恒星離我們越遠(yuǎn)， 看來便會越暗。事實上， 一顆恒星的光到達(dá)觀測者時的強度， 和兩者距離的平方成反比。
若恒星和觀測者的距離倍增， 那么看到的恒星光度便只及原來的四分之一， 這就是平方反比定律。利用光度( I ) 和星等( m ) 的關(guān)系
我 們 得 出 星 等 約 增 加 1.5 。
因此， 視星等并不足以顯示出恒星的內(nèi)在特質(zhì)。要知道一顆恒星的真實亮度， 我們要同時知道它的距離， 所以科學(xué)家引入 絕 對 星 等 這個概念， 方便比較不同恒星的真實亮度。絕對星等是恒星距離為約32 光年( 或10 秒差距﹐ 請參閱下一節(jié)) 時的星等。例如太陽的視星等為-26.9 等， 但它的絕對星等只有4.8 等。絕 對 星 等 顯 示 了 一 顆 星 的 真 實 光 度 ， 亦即它一秒鐘內(nèi)輻射了多少能量。絕對星等的概念可推廣至星團、 星系等。
天體離我們非常遙遠(yuǎn)， 日常所用的距離單位( 例如米、 公里等) ， 使用起來實在太累贅麻煩。在天文學(xué)上， 太陽系內(nèi)天體的距離慣用 天 文 單 位 來表示， 一天文單位即太陽和地球的平均距離( 請參閱 第 六 章 ) 。對于遙遠(yuǎn)的恒星， 我們會采用 光 年 為量度單位， 一光年是光在真空中行走一年的距離， 緊記光年是距離單位而不是時間單位。你 知 道 一 光 年 有 多 少 米 嗎 ？
另 一 個 常 用 的 距 離 單 位 是 秒 差 距 。地球圍繞太陽公轉(zhuǎn)， 一些離我們較近的恒星， 會由于我們觀看位置的改變， 相對于遙遠(yuǎn)恒星所構(gòu)成的背景星空來說， 會出現(xiàn)視位置的改變， 這種現(xiàn)象稱為 視 差 。最容易看到恒星視差的方法， 是比較兩幅相隔半年的星空照片。由于我們已知道地球與太陽的平均距離( 即一天文單位) ， 只要量度較接近恒星相對于背景星空所偏移的角度p ， 便可以利用簡單三角學(xué)公式計算出星體和地球的距離d 。當(dāng)偏移的角度為一角秒， 星體與地球的距離即為天文學(xué)上所定義的一 秒 差 距 ， 相 等 于 3.26 光 年 。視差法是量度天體距離最簡單的辦法， 但這個方法只適用于小部分的天體上， 由于絕大部分天體距離地球?qū)嵲谔h(yuǎn)， 視差所造成的角度偏移根本小得難以量度。對遙遠(yuǎn)的天體， 天文學(xué)家唯有另覓良方。
恒星的視差只是由于地球公轉(zhuǎn)所造成的視運動， 但事實上所有恒星皆在宇宙中移動， 它們的運動所造成的位置改變稱為 自 行 。表示自行的單位為每年所移動的角度， 一顆恒星自行的幅度取決于三個因素：
除了低壓下的氣體， 只要密度較大而不是絕對零度的物體( 例如恒星或一塊鐵) 皆會不斷輻射出電磁波， 而它的光譜會和一種稱為 黑 體 輻 射 的 光 譜 是 一 樣 的 。光譜曲線的形狀只取決于物體的溫度，溫度低的物體光譜峰值在紅光， 溫度越高， 峰值越向短波長一端偏移， 由黃光開始， 到達(dá)藍(lán)光， 再進入紫外線區(qū)域。較高溫的物體每單位面積所輻射的能量亦較多。所以， 恒星的顏色由表面溫度所決定， 而恒星的光度則由表面溫度和表面面積所決定。
并不是所有光譜都是黑體輻射光譜， 如下圖所示， 低壓下的低密度氣體會改變通過它們的光線， 這是由于氣體會吸收特定波長的光波并隨機向不同方向把所吸收的光線輻射出來， 結(jié)果光線在通過低壓氣體后， 原本的光譜上會出現(xiàn)很多稱為 吸 收 線 的黑線， 但在其他方向， 我們則會看到這些氣體的 發(fā) 射 線 。不同的氣體會產(chǎn)生不同的線條， 就如人類的指紋， 只要分析光譜上的吸收線， 便可以知道光波曾經(jīng)通過的氣體成分。
早在科學(xué)家了解顏色和溫度的關(guān)系之前， 天文學(xué)家早已根據(jù)光譜的吸收線把恒星分類， 這種分類方式稱為 譜 型 ﹐ 由最熱的O 型恒星開始， 接著是B 型、 A 型、 F 型、 G 型、 K 型， 最后是最冷的M 型。要記著這雜亂無章的譜型次序， 有一個簡單的英文口訣： Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me 。以赫─ 羅圖的一貫畫法， O 型恒星通常會在圖的左方。
大部分的恒星皆位于一條由左上角橫跨至右下角的帶內(nèi)， 這個區(qū)域稱為 主 序 ， 位 于 此 區(qū) 域 的 星 則 稱 為 主 序 星 。位于右上角的星， 雖然表面溫度很低( 即單位面積的能量輸出也低) ， 但卻有極大的光度， 所以這些星體積一定非常龐大， 我們稱之為 巨 星 。相反地， 位于左下角的星則溫度高而光度小， 所以體積一定非常細(xì)小， 我們稱之為 矮 星 。
