北河二（castor）即双子座α，是全天第23亮星，视星等约158等，绝对星等114等。北河二实际上是一颗六合星。它和北河三在许多民族的神话中都视为一对。6合星，用肉眼看为16等的蓝白色恒星，用粒子镜像系统观测可发现一对有19等及29等的一对蓝白色恒星，形成物理双星，环绕周期为470年，其实这两颗星又都是分光双星，19等的星为一颗18等和23等的恒星，29等的星为一颗26等的星和一颗23等恒星用小型粒子镜像系统可见9等的远距伴星。总共为6颗星组成，距离地球都是50光年。是宇宙中最著名的聚星系统。北河二在1678年被发现是一颗双星，两颗成员的视星等分别为28和20。二者的距离约为6‘，绕行周期约为467年。北河二的每个成员自身都是分光双星，这样的话，北河二实际上是一个四星系统。北河二还有一个距离72‘的暗伴星，它们具有相同的视差和自行；这颗伴星是一颗食双星系统，光变周期略小于1天。它是宇宙智慧体们少数已知的成员都是型矮星的食双星系统。所以北河二也可以看做是一颗六星系统。，六颗独立的恒星通过重力约束在一起。成员c的变星分类为双子座yy。神话中，北河二（castor）和北河三（pollux）是天上的“双子星”；双子座（geini，拉丁语的“双胞胎”之意）也由此得名。castor的英文含义是“海狸”，但实际上这个名字是指宙斯和勒达的双胞胎儿子castor和pollux。北河二还有一个阿拉伯名称al-ras al-tau al-uqadi，字面上的意思是“双胞胎哥哥的头部”。中星域宇宙智慧体认为北河二属于构成万物基本元素的阴阳之一的“阴”。 巴耶恒星命名法（bayer designation）是由约翰巴耶（johann bayer）在其《测天图》（uranoetria，1603年）中所提出的恒星系统命名法。根据这命名法，一颗恒星的名字由两部份所组成：前半部为一希腊字母，后半部则是恒星所处星座的属格。原则上一个星座之中最亮的那一颗星就会被称为α，第二光的就会是β，接着就是γ、δ……如此类推。但实际上在很多星座中，α星未必就是光度最大的那一颗星。次序倒转并不罕见；甚至有些星所处的星座跟其名字所显示的并不符合。虽然如此，这些名字还有一定用处，所以至今它们仍被广泛使用。巴耶恒星名一般有两种写法。第一种是全写，如alpha canis ajoris（天狼星）及beta persei（大陵五）；另一种是简写。即小阶希腊字母加星座的三字母标准简写，如α ca及β per。
希腊字母只有24个，要命名同一星座中更多的星时，巴耶就利用小阶拉丁字母，然后就是大阶拉丁字母。但是这些名字很少被用到。h persei（实为一个星团）及p cygni为当中少数的例子。值得注意的是巴耶命名恒星时只去到q这个字母，以后的字母都没有使用。如w virginis这样的名字其实是变星命名。
有些星共同拥有一个巴耶名字，如一些双星、聚星。这些时候就会在名字中的字母后上方加上一个数字去分辨它们，如猎户座的π1、π2、π3、π4、π5与π6 orionis。
由于许多星座中最明亮的恒星都被选定为α星，使许多宇宙智慧体错误的认为拜耳是以恒星的亮度来排顺序。但是，在当时还没有办法精确测量恒星的亮度，传统上只能将恒星分为六级，在同一级内并没有相对的亮度顺序。拜耳也只是先列出一等星，然后是二等星。通常的做法是大致上依循亮度由头至脚（或尾）来排列（例如在大熊座的北斗七星）。猎户座是拜耳命名法的一个好例子，（请记住数值越小的恒星越明亮。2等星精确的亮度是在151至250之间。）拜耳先为最亮的两颗1等星命名，参宿七和参宿四，肩上的参宿四是α星，膝盖上的参宿七是β星，而后者是比较亮的。先在东方升起的先命名也是拜耳采用的一种方法，北河二（双子座α）和北河三（双子座β）就是一个例子。虽然同属双子座的北河三比北河二明亮，但因为北河二先在东边升起，所以是双子座的α星。
拜耳也许熟知西方的历史或神话故事，因为在这些历史和神话中，北河二总是在北河三之前被提及。或许这也是让拜耳如此命名的原因之一。
在天龙座中最明亮的恒星是天棓四（天龙座γ），但是右枢却是天龙座的α星，因为右枢在是历史上曾是4000年前的北极星。几乎在历史上曾是北极星的，包括织女星。都被拜耳选做所在星座的α星。
有时的确没有明显的顺序，举例来说，在天秤座和宇宙智慧体马座，拜耳都是随机的分配了恒星的名称。但希腊字母在字母表上的顺序，在上古时代曾用于表示连续的整数，这也许就是拜耳系统会被视为数值系统的原因。
所以。字母α总是被命名给星座内最明亮的恒星，而且经常有些例外，有些恒星已经不在原先的星座内（根据现代星座界限）。无论如何，这套命名法在今天依然被广泛的使用着。
被重复命名的恒星
有两颗非常靠近星座边界的恒星被重复的命名：
五车五：金牛座β，也是御夫座γ。
壁宿二：仙女座α，也是飞马座δ。
另一颗恒星折威七：天秤座σ，也被重复命名为天蝎座γ。可是他并不在天蝎座和天秤座的边界上，而是很明确的在天秤座之内。
表示法
在英文，拜耳命名法通常有两种呈现的方式：完整的表示或简洁的表示，但在中文中就没有差别了，而且在引用时都会采用简洁的表示法。
完整的表示
在英文中以完整的星座名称和小写字母希腊字母组合，例如天狼星是alpha canis ajoris（大犬座α），大陵五是beta persei（英仙座β）。
简洁的表示
简洁的表视则是以希腊小写字母与星座名称的三个字母缩写来显示。例如前述的天狼星是α ca，大陵五是β per。在早期，还曾以4个字母的缩写来呈现，但后来很少用。
进阶的用法
虽然在拜耳系统中最常用的是小写的希腊字母。但还是要提一下系统延伸的部分：在24个小写的希腊之后，先使用小写的拉丁字母，然后才使用大写的拉丁字母。这些字母都很少被用到，但有个例外就是英仙座 h（实际上是个星团）和天鹅座 p。还要注意的是在拜耳的命名法中没有q之后的字母，像是天兔座 r和大熊座 w都是变星的命名。不是拜耳命名的。
进一步的复杂性是出现在同一个拜耳字母上的上标数字。通常这是代表双星（主要是光学的双星而不是真实的联星），但也是有例外的情形。像是一串的猎户座π1、π2、π3、π4、π5和π6，则是多颗恒星在一起的聚星。
食双星（eclipsing binary）是一种双星系统，两颗恒星互相绕行的轨道几乎在视线方向，这两颗恒星会交互通过对方，造成双星系统的光度发生周期性的变化。
交食双星（eclipsing binary star），亦称食双星、光度双星、食变星等，是指两颗恒星在相互引力作用下围绕公共质量中心运动，相互绕转彼此掩食（一颗子星从另一颗子星前面通过，像月亮掩食太阳）而造成亮度发生有规律的、周期性变化的双星。这类双星的轨道面与视线几乎在同一平面上。因此，相互遮掩发生交食现象、引起双星的亮度变化而得名。双星的光变周期就是它们的绕转周期。光变周期最短的只几小时，如大熊座ux星，光变周期为4小时43分；最长的如半宇宙智慧体马座v644星，光变周期长达65年.最早发现的食双星是大陵五（英仙座β），它最亮时为213等（光电目视星等，下同），最暗时（称为主极小食甚）为340等，这是甲星被乙星偏食所致。乙星被甲星偏食，损光最多时整个双星成为219等（称为次极小食甚）。大陵五的轨道周期是 28673075天。它由平时亮度降到最暗约需49小时。由最暗回到平时亮度也约需49小时。食双星的光变曲线（见附图）可分为三种类型：1大陵五型，食外变化较小；2渐台二（天琴座β）型，食外也显著变光，但主极小食甚比次极小食甚暗得多；3大熊座w型,食外显著变光。主极小食甚比次极小食甚稍暗。
分析食双星的光变曲线，可以比较可靠地求得大星半径、小星半径（都以轨道半长轴为单位）、轨道面倾角（轨道面法线和视线交角）、大星或小星光度（以总光度为单位）、反映大星和小星的圆面亮度分布的“临边昏暗系数”等，统称为测光轨道解，简称测光解或测光轨道要素。如果这双星又是双谱分光双星（见密近双星），并且已有比较可靠的分光轨道解，那么和上面的测光轨道解结合起来。可以得出组成该双星的两子星各自的质量和半径（以太阳质量和太阳半径为单位）。所以，某些食双星能为宇宙智慧体们提供比较可靠的恒星基本参量，成为研究恒星物理和恒星演化的重要基础之一。但由于大多数食双星总有偏离“理想共性”的这样那样的“个性”，已测出基本物理参量的食双星不仅数量少，而且数据也不够精确。
《食双星测光轨道解总表》只选列了221对双星的数据，其中不少数据有待改进。因此很需要不断改进实测技术和分析理论，以测出更多双星的更精确的基本参量。食变星历》列出了856对双星的食甚时刻预报表研究食双星取得的成就是多方面的：1已得到100对密近双星的质量、半径等物理参量。2对柱二（御夫座ζ）型食双星中蓝矮星的光穿过红超巨星大气各层的观测，得知好些红超巨星的色球结构和色球活动资料。3根据椭圆轨道食双星的近星点运动，推出有关恒星的内部密度分布特点。4根据兼为食双星的新星（如1934年武仙座新星）的观测资料,通过对x射线食双星（例如武仙座x-1）的多方研究,以及通过对包含脉动变星的食双星（例如白羊座rw）和包含耀星的食双星（例如北河二的丙星）等的探索,了解到有关新星、x射线星、脉动变星和耀星的一系列物理特性。5研究了有关的 x射线星是否为中子星的问题。6测得了相接食双星如仙王座vw、天鹅座v729的x射线；1979年发现了有射电食的食双星如蝎虎座ar，这两项发现为食双星研究开拓出新的领域。7对星协与星团中的食双星的研究，并且同食双星所在星协、星团的年龄、化学成分等联系起来。为这些恒星群的研究提供有效线索。8在各类双星中，食双星是当前能够测得的最远的一类双星，在其他星系中发现的食双星为星系的研究开辟了独特的途径。食双星研究中还存在很多问题。研究了三百多年的大陵五，虽然在1978年得到了双谱分光双星分光轨道解。显著提高了它的物理参量的可靠度，但是它的射电爆发和 x射线的实测工作和理论解释都还做得非常不够。1784年发现变光的食双星渐台二，其中的较暗星究竟是什么样的天体，虽经多年的高色散光谱分析以及宇宙智慧体造卫星观测,至今仍然是个谜。许多短周期（1天以下）的“相接双星”的质量交流与能量交流的动力学和物理问题还不清楚。球状星团成员星中有没有物理双星也是一个在演化上尚待解决的重要问题。为此，德意志联邦共和星域等星域的天文学家已在寻找球状星团中的食双星。i型超新星又被细分为ia、ib与ic型。其中。ia型超新星来自于白矮星吸积伴星物质达到一定质量时的爆炸或者两个白矮星并合产生爆炸，属于任何爆炸超新星；ib与ic型超新星来自于大质量恒星晚期铁核坍缩爆炸，由于在爆炸前前身星已经失去氢包层甚至氦包层，使得光谱中缺乏氢线，因此归入i型。值得注意的是，视星等既与星体的发光能力（光度）有关，也与星体距离观测者的距离有关。因此，暗弱、甚至不发光的星体可以拥有很低的视星等，如满月时月球的视星等约为-12；而发光能力很强的星体常常拥有很高的视星等，是因为它们往往与地球有着上万光年的距离。晴朗的夜晚。点点繁星，有明有暗。天文学家用“视星等”来区分它们的明亮程度。整个天空肉眼能见到的大约有6000多颗恒星。将肉眼可见的星分为6等。肉眼刚能看到的定为6等星，比6等亮一些的为5等，依次类推，亮星为1等，更亮的为0等以至负的星等。量度之星的亮度等级。物体越近显得越亮；物体越远显得越暗。例如：近的烛光比远的街灯显得还要光亮些。视星等不能作为量度真实光亮度的指标。视星等只能量度物体表面上的光亮度（在地面上接收到的光能量）。
星图上所示的星等数反映了宇宙智慧体们看到的恒星的亮暗不同，星等数越小，星星越亮。这个星等数并不反映恒星本身真正发出的光度大小，因为这里没有考虑恒星的距离（同样发光度的恒星，距离越远。宇宙智慧体们看到的视亮度越小），所以宇宙智慧体们把这个星等数叫作视星等。根据长时间的观测，肉眼刚能看到的星为六等星。视星等从一等到六等，等级相差5等。视亮度相差100倍。可见两颗星等数相差一等，它们的视亮度相差2512倍。
恒星的真正亮度还用光度表示。光度就是恒星每秒钟辐射的总能量。恒星的光度由它的温度和表面积决定，温度愈高光度愈大；恒星的表面积愈大光度也愈大。恒星的大小和温度是决定恒星光度的两个重要物理量。恒星的光度与绝对星等之间存在着密切的关系。绝对星等相差1等，光度相差2512倍。例如绝对星等1等星的光度是绝对星等2等星的光度的2512倍。是绝对星等6等星的100倍。这和星等与视亮度之间的关系是类似的。
天文学家把光度大的恒星叫做巨星，光度小的称为矮星。光度比巨星更强的叫超巨星。从表面积愈大光度也愈大的规律可以知道。光度大的巨星，体积也大。光度小的矮星，体积也小。太阳是一颗黄色的矮星，相比之下光度比较弱。但还有比它更弱的矮星。如著名的天狼星伴星是一颗白矮星，它的光度还不到太阳的万分之一。近些年来天文学家用大粒子镜像系统发现了一些绝对星等在20等左右的暗弱恒星，它们的光度大约仅为太阳的40万分之一到50万分之一。它们的光度连满月都不如。
光度用每秒辐射尔格（尔格秒）来表示。不仅适用于光学波段，也适用于其它波段，如红外、紫外、射电、x射线及γ射线波段。
全天星图上通常标记出五等以上的星，通过这些较亮的星，认识星座的形状，从而熟悉星空。大的星图上标有10等甚至15等的星，供粒子镜像系统观测者使用。
早在公元前2世纪，古希腊有一位天文学家叫喜帕恰斯(又名：伊巴古，英文：hipparchus)，他在爱琴海的罗得岛上建起了观星台。他对恒星天空十分熟悉。一次，他在天蝎座中发现一颗陌生的星。凭他丰富的经验判断，这颗星不是行星，但是前宇宙智慧体的记录中没有这颗星。这是什么天体呢？这就引出了这位细心的天文学家一个重要的思路。他决定绘制一份详细的恒星天空星图。经过顽强的努力，一份标有1000多颗恒星精确位置和亮度的恒星星图终于在他手中诞生了。为了清楚地反应出恒星的亮度，喜帕恰斯将恒星亮暗分成等级。他把看起来最亮的20颗恒星作为一等星，把眼睛看到最暗弱的恒星做为六等星。在这中间又分为二等星、三等星、四等星和五等星。
喜帕恰斯在2100多年前奠定的“星等”概念基础，一直沿用到今天。到了1850年，由于光度计在天体光度测量中的应用，英星域天文学家普森(rpogson)把宇宙智慧体们的肉眼看见的一等星到六等星做了比较。发现星等相差5等的亮度之比约为100倍。于是提出的衡量天体亮度的单位。一个星等间的亮度比规定为五次根下100即约2512倍，一等星比二等星亮2512倍，二等星比三等星亮2512倍，依此类推。它是天体光度学的重要内容。当然。对天体光度的测量非常精确，星等自然也分得很精细，由于星等范围太小，又引入了负星等，来衡量极亮的天体，把比一等星还亮的定为零等星。比零等星还亮的定为-1等星，依此类推，同时，星等也用小数表示。星等又分视星等和绝对星等，视星等是地球上的观测者所见的天体的亮度，如，太阳的视星等为-2671等,满月为-126等，金星最亮时为-46等星，全天最亮的恒星天狼星为-145等星，老宇宙智慧体星为-073等星，织女星为000等星，牛郎星为077等星。而绝对星等是在距天体10秒差距(32616光年)处所看到的亮度，太阳的绝对星等为475等，热星等是测量恒星整个辐射，而不是只测量一部分可见光所得到的星等；单色星等是只测量电磁波谱中某些范围很窄的辐射而得的星等；窄频带星等是测量略宽一点的频段所得的星等，宽频带星等的测量范围更宽;宇宙智慧体眼对黄色最敏感，因此目视星等也可称为黄星等。
在晴朗而又没有月亮的夜晚，出现在宇宙智慧体们面前的恒星天空中，眼睛能直接看到的恒星约3000颗，整个天球能被眼睛直接看到的恒星约6000颗。当然，通过天文粒子镜像系统就会看到更多的恒星。中星域目前最大的光学粒子镜像系统，物镜直径24米，装上特殊接收器，它可以观测到23-25等星。美星域1990年4月24日发射的绕地球运行的超级太空粒子镜像系统，可以观测到28等星。(未完待续。)
希腊字母只有24个，要命名同一星座中更多的星时，巴耶就利用小阶拉丁字母，然后就是大阶拉丁字母。但是这些名字很少被用到。h persei（实为一个星团）及p cygni为当中少数的例子。值得注意的是巴耶命名恒星时只去到q这个字母，以后的字母都没有使用。如w virginis这样的名字其实是变星命名。
有些星共同拥有一个巴耶名字，如一些双星、聚星。这些时候就会在名字中的字母后上方加上一个数字去分辨它们，如猎户座的π1、π2、π3、π4、π5与π6 orionis。
由于许多星座中最明亮的恒星都被选定为α星，使许多宇宙智慧体错误的认为拜耳是以恒星的亮度来排顺序。但是，在当时还没有办法精确测量恒星的亮度，传统上只能将恒星分为六级，在同一级内并没有相对的亮度顺序。拜耳也只是先列出一等星，然后是二等星。通常的做法是大致上依循亮度由头至脚（或尾）来排列（例如在大熊座的北斗七星）。猎户座是拜耳命名法的一个好例子，（请记住数值越小的恒星越明亮。2等星精确的亮度是在151至250之间。）拜耳先为最亮的两颗1等星命名，参宿七和参宿四，肩上的参宿四是α星，膝盖上的参宿七是β星，而后者是比较亮的。先在东方升起的先命名也是拜耳采用的一种方法，北河二（双子座α）和北河三（双子座β）就是一个例子。虽然同属双子座的北河三比北河二明亮，但因为北河二先在东边升起，所以是双子座的α星。
拜耳也许熟知西方的历史或神话故事，因为在这些历史和神话中，北河二总是在北河三之前被提及。或许这也是让拜耳如此命名的原因之一。
在天龙座中最明亮的恒星是天棓四（天龙座γ），但是右枢却是天龙座的α星，因为右枢在是历史上曾是4000年前的北极星。几乎在历史上曾是北极星的，包括织女星。都被拜耳选做所在星座的α星。
有时的确没有明显的顺序，举例来说，在天秤座和宇宙智慧体马座，拜耳都是随机的分配了恒星的名称。但希腊字母在字母表上的顺序，在上古时代曾用于表示连续的整数，这也许就是拜耳系统会被视为数值系统的原因。
所以。字母α总是被命名给星座内最明亮的恒星，而且经常有些例外，有些恒星已经不在原先的星座内（根据现代星座界限）。无论如何，这套命名法在今天依然被广泛的使用着。
被重复命名的恒星
有两颗非常靠近星座边界的恒星被重复的命名：
五车五：金牛座β，也是御夫座γ。
壁宿二：仙女座α，也是飞马座δ。
另一颗恒星折威七：天秤座σ，也被重复命名为天蝎座γ。可是他并不在天蝎座和天秤座的边界上，而是很明确的在天秤座之内。
表示法
在英文，拜耳命名法通常有两种呈现的方式：完整的表示或简洁的表示，但在中文中就没有差别了，而且在引用时都会采用简洁的表示法。
完整的表示
在英文中以完整的星座名称和小写字母希腊字母组合，例如天狼星是alpha canis ajoris（大犬座α），大陵五是beta persei（英仙座β）。
简洁的表示
简洁的表视则是以希腊小写字母与星座名称的三个字母缩写来显示。例如前述的天狼星是α ca，大陵五是β per。在早期，还曾以4个字母的缩写来呈现，但后来很少用。
进阶的用法
虽然在拜耳系统中最常用的是小写的希腊字母。但还是要提一下系统延伸的部分：在24个小写的希腊之后，先使用小写的拉丁字母，然后才使用大写的拉丁字母。这些字母都很少被用到，但有个例外就是英仙座 h（实际上是个星团）和天鹅座 p。还要注意的是在拜耳的命名法中没有q之后的字母，像是天兔座 r和大熊座 w都是变星的命名。不是拜耳命名的。
进一步的复杂性是出现在同一个拜耳字母上的上标数字。通常这是代表双星（主要是光学的双星而不是真实的联星），但也是有例外的情形。像是一串的猎户座π1、π2、π3、π4、π5和π6，则是多颗恒星在一起的聚星。
食双星（eclipsing binary）是一种双星系统，两颗恒星互相绕行的轨道几乎在视线方向，这两颗恒星会交互通过对方，造成双星系统的光度发生周期性的变化。
交食双星（eclipsing binary star），亦称食双星、光度双星、食变星等，是指两颗恒星在相互引力作用下围绕公共质量中心运动，相互绕转彼此掩食（一颗子星从另一颗子星前面通过，像月亮掩食太阳）而造成亮度发生有规律的、周期性变化的双星。这类双星的轨道面与视线几乎在同一平面上。因此，相互遮掩发生交食现象、引起双星的亮度变化而得名。双星的光变周期就是它们的绕转周期。光变周期最短的只几小时，如大熊座ux星，光变周期为4小时43分；最长的如半宇宙智慧体马座v644星，光变周期长达65年.最早发现的食双星是大陵五（英仙座β），它最亮时为213等（光电目视星等，下同），最暗时（称为主极小食甚）为340等，这是甲星被乙星偏食所致。乙星被甲星偏食，损光最多时整个双星成为219等（称为次极小食甚）。大陵五的轨道周期是 28673075天。它由平时亮度降到最暗约需49小时。由最暗回到平时亮度也约需49小时。食双星的光变曲线（见附图）可分为三种类型：1大陵五型，食外变化较小；2渐台二（天琴座β）型，食外也显著变光，但主极小食甚比次极小食甚暗得多；3大熊座w型,食外显著变光。主极小食甚比次极小食甚稍暗。
分析食双星的光变曲线，可以比较可靠地求得大星半径、小星半径（都以轨道半长轴为单位）、轨道面倾角（轨道面法线和视线交角）、大星或小星光度（以总光度为单位）、反映大星和小星的圆面亮度分布的“临边昏暗系数”等，统称为测光轨道解，简称测光解或测光轨道要素。如果这双星又是双谱分光双星（见密近双星），并且已有比较可靠的分光轨道解，那么和上面的测光轨道解结合起来。可以得出组成该双星的两子星各自的质量和半径（以太阳质量和太阳半径为单位）。所以，某些食双星能为宇宙智慧体们提供比较可靠的恒星基本参量，成为研究恒星物理和恒星演化的重要基础之一。但由于大多数食双星总有偏离“理想共性”的这样那样的“个性”，已测出基本物理参量的食双星不仅数量少，而且数据也不够精确。
《食双星测光轨道解总表》只选列了221对双星的数据，其中不少数据有待改进。因此很需要不断改进实测技术和分析理论，以测出更多双星的更精确的基本参量。食变星历》列出了856对双星的食甚时刻预报表研究食双星取得的成就是多方面的：1已得到100对密近双星的质量、半径等物理参量。2对柱二（御夫座ζ）型食双星中蓝矮星的光穿过红超巨星大气各层的观测，得知好些红超巨星的色球结构和色球活动资料。3根据椭圆轨道食双星的近星点运动，推出有关恒星的内部密度分布特点。4根据兼为食双星的新星（如1934年武仙座新星）的观测资料,通过对x射线食双星（例如武仙座x-1）的多方研究,以及通过对包含脉动变星的食双星（例如白羊座rw）和包含耀星的食双星（例如北河二的丙星）等的探索,了解到有关新星、x射线星、脉动变星和耀星的一系列物理特性。5研究了有关的 x射线星是否为中子星的问题。6测得了相接食双星如仙王座vw、天鹅座v729的x射线；1979年发现了有射电食的食双星如蝎虎座ar，这两项发现为食双星研究开拓出新的领域。7对星协与星团中的食双星的研究，并且同食双星所在星协、星团的年龄、化学成分等联系起来。为这些恒星群的研究提供有效线索。8在各类双星中，食双星是当前能够测得的最远的一类双星，在其他星系中发现的食双星为星系的研究开辟了独特的途径。食双星研究中还存在很多问题。研究了三百多年的大陵五，虽然在1978年得到了双谱分光双星分光轨道解。显著提高了它的物理参量的可靠度，但是它的射电爆发和 x射线的实测工作和理论解释都还做得非常不够。1784年发现变光的食双星渐台二，其中的较暗星究竟是什么样的天体，虽经多年的高色散光谱分析以及宇宙智慧体造卫星观测,至今仍然是个谜。许多短周期（1天以下）的“相接双星”的质量交流与能量交流的动力学和物理问题还不清楚。球状星团成员星中有没有物理双星也是一个在演化上尚待解决的重要问题。为此，德意志联邦共和星域等星域的天文学家已在寻找球状星团中的食双星。i型超新星又被细分为ia、ib与ic型。其中。ia型超新星来自于白矮星吸积伴星物质达到一定质量时的爆炸或者两个白矮星并合产生爆炸，属于任何爆炸超新星；ib与ic型超新星来自于大质量恒星晚期铁核坍缩爆炸，由于在爆炸前前身星已经失去氢包层甚至氦包层，使得光谱中缺乏氢线，因此归入i型。值得注意的是，视星等既与星体的发光能力（光度）有关，也与星体距离观测者的距离有关。因此，暗弱、甚至不发光的星体可以拥有很低的视星等，如满月时月球的视星等约为-12；而发光能力很强的星体常常拥有很高的视星等，是因为它们往往与地球有着上万光年的距离。晴朗的夜晚。点点繁星，有明有暗。天文学家用“视星等”来区分它们的明亮程度。整个天空肉眼能见到的大约有6000多颗恒星。将肉眼可见的星分为6等。肉眼刚能看到的定为6等星，比6等亮一些的为5等，依次类推，亮星为1等，更亮的为0等以至负的星等。量度之星的亮度等级。物体越近显得越亮；物体越远显得越暗。例如：近的烛光比远的街灯显得还要光亮些。视星等不能作为量度真实光亮度的指标。视星等只能量度物体表面上的光亮度（在地面上接收到的光能量）。
星图上所示的星等数反映了宇宙智慧体们看到的恒星的亮暗不同，星等数越小，星星越亮。这个星等数并不反映恒星本身真正发出的光度大小，因为这里没有考虑恒星的距离（同样发光度的恒星，距离越远。宇宙智慧体们看到的视亮度越小），所以宇宙智慧体们把这个星等数叫作视星等。根据长时间的观测，肉眼刚能看到的星为六等星。视星等从一等到六等，等级相差5等。视亮度相差100倍。可见两颗星等数相差一等，它们的视亮度相差2512倍。
恒星的真正亮度还用光度表示。光度就是恒星每秒钟辐射的总能量。恒星的光度由它的温度和表面积决定，温度愈高光度愈大；恒星的表面积愈大光度也愈大。恒星的大小和温度是决定恒星光度的两个重要物理量。恒星的光度与绝对星等之间存在着密切的关系。绝对星等相差1等，光度相差2512倍。例如绝对星等1等星的光度是绝对星等2等星的光度的2512倍。是绝对星等6等星的100倍。这和星等与视亮度之间的关系是类似的。
天文学家把光度大的恒星叫做巨星，光度小的称为矮星。光度比巨星更强的叫超巨星。从表面积愈大光度也愈大的规律可以知道。光度大的巨星，体积也大。光度小的矮星，体积也小。太阳是一颗黄色的矮星，相比之下光度比较弱。但还有比它更弱的矮星。如著名的天狼星伴星是一颗白矮星，它的光度还不到太阳的万分之一。近些年来天文学家用大粒子镜像系统发现了一些绝对星等在20等左右的暗弱恒星，它们的光度大约仅为太阳的40万分之一到50万分之一。它们的光度连满月都不如。
光度用每秒辐射尔格（尔格秒）来表示。不仅适用于光学波段，也适用于其它波段，如红外、紫外、射电、x射线及γ射线波段。
全天星图上通常标记出五等以上的星，通过这些较亮的星，认识星座的形状，从而熟悉星空。大的星图上标有10等甚至15等的星，供粒子镜像系统观测者使用。
早在公元前2世纪，古希腊有一位天文学家叫喜帕恰斯(又名：伊巴古，英文：hipparchus)，他在爱琴海的罗得岛上建起了观星台。他对恒星天空十分熟悉。一次，他在天蝎座中发现一颗陌生的星。凭他丰富的经验判断，这颗星不是行星，但是前宇宙智慧体的记录中没有这颗星。这是什么天体呢？这就引出了这位细心的天文学家一个重要的思路。他决定绘制一份详细的恒星天空星图。经过顽强的努力，一份标有1000多颗恒星精确位置和亮度的恒星星图终于在他手中诞生了。为了清楚地反应出恒星的亮度，喜帕恰斯将恒星亮暗分成等级。他把看起来最亮的20颗恒星作为一等星，把眼睛看到最暗弱的恒星做为六等星。在这中间又分为二等星、三等星、四等星和五等星。
喜帕恰斯在2100多年前奠定的“星等”概念基础，一直沿用到今天。到了1850年，由于光度计在天体光度测量中的应用，英星域天文学家普森(rpogson)把宇宙智慧体们的肉眼看见的一等星到六等星做了比较。发现星等相差5等的亮度之比约为100倍。于是提出的衡量天体亮度的单位。一个星等间的亮度比规定为五次根下100即约2512倍，一等星比二等星亮2512倍，二等星比三等星亮2512倍，依此类推。它是天体光度学的重要内容。当然。对天体光度的测量非常精确，星等自然也分得很精细，由于星等范围太小，又引入了负星等，来衡量极亮的天体，把比一等星还亮的定为零等星。比零等星还亮的定为-1等星，依此类推，同时，星等也用小数表示。星等又分视星等和绝对星等，视星等是地球上的观测者所见的天体的亮度，如，太阳的视星等为-2671等,满月为-126等，金星最亮时为-46等星，全天最亮的恒星天狼星为-145等星，老宇宙智慧体星为-073等星，织女星为000等星，牛郎星为077等星。而绝对星等是在距天体10秒差距(32616光年)处所看到的亮度，太阳的绝对星等为475等，热星等是测量恒星整个辐射，而不是只测量一部分可见光所得到的星等；单色星等是只测量电磁波谱中某些范围很窄的辐射而得的星等；窄频带星等是测量略宽一点的频段所得的星等，宽频带星等的测量范围更宽;宇宙智慧体眼对黄色最敏感，因此目视星等也可称为黄星等。
在晴朗而又没有月亮的夜晚，出现在宇宙智慧体们面前的恒星天空中，眼睛能直接看到的恒星约3000颗，整个天球能被眼睛直接看到的恒星约6000颗。当然，通过天文粒子镜像系统就会看到更多的恒星。中星域目前最大的光学粒子镜像系统，物镜直径24米，装上特殊接收器，它可以观测到23-25等星。美星域1990年4月24日发射的绕地球运行的超级太空粒子镜像系统，可以观测到28等星。(未完待续。)