Egenbevægelse betegner indenfor astronomien, en stjernes tilsyneladende bevægelse vinkelret på retningen til Solen. Betegnelsen gælder generelt for ethvert himmellegeme/objekt udenfor solsystemet. Egenbevægelsen er dermed den ene af de to komponenter der beskriver et objekts relative bevægelse i forhold til Solen. Den anden komponent er radialbevægelsen, der betegener bevægelsen hen mod eller væk fra Solen, og angives med radialhastigheden. Farten af egenbevægelsen angives med tangentialhastigheden, og denne kendes kun hvis man også kender afstanden mellem objektet og Solen.

Egenbevægelsen er altså, i modsætning til hvad navnet antyder, en relativ bevægelse. En stjernes virkelige (egen) bevægelse omkring en galakses centrum kaldes rumhastigheden. Egenbevægelsen må heller ikke forveksles med den daglige bevægelse på himmelhvælvet, der skyldes Jordens rotation om sin egen akse, eller de små retningsændringer der forekommer, også kaldet parallaksen, som følge af Jordens årlige bevægelse rundt om Solen.

Jo tættere på Solen stjernen befinder sig jo større er egenbevægelsen typisk, idet egenbevægelsen for en stor dels vedkommende er en rent perspektivisk effekt. Hvis to stjerner har samme rumhastighed, men den ene er dobbelt så langt væk som den anden, så vil den tættest på have en egenbevægelse der er næsten dobbelt så stor, som den fjerneste af de to.

Det var Edmund Halley der i 1718 påviste at stjernerne ikke var fiksstjerner i betydningen fikseret, men at de over lange tidsrum flyttede sig i forhold til hinanden. Han konstaterede, at stjernerne Sirius, Arcturus og Aldebarans positioner var mere end en halv grad fra den græske astronom Hipparchos positionsbestemmelser fra omkring år -130.^[1] I 1738 fandt Cassini de Thury at stjernerne ikke flyttede sig lige hurtigt, specifikt at stjernen Eta Boötis (η Boo) nær Arcturus i stjernebilledet Bjørnevogteren, ikke havde flyttet sig lige så meget som Arcturus. Disse resultater førte til en sand jagt efter at registrere egenbevægelser. Godt 150 år senere omkring år 1900 kendte man egenbevægelsen for ca. 7000 stjerner.

I dag kender man egenbevægelsen for millioner af stjerner, også så langt væk som nær Mælkevejens centrum, blandt andet på baggrund af meget præcise målinger foretaget af ESAs Hipparcos satellit.

En stjernes egenbevægelse måles i vinkelmål og angives med symbolet µ og typisk med enheden mbs / år (millibuesekunder pr. år, eller på engelsk; mas/yr = milliarcseconds per year). Egenbevægelsens retning angives med en positionsvinkel (har symbolet θ): 0° mod nord, 90° mod øst osv.

I tabeller ses egenbevægelsen ofte opført med µ splittet op i: µ_δ (egenbevægelsen i deklinationen) og µ_α·cosδ (egenbevægelsen i rektascension), hvor cosδ korrigerer for at afstanden mellem to rektascensioner konvergerer mod polerne.

Den matematiske sammenhæng er:^[2]
${\displaystyle \mu ={\sqrt ((\mu }_{\alpha }^{2}\cos ^{2}{\delta +{\mu }_{\delta }^{2))))}$

Barnards stjerne har den største egenbevægelse af alle himmellegemer: µ = 10,35770 buesekunder (µ_α = -0,79784; µ_δ = 10,32693). Det er en rød dværg stjerne 5,9 lysår fra Solen, og det er den fjerde nærmeste, kendte, stjerne (den næstnærmeste hvis man regner de tre stjerner i stjernesystemet Alfa Centauri som een). Barnards stjerne kan dog ikke ses med det blotte øje, men kræver et teleskop, da den er meget lyssvag.

• Pekuliarbevægelse

• Binney, James (1998). Galactic Astronomy (Paperback) (engelsk). New Jersey: Princeton University Press. s. 34-35. ISBN 0-691-02565-7. ((cite book)): |format= kræver at |url= også er angivet (hjælp) 
• Egenbevægelse i Salmonsens Konversationsleksikon (2. udgave, 1917)