The Stellar Mass Distribution in the Giant Star Forming Region NGC 346
深F555 W和F814 W哈勃空间望远镜ACS图像是研究小麦哲伦云（SMC）中最大的活跃恒星形成区NGC 346的现代质量函数（PDMF）的基础。我们发现在0.8-60 Mo的质量范围内，PDMF斜率为Gamma=-1.43+/-0.18，与太阳附近的Salpeter初始质量函数（IMF）非常一致。对PDMF向IMF转换的注意事项进行了讨论。PDMF的斜率随着距离NGC 346星团中心的径向距离而变化，这表明大质量恒星的分离。考虑到NGC 346的年轻年龄（约300万年），这种分离可能是原始的，它的星团结构表明该星团可能没有足够的时间来放松。比较我们的结果与其他星团的SMC和银河系（MW），我们的结论是，虽然恒星的形成过程可能取决于当地的云条件，IMF似乎不受一般的环境影响，如星系类型，金属丰度，尘埃含量。
2007-10-02 astro-ph
The Stellar Content of Obscured Galactic Giant H II Regions: II. W42
我们目前的近红外J，H和K图像和K波段光谱在巨大的HII区域W 42。一个巨大的星团被揭示出来;两个较亮的天体的颜色图和K波段光谱形态表明存在年轻的恒星天体。明亮的中央恒星的光谱类似于无遮蔽的恒星，其MK光谱类型为O 5-O6.5。如果这颗恒星是在零年龄的主序星上，那么得到的分光光度距离比以前的估计要小得多。这个星团的莱曼连续光谱光度是四边形的几倍。K波段光度函数的斜率与四边形星团的相似，但比M17中的大质量星团或靠近银河系中心的拱门星团要陡得多。
2000-01-10 astro-ph
Massive Stellar Content of Giant HII Regions in M 33 and M 101
对M 33和M 101中9个巨大河外HII区的远紫外（900- 1200 A）光谱进行了合成，以研究它们的大质量恒星含量。几个参数进行了量化，预测，并与文献：年龄，恒星质量，国际货币基金组织的斜率，O型和沃尔夫-拉叶星，阿尔法和5500 A连续通量的数量。这种特殊技术的结果与其他方法和观察结果一致。这项工作表明，需要几个10^3 Msun的恒星总质量才能在高质量下填充足够好的IMF仓，以便从远紫外光谱合成技术中获得准确的结果。一个平坦的IMF斜率似乎更好地描述了这些天体的恒星线轮廓，这可能是IMF上的一个小数字统计效应的第一个迹象。最后，HII区域的NGC 5461被认为是一个很好的候选者，可以容纳第二代恒星，但在远紫外波段还没有看到。
2005-10-24 astro-ph
Core instability models of giant planet accretion II: forming planetary systems
我们发展了一个简单的模型计算行星形成的基础上的核心不稳定性模型的气体吸积和寡头增长制度的固体核心的吸积。在这个模型中，几个行星可以同时在盘中形成，这一事实具有重要的意义，特别是对星子的动态变化和核心的增长，因为我们认为它们之间的碰撞是潜在增长的来源。此外，还考虑了胚胎的I型和II型迁移以及由于与气盘相互作用而引起的星子迁移。在这个模型中，我们考虑不同的初始条件来产生各种行星系统，并对它们进行统计分析。我们探讨了使用不同的I型迁移率对每个行星系统形成的行星的最终数量的影响，例如对太阳系外行星的质量和半长轴的分布，我们还分析了考虑不同气体吸积率的影响。一个特别有趣的结果是，当气体吸积速率和I型迁移较慢时，会产生更多的宜居行星。
2008-10-09 astro-ph
The Dynamical Structure and Evolution of Giant Molecular Clouds
巨分子云（GMC）是银河系中恒星形成的场所。它们的许多性质可以用一个模型来理解，在这个模型中，GMC和其中的恒星形成团块处于近似的压力平衡状态，湍流运动被视为单独的压力分量。
1999-01-26 astro-ph
The Mass Function of Super Giant Molecular Complexes and Implications for Forming Young Massive Star Clusters in the Antennae (NGC 4038/39)
我们使用先前发表的观测CO排放的超新星（NGC 4038/39），以了解年轻的大质量星团的形成为目标，研究超巨星分子复合物的详细性质。在5E 6到9 E8太阳质量的质量范围内，分子复合物遵循幂律质量函数，斜率为-1.4 +/- 0.1，这与银河系中分子云和云核中较低质量的斜率非常相似。与螺旋星系M51相比，M51具有相似的表面密度和分子气体的总质量，而M51包含的云的质量要大一个数量级。许多最年轻的星团位于富含气体的重叠区域，这里的折射率高达Av~100，这意味着星团必须位于气体的前面。结合年轻星团、热射电源和非热射电源以及分子气体的数据表明，年轻的大质量星团可能在过去的1.6亿年中以恒定的速率形成，并且存在足够的气体来维持这种团簇形成速率直到未来。然而，这一结论要求最初形成于银河系的大质量星团中有很大一部分不能存活1亿年。最后，我们将我们的数据与两种大质量恒星团簇形成的模型进行了比较，并得出结论，年轻的大质量恒星团簇从观测到的超巨型分子复合物的致密核心形成的模型与我们目前对这个合并系统的理解最一致。（略）
2003-08-29 astro-ph
[ArIII]/[OIII] and [SIII]/[OIII]: well-behaved oxygen abundance indicators for HII regions and star forming galaxies
我们提出了两种统计方法来获得氧丰度在HII地区和恒星形成的星系和校准他们与数百个巨大的HII地区的螺旋和蓝色紧凑星系以及从斯隆数字巡天星系的样本。我们展示了我们新的丰度指标比以前的优势。
2006-06-19 astro-ph
Star-forming accretion flows and the low luminosity nuclei of giant elliptical galaxies
与薄盘以邦迪速率吸积到黑洞的模型相比，附近椭圆星系中心的光度非常低，通常是每年太阳质量的百分之几到十分之几。这激发了低效率辐射吸积模型，调用弱电子-离子热耦合，和/或由于对流或外流抑制吸积率。在这里，我们指出，即使这样的过程正在运作，一个显着的吸积气体的一部分被阻止到达中央黑洞，因为它凝聚成恒星在一个引力不稳定的磁盘。恒星的形成发生在邦迪半径内（在巨型椭圆星系中通常约为100 pc），但就史瓦西半径而言，仍然相对远离黑洞。恒星的形成耗尽并加热了气体盘，最终导致一个稍微稳定但大大减少的吸积流流向黑洞。我们预测存在冷（~ 100 K），尘埃气体盘，包含集群的H-α发射和偶尔的II型超新星，这两个都是由于存在大质量恒星。恒星的形成解释了M87系统的几个特征：在100 pc的尺度上观察到一个薄的圆盘，由H-α辐射追踪，其特征让人想起螺旋臂和尘埃带;从H-α辐射强度推断的恒星形成率与系统的邦迪吸积率一致。因此，恒星的形成可能有助于抑制大质量椭圆星系中央引擎的吸积。我们还讨论了银河系中心和类星体的燃料的一些影响。
2005-07-25 astro-ph
The Stellar Content of Obscured Galactic Giant H II Regions IV.: NGC3576
我们目前深，高角分辨率近红外图像的模糊银河巨星H II区域NGC 3576。我们的图像到达~3M_sun的物体。我们收集了8个最亮天体的高信噪比K波段光谱，其中一些受到过量发射的影响，另一些遵循正常的星际红化规律。它们都没有表现出大质量OB型恒星的典型光球特征。这表明他们仍然被笼罩在他们的出生茧。K波段最亮的光源（NGC3576#48）显示出CO 2.3微米带头发射，另外三个具有相同的CO吸收特征。三个源显示出空间上不可分辨的H_2发射，表明靠近恒星的致密激波区。我们的结论是，显着的对象NGC 3576 #48是一个早期B/晚O星包围着一个厚厚的拱盘。其他一些相对明亮的星团成员也在K波段显示出过量的辐射，这表明大质量恒星（YSO）周围的盘在进行再处理。这样的辐射在我们所调查过的其他银河巨星H II区域中似乎很常见。该星团的IMF斜率为Gamma =-1.51，与萨尔彼得分布一致，并且与麦哲伦星云和银河系外围的观测结果相似。
2002-08-28 astro-ph
The Giant Proto-Galaxy cB58; an Artifact of Gravitational Lensing?
原星系cB 58是在hocC星系团红移巡天中发现的。吸收特征表明，该系统的红移为$z=2.72$，这意味着绝对星等为${\rm M_v \sim -26}$，恒星形成率为$4700 {\rm M_{\odot} yr^{-1}}$，使其成为最"活跃“的恒星形成星系。这个原星系被观测到位于$z=0.373$的中央星系团星系附近的$\left(\sim 6\scnp\right)$。该星系团的X射线性质表明，它的质量，因此它的透镜潜力，可能大于使用维里分析发现的。在这封信中，我们认为，这个原星系的现象是由于前景星系团的引力透镜效应，和源的非透镜性质是典型的高红移恒星形成系统。
1996-05-13 astro-ph
Dynamics and Stellar Content of the Giant Southern Stream in M31. I. Keck Spectroscopy of Red Giant Stars
我们目前的结果，从一个大的光谱调查M31红巨星使用凯克望远镜/DEIMOS。基于以Mgb/MgH特征为中心的100 A宽DDO 51谱带的光度预筛选用于选择光谱靶。红巨星候选者被定位在M31巨大的南部潮汐流上的一个小区域，距离星系中心31 kpc。我们分离出一个干净的样本68巨人通过去除污染物（前景银河矮星和背景星系）使用光谱，成像和测光方法。大约65%的M31恒星被发现是星流的成员，而其余的似乎是一般晕族的成员。在我们的视野中，流的平均（日心）径向速度是-458 km/s，或相对于M31的系统速度为-158 km/s，与最近在其他流位置的测量结果非常一致。流的固有速度频散被约束为15 - 15 ^+8 km/s（90%置信限）。Font等人（2004年，astro-ph/0406146）的论文讨论了可能的轨道，气流寒冷的影响，以及祖先卫星的特性。我们的晕样品的运动学（也许[Fe/H]分布）表明，它是不同于其他M31晕样品，这可能是在晕的子结构的指示。流似乎具有比晕更高的平均[Fe/H]，-0.51 vs -0.74 dex，和更小的[Fe/H]分布。这条星系流的高金属丰度意味着它的前身一定是一个发光的矮星系。M31巨星的CaII三重态强度通常与其金属丰度的光度估计一致（通过在色星等图中拟合RGB基准点得出）。有间接的证据表明，中间年龄的恒星在流。
2004-06-07 astro-ph
Predicting Planets in Known Extra-Solar Planetary Systems III: Forming Terrestrial Planets
最近的研究结果表明，许多已知的太阳系外行星系统都包含有地球质量和土星质量的行星稳定的区域。在这里，我们模拟了四个行星系统中类地行星的形成--巨蟹座55、HD 38529、HD 37124和HD 74156 --假设这些巨行星系统是完整的，它们的轨道是确定的。假设巨行星形成并迅速迁移，那么类地行星可能是由第二代星子形成的。在每一种情况下，月球到火星大小的行星胚胎被放置在巨行星之间，并进化了1亿年。我们发现行星在55 Cnc中相对容易形成，质量可达0.6地球质量，在某些情况下，在宜居带中有大量的水含量和轨道。HD 38529可能支持一个小行星带，但没有大质量的类地行星。在HD 37124和HD 74156中没有类地行星形成，尽管在某些情况下有1-2个单独的胚胎存活了1亿年。如果迁移发生在稍后，耗尽了星子盘，那么大质量的类地行星就不太可能在这些系统中形成。
2006-05-15 astro-ph
From Massive Protostars to a Giant HII Region: Submillimeter Imaging of the Galactic Mini-starburst W43
我们对W 43主复合体进行了亚毫米连续谱和光谱研究，W 43是一个巨大的恒星形成区域，其中包含一个巨大的HII区域。这些图显示了一个包含约50个碎片的碎屑结构，质量为40-4000 Msun，典型直径为0.25 pc。它们的大尺寸、大的非热速度（Dv ~ 5 km/s）和高密度（n_H2 ~ 10^6 cm^-3）表明它们是原星团，是形成大质量恒星的理想场所。后续观测是必要的，但我们已经确定了三个原星团是包含非常年轻的大质量原恒星的非常好的候选者。激发巨大HII区的星爆星团对分子复合体有很大的影响。然而，目前还不清楚这第一次恒星形成事件是否通过电离冲击穿过附近的分子云而触发了新的大质量恒星的形成。因此，W 43是研究从原恒星阶段到巨大HII区域的大质量恒星形成的理想实验室。此外，非常活跃的恒星形成复合体W 43可以被认为是银河系的迷你星暴区，可以用作星暴星系的微型模型。
2002-08-29 astro-ph
Hidden Trigger for the Giant Starburst Arc in M 83?
发生在某些星系中心的巨大恒星形成事件并没有提供足够的线索来解释它们的起源，因为触发机制的形态特征在星系核心几次轨道旋转的时间尺度上被模糊了。我们的高空间分辨率三维近红外光谱首次揭示了一个先前已知的隐藏质量浓度正好位于一个巨大的恒星形成弧的最年轻端。这个位置，推断的平均星团年龄，和动力学时间清楚地表明，闯入者已经留下了一个刺激的暴力恒星形成在M 83，在一个短暂的事件持续不到一个轨道旋转。对该星系起源（棒漏斗或被吞噬的卫星）和命运（黑洞合并或巨型星团）的研究可以为大设计螺旋星系的核心生长和形态演化问题提供线索。特别是，我们的TreeSPH数值模拟表明，这两个原子核可以合并，在大约6000万年或更短的时间内形成一个巨大的核心。
2006-11-24 astro-ph
The Stellar Content of Obscured Galactic Giant H II Regions III.: W31
我们提出了近红外（J，H和K）测光和中等分辨率（λ/Deltalambda = 3000）K波段光谱的嵌入式星团在巨大的H II区域W31。根据光谱，最亮的五个星团成员中有四个是早期的O型星。我们推导出一个分光光度的距离为3.4 +/- 0.3千秒差距W31使用这些新的光谱类型和红外测光。在K波段最亮的星团源是一个红色天体，它位于J-H与H-K色-色图的区域，那里居住着在K波段有过量发射的恒星。这个点源有一个H加K波段的光谱，没有显示出光球的功能，我们解释为被当地尘埃排放掩盖的结果。强布拉开系发射和允许的Fe II发射检测在这个源，后者的功能是暗示了密集的流入或流出。该红色源的近红外位置与之前高角分辨率VLA图像中看到的5 GHz热射电源的位置一致。我们还确定了其他几个K波段源包含多余的发射与紧凑的无线电源。这些天体可能代表了W31星团中的恒星，它们仍然嵌在它们诞生的茧中。
2001-03-02 astro-ph
HST Observations of Giant Arcs: High Resolution Imaging Of Distant Field Galaxies.
我们提出了八个光谱确认的巨型弧，对和弧的HST成像。这些对象都被广泛研究，从地面和我们展示了独特的优势，HST成像在研究这些功能的关键比较，我们的数据与以前的观察。特别是，我们提出了新的估计的核心半径的两个集群（C10024 +16，A370）确定从透镜的功能，这是可识别的，在我们的HST图像。虽然我们的HST观测包括翻新前和翻新后的图像，但曝光的深度保证了大多数电弧都能以衍射极限分辨率检测到。在我们的样本中的一些对象是多重成像，我们说明了在高分辨率下工作时识别这些功能的容易性。我们讨论了这些远场星系的形态和尺度信息的光的HST研究的低红移样品。我们的结论是，在z=1的恒星形成星系的主要人口是一个因素的1.5-2倍，小于类似的集团在本地领域。这意味着在最后的$\sim$ 10 Gyrs内，恒星形成星系的大小发生了相当大的演变，或者在同一时间尺度上，大质量和矮星形成系统的相对空间密度发生了变化。
1995-03-15 astro-ph
Common Envelope Mergers: A Possible Channel for Forming Single sdB Stars
我们量化的基础上合并的双星包含一个红巨星和低质量的主序星或褐矮星同伴在我们的银河系的单一sdB星的进化通道。人口合成计算合并后，在共同的信封阶段的演变，这样的系统揭示了人口的快速旋转的水平分支恒星的核心质量分布之间的0.32钼- 0.7钼，强烈的峰值之间的0.47钼- 0.54钼。这些恒星的高自转速率是合并过程中轨道角动量沉积的自然结果，以及合并后的物体从红巨星分支尖端开始的恒星收缩。我们认为，离心增强的质量损失促进了这些恒星的快速旋转可能会导致形成单sdB星的一些对象。
2008-09-25 astro-ph
Structure and Kinematics of the Interstellar Medium in the Star-Forming Region in the BCD Galaxy VIIZw403 (UGC6456)
在BCD星系VIIZw 403（UGC 6456）的恒星形成区域的电离气体的结构和运动学进行了分析，使用的观测与SCORPIO缩焦器上的6米特殊天体物理天文台望远镜在三种模式：直接成像（在H-α，[OIII]，和[SII]线），长缝光谱，光谱扫描法布里-珀罗干涉仪。除了先前已知的明亮的HII区和环绕整个恒星形成区的暗淡巨环外，还发现了许多新的暗淡弥漫和弧形结构。巨环的精细结构已被揭示。我们不确认以前检测到的膨胀的明亮的外壳周围的年轻恒星协会的速度为50-70公里/秒。我们估计它们的膨胀速度不超过15-20 km/s;相应的运动学年龄不小于3-4百万年，与与它们有关的致密OB星协的年龄吻合得很好。我们将几乎在整个星系中心区域中发现的微弱的电离气体扩散区和巨大的HII环与最近一次星暴中较老的（1000万年）恒星星族联系起来。在最亮的HII区域探测到了微弱的高速[OIII]和H-alpha线翼（从线中心到300 km/s）。这种速度是第一次在银河系中观察到的。以前公布的H-α光度测量的星系进行了改进。
2006-05-07 astro-ph
Giant Lya nebulae associated with high redshift radio galaxies
我们报告的深凯克窄带Lya图像的发光z > 3射电星系4C 41.17，4C 60.07，和B2 0902+34。这些图像显示了巨大的100-200 kpc规模的发射线星云，以这些星系为中心，它们表现出丰富的形态结构，包括外部区域的扩展低表面亮度发射，径向定向的细丝，锥形结构和（间接）扩展Lya吸收的证据。我们讨论了这些功能在一个一般的情况下，星云气体冷却重力在大冷暗物质（CDM）晕，形成恒星和多恒星系统。这些"建筑“块的合并引发了大规模的恒星爆发，形成了大质量射电星系宿主的恒星凸起，并为超大质量黑洞提供了能量，产生了强大的射电喷流和波瓣。射电源、星暴超级风和活动星系核辐射随后破坏了限制星系和黑洞生长的吸积过程，并留下了观测到的Lya星云的螺旋状和锥形结构。
2003-03-28 astro-ph
The Cosmic Horseshoe: Discovery of an Einstein Ring around a Giant Luminous Red Galaxy
我们在斯隆数字巡天（SDSS）数据发布5（DR 5）中报告了一个直径为10”的几乎完整的爱因斯坦环的发现。特殊天体物理观测站6米望远镜的光谱数据显示，偏转星系的视线速度色散超过400 km/s，红移为0.444，而源星系是一个恒星形成星系，红移为2.379。从它的颜色和光度，我们得出结论，该透镜是一个异常巨大的亮红星系（LRG），其质量在爱因斯坦半径内为5 x 10^12太阳质量。这个卓越的系统提供了一个实验室，探测暗物质分布在LRGs的距离到3个有效半径，并研究高红移恒星形成星系的性质。
2007-11-01 astro-ph
Dynamics and Stellar Content of the Giant Southern Stream in M31. II. Interpretation
我们研究的性质，在M31中的巨恒星流的祖先作为约束条件的流红巨星的径向速度测量（在同伴的Guhathakurta等人的论文。2005年，astro-ph/0406145）以及其他M31数据集在文献中。我们发现，观测结果最适合的轨道是高度偏心和接近边缘，与apo的周边中心比的顺序为25 - 30，并与远心在或仅略超出目前的数据的南部边缘。在这些轨道中，我们能够找到几个合理的连接流与北部的支线或低表面亮度的功能类似的高金属流（最初由弗格森等人2002年报告）以东的M31的中心。在后一种情况下，如果连接是真实的，那么东部的碎片应该位于M31的前方，靠近轨道的远心点。碎片的宽度和速度弥散测量值都意味着10^8太阳质量的粗略下限。我们使用这个限制和我们的轨道来讨论哪些M31的卫星可能与该流相关。此外，我们预测，流的宽度应增加超出目前的数据的南部边缘周围的远心轨道和视线的速度色散应表现出显着的变化沿流。
2005-01-07 astro-ph
The HI content of star-forming galaxies at z = 0.24
我们使用巨型米波射电望远镜（GMRT）的观测数据来测量z = 0.24（即~3 Gyr的回望时间）的恒星形成星系的原子氢气含量。所研究的星系样本是从斯巴鲁望远镜窄带成像巡天中探测到的Halpha-emitting field星系中选出的。英澳望远镜被用来获得这些星系的精确光学红移。然后，我们coadded的HI 21厘米发射信号的所有星系内的GMRT谱线数据立方体。从121个星系的共同信号中，我们测量到平均原子氢气体质量为（2.26 +- 0.90）*10^9太阳质量。我们将这个HI信号转换为z = 0.24的中性气体的宇宙密度，即Ω_gas =（0.91 +- 0.42）*10^-3。这是目前最高的红移在欧米茄气体已被限制从21厘米的排放和我们的值是一致的，估计从阻尼莱曼α系统在这个红移。我们还发现在z = 0.24时，恒星形成星系中的H α光度与射电连续谱光度之间以及恒星形成速率与HI气体含量之间的相关性与z = 0时的相关性是一致的。这两个结果表明，3 Gyr前的场星系中的恒星形成机制与现在没有实质性的不同，尽管恒星形成速率是现在的3倍。
2007-01-24 astro-ph
High-Resolution Simulations of a Moon-Forming Impact and Post-Impact Evolution
为了检验月球形成的“巨大撞击假说”，我们运行了第一个基于网格的高分辨率流体动力学模拟，用于原地球和原行星之间的撞击。空间分辨率的影响产生的磁盘是大大提高了从以前的粒子为基础的模拟。这使我们能够探索环地碎片盘的精细结构及其长期演变。我们发现，为了形成一个碎片盘，从月球大小的卫星可以积累，碰撞必须导致主要是液体或固体碎片盘，压力是无效的，早在积累过程开始之前。如果碎片主要是由蒸汽气体，强烈的螺旋冲击产生，因此，环地盘不能生存超过几天。这表明，由于巨大的撞击，类地行星可能存在一个合适的质量范围，因为撞击期间的蒸发取决于撞击能量。
2006-01-05 astro-ph
Formation of Giant Planets by Concurrent Accretion of Solids and Gas inside an Anti-Cyclonic Vortex
我们研究了一个巨大的气体行星的形成的核心-吸积气体-捕获过程，与数值模拟，假设行星的核心形式的反气旋漩涡的中心。漩涡的存在集中了周围圆盘中厘米到米大小的颗粒，并加速了核心形成过程。假设一颗木星质量的行星在距离恒星5天文单位处形成，涡旋增强导致形成时间比标准核心-吸积气体-捕获模拟中发现的要短得多。此外，在质量与最小质量太阳星云相当的圆盘中，气体巨星也有可能形成。
2005-10-19 astro-ph
On the Iron content of NGC 1978 in the LMC: a metal rich, chemically homogeneous cluster
我们对NGC 1978中的巨恒星进行了详细的丰度分析，NGC 1978是大麦云星云中的一个大质量、中等年龄的星团，其特征是椭圆率很高，并被怀疑有金属丰度分布。我们分析了11个巨人，所有的集群成员，通过使用高分辨率光谱获得的UVES/火焰光谱仪在ESO甚大望远镜。我们发现铁的含量[Fe/H]=-0.38 dex，色散非常低（0.07 dex），平均日心径向速度Vr=293.1（误差为0.9 km/s）和速度色散（3.1 km/s），因此排除了存在显着的金属丰度，以及速度，在集群内传播。
2006-05-25 astro-ph
New insights into the stellar content and physical conditions of star-forming galaxies at z = 2-3 from spectral modelling
我们已经使用了广泛的图书馆的模型和经验星系光谱（组装分别从人口合成代码的Bruzual和Charlot和斯隆数字巡天的第四次数据发布）来解释一些令人困惑的功能中看到的高红移恒星形成星系的光谱。我们表明，恒星He II 1640发射线，产生于扩张的大气中的Of和沃尔夫-拉叶星，应该是可检测到的等效宽度为0.5-1.5AA的综合光谱的恒星形成的星系，提供的金属丰度大于约一半的太阳。我们的模型再现了强度的He II 1640线测得的光谱莱曼break星系的金属丰度的既定值。随着更好的经验校准在本地星系，这一光谱特征有可能成为一个有用的诊断大质量恒星风在高，以及低，红移。我们还揭示了SDSS星系的[O III]/Hb与[N II]/Ha诊断图（BPT图）的位置之间的关系，以及它们相对于类似质量星系的超额比恒星形成率。我们推断，一个升高的电离参数U是在这种效果的根源，并提出，这也是高红移恒星形成星系的BPT图相比，本地的偏移的原因。我们进一步推测，更高的电子密度和逃逸分数的氢电离光子可能是负责系统的高值U在H II地区的高红移星系的因素。这种差异对强星云线丰度测定的影响被认为是相对较小的。
2008-01-10 astro-ph
Water in K and M giant stars unveiled by ISO
根据红外空间天文台（ISO）的光谱，我们在晚K巨星毕宿五（α Tau）和几颗早M巨星中发现了6.3微米的水带，这些水带位于M0和M3.5之间，被认为温度太高，不适合三原子H2O分子驻留在它们的光球中。在我们的K和M巨星样品中，水柱密度范围为2 E +17 - 2 E +18分子/cm**2，激发温度为1500 K或更高。因此，水纹也不是来自冷的恒星风。在K和早期M巨星中存在水，这在传统的红巨星大气层（由光球层、热色球层和冷风组成）中是非常出乎意料的。我们确认，一个相当温暖的分子形成区（简称MOL球）应该存在作为一个新的组成部分的红巨星的大气，这应该是一个普遍的现象，在晚型星。~
2001-09-01 astro-ph
Star-Forming Complexes in Galaxies
恒星复合体是星系中最大的球状恒星形成区。如果有螺旋密度波、核环、潮汐臂或其他定义明确的恒星结构，那么气体成分的引力不稳定性就会产生巨大的云复合体，其间距大约是宽度的三倍。这些气体复合物形成恒星复合物，沿着螺旋臂形成一串熟悉的珠子，或者在环的情况下形成核热点。湍流压缩、超新星和巨云内部的自引力收缩产生了几乎无标度的结构，包括形成OB协会的巨分子云和形成星团的分子云核心。如果没有恒星密度波或类似的结构，随机的引力不稳定性会形成絮状的螺旋，这些螺旋以同样的方式分裂成恒星复合体，OB协会和星团。最大的相干恒星形成区域是絮状臂本身。在这个层次的核心是非常密集的团块，其中形成了单个恒星和双星。星系中恒星的整体形成率似乎在大尺度上受到引力坍缩的调节，这就给出了肯尼库特/施密特定律与密度的比例关系，但是在这个比例关系之前的效率因子取决于处于致密形式的气体的比例。湍流压缩可能有助于这一部分。最近由Heyer et al.（2004）推导出的施密特定律的CO版本，也是从湍流等级中得出的，OB协和星团中恒星形成的局部效率也是如此。恒星形成的效率随着云密度的增加而增加，这就是为什么大多数恒星形成于最初自我约束的星团中。
2004-11-10 astro-ph
The Stellar Content of the Halo of NGC 5907 from Deep HST NICMOS Imaging
我们目前的H波段图像获得的NICMOS的一个领域75“（5kpc）以上的平面的边缘上的螺旋星系NGC 5907的磁盘。地面观测显示，NGC 5907有一个明亮的晕，其径向轮廓在4到8千秒差距之间，大致追踪了从其旋转曲线推断出的星系的暗物质分布。我们的NICMOS观测旨在解析NGC 5907晕中的亮巨星，以限制其恒星组成，从而了解其性质和起源。如果NGC 5907晕中的矮星与巨星之比与标准恒星初始质量函数的预期一致，并且基于地面的距离估计和晕的综合颜色是正确的，那么NICMOS图像中预计会有超过100颗恒星。相反，我们只观测到一颗候选巨星。这种明显的差异可以通过假设一个比几项研究所建议的明显更大的距离来解决，或者一个比地面颜色所建议的低得多的晕金属丰度和低到贫金属的银河系球状星团。如果之前对NGC 5907的距离和晕颜色的估计是正确的，我们的NICMOS结果表明，它的扩展光是由初始质量函数与当地观测到的不同的恒星组成的，导致矮星与巨星的比例要高得多。我们描述了这三种可能的解释，在我们的NICMOS图像的NGC 5907的晕中没有亮巨星可能会受到未来观测的限制。
2000-01-10 astro-ph
The Carbon content in the Galactic CygnusX/DR21 star forming region
对含碳物质的观测是恒星形成过程中最重要的诊断探测之一。CO是H $_2$的替代物，在恒星形成点附近被发现。在那里，[CI]发射被认为勾勒出致密的分子核心并延伸到较低密度区域，在那里撞击星际紫外辐射场对解离和电离过程起着关键作用。电离碳（[CII]）的发射比[CI]更广泛，并与电离介质相联系。这些不同的示踪剂强调了多波长研究的重要性，以绘制一幅连贯的图像，驱动和驱动高质量恒星形成的过程。到目前为止，大规模的巡天观测只能以低分辨率进行，例如COBE全天巡天，或者偏向于少数选定的亮源（例如Yamamoto et al. 2001，Schneider et al. 2003）。一个更广泛的基础上的无偏，高分辨率的观测[CI]，CO和[CII]可能发挥关键作用，以探测紫外辐射处理的材料。
2003-12-05 astro-ph
WFCAM, Spitzer-IRAC and SCUBA observations of the massive star forming region DR21/W75: II. Stellar content and star formation
介绍了DR 21/W 75恒星形成区的宽视场近红外观测和斯皮策空间望远镜IRAC观测。测光数据被用来分析消光，恒星含量和集群在整个地区使用标准的方法。一个年轻的恒星星族被确定在整个观察领域，这是发现分布在嵌入式集群周围的分布晕人口延伸到一个更大的投影面积。Spitzer/IRAC数据用于计算野外每个YSO的光谱指数值“alpha”。我们使用这些数据来分离纯光球盘多余的来源。我们发现了一小部分“alpha”超过2到3的源（加上少数“alpha”~4），这比低质量恒星形成区IC 348（“alpha”< 2）中的值要高得多。具有高α值的源在空间上与暗条的致密区域相一致，也与大质量恒星形成的地点相一致。恒星的形成被发现发生在拉伸到几个秒差距的长丝状体中，这些丝状体在~ 1秒差距的尺度上破碎。发现年轻恒星的空间分布与8微米和850微米观测所揭示的星云有关。鉴定出似乎会聚在包括DR 21/DR 21（OH）区域的中心上的五个细丝。丝状体和团簇的形态模式与Bate等人2003年对恒星团簇形成的数值模拟结果相当吻合。
2006-10-04 astro-ph
Superbubble evolution including the star-forming clouds: Is it possible to reconcile LMC observations with model predictions?
在这里，我们提出了一个可能的解决方案，观察到的LMC气泡和标准的，恒定密度的气泡模型的属性之间的明显差异。本文研究了一个二维模型，描述了风驱动气泡从扁平的巨分子云中膨胀的过程。我们的结论是，来自球对称模型的膨胀速度并不总是适用于细长的年轻气泡看到几乎面对由于LMC取向。此外，观察测试，以区分球形和细长的气泡看到面对的讨论。
1999-05-13 astro-ph
Spectrophotometry of massive star forming regions with GTC
近年来，在巨HII区（GHR）中对Wolf-Rayet（WR）星的探测产生了一些问题，这些问题涉及我们目前对大质量恒星演化和热膨胀大气的理解，电离人口的年龄及其对GHR物理性质的影响。在这里，我们提出了分光光度观测的4河外GHR显示WR功能在其光谱。我们的目标是再现同时观察到的WR属性和发射线光谱的帮助下，目前的进化合成模型。最后，我们解决的主要优势，GTC将提供给我们更好地了解大质量恒星形成区。
2002-05-07 astro-ph
A Compact Population of Red Giants in the Blue Compact Dwarf Galaxy UGCA 290
我们提出了HST/WFPC 2的蓝矮星星系UGCA 290，其形态是经典的iE蓝致密矮星和蓝矮星之间的中间没有红色背景片的老恒星的单星测光。这个星系在V和I中的色星等图，延伸超过6个星等，与iE蓝色致密矮星VII Zw 403中的恒星形成区非常相似。没有证据表明它在过去10亿年的恒星形成历史中存在空白，它的红巨星分支的颜色表明它的恒星星族金属含量非常低。根据红巨星分支尖端的星等，我们得出它的距离为6.7 Mpc，是最明亮的蓝超巨星距离的两倍多。
2000-09-29 astro-ph
The Stellar Content of Obscured Galactic Giant HII Regions V: G333.1--0.4
我们目前的高角分辨率近红外图像的银河巨星HII（GHII）地区G333.1- 0.4，我们发现一个OB星团。对于G333.1- 0.4，我们发现OB星和其他大质量天体处于非常早期的演化阶段，可能仍在吸积。我们获得了三颗恒星的$K$波段光谱，其中两颗显示O型光球特征，而第三颗没有光球特征，但显示CO2.3 $μ$ m波段头部发射。根据其固有亮度，该物体至少与早期B型恒星一样热，并且被产生近红外过量发射的星周盘/包层包围。一些其他相对明亮的星团成员也显示出$K$ -波段的过量发射，表明年轻大质量恒星周围的盘/信封。根据O型恒星的测光和光谱学，该星团的距离为2.6 $\pm$ 0.4 kpc，与最近推导出的运动学（近侧）值相似。$K$ -带光度函数的斜率与其他年轻星团中的相似。质量函数的斜率是更不确定的，我们发现$-1.3 \pm 0.2 < Γ< -1.1 \pm 0.2$ -为恒星与M $> 5$ M $_\odot$的上限和下限计算独立的不同假设的个别大质量恒星的过量排放。从星团中所有大质量恒星的贡献中得到的莱曼连续谱光子数为0.2 $\times$ $10^{50}$ $s^{-1}$ $< NLyc < 1.9$ $\times$ $10^{50}$ $s^{-1}$。积分簇质量为1.0 $\times$ $10^{3}$ $M_\odot < M_{cluster} < 1.…
2004-11-25 astro-ph
Feedback and Formation of Massive Star Clusters in Giant Molecular Clouds
众所周知，在星系的星际介质中，来自大质量恒星的能量输入支配着典型区域的热和机械加热。这些效应在年轻的大质量星团的直接环境中被极大地放大，这些星团可能包含数千颗O和B星。我们提出的恒星团簇形成模型，试图解释反馈和自引力之间的相互作用，形成集群，与应用程序的系统，从猎户座星云团，银河系中心集群，如拱门，和超级星团。
2004-03-20 astro-ph
The Stellar Content of Obscured Galactic Giant HII Regions. VI: W51A
本文给出了银河系暗巨星H Ⅱ区W51 A新诞生OB星的K波段光谱和J、H和KS波段的~ 0.8“角分辨率图像。有四颗天体在光谱学上被归类为O型星。四颗星的平均光谱视差给出的距离为2.0 \pm 0.3 kpc（平均误差），显着小于射电复合线运动学值5.5 kpc或从微波激射自行观测中得出的值（6- 8 kpc）。考虑到这里推导出的较小距离，所有大质量恒星贡献的莱曼连续谱光子数（NLyc ~ 1.5 x 10^{50} s^{-1}）与从射电复合线推断的结果（NLyc = 1.3 x 10^{50} s^{-1}）非常一致。我们目前的档案高角分辨率图像（NAOS CONICA在VLT和T-ReCS在双子座）的紧凑区域W51 IRS 2的分析。K_S波段图像分辨出红外源IRS~2，表明它是一个非常年轻的致密HII区。IRS 2 E被分解成3个天体的紧凑星团（投影距离660 AU内），但其中一个只是明亮的扩展发射。W51 d1和W51 d2分别被识别为3个物体的紧凑集群（在W51 d1的情况下可能是4个）。虽然IRS~ 2 E是K波段最亮的源，其亮度为12.6 \micron，但它与射电连续谱源的联系并不明显。IRS~ 2 E的光谱显示，与以前的工作相似，Br $γ$和HeI的发射很强，Fe Ⅲ的三条禁戒发射线和分子氢（H_2）的发射线表明它是一个大质量的年轻天体。
2008-02-25 astro-ph
Is mass loss along the red giant branch of globular clusters sharply peaked? The case of M3
越来越多的证据表明，几个球状星团必须包含多个恒星世代，氦含量不同。这一假说有助于解释其水平分支中无法解释的特殊特征。在这个框架中，我们模拟了M3中RR Lyr周期的峰值分布，这一点到目前为止还没有得到解释。同时，我们还试图再现M3水平支星的颜色分布。我们发现，只有一个非常小的分散在沿红巨星分支的质量损失再现了良好的精度的观测数据。星团恒星之间氦含量的增强和变化是水平分支颜色延伸的起源，而尖锐的峰值质量损失是必要的，以重现RR Lyr变量的尖锐峰值周期分布。质量损失的分散度必须<~ 0.003 Msun，以与通常假设的~0.02 Msun值进行比较。这一要求代表了对调节球状星团恒星演化的物理机制的解释的实质性变化。
2007-09-11 astro-ph
The Stellar Content of M31's Bulge
本文利用9套相邻的HST-NICMOS相机1和2视场分析了M31中存在的恒星星族，它们的银河系中心距离从2'到20'不等。这些红外观测提供了迄今为止M31的一些最高空间分辨率的测量结果;我们的数据对M31凸起中恒星的最大光度进行了严格的限制。红巨星分支的尖端在Mbol ~-3.8处清晰可见，渐近巨星分支（AGB）的尖端延伸到Mbol ~-5。这个AGB峰值亮度比以前声称的要暗得多;通过直接比较和模拟，我们表明以前的测量受到图像混合的影响。我们确实观察到场与场之间的光度函数变化，但模拟表明，这些差异可以通过在较高的表面亮度场中混合来产生。我们的结论是，红巨星分支的隆起的M31是没有可测量的不同，从银河系的隆起。我们还发现了异常多的亮蓝色恒星（7.3颗/弧分^[2]），它们似乎是银河系的前景恒星。
2003-01-31 astro-ph
Tidal Disruption of Protoclusters in Giant Molecular Clouds
我们研究了在一个巨大的分子云（GMC）内的原团簇的崩溃，以确定崩溃显着中断的条件。受恒星形成区表现出扁平的云结构的观察，本研究考虑了坍缩的原星团与磁盘的几何形状。数值计算了一个10^3 - 10^6 Msun质点初始距离为2-10 pc的10^3 Msun原星团的坍缩。完成了两者之间初始相对速度为零的模拟，以及与GMC中观察到的相对速度一致的模拟。结果使我们能够定义的条件下，它是安全的假设原星系团崩溃的过程中，如果在隔离。例如，我们发现一个10^3 Msun的原星系团，如果它与一个10^4 Msun的质点在2-4 pc的范围内，它的坍缩就会被显著地破坏。因此，如果一个10^3兆太阳的原星团距离一个10^4兆太阳的致密天体超过4 pc，那么它的坍缩可以被认为是孤立的。此外，在没有采样的参数空间的部分之间的原星团磁盘和大质量粒子的引力相互作用显着分散磁盘到背景GMC。我们讨论的年轻恒星天体的英仙座和Mon R2恒星形成区域内的集群的分布，这与我们的模拟结果以及我们在气体主导区域（如猎户座云）的结果的局限性一致。
2008-05-02 astro-ph
Star Forming Regions in Cassiopeia
本章描述了仙后座中的恒星形成区，银河系坐标范围为120度< l < 130度，-5度< b < +15度。在b > 10度时，附近的云L1333和L1340出现在这个区域。在仙后座的银河系本地臂只包含几个恒星形成区，比邻近的仙王座的OB星协更小，更不活跃。讨论了该系统的五个成员LkH α 198及其环境L1287、L1293、L1302 / NGC 255和S187。仙后座中几个更遥远的OB星协和巨星形成区与2.0-3.0 kpc的英仙座臂有关。其中，Herbig Be星MWC 1080是本章讨论的重点。
2008-09-27 astro-ph
