譜也可以進行分析，借以確定恒星大氣中形成各種譜線的元素的含量，當然情況要比地面上一般光譜分析復雜得多。多年來的實測結果表明，正常恒星大氣的化學組成與太陽大氣差不多。按質量計算，氫最多，氦次之，其餘按含量依次大致是氧、碳、氮、氖、矽、鎂、鐵、硫等。但也有一部分恒星大氣的化學組成與太陽大氣不同，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，若幹金屬元素和超鈾元素的譜線顯得特別強。但是，這能否歸結為某些元素含量較多，還是一個問題。
理論分析表明，在演化過程中，恒星內部的化學組成會隨著熱核反應過程的改變而逐漸改變，重元素的含量會越來越多，然而恒星大氣中的化學組成一般卻是變化較小的。
物理特性的變化 觀測發現，有些恒星的光度、光譜和磁場等物理特性都隨時間的推移發生周期的、半規則的或無規則的變化。這種恒星叫作變星。變星分為兩大類：一類是由於幾個天體間的幾何位置發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；一類是由於恒星自身內部的物理過程而造成的物理變星。
幾何變星中，最為人們熟悉的是兩個恒星互相繞轉（有時還有氣環或氣盤參與）因而發生變光現象的食變星(即食雙星)。根據光強度隨時間改變的“光變曲線”，可將它們分為大陵五型、天琴座β（漸臺二）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，亮度的變化是由於自轉時觀測者所見發光面積的變化而造成的）、星雲變星（位於星雲之中或之後的一些恒星，因星雲移動，吸光率改變而形成亮度變化）等。可用傾斜轉子模型解釋的磁變星，也應歸入幾何變星之列。
物理變星，按變光的物理機制，主要分為脈動變星和爆發變星兩類。脈動變星的變光原因是：恒星在經過漫長的主星序階段以後（見赫羅圖），自身的大氣層發生周期性的或非周期性的膨脹和收縮，從而引起脈動性的光度變化。理論計算表明脈動周期與恒星密度的平方根成反比。因此那些重復周期為幾百乃至幾千天的晚型不規則變星、半規則變星和長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(又叫星團變星)，是兩種最重要的脈動變星。觀測表明，前者的絕對星等隨周期增長而變小（這是與密度和周期的關系相適應的），因而可以通過精確測定它們的變光周期來推求它們自身以及它們所在的恒星集團的距離，所以造父變星又有宇宙中的“燈塔”或“量天尺”之稱。天琴座RR型變星也有量天尺的作用。
還有一些周期短於0.3天的脈動變星(包括盾牌座δ型變星、船帆座AI型變星和仙王座β型變星等)，它們的大氣分成若幹層，各層都以不同的周期和形式進行脈動，因而，其光度變化規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系也有差異。盾牌座δ型變星和船帆座AI型變星可能是質量較小、密度較大的恒星，仙王座β型變星屬於高溫巨星或亞巨星一類。
爆發變星按爆發規模可分為超新星、新星、矮新星、類新星和耀星等幾類。超新星的亮度會在很短期間內增大數億倍，然後在數月到一、二年內變得非常暗弱。目前多數人認為這是恒星演化到晚期的現象。超新星的外部殼層以每秒鐘數千乃至上萬公裡的速度向外膨脹，形成一個逐漸擴大而稀薄的星雲；內部則因極度壓縮而形成密度非常大的中子星之類的天體。最著名的銀河超新星是中國宋代（公元1054年）在金牛座發現的“天關客星”。現在可在該處看到著名的蟹狀星雲，其中心有一顆周期約33毫秒的脈沖星。一般認為，脈沖星就是快速自轉的中子星。
新星在可見光波段的光度在幾天內會突然增強大約9個星等或更多，然後在若幹年內逐漸恢復原狀。1975年8 月在天鵝座發現的新星是迄今已知的光變幅度最大的一顆。光譜觀測表明，新星的氣殼以每秒500～2，000公裡的速度向外膨脹。一般認為，新星爆發隻是殼層的爆發，質量損失僅占總質量的千分之一左右，因此不足以使恒星發生質變。有些爆發變星會再次作相當規模的爆發，稱為再發新星。
矮新星和類新星變星的光度變化情況與新星類似，但變幅僅為2～6個星等，發亮周期也短得多。它們多是雙星中的子星之一，因而不少人的看法傾向於，這一類變星的爆發是由雙星中某種物質的吸積過程引起的。
耀星是一些光度在數秒到數分鐘間突然增亮而又很快回復原狀的一些很不規則的快變星。它們被認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，會很快地突然變暗幾個星等，然後慢慢上升到原來的亮度。觀測表明，它們是一些含碳量豐富的恒星。大氣中的碳塵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。
隨著觀測技術的發展和觀測波段的擴大，還發現瞭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。
結構和演化 根據實際觀測和光譜分析，我們可以瞭解恒星大氣的基本結構。一般認為在一部分恒星中，最外層有一個類似日冕狀的高溫低密度星冕。它常常與星風有關。有的恒星已在星冕內發現有產生某些發射線的色球層，其內層大氣吸收更內層高溫氣體的連續輻射而形成吸收線。人們有時把這層大氣叫作反變層，而把發射連續譜的高溫層叫作光球。其實，形成恒星光輻射的過程說明，光球這一層相當厚，其中各個分層均有發射和吸收。光球與反變層不能截然分開。太陽型恒星的光球內，有一個平均約十分之一半徑或更厚的對流層。在上主星序恒星和下主星序恒星的內部，對流層的位置很不相同。能量傳輸在光球層內以輻射為主，在對流層內則以對流為主。
對於光球和對流層，我們常常利用根據實際測得的物理特性和化學組成建立起來的模型進行較詳細的研究。我們可以從流體靜力學平衡和熱力學平衡的基本假設出發，建立起若幹關系式，用以求解星體不同區域的壓力、溫度、密度、不透明度、產能率和化學組成等。在恒星的中心，溫度可以高達數百萬度乃至數億度，具體情況視恒星的基本參量和演化階段而定。在那裡，進行著不同的產能反應。一般認為恒星是由星雲凝縮而成，主星序以前的恒星因溫度不夠高，不能發生熱核反應，隻能靠引力收縮來產能。進入主星序之後，中心溫度高達700萬度以上，開始發生氫聚變成氦的熱核反應。這個過程很長，是恒星生命中最長的階段。氫燃燒完畢後，恒星內部收縮，外部膨脹，演變成表面溫度低而體積龐大的紅巨星，並有可能發生脈動。那些內部溫度上升到近億度的恒星，開始發生氦碳循環。在這些演化過程中，恒星的溫度和光度按一定規律變化，從而在赫羅圖上形成一定的徑跡。最後，一部分恒星發生超新星爆炸，氣殼飛走，核心壓縮成中子星一類的致密星而趨於“死亡”（見恒星的形成和演化）。
關於恒星內部結構和演化後期的高密階段的情況，主要是根據理論物理推導出來的，這還有待於觀測的證實和改進。關於由熱核反應形成的中微子之謎，理論預言與觀測事實仍相去甚遠。這說明原有的理論尚有很多不完善的地方（見中微子天文學）。因此，揭開中微子謎，對研究恒星尤其是恒星的內部結構和演化很有幫助。
參考書目
佩克爾、沙茲曼著，李珩譯：《普通天體物理學》，科學出版社，北京，1964。(J.C.Pecker et E.Schatzman，Astrophysique Générale，Masson and Cie，Paris，1959.)
H.Scheffler and H.Elsässer，Physik der Sterne und der Sonne，Bibliographisches Institut，Mannheim，1974.
J.M.Pasachoff，Astronomy Now，W.B.Saunders Co.，Philadelphia，1978.