星團的啓示

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在銀河系的星團分為兩種 --- 疏散星團和球狀星團，前者約有 1200 個，後者約有 200 個。

疏散星團多數集中在銀道面的兩旁，離銀道面一般少于六百光年，離太陽少于一萬光年 (圖一)； 球狀星團的分佈頗為奇特，近人馬座天區的團數較密，其餘以人馬座為中心在球形的空間分佈，最遠的離中心五萬光年以外。從這兩種極端的星團分佈現象，天文學家領悟到太陽偏離銀河系中心相當遠，銀河系中心在人馬座方向。


        


另一啟示來自光譜，疏散星團的光譜顯示團內有一定的金屬元素，球狀星團的金屬含量不多。金屬多寡反影星的年齡，疏散星團的多數成員含有舊一代星爆的金屬元素，因此它們是遲生的星，平均年齡不足 10 億年，相反的球狀星團由宇宙初生時的氫氦混合而成，它們是最先出現的天體之一，一般存在 100 億年以上。用赫羅圖分析也有相同的結論 (圖二)，球狀星團裡沒有大質量的主序星，所有大質量星已脫離主序變成巨星或超巨星，它們的體核巳無氫燃燒了，全部都是高齡的老星。


      
                     

有了星團分佈、金屬含量和年齡的線索之後，天文學家可以著手重組銀河系的歷史，近年更應用超級電腦模擬不同星系內容的組合，收獲不菲。主流理論認為銀河系由一巨團氣雲開始，密度較大的 "熱點" 首先形成一群大質量的星，隨後大質量星拉攏聚合成球狀星團，所以球狀星團最初分佈在氣雲各處，不過氣雲的重力塌縮也使物質集積成盤狀 (集積理論從略)，結果多數球狀星團也被扯進盤內而瓦解，只有小量的球狀星團散留在外圍的球形空間，後來的盤狀更出現旋臂 (spiral arms)，旋臂亦娠育大量後一代的星，包括在銀道面的疏散星團，由于銀道面的星數相當多，這裡的星容易被近鄰干擾，即使成團也難似球狀，所以疏散星團總比球狀星團多，天文學家相信更多疏散星團未及發現，因為它們處于密集的銀河背景星場中而不能証認，或者受星際塵雲遮擋而無法看見。

另外一理論指出星系併合 (galactic merging) 也會產生球狀星團，當星系相遇時，個別星區的外圍組織被搗亂了，只有高密度的內核組織不被波及，它們可能保留原有的球狀，不過由新合併星系出來的球狀星團不會多含金屬，它們比較年輕。

圖三是典型的星團照片，在金牛座的 M45 約有一千顆疏散的星，距離 450 光年，星的平均年齡約 1 億年，星的自行顯示 2 ~ 3 億年後，星團的面貌將大大走樣。反觀距離 2.5 萬光年的 M13  (在武仙座)，含星數以十萬計，但它沒有攝動的近隣天體，估計幾億年後仍是老樣子。在 5 千萬光年外的 M87 橢圓星系含有大量的球狀星團，說明 M87 是年老的星系。


      


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