最亮的星星构成了图案。这些图案因时代和文明的不同而各异。那些已成为传统、常与希腊神话相关的图案被称为“星座”。
星座中的星星除了从地球上看它们在天空中相邻之外，并无其他共同之处。它们彼此之间可能相距甚远。然而，国际天文学联合会已制定了一份标准化的星座列表，为每个星座分配了一片天空区域，以便于定位天体。
恒星的质量范围大约在太阳质量的0.08倍到约300倍之间。这一数值决定了恒星的寿命。质量极大的恒星会非常明亮，但由于会产生极强的星风，其寿命会缩短。
年龄略超百万年的极端恒星R136a1，其寿命已过半，在此期间它损失了初始质量的五分之一，这相当于超过五十个太阳质量。
低于最小质量时，收缩产生的热量不足以启动核反应循环。超过最大质量时，辐射压力不足以阻止恒星在其自身质量作用下坍缩。
大多数恒星肉眼看来是白色的。但如果我们仔细观察，就能注意到它们的颜色：蓝色、白色、红色，甚至金色。
长期以来，恒星呈现不同颜色这一现象一直是个谜。颜色可根据光谱类型（与恒星温度相关）对恒星进行分类。光谱类型从最紫色到最红色，即从最热到最冷，并用字母O B A F G K M进行划分。
恒星根据其表面温度、光度及光谱特性被划分为不同的家族或光谱类型。这些家族按照哈佛光谱分类系统进行分组，顺序为O、B、A、F、G、K、M，同时也在赫罗图（H-R图）中标注了它们的演化位置。
太阳的光谱类型为G。对于给定的光谱类型，恒星越大，其光度越强。O型和B型星肉眼呈蓝色，A型星呈白色，F型和G型星呈黄色，K型星呈橙色，M型星呈红色。
这些比例是银河系特有的，在其他星系中可能略有不同。质量最大的恒星（O型和B型）尽管数量稀少，但在星系演化中发挥着不成比例的重要作用。低质量恒星（M型和K型）在数量上占主导地位，并在数十亿年的时间里塑造了星系的能量经济。
| Class | Solar Mass | Temperature | Color | Proportion of stars |
| M | 0.08 to 0.45 M☉ | 2400 to 3700 K | Red | ≈75 % |
| K | 0.45 to 0.8 M☉ | 3700 to 5200 K | Orange | ≈12 % |
| G | 1 M☉ | Yellow | 5200 to 6000 K | ≈7 % |
| F | 1.2 to 1.6 M☉ | 6000 to 7500 K | White-yellow | ≈3 % |
| A | 1.6 to 2.4 M☉ | 7300 to 10000 K | White-blue | ≈0.6 % |
| B | M☉ | 10000 to 30000 K | Blue | ≈0.1 % |
| O | 16 M☉ | > 30000 to 50000 K | Bright blue | ≈0.00003 % |
| W | > 20 M☉ | 50 000 to 200 000 K | Bright blue to blue-white | Very rare |
| C, S, L, T... |
注：L、T、Y型恒星及天体因光度低、温度低，主要通过红外波段探测；而W、C、S型恒星因高温或特定化学特性，其可见光颜色更易被感知。
某些超巨星（心宿二、参宿四、参宿七、毕宿五）与某些白矮星（大角星、北河三、天狼星、太阳）的大小对比。心宿二的直径约为太阳的≈700倍，即近10亿公里；参宿四约为太阳的≈1300倍；毕宿五约为45倍；参宿七约为35倍；大角星比太阳大20倍；北河三比太阳大约8倍。
注：1879年，奥地利物理学家约瑟夫·斯特藩（1835-1893）发现，物体辐射的总能量与其绝对温度的四次方成正比。斯特藩-玻尔兹曼定律可用于计算恒星的半径。恒星光度L的表达式为：L = 4πσR²T⁴，其中L为光度，σ为斯特藩-玻尔兹曼常数，R为恒星半径，T为其温度。
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