Відомий радянський астрофізик Й.С.Шкловський у своїй книзі писав: "Якщо поставити наївне дитяче запитання, які з космічних об'єктів є "найголовнішими", я не вагаючись відповім: зорі. Чому? Ну хоча б тому, що 97% речовини в нашій Галактиці зосереджено в зорях".

Зорі розташовані в мільони разів долі, ніж Сонце, тому горизонтальні паралакси зір відповідно в мільони разів менші, і виміряти такі малі кути ще нікому не вдавалося. Для вимірювання відстаней до зір астрономи змушені визначати річні паралакси, які пов'язані з орбітальним рухом Землі навколо Сонця.

У точці С розташоване Сонце; А,В - положення Землі на орбіті з інтервалом 6 місяців; р - річний паралакс зорі.

Річний паралакс можна вимірювати тільки протягом кількох місяців, поки Земля, а разом із нею і телескоп, рухаючись навколо Сонця, не перемістяться у космічному просторі.

Річні паралакси зір астрономи намагалися визначати ще за часів М.Коперника, що могло стати незаперечним доказом обертання Землі навколо Сонця та утвердженням геліоцентричної системи світу.

Але тільки у 1837 р. В.Струве в Пулковській астрономічній обсерваторії (Росія) визначив річний паралакс зорі Вега (альфа-Ліри).

Найбільший паралакс має найближча до нас зоря Проксіма Кентавра - р=0,76'', але її в Європі не видно.

З яскравих зір, які можна бачити в Україні, найближче до нас перебуває зоря Сіріус (альфа Великого Пса), річний паралакс якої р=0,376''.

Відстань до зір вимірюють у світлових роках, але в астрономії ще використовують одиницю парсек (пк) - відстань, для якої річний паралакс р=1'' (парсек - скорочення від паралакс-секунда).

Співвідношення між парсеком та світловим роком таке: 1пк=3,26св.року

Уперше термін "зоряна величина" був уведений для визначення яскравості зір грецьким астрономом Гіппархом у ІІ ст до н.е. Тоді астрономи вважали, що зорі розміщені на однаковій відстані від Землі, тому яскравість залежить від розмірів цих світил. Але Гіппарх розділив усі видимі зорі за яскравістю на 6 своєрідних класів - 6 зоряних величин. Найяскравіші зорі були названі зорями першої зоряної величини, більш слабкіші - другої, а найслабкіші, які ледве видно на нічному небі, - шостої.

У ХІХ ст англійський астроном Н.Погсон (1829-1891) доповнив визначення зоряної величини ще однією умовою: зорі першої зоряної величини мають бути у 100 разів яксравіші за зорі шостої величини.

Хоча Сонце є найяскравішим світилом на нашому небі, це не означає, що воно випромінює більше енергії, ніж інші зорі.

З курсу фізики відомо, що освітленість, яку створюють джерела енергії, залежить від відстані до них, тому невелика лампочка у вашій кімнаті може здаватися набагато яскравішою, ніж далекий прожектор.

Температуру зорі можна визначити за допомогою законів випромінювання чорного тіла. Найпростіший метод випромінювання температури зорі полягає у визначенні її кольору.

Правда, неозброєним оком можна визначити тільки колір яскравих зір, бо чутливість нашого ока до сприйняття кольорів при слабкому освітленні дуже мала. Колір слабких зір можна визначити за допомогою бінокля або телескопа, які збирають більше світла, тому в окулярі телескопа зорі здаються нам яскравішими.

Сонце за фізичними параметрами належить до середніх зір - воно має середню температуру, середню світність і т.д. Астрономи вирішили перевірити, чи багато в космосі таких зір, як наше Сонце.