1。光度（明るさ）：
* 大きさ： 大きさで測定された星の見かけの明るさ。明るい星の大きさは低いです。
* 絶対規模： 星の固有の明るさが10個のパルセックの標準距離に配置された場合。これにより、さまざまな距離の星を比較できます。
2。温度：
* スペクトルクラス： 星の光のスペクトルを分析することにより決定され、最もホットからクールにまで文字（o、b、a、f、g、k、m）を使用して分類されます。
* 色： 温度に対応する星の色（より熱い場合は青、涼しい場合は赤）。
3。サイズ（半径）：
* 角直径： 干渉法またはオカルトテクニックを使用して測定されます。これにより、星の見かけのサイズが決まります。
* 視差： 星の距離を決定するために使用されます。これにより、天文学者はその見かけのサイズに基づいて物理サイズを計算できます。
4。化学組成：
* 要素の豊富さ： 星のスペクトルを分析すると、含まれるさまざまな要素の割合が明らかになります。これは、その年齢と進化の段階に関する洞察を提供します。
* ヘビーエレメントコンテンツ： 宇宙の後半で生まれた星には、より重い要素（ヘリウムよりも重い要素）があり、その世代のマーカーがあります。
5。質量：
* バイナリスターシステム： バイナリ星の軌道運動を観察することにより、天文学者は個々の質量を計算できます。
* 分光視差： 恒星モデルを使用して、天文学者は、その光度とスペクトルクラスに基づいて星の質量を推定できます。
6。 Hertzsprung-russell図の位置：
* H-Rダイアグラム： 恒星の光度と温度のプロット。 各星は、進化段階に基づいて図の特定の場所を占めています。これにより、天文学者は星の年齢、質量、将来の進化を推測することができます。
7。その他の手がかり：
* 局所ディスクの存在： 若い星の周りのガスとほこりのこれらのディスクは、進行中の惑星の形成を示しています。
* 惑星星雲： 死にかけている星によって排出されたガスの殻は、恒星の進化の後期段階を示しています。
* 超新星の残骸： 星の爆発的な死に起因する拡大する破片雲。
このデータを分析することにより、天文学者は、星雲の誕生から白い小人、中性子星、またはブラックホールとしての最終的な死まで、星のライフサイクル段階を包括的に理解することができます。
