疏散星團

         

疏散星團

[1]來自 搜狗 的圖片

疏散星團，是指由數百顆至上千顆由較弱引力聯繫的恆星所組成的天體，直徑一般不過數十光年。疏散星團中的恆星密度不一，但與球狀星團中恆星高度密集相比，疏散星團中的恆星密度要低得多。疏散星團只見於恆星活躍形成的區域，包括漩渦星系的旋臂和不規則星系。疏散星團一般來說都很年輕，只有數百萬年歷史，比地球上的不少岩石還要年輕。

較年輕的疏散星團可能仍然含有形成時分子雲的殘跡，星團產生的光使其形成電離氫區。分子雲在星團產生的輻射壓影響下逐漸散開。對觀測恆星進化而言，疏散星團是不可多得的天體。這是因為同一個疏散星團中的成員不論年齡或化學成分都很相近，易於觀測星團成員中的些微差異。

由於星團成員的引力關聯不太強，在繞漩渦星系公轉數周后，可能會因周遭天體引力影響而四散。

目錄

觀測史

包括昴宿星團（M45）在內，最明亮的幾個疏散星團自古以來就為人所知。其它的很多在望遠鏡被發明之前看上去像是模糊的斑點。疏散星團呈不規則形狀，包括的恆星數量相對較少，在天空中的分布也相對均勻。因為幾乎都聚集在銀河系赤道平面中，疏散星團有時也被稱為「銀河星團」。人們很早就發現疏散星團中的恆星之間是有密切聯繫的。

公元1767年，約翰·米歇爾（John Michell）牧師通過計算發現像昴宿星團這樣的星團隨機形成的概率僅為496,000分之1。 [1] 隨着天體測量學在準確性上的提高與發展，天文學家發現星團中的成員之間有相似的自行運動，並通過分析光譜，發現各成員之間保持着相同的視向速度，證明了星團中運動的統一性。

雖然疏散星團和球狀星團有很多不同，相對較小的球狀星團與較大的疏散星團看上去並不會有什麼區別。部分天文學家認為兩種星團的基本形成過程完全一樣，只是球狀星團中含有的大量恆星在銀河系中逐漸開始變得稀少而已。

由於疏散星團在一塊相對較小的區域中包含幾百顆甚至上千顆顏色、亮度不同的恆星，它們對天文愛好者來說是很好的觀測目標。並且，疏散星團在光污染嚴重的地區也還能被小型望遠鏡，甚至雙筒望遠鏡觀測到。

星團形成

宇宙中星羅棋布着由氣體及塵埃等細小粒子所組成的分子雲。這些分子雲密度很低，成分主要是氫。分子雲可以極度龐大和擁有極大質量，質量相當於十至一千個太陽不等。因為只有質量達到太陽數倍的分子雲才會因自身的重力坍縮，而如此重的分子雲不可能坍縮為一顆恆星，故疏散星團的所有成員都是在多星系統中形成。

在不受干擾的情況下，這些分子雲可以千載不變。但是，當分子雲受星系碰撞、處身星系所產生的密度波、超新星爆發的激波干擾，其密度會出現些微變化。這些輕微變化會令分子雲產生重力收縮（坍塌），從而形成一些稱為原恆星的球體。疏散星團形成的初期，由於在原恆星的核心尚未發生核聚變，它們仍不能稱為真正的恆星。

一但開始形成恆星，溫度最高、質量最大的恆星會放射出大量的紫外線，令附近的分子雲電離，形成電離氫區。來自於大質量恆星的星風和輻射壓會驅走那些氣體。幾百萬年後星團會第一次發生超新星爆炸，同樣會驅走周遭的氣體。幾千萬年後，星團會喪失所有的氣體，再也沒有新的恆星形成。在此之前，星團中只有10%的原有氣體會形成恆星。

在銀河系中，平均大約每一千年就會有一個新的疏散星團誕生。

有時同一塊分子雲中能產生多個疏散星團；比如，大麥哲倫星系中的霍奇301星團（Hodge 301）和R136星團都是在蜘蛛星雲中形成的。通過追溯銀河系中星體的運動，天文學家發現畢宿星團（Hyades）和鬼宿星團（Praesepe）約於六億年前在同一塊雲中形成。

有時，兩個同時形成的星團會組成雙星團系統，比如銀河系中的英仙座雙星團。銀河系中已知的雙星團系統至少有十個。在大、小麥哲倫星系中也發現了很多雙星團系，因為投影效應會使銀河系中的星團系統看上去靠得很近。

形態和分類

疏散星團中的成員數量從幾百個到數千個不等，一般都是中心部分特別集中，周圍較為分散地散布著。中心部分的直徑一般達到三至四光年，整個星團的半徑一般達到二十光年。一般來說中心部分的密度能達到1.5星/立方光年。相比之下，太陽周圍的恆星密度為0.003星/立方光年。

疏散星團通常按照羅伯特·特朗普勒（Robert Trumpler）1930年制定的分類法分類。特朗普勒分類法包括三位：羅馬數字一到九表示星團密度（從高到低）以及與周圍星場的分離度，第二位是阿拉伯數字，從一到三（由低到高）表示成員的亮度，第三位使用「p」、「m」或者「r」表示星團含量為低（poor）、中（medium）或是高（rich），如果再加上「n」則表示星團位於一個星雲中。

使用特朗普勒分類法，昴宿星團被分為I3rn（高度密集，高亮度，成員眾多且位於星雲中），附近的畢宿星團被分為Ⅱ3m（較為分散，包含恆星較少）。