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M67 (疏散星團)

指数 M67 (疏散星團)

梅西爾67(也稱為M 67或NGC 2682)是位於巨蟹座一個疏散星團或稱為銀河星團。M67是在1779年被Johann Gottfried Koehler發現的,但特朗普勒分類尚未確定,可以是II 2 r、II 2 m、或II 3 r。他的年齡估計是40億歲,因此星團內的恆星都比我們的太陽略微年輕一些。 M67並不是最老的疏散星團,但銀河系內比他老的也沒有幾個。多數的疏散星團年齡都低於10億歲,這是因為疏散星團在年輕時通常是超巨星,被加熱的氣體逃逸、潮汐力,都會造成大量的質量流失;場恆星經過星團時,也會擾亂星團內成員的軌道,和其他的成員遭遇或改變軌道,造成恆星的逃逸。M67是研究恆星演化的一個重要的驗室,因為這個星團內所有的恆星幾乎都有著相同的距離、相同的年齡,除此之外還有大約30顆異常的藍掉隊星,他們的起源還有待了解。 M67是被研究得最多的疏散星團之一,對它的物理參數估計,包括年齡、質量、各種已知類型恆星的數量,仍有很大的變化。李察等人估計它的年齡是40億歲,質量是太陽的1,080倍,和大約150顆的白矮星 。赫爾利等人 估計它現在的質量是太陽的1,400倍,原始的質量是現在的10倍以上。張等人 估計藍掉隊星的數量大約是30顆。 M67有超過100顆與太陽相似的恆星,和許多紅巨星,恆星的總數量在500顆以上。這個星團除了一些藍掉隊星外,沒有光譜分類在F以上的藍色主序星,因為這些較亮的恆星都已經離開了主序帶。事實上,在描繪星團內恆星的赫羅圖時,有一個明顯的"轉折點",代表此處的恆星正要離開主序帶演化成為紅巨星。隨著年齡的增長,"轉折點"在主序帶上的位置將繼續逐漸下移。 看起來M67沒有一些異常的恆星樣本,一個可能的原因是質量隔離。這種過程使活躍系統內低質量的恆星在與大質量恆星遭遇時能獲得較高的速度,這會造成低質量的恆星與系統中心的平均距離較遠,或是從系統逃逸出去 。.

13 关系: 太陽巨蟹座主序星光年秒差距紅巨星疏散星团白矮星超巨星赫羅圖藍掉隊星银河系恒星光谱

太陽

#重定向 太阳.

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巨蟹座

巨蟹座(Cancer,天文符号:♋),黄道带星座之一,面积505.87平方度,占全天面积的1.226%。巨蟹座中亮于5.5等的恒星有23颗,最亮星为柳宿增十(巨蟹座β),视星等为3.52。每年1月30日子夜巨蟹座中心经过上中天。巨蟹座位于双子座和狮子座之间、北方是天猫座、南面则是小犬座和长蛇座,是一个暗淡细小的星座,没有亮于3等的恒星。中心位置:赤经8时10分,赤纬20度。.

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主序星

主序星在可顯示恒星演化過程的赫羅圖上,是分布在由左上角至右下角,被稱為主序帶上的恆星。 主序帶是以顏色相對於光度繪圖成線的一條連續和獨特的恆星帶。這個色-光圖就是後來埃希納·赫茨普龍和亨利·諾利斯·羅素合作發展出來,著名的赫羅圖。在這條帶子上的恆星就是所謂的主序星或"矮星"。 恆星形成之後,它在高熱、高密度的核心進行核聚变反應,將氫原子轉變成氦,並且創造出能量。在這個生命期階段的恆星,座落在在主序帶上的位置主要是依據它的質量,但化學成分和其它的因素也有一些關係。所有的主序星都處於流體靜力平衡狀態,它來自炙熱核心向外膨脹的熱壓力與來自外圍包層向內擠壓的重力壓維持著平衡。在核心溫度和壓力與能量孳生率有著強烈的相關性,並有助於維持平衡。在核心孳生的能量傳遞到表面經由光球輻射出去。能量經由輻射或對流傳遞,而後著在其區域內會產生階梯狀的溫度梯度,更高的透明度,或兩者均有。 基於恆星產生能量的主要過程,主序帶有時會被分成上段和下段。質量大約在1.5太陽質量以內的恆星,將氫聚集融合成氦的一系列主要程序稱為質子-質子鏈反應。超過這個質量在主序帶的上段,核融合主要是使用碳、氮、和氧原子,經由碳氮氧循環的程序,將氫原子轉變成氦。質量超過太陽10倍的主序星在核心區域會產生對流,這樣的活動繪激發新創建的氦外移,並維持發生核融合所需要的燃料比例。當核心的對流不再發生時,發展出的富氦核心的外圍會被氫包圍著。質量較低的恆星,核心的對流區會逐步的縮小,大約在2太陽質量附近,核心的對流區就會消失。在這個質量以下,恆星的核心只有輻射,但是在接近表面會有對流。隨著恆星質量的減少,對流的包層會增加,質量低於0.4太陽質量的主序星,全部的質量都在對流。 通常,質量越大的恆星在主序帶上的生命期越短。當在核心的核燃料已被耗盡之後,恆星的發展會離開赫羅圖上的主序帶。這時恆星的發展取決於它的質量,質量低於0.23太陽質量的恆星直接成為白矮星,而質量未超過10太陽質量的恆星將經歷紅巨星的階段;質量更大的恆星可以爆炸成為超新星,或直接塌縮成為黑洞。.

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光年

光年(light-year)是長度單位之一,指光在真空中一年時間內傳播的距離,大約9.46兆千米(9.46千米或英里。 光年一般用於天文學中,是用來量長度很長的距離,如太陽系跟另一恆星的距離。光年不是時間的單位。 天文學中另三個常用的單位是秒差距、天文單位與光秒,一秒差距等於3.26光年,一天文單位為149,597,870,700公尺,一光秒是光一秒所走的距離為299,792,458公尺。 例如,世界上最快的飛機可以達到每小時1萬1260千米的時速(2004年11月16日,美國航空航天局(NASA)的飛機最高速度紀錄是1萬1260千米/小時),依照這樣的速度,飛越一光年的距離需要用9萬5848年。而常見的客機大約是885千米/小時,這樣飛行1光年則需要122萬0330年。目前人造的最快物體是2016年7月5日抵達木星極軌道的朱諾號(2011年8月5日發射升空),最高速度為73.61千米/秒(即約26萬5000千米/小時),這樣的速度飛越1光年的距離約需要4075年的時間。.

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秒差距

差距(parsec,符號為pc)是一個宇宙距離尺度,用以測量太陽系以外天體的長度單位。1秒差距定義為某一天體與1天文單位的為1時的距離,但於2015年時被重新定義為一個精確值,為天文單位。1秒差距的距離等同於3.26光年(31兆公里或19兆英里)。離太陽最近的恆星比鄰星,距離大約為。絕大多數位於距太陽500秒差距內的恆星,可以在夜空中以肉眼看見。 秒差距最早於1913年,由英國天文學家提出。其英語名稱為一個混成詞,由「1角秒(arcsecond)的視差(parallax)」組合而來,使天文學家可以只從原始觀測數據,就能夠進行天文距離的快速計算。由於上述部分原因,即使光年在科普文字與日常上維持優勢地位,秒差距仍受到天文學與天體物理學的喜愛。秒差距適用於銀河系內的短距離表述,但在描述宇宙大尺度的用途上,會將其加上詞頭來應用,如千秒差距(kpc)表示銀河系內與周圍物體的距離,百萬秒差距(Mpc)描述銀河系附近所有星系的距離,吉秒差距(Gpc)則是描述極為遙遠的星系與眾多類星體。 2015年8月,國際天文學聯合會通過B2決議文,將絕對星等與進行標準定義,也包含將秒差距定義為一個精確值,即天文單位,或大約公尺(基於2012年國際天文學聯合會對於天文單位的精確國際單位制定義)。此定義對應於眾多當代天文學文獻中對於秒差距的小角度定義。.

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紅巨星

红巨星是巨星的一种,是恆星的一種衰變狀態,根据恒星质量的不同,存在期只有数百万年不等。质量通常约为0.5至8个太阳质量,质量更大的称为红超巨星,質量再大的為紅特超巨星。.

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疏散星团

疏散星團,也稱為銀河星團,是由同一個巨分子雲中的數百顆至數千顆恆星形成的集團。在銀河系中發現的疏散星團已經超過1,100個,並且被認為還存在更多。它們環繞著銀河中心運轉時,只靠著微弱的引力吸引維繫在一起,並且很容易因為與其它集團或氣體雲的近距離接觸而瓦解。疏散星團的壽命通常只有幾億年,但少數質量特別大的可以存活數十億年。相較之下,質量更大的球狀星團,擁有更多的恆星,成員彼此間的引力極為強大,可以存活的時間也更長。只有在星系的螺旋臂和不規則星系能發現疏散星團,它們只存在於恆星形成活躍區。 年輕的疏散星團可能仍然在它們形成的分子雲中,照亮它們在分子雲內創造出來的H II區。隨著時間推移,來自星團的輻射壓會將分子雲吹散。通常情況下,在輻射壓將氣體驅散之前,大約有10%質量的氣體能凝聚形成恆星。 疏散星團是研究恆星演化的關鍵天體。因為集團中的恆星成員年齡和化學成分都相仿,它們的特性(像是距離、年齡、金屬量和消光)也比單獨的恆星容易測量。有些疏散星團,像是昴宿星團、畢宿星團或英仙α星團,都可以用裸眼直接看見。還有一些,例如雙星團,則幾乎不用儀器也可以察覺它們的存在,而使用雙筒望遠鏡或光學望遠鏡還可以看見更多,野鴨星團,M11,就是個例子。.

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白矮星

白矮星(white dwarf),也稱為簡併矮星,是由简并态物质構成的小恆星。它們的密度極高,一顆質量與太陽相當的白矮星體積只有地球一般的大小,微弱的光度則來自過去儲存的熱能。在太陽附近的區域內已知的恆星中大約有6%是白矮星。這種異常微弱的白矮星大約在1910年就被亨利·諾利斯·羅素、愛德華·皮克林和威廉·佛萊明等人注意到, p. 1白矮星的名字是威廉·魯伊登在1922年取的。 白矮星被認為是中、低質量恆星演化階段的最終產物,在我們所屬的星系內97%的恆星都屬於這一類。, §1.

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超巨星

超巨星是質量最大的恆星,在赫羅圖上占據著圖的頂端,在約克光譜分類中屬於Ia(非常亮的超巨星)或Ib(不很亮的超巨星),但最明亮的超巨星有時會被分類為0。 超巨星的質量是太陽的10至70倍,亮度則為太陽光度的30,000至數百萬倍,它們的半徑變化也很大,通常是太陽半徑的30至500倍,甚至超過1000倍太陽半徑。斯特凡-波茲曼定律顯示紅超巨星的表面,單位面積輻射的能量較低,因此相對於藍超巨星的溫度是較冷的,因此有相同亮度的紅超巨星會比藍超巨星更巨大。 因為她們的質量是如此的巨大,因此壽命只有短暫的一千萬至五千萬年,所以只存在於年輕的宇宙結構中,像是疏散星團、螺旋星系的漩渦臂,和不規則星系。她們在螺旋星系的核球中很罕見,也未曾在橢圓星系或球狀星團中被觀測到,因為這些天體都是由老年的恆星組成的。 超巨星的光譜佔據了所有的類型,從藍超巨星早期型的O型光譜,到紅超巨星晚期型的M型都有。參宿七,在獵戶座中最亮的恆星,是顆藍白色的超巨星,參宿四和天蝎座的心宿二則是紅超巨星。 超巨星模型的塑造依然是研究領域中活躍且有困難之處的區塊,例如恆星質量流失的問題就仍待解決。新的趨勢與研究方法則不只是要塑造一顆恆星的模型,而是要塑造整個星團的模型,並且藉以比較超巨星在其中的分布與變化,例如,像在星系麥哲倫雲中的分布狀態。 宇宙中的第一顆恆星,被認為是比存在於現在的宇宙中的恆星都要明亮與巨大的。這些恆星被認為是第三星族,她們的存在是解釋在類星體的觀測中,只有氫和氦這兩種元素的譜線所必須的。 大部分第二型超新星的前身被認為是紅超巨星,然而,超新星1987A的前身卻是藍超巨星。不過,在強大的恆星風將外面數層的氣體殼吹散前他可能是一顆紅超巨星。 目前所知最大的幾顆恆星,依據體積的大小排序如下:盾牌座UY、天鵝座NML、仙王座RW、WOH G64、仙后座PZ、維斯特盧1-26、人馬座VX、大犬座VY(the Garnet Star)。以上排名与亮度和重量无关。.

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赫羅圖

赫羅圖(英语:Hertzsprung–Russell diagram,简写为H–R diagram或HR diagram或HRD)是丹麥天文學家赫茨普龙及由美國天文學家罗素分別于1911年和1913年各自獨立提出的。後來的研究發現,這張圖是研究恆星演化的重要工具,因此把這樣一張圖以當時兩位天文學家的名字來命名,稱為赫羅圖。赫羅圖是恒星的光譜類型與光度之關係圖,赫羅圖的縱軸是光度或絕對星等,而橫軸則是光譜類型或恒星的表面溫度,从左向右遞減。恒星的光譜型通常可大致分為O.B.A.F.G.K.M七种,有一個簡單的英文口訣便于记诵这七种类型,即"Oh Be A Fine Girl(Guy).

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藍掉隊星

藍掉隊星(Blue stragglers,BSS),或稱藍離散星、吸血鬼恆星,是疏散星團或球狀星團中與其他成員有相同的光度,但表面溫度較高的藍色恆星。因此,在星團的赫羅圖中,它們的位置有別於星團的其他成員。藍掉隊星看似違背了現行恆星演化的標準理論,因為在同時誕生的恆星在赫羅圖上應該很明確的位在同一條曲線上,而由此一位置可以測量出它們原始的質量。因為藍掉隊星偏離了這條曲線,顯示它們在恆星演化中有不同的經歷。 產生的原因還不是很清楚,但主流的假說是它們原本是雙星,經由合併才成為藍掉隊星。兩顆恆星的合併只會創造出一顆質量更大的恆星,這顆恆星的表面溫度會比同年齡的恆星更熱和更亮。如果這種理論是正確的,則藍掉隊星就不會成為恆星演化理論上的問題,合併後的恆星在核心會有更多的氫,使它的行為像較年輕的恆星。有證據支持這種看法,在星團內藍掉隊星的數量明顯的與恆星的密集度有關,越密集處的數量越多,特別是在球狀星團的核心區域。因為在單位體積內的恆星數目越多,碰撞和密接的機會越高,而星團內確實比其他區域更容易發生。 檢驗這種假說的一種方法是研究藍掉隊星中的脈動變星。在星震學中,合併的恆星在脈動上的特性會與一般的恆星有所不同,或許可以測量出其間的差異。儘管在擁擠的區域中經常能找到小光度振幅的藍掉隊星,然而,在缺乏明顯的藍掉隊脈動星下,脈動的測量是非常困難的。 藍掉隊星的自轉迅速,通常都在太陽的75倍以上,質量也是星團中其他成員的2-3倍。最近的研究顯示藍掉隊星的碳和氧比附近區域的其他恆星要少,這意味著一顆恆星的變熱和變藍是從軌道上的另一顆恆星攫取物質所導致的;而質量被竊取的恆星會使得原本在深層含有較多碳和氧等重元素的區域被暴露在表面。.

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银河系

銀河星系(古稱银河、天河、星河、天汉、銀漢等),是一個包含太陽系 的棒旋星系。直徑介於100,000光年至180,000光年。估計擁有1,000億至4,000億顆恆星,並可能有1,000億顆行星。太陽系距離銀河中心約26,000光年,在有著濃密氣體和塵埃,被稱為獵戶臂的螺旋臂的內側邊緣。在太陽的位置,公轉週期大約是2億4,000萬年。從地球看,因為是從盤狀結構的內部向外觀看,因此銀河系呈現在天球上環繞一圈的帶狀。 銀河系中最古老的恆星幾乎和宇宙本身一樣古老,因此可能是在大爆炸之後不久的黑暗時期形成的。在10,000光年內的恆星形成核球,並有著一或多根棒從核球向外輻射。最中心處被標示為強烈的電波源,可能是個超大質量黑洞,被命名為人馬座A*。在很大距離範圍內的恆星和氣體都以每秒大約220公里的速度在軌道上繞著銀河中心運行。這種恆定的速度違反了开普勒動力學,因而認為銀河系中有大量不會輻射或吸收電磁輻射的質量。這些質量被稱為暗物質。 銀河系有幾個衛星星系,它們都是本星系群的成員,並且是室女超星系團的一部分;而它又是組成拉尼亞凱亞超星系團的一部分。整個銀河系對銀河系外的參考坐標系以大約每秒600公里的速度在移動。.

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恒星光谱

在天文學,恆星分類是將恆星依照光球的溫度分門別類,伴隨著的是光譜特性、以及隨後衍生的各種性質。根據維恩定律可以用溫度來測量物體表面的溫度,但對距離遙遠的恆星是非常困難的。恆星光譜學提供了解決的方法,可以根據光譜的吸收譜線來分類:因為在一定的溫度範圍內,只有特定的譜線會被吸收,所以檢視光譜中被吸收的譜線,就可以確定恆星的溫度。早期(19世紀末)恆星的光譜由A至P分為16種,是目前使用的光譜的起源。 恒星光谱分类 20世纪初,美国哈佛大学天文台对50万颗恒星进行了光谱研究。他们根据恒星不同的谱线进行了分类,结果发现它们与颜色也有关系.

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HR 3515M67 (疏散星团)

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