德國ELECTRONICON電容，E62.S23-204M30 德國ELECTRONICON電容，E62.S23-204M30

SCHUNK氣缸0371399    PGN+50-1-AS
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SCHUNK補償單元氣缸AGE-XY-080
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SCHUNK快速更換SWA-150-R19-000 SIDE
SCHUNK氣爪0340011
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SCHUNK氣爪0340011
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SCHUNK夾爪MPG 32 0340011
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SCHUNK氣缸0359446 SRH+20-S-M8-A
SCHUNK氣缸0311630 PWG+80
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SCHUNK旋轉氣缸0359446 SRH+20-S-M8-A
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SCHUNK接近開關301469
SCHUNK氣缸362202
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SCHUNK備件0305511 MPG+32
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SCHUNK備件PZN+160-1
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SCHUNK夾爪氣缸30006583
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SCHUNK接頭9949315 K19-P-KOPF
SCHUNK氣缸0302122 PSH 22-1
SCHUNK夾緊氣缸371102
SCHUNK備件W3 M12 PNP 0301503
SCHUNK氣缸PSH 22-1  302122
SCHUNK接近開關MMSK22-S-PNP 0301034
SCHUNK備件PZN+160-1 0303314
SCHUNK氣缸氣缸MPG40
SCHUNK2-finger parallel gripperMPG-40/340012
SCHUNK接近開關301474
SCHUNK氣缸303509
SCHUNK備件IN40/S-M8 301474
SCHUNK磁性開關MMS22-SPM8 301032
SCHUNK氣缸PGN+80-1 0371101
SCHUNK氣缸KGG80-30
SCHUNK氣缸MPG40 340012
SCHUNK備件5523132 MMSK 22-S-PNP-5m cable
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SCHUNK密封圈配件包5514998
SCHUNK夾爪JGZ160-1(ID:0308960)
SCHUNK備件302453   SWA-150   11221DE044
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SCHUNK夾具AGE-F-XY-063-1
SCHUNK感應器301035  MMSK22-S-NPN
SCHUNK開關MMS-P 22-S-M8-PNP
SCHUNK氣缸下部11221DE044  SWA 150 302453
SCHUNK備件MMS 22-S-M8-PNP 0301032
SCHUNK備件PGN-PLUS 80-1
SCHUNK氣缸JGZ125-1
SCHUNK備件0304422
SCHUNK備件PZN- 100-1
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SCHUNK氣缸0303941GSM-P-40-AS-S-180
SCHUNK平行夾爪303065
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SCHUNK快換接頭9935820
SCHUNK備件PGN-125/2  AS 370453
SCHUNK備件371099
SCHUNK備件DGN+64-1 371090
SCHUNK磁性開關0301042  MMS 22-S-M8-PNP-SA
SCHUNK電磁開關IN 80-S-M8（301478）
SCHUNK備件0301478
SCHUNK備件0320525
SCHUNK氣缸磁性開關0301032
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SCHUNK感應器0301033 MMS22-S-M8-NPN
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SCHUNK接近開關0301491
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SCHUNK接近開關301473
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SCHUNK氣缸AGE-XY-050 0324450
SCHUNKHUBEINHEITPHE80-80 300979
SCHUNK氣缸PWG60-S 302612

許多疏散星團都非常不穩定，而質量又較低，使得星團的逃逸速度比其成員的平均速度還低，因此幾百萬年之內就會迅速分散。
當周圍的云氣散盡后，疏散星團往往還有足夠的重力獨立存在幾千萬年，但星團仍會漸漸地分散開來。星團內部成員的相撞往往使得其中一個得到足夠高的速度，并離開星團，反復相撞造成了星團成員緩慢地“蒸發”。
平均每五億年就會有一個疏散星團受到外部的影響。當某個外部星體靠近時，星團受星體帶來的潮汐力影響，形成一股恒星流，所有的成員都以相似的方向和速度移動。星團逐漸瓦解的速度取決于初的星體密度，密度越高星團壽命越久。一個疏散星團的半衰期約為1.5至8億年左右。
當某個疏散星團逐漸分散之后，整隊成員都保持類似的軌跡，稱之為星協現象。大熊座中的北斗星中的若干成員就曾屬于一個疏散星團，現在則保持著星協狀態。終，星協中的星體速度差距逐漸擴大，慢慢分散開來。
星體演變研究編輯
疏散星團的赫羅圖顯示，大部分恒星都是主序星。從質量高的一些星體開始逐漸開始偏離主序帶，成為紅巨星，通過分析逐漸偏離的位置，天文學家可以推算出星團的年齡。
由于疏散星團中的成員離地球的距離以及年齡都大致相同，它們在星等上的差別只來自于質量的不同；在比較各個成員時，很多參數都是固定的。由于這一特點，疏散星團很適合用來研究星體演變。
對疏散星團中星體所含鋰和鈹的研究，能夠使天文學家對其演變和內部結構有更多的了解。雖然氫原子核要到一千萬K的溫度才能聚變成氦，而鋰和鈹在二百五十萬至三百五十萬K時就不再存在。這一性質意味著星體所含元素和其內部元素混合程度有很大關聯。通過研究其內部元素，天文學家就可以對疏散星團中星體的年齡和化學成分有較為準確的估算。
研究顯示疏散星團星體中較輕元素的含量比預測值低很多。雖然原因尚不能*解釋，一種可能是星體內部的對流會侵入輻射能較高的地區。
距離編輯
M11是靠近銀河系中心的一個疏散星團。測量距離是研究星體的重要步驟，但是絕大多數星體都離地球太遠而沒有直接方法測量。使用一系列互相關聯的間接方法是目前一的測量遙遠星體的途徑，疏散星團是這一系列方法中的重要一環。
有兩種方法可以測量離地球近的疏散星團的距離。首先，通過測量視差可以直接得出準確的距離，對于較近的疏散星團和獨立恒星都適用。距離地球五百光年以內的幾個疏散星團，包括昴宿星團以及畢宿星團都在此列。依巴谷衛星對一些其他疏散星團的距離也作了準確測量。 [3] 
另一個直接測量距離的方法叫做“移動星團法”，借助于星團中成員運動的*性。通過測量星團中恒星的自行軌跡，與其視運動相對比，即可找到消失點。之后，通過研究光譜，根據多普勒效應可得出星體的徑向速度，再與自行軌跡相配合，即可通過簡單的三角法得出星體的距離。通過這個方法得出畢宿星團離地球的的準確距離為46.3秒差距，這也是距地球近的疏散星團。
找到距地球近的幾個星團的距離后，更遠的星體的距離就可以通過間接方法得出。通過比較遠近兩個疏散星團的赫羅圖，較遠星團的距離就可以被推算出來。已知的遠的疏散星團是伯克利29（Berkeley 29），離地球約15,000秒差距。本星系群中的許多星系中都找到了很多疏散星團。
疏散星團距離的準確數據對于研究造父變星的周光關系非常關鍵，而造父變星是標準燭光序列中的重要一環。能夠得到造父變星的準確距離后，對天體距離的研究可以延伸到本星系群中較近的星系。
相關信息編輯
疏散星團形態不規則，包含幾十至二、三千顆恒星，成員星分布得較松散，用望遠鏡觀測，容易將成員星一顆顆地分開。少數疏散星團用肉眼就可以看見，如金牛星座中的昴星團和畢星團、巨蟹星座中的鬼星團等等。
在銀河系中已發現的疏散星團有1000多個。它們高度集中在銀道面的兩旁，離開銀道面的距離一般小于600 光年左右。大多數已知道疏散星團離開太陽的距離在1 萬光年以內。更遠的疏散星團無疑是存在的，它們或者處于密集的銀河背景中不能辨認，或者受到星際塵埃云遮擋無法看見。據推測，銀河系中疏散星團的總數有1 萬到10萬個。
疏散星團的直徑大多數在3 至30多光年范圍內。有些疏散星團很年輕，與星云在一起（例如昴星團），甚至有的還在形成恒星。
巨蟹座(Cancer)中的老年疏散星團M67或NGC2682。距離2600光年，亮度為6.9星等，年齡在50億年以上，赤徑8h50.4m，赤緯+11°49'(2000.0)。
銀河系中心的疏散星團Arches。質量非常大，密度也很高，由幾千顆恒星組成。HST拍攝。
銀河系中心的疏散星團Quintuplet。質量非常大，密度也很高，是一個年輕星團，年齡不會超過400萬年，由紅巨星和沃爾夫－拉葉星組成。HST拍攝。
金牛座(Taurus)中的昴星團(Pleiades)。距離417光年，由1000多顆恒星組成。金牛座(Taurus)中的畢星團。由300多顆恒星組成，整個星團集體在空間移動，故也稱為移動星團。
英仙(Perseus)星團。英仙座(Persues)中的雙疏散星團。
疏散星團編輯
星團的成員
許多疏散星團用肉眼就能看到，例如金牛座中的昴星團、畢星團和大熊座中的多數恒星．我們距大熊星團是太靠近了，以致于使其成員之一的天狼星好像處于天空中*不同的部位．可是要知道，太陽既不是此星團的成員，也不屬于其它已知的星團．
畢星團
疏散星團毫無例外地全都靠近我們銀河系的中央平面．這一突出的構形給我們辨認離太陽遙遠的疏散星團造成了困難．這些遙遠的疏散星團*被銀河系中的密密實實的背景恒星淹沒了．
盡管如此，星團的成員可由它們的運動來辨認．如果這個星團靠近地球，利用共同的自行就會鑒定出物理上屬于該群的那些恒星．假如此群中的某顆星具有*不同的自行，那它即可能位于星團的背后。也許介于星團與地球之間．雖然星團中每一成員還發生相對星團整體的運動，但其速度比星團的空間運動速度要小得多． 在所有疏散星團中，以畢星團適于說明共同自行原理， 因為該星團不但距離我們近，自行顯示得很清楚，而且結構緊湊，一張照片就可拍下整個星團．金牛座中殼的畢宿五是顆雙星．可是，它的自行卻表明它并不屬于畢星團．我們已經測知，它的視差給出的距離僅為58光年，而畢星團卻在130光年以遠，所以畢宿五不是畢星團的成員更是無可爭辯的了．屬于畢星團的全部恒星都聚集在直徑約為33光年的空間范圍內．
對于更遠的星團，由研究自行來鑒定星團成員的方法就不再實用了，因為距離一遠，它們的自行便隨之減小．但這時可用視向速度的測定來鑒別星團成員．例如。畢宿五的視向速度是每秒+30英里，而不是每秒+21英里，后一值為畢星團的視向速度．
顏色一光度圖
由于用光電管來測定恒星的亮度和顏色可達到*的精度，因此編制一幅星團成員星的赫羅圖不但方便而且頗有用處．星場中那些符合預期模式的恒星就是名副其實的星團成員;那些在赫羅圖中的位置與星團成員星迥然不同的恒星則可從星團中剔出．另外，如視向速度和分光視差等，也可用來判斷那些難以確定的星團成員． 利用光電管測定恒星的顏色可代替赫羅圖中光譜序．因為恒星的光譜型和顏色兩者都與溫度有關，這兩種方法往往交替使用．不過，因為光譜分類還取決于恒星的大氣壓力，同一種顏色的巨星和矮星應屬于稍有差別的光譜型．
光譜型 溫度 色指數
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
恒星的顏色用其色指數來評定．此數值即表征光譜的藍區和黃區的相對亮度．在光電管前面加上適當的濾光片，便能測出接近于用目視估計的視星等．這種星等稱為目視星等V．用另外的濾光片。又可測得一種接近于照相方法建立的星等；這種星等稱為照相星等B，相當于以藍光確定的星等。 目視星等取決于眼睛的色敏度，后者在光譜的綠一黃區段達到極大·照相星等則依賴于通常所用的照相乳膠的靈敏度,它對藍光、紫光以及近紫外光敏感．一顆藍星在照相星等系統中比在目視星等系統中顯得更亮；對于一顆紅星，情況恰恰相反．依照間的約定，這兩種系統已得到校正，保證一顆AO型星在兩系統中的星等值*一樣．
恒星的色指數乃是其照相星等與目視星等之差．計算時以照相星等B減去自視星等V，即B－V，就得到色指數．所以，O型或B型星的色指數將為負值；這兩型恒星在照相星等系統中顯得更亮，故在數值上它們的照相星等比目視星等為低．任何一顆比AO型晚的恒星（如一顆G型星）都具有正值色指數，因為它在藍區顯得較暗，故它們在照相星等標度上的數值要比在目視星等標度上的數值為高．右表列出了各種光譜型的主序星的色指數．此表是根據太陽(G2型）的表面溫度處處為5730K編制的．為與恒星的溫度*，這個溫度值已作了臨邊昏暗效應的改正．太陽的色指數是+0.65．
赫羅圖
既然色指數的測定比光譜型的確定更迅速，更客觀，實際中通常就對星團繪制顏色一光度圖．從本質上來說，顏色一光度圖與光譜一光度圖（即赫羅圖）是相同的．
顏色一光度圖不僅能使天文學家鑒定遙遠星團的成員, 而且還提供了關于許多星團中恒星演化的有價值的信息．左圖就是幾個疏散星團的顏色一光度圖．所有的星團都擁有位于主星序和主要分支上的恒星，但不同的星團所占據的分支又不一樣．英仙座中的雙重星團有很多藍熱亮星．昴星團中熱的星，固然很亮， 但卻不是O型星． NGC188中熱的星比太陽也熱不太多． 這些差別據推測是由于星團年齡不同的緣故．年青的星團NGC2362，其年齡也許還不到一百萬年．但在NGC188中， 甚至一顆中等質量的恒星也正由主星序向紅巨星階段演進； 所以它必定是這張圖上年老的星團．根據估計，畢星團的年齡為九億年．
C.昴星團 昴星團距離太陽400光年，因含有早B型星，從天文時間尺度來說正處在年少時期．質量為九個太陽的B型星，若收縮到主星序，耗盡其核部的氫并開始膨脹到紅巨星，照估計需歷時2100萬年左右．因此，這個值就應該是疏散星團的年齡．可是，唯有昴星團的顏色一光度圖卻又清楚地表明，僅含0.2太陽質量的那些恒星業已渡過了初始收縮階段，基本上處于零齡主星序上．照近恒星演化理論估計，質量為0.2太陽的恒星收縮到零齡主星序所需時間， 大致為60000萬年．那么，昴星團的年齡到底是多少呢？究竟是2100萬年還是60000萬年？
M45 昴星團
事實上，矛盾并不像看起來那樣尖銳．赫爾比希認為，在形成大質量的恒星之前，先已由星云物質形成了小質量的恒星．如果晚型主序星首先形成，它們就會在早型星收縮到主星序的相同時間內到達零齡主星序，然后燃燒它們核部的氫， 并開始向紅巨星階段膨脹．這一理論好像得到了觀測的支持．關于小質量恒星形成較早的又一證據是金牛一御夫座暗星云，在這些星云中大量含有暗弱的紅星，而不含有亮的藍星。
所有這一切都表明，擁有大約三百顆星的昴星團開始形成于六億年以前，一直持續到終于形成了B型星．這些非常亮的恒星輻射著極其豐富的紫外線，它們已把氣體電離并*吹散,只在銀河系中殘留下一些氣體的痕跡．隨著氣體的離去，恒星的形成過程也就趨于停止。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，這團星云可能就是因發生這種從中央向外吹散氣體的過程而形成的．這一設想或許能解釋這種異常有趣的氣體與恒星集合體的環狀結構．
NGC2237 玫瑰星云
d．星協 關干恒星形成的所有這些理論均得到獵戶座復合體的支持．前面講過，獵戶座復合體中有一些赫畢格一哈羅天體和多得過份的金牛座T型星．在獵戶座天區還有不少O型和B型星，它們組成一個非常松散的群落，即所謂星協．星協并不是星團，而只是銀河系中許多位于同一區域內的同類型的恒星．獵戶座天區的星協夾雜在一團距離太陽1500光年的巨大而稀薄的氫氣云之中．這塊氫云只有一小部分能被肉眼看到，這就是常說的獵戶座大星云，它只不過是這塊氫云中心區處的一群非常熱而亮的恒星．整個氫云的直徑在300光年以上，而可見部分的直徑才20光年左右．射電觀測表明，氣體在這群熱藍星周圍分布成一對稱圖樣．光學照片上的亮暗不勻是由于在它前面擋有星際云所致．
M42 獵戶座大星云
整個獵戶座復合體的研究結果表明，它正處于膨脹之中．其中心部分的熱藍星不會太老，根據它們的運動可知，這些熱藍星是在一個相當狹小的空間范圍內大約于1萬年以前形成的．氣體運動和電離度的研究表明，這塊星云本身的年齡大概在1萬到2萬年之間．也有可能，它早在一百萬年以前就以暗星云的狀態長期存在了，在這段時間里形成了一些質量較小的恒星，它們即是現在的暗弱紅星．但是，一旦那些巨大的恒星在中心區域形成，由于其表面溫度均在20000K與50000K之間，氣體便被電離并開始膨脹起來．隨著膨脹過程的繼續，中心區域的成星過程必然減慢下來．
由獵戶座星協的顏色-光度圖可知，質量非常巨大的恒星不僅已來得及發展到主星序，而且已經燃掉了相當多的氫，從而開始了在赫羅圖上向右方演化的進程．中等質量的恒星都在零齡主星序上，但質量非常小的恒星卻還未到達零齡主星序．因為它們的收縮極為緩慢，故質量非常小的恒星即使首先開始形成，它們也會晚才到達主星序．這是由于它們的不利條件所使然． 在獵戶座復合體中，氫氣母體里夾雜有大量年青的恒星這一事實有力地支持了恒星產生于氣體云的這個見解
但是，至今仍不明白，星云里形成的星協為什么或者在形成后不久就立即分解，或者終變成一疏散星團．有一種見解，是從研究凝聚為恒星的云團的百分比出發來考慮的．它認為，本來靠組成它的氣體本身的引力作用聚集起來的云團． 大半會凝縮成恒星，而只有少量氣體逃逸出去．在此情況下， 大部分質量仍然存在，其引力場依舊足以把這些恒星吸引在一個更為持久的星團之中．反之，假如云團的大部分氣體并未凝聚成恒星，那它本身就很可能會被已經形成的恒星的微粒壓吹散工因此，總引力場將減弱，星協恐怕就要馬上瓦解．