恒星（英文：Star）是由引力凝聚的炽热气体（主要为等离子体状态）构成的天体，核心通过核聚变持续产生能量并向外辐射，是宇宙中最主要的能量来源和天体类型之一。
除氢和氦外，宇宙中重元素的合成均与恒星演化过程密切相关，恒星的生命周期深刻影响着星系结构与宇宙化学演化。
绝大多数恒星位于星系内，仅少数为星际恒星，其质量范围通常介于约0.08M⊙∼数百M⊙之间。
在现代富金属宇宙中，强烈的星风质量损失使得恒星在演化过程中质量流失显著，稳定存在于主序阶段的恒星质量通常不超过60M⊙∼80M⊙，但已观测到一些初始质量可能超过150M⊙甚至200M⊙的恒星；而在早期贫金属宇宙或理论模型中，星风较弱，可能形成质量高达数百甚至数千M⊙的恒星（更高质量多碎片化坍缩）。
褐矮星不是恒星，褐矮星与恒星的分界为0.08M⊙，褐矮星自身质量范围为0.0124M⊙∼0.08M⊙（近似0.013M⊙∼0.08M⊙）。
质量是决定恒星亮度、温度、寿命及最终命运的核心参数，特大质量恒星（>25M⊙）演化路径因质量区间存在显著差异，极高质量恒星（>500M⊙）结局以理论预测为主，仅存在于早期低金属丰度宇宙。
恒星距离测量依赖宇宙距离阶梯：
现行主流分类系统，结合光谱类型与光度等级，表达式为“光谱型+光度级”。
| 质量范围（以M⊙为单位） | 代表类型（是否为恒星） | 演化时长（主序星阶段/冷却时长） | 核心特征与关键过程 | 最终命运 | 特殊现象/备注 |
|---|---|---|---|---|---|
| 0.0124M⊙∼0.08M⊙（褐矮星范围） | 褐矮星（如OTS 44、WISE 0855‑0714） 【非恒星】 |
无主序星阶段，冷却时长数百亿年 | 仅通过引力收缩发热，无法点燃氢核聚变；部分可短暂点燃氘聚变（持续数百万年），无氢/氦聚变链 | 逐渐冷却黯淡为“黑褐矮星”（尚未观测到） | 下界是氘燃烧质量极限（0.0124M⊙），上界是氢稳定燃烧质量极限（0.08M⊙）。接近上界的褐矮星与最小红矮星性质存在连续过渡 |
| 0.08M⊙∼0.5M⊙（恒星下限∼小质量） | 红矮星（如比邻星、巴纳德星） 【恒星】 |
超万亿年（远超当前宇宙年龄，0.1M⊙约1万亿年） | 内部全对流，仅通过质子‑质子链进行氢聚变；核心无法稳定点燃氦聚变，仅质量高于0.5M⊙的红矮星，耗尽氢后可能有短暂不稳定氦燃烧，无经典氦聚变阶段；低于0.5M⊙的红矮星无法点燃任何形式的氦聚变（包括热脉冲），它们的氦核将简并化并直接冷却 | 氦白矮星，最终冷却为黑矮星（在当前宇宙年龄内，尚无红矮星演化至此阶段） | 宇宙中占比超70%，无红巨星阶段，演化平缓，无剧烈爆发；极端质量端氦燃烧微弱且短暂，远不及类太阳恒星 |
| 0.5M⊙∼8M⊙（中等质量，分界为8M⊙∼10M⊙区间） | 类太阳恒星（如太阳、织女星、五车二） 【恒星】 |
10亿∼100亿年（太阳约100亿年，8M⊙约1.5亿年） | 0.5M⊙∼1.5M⊙：质子‑质子链主导；1.5M⊙∼8M⊙：碳氮氧循环占比提升；氢耗尽后点燃氦燃烧（启动3α过程），外层膨胀为红巨星 | 多数（质量≲8M⊙）会演化形成行星状星云和碳氧白矮星。质量接近上限（8∼10M⊙）的恒星，可能通过电子俘获超新星或铁核坍缩超新星形成中子星 | 受钱德拉塞卡极限（1.44M⊙）约束。8M⊙为大致分界，实际分界在8M⊙∼10M⊙，结局取决于金属丰度、质量损失速率，实际能否留下白矮星取决于恒星演化末期的核心质量是否低于钱德拉塞卡极限，一些高质量恒星通过星风损失和质量转移，核心质量可能低于此限，从而形成白矮星；而一些质量稍低的恒星若处于密近双星系统，通过吸积增长其白矮星核心的质量，也可能超过钱德拉塞卡极限，从而触发Ia型超新星 |
| 8M⊙∼25M⊙（大质量，分界参考8M⊙∼10M⊙区间） | 蓝巨星、蓝超巨星（如参宿七、Rigel） 【恒星】 |
数百万∼数千万年（25M⊙约300万年） | 碳氮氧循环主导聚变，依次经历氢、氦、碳、氧、硅聚变，形成洋葱状结构，最终生成铁核 | Ⅱ型超新星爆发，核心残留物的质量分布决定了是中子星还是黑洞（若坍缩后残留核质量≳2.5M⊙∼3M⊙，通常直接形成黑洞） | 中子星质量受奥本海默极限（约2.1M⊙∼2.3M⊙，即TOV极限，但这是最常用范围，推荐值2.25M☉）约束，超过则形成黑洞，中子星密度达10¹⁴∼10¹⁵克/厘米³ |
| 25M⊙∼80M⊙（特大质量Ⅰa段，无脉冲成对不稳定超新星爆发） | 特超巨星（如天津四） 【恒星】 |
数百万年（50M⊙约500万年，80M⊙约300万年） | 辐射压极强，星风年流失质量达10⁻⁶M⊙∼10⁻⁴M⊙；聚变至铁核后触发引力坍缩 | 核心坍缩超新星（通常为Ⅱ型）爆发，核心坍缩为恒星级黑洞（典型质量约8M⊙∼20M⊙） | 易伴随长伽马射线暴（自转快、磁场强时）。现代宇宙（太阳金属丰度）中，星风流失使恒星难维持超60M⊙∼80M⊙，80M⊙以上多存在于早期低金属丰度宇宙 |
| 80M⊙∼140M⊙（特大质量Ⅰb段，含脉冲成对不稳定超新星爆发） | 极超巨星（爆发中候选体：海山二；环境候选体：MACS J1149-JD1、SDSS J102915+172927） 【恒星】 |
200∼300万年（100M⊙约300万年，140M⊙约200万年） | 氦燃烧结束后，氦核心触发电子-正电子对不稳定性，不满足一次性爆炸阈值，呈周期性膨胀与收缩脉动，逐步抛射外层物质；多次脉动后核心残留质量仍超钱德拉塞卡极限，最终触发核心坍缩，可伴随核心坍缩超新星（CCSN） | PPISN（脉冲成对不稳定超新星）爆发，核心坍缩为质量约40M⊙∼60M⊙的恒星级黑洞 | 为超亮型超新星（SLSN）重要来源，光曲线呈分阶段多脉动特征，光谱变化复杂且随每次脉动呈现差异。抛射大量重元素形成丰富星际介质，对早期宇宙化学演化意义重大 |
| 140M⊙∼260M⊙（特大质量Ⅱ段，成对不稳定超新星爆发主导） | 极超巨星（PISN化学遗迹候选体：SMSS J200322.54‑114203.3） 【恒星】 |
100∼300万年（200倍约150万年） | 核心温度超10⁹K，光子转化为电子‑正电子对致压力骤降；碳氧聚变阶段触发热核爆炸，无需形成铁核，爆炸不依赖传统核心坍缩 | 成对不稳定超新星（PISN）爆发，恒星物质完全炸散，无致密残骸残留 | 光曲线特征为缓慢增亮，爆炸后数月仍维持高亮度，光谱无氢线、富含镍（Ni）、铁（Fe）等重元素。PISN核心质量理论范围65M⊙∼130M⊙，对金属丰度极其敏感，是早期宇宙超亮型超新星（SLSN）的重要来源，为星系化学演化提供重元素补给。 |
| 260M⊙∼500M⊙（特大质量Ⅲ段） | 极特超巨星（可能存在的宿主或遗迹环境：SDSS J0905+57） 【恒星】 |
30∼70万年（300倍约70万年，500倍约30万年） | 引力完全压制辐射压，星风流失无法逆转核心坍缩；聚变至氧/硅阶段即触发快速坍缩，无热核爆炸时间窗口 | 直接坍缩为100M⊙∼1000M⊙中等质量黑洞（DCBH） | 超大质量黑洞“种子”核心候选体，无明显超新星光变。仅存在于早期极低金属丰度宇宙，现代宇宙因星风流失无法形成此类恒星 |
| 500M⊙∼2000M⊙（极高质量Ⅰ段） | 超大质量恒星前体（可能存在的宿主或遗迹环境：GNz7q、GS 3073星系化学遗迹） 【类恒星】 |
10∼30万年（1000M⊙约15万年） | 核心坍缩速度快于核聚变点火，先形成恒星级黑洞（10M⊙∼100M⊙），外层氢氦物质围绕黑洞吸积发光 | 外壳逐渐被吸积或吹散，最终残留1000M⊙∼5000M⊙中等质量黑洞（DCBH），或先形成多个黑洞再合并 | 形成类恒星过渡形态，亮度达太阳数百万倍，或参与早期宇宙再电离。仅为极早期宇宙（金属丰度≈0）理论天体 |
| >2000M⊙（极高质量Ⅱ段） | 超大质量引力不稳定前体（可能存在的宿主或遗迹环境：JADES-GS-z11、z12、z13-0） 【类恒星】 |
不足10万年（质量越大寿命越短，3000M⊙约5万年） | 引力不稳定性主导，形成阶段无法维持单一天体结构；无自转/弱磁场时易发生碎片化坍缩 | 碎片化形成多个200M⊙∼800M⊙恒星或恒星级黑洞，构成小型黑洞群/多星系统 | 自转可抑制碎片化（离心力维稳）；仅极早期宇宙（金属丰度≈0）可能形成，现代宇宙因强烈星风完全无法存在，仅为理论推导结果。质量继续递增无全新结局，仅放大极端特征：无自转/弱磁场时，碎片化更剧烈，形成数十至上百个恒星级黑洞并快速合并为大质量中等质量黑洞；强自转/强磁场时，可勉强维持结构，直接坍缩为中等质量黑洞（质量可达数万M⊙或更高），超10万M⊙仍会触发次级碎片化 |
| 1M⊙∼10⁶M⊙（理论模型，取决于暗物质晕） | 暗星（动机性观测证据：ULAS J1342+0928、J0313-1806） 【非恒星】 |
数百万至数亿年（取决于暗物质晕的密度和分布） | 能量完全来自暗物质粒子湮灭，而非核聚变。结构巨大而弥散（半径可达数亿至数十亿公里），表面温度低（典型值∼10,000K）。其存在会完全抑制核聚变的启动 | 当所在暗物质晕中的“燃料”耗尽，支撑力消失，将发生引力坍缩。其巨大质量的包层随后可能形成超大质量恒星或直接形成中等质量黑洞 | 仅存在于宇宙极早期（再电离前）的理论模型。与所有核聚变恒星有本质不同，其理论是解释极早期（红移z>7）超大质量黑洞种子的快速形成难题的另一条平行理论路径 |
恒星内部按温度、压力及能量传输方式分为三层：
恒星能量源于原子核聚变，不同阶段反应类型不同：
恒星演化全程由初始质量决定，演化轨迹可通过赫罗图（光谱型-光度关系图）追踪，赫罗图是恒星演化研究的核心工具。
极早期宇宙特有的非恒星理论天体，无核聚变产能，仅存在于理论模型或间接证据中，虽不属于恒星，但因与恒星演化、早期宇宙天体系统深度绑定，需纳入补充以完善知识框架：
二者纳入的核心原因是：其一，演化链关联紧密，与极高质量恒星理论演化路径直接衔接，填补“恒星→黑洞”极端质量端演化空白，为类恒星残留的中等质量黑洞是星系中心超大质量黑洞“种子”提供理论支撑；其二，观测与理论互补，可解释GS 3073星系异常化学丰度、韦伯望远镜高红移候选体等传统恒星模型无法阐释的现象，体现研究前沿性；其三，完善逻辑体系，明确恒星与非恒星理论天体的边界，帮助理解恒星质量上限与早期宇宙天体多样性，避免演化逻辑断裂。
人类对恒星的观测可追溯至数千年前，古埃及、中国、印度等文明均有恒星记录与星图绘制。古希腊天文学家喜帕恰斯（公元前2世纪）建立星等系统，托勒密整合前人成果形成西方星学基础。近代以来，光谱分析、赫罗图建立、核聚变理论发展逐步揭示恒星本质。
恒星是宇宙的“元素工厂”，除氢和氦外，所有重元素均诞生于恒星内部或超新星爆发。恒星演化主导星系化学丰度演化，其形成与死亡过程影响星际介质与新恒星诞生，对理解宇宙起源、结构及生命物质来源具有核心意义。
| |||||||||||||||||