星団

星団は、自己重力によってまとまった大きな星の集まりです。星団には主に 2 つの種類があります。球状星団は、重力で結びついた1 万から数百万の古い星が密集した集まりです。散開星団は、より緩く集まった星の集まりで、通常は数百個未満の星で構成され、非常に若い場合が多いです。散開星団は、銀河内を移動するにつれて、時間の経過とともに、巨大分子雲の重力の影響によって乱されます。もはや重力で結びついていないにもかかわらず、空間をほぼ同じ方向に動き続けるため、恒星団と呼ばれ、移動星団と呼ばれることもあります。

肉眼で見える星団には、プレアデス星団、ヒアデス星団、きょうだい座47座などがあります。

散開星団は球状星団とは大きく異なります。球状に分布する球状星団とは異なり、散開星団は銀河面に限定されており、ほとんどの場合、渦巻き腕の中にあります。散開星団は一般的に若い天体で、年齢は最大で数千万年ですが、まれに数十億年という例外もあり、たとえばメシエ67（最も近く、最も観測されている古い散開星団）などがその例です。^{[1]散開星団は}オリオン大星雲などのHII領域を形成しています。

散開星団は通常、数百の星団から成り、最大 30 光年の範囲にあります。球状星団よりも密度が低いため、重力による結合もそれほど強くなく、時間の経過とともに巨大分子雲や他の星団の重力によって乱されます。星団メンバー同士の接近は、星の放出、つまり「蒸発」と呼ばれるプロセスを引き起こすこともあります。

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。ペルセウス座のh星団とχ星団の二重星団も、暗い空の下では目立つことがあります。散開星団は、高温の若い青い星が大部分を占めることが多いです。これは、そのような星は恒星の寿命が短く、わずか数千万年しか持続しないにもかかわらず、散開星団はこれらの星が死ぬ前に散ってしまう傾向があるためです。

散開星団のサブセットは、連星系または集合星団を構成します。^[2] 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とともに三元星団を構成する可能性があります^。[3]

散開星団までの正確な距離を確定することで、セファイド 変光星が示す周期と光度の関係を較正することができ、標準光源として使用することができます。セファ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）の両方を確定するために使用できます。実際、散開星団NGC 7790には、そのような取り組みに不可欠な3つの古典的なセファイド変光星があります。 ^{[4] [5]}

埋没星団は、光学観測では不透過性であることが多い星間塵またはガスに部分的または完全に包まれた非常に若い星のグループです。埋没星団は分子雲内で雲が崩壊して星を形成し始めるときに形成されます。これらのクラスターでは星形成が進行中であることが多いため、埋没星団には原始星や主系列前星など、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。埋没星団の例としては、オリオン星雲の台形星団があります。へびつかい座ρ雲（L1688）の中心領域には埋没星団があります。^[6]

星団に埋め込まれた状態は数百万年続くことがあり、その後、星形成によって雲内のガスが枯渇するか、放射圧、恒星風や流出、超新星爆発によって分散する。一般に、雲が分散する前に星に変換される雲質量は30%未満であるが、特に雲の密度が高い部分ではこの割合が高くなることがある。雲の質量が失われると、システムのエネルギーが変化し、星団の崩壊につながることが多い。若い星団の多くは、星形成の終了後すぐに分散する。^[7]

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元は埋め込まれた星団である。しかし、太陽を含むほぼすべての自由に浮遊する恒星^[8]は、もともと埋め込まれた星団から生まれ、崩壊した^{[7] 。}

球状星団は、直径10～30光年の領域に詰め込まれた、1万～数百万の恒星からなるほぼ球状の集団 である。球状星団は一般に、宇宙自体よりもわずか数億年若い非常に古い種族IIの恒星で構成され、ほとんどが黄色と赤色で、質量は太陽の2倍未満である。^[9]このような恒星が星団内で多くを占めるのは、より高温で質量の大きい恒星が超新星として爆発するか、惑星状星雲段階を経て白色矮星に進化したためである。しかし、球状星団にはまれに青い恒星もいくつか存在し、高密度の内部領域での恒星合体によって形成されたと考えられており、これらの恒星は青色はぐれ星として知られている。

天の川銀河では、球状星団が銀河ハロー内にほぼ球状に分布しており、銀河中心の周囲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、銀河中心からの太陽の距離について初めて信頼できる推定を行った。

1990 年代半ばまで、球状星団は天文学における大きな謎の原因でした。星の進化理論では、球状星団の最も古いメンバーの年齢が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使用し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、このパラドックスは解決され、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ことがわかりました。

私たちの銀河には約150個の球状星団があり、^[9]そのいくつかは、天の川銀河の潮汐力によって外縁部の星を奪われた小さな銀河の中心核が捕獲されたものである可能性があり、球状星団M79がまさにその例であるようです。銀河の中には、天の川銀河よりもはるかに球状星団が多いものもあり、巨大楕円銀河 M87には1000個を超える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、望遠鏡の時代以前に古代に観測され、恒星としてカタログ化されました。北半球で最も明るい球状星団は、ヘルクレス座のM13です。

超星団は最近星が形成された非常に大きな領域であり、球状星団の前身である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ルンド1があります。 ^[10]

2005年、天文学者はアンドロメダ銀河で新しいタイプの星団を発見しました。これは、密度は低いものの、いくつかの点で球状星団に非常に似ています。このような星団（拡張球状星団とも呼ばれる）は天の川銀河では知られていません。アンドロメダ銀河で発見された3つの星団は、M31WFS C1 ^[11]、 M31WFS C2、およびM31WFS C3です。

新たに発見されたこれらの星団には数十万の恒星が含まれており、その数は球状星団とほぼ同じです。これらの星団は、恒星の集団や金属量など、球状星団と他の特徴も共有しています。球状星団との違いは、はるかに大きく（直径数百光年）、密度が数百倍低いことです。そのため、恒星間の距離ははるかに大きいです。これらの星団は、球状星団と矮小球状銀河の中間の特性を持っています。^[12]

これらのクラスターがどのように形成されるかはまだわかっていませんが、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。なぜM31にはそのようなクラスターがあり、天の川銀河にはないのかはまだわかっていません。他の銀河にもこのようなクラスターがあるかどうかもわかっていませんが、M31が拡張したクラスターを持つ唯一の銀河である可能性は非常に低いでしょう。^[12]

もう一つのタイプの星団は、これまで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星団である。これらは球状星団に比べてサイズが大きく、ホスト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ある。後者と同様に、これらは古い天体であると思われる。^[13]

星団は天文学の多くの分野で重要です。その理由は、古い星団のほぼすべての星がほぼ同じ時期に誕生したためです。^[15]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）および中年齢（1 < 年齢< 5億年）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。^[16]星団は、その年齢に基づいて、ホスト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、マゼラン雲にある星団は、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、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、私たちの天の川銀河で起こったかもしれない星形成の過程を説明することができます。

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、視差を使って距離を測定できるほど近い距離にあります。これらの銀河団に対して、光度軸上の絶対値がわかっているヘルツシュプルング・ラッセル図を描くことができます。次に、距離がわかっていない銀河団に対して同様の図を描くと、主系列の位置を最初の銀河団の位置と比較し、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呼ばれます。この方法を使用する場合は、赤化と恒星の種族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恒星は、もともと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。これは私たちの太陽系にも当てはまるようで、化学組成から太陽系の歴史の初期に近くの恒星から発生した超新星の影響がうかがえます。

厳密には星団ではありませんが、星雲は銀河の中にある多くの恒星の大きな集まりで、非常に多くの光年の空間に広がっています。星雲の中には星団が含まれていることがよくあります。星は密集しているように見えますが、通常は何らかの構造の一部ではありません。^[17]天の川銀河内では、星雲はグレートリフトの塵の雲の隙間から見え、特定の視線に沿ってより深いところを見ることができます。^[18]星雲は他の近くの銀河でも確認されています。^[19]星雲の例には、大射手座星雲、小射手座星雲、盾座星雲、白鳥座星雲、ノルマ星雲、アンドロメダ銀河のNGC 206などがあります。

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「Chhmm±ddd」という慣例に従った名称をつけることを勧告した。この名称は常に接頭辞Cで始まり、h、m、dはそれぞれ赤経の時間と分、赤緯の度数で表した星団中心のおおよその座標で、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さらに判明したとしても変更してはならない。^[20]このような名称の最初のものは、1982年にゴスタ・リンガによって付けられた。^{[21] [22]}

ウィキメディア・コモンズには
、 星団 (カテゴリ)に関連するメディアがあります。

• 超コンパクト恒星系
• 質量のあるバリオン物体の強固な結合 (RAMBO)
• 恒星のフライバイ

• WEBDA オープン クラスタ データベース
• NGC 2419 -SKY-MAP.ORG の球状星団
• 星団、SEDSメシエページ
• RG Research: 組み込みクラスターは 2020-08-06 にWayback Machineにアーカイブされています
• 星団 - 記事全文ブリタニカ百科事典、
• 天の川銀河に超星団が発見される
• 超星団の誕生を探る：巨大星形成への影響​​、ケルシー・E・ジョンソン、2005年
• M31 のハロー内に広がる明るい星団の新しい集団、AP Huxor 他、2004
• HST/NICMOS による NGC 2024 の埋め込み銀河団の観測: IMF と連星分率の制約、Wilson M. Liu 他、2003
• SGR 1900+14 付近に埋め込まれた高質量星団の発見、フレデリック・J・ヴルバ他、2000 年