（天体物理专业论文）基于疏散星团的银河系结构研究.pdf

主要字符表 上海师范大学硕上学位论文 e ( b - v ) ：色余 m 。：太阳质量 d o c ：银心距 r d ：银盘标长 d m ：日心距 z h ：银面标高 z 。：太阳银面距 m y r ：兆年 g y r ：吉年 主要字符表 上海师范大学硕士学位论文学位论文独创性声明 学位论文独创性声明 本论文是我个人在导师指导下进行的研究工作及取得的研究成果。论文中除 了特别加以标注和致谢的地方外，不包含其他人或机构已经发表或撰写过的研究 成果。其他同志对本研究的启发和所做的贡献均已在论文中做了明确的声明并表 示了谢意。 论文作者签名： 日期：z 0 4 年丐月侈日 论文使用授权声明 上海师范大学硕士学位论文 论文使用授权声明 本人完全了解上海师范大学有关保留、使用学位论文的规定，即：学校有权 保留送交论文的复印件，允许论文被查阅和借阅；学校可以公布论文的全部或部 分内容，可以采用影印、缩印或其它手段保存论文。保密的论文在解密后遵守此 规定。 论文作者签名： 翩虢拟铜 导师签名：气制) ( 形l 矿j i 日期：瑚年多抄日 日期：矿扩年佣1 # 1 1j f 日 ， 上海师范大学硕士学位论文 摘要 摘要 银河系除了场星外，还有非常多成团的恒星系统。研究这些星团对我们了解 银河系形成、结构和演化有重要意义。不同的星团在很多性质上有差异，如光度、 结构的紧密性、金属丰度等。结构紧密、光度较大的星团被划分为“球状星团”； 而结构相对较疏松、光度稍小的星团则被划分为“疏散星团”。 有关恒星形成的观测研究指出，恒星在分子云中形成，并且所形成的恒星大 部分是成团的( l a d a 1 ) 。因为星团内的恒星具有共同的起源，有关星团的观测 结果则成为经典恒星形成理论的最好检验。除此之外，疏散星团由于其宽的年龄 谱( 贯穿整个银盘的形成历史) 和质量谱( 从几百上千到几万个太阳质量) ，长 期以来一直被当作是研究银盘形成和演化的有效探针。例如，一方面人们利用年 轻的疏散星团来确定银河系的旋臂结构( h u m p h r e y s 2 ) ，讨论银河系的旋转曲 线( s c h m i d t 3 ，m e r r i f i e l d 4 ) ，研究恒星的形成机制及星团的动力学演化 ( b o u t l o u k o s 5 ，f u k u s h i g e 6 ，g e r h a r d 7 ) ，并进一步用来对恒星的初始 质量谱及形成星团的分子云质量函数提供限制( l a r s o n 8 ，e l m e g r e e n 9 ) ； 另一方面，由于老年的疏散星团的年龄可以较好地测定，它们成为研究早期银盘 形成的最好工具之一( p h e l p s 1 0 ，j a n e s 1 1 ，f r i e l 1 2 ) 。不仅如此，老年 星团中最亮的成员星一般是有强发射线的红巨星，可以较好地利用其谱线观测得 到星团成员星的化学成分和视向速度( b e h r 1 3 ) 。因此，疏散星团是研究银河 系结构演化、动力学及化学的有力工具，已有一系列文章对此作了良好的综述 ( 石火明 1 4 ，赵君亮 1 5 ，俎中良 1 6 ) 。 本文研究的样本来自w e b d a l2 0 0 7 年的疏散星团数据库。此数据库由维也纳 大学的天体物理研究所管理更新。这个疏散星团的数据库共有9 7 0 个疏散星团， 其中9 1 1 个有年龄，9 2 0 个有距离，9 11 个有色余。我们的研究目的是利用疏散 星团统计分析得到银盘的性质，如银盘标高、银盘标长及太阳银面距等。 对星团年龄分布的研究指出，银河系在过去3 4 g y r 可能出现了一个恒星形 成较为剧烈的时期；星团年龄分布的双指数结构意味着年轻星团较年老星团更易 瓦解，该结论在对星团银道面的投影分布和银河系巨分子云分布的讨论中得到进 一步确认：利用星团样本，我们还得到了太阳位于银道面以北约2 0 p c 的位置； 并且随着年龄的增加，星团垂直银道面的标高分布变大；最后，利用太阳内圈和 外圈星团的资料，我们发现相对于太阳，外银盘具有比内银盘更大的垂直银道面 的标高，这可用维里定理加以合理解释。 虽然w e b d a 星团表提供了大量的疏散星团资料，但是该样本仍是不完备 的。利用蒙特卡罗数值模拟，以太阳附近疏散星团的观测为基准，我们对样本的 不完备性进行了分析。在考虑位置固定和位置随机的情况下，我们分别得到了银 盘的标长为r d = 1 6 士0 2k p c 和r d = 2 84 - 0 1 k p c 。 关键词：疏散星团一银盘一结构演化 论文类型：结合观测结果的理论研究 摘要上海师范大学硕上学位论文 a b s t r a c t i na d d i c t i o nt ot h ef i e l ds t a r s ，t h e r ea r em a n ys t a rc l u s t e r si nt h e m i l k yw a y t h e yp l a ya ni m p o r t a n tr o l ei nu n d e r s t a n d i n gt h ef o r m a t i o n ， s t r u c t u r ea n de v o l u t i o no ft h eg a l a x y h o w e v e r t h e i ro b s e r v a t i o n a l p r o p e r t i e sd i f f e ri nm a n ya s p e c t s ，s u c ha sl u m i n o s i t i e s ，c o m p a c t n e s s ，a n d m e t a l l i c i t i e s s t a rc l u s t e r sw i t h c o m p a c t s t r u c t u r e sa n dh i g h l u m i n o s i t i e sa r en a m e da s “g l o b u l a rc l u s t e r s ：w h i l et h eo t h e r sw i t h l o s es t r u c t u r e sa n dl o wl u m i n o s i t i e sa r en a m e da s “o p e nc l u s t e r s ” o b s e r v a ti o n sh a v ep o i n t e do u tt h a ts t a r sf o r mi nm o l e c u l a rc l o u d s a n dm o s to ft h e ma r ec l u s t e r e d s i n c et h es t a r si nac l u s t e rh a v et h es a m e o r i g i n s ，t h e i ro b s e r v a t i o n sp r e s e n tag o o dl a b o r a t o r yt ot e s tt h et h e o r y o fs t a rf o r m a t i o n ：s e c o n d l y ，b e c a u s eo ft h ew i d ed i s t r i b u t i o n so fo p e n c l u s t e r si na g e ( o v e r l a pt h ew h o l eh i s t o r yo ft h eg a l a c t i cd i s k ) a n dm a s s ( f r o mh u n d r e d st om o r et h a ni 0t h o u s a n ds o l a rm a s s e s ) ，t h e yh a v eb e e nt a k e n e f f e c t i v e l yt op r o b et h ef o r m a t i o na n de v o l u t i o no ft h eg a l a c t i cd i s k f o re x a m p l e ，o no n eh a n dy o u n go p e nc l u s t e r sa r ea d o p t e dt od e t e r m i n et h e s t r u c t u r e so fs p i r a la r m so ft h eg a l a x y ，t os t u d yt h er o t a t i o nc u r v eo f t h eg a l a x y t oi n v e s t i g a t et h es t a rf o r m a ti o nm e c h a n i s m sa n dt h ed y n a m i c e v o l u t i o no fs t a rc l u s t e r s ，a n dt oc o n s t r a i nt h es t e l l a ri n i t i a lm a s s f u n c t i o na n dt h em a s sf u n c t i o no fc l o u d sw h e r ec l u s t e r sw e r eb o r n 0 nt h e o t h e rh a n d ，b e c a u s ea g e so fo l do p e nc l u s t e r sa r er e l a t i v e l ye a s yt oo b t a i n ， t h e yh a v eb e c o m eo n eo ft h eb e s tt o o l st oi n v e s t i g a t et h ee a r l ye p o c ho f t h eg a l a c t i cd i s kf o r m a t i o n f u r t h e r m o r e ，t h eb r i g h t e s tm e m b e rs t a r si n a no l do p e nc l u s t e ra r er e dg i a n t sa l w a y sw i t hs t r o n ge m i s s i o nl i n e s ，s o t h a tt h e yc a nb eo b s e r v e ds p e c t r o s c o p il yt og e tt h e i rc h e m i c a lc o m p o s i t i o n a n dr a d i a lv e l o c i t i e s a sar e s u l t ，o p e nc l u s t e r sa r ee f f e c t i v et o o l st o i n v e s ti g a t et h es t r u c t u r ea n de v o l u ti o n ，d y n a m i c sa n dc h e m i c a le v o l u t i o n o ft h eg a l a x y t h e r eh a v eb e e ns e v e r a lg o o dp a p e r sa st h eo v e r v i e wo fo p e n c l u s t e r s t h ew e b d ao p e nc l u s t e rc a t a l o g u e ( v e r s i o n2 0 0 7 ) ，d e v e l o p e da n d m a i n t a i n e db ye r n s tp a u n z e nw o r k i n gi nt h ei n s t i t u t eo fa s t r o n o m yo ft h e u n i v e r s i t yo fv i e n n a ，i sa d o p t e di nt h ep r e s e n ts t u d y t h et o t a ln u m b e r o fo p e nc l u s t e r si nt h ec a t a l o g u ei s9 7 0 ，w i t h i nw h i c h9 1 lc l u s t e r sh a v e a g ed e t e r m i n a t i o n s ，9 2 0c l u s t e r sh a v ed i s t a n c e s ，a n d9 11 c l u s t e r sh a v e c o l o re x c e s s e s t h eg o a lo ft h ep r e s e n tt h e s i si st os t u d ys t a t i s t i c a l l y t h es t r u c t u r eo ft h eg a l a c t i cd i s kb yo p e nc l u s t e r s ，s u c ha st h es c a l e h e i g h ta n dl e n g t ho ft h ed i s k ，a n dt h ep o s i t i o no f t h es u na b o v et h e g a l a c t i cp l a n ea sw e l1 i ti m p li e st h a ta na c t i v es t a rf o r m i n gp e r i o dm i g h to c c u r3 4 g y ra g o w h e nt h ea g ed i s t r i b u t i o no fo p e nc l u s t e r si st a k e ni n t oa c c o u n t m o s t o fo l do p e nc l u s t e r sw e r ed e s t r o y e di nt h ei n n e rs o l a rc i r c l ed u et ot h e 2 上海师范大学硕士学位论文摘要 i n t e r a c t i o n sw i t hg i a n tm o l e c u l a rc l o u d s t h es u nl o c a t e sa b o u t2 0 p cn o r t h t ot h eg a l a c t i cp l a n e t h es c a l eh e i g h tp e r p e n d i c u l a rt ot h eg a l a c t i c p l a n ef o ro p e nc l u s t e r si n c r e a s e sw i t ht h e i ra g e s a l t h o u g hw e b d ac a t a l o g u ep r o v i d e sal a r g ea m o u n to fi n f o r m a ti o no n o p e nc l u s t e r s ， i ti ss t i l ln o tc o m p l e t e dy e t w e a n a l y z e d t h e i n c o m p l e t e n e s so fo u rs a m p l ew i t hm o n t ec a r l os i m u l a t i o n s ，b a s e do nt h e o b s e r v a t i o nr e s u l t so fo p e nc l u s t e r sn e a rt h es u n u n d e rt h ec o n s i d e r a t i o n o ff i x e da n dr a n d o mp o s i t i o n so fo p e nc l u s t e r s ，w ed e r i v et h es c a l el e n g t h o ft h eg a l a c t i cd i s kt ob er d = 1 6 士0 2k p ca n dr d = 2 8 士0 1 k p c 。 r e s p e c t i v e l y k e yw o r d s ：o p e nc l u s t e r s 七a l a c t i cd i s k s t r u c t u r ea n de v o l u t i o n t h e s i st y p e ：t h e o r e t i c a ls t u d yb a s e do no b s e r v a t i o nr e s u l t s 上海师范大学硕士学位论文第章：引言 第一章引言 1 1 研究背景介绍 长期以来，疏散星团被认为是研究银盘的重要工具。因为星团内的恒星具有 共同的起源，它们几乎是在相同的分子云中同时产生，非常有利于检验经典恒星 形成理论。l a d a 1 最近关于太阳附近恒星形成率的研究发现，大部分的恒星是 在团中形成。一方面，年轻疏散星团有很多研究用途，如利用它们来确定旋臂结 构，描述银河系的旋转曲线，或者研究恒星形成机制及其最近的演化历史，或者 用来对星团的初始质量谱提供限制。另一方面，年老的疏散星团是研究早期银盘 形成的最好工具，因为它们的年龄可以较好地测定，而且其可观测距离较远。再 者年老星团中最亮的成员星是强发射线的红巨星，利用其谱线观测可以得到化学 成分和视向速度。不管是年轻还是年老的疏散星团，同一个星团内的成员星都有 相近的化学组成，比较不同年龄的星团的金属丰度，可以跟踪银盘的化学演化。 总而言之，疏散星团是研究银河系结构、动力学、及化学组成的有力工具。本文 将基于最新的w e b d a 疏散星团表，讨论银盘的结构和演化。 本文的目的是通过统计分析疏散星团的银经、银纬、日心距、银心距、色余、 银面距的分布特点，研究银河系的结构和演化，即对银盘的标长，极年轻薄盘的 标高，太阳的银面距等基本参量进行讨论。为了使研究结果更真实、可信，我们 需要具有经过基本天体物理研究的大样本疏散星团资料。随着观测资料的不断积 累和观测手段的不断进步，银河系内疏散星团具有一定基本研究的样本的数目从 1 9 8 0 年m e r i l l i o d 1 7 疏散星团表的6 3 个星团到最近w e b d a2 0 0 7 年的9 7 0 个星 团。2 0 0 7 年d i a s 1 8 又给出了一个更大的疏散星团表，包含有1 7 6 6 个星团， 但是d i a s 星团表中大部分的星团只是提供了作为后续观测确认和进一步研究的 可能供选者。 疏散星团中有两个星团p l e i a d e s 和h y a d e s 在中国古代就被记载了。他们的 中文名字“昴星团 和“毕星团”都来源于中国古代。 昴，史记天官书：“昴日髦头，髦，说文：“发也”。昴又称为留，留有 簇聚、团属之意，例如：果实多子而团聚的称为榴，因病变血液积聚而生的称为 瘤。昴宿正是由一团小星组成的，目力好的人能分辨出七颗来( 图2 - 3 ) ，希腊 神话中称它们为“七姐妹( p l e i a d e s ) ”。古人用昴宿来定四时，尚书尧典：“日 短星昴，以正仲冬”，是指如果日落时看到昴宿出现在中天，就可以知道冬至到 了。 毕，仪礼：“宗人执毕先入 ，注称：“毕状如义 。诗小雅：“有抹天毕 ， 朱熹注：“天毕，毕星也，状如掩兔之毕”。毕宿八星属于金牛座，它的形状有如 一把小叉子，也像是英文字母y 。西步天歌：“毕宿八星如小网，左角一珠光 独朗。”这左角的一颗亮星是毕宿五( 金牛a l p h a ) ，一等星。史记天官书上 说：“昴毕间为天街”，是指日月行星常经过这里，目前水星正位于这两个星宿之 间。 7 第一章：星团 上海师范大学硕士学位论文 第二章星团 2 1 星团分类 星团指的是具有相同起源的恒星集团，在观测上它们的空间恒星密度要足够 大( p 丰1 0 m ，p c q ) ，以致能抵挡星系的潮汐作用和星际云的瓦解( s p i t z e r 1 9 ) 在一个相当长的可观测时标内( 1 0 6 年) 存在。星团根据它们的成员和周围 环境物质分为两大类( l a d a 1 ) ： 1 、e m b e d d e dc l u s t e r s ( 嵌埋星团) 这类星团完全或部分嵌埋在气体尘埃 中，是最年轻的星团。一般认为它们是原星团，当它们从分子云中显露出来后就 被归为一般的星团。由于严重的消光，在可见光波段不能观测到此类星团，而 红外观测则是最好的手段。图2 1 是嵌埋星团i c l 8 4 8 的红外图像，由s o o k eb c 利用c e l e s t r o nu l t i m a8s c t 望远镜和c o o k b o o k2 4 5l d cc c d 相机摄于1 9 9 9 年9 月1 6 日。这个星团年龄约7 m y r ，距离我们2 k p c 。从图中可以看到星团周 围有大量气体尘埃。 图2 - i ：嵌埋星团i c l 8 4 8 2 、e x p o s e dc l u s t e r s ( 即一般的星团) 这类星团内部没有或只有少量星 际物质( 如气体尘埃) 。j l 乎所有在疏散星团目录中的星团都属于此类星幽。 上海师范大学硕士学位论文第二章：星团 2 1 1 球状星团 球状星团是一个成员星向中心聚集的球状体系。质量在1 0 4 2 1 0 6 6 m f 之间， 潮汐半径在1 0 一l o o p c 范围内，累积绝对星等为_ _ 9 7 7 t 一_ _ 5 t m 。从球状星团的赫罗 图( 如图2 - 11 ) 可以明显看到主序折向点很暗，这说明了星团年龄比较老，因为 折向点以上的恒星已全部演化离开了主序。在银河系内，球状星团年龄全部很老 ( 大约乏l o g y r ) 。 空间分布上，球状星团的银面聚度很小，有较高的银心聚度，构成一个银河 系的球状次系。1 9 1 9 年，s h a p l e y 2 0 ，2 1 ，2 2 基于对球状星团的空间分布研究得 出太阳不是银河系的中心的结论。目前，在各种类型的星系都观测到球状星团， 但在很多小质量星系里却没有观测到它们。图2 - 2 是2 m a s s 拍摄的球状星团m 8 0 的照片。 l ! 一l - 钆 i 蒸鬻t i , 3 7 ； ! ! ! ：， l 托 醚溪|l|；：穗”麴鬻i：?-：? 摩戆辩鬻i ：! 銎 _ 。赫姆慕野巍! i 未船科氇磬 蓍 ；鬻 ”氨。_ 磐：l ，：，? ：銎豢辫鹅骥l l l l 戮 滗 甜： 1 一h m 1 ：- 。- 弘。警雾嘲黛醚l 谳“。”? 摹一i - m ：1 魏蔷 。 ：鼍灞i ：蓦t ! 薹霎谰 臻| _ 盛霹鬣| i ? 糯匿 ? _ i 誊魏? 氅毯黧懑藤啦! 一：海。”，曩1 i 二掇函豳 i ：| 篡鎏i 零鬻攀薯然攀| f 薯i ；- j 9o 气：争 ! 。? 。 ? 。j ? 。，：! ；l i ：! ：；! ! ：j ：_ _ 。，! ! ! ：j ；警：j ：! ，i 4 i ：i - 。_ ： ： i j ：2 ：，j ”i - 。：“、 ：+ ：二 4 。 j i ， 0 o 鼍；：j 羹：i 之”j ：；：“? ) 1 ，0 j 。“，：，l ：+ 。r ；。：i 瓮h o 山m i 砌c r o n a l l s 酬k y s u r v 眄 涟2 m a s s a t l a si m a g em 涮c 第一二章：星团上海师范大学硕士学位论文 2 1 2 疏散星团 相对球状星团，疏散星团结构弥散，形态不规则，质量比球状星团小，在 1 0 3 1 0 5 m ，。之间，半径只有1 一l o p c ，平均累积星等为一3 5 m 。一般疏散星团的 存活时标为一2 0 0 m y r ，从它的赫罗图( 图2 1 0 ) 可以看到大部分成员星位于主 序上，这说明团的年龄相对比较年轻。 在空间分布上，疏散星团主要集中分布在银盘上，大部分位于i b l 1 5 0 的灭 区内。图2 3 是著名的疏散星团昴星团( p l e i a d e s ) 的光学图像，由c o h o c t a h n i g h t c r a w l e ro b s e r v a t o r y 的d a v i dm a li n 在2 0 0 6 年1 月2 5 日拍摄。此星团 距离我们1 3 5 p c ，从图中可以看到非常明亮且蓝的0 、b 星。 图2 3 ：疏散星团昴星团( p l e i a d e s ) 。 上海师范大学硕士学位论文第二章：星团 2 1 3 超星团 超星团，又叫年轻大质量星团，是年轻密集的恒星体系，在l 一2 p c 内聚集 了超过1 0 4 m 。，的质量。至今发现的质量最大的超星团处于相互作用星系和星暴星 系中。超星团通常位于巨h i i 区，或者是大质量星系的中心。它们描绘了恒星和 行星形成的最极端环境。图2 4 是著名的两个正在碰撞的星系即天线星系，导致 成千上万的恒星及星团的形成，图中的红色亮点就是超星团。这两个星系n g c 4 0 3 8 和n 6 c 4 0 3 9 在5 0 0 m y r 前相会碰撞，形成现在看到的天线星系。此图由哈勃望远 镜a c s 相机拍摄 2 3 。 图2 - 4 ：两个正在碰撞的星系，红色亮点是碰撞过程中形成的超星团。 羹 现在己知的银河系内的超星团是w e s t e r l u n d1 ，它比其他任何己知的星团 都要大近1 0 0 0 倍。w e s t e r l u n dl 包含了上百颗质量非常大的恒星。根据观测， 天文学家估计这个超星团很可能包含了1 0 0 ，0 0 0 倍以上的太阳质量，其中所有的 恒星都位于一个方圆不到2 p c 的区域之中。 第二章：星团上海师范大学硕士学位论文 w e s t e r l u n d1 位于南天的天坛座( a r a ) 内。1 9 6 1 年，瑞典天文学家本格特韦 斯特朗德( b e n g tw e s t e r l u n d 2 4 ) 在澳大利亚发现了它。这个星团位于一片巨 大的星际气体尘埃云背后，大部分可见光都被遮挡住了。星团至少变暗了1 0 0 ，0 0 0 倍，因此直到今天，这个特殊星团才露出了庐山真面目。 2 0 0 1 年，这个天文学家小组( e s o ) 在这个星团中辨认出了十多颗超高温的罕 见大质量恒星，即所谓的“沃尔夫一拉叶( w o l f - r a y e t ) ”星。此后，他们开始 使用不同的欧南台望远镜，对w e s t e r l u n d1 展开了广泛的研究。他们使用2 2 米e s o m p e 2 望远镜上的w f i 照相机和3 5 米n n t 3 望远镜上的s u s i2 照相机，对星 团进行了照像观测。通过这些观测，他们分辨出了大约2 0 0 颗星团成员星。图 2 - 5 是w e s t e r l u n dl 的红外图像，由2 m a s s 4 拍摄。 图2 5 ：w e s t e r l u n dl 的红外图像( 2 m a s s ) 。这个超星团位于南天，可见光消光达到1 3 个星 等。距离太阳约1 1k p c ，里面的超级亮的年轻恒星年龄约为8m y r 。 ：m a xp l a n c ki n s t i t u t ef o re x t r a t e r r e s t r i a lp h y s i c s 3 n e wt e c h n o l o g yt e l e s c o p e 4 h t t p ：w w w i p a c c a l t e c h e d u 2 m a s s r e l e a s e s a 1 1 s k y 上海师范大学硕士学位论文第二章：星团 2 1 4 星协 上述三类星团都属于动力学束缚系统，即这些星团具有较长的寿命。而另一 种恒星系统星协则是结构疏松、不稳定的非束缚系统。星协半径为sl o o p c ， 且其成员星有一l o o m y r 的年龄弥散。有理论认为星协内的恒星是场星的主要贡 献者( k o p o s o v 2 5 ) 。 银河系的星协分为两类( 赵君亮 1 5 ) ：一种是0 星协( 或0 b 星协) ，另一 种是t 星协。所谓0 星协就是成员星是0 、b 型星；而t 星协的成员星则为金牛 t 型变星。两种星协都属于银河系的扁平子系( 星族i ) ，有很高的银面聚度。由 于银盘上分子云众多，所以这种非束缚的星协在银河系分子云的潮汐作用下，它 们会很快瓦解。图2 - 6 为大质量o b 星协的图像( m o i z a p e l l d n i z 2 6 ) 。 图2 - 6 ：超重0 b 星协n g c 4 2 1 4 + v i ( h s t 5 ) 第二章：星团 上海师范大学硕士学位论文 2 2 疏散星团的研究意义及应用 单个疏散星团可研究的内容包括：形成与演化机制，初始质量函数，双星的 百分比，疏散星团的内部结构，运动学和动力学；能量均分过程，质量分层，成 员星的蒸发，以及星团与巨分子云相遇后的瓦解率与存活率。又因为疏散星团是 在银盘上形成，所以疏散星团的整体性质反映了银盘的性质。不同年龄的星团可 以表征银盘的不同结构。例如，年轻疏散星团可以描绘银河系的旋臂结构；年老 疏散星团则是可以用来探索银盘外部的运动学。疏散星团的年龄从几个m y r 到 1 0 g y r ，这么宽的年龄谱可以用来研究银盘现在和过去的演化( j a n e s 和p h e l p s 1 1 ：f r i e l 1 2 ) 。 与球状星团不同的是，疏散星团集中分布在银盘上，所以有时也被叫做“银 盘星团”。由于疏散星团不规则、零乱的形态及较低的中心聚度，它并不像球状 星团那样容易被观测到。同时，银盘上大量的气体尘埃的消光对疏散星团影响严 重，使其很容易湮没在背景里。因此最初的m e s s i e r 2 7 星表只包含了2 7 个疏 散星团。观测上看到年轻疏散星团周围有很强的弥散光，表明团周围有很多尘埃， 这些尘埃反射星团内恒星的星光形成弥散光。另一方面，这些疏散星团内有非常 亮和蓝的0 、b 型星，也表明了他们的年龄还较小，这些颜色星等图也支持了这 一点。 2 3 疏散星团分类一t r u m p l e r 分类法 疏散星团的表观性质可以通过t r u m p l e r 2 8 分类法来很好地区分： ( b i n n e y 2 9 ) 1 ) 星团的聚集程度用罗马数字i 、i i 、i v 来表示，小的数字代表高中心 聚度； 2 ) 成员星亮度范围用阿拉伯数字1 、2 、3 来表示，小的数字表示低亮度； 3 ) 成员星数目用p ，m ，r 来表示。成员星数目小于5 0 的以字母p 表示，在5 0 和1 0 0 之间的为m ，超过1 0 0 的以r 表示。 2 4 疏散星团金属度 疏散星团可以跟踪银盘的化学演化，因为它主要形成于银盘。而且星团年龄 能相对准确地确定，可观测距离较远。这对得到银盘的金属度梯度和年龄金 属度关系有重要作用。 疏散星团的金属度可以有多种方法得到。一种是通过u b v 测光数据，另一种 是谱线观测。因为成本较高，以前用谱线来测定疏散星团金属度的方法很少用。 但是随着观测技术方法的快速发展，谱线方法较过去有了大量的应用。由于谱线 方法能够将 f e h 的测量精确到0 0 1 个d e x ，现在光谱方法成为高精度测定星 团金属度的有效手段。 上海师范大学硕士学位论文第二章：星团 1 9 9 5 年p i a t t i ，c l a r i a 和a b a d i 3 0 基于6 3 个疏散星团的红巨星的研究， 得到银河系金属度在银盘、垂直银盘和年龄上的梯度为： ( f e h ) = 0 6 士o 1 一( o 0 7 士o 0 1 ) p k p c 一( o 3 4 土o 0 3 ) l z l k p c 一( 0 0 0 2 士 o 0 0 5 ) v g y r ( 2 1 ) 他们所得的银盘上的金属度梯度与e d v a r d s s o n 等人 3 1 利用场星得到的结果 类似。这个结果表明，场星可能是在星团中形成后逐渐地瓦解逃离母星团而形 成的。 图2 7 是陈力等 3 2 用1 4 4 个疏散星团数据得到的金属度分布直方图。可以 看到疏散星团的金属度集中在太阳金属度附近。而球状星团的金属度分布( 陈力 等 3 3 ) ( 如图2 8 所示) ，则明显看到绝大部分都是小于太阳的金属度。 x u c o 3 f m 4 = 1 0 8 o 0 6 l - l l 0 4 0 2 0 【f e 刷】 图2 7 ：银河系1 4 4 个疏散星团样本的金属度分布。 iil 、 、 g c s s a m p l en = 1 4 7 。 b 。 l ， l 旷 x 一。 蜊r l - 5 一l r e h 】 图2 8 ：银河系1 4 7 个球状星团样本的金属度分布。 o 第二章：星团上海师范大学硕上学位论文 2 5 星团质量函数 2 5 1 恒星初始质量函数及其研究意义 恒星的初始质量函数( i m f ) ，对于决定恒星系统的性质和演化有着重要作用。 如果我们对初始质量函数了解不够，将影响整个星系的形成过程的了解。一般认 为恒星的初始质量函数可以普适地描述成 d n = n o ( m ) d m ( 2 2 ) 1 1 其e o d n 是在( m 一三d i n ，m + 去锄) 质量间隔内的恒星数目，n o 是归一化常数， z z ( m ) 就是初始质量函数，形式如o ( m 一。s a l p e t e r 3 4 在1 9 5 5 年提出了在 0 4 m c , 到1 0 m s 的恒星的质量分布可以用幂律谱来表示： ( m ) o ( m 一2 3 5( 2 - 2 ) 从1 9 5 5 年s a l p e t e r 3 4 发表著名的恒星初始质量函数的论文到现在已经5 8 年了。从那以后，这个“s a l p e t e rl a w 及其修正形式就被广泛地应用在恒星系 统的形成与演化的模拟上。从那以后很多天文学家都对i m f 做了很重要的工作， 如s c a l o 3 5 ，3 6 。 在1 9 8 6 年对初始质量函数幂律谱的指数根据观测作了改进： ( m ) o ( m 一2 躺f o rm 1 0 m 。 ( m ) o ( m 乇2 7f o r1m两m10m(：)(2-3) ( m ) o ( m 一1 8 3f o rm 0 2 m 。 k r o u p a 3 7 2 0 0 1 年的结果为： ( m ) 。( m 一2 3f o rm o 5 m 。 ( m ) o ( m _ 1 。f o r0 0 8 r n 0 5 m 。 ( 2 - 4 ) f ( m ) 。( m - 0 3f o rm 0 0 8 m 。 大量的研究结果表明( 公式( 2 - 2 ) ，( 2 - 3 ) ，( 2 - 4 ) ) ，1 m e 以上的恒星的质 量函数大致可以用与s a l p e t e r 有相似指数的递减幂函数来近似。 2 5 2 疏散星团质量函数 星团内的恒星几乎是同时形成，有着相同的距离和金属丰度。这样有着相同 的初始条件的恒星系统，是研究i m f 及其普适性的最好工具。但利用星团成员星 质量函数研究存在很多问题，如s c a l o 3 6 总结了以下9 个问题： 1 ) 可进行详细研究的太阳附近的疏散星团，其数目较少，成员星质量分布 范围不够大； 2 ) 大部分的星团只有确定的5 0 - 2 0 0 个成员星，这样导致了每个单位质量内 的恒星数目很少，从而误差很大； 3 ) 星团的质量分层使大质量恒星集中在中心区域，而且这种质量分层现象 在年轻星团中就出现了。从而令观测星团的半径要变大，但是半径变大马上又引 发以下两个问题； 1 6 上海师范大学硕士学位论文第二章：星团 4 ) 成员星的判定问题：星团的成员星判定需要自行和视向速度，但这些数 据只有距离近的星团才能观测到： 5 ) 半径增大使得前景和背景的星团边上的成员星受场星污染加重，使得消 场星的工作更加困难； 6 ) 小质量恒星很多是双星，但是星团内较难分辨双星，这样影响了质量函 数低质量端的统计； 7 ) 星团基本参量( 如距离、年龄、金属度、红化) 的误差会导致所得到的 i m f 不同； 8 ) 等年龄线的不确定性导致由等年龄线估计的恒星质量有很大的不确定 性； 9 ) 由于星团恒星的运动，小质量恒星会逃离星团，这样导致i m f 低质量端 样本的不完备。 虽然如此，从1 9 6 0 年后有很多科学家做了疏散星团成员星i m f 的工作。这 些早期的工作主要是用恒星的质光关系( s c a l o 3 5 ) 来得到成员星的质量函数。 例如： l 、t a f f 3 8 利用6 2 个疏散星团来研究i m f ，并用单一的幂函数( 指数q 为一2 7 ) 拟合得到1 m q 到2 0 m 鼻之间的质量分布。 2 、c l a u d i u s 和g r o s b e l 3 9 利用星团演化轨迹和s t r o m g r e n 测光数据从5 个年轻的疏散星团和0 b 星协出发，并用最大似然法拟合了i m f 的a 值，结果约在 一2 6 至0 3 0 之间。 3 、t a r r a b 4 0 利用7 5 个疏散星团得到i m f 的q 值在- 2 至l j - 3 之间不等。 8 6 4 乙户。 一? 一。+ 事章 。世善杖 z t r ，“一：、 毪t a 。u ；r u “ s - t 罩_ 、一 、： 一；一- 。- !f 。r 名、 k l 、 b - o r i + 一 甬、l 鲞、j 一a ，- p ，e r _ 一一= ：踟1 ，怦。蟊 一一， 嘶一、： 。，z 二日_ 报矿 江、 二_ 哨、| 、 目 x - 00 二 一l 一1 52 1 0 8mi m e ) 图2 - 9 ：年轻星团成员星的i m f ；虚线：场星的i m f ： 垂直点线是氢燃烧的质量下限。 图2 - 9 给出了c h a b r i e r 4 1 统计的六个年轻星团的恒星的i m f 。这六个星团 的年龄在5 m y r 和1 5 0 m y r 范围内。虚线是场星i m f ( 如公式2 - 5 4 2 ) 。 善( 1 0 9 m ) = 0 0 7 6 e x p ( ( 1 0 9 m 2 - 0 5 5 l o 9 0 2 2 5 ) 2 ，m i m 。 ( 2 5 ) 第二章：星团 上海师范大学硕上学位论文 从图2 9 中可以看出年轻星团的i m f 与场星的i m f 相似，但是t a u r u s 星团( 成 员星密度在六个星团中是最低的) 的i m f 与场星差距最大，在图中并没有将此星 团的i m f 与场星i m f 作比较。 2 6 疏散星团颜色星等图 研究星团的颜色星等图有三个目的： 1 ) 星团分类和成员星判定； 2 ) 确定星团的距离、年龄； 3 ) 用于恒星起源和演化的研究。 颜色星等图( 简称c m d ) 提供了研究疏散星团演化轨迹的有力工具。由于疏散 星团主要集中在银道面上，很容易被场星污染，从而导致成员星判断困难。所以 一般通过动力学或者颜色是否相近来筛选成员星。而且银盘上气体尘埃较多，疏 散星团的c m d 要进行红化修正。 j k 图2 - 1 0 ：疏散星团m 1 0 3 颜色星等图( 2 m a s s ) 上海师范大学硕士学位论文第二章：星团 j - k 图2 一1 1 ：球状星团n g c 3 2 0 1 颜色星等图( 2 姒s s ) 比较图2 1 0 与图2 1 l ，可以看出，相比球状星团的c m d ，疏散星团的c m d 在主序上延伸更长，可以一直到主序最上端的蓝离散星。这些大质量、寿命短恒 星的存在说明疏散星团仍然很年轻。疏散星团的c m d 的另一个特点是主序底部变 得很宽，在红端有很大的弥散。这么宽的弥散不可能是观测误差导致的，主要是 由小质量的双星造成的( 石火明 1 4 ) 。 1 9 第三章：银河系疏散星团研究 上海师范大学硕士学位论文 第三章银河系疏散星团研究 疏散星团是研究银盘结构的重要工具，因为这类星团集中分布在银盘上。而 且其单个星团成员星有相同的形成环境( 巨分子云) ，相近的年龄，相近的金属 度，而且最近关于太阳附近区域恒星形成率的研究( l a d a