星协

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附近的星協和移動星群。圖右略偏上方的綠色十字標示太陽的位置。

星協是一種與疏散星團球狀星團比較,組織都非常鬆散的恆星集團。与其他种类星团的区别在于它们的大小(大约200到300光年)。

星協通常包含10至100顆或更多的恆星,這些恆星有著共同的起源,但它們之間的引力束縛已經解除,只是仍在太空中一起運動。星協的成員通常還需要用化學成分來鑑定:光谱型大致相同、物理性质相近的恒星組成,是具有物理联系的恆星,具有很高光度的年轻恒星(数千万年)组成結構很鬆散的恆星集團。

星協的概念由亚美尼亚(当时属于苏联天文学家維克托·安巴楚勉于1947年提出[1][2][3]。常規的星協名稱是使用它們所在的星座(或星座們) 的名稱、類型,有時還會使用數字來識別。

類型[编辑]

維克托·安巴楚勉首先根據恆星的性質將星協分為兩種:OB星協和T星協[2]。第三種,R星協,是後來由西德尼·范登貝赫提出,認為它與反射星雲有關[4]

OB、T、和R星協常形成年輕恆星群的連續集團,但現在還不清楚它們是演化的序列,還是代表其它因素的作用[5]。有些星協還同時顯示OB和T的性質,因此在分類上常造成困擾而不明確。

OB星協[编辑]

稱為OB星協的年輕星協,將包含10〜100顆類型O型B型的巨大恆星。它們被認為是在巨分子雲內同一個小區域內形成的,而一旦周圍的塵埃和氣體被吹走,剩下的這些恆星就會變得鬆散並開始漂移[6]。人們相信銀河系中大多數恆星都是在OB星協內形成的[6]

O型恆星是短命的,根據恆星的質量,大約在100萬到1,500萬年後會以超新星的形式終結。因此,OB星協一般只有幾百萬年甚至更少的年齡。O-B型的恆星會在1,000萬年內燃燒掉所有的燃料(與現在已經50億年的太陽年齡比較)。

依巴谷衛星提供的量測結果定位了太陽周圍650秒差距範圍內的12個OB星協[7]。最接近的是天蠍-半人馬星協,與太陽的距離只有400光年[8]

大麥哲倫星系仙女座星系中也發現了OB星協。這些星協非常的鬆散,跨越的直徑達到1,500光年 [9]

T星協[编辑]

年輕的星協可能包含一些金牛T星,這是新誕生仍處於要進入主序帶階段的恆星。這些擁有少量金牛T星的集團被稱為T星協。最接近的例子是金牛-御夫星協英语Taurus-Auriga T association(Tau-Aur T association),與太陽的距離是140秒差距[10]。其它T星協的例子包括南冕座R星協英语R Corona Australis T association豺狼座星協英语Lupus T association鹿豹座星協英语Chamaeleon T association船帆座星協英语Velorum T association。T星協通常出現在形成它們的分子雲附近,有些,但不是所有的,會包含O-B型的恆星。

總結這些移動星群的特徵:它們具有相同的年齡和起源、相同的化學成分,它們在速度向量上有相同的振幅和方向。

R星協[编辑]

照亮反射星雲的恆星集團稱為R星協,它的名稱是維克托·安巴楚勉在發現這些星雲中的恆星分布不均勻後提出的名稱[4]。這些年輕的恆星群所包含的主序星,其質量不足以驅散形成它們的星際雲[5]。這使得天文學家可以研究周圍暗星雲的性質。因為R星協比OB星協更豐富,可以用它們來追蹤星系旋臂的結構[11]。距離太陽830 ± 50秒差距麒麟座R2英语Monoceros R2是R星協的一個例子[5]

特征[编辑]

  • 疏散星团更松散,其成员星空间密度甚至低于周围星场。
  • 大致呈球状,向银道面高度集结,并常位于星云附近。
  • 它是很年轻的不稳定的恒星系统。

已知的星協[编辑]

大熊座移動星群是星協的一個例子(除了天樞瑤光,所有在大北斗中的恆星北斗七星,都是該群的成員)。

其它年輕的移動星群包括:

相關條目[编辑]

參考資料[编辑]

朱慈墭. 天文学教程.下册. 北京: 高等教育出版社. 2003年12月: 167–168. 

  1. ^ Lankford, John (编). Ambartsumian, Viktor Amazaspovich (b. 1908). History of Astronomy: An Encyclopedia. Routledge. 2011: 10 [1997]. ISBN 9781136508349. 
  2. ^ 2.0 2.1 Israelian, Garik. Obituary: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [i.e. 1908] -1996. Bulletin of the American Astronomical Society. 1997, 29 (4): 1466–1467. Bibcode:1997BAAS...29.1466I. 
  3. ^ Saxon, Wolfgang. Viktor A. Ambartsumyan, 87, Expert on Formation of Stars. The New York Times. 15 August 1996: 22. 
  4. ^ 4.0 4.1 Herbst, W. R associations. I - UBV photometry and MK spectroscopy of stars in southern reflection nebulae. Astronomical Journal. 1976, 80: 212–226. Bibcode:1975AJ.....80..212H. doi:10.1086/111734. 
  5. ^ 5.0 5.1 5.2 Herbst, W.; Racine, R. R associations. V. MON R2.. Astronomical Journal. 1976, 81: 840. Bibcode:1976AJ.....81..840H. doi:10.1086/111963. 
  6. ^ 6.0 6.1 OB Associations. The GAIA Study Report: Executive Summary and Science Section. 2000-04-06 [2006-06-08]. 
  7. ^ de Zeeuw, P. T.; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J. H. J.; Brown, A. G. A.; Blaauw, A. A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations. The Astronomical Journal. 1999, 117 (1): 354–399. Bibcode:1999AJ....117..354D. arXiv:astro-ph/9809227. doi:10.1086/300682.  已忽略未知参数|s2cid= (帮助)
  8. ^ Maíz-Apellániz, Jesús. The Origin of the Local Bubble. The Astrophysical Journal. 2001, 560 (1): L83–L86. Bibcode:2001ApJ...560L..83M. arXiv:astro-ph/0108472. doi:10.1086/324016.  已忽略未知参数|s2cid= (帮助)
  9. ^ Elmegreen, B.; Efremov, Y. N. The Formation of Star Clusters. American Scientist. 1999, 86 (3): 264 [2006-08-23]. Bibcode:1998AmSci..86..264E. doi:10.1511/1998.3.264. 
  10. ^ Frink, S.; Roeser, S.; Neuhaeuser, R.; Sterzik, M. K. New proper motions of pre-main sequence stars in Taurus-Auriga. Astronomy and Astrophysics. 1999, 325: 613–622. Bibcode:1997A&A...325..613F. arXiv:astro-ph/9704281. 
  11. ^ Herbst, W. R-associations III. Local optical spiral structure. Astronomical Journal. 1975, 80: 503. Bibcode:1975AJ.....80..503H. doi:10.1086/111771. 

外部連結[编辑]