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恒星的温度
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一块金属物在热得发蓝色时的温度比热得发红色时要高，我们也可依此推断蓝色星的大气温度比红色星的高。相当的研究证明了我们的推测不错，光谱序确实也代表温度降低的次序。恒星光谱的测验不仅证实了这桩事实，而且得出了各光谱型的恒星的温度值。还有，近年来又能够测出恒星所发的热量。
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在论太阳一章中，我们曾指出测定太阳的温度可以用一片水在日光中，观测水的温度的升高而做一些计算。这种粗略的办法显然是不能适用于恒星的。帕第特（Pettit）与尼科尔森（Nicholson）用另一种方法也得到了同样的结果。他们利用威尔逊山的2.5米望远镜将一颗恒星的光聚焦在极小的热电偶（thermocouple）上，再由电流计（galvanometer）的偏转而观察其热效应。用这种方法他们可以测出一颗比肉眼能见的程度暗数百倍的星的热量，因此测出了星的温度。他们还用这方法测定行星以及月亮表面各部分的温度。
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蓝色星的表面温度约自10 000摄氏度到20 000摄氏度，或者还要高。黄色星的表面温度约在6 000摄氏度上下，而最红的星的表面温度却只有2 000摄氏度上下了。但即使最冷的恒星也还是极热的。
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光球之下的恒星温度随深度而大大增高，中心也许到了千百万度。我们对恒星发光的来源有比较一致的看法，即认为其巨大光能来自中心的热核反应，氢聚变为氦，然后聚变为碳、氮、氧……直到铁才渐渐停止。
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巨星与白矮星
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恒星的实际亮度或说“发光本领”（光度Luminosity）彼此之间是相差极大的。假如我们能把它们和太阳排在同等距离的一行上，就会发现它们的亮度有从太阳的万分之一到万倍以上的差距。实际上天文学家只观测恒星如果在某一标准距离上应有的光辉。至于它们距离如何测定却要等到下一章来说明。
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我们且在一张方格纸上用一个点代表在一相当地方一颗已知其发光本领及谱型的恒星，图71便是这一类的“光谱光度简图”。其中水平线代表不同的谱型，自左而右，从蓝色星到红色星；垂直线代表不同的实际亮度，以太阳亮度为单位，自下而上逐渐升高。
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代表大部分恒星（中有太阳）的点都傍着自左上方到右下方的斜线，这便是“主星序”（main sequence）。顺这斜线向右，星渐冷，也便渐红渐暗渐小。
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图71 光谱——发光本领图解
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在主星序之上有两群点代表的星，便是发光本领平均在太阳百倍左右的“巨星”（giant stars）以及比太阳亮数千倍的“超巨星”（supergiants）。我们考察某一特殊的星，例如红色M型星。既然它们颜色相同，表面温度也相同，而它们的表面亮度每平方米也必相同。这一型星中任何一颗的表面一平方米的亮度一定与另一颗同型星上同大小的表面亮度相等。巨星与超巨星能比同型的主序星明亮若干倍，这便表示其表面要更多若干平方米了，它们亮那么多倍只因它们大那么多倍。
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图中还有另一小群点分开在左下角，这便是那种“白矮星”（white dwarf stars）。其中最著名的是天狼星的暗弱的伴星。它们既然比寻常白色星暗到千倍以上，自然也必更小千倍以上了。白矮星确乎不比主序星中红色星更暗，但要比它们更小，因为白色星的每一平方米要比红色星更为明亮。（不过相对中子星来说，白矮星要算大个了。中子星是恒星演化晚期产生的，是目前所知的宇宙中最密的物质了。）
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图72 哈勃太空望远镜拍摄的天狼星A和天狼星B（左下方的伴星天狼B为白矮星）
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恒星的大小
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称量恒星的方法和称量行星的方法大致相同，也是利用它们加在邻近物体上的吸引力。我们已经说过，要精确测定出一颗没有卫星的孤立的行星（例如水星）的质量是很困难的。可是若有了卫星，问题便简单多了。要测定一颗单独的恒星的质量是更困难得多的。分离恒星的空间大得使一颗恒星加在另一颗上的引力效应不能观察出来。
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幸而为了完成这种称量，望远镜发现了数千对星——双星，其中有许多都是相互旋转的。分光仪又显出了许多更接近的双星。在某特定距离上，公转周期愈短，两星合并的质量也愈大。只要把平均的分离距离及公转周期测定以后，计算这合并的质量就很容易了。而且，有时还能测定这双星系中单独的星的质量。
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这种双星研究的惊人结论是恒星的质量差不多都很平衡，几乎都只是从太阳的1/5到5倍那样的差别。这些建筑宇宙的砖瓦的物质差不多都大致相等，而太阳也是其中很恰好的中等。它绝不是一颗二流以下的星，如有些人要我们相信的。因此我们很可以有一点合理的骄傲了。
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我们考察图71时，已经得到了一些关于各类恒星的大小的知识了。那时会看出主序星中比太阳较蓝的要较大，较红的要较小，白矮星要小得很多，巨星要大得很多，而红色超巨星是所有星中最大的。根据我们由图表所得的情形而做的计算也得到上述的结论，而且还得到了单颗星的直径的大致可靠的值。直接测量一颗恒星的大小，像测量月亮和行星的直径一样的方法是不可能的，因为即使是在最大的望远镜中也没有一个恒星能呈现真正的圆面。如果我们记得这一点，那就难免要惊异天文学家的聪明，居然能从我们叫做星辰的光点中搜寻出那么多的意义来了。
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自1920年以来，迈克尔逊（Michelson）式测量恒星直径的干涉仪已在威尔逊山应用了。起先和2.5米反射望远镜连接，后来分离，这种方法有些繁复，我们只说干涉仪测量有些恒星的直径结果极可满意就够了。已经测过的恒星心宿二，其直径为6.4亿千米。参宿四是第一颗被测量的，约有它一半大。这些红巨星的体积都是大得不可思议的。
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既然恒星的质量大致平均，既然其中物质所占的空间却又大小相差如此之巨，恒星的密度也自然互相有极大不同了。在红巨星中物质的分布非常稀薄，例如心宿二就只有我们周围空气密度的1/3 000。
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在另一极端，白矮星却又紧密得不可思议，其密度在以前还被认为不可能的。在大小方面，它们很像行星。在物质的量的方面，它们却可以和太阳相比。天狼星暗弱的伴星的平均密度约为水的3万倍。有人认为那颗星中的原子在那极高的温度下差不多全粉碎了，因此能有地球上不能得到的紧密物质。
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虽然有似乎不可否认的证据，这一层要得到所有的天文学家与物理学家的承认似乎是困难的。确乎大家还可以不相信天狼的伴星能比水更密3万倍——换句话说，这颗星中一寻常玻璃杯的材料就有七八吨重——假如没有独立的证据来支持的话。依照相对性原理说，非常紧密的恒星的光谱中线纹定要向红方移动。天狼星的光谱中的这种移动已在威尔逊山和里克天文台两处观测到了。
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