Le voisinage du Soleil est évidemment la région la mieux connue de la Galaxie. On y dispose d’un relevé à peu près complet des étoiles plus proches que 25 parsecs (sauf en ce qui concerne les étoiles naines brunes qui sont extrêmement peu lumineuses), et la distance et le mouvement propre des étoiles sont bien déterminés jusqu’à un rayon de 100 parsecs ; des vitesses radiales sont également disponibles, mais en nombre bien plus restreint que les mouvements propres. Enfin, on a pu étudier en détail le milieu interstellaire local. Cependant, le voisinage du Soleil est un endroit relativement calme de la Galaxie, loin des bras spiraux ; on n’y trouve aucune étoile très jeune et très massive, et la nébuleuse gazeuse la plus proche, la Nébuleuse d’Orion, se trouve à 500 parsecs de nous. Avant d’aborder l’étude de cette région, il nous faut donner quelques bases sur les étoiles en général.
La distribution spectrale du rayonnement des étoiles n’est pas très différente de celle d’un corps noir. On a donc pris l’habitude d’exprimer la luminosité L de l’étoile, c’est-à-dire l’énergie totale qu’elle émet par rayonnement, sous la forme d’une température effective Teff, qui est la température qu’aurait un corps noir fictif de mêmes dimensions que l’étoile émettant cette luminosité. On a donc la relation suivante entre L, Teff et le rayon R de l’étoile :
où σ est la constante de Stefan-Boltzmann. Il est cependant difficile d’obtenir directement L, Teff et R. Une détermination précise de la température effective requiert la mesure quantitative de la distribution spectrale du rayonnement de l’étoile de l’ultraviolet lointain à l’infrarouge moyen, ce qui nécessite des observations au sol bien corrigées de l’absorption atmosphérique et des observations à partir de véhicules spatiaux…