恒星（星）について
恒星にも、大きさ・重さがあります。また、恒星はみんな同じところにあるわけではありません。近くにあれば遠くにもあります。
比較的近い恒星の距離は、その恒星の年周視差から求めることができます。年周視差から求められるのは大体300光年以内のものです。
多くの恒星は遠くにあるので、間接的な方法で距離を求めます。恒星の色（スペクトル）で、この恒星がどの形に属するかわかります。
すると、HR図から、おおよその絶対等級を推定します。恒星の絶対等級と実視等級との差と、恒星までの距離の関係は、図1のようになります。
多くの恒星は遠くにあるため恒星の見ための大きさ（視直径）が小さく、最大のものでも角度で1/3600°です。だから、大きさを測る場合、表面温度と明るさから求めることができます。
近くの恒星は、見た目の大きさ（視直径）が測れるため年周視差から求めることができます。
恒星の大きさは、巨大なもの（さそり座：アンタレス）で太陽の約500倍。小さいもの（おおいぬ座：シリウスの伴星）で太陽の約60分の1です。
太陽は、恒星の中でも大体まんなかぐらいの大きさです。
恒星の中には、2つの恒星がお互いに引力で引き合って、公転している恒星があります。これを連星といいます。その中でも、明るいほうを主星、暗いほうを伴星といいます。この、主星・伴星の位置が変化するため、見かけの明るさが周期的に変化する星を食変光星といいます。
また、恒星の過半数が連星だといわれています。
恒星の質量は、単独の星からもとめることはできません。そのため、連星からもとめます。
連星の場合、共通重心をケプラーの第3法則に従ってお互いに共通重心を中心に公転しているため、伴星の公転周期と主星・伴星の平均距離がわかれば、ケプラーの第3法則から主星・伴星の質量の和を求めることができます。
このように、質量の分かったものをグラフ（縦軸：絶対等級、横軸：質量）にするときれいな曲線ができます。これを質量光度関係といいます。
これによると、質量が大きければ大きいほど、放射しているエネルギーが大きいことが分かります。
また、連星でない恒星の質量は絶対等級が分かれば質量光度関係グラフから推定することができます。