星團

球狀星團是銀河系中最為古老的天體之一，對它的年齡和金屬丰度進行測定，可以為我們研究銀河系早期的恆星形成和演化過程提供重要的線索。另一方面，動力學研究是球狀星團研究的另一重點領域。為此需要知道星團的各種物理參數，包括質量、尺度、距離、空間密度分佈等等，所有這些都需要大量的觀測才能得到。同時，處於銀河系引力勢中的球狀星團會有恆星不斷地在外部潮汐力場的作用下被剝離出去形成潮汐尾。潮汐尾的存在一方面反映了球狀星團的動力學演化，另一方面也為我們提供了銀河系中的物質分佈情況。

銀河系中的疏散星團相對於球狀星團是比較年輕的、較鬆散的恆星聚集體。一般地將球狀星團歸於銀河系的暈族天體，把疏散星團歸於盤族天體。球狀星團系統總體上是貧金屬的靠無規則熱運動支撐的系統，而疏散星團系統是富含金屬的靠旋轉支撐的系統。特別，大部分疏散星團是非常年輕的天體，而且多數分佈於銀河系的旋臂區域，這一區域是非常活躍的恆星形成區，因此疏散星團反映了銀河系恆星形成情況。由於星團中的恆星都是同時形成的，因此，疏散星團和球狀星團的CMD是檢驗恆星演化模型的有利工具。同時，在星團當中存在各種變星，例如天琴RR變星等，對這些變星的觀測同樣對恆星演化模型提出了重大的挑戰。

BATC視場的大小非常適合銀河系內星團尺度天體的研究。對於較遠距離的球狀星團，不僅可以觀測到整個星團，而且還包含了大範圍的背景場星在內，這不僅可以使我們對球狀星團的各種物理性質進行研究，同時可以對星團在銀河系引力場作用下的動力學狀況進行研究。對於疏散星團，大的視場有助於消除CMD中場星造成的污染。此外，大的視場為變星的研究提供了大量的侯選樣本。尤為重要的是BATC的多達15個的中等帶寬的濾波片系統可以給出觀測目標的分光能量分佈結果，這對於我們使用簡單星族合成的方法開展銀河系內星團的研究提供了非常重要的觀測工具。

星團的命名，一般採用相應的星表中的號碼。最常用的是梅西葉星表，簡寫為"M".它只包括了較亮的星團。較完全的是"NGC"星表，有時還用"IC"星表。這些星表中不僅僅包括星團，還有星雲和星系。1784年法國天文學家梅西耶在研究彗星時，把103個位置固定的模糊天體編成星表，以免與彗星混淆。

1888年丹麥天文學家德雷耶爾編了包括有7,840個有星雲、星團等延伸天體的星表，稱為《星雲星團新總表》（簡稱NGC星表），後來又發表了包括5,386個天體的NGC星表的補編（簡稱IC星表）。這幾個星表中都載有大量的星團，因此，一般就用這些星表的編號作為星團的名稱。如：梅西耶星表67號天體（M67）即NGC2682，是一個銀河星團；M22即NGC6656，是一個球狀星團。一些亮星團還有自己的專門名稱，如昴星團、畢星團等。

疏散星團：由十幾顆到幾千顆恆星組成的，結構鬆散，形狀不規則的星團，主要分佈在銀道面因此又叫做銀河星團，主要由藍巨星組成，例如昴宿星團（又名昴星團）。

球狀星團：由上萬顆到幾十萬顆恆星組成，整體像圓形，中心密集的星團。

疏散星團形態不規則，包含幾十至二、三千顆恆星，成員星分佈得較為鬆散，用望遠鏡觀測，容易將成員星一顆顆地分開。少數疏散星團用肉眼就可以看見，如金牛座中的昴星團（M45）和畢星團，巨蟹座中的鬼星團（M44）等等。

在銀河系中已發現的疏散星團有1000多個。它們高度集中在銀道面的兩旁，離開銀道面的距離一般小於600光年左右。大多數已知道疏散星團離開太陽的距離在1萬光年以內。更遠的疏散星團無疑是存在的，它們或者處於密集的銀河背景中不能辨認，或者受到星際塵埃雲遮擋無法看見。據推測，銀河系中疏散星團的總數有1萬到10萬個。

疏散星團的直徑大多數在3至30多光年範圍內。有些疏散星團很年輕，與星雲在一起（例如昴星團），甚至有的還在形成恆星。

昴星團

昴星團位於金牛座。金牛座位於赤經4時20分，赤緯17度，在英仙和御夫兩座之南，獵户座之北。座內有著名的昴星團和畢星團，以及M1蟹狀星雲，以"兩星團加一星雲"而聞名。金牛座α星中國古代稱畢宿五，是顆橙色的1等星，在全天亮星中排第13位。座內共有亮於4等的星28顆。金牛宮是黃道第二宮，每年4月20日前後太陽到達這一宮，那時的節氣是穀雨。

金牛座畢宿五與獅子座軒轅十四。天蠍座心宿二和南魚座北落師門共四顆亮星，在天球上各相差約90度，正好每個季節一顆，被合稱為黃道帶的"四大天王"。連接獵户座γ星和畢宿五，向西北方延長一倍左右的距離，是一個著名的疏散星團——昴星團。眼力好的人可以看到這個星團中的7顆亮星，所以中國古代又稱它為"七簇星"。

昴星團距離我們417光年，直徑達13光年，用大型望遠鏡觀察，可發現昴星團有280多顆星。另一個疏散星團叫畢星團，它位於畢宿五附近，但畢宿五不是它的成員。畢星團距離我們143光年，是離我們最近的星團。畢星團用肉眼可看到五、六顆星，實際上大約有300顆。金牛座ζ星附近，有一個著名的大星雲，英國的一位天文學家根據它的形狀把它命名為"蟹狀星雲"。本世紀天文學家推斷出蟹狀星雲是1054年一次超新星爆發的產物。

2005年，在仙女星系發現一種新形式的星團，在幾種方面與球狀星團相似，但沒有那麼密集。在銀河系中尚未發現任何一箇中間型態的星團 （也稱為延展球狀星團），但在仙女星系中已經發現三個，分別被命名為M31WFS C1、M31WFS C2、和M31WFS C3。

尚且不知這種星團如何形成，但它們的形成可能和球狀星團或不規則的矮衞星系有關。 ^[1] 

球狀星團呈球形或扁球形，與疏散星團相比，它們是緊密的恆星集團。這類星團包含1萬到1000萬顆恆星，成員星的平均質量比太陽略小。用望遠鏡觀測，在星團的中央恆星非常密集，不能將它們分開。如獵犬座中的M3和人馬座中的M22等等。

在銀河系中已發現的球狀星團有150多個。它們在空間上的分佈頗為奇特，其中有三分之一就在人馬座附近僅佔全天空面積百分之幾的範圍內。天文學家最初正是根據這個現象領悟到太陽離開銀河系中心相當遠，而銀河系的中心就在人馬星座方向。跟疏散星團不同，球狀星團並不向銀道面集中，而是向銀河系中心集中。它們離開銀河系中心的距離極大多數在。萬光年以內，只有很少數分佈在更遠的地方。球狀星團的光度大，在很遠的地方也能看到，而且被濃密的星際塵埃雲遮掩的可能性不大，因此未發現的球狀星團數量大致不超過100個，總數比疏散星團少得多。

球狀星團的直徑在15至300多光年範圍內，成員星平均空間密度比太陽附近恆星空間密度約大50倍，中心密度則大1000倍左右。球狀星團中沒有年輕恆星，成員星的年齡一般都在100億年以上，並據推測和觀測結果，有較多死亡的恆星。

一個疏散星團一旦不受重力的約束，組成的恆星會在類似的路徑上繼續在空間中移動，這樣的集團稱為星協或是移動星羣。在大北斗的大部分恆星原本是一個疏散星團的成員，是有着相同自行的大熊座移動星羣。橫越過天空的其它恆星，包括貫索四和南三角座ζ都來自這個星羣。太陽正位於這個星流的邊緣，但它不屬於這個星羣，因為它顯示出不同的銀河軌道、年齡和化學成分。

另一個星協環繞着天船三，在雙筒望遠鏡下非常顯著。因為必須知道恆星的自行，因此無法檢測出遙遠的星羣。

和昂宿星團這樣的疏散星團相對應的，即星團家族中的另一半——球狀星團。銀河系中約有500個球狀星團，全天最亮最大的

是半人馬座ω星團（NGC5139）（Omega centauri）。1677年，天文學家哈雷發現這個星團時誤以為是一顆恆星。因為用肉眼雖然能直接看到它，卻不能分辨出它內部團聚的恆星。人們給了它一個希臘字母，稱其為半人馬座ω（音omega，奧米加）。直到1830年，英國天文學家赫謝爾（John Herschel）才首先發現它是星團而不是星雲。ω星團位於半人半馬的腰眼附近。半人馬座ω距離地球約17000光年，年齡大約120億歲。它的密度大得驚人，包括的幾百萬顆恆星的範圍內，它中心部分的恆星彼此相距平均只有0.1光年，而離太陽系最近的恆星也在4光年之外。半人馬座ω是全天最明亮、美麗的球狀星團，可惜位於南天。北半球中緯度以北的人們無緣與它會面，不過北緯25°以南地區的人們可以看見完整的半人馬座。對南半球的觀測者來説，半人馬做屬於秋夜星座，但在中國南方几個省份於春天晚上可看到。

在科學家們進行大量觀測後，發現半人馬座ω不同於其他的球狀星團。它包含的恆星數量很龐大，一般的球狀星團包含有成千上萬顆，甚至幾十萬顆恆星，而ω星團的成員達到了100萬顆。

有些銀河星團的成員星自行速度和方向很相近，有從一個輻射點分散開來或向一個會聚點會集的傾向。這種可定出輻射點或會聚點的星團被稱為移動星團。已知的移動星團有畢宿星團、昂宿星團、大熊星團、鬼宿星團、英仙星團、天蠍一半人馬星團和後發星團等七個星團。

在天文學的許多領域，星團是很重要的。因為恆星都大約在同一時間誕生，在同一個集團中的恆星函數只有質量上的不同，所以恆星演化的理論完全依賴對疏散星團和球狀星團的觀測。

星團也是宇宙距離尺度上關鍵的一步。有幾個最接近的星團，可以用視差量度出距離，而在赫羅圖的亮度軸上可以繪製這些星團內已知恆星的絕對星等。然後，當繪製出未知距離星團的赫羅圖之後，對比主序帶的位置就可以估計出這個星團的距離。這個程序稱為主序擬合，在使用這種方法時要考慮紅化和星族的影響。