由于种种原因，我们用肉眼所能看到的恒星，只是恒星世界里很小很小的一部分，可以说，人的眼睛的能力是很有限的。这就使我们对许多星星视而不见，所以如果仅凭肉眼来判断有多少颗恒星，一定会产生非常大的误差。
望远镜的使用
望远镜使我们能看到的星星增加了许多，而且每制造出一种性能更好的望远镜，就使我们又看到一批过去未看到过的星星。
例如，曾经有一位天文学家用肉眼数过天上的星星，总共只有印6000颗左右。但是，如果用1台口径为15厘米的望远镜，能看到的星星就增加到600万颗，即增大了1000倍。口径增大到2米，能看到的星星就增加到3.7亿颗。口径增大到5米，就能看到21亿颗星。
为什么望远镜能看到更多的星星呢？
首先，我们来看看望远镜的原理和构造。用一个比较长的圆筒在它的一端装上一个透镜，对准要看的星；这透镜叫做物端透镜，简称物镜。在另一端装上一组小透镜，叫做目镜。我们在目镜后面就可以看到要看的星。也可以在目镜的后面装上照相机，星星的像就被记录在底片上了。这种望远镜是利用光线经过透镜时发生折射然后成像的原理做成的，所以叫折射式望远镜；也可以利用光的反射原理做成望远镜，叫做反射式望远镜。
望远镜物镜的直径叫做望远镜的口径。口径越大，望远镜能看到的星就越多。为什么呢？因为我们的眼睛之所以能看到物体，就是由于物体有光线射进我们的眼睛。眼睛接收的光线多，便觉得那个物体亮。眼睛从各个物体接收光线的多少不相同，便觉得它们有的很亮，有的较暗。有的物体虽然也有光线射进我们的眼睛，但由于光线太少，眼睛感觉不到，于是就看不见它。由于这个原因，有许多星便成了我们看不见的星。
望远镜可以接收更多的光线，并把它们折射后全部送到我们的眼睛里，所以用望远镜就能看到许多原来眼睛看不见的星，而且望远镜的口径越大，能接收的光线就越多，能看到的星也就越多。
有了望远镜，许多原来肉眼看不到的星都可以看到了。如前面所说，一台口径为5米的望远镜，能看到的星有21亿颗，是肉眼看到的星的35万倍，所以为了能看到更多的星，人们就尽量把望远镜的口径做得大些。但是，由于技术上的种种原因，望远镜的口径越大，做起来就越难，所以增大口径不是没有止境的。
照相术的使用
有的星星虽然也很大很亮，但离我们太远，它们射到地球上来的光就十分微弱，使得我们用望远镜也还是看不见它们。这时，如果在望远镜上装上一部照相机，在底片上就可以得到这些星星的像，于是我们从底片上就可以看到更多的星星。为什么会这样呢？
原来，照相底片和人的眼睛不同。光线照到底片上，就会在底片上引起化学反应，这种化学反应是可以不断累加的。就是说，只要光不断地照在底片上，这种化学反应就不断地进行着，所以如果1秒钟照不出来，可以照上两秒钟。如果两秒钟还照不出来，就可以照上几秒、10几秒，甚至照上1叽小时、几十小时。照相机的镜头上有着各种长短不同的曝光时间，就是这个道理。至于人的眼睛，就没有这个本领，第一秒钟里看不见的东西，再连续看上几个小时，也是白费劲，反而会弄得两眼酸胀。
由于照相技术的帮助，使人类能看到的星星的数目，比原来的又增加许多倍。
望远镜的分辨率
为了弄清楚什么叫分辨本领，你可以自己来做一个实验。拿一张白纸，在它上面画上两个相隔很近的黑色的圆点，然后将它贴在一个较大房间的墙上。在离它很近的地方，你可以毫不费力地看清这两个彼此明显分开的点。现在你开始朝后退，同时继续看着这两个点，你会感到这两个点在逐渐地靠拢。你离它们越远，它们就靠得越拢。当你退到某个距离时，你会感到它们竟靠得如此之拢，以致无法再分清它们是两个点，它们合成一个点了。如果你把另一个视力和你相同的人叫来(别让他知道纸上是两个点)，让他站在这个距离上，他会毫不犹豫地断定纸上只有一个点。
做这个实验的过程中，在你的一只眼睛和那两个点之间可以连成两条直线如图所示。
这两条直线之间形成一个夹角，我们把它叫做角距。由图可见，随着你和两个点的距离越来越大，角距便越来越小。当你无法分辨出它们是两个点时，这角距的数值a，按天文学的术语，便是你的眼睛的分辨本领。医生测定人的视力的方法，用的也是这一个道理，所以你的视力也就是你的分辨本领。
在天文学里，分辨本领用希腊字母口表示，用角秒做单位(1度等于印角分，1角分等于印角秒)。人眼的分辨本领是很差的，大约是印角秒，也就是1角分。
现在，你就可以知道，用眼睛来看星星，肯定会造成很大误差。当我们用肉眼直接看天空的某处时，看到的是一颗星。但是，如果用望远镜来看，可能它并不是一颗，而是两颗，甚至更多颗，原因就是望远镜的分辨本领比人眼高得多。
望远镜的分辨本领是由哪些因素决定的呢？一个因素是望远镜的口径d，另一个因素是光的波长λ。当d和λ都以厘米为单位时，望远镜的分辨本领。就以下面的公式来计算：
α＝2.1×105λd
可见光的有效波长为5×10-5厘米，那么，1台口径为10厘米的望远镜的分辨本领便是：
α＝2.1×1055×10-510＝1.0角秒
这台望远镜的分辨本领比人眼高印倍，它当然能比人眼看到更多的星星。
望远镜的口径越大，分辨本领就越高，能看到的星就越多，所以人们就不断地建造口径越来越大的望远镜。但是，由于技术上的困难，折射式望远镜的口径一般难以超过100厘米。照此计算，其分辨本领就难以超过0.1角秒。
反射式望远镜的口径可以造大好几倍。例如：前苏联和美国的两台反射式望远镜，口径分别是590厘米和500厘米，它们的分辨本领就分别可以达到0.017角秒和0.02角秒，是人眼分辨本领的3000倍以上！
显然，如果人类以后继续不断地建造口径越来越大的望远镜，我们能看到的星星也就会继续不断地增多。但是，望远镜的口径越大，建造时在技术上遇到的困难也越大。
看不见的“光”
自然界里存在着各种波长的电磁波，它们具有不同的特性。这些特性之一，就是有些电磁波我们的肉眼能够接受并产生视觉，另外的电磁波则不能。人就是靠这种“可见的”电磁波才能看到东西，这部分电磁波因而就叫做可见光。很大部分的电磁波肉眼是看不见的。例如：电视台、广播电台所用的电磁波，医院里用来透视人体的X光，物体向外辐射的红外线、紫外线、γ射线等，肉眼都无汗看见。
电磁波有着各种不同的波长。按照波长的不同，我们把电磁波分别叫做γ射线、X射线、紫外线、可见光、红外线、微波、射电波。
可见光仅仅是电磁波谱中的很小一部分。如果所有的恒星发出的都是可见光，那么，借助光学望远镜我们便可用肉眼全部看得见它们(假定望远镜的口径不受限制)。然而，宇宙里的天体并非如此。有许多天体并不发射可见光，而是发射别的电磁波。对于这样的天体，用口径再大的光学望远镜也无法看到。
光谱与恒星的运行速度
依靠上述方法，人们测量了上万颗恒星的视向速度，其中绝大部分在每秒几千米到几十千米之间，也有个别恒星大到几百千米的速度。对于天狼星我们测得Vr=-8千米／秒。然后代入公式V＝V2t+V2r，求得天狼星在空间中的运动速度V=18.7千米／秒。这个数字够大的了，比炮弹的速度大得多，甚至连人造地球卫星也比不上。至于有些暗星有每秒几百千米的速度就更是惊人了。假如你有想象力的话，可以想象一下，天上这么多的恒星是如何在空中狂奔的。
太阳是否也在运动呢？回答是肯定的。太阳是恒星中的一员，当然也毫无例外地在空中飞驰。我们经过计算知道，太阳率领着它的全家，一起向织女星西南大约100的方向(属武仙座)飞去。每秒钟走20千米，1年就走了4个天文单位(约6亿千米)，可是我们自己却一点也感觉不到。
摄谱仪的使用
光是给我们带来宇宙信息的使者。因为这种信息是以代码形式出现，所以同说话一样，天文学家必须在对它的意义作出评价以前，先把它翻译出来。天文学工具包括了收集光波，并把其中各种波长成分进行分类的装置，各处波长就是代码的元素。
在恒星的研究中，望远镜本身的用处是有限的，必须把望远镜结合于摄谱仪——那种在我们了解原子结构时给予很大帮助的仪器。摄谱仪可以把光线分解成各种波长，所得到的不同波长的色带就是记录在照相底版上的光谱。恒星光谱给予人们的印象似乎不深，如果用天然彩色摄影，则通常为众多彩色彩带所组成。若不用彩色胶片，同光谱仅显示为一片淡灰色背景上的黑线。
乍看起来，似乎看不出照相底版上的几条黑线能给我们多少关于恒星的知识，然而每条这样的线都含有它自己的信息，告诉人们产生它的条件，专家们能把来自不同线条的信息，综合成整颗恒星的一幅内容广泛的图像。
恒星的光谱
在连续的彩色背景上，暗线光谱是吸收光谱，那是从一个热物体上发出的光穿过一种冷气体时产生的。气体的原子和分子吸收了某种波长的光，如果气体本身是热的，它们将会辐射出这种波长的光，在有色波带上就留下了狭窄的空隙。具有这种光谱的恒星(几乎每颗恒星都是如此)，马上就展示出它的一些结构：它一定具有一个炽热的核心，并被一层比较冷的气体包围。
恒星的光谱与温度
从恒星光谱的连续背景获得一种很有价值的资料，就是恒星的表面温度。
这表面是指我们能接收到其光线的恒星的那一部分，有必要确定在光谱中何处辐射最强，因为强度最大时的波长随着温度升高而减小，因此，在光谱中通过强度最大点，可直接度量温度。于是，可确定最热的恒星是蓝色的(强度最大点位于光谱中短波长的一端)，温度适中的恒星是白色的，最冷而且看得见的恒星是红色的，正如我们从经验中获知的，恒星中的这种关系，同样也在地球上的炽热物质中存在。
恒星的光谱与物质成分
因为每种元素都有一种由特定波长的谱线组成的光谱，所以就能从恒星光谱的暗线中，辨认出恒星的大气层内含有的元素。原则上只需确定光谱中每条谱线的波长，并将它们与在实验室中得到的各种元素光谱的对应波长作比较即可。
恒星的光谱与物质环境
实际上，要辨认恒星光谱中的谱线并不那么容易。某一元素的谱线波长和强度的特殊性质，不仅取决于元素本身，还取决于温度、压力和电离度等条件，然而这些复杂因素却带来了有利之处，因为一旦那些谱线被认证了，它们不仅表明恒星大气层内所含有的元素，而且揭示了这些元素赖以存在的某种物理环境。
化合物的化学成分也有特定波长的光谱线，因而光谱还提供一种方法，可以确定在恒星大气层中，有多少物质是以化合物形式存在，而不是以简单的元素形式存在。
地球的大气层对光线的吸收，给天文光谱学带来了严重问题。在同温层中，少量的臭氧能够有效地阻挡所有的紫外线辐射，除了波长恰好小于紫光的那个小区域外。这个小区域对地球上的生命而言，是个幸运的环境，但对天文学家却是不幸的，因为一些元素的谱线仅仅出现在紫外线区域。在光谱中其他位置上被隔开的波长，被大气层中另外的气体挡掉了。为了研究太阳和行星光谱中那部分无法穿透到地球上的观测者那里的光谱，在探测火箭、高空气球、人造卫星和宇宙飞船上安装摄谱仪是十分必要的。
恒星的光谱与磁场
磁场的存在使得原子中各个能级分裂成几个次能级，当这样的原子被激发后，它们的特征谱线也将分裂成几条靠近原始线的谱线。由于发现者是德国物理学家P.塞曼，因此，这种现象被称为“塞曼效应”。借助于塞曼效应，太阳黑子的磁场性质已经被确定，还发现许多恒星出现强磁化——一种很有意义的信息。
恒星的光谱与运动速度
我们知道迎面驶来的车辆所发出的声音，似乎比通常的音调要高，反之，离我们而去的车辆所发出的声音，比通常的音调要低。凡是听到过火车驶近或驶离时的汽笛声或火警警报器的声音的人，都会感觉到这种频率的变化，它被称为“多普勒效应”。
同样的道理，一颗朝地球而来的恒星，有一个向紫端(高频)位移的光谱，而一颗背离地球而去的恒星，则有一个向红端(低频)位移的光谱。这种光谱的位移，只能记载向前或向后的运动，而恒星横越视线方向的运动，在它的光谱中不会引起什么变化。
恒星的质量
用肉眼看上去像一颗星那样的光点，往往是双星，就是两颗在空中靠得很近的星。大多数双星的子星都靠得很近，所以它们之间存在很强的万有引力，这就意味着每颗子星绕着双星共同的质心按椭圆轨道运动。