- Afstanden til en nærliggende stjerne måles ved at finde dens parallakse – det vil sige, at måle hvordan stjernens synlige position ændres på himlen, i løbet af et år. Den nærmeste stjerne (med undtagelse af Solen), ligger omkring 4 lysår væk. Lysstyrken for en stjerne, kan måles direkte. Ved at kombinere lysstyrke med afstanden, får man luminositeten – hvor meget lys stjernen udsender.
- Astronomer bestemmer temperaturen, størrelsen og sammensætningen af stjerner ud fra stjernestråling. Absorptions- og emissionslinjer i stjernes spektre angiver tilstedeværelsen af specifikke grundstoffer og molekyler i stjernerne. Små, kølige stjerner, overstiger langt antallet af store, varme stjerner. Blå stjerner er varmere og røde stjerner er koldere.
- Stjerners masser, måles i binære stjernesystemer ved at observere virkningerne af tyngdepåvirkningen mellem stjernerne. Newtons universelle lov om tyngdekraft og Keplers love, forbinder stjernernes bevægelse med de kræfter de oplever, og dermed deres masser.
- H-R diagrammet, er et af de mest nyttige diagrammer i stjerneastronomi, som viser forholdet mellem stjerners forskellige fysiske egenskaber. Når stjerner er for fjerne til at man kan måle parallaksen ved hjælp af geometri, bruger astronomer stjernernes spektre og H-R diagrammet til at estimere deres afstande. En stjerne luminositetsklasse og temperatur, angiver dens størrelse. Massen og sammensætningen af hovedseriestjerner, bestemmer dens luminositet, temperatur og størrelse.
- Stjerner med forskellig luminositet og temperaturer, har beboelige zoner af forskellig bredde og i forskellige afstande. Den beboelige zone, er afstanden fra stjernen, hor en planet kan have den rette temperatur til at flydende vand kan eksistere.
Tilbage til kapiteloversigten
