1。年齢： 若い星は最近形成されたものであり、古い星はより長い期間存在していた星です。星の年齢は、Hertzsprung-Russell（H-R）図、その色、およびその回転速度の位置などのさまざまな要因に基づいて推定できます。
2。構成： 若い星は主に水素とヘリウムで構成されており、少数の割合が重い元素があります。星が老化するにつれて、彼らはコアで核融合反応を受け、水素をヘリウムに変換し、エネルギーを放出します。このプロセスは、星の構成を徐々に変化させ、より重い元素の形成につながります。
3。色と温度： 若い星は通常、色が青または白で、表面が高いことを示しています。これらの星は、強いエネルギー出力のためにかなりの量の紫外線を放出します。星が老化するにつれて、彼らは冷やして赤またはオレンジ色になり、表面温度が低くなります。
4。光度： 若い星は一般に古い星よりも明るいです。光度とは、星から放出されるエネルギーの量を指します。星の光度は、主にその質量と温度によって決定されます。より大きくて熱くなっている若い星は、光度が高い傾向があります。
5。サイズ： 若い星は、古い星と比較してサイズが大きいことがよくあります。星が老化するにつれて、彼らは重力崩壊を経験し、サイズが縮小します。このプロセスは、赤い巨人や白い小人になるときなど、星の人生の後期段階で特に顕著です。
6。安定性： 若い星はより不安定で、変動する傾向があります。それらは、対流、回転、磁気活性などの進行中の内部プロセスにより、輝度と温度の変動を示す場合があります。一方、古い星はより安定しており、比較的安定したエネルギー出力と光度を備えた平衡状態に達しています。
7。寿命： 若い星は、古い星に比べて寿命が長いです。星の寿命は主にその質量に依存します。大規模な星は寿命が短く、燃料をより急速に燃やし、低質量の星は何十億年も生きることができます。
8。進化段階： 若い星は、進化の旅の初期段階にいます。彼らはプロトスターとして始まり、その後、メインシーケンススターに進化し、最終的には質量に応じてさまざまな変換を受け、赤い巨人、スーパーノバ、または白い小人などの異なるエンドポイントにつながります。古い星はすでに彼らの進化の段階のほとんどを横断しており、彼らの人生の最終段階に近づいています。
若い星と古い星のこれらの違いは、恒星の進化モデルと観察に基づいた一般化であることに注意することが重要です。個々の星は、これらの典型的なパターンから逸脱するユニークな特性とバリエーションを示す場合があります。
