Erst vor etwa 60 Jahren erkannten deutsche Physiker aus dem Verständnis der Energieerzeugung unserer Sonne die Beziehung zwischen der Temperatur der Abstrahlung und der absoluten Größe der Sterne. Unsere Sonne hat einen Durchmesser von ca. 1,4 Millionen Kilometer. Alle Sterne sind heiße Gasbälle wie unsere Sonne. Ihre absolute Größe wird im Maßstab der Größe unserer Sonne angegeben. Die Größe, besser die Masse eines Sternes bestimmt seine Brenndauer, das " Alter des Sternes"; in seiner Entwicklung von der Entstehung aus einer heißen Gaswolke, bis zu seinem Endstadium als erloschener Stern, ändert er seine Leuchtkraft und damit seine Farbe.

 Fast alle mit dem Auge sichtbaren Objekte am Sternenhimmel gehören zu unserer Galaxie. Erst in guten Fernrohren lösen sich die am Himmel erkennbaren Sternhaufen in Millionen von Einzelsternen auf, die winzigen verschwommenen Pünktchen werden zu spiralenförmigen Scheibchen, erkennbar als weit entfernte Galaxien wie unsere Milchstraße. Unser Stern, die Sonne befindet sich mitten zwischen zwei Spiralarmen unserer Milchstraße. Blicken wir in die Richtung dieses hellen Lichtbandes etwa im Sternbild Schütze, dann schauen wir in Richtung auf das Zentrum unserer Galaxie, das wir vor lauter Sternen und Gasnebeln nicht direkt beobachten können.  

 Im Sternbild Großer Wagen befindet sich das so genannte "Lockman Loch", eine Region,  in der absorbierendes Material wie Staub und Wasserstoff äußerst dünn gesät sind. Deshalb können die Astronomen in dieser Richtung relativ problemlos weit ins All schauen und nach extragalaktischen Objekten im Röntgenlicht suchen.

 Die vielen Sterne am Himmel haben für unsere Augen etwa die gleiche Helligkeit, mit empfindlichen Instrumenten (Photometern) kann man  jedoch eine unterschiedliche, sogar eine veränderliche Helligkeit messen.

 Die hellen Sterne erscheinen uns größer, die unscheinbaren Sterne dagegen kleiner. Deshalb spricht man von den Größenklassen der Sterne, gemeint ist jedoch ihre scheinbare Helligkeit. Die scheinbare Helligkeit eines Sternes wurde bereits von dem griechischen Astronomen Hipparch im 2. Jahrhundert vor Christus durch den Vergleich mit der Helligkeit anderer Sterne bestimmt. Die hellsten Sterne haben die 1. Größenklasse. Bis zur 5. vielleicht auch 6. Größenklasse herunter können wir mit dem bloßen Auge solche Sterne am Himmel erkennen. 

 Nach der im Jahre 1856 eingeführten Skala entsprechen 5 Größenklassen genau einem 100fachen Unterschied der Helligkeit. Mit den elektronischen Lichtverstärkern und den Bildauswertungsprogrammen kann man heute auch kleinste Lichtpünktchen der 25-ten Größenklasse analysieren, die mit riesigen Teleskopen auf hohen Bergen in klaren Nächten beobachtet werden können.

 Bei der Auswertung der Bedeckungen des innersten Mondes Io durch den Planeten Jupiter auf der Sternwarte in Paris, entdeckte im Jahre 1676 der junge dänische Astronom Ole Römer,  das Licht benötigt für die Überwindung der Entfernung vom Planeten Jupiter zur Erde ca. 20 Minuten.

Genaue Messungen haben es bestätigt, die Lichtgeschwindigkeit beträgt 300000 Kilometer pro Sekunde! Die Erde hat einen mittleren Abstand zur Sonne von knapp 150 Millionen Kilometer. Das Licht unseres Sonnensterns erreicht uns nach rund 500 Sekunden. Das Licht der nächsten Sterne benötigt Jahre, um zu uns zu gelangen .Ein Lichtjahr entspricht  einer Entfernung von  63240 mal dem Abstand der Erde von der Sonne. Je weiter ein Stern von uns entfernt ist, um so schwächer erscheint uns seine Helligkeit. Wäre unsere Sonne 100 Lichtjahre entfernt, würden wir sie mit dem bloßen Auge nicht mehr sehen können.

 Die Lage und Stärke des Maximums der Intensität des Lichtes im Spektrum wird durch die Temperatur des Sterns bestimmt und gibt über die Größe des Sternes Auskunft; diese bestimmt wiederum seine relative Helligkeit im Verhältnis zu der Leuchtkraft unserer Sonne. Aus der Beziehung zwischen relativer (berechneter) und scheinbarer (beobachteter) Helligkeit ergibt sich dann die Entfernung des Sterns zu unserem Beobachtungsort.

 Die Entfernung der Sterne im Sternbild Großer Wagen läßt sich auch aus der Messung der "Parallaxe" bestimmen, da diese Methode bis zu Entfernungen von ca. 200 Lichtjahren recht genaue Ergebnisse liefert. Dabei wird mit sehr präzisen Winkelmessungen die Position eines "nahen" Sterns relativ zu seinen weit entfernten Nachbarsternen (in der Richtung der Beobachtung gesehen) bestimmt. Nach einem halben Jahr, also von der anderen Seite der Umlaufbahn der Erde um die Sonne und damit einer sehr langen "Basislinie", wird diese Messung wiederholt. Die Differenz der Winkelmessung ergibt den Winkel der Parallaxe, ein direktes Maß für die Entfernung des Sterns.