114星系天文学中科大z03恒星集团和星族PPT课件
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星团又分为疏散星团和 球状星团两大类。两类星 团的空间分布和运动特性 相差很大，反映恒星成份 的“视星等－色指数”图 以及所包含的变星成员也 相差很大。不同星团的研 究对探索银河系的结构和 检验恒星起源和演化理论 都具有重要的意义。
老年疏散星团M67
12
一. 分类
疏散星团有几种分类方法。 一种根据中心聚度、成员星亮 度范围和数目分类。聚度最大 的以罗马数字 I 表示，最小为 IV，视星等范围最大的表以3， 最小的表以1。成员数小于50 的以p表示，在50和100之间的 为m，超过100以r表示。如昴 星团为II3r型。特南普勒发现 年轻疏散星团 NGC3293 星团线直径与这种分类法有着 密切的关系。
图3-4 太阳附近疏散星团 的年龄－数密度关系
28
老年团大多位于离银心和银道面较远的地方正好说明 这一点, 因为那儿这种交会的可能性比较小。统计研究 发现，49%老年团(t 0.8 Gyr)属富度级“r” ，而仅有 18%的年轻团 ( 0.8 Gyr) 属“r”级; 又91%的老年团有 最高中心聚度 (I、II型) ，而年轻团只有 62%。显然， 星数少而又松散的团更容易因与分子云交会而瓦解。
疏散星团HR图的另一个特征是主序底部变得很宽, 这种现象的原因在于团的年龄很轻, 其中小质量恒星 还没有足够时间演化到达主序（小质量恒星演化到 达主序的时间比团年龄长）。
24
年轻疏散星团NGC6530的赫罗图
25
五．星团年龄
疏散星团的年龄谱很宽，范围100万年～100亿年。 目前已知最老疏散星团是Berkeley17(以及NGC6791), 从主序折向点判得的年龄为12 2 Gyr。除了从折向点 估计星团年龄外，对于一些非常年轻的星团还可以利 用小质量恒星尚未到达主序这一点来估算年龄, 但其
§3.1 双星、聚星和变星 §3.2 疏散星团 §3.3 球状星团 §3.4 星协 §3.5 年轻大质量星团和超星团 §3.6 质量分层效应 §3.7 星族和次系
1
整体 概述
一 请在这里输入您的主要叙述内容
二
请在这里输入您的主要 叙述内容
三 请在这里输入您的主要叙述内容
2
§3.1 双星、聚星和变星
21
疏散星团内恒星的光度函数通常只研究到不暗于M = +13m的恒星。同场星的光度函数相比的不同之处是： (i)内禀亮的恒星相对数目比较多，(ii)随着M的增大， 恒星相对数的增长比较慢。这种现象很可能同星团的 整体演化有关。
四. 赫罗图
较近的星团能得到团成员星的光谱，从而可以画 出赫罗图。对于大多数星团来说则只能得到CM图。 在采用UBV 三色光电测光系统时，CM图大多以 B －V 为横坐标，V 为纵坐标。当距离为已知时，视 星等可以化算为绝对星等。
7
密近双星的分类
1.不接双星：两子星物 质均未充满洛希瓣；
2.半接双星：有一子星 的物质充满了洛希瓣；
3.相接双星：两子星物 质都充满了洛希瓣。
密近双星对研究恒星演 化具有重要意义
8
二. 变星
根据光变机制，变星可分为三大类： 1．脉动变星：因径向或非径向脉动而使恒星的光度 （以及颜色、光谱型、视向速度等）发生变化的一类 变星，如造父变星等。光变周期短至1小时以下，长至 几百天甚至10年以上，变幅大到10个星等，小到千分 之几星等，年龄有老有轻。 2．爆发变星：亮度突然剧烈增强的变星，包括超新 星（灾变变星）、新星（激变变星）、耀星等。其中 光变幅度最剧烈的是超新星，亮度在短时间内可增亮 17个星等以上（增亮几千万至上亿倍），新星的平均 光变幅度为11个星等。
银河系中恒星总数高达1000多亿颗，而它们并非 只是“一盘散沙”，相当多的恒星以双星或聚星的 形式出现。长时期内，曾认为双星占恒星总数的 50%以上；但最近研究表明，把很多暗星考虑进去 后，银河系恒星约有1/3是双星。双星中的 2 颗恒星 称为双星的子星, 其中质量大的称为主星，另一颗为 伴星。此外, 还有为数众多的星团，可见恒星世界的 “群居”现象相当普遍。
13
第二种分类法主要根据HR图形状。1类星团只有主序 星, 2类除主序星外还有不多的一些黄、红色巨星, 3类以 黄红色巨星居多，主序星不多。若主序从O型开始，则 在1、2、3这些数字后加上小写字母o 。同样，如果从B、 A、F开始，则分别加b、a、f，如昴星团为1b型。
二. 分布
疏散星团在银经上的分布较均匀，说明这类天体的银
图3-3 疏散星团 的复合CM图
23
除了主序下部一小部分互相重叠外, 不同星团由主 序上部不同部位处向右弯曲。例如 M67 在 F 型处向 右弯曲，而NGC2362则到B型处才开始弯曲。按恒星 演化理论，星团越年轻，HR图上弯曲部分所占的比 例越小。所以NGC2362是年轻星团，而 M67 是年老 星团，很多成员都已离开主序而成为红巨星。
5
双星轨道运动示意图
由 3 颗以上彼此有物理联系的恒星所组成的多重恒 星系统称为聚星，又可以按成员星的个数进一步分为 三合星、四合星，等等，其中所谓“四边形聚星”是 一种不稳定系统。通常把成员星数超过10个以上的恒 星集团称为星团。
65
密近双星之间 物质交流示意图
由双星轨道运动引起 的谱线多普勒位移
心聚度很小。但银面聚度很大，除最近的一些星团外，
大部分位于
| b|的1天5 区内。具有负银纬的疏散星团
比有正银纬的来得多，这又一次证明太阳位于银河系的
对称平面以北。图3-1是疏散星团的视分布图，图中给 出的为银道坐标。
14
研究表明，至少在太阳附近，疏散星团在靠近银道面 天区内的分布大致是均匀的。离我们最近的疏散星团只 有几十到一百多秒差距，例如毕星团、后发星团、昴星 团、鬼星团的距离，分别为40、80、126、158pc，远的 可达 1 万秒差距以上。
30
成员星的质量谱较宽，演化结果使不同质量恒星具有不 同运动学状态，小质量星运动得比大质量星快，并最终达 到能量均分状态，所经历的特征时标称为弛豫时标。能均 分的另一结果是，大质量星表现为更向团的中心集聚。老 年星团可能有足够时间达到这一状态，因为对 N 个天体构 成的系统, 弛豫时标 trN/lnN (。) 疏散星团 N 较小，tr 比 较小, 故能较快地达到能均分状态,观测已证实这一点。
3.掩食双星：由掩星观测(如月掩星)推知的双星。 4.天体测量双星：通过天体测量方法发现自行轨迹为 曲线并可用存在暗伴星来加以解释的双星系统。
4
5.分光双星：由谱线位移的规律而探知的双星，有单 谱(单线)分光双星和双谱(双线)分光双星之分。
6.食双星：两子星靠得很近而彼此发生掩食，造成总 亮度呈现规律性变化的双星系统。
22
研究星团HR图主要有三个 目的：1. 星团分类和确定成 员星；2. 确定星团的距离、 年龄；3. 用于恒星起源和演 化的研究。把比较近的、因 而观测数据较为全面而准确 的十来个疏散星团的CM图 画在一起，调整位置使主序 星下部重合，就得到所谓的 “复合CM图”。图3-3 是 10个疏散星团的HR图。
有趣的是星团在瓦解后，原有成员仍会保持团在瓦解 时的运动方向，但彼此间不再因引力束缚在一起。它们 会分布在一个很大的范围内，却具有类似的速度和类似 的金属度。
这类观测现象可用来研究疏散星团的动力学演化。
29
六．结构与运动学
尽管疏散星团外形不大规则而又结构松散，但团内
恒星的径向分布可以用简单King模型来作合理的描述。
图3-1 疏散星团在 天球上的视分布
15
图3-1a 1700个疏散星团（光学）和700个 候选天体（红外）在天球上的视分布
16
不同年龄疏散星团的投影分布
17
疏散星团与旋臂的分布
18
不同年龄疏散星团与旋臂的分布
19
三. 累积星等、直径和光 度函数
距离为已知时由累积视星等 可以算出累积绝对星等M。通 过对300个疏散星团M的分析后 发现，这些星团按 M 的分布与 高斯分布很相近，从0m至-9m都 有，极大频数在-3.5m左右，比 球状星团约低 4m。图3-2 是按 220个星团资料得到的M之频数 分布图。
32 25
疏散星团作为一个整体在空间运动，成员星应当具 有大致相同的自行，且从总体上说与场星有明显不同 的运动规律。因此在由自行两个分量 (μx, μy )构成的速 度空间中，星团成员应该比较紧密地聚在一起，场星 分布则相当弥散，这是区分团星和场星的运动学基础。 在以μx 为横坐标、μy 为纵坐标的图中，每颗星以一点 来表示，称为自行矢点图。考虑到造成团星自行弥散 性的主要因素是观测误差，因此可以认为团星自行服 从圆形双变量正态分布。即使对于那些很近的星团， 只要团的内部不存在明显的局部系统性运动，仍然可 以用正态分布来描述团星的自行分布。
3
一. 双星和聚星
两颗星靠得比较近, 因引力作用彼此作互绕运动，称 为物理双星；而看上去靠得很近，但实际空间位置相距 甚远的称为光学双星或视双星。物理双星可分类如下：
1.目视双星：通过望远镜，人眼可以直接分辨出两颗 子星。
2.干涉双星：通过干涉测量（包括相位干涉、强度干 涉、斑点干涉等）探测到的双星。
上述弛豫过程导致能量均分所引起的观测现象称为质量 分层效应，其中速度质量分层可以通过自行来加以研究。 同时还可用自行来讨论团的速度空间结构，如是否存在整 体膨胀或收缩、内部运动是否各向同性等。不过由于观测 资料精度限制，以及团星数较少，往往比较难以得出明确 的结论，尤其是那些较远的团。
31
七．星团成员的确定
图3-2 疏散星团的累积 绝对星等频数分布图
20 15
疏散星团的角直径小则零点几分，大则可达若干度, 但线直径差别不太大，在1.5－15pc范围内，大部分在 2－6pc之间, 大多数疏散星团略呈扁状。
有些疏散星团有很大的外围部分，称为冕，一般看 到的星团事实上只是其核心部分。冕的尺度比核心部 分大5～10倍。冕区域内团成员星的密度比核区小得 多，但由于体积很大，所包含的成员星总数仍比核心 部分大几倍以至10倍以上。有人认为多数以至所有疏 散星团都有冕。
结果通常比大质量(折向点) 恒星确定的年龄来得大。 对这点的解释是团内小质量恒星比大质量星先形成。 要是大质量星先形成，它们很快走过其一生而产生超 新星爆发并把团内剩余 ISM驱散，团内恒星形成因缺 乏原材料而突然终止，小质量恒星也就没有机会再形 成了。不管怎么说, 确定团年龄的误差还是很大的。
26 20
所谓简单King模型是认为团内恒星具有相同的质量，
而它们的面数密度 f 随离团中心距离 r 的变化可用下
式表达
f
f0 1(r/
rc)2
式中 f0 为团中心面密度, rc 为团核半径。由于 rc 的典型 值为1-2 pc，而潮汐半径rt ~ 10-20 pc，所以团的聚度参 数 (concentration parameter) C = log (rt /rc) 1。
9
3．几何变星：因双星 交食、光度非各向同性的 单星自转引起光变的一类 变星，也包括椭球双星， 它们并非是内禀变星。又从是否存在源自变周期可分为周期变星、半规
则变星（脉动变星的一种）
和不规则变星。
食变星大陵五（英仙β）
的光变曲线
10
脉动变星的脉动示意图
脉动变星的光变曲线
11 10
§3.2 疏散星团
7.椭球双星：两颗子星为椭球状恒星，总亮度随子星 轨道运动（位相）发生有规律变化的双星系统。
8.光谱双星：由连续谱能量分布而判定的双星，轨道 面往往与视向近乎垂直, 且两子星光谱型相差悬殊。
以上 5、6、7 统称密近双星。此外还有X 射线双星、 射电双星、脉冲双星等。注意，脉冲双星和双脉冲星是 两个不同的概念, 后者指 2 颗子星均为脉冲星。
正确地确定星团成员是疏散星团全部研究工作的 基础，然而这又是一个颇为困难问题。原因在于团 星、场星混杂在一起，需要把它们正确地加以区别 开来。确定疏散星团成员通常有 3 个判据，即多色 测光、视向速度以及自行。也有人用偏振观测资料 来确定星团成员。下面着重介绍如何利用相对自行 的观测资料来确定星团成员，这是目前应用最为广 泛而又最为有效合理的成员星判别方法。不仅如此， 这种方法的基本原理还可以应用于其他的研究课题。
疏散星团的年龄分布
27
疏散星团的宽年龄谱说明 它们不断地在银河系盘中形 成。有人对离太阳 750pc 距 离内编了一份较完备的疏散 星团表，其中年龄 < 0.1Gyr 的年轻团为14个，其形成率 为～ 80kpc2Gyr1 ；老年团的 形成率很低, 仅为 1kpc2Gyr1 (图3-4)。这一事实可以用疏 散星团结构不致密，一旦与 银河系中大质量分子云交会， 起潮力容易使之瓦解来解释。
老年疏散星团M67
12
一. 分类
疏散星团有几种分类方法。 一种根据中心聚度、成员星亮 度范围和数目分类。聚度最大 的以罗马数字 I 表示，最小为 IV，视星等范围最大的表以3， 最小的表以1。成员数小于50 的以p表示，在50和100之间的 为m，超过100以r表示。如昴 星团为II3r型。特南普勒发现 年轻疏散星团 NGC3293 星团线直径与这种分类法有着 密切的关系。
图3-4 太阳附近疏散星团 的年龄－数密度关系
28
老年团大多位于离银心和银道面较远的地方正好说明 这一点, 因为那儿这种交会的可能性比较小。统计研究 发现，49%老年团(t 0.8 Gyr)属富度级“r” ，而仅有 18%的年轻团 ( 0.8 Gyr) 属“r”级; 又91%的老年团有 最高中心聚度 (I、II型) ，而年轻团只有 62%。显然， 星数少而又松散的团更容易因与分子云交会而瓦解。
疏散星团HR图的另一个特征是主序底部变得很宽, 这种现象的原因在于团的年龄很轻, 其中小质量恒星 还没有足够时间演化到达主序（小质量恒星演化到 达主序的时间比团年龄长）。
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年轻疏散星团NGC6530的赫罗图
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五．星团年龄
疏散星团的年龄谱很宽，范围100万年～100亿年。 目前已知最老疏散星团是Berkeley17(以及NGC6791), 从主序折向点判得的年龄为12 2 Gyr。除了从折向点 估计星团年龄外，对于一些非常年轻的星团还可以利 用小质量恒星尚未到达主序这一点来估算年龄, 但其
§3.1 双星、聚星和变星 §3.2 疏散星团 §3.3 球状星团 §3.4 星协 §3.5 年轻大质量星团和超星团 §3.6 质量分层效应 §3.7 星族和次系
1
整体 概述
一 请在这里输入您的主要叙述内容
二
请在这里输入您的主要 叙述内容
三 请在这里输入您的主要叙述内容
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§3.1 双星、聚星和变星
21
疏散星团内恒星的光度函数通常只研究到不暗于M = +13m的恒星。同场星的光度函数相比的不同之处是： (i)内禀亮的恒星相对数目比较多，(ii)随着M的增大， 恒星相对数的增长比较慢。这种现象很可能同星团的 整体演化有关。
四. 赫罗图
较近的星团能得到团成员星的光谱，从而可以画 出赫罗图。对于大多数星团来说则只能得到CM图。 在采用UBV 三色光电测光系统时，CM图大多以 B －V 为横坐标，V 为纵坐标。当距离为已知时，视 星等可以化算为绝对星等。
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密近双星的分类
1.不接双星：两子星物 质均未充满洛希瓣；
2.半接双星：有一子星 的物质充满了洛希瓣；
3.相接双星：两子星物 质都充满了洛希瓣。
密近双星对研究恒星演 化具有重要意义
8
二. 变星
根据光变机制，变星可分为三大类： 1．脉动变星：因径向或非径向脉动而使恒星的光度 （以及颜色、光谱型、视向速度等）发生变化的一类 变星，如造父变星等。光变周期短至1小时以下，长至 几百天甚至10年以上，变幅大到10个星等，小到千分 之几星等，年龄有老有轻。 2．爆发变星：亮度突然剧烈增强的变星，包括超新 星（灾变变星）、新星（激变变星）、耀星等。其中 光变幅度最剧烈的是超新星，亮度在短时间内可增亮 17个星等以上（增亮几千万至上亿倍），新星的平均 光变幅度为11个星等。
银河系中恒星总数高达1000多亿颗，而它们并非 只是“一盘散沙”，相当多的恒星以双星或聚星的 形式出现。长时期内，曾认为双星占恒星总数的 50%以上；但最近研究表明，把很多暗星考虑进去 后，银河系恒星约有1/3是双星。双星中的 2 颗恒星 称为双星的子星, 其中质量大的称为主星，另一颗为 伴星。此外, 还有为数众多的星团，可见恒星世界的 “群居”现象相当普遍。
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第二种分类法主要根据HR图形状。1类星团只有主序 星, 2类除主序星外还有不多的一些黄、红色巨星, 3类以 黄红色巨星居多，主序星不多。若主序从O型开始，则 在1、2、3这些数字后加上小写字母o 。同样，如果从B、 A、F开始，则分别加b、a、f，如昴星团为1b型。
二. 分布
疏散星团在银经上的分布较均匀，说明这类天体的银
图3-3 疏散星团 的复合CM图
23
除了主序下部一小部分互相重叠外, 不同星团由主 序上部不同部位处向右弯曲。例如 M67 在 F 型处向 右弯曲，而NGC2362则到B型处才开始弯曲。按恒星 演化理论，星团越年轻，HR图上弯曲部分所占的比 例越小。所以NGC2362是年轻星团，而 M67 是年老 星团，很多成员都已离开主序而成为红巨星。
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双星轨道运动示意图
由 3 颗以上彼此有物理联系的恒星所组成的多重恒 星系统称为聚星，又可以按成员星的个数进一步分为 三合星、四合星，等等，其中所谓“四边形聚星”是 一种不稳定系统。通常把成员星数超过10个以上的恒 星集团称为星团。
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密近双星之间 物质交流示意图
由双星轨道运动引起 的谱线多普勒位移
心聚度很小。但银面聚度很大，除最近的一些星团外，
大部分位于
| b|的1天5 区内。具有负银纬的疏散星团
比有正银纬的来得多，这又一次证明太阳位于银河系的
对称平面以北。图3-1是疏散星团的视分布图，图中给 出的为银道坐标。
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研究表明，至少在太阳附近，疏散星团在靠近银道面 天区内的分布大致是均匀的。离我们最近的疏散星团只 有几十到一百多秒差距，例如毕星团、后发星团、昴星 团、鬼星团的距离，分别为40、80、126、158pc，远的 可达 1 万秒差距以上。
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成员星的质量谱较宽，演化结果使不同质量恒星具有不 同运动学状态，小质量星运动得比大质量星快，并最终达 到能量均分状态，所经历的特征时标称为弛豫时标。能均 分的另一结果是，大质量星表现为更向团的中心集聚。老 年星团可能有足够时间达到这一状态，因为对 N 个天体构 成的系统, 弛豫时标 trN/lnN (。) 疏散星团 N 较小，tr 比 较小, 故能较快地达到能均分状态,观测已证实这一点。
3.掩食双星：由掩星观测(如月掩星)推知的双星。 4.天体测量双星：通过天体测量方法发现自行轨迹为 曲线并可用存在暗伴星来加以解释的双星系统。
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5.分光双星：由谱线位移的规律而探知的双星，有单 谱(单线)分光双星和双谱(双线)分光双星之分。
6.食双星：两子星靠得很近而彼此发生掩食，造成总 亮度呈现规律性变化的双星系统。
22
研究星团HR图主要有三个 目的：1. 星团分类和确定成 员星；2. 确定星团的距离、 年龄；3. 用于恒星起源和演 化的研究。把比较近的、因 而观测数据较为全面而准确 的十来个疏散星团的CM图 画在一起，调整位置使主序 星下部重合，就得到所谓的 “复合CM图”。图3-3 是 10个疏散星团的HR图。
有趣的是星团在瓦解后，原有成员仍会保持团在瓦解 时的运动方向，但彼此间不再因引力束缚在一起。它们 会分布在一个很大的范围内，却具有类似的速度和类似 的金属度。
这类观测现象可用来研究疏散星团的动力学演化。
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六．结构与运动学
尽管疏散星团外形不大规则而又结构松散，但团内
恒星的径向分布可以用简单King模型来作合理的描述。
图3-1 疏散星团在 天球上的视分布
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图3-1a 1700个疏散星团（光学）和700个 候选天体（红外）在天球上的视分布
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不同年龄疏散星团的投影分布
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疏散星团与旋臂的分布
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不同年龄疏散星团与旋臂的分布
19
三. 累积星等、直径和光 度函数
距离为已知时由累积视星等 可以算出累积绝对星等M。通 过对300个疏散星团M的分析后 发现，这些星团按 M 的分布与 高斯分布很相近，从0m至-9m都 有，极大频数在-3.5m左右，比 球状星团约低 4m。图3-2 是按 220个星团资料得到的M之频数 分布图。
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疏散星团作为一个整体在空间运动，成员星应当具 有大致相同的自行，且从总体上说与场星有明显不同 的运动规律。因此在由自行两个分量 (μx, μy )构成的速 度空间中，星团成员应该比较紧密地聚在一起，场星 分布则相当弥散，这是区分团星和场星的运动学基础。 在以μx 为横坐标、μy 为纵坐标的图中，每颗星以一点 来表示，称为自行矢点图。考虑到造成团星自行弥散 性的主要因素是观测误差，因此可以认为团星自行服 从圆形双变量正态分布。即使对于那些很近的星团， 只要团的内部不存在明显的局部系统性运动，仍然可 以用正态分布来描述团星的自行分布。
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一. 双星和聚星
两颗星靠得比较近, 因引力作用彼此作互绕运动，称 为物理双星；而看上去靠得很近，但实际空间位置相距 甚远的称为光学双星或视双星。物理双星可分类如下：
1.目视双星：通过望远镜，人眼可以直接分辨出两颗 子星。
2.干涉双星：通过干涉测量（包括相位干涉、强度干 涉、斑点干涉等）探测到的双星。
上述弛豫过程导致能量均分所引起的观测现象称为质量 分层效应，其中速度质量分层可以通过自行来加以研究。 同时还可用自行来讨论团的速度空间结构，如是否存在整 体膨胀或收缩、内部运动是否各向同性等。不过由于观测 资料精度限制，以及团星数较少，往往比较难以得出明确 的结论，尤其是那些较远的团。
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七．星团成员的确定
图3-2 疏散星团的累积 绝对星等频数分布图
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疏散星团的角直径小则零点几分，大则可达若干度, 但线直径差别不太大，在1.5－15pc范围内，大部分在 2－6pc之间, 大多数疏散星团略呈扁状。
有些疏散星团有很大的外围部分，称为冕，一般看 到的星团事实上只是其核心部分。冕的尺度比核心部 分大5～10倍。冕区域内团成员星的密度比核区小得 多，但由于体积很大，所包含的成员星总数仍比核心 部分大几倍以至10倍以上。有人认为多数以至所有疏 散星团都有冕。
结果通常比大质量(折向点) 恒星确定的年龄来得大。 对这点的解释是团内小质量恒星比大质量星先形成。 要是大质量星先形成，它们很快走过其一生而产生超 新星爆发并把团内剩余 ISM驱散，团内恒星形成因缺 乏原材料而突然终止，小质量恒星也就没有机会再形 成了。不管怎么说, 确定团年龄的误差还是很大的。
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所谓简单King模型是认为团内恒星具有相同的质量，
而它们的面数密度 f 随离团中心距离 r 的变化可用下
式表达
f
f0 1(r/
rc)2
式中 f0 为团中心面密度, rc 为团核半径。由于 rc 的典型 值为1-2 pc，而潮汐半径rt ~ 10-20 pc，所以团的聚度参 数 (concentration parameter) C = log (rt /rc) 1。
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3．几何变星：因双星 交食、光度非各向同性的 单星自转引起光变的一类 变星，也包括椭球双星， 它们并非是内禀变星。又从是否存在源自变周期可分为周期变星、半规
则变星（脉动变星的一种）
和不规则变星。
食变星大陵五（英仙β）
的光变曲线
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脉动变星的脉动示意图
脉动变星的光变曲线
11 10
§3.2 疏散星团
7.椭球双星：两颗子星为椭球状恒星，总亮度随子星 轨道运动（位相）发生有规律变化的双星系统。
8.光谱双星：由连续谱能量分布而判定的双星，轨道 面往往与视向近乎垂直, 且两子星光谱型相差悬殊。
以上 5、6、7 统称密近双星。此外还有X 射线双星、 射电双星、脉冲双星等。注意，脉冲双星和双脉冲星是 两个不同的概念, 后者指 2 颗子星均为脉冲星。
正确地确定星团成员是疏散星团全部研究工作的 基础，然而这又是一个颇为困难问题。原因在于团 星、场星混杂在一起，需要把它们正确地加以区别 开来。确定疏散星团成员通常有 3 个判据，即多色 测光、视向速度以及自行。也有人用偏振观测资料 来确定星团成员。下面着重介绍如何利用相对自行 的观测资料来确定星团成员，这是目前应用最为广 泛而又最为有效合理的成员星判别方法。不仅如此， 这种方法的基本原理还可以应用于其他的研究课题。
疏散星团的年龄分布
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疏散星团的宽年龄谱说明 它们不断地在银河系盘中形 成。有人对离太阳 750pc 距 离内编了一份较完备的疏散 星团表，其中年龄 < 0.1Gyr 的年轻团为14个，其形成率 为～ 80kpc2Gyr1 ；老年团的 形成率很低, 仅为 1kpc2Gyr1 (图3-4)。这一事实可以用疏 散星团结构不致密，一旦与 银河系中大质量分子云交会， 起潮力容易使之瓦解来解释。