圖中是位于智利拉西亞天文臺2.2米望遠鏡上的寬視場成像儀拍攝到的星團NGC 3572。這是一群非常年輕的恒星，周圍環(huán)繞著的是大量氣體和塵埃，受到星風的影響被塑造成不同的姿態(tài)，所以才呈現(xiàn)出這么壯觀、美麗的效果。這個星團中最亮的恒星比我們太陽的質(zhì)量要重很多，最終將會以超新星爆發(fā)的方式結(jié)束自己短暫的生命。圖片來源：ESO/G. Beccari
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星團一生的故事
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文 柯文采（Thijs Kouwenhoven）
譯 程思淼
星團
星團是包含數(shù)百至數(shù)百萬顆星的恒星集團，這些恒星被束縛在直徑不超過幾十光年的球體范圍之內(nèi)。大部分星團是疏散星團或球狀星團，借助一架小型望遠鏡，你就能在天空中發(fā)現(xiàn)許多這樣的恒星集團。疏散星團通常很年輕，質(zhì)量也較?。ㄖ缓胁怀^一千顆恒星），在銀河中隨處可見它們的身影。球狀星團則相反，它們包含超過一萬顆恒星，迄今我們在銀河系中只發(fā)現(xiàn)了大約150個。球狀星團的年齡和我們的銀河系一樣大，它們也是研究古老恒星集團的完美目標。最年輕的恒星集團構(gòu)成了第三類星團——當它們周圍還殘留著恒星形成階段的氣體時，它們常被稱作“內(nèi)埋星團”（embedded cluster）。天文學(xué)家常用這些星團來研究恒星和行星的形成過程。第四類星團是OB星協(xié)，這是新誕生的恒星組成的松散集團。最后一種是類星團天體：中心星團。它們是環(huán)繞星系中心超大質(zhì)量黑洞運行的恒星集群。
圖1 圖中是錢德拉X射線天文臺在X射線波段觀測到的獵戶四邊形天體（內(nèi)埋星團）。天文學(xué)家通過長期的觀測發(fā)現(xiàn)，這個內(nèi)埋星團里的一百萬歲到一千萬歲的年輕恒星產(chǎn)生的猛烈X射線爆發(fā)遠要比我們的太陽上發(fā)生的劇烈得多。圖片來源：NASA/CXC/Penn State/E.Feigelson & K.Getman et al.
肉眼可見最著名的星團包括金牛座的昴星團 （M45）、畢星團和巨蟹座的蜂巢星團（M44）。用一架小型望遠鏡你還能容易地找到英仙座著名的雙星團。這些疏散星團離我們較近，因此觀測起來不太困難。獵戶星云星團也是天文愛好者常觀測的目標之一，它非常年輕，仍然處在其中恒星形成時的氣體包裹之中。而球狀星團由于離我們較遠，觀測起來要困難一些：它們看上去就像一般的恒星。那些最亮的球狀星團（半人馬ω球狀星團和杜鵑座47）中包含幾百萬顆恒星，但你得用望遠鏡才能真正把它們分解出來。最后，最容易觀測的星團是那些剛剛死去的星團，其中年輕而明亮的恒星向著各個方向飛散出去。天鵝座、天蝎座和半人馬座中的許多亮星，實際上都是從剛剛瓦解了的星團中逃逸出來的。
圖2 斯皮策空間望遠鏡對離我們最近的恒星形成區(qū)——獵戶星云——的觀測結(jié)果，左為紅外波段，右為可見光波段。這些圖像顯示出大多數(shù)恒星是如何在巨大的氣體云中成群誕生的。圖中可見兩群年輕恒星：中間的是獵戶星云星團，頂部的是NGC 1977。NGC 1977中年輕亮星的強烈星風在氣體中吹出一條裂縫：在恒星形成過程中沒有被利用的氣體于是重新被吹回星系，以后將用于形成另外的恒星。圖片來源：NASA/JPL-Caltech/Univ. of Toledo/NOAO
圖3 英仙座雙星團距我們約7000光年遠，是暗夜中肉眼可見的幾個壯觀天體之一。不過，在大多數(shù)有人居住的環(huán)境中，你可能需要一臺雙筒望遠鏡才能看到它。這兩個星團都很年輕，它們是在同一次恒星形成事件中產(chǎn)生的。計算機模擬表明，它們很有可能在幾百萬年之內(nèi)融合為一個星團（Priyatikanto et al. 2016）。圖片來源：Roth Ritter (Dark Atmospheres)
星團的誕生
球狀星團是銀河系中最古老的天體之一，他們在銀河系還在集聚的時候就形成了。我們觀測到的球狀星團都很古老，從這一事實我們可以得出結(jié)論：（1）球狀星團的壽命很長；（2）在銀河系成形之后，幾乎不再有新的球狀星團產(chǎn)生。與之相反，疏散星團則比較年輕（天文學(xué)上的年輕，也就是說，年齡不超過十億年）。由此我們可以類似地得出結(jié)論：（1）疏散星團的壽命較短；（2）在銀河中隨時都有新的疏散星團產(chǎn)生。
所有星團都是巨大的星際氣體云在自身引力作用下收縮而形成的。這是一個十分混亂的過程，氣體中的子團塊會形成不同質(zhì)量的恒星。不過雖然過程混亂，最終的結(jié)果就形成恒星的質(zhì)量來說卻是相似的：“初始質(zhì)量函數(shù)”（initial mass function，IMF）無論在何時何地，看來都是非常相近的?？偣灿卸嗌兕w恒星形成出來，取決于一開始有多少氣體可用。特別大質(zhì)量的氣體云會形成球狀星團，較小質(zhì)量的氣體云則形成疏散星團。
圖4 圖中這些都是疏散星團，是天文學(xué)家們利用歐南臺帕拉納爾天文臺的天文可見光及紅外巡天望遠鏡（VISTA）在銀河系的塵埃中新發(fā)現(xiàn)的。圖片來源：ESO/J. Borissova
典型情況下，大約有一半的氣體用于形成恒星（包括它們的行星）。其余未被利用的氣體，通常會在新形成大質(zhì)量恒星星風的吹拂之下逐漸退散。這就是為什么特別年輕的星團常被包裹在一個星際氣體外殼中。偶爾，一顆超新星爆發(fā)會一次性地將星團周圍的氣體徹底除去。超新星的巨大威力，能夠?qū)⒅車臍怏w壓縮到足以開始恒星形成的地步。這一過程稱為“觸發(fā)恒星形成”（triggered star formation），蛇夫座恒星形成區(qū)就是一個例子。
觀測星團
由于同一個星團的成員差不多是同一時間在離我們差不多遠的距離上形成的，星團成了許多天文學(xué)家偏愛的目標。理由很簡單：如果你知道星團中一顆星的年齡和距離，你也就立刻知道了星團中所有星的年齡和距離，其中就包括一些你想要研究的非常稀有類型的恒星。另一方面，如果你在星團中找到一顆特殊類型的星，可以知道它的真實光度（比如是一顆造父變星或天琴座RR型變星），那么你立刻就可以推算出它的距離，因而整個星團的距離也就知道了。
因此世界上主要的天文臺，包括郭守敬望遠鏡（LAMOST）和500米口徑球面射電望遠鏡 （FAST），都會定期巡視我們附近的星團，尋找其中有趣的天體。一個值得一提的觀測項目是蓋亞天文衛(wèi)星（Gaia）的巡天項目。Gaia是歐洲空間局的衛(wèi)星任務(wù)，旨在精確地測量十億個天體的距離、位置和速度，并由此繪制出銀河系在我們附近區(qū)域的三維地圖。Gaia已經(jīng)釋放了它的部分星表，這將極大地有助于我們對包括星團在內(nèi)的整個宇宙的認識。
星團的一生
隨著時間的流逝，星團將如何變化？這首先由恒星之間的引力決定。一顆恒星的行為主要取決于它所具有的能量。能量較少的恒星傾向于具有較小的速度并且沉入星團中心，而能量較大的恒星則具有較大速度并且會移動到星團的外圍。隨著恒星之間的相互作用，它們會傾向于在彼此之間平均分配能量。不過，也需要考慮到恒星的質(zhì)量：由于大質(zhì)量恒星需要更高的能量才能獲得較高的速度，它們會比小質(zhì)量恒星更傾向于獲得較低的速度。這樣一來，當所有的恒星都具有相近的能量，我們預(yù)計質(zhì)量較大（因而速度也較慢）的恒星沉入星團的中心。這個重要的過程稱為“質(zhì)量層化”（mass segregation）。事實上，在真實的星團和計算機的模擬中，都觀察到了這一過程。它解釋了為什么我們觀測到的大質(zhì)量黑洞大都位于星團中心。
時間流逝，星團的成員星也會隨之演化。有時在一場猛烈的超新星爆發(fā)之后，致密天體（白矮星、中子星、黑洞）形成了。在這樣的事件中，一顆恒星的外層被高速拋出星團。如果殘骸是一顆白矮星或黑洞，它通常仍能保持為星團的一部分，但如果殘骸是一顆中子星，它往往會被立刻以高速踢出星團。因此，一個古老的星團中會有很多白矮星和黑洞，但很少有中子星。
每顆恒星一生中都會數(shù)百萬次進入其他恒星的引力范圍，因此兩顆星就有可能形成新的雙星系統(tǒng)。同樣道理，當有另一顆星接近，雙星系統(tǒng)也可能被破壞。在較密的星團里，兩顆星之間甚至能發(fā)生物理上的碰撞，引發(fā)壯觀的閃光，并隨之產(chǎn)生出一顆藍離散星。在某些特殊情況下，恒星間的反復(fù)碰撞會帶來一顆超大質(zhì)量的恒星，它在超新星爆發(fā)之后會形成一個位于星團中心的中等質(zhì)量黑洞。
星團的計算機模擬
盡管星團隨時間不斷變化，我們在天空中只能看到每個星團生命中的一個定格。因此，要弄清星團是如何演化的并不容易。不像生物學(xué)家、化學(xué)家和物理學(xué)家，天文學(xué)家沒法在實驗室里開展實驗。幸好，我們可以利用計算機模擬來研究一個星團過去發(fā)生了什么；它將來會發(fā)生什么；以及如果一個星團有著不同的歷史（比如，如果它曾與另一星團發(fā)生碰撞），它看上去會有何不同。
圖5 對一個包含一百萬顆恒星的星團在120億年間的活動進行的一次DRAGON計算機模擬。用于產(chǎn)生DRAGON模擬的NBODY6++GPU代碼，是目前世界上速度最快的多體問題模擬代碼，由北京大學(xué)的王龍教授研發(fā)。其主面板包含一個由計算機生成的、顯示星團看上去樣子的模型。其他面板分別顯示其中主序星（MS）、紅巨星（RG）、黑洞（BH）、雙星、白矮星（WD）和漸近巨星支（AGB）恒星的位置。像這樣的計算機模擬能夠幫助天文學(xué)家弄清星團中發(fā)生的不同物理過程，以便重建星團的過去并預(yù)測它的未來。圖片來源：Wang et al., 2016, MNRS 458, 1450
星團的命運主要由恒星之間的引力決定。盡管牛頓的引力定律簡潔明了，進行計算機模擬仍然困難重重。精確模擬一個星團所需的數(shù)十億計的計算量要求一臺像國家天文臺的“老虎”那樣威力強大的計算機。另外，還需要設(shè)計縝密的計算機模型。目前，這項世界紀錄的保持者是NBODY6++GPU計算機模擬代碼，它可以模擬包含數(shù)百萬顆恒星的星團在數(shù)十億年間的演化。該代碼由王龍開發(fā)，他曾是北京大學(xué)的博士生。其模擬結(jié)果（稱為DRAGON模擬）可以在互聯(lián)網(wǎng)上找到，用于分析和數(shù)據(jù)挖掘。它為我們提供了對球狀星團比以前更為詳細的認識。
星團的死亡
宇宙中沒有什么是永生的：時間流逝，星團也會瓦解。前面已經(jīng)說過，有些星團在形成之后立刻就瓦解了（我們的太陽可能就誕生在這樣一個星團里）。星團的逐漸死亡主要由如下三個過程造成：恒星演化；恒星拋射以及由銀河系引力造成的星團外層恒星剝離。當恒星死亡，它們的外層大氣被高速拋出，飛離星團。雖然白矮星和黑洞往往會留在星團里，但是中子星會被高速拋出。單單由于恒星演化，一個星團就會損失20%~30%的質(zhì)量。這會使星團中的引力減弱，其他恒星更容易逃逸，因此促進了星團的瓦解。
恒星繞星團運行時，相互之間會不斷發(fā)生相互作用，交換能量。如果一顆星丟失了能量，它的速度減小，將會向星團中心下沉。如果一顆星獲得能量，它的速度增大，將向外周上升。偶爾，一顆星獲得的能量足以使它完全逃逸出星團之外，成為銀河系中的一顆普通恒星，像我們的太陽一樣。一般說來，由于較小的星團引力較小，從中逃逸是比較容易的。因此，疏散星團的成員星流失得較快，而球狀星團的壽命則要長得多。
最后，星團并不是孤立存在的。與其他星團和分子云的碰撞雖然罕見，但確實能夠完全摧毀一個星團。而更重要的是，來自星系的持續(xù)不斷的強大引力一直在剝離星團外層的恒星。這就是所謂星系的潮汐力場：當一顆恒星位于星團的外周區(qū)域，來自星團的引力比來自星系的還要小，它就會被星系的引力剝離出去。從長期來看，這種潮汐剝離往往是一個星團瓦解的最重要因素。
圖6 銀河系中的星團“帕洛瑪-5”（Palomar-5）最近正在經(jīng)歷潮汐撕裂。其中的成員星（中間的明亮黃點）有時運行到星團的外層，那里星團對其的引力跟銀河系對其的引力相當。于是，這些恒星中會有相當一部分從“帕洛瑪-5”中逃逸，流入銀河當中。由于“帕洛瑪-5”繞銀心公轉(zhuǎn)，這些逃逸出去的恒星會沿著與星團相似的軌道運行。其結(jié)果就是形成兩條潮汐尾，這也就是宇宙中所有潮汐撕裂事件的典型現(xiàn)象。圖片來源：Odenkirchen etal, 2019, Astrophysical Journal,137, 3378
星團能告訴我們什么？
哈羅·沙普利（HarlowShapley）1918年對球狀星團的研究使他得以估計銀河系的大小和質(zhì)量。由于球狀星團十分明亮，能夠在很遠的距離上觀測到，它們今天仍被用來測量遙遠星系的性質(zhì)。由于一個星團的全部成員星差不多都在同樣的距離上，并有著相近的年齡，星團能夠為恒星（和它們的殘?。┤绾涡纬珊脱莼峁╆P(guān)鍵的信息。其成員星頻繁地相遇也影響了其中的雙星，有時能使它們離得非常近，發(fā)生一些罕見的物理現(xiàn)象，比如恒星間的物理碰撞，甚至造成引力波事件。由于所有恒星都是在恒星形成區(qū)——其中很多演化為星團——形成的，對星團的研究還能提供有關(guān)行星系統(tǒng)誕生地的重要信息。通過研究星團，我們能夠更加了解我們的太陽系——它可能也是在星團中形成的。我們的太陽系是特殊的嗎？還是說，大多數(shù)行星系統(tǒng)都能在這些稠密的恒星誕生環(huán)境中熬過它們的童年？
責任編輯 馮翀
