114星系天文学03恒星集团和星族

1、第三章 恒星集团和星族,3.1 双星、聚星和变星 3.2 疏散星团 3.3 球状星团 3.4 星协 3.5 年轻大质量星团和超星团 3.6 质量分层效应 3.7 星族和次系,3.1 双星、聚星和变星 银河系中恒星总数高达1000多亿颗，而它们并非只是“一盘散沙”，相当多的恒星以双星或聚星的形式出现。长时期内，曾认为双星占恒星总数的50%以上；但最近研究表明，把很多暗星考虑进去后，银河系恒星约有1/3是双星。双星中的 2 颗恒星称为双星的子星, 其中质量大的称为主星，另一颗为伴星。此外, 还有为数众多的星团，可见恒星世界的“群居”现象相当普遍。,一. 双星和聚星 两颗星靠得比较近, 因引力作用彼

2、此作互绕运动，称为物理双星；而看上去靠得很近，但实际空间位置相距甚远的称为光学双星或视双星。物理双星可分类如下：,1.目视双星：通过望远镜，人眼可以直接分辨出两颗子星。 2.干涉双星：通过干涉测量（包括相位干涉、强度干涉、斑点干涉等）探测到的双星。,3.掩食双星：由掩星观测(如月掩星)推知的双星。 4.天体测量双星：通过天体测量方法发现自行轨迹为曲线并可用存在暗伴星来加以解释的双星系统。,5.分光双星：由谱线位移的规律而探知的双星，有单谱(单线)分光双星和双谱(双线)分光双星之分。 6.食双星：两子星靠得很近而彼此发生掩食，造成总亮度呈现规律性变化的双星系统。,7.椭球双星：两颗子星为椭球状恒

3、星，总亮度随子星轨道运动（位相）发生有规律变化的双星系统。 8.光谱双星：由连续谱能量分布而判定的双星，轨道面往往与视向近乎垂直, 且两子星光谱型相差悬殊。 以上 5、6、7 统称密近双星。此外还有X 射线双星、射电双星、脉冲双星等。注意，脉冲双星和双脉冲星是两个不同的概念, 后者指 2 颗子星均为脉冲星。,由 3 颗以上彼此有物理联系的恒星所组成的多重恒星系统称为聚星，又可以按成员星的个数进一步分为三合星、四合星，等等，其中所谓“四边形聚星”是一种不稳定系统。通常把成员星数超过10个以上的恒星集团称为星团。,双星轨道运动示意图,5,密近双星之间 物质交流示意图,由双星轨道运动引起 的谱线多普

4、勒位移,密近双星的分类 1.不接双星：两子星物质均未充满洛希瓣； 2.半接双星：有一子星的物质充满了洛希瓣； 3.相接双星：两子星物质都充满了洛希瓣。 密近双星对研究恒星演化具有重要意义,二. 变星 根据光变机制，变星可分为三大类： 1脉动变星：因径向或非径向脉动而使恒星的光度（以及颜色、光谱型、视向速度等）发生变化的一类变星，如造父变星等。光变周期短至1小时以下，长至几百天甚至10年以上，变幅大到10个星等，小到千分之几星等，年龄有老有轻。 2爆发变星：亮度突然剧烈增强的变星，包括超新星（灾变变星）、新星（激变变星）、耀星等。其中光变幅度最剧烈的是超新星，亮度在短时间内可增亮17个星等以上（

5、增亮几千万至上亿倍），新星的平均光变幅度为11个星等。,3几何变星：因双星交食、光度非各向同性的单星自转引起光变的一类变星，也包括椭球双星，它们并非是内禀变星。 又从是否存在光变周期可分为周期变星、半规则变星（脉动变星的一种）和不规则变星。,食变星大陵五（英仙） 的光变曲线,脉动变星的脉动示意图,脉动变星的光变曲线,10,3.2 疏散星团 星团又分为疏散星团和球状星团两大类。两类星团的空间分布和运动特性相差很大，反映恒星成份的“视星等色指数”图以及所包含的变星成员也相差很大。不同星团的研究对探索银河系的结构和检验恒星起源和演化理论都具有重要的意义。,老年疏散星团M67,一. 分类 疏散星团有几

6、种分类方法。一种根据中心聚度、成员星亮度范围和数目分类。聚度最大的以罗马数字 I 表示，最小为IV，视星等范围最大的表以3，最小的表以1。成员数小于50的以p表示，在50和100之间的为m，超过100以r表示。如昴星团为II3r型。特南普勒发现星团线直径与这种分类法有着密切的关系。,年轻疏散星团 NGC3293,第二种分类法主要根据HR图形状。1类星团只有主序星, 2类除主序星外还有不多的一些黄、红色巨星, 3类以黄红色巨星居多，主序星不多。若主序从O型开始，则在1、2、3这些数字后加上小写字母o 。同样，如果从B、A、F开始，则分别加b、a、f，如昴星团为1b型。,二. 分布 疏散星团在银经

7、上的分布较均匀，说明这类天体的银心聚度很小。但银面聚度很大，除最近的一些星团外，大部分位于 的天区内。具有负银纬的疏散星团比有正银纬的来得多，这又一次证明太阳位于银河系的对称平面以北。图3-1是疏散星团的视分布图，图中给出的为银道坐标。,研究表明，至少在太阳附近，疏散星团在靠近银道面天区内的分布大致是均匀的。离我们最近的疏散星团只有几十到一百多秒差距，例如毕星团、后发星团、昴星团、鬼星团的距离，分别为40、80、126、158pc，远的可达 1 万秒差距以上。,图3-1 疏散星团在天球上的视分布,图3-1a 1700个疏散星团（光学）和700个 候选天体（红外）在天球上的视分布,不同年龄疏散星

8、团的投影分布,疏散星团与旋臂的分布,不同年龄疏散星团与旋臂的分布,图3-2 疏散星团的累积 绝对星等频数分布图,三. 累积星等、直径和光度函数 距离为已知时由累积视星等可以算出累积绝对星等M。通过对300个疏散星团M的分析后发现，这些星团按 M 的分布与高斯分布很相近，从0m至-9m都有，极大频数在-3.5m左右，比球状星团约低 4m。图3-2 是按220个星团资料得到的M之频数分布图。,15,疏散星团的角直径小则零点几分，大则可达若干度,但线直径差别不太大，在1.515pc范围内，大部分在26pc之间, 大多数疏散星团略呈扁状。 有些疏散星团有很大的外围部分，称为冕，一般看到的星团事实上只是

9、其核心部分。冕的尺度比核心部分大510倍。冕区域内团成员星的密度比核区小得多，但由于体积很大，所包含的成员星总数仍比核心部分大几倍以至10倍以上。有人认为多数以至所有疏散星团都有冕。,疏散星团内恒星的光度函数通常只研究到不暗于M = +13m的恒星。同场星的光度函数相比的不同之处是：(i)内禀亮的恒星相对数目比较多，(ii)随着M的增大，恒星相对数的增长比较慢。这种现象很可能同星团的整体演化有关。,四. 赫罗图 较近的星团能得到团成员星的光谱，从而可以画出赫罗图。对于大多数星团来说则只能得到CM图。在采用UBV 三色光电测光系统时，CM图大多以 BV 为横坐标，V 为纵坐标。当距离为已知时，视

10、星等可以化算为绝对星等。,研究星团HR图主要有三个目的：1. 星团分类和确定成员星；2. 确定星团的距离、年龄；3. 用于恒星起源和演化的研究。把比较近的、因而观测数据较为全面而准确的十来个疏散星团的CM图画在一起，调整位置使主序星下部重合，就得到所谓的 “复合CM图”。图3-3 是 10个疏散星团的HR图。,图3-3 疏散星团 的复合CM图,除了主序下部一小部分互相重叠外, 不同星团由主序上部不同部位处向右弯曲。例如 M67 在 F 型处向右弯曲，而NGC2362则到B型处才开始弯曲。按恒星演化理论，星团越年轻，HR图上弯曲部分所占的比例越小。所以NGC2362是年轻星团，而 M67 是年老

11、星团，很多成员都已离开主序而成为红巨星。,疏散星团HR图的另一个特征是主序底部变得很宽,这种现象的原因在于团的年龄很轻, 其中小质量恒星还没有足够时间演化到达主序（小质量恒星演化到达主序的时间比团年龄长）。,年轻疏散星团NGC6530的赫罗图,五星团年龄 疏散星团的年龄谱很宽，范围100万年100亿年。目前已知最老疏散星团是Berkeley17(以及NGC6791),从主序折向点判得的年龄为12 2 Gyr。除了从折向点估计星团年龄外，对于一些非常年轻的星团还可以利用小质量恒星尚未到达主序这一点来估算年龄, 但其,结果通常比大质量(折向点) 恒星确定的年龄来得大。对这点的解释是团内小质量恒星比

12、大质量星先形成。要是大质量星先形成，它们很快走过其一生而产生超新星爆发并把团内剩余 ISM驱散，团内恒星形成因缺乏原材料而突然终止，小质量恒星也就没有机会再形成了。不管怎么说, 确定团年龄的误差还是很大的。,20,疏散星团的年龄分布,疏散星团的宽年龄谱说明它们不断地在银河系盘中形成。有人对离太阳 750pc 距离内编了一份较完备的疏散星团表，其中年龄 0.1Gyr的年轻团为14个，其形成率为 ；老年团的形成率很低, 仅为 (图3-4)。这一事实可以用疏散星团结构不致密，一旦与银河系中大质量分子云交会，起潮力容易使之瓦解来解释。,图3-4 太阳附近疏散星团 的年龄数密度关系,有趣的是星团在瓦解后

13、，原有成员仍会保持团在瓦解时的运动方向，但彼此间不再因引力束缚在一起。它们会分布在一个很大的范围内，却具有类似的速度和类似的金属度。 这类观测现象可用来研究疏散星团的动力学演化。,老年团大多位于离银心和银道面较远的地方正好说明这一点, 因为那儿这种交会的可能性比较小。统计研究发现，49%老年团(t 0.8 Gyr)属富度级“r” ，而仅有18%的年轻团 ( 0.8 Gyr) 属“r”级; 又91%的老年团有最高中心聚度 (I、II型) ，而年轻团只有 62%。显然，星数少而又松散的团更容易因与分子云交会而瓦解。,六结构与运动学 尽管疏散星团外形不大规则而又结构松散，但团内恒星的径向分布可以用简

14、单King模型来作合理的描述。所谓简单King模型是认为团内恒星具有相同的质量，而它们的面数密度 f 随离团中心距离 r 的变化可用下式表达,式中 f0 为团中心面密度, rc 为团核半径。由于 rc 的典型值为1-2 pc，而潮汐半径rt 10-20 pc，所以团的聚度参数 (concentration parameter) C = log (rt /rc) 1。,成员星的质量谱较宽，演化结果使不同质量恒星具有不同运动学状态，小质量星运动得比大质量星快，并最终达到能量均分状态，所经历的特征时标称为弛豫时标。能均分的另一结果是，大质量星表现为更向团的中心集聚。老年星团可能有足够时间达到这一状态

15、，因为对 N 个天体构成的系统, 弛豫时标 。疏散星团 N 较小，tr 比较小, 故能较快地达到能均分状态,观测已证实这一点。,上述弛豫过程导致能量均分所引起的观测现象称为质量分层效应，其中速度质量分层可以通过自行来加以研究。同时还可用自行来讨论团的速度空间结构，如是否存在整体膨胀或收缩、内部运动是否各向同性等。不过由于观测资料精度限制，以及团星数较少，往往比较难以得出明确的结论，尤其是那些较远的团。,七星团成员的确定 正确地确定星团成员是疏散星团全部研究工作的基础，然而这又是一个颇为困难问题。原因在于团星、场星混杂在一起，需要把它们正确地加以区别开来。确定疏散星团成员通常有 3 个判据，即多

16、色测光、视向速度以及自行。也有人用偏振观测资料,来确定星团成员。下面着重介绍如何利用相对自行的观测资料来确定星团成员，这是目前应用最为广泛而又最为有效合理的成员星判别方法。不仅如此，这种方法的基本原理还可以应用于其他的研究课题。,25,疏散星团作为一个整体在空间运动，成员星应当具有大致相同的自行，且从总体上说与场星有明显不同的运动规律。因此在由自行两个分量 (x, y )构成的速度空间中，星团成员应该比较紧密地聚在一起，场星分布则相当弥散，这是区分团星和场星的运动学基础。在以x 为横坐标、y 为纵坐标的图中，每颗星以一点来表示，称为自行矢点图。考虑到造成团星自行弥散性的主要因素是观测误差，因此

17、可以认为团星自行服从圆形双变量正态分布。即使对于那些很近的星团，只要团的内部不存在明显的局部系统性运动，仍然可以用正态分布来描述团星的自行分布。,另一方面，影响场星自行测定值的因素则是多方面的，其中包括长期视差的弥散度、恒星本动、银河系较差自转以及观测误差等。只要把少数自行特别大的极端例子合理剔去，用正态分布来描述上述因素的联合效应显然是合理的。但是这种联合效应一般说来在自行的两个方向上并不相同，所以可以认为场星自行服从椭圆形双变量正态分布。,根据上述数学模型可以列出下列联合双变量频数函数,其中,根据最大似然原理,可以导得 8 个非线性方程，由此解出8个未知参数，再由下式计算每颗星的成员概率,

18、利用自行确定星团成员并不具有绝对把握，其他方法也存在同样问题。因此，早在1937年人们便引入“成员概率”的数学概念，以定量描述某颗恒星属于星团成员的可能性大小。需指出的是，判断失误的可能性是存在的，在进行星团研究时应特别着重于利用成员概率大的恒星，尤其对星数多的星团更应如此，而不必拘泥于由 nc 所估算得的成员星数。,疏散星团NGC6530的成员概率直方图,八移动星团 这是指距离比较近、因而能得出辐射点的疏散星团。关于利用移动星团确定星团视差的方法这里不再展开，需要指出的是星团视差的确定精度很高，因此移动星团成员星的光度常被用来作为各种类型恒星的光度基础。 目前已经知道的移动星团共有8个，在有

19、关的资料中可以找到它们的辐射点位置、运动速度、团中心的位置、团的角直径、累积星等和距离等数据，这里不作详细介绍。,30,图3-5 昴星团。这是一个著名的疏散星团，北半球冬天肉眼可见其中6 7 颗最明亮的恒星，故中国俗称七姐妹星团。昴星团是一个移动星团, 属 II3r型。,3.3 球状星团 一分类 沙普利按照星团内成员星向中心聚集的程度把球状星团分为12个类型，用罗马数字 I, II, XII表示，以 I 型为最密，XII 最疏。星团类型和星团在银河系中的位置似乎没有什么联系，同所含的变星数目也没有关系。但是和星团的累积光度以及最亮成员的绝对星等表现出有一定的关系，即稀疏的球状星团一般说来光度比

20、较小。,图3-6 著名的武仙座球状星团M13，其中包含数以十万计的恒星。,二分布 球状星团同疏散星团相比在空间分布上有很大不同。它们的银面聚度很小, 构成球状次系, 图3-7表示了球状星团分布的侧视图。球状星团有一定的银心聚度, 银经,球状星团M2，中心聚度 非常高，以至无法分辨,上的分布高度集中于人马座方向，即银心方向，只有1/10的球团位于以反银心方向为中心的半个天球上。沙普利即从这一观测事实得出：太阳位于银河系中心和边缘之间，且较靠近边缘，中心在人马座方向。图3-8是图3-7中118个球状星团在天球上的视分布图。,图3-7 球状星团分布侧视图,图3-8 球状星团在 天球上的视分布,三累积

21、星等和星团直径 1. 累积星等：球团内恒星空间密度很高，可用测光方法定出累积视星等, 进而推知累积绝对星等M。M大多在-9m和-5m之间。最亮的Cen约为-10.4m。光度最小的(如NGC6366)仅为-5m，还不如一个亮超巨星。球团按光度大致呈高斯分布，均值-7m。,2. 直径：角直径大的如Cen约为1，最小的只有1。若距离已知可算出线直径，大部分球团的线直径为40150pc; 一般说来, 直径越大累积光度也越大。1953年有人发现星团直径与到银心距有关，表现为离银心越远直径越大。如离银心25 kpc的团，其直径比离银心 10kpc 的团约大 30%。,35,四光度函数 决定球团的光度函数是

22、研究球团的一条重要途径。困难在于要拍到微弱的成员, 露光时间必须足够长, 但对于较亮成员则需要短时间露光才不致于露光过度。而对于中心部分的星也不能露光过长，以免星像混为一团。这样得到的光度函数只包括Mv 从-3.m0到+6.m0的范围。,在这一范围内lg(M)随M的增加上升得很快，有趣的是在 0m 附近发现光度函数曲线有一个次极大，如图3-9所示。该图是用5m镜观测所得到的M3的光度函数曲线。估计M3的光有90由Mv+4.m0的成员星发出，团的总质量估计为2.45105太阳质量。,图3-9 球状星团M3 (NGC5272)的光度函数,因为大部分亮星同时也是演化最迅速的星，所以球状星团光度函数的

23、亮端应该是受恒星演化影响最大的部分。同银盘场星的光度函数相比，团成员星中的亚巨星和巨星数目显得偏少，原因就是它们的演化过程很快，其绝对星等范围大致为1 4等。,球状星团主序部分恒星的光度函数对不同的星团是不同的, 它们随团金属度的不同而表现出系统性的变化。 恒星的初始质量函数具有以下一般性幂律形式：,式中用 m 表示质量。球状星团恒星应具有某种类似的幂律质量函数，在(m, m+dm)范围内的零龄恒星数为：,因为明显的质量损失只发生在亚巨星、巨星及以后演化阶段，所以上述形式应该适用于球状星团MS星。幂指数随团而异，富金属团的比贫金属团来得小，这表明前者大质量星的比例较高，对这一结果人们有不同的认

24、识。,五光谱和金属度 球状星团累积光谱与单颗恒星的光谱相类似，不同的是谱线略为宽一些，这是由于不同成员星谱线多普勒位移不同而引起的。光谱型范围为F3G5，团光谱是不同光谱型恒星的合成。造成团不同光谱型的主要原因是金属度上的差异。团金属度最贫的仅为Fe/H - 2.5，而最高的与太阳金属度相同甚至更高。,衡量恒星金属度大小用得最多的是Fe/H，但用这单一参数来表征球状星团重元素丰度则显得过于简单。已经发现其他元素金属度，如O/H、Mg/H等，其变化情况与Fe/H无关。最典型的例子是氧，对一个典型球状星团，铁丰度可能仅是太阳的4%左右，而氧丰度很可能为太阳的10%，这种现象称为氧增丰，它可能是因短

25、寿命、大质量恒星的超新星爆发引起的。请注意，球状星团形成于银河系演化早期，它们的原材料中要含有异常多的氧，则增丰机制只能由短寿命恒星来提供。,40,六赫罗图 只有很少数的球状星团成员星亮于13m，必须用很大的望远镜才能拍到团内各别恒星的光谱。因此，对球状星团往往只有CM图。已有70多个球状星团给出了CM图，它们与绝大多数疏散星团的赫罗图是不同的，这同球状星团年龄很大，已经历了充分时间的演化有关。图3-10是M3的CM图。,图3-10 球状星团M3 的颜色星等图,这幅图上缺少亮主序星，大部分恒星已离开主序，可以看到特殊弯曲的红巨星和亚巨星 (SGB)分支, 以及与核氦燃烧相联系的水平分支星，在水

26、平分支的某一部分位置上只有天琴RR型变星。其他球团的CM图和M3相类似, 只是细节上有所不同, 这也反映了球状星团恒星属于与疏散星团成员不同的另一族恒星。,球团CM图的一个明显特征是主序折向点非常明显而SGB很窄，说明折向点以上原来的MS星已全部演化离开了MS。所有这些恒星基本上具有相同的年龄，即折向点恒星主序寿命，由此可估计团内恒星应在短时间中形成, 这段时间决不会大于团年龄的20, 不然SGB将会因不同年龄恒星等龄线的迭合而变宽。,确定星团年龄十分重要，除利用MS折向点外，还有若干其他途径，如等龄线拟合，V方法（V 为折向点绝对星等与水平分支星绝对星等之差）, 有 V2.70 lg (t

27、/Gyr)+0.13 Fe/H + 0.59 及 (B-V) 方法（SGB的B-V 和折向点 B-V 之差）等。,由上分析可知，影响球团HR图形状的两个主要因素是金属度Fe/H和年龄 t。但是已经发现仅用Fe/H和 t 还不能完全解释HR图的差异,因而应寻求影响球团性质的其他因素, 即所谓第三参数问题。已提出的可能影响星团演化的第三因素有氦丰度变化, 其他元素丰度变化（主要指 C、N 和O）, 以及别的一些候选参数。,七成员星在团内的分布 球状星团视外形特性以扁度来表征。如以 a、b分别表示星团像的长径和短径, 则 (a-b)/a 称为扁度。对于较亮的团容易看出大多呈椭球状，已知最扁的团 M1

28、9(NGC6273) 的扁度为 0.4，而大多数星团的扁度在0.1 0.2之间。星团的真扁度应大于它的视扁度。团的扁平外形可能是星团整体自转的结果。,研究球状星团内恒星总数及成员分布情况的一种方法是恒星计数，但往往不能完全解决问题，主要原因在球状星团所在天区的恒星平均密度比太阳附近约大50倍，而中心密度则更大到1000倍左右；另一方面团成员星一般都很微弱，这些会给计数工作带来甚至无法克服的困难。为此，有些研究者通过对星团表面亮度分布的测定来研究成员星在团内的分布, 这时需对星团拍焦外像, 使其均匀地模糊，然后用光度计来测定亮度分布。,45,图3-11 球状星团内恒星 密度分布示意图,球团内恒星

29、分布可能具有复杂结构，这里有空间密度梯度不相同的三个区域，即核、中间区和冕。冕范围内的成员星与整个星团同时形成并构成一整体，它们不是因速度大而正在远离星团的恒星。图3-11表示了按各个方向平均后的径向空间密度轮廓 f(r)，r1 是核半径，r2 是冕区半径，r2/r1 2-10, 团的质量越大比值越大。r0 表示尚无法加以计数的区域。,动能最大的恒星会跑到离团中心很远的地方,然后因银河系潮汐力作用脱离星团, 其结果是团的范围在有效潮汐半径 rt 处截止。 King模型中的另两,图3-12 球状星团M3的恒星光度轮廓,个参数是团中心面亮度和核半径 rc，rc 定义为面亮度为中心面亮度一半处的半径

30、值。,图3-12给出M3的完整光度轮廓，其中外部用恒星计数法，内部用累积测光法。虚线为King 模型对观测光度轮廓的最佳拟合, King 模型 所作的合理物理假设是,团内,简单King模型的缺点是假设全部恒星有相同质量，事实上恒星质量不相同, 运动学状态也就不同。星团年龄很老，长时间恒星交会使其初始能量重新分布，并趋向能均分。更好地做法是把恒星按质量分组，用多质量 King 模型进行拟合。图3-10上的实线（多质量模型）显然比虚线（单质量模型）拟合得更好。,由图可见，尽管简单 King 模型预言了 M3 面亮度轮廓的某些性质，但它远不是完善的。,八光度分层 对星团动力学演化模型的另一种检验办法

31、就是考察光度分层。大质量星运动较慢且向中心趋拢。团不同中心距处的光度函数应有所变化，相对来说外围部分恒星亮星所占比例会比近中心部分小，因而观测光度函数会随团心距的增大而变陡。 不过，实际上却很难探测到这种变化。原因是 (i)外围部分恒星数密度低且易受场星污染影响，(ii)近中心部分要受到恒星过于密集而带来的影响。因此，必须对这种系统性效应有了充分认识后才能对光度分层做出明确的结论。,由于光度分层的存在，在对不同观测资料所得到的光度函数进行比较时要十分小心，它们可能取自同一团的不同团心距范围。还有，当距离比较远的时候，中心密集星场的影响变得更严重，星团光度函数所用资料涉及的团心距比近距星团来得大

32、，由此得出星团光度函数随距离而改变的结论是不对的。要是对每个团采用特定的动力学模型，然后可以估计质量分层效应，那么特定团心距处的光度函数就可以通过改正得出团的总体光度函数。,50,九运动学状态 球状星团运动学研究可以利用两种资料，即视向速度和自行。球状星团略扁的外形表面它们有缓慢的自转，通常自转速度和随机运动速度之比 v/ 0.3。观测证实团内恒星速度弥散度随团心距的增大而减小(图3-13)。对于任何一个有限范围的恒星系统来说，如其中的恒星具有各向同性轨道，则上述速度弥散度下降的趋势是一种普遍规律。,图3-13 球状星团M15中巨星的视向速度中心距关系，速度弥散度从中心区的15km/s逐步渐减

33、小到外区的5km/s 。,设想有一个团，全部恒星位于半径 rt 范围内，则在 rt 处恒星的径向运动速度必然为零，不然它就要跑到 rt 以外的地方去了。既然恒星速度分布在任何一点上为各向同性，则切向速度与径向速度相等，于是切向速度也必然趋于零，所以在接近团边缘处视向速度观测值也一定趋于零。不过，在用多质量King模型拟合团的测光轮廓时，其预期的这种减小趋势要比测得的结果来得缓慢，这种差异可以用非各向同性轨道来解释。,3.4 星协 一分类 星协是比星团稀散得多的恒星集团, 又可分为两类:一类为O星协, 是O、B型星的集团，又称OB星协, 几乎所有的O、B型星都位于O星协之中。另一类为T星协，是金

34、牛T 型变星的集合。安巴楚勉曾给 O星协以这样的定义：“作为O星协的恒星系统，其内部OB2型星的分布密度比同光谱型恒星的平均密度来得大，以至不能把这种对于平均密度的偏离解释为偶然的涨落; 此外在这种系统中应该有O型或 B0 型星的代表”。,已发现的O星协将近100个，距离在3.5 kpc之内，其中有一半的距离不超过 1.5 kpc, 直径通常在 30 200 pc之间。 T星协内除金牛T型变星外，也包括其他类型的变星。T星协中可有十个以至几十个金牛T型星。已发现的T星协约有 40个，距离小于0.5 kpc。尺度大小为几秒差距到几十秒差距。估计银河系内 O星协总数约为103个, T 星协总数为1

35、05个。,图3-14 美丽的猎户星云星团，其中大批诞生不久的年轻恒星构成了猎户星协,55,二分布 两类星协都属于银河系中的扁平子系，表现出有很高的银面聚度，虽然T 星协的银纬一般比 O 星协来得高，但由于距离很近, 所以银面聚度仍然很高。这两类星协与HII区、尘埃物质云以及年轻星团一起可能都分布在银河系的旋臂区域。O 星协大多有一个以上的中心，成员星从这些中心向外扩散。许多 O 星协都包含大的发光星云，而 T 星协总和亮星云或暗星云在一起。,三性质 星协是年轻的不稳定恒星系统，正处于瓦解之中： 1. 星协包含有很年轻的恒星, 如O型星、沃尔夫拉叶星、天鹅 P 型星等。它们的年龄分别为10710

36、8、106、105年, 而且正在从表面抛出大量的物质。因此包含这几种年轻而又不稳定恒星的星协也应是不久前才诞生的系统, 年龄估计为105107年。 2. 星协内往往有四边形聚星和星链，这是些不稳定的系统，理论上应该在大约107年的时间内瓦解，既然它们能观测到，证明它们是年轻的系统，因而星协很可能也是年轻的系统。,3. 星协比疏散星团大得多，空间密度很低，平均约为每立方秒差距310-5810-4颗星，而太阳附近空间的恒星密度为 0.1星/pc3。在银河系较差自转的作用下是不稳定的，应该会很快瓦解。但现在观测到的星协外形并不呈扁长形，而是比较接近球状，从而表示星协的年龄不大, 可以估算出其上限为

37、3107年。 在有些天区内既有O星协，又有T星协，如猎户星协。,四. 本星群 这是指太阳系南面不远一块长条形的亮星集中区。 1879年古德发现到4m为止的亮星并不是集中在银河带上，而是集中在与银道面成17交角的大圆上，称为古德带。,1922年沙普利对B型星分布作了分析，发现亮于5m.25的B型星的平均银纬随银经而变化。把不同银经的平均银纬连接起来便得到一条曲线, 与银道面在银经120和300附近相交。亮B型星的密集面与银道面约交15角, 对于视星等5m.25-7m.25之间的B型星，上述密集面倾斜现象不显著。对视星等7m.26-8m.75的B型星这种现象完全消失。对A型星的类似分析发现这种现象

38、不显著。,因此，沙普利认为B型亮星在银河系中自成一个系统，是银河系在太阳附近的一个局部性小系统，称为本星群。 本星群的长度约为500pc，宽度200250pc，中心所在的方向为( lI, bI ) = (239-12)，中心离开太阳100pc，本星群所在的平面与银道面约交16角。 注意，本星群是否存在尚有争议，它并不是一个星协。,60,3.5 年轻大质量星团和超星团,恒星集团的经典分类法是基于对银河系天体的观测提出的。银河系是旋涡星系，适用银河系内星团的经典分类法未必完全适用于其他类型的星系。另外，银河系目前并不处于活动期，星团的经典分类法很可能不适用于非正常星系。还有，银道面附近星际消光严重

39、，早期光学观测难以探测到中低银纬的远距离星团，已观测到的星团样本可能是不完备的，尚未观测到的星团也许并不适用星团的经典分类法。,早期对河外星系中的星团知之甚少，随着观测技术的提高，特别是空间天文和可见光以外的其他波段观测手段的逐步实现，观测到越来越多的河外星系中星团，以及银河系中深藏于星际云中的内埋星团。有些新发现星团的某些性质与疏团或星协相似，而另一些性质则类同于球团，这就对经典分类法提出了挑战，大质量年轻星团和超星团便是在这一背景下提出的。,一. 主要观测特征 关于大质量年轻星团（MYC）和超星团（SSC）目前尚无明确的定义或观测判据，一般认为MYC的范围比较宽，SSC是其中的致密天体；有

40、人则把它们视作同一类天体。,1. 这是一些年龄比较轻、质量比较大的蓝色致密星团，其中年龄比较轻是相对球状星团而言，故早期曾称为年轻球状星团或蓝球状星团，而质量比较大和致密程度则是相对疏散星团而言。这类天体不仅出现在并合星系和星暴星系中，在正常晚型星系中也已观测到了。年龄一般为几百万年, 最年老的也只有几亿年；,质量通常大于 ，最大可达 量级。星团有效半径（半光半径）最小为几个pc, 最大可达 20pc或更大些。累积绝对星等的大致范围为 - 9 - 15m, 光谱型通常早于A3型。,就目前来看，这类星团主要有以下主要观测特征：,2. 在星系中的分布情况因星系而异。有些星系中这类团大多位于星系中心

41、附近，离中心最远不超过 500pc；在另一些星系中，在远离星系中心处也观测到了超星团，投影中心距可远达3.7kpc。在一些晚型星系中这类团（尤其是其中最年轻者）往往并不表现为随机分布, 而是大多分布在旋臂上或其附近。,3. 有些团有一个明显的致密核，核的绝对星等小于 -10等，比最亮恒星亮 2等以上；有些团看不到这类核。大多数核大致呈圆对称，少数呈椭圆形，或表现为某种双核结构。从形状和尺度来看，无致密核团的外形类似于OB星协, 但质量比银河系中的OB星协大得多，故有人称为超重OB星协。,4. 不同星系中MYC的个数相差非常悬殊，有的一个也没有（如NGC 1493），有的只有为数不多（如NGC

42、45 ），而有的则含有几十个、甚至超过100个（如NGC 52）。,5. 旋涡星系中MYC的年龄分布较为平滑，这与星暴星系中同类团在短时间内诞生的情况不同。正常星系中MYC的绝对目视星等可达 -12等，比光度最大的银河系疏散星团亮约 3 个星等，但比一些星暴星系中同类团的光度来得小，后者可达 -15 等。,图3-15 位于星系NGC 2997旋臂附近的亮斑点都是一些大质量年轻星团,65,6. 银河系中的MYC通常也很难观测到，因它们位于银道面附近，甚至深埋于气体尘埃云中，严重的星际消光（消光量达10等或更严重）使可见光观测失效, 必须利用红外观测。目前已发现的只有一个, 即Wd1，它距太阳不超

43、过5.5kpc，约为105太阳质量，年龄3 5Myr。,图3-16 Wd1的 I波段图像,二. 演化意义 1. 旋涡星系中 MYC 和 SSC 的年龄分布较为平滑，说明在晚型星系中这类团不是在某一次短时标恒星爆发式形成过程中诞生的，它们至少可在几亿年时间内、以一种相对较平稳的方式不断地生成。 这与活动星系中团的情况不同，后者显然是在最近不到 1 亿年的时间内诞生的，且可能与星系间相互作用有关。,2. 无论是正常星系还是相互作用星系，寄主星系中 MYC 的形成效率与恒星形成的活动性密切相关：恒星形成率越高，团的形成效率也越高。,3. 除质量外，MYC的质量函数和球状星团相类似，因而有人认为至少一

44、部分MYC可存在10Gyr或更长时间，并最终演化为球状星团，它们可能是球状星团的前身天体，不过尚无定论。 MYC无疑展示了一种与疏散星团、球状星团及星协在性质上显然不同的恒星集团，这正是人们对其广泛关注的主要原因。,所谓质量分层，是指不同质量团星在位置和速度空间中表现出不同的分布，即存在质量团心距关系和质量速度弥散度关系，分别称为空间质量分层和速度质量分层。团星有着大致相同的距离，它们的视星等反映了光度的相对大小。如认为团星大都是主序星，则它们的光度大小即反映了质量的大小。因此，质量分层效应通常表现为团星的光度分层。,3.6 质量分层效应 下面主要以疏散星团为例来说明质量分层效应。,分层效应并

45、不限于疏散星团，也不限于质量分层，任何一类天体集团，都可能存在某个观测量的分层效应。如球状星团和超星团的质量分层，星系团的光度分层、形态分层, 等等。,一个星团是否存在质量分层，显著程度如何，是否同时表现出空间和速度分层，不同年龄、不同富度、不同位置上星团的分层效应有何异同，这类问题涉及到星团形成和动力学演化，团内恒星的演化及其对团整体演化的影响，以及银河系力场和星际云对星团演化的作用等重要问题，因而受到广泛的关注。,70,一空间质量分层 星团空间质量分层的观测表现是，大质量成员星和小质量成员星有不同的径向分布：大质量星趋于向团中心集聚，而小质量星相对来说更多地分布在团的外围部分。,检验上述效

46、应可以有几种途径： 1. 把团星按质量（星等）大小分成若干组，并确定不同质量团星的径向面数密度轮廓，或它们的面数密度分布函数； 2. 就不同质量范围团星分别计算它们的半质量半径，如存在空间分层，则恒星的质量越大相应的半质量半径就越小；,为质量函数斜率。如有空间分层，则与外部区域或整个团天区相比，因内部区域小质量恒星数目相对缺损，函数的斜率就较为平坦，且随受测天区团心距的减小这一效应会越来越明显； 4. 比较不同区域巨星（及双星和聚星）与主序星的数密度分布差异，如存在空间分层，大质量天体应该趋于向团中心集聚。,3.分析不同团心距范围内成员星的质量函数,二. 速度质量分层 人们曾认为空间分层是星团

47、动力学演化导致的团星间动能均分的必然结果：大质量星的速度弥散度较小并向团中心内落，小质量星因速度弥散度较大而向外区扩散，甚至从团中逸出，这就是空间分层。因此，团内不同质量恒星应有不同的速度弥散度，这就是星团的速度质量分层效应。,检验星团的速度分层远比空间分层困难，因为必须取得团星的高精度速度观资料。恒星视向速度测定可以达到较高精度，但已取得视向速度的星团成员星个数不很多，因而目前实际上能用于讨论星团速度分层的资料就是团星的（相对）自行。,应该强调的是，在讨论星团的速度质量分层效应时，必须取得不同质量成员星的内禀自行弥散度，而不能直接采用它们的观测自行弥散度。,三. 质量分层的形成机制 通常认为

48、星团是从巨分子云形成的，它们经历了一定时间的演化（包括动力学演化），最终成为今天所观测到的状态。星团年龄越老，经历的演化时间就越长。目前观测到的星团是否会表现出某种质量分层，以及这种效应的明显程度如何，必然取决于星团形成时的初始状态和嗣后的动力学演化。,上述过程是需要时间的。事实上不仅是老年星团，而且对一些年龄只有1.5-2百万年非常年轻的疏散星团，也观测到了空间分层效应，而这很难用动力学演化的弛豫过程来解释。,75,在动力学演化过程中，因星团内部运动引起的团星间两体交会，团星与团星之间会出现能量交换，小质量星从大质量星获得动能，结果是小质量星的运动速度逐渐增大，大质量星的运动速度渐而减小，如

49、有足够演化时间，星团最终会达到能均分状态，即速度弥散度的平方与恒星质量成反比，即 。,对一些中等年龄的疏散星团（如昴星团和M11），尽管除了空间分层外，还发现它们存在某种质量速度弥散度关系，但远没有达到能均分状态下应有的程度，即没有表现出 这样的关系。,在不同的恒星形成区，恒星的质量譜是不一样的；在星团形成阶段，大质量星通过吸积过程，倾向于在星团中心附近的局部区域中形成，而较低质量恒星可以在整个星团区域中形成。对于一些中年星团，观测到的质量分层，很可能是初始恒星形成时的条件（称为初始质量分层）和动力学弛豫过程（动力学质量分层）两者的联合效应。,实际上，关于恒星速度质量分层的理论预期，会受到若干

50、不确定因素的制约。星团与分子云的交会，星团的动力学演化，银河系潮夕力场的作用，以及星团初始形成条件等，都会影响到星团内不同质量恒星的速度分布。,关于疏散星团空间和速度分层研究，已有较长的历史。这一问题对星团形成和演化，以及对团星演化等提供了重要的观测约束, 至今仍为人们所重视, 并随着星团观测资料的增多, 开展了许多深入的分析和讨论。,目前关于星团质量分层问题的一些主要结论是：(i)许多中老年疏散星团表现为有较明显的空间分层,其中有的并未出现速度分层，或者即使呈现某种程度的速度分层，也未达到能均分状态；(ii)一些非常年轻的疏散星团也表现出有较显著的空间分层，但并没有同时呈现速度分层；(iii

51、)对以上结果的一种理论解释是，形成星团质量分层可能有两种机制，即起因于形成星团时的初始条件，以及后期的星团动力学演化，今天观测到的质量分层很可能是这两种过程的综合效应。,四. 致密星团的质量分层效应 球状星团和超星团是两类年龄截然不同的致密星团，有趣的是它们都表现出了不同程度的质量分层效应。,研究致密星团质量分层的途径与疏散星团是类似的。对球状星团主要集中于空间分层研究，因为很难取得中央密集区内不同质量恒星的高精度运动学观测资料。随着HST用于星团观测，因其高空间分辨率和高聚光能力，这种状况已有相当程度的改观。另一方面，质量分层在球状星团的核区最为明显，随着团心距的增大这种效应往往会变得越来越

52、不显著。在半质量半径或半光半径处，分层效应就较不明显了。,对位于河外星系中的超星团的质量分层，因为不可能测得恒星的自行，能用的资料就是视向速度，这可以通过多普勒致宽效应来测定团内不同区域的视向速度弥散度，并进而探究其速度分层效应。 致密星团分层效应的形成机制，与疏散星团是类似的。,80,3.7 星族和次系 一. 星族 星族是指银河系内大量天体的某种集合，这些天体在年龄、化学组成、空间分布和运动特性等方面是很相近的。,1944年巴德明确提出星族的概念，他认为银河系恒星可以分为两大类，称为星族 I 和星族 II，主要差别在于赫罗图的形状、最亮恒星的颜色和光度，以及空间分布和运动特性。对于星族 I

53、恒星，最亮的是早型白色超巨星，银面聚度大，集中于星系外围旋臂区域内，而在星系核心部分则没有或很少这种恒星。,形象化来说，星族 I 恒星分布在一个以银心为中心的很扁的圆环体内（直径是厚度的100倍左右），绕银轴转动的速度都比较大，在太阳附近约为220km/s。这种转动是比较有规则的，在太阳附近各个量的速度矢量大致平行，绝对值大致相等，所以速度弥散度比较小。,星族 II 恒星中最亮的是K型红橙色超巨星。主要集中于星系核心部分，外围部分虽有但比较少，银面聚度小，大致分布在以星系中心为中心的一个球形或扁球形空间范围内。它们绕银轴转动的速度一般说来比较小，但各个星的速度矢量在大小和方向上都参差不齐，因此

54、速度弥散度就大。,太阳属于星族 I。由于上述运动学方面的原因，星族 I 恒星相对太阳的空间速度就小, 相反星族 II 恒星表现出有较大的空间速度。由此可知所谓 “高速星”,实质上具有较低的运动速度，“高速”只是一种表观现象。属于星族 I 的有组成旋臂的星（如O型和B型星）及星际尘埃和气体。疏散星团、经典造父变星、超巨星、主序星等也都属于星族 I，事实上在太阳附近除少数相对空间速度大于 50km/s 的 “高速星” 外都属于星族 I。属于星族 II 的有星系核心部分的恒星、高速星、天琴RR型变星、球状星团等。,进一步的研究表明，恒星划分为两个星族的做法过于简单，目前通常的做法是把恒星分为 5 个

55、不同的星族，这是根据恒星的空间分布、运动特征、年龄以及化学组成等方面的因素来划分的。 1. 极端星族I（旋臂星族或年轻星族I） 包括与旋涡结构有关的O、B型星，超巨星、长周期造父变星、金牛 T 型变星、疏散星团、气体星云等。在银道坐标系中，Z 坐标的绝对值平均为 120pc，速度弥散度,为10 km/s，Z 方向速度分量平均值 Vz 8 km/s 。这类恒星的银心聚度小，有强烈成团趋向。,3. 盘星族 包括星系核心中的亮巨星、行星状星云、周期短于0d.3的天琴RR型变星等。 300 -450pc , 30km/s , Vz 15-18km/s 。银心聚度大，无成团倾向。,2. 中介星族 I（老

56、年星族 I） 包括A型星、dMe星、富金属星等,对它们有 160pc, 20km/s , Vz 10km/s 。银心聚度小，有成团倾向。,4. 中介星族II 包括 FM 型高速星，以及周期长于250天、光谱型早于M5 的 Mira 型变星。 700pc , 50km/s , Vz 25km/s 。银心聚度大, 无成团倾向。,85,5. 极端星族II（晕星族） 包括亚矮星、周期长于0d.4的天琴RR型变星, 以及球状星团, 20kpc , 130km/s , Vz 75km/s 。 银心聚度大，无成团倾向。,从极端星族 I 到极端星族 II 构成了一个系列，它们的分布状态和运动特征是逐步变化的。由光谱分析可知，重元素的含量也是逐步变化的，丰度大致分别为0.04、0.03、0.02、0.01、0.003（有例外）。年龄差别很大，按这一序列是年龄越来越大。极端星族 I 的年龄有短到 3 5107年以至更短，而极端星族 II 中球状星团的年龄在 1010 年左右，与银河系的年龄相近。,表3-3 不同星族天体的主要特征,二. 次系和子系 次系和子系是与星族相平行的、有关恒星集合的概念。1925年林德伯拉德首先用次系说明恒星运动的观测不对称性, 认为银河系恒星不是一个大杂烩, 而是由许多次系叠合在一起。每一次