疏散星团是指由数百颗至上千颗由较弱引力联系的恒星所组成的天体，直径一般不过数十光年。疏散星团中的恒星密度不一，但与球状星团中恒星高度密集相比，疏散星团中的恒星密度要低得多。疏散星团只见于恒星活跃形成的区域，包括漩涡星系的旋臂和不规则星系。疏散星团一般来说都很年轻，只有数百万年历史，比地球上的不少岩石还要年轻。
较年轻的疏散星团可能仍然含有形成时分子云的残迹，星团产生的光使其形成电离氢区。分子云在星团产生的辐射压影响下逐渐散开。
对观测恒星进化而言，疏散星团是不可多得的天体。这是因为同一个疏散星团中的成员不论年龄或化学成分都很相近，易于观测星团成员中的些微差异。
由于星团成员的引力关联不太强，在绕漩涡星系公转数周后，可能会因周遭天体引力影响而四散。
【观测史】
包括昴宿星团（M45）在内，最明亮的几个疏散星团自古以来就为人所知。其它的很多在望远镜被发明之前看上去像是模糊的斑点。疏散星团呈不规则形状，包括的恒星数量相对较少，在天空中的分布也相对均匀。因为几乎都聚集在银河系赤道平面中，疏散星团有时也被称为“银河星团”。
人们很早就发现疏散星团中的恒星之间是有密切联系的。1767年，约翰·米歇尔（Johhell）牧师通过计算发现像昴宿星团这样的星团随机形成的概率仅为496,000分之1。随着天体测量学在准确性上的提高与发展，天文学家发现星团中的成员之间有相似的自行运动，并通过分析光谱，发现各成员之间保持着相同的视向速度，证明了星团中运动的统一性。
虽然疏散星团和球状星团有很多不同，相对较小的球状星团与较大的疏散星团看上去并不会有什么区别。部分天文学家认为两种星团的基本形成过程完全一样，只是球状星团中含有的大量恒星在银河系中逐渐开始变得稀少而已。
由于疏散星团在一块相对较小的区域中包含几百颗甚至上千颗颜色、亮度不同的恒星，它们对天文爱好者来说是很好的观测目标。并且，疏散星团在光污染严重的地区也还能被小型望远镜，甚至双筒望远镜观测到。
【形成】
宇宙中星罗棋布着由气体及尘埃等细小粒子所组成的分子云。这些分子云密度很低，成分主要是氢。分子云可以极度庞大和拥有极大质量，质量相当于十至一千个太阳不等。因为只有质量达到太阳数倍的分子云才会因自身的重力坍缩，而如此重的分子云不可能坍缩为一颗恒星，故疏散星团的所有成员都是在多星系统中形成。
在不受干扰的情况下，这些分子云可以千载不变。但是，当分子云受星系碰撞、处身星系所产生的密度波、超新星爆发的激波干扰，其密度会出现些微变化。这些轻微变化会令分子云产生重力收缩（坍塌），从而形成一些称为原恒星的球体。疏散星团形成的初期，由于在原恒星的核心尚未发生核聚变，它们仍不能称为真正的恒星。
一但开始形成恒星，温度最高、质量最大的恒星会放射出大量的紫外线，令附近的分子云电离，形成电离氢区。来自于大质量恒星的星风和辐射压会驱走那些气体。几百万年后星团会第一次发生超新星爆炸，同样会驱走周遭的气体。几千万年后，星团会丧失所有的气体，再也没有新的恒星形成。在此之前，星团中只有10%的原有气体会形成恒星。
在银河系中，平均大约每一千年就会有一个新的疏散星团诞生。
有时同一块分子云中能产生多个疏散星团；比如，大麦哲伦星系中的霍奇301星团（Hodge 301）和R136星团都是在蜘蛛星云中形成的。通过追溯银河系中星体的运动，天文学家发现毕宿星团（Hyades）和鬼宿星团（Praesepe）约于六亿年前在同一块云中形成。
有时，两个同时形成的星团会组成双星团系统，比如银河系中的英仙座双星团。目前银河系中已知的双星团系统至少有十个。在大、小麦哲伦星系中也发现了很多双星团系，因为投影效应会使银河系中的星团系统看上去靠得很近。
【形态和分类】
疏散星团中的成员数量从几百个到数千个不等，一般都是中心部分特别集中，周围较为分散地散布著。中心部分的直径一般达到三至四光年，整个星团的半径一般达到二十光年。一般来说中心部分的密度能达到1.5星/立方光年。相比之下，太阳周围的恒星密度为0.003星/立方光年[8]。
疏散星团通常按照罗伯特·特朗普勒（Robert Trumpler）1930年制定的分类法分类。特朗普勒分类法包括三位：罗马数字一到九表示星团密度（从高到低）以及与周围星场的分离度，第二位是阿拉伯数字，从一到三（由低到高）表示成员的亮度，第三位使用“p”、“m”或者“r”表示星团含量为低（poor）、中（medium）或是高（rich），如果再加上“n”则表示星团位于一个星云中[9]。
使用特朗普勒分类法，昴宿星团被分为I3rn（高度密集，高亮度，成员众多且位于星云中），附近的毕宿星团被分为Ⅱ3m（较为分散，包含恒星较少）。
【数量和分布】
目前在银河系内已发现一千多个疏散星团，但实际数量可能十倍于此。在漩涡星系中，疏散星团大都在有最高气体密度的旋臂中，而且该处的恒星形成活动最为活跃。疏散星团高度集中在银道面附近。
至于不规则星系，我们可以在星系各处找到疏散星团。疏散星团在椭圆星系中是找不到的，因为椭圆星系的恒星形成活动早在数百万前就停止了，原本存在的疏散星团早已消失得无影无踪。
在银河系中，疏散星团的寿命取决于分布的位置；早期形成的的星团往往较接近星系的边缘。银河系中心的潮汐力较强，加快了星团的分裂过程，而使得星团分裂的巨型分子云在星系中心部分数量较多，所以星系中心部分的疏散星团比外围部分的寿命更短。
【星体构成】
疏散星团中往往都是蓝色的恒星，它们比较年轻，质量很高，但是寿命也只有短短的几千万年。相对古老的疏散星团中包括较多黄色的恒星。
有些疏散星团中的蓝色恒星比其他成员年轻得多。这些蓝离散星也在球状星团中出现：在密度极高的球状星团中央多个恒星相撞之后会形成温度和质量都高得多的星体。而疏散星团中的恒星密度要低得多，恒星的相撞难以解释观察到的蓝离散星数量。目前的理论认为是与其他星体的重力使得双星系统聚合为一颗恒星
当核聚变将氢耗尽后，质量较低的恒星外层会随著星风逐渐脱离，最终演变成白矮星，并形成行星状星云。虽然很多星团在大部分成员成为白矮星之前就逐渐分散了，但疏散星团中的白矮星数量仍然远远低于取决于星团年龄和初期质量分布的预期值。一种假说是，当红巨星的外层被吹散而形成行星状星云前，物质分布的不均匀会使星体本身加速数千公里/秒，足以将其推出星团。
【最终命运】
许多疏散星团都非常不稳定，而质量又较低，使得星团的逃逸速度比其成员的平均速度还低，因此几百万年之内就会迅速分散。
当周围的云气散尽后，疏散星团往往还有足够的重力独立存在几千万年，但星团仍会渐渐地分散开来。星团内部成员的相撞往往使得其中一个得到足够高的速度，并离开星团，反复相撞造成了星团成员缓慢地“蒸发”。
平均每五亿年就会有一个疏散星团受到外部的影响。当某个外部星体靠近时，星团受星体带来的潮汐力影响，形成一股恒星流，所有的成员都以相似的方向和速度移动。星团逐渐瓦解的速度取决于最初的星体密度，密度越高星团寿命越久。一个疏散星团的半衰期约为1.5至8亿年左右。
当某个疏散星团逐渐分散之后，整队成员都保持类似的轨迹，称之为星协现象。大熊座中的北斗星中的若干成员就曾属于一个疏散星团，现在则保持着星协状态。最终，星协中的星体速度差距逐渐扩大，慢慢分散开来。
【对星体演变的研究】
疏散星团的赫罗图显示，大部分恒星都是主序星。从质量最高的一些星体开始逐渐开始偏离主序带，成为红巨星，通过分析逐渐偏离的位置，天文学家可以推算出星团的年龄。
由于疏散星团中的成员离地球的距离以及年龄都大致相同，它们在星等上的差别只来自于质量的不同；在比较各个成员时，很多参数都是固定的。由于这一特点，疏散星团很适合用来研究星体演变。
对疏散星团中星体所含锂和铍的研究，能够使天文学家对其演变和内部结构有更多的了解。虽然氢原子核要到一千万K的温度才能聚变成氦，而锂和铍在二百五十万至三百五十万K时就不再存在。这一性质意味着星体所含元素和其内部元素混合程度有很大关联。通过研究其内部元素，天文学家就可以对疏散星团中星体的年龄和化学成分有较为准确的估算。
研究显示疏散星团星体中较轻元素的含量比预测值低很多。虽然原因尚不能完全解释，一种可能是星体内部的对流会侵入辐射能较高的地区。
【疏散星团的距离】
M11是靠近银河系中心的一个疏散星团。测量距离是研究星体的重要步骤，但是绝大多数星体都离地球太远而没有直接方法测量。使用一系列互相关联的间接方法是目前唯一的测量遥远星体的途径，疏散星团是这一系列方法中的重要一环。
有两种方法可以测量离地球最近的疏散星团的距离。首先，通过测量视差可以直接得出准确的距离，对于较近的疏散星团和独立恒星都适用。距离地球五百光年以内的几个疏散星团，包括昴宿星团以及毕宿星团都在此列。依巴谷卫星对一些其他疏散星团的距离也作了准确测量。
另一个直接测量距离的方法叫做“移动星团法”，借助于星团中成员运动的一致性。通过测量星团中恒星的自行轨迹，与其视运动相对比，即可找到消失点。之后，通过研究光谱，根据多普勒效应可得出星体的径向速度，再与自行轨迹相配合，即可通过简单的三角法得出星体的距离。通过这个方法得出毕宿星团离地球的的准确距离为46.3秒差距，这也是距地球最近的疏散星团。
找到距地球最近的几个星团的距离后，更远的星体的距离就可以通过间接方法得出。通过比较远近两个疏散星团的赫罗图，较远星团的距离就可以被推算出来。已知的最远的疏散星团是伯克利29（Berkeley 29），离地球约15,000秒差距。本星系群中的许多星系中都找到了很多疏散星团。
疏散星团距离的准确数据对于研究造父变星的周光关系非常关键，而造父变星是标准烛光序列中的重要一环。能够得到造父变星的准确距离后，对天体距离的研究可以延伸到本星系群中较近的星系。58xs8.com