爆发变星
有时候，天空里会出现一颗星，突然发亮，在一两天之内达到最大亮度，以后又慢慢暗淡下去，这种不稳定的星叫做爆发变星。爆发变星包括激变变星和灾变变星两类。灾变变星指“灾难性”爆发的超新星。激变变星通常指超新星以外激烈爆发的变星，包括新星、再发新星、类新星和矮新星四种。
新星，符号为N，这类星在爆发前一般不可见，但一旦出现，亮度增加得极快，一两天内便显得很亮，以后慢慢地减弱，经过几年或几十年才恢复到原来的亮度。有名的天鹰座新星是1918年6月8日发现的，刚发现时其亮度为1星等，但几小时以后，其亮度便接近于天狼星的亮度(-1.46星等)了。
再发新星是一再变亮的新星，但爆发时光度增亮倍数比新星要小，却以较快的速度恢复到原来的亮度。最亮和最知名的再发新星的例子是北冕座T星，也叫做闪耀星，仅有的另一个达到肉眼可见的再发新星是蛇夫座RS星。
类新星，类似于新星，但爆发的次数比较频繁，数年爆发一次，光变幅度比新星和再发新星小，典型星是天箭座FG星。
矮新星是爆发规模较小、频次较高的爆发变星。以天鹅座SS为例，该星最暗时12.1星等，变化很小。它总是骤然变亮，达到8等，经过几天，再恢复原状，但变亮的期间间隔很不规则，两次爆发相隔的天数从20天至100多天，平均为50天左右。
不同类型的新星有一共同点：它们都是密近双星的成员，成为新星的一员常常是白矮星。物质从较大、较冷的伴星被吸向白矮星的表面，物质堆积在白矮星的表面，直至这一新物质层底部的温度和压力高到引发起核聚变反应。
爆发变星中研究比较多的是新星和超新星，因为它们的爆发很激烈而且比较有代表性。下面详细解释这两类爆发变星。
新星、超新星爆发
新星爆发时，亮度增加很多。新星最亮时绝对星等可达-7.0\+m。新星的爆发过程中，其光谱型不断变化着。爆发前可能是一颗O型或B型白矮星，从发亮到达到极大值前光谱型是A型或F型。亮度极大时光谱中没有发射线，只有吸收线；在下降阶段，光谱经过类似星云光谱的变化，最后成为O型谱。
新星爆发时，会抛射少量物质到周围空间，爆发后，仍保留它们的恒星形式和它们的大部分的物质。有的新星在恢复原样后可能再次爆发，这样的新星称为再发新星。
新星、超新星爆发应该算是宇宙中少数几种壮丽程度堪与星云比肩的天文现象了，每次新星、超新星爆发总是吸引了诸多地球人的眼光。不过，这种爆发实在是太少了，因为一颗质量合适的恒星一生也就那么一次而已！这让人想起了在枝头高歌的荆棘鸟，一只鸟儿一生只唱一次歌，而这惟一的一次歌唱必定是荆棘枝头，一直啼叫，直至喉咙出血，最后在荆棘上刺破胸膛而亡。新星、超新星爆发就是恒星的绝唱，或许对于这种壮丽，我们惟有尊敬！
超新星爆发机制
新星、超新星的爆发机制曾经困惑了天文学界很多年，解答这个问题的第一位天文学家是印度人萨而拉赫门亚·钱德拉塞卡。1931年，他正在英国工作。通过计算，他得到了白矮星的质量。我们知道：星体的质量越大，在万有引力作用下，星球本身被压缩的程度越高。钱德拉塞卡发现了一个极值点，当质量超过此值时，爆炸是很轻易的。这个极值点称作“钱德拉塞卡点”，它等于太阳质量的1.44倍。当白矮星的质量超过此值后，它就不复存在了。
现在假设有一颗白矮星，质量几乎就是太阳的1.44倍，其差值很小，并假设它是相距较近的双星系统中的一颗，而另一颗是正常的星体。这颗白矮星将不断地吸引那颗正常星体上的物质，从而使自身的质量增加。即使这些被吸过来的物质是氢或是其他正在演变过程中的物质，它们也都会变成氦，成为白矮星的机体。结果这颗白矮星变得越来越重，最后它的质量超过了钱德拉塞卡值点。出现这种情况后，白矮星就不能够维持它的原有结构了，爆炸就开始了，其剧烈程度远远超过普通“新星”形成时的爆炸量的百万倍。这就是“超新星”。由超新星发射的光芒被淹没在几十亿颗新星闪烁的光芒之中，渐渐消失了。整个白矮星就毁灭了，什么都没有留下。这样的爆炸结果称之为“Ⅰ型超新星”，另外还有“Ⅱ型超新星”。相比之下，Ⅱ型比Ⅰ型的爆炸规模略小一些。
“Ⅰ型超新星”的波谱表明它不含有氢，说明由爆炸的白矮星形成的这颗星，在红色巨星塌陷而变成白矮星时，就把氢耗尽了。塌陷后的核心部分没有氢。
“Ⅱ型超新星”的波谱表明它含有相当多的氢，这说明形成这一新星的红色巨星在爆炸过程中未过渡到白矮星阶段。因此新星是由红色巨星直接形成的。质量越大的星体，形成的红色巨星越大，星体塌陷的规模越大。若星体足够大，塌陷发生得既突然又剧烈，以至于塌陷部分里留下氢，并被压缩。这样一颗新星诞生了。
“Ⅱ型超新星”与“Ⅰ型超新星”还有另一个区别，即白矮星爆炸形成的“Ⅰ型超新星”没有留下任何痕迹，而红色巨星爆炸塌陷形成的Ⅱ型超新星留下的是一颗残星。留下的残余物并没有成为一颗白矮星。原因是，当星体的质量足够大时——至少超过太阳质量的20倍，塌陷后留下来的物质超过了钱德拉塞卡值点。由于重量太大，所以不能形成白矮星。
1934年，咨维柯和美国物理学家奥本赫莫各自独立地对这个问题进行了推测。他们认为白矮星应由游离的原子核和电子组成，而且电子的运动好像制动器一样可以防止塌陷面波及太广。但是，这个制动器阻止聚缩的能力有限。如果星体的质量太大，或者塌陷的强度太大，那么电子就会被迫同核中的质子结合而形成中子。于是新生成的星体将由不带电的中子组成，这些中子聚在一起，一个连着一个，形成了由中子组成的“新星”，“新星”把自身与太阳同重的重量挤在不超过14千米的小球内，从而形成了一个中子星。
然而，如果残存星体的质量仍然过大，它就会坍缩成黑洞，这是一种引力大得甚至连光都不能从其中逃出的天体。黑洞的性质显然决定了它们很难被发现。第一个黑洞候选者是天鹅座X-1，是1971年发现的，以后也只发现了几个。天鹅座X-1泄露其黑洞秘密，是由于另一颗星绕它运行并把物质抛向它的缘故，因为这些物质落进黑洞之前被加热，发出天文学家能够探测到的X射线。
可见，准确描述恒星的演化是十分复杂的，但大致轮廓却很简单：
主序星→红色巨星或超巨星→白矮星、中子星或黑洞