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星団は、散開星団や球状星団よりもさらに緩い、非常に緩やかな星団です。星団には通常、10個から100個以上の可視星が含まれます。星団は主に、構成星の運動ベクトル、年齢、化学組成の共通点によって識別されます。これらの共通の特徴は、構成星が共通の起源を持つことを示しています。しかしながら、星団とは異なり、星団は重力的に束縛されておらず、構成星は何百万年もかけて離れ離れになり、銀河内の近隣に散らばりながら移動する集団となります。 [ 1 ]
星団は1947年にヴィクトル・アンバルツミアンによって発見されました。 [ 2 ] [ 3 ] [ 4 ]星団の慣用名には、星団が存在する星座（または複数の星座）の名前または略称、星団の種類、そして場合によっては数値識別子が使用されます。
ヴィクトル・アンバルツミアンは、星の特性に基づいて星団をOBとTの2つのグループに初めて分類した。[ 3 ]後に、シドニー・ファン・デン・ベルフは、反射星雲を照らす星団のために3番目のカテゴリーであるRを提案した。[ 5 ]
OB、T、Rアソシエーションは、若い恒星群の連続体を形成します。しかし、これらが進化の順序なのか、あるいは他の要因が作用しているのかは、現時点では不明です。[ 6 ]一部のグループはOBアソシエーションとTアソシエーションの両方の特性も示すため、分類は必ずしも明確ではありません。
若い星団にはスペクトル型OとBの10～100個の大質量星が含まれており、OB星団として知られています。これらは巨大分子雲内の同じ小さな領域で形成されると考えられています。周囲の塵やガスが吹き飛ばされると、残った星は束縛から解放され、離れ始めます。[ 7 ]天の川銀河の星の大部分はOB星団で形成されたと考えられています。[ 7 ]
O型星は寿命が短く、星の質量にもよりますが、およそ100万年から1500万年後に超新星爆発を起こして寿命を終えます。そのため、OB型星団は一般的に数百万年以下の年齢です。星団内のOB型星は、1000万年以内に燃料をすべて燃焼し尽くします。（現在の太陽の年齢は約50億年です。）
ヒッパルコス衛星は、太陽から650パーセク以内に12個のOBアソシエーションが存在することを示す測定結果を提供した。[ 8 ]最も近いOBアソシエーションは、太陽から約400光年離れたさそり座-ケンタウルス座アソシエーションである。[ 9 ]
OBアソシエーションは、大マゼラン雲やアンドロメダ銀河でも発見されている。これらのアソシエーションは非常にまばらで、直径1,500光年に及ぶこともある。 [ 10 ]
若い恒星群には、まだ主系列に入る過程にある多数の若いTタウリ星が含まれることがあります。最大1000個のTタウリ星からなるこれらのまばらな集団は、Tアソシエーションとして知られています。最も近い例は、太陽から140パーセクの距離にあるおうし座-ぎょしゃ座Tアソシエーション（Tau-Aur Tアソシエーション）です。 [ 11 ] Tアソシエーションの他の例としては、RコロナアウストラリスTアソシエーション、オオカミ座Tアソシエーション、カメレオン座Tアソシエーション、ベロラムTアソシエーションなどがあります。Tアソシエーションは、それらが形成された分子雲の近傍でよく見られます。OB型星を含むものもありますが、すべてではありません。ムービンググループのメンバーの特徴をまとめると、年齢と起源が同じで、化学組成が同じで、速度ベクトルの振幅と方向が同じです。
反射星雲を照らす星の集まりはRアソシエーションと呼ばれ、この名前は、これらの星雲の星が不均一に分布していることを発見したシドニー・ファン・デン・ベルフによって提案されました。[ 5 ]これらの若い星の集まりには、形成された星間雲を分散させるほど質量が大きくない主系列星が含まれています。[ 6 ]これにより、天文学者は周囲の暗黒星雲の特性を調べることができます。RアソシエーションはOBアソシエーションよりも豊富であるため、銀河の渦状腕の構造をトレースするために使用できます。[ 12 ] Rアソシエーションの例として、太陽から830±50パーセク離れたモノケロスR2があります。 [ 6 ]
おおぐま座移動星群は、恒星の集まりの一例です。（おおぐま座α星とおおぐま座η星を除いて、北斗七星のすべての星はこの星群に属しています。）
その他の若者の引越しグループには以下のようなものがあります。