疏散星团

         

疏散星团

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疏散星团，是指由数百颗至上千颗由较弱引力联系的恒星所组成的天体，直径一般不过数十光年。疏散星团中的恒星密度不一，但与球状星团中恒星高度密集相比，疏散星团中的恒星密度要低得多。疏散星团只见于恒星活跃形成的区域，包括漩涡星系的旋臂和不规则星系。疏散星团一般来说都很年轻，只有数百万年历史，比地球上的不少岩石还要年轻。

较年轻的疏散星团可能仍然含有形成时分子云的残迹，星团产生的光使其形成电离氢区。分子云在星团产生的辐射压影响下逐渐散开。对观测恒星进化而言，疏散星团是不可多得的天体。这是因为同一个疏散星团中的成员不论年龄或化学成分都很相近，易于观测星团成员中的些微差异。

由于星团成员的引力关联不太强，在绕漩涡星系公转数周后，可能会因周遭天体引力影响而四散。

目录

观测史

包括昴宿星团（M45）在内，最明亮的几个疏散星团自古以来就为人所知。其它的很多在望远镜被发明之前看上去像是模糊的斑点。疏散星团呈不规则形状，包括的恒星数量相对较少，在天空中的分布也相对均匀。因为几乎都聚集在银河系赤道平面中，疏散星团有时也被称为“银河星团”。人们很早就发现疏散星团中的恒星之间是有密切联系的。

公元1767年，约翰·米歇尔（John Michell）牧师通过计算发现像昴宿星团这样的星团随机形成的概率仅为496,000分之1。 [1] 随着天体测量学在准确性上的提高与发展，天文学家发现星团中的成员之间有相似的自行运动，并通过分析光谱，发现各成员之间保持着相同的视向速度，证明了星团中运动的统一性。

虽然疏散星团和球状星团有很多不同，相对较小的球状星团与较大的疏散星团看上去并不会有什么区别。部分天文学家认为两种星团的基本形成过程完全一样，只是球状星团中含有的大量恒星在银河系中逐渐开始变得稀少而已。

由于疏散星团在一块相对较小的区域中包含几百颗甚至上千颗颜色、亮度不同的恒星，它们对天文爱好者来说是很好的观测目标。并且，疏散星团在光污染严重的地区也还能被小型望远镜，甚至双筒望远镜观测到。

星团形成

宇宙中星罗棋布着由气体及尘埃等细小粒子所组成的分子云。这些分子云密度很低，成分主要是氢。分子云可以极度庞大和拥有极大质量，质量相当于十至一千个太阳不等。因为只有质量达到太阳数倍的分子云才会因自身的重力坍缩，而如此重的分子云不可能坍缩为一颗恒星，故疏散星团的所有成员都是在多星系统中形成。

在不受干扰的情况下，这些分子云可以千载不变。但是，当分子云受星系碰撞、处身星系所产生的密度波、超新星爆发的激波干扰，其密度会出现些微变化。这些轻微变化会令分子云产生重力收缩（坍塌），从而形成一些称为原恒星的球体。疏散星团形成的初期，由于在原恒星的核心尚未发生核聚变，它们仍不能称为真正的恒星。

一但开始形成恒星，温度最高、质量最大的恒星会放射出大量的紫外线，令附近的分子云电离，形成电离氢区。来自于大质量恒星的星风和辐射压会驱走那些气体。几百万年后星团会第一次发生超新星爆炸，同样会驱走周遭的气体。几千万年后，星团会丧失所有的气体，再也没有新的恒星形成。在此之前，星团中只有10%的原有气体会形成恒星。

在银河系中，平均大约每一千年就会有一个新的疏散星团诞生。

有时同一块分子云中能产生多个疏散星团；比如，大麦哲伦星系中的霍奇301星团（Hodge 301）和R136星团都是在蜘蛛星云中形成的。通过追溯银河系中星体的运动，天文学家发现毕宿星团（Hyades）和鬼宿星团（Praesepe）约于六亿年前在同一块云中形成。

有时，两个同时形成的星团会组成双星团系统，比如银河系中的英仙座双星团。银河系中已知的双星团系统至少有十个。在大、小麦哲伦星系中也发现了很多双星团系，因为投影效应会使银河系中的星团系统看上去靠得很近。

形态和分类

疏散星团中的成员数量从几百个到数千个不等，一般都是中心部分特别集中，周围较为分散地散布著。中心部分的直径一般达到三至四光年，整个星团的半径一般达到二十光年。一般来说中心部分的密度能达到1.5星/立方光年。相比之下，太阳周围的恒星密度为0.003星/立方光年。

疏散星团通常按照罗伯特·特朗普勒（Robert Trumpler）1930年制定的分类法分类。特朗普勒分类法包括三位：罗马数字一到九表示星团密度（从高到低）以及与周围星场的分离度，第二位是阿拉伯数字，从一到三（由低到高）表示成员的亮度，第三位使用“p”、“m”或者“r”表示星团含量为低（poor）、中（medium）或是高（rich），如果再加上“n”则表示星团位于一个星云中。

使用特朗普勒分类法，昴宿星团被分为I3rn（高度密集，高亮度，成员众多且位于星云中），附近的毕宿星团被分为Ⅱ3m（较为分散，包含恒星较少）。