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．