星团

星团（ Star Cluster ），由各成员星之间的引力束缚在一起的恒星群体。许多较亮的星团用肉眼或小望远镜看起来是一个模糊的亮点。1784年法国天文学家C.梅西耶在研究彗星时，把103个位置固定的模糊天体编成星表，以免与彗星混淆。1888年丹麦天文学家J.德雷耶尔编了包括有7 840个有星云、星团等延伸天体的星表《星云星团新总表》（简称NGC星表），后来又发表了包括5 386个天体的NGC星表的补编（简称IC星表）。这几个星表中都载有大量的星团。因此，一般就用这些星表的编号作为星团的名称。如《梅西耶星表》67号天体(M67)即NGC2682，是一个银河星团；M22即NGC6656，是一个球状星团。一些亮星团还有自己的专门名称，如昴星团、毕星团等。星团可分为球状星团和疏散星团两种。

球状星团

球状星团

球状星团由于它们的形状是球对称的或接近于球对称的而得名，直径数十至300光年，含有数万至数百万颗恒星。恒星平均密度要比太阳附近的恒星大50倍左右，而中心则要大约1 000倍。球状星团内恒星如此密集，又离我们十分遥远，通常只有边缘的一部分星在长时间曝光的照相底片或CCD照片上得以分辨，而要把球状星团中大部分成员星分解成单颗的恒星，必须使用具有高分辨率的哈勃空间望远镜或配自适应光学系统的地面大望远镜。银河系内已发现约150个球状星团，它们大部分分布在银晕中，年龄很老，金属含量很低，各自沿高偏心椭圆轨道绕银心运动。离银盘较近的球状星团年龄较轻，金属含量较高。还可能有许多球状星团隐藏在银盘中，只是由于那里有大量吸光物质而未被发现。

估计银河系约有500个球状星团，分布在一个中心与银心重合巨大的球形空间内，其数密度随银心距的增加以负3.5次方的幂率下降。在球状星团中有许多变星，其中大部分是天琴座RR型变星，其余大部分是星族Ⅱ造父变星，这两类天体都可用来测定距离。

1975年底以来，在一些球状星团中发现有X射线源、毫秒脉冲星等，这提示球状星团中可能存在密近双星、中子星或黑洞。很多大星系周围都发现了球状星团，如已知仙女星系的球状星团就在350个以上。巨椭圆星系的球状星团更为丰富，如M87甚至包含数千个。某些相互作用星系，特别是新近并合的星系往往有较年轻的富金属球状星团。

疏散星团

疏散星团形态不规则，在大至50光年的范围年含有数十至数千颗恒星。成员星彼此的角距离较大，一般都能用望远镜分解开，因而得名。疏散星团有半数位于银道面附近宽度为7°的狭带上，因此又名银河星团。银河系中已发现的疏散星团约1 200个，著名的如昴星团、毕星团和M67。疏散星团成员星的自行大致相同。如果星团离地球较远，看到的这些星的运动轨迹是大致平行的。但对于较近的疏散星团，由于投影的原因，它们的成员星的运动轨迹看起来并不平行，而是从一点辐射出来，或是会聚于一点，这两种点分别称为辐射点或会聚点。这种离地球比较近的、能得出辐射点或会聚点的疏散星团又称为移动星团，其距离可通过成员星自行的测量得到。

球状星团是很老的天体，一般年龄约为一百亿年，可用来作为宇宙年龄的下限。但疏散星团的年龄却差别很大，一些年轻星团的年龄只有几百万年，而M67的年龄为几十亿年，故可用来描绘银河系自盘形成以后的历史和演化。