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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
