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图72 哈勃太空望远镜拍摄的天狼星A和天狼星B（左下方的伴星天狼B为白矮星）
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恒星的大小
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称量恒星的方法和称量行星的方法大致相同，也是利用它们加在邻近物体上的吸引力。我们已经说过，要精确测定出一颗没有卫星的孤立的行星（例如水星）的质量是很困难的。可是若有了卫星，问题便简单多了。要测定一颗单独的恒星的质量是更困难得多的。分离恒星的空间大得使一颗恒星加在另一颗上的引力效应不能观察出来。
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幸而为了完成这种称量，望远镜发现了数千对星——双星，其中有许多都是相互旋转的。分光仪又显出了许多更接近的双星。在某特定距离上，公转周期愈短，两星合并的质量也愈大。只要把平均的分离距离及公转周期测定以后，计算这合并的质量就很容易了。而且，有时还能测定这双星系中单独的星的质量。
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这种双星研究的惊人结论是恒星的质量差不多都很平衡，几乎都只是从太阳的1/5到5倍那样的差别。这些建筑宇宙的砖瓦的物质差不多都大致相等，而太阳也是其中很恰好的中等。它绝不是一颗二流以下的星，如有些人要我们相信的。因此我们很可以有一点合理的骄傲了。
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我们考察图71时，已经得到了一些关于各类恒星的大小的知识了。那时会看出主序星中比太阳较蓝的要较大，较红的要较小，白矮星要小得很多，巨星要大得很多，而红色超巨星是所有星中最大的。根据我们由图表所得的情形而做的计算也得到上述的结论，而且还得到了单颗星的直径的大致可靠的值。直接测量一颗恒星的大小，像测量月亮和行星的直径一样的方法是不可能的，因为即使是在最大的望远镜中也没有一个恒星能呈现真正的圆面。如果我们记得这一点，那就难免要惊异天文学家的聪明，居然能从我们叫做星辰的光点中搜寻出那么多的意义来了。
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自1920年以来，迈克尔逊（Michelson）式测量恒星直径的干涉仪已在威尔逊山应用了。起先和2.5米反射望远镜连接，后来分离，这种方法有些繁复，我们只说干涉仪测量有些恒星的直径结果极可满意就够了。已经测过的恒星心宿二，其直径为6.4亿千米。参宿四是第一颗被测量的，约有它一半大。这些红巨星的体积都是大得不可思议的。
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既然恒星的质量大致平均，既然其中物质所占的空间却又大小相差如此之巨，恒星的密度也自然互相有极大不同了。在红巨星中物质的分布非常稀薄，例如心宿二就只有我们周围空气密度的1/3 000。
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在另一极端，白矮星却又紧密得不可思议，其密度在以前还被认为不可能的。在大小方面，它们很像行星。在物质的量的方面，它们却可以和太阳相比。天狼星暗弱的伴星的平均密度约为水的3万倍。有人认为那颗星中的原子在那极高的温度下差不多全粉碎了，因此能有地球上不能得到的紧密物质。
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虽然有似乎不可否认的证据，这一层要得到所有的天文学家与物理学家的承认似乎是困难的。确乎大家还可以不相信天狼的伴星能比水更密3万倍——换句话说，这颗星中一寻常玻璃杯的材料就有七八吨重——假如没有独立的证据来支持的话。依照相对性原理说，非常紧密的恒星的光谱中线纹定要向红方移动。天狼星的光谱中的这种移动已在威尔逊山和里克天文台两处观测到了。
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变星
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大多数恒星的光辉都是毫无变化的。当我们想到这极大的能量是由恒星光球流出的时候，我们定要惊异于恒星内部的有效的作用居然能够一秒一秒、一世纪一世纪，毫不变化地供给能量给光球。但是有许多恒星的辐射能量却并不经常不变，这种星叫做变星。我们姑且把因食而变光的星留到后面再讲。
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鲸鱼座中的蒭藁增二（Mira）是远在1596年第一颗被认为变星的星。有时它只可在望远镜中看成9等星；有时它增亮了百倍以上，竟在肉眼看来也是一颗明星。这上下往复约11个月一周。蒭藁增二是许多的“长周期变星”（long period variables）一类的例子，这些都是红巨星或超巨星。许多别的红巨星，例如参宿四，变光很小而且极不规则。有几群星的变光却又部分可以预测。
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图73 （左）蒭藁增二
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图74 （右）参宿四
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“造父变星”（cepheid variable stars）是现今讨论得最广泛的一种星，它们也确有极大价值，这在下章就要说明。这名称是从仙王座δ星（Delta Cephei）来的，那是这种变光的最初例证之一：标准的造父变星都是黄色超巨星。它们的变光在周期和方式两方面都极有规律，周期大半在一星期左右，虽然全数排起来要从1天到50天。这些星的变光不仅在量而且在质，在最亮时它们要比最暗时加蓝约一全谱型的程度。
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造父变星中约有一半并不如上述那样标准。它们与其他恒星有许多相同点，却又有大大的不同。因为它们常出现于大球状星团，所以叫做“星团造父变星”（cluster type cepheids）。它们都是些蓝色星，变化周期约半日左右。其中没有一颗可以为肉眼所见。
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通常假定造父变星（也许连所有的其他真变星都在内）的光的变化是因为这些星的脉冲。最简单地说来（或许又太简单了），这学说认为变星是十分规律地一涨一缩的。内部热量的多产使恒星亮起来蓝起来。它胀大，于是冷下去，因此又暗下去、红下去。这调整一过火，星又冷得不能不变了，于是再收缩。这种脉冲一经开始，便要继续一个长时期。这简单学说的一个明显的而且不易立刻逾越的困难，便是事实上造父变星的最亮时并不在它最紧缩的时候，却在这以后的周期的1/4的时候，那时它向外膨胀得十分厉害。显然这颗恒星变光问题是与恒星本性的整个问题有密切关系的。
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恒星演化
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从前把宇宙演化的理论看得比现在严重些的时候，大家相信星云是宇宙间最原始的材料形态。星云又怎样产生却不能明白了。星云便是最初的混沌，有秩序的恒星、行星之群都由此而生。200多年前，哲学家康德提出第一个星云假说。他选定星云做第一阶段，因为他看来这是不能继承其他物质的最简单的形态。在他看来，演化过程便是由简趋繁，这种观点在后来的学说上也大致传留了下来。拉普拉斯的关于宇宙演化的星云假说是其中最著名的一个，他把太阳系的发展特别研究了一下。
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直到20世纪30年代，大家还大致假定恒星的发展是由于明亮星云（例如猎户座大星云）的凝缩。而且大家相信不同颜色的恒星便代表不同的年岁。年轻的星最热，因此是蓝色星。它们逐渐冷却凝缩便成为太阳之类的中年黄色星。到老年更冷了，便成为红色。它们的光又逐渐变红变暗，最后便消失了光芒。这古典理论并不是尽美尽善的。我们不能明白何以最热的星能是冷的星云的第二阶段。可是蓝色星与亮星云的亲密联结似乎又证明它们都极其年轻，例如昴星团中的蓝色星就裹在星云之中。但我们已知道这联结现在有了与前此不同的含义了。星云的明亮只因为附近有热的恒星。
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原来的恒星演化学说是一条路线的过程，从稀薄的星云到密而暗的恒星。但在1913年，罗素（Russell）指出从蓝星到红星的程序有两支。一支包含比太阳更大更亮的巨星与超巨星，其中的红色星是最大最稀薄的；另一支包含较小的主序星（有太阳在内），这些星愈红便愈小愈密。为解说这新论据，又有恒星发展的新学说出来，在其后广为采用。恒星由暗星云凝缩而成，起初是大的红星，温度低，而且表面每平方米都并不亮，可是因为它们太大，所以也就成为最亮的星了。年纪一大，这颗星就变小。有一时期它们由凝缩而生的热量比辐射出去的多。它们越来越热，从红到黄又到蓝一直变色。此时凝缩减慢了，热量得到的比放出的少了，星又渐冷却，颜色由蓝而黄而红，最后停止发光。
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