La comprensione dei moti delle stelle nella nostra galassia, che in termini tecnici si chiama cinematica, rappresenta la base per capire la dinamica, e cioè come sia fatta la distribuzione di massa che la sostiene. La nostra galassia, come tante altre, è in prima approssimazione un disco in cui le stelle si muovono in orbite circolari intorno al centro, proprio come avviene per il Sistema solare. Conoscendo la velocità di rotazione in funzione della distanza dal centro, la curva di rotazione (si veda qui per maggiori dettagli), si può misurare la massa necessaria a rendere il sistema stazionario, cioè un sistema in cui le stelle si muovono in maniera tale da preservare le stesse proprietà nel corso del tempo.

Dunque, per misurare la curva di rotazione è necessario stimare la distanza dal centro della galassia di un numero sufficiente grande di stelle, come anche la velocità: ognuna di queste due grandezze richiede la misura di tre quantità indipendenti, per un totale di sei misure per ogni stella. Infatti, la posizione nello spazio è definita da tre coordinate e anche la velocità è una grandezza definita da tre componenti. Per quanto riguarda la posizione, due coordinate sono le due coordinate angolari della stella nella sfera celeste e la terza è la distanza da noi: le prime due sono relativamente facili da misurare attraverso un telescopio, mentre la distanza di una stella dalla Terra è la parte più problematica. Per farlo si utilizza la parallasse, il fenomeno per cui un oggetto sembra spostarsi di posizione in funzione del punto di osservazione. Se si osserva una certa stella a sei mesi di distanza, quando la Terra si trova nelle due posizioni opposte rispetto al Sole, si trova che la sua posizione in cielo è leggermente cambiata. Si può dunque misurare la differenza angolare tra le due posizioni apparenti nel cielo, e dalla determinazione di questo angolo attraverso semplici considerazioni trigonometriche (si conosce il raggio dell’orbita della Terra) si può calcolare la distanza.

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