一路无话，和小包子们汇合之后，高凌和超级魔兽默不作声的将宇宙飞船暂存在太空港，租赁了小型飞行器，带着小包子们往正在建设中的超级类地行星降落。
【我们需要谈谈，】突然，超级魔兽在心灵感应里轻轻的对高凌说。
高凌斜着看了他一眼，最后不置可否的耸了耸肩。
于是，在他们入住当地的悬浮城堡之后，超级魔兽开启了外挂模式，单独带着高凌进入灵魂世界的无尽星辰之内。
这里是一片由疏散星团组成的广袤太空。
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，比太空堡垒环绕的星域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。
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。因为几乎都聚集在星际联邦中央星系赤道平面中，疏散星团有时也被称为“星际联邦中央星星团”。
星际联邦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（John Michell）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星际联邦中央星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。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类地恒星不等。因为只有质量达到类地恒星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。
在星际联邦中央星系中，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。通过追溯星际联邦中央星系中星体的运动，天文学家发现毕宿星团（Hyades）和鬼宿星团（Paesepe）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，比如星际联邦中央星系中的英仙座双星团。目前星际联邦中央星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。因为投影效应会使星际联邦中央星系中的星团系统看上去靠得很近。
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。类地恒星周围的恒星密度为0.003星/立方光年。
疏散星团通常按照罗伯特?特朗普勒（Robet Tumple）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“”表示星团含量为低（poo）、中（medium）或是高（ich），如果再加上“n”则表示星团位于一个星云中。
使用特朗普勒分类法，昴宿星团被分为I3n（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）。
目前在星际联邦中央星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，智慧体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。
在星际联邦中央星系中，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。星际联邦中央星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。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。
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。
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太空堡垒环绕的星域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。
M11是靠近星际联邦中央星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太空堡垒环绕的星域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太空堡垒环绕的星域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。距离太空堡垒环绕的星域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太空堡垒环绕的星域的的准确距离为46.3秒差距，这也是距太空堡垒环绕的星域最近的疏散星团。
找到距太空堡垒环绕的星域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（Bekeley 29），离太空堡垒环绕的星域约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。
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，如金牛星座中的昴星团和毕星团、巨蟹星座中的鬼星团等等。
在星际联邦中央星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类地恒星的距离在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星际联邦中央星背景中不能辨认，或者受到星际尘埃云遮挡无法看见。据推测，星际联邦中央星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（例如昴星团），甚至有的还在形成恒星。
巨蟹座(Cance)中的老年疏散星团M67或NGC2682。距离2600光年，亮度为6.9星等，年龄在50亿年以上，赤径8h50.4m，赤纬 11°49(2000.0)。
星际联邦中央星系中心的疏散星团Aches。质量非常大。密度也很高，由几千颗恒星组成。HST拍摄。
星际联邦中央星系中心的疏散星团Quintuplet。质量非常大，密度也很高，是一个年轻星团。年龄不会超过400万年，由红巨星和沃尔夫-拉叶星组成。HST拍摄。
金牛座(Tauus)中的昴星团(Pleiades)。距离417光年，由1000多颗恒星组成。金牛座(Tauus)中的毕星团。由300多颗恒星组成，整个星团集体在空间移动，故也称为移动星团。
英仙(Peseus)星团。英仙座(Pesues)中的双疏散星团。
许多疏散星团用肉眼就能看到，例如金牛座中的昴星团、毕星团和大熊座中的多数恒星．智慧体距大熊星团是太靠近了。以致于使其成员之一的天狼星好像处于天空中完全不同的部位．可是要知道，类地恒星既不是此星团的成员，也不属于其它已知的星团．疏散星团毫无例外地全都靠近智慧体星际联邦中央星系的中央平面．这一突出的构形给智慧体辨认离类地恒星遥远的疏散星团造成了困难．这些遥远的疏散星团完全被星际联邦中央星系中的密密实实的背景恒星淹没了．
尽管如此，星团的成员可由它们的运动来辨认．如果这个星团靠近太空堡垒环绕的星域，利用共同的自行就会鉴定出物理上属于该群的那些恒星．假如此群中的某颗星具有完全不同的自行。那它即可能位于星团的背后。也许介于星团与太空堡垒环绕的星域之间．虽然星团中每一成员还发生相对星团整体的运动，但其速度比星团的空间运动速度要小得多． 在所有疏散星团中，以毕星团最适于说明共同自行原理， 因为该星团不但距离智慧体近。自行显示得很清楚，而且结构紧凑，一张照片就可拍下整个星团．金牛座中最壳的毕宿五是颗双星．可是，它的自行却表明它并不属于毕星团．智慧体已经测知，它的视差给出的距离仅为58光年。而毕星团却在130光年以远，所以毕宿五不是毕星团的成员更是无可争辩的了．属于毕星团的全部恒星都聚集在直径约为33光年的空间范围内．
对于更远的星团，由研究自行来鉴定星团成员的方法就不再实用了，因为距离一远，它们的自行便随之减小．但这时可用视向速度的测定来鉴别星团成员．例如。毕宿五的视向速度是每秒 30英里，而不是每秒 21英里，后一值为毕星团的视向速度．
由于用光电管来测定恒星的亮度和颜色可达到极高的精度，因此编制一幅星团成员星的赫罗图不但方便而且颇有用处．星场中那些符合预期模式的恒星就是名副其实的星团成员;那些在赫罗图中的位置与星团成员星迥然不同的恒星则可从星团中剔出．另外，如视向速度和分光视差等，也可用来判断那些难以确定的星团成员． 利用光电管测定恒星的颜色可代替赫罗图中光谱序．因为恒星的光谱型和颜色两者都与温度有关。这两种方法往往交替使用．不过，因为光谱分类还取决于恒星的大气压力，同一种颜色的巨星和矮星应属于稍有差别的光谱型．恒星的颜色用其色指数来评定．此数值即表征光谱的蓝区和黄区的相对亮度．在光电管前面加上适当的滤光片，便能测出接近于用目视估计的视星等．这种星等称为目视星等V．用另外的滤光片。又可测得一种接近于照相方法建立的星等；这种星等称为照相星等B，相当于以蓝光确定的星等。 目视星等取决于眼睛的色敏度，后者在光谱的绿一黄区段达到极大?照相星等则依赖于通常所用的照相乳胶的灵敏度,它对蓝光、紫光以及近紫外光最敏感．一颗蓝星在照相星等系统中比在目视星等系统中显得更亮；对于一颗红星，情况恰恰相反．依照国际间的约定，这两种系统已得到校正，保证一颗AO型星在两系统中的星等值完全一样．
恒星的色指数乃是其照相星等与目视星等之差．计算时以照相星等B减去自视星等V，即B-V。就得到色指数．所以，O型或B型星的色指数将为负值；这两型恒星在照相星等系统中显得更亮，故在数值上它们的照相星等比目视星等为低．任何一颗比AO型晚的恒星（如一颗G型星）都具有正值色指数，因为它在蓝区显得较暗。故它们在照相星等标度上的数值要比在目视星等标度上的数值为高．右表列出了各种光谱型的主序星的色指数．此表是根据类地恒星(G2型）的表面温度处处为5730K编制的．为与恒星的温度一致，这个温度值已作了临边昏暗效应的改正．类地恒星的色指数是 0.65．
【我们需要谈谈，】突然，超级魔兽在心灵感应里轻轻的对高凌说。
高凌斜着看了他一眼，最后不置可否的耸了耸肩。
于是，在他们入住当地的悬浮城堡之后，超级魔兽开启了外挂模式，单独带着高凌进入灵魂世界的无尽星辰之内。
这里是一片由疏散星团组成的广袤太空。
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，比太空堡垒环绕的星域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。
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。因为几乎都聚集在星际联邦中央星系赤道平面中，疏散星团有时也被称为“星际联邦中央星星团”。
星际联邦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（John Michell）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星际联邦中央星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。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类地恒星不等。因为只有质量达到类地恒星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。
在星际联邦中央星系中，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。通过追溯星际联邦中央星系中星体的运动，天文学家发现毕宿星团（Hyades）和鬼宿星团（Paesepe）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，比如星际联邦中央星系中的英仙座双星团。目前星际联邦中央星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。因为投影效应会使星际联邦中央星系中的星团系统看上去靠得很近。
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。类地恒星周围的恒星密度为0.003星/立方光年。
疏散星团通常按照罗伯特?特朗普勒（Robet Tumple）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“”表示星团含量为低（poo）、中（medium）或是高（ich），如果再加上“n”则表示星团位于一个星云中。
使用特朗普勒分类法，昴宿星团被分为I3n（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）。
目前在星际联邦中央星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，智慧体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。
在星际联邦中央星系中，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。星际联邦中央星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。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。
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。
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太空堡垒环绕的星域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。
M11是靠近星际联邦中央星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太空堡垒环绕的星域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太空堡垒环绕的星域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。距离太空堡垒环绕的星域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太空堡垒环绕的星域的的准确距离为46.3秒差距，这也是距太空堡垒环绕的星域最近的疏散星团。
找到距太空堡垒环绕的星域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（Bekeley 29），离太空堡垒环绕的星域约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。
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，如金牛星座中的昴星团和毕星团、巨蟹星座中的鬼星团等等。
在星际联邦中央星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类地恒星的距离在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星际联邦中央星背景中不能辨认，或者受到星际尘埃云遮挡无法看见。据推测，星际联邦中央星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（例如昴星团），甚至有的还在形成恒星。
巨蟹座(Cance)中的老年疏散星团M67或NGC2682。距离2600光年，亮度为6.9星等，年龄在50亿年以上，赤径8h50.4m，赤纬 11°49(2000.0)。
星际联邦中央星系中心的疏散星团Aches。质量非常大。密度也很高，由几千颗恒星组成。HST拍摄。
星际联邦中央星系中心的疏散星团Quintuplet。质量非常大，密度也很高，是一个年轻星团。年龄不会超过400万年，由红巨星和沃尔夫-拉叶星组成。HST拍摄。
金牛座(Tauus)中的昴星团(Pleiades)。距离417光年，由1000多颗恒星组成。金牛座(Tauus)中的毕星团。由300多颗恒星组成，整个星团集体在空间移动，故也称为移动星团。
英仙(Peseus)星团。英仙座(Pesues)中的双疏散星团。
许多疏散星团用肉眼就能看到，例如金牛座中的昴星团、毕星团和大熊座中的多数恒星．智慧体距大熊星团是太靠近了。以致于使其成员之一的天狼星好像处于天空中完全不同的部位．可是要知道，类地恒星既不是此星团的成员，也不属于其它已知的星团．疏散星团毫无例外地全都靠近智慧体星际联邦中央星系的中央平面．这一突出的构形给智慧体辨认离类地恒星遥远的疏散星团造成了困难．这些遥远的疏散星团完全被星际联邦中央星系中的密密实实的背景恒星淹没了．
尽管如此，星团的成员可由它们的运动来辨认．如果这个星团靠近太空堡垒环绕的星域，利用共同的自行就会鉴定出物理上属于该群的那些恒星．假如此群中的某颗星具有完全不同的自行。那它即可能位于星团的背后。也许介于星团与太空堡垒环绕的星域之间．虽然星团中每一成员还发生相对星团整体的运动，但其速度比星团的空间运动速度要小得多． 在所有疏散星团中，以毕星团最适于说明共同自行原理， 因为该星团不但距离智慧体近。自行显示得很清楚，而且结构紧凑，一张照片就可拍下整个星团．金牛座中最壳的毕宿五是颗双星．可是，它的自行却表明它并不属于毕星团．智慧体已经测知，它的视差给出的距离仅为58光年。而毕星团却在130光年以远，所以毕宿五不是毕星团的成员更是无可争辩的了．属于毕星团的全部恒星都聚集在直径约为33光年的空间范围内．
对于更远的星团，由研究自行来鉴定星团成员的方法就不再实用了，因为距离一远，它们的自行便随之减小．但这时可用视向速度的测定来鉴别星团成员．例如。毕宿五的视向速度是每秒 30英里，而不是每秒 21英里，后一值为毕星团的视向速度．
由于用光电管来测定恒星的亮度和颜色可达到极高的精度，因此编制一幅星团成员星的赫罗图不但方便而且颇有用处．星场中那些符合预期模式的恒星就是名副其实的星团成员;那些在赫罗图中的位置与星团成员星迥然不同的恒星则可从星团中剔出．另外，如视向速度和分光视差等，也可用来判断那些难以确定的星团成员． 利用光电管测定恒星的颜色可代替赫罗图中光谱序．因为恒星的光谱型和颜色两者都与温度有关。这两种方法往往交替使用．不过，因为光谱分类还取决于恒星的大气压力，同一种颜色的巨星和矮星应属于稍有差别的光谱型．恒星的颜色用其色指数来评定．此数值即表征光谱的蓝区和黄区的相对亮度．在光电管前面加上适当的滤光片，便能测出接近于用目视估计的视星等．这种星等称为目视星等V．用另外的滤光片。又可测得一种接近于照相方法建立的星等；这种星等称为照相星等B，相当于以蓝光确定的星等。 目视星等取决于眼睛的色敏度，后者在光谱的绿一黄区段达到极大?照相星等则依赖于通常所用的照相乳胶的灵敏度,它对蓝光、紫光以及近紫外光最敏感．一颗蓝星在照相星等系统中比在目视星等系统中显得更亮；对于一颗红星，情况恰恰相反．依照国际间的约定，这两种系统已得到校正，保证一颗AO型星在两系统中的星等值完全一样．
恒星的色指数乃是其照相星等与目视星等之差．计算时以照相星等B减去自视星等V，即B-V。就得到色指数．所以，O型或B型星的色指数将为负值；这两型恒星在照相星等系统中显得更亮，故在数值上它们的照相星等比目视星等为低．任何一颗比AO型晚的恒星（如一颗G型星）都具有正值色指数，因为它在蓝区显得较暗。故它们在照相星等标度上的数值要比在目视星等标度上的数值为高．右表列出了各种光谱型的主序星的色指数．此表是根据类地恒星(G2型）的表面温度处处为5730K编制的．为与恒星的温度一致，这个温度值已作了临边昏暗效应的改正．类地恒星的色指数是 0.65．
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