観測天文学
天文学者は、高赤方偏移銀河、活動銀河核、ビッグバンの残光や様々な種類の恒星、原始星等、多くの種類の天体を観測する。
それぞれの天体について、様々な種類のデータが集められる。天体の位置座標の決定には球面天文学の技術が用いられ、等級は地球から見た明るさを決める。スペクトルの異なる部分での相対光度は、天体の温度についての情報を与える。スペクトルの写真を使うと、天体の化学組成が分かる。
背景に対する恒星の視差の変化は、恒星までの距離を求めるのに使われる。恒星の視線速度と経時的な位置の変化(固有運動)は、太陽に対する速度を測定するのに用いられる。恒星の光度の変化は、恒星大気の不安定性の証拠または伴星の存在を示す。連星の軌道は、それぞれの恒星の相対質量または合計質量を測定するのに用いられる。分光連星は、恒星と近接伴星のスペクトルのドップラーシフトを観測することで発見される。
同時に生成し、同じような環境にある同じ質量の恒星は、観測上の特徴も似る傾向にある。球状星団のように密接に関連した恒星の質量の観測は、恒星の種類の分布を構築するデータを提供する。
遠い銀河や活動銀河核の観測は、全体的な形や性質、属する銀河団等を明らかにする。別の銀河に存在するある種の変光星や光度が既知の超新星は、標準光源とされ、属する銀河までの距離を推測する手がかりとなる。宇宙の膨張により、遠い銀河のスペクトルは距離に応じて偏移し、銀河の視線速度のドップラー効果によって変化する。銀河の大きさと赤方偏移は、銀河までの距離を推測するのに用いられる。多数の銀河の観測は赤方偏移サーベイと呼ばれ、銀河の形成と進化のモデル化に用いられる。