相比那些粒子，華楓對恒星的興趣顯然要高一些，連續(xù)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(jī)制，主要分為脈動變星和爆發(fā)變星兩類。脈動變星的變光原因是恒星在經(jīng)過漫長的主星序階段以后（見赫羅圖），自身的大氣層發(fā)生周期性的或非周期性的膨脹和收縮，從而引起脈動性的光度變化。

理論計(jì)算表明脈動周期與恒星密度的平方根成反比。因此那些重復(fù)周期為幾百乃至幾千天的晚型不規(guī)則變星、半規(guī)則變星和長周期變星都是體積巨大而密度很小的晚型巨星或超巨星周期約在1～50天之間的經(jīng)典造父變星和周期約在，005～15天之間的天琴座rr型變星（又叫星團(tuán)變星），是兩種最重要的脈動變星。

觀測表明，前者的絕對星等隨周期增長而變小（這是與密度和周期的關(guān)系相適應(yīng)的），因而可以通過精確測定它們的變光周期來推求它們自身以及它們所在的恒星集團(tuán)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。

還有一些周期短于03天的脈動變星 （包括039aaquot cssli

nt盾牌座型變星、船帆座ai型變星和型變星039aaquot cssli

nt；仙王座型變星等），它們的大氣分成若干層，各層都以不同的周期和形式進(jìn)行脈動，因而，其光度變化規(guī)律是幾種周期變化的迭合，光變曲線的形狀變化很大，光變同視向速度曲線的關(guān)系也有差異。

盾牌座δ型變星和船帆座ai型變星可能是質(zhì)量較小、密度較大的恒星，仙王座β型變星屬于高溫巨星或亞巨星一類。

爆發(fā)變星按爆發(fā)規(guī)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(nèi)增大數(shù)億倍，然后在數(shù)月到一、二年內(nèi)變得非常暗弱。暫時(shí)多數(shù)人認(rèn)為這是恒星演化到晚期的現(xiàn)象。

超新星的外部殼層以每秒鐘數(shù)千乃至上萬公里的速度向外膨脹，形成一個逐漸擴(kuò)大而稀薄的星云；內(nèi)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(fā)現(xiàn)的“天關(guān)客星”。脈沖星。一般認(rèn)為，脈沖星就是快速自轉(zhuǎn)的中子星。

新星在可見光波段的光度在幾天內(nèi)會突然增強(qiáng)大約9個星等或更多，然后在若干年內(nèi)逐漸恢復(fù)原狀。1975年8 月在天鵝座發(fā)現(xiàn)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(rèn)為，新星爆發(fā)只是殼層的爆發(fā)，質(zhì)量損失僅占總質(zhì)量的千分之一左右，因此不足以使恒星發(fā)生質(zhì)變。有些爆發(fā)變星會再次作相當(dāng)規(guī)模的爆發(fā)，稱為再發(fā)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(fā)亮周期也短得多。它們多是雙星中的子星之一，因而不少人的看法傾向于，這一類變星的爆發(fā)是由雙星中某種物質(zhì)的吸積過程引起的。

耀星是一些光度在數(shù)秒到數(shù)分鐘間突然增亮而又很快回復(fù)原狀的一些很不規(guī)則的快變星。它們被認(rèn)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，然后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恒星。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(shù)的發(fā)展和觀測波段的擴(kuò)大，還發(fā)現(xiàn)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(dú)的恒星之外，聯(lián)星系統(tǒng)可以是兩顆或更多的恒星受到重力的約束而在軌道上互繞著，最普通的聯(lián)星系統(tǒng)