A stellar association is a very loose star cluster, looser than both open clusters and globular clusters. Stellar associations will normally contain from 10 to 100 or more visible stars. An association is primarily identified by commonalities in its member stars' movement vectors, ages, and chemical compositions. These shared features indicate that the members share a common origin; nevertheless, they have become gravitationally unbound, unlike clusters, and the member stars will drift apart over millions of years, scattering throughout their neighborhood within the galaxy.

Stellar associations were first discovered by the Soviet Armenian astronomer Victor Ambartsumian in 1947. The conventional name for an association uses the names or abbreviations of the constellation (or constellations) in which they are located; the association type, and, sometimes, a numerical identifier.

Types
Victor Ambartsumian first categorized stellar associations into two groups, OB and T, based on the properties of their stars. A third category, R, was later suggested by Sidney van den Bergh for associations that illuminate reflection nebulae.

The OB, T, and R associations form a continuum of young stellar groupings. But it is currently uncertain whether they are an evolutionary sequence, or represent some other factor at work. Some groups also display properties of both OB and T associations, so the categorization is not always clear-cut.

OB associations
Young associations will contain 10–100 massive stars of spectral class O and B, and are known as OB associations. These are believed to form within the same small volume inside a giant molecular cloud. Once the surrounding dust and gas is blown away, the remaining stars become unbound and begin to drift apart. It is believed that the majority of all stars in the Milky Way were formed in OB associations.

O class stars are short-lived, and will expire as supernovae after roughly one to fifteen million years, depending on the mass of the star. As a result, OB associations are generally only a few million years in age or less. The O-B stars in the association will have burned all their fuel within
10 million years. (Compare this to the current age of the Sun at about 5 billion years.)

The Hipparcos satellite provided measurements that located a dozen OB associations within 650 parsecs of the Sun. The nearest OB association is the Scorpius–Centaurus association, located about 400 light-years from the Sun.

OB associations have also been found in the Large Magellanic Cloud and the Andromeda Galaxy. These associations can be quite sparse, spanning 1,500 light-years in diameter.

T associations
Young stellar groups can contain a number of infant T Tauri stars that are still in the process of entering the main sequence. These sparse populations of up to a thousand T Tauri stars are known as T associations. The nearest example is the Taurus-Auriga T association (Tau-Aur T association), located at a distance of 140 parsecs from the Sun. Other examples of T associations include the R Corona Australis T association, the Lupus T association,  the Chamaeleon T association and the Velorum T association. T associations are often found in the vicinity of the molecular cloud from which they formed. Some, but not all, include O-B class stars. To summarize the characteristics of Moving groups members: they have the same age and origin, the same chemical composition and they have the same amplitude and direction in their vector of velocity.

R associations
Associations of stars that illuminate reflection nebulae are called R associations, a name suggested by Sidney van den Bergh after he discovered that the stars in these nebulae had a non-uniform distribution. These young stellar groupings contain main sequence stars that are not sufficiently massive to disperse the interstellar clouds in which they formed. This allows the properties of the surrounding dark cloud to be examined by astronomers. Because R-associations are more plentiful than OB associations, they can be used to trace out the structure of the galactic spiral arms. An example of an R-association is Monoceros R2, located 830 ± 50 parsecs from the Sun.

Known associations 
The Ursa Major Moving Group is one example of a stellar association. (Except for α Ursae Majoris and η Ursae Majoris, all the stars in the Plough/Big Dipper are part of that group.)

Other young moving groups include:
 Local Association (Pleiades moving group)
 Hyades Stream
 IC 2391 supercluster
 Beta Pictoris moving group
 Castor moving group
 AB Doradus moving group
 Zeta Herculis moving group
 Alpha Persei moving cluster
 Cameleopardis OB1 association

See also
 OB star
 Moving groups
 Open clusters
List of nearby stellar associations and moving groups

References

External links 
 Stellar kinematic groups, Superclusters, Moving Groups - D. Montes, UCM
 New associations of young stars - D. Montes, UCM

Star clusters
성협(星協, star association, ) 은 매우 느슨하게 묶여 있는 별의 집단(星團)이다. 성협은 산개 성단(散開星團)이나 구상 성단(球狀星團)보다 느슨하게 묶여 있다. 한 개의 성협에는 보통 10개에서 100개의 항성이 존재한다. 성협의 항성들은 같은 곳에서 태어났으나 서로 중력적으로 속박되어 있지는 않은 상태에서 우주 공간을 비슷한 방향으로 이동하고 있다. 어떤 한 항성이 특정 성협에 속해 있는가를 검증하는 기준은 이동 벡터 및 나이, 화학적 조성(造成)의 유사성이다.

성협의 이름은 해당 성협이 자리잡고 있는 별자리의 이름 또는 별자리 이름의 약자를 사용한다.

성협을 최초로 발견한 사람은 1947년 아르메니아의 천문학자 빅토르 암바르추미안이다. 그는 성협을 구성하고 있는 별들의 종류에 따라 크게 OB와 T로 나누었다.

형태

OB 성협 
OB 성협은 밝고 뜨거운 분광형(分光型) O 또는 B의 항성들 10개 ~ 100개 정도로 이루어진 성협이다. OB 성협의 별들은 거대 분자 구름 속에서 한꺼번에 태어난 것으로 생각된다. 새로 태어난 별들 주위를 둘러싸고 있던 먼지 및 가스가 불려 날아간 뒤 남은 별들은 서로간의 중력적 속박에서 자유로워졌고 점차 흩어지기 시작한다. 우리 은하에 있는 별들 대부분은 OB 성협에서 생겨난 것으로 생각된다.

O 분광형(分光型)의 항성들의 수명은 매우 짧고 수백만 년 내로 초신성으로 일생을 마친다. 따라서 OB 성협들의 나이는 보통 수백만 년 내외이다. 성협 내의 푸른 별들은 길어봤자 천만 년 이내로 자신들이 지니고 있던 연료를 모두 태울 것이다.(우리 태양의 나이가 약 46억 살임을 생각하면 이들이 얼마나 짧은 생을 사는지 알 수 있다)

히파르코스 위성의 자료에 의하면 태양에서 650파섹 거리 내에 약 십여 개 남짓의 OB 성협이 존재한다고 한다. 지구에서 가장 가까운 OB 성협은 전갈자리-센타우루스자리 성협으로 약 400광년 떨어져 있다.

대마젤란 성운과 안드로메다 은하에서도 OB 성협이 발견되었다. 이들은 매우 듬성듬성하게 뭉쳐 있으며, 지름은 약 1500광년 정도이다.

T 성협 
성협은 뜨거운 별들 뿐 아니라 주계열(主系列) 상태에 들어가기 전의 어린 황소자리 T형 항성들로 이루어져 있기도 하다. 많게는 천 개 정도의 황소자리 T형 항성으로 이루어진 이와 같은 성긴 별의 집단을 T 성협이라고 한다. 지구에서 가장 가까운 T 성협은 황소자리-마차부자리 T 성협으로 약 140파섹 떨어져 있다. 기타 T 성협으로는 남쪽왕관자리 R T 성협, 토끼자리 T 성협, 카멜레온자리 T 성협, 돛자리 T 성협 등이 있다. T 성협은 성협 구성원들이 태어난 분자 구름 근처에서 많이 발견된다. 전부는 아니지만 이들 중 일부는 O-B 분광형의 뜨거운 별들이 섞여 있기도 하다. T 성협 구성원들은 태어난 장소, 화학적 조성, 나이 그리고 이동 속도 벡터 측면에서 유사하다.

R 성협 
반사 성운을 밝히는 별들의 집단을 R 성협이라고 한다. 이 명칭을 지은 사람은 시드니 반 덴 버그로 그는 반사 성운들에 있는 별들이 고르지 않은 분포 상태를 보여주고 있음을 발견하고 이 이름을 만들어 냈다. R 성협은 주계열성이기는 하나 아직 자기가 태어난 주변에 남아 있는 성간(星間) 구름을 불어 날리지 못한 별들로 구성되어 있다. 천문학자들은 R 성협의 별들을 통해 이들을 둘러싸고 있는 암흑 성운을 연구해 왔다. R 성협의 숫자는 OB 성협보다 많기 때문에 이들은 은하의 나선팔 구조를 추정하는 데 사용된다. 대표적인 R 성협으로는 외뿔소자리 R2가 있으며, 지구에서 780 ~ 880 광년 정도 떨어져 있다.

이상의 OB, T, R 성협들은 젊은 항성들의 집합체이다. 그러나 이들이 진화 단계에 있는 존재인지 아니면 다른 상태에 있는지는 확실하게 밝혀져 있지 않다. 어떤 성협에는 다른 성질의 별들이 섞여 있기도 하기 때문에, 모든 성협들을 확실하게 OB, T 등으로 구분할 수 있는 것은 아니다.

알려져 있는 성협 
큰곰자리 이동성군(移動星群)이 대표적인 성협의 예이다(큰곰자리 알파 및 에타별을 제외하고 북두칠성에 있는 별들은 모두 이 성군의 일원이다).

다른 젊은 이동성군들은 다음과 같다.
 국부성협(局部星協) (플레이아데스 성단 이동성군)
 히아데스 성단 슈퍼클러스터
 IC 2391 슈퍼클러스터
 화가자리 베타 이동성군
 카스토르 이동성군
 황새치자리 AB 이동성군
 허큘리스자리 제타 이동성군
 페르세우스자리 알파 이동성군

같이 보기 
 OB 항성
 이동성군
 산개성단

각주

외부 링크 
 Stellar kinematic groups, Superclusters, Moving Groups - D. Montes, UCM
 New associations of young stars - D. Montes, UCM

 
성단