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分子云中的嵌埋星团上海天文台高新华

主要内容恒星形成的基本理论红外天文概述嵌埋星团概述*星团特点*科学意义星团成员判定KLF与IMF星团年龄确定动力学演化

恒星形成于银河系旋臂上的致密分子云核。云核的坍缩造成恒星成群形成。星云坍缩、分裂、加热→原恒星→主序星

金斯（Jeans）不稳定性当星云的质量足够高时，（向内的）重力超过由热运动和湍动产生的（向外的）压力，引起星云的收缩。星云不稳定的极限质量称为金斯（Jeans）质量。

具有不同质量恒星的形成不同质量的恒星在形成过程中，在H-R图上沿不同的路径演化。质量越高的恒星，其原恒星演化到主序的时间越短，在主序上的位置越高。

对嵌埋星团的系统研究是随着红外观测技术发展逐步开始的.红外探测是观测被宇宙尘埃掩蔽的天体的有力手段,因为红外辐射比之可见光而言较少地受到星际物质的吸收和散射.近红外区(0.75～2.5微米)、中红外区(2.5～25微米)和远红外区(25～1000微米)。温度4000度以下的天体，其主要辐射在红外区。

嵌埋星团概述嵌埋星团的特点诞生于巨分子云中,极度年轻(Myrs)，尘埃消光很严重（部分嵌埋Av~1-5mag,深度嵌埋Av~5-100mag).形成与早期演化都只能在红外波段观测．早期瓦解率很高．观测到的嵌埋星团形成率比疏散星团的形成率至少要高一个数量级．星团处于嵌埋阶段的时间一般是2~3Myrs,很少有超过５Myrs的嵌埋星团(Leisawitz,BashThaddens1989)．少于４～７％的嵌埋星团能从分子云中显露出来成为束缚系统并能存活到昴星团一样的年龄(50Myrs)．

嵌埋星团概述星团中的恒星约有90%集中于成员星数目超过100个，且质量大于50M⊙的嵌埋星团中.形成于巨分子云中的恒星大约有70~90%是诞生于巨分子云中的嵌埋星团．恒星形成率＞＝10^-9M⊙/yr.pc^2(500pc假设嵌埋星团寿命1~3Myrs)，与MillerScalo在1979年用场星得出的3-7*10^-9M⊙/yr.pc^-2很接近．1-0.7*10^-9M⊙/yr.pc^2（将范围扩大到1~2kpc），可能是样本的不完备性导致的系统性误差．010302

星团形成率取太阳附近2kpc以内的53个嵌埋星团作为样本，得到的嵌埋星团形成率为２Myrs^-1.kpc^-2与４Myrs^-1.kpc^-2（假设星团的平均年龄分别为2Myrs与4Myrs)，这只是一个下限，但比由疏散星团得到的形成率(0.25Myrs^-1.kpc^-2ElmegreenClemens1985)高了８～16倍，比由更完备的疏散星团样本得到的形成率(0.45Myrs^-1.kpc^-2BattinelliCapuzzo-Dolcetta1991)高了５～９倍．嵌埋星团与疏散星团的形成率差异对理解星团的形成与演化很重要．

利用嵌埋星团的CMD检验恒星演化理论．研究恒星系统动力学研究恒星的行星系统利用恒星质量分布研究IMF研究星团中恒星的形成理论研究银河系的结构科学意义

寻找嵌埋星团一般是在Ｋ波段(2.2微米，近红外消光很小，银心位置2.5m)观测.一般说来恒星数密度大的地方可能就是星团所在区．这一方法比较敏感地依赖星团成员星的富有程度，成员星的视亮度，星团成员的致密程度(聚度)，在银盘上的位置(观测时视线方向的红外干扰源)等因素．三种主要方法：＊研究单个恒星形成区＊系统性地观测各种恒星形成标志物，如外流，IRAS明亮源，AeBe星．（成功率最高）＊系统性地观测单个分子云复合体(GMCcomplex)．

星团成员星的判定比确认星团的存在难度更大．星团中比较暗的成员星的数密度与背景／前景场星密度相比起来很接近或者还要低．目前常用做法是：在星团区域附近进行场星记数，然后在星团区扣除掉它，这样得到的基本就是星团区域的成员星样本．这种方法并不总是能有效地分离出场星，当场星污染不可忽略的时候其他观测资料如：自行?光谱，多色测光也是很重要．

KLF与IMF1IMF的科学意义2恒星一生的演化历史几乎是唯一地由它形成时刻的质量决定．因此恒星系统的初始质量函数(IMF)对研究恒星系统(星系，星团)演化是非常重要的．3IMF随空间和时间的变化也对理解星际物质如何形成恒星这一物理过程十分重要(IMF是否普适)．4遗憾的是恒星演化理论不能预言IMF，必须依靠大量的观测证据．而恒星的质量又不是一个可直接观测的物理量，恒星的质量只能间接地由恒星的光度给出，因此准确地给出恒星的ML关系非常重要．

KLF与IMF嵌埋星团的优势01研究IMF必须有大量的完备的恒星样本（场星和疏散星团成员星），太阳邻近的大质量恒星非常