1.宇宙之骄子——太阳
（1）太阳是一颗普通的恒星吗？
太阳的一生当中带着许多“最”的头衔：看上去最大、最亮、和人类关系最密切。其实，之所以这样评价它，是因为它离我们最近。其实在数以万计的恒星中，它是十分普通的一员。
在众多恒星中，太阳的个头居中，比它还小得多的是天狼伴星，半径只有5080.7千米，比地球还小；而中子星通常是有一二十千米大小。太阳的体重也是居中的，它的体积是2×1027立方米，是地球的约1.3×104万倍，是太阳系的中心天体，银河系中的一颗中等大小恒星。距离地球1.5×108千米，半径约69.6万千米，据估算，从地球到太阳上步行要走3500多年，就是坐飞机，也要坐20多年。它的平均密度为1409克/立方厘米，质量1989×1033克，表面温度5770K（1K=-272.15℃），中心温度1500万K。由里向外分别为太阳核反应区、太阳对流层和太阳大气层。其中心区不停地进行热核反应，所产生的能量以辐射方式向宇宙空间发射。其中二十二亿分之一的能量辐射到地球，成为地球上光和热的主要来源。
（2）太阳元素知多少
我们平常看到的太阳表面，是太阳大气的最底层，温度约6000℃。它是不透明的，因此我们不能直接看见太阳内部的结构。但是，天文学家根据物理理论和对太阳表面各种现象的研究，建立了太阳内部结构和物理状态的模型。但它究竟由什么物质所组成，它的结构又是怎样的呢？
太阳的结构从里向外主要分为：热核反应区、辐射区、对流区和大气层。太阳能量的99%由中心的核反应区的热核反应区产生。太阳中心的温度和密度极高，它发生着由氢聚变为氦的热核反应。而该反应足以维持100亿年，因此，太阳目前正处于中年期，组成太阳的物质大多是些普通的气体，其中氢约占71.3%，氦约占27%，其他元素占2%。
太阳和地球一样也有大气层，太阳的大气层从内向外分为光球、色球和日冕三层。
光球层
太阳光球就是我们平常所看到的太阳圆面，通常所说的太阳半径也是指光球的半径。光球的表面是气态的，其平均密度只有水的几亿分之一，但由于它的厚度达500千米，所以光球是不透明的。光球层的大气中存在着激烈的活动，用望远镜可以看到光球表面有许多密密麻麻的斑点状结构，很像一颗颗米粒，称之为米粒组织。它们极不稳定，一般持续时间仅为5～10分钟，其温度要比光球的平均温度高出300～400℃。目前认为这种米粒组织是光球下面气体的剧烈对流造成的现象。
光球表面另一种著名的活动现象便是太阳黑子。黑子是光球层上的巨大气流旋涡，大多呈现近椭圆形，在明亮的光球背景反衬下显得比较暗黑，但实际上它们的温度高达4000℃左右，倘若能把黑子单独取出，一个大黑子便可以发出相当于满月的光芒。日面上黑子出现的情况不断变化，这种变化反映了太阳辐射能量的变化。太阳黑子的变化存在复杂的周期现象，平均活动周期为11.2年。
色球层
紧贴光球以上的一层大气称为色球层，平时不易被观测到，过去这一区域只是在日全食时才能被看到。当月亮遮掩光球明亮光辉的一瞬间，人们能发现日轮边缘上有一层玫瑰红的绚丽光彩，那就是色球。色球层约厚8000千米，它的化学组成与光球基本上相同，但色球层内的物质密度和压力要比光球低得多。日常生活中，离热源越远处温度越低，而太阳大气的情况却截然相反，光球顶部接近色球处的温度差不多4300℃，到了色球顶部温度竟高达几万度，再往上，到了日冕区温度则陡然升至上百万度。人们对这种反常增温现象感到疑惑不解，但是至今也没有找到确切的原因。
在色球上人们还能够看到许多腾起的火焰，这就是天文上所谓的“日珥”。日珥是迅速变化着的活动现象，一次完整的日珥过程一般为几十分钟。同时，日珥的形状也可说是千姿百态，有的如浮云烟雾，有的似飞瀑喷泉，有的好似一弯拱桥，也有的酷似团团草丛，不胜枚举。天文学家根据形态变化规模的大小和变化速度的快慢将日珥分成宁静日珥、活动日珥和爆发日珥三大类。最为壮观的要属爆发日珥，本来宁静或活动的日珥，有时会突然“怒火冲天”，把气体物质拼命往上抛射，然后回转着返回太阳表面，形成一个环状，所以又称环状日珥。
日冕
在日全食时的短暂瞬间，常常可以看到太阳周围除了绚丽的色球外，还有一大片白里透蓝，柔和美丽的晕光，这就是太阳大气的最外层——日冕。日冕的范围在色球之上，一直延伸到好几个太阳半径的地方。日冕中物质更加稀薄，它还会有向外的膨胀运动，并使得热电离气体粒子连续地从太阳向外流出而形成太阳风。
太阳看起来很平静，实际上无时无刻不在发生剧烈活动。太阳表面和大气层中的活动现象，诸如太阳黑子、耀斑和日冕物质喷发等，会使太阳风大大增强，造成许多地球物理现象，例如极光增多、大气电离层和地磁的变化。太阳活动和太阳风的增强还会严重干扰地球上无线电通讯及航天设备的正常工作，使卫星上的精密电子仪器遭受损害，地面电力控制网络发生混乱，甚至可能对航天飞机和空间站中的宇航员生命构成威胁。因此，监测太阳活动和太阳风的强度，适时作出“空间气象”预报，显得越来越重要。
在银河系内一千多亿颗恒星中，太阳只是普通的一员，它位于银河系的对称平面附近，距离银河系中心约2.6万光年，它一方面绕着银心以250千米/秒的速度旋转，另一方面又相对于周围恒星以197千米/秒的速度朝着织女星附近方向运动。
太阳的年龄约为46亿年，它还可以继续燃烧约50亿年。在其存在的最后阶段，太阳中的氦将转变成重元素，太阳的体积也将开始不断膨胀，直至将地球吞没。在经过一亿年的红巨星阶段后，太阳将突然坍缩成一颗白矮星——所有恒星存在的最后阶段。再经历几万亿年，它最终将完全冷却，然后慢慢地消失在黑暗里。
太阳风暴
在我们的生活中听说过很多关于“风暴”的事例，比如在我国的沿海地区每年夏季都要发生的台风就是一种“风暴”。但是它究竟和我们现在要讲的“风暴”是否一样呢？
其实，“太阳风暴”就是太阳风，它是从太阳的外层大气——日冕中不断发出的、稳定的粒子流，它的主要成分是质子和电子。
这股劲“风”非常快，当它们到达地球轨道附近时，速度还有450千米/秒，粒子的密度约每立方米8×106个，“温度”高达几十万摄氏度。由于粒子的密度毕竟很低，我们并不担心会被这种“高温”烫伤，但它的强大的电荷作用却是宇航员的大敌。因此，对载人的航天器而言，还是避避风头为妙。在航天专家的眼里，“太阳风”的预报或许比地球上风向的预报更为重要。
太阳黑子
在我国古代《汉书·五行志》中记载着公元前28年5月10日的那天：“日出黄，有黑器，大如钱，居日中央。”后来天文学家考证，这是世界上最早关于黑子的记录。
那么，好好的太阳中怎么就突然多了一块大如钱的黑点呢？
在太阳的光球层上常常可以看到很多黑色斑点，它们叫做“太阳黑子”。太阳黑子在日面上的大小、多少、位置和形态等每天都不同。太阳黑子是光球层物质剧烈运动而形成的局部强磁场区域，也是光球层活动的重要标志。长期观测太阳黑子就会发现，有的年份黑子多，有的年份黑子少，有时甚至几天、几十天日面上都没有黑子。天文学家们早就注意到，太阳黑子从最多或最少的年份到下一次最多或最少的年份，大约相隔11年。也就是说，太阳黑子有平均11年的活动周期，这也是整个太阳的活动周期。天文学家把太阳黑子最多的年份称之为“太阳活动峰年”，把太阳黑子最少的年份称之为“太阳活动宁静年”。
那黑子为什么是黑的呢？其实，黑子之所以称为黑子，是因为它的温度相对于光球来说比较低，因此显现的颜色和光线较暗，通常光球的温度为6000℃，而黑子的温度则在3845～5315℃。黑子虽黑，但将它单独取出，它的光比月亮还要亮！
太阳的温度是很高的，不然我们就不会感觉到它的温暖。但是，存在它内部的黑子为什么会有那么低的温度呢？其实这是个还没有定论的问题。有些人认为，是太阳黑子区的强磁场阻止了太阳深处的热量传到黑子表面，使它温度降低；另一些人认为，通过非辐射方式将黑子区的能量大量传输出去而使黑子温度降低。
天文学家曾经观察到在黑子出现的同时，太阳不但不会变暗，反而会变得比平时还要亮一些，太阳亮度的这种反常的现象怎样解释呢？原来人们观察太阳时，注意力过多地集中在“黑无常”——黑子身上，而忽视了它的兄弟“白无常”——光斑。在黑子大量出现的同时，还出现了许多光斑——黑子附近及太阳表面其他部位远比光球亮的亮斑。它们的亮度足以补偿黑子减弱的光亮，因而造成整个太阳的亮度在黑子增多时反而会变得更亮的奇观。
太阳是离我们最近的恒星，太阳的这种变化会不会给我们的生活带来一定的影响呢？有学者认为，太阳总亮度的变化可能会导致地球大气的明显变化，其长程效应，甚至能导致几百万年后部分物种的灭绝。这是显示日地间密切关系的又一有力证据。所以，观察太阳黑子的活动对于我们人类的生活很有帮助。
太阳耀斑
在太阳活动的范围之内除了有黑子外还有一种叫“耀斑”。
太阳耀斑是一种最剧烈的太阳活动。一般认为发生在色球层中，所以也叫“色球爆发”。其主要观测特征是，日面上突然出现迅速发展的亮斑闪耀，其寿命仅在几分钟到几十分钟之间，亮度上升迅速，下降较慢。特别是在太阳活动峰年，耀斑出现频繁且强度变强。
别看它只是一个亮点，一旦出现，简直就是一次惊天动地的大爆发。这一增亮释放的能量相当于10万～100万次强火山爆发的总能量，或相当于上百亿枚百吨级氢弹的爆炸；而一次较大的耀斑爆发，在一二十分钟内可释放10～25焦耳的巨大能量，除了日面局部突然增亮的现象外，耀斑更主要表现在从射电波段直到X射线的辐射通量的突然增强；耀斑所发射的辐射种类繁多，有紫外线、X射线和r射线红外线和射电辐射，还有冲击波和高能粒子流，甚至有能量特高的宇宙射线。
耀斑对地球空间环境造成很大影响。太阳色球层中一声爆炸，地球大气层即刻出现缭绕余音。耀斑爆发时，发出的大量高能粒子到达地球轨道附近时，将会严重危及宇宙飞行器内的宇航员和仪器的安全。当耀斑辐射来到地球附近时，与大气分子发生剧烈碰撞，破坏电离层，使它失去反射无线电电波的功能。无线电通信尤其是短波通信，以及电视台、电台广播，会受到干扰甚至中断。耀斑发射的高能带电粒子流与地球高层大气作用，产生极光，并干扰地球磁场而引起磁暴。
此外，耀斑对气象和水文等方面也有着不同程度的直接或间接影响。正因为如此，人们对耀斑爆发的探测和预报的关切程度与日俱增，且正在努力揭开耀斑迷宫的奥秘。
对此还有一个故事呢！第二次世界大战时期，有一天，德国前线战事吃紧，后方德军司令部报务员布鲁克正在繁忙地操纵无线电台，传达命令。突然，耳机里的声音没有了。他检查机器，电台完整无损，拨动旋钮，改变频率，仍然无济于事。结果，前线失去联系，像群龙无首似的陷入一片混乱，战役以失败而告终。布鲁克因此受到军事法庭判处死刑。他仰天呼喊“冤枉！冤枉！”后来查清，这次无线电中断，“罪魁祸首”是耀斑。布鲁克的死实在冤枉。他的死在于人们当时对耀斑还不了解。
日全食
在很小的时候我们就听大人们讲过关于日全食的故事。传说是什么怪物把太阳给吃了，所以人们要敲锣打鼓地去把太阳给要回来。当然，这是由于当时人们对天象还不了解，对于一些奇怪的自然现象就会用神话故事来解释。现在，我们大家可能对于日全食都不陌生了，但是，你知道更多关于它的秘密吗？
日食现象是当月球绕地球转到太阳和地球中间时，如果太阳、月球、地球三者正好排成或接近一条直线，月球就会挡住了射到地球上去的太阳光，月球身后的黑影正好落到地球上，这时就会发生日食现象。发生日食的时间必定在“朔日”，也就是农历初一。
每年日食最多出现五次，如果出现五次，那么一定都是偏食。地球上每年至少有二次日食。在南北极地区只能看到日偏食。日全食大约一年半发生一次。每次日食都是在日出时从某一点开始，然后沿着日食带在日没时结束。从开始点到结束点大约绕地球半圈。一次日全食的过程可以包括以下五个时期：初亏、食既、食甚、生光、复圆。
太阳帆
在生活中我们见过千帆竞发、百舸争流的情景，那你想过这种场面发生在太空中的样子吗？其实，这种情况正在太空中发生着，它不是借风力而行，而是靠太阳。
太阳帆是利用太阳光的光压进行宇宙航行的一种航天器。由于这种推力很小，所以航天器不能从地面起飞，但在没有空气阻力存在的太空，这种小小的推力仍然能为有足够帆面面积的太阳帆提供加速度的能力。如先用火箭把太阳帆送入低轨道，则凭借太阳光压的加速，它可以从低轨道升到高轨道，甚至加速到第二、第三宇宙速度，飞离地球，飞离太阳系。如果帆面直径为300米，可把0.5吨质量的航天器在200多天内送到火星；如果直径大到2000米，可使5吨质量的航天器飞出太阳系。
著名天文学家开普勒在400年前就曾设想不要携带任何能源，仅仅依靠太阳光能就可使宇宙帆船驰骋太空。但太阳帆飞船这一概念到20世纪20年代才明晰起来。
1924年，俄罗斯航天事业的先驱康斯坦丁·齐奥尔科夫斯基和他同事弗里德里希·灿德尔明确提出“用照到很薄的巨大反射镜上的阳光所产生的推力获得宇宙速度”。因此，灿德尔首先提出了太阳帆：一种包在硬质塑料上的超薄金属帆的设想，成为今天建造太阳帆的基础。
世界上第一艘英国太阳帆宇宙飞船于2005年夏令时21日20时46分（北京时间22日4时46分）发射升空，但发射约20分钟后地面控制站突然接收到混乱信号，此后就与飞船失去了联系。此艘太阳帆宇宙飞船被命名为“宇宙一号”。
此后，直到2004年8月，日本人才研制了太阳帆升空并进行170千米高的短暂亚轨道实验，打开了两个长约10米的树脂薄膜帆板，检验了光帆展开的可行性，之后火箭和光帆坠入大海。美国航宇局目前也在进行太阳帆飞船的研究，并为选择太阳帆的制造材料进行了大量测试工作，还探讨了如何发射以及太阳帆在太空怎样展开等问题。美国预计2010年成形的太阳帆飞船将历经15年以上的航程，飞行37亿千米直到太阳系边缘。
科学家们认为，“太阳帆”飞船可能是人类星际旅行的唯一希望，因为以太阳光作为动力，可减少宇宙飞船携带的大量燃料，增加其机动性范围，使其在太空停留更长的时间，而且只要有阳光存在的地方，它就会不断获得动力加速飞行。太阳帆代表了人类未来太空飞行的技术，如果这次试验能够成功，它将为开发新型宇宙发动机方向迈出重要一步。人类未来完全可以利用太阳帆从事深空探索，并给人类的太空旅行带来一场新的革命。
2.离太阳最近的恒星——比邻星
比邻星，离太阳最近的一颗恒星，是聚星之一，位于半人马座。比邻星离太阳只有422光年，相当于约4万亿千米。从地球看来位于西南方向2度的位置，为一颗红矮星。如果用最快的宇宙飞船，到比邻星去旅行的话，来回就得17万年。可想而知，宇宙之大，虽说是比邻也远在天涯。
影像中央这颗小小的红色红星就是比邻星，它是如此的昏暗，直到1915年才由当时约翰内斯堡联合天文台的主管罗伯特·因尼斯在南非发现。影像的背景里可以见到我们银河系里各式各样的恒星。
与其他恒星相比，通常红矮星的亮度都很弱，以肉眼观测是看不见的，比邻星也不例外。它的视星等是11等，绝对星等是非常弱的155等。如果从半人马座α三合星的其他两个星观测，将是45等星。
虽然说比邻星是离我们较近的恒星，但它究竟离我们有多远呢？
欧洲天文卫星测量的视差是按77233±242毫角秒推算，比邻星离地球距离大约是4.22光年远，或者27×105个天文单位（1个天文单位约合15亿千米，为地球到太阳的平均距离）。离它最近的邻居依序为：半人马座α三合星的其他两颗星、太阳和巴纳德星。
另外，用欧南天文台在智利的超大望远镜，在2002年以光学干涉测量得到比邻星的角直径为102±008毫角秒。通过已知的距离，推算实际直径大约是太阳的1/7，或者木星的15倍。它的质量也大约是太阳的1/8，或者木星的150倍。
3.亮度有变化的恒星——变星
变星概述
变星是指亮度有起伏变化的恒星。引起恒星亮度变化的原因有几何的原因（如交食，屏遮）和物理的原因（如脉动，爆发）以及两者兼有（如交食加上两星间的质量交流）。一些恒星在光学波段的物理条件和光学波段以外的电磁辐射有变化，这种恒星现在也称变星。变星命名法由阿格兰德于1844年创立，每一星座内的变星，按发现的先后，在星座后用R～Z记名。按照亮度和光谱变化的不同，现在把变星分为几何变星、脉动变星和爆发变星三大类。在三个大类以下，又可再分为若干次型。脉动变星和爆发变星是物理变星，都属于不稳定恒星。
变星的特征
从变星的概述中我们了解了一些变星的知识，那么，由于内在上没有变化，而在其他物理性质有变化的或光学波段以外的电磁辐射有变化的恒星能不能也归入变星之列？科学证明是可以的，如光谱变星、磁变星、红外变星、X射线新星等都属于变星。
有些恒星的亮度变化肉眼就能发现，但大多数变星必须用一定的仪器、一定的观测技术才能发现。照相测光和光电测光技术的应用，使变星数目迅猛增加，1985年开始陆续出版的第4版《变星总表》已收集了到1982年为止发现和命名的28450颗变星和变光体。分光技术提供了变星物理性质的重要信息，不仅为发现变星，也为研究变化的原因提供了条件。但在已知变星中，做过光谱观测的仅占25%左右。
少数变星在发现亮度变化前已经定名，仍继续沿用，此外，绝大多数变星都按国际通用的命名法命名，即用拉丁字母加上星座名作为变星的名字。对每一个星座，按变星发现的顺序，从字母R开始，一直到Z，然后用两个字母，从RR，RS起到ZZ，再用前面的字母AA，AB……，一直到QZ，其中字母J完全不用，从第335个起，用V335，V336……，加上星座名。
变星按其光变原因，可以分成内因变星和外因变星。前者的光变是光度的真实变化，光谱和半径也在变，又称物理变星；而后者的光度、光谱和半径不变，它们是双星，光变的原因是由于轨道运动中子星的相互掩食（称食双星或食变星）或椭球效应，外因变星又称为几何变星或光学变星。内因变星占变星总数的80%，又可分为脉动和爆发性质迥异的两大类。脉动变星占内因变星的90%，光变是由星体脉动引起的；爆发变星的光变是由一次或多次周期性爆发引起的。脉动变星和爆发变星又可以分成若干次型。变星的分类法随着人们认识的不断深化而逐渐改变，近年来发现越来越多的双星不仅是几何变星，也是物理变星。
变星种类繁多，涉及恒星演化的各个阶段，变星的研究必然促进恒星理论的发展；食变星为确定恒星的质量、大小等物理量提供了难得的机会；造父变星的周光关系为宇宙尺度提供了基本校准，新星、超新星的极大亮度可作为粗略的距离指针；变星分属于中介星族Ⅰ、旋臂星族、盘星族、中介星族Ⅱ和晕星族（见星族）五种不同空间结构次系，对银河系结构和动力学的研究也有重要意义。
几种有趣的变星
脉冲星
脉冲星，就是变星的一种。脉冲星是在1967年首次被发现的。当时，休伊什的研究生S。J。贝尔，发现狐狸星座有一颗星发出一种周期性的电波。经过仔细分析，科学家认为这是一种未知的天体。因为这种星体不断地发出电磁脉冲信号，人们就把它命名为脉冲星。脉冲星发射的射电脉冲的周期性非常有规律。一开始，人们对此很困惑，甚至曾想到这可能是外星人在向我们发电报联系。据说，第一颗脉冲星就曾被叫做“小绿人一号”。
1968年有人提出脉冲星是快速旋转的中子星。中子星具有强磁场，运动的带电粒子发出同步辐射，形成与中子星一起转动的射电波束。由于中子星的自转轴和磁轴一般并不重合，每当射电波束扫过地球时，就接收到一个脉冲。
恒星在演化末期，缺乏继续燃烧所需要的核反应原料，内部辐射压降低，由于其自身的引力作用逐渐坍缩。质量不够大的恒星坍缩后依靠电子的简并压力与引力相抗衡，成为白矮星；而在质量比这还大的恒星里面，电子被压入原子核，形成中子，这时候恒星依靠中子的简并压力与引力保持平衡，这就是中子星。典型中子星的半径只有几千米到十几千米，质量却在1～2倍太阳质量之间，因此其密度可以达到每立方厘米上亿吨。由于恒星在坍缩的时候角动量守恒，坍缩成半径很小的中子星后自转速度往往非常快。又因为恒星磁场的磁轴与自转轴通常不平行，有的夹角甚至达到90°，而电磁波只能从磁极的位置发射出来，形成圆锥形的辐射区。
在脉冲星便是中子星的证据中，其中一个便是我们在蟹状星云确实也发现了一个周期约0.033秒的波霎。
脉冲星靠消耗自转能而弥补辐射出去的能量，因而自转会逐渐放慢。但是这种变慢非常缓慢，以致信号周期的精确度能够超过原子钟。而从脉冲星的周期就可以推测出其年龄的大小，周期越短的脉冲星越年轻。
食双星
两星在相互引力作用下围绕公共质量中心运动，其轨道面差不多同我们的视线方向平行时，就能看到一星被另一星所遮掩而发生星光变暗现象，这种星称为食双星或食变星。
最早发现的食双星是大陵五，它最亮时为2.13等，最暗时为3.40等，这是甲星被乙星偏食所致。乙星被甲星偏食，损光最多时整个双星成为2.19等。大陵五的轨道周期是2.8673075天。它由平时亮度降到最暗约需4.9小时，由最暗回到平时亮度也约需4.9小时。
食双星的光变曲线可分为三种类型：①大陵五型，食外变化较小；②渐台二型，食外显著变光，但主极小食甚比次极小食甚暗得多；③大熊座W型，食外显著变光，但主极小食甚比次极小食甚稍暗。
分析食双星的光变曲线，可以比较可靠地求得大星半径、小星半径、轨道面倾角、大星或小星光度、反映大星和小星的圆面亮度分布的“临边昏暗系数”等，统称为测光轨道解，简称测光解或测光轨道要素。如果这双星又是双谱分光双星，并且已有比较可靠的分光轨道解，那么和上面的测光轨道解结合起来，可以得出组成该双星的两子星各自的质量和半径。所以，某些食双星能为人们提供比较可靠的恒星基本参量，成为研究恒星物理和恒星演化的重要基础之一。但由于大多数食双星总有偏离“理想共性”的这样那样的“个性”，已测出基本物理参量的食双星不仅数量少，而且数据也不够精确。
研究食双星取得的成就是多方面的：①已得到100对密近双星的质量、半径等物理参量；②对柱二型食双星中蓝矮星的光穿过红超巨星大气各层的观测，得知好些红超巨星的色球结构和色球活动资料；③根据椭圆轨道食双星的近星点运动，推出有关恒星的内部密度分布特点；④根据兼为食双星的新星的观测资料，通过对X射线食双星的多方研究，以及通过对包含脉动变星的食双星和包含耀星的食双星等的探索，了解到有关新星、X射线星、脉动变星和耀星的一系列物理特性；⑤研究了有关的X射线星是否为中子星的问题；⑥测得了相接食双星如仙王座VW、天鹅座V729的X射线，1979年发现了有射电食的食双星如蝎虎座AR，这两项发现为食双星研究开拓出新的领域；⑦对星协与星团中的食双星的研究，并且同食双星所在星协、星团的年龄、化学成分等联系起来，为这些恒星群的研究提供有效线索；⑧在各类双星中，食双星是当前能够测得的最远的一类双星，在其他星系中发现的食双星为星系的研究开辟了独特的途径。
但是食双星研究中还存在很多问题。人类研究了三百多年的大陵五，虽然在1978年得到了双谱分光双星分光轨道解，显著提高了它的物理参量的可靠度，但是对它的射电爆发和X射线的实测工作和理论解释都还做得非常不够。1784年发现变光的食双星渐台二，其中的较暗星究竟是什么样的天体，虽经多年的高色散光谱分析以及人造卫星观测，至今仍然是个谜。许多短周期的“相接双星”的质量交流与能量交流的动力学和物理问题还不清楚。球状星团成员星中有没有物理双星也是一个在演化上尚待解决的重要问题。
4.宇宙爆炸的新产物——新星
古希腊哲学家亚里士多德曾经认为星空是永远不变的。但是到了1572年，第古·布拉赫宣布在天上发现了一颗新星，这就是中国《明史稿》中的记载“明隆庆六年冬十月丙辰，彗星见于东北方，至万历二年四月乃没”所指的那个天体。时隔30余年，开普勒又于1604年在蛇夫座中发现了一颗新星，这就是中国史籍中记载的出现在明朝万历三十二年的尾分客星。这样，“星空不变”的古老观念被打破了。实际上，公元前204年在牧夫座出现的一颗新星就被中国史书《汉书》记载了：“汉高帝三年七月有星孛于大角，旬余乃入。”这是人类历史上对新星最早的记载之一。到了近代，借助于望远镜和照相机的帮助，天文学家发现了更多的新星。
在20世纪初天文学家们逐渐认识到，这些新星并不是新出现的恒星，而是原有的恒星因为某种原因发生爆炸时亮度急剧增加的结果。为什么会出现新星爆发事件呢？观测证据表明，几乎所有的新星爆发都发生在双星系统之内，尤其是在那些密近双星上。
在这样的双星系统中，两颗子星靠得很近，以致物质可能从质量较大的子星转移到质量较小的子星上。如果密近双星系统是由一颗红巨星和一颗白矮星组成。当元素氢等物质从红巨星冲向白矮星时，由于白矮星的强大引力场，物质在它的周围形成了一个巨大的吸积盘。大量的物质坠落到白矮星的表面上，同时大量的引力势能转化为热能。当温度超过100万开时，氢核聚变被重新点燃了。核聚变释放出的能量又把白矮星表层加热到超过1000万开，这时就会发生新星爆发。
有时，新星会有足够的亮度，并且以肉眼就能清楚地看见，在最近的例子就是1975年明亮的天鹅座新星。这颗新星于1975年8月29日出现在天鹅座的天津西北方约5度之处，视星等达到20等。最靠近现在的是天蝎座V1280，在2007年2月17日亮度达到37等。
天文学家以银河系每年粗略估计有20～
60颗新星出现，估计出现率为每年40颗。每年被发现的新星数量低于此一数值被归咎于距离的遥远和观测的偏差。比较之下，每年在仙女座大星系发现的新星数量更低，只有银河系的1/2到1/3.
观察新星喷发出星云的光谱，已经发现其中含有丰富的氦、碳、氮、氧、氖和镁等元素。新星对星际物质的贡献并不大，在银河系内只相当于超新星的1/50，红巨星和超巨星的1/200.
超新星
超新星，它是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。爆发中会释放出大量等离子体，并且持续数周至数年时间，天空中好像突然出现了一颗新的恒星。
超新星不同于新星，虽然新星爆发都会令一颗星的光度突然增加，但是程度比较小。超新星爆炸会把恒星的外层抛开，令周围的空间充满氢、氦及其他元素，这些尘埃和气体最终会组成星际云。爆炸所产生的冲击波也会压缩附近的星际云，引致恒星的产生。爆炸的冲击波会冲击四周，留下一个超新星遗迹。蟹状星云就是一个著名的例子。
理论而言，质量介于太阳的8～25倍的恒星会在一场超新星爆炸中结束自己的生命。当这颗恒星耗尽所有可用的燃料，它就会突然失去一直支撑自身重量的压力，它的核心坍缩成为一颗中子星——一颗毫无生气的超致密残骸，外侧的气体包层则会以5%的光速抛射出去。
当恒星爆发时的绝对光度超过太阳光度的100亿倍、中心温度可达100亿摄氏度，新星爆发时光度的10万倍时，就被天文学家称为超新星爆发了。
一颗超新星在爆发时输出的能量可高达1044焦，这几乎相当于我们的太阳在它长达100亿年的主序星阶段输出能量的总和。超新星爆发时，抛射物质的速度可达10000千米/秒，光度最大时超新星的直径可大到相当于太阳系的直径。1970年观测到的一颗超新星，在爆发后的30天中直径以5000千米/秒的速度膨胀，最大时达到3倍太阳系直径。在这之后直径又开始收缩。
根据现在的认识，超新星爆发事件就是一颗大质量恒星的“暴死”。对于大质量的恒星，如质量相当于太阳质量的8～20倍的恒星，由于质量的巨大，在它们演化的后期，星核和星壳彻底分离的时候，往往要伴随着一次超级规模的大爆炸。这种爆炸就是超新星爆发。现已证明，1572年和1604年的新星都属于超新星。在银河系和许多河外星系中都已经观测到了超新星，总数达到数百颗。可是在历史上，人们用肉眼直接观测到并记录下来的超新星，却只有6颗。
I型超新星
I型的超新星缺乏氢和氦，但有硅。光谱的峰值中以游离硅的6150纳米波长的光最为明显。它们都是源于到达或接近钱德拉塞卡极限的白矮星的爆发。一个可能是那白矮星是处于一个密近双星系统中，它不断地从它的巨型伴星吸收物质，直至它的质量到达钱德拉塞卡极限。那时候电子简并压力再不足以抵消星体本身的引力，结果是白矮星会坍缩成中子星或黑洞，坍缩的过程可以把剩下的碳原子和氧原子融合。而最后核融合反应所产生冲击波就把那星体炸得粉碎。这与新星产生的机制很相似，只是该白矮星未达钱德拉塞卡极限，不会坍缩，能量是来自积聚在其表面上的氢或氦的融合反应。
亮度的突然增加是由爆发中释放的能量所提供的，爆发以后亮度不会即时消失，而是会在一段长时间中慢慢地下降，那是因为放射性钴衰变成铁而放出能量。
天文学家对它们产生的机制还是不太清楚。一般相信这些星都是正在结束它们的生命，但它们可能在之前已经失去了氢，所以它们的光谱中没有氢的吸收线。
Ⅱ型超新星
Ⅱ-P超新星在光度曲线上有一个“高原区”。
Ⅱ-L超新星光度曲线呈“线性”的衰减。
如果一颗超新星的光谱不包含氢的吸收线，那它就会被归入Ⅰ型，不然就是Ⅱ型。一个类型可根据其他元素的吸收线再细分。天文学家认为这些观测差别代表这些超新星不同的来源。他们对Ⅱ型的来源理论非常肯定，但是虽然天文有一些意见解释Ⅰ型超新星发生的方法，这些意见比较不肯定。
如果一颗恒星的质量很大，它本身的引力就可以把硅融合成铁。因为铁原子的结合能已经是所有元素中最高的，把铁融合是不会释放能量，相反的能量反而会被消耗。当铁核心的质量到达钱德拉塞卡极限，它就会即时衰变成中子并坍缩，释放出大量携带着能量的中微子。中微子将爆发的一部分能量传到恒星的外层。当铁核心坍缩的时候所产生的冲击波在数个小时后抵达恒星的表面时，亮度就会增加，这就是Ⅱ型超新星爆发。而视乎核心的质量，它会成为中子星或黑洞。
还有一类被称为“超超新星”的理论爆发现象。超超新星指一些质量极大恒星的核心直接坍缩成黑洞并产生了两股能量极大、近光速的喷流，发出强烈的r射线。这有可能是导致r射线暴的原因。
超新星爆发和宇宙线的产生也有一定的关系。星际介质中的粒子运动速度一般都在每秒几十千米范围内，但是也有某些特殊情况——有的粒子运动速度可以接近光速，这就是宇宙线。宇宙线是由一些物质粒子如电子、质子等组成的，在本质上完全不同于电磁波。一般说来，由于地球大气对宇宙线的吸收作用，探测宇宙线必须到大气层之外。如果搭乘气球上升到50千米的高空，就可以用底片拍摄宇宙线的踪迹。只有极少数能量极高的宇宙线可以到达地球表面。但是，当高能宇宙线与地球大气发生作用时，会引发一种闪光效应，同时产生二级宇宙线，在地球表面探测二级宇宙线是相对容易的。
实验表明，一些能量较低的宇宙线受到太阳活动的影响。比如，太阳活动有一个11年左右的周期，而观测到的低能宇宙线也随着这个周期而有所变化。另外，当太阳活动增强时，会使得地球周围的磁场增强，从而使在地球上观测到的宇宙线活动减弱。相反地，宇宙线流量的最大值往往出现在太阳耀斑等活动最小的时刻。观测也表明，绝大部分宇宙线是来自遥远的宇宙深处的超新星爆发。
因为宇宙线常常会因为星际磁场的作用而改变运动方向，我们很难判断它的辐射源在哪里。但宇宙线在与星际介质发生作用时，会辐射出r射线；而r射线是电磁波，运动方向不再受磁场的影响。美国宇航局曾发射了专门观测宇宙r射线的人造卫星。观测结果表明，宇宙r射线的分布与发现的超新星的分布有很好的相关性。这就在很大程度上支持了宇宙线来自超新星爆发的观点。
超新星事件和新星事件还有一个本质性的区别，即新星的爆发只发生在恒星的表面，而超新星爆发发生在恒星的深层，因此超新星爆发的规模要大得多。超新星爆发时散落到空间的物质，对新的星际介质乃至新的恒星的形成有着重要的贡献，但这些物质来自死亡恒星的外壳。
超新星处于许多不同天文学研究分支的交汇处。超新星作为许多种恒星生命的最后归宿，可用于检验当前的恒星演化理论。在爆炸瞬间以及在爆炸后观测到的现象涉及各种物理机制，例如中微子和引力波发射、燃烧传播及爆炸核合成、放射性衰变及激波同星周物质的作用等。而爆炸的遗迹如中子星或黑洞、膨胀气体云起到加热星际介质的作用。
超新星在产生宇宙中的重元素方面扮演着重要角色。大爆炸只产生了氢、氦以及少量的锂。红巨星阶段的核聚变产生了各种中等质量元素。而重于铁的元素几乎都是在超新星爆炸时合成的，它们以很高的速度被抛向星际空间。此外，超新星还是星系化学演化的主要“代言人”。在早期星系演化中，超新星起了重要的反馈作用。星系物质丢失以及恒星形成等可能与超新星密切相关。
由于非常亮，超新星也被用来确定距离。将距离同超新星母星系的膨胀速度结合起来就可以确定哈勃常数以及宇宙的年龄。在这方面，Ⅰ型超新星已被证明是强有力的距离指示器。
矮新星
矮新星是由一类爆发规模较小、频次较高的爆发变星。
矮新星在许多方面同新星和再发新星类似。矮新星准周期地爆发，光度陡然增亮，又慢慢变暗。不过光度变幅较小，一般不超过6个星等。爆发平均周期较短，约10～200天不等。有两类矮新星：一类称双子座U型星或天鹅座SS型星，目前已发现250个以上；另一类称为鹿豹座Z型星，已发现30个以上，它们的变幅比双子座U型星小，平均2～3个星等，周期更短（10～20天）。
统计研究表明，矮新星的平均变幅ΔmV和平均爆发周期P之间存在如下关系：ΔmV=0.4+1.85lgP（P以天计）。这一关系也适合于再发新星，历史上曾用它预报了北冕座T星的再发。许多矮新星也是双星，是由一颗黄矮星或红矮星和一颗白矮星或蓝亚矮星组成的密近双星系统，轨道周期约几小时。冷星充满临界等位面，通过内拉格朗日点将物质抛向热矮星，形成吸积盘和热斑。对双子座U的观测表明，爆发时随着亮度的增加，由食引起的变光深度越来越浅，食的开始时间越来越早，持续时间越来越长。光度极小时，矮新星光谱是连续谱加上强而宽的H、He和Ca发射带，并有氢的连续发射。光度极大时，强发射带消失，基本上是早型（B型、A型）的纯连续谱，色温度比光度极小时明显增高。根据综合光谱和光度资料，可以认为矮新星爆发的主要原因是冷星的变热，而冷星体积的变大和热星吸积盘的变亮则是次要原因。这同新星的爆发是由于壳层抛射，因而有效光球面积增大致使光度突增是不一样的。至于冷星表面温度突然增高，很可能是因为它的物质抛射率突然增加，外层大气很快脱离冷星而露出了温度较高的内层所造成的。