1543 - wydanie dzieła Mikołaja Kopernika, w którym głosił on, że Ziemia obiega Słońce.

1609 - Galileo Galilei wykonał pierwsze poważne teleskopowe obserwacje nieba.

1618 - Kepler opublikował swoje prawa ruchu planet

Zaćmienia Słońca

Zaćmienia Księżyca 2004 - 2020 roku

Odległość najbliższych gwiazd mierzy się tzw. metodą paralaks trygonometrycznych. Bliską gwiazdę (A) obserwuje się z przeciwnych punktów ziemskiej orbity, czyli w odstępie sześciu miesięcy. Z pierwszego miejsca (E1) gwiazdę widać w położeniu A1 na tle gwiazd bardziej odległych. Z drugiego miejsca (E2) gwiazdę widać w położeniu A2. Znając średnicę ziemskiej orbity (E1-E2) i widome przesunięcie gwiazdy, obserwator może obliczyć jej odległość od Ziemi.

Problem wyznaczania odległości należy w astronomii do najtrudniejszych problemów. Metodą wyznaczania odległości obiektów poza naszym Układem Słonecznym do Ziemi jest pomiar paralaksy, czyli zmiany położenia obiektu na niebie wskutek ruchu Ziemi wokół Słońca. Ta metoda może być stosowana tylko do najbliższych gwiazd. Na przykład sporym osiągnięciem astronomicznym w 1999 r. było wyznaczenie przez J. R. Herrensteina i jego współpracowników metodami geometrycznymi odległości do galaktyki NGC4258. Zespół wyznaczył odległość Ziemi do NGC4258 przez pomiar paralaksy.

Fotometria to jedna z podstawowych technik obserwacyjnych w astronomii. Pozwala w bardzo prosty sposób określić niektóre cechy obiektu emitującego światło.
Fotometria to dział optyki zajmujący się ilościowym opisem światła jako procesu przenoszenia energii. Ludzkie oko nie jest wrażliwe na fale świetlne o różnych długościach. Wielkości fizyczne stanowiące  wielkości fotometryczne są iloczynem obiektywnie zmierzonej wielkości światła danej długości, pewnej stałej oraz współczynnika czułości dla tej długości fali, który można odczytać z wykresu czułości spektralnej.

To układ stosowany m.in. do wyznaczania momentów wschodu, zachodu i górowania ciał niebieskich. Kąt godzinny ulega stałej zmianie wraz z obrotem Ziemi. Biegunami układu są północny i południowy biegun niebieski. Koła wielkie przechodzące przez te bieguny nazywa się kołami godzinnymi. Współrzędnymi w układzie horyzontalnym są:
- kąt godzinny (t),
- deklinacja (δ).

Wymuszanie radiacyjne (ang.: radiative forcing) to narzędzie zestawiające i porównujące wpływ wielu różnorakich czynników na klimat ciała niebieskiego, w tym przypadku Ziemi. Mierzy się je podobnie jak moc docierającego do Ziemi promieniowania słonecznego jako współczynnik W/m2, czyli ilością energii dzieloną przez jednostkę powierzchni ustawionej prostopadle do promienia fali energii. Wartość dodatnia oznacza ogrzewanie klimatu, wartość ujemna – jego ochładzanie.

Zjawisko aberracji zostało odkryte w 1729 r. przez Jamesa Bradleya, podczas prób zmierzenia paralaksy gwiazd.  Aberracja to pozorne przesunięcie położenia ciała niebieskiego na sferze niebieskiej.

Odległości do dalszych gwiazd wyznacza się innymi metodami niż paralaksa, która polega na precyzyjnym pomiarze odległości kątowej danej gwiazdy na nieboskłonie. Paralaksy obiektów dalekich są tak małe, że nie można ich zmierzyć.

Paralaksą nazywamy zmianę położenia obiektu widzianego z dwóch rożnych punktów. Często położenie to rozpatruje się względem innych obiektów, znajdujących się w pewnej odległości za obiektem obserwowanym. Słowem paralaksa określa się zarówno samo zjawisko jak i wartość zmiany położenia tego obiektu. Ta zmiana położenia ciała na tle innych obiektów to jednocześnie zmiana kierunku obserwacji tego ciała o dany kąt.

Zakres jasności obiektów astronomicznych