大质量年轻星团和超星团-PowerPointPrese.pptx

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1、大质量年轻星团和超星团大质量年轻星团和超星团 大质量年轻星团大质量年轻星团 Massive Young Cluster (MYC)超星团超星团 Super Star Cluster (SSC) 银河系星团的经典分类法银河系星团的经典分类法 银河系内的恒星集团通常银河系内的恒星集团通常分为分为3大类：大类： 1. 疏散星团疏散星团 2. 球状星团球状星团 3. 星协星协疏散星团疏散星团 外形外形较不规则，星数比较少，从几十个到上较不规则，星数比较少，从几十个到上千个，千个，质量质量通常不超过通常不超过 。成员星团内分。成员星团内分布较松散布较松散, 中心聚度中心聚度较低。较低。线直径线直径1.5

2、-15 pc，大，大部分在部分在 2-6pc 之间，且多数略呈扁状。因高度集之间，且多数略呈扁状。因高度集中于银道面附近，中于银道面附近，银面聚度银面聚度高，故又称高，故又称银河星银河星团团。团的。团的累积绝对星等累积绝对星等 0m至至-9m，峰值在，峰值在-3.5m左左右。右。金属度金属度比较高，比较高，年龄年龄一般不超过一般不超过1Gyr，但，但年龄譜比较宽年龄譜比较宽，最年轻的只有几百万年，属于，最年轻的只有几百万年，属于扁扁平子系或极端星族平子系或极端星族I（年轻星族（年轻星族I）。在运动学特）。在运动学特征上，疏散星团征上，疏散星团绕银心的转动速度比较大，但速绕银心的转动速度比较大，

3、但速度弥散度小，运动轨道与银道面的交角很小。度弥散度小，运动轨道与银道面的交角很小。 M3105球状星团球状星团 外形外形较规则，星数少则几千，多可达几百较规则，星数少则几千，多可达几百万，万，质量质量范围为范围为 。成员星在团内。成员星在团内呈球对称分布，呈球对称分布，中心聚度中心聚度很高，中心区通常无法很高，中心区通常无法分辨出单颗恒星。分辨出单颗恒星。线直径线直径大多在大多在40pc到到150pc 之之间。球状星团离散分布于银晕中，间。球状星团离散分布于银晕中，银面聚度银面聚度小，小，但有一定的但有一定的银心聚度银心聚度。绝对星等绝对星等大多在大多在-5m和和-9m之间（银河系最亮球状星

4、团之间（银河系最亮球状星团Cen的累积视星等的累积视星等3.6m，绝对星等，绝对星等 -10.4m）。）。金属度金属度很低，很低，年龄年龄一一般为般为 10 Gyr 或更老，属于或更老，属于球状子系或极端星族球状子系或极端星族II（晕星族）。星团（晕星族）。星团绕银心的转动速度小，但速绕银心的转动速度小，但速度弥散度大，运动轨道可以与银道面交任意角。度弥散度大，运动轨道可以与银道面交任意角。M64103103星协星协 可分为可分为 O (OB) 星协和星协和 T 星协两类星协两类；前者是；前者是O、B型星的集团，几乎所有的型星的集团，几乎所有的O、B型星都位于型星都位于O 星协之中星协之中,

5、后者是金牛后者是金牛 T 型变星的集合体。型变星的集合体。两两类星协都属于扁平子系或极端星族类星协都属于扁平子系或极端星族 I, 有很高的有很高的银面聚度银面聚度，与，与HII区、尘埃物质云以及年轻星团区、尘埃物质云以及年轻星团一起可能都分布在银河系的旋臂区域。一起可能都分布在银河系的旋臂区域。星协比疏星协比疏散星团大得多，散星团大得多，O 星协星协直径直径通常在通常在30200pc之之间，间，T 星协也可达几十秒差距。通常认为星团是星协也可达几十秒差距。通常认为星团是束缚恒星系统束缚恒星系统，而星协则是一些年轻、不稳定的，而星协则是一些年轻、不稳定的非束缚系统非束缚系统，年龄年龄不超过年不超

6、过年 年年 ，在银河系在银河系潮夕力场的作用下，它们会比较快地瓦解。潮夕力场的作用下，它们会比较快地瓦解。7103星团经典分类法的缺陷星团经典分类法的缺陷 上述分类法的基础是对银河系的观测结果。上述分类法的基础是对银河系的观测结果。 1. 早期对河外星系中的星团知之甚少。早期对河外星系中的星团知之甚少。银河系银河系是旋涡星系是旋涡星系，经典分类法未必完全适用于早型星经典分类法未必完全适用于早型星系和不规则星系。系和不规则星系。 2. 银河系是一个正常星系银河系是一个正常星系，目前它不处于活动，目前它不处于活动期，期，经典分类法很可能并不适用于非正常星系。经典分类法很可能并不适用于非正常星系。

7、3. 银道面附近星际消光非常严重银道面附近星际消光非常严重，光学观测难，光学观测难以探测到低银纬的远距星团；目前所观测到的星以探测到低银纬的远距星团；目前所观测到的星团样本很可能是不完备的，团样本很可能是不完备的，尚未观测到的星团也尚未观测到的星团也许并不适用星团的经典分类法。许并不适用星团的经典分类法。问题的产生问题的产生 随着观测技术的提高，特别是空间天文观随着观测技术的提高，特别是空间天文观测技术和可见光以外的其他波段观测手段的逐测技术和可见光以外的其他波段观测手段的逐步实现，观测到了越来越多的河外星系中的星步实现，观测到了越来越多的河外星系中的星团，以及银河系中深藏于星际云中的内埋星团

8、团，以及银河系中深藏于星际云中的内埋星团（embedded cluster）。）。这些星团的这些星团的某些性质某些性质与与经典分类系统中的疏散星团或星协相似，而经典分类系统中的疏散星团或星协相似，而另另一些性质一些性质则类同于球状星团，从而对经典的星则类同于球状星团，从而对经典的星团分类法提出了挑战，团分类法提出了挑战，MYC 和和 SSC以及其他以及其他一些相关的概念便是在这样的背景下提出的。一些相关的概念便是在这样的背景下提出的。超星团的发现超星团的发现 1960年代初，年代初，Hodge在在LMC内内观测到了观测到了35个年老的个年老的“红色红色”球状星团，及球状星团，及23个年轻的个年

9、轻的“蓝色蓝色”球状星团球状星团。前。前者类者类似于银河系中的普通球状星团，主序星的绝对星等一般不似于银河系中的普通球状星团，主序星的绝对星等一般不超过超过0m，年龄较老；后者尽管在形状和星数上与球状星团，年龄较老；后者尽管在形状和星数上与球状星团类同，但因包含了若干明亮的蓝星而呈蓝色，主序星绝对类同，但因包含了若干明亮的蓝星而呈蓝色，主序星绝对星等可亮于星等可亮于0m ，相对比较年轻，而演化图像类似于疏散相对比较年轻，而演化图像类似于疏散星团。星团。本世纪初，本世纪初，Da Costa在在LMC内内观测了观测了10余个球状余个球状星团，年龄约为星团，年龄约为13Gyr，但也观测到了许多中年星

10、团和年，但也观测到了许多中年星团和年轻星团，轻星团，质量范围质量范围104-105M ，与球状星团质量相近或略与球状星团质量相近或略小，但比疏散星团明显大。有人称它们为小，但比疏散星团明显大。有人称它们为富星团富星团(rich star cluster)。因为大部分富星团都是星系盘的组成部分，因为大部分富星团都是星系盘的组成部分，它它们显然不适用上述星团的经典分类法。们显然不适用上述星团的经典分类法。超星团概念的提出超星团概念的提出 历史上首先提出超星团概念的是历史上首先提出超星团概念的是van den Bergh。1971年，年，他在对星系他在对星系M82（NGC3034）的近红外底片进行仔

11、）的近红外底片进行仔细细研究后发现，星系中央区域分布有研究后发现，星系中央区域分布有10余个明亮的星云状斑余个明亮的星云状斑点，这些亮斑点的尺度约为点，这些亮斑点的尺度约为2”，因距离为，因距离为3.2Mpc，则，则线线尺尺度约为度约为30pc。中心附近。中心附近 5个亮班点的平均绝对星等为个亮班点的平均绝对星等为 -15.9等，等，光度为光度为2108L 。光谱观测表明，这些班点是一些光谱观测表明，这些班点是一些非非常明亮致密的大质量年轻星团，称之为超星团。常明亮致密的大质量年轻星团，称之为超星团。超星团与超星团与超星协（超星协（superassociation）不同，尽管两者的累积光度相不

12、同，尽管两者的累积光度相近，但后者是恒星和星团的松散集合体，属于旋臂天体，近，但后者是恒星和星团的松散集合体，属于旋臂天体，而这些亮班点是一些致密天体，它们的而这些亮班点是一些致密天体，它们的投影中心距均不超投影中心距均不超过过0.5kpc。 超星团概念的最终形成超星团概念的最终形成 1981年，年，Arp 和和 Sandage 在在特殊星系特殊星系NGC1569的中的中心附近，发现了两个明亮的致密天体，即心附近，发现了两个明亮的致密天体，即NGC1569-A 和和 NGC1569-B，光谱型分别为，光谱型分别为A0 Iab和和A2 Iab, 累积光度约累积光度约为为 ，质量不小于，质量不小于

13、 。经过详细的分析和比。经过详细的分析和比较，他们认为这两个年轻的亮致密天体应该是超星团。较，他们认为这两个年轻的亮致密天体应该是超星团。 1985年，年，Melnick等人等人研究了研究了不规则星系不规则星系NGC1705，发现了一个明亮超星团发现了一个明亮超星团NGC1705-A，光谱型为，光谱型为B3 V，光，光谱特征与上述两个超星团相类似，但光度要大上谱特征与上述两个超星团相类似，但光度要大上 10 倍，倍，绝对星等为绝对星等为 ，质量估计为，质量估计为 。 13BMM4104 .15BMM6107历史上的误解历史上的误解 1990年代之前，年代之前，HST尚未发射升空，尚未发射升空，

14、对于河外星对于河外星系中的大质量年轻星团，特别是其中的致密超星团，地系中的大质量年轻星团，特别是其中的致密超星团，地面望远镜很难分辩出其中的恒星，以至无法确认它们是面望远镜很难分辩出其中的恒星，以至无法确认它们是否真正属于表观上的寄主星系，而往往被误认为是一些否真正属于表观上的寄主星系，而往往被误认为是一些前景星前景星。比如，人们曾一度猜测，比如，人们曾一度猜测，LMC中著名的亮星中著名的亮星云剑鱼云剑鱼30（直径（直径120光年）的核区天体光年）的核区天体 R136是一个超大是一个超大质量恒星，其质量高达质量恒星，其质量高达 。直到。直到 1985年，年，Weigert 和和Baier利用利

15、用全息斑点干涉技术全息斑点干涉技术才把才把 R136 中的中的恒星分辩出来，从而知道它是一个致密的大质量年轻星恒星分辩出来，从而知道它是一个致密的大质量年轻星团团超星团。超星团。M30001000 近年来，有关星系中近年来，有关星系中MYS和和SSC的观测和研究正在的观测和研究正在逐步深入。逐步深入。1999年年Larsen 和和 Richtler对对21个近邻旋涡星个近邻旋涡星系系中中MYS的做了系统的搜索，发现其中有若干个星系的做了系统的搜索，发现其中有若干个星系含有许多含有许多SSC；翌年，他们又讨论了；翌年，他们又讨论了31个河外星系个河外星系中中MYS与寄主星系性质之间的关系，其中包

16、括与寄主星系性质之间的关系，其中包括8个特殊星个特殊星系。系。2001年，年，Maz-Apellniz利用哈勃望远镜的观测资利用哈勃望远镜的观测资料，对料，对27个近距个近距MYS的结构特征做了较为系统的分析的结构特征做了较为系统的分析研究。研究。2005年，年，de Grijs等人等人讨论了讨论了MYS与老年球状星与老年球状星团之间的演化关系。团之间的演化关系。同年同年Tsai等人等人利用甚大阵（利用甚大阵（VLA）对对14个近邻星暴星系个近邻星暴星系的的 K 波段观测图像，发现了一批波段观测图像，发现了一批SSC以及因其激发而生成的以及因其激发而生成的射电红外超星云（射电红外超星云（rad

17、io-infrared supernebula, RISN）。）。 大质量年轻星团和超星团的存在已大质量年轻星团和超星团的存在已是不争的事实，是不争的事实，而与经典的银河系疏而与经典的银河系疏散星团和球状星团相比，它们所表现散星团和球状星团相比，它们所表现出的出的一些引人注目的特殊性质，以及一些引人注目的特殊性质，以及在恒星、星团、星系的形成和演化过在恒星、星团、星系的形成和演化过程中的作用，程中的作用，已引起人们越来越大的已引起人们越来越大的兴趣。兴趣。主要观测特征主要观测特征 关于大质量年轻星团和超星团目前关于大质量年轻星团和超星团目前尚无明确一致的定义或观测判据，尚无明确一致的定义或观测

18、判据，一般一般认为大质量年轻星团的含义比较宽，超认为大质量年轻星团的含义比较宽，超星团是其中的致密天体；而有人则把它星团是其中的致密天体；而有人则把它们视作同一类天体。们视作同一类天体。就目前的观测事实就目前的观测事实和研究结果来看，这类星团主要有以下和研究结果来看，这类星团主要有以下一些主要观测特征：一些主要观测特征：基本情况基本情况 这是一些年龄比较轻、质量比较大的蓝色致这是一些年龄比较轻、质量比较大的蓝色致密星团，密星团，年龄比较轻是相对银河系中的球状星团年龄比较轻是相对银河系中的球状星团而言而言, 故早期曾称为年轻球状星团或蓝球状星团故早期曾称为年轻球状星团或蓝球状星团,而质量比较大和

19、致密程度则是相对银河系中的疏而质量比较大和致密程度则是相对银河系中的疏散星团而言。散星团而言。这类天体不仅出现在并合星系和星这类天体不仅出现在并合星系和星暴星系中暴星系中, 且在正常晚型星系中也已观测到了。且在正常晚型星系中也已观测到了。年龄年龄一般为一般为几百万年，几百万年，最年老的最年老的也只有几亿年也只有几亿年；质量质量通常大于通常大于 ，最大可达量级，最大可达量级 。星。星团的团的有效半径有效半径（半光半径）最小为几个（半光半径）最小为几个pc，最大，最大可达可达20pc或更大些。或更大些。光度光度的大致范围为的大致范围为到到 ，光谱型光谱型通常早于通常早于A3 型。型。M4103M7

20、109VM15VM在寄主星系中的分布情况在寄主星系中的分布情况 MYC 和和 SSC 在寄主星系中的分布情况因星系而在寄主星系中的分布情况因星系而异。异。在有些星系中这类星团大多位于星系中心附近在有些星系中这类星团大多位于星系中心附近 (如如M82)，最远的一些团的中心距不超过，最远的一些团的中心距不超过500pc；而在另一；而在另一些星系中，在远离星系中心的地方也观测到了超星团，些星系中，在远离星系中心的地方也观测到了超星团，如如NGC1313和和NGC6946，最远的团的投影中心距已达，最远的团的投影中心距已达3.7kpc。在一些晚型星系中，这类星团（尤其是其中最在一些晚型星系中，这类星团

21、（尤其是其中最年轻的星团）往往并不表现为随机分布，而是倾向于分年轻的星团）往往并不表现为随机分布，而是倾向于分布在旋臂上或旋臂附近。布在旋臂上或旋臂附近。在图在图1中，位于星系中，位于星系NGC2997旋臂附近的亮班点都是一些大质量年轻星团。旋臂附近的亮班点都是一些大质量年轻星团。 图图1 旋涡星系旋涡星系NGC2997中的中的MYCMYC的致密核的致密核 Maz-Apellniz对对8个星系中个星系中27个个MYC的观测和分的观测和分析表明，有些团表现出有明显的致密核，在析表明，有些团表现出有明显的致密核，在3pc半径半径范围内核的累积绝对星等亮于范围内核的累积绝对星等亮于-10等，有些团则

22、看不等，有些团则看不出有这样的核存在。出有这样的核存在。大多数致密核的外形大致为圆大多数致密核的外形大致为圆对称，也有少数呈椭长形，或者表现为某种双核结对称，也有少数呈椭长形，或者表现为某种双核结构。构。从形状和尺度大小来看，无致密核团的外形类从形状和尺度大小来看，无致密核团的外形类似于似于OB星协，但质量要比银河系中的星协，但质量要比银河系中的OB星协大得星协大得多，故有人把这类天体称为超重多，故有人把这类天体称为超重OB星协（星协（scaled OB association, SOBA，见图，见图2a；图；图2均为均为HST拍拍摄）。摄）。 图图2a 超重超重OB星协星协NGC4 214-

23、IV。 有致密核超星团又可以分为两类，一类团不存在有致密核超星团又可以分为两类，一类团不存在晕晕, 或者在核的周围只有很微弱的晕（或者在核的周围只有很微弱的晕（weak halo，见图见图2b），另一类团则表现出有明显的晕（），另一类团则表现出有明显的晕（strong halo，见图，见图2c），晕的亮度甚至可以超过核的亮），晕的亮度甚至可以超过核的亮度。度。晕的总体结构与超重晕的总体结构与超重OB星协的结构相类似，星协的结构相类似，而晕的中心通常与团核所在的位置并不一致。而晕的中心通常与团核所在的位置并不一致。进一进一步的分析表明，步的分析表明，对于那些有弱晕的超星团，晕和核对于那些有弱晕的

24、超星团，晕和核属于同一动力学结构成分，核只是晕的中心区域；属于同一动力学结构成分，核只是晕的中心区域；超重超重OB星协的结构也属于这种情况。但那些有显星协的结构也属于这种情况。但那些有显晕的团则不同，它们的晕和核应该属于两种不同的晕的团则不同，它们的晕和核应该属于两种不同的结构成分。结构成分。 图图2b 有弱晕的超星团有弱晕的超星团 NGC1569-B。图图2c 有显晕的超星团有显晕的超星团 NGC2403-II。MYC的个数的个数 不同星系中不同星系中MYC的个数相差非常悬的个数相差非常悬殊，殊，有的一个也没有，有的一个也没有，如如NGC1493 和和NGC7741；有的只有为数不多的几个，

25、有的只有为数不多的几个，如如NGC45 和和NGC4395等；而等；而有的则含有几有的则含有几十个、甚至超过十个、甚至超过100个个MYC，如如NGC5236和和NGC6946。 Larsen所研究的所研究的21个近邻旋涡星系个近邻旋涡星系MYC系统的系统的LF和比光度和比光度 MYC系统的光度函数具有以下幂律形式：系统的光度函数具有以下幂律形式： dLLdLLN )(为了讨论它们与寄主星系的关系，为了讨论它们与寄主星系的关系，Larsen和和Richtler引入引入比光度（比光度（special luminosity） GCLLLT/100其中其中 是系统的总光度，而是系统的总光度，而 是寄

26、主星系的光度，是寄主星系的光度，以取代以取代广泛用于老年球状星团系统的广泛用于老年球状星团系统的比频比频)15(4 . 010BMNNTCLGL采用比光度而不用比频的一个好处是，比光度与星采用比光度而不用比频的一个好处是，比光度与星系距离的不确定性和星际消光无关。系距离的不确定性和星际消光无关。 Larsen和和Richtler对于对于21个近邻非相互作用星个近邻非相互作用星系中系中500多个多个MYC的分析表明，的分析表明， （以及还有（以及还有 ）与星系的形态类别与星系的形态类别（哈勃类型从（哈勃类型从 Sbc 到到 Im）并并不存在明显的相关性（见图不存在明显的相关性（见图3）。）。LT

27、NT图图3 比光度与星系哈勃类型间的关系比光度与星系哈勃类型间的关系年龄分布年龄分布 对于旋涡星系来说，对于旋涡星系来说，MYC系统的年龄分系统的年龄分布较为平滑，这一点与星暴星系（如布较为平滑，这一点与星暴星系（如M82和双和双天线状星系天线状星系NGC4038/4039）中，同类星团在）中，同类星团在短时间内诞生的情况不同。短时间内诞生的情况不同。另一方面，另一方面，正常星正常星系系中中MYC的绝对目视星等可达的绝对目视星等可达 -12m，比比银河银河系系中光度最大的疏散星团要亮中光度最大的疏散星团要亮约约 3 个星等个星等, 但但比一些比一些星暴星系星暴星系（如双天线状星系等）中同类（如

28、双天线状星系等）中同类星团的光度来得小星团的光度来得小, 后者可达后者可达 -13m 到到 -15m。银河系中的银河系中的MYC 1980年，年，Freeman在有关大麦云中的年轻球在有关大麦云中的年轻球状星团的评述中，提出了这样的问题：状星团的评述中，提出了这样的问题：“为什为什么么在大麦云中形成的这类系统在银河系中没有发在大麦云中形成的这类系统在银河系中没有发现？现？”很明显，在银河系中即使存在这类年轻很明显，在银河系中即使存在这类年轻星星团也很难观测到，因为团也很难观测到，因为严重的星际消光（比如严重的星际消光（比如消光量达到消光量达到10等或者更厉害）使得对这类星团等或者更厉害）使得对

29、这类星团的可见光观测失效。的可见光观测失效。要解决这个问题，必须利要解决这个问题，必须利用红外观测。用红外观测。 1990年代末，年代末，Figer等人利用哈勃空间望远镜的近等人利用哈勃空间望远镜的近红外观测资料，在银河系中心附近观测到了红外观测资料，在银河系中心附近观测到了 2 个非常个非常年轻的星团年轻的星团, 其其投影银心距约为投影银心距约为30pc, 年龄为年龄为2-4Myr, 而质量略大于而质量略大于 。Figer等人经过仔细的分析后等人经过仔细的分析后认为，尽管这认为，尽管这 2 个星团的质量已接近超星团质量的低个星团的质量已接近超星团质量的低端，但不大可能是端，但不大可能是原球状

30、星团，原球状星团，因为在银河系中心强因为在银河系中心强潮夕力场的作用下它们会很快地瓦解。潮夕力场的作用下它们会很快地瓦解。 2000年年Kndlseder利用利用 J、H 和和 K 波段的波段的2MASS红外观测资料，重新研究了红外观测资料，重新研究了天鹅天鹅 OB2星协星协。考虑到天考虑到天鹅鹅OB2的质量（的质量（ ）、密度（）、密度（ ）和大小（半光半径和大小（半光半径6.4pc），），Kndlseder认为认为这更像是这更像是一个年轻的球状星团，而不是星协。一个年轻的球状星团，而不是星协。M4101M4101042pc15040M新发现的超星团新发现的超星团Wd 1 最近最近Clark

31、 等人宣布等人宣布, 利利用在欧南台所作的光学和用在欧南台所作的光学和红外的测光和光谱观测，红外的测光和光谱观测，发现了发现了银河系中的第一个银河系中的第一个 SSC Westerlund 1(Wd 1,图图4）。根据他们的研究，）。根据他们的研究，Wd 1到太阳的距离不超过到太阳的距离不超过5.5kpc，质量约为，质量约为 ，95%的可能成员集中在的可能成员集中在 2.9 pc的范围内的范围内 , 年龄年龄3-5Myr,并且认为并且认为它可能是球状星它可能是球状星团的前身天体。团的前身天体。 图图4 Wd 1的的 I 波段图像波段图像8 .9345 .0,41161900mh1900M510

32、形成和演化意义形成和演化意义 随着星系中大质量年轻星团和超星团随着星系中大质量年轻星团和超星团的不断发现，它们的形成机制及其在恒星的不断发现，它们的形成机制及其在恒星演化中的作用和地位越来越为人们所关演化中的作用和地位越来越为人们所关注。注。鉴于观测资料仍然相当有限，而寄主鉴于观测资料仍然相当有限，而寄主星系的情况又比较复杂，一些重要的细节星系的情况又比较复杂，一些重要的细节问题至今并没有完全搞清楚，或者还没有问题至今并没有完全搞清楚，或者还没有取得一致的看法。取得一致的看法。 两种可能的形成方式两种可能的形成方式 旋涡星系中旋涡星系中MYC和和SSC系统有着较为平滑系统有着较为平滑的年龄分布

33、，的年龄分布，这说明在晚型星系中，这类星团并这说明在晚型星系中，这类星团并不是在某一次短时标恒星爆发式形成过程中诞生不是在某一次短时标恒星爆发式形成过程中诞生的，它们至少可以在几亿年的时间内，以一种相的，它们至少可以在几亿年的时间内，以一种相对比较平稳的方式，持续不断地产生出来。对比较平稳的方式，持续不断地产生出来。 这这一点与星暴星系或并合星系中同类星团的形成情一点与星暴星系或并合星系中同类星团的形成情况不同，况不同，后者显然是在后者显然是在最近不到最近不到1亿年的时间亿年的时间内内诞生的，而且诞生的，而且很可能与星系间的相互作用有关。很可能与星系间的相互作用有关。 与恒星形成率的关系与恒星

34、形成率的关系 无论是正常星系还是相互作用星系，寄主星系无论是正常星系还是相互作用星系，寄主星系中中MYC的形成效率与恒星形成的活动性密切相的形成效率与恒星形成的活动性密切相关，关，即恒星形成率越高，这类星团的形成效率也越即恒星形成率越高，这类星团的形成效率也越高。高。一方面，观测表明星系中一方面，观测表明星系中MYC的分布与星系的分布与星系的的 面亮度轮廓相一致，而面亮度轮廓相一致，而 的面亮度可以看作的面亮度可以看作为恒星形成情况的某种标志。另一方面，如果定义为恒星形成情况的某种标志。另一方面，如果定义 为星系单位面积（比如每为星系单位面积（比如每kpc2）的恒星形成）的恒星形成率，则率，则

35、 与星团与星团 U 波段的比光度之间有着较好的波段的比光度之间有着较好的相关性（图相关性（图5）。）。 HHSFRSFR图图5 单位面积恒星形成率单位面积恒星形成率 与与比光度比光度 之间的关系之间的关系SFR)(UTL形成形成MYC的条件的条件 星暴星系和并合星系中这类星团的形成，很可星暴星系和并合星系中这类星团的形成，很可能只是某种普遍现象的极端性情况，而在正常星系能只是某种普遍现象的极端性情况，而在正常星系内也有可能存在生成内也有可能存在生成MYC的条件。的条件。因此，与近邻星因此，与近邻星系的相互作用以及星系内存在强烈的旋涡密度波，系的相互作用以及星系内存在强烈的旋涡密度波，都不是生成

36、都不是生成MYC的必要条件，而高的恒星形成率才的必要条件，而高的恒星形成率才是形成这类星团所必须的环境条件，这一点与球状是形成这类星团所必须的环境条件，这一点与球状星团形成的情况相一致。星团形成的情况相一致。尽管对高恒星形成率与生尽管对高恒星形成率与生成大质量星团两者之间的具体物理联系还不是很清成大质量星团两者之间的具体物理联系还不是很清楚，但对此已经提出了一些解释机制。楚，但对此已经提出了一些解释机制。与与GC的演化关系的演化关系 除质量外，有两个主要因素促使人们考虑除质量外，有两个主要因素促使人们考虑MYC和老年和老年GC之间的演化关系。之间的演化关系。(i)至少对有些星系来说至少对有些星

37、系来说，MYC的质的质量函数，与老年量函数，与老年GC系统亮端的质量函数相类似，都具有系统亮端的质量函数相类似，都具有幂律分布形式，两者之间可能存在某种演化关系。幂律分布形式，两者之间可能存在某种演化关系。(ii)最最近的研究发现，本星群内不同星系中近的研究发现，本星群内不同星系中GC系统的系统的V 波段光波段光度，与中央区域速度弥散度之间存在相当好的普适性相关度，与中央区域速度弥散度之间存在相当好的普适性相关关系，这种关系必然是内禀的，应该与关系，这种关系必然是内禀的，应该与GC的起源有关；的起源有关；另外，局域宇宙中大部分另外，局域宇宙中大部分MYC，在经过，在经过12Gyr的模拟演的模拟

38、演化化后，最终都会表现出与后，最终都会表现出与GC系统类似的关系。系统类似的关系。因此有人认因此有人认为所有的为所有的MYC，至少是其中的一部分，可以存在，至少是其中的一部分，可以存在10Gyr或或更长的时间，并最终演化为今天所观测到的更长的时间，并最终演化为今天所观测到的GC。因而。因而MYC有可能是老年有可能是老年GC的前身天体，并用以解释的前身天体，并用以解释GC基本基本面的起源问题。面的起源问题。结束语结束语 MYC和和SSC无疑展示了与经典意义上的疏散星无疑展示了与经典意义上的疏散星团、球状星团以至星协在性质上显然不同的恒星集团、球状星团以至星协在性质上显然不同的恒星集团，这正是引起

39、人们广泛关注的主要原因。团，这正是引起人们广泛关注的主要原因。尽管观测尽管观测资料的数量和质量日益丰富和提高，理论工作也在不资料的数量和质量日益丰富和提高，理论工作也在不断深入，但对各别星团内部结构的认识和对星团长期断深入，但对各别星团内部结构的认识和对星团长期动力学演化的理论研究仍嫌不足。动力学演化的理论研究仍嫌不足。一些重要问题，一些重要问题，比比如恒星形成率和如恒星形成率和MYC形成效率之间的内在联系，这类形成效率之间的内在联系，这类星团的形成和演化与寄主星系的关系，以及它们能否星团的形成和演化与寄主星系的关系，以及它们能否存在足够长的时间而不被瓦解、并最终演化为存在足够长的时间而不被瓦解、并最终演化为“真正真正的的”球状星团等等，球状星团等等，目前尚未很好地解决，或者仍然目前尚未很好地解决，或者仍然是是有争议的。有争议的。