恒星是由自身引力维系的发光天体，主要由氢和氦组成。在其活跃期的大部分时间里，内部的核聚变为它向太空辐射提供能量。太阳是距离地球最近的恒星，也是太阳系的中心天体。恒星的大小、亮度、温度和寿命差异很大；其初始质量对演化过程和最终命运有着重大影响。(science.nasa.gov)
物理结构与能量
普通恒星主要由高温气体构成，其中很大一部分是电子与原子核分离的等离子体。恒星内部的温度和密度远高于可见的外层。稳定的恒星维持着近似的流体静力平衡：压力梯度产生的向外作用力与向内的引力相平衡。即使恒星的结构和组成缓慢变化，这种平衡仍可持续存在。(openstax.org)
聚变之所以释放能量，是因为生成物的总质量小于参与反应的粒子的总质量，这一质量差根据质能等价关系转化为能量。在太阳内部，氢主要通过质子—质子链转化为氦。在温度更高的恒星核心中，碳氮氧循环可能成为氢聚变的主要机制，以碳、氮和氧的原子核作为反应中介。两种机制的净结果相同：四个氢核转化为一个氦核，同时释放能量。(openstax.org)
能量主要通过辐射和对流向外传递。辐射传输涉及物质与光子之间反复发生的相互作用；对流则通过物质的循环运动输送热量。这两种过程的相对重要性及其发生区域因恒星而异。恒星可见的“表面”并非固体，而是一个大气层，观测到的辐射大多从这里逸出。(openstax.org)
性质与分类
恒星主要的可测量性质包括质量、半径、温度、化学组成以及光度，即单位时间内发出的总能量。光度必须与视亮度区分开来：一颗光度很高但距离遥远的恒星，看起来可能比一颗光度较低但距离较近的恒星更暗。因此，确定距离对于解读观测到的亮度至关重要。(openstax.org)
光谱学将星光按其组成波长分解。吸收线能够揭示恒星大气中的物质，但其强度也在很大程度上取决于温度和电离程度。主要光谱型按温度从高到低排列为 O、B、A、F、G、K 和 M。高温恒星通常呈蓝色或蓝白色，而温度较低的恒星则呈橙色或红色。太阳属于 G 型。L、T 和 Y 光谱型将分类范围扩展到了更冷的天体，包括褐矮星。(openstax.org)
赫罗图展示了光度与表面温度或光谱型之间的关系。大多数普通恒星位于主序星带上，这一带状区域从高温、高光度的恒星延伸到低温、暗弱的恒星。巨星和超巨星位于高光度区域，而白矮星虽然温度相对较高，却因半径很小而光度较低。恒星在图中的位置会随演化而变化；这张图并不是简单地按年龄递增排列的序列。(openstax.org)
形成与主序阶段
恒星形成于由星际气体和尘埃组成的寒冷分子云中。引力使密度足够高的区域坍缩并分裂成更小的部分。正在形成的原恒星不断吸积物质，并在收缩过程中升温；最初，其能量主要由引力收缩提供。当核心开始持续进行氢聚变时，恒星便进入主序阶段。恒星往往成群形成，而不是单独诞生。(science.nasa.gov)
始终未能获得足够质量、无法维持常规氢聚变的天体是褐矮星，而非主序星。它们可能看起来像暗弱、低温的恒星，但长期能量来源不同。相比之下，红矮星是真正的低质量主序星。由于消耗燃料的速度很慢，它们的预期寿命极长，可能达到数万亿年。(science.nasa.gov)
大质量主序星拥有更多燃料，但其燃料消耗速度的增幅远大于储量的增幅。因此，它们的寿命可能只有几百万年，而类似太阳的恒星则能在主序阶段停留数十亿年。恒星寿命还取决于其组成，以及内部物质的混合方式。(science.nasa.gov)
演化与遗骸
当核心中的氢逐渐耗尽时，恒星的结构会发生变化。对于类似太阳的恒星，核心会收缩，而周围壳层中的氢聚变仍在继续，外层则膨胀，使恒星成为红巨星。随后，氦聚变生成碳和氧。恒星最终抛出外层物质，这些物质可以形成行星状星云，留下逐渐冷却的白矮星。(science.nasa.gov)
质量更大的恒星会经历更多核燃烧阶段，生成越来越重的原子核。一旦富铁核心无法再支撑自身，坍缩便可能引发超新星爆发。根据残余核心的性质及其后续演化，留下的天体可能是中子星或黑洞。恒星聚变及其物质向星际空间的回归，推动了核合成，并使后续世代恒星中的化学元素更加丰富。(science.nasa.gov)
观测与恒星系统
天文学家综合亮度测量、光谱和位置观测来推断恒星的性质。恒星视差测量的是地球绕太阳运行、位置发生变化时，邻近恒星相对于遥远背景天体的视位置偏移，从而以几何方法确定距离。(openstax.org)
许多恒星属于双星或多星系统。对轨道运动的测量是确定恒星质量的重要手段。恒星也会组成星团：疏散星团是相对松散的引力束缚群体，而球状星团则是密集、近似球形的系统，其中包含大量年老恒星。比较同一星团中的恒星，有助于天文学家研究具有共同形成环境的恒星群体。(openstax.org)