星团是指 恒星 数目超过10颗以上，并且相互之间存在物理联系（ 引力 作用）的 星座 。由十几颗到几十万颗恒星组成的，结构松散，形状不规则的星团称为疏散星团，他们主要分布在银道面因此又叫做银河星团，主要由 蓝巨星 组成，例如 宿星团（又名 昴宿星团 ）；上万颗到几十万颗恒星组成，整体像圆形，中心密集的星团称为 球状星团 。
星团简介
恒星往往成群分布。一般地，我们把恒星数在十个以上而且在 物理性质 上相互联系的星群叫做“星团”。比如 金牛座 中的“昴星团”、“ 毕宿星团 ”， 巨蟹座 的 鬼宿星团 等。
星团 是由于物理上的原因聚集在一起并受 引力 作用束缚的一群 恒星 ，其 成员星 的空间密度显著高于周围的星场.星团按形态和成员星的数量等特征分为两类：疏散星团和球状星团。
背景
球状星团是 银河系 中最为古老的 天体 之一，对它的年龄和金属 丰度 进行测定，可以为我们研究银河系早期的 恒星形成 和演化过程提供重要的线索。另一方面， 动力学 研究是 球状星团 研究的另一重点领域。为此需要知道星团的各种物理参数，包括质量、尺度、距离、空间密度分布等等，所有这些都需要大量的观测才能得到。同时，处于银河系 引力 势中的球状星团会有 恒星 不断地在外部 潮汐 力场的作用下被剥离出去形成潮汐尾。潮汐尾的存在一方面反映了球状星团的动力学演化，另一方面也为我们提供了 银河系 中的物质分布情况。
银河系中的疏散星团相对于 球状星团 是比较年轻的、较松散的恒星聚集体。一般地将球状星团归于银河系的晕族 天体 ，把疏散星团归于盘族天体。 球状星团 系统总体上是 贫金属 的靠无规则热运动支撑的系统，而疏散星团系统是富含金属的靠旋转支撑的系统。特别，大部分疏散星团是非常年轻的天体，而且多数分布于银河系的 旋臂 区域，这一区域是非常活跃的 恒星形成 区，因此疏散星团反映了银河系恒星形成情况。由于星团中的 恒星 都是同时形成的，因此，疏散星团和 球状星团 的CMD是检验 恒星演化 模型的有利工具。同时，在星团当中存在各种 变星 ，例如天琴RR变 星等 ，对这些变星的观测同样对恒星演化模型提出了重大的挑战。
BATC视场的大小非常适合 银河系 内星团尺度 天体 的研究。对于较远距离的 球状星团 ，不仅可以观测到整个星团，而且还包含了大范围的背景场星在内，这不仅可以使我们对球状星团的各种 物理性质 进行研究，同时可以对星团在银河系 引力场 作用下的 动力学 状况进行研究。对于疏散星团，大的视场有助于消除CMD中场星造成的污染。此外，大的视场为 变星 的研究提供了大量的侯选样本。尤为重要的是BATC的多达15个的中等 带宽 的滤波片系统可以给出观测目标的分光能量分布结果，这对于我们使用简单 星族 合成的方法开展 银河系 内星团的研究提供了非常重要的观测工具。
命名
星团的命名，一般采用相应的星表中的号码。最常用的是 梅西叶星表 ，简写为"M".它只包括了较亮的星团。较完全的是"NGC"星表，有时还用"IC"星表。这些星表中不仅仅包括星团，还有 星云 和 星系 。1784年 法国 天文学家梅西耶在研究 彗星 时，把103个位置固定的模糊 天体 编成 星表 ，以免与彗星混淆。
1888年 丹麦 天文学家德雷耶尔编了包括有7,840个有星云、星团等延伸天体的星表，称为《星云星团新总表》（简称NGC星表），后来又发表了包括5,386个天体的NGC星表的补编（简称IC星表）。这几个星表中都载有大量的星团，因此，一般就用这些星表的编号作为星团的名称。如： 梅西叶星表 67号天体( M67 ）即NGC2682，是一个 银河系 星团； M22 即NGC6656，是一个 球状星团 。一些亮星团还有自己的专门名称，如 昴宿星团 、 毕宿星团 等。
分类
疏散星团：由十几颗到几千颗 恒星 组成的，结构松散，形状不规则的星团，主要分布在银道面因此又叫做银河星团，主要由 蓝巨星 组成，例如 昴宿星团 （又名昴星团）。
球状星团：由上万颗到几十万颗恒星组成，整体像圆形，中心密集的星团。
疏散星团
疏散星团形态不规则，包含几十至二。三千颗恒星， 成员星 分布得较为松散，用望远镜观测，容易将成员星一颗颗地分开。少数疏散星团用肉眼就可以看见，如 金牛座 中的 昴宿星团 ( 昴宿星团 ）和 毕宿星团 巨蟹座 中的 鬼宿星团 ( 鬼宿星团 ）等等.
在 银河系 中已发现的疏散星团有1000多个。它们高度集中在银道面的两旁，离开银道面的距离一般小于600光年左右。大多数已知道疏散星团离开太阳的距离在1万光年以内。更远的疏散星团无疑是存在的，它们或者处于密集的 银河系 背景中不能辨认，或者受到星际尘埃云遮挡无法看见。据推测，银河系中疏散星团的总数有1万到10万个.
疏散星团的直径大多数在3至30多光年范围内。有些疏散星团很年轻，与 星云 在一起（例如 昴宿星团 ），甚至有的还在形成 恒星
昴星团
昴星团位于 金牛座 。金牛座位于 赤经 4时20分， 赤纬 17度，在 英仙座 和御夫两座之南， 猎户座 之北。座内有著名的昴星团和 毕宿星团 ，以及M1 蟹状星云 ，以"两星团加一星云"而闻名。 毕宿五 星中国古代称 毕宿五 ，是颗 橙色 的1等星，在全天亮星中排第13位。座内共有亮于4等的星28颗.金牛宫是 黄道 第二宫，每年4月20日前后 太阳 到达这一宫，那时的节气是 谷雨
金牛座 毕宿五与 狮子座 轩辕十四 。 天蝎座 心宿二 和 南鱼座 北落师门 共四颗亮星，在 天球 上各相差约90度，正好每个季节一颗，被合称为黄道带的"四大天王".连接 猎户座 γ星和毕宿五，向西北方延长一倍左右的距离，是一个著名的疏散星团-- 昴宿星团 。眼力好的人可以看到这个星团中的7颗亮星，所以中国古代又称它为"七簇星".昴星团距离我们417光年，直径达13光年，用大型望远镜观察，可发现昴星团有280多颗星。另一个疏散星团叫 毕宿星团 ，它位于 毕宿五 附近，但毕宿五不是它的成员。毕星团距离我们143光年，是离我们最近的星团。毕星团用肉眼可看到五。六颗星，实际上大约有300颗。金牛座ζ星附近，有一个著名的大星云， 英国 的一位天文学家根据它的形状把它命名为" 蟹状星云 ".本世纪天文学家推断出蟹状星云是1054年一次超新星爆发的产物。
中间形态
2005年，在 仙女星系 发现一种新形式的星团，在几种方面与 球状星团 相似，但没有那么密集。在 银河系 中尚未发现任何一个中间型态的星团（也称为延展球状星团），但在仙女星系中已经发现三个，分别被命名为 仙女座星系 WFS C1、M31WFS C2、和M31WFS C3 。
这种新发现的星团包含数十万颗 恒星 ，数量与球状星团相似。这种星团 金属量 和 星族 也与球状星团的相符。与球状星团的差别只在于它们非常的大，直径可达数百光年，但密度远低于其他球状星团。因此，在延展 球状星团 中的恒星间距离也大了许多。在参数上，这种星团介于 球状星团 和矮 椭球 星系 之间。
尚且不知这种星团如何形成，但它们的形成可能和球状星团或不规则的矮卫星系有关。
球状星团
球状星团呈球星或扁球形，与疏散星团相比，它们是紧密的 恒星 集团。这类星团包含1万到1000万颗 恒星 ， 成员星 的平均质量比 太阳 略小。用望远镜观测，在星团的中央恒星非常密集，不能将它们分开。如 猎犬座 中的 M3 和。 射手座 中的 M22 等等
在 银河系 中已发现的 球状星团 有150多个。它们在空间上的分布颇为奇特，其中有三分之一就在人马座附近仅占全天空面积百分之几的范围内。天文学家最初正是根据这个现象领悟到太阳离开 银心 相当远，而银河系的中心就在人马 星座 方向。跟疏散星团不同， 球状星团 并不向银道面集中，而是向银河系中心集中。它们离开银河系中心的距离极大多数在6万光年以内，只有很少数分布在更远的地方。球状星团的光度大，在很远的地方也能看到，而且被浓密的星际尘埃云遮掩的可能性不大，因此未发现的球状星团数量大致不超过100个，总数比疏散星团少得多.
球状星团 的直径在15至300多光年范围内， 成员星 平均空间密度比 太阳 附近 恒星 空间密度约大50倍，中心密度则大1000倍左右。 球状星团 中没有年轻恒星，成员星的年龄一般都在100亿年以上，并据推测和观测结果，有较多死亡的恒星.
星协
一个疏散星团一旦不受重力的约束，组成的恒星会在类似的路径上继续在空间 中国移动通信集团 ，这样的集团称为 星协 或是移动 星座 。在大 北斗 的大部分恒星原本是一个疏散星团的成员，是有着相同自行的 大熊座移动星群 。横越过天空的其它 恒星 ，包括贯索四和南三角座ζ都来自这个星群。 太阳 正为于这个 星流 的边缘，但它不属于这个星群，因为它显示出不同的银河轨道、年龄和化学成分。
另一个星协环绕着 天船三 ，在 双目望远镜 下非常显著。因为必须知道 恒星 的自行，因此无法检测出遥远的星群。
半人马座
和 昴宿星团 这样的疏散星团相对应的，即星团家族中的另一半—— 球状星团 。 银河系 中约有500个球状星团，全天最亮最大的
是 NGC 5139 （ NGC5139 )(Omega centauri）。1677年，天文学家哈雷发现这个星团时误以为是一颗 恒星 。因为用肉眼虽然能直接看到它，却不能分辨出它内部团聚的恒星。人们给了它一个 希腊 字母，称其为 半人马座ω （音omega，奥米加）。直到1830年， 英国 天文学家赫谢尔（John Herschel ）才首先发现它是星团而不是 星云 。ω星团位于半人半马的腰眼附近。半人马座ω距离 地球 约17000光年，年龄大约120亿岁。它的密度大得惊人，包括的几百万颗 恒星 的范围内，它中心部分的恒星彼此相距平均只有0.1光年，而离 太阳系 最近的恒星也在4光年之外。 NGC 5139 是全天最明亮、美丽的 球状星团 ，可惜位于南天。 北半球 中纬度以北的人们无缘与它会面，不过北纬25°以南地区的人们可以看见完整的 半人马座 。对 南半球 的观测者来说， 半人马 做属于秋夜星座，但在中国南方几个省份于春天晚上可看到。
在科学家们进行大量观测后，发现 半人马座ω 不同于其他的球状星团。它包含的 恒星 数量很庞大，一般的球状星团包含有成千上万颗，甚至几十万颗恒星，而ω星团的成员达到了100万颗。
移动星团
有些 银河 星团的 成员星 自行速度和方向很相近，有从一个 辐射点 分散开来或向一个会聚点会集的倾向。这种可定出辐射点或会聚点的星团被称为移动星团。已知的移动星团有 毕宿星团 、 昴宿星团 、大熊星团、 鬼宿星团 、英仙星团、天蝎一半人马星团和后发星团等七个星团。
天文学意义
在天文学的许多领域，星团是很重要的。因为 恒星 都大约在同一时间诞生，在同一个集团中的恒星函数只有质量上的不同，所以 恒星演化 的理论完全依赖对疏散星团和 球状星团 的观测。
星团也是宇宙距离尺度上关键的一步。有几个最接近的星团，可以用 视差 量度出距离，而在 赫罗图 的亮度轴上可以绘制这些星团内已知恒星的 绝对星等 。然后，当绘制出未知距离星团的赫罗图之后，对比主序带的位置就可以估计出这个星团的距离。这个程序称为主序拟合，在使用这种方法时要考虑红化和星族的影响。