Movimentos Próprios:

Embora as estrelas pareçam estar fixas no céu, elas na verdade se movem no espaço com velocidades altas, da ordem de dezenas ou centenas de km/s. Suas distâncias gigantescas fazem com que estes movimentos sejam quase imperceptíveis. O movimento aparente das estrelas no céu, embora pequeno, é mensurável. A ele chamamos de movimento próprio.
 

As estrelas mais próximas apresentam em geral movimentos próprios maiores. A estrela com maior movimento próprio é a estrela de Barnard. Ela se desloca no céu por um ângulo de 10" a cada ano. Somente algumas estrelas possuem movimentos próprios maiores do que 1" ao ano. Assim, a forma das constelações que as estrelas delineam no céu pouco se altera com o tempo. No diagrama abaixo vemos a forma de uma constelação boreal, a Ursa Maior, no presente (parte superior) e daqui a 10000 anos.
 

Note que nosso Sol também se move no interior de nossa Galáxia, carregando consigo seus nove planetas e corpos menores. Assim sendo, na direção do movimento do Sol, as estrelas parecem estar divergindo de um ponto à nossa frente, chamado de ápex. Na direção contrária, elas parecem convergir para um ponto, chamado de anti-ápex. O efeito é semelhante ao de um automóvel em uma estrada; as bordas da estrada à nossa frente parecem se abrir à medida em que avançamos, enquanto que atrás de nós elas parecem se fechar.

A vizinhança do Sol:

Estrelas têm diferentes luminosidades. Assim, as estrelas mais brilhantes do céu não são necessariamente as mais próximas.

As estrelas mais próximas compõem o que chamamos de vizinhança solar. Note que as estrelas mais próximas são, em sua maioria, pouco luminosas, sendo portanto mais difíceis de serem detetadas a grandes distâncias. Já as estrelas mais brilhantes são relativamente luminosas e raras. A figura abaixo mostra a vizinhança do Sol e as estrelas nela situadas.
 

Massas Estelares:

Dado que as estrelas estão a grandes distâncias, é impossível medir suas massas diretamente. Exceção a esta regra são as estrelas binárias, onde temos duas estrelas gravitando uma em torno da outra. Para elas, podemos usar as leis de gravitação de Newton para inferir suas massas.

Duas estrelas em um sistema binário estão ligadas pela gravidade, orbitando em torno de um centro de massa. A 3a Lei de Kepler pode então ser usada para determinar a soma das massas das duas componentes do sistema se a distância entre elas e o período orbital do sistema são conhecidos.  

A 3a Lei de Kepler estabelece que o quadrado do período orbital de um planeta (P) é proporcional ao cubo de sua distância média à estrela (r):

r³ = k P²

^{No caso de duas estrelas formando um par, r é a distância média entre elas. Neste caso, a constante de proporcionalidade k depende da soma das massas das duas estrelas. Se escolhermos as unidades de r e P como sendo a unidade astronômica e o ano, respectivamente, teremos então que k é exatamente a soma das massas das estrelas em unidades de massa solar. Ou seja:}

r³ = (M1 + M2) P²

^{Exemplos: 1) Duas estrelas orbitam uma em torno da outra a uma distância de 1 UA e com período de 0.5 ano. Qual a massa do par? 2) Duas estrelas, uma com 0.5 massa solar e a outra com 1.5 massa solar, orbitam em torno uma da outra com um período de 2 anos. Qual a distância entre elas?}

Quando graficamos massa de uma estrela em função de sua magnitude absoluta (ou de sua luminosidade), observamos existir uma correlação entre estas grandezas.

Tal relação é, muito apropriadamente, chamada de relação massa-luminosidade. Ela indica que a massa de uma estrela é extremamente importante, determinando, entre outras coisas, a taxa de produção de energia no interior da estrela. Esta taxa de produção de energia (através de reações de fusão termonuclear), por seu turno, determina de maneira unívoca a luminosidade da estrela. Vale notar, contudo, que a relação massa-luminosidade é válida apenas para estrelas da seqüência principal, ou seja, que estão convertendo hidrogênio em hélio em seu centro.

Note que o domínio de valores para as massas estelares é de 0.08 a 100 vezes o valor solar. O limite inferior se deve às condições mínimas de pressão e temperatura necessárias para que as reações nucleares comecem a ocorrer (protoestrelas de massa menor do que este limite nunca iniciam o processo de fusão nuclear; são as anãs marrons). O limite superior é definido pelo fato de que estrelas que atingem uma 100 massas solares durante sua formação se tornam instáveis e não conseguem acrescentar mais matéria, mesmo que haja gás disponível. Estes valores máximo e mínimo de massa implicam um domínio de luminosidades entre 0.0001 e10⁵ luminosidades solares.