1728年，英国天文家布莱雷德发现了光行差现象。他观察到，恒星在一年的不同时间内观察位置会发生变化。也就是说，在地面观测某颗恒星时，望远镜的倾角要做相应的周期变化。
为了更好地理解光行差是怎么回事，我们先来看看日常生活中的一个有趣现象。大家一定会有这样的经历，在一个无风的下雨天，雨是垂直下落的，如果你打着伞站着不动，雨就淋不着你。但是如果你把雨伞仍然竖直举在头顶而跑步前进的话，那么你的衣服就会被淋湿，在你看来，这时候的雨并不是垂直下落的，而是倾斜着向你飘落下来。
光行差的道理也是一样的，恒星是不动的，但是地球却在以每秒30千米的速度绕太阳公转，因此，对于一颗正在头顶上方的恒星，在地球上看来，光线并不是垂直照下来的，而是有一定的倾角仅，这个角度被叫做光行差常数，它与恒星的距离无关。
根据简单的合成原则，有：k=v／c。式中：c为光速，v是地球绕太阳公转的速度。
光行差是由英国学者布莱雷德观测发现的，他的初衷是为测定恒星的周年视差，却于失败中意外发现了光行差。1725年，他测出天龙座的一颗星存在以一年为周期的20″的微小位移，可是位移的方向与预期的视差位移不同。他成功地解释了这种物理效应，并把它定名为光行差。α约为20·5″，将α的观测值和地球的公转速度代入上面的公式，就可以得出：
c=3·1×108米／秒。
这是历史上首次得到的较为准确的光速值。
奇怪的是，从丹麦天文学家雷默于1676年测定光速，到1725年布莱雷德发现光行差，相隔达半个世纪之久，竟没有人想到光的传播速度对恒星视位置所产生的这种极其简单的影响。
恒星周年视差位移
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，不能引起任何显着的位置变化。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。