北斗七星移動グループ

おおぐま座移動星団は、コリンダー285やおおぐま座連星としても知られ、最も近い恒星移動星団（空間内での速度が共通で、空間と時間において共通の起源を持つと考えられている星の集合）です。おおぐま座グループの場合、すべての星は約3億年前に形成されました。^[1]その中心核は約80光年離れており、局部的泡の一部です。北斗七星のほとんどの星を含む明るい星が豊富にあります。

おおぐま座移動星団のすべての星は、ほぼ同じ方向に同様の速度で移動しており、化学組成や推定年齢も似ています。この証拠は、この星団の星が共通の起源を持っていることを天文学者に示唆しています。

構成する恒星の数から判断すると、おおぐま座移動星団はかつて散開星団であり、約5億年前に原始星雲から形成されたと考えられている。それ以来、このまばらな星団は約30光年×18光年の領域に散らばっており、その中心は現在約80光年離れており、地球に最も近い星団のような天体となっている。

おおぐま座移動星団は、1869年にリチャード・A・プロクターによって発見されました。プロクターは、ドゥーベとアルカイド（イータ・ウルサ・マジョリス）を除く北斗七星の 星座の星はすべて、いて座の共通点に向かう固有運動をしていることに気付きました。したがって、北斗七星は、ほとんどの星座や星座とは異なり、大部分が関連する星で構成されています（別の例としては、おうし座があります）。

明るい星流のメンバーには、冠座アルファ星(α CrB、アルフェッカ、ジェマ)、ぎょしゃ座ベータ星(β Aur)、みずがめ座デルタ星(δ Aqr)、レポリス ガンマ星(γ Lep) およびへび座ベータ星(β Ser) が含まれます。現在グループのメンバーであると考えられている、より明るい星と中程度に明るい星を以下にリストします。

移動星団の所属基準は、現在、宇宙における星の運動に基づいている。この運動は、星の固有運動と視差（または距離）および視線速度から判断できる。2003年に発表された、ヒッパルコス衛星（1989～1993年）によって収集されたデータを使用した研究では、近くの明るい星の固有運動と視差の推定値が大幅に改善され、この移動星団やその他の移動星団の研究が精緻化された。^[1]

距離（ヒッパルコスで測定）と見かけの等級に基づいて、絶対等級を使用して星の年齢を推定できます。移動星団の星の共通の年齢は約 5 億年であるように見えます。

移動星団の中心は 14 個の星で構成され、そのうち 13 個はおおぐま 座にあり、残り 1 個は隣のりょうけん座にあります。中心にある 14 個の星の平均見かけの等級は約 4.42 です。これらの星はいずれもスペクトル クラス A よりも高温ではありませんが、流星はより質量が大きく高温である可能性があります。

以下は、中心に最も近い移動星団のメンバーです。^[1]これらの星はすべて、特に指定がない限り、 おおぐま座にあります。

また、おおぐま座移動星団のメンバーであると思われる星の「流れ」も、空のより広い範囲（ケフェウス座から南の三角座まで）に散らばっています。

北斗七星の星、ドゥベ（α UMa）とアルカイド（η UMa）は、このグループのメンバーではありません。どちらもやや遠くにあり、まったく異なる方向に動いています。

明るい近くの恒星シリウスは長い間、この星団の一員であると信じられてきたが、2003年にクレムソン大学のジェレミー・キングらが行った研究によると、そうではないかもしれない。この研究は、シリウスがメンバーであるには若すぎ、単なる偶然でこの星団と同じ方向に動いていることを示唆しているようだ。

太陽系はこの流れの外れにありますが、メンバーではなく、約 15 倍古いです。太陽は2 億 5000 万年の銀河軌道に沿って流れてきており、4000 万年前にはおおぐま座グループの近くにはありませんでした。^{[引用が必要]}

^[2]

• 近くの恒星の集まりと移動グループのリスト
• β Pictoris 移動群
• AB ドラダス移動グループ

• [1] アリゾナ大学ウェブサイト
• [2]ケン・クロスウェルの天文学ウェブサイト。
• LeDrew, Glenn (1998) 「AstroNotes: The Ursa Major Moving Cluster」 2005 年 7 月 28 日閲覧。
• 恒星運動学群、超銀河団、移動群 – D. モンテス、UCM
• [3] JRKing ら。ヒッパルコス データに基づいてグループ メンバーを分類した 2003 年の Astronomical Journal 論文。