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天体測量において、移動星団法およびそれと密接に関連する収束点法は、主に歴史的な関心を集める星団までの距離を測定するための手法である。これらの方法は、1900年代前半にいくつかの近傍の星団の距離測定に用いられた。現在では、移動星団法は、より精度の高い他の距離測定法にほぼ取って代わられている。
移動星団法は、星団を形成することが知られている星群の各星の固有運動とドップラーシフトを観測することに基づいています。この方法は、すべての星が共通の空間速度を持つため、空上の共通の収束点（「消失点」）に向かって移動しているように見えるというものです。これは基本的に遠近法による効果です。
移動星団法を用いると、特定の星団までの距離（パーセク単位）は次の式で求めることができます。
ここで、「θ」は星と星団の見かけ上の収束点との間の角度、「μ」は星団の固有運動（秒角/年）、および「v」は星の視線速度（天文単位/年）です。
この方法は、これまでごく少数の銀河団にしか適用されてきませんでした。これは、この方法が有効となるためには、銀河団が地球からかなり近い距離（数百パーセク以内）にあり、かつ天球上で識別できるほど密集している必要があるためです。また、三角視差のようなより単純な方法に比べて、この方法は扱いが非常に困難です。さらに、最終的な距離値の不確実性は、ヒッパルコス衛星のような高精度測定で得られる値に比べて、一般的にかなり大きいのです。
この方法が用いられた星団の中で、最も有名なのは間違いなくヒアデス星団とプレアデス星団である。実際、20世紀初頭のある時期、天文学者がこれらの星団までの距離をある程度の精度で測定できる唯一の方法は、この移動星団法であった。
上述の問題点のため、この方法は天文学研究において、数十年にわたり恒星の観測には実用的に用いられてこなかった。
しかし、最近では褐色矮星2M1207とその観測された系外惑星2M1207bの間の距離を推定するために使用されている。2005年12月、アメリカの天文学者エリック・ママジェクは、移動星団法を用いて2M1207bまでの距離（53±6パーセク）を報告した。[ 1 ]
