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星协

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附近的星协和移动星群。图右略偏上方的绿色十字标示太阳的位置。

星协是一种与疏散星团和球状星团比较，组织都非常松散的恒星集团。与其他种类星团的区别在于它们的大小（大约200到300光年）。

星协通常包含10至100颗或更多的恒星，这些恒星有着共同的起源，但它们之间的引力束缚已经解除，只是仍在太空中一起运动。星协的成员通常还需要用化学成分来鉴定：光谱型大致相同、物理性质相近的恒星组成，是具有物理联系的恒星，具有很高光度的年轻恒星（数千万年）组成结构很松散的恒星集团。

星协的概念由亚美尼亚（当时属于苏联）天文学家维克托·安巴楚勉于1947年提出[1][2][3]。常规的星协名称是使用它们所在的星座(或星座们) 的名称、类型，有时还会使用数字来识别。

类型

维克托·安巴楚勉首先根据恒星的性质将星协分为两种：OB星协和T星协[2]。第三种，R星协，是后来由西德尼·范登贝赫提出，认为它与反射星云有关[4]。

OB、T、和R星协常形成年轻恒星群的连续集团，但现在还不清楚它们是演化的序列，还是代表其它因素的作用[5]。有些星协还同时显示OB和T的性质，因此在分类上常造成困扰而不明确。

OB星协

称为OB星协的年轻星协，将包含10〜100颗类型为O型或B型的巨大恒星。它们被认为是在巨分子云内同一个小区域内形成的，而一旦周围的尘埃和气体被吹走，剩下的这些恒星就会变得松散并开始漂移[6]。人们相信银河系中大多数恒星都是在OB星协内形成的[6]。

O型恒星是短命的，根据恒星的质量，大约在100万到1,500万年后会以超新星的形式终结。因此，OB星协一般只有几百万年甚至更少的年龄。O-B型的恒星会在1,000万年内燃烧掉所有的燃料（与现在已经50亿年的太阳年龄比较）。

依巴谷卫星提供的量测结果定位了太阳周围650秒差距范围内的12个OB星协[7]。最接近的是天蝎-半人马星协，与太阳的距离只有400光年[8]。

在大麦哲伦星系和仙女座星系中也发现了OB星协。这些星协非常的松散，跨越的直径达到1,500光年 [9]。

T星协

年轻的星协可能包含一些金牛T星，这是新诞生仍处于要进入主序带阶段的恒星。这些拥有少量金牛T星的集团被称为T星协。最接近的例子是金牛-御夫星协（英语：Taurus-Auriga T association）（Tau-Aur T association），与太阳的距离是140秒差距[10]。其它T星协的例子包括南冕座R星协（英语：R Corona Australis T association）、豺狼座星协（英语：Lupus T association）、鹿豹座星协（英语：Chamaeleon T association）和船帆座星协（英语：Velorum T association）。T星协通常出现在形成它们的分子云附近，有些，但不是所有的，会包含O-B型的恒星。

总结这些移动星群的特征：它们具有相同的年龄和起源、相同的化学成分，它们在速度向量上有相同的振幅和方向。

R星协

照亮反射星云的恒星集团称为R星协，它的名称是维克托·安巴楚勉在发现这些星云中的恒星分布不均匀后提出的名称[4]。这些年轻的恒星群所包含的主序星，其质量不足以驱散形成它们的星际云[5]。这使得天文学家可以研究周围暗星云的性质。因为R星协比OB星协更丰富，可以用它们来追踪星系旋臂的结构[11]。距离太阳830 ± 50秒差距的麒麟座R2（英语：Monoceros R2）是R星协的一个例子[5]。

特征

  • 比疏散星团更松散，其成员星空间密度甚至低于周围星场。
  • 大致呈球状，向银道面高度集结，并常位于星云附近。
  • 它是很年轻的不稳定的恒星系统。

已知的星协

大熊座移动星群是星协的一个例子（除了天枢和瑶光，所有在大北斗中的恒星北斗七星，都是该群的成员）。

其它年轻的移动星群包括：

相关条目

参考资料

朱慈墭. 天文学教程.下册. 北京: 高等教育出版社. 2003年12月: 167–168. 

  1. ^ Lankford, John (编). Ambartsumian, Viktor Amazaspovich (b. 1908). History of Astronomy: An Encyclopedia. Routledge. 2011: 10 [1997]. ISBN 9781136508349. 
  2. ^ 2.0 2.1 Israelian, Garik. Obituary: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [i.e. 1908] -1996. Bulletin of the American Astronomical Society. 1997, 29 (4): 1466–1467. Bibcode:1997BAAS...29.1466I. 
  3. ^ Saxon, Wolfgang. Viktor A. Ambartsumyan, 87, Expert on Formation of Stars. The New York Times. 15 August 1996: 22 [2020-12-25]. （原始内容存档于2021-01-13）. 
  4. ^ 4.0 4.1 Herbst, W. R associations. I - UBV photometry and MK spectroscopy of stars in southern reflection nebulae. Astronomical Journal. 1976, 80: 212–226. Bibcode:1975AJ.....80..212H. doi:10.1086/111734. 
  5. ^ 5.0 5.1 5.2 Herbst, W.; Racine, R. R associations. V. MON R2.. Astronomical Journal. 1976, 81: 840. Bibcode:1976AJ.....81..840H. doi:10.1086/111963. 
  6. ^ 6.0 6.1 OB Associations. The GAIA Study Report: Executive Summary and Science Section. 2000-04-06 [2006-06-08]. （原始内容存档于2003-08-04）. 
  7. ^ de Zeeuw, P. T.; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J. H. J.; Brown, A. G. A.; Blaauw, A. A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations. The Astronomical Journal. 1999, 117 (1): 354–399. Bibcode:1999AJ....117..354D. S2CID 16098861. arXiv:astro-ph/9809227 可免费查阅. doi:10.1086/300682. 
  8. ^ Maíz-Apellániz, Jesús. The Origin of the Local Bubble. The Astrophysical Journal. 2001, 560 (1): L83–L86. Bibcode:2001ApJ...560L..83M. S2CID 119338135. arXiv:astro-ph/0108472 可免费查阅. doi:10.1086/324016. 
  9. ^ Elmegreen, B.; Efremov, Y. N. The Formation of Star Clusters. American Scientist. 1999, 86 (3): 264 [2006-08-23]. Bibcode:1998AmSci..86..264E. doi:10.1511/1998.3.264. （原始内容存档于2016-07-01）. 
  10. ^ Frink, S.; Roeser, S.; Neuhaeuser, R.; Sterzik, M. K. New proper motions of pre-main sequence stars in Taurus-Auriga. Astronomy and Astrophysics. 1999, 325: 613–622 [2020-12-25]. Bibcode:1997A&A...325..613F. arXiv:astro-ph/9704281 可免费查阅. （原始内容存档于2010-08-07）. 
  11. ^ Herbst, W. R-associations III. Local optical spiral structure. Astronomical Journal. 1975, 80: 503. Bibcode:1975AJ.....80..503H. doi:10.1086/111771. 

外部链接

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