相比那些粒子，華楓對恆星的興趣顯然要高一些，連續一個星期他都沒有生出厭煩的情緒來。
其中，物理變星，按變光的物理機制，主要分為脈動變星和爆發變星兩類。脈動變星的變光原因是：恆星在經過漫長的主星序階段以後（見赫羅圖），自身的大氣層發生週期性的或非週期性的膨脹和收縮，從而引起脈動性的光度變化。
理論計算表明脈動週期與恆星密度的平方根成反比。因此那些重複週期為幾百乃至幾千天的晚型不規則變星、半規則變星和長週期變星都是體積巨大而密度很小的晚型巨星或超巨星週期約在1～50天之間的經典造父變星和週期約在，0.05～1.5天之間的天琴座RR型變星（又叫星團變星），是兩種最重要的脈動變星。
觀測表明，前者的絕對星等隨週期增長而變小（這是與密度和週期的關係相適應的），因而可以透過精確測定它們的變光週期來推求它們自身以及它們所在的恆星集團的距離，所以造父變星又有宇宙中的“燈塔”或“量天尺”之稱。天琴座RR型變星也有量天尺的作用。
還有一些週期短於0.3天的脈動變星 （包括'" class=li
k>盾牌座型變星、船帆座AI型變星和型變星'" class=li
k>；仙王座型變星等），它們的大氣分成若干層，各層都以不同的週期和形式進行脈動，因而，其光度變化規律是幾種週期變化的迭合，光變曲線的形狀變化很大，光變同視向速度曲線的關係也有差異。
盾牌座δ型變星和船帆座AI型變星可能是質量較小、密度較大的恆星，仙王座β型變星屬於高溫巨星或亞巨星一類。
爆發變星按爆發規模可分為超新星、新星、矮新星、類新星和耀星等幾類。超新星的亮度會在很短期間內增大數億倍，然後在數月到一、二年內變得非常闇弱。暫時多數人認為這是恆星演化到晚期的現象。
超新星的外部殼層以每秒鐘數千乃至上萬公里的速度向外膨脹，形成一個逐漸擴大而稀薄的星雲；內部則因極度壓縮而形成密度非常大的中子星之類的天體。最著名的銀河超新星是中國宋代（公元1054年）在金牛座發現的“天關客星”。脈衝星。一般認為，脈衝星就是快速自轉的中子星。
新星在可見光波段的光度在幾天內會突然增強大約9個星等或更多，然後在若干年內逐漸恢復原狀。1975年8 月在天鵝座發現的新星是迄今已知的光變幅度最大的一顆。光譜觀測表明，新星的氣殼以每秒500～2,000公里的速度向外膨脹。
一般認為，新星爆發只是殼層的爆發，質量損失僅佔總質量的千分之一左右，因此不足以使恆星發生質變。有些爆發變星會再次作相當規模的爆發，稱為再發新星。
矮新星和類新星變星的光度變化情況與新星類似，但變幅僅為2～6個星等，發亮週期也短得多。它們多是雙星中的子星之一，因而不少人的看法傾向於，這一類變星的爆發是由雙星中某種物質的吸積過程引起的。
耀星是一些光度在數秒到數分鐘間突然增亮而又很快回復原狀的一些很不規則的快變星。它們被認為是一些低溫的主序前星。
還有一種北冕座R型變星，它們的光度與新星相反，會很快地突然變暗幾個星等，然後慢慢上升到原來的亮度。觀測表明，它們是一些含碳量豐富的恆星。大氣中的碳塵埃粒子突然大量增加，致使它們的光度突然變暗，因而也有人把它們叫作碳爆變星。
隨著觀測技術的發展和觀測波段的擴大，還發現了射電波段有變化的射電變星和X射線輻射流量變化的X射線變星等。
除了單獨的恆星之外，聯星系統可以是兩顆或更多的恆星受到重力的約束而在軌道上互繞著，最普通的聯星系統就是聯星，但是三顆或更多恆星的系統也有被發現。
而因為軌道要穩定的緣故，這些聯星系統經常會形成階級制度的共軌聯星。也存在著更大的、被稱為星團的集團：範圍從只有幾顆恆星的星協，到最龐大的擁有數十萬顆恆星，稱為球狀星團的集團。
聯星系統是長期處在特定重力場約束下的恆星集團，通常都由巨大的O和B型恆星組成，而且80%的恆星是聯星系統是多星系統。但星單獨恆星的部分因為更小的天體被發現而有所增加，僅有25%的紅矮星被發現有伴星。因為85%的恆星是紅矮星，所以在銀河系內多數的恆星都是單獨的。
恆星在宇宙中的分佈是不均勻的，並且通常都是與星際間的氣體、塵埃一起存在於星系中。一個典型的星系擁有數千億顆的恆星，而再可觀測的宇宙中星系的數量也超過一千億個。過去相信恆星只存在餘星系之中，但在星系際的空間中也已經發現恆星。天文學家估計宇宙至少有700垓顆恆星。
除了太陽之外，最靠近地球的恆星是半人馬座的比鄰星，距離是39.9兆公里，或4.2光年。光線從半人馬座的比鄰星要4.2年才能抵達地球。在軌道上繞行地球的太空梭速度約為8公里/秒（時速約30,000公里），需要150,000年才能抵達那兒。
像這樣的距離，包括鄰近太陽系的地區，在星系盤中是很典型的。在星系的中心和球狀星團內，恆星的距離會更為接近，而在星暈中的距離則會更遙遠。
由於相對於星系的中心，恆星的距離是非常開闊的，因此恆星的相互碰撞是非常罕見的。但是在球狀星團或星系的中心，恆星碰撞則很平常。這樣的碰撞會形成藍掉隊星，這些異常的恆星比在同一星團中光度相同的主序帶恆星有著更高的表面溫度。
恆星間距離非常遙遠，天文學上一般用光年來量度恆星間的距離。而距離的測定則可以透過週年視差法、星團視差法、力學視差法、造父變星法等進行測量。
世間萬物無不都在運動 [8] ，恆星雖然看似在天空中恆定不動，其實它也有自己的運動。由於不同恆星運動的速度和方向不一樣，它們在天空中相互之間的相對位置會發生變化，這種變化稱為恆星的自行。
全天恆星之中，包括那些肉眼看不見的很暗的恆星在內，自行最快的是巴納德星，達到每年10.31角秒（1角秒是圓周上1度的3600分之一）。一般的恆星，自行要小得多，絕大多數小於1角秒。
恆星自行的大小並不能反映恆星真實運動速度的大小。同樣的運動速度，距離遠就看上去很慢，而距離近則看上去很快。因為巴納德星離開我們很近，不到6光年，所以真實的運動速度不過88&n/s。
恆星的自行只反映了恆星在垂直於我們視線方向的運動，稱為切向速度。恆星在沿我們視線方向也在運動，這一運動速度稱為視向速度。巴納德星的視向速度是&n/s （負的視向速度表示向我們接近，而正的視向速度表示離我們而去）。
恆星在空間的有的速度，應是切向速度和視向速度的合成速度，對於巴納德星，它的速度為139&n/s。
上述恆星的空間運動，由三個部分組成。第一是恆星繞銀河系中心的圓周運動，這是銀河系自轉的反映。第二是太陽參與銀河系自轉運動的反映。在扣除這兩種運動的反映之後，才真正是恆星本身的運動，稱為恆星的本動。
船底座η是已知質量最大的恆星之一，約為太陽的100–150倍，所以其壽命很短，最多祇有四百萬年。依據對圓拱星團（A
custe
）的研究，認為在宇宙應該有質量是太陽150倍的大質量恆星存在，但在實際上卻未能尋獲。雖然這個極限的原因仍不清楚，但愛丁頓光度給了部分答案，因為它定義了恆星在不丟擲外層大氣層下所能發射至空間的最大光度。
在大爆炸後最早誕生的那一批恆星質量必然很大，或許能達到太陽的300倍甚至更大，由於在它們的成分中完全沒有比鋰更重的元素，這一代超大質量的恆星應該已經滅絕，第三星族星暫時只存在於理論中。
劍魚座AB A的伴星劍魚座AB C，質量只有木星的93倍，是已知質量最小，但核心仍能進行核聚變的恆星。金屬量與太陽相似的恆星，理論上仍能進行核聚變反應的最低質量估計質量大約是木星質量的75倍。
當金屬量很低時，依目前對最暗淡恆星的研究，發現尺寸最小的恆星質量似乎只有太陽的8.3%，或是木星質量的87倍。再小的恆星就是介乎於恆星與氣體巨星之間的灰色地帶，沒有明確定義的褐矮星。
結合恆星的半徑和質量可以確定恆星表面的引力，巨星表面的引力比主序星低了許多，而相較於簡併下的狀態，像是白矮星，表面引力則更為強大。表面引力也會影響恆星的光譜，越高的引力所造成吸收譜線的變寬越明顯。
早在2010年英國謝菲爾德大學科學家發現了迄今質量最大的恆星RMC 136a1，它在形成初期質量或可達太陽質量的320倍，亮度接近太陽的1000萬倍，表面溫度超過4萬9千攝氏度。
恆星分類是依據光譜和光度進行的二元分類。在通俗的簡化的分類中，前者可由恆星的顏**分，後者則大致分為“巨星”和“矮星”，比如太陽是一顆“黃矮星”，常見的名稱還有“藍巨星”和“紅巨星”等。