Le coordinate assolute sono determinate usando uno speciale telescopio detto cerchio meridiano che è un tubo ottico che può essere ruotato solo sul piano del meridiano. L'asse di rotazione è allineato esattamente nella direzione Est-Ovest.

Quando una stella è in culminazione può essere osservata dal cerchio meridiano. A questo punto vengono registrati l'altitudine e il tempo siderale di transito. Poichè la stella è in culminazione il tempo siderale è uguale all'ascensione retta (l'angolo orario h= 0). la declinazione può essere ricavata nota l'altezza con la formula:

$\delta =a-\left(90°-\varphi \right)$

dove ϕ è la latitudine geografica dell'osservatorio.

Le coordinate relative sono misurate dalle immagini CCD che contengono la stella interessata e alcune stelle di riferimento note. La scala e la corretta orientazione dell'immagine vengono determinati mediante le stelle di riferimento. Poi si determinano, dall'immagine, le coordinate delle stelle interessate. Tuttavia in tutte le determinazioni delle posizioni delle stelle sono presenti errori dovuti alle perturbazioni (precessione, nutazione, aberrazione). L'errore di parallasse interessa la posizione relativa delle stelle. Lo spostamento dalla corretta direzione di una stella rispetto alle altre stelle fisse causato dal moto annuale della Terra è chiamata parallasse trigonometrica della stella. Essa ci può fornire la distanza delle stella: più piccola è la parallasse e più lontana è la stella.

L'unità di distanza usata in anstronomia è il parsec (pc). Alla distanza di 1 pc la parallasse è 1". Poichè un radiante è 206.265" allora 1 pc è pari a 206.265 AU (AU = raggio dell'orbita della Terra).

Un' altra distanza è l'anno luce che è la distanza percorsa dalla luce in un anno. 1 a.l. = 9.5·10¹⁵ m e 1 pc = 3.26 a.l.

In addizione al moto dovuto alla parallasse le stelle hanno anche dei moti propri. L'aspetto delle costellazioni cambia, molto lentamente, ma cambia.

La velocità delle stelle rispetto al Sole può essere divisa in due componenti, una diretta lungo la visuale (velocità radiale) e una diretta perpendicolarmente alla visuale (velocità tangenziale) . La velocità tangenziale è responsabile del moto proprio che può essere rilevato confrontando immagini catturate in tempi distanti (anni o decenni) . A sua volta per il moto proprio possiamo distingure due componenti, uno che causa la variazione della declinazione μδ e un altro che causa la variazione dell'ascensione retta μαcosδ. l coefficiente cosδ è introdotto per correggere la scala delle ascensioni rette, infatti i circoli orari si avvicinano man mano che ci si avvicina ai poli e le velocità delle ascensioni rette sono minori. Il moto proprio totale è: $\mu =\sqrt{{\mu }_{\alpha }^2{\cos }^2\delta +{\mu }_{\delta }^2}$

Il moto proprio più grande scoperto è quello della stella di Barnard che si muove nel cielo alla enorme velocità di 10.3 " di arco all'anno. In 200 anni attraversa unn spazio pari al diametro di una Luna piena. Per misurare il moto proprio (componente tangenziale) dobbiamo osservare le stelle per decenni. Tuttavia oltre una certa distanza (~1000 pc) e su tempi scala “umani” non si riescono a misurare moti propri tangenziali.

La componente radiale può essere ottenuta in una singola osservazione grazie all'effetto Doppler.

Nel caso di sorgente in moto (stella) e osservatore fermo si osserva una variazione della lunghezza d'onda della radiazione ricevuta:

$\mathrm{\Delta \lambda }={\lambda }_0·\frac{v}{c}\to \frac{v}{c}=\frac{{\lambda }_{\mathrm{oss}}-{\lambda }_0}{{\lambda }_0}$

formula valida a velocità molto minori della luce (il caso più frequente).

Uno spostamento verso il blu indica una stella che si sta avvicinando e uno spostamento verso il rosso una stella che si sta allontanando.

$v=\sqrt{v_r^2+v_t^2}$