恒星离我们越远， 看来便会越暗。事实上， 一颗恒星的光到达观测者时的强度， 和两者距离的平方成反比。
若恒星和观测者的距离倍增， 那么看到的恒星光度便只及原来的四分之一， 这就是平方反比定律。利用光度( I ) 和星等( m ) 的关系
我 们 得 出 星 等 约 增 加 1.5 。
因此， 视星等并不足以显示出恒星的内在特质。要知道一颗恒星的真实亮度， 我们要同时知道它的距离， 所以科学家引入 绝 对 星 等 这个概念， 方便比较不同恒星的真实亮度。绝对星等是恒星距离为约32 光年( 或10 秒差距﹐ 请参阅下一节) 时的星等。例如太阳的视星等为-26.9 等， 但它的绝对星等只有4.8 等。绝 对 星 等 显 示 了 一 颗 星 的 真 实 光 度 ， 亦即它一秒钟内辐射了多少能量。绝对星等的概念可推广至星团、 星系等。
天体离我们非常遥远， 日常所用的距离单位( 例如米、 公里等) ， 使用起来实在太累赘麻烦。在天文学上， 太阳系内天体的距离惯用 天 文 单 位 来表示， 一天文单位即太阳和地球的平均距离( 请参阅 第 六 章 ) 。对于遥远的恒星， 我们会采用 光 年 为量度单位， 一光年是光在真空中行走一年的距离， 紧记光年是距离单位而不是时间单位。你 知 道 一 光 年 有 多 少 米 吗 ？
另 一 个 常 用 的 距 离 单 位 是 秒 差 距 。地球围绕太阳公转， 一些离我们较近的恒星， 会由于我们观看位置的改变， 相对于遥远恒星所构成的背景星空来说， 会出现视位置的改变， 这种现象称为 视 差 。最容易看到恒星视差的方法， 是比较两幅相隔半年的星空照片。由于我们已知道地球与太阳的平均距离( 即一天文单位) ， 只要量度较接近恒星相对于背景星空所偏移的角度p ， 便可以利用简单三角学公式计算出星体和地球的距离d 。当偏移的角度为一角秒， 星体与地球的距离即为天文学上所定义的一 秒 差 距 ， 相 等 于 3.26 光 年 。视差法是量度天体距离最简单的办法， 但这个方法只适用于小部分的天体上， 由于绝大部分天体距离地球实在太远， 视差所造成的角度偏移根本小得难以量度。对遥远的天体， 天文学家唯有另觅良方。
恒星的视差只是由于地球公转所造成的视运动， 但事实上所有恒星皆在宇宙中移动， 它们的运动所造成的位置改变称为 自 行 。表示自行的单位为每年所移动的角度， 一颗恒星自行的幅度取决于三个因素：
除了低压下的气体， 只要密度较大而不是绝对零度的物体( 例如恒星或一块铁) 皆会不断辐射出电磁波， 而它的光谱会和一种称为 黑 体 辐 射 的 光 谱 是 一 样 的 。光谱曲线的形状只取决于物体的温度，温度低的物体光谱峰值在红光， 温度越高， 峰值越向短波长一端偏移， 由黄光开始， 到达蓝光， 再进入紫外线区域。较高温的物体每单位面积所辐射的能量亦较多。所以， 恒星的颜色由表面温度所决定， 而恒星的光度则由表面温度和表面面积所决定。
并不是所有光谱都是黑体辐射光谱， 如下图所示， 低压下的低密度气体会改变通过它们的光线， 这是由于气体会吸收特定波长的光波并随机向不同方向把所吸收的光线辐射出来， 结果光线在通过低压气体后， 原本的光谱上会出现很多称为 吸 收 线 的黑线， 但在其他方向， 我们则会看到这些气体的 发 射 线 。不同的气体会产生不同的线条， 就如人类的指纹， 只要分析光谱上的吸收线， 便可以知道光波曾经通过的气体成分。
早在科学家了解颜色和温度的关系之前， 天文学家早已根据光谱的吸收线把恒星分类， 这种分类方式称为 谱 型 ﹐ 由最热的O 型恒星开始， 接着是B 型、 A 型、 F 型、 G 型、 K 型， 最后是最冷的M 型。要记着这杂乱无章的谱型次序， 有一个简单的英文口诀： Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me 。以赫─ 罗图的一贯画法， O 型恒星通常会在图的左方。
大部分的恒星皆位于一条由左上角横跨至右下角的带内， 这个区域称为 主 序 ， 位 于 此 区 域 的 星 则 称 为 主 序 星 。位于右上角的星， 虽然表面温度很低( 即单位面积的能量输出也低) ， 但却有极大的光度， 所以这些星体积一定非常庞大， 我们称之为 巨 星 。相反地， 位于左下角的星则温度高而光度小， 所以体积一定非常细小， 我们称之为 矮 星 。
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