Desplazamiento de una estrella sobre el fondo del firmamento producido por su desplazamiento respecto a la Tierra. En realidad lo que observamos es la proyección de la componente transversal del desplazamiento, ya que la radial, al producirse sobre el eje visual, no es posible de apreciar por este método.

Para evaluar el movimiento propio de una estrella hay que corregir todos los posibles fenómenos ópticos, sin relación con la traslación real de la estrella, que también son capaces de producir un desplazamiento aparente de la misma, tales como el paralaje, la precesión de los equinoccios, la nutación o la aberración óptica.

El movimiento propio depende de diferentes parámetros además, claro está, de la velocidad real de la estrella. Una estrella cuyo desplazamiento sea tangencial al punto de vista del observador, mostrará un movimiento propio mayor que el de una segunda estrella que, en idénticas circunstancias, tenga su trayectoria paralela al eje visual, ya que ésta se moverá de adelante hacia atrás, o viceversa, pero no de lado. Para una misma velocidad de desplazamiento el movimiento propio será asimismo mayor en una estrella cercana que en otra más lejana, debido al efecto de la perspectiva.

Por esta razón, las estrellas con un movimiento propio apreciable suelen ser las más cercanas a la Tierra. De todas ellas la que cuenta con un valor más elevado de este parámetro es la estrella de Barnard, que a unos 6 años luz de distancia se desplaza 10,3 segundos de arco al año, lo que equivale a recorrer una distancia similar a la del diámetro de la Luna en aproximadamente unos 175 años.