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，见下表所示：
表中的光谱类型是恒星分类上最重要的数据。
大家知道，太阳光是由七种颜色（红、橙、黄、绿、青、蓝、紫）的光组成的。雨后，正对太阳的方向上常出现七色的彩虹，那就是太阳光的反映。用一块三棱镜将太阳光分解成七色的色带称为太阳光谱。
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。
四、不见水流的银河
1.银色的河：一个巨大的恒星系统
我们所看到的银河，只是银河系在天球上的投影。那么，银河系是什么呢？银河系是一个巨大的恒星系统，它是由大约1400亿颗恒星和大量的星际物质组成的庞大的物质体系。我们所在的太阳系本身就是银河系中的一员，所以我们是看不到银河系全貌的。但我们可以通过计算，分析银河系的结构和形状。第一个做这项工作的是英籍德国天文学家赫歇耳，他计算了若干天区内的恒星数目，进行统计研究后，于1785年绘制了最早的银河系结构图。
今天我们知道的银河系总体结构大致是这样的：
银河系的主体像个铁饼，叫“银盘”，直径约10万光年；银盘的中心平面叫“银道面”；银盘中间鼓出来的一大块，叫“核球”；核球中间有一个特别密集的区域，它是银河系的中心，叫“银心”。银心直径大约是5光年，这里是银河系中最“秘密”的区域，也是恒星高度密集的区域，它的质量相当于1000万个太阳质量。
围绕银心从银盘内甩出了4条“旋臂”，我们人类所在的太阳系就处在其中一条旋臂上。
目前，银河系内已经发现的旋臂有：英仙臂、猎户臂、人马臂，还有距银心较近的所谓3000秒差距臂，太阳就在猎户臂的内侧。通常，旋臂内的物质密度比臂间约高出10倍。在旋臂内恒星约占一半质量，剩下的一半物质是气体和尘埃。旋臂的典型厚度只有150秒差距，由于旋臂中多有亮星，照片上的旋涡结构是非常明显的，因此银河系和有类似结构的星系都称为旋涡星系。