我们知道，在不同的地点观测同一目标，这个目标就会有不同的方向，即在它的背景上有不同的位置；反之，如果我们连续观测同一个恒定的目标，发现它在背景上发生了移动，则我们可以认为观测者的位置是变化的，或者说观测者随着某个物体在运动。这就是说，恒定目标在背景上的移动，真实地反映了观测者位置变化情况。这种现象叫做视差位移。
人类在地球上观察恒星，而地球在轨道上的位置又因季节而不同。因此，恒星在天球的背景上，也应有视差位移。地球的公转以一年为周期，所以恒星视差位移也以一年为周期，这称为恒星的周年视差位移（如图3－28）。
设想在地球上观测黄极附近的恒星，在一年内，地球沿着轨道1、2、3、4走一周，对地球上的观测者来说，恒星在一年的时间内，在天球上画出圆1、2、3、4，这就是恒星的周年视差位移。对于不同的恒星，圆的半径也不同，恒星愈远，半径愈小。不在黄极上的恒星，在一年内画出一个椭圆，叫做恒星周年视差椭圆。而在黄道上的恒星，恒星的周年视差椭圆变成了直线。事实上，位于黄极的恒星的圆和位于黄道上的恒星的直线，分别是恒星的周年视差椭圆的特例。
某一特定恒星的周年视差位移量的大小，是有季节变化的，当日地连线同地球与恒星连线相垂直时，位移量最大，这个最大值叫做恒星的周年视差，即当日、地、星三者构成以地心为直角三角形的顶点时，日地连线对于有关恒星所张开的角度。换句话说，恒星的周年视差就是，当日、地、星构成一个直角三角形时，地球轨道半径对于某恒星所张开的角度（如图3－29）。
自哥白尼日心说提出之后,人们就开始寻找上面的现象，欲从对于恒星周年视差的观测，为日心体系的确立提供观测依据。但是，多数恒星都太遥远了，在观测技术落后的时代，很难观测到这个角度。直到19世纪，观测技术发展成熟了，1838年德国天文学家白塞尔首次成功地测得了恒星周年视差。但是至今多数恒星的周年视差也无法测到，只有少数较近的恒星可以测得出来。这个角度非常小，例如，离太阳最近的恒星——比邻星，它的周年视差只有0″.76，织女星周年视差只有0″.12，天狼星为0″.37。
恒星的周年视差的测定为日心体系提供了观测依据，从而证实了地球的公转现象。同时，在已知日地距离的基础上，利用恒星的周年视差可以计算出恒星的距离。如前所述，这也是得到恒星距离的一种方法。