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            银河系星团的研究

.研究背景

. 主要成果

1. M67CCD多色测光研究

2.M67中的蓝离散星以及星族合成

. BATC巡天项目进行银河系星团研究的下一步工作计划

 

.研究背景

球状星团是银河系中最为古老的天体之一,对它的年龄和金属丰度进行测定,可以为我们研究银河系早期的恒星形成和演化过程提供重要的线索。另一方面,动力学研究是球状星团研究的另一重点领域。为此需要知道星团的各种物理参数,包括质量、尺度、距离、空间密度分布等等,所有这些都需要大量的观测才能得到。同时,处于银河系引力势中的球状星团会有恒星不断地在外部潮汐力场的作用下被剥离出去形成潮汐尾。潮汐尾的存在一方面反映了球状星团的动力学演化,另一方面也为我们提供了银河系中的物质分布情况。

 

银河系中的疏散星团相对于球状星团是比较年轻的、较松散的恒星聚集体。一般地将球状星团归于银河系的晕族天体,把疏散星团归于盘族天体。球状星团系统总体上是贫金属的靠无规则热运动支撑的系统,而疏散星团系统是富含金属的靠旋转支撑的系统。特别,大部分疏散星团是非常年轻的天体,而且多数分布于银河系的旋臂区域,这一区域是非常活跃的恒星形成区,因此疏散星团反映了银河系近期的恒星形成情况。由于星团中的恒星都是同时形成的,因此,疏散星团和球状星团的CMD是检验恒星演化模型的有利工具。同时,在星团当中存在各种变星,例如天琴RR变星等,对这些变星的观测同样对恒星演化模型提出了重大的挑战。

 

BATC视场的大小非常适合银河系内星团尺度天体的研究。对于较远距离的球状星团,不仅可以观测到整个星团,而且还包含了大范围的背景场星在内,这不仅可以使我们对球状星团的各种物理性质进行研究,同时可以对星团在银河系引力场作用下的动力学状况进行研究。对于疏散星团,大的视场有助于消除CMD中场星造成的污染。此外,大的视场为变星的研究提供了大量的侯选样本。尤为重要的是BATC的多达15个的中等带宽的滤波片系统可以给出观测目标的分光能量分布结果,这对于我们使用简单星族合成的方法开展银河系内星团的研究提供了非常重要的观测工具。

 

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. 主要成果

截止到目前为止,我们已经进行了球状星团M13、M92以及疏散星团M67、NGC188的较为完备的多色测光,主要取得了以下三个方面的成果:

1. M67的CCD多色测光研究

M67是研究最多的比较年老的银河系疏散星团之一,樊晓晖等利用国家天文台兴隆观测站60/90 cm Schmidt望远镜使用BATC测光系统中的九个滤光片分别于1994年1月和2月对这个星团进行了观测,其得到的主要研究结果如下:

 

1.1   M67的CMD

1.2 

 图1所示为由不同的BATC颜色与中心波长为3890埃的BATC星等构成的M67的 CMD,图中的点表示未知星团成员概率的恒星,其它图标则表示不同星团成员概率的恒星,上半部分的图包括了整个星团视场中的恒星,下半部分的图只包括了小于15范围内的恒星。这些CMD揭示了该星团许多的物理性质:

 

a.         包含整个星团样本的CMD的主星序一直延伸到19-20星等,而只包含星团中心区域的相应的序列则延伸到较亮的星等范围,这种不同反映了星团的质量分层现象,即质量较大的恒星分布于团心附近,质量较小的恒星则分布于星团的外围;

b.          

c.         CMD中的主星序有着较为锐利的蓝端的边界,而同时有比蓝端边界更亮的向红端延伸了大约0.75个星等的较为弥散的红端边界,主序星的CMD的这一形态反映了有大量的双星存在于该星团内;

d.        

e.         CMD可以看出星团中有明显数量的蓝离散星存在,同时,位于主序拐点的恒星具有内禀的星等和颜色弥散;

f.           

g.         沿着主星序存在两个间隙;

h.          

i.在每个CMD中亮于17等场星分布有一个明显的到蓝端的极限,而当星等进一步变暗时,又会有大量更蓝的恒星出现,这些恒星很可能是白矮星或者是河外天体;

j. 

k.       中心波长为3890埃的滤波片对于光谱型为A-G的主序星的温度变化非常的敏感,这使得由该滤光片得到的恒星的星等随着主序星颜色的变化而迅速地改变,从而使得CMD中的间隙较之以前的观测结果更为明显。

1

 

 

1.2 M67的年龄测定

2

2中标出了在可能的年龄和金属丰度范围内由Worthey-VandenBerg-Kurucz模型给出的M67的等龄线的拟合结果。由图中可以看出星团的年龄最可能分布于3.5-5.0 Gyr并且金属丰度 [Fe/H]>-0.20。由以上模型得到的该星团的最佳的拟合年龄是4.0±0.5 Gyr,金属丰度为[Fe/H]=-0.10±0.05,由此得到的距离模数为(m-M)0=9.47±0.05,E(B-V)=0.052±0.011。

 

 

1.3 M67主序星中的双星

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3中的左半部分给出了不同质量比的双星在CMD上的分布情况,右半部分给出了由最佳等龄线拟合模型给出的主序星演化轨迹以及假定主序星有50%的几率成为双星并且双星的质量比按照均匀分布的模型给出的M67的实验CMD。通过图3与图1的比较不难看出M67中包含有很大比例的双星。

1

 

1.4 M67中不同质量恒星的空间分布

 

1中给出了不同质量的恒星在星团内的空间分布,从表1中我们可以看出大质量的恒星或双星分布于星团的中心区域,而小质量的单星则主要分布于星团的外围,这是明显的质量分层效应,因而M67正在经历恒星蒸发的过程。

 

1.5 M67的形状

 

4 给出了位于星团不同方位的CMD,由图中可以看出在东北到西南方向的CMD中主星序非常的明显,而西北到东南方向的CMD中主星序则不明显,这表明M67在相对于银盘30º±45º或者15º±45º的方向上被拉长了。

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2.M67中的蓝离散星以及星族合成

在观测到的银河系疏散星团当中,大多数都存在着在CMD上占有特定位置的恒星,它们有着非常蓝的颜色和非常高的光度,这一类恒星一般称作蓝离散星。因此,在使用简单星族合成的方法研究星团的累积光谱性质时应当充分考虑蓝离散星的贡献。

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5中左面的方框中所示的是M67中的蓝离散星,图中的曲线是年龄为4Gyr,Z=0.020的等龄线拟合结果。

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邓李才等于1999年发表了使用国家天文台兴隆观测站60/90 cm Schmidt望远镜得到的M67的BATC系统的CCD测光结果,对其中的蓝离散星的SED和整个星团的累积光谱的性质进行了分析,其主要结果如下: 

 

2.1 蓝离散星的SED

 

使用BATC的11个滤光片得到的多色测光结果可以很好地定义每一颗蓝离散星的观测SED,通过同 Kurucz的理论恒星谱库相比较就可以得到这些恒星的各种物理参数。图6给出了四颗蓝离散星的观测SED与Kurucz模型谱的最小二乘拟合结果。图7给出了蓝离散星F280对于不同的谱库和观测约束得到的物理参数。

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2.2   星团的累积SED

2.3    

8种给出了不同比例的蓝离散星所构成的累积光谱的性质。图9则给出了CMD上不同的恒星对星团总的累积光谱的贡献。以上两个图中都考虑了最亮的蓝离散星F81的影响。由图9可以看出是否考虑蓝离散星对星团累积光谱的影响是很大的。

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2.3 NGC188天区变星的CCD测光巡天

 

张孝斌等于2002年发表了银河系年老的疏散星团NGC188天区BATC变星巡天的结果。由五个观测夜在近一个平方度的天区内得到的观测资料中共发现了16颗短周期变星,其中8颗是最新发现的。在这8颗最新发现的变星中,V12和V13 是团星,V15和V17可能是团星,V14、V16、V18和V19是场星。他们使用相弥散最小法(PDM)确定了这些变星的光变周期。8颗最新发现的变星中6颗是WUMa双星,V12很可能是食双星, V16是RRd型变星。

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  图10 给出了距离星团中心不同范围内的CMD。

  11给出了使用PDM方法确定的星团内四颗已知的变星的光变曲线

  12 给出了使用PDM方法确定新发现的变星V17、V18、V19的光变曲线

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. BATC巡天项目进行银河系星团研究的下一步工作计划

1.       利用已有的球状星团M92和M13的BATC观测资料,对这两个星团进行CCD多色测光的研究,预期能够得到这两个星团的年龄,空间密度分布等各种物理参数。

2.        

3.       进一步开展星团内变星的巡天研究工作。

4.        

5.     开展银河系内双星团及多星团的研究工作。Subramaniam1995年通过对已发现的银河系疏散星团样本进行搜索,从416个已知距离的星团中共找到了18对可能的双星团。然而,这些星团的许多物理参数都没有确定,因此很难确认它们是否是物理上有联系的双星团。我们的计划就是利用国家天文台兴隆观测站60/90 cm Schmidt望远镜大视场的特点开展双星团及多星团的研究,观测过程中尽量使两个星团都位于视场中。通过对候选双星团目标的观测,我们就可以得到这些星团的年龄和距离等物理参数,从而确定它们是否为具有物理联系的双星团,进一步可以对双星团的形成和演化进行研究。

 

参考文献

[1] Deng, L.; Chen, R.; Liu, X. S.; Chen, J.S,APJ,1999,524:824

[2] Fan,X., Burstein,D., Chen,J.-S.,et al, AJ,1996,112:628

[3] Subramaniam,A., et al,A&A,1995,302:86

[4] Zhang, X. B.; Deng, L.; Tian, B.; Zhou, X,AJ,2002,123:1548