恒星是怎么形成的?
恒星的形成需要三个条件:氢气、引力和时间。
恒星会在核心进行核聚变，以产生能量并向外传输，然后从表面辐射到外层空间。一旦核心的核反应殆尽，恒星的生命就即将结束。在生命的尽头，恒星也会包含简并物质。恒星大小与质量的不同会导致其不同的结局：白矮星、中子星、黑洞。
相关知识：
恒星的能源是由核聚变产生的。恒星能源问题一直是人类争论的焦点。1926年，英国天文学家爱丁顿提出恒星能源问题。他坚信恒星聚变产生的能量足以使恒星达到引力和气体压力平衡的状态。但是，当时的物理学家并不这么认为。他们觉得恒星内部无法进行聚变反应。幸好，量子力学的发展（隧道效应的提出）解决了这个问题。
1938年，美国物理学家汉斯·贝特和德国物理学家冯·魏茨泽克各自独立发现了恒星内部核聚变的具体途径，即通过“质子—质子反应”和“碳氮氧循环”，恒星中的氢可以聚变为氦，而且释放能量。
一个星系中大多数虚空的密度是每立方厘米大约0.1到1个原子，但是巨分子云的密度是每立方厘米数百万个原子。一个巨分子云包含数十万到数千万个太阳质量，直径为50到300光年。在巨分子云环绕星系旋转时，一些事件可能造成它的引力坍缩。
巨分子云可能互相冲撞，或者穿越旋臂的稠密部分。邻近的超新星爆发抛出的高速物质也可能是触发因素之一。最后，星系碰撞造成的星云压缩和扰动也可能形成大量恒星。
探索过程中的角动量守恒会造成巨分子云碎片不断分解为更小的片断。质量少于约50太阳质量的碎片会形成恒星。在这个过程中，气体被释放的势能所加热，而角动量守恒也会造成星云开始产生自转之后形成原始星。
恒星形成的初始阶段几乎完全被密集的星云气体和灰尘所掩盖。通常，正在产生恒星的星源会通过在四周光亮的气体云上造成阴影而被观测到。
恒星成年期：
从冷却的红色到高热的蓝色，从0.08到150个太阳质量。恒星的亮度和颜色依赖于其表面温度，而表面温度则依赖于恒星的质量。大质量的恒星需要比较多的能量来抵抗对外壳的引力，因此燃烧氢的速度也快得多。
恒星形成之后会落在赫罗图的主星序的特定点上。小而冷的M型红矮星会缓慢地燃烧氢，可能在此序列上停留1000亿年至数万亿年，而大而热的O型超巨星会在仅仅几百万年之后就离开主星序。
像太阳这样的中等恒星会在此序列上停留一百亿年。太阳也位于主星序上，被认为是处于中年期。在恒星燃烧完核心中的氢之后，就会离开主星序。
恒星起源于星际物质。一定量的星际物质受到引力扰动（例如超新星爆发）后，只要满足一定条件（金斯质量），星际物质之间的引力就会起主导作用，使它们坍缩成密度更大的星云。等到热核反应能维持恒星自身动态的热平衡时，这颗恒星就完全诞生。
分子云由中性氢云在引力波或者超新星爆发产生的冲击波影响下凝聚的。分子云除了充满大量气体以外，还有很多星际尘埃。这些尘埃能够吸收环境中的高能光子，以保护分子云免受攻击而破碎。而且，星际尘埃组成的化学元素比较丰富多样，这也有利于恒星的形成。
恒星位置测量
在地球上确定恒星的位置，只需要确定其在天球上的坐标和距地球距离即可。
确定恒星在天球上的坐标，通常需要规定天球坐标系。一般有地平坐标系、赤道坐标系、黄道坐标系和银道坐标系等。所有天球坐标系都规定了基本轴、基本点和度量方向范围。现在有了大规模巡天数据，获得恒星的天球坐标很容易。难点在于测量恒星距离。
标准烛光法利用Ia型超新星测量遥远星系的距离。Ia型超新星的光度是恒定的，因此只要在河外星系中找到Ia型超新星，这个星系的距离就能很方便地测出。
对于更远的星系（15G秒差距开外）则只有利用哈勃关系测距比较准确。如果还有更遥远的星系，那么天文学家也无力测出其距离。
