1.众多的恒星，性质各异
银河系内恒星众多，性质各异，有些差异是由于恒星离我们远近不同而造成的，我们在地球上看到太阳比一切恒星都亮得多，因为它离我们最近，为了比较各个恒星的性质，最好把它们放在同一距离处，为此，人们首先研究同属一个球状星团的恒星，它们到地球的距离差不多是一样的，当把各个恒星的颜色作为横坐标；把各个恒星的视亮度作为纵坐标时，不同恒星可用不同的点来表示，这样就绘成了一张图，结果发现，各个恒星在上的分布有一定的规律，这种图称为赫罗图，图中有两个密集系列，一个从左上到右下，称为主星序，另一个在右上角，称为巨星序。
根据恒星演化的理论，主星序亮度由大变小时，恒星质量也由大变小，粗略地说，比太阳亮的恒星，恒星质量每增大一倍，发出的光要增大15倍，由于恒星发光的能量来自氢聚变为氦的热核反应，因此能源与质量成正比，这样，质量大一倍，寿命就要短1/7，太阳的年龄为50亿年，一个很蓝的O、B型恒星却只能存活几百万年，也就是说，它们是在太阳形成之后很久才刚刚诞生的“小娃娃”。
当恒星内的氢全部聚变为氦之后，恒星的内部收缩，并开始更新元素的聚变过程，恒星的外部向外膨胀，变成红色，这就是巨星序上的红巨星，它们与蓝色的巨星几乎同样明亮，同样显得似乎很有生气，其实它们是比太阳更衰老更接近死亡的老年恒星。
对于球状星团以外的恒星，只要能够确定它们的距离或亮度，测出颜色，也同样可以定出它们在赫罗上的位置。
2.恒星家族，一群群地诞生
在第二次世界大战期间，对银河系组成的研究取得了重大进展。
在此期间，德国天文学家巴德采用对红光敏感的底片，详细地研究了仙女座大星云的中心区域，并得到了其中恒星的赫罗图。仙女座大星云是与银河系相邻近并且性质也相似的一个漩涡星系。巴德发现性质不同的恒星，分布在仙女座大星云的不同部位，星系中心区域的恒星多数是老年的红巨星，主序星很少，与银河系中的球状星团相似，但与太阳附近的恒星却有明显的不同。据此，巴德把处在星系不同部位的恒星，分成不同的两组，并命名为星族Ⅰ和星族Ⅱ。
在银河系的银盘内，特别是在旋臂附近，存在着很多非常年轻的大质量恒星，即像参宿七那样又蓝又明亮的巨星，根据恒星演化的理论，它们只能是不久前刚刚从气体和尘埃组成的星云中收缩而成的，有些恒星可能还在襁褓之中，正被浓密的星云包围着。巴德把这种与气体和尘埃紧紧挨在一起，质量很大而年龄很小的恒星称为星族Ⅰ。为了与各种中介情况加以区别，现在它们被称为极端星族Ⅰ。
巴德认为球状星团中的恒星与在银核（即银河系中恒星的分布最为密集之处）内的恒星性质相似，因为两者的颜色都比较红，它们当中最明亮的星都是红巨星，所以说明它们都比较老，并把它们称为星族Ⅱ。现代的研究表明，巴德的这种分析，把问题过分简化了。作仔细的光谱分析后可以发现，银核中的恒星和球状星团中的恒星有一个重要的差别，那就是两者的“金属”含量有明显的不同。两个金属含量差别很大的恒星，尽管它们的质量、亮度和表面温度相差不多，它们的光谱仍然明显不同。在光谱的蓝段，太阳型恒星的光谱有很多由重元素碳和铁等所形成的强吸收线，而贫金属的恒星，例如HD140283的光谱中除了氢的吸收线以外，别的吸收线很少。质量相同的恒星，贫金属的恒星因为蓝端缺少吸收线，因此平均光谱比较蓝，从而年龄相近质量相近的恒星，也会因金属丰度不同而有颜色的差别。仔细的观察发现，银核中的颜色比球状星团还要更红一些，表明球状星团特别是离银核很远的球状星团的金属丰度最低，甚至只有太阳的金属含量的1/100，恒星离银核越近，金属丰度越高，这个奇怪的现象对于星系演化的研究有重要的意义。
按照性质（如年龄、化学成分、运动特性、空间分布等）的不同，把银河系的恒星分成不同星族，这是研究银河系组成的一个进步。现在，一般把银河系的天体分为五个星族：晕星族（银河系中最老的天体，金属含量最少，仅约0.02%，主要分布在银晕，银盘也有）；中介星族Ⅱ（高速星）；盘星族（分布在银盘和银核，含金属成分少）；中介星族Ⅱ（较老的星族，含金属多，分布在银盘）；旋臂星族（又叫极端星族Ⅰ，最年轻的恒星，只有几百万年，最亮的是蓝热星，集中分布在银道面附近的旋臂中）。
银河系的恒星总数虽达千亿颗，但由于银河系体积庞大，所以恒星的分布是很稀疏的，而且大部分恒星比较暗淡，发光不强。平均而言，银盘内每立方光年内有0.0014个太阳质量，发出0.0017个太阳光度，恒星之间的平均距离是7光年（打个比喻，相当于两个人相距千公里，或在中国这块土地上只有一、二十人）。恒星的聚集方式也很不相同，有单个恒星，有双星，三重星，星协和星团。在太阳的近邻中，几乎一半恒星处于多重星之中，这种成双成组的现象表明，恒星很可能是一群群而不是一个个诞生的。
银晕中一部分恒星分布在各球状星团中，目前已观测到100多个典型的球状星团，每个包括一万到十万颗恒星，星团的范围（直径）约9到30秒差距，球状星团的赫罗图表明它可能是很老（指年龄）的结构。
3.恒星有大有小
习惯上常说“点点繁星”或“星光点点”，这是肉眼看见的样子。实际上，恒星有的大，有的小，而且大小差别很大。
在知道一颗恒星的距离后，如果用精密仪器（如光学干涉仪）去测出它的角直径，那就可以计算出这颗星的大小了。目前只能测量出少数的恒星的角直径，而大量的恒星的大小，是应用其他的间接方法计算出来的。
恒星世界中有庞大的“巨人”，也有矮小的“侏儒”。夏夜出现在南方星空中的天蝎座里那颗大红星（心宿二），半径为太阳的600倍，而北天中的仙王座W星的半径更大，约为太阳的1600倍。还有一个“巨人”（HR237号）是目前已知的最大的恒星，它的半径为太阳的1800倍！
恒星中的侏儒，过去以为是白矮星，即天狼星的暗伴星，它的半径只有太阳半径的千分之七，约为5081千米，比地球还小。近年来发现的中子星，却是更小的恒星。据估计，中子星的半径约为10千米。
按照恒星的质量与体积，可以计算出恒星的平均密度。显然，那些质量不大而体积庞大的星，它的平均密度就一定很小。有的甚至比我们实验室中能达到的“真空”还稀薄。相反，有的星的平均密度却很大。例如白矮星的平均密度为1立方厘米约10吨。而中子星上的物质，1立方厘米重达1亿吨以上！
4.恒星有明有暗
夜晚看星的人，首先就会发现恒星的亮度是不一样的，有的明亮，有的暗弱。
早在公元前150年左右，希腊的天文学家伊巴谷就将肉眼可见的星星划分为六个等级，最亮的星叫“一等星”，比一等星暗些的叫二等星，依此类推，最暗的星叫“六等星”。当然，这种单凭肉眼来划分和定出的等级是不很精确的。后来，人们依据视觉规律，用仪器测定出，一等星比六等星要亮100倍。因此求出，星等每差一等，亮度相差大约为2.5倍。例如牛郎星（天鹰座a）为一等星，它比二等星北极星（小熊座a）亮约2.5倍。比牛郎星更亮的星，如织女星，它的星等为0等，比牛郎星要亮2.5倍。比0等更亮的星，星等为负数，如天狼星为-1.45等，它是整个天空中最亮的恒星。
这样定的星星亮度是“视亮度”，即肉眼看见的亮度。根据视亮度定出的星等叫作“视星等”。星星越亮，它的视星等越小。肉眼可见的最暗星等可达6.5等。用望远镜观看，可以看到6等以下的更暗的星。
但是，视星等不能反映出恒星的真实发光本领，即光度。要想知道恒星的光度，就必须先知道这颗星的距离。
假设有两支一样亮的蜡烛，如果将一支移至100米外，你再看它就成为萤火虫那么亮了，再远些就看不到了。可见，要比较恒星的真正的亮度，就必须将恒星“移”至同等距离上。
天文学上选取一个标准距离来比较恒星的光度。这距离是10个秒差距（32.6光年）。恒星在这个标准距离处的亮度，称为这颗恒星的“绝对星等”（通常用大写M来表示）。绝对星等与视星等（以小写m表示）有一个联系的公式。设距离以r表示（单位用秒差距），则有：
M=m+5-5logr，式中log为“对数”的代号。
全天最亮的天狼星（大犬座）的距离为2.7秒差距，视星等为m=-1.45，那它的绝对星等M为：
M=-1.45+5-510g2.7=1.40等
我们太阳的视星等为-26.7等，如果将太阳移至10秒差距远处，它就成为一颗五等星（M=+4.8），肉眼刚好见到。
恒星的光度，常以太阳光度为单位。比如牛郎星（天鹰座a）比太阳亮约10倍，而织女星（天琴座）比太阳亮约54倍。
光度小的恒星称为“矮星”，光度大的恒星称为“巨星”。通常把绝对星等在+9等左右的恒星称为“矮星”，绝对星等在-2等左右的恒星称为“巨星”，绝对星等-4等以上的恒星称为“超巨星”。我们的太阳是属于“矮星”的家族。
恒星的光度相差非常大。目前已知的最亮恒星是天蝎座（音姚塔），它的绝对星等为-8.4，光度是太阳光度的19万多倍。恒星中最暗的是亨利·德雷伯星表（HD）中编号为180617（双星）的伴星VB10，光度仅为太阳光度的300万分之一。如果将最亮星比作一个大探照灯，那么最暗的星光就是一只萤火虫尾巴上的一点光亮了。
5.恒星的不同颜色
仔细观察星空的人，可以发现星星是有颜色的。有的发红，有的发蓝，有的发白，有的发黄，真是五颜六色，美丽极了！
大家所熟悉的牛郎星、织女星为白色的，心宿二（天蝎座a）为红色的，五车二（御夫座a）为黄色的，而天狼星则发蓝色的光芒。
恒星颜色上的差别，显示出它们表面温度的高低不同。我们试着加热一块铁片，当温度不太高时，铁片发红色；温度愈高，铁片就由红变黄、变白；在温度很高时，铁片发出蓝光。由此经验，我们可以猜想，恒星的颜色不同是因为它们表面温度不同。
天文学上根据实验，测定出恒星表面的温度。蓝色的星，表面温度最高，约有2万多K；白色的星，表面温度为1万K左右；红色的星表面温度只有三四千K。恒星表面温度与颜色的关系，应用三棱镜及其他光学镜片组成的一种仪器，叫作棱镜分光仪。天文学家用分光仪去观测和拍摄各个恒星的光谱，然后根据光谱的组成情况加以分类。按表面温度由高到低为序，通常将恒星光谱分为O、B、A、F、G、K、M以及R、N和S型。每个类型又按温度高低分为0～9共十种次型（有的没有十个次型）即：
早型
中间型
晚型
通常将O、B、A型星称为“早型星”，将K、M型星称为“晚型星”。其余称为“中间型星”。“早”、“晚”，最初人们以为是恒星形成的顺序，但后来发现早型星、晚型星并不代表恒星形成的早晚，但是习惯上仍保留上述称法。
恒星中有99%左右的星的光谱属于7个类型。余下的星体属于R、N和S型。R、N型星中含碳特别多，所以又称这类星为“碳星”。S型星类似于K型，但其中有重金属谱带。
早型星中温度很高，许多元素已电离化了，所以星体上大多是电离氢、电离氦。G型星中金属谱线很多。晚型星温度很低，星体上含有分子，如烃基分子（CH）和氰基分子（CN）等。
我们的太阳光谱为G2型。牛郎星光谱为A7，织女星谱为朋型。
6.恒星的寿命有多久
一切生物都有生、老、病、死，生生死死，总是永恒的。而无机物的恒星也有生死吗？
我们说，恒星世界也有“生死”过程，这当然是跟生物界的生命现象绝对不同的“生死”过程。我们只是借用这个名词而已。这样，才能来谈谈恒星的所谓“寿命”问题。
早在本世纪20年代，赫兹普隆（1873—1967）和罗素（1877—1957）提出恒星的光谱——光度图时，他们就设想，恒星是有不同年龄的。早期的恒星可能是冷的红巨星，后来经过收缩而升温，再经过黄白蓝星，最后成为红色的矮星。这个恒星演化过程的假说，提出了恒星可能具有不同的年龄。
可是，测定恒星的年龄是相当困难的。但人们还是提出了几个测定方法。
有一种方法是根据星团的演化特征来确定，另一种方法是放射性同位素法。
一个星团是一个集体。如果瓦解了，不再成为集体，那就不是星团了。因此，星团的年龄应当具有某个上限（即最大年龄）。星团成员是在银河系里运动着的，由于银河系里其他恒星，特别是银河系核心的引力作用，星团应当逐渐趋向瓦解。另外，星团内各星体本身也有运动（即“本动”）。如果各星本动方向不一致，就会发生碰撞，其结果是有些星离开了星团，因而加快了星团的瓦解过程。由此计算出，银河星团的寿命的数量级为108—109年，球状星团为1011—1012年。目前认为银河星团的年龄一般小于109年，球状星团的年龄在1010年（100亿年）以上。而老的球状星团的年龄在150亿年左右。
放射性同位素法，在测定地球的年龄和测定古树木的年龄中常常用到。它的原理是这样的：
以铀元素来看，铀有两种同位素：铀235与铀238（记为U235与U238），它们的半衰期分别为7亿年和45亿年。（半衰期是指放射性原子由于衰变而使数目减少到一半时，所经历的时间）U235的半衰期比U238的短，所以U235比U238更快地蜕变掉。这就形成地球上的铀矿中，U238多而U235少（不及前者的百分之一）。依据实测的U235与U238含量的比值，就可以计算出地球地壳的年龄，从而推算出地球的年龄约为45亿年。
把这个方法应用于太阳。假如我们知道太阳早期的U235与U238的相对丰度（含量多少的意思），再根据现在的相对丰度，就可以推算出蜕变经过的时间，从而知道太阳的年龄（约为50亿年）。
那么，质量同太阳一样大小（或差不多一样大）、光谱型又相近的恒星，它们的年龄也应跟太阳年龄差不多。研究表明，不同质量的恒星，它们的寿命相差甚远。
最古老的恒星的年龄约有200亿年了，而“年轻”的恒星只有100万至200万年。后者可以说是正在诞生的恒星，因为它们是在地球上有了高等动物——人类之后才逐渐形成的星体。
7.死后的恒星能复活吗
这个奇想是很有趣的。因为世间的生物死亡后是不会复活的，但无生命世界的恒星又是个什么情况呢？所以有人提出了这个问题。
从恒星的物质构成来看，绝大多数是氢与氦，此外，还有其他元素。但是按照化学元素的起源理论来看，宇宙的早期只有轻元素（氢），后来才有重元素（如铁、钙、镁）。重元素是由轻元素合成变化出来的。例如，太阳的内部正不断地把氢变成氦，而氦后来又变出锂、铍、硼等元素。这个过程是相当复杂的，这里只能粗略地叙述。
当原始太阳逐渐收缩时，内部温度会越来越高，而当温度高达500万K左右时，就会发生由4个氢原子核变为1个氦原子核的热核反应。也就是说，开始有了氦这个元素。其后太阳继续收缩，内部温度继续增高，当核心区的温度达到1亿K左右时，2个氦核会合成为铍8（数字为原子量），同时铍8又会分裂为2个氦核。在合成与分裂中，总会有少量的铍8存在，其中一部分会俘获氦4而产生碳12.
有了碳12后，它可能进一步俘获氦核而形成氧16、氖20和镁20.
当氦核大部分用完时，核心区可能再次收缩而升温。这样，在高温条件下，碳、氧和氖核相互作用而形成硅族元素，最后形成铁。由于铁是最稳定的元素，所以核反应到此就结束了。
早期的恒星上，应当只含有氢、氦，以及铁族重元素。但是，我们的太阳上，还含有比铁更重的元素。这又是怎么回事呢？
恒星是不断演化的。有的星长到“红巨星”阶段时，其中少量的铁就会依次俘获中子而生成从铁到铅和铋这样的元素。而在晚期的超新星大爆炸中，又会生成更重的元素，以至比铀还要重的元素。
第一代恒星不断地向空间发射微粒（质子、电子与中子），而在超新星爆炸中，又将恒星内部的各种元素抛射入空间。这样，在空间的弥漫物质中就含有第一代恒星的遗迹。后来，弥漫物质又凝聚成新一代的恒星。那么，它就会包含有更多的重元素。
由此看来，我们的太阳已是第二代或第三代的恒星了。
总之，一个恒星瓦解死亡后，它的物质的一部分可能重新组成新的恒星。用一句风趣的话来说，是恒星“死而复生”了。但这是在更高的层次上，或者说是物质更复杂的恒星，而不是一颗恒星真的“复活”了。