Власні рухи зірок, видимі кутові переміщення зірок по небесній сфері за рік. С. д. з. є наслідком як дійсних (т.з. пекулярних) переміщень зірок в просторі, так і зсувів, що здаються (т.з. паралактичних), є віддзеркаленням руху Сонячної системи (разом із Землею) в просторі. Періодична зміна положення зірок з річним періодом (річний паралакс ) унаслідок руху Землі довкола Сонця в С. д. з. не входить. Знання С. д. з. поважно при побудові фундаментальних систем сферичних координат (фундаментальних зоряних каталогів ), що спираються на точні положення зірок, а також при вивченні кінематики зоряних систем (спільно з променевими швидкостями і параллаксамі). Зазвичай С. д. з. не перевищують по величині сотих доль кутової секунди, рідко досягаючи десятих доль і ще рідше за цілі секунди дуги. Найбільший власний рух — 10",27 має зірка Барнарда 9,7 зоряної величини, що знаходиться в сузір'ї Змієносця.
В давнину зірки вважалися непорушно укріпленими на небозводі. Але вже китайський астроном І. Син (683—727 н.е.(наша ера)), порівнюючи отримані взаєморозташування зірок в сузір'ї Стрільця із спостереженнями попередників, висловив припущення про зміну кутових відстаней між зірками з часом. У 16 ст Дж. Бруно затверджував, що, як і всі тіла у Всесвіті, зірки беруть участь в безперервному русі і зміні. Вперше С. д. з. виявив Е. Галлей (1718) в трьох яскравих зірок: Альдебарана, Сіріуса і Арктура, із зіставлення сучасних йому координат з координатами в Альмагесте Птолемея. У 1742 Дж. Брадлей висловив припущення, що С. д. з. є віддзеркаленням руху Сонця в просторі. В кінці 18 — початку 19 вв.(століття) почали з'являтися каталоги С. д. з. У подальші роки було показано, що пекулярниє рухи зірок, а отже і С. д. з., слід вважати безладними з відомою обережністю, в русі зірок в просторі є загальні закономірності (рух зірок скупчень, галактичне обертання).
Визначення С. д. з. із-за крихти їх величини зв'язано з великими труднощами і вимагає значного часу для проведення спостережень. Візуальний метод визначень С. д. з. заснований на порівнянні екваторіальних координат зірок, отриманих на меридіанних інструментах в різні роки, як правило, на різних обсерваторіях. Проте при таких визначеннях важко враховувати все помилки використовуваних каталогів, причому практично неможливо спостерігати зірки слабкіше за десяту зоряну величину. Фотографічний метод, зручний для масового визначення С. д. з., заснований на порівнянні два або більш за астрофотографії області піднебіння, що вивчається, розділені проміжком часу, достатнім, щоб зсуви зображень зірок на фотографіях могли бути виміряні упевнено. Фотографічний метод дозволяє визначати С. д. з. з точністю, в середньому рівною ± 0,003". До 70-м-коду рр. 20 ст відомо власні рухи більш ніж 250 000 зірок. Прикладом каталогів С. д. з. є каталоги Астрономічного суспільства (АСЬК) і каталог Смітсоновськой астрофізичної обсерваторії (АТ) (див. Зоряні каталоги ).
С. д. з., отримані візуальним методом, відносяться до інерціальної системи координат, визначуваної положеннями зірок, що містяться в використаному фундаментальному каталозі. При фотографічних же визначеннях власні рухи визначаються відносно невеликої групи т.з. опорних зірок в досліджуваної області, середній рух яких приймається рівним нулю. Для переходу до інерціальної системи координат (ця операція називається абсолютизацією координат) вважають, що середній рух сукупності опорних зірок є паралактичним і обчислюють його із статистичних міркувань, або для цієї цілі використовують зображення галактик, об'єктів, практично нерухомих на небесній сфері.
Літ.: Паренаго П. П., Курс зоряної астрономії, 3 видавництва, М., 1954.
