雄克SCHUNK,0303510PZN-PLUS 64-1-AS

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SCHUNK备件9935815
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SCHUNK备件0351104
SCHUNK电器件PGN+64-1-SD 37371090
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SCHUNK快换接头9942076
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SCHUNK电磁开关301032
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SCHUNK备件371401

许多疏散星团都非常不稳定，而质量又较低，使得星团的逃逸速度比其成员的平均速度还低，因此几百万年之内就会迅速分散。
当周围的云气散尽后，疏散星团往往还有足够的重力独立存在几千万年，但星团仍会渐渐地分散开来。星团内部成员的相撞往往使得其中一个得到足够高的速度，并离开星团，反复相撞造成了星团成员缓慢地“蒸发”。
平均每五亿年就会有一个疏散星团受到外部的影响。当某个外部星体靠近时，星团受星体带来的潮汐力影响，形成一股恒星流，所有的成员都以相似的方向和速度移动。星团逐渐瓦解的速度取决于初的星体密度，密度越高星团寿命越久。一个疏散星团的半衰期约为1.5至8亿年左右。
当某个疏散星团逐渐分散之后，整队成员都保持类似的轨迹，称之为星协现象。大熊座中的北斗星中的若干成员就曾属于一个疏散星团，现在则保持着星协状态。终，星协中的星体速度差距逐渐扩大，慢慢分散开来。
星体演变研究编辑
疏散星团的赫罗图显示，大部分恒星都是主序星。从质量高的一些星体开始逐渐开始偏离主序带，成为红巨星，通过分析逐渐偏离的位置，天文学家可以推算出星团的年龄。
由于疏散星团中的成员离地球的距离以及年龄都大致相同，它们在星等上的差别只来自于质量的不同；在比较各个成员时，很多参数都是固定的。由于这一特点，疏散星团很适合用来研究星体演变。
对疏散星团中星体所含锂和铍的研究，能够使天文学家对其演变和内部结构有更多的了解。虽然氢原子核要到一千万K的温度才能聚变成氦，而锂和铍在二百五十万至三百五十万K时就不再存在。这一性质意味着星体所含元素和其内部元素混合程度有很大关联。通过研究其内部元素，天文学家就可以对疏散星团中星体的年龄和化学成分有较为准确的估算。
研究显示疏散星团星体中较轻元素的含量比预测值低很多。虽然原因尚不能*解释，一种可能是星体内部的对流会侵入辐射能较高的地区。
距离编辑
M11是靠近银河系中心的一个疏散星团。测量距离是研究星体的重要步骤，但是绝大多数星体都离地球太远而没有直接方法测量。使用一系列互相关联的间接方法是目前一的测量遥远星体的途径，疏散星团是这一系列方法中的重要一环。
有两种方法可以测量离地球近的疏散星团的距离。首先，通过测量视差可以直接得出准确的距离，对于较近的疏散星团和独立恒星都适用。距离地球五百光年以内的几个疏散星团，包括昴宿星团以及毕宿星团都在此列。依巴谷卫星对一些其他疏散星团的距离也作了准确测量。 [3] 
另一个直接测量距离的方法叫做“移动星团法”，借助于星团中成员运动的*性。通过测量星团中恒星的自行轨迹，与其视运动相对比，即可找到消失点。之后，通过研究光谱，根据多普勒效应可得出星体的径向速度，再与自行轨迹相配合，即可通过简单的三角法得出星体的距离。通过这个方法得出毕宿星团离地球的的准确距离为46.3秒差距，这也是距地球近的疏散星团。
找到距地球近的几个星团的距离后，更远的星体的距离就可以通过间接方法得出。通过比较远近两个疏散星团的赫罗图，较远星团的距离就可以被推算出来。已知的远的疏散星团是伯克利29（Berkeley 29），离地球约15,000秒差距。本星系群中的许多星系中都找到了很多疏散星团。
疏散星团距离的准确数据对于研究造父变星的周光关系非常关键，而造父变星是标准烛光序列中的重要一环。能够得到造父变星的准确距离后，对天体距离的研究可以延伸到本星系群中较近的星系。
相关信息编辑
疏散星团形态不规则，包含几十至二、三千颗恒星，成员星分布得较松散，用望远镜观测，容易将成员星一颗颗地分开。少数疏散星团用肉眼就可以看见，如金牛星座中的昴星团和毕星团、巨蟹星座中的鬼星团等等。
在银河系中已发现的疏散星团有1000多个。它们高度集中在银道面的两旁，离开银道面的距离一般小于600 光年左右。大多数已知道疏散星团离开太阳的距离在1 万光年以内。更远的疏散星团无疑是存在的，它们或者处于密集的银河背景中不能辨认，或者受到星际尘埃云遮挡无法看见。据推测，银河系中疏散星团的总数有1 万到10万个。
疏散星团的直径大多数在3 至30多光年范围内。有些疏散星团很年轻，与星云在一起（例如昴星团），甚至有的还在形成恒星。
巨蟹座(Cancer)中的老年疏散星团M67或NGC2682。距离2600光年，亮度为6.9星等，年龄在50亿年以上，赤径8h50.4m，赤纬+11°49'(2000.0)。
银河系中心的疏散星团Arches。质量非常大，密度也很高，由几千颗恒星组成。HST拍摄。
银河系中心的疏散星团Quintuplet。质量非常大，密度也很高，是一个年轻星团，年龄不会超过400万年，由红巨星和沃尔夫－拉叶星组成。HST拍摄。
金牛座(Taurus)中的昴星团(Pleiades)。距离417光年，由1000多颗恒星组成。金牛座(Taurus)中的毕星团。由300多颗恒星组成，整个星团集体在空间移动，故也称为移动星团。
英仙(Perseus)星团。英仙座(Persues)中的双疏散星团。
疏散星团编辑
星团的成员
许多疏散星团用肉眼就能看到，例如金牛座中的昴星团、毕星团和大熊座中的多数恒星．我们距大熊星团是太靠近了，以致于使其成员之一的天狼星好像处于天空中*不同的部位．可是要知道，太阳既不是此星团的成员，也不属于其它已知的星团．
毕星团
疏散星团毫无例外地全都靠近我们银河系的中央平面．这一突出的构形给我们辨认离太阳遥远的疏散星团造成了困难．这些遥远的疏散星团*被银河系中的密密实实的背景恒星淹没了．
尽管如此，星团的成员可由它们的运动来辨认．如果这个星团靠近地球，利用共同的自行就会鉴定出物理上属于该群的那些恒星．假如此群中的某颗星具有*不同的自行，那它即可能位于星团的背后。也许介于星团与地球之间．虽然星团中每一成员还发生相对星团整体的运动，但其速度比星团的空间运动速度要小得多． 在所有疏散星团中，以毕星团适于说明共同自行原理， 因为该星团不但距离我们近，自行显示得很清楚，而且结构紧凑，一张照片就可拍下整个星团．金牛座中壳的毕宿五是颗双星．可是，它的自行却表明它并不属于毕星团．我们已经测知，它的视差给出的距离仅为58光年，而毕星团却在130光年以远，所以毕宿五不是毕星团的成员更是无可争辩的了．属于毕星团的全部恒星都聚集在直径约为33光年的空间范围内．
对于更远的星团，由研究自行来鉴定星团成员的方法就不再实用了，因为距离一远，它们的自行便随之减小．但这时可用视向速度的测定来鉴别星团成员．例如。毕宿五的视向速度是每秒+30英里，而不是每秒+21英里，后一值为毕星团的视向速度．
颜色一光度图
由于用光电管来测定恒星的亮度和颜色可达到*的精度，因此编制一幅星团成员星的赫罗图不但方便而且颇有用处．星场中那些符合预期模式的恒星就是名副其实的星团成员;那些在赫罗图中的位置与星团成员星迥然不同的恒星则可从星团中剔出．另外，如视向速度和分光视差等，也可用来判断那些难以确定的星团成员． 利用光电管测定恒星的颜色可代替赫罗图中光谱序．因为恒星的光谱型和颜色两者都与温度有关，这两种方法往往交替使用．不过，因为光谱分类还取决于恒星的大气压力，同一种颜色的巨星和矮星应属于稍有差别的光谱型．
光谱型 温度 色指数
B0 25000K -0.32
B5 15600K -0.16
A0 11000K 0.00
A5 8700K +0.15
F0 7600K +0.30
F5 6600K +0.44
G0 6000K +0.60
G5 5520K +0.68
K0 5120K +0.82
K5 4400K +1.18
M0 3600K +1.43
恒星的颜色用其色指数来评定．此数值即表征光谱的蓝区和黄区的相对亮度．在光电管前面加上适当的滤光片，便能测出接近于用目视估计的视星等．这种星等称为目视星等V．用另外的滤光片。又可测得一种接近于照相方法建立的星等；这种星等称为照相星等B，相当于以蓝光确定的星等。 目视星等取决于眼睛的色敏度，后者在光谱的绿一黄区段达到极大·照相星等则依赖于通常所用的照相乳胶的灵敏度,它对蓝光、紫光以及近紫外光敏感．一颗蓝星在照相星等系统中比在目视星等系统中显得更亮；对于一颗红星，情况恰恰相反．依照间的约定，这两种系统已得到校正，保证一颗AO型星在两系统中的星等值*一样．
恒星的色指数乃是其照相星等与目视星等之差．计算时以照相星等B减去自视星等V，即B－V，就得到色指数．所以，O型或B型星的色指数将为负值；这两型恒星在照相星等系统中显得更亮，故在数值上它们的照相星等比目视星等为低．任何一颗比AO型晚的恒星（如一颗G型星）都具有正值色指数，因为它在蓝区显得较暗，故它们在照相星等标度上的数值要比在目视星等标度上的数值为高．右表列出了各种光谱型的主序星的色指数．此表是根据太阳(G2型）的表面温度处处为5730K编制的．为与恒星的温度*，这个温度值已作了临边昏暗效应的改正．太阳的色指数是+0.65．
赫罗图
既然色指数的测定比光谱型的确定更迅速，更客观，实际中通常就对星团绘制颜色一光度图．从本质上来说，颜色一光度图与光谱一光度图（即赫罗图）是相同的．
颜色一光度图不仅能使天文学家鉴定遥远星团的成员, 而且还提供了关于许多星团中恒星演化的有价值的信息．左图就是几个疏散星团的颜色一光度图．所有的星团都拥有位于主星序和主要分支上的恒星，但不同的星团所占据的分支又不一样．英仙座中的双重星团有很多蓝热亮星．昴星团中热的星，固然很亮， 但却不是O型星． NGC188中热的星比太阳也热不太多． 这些差别据推测是由于星团年龄不同的缘故．年青的星团NGC2362，其年龄也许还不到一百万年．但在NGC188中， 甚至一颗中等质量的恒星也正由主星序向红巨星阶段演进； 所以它必定是这张图上年老的星团．根据估计，毕星团的年龄为九亿年．
C.昴星团 昴星团距离太阳400光年，因含有早B型星，从天文时间尺度来说正处在年少时期．质量为九个太阳的B型星，若收缩到主星序，耗尽其核部的氢并开始膨胀到红巨星，照估计需历时2100万年左右．因此，这个值就应该是疏散星团的年龄．可是，唯有昴星团的颜色一光度图却又清楚地表明，仅含0.2太阳质量的那些恒星业已渡过了初始收缩阶段，基本上处于零龄主星序上．照近恒星演化理论估计，质量为0.2太阳的恒星收缩到零龄主星序所需时间， 大致为60000万年．那么，昴星团的年龄到底是多少呢？究竟是2100万年还是60000万年？
M45 昴星团
事实上，矛盾并不像看起来那样尖锐．赫尔比希认为，在形成大质量的恒星之前，先已由星云物质形成了小质量的恒星．如果晚型主序星首先形成，它们就会在早型星收缩到主星序的相同时间内到达零龄主星序，然后燃烧它们核部的氢， 并开始向红巨星阶段膨胀．这一理论好像得到了观测的支持．关于小质量恒星形成较早的又一证据是金牛一御夫座暗星云，在这些星云中大量含有暗弱的红星，而不含有亮的蓝星。
所有这一切都表明，拥有大约三百颗星的昴星团开始形成于六亿年以前，一直持续到终于形成了B型星．这些非常亮的恒星辐射着极其丰富的紫外线，它们已把气体电离并*吹散,只在银河系中残留下一些气体的痕迹．随着气体的离去，恒星的形成过程也就趋于停止。琢磨一下玫瑰星云很有意思的，它的中心有一群非常亮的恒星，这团星云可能就是因发生这种从中央向外吹散气体的过程而形成的．这一设想或许能解释这种异常有趣的气体与恒星集合体的环状结构．
NGC2237 玫瑰星云
d．星协 关干恒星形成的所有这些理论均得到猎户座复合体的支持．前面讲过，猎户座复合体中有一些赫毕格一哈罗天体和多得过份的金牛座T型星．在猎户座天区还有不少O型和B型星，它们组成一个非常松散的群落，即所谓星协．星协并不是星团，而只是银河系中许多位于同一区域内的同类型的恒星．猎户座天区的星协夹杂在一团距离太阳1500光年的巨大而稀薄的氢气云之中．这块氢云只有一小部分能被肉眼看到，这就是常说的猎户座大星云，它只不过是这块氢云中心区处的一群非常热而亮的恒星．整个氢云的直径在300光年以上，而可见部分的直径才20光年左右．射电观测表明，气体在这群热蓝星周围分布成一对称图样．光学照片上的亮暗不匀是由于在它前面挡有星际云所致．
M42 猎户座大星云
整个猎户座复合体的研究结果表明，它正处于膨胀之中．其中心部分的热蓝星不会太老，根据它们的运动可知，这些热蓝星是在一个相当狭小的空间范围内大约于1万年以前形成的．气体运动和电离度的研究表明，这块星云本身的年龄大概在1万到2万年之间．也有可能，它早在一百万年以前就以暗星云的状态长期存在了，在这段时间里形成了一些质量较小的恒星，它们即是现在的暗弱红星．但是，一旦那些巨大的恒星在中心区域形成，由于其表面温度均在20000K与50000K之间，气体便被电离并开始膨胀起来．随着膨胀过程的继续，中心区域的成星过程必然减慢下来．
由猎户座星协的颜色-光度图可知，质量非常巨大的恒星不仅已来得及发展到主星序，而且已经燃掉了相当多的氢，从而开始了在赫罗图上向右方演化的进程．中等质量的恒星都在零龄主星序上，但质量非常小的恒星却还未到达零龄主星序．因为它们的收缩极为缓慢，故质量非常小的恒星即使首先开始形成，它们也会晚才到达主星序．这是由于它们的不利条件所使然． 在猎户座复合体中，氢气母体里夹杂有大量年青的恒星这一事实有力地支持了恒星产生于气体云的这个见解
但是，至今仍不明白，星云里形成的星协为什么或者在形成后不久就立即分解，或者终变成一疏散星团．有一种见解，是从研究凝聚为恒星的云团的百分比出发来考虑的．它认为，本来靠组成它的气体本身的引力作用聚集起来的云团． 大半会凝缩成恒星，而只有少量气体逃逸出去．在此情况下， 大部分质量仍然存在，其引力场依旧足以把这些恒星吸引在一个更为持久的星团之中．反之，假如云团的大部分气体并未凝聚成恒星，那它本身就很可能会被已经形成的恒星的微粒压吹散工因此，总引力场将减弱，星协恐怕就要马上瓦解．

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