疏散星團

疏散星團

疏散星團是指由數百顆至上千顆由較弱引力聯系的恆星所組成的天體,直徑一般不過數十光年。疏散星團中的恆星密度不一,但與球狀星團中恆星高度密集相比,疏散星團中的恆星密度要低得多。疏散星團隻見于恆星活躍形成的區域,包括漩渦星系的旋臂和不規則星系。疏散星團一般來說都很年輕,隻有數百萬年歷史,比地球上的不少岩石還要年輕。

較年輕的疏散星團可能仍然含有形成時分子雲的殘跡,星團產生的光使其形成電離氫區分子雲在星團產生的輻射壓影響下逐漸散開。

對觀測恆星進化而言,疏散星團是不可多得的天體。這是因為同一個疏散星團中的成員不論年齡或化學成分都很相近,易于觀測星團成員中的些微差異。

由于星團成員的引力關聯不太強,在繞漩渦星系公轉數周後,可能會因周遭天體引力影響而四散。

  • 中文名稱
    疏散星團
  • 類    型
    星團
  • 特    點
    數百顆至上千顆引力聯系的恆星
  • 含    義
    星球

觀測史

包括昴宿星團(M45)在內,最明亮的幾個疏散星團自古以來就為人所知。其它的很多在望遠鏡被發明之前看上去像是模糊的斑點。疏散星團呈不規則形狀,包括的恆星數量相對較少,在天空中的分布也相對均勻。因為幾乎都聚集在銀河系赤道平面中,疏散星團有時也被稱為"銀河星團"。人們很早就發現疏散星團中的恆星之間是有密切聯系的。1767年,約翰·米歇爾(John Michell)牧師通過計算發現像昴宿星團這樣的星團隨機形成的概率僅為496,000分之1。隨著天體測量學在準確性上的提高與發展,天文學家發現星團中的成員之間有相似的自行運動,並通過分析光譜,發現各成員之間保持著相同的視向速度,證明了星團中運動的統一性。

托勒密星團M7的年齡約為兩億年托勒密星團M7的年齡約為兩億年

雖然疏散星團和球狀星團有很多不同,相對較小的球狀星團與較大的疏散星團看上去並不會有什麽區別。部分天文學家認為兩種星團的基本形成過程完全一樣,隻是球狀星團中含有的大量恆星在銀河系中逐漸開始變得稀少而已。

由于疏散星團在一塊相對較小的區域中包含幾百顆甚至上千顆顏色、亮度不同的恆星,它們對天文愛好者來說是很好的觀測目標。並且,疏散星團在光污染嚴重的地區也還能被小型望遠鏡,甚至雙筒望遠鏡觀測到。

星團形成

宇宙中星羅棋布著由氣體及塵埃等細小粒子所組成的分子雲。這些分子雲密度很低,成分主要是氫。分子雲可以極度龐大和擁有極大質量,質量相當于十至一千個太陽不等。因為隻有質量達到太陽數倍的分子雲才會因自身的重力坍縮,而如此重的分子雲不可能坍縮為一顆恆星,故疏散星團的所有成員都是在多星系統中形成。

在不受幹擾的情況下,這些分子雲可以千載不變。但是,當分子雲受星系碰撞、處身星系所產生的密度波、超新星爆發的激波幹擾,其密度會出現些微變化。這些輕微變化會令分子雲產生重力收縮(坍塌),從而形成一些稱為原恆星的球體。疏散星團形成的初期,由于在原恆星的核心尚未發生核聚變,它們仍不能稱為真正的恆星。

一但開始形成恆星,溫度最高、質量最大的恆星會放射出大量的紫外線,令附近的分子雲電離,形成電離氫區。來自于大質量恆星的星風和輻射壓會驅走那些氣體。幾百萬年後星團會第一次發生超新星爆炸,同樣會驅走周遭的氣體。幾千萬年後,星團會喪失所有的氣體,再也沒有新的恆星形成。在此之前,星團中隻有10%的原有氣體會形成恆星。

在銀河系中,平均大約每一千年就會有一個新的疏散星團誕生。

有時同一塊分子雲中能產生多個疏散星團;比如,大麥哲倫星系中的霍奇301星團(Hodge 301)和R136星團都是在蜘蛛星雲中形成的。通過追溯銀河系星體的運動,天文學家發現畢宿星團(Hyades)和鬼宿星團(Praesepe)約于六億年前在同一塊雲中形成。

有時,兩個同時形成的星團會組成雙星團系統,比如銀河系中的英仙座雙星團。目前銀河系中已知的雙星團系統至少有十個。在大、小麥哲倫星系中也發現了很多雙星團系,因為投影效應會使銀河系中的星團系統看上去靠得很近。

形態和分類

疏散星團中的成員數量從幾百個到數千個不等,一般都是中心部分特別集中,周圍較為分散地散布著。中心部分的直徑一般達到三至四光年,整個星團的半徑一般達到二十光年。一般來說中心部分的密度能達到1.5星/立方光年。相比之下,太陽周圍的恆星密度為0.003星/立方光年。

疏散星團疏散星團

疏散星團通常按照羅伯特·特朗普勒(Robert Trumpler)1930年製定的分類法分類。特朗普勒分類法包括三位:羅馬數位一到九表示星團密度(從高到低)以及與周圍星場的分離度,第二位是阿拉伯數位,從一到三(由低到高)表示成員的亮度,第三位使用"p"、"m"或者"r"表示星團含量為低(poor)、中(medium)或是高(rich),如果再加上"n"則表示星團位于一個星雲中。

使用特朗普勒分類法,昴宿星團被分為I3rn(高度密集,高亮度,成員眾多且位于星雲中),附近的畢宿星團被分為Ⅱ3m(較為分散,包含恆星較少)。

數量和分布

目前在銀河系內已發現一千多個疏散星團,但實際數量可能十倍于此。在漩渦星系中,疏散星團大都在有最高氣體密度的旋臂中,而且該處的恆星形成活動最為活躍。疏散星團高度集中在銀道面附近。

至于不規則星系,我們可以在星系各處找到疏散星團。疏散星團在橢圓星系中是找不到的,因為橢圓星系恆星形成活動早在數百萬前就停止了,原本存在的疏散星團早已消失得無影無蹤。

NGC 346是小麥哲倫星系中的一個疏散星團NGC 346是小麥哲倫星系中的一個疏散星團

銀河系中,疏散星團的壽命取決于分布的位置;早期形成的的星團往往較接近星系的邊緣。銀河系中心的潮汐力較強,加快了星團的分裂過程,而使得星團分裂的巨型分子雲星系中心部分數量較多,所以星系中心部分的疏散星團比外圍部分的壽命更短。

星體構成

疏散星團中往往都是藍色的恆星,它們比較年輕,質量很高,但是壽命也隻有短短的幾千萬年。相對古老的疏散星團中包括較多黃色的恆星。有些疏散星團中的藍色恆星比其他成員年輕得多。這些藍離散星也在球狀星團中出現:在密度極高的球狀星團中央多個恆星相撞之後會形成溫度和質量都高得多的星體。而疏散星團中的恆星密度要低得多,恆星的相撞難以解釋觀察到的藍離散星數量。目前的理論認為是與其他星體的重力使得雙星系統聚合為一顆恆星

大麥哲倫星系中的疏散星團照亮了蜘蛛星雲大麥哲倫星系中的疏散星團照亮了蜘蛛星雲

當核聚變將氫耗盡後,質量較低的恆星外層會隨著星風逐漸脫離,最終演變成白矮星,並形成行星狀星雲。雖然很多星團在大部分成員成為白矮星之前就逐漸分散了,但疏散星團中的白矮星數量仍然遠遠低于取決于星團年齡和初期質量分布的預期值。一種假說是,當紅巨星的外層被吹散而形成行星狀星雲前,物質分布的不均勻會使星體本身加速數千公裏/秒,足以將其推出星團。

最終命運

許多疏散星團都非常不穩定,而質量又較低,使得星團的逃逸速度比其成員的平均速度還低,因此幾百萬年之內就會迅速分散。

當周圍的雲氣散盡後,疏散星團往往還有足夠的重力獨立存在幾千萬年,但星團仍會漸漸地分散開來。星團內部成員的相撞往往使得其中一個得到足夠高的速度,並離開星團,反復相撞造成了星團成員緩慢地"蒸發"。

平均每五億年就會有一個疏散星團受到外部的影響。當某個外部星體靠近時,星團受星體帶來的潮汐力影響,形成一股恆星流,所有的成員都以相似的方向和速度移動。星團逐漸瓦解的速度取決于最初的星體密度,密度越高星團壽命越久。一個疏散星團的半衰期約為1.5至8億年左右。

當某個疏散星團逐漸分散之後,整隊成員都保持類似的軌跡,稱之為星協現象。大熊座中的北鬥星中的若幹成員就曾屬于一個疏散星團,現在則保持著星協狀態。最終,星協中的星體速度差距逐漸擴大,慢慢分散開來。

星體演變研究

疏散星團的赫羅圖顯示,大部分恆星都是主序星。從質量最高的一些星體開始逐漸開始偏離主序帶,成為紅巨星,通過分析逐漸偏離的位置,天文學家可以推算出星團的年齡。

由于疏散星團中的成員離地球的距離以及年齡都大致相同,它們在星等上的差別隻來自于質量的不同;在比較各個成員時,很多參數都是固定的。由于這一特點,疏散星團很適合用來研究星體演變。

對疏散星團中星體所含鋰和鈹的研究,能夠使天文學家對其演變和內部結構有更多的了解。雖然氫原子核要到一千萬K的溫度才能聚變成氦,而鋰和鈹在二百五十萬至三百五十萬K時就不再存在。這一性質意味著星體所含元素和其內部元素混合程度有很大關聯。通過研究其內部元素,天文學家就可以對疏散星團中星體的年齡和化學成分有較為準確的估算。

研究顯示疏散星團星體中較輕元素的含量比預測值低很多。雖然原因尚不能完全解釋,一種可能是星體內部的對流會侵入輻射能較高的地區。

距離

M11是靠近銀河系中心的一個疏散星團。測量距離是研究星體的重要步驟,但是絕大多數星體都離地球太遠而沒有直接方法測量。使用一系列互相關聯的間接方法是目前唯一的測量遙遠星體的途徑,疏散星團是這一系列方法中的重要一環。

有兩種方法可以測量離地球最近的疏散星團的距離。首先,通過測量視差可以直接得出準確的距離,對于較近的疏散星團和獨立恆星都適用。距離地球五百光年以內的幾個疏散星團,包括昴宿星團以及畢宿星團都在此列。依巴谷衛星對一些其他疏散星團的距離也作了準確測量。

另一個直接測量距離的方法叫做"移動星團法",借助于星團中成員運動的一致性。通過測量星團中恆星的自行軌跡,與其視運動相對比,即可找到消失點。之後,通過研究光譜,根據多普勒效應可得出星體的徑向速度,再與自行軌跡相配合,即可通過簡單的三角法得出星體的距離。通過這個方法得出畢宿星團離地球的的準確距離為46.3秒差距,這也是距地球最近的疏散星團。

找到距地球最近的幾個星團的距離後,更遠的星體的距離就可以通過間接方法得出。通過比較遠近兩個疏散星團的赫羅圖,較遠星團的距離就可以被推算出來。已知的最遠的疏散星團是伯克利29(Berkeley 29),離地球約15,000秒差距。本星系群中的許多星系中都找到了很多疏散星團。

疏散星團距離的準確資料對于研究造父變星的周光關系非常關鍵,而造父變星是標準燭光序列中的重要一環。能夠得到造父變星的準確距離後,對天體距離的研究可以延伸到本星系群中較近的星系。

相關信息

疏散星團形態不規則,包含幾十至二、三千顆恆星,成員星分布得較松散,用望遠鏡觀測,容易將成員星一顆顆地分開。少數疏散星團用肉眼就可以看見,如金牛星座中的昴星團畢星團、巨蟹星座中的鬼星團等等。

在銀河系中已發現的疏散星團有1000多個。它們高度集中在銀道面的兩旁,離開銀道面的距離一般小于600 光年左右。大多數已知道疏散星團離開太陽的距離在1 萬光年以內。更遠的疏散星團無疑是存在的,它們或者處于密集的銀河背景中不能辨認,或者受到星際塵埃雲遮擋無法看見。據推測,銀河系中疏散星團的總數有1 萬到10萬個。

疏散星團的直徑大多數在3 至30多光年範圍內。有些疏散星團很年輕,與星雲在一起(例如昴星團),甚至有的還在形成恆星。

巨蟹座(Cancer)中的老年疏散星團M67或NGC2682。距離2600光年,亮度為6.9星等,年齡在50億年以上,赤徑8h50.4m,赤緯+11°49'(2000.0)。

銀河系中心的疏散星團Arches。質量非常大,密度也很高,由幾千顆恆星組成。HST拍攝。

銀河系中心的疏散星團Quintuplet。質量非常大,密度也很高,是一個年輕星團,年齡不會超過400萬年,由紅巨星和沃爾夫-拉葉星組成。HST拍攝。

金牛座(Taurus)中的昴星團(Pleiades)。距離417光年,由1000多顆恆星組成。金牛座(Taurus)中的畢星團。由300多顆恆星組成,整個星團集體在空間移動,故也稱為移動星團。

英仙(Perseus)星團。英仙座(Persues)中的雙疏散星團。

疏散星團

a)星團的成員

許多疏散星團用肉眼就能看到,例如金牛座中的昴星團、畢星團和大熊座中的多數恆星.我們距大熊星團是太靠近了,以致于使其成員之一的天狼星好像處于天空中完全不同的部位.可是要知道,太陽既不是此星團的成員,也不屬于其它已知的星團.

畢星團

疏散星團毫無例外地全都靠近我們銀河系的中央平面.這一突出的構形給我們辨認離太陽遙遠的疏散星團造成了困難.這些遙遠的疏散星團完全被銀河系中的密密實實的背景恆星淹沒了.

盡管如此,星團的成員可由它們的運動來辨認.如果這個星團靠近地球,利用共同的自行就會鑒定出物理上屬于該群的那些恆星.假如此群中的某顆星具有完全不同的自行,那它即可能位于星團的背後。也許介于星團與地球之間.雖然星團中每一成員還發生相對星團整體的運動,但其速度比星團的空間運動速度要小得多. 在所有疏散星團中,以畢星團最適于說明共同自行原理, 因為該星團不但距離我們近,自行顯示得很清楚,而且結構緊湊,一張照片就可拍下整個星團.金牛座中最殼的畢宿五是顆雙星.可是,它的自行卻表明它並不屬于畢星團.我們已經測知,它的視差給出的距離僅為58光年,而畢星團卻在130光年以遠,所以畢宿五不是畢星團的成員更是無可爭辯的了.屬于畢星團的全部恆星都聚集在直徑約為33光年的空間範圍內.

對于更遠的星團,由研究自行來鑒定星團成員的方法就不再實用了,因為距離一遠,它們的自行便隨之減小.但這時可用視向速度的測定來鑒別星團成員.例如。畢宿五的視向速度是每秒+30英裏,而不是每秒+21英裏,後一值為畢星團的視向速度.

顏色一光度圖

由于用光電管來測定恆星的亮度和顏色可達到極高的精度,因此編製一幅星團成員星的赫羅圖不但方便而且頗有用處.星場中那些符合預期模式的恆星就是名副其實的星團成員;那些在赫羅圖中的位置與星團成員星迥然不同的恆星則可從星團中剔出.另外,如視向速度和分光視差等,也可用來判斷那些難以確定的星團成員. 利用光電管測定恆星的顏色可代替赫羅圖中光譜序.因為恆星的光譜型和顏色兩者都與溫度有關,這兩種方法往往交替使用.不過,因為光譜分類還取決于恆星的大氣壓力,同一種顏色的巨星和矮星應屬于稍有差別的光譜型.

光譜型 溫度 色指數

B0 25000K -0.32

B5 15600K -0.16

A0 11000K 0.00

A5 8700K +0.15

F0 7600K +0.30

F5 6600K +0.44

G0 6000K +0.60

G5 5520K +0.68

K0 5120K +0.82

K5 4400K +1.18

M0 3600K +1.43

恆星的顏色用其色指數來評定.此數值即表征光譜的藍區和黃區的相對亮度.在光電管前面加上適當的濾光片,便能測出接近于用目視估計的視星等.這種星等稱為目視星等V.用另外的濾光片。又可測得一種接近于照相方法建立的星等;這種星等稱為照相星等B,相當于以藍光確定的星等。 目視星等取決于眼睛的色敏度,後者在光譜的綠一黃區段達到極大·照相星等則依賴于通常所用的照相乳膠的靈敏度,它對藍光、紫光以及近紫外光最敏感.一顆藍星在照相星等系統中比在目視星等系統中顯得更亮;對于一顆紅星,情況恰恰相反.依照國際間的約定,這兩種系統已得到校正,保證一顆AO型星在兩系統中的星等值完全一樣.

恆星的色指數乃是其照相星等與目視星等之差.計算時以照相星等B減去自視星等V,即B-V,就得到色指數.所以,O型或B型星的色指數將為負值;這兩型恆星在照相星等系統中顯得更亮,故在數值上它們的照相星等比目視星等為低.任何一顆比AO型晚的恆星(如一顆G型星)都具有正值色指數,因為它在藍區顯得較暗,故它們在照相星等標度上的數值要比在目視星等標度上的數值為高.右表列出了各種光譜型的主序星的色指數.此表是根據太陽(G2型)的表面溫度處處為5730K編製的.為與恆星的溫度一致,這個溫度值已作了臨邊昏暗效應的改正.太陽的色指數是+0.65.

赫羅圖

既然色指數的測定比光譜型的確定更迅速,更客觀,實際中通常就對星團繪製顏色一光度圖.從本質上來說,顏色一光度圖與光譜一光度圖(即赫羅圖)是相同的.

顏色一光度圖不僅能使天文學家鑒定遙遠星團的成員, 而且還提供了關于許多星團中恆星演化的有價值的信息.左圖就是幾個疏散星團的顏色一光度圖.所有的星團都擁有位于主星序和主要分支上的恆星,但不同的星團所佔據的分支又不一樣.英仙座中的雙重星團有很多藍熱亮星.昴星團中最熱的星,固然很亮, 但卻不是O型星. NGC188中最熱的星比太陽也熱不太多. 這些差別據推測是由于星團年齡不同的緣故.最年青的星團NGC2362,其年齡也許還不到一百萬年.但在NGC188中, 甚至一顆中等質量的恆星也正由主星序向紅巨星階段演進; 所以它必定是這張圖上最年老的星團.根據估計,畢星團的年齡為九億年.

C.昴星團 昴星團距離太陽400光年,因含有早B型星,從天文時間尺度來說正處在年少時期.質量為九個太陽的B型星,若收縮到主星序,耗盡其核部的氫並開始膨脹到紅巨星,照估計需歷時2100萬年左右.因此,這個值就應該是疏散星團的年齡.可是,唯有昴星團的顏色一光度圖卻又清楚地表明,僅含0.2太陽質量的那些恆星業已渡過了初始收縮階段,基本上處于零齡主星序上.照最近恆星演化理論估計,質量為0.2太陽的恆星收縮到零齡主星序所需時間, 大致為60000萬年.那麽,昴星團的年齡到底是多少呢?究竟是2100萬年還是60000萬年?

M45 昴星團

事實上,矛盾並不像看起來那樣尖銳.赫爾比希認為,在形成大質量的恆星之前,先已由星雲物質形成了小質量的恆星.如果晚型主序星首先形成,它們就會在早型星收縮到主星序的相同時間內到達零齡主星序,然後燃燒它們核部的氫, 並開始向紅巨星階段膨脹.這一理論好像得到了觀測的支持.關于小質量恆星形成較早的又一證據是金牛一御夫座暗星雲,在這些星雲中大量含有暗弱的紅星,而不含有亮的藍星。

所有這一切都表明,擁有大約三百顆星的昴星團開始形成于六億年以前,一直持續到終于形成了B型星.這些非常亮的恆星輻射著極其豐富的紫外線,它們已把氣體電離並徹底吹散,隻在銀河系中殘留下一些氣體的痕跡.隨著氣體的離去,恆星的形成過程也就趨于停止。琢磨一下玫瑰星雲很有意思的,它的中心有一群非常亮的恆星,這團星雲可能就是因發生這種從中央向外吹散氣體的過程而形成的.這一構想或許能解釋這種異常有趣的氣體與恆星集合體的環狀結構.

NGC2237 玫瑰星雲

d.星協 關幹恆星形成的所有這些理論均得到獵戶座復合體的支持.前面講過,獵戶座復合體中有一些赫畢格一哈羅天體和多得過份的金牛座T型星.在獵戶座天區還有不少O型和B型星,它們組成一個非常松散的群落,即所謂星協.星協並不是星團,而隻是銀河系中許多位于同一區域內的同類型的恆星.獵戶座天區的星協夾雜在一團距離太陽1500光年的巨大而稀薄的氫氣雲之中.這塊氫雲隻有一小部分能被肉眼看到,這就是常說的獵戶座大星雲,它隻不過是這塊氫雲中心區處的一群非常熱而亮的恆星.整個氫雲的直徑在300光年以上,而可見部分的直徑才20光年左右.射電觀測表明,氣體在這群熱藍星周圍分布成一對稱圖樣.光學照片上的亮暗不勻是由于在它前面擋有星際雲所致.

M42 獵戶座大星雲

整個獵戶座復合體的研究結果表明,它正處于膨脹之中.其中心部分的熱藍星不會太老,根據它們的運動可知,這些熱藍星是在一個相當狹小的空間範圍內大約于1萬年以前形成的.氣體運動和電離度的研究表明,這塊星雲本身的年齡大概在1萬到2萬年之間.也有可能,它早在一百萬年以前就以暗星雲的狀態長期存在了,在這段時間裏形成了一些質量較小的恆星,它們即是現在的暗弱紅星.但是,一旦那些巨大的恆星在中心區域形成,由于其表面溫度均在20000K與50000K之間,氣體便被電離並開始膨脹起來.隨著膨脹過程的繼續,中心區域的成星過程必然減慢下來.

由獵戶座星協的顏色-光度圖可知,質量非常巨大的恆星不僅已來得及發展到主星序,而且已經燃掉了相當多的氫,從而開始了在赫羅圖上向右方演化的進程.中等質量的恆星都在零齡主星序上,但質量非常小的恆星卻還未到達零齡主星序.因為它們的收縮極為緩慢,故質量非常小的恆星即使首先開始形成,它們也會最晚才到達主星序.這是由于它們的不利條件所使然. 在獵戶座復合體中,氫氣母體裏夾雜有大量年青的恆星這一事實有力地支持了恆星產生于氣體雲的這個見解

但是,至今仍不明白,星雲裏形成的星協為什麽或者在形成後不久就立即分解,或者最終變成一疏散星團.有一種見解,是從研究凝聚為恆星的雲團的百分比出發來考慮的.它認為,本來靠組成它的氣體本身的引力作用聚集起來的雲團. 大半會凝縮成恆星,而隻有少量氣體逃逸出去.在此情況下, 大部分質量仍然存在,其引力場依舊足以把這些恆星吸引在一個更為持久的星團之中.反之,假如雲團的大部分氣體並未凝聚成恆星,那它本身就很可能會被已經形成的恆星的微粒壓吹散工因此,總引力場將減弱,星協恐怕就要馬上瓦解.

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