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星団は、起源[ 1 ]を共有し、ほぼ同時期に形成され、自己重力によって結びついている星の集まりです。星団は大きく2種類に分けられます。1つは球状星団で、重力によって結びついた数万から数百万の古い星が密集して集まっています。もう1つは散開星団で、星の密度はそれほど高くなく、一般的に数百個以下の星しか含まれていません。星団が減光によって可視光では見えませんが、赤外線では見える場合、赤外線星団に分類されます。
散開星団は、銀河内を移動するにつれて、巨大分子雲の重力の影響で徐々に崩壊していくため、観測される星団は若いものが多い。重力による束縛はなくなったものの、散開星団は宇宙空間をほぼ同じ方向に移動し続け、星団連合、あるいは移動星団と呼ばれることもある。一方、より多くの星とより大きな質量を持つ球状星団は、はるかに長い期間にわたってそのままの姿を保ち、観測される球状星団は通常、数十億年前のものである。
天の川銀河の中にある肉眼で見える星団には、プレアデス星団やヒアデス星団といった散開星団、そして球状星団47トゥカーナエなどがある。
散開星団は銀河面内に限定されており、ほとんどの場合、渦状腕の中に存在します。これらは一般的に数千万年前までの若い天体ですが、メシエ67（最も近く、最もよく観測されている古い散開星団）のように数十億年前の非常に古い例外もいくつか存在します。[ 2 ]これらはオリオン星雲のようなH II領域で形成されます。
散開星団は通常、数百個の星から構成され、直径30光年までの領域に分布しています。球状星団に比べて星の密度がはるかに低いため、重力による結合も弱く、巨大分子雲や他の星団の重力によって徐々に崩壊していきます。また、星団内の星同士が接近すると、星が放出される「蒸発」と呼ばれる現象も起こります。
最も目立つ散開星団は、おうし座のプレアデス星団とヒアデス星団です。暗い夜空の下では、 h星とカイ・ペルセイ星からなる二重星団も目立つことがあります。散開星団は、高温の若い青色星が中心となることが多いのですが、これは、そのような星の寿命は恒星の寿命としてはわずか数千万年と短いものの、散開星団はこれらの星が死を迎える前に散り散りになってしまう傾向があるためです。
散開星団の一部は、連星または集合星団を構成します。[ 3 ]新しい研究によると、メシエ25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ります。[ 4 ]
散開星団までの正確な距離を確立することで、標準光源として使用されるケフェイド変光星が示す周期-光度関係の較正が可能になります。ケフェイド変光星は明るく、遠方の銀河までの距離と宇宙の膨張率（ハッブル定数）の両方を確立するために使用できます。実際、散開星団NGC 7790には、このような取り組みに不可欠な3つの古典的なケフェイド変光星が存在します。 [ 5 ] [ 6 ]
埋め込み星団は、星間塵やガスに部分的または完全に覆われた非常に若い星の集まりで、光学観測ではしばしば観測できません。埋め込み星団は、分子雲が収縮して星を形成し始めるときに形成されます。これらの星団では星形成が継続していることが多いため、埋め込み星団には原始星や前主系列星など、さまざまな種類の若い恒星が存在する可能性があります。埋め込み星団の例としては、オリオン星雲のトラペジウム星団があります。ρオフィウチ雲（L1688）の中心領域には埋め込み星団があります。[ 7 ]
埋め込み星団段階は数百万年続くことがあり、その後、星雲内のガスは星形成によって枯渇するか、放射圧、恒星風やアウトフロー、超新星爆発によって散逸する。一般的に、星雲が散逸する前に星に変換されるのは星雲質量の 30% 未満だが、特に密度の高い部分ではこの割合が高くなる可能性がある。星雲内の質量が失われると、システムのエネルギーが変化し、しばしば星団の崩壊につながる。ほとんどの若い埋め込み星団は、星形成の終了後まもなく散逸する。[ 8 ]
銀河系で発見された散開星団は、初期の星団進化を生き延びることができた、かつての埋め込み星団です。しかし、太陽を含むほぼすべての自由浮遊星は、もともとは崩壊した埋め込み星団の中で誕生しました。[ 9 ] [ 8 ]
球状星団は、直径10 光年から 30光年 の領域に 1 万個から数百万個の星が密集した、ほぼ球状の集まりです。これらは通常、宇宙自体よりわずか数億年若い非常に古い種族II星で構成されており、それらは主に黄色と赤色で、質量は太陽質量の 2 倍未満です。[ 10 ]より高温で質量の大きい星は超新星爆発を起こしたり、惑星状星雲段階を経て白色矮星に進化したりしたため、このような星が星団内で優勢です。しかし、球状星団にはまれに青い星も存在し、それらは密度の高い内側の領域での恒星合体によって形成されたと考えられています。これらの星はブルー ストラグラーとして知られています。
天の川銀河では、球状星団は銀河中心の周りの銀河ハローにほぼ球状に分布しており、中心を非常に楕円形の軌道で周回している。1917年、天文学者のハーロー・シャプレーは、球状星団の分布に基づいて、太陽から銀河中心までの距離を初めて正確に推定した。
1990年代半ばまで、球状星団は天文学における大きな謎でした。恒星進化論によれば、球状星団の中で最も古い星の年齢は、宇宙の推定年齢よりも長かったからです。しかし、ヒッパルコス衛星を用いた球状星団までの距離測定が大幅に改善され、ハッブル定数の測定精度も向上したことで、この矛盾は解消されました。宇宙の年齢は約130 億年、最も古い星の年齢はそれより数億年短いという結論が得られました。
私たちの銀河には約150個 の球状星団があり、[ 10 ]そのうちのいくつかは、球状星団M79の場合のように、以前は外縁部で星が剥ぎ取られた小さな銀河の捕獲された中心部である可能性があります。銀河の中には、天の川銀河よりもはるかに多くの球状星団を持つものもあります。巨大な楕円銀河M87には、1000個以上の球状星団が含まれています。
最も明るい球状星団のいくつかは肉眼で見ることができます。最も明るいオメガ・ケンタウリは、望遠鏡が普及する以前の古代に観測され、星としてカタログ化されていました。北半球で最も明るい球状星団は、ヘルクレス座のM13です。
スーパースタークラスターは、最近星が形成された非常に大きな領域であり、球状星団の前駆星と考えられています。例としては、天の川銀河のウェスターランド1が挙げられます。 [ 11 ]
2005年、天文学者たちはアンドロメダ銀河で新しいタイプの星団を発見した。これは、密度は低いものの、いくつかの点で球状星団と非常によく似ている。このような星団（拡張球状星団とも呼ばれる）は天の川銀河には知られていない。アンドロメダ銀河で発見された3つは、 M31WFS C1 [ 12 ] 、 M31WFS C2、およびM31WFS C3である。
これらの新たに発見された星団には数十万個の星が含まれており、その数は球状星団と同程度である。また、星の分布や金属量など、球状星団と共通する特徴もいくつかある。球状星団と異なる点は、星団がはるかに大きく（直径数百光年）、密度が数百分の一であることだ。そのため、星と星の間の距離ははるかに大きい。これらの星団は、球状星団と矮小楕円体銀河の中間的な性質を持っている。[ 13 ]
これらの星団がどのように形成されるかはまだ分かっていませんが、その形成は球状星団の形成と関連している可能性があります。M31にはこのような星団があるのに、天の川銀河にはない理由もまだ分かっていません。また、他の銀河にこのような星団が存在するかどうかも不明ですが、M31が広がった星団を持つ唯一の銀河である可能性は非常に低いでしょう。[ 13 ]
もう1つのタイプのクラスターは、これまでのところNGC 1023やNGC 3384のようなレンズ状銀河でのみ発見されている、かすかなぼやけたクラスターです。これらは球状クラスターに比べてサイズが大きく、宿主銀河の中心の周りにリング状に分布しているのが特徴です。後者と同様に、これらは古い天体であると思われます。[ 14 ]
星団は天文学の多くの分野で重要です。その理由は、古い星団のほとんどすべての星がほぼ同時に誕生したからです。[ 16 ]星団内のすべての星のさまざまな特性は質量のみの関数であるため、恒星進化理論は散開星団と球状星団の観測に依存しています。これは主に古い球状星団に当てはまります。若い（年齢 < 10億年）および中間年齢（1 < 年齢 < 50億年）の場合、年齢、質量、化学組成などの要因も重要な役割を果たす可能性があります。[ 17 ]星団は、その年齢に基づいて、宿主銀河に関する多くの情報を明らかにすることができます。たとえば、マゼラン雲に存在する星団は、マゼラン雲の矮小銀河の形成に関する重要な情報を提供できます。これは、ひいては、私たちの天の川銀河で起こっている多くの天体物理学的プロセスを理解するのに役立ちます。これらの星団、特に若い星団は、私たちの銀河系で起こった可能性のある星形成過程を説明するのに役立つ。
銀河団は、宇宙の距離スケールを決定する上でも重要なステップです。最も近い銀河団のいくつかは、視差を用いて距離を測定できるほど近接しています。これらの銀河団については、光度軸上に絶対値が既知であるヘルツシュプルング・ラッセル図を作成できます。次に、距離が不明な銀河団について同様の図を作成すると、主系列の位置を最初の銀河団の位置と比較することで距離を推定できます。このプロセスは主系列フィッティングとして知られています。この方法を用いる際には、赤化と恒星集団を考慮する必要があります。
太陽を含む銀河系のほぼすべての星は、当初は崩壊した星団が埋め込まれた領域で誕生しました。これは、星や惑星系の特性が初期の星団環境の影響を受けた可能性があることを意味します。[ 18 ]これは、私たちの太陽系にも当てはまるようで、化学組成は、太陽系の歴史の初期に近くの星で発生した超新星爆発の影響を示しています。
厳密には星団ではないが、星雲は銀河内の多数の星の大きな集まりで、非常に多くの光年にわたって宇宙に広がっている。多くの場合、その中に星団が含まれている。星は密集しているように見えるが、通常は構造の一部ではない。[ 19 ]天の川銀河内では、星雲はグレートリフトの塵雲の間の隙間から見え、私たちの特定の視線に沿ってより深い視界を可能にする。[ 20 ]星雲は他の近くの銀河でも確認されている。[ 21 ]星雲の例としては、大いて座星雲、小いて座星雲、たて座星雲、はくちょう座星雲、ノーマ星雲、アンドロメダ銀河のNGC 206などがある。
1979年、国際天文学連合の第17回総会は、銀河系内で新たに発見された散開星団または球状星団に、常に接頭辞Cで始まる「Chhmm±ddd」という慣例に従った名称を付けることを勧告した。ここでh、m、dはそれぞれ赤経の時間と分、および赤緯の度数で表した星団中心のおおよその座標であり、先頭にゼロが付く。一度割り当てられた名称は、その後の測定で星団中心の位置が改善されたとしても変更されない。[ 22 ]このような名称の最初のものは、 1982年にゴスタ・リンガによって割り当てられた。 [ 23 ] [ 24 ]