1、基础天文Fundamental Astronomy吴学兵http:/ 星团、星际介质,星团星际介质,1、星团(star cluster),恒星在天空中的分布有聚集成团的现象。根据它们在星系内的空间分布、运动性质及其一些物理特性明显地不同可以分为几种不同类型的恒星集团。具体有疏散星团与球状星团。,疏散星团 (Open Clusters),约120颗恒星组成，直径4pc，距离125pc。,在银河系中已发现1200多个疏散星团,球状星团 ( Globular Clusters),在银河系中已发现150多个球状星团,大,大,大,老,星团对于研究恒星演化十分重要星团内部的恒星距我们近似有相同的距离,只要
2、确定一颗恒星的光度(绝对星等),所有恒星的光度就都确定了。星团中的恒星可以近似认为是同时诞生的。星团中的恒星具有相同的距离、年龄和初始化学组成,但成员星的质量不同, 因而演化的速度有快有慢。,星团的H-R图,昴星团,星团中的恒星按照质量大小的次序先后脱离主序赫罗图脱离主序的位置（turn-off point）对应着星团的年龄,不同星团在H-R图上的分布,科维理天文与天体物理研究所团队在Nature主刊发表论文挑战传统演化理论,大质量星团都被认为是“单星族”的：所有的恒星大约同时从同一片分子云里坍塌形成，理解这些恒星系统的集体演化并不困难。然而，这一认识被极大地改变了。大质量星团，尤其是它们当中
3、特别年老的球状星团，被认为不再是由单一星族构成的，而是由年龄范围分布广泛的不同星族构成。北京大学天文学家，利用哈勃太空望远镜对银河系周边大麦哲伦云星系中的NGC1651星团进行了观测研究，并在Nature主刊发表研究结果表明：中等年龄的大质量星团可能依旧是由单星族构成的。尽管和其它星团一样，它的主序转折区域看起来似乎存在很大的年龄弥散（约4.5亿年），它的亚巨星支却十分狭窄，这标志着它根本没有任何年龄弥散：如果星 团是由年龄连续分布的星族组成，这些恒星应该同时分布在一个展宽的亚巨星支上，令人惊讶的是，分析这些亚巨星分支的宽度表明，它们的年龄弥散最多不会超过8000万年。,Chengyuan L
4、i,Richard de Grijs & Licai Deng， 2014， Nature, 516, 367,北京大学科研团队在球状星团年轻星族研究中取得突破,利用哈勃太空望远镜的观测数据，该团队首次发现了中等年龄球状星团可以靠自身引力俘获外部气体来成批形成年轻恒星。这一发现突破了球状星团仅依赖内部气体循环来形成下一代恒星的理论，发表于Nature。银河系的球状星团都十分年老。为了研究更为年轻的样本，该团队对银河系外的两个卫星星系，即大、小麦哲伦星云中的中等年龄星团进行了筛查。关注的是大麦哲伦星云中编号为NGC1783、NGC1696，小麦哲伦星云中编号为NGC411的三个特征突出的星团。通
5、过精确测量和仔细分析这些星团中恒星的亮度和颜色，他们得到了可靠的结论。以星团NGC1783为例，其大部分的恒星年龄都在约14亿年左右，而新形成的两批恒星年龄分别约为4亿5000万年和8亿9000万年。形成这些年轻恒星的气体来源于星团外部，这些相对年轻的恒星似乎是由星团后来俘获的气体生成并寄生在球状星团中，而非星团自身孕育”。“把年轻恒星来源归结为星团的外部环境的理论解释，是取代传统认知的最好的方案”,Chengyuan Li,Richard de Grijs, Licai Deng, et al., 2016, Nature,529, 502,2、星际介质 (interstellar medi
6、um),星系内分布在恒星与恒星之间(6-10 ly)的物质。主要包括星际气体和星际尘埃星际介质（ISM）的质量约为银河系恒星质量的10%。 星际介质主要分布在距离银道面约1000 ly的范围内。,星际气体 (interstellar gas),星际气体主要由H构成.星际气体的空间分布是不均匀的(星云、冕气),密度分布10-2106 cm-3在不同环境下H的存在方式不一样，如HI区（中性H）、HII区（电离H）、分子云（H分子）,HI（中性H）辐射,1944 年H. van de Hulst 预言中性H原子(T100-3000K)在精细结构能级之间的跃迁可产生波长21厘米（频率1.42GHz）的
7、射电谱线尽管单个H原子的跃迁概率极低,由于星际空间中的H非常丰富,其产生的21厘米谱线仍然能够观测到由于不受到尘埃的散射影响,H原子21厘米谱线是研究银河系结构的最佳手段之一(FAST科学目标之一！),对银河系HI的观测给出银河系的旋转曲线，并预言暗物质的存在,电离H（HII）区,被高温(O, B0-2型)恒星的紫外辐射激发或电离的星际物质,也称为HII区。电子的复合或退激发产生发射线,颜色偏红。 典型温度8000K.,蝴蝶星云(Butterfly Nebula) 及其光谱,星际分子（molecules）,当星际介质的温度很低(3 - 20K)时,星际分子开始形成。星际分子分布在大的、冷的、致
8、密的暗云中。已观测到包括H2, CO, OH, NH3等约100种无机和有机分子,其中H2分子含量最丰富示踪分子：H2分子不发射射电辐射,但通常与CO、HCN、NH3、H2O 分子成协。如利用CO 分子的2.6毫米射电辐射可以研究H2分子的分布。,分子云 (molecular clouds),通过观测CO分子的辐射,发现星际分子聚集成团形成分子云。 质量:1-106 M,直径:1-600 ly,密度:103 -105 cm-3分子云占据银盘内大约1%的空间,质量大约占星际气体总质量的 50%。,云际气体和云际冕气,在星际云间的空间中也存在气体，称为云际气体(intercloud gas)。主要
9、有中性的稀薄气体和更稀薄的热气体(104 K)。 紫外和X射线观测还发现存在一类温度高达106-107 K的热气体,称为云际冕气 (coronal gas) 。 20 - 60%的星际空间被云际冕气占据。 这些气体的高温主要来自超新星的加热。,星际气体的主要性质,星际尘埃（Interstellar Dust）,星际消光 (interstellar extinction)星际尘埃对星光的吸收和散射造成星光强度的减弱。星际红化 (interstellar reddening)星际尘埃对星光的散射随波长的变化而不同,对蓝光散射较多而对红光散射较少,因而造成星光颜色偏红。,星际尘埃的性质成分： 硅（s
10、ilicate）或石墨（graphite）微粒, 外面被冰或二氧化碳包裹。 形成： 形成于红(超)巨星的外层大气(低温气体凝结),在恒星演化晚期被吹向星际空间。 星际尘埃与星际分子：分子云中的尘埃屏蔽了星光中的紫外线,使分子免遭瓦解, 尘埃有利于分子形成。,反射星云 (reflection nebulae) 星云通过尘埃反射附近的热星的星光而发光,颜色偏蓝。暗星云 (dark nebulae)大量的尘埃阻挡了星云内部或后面恒星的星光。,星际尘埃云的光学观测,尘埃的红外热辐射,尘埃可以有效地吸收光学和紫外辐射。尘埃粒子受附近热星辐射的加热,温度可以达到100 K,产生红外热辐射。,光学,红外,蛇夫星云(Rho Ophiuch),星际气体和星际尘埃性质的比较,思考题,星团可分为哪两类？它们的大小和质量大致在什么范围？其分布和年龄有何差异？星际气体主要包括哪三种？哪两类在银河系占的比例高？星际尘埃的组成成分是什么？何为星际消光和星际红化？尘埃的热辐射在什么波段？,
