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全天最亮的天狼星是这表中的第六颗。它的距离是8.8光年。它这么亮的原因一部分是由于离得近，但只是一部分原因，因为它自己的光辉本来就有太阳的26倍。最明亮的恒星中还有4颗距离在30光年以内的。依远近次序说是南河三、河鼓二、织女一、北落师门。
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直接视差测量法对于知道附近恒星距离是非常有效而且极有价值的。约有2000颗恒星视差是这样求得的。但这种方法的精确性随着距离的增加而渐减，到约200光年距离外，我们从地球轨道两边所见的恒星方向的变动就小得不能为今日望远镜确切察出了。既然我们的基线太短，只要可能，当然是再找一根很长的了。说起来倒颇有趣味，在冥王星上的天文学家（那颗行星的轨道要比地球宽大40倍）可以用直接视差测量法测得8000光年的距离。然而即便是这么遥远的路程在众天体存在的大空间中也只是一步之遥罢了。
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太阳的运动
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我们要选择一更长的基线，以便观测更远的恒星方向的变动，结果引出一问题：地球是否还把我们带回环绕太阳以外的某一地方去呢？答案是读者已经知道了的，但为什么更长的基线还不能用来测定距离却未必是已经懂得的。
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300多年以前，天文学家得到结论，认为恒星也并不固定却是在空间中运动着的。这种事实最后由哈雷揭穿，时值1718年，这位以其彗星为我们熟知的著名天文学家观测到了一种情形，便是有几颗亮星在从托勒密（Ptolemy）制恒星表以来的1500年内确曾移动了位置，移动量约与月亮的直径相仿。既然恒星是运动着的，而太阳又是恒星之一，太阳也一定是对周围恒星来说处于运动之中了。
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威廉·赫歇耳在1783年第一个测定太阳运动的方向。他推论如果太阳（当然全行星系统也在内）在空间中沿着直线运行，那么恒星一定看来仿佛向相反的方向移动。恒星的这种“视差动”（parallactic motion）是和它们的“本动”（peculiarm otion）相混的。但大体说来，在我们前面的星一定要从我们运动方向那一点向四面散开，而在我们后面的星又一定要向那天上反对的一点聚拢。赫歇耳将前面一点，即所谓“太阳向点”（solarapex）置于武仙座中，离天琴座中的织女一不远的地方；而以后的研究也把这一点放在那附近处。
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恒星的这种视向后运动只告诉我们太阳向哪一方向运动，却未告诉我们其运动的速率。这要等分光仪出来答复的。我们已经知道，恒星光谱是一道彩带，上面通常有暗线亘于其中。按照多普勒（Doppler）发表而后经斐索（Fizeau）特别补正的原理，光谱线告诉我们恒星如何在视线中运动。如果恒星是相对的靠近来，其光谱线便向紫色一端移动；如果它向后退去，光谱线便向红色一端移动。这移动的多少随其运动速率而增加。
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显然的，太阳系运动方向的那一区天空上的星都一致的要以最大速度靠近来的，在天空另一相反方向的星也就仿佛要以最大速度离开我们。根据研究全天恒星光谱30年而今由里克天文台天文学家完成的结果，我们得到了关于太阳运动及测定其运动速度的更进一步的知识。
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从我们周围的恒星一方面讲，太阳系是向天上十分接近武仙座O星的一点运动，其速率是每秒19.8千米。从这些恒星方面讲，地球便是在螺旋线中运动，一方面环绕太阳，一方面分担太阳的前进运动。
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地球在其追随太阳的运动中，带着我们经过其轨道两倍的距离。所有的恒星向后移动的量都比它们由地球绕太阳而生的移动加1倍，一世纪中便大了200倍。乍一看这由太阳向武仙座运动而生的基线，似乎可满足我们测量恒星距离的要求了。视差移动由恒星距离而定，由其总量可得到这距离的大小。然而不幸我们平常并不能确定我们观测得的移动有多少属于视差移动，又有多少属于恒星本身的移动，因而也不能利用这方法成功量度恒星的距离。这种方法决不适用于单个的星。
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恒星的绝对星等
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恒星正如我们所观测是在光度方面大相歧异的。假如恒星都有同等的实际亮度——假如它们在同距离地方都同等光明，那么天界的距离就只是一个简单的问题了。我们暂且依这假定来考察两颗视亮度不等的星。较暗的星必是较远的一颗，因为一光点的观测得的亮度正与其距离的平方成反比，所以我们也便很容易测定较暗的星比较亮的星远多少了。但是我们知道恒星并不是同等的明亮的。我们的问题便改成了下面的一句问话：我们能不能有办法确定一颗不知距离的恒星的绝对星等呢？如果能，我们便很容易由其绝对亮度与观测亮度之差求出它的距离来了。最近的发现使这种方法有了可能性。我们先辨认一下何谓“视星等”（apparent magnitude）与“绝对星等”（absolute magnitude）。
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约在2000年前，古代天文学家将肉眼所见明星分为6等，依亮度大小为次序。1等星中包括约20颗亮星；不在最明亮之列的显著的星（其中有北斗七星之六星）划为第2等；如此继续推到6等，这便是肉眼仅能看见的星了。这便是所谓“视星等”，指观测到的亮度而言。
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在望远镜发明之后，星等便一直伸张到望远镜能及的暗星了。暗到21等的星也可以由2.5米望远镜望见。分等的办法也改得精确了，定律是两等星之间的准确比例为2.512倍。因此1等星的光度恰为2等星的两倍半。有几颗非常明亮的星光度太大也就必须重新编等了。例如织女一便成为0等星，而全天最亮的恒星天狼便是-1.6等。太阳的视星等是-26.7等。
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以上是肉眼直接观测或肉眼在望远镜前观测的“目视星等”。目视星等相同而颜色不同的两颗星通常在照相底片上红色星要暗些。“照相星等”与目视星等不同，尤其是在红色星一方面。此外还有其他星等系统，依所用工具而定。
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绝对星等是一颗星在恰好10秒差距处——那儿它的视差将是0.1弧秒——所应有的星等。于是心宿二的绝对星等便是-0.4，天狼的是+1.3，太阳的是+4.8。在10秒差距的标准区域，心宿二将相当于最亮时的金星，天狼将是一颗1等星，太阳则为一暗星。
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简单计算一下就可知道，如若太阳到了20秒差距以外（约相当于1等星毕宿五的距离），就不能为肉眼所见。如若太阳到了6300秒差距或2万光年以外（比武仙座球状星团的一半距离多一点），就算最大的望远镜也看不见它了。
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要测定那些出了直接视差观测范围的遥远天体的距离，现代的方法是确定其绝对星等。而确定还不知其距离的星的绝对星等的方法，我们现在可提出两种来说：其一是利用对恒星光谱的特殊研究，二是利用造父变星的观测。
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利用分光仪得出的距离
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平常我们并不以为分光仪是测量距离的仪器，它的用途首先是分析光谱。但在1914年威尔逊山天文台的天文学家却发现了一种方法，可以从光谱中某些线纹考察出恒星的绝对星等。同时，数千颗星的“分光视差”（spectroscopic parallaxes）也在这天文台和其他天文台求了出来。
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在前面说光谱序的时候，我们曾指出这种由蓝星到红星的次序是从渐次降低的表面温度而生的。正如同铁的沸点比水的沸点高，恒星大气中的不同化学元素也各在不同温度中最有效地吸收其特殊线纹花样。于是花样便随着光谱序而改变。所有同谱型的恒星都有相差不多的表面温度，因此也在光谱中有相差不多的线纹花样。
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此外还有一要件，这便是压力。正如同水的沸点当压力减少（例如在山顶）便要降低一样，化学元素也在压力较小时能在较低温度中同样表示其光谱线。而某一谱型（例如MO）的星的表面压力是按图71中向上升（即向更大的星算去）而减低的。要保持同一线纹花样，温度便也逐渐减低。于是稀少的红巨星就比主星序中的红色星要冷一些了。
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这种温度与压力的调和并非对于所有化学元素都有同样影响的。一方面花样相差不远，一方面有的线渐渐增强，有的线却渐渐减弱。上述的方法就支持在这种关系上。考察一颗恒星的光谱中这种敏感的线的强度，结果便可以说出这颗星的绝对星等，由此也就可以知道这颗星的距离了。
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造父变星的距离
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我们已经知道造父变星是很规则的变光星，其变光周期由几小时到几星期不等。它们有两大类：星团造父变星周期约半日左右，标准造父变星周期大半在1星期左右。前者是蓝色星，后者是黄色超巨星。两者的变光程度都约有1星等，而且颜色都随亮度变化。大家相信它们都是脉冲星，但现在我们要论的它们的价值却与任何牵涉到其变光原因的理论毫不相干。造父变星由于其变光周期及绝对星等间确立了的关系，遂在考察宇宙一方面占了极其重要的地位。
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