星团（cluster），是指恒星数目超过10颗以上，并且相互之间存在物理联系（引力作用）的星群。由十几颗到几十万颗恒星组成的，结构松散，形状不规则的星团称为疏散星团，它们主要分布在银道面因此又叫做银河星团，主要由蓝巨星组成，例如昴宿星团（又名昴星团）；上万颗到几十万颗恒星组成，整体像圆形，中心密集的星团称为球状星团。

球状星团是银河系中最为古老的天体之一，对它的年龄和金属丰度进行测定，可以为我们研究银河系早期的恒星形成和演化过程提供重要的线索。另一方面，动力学研究是球状星团研究的另一重点领域。为此需要知道星团的各种物理参数，包括质量、尺度、距离、空间密度分布等等，所有这些都需要大量的观测才能得到。同时，处于银河系引力势中的球状星团会有恒星不断地在外部潮汐力场的作用下被剥离出去形成潮汐尾。潮汐尾的存在一方面反映了球状星团的动力学演化，另一方面也为我们提供了银河系中的物质分布情况。

银河系中的疏散星团相对于球状星团是比较年轻的、较松散的恒星聚集体。一般地将球状星团归于银河系的晕族天体，把疏散星团归于盘族天体。球状星团系统总体上是贫金属的靠无规则热运动支撑的系统，而疏散星团系统是富含金属的靠旋转支撑的系统。特别，大部分疏散星团是非常年轻的天体，而且多数分布于银河系的旋臂区域，这一区域是非常活跃的恒星形成区，因此疏散星团反映了银河系恒星形成情况。由于星团中的恒星都是同时形成的，因此，疏散星团和球状星团的CMD是检验恒星演化模型的有利工具。同时，在星团当中存在各种变星，例如天琴RR变星等，对这些变星的观测同样对恒星演化模型提出了重大的挑战。

BATC视场的大小非常适合银河系内星团尺度天体的研究。对于较远距离的球状星团，不仅可以观测到整个星团，而且还包含了大范围的背景场星在内，这不仅可以使我们对球状星团的各种物理性质进行研究，同时可以对星团在银河系引力场作用下的动力学状况进行研究。对于疏散星团，大的视场有助于消除CMD中场星造成的污染。此外，大的视场为变星的研究提供了大量的侯选样本。尤为重要的是BATC的多达15个的中等带宽的滤波片系统可以给出观测目标的分光能量分布结果，这对于我们使用简单星族合成的方法开展银河系内星团的研究提供了非常重要的观测工具。

星团的命名，一般采用相应的星表中的号码。最常用的是梅西叶星表NGC星系。1784年法国天文学家梅西耶在研究彗星时，把103个位置固定的模糊天体编成星表，以免与彗星混淆。

1888年丹麦天文学家德雷耶尔编了包括有7,840个有星云、星团等延伸天体的星表，称为《星云星团新总表》（简称NGC星表），后来又发表了包括5,386个天体的NGC星表的补编（简称IC星表）。这几个星表中都载有大量的星团，因此，一般就用这些星表的编号作为星团的名称。如：梅西耶星表67号天体（M67）即NGC2682，是一个银河星团；M22即NGC6656，是一个球状星团。一些亮星团还有自己的专门名称，如昴星团、毕星团等。

疏散星团：由十几颗到几千颗恒星组成的，结构松散，形状不规则的星团，主要分布在银道面因此又叫做银河星团，主要由蓝巨星组成，例如昴宿星团（又名昴星团）。

球状星团：由上万颗到几十万颗恒星组成，整体像圆形，中心密集的星团。

疏散星团形态不规则，包含几十至二、三千颗恒星，成员星分布得较为松散，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，如金牛座中的昴星团（M45）和毕星团，巨蟹座中的鬼星团（M44）等等。

在银河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太阳的距离在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银河背景中不能辨认，或者受到星际尘埃云遮挡无法看见。据推测，银河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。

昴星团

昴星团位于金牛座。金牛座位于赤经4时20分，赤纬17度，在英仙和御夫两座之南，猎户座之北。座内有著名的昴星团和毕星团，以及M1蟹状星云毕宿五，是颗橙色的1等星，在全天亮星中排第13位。座内共有亮于4等的星28颗。金牛宫是黄道第二宫，每年4月20日前后太阳到达这一宫，那时的节气是谷雨。

金牛座毕宿五与狮子座轩辕十四。天蝎座心宿二和南鱼座北落师门共四颗亮星，在天球上各相差约90度，正好每个季节一颗，被合称为黄道带猎户座γ

超新星爆发的产物。

2005年，在仙女星系发现一种新形式的星团，在几种方面与球状星团相似，但没有那么密集。在银河系中尚未发现任何一个中间型态的星团 （也称为延展球状星团），但在仙女星系中已经发现三个，分别被命名为M31WFS C1、M31WFS C2、和M31WFS C3。

这种新发现的星团包含数十万颗恒星，数量与球状星团相似。这种星团金属量和星族也与球状星团的相符。与球状星团的差别只在于它们非常的大，直径可达数百光年，但密度远低于其他球状星团。因此，在延展球状星团中的恒星间距离也大了许多。在参数上，这种星团介于球状星团和矮椭球星系之间。

尚且不知这种星团如何形成，但它们的形成可能和球状星团或不规则的矮卫星系有关。

球状星团呈球形或扁球形，与疏散星团相比，它们是紧密的恒星集团。这类星团包含1万到1000万颗恒星，成员星的平均质量比太阳略小。用望远镜观测，在星团的中央恒星非常密集，不能将它们分开。如猎犬座中的M3和人马座中的M22等等。

在银河系中已发现的球状星团有150多个。它们在空间上的分布颇为奇特，其中有三分之一就在人马座附近仅占全天空面积百分之几的范围内。天文学家最初正是根据这个现象领悟到太阳离开银河系中心相当远，而银河系的中心就在人马星座方向。跟疏散星团不同，球状星团并不向银道面集中，而是向银河系中心集中。它们离开银河系中心的距离极大多数在。万光年以内，只有很少数分布在更远的地方。球状星团的光度大，在很远的地方也能看到，而且被浓密的星际尘埃云遮掩的可能性不大，因此未发现的球状星团数量大致不超过100个，总数比疏散星团少得多。

球状星团的直径在15至300多光年范围内，成员星平均空间密度比太阳附近恒星空间密度约大50倍，中心密度则大1000倍左右。球状星团中没有年轻恒星，成员星的年龄一般都在100亿年以上，并据推测和观测结果，有较多死亡的恒星。

一个疏散星团一旦不受重力的约束，组成的恒星会在类似的路径上继续在空间中移动，这样的集团称为星协或是移动星群。在大北斗的大部分恒星原本是一个疏散星团的成员，是有着相同自行的大熊座移动星群。横越过天空的其它恒星，包括贯索四和南三角座ζ都来自这个星群。太阳正位于这个星流的边缘，但它不属于这个星群，因为它显示出不同的银河轨道、年龄和化学成分。

另一个星协环绕着天船三，在双筒望远镜下非常显著。因为必须知道恒星的自行，因此无法检测出遥远的星群。

和昂宿星团这样的疏散星团相对应的，即星团家族中的另一半——球状星团。银河系中约有500个球状星团，全天最亮最大的

是半人马座ω星团（NGC5139）（Omega centauri）。1677年，天文学家哈雷发现这个星团时误以为是一颗恒星。因为用肉眼虽然能直接看到它，却不能分辨出它内部团聚的恒星。人们给了它一个希腊字母，称其为半人马座ω（音omega，奥米加）。直到1830年，英国天文学家赫谢尔（John Herschel）才首先发现它是星团而不是星云。ω星团位于半人半马的腰眼附近。半人马座ω距离地球约17000光年，年龄大约120亿岁。它的密度大得惊人，包括的几百万颗恒星的范围内，它中心部分的恒星彼此相距平均只有0.1光年，而离太阳系最近的恒星也在4光年之外。半人马座ω是全天最明亮、美丽的球状星团，可惜位于南天。北半球中纬度以北的人们无缘与它会面，不过北纬25°以南地区的人们可以看见完整的半人马座。对南半球的观测者来说，半人马做属于秋夜星座，但在中国南方几个省份于春天晚上可看到。

在科学家们进行大量观测后，发现半人马座ω不同于其他的球状星团。它包含的恒星数量很庞大，一般的球状星团包含有成千上万颗，甚至几十万颗恒星，而ω星团的成员达到了100万颗。

有些银河星团的成员星自行速度和方向很相近，有从一个辐射点分散开来或向一个会聚点会集的倾向。这种可定出辐射点或会聚点的星团被称为移动星团。已知的移动星团有毕宿星团、昂宿星团、大熊星团、鬼宿星团、英仙星团、天蝎一半人马星团和后发星团等七个星团。

在天文学的许多领域，星团是很重要的。因为恒星都大约在同一时间诞生，在同一个集团中的恒星函数只有质量上的不同，所以恒星演化的理论完全依赖对疏散星团和球状星团的观测。

星团也是宇宙距离尺度上关键的一步。有几个最接近的星团，可以用视差量度出距离，而在赫罗图的亮度轴上可以绘制这些星团内已知恒星的绝对星等。然后，当绘制出未知距离星团的赫罗图之后，对比主序带的位置就可以估计出这个星团的距离。这个程序称为主序拟合，在使用这种方法时要考虑红化和星族的影响。