簡單的說，因為地球要饒太陽公轉，所以當地球位於軌道的不同位置上時，觀測遙遠的恆星，這些恆星的相互位置應該是有差異的。這就叫恆星週年視差。不過因為恆星的距離都極為遙遠，所以恆星的週年視差是非常微小的。現在測量恆星週年視差都選擇相隔半年來測量。因為這樣觀測者才能處於距離最遠的兩個點上測量。當年尋找恆星週年視差是證明日心說的最後一個難題。

由於最近的恆星同我們之間的距離也有4.22光年，所以地球圍繞太陽的週年運動對大多數恆星來說，不能引起任何顯著的位置變化。

對於可以測出視差位移的恆星，視差值只有1秒的十分之幾或百分之幾。這在觀測儀器不精密的中世紀，是根本無法測定的。直到19世紀30年代，三位天文學家幾乎同時各自獨立地測出了恆星的週年視差值，為哥白尼的學說最後找到了嚴格的證明。設想觀測者先在太陽S上觀測黃極附近的恆星α，它位於天球上的α′處；然後，觀測者再移到地球A去觀測α，由於觀測者的位移，就引起恆星α的視差位移，它向著太陽在天球上從α′移到α點。在一年中觀測者隨地球沿著軌道ABCD繞太陽運轉一週，他便看見恆星α在天球上畫出圓軌跡abcd，圓的半徑等於該恆星的週年視差。恆星的週年視差是以太陽到恆星α的距離r為弦，以地球同太陽距離α為最小邊的盲角三角形內的最小內角π。sinπ=α〖〗r，π=α〖〗r 測定恆星距離的方法，只需將上式改寫成： r=α〖〗π=206.265α〖〗π″ 式中：α為天文單位，若以206.265α為1秒差距，則r=1〖〗π″秒差距。測定恆星的週年視差不僅可以證明地球的繞日公轉，而且恆星的週年視差一經測定，便立刻得出該恆星的距離。恆星週年視差位移的軌跡在形態上與光行差類似：位於黃極上的恆星的週年視差位移軌跡為半徑等於該恆星週年視差的圓；黃道上恆星的視差為一弧段，其一半為該恆星的週年視差；天球上其他部位的恆星的視差為半長軸等於該恆星週年視差的橢圓，恆星的黃緯愈小，橢圓的扁率愈大。週年視差與光行差比較，具有不同的特點：光行差常數對於所有的恆星都相同，週年視差卻隨著恆星距離的增加而減小；光行差指向與太陽黃經相差90°的一點，週年視差的指向與太陽黃經相同；光行差常數的數值大，週年視差的數值總是很小，因而視差位移表現為使光行差橢圓有微小的變形。