은하
은하수가 많은 별들로 이루어져 있다는 사실은 1610년에 갈릴레오 갈릴레이에 의해 처음으로 밝혀졌다. 그는 자신이 직접 만든 망원경으로 은하수를 관찰하여 흐릿하게 성운처럼 보이는 은하수가 실제로는 개개의 별들로 분해 된다는 것을 발견했다. 1750년에는 영국의 토머스 라이트(Thomas Wright)가 은하수는 많은 항성이 중력으로 묶여 회전하는 천체로, 이것을 내부에서 보고 있기 때문에 하늘에서 띠 모양으로 보이는 것이라는 설을 태양계에 대한 관측에서 유추하였다.
천문학사
20세기에 들어와서 1900년에 등장한 양자론(量子論)에 의해 천체 물리학의 이론적 기초가 확립되었다. 1938년의 연주 시차의 검증은 태양중심설의 결정타가 됨과 동시에 항성의 거리 측정의 길을 열어 주었다. 이에 의하여 천문학의 대상 영역은 태양계를 넘어서서 은하계로 전개되었다. 항성의 위치·거리·운동·반지름 등의 기하학량(幾何學量)과 항성의 등급·광도·색깔·스펙트럼·표면 온도·질량 등의 물리량들은 직접 관측할 수 있는 자료를 기초로 순차적으로 도출(導出) 산정(算定)되는 것인데, 많은 수의 항성 자료의 통계적 처리 결과 몇 쌍의 특정의 두 양(量)을 직결하는 경험법칙이 발견되었다. 예를 들면 항성의 스펙트럼형(型)과 광도(헤르츠스프룽 러셀도, Hert－Russell圖, 혹은 간단히 H－R圖, 1913), 연성(連星)의 질량과 광도(1924), 맥동성(脈動星)의 변광 주기와 광도(1908) 등의 사이에 성립되는 관계이다.