Звездная астрономия изучает развитие и строение отечественной звездной совокупности — Галактики. Причем не только разнообразные населяющие ее звезды, а также двойные, тройные и, по большому счету, кратные, но и звездные скопления — рассеянные и шаровые, и диффузное вещество, которое образует газовые, пылевые и газопылевые тучи (см. Туманности, ассоциации и Звёздные скопления).
Звездная астрономия опирается на знания, добытые всеми вторыми отраслями астрономии. Это разрешает на основании громадного статистического материала изучать взаимозависимость разных особенностей астрономических объектов в Галактике, сообщение различных черт, законы их движения и расположения и показатели развития. Так, астрометрия дает правильнейшим образом измеренные положения объектов (звезд, скоплений, туманностей и т. д.) на небесной сфере. Сравнения правильных положений (координат), измеренных в разные годы, разрешают определять угловые перемещения небесных объектов на фоне более далеких звезд, т. е. определять их личные перемещения. не меньше правильные измерения необходимы для определения тригонометрических звездных параллаксов.
Астрофизика дает нам сведения о физических особенностях звезд, в частности о температуре поверхности звезды, которая определяется из ее спектра (см. Температура небесных тел, Спектральная классификация звезд). Звездная астрономия интересуется подлинными особенностями звезд, исходя из этого от видимого блеска звезды переходят к светимости звезды, которую возможно выразить в единицах светимости Солнца либо в полных звездных размерах.
Сопоставив на одном графике информацию об полной спектральном классе и звёздной величине для звезд с надежно измеренными параллаксами, возьмём «спектр — светимость» диаграмму.
Принадлежность звезд одного и того же спектрального класса различным последовательностям на данной диаграмме вносит маленькие, но в полной мере измеримые различия в интенсивности некоторых спектральных линий, что позволяет определять светимость по одному только спектру, без измерения тригонометрического параллакса. Тогда по светимости возможно вычислить так называемый спектральный параллакс. Данный способ спектральных параллаксов разрешил в много тысяч раз увеличить изучаемый количество пространства. Продвижение к еще громадным расстояниям связано с зависимостью светимости цефеид от их периода. Способ цефеидных параллаксов возможно применить к определению расстояний кроме того до вторых звездных совокупностей — галактик.
При. изучении изюминки распределения звезд в Галактике учитывается влияние поглощающей свет газопылевой материи на видимые звездные размеры и измеряемые цвета звезд. Если не учесть этого поглощения света, то возможно совершить ошибку в определении расстояния в сотни и десятки раз. Оказывает помощь ответу данной задачи то, что поглощение света зависит от длины волны принимаемого излучения, т. е. кроме неспециализированного поглощения, искажающего видимую звездную величину, существует избирательное (селективное) поглощение, искажающее цвет звезды. По величине искажения цвета легко выяснить неспециализированное поглощение.
Измерение положения спектральных линий разрешает выяснить величину, связанную с пространственным перемещением небесного тела, — его лучевую скорость. Сопоставление собственных перемещений, лучевых скоростей и параллаксов позволяет вычислять пространственные скорости звезд и изучать закономерности звездных перемещений. Так, стало известно, что само Солнце движется в направлении Геркулеса созвездий и границы Лиры со скоростью около двадцати километров/с относительно звезд, видимых невооруженным глазом. Следующим достижением звездной астрономии было открытие вращения Галактики. Подробное его изучение стало причиной установлению того, что объекты различной физической природы (различные системы) по-различному участвуют в галактическом вращении и относятся к различным составляющим Галактики. К примеру, тёплые звезды О и В, рассеянные звездные скопления, долгопериодические цефеиды, пыль и газ относятся к плоской составляющей, само наименование которой говорит о близости этих объектов к главной плоскости Галактики. Короткопериодические переменные звезды типа RR Лиры, шаровые звездные скопления относятся к промежуточной составляющей.
Подобное деление звездного населения и других объектов на разные составляющие выяснилось характерным и для многих замечаемых галактик.
Изучение размещения различных объектов в Галактике распознало ее спиральную структуру. Особенный интерес воображает центральная область Галактики, где находится ее ядро с несколькими интенсивными источниками радиоизлучения.
Обрисованные выше изучения ведутся в разделах звездной астрономии, именуемых звёздной кинематикой и звёздной статистикой. Еще один серьёзный ее раздел — звездная динамика изучает закономерности перемещений звезд в поле тяготения звездной совокупности, и эволюцию звездных совокупностей благодаря перемещения звезд.
Опираясь на всю совокупность информации о движении и расположении объектов в Галактике, и на астрофизические информацию об эволюции межзвёздной среды и звёзд, возможно оценить возраст Галактики в 10— 15 млрд. лет. Но изучать ее возраст и эволюцию Галактики возможно только в содружестве с внегалактической астрономией, сопоставляя характеристики отечественной Галактики с чертями вторых галактик.