由于最近的恒星同我们之间的距离也有4.22光年，所以地球围绕太阳的周年运动对大多数恒星来说，不能引起任何显著的位置变化。对于可以测出视差位移的恒星，视差值只有1秒的十分之几或百分之几。这在观测仪器不精密的中世纪，是根本无法测定的。直到19世纪30年代，三位天文学家几乎同时各自独立地测出了恒星的周年视差值，为哥白尼的学说最后找到了严格的证明。
设想观测者先在太阳S上观测黄极附近的恒星α，它位于天球上的α′处；然后，观测者再移到地球A去观测α，由于观测者的位移，就引起恒星α的视差位移，它向着太阳在天球上从α′移到α点。在一年中观测者随地球沿着轨道ABCD绕太阳运转一周，他便看见恒星α在天球上画出圆轨迹abcd，圆的半径等于该恒星的周年视差。
恒星的周年视差是以太阳到恒星α的距离r为弦，以地球同太阳距离α为最小边的盲角三角形内的最小内角π。
sinπ=α/r，π=α/r
测定恒星距离的方法，只需将上式改写成：
r=α/π=206.265α/π″
式中：α为天文单位，若以206.265α为1秒差距，则r=1/π″秒差距。
测定恒星的周年视差不仅可以证明地球的绕日公转，而且恒星的周年视差一经测定，便立刻得出该恒星的距离。恒星周年视差位移的轨迹在形态上与光行差类似：位于黄极上的恒星的周年视差位移轨迹为半径等于该恒星周年视差的圆；黄道上恒星的视差为一弧段，其一半为该恒星的周年视差；天球上其他部位的恒星的视差为半长轴等于该恒星周年视差的椭圆，恒星的黄纬愈小，椭圆的扁率愈大。
周年视差与光行差比较，具有不同的特点：光行差常数对于所有的恒星都相同，周年视差却随着恒星距离的增加而减小；光行差指向与太阳黄经相差90°的一点，周年视差的指向与太阳黄经相同；光行差常数的数值大，周年视差的数值总是很小，因而视差位移表现为使光行差椭圆有微小的变形。