導入
星団は、その寸法が 200 pc に達することもある空間内に共通の起源を持つ星が局所的に集中しており、重力によって結合されています。
これらのオブジェクトは、その外観に従っていくつかのファミリーに分類されます。これらは、緻密性を高めることにより、恒星連合、散開星団、球状星団となります。
星団は、そのメンバーの相互の重力によって一緒に保持されます。内部（星団の他のメンバーとの衝突、星の進化）および外部（大質量天体との衝突や主銀河の影響）の影響により、星団はゆっくりと「蒸発」します。それらの寿命は、疎な会合の数百万年から大規模な球状星団の数十億年までさまざまです。
最も明るく最も近い星団は肉眼で見ることができます。
一般に、星団はかなり均質であり、距離も比較的よく知られているため、星団は天体物理学や天文計測において重要な役割を果たしています。
散開星団
主な散開星団は、プレアデス星団 (M45) とヒアデス星団で、どちらもおうし座にあります。
散開星団は、銀河内に存在する星のグループです。これらは一般に、同じ分子雲の中で生まれ、徐々に互いに遠ざかり始める若い星です。
球状星団
最も明るい球状星団はオメガ・ケンタウリであり、南半球では肉眼で見ることができます。北半球で最もよく知られている球状星団は、その名を冠した星座のヘラクレス星団 (M13) です。
球状星団は銀河面内ではなく、銀河面の外側にあります。それらの多くはおそらく、私たちの銀河と合体してからずっと昔に銀河の中心となり、最も密度の高い星だけが残るまでガスや塵が取り除かれたものと思われます。散開星団と同様の方法で、より大きな規模で他の星団が形成された可能性もあります。
現在、小マゼラン雲の中で低質量の球状星団が形成されています。他に知られていない天体のため、天文学者たちはこのユニークな機会を利用して、これらの天体の形成を研究しています。球状星団が形成される場合、それは比較的密度の高い分子雲から生じたものでなければなりません。これらはまれであるため、銀河に球状星団がほとんどない理由が説明されています。さらに、分子雲の凝縮率は低くなければなりません。そうでないと、数百万年後に爆発する大質量の O 型または B 型星の形成が見られるでしょう。形成されるはずの星の大部分は、太陽に似たクラスの F、G、K です。これらは数十億年かけてゆっくりと燃え尽きるため、球状星団が形成されるのに十分な時間が与えられます。最後に、球状星団は宇宙の他の領域に比べて非常に密度が高く、銀河面から放出され、銀河ハローの安定した軌道で進化します。
