3.10. 1) Смещения всех звёзд по эклиптической долготе произошли за счёт прецессии;
2) небольшое смещение всех звёзд по широте возникло за счёт изменения наклонения небесного экватора к эклиптике;
3) значительные изменения эклиптических широт Альдебарана, Сириуса и Арктура произошли вследствие собственного движения этих звёзд в пространстве. Позднее и у других звёзд были открыты собственные движения.
3.11. Один из методов — измерение с интервалом в полгода смещения звезды относительно очень далёких звёзд или галактик.
3.12. Очевидно, основным требованием к подбору звёзд было ожидание измеримого параллакса. Вега — самая яркая звезда северного неба; к тому же она обладает заметным собственным движением. Вероятно, поэтому В. Струве посчитал её близкой звездой. Немаловажно, что на угловом удалении от неё всего в 43″ расположена слабая, более удалённая звезда, относительно которой удобно проводить угломерные измерения. Выбор других учёных также основывался на заметном собственном движении звёзд (61 Лебедя) и их высоком блеске (α Кентавра).
3.13. Можно использовать путь, проходимый Солнечной системой относительно окружающих звёзд: по отношению к совокупности всех звёзд в пределах нескольких десятков парсеков Солнце движется со скоростью 4,2 а. е. в год. Вызванное этим движением Солнца систематическое смещение звёзд позволяет вычислить их статистический параллакс (Куликовский, 1985). Если проводить наблюдения десятки лет, то этот базис существенно превысит размер земной орбиты.
3.14. Метод Гершеля можно использовать только в том случае, если обе звезды имеют одинаковые абсолютные звёздные величины, и их блеск в одинаковой степени ослаблен межзвёздным поглощением света.
3.15. Гиппарх первым создал астрометрический каталог, включающий 850 звёзд с указанием их звёздной величины. Поскольку в то время все звёзды считались находящимися на внутренней поверхности небесной сферы, в центре которой располагается Земля, то по мнению Гиппарха, звёздные величины характеризовали размеры звёзд.
3.16. По предложению Погсона разность в пять звёздных величин соответствует отношению блеска двух небесных светил ровно в 100 раз, что оказалось удобным при фотометрических вычислениях и практически не нарушило шкалу Гиппарха.
3.17. Гершель полагал, что все звёзды имеют одинаковую светимость.
3.18. Закон всемирного тяготения оказался справедлив и за пределами Солнечной системы.
3.19. Переведя парсеки в световые годы (1 пк=3,26 св.лет), мы узнаем время прохождения светом расстояния от Туманности Андромеды до Солнца. Оно равно 690×1000×3,26=2,25 млн. лет.