星团
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星团两种一般类型的恒星组合之一，由其成员之间的相互引力吸引而结合在一起，这些成员通过共同的起源在物理上有联系。两种类型是开放的(以前称为星系)集群还有球状星团。
一般描述和分类
开放的集群包含十几到几百颗恒星，通常排列不对称。相比之下，球状星团是古老的系统，包含数千到数十万颗恒星，紧密地排列在对称的、大致球形的形状中。此外，由几十到数百颗类型相似、起源相同、在空间密度小于周围空间密度的恒星组成的群也被发现。
从最早期开始，我们就知道有四个开放星团昴宿星团而且毕星团在星座金牛座，鬼星团(蜂巢)在巨蟹座，和后发星座．昴宿星对一些早期民族来说是如此重要，以至于它在日落时升起决定了他们一年的开始。Coma Berenices的出现集群以埃及托勒密的妻子Berenice的头发命名(3世纪)公元前）;它是唯一一个以历史人物命名的星座。
尽管几球状星团，例如半人马ω而且梅西耶13在大力神星座中，都是肉眼可见的朦胧的光斑，只是在望远镜发明之后才引起人们的注意。的第一个记录球状星团，在星座射手座它的历史可以追溯到1665年(后来被命名为梅西耶22);下一个是半人马座欧米茄，是1677年由英国天文学家和数学家记录的哈雷．
球状星团和疏散星团的研究极大地帮助了对银河系．1917年，通过对球状星团的距离和分布的研究，这位美国天文学家沙普利，然后是卫奕山天文台在加州，决定它的银河中心位于人马座区域。1930年，通过对疏散星团的角度大小和分布的测量，罗伯特·特朗普勒的利克天文台加州的一项研究表明，光在穿越空间的许多地方时会被吸收。
发现恒星协会这取决于对分散在一个大区域内的单个恒星的特性和运动的了解。在20世纪20年代，人们注意到年轻的热蓝色恒星(光谱类型O和B)明显聚集在一起。1949年，苏联天文学家Victor a . Ambartsumian提出，这些恒星是具有共同起源的恒星物理群的成员，并将它们命名为O群(或OB群)指定的今天)。他还将“T关联”一词应用于不规则的矮化群体T牛头变量在威尔逊山天文台首次被发现阿尔弗雷德的快乐。
对外星系星系团的研究始于1847年约翰·赫歇尔爵士在开普天文台(位于现在的南非)发表了最近星系麦哲伦星云中这类天体的列表。在20世纪，通过使用大型反射器和其他更专业的仪器，包括施密特望远镜，星系团的识别被扩展到更遥远的星系。
球状星团
到21世纪初，银河系中已知的球状星团超过150个。大多数分布在银河系纬度，但大约三分之一集中在银河系中心，作为丰富的人马座-天蝎座的卫星系统明星字段。单个星团质量包括多达100万个太阳，它们的线性直径可达数百光年;它们的表观直径范围从半人马座欧米茄的一度到一分角的节。在像M3这样的星团中，90%的光包含在直径为100光年的范围内，但是恒星计数和天琴座RR成员恒星的研究(其成员恒星的直径小于100光年)内在亮度在众所周知的范围内有规律地变化)，包括一个较大的325光年。这些星团在恒星集中在中心的程度上有明显的不同。它们中的大多数看起来是圆形的，可能是球形的，但也有一些(例如半人马座欧米茄)明显是椭圆形的。最椭圆的星团是M19，它的长轴大约是它的短轴的两倍。
球状星团是由人口二世物体(例如，老恒星)。最亮的恒星是红巨星，明亮的红色恒星，绝对星等为- 2，大约是太阳的600倍太阳的亮度或光度在相对较少的球状星团中，有像太阳一样本质上微弱的恒星被测量过，而在这样的星团中，还没有记录到最微弱的恒星。M3的光度函数显示，90%的可见光来自亮度至少是太阳两倍的恒星，但超过90%的星团质量是由较暗的恒星组成的。球状星团中心附近的密度大约是每立方光年两颗恒星，相比之下，在太阳附近每300立方光年只有一颗恒星。对球状星团的研究表明，球状星团的光谱特性与太阳附近的恒星不同——这种差异被证明是由于星团中缺乏金属造成的，这些星团是根据金属丰度的增加进行分类的。球状星团恒星的金属含量比太阳等恒星低2 - 300倍，靠近星系中心的星团金属含量比晕(银河系的最外层延伸到远高于和低于其平面的地方)的星团高。其他元素的数量，如氦，也可能因星系团的不同而不同。据推测，星团中的氢占质量的70 - 75%，氦占25 - 30%，重元素占0.01 - 0.1%。射电天文学研究已经对球状星团中中性氢的数量设定了一个较低的上限。黑暗的小巷模糊的在这些星团中，物质是令人困惑的特征。虽然很难解释在旧星系中存在不同的、独立的未形成物质团，但星云不可能是星团和观测者之间的前景物质。
在已经被研究过的100多个球状星团中，大约有2000颗变星。其中，大约90%是天琴座RR变量。发生在球状星团中的其他变量有造父变星群II、金牛座RV、双子座U，以及米拉星、食双星和新星。
正如前面所指出的，恒星的颜色通常与它的表面温度相对应，以某种类似的方式，恒星所显示的光谱类型取决于其内部发光原子的激发程度，因此也取决于温度。在一个给定的球状星团中，所有恒星与地球的距离都是相等的，只占总距离的很小一部分，因此距离对亮度的影响对所有恒星都是共同的。Colour-magnitude这样就可以绘制出星团中恒星的光谱星等图，除了所有恒星都相同的一个因素外，恒星在星阵中的位置与距离无关。
在球状星团中，所有这样的阵列都显示出沿着较低位置的主要恒星群主序其中一个巨大的分支包含更亮的恒星，从那里向上弯曲到红色，另一个水平分支从巨大分支的一半开始，向蓝色延伸。
这种基本情况被解释为是由于相似恒星在进化变化过程中的差异作文但是不同的质量会在很长一段时间后出现。明亮的主序星离开主序星的绝对星等(关闭点，或“膝盖”)是星团年龄的衡量标准，假设大多数恒星是同时形成的。银河系中的球状星团被证明几乎和银河系一样古老宇宙它的平均年龄可能在140亿年之间，范围在120亿年到160亿年之间，尽管这些数字仍在不断修订。天琴座RR变量，当出现时，位于一个特殊的区域colour-magnitude图叫做天琴座RR缺口，在图中水平分支的蓝色端附近。
球状星团颜色星等图的两个特征仍然存在神秘的．第一个是所谓的“蓝色离散者”问题。蓝色离散星是位于主序较低位置附近的恒星，尽管它们的温度和质量表明它们应该已经从主序演化而来，就像星团中绝大多数这样的恒星一样。一种可能的解释是，蓝色离散星是两颗质量较小的恒星在“重生”的情况下合并而成的，它们变成了一颗质量更大、看起来更年轻的恒星，位于主序的更远处，尽管这并不适用于所有情况。
另一个谜被称为“秒?参数”的问题。除了年龄的明显影响外，球状星团颜色星等图中各种序列的形状和范围还受星团成员化学组成中金属含量的影响。这是“第一个参数”。然而，在某些情况下，两个看起来年龄和金属含量几乎相同的簇显示出截然不同的水平分支:一个可能又短又粗，另一个可能向蓝色延伸得很远。因此，显然还涉及到另一个尚未确定的参数。恒星旋转被认为是第二个可能的参数，但现在看来不太可能。
综合星等(测量星团的总亮度)、星团直径和25颗最亮恒星的平均星等使第一次确定距离成为可能，这一假设的基础是，这些明显的差异完全是由距离造成的。然而，确定球状星团距离的两种最佳方法是比较颜色星等图上主序列的位置与天空中靠近球状星团的恒星的位置，以及使用球状星团天琴座RR变量的视星等。星际变红的修正因子是由吸收和变红恒星光的介入物质的存在引起的，对许多球状星团来说是很大的，但对那些远离银河系平面的高纬度星系的星团来说很小。M4的距离约为7200光年，AM-1星系团的星系间距离为40万光年。
径向速度(物体接近或远离观察者的速度，当距离增加时取正值)多普勒效应已经从集成超过140个球状星团的光谱。NGC 6934最大的负速度为411千米/秒(千米/秒)，而NGC 3201最大的正速度为494千米/秒。这些速度表明球状星团正以高度椭圆的轨道围绕星系中心运动。球状星团系统作为一个整体，相对于太阳的旋转速度约为180公里/秒，或绝对速度为30公里/秒。对于一些星团，实际上已经观测和测量了围绕大质量中心的单个恒星的运动。虽然星团的固有运动很小，但对单个恒星的固有运动提供了有用的标准对于集群成员。
两个绝对光度最高的球状星团位于南半球的半人马座和巨嘴座。半人马座欧米茄(Omega Centauri)的(综合)绝对视星等为−10.26，是变量中最丰富的星团，在21世纪初已知的有近200个。从这个庞大的星群中，有三种天琴座RR星在1902年首次被发现。半人马座欧米茄相对较近，在17000光年的距离上，它缺乏尖锐的核。指定的集群杜鹃座47(NGC 104)的绝对视星等为−9.42，在14700光年的相似距离上，具有不同的中心浓度。它位于小附近麦哲伦星云但与之无关。对于位于这个巨大星团中心的观测者来说，由于附近成千上万颗恒星的光，天空的亮度就像地球上的黄昏一样。在北半球，位于大力神星座的M13是最容易看到的，也是最广为人知的。在23000光年的距离上，它已经被彻底研究过，变量相对较差。M3在猎犬座它距离地球3.3万光年，是变量第二丰富的星系团，已知的变量超过200个。对这些变量的研究导致天琴座RR星的位置在色等图的一个特殊区域。