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南钠绽眨⊿hapley）所认识。这现象很有规则，可用以测量距离未知而据与此同类型的星的光变周期，去估计其绝对星等；再观测这颗星的视星等，便可计算其距离。这是测定距离太远、不能表现视差之星的又一方法。
银河系
天空恒星最多的区域是在一个宽度不定的带上，这带叫做银河，围绕天穹成一巨环。有些地方星数太多，以致成为“恒星云”，须有优良的望远镜，始能鉴别其中的个别值星。掺杂其间的还有不规则而且不能加以分析的“星云”。在恒星聚成一带的中间，剖分银河的大平面，叫做银道面。这可看做是恒星系的一个对称平面。恒星似问这平面丛聚，特别是较热的星与较暗的、因而一般是较远的星。
这表示我们的恒星系附于银道面，而成扁平的形态，好象形成一个大透镜状的恒星集合体。我们在这集合体之内，而不居于其中心。我们所看到的银河里的星所以比较多，主要是由于我们望银河时是朝着透镜的边沿去看，而在这方向恒星散布空间的厚度比别处大得多。
除恒星云与不规则的星云之外，还有恒星的球状集团，约100个，这些“球状星团”以银河中段外边不远的地方为最多。其中包含造父变星。夏普勒根据它们的光变周期和借助其他间接方法，算出这些星团距离我们约2万至20万光年。
由此得知，我们的恒星系有一最长的直径，至少长达30万光年。我们的太阳，离开整个星系的中心约6万光年，而在中央平面偏北处。多年观测恒星的视运动的结果表明，太阳是以每秒13英里的速度，朝着武仙座的方向运动，如果以这运动的方向作为参照线，则有两个主要的星流经过空间。
天空中最惊人的东西，是那些巨大的旋涡星云。它们很可能是正在形成中的星系或者说银河系，关于这一观点的论证，以后还要谈到。这些星云的范围非常庞大，虽为稀薄气体所组成，但一个星云就含有足以形成十万万个太阳的物质。它们的数出很多：加利福尼亚威尔逊山天文台的哈布耳（Hubble）博士估计，在该台的100英寸望远镜中，可以见到的约有两百万个。它们中有些距离很远，估计在50万至14000万光年，很可能在我们的星系之外。宇宙空间里似含有很多恒星聚集的银河系，即夏普勒所称的“岛宇宙”，我们的星系不过是其中之一而已。
1904年，荷兰格罗宁根的卡普登（Kapteyn of Groningen），在研究恒星统计时，发现我们的星系里有两个在多少不同的方向上运动的主要星流。现今，这两个星流应当和荣登的奥尔特（Oortof Leyden）的另一发现联起来讨论；这是银河系整个的自转，它因绕距离我们一万秒差距在人马星座的方向上的一个中心旋转，自转的速度，按照引力定律，向外减少。在我们的区域轨道速度约为每秒250公里，转一周约需二亿五千万（2．5×108）年。整个银河系的质量约为1500万万（1．5×1011）个太阳，如果每颗恒星的平均质量等于太阳的质量，银河系所含的恒星大约也是这个数字，约为外推法计算的数字的十倍。
星的本性
赛奇（Secchi）神父约于1867年在罗马提出一个按怛星的光谱分类的方法，哈佛天文台又加以很大的改进与扩充。星的颜色在肉眼看去已有差别。由于照相对于光谱紫色的一端比较灵敏，以照相法求得的星等，与肉眼估计的并不相同，其间的差异成为星色的一种量度方法。这些差异也表现在各种恒星的光谱里。在这些恒星的光谱里可以寻找出一系列的谱线，不知不觉地逐渐过渡，而表现出各类恒星的特性，哈佛大学以O，B，A，F，G，K，M，N，R 去区别它们，这序列里前面的是比较蓝色的星。
O型星的光谱，在暗的连续背景上，出现若干明线。在有些光谱里，氢与氦的谱线很强。B型星的光谱呈现暗线，氦线十分显著。A型光谱中有氢谱线、还有钙和其他金属谱线，在F型光谱中，后面这些谱线加强。G型星包括太阳，呈黄色，其光谱在明亮背景上呈现暗线。碳氢化合物的谱线第一次出现于K型星中。M型星呈现宽的吸收谱带，特别是氧化钛的谱带。N型星呈红色，其光谱有一氧化碳和氰（CN）的宽谱带。R型星虽不如N型那样红，但也有N型里的那些吸收谱带。
这种关于光谱的观察，被用来估计各型恒星的有效温度。如果将一个黑体（它可以看做完全的辐射体）渐渐增高温度，则其辐射的特性与强度也逐渐改变。就每一温度而言，辐射能量与波长有一特殊的曲线关系，在某一特定波长上达到最大值。随着温度增高，这一最大值的位置向光谱的蓝端移动，因而可以说明温度。人们还用几种方法对能量的分布加以研究，例如采用照相法及研究辐射特性的变更等方法。不但如此，温度和电离对于光谱的影响，还可以在我们所能控制的范围内，在实验室里加以研究。萨哈（Saha）在1920年、福勒（R。H．Fowler）和米尔恩（E．A．Milne）在1923年都曾经利用恒星光谱中若干吸收谱线的形态，来估计起吸收作用的原子的温度。
各种估计巨星温度的方法所得的结果，颇能互相吻合。则可看见的星大约是1650度，已知最热的星达23000度。这些当然是辐射表皮层的温度。星的内部必然较外层为热，其温度可达几千万度。
上面讨论绝对星等时，我们说过，大多数的恒星分为“巨星”和“矮星”两大类，前者光度比较后者大得多，可是也有一些中等光度的星。但可以注意之点是：这一分类只有对于K型星以下较冷的星（温度不超过4000度）才显著。对于较热的星，分类便不显著，及至B型星就完全混淆莫辨了。这些恒星都是巨星，其光度都是太阳的40至1600倍。
这些事实被人认为指明了一个确定的结论：即所有的恒星都经过一个大体相同的演化过程。每颗恒星最初是一较冷的物体，嗣后温度渐渐增高，而达到最高温度（视其大小而定），然后再渐趋冷却，温度渐次下降，经历一个相反的过程。
当恒星温度升高时，它发出大量的光，这意味着它的体积很大，因而归类为“巨星”。但当其冷却时，它的大气在温度方面经历一个与以前相反的过程，在冷却时所经过的光谱型，虽然在细节上略有差异；但大体上与温度升高时期所经过的相同。然而这颗星现在的绝对星等，换言之即其光度，却比较以前小得多了。既然这时温度与以前上升时期相同，这一事实就表示这颗星的体积较前为小，遂成为“矮星”了。
这是罗素所阐述的恒星演化过程，与勒恩和利特尔（Ritter）所阐明的互相吸引的气体团的动力学相符合。如果这团气的质量够大，则重力必定使它收缩。它将放出热量而变热。但当其收缩时，其收缩的速率必逐渐减少。到了某一临界密度时，这一庞大的炽热气团所生的热量，将小于其所辐射的热量，于是这团物质开始冷却。我们在讨论太阳的年龄时说过，这过程不能解释其所放出的全部热量，那时已经认为或有他种能量的来源（如原子的蜕变）取决于温度，并经过一种相似的过程。
这个恒星演化的理论，已经根据最近的研究加以修正，而将原子结构的新知识应用于天体物理学。人类靠了他处在原子与恒星中间的有利位置，可以利用由一方所得的知识，作为研究另一方的参考。
已知太阳或任何一颗星的大小与平均密度，并假定其整体都是气体，就可以计算其表面下压力随深度而增加的变率，爱丁顿便做了这个计算。对于气体的恒星，爱丁顿发现光度主要随质量而变化，在某些限度内，光度粗略地与质量成正比例。在恒星里任一层，其上面的压力，为下面气体的弹力和辐射的压力所支撑。据分子运动论，气体的弹性，是由于气体分子的碰撞造成的，而气体分子的速度随温度而变化。要支持太阳或其类似的恒星内部的巨大压力，则其温度当达四千万度至五千万度的数量级。如有一星比这个大得多，据爱丁顿推算，其内部的辐射压必至过大，致使它变成不稳定，而趋于爆裂。这样，星的大小有一自然的上限。
恒星内部的一个区域，甚至一大区域，实际是一个恒温的包亮，其总辐射按绝对温度的四乘方而改变。当温度增高时，在光谱上能量最大的辐射，按已知定律，逐渐变为波长较短的波。当温