Granice gwiazdozbiorów ulegały zmianom, toteż te dawniejsze, które były określane dosyć umownie, nie pokrywały się z dokonanym podziałem całego nieba przez Międzynarodową Unię Astronomiczną na 88 gwiazdozbiorów dopiero w 1925 r. Ponadto, w dawniejszych czasach głównym punktem zainteresowania, były gwiazdozbiory, przez które wędrowało Słońce oraz te graniczące z nimi, w których dostrzegano jasne gwiazdy. Z tego względu od nazw gwiazdozbiorów „zodiakalnych” pochodzą nazwy znaków Zodiaku. Ale, gdy porównamy dawniejszy podział czasowy, wg którego Słońce widziane jest w danym znaku Zodiaku, z obecną jego drogą na tle tych samych znaków, okazuje się, że Słońce widziane jest na ich tle w zupełnie innej części roku kalendarzowego (dane w wyżej zamieszczonej tabelce). Dawny podział czasowy drogi Słońca na tle znaków Zodiaku pokrywa się obecnie z rzeczywistym tylko w ciągu 47 dni w skali roku. Oznacza to, iż spowodowana, omówionym wcześniej zjawiskiem precesji, niezgodność dotyczy obecnie ponad 87 procent roku kalendarzowego. W niektórych znakach (Rak, Waga, Skorpion) znaki nie pokrywają się nawet przez okres jednej doby, w kilku innych w wymiarze od 1 do 4 dób (Baran, Bliźnięta, Strzelec, Koziorożec, Wodnik). W znaku Lwa ww. zgodność jest najwyższa i wynosi 13 dób. Na podstawie tego zestawienia można stwierdzić, iż obecnie rzeczywista droga Słońca na tle znaków zodiakalnych, jest przesunięta w stosunku do ich datowania, używanego w astrologii (znanego, m.in., z tzw. horoskopów), o czasokres jednego znaku. Ponadto w okresie od 30 listopada do 17 grudnia droga Słońca na tle gwiazdozbiorów ekliptyki, nie znajduje się na tle żadnego z 12 gwiazdozbiorów tworzących pas Zodiaku. W tym czasie odwzorowanie drogi Słońca na ekliptyce przebiega na tle gwiazdozbioru Wężownika, który tym samym jest trzynastym gwiazdozbiorem zodiakalnym.
Dla uzupełnienia niniejszych rozważań potrzebne będzie nieco informacji o tym, co możemy dostrzec obecnie, a także co mogli widzieć na „niebie” ludzie, którzy żyli przed epoką lunet i teleskopów. Gwiazdy są bowiem bliżej i dalej, świecą jaśniej i słabiej, są bardziej i mniej gorące, jedne są młode, inne zaś stare. Jedne żyją krótko, inne zaś nadzwyczaj długo. Praktycznie zaś wszystkie zmieniają się w czasie przechodząc, mniej lub bardziej, gwałtowne transformacje. O tym wszystkim wiemy, w skali historycznej, od bardzo niedawna, natomiast nie wiedzieli o bardzo wielu „obliczach” gwiazd ludzie z epoki, nazwijmy to przedatomowej. Jednakże jeden bardzo ważny parametr charakteryzujący gwiazdy był dostępny ludziom przed wspomnianą epoką. Była to, możliwa do obserwowania wzrokiem, jasność gwiazdy. Pierwszy, znany nam, katalog gwiazd, zawierający pozycję na niebie 1080 gwiazd zgrupowanych w 49 gwiazdo- zbiorach, sporządził w oparciu o ten właśnie parametr grecki astronom Hipparch w II wieku przed Chrystusem. Hipparch także, jako pierwszy, odkrył jakże ważne dla naszego opowiadania zjawisko precesji. Od katalogu Hipparcha rozpoczęło się klasyfikowanie gwiazd, nie trzeba dodawać, iż jego katalog był przez kolejnych badaczy uzupełniany, poprawiany lub zastępowany doskonalszymi. Dopiero w drugiej połowie XVIII wieku, na podstawie obserwacji astronomów Mayera i Bradleya powstał katalog liczący ok. 3 000 gwiazd, których pozycje udało się wyznaczyć z dokładnością ok.. dwóch sekund łuku, co odpowiadało pomiarowi z dokładnością do 60 m na długości południka na powierzchni Ziemi. Na cześć Hipparcha nazwano satelitę Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA – European Space Agency), który, w trakcie swojej misji realizowanej w latach 1989-1993, zebrał dane astrometryczne dla około 2,5 miliona gwiazd (HIPPARCOS – akronim od High Precision Parallax Collecting Satellite) oraz określił bardzo precyzyjnie pozycję dla ok. 120 tys. gwiazd z dokładnością do 0,7 milisekundy łuku. Dokładność pomiarów pozycji gwiazd na sferze niebieskiej wykonana przez aparaturę satelity odpowiada dokładności pomiarów w długości południka ziemskiego na powierzchni Ziemi do 2 centymetrów. HIPPARCOS zebrał wystarczająco dokładne dane o odległości gwiazd w sferze o promieniu ok. 500 lat od Słońca. Rozdzielczość aparatury satelity była tak wielka, że umożliwiałaby rozróżnienie przeciwległych boków piłki golfowej, umieszczonej na dachu wieżowca na nowojorskim Manhattanie, którą obserwowano by z Paryża lub Londynu. Opracowanie danych zebranych przez satelitę trwało ponad 10 lat i umożliwiło powstanie największego dotychczas katalogu gwiazd.
Jasność gwiazd określa się w jednostkach zwanych magnitudo („m”). Jest ona określana i obliczana dla jasności widomej, czyli dla jasności obserwowanej z punktu widzenia ziemskiego obserwatora w zakresie światła widzialnego dla ludzkiego oka. Nie licząc Słońca, najjaśniejszą gwiazdą nieba jest Syriusz (alfa w konstelacji Wielkiego Psa), dla której ta wielkość m wynosi -1,44 ( minus 1,44). Dla porównania wartość jasności widomej dla Słońca wynosi -26,84 m (minus 26,84). Czyli, im wyższy nominał przy wartości ujemnej, tym jaśniejsza gwiazda. Różnica w jasności wyrażona wielkością jednego m oznacza 2,5-krotność w natężeniu światła docierającego w danym czasie do obserwatora (dokładnie 2,512). Oznacza to, iż dla różnicy wyrażonej wielkością pięciu m, różnica w natężeniu promieniowania jest, z dobrym przybliżeniem, stukrotna (2,512 podniesione do potęgi o wyznaczniku 5). Dla Słońca i Syriusza różnica wynosi 25,40 magnitudo. Kto chce, może sobie obliczyć, ile razy silniejsza jest obserwowana jasność promieniowania Słońca od analogicznej jasności Syriusza. Pierwszy podział gwiazd wg jasności obserwowanej został wprowadzony przez Ptolemeusza Klaudiusza w połowie II wieku po Chrystusie. Podzielił on gwiazdy na sześć grup jasności, od pierwszej (najjaśniejsze) do szóstej (będące na granicy widoczności). Uzupełnił klasyfikację Hipparcha, poprawił ja i stworzył katalog z klasami jasności dla trochę ponad 1000 gwiazd. Jest on zawarty w słynnym dziele Ptolemeusza Almagest. Jeśli chodzi o jasność widomą, ten podział utrzymał się do dnia dzisiejszego. Do wartości plus 6,5 magnitudo, przyjętej jako górna granica dla możliwego do dostrzeżenia „gołym okiem” widma gwiazdy, moglibyśmy teoretycznie ujrzeć na całym niebie ok. 9.000 gwiazd (podaję ww. ilość w oparciu o dane uzyskane podczas misji satelity Hipparcos, a opublikowane w edycji Yale Bright Star Catalogue). Przy przesunięciu tej granicy w dół o wielkość 0,5 magnitudo (do plus 6,0 m), ilość takich gwiazd wynosi ok. 5.200. Czyli na granicy możliwości ludzkiego wzroku mamy prawie 4.000 gwiazd, z których sporą część człowiek o bardzo dobrym wzroku, przebywający gdzieś daleko od centrów współczesnej cywilizacji, z dala od ich świateł oraz pyłów przemysłowych, spalin samochodowych i lotniczych, smogu i temu podobnych efektów, czyli gdzieś na szczytach Andów, w czasie bezchmurnej nocy i przy nowiu Księżyca, być może mógłby zliczyć. Oczywiście, jest to w praktyce niemożliwe, gdyż nie mógłby obserwować wszystkich gwiazdozbiorów. Aby je dostrzec, musiałby przebywać zarówno w Andach na półkuli południowej jak i w Górach Skalistych na półkuli północnej. I obserwować niebo widziane z jednej półkuli w przeciągu roku, a z drugiej półkuli w przeciągu kolejnego. Ale bez precyzyjnych przyrządów umożliwiających odróżnienie pozycji każdej, możliwej do zaobserwowania gwiazdy, nie mógłby podołać takiej wyliczance.
