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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。 相似文献
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M10(NGC 6254)的赤道坐标为赤经16时57.1分,赤纬-4°05′;视星等6.6;角直径19′;距离地球14300光年。梅西叶1764年5月29日对它的观测记录如下:无星的星云,位于蛇夫的腰带上,靠近6等星蛇夫座30。这是一个美丽的圆形星云。梅西叶将其画在绘有1769年彗星经天轨迹的第二幅图上。NGC简述:明亮的球状星团,亮,很大,圆;由外向里逐步增亮,中部非常亮,10至15等的星都能被很好地分辨出来。在黑暗的夜空,用双目镜能很容易地看到此星团。用肉眼看时,借助于紧靠着它的蛇夫座30可不太难地找到它。蛇夫座30是一颗光谱型为K4Ⅲ的橘黄色巨星,凝视此星同时 相似文献
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选取前文中所列出的29个累积光谱型为F型的球状星团中的3个作为样本,深入研究了初始观测资料的不确定性和选用不同的银河系引力势模型,对样本星团轨道参数的影响。首先采用Monte Carlo方法产生3个样本球状星团的模拟初始观测数据,而后,以这些模拟数据为初始条件,在3种不同的银河系引力势模型下进行轨道计算,得到此3个样本的模拟轨道参数。模拟计算的结果表明:根据模拟初始数据生成的样本轨道参数分布形态大致可分为高斯分布、准高斯分布和非高斯分布等3类;初始观测数据的不确定性对样本轨道参数分布的影响,与样本星团的选择和轨道参数的类型有关;选用不同的银河系引力势模型,对3个样本星团的各个轨道参数的分布和形态结构也会产生不同程度的影响。该工作的结果,可供深入研究球状星团的整体运动和动力学性质等问题参考。 相似文献
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选用银河系中29个累积光谱型为F型的球状星团样本。根据它们的视向速度,绝对自行等参数,归算处理后得出了各样本星团的空间分布和运动速度。并以此作为初始条件,在给定的3种银河系引力势模型中,采用数值积分方法计算出各样本星团的运动轨道。计算结果表明:(1)大部分样本星团都位于银心距5kpc-10kpc的范围内,相对于银心呈球对称分布,它们的速度也呈椭球分布;(2)29个样本星团按其金属度大小和基本性发类,可分属HB和MP两个次系,且样本星团数随金属度[Fe/H]而变化,在[Fe/H]=-1.6处出现一个峰值;(3)所有样本星团的轨道运动都呈周期性,大都在一个有界而不封闭的周期轨道上运动,其最大银心距大都在40kpc以内。不同的引力势模型对球状星团轨道的具体形态影响不大,在给定的引力势模型下,当某些星团的运动轨道穿越距银心1kpc附近的区域时会出现“混沌”行为。而样本星团的金属度与其轨道形态之间的相关性并不明显;(4)29个样本星团的轨道半长轴、远银心距和方位周期随金属度的变化规律基本相似。轨道偏心率与金属度有关,对于所选的晕族样本星团而言,大约有24%的样本星团的轨道偏心率低于0.4,不同的引力势模型对近银心距、偏心率和参数的不确定度等量影响较小,但是对远银心距、径向周期和方位周期等参数影响较为明显。 相似文献
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根据球状星团动力学演化理论,本文探讨了球状星团致密度的演化与球状星用质量和位置的关系。结果表明,银心距和球状星团质量都与致密度的演化紧密相关。一般来说,银心距很大时致密度演化极少,球状星团质量愈大致密度演化愈缓慢。对现有球状星团致密度的分布作了统计研究,结果表明,在银心距较小的区域,致密度的分布与理论分析结果一致。在大银心距处发现,质量不同的球状星团其致密度分布有明显不同,它可能反映了球状星团形成阶段其致密度与质量紧密相关。 相似文献
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评述了球状星团系统研究中的比频、金属度和质量谱三大问题,就目前的认识和存在的问题进行了讨论。指出不同星系球状星团比频之间的差别表明了需要有各种不同的球状星团形成模型;球状星团金属度的分布表明球状星团可能有三个形成时期,分别与三类形成模型效应;尽管对数正态初始质量的数值模拟初步结果与观测结果符合得更好,然而幂函数的初始质量谱在物理上能很好地与球状星团形成联系起来。 相似文献
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