簡介
恆星往往成群分布。一般地，我們把恆星數在十個以上而且在物理性質上相互聯繫的星群叫做“星團”。比如金牛座中的“昴星團”、“畢星團”，巨蟹座的蜂巢星團等。星團是由於物理上的原因聚集在一起並受引力作用束縛的一群恆星,其成員星的空間密度顯著高於周圍的星場.星團按形態和成員星的數量等特徵分為兩類:疏散星團和球狀星團。背景
星團球狀星團是銀河系中最為古老的天體之一，對它的年齡和金屬豐度進行測定，可以為我們研究銀河系早期的恆星形成和演化過程提供重要的線索。另一方面，動力學研究是球狀星團研究的另一重點領域。為此需要知道星團的各種物理參數，包括質量、尺度、距離、空間密度分布等等，所有這些都需要大量的觀測才能得到。同時，處於銀河系引力勢中的球狀星團會有恆星不斷地在外部潮汐力場的作用下被剝離出去形成潮汐尾。潮汐尾的存在一方面反映了球狀星團的動力學演化，另一方面也為我們提供了銀河系中的物質分布情況。
銀河系中的疏散星團相對於球狀星團是比較年輕的、較鬆散的恆星聚集體。一般地將球狀星團歸於銀河系的暈族天體，把疏散星團歸於盤族天體。球狀星團系統總體上是貧金屬的靠無規則熱運動支撐的系統，而疏散星團系統是富含金屬的靠鏇轉支撐的系統。特別，大部分疏散星團是非常年輕的天體，而且多數分布於銀河系的鏇臂區域，這一區域是非常活躍的恆星形成區，因此疏散星團反映了銀河系近期的恆星形成情況。由於星團中的恆星都是同時形成的，因此，疏散星團和球狀星團的CMD是檢驗恆星演化模型的有利工具。同時，在星團當中存在各種變星，例如天琴RR變星等，對這些變星的觀測同樣對恆星演化模型提出了重大的挑戰。
BATC視場的大小非常適合銀河系內星團尺度天體的研究。對於較遠距離的球狀星團，不僅可以觀測到整個星團，而且還包含了大範圍的背景場星在內，這不僅可以使我們對球狀星團的各種物理性質進行研究，同時可以對星團在銀河系引力場作用下的動力學狀況進行研究。對於疏散星團，大的視場有助於消除CMD中場星造成的污染。此外，大的視場為變星的研究提供了大量的侯選樣本。尤為重要的是BATC的多達15個的中等頻寬的濾波片系統可以給出觀測目標的分光能量分布結果，這對於我們使用簡單星族合成的方法開展銀河系內星團的研究提供了非常重要的觀測工具。
命名
星團星團的命名,一般採用相應的星表中的號碼。最常用的是梅西葉星表,簡寫為"M".它只包括了較亮的星團。較完全的是"NGC"星表,有時還用"IC"星表。這些星表中不僅僅包括星團,還有星雲和星系。1784年法國天文學家梅西耶在研究彗星時,把103個位置固定的模糊天體編成星表，以免與彗星混淆。
1888年丹麥天文學家德雷耶爾編了包括有7,840個有星雲、星團等延伸天體的星表,稱為《星雲星團新總表》（簡稱 NGC星表），後來又發表了包括5,386個天體的NGC星表的補編（簡稱IC星表）。這幾個星表中都載有大量的星團，因此，一般就用這些星表的編號作為星團的名稱。如：梅西耶星表67號天體 (M67)即NGC2682，是一個銀河星團；M22即NGC6656,是一個球狀星團。一些亮星團還有自己的專門名稱，如昴星團、畢星團等。
分類
疏散星團：由十幾顆到幾千顆恆星組成的，結構鬆散，形狀不規則的星團，主要分布在銀道面因此又叫做銀河星團，主要由藍巨星組成，例如昴宿星團（又名昴星團）。
球狀星團：由上萬顆到幾十萬顆恆星組成，整體像圓形，中心密集的星團。
球狀星團
球狀星團球狀星團呈球星或扁球形,與疏散星團相比,它們是緊密的恆星集團。這類星團包含1萬到1000萬顆恆星,成員星的平均質量比太陽略小。用望遠鏡觀測,在星團的中央恆星非常密集,不能將它們分開。
在銀河系中已發現的球狀星團有150多個。它們在空間上的分布頗為奇特,其中有三分之一就在人馬座附近僅占全天空面積百分之幾的範圍內。天文學家最初正是根據這個現象領悟到太陽離開銀河系中心相當遠,而銀河系的中心就在人馬星座方向。跟疏散星團不同,球狀星團並不向銀道面集中,而是向銀河系中心集中。它們離開銀河系中心的距離極大多數在6萬光年以內,只有很少數分布在更遠的地方。球狀星團的光度大，在很遠的地方也能看到,而且被濃密的星際塵埃雲遮掩的可能性不大,因此未發現的球狀星團數量大致不超過100個,總數比疏散星團少得多。
球狀星團的直徑在15至300多光年範圍內,成員星平均空間密度比太陽附近恆星空間密度約大50倍,中心密度則大1000倍左右.球狀星團中沒有年輕恆星,成員星的年齡一般都在100億年以上,並據推測和觀測結果,有較多死亡的恆星。
疏散星團
疏散星團疏散星團形態不規則,包含幾十至二三千顆恆星,成員星分布得較為鬆散,用望遠鏡觀測,容易將成員星一顆顆地分開。少數疏散星團用肉眼就可以看見。如金牛座中的昴星團(M45)和畢星團.巨蟹座中的鬼星團(M44)等等。
疏散星團的成員星彼此的角距離較大，一般都能用望遠鏡很方便地分解成單顆的恆星，因而得名。可看到的疏散星團有半數位於銀道面附近寬度為 7°的狹帶上。只有後發星團例外，位於北銀極附近。但是後發星團離地球只有80秒差距，實際上離銀道面並不遠。因此疏散星團又名銀河星團。疏散星團成員星的自行大致相同。如果星團離地球較遠，可看到的這些星的運動軌跡是大致平行的。但對於較近的疏散星團，由於投影的原因，它們的成員星的運動軌跡看起來並不平行，而是從一點輻射出來，或是會聚於一點，這兩種點分別稱為輻射點或會聚點。這種離地球比較近的、能得出輻射點或會聚點的疏散星團又稱為移動星團。
在銀河系中已發現的疏散星團有1000多個。它們高度集中在銀道面的兩旁,離開銀道面的距離一般小於600光年左右。大多數已知道疏散星團離開太陽的距離在1萬光年以內。更遠的疏散星團無疑是存在的,它們或者處於密集的銀河背景中不能辨認,或者受到星際塵埃雲遮擋無法看見。據推測,銀河系中疏散星團的總數有1萬到10萬個。
疏散星團的直徑大多數在3至30多光年範圍內。有些疏散星團很年輕,與星雲在一起(例如昴星團),甚至有的還在形成恆星。
半人馬座ω
半馬人座星圖和昂宿星團這樣的疏散星團相對應的，即星團家族中的另一半——球狀星團。銀河系中約有500個球狀星團，全天最亮最大的是半人馬座ω星團（NGC5139)(Omega centauri)。1677年，天文學家哈雷發現這個星團時誤以為是一顆恆星。因為用肉眼雖然能直接看到它，卻不能分辨出它內部團聚的恆星。人們給了它一個希臘字母，稱其為半人馬座ω（音omega，奧米加）。直到1830年，英國天文學家赫謝爾（John Herschel)才首先發現它是星團而不是星雲。ω星團位於半人半馬的腰眼附近。半人馬座ω距離地球約17000光年，年齡大約120億歲。它的密度大得驚人，包括的幾百萬顆恆星的範圍內，它中心部分的恆星彼此相距平均只有0.1光年，而離太陽系最近的恆星也在4光年之外。半人馬座ω是全天最明亮、美麗的球狀星團，可惜位於南天。北半球中緯度以北的人們無緣與它會面，不過北緯25°以南地區的人們可以看見完整的半人馬座。對南半球的觀測者來說，半人馬做屬於秋夜星座，但在中國南方幾個省份於春天晚上可看到。
在科學家大量觀測後，發現半人馬座ω不同於其他的球狀星團。它包含的恆星數量很龐大，一般的球狀星團包含有成千上萬顆，甚至幾十萬顆恆星，而ω星團的成員達到了100萬顆。
移動星團
有些銀河星團的成員星自行速度和方向很相近，有從一個輻射點分散開來或向一個會聚點會集的傾向。這種可定出輻射點或會聚點的星團被稱為移動星團。已知的移動星團有畢宿星團、昂宿星團、大熊星團、鬼宿星團、英仙星團、天蠍一半人馬星團和後發星團等七個星團。
