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星 雲 星雲就是散佈在銀河系內、太陽系外的一堆堆非恆星形狀的塵埃和氣體（星際物質），它們的主要成份是氫，其次是氮，還含有一定比例的金屬元素和非金屬元素。近年來的研究還發現含有OH、CO和CH₄等有機分子。 最初所有在宇宙中的雲霧狀天體都被稱作星雲。後來隨著天文望遠鏡的發展，人們的觀測水準不斷提高，才把原來的星雲劃分為星團、星系和星雲三種類型。 發現 1758年8月28日晚上，當時受雇天文觀測的法國天文學家查爾斯·梅西耶在搜尋彗星的時候，在金牛座發現一個雲霧狀的斑塊。為了讓其他人不把這些天體當作彗星，他為此進行了專門的建檔。到1784年，他一共找到類似的天體103個，當年在金牛座找到的那個天體被編為M1。（參看梅西耶天體列表）
1781年，梅西耶公佈了自己的發現。英國天文學家威廉·赫歇耳非常重視，並且親自逐一對梅西耶發現的這些天體進行了觀測核實。他發現其中有些天體確實是雲霧狀的，他把這些天體稱為「星雲」。 以形態劃分，可分為:瀰漫星雲、行星狀星雲、超新星殘骸。 以發光性質劃分，則可分為:發射星雲、反射星雲、暗星雲。 有的星雲是恆星的出生地，星雲的塵埃在引力下漸漸收縮成為新的星，如獵戶座的M42星雲；也有的是老恆星爆炸後的殘骸，如天鵝座的網狀星雲。由於觀測工具的限制，歷史上，星系曾與星雲混為一談。
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深空天體 深空天體（Deep sky object, DSO）是一個常見於業餘天文學圈子的名詞。一般來說，深空天體指的是天上除太陽系天體（如行星、彗星、小行星）和恆星 外的天體。這些天體大都不為肉眼所見。只有當中較明亮者(如著名的M31仙女座大星系和M42獵戶座大星雲)能為肉眼所見，但為數不多。超過一百個以上的深空天體能通過雙筒望遠鏡所看到，例如18世紀法國天文學家梅西耶所編的《星雲星團表》中的大部分天體。若有一枝天文望遠鏡，能看到的深空天體數量會大幅上升。通過天文攝影能拍攝到為數可觀的該些天體。 一個深空天體：位於長蛇座的一個奇特螺旋星系ESO 510-G13，他充滿塵埃粒子的星系赤道盤面被扭曲了。這個星系距離地球1億7千萬光年，直徑約10萬光年。深空天體的主要分類有： 一、星團 ：2疏散星團、3球狀星團 二、星雲 ：1、瀰漫星雲（亮星雲）、2發射星雲、3反射星雲、4超新星殘骸、5暗星雲、 6、行星狀星雲 三、星系 類星體 共有110個這樣的天體被編入梅西耶星雲星團表；而星雲和星團新總表（New General Catalogue；NGC）更包括了近八千個的深空天體。天文爰好者往往以觀看這些表中的所有天體為目標，日以繼夜的搜尋這些天體。在每年的特定日子，有些地區會舉辦梅西耶馬拉松競賽（Messier marathon）。其他星表見索引星表、烏普薩拉星系總表（Uppsala General Catalogue；UGC）。 |
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發射星雲是能輻射出各種不同色光的游離氣體雲(也就是所謂的電漿)，造成游離的原因通常是來自鄰近恆星幅射出來的高能量光子。這些不同的發射星雲有些類型是氫Ⅱ區，也就是年輕恆星誕生的場所，大質量恆星的光子是造成游離的來源；而行星狀星雲是垂死的恆星拋出來的外殼被曝露的高熱核心加熱而被游離的。 一般資料 通常，一顆年輕的恆星在誕生的過程中都會造成周圍的部分氣體游離，雖然只有質量大且熱的恆星造成能造成大量的游離，但一群年輕的星團經常也可以造成相同的結果。 星雲的顏色取決於化學組成和被游離的量，由於在星際間的氣體絕大部分都是在相對下只要較低能量就能游離的氫，所以許多發射星雲都是紅色的。如果有更高的能量能造成其他元素的游離，那麼綠色和藍色的雲氣都有可能出現。經由對星雲光譜的研究，天文學家可以推斷星雲的化學元素。大部分的發射星雲都有90%的氫，其餘的部份則是氦、氧、氮和其他的元素。 在北半球，最著名的發射星雲是在天鵝座的北美洲星雲(NGC 7000)和網狀星雲(NGC 6960/6992)；在南半球最好看的則是在人馬座的礁湖星雲M8/NGC 6523和獵戶座的獵戶星雲(M42)。在南半球更南邊的則是明亮的卡利納星雲(NGC 3372)。 發射星雲經常會有黑斑出現，這是雲氣中的塵埃阻擋了光線造成的。 發射星雲和塵埃的組合經常會造成一些看起來很有趣的天體，而許多這一類的天體都會有傳神或有比喻的名稱，例如北美洲星雲和錐星雲。 有些星雲是由反射星雲和發射星雲結合在一起的，例如三裂星雲。 |
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疏散星團是指由數百顆至上千顆由較弱引力聯繫的恆星所組成的天體，直徑一般不過數十光年。疏散星團中的恆星密度不一，但與球狀星團中恆星高度密集相比，疏散星團中的恆星密度要低得多。疏散星團只見於恆星活躍形成的區域，包括螺旋星系的旋臂和不規則星系。疏散星團一般來說都很年輕，只有數百萬年歷史，比地球上的不少岩石還要年輕。 較年輕的疏散星團可能仍然含有形成時分子雲的殘跡，星團產生的光使其形成電離氫區。分子雲在星團產生的輻射壓影響下逐漸散開。 對觀測恆星進化而言，疏散星團是不可多得的天體。這是因為同一個疏散星團中的成員不論年齡或化學成分都很相近，易於觀測星團成員中的些微差異。 由於星團成員的引力關聯不太強，在繞螺旋星系公轉數週後，可能會因週遭天體引力影響而四散。 觀測史 托勒密星團（M7）的年齡約為兩億年，托勒密在公元前130年對其進行了觀測。包括昴宿星團（M45）在內，最明亮的幾個疏散星團自古以來就為人所知。其它的很多在望遠鏡被發明之前看上去像是模糊的斑點。疏散星團呈不規則形狀，包括的恆星數量相對較少，在天空中的分佈也相對均勻。因為幾乎都聚集在銀河系赤道平面中，疏散星團有時也被稱為「銀河星團」。 人們很早就發現疏散星團中的恆星之間是有密切聯繫的。1767年，約翰·米歇爾（John Michell）牧師通過計算發現像昴宿星團這樣的星團隨機形成的機率僅為496,000分之1。隨著天體測量學在準確性上的提高與發展，天文學家發現星團中的成員之間有相似的自行運動，並通過分析光譜，發現各成員之間保持著相同的視向速度，證明了星團中運動的統一性。 雖然疏散星團和球狀星團有很多不同，相對較小的球狀星團與較大的疏散星團看上去並不會有什麼區別。部分天文學家認為兩種星團的基本形成過程完全一樣，只是球狀星團中含有的大量恆星在銀河系中逐漸開始變得稀少而已。 由於疏散星團在一塊相對較小的區域中包含幾百顆甚至上千顆顏色、亮度不同的恆星，它們對天文愛好者來說是很好的觀測目標。並且，疏散星團在光污染嚴重的地區也還能被小型望遠鏡，甚至雙筒望遠鏡觀測到。 形成 紅外線影像顯示一個形成中的疏散星團。該星團位於獵戶座大星雲的中心。宇宙中星羅棋布著由氣體及塵埃等細小粒子所組成的分子雲。這些分子雲密度很低，成分主要是氫。分子雲可以極度龐大和擁有極大質量，質量相當於十至一千個太陽不等。因為只有質量達到太陽數倍的分子雲才會因自身的重力坍縮，而如此重的分子雲不可能坍縮為一顆恆星，故疏散星團的所有成員都是在多星系統中形成。 在不受干擾的情況下，這些分子雲可以千載不變。但是，當分子雲受星系碰撞、處身星系所產生的密度波、超新星爆發的激波干擾，其密度會出現些微變化。這些輕微變化會令分子雲產生重力收縮（坍塌），從而形成一些稱為原恆星的球體。疏散星團形成的初期，由於在原恆星的核心尚未發生核融合，它們仍不能稱為真正的恆星。 一但開始形成恆星，溫度最高、質量最大的恆星會放射出大量的紫外線，令附近的分子雲電離，形成電離氫區。來自於大質量恆星的星風和輻射壓會驅走那些氣體。幾百萬年後星團會第一次發生超新星爆炸，同樣會驅走周遭的氣體。幾千萬年後，星團會喪失所有的氣體，再也沒有新的恆星形成。在此之前，星團中只有10%的原有氣體會形成恆星。 在銀河系中，平均大約每一千年就會有一個新的疏散星團誕生。 有時同一塊分子雲中能產生多個疏散星團；比如，大麥哲倫星系中的霍奇301星團（Hodge 301）和R136星團都是在蜘蛛星雲中形成的。通過追溯銀河系中星體的運動，天文學家發現畢宿星團（Hyades）和鬼宿星團（Praesepe）約於六億年前在同一塊雲中形成。 有時，兩個同時形成的星團會組成雙星團系統，比如銀河系中的英仙座雙星團。目前銀河系中已知的雙星團系統至少有十個。在大、小麥哲倫星系中也發現了很多雙星團系，因為投影效應會使銀河系中的星團系統看上去靠得很近。 形態和分類 NGC 2158是雙子座的一個疏散星團。疏散星團中的成員數量從幾百個到數千個不等，一般都是中心部分特別集中，周圍較為分散地散佈著。中心部分的直徑一般達到三至四光年，整個星團的半徑一般達到二十光年。一般來說中心部分的密度能達到1.5星/立方光年。相比之下，太陽周圍的恆星密度為0.003星/立方光年。 疏散星團通常按照羅伯特·特朗普勒（Robert Trumpler）1930年制定的分類法分類。特朗普勒分類法包括三位：羅馬數字一到九表示星團密度（從高到低）以及與周圍星場的分離度，第二位是阿拉伯數字，從一到三（由低到高）表示成員的亮度，第三位使用「p」、「m」或者「r」表示星團含量為低（poor）、中（medium）或是高（rich），如果再加上「n」則表示星團位於一個星雲中。 使用特朗普勒分類法，昴宿星團被分為I3rn（高度密集，高亮度，成員眾多且位於星雲中），附近的畢宿星團被分為Ⅱ3m（較為分散，包含恆星較少）。 數量和分佈 NGC 346是小麥哲倫星系中的一個疏散星團。目前在銀河系內已發現一千多個疏散星團，但實際數量可能十倍於此。在螺旋星系中，疏散星團大都在有最高氣體密度的旋臂中，而且該處的恆星形成活動最為活躍。疏散星團高度集中在銀道面附近。 至於不規則星系，我們可以在星系各處找到疏散星團。疏散星團在橢圓星系中是找不到的，因為橢圓星系的恆星形成活動早在數百萬前就停止了，原本存在的疏散星團早已消失得無影無蹤。 在銀河系中，疏散星團的壽命取決於分佈的位置；早期形成的的星團往往較接近星系的邊緣。銀河系中心的潮汐力較強，加快了星團的分裂過程，而使得星團分裂的巨型分子雲在星系中心部分數量較多，所以星系中心部分的疏散星團比外圍部分的壽命更短。 |
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在星系中很常見，在銀河系中已知的大約有150個，可能還有10-20個尚未被發現；大的星系會擁有較多的球狀星團，例如在仙女座星系就有多達500個，一些巨大的橢圓星系，像是M87，擁有的球狀星團可能多達1,000個。這些球狀星團環繞星系公轉的半徑可以達到40,000秒差距(大約131,000光年)或更遠的距離。在本星系群的每一個質量夠大的星系都有球狀星團伴隨著，而且幾乎每一個曾經探測過的大星系也都被發現擁有球狀星團。人馬座矮橢球星系和大犬座矮星系看來正在將伴隨著它們的球狀星團(像是帕羅馬 12)捐贈給銀河系。這顯示了過去有許多球狀星團是如何獲得的。 雖然，在星系中的球狀星團看似擁有星系中最早誕生的恆星，但是它們在星系誕生的過程中扮演何種角色仍不清楚。他和矮橢球星系有著顯著的差異，球狀星團似乎應該是母星系中恆星誕生的場所，而不是一個獨立的星系。 觀測簡史M22是第一個被發現的球狀星團，是由德國天文學家Abraham Ihle 在1665年發現的。但是，因為早年望遠鏡 的口徑都很小，在梅西爾觀察M4之前，球狀星團內的恆星都未能被分辨出來。 最早被發現的8個球狀星團列在表中，隨後在Abbé Lacaille於1751-52年的表中列有NGC 104、NGC 4833、M15、M69和NGC 6397。在數字前的字母M代表梅西爾天體，而NGC 則是Dreyer的星雲和星團新總表。 威廉·赫歇爾在1782年進行了一次巡天的觀測，他使用的大望遠鏡能夠將當時已知的33個球狀星團解析出恆星的影像，此外還發現了37個新的球狀星團。在赫協爾於1789年出版的深空天體目錄中，他的第二本，首度採用球狀星團的字眼來描述這種天體。 被發現的球狀星團數目越來越多，在1915年是83個，1930年是93個，1947年是97個。現在，銀河系內發現的球狀星團總共已有151個，估計總數約為180 ± 20個。另外，尚未被發現的球狀星團應該是被隱藏在銀河系的氣體和塵埃後面了。 在1914年初，哈洛·夏普力開始對球狀星團進行系列的研究，發表了約40篇的科學性論文。他觀察星團中的造父變星，並利用它們的周-光關係估計距離。 M75是一個類型為Ⅰ，高度集中的球狀星團。在我們銀河系內的球狀星團，多數被發現在銀河核心附近，並且在天球上的位置也大多數躺在銀河核心周圍的天空中。在1918年，哈洛·夏普利利用這種強烈的不對稱性推測星系的總體大小。他假設球狀星團大致分佈在銀河核心的附近， 經由球狀星團的位置估計太陽與銀河核心的距離。[9]雖然他當時估計的距離有極大的錯誤，但依然顯示出星系的尺度大於早先的認知。他的錯誤肇因於銀河系內的塵埃減少了相當數量抵達地球的球狀星團的光度，因而使距離顯得更遠。然而，夏普利估計的數值是在相同的數量級內，依然在現在可以接受的數值內。 夏普利的測量同時也指出太陽是在遠離銀河中心的位置上，反對早先從一般恆星的均勻分佈所推導出來的結果。實際上，散佈在銀河盤面上的一般恆星經常會因為氣體和塵埃的遮蔽而變暗，而球狀星團分佈在銀河盤面之外，即使在更遠的距離上仍然能被看見。 夏普利繼續與亨麗埃塔·史渦普和海倫·Battles·索耶(稍後是霍格)研究球狀星團。在1927-29年，夏普力和海倫·索耶開始編輯星團的目錄，並以向中心集中的程度做為分類的依據。最集中的群被分類為Ⅰ，然後逐步縮減共整理成ⅩⅡ。這就是現在所知的夏普力–索耶集中度分類法(經常會以數字[Class 1–12]取代羅馬數字)。 成份球狀星團通常由數十萬顆的低金屬含量的老年恆星組成，這些在球狀星團中的恆星與在螺旋星系的球核的恆星相似，但是體積卻被侷限在僅有數立方秒差距之內。她們之中沒有氣體和塵埃，因為假設在很早以前就都已經凝聚成為恆星了。 由於球狀星團是恆星的高密度區，因此被認為是不利於行星系統發展的地區。行星軌道再恆星密集的區域內，因為其他恆星經過時的攝動，使得行星軌道在動力學上是不穩定的。在杜鵑座 47的核心區域，距離恆星1天文單位的行星，大概只能存在108年(數量級)。然而，至少已經有一個環繞波霎 (PSR B1620−26)的行星系統在球狀星團M4內被發現。 除了幾個著名的例外，每個球狀星團都有明確的年齡，也就是說，大多數星團中的恆星在恆星演化的階段中都有相似的年齡，暗示她們幾乎都是同時形成的。所有的球狀星團看起來都沒有活躍的恆星形成的活動，這與球狀星團是星系中年老的成員的看法是一致的，而且是第一批形成的恆星。 有一些球狀星團，像是在我們的銀河系內的半人馬座ω和在M31的G 1，有異乎尋常大的質量(數百萬太陽質量)，成員包含多種星族。這兩者可以被認為是矮星系被大星系吞噬的證據，超重球狀星團是矮星系殘餘的核心。有些球狀星團(像是M15)有極端大質量的核心，可能是懷有黑洞，雖然摹擬的模型建議集中在中心的中子星、巨型的白矮星、或小型的黑洞都能解釋。 金屬含量球狀星團通常擁有的是第二星族星，與第一星族星比較，例如太陽，金屬的含量是較少的。(在天文學中所稱的金屬是比氦重的元素，像鋰和碳等。) 荷蘭天文學家Pieter Oosterhoff注意到球狀星團會有兩種不同的恆星，目前已經被認知為Oosterhoff 群。其中的第二型是周期稍長的天琴座RR變星。這兩群恆星都有微弱的金屬元素譜線，但是在第一型(OoI)中的譜線比第二型(OoII)明顯一些，因為第一形是"富金屬"的，而第二型是"貧金屬"的。 在許多星系(特別是大質量的橢圓星系)中都觀察到了這兩種類型的恆星，而且兩型的年齡都一樣老(幾乎與宇宙同年齡)，只有金屬含量上的差異。許多理論都嘗試解釋解釋這兩個次群的成因，包括含有大量氣體的星系劇烈的合併、矮星系的累積、和在一個星系中多個階段的恆星誕生。在我們的銀河系，貧金屬星團聚集在銀暈中，而富金屬星團則在球核中。 在銀河系內，貧金屬星團被發現呈一直線的分佈在銀河平面和外圍的銀暈中，這種結果支持第二型恆星是被從衛星星系中剝離出來的，而不是早先認為原來就存在於銀河系中的球狀星團系統。這兩種星群之間的差異，或許可以用來解釋兩個星系在形成各自的星團系統時間上的差異。 奇特的成員球狀星團有非常高的恆星密度，因此恆星仳此間相互的接近和碰撞便會經常發生。由於這些遭遇的機會，西些奇特的恆星類型便產生了，像是藍掉隊星、毫秒脈衝星、和低質量X射線雙星，在球狀星團中都很常見。藍掉隊星是由兩顆恆星因遭遇而合併形成的，而可能原本就是雙星，結果便是星團中溫度比一般恆星高，但是發光度相同，有別於主序星的恆星。 在球狀星團M15的核心中有一個約4,000太陽質量的黑洞NASA image.從1970年代開始，天文學家就在球狀星團內尋找黑洞。這項任務是艱苦和難以達成的，估計只有哈柏太空望遠鏡有可能達成，而他也真的確認了第一個的發現。在一個獨立的計畫中，哈柏太空望遠鏡對M15球狀星團的觀測顯示在其核心中有一個質量是太陽4,000倍的中等質量黑洞(摹擬提供了可能的目標選擇)；在仙女座星系的球狀星團梅歐II則有一個20,000太陽質量的黑洞。 這是特別令人感興趣的，因為在其中首度發現了質量介於常規的恆星黑洞和位於星系核心的超重質量黑洞之間的中等質量黑洞。這種中等質量黑洞存在於球狀星團中的比例是很高的，一如預期的模式，在超重質量黑洞存在的星系周圍被發現。 中間質量黑洞還有許多被懷疑的爭議，球狀星團中質量密集的這一部份，由於許多質量的離析，被預期會偏離星團的核心；應該像球狀星團一樣，充斥著白矮星和中子星這些老年的恆星族群。在Holger Baumgardt和合作者的兩份論文中指出，即使沒有黑洞的存在，在M15和梅歐II的質-光比在接近中心時都應該明顯的升高。 顏色-星等圖赫羅圖(黑羅圖)是以大量恆星的樣本和她們的絕對星等製作成的色指數圖，B−V，是她們在藍色(B)的星等和視星等(V，黃-綠色)的差值；大的正值表示這顆恆星是表面溫度較低的紅色星，負值則暗示是表面溫度較高的藍色星。 當鄰近太陽的恆星被描繪在赫羅圖上時，可以顯示出這些恆星的質量、壽命和組成的分佈。多數恆星的位置都在一條傾斜的曲線上，所熟知的主序帶，越熱的星絕對星等就越亮，顏色也越藍。但是也有一些演化至晚期的恆星會出現在圖中，她們的位置已經遠離了主序帶的曲線。 因為球狀星團中所有的恆星到我們的距離都一樣遠，因此視星等和絕對星等的修正差值都是一樣的。我們相信球狀星團中的主序星也會像鄰近太陽的恆星一樣分佈在主序帶上。(這個假設的正確性可以觀察鄰近太陽的短週期變星，例如天琴座RR型變星和造父變星，和星團中的相同的變星比較而獲得證實。) 經過赫羅圖的比對，可以測量出球狀星團內主序星的絕對星等，這反過來也可以提供對球狀星團的距離估計，因為視星等和絕對星等的差異就是距離模組，可以測量出距離。 當球狀星團的赫羅圖被描繪出來時，幾乎所有的星都明確的落在定義的相對曲線上，與鄰近太陽恆星的赫羅圖不同的是，星團中的恆星都有相同的起源和年齡， 球狀星團的曲線形狀是同一個時間、相同的材料和成分，只有質量不同的恆星所形成的典型曲線。由於在赫羅圖上的每一個位置都對應於不同質量恆星的壽命，曲線的形狀就能測量球狀星團整體的年齡了。 球狀星團M3的顏色-星等圖。請注意曲線在19星等處的"灣曲"，恆星從該處轉向巨星階段的演化路徑。 在球狀星團中質量最大的主序星有最高的絕對星等，也會是最早轉變朝向巨星階段演化的恆星。隨著年齡的增長，低質量的恆星也將逐漸演化進入巨星階段，因此球狀星團的年齡便可以從正轉向巨星變化階段恆星在赫羅圖上的位置來測量了。在赫羅圖上形成的"灣曲"，會朝向主序帶的右方。彎曲處對應的絕對星等是球狀星團整體的作用，年齡的範圍可以從平行於星等的軸上描繪出來。 另一方面，也可以測量球狀星團中溫度最低的白矮星，典型的結果是球狀星團的年齡約為127億歲。這是與年齡僅有數千萬年的疏散星團對比而得的。 球狀星團的年齡，幾乎就是宇宙年齡的上限，這個低限是宇宙論的一個重大限制。在1990年代的早期，天文學家遭遇到球狀星團的年齡比宇宙論模型所允許的還要老的窘境。幸而，通過更好的巡天觀測，例如柯比(COBE)衛星對宇宙學參數的測量，解決了這個問題，並且利用計算機模式融合了不同的恆星演化模型。 對球狀星團演化的研究，也能被用於測量球狀星團開始時的氣體與塵埃的組成，也就是說，由於重元素的豐度變化可以追蹤演變的路徑。(天文學中的重元素是指比氦重的元素。)從球狀星團的研究得到的數據，可以用在對銀河系整體的研究上。 在球狀星團中有少數恆星被觀察到是藍掉隊星，這些恆星的來源還不是很清楚，但是多數的模型都建議這些恆星是多星系統內質量轉移所產生的結果。 組態與疏散星團比較，大部分的球狀星團中主要的恆星，終其一生都受到重力場的約束。(一個可能的例外是，其他的大質量天體引發的潮汐力有可能造成恆星的擴散。) 目前，我們對球狀星團的形成，所知依然很有限。然而，對球狀星團的觀測顯示，這些恆星最初是在星球誕生效率很高的地區形成的，並且當地的星際物質密度也比一般恆星誕生的場所要高。球狀星團是在星系交互作用下具優勢的星爆區域誕生的。 在她們形成之後，球狀星團內的恆星彼此之間會有引力交互作用，結果是所有恆星的速度向量都是穩定與平衡的，全都失去了早期歷史上原有的速度。造成這種特性發生的時間稱為紓緩期，這段時間所需的長短由星團的恆星數量和質量來決定。美個星團所需要的時間都不一樣，平均的時間數量級是109 年。 雖然球狀星團的外觀都是球狀的，橢率都是潮汐力作用的結果。在銀河系和仙女座大星系中的星團典型的形狀都是扁球形，在大麥哲倫星系中的更為扁平。 半徑 天文學家經由標準半徑來描述球狀星團的形態，他們分別是是核心的半徑(rc)、暈半徑(rh)和潮汐半徑(rt)。整體的亮度時由核心向外穩定的減弱，核心半徑是表面光度降為中心一半的核心距離，用於比較的量是暈半徑，或是總光度達到整個星團一半區域的半徑，通常這個值會比核心半徑要大。 要住一的是暈半徑所包含的恆星在視線的方向上是包含了在星團外圍的恆星，所以理論上也會使用半質量半徑(rm)—，由中心志包含星團一半質量的距離。如果半質量半徑小於星團半徑的一半，這個星團的核心便是高密度的，例如M3，他整體的視直徑是18角秒，但是半質量半徑只有1.12角秒。 最後的潮汐半徑是核心到星團外圍受到星系影響大於星團本身影響的距離，在這個距離上，原屬於星團的單獨恆星會被星系的引力拉扯出去。M3的潮汐半徑大約是38″。 質量隔離和光度 在測量特定球狀星團的核心距離與光度曲線的函數時，銀河系內多數的球狀星團在衣錠的距離內光度都會因距離的增加而穩定的降低，然後光度呈現水準。典型的距離都在距離核心1–2 秒差距之處。然而有20%的球狀星團經歷了所謂的"核心崩潰"的過程，在這一類型的星團中，光度一直是平穩的增加至核心的區域內。一個有核心崩潰的球狀星團例子是M15。 杜鵑座 47 – 是繼半人馬座ω之後，全銀河系中第二亮的球狀星團。核心崩潰被認為是球狀星團中較重質量的恆星與他較輕的伴星遭遇時發生的狀況，結果是較大質量的恆星損失了動能，於是朝向核心掉落。經歷一段較長的時間之後，導致大質量的恆星集中在核心的附近。 哈柏太空望遠鏡被用來蒐集和觀察大質量恆星向中心集中的過程和程序。仲的恆星因為減速而群集在擁擠的核心，輕的恆星則因加速而花費較長的時間在外圍環繞著。球狀星團杜鵑座 47大約有一百萬顆的恆星，是在南半球的一個恆星密度最高的球狀星團之一，對這個星團進行了一次密集的攝影觀測，使得天文學家可以追蹤其中的恆星運動，幾乎得到了15,000顆恆星精確的運動速度。在銀河系和M31內的球狀星團整體的光度可以經由亮度Mv和變數σ2，來塑造高斯曲線。球狀星團的光度分佈稱為球狀星團光度函數(GCLF)，在銀河系，Mv = −7.20±0.13, σ=1.1±0.1星等。 GCLF也可以最為標準燭光來測量其他星系的距離，只要先假設在其他星系中的球狀星團也遵守在銀河系中的各項準則。 多體模擬 計算球狀星團內恆星間的交互作用必須解決多體問題的多項式函數，也就是說，球狀星團內的每一顆恆星都與N−1顆的恆星有交互作用，此處的N是星團中恆星的總數。一般電腦在動態模擬的CPU使用率以N3的比率增加，，因此要進行此種計算，電腦要具有驚人的潛力才能準確的摹擬。在數學上研究球狀星團內多體動力學的有效方法為，將整體依速度的範圍細分為較小的體積來進行摹擬，並且以或然率來描述恆星的位置。 這樣恆星的運動可以使用福克-普郎克方程式來加以描述，就能以簡化的形式來解決，或是使用亂數來執行蒙地卡洛模擬進行處理。但是，在雙星的作用和需要考慮其他外在的萬有引力時(例如來自銀河系的引力)，這種模擬還是很困難的。 多體模擬的結果顯示恆星在球狀星團內的移動路徑是很不尋常的，有些會形成迴圈，也些會直直落入核心，然後孤獨的繞著質量中心旋轉。另一方面，由於和其他恆星的交互作用會使速度增加，有些恆星會獲得足夠脫離星團的能量，經過漫長的時間周期，會導致星團的潰散，這稱為蒸發過程。典型的球狀星團蒸發時間尺度為一百億年(1010年)。 聯星在星系中佔有的數量極為龐大，幾乎有一半的恆星是聯星。球狀星團的數值模擬顯示，聯星可能妨礙或改變球狀星團核心崩潰的過程。當一顆在星團中的恆星與聯星進行重力遭遇時，一種可能的結果是聯星變得更為緊密，而動能被轉移(加入)至這顆單獨的恆星。當大質量的恆星在這種過程中被加速，他會減少核心的收縮，甚至終止核心的崩潰。 中間的形式 球狀星團在分類上總是不很明確，並且有些會在別種類的目錄中被尋獲。例如BH 176，在南天的銀河之中，就兼具有開放星團和球狀星團的特性。 在2005年，天文學家在仙女座星系中發現一種全新的，非常像球狀星團的星團類型。這新發現的星團擁有數萬顆恆星，恆星的數量比球狀星團少，但在其他方面卻有球狀星團的性質，例如恆星族和金屬含量。但在其他特徵又與球狀星團有所區別－橫跨數百光年－和低數百倍的恆星密度，因此星團內恆星間的距離也比球狀星團遠。由參數上來看，這種星團是介於球狀星團(缺乏暗物質)和矮球星系(暗物質主宰)之間的。 還不知道這種星團是如何形成的，但也許和球狀星團有所關聯。為何M31有這種星團，但銀河系卻沒有，原因也不清楚。也不知道其他的星系是否也有這種星團，但只有M31有這種特殊的星團也是不太可能的。 潮汐遭遇 當球狀星團接近大質量物體時，例如星系核心，會與潮汐力交互作用。當大質量物體的重力在拉扯球狀星團近端和遠端的力量不同時，結果就會造成潮汐力。無論何時，每當星團通過星系的平面時，"潮汐震波"便會發生。 潮汐震波造成的結果是，一連串的恆星會從星團的暈中被扯出，只有星團核心的恆星會留在星團中。這些潮汐作用扯出的恆星可以在星團後面拖曳出好幾度長，由恆星組成的星弧。這些星弧通常會沿著軌道散佈在星團的前後，這些尾巴可能累積了大量的星團原始特性，並且形成有相似特徵的叢集。 例如球狀星團帕羅馬 5，才在銀河中通過軌道上的近星系點之後不久，一連串的恆星就沿著他的軌道前後方向延伸出去，距離遠達13,000光年。潮汐的交互作用從帕羅馬 5剝離了大量的質量，當她穿越星系的核心時，近一步的交互作用將把它轉變成圍繞著銀暈的長串恆星鏈。 潮汐的交互作用增加了球狀星團的動能，戲劇性的加大星團的蒸發率和縮小了體積。潮汐震波不僅剝離了球狀星團外圍的恆星，增加的蒸發率也加速了核心的崩潰。同樣的物理機制也會作用在矮球形星系，像是人馬座矮星系，就是因為接近銀河的核心才會被潮汐力扯裂的。 |
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反射星雲
由於散射對藍光比對紅光更有效率（這與天空呈現藍色和落日呈現紅色的過程相同），所以反射星雲通常都是藍色的。 反射星雲和發射星雲常結合在一起成為彌漫星雲，例如獵戶座大星雲。 已知的反射星雲大約有500個，其中最好看的就是圍繞在昴宿星團周圍的反射星雲，在天空中同一個區域中還有藍色的三裂星雲。心宿二是非常紅的一顆紅巨星（光譜分類為M1），被一個巨大的紅色反射星雲圍繞著。 反射星雲通常也是恆星形成的場所。 在1922年，哈柏出版了他調查亮星雲的結果，這工作的一個部份是反射星雲的光度定律。他得到了反射星雲視大小（R）和關聯的恆星視星等（m）之間的關係：5 log(R) = -m + k 此處的k是與測量儀器靈敏度相關的常數。 (資料來源維基百科) |
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(12月19日編輯完稿)