深空中的“钻石”:球状星团

球状星团历来是业余天文观测者和专业天文学家特别喜爱观测研究的对象之一所谓星团,是由十几颗以上的恒星组成的、受各成员星之间引力束缚在一起的恒星群,其成员星的空间密度显著高于周围的恒星场。根据星团包含的恒星数、星团的形状和在银河系中位置分布的不同,星团又分为疏散星团和球状星团。疏散星团一般由十几颖、数百颗到上千颗恒星组成,结构松散、形状也不规则,它们     

新闻速递

几乎不含重元素的球状星团球状星团是由成千上万甚至数十万颗恒星组成的恒星群体,外形通常大致呈球形,外围恒星比较疏散,越往中心,恒星越密集。通常球状星团当中的恒星诞生于银河系形成早期,这时候宇宙当中金属元素还不多,因此其中恒星的金属丰度也通常比较低。     

基于混合模型的疏散星团视向速度和金属丰度研究

疏散星团是研究星族和银河系形成与演化的理想示踪体。基于LAMOST DR7低分辨率光谱,在视向速度和金属丰度两维空间上,构建包含团星和场星的混合模型：以二维正高斯模型来描述团星的分布,以星团天区周围的恒星来构建场星的分布模型。同时,在模型中考虑了观测误差的影响。对3个具有丰富光谱数据的典型疏散星团进行了拟合。年轻星团Melotte 22和中年星团NGC 2281可以较好地约束其视向速度的内禀弥散,分别为：1.47_-1.18^+0.95km·s^-1和2.05_-1.18^+1.39km·s^-1,而年老星团NGC 2682只能给出速度弥散的上限约为0.96 km·s^-1。Melotte22、NGC 2281和NGC 2682的金属丰度内禀弥散分别为：0.170_-0.009^+0.012dex,(0.108±0.012) dex和(0.050±0.005) dex,都明显大于金属丰度的观测误差(约0.02...     

星团成员辨认方法研究进展

对疏散星团进行成员星辨认是研究疏散星团的性质和确定疏散星团基本属性参数的首要步骤,对利用疏散星团开展的恒星演化以及银河系结构等研究方向具有重要意义。利用恒星运动学方面的信息(自行和视向速度)来建立可靠的成员星辨认模型,是成员星辨认领域中一个重要的研究方向。目前利用运动学数据进行成员星辨认较为成熟的模型主要是Vasilevskis-Sanders的方法和非参数方法。除此之外,还有一些新兴的方法:建立多维模型和聚类算法等,但这些方法还有待于进一步探索。随着天体测量技术的不断发展,测量数据精度不断提高,提高成员星辨认模型可靠性的需求也越来越迫切。综述了用运动学方法对星团进行成员星辨认的研究背景和研究现状,对各类算法进行了简要介绍,总结了每种模型的优缺点。最后,在Gaia时代下,对成员星辨认模型的研究发展进行了展望。     

银河系疏散星团中的蓝离散星(英文)

作为目前研究复杂恒星系统的有力工具 ,星族合成方法是建立在单星演化理论基础之上的 ,因此 ,必然有其不完善性存在 ,尤其当系统中的双星成分不容忽视时。作为演化星族合成方法的基本单元 ,简单恒星星族模型的构成即排除了双星贡献。本文中 ,我们以银河系疏散星团为简单恒星星族模板 ,构造出一系列简单恒星星族积分光谱。从中我们可以看到 :蓝离散星这类理论上主要来源于双星系统的恒星 ,对星团积分光谱的紫外及蓝端有很大影响 ,从而造成简单恒星星族积分光谱能量分布的改变。这种改变势必影响对星团年龄及其它一些物理参量的判定 ,并最终影响星族合成的结果。同时 ,若以 (B -V )色指数进行度量 ,蓝离散星对简单恒星星族积分颜色的影响可达到 30 %。工作中 ,我们选取了 2 6个年龄在1x10 1 0 ～ 6x10 1 0 年之间的疏散星团为样本进行统计研究。     

蓝离散星研究现状(Ⅱ):观测特性

不同恒星系统(银河系晕、疏散星团、球状星团、矮星系)中蓝离散星所表现出的观测特性各不相同,这与恒星系统动力学环境及相应的蓝离散星主导形成机制直接相关。因此,分析研究蓝离散星的不同观测特性,也就成为研究蓝离散星形成机制、恒星及双星系统演化以及恒星系统动力学演化的有效方法。     

巨蟹座中的老年星团M67

巨蟹座中除了著名的蜂巢星团Ｍ４４之外,还有一个疏散星团Ｍ６７也很有名。据天文学家们估算,它的年龄在５０亿年以上,是银河系中最老的疏散星团之一。它也是所有疏散星团中研究得最广泛,获得有关恒星演化和星团年龄的信息最多的一个星团,格外受到天文学家的关注。最...     

球状星团的性质和演化(Ⅰ):球状星团的年龄、分布和运动

本文详细地介绍了利用球状星团颜色一星等图确定球状星团年龄的方法、难点和一般结果。这种方法与估计宇宙年龄的其他两种方法彼此完全独立,但估出的宇宙年龄大体相符。球状星团与疏散星团年龄相比要老得多,表明它们是在银河系形成初期形成的恒星系统。球状星团的金属丰度分布,以及空间分布、运动性质与金属丰度的相关性,提供了球状星团形成过程的信息。邻近星系中球状星团的观测更丰富了人们对球状星团的了解。     

疏散星团NGC 6866视场中5颗类太阳振动红巨星的星震学研究

由于星团中所有成员星是在近似相同的时间里由相同的气体星云形成,所有成员星具有相同的年龄、距离和化学元素,所以星团中的所有成员星可作为一个整体来研究.此时自由参量较少,这为天体物理的研究提供了一个独特的机会.因此,对星团年龄的确定比对单颗恒星年龄的确定更准确.以耶鲁-伯明翰(Yale-Brimingham)Pipeline技术为核心结合星震学方法,分析并推导了星团NGC 6866视场中5颗被观测到具有类太阳振动红巨星的年龄、质量等恒星参数.发现该星团视场中这5颗类太阳振动恒星中有4颗恒星的年龄不完全一致且大于1 Gyr,远大于利用其他方法得到的星团NGC 6866的年龄(约0.65 Gyr).这意味着这4颗类太阳振动恒星可能不是该星团的成员星.同时利用星震学方法获得KIC 8329894恒星的年龄为0.60976_(-0.085175)~(+0.057327)Gyr,与星团的年龄基本一致;另外,把这5颗被Kepler所观测到的红巨星与LAMOST(大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜)的数据做了交叉证认,从而更加确定该红巨星为星团成员星.因此该恒星的星震学年龄也可以作为疏散星团年龄的进一步验证和限制.     

金属丰度对球状星团动力学演化的影响

动力学过程和恒星演化及二者的互相影响都会对球状星团的演化产生重要影响.由于金属丰度会影响恒星的演化轨迹,与之相伴随的恒星质量损失率的变化也会对球状星团的动力学过程造成影响.通过一系列N体模拟研究金属丰度对球状星团的质量损失率、半径等的影响,并分析其原因,同时研究了大质量恒星以及星团初始数密度分布的影响.模拟中采用的球状星团模型初始成员星数目N=50000,运行于类银河系的引力势中并考虑成员星的演化.结果显示,由于低金属丰度恒星拥有较快的演化时标,所以贫金属球状星团在早期会拥有较高的质量损失,但与此同时它们的核塌缩时间会比后者显著推迟,因此在核塌缩之后其质量损失会被富金属星团反超.另外由于大质量恒星演化导致的质量损失较大,所以大质量星的存在会使金属丰度更加显著地影响球状星团早期的扩张以及随后的核塌缩过程,同时星团的初始数密度分布也对该效应有着不可忽视的影响.     

DBSCAN聚类算法在Gaia-DR2中检测疏散星团的研究

基于Gaia Data Release 2 (Gaia-DR2)星表,采用数据挖掘技术中的DBSCAN(Density-Based Spatial Clustering of Applications with Noise)算法进行邻近疏散星团成员检测.从Gaia-DR2中选取了594284颗恒星(距离太阳100 pc)作为样本,使用恒星的五维数据(三维空间位置和两维自行)进行聚类分析.在数据预处理阶段,将每一维数据标准化到[0, 1]区间内,避免了单位不一致对聚类效果的影响.然后,利用k-dist图确定了DBSCAN算法的输入参数(Eps, MinPts).最终,使用DBSCAN算法获取了133颗成员星,它们在五维相空间中可以被分成两组,分别对应于疏散星团Hyades和Coma.分析结果表明得到的成员星是可靠的.根据两个星团的成员星, Hyades和Coma的距离分别确定为(46.5±0.3) pc和(84.9±0.4) pc.     

老年疏散星团的金属丰度及银盘金属丰度梯度演化研究

疏散星团是探究银河系结构与演化的良好示踪体,一直以来颇受关注.之前关于疏散星团的研究中,仅有一小部分疏散星团有金属丰度参数,而且,金属丰度的测量,是基于不同质量的观测数据,采用了不同的方法.收集了一个年龄大于2 Gyr的老年疏散星团样本,通过整理这些星团成员星的金属丰度数据,一方面,以星团NGC 2682为例,对比了不同光谱巡天项目给出的星团成员星金属丰度的系统差异;另一方面,计算了星团成员星金属丰度的平均值和中位值,作为该疏散星团的金属丰度推荐值.此外,还利用该样本探究了银盘径向金属丰度梯度随时间的演化,结果表明,早期银盘有着更加陡峭的径向金属丰度梯度,随着演化时间的增加,银盘径向金属丰度梯度逐渐趋于平缓,为银盘化学演化模型提供了更加严格的观测约束.     

2月深空指南

M41M41是个明亮的疏散星团,位于天狼星正南方约4度的地方,亮度约5等,视力好的人在野外黑暗环境下肉眼都能看到它。这是个比较松散的疏散星团,包含了约100颗恒星,使用20×80双筒望远镜可以看到它零散的恒星。     

银河系铝元素丰度研究

恒星的Al元素丰度可以为探索星团和星系的化学演化提供重要线索.通过系统分析银河系薄盘、厚盘、核球、银晕以及M4、M5等球状星团中恒星的[Al/Fe]随恒星金属丰度[Fe/H]的变化趋势,得出银河系薄盘、厚盘和核球恒星的[Al/Fe]随着[Fe/H]的增加而缓慢下降,而球状星团M4和M5恒星的[Al/Fe]随[Fe/H]增加没有下降趋势,这暗示Ia超新星对M4和M5恒星元素丰度的贡献比较小.详细研究了银河系恒星[Al/Fe]与[Mg/Fe]、[Na/Fe]的相关性,结果表明银河系场星的[Al/Fe]与[Mg/Fe]正相关,但在球状星团M4和M5恒星中未见此相关性;银河系盘星及M4和M5等球状星团恒星的[Al/Fe]与[Na/Fe]都存在正相关.     

用造父变星视向速度求银河系自转参数A

为建立银河系自转理论,由视向速度观测得到的较差自转效应曾用 O 型星及 B 型星、银河星团、造父变星等类天体详尽研究过.这方面的研究,不但显著证实银河系自转理论,而且可以决定自转参数,而自转参数又可以用来研究银河系的自转周期,系内力学定律及质量分布等问题.假定系内恒星的运动在稳定状态,且都绕核心作圆周运动.某恒星和银河系中心(简称银心)的距离为 R,银径为 l,银纬为 b,则因银河系自转而产生的视向速度较差效应     

昴星团中新发现的双星金牛座28号

昴星团中新发现的双星金牛座２８号我国古代星名二十八宿中的员宿诸星，聚集在金牛座中引人注目的一个疏散星团内，称为昴星团。肉眼可见的金牛座１７号（昴宿一）和２７号（昴宿七），分别是轨道周期约１００天和１２５５天的分光双星。１９８９年英国一篇研究，发现其中...     

银河边飘浮的盒子——罗盘座

罗盘座是南天暗弱不知名的小星座,它北接长蛇座,南连船帆座,在船尾座与唧筒座之间,正好在长蛇座α星(星宿一)和老人星(船底座α星)连线的中点处,一部分沉浸在银河之中。它是法国天文学家拉卡伊创建的南天14星座之一,象征物是航海家使用的磁罗盘,其前身是古南船座的桅杆,而南船座也被拉卡伊拆分为船底、船帆和船尾三星座。罗盘座由一群相当暗的恒星组成,最亮的恒星是3颗4等星——α星、β星和γ星,实在是观察不出罗盘座的形象。它包含几个有趣的深空天体,如行星状星云NGC281&疏散星团NGC2627和旋涡星系NGC2613等。     

疏散星团的最新研究进展

疏散星团在天文学和天体物理学研究中有着多方面的重要性。近年来在观测和理论工作上都取得了显著的进展。综述了疏散星团的研究现状，对成员判别、基本参数确定、团与恒星的演化、团的结构和动力学进行了详细评述。     

球状星团成员星的空间相关性分析

以球状星团NGC (New General Catalogue) 104、NGC 5139、NGC 6121为实验样区, 选取了视差等10个恒星参数, 通过引入地学中的空间分析理论和相应的分析框架为定量描述球状星团成员星的空间分布特征提出了一种基于地学的研究范式. 通过计算全局和局部莫兰(Moran)指数得到球状星团成员星各恒星参数的空间分布特征. 研究结果表明: 球状星团NGC 104、NGC 5139、NGC 6121成员星的各恒星参数在总体上呈现出空间正相关特性, 表现出空间集聚特征, 但不同恒星参数之间存在差异; 局部空间分布也呈现聚集特征, 而不同的成员星呈现出不同的空间分布特性和趋势. 总体而言, 用地学空间相关分析系统地定量化描述球状星团成员星空间分布特征, 能够为球状星团的研究提供新的思路.     

关于用最大似然法确定疏散星团成员问题的讨论

本文主要讨论了在用最大似然法确定疏散星团成员时,对星场范围内恒星自行的矢点图进行合理整修的重要性,并尝试提出剔除大自行恒星的具体判据。此外,对该方法中的某些问题进行了一些讨论。最后,在上述分析的基础上,提出了一种按最大似然法确定疏散星团成员的完整的处理程序。