恆星的參數大部分會使用什麼數值標準進行表示？
國際單位制
針對天體攝影的天體攝影術誕生於1840年，當時約翰·威廉·德雷伯使用銀版照相法對月球進行攝影。哈佛大學天文台科學家喬治·菲利普斯·邦德和約翰·亞當斯·惠普爾在1840年7月17日對織女星進行攝影，它成為人類第一顆除了太陽以外攝影的恆星，也是使用銀版照相法。亨利·德雷伯在1872年8月對織女星攝影的時候，得到了第一張恆星光譜的照片。這也使得他成為第一個展現恆星吸收譜線的人。天文學家已經在太陽的光譜裡辨識出類似的光譜線。威廉·哈金斯在1879年利用織女星和類似恆星的光譜照片來辨認一系列在該類恆星裡普遍存在的12條非常強烈的譜線。後來天文學家辨認出這是氫原子的巴耳麥系譜線。從1943年開始，天文學家將織女星的光譜當成分類其他恆星的標準之一。天文學家可以藉由地球環繞太陽公轉時，織女星相對於背景恆星的視差測量出它與地球之間的距離。歷史上首先發表恆星視差的人是瓦西里·雅可夫列維奇·斯特魯維，他宣稱的織女星視差值是0.125弧秒，但是弗里德里希·威廉·貝塞爾懷疑斯特魯維發表的數據。當貝塞爾公布恆星系統天鵝座61的視差為0.314″時，斯特魯維把織女星的視差修正為先前的兩倍左右。這次修正使斯特魯維公布的數據更有疑問，因此當時大部分天文學家都認可貝塞爾的數據才是歷史上首次的視差觀測。然而令人吃驚的是，斯特魯維原本公布的數據與當前天文學家接受的數值0.129″其實非常接近。地球上看到的恆星亮度是使用標準化的對數刻度－視星等來表示，它隨著恆星亮度的增加而減小。肉眼能見的最暗恆星為6等星，而最亮的恆星天狼星星等為-1.47等。為了標準化這個對數刻度，天文學家選擇織女星來作為所有波長的0星等。因此許多年以來，織女星被當作是絕對光度測定的亮度刻度。 然而這種規定沒有延續至今，現在視星等的零點普遍使用特定數值的光流量來表示。這種方法對於天文學家來說更加簡便，因為織女星並不能永遠作為度量的標準。
多數恆星的參數被用國際單位制單位來表示，但是有時也會採用公分-克-秒制單位。質量、光度和半徑通常都會以太陽為單位，建立在太陽的特性上。巨大的長度，像是巨星的半徑或是聯星系統的半長軸，經常會用天文單位—地球和太陽的平均距離來表示，大約是一億五千萬公里或九千三百萬英里。恆星在星際物質擴散區域內密度較高的地區形成，但是那兒的密度仍然低於我們在真空室內所能創造的密度。這樣的地區是所謂的分子雲，其中絕大部分是氫，大約23至28%的氦，還有幾個%的重元素組成。獵戶座大星雲就是恆星形成區的一個例子。當大質量的恆星在分子雲內形成，它們不僅將照亮那團雲氣，也會使氫電離，創造出電離氫區。
硬體是裝置在機箱內以做出個人電腦。系統軟體是儲存在硬體內，而系統軟體內含有韌體，例如基本輸入輸出系統以及作業系統，這些軟體使應用軟體可以提供使用者所需的功能。作業系統通常藉由匯流排與裝置溝通，這需要軟體提供驅動程式。輸入和輸出裝置通常裝在外部的主計算機機箱。輸入裝置使用戶能夠將資訊輸入到系統中，或控制其操作。大多數個人計算機的鼠標和鍵盤，但筆記本電腦的系統通常使用的鼠標觸摸板來代替。其他的輸入裝置包括網路攝像頭，麥克風，遊戲桿和圖像掃描儀。輸出裝置在人類可讀的形式顯示資訊。這種裝置可以包括印表機，音箱，顯示器或盲文壓花。計算機資料存儲，通常稱為存儲或內存，是指計算機部件和記錄媒介的保留數字資料。資料存儲是一個核心功能和計算機的基本組成部分。
恆星的視亮度是測量所得的視星等，這種亮度是與恆星的發光度、到地球的距離，和穿過地球的大氣層所受到的改變有關。絕對星等是恆星在距離地球10秒差距所呈現的視星等，只與恆星的發光度有關。視星等和絕對星等的標尺都是對數單位：每一個相鄰的整數數值的光度變化都是相差2.5倍。這意思就是一等星的亮度是二等星的2.5倍，並且是六等星的100倍。在視相度良好的條件下肉眼可以看見的最暗星就是六等星。在視星等和絕對星等的亮度標尺上，都是數值越小的恆星越亮，數值越大的亮度越暗。無論在那一種標尺下最亮的都是負數值的星等。兩顆恆星之間的亮度差是亮星的星等減去暗星的星等，然後使用2.512做對數的基底取方次。