银河系双星团及星团群研究进展

疏散星团是研究恒星形成和演化理论的理想实验室,然而星团的形成模式仍是一个基本但未解决的问题。为了深入探讨星团的形成与演化模式,首先需要从观测上证认出具有物理联系的双星团或星团群系统。开展双星团及星团群性质的研究可以为深入理解恒星等级成团形成的模式提供重要线索;此外,双星团与星团群为研究同一片分子云中星团的形成与演化模式提供了绝佳的机会,并有助于理解星团和母分子云在形态及运动学特性之间的联系。从双星团及星团群的样本甄选和形成机制等出发,简单介绍银河系双星团及星团群的研究历史,着重讨论了Gaia时代该领域的研究近况。

银河系疏散星团中的蓝离散星(英文)

作为目前研究复杂恒星系统的有力工具 ,星族合成方法是建立在单星演化理论基础之上的 ,因此 ,必然有其不完善性存在 ,尤其当系统中的双星成分不容忽视时。作为演化星族合成方法的基本单元 ,简单恒星星族模型的构成即排除了双星贡献。本文中 ,我们以银河系疏散星团为简单恒星星族模板 ,构造出一系列简单恒星星族积分光谱。从中我们可以看到 :蓝离散星这类理论上主要来源于双星系统的恒星 ,对星团积分光谱的紫外及蓝端有很大影响 ,从而造成简单恒星星族积分光谱能量分布的改变。这种改变势必影响对星团年龄及其它一些物理参量的判定 ,并最终影响星族合成的结果。同时 ,若以 (B -V )色指数进行度量 ,蓝离散星对简单恒星星族积分颜色的影响可达到 30 %。工作中 ,我们选取了 2 6个年龄在1x10 1 0 ～ 6x10 1 0 年之间的疏散星团为样本进行统计研究。

欧洲红外望远镜新发现银河系96个暗弱星团

借助欧洲南方天文台的VISTA红外巡天望远镜，一个国际天文学家小组日前成功地在银河系中新发现了96个原先被尘埃掩蔽的疏散星团。其中的30个被合成进了文中所附的这张图像中。这些暗弱的星团在原先进行的可见光搜寻中是看不到的．但是它们逃不过这台世界上最强大的红外巡天望远镜的搜寻．

HIPPARCOS后的银河系距离尺度

应用《Hipparcos星表》中的自行和视差等数据，可以确定员星团、毕星团以及其它近距疏散星团的距离。对由此所得的结果以及由地面观测已得的结果作了评述，指出毕星团的距离问题已经圆满解决，等于（46．34±0．27）pc。可是，由Hipparcos定出的昂星团距离，却比最新的一些地面测定结果近了10％以上．另外，由Hipparcos定出的其他近距星团的距离，明显地分为两种情况，即由鬼星团、后发星团、英仙星团和Blanco1星团确定了一条主序，而易星团与IC2301和IC2602两个星团一起，得出了另一条主序，两者相比，后者暗了约0．5mag．这些问题与矛盾，有待于进一步的地面和未来的空间观测来解决。

银河系运动学参数的确定

利用 2 0 2个太阳附近疏散星团的视向速度和自行观测资料 ,对太阳的运动和银河系的运动学参数进行了研究。其中 ,距离在 0 .5kpc到 2kpc之间的 12 8个疏散星团对平均太阳运动分量的解算结果是 (u0 ,v0 ,w0 ) =(- 13.8± 1.4 ,- 5 .0± 1.6 ,- 11.6± 2 .9)km/s ;Oort常数和银河系径向运动参数的解算结果分别为 (A ,B) =(16 .9± 1.1,- 11.6± 2 .6 )km·s- 1·kpc- 1及 (C ,D) =(2 .5± 1.1,- 2 .1± 0 .9)km·s- 1·kpc- 1。

一种新的疏散星团成员判定方法

成员判定是疏散星团研究中最关键的一步,成员判定的好坏直接影响对星团基本参数的估计.首次利用数据挖掘技术中的DBSCAN(Density-Based Spatial Clustering of Applications with Noise)聚类算法对疏散星团NGC 6791和M67(NGC 2682)分别进行了成员判定,结果表明DBSCAN聚类算法能很有效地剔除场星污染.得到的NGC6791成员星的颜色-星等图上主序清晰并呈现明显的双重主序结构,这表明NGC 6791可能有更复杂的恒星形成与演化历史.对M67的分析表明出现了质量分层现象,并且星团的核心和外围两部分有明显的相对运动.对NGC 6791和M67的分析均表明DBSCAN聚类算法是一种有效的成员判定方法,有传统成员判定方法不具备的一些优点.

基于DBSCAN聚类算法的疏散星团NGC 188的3维运动学成员判定

利用疏散星团NGC 188所在天区的1046颗恒星样本的高精度3维(3D)运动学数据(自行和视向速度)测试了DBSCAN(Density-Based Spatial Clustering of Applications with Noise)聚类算法的成员判定效果.为了避免自行和视向速度的单位不一致带来的影响,在数据预处理阶段将3个分量的数据统一标准化至[0,1]区间.利用第k个最近邻点距离方法分析了1046颗恒星样本在标准化无量纲3D速度空间的分布特征,再根据第k个最近邻点距离随k值的变化趋势确定了DBSCAN聚类算法的输入参数(Eps,MinPts),最后利用DBSCAN聚类算法分离出497颗3D运动学成员星.分析结果表明得到的3D运动学成员星是可靠的.

基于SDSS-DR8及2MASS数据的疏散星团NGC 6791的基本性质研究

利用斯隆数字巡天(SDSS)第8次释放数据(DR8)的恒星光谱数据及2MASS(Two Micro All Sky Survey)近红外点源测光数据研究著名的疏散星团NGC 6791,得到该星团的视向速度与金属丰度分别为V_r=-46.4±0.2 km·s^(-1)和[Fe/H]=0.32±0.11dex.利用星团中红团簇巨星作为理想"标准烛光",结合2MASS近红外点源测光数据计算了该星团的绝对距离模数为(m-M)_0=13.02±0.08 mag或4.02±0.15 kpc.与其他研究者给出的结果进行了比较,金属丰度、视向速度及绝对距离模数都符合得比较好.主要结论有3点:(1)NGC 6791是个极度富金属的星团;(2)在SDSS的光谱分辨能力以内,分离出的87颗团星之间不存在明显的金属丰度差异;(3)得到的距离模数对年龄、金属丰度及尘埃消光不敏感,是一种可靠的间接测量.

疏散星团:解锁银河系形成与演化之谜

疏散星团的研究领域一直备受学术界青睐,人们对疏散星团的研究已经有超过百年的历史。其对于深刻理解星系演化、宇宙学和恒星形成等多个方面具有重要意义。这些星团内部的恒星不仅参与了星系结构的组建,同时也是宇宙中重子物质的重要构成成分。甚至,我们可以追溯到太阳系的形成,它也是在一个疏散星团内诞生的。

DBSCAN聚类算法在Gaia-DR2中检测疏散星团的研究

基于Gaia Data Release 2 (Gaia-DR2)星表,采用数据挖掘技术中的DBSCAN(Density-Based Spatial Clustering of Applications with Noise)算法进行邻近疏散星团成员检测.从Gaia-DR2中选取了594284颗恒星(距离太阳<100 pc)作为样本,使用恒星的五维数据(三维空间位置和两维自行)进行聚类分析.在数据预处理阶段,将每一维数据标准化到[0, 1]区间内,避免了单位不一致对聚类效果的影响.然后,利用k-dist图确定了DBSCAN算法的输入参数(Eps, MinPts).最终,使用DBSCAN算法获取了133颗成员星,它们在五维相空间中可以被分成两组,分别对应于疏散星团Hyades和Coma.分析结果表明得到的成员星是可靠的.根据两个星团的成员星, Hyades和Coma的距离分别确定为(46.5±0.3) pc和(84.9±0.4) pc.

疏散星团金属丰度样本和银盘金属丰度梯度

整理汇集了同时具备距离、年龄与金属丰度数据的疏散星团样本 ,共计 118个。利用这些资料 ,对银河系疏散星团的金属丰度分布性质进行了若干统计分析 ,进一步研究了银盘径向金属丰度梯度随时间和空间的演化情况 ,并对银盘年龄 -金属丰度关系作了讨论。

疏散星团的空间分布

基于最新版本的“疏散星团及其候选者表”，对银河系疏散星团的空间分布进行了讨论，特别是利用蒙特卡罗方法得到了未知距离疏散星团的模拟距离．结果表明：已知距离星团和未知距离星团样本在天空的投影分布是一致的，未知距离星团距离较远，与观测的选择效应一致：观测所得星团样本沿银盘方向并不满足指数分布，特别是朝着银心方向，由于严重的消光，使得完备性大大降低；疏散星团在太阳附近垂直银道面的分布可以用指数分布予以描述，所得的标高为～150pc．

疏散星团M67成员星的两点相关分析

对著名老年疏散星团M67的成员星进行了两点相关函数分析,讨论了团星的空间分布情况及质量分层现象.结果表明:M67成员星的两点相关函数能很好地用幂律形式来描述,其成员星在空间分布上具有显著的成团性和自相似性.对M67不同光度成员星两点自相关函数的分析表明,亮星相比暗星具有更强的相关强度和更大的相关指数,说明在星团内部出现了明显的空间质量分层现象,亮星比暗星具有更强的成团性和更大的中心聚度.不同光度成员星间两点交叉相关函数的分析进一步表明,不同光度成员星之间并没有表现出绝对的空间质量分层现象,亮星和暗星在空间分布上相互交织、相互渗透.

老年疏散星团的金属丰度及银盘金属丰度梯度演化研究

疏散星团是探究银河系结构与演化的良好示踪体,一直以来颇受关注.之前关于疏散星团的研究中,仅有一小部分疏散星团有金属丰度参数,而且,金属丰度的测量,是基于不同质量的观测数据,采用了不同的方法.收集了一个年龄大于2 Gyr的老年疏散星团样本,通过整理这些星团成员星的金属丰度数据,一方面,以星团NGC 2682为例,对比了不同光谱巡天项目给出的星团成员星金属丰度的系统差异;另一方面,计算了星团成员星金属丰度的平均值和中位值,作为该疏散星团的金属丰度推荐值.此外,还利用该样本探究了银盘径向金属丰度梯度随时间的演化,结果表明,早期银盘有着更加陡峭的径向金属丰度梯度,随着演化时间的增加,银盘径向金属丰度梯度逐渐趋于平缓,为银盘化学演化模型提供了更加严格的观测约束.

重新审查昴星团成员星锂丰度的弥散

重新审查了昴星团成员星的活动性和在同一颜色处Li丰度的弥散。发现大多数的研究者低估了昴星团恒星的活动性.重新研究了恒星的活动性(包括黑子活动)和星团中恒星的不均匀红化效应对Li丰度弥散的影响.得到的主要结论是:没有坚实的证据说明观测到的Li丰度弥散是代表具相同有效温度星团成员大气Li丰度存在真实的差异.相反,假若不是全部,其大部的视Li丰度弥散是活动星的大气效应所致.Li丰度-恒星自转关联很可能只是Li丰度-恒星活动性关联的一种反映.

低部主序恒星锂和铍的衰减

根据化学非均匀恒星的非局部对流理论,计算了质量为0．7-1．15M(?)恒星主序演化模型锂和铍的衰减,并将理论和不同年龄疏散星团锂丰度的观测进行了比较．结果表明,贯穿对流混合能重现温度低于6400 K的晚型主序星锂丰度观测的一般性质．贯穿对流混合可能是晚型矮星锂衰减的一种重要机制．

近三年来我国天体测量的研究工作(英文)

该文简述近三年(2005年7月1日～2008年6月30日)我国天体测量研究工作的情况,其中包括我国天体测量工作者在仪器和归算方法、河外参考架、特别的天文研究项目,如位置、自行、三角视差和近距小质量星、太阳系、疏散星团和银河系,以及天体测量教育等方面取得的研究成果。特别描述了2007年10月在上海天文台召开的国际天文学联合会第248次讨论会的意义和作用。

在一度视场内搜寻M67的亮成员星

对疏散星团M67进行了BATC 7色测光。本项工作的目的在于研究该星团的最亮的成员星,尤其是那些在颜色星等图中位于红巨星支顶端的亮星和最亮的蓝离散星,以便得到M67星团中央一平方度视场内、主序折转点之后所有亮成员星的完备样本。为此,利用BATC系统对星团中央一平方度的区域作了短时间曝光的观测,利用已知的自行成员概率资料挑出成员星,其中有16颗蓝离散星候选者、7颗水平支团簇星、24颗红巨星和86颗亚巨星。另外,注意到一些远离理论等龄线的离散星,对它们作了简要分析。

地学书签

人马座是一个非常壮观的星座．银河系的心脏就在其中，这个星座中主要的天体都是银河系的天体，包括发射星云和暗星云．疏散星团和球状星团．以及行星状星云．它还拥有所有星座中最多的梅西耶天体．共十五个．是黄道十二星座之一。

龙虾星云

龙虾星云又称NGC6357,是一个弥散星云。这个星云距离地球约5 500光年,包含一个疏散星团Pismis 24,而且是银河系附近大质量恒星形成显著的地方之一。各种早期的O型星位于这个星云内,在分子云中可以看到这些恒星像被吹起的泡影般围绕着星团。