Знаючи відстань до зорі, її видиму зоряну величину та використову­ючи формули (3.3) і (3.4), можна обчислити два інших її параметри: аб­солютну зоряну величину М і світність Ь.

Від середини XIX ст. до кінця XX ст. було визначено паралакси більш ніж 100 000 об'єктів, тобто встановлено характеристики кожної мільйонної зорі з усіх, що населяють нашу Галактику. На основі мето­ду річного паралаксу астрономи розробили близько десяти інших ме­тодів визначення відстаней, а отже, і основних фізичних параметрів зір. Серед них - широковживаний метод типового представника, суть якого ось у чому.

Якщо для об'єкта з певним набором характеристик (температура Т, колір, маса М тощо) ми знаємо відстань г і його видиму зоряну величину тп, то визначивши за (3.3) і (3.4) його абсолютну зоряну величину М і світність Ь, вважаємо його надалі «стандартом». Досліджуючи навко­лишній зоряний світ, виявляємо в ньому об'єкт з таким же набором ха­рактеристик (Т, М тощо). Приймаючи, що обидва об'єкти мають однако­ву абсолютну зоряну величину М, і визначивши видиму величину т досліджуваного об'єкта, за формулою (3.3) знаходимо відстань до нього.Дослідження багатьох тисяч об'єктів зоряного неба привели до висновку, що за своєю світністю зорі істотно відрізняються між собою. Одні з них мають світності у сотні, тисячі чи навіть мільйони разів більші від світності Сонця, а інші, навпа­ки, у сотні, тисячі й навіть сотні тисяч разів менші за неї. Найбільшу світність у Галактиці має зоря ІЮ93129А з комплексу г) в сузір'ї Кіля - во­на світиться як мільйон наших Сонць. З іншого боку, світність найближ­чої до Сонця зорі Проксими Кентавра становить лише 0,0000561,©. Тільки 18 000 таких Проксим, разом узятих, будуть світити як наше Сонце.

Як виявляється, у Галактиці зір з малими і дуже малими світностя-ми в десятки разів більше, ніж таких, як Сонце, і в тисячі разів більше, ніж потужних зір, світності яких перевищують сонячну. Із 40 найближ-^пнї ™ ня'^> чіп питттр тпи мають світність більшу за сонячну.