由于地球的公转，使得观测者发生移动，而使恒星在天球上的位置发生改变，人们把在太阳上观测的恒星在天球上的位置作为他的平均位置，从地球上观测到的恒星的实际位置，同这个平均位置比较起来，总存在一点的偏离。恒星的周年视差是当地日连线同星地连线垂直时，同一恒星的视差位移达到极大值，该极大值被称为该恒星的周年视差。
恒星周年视差缘于一个简单的推理:与更远的恒星相比较时，比较近的恒星应该显示出视差。即人们以地球绕太阳的轨道直径(即一个天文单位，大约1.496×10^8千米)作基线，在轨道相对的两端以半年的间隔进行观测，可观测到恒星的视差。但由于以前人们没有望远镜，单凭肉眼无法测出恒星的视差，因为恒星和地球间的距离，同地球的轨道直径相比，实在太大了。
望远镜和其他仪器为恒星周年视差的观测提供了可能。在19世纪30年代，德国天文学家（也是当代数学家）贝塞尔使用了一种叫做量日仪的新仪器，因为这种仪器最初是想用来精密地测量太阳的直径的。但用它同样能够测量天体间的其他距离，贝塞尔就用它来测量两个恒星之间的距离。贝塞尔月复一月地注意这些距离的变化，终于成功地测出了一个恒星的视差。
他选择的是天鹅座的一颗小星，叫做
天鹅座61星。他之所以选定这颗星，是因为这颗星相对于其他恒星背景每年都显示出特别大的自行，因此它一定比其他恒星离我们近。(不要把这种自行与恒星相对于背景的前后移动相混淆，后者表示的是视差)贝塞尔以附近“固定的”恒星(可能要远得多)为基准，测定天鹅座61星连续移动的位置，持续观测了一年多。最后在1838年，他报告说天鹅座61星的视差为0. 31角秒，即相当于把一枚5分硬币放在16千米远处观看时的视角。这个视差是以地球轨道的直径为基线观测到的，这表明天鹅座61星在大约100万亿千米远处，为我们太阳系宽度的9000倍。因此，即使和最近的恒星相比，太阳系也像是空间的一个小点。
因为用万亿千米计算距离相当不方便，天文学家便以光的速度来计算距离，以便缩小数字。光速是每秒299792. 458千米。光一年走的距离约为94605亿千米，叫做1光年。利用这个单位，
天鹅座61星距离地球约11光年。
在
贝塞尔成功后仅两个月，英国天文学家亨德森就算出了半人马座a星的距离。这颗星是天空中第三颗最亮的星，位于南天低空处。结果表明，半人马座a星的视差为0. 75角秒，是天鹅座61星的两倍多。因此，半人马座a星相应地距离地球近多了。实际上，它距离太阳系只有4. 3光年，是我们太阳系最近的恒星邻居。其实它并不是一颗单独的星，而是由三颗恒星组成的。
1840年，在德国出生的俄国天文学家斯特鲁维宣布了天空中第四颗最亮的星织女星的视差。后来发现他的测量结果有点误差，但这是可以谅解的，因为织女星距离地球远达27光年，视差非常小。