大质量年轻星团和超星团 - PowerPoint Presentation课件.ppt

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 0m至-9m，峰值在-3.5m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-5m和-9m 之间（银河系最亮球状星团Cen的累积视星等 3.6m，绝对星等 -10.4m）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30200pc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0m，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0m ，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104-105M，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 Bergh1971 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2108L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-IIMYC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,年龄分布,对于旋涡星系来说，MYC系统的年龄分 布较为平滑，这一点与星暴星系（如M82和双 天线状星系NGC4038/4039）中，同类星团在 短时间内诞生的情况不同另一方面，正常星 系中MYC的绝对目视星等可达 -12m，比银河 系中光度最大的疏散星团要亮约 3 个星等, 但 比一些星暴星系（如双天线状星系等）中同类 星团的光度来得小, 后者可达 -13m 到 -15m银河系中的MYC,1980年，Freeman在有关大麦云中的年轻球 状星团的评述中，提出了这样的问题：“为什么 在大麦云中形成的这类系统在银河系中没有发 现？”很明显，在银河系中即使存在这类年轻星 团也很难观测到，因为严重的星际消光（比如 消光量达到10等或者更厉害）使得对这类星团 的可见光观测失效。

要解决这个问题，必须利 用红外观测1990年代末，Fi。