Early-type stars in the core of the young open cluster Westerlund2
目标。研究了Westerlund 2星团核心的早型星的性质，以建立该星团与超大质量Wolf-Rayet双星WR 20 a以及HII复合体RCW 49之间的联系。方法.光度监测以及光谱观测的Westerlund 2被用来寻找光变和建立光谱类型的早期型恒星在集群的核心。结果本文分析了食双星WR 20 a在B和V滤光镜下的第一次光变曲线，推测其距离为8 kpc。另外三个食双星，这可能是晚O或早期B型星团成员，被发现，但没有一个已知的早期O型恒星在星团中显示出显着的光度变化超过1%，在1-sigma水平。发现12颗最亮的O型星的光谱类型在O3和O6.5之间，比以前认为的要早得多。结论. Westerlund 2中早型星的距离与WR 20 a的距离非常一致，表明WR 20 a实际上属于该星团。因此，我们对星团距离的最佳估计为8.0pm1.4kpc。尽管有早期的光谱类型，目前已知的Westerlund 2中的早期型恒星并没有提供足够的电离光子来解释RCW 49复合体的无线电发射。这表明RCW 49中可能仍然存在一些嵌入的早期O星。
2006-12-21 astro-ph
Radio observations of the massive stellar cluster Westerlund 1
Westerlund 1的高动态范围无线电观测，发现在年轻的大质量星团，在银河系中的任何年轻的大质量星系团已知的最丰富的人口的无线电发射恒星共21颗恒星。我们将讨论一些更值得注意的天体，包括高度射电发光的超巨星B[e]星W 9，估计其质量损失率约为10^{-3}太阳质量/年，与船底座η星相当，以及几乎所有冷的红超巨星和黄超巨星的热辐射的不寻常探测。X射线观测的有力证据表明，每一颗有射电辐射的WR星都可能是碰撞风双星
2007-05-07 astro-ph
Gamma-ray production in young open clusters: Berk 87, Cyg OB2 and Westerlund 2
年轻的疏散星团很可能是宇宙射线加速的场所，最近在两个疏散星团（天鹅座OB 2和韦斯特伦德2）方向上探测到的TeV伽马射线源以及它们与一些未识别的EGRET源的方向接近表明了这一点。事实上，到目前为止，人们已经考虑了疏散星团内粒子加速的几种不同情况，即大质量星风中的激波、双星及其星云、超新星激波、大质量致密双星。在这里，我们详细考虑由于电子和强子加速内的疏散星团的辐射过程。作为一个具体的情况下，我们应用的加速过程中所产生的WR型恒星的风的冲击。在WR星年龄定义的加速场景的活动时间内，粒子通过疏散星团的介质扩散。它们与物质和辐射相互作用，首先在疏散星团内，然后在周围稠密的云层中。我们计算了三个疏散星团（Berk 87，Cyg OB 2，Westerlund 2）在不同过程中的宽带光谱，这些星团的光谱具有目前最好的观测约束。假设从X射线到GeV-TeV伽马射线能量所观察到的高能现象是相互关联的。我们的结论是，在这些对象中的辐射过程的最有可能的描述是在混合（轻子-强子）模型，其中轻子是负责所观察到的X射线和GeV的伽马射线发射和强子是负责TeV的伽马射线发射，这是直接产生的内部和周围的疏散星团密集的云。
2007-08-20 astro-ph
Further Wolf-Rayet stars in the starburst cluster Westerlund 1
我们提出了新的低和中等分辨率的光谱观测沃尔夫拉叶（WR）在大规模星爆集群韦斯特伦德1星人口。发现图表五个新的WR-四个WNL和一个WCL -提高目前已知的WR在集群中的总数为19。我们还提出了新的光谱和正确的识别大多数以前已知的14个WR星，特别是确认两个WNVL星的存在。最后，我们简要地讨论了大质量恒星人口Westerlund 1相比，其他巨大的年轻星系团。
2005-03-21 astro-ph
Westerlund 1 and its Galactic siblings -Observation confronts Theory
由于星爆星团的恒星数量庞大，遍布整个恒星质量谱，因此非常适合作为恒星形成模型和理论的基准和校准。在为数不多的银河系星暴星团中，Westerlund 1估计有150颗O星，W-R星，超巨星和超巨星，是迄今为止在银河系中发现的最大的年轻星团。虽然以前对Westerlund 1的研究主要集中在对其演化的大质量恒星星族的光学和X射线观测上，但我们分析了近红外数据，从而首次深入研究了“低质量”主序星和前主序星群，即，质量在0.4到30个太阳质量之间的恒星。集群人口的派生属性，使我们能够测试理论的进化轨迹。通过比较Westerlund 1的半质量半径与年轻的星暴星团如NGC 3603 YC和拱门，以及稍微老一些的大质量星团如RSGC 1和RSGC 2，我们发现了银河系星暴星团快速溶解的证据，这对星暴星团的长期生存有着有趣的影响，以及银河系星暴星团在多大程度上可能模仿原始球状星团的问题。
2008-03-13 astro-ph
VHE gamma-rays from Westerlund 2 and implications for the inferred energetics
H.E.S.S.最近，一个合作组织报道了VHE伽马射线发射的发现，与年轻的星团Westerlund 2一致。这个系统是已知的拥有大量热的大质量恒星，特别是WR双星WR 20 a。粒子加速到TeV的能量在Westerlund 2可以在几个替代方案中完成，因此，我们只讨论能量约束的基础上，在系统中的总可用动能，各自的集群成员的实际质量损失率，和隐含的伽马射线生产过程，如逆康普顿散射或中性π衰变。根据推测的伽马射线光度为10^35 erg/s的量级，在考虑风聚集存在与否的情况下，讨论了Westerlund 2星团中将可用的动能转化为与恒星风相关的非热辐射的效率。
2007-10-18 astro-ph
Chandra monitoring of the very massive binary WR20a and the young massive cluster Westerlund2
结果：详细分析了两颗Wolf-Rayet星WR 20 a（WN 6 ha + WN 6 ha）和WR 20 b（WN 6 ha）。它们都非常明亮，显示非常硬的光谱，但WR 20 b似乎没有变化。相反，WR 20 a，一个已知的食风碰撞双星，在食期间，即当正面看到碰撞时，在X射线域中变亮，这可以用风-风碰撞区的性质来解释，其高密度导致了大的吸收柱（2 10^24 cm^-2）.在高能区发现了所有12颗光谱分类的O型星、2颗食双星和9颗新发现的O型候选星;其中10种可以用光谱分析。其中四个是过亮的，但其他的呈现出典型的L_X/L_BOL比率，这表明几个O型天体实际上是双星。对于大多数来源，检测到~ 2 sigma水平的变异性，对于推定的单个物体，其来源未知。微弱的，柔和的，漫反射的发射弥漫在整个视场中，但没有清晰的结构可以被识别，即使在一个水泡的位置被建议在TeV源HESS J1023-575的起源。最后，还研究了PMS天体的X射线特性，特别是最亮的耀斑天体。他们提供了一个额外的论据，支持大距离（~ 8 kpc）的集群。
2008-01-04 astro-ph
Detection of additional Wolf-Rayet stars in the starburst cluster Westerlund 1 with SOAR
我们报告的检测3个额外的沃尔夫-拉叶星在年轻的集群Westerlund 1。根据OPD/LNA（巴西）对星团进行的1微米窄带成像，它们被选为发射线候选星，然后由4.1米SOAR望远镜（智利）进行的K波段光谱学确认为沃尔夫-拉叶星。加上以前的工作，这将在星团中检测到的沃尔夫-拉叶星的数量增加到22个成员。此外，它是第一次提出的K-波段光谱的发光蓝色变量W243，这显然意味着在一个更高的温度比来自光谱在2003年。WC 9恒星WR-F也被观测到，在K波段显示出尘埃排放的明确证据。
2006-06-20 astro-ph
Westerlund 1: bound or unbound?
银河系疏散星团韦斯特伦德1（Wd 1）是银河系外年轻大质量星团的理想本地模板，因为它是目前附近唯一一个质量达到10^5 M太阳的年轻星团。这种接近使得空间分辨的研究其恒星星族可行，并允许直接比较其性能与测量的速度色散和动力学质量的空间未解决的河外星系团。最近，我们发表了基于四颗红超巨星光谱的动力学质量估计。我们现在已经确定了另外六颗恒星，它们可以从我们的VLT/ISAAC近红外光谱（CO带头区域接近2.29微米）所覆盖的波长确定径向速度，显着改善了统计。我们结合使用步进和扫描穿过星团中心的狭缝，覆盖了一个区域，其中包括以下合适的光谱类型：四颗红超巨星，五颗黄超巨星和一颗B型发射线恒星。我们测得的速度色散是9.2公里/秒。再加上从档案近红外SOFI-NTT图像中得出的0.86 pc的星系团大小，这产生了1.5x10^5 Msun的动力学质量。将其与通过光度测定法得出的质量进行比较，没有迹象表明该簇目前正在溶解。
2008-03-31 astro-ph
Medium resolution 2.3 micron spectroscopy of the massive Galactic open cluster Westerlund 1
银河系疏散星团韦斯特伦德1号在几年前才被发现，它的质量比以前认为的要大得多，有证据表明它的质量超过了~10^5 Msun，在年轻的河外星团的范围内。与那些星团不同的是，它的接近使得对它的恒星星族的空间分辨研究成为可能。因此，它是一个年轻的大质量星团的最终模板，允许直接比较其性质与空间未解决的河外星团的速度色散和动力学质量的测量。为此，我们使用长狭缝近红外光谱仪VLT/ISAAC观察CO带头区域附近的2.29微米扫描狭缝在集群中心的整合过程中。沿着狭缝的光谱在空间上坍缩会导致星系团的一个单一的共同添加的光谱，与在河外星系团中获得的光谱相当。这个光谱的分析方法与几乎点状的河外星系团的光谱相同，使用红优星系团成员作为速度模板。我们探测到了四颗红超巨星，它们都包含在积分光谱中，我们测量到的速度色散为5.8 km/s。再加上从档案近红外SOFI-NTT图像中得出的0.86 pc的星系团大小，这产生了6.3x10^4 Msun的动力学质量。虽然这一数值不能被认为是最终的结果，但至少到目前为止还没有快速扩张或崩溃的迹象。
2007-01-15 astro-ph
Intermediate to low-mass stellar content of Westerlund 1
我们分析了近红外NTT/SofI观测的星暴集群Westerlund 1，这是银河系中最大的年轻集群之一。通过比较色星等图与理论主序星序和前主序星序演化轨迹，得到了改进的消光和距离估计值：A_Ks = 1.13+-0.03星等和d = 3.55+-0.17千秒差距（DM = 12.75+-0.10星等）。前主序人口是最好的适合由Palla & Stahler等时线的年龄为320万年，而主序人口是在协议的集群年龄为3至5百万年。的集群的结构参数的分析产生的集群人口的半质量半径增加向较低的质量，表明存在质量分离。这个星团明显是拉长的，质量在10到32 Msun之间的恒星离心率为0.20，质量在3到10 Msun之间的恒星离心率为0.15。我们推导出恒星质量函数的斜率与质量之间的3.4和27 Msun的恒星。在距离星系团中心0.75到1.5 pc半径的环中，我们得到的斜率为Gamma =-1.3。越靠近，韦斯特伦德1的质量函数越浅，伽马=-0.6。对质量从0.08到120 Msun的恒星的质量函数进行外推，得出初始恒星总质量约为52，000 Msun，现在的质量为20，000到45，000 Msun（大约是猎户座星云团恒星质量的10倍，是NGC 3603年轻星团质量的2到4倍），这表明韦斯特伦德1号是银河系中迄今为止发现的最大的星爆星团。
2007-11-10 astro-ph
On the massive stellar population of the Super Star Cluster Westerlund 1
我们提出了新的光谱和光度观测年轻的银河系疏散星团Westerlund 1（WD 1），揭示了一个独特的人口大规模的演化恒星。我们确定了约200个集群成员，并对其中的25%进行了光谱分类。我们发现，所有这样分类的恒星都是明确的后主序星天体，这与我们在V~20的光度数据中明显缺乏可识别的主序星相一致。我们能够识别丰富的人口沃尔夫拉叶星，OB超巨星和短暂的过渡对象。其中，后一组由热（发光蓝变星和极端B超巨星）和冷（黄色超巨星和红色超巨星）物体组成-我们发现银河系已知的YHG人口的一半居住在Wd 1内。我们得到了黄超巨星团的平均V-M_V ~25等，这意味着在M_V =-5（O_7V或更晚）或更低的时候，主序星发生了一次熄灭。仅根据对53颗光谱分类恒星的质量推断，我们确定Wd 1的绝对最小质量为1.5 × 10^3 Msun。然而，考虑到完整的光度学和光谱学选择的星团总体，并采用Kroupa IMF，我们推断Wd 1的可能质量为~10^5 Msun，注意到不可避免的来源混淆和不完整性可能会使这个估计被低估。因此，Wd 1是本星系群中最大的致密年轻星团，其质量超过了银河系中心星团，如拱和五重星团。事实上，Wd 1的光度、推断的质量和紧凑的性质与以前只在外部星系中发现的超级星团相当，并且与球状星团祖先的预期一致。
2005-04-21 astro-ph
A Neutron Star with a Massive Progenitor in Westerlund 1
我们报告在年轻的大质量银河星团Westerlund 1中发现了一颗X射线脉冲星。在2005年5月22日和6月18日的两次钱德拉观测中，我们从星团中最亮的X射线源CXO J164710.2-455216探测到了相干信号。脉冲星的周期为10.6107（1）s。我们对Pdot<2 e-10 s/s的周期导数设置了上限，这意味着自旋下降的光度是Edot<3e 33 erg/s。该脉冲星的X射线光度为LX = 3（+10，-2）e33（D/5 kpc）^2 erg/s，光谱可用一个kT = 0.61+/-0.02 keV、半径R_bb = 0.27+/-0.03（D/5 kpc}）km的黑体来描述。深红外线观测没有发现K<18.5的对应物，这排除了M>1 Msun的双星伴星。综合起来，脉冲星的性质表明它是一颗磁星。慢X射线双星的稀有性和CXO J164710.2-455216距离Westerlund 1核心仅1.6'的位置表明它是该星团的成员，置信度>99.97%。Westerlund 1包含初始质量M_i=35 Msun的07 V恒星和>50颗后主序星，表明该星团的年龄为4+/-100万年。因此，这颗脉冲星的前身星的初始质量M_i>40 Msun。这是对中子星前身质量的少数观测极限中最可靠的结果。
2006-01-26 astro-ph
Discovery of a young massive stellar cluster near HESS J1813-178
我们提出了一个年轻的星团在银河系盘l= 12度的偶然发现。使用凯克/NIRSPEC，我们获得了星团中几颗恒星的高分辨率和低分辨率光谱，并确定了一颗红超巨星和两颗蓝超巨星。红超巨星的径向速度提供了4.7pm 0.4 kpc的运动学星团距离，这意味着恒星的光度与它们的光谱类型一致。加上距离星团中心2.4'的沃尔夫-拉叶星，红超巨星和蓝超巨星的存在表明星团的年龄为600 - 800万年，初始质量为2000 Msun。星团中的几颗恒星与X射线源重合，包括蓝超巨星和沃尔夫-拉叶星。这表明双星的比例很高，让人想起了巨大的年轻星团韦斯特隆德1。该星团与两颗超新星遗迹SNR G12.72-0.0和G12.82-0.02以及与TeV伽马射线源HESS J1813-178相关的高磁化脉冲星重合。光谱类型的混合表明，这些天体的祖先的初始质量为20 - 30 Msun。
2008-07-29 astro-ph
Diffuse, Non-Thermal X-ray Emission from the Galactic Star Cluster Westerlund 1
我们提出的弥漫X射线发射确定在钱德拉观测的年轻，大质量的银河星团韦斯特伦德1。在将点状X射线源去除到2 e31 erg/s的完整性极限之后，我们识别出3e 34 erg/s（2- 8 keV）的扩散发射。辐射的空间分布可以描述为一个稍微椭圆形的洛伦兹核，沿着长轴的半高半宽为25+/-1”，类似于星团中的点源分布，加上一个5'的扩展辐射晕。漫发射的光谱由硬连续分量主导，该分量可以描述为kT>3 keV的热等离子体，具有低铁丰度（<0.3太阳能），或者作为非热发射，可能是逆康普顿散射的恒星光。MeV电子。只有5%的通量是由kT=0.7 keV的等离子体产生的。热辐射的低光度和缺乏6.7 keV的铁谱线表明星团中存在小于40，000颗质量在0.3到2 Msun之间的未分辨恒星。此外，弥漫辐射的通量比从超音速膨胀的星团风中预期的要低两倍，并且没有证据表明超新星产生了热残余物。不到1 e-5的机械光度的集群被耗散为2- 8 keV的X射线，留下大量的能量，要么是辐射在其他波长，被耗散超出我们的图像的边界，或逃逸到星系际介质。
2006-06-20 astro-ph
PSR J1856+0245: Arecibo Discovery of a Young, Energetic Pulsar Coincident with the TeV Gamma-ray Source HESS J1857+026
介绍了在Arecibo PALFA巡天中发现的类船帆射电脉冲星J1856+0245。PSR J1856+0245的自转周期为81毫秒，特征年龄为21 kyr，自旋下降光度Edot = 4.6 x 10^36尔格/秒。它与TeV伽马射线源HESS J1857+026的位置一致，没有其他已知的对应物。年轻的高能脉冲星会产生风星云，而超过12个脉冲星风星云与HESS望远镜发现的极高能（100 GeV-100 TeV）伽马射线源有关。从HESS J1857+026观测到的伽马射线发射可能是由PSR J1856+0245驱动的脉冲星风星云产生的; ASCA在脉冲星位置探测到的微弱X射线发射支持了这一假设。推测的伽马射线效率为γ_gamma = L_gamma/Edot = 3.1%（1- 10 TeV，距离为9 kpc），与在类似星协中观测到的相当。
2008-06-06 astro-ph
Young energetic PSR J1617-5055, its underluminous nebula and unidentified TeV source HESS J1616-508
用Chandra ACIS探测器对年轻高能脉冲星J1617-5055进行了60 ks的观测。除了脉冲星，X射线图像还显示了一个微弱的脉冲风星云（PWN），距离脉冲星约1'。图像的去卷积和重建揭示了~ 1“大小的更明亮的紧凑PWN分量，可能具有喷射环面形态。PWN光谱符合光子指数Gamma=1.5的吸收幂律（PL）模型。在0.5-8 keV波段的PWN总光度，L_{pwn} =3.2 \times 10^{33}尔格·s^{-1}（d=6.5 kpc），是脉冲星自旋下降功率的2 \times 10^{-4}和脉冲星X射线光度的0.2的一部分，这是一个因子，比人们从Chandra观测到的PWNe样品的平均经验关系所期望的要低20倍。脉冲星的光谱可以用吸收的PL来描述，n_{H} =3.5 \times 10^{22} cm^{-2}，伽马=1.1，比任何其他在软X射线波段可靠测量的脉冲星光谱都要硬。这种非热发射是50%脉冲的，每个周期显示一个峰值。我们还研究了J1617和扩展TeV源HESS J1616-508之间的可能联系，HESS J1616-508的中心位于脉冲星以西约10'处。我们发现X射线PWN没有向TeV源优先延伸。因此，Chandra数据没有提供PSR J1617-5055和HESS J1616-508关联的决定性证据。我们还分析了HESS J1616-508区域的X射线…
2008-05-07 astro-ph
Discovery of a Young, Energetic 70.5 ms Pulsar Associated with the TeV Gamma-ray Source HESS J1837-069
我们报告发现70.5毫秒的脉动从X射线源AX J1838.0-0655使用罗西X射线定时探测器（RXTE）。PSR J 1838 -0655是一颗旋转动力脉冲星，自旋光度Edot = 5.5e36 ergs/s，特征年龄tau = P/2 Pdot = 23 kyr，表面偶极磁场强度Bs = 1.9e12 G。它与一个未解析的INTEGRAL源和扩展的TeV源HESS J1837-069相吻合。在与相邻大质量星团关联的假设距离为6.6 kpc时，PSR J1838-0655将自旋下降光度转换为辐射的效率对于2-10 keV ASCA通量为0.8%，对于20-300 keV INTEGRAL通量为9%，对于HESS J1837-069的>200 GeV发射为~3%，使其成为后者的合理电源。钱德拉X射线观测将AX J1838.0-0655分解为一个亮点源，周围环绕着一个直径约2'的中央尖峰星云。脉冲星和星云的光谱都符合幂律，光子指数分别为Gamma = 0.5（0.3-0.7）和Gamma = 1.6（1.1-2.0）。脉冲星和星云的2-10 keV X射线光度分别为L（PSR）= 4.6e34 d（6.6）^2 ergs/s和L（PWN）= 5.2e33 d（6.6）^2 ergs/s。另一个X射线源AX J1837.3-0652位于TeV辐射附近，被分解为一个视脉冲星/PWN;它也…
2008-04-11 astro-ph
Hadronic processes within collective stellar winds
最近，我们提出，相对论质子之间的相互作用所产生的费米一级加速的超级气泡中的一个恒星OB协会或在其他附近的加速器和离子驻留在单个恒星风的大质量恒星可能会导致TeV源没有强对应的低能量。在这里，我们从几个方面完善这一分析。我们研究了大量大质量恒星产生的集体风组态，得到了强子相互作用的目标恒星风气体的密度和膨胀速度。我们研究了预期的$γ$ -射线发射从这些地区，考虑在一个近似的方式宇宙射线调制的效果。我们计算二次粒子的产生（电子从撞击相互作用和电子和正电子从带电π衰变），并解决电离，同步辐射，韧致辐射，逆康普顿和膨胀损失的损失方程。我们提供了一些例子，其中配置可以以非均匀的方式为GLAST卫星和MAGIC/HESS/VERITAS望远镜产生源，即，有或没有相应的对应物。我们表明，在所有情况下，我们研究没有EGRET源是预期的。最后，我们评论HESS J1303-631和天鹅座OB 2和Westerlund 1作为两个协会，可以测试这种情况。
2005-10-27 astro-ph
Discovery of a Pulsar Candidate Associated with the TeV Gamma-ray Source HESS J1813-178
我们提出了一个钱德拉X射线观测G12.82-0.02，一个壳状的射电超新星遗迹符合TeV伽马射线源HESS J1813-178。我们解决的X射线发射从共同定位ASCA源到一个紧凑的对象所包围的结构化的漫发射，填充无线电壳层的内部。漫发射的形态非常类似于脉冲星风星云。紧凑源的频谱是很好的特点是一个指数约幂律。1.3，典型的年轻和充满活力的旋转动力发动机。在4.5 kpc的距离上，与X射线吸收一致，假定的脉冲星和星云的2-10 keV X射线光度分别为L（PSR）= 3.2E33 erg/s和L（PWN）= 1.4E34 erg/s。该系统的光通量比L（PWN）/L（PSR）= 4.3和总光度都意味着脉冲星的自旋下降功率大于1 E37 erg/s，与银河系中十大最具活力的年轻恒星相当。我们将假定的脉冲星与射电遗迹和TeV源联系起来，并讨论了γ射线发射的起源。
2007-03-26 astro-ph
Discovery of the Putative Pulsar and Wind Nebula Associated with the TeV Gamma-ray Source HESS J1813-178
我们提出了一个钱德拉X射线观测G12.82-0.02，一个壳状的射电超新星遗迹符合TeV伽马射线源HESS J1813-178。我们解决的X射线发射从共同定位ASCA源成一个点源周围的结构弥漫发射，填充无线电壳层的内部。漫发射的形态非常类似于脉冲星风星云。紧凑源的光谱具有很好的特征，其幂律指数Gamma约为1.3，这是年轻和充满活力的旋转动力恒星的典型特征。在4.5kpc的距离上，与X射线吸收和附近的恒星形成区W33相一致，推测的脉冲星和星云的2-10 keV X射线光度分别为L（PSR）= 3.2E33ergs/s和L（PWN）= 1.4E34ergs/s。L（PWN）/L（PSR）= 4.3的流量比和该系统的总光度都预示着Edot的自旋下降功率> 1 E37 ergs/s，使其成为银河系中十个最活跃的年轻恒星之一。使用帕克斯望远镜对射电脉动的深入搜索在1.4 GHz处设置了约0.07 mJy的上限，周期>~ 50 ms。我们讨论了这个源的能量学，并简要考虑了明亮的H2区域与这个和其他几个HESS源的接近程度，这些HESS源可能通过逆康普顿散射产生TeV发射。
2007-05-01 astro-ph
Open cluster stability and the effects of binary stars
诊断年龄与质光比图经常被用来限制恒星初始质量函数（IMF）的形状，以及河外年轻到中等年龄的大质量星团的潜在寿命。在这里，我们探索它的潜力银河疏散星团。在一个小的，均质化的集群样本的基础上，我们提供了有用的限制显着的二进制馏分的存在。使用大规模的年轻星系团Westerlund 1作为一个关键的例子，我们警告说，在IMF的随机性引入了显着的额外的不确定性。我们的结论是，对于一个疏散星团来说，要想存活相当长的时间，并且在没有大量外部扰动的情况下，这是一个必要条件，但不是充分条件，（在存在显著双星星族的情况下）略低于“正常”简单恒星星族的预测光度演化序列（尽管这样的位置可能由剩余的“绑定”集群核心支配，因此不能充分反映整个集群动态）。
2008-10-17 astro-ph
Discovery of a Radio Supernova Remnant and Non-thermal X-rays Coincident with the TeV Source HESS J1813-178
我们发现了与TeV $γ$射线源HESS J1813- 178位置一致的非热射电和X射线发射。我们证明了非热射电辐射是由于一个年轻的壳型超新星遗迹（SNR）G12.8- 0.0，并限制其距离大于4kpc。X射线发射主要是非热的，与SNR壳层或身份不明的脉冲星/脉冲星风星云来源一致;在ASCA存档数据中没有检测到脉冲发射。一个简单的同步加速器+逆康普顿模型的宽带发射，假设所有的发射来自SNR壳意味着最大能量的$(30-450)(B/10 microG)^{-0.5}$ TeV。需要进一步的观测来确认宽带发射具有共同的起源，并更好地约束X射线光谱。
2005-07-13 astro-ph
HESS J1616-508: likely powered by PSR J1617-5055
HESS J1616-508是TeV天空中最亮的发射体之一。最近用INTEGRAL航天器上的IBIS/ISGRI望远镜进行的观测表明，一颗年轻的、邻近的高能脉冲星PSR J1617-5055是一颗在20-100千电子伏范围内的强有力的软伽马射线发射体。在本文中，我们提出了从INTEGRAL，斯威夫特，BeppoSAX和XMM-牛顿望远镜的所有可用数据的分析，以评估最有可能对应的HESS源。我们发现，燃料的X/γ射线发射的能源是来自脉冲星，无论是在位置形态的基础上，定时的证据和系统的能量。同样，脉冲星的1.2%的自旋能量损失需要为0.1-10 TeV的发射提供动力，这也与已知与脉冲星相关的其他HESS源完全一致。X/伽马射线和VHE源的相对大小与脉冲星发射的母电子的单一源的同步加速器和康普顿损耗的预期寿命一致。我们发现，没有其他已知的对象在附近可以合理地被认为是一个合理的对应HESS源。我们的结论是，有很好的证据来假设HESS J1616-508源是由PSR J1617-5055驱动的，其中同步加速器和逆康普顿过程的组合相结合，以创建从keV到TeV能量的宽带发射器的观察到的形态。
2007-07-05 astro-ph
Chandra Observation of the Unidentified TeV Gamma-Ray Source HESS J1303-631 in the Galactic Plane
成像大气切伦科夫阵列H.E.S.S.最近发现了一个在0.4 $-$ 10 TeV能量范围内的扩展源，HESS J1303-631。我们在钱德拉X射线天文台的ACIS-I阵列上获得了5 ks的观测结果，没有发现明显的致密或弥散X射线对应物。档案ROSAT图像在这一区域也是空白。虽然在HESS J1303-631的范围内有几个射电望远镜，但没有一个在X射线中探测到通量极限为$<5 \times 10^{-14}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$的射电望远镜，也没有一个可能是能量场上的对应物。在整个$17^{\prime} \times 17^{\prime}$ ACIS-I场上，我们将2-10 keV带中的过量扩散通量的上限设置为$<5.4 \times 10^{-12}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$。一个具有通量$\approx 4 \times 10^{-14}$ ergscm $^{-2}$ s $^{-1}$的硬点源位于TeV发射的质心的$0.^{\prime}5$内。这些探索性的观察表明，在我们能够更多地了解HESS J1303-631的本质之前，需要更深入地了解Chandra和XMM。它与未确认的TeV J2032+4130的相似性表明，在银河系平面可能存在一类新的高能源，它们来自年轻的大质量恒星或其超新星遗迹。
2005-05-04 astro-ph
TeV source HESS J1804-216 in X-rays and other wavelengths
The field of the extended TeV source HESS J1804-216 was serendipitously observed with the Chandra ACIS detector. The data reveal several X-ray sources within the bright part of HESS J1804-216. The brightest of these objects, CXOU J180432.4-214009, which has been also detected with Swift and Suzaku, is consistent with being a point-like source, with the 0.3-7 keV flux of (1.7 \pm 0.2) \times 10^{-13} ergs s^{-1} cm^{-2}. Its hard and strongly absorbed spectrum can be fitted by the absorbed power-law model with the best-fit photon index of 0.45 and hydrogen column density of 4 \times 10^{22} cm^…
2007-01-03 astro-ph
Gamma-ray line emission from OB associations and young open clusters: I. Evolutionary synthesis models
我们已经开发了一种新的诊断工具，用于研究放射性同位素（如26 Al和60 Fe）的伽马射线发射线，以及银河系星团、星协和类似天体的其他多波长观测值。我们的演化合成模型是基于Cervino & Mas-Hesse（1994）的程序，该程序已被更新以包括最近的恒星演化轨迹，OB和WR星的新恒星大气，以及大质量恒星在流体静力燃烧阶段和爆发性SN II和SN Ib事件期间的核合成产额。的时间演化的26铝和60铁生产，相当于产量的26铝每电离O 7 V星（yal），和其他可观的预测为同时代的人口。我们还采用我们的模型来估计稳态核合成的太阳金属丰度的人口。为了对现有和未来的多波长观测进行全面的定量分析，我们提出了一种贝叶斯方法，该方法允许在分析中包含IMF丰富度效应和观测不确定性。特别是，采用蒙特卡罗技术来估计所有感兴趣的观测量的概率分布。我们概述了利用这些分布的程序，通过将我们的模型应用到一个虚构的大质量恒星协会。应用于天鹅座和船帆座地区现有的观测将在配套文件中讨论。
2000-10-14 astro-ph
