Cúmulos en movimiento

Se basa en la suposición razonable de que todas las estrellas del cúmulo se mueven en el espacio con el mismo vector velocidad y de que por tanto, debido a la perspectiva, desde la Tierra parecen converger hacia un punto definido de la esfera celeste — y divergir de otro.

Precisamente el que aún se vean tan próximas entre sí se debe a que las diferentes perturbaciones posibles en su entorno todavía no han dispersado sus velocidades y por tanto conservan aproximadamente la misma velocidad que tenía la nube.

Las grandes distancias interestelares implican que los movimientos propios de las estrellas sean muy pequeños, por lo que se necesitan observaciones separadas varios años para poder medirlos y aplicar este método.

Estos datos astrométricos, junto con el cálculo de las velocidades radiales gracias al efecto Doppler observado en el espectro, permitieron el desarrollo de la técnica del cúmulo móvil para medir la distancia a estos cúmulos de estrellas.

[1]​ Sin embargo con el tiempo esta técnica ha perdido importancia frente a otras.

La velocidad radial se puede medir estudiando el efecto Doppler en el espectro de la estrella, y la velocidad tangencial se relaciona con el movimiento propio (μ) de la estrella como sigue

pues el movimiento propio no deja de ser la velocidad tangencial vista a una distancia d, por el mismo razonamiento que haríamos para el espacio recorrido.

Las distancias a las que se encuentran los cúmulos son grandes, y entonces tanto la hipotenusa como el cateto adyacente se pueden suponer iguales.

Para expresar la distancia d en pársecs, y como habitualmente se tiene el movimiento propio μ en segundos de arco por año y la velocidad radial Vr en kilómetros por segundo, debemos transformarla a unidades astronómicas (ua) por año.

Este cálculo se repite para un conjunto de las estrellas del cúmulo, por lo que la distancia resultante es de carácter estadístico.