夜晚我们看见的星星，绝大多数是恒星。“恒”是表示永久、不变的意思。在地球上看来，从各个恒星的相对位置来说，它们似乎是不变的；它们的亮度也似乎不变。但这是由于恒星距离我们十分遥远，它们的运动与变化在短时间内不容易看出罢了。
根据研究，恒星就是一个个远方的太阳；反过来可以说，太阳是离我们最近的一颗恒星，而且无论从大小与变化来看，太阳只是一颗普通的恒星。
在观察天空星星的时候，总会有人问这样一个问题：这么多星星，它们离我们有多远呢？
早先测量恒星的距离，用的是三角视差法。由于地球绕太阳公转，看见恒星有视差位移，如果测出视差，也就知道距离了。
也就是从恒星上看地球轨道半长径所张开的角度。由三角关系可得：
sinπ＝a／D
恒星视差都很微小（小于1″），可取sinπ＝πsin1″，而sin1″＝1／206265，于是上式可化为：
D＝206265a／π
这就是恒星视差与距离的关系式。
恒星是很遥远的，用天文单位来表示还是欠妥，因此常用“光年”为单位。光年就是光在一年中所走过的距离，也就是1光年＝365×24×86400×299792千米≈9．46×1012千米。或粗略说，1光年等于10万亿千米。用光年时，上式变为：
D＝3．26／π（光年）
当π＝1时，D＝3．26光年。这种长度也作为距离的单位，称为“秒差距”（视差为1″的距离的意思）。1秒差距＝3．26光年-206265天文单位。用秒差距为单位时，有：
D＝1／π（秒差距）
天文学在讲到星系与河外星系的距离时，就常用秒差距为单位。
在求恒星的距离时，通常是测量被测星与一些暗星的角距离。这里已假定那些暗星是无穷远的，因而当做不动的参考点。我们在一年中的某个时候，比如在3月21日，通过天文望远镜拍下被测星与暗的比较星。然后经过半年之后，当地球走到轨道直径的另一头时，即如9月23日，再拍摄一次被测星与比较星，这样观测就完成了。然后将两张底片对叠起来看，被测星已对比较星移动过一段距离，将这段距离化为角度大小。这个角度就是由于地球的移动而产生的被测星的视差位移。取其中一半角度，即是被测星的视差值。
实际测星并不是观测一两次，而是在几年内多次拍摄被测星与比较星的同一天区。并且，在计算中还要考虑到恒星本身的运动以及地球运动带来的影响。因此恒星视差测量是很复杂的天体测量工作。比如俄国天文学家W·斯特鲁维观测北部天空最亮的星——织女星，从1835年开始观测，到1838年才大功告成。从96次观测中，他推算出织女星的视差是0．26（相当于织女星的距离是1／0．26秒差距＝1／0．26～3．26光年≈13光年）。这个数值虽然比现代测的值（0．12相当于织女星的距离是27光年）大了一些，但这是首批测量出恒星视差，科学意义是很大的。
应用三角视差方法，能测量视差在0．01以上的恒星（相当于距离为300多光年）。视差小于这个数值，就测不准确了，因为观测的误差也达到这个数量级。
对于比较遥远的恒星，大多用统计的方法来求视差，其中有一个最常用的是由恒星的亮度去算出距离。
恒星的亮度决定于两个因素，一是它的发光强度（叫“光度″），一是它所处的距离的远近。为了比较恒星的光度，必须设想把星星统统“移到”相同的距离处，方能比出个高低来。为此，天文学上选取一个标准距离，定为10个秒差距或32．6光年（其实是为了计算的方便而选取的），一颗恒星“移到”标准距离处所具有的亮度，叫做“绝对星等”，以M表示。绝对星等基本上表示一颗星的真实光度。
在标准距离处，太阳只相当于一颗5等星。
只要我们设法求出恒星的绝对星等，那么由公式就可计算出恒星的距离。
比如根据恒星的光谱特征，根据造父变星的“周光关系”等。这些涉及恒星的很多知识，我们将在后面逐步介绍。此外，还可根据恒星的运动去求出它的距离。
我们通常讲的恒星距离“我们”有多远，实际上是距离“太阳”有多远。因为相对于恒星而言，日地距离是微不足道的，所以，用“我们”来代替“太阳”了。这样，距离我们最近的一颗恒星是半人马座的α星，中名南门二。实际上，南门二是三颗星组成的小系统，其中有一颗离我们最近的，称为“比邻星”或“半人马座比邻星”它的距离为4．22光年。要到“比邻星”上旅游观光，可真不容易，就是坐上每小时4万5千米的宇宙飞船，也得花11．5万多年！
至于最远的恒星有多远，那就难确定了。如果将银河系外的星系中的恒星也算在内，那么，最远的恒星的距离应当在200亿光年以上。随着科学技术的发展，也许将来还可以发现距离我们更为遥远的恒星呢！