天文学家对双星感兴趣的原因之一是：只有对显着受到万有引力作用的恒星，才能直接确定其质量。当然，每颗恒星都在一定范围内受到宇宙中其他恒星的影响，然而大多数恒星之间的距离非常遥远，因此，只有双星之间的万有引力作用才能被察觉出来；也只有对它们才能进行精确的质量测量。虽然存在如此多的双星，但不能说我们所知道的就是双星的全部。
测量表明，恒星的质量范围为太阳质量的1／10到60倍，比起行星具有的质量大不了许多。要弄懂为什么普通恒星的质量要受到限制这一点并不难。小于1／10太阳质量的物体的万有引力不会产生足够大的收缩量，以达到原子核反应所需要的温度。另一方面，质量过大的恒星将会由于加快了原子核反应而变得很热，以致它的引力无法抵消随之出现的膨胀压力，并使它保持为一个整体。
恒星的温度
从恒星光谱中辐射最强的那部分光谱，可确定恒星的温度。这一测量得出了恒星的表面温度，它的辐射就来源于此，一些非常热的恒星被测到的表面温度高达3万K，但大多数是在3000K到1.2万K之间。可能有不少恒星的温度低于知0K(接近铁的沸点)，但除非它们离我们很近，否则我们就难以检测到它们微弱的辐射。像太阳一样，恒星必须有很高的内部温度，才能维持其表面辐射。最热的恒星为蓝白色，居中的恒星为黄色，最冷的恒星为红色。
恒星的大小
对恒星的温度和固有亮度进行测量后，可以估算它的直径。因为温度决定了来自恒星表面的辐射强度，对温度的测量(加上一些对恒星表面性质的合理解释)，可以得出恒星表面每平方米发出的辐射量。固有亮度是整个恒星表面的总辐射的量度。我们只要用总辐射被每平方米辐射除，就可得到恒星表面积的平方米数，又可从表面积很容易地计算出恒星的半径和体积(对较大的恒星，还可用一种更直接的方法，即光的干涉法去测量它的直径，用此法得到的结果，同用温度和固有亮度估算的结果相符)。
恒星的直径不同于它们的质量，相差很大。最小的恒星如天狼星的暗伴星，比地球大不了多少。最大的星如天蝎座中的红巨星——天蝎座a星，直径大于4.8亿千米。天蝎座Q非常巨大，假如把太阳放在它的中心，那么，4颗靠内的行星都挤进这颗星内还有余。
如果已知恒星的质量和体积，求平均密度，只要简单地把前者被后者除。正如体积那样，不同恒星的密度有很大的差异，像天蝎座。那样的巨星，其密度小于通常空气密度的千分之一，即差不多等于地球上的真空密度，反之，一些小恒星的密度格外大，例如：天狼星伴星的密度，那里每立方英寸的物质放到地球表面上，重量大于1吨。
恒星的光谱类型
用摄谱仪分析恒星的光谱，可提供恒星的距离、温度、大小以及运动等方面的材料。而光谱本身又是怎样的呢？所有恒星的光谱都相似吗？还是它们都各不相同？或是它们显示出某种规律性？
即使只对恒星光谱进行肤浅的检验，也能揭示下述两个重要事实：
1.几乎所有恒星都有吸收谱(黑线)，正如太阳一样，这意味着一个热的核心被一层比较冷的大气所包围。
2。各种现已得到的光谱，都能为地球上已知元素的光谱所验证。
所以，我们认识到可见宇宙中的物质与我们在地球上熟知的物质具有相同的本性。而且，可见宇宙的大量物质，大部分遵循相同的一般模式？物质及其结构的这种一致性，也许是恒星天文学上最惊人的发现。
恒星的光谱类型
类型例子颜色表面温度(K)光谱特征O蝎虎座10蓝高于25000电离氦和其他电离无素的谱线，氢线弱B猎户座β，室女座α蓝-白11000～25000氢和氦线较突出A天狼星，织女星白7500～11000氢线很强F船底座α，小犬座α黄-白6000～7500氢线较弱，电离金属线突出G太阳，御夫座α黄5000～6000电离和中性金属线尤其钙线突出K牧夫座α，金牛座α橙3500～5000中性金属线和简单化合物的分子谱线M猎户座α，夫蝎座α红2000～3000许多化合物的分子谱线较突出
恒星的光谱之间有相当大的差异，一些光谱只有较少的几条谱线，而另一些则较多；一些光谱只有几条边界明显的谱线，另一些则有分子谱那样扩散的光谱带；一些光谱中氢原子线较突出，而另一些则是某些金属谱线较突出。对大量的谱线作比较后发现，几乎全部光谱都可根据不同谱线的强度按一种顺序排列。在光谱的一端，某些谱线很突出，随着连续谱中另一些谱线变得突出，原来的谱线强度逐渐减小，而后那些又变弱了，而另一些又变得突出了。
一种实用的恒星分类法是基于测得的光谱类型序列，即使此序列中相邻成员之间并没有明显的区别。恒星的这一分类连同得出的各种恒星特有的表面温度。
恒星的肖像
太阳是1颗普普通通的恒星，是恒星的肖像。看一看太阳的大小、温度、内部结构和它的身世以及它的家族，我们就可以大致了解普通恒星的面貌。
太阳以它的伟大的力量在它的周围建立了一个大家庭。在这个大家族里，除了我们的地球之外，还有8个大小不同、各有特色的行星和几十个卫星；有数以万计的小行星；有形态奇特的彗星；还有无数的流星和尘埃物质。太阳是它的家族的首领，所有这些家族的成员都以太阳为中心奔腾不息地旋转着，组成一个有条不紊的系统，称为太阳系。
太阳是个巨大的火球，它的直径约为140万千米，体积约为地球的130万倍。它的质量非常巨大，约为2×1030千克，即为200亿亿亿吨，是地球质量的33万倍。
太阳系的范围是很大的。我们的地球到太阳的距离就有1.5亿千米，称为一个天文单位。已知最外边的1颗行星是冥王星，离太阳约59.5亿千米，但它还不是太阳系的边界。已知最外边的彗星为格里格-梅利什彗星，其椭圆轨道的半长轴为90亿千米。但这也不会是太阳系的尽头。太阳系的边界在哪里？至今还是个谜。
为了对太阳系的大小有一个直观的印象，我们不妨做一个模型，将太阳系缩小1亿倍。在这个模型中，太阳直径约40米左右，约为露天游泳池上普通跳台高度的1.5倍，因而太阳只能容纳一幢非标准建筑物。
在这个模型中，地球的直径只有12厘米，相当于蹬子的大小。这时地球表面看不出有高低起伏，其上的珠穆朗玛峰的高度也只有0.08毫米，用一个灵敏的指尖也只能微微触觉到。如果我们向这个地球打个呵欠，则在其上形成的水汽薄膜的厚度也许超过了大洋的深度。在这样一个模型中，地球离太阳有多远呢7.有1.5千米。月球有多大呢？月球的直径只有3.喱米，像一个乒乓球，跟橙子般大小的地球相距为3.8米，并且在直径为7.6米的轨道上绕着地球运行。这样地-月系在空间中只占8×8＝64平方厘米的一块地方。
火星是地球的近邻，是1颗外行星。在我们的模型中，它的直径只有7厘米，当它最接近地球时，相距只有500米左右。
冥王星在这个模型中直径只有6厘米，可是它离太阳竟达印千米左右！这段距离一般人步行还得花两天时间。
太阳是一个炽热的“气体”球，它的表面温度为5700℃，每时每刻向四周空间放出巨大能量。据统计，每秒钟辐射出的总能量为3.82×1033尔格(1尔格＝10-7焦耳)，即为382亿亿亿瓦，而地球所得到的太阳能仅占其中的22亿分之一。
太阳的结构按物理性质来划分，大致可分为以下几层：
日冕：最外层的大气，温度超过摄氏100万度。日冕只有在日全食时才能看到。
光球：平常所看到的太阳表面，即光辉耀眼的圆盘面。光球的厚度不超过300千米，温度为5700℃，就是上面所说的太阳表面的平均温度。光球上有的地方温度较高，显得较亮，称为光斑；而有的地方温度相对较低，显得较暗，称为黑子。
色球层：光球之上的一层很簿的气层。其厚度约为几千千米，温度比光球略低。仔细观察，色球层是由无数火舌所组成。色球层有时会喷射出巨大的气柱，高达几万千米，甚至100多万千米，千姿百态，这种气柱称为日珥。
太阳内部：由表面层、较深层和核心所组成。太阳取之不尽、用之不竭的能量是由核心产生的。核心部分的直径约为30万千米，其压力达2000亿吨。在这种压力条件下，太阳中心的物质尽管处于气态状态，但它的密度却要比铅大12倍。这是由于太阳中心在高温控制下，氢和氦的原子完全电离，它们失去电子，几乎全是由原子核所组成。原子核与外围电子的间距相对来说是相当广阔的，而原子的质量几乎等于原子核的质量，因此，失去电子的原子核密集在一起，密度就很大。太阳核心物质尽管密度很高，但具有气体性质。这是由于太阳核心存在着不规则内部或涡流。
太阳内部温度高达摄氏5000万度，这是一个难以想象的高温。如果具有这样高温的1颗绿豆大小的物质放在地球表面，对我们的生活环境会有什么影响呢？英国着名的天文学家金斯对这个问题作了一次计算。结果他认为，假如人们在太阳中心取出1颗别针那么大的物质，放在地球表面，就能使站在150千米远的人活活烧死，而150千米相当于汉堡到汉诺威的距离。
太阳已经走过了漫长的历史，大约是60亿年，也许是70亿年，或者是80亿年。
稀奇古怪的恒星名字
天空的范围很大，夜幕上繁星点点，闪闪烁烁，在一般人眼里，这是非常美妙的。然而，如果要进行观测研究，它就给人一种既繁且乱，难以人手的感觉。类似于一个国家把所辖版图划分成省、县等区域的做法，天文学家也把整个天区划分成许多个区域，并且逐个命名。
在古代，东方和西方都很早就开始了对天象的研究，并且是彼此独立进行的。所以，中国和西方对天空区域的划分和对星星的命名都全然不一样。
我国古代把天空划分成东、西、南、北、中五大天官。其中，中官又分为紫微、太微和天市这三垣。其余四官又称为四象，叫做：东方苍龙之象，南方朱雀之象，西方白虎之象，北方玄武之象。每象又各分为七段，称为“宿”。所以环绕东、南、西、北一周共有二十八宿。“宿”有宿舍的意思，故二十八宿又有人称为二十八舍。所以，中国古代共把天空分为三垣二十八宿，并且给许多较高的星星取了名，如：天狼星、老人星、南门二、大角星……
在西方，古代的迦尔底人是将一些较亮的星用假想的直线两两联接起来，构成一个个的“星座”，并按照各个星座的形状或者结合神话故事的内容给它们命名，如：大熊座、小熊座、仙王座、仙后座、猎户座、宝瓶座……
现代，国际上公定把整个天空分为88个星座。这些星座在天空所占的范围并不相等，有的很大，有的很小。每个星座包含的星也多少不一。
天上的星星数以亿计。如果要天文学家们都给它们逐一命名，这比给地球上的每个人都取个名字还要难。所以除了一些较高的星古人已取了专名(如天狼、老人、五车二、大陵五、天津一等)之外，一般是按星座命名。一个星座里都不止一颗星，便再用希腊字母α，β，γ……来配上，例如天鹅座α、天鹅座β等等。
用星座的名字再配上希腊字母这个方法，还远远不能给天上所有的恒星命名。因为星座只有88个；希腊字母只有24个，充其量只能组合出88×24=2012个名字，这连给一个大型中学的学生命名都不够。
最简捷的办法就是用数字给星星编号，编号是无穷尽的。一些天文学家就是采用这种方法。例如，法国天文学家梅西叶在1781年画了一张星图，把100个既像彗星那样边缘模糊不清，又像恒星那样“老不动弹”的奇怪天体画在图中，并列表编号。几十年后，威廉·赫歇耳和其他人用好得多的望远镜研究这些“怪物”时，才发现它们并不是一个个模糊的光斑，而是一个个星团或星系。又如，德国天文学家阿格兰德领导，编制了一份大型的星图，称为“波恩星表”，于1859年开始使用，其中记录了约50万颗恒星的位置。由于星表不止一种，所以在恒星的号码前面要写上星表的简称。例如，梅西叶星表中号码为13的那个光斑，就写为M13。
最亮的恒星
天上的星星明暗不同，有的很亮，有的则很暗，有的更暗得肉眼无法看见。恒星的明暗程度对于了解和研究宇宙是很重要的。所以天文学家很早就特别予以关注。
古时候，人们只能用肉眼进行观测。但用肉眼能看到的星星数量不多，只有6000个左右。这些星的明暗差别也不很大，所以，古代天文学家把它们的明暗程度分为6等。因为这是我们用肉眼所看到的明暗程度，它与星星真实的亮度不一样，所以称为视亮度。按视亮度划分的星等就叫视星等。
2000年前，希腊天文学家喜帕恰斯把肉眼看到的最亮的星称为1等星，肉眼刚刚能看到的星称为6等星，比6等星亮些的星是5等，再亮一些就是4等。依此下去，就形成一个星等系统：星等的数字越小，星就越亮。
