恒星运动，即是指恒星在太空中相对于太阳的运动，叫作恒星的空间运动。这种运动由互相垂直的两个分量──切向速度和视向速度所组成。

恒星都是在不停地运动着，运动的方向和速度大小均不相同。我们可以把恒星相对于太阳系的运动速度按矢量的分解方法分解成两个分速度：一个是沿着观察者的视线方向，这个速度不可能直接观测到，要通过另外的方法测出。另一个分速度是与观察者视线方向垂直的切向速度（或叫作恒星的自行），由于恒星十分遥远，一般用肉眼不易觉察；但是，如果精确地、长时间地观察一个恒星位置相对于背景恒星的变化，可以来出它的切向速度大小和方向。北斗七星10万年前和10万年后形状的变化，正是这七颗星各自不同的切向速度方向与大小长期累积的结果。

太阳附近恒星的空间运动速度约为50公里/秒。实际上,太阳也在空间运动着。太阳对邻近恒星的空间运动速度约为19.7公里/秒,运动方向指向武仙座中的一点──向点（见太阳运动）。恒星运动速度减去太阳运动速度后的速度差，叫作恒星的本动速度。恒星的自行和切向速度 ，单位时间内恒星在天球切面上走过的距离对观测者所张的角度叫自行，单位是角秒/年。自行由扣除岁差和章动后的赤经年变（赤经自行）和赤纬年变（赤纬自行）组成。

已测出20多万颗恒星的自行，其中最大者为蛇夫座的巴纳德星，自行达每年10奖31。如果已知恒星的距离,就可由自行求得恒星垂直于视线方向的线速度──恒星的切向速度。恒星的自行虽然容易求得，但距离却很难测定，因此，恒星的切向速度很难求准，只有少数近距恒星的数据比较准确。

恒星的视向速度，恒星在单位时间内沿视线方向移动的距离叫视向速度,单位是公里/秒。它可由恒星光谱线的多普勒位移来确定，谱线向红端移动(即红移)时为正，这时恒星远离我们而去。实测的数值必须改正地球自转和公转的影响，归算成相对于太阳中心的数值。已测过视向速度的恒星约3万颗,其结果大多介于±20公里/秒之间。晚型星的视向速度一般大于早型星的,矮星的大于巨星的，光谱中有发射线的大于同光谱型无发射线的。

速度超出±100公里/秒范围的恒星叫高速星,已测得视向速度最大的恒星是 CD-29°2277(543公里/秒)和武仙座VX星（－405公里/秒）。测量视向速度往往采用结构复杂和价格昂贵的大望远镜折轴摄谱仪或物端棱镜，所以进展很慢。但是由于这种测量与恒星的距离没有直接关系，因而通常比切向速度精确。

要计算恒星的距离，首先得知道一个距离单位──光年。光年就是光在一年当中所走过的距离。我们知道光速是30万千米/每秒。那么光在一年当中所走过的距离大约有10万亿千米。天文学家用它作为测量天体距离的单位。天文学家利用三角视差法、分光视差法、星团视差法、统计视差法、造父视差法和力学视差法等，测定恒星与我们的距离。

恒星距离的测定，对研究恒星的空间位置、求得恒星的光度和运动速度等，均有重要的意义。离太阳距离在16光年以内的有50多颗恒星。其中最近的是半人马座比邻星，距太阳约4.2光年，大约是40万亿千米。如果地球不是绕太阳运动的，那么从地球上看同一个恒星就不会有方向上的差异。如果地球是绕太阳运动的，那么从地球上观测某一颗恒星时，由于地球在其轨道上位置的变化，就必然产生方向上的差异，也就一定会有视差出现，其实，它是相对于更远的恒星有位移。

自从哥白尼提出日心地动学说以后，许多人企图观测恒星的视差，以此来证名哥白尼学说是否正确。但是，自哥白尼提出“日心地动”说以后300年间，没有人测出恒星的周年视差。因此，有人开始怀疑哥白尼学说是否正确。直到1837年—1839年，几位天文学家终于测出了恒星周年视差，这不仅建立了测量恒星距离的方法，同时也使哥白尼学说建立在更科学的基础上。

用三角视差法己测定了约10000颗恒星的距离，这些恒星视差角都不超过一角秒。更遥远的恒星视差角非常小，很难确定它们的距离，只有用其他方法来测定了。如分光视差法、星团视差法、统计视差法以及由造父变星的周期光度关系确定视差等。

克希霍夫将太阳研究的结果刊布以后，立刻刺激天文学家使用分光镜去研究恒星。这工作于1863与1864年差不多同时由意大利教士塞西(A.Seechi，1818-1878)和英国天文爱好者哈根斯进行着。他们两人的研究，在性质上是互相补充的；塞西用低色散度的摄谱仪观测了许多恒星，目的在作光谱的分类：哈根斯用高色散厦的摄谱仪只注意到少数亮星的光谱，目的在详细分析恒星的组织。

探究恒星运动的发展历程 ： 1868年塞西刊布一册包含4 000颗恒星的表，他按光谱的现象将恒星分为四类：1.白色星，如天狼或织女，光谱只有四条氢的黑线；2．黄色星，如五车二(御夫座α星)或大角(牧夫座α星)，光谱和太阳的光谱相同；3．橙色和红色星，如参宿四(猎户座α星)或心宿二(天蝎座α星)，光谱里有明暗相间的光带；4．一些暗红色的星。塞西料想这样的分类是和恒星的温度有相当的联系，但是塞西对于他所观测到的谱线和光带，却没有留意去证实组成它们的元素是什么。可是哈根斯却将克希霍夫对太阳谱线的证明确认工作扩充到恒星的研究上去，早在1865年他已经在一些亮星(如参宿四与毕宿五)的光谱里证明出有属于钠、铁、钙、镁、铋等元素的谱线。1868年哈根斯作成功了一个有相当重要性的观测，这便是借多普勒一费佐效应，用分光镜以测定恒星的视向速度。1842年奥地利物理学家多普勒(C．Doppler，1803-1853)指出因声源的相对运动，听者将感觉音调的高低发生改变，他并且说星的颜色必定按照它接近或者远离的速度发生变化。这个见解在原则上虽然是正确的，在实际上却是错谬的，因为波长的改变太小，不足以改变星的颜色，光的速度比星的速度实在大得多。

1845年法国物理学家费佐指出光谱线是很确定很可靠的标准，我们可以用来测量波长上很小的变化。虽然对这种效应的观测是极端细致的事，哈根斯说：“即使将谱线中的间距放宽，也很难使读者辨别出谱线上有什么变化，要分开因星的运动而来的谱线上的位移和仪器装置上的不正确的位移，需要极端的留心和细致的校准。”虽是这样，哈根斯却克服了这些困难，于1868年宣布天狼星大约是以每秒29英里的视向速度，离开我们而去，以后不久他测量到另外一些一等星的接近或者远离的视向速度。这一成就有其不可估量的重要性，因为自从那时以后，天文学家所能测量的天体的速度不只是在天球上的投影部分(即速度的切向部分，叫做自行)，也可以测量视线上的径向部分。这方法的应用渗透入近代天文学的每一个领域，从太阳的视差的测量以至宇宙膨胀的发现。

总而言之，上述恒星的空间运动，由三个部分组成。第一是恒星绕银河系中心的圆周运动，这是银河系自转的反映。第二是太阳参与银河系自转运动的反映。在扣除这两种运动的反映之后的运动称为恒星的本动，这才真正是恒星的运动。而 这种运动由互相垂直的两个分量──切向速度和视向速度所组成。