Australia Telescope National Facility

星団とは、共通の起源を持ち、ある程度の期間重力的に結合している星の集団のことです。 星団は、星の進化や年齢を研究し、モデル化する方法を提供するため、天文学者にとって特に有用なものです。

• 銀河系星団
• 球状星団
• 星団の年齢とゼロ年代

銀河系星団

個々の構成星が望遠鏡で容易に分解できることから、この名前が付きました。 ヒアデスやプレアデスのように、肉眼で個々の星がはっきり識別できるほど近くにある例もあります。 また、渦巻き型銀河の平面上の塵の多い渦状腕にあることから、銀河団と呼ばれることもある。 散開星団の星は、同じ巨大分子雲から生まれたという共通点があります。 星団には通常数百個の星が含まれているが、数十個から数千個まで様々なものがある。

散開星団の中の星は、重力によってゆるやかに結合しているだけです。 銀河の周りを回転する星団は、銀河内の他の天体との重力摂動により、やがて分散していきます。 私たちの太陽は、当初は散開星団の中で形成されたと考えられますが、現在では、近くの星と識別できるような星団は存在しません。 そのため、散開星団は比較的若い天体であることが多い。 プレアデス星団のように、まだ星雲の痕跡が残っているものもあり、形成されたばかりであることを示唆しています。 開放星団は人口Iに属し、若く、高い金属量を持つ星です。

Credit: D. Malin/AAO

近傍の若い星団「プレアデス」です。 かすかな青い星雲は反射星雲で、高温の青い星からの紫外線でまだ完全に吹き飛ばされていないため、この星団ができたのはごく最近であることがわかります。

球状星団

球状星団は、数千から百万の星が球状の重力で結合している星系で構成されています。 主に銀河面を囲むハローに位置し、銀河系で最も古い星から構成されています。 これらの星は高度に進化しているが、金属量は少ない。 星団は非常に古いため、GまたはFクラス以上の星は、すでに主系列から進化していることになる。 球状星団の中には無料の塵やガスがほとんどないため、新しい星の形成は起こっていない。

散開星団と同様に、球状星団の星々はおそらく共通の起源を持っています。

散開星団と同様に、球状星団の星々はおそらく共通の起源を持っています。 そのため、球状星団の中の星が、星団の外に散らばることはない。 私たちの天の川には、約200個の球状星団が存在する。

星団の年齢とゼロ年代主系列

星団は、天文学者が星の進化のモデルや星の年齢を確認することができるので、特に重要です。

散開星団の星は、ある星雲から生まれた共通の起源を持っています。

散開星団に属する星は、ある星雲から生まれたという共通点があり、初期金属量も同じなので、星の進化に与える影響も事実上同じになるのです。 もう一つの重要な点は、星団内のすべての星が、地球上の観測者から事実上同じ距離にあるということです。 たとえ星団の大きさが数パーセクであっても、地球からの距離に比べれば些細なことです。 また、星団内の星を測光すると、それぞれの見かけの光度がわかるので、星団のメンバーの絶対光度の相対的な大きさを推測することができます。

天文学者は、この事実を利用して、星団の色度図を得ます。

天文学者はこの事実を利用して、星団の色度図を求めます。これは、縦軸に見かけの等級、通常はV（またはmV）、横軸に色指数、B-Vをプロットした、単純なHRダイアグラムです。 分光視差を用いれば、この図を較正して絶対等級MやMVを求めることができます。 いくつかの散開星団でこれを行うと、面白い結果が得られます。 下の画像は、いくつかの散開星団です。 左は h + χ ペルセイという二重散開星で、2200 パーセクも離れた二つの星団が、30 パーセクほどしか離れていません。 右の画像は M67 です。

Credit: N.A.Sharp/NOAO/AURA/NSF (left), Nigel Sharp, Mark Hanna/NOAO/AURA/NSF (right)

二重星団hとχペルセイ

。 この二重星団は、それぞれ若い明るいO星とB星を多く含み、しかも接近しているため、はっきりと区別できる例外的な天体です。 右の画像は、もっと古い星団であるM67です。 多数の白色矮星の年代測定から、40億年前の星団であることが示唆されている。 高温で明るい星がないことに注目。

これらの散開星団と他の星団を HR 図にプロットすると、下のようになります。

この図について詳しく研究すると、右手の縦軸に新しいスケールが付いていることが分かると思います。 ここでの「年」は、クラスターの年齢を意味します。 h + χ Persei のような星団は非常に若いので、ほとんどの星がまだ主系列にあり、まだ星が消滅していません。 一方、「プレアデス星団」はやや古く、色指数 0 (A0 スペクトル) よりも高温の星が主系列に残っていない。 より質量の大きい星団は、すでに主系列から外れて巨星分岐に進化しています。 M67は非常に古い散開星団で、色指数0.4より高温の星が主系列に残っていない。 重要なのは、星団が主系列から外れる分岐点である。

星が最初に核融合して主系列に現れたとき、それは「ゼロ年代」と呼ばれます。

星が最初に水素の核融合を果たし、主系列に現れたとき、それはゼロ年代と呼ばれる。ゼロ年代主系列（ZAMS）とは、星団で最初にできたときのすべての星の主系列のことである。 主系列が上位にあるほど、その星は質量が大きい。

球状星団は一般に散開星団よりずっと古いので、その色度図にはより進化した星が描かれています。 また、主系列に質量の大きい星が残っていないこともあります。

Colour-magnitude diagram for globular cluster M55.

興味深いことに、上の図を調べると分岐点の上に主系列に見える熱い星のグループが見えています。 これらは実際、「青いはぐれ星」として知られています。 球状星団の中では星の密度が高いので、いくつかの星が合体して合体することがあると考えられています。

Credit: Hubble Heritage Team (STScI / AURA), A. Cool (SFSU) et al, NASA

球状星団 NGC 6397 の中心部に見られる青い塊（はぐれもの）

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