天文学家利用三角视差法、分光视差法、星团视差法、统计视差法、造父视差法和力学视差法等，测定恒星与我们的距离。恒星距离的测定，对研究恒星的空间位置、求得恒星的光度和运动速度等，均有重要的意义。离太阳距离在16 光年以内的有50 多颗恒星，其中最近的是半人马座比邻星，距太阳约4.2 光年，大约是40 万亿千米。
如果地球不是绕太阳运动的，那么从地球上看同一个恒星就不会有方向上的差异。如果地球是绕太阳运动的，那么从地球上观测某一颗恒星时，由于地球在其轨道上位置的变化，就必然产生方向上的差异，也就一定会有视差出现，其实，它是相对于更远的恒星有位移。自从哥白尼提出日心地动学说以后，许多人企图观测恒星的视差，以此来证明哥白尼学说是否正确。但是，自哥白尼提出“日心地动”学说以后300 年间，没有人测出恒星的周年视差。因此，有人开始怀疑哥白尼学说是否正确。直到1837~1839 年，几位天文学家终于测出了恒星周年视差，这不仅建立了测量恒星距离的方法，同时也使哥白尼学说建立在更科学的基础上。
目前，用三角视差法已测定了约1 万颗恒星的距离，这些恒星视差角都不超过一角秒。更遥远的恒星视差角非常小，很难确定它们的距离，只有用其他方法来测定了。如分光视差法、星团视差法、统计视差法以及由造父变星的周期光度关系确定视差等。
2. 恒星的“脸谱”
很多人在抬头看星空的时候都会情不自禁地说：“哇！好明亮的星星啊，像许多钻石在闪烁一样！”在他们看来，都认为星星是白色的，那么真的是这样吗？其实不然，因为每颗星星都有一张属于自己的“脸谱”。
早在20 世纪初，美国哈佛大学天文台已经对50 万颗恒星进行了光谱研究。并根据它们中谱线出现情况对恒星光谱进行了分类。结果发现它们与颜色有关系，即蓝色的“O”型、蓝白色的“B”型、白色的“A”型、黄白色的“F”型、黄色的“G”型、橙色的“K”型、红色的“M”型等主要类型。实际上这也是一个恒星表面温度序列，白色的温度高，红色的温度低，而众多的“夫琅和费线”，则是由于太阳或恒星大气中的各种气体元素按一定的波长，选择吸收太阳或恒星的辐射而成的。
换句话说，光谱是了解恒星物理、化学成分的“钥匙”。
丹麦天文学家赫茨普龙和美国天文学家罗素根据恒星光谱型和光度的关系，建起着名的“光谱-光度图”，也称“赫-罗”图。
大部分恒星分布在从图的左上到右下的对角线上，叫主序星，都是矮星。其他还有超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、亚矮星和白矮星等类型，而这一不同类型表示了它们有不同的光度。“赫－罗”图是研究恒星的重要手段之一。它不仅显示了各类恒星的特点，同时也反映恒星的演化过程。在恒星的光谱分类中，O 型、B 型、A 型称为“早型星”；F 型和G 型称“中间光谱型”；K 型和M 型称为“晚型星”。更有趣的是，有人为了方便记忆恒星的“光谱-光度图”上恒星表面温度由高到低的顺序，把构成了序列的：O-B-A-F-G-K-M 编成了一句话：“啊！好一个仙女，吻我吧！”这就很有利于我们对光谱的记忆。
虽然我们知道了恒星“脸谱”的分类，但是它究竟是怎么演变的，我们还不清楚。研究发现，各型星的颜色和在普通蓝紫波段的主要光谱特征是：
O 型：蓝白色。紫外连续谱强。有电离氦、中性氦和氢线；二次电离碳、氮、氧线较弱。
B 型：蓝白色。氢线强，中性氦线明显，无电离氦线，但有电离碳、氮、氧和二次电离硅线。
A 型：白色。氢线极强，氦线消失，出现电离镁和电离钙线。
F 型：黄白色。氢线强，但比A 型弱。电离钙线大大增强变宽，出现许多金属线。如仙后座P。
G 型：黄色。氢线弱，金属线增强，电离钙线很强很宽。如太阳。
K 型：橙色。氢线弱，金属线比G 型强得多。如金牛座。
M 型：红色。
氧化钛分子带最突出，金属线仍很强，氢线很弱。
如猎户座。
通过分析这些光谱特征我们就能揭开恒星神秘的脸谱了。
3. 星团的秘密
俗话说：“物以类聚，人以群分。”这里，我们要说：“物以类聚，星以群分。”为什么呢？
因为，在银河系内，除了单个形式的星、双星和聚星，还有更多的恒星集合在一起，它们构成有一定联系的集团，这种形式便称之为星团。
星团中的恒星是在同一时间由同一物质形成的，天文学家通过研究它们，来了解恒星是如何演化的。那你知道是什么力量把这些恒星结合到了一起吗？据研究，使众多恒星团结在一起的是万有引力。同时，根据其星数、形状及在银河系中的紧密程度，一般又将星团分为疏散和球状两类。
疏散星团包含的星体从几十个到一千个以上，通过望远镜可以分辨出其中单颗的恒星，因而得名。有人估计在银河系中总共有1.8万个疏散星团，其中最着名的是以希腊神话中的“七姐妹”命名的昴星团。它位于金牛座内，包括500 多颗恒星，其中有7 颗是肉眼能够看到的。“七姐妹”中没有一颗红巨星，都是蓝巨星，从年龄来看也都是还很“青春年少”，不过七八百万年。它们距地球420光年。
另外还有鬼星团，位于巨蟹座，因其位置在鬼宿而得名。又称蜂巢星团，中国古代称为积尸气。在梅西耶星表中编号为M44。鬼星团的大小不到10 秒差距，成员星200 多个，总质量是太阳质量的200 多倍，其中心离太阳约160 秒差距，比毕星团远得多。鬼星团是一个移动星团，正远离地球而去，其速度的大小和方向都同毕星团的差不多。
再者是毕星团，位于金牛座，它的几个亮星位于毕宿，由此而得名。毕星团的成员星数在300 个以上，总质量相当于300 个太阳质量。毕星团几乎为球形，其中心离太阳约44 秒差距。毕星团正以43 千米／秒的速度离开地球。由毕星团的赫-罗图推断，它的年龄约4 亿年，比昴星团年老一些。
球状星团呈球星或扁球形，与疏散星团相比，它们是紧密的恒星集团。这类星团包含1 万到1000 万颗恒星，成员星的平均质量比太阳略小，用望远镜观测，在星团的中央恒星非常密集，不能将它们分开。球状星团在天空中显得更为壮丽。这一群群密集的含有将近100 万颗恒星的星团游离于寂寞的银河系边缘。我们的银河系也可能包含200 个球状星团。其他星系包含的则可能更多。球状星团有很重要的科学意义：它们中的恒星在银河系中最古老，因此可以被用来测定银河系的年龄。
NGC6397 是一个位于天坛座的明亮的球状星团，它由组成这一类星团的恒星疏松的集合而成。尽管它不是太大，但因距离地球比较近，所以用一架小型望远镜观测它就显得相当大。NGC6379 与地球距离为9000 光年，是距离地球最近的球状星团。
武仙座中的大星团M13 也是一个典型的球状星团，它在北半球可见的球状星团中是最明亮的，在晴朗的夏季夜空中用肉眼就能看得见。该星团的年龄差不多有100 亿年，这说明它在自己的母星系——银河系诞生后不久就产生了。
M13 的直径约150 光年，距离地球25100 光年，总质量大致为太阳的50 万倍。估计包含有50 万颗以上的恒星，这些恒星彼此靠得非常近，而且它们将用一生时间围绕这个星团运行。它们有时会相互撞击在一起，形成一颗被称作“蓝离散星”的新星。在靠近该星团中心的地方，恒星的密度大约比太阳附近的恒星密度高100 倍。
因此在靠近星团核心的区域，边长3 光年的立方体内就有超过100颗恒星。相比之下，与太阳最近的恒星距离也要超过4 光年。
这个星团中最明亮的红色恒星是远古红巨星。这些衰老的恒星的直径和温度，已经比它们最初阶段的直径和温度增加了很多倍。
那些淡蓝色恒星是该星团中温度最高的星体。在银河系广阔的区域内都存在球状星团，M13 星团是已知的围绕在银河系周围的近150个球状星团之一。
除了M13 星团外，还有两个球状星团也是特别明亮的，它们是用肉眼就很容易看到的杜鹃座47 和半人马座A 星团。
杜鹃座47 直径约140 光年，质量约为太阳的100 万倍，其中包含了众多较冷、较老的黄色恒星。
半人马座A 星则是1677 年天文学家哈雷在前往南大西洋的圣海伦岛的途中发现的。它是用肉眼能看到的最亮的球状星团，总共包含约100 万颗恒星。现已知它的直径达到180 光年，堪称体积惊人，几乎要成为一个椭圆星系了。