S是太阳，A和B是1月1日和7月1日地球的位置，AS=1Au（astronomical unit）。我们要测恒星C与我们的距离。
在1月1日测出角1，在7月1日测出角2，则他们的差的二分之一就是视差（parallax angle）（如果C处于两平行线之间，则角1和角2的和的二分之一就是视差），在上图中，视差就是角ACS也就是θ。
如何测角1和角2呢？假设上图是从北半球上空俯视的俯视图，而测量者在北半球。
地球在A时，选择日落时刻，则观察者朝正上方抬头看，视线延红线。然后再转一定角度朝向C，测出这个角度就是角1；半年后，地球在B，选择日出时刻，则观察者朝正上方抬头看，视线延蓝线。然后再转一定角度朝向C，测出这个角度就是角2。这样θ就求出来了。
由于C很远，视差很小，我们可以把AS近似看成角ACS对应圆弧，所以AC*θ=AS=1Au
即待测恒星的距离AC=1Au/θ 当视差θ=1″也就是1角秒时，AC=1秒差距（Pc），1Au=1.496*10^8km，1″=2π/（360*60*60）rad，1Pc=1Au/1″=30.856万亿千米。
more：
在实际操作中，
1.我们还要扣除天体的自行。这需要长期的跟踪才能将自行和周年视差区分开。
2.我们不用选择日出和日落，选一个遥远的天体，因为很遥远所以它在我们看来是固定不动的。想象上图的红线和蓝线都来自那个星体，那么角1和角2就是相隔半年的两个角距离，角距离在赤道坐标系上也可以体现出来。
举一个例子：2009年VLBA用三角视差测量银河系中心（银心）的距离的方法。
这个例子包含了我自己的理解，可能有误导的地方，希望大家看了文献后，告诉我下面的理解对不对。
人马座B2是位于银河系银心一个巨大的气体和尘埃分子云（很亮的恒星胎儿）。计算人马座B2的距离，就是银心的距离。
通过接收人马座B2的水分子脉泽，我们可以得到它的方位。选择J1745-2820作为背景参照（如图1），来得到人马座B2的真实移动（是方位的变化，不是真实速度），这里的真实移动是自行与周年视差的叠加。
图二来自2006年9月到2007年10月测量
图二左，人马座B2相对与J1745-2820偏移的位置变化
图二中，向北偏移（粉色）和向东偏移（蓝色）随时间的变化
图二右，在图二中减去自行而得到的视差。
排除自行是很复杂的方法。他们的区别在于，视差是按年周期变化的，就像图二右那样，一年后回到原来的位置；而自行是沿着某个方向移动。
联星的自行可能比较好判断。在19世纪，W. Struve观察和筛选了很多双星的自行，包括织女星(联星)，后来他得到了织女星的视差。