在測定恒星的距離這個問題上，天文學家曾經進行了長期的T45，但直到1838年才得出頗為精確的測量結果。在這1年裏，經過適當的校正，測定了天鵝座61號的距離；約在同一時間裏，發現南門二比天鵝座61更接近我們。直到現在，這兩顆星仍然屬於我們的近鄰。已經證實，南門二有1顆星等為11等的暗弱的伴星，它可能比南門二還要稍微近一些，因而早就把它叫做“比鄰星”。它獲得這樣的名字，當然是引人注意的。不過這個名字是否得當，尚有待證明。因為，出現在我們照相底片上的幾百萬顆暗星中，很可能再發現1顆或幾顆更為接近我們的恒星，一旦發現了這樣1顆恒星，那麼“比鄰星”這個名字，自然就要讓位給最新發現的那個近鄰了。
天鵝座61星，多年來曾被認為是第二顆最近的恒星，但現在至少已發現1.1顆比天鵝座61更近的恒星，它們之中就有天空中最亮的天狼星。
自1839年以後，陸續測定了一批恒星的距離。天文學家根據這些已經得到的知識，對其他恒星至少能夠提出一些有用的數字，並考察它們的顏色、亮度和其他物理性質，甚至對它們的大小和構造，也能作出某些接近真實情況的推論。恒星距離的確定，給天文學開拓了一個廣闊的研究領域，因為知道了1顆恒星的距離以後，我們就可以對它的大小和發光本領，以及其他自然狀況有所了解，至於它的化學組成則可以用分光鏡來揭示。例如，兩顆恒星所顯示的明亮程度相等，如果我們得知其中1顆比另1顆距離我們遠多少倍，我們就可以了解那顆遠距離的恒星的實際亮度應該是多少。舉例說，天狼星和老人星同是兩顆最亮的恒星，它們都比標準的一等星亮得多，然而卻把它們看做同一級的恒星，都叫做1等星。這兩顆星相比較，天狼星似乎還要亮些，它和我們的距離，比日地距離還遠50萬倍。可是老人星卻不承認這個結論，因為它離我們更遠，天文學家經過長期的努力，終於用最先進的技術測定了老人星的亮度，從而解決了這個爭淪問題。這時，得知老人星是全部1等星中實際上最亮的恒星。
恒星的距離測量，天文學家叫做測定恒星的“視差”。所謂視差，通俗地講，就是從不同的地點觀測同一物體，這個物體在它的背景上所產生的位置變化，又叫“視差位移”。例如，你拿著1枝鉛筆，豎立在你麵前，並伸出30厘米遠，先用1隻眼睛注視鉛筆的上端，然後用另1隻眼睛做同樣的動作，你將發現鉛筆頂端在它的背景上的投影位置似乎發生了變化。鉛筆伸。出得遠一些，位置的變化似乎小了一些，如果再伸得遠一些，就幾乎沒有位置的變化了。作上述觀測時，你如果把前後兩個投影點聯成一條直線，則這條直線，首先是由於你的兩隻眼睛之間的距離造成的；其次，這條直線的長短，和鉛筆伸出去的遠近成反比，而直線的方向並沒有改變。同樣的道理，如果在兩個相距很遠的測點上來觀測距串很遠的同一個天體，那麼這兩個測點的視線，同樣在這個天體的背景(天球)上留下兩個投影點(同一天體在天球上的兩個視位置)，兩個測點的聯線叫做基線，而兩個投影點的聯線，就是由於測點位置的變化所產生的視差位移。通過數學的運算，可以根據這條基線的長度，和兩個測點與同一天體的兩條方向線(視線)所組成的角度，計算出這個天體的距離。
用通常的方法，是不能看出恒星在天空中的位置變化的。甚至在地球直徑的兩端，相隔約12 880千米的兩個觀測點上，也看不見恒星的位置變化，因為恒星距觀測點的距離是非常巨大的。
最初，雖然有人設想找出一條像地球直徑那樣長的直線來作為測量恒星的基線，但這樣長的直線在我們地球上是找不到的，然而，天文學家卻在宇宙空間找到了，這就是地球圍繞太陽作周年運動的軌道直徑，這條直徑長約3億千米，比地球直徑長約23 544倍。有了這條基線，就可以。測量恒星的距離了。先在地球軌道的某一點上對某恒星作一次觀測，在6個月之後，當我們處在軌道的相反一點時，又對同一恒星作一次觀測，由於我們觀測點的空間位置變換了3億千米，就使某些恒星在天球上的視位置有了變化，因為恒星距我們觀測點的距離很遠，這種變化當然是極其微小的，通常用弧度的秒數來表示，稱為角秒(記作″)。通過嚴密的數學計算，當我們在基線長3億千米的兩端測量某一恒星，如果它的視差位移是1″那麼這顆恒星和我們的距離就將超過310000億千米。我們還沒有發現哪一顆恒星在天球的視差位移達到了1角秒(1″)，正如天文學家所說，沒有一顆恒星的視差大到了1角秒(1″)。在基線長度不變的情況下，視差愈小，就意味著恒星愈遠。因此，視差不超過1″也就是說，在最靠近我們的恒星中，沒有哪一顆恒星和我們的距離僅僅隻有310000億千米。已經測得的最大視差是0.75″，這就是那顆最近的恒星的視差。要確切地決定一顆恒星的視差，至少要觀測3次，天文學家通過第三次的測量結果，才能排除恒星視差的誤差，這種誤差是由於恒星的光在經過天空時，和太陽變位的相對運動所造成的。