1.恒星年龄的测定
在前面也介绍了太阳年龄的测定方法，虽然不是很科学、准确，但是这也是目前我们唯一能够运用的方法。太阳的年龄之所以比较好测定，是因为他是离我们最近的恒星，那么对于其他较远的恒星我们有没有办法去测定呢？
对于现在能观测到的恒星，它们的年龄有所不同，短的几百万年，长的可达几十亿年。那么，天文学家是通过哪些方法进行测定的呢？
方法有两种：一是球状星团法，二是放射性同位素法。
球状星团法是根据球状星团的演化特征来确定。设想球状星团所有成员都是同时诞生的，但它们的质量各不相同。很显然，在刚诞生时，由于各种质量的星都是处在主序星阶段的恒星。经过一定时间后，温度高的大质量恒星首先达到转变点，然后脱离主序星阶段，变成红巨星，从而在它们的赫罗图上就会出现一个从主序星到红巨星的转变点，转变点上的星是刚刚到达转变期的星。随着时间的流逝，转变点不断沿着主序星向下移动。所以根据恒星拐弯点的位置就可以确定出球状星团的年龄。若已知转变点的位置，就可以由赫罗图知道光度、温度。已知光度，根据质光关系可求出质量，再考虑随时间变化质量的流失率，就可求出年龄。
用这种方法确定恒星的优点是，由于球状星团里有许多的恒星，可使转变点的位置非常准确地被定出来，这样也就可以确定出恒星的年龄来。
缺点是由拐弯点计算恒星年龄还要知道恒星中各种元素含量的比例，由于球状星团里暗星较多，很难准确地测出恒星元素含量，这就会使年龄测定中存在误差。
用以上方法测定出一些球状星团的年龄。一些老的球状星团的年龄，都在90亿年至150亿年。
放射性同位素法测恒星年龄与用此法测定地球年龄一样。用放射性同位素确定太阳系年龄的基本方法是：世界上的铀元素（化学符号U）有两种同位素U235和U238，它们的半衰周期分别为7亿年和45亿年（半衰周期是指放射性原子由于衰变而使数目减少到一半时所经过的时间）。各种质量的恒星寿命相差很多，所以用年龄不能描述恒星是年老还是年轻，因此天文学中引入了恒星演化龄的概念。
恒星的演化龄定义为：演化龄=年龄/寿命
演化龄越接近1，恒星就越老；演化龄越小于1，恒星就越年轻。恒星的寿命与其质量有关。但是要想准确地测定出各种质量的恒星的寿命还需要天文学家的进一步探索。
2.恒星会死亡吗？
万事万物都有开始和结束，无论是我们居住的星球还是其他天体。所以对于在银河系中游荡的一分子——恒星也有走向死亡的一天，只不过这个过程需要很长时间。
恒星演化到晚期，会把一部分物质抛入星际空间，而这些气体又可用来形成下一代恒星。这一过程会使气体越耗越少，以致最后再没有新的恒星可以形成。同时，恒星还会因相互作用不断从星系逸出，星系则因损失能量而收缩。结果使中心部分生成黑洞，并通过吞食经过其附近的恒星而长大。
当恒星耗尽所有可用的燃料时，它们并不会摇摇曳曳地消逝，相反它们会自行爆炸，将外层的气体抛向遥远的太空，而这些被抛的物质最终会接合在一起生成新星，然而，这一循环过程需要10亿年的时间。
当一颗恒星灭亡，它向内部崩溃，压扁它的电子和质子，使它们融合在一起形成中子。一个方糖大小的中子星物质重达1亿吨。中子星的能量辐射是太阳的100万倍。它在一秒钟内辐射的总能量若全部转化为电能，就够我们地球用上几十亿年。中子星并不是恒星的最终状态，它还要进一步演化。由于它温度很高，能量消耗也很快，因此，它的寿命只有几亿年。当它的能量消耗完以后，中子星将变成不发光的黑矮星。
如果你认为中子星非常可爱，你就会喜欢它们的亲兄弟脉冲星。脉冲星以极快的速度旋转，并在短期的爆炸中放射出大量辐射。脉冲星被认为是“死亡之星”，是恒星在超新星阶段爆发后的产物。超新星爆发之后，就只剩下了一个“核”，仅有几十千米大小，它的旋转速度很快，有的甚至可以达到每秒714圈。在旋转过程中，它的磁场会使它形成强烈的电波向外界辐射，脉冲星就像是宇宙中的灯塔，源源不断地向外界发射电磁波，这种电磁波是间歇性的，而且有着很强的规律性。正是由于其强烈的规律性，脉冲星被认为是宇宙中最精确的时钟。
你是否真的考虑过黑洞究竟是什么？黑洞不是科学小说家编造出来的虚构的东西。黑洞有些用词不当，因为任何靠近它们的光都被吸进去了，它们应该被称为“看不见”的洞。黑洞是死亡恒星的剩余物，是在特殊的大质量超巨星坍塌收缩时产生的。黑洞其实也是个星球，只不过它的密度非常非常大，靠近它的物体都被它的引力所约束，不管用多大的速度都无法脱离。
3.濒临死亡的恒星——红巨星
我们也许不会想到再过几十亿年，太阳会突然膨胀起来，变成一个大火球，离太阳最近的一些行星将被它吞没，表面的温度也可能高达1000℃以上，地球上所有的生命都将毁灭。这听上去或许很可怕，但是这实际上是一般恒星都要经历的晚年阶段，在天文学上这个阶段称为——红巨星阶段。之所以称它为“巨星”，是因为在这个时期它的体积巨大。一般在巨星阶段，恒星的体积将膨胀到十亿倍之多。称它为“红”巨星，是因为在这恒星迅速膨胀的同时，它的外表面离中心越来越远，所以温度将随之而降低，发出的光也就越来越偏红。不过，虽然温度降低了一些，可红巨星的体积是如此之大，它的光度也变得很大，极为明亮。肉眼看到的最亮的星中，许多都是红巨星。
当一颗恒星濒临死亡的时候，它的内核收缩、外壳膨胀——燃烧壳层内部的氦核向内收缩并变热，而其外壳则向外膨胀并不断变冷，表面温度大大降低。这个过程仅仅持续了数十万年，此时的恒星就是在迅速膨胀中变为红巨星的。
红巨星一旦形成，就朝恒星的下一阶段——白矮星进发。当外部区域迅速膨胀时，氦核受反作用力却强烈向内收缩，被压缩的物质不断变热，最终内核温度将超过一亿度，点燃氦聚变。最后将在中心形成一颗白矮星。
当恒星中心区的氢消耗殆尽形成由氦构成的核球之后，氢聚变的热核反应就无法在中心区继续。这时引力重压没有辐射压来平衡，星体中心区就要被压缩，温度会急剧上升。中心氦核球温度升高后使紧贴它的那一层氢氦混合气体受热达到引发氢聚变的温度，热核反应重新开始。如此氦球逐渐增大，氢燃烧层也跟着向外扩展，使星体外层物质受热膨胀起来向红巨星或红超巨星转化。转化期间，氢燃烧层产生的能量可能比主序星时期还要多，但星体表面温度不仅不升高反而会下降。其原因在于：外层膨胀后受到的内聚引力减小，即使温度降低，其膨胀压力仍然可抗衡或超过引力，此时星体半径和表面积增大的程度超过产能率的增长，因此总光度虽可能增长，表面温度却会下降。质量高于4倍太阳质量的大恒星在氦核外重新引发氢聚变时，核外放出来的能量未明显增加，但半径却增大了好多倍，因此表面温度由几万开降到三四千开尔文，成为红超巨星。质量低于4倍太阳质量的中小恒星进入红巨星阶段时表面温度下降，光度却急剧增加，这是因为它们外层膨胀所耗费的能量较少而产能较多。
当恒星到达红巨星阶段时，它要急剧地膨胀，一般半径可达5000万千米（太阳的半径为700万千米）。中心部分虽然经过多次的收缩，但抛射的物质很多，剩下的物质对它的结局至关重要。
