恒星的起源
经过多年的观测，天文学家发现我们银河系中许多美丽的、由气体和尘埃组成的星际云是恒星诞生的场所。猎户座大星云就是一个很好的例子，被称为猎户座四边形的四颗星是在非常近的时期里才凝聚成的。当尘埃和分子云的某一部分的密度比云的平均密度稍高时，新生星的形成过程便开始了。这一区域物质的自引力作用驱使云集聚起来形成团块，当团块继续向里收缩时，其密度、温度和内部压力均在增加，当内部压力大到与自引力平衡时，收缩过程停止，星云中出现了许多热而相对密集的稳定区域。天文学家已在一些亮星云的背景上观测到许多小而圆的暗星云状物质，被称为球状体的斑点，也称为博克球状体，因美国已故天文学家B·J·博克的研究而得名。
在太阳附近1 600光年的范围内已探测到200多个球状体，它们的质量在20～200倍太阳质量之间，直径从1到4光年，温度为5～15K，通过近红外以及一氧化碳、甲醛和氨分子等特征射电辐射的探测，人们发现这些球状体正以每秒500多千米的速度在其自身引力的作用下向里收缩，当球状体的外层从不断引力收缩所得到的能量辐射到周围空间去以后，外层也就落入星体中去了。到这时，一颗发光的球状体就变为了一颗原恒星了。原恒星继续收缩，星体内部温度不断升高，待中心温度达到500万K以上时，原恒星变成一个表面温度为几千K的发光的星球。对于一个主要由氢组成的浓密星球，当中心部分的温度高达10+7K时，氢聚变为氦的核反应便发生了，恒星开始进入其“壮年”期，即天文学家常说的“主序”阶段。
恒星的主星序阶段
恒星进入主星序阶段后，就开始了一个比较长的相对稳定的时期，恒星基本上不膨胀也不收缩。质量越大，光度也越大，能量消耗越快，恒星停留于主星序的时间越短，最短的只有10+7年，最长的约10+{13}年。太阳停留在主星序阶段的时间约为100亿年。对于质量小于1.5m⊙的恒星，内部核反应以质子—质子(PP)反应为主；对于质量大于1.5m⊙的恒星，内部核反应以碳氮(CN)循环为主。对于太阳，目前PP反应约占96％，CN循环约占4％。根据恒星内部结构理论，在恒星中心部分氢聚变为氦的过程中，当氦的质量逐渐增到总质量的12％时，恒星就开始离开主星序进入下一阶段。
主星序阶段是恒星演化的一生中最稳定、历时最长的阶段。太阳质量大小的恒星有足够的氢燃料，能保证其在100亿年间不断地“燃烧”发光。我们的太阳从成为恒星之日起至今已50亿岁了，目前正在这一演化的中途。50亿年后，当核心的氢燃料耗尽时，它将膨胀成为一红巨星，胀大到把水星、金星乃至地球都吞没进去，同时其表面温度将从现在的6000K下降到3500K，但由于其巨大的体表，将比现在亮百倍。目前，在天空中便有许多红巨星，最有名的是金牛星座最亮的星毕宿五和牧夫星座最亮的星大角星。质量比太阳大的恒星消耗其能量的速度要比太阳快得多，一个6倍于太阳质量的恒星从其氢燃料获得能量只能有几千万年，反之，质量比太阳为小的恒星，它们停留在主星序上的时间要长得多。
恒星的结局
著名天文学家史瓦西曾把小质量恒星比作一群穷人，他们钱少，但花钱很节俭，日子过得就长些；大质量恒星是富翁，他们钱多，但花钱很铺张，日子反而过不长。恒星停留在主星序的位置，也是由原恒星的初始质量决定的：大质量原恒星停留在赫罗图主星序的上部，质量比太阳小的原恒星则停留在赫罗图主星序的下部。
若星体的质量小于0.08m⊙，则内部温度和密度将不够高，不足以开动氢聚变循环反应，只能靠引力收缩来发光。这种星体不经过主星序阶段，而是直接由红矮星转化为黑矮星。一个天体，没经历相对稳定的主星序阶段就不能称为恒星。
恒星演化到红巨星以后，便逐步进入“中老年”了。红巨星的体积虽然很大，但核心部分却收缩而变得更热，当温度达到约10+8K时，氦开始聚变为碳——所谓氦闪，此后，热核聚变反应逐一地将碳聚变为氮，氮再聚变为氧等，经过原子序数越来越大的元素，直至当硅核聚变为原子序数为26的铁，这时中心温度达到了2×10+9K以上。
自然界在元素铁处设置了一种极限。我们已经知道，核反应的参与元素愈重，产能愈少。恒星中的核反应堆到铁原子核就停产了。对于铁原子核，如果人们用恒星中存在的别的原子核去加以熔炼，非但不会产生能量，相反还要为此耗费能量。即使要把它打碎，人们也必须给它输送能量。这是由于原子核的一种特性所致。重核，例如铀原子核是在裂变时产能，反应所得原子核的重量更接近于较轻元素铁原子核的重量；轻核则是在聚变时产能，即所生新核的重量更接近于铁原子核的重量。惟独由铁本身来提取核能是不行的。
那么，当大质量恒星中元素聚变的过程进行到中心区成为气态铁，组成的一个球体时，将会发生什么变化呢(参见图3-14左方)铁原子核会捕获气体中来回飞驰的电子，铁球就收缩。这是因为其中重力与气体压力本来相互平衡，电子是形成气体压力的主因。当电子被捕获消失在原子核中时，重力对比气体压力就占上风，直到恒星中心区的气态铁球终于崩陷坍缩。人们推测，铁球中的物质积聚到约为太阳质量的1.5倍时就开始了这种演变，它一直持续下去，直到在极高密度条件下各种基本粒子充分挤压，终于使所有的质子和电子都合并成了中子，于是只剩下了中子物质：恒星内部的高密气态铁球变成了中子星。这种事件所释放的惊人能量可能把该星的外壳物质以巨大的速度抛向空间。恒星爆炸了，烟云向各方飞散，当中留下一颗中子星。这颗星以一次超新星爆发结束了它的一生。
超新星爆发前的可能阶段在爆发或损失质量后，恒星的最终归宿不外乎下面三种命运之一：(1)质量不大于太阳1.4倍的恒星将成为一颗白矮星，这种星具有很高的密度(每立方厘米10+5～10+7克)，以致电子是简并态的(被压得挤在一起了)，但星球的直径只有几千千米。(2)质量在1.4至3倍太阳质量的恒星将成为一颗中子星，星体中的质子与电子结合成为中子，其密度更高(外层：每立方厘米10+{11}～10+{14}克。核心：每立方厘米10+{16}克)，中子处于简并态，典型中子星的直径只有十几千米。(3)一个黑洞，在黑洞中，恒星的物质收缩到如此高的密度，以致光线不再能从其中逃逸出来。在大于3倍太阳质量的恒星中，简并压力不足以支持星对于引力的抗衡，因此，如果更大质量的恒星在其爆发过程中不能喷洒出它的大部分质量的话，最终必将成为黑洞(图3-15)。所以，恒星死亡之后留下的必定是白矮星、中子星、黑洞中的一种。至此，恒星结束了自己轰轰烈烈的一生。