Pendant longtemps on a cru que les étoiles ne pouvaient être à de très grandes distances de la Terre. En effet, on imaginait mal comment des objets très éloignés et très nombreux pouvaient tourner autour de la Terre, qui on le savait était le centre de l'Univers. Cet état de choses avait d'ailleurs été confirmé par les observations de l'astronome danois, Tycho Brahé qui n'ayant observé aucun déplacement des étoiles dans le ciel du au mouvement de la Terre (la parallaxe), en conclu que la Terre devait être au centre de l'Univers !

Cependant, si les étoiles sont assez loin,  ce mouvement n'est pas perceptible à l'œil nu comme le faisait Tycho Brahe. La limite de résolution de l'œil étant de l'ordre de 1 minute d'arc, les étoiles les plus proches ne pouvaient donc se situer à moins d'un vingtième d'année lumière de la Terre.

La première tentative de mesure de la distance des étoiles a été faite par James Gregory en comparant l'éclat de l'étoile Sirius, la plus brillante du ciel avec Jupiter. En supposant, que Sirius est semblable au Soleil, il publie en 1668 que sa distance est 83190 fois la distance de la Terre au Soleil (unité astronomique) ou 1,25 année-lumière. En 1686, Isaac Newton, reprendra cette méthode avec Saturne et obtiendra une distance de 548 100 unités astronomiques, soit 2,7 années-lumière. Pour sa part, l'astronome néerlandais Christian Huygens comparera en 1698 l'éclat du Soleil observé à travers des trous de différente taille percés dans une plaque de cuivre avec celui de Sirius. Il obtiendra 27664 unités astronomiques ou environ une demie année-lumière. La distance réelle de Sirius est de 8,6 années-lumière. Compte tenu de la difficulté de la méthode et du fait que Sirius est plus brillante que le Soleil, ces résultats étaient remarquables. Toutefois, il ne permettait pas de prouver la distance réelle des étoiles.

La première observation montrant que les étoiles n'étaient pas des points fixes sur une sphère a été obtenue par Edmund Halley  en 1718. En comparant les positions d'Aldébaran, Sirius et Arcturus données dans les catalogues de l'époque avec les positions données dans les catalogues antiques de Ptolémée, Hipparque et Timocharis que leur position s'était déplacée de ½ degrés (soit environ du diamètre de la Lune).  Jacques Cassini (Cassini II) confirmera cette découverte en 1738. Incidemment, c'est en comparant son propre catalogue avec celui de Timocharis, que Hipparque découvrit la précession des équinoxes.  Comme quoi, en astronomie, les vieilles données peuvent toujours servir.

La première preuve que la Terre tourne autour du Soleil viendra à près à la même alors qu'en 1729, James Bradley découvre l'aberration de la lumière des étoiles. Il s'agit d'un déplacement apparent des étoiles produit par une combinaison du mouvement de la Terre et de la vitesse finie de la lumière. La première estimation de la vitesse de la lumière avait été obtenue en 1675 par Ole Roemer par l'observation des éclipses des satellites de Jupiter. D'après les observations de Bradley, l'aberration de la lumière était de l'ordre de 1/200 de degré ce qui impliquait que la vitesse de la lumière devait être de 298 000 km/s (la valeur exacte est de 299 792,458 km/s). Bradley donna aussi une limite supérieure à une seconde d'arc pour la parallaxe des étoiles et donc une distance minimale de 1 parsec ou 3,26 années-lumière.

En 1818, Friedrich Wilhelm Bessel publie les positions mesurées par Bradley. Ce catalogue donne aussi la valeur des mouvements propres. Pour ce faire, Bessel dut corriger les erreurs produites par les instruments de Bradley ainsi que la réfraction atmosphérique. Bessel fut le premier à mesure et à publier une parallaxe et calculer la distance d'une étoile. À partir d'observation obtenue sur une période de 18 mois en 1837 et 1838 sur l'étoile 61 Cygni. Bessel avait choisi 61 Cygni car, il s'agissait de l'étoile avec le plus grand mouvement propre connu à l'époque.  La valeur obtenue par Bessel pour ls parallaxe était de 0.314", ce qui correspond à une distance de 3,18 parsecs ou 10,4 années-lumière. Cette valeur est très près de sa valeur réelle de 0.292", ou 3,42 parsecs (11,2 années-lumière). Ayant des doutes sur la précision de sa mesure, il la refit en 1940 avec Heinrich Schlüter. Cette fois il obtint une valeur moins précise de 0.348". Au même moment, Thomas Henderson publie la parallaxe d'Alpha Centauri en 1839, obtenue à partir d'observation de 1832-1833 faite au Cap de Bonne-Espérance. Cette parallaxe, la seconde donc à avoir été mesurée, atteint 0"9 environ. Elle correspondra à la plus grande valeur obtenue, désignant ainsi l'étoile la plus proche du Soleil, jusqu'à la découverte, dans la même région du ciel par R. T. Innes, en 1915, de Proxima Centauri. En 1940, Friedrich Georg Wilhelm von Struve publie une parallaxe de Véga basée sur des observations obtenues en 1835-1837.

En 1830, Bessel publie les positions de 38 étoiles sur une période de 100 ans de 1750 à 1850. Il s'agissait des 36 étoiles fondamentales de Nevil Maskelyne avec étoiles circumpolaires additionnelles. Des variations périodiques dans les mouvements propres de Sirius en Procyon, il déduit qu'elles possèdent une étoile compagne en orbite qui n'a pas été observée. Les méthodes pour les calculs des orbites des étoiles doubles n'ont été mises au point qu'en 1827 par Félix Savary. Ce n'est que 1841 qu'il publiera les orbites de ses compagnons invisibles. Sirius B sera finalement découverte par Alvan Clark en 1862 et Procyon B ne sera pas découvert avec 1896 par Schaeberle avec le télescope de 36 pouces de l'Observatoire de Lick. Fait remarquable c'est deux étoiles sont d'un type nouveau : les naines blanches. Cadavres stellaires, elles sont de petits objets de la taille de la Terre dont lesquels les réactions nucléaires sont arrêtées.

L'étude des parallaxes et des mouvements propres des étoiles est d'autant plus difficile qu'à l'époque on travaille à la main les mesures étant prises au micromètre à fils. Dans ces conditions, il faut faire un effort considérable pour tenir compte de tous les effets dus à l'atmosphère et aux instruments de mesure.

En 1824,  Joseph "Nicéphore" Niépce, invente la photographie en utilisant des plaques de verre recouvertes d'une émulsion de sels d'argent dans du bitume. Au début des années 1830, une partenaire de Niépce, Louis Jacques Mandé Daguerre développe une technique qui permet d'obtenir des images permanentes. Le daguerréotype consiste en une  mince couche d'argent poli déposée sur une base de cuivre. L'argent étant activé par des vapeurs d'iode qui forment une mince couche jaune sur la surface de l'argent. Une fois la photographie obtenue, la plate était développée par exposition à la vapeur de magnésium à une température de 75°C. La plate était ensuite immergée dans du thiosulfate de sodium, qui est utilisé pour dissoudre l'iodure d'argent non utilisé, pour ensuite être rincé à l'eau chaude pour enlever tous les résidus de produits chimiques.

Contrairement à ce qui est souvent rapporté, c'est François Arago qui obtint la première image astronomique (une photo de la Lune) en 1838. L'exploit sera repris en 1840 par John William Draper, qui obtiendra une image de la Lune avec une pose de 20 minutes. Il faudra attendre la nuit du 16 au 17 juillet 1850, alors que William Cranch Bond, directeur du Harvard College Observatory, et J. A. Whipple, un photographe associé avec le Massachusetts General Hospital prennent un daguerréotype de Véga. La pose de 100 secondes, le système de guidage ne permettait des poses plus logues, a été obtenue avec le réfracteur de 15 pouces de l'observatoire de Harvard. Les plaques photo des l'époque étant peu sensible des étoiles plus faibles que magnitude 2 n'était pas observables !

Après des améliorations au technique de photographie et de guidage, le système binaire Mizar et Alcor ont été photographie sur une plaque au collodion en mars 1857 en 80 s de pose. Pour la première fois, la position des étoiles a été mesurée avec un micromètre sur la plaque photo. Il faudra attendre 1872, pour que Henry Draper obtienne le premier spectre de l'étoile Véga un utilisant un télescope de 28 pouces et un prisme en quartz. Les progrès de la photographie permettent  alors d'envisager une cartographie complète du ciel. Un grand projet international (la Carte de Ciel) a débuté en 1887, sous l'impulsion de l'observatoire de Paris, alors dirigé par Amédée Mouchez. Ce projet a tenu les observatoires européens occupés pendant une bonne partie du vingtième siècle, ce qui retarda largement le développement d'autres domaines d'expertise en astrophysique. Ce n'est finalement qu'en 1997 que les données de ce projet furent publiées !

Les techniques photographiques permettent une augmentation rapide du nombre de parallaxes mesurées. En 1910, la connaissance de nombreuses parallaxes permet aux astrophysiciens Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell d'établir une relation entre la luminosité d'une étoile et sa couleur. Dès lors, une estimation de la distance devient possible sans que l'on ait à mesurer une parallaxe trigonométriquement. Aujourd'hui, le diagramme d'Hertzsprung-Russell constitue un des outils fondamentaux en astrophysique.

Rapidement, le nombre d'étoiles possédant des estimations de distance s'est accru. Il devint alors important de créer un catalogue des étoiles proches. C'est Wilhelm Gliese qui publia le premier catalogue du genre en 1957. Il produira deux mises à jour en 1969 et 1993 en collaboration avec H. Jahreiss. L'objectif de ce catalogue est de maintenir la liste la plus complète possible d'étoiles proches, c'est à dire dans situées à moins de 25 parsecs (81,5 années-lumière).

De temps à autre, une étoile s'ajoute ou sort de cet échantillon en fonction des nouvelles données. Cependant, pendant longtemps, la recherche d'étoiles proches n'était pas considérée comme une activité scientifiquement très intéressante. D'une part, il faut fouiller de grandes régions du ciel avant de détecter une étoile proche (typiquement, une dizaine de degrés carrés), d'autre part, la grande majorité de ces étoiles sont des naines rouges, de petites étoiles froides sans intérêt particulier qu'il faut démêler de millions d'autres étoiles plus lointaines.

Ainsi, la majorité des étoiles que nous voyons dans le ciel sont lointaines, seule une petite fraction est proche. Ainsi, seul Alpha du Centaure, Sirius, Altair, Procyon, Fomalhaut, Véga, Aldebaran, Arcturus, Capella, Castor, Pollux et Régulus sont des étoiles proches portant un nom propre. À ce groupe s'ajoutent quelques étoiles faibles portant le nom de leur découvreur : l'étoile de Barnards, l'étoile de Kapteyns, l'étoile de Luytens, l'étoile de Teegarden, l'étoile de Van Maanen et l'étoile de Van Biesbroeck. Les autres étoiles proches ne portant que des numéros de catalogue !

Le véritable progrès en ce domaine fut l'obtention de donnée astrométrique de haute précision par la mission Hipparcos. Bien qu'elle n'ait pas permis de trouver de nouvelles étoiles proches, ces données ont permis réduction énorme sur l'incertitude des distances. Une expérience conjointe à permis de produire le catalogue Tycho-2, un catalogue un peu moins précis, mais contenant beaucoup plus d'étoiles.

Les progrès subséquents proviendront de grands relevés systématiques du ciel en infrarouge : DENIS et 2MASS. Ces relevés sont particulièrement sensibles aux étoiles froides et sont donc d'excellents chasseurs de naines rouges proches. D'autre part, d'autres grands relevés au récemment été mis à contribution afin de rechercher des étoiles proches : le Sloan Digital Sky Survey et le Digital Sky Survey. Un projet de recherche d'étoiles proches est le travail d'un chercheur québécois, Sébastien Lépine, maintenant un Musée d'Histoire Naturelle de New York. Son projet consiste à utiliser les données du Digital Sky Survey et y détecter toutes les étoiles ayant de grands mouvements propres. Il s'agit là d'un travail considérable, même lorsqu'accompli avec des ordinateurs.

Ce nouvel intérêt pour les étoiles proches est double. D'une part, les étoiles proches sont par définition plus faciles à étudier en détail, ce qui est particulièrement important quand on étudie des étoiles très faibles comme les naines brunes ou les naines blanches très vieilles. D'autre part, un échantillon statistiquement complet, permet de mieux comprendre l'évolution de notre Galaxie. D'autre part, avec la découverte de planète extrasolaire et le développement de l'astrobiologie, l'étude des étoiles proches devient de plus en plus importante.

Deux grands projets de recherche sur les étoiles proches sont maintenant en court : RECONS et NSTARS. L'objectif de ces projets est de produire une banque de données la plus complète et la plus uniforme possible sur l'ensemble des étoiles proches. Ainsi, il y a actuellement 351 objets répartis dans 253 systèmes situés à moins de 10 parsecs du soleil et 2633 objets dans 2029 systèmes situés à moins de 25 parsecs du Soleil. Or, on devrait trouver 265 systèmes à moins de 10 parsecs et 4100 systèmes à moins de 25 parsecs du Soleil. Il reste donc encore plusieurs systèmes proches à découvrir.

Dans quelques années, l'échantillon d'étoiles proches devrait être bien mieux connu. En plus des projets en cours, on attend énormément de la mission GAIA qui devrait être en mesure de détecter tous les objets dans les environs du Soleil, pour peu qu'il soit une magnitude supérieure à 20. Le lancement est prévu en 2013 et les données devraient être rendues publiques trois ans plus tard.