大質(zhì)量年輕星團(tuán)和超星團(tuán)oweroinrese

大質(zhì)量年輕星團(tuán)和超星團(tuán)

大質(zhì)量年輕星團(tuán)

MassiveYoungCluster(MYC)超星團(tuán)

SuperStarCluster(SSC)

銀河系星團(tuán)的經(jīng)典分類法

銀河系內(nèi)的恒星集團(tuán)通常分為3大類：

1.疏散星團(tuán)

2.球狀星團(tuán)

3.星協(xié)疏散星團(tuán)

外形較不規(guī)則，星數(shù)比較少，從幾十個到上千個，質(zhì)量通常不超過。成員星團(tuán)內(nèi)分布較松散,中心聚度較低。線直徑1.5-15pc，大部分在2-6pc之間，且多數(shù)略呈扁狀。因高度集中于銀道面附近，銀面聚度高，故又稱銀河星團(tuán)。團(tuán)的累積絕對星等0m至-9m，峰值在-3.5m左右。金屬度比較高，年齡一般不超過1Gyr，但年齡譜比較寬，最年輕的只有幾百萬年，屬于扁平子系或極端星族I（年輕星族I）。在運(yùn)動學(xué)特征上，疏散星團(tuán)繞銀心的轉(zhuǎn)動速度比較大，但速度彌散度小，運(yùn)動軌道與銀道面的交角很小。

球狀星團(tuán)

外形較規(guī)則，星數(shù)少則幾千，多可達(dá)幾百萬，質(zhì)量范圍為。成員星在團(tuán)內(nèi)呈球?qū)ΨQ分布，中心聚度很高，中心區(qū)通常無法分辨出單顆恒星。線直徑大多在40pc到150pc之間。球狀星團(tuán)離散分布于銀暈中，銀面聚度小，但有一定的銀心聚度。絕對星等大多在-5m和-9m之間（銀河系最亮球狀星團(tuán)ωCen的累積視星等3.6m，絕對星等-10.4m）。金屬度很低，年齡一般為10Gyr或更老，屬于球狀子系或極端星族II（暈星族）。星團(tuán)繞銀心的轉(zhuǎn)動速度小，但速度彌散度大，運(yùn)動軌道可以與銀道面交任意角。星協(xié)

可分為O(OB)星協(xié)和T星協(xié)兩類；前者是O、B型星的集團(tuán)，幾乎所有的O、B型星都位于O星協(xié)之中,后者是金牛T型變星的集合體。兩類星協(xié)都屬于扁平子系或極端星族I,有很高的銀面聚度，與HII區(qū)、塵埃物質(zhì)云以及年輕星團(tuán)一起可能都分布在銀河系的旋臂區(qū)域。星協(xié)比疏散星團(tuán)大得多，O星協(xié)直徑通常在30～200pc之間，T星協(xié)也可達(dá)幾十秒差距。通常認(rèn)為星團(tuán)是束縛恒星系統(tǒng)，而星協(xié)則是一些年輕、不穩(wěn)定的非束縛系統(tǒng)，年齡不超過年年

，在銀河系潮夕力場的作用下，它們會比較快地瓦解。星團(tuán)經(jīng)典分類法的缺陷

上述分類法的基礎(chǔ)是對銀河系的觀測結(jié)果。

1.早期對河外星系中的星團(tuán)知之甚少。銀河系是旋渦星系，經(jīng)典分類法未必完全適用于早型星系和不規(guī)則星系。

2.銀河系是一個正常星系，目前它不處于活動期，經(jīng)典分類法很可能并不適用于非正常星系。3.銀道面附近星際消光非常嚴(yán)重，光學(xué)觀測難以探測到低銀緯的遠(yuǎn)距星團(tuán)；目前所觀測到的星團(tuán)樣本很可能是不完備的，尚未觀測到的星團(tuán)也許并不適用星團(tuán)的經(jīng)典分類法。問題的產(chǎn)生

隨著觀測技術(shù)的提高，特別是空間天文觀測技術(shù)和可見光以外的其他波段觀測手段的逐步實(shí)現(xiàn)，觀測到了越來越多的河外星系中的星團(tuán)，以及銀河系中深藏于星際云中的內(nèi)埋星團(tuán)（embeddedcluster）。這些星團(tuán)的某些性質(zhì)與經(jīng)典分類系統(tǒng)中的疏散星團(tuán)或星協(xié)相似，而另一些性質(zhì)則類同于球狀星團(tuán)，從而對經(jīng)典的星團(tuán)分類法提出了挑戰(zhàn)，MYC和SSC以及其他一些相關(guān)的概念便是在這樣的背景下提出的。超星團(tuán)的發(fā)現(xiàn)

1960年代初，Hodge在LMC內(nèi)觀測到了35個年老的“紅色”球狀星團(tuán)，及23個年輕的“藍(lán)色”球狀星團(tuán)。前者類似于銀河系中的普通球狀星團(tuán)，主序星的絕對星等一般不超過0m，年齡較老；后者盡管在形狀和星數(shù)上與球狀星團(tuán)類同，但因包含了若干明亮的藍(lán)星而呈藍(lán)色，主序星絕對星等可亮于0m，相對比較年輕，而演化圖像類似于疏散星團(tuán)。本世紀(jì)初，DaCosta在LMC內(nèi)觀測了10余個球狀星團(tuán)，年齡約為13Gyr，但也觀測到了許多中年星團(tuán)和年輕星團(tuán)，質(zhì)量范圍104-105M⊙，與球狀星團(tuán)質(zhì)量相近或略小，但比疏散星團(tuán)明顯大。有人稱它們?yōu)楦恍菆F(tuán)(richstarcluster)。因?yàn)榇蟛糠指恍菆F(tuán)都是星系盤的組成部分，它們顯然不適用上述星團(tuán)的經(jīng)典分類法。超星團(tuán)概念的提出

歷史上首先提出超星團(tuán)概念的是vandenBergh。1971年，他在對星系M82（NGC3034）的近紅外底片進(jìn)行仔細(xì)研究后發(fā)現(xiàn)，星系中央?yún)^(qū)域分布有10余個明亮的星云狀斑點(diǎn)，這些亮斑點(diǎn)的尺度約為2”，因距離為3.2Mpc，則線尺度約為30pc。中心附近5個亮班點(diǎn)的平均絕對星等為-15.9等，光度為2×108L⊙。光譜觀測表明，這些班點(diǎn)是一些非常明亮致密的大質(zhì)量年輕星團(tuán)，稱之為超星團(tuán)。超星團(tuán)與超星協(xié)（superassociation）不同，盡管兩者的累積光度相近，但后者是恒星和星團(tuán)的松散集合體，屬于旋臂天體，而這些亮班點(diǎn)是一些致密天體，它們的投影中心距均不超過0.5kpc。

超星星團(tuán)團(tuán)概概念念的的最最終終形形成成1981年，，Arp和Sandage在特殊殊星星系系NGC1569的中中心附附近近，，發(fā)發(fā)現(xiàn)現(xiàn)了了兩兩個個明明亮亮的的致致密密天天體體，，即即NGC1569-A和NGC1569-B，光光譜譜型型分分別別為為A0Iab和A2Iab,累積積光光度度約約為，，質(zhì)質(zhì)量量不不小小于于。。經(jīng)經(jīng)過過詳詳細(xì)細(xì)的的分分析析和和比比較，，他他們們認(rèn)認(rèn)為為這這兩兩個個年年輕輕的的亮亮致致密密天天體體應(yīng)應(yīng)該該是是超超星星團(tuán)團(tuán)。。1985年，，Melnick等人人研究究了了不規(guī)規(guī)則則星星系系NGC1705，發(fā)現(xiàn)現(xiàn)了了一一個個明明亮亮超超星星團(tuán)團(tuán)NGC1705-A，光光譜譜型型為為B3V，光光譜特特征征與與上上述述兩兩個個超超星星團(tuán)團(tuán)相相類類似似，，但但光光度度要要大大上上10倍，，絕對對星星等等為為，，質(zhì)質(zhì)量量估估計(jì)計(jì)為為。。歷史史上上的的誤誤解解1990年代代之之前前，，HST尚未未發(fā)發(fā)射射升升空空，，對于于河河外外星星系中中的的大大質(zhì)質(zhì)量量年年輕輕星星團(tuán)團(tuán)，，特特別別是是其其中中的的致致密密超超星星團(tuán)團(tuán)，，地地面望望遠(yuǎn)遠(yuǎn)鏡鏡很很難難分分辯辯出出其其中中的的恒恒星星，，以以至至無無法法確確認(rèn)認(rèn)它它們們是是否真真正正屬屬于于表表觀觀上上的的寄寄主主星星系系，，而而往往往往被被誤誤認(rèn)認(rèn)為為是是一一些些前景景星星。比如如，，人人們們曾曾一一度度猜猜測測，，LMC中著著名名的的亮亮星星云劍劍魚魚30（直直徑徑120光年年））的的核核區(qū)區(qū)天天體體R136是一一個個超超大大質(zhì)量量恒恒星星，，其其質(zhì)質(zhì)量量高高達(dá)達(dá)。。直直到到1985年，，Weigert和Baier利用用全息息斑斑點(diǎn)點(diǎn)干干涉涉技技術(shù)術(shù)才把把R136中的的恒星星分分辯辯出出來來，，從從而而知知道道它它是是一一個個致致密密的的大大質(zhì)質(zhì)量量年年輕輕星星團(tuán)———超星星團(tuán)團(tuán)。。近年年來來，，有有關(guān)關(guān)星星系系中中MYS和SSC的觀觀測測和和研研究究正正在在逐步步深深入入。。1999年Larsen和Richtler對21個近近鄰鄰旋旋渦渦星星系中MYS的做做了了系系統(tǒng)統(tǒng)的的搜搜索索，，發(fā)發(fā)現(xiàn)現(xiàn)其其中中有有若若干干個個星星系系含有有許許多多SSC；翌翌年年，，他他們們又又討討論論了了31個河河外外星星系系中MYS與寄寄主主星星系系性性質(zhì)質(zhì)之之間間的的關(guān)關(guān)系系，，其其中中包包括括8個特特殊殊星星系。。2001年，，Maííz-Apelláániz利用用哈哈勃勃望望遠(yuǎn)遠(yuǎn)鏡鏡的的觀觀測測資資料，，對對27個近近距距MYS的結(jié)結(jié)構(gòu)構(gòu)特特征征做做了了較較為為系系統(tǒng)統(tǒng)的的分分析析研究究。。2005年，，deGrijs等人人討論論了了MYS與老老年年球球狀狀星星團(tuán)之之間間的的演演化化關(guān)關(guān)系系。。同年年Tsai等人人利用用甚甚大大陣陣（（VLA）對14個近近鄰鄰星星暴暴星星系系的K波段段觀觀測測圖圖像像，，發(fā)發(fā)現(xiàn)現(xiàn)了了一一批批SSC以及及因因其其激激發(fā)發(fā)而而生生成成的的射電電－－紅紅外外超超星星云云（（radio-infraredsupernebula,RISN）。。大質(zhì)質(zhì)量量年年輕輕星星團(tuán)團(tuán)和和超超星星團(tuán)團(tuán)的的存存在在已已是不不爭爭的的事事實(shí)實(shí)，，而與與經(jīng)經(jīng)典典的的銀銀河河系系疏疏散星星團(tuán)團(tuán)和和球球狀狀星星團(tuán)團(tuán)相相比比，，它它們們所所表表現(xiàn)現(xiàn)出的的一些些引引人人注注目目的的特特殊殊性性質(zhì)質(zhì)，，以以及及在恒恒星星、、星星團(tuán)團(tuán)、、星星系系的的形形成成和和演演化化過過程中中的的作作用用，，已引引起起人人們們越越來來越越大大的的興趣趣。。主要要觀觀測測特特征征關(guān)于于大大質(zhì)質(zhì)量量年年輕輕星星團(tuán)團(tuán)和和超超星星團(tuán)團(tuán)目目前前尚無明確確一致的的定義或或觀測判判據(jù)，一般認(rèn)為大質(zhì)質(zhì)量年輕輕星團(tuán)的的含義比比較寬，，超星團(tuán)是其其中的致致密天體體；而有有人則把把它們視作同同一類天天體。就目前的的觀測事事實(shí)和研究結(jié)結(jié)果來看看，這類類星團(tuán)主主要有以以下一些主要要觀測特特征：基本情況況這是一些些年齡比比較輕、、質(zhì)量比比較大的的藍(lán)色致致密星團(tuán)，，年齡比較較輕是相相對銀河河系中的的球狀星星團(tuán)而言,故早期曾曾稱為年年輕球狀狀星團(tuán)或或藍(lán)球狀狀星團(tuán),而質(zhì)量比比較大和和致密程程度則是是相對銀銀河系中中的疏散星團(tuán)而而言。這類天體體不僅出出現(xiàn)在并并合星系系和星暴星系中中,且在正常常晚型星星系中也也已觀測測到了。。年齡一般為幾百萬年年，最年老的的也只有幾幾億年；質(zhì)量通常大于于，，最大可可達(dá)量級級。。星星團(tuán)的有效半徑徑（半光半半徑）最最小為幾幾個pc，最大可達(dá)20pc或更大些些。光度的大致范范圍為到，，光譜型通常早于于A3型。在寄主星星系中的的分布情情況MYC和SSC在寄主星星系中的的分布情情況因星星系而異。在有些星星系中這這類星團(tuán)團(tuán)大多位位于星系系中心附附近(如M82)，最遠(yuǎn)的的一些團(tuán)團(tuán)的中心心距不超超過500pc；而在另另一些星系中中，在遠(yuǎn)遠(yuǎn)離星系系中心的的地方也也觀測到到了超星星團(tuán)，如NGC1313和NGC6946，最遠(yuǎn)的的團(tuán)的投投影中心心距已達(dá)達(dá)3.7kpc。在一些晚晚型星系系中，這這類星團(tuán)團(tuán)（尤其其是其中中最年輕的星星團(tuán)）往往往并不不表現(xiàn)為為隨機(jī)分分布，而而是傾向向于分布在旋臂臂上或旋旋臂附近近。在圖1中，位于于星系NGC2997旋臂附近近的亮班班點(diǎn)都是是一些大大質(zhì)量年年輕星團(tuán)團(tuán)。圖1旋渦星系系NGC2997中的MYCMYC的致密核核Maíz-Apellániz對8個星系中中27個MYC的觀測和和分析表明，，有些團(tuán)團(tuán)表現(xiàn)出出有明顯顯的致密密核，在在3pc半徑范圍內(nèi)核核的累積積絕對星星等亮于于-10等，有些些團(tuán)則看看不出有這樣樣的核存存在。大多數(shù)致致密核的的外形大大致為圓圓對稱，也也有少數(shù)數(shù)呈橢長長形，或或者表現(xiàn)現(xiàn)為某種種雙核結(jié)結(jié)構(gòu)。從形狀和和尺度大大小來看看，無致致密核團(tuán)團(tuán)的外形形類似于OB星協(xié)，但但質(zhì)量要要比銀河河系中的的OB星協(xié)大得得多，故有有人把這這類天體體稱為超超重OB星協(xié)（scaledOBassociation,SOBA，見圖2a；圖2均為HST拍攝）。圖2a超重OB星協(xié)NGC4214-IV。有致密核核超星團(tuán)團(tuán)又可以以分為兩兩類，一一類團(tuán)不不存在暈,或者在核核的周圍圍只有很很微弱的的暈（weakhalo，見圖2b），另一一類團(tuán)則則表現(xiàn)出出有明顯顯的暈（（stronghalo，見圖2c），暈的的亮度甚甚至可以以超過核核的亮度。暈的總體體結(jié)構(gòu)與與超重OB星協(xié)的結(jié)結(jié)構(gòu)相類類似，而暈的中中心通常常與團(tuán)核核所在的的位置并并不一致致。進(jìn)一步的分析析表明，，對于那些些有弱暈暈的超星星團(tuán)，暈暈和核屬于同一一動力學(xué)學(xué)結(jié)構(gòu)成成分，核核只是暈暈的中心心區(qū)域；；超重OB星協(xié)的結(jié)結(jié)構(gòu)也屬屬于這種種情況。。但那些些有顯暈的團(tuán)則則不同，，它們的的暈和核核應(yīng)該屬屬于兩種種不同的的結(jié)構(gòu)成分分。圖2b有弱暈的的超星團(tuán)團(tuán)NGC1569-B。圖2c有顯暈的的超星團(tuán)團(tuán)NGC2403-II。MYC的個數(shù)不同星系系中MYC的個數(shù)相相差非常常懸殊，有的一個個也沒有有，如NGC1493和NGC7741；有的只有有為數(shù)不不多的幾幾個，如NGC45和NGC4395等；而有的則含含有幾十個、甚甚至超過過100個MYC，如NGC5236和NGC6946。Larsen所研究的的21個近鄰旋旋渦星系系MYC系統(tǒng)的LF和比光度度MYC系統(tǒng)的光光度函數(shù)數(shù)具有以以下冪律律形式：：為了討論論它們與與寄主星星系的關(guān)關(guān)系，Larsen和Richtler引入比光度（（specialluminosity）其中是是系系統(tǒng)的總總光度，，而是是寄主主星系的的光度，，以取代代廣泛用于于老年球球狀星團(tuán)團(tuán)系統(tǒng)的的比頻采用比光光度而不不用比頻頻的一個個好處是是，比光光度與星星系距離離的不確確定性和和星際消消光無關(guān)關(guān)。Larsen和Richtler對于21個近鄰非非相互作作用星系中500多個MYC的分析表表明，（以及還還有））與星系的的形態(tài)類類別（哈勃類類型從Sbc到Im）并不存在明明顯的相相關(guān)性（（見圖3）。圖3比光度與與星系哈哈勃類型型間的關(guān)關(guān)系年齡分布布對于旋渦渦星系來來說，MYC系統(tǒng)的年年齡分布較為平平滑，這這一點(diǎn)與與星暴星星系（如如M82和雙天線狀星星系NGC4038/4039）中，同同類星團(tuán)團(tuán)在短時間內(nèi)內(nèi)誕生的的情況不不同。另一方面面，正常星系中MYC的絕對目目視星等等可達(dá)-12m，比銀河系中光度最最大的疏疏散星團(tuán)團(tuán)要亮約3個星等,但比一些星暴星系系（如雙天天線狀星星系等））中同類類星團(tuán)的光光度來得得小,后者可達(dá)達(dá)-13m到-15m。銀河系中中的MYC1980年，F(xiàn)reeman在有關(guān)大大麥云中中的年輕輕球狀星團(tuán)的的評述中中，提出出了這樣樣的問題題：“為什么么在大麥云云中形成成的這類類系統(tǒng)在在銀河系系中沒有有發(fā)現(xiàn)？”很明顯，，在銀河河系中即即使存在在這類年年輕星團(tuán)也很難難觀測到到，因?yàn)闉閲?yán)重的星星際消光光（比如如消光量達(dá)達(dá)到10等或者更更厲害））使得對對這類星星團(tuán)的可見光光觀測失失效。要解決這這個問題題，必須須利用紅外觀觀測。1990年代末，，F(xiàn)iger等人利用用哈勃空空間望遠(yuǎn)遠(yuǎn)鏡的近近紅外觀測測資料，，在銀河河系中心心附近觀觀測到了了2個非常年輕的星星團(tuán),其投影銀心心距約為為30pc,年齡為2-4Myr,而質(zhì)量略略大于。。Figer等人經(jīng)過過仔細(xì)的的分析后后認(rèn)為，盡盡管這2個星團(tuán)的的質(zhì)量已已接近超超星團(tuán)質(zhì)質(zhì)量的低低端，但不不大可能能是原球狀星星團(tuán)，因?yàn)樵阢y銀河系中中心強(qiáng)潮夕力場場的作用用下它們們會很快快地瓦解解。2000年Kn?dlseder利用J、H和K波段的2MASS紅外觀測測資料，，重新研研究了天鵝OB2星協(xié)?？紤]到天天鵝OB2的質(zhì)量（（））、密度度（））和大小（（半光半半徑6.4pc），Kn?dlseder認(rèn)為這更像是是一個年輕輕的球狀狀星團(tuán)，，而不是是星協(xié)。。新發(fā)現(xiàn)的的超星團(tuán)團(tuán)Wd1最近Clark等人宣布布,利用在歐南南臺所作作的光學(xué)學(xué)和紅外的測測光和光光譜觀測測，發(fā)現(xiàn)了銀河系中中的第一一個SSCWesterlund1(Wd1,圖4）。根據(jù)據(jù)他們的的研究，，Wd1到太陽的的距離不不超過5.5kpc，質(zhì)量約約為，，95%的可能成成員集中中在2.9pc的范圍內(nèi)內(nèi),年齡3-5Myr,并且認(rèn)為為它可能是是球狀星星團(tuán)的前身身天體。。圖4Wd1的I波段圖像像形成和演演化意義義隨著星系中中大質(zhì)量年年輕星團(tuán)和和超星團(tuán)的不斷發(fā)現(xiàn)現(xiàn)，它們的的形成機(jī)制制及其在恒恒星演化中的作作用和地位位越來越為為人們所關(guān)關(guān)注。鑒于觀測資資料仍然相相當(dāng)有限，，而寄主星系的情況況又比較復(fù)復(fù)雜，一些些重要的細(xì)細(xì)節(jié)問題至今并并沒有完全全搞清楚，，或者還沒沒有取得一致的的看法。兩種可能的的形成方式式旋渦星系中中MYC和SSC系統(tǒng)有著較較為平滑的年齡分布布，這說明在晚晚型星系中中，這類星星團(tuán)并不是在某一一次短時標(biāo)標(biāo)恒星爆發(fā)發(fā)式形成過過程中誕生生的，它們至至少可以在在幾億年的的時間內(nèi)，，以一種相相對比較平穩(wěn)穩(wěn)的方式，，持續(xù)不斷斷地產(chǎn)生出出來。這一點(diǎn)與星暴暴星系或并并合星系中中同類星團(tuán)團(tuán)的形成情情況不同，后者顯然是是在最近不到1億年的時間間內(nèi)誕生的，而而且很可能與星星系間的相相互作用有有關(guān)。與恒星形成成率的關(guān)系系無論是正常常星系還是是相互作用用星系，寄寄主星系中MYC的形成效率率與恒星形形成的活動動性密切相相關(guān)，即恒星形成成率越高，，這類星團(tuán)團(tuán)的形成效效率也越高。一方面，觀觀測表明星星系中MYC的分布與星星系的面面亮亮度輪廓相相一致，而而的的面面亮度可以以看作為恒星形成成情況的某某種標(biāo)志。。另一方面面，如果定定義為星系單位位面積（比比如每kpc2）的恒星形形成率，則與與星星團(tuán)U波段的比光光度之間有有著較好的的相關(guān)性（圖圖5）。圖5單位面積恒恒星形成率率與與比光度之之間的關(guān)關(guān)系形成MYC的條件星暴星系和和并合星系系中這類星星團(tuán)的形成成，很可能只是某種種普遍現(xiàn)象象的極端性性情況，而而在正常星星系內(nèi)也有可能能存在生成成MYC的條件。因此，與近近鄰星系的相互作作用以及星星系內(nèi)存在在強(qiáng)烈的旋旋渦密度波波，都不是生成成MYC的必要條件件，而高的的恒星形成成率才是形成這類類星團(tuán)所必必須的環(huán)境境條件，這這一點(diǎn)與球球狀星團(tuán)形成的的情況相一一致。盡管對高恒恒星形成率率與