有那麽一瞬間，華楓覺得自己和曾經的生活的距離越來越遠了，就像是自己天生不屬於那個世界一樣。
他慢慢知道恆星的溫度可以確定不同元素被電離或被活化的比率，結果呈現在光譜吸收線的特征。恆星的表麵溫度，與他的目視絕對星等和吸收特點，被用來作為恆星分類的依據。
大質量的主序星表麵溫度可以高達40,000k，像太陽這種較小的恆星表麵溫度就隻有幾千度。相對來說，紅巨星的表麵隻有3,600k的低溫，但是因為巨大的表麵積而有高亮度。
恆星表麵的溫度一般用有效溫度來表示，它等於有相同直徑相同總輻射的絕對黑體的溫度。恆星的光譜能量分布與有效溫度有關，由此可以定出yibafgkm等光譜型（也可以叫作溫度型）溫度相同的恆星，體積越大，總輻射流量（即光度）越大，絕對星等越小。
恆星的光度級可以分為1234567，依次稱為：1超巨星2亮巨星3正常巨星4亞巨星5矮星6亞矮星7白矮星。太陽的光譜型為g2v，顏色偏黃，有效溫度約5,770k。a0v型星的色指數平均為零，溫度約10,000k。恆星的表麵有效溫度由早yi型的幾萬度到晚m型的幾千度，差別很大。
離地球最近的恆星是太陽。其次是處於半人馬座的比鄰星，它發出的光到達地球需要4.3年。
恆星的星等相差很大，這裏麵固然有恆星本身發光強弱的原因，但是離開我們距離的遠近也起著顯著的作用。測定恆星距離最基本的方法是三角視差法，此法主要用於測量較近的恆星距離，過程如下，先測得地球軌道半長徑在恆星處的張角（叫作周年視差），再經過簡單的運算，即可求出恆星的距離。
這是測定距離最直接的方法。在十六世紀哥白尼公布了他的日心說以後，許多天文學家試圖測定恆星的距離，但都由於它們的數值很小以及當時的觀測精度不高而沒有成功。直到十九世紀三十年代後半期，才取得成功。
然而對大多數恆星說來，這個張角太小，無法測準。所以測定恆星距離常使用一些間接的方法，如分光視差法星團視差法統計視差法以及由造父變星的周光關係確定視差，等等。這些間接的方法都是以三角視差法為基礎的。自二十世紀二十年代以後，許多天文學家開展這方麵的工作，到二十世紀九十年代初，已有8000多顆恆星的距離被用照相方法測定。在二十世紀九十年代中期，依靠依巴穀衛星進行的空間天體測量獲得成功，在大約三年的時間裏，以非常高的準確度測定了10萬顆恆星的距離。
恆星的距離，若用千米表示，數字實在太大，為使用方便，通常采用光年作為單位。1光年是光在一年中通過的距離。真空中的光速是每秒30萬千米，乘一年的秒數，得到1光年約等於9.46萬億公裏。
恆星的亮度常用星等來表示。恆星越亮，星等越小。在地球上測出的星等叫視星等；歸算到離地球32.6光年處時的星等叫絕對星等。使用對不同波段敏感的檢測元件所測得的同一恆星的星等，一般是不相等的。目前最通用的星等係統之一是u（紫外）b（藍）v（黃）三色係統。b和v分別接近照相星等和目視星等。二者之差就是常用的色指數。太陽的v26.74等，絕對目視星等m+4.83等，色指數bv0.63，ub0.12。由色指數可以確定色溫度。
恆星的真直徑可以根據恆星的視直徑（角直徑）和距離計算出來。常用的幹涉儀或月掩星方法可以測出小到0.01的恆星的角直徑，更小的恆星不容易測準，加上測量距離的誤差，所以恆星的真直徑可靠的不多。
根據食雙星兼分光雙星的軌道資料，也可得出某些恆星直徑。對有些恆星，也可根據絕對星等和有效溫度來推算其真直徑。用各種方法求出的不同恆星的直徑，有的小到幾公裏量級，有的大到10公裏以上。
恆星的大小相差也很大，有的是巨人，有的是侏儒。地球的直徑約為12900千米，太陽的直徑是地球的109倍。巨星是恆星世界中個頭最大的，它們的直徑要比太陽大幾十到幾百倍。超巨星就更大了，有一顆叫做柱一的雙星，伴星的直徑為太陽的150倍。紅超巨星心宿二(即天蠍座）的直徑是太陽的883倍；紅超巨星參宿四(即獵戶座）的直徑是太陽的1200倍，假如它處在太陽的位置上，那麽它的大小幾乎能把木星也包進去。
它們還不算最大的，仙王座vv是一對雙星，它的主星a的直徑是太陽的16001900倍；yihg62直徑為太陽的2000倍。大犬座vy更可達到30.63億公裏的直徑。這些巨星和超巨星都是恆星世界中的巨人。
看完了恆星世界中的巨人，我們再來看看它們當中的侏儒。在恆星世界當中，太陽的大小屬中等，比太陽小的恆星也有很多，其中最突出的要數白矮星和中子星了。白矮星的直徑隻有幾千千米，和地球差不多，中子星就更小了，它們的直徑隻有20千米左右，白矮星和中子星都是恆星世界中的侏儒。
我們知道，一個球體的體積與半徑的立方成正比。如果拿體積來比較的話，上麵提到的柱一就要比太陽大八百多億倍，而中子星就要比太陽小幾百萬億倍。由此可見，巨人與侏儒的差別有多麽懸殊。
科學家發現，宇宙裏的恆星總數可能是我們估計數值的3倍，也就是說宇宙裏有3x1023(10的23次冪）顆恆星，比地球上的所有海灘和沙漠裏的總沙粒數更多，這大大增加了在地球以外的其他世界發現外星生命的可能性。
科學家們表示，宇宙中的恆星數量可能一直以來被嚴重低估，真實的恆星數量可能有設想數字的三倍。這種低估主要涉及不同星係中那些溫度較低亮度暗淡的矮星。如果被證實，它將有可能改寫科學家們原有對星係形成和演化的認識。那些存在於其他星係的矮星太暗淡了，它們的質量僅有太陽的三分之一。
因此，一般采用的方法是對那些亮星進行計數，並按照銀河係中的比例去估算看不見的暗星的數量。如每發現一顆亮度類似太陽的恆星，就應當就100顆左右看不見的矮星。
由於矮星溫度較低，它們的輻色和波段是不同於其他較亮的恆星的。因此，通過觀測整個星係在這一特定顏色或波段上的輻射強度和特征，是有可能反推出產生這樣強度的輻射需要多少矮星的。
他們以此為依據，對8個橢圓星係進行了觀測和計算。結果顯示在橢圓星係中，類似太陽的主序星和看不見的矮星的比例達到1000~2000:1，而非銀河係中的大約100:1。因此，一個典型的橢圓星係（一般認為包含3000億顆恆星），實際應包含1萬億甚至更多恆星。而在宇宙中，橢圓星係占到星係總量的大約三分之一，因此，他們得出結論：宇宙中的恆星總數至少是現有估計值的三倍。
與在地麵實驗室進行光譜分析一樣，我們對恆星的光譜也可以進行分析，借以確定恆星大氣中形成各種譜線的元素的含量，當然情況要比地麵上一般光譜分析複雜得多。
多年來的實測結果表明，正常恆星大氣的化學組成與太陽大氣差不多。按質量計算，氫最多，氦次之，其餘按含量依次大致是氧碳氮氖矽鎂鐵硫等。但也有一部分恆星大氣的化學組成與太陽大氣不同，例如沃爾夫－拉葉星，就有含碳豐富和含氮豐富之分（即有碳序和氮序之分）在金屬線星和a型特殊星中，若幹金屬元素和超鈾元素的譜線顯得特別強。但是，這能否歸結為某些元素含量較多，還是一個問題。
理論分析表明，在演化過程中，恆星內部的化學組成會隨著熱核反應過程的改變而逐漸改變，重元素的含量會越來越多，然而恆星大氣中的化學組成一般卻是變化較小的。
以質量來計算，恆星形成時的比率大約是70的氫和28的氦，還有少量的其他重元素。因為鐵是很普通的元素，而且譜線很容易測量到，因此典型的重元素測量是根據恆星大氣層內鐵含量。由於分子雲的重元素豐度是穩定的，隻有經由超新星爆炸才會增加，因此測量恆星的化學成分可以推斷它的年齡。重元素的成份或許也可以顯示是否有行星係統。
被測量過的恆星中含鐵量最低的是矮星he13272326，鐵的比率隻有太陽的廿萬分之一。對照知下，金屬量較高的是獅子座μ，鐵豐度是太陽的一倍，而另一顆有行星的武仙座14則幾乎是太陽的三倍。也有些化學元素與眾不同的特殊恆星，在它們的譜線中有某些元素的吸收線，特別是鉻和稀土元素。
觀測發現，有些恆星的光度光譜和磁場等物理特性都隨時間的推移發生周期的半規則的或無規則的變化。這種恆星叫作變星。變星分為兩大類：一類是由於幾個天體間的幾何位置發生變化或恆星自身的幾何形狀特殊等原因而造成的幾何變星；一類是由於恆星自身內部的物理過程而造成的物理變星。
。
他慢慢知道恆星的溫度可以確定不同元素被電離或被活化的比率，結果呈現在光譜吸收線的特征。恆星的表麵溫度，與他的目視絕對星等和吸收特點，被用來作為恆星分類的依據。
大質量的主序星表麵溫度可以高達40,000k，像太陽這種較小的恆星表麵溫度就隻有幾千度。相對來說，紅巨星的表麵隻有3,600k的低溫，但是因為巨大的表麵積而有高亮度。
恆星表麵的溫度一般用有效溫度來表示，它等於有相同直徑相同總輻射的絕對黑體的溫度。恆星的光譜能量分布與有效溫度有關，由此可以定出yibafgkm等光譜型（也可以叫作溫度型）溫度相同的恆星，體積越大，總輻射流量（即光度）越大，絕對星等越小。
恆星的光度級可以分為1234567，依次稱為：1超巨星2亮巨星3正常巨星4亞巨星5矮星6亞矮星7白矮星。太陽的光譜型為g2v，顏色偏黃，有效溫度約5,770k。a0v型星的色指數平均為零，溫度約10,000k。恆星的表麵有效溫度由早yi型的幾萬度到晚m型的幾千度，差別很大。
離地球最近的恆星是太陽。其次是處於半人馬座的比鄰星，它發出的光到達地球需要4.3年。
恆星的星等相差很大，這裏麵固然有恆星本身發光強弱的原因，但是離開我們距離的遠近也起著顯著的作用。測定恆星距離最基本的方法是三角視差法，此法主要用於測量較近的恆星距離，過程如下，先測得地球軌道半長徑在恆星處的張角（叫作周年視差），再經過簡單的運算，即可求出恆星的距離。
這是測定距離最直接的方法。在十六世紀哥白尼公布了他的日心說以後，許多天文學家試圖測定恆星的距離，但都由於它們的數值很小以及當時的觀測精度不高而沒有成功。直到十九世紀三十年代後半期，才取得成功。
然而對大多數恆星說來，這個張角太小，無法測準。所以測定恆星距離常使用一些間接的方法，如分光視差法星團視差法統計視差法以及由造父變星的周光關係確定視差，等等。這些間接的方法都是以三角視差法為基礎的。自二十世紀二十年代以後，許多天文學家開展這方麵的工作，到二十世紀九十年代初，已有8000多顆恆星的距離被用照相方法測定。在二十世紀九十年代中期，依靠依巴穀衛星進行的空間天體測量獲得成功，在大約三年的時間裏，以非常高的準確度測定了10萬顆恆星的距離。
恆星的距離，若用千米表示，數字實在太大，為使用方便，通常采用光年作為單位。1光年是光在一年中通過的距離。真空中的光速是每秒30萬千米，乘一年的秒數，得到1光年約等於9.46萬億公裏。
恆星的亮度常用星等來表示。恆星越亮，星等越小。在地球上測出的星等叫視星等；歸算到離地球32.6光年處時的星等叫絕對星等。使用對不同波段敏感的檢測元件所測得的同一恆星的星等，一般是不相等的。目前最通用的星等係統之一是u（紫外）b（藍）v（黃）三色係統。b和v分別接近照相星等和目視星等。二者之差就是常用的色指數。太陽的v26.74等，絕對目視星等m+4.83等，色指數bv0.63，ub0.12。由色指數可以確定色溫度。
恆星的真直徑可以根據恆星的視直徑（角直徑）和距離計算出來。常用的幹涉儀或月掩星方法可以測出小到0.01的恆星的角直徑，更小的恆星不容易測準，加上測量距離的誤差，所以恆星的真直徑可靠的不多。
根據食雙星兼分光雙星的軌道資料，也可得出某些恆星直徑。對有些恆星，也可根據絕對星等和有效溫度來推算其真直徑。用各種方法求出的不同恆星的直徑，有的小到幾公裏量級，有的大到10公裏以上。
恆星的大小相差也很大，有的是巨人，有的是侏儒。地球的直徑約為12900千米，太陽的直徑是地球的109倍。巨星是恆星世界中個頭最大的，它們的直徑要比太陽大幾十到幾百倍。超巨星就更大了，有一顆叫做柱一的雙星，伴星的直徑為太陽的150倍。紅超巨星心宿二(即天蠍座）的直徑是太陽的883倍；紅超巨星參宿四(即獵戶座）的直徑是太陽的1200倍，假如它處在太陽的位置上，那麽它的大小幾乎能把木星也包進去。
它們還不算最大的，仙王座vv是一對雙星，它的主星a的直徑是太陽的16001900倍；yihg62直徑為太陽的2000倍。大犬座vy更可達到30.63億公裏的直徑。這些巨星和超巨星都是恆星世界中的巨人。
看完了恆星世界中的巨人，我們再來看看它們當中的侏儒。在恆星世界當中，太陽的大小屬中等，比太陽小的恆星也有很多，其中最突出的要數白矮星和中子星了。白矮星的直徑隻有幾千千米，和地球差不多，中子星就更小了，它們的直徑隻有20千米左右，白矮星和中子星都是恆星世界中的侏儒。
我們知道，一個球體的體積與半徑的立方成正比。如果拿體積來比較的話，上麵提到的柱一就要比太陽大八百多億倍，而中子星就要比太陽小幾百萬億倍。由此可見，巨人與侏儒的差別有多麽懸殊。
科學家發現，宇宙裏的恆星總數可能是我們估計數值的3倍，也就是說宇宙裏有3x1023(10的23次冪）顆恆星，比地球上的所有海灘和沙漠裏的總沙粒數更多，這大大增加了在地球以外的其他世界發現外星生命的可能性。
科學家們表示，宇宙中的恆星數量可能一直以來被嚴重低估，真實的恆星數量可能有設想數字的三倍。這種低估主要涉及不同星係中那些溫度較低亮度暗淡的矮星。如果被證實，它將有可能改寫科學家們原有對星係形成和演化的認識。那些存在於其他星係的矮星太暗淡了，它們的質量僅有太陽的三分之一。
因此，一般采用的方法是對那些亮星進行計數，並按照銀河係中的比例去估算看不見的暗星的數量。如每發現一顆亮度類似太陽的恆星，就應當就100顆左右看不見的矮星。
由於矮星溫度較低，它們的輻色和波段是不同於其他較亮的恆星的。因此，通過觀測整個星係在這一特定顏色或波段上的輻射強度和特征，是有可能反推出產生這樣強度的輻射需要多少矮星的。
他們以此為依據，對8個橢圓星係進行了觀測和計算。結果顯示在橢圓星係中，類似太陽的主序星和看不見的矮星的比例達到1000~2000:1，而非銀河係中的大約100:1。因此，一個典型的橢圓星係（一般認為包含3000億顆恆星），實際應包含1萬億甚至更多恆星。而在宇宙中，橢圓星係占到星係總量的大約三分之一，因此，他們得出結論：宇宙中的恆星總數至少是現有估計值的三倍。
與在地麵實驗室進行光譜分析一樣，我們對恆星的光譜也可以進行分析，借以確定恆星大氣中形成各種譜線的元素的含量，當然情況要比地麵上一般光譜分析複雜得多。
多年來的實測結果表明，正常恆星大氣的化學組成與太陽大氣差不多。按質量計算，氫最多，氦次之，其餘按含量依次大致是氧碳氮氖矽鎂鐵硫等。但也有一部分恆星大氣的化學組成與太陽大氣不同，例如沃爾夫－拉葉星，就有含碳豐富和含氮豐富之分（即有碳序和氮序之分）在金屬線星和a型特殊星中，若幹金屬元素和超鈾元素的譜線顯得特別強。但是，這能否歸結為某些元素含量較多，還是一個問題。
理論分析表明，在演化過程中，恆星內部的化學組成會隨著熱核反應過程的改變而逐漸改變，重元素的含量會越來越多，然而恆星大氣中的化學組成一般卻是變化較小的。
以質量來計算，恆星形成時的比率大約是70的氫和28的氦，還有少量的其他重元素。因為鐵是很普通的元素，而且譜線很容易測量到，因此典型的重元素測量是根據恆星大氣層內鐵含量。由於分子雲的重元素豐度是穩定的，隻有經由超新星爆炸才會增加，因此測量恆星的化學成分可以推斷它的年齡。重元素的成份或許也可以顯示是否有行星係統。
被測量過的恆星中含鐵量最低的是矮星he13272326，鐵的比率隻有太陽的廿萬分之一。對照知下，金屬量較高的是獅子座μ，鐵豐度是太陽的一倍，而另一顆有行星的武仙座14則幾乎是太陽的三倍。也有些化學元素與眾不同的特殊恆星，在它們的譜線中有某些元素的吸收線，特別是鉻和稀土元素。
觀測發現，有些恆星的光度光譜和磁場等物理特性都隨時間的推移發生周期的半規則的或無規則的變化。這種恆星叫作變星。變星分為兩大類：一類是由於幾個天體間的幾何位置發生變化或恆星自身的幾何形狀特殊等原因而造成的幾何變星；一類是由於恆星自身內部的物理過程而造成的物理變星。
。