耀星（flare star），又称鲸鱼座UV型变星，是指一种有亮度突变的变星，通常是光谱为K型或M型的矮星。耀星大部分时间处于宁静期，此时的亮度基本保持不变。

1948年，荷兰裔美国天文学家W. J. 鲁坦（Willem Jacob Luyten）发现鲁坦726-8在3分钟内增亮12倍的现象。经过系统搜索，他发现了多颗有亮度突变的耀发星。1959年，国际天文学联合会正式确认这种有亮度突变的耀发星为一种新类型的变星。类似太阳耀斑，耀星也是由于其大气释放储存的磁能而发生的耀斑。耀星的亮度增强发生于从X射线到射电的波谱。耀星光变的主要特征是快速、不规则、大幅度地变亮，几分钟甚至几秒钟内突然增亮，而后缓慢（经过几分钟到几小时）减暗到宁静状态。

根据对太阳附近耀星的研究得知，耀亮并不是恒星的某种总体爆发，而是类似于太阳耀斑出现时的局部性活动，但规模要比耀斑爆发大得多。各种波段的观测发现，耀亮时在从X射线到射电波的各个波段上都可以检测到辐射。2014年3月23日，Swift卫星观测到一颗近的红矮星的最强、最热、持续时间最长的系列耀斑，比有记录最大的太阳耀斑强万倍。在某些食双星、密近双星、矮新星以及早型星上也发现耀亮现象，称为非经典耀星。

耀星（flare star），又称鲸鱼座UV型变星，是指一种有亮度突变的变星，大部分时间处于宁静期，亮度基本保持不变。大多耀星是暗淡（光度V、IV型）的红矮星，在赫罗图上位于主序的下端。耀星大多是光谱晚M型到晚K型的，这些光谱型相应于温度约为3000K，光谱含有氢和钙的发射线说明其大气色球在活动。很多耀星是年轻星协（如猎户和金牛恒星形成区）成员并且很多耀星是双星，例如，EQ Peg是目视双星，Wolf629AB是分光双星，两子星都会发生耀斑，因而增加了耀斑活动的可能性。

1924年，赫茨普龙偶然发现很暗的船底DH星在短时间增亮约两个星等，当时未引起注意，后来又发现几颗类似的变星：V1396 Cyg、AT Mic、V371 Ori、WX UMa、YZ CMi和DO Cep。1948年，荷兰裔美国天文学家W. J. 鲁坦（Willem Jacob Luyten）发现鲁坦726-8在3分钟内增亮12倍，成为亮度突变的耀发星原型。从此之后人们开始了系统的搜索，发现了多颗有亮度突变的耀发星。1959年，国际天文学联合会正式承认它们为一种新类型的变星，称为耀星（flare star）。由于最先是在鲸鱼座UV星中发现的这种耀变现象，所以这种变星也被称为鲸鱼座UV型变星。

截至20世纪70年代，在一些星团或星协中也发现了耀星。例如，在昴宿星团区已发现460多颗，在猎户星云区已发现300多颗，在北美洲星云区已发现50多颗，在鬼星团区发现的已超过30颗，这些耀星主要可用来研究在不同年龄的星团中它们与其他类型天体在演化上的联系。

耀星的亮度有时在几分钟甚至几秒钟内会突然增加，光度变幅从零点几到几个星等，个别可达10个星等以上。亮度下降则稍慢，经过几分钟至几十分钟才回复到正常状态。这种亮度的快速变化使得耀星在观测上显得非常独特，被天文学家称为“耀亮”或“耀发”。耀亮随时间的分布与泊松分布相近。光变曲线由“快”和“慢”两部分组成。“快”的对应连续辐射，“慢”的对应发射线。发射线主要有氢、电离钙、氦等。耀亮时的色指数U-B和B-V的变化范围可能很大，射电辐射的谱指数也如此。耀亮时发出的平均能量与星的光度相关。光变曲线类型也与光度相关。对食双星双子座YY（两颗子星都是耀星）的光电光谱观测表明，星体表面存在着局部活动区。耀亮就在活动区里发生，并且同一活动区可以发生多次耀亮。对某些耀星的长达十年以上的光谱观测表明，其发射线的年平均强度具有缓慢变化，变化周期与太阳的活动周期相似。太阳附近耀星的耀亮同太阳的耀斑活动性质相似，但规模比太阳耀斑活动大得多。

耀星发生耀变时辐射的波段很宽，从1～7千电子伏的X射线到约196兆赫的射电波都能测到辐射，既有连续辐射也有发射线。在光学波段，一般紫外变幅最大，蓝光次之，黄光最小。在不同波段辐射的变幅之间并没有相关性，即几个波段不一定同时出现耀亮。在不同类型的辐射（连续谱或发射线）之间也没有相关性。

绝大多数耀星都是既小又冷的红矮星。在宁静时期耀星的有效温度约为3000 K，光谱中有HⅠ和CaⅡ的发射线；耀发时，光谱中还出现了HeⅠ和HeⅡ的发射线，紫区连续光谱显著增强，吸收线几乎全部消失，相应的温度超过10000K。

大多数的变星主要表现为其亮度（星等）随时间的变化——光变曲线，但也有表现为光谱变化的。光变曲线与光谱信息结合，往往可以解释变化的原因。随着变星的发现数目和观测资料增多，人们先是依据代表性典型变星的光变曲线特征分类，后又考虑光谱特征尤其是光变原因分型，采用原型或典型星的符号称谓。按光变的原因，变星可以分成两种：一种是内因变星或称物理变星，光变原因是恒星本身的物理性质变化，光度、光谱和半径发生变化，约占变星总数的80%；另一种是外因变星又称几何变星或光学变星，光变原因是恒星自转或双星掩食。物理变星分为三类：脉动变星（pulsating variables），爆发变星（eruptive variables）和激变变星（cataclysmic or explosive variables），每类又分几型，再细分为多次型。

爆发变星的色球或冕层中经常发生激烈的活动（如耀斑爆发），并由此引起星风和光变，其光度变化的幅度较大，有时突然增亮可达几个星等。这类变星有金牛座T型变星，后发座丁型变星，北冕座R型变星和鲸鱼座UV型变星等。鲸鱼座UV型变星是典型的耀星，因此耀星属于爆发变星。

在太阳邻近已发现了200多颗耀星，其中至少有一半是双星的成员。这200多颗耀星离太阳的距离几乎都不超过20pc，距离在20pc以外的这类变星，视亮度太暗，难以仔细观测。

1916年，美国天文学家巴纳德首先测量到这一颗恒星的自行运动速度高达每年10.3角秒，为了纪念这一发现，这颗恒星被命名为巴纳德星。巴纳德星是距离太阳第二近的恒星系统，距离地球5.9光年。它的光谱型为M4型，B-V色指数是1.73，质量是太阳的0.17倍，并且光度是太阳光度的0.0046倍。从地球上看，巴纳德星的运行轨迹是有点不等径的。除此之外，通过大量的测量，科学家发现巴纳德星存在幅度很小的摆动。天文工作者认为这种不一般的扰动运动可能是一个或多个近邻星的重力引力场引起的。

作为一颗M型主序红矮星，天文学家认为巴纳德星已经存在了100亿年左右，可能是银河系中古老的恒星之一。虽然它寿命如此之长，但1998年，人类仍然观测到了它的耀斑爆发现象。巴纳德星的核聚变较为缓慢，表面温度也低。巴纳德星不会像太阳那样膨胀为红巨星并且周围长期存在稳定的生命宜居带，但它是否会诞生地外生命或是成为未来人类星际移民的首选，尚不清楚。

20世纪90年代，人类使用包括哈勃空间望远镜在内的设备对巴纳德星进行了有效的探测，这一探测否定了在巴纳德星周围宜居带内可能存在类地行星的推测。2018年11月，科学家宣布发现巴纳德星b，但认为它可能不适合任何生命生存，因为其拥有一个冰冷的沙漠，没有液态水，最低温度可能为-170℃，足以杀死任何生命。但是，2019年1月，维拉诺瓦大学天体物理学家爱德华·吉南和斯科特·恩格尔不认同这个观点。他们以木星的冰冻卫星木卫二为例。木卫二的表面温度与巴纳德星b相似，但由于潮汐加热，木卫二冰冻的表面下可能存在液态海洋，因此巴纳德星b可能拥有一个由铁和组成的巨大地核，也有地热活动。地热加热可使地表之下变为“生命区”，类似于南极洲的地下湖泊。因此，他们认为巴纳德星b可能比之前想象的更宜居。

比邻星（Proxima Centauri）被发现于1915年，发现者是约翰内斯堡联合天文台台长罗伯特·英尼斯（Robert Innes）。它的光谱型为红色的M5型，光度只有太阳的1/20000。比邻星是宇宙中距离太阳最近的一颗恒星，仅有4.25光年。比邻星的全波段光度只有太阳的0.17%，超过85%的辐射都位于红外波段，需要使用大于8厘米口径的望远镜才能看到它，比邻星距离地球非常近，可以测得其角直径是太阳的1/7。比邻星的质量只有太阳质量的1/8，密度是太阳的40倍。除此之外，比邻星还是一颗全对流恒星，具有很强的磁场，耀斑爆发频繁，有些耀斑爆发的光度可超过比邻星本身的光度。比邻星总的星风损失率很小，不到太阳的20%，然而单位表面积的星风损失率却是太阳单位表面积星风损失率的8倍。比邻星相对低的能量产生率使其理论主序寿命长达4万亿年，相当于宇宙年龄的300倍。

2016年，欧洲南方天文台宣布发现了太阳系外行星比邻星b。比邻星b的质量至少为地球质量的1.3倍，距离比邻星只有0.05天文单位，轨道周期为11.2天。

沃尔夫359是一颗M6型红矮星，位于狮子星座，视星等13.44，绝对星等16.55，非常暗淡。沃尔夫359是一颗自行速度非常快的星,空间速度103千米/秒，径向速度19千米/秒。沃尔夫359也是一颗闪光星。科学家曾通过哈勃空间望远镜观测到它两小时发生了32次闪焰，是已知的红矮星闪焰发生率最高的。

观测最多的是太阳附近的耀星，经过多年的国际联合观测。在可见光、射电和X射线波段都积累了不少资料。2014年3月23日，Swift卫星观测到一颗近的红矮星的最强、最热、持续时间最长的系列耀斑，比有记录最大的太阳耀斑强万倍。自2020年起，清华大学马化腾巡天望远镜（TMTS）开始监测LAMOST望远镜观测的天区。得益于相同的台址（中国科学院国家天文台兴隆观测站）、相似的视场大小以及相近的极限星等，TMTS与LAMOST能够实现很好的协作与功能互补。从2020年到2022年，TMTS已经对超过7000平方度的天区进行了分钟节奏（minute 凯登思）的观测。2020年到2021年的观测中，TMTS就已经揭露了1000多颗短周期变星（周期短于2小时）和100多颗耀星，其中不乏一些具有高研究价值的目标。

天文观测还发现了一些所谓非经典耀星，即在食双星大熊座W星、密近双星大熊座UX星、双子座U型星和早型星上都发现了耀亮现象。

1953年，在猎户星云区的星协中发现了耀星。 过了几年，Johson和Mitchell在对易星团成员作光电测光时偶然地检测到了耀星。随后，在NGC 2264、鬼宿星团、 毕宿星团、后发星团等许多疏散星团中都发现了耀星。 据此， Haro和Chavira得出结论， 耀星普遍存在于各种年龄，尤其是年轻和比较年轻的疏散星团。 这一发现已证明对恒星演化问题具有重要意义。 耀星被认为是一切红矮星演化早期必经的一个阶段。Haro在1955年提出了红矮星的耀发活动阶段是紧跟在金牛型星阶段之后的一个演化阶段的想法。

根据研究发现，耀星是红矮星早期演化的一个必经阶段，因此，在年轻和比较年轻的疏散星团（包括星协）中，都含有大量耀星。耀星阶段的持续时间，取决于恒星质量，因此，在一个疏散星团或星协中耀星的光度分布，成了这个疏散星团或星协年龄的标志。

不同年龄星团中耀星的赫罗图之间，除了最明亮星光谱型的差别以外，离开主序的星等差也有所不同。在最年轻的星团 中耀星离开主序的星等差最大，而当星团年龄增加时星等差则逐步减小。对于同一星团，星等差则向小光度一端增加。有三位科学家分别画出的猎户星协及昴宿星团中耀星的赫罗图证实了在昴星团的赫罗图上，耀星离主序的偏差明显地比猎户星协小。这些特点可以用恒星演化理论来说明。