明星也有自己的生活史，從出生、成長到衰老，最後到死亡。它們大小不同，顏色不同，進化也不同。恒星與生命的聯系不僅僅在於它提供光和熱。事實上，構成行星和生命物質的重原子是在壹些恒星生命末期發生的爆炸過程中產生的。
距離
測量恒星間距離最基本的方法是三角視差法。首先測量地球軌道在恒星處的張角(稱為年視差)，然後通過簡單的運算就可以得到恒星之間的距離。這是測量距離最直接的方法。但對於大多數恒星來說，這個張角太小，無法精確測量。因此，常用壹些間接的方法來確定恒星間的距離，如光譜視差法、星團視差法、統計視差法、由造父變星周期-光度關系確定的視差等。(見天體距離)。這些間接方法基於三角視差法。
星等
恒星的亮度通常用星等來表示。恒星越亮，星等越小。在地球上測得的星等稱為視星等；從地球還原到10秒差距的星等稱為絕對星等。對不同波段敏感的探測元件測得的同壹顆星的星等壹般是不相等的。目前，最常用的星等系統之壹是U(紫外線)、B(藍色)和V(黃色)三色系統(見測光系統)。光度系統)；b和v分別接近攝影星等和視覺星等。兩者的區別在於常用的顏色指數。太陽的V=-26.74，絕對視星等M=+4.83，色指數B-V=0.63，U-B=0.12。色溫可以通過顏色指數來確定。
溫度
恒星表面的溫度壹般用有效溫度來表示，它等於直徑相同、總輻射相同的絕對黑體的溫度。恒星的光譜能量分布與有效溫度有關，由此可以確定O、B、A、F、G、K、M等相同光譜類型(也稱溫度類型)的恒星，體積越大，總輻射通量(即光度)越大，絕對星等越小。恒星的光度等級可分為ⅰ、ⅱ、ⅲ、ⅳ、ⅴ、ⅵ、ⅶ，依次稱為超巨星、亮巨星、巨星、次巨星、主序星(或矮星)、次矮星、白矮星。太陽的光譜是G2V，顏色為黃色，有效溫度約為5,770K K..A0V星的平均色指數為零，溫度約為10000k k，恒星的有效表面溫度變化很大，從早期O型的幾萬度到晚期M型的幾千度。
大小
根據恒星的視直徑(角直徑)和距離可以計算出恒星的真實直徑。常用的幹涉儀或月掩星法，可以測量小至0001的恒星角直徑。較小的恒星不容易精確測量，測量距離誤差使得恒星的真實直徑不太可靠。根據食雙星和裂雙星的軌道數據，也可以得到壹些恒星的直徑。對於某些恒星，還可以根據絕對星等和有效溫度計算出真直徑。各種方法計算出的不同恒星的直徑，小到幾千米，大到10千米。
質量
只有特殊的雙星系統才能測量質量，壹般恒星的質量只能通過質量-光度關系等方法估算。恒星的測量質量在太陽質量的百分之幾到120倍之間，但大多數恒星的質量在0.1到10之間。根據直徑和質量可以計算出恒星的密度，密度約為10g/cm(紅巨星)到10 ~ 65438。
恒星表面的大氣壓力和電子壓力可以通過光譜分析來確定。元素的中性與電譜線強度之比不僅與溫度和元素豐度有關，還與電子壓力密切相關。電子壓力和氣體壓力有固定的關系，兩者都依賴於恒星表面的重力加速度，因此也與恒星的光度密切相關(見恒星大氣理論)。
根據恒星光譜中譜線的塞曼分裂(見塞曼效應)或某壹波段連續光譜的圓偏振，可以測量恒星的磁場。太陽表面壹般的磁場很弱，只有1 ~ 2高斯左右，而壹些恒星的磁場很強，達到數萬高斯。白矮星和中子星的磁場更強。
化學成分
和地面實驗室的光譜分析壹樣，我們也可以分析恒星的光譜，從而確定恒星大氣中形成各種譜線的元素含量。當然，情況比地面上壹般的光譜分析要復雜得多。多年的測量結果表明，正常恒星大氣的化學成分與太陽大氣相似。按質量計，氫最多，氦次之，其余為氧、碳、氮、氖、矽、鎂、鐵、硫等。然而，壹些恒星大氣的化學成分與太陽大氣不同。例如，在沃夫-瑞葉星，富碳和富氮大氣是有區別的(也就是說，碳序列和氮序列是有區別的)。在金屬線星和A型特殊星中，某些金屬元素和超鈾元素的譜線特別強。不過，這是否能歸因於某些元素的高含量，還是個問題。
理論分析表明，在演化過程中，恒星內部的化學成分會隨著熱核反應過程的變化而逐漸變化，重元素的含量會增加，但恒星大氣中的化學成分壹般變化不大。
身體特征的變化
觀測到壹些恒星的光度、光譜、磁場等物理性質隨時間的推移呈周期性、半規律性或不規則性變化。這種星叫變星。變星可分為兩類:壹類是由幾個天體之間的幾何位置變化或恒星本身特殊的幾何形狀引起的；壹種是恒星本身內部物理過程導致的物理變星。
在幾何變量中，最熟悉的是食星(瞬時雙星)，其中兩顆恒星圍繞彼此旋轉(有時有氣體環或氣盤的參與)，從而改變光線。根據光強隨時間變化的“光變曲線”，可將它們分為大淩v、天琴座β和大熊座w三個幾何變星，其中，還有橢球變星(由於它們是橢球體，亮度的變化是由於旋轉時觀測者看到的發光面積的變化)和星雲變星(壹些位於星雲內部或後方的恒星由於星雲的運動而改變亮度)。可以用傾斜轉子模型解釋的磁變量也應歸類為幾何變量。
根據調光的物理機制，物理變量主要分為脈動變量和爆發變量兩種。脈動星變暗的原因是恒星的大氣在主序(見Herro圖)長周期後周期性或非周期性地膨脹和收縮，從而引起脈動光度變化。理論計算表明，脈動的周期與恒星密度的平方根成反比。因此，那些晚型不規則變星、半規則變星和重復周期為數百天甚至數千天的長周期變星，都是超大巨星周期約為1 ~ 50天的巨大低密度晚型巨星或經典造父變星，天琴座RR型變星(也稱星團變星)周期約為0.05 ~ 1.5天，是兩個最重要的脈動變星。觀測表明，前者的絕對星等隨著周期的增大而減小(這與密度和周期的關系是相容的)，因此可以通過精確測量它們的變暗周期來推斷它們與所在恒星群的距離，因此造父變星在宇宙中也被稱為“燈塔”或“天球尺度”。天琴座RR變星也有測天尺的功能。
還有壹些周期短於0.3天的脈動變量(包括“′class = link >；盾變星，船帆座AI變星和V變星' " class = link & gt仙王座型變星等。)，它們的大氣層分為幾層，每壹層都有不同周期和形式的脈動。所以它的光度變化規律是幾個周期變化的疊加，光變曲線的形狀變化很大，光變與視速度曲線的關系也不同。Shields中的Delta型變星和Vela中的AI型變星可能是低質量高密度的恒星，而Cepheus中的beta型變星則屬於高溫巨星或亞巨星。
根據爆炸規模，爆炸變星可分為超新星、新星、矮星、準新星和閃耀星。超新星的亮度會在極短的時間內增加上億倍，然後在幾個月到壹兩年內變得非常暗淡。目前大多數人認為這是恒星演化後期的壹種現象。超新星的外殼以每秒幾千甚至上萬公裏的速度向外膨脹，形成逐漸膨脹變薄的星雲；內部被極度壓縮，形成密度極高的中子星等天體。最著名的銀河超新星是中國宋代(公元1054年)在金牛座發現的“天官客星”。現在這裏可以看到著名的蟹狀星雲，在其中心有壹顆周期約為33毫秒的脈沖星。壹般認為脈沖星是快速旋轉的中子星。
新星在可見光波段的光度會在幾天內突然增加約9量級以上，然後在幾年內逐漸恢復原狀。1975年8月在天鵝座發現的新星是迄今為止光變最大的壹顆。光譜觀測表明，新星的氣體殼層以每秒500 ~ 2000公裏的速度向外膨脹。壹般認為新星爆炸只是殼層的爆炸，質量損失只占總質量的千分之壹左右，不足以使恒星發生質變。壹些爆炸性的變星會再次爆發出相當大的規模，這就是所謂的輪回新星。
矮新星和類新星變星的光度變化與新星相似，但幅度只有2 ~ 6星等，發光周期要短得多。它們大多是雙星中的子星，所以很多人傾向於認為這類變星的爆炸是雙星中某個東西的吸積過程造成的。
耀星是壹些不規則的快速變化的恒星，其光度在幾秒到幾分鐘內突然變亮，然後迅速恢復原狀。它們被認為是壹些低溫主序前兆。
北冕還有壹顆R型變星，光度與新星相反，會突然變暗幾個量級，然後慢慢上升到原來的亮度。觀測表明，它們是壹些富含碳的恒星。大氣中碳塵埃粒子的突然增多，使其光度突然變暗，所以有人稱之為碳爆變星。
隨著觀測技術的發展和觀測波段的擴大，還發現了射電波段變化的射電變星和X射線輻射通量變化的X射線變星。
結構和演變
根據實際觀測和光譜分析，我們可以了解恒星大氣的基本結構。壹般認為，在某些恒星中，最外層有類似日冕的高溫低密度日冕。它通常與星風有關。壹些恒星發現了在日冕中產生壹些發射線的色球層，內層大氣吸收較高溫度氣體的連續輻射形成吸收線。人們有時把這層大氣稱為逆溫層，發出連續光譜的高溫層稱為光球層。其實恒星光輻射形成的過程說明這層光球相當厚，每壹層都有發射和吸收。光球層和逆溫層不能完全分開。在太陽恒星的光球層中，有壹個平均半徑約為十分之壹或更大的對流層。在上部主序星和下部主序星內部，對流層的位置是非常不同的。能量傳輸主要是光球層的輻射和對流層的對流。
對於光球層和對流層，我們經常使用根據實際測量的物理特性和化學成分建立的模型進行更細致的研究。基於流體靜力學平衡和熱力學平衡的基本假設，我們可以建立壹些關系來求解恒星不同區域的壓力、溫度、密度、不透明度、生產力和化學成分。在恒星的中心，溫度可以高達幾百萬甚至上億度，這取決於恒星的基本參數和演化階段。在那裏，有不同的能力反應。壹般認為恒星是由星雲凝聚而成，主序之前的恒星由於溫度低，無法發生熱核反應，只能靠引力收縮產生能量。進入主序後，中心溫度高達700萬度，氫聚合成氦的熱核反應開始。這個過程很長，是明星壹生中最長的階段。氫氣燃燒完成後，恒星會向內收縮，向外膨脹，演化成壹顆巨大的紅巨星，表面溫度較低，可能會引起脈動。內部溫度上升到近1億度的恒星開始出現氦碳循環。在這些演化過程中，恒星的溫度和光度按照壹定的規律變化，從而在赫羅圖上形成壹定的軌跡。最後，壹些恒星在超新星中爆炸，氣體殼飛走，核心被壓縮成中子星等致密恒星並趨於“死亡”(見恒星的形成和演化)。
恒星的內部結構和演化後期的高密階段主要來源於理論物理，需要通過觀測來確認和完善。關於熱核反應形成的中微子之謎，理論預測與觀測事實仍相差甚遠。這說明原來的理論還有很多不完善的地方(見中微子天文學)。因此，揭開中微子的神秘面紗，對於研究恒星尤其是恒星的內部結構和演化非常有幫助。