球状星团

球状星团或 GC ，是数万颗至数百万颗恒星聚集在10至30光年直径的空间，外观大致呈圆形的恒星集团。它们通常包含很老的第二星族星－只比宇宙本身年经数亿岁－多数的颜色是红色或黄色，质量则少于两倍的太阳质量。这样的恒星在集团中占了主导地位，因为更大和更热的恒星已经成为爆炸超新星，或是经由行星状星云演化进入结束阶段的白矮星。但是，依然有少数蓝色的恒星存在球状星团内，这些恒星被称为蓝掉队星，被认为是在恒星密集的内部区域，经由恒星合并而形成的。

在我们的银河系，球状星团大致呈球形的散布在银冕并以高离心率的椭圆轨道环绕着银河中心。在1917年，天文学家哈洛·夏普利就以球状星团的分布状态，估计出太阳距离银河中心的距离；在这之前，我们不确定太阳在银河中的位置。

  在人马座的M 69。

直到最近，球状星团在天文学上仍造成很大的迷惑，因为恒星演化理论估计出最老的球状星团年龄比估计的宇宙年龄还要老。幸好，使用依巴谷卫星更精确的测量出球状星团的距离，以及测量得越来越精确的哈伯常数，解决了这个悖论，宇宙的年龄大约是130亿岁，比最老的球状星团还大上数亿岁。

超星团，像是银河系的维斯特卢1，可能是球状星团的前身 。

我们的银河系大约有150个球状星团，其中有些可能是被银河系破坏的小星系，球状星团M79似乎就是这样的一个例子。有些星系有非常多的球状星团，巨大的椭圆星系M 87就拥有上千个球状星团。

有少数明亮的球状星团可以用肉眼看见，其中最亮的是奥米茄星团，在望远镜没有发明之前，自古以来就在星表中被错误的登录为恒星并广为人知。最著名的球状星团是在北半球的M 13，通常称为武仙座大球状星团。

中间的形态

2005年，在仙女座星系发现一种全新形式的星团，在某几种方面与球状星团相似 （但没有那么密集）。目前，在银河系中还没有发现任何一个中间集团 （也称为延展球状星团），但在仙女座星系中已经发现三个，分别命名为M31WFS C1 、M31WFS C2、和M31WFS C3。

这种新发现的恒星集团包含数十万颗的恒星，数量与球状星团似。这种集团的特征，也就是金属量和星族，也与球状星团的相符。与球状星团的差别只在它们非常的大－数百光年的直径－和密度低了数百倍。因此，在延展球状星团中的恒星距离也大了许多。在参数上，这种星团介于球状星团 （低暗物质） 和矮椭球星系（暗物质主导） 之间 。

还不清楚这种集团是如何形成的，但它们的形成可能和球状星团有关。为何M 31有这样的集团，目前还不知道。也不知道其它的星系是否也有这种集团，但也可能M 31是唯一拥有延展球状星团的星系 。

疏散星团

  昴宿星团，以高温蓝色恒星主导，使环绕的云气形成反射星云的疏散星团。

疏散星团 （ OC ） 与球状星团完全不同。与分散成球形的球状星团不同，它们局限于银河平面，并且几乎都是在螺旋臂中被发现。它们一般都是年轻的天体，最多只有几千万年的年龄，只有少数例外，像是M 67(最靠近与观察到最老的疏散星团) 。它们形成于像是猎户座星云这样的电离氢区。

疏散星团散布在高达30光年直径的区域内，但通常只有数百颗恒星。相较于球状星团的人烟稠密是密度非常的低，它们所受到的引力约束也很小，假以时日，会因为巨大分子云和其它星团的引力而瓦解。近距离的遭遇也会导致恒星被弹出，这个过程称为“蒸发”。

最显著的疏散星团是位于金牛座的昴宿星团和毕宿星团。英仙座座的双星团，h和χ，在夜空中也非常显著。疏散星团通常由蓝色的年轻恒星为主，虽然就恒星而言，它们只有数千万年的寿命是短暂的，但在它们寿终正寝之前，疏散星团多数都已经溃散。

超星团

超星团 （ SSC ） 是非常大的恒星形成区，被认为是球状星团的前身。

内埋星团

内埋星团 （ EC ） 是部分或全部包覆在星际尘埃或气体内的恒星集团。内埋星团最著名的例子是梯形星团。蛇夫座ρ星云（L1688）的核心区域也有一个内埋星团 。

星协

 圣诞树星团最终将会分离。

一个疏散星团一旦不受重力的约束，组成的恒星会在类似的路径上继续在空间中移动，这样的集团称为星协或是移动星群。在大北斗的大部分恒星原本是一个疏散星团的成员，现在是有着相同自行的大熊座移动星群。横越过天空的其它恒星，包括贯索四和南三角座ζ都来自这个星群。太阳目前正为于这个星流的边缘，但它不属于这个星群，因为它显示出不同的银河轨道、年龄和化学成分。

另一个星协环绕着天船三，在双筒望远镜下非常显著。因为必须知道恒星的自行，因此无法检测出遥远的星群。

星团在天文学上的意义

在天文学的许多领域，星团是很重要的。因为恒星都大约在同一时间诞生，在同一个集团中的恒星函数只有质量上的不同，所以恒星演化的理论完全依赖对疏散星团和球状星团的观测。

星团也是宇宙距离尺度上关键的一步。有几个最接近的星团，可以用视差量度出距离，而在赫罗图的亮度轴上可以绘制这些星团内已知恒星的绝对星等。然后，当绘制出未知距离星团的赫罗图之后，对比主序带的位置就可以估计出这个星团的距离。这个程序称为主序拟合，在使用这种方法时要考虑红化和星族的影响。

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