疏散与球状有什么区别？
典型疏散星团较松散，常位于银河盘；典型球状星团更致密、更古老。两者不是简单的前后阶段。
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认识疏散星团与球状星团，阅读成群恒星的基本资料。
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星团目录
昴星团
Pleiades M45 · 疏散星团
最著名的星团，肉眼可见的"七姊妹"。年轻的蓝色高温恒星穿过一片尘埃云，反射出幽幽蓝光。它在《诗经》中就被记载为"昴"，日本称"斯巴鲁"（Subaru）——车标上的六颗星就是它。
英仙座双星团
Double Cluster NGC 869/884 · 疏散星团对
肉眼隐约可见的一对孪生星团，望远镜中宛如两捧撒在黑天鹅绒上的钻石。它们诞生于同一片分子云，正以每秒约 22 公里的速度相互靠近。
武仙座大星团
Great Hercules M13 · 球状星团
北天最壮观的球状星团，30 万颗远古恒星挤在直径 145 光年的球中——核心处恒星间距只有太阳系附近的百分之一。1974 年，阿雷西博望远镜向它发出了那条著名的人类自我介绍电波。
半人马座 ω 星团
Omega Centauri NGC 5139 · 球状星团
银河系最大最亮的球状星团，肉眼即可见。它拥有多代不同年龄的恒星群，很可能不是普通星团，而是一个被银河系吞并的矮星系残存的核心。
珠宝盒星团
Jewel Box NGC 4755 · 疏散星团
南十字座旁的微型瑰宝盒：蓝色的年轻巨星之间镶嵌着一颗醒目的橙红色超巨星，色彩对比被誉为"南天最美星团"。赫歇尔将其比作"一件精美的珠宝首饰"。
M2 球状星团
Messier 2 · 球状星团
M2 的恒星向中心密集汇聚，形成宽阔的球状星团。它拥有超过十五万颗成员星，横跨一百五十多光年；哈勃照片主要展示内部密集星野，可以与松散的疏散星团直接比较。
M3 变星丰富的星团
Messier 3 · 球状星团
M3 含有超过五十万颗恒星，其中许多成员会随时间改变亮度。对变星的长期观测帮助天文学家研究恒星演化及距离标尺；一张静态照片则主要展示这座球状星团的密集结构。
M5 古老球状星团
Messier 5 · 球状星团
M5 是一座古老球状星团，却也包含比周围同龄恒星显得更蓝、更热的蓝离散星。这里选用哈勃紫外观测，突出高温恒星族群；图像的配色不能直接当作肉眼看到的星色。
M9 近银心星团
Messier 9 · 球状星团
M9 位于朝向银河中心的天空区域，密集的成员星被哈勃逐一分辨。银河整体的引力环境会影响这座球状星团的结构与演化；照片中的平面星野并不展示它绕银河运动的完整轨道。
M10 蓝离散星星团
Messier 10 · 球状星团
M10 是蛇夫座的一座球状星团，密集核心中包含蓝离散星。哈勃的紫外影像强调了这些高温成员，有助于研究致密环境中的恒星相互作用；整片配色并不是人眼在望远镜中会看到的外观。
M15 致密核心星团
Messier 15 · 球状星团
M15 是一座约一百二十亿年历史的古老球状星团，核心恒星密度极高。其中心收缩与成员之间长期的引力相互作用有关。密集中心的亮光并不是一颗巨型恒星，而是大量成员在视线上的叠加。
M92 武仙座古老星团
Messier 92 · 球状星团
M92 是武仙座另一座明亮球状星团。它的古老、低重元素成员为研究银河早期恒星族群提供线索；哈勃核心照片将黄白与蓝色点状成员铺满视野，提醒我们古老族群也包含不同温度的恒星。
M48 疏散星团
Messier 48 · 疏散星团
M48 位于长蛇座，成员在宽阔天区中较松散地分布。哈勃照片只截取其中部分恒星；这些观测也被用于仪器校准，帮助提高后续天体距离、位置和运动测量的可靠性。
M67 古老疏散星团
Messier 67 · 疏散星团
M67 位于巨蟹座，是年龄约四十亿年的古老疏散星团。它让我们比较同一形成环境中的恒星如何随质量走向不同阶段。所选哈勃影像只展示少部分成员，亮星周围的尖刺来自望远镜衍射。
NGC 188 北天古老星团
NGC 188 · 疏散星团
NGC 188 位于靠近北天极的仙王座，是保存至今的古老疏散星团之一。NASA 资料将其年龄估计为至少六十八亿年。较远离银河核心的环境有助于它长时间保持成员，而哈勃照片只展示中心附近星野。