大质量年轻星团和超星团-PowerPointPrese18677

单击此处编辑母版标题样式,单击此处编辑母版文本样式,第二级,第三级,第四级,第五级,*,大质量年轻星团和超星团,大质量年轻星团,Massive Young Cluster(MYC),超星团,Super Star Cluster(SSC),银河系星团的经典分类法,银河系内的恒星集团通常,分为,3,大类：,1.,疏散星团,2.,球状星团,3.,星协,疏散星团,外形,较不规则，星数比较少，从几十个到上,千个，,质量,通常不超过 。成员星团内分,布较松散,中心聚度,较低。,线直径,1.5-15 pc,，大,部分在,2-6pc,之间，且多数略呈扁状。因高度集,中于银道面附近，,银面聚度,高，故又称,银河星,团,。团的,累积绝对星等,0,m,至,-9,m,，峰值在,-3.5,m,左,右。,金属度,比较高，,年龄,一般不超过,1Gyr,，但,年龄譜比较宽,，最年轻的只有几百万年，属于,扁,平子系或极端星族,I,（年轻星族,I,）。在运动学特,征上，疏散星团,绕银心的转动速度比较大，但速,度弥散度小，运动轨道与银道面的交角很小。,球状星团,外形,较规则，星数少则几千，多可达几百,万，,质量,范围为 。成员星在团内,呈球对称分布，,中心聚度,很高，中心区通常无法,分辨出单颗恒星。,线直径,大多在,40pc,到,150pc,之,间。球状星团离散分布于银晕中，,银面聚度,小，,但有一定的,银心聚度,。,绝对星等,大多在,-5,m,和,-9,m,之间（银河系最亮球状星团,Cen,的累积视星等,3.6,m,，绝对星等,-10.4,m,）。,金属度,很低，,年龄,一,般为,10 Gyr,或更老，属于,球状子系或极端星族,II,（晕星族）。星团,绕银心的转动速度小，但速,度弥散度大，运动轨道可以与银道面交任意角。,星协,可分为,O(OB),星协和,T,星协两类,；前者是,O,、,B,型星的集团，几乎所有的,O,、,B,型星都位于,O,星协之中,后者是金牛,T,型变星的集合体。,两,类星协都属于扁平子系或极端星族,I,有很高的,银面聚度,，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。,星协比疏,散星团大得多，,O,星协,直径,通常在,30,200pc,之,间，,T,星协也可达几十秒差距。通常认为星团是,束缚恒星系统,，而星协则是一些年轻、不稳定的,非束缚系统,，,年龄,不超过年 年,，,在银河系,潮夕力场的作用下，它们会比较快地瓦解。,星团经典分类法的缺陷,上述分类法的基础是对银河系的观测结果。,1.,早期对河外星系中的星团知之甚少。,银河系,是旋涡星系,，,经典分类法未必完全适用于早型星,系和不规则星系。,2.,银河系是一个正常星系,，目前它不处于活动,期，,经典分类法很可能并不适用于非正常星系。,3.,银道面附近星际消光非常严重,，光学观测难,以探测到低银纬的远距星团；目前所观测到的星,团样本很可能是不完备的，,尚未观测到的星团也,许并不适用星团的经典分类法。,问题的产生,随着观测技术的提高，特别是空间天文观,测技术和可见光以外的其他波段观测手段的逐,步实现，观测到了越来越多的河外星系中的星,团，以及银河系中深藏于星际云中的内埋星团,（,embedded cluster,）。,这些星团的,某些性质,与,经典分类系统中的疏散星团或星协相似，而,另,一些性质,则类同于球状星团，从而对经典的星,团分类法提出了挑战，,MYC,和,SSC,以及其他,一些相关的概念便是在这样的背景下提出的。,超星团的发现,1960,年代初，,Hodge,在,LMC,内,观测到了,35,个年老的,“红色”球状星团，及,23,个年轻的“蓝色”球状星团,。前者类,似于银河系中的普通球状星团，主序星的绝对星等一般不,超过,0,m,，年龄较老；后者尽管在形状和星数上与球状星团,类同，但因包含了若干明亮的蓝星而呈蓝色，主序星绝对,星等可亮于,0,m,，,相对比较年轻，而演化图像类似于疏散,星团。,本世纪初，,Da Costa,在,LMC,内,观测了,10,余个球状,星团，年龄约为,13Gyr,，但也观测到了许多中年星团和年,轻星团，,质量范围,10,4,-10,5,M,，,与球状星团质量相近或略,小，但比疏散星团明显大。有人称它们为,富星团,(rich star,cluster),。,因为大部分富星团都是星系盘的组成部分，,它,们显然不适用上述星团的经典分类法。,超星团概念的提出,历史上首先提出超星团概念的是,van den Bergh,。,1971,年，,他在对星系,M82,（,NGC3034,）的近红外底片进行仔细,研究后发现，星系中央区域分布有,10,余个明亮的星云状斑,点，这些亮斑点的尺度约为,2”,，因距离为,3.2Mpc,，则,线尺,度约为,30pc,。中心附近,5,个亮班点的平均绝对星等为,-15.9,等，,光度为,210,8,L,。,光谱观测表明，这些班点是一些,非,常明亮致密的大质量年轻星团，称之为超星团。,超星团与,超星协（,superassociation,）,不同，尽管两者的累积光度相,近，但后者是恒星和星团的松散集合体，属于旋臂天体，,而这些亮班点是一些致密天体，它们的,投影中心距均不超,过,0.5kpc,。,超星团概念的最终形成,1981,年，,Arp,和,Sandage,在,特殊星系,NGC1569,的中,心附近，发现了两个明亮的致密天体，即,NGC1569-A,和,NGC1569-B,，光谱型分别为,A0 Iab,和,A2 Iab,累积光度约,为 ，质量不小于 。经过详细的分析和比,较，他们认为这两个年轻的亮致密天体应该是超星团。,1985,年，,Melnick,等人,研究了,不规则星系,NGC1705,，,发现了一个明亮超星团,NGC1705-A,，光谱型为,B3 V,，光,谱特征与上述两个超星团相类似，但光度要大上,10,倍，,绝对星等为 ，质量估计为 。,历史上的误解,1990,年代之前，,HST,尚未发射升空，,对于河外星,系中的大质量年轻星团，特别是其中的致密超星团，地,面望远镜很难分辩出其中的恒星，以至无法确认它们是,否真正属于表观上的寄主星系，而往往被误认为是一些,前景星,。,比如，人们曾一度猜测，,LMC,中著名的亮星,云剑鱼,30,（直径,120,光年）的核区天体,R136,是一个超大,质量恒星，其质量高达 。直到,1985,年，,Weigert,和,Baier,利用,全息斑点干涉技术,才把,R136,中的,恒星分辩出来，从而知道它是一个致密的大质量年轻星,团,超星团。,近年来，有关星系中,MYS,和,SSC,的观测和研究正在,逐步深入。,1999,年,Larsen,和,Richtler,对,21,个近邻旋涡星,系,中,MYS,的做了系统的搜索，发现其中有若干个星系,含有许多,SSC,；翌年，他们又讨论了,31,个河外星系,中,MYS,与寄主星系性质之间的关系，其中包括,8,个特殊星,系。,2001,年，,Maz-Apellniz,利用哈勃望远镜的观测资,料，对,27,个近距,MYS,的结构特征做了较为系统的分析,研究。,2005,年，,de Grijs,等人,讨论了,MYS,与老年球状星,团之间的演化关系。,同年,Tsai,等人,利用甚大阵（,VLA,）,对,14,个近邻星暴星系,的,K,波段观测图像，发现了一批,SSC,以及因其激发而生成的,射电红外超星云（,radio-,infrared supernebula,RISN,）。,大质量年轻星团和超星团的存在已,是不争的事实，,而与经典的银河系疏,散星团和球状星团相比，它们所表现,出的,一些引人注目的特殊性质，以及,在恒星、星团、星系的形成和演化过,程中的作用，,已引起人们越来越大的,兴趣。,主要观测特征,关于大质量年轻星团和超星团目前,尚无明确一致的定义或观测判据，,一般,认为大质量年轻星团的含义比较宽，超,星团是其中的致密天体；而有人则把它,们视作同一类天体。,就目前的观测事实,和研究结果来看，这类星团主要有以下,一些主要观测特征：,基本情况,这是一些年龄比较轻、质量比较大的蓝色致,密星团，,年龄比较轻是相对银河系中的球状星团,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银河系中的疏,散星团而言。,这类天体不仅出现在并合星系和星,暴星系中,且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,团的,有效半径,（半光半径）最小为几个,pc,，最大,可达,20pc,或更大些。,光度,的大致范围为,到 ，,光谱型,通常早于,A3,型。,在寄主星系中的分布情况,MYC,和,SSC,在寄主星系中的分布情况因星系而,异。,在有些星系中这类星团大多位于星系中心附近,(,如,M82),，最远的一些团的中心距不超过,500pc,；而在另一,些星系中，在远离星系中心的地方也观测到了超星团，,如,NGC1313,和,NGC6946,，最远的团的投影中心距已达,3.7kpc,。,在一些晚型星系中，这类星团（尤其是其中最,年轻的星团）往往并不表现为随机分布，而是倾向于分,布在旋臂上或旋臂附近。,在图,1,中，位于星系,NGC2997,旋臂附近的亮班点都是一些大质量年轻星团。,图,1,旋涡星系,NGC2997,中的,MYC,MYC,的致密核,Maz-Apellniz,对,8,个星系中,27,个,MYC,的观测和分,析表明，有些团表现出有明显的致密核，在,3pc,半径,范围内核的累积绝对星等亮于,-10,等，有些团则看不,出有这样的核存在。,大多数致密核的外形大致为圆,对称，也有少数呈椭长形，或者表现为某种双核结,构。,从形状和尺度大小来看，无致密核团的外形类,似于,OB,星协，但质量要比银河系中的,OB,星协大得,多，故有人把这类天体称为超重,OB,星协（,scaled,OB association,SOBA,，见图,2a,；图,2,均为,HST,拍,摄）。,图,2a,超重,OB,星协,NGC4 214-IV,。,有致密核超星团又可以分为两类，一类团不存在,晕,或者在核的周围只有很微弱的晕（,weak halo,，,见图,2b,），另一类团则表现出有明显的晕（,strong,halo,，见图,2c,），晕的亮度甚至可以超过核的亮,度。,晕的总体结构与超重,OB,星协的结构相类似，,而晕的中心通常与团核所在的位置并不一致。,进一,步的分析表明，,对于那些有弱晕的超星团，晕和核,属于同一动力学结构成分，核只是晕的中心区域；,超重,OB,星协的结构也属于这种情况。但那些有显,晕的团则不同，它们的晕和核应该属于两种不同的,结构成分。,图,2b,有弱晕的超星团,NGC1569-B,。,图,2c,有显晕的超星团,NGC2403-II,。,MYC,的个数,不同星系中,MYC,的个数相差非常悬,殊，,有的一个也没有，,如,NGC1493,和,NGC7741,；,有的只有为数不多的几个，,如,NGC45,和,NGC4395,等；而,有的则含有几,十个、甚至超过,100,个,MYC,，,如,NGC5236,和,NGC6946,。,Larsen,所研究的,21,个近邻旋涡星系,MYC,系统的,LF,和比光度,MYC,系统的光度函数具有以下幂律形式：,为了讨论它们与寄主星系的关系，,Larsen,和,Richtler,引入,比光度（,special luminosity,）,其中 是系统的总光度，而 是寄主星系的光度，以取代,广泛用于老年球状星团系统的,比频,采用比光度而不用比频的一个好处是，比光度与星系距离的不确定性和星际消光无关。,Larsen,和,Richtler,对于,21,个近邻非相互作用星,系中,500,多个,MYC,的分析表明，,（以及还有 ）,与星系的形态类别,（哈勃类型从,Sbc,到,Im,）,并,不存在明显的相关性（见图,3,）。,图,3,比光度与星系哈勃类型间的关系,年