| 单词 | 球状星团 |
| 释义 | 【球状星团】 拼译：globular cluster 由数千至数十万颗恒星在引力约束下聚集在半径为10～100pc的球形区域内组成的致密恒星集团。它们结构单纯而明亮，可以根据它们在银河系和近邻星系中的空间分布、元素丰度和运动特性的相关性等，研究星系的结构和组成，作为引力相互作用下长期稳定的多体系统，它们是研究恒星集团动力学演化的理想目标。球状星团中的大量恒星年龄和初始化学组成相近，是研究恒星结构和演化理论的重要观测基础。银河系球状星团是最古老的天体，可以用来估计宇宙年龄，并有助于研究星系的形成过程。 北半球肉眼可见的球状星团只有M13。早在1784年梅西叶(Messier)天体表中就列入了数十个球状星团。目前银河系内共发现球状星团154个左右。在本星系群和室女星系团一些星系中观测到了数千个球状星团。1918年美国沙普利(S hapley)研究了当时已知的约100个球状星团的空间分布，发现有1／3集中在人马座内，90%以上位于以人马座为中心的半个天球上。借助勒维特(Leavitt)等人确立的造文变星周光关系，他估计了到各球状星团的距离，结果发现，由各球状星团所组成的系统的中心即银河系的中心并不是太阳。这是继哥白尼(Copernicus)否定地球为宇宙中心之后又一重大发现。自1911年和1913年赫茨普龙(Hertzsprung)、罗素(Russel)分别独立发现诸恒星的光度和颜色分布的规律性(赫罗图)以及1958年史瓦西(Schwarz-schild)完成了恒星结构和演化的系统理论以来，球状星团赫罗图的观测及与理论模型的比较，一直是球状星团研究的重点。因为球状星团包含大量恒星，它们离我们距离相近，年龄相近，初始化学组成也相近。因此星团赫罗图很易于与恒星演化理论比较。球状星团赫罗图与多数疏散星团的赫罗图显著不同。球状星团中没有绝对星等亮于－3等的恒星，而且最亮的星中没有蓝星，而是黄红色巨星。主序星都晚于F型。这些特征表明，球状星团是比疏散星团古老得多的恒星集团，可能是银河系中最初形成的一批天体。60年代和70年代中有关巨星支、亚巨星支、水平支等一些理论预言陆续通过了观测的检验。球状星团是在引力约束下长期稳定的多体系统，是研究N体系统动力学演化的理想天体。观测表明，球状星团的光度分布规则而稳定，一些更大的球状系统如旋涡星系的核球和椭圆星系，甚至包含多个星系的一些星系团，其光度分布规律也与球状星团类似，表明它们都是经过充分弛豫的系统。1966年由金(King)提出了成功描述光度分布规律的动力学模型，假定通过恒星间两体碰撞弛豫过程，诸恒星的速度分布趋于高斯分布，但高速运动的恒星将能逃逸出球状星团的有限引力势阱，从而使高斯分布高能尾有截断。根据这一动力学模型，球状星团的光度分布可以由一个无量纲参量完全描述，最常用的参量为球状星团的致密度C，它反映诸恒星向中心区聚集的程度。C值愈大，系统愈致密。虽然目前已发现金模型的不少缺点，但由于它简单并且易于观测比较，目前仍是最常用的模型。球形多体系统演化至规则的光度分布，需要有效的弛豫过程。虽然对较为密集的古老银河球状星团，两体碰撞弛豫时间短于系统的年龄。但是，当讨论光度分布类似的更大球形系统时，两体碰撞弛豫时间远远超过宇宙年龄，1967年林德一贝尔(Linden-Bell)首先提出了球形系统早期坍缩时会发生剧烈弛豫过程，可以在坍缩时间的量级上，建立起充分弛豫的光度分布。这一研究成果，对理解巨大的球形恒星系统的形成过程有重要的意义。球状星团的年龄，远远大于两体碰撞时标，这时需要考虑球形系统的长时标演化。早在60年代理论工作已经指出，球形系统在核心足够密集时，会出现核坍缩现象，这时光度分布不能再用金模型描述。70年代中期，只发现了M15一个球状星团与金模型明显不符。80年代中期以后，CCD等新型探测器投入观测，可以观测到角秒量级的中心区域光度分布，结果德约果夫斯基(Djorgovski)等在127个研究过的球状星团中，发现了近1／5(26个)球状星团中心有核坍缩现象，证实了早期的理论预言，推动了长时标动力学演化的研究工作。80年代中期以后，球状星团赫罗图的研究也进入了一个新的时期。首先是由于CCD等新测光设备可以测到更暗恒星，从而提供了大量银河球状星团的可靠的赫罗图和光度函数的资料。同时，大小麦哲伦云中球状星团的观测提供了年龄相差很多、丰度也相差很多的球状星团的资料，这就为较为年青和各种丰度的恒星演化模型提供了观测检验的可能。另一方面，恒星演化理论的进展和大型计算机的应用，使恒星演化模型的计算更为准确，也扩展到了主序之后的红巨星支、水平支、渐近巨星支等各晚期演化阶段。因此理论与观测赫罗图和光度函数比较时，不再局限于个别观测特征，而需要考虑总体特征的相符。新观测表明，球状星团主序折向点的(B－V)范围非常狭窄(只有0．01等)，因此排除了由磁场、旋转，主序阶段大的质量流失等非经典因素为主的可能性。同时，由红巨星支的颜色，水平支的颜色分布，渐近巨星支的最亮光度等一些特征，又可以把混合长标高，红巨星阶段表征质量流失效率的参数η等作出相当精确的定标。麦哲伦云中年龄小于4×109G(折向点恒星质量大于1．6M☉)的球状星团的观测，肯定了较大质量恒星演化中对流过冲起着相当重要的作用，它将使得主序星寿命加长，光度增加，同时减低He燃烧时间，从而显著改变星团的光度函数。这些参数的准确定标，不仅深化了对恒星演化的理解，而且确定星团年龄、丰度等特征量时可以达到更高的精度和可靠性，从而可以更广泛地应用恒星演化理论于各种天体物理问题。球状星团研究对宇宙学最重要的贡献是宇宙年龄的确定。年龄确定的基本原则是观测赫罗图特征与恒星演化理论计算的对比，目前认为误差最小的方法是测量折向点与水平支绝对热星等之差△m，这种方法对重元素丰度的依赖性较弱，结果表明，几乎所有银河球状星团年龄都相近，约为(16±3)×109年。这与哈勃常数测定给出的宇宙年龄，与放射性同位素测定给出的宇宙年龄基本相符。进一步提高年龄估计的精度，是目前研究的重要方向。球状星团在星系中的位置、丰度、运动特征之间的关联，是探讨星系形成过程的重要线索。银河系中没有年青的球状星团，而麦哲伦云中有，这一重要事实对星系形成理论也有重要意义。自1985年弗尔(Fall)等提出第一个球状星团形成模型以来，球状星团的形成机制已成为当前研究的前沿之一。美国哈勃空间望远镜发射成功后，分辨率和灵敏度都比地面最大望远镜优越许多。球状星团的研究是空间望远镜计划的重要部分。预计在赫罗图特征和光度函数、球状星团中心区光度分布、邻近星系中球状星团特性研究等方面都会取得大量新资料，大大推动球状星团研究的进展。【参考文献】：1 Fall S M,et al.Ap J,1985,298:182 Djorgovske S,et al. Ap J,1986,305:L613 Freeman K. A R A &.A,1987,25:6034 Renzini A,et al. A R A &. A,1988,26:1995 Chiosi C,et al. A Ap,1989,219:1676 马駬，等．天文学进展，1990，4∶3177 马駬，等．天文学进展，1991，1∶228 Lauer T R，et al．Ap J，1991，L45(中国科学院北京天文台马駬研究员撰) |
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