有那么一瞬间，华枫觉得自己和曾经的生活的距离越来越远了，就像是自己天生不属于那个世界一样。
他慢慢知道恒星的温度可以确定不同元素被电离或被活化的比率，结果呈现在光谱吸收线的特征。恒星的表面温度，与他的目视绝对星等和吸收特点，被用来作为恒星分类的依据。
大质量的主序星表面温度可以高达40,000k，像太阳这种较小的恒星表面温度就只有几千度。相对来说，红巨星的表面只有3,600k的低温，但是因为巨大的表面积而有高亮度。
恒星表面的温度一般用有效温度来表示，它等于有相同直径、相同总辐射的绝对黑体的温度。恒星的光谱能量分布与有效温度有关，由此可以定出w、o、b、a、f、g、k、等光谱型（也可以叫作温度型）温度相同的恒星，体积越大，总辐射流量（即光度）越大，绝对星等越小。
恒星的光度级可以分为1、2、3、4、5、6、7，依次称为1超巨星、2亮巨星、3正常巨星、4亚巨星、5矮星、6亚矮星、7白矮星。太阳的光谱型为g2v，颜色偏黄，有效温度约5,770k。a0v型星的色指数平均为零，温度约10,000k。恒星的表面有效温度由早o型的几万度到晚型的几千度，差别很大。
离地球最近的恒星是太阳。其次是处于半人马座的比邻星，它发出的光到达地球需要43年。
恒星的星等相差很大，这里面固然有恒星本身发光强弱的原因，但是离开我们距离的远近也起着显著的作用。测定恒星距离最基本的方法是三角视差法，此法主要用于测量较近的恒星距离，过程如下，先测得地球轨道半长径在恒星处的张角（叫作周年视差），再经过简单的运算，即可求出恒星的距离。
这是测定距离最直接的方法。在十六世纪哥白尼公布了他的日心说以后，许多天文学家试图测定恒星的距离，但都由于它们的数值很小以及当时的观测精度不高而没有成功。直到十九世纪三十年代后半期，才取得成功。
然而对大多数恒星说来，这个张角太小，无法测准。所以测定恒星距离常使用一些间接的方法，如分光视差法、星团视差法、统计视差法以及由造父变星的周光关系确定视差，等等。这些间接的方法都是以三角视差法为基础的。自二十世纪二十年代以后，许多天文学家开展这方面的工作，到二十世纪九十年代初，已有0多颗恒星的距离被用照相方法测定。在二十世纪九十年代中期，依靠“依巴谷”卫星进行的空间天体测量获得成功，在大约三年的时间里，以非常高的准确度测定了10万颗恒星的距离。
恒星的距离，若用千米表示，数字实在太大，为使用方便，通常采用光年作为单位。1光年是光在一年中通过的距离。真空中的光速是每秒30万千米，乘一年的秒数，得到1光年约等于946万亿公里。
恒星的亮度常用星等来表示。恒星越亮，星等越小。在地球上测出的星等叫视星等；归算到离地球326光年处时的星等叫绝对星等。使用对不同波段敏感的检测元件所测得的同一恒星的星等，一般是不相等的。目前最通用的星等系统之一是u（紫外）b（蓝）、v（黄）三色系统。b和v分别接近照相星等和目视星等。二者之差就是常用的色指数。太阳的v=-2674等，绝对目视星等=+483等，色指数b-v=063，u-b=012。由色指数可以确定色温度。
恒星的真直径可以根据恒星的视直径（角直径）和距离计算出来。常用的干涉仪或月掩星方法可以测出小到001的恒星的角直径，更小的恒星不容易测准，加上测量距离的误差，所以恒星的真直径可靠的不多。
根据食双星兼分光双星的轨道资料，也可得出某些恒星直径。对有些恒星，也可根据绝对星等和有效温度来推算其真直径。用各种方法求出的不同恒星的直径，有的小到几公里量级，有的大到10公里以上。
恒星的大小相差也很大，有的是巨人，有的是侏儒。地球的直径约为12900千米，太阳的直径是地球的109倍。巨星是恒星世界中个头最大的，它们的直径要比太阳大几十到几百倍。超巨星就更大了，有一颗叫做柱一的双星，伴星的直径为太阳的150倍。红超巨星心宿二(即天蝎座α）的直径是太阳的883倍；红超巨星参宿四(即猎户座α）的直径是太阳的1200倍，假如它处在太阳的位置上，那么它的大小几乎能把木星也包进去。
它们还不算最大的，仙王座vv是一对双星，它的主星a的直径是太阳的1600-1900倍；wohg62直径为太阳的2000倍。大犬座vy更可达到3063亿公里的直径。这些巨星和超巨星都是恒星世界中的巨人。
看完了恒星世界中的巨人，我们再来看看它们当中的侏儒。在恒星世界当中，太阳的大小属中等，比太阳小的恒星也有很多，其中最突出的要数白矮星和中子星了。白矮星的直径只有几千千米，和地球差不多，中子星就更小了，它们的直径只有20千米左右，白矮星和中子星都是恒星世界中的侏儒。
我们知道，一个球体的体积与半径的立方成正比。如果拿体积来比较的话，上面提到的柱一就要比太阳大八百多亿倍，而中子星就要比太阳小几百万亿倍。由此可见，巨人与侏儒的差别有多么悬殊。
科学家发现，宇宙里的恒星总数可能是我们估计数值的3倍，也就是说宇宙里有3x1023(10的23次幂）颗恒星，比地球上的所有海滩和沙漠里的总沙粒数更多，这大大增加了在地球以外的其他世界发现外星生命的可能性。
科学家们表示，宇宙中的恒星数量可能一直以来被严重低估，真实的恒星数量可能有设想数字的三倍。这种低估主要涉及不同星系中那些温度较低、亮度暗淡的矮星。如果被证实，它将有可能改写科学家们原有对星系形成和演化的认识。那些存在于其他星系的矮星太暗淡了，它们的质量仅有太阳的三分之一。”
因此，一般采用的方法是对那些亮星进行计数，并按照银河系中的比例去估算看不见的暗星的数量。如每发现一颗亮度类似太阳的恒星，就应当就100颗左右看不见的矮星。
由于矮星温度较低，它们的辐色和波段是不同于其他较亮的恒星的。因此，通过观测整个星系在这一特定颜色或波段上的辐射强度和特征，是有可能反推出产生这样强度的辐射需要多少矮星的。
他们以此为依据，对8个椭圆星系进行了观测和计算。结果显示在椭圆星系中，类似太阳的主序星和看不见的矮星的比例达到1000~2000:1，而非银河系中的大约100:1。因此，一个典型的椭圆星系（一般认为包含3000亿颗恒星），实际应包含1万亿甚至更多恒星。而在宇宙中，椭圆星系占到星系总量的大约三分之一，因此，他们得出结论宇宙中的恒星总数至少是现有估计值的三倍。
与在地面实验室进行光谱分析一样，我们对恒星的光谱也可以进行分析，借以确定恒星大气中形成各种谱线的元素的含量，当然情况要比地面上一般光谱分析复杂得多。
多年来的实测结果表明，正常恒星大气的化学组成与太阳大气差不多。按质量计算，氢最多，氦次之，其余按含量依次大致是氧、碳、氮、氖、硅、镁、铁、硫等。但也有一部分恒星大气的化学组成与太阳大气不同，例如沃尔夫－拉叶星，就有含碳丰富和含氮丰富之分（即有碳序和氮序之分）在金属线星和a型特殊星中，若干金属元素和超铀元素的谱线显得特别强。但是，这能否归结为某些元素含量较多，还是一个问题。
理论分析表明，在演化过程中，恒星内部的化学组成会随着热核反应过程的改变而逐渐改变，重元素的含量会越来越多，然而恒星大气中的化学组成一般却是变化较小的。