| 单词 | 疏散星团 |
| 释义 | 【疏散星团】 拼译：open star cluster 是一种结构比较松散、外形较不规则的恒星集团，通常由几十颗至数百颗恒星组成。因其大多位于银道面附近，曾取名银河星团。疏散星团的研究，对于天体物理学、银河系天文学，特别是对恒星演化、恒星动力学及银河系结构研究有着重要意义。主要内容包括星团成员判别，基本参量确定，光度函数，团内恒星的演化，团的形成、结构、内部运动和动力学性质等。 确定星团成员是疏散星团全部工作的基础。早期，仅仅根据恒星在天球上的投影位置来作成员判别，后期则引入了物理学和运动学数据。目前应用最广泛的观测资料是恒星自行。1971年，桑德斯(W．L．Sanders)的工作为星团自行成员确定奠定了较为严格的数学基础。嗣后，不少人对桑德斯方法又作了一些重要的改进，使疏散星团成员的确定更为合理。年龄是疏散星团最重要的基本参量之一。随着恒星测光精度的提高，使获得高质量的星团颜色－星等图成为可能，从而为确定星团的年龄提供了有用的工具。20世纪50年代曾利用主序折向点作为标龄参数以估计疏散星团的年龄。另一种早期广泛使用的方法是复合HR图。这两种方法所得出的星团年龄的精度比较低。随着恒星演化理论的进展，目前常用的是等龄线法，即把疏散星团的观测颜色－星等图与理论演化模型的等龄线相比较来确定团的年龄，可以得到较为准确的结果，如范登伯格(Vanden Berg)的工作。另一种更为准确的方法是帕罗斯(Palouš)于1977年提出的演化迹线法，不过由于其复杂性而尚未得到广泛的应用。疏散星团的另一个重要基本参量是团的质量。通过观测得到团内恒星的速度弥散度并利用位力定理，可以求得团的位力质量。另一方面，由观测得出的团内各别恒星的质量之和可以确定星团的光度质量。在计算光度质量时，需要确定团内恒星按星等的频数分布－光度函数，并考虑双星、暗星等因素的影响。位力质量一般明显大于光度质量，通常认为这一差异是由光度函数的不完整性以及团内存在未能观测到的暗物质而引起的。光度函数本身的研究对于认识星团的形成和演化是十分重要的。目前这方面的工作主要在于比较团星和场星、以及团内不同区域恒星的光度函数，但迄今尚未得到一致性的结论。通常认为星团成员星是在同一时期内形成的。由于不同恒星有着不同的质量，而恒星演化进程的快慢又取决于它们的质量，因而不同年龄疏散星团的颜色－星等图便为检验恒星演化理论提供了极好的工具。有关恒星演化模型及相应的恒星演化迹线和等龄线方面的工作，近年来有着引人注目的改进，包括采用新的恒星物理学数据，考虑恒星风导致的质量损失，以及特别是关于恒星内部对流理论的进展。现已认识到恒星核区对流过冲效应对于恒星的演化进程有很大的影响，乔西(Choisi)和贝塔里(Bertelli)等人的工作代表了这方面的最新成就。有关疏散星团中恒星演化的问题，新的热点表现在对兰离散星、主序空缺和双重主序等现象的深入研究。鉴于问题的复杂性，目前对这些现象尚未达成一致性的共识。一些解释涉及到团内双星的存在，恒星演化的细节，以及团内恒星的两次或多次形成，后者对星团恒星同时形成的传统观念提出了严重的挑战。这些新问题的研究可望在90年代有较大的突破，并将促使人们对恒星演化理论有更深入、全面的认识。疏散星团的基本特征是一种小数目的恒星系统，成员星数通常不超过1000个，这就给恒星动力学统计理论的应用造成了很大的困难。对于星数众多的球状星团来说，动力学演化时间远大于恒星通过能量交换而使系统趋于平衡所需要的时间弛豫时间，而后者又远大于系统内一颗典型恒星穿越整个恒星系统的时间－穿越时间，这给球状星团的动力学研究带来了很大的方便。但是，疏散星团的演化时间、弛豫时间和穿越时间三者之间不存在上述关系，因而迄今还没能象球状星团那样由恒星动力学统计理论得出普遍性的动力学模型。目前，有关这方面的理论知识大多来自N体数值模拟对星团演化期间动力学演化过程进行跟踪和描述。另一方面，由于疏散星团一般离开我们比较近，加之有较宽的恒星质量范围，可以比球状星团更为仔细地研究团内的小质量暗星、双星以及内部运动和某些动力学问题。星团的恒星投影数密度分布为研究星团结构提供了重要的观测资料。老年富疏散星团的数密度分布类似于球状星团，可以用多质量King模型作很好的拟合。在结构上，疏散星团普遍表现出不同程度的空间质量分层效应，即大质量恒星较之小质量星有更明显的向团中心密集的趋势。N体模拟也证实质量分层必然出现。近期的研究进一步证实疏散星团实际上由团核和外部团冕两部分构成，团核主要由大质量亮星组成，团冕则包含了大量的暗星。同时证明团冕是团所固有的一部分，它是在星团形成初期与团核同时诞生的，从而否定了团冕由团核中恒星向外逃逸而形成的观点。但是，团冕的观测以及成员判别相当困难，因而它们的研究并不充分。这也是近年来有关疏散星团研究的热点之一。随着观测资料质量的提高和数量的积累，最近几年来对疏散星团内部运动的研究逐渐增多。疏散星团的内禀速度弥散度一般都很小，通常在1km／s左右。对速度弥散度与恒星质量间关系进行研究，发现疏散星团的速度质量分层效应很不明显，甚至完全不存在。从动力学观点上来讲，这一点与上述空间质量分层颇有矛盾，从而引起了研究者们的注意。恒星和星团的形成起始于分子云的坍缩。从分子云中诞生的恒星系统可能是引力束缚系统，也可能是引力非束缚系统，其主要取决于分子云中的恒星形成效率和气体驱离时间。当恒星形成效率过低、气体驱离时间过快时，所形成的通常为引力非束缚系统。相反，较高的恒星形成效率和较慢的气体驱离过程则有利于形成束缚星团。外部因素对束缚系统的形成也有着不可忽视的影响。如银河系潮汐力场作用使星团的线度不会超过一定的限度，否则系统就不可能稳定。此外，过大质量的分子云很可能形成非束缚恒星系统。普遍的观点是，团内恒星的形成是一种持续的过程，其时间跨度通常为107～108年。最近，伊格恩(Eggen)和依本(Iben)认为年轻星团中可能发生过多次间隔式的恒星爆发式形成事件，并用此解释年轻星团中的兰离散星现象。疏散星团形成后，长时标动力学演化后的最终结局可能是团的完全瓦解。从观测上来看，疏散星团的数目随年龄的增大而明显减少是一个证明。另一方面，理论研究和N体模拟工作表明，很多因素会影响到疏散星团的动力学演化，并最终导致团本体的瓦解。这里，内部因素包括团内恒星间的交会、主序后恒星的质量损失、双星的存在等；外部因素有银河系潮汐力场以及近邻星际云的潮汐激波。疏散星团作为一种恒星系统，在银河系天文学的研究中有着其独特的重要地位。应该指出的是，若干问题，比如动力学理论模型、兰离散星等现象的解释、光度函数和质量函数的普适性等，至今尚未得到最后的解决，这将推动天文学家从观测和理论两个方面去作深入的研究。【参考文献】：1 Sanders W L. AAp, 1971,14:2262 Palors J,et al. AAp,1977,61:273 Terlevich E. MNRAS,1987,224:1934 Choisi A C,et al. AAp,1988,196:845 Eggen O J,et al. AJ,1988,96:6356 Bertell G,et al. AAp Srpp Ser, 1990,85:8457 Bonitagi A,et al. MNRAS,1990,245:158 Dandey A K,et al. AJ,1990,49:6179 Mateo M,et al.AJ,1990,100:469(上海天文台赵君亮研究员撰) |
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