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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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变星
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大多数恒星的光辉都是毫无变化的。当我们想到这极大的能量是由恒星光球流出的时候，我们定要惊异于恒星内部的有效的作用居然能够一秒一秒、一世纪一世纪，毫不变化地供给能量给光球。但是有许多恒星的辐射能量却并不经常不变，这种星叫做变星。我们姑且把因食而变光的星留到后面再讲。
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鲸鱼座中的蒭藁增二（Mira）是远在1596年第一颗被认为变星的星。有时它只可在望远镜中看成9等星；有时它增亮了百倍以上，竟在肉眼看来也是一颗明星。这上下往复约11个月一周。蒭藁增二是许多的“长周期变星”（long period variables）一类的例子，这些都是红巨星或超巨星。许多别的红巨星，例如参宿四，变光很小而且极不规则。有几群星的变光却又部分可以预测。
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图73 （左）蒭藁增二
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图74 （右）参宿四
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“造父变星”（cepheid variable stars）是现今讨论得最广泛的一种星，它们也确有极大价值，这在下章就要说明。这名称是从仙王座δ星（Delta Cephei）来的，那是这种变光的最初例证之一：标准的造父变星都是黄色超巨星。它们的变光在周期和方式两方面都极有规律，周期大半在一星期左右，虽然全数排起来要从1天到50天。这些星的变光不仅在量而且在质，在最亮时它们要比最暗时加蓝约一全谱型的程度。
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造父变星中约有一半并不如上述那样标准。它们与其他恒星有许多相同点，却又有大大的不同。因为它们常出现于大球状星团，所以叫做“星团造父变星”（cluster type cepheids）。它们都是些蓝色星，变化周期约半日左右。其中没有一颗可以为肉眼所见。
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通常假定造父变星（也许连所有的其他真变星都在内）的光的变化是因为这些星的脉冲。最简单地说来（或许又太简单了），这学说认为变星是十分规律地一涨一缩的。内部热量的多产使恒星亮起来蓝起来。它胀大，于是冷下去，因此又暗下去、红下去。这调整一过火，星又冷得不能不变了，于是再收缩。这种脉冲一经开始，便要继续一个长时期。这简单学说的一个明显的而且不易立刻逾越的困难，便是事实上造父变星的最亮时并不在它最紧缩的时候，却在这以后的周期的1/4的时候，那时它向外膨胀得十分厉害。显然这颗恒星变光问题是与恒星本性的整个问题有密切关系的。