![春雷[自然现象]](uploads/hdpic/small_s_f_a3_00_96_01300000009843123622967590216_s.jpg)
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| 英仙座(Persues)中的双疏散星团。 |
历史概述编辑本段回目录
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| 巨蟹座(Cancer)中的老年疏散星团M67或NGC2682。距离2600光年，亮度为6.9星等，年龄在50亿年以上，赤径8h50.4m，赤纬+11°49'(2000.0)。 |
人们很早就发现疏散星团中的恒星之间是有密切联系的。1767年，约翰·米歇尔（John Michell）牧师通过计算发现像昴宿星团这样的星团随机形成的概率仅为496,000分之1。随着天体测量学在准确性上的提高与发展，天文学家发现星团中的成员之间有相似的自行运动，并通过分析光谱，发现各成员之间保持着相同的视向速度，证明了星团中运动的统一性。
虽然疏散星团和球状星团有很多不同，相对较小的球状星团与较大的疏散星团看上去并不会有什么区别。部分天文学家认为两种星团的基本形成过程完全一样，只是球状星团中含有的大量恒星在银河系中逐渐开始变得稀少而已。由于疏散星团在一块相对较小的区域中包含几百颗甚至上千颗颜色、亮度不同的恒星，它们对天文爱好者来说是很好的观测目标。并且，疏散星团在光污染严重的地区也还能被小型望远镜，甚至双筒望远镜观测到。
形成编辑本段回目录
宇宙中星罗棋布着由气体及尘埃等细小粒子所组成的分子云。这些分子云密度很低，成分主要是氢。分子云可以极度庞大和拥有极大质量，质量相当于十至一千个太阳不等。因为只有质量达到太阳数倍的分子云才会因自身的重力坍缩，而如此重的分子云不可能坍缩为一颗恒星，故疏散星团的所有成员都是在多星系统中形成。
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| 银河系中心的疏散星团Arches。质量非常大，密度也很高，由几千颗恒星组成。 |
一但开始形成恒星，温度最高、质量最大的恒星会放射出大量的紫外线，令附近的分子云电离，形成电离氢区。来自于大质量恒星的星风和辐射压会驱走那些气体。几百万年后星团会第一次发生超新星爆炸，同样会驱走周遭的气体。几千万年后，星团会丧失所有的气体，再也没有新的恒星形成。在此之前，星团中只有10%的原有气体会形成恒星。
在银河系中，平均大约每一千年就会有一个新的疏散星团诞生。有时同一块分子云中能产生多个疏散星团；比如，大麦哲伦星系中的霍奇301星团（Hodge 301）和R136星团都是在蜘蛛星云中形成的。通过追溯银河系中星体的运动，天文学家发现毕宿星团（Hyades）和鬼宿星团（Praesepe）约于六亿年前在同一块云中形成。
有时，两个同时形成的星团会组成双星团系统，比如银河系中的英仙座双星团。目前银河系中已知的双星团系统至少有十个。在大、小麦哲伦星系中也发现了很多双星团系，因为投影效应会使银河系中的星团系统看上去靠得很近。
分类编辑本段回目录
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| 银河系中心的疏散星团Quintuplet。质量非常大，密度也很高，是一个年轻星团，年龄不会超过400万年，由红巨星和沃尔夫－拉叶星组成。 |
疏散星团通常大都采用瑞士天文学家罗伯特·特郎普勒（Robert Trumpler）1930年提出的方法，即根据赫罗图的形状把星团分为三类，每类又分为几个小的类型。第一类只有主序星，其中又根据星团中光谱型最早的恒星的光谱型分成几个小类型，如果星团由Ｏ型星开始，就称为1o型，由Ｂ型开始，就称为1b型，然后依次为1a和1f型等。第二类除主序星外还有一些黄色和红色的巨星，依次再分为2o，2b，2a，2f等。第三类主要是黄色和红色的巨星，称为3o，3b，3a，3f等。已发现的星团主要是1o，1b，2a三种类型。 使用特朗普勒分类法，昴宿星团被分为I3rn（高度密集，高亮度，成员众多且位于星云中），附近的毕宿星团被分为Ⅱ3m（较为分散，包含恒星较少）。
分布编辑本段回目录
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| 金牛座(Taurus)中的昴星团(Pleiades)。距离417光年，由1000多颗恒星组成。 |
至于不规则星系，人们可以在星系各处找到疏散星团。疏散星团在椭圆星系中是找不到的，因为椭圆星系的恒星形成活动早在数百万前就停止了，原本存在的疏散星团早已消失得无影无踪。在银河系中，疏散星团的寿命取决于分布的位置；早期形成的的星团往往较接近星系的边缘。银河系中心的潮汐力较强，加快了星团的分裂过程，而使得星团分裂的巨型分子云在星系中心部分数量较多，所以星系中心部分的疏散星团比外围部分的寿命更短。
构成编辑本段回目录
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| 金牛座(Taurus)中的毕星团。由300多颗恒星组成，整个星团集体在空间移动，故也称为移动星团。 |
有些疏散星团中的蓝色恒星比其他成员年轻得多。这些蓝离散星也在球状星团中出现：在密度极高的球状星团中央多个恒星相撞之后会形成温度和质量都高得多的星体。而疏散星团中的恒星密度要低得多，恒星的相撞难以解释观察到的蓝离散星数量。目前的理论认为是与其他星体的重力使得双星系统聚合为一颗恒星
当核聚变将氢耗尽后，质量较低的恒星外层会随著星风逐渐脱离，最终演变成白矮星，并形成行星状星云。虽然很多星团在大部分成员成为白矮星之前就逐渐分散了，但疏散星团中的白矮星数量仍然远远低于取决于星团年龄和初期质量分布的预期值。一种假说是，当红巨星的外层被吹散而形成行星状星云前，物质分布的不均匀会使星体本身加速数千公里/秒，足以将其推出星团。
结果编辑本段回目录
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| 英仙(Perseus)星团。 |
平均每五亿年就会有一个疏散星团受到外部的影响。当某个外部星体靠近时，星团受星体带来的潮汐力影响，形成一股恒星流，所有的成员都以相似的方向和速度移动。星团逐渐瓦解的速度取决于最初的星体密度，密度越高星团寿命越久。一个疏散星团的半衰期约为1.5至8亿年左右。当某个疏散星团逐渐分散之后，整队成员都保持类似的轨迹，称之为星协现象。大熊座中的北斗星中的若干成员就曾属于一个疏散星团，现在则保持着星协状态。最终，星协中的星体速度差距逐渐扩大，慢慢分散开来。
星体演变编辑本段回目录
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| 疏散星团 |
对疏散星团中星体所含锂和铍的研究，能够使天文学家对其演变和内部结构有更多的了解。虽然氢原子核要到一千万K的温度才能聚变成氦，而锂和铍在二百五十万至三百五十万K时就不再存在。这一性质意味着星体所含元素和其内部元素混合程度有很大关联。通过研究其内部元素，天文学家就可以对疏散星团中星体的年龄和化学成分有较为准确的估算。研究显示疏散星团星体中较轻元素的含量比预测值低很多。虽然原因尚不能完全解释，一种可能是星体内部的对流会侵入辐射能较高的地区。
较亮的疏散星团编辑本段回目录
| 坐标(1950.0) | 所在星座 | 目视星等 | 望远镜口径(厘米) | 附注 | ||
| 赤经α h m |
赤纬δ ° ' | |||||
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M11 |
18 50 | -06 18 | 盾牌 | 6.3 | 野鸭星团,6厘米即可显示出小星群 | |
| M29 | 20 23 | 38 27 | 天鹅 | 7.1 | 低倍放大看去更有趣 | |
| M34 | 02 41 | 42 43 | 英仙 | 5.5 | 亮而松散的星团；用低倍放大 | |
| M35 | 06 08 | 24 21 | 双子 | 5.3 | 15厘米可显示附近的NGC2158星团 | |
| M36 | 05 35 | 34 05 | 御夫 | 6.3 | 亮而松散的星团 | |
| M37 | 05 52 | 32 33 | 御夫 | 6.2 | 恒星的密集度较高 | |
| M38 | 05 27 | 35 48 | 御夫 | 7.4 | 15厘米可显示附近的NGCl907星团 | |
| M39 | 21 32 | 48 21 | 天鹅 | 5.2 | 很大，需低倍放大 | |
| M44 | 08 39 | 20 04 | 巨蟹 | 3.7 | 鬼星团，15 20x最好 | |
| M45 | 03 46 | 24 03 | 金牛 | 1.4 | 昂星团，内眼可见 | |
| M46 | 07 41 | -14 46 | 船尾 | 6.0 | 15厘米显示星团北沿的小星云 | |
| M47 | 07 36 | -14 27 | 船尾 | 4.5 | 双筒望远镜理想的观测对象 | |
| M52 | 23 23 | 61 29 | 仙后 | 7.3 | 6厘米即可分辨出单个恒星 | |
| M103 | 01 32 | 60 35 | 仙后 | 7.4 | 30厘米可分辨出单个恒星 | |
| NGC457 | 01 16 | 58 04 | 仙后 | 7.5 | 亮而松散的星团 | |
| NGC663 | 01 43 | 61 01 | 仙后 | 7.1 | 6厘米看去似星云，10厘米可分辨出单个恒星 | |
| NGC869 | 02 16 | 56 55 | 英仙 | 4.4 | 低倍放大，亮而致密的星团 |
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| NGC869 | 02 16 | 56 55 | 英仙 | 4.4 | 低倍放大，亮而致密的星团 | |
| NGC884 | 02 19 | 56 53 | 英仙 | 4.7 | 与NGC869在同一天区 | |
| NGCl245 | 03 11 | 47 03 | 英仙 | 9.0 | 许多暗弱恒星组成的朦胧斑痕 | |
| NGCl907 | 05 25 | 35 17 | 御夫 | 9.9 | M38之南，貌似星云状物质的斑点 | |
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NGC2158 |
06 04 |
24 06 |
双子 |
12．5 |
M35的西南，不易分辨出恒星的斑点 | |
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NGC2244 |
06 30 |
04 54 |
麒麟 |
6.0 |
10厘米只能看到星团，要看到伴生的星云则需较大口径的望远镜 | |
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NGC2264 |
06 38 |
09 56 |
麒麟 | 6.0 | 业余爱好者的望远镜只能看到星团，看不到伴生的星云 | |
距离编辑本段回目录
M11是靠近银河系中心的一个疏散星团。测量距离是研究星体的重要步骤，但是绝大多数星体都离地球太远而没
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| M7是夜空中最醒目的疏散星团之一，位于天蝎座的尾部，肉眼可见，其成员星以蓝色亮星为主。M7大约有100颗成员星，年龄约为2亿年，距离人们约1000光年远，跨度为25光年。这张彩色影像是最近在美国亚利桑那州的基特峰国家天文台拍摄的。M7星团是个很早就已为人知的星团，托勒密早在公元130年就曾提到过它。在上面的影像中，还可以见到左下端的黝黑尘埃云，以及位于银心方向但和M7并无关联的数百万颗恒星。 |
有两种方法可以测量离地球最近的疏散星团的距离。首先，通过测量视差可以直接得出准确的距离，对于较近的疏散星团和独立恒星都适用。距离地球五百光年以内的几个疏散星团，包括昴宿星团以及毕宿星团都在此列。依巴谷卫星对一些其他疏散星团的距离也作了准确测量。
另一个直接测量距离的方法叫做“移动星团法”，借助于星团中成员运动的一致性。通过测量星团中恒星的自行轨迹，与其视运动相对比，即可找到消失点。之后，通过研究光谱，根据多普勒效应可得出星体的径向速度，再与自行轨迹相配合，即可通过简单的三角法得出星体的距离。通过这个方法得出毕宿星团离地球的的准确距离为46.3秒差距，这也是距地球最近的疏散星团。
找到距地球最近的几个星团的距离后，更远的星体的距离就可以通过间接方法得出。通过比较远近两个疏散星团的赫罗图，较远星团的距离就可以被推算出来。已知的最远的疏散星团是伯克利29（Berkeley 29），离地球约15,000秒差距。本星系群中的许多星系中都找到了很多疏散星团。
疏散星团距离的准确数据对于研究造父变星的周光关系非常关键，而造父变星是标准烛光序列中的重要一环。能够得到造父变星的准确距离后，对天体距离的研究可以延伸到本星系群中较近的星系。
