Далёкая звезда выглядит точкой, но по её излучению и движению можно узнать температуру, светимость, размер, массу и этап развития. Каждый вывод опирается на конкретные измерения и допущения. Задача астронома — связать их в согласованную картину.
Звезда и её равновесие
Обычная звезда представляет собой самогравитирующееся газово-плазменное тело. Тяготение стремится сжать его, а давление противодействует сжатию. В устойчивом состоянии силы примерно уравновешены. Тепловое равновесие требует, чтобы потери энергии восполнялись её источником. На главной последовательности таким источником служит превращение водорода в гелий в центральной области. Однако нельзя определять любой звёздный остаток как тело с продолжающимся водородным синтезом: белый карлик в основном постепенно остывает.
Внутри горячих звёзд существенны давление частиц и излучения. В компактных остатках важны квантовые свойства вещества: белые карлики поддерживает главным образом давление вырожденных электронов. О внутренних процессах сообщают не только фотоны разных диапазонов, но также нейтрино, а о взаимодействиях компактных объектов — гравитационные волны.
Расстояние и светимость
Годичный параллакс — половина углового смещения направления на близкую звезду за полгода, связанного с движением Земли. Если параллакс p выражен в угловых секундах, расстояние d=1/p получается в парсеках. Один парсек приблизительно равен 3,26 светового года. Меньший параллакс означает большее расстояние, но при очень малых смещениях особенно важны погрешности измерения.
Видимая звёздная величина m характеризует наблюдаемый блеск. Абсолютная величина M — величина, которую звезда имела бы на расстоянии 10 парсеков без поглощения света по пути. Чем меньше величина, тем ярче объект. Для двух потоков F₁/F₂=10^{0{,}4(m₂-m₁)}. Различие на 5 величин соответствует стократному различию потоков.