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星海微萤

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日志

 
 

年轻大质量星团(Portegies Zwart 等人 2010)(下)  

2012-01-09 09:22:26|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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4.2. 早期剧烈的气体排出

星团的模拟和观测之间最大的差异可能在于前几百万年的演化(第 1 阶段,见第 3 节)。真正的星团是在气体和重力之间复杂的相互作用中形成的,我们对于这一过程尚不完全了解。一旦原始气体云开始凝集成恒星,动力学演化也就开始了(BateBonnell Bromm 2003)。恒星形成过程的终止,很可能是一些质量最大的恒星正在发展中的星风或者第一批超新星造成的,此时,残余气体从原恒星团中抛射而出。 这一气体排出阶段预计是短暂的——约为动力学时间(第 12 式)的几倍——而且使留下的恒星群体处在超位力化状态,导致这个年轻的星团很容易解体。年龄达几百万年的年轻内埋星团数量急剧下降,就被认为是早期的这一过程的结果,并且常常就被称为年幼星团的死亡率(Lada Lada 2003)。

4.2.1. 理论考虑

一个由恒星(总质量为 M*)和气体(总质量为 Mg)组成的原始星团的总质量为 M = Mg + M* 。在位力平衡状态下,这个星团的均方速度(按定义)为

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                                                                                    (29

 

 

采用可观测量,上式变为

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                                                                                     (30

 

 

其中 η ≈ 10(见第 1.3.2 节)。

星团对残余气体损失作出的反应取决于这个星团的气体排出时标 texp 与动力学时标 tdyn 的比较(见第 10 式)。对于许多年轻星团,texp << tdyn ,在这种情况下,气体的消除将会对星团构成冲击。在极端情况下,恒星的位置和速度在气体排出阶段保持不变,而失去部分气体的星团的反应可以通过假设质量损失是瞬时的来进行计算。于是,紧靠在气体损失之前和之后的恒星均方根速度,就由第 29 式给出;恒星位置也不发生变化。因此,这个星团的膨胀和以新的位力半径重新建立的平衡,就由下式给出(Hills 1980):

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                                                                         (31

 

 

这里,fe M* /M ,这可以被解释为恒星形成效率。对于高效率的恒星形成(fe > ~ 0.5),则构成第 31 式的各个变量可以是合理的,因为在这种情况下,在气体排出后只有相对来说较小的部分恒星丢失。然而,如果 fe < ~ 0.5 ,那么仅仅考虑能量的变化,就过于简单化了,难以确定生存的概率。如果由爆炸性的气体排出所失去的质量超过总质量的一半(fe 0.5),那对于这个星团来说就是毁灭性的,会导致它在几倍的动力学时标内完全解体。很低的恒星形成效率可以解释大多数年轻内埋星团的夭折,但即使 fe < ~ 0.5,某一小部分的星团实际上仍可以是束缚的。若干独立的论据表明,即使是恒星形成效率低达 fe < ~ 0.1 ,有些内埋星团还能够生存下去。

反对上述简单化的分析(第 31 式)的最重要的论据,是这样一个事实,即气体排出时标 texp 实际上虽然很短,但不是瞬间。这一时标应该比不上(整体的)半质量穿越时间,但与局部的动力学时间还是可比的,这在很大程度上取决于到这个星团中心的距离。例如,在星团的核区,动力学时标为 tcor/tdyn = (ρhm/ρc)1/2 ,并且这一比数的值介于中心聚度很高的星团(W0 > ~ 12,或者 c > 2.7 ;见第 1.3.2 节)的 < ~ 0.01 到势阱很浅的星团(c < 1 或者 W0 < ~ 5)的 ~ 0.2 之间。对于中心聚度很高的星团(c > ~ 2),对于外围的恒星来说,气体排出或多或少在瞬间发生,但核区内的恒星对气体损失的反应是绝热的。如果 texp > tdyn ,星团很可能生存下去;特别是核区的反应可能只有轻微膨胀(至多 2 倍),即使在极端情况下,仍有 fe < ~ 0.1Geyer Burkert 2001)。

在内埋星团中气体和恒星分布的集群化导致了进一步的复杂化 FellhauerWilkinson Kroupa 2009)。很可能,恒星形成过程的径向依赖导致了星团的中心部分气体耗尽,而外围相对来说尚有丰富的气体(BonnellBate Vine 2003)。恒星形成效率的这种径向变化,与竞争的恒星形成过程(BonnellBate Vine 2003)相结合,实际上可能导致这个星团在气体抛出后成为亚位力化,例如,如果在坍缩云中形成的恒星在动力学上处于冷的状态(LadaMargulis Dearborn 1984),就如湍动自引力星团形成模拟的结果所给出的那样(OffnerHansen Krumholz 2009),就会出现这种情况。在这种情况下,第 31 式就依赖于偏离位力平衡 qvir 的程度,变为 rvir /rvir (T = 0) = fe /(2 fe q2vir) ,也就是说,完全瓦解条件变为 fe = q2vir /2Prószków 等人 2009Goodwin 2009)。于是,星团生存概率就取决于整个恒星形成过程,不只是它的整体效率(Goodwin Bastian 2006)。对简单的形成过程进一步的偏离来自速逃星的影响,这些速逃星可以带走这个星团的很大一部分结合能,留下的恒星也就束缚得更强(Baumgardt Kroupa 2007)。

因此,内埋星团的生存概率不能由例如恒星形成效率这样的单一的参数确定,作为完整的恒星形成过程,恒星团块以及整个星团都在其中起着作用。大质量星团中的恒星形成过程依然是天体物理学中探讨得很少的领域,而次团和星团的形成研究得就更差了。

4.2.2. 观测制约

有若干令人感兴趣的观测证据,也许表明了年幼星团的死亡率和相关联的解体时标,但因为内埋阶段很短暂(~ 1 - 2 Myr),许多参数由观测所给予的制约很差,而且模型的解释倾向于对有关初始条件所作的假定很敏感。

 

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12  (a) 4中有光度和动力学质量两个量值可以利用的星团的这两个量值之比。光度演化取自 Bruzual Charlot2003)的单一恒星群体模型,使用 Chabrier 初始质量函数,V K 两个波段的演化分别用实线和虚线表示。(b) 测量得到的速度弥散度的平方数值,表示为依据第 4 式对这一量值推测得到的数值的函数。实线是双星对 Mdyn 的影响的推测,由随机起伏造成的 1σ 2σ 变化用虚线表示,这些结果取自GielesSana Portegies Zwart2009)。

 

许多观测到的年轻星团,尤其是 4 中的河外星系中的群体,看来是超位力化的,它们当然地将导致星团存在的早期终结。这由它们的动力学质量 Mdyn 与测光质量 Mphot 相比数值更高极其容易看到。前者是由星团的速度弥散度和半径的测量结果并使用第 4 式导出的。后者是由总光度校准到单一恒星群体模型导出的(见第 2 节)。Bastian 等人(2006)由一份包括了19个星团的编制星表确定了 Mphot Mdyn ,并得到两者独立的质量估计对于某些略为年老(> ~ 100 Myr)的星团来说是一致的,但对于一些年轻(~ 10 Myr)的星团,他们得到 Mdyn > Mphot Goodwin Bastian2006)把这解释为原始气体排出和幼年期死亡过程的印记。

12 中,我们给出了Bastian 等人的图 5 的更新版本,它画出了取自 4 24 个星团的光度与动力学质量之比,这些星团每一个的年龄都是 10 Myr 左右(见第 2 节)。年龄范围之所以十分窄,是因为一些处于红超巨星阶段的恒星年龄为 10 Myr 左右,它们使得这些星团极亮(尤其是在近红外波段),而更年轻的星团这仍然处于严重的掩埋之中。

12 4 中的许多星团看来具有比它们的光度高得多的动力学质量,而且直觉地说明了它们在膨胀,甚至可能是非束缚的(Goodwin Bastian 2006)。一个星团的解体或者在气体排出以后找到新的位力平衡所需要的时间,约为 ~ 20 – 30 tdyn(例如,见 Baumgardt Kroupa 2007 中的图8),其中 tdyn 是初始动力学时间,在这段时间里气体和恒星都还是束缚的。作为结果,为了捕捉年龄为 10 Myr 的非束缚星团或正在膨胀中的星团,初始 tdyn 应该 > ~ 0.5 Myr 。这对应于半质量密度 ρhm < ~ 300 M pc–3(第 12 式,并且 ρhm 3M / 8πr3hm)。具有较短的初始 tdyn (较高密度;见第 12 式)的星团在向星场中扩张,或者在气体排出后的几百万年内寻找一种新的平衡,不会在10 Myr 时还能作为超位力化星团观测到。[Goodwin Bastian2006)的模型以内埋阶段中的密度 ~ 60M pc–3 作为开始(tdyn ≈ 1 Myr),这就是他们的星团为什么至少到 25 Myr 还超位力化的原因。]

12 中星团的初始密度是未知的,但在过去很可能比今天高。此外,我们可以常是由它们目前的密度估计初始密度。在 9 中我们画出了所讨论的星团的半径和质量,一起还画出了 ρhm 为常数的线。比 10 Myr 更年轻的星团今天的密度为 ρhm ≈ 103±1 M pc–3 。内埋阶段的密度应高出 O (1/ fe4) 倍——其中星团质量的减少以因子 1/fe 计入,而随后的绝热膨胀则以因子 1/ fe3 计入(见第 33 式)。

因此,初始动力学时间比第 1 阶段后的 tdyn 短,为后者的 1/ fe2 倍。根据这些星团的物理年龄为 ~ 10 Myr 以及气体抛射阶段不应持续到第一颗超新星爆发的时刻以后(在 ~ 3 Myr 之内;见第 4.1 节),那么它们至少已经演化了初始动力学时间的 10/ fe2 100/ fe2 倍,并因此必须是束缚的(McCradyGilbert Graham 2003McCrady Graham 2007),而且观测到的 Mphot Mdyn 之间的不一致,并非起源于星团的整体膨胀。

Fleck 等人(2006)指出,把σ1D reff Mdyn 联系起来的常数 η (见第 30 式)最大为星团质量分层时的 3 倍。这导致了 Mdyn 的数值与没有这样考虑时的真实质量相比过低。因此质量分层不太好解释 12 中数据点向下方的很大的弥散。这也许能解释为什么某些数据点比模型的线略为高了一点。

我们还留下了一个问题,即在上述星团中,为什么有某些星团观测到速度弥散度比根据位力定理预期的来得高。在 Mdyn Mphot 的观测中,包含了若干独立的和不言明的假定,这些假定之中的每一个都有可能是错误的。例如,恒星的质量函数,可能是脚重的,也就是说,比 Salpeter 初始质量函数更陡,或者说含有超量的小质量星。这样的质量函数,将导致位力平衡时的速度弥散度比具有 Salpeter 初始质量函数的星团高,而对 Mphot 的影响则微乎其微。不过,为了解释观测到的矛盾,星团的质量函数必须大大地偏离公认的质量函数。我们并不赞成作这样的猜测,因为唯一的曾经预计质量函数缺少小质量星的星团,即圆拱星团(Stolte 等人 2005),实际上,至少直到 1 M ,仍具有相当正常的质量函数(Kim 等人 2006)。

另一种令人感兴趣的可能性,是由红超巨星双星提供的,这些恒星在观测到的光度中占了主要地位。硬双星相对高的比例(见第 3.4.1. 节)会导致对星团速度弥散度的高估,因为速度弥散度会受到它们内部的轨道运动的影响。这导致了 σ1D 的高估,并因此也高估了星团的质量(Kouwenhoven de Grijs 2008)。对于典型的疏散星团,σ1D ≈ 1 km s–1 ,这可能仅使 Mdyn 增高到 ~ 2倍(Kouwenhoven de Grijs 2008)。可是,年轻星团中占主要地位的是 ~ 13–22 M 的红超巨星,而且这些恒星中双星的比例达 ~ 25% ,这就可以解释视动力学质量为什么会比测光质量高将近一个数量级(GielesSana Portegies Zwart 2009)。 其结果,Mdyn Mphot 之间的矛盾对于具有较高的恒星速度弥散度或者较小的 Mphot /reff 的星团就更严重(见第 4 式),这与观测结果相符。 12 中给出了双星对 σ1D Mdyn /Mphot 比值的影响。

10 Myr ρhm > ~ 100 M pc–3 的星团,诸如在表 4 中列出的和图 12 中所示的那些星团,在原始气体排出阶段幸存了下来,并应该被认为是束缚的、稳定的和看来能长期存在的(见第 19 式)。它们将进入第 4.3 节中描述的下一个演化阶段,在这个阶段,恒星质量损失在星团的演化中起了主导作用(第 2 阶段)。

4.3. 恒星质量损失

1 阶段(内埋阶段,第 4.2 节)幸存的星团继续通过恒星演化损失质量。在第 2 阶段,那些质量最大(> ~ 50 M)的恒星在 < ~ 4.0 Myr 内离开主序,并损失掉它们约 90 % 的质量,直到它们在成为超新星后坍缩为黑洞。一颗 5 M 的恒星损失它的质量的 > ~ 80 % ,直到在约 100 Myr 时它的核心形成一颗白矮星。对于0.1 M 100 M 之间的Kroupa2001)初始质量函数,星团的总质量在前 10100 500 Myr 内减少大致 10 %20 % 30 % 。这种质量损失的影响在下文中讨论。

当考虑星团的质量损失时,一种适宜的做法是把蒸发和潮汐剥离这两种基本过程区分开。蒸发是星团中恒星的一种持续的损失,它由麦克斯韦速度分布高速端弛豫造成的不断重新布局所驱动(见第 3.3.1 节,第 14 式,以及例如 Ambartsumian 1938Spitzer 1940)。这一过程一直是众多全面的数值研究的题目(Spitzer 1987Aarseth 2003Baumgardt Makino 2003Heggie Hut 2003)。潮汐剥离是处在星团的 Jacobi 半径(rJ;见第 1.3.2 节)外侧的恒星的即刻脱逃,其起因在于诸如恒星质量损失等内部过程或者外部潮汐场中的变化,例如,当一个星团逼近它围绕母星系转动的轨道的近心点时。在 ~ 100 Myr 的时标上,以及对于质量 > ~ 104 M 的星团,弛豫看来不太会有重要的作用,并因此在第 2 阶段中由恒星演化驱动的潮汐剥离在星团的恒星损失中占了主要地位。

 

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13  一次 N 体模拟(N = 128k rvir = 3.2 pc King W0 = 12 ,质量函数为 1 M 100 M 之间的Salpeter函数;Portegies ZwartMcMillan Makino 2007)中第 2 阶段核半径的演化。在大约 3 Myr 后,恒星质量损失在星团核半径的演化中起了主导作用。点曲线(上方浅蓝色曲线)是完全模拟的结果,其中既包括了恒星演化,也包括了双星动力学演化;不规则的灰色虚线是用相同的初始条件但没有恒星演化计算的。波状起伏的实线(下方黄色曲线)是没有恒星质量损失和双星坍缩为单一天体的双星动力学演化计算的。平滑的紫色虚线表明了预期的核区膨胀,其中采用Salpeter初始质量和绝热质量损失。平滑的红色实线曲线是假定质量损失按 Salpeter 质量函数的恒星演化发生来计算的,但质量下限取为 15 M,而不是模拟中使用的 0.1 M

 

4.3.1. 理论考虑

质量损失的时标依赖于它得以发生的方式;超新星爆发、Wolf-Rayet 星风和渐近巨星支喷发都会导致很高的质量损失率,而一个较年老的恒星群体的一般的质量损失则相对来说很慢。当恒星演化引起的质量损失的时标大大地比 tdyn 长时,这个星团的反应是绝热的,通过一系列的位力平衡发生膨胀。对于小的 fe ,第 31 式简化为

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           (32

 

 

并因此

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33

 

 

由于缓慢的恒星演化,甚至当星团的质量损失了一半时(对于公认的初始质量函数,在 Hubble 时间内将不会出现这种情况),星团也仅仅膨胀到了两倍大。在瞬时近似(第 4.2 节和第 31 式)中,这样的质量损失将会导致星团的解体。

实际上,情况远为更复杂,尤其是由于动力学演化与恒星质量损失之间存在着相互关联。对于真实的星团,由于恒星质量损失造成的膨胀,比上面所述的远远地更为严重,而且如果星团在大批恒星发生演化之前已经质量分层的话,甚至会导致彻底瓦解(VesperiniMcMillan Portegies Zwart 2009)。即使一个初始没有分层的星团,也还是可能会在残余气体正被抛出的同一时期内、并且肯定会在其中恒星演化的早期经历质量分层(Applegate 1986),这也可以导致晚期的膨胀得到加速。然而,一个已经质量分层的星团的膨胀,将不是均匀的,因为(分层厚的)核心区域的大质量星群体倾向于比晕区的质量较小的恒星损失相对来说更多的质量。结果是星团的核区膨胀更剧烈,而较远的外围区域则影响不很严重。

这种影响展示在 13 中,它给出了孤立的 N = 128k 个天体模拟的结果,这一模拟实在 GRAPE-4 上(Makino Taiji 1998)使用 Starlab 软件环境(Portegies Zwart 等人 2001)运行的。此图表明了有恒星演化时和没有恒星演化时的核半径演化。没有恒星演化时,核区趋向于收缩,并最终达到核坍缩,而有恒星质量损失时,核区趋向于膨胀(Portegies ZwartMcMillan Makino 2007)。

恒星演化和在寄主星系潮汐场中的动力学演化的综合影响已被广泛地研究(Fukushige Heggie 1995Takahashi Portegies Zwart 2000,Baumgardt Makino 2003)。这些研究工作表明,当星团膨胀到半径为 ~ 0.5 rJ 时,它们失去平衡,其中的恒星大多数在几倍的穿越时间内流出 rJ(见第 1.3.2 节)。

我们的结论是,在第 2 阶段,星团整体的演化完全受因恒星质量损失所引起的膨胀主导。不过,因为质量损失主要发生在核区的大质量星,所以核区的膨胀要比由整体的质量函数所预期的远远大得多。第 2 阶段持续到星团对恒星质量损失的减弱作出反应。此时,第 3 阶段即开始,而星团也许继续膨胀,直到完全解体,或者星团的核区由于内部的动力学效应也许又会开始收缩。

4.3.2. 观测制约

由于恒星演化造成的质量损失,当 rhm /rJ > ~ 0.5 时,出现迅速的解体。 9 中的所有星团,在两倍因子之内,rhm /rJ 0.03 ,意味着它们面对恒星质量损失很可能全都是稳定的。Pfalzner2009)在年轻的银河系星团中识别出两个演化序列,她由此得出了类似的结论。第一个序列是高密度的星暴星团,其中包括圆拱星团、NGC 3603 Trumpler 14 ,恒星密度为 ~ 105 M pc–3 ,年龄为几百万年。这些星团看来在膨胀时质量保持不变,直到年龄为 10–20 Myr ,我们在其中能找到红超巨星星团 RSGC01 RSGC02 。在此年龄,星团的密度下降到 ~ 103 M pc–3 。第二个序列是有泄漏的星团(我们称它们为星协;见第 2.1 节),它们以同样的年龄开始,但密度低得多,为 ~ 10 M pc–3 ,并以 M 1/rhm 膨胀,直到密度与场星的密度可比。 9 中的星团也许可与银河系中的红超巨星星团相比,也就是说,处在高密度的星团序列的端点。Pfalzner2009)所讨论的星协,它们列于 2 之中,具有超过这些星团的年龄的动力学时间,并且预期不会由于恒星演化造成质量损失而出现不稳定。

在第 2 节中,我们讨论了观测到的年龄为 1 – 50 Myr 的星团核半径引人注目的增大(Mackey Gilmore 2003Bastian 等人 2008)。更早的研究工作认为,这种影响是早期的气体排出(第 1 阶段)造成的,但如第 2 节中讨论的,在气体排出后找到新的位力平衡所需的时标很短,不足以影响 rc 在如此长的时期内的增长。年轻恒星群体的质量损失(第 2 阶段)可以在某种程度上造成观测到的这种趋势,但它的影响很可能太弱,不能完全解释这种趋势(Mackey 2007)。一种更可能的解决办法是质量相对来说较大的天体的动力学加热,这些天体例如大质量星和恒星质量黑洞,它们正在向星团的中心下沉(Lee 1998Merritt 等人 2004)。

 

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14  观测得到的星团的核半径数值演化,与包含由于恒星演化造成的质量损失的 N 体模拟结果比较。对于模拟,构成投影面亮度轮廓并用第 5 式和第 8 式确定 rc(实线)。浅蓝的虚线表示由第 1.3.2 节中讨论的第 7 式得到的 rc 理论值。

 

在第 2.2 节中曾讨论了另一种影响,即通常由面亮度轮廓拟合(第 5 式)得出的 rc 的观测值与第 1.3.2 节中所述的 3 维动力学核半径之间的差别。如果一个年轻星团很可能已经在它的形成过程中质量分层,那么它所发射的光主要是核区的少数大质量星,它们可以导致 rc 的低估(Fleck 等人 2005Gaburov Gieles 2008Mackey 等人 20072008)。当把这种影响考虑在内时,“观测到的”rc 有引人注目的增大,而“真实的”核半径变化很小。

我们在 14 中画出了这种状况。这些数据点与 8 中所画的相同,一起画出的还有 N 体模拟的结果( 14 中的曲线)。rc 的理论值如第 1 节中所定义;rc 的“观测”值借助把 ElsonFall Freeman1987)轮廓(第 5 式)拟合到上述模拟星团的投影光而得到。这个星团由 N = 65,536 颗单星组成,最初按照 rvir = 2 pc Plummer1911)轮廓分布。在恒星开始演化之前,我们先使这个星团演化 100 tdyn ,这对应于 ~ 0.1 trh ,为了模仿某种程度的质量分层,其中质量 > ~ 5 M 的恒星比质量较小的恒星更向中心聚集(第 20 式)。因为大质量星的光起着主导作用,观测到的 rc 几乎只有 t = 0时的 3 维情形的三分之一。在几千万年以后,观测到的 rc 增大到了将近原来的 10 倍,而 3 维核半径仅膨胀到了原来的 3 倍。在 ~ 30 Myr 以后,两者的量值变得大致相符。在这一模拟中,rhm 由于恒星演化质量损失仅增大了 60 %

原始质量分层对一个星团的演化有着深重的影响,但对于本评论来说,关系可能更为紧密得多的是对于星团的观测所造成的后果。假定一个年轻(< ~ 10 Myr)的星团没有质量分层,当它真的是这种情况时,可以剧烈地改变一些由观测得出的量值,诸如星团的大小、速度弥散度、密度轮廓和中心密度。

4.4. 外部扰动和蒸发

4.4.1. 理论考虑

一个重要的外部破坏因素,由 Spitzer1958)首先考虑,是星团与巨分子云之间的交会。因为巨分子云与星团相比质量通常更大,所以在交会中星团与云相比所受的影响更大(Theuns 1991)。星团在通过云时由于受到加热,寿命与分子气体的体密度 ρgas 成反比,而与星团的密度成正比:

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34

 

 

这一结果对于以短时标(< ~ tdyn)起作用的外部潮汐扰动的破坏作用来说是典型的,这种破坏作用也被称为潮汐激波,并且也可以应用于穿过盘(例如,OstrikerSpitzer Chevalier 1972GnedinLee Ostriker 1999)、核球(例如,Gnedin Ostriker 1997)和旋臂(GielesAthanassoula Portegies Zwart 2007)的情况。这里,0.03 M pc–3 是太阳邻域内分子气体的密度,是取自Gieles2006c)的常数,它是对 Spitzer1958)的影响深远的结果的更新。Tdis ρgas 的依赖表明了星团的寿命大致地与可观测量分子气体的面密度 Σ gas 成反比。

上述结果使得我们能够对其他星系内一些星团的寿命作数量级的估计。在旋涡星系中,巨分子云交会在星团演化的早期特别频繁,因为星团形成于气体薄盘中,而薄盘中的 ρgas 很高。较年老的星团典型地与厚盘成协,那里 ρgas 较低,而且与巨分子云交会不太频繁。因为旋涡星系中的年轻(< ~ 1 Gyr)星团半径的变化范围很小(例如,Larsen 2004),质量越大的星团密度也就趋向于越高,这使得它们与巨分子云交会时较难遭到破坏,这说明了它们与质量较小的星团相比寿命为什么更长(Gieles 等人 2006c)。尚不清楚质量与半径之间关系的缺乏是星团形成时就存在的一种普适的特性还是演化的结果。

4.4.2. 观测制约

如果巨分子云交会是一种主要的破坏过程,那么了解星团的质量与半径之间的相关性就很重要,因为 tdisGMCρhm(第 4.4.1 节)。如果星团以恒定的密度形成,也就是说,质量半径关系形如 rhm M 1/3 ,那么它们由于与巨分子云交会而被破坏的时间就与星团的质量无关。额外的复杂化是由质量半径关系随时间的变化造成的。对于年轻星团(< ~ 10 Myr),质量与半径之间似乎存在某种正相关,而且这大致与 103±1 M pc–3 相符合( 9a)。更年老的星团(> ~ 10 Myr)质量与半径之间看来并没有展现出任何相关性,这与接近恒定的半径是一致的( 9b),也就是说,rhm = 常数,则很可能是受诸如质量分层和恒星质量损失这类演化影响的结果。这将导致一个受巨分子云破坏的时标(tdisGMC),它依赖于星团质量:tdisGMC ∝ M/rhm3 。在任何情况下, 4 中列出的那些最年轻的年轻大质量星团看来不像会很快由于穿越巨分子云而瓦解,因为由于它们的密度很高,tdisGMC 超过了Hubble时间(见 9a)。如果把 9 中的两个年龄组解释为一个演化序列,那么对于小质量端的年轻大质量星团(< ~ 105 M),巨分子云交会在晚年(> ~ 10 Myr)变得更为重要。

直到1990年代为止,星团瓦解研究的主要目标一直是银河系中的疏散星团和两个麦哲伦云中的年轻大质量星团。此后,Hubble太空望远镜的观测结果建立起了宁静旋涡星系(例如,Larsen 2002)、相互作用星系(例如,Whitmore 等人 1999Bastian 等人 2005)和星系合并后的产物(例如,Miller 等人 1997)中含有更多大质量星团的庞大群体的特性。在星团瓦解研究工作中使用的主要工具是星团的年龄分布。不同的研究团组在解释结果时对第 4.2 节中描述的不同因素给于不同的权重,但经验的星团瓦解研究工作遵循两个基本模型中的一个,在这两个模型中,一个模型中的瓦解是依赖于环境的,另一个模型中的瓦解是普适的。

在依赖于环境的瓦解模型中,按照不同星系中限定光度的星团样本的年龄和质量分布,解体时间遵循一个与星团的质量和环境有关的简单的比例关系(Boutloukos Lamers 2003)。解体时标的变化可由潮汐场强度(LamersGieles Portegies Zwart 2005)和巨分子云密度(Gieles等人2006c)的差别来解释。

普适的瓦解模型假定主导星团瓦解的是一些内部过程,并且在其年龄的每十倍内全部残存星团的大致 80 90 % 被破坏,导致(质量受限的)年龄分布与时间成反比地下降(∝ t –1)。主要的假设是大多数(80 90 %)星团在几亿年内解体而且瓦解率不依赖于质量。不过,这种模型,如第 4.2 节中讨论的(FallChandar Whitmore 2005WhitmoreChandar Fall 2007),是对触须星系中的星团群体来进行校准的,而且它虽然与这些观测结果十分一致,但并不清楚它是否适用于其他星系的环境。

不同的星团解体模型已经导致了某些矛盾,以致在一些会议和文献中作了若干激烈的讨论。ChandarFall Whitmore2006)证明,小麦哲伦云中星团的年龄分布以 t –0.85 下降,这与他们对触须星系所得出的结果一致。GielesLamers Portegies Zwart2007)只有在考虑到他们对星团的检测是不完全的之后才再现了这些结果,这与de Grijs Goodwin2008)的论证一致。结果,GielesLamers Portegies Zwart2007)认为,使用与ChandarFall Whitmore2006)所用的同样的数据样本,小麦哲伦云中年龄不到几亿年的大质量(> ~ 103.5 M)星团的年龄分布并没有受到一些内部过程的影响,从而与ChandarFall Whitmore2006)的研究结果矛盾。

GielesLamers Portegies Zwart2007)的结论受到了Boutloukos Lamers2003)的支持,后者证明,对于恒定的星团形成率和在没有瓦解的情况下,限定光度的星团样本年龄分布以 t ζ (β –1) 下降,其中β 星团初始质量函数的指数。参数 ζ 用于描述星团如何由于恒星演化而随年龄变暗:Fλ(t) t ζ ,其中 Fλ 是一个质量恒定的星团在波长 λ 处的流量。对于 U V 波段,分别有 ζ 1.0 0.7 ,只考虑变暗,对于 β = 2 ,得出 t κ ,其中 0.7 < ~ κ < ~ 1.0 。如果星团的质量分布用Schechter函数(见第 2.4.2 节中的第 18 式),那么未受瓦解影响的限定光度样本的年龄分布陡度为 0.9 < ~ κ < ~ 1.4

年龄分布的内部瓦解模型依赖于星团形成历史在所考虑的年龄范围内为常数的假定。Bastian 等人(2009)证明,在触须星系中,由星系合并模型所推测的星团形成率增加,可以减轻对于用更长期的与质量无关的星团瓦解来说明星团数量虽年龄下降的需要。

星团数量随年龄分布的讨论由于星协与高密度星团之间的差别而复杂化(见第 2 节和第 4.2.2 节),它们在距离很远时也许会很难区分。这可用 15 来说明,图中画出了小麦哲伦云中心区域内星团与星协的年龄分布(Chiosi 等人 2006)。这一样本被依据大小划分成两个子样本,每一个 ~ 200 个星团。较大(reff > 6 pc)的星团的年龄分布比较为致密的星团的年龄分布下降得远为迅速。我们注意到,这与星协因与巨分子云交会而瓦解是一致的,因为它们(平均来说)密度低得多(见 9b),并因此破坏得更快(第 34 式)。这两组样本的中位半径分别是 4.5 pc 9 pc ,但在20 Mpc 距离处,非常难把这两组样本分开。我们认为,通过放宽观测上选择样本时对星团大小的限制,会把更多短寿命的星协包括进来,要是能把它们分解成恒星,应该不大会被认为是真正的星团的。

 

年轻大质量星团(Portegies Zwart 等人 2010)(下) - wangjj586 - 星海微萤

 

15  小麦哲伦云(SMC)中星团的年龄分布,据Chiosi 等人(2006)的星表。样本被划分为小星团星协和大星团星协两组,分界线为半径 6 pc 。直方图分组采用 0.5 dex 的宽度和不同的起始值(滑动平均)。

 

4.5. 年老球状星团系统早期演化和光度函数

年老球状星团系统的光度函数与在第 2.4.1 节所讨论的年轻大质量星团的(幂律)光度函数相差非常大。银河系中的年老球状星团光度函数可用高斯函数近似,峰在 MV -7.4 mag 处(Harris 2001)。球状星团的质量函数常常缩写成 GCMF ,它实际上是今日质量函数。球状星团质量函数像光度函数一样也是峰状或者说钟形的(当使用对数的质量区间时)。特征质量或者说转折点质量为 MTO 2×105 M 。有人认为,年老球状星团形成时就已经具有这种钟形的质量函数(Fall Rees 1985Parmentier Gilmore 2007),这与我们今天在年轻大质量星团中看到的幂律分布完全不同。也有人认为,年老球状星团的钟形曲线与年轻大质量星团的幂律质量函数之间的差别有可能起源于长时标的第 3 阶段动力学演化(Elmegreen Efremov 1997Vesperini 1997Baumgardt 1998Fall Zhang 2001McLaughlin Fall 2008 )。这种演化质量相对来说较低(M < ~ MTO)的星团影响更大,而大质量(M > ~ MTO)的星团不受影响,就留了下来。

但是,MTO的数值在不同星系之间显然是常数(Jordan 等人 2007),并且甚至在一个星系中它几乎不随到星系中心的距离而变化(Vesperini 等人 2003)。这很难与开始时具有幂律质量函数并寻求用第 3 阶段的动力学演化来解释今日球状星团质量函数形成的模型一致起来(Vesperini 等人 2003)。

就本文的宗旨而言,在这一难题的解决办法中,唯一有关的是那些在早期演化(即第 1 阶段和第 2 阶段)中发挥了重要作用的解决办法。BaumgardtKroupa Parmentier2008)给出了这样一种解决办法;他们认为,一些质量相对来说较小的星团更容易由于第 1 阶段中气体的排除而瓦解,留下了质量最大的那些星团不受影响(也见Tutukov 1978 用仅仅 60 颗恒星作的早期的类似研究)。他们认为,内埋星团的结合能与它们的(气体和恒星)总质量的平方成比例,而由星风和超新星输入的能量线性地依赖于星团中所有恒星的质量。如果恒星形成效率(fe)不依赖于原始分子云的质量,那么质量更大的星团就需要花更多的时间清除母云中所有残留的气体。 BaumgardtKroupa Parmentier2008)得出, M < ~ 105 M 的星团失去它们残剩的气体所用的时标远短于穿越时间,这会有效地冲击这个星团,并驱使它解体(见 4.2 节)。质量更大的星团,在失去它们的云的质量时,对它们的影响是绝热的(第 4.3.1 节),从而使得它们有更高的幸存概率。MTO 对环境因素的很弱的依赖可以十分自然地呈现在这个模型中(BaumgardtKroupa Parmentier 2008)。

年轻大质量星团质量函数演化的另一种解释,比照球状星团质量函数演化的解释,由Vesperini Zepf2003)给出。他们认为,第 2 阶段的恒星质量损失导致了几乎普适的小质量星团解体速率。小质量的年老球状星团与大质量星团相比,中心聚度倾向于不那么高(McLaughlin 2000)。如果这种倾向是原始的,那么恒星质量损失在瓦解小质量星团时,相比大质量星团,就更有效(Chernoff Weinberg 1990Vesperini Zepf 2003)。这种机制,像第 1 阶段的气体外排一样,与诸如离开星系中心的距离之类的环境因素无关,并因此也许给出了对于 MTO 对环境的微弱依赖性的令人满意的解释。

这个难题的三种解决办法,每一种都有各自的优缺点。这也许表明了这里的讨论还不能得出这个问题的令人满意的解答,而需要在可以预见的将来继续进行令人兴奋的讨论。

5. 太空怪兽园

年老的球状星团之所以令人感兴趣,是因为它们的年龄老,它们被认为是相对来说同类的群体,它们在它们的母星系中相对独立,以及它们含有很多不寻常的天体,诸如蓝离散星、X射线双星、射电脉冲星等等,常常统而括之地称之为恒星博览园,或者说“太空怪兽园”。在银盘中,这类天体通过单颗恒星或者密近双星系统的一些内部演化过程形成。在星团内,这些过程被因恒星相互作用而得到加强,并被高密度的星团核心内高频率的交会居间促成。

恒星的交会产生了一些奇异天体形成的新的通道,但也可能会对现有的通道起促进作用。例如,双星的交会也许会直接导致碰撞和蓝离散星的形成,或者它的影响是间接的,也许造成物质的交换,最终(数十亿年后)导致小质量的 X 射线双星的形成。反复地交会可以使双星和聚星系统改变形态,使产生奇异天体的通道倍增(Davies 1995Hurley Shara 2002Davies 等人 2006)。对这些天体的形成和演化的清晰认识,可以提供对星团过去的动力学演化的洞察(Davies 2009)。

在今天的年老球状星团里观测到的许多奇异恒星是在这个星团年轻时开始的一些过程的结果。在某些情况下,它们是在星团寿命的前 ~ 100 Myr间涉及恒星和双星的一些动力学过程和演化过程相互作用的产物。许多太空怪兽的原始种子就是在这一时期播下的(Portegies ZwartMcMillan Makino 2007)。后来的一些动力学演化(发生在第 3 阶段中;见第 3 节),诸如核心坍缩等,可以产生又一代奇异天体。因为观测到的年轻大质量星团随着年龄的增长将变成年老球状星团(见第 1 节),所以它们为研究奇异恒星的前身提供了检验台。

在年老球状星团中观测到的太空怪兽的前身在年轻星团群体中不一定能轻易地识别出来,尽管在某些情况下演化上的联系已经很好地确立起来(GlebbeekPols Hurley 2008)。在一些年轻星团中,完全有可能,某些特殊天体的整个群体在随后的阶段并不会导致出现可观测的令人感兴趣的天体,而某些注定会具有特殊性的天体在早期也许会显得极其平常。后者的一个例子是潜在的蓝离散星群体,组成这一群体的恒星,由于质量转移或碰撞而重新焕发活力,从而仍然停留在主序上,并潜伏在它们的主序星同胞中间,直到其他的同胞穿越了Hertzsprung 空隙,他们才仍留在后面(Portegies ZwartHut Verbunt 1997)。

5.1. 双星

一些星团中的奇异天体与双星有着紧密的联系,因为它们常常通过双星的内部演化或者在双星和其他恒星之间动力学相互作用过程中形成。一些例子如蓝离散星的形成(第 5.1.1 节)、星风碰撞双星(第 5.1.2 节)和反常 X 射线脉冲星(第 5.2.1 节),它们全都需要系统中有双星存在。在某些情况下,例如像吸积 X 射线脉冲星的缓慢演化,是由一颗小质量 X 射线双星导致生成一颗双星毫秒脉冲星,演化轨迹已经确立(Bhattacharya van den Heuvel 1991)。不过,在其他情况下,这些天体演化中的间断平衡使得实际上不可能抓住它们出现的关键的过渡。例如恒星之间的碰撞或处在 Darwin-Riemann 不稳定性中的相接双星的共同包层阶段。

我们把星团中的双星分成两种基本的类型:(a) 原始双星,它们与星团中的恒星同时形成,是恒星形成过程的重要一环(Goodman Hut 1989),(b) 动力学双星,它们是后来通过恒星相互作用形成的,形成时其中的子星常常已经到达主序很久。也许有人会问,这种限制性的术语对于经历了一次或者多次交换相互作用的双星在多大程度上依然有用。例如,十分可能,两颗最初都是单星的恒星,在两次交换之后,最终成为了一对双星。作为一个实际问题,我们将依然把这样的一对双星看成是原始的。第二组动力学双星可以进一步划分为两个子类——由保守的三体和四体恒星动力学相互作用形成的双星以及由耗散的二体潮汐俘获形成的双星。后一过程是由 FabianPringle Rees1975)提出来解释在年老球状星团中小质量 X 射线双星相对来说很高的比频的。自 1980 年代后期以来,这方面的研究有些冷落,但也许正进入某种复苏状态(Ogilvie Lin 2004)。在本节内讨论的许多奇异的天体都与双星有关,或者是原始的,或者是潮汐的,但我们暂时就使用这种根据形成过程所作的划分。

5.1.1. 蓝离散星

蓝离散星是温度和光度均超过了星团的主序转出点、但并没有在水平支上的恒星。蓝离散星分布于比主序转出点更蓝的区域,好似其他的恒星都变老了,而它们仍滞留在星团的主序上。第一批(34 颗)蓝离散星是由 Sandage1953)在球状星团 M3 中发现的。对于蓝离散星的形成,已经提出了至少八种说得过去的解释(见 Leonard 1989)。其中,有两种解释最近得到了赞同:

n         两颗恒星之间的直接合并(Hills Day 1976),

n         一对密近半相接双星中的质量转移(McCrea 1964)。

后一种情景得到了两颗蓝离散星的发现的支持,这两颗星分别在年轻疏散星团 NGC 663 NGC 6649 中,它们被发现是 Be X 射线双星系统中的输质星(MarcoNegueruela Motch 2007)。在年老疏散星团 M67 中发现的一颗蓝离散星,质量看上去是转出点质量的 2.5 倍,它支持了前一种情景(Leonard 1996)。

这两种得到赞同的关于蓝离散星形成的机制在年轻大质量星团中看来也能成立。然而,在任何已观测到的年轻大质量星团中,还没有能识别出任何蓝离散星,虽然这也许可以解释为在已能分解成恒星的那些星团中尚未出现明确的转出点,在这种情况下要识别出(并肯定)一颗蓝离散星是不切实际的。可是,在年轻大质量星团中有若干“奇怪的”恒星,它们在将来也许有可能演化为类似蓝离散星的星体。与这一推广后的定义相符合的星体包括在大麦哲伦云的剑鱼 30 区域内星团 R 136 中四颗 O3 If WN6-A 型星(Campbell 等人 1992Brandl 等人 1996)。

在年老球状星团中蓝离散星的数量与红巨星数量之间(FerraroFusi Pecci Bellazzini 1995),还有与双星的比例之间(Sollima 等人 2008KniggeLeigh Sills 2009),存在着若干令人感兴趣的相关性。此外,DaviesPiotto de Angeli2004)发现,蓝离散星的数量与星团的累积绝对星等 MV 无关,他们并使用这一事实认为相应地有两种产生机制。

5.1.2. 星风碰撞双星

由两颗大质量星组成的双星,例如由两颗 Wolf-Rayet 型星组成的双星,它们的强烈的星风常常会产生很强的射电或者 X 射线发射,或者两者兼而有之。因为这一过程需要恒星有大量的质量以快速星风的形式损失掉,所以在年老的球状星团中不会出现这些源,但年轻大质量星团看来是这类双星系统的极好的寄主。若干年轻而且高密度的星团存在来自星风碰撞双星的 X 射线和射电发射。在某些相对来说近距的例子中——例如 R 136Portegies ZwartPooley Lewin 2002)和 Wd 1Clark 等人 2005 Crowther 等人 2006)——以及圆拱星团和五合星团(Lang 等人 2005),都已经识别出了射电和 X 射线源。

5.2. 致密天体

中子星和黑洞一般在超新星爆发中产生(见第 5.3.1 节)。在这样一类事件中,中子星或者黑洞很可能获得很高的速度,这常常称为踢。踢的方向没有多大限制,但速度分布可以由近距年轻中子星的观测(Lyne Lorimer 1994Cordes Chernoff 1998ArzoumanianChernoff Cordes 2002)和黑洞 X 射线暂现位于银道面上方的标高(White van Paradijs 1996Gualandris 等人 2005)很好地确定。看来,中子星与黑洞相比,被踢后达到的速度明显地更高。其结果,在任何年轻大质量星团中,绝大多数(~ 95%)中子星很可能已被抛出(Drukier 1996PfahlRappaport Podsiadlowski 2002),而大多数黑洞则仍被保留着。然而,在一个星团中,因为中子星的质量明显比恒星的平均质量大,所以它们一旦形成并留了下来,那么就倾向于会停留在这个星团中。在后期,致密天体可以逐渐在这个星团的演化中起主导作用。就黑洞而言,这种情况出现在年龄为 100 Myr 1 Gyr的时候(KulkarniHut McMillan 1993Mackey 等人 2007),而对于中子星来说,则起主导作用的时期要到大约一倍 Hubble 时间才开始(Portegies ZwartMcMillan Makino 2007)。星团中致密天体的演化应该写一篇单独的评论,但这里我们还是就年轻大质量星团中致密天体当前的观测证据作一个非常简短的概览。

不少年轻大质量星团已经用射电和 X 射线波段作过观测,这些观测展现出了大量的源,甚至比年老的球状星团中发现的还多(Clark 等人 2008)。在 X 射线源中,吸积中子星、恒星质量黑洞和可能的中等质量黑洞组成了一个很大的群体。由于这些星团中心区域处在拥挤状态,而大多数 X 射线源是在中心区域内发现的,所以只有非常少数的源找到了光学对应体。

鉴于我们把年龄限制在 100 Myr,只有相对少数的白矮星已形成——大约像中子星那么多——而激变变星并不在预料之中。这些星团的年轻看来使得它们不太可能有任何小质量的 X 射线双星或毫秒脉冲星将被发现。

5.2.1. 磁星中子星

在一颗超新星爆发后不久(~ 105 年内),一颗新形成的中子星也许会作为磁星被观测到,它们所具有的磁场强度可以超过 ~ 1015 GKouveliotou 当然 1999)。磁星这一群体可以再分为两类:软伽马射线再现源(SGR)和反常 X 射线脉冲星(AXP)(见 http://www. physics.mcgill.ca/?pulsar/magnetar/main.html)。作为超新星的产物,人们也许会天真地期待这些天体主要存在于年轻大质量星团中,而且的确约有一半(八分之三)已知的软伽马射线再现源和十分之一的反常 X 射线脉冲星是存在于这类系统中。鉴于银河系中的恒星质量只有 0.05 % 在星团中,这样的比例令人注目地高(见第 1 节)。

单一的星团反常 X 射线脉冲星 CXOU J164710.2-455216Muno 等人 2006)位于银河系年轻星团 Westerlund 1 中。它展现出能量为 ~ 1037 erg(在 15–150 keV 能段)的 20 ms 的暴,自转以 P/(dP/dt) -10–4 的速率变慢(Muno 等人 2007),这是一颗十分典型的磁星。

在大麦哲伦云中,一些年轻星团内存在若干令人感兴趣的源。 其中有微类星体 LS I +61°303 ,它也许是从星团 IC 1805 中抛射出来的(MirabelRodrigues Liu 2004)。相对来说密度较低的年轻星团 SL 463 ,它因为太小而没有包括在本评论中,它看来与 SGR 0526-66 有联系(Klose 等人 2004),投影距离为 ~ 30 pc 。还有两颗与相对来说密度较低的年轻星团有联系的软伽马射线再现源, 一颗是 SGR 1806-20 ,离开它的母星团核心的投影距离为 ~ 0.4 pcMirabel Fuchs Chaty 2000Corbel Eikenberry 2004),还有一颗是 SGR 1900+14,在相距 ~ 0.8 pc 处(MirabelFuchs Chaty 2000Vrba 等人 2000)。这后一颗软伽马射线再现源已测量得到了自行,为 70 mas yr–1 远离这个星团,意味着它的确是从这个母星团中抛射出来的(DeLuca 等人 2009),但它与通常的产生软伽马射线再现源的恒星相比相对来说较为年老(14±1 Myr)(Davies 等人 2009)。在这种情况下星团与软伽马射线再现源之间的实际联系很难建立,因为到这两颗天体的距离约束很差。

5.2.2. 极端明亮 X 射线源

年老球状星团已知是大量小质量 X 射线双星的寄主,与银河系中其余的这类双星相比多出了很多。这些星团内之所以会有这么多这种类型的双星,其原因在于高密度的星团核心中的动力学环境(FabianPringle Rees 1975Pooley 等人 2003)。年轻星团处在强烈的动力学活动中,因此毫不令人感到吃惊,年轻大质量星团也是许多 X 射线源的寄主。河外星系中的 X 射线点源大多数看来与年轻星团有联系,例如,在触须星系(NGC 4038 NGC 4039)中就是这种情况(Zezas 等人 2002)。这些 X 射线源的性质大多数尚属未知,我们只能对它们的起源作些猜测。

这里我们把自己限制于最引人注目的那些 X 射线源,即极端明亮 X 射线源(ULX)这一亚类,它们的特点是 X 射线光度 Lx > ~ 1.3×1039 erg s–1 ,这样的最大各向同性光度可以由一个 10 M 的黑洞吸积纯氢产生(King 等人 2001)。出于实际的理由,我们把上述阈值取整,提高到 Lx > ~ 1040 erg s–1 ,这主要是为了确保这样的光度更不可能是由恒星质量黑洞以 Eddington 速率吸积一颗主序的伴星产生的。这些极端明亮 X 射线源应该是天空中最明亮的恒星状 X 射线源。

为了解释极端明亮 X 射线源很高的 X 射线光度,已经试着提出了若干模型,但目前尚未得到 X 射线源研究的同行们的公认。目前最成功的模型有:

n         正在吸积的恒星质量黑洞的各向异性(准直或定向)发射(虽然多孔、湍流和起泡也提供了令人感兴趣的另一些选择)(King 等人 2001King 2002),

n         一个恒星质量黑洞对一颗已经演化的恒星的吸积,这在原则上可以导致吸积率高于对一颗主序星的吸积,并因此有较高的 X 射线光度(Madhusudhan 等人 2006),

n         一个中等质量黑洞对一颗伴星的吸积,这个黑洞的质量 > ~ 100 MPortegies Zwart 等人 2004)。

极端明亮 X 射线源倾向于以星暴星系和旋涡星系作为寄主(Makishima 等人 2000)。某些最明亮的极端明亮 X 射线源与年轻大质量星团有联系;一个最重要的例子是星暴星系 M82 中的星团 MGG 11 内的那颗极端明亮 X 射线源(Kaaret 等人 2001)。与年轻大质量星团成协,这有利于一个 ~ 1,000 M 的吸积黑洞(Portegies Zwart 等人 2004)。MGG 11 中的这个天体特别令人感兴趣,因为它展现出一种强烈的准周期震荡,频率范围为 50100 mHzStrohmayer Mushotzky 2003),从而为定向发射提供了有力证据,并支持了 X 射线光度来自 2005,000 M 的吸积黑洞的假设。进一步的支持是由对 ~ 62 天的周期变化的检测提供的,如果这个黑洞有一颗 2225 M Roche 瓣已经充满的伴星环绕着,那么这种周期变化就能得到解释(Patruno 等人 2006)。

极端明亮 X 射线源与年轻大质量星团成协,这在 NGC 5204LiuBregman Seitzer 2004)、星暴星系 M82Kaaret 等人 2001)和 NGC1313Grisé 等人2008)、侧向旋涡星系 NGC 4565Wu 等人 2002)、相互作用星系 M51Liu 等人 2002)、NGC 4038 NGC 4039(触须星系,FabbianoZezas Murray 2001)、 ESO 350-40(车轮星系,Gao 等人 2003)、以及 1.5 Seyfert 星系 NGC 1275González-MartínFabian Sanders 2006)中均有所发现。在活动星系、星暴星系和相互作用星系中极端明亮 X 射线源的较高的丰度也许与这样一个经验事实有关,即年轻大质量星团倾向于在这些环境中形成;60% 的极端明亮 X 射线源与活动恒星形成区有关(见 SwartzTennant Soria 2009,虽然在那篇评论中使用的极端明亮 X 射线源定义有点弱)。

如果极端明亮 X 射线源的对应体寄主为一中等质量黑洞,那么它很可能是一颗大质量星吹出的星风或者溢出的Roche 瓣的受体,NGC 5204 中的 10391041 erg s–1 的极端明亮 X 射线源看来就是这种情况,其中的供体已被识别为一颗 B0 Ib 超巨星,轨道周期为 10 天(LiuBregman Seitzer 2004),而在极端明亮 X 射线源 M51 X-7 中,轨道周期甚至更短,只有 2.1 hrLiu 等人 2002),虽然还没有识别出恒星伴星。极端明亮 X 射线源 NGC 1313 X-1 X-20.210.0 keV ,假定距离为 3.7 Mpc)也许均是黑洞,质量也许介于 1001,000 M 范围内(Miller 等人 2003),而且在这两个例子中,光学对应体都已被识别为年轻大质量星团。

5.3. 爆发事件

5.3.1. 超新星

超新星是相对来说罕见的事件,在类似银河系的一个星系中,大约每 100 年出现一次(CappellaroEvans Turatto 1999)。虽然 I 型超新星不大可能出现在比 100 Myr 更年轻的星团中(PfahlScannapieco Bildsten 2009),但是在这样的年龄时,也许已经种下了未来大量的 I 型事件的种子(Shara Hurley 2002)。

因为大质量星大多数倾向于位于星团内,就如第 1 节和第 2 节中所讨论的那样,所以很可能,Ib/c 型和 II 型的超新星大部分出现在星团中。不过,因为超新星大多数出现在遥远的星系中,所以很难找到光学对应体,而且报告超新星与年轻星团成协的情况也非常少。Efremov1991)根据 SN 1987A 特殊的金属度情况认为,这颗恒星原来是在大麦哲伦云的年轻星团 MKM 90 中。SN 2006gyFoley 等人 2006)是一个有待确认的正在形成中的中等质量黑洞,它也许是一个年轻大质量星团中的一次碰撞速逃的结果(第 3.4.2 节)(Portegies Zwart van den Heuvel 2007)。然而,最强有力的例子或许是旋涡星系 NGC 2403 中的特殊 IIp 型超新星 SN 2004dj(很可能是由一颗 12 20 M 的恒星产生的);当这颗超新星暗淡下去时,星团 Sandage 96 就重新显现了出来(Wang 等人 2005)。

5.3.2. 伽马射线暴

关于伽马射线暴的任何意见都有可能触发一次关于它的电子邮件的暴发,但我们还是不能抵抗住这种具有巨大诱惑力的暂现现象几个方面的引诱。伽马射线暴有两种类型,即可以分为短(< ~ 2 s)持续时间和长持续时间两类(Mészáros 2002)。存在若干理论,这些理论指出无论是年老球状星团还是年轻星团,都有可能是伽马射线暴的寄主。碰撞中的致密天体常常被说成是短暴的源(NarayanPiran Shemi 1991)。长暴则被认为是以大质量恒星形成区为寄主(Paczynski 1998)。尤其令人感兴趣的是长暴与年轻大质量星团之间难以捉摸的关系(Efremov 2000)。长持续时间伽马射线暴应该特别适用于年轻大质量星团,因为它们需要快速自转的大质量星(Heger 等人 2003),而这在年轻大质量星团中可以十分自然地由恒星的碰撞所实现。

5.4. 奇异天体总结

我们已经讨论了年轻大质量星团中的奇异天体的若干例子,但仍还有一些其他的奇异天体。这些奇异天体许多已在年老球状星团中很好地研究过,但在它们的年轻的弟妹中迄今仍缺乏类似的细察。我们不想提供对已发现的每一类奇异天体的详细描述,而只是简单地提一下有关这些天体的一些发展和最新发现,我们今天把这些天体称之为奇异天体,而在某一天我们也许就会把他们看作“正常”天体。下面的清单包括了若干特殊的星团,它们因包含有独特的源或天体而值得注意。这份清单远非完整,但至少表明了在年轻的治疗系统中发现的一些天体的多样性。

n         R136 包含有大约 13 对星风碰撞双星(PortegiesZwartPooley Lewin 2002),可能还有 3 颗蓝离散星(虽然没有明显的转出点能够区分出来)。此外,这个星团还表明有一个 OH1720 MHz)脉泽,它很可能与周围的星云有联系,而与这个星团本身没有关系(Roberts Yusef-Zadeh 2005)。

n         圆拱星团包含有 10 个射电点源(Lang 等人 2005)和若干星风碰撞双星。

n         MGG 11 M82 中的一个年轻大质量星团,它也许含有一个极端明亮 X 射线源(Kaaret 等人 2001),虽然只是略微偏出了 Chandra X 射线天文观测卫星的误差范围。

n         五合星团包含有一颗手枪星云星(Figer 等人 1998),它是银河系中有待确定的质量最大的恒星,投影距离约为 1 pc ,还有 9 个射电点源(Lang 等人 2005)。

n         Westerlund 1 是反常 X 射线脉冲星 CXOU J164710.2-455216 的寄主(Muno 等人 2006),而且富含 X 射线源(Clark 等人 2008)。

n         Westerlund 2 是大质量 Wolf-Rayet 型双星 WR 20a 的寄主,这对双星由两颗 WN6ha 型星组成,离开星团中心距离为 1.1 pc Rauw 等人 2005)。

n         NGC 663 NGC 6649 含有蓝离散星,它们被发现是一些 Be/X 射线双星系统(MarcoNegueruela Motch 2007)的供体。

n         Sandage 96 NGC 2403 中一个 ~ 96,000 M 的星团,在这个星团中检测到了一颗典型的 IIp 型超新星(Wang 等人 2005)。这个星团还展现出有多个星族(Vinkó 等人 2009)。

5.4.1. 行星状星云和超新星遗迹

质量足够大(> ~ 8 M)的恒星的核演化伴随有超新星爆发(见第 5.3.1 节),然而一些质量较小的恒星在短暂而明亮的渐近巨星支阶段后隐入了背景中。不过紧接在这些质量较小的恒星所发生的这类事件之后,一个大致球形的气体壳层——行星状星云——依然可以在远比超新星或渐近巨星支后阶段的恒星都更长的时间里看到,它们被中心的恒星遗迹以及当外流气体与星际介质相遇时的激波所照亮。

每一颗恒星,不是经历超新星阶段,就是经历渐近巨星支后阶段,而一个 5×104 颗恒星的星团将产生约 350 颗超新星,导致相等数量的遗迹,而在前 100 Myr 内,将形成类似数量的行星状星云。因此,行星状星云和超新星遗迹的形成率为 ~ 7 Myr –1 。一个星云的可观测寿命约为 104 年,我们自然可望在每 ~ 14 个星团中看到一个星云。在大约 80 个年轻星团中,Larsen Richtler2006)发现 3 个具有行星状星云,与我们的自然的估计相符合。在本星系群中,迄今还没有在哪个年轻大质量星团中发现行星状星云或超新星遗迹。不过,因为 3 中只有 16 个星团的年龄老得足以由单颗恒星演化形成白矮星,行星状星云的缺失也许是统计起伏。

5.4.2. 褐矮星和行星

我们在这里对于年轻大质量星团中的褐矮星和行星几乎没有什么可以说的,因为这方面的观测结果很罕见,而且这个大题目值得单独写一篇评述。不过,这里还是有几句话应该说一说。

年轻的高密度的星团一般都太遥远,使用目前的方法是检测不到行星的,而且迄今也确实没有发现过行星(Udry Santos 2007)。年老的球状星团看来缺少行星(例如,杜鹃 47 Gilliland 等人 2000),这可能是因为它们金属度较低造成的(Weldrake 等人 2005)。不过,最近的高准确度实现速度行星搜索(HARPS)已经在一颗贫金属星周围发现了一颗行星(Mayor 等人 2009),这使得这一意见缺少了说服力。这颗行星在球状星团 M4 的贫金属环境中被发现,它围绕着一颗 11 ms 的脉冲星 B1620-26 转动(Backer 1993Thorsett Arzoumanian Taylor 1993),是由与围绕太阳型恒星转动的行星不同的机制形成的,我们(尚)不至于会期待在年轻大质量星团中形成这样的行星。高金属度环境中的星团,例如像 Westerlund 1 NGC3603 ,可能会是大量行星的寄主,但一颗都还没有发现过。

我们看不到有什么理由认为年轻大质量星团不应该有行星。然而,在一个高密度星团中很高的相互作用比率可以使得行星系变为短寿命。行星系的瓦解会造成行星与它的母星的分离(Spurzem 等人 2009)。 在猎户四边形星团中已发现几颗这样的自由飘浮的天体(Lucas Roche 2000)。不过,一颗行星一旦脱离它的母星,就很容易逃逸出星团。

5.4.3. 银河系环境中的年轻大质量星团

年轻大质量星团由于大质量星成为超新星爆发以及来自大质量星的星风,是星团风的风源(SilichTenorio-Tagle Rodríguez-González 2004),它们也许会触发大尺度的风和烟囱现象,就像银河系的英仙臂中那样(NormandeauTaylor Dewdney 1996)。虽然几乎没有从星团演化的视角来进行过研究,但是这使一个重要的研究课题,能够提供年轻大质量星团的演化与它的母星系演化之间可能有的而且相当自然的联系。

6. 结束语:年轻球状星团?

过去十年内,大量年轻大质量星团的发现,尤其是在其他星系中,已经导致了这样一个认识,即在近域宇宙中,目前全部的恒星形成,有很大一部分是以这类星团的形式形成的。因此,这些系统的研究,以及尤其是它们的生存时间的研究,与各种各样的恒星演化和动力学过程相对照,对于恒星天体物理学和星系天体物理学的若干分支来说,有着关键的重要意义。

星团看来是以指数为 -2 的幂律所描述的星团质量函数形成的,并有迹象表明,对于宁静星系,(指数函数)截断于 105 M 附近,而对于星暴星系,则截断于 > ~ 106 M 。年轻束缚星团的一个重要参数看来是它相对于它目前的动力学时标 tdyn 的年龄。对于非束缚的恒星集团或者说星协,tdyn 超过系统的年龄,表明了星团或是极端年轻,或者正被它的母星系的潮汐场瓦解。对于本评述中讨论的典型的束缚星团,tdyn 小于目前的年龄;对于星协,则正相反。

年轻大质量星团的演化和最终的瓦解是若干物理过程综合影响的结果,其中最重要的(对于在早期排除了它们之中原有的气体后幸存下来的星团而言)是恒星演化造成的质量损失。质量最大的那些星团,例如像触须星系中的那些星系,寿命预期可与宇宙的年龄相比,我们完全可以想象,触须星系会在某一天将变成一个具有很大规模的中等年龄星团群体的中等大小的椭圆星系,这一星团群体的整体特性完全可与在其他椭圆星系中看到的年老球状星团相比。

在今天的许多球状星团中观测到的一些奇异天体的种子萌芽于这些系统的初期,是与恒星动力学过程和恒星演化过程强烈地耦合的混合过程,并以此成为它们的早期演化的特征(尤其是在第 2 阶段中的演化)。年轻大质量星团注定了能幸存到可与球状星团相比的年龄,它们看来会包含比一般的星场中所发现的远为更多的奇异恒星(按每单位质量计),并为这一独特的星团演化时期提供重要的检验场所。我们把星团的年龄限制在 100 Myr ,选取了部分星团,其中的星团正是处在这种生态相互作用最强烈的时期。

从观测的角度来看,对于年轻大质量星团中的奇异恒星的形成和演化,几乎不知道什么情况,这主要是因为这类星团相对来说很罕见。在银河系中,只有几个,而且最近的也有 ~ 4 kpc 远,对于对它们中心区域作一颗颗星的细致研究来说太远了。不过,还是有若干研究工作已经勾画出了年轻大质量星团与一些奇异天体之间的联系,这些奇异天体,例如不寻常的超新星、磁星、X射线双星和极端明亮 X 射线源,它们都有可能位于与富含这类天体的年老球状星团同样等级的年轻大质量星团中。

最后,我们回到年轻球状星团这个术语上来,我们在第 1 节里引入了这个术语,但在本评述的全文中一直谨慎地避免使用它。这个名称对于年轻大质量星团来说合适吗?球状星团的一个相当通用的定义,就像在许多教科书中能找到的那样,在《牛津英语词典》(2009年版)中,是这样说的:“一个大致球形的恒星集聚体,一般在星系晕中看到,含有大量年老而贫金属的恒星。”这个定义包含的若干性质看来已把年轻大质量星团排除在外,但这个定义本身看来在许多方面已经过时了。

我们自己的银河系含有一个很大的核球球状星团群体,而且在其他星系中的球状星团完全有可能是星系盘的一个组成部分,像大麦哲伦云就是如此。不管怎样,完全可以肯定的是,在许多情况下,年轻大质量星团是分布在它们母星系的晕中。因为年轻大质量星团的特性与它们出现在星系中的位置没有多大关系,看来仅仅根据这一点就把年轻大质量星团排除在球状星团的定义之外,是不合理的。定义中的“贫金属”这一性质,看来也是片面之词,而不是必要的。如果我们简单地要求球状星团是年老的星团——或者就我们的年轻大质量星团的定义来说,是相当长寿命的星团——那么金属度就是多余的了,它仅仅反映了那些星团形成的时间。此外,大麦哲伦云的球状星团展现出了很宽的年龄范围,因此对年龄或者金属度的任何取舍都将是很任意的。最后,任何年龄超过动力学时间几十倍的大质量星团都将必然具有平滑的、大致球形的外观,而与金属度和位置无关。

我们考虑以上所有意见,把上述关于球状星团的定义剥去一切不必要的定性术语,最后留下的就只有“大质量”这个词了。从这个观点来说,球状星团简单地就是“年老大质量星团”,它们在早期宇宙中的合乎逻辑的对应体当然就是年轻大质量星团。


(原文引用的参考文献目录从略,需要者请检索原文。译文仅供学习交流,严禁出版和商业使用。)

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