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天文学家经常告诉我们，某某颗恒星距离我们多少万光年，质量又是太阳的多少倍，那么很多人会有所疑问，这些恒星距离我们如此之远，天文学家们是如何知道这些恒星的数据呢？

其实恒星虽然距离我们非常遥远，但天文学家们却发现了多种方法来揭示这些遥远恒星的秘密，如计算质量的方法就是开普勒第三定律，假如一个行星系统是一个双星系统，也就是拥有两颗恒星，那么通过观测双星系统的轨道周期和半长轴，便可以解出恒星的质量之和。

如果能分别测量出两颗恒星的轨道半径，还可以进一步确定各自的质量。

不过开普勒第三定律只适用双星系统，而如果是单星系统，那么就需要分析恒星光谱。

所谓‬恒星‬光谱‬就是‬恒星表面光强度与光波长之间的关系图谱。

光谱中包含着关于恒星各种特性的信息，光谱的形态决定于恒星的物理性质、化学成分，因此，恒星光谱类型的差异反映了恒星的性质。

天文学家在长期的观测中发现，质量越大的恒星光度越强，同时温度也越高。

也就是说通过恒星的光度就能大概的推测出恒星的质量，目前我们最常用的恒星光谱分类系统，是美国哈佛大学天文台在19世纪末提出的哈佛系统。

哈佛系统将恒星光谱分为O、B、A、F、G、K、M、等类型，

如‬O型光谱恒星：温度在30000-60000K，颜色呈现出蓝色，质量是太阳质量的20~260倍以上

B型光谱恒星：温度在10,000-30,000K，颜色呈现出蓝白色，质量是太阳质量的3.2~20倍

A型光谱恒星：温度在7,500-10,000K，颜色呈现出白色，质量是太阳质量的1.8~3.1倍

F型光谱恒星：温度在6,000至7,500K，颜色呈现出淡黄白色，质量是太阳质量的1.2-1.7倍

G型光谱恒星：温度在5,000至6,000K，颜色呈现出黄色，质量是太阳质量的0.9-1.1倍

K型光谱恒星：温度在3,500至5,000K，颜色呈现出橙色，质量是太阳质量的0.8-0.5倍

M型光谱恒星：温度低于3,500K，颜色呈现出红色，质量一般在太阳质量的0.5倍以下。

通过恒星光谱类型我们可以得知太阳是一颗G型恒星，因为G型恒星质量是太阳质量的0.9-1.1倍之间，所以太阳也常常被称为是黄矮星，通过对恒星光谱的分析不仅能够知道质量，还能知道恒星的寿命。

根据天文学家的研究发现，恒星的寿命与质量成反比关系，也就是说质量越大的恒星寿命越短，质量越小的恒星寿命越长。

我们知道恒星的发光原理是内部的核聚变反应，由于小质量恒星的内部温度和压强较小，核反应会相对温和，而大质量恒星内部的温度和压强大，使得核反应剧烈，在剧烈的核反应中燃料就会消耗过快。

因此大质量恒星寿命非常短暂，如蓝特超巨星的寿命只有短短的几百万年左右，而红矮星的寿命可达上千亿年。

由此通过分析恒星光谱，就能够确定恒星的剩余寿命。

那么恒星的距离是如何得知的呢?虽然这些天体距离我们非常遥远，但我们仍可以通过很多方法得出他们之间的距离。

第一种是三角视差法，三角视差法一般用于测量距离地球100光年之内的恒星。

并且需要用到地球公转轨道来作为基线。

因为地球围绕太阳公转会形成一个圆形轨道，而我们在1月份和7月份期间记录一颗恒星的所在位置，那么将两次观测到的恒星位置变化的一半得出视差角，就可以计算出恒星的距离。

第二种是造父变星，造父变星是宇宙中一种奇特的恒星，亮度光度变化具有周期性，他会在一定的时间内变亮然后变暗再变亮，这个周期我们称之为光变周期。

并且它的光变周期越长，其光度就越大，而天文学家通过光变周期来估算出造父变星的绝对星等和视星等，然后就可以计算出距离。

第三个是哈勃红移法，在上个世纪的20年代，一个来自美国天文学家爱德文哈勃在观测遥远的天体时，发现了一个现象，那就是大部分星系都存在红移现象，所谓红移现象是一个天体远离我们时，光的波长变长，光谱的颜色会向红色端移动，反之靠近我们光的波长变短，光谱的颜色会向蓝色端移动，也就是蓝移现象。

由此当时哈勃得出大部分星系都在远离我们，并且还发现离我们越远的星系退行速度越快。

这意味着我们只要测出星系的红移值再得出退行速度，就可以知道该星系距离我们有多远

因此当天文学家告诉我们，某某天体距离地球多少光年，质量有多大，并非是瞎猜，而是通过各种方法计算得出来的！虽然这些方法存在着一定的误差，但是随着科学技术的不断进步，相信未来将会更加的精准。