疏散星團是銀河系的重要組成部分，形成於同一巨分子雲中。其內部恆星是同一分子雲後代，受到引力束縛。它們具有類似的年齡、化學豐度、距離等參數。相對於場星（沒有成團或聚類現象的恆星）來說，這些參數更容易測量，通過圖1赫羅圖，可以判斷星團的年齡。由於疏散星團具有較廣的年齡和位置分布，所以它們是研究銀河繫結構和演化的重要介質之一。
圖1 疏散星團的赫羅圖（引自：Discovering the Universe, Seventh Edition）。圖中給出了不同疏散星團的等年齡限，疏散星團的年齡從下到上是逐漸減小的，明顯看出可以通過主序拐點獲得疏散星團的年齡。
疏散星團經常被認為是研究恆星動力學的實驗室。最初的恆星分布是由母分子雲和恆星形成過程決定，隨著星團演化、恆星蒸發、恆星之間相互作用，以及受到外部因素（如潮汐作用、與分子雲碰撞等）影響，疏散星團結構發生變化，既反映出內部恆星分布情況，也反映出內部動力學演化過程。
疏散星團在穿過銀盤的運動中，受到周圍密集星場的影響或銀盤不同位置的較差自轉使其結構發生變化，從而導致了疏散星團 「小尾巴」（潮汐尾結構現象）產生。由於「小尾巴」是認知疏散星團動力學演化的有效途徑之一，成為了諸多研究者關注重點。
研究人員基於恆星演化理論利用數值模擬的方法，在疏散星團中已經模擬出「小尾巴」，同時也利用觀測數據證實了這種結構的存在，圖2給出了對疏散星團Hyades數值模擬以及觀測的結果。
圖2 左圖為對疏散星團Hyades數值模擬的結果，結果顯示該星團的潮汐尾結構約為800pc（引自Ernst et al. 2011）。右圖為研究人員利用觀測數據對Hyades結構的分析結果，觀測表明該星團的潮汐結構約為100pc（引自Meingast et al. 2019）。
在疏散星團形態結構的研究中，成員星（屬於疏散星團成員的恆星）扮演者重要角色，尤其是外圍成員星對研究其「小尾巴」結構有著重要作用。成員星對觀測數據有較強依賴性，特別是高精度的恆星運動學巡天數據，除此之外，判定方法也起著重要作用。
我們選取了距離約250pc的疏散星團Blanco 1作為研究目標，該星團位於南天具有高銀緯特點。結合GAIA DR2的五維數據（位置、自行、視差），利用基於無監督機器學習算法的工具—Stargo對Blanco1進行成員星判定、分析，研究該星團的星族特性及形態結構，並首次在該星團中發現潮汐尾結構的存在，尺寸約為50-60pc，是潮汐半徑的5-6倍，通過分析發現該結構主要由銀盤的較差自轉導致，同時對成員星統計發現2/3的成員星在核心區域，並且在該星團中沒有發現明顯的質量分層現象，所有這些都表明Blanco 1還處在動力學演化的初期階段，為今後研究疏散星團動力學演化提供了良好樣本。相關成果已發表在《天體物理學雜誌》（ApJ, 2020, 889，99）。
圖3 疏散星團Blanco 1成員星在銀河系XYZ三維空間投影的分布情況。（a）子圖中綠色圓圈部分為星團核心區域，外部為星團的潮汐尾結構。
來源：中國科學院新疆天文臺
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