Le costellazioni si presentano con forme e dimensioni nettamente diverse La costellazione più estesa, Hydra (il serpente marino), si presenta come una figura lunga e sinuosa che ricopre un'area celeste 19 volte maggiore di quella della Croce del sud, Crux, la costellazione più piccola. Alcune costellazioni, per esempio Orion, sono formate da stelle luminose che tracciano un disegno facilmente riconoscibile, mentre altre sono deboli e difficili da identificare.

La tradizione di suddividere il cielo in costellazioni risale a migliaia di anni fa, quando i popoli antichi assegnarono a certi disegni tracciati dalle stelle i nomi delle loro divinità, dei loro eroi o di animali favolosi. Con poche eccezioni, tali disegni presentano una scarsissima somiglianza con i personaggi e gli animali che dovrebbero rappresentare; le connessioni sono simboliche piuttosto che letterali.

I greci antichi stabilirono un insieme di 48 costellazioni comprendendo le 12 dello zodiaco, che vengono attraversate dal Sole annualmente nel suo cammino in cielo (la traiettoria del Sole è nota come eclittica). Diverse altre costellazioni vennero aggiunte in tempi successivi.

I primi cartografi del cielo disegnarono le figure delle costellazioni in modo arbitrario, poiché non esisteva una forma ben stabilita per ognuna, e neppure un elenco delle costellazioni accettato da tutti. Ogni cartografo era libero di inventare ed introdurre nuove costellazioni, e di correggere o di omettere le invenzioni altrui. Spesso le figure delle costellazioni venivano a sovrapporsi l'una all'altra e talvolta la medesima stella veniva assegnata a due costellazioni contigue.

Lo splendore delle stelle viene espresso mediante la magnitudine (abbreviazione mag.) Questo sistema venne introdotto dall'astronomo greco Ipparco nel secondo secolo a.C. Egli suddivise le stelle in sei classi di splendore, dalle più luminose (prima magnitudine) alle più deboli visibili a occhio nudo (sesta magnitudine). Ai nostri giorni lo splendore stellare viene misurato fino al centesimo di magnitudine da strumenti sensibili detti fotometri. Una differenza di cinque magnitudini viene attualmente definita come esattamente uguale ad una differenza di splendore di 100 volte; perciò, a ogni variazione di una magnitudine corrisponde una variazione di splendore pari alla radice quinta di 100, che vale approssimativamente 2,5. La tabella sotto mostra la differenza di splendore che corrisponde ad una data differenza di magnitudine. Alle stelle più splendenti per oltre 2,5 volte quelle di mag. 1 vengono assegnate magnitudini negative (segno meno); per esempio Sirio, la stella più luminosa del cielo, ha magnitudine –1.46. Alle stelle più deboli della mag. 6 vengono assegnate magnitudini positive progressivamente più grandi. Gli oggetti più deboli visibili con i telescopi dal suolo hanno magnitudini di circa 24.

La magnitudine degli oggetti diffusi, come gli ammassi stellari, nebulose, galassie e comete è più difficile da quantificare rispetto a quella di una stella. Lo splendore di un oggetto diffuso viene espresso normalmente come se tutta la sua luce fosse concentrata in un punto, simile ad una stella.

Esistono parecchi sistemi diversi per identificare le stelle e di conseguenza una medesima stella può essere indicata in più modi. Molte fra le stelle più splendenti hanno un nome proprio di origine araba, greca o latina; Altair, Sirius e Regulus sono esempi dei tre casi. Un altro sistema comunemente usato consiste nell'indicare le stelle più brillanti di una stessa costellazione con una lettera greca; tale sistema è stato introdotto nel 1603 dal cartografo tedesco del cielo Johann Bayer, cosicché le lettere greche applicate alle stelle sono conosciute come lettere di Bayer. Per esempio, Sirius è conosciuta anche come Alfa Canis Majoris, e ciò significa che è la stella Alfa nella costellazione Canis Majoris (si noti che viene usata la forma genitiva per il nome della costellazione quando si fa riferimento ad una stella con la sua lettera di Bayer). Le stelle che non possono essere indicate in uno dei modi suddetti possono esserlo con un numero, chiamato numero di Flamsteed (per esempio 19 Lyncis), perché il sistema è stato introdotto in un catalogo compilato dal primo Astronomo Reale inglese John Flamsteed (1646-1719). Le stelle più deboli sono elencate con il numero loro assegnato in ognuno dei diversi cataloghi stellari.

Diversi astronomi hanno compilato anche liste specifiche per tipi particolari di stelle, come stelle doppie, stelle vicine, nane bianche e tali cataloghi forniscono un'ulteriore sorgente per la nomenclatura. Le stelle variabili hanno una nomenclatura tutta particolare. Quelle che non rientrano in uno dei sistemi sopraccitati sono indicate con una o due lettere romane (per esempio: W Virginis, RR Lyrae); quando tutte le combinazioni di lettere possibili sono state usate, le stelle variabili in una costellazione vengono indicate con la lettera V ed un numero, per esempio V 1500 Cygni.

Le distanze di stelle e galassie vengono misurate normalmente in anni luce (abbreviato a.l.), o in parsec; l'anno luce è la distanza percorsa in un anno da un raggio luminoso, che si propaga alla velocità di 300'000 km al secondo. Un a.l. equivale a 9'500 miliardi di km. Le distanze delle stelle più vicine possono essere misurate direttamente in base alla tecnica della parallasse, che richiede la misura precisa della posizione di una stella, rispetto al fondo del cielo, osservata da punti diametralmente opposti dell'orbita terrestre. Uno spostamento della posizione stellare vista dai due punti (sui due lati del Sole, a sei mesi di distanza) rivela la distanza della stella, e le stelle a noi più vicine denotano i valori più grandi di variazione parallattica. Una stella che si trovasse alla distanza di 3,26 a.l. mostrerebbe una parallasse di un secondo d'arco; perciò la distanza di 3,26 a.l. è conosciuta come un parsec (abbreviazione per parallasse di un secondo). In pratica, nessuna stella è così vicina; la più prossima a noi, Alfa Centauri, ha una parallasse di 0,76 secondi d'arco, cioè una distanza di 4,3 a.l. Al di là di circa 100 a.l. le parallassi stellari sono troppo piccole per essere accuratamente misurate con i telescopi dal suolo. Gli astronomi ricorrono pertanto ad un metodo indiretto che comporta la stima della luminosità della stella in base alle caratteristiche del suo spettro; in questo modo gli astronomi possono spingere le misure a grande distanza, in dipendenza dallo splendore della stella. Questo metodo è soggetto ad errori notevoli, ma è la sola tecnica disponibile per stabilire la distanza dalla maggior parte delle stelle.

Stelle variabili

Alcune stelle non presentano uno splendore costante, ma variano in periodi che possono essere di ore, di settimane o anche di anni. Lo splendore di una stella viariabile può essere stimato per confronto con stelle vicine che non cambiano di luminosità.

La causa più comune per la variazione è l'effettiva pulsazione in grandezza della stella, conseguente a una sua instabilità. Una classe famosa di variabili pulsanti è quella delle Cefeidi, così chiamate dal loro prototipo, Delta Cephei. Si tratta di stelle supergiganti gialle che pulsano regolarmente ogni pochi giorni o settimane. La loro importanza per gli astronomi dipende dal fatto che il loro periodo di pulsazione è direttamente correlato con la loro luminosità: le Cefeidi più luminose pulsano in un periodo più lungo. Ne segue che, misurando il periodo di pulsazione di una Cefeide, si può stabilire accuratamente la sua luminosità e, confrontando la luminosità con lo splendore visibile da Terra, si ricava la distanza. Le Cefeidi sono perciò uno strumento importante per calibrare le distanze nell'universo.

Benché importanti, le Cefeidi sono relativamente rare. Il tipo più abbondante di stelle variabili è in effetti quello delle giganti e supergiganti rosse, che presentano virtualmente tutte qualche forma di variabilità dovuta a pulsazioni in grandezza, senza tuttavia avere la rigida periodicità delle Cefeidi; un esempio famoso di gigante rossa variabile è Omicron Ceti, nota popolarmente come Mira. Alcune stelle variabili rosse, come la supergigante Betelgeuse, non hanno una periodicità riconoscibile.

Un tipo completamente diverso di stelle variabili è costituito dalle binarie a eclisse. Si tratta di due stelle in orbita reciproca fra loro, una delle quali vista da Terra passa periodicamente davanti all'altra. Ogni eclisse di una stella da parte dell'altra provoca una diminuzione della luce totale da noi ricevuta.

La più famosa binaria a eclisse è Algol, nota anche come Beta Persei. Le più spettacolari di tutte sono però le variabili eruttive, che subiscono improvvisi e spesso enormi cambiamenti di emissione luminosa, in particolare nel caso di novae e supernovae. Si pensa che una nova sia una stella doppia stretta, in cui uno dei membri è una nana bianca; gas emessi dal compagno cadono sulla nana bianca, dove si incendiano in forma esplosiva, provocando un aumento temporaneo della luce stellare di migliaia di volte. Nell'esplosione di una nova la stella non viene distrutta; alcune novae sono state viste esplodere più di una volta, e forse tutte le novae possono essere ricorrenti. Frequentemente queste stelle vengono scoperte da astronomi dilettanti.

Talvolta le stelle si raggruppano in ammassi, che si presentano in due tipi principali: ammassi aperti e globulari. Gli ammassi aperti sono quelli meno densamente stipati, fra i due tipi; in genere hanno forma irregolare e contengono qualcosa come molte migliaia di stelle relativamente giovani; si trovano nei bracci a spirale della nostra Galassia. Esempi famosi sono gli ammassi delle Pleiadi (Pleiades) e delle Iadi (Hyades) in Taurus e il doppio ammasso in Perseus. Spesso gli ammassi aperti coprono mezzo grado di cielo o più, cioè sono uguali o maggiori del diametro apparente della Luna piena.

Le galassie sono distribuite nello spazio fino alla massima distanza che i più grandi telescopi possono indagare. Ognuna di esse è un aggregato di milioni o miliardi di stelle legate insieme dalla reciproca attrazione di gravità. Le galassie vengono classificate in base al loro aspetto, che presenta due forme principali: spirale ed ellittica. Le galassie spirali vengono suddivise in normali e barrate. La nostra Via Lattea è una spirale normale, come Andromeda, la famosa vicina, quasi gemella della nostra. La maggior parte delle galassie raggiungibili con i telescopi dei dilettanti sono spirali normali, con un nucleo centrale da quale si curvano i bracci verso l'esterno.

Le spirali barrate si differenziano perché hanno una sbarra diritta di stelle attraverso il centro; i bracci spiraliformi si staccano dalle estremità di tale sbarra. Rispetto a noi, le galassie spirali sono orientate sotto angoli differenti, e ciò determina il loro diverso aspetto al telescopio. Per esempio, una spirale vista frontalmente appare circolare al telescopio, mentre una visibile di profilo assomiglia ad un sigaro.

Le dimensioni delle galassie ellittiche presentano un'ampia distribuzione, dalle più massicce alla più piccole fra tutte le galassie. Il contorno è ellittico e non hanno bracci a spirale.

Sulla sfera celeste, gli equivalenti di longitudine e latitudine sono l'ascensione retta (A.R.) e la declinazione (dec.). L'ascensione retta si conta a partire dal punto in cui il Sole, nella sua traiettoria annua in cielo (l'eclittica), interseca l'equatore celeste, andando verso nord. Questo punto, detto equinozio vernale, è l'equivalente celeste del meridiano di Greenwich sulla Terra. L'ascensione retta si misura in direzione est dal punto vernale, attraverso tutto il cielo, in ore, da 0 a 24. Ogni ora di ascensione retta viene divisa in 60 minuti, e ogni minuto in 60 secondi.

La declinazione si misura in gradi nord e sud, sui meridiani celesti, da 0 gradi all'equatore a +90 gradi al polo nord celeste e –90 gradi al polo sud celeste. I poli celesti si trovano esattamente sopra i poli della Terra, e l'equatore celeste è visibile allo zenit dall'equatore terrestre. La posizione di una stella o di un qualsiasi altro oggetto celeste può essere dunque precisata in termini di ascensione retta e declinazione, esattamente come si fa con le coordinate di un punto sulla Terra.

I cartografi del cielo, però, devono affrontare due problemi che non riguardano i loro colleghi della Terra. Anzitutto, ogni stella si muove in modo lentissimo rispetto alle vicine; in secondo luogo, l'intero reticolo di coordinate si sposta a causa di un'oscillazione della Terra nello spazio. I movimenti delle stelle vengono definiti i loro moti propri. Con poche eccezioni, per esempio la stella di Barnard, i moti propri stellari sono così piccoli da risultare non percepibili nel corso della vita di un uomo se non mediante misure precise. Durante molte migliaia di anni questi moti agiranno in modo che, alla fine, le forme attuali delle costellazioni risulteranno completamente modificate, e le stelle appariranno sperdute nelle costellazioni vicine. Gli astronomi dovranno rivedere, un giorno, l'attuale nomenclatura di stelle e costellazioni.

Nel cielo notturno, oltre alle stelle fisse si possono vedere anche i pianeti del nostro sistema solare. I pianeti brillano riflettendo la luce del Sole. Il pianeta più brillante, Venere, supera per splendore qualunque stella. Lo si vede frequentemente sorgere prima del Sole nelle luci dell'alba, e allora viene detto popolarmente la stella del mattino, oppure tramontare nel crepuscolo serale, e allora viene chiamato la stella della sera. Un piccolo telescopio rivelerà che Venere non è una stella, perché ci mostra un disco che presenta fasi diverse (simili a quelle della Luna) mentre orbita intorno al Sole. Il secondo pianeta per brillantezza è Giove, che al massimo di splendore può anch'esso eclissare qualsiasi stella. A differenza di Venere, che rimane sempre vicino al Sole, Giove può essere visto in ogni parte del cielo. Anche un binocolo consente di vedere le sue quattro lune più luminose (Io, Europa, Ganimede, Callisto) che gli girano intorno incessantemente, cambiando posizione da una notte all'altra.

Talvolta si vede una brillante traccia luminosa dardeggiare attraverso il cielo, per non più di un secondo; si tratta di una meteora, popolarmente nota come stella cadente. Le meteore non hanno niente a che fare con le stelle; si tratta in realtà di grani di polvere che bruciano per attrito quando penetrano a grande velocità nell'atmosfera superiore della Terra. Noi non vediamo il grano di polvere, ma piuttosto la traccia di gas caldo che esso produce, bruciando completamente ad un'altezza di circa 100 km.

Qualche meteora si può vedere ogni sera senza binocolo in una qualunque notte serena; queste apparizioni casuali sono conosciute come meteore sporadiche. Ma parecchie volte ogni anno la Terra attraversa sciami di polvere interplanetaria, che provocano una pioggia o uno sciame di meteore. I membri di uno sciame sembrano tutti giungere da una piccola zona celeste, detta radiante. Lo sciame prende il nome dalla costellazione in cui si trova il radiante, per esempio le Geminidi sembrano irradiarsi da Gemini. Un'eccezione è costituita dalle Quadrantidi, che si irradiano da una zona celeste occupata un tempo da Quadrans Muralis, una costellazione defunta, o meglio oggi assorbita come barte del Bootes. Una pioggia di meteore può persistere per giorni o anche per settimane quando la Terra attraversa lo sciame di polveri, ma normalmente il picco di attività è limitato a una notte particolare.