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分子云中的嵌埋星团

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分子云中的嵌埋星团. 上海天文台 高新华. 主要内容. 恒星形成的基本理论 红外天文概述 嵌埋星团概述 *星团特点 *科学意义 星团成员判定 KLF 与 IMF 星团年龄确定 动力学演化. 恒星形成理论. *恒星形成于银河系旋臂上的致密分子云核。 *云核的坍缩造成恒星成群形成。 *星云坍缩、分裂、加热 → 原恒星 → 主序星. 恒星形成理论. 金斯( Jeans) 不稳定性 当星云的质量足够高时,(向内的)重力超过由热运动和湍动产生的(向外的)压力,引起星云的收缩。星云不稳定的极限质量称为金斯( Jeans) 质量。.

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分子云中的嵌埋星团

上海天文台 高新华

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主要内容
  • 恒星形成的基本理论
  • 红外天文概述
  • 嵌埋星团概述

*星团特点

*科学意义

  • 星团成员判定
  • KLF与IMF
  • 星团年龄确定
  • 动力学演化
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恒星形成理论

*恒星形成于银河系旋臂上的致密分子云核。

*云核的坍缩造成恒星成群形成。

*星云坍缩、分裂、加热 → 原恒星 → 主序星

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恒星形成理论
  • 金斯(Jeans)不稳定性

当星云的质量足够高时,(向内的)重力超过由热运动和湍动产生的(向外的)压力,引起星云的收缩。星云不稳定的极限质量称为金斯(Jeans)质量。

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恒星形成理论
  • 具有不同质量恒星的形成

不同质量的恒星在形成过程中,在H-R图上沿不同的路径演化。

质量越高的恒星,其原恒星演化到主序的时间越短,在主序上的位置越高。

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红外天文学概述
  • 对嵌埋星团的系统研究是随着红外观测技术发展逐步开始的.

*红外探测是观测被宇宙尘埃掩蔽的天体的有力手段,因为红外辐射比之可见光而言较少地受到星际物质的吸收和散射 .

*近红外区(0.75~2.5微米)、中红外区(2.5~25微米)和远红外区(25~1000微米)。温度4000度以下的天体,其主要辐射在红外区。

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嵌埋星团概述
  • 嵌埋星团的特点

 *诞生于巨分子云中,极度年轻(Myrs),尘埃消光很严重(部分嵌埋Av~1-5mag,深度嵌埋Av~5-100mag).形成与早期演化都只能在红外波段观测.

 *早期瓦解率很高.观测到的嵌埋星团形成率比疏散星团的形成率至少要高一个数量级.

 *星团处于嵌埋阶段的时间一般是2~3Myrs,很少有超过5Myrs的嵌埋星团(Leisawitz , Bash & Thaddens 1989).少于4~7%的嵌埋星团能从分子云中显露出来成为束缚系统并能存活到昴星团一样的年龄(50Myrs).

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嵌埋星团概述

*星团中的恒星约有90%集中于成员星数目超过100个,且质量大于50 M⊙的嵌埋星团中.

*形成于巨分子云中的恒星大约有70~90%是诞生于巨分子云中的嵌埋星团.

*恒星形成率 >=10^-9 M⊙/yr.pc^2(<500pc 假设嵌埋星团寿命1~3Myrs),与Miller & Scalo在1979年用场星得出的3-7*10^-9 M⊙/yr.pc ^-2 很接近. 1-0.7*10^-9M⊙/yr.pc^2(将范围扩大到1~2kpc),可能是样本的不完备性导致的系统性误差.

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星团形成率

*取太阳附近2 kpc以内的53个嵌埋星团作为样本,得到的嵌埋星团形成率为2Myrs^-1.kpc^-2 与4 Myrs^-1.kpc^-2(假设星团的平均年龄分别为2Myrs与4Myrs),这只是一个下限,但比由疏散星团得到的形成率(0.25 Myrs^-1.kpc^-2 Elmegreen & Clemens 1985)高了8~16倍,比由更完备的疏散星团样本得到的形成率(0.45 Myrs^-1.kpc^-2 Battinelli & Capuzzo-Dolcetta 1991)高了5~9倍.

*嵌埋星团与疏散星团的形成率差异对理解星团的形成与演化很重要.

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科学意义

 *利用嵌埋星团的CMD检验恒星演化理论.

 *利用恒星质量分布研究IMF

 *研究恒星系统动力学

 *研究星团中恒星的形成理论

 *研究恒星的行星系统

 *研究银河系的结构

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星团成员判定
  • 寻找嵌埋星团

 一般是在K波段(2.2微米,近红外消光很小,银心位置<2.5m)观测.一般说来恒星数密度大的地方可能就是星团所在区.这一方法比较敏感地依赖星团成员星的富有程度, 成员星的视亮度,星团成员的致密程度(聚度),在银盘上的位置(观测时视线方向的红外干扰源)等因素.

 三种主要方法:

 *研究单个恒星形成区

 *系统性地观测各种恒星形成标志物,如外流,IRAS明亮源,AeBe星.(成功率最高)

 *系统性地观测单个分子云复合体(GMC complex).

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星团成员判定
  • 星团成员星的判定

 *比确认星团的存在难度更大.星团中比较暗的成员星的数密度与背景/前景场星密度相比起来很接近或者还要低.目前常用做法是:在星团区域附近进行场星记数,然后在星团区扣除掉它,这样得到的基本就是星团区域的成员星样本.这种方法并不总是能有效地分离出场星,当场星污染不可忽略的时候其他观测资料如:自行? 光谱,多色测光也是很重要. 

klf imf
KLF与IMF
  • IMF的科学意义

*恒星一生的演化历史几乎是唯一地由它形成时刻的质量决定.因此恒星系统的初始质量函数(IMF)对研究恒星系统(星系,星团)演化是非常重要的.

IMF随空间和时间的变化也对理解星际物质如何形成恒星这一物理过程十分重要(IMF是否普适).

*遗憾的是恒星演化理论不能预言IMF,必须依靠大量的观测证据.而恒星的质量又不是一个可直接观测的物理量,恒星的质量只能间接地由恒星的光度给出,因此准确地给出恒星的ML关系非常重要.

klf imf1
KLF与IMF
  • 嵌埋星团的优势

*研究IMF必须有大量的完备的恒星样本(场星和疏散星团成员星),太阳邻近的大质量恒星非常稀少,小质量恒星由于本身比较暗不可能完备到一个大的体积的范围.现在观测到的恒星质量并不是形成时的质量,需要考虑质量损失,由于理论模型不够完善不确定度很大.

*嵌埋星团的成员星都极度年轻(~Myr),且质量跨度范围比较大,大质量恒星没有爆发死亡,小质量恒星也没有被动力学蒸发掉,恒星样本很完备.

klf imf2
KLF与IMF
  • 从光度函数到质量函数

 两种基本的方法被广泛用来确定嵌埋星团的IMF

*从观测到的光度函数去推知星团的IMF

*用光谱和多色测光的方法,把成员星放在HRD上与理论预言的PMS的演化轨迹相比较,得到各颗星的质量直接构建IMF.

klf imf3
KLF与IMF
  • 单色光度函数法

*等式右边第一项是IMF,第二项是质光关系MLR.理论上从已知距离的星团的光度函数可以得出质量函数.这种方法本质上就是Salpeter在1955年用来得出场星IMF方法.

*但是PMS星和主序星不一样,不能用唯一的MLR来描述,事实上PMS星的MLR是时间的函数.

klf imf4
KLF与IMF

*这种方法的缺点:

 必须知道星团的年龄和恒星形成历史,可以把星团成员星放在HRD上来实现,但这等于要求对星团进行多波段测光以及存在一个有代表性的星团成员星的光谱样本.

klf imf5
KLF与IMF
  • PMS模型法

 这种方法必须确定随时间演化的MLR,得到的IMF的精度直接依赖PMS模型的精度.这种模型本身就存在不确定性,特别是对于那些最年轻(<Myr)和最小质量(<0.08Msun)的恒星.许多PMS模型预言热光度是质量和时间的函数,而且还要考虑单色流量的星等热改正.

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星团年龄
  • 嵌埋星团的年龄最佳确定方法就是把所有成员星都放在HRD上,通过和PMS星的理论演化迹线比较,用等龄线来估计年龄.
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星团年龄
  • 这种方法的缺点就是依赖PMS星的模型,而模型的不确定性较大.星团内的较差红外消光也使得光度测量很不定.往往年龄的不确定度比得到的年龄还要大.
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动力学演化
  • 研究现状

*嵌埋星团的早期形成方面还是比较有争议的,问题依然很多.

*形成后的动力学演化认识得比较深刻.数值模拟方面(Geyer & Burkert 2001; Goodwin 1997;Kroupa, Aarseth & Huley 2001),理论分析方面( Elmegreen 1983 , Hills 1980, Verschueren & David 1989).

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动力学演化
  • 恒星的形成效率

*星团在大质量分子云致密核心处形成,强烈的自引力作用.

*恒星的形成过程也同样是巨分子云被破坏的过程.恒星形成后会迅速驱散周围的气体,大质量的恒星形成后不仅会破坏分子云致密核心而且会驱散整个分子云(Whitworth 1979).一群小质量恒星的外流物质也能在比较短的时间内破坏大质量的分子云核心(Matzner & Mckee 2000).

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动力学演化
  • 从分子云中显现

*将形成的恒星束缚在一起的引力可能主要是由气体提供的.恒星的轨道运动可以描述为

*嵌埋星团从气体云中显露的演化过程敏感地依赖于周围气体的演化.两个物理参数决定嵌埋星团的显露过程:恒星形成效率SFE,星团中气体的驱散时标.

*SFE需要对分子云核心处气体和恒星质量都进行可靠的测量,这往往很难做到.可以比较肯定的是恒星形成效率很少能超过30%.

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动力学演化
  • 两个时标决定嵌埋星团最终命运.

 恒星穿越时标   气体驱散时标

*穿越时标远大于气体驱散时标--爆发式过程,O型星可以在很短的时间内(几万年)将周围气体电离并加热到10000K,导致气体以接近声速快速膨胀而被驱逐出去.恒星形成效率SFE就不可能很高,而一个嵌埋星团要以一个束缚态从分子云中显露出来必须要SFE>50%(Wilking & Lada 1983).因此有O型星的嵌埋星团很难形成束缚系统从分子云中显露出来.

slide27
动力学演化

*穿越时标大于气体驱散时标--慢驱散过程,恒星系统有足够时间建立新的维里平衡,速度弥散度变小(小于系统的逃逸速度),虽然SFE<50%,一样能以束缚态从分子云中显露出来变成普通的疏散星团.一群小质量恒星的质量外流驱散气体并破坏恒星形成区的气体核心就属于这种情况.与昴星团类似的星团存在了相当长时间(~50Myrs),且至少有一部分星团的SFE<50% (Matzner & Mckee 2000).

*很少有年龄大于5Myrs的星团还存在气体,所以可以限制气体驱散时标为<5Myrs.(同样可以限制普通疏散星团年龄>5Myrs)

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面临的问题

*对嵌埋星团完备地进行“人口普查”还远未能实现,即使是在太阳附近1kpc以内.

*关于嵌埋星团年龄,空间尺度,成员星数目,星团质量,距离等信息还非常少.

*已经仔细研究过的一小部分星团的性质是否能代表绝大部分星团的性质.例如:Trapezium 星团的IMF是否具有普适性?星团成员中褐矮星的比例是否总是20~25%?所有星团中星周盘的寿命是否都一样?

*星团初始双星比例是否存在普遍性(>60%?)双星瓦解和星团环境有什么联系?(注:最近有文章指出其实双星比例比我们一直认为的要低得多,因为我们没有考虑我们星系中最常见的居民:红矮星(光谱型为M)。这些低质量、低光度的恒星占据了银河系所有恒星的70%以上(Charles Lada et al 2006)。这些结果与乔治亚州立大学正在进行的RECONS项目做出的发现相一致,后者扫描了太阳系的邻近区域。RECONS项目已经发现,在太阳周围10秒差距(32.6光年)以内的171颗红矮星主星之中,只有43颗拥有另一颗红矮星或者褐矮星同伴 .

*现在观测到的束缚疏散星团的前身星团是否有O型星的存在?

*嵌埋星团的形成与球状星团的形成有联系吗?

slide29
*年轻星团的质量分层效应到底是动力学弛豫引起的还是和恒星的形成过程有关系?*年轻星团的质量分层效应到底是动力学弛豫引起的还是和恒星的形成过程有关系?
the end
THE END

Thank you