疏散星團

較年輕的疏散星團可能仍然含有形成時分子云的殘跡，星團產生的光使其形成電離氫區。分子云在星團產生的輻射壓影響下逐漸散開。對觀測恆星進化而言，疏散星團是不可多得的天體。這是因為同一個疏散星團中的成員不論年齡或化學成分都很相近，易於觀測星團成員中的些微差異。由於星團成員的引力關聯不太強，在繞漩渦星系公轉數周后，可能會因周遭天體引力影響而四散。

包括昴宿星團（M45）在內，最明亮的幾個疏散星團自古以來就為人所知。其它的很多在望遠鏡被發明之前看上去像是模糊的斑點。疏散星團呈不規則形狀，包括的恆星數量相對較少，在天空中的分佈也相對均勻。因為幾乎都聚集在銀河系赤道平面中，疏散星團有時也被稱為“銀河星團”。

人們很早就發現疏散星團中的恆星之間是有密切聯繫的。1767年，約翰·米歇爾（John Michell）牧師通過計算髮現像昴宿星團這樣的星團隨機形成的概率僅為496,000分之1。隨著天體測量學在準確性上的提高與發展，天文學家發現星團中的成員之間有相似的自行運動，並通過分析光譜，發現各成員之間保持著相同的視向速度，證明了星團中運動的統一性。

雖然疏散星團和球狀星團有很多不同，相對較小的球狀星團與較大的疏散星團看上去並不會有什麼區別。部分天文學家認為兩種星團的基本形成過程完全一樣，只是球狀星團中含有的大量恆星在銀河系中逐漸開始變得稀少而已。由於疏散星團在一塊相對較小的區域中包含幾百顆甚至上千顆顏色、亮度不同的恆星，它們對天文愛好者來說是很好的觀測目標。並且，疏散星團在光污染嚴重的地區也還能被小型望遠鏡，甚至雙筒望遠鏡觀測到。

宇宙中星羅棋布著由氣體及塵埃等細小粒子所組成的分子云。這些分子云密度很低，成分主要是氫。分子云可以極度龐大和擁有極大質量，質量相當於十至一千個太陽不等。因為只有質量達到太陽數倍的分子云才會因自身的重力坍縮，而如此重的分子云不可能坍縮為一顆恆星，故疏散星團的所有成員都是在多星系統中形成。

在不受干擾的情況下，這些分子云可以千載不變。但是，當分子云受星系碰撞、處身星系所產生的密度波、超新星爆發的激波干擾，其密度會出現些微變化。這些輕微變化會令分子云產生重力收縮（坍塌），從而形成一些稱為原恆星的球體。疏散星團形成的初期，由於在原恆星的核心尚未發生核聚變，它們仍不能稱為真正的恆星。

一但開始形成恆星，溫度最高、質量最大的恆星會放射出大量的紫外線，令附近的分子云電離，形成電離氫區。來自於大質量恆星的星風和輻射壓會驅走那些氣體。幾百萬年後星團會第一次發生超新星爆炸，同樣會驅走周遭的氣體。幾千萬年後，星團會喪失所有的氣體，再也沒有新的恆星形成。在此之前，星團中只有10%的原有氣體會形成恆星。

在銀河系中，平均大約每一千年就會有一個新的疏散星團誕生。有時同一塊分子云中能產生多個疏散星團；比如，大麥哲倫星系中的霍奇301星團（Hodge 301）和R136星團都是在蜘蛛星雲中形成的。通過追溯銀河系中星體的運動，天文學家發現畢宿星團（Hyades）和鬼宿星團（Praesepe）約於六億年前在同一塊雲中形成。

有時，兩個同時形成的星團會組成雙星團系統，比如銀河系中的英仙座雙星團。目前銀河系中已知的雙星團系統至少有十個。在大、小麥哲倫星系中也發現了很多雙星團系，因為投影效應會使銀河系中的星團系統看上去靠得很近。

疏散星團中的成員數量從幾百個到數千個不等，一般都是中心部分特別集中，周圍較為分散地散布著。中心部分的直徑一般達到三至四光年，整個星團的半徑一般達到二十光年。一般來說中心部分的密度能達到1.5星/立方光年。相比之下，太陽周圍的恆星密度為0.003星/立方光年。

疏散星團通常大都採用瑞士天文學家羅伯特·特郎普勒（Robert Trumpler）1930年提出的方法，即根據赫羅圖的形狀把星團分為三類，每類又分為幾個小的類型。第一類只有主序星，其中又根據星團中光譜型最早的恆星的光譜型分成幾個小類型，如果星團由Ｏ型星開始，就稱為1o型，由Ｂ型開始，就稱為1b型，然後依次為1a和1f型等。第二類除主序星外還有一些黃色和紅色的巨星，依次再分為2o，2b，2a，2f等。第三類主要是黃色和紅色的巨星，稱為3o，3b，3a，3f等。已發現的星團主要是1o，1b，2a三種類型。使用特朗普勒分類法，昴宿星團被分為I3rn（高度密集，高亮度，成員眾多且位於星雲中），附近的畢宿星團被分為Ⅱ3m（較為分散，包含恆星較少）。

目前在銀河系內已發現一千多個疏散星團，但實際數量可能十倍於此。在漩渦星系中，疏散星團大都在有最高氣體密度的旋臂中，而且該處的恆星形成活動最為活躍。疏散星團高度集中在銀道面附近。

至於不規則星系，人們可以在星系各處找到疏散星團。疏散星團在橢圓星系中是找不到的，因為橢圓星系的恆星形成活動早在數百萬前就停止了，原本存在的疏散星團早已消失得無影無蹤。

在銀河系中，疏散星團的壽命取決於分佈的位置；早期形成的的星團往往較接近星系的邊緣。銀河系中心的潮汐力較強，加快了星團的分裂過程，而使得星團分裂的巨型分子云在星系中心部分數量較多，所以星系中心部分的疏散星團比外圍部分的壽命更短。

疏散星團中往往都是藍色的恆星，它們比較年輕，質量很高，但是壽命也只有短短的幾千萬年。相對古老的疏散星團中包括較多黃色的恆星。

有些疏散星團中的藍色恆星比其他成員年輕得多。這些藍離散星也在球狀星團中出現：在密度極高的球狀星團中央多個恆星相撞之後會形成溫度和質量都高得多的星體。而疏散星團中的恆星密度要低得多，恆星的相撞難以解釋觀察到的藍離散星數量。目前的理論認為是與其他星體的重力使得雙星系統聚合為一顆恆星

當核聚變將氫耗盡后，質量較低的恆星外層會隨著星風逐漸脫離，最終演變成白矮星，並形成行星狀星雲。雖然很多星團在大部分成員成為白矮星之前就逐漸分散了，但疏散星團中的白矮星數量仍然遠遠低於取決於星團年齡和初期質量分佈的預期值。一種假說是，當紅巨星的外層被吹散而形成行星狀星雲前，物質分佈的不均勻會使星體本身加速數千公里/秒，足以將其推出星團。

許多疏散星團都非常不穩定，而質量又較低，使得星團的逃逸速度比其成員的平均速度還低，因此幾百萬年之內就會迅速分散。當周圍的雲氣散盡后，疏散星團往往還有足夠的重力獨立存在幾千萬年，但星團仍會漸漸地分散開來。星團內部成員的相撞往往使得其中一個得到足夠高的速度，並離開星團，反覆相撞造成了星團成員緩慢地“蒸發”。

平均每五億年就會有一個疏散星團受到外部的影響。當某個外部星體靠近時，星團受星體帶來的潮汐力影響，形成一股恆星流，所有的成員都以相似的方向和速度移動。星團逐漸瓦解的速度取決於最初的星體密度，密度越高星團壽命越久。一個疏散星團的半衰期約為1.5至8億年左右。當某個疏散星團逐漸分散之後，整隊成員都保持類似的軌跡，稱之為星協現象。大熊座中的北斗星中的若干成員就曾屬於一個疏散星團，現在則保持著星協狀態。最終，星協中的星體速度差距逐漸擴大，慢慢分散開來。

疏散星團的赫羅圖顯示，大部分恆星都是主序星。從質量最高的一些星體開始逐漸開始偏離主序帶，成為紅巨星，通過分析逐漸偏離的位置，天文學家可以推算出星團的年齡。由於疏散星團中的成員離地球的距離以及年齡都大致相同，它們在星等上的差別只來自於質量的不同；在比較各個成員時，很多參數都是固定的。由於這一特點，疏散星團很適合用來研究星體演變。

對疏散星團中星體所含鋰和鈹的研究，能夠使天文學家對其演變和內部結構有更多的了解。雖然氫原子核要到一千萬K的溫度才能聚變成氦，而鋰和鈹在二百五十萬至三百五十萬K時就不再存在。這一性質意味著星體所含元素和其內部元素混合程度有很大關聯。通過研究其內部元素，天文學家就可以對疏散星團中星體的年齡和化學成分有較為準確的估算。研究顯示疏散星團星體中較輕元素的含量比預測值低很多。雖然原因尚不能完全解釋，一種可能是星體內部的對流會侵入輻射能較高的地區。

M11是靠近銀河系中心的一個疏散星團。測量距離是研究星體的重要步驟，但是絕大多數星體都離地球太遠而沒

有直接方法測量。使用一系列互相關聯的間接方法是目前唯一的測量遙遠星體的途徑，疏散星團是這一系列方法中的重要一環。

有兩種方法可以測量離地球最近的疏散星團的距離。首先，通過測量視差可以直接得出準確的距離，對於較近的疏散星團和獨立恆星都適用。距離地球五百光年以內的幾個疏散星團，包括昴宿星團以及畢宿星團都在此列。依巴谷衛星對一些其他疏散星團的距離也作了準確測量。

另一個直接測量距離的方法叫做“移動星團法”，藉助於星團中成員運動的一致性。通過測量星團中恆星的自行軌跡，與其視運動相對比，即可找到消失點。之後，通過研究光譜，根據多普勒效應可得出星體的徑向速度，再與自行軌跡相配合，即可通過簡單的三角法得出星體的距離。通過這個方法得出畢宿星團離地球的的準確距離為46.3秒差距，這也是距地球最近的疏散星團。

找到距地球最近的幾個星團的距離后，更遠的星體的距離就可以通過間接方法得出。通過比較遠近兩個疏散星團的赫羅圖，較遠星團的距離就可以被推算出來。已知的最遠的疏散星團是伯克利29（Berkeley 29），離地球約15,000秒差距。本星系群中的許多星系中都找到了很多疏散星團。

疏散星團距離的準確數據對於研究造父變星的周光關係非常關鍵，而造父變星是標準燭光序列中的重要一環。能夠得到造父變星的準確距離后，對天體距離的研究可以延伸到本星系群中較近的星系。