1)- Parlaklık: Yıldızların görülebilen bir karakteristik özelliği, onları güneş sisteminin beş gezegeni olan Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn’den ayırır. Gezegenler durgun bir ışıkla gözükürlerken, yıldızlar devamlı parıldarlar. Parıldama yıldızların Dünyaya olan mesafelerinin uzaklığı ve atmosferin yoğunluğunun ortaya getirdiği bir olaydır. Bunun anlamı da yıldızların dünyaya olan çok fazla uzaklıklarından dolayı büyük diskler halinde değil de, çok küçük ışık kaynakları halinde görüldükleridir. Gezegenler dünyaya yakın olduklarında disk halinde gözükürler. Atmosferdeki yoğunluk değişiklikleri yıldız ve gezegenlerden gelen ışıkların kırılmasına ve yansımasına sebep olur. Böylece parıltı görüntüleri meydana getirmiş olurlar. Yıldızlar ışık kaynakları olduklarından parlıyor gözükürler. Gezegenlerde boyutunda disk biçiminde olduklarından üzerlerindeki noktaların parıltıları yok olur, duru bir ışığa sahip olurlar, ufukta gözüken gezegenler daha yoğun atmosferle kaplı olduklarından parlar gibi gözükürler. Yıldızları arasındaki parlaklık farkı kütleler arasındaki büyüklük farkından ileri gelir. Görülebilen bir yıldızın kesin büyüklüğü yıldızın parlaklığından istifade edilerek hesaplanır. Bu iş için “Fotoelektrik Fotometre” kullanılır. Teleskopun odağına tespit edilen bu alet bir diyagram vasıtasıyla yıldızın ışığının içeri girmesini ve gerekli ölçümlerin yapılmasını sağlar. Yıldızlara ait parlaklık farkları bilinen bir parlaklıktaki yıldızlar karşılaştırma yapılarak büyüklüğü hakkında hesap yolu ile neticeye gidilir.

Mutlak büyüklük: Herhangi bir yıldızın dünyadan belirli standart bir uzaklıkta bulunduğu sıradaki parlaklığıdır. Bu standart mesafe 32,6  ışık yılı olarak belirlenmiştir. Mesafenin seçilen bu rakam olmasının sebebi gözüken parlaklıkla hakiki parlaklığı eşdeğer yapmaktadır. Bir yıldızın parlaklığı ölçülür, gözüken parlaklığı da bilinirse bunun hakiki parlaklığını hesaplamak mümkün olur.

2)- Uzaklık: Astronomlar, dünyaya çok uzak olan yıldızların uzaklıklarını anlamaya yarayan bir metot geliştirmişlerdir. Yıldızlara ait mesafeler, bunları güneş sistemindeki en uzun mesafelerle karşılaştırarak elde edilir. Işığın saniyede 299.776 km yol aldığından faydalanarak en uzak gezegen olan Plüton’dan yansıyan ışığın Dünya’ya beş saatte varabileceği hesaplanmıştır. Fakat uzay o kadar büyüktür ki, ışığın yıldızlardan dünyamıza gelme süresi gün ve ay’la değil ancak senelerle ölçülebilir. Işığın bize en yakın yıldız olan Proxima Centauri’den bizim güneş sistemimize erişme süresi 4 yıldan fazla bir zaman alır. Bir ışık ışınının Samanyolu Galaksisinin bir ucundan öbür ucuna erişmesi için 100.000 sene gibi bir süre gereklidir. Bu zaman kesitini bir galaksiden diğer bir galaksiye ulaşan ışık olarak hesapladığımızda ise karşımıza milyonlarca ışık yılı gibi bir zaman dilimi çıkmaktadır. Mesela galaksimize en yakın komşu galaksi olan Andromeda’nın bizden uzaklığı 2 milyon ışık yılıdır.

3)- Renk: Yıldızların renkleri sıcaklık derecelerine bağlı olarak değişir. Bazıları devamlı aynı parlaklıkta kalırken bazılarının parlaklıkları zaman zaman değişir. Tek, yalnız olan yıldızlar var olduğu gibi ikili-üçlü gruplar halinde olan yıldızlar da vardır. Güneş, parlaklık bakımından orta halli bir yıldızdır. Diğer bazı yıldızlar güneşten 100.000, 1.000.000 kat daha fazla oldukları halde Dünyaya Güneş kadar yakın olmadıklarından dolayı güneş kadar parlamaz. Samanyolu’ndaki en parlak yıldızlar ise Güneş’imizden yaklaşık 5.000.000 defa daha parlaktır. Ne var ki, bu derece parlak yıldızlar oldukça enderdir. Samanyolu’ndaki yıldızların büyük bir çoğunluğu yıldızlar ailesinden “kızıl cüce” adı ile bilinen ve az parlak olan yıldızlardan meydana gelmiştir. Kızıl cücelerin en tanınmışlarından biri olan Barnard Yıldızı bizden 5.9 ışık yılı ötede olup Güneş’ten 2300 kez daha sönüktür. Yıldızlar bizden o kadar uzaktırlar ki, onların birbirlerine olan mesafeleri bize hep aynı görünür.

Aslında yıldızların hareketleri birbirine ve güneş sisteminden alınan referans kıymetlerine göre değerlendirilir. Dünyanın birçok yerine yerleştirilmiş olan dev teleskoplarla yıldızların gökyüzü haritasındaki koordinatları hassas bir şekilde takip edilir. Belirli zamanlarda yıldızın pozisyonu her sene kontrol edilir ve yıldızın açısal yer değiştirmesi veya düzgün hareketi tespit edilir. Fakat bu genellikle gözle fark edilemeyecek kadar az, mesela 2000 senede çapının bir buçuk katı kadar bir mesafedir. Uzaktan bir girdabı andıran galaksimizde Güneş Sistemi ve yakınındaki yıldızlar Galaksi Merkezi etrafına saniyede 250 km’lik bir hızla Kuğu Takımyıldızı yönünde savrulmaktadır. Güneşin galaksi merkezi etrafındaki bir tam dolanma hareketi 250.000.000 yıl sürmektedir. Bu süreye “galaktik yıl” denir. Yıldızların bundan başka Parallax denilen hareketleri vardır. Bu hareketleri ölçmek için de Paralax ölçümleri denilen özel bir ölçme sistemi kullanılır. 

Parallax; yıldızın Dünyadan görülen yönüyle güneşten görülen arasındaki en büyük açısal mesafesidir. Herhangi bir yıldızın gökteki parlaklığı onun hakiki parlaklığı değildir. Zira bazı yıldızlar, Güneş sistemine yakın olduklarından dolayı parlak, bazıları da çok uzaklarda oldukları için sönük gözükürler. Yıldızların parlaklıkları, şimdiki parlaklık listelerine orantılıdır. Parlaklık bakımından birinci parlaklıkta olan yıldız ikinci parlaklıkta olan yıldızın 2.5 katı; ikinci parlaklıkta olan yıldız, üçüncü parlaklıktakinin 2.5 katı parlaklıktadır. Parlaklık derecesi bu şekilde devam eder. Buna göre birinci sıradaki yıldız altıncı sıradaki yıldızdan 2,5x2,5x2,5x2,5x2,5= 100 kat daha parlaktır

Yıldızlardan gelen ışıklar prizmalar vasıtasıyla spektroskopta dalga boylarına ayrılarak sonuçta elde edilen tayftan yıldızın fiziki yapısı hakkında geniş bilgi elde edilebilir. Görülebilen yıldızların büyük bir çoğunluğundaki tayf değişiklikleri bunların atmosferlerindeki kimyasal bileşimlerin farklılıklarının sonucu değil, atmosferlerindeki farklı fiziksel durumların ortaya koyduğu bir sonuçtur. On dokuzuncu yüzyılda bazı yıldızların mavi diğerlerinin kırmızı tayfları olduğu ortaya çıkınca, yıldızların tayflara göre sınıflandırılması gereği duyuldu. Tayf sınıfları alfabenin harfleriyle ifade edildi. Başlıca sınıflar; 0, B, A, F, G, K ve M sınıflarıdır.

    1)- “O” Yıldızları; diğer sınıflar arasında en mavi olan yıldızlardır. Tayf parlak ve koyu çizgilerden teşekkül etmiştir. yüzey sıcaklığı 35.000 C derecedir. Bu sınıftan bir örnek Eta Puppis Yıldızı’dır. 

   2)- “B” Yıldızları; mavimsi beyaz (B0) beyaz tayflıdır. (B0) yüzey sıcaklığı 25.000 C, (B9) 12.000 C’dir. Rigel B8 bu gruptan bir yıldızdır.

   3)- “A” Yıldızları: beyaz yıldızlardır. Tayfları hidrojen çizgilerinden meydana gelir, yüzey sıcaklıkları 10.000 C civarındadır. Sirius Vega ve Altair yıldızları bu gruptandır.

   4)- “F” Yıldızları; krem renklidirler, 7.000 C civarında sıcaklıkalrı vardır. Procyon, Polaris yıldızları bu gruptandır. Polaris, kutup yıldızıdır.

   5)- “G” Yıldızları; sarıdırlar. Tayflarında zayıf hidrojen ve bol miktarda metalik hatlar vardır. Yüzey sıcaklıkları 5000 C civarıdır. Capella ve Güneş bu gruptandırlar.

   6)- “K” Yıldızları; portakal rengindedirler. Güçlü metalik hatları, 4000 C civarı sıcaklıkları vardır. Arcturus, Aldebaran ve Prolux bu gruptandır.

   7)- “M” Yıldızları; portakal rengi-kırmızı arasındadırlar. Yüzey sıcaklıkları 3200 C civarındadır. Mira Ceti, Betelgeux, Antares, Proxima, Cantauri bu gruptandır. Hertzspung-Russel diyagramı : Bu diyagram Danimarkalı astronom Ejnar Hertzsprung ve Amerikalı astronom H. W. Russel tarafından bulunmuştur. 

        Yıldızların parlaklıklarıyla tayflarının tiplerini karşılaştıran bu tablo vasıtasıyla doğru sayılabilecek ortalama yıldız çapları ölçülür. Yıldızlar tayflarına göre sıralandıkları gibi parlaklıklarına ve büyüklüklerine göre de ayrı ayrı sınıflandırılırlar. Büyüklerine göre sınıflandırıldıklarında iki ana grup yıldız ortaya çıkar. Bunlar dev ve cüce yıldızlardır. Aynı tayf sınıfında cüce ve dev yıldızları bir arada bulmak mümkündür. En parlak dev yıldızların ağırlıkları güneşininkinin 50-75 katı, en sönük cüce yıldızların ağırlıkları ise güneşininkinin dörtte biri kadar olduğu tespit edilmiştir. Yapılan basit hesaplamaların bir sonucu olarak dev yıldızların içlerindeki maddelerin birbirinin ürettiği enerjinin, sönük cüce yıldızların tamamını ürettiği enerjinin 50.000 katı olduğu anlaşılmıştır. Yukarıda anlatılan yıldızlardan başka değişik yıldız çeşitleri de vardır. Bunlardan bazıları Beyaz cüceler, Nötron yıldızları, Kara delikler ve Değişken yıldızlardır. Kara delikler ışık saçmayan, çok yoğun yıldız kütlesidir.

Beyaz Cüceler; hakiki parlaklıkları +11.5 olan beyaz cücelerin renkleri mavimsi beyazdır. Çapı dünyanınkinin 2,5 katı kadardır. Beyaz cüceler güneşin yakın çevresindeki 50 yıldızdan 20’sinin meydana getiren yıldızlardır. Fakat hemen hemen görülemeyecek kadar sönüktürler. 

Nötron Yıldızlar; elektron ve protonları merkeze doğru sıkışarak yoğunlaşmış yıldızlardır. Pulsarlar da yoğun olup radyo dalgaları yayarlar.

Değişken Yıldızlar; bu yıldızlar zaman zaman parlayıp koyulaşan yıldızlardır. Şu anda 20.000 civarında çoğalan yıldız olduğu tahmin edilmektedir. Değişken yıldızlar da kendi aralarında gruplara ayrılırlar. Bu ayrılıklar ışık değişiklikleri ve yıldızların fiziki tabiatlarından ileri gelmektedir. 

Yıldızlar arasında birçok farklılıklar vardır, bunlar yıldızların değişik özelliklerinden kaynaklanırlar. Fakat yıldızların tamamında temel enerji kaynağı aynıdır. Bu temel enerji kaynağı, hafif atomlardan, ağır atomlar meydana gelmesidir. Bu gibi termonükleer reaksiyonlarda ağırlık hemen hemen hiç azalmaz. Güneş ve yıldızların enerjilerini nereden aldıkları bilim adamları için devamlı bir merak konusu olmuştur. Enerjilerini maddelerin kimyasal yanmasından aldıkları öne sürülmüş, bu teori bir sonuç getirmeyince radyoaktif atomların bu enerjiyi meydana getirdiği öne sürülmüştür. Sonradan bu teorinin de doğru olmadığı anlaşılmış ve 1920’lerde bu enerjiye, nükleer reaksiyonların meydana getirdiği ana maddenin değişmesinin sebep olduğu anlaşılmıştır.

Orta büyüklükteki bir yıldız olan Güneş’in yüzey sıcaklığı 6000 C olmakla beraber sıcaklık merkeze gittikçe artmakta ve merkezde 14-15.000.000 dereceyi bulmaktadır.

Güneşin içerisinde temel enerji üreten reaksiyonların var olduğu bir gerçektir. Bu reaksiyonlar hidrojen çekirdeği veya protonlar arasındaki çarpışmalardan meydana gelen Helyum çekirdeğidir. Güneşte ve Güneş’e yakın ağırlıkları olan yıldızlarda “Proton-proton birbirini etkileme” reaksiyonu vardır. Sıcaklıkları 20.000.000 dereceyi bulan bu yıldızlarda “karbon devresi” adı verilen reaksiyon aktif haldedir. Bu devrede karbon atomunun geçen protonlarla hareket ettiği altı basamak mevcuttur. İşlemin, yani reaksiyonun sonunda dört proton kullanılarak bir helyum çekirdeği meydana getirir. Bunun ağırlığı “Proton birbirini etkileme” reaksiyonunda olduğu gibi, orijinal çekirdek ağırlığının 0.810’u kadar bir azalma gösterir. Bu azalan fark enerji olarak çevreye yayılır. Karbon devresinin Güneşte de az miktarda olduğuna dair çok kuvvetli olmayan deliller bulunmaktadır.

Esasen bir yıldızın yaşaması ve ölümü kütlesine bağlıdır. Ağır kütleli bir yıldız, nükleer yakıtını daha hızlı kullanır ve hidrojenini çabucak tüketir. Hafif kütleli bir yıldız ise, başlangıçta çok az bir yakıta sahip olmasına rağmen, bunu azar azar kullanır ve daha uzun bir süre yaşar. Bir yıldızın ömrü bizim kolayca değerlendiremeyeceğimiz kadar uzundur. Bu yüzden Güneşi bir kıyas unsuru olarak kullanabiliriz. Güneş yaklaşık olarak 10 milyar yıl yaşayacaktır. En ağır bir yıldız bu sürenin binde biri kadar bir sürede ömrünü sürdürecek, çok hafif kütleli yıldızlar ise bu süreden 100 kat daha uzun bir süre yaşayacaklardır.

Ağır Yıldızların Yaşam Süreleri: Milyarlarca yıl parlayarak merkezindeki hidrojeni tamamen tüketen yıldız yoğun bir helyum koru ile kırmızı dev haline gelmek için genişler. Sonunda bu genişleme yıldızın birkaç saniye içinde tamamen çökmesine ve çöken kordan yayılan bir enerji dalgası ile bir süpernova olarak patlamasına yol açar. Süpernovanın çöken koru korkunç bir çekim kuvvetinin etkisiyle gittikçe büzülerek sonunda düzenli radyo dalgaları gönderen bir “Nötron yıldızı” haline gelir. Buna aynı zamanda “pulsar” adı verilir. Bir nötron yıldızı yaklaşık 25 km çapındadır ve içindeki madde o kadar yoğundur ki nötron yıldızının toplu iğne başı büyüklüğündeki maddesi, yaklaşık 1.000.000 ton ağırlığındadır. Nötron yıldızının çekimi, yüzeyine inmeye çalışan bir astronotu parçalayarak ve atomlarına ayrıştıracak kadar güçlüdür.

Eğer çöken bir süpernovanın koru çok ağırsa yıldızın ömrü bir nötron yıldızı olarak son bulamaz. Kendi çekimi o kadar güçlüdür ki kor sonunda birkaç kilometre çapında akıl almaz bir yoğunluk ve çekim gücüne sahip bir bölge haline gelir. İçinden hiçbir şeyin, ışığın bile kaçamadığı bu bölgeye “Kara delik” adı verilir. Hafif yıldızlar ise kırmızı dev safhasından sonra dış gazlarını git gide kaybetmeye başlarlar. Zamanla etrafında fazla yoğun olmayan bir gaz halkası yer alan basit bir gezegen gibi gözükür. Bu safhaya “gezegenimsi nebülöz safhası” denir. Yıldızın dış bölgeleri tamamen yok olduktan sonra ancak çok sıcak küçük koru görebiliriz. Bu yalnızca güneş çapının yüzde biridir. Yani dünya çok fazla büyük değildir ve yüksek sıcaklıktan dolayı yıldız beyaz bir renk almıştır. Bu yüzden bu cisimlere “beyaz cüce” adı verilmiştir. Beyaz cüceler çok küçük olduklarından gökyüzünde oldukça sönük gözükürler. Bu bir anlamda hafif yıldızın ömrünün sonu, yani ölümü demektir.