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散開星団は、同じ巨大分子雲から形成され、ほぼ同じ年齢の数十から数千個の星からなる星団の一種です。天の川銀河内には1,100個以上の散開星団が発見されており、さらに多くの散開星団が存在すると考えられています。[ 1 ]それぞれの星団は、互いの重力によって緩やかに結びついており、銀河中心を周回する際に他の星団やガス雲と接近遭遇することで崩壊します。これにより、内部での接近遭遇によって星団メンバーが失われ、銀河本体に分散する可能性があります。[ 2 ]散開星団は一般的に数億年存続し、最も質量の大きいものは数十億年存続します。対照的に、より質量の大きい球状星団は、そのメンバーに対してより強い重力を及ぼし、より長く存続することができます。散開星団は、活発な星形成が起こっている渦巻銀河と不規則銀河でのみ発見されています。[ 3 ]
若い散開星団は、それらが形成された分子雲の中に閉じ込められ、分子雲を照らしてH II領域を形成する可能性がある。[ 4 ]時間が経つにつれて、星団からの放射圧によって分子雲は分散される。通常、ガス雲の質量の約10%が星に凝縮し、その後放射圧によって残りのガスが吹き飛ばされる。
散開星団は恒星進化の研究において重要な対象である。星団のメンバーは年齢と化学組成が似ているため、その特性（距離、年齢、金属量、消光、速度など）は孤立した星よりも容易に決定できる。[ 1 ]プレアデス星団、ヒアデス星団、アルファ・ペルセイ星団など、肉眼で見える散開星団が多数存在する。二重星団のように、観測機器なしではほとんど見えないものもあるが、双眼鏡や望遠鏡を使えば見えるものも数多く存在する。野鴨星団（M11）はその一例である。[ 5 ]
おうし座にある目立つ散開星団プレアデスは、古代から星の集まりとして認識されてきたが、同じくおうし座の一部であるヒアデス星団は、最も古い散開星団の1つである。他の散開星団は、初期の天文学者によって、分解できないぼやけた光の塊として注目されていた。ローマの天文学者プトレマイオスは、著書『アルマゲスト』の中で、プレセペ星団、ペルセウス座の二重星団、かみのけ座星団、プトレマイオス星団について言及しており、ペルシャの天文学者アル・スーフィーは、オミクロン・ヴェロルム星団について記述している。[ 7 ]しかし、これらの「星雲」を構成要素の星に分解するには、望遠鏡の発明が必要であった。 [ 8 ]実際、1603年にヨハン・バイヤーは、これらの星団のうち3つを、まるで単独の星であるかのように命名した。 [ 9 ]
望遠鏡を使って夜空を観測し、その観測結果を記録した最初の人物は、1609 年にイタリアの科学者ガリレオ・ガリレイでした。プトレマイオスが記録した星雲状の領域に望遠鏡を向けたところ、それらは単一の星ではなく、多数の星の集まりであることが分かりました。プレセペ星団では、40 個以上の星を発見しました。それまで観測者がプレアデス星団に 6 ～ 7 個の星しか見ていなかったのに対し、彼は 50 個近くの星を発見しました。 [ 11 ] 1610 年の論文「星界の報告」の中で、ガリレオ・ガリレイは「銀河は、無数の星が集まってできた塊に他ならない」と書いています。[ 12 ]ガリレオの研究に影響を受けたシチリアの天文学者ジョヴァンニ・ホディエルナは、望遠鏡を使ってこれまで発見されていなかった散開星団を発見した最初の天文学者になった可能性があります。[ 13 ] 1654年に彼は、現在メシエ41、メシエ47、NGC 2362、NGC 2451と命名されている天体を同定した。[ 14 ]
星団内の星々が物理的に関連していることは、早くも 1767 年に認識されていました。[ 15 ]イギリスの博物学者ジョン・ミッチェル牧師は、プレアデス星団のような星のグループが地球から見て偶然に並んだ結果である確率は 496,000 分の 1 にすぎないと計算しました。[ 16 ] 1774 年から 1781 年にかけて、フランスの天文学者シャルル・メシエは、彗星に似た星雲状の外観を持つ天体のカタログを発表しました。このカタログには 26 個の散開星団が含まれていました。[ 9 ] 1790 年代には、イギリスの天文学者ウィリアム・ハーシェルが星雲状の天体の広範な研究を開始しました。彼は、これらの特徴の多くが個々の星のグループに分解できることを発見しました。ハーシェルは、星は最初は宇宙に散らばっていたが、後に重力の引力によって星系として集まるようになったという考えを思いつきました。[ 17 ]彼は星雲を8つのクラスに分類し、クラスVIからVIIIは星団の分類に使用された。[ 18 ]
天文学者の努力により、既知の星団の数は増え続けました。デンマーク系アイルランド人の天文学者JLE ドレイヤーが 1888 年に初めて出版した新一般カタログと、 1896 年と 1905 年に出版された2 つの補足索引カタログには、数百の散開星団が記載されています。 [ 9 ]望遠鏡による観測により、2 つの異なるタイプの星団が明らかになりました。1 つは、規則的な球状分布で数千個の星を含み、全天にわたって見られましたが、天の川の中心に向かって優先的に見られました。[ 19 ]もう 1 つのタイプは、一般的に星の密度が低く、より不規則な形状をしていました。これらは一般的に天の川の銀河面内またはその近くで見られました。 [ 20 ] [ 21 ]天文学者は前者を球状星団、後者を散開星団と名付けました。その位置から、散開星団は時折銀河団と呼ばれることがあり、この用語は1925年にスイス系アメリカ人の天文学者ロバート・ジュリアス・トランプラーによって導入された。[ 22 ]
星団内の星の位置のマイクロメートル測定は、早くも1877年にドイツの天文学者E.シェーンフェルトによって行われ、 1923年に亡くなる前にアメリカの天文学者EEバーナードによってさらに追求されました。これらの努力では恒星の動きの兆候は検出されませんでした。 [ 23 ]しかし、1918年にオランダ系アメリカ人の天文学者アドリアーン・ファン・マーネンは、異なる時期に撮影された写真乾板を比較することによって、プレアデス星団の一部の星の固有運動を測定することができました。[ 24 ]位置天文学がより正確になるにつれて、星団の星は宇宙空間で共通の固有運動を共有していることがわかりました。1918年に撮影されたプレアデス星団の写真乾板と1943年に撮影された画像を比較することにより、ファン・マーネンは、星団の平均運動に似た固有運動を持つ星を特定することができ、したがって、それらの星が星団のメンバーである可能性が高いことがわかりました。[ 25 ]分光測定により共通の視線速度が明らかになり、それによって星団がグループとして結びついた星で構成されていることが示された。[ 1 ]
散開星団の最初の色等級図は、 1911年にエイナール・ヘルツシュプルングによって発表され、プレアデス星団とヒアデス星団の図が示されました。彼はその後20年間、散開星団の研究を続けました。分光データから、彼は散開星団の内部運動の上限を決定することができ、これらの天体の総質量は太陽の質量の数百倍を超えないと推定することができました。彼は星の色と等級の関係を示し、1929年にはヒアデス星団とプレセペ星団はプレアデス星団とは異なる恒星集団を持っていることに気づきました。これは後に、3つの星団の年齢の違いとして解釈されることになります。[ 26 ]
散開星団の形成は、巨大分子雲の一部が崩壊することから始まります。巨大分子雲とは、太陽の数千倍もの質量を持つ、冷たく密度の高いガスと塵の雲です。これらの雲の密度は、10 2から中性水素分子が10 6個/cm 3 個以上存在し、星形成は密度が 10 6 個/cm 以上の領域で起こる。1 cm 3あたり10 4分子。通常、雲の体積の 1 ～ 10% だけがこの密度を超えています。[ 27 ]崩壊前、これらの雲は磁場、乱流、回転によって力学的平衡を維持します。[ 28 ]
巨大分子雲の平衡を乱し、崩壊を引き起こし、散開星団につながる星形成の爆発的な増加を誘発する要因は数多く存在する。これらには、近傍の超新星からの衝撃波、他の雲との衝突、重力相互作用などが含まれる。外部の引き金がなくても、雲の領域は崩壊に対して不安定な状態に達することがある。[ 28 ]崩壊する雲の領域は階層的に断片化され、赤外線暗黒雲として知られる特に密度の高い形態を含む、ますます小さな塊になり、最終的には数千個の星の形成につながる。この星形成は崩壊する雲に覆われて始まり、原始星は視界から遮られるが、赤外線観測は可能である。[ 27 ]天の川銀河では、散開星団の形成率は数千年に1つと推定されている。[ 29 ]
新しく形成された星の中で最も高温で質量が大きい星（OB星と呼ばれる）は、強烈な紫外線放射を放出し、それが巨大分子雲の周囲のガスを徐々に電離させ、H II領域を形成する。質量が大きい星からの恒星風と放射圧は、高温の電離ガスをガス中の音速に匹敵する速度で押し出し始める。数百万年後、星団は最初の中心核崩壊型超新星爆発を経験し、それによっても周囲のガスが放出される。ほとんどの場合、これらのプロセスによって星団は1000万年以内にガスを剥ぎ取られ、それ以上の星形成は起こらない。それでも、結果として生じる原始星の約半分は周星円盤に囲まれたままになり、その多くが降着円盤を形成する。[ 27 ]
雲の中心部のガスのわずか 30 ～ 40 パーセントしか星を形成しないため、残りのガスの放出過程は星形成過程に大きなダメージを与えます。そのため、すべての星団は初期の重量が大幅に減少し、大部分が初期死亡します。この時点で、散開星団の形成は、新しく形成された星が互いに重力的に束縛されているかどうかに依存します。そうでなければ、束縛されていない星の集まりになります。プレアデス星団のような星団が形成されても、元の星の 3 分の 1 しか保持されず、残りはガスが放出されると束縛されなくなります。[ 30 ]生まれた星団から解放された若い星は、銀河フィールドの星団の一部になります。
ほとんどすべての星は星団で形成されるため、星団は銀河の基本的な構成要素とみなされるべきである。誕生時に多くの星団を形成し、破壊する激しいガス放出現象は、銀河の形態学的および運動学的構造に痕跡を残す。[ 31 ]ほとんどの散開星団は、少なくとも100個の星と50太陽質量以上の質量で形成される。最大の星団は、100個以上の星と50太陽質量以上の質量を持つことがある。10 4 M ☉ であり、巨大な星団ウェスターランド 1は推定で5 × 10 4 M ☉ とR136はほぼ5 × 10 5 M ☉ は球状星団の典型例である。[ 27 ]散開星団と球状星団はかなり異なる2つのグループを形成するが、パロマー12のような非常にまばらな球状星団と非常に豊富な散開星団の間には、本質的な違いはそれほど大きくないかもしれない。一部の天文学者は、2種類の星団は同じ基本的なメカニズムで形成されると考えており、違いは、数十万個の星を含む非常に豊富な球状星団の形成を可能にした条件が、もはや天の川銀河では優勢ではないということである。[ 32 ]
同じ分子雲から 2 つ以上の独立した散開星団が形成されることはよくある。大マゼラン雲では、ホッジ 301とR136 の両方がタランチュラ星雲のガスから形成されたが、我々の銀河では、近くにある 2 つの目立つ散開星団であるヒアデス星団とプレセペ星団の宇宙空間での動きを遡ると、約 6 億年前に同じ雲で形成されたことが示唆されている。[ 33 ]時には、同時に生まれた 2 つの星団が連星星団を形成する。天の川銀河で最もよく知られている例はNGC 869 と NGC 884 の二重星団(h と χ ペルセイとしても知られる) だが、少なくとも 10 個以上の二重星団が存在することが知られている。[ 34 ]新しい研究によると、ケフェイド変光星を宿すM25は、NGC 6716およびコリンダー394とともに三連星団を構成している可能性がある。[ 35 ]小マゼラン雲と大マゼラン雲 には、さらに多くの連星団が知られている。銀河系内の投影効果により、天の川銀河内の無関係な星団が互いに近くにあるように見えることがあるため、銀河系外の系では、銀河系内よりも連星団を検出しやすい。
散開星団は、数個の星しか含まれていない非常に疎な星団から、数千個の星を含む大きな集合体まで様々です。通常、かなり明確な高密度のコアと、それを囲むより拡散した「コロナ」と呼ばれる星団メンバーで構成されています。コアの直径は通常約3～4光年で、コロナは星団の中心から約20光年まで広がっています。星団の中心部の典型的な星密度は、1立方光年あたり約1.5個の星です。比較のために、太陽付近の恒星密度は約0.003個/立方光年です。[ 37 ]
散開星団は、1930 年にロバート・トランプラーによって開発された分類法に従って分類されることが多い。トランプラー分類法では、星団は 3 つの部分からなる名称で表され、I から IV までのローマ数字は星のばらつきが小さいか大きいかを示し、1 から 3 までのアラビア数字は星の明るさの範囲 (小さい範囲から大きい範囲) を示し、p、m、またはr は星が少ないか多いかを示す。星団が星雲内にある場合は、'n' が付加される。[ 38 ]
トランプラー分類では、プレアデス星団はI3rn型に分類され、近隣のヒアデス星団はII3m型に分類される。
銀河には既知の散開星団が 1,100 個以上ありますが、実際の総数はその 10 倍にもなる可能性があります。[ 39 ]渦巻銀河では、散開星団は主に渦状腕にあり、そこではガス密度が最も高く、そのためほとんどの星形成が行われ、星団は通常、渦状腕を超えて移動する前に散開します。散開星団は銀河面近くに強く集中しており、銀河のスケールハイト は約 180光年で、銀河半径は約 50,000 光年です。[ 40 ]
不規則銀河では、散開星団は銀河全体に見られるが、ガス密度が最も高い場所でその密度が最も高くなる。[ 41 ]楕円銀河では散開星団は見られない。楕円銀河では星形成が何百万年も前に停止したため、元々存在していた散開星団はとっくに散逸してしまった。[ 42 ]
天の川銀河では、星団の分布は年齢に依存し、古い星団は銀河中心から遠い場所に優先的に存在し、一般的には銀河面の上または下にかなり離れた場所に存在します。[ 43 ]潮汐力は銀河の中心に近いほど強く、星団の破壊率を高めます。また、星団の破壊を引き起こす巨大分子雲は銀河の内側の領域に集中しているため、銀河の内側の領域の星団は外側の領域の星団よりも若い年齢で散逸する傾向があります。[ 44 ]
散開星団は、ほとんどの星が寿命を迎える前に散逸する傾向があるため、そこからの光は若い高温の青色星が支配的になる傾向があります。これらの星は最も質量が大きく、寿命は最も短く、数千万年です。古い散開星団には、黄色い星が多く含まれる傾向があります。[ 45 ]
連星系の出現頻度は、散開星団内の方が散開星団外よりも高いことが観測されている。これは、単独の星が力学的相互作用によって散開星団から放出される証拠とみなされている。[ 46 ]
散開星団の中には、星団の他の星よりもはるかに若いと思われる高温の青い星が含まれているものがある。これらのブルーストランギュラーは球状星団でも観測されており、球状星団の非常に密度の高い中心部では、星が衝突してより高温で質量の大きい星が形成されるときに発生すると考えられている。しかし、散開星団の恒星密度は球状星団のそれよりもはるかに低く、恒星の衝突では観測されたブルーストランギュラーの数を説明できない。代わりに、それらのほとんどは、他の星との力学的相互作用によって連星系が合体して1つの星になるときに発生すると考えられている。[ 47 ]
中質量から低質量の恒星は、核融合によって水素の供給を使い果たすと、外層を放出して惑星状星雲を形成し、白色矮星へと進化します。ほとんどの星団は、構成星の大部分が白色矮星段階に達する前に散逸しますが、散開星団の白色矮星の数は、星団の年齢と予想される初期質量分布を考慮すると、一般的に予想よりもはるかに少ないです。白色矮星が少ない理由の1つとして考えられるのは、赤色巨星が外層を放出して惑星状星雲になる際に、物質の損失にわずかな非対称性があると、恒星に毎秒数キロメートルの「キック」がかかり、星団から放出される可能性があるということです。[ 48 ]
密度が高いため、散開星団では恒星同士の接近遭遇が頻繁に起こる。[ 49 ]半質量半径が0.5パーセクの典型的な1,000個の恒星からなる星団では 、平均して1,000万年に1回、恒星が他の恒星と遭遇する。密度が高い星団では、その頻度はさらに高くなる。これらの遭遇は、多くの若い恒星を取り囲む広範囲に広がる周星円盤に大きな影響を与える可能性がある。大きな円盤の潮汐摂動は、質量のある惑星や褐色矮星の形成につながり、主星から100 AU以上の距離に伴星を生み出す可能性がある。 [ 50 ]
多くの散開星団は本質的に不安定であり、質量が小さいため、系の脱出速度は構成星の平均速度よりも低くなります。これらの星団は数百万年以内に急速に散逸します。多くの場合、高温の若い星の放射圧によって星団を形成していたガスが剥ぎ取られることで、星団の質量が十分に減少し、急速な散逸が可能になります。[ 51 ]
周囲の星雲が蒸発した後も重力によって束縛されるのに十分な質量を持つ星団は、数千万年もの間、独立した状態を保つことができるが、時間の経過とともに、内部および外部のプロセスによって分散する傾向がある。内部的には、星同士の接近遭遇によって、星団のメンバーの速度が星団の脱出速度を超えることがある。その結果、星団のメンバーは徐々に「蒸発」していく。[ 52 ]
外部的には、約 5 億年ごとに散開星団は分子雲の近くや中を通過するなどの外部要因によって擾乱される傾向がある。このような遭遇によって発生する重力潮汐力は星団を破壊する傾向がある。最終的に、星団は星の流れとなり、星団と呼べるほど近くにはないが、すべてが関連しており、同様の方向に同様の速度で移動する。星団が破壊される時間スケールは、初期の恒星密度に依存し、より密集した星団の方が長く存続する。推定される星団の半減期（元の星団メンバーの半分が失われる時期）は、元の密度に応じて 1 億 5000 万～ 8 億年である。[ 52 ]
星団が重力的に束縛されなくなった後も、その構成星の多くは、星団、移動星団、または移動グループと呼ばれる形で、似たような軌道で宇宙空間を移動し続けます。おおぐま座の「鋤」にある最も明るい星のいくつかは、かつて散開星団に属していたもので、現在はそのような星団、この場合はおおぐま座移動グループを形成しています。[ 53 ]最終的には、それらの相対速度がわずかに異なるため、銀河全体に散らばってしまいます。その後、十分に離れた星の速度と年齢が似ていることがわかった場合、より大きな星団はストリームと呼ばれます。[ 54 ] [ 55 ]
散開星団のヘルツシュプルング・ラッセル図を描くと、ほとんどの星は主系列上に位置する。[ 56 ]最も質量の大きい星は主系列から離れて進化し始めており、赤色巨星になりつつある。主系列からの分岐点の位置は、星団の年齢を推定するために使用できる。[ 57 ]
散開星団の星はすべて地球からほぼ同じ距離にあり、ほぼ同じ時期に同じ原材料から誕生したため、星団メンバー間の見かけの明るさの違いは質量のみによるものです。[ 56 ]このため、散開星団は恒星進化の研究に非常に役立ちます。なぜなら、ある星と別の星を比較する場合、多くの変動パラメータが固定されるからです。[ 57 ]
散開星団の星におけるリチウムとベリリウムの存在量の研究は、星の進化とその内部構造に関する重要な手がかりを与えてくれる。水素原子核は温度が約 1000 万Kに達するまでヘリウムを形成できないが、リチウムとベリリウムはそれぞれ 250 万K と 350 万K の温度で破壊される。これは、それらの存在量が星の内部でどれだけ混合が起こるかに大きく依存することを意味する。散開星団の星におけるそれらの存在量の研究を通じて、年齢や化学組成などの変数を確定することができる。[ 58 ]
研究によると、これらの軽元素の存在量は恒星進化モデルが予測するよりもはるかに低いことが示されています。この存在量の不足の理由はまだ完全には解明されていませんが、可能性の一つとして、恒星内部の対流が、通常は放射がエネルギー輸送の主要なモードである領域に「オーバーシュート」してしまうことが挙げられます。[ 58 ]
天体までの距離を決定することは、天体を理解する上で非常に重要ですが、大多数の天体は遠すぎて直接距離を決定することができません。天体距離尺度の較正は、距離を直接測定できる最も近い天体から、より遠い天体へと関連付ける、間接的で時には不確実な一連の測定に依存しています。[ 59 ]散開星団はこの一連の重要なステップです。
最も近い散開星団は、2 つの方法のいずれかによって直接距離を測定できます。まず、他の個々の星と同様に、近い散開星団の星の視差(地球が太陽の周りの軌道の片側からもう一方の側へ移動することによって 1 年間に生じる見かけ上の位置のわずかな変化) を測定できます。プレアデス星団、ヒアデス星団、および約 500 光年以内のいくつかの星団は、この方法が有効なほど近く、ヒッパルコス位置測定衛星の結果は、いくつかの星団の正確な距離をもたらしました。[ 60 ] [ 61 ]
もう一つの直接的な方法は、いわゆる移動星団法です。これは、星団の星が宇宙空間で共通の運動をしているという事実に基づいています。星団メンバーの固有運動を測定し、空全体にわたる見かけの運動をプロットすると、それらが消失点に収束することがわかります。星団メンバーの視線速度は、スペクトルのドップラーシフト測定から決定でき、視線速度、固有運動、および星団から消失点までの角距離がわかれば、単純な三角法によって星団までの距離がわかります。ヒアデス星団はこの方法の最もよく知られた適用例であり、その距離は46.3パーセクであることが明らかになっています。[ 62 ]
近くのクラスターまでの距離が確立されると、さらに別の手法で距離スケールをより遠いクラスターまで拡張できます。既知の距離にあるクラスターのヘルツシュプルング・ラッセル図上の主系列を、より遠いクラスターの主系列と一致させることで、より遠いクラスターまでの距離を推定できます。最も近い散開星団はヒアデス星団です。プラウ星団のほとんどの星で構成される星団連合は、ヒアデス星団の約半分の距離にありますが、星同士が重力で結びついていないため、散開星団ではなく星団連合です。私たちの銀河で知られている最も遠い散開星団はバークレー29で、約15,000パーセクの距離にあります 。[ 63 ]散開星団、特に超星団は、局所銀河群やその近くの多くの銀河でも容易に検出されます。たとえば、NGC 346、SSC R136、NGC 1569 AおよびBなどです。
散開星団までの距離を正確に把握することは、ケフェイド変光星などの変光星が示す周期と光度の関係を較正するために不可欠であり、これによりケフェイド変光星を標準光源として使用することができます。これらの明るい星は遠距離でも検出でき、その後、局所銀河群の近傍銀河まで距離尺度を拡張するために使用されます。[ 64 ]実際、NGC 7790 と指定された散開星団には、3 つの古典的なケフェイド変光星が存在します。[ 65 ] [ 66 ] RR Lyrae 変光星は古すぎて散開星団に関連付けられず、代わりに球状星団で見つかります。
散開星団の恒星は、散開星団の外にある恒星と同様に、系外惑星を持つことができる。例えば、散開星団NGC 6811には、ケプラー66とケプラー67という2つの既知の惑星系が存在する。さらに、プレセペ星団にはいくつかのホットジュピターが存在することが知られている。[ 67 ]
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