如果你视力极佳，在晴朗且无光污染的夜晚也许能在夜空中看到2500颗以上的恒星，而全天肉眼可见的恒星总数更是接近6000。古人们早已发现，与金木水火土五颗行星相比，绝大多数天体之间的相对位置似乎是永恒不变的，由此便有了“恒星”一词。如今我们已经知道，只是恒星距离遥远而使它们在天球上的运动不易察觉罢了。本文将简略介绍恒星相对天球背景运动的三种方式：视差、自行和光行差。
竖起一根手指放在眼前，分别闭上左眼或右眼，可以发现手指相对背景物体的位置有明显不同，这便是视差的原理：在不同位置观测同一物体产生的方向差异。这不同位置的两点之间的连线是视差基线，两点与目标连线之间的夹角是视差角。显然，测得视差角后对距离的计算只是简单的三角形问题，视差因此也被称作三角视差。地球绕太阳公转时的位置不停变化，这就满足了产生恒星视差的条件。
日地距离是已知的，以日地平均距离1 AU作为视差基线的恒星视差被称为周年视差。如图1所示，由于恒星的距离普遍过于遥远，视差π是极其微小的，此时的tanπ≈π，然后只需在地球轨道平面（黄道面）中找到一条垂直于该恒星方向的视差基线，恒星的距离便很容易得到：d=a/π。而我们又规定，周年视差为1角秒（″）的天体的距离为1秒差距（pc），约等于3.262光年。
此定义的实用性使pc成为了天文学中最常用的一种距离单位，在这种单位制下，只需对以角秒为单位的周年视差取倒数，就能直接得到以秒差距为单位的恒星距离。因为距离越远，视差现象越不明显，所以只有较近的目标才能进行准确的视差测距，但2013年投入使用的盖亚望远镜的测量精度达到10微角秒量级，能够测出几千秒差距内的恒星视差。与太阳一样，银河系的千亿。
空间中某颗恒星与太阳的相对速度是v，将它正交分解为视向速度vr和切向速度vt，其中的切向速度反映了我们眼中恒星的移动方向，自行μ可以描述这一速度的大小，通常以角秒每年作单位。观测出自行的数值，再知道恒星的距离，切向速度就很容易计算了，如果进一步测出视向速度的大小，便能得到恒星相对太阳的真实的空间速度。
视向速度的测量依赖于多普勒效应，运动中的光源发出的电磁波的波长会改变，远离则变长（红移），靠近则变短（蓝移）。我们只需将恒星光谱中的各谱线与静止谱线的波长作对照，即可计算出视向速度的大小和方向。光是有速度的，这就导致运动中的观测者观察到光的方向与静止的观测者观察到的方向有偏差，即光行差。借用一个常见的比喻，人在雨中行走，尽管雨滴是垂直下落的，但跑动的人却感觉雨是从前方倾斜而下的。
光行差的原理与此类似，只是此时需考虑的不是经典力学的速度叠加原理，而是洛伦兹变换。地球处于不断的运动之中，自转、公转，甚至还包括跟随太阳在银河系中的运动，这些都让我们在观察遥远光源时出现光行差现象，其中对实际观测影响最大的是地球公转造成的周年光行差。如图3所示，θ是运动方向与光源方向的夹角，地球的运动使我们观测到这一角度变成φ，光行差也就是θ-φ。
当速度v远小于光速c时，光行差的大小可以简单地用vsinθ/c计算，当速度与光速垂直时，周年光行差有最大值20.5″。自转产生的周日光行差比周年光行差小两个数量级，而绕银河系运动的光行差虽然较大但周期极长（2亿年），短期内可不考虑。