疏散星团

疏散星团，也称为银河星团，是由同一个巨分子云中的数百颗至数千颗恒星形成的集团。在银河系中发现的疏散星团已经超过1,100个，并且被认为还存在更多。它们环绕着银河中心运转时，只靠着微弱的引力吸引维系在一起，并且很容易因为与其它集团或气体云的近距离接触而瓦解。疏散星团的寿命通常只有几亿年，但少数质量特别大的可以存活数十亿年。相较之下，质量更大的球状星团，拥有更多的恒星，成员彼此间的引力极为强大，可以存活的时间也更长。只有在星系的螺旋臂和不规则星系能发现疏散星团，它们只存在于恒星形成活跃区。

年轻的疏散星团可能仍然在它们形成的分子云中，照亮它们在分子云内创造出来的H II区。随着时间推移，来自星团的辐射压会将分子云吹散。通常情况下，在辐射压将气体驱散之前，大约有10%质量的气体能凝聚形成恒星。

疏散星团是研究恒星演化的关键天体。因为集团中的恒星成员年龄和化学成分都相仿，它们的特性（像是距离、年龄、金属量和消光）也比单独的恒星容易测量。有些疏散星团，像是昴宿星团、毕宿星团或英仙α星团，都可以用裸眼直接看见。还有一些，例如双星团，则几乎不用仪器也可以察觉它们的存在，而使用双筒望远镜或光学望远镜还可以看见更多，M11就是个例子。

## 观测史

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著名的疏散星团，昴宿星团，自古以来就被认为是一个星群，而毕宿星团构成最古老的星座，金牛座的一部分。其它的疏散星团则被早期的天文学家视为不能解析的模糊光斑。罗马天文学家托勒密提到蜂巢星团、英仙座的双星团、和托勒密星团；波斯天文学家阿·苏菲写道船帆座ο星团。但是，等到望远镜发明之后，才解析出这些星云是恒星组成的星团。事实上，约翰·拜耳在1603年将这三个星团都视为一颗恒星，给了恒星的名称。

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第一位使用望远镜观察和记录夜空的人是意大利天文学家伽利略，时为1609年。当他将望远镜朝向托勒密所记录的一些模糊不清的光斑时，他发现它们不是一颗恒星，而是很多恒星的集团。对蜂巢星团，他发现有超过40颗的恒星；以前认为只有6-7颗恒星的昴宿星团，几乎有50颗恒星。他于1610的著作星际信使中写道："银河除了无以计数的恒星聚集成集团之外，什么都没有。"。受到伽利略工作的影响，西西里的天文学家乔瓦尼·巴蒂斯塔·奥迪耶纳可能是第一位使用望远镜来寻找以前未被发现的疏散星团的天文学家。在1654年，他已经确认了现在称为M41、M47、NGC 2362、和NGC 2451等天体。

早在1767年，人们就发现恒星与星团之间存在着关联性，英国的博物学家兼牧师约翰·米歇尔（John Michell）计算出即使是像昴宿星团这样的恒星星团，能与地球对齐而被观察到的几率只有1/496,000。在1774年至1781年间，法国天文学家梅西耶出版，收集了模糊不清类似彗星的天体目录，其中就包含了26个疏散星团。在1790年代，英国天文学家威廉·赫歇尔开始广泛的研究这些模糊不清的天体，他发现其中有许多可以分解成为由一颗颗恒星组成的集团。赫歇尔认为恒星最初是分散在太空中，但后来因为引力的作用而聚集在一起。他将这些云气分为八类，其中的六到第八类就是星团。

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在天文学家的努力下，已知的星团数目继续增加。数以百计的疏散星团被列在由丹麦天文学家约翰·路易·埃米尔·德雷耳于1888年首度出版的新一般目录，并在1896年和1905年发表两个补充的索引星表。望远镜的观测显示有两种不同类型的集团，其中一种包含数以千颗的恒星，在天空的各处成规律的球状，并差别式的朝向银河系的中心。另一种包含疏疏落落的恒星，成不规则的形状，通常被发现在银河系的银河平面附近。天文学家称前者为球状星团，后者是疏散星团。因为它们的位置，疏散星团有时也被称为银河星团；这是瑞士籍的美国天文学家罗伯特·朱利斯·特朗普勒提出的术语。

早在1877年，德国天文学家爱德华·舍恩菲尔德就以测微计测量星团中的恒星位置，美国天文学家爱德华·爱默生·巴纳德在1923年过世前，进一步的追踪这些恒星，但没有检测到这些恒星有移动的迹象。然而，荷兰裔的美国天文学家范玛伦比较不同时期拍摄的昴宿星团干片，测量出了这些恒星的自行。当天文测量变得更精确时，发现恒星集团通过太空的共同自行。经由比较在1918年和1943年拍摄的昴宿星团干片，范玛伦可以确定那些恒星的自行与星团成员的平均自行相似，因此更容易确认成员。光谱测量显示共同的径向速度，从而显示属于集团中的恒星，可以将之束缚在一起成为一个星团。

在1911年，埃纳·赫茨普龙发表了昴宿星团和毕宿星团的第一份色-光图。在后续的20年内，他继续进行这项疏散星团的测量工作，使他可以估计这些星团个别的总质量不会超过数百颗太阳的质量。他展现出恒星的大小和颜色的关联性，并且在1929年注意到蜂巢星团、毕宿星团和昴宿星团有不同的恒星族群分布关系。随后，这被解释为这三个星团在年龄上的差异。

## 形成

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包含成千上万太阳质量的巨分子云，其中一部分的冷气体和尘埃坍塌是疏散团形成的开端。这些云气的密度变化从每cm3102到106颗中性氢分子，而恒星的形成发生在分子密度高于每cm3104分子之处。通常的情况下，只有1–10%体积的部分密度是高于后著的值。在塌缩之前，这些云气通过力学、磁场、湍流和旋转保持平衡。

许多因素可能破坏巨分子云的平衡，触发崩溃和启动恒星形成的爆炸，其结果是疏散星团的诞生。这些因素包括附近的超新星，或与其他云气间的引力相互作用的碰撞激波。甚至无须外部的触发，云气的某些部分就可以达到所需的条件，使得它们变得不稳定而引起崩塌。崩塌的区域会被割成许多小块的集团，包括特别密集而被称为红外暗云的团块，最终会形成数千颗的恒星。这些开始形成的恒星隐藏于星云之中，虽然可见光受到阻挡，但可以透过红外线来观察。在银河系，估计疏散星团的形成率是每数千年一个。

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新形成的最热和质量最大的恒星（被称为OB星）会辐射出强烈的紫外线，不断地将周围分子云的气体电离，形成电离氢区（H II区）。来自大质量恒星的恒星风和辐射压，开始将炙热的电离气体以匹配音速的速度驱散。在数百万年后，星团将体验第一次的核心坍缩超新星，它也会驱散附近的气体。在大多数的情况下，这些过程将持续1,000万年，然后这儿就不再会有恒星形成。尽管如此，大约会有一半的原恒星会被星周盘包围着，而且其中有不少是吸积盘。

在分子云的核心，大约只有30%至40%的气体可以形成恒星，残余的气体在被驱散的过程中会破坏还在形成过程中的恒星。因此，所有的星团中受害的婴儿恒星质量都有明显的下降，还有很大部分的婴儿恒星夭折。在这一点上，疏散星团的形成将取决新形成的恒星彼此之间是否受到引力的约束，否则就会形成不受拘束的星协。即使像昴宿星团这样的疏散星团，大约也只能保留三分之一原本的恒星，其余未被约束的就会随着气体一并被排出。年轻的恒星就是这样离开它们的出生地，成为银河系中外来人口的一部分。

因为多数的恒星，但不是所有的恒星，都在星团中形成，所以星团成为建构银河系的基块。气体暴力驱逐恒星的事件摧毁许多诞生中的星团，并在许多星团的型态和运动结构上留下它们的印记。大多数的疏散星团形成时至少都有100颗恒星和50倍太阳的质量，最大的可能有104太阳质量，而估计维斯特卢1的质量是5×104太阳质量，已经接近球状星团了。疏散星团和球状星团是两种相当不同的群体，而不可能只是一个非常疏松的球状星团和非常丰富的疏散星团在外观上的差异。有些天文学家认为这两种星团有着相同的形成机制，区别是允许非常丰富的球状星团有可以形成数十万颗恒星的条件，在银河系中已经不存在了。

在一个分子云中形成两个或更多个独立疏散星团的情况非常普遍。在大麦哲伦星系，霍奇301和R136形成于气体的蜘蛛星云内；在银河系内也是一样，追溯毕宿星团和昴宿星团这两个显著的疏散星团在太空中的运动，表明它们是于6亿年前在同一个星云中形成。有时，在同一时间形成的两个星团会形成联星团，最好的例子就是英仙座的NGC 869和NGC 884双星团（经常被误称为英仙座h和κ，其实h是邻近的一颗恒星，而κ就是这两个星团），而已知至少有10个这样的双星团存在着，在大麦哲伦星系和小麦哲伦星系有更多这样的星团－在外部星系的比在银河系内的更容易检测，因为投影效果会造成银河系内出现看似彼此接近的团。

## 型态和分类

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疏散星团的范围从只有疏疏落落几颗成员恒星到包含数千颗恒星的巨大集团。它们通常有相当独特的密集核心，被有着弥漫晕的恒星成员环绕着。核心的范围通常在3-4光年，晕可以从核心延伸到约20光年。典型的恒星密度在核心是每立方光年大约1.5颗，而在太阳附近的密度是每立方光年0.003颗恒星。

依据罗伯特·朱利斯·川普勒在1930年就已经拟定的疏散星团分类法（特朗普勒分类法），以三个部分的组合显示星团的特性：从1-4的罗马数字表示恒星的凝聚度和相较于周围星场区域的超脱性（从强到弱）；阿拉伯数字的1-3指示明亮成员的范围（从小到大）；字母p, m或r表示星团中恒星数量是贫乏（p）、中等（m）、还是丰富（r）。后来追加字母n，以显示团是否在星云内。

在特朗普勒分类法中，昴宿星团的类型是I3rn（强集中度，亮度差大，富含恒星，且置身于星云之中）；然而附近的毕宿团是II3m（较为分散，亮度差大，且成员较少）。

## 数量和分布

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在我们的银河系内已知的疏散星团超过1,100个，但真实的数量可能高于这个数值的10倍。在螺旋星系，大多数的疏散星团都被发现位于螺旋臂上气体密度最高之处，并且是多数恒星的诞生之处，而且通常在它们能够离开螺旋臂之前就已经瓦解。疏散星团明显的集中且接近银河平面，在银河系的高度尺度大约是180光年，相较之下银河的半径是50,000光年。

在不规则星系，疏散星团可以在散布在星系的各处，然而依然是气体密度最高的地方。在椭圆星系尚未发现过疏散星团：椭圆星系的恒星形成于数百万年前都已经停止，所以原本存在的疏散星团早已瓦解了。

在我们的银河系，星团的寿命取决于分布的场所，在距离银河中心越远的场所越容易发现长寿的星团，且通常在银河平面的上方或下方。越靠近银河中心，潮汐力越强，增加了星团被瓦解的几率；同时巨分子云也会造成趋近于银河中心的星团瓦解，所以在星系内侧的星团倾向于比外侧同类型的星团年轻。

## 恒星的组合

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因为疏散星团往往在它们的恒星结束生命之前就溃散掉，所以来自它们的光往往是由年轻、炙热的蓝色恒星主导。这些恒星中最大的，寿命通常只有短短的几千万年，所以年长的疏散星团往往包含较多的黄色恒星。

一些疏散星团中的炙热蓝色恒星似乎比集团中的其他恒星年轻得多。这种蓝掉队星也在球状星团中被观察到，在非常密集的球状星团核心，它们被认为是由于恒星的互相撞击，形成一颗更大雨更热的恒星。然而，疏散星团的恒星密度远远低于球状星团，不能以恒星的相互撞击来解释观察到的蓝掉队星数量。取而代之的是，大部分人认为可能起源于其他恒星在动力学上的交互作用，导致联星系统凝聚成一颗恒星。

一旦经由核融合耗尽了核心供应的氢，中低质盎的恒星就会抛弃它们的外壳，形成行星状星云和演化成为白矮星。虽然，在大多数集团成员演化成白矮星之前，星团就会先瓦解，但疏散星团中的白矮星数量仍然远低于基于星团年龄和恒星初始质量分布所预期的数量。一个缺乏白矮星的可能解释，是当红巨星驱散外壳成为行星状星云之际，物质损失的轻微不对称，将恒星以每秒数千公里的速度将恒星踢出，而这样的速度已足以将其弹出这个集团。

由于其高密度，在疏散星团的恒星之间近距离的接触是很常见的。一个典型的集团，在0.5秒差距的半质量半径可以有1,000颗恒星，平均每隔1,000万年就会与另一颗成员内的恒星遭遇。在密度越高的集团，这个几率也越高。这些接触对环绕在许多年轻恒星周围的星周盘物质会有重大的影响。大盘面的潮汐摄动可能会导致巨大的行星和棕矮星的形成，在1,000天文单位或更远的距离上产生寄生的天体。

## 最终的宿命

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许多疏散星团天生就不稳定，对一个质量足够小的恒星来说，逃离疏散星团系统的逃逸速度是低于星团中恒星的平均速度的，这使得星团在数百万年内就会瓦解。在许多情况下，炙热的年轻恒星的辐射压会剥离原本形成星团的气体，使系统的质量减少瓦解得更为迅速。

对于可以通过引力绑定在一起的那些质量足够大的星团而言，即使周围的星云耗散尽了还可以维持数千万年，但是随着时间的推移，内部和外部的物理机制都会驱散它们。在内部，恒星之间通过近距离接触，会增加某些恒星的速度使其快过星团的逃逸速度。这样的结果会导致星团成员逐渐“蒸发”。

在外部，大约每5亿年左右一次，星团会受到外在因素的影响，例如近距离经过或穿越过分子云。这样的遭遇造成引力潮汐力，往往会引起星团的瓦解。最终，这个星团会成为星流，成员星体之间会距离太远而不足以成为星团，但所有的成员有着接近的速度，朝着相同的方向，类似流水般流动。星团瓦解的时间尺度取决于初始的恒星密度，更紧密聚集在一起的星团可以维持持更长时间。星团估计的半生命期，也就是失去原有成员一半的时间，其范围从1亿5,000万年至8亿年不等，具体取决于初始的密度。

当星团不再受引力绑定之后，很多成员恒星仍会以相似的轨迹在空间中运动，成为所谓的星协、移动星团或移动星群。在大熊座犁中的一些亮星，现在是大熊座移动星群的成员，之前就是同一个疏散星团的成员。最终，它们会以略为不同的相对速度，散落在银河系的不同地方。如果我们发现一些原本无关的恒星有相似的速度与年龄，这个较大的恒星集团会被称为星流。

## 恒星演化的研究

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当一个疏散星团的赫罗图被制作出来，大部分的恒星会位于主序带上，而质量最重的恒星已经离开主序带，和演化成为红巨星；在主序带上的转折点可以用来估计星团的年龄。

因为疏散星团中的恒星与地球的距离几乎完全一样，而且也几乎在相同的时间以相同的材料构成，在集团之间表观量度上的差异只是由于它们质量。这使得疏散星团在恒星演化的研究上非常有用，因为在比较另一颗恒星时，许多的变数和参数都是固定的。

研究疏散星团中恒星的铍与锂丰度，能够给予恒星和其内部演化的重要线索。在氢核的温度高到1,000万K之前，不能融合生成氦，而锂和铍分别在250万K和350万K的温度就会被摧毁。这意味着它们的丰度强烈的依赖发生在恒星内部混合的多寡。通过研究疏散星团中的丰度，像年龄和化学成分的变数会被固定住。

研究表明，这些轻元素的丰度比恒星演化模型预测的要低得多。虽然不能完全解释丰度偏低的原因，一个可能性是恒星内部的对流区域超过辐射的区域，而辐射通常是传输能量的主导模式。

## 天体距离尺度

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判定天体的距离是理解它们的关键，但绝大多数的天体都因为距离太远而无法直接确定它们的距离。校准天文距离尺度要使用一系列互相关联的间接但有时不能确定的途径，从可以直接测量的距离，到越来越遥远的距离。疏散星团是这个序列中关键的一步。

最近的疏散星团可以直接用两种方法财测量它们的距离。第一种是视差（地球在一年当中轨道位置的变化，从太阳的一侧移动到另一侧造成的视位置微小变化），可以像测量单独的恒星一样，测量邻近的疏散星团中的恒星相对于遥远天体的位置变化。例如距离都在500光年以内的昴宿星团、毕宿星团和其它少数几个疏散星团，都近到可以用这种方法精确的测量。来自依巴谷位置测量卫星已经精确的测量出几个疏散星团的距离。

另一种直接测量的方法是所谓的移动星团法，这依赖于集团中的恒星分享共同的运动穿越空间的事实。测量星团成员的自行，和绘制出它们在天空中的运动，明显的揭示出它们将收敛在一个消失点。从多普勒位移测量它们的光谱，可以确定它们的径向速度；一旦迳向速度、自行、和从星团到消失点的角距离都知道了，利用简单的三角学就可以揭露星团的距离。毕宿星团是利用这种方法得到最准确的距离数值，显示它的距离是46.3秒差距。

一旦建立了邻近星团的距离，进一步的技术可以扩展到距离更远的星团。利用与已知距离星团赫罗图的主序带与距离更遥远的星团匹配，可以估计出更遥远星团的距离。毕宿星团是距离最近的疏散星团：包括大部分北斗七星，距离只有毕宿星团的一半，但因为它不是疏散星团，只是恒星之间彼此没有引力约束的星协。在我们的银河系中，已知距离最遥远的疏散星团是伯克利29，距离约为15,000秒差距。在本星系群中有许多的疏散星团也可以很容易的检测到。

使用变星的周光关系至关重要，例如可以作为标准烛光的造父变星，能够准确的校准疏散星团的距离。这些明亮的恒星在很遥远的距离上依然可以检测到，然后可以从本地群星系的距离，扩展到更遥远的星系距离尺度。事实上，利用三颗经典造父变星测定出宿主NGC 7790的距离。天琴座RR变星太老了，难以和疏散星团关联，反而是与球状星团较有关系。

## 行星

疏散星团NGC 6811包含两颗已知有行星系统的恒星：开普勒66和开普勒67。

## 外部链接

- The Jewel Box (also known as NGC 4755 or Kappa Crucis Cluster) - open cluster in the Crux constellation @ SKY-MAP.ORG
- Open Star Clusters @ SEDS Messier pages
- A general overview of open clusters
- Open and globular clusters overview
- The moving cluster method
- Open Clusters - Information and amateur observations
- Clickable table of Messier objects including open clusters