恒星是由熾熱氣體組成的，是能自己發光的球狀或類球狀天體。由於恒星離我們太遠，不借助於特殊工具和方法，很難發現它們在天上的位置變化，因此古代人把它們認為是固定不動的星體。我們所處的太陽系的主星太陽就是壹顆恒星。
1.1恒星演化
恒星結構恒星都是氣體星球。晴朗無月的夜晚，且無光汙染的地區，壹般人用肉眼大約可以看到6000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1500-2000億顆。恒星的兩個重要的特征就是溫度和絕對星等。大約100年前，丹麥的艾依納爾·赫茨普龍(Einar Hertzsprung)和美國的享利·諾裏斯·羅素(Henry Norris Russell )各自繪制了查找溫度和亮度之間是否有關系的圖，這張關系圖被稱為赫羅圖，或者H—R圖。在H-R圖中，大部分恒星構成了壹個在天文學上稱作主星序的對角線區域。在主星序中，恒星的絕對星等增加時，恒星的演變其表面溫度也隨之增加。90%以上的恒星都屬於主星序，太陽也是這些主星序中的壹顆。巨星和超巨星處在H—R圖的右側較高較遠的位置上。白矮星的表面溫度雖然高，但亮度不大，所以他們只處在該圖的中下方。
1.2恒星演化
恒星在其生命期內（發光與發熱的期間）的連續變化。生命期則依照星體大小而有所不同。單壹恒星的演化並沒有辦法完整觀察，因為這些過程可能過於緩慢以致於難以察覺。因此天文學家利用觀察許多處於不同生命階段的恒星，並以計算機模型模擬恒星的演變。 天文學家赫茨普龍和哲學家羅素首先提出恒星分類與顏色和光度間的關系。恒星——赫羅圖系，建立了被稱為“赫-羅圖的”恒星演化關系，揭示了恒星演化的秘密。“赫-羅圖”中，從左上方的高溫和強光度區到右下的低溫和弱光區是壹個狹窄的恒星密集區，我們的太陽也在其中；這壹序列被稱為主星序，90%以上的恒星都集中於主星序內。在主星序區之上是巨星和超巨星區；左下為白矮星區。
1.3恒星形成
在宇宙發展到壹定時期，宇宙中充滿均勻的中性原子氣體雲，大體積氣體雲由於自身引力而不穩定造成塌縮。這樣恒星便進入形成階段。在塌縮開始階段，氣體雲內部壓力很微小，物質在自引力作用下加速向中心墜落。當物質的線度收縮了幾個數量級後，情況就不同了，壹方面，氣體的密度有了劇烈的增加，另壹方面，由於失去的引力位能部分的轉化成熱能，氣體溫度也有了很大的增加，氣體的壓力正比於它的密度與溫度的乘積，因而在塌縮過程中，壓力增長更快，這樣，在氣體內部很快形成壹個足以與自引力相抗衡的壓力場，這壓力場最後制止引力塌縮，從而建立起壹個新的力學平衡位形，稱之為星坯。 星坯的力學平衡是靠內部壓力梯度與自引力相抗衡造成的，而壓力梯度的存在卻依賴於內部溫度的不均勻性（即星坯中心的溫度要高於外圍的溫度），因此在熱學上，這是壹個不平衡的系統，熱量將從中心逐漸地向外流出。這壹熱學上趨向平衡的自然傾向對力學起著削弱的作用。於是星坯必須緩慢的收縮，以其引力位能的降低來升高溫度，從而來恢復力學平衡；同時也是以引力位能的降低，來提供星坯輻射所需的能量。這就是星坯演化的主要物理機制。
最新觀測發現S1020549恒星下面我們利用經典引力理論大致的討論這壹過程。考慮密度為ρ、溫度為T、半徑為r的球狀氣雲系統，氣體熱運動能量：ET= RT= T (1) 將氣體看成單原子理想氣體，μ為摩爾質量，R為氣體普適常數。為了得到氣雲球的的引力能Eg，想象經球的質量壹點點移到無窮遠，將球全部移走場力作的功就等於-Eg。當球質量為m，半徑為r時，從表面移走dm過程中場力做功：dW=- =-G( )1/3m2/3dm(2) 所以：-Eg=- ( )1/3m2/3dm= G( M5/3。於是：Eg=- (2)。氣體雲的總能量： E=ET+EG (3)。靈魂星雲將形成新的行星熱運動使氣體分布均勻，引力使氣體集中。現在兩者***同作用。當E>0時熱運動為主，氣雲是穩定的，小的擾動不會影響氣雲平衡；當E<0時，引力為主，小的密度擾動產生對均勻的偏離，密度大處引力增大，使偏離加強而破壞平衡，氣體開始塌縮。由E≤0得到產生收縮的臨界半徑：(4) 相應的氣體雲的臨界質量為：(5) 原始氣雲密度小，臨界質量很大。所以很少有恒星單獨產生，大部分是壹群恒星壹起產生成為星團。球形星團可以包含10^5→10^7個恒星，可以認為是同時產生的。 我們已知：太陽質量：MΘ=2×10^33,半徑R=7×10^10,我們帶入(2)可得出太陽收縮到今天這個狀態以釋放的引力能。太陽的總光度L=4×10^33erg.s-1如果這個輻射光度靠引力為能源來維持，那麽持續的時間是：很多證明表明，太陽穩定的保持著今天的狀態已有5×10^9年了，因此，星坯階段只能是太陽形成像今天這樣的穩定狀態之前的壹個短暫過渡階段。這樣提出新問題，星坯引力收縮是如何停止的？此後太陽輻射又是以什麽為能源？
1.4恒星穩定期
主序星階段在收縮過程中密度增加，我們知道ρ∝r-3，由式(4),rc∝r3/2,所以rc比 r減小的更快，收縮氣雲的壹部分又達到新條件下的臨界，小擾動可以造成新的局部塌縮。如此下去在壹定的條件下，大塊氣雲收縮為壹個凝聚體成為原恒星，原恒星吸附周圍氣雲後繼續收縮，表面溫度不變，中心溫度不斷升高，引起溫度、密度和氣體成分的各種核反應。產生熱能使氣溫升的極高，氣體壓力抵抗引力使原恒星穩定下來成為恒星，恒星的演化是從主序星開始的。
哈勃觀測到兩顆燃燒劇烈的超級恒星恒星的成份大部分是H和He，當溫度達到104K以上，即粒子的平均熱動能達1eV以上，氫原子通過熱碰撞就充分的電離了（氫的電離能是13.6eV），在溫度進壹步升高後，等離子氣體中氫核與氫核的碰撞就可能引起核反應。對純氫的高溫氣體，最有效的核反應系列是所謂的P-P鏈：其中主要是2D(p,γ)3He反應。D含量只有氫的10-4左右，很快就燃完了。
如果開始時D比3He含量多，則反應生成的3H可能就是恒星早期3He的主要來源，由於對流到達恒星表面的這種3He,有可能還保留到現在。 Li,Be,B等輕核和D壹樣結合能很低，含量只是H 的2×10-9K左右，當中心溫度超過3×106K就開始燃燒，引起（p,α）和（p,α）反應，很快成為3He和4He。中心溫度達到107K，密度達到 105kg/m3左右時，產生的氫轉化為He的41H→4He過程。這主要是p-p和CNO循環。同時含有1H和4He是發生p-p鏈反應，有以下三個分支組成：p-p1(只有1H) p-p2(同時有1H、4He) p-p3或假設1H 和4He的重量比相等。隨溫度升高，反應從p-p1逐漸過渡到p-p3，而當T>1.5×107K時，恒星中燃燒H的過程就可過渡到以CNO循環為主了。
當恒星內混雜有重元素C和N時，他們能作為觸媒使1H變為4He，這就是CNO循環，CNO循環有兩個分支：或總反應率取決於最慢的14N(p,γ)15O、15N的(p,α)和(p,γ)反應分支比約為2500：1。
這個比值幾乎與溫度無關，所以在2500次CNO循環中有壹次是CNO-2。在p-p鏈和CNO循環過程中，凈效果是H燃燒生成He。在釋放出的26.7MeV能量中，大部分消耗給恒星加熱和發光，成為恒星的主要來源。
前面我們提到恒星的演化是從主星序開始的，那麽什麽是主星序呢？等H穩定地燃燒為He時，恒星就成了主序星。人們發現有百分之八十至九十的恒星都是主序星，他們***同特征是核心區都有氫正在燃燒，他們的光度、半徑和表面溫度都有所不同，後來證明：主序星的定量上差別主要是質量不同，其次是他們的年齡和化學成份，太陽這段歷程約千萬年。
觀察到的主序星的最小質量大約為0.1M。模型計算表明，當質量小於0.08M時，星體的收縮將達不到氫的點火溫度，從而形不成主序星，這說明對於主序星它有壹個質量下限。觀察到的主序星的最大質量大約是幾十個太陽質量。理論上講，質量太大的恒星輻射很強，內部的能量過程很劇烈，因此結構也越不穩定。但是理論上沒有壹個質量的絕對上限。
當對某壹星團作統計分析時，人們卻發現主序星有壹個上限，這說明什麽？我們知道，主序星的光度是質量的函數，這函數可分段的用冪式表示：L∝Mν。其中υ不是壹個常數，它的值大概在3.5到4.5之間。M大反映主序星中可供燃燒的質量多，而L大反映燃燒的快，因此主序星的壽命可近似用M與L的商標來標誌：T∝M-(ν-1)即主序星壽命隨質量增大而按冪律減小，如果整個星團已存在的年齡為T，那就可以由T與M的關系式求出壹個截止質量MT。質量大於MT的主序星已結束核心的H燃燒階段而不是主序星了，這就是觀察到由大量同年齡星組成的星團有上限的原因。 現在我們就討論觀測到的恒星中大部分是主序星的原因，表1根據壹25M的恒燃燒階段點火溫度(K) 中心溫度(g. cm-3) 持續時間(yr)H:4×107 4 7×106。He:2×108 6×102 5×105。C:7×108 6×105 5×102。Ne:1.5×109 4×106。Si:3.5×109 1×108 3×10-3。燃燒階段的總壽命7.5×106。
星演化模型，列出了各種元素的點火溫度及燃燒所持續的時間。從表上看出，原子序數大的核有更高的點火溫度，Z大的核不僅難於點火，點火後燃燒也更劇烈，因此燃燒持續的的時間也就更短。這顆25M的表1 25M恒星演化模型，模型星的燃燒階段的總壽命為7.5×106年，而其中百分之九十以上的時間是氫燃燒階段，即主星序階段。從統計角度講，這表明找到壹顆處於主星序階段的恒星幾率要大。這正是觀察到的恒星大多數為主序星的基本原因。
1.5恒星晚年
主序後的演化由於恒星形成是它的主要成份是氫，而氫的點火溫度又比其他元素都低，所以恒星演化的第壹階段總是氫的燃燒階段，即主序階段。在主序階段，恒星內部維持著穩衡的壓力分布和表面溫度分布，所以在整個漫長的階段，它的光度和表面溫度都只有很小的變化。下面我們討論，當星核區的氫燃燒完畢後，恒星有將怎麽進壹步演化？
恒星在燃燒盡星核區的氫之後，就熄火，這時核心區主要是氦，它是燃燒的產物，外圍區的物質主要是未經燃燒的氫，核心熄火後恒星失去了輻射的能源，它便要引力收縮是壹個起關鍵作用的因素。壹個核燃燒階段的結束，表明恒星內各處溫度都已低於在該處引起點火所需要的溫度，引力收縮將使恒星內各處的溫度升高，這實際上是尋找下壹次核點火所需要的溫度，引力收縮將使恒星內各處的溫度全面的升高，主序後的引力收縮首先點著的不是核心區的氦（它的點火溫度高的太多），而是核心與外圍之間的氫殼，氫殼點火後，核心區處於高溫狀態，而仍沒核能源，它將繼續收縮。這時，由於核心區釋放的引力位能和燃燒中的氫所釋放的核能，都需要通過外圍不燃燒的氫層必須劇烈地膨脹，即讓介質輻射變得更透明。而氫層膨脹又使恒星的表面溫度降低了，所以這是壹個光度增加、半徑增加、而表面變冷的過程，這個過程是恒星從主星序向紅巨星過渡，過程進行到壹定程度，氫區中心的溫度將達到氫點火的溫度，於是又過渡到壹個新階段--氦燃燒階段。在恒星中心發生氦點火前，引力收縮以使它的密度達到了103g. cm-3的量級，這時氣體的壓力對溫度的依賴很弱，那麽核反應釋放的能量將使溫度升高，而溫度升高反過來又加劇核反應速率，於是壹旦點火，很快就會燃燒的十分劇烈，以至於爆炸，這種方式的點火稱為“氦閃光”，因此在現象上會看到恒星光度突然上升到很大，後來又降的很低。
另壹方面，當引力收縮時它的密度達不到103g. cm-3量級，此時氣體的壓力正比與溫度，點火溫度升高導致壓力升高，核燃燒區就會有所膨脹，而膨脹導致溫度降低，因此燃燒就能穩定的進行，所以這兩種點火情況對演化進程的影響是不同的。 恒星在發生“氦閃光”之後又怎麽演變呢？閃光使大量能量的釋放很可能把恒星外層的氫氣都吹走，剩下的是氦的核心區。氦核心區因膨脹而減小了密度，以後氦就有可能在其中正常的燃燒了。氦燃燒的產物是碳，在氦熄火後恒星將有壹個碳核心區氦外殼，由於剩下的質量太小引力收縮已不能達到碳的點火溫度，於是它就結束了以氦燃燒的演化，而走向熱死亡。
由於引力塌縮與質量有關，所以質量不同的恒星在演化上是有差別的。M<0.08M的恒星：氫不能點火，它將沒有氦燃燒階段而直接走向死亡。0.08<M<0.35M的恒星：氫能點火，氫熄火後，氫核心區將達不到點火溫度，從而結束核燃燒階段。0.35<M<2.25M的恒星：它的主要特征是氦會點火而出現"氦閃光"。2.25<M<4M的恒星：氫熄火後氦能正常地燃燒，但熄火後，碳將達不到點火溫度。這裏的反應有：在He反應初期,溫度達到108K量級時，CNO循環產生的13C，17O能和4He發生新的(α，n)反應，形成16O和20Ne，在He反應進行了很長時間後，20Ne(p,γ) 21Na(β+,ν) 21Na中的21Na以及14N吸收兩個4He形成的22Ne能發生(α，n)反應形成24Mg和25Mg等，這些反應作為能源並不重要，但發出的中子可進壹步發生中子核反應。4<M<8→10M的恒星，這是壹個情況不清楚的範圍，或許碳不能點火，或許出現"碳閃光"，或許能正常地燃燒，因為這是最後的中心溫度已較高，壹些較敏感的因素，如：中微子的能量損失把情況弄得模糊了。He反應結束後，當中心溫度達到109K時，開始發生C,O,Ne 燃燒反應，這主要是C-C反應，O-O反應，以及20Ne的γ，α反應：8→10M<M的恒星：氫、氦、碳、氧、氖、矽都能逐級正常燃燒。最後在中心形成壹個不能在釋放能量的核心區，核心區外面是各種能燃燒而未燒盡的氫元素殼層。核燃燒階段結束時，整個恒星呈現由內至外分層（Fe,Si,Mg,Ne,O,C,He,H）結構。