Mass segregation in the young open cluster NGC 2547
我们提出了一个年轻的（20-35万年等时年龄），疏散星团NGC 2547的质量分离的研究。我们发现了很好的证据表明，在NGC 2547中存在质量分离，低至3 Msun，质量分离的弱证据低至1 Msun。NGC 2547的初始未分离模型的理论模型使用NBODY 2代码显示较弱的质量分离，这意味着至少有一些观察到的质量分离具有原始起源。我们还报告发现了三个可能的逃逸集群成员，共享集群的自行车和颜色，但几乎是从集群中心的程度。
2003-08-19 astro-ph
Mass Segregation in Young LMC Clusters
本文详细分析了哈勃空间望远镜观测到的大麦云星云中两个年轻致密星团NGC 1805和NGC 1818中不同种类恒星的空间分布。基于比较的特征弛豫时间在其核心，并在其半质量半径与所观察到的质量偏析程度，它是最有可能的，显着的原始质量偏析是存在于这两个集群，特别是在NGC 1805。这两个集群可能形成非常相似的初始质量函数（IMF）。事实上，我们提供了强有力的支持的普遍性的IMF在LMC集团的恒星质量m >= 0.8 Msun。
2003-05-15 astro-ph
Variability in the stellar initial mass function at high mass: coalescence models for starburst clusters
一个聚结模型使用观测到的性质的前恒星凝聚（PSC）显示如何一个最初陡峭的IMF，可能是原始云碎片的特点，可以改变成一个萨尔彼得IMF或较浅的IMF在一个集群的正常密度后，一个动态的时间，即使PSC崩溃自己的动态时间。该模型表明，顶重IMF在一些星爆集群起源于PSC合并。
2004-07-06 astro-ph
On the Mass of Dense Star Clusters in Starburst Galaxies from Spectro-Photometry
从分光光度数据中得到的未分辨的年轻星团的质量，一旦考虑到由质量分离驱动的大质量恒星的迁移，可能会偏离2倍或更多。我们量化了一个大的集群参数，包括恒星IMF的变化，集群的固有质量，平均质量密度的影响。气体动力学模型与剑桥恒星演化轨道相结合，使我们能够得到一个计划，以恢复实际的集群质量给定测量的半光半径，一维速度色散和年龄。我们通过参数eta监测真实质量与表观质量之比随时间的演变。当我们计算η丰富的星团，我们发现非单调的演变时，国际货币基金组织超过25.5太阳质量的临界截止质量。我们还监测集群的内部和外部体积之间的颜色梯度的上升：我们发现的恒星IMF功率指数的时间趋势重叠以及与LMC集群NGC 1818在30万年的年龄。我们认为，核心区域的大规模集群应该遭受隔离，尽管他们的年龄低。我们将这些结果应用到一个集群的质量函数，并发现，质量分布的峰值将出现观察员转移到较低的质量多达0.2德克斯。恒星形成率（SFR）得出的集群人口，然后被低估了20%至50%。
2006-04-10 astro-ph
Mass segregation in very young open clusters -- A case study of NGC 2244 and NGC 6530
我们导出了年轻恒星区域内恒星的自行、成员概率和速度色散（约200 - 400万年）疏散星团NGC 2244（麒麟座R2星协的中心星团）和NGC 6530（Sgr OB 1星协中的优势星团），时间基线分别为34年和87年，分别这两个星系团都显示出明显的质量分离的证据，但它们没有表现出任何显着的速度-质量（或等价地，速度-光度）依赖性。这为以下建议提供了强有力的支持，即观察到的质量分离是-至少部分是-由于恒星形成在这些复杂的恒星形成区域中进行的方式（“原始”质量分离）。基于与星系团公布的初始质量函数相关的参数，结合我们对它们内部速度色散的新测量，（NGC 2244和NGC 6530分别为35和8 km/s），我们提供了支持NGC 2244在非常短的时间尺度上溶解的有力论据，而我们推测NGC 6530可能对内部两体弛豫的影响更稳定。然而，后一个物体很可能会被它在银河系平面上朝向银河系中心方向的强烈潮汐场所摧毁。
2007-06-19 astro-ph
Mass segregation in young compact star clusters in the Large Magellanic Cloud: II. Mass Functions
我们回顾了恒星光度转换成质量的复杂性，并将一系列的质量-光度关系应用于我们的哈勃太空望远镜观测年轻的LMC星团NGC 1805和NGC 1818。质量函数（MF）的径向依赖性和团簇核心半径对质量的依赖性都表明，在半径r <= 20- 30“时，两个团簇的质量明显偏聚，质量超过~1.6-2.5 Msun。这一结果不取决于用于拟合斜率的质量范围或假设的金属丰度。很明显，在任何半径上，团簇的MF都不是简单的幂律。在质量范围内（-0.15 <= log m/Msun <= 0.85），核心半径附近的全球和环形MF的特征似乎是具有相似的斜率，r >= 30“”之后的MF具有明显更陡的斜率。我们估计，虽然NGC 1818星系团的核心年龄在5到30个穿越时间之间，但NGC 1805的核心可能是$\lesssim 3-4$穿越时间。然而，由于在NGC 1805和NGC 1818中分别观察到了~6 Rcore和~3 Rcore的强烈质量分离，这两个星系团中最有可能存在显著的原始质量分离，特别是在NGC 1805中。
2001-11-15 astro-ph
Mass Segregation in Young Magellanic Clouds Star Clusters: Four Clusters observed with HST
本文介绍了我们对麦哲伦星云中年轻星团质量分离现象的研究结果。利用HST/WFPC 2对大麦云云中的NGC 1818、NGC 2004和NGC 2100以及小麦哲伦云中的NGC 330的观测，对质量分离的诊断工具进行了应用：i）不同质量群的径向密度分布，ii）围绕中心不同半径的质量函数。所有四个集群被发现是质量隔离，但每一个以不同的方式。具体来说，样本中并非所有的星系团都显示出它们的密度分布对所选星等范围的相同依赖性，NGC 1818提供了强有力的这种关系的证据，而NGC 330只显示出这种现象的一个暗示。NGC 2004在其密度分布图中也没有显示出任何明显的质量分离特征。MFs的径向依赖性为NGC 1818、NGC 2100和NGC 2004提供了明确的证据，而对NGC 330只给出了指示。两个诊断工具的应用所引入的限制的调查。我们还讨论了相关的问题，一个可靠的MF集群的建设和他们的影响调查的现象的质量分离。我们发现，这些集群的MF，因为它们是用两种方法构建的，是可比的萨尔彼得的IMF。讨论了团簇的动力学状态，并对团簇中几个质量群之间的均分进行了检验。两者都表明，在集群中观察到的质量分离是原始的性质。
2003-11-26 astro-ph
Mass segregation in young compact star clusters in the Large Magellanic Cloud: I. Data and Luminosity Functions
我们详细分析了HST/WFPC 2和STIS成像观测，以及利用NTT对大麦哲伦星云中两个年轻的致密星团NGC 1805和NGC 1818进行的宽视场地面补充观测。我们工作的最终目标是提高我们对星团中原始质量分离程度的理解。这对于用初始质量函数（IMF）解释观测光度函数（LF）和约束IMF的普适性至关重要。我们提出的证据表明，在这两个集群的强烈光度分离。LF的斜率随着星系团半径的增加而变陡;在NGC 1805和NGC 1818中，LF的斜率都达到了一个稳定的水平，远远超过了星系团的核心或半光半径。此外，最亮的星团星强烈地集中在~4 Rhl内.球状星团LF，虽然是强非线性的，但与核心或半光LF相当接近;然而，在这些半径处的（环形）LF主要由分离的高光度恒星组成。我们提出了NGC 1818周围存在过多明亮恒星的初步证据，我们认为它们很可能是从星团核心碰撞弹出的大质量恒星。因此，我们认为，大质量的年轻星团的核心经历了显着的动力学演化，即使在时间尺度短至25万年。
2001-11-15 astro-ph
Infalling Faint [OII] Emitters in Abell 851. II. Environment, Kinematics, and Star Formation History
我们报告的环境，运动学，和SFH的[OII]选择对象的z=0.4星系团A851，使用凯克光谱。大部分（~55%）的簇[OII]发射体显示出强的巴耳末散射（在Hd处的等效宽度>4A）。这些e（a）光谱被归因于尘埃星暴星系，我们的红化测量支持了这一解释，它显示了非常红化的[EBV>0.5] [OII]发射体的高频率。我们的光谱模型要求星暴年龄>1Gyr，短于星团交叉时间尺度。我们认为，这个星爆阶段发生在集群的径向速度分布的基础上的集群[OII]发射器，这提出了赤字的系统附近的集群系统速度的集群infall。一些红移和蓝移群的空间分离强烈表明吸积是最近的。在整个星系团中，[OII]发射体的比例是局部星系密度的强函数。我们的分析支持以前的建议，尘埃星暴星系的出现在富含气体的螺旋星系的费用。此外，我们描述了一个微弱的[OII]发射人口，主要由矮星系，并发现一个更强的抑制[OII]发射在高密度的环境中，在这个子样本，指示更有效的破坏骚扰和/或气体剥离。与以前仅限于A851核心的形态学研究相比，表明星系-星系相互作用可能引发星暴。然而，与该领域相比，A851中的高e（a）星系分数表明，一些集群特定的机制，可能与集群的动力学组装有关，也有助于大量的星爆。（节略）
2006-05-01 astro-ph
Pre-enriched, not primordial ellipticals
我们通过恒星形成及其反馈到星际介质中来跟踪星系的化学演化，从原始气体开始，并允许气体流入正在建模的区域。我们试图重现观测到的早型星系的谱线强度，以约束它们的恒星形成历史。恒星形成的效率和时间以及流入的量和持续时间都是不同的。我们评估了随着时间的推移，恒星的化学富集和质量。然后用单恒星族（SSP）数据预测复合恒星星族的谱线强度。结果进行了比较，在十个椭圆形观测线强度，包括一些功能，有助于打破年龄-金属丰度简并在老恒星星族的问题。我们发现，模拟的椭圆星系需要高金属丰度的SSP（>3倍太阳）在以后的时间。此外，观测到的强谱线不可能由原始气体中的初始星爆产生，即使在最初的几个x 10 E +8年中允许大量的流入。这是因为大部分恒星中的谱线需要一些预富集，以接近椭圆星系中观测到的谱线强度。
1997-11-25 astro-ph
Simulating young star clusters with primordial binaries
我们模拟了一个集群的144179颗恒星，包括13107原始硬双星（10%的质量中心的单星和双星总数），使用直接集成的所有恒星和双星的运动方程，并将恒星和双星演化的影响。初始条件代表了本星系群中的年轻致密星团和其他附近的星系，如银河系和M82。我们发现，早期阶段的核心崩溃，推动质量偏析，是不是明显延迟了大量的硬二进制文件的存在。到模拟结束时，在1.15亿年的年龄，星团半径已经扩大了大约两倍。这可以解释为由损失（通过恒星演化）约40%的初始总质量驱动的绝热膨胀。双星动力学显然对早期星系团的膨胀没有什么影响。在演化过程中，总的二元分数以大约每百万年0.01%的恒定速率下降。然而，非常硬的双星的比例每百万年增加约0.025%。在模拟的最后，星系团包含了37个至少包含一个黑洞的双星，其中大约有一半（17个）包含两个黑洞。
2004-11-08 astro-ph
Star Cluster Ecology: VII The evolution of young dense star clusters containing primordial binaries
我们研究了最初包含144179颗恒星的孤立星团演化的第一个100 Myr，其中包括13107（10%）原始硬双星。我们的计算包括恒星和双星演化的影响。恒星之间的引力相互作用是使用高精度GRAPE-6硬件通过直接N体积分计算的。我们模拟的星团的核心半径和中心浓度的演化与观测到的大麦云星云中的年轻（约1亿年）星团样品进行了比较。即使我们的模拟开始与丰富的人口的原始二进制文件，核心崩溃在早期阶段的集群演化是不能防止的。在整个模拟过程中，二进制文件的比例大致保持不变（约10%）。由于质量分离的影响，中等质量主序星的质量函数在星团的中心部分变得像$α=-1.8$一样平坦（最初的Salpeter质量函数有$α=-2.35$）。在我们的模拟中，大约6- 12%的中子星被保留下来;保留下来的黑洞的比例是40- 70%。在每个模拟中，大约有三颗中子星成为有主序星伴星的密近双星的成员。当主序星开始填满它的洛希瓣时，这样的双星最终会变成x射线双星。黑洞在双星中更常见;在每个模拟的星团中，我们发现大约11个潜在的x射线双星包含一个黑洞。摘要缩写...
2006-09-27 astro-ph
M82, Starbursts, Star Clusters, and the Formation of Globular Clusters
我们观测了CO中邻近的星暴星系M82的高频（2- 1）跃迁，在目标处获得了低于1角秒或17秒差距的角分辨率。我们将分子气体分解成大量致密的云，质量从2x10^3到2x10^6太阳质量不等。质量谱的标度为N（M）~ M^-1.5，与年轻的大质量星团的质量谱相似，这表明单个的分子云在星爆中转化为单个的星团。较大的云被超新星和HII区域包围，这表明恒星的形成是从云的外部进行的，并与外部压力突然增加的触发一致。具有内部恒星形成的云具有速度梯度和反向P-Cygni谱线轮廓，表明向内运动35公里，与冲击驱动压缩一致。云周围的弥散自由射电辐射和X射线辐射提供了足以驱动压缩的过热电离气体的证据。云的谱线表明膨胀显示内部恒星形成的动力学之前，并负责恒星的形成，而不是相反。已知M82与邻近的M81相互作用。整体图像与大质量星团的形成是一致的，这些星团是由单个巨大的分子云粉碎的，这些分子云是由与邻近星系近距离碰撞产生的动态变化所产生的外部压力突然增加而形成的。今天的球状星团可能是以类似的方式在原始星系中形成的。
2005-08-26 astro-ph
The core binary fractions of star clusters from realistic simulations
我们调查的演化的二进制分数在星团中使用N体模型多达10万颗恒星。这些模型中的原始二进制频率范围从5%到50%。用NBODY 4程序进行模拟，包括恒星的全质量谱、恒星演化、双星演化和银河系的潮汐场。我们发现，一个集群的整体二进制分数几乎总是保持接近原始值，除了在晚些时候，当集群是近解散。一个关键的例外发生在中心区域，我们观察到一个显着的增加，随着时间的推移-模拟开始与100000颗恒星和5%的二进制达到核心二进制频率高达40%，在年底的核心崩溃阶段（发生在16 Gyr与~20000恒星剩余）。随着星系团的演化，双星在核心中被各种过程摧毁，但在交换相互作用中，质量分离和新双星的产生相结合，产生了观察到的相对数量的增加。我们还发现，二进制循环进出集群核心的方式是类似于恒星对流。对于100000颗恒星的模型，我们表明，核心半径的演化到核心坍缩的初始阶段结束时，不受原始二进制频率的确切值（频率为10%或更少）的影响。我们讨论了我们的结果可能的原始二进制内容的球状星团的后果。
2007-04-02 astro-ph
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
Dynamical Interactions in Dense Stellar Clusters
本章回顾了年轻星团的动力学过程。单个恒星的气体吸积影响了星团的动力学和恒星的质量。动力学质量分离不能解释在猎户座的梯形星团中观察到的质量分离程度，这意味着大质量恒星的位置是它们形成的指示。然而，这可以用竞争性增长模型来解释。如果不是全部的话，大部分的恒星都是在双星系统中形成的，那么大部分的前主序星双星系统可以通过双星-双星和双星-单星的相互作用，在星团中演化成较小比例的银河场星。这些模型对二元性质的分布作出了明确的预测。星团的早期演化敏感地依赖于原始双星的比例。恒星与周星盘的近距离相遇会对星盘和恒星轨道产生剧烈的影响。这些圆盘在与近天体相遇时的半径相当的地方被截断，限制了它们的寿命，影响了它们形成行星形成的潜力。如果气体在星团总质量中占相当大的比例，那么在动力学时间尺度上移除气体可以使星团脱离束缚，从而使恒星逃逸并占据磁场。（缩短）
1998-02-24 astro-ph
Luminosity Profiles of Resolved Young Massive Clusters
年轻的大质量星团（YMC）与老的球状星团的显著不同之处在于它们的包层是扩展的，而不是潮汐截断的。它们的投影光度分布符合Elson-Fall-Freeman（EFF）模型，其核半径为0.3pc <rc < 8 pc，负指数2 < gamma < 3.8的幂律包络。这些包层形成于最初的几个10^6年，持续约10^8年至10^9.5年，这取决于环境。许多年轻的大质量星系团显示出可能加速其初始弛豫的团簇结构。麦哲伦云星团的核心在出生时r_c < 1 pc，10^8年后r_c = 2 ~ 3 pc，表现出普遍的膨胀，但在r_c-log（年龄）图中，似乎沿着两个分叉分支演化。低分支可以用前10^9年的质量损失驱动的核心膨胀来解释，随后是缓慢的核心收缩和由于蒸发导致的核心坍塌的开始。上部分支，这表明持续的核心扩张成比例的对数年龄，仍然无法解释。有强有力的证据表明，在年轻的集群快速质量分离，但很少有证据表明头重脚轻的IMF或原始的质量分离。最后，YMC在整个本地群中显示出相似的结构，并且我们可以分辨它们（<~20 Mpc）。
2004-04-20 astro-ph
Formation of Primordial Galaxies under UV background Radiation
用一维片层模型研究了紫外背景辐射下河前云的饼状坍缩。在这里，注意力集中在阐明的基本物理学的热演化的银河系前云暴露于扩散紫外线辐射。因此，我们精确地处理电离光子的辐射传递，解决了氢分子和原子的化学反应。H $_2$ Lyman-Werner带对紫外辐射的自屏蔽作用也被考虑在内，该带调节氢分子的光解离。结果表明，当紫外背景辐射为$10^{-22} (ν/ν_L)^{-1} {\rm erg~ s^{-1} cm^{-2} Hz^{-1} str^{-1}}$时，云的演化发生分叉，其临界质量为$M_{\rm SB} = 2.2\times 10^{11} M_\odot [(1+z_c)/5]^{-4.2}$，其中$z_c$为最终坍缩时期。一个质量比$M_{\rm SB}$大的云，由于H $_2$谱线的发射，在煎饼坍缩时冷却到$5\times 10^3$ K以下，并经历最初的星暴。薄饼可能以无耗散的方式演化成一个维力化系统。因此，这导致了在$3\lsim z_c \lsim 10$的无耗散星系的形成。质量小于$M_{\rm SB}$的云不能在煎饼坍缩后不久通过H $_2$辐射冷却，但可以在收缩到旋转势垒的过程中冷却。这很可能导致像$0\lsim z_c \lsim 4$那样的红移相对较低的耗散星系的形成。本研究结果提供了一个坚实的物理机制，控制恒星形成效率的星系前云。在标准CDM宇宙学的…
2000-01-11 astro-ph
The MODEST questions: challenges and future directions in stellar cluster research
本文综述了当前星团研究中的一些主要挑战，包括年轻星团、球状星团和星系核。审议的专题包括：原始质量分离和失控合并，气体从星系团中排出，在某些星系团中看到的恒星奇异物的产生（例如蓝离散星和极端水平分支星），星系团内的双星种群，星团内的黑洞种群，最后秒差距问题，大质量黑洞周围的恒星动力学，以及恒星碰撞。这里提出的最小问题是2005年12月在瑞典隆德举行的Modest-6A研讨会上讨论的结果。Modest-6A是作为Modest协作活动的一部分组织的（更多详情请参见www.manybody.org）
2006-08-30 astro-ph
Triggering the Formation of Halo Globular Clusters with Galaxy Outflows
我们研究了高红移星系外流与原始组成的低质量维里化（Tvir < 10，000 K）云的相互作用。虽然原子冷却可以在较大的原始天体中形成恒星，但这种“迷你晕”通常无法自行形成恒星。然而，大量的高红移星暴星系可能已经在这些天体中诱导了广泛的恒星形成，通过冲击，通过非平衡H2形成和金属线发射引起强烈的冷却。使用一个简单的分析模型，我们表明，由此产生的星团自然再现三个关键特征的观察人口的晕球状星团（GC）。首先，10，000 K的最大维里温度对应于GC恒星质量的~ 10^6太阳质量上限。其次，在这种相互作用中传递的动量足以将气体从其相关的暗物质晕中剥离出来，这解释了为什么GC不存在于暗物质势阱中。最后，喷出的金属混合到原始气体中能够解释在给定GC内恒星金属丰度的~ 0.1 dex均匀性，同时允许不同星系团之间金属丰度的大范围分布。为了详细研究这种可能性，我们使用一个简单的一维湍流传输数值模型来模拟云外流相互作用中的混合。我们发现，当激波剪切穿过云的一侧时，开尔文-亥姆霍兹不稳定性出现，这导致富集的物质混合到云的20%以上。然而，这种估计忽略了可能存在的大规模涡流，这将进一步增强湍流的产生。因此，定量混合预测必须等待更详细的数值研究。
2004-08-18 astro-ph
Population and dynamical state of the eta Chamaeleontis sparse young open cluster
我们报告的新结果，在我们的持续研究的独特的紧凑（1 PC的程度），附近（d = 97 PC），年轻（t = 9万年）星团为主的B 9明星eta Chamaeleontis。一个跨度为1.3 x 1.3 pc的光学光度测量将两颗M5-M5.5弱线金牛座T星（WTT）添加到星团清单中，这可能是质量> 0.15 M_sun的主要恒星的显着完整。该星团现在由17个主星系和大约9个位于主星系100 AU范围内的次星系组成。9：7：1的单：双：三系统的表观分布显示出比主序星高2-4倍的多重性，并且与其他主序前（PMS）星群相当。初始质量函数（IMF）与丰富的年轻星团和场星一致。通过将星团IMF扩展到较低质量，我们预测还有10-14颗0.08 < M < 0.15 M-sun的低质量恒星和10-15颗0.025 < M < 0.08 M-sun的褐矮星有待发现。eta Cha星团扩展了年轻疏散星团中恒星密度和丰度的关系。恒星的径向分布与等温球一致，但存在质量分离，超过50%的恒星质量位于内部6弧分（0.17 pc）。考虑到eta Cha星系团是稀疏的，分散的和年轻的，该星系团可能是一个理想的实验室，用于区分质量分离是原始的性质，或产生于动力学相互作用过程。
2003-09-08 astro-ph
Star cluster ecology IVa: Dissection of an open star cluster---photometry
利用N体模拟研究了星团的演化，其中考虑了单星和双星的演化。初始条件被选择来代表相对年轻的银河系疏散星团，如昂宿星团、天蝎座和毕宿星团。计算包括一个现实的质量函数，原始的双星和外部潜在的父星系。我们的模型集群一般显着平坦的银河系潮汐场，并溶解深核崩溃发生之前。由于软双星的破坏，双星的比例最初会减少，但后来会增加，因为质量较低的单星比质量较大的双星更容易逃逸。在晚期，星团核心有相当丰富的巨星和白矮星。没有证据表明老的白矮星会优先蒸发，相反，形成的白矮星很可能会留在星系团中。恒星倾向于通过第一和第二拉格朗日点逃离星系团，朝着银河系中心的方向逃离。在我们的模型中，质量分离在初始弛豫时间内表现得很好。正如预期的那样，巨星和白矮星比主序星更容易受到质量分离的影响。疏散星团在动力学上相当不活跃。然而，恒星质量损失和恒星从星团势蒸发的综合效应驱动其溶解的时间尺度比忽略这些效应要短得多。经常使用的论点是，星团的年龄几乎不超过它的弛豫时间，因此不能动态演化，这对大多数星团来说显然是错误的。
2000-05-11 astro-ph
The Initial Mass Function of the Massive Star-forming Region NGC 3603 from Near-Infrared Adaptive Optics observations
我们研究了银河系中最大的恒星形成区之一NGC 3603的初始质量函数（IMF），以回答当前天体物理学中的一个基本问题：IMF是普遍的，还是它会变化？利用我们在欧洲南方天文台的VLT上用NAOS-CONICA获得的非常深的、高角分辨率的JHKsL '图像，我们成功地揭示了星爆星团核心的亚太阳质量范围内的恒星星族。NGC 3603的IMF在0.4 - 20 Msun的质量范围内符合指数γ~-0.74的单次幂律，比Salpeter-like IMF平坦得多。在r <30 "的内部磁场中，IMF的径向陡峭度较大，表明团簇中心存在质量偏析。我们估计NGC 3603的总质量约为1.0 - 1.6 x 10^4 Msun。由此得出的核心密度大于6 x 10^4 Msun pc ^-3，比例如猎户座星云团太阳质量恒星的半质量弛豫时间估计约为1000万~4000万年，这表明中低质量恒星尚未受到星团动力学弛豫的显著影响。高质量恒星的弛豫时间可以与星团的年龄相媲美。我们估计，位于观测场之外的恒星不会使IMF显着陡峭，这表明我们的IMF充分描述了整个星系团。通过对系统不确定性的分析，得出NGC 3603的IMF指数为Gamma =-0.74 +0.62-0.47。因此，我们的研究结果支持了一个潜在的头重脚轻的IMF在大规模的恒星形成集群和星爆的假设。
2008-03-09 astro-ph
The formation of massive black holes through collision runaway in dense young star clusters
一个明亮的X射线源与距离星暴星系M82中心约200 pc的年轻恒星团（MGG-11）有关。X射线源的性质最好用一个质量至少为350 Msun的黑洞来解释，它介于恒星质量和超大质量黑洞之间。附近的一个质量稍大的星团（MGG-9）没有显示出这样一个中等质量黑洞的证据，这就提出了一个问题，即星团的什么物理特征可以解释这种差异。在这里，我们报告的演化和集群内的恒星的运动的数值模拟，其中恒星被允许相互合并。我们发现，对于MGG-11，动力学摩擦导致大质量恒星迅速下沉到星团中心，参与失控碰撞，从而产生一颗800- 3000 Msun的恒星，最终坍缩成中等质量的黑洞。在星系团MGG-9中没有发生这样的失控，因为更大的星系团半径导致质量分离时间尺度比MGG-11长五倍。
2004-02-26 astro-ph
Black holes and core expansion in massive star clusters
我们提出的结果，从现实的N-体建模的大规模星团的麦哲伦星云。我们已经用N ~ 10^5个粒子进行了八次模拟计算，其中六次至少演化了一个哈勃时间。这种建模的目的是研究大质量星团中大规模核心膨胀的可能性，并为麦哲伦星云中观察到的此类物体的半径年龄趋势寻找可行的动力学起源。我们确定了两个物理过程，这可能导致显着的和长期的集群核心膨胀：由于快速恒星演化的质量损失在一个primordially质量分离的集群，和加热由于保留人口的恒星质量黑洞。这两个过程在不同的时间尺度上运作-前者只发生在早期，不能驱动核心膨胀超过几百万年，而后者通常不会开始，直到几百万年已经过去，但可能导致核心膨胀持续许多Gyr。我们调查的行为，这些膨胀机制在集群中具有不同程度的原始质量分离和集群中具有不同的黑洞保留分数。结合起来，这两个过程可以导致各种各样的半径年龄平面上的演化路径，完全覆盖所观察到的集群分布，从而定义一个动力学起源的麦哲伦云的半径年龄趋势。我们讨论了核心膨胀的影响，球状星团研究的各个方面，以及观测推断的可能性存在的人口的恒星质量的黑洞在一个集群。
2008-02-05 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
The Early Expansion of Cluster Cores
观测到的年轻星团的性质，如核心半径和光度分布，在星团的早期演化过程中迅速变化。在这里，我们提出了6个年轻的星团在M51的观测，我们得出他们的大小使用HST成像和年龄使用深双子北光谱。我们发现的证据表明，在第一个20万年的演化集群核心的快速扩张。我们证实了这一趋势，包括银河系和银河系外的嵌入式和年轻的集群的文献中的数据，并讨论了可能的机制（快速气体去除，恒星演化质量损失，和内部动力学加热）。我们探讨了这一结果的影响，集中在一个事实，即集群更集中在过去，这意味着他们的恒星密度要高得多，弛豫时间相应地较短。因此，当估计特定簇是否动态弛豫时（即，当确定簇的质量分离是由于原始过程还是动态过程时），当前弛豫时间仅是上限，其中弛豫时间在过去可能显著更短。
2008-06-09 astro-ph
The Origin of the Arches Stellar Cluster Mass Function
我们研究了星前核质量分布的时间演化及其在分子云中心部分向初始恒星质量函数的转变，假设核的合并是重要的.我们的目的是解释在密集的星团，如拱星团观察到的浅IMF。初始分布的PSC在不同距离的MC中心的重力不稳定的核心造成的重力湍流破碎的MC。随着时间的推移，PSC的聚结和崩溃速率之间存在竞争。当局部坍缩速率大于给定质量仓中的合并速率时，核心坍缩成恒星。在适当的参数下，我们发现合并-坍缩模型很好地再现了拱型星团IMF的所有观测特征，即在高质量端和低质量端的斜率以及在~5-6 M_sol处观测到的特殊凸起。我们的研究结果表明，今天的拱星系团的IMF是非常相似的原始之一，是之前的动力学效应的质量分离变得重要
2007-07-15 astro-ph
Massive Stars: Their Birth Sites and Distribution
恒星的IMF被发现是一个不变的萨尔彼得幂律（α =2.35）高于约1 Msun，但同时一个大质量恒星通常有一个以上的伴星。这限制了大质量恒星可能的形成场景，但也意味着真正的双星修正恒星IMF可能比Salpeter，α>2.7更陡峭。一个显着的一部分，所有OB星被发现相对远离潜在的出生地点，这是最有可能的结果，从核心的动态喷射的双星丰富的星团。这样的核心由于动力学质量分离而迅速形成，或者它们是原始的。可能所有的OB星都是这样与低质量恒星一起形成星团的，它们对嵌入的星团有相当大的破坏性影响，因为它们迅速驱逐了剩余的气体，留下了膨胀的OB星协和束缚的星团。OB星的分布人口有一个测量的IMF与α约4，但这并不一定构成一个不同的物理模式孤立的恒星形成。一个陡峭的场星IMF是自然获得的，因为恒星形成的集群分布根据幂律集群质量函数。
2003-11-15 astro-ph
The Birth, Evolution and Death of Star Clusters
足够密集的气体聚集，经过几百万年的恒星形成过程，逐渐形成一个嵌入的星团。如果它包含足够的质量，O型星就会形成并爆炸性地排出剩余的气体，而较差的星团会逐渐减少其胚胎气体含量。气体的突然排出会使大部分的富星系团脱离束缚，但其中相当一部分可以通过两体相互作用凝聚成疏散星团，尽管恒星形成效率低至30%。疏散星团更容易在逐渐的质量损失中幸存下来，但寿命短，弛豫有限。因此，类昴星团可能形成为膨胀的OB星协的核心，通过填充它们的潮汐半径和具有大的（1 - 2 pc）核心半径。因此建立了簇的"主序列"。最终，一个星团会因为不断缩短的弛豫时间而爆炸性地死亡，并留下一个由大约4 - 10颗恒星组成的残骸，这些恒星排列在一个高度等级化的系统中，因此寿命很长。在非常年轻的星系团中，动力学质量分离是非常迅速的，并且会大大加热星系团，这部分地被原始双星破裂所产生的冷却所抵消。
2000-10-20 astro-ph
The present day mass function in the central region of the Arches cluster
我们通过直接N体模拟研究了年轻致密星团中质量函数的演化。我们的主要目的是解释最近在拱星团中心附近观察到的相对平坦的质量函数。在这个区域，质量大于5-6太阳质量的恒星的质量函数的幂律指数比萨尔皮特值大1;而在更远的地方，质量较低的恒星的质量函数类似于萨尔皮特分布。我们表明，在拱质量函数的特点，可以令人满意地解释没有原始的质量分离。我们从模拟中得出两个结论：1）拱门的初始质量函数与Salpeter斜率一致，下降到~1个太阳质量，2）星系团大约有一半的核心坍缩。其他星团的核心与拱星的特征相似，预计在高质量（>5个太阳质量）恒星的质量函数中也会表现出类似的平坦化。
2007-02-26 astro-ph
The radial distribution of blue straggler stars and the nature of their progenitors
球状星团（GC）中蓝离散星（BSS）的起源仍然没有完全弄清楚：它们可以通过恒星碰撞形成，也可以通过孤立的原始双星（PB）中的质量转移形成。在本文中，我们使用的BSS的径向分布观察到的四个GC（M3，47 Tuc，NGC 6752和欧米茄Cen）调查的形成过程占上风。我们发现，这两个渠道共存于所有考虑的GC。在M3、47 Tuc和NGC 6752中，质量传递（碰撞）BSS相对于BSS总数的分数约为0.4-0.5（约0.5-0.6）。欧米茄Cen的情况是特殊的，具有碰撞BSS的产生不足。如果质量分离还没有驱动相当数量的PB到核心，那么可以理解ω Cen中相对缺乏碰撞BSS，PB通过三体和四体过程主导恒星碰撞。BSS的空间分布提供了强有力的暗示，他们的起源：BSS在集群郊区的形式几乎完全从PBs的质量传递，而BSS发现靠近集群核心最有可能有一个碰撞的起源。
2006-10-24 astro-ph
