우리가 밤하늘을 보면 별자리는 항상 같은 모양으로 우리에게 보이고 있다. 그래서 북두칠성의 국자 모양과 카시오페이아 자리의 W 모양을 통하여 북극성을 찾고, 이 북극성은 어두운 밤하늘에서도 사람들이 길을 찾을 수 있는 길잡이 역할을 하였다. 현재도 별자리들이 보여주는 다양한 모습을 통하여 우리 눈에 잘 보이지 않는 어두운 별자리를 찾는데 지침이 되고 있다.
별의 밝기는 두 가지 방법에 따라 등급을 나누어 구분한다. 하나는 겉보기 등급이고 하나는 절대등급이다. 옛날부터 밤하늘을 관측하던 사람들은 별들의 밝기가 다르다는 것을 경험적으로 알고 있었다. 하지만 이것을 수치화하여 기록을 한 사람이 없었다. 시간이 흘러 그리스의 천문학자인 히파르코스(Hipparchos)는 처음으로 별의 밝기를 수치화시켰다. 그는 눈으로 관측하여 가장 밝은 별들을 1 등성으로 하고 가장 어두운 별들을 6 등성으로 정하였다. 그리고 1등 성과 6 등성 사이의 중간 밝기에 속하는 별들은 눈에 보이는 밝기 순서에 따라 2 등성, 3 등성, 4 등성, 5 등성으로 나누었다. 그러나 이것은 별의 밝기를 주관적으로 수치화한 것에 문제가 있었다. 주관적인 자료이기 때문에 절대적인 내용이 아니었던 것이다. 현대에 와서는 정밀한 기계 측정을 통하여 1등 성과 6 등성 사이에는 밝기가 100배 차이가 있다는 것을 측정하여 알 수 있게 되었다. 이것으로 1 등성 차이는 2.521배의 밝기 차이가 난다는 것을 알 수 있다. 즉 이런 방법을 통하여 우리 눈에 보이지 않은 6 등성 미만의 별들과 태양처럼 아주 밝은 천체 대상물의 밝기를 적용시켜 알아낼 수 있었다. 절대 등급은 겉보기 등급과는 다르게 모든 별들이 같은 거리(10pc=32.6광년)에 위치해 있다고 가정하여 별들의 밝기를 나타낸 것이다. 이것은 단순 눈에 보이는 것이 아닌 똑같은 거리를 기준으로 하였기 때문에 실재 별들의 밝기를 비교할 수 있다.
별의 고유 운동(proper motion)이란 태양과 같은 항성이 시간의 지남에 따라 천구에서의 위치 변화를 말한다. 그래서 고유 운동은 각속도로 표시가 되며 적경과 적위 성분으로 나누어진다. 대부분의 별들의 고유 운동은 작기 때문에 밀리초각/년(mas/yr)로 표시한다. 시선속도는 별이 지구에서 시선 방향으로 멀어지고 있는지 가까워지고 있는지를 말해주는 측정값이다. 시선속도를 통해 우리는 관찰자를 기준으로 대상물이 멀어지고 있는지 아니면 다가오고 있는지를 알 수 있다. 시선속도는 도플러 효과를 이용하면 측정할 수 있다. 모든 별들은 고유 운동 값을 가지고 있다. 우리를 기준으로 한 자리에 계속 머물러 있는 별은 없다는 뜻이다.
밤하늘에 빛나는 별의 고유운동과 시선속도, 시차, 거리, 겉보기 등급과 절대 등급을 비교해보면 별의 특징을 알 수 있다. 첫 번째로 고유 운동과 시선속도를 비교해 보면 고유 운동이 큰 별이나 작은 별이나 시선속도의 변화에 어떤 규칙이나 관계가 나타나 있지 않다. 관측자 입장에서 별이 지구에서 멀어지거나 가까이 온다는 것은 천구 상에서 위치가 변하는 별의 고유 운동과는 통하는 의미가 없다는 것을 알 수 있다. 두 번째로 고유 운동과 시차를 비교해 보면 고유 운동이 큰 별들이 대체로 시차가 크다는 것을 알 수 있다. 이것은 시차가 큰 별은 고유 운동도 같이 크다는 것을 예측할 수 있다. 세 번째로 고유 운동과 거리를 비교해 보면 두 번째의 시차와 마찬가지로 고유 운동이 클수록 대체로 지구에서 떨어진 거리가 가깝다는 것을 알 수 있다. 즉 고유 운동이 작다면 그 별은 지구에서 멀리 떨어져 있다는 것을 예측할 수 있다. 여기에 두 번째로 살펴본 것을 적용하면 고유 운동이 크면 대체로 지구에서의 거리가 가깝고 시차가 크다는 것을 알 수 있다. 네 번째로 고유 운동과 겉보기 등급을 살펴보면 첫 번째의 시선속도와 마찬가지로 서로 관계가 없다는 것을 알 수 있다. 모두 1 등성이기 때문에 미세한 차이로 등급 차이가 날 뿐 고유 운동의 차이에 비해 등급의 차이는 거의 미미하다고 볼 수 있다. 물론 아크 투루스와 시리우스는 고유 운동도 크고 겉보기 등급도 높지만 다른 별들은 고유 운동과 겉보기 등급과의 비례 또는 반 비례 관계가 성립이 되지 않고 있다. 마지막으로 고유 운동과 절대 등급을 비교해 보면 고유 운동이 클수록 대체로 절대 등급은 작고, 고유 운동이 작을수록 절대 등급이 대체로 크다는 것을 알 수 있다. 이는 절대 등급이 10pc이라는 동일한 거리에서 별의 실제 밝기를 비교한 것이기 때문에 거리로 인해 상대적으로 겉보기 등급에서 작았던 별들이 실제 밝기에서는 더 밝아지기 때문에 거리가 먼 별들이 절대 등급에서는 오히려 더 밝다는 것을 알 수 있다. 또한 절대 등급은 거리에 영향을 많이 받기 때문에 거리가 먼 별들은 위에서 살펴보았듯이 고유 운동과 시차가 작다는 것을 알 수 있다. 따라서 절대 등급이 높으면 지구에서부터 거리가 멀기 때문에 고유 운동과 시차가 대체로 작다는 것을 예측할 수 있다.