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
Detection of X-ray Emission from the Arches Cluster Near the Galactic Center
拱门星团是一个非常紧凑的大质量星团，核心半径约为10 $''$（$\sim$ 0.4 pc），由150多颗初始恒星质量大于20~M $_\odot$的O型候选恒星组成，接近G0.12-0.02。用钱德拉X射线天文台上的先进CCD成像光谱仪（ACIS）对位于银河系中心附近的弧射电进行了X射线观测。我们报告了两个X射线源从拱门集群嵌入在一个浴的扩散X射线发射延伸到集群的边缘，至少90 $''\times60''$（3.6 pc $\times$ 2.4 pc）。X射线发射的最亮分量与团簇的核心一致，并且可以与软分量为0.8 keV和硬分量为6.4 keV的双温热谱拟合。星团的核心与先前在无线电波段探测到的几个电离恒星风源相吻合，这表明核心的X射线发射来自恒星风源。在组合激波恒星风逃离星系团的背景下讨论了星系团边界以外的漫射辐射。我们认为，从年轻的星系团，如拱星系团喷出的气体可能是负责整个银河系中心的内度检测到的热和扩展的X射线发射气体。
2001-08-10 astro-ph
The Interplay between Star Formation and the Nuclear Environment of our Galaxy: Deep X-ray Observations of the Galactic Center Arches and Quintuplet Clusters
银河系中心（GC）提供了一个独特的实验室，可以详细研究大质量恒星形成与银河系核环境之间的相互作用。在这里，我们提出了一个100千克拉钱德拉ACIS观测的拱和五重星团。我们还报告了与欧文斯谷毫米阵列的拱门集群附近的致密分子气体的互补映射。点状X射线源的数量-通量关系表明，相对较亮的X射线源数量过多，这显然与星团有关。在拱和五重星团的核心的源极可能是极端碰撞风大质量恒星双星。从拱形星团核心发出的弥散X射线光谱显示出6.7 keV的发射线和随半径急剧下降的表面强度分布，表明起源于星团风。在拱簇附近的外部区域，整体扩散X射线增强演示了弓形激波形态，并在Fe Ka 6.4 keV线发射中突出。这种增强的大部分可能是由于星团和邻近分子云之间正在进行的碰撞造成的。较老且较不致密的五重星系团包含较弱的X射线源和弥散辐射，可能源自低质量恒星天体和星系团风。然而，这些物体的总人口，所观察到的总漫射X射线光度的限制，是大大小于预期的两个集群。这种低质量物体的缺乏可能是银河系中心独特的恒星形成环境的表现。
2006-06-12 astro-ph
Massive Stars in the Arches Cluster
我们提出并使用新的光谱和窄带图像，以及以前公布的宽带图像，在拱星团中的恒星提取测光，天体测量，等效宽度和速度信息。这些数据被解释与风/大气代码，以确定恒星的温度，光度，质量损失率和丰度。我们已经将已知的发射线恒星的数量增加了一倍，我们还首次对银河系中心的任何种群的主序星进行了光谱鉴定。我们的结论是，质量最大的恒星是真正的沃尔夫-拉叶星（WR），也是已知质量最大的恒星之一，它们的M_{initial} > 100 Msun，并且拥有巨大的风，Mdot > 10^{-5} Msun yr^{-1}，富含氦和氮;根据这些鉴定，拱门星团包含了银河系中所有已知WR星的5%。我们发现速度色散的上限为22 kms^{-1}，这意味着在0.23 pc的半径范围内，星系团的质量上限为7（10^4）Msun;我们还估计该星系团的整体日心速度为v_{cluster,odot}，约为+95 kms^{-1}。
2002-08-07 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
Nonthermal Emission from the Arches Cluster (G0.121+0.017) and the Origin of $γ$-ray Emission from 3EG J1746-2851
对银河系中心附近的拱门星团进行的高分辨率VLA观测表明，在$λ$ 3.6、6、20和90厘米处存在连续辐射。在$λ$ 90 cm处的连续发射特别引人注目，因为热源通常在较长波长处变得光学厚并且亮度下降，而非热源的亮度增加。有人认为，从这个独特的源的无线电发射具有紧凑和扩散组件产生的热和非热过程，分别。星团内的致密源来自质量损失恒星的恒星风（Lang，Goss & Rodriguez 2001 a），而弥散辐射可能是由于星团气流的碰撞激波，由于弥散激波加速而产生相对论粒子。我们还讨论了3EG J1746- 2851的$γ$射线发射可能是由于该星系团辐射场的逆康普顿散射引起的，该星系团位于3.3 $'$范围内。
2003-05-16 astro-ph
Mass Function of the Arches Cluster from Gemini Adaptive Optics Data
我们分析了高分辨率自适应光学（AO）的科学演示数据的年轻，大规模的星团拱门附近的银河系中心，获得与双子座北望远镜结合夏威夷大学AO系统Hokupa 'a。利用Figer等人（1999）在等效滤光片F160 W和F205 W上的HST/NICMOS观测值对AO H和K'测光进行了校准。...在进行了全面的技术比较后，将Gemini和HST的数据结合起来，研究了拱星团中恒星质量的空间分布。...在团簇场上观察到强烈的颜色梯度。在距星团核心15角秒的距离上，视消光增加Δ V ~ 10等。消光图显示，在拱的致密部分有一个低消光的空洞（R < 5弧秒），这表明由于恒星风或光蒸发造成的尘埃耗尽。我们校正了消光场的变化，并表明质量函数的斜率受到微分消光效应的强烈影响。我们从这两个数据集获得了质量范围为6 < M < 65 Msun的现今质量函数斜率Gamma=-0.8 +-0.2。空间分析显示，质量函数斜率从星团中心的接近零到R > 10 arcsec时的约-1.7 +-0.7变陡，符合萨尔彼得斜率，Gamma=-1.35。质量函数偏向于拱中心的大质量恒星，这是质量分离的强烈迹象。拱的动力学和弛豫时间尺度估计，并讨论了可能的质量偏析效应相对于团簇形成模型。
2002-08-16 astro-ph
Diffuse X-rays from the Arches and Quintuplet clusters
银河系中心附近年轻星团的起源和初始质量函数仍然知之甚少。其中两个比较突出的星团，拱门星团和五重星团，可能是由恒星形成的冲击波引发的爆发形成的，因为它们的年龄和距离都很接近。然而，它们不寻常的质量分布可能是其他因素所起作用的证据，例如来自星团本身以外区域的恒星捕获。从这些来源发出的漫射X射线为我们提供了一个有价值的，尽管是间接的，测量恒星质量损失率的方法。利用钱德拉最近获得的数据，我们可以研究外流的性质和性质，不仅可以探测相关的物理条件，如高金属丰度，磁场等，而且可以更好地限制星团内的恒星分布，以确定它们的形成历史。在本文中，我们提出了一套三维光滑粒子流体动力学模拟的风-风相互作用的拱门和五重集群。我们主要是由目前已知的组成恒星的属性，虽然我们改变了质量损失率，以确定测量的X射线通量的依赖于假设的恒星特征。我们的研究结果进行了比较的拱星系团的最新观测。我们对五重星系团的分析可以作为与未来对该源的X射线观测进行比较的基础。
2005-01-25 astro-ph
Gemini Near-IR Photometry of the Arches Cluster near the Galactic Center
我们提出了近红外测光的拱星团，一个年轻的和大质量的星团附近的银河系中心。本文分析了银河系中心演示科学数据集中的高分辨率（FWHM 0.2”）H和K'波段图像，这些图像是由Gemini/Hokupa的自适应光学（AO）系统获得的。给出了拱星团的色星等图、光度函数和初始质量函数，并与HST/NICMOS数据进行了比较。在1.0< log（M/M_sun）<2.1的范围内，IMF斜率估计为Gamma = -0.79+/-0.16，与基于HST/NICMOS数据的早期结果非常一致[Figer等人，1999，ApJ，525，750]。这些结果进一步证明了银河系中心附近亮恒星的IMF比太阳附近的IMF平坦得多。这也与最近的一项发现一致，即M33年轻星团中明亮恒星的IMF随着银河系距离的减小而变得更平坦[Lee et al. 2001，astro-ph 0109258]。发现Gemini/AO系统的功率与HST/NICMOS系统的功率相当，但有一定的限制。
2002-09-30 astro-ph
Large scale ionization of the Radio Arc region by the Quintuplet and the Arches cluster
（简短版本）我们提出了一个选择的精细结构线的分析，在银河系中心区域（GCR）的射电弧观测ISO。我们通过NeIII 15.6 mum/NeII 12.8 mum和NIII 57 mum/NII 122 mum的线比研究了电离气体的密度和~ 30 x30 pc^2区域内的大尺度电离结构。由OIII谱线比导出的电子密度（n_e）表明存在扩散电离物质，n_e为10^{1.8-2.6} cm^{-3}。NIII/NII比率显示出两个明显的梯度，一个指向五重星系团，另一个指向拱门星系团。解释电离结构的模型表明，整个区域的大尺度电离可以用五重态和拱形团簇产生的紫外辐射来解释。任何其他电离机制都应该起次要作用。我们还研究了在MSX红外图像中看到的温暖的尘埃泡沫的集群的影响。温暖的尘埃与电离的气体有很好的相关性，表明尘埃也被来自两个星团的辐射加热。此外，当人们考虑到拱形和五重态星团的综合效应时，也可以解释像热灯丝这样的结构的椭圆对称而不是圆形对称。气泡中充满了硬X射线的连续辐射和来自中性或低电离Fe的6.4keV线的辐射。
2001-07-09 astro-ph
Gas Accretion by Globular Clusters and Nucleated Dwarf Galaxies and the Formation of the Arches and Quintuplet Clusters
本文研究了在星际介质中运动的球状星团和矮星系对气体的集体吸积。在ISM的高速度和/或声速的限制下，星系团的集体势能不足以吸积大量的气体，系统内的恒星单独吸积气体。然而，我们表明，当周围介质的声速或相对速度小于集群的中心速度色散，它被吸积到集群的集体潜力之前，被吸积到集群内的单个恒星。集体费率相对于个人费率大大提高。这种效应可能潜在地改变了低倾角和低离心率银河系轨道的球状星团中白矮星的冷却序列，并导致银河系中心附近的球状星团和有核矮星系的一些边缘幸存的核心的复兴。这种效应很少发生，但可能解释了银河系中心附近年轻的大质量恒星群的存在。
2007-03-30 astro-ph
Young Massive Clusters in the Galactic Center
银河系中心的三个年轻星团代表了最接近大质量星爆的例子，它们定义了银河系星团质量函数的质量上限。在这篇综述中，我描述了拱，五联体和中央集群的特点和内容。它们每个都比银河系中的任何其他星团都要大，特别是拱门星团，它的质量和年龄使它成为研究大质量恒星演化和致密恒星系统的理想对象。初步的测量表明，银河系中心的初始质量函数是头重脚轻的，这表明在银河系星团的类似观测中没有环境效应。考虑到五重星团和中央星团相对更进化的性质，这些星团包含了处于各种进化状态的恒星，包括亮蓝变星和沃尔夫-拉叶星。五联体星团提供了一个特别有趣的视角，可以看到已知最大质量的恒星，手枪星和FMM 362。对拱星系团的质谱分析表明，质量上限为150-200 Msun。
2004-03-03 astro-ph
2 um Narrow-band Adaptive Optics Imaging in the Arches Cluster
加拿大-法国-夏威夷望远镜自适应光学帽图像通过窄带滤波器在$K-$波段的拱门集群。连续通量，线通量，和等效宽度来自高角分辨率的图像，一些近衍射极限，为著名的大质量恒星的拱星团。在\ion{He}{1} 2.06 \mic、\ion{H}{1} Br $γ$（2.17 \mic）和\ion{He}{2} 2.19 \mic以及2.03 \mic、2.14 \mic和2.26 \mic的连续位置获得图像。此外，流量为\ion{H}{1} P $α$（1.87 \mic）和附近的连续位置（1.90 \mic）从哈勃空间望远镜档案数据。2 \mic和P $α$的数据揭示了两个新的发射线星和三个较暗的候选发射线天体。在1992/1993年的早期观测和我们从1999年的数据之间的一个对象的光谱变化的迹象found. The比率\ion{He}{2} 2.19 \mic Br $γ$的排放表现出狭窄的分布在恒星之间，表明一个狭窄的演化传播主要集中在光谱类型O 4 If或沃尔夫-拉叶星的WN 7子型。从近似的光谱类型的识别发射线恒星和比较与演化模型，我们推断的集群年龄之间的$\sim$ 2和4.5百万年。
2001-06-27 astro-ph
Stellar Winds and Embedded Star Formation in the Galactic Center Quintuplet and Arches Clusters: Multifrequency Radio Observations
利用甚大阵对银河系中心五联体和拱型星团中的致密射电源进行了多频、多位形的研究。在五重星系团中探测到了10个射电源。这些射电源中的大多数具有上升的光谱指数，并且与已知具有强大恒星风的年轻大质量恒星位置一致。我们的结论是，这些源中最致密的三个是由恒星风辐射产生的;因此，可以推导出质量损失率，其平均值为3 x 10^-5太阳质量/年。其余的来源可能是恒星风发射和周围电离气体的自由-自由发射的组合。在三种情况下，射电源没有恒星对应物，并且无线电发射被认为来自致密或超致密的HII区域。如果是这样的话，这些来源将是在银河系中心星团中发现的嵌入式大质量恒星的第一个探测。与手枪星相关的射电星云类似于LBV星船底座η周围的星云，可能与手枪星的恒星风有关。在拱门星团中检测到10个致密射电源，并被解释为恒星风源，与以前的发现一致。几个来源显示出中等的变化（10-30%），在其通量密度，可能与风排放的非热成分。两个星团中的一些射电源都有X射线对应物，这被解释为大质量双星系统的冲击，碰撞风。
2005-08-08 astro-ph
The lives and deaths of star clusters near the Galactic center
我们研究了银河系中心附近的年轻致密星团的演化和可观测性，如拱和五重星系。星团的建模是通过整合所有恒星的运动方程，同时考虑到恒星和双星的内部演化，以及银河系潮汐场的影响。我们发现，在银河系中心150 pc范围内的星团在~5500万年内溶解，但它们的投影密度在银河系中心方向上仅在几万年内下降到背景密度以下，有效地使这些星团在此之后无法检测到。对拱门星团的详细观测表明，它的质量函数是异常平坦的，并且该星团包含了过多的质量超过20 Msun的恒星。然而，我们的动力学分析表明，所观察到的拱星系团的特征是一致的，一个完美的正常的初始质量函数。观测到的异常是由观测选择效应和星系团的动力学演化共同作用的结果。我们校准的拱门集群使用正常的初始质量函数的当前参数，并得出结论，该集群是更大的质量超过40000 Msun，有一个半质量半径约0.35 PC，位于50和90 PC之间的银河系中心。
2001-08-30 astro-ph
X-raying the super star clusters in the Galactic center
银河系中心拥有一些银河系中已知的最大质量的星团：拱门和五重星团。基于最近公开的钱德拉对这些星团的观测，我讨论了这些星团中大质量恒星的X射线辐射。沃尔夫-拉叶星（WR）的X射线暗淡的一般趋势，没有一个是在五重星系团中检测到的。银河系中已知的最大质量的恒星，手枪星，也没有被探测到，引发了关于这个物体的二元性质的问题。拱星团的X射线辐射主要由三个恒星点源组成。所有三个来源以及星团的散射辐射都在6.4-6.7 keV处显示出强烈的发射，表明存在荧光冷物质。拱门点源可能被认为是碰撞风双星，尽管不能排除其他可能性。
2005-07-29 astro-ph
Primordial Mass Segregation in Starburst Stellar Clusters
我们提出了一个模型来解释在致密和年轻的星暴星团中心部分观察到的质量分离和浅质量函数。该模型假设，最初的前恒星的核心质量函数所产生的原星团云的湍流破碎显着改变的核心合并之前，他们崩溃，形成恒星。适当的，但现实的参数，这个模型的基础上的核心合并和崩溃之间的竞争再现了研究拱集群的质谱。也就是说，在中间和高质量端的斜率再现，以及在6 M_sol观察到的特殊凸起。这种合并-坍缩过程发生在原星团云自由降落时间的四分之一量级的短时间尺度上（即，几个10^{4}年），这表明拱和类似的星团中的质量分离是原始的。最佳拟合模型表明，拱门星系团的总质量为1.45 × 10^{5} M_sol，这略高于经常引用的几个10^{4} M_sol的观测值，但完整性受到影响。导出的恒星形成效率约为30%，这意味着拱门星系团可能是引力束缚的。
2007-11-29 astro-ph
Suzaku Spectroscopy Study of Hard X-Ray Emission in the Arches Cluster
我们提出的结果朱雀研究的拱门集群。用XIS获得了3-12 keV波段的高S/N谱。我们发现，光谱由热等离子体，硬幂律尾，和两个高斯线。根据CaXIX和FeXXV K α线的存在以及FeXXVI K α线的不存在确定血浆组分（kT~2.2 keV）。这两条高斯线代表铁在较低电离阶段的K α和β线。这两条谱线的谱线中心和强度比与中性铁一致。发现硬幂律尾（指数~0.7）没有明显的铁K边缘特征。通过与已发表的Chandra谱的比较，我们得出结论：热辐射分量来自于点状源的集合加上集中在团簇中心的热扩散辐射，而高斯辐射和硬尾辐射分量来自于在更大尺度上扩展的非热扩散辐射.在带限XIS图像中，7.5-10.0 keV发射的分布类似于6.4 keV发射的分布。这强烈表明，幂律发射与基础物理中的6.4和7.1 keV线有关。我们讨论了两种观点来解释硬连续谱和谱线：（1）产生荧光谱线和汤姆逊散射连续谱的X射线光电离;（2）铁原子的非热电子碰撞电离和韧致辐射连续谱。但无论采用哪种方案，来自拱门星系团的光子或粒子通量都太低，无法解释观测到的线和连续谱强度。
2006-11-03 astro-ph
HST/NICMOS Observations of Massive Stellar Clusters Near the Galactic Center
我们报告了哈勃太空望远镜（HST）近红外相机和多目标光谱仪（NICMOS）对银河系中心附近的两个非凡的年轻星团拱和五重星团的观测。这是我们第一次在银河系中心发现了初始质量远低于10 Msun的主序星。我们提出了第一次确定的初始质量函数（IMF）的任何人口在银河系中心，找到一个IMF的斜率是显着更积极的（伽马约-0.65）比平均年轻的星系团在银河系其他地方（伽马约-1.4）。颜色-星等图中的明显转折表明星系团年龄与星系团中光谱类型混合所暗示的年龄一致;我们发现拱门星系团的tau（年龄）约为2+/-1 Myr，五联体的tau（年龄）约为4+/-1 Myr。我们通过将观测到的恒星的质量加到50%的完整性极限，然后外推到1 Msun的较低质量截止值来估计星团的总质量。使用这种方法，我们发现拱门星系团的总质量大于10^4 Msun。对于年龄大于300万年的星团，双值质量-星等关系使得对五联体星团的这种确定变得复杂。我们发现一个下限为6300 Msun的总集群质量，并建议一个最佳估计的两倍，这个值占外围成员的集群。这两个星团的质量使它们成为银河系中两个最大的星团。
1999-06-17 astro-ph
Is the Galactic center populated with young star clusters?
我们研究了银河系中心附近年轻致密星团的演化和可观测性，如拱星团和五重星团。星团的建模与技术的组合;使用直接N体，积分计算所有恒星的运动和详细的恒星和双星演化，以遵循恒星的演化。模拟的星团在银河系的潮汐场中在1000万到6000万年内溶解。在模拟的星团中，预计的恒星密度在寿命的5%到70%之间下降到与银河系中心预计的背景密度相当的水平。而且在以后的年龄里，在背景恒星中很难区分这些星团。这种影响对于距离银河系中心较远的星团更为严重，但在相同距离的投影中。基于这些论点，我们得出结论，银河系中心很容易隐藏10到40个具有类似于拱门和五重星系团特征的星系团。
2000-06-29 astro-ph
An upper limit to the masses of stars
对于恒星没有公认的质量上限。由于对恒星形成的不完全理解，这样一个基本的量在理论上是无法得到的;由于对银河系的观测不完全，这样一个基本的量在观测上也是无法得到的。拱门星团是进行这种测试的理想选择，它的质量足以使恒星质量至少达到400个太阳质量，而且足够年轻，其最大质量的成员仍然可见。它的年龄足够大，可以摆脱其诞生时的分子云，并且足够近，并且距离很近，我们可以分辨出它的单个恒星。在这里，我报告的情况下，恒星的初始质量大于130 M_太阳的拱集群，其中典型的质量函数预测18。我的结论是，这表明恒星的绝对极限为150 M_Sun，因为观测结果与无极限一致的概率为10^-8。
2005-03-08 astro-ph
X-ray Observations of Stellar Clusters Near the Galactic Center
我们报告了首次探测到的X射线发射的五合星团和比较其X射线发射的拱星团。在五重星系团的核心附近发现了四个点源，总的吸收校正光度为~1 \times 10^{33}尔格·秒^{-1}。在五重星系团的核心附近也探测到了弥散的热辐射，经吸收校正的光度为~1 \times 10^{34}尔格·秒^{-1}。我们分析了扩散和点状排放的拱门和五胞胎，并讨论了它们是主机集群风外流的可能性。我们还提出了我们的搜索结果的X射线发射的候选星团在银河系中心（GC）地区。我们使用消光估计近红外颜色和X射线光谱拟合，以及其他红外特性，以确定候选集群是否是新的，GC星团。我们发现，朝向GC发现的六个候选簇中的三个可能是前景簇，其中两个候选簇在X射线数据中未检测到，但具有与GC位置一致的近红外反射，并且其中一个候选簇具有与GC中一致的X射线和近红外反射。候选星团的X射线和红外辐射与已知的大质量GC星团进行了比较。
2004-04-27 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
NTT infrared imaging of star cluster candidates towards the central parts of the Galaxy
我们解决的问题是否银河系的中心部分海港年轻的集群以外的拱，五胞胎和核年轻的集群。最近从2 MASS J、H和Ks图集中确定了大量集中投影的集群候选样本。我们提供了一个目录，更高的角分辨率和更深的图像为57个2 MASS集群候选人，获得了近红外相机SOFI在ESO NTT望远镜。我们将10个物体归类为星团，其中一些深深嵌入气体和/或尘埃云中。其他三个天体可能是星团，尽管在视野中存在尘埃并不排除它们是通过低吸收区域看到的场星的可能性。其中11个天体是恒星集中在几乎没有或没有气体的区域，被归类为溶解星团候选者。最后，有31个天体被证明是几颗明亮恒星的混合体，在低分辨率的2 MASS图像中没有被分辨出来。通过将上述结果与其他已知对象相结合，我们提供了42个嵌入式聚类和投影在7度内的候选对象的更新样本。作为第一步，我们研究Dutra & Bica（2000）的物体11，它从原子核投射大约1度。介绍了H和Ks测光，研究了色星等图和光度函数。天体11看起来是一个质量比拱星或五重星小的星团，它位于距离太阳d=8 kpc的位置，视觉吸收Av=15。
2003-06-29 astro-ph
A hidden population of Wolf-Rayet stars in the massive galactic cluster Westerlund 1
我们报告发现了迄今未被发现的人口沃尔夫-拉叶星在年轻的银河系疏散星团韦斯特伦德1。星团的光谱学鉴定了11个这样的天体;临时分类表明6个是富氮（WN）和5个富碳（WC）。包括先前发现的蓝、黄、红超巨星，韦斯特伦德1号显然拥有非常丰富的大质量后主序星天体。到目前为止，韦斯特伦德1号的后MS人口比其他任何年轻的银河系疏散星团都要大得多--可能除了拱门--这意味着它可能是本星系群中最大的年轻星团之一。
2002-11-12 astro-ph
The Quintuplet Cluster I. A K-band spectral catalog of stellar sources
已知有三个非常大质量的星团位于银河系中心区域，拱门星团，五重星团和中央秒差距星团。我们在ESO-VLT上用积分场摄谱仪SINFONI-SPIFFI获得了五重星系团的光谱观测。光谱范围包括从1.94到2.45微米的近红外K波段。对各个场的3D数据立方体进行通量校准并组合成一个连续的立方体，从中提取所有可检测点源的光谱。我们提出了一个目录的160恒星源的内部部分的五合星团。
2008-09-30 astro-ph
Hot Massive Stars: The Impact of HST
本文综述了哈勃空间望远镜对热亮恒星研究的贡献。光学和红外成像允许对本星系群中年轻的大质量星系团进行空间分辨观测，如R136，NGC 3603和拱门，揭示了前所未有的超大质量O型星的集中。麦哲伦星云中OB星的紫外光谱为解释高红移的贫金属恒星形成星系提供了合适的模板。壮观的影像提供了个别恒星喷出物星云的详细结构，包括与船底座η星有关的侏儒星云和与沃尔夫-拉叶星有关的M1-67。HST已经允许在本星系群之外的巨大HII区域（如NGC 604）中空间分辨单个大质量恒星，以及在更大距离的星暴星系（如NGC 3125）中由大质量恒星的光主导的单个星团。在极贫金属的HII星系I Zw 18中，年轻的大质量星系团的紫外光谱包括大量沃尔夫-拉叶星的特征。
2007-06-30 astro-ph
Winds driven by super-star clusters: The self-consistent radiative solution
在这里，我们提出了一个自洽的稳态解的球对称风驱动的大质量星团的辐射冷却的影响下。我们表明，冷却可能会大幅修改的温度分布，如果注入能量的速率接近一个临界值。我们还证明了当星团中心辐射出去的能量超过能量沉积率的~ 30%时，定常风解不存在。最后，我们彻底讨论了在X射线和可见光线制度的超级星团风的预期外观。将得到的三种解：准绝热解、强辐射风解和抑制定常解与拱星系团、NGC 4303中央星系团和NGC 5253超星云的风进行了比较。
2004-04-14 astro-ph
New infrared star clusters and candidates in the Galaxy detected with 2MASS
在整个银河系的2 MASS J、H和特别是K $_S$星团中发现了42个新的红外星团、恒星群和候选恒星。在天鹅座X区域发现了19个新的星团、恒星群和候选者，而在以前的文献中发现了6个这样的天体。使用2 MASS点源星表的色-星等图提供了7个天鹅座X星系团在1.0 $<$ d $_{\odot}$ $<$ 1.8 kpc范围内的初步距离估计。在银河系7的中心部分，发现了新的红外星团和候选者，而以前有61个天体。在K $_S$的中央隆起区域也进行了寻找突出的暗星云的工作。我们报道了5个暗星云，其中2个是分子云的候选者，它们能够在核心附近产生大质量的星团，如拱星团和五重星团。
2001-07-16 astro-ph
Massive Stellar Clusters in Interacting Galaxies
大质量星系团现在被认为很容易在相互作用和合并的星系中形成，这为研究年轻星系团的性质提供了极好的环境。新的观测表明，最明亮的年轻星团（NGC 4038/39）没有可测量的潮汐半径。大多数观测表明，年轻星系团的光度函数和质量函数都是单次幂律的。然而，在LF的微弱末端存在许多不确定性。例如，来自大质量恒星的污染可能很重要。LF的形状和演化，以及更基本的质量函数，对我们理解大质量星团的形成和毁灭都有影响。
1999-12-21 astro-ph
Massive Star Birth in the Inner Galaxy: Obscured Massive Star Clusters
本文综述了目前银河系大质量星团的人口普查和其中的恒星星族.特别是，我们集中在最近的调查模糊的银河巨星H II（GHII）地区和相关的星团嵌入其中。这些区域被选为最明亮的射电连续源，因此这些星团似乎是银河系中最年轻的大质量星团之一。通过较亮成员的近红外光谱进一步研究了出射恒星星族。我们还讨论了银河系中心（GC）50 pc内的大质量星团，比较它们的已知属性中发现的GHII区域调查。这表明，与GHII地区的一些年轻的星团更适合于测量大质量星团的初始质量函数。窄带图像在中央PC的GC识别年轻的恒星序列与进化的He I发射线星。
2001-10-17 astro-ph
Discovery of New Milky Way Star Cluster Candidates in the 2MASS Point Source Catalog II. Physical Properties of the Star Cluster CC01
在我们持续寻找隐藏的球状星团和大质量拱门状星团的过程中，在2 MASS点源目录中发现了三个新的被遮蔽的银河系星团作为表面密度峰值。在对候选物进行目视检查时，偶然发现了另一个集群。本文介绍了星团[IBP 2002] CC 01的首次深J、H和Ks成像。我们估算了星团的年龄为1 ~ 300万年，距离模数为（m-M）0=12.56+-0.08 mag（D= 3.5Kpc），灭绝时间为AV~7.7 mag。我们还推导了星团的初始质量函数斜率：Gamma=-2.23+-0.16。对初始质量函数的积分得到总团簇质量M_{total} <=1800+-200 Msol. CC 01看起来是一个规则的、质量不是很大的星团，它的形成可能是由附近HII区Sh 2 -228的激波前缘引起的。
2003-09-05 astro-ph
Massive Star and Star Cluster Formation
我回顾了大质量恒星形成理论的现状：从崩溃，大规模，动荡的核心吸积;竞争吸积;和恒星碰撞。我的结论是，观测和理论证据支持这些模型中的第一个。然后我讨论：红外暗云追踪的恒星团簇形成的初始条件、团簇形成的时间尺度以及不同星系环境中团簇初始质量函数的比较。
2006-10-16 astro-ph
Massive star clusters in dwarf starburst galaxies
我将讨论星暴星系中大质量星团的存在，重点是本星系群之外的低质量星系。我将证明，就它们的质量和光度而言，这样的星系可能有非常丰富的年轻发光星系团。
2000-03-10 astro-ph
Discovery of New Milky Way Star Clusters Candidates in the 2MASS Point Source Catalog
对覆盖47%天空的2MASS点源星表进行了系统搜索，旨在揭示银河系中任何隐藏的球状星团。八个新的星团是通过一种搜索算法发现的，该算法基于发现视恒星表面密度的峰值，对它们附近的目视检查又发现了两个。它们都集中在银河平面上，隐藏在Av=20等的后面，这是它们被发现得很晚的原因。大多数新的星团都与H II区或未确认的IRAS源有关，这表明它们是年轻的，可能类似于拱形或疏散星团。只有一个候选者的形态类似于球状星团，其性质的验证将需要比2MASS数据更深入的观测和更高的角分辨率。
2002-08-20 astro-ph
Massive Young Clusters
在过去的十年里，我们逐渐认识到，将星团分为疏散星团和球状星团的传统分类不能轻易地扩展到银河系之外，即使对我们的银河系来说，它也不是完全有效的。传统分类的主要缺陷是存在大质量年轻星团（MYC），它们既像球状星团（GC），又像疏散星团。我们在这里描述的质量和年龄分布的集群一般的重点MYCs。我们还讨论了什么构成集群的问题，并尝试建立一个通用的分类方案。
2003-10-09 astro-ph
Clustered Massive Star Formation in Molecular Clouds
我回顾了大质量恒星形成领域的一些重要问题：原星团的初始条件是什么？它们是如何产生的？星团中单个大质量恒星形成的初始条件是什么？大质量的原恒星是如何积累质量的？我比较了湍流核心模型（McKee & Tan 2003）和附近的几个区域，包括猎户座KL。在这里，我还讨论了国阵的高自行的起源。
2005-07-05 astro-ph
A Population of Massive Globular Clusters in NGC 5128
本文介绍了用6.5米麦哲伦克莱望远镜上的MIKE阶梯光栅摄谱仪对NGC 5128（Centarus A）中14个球状星团的速度色散测量结果。这些星系团是NGC 5128中最明亮的球状星团之一，其速度色散可与本星系群中已知的最大质量星系团相媲美，范围为10 - 30 km/s。我们详细描述了我们的互相关测量，以及模拟量化的不确定性。这14个球状星团是NGC 5128中最亮的球状星团，它们的表面光度和结构参数是由哈勃太空望远镜测量的。我们已经用这些测量结果导出了所有这些星团的质量和质光比，并建立了球状星团的基本平面关系，其质量比本星系团高出一个数量级。NGC 5128星系团的平均质光比为~3+/-1，高于除最大质量的本星系团星系团之外的所有星系团的测量值。这些巨大的星团开始弥合质量最大的星团和质量最小的星系之间的质量差距。我们发现NGC 5128球状星团的性质与有核矮星系和超紧矮星系的中心性质有很好的重叠。由于其中六个星团也显示出潮汐外光的证据，我们假设这些大质量星团中至少有一些是潮汐剥离矮星的核。
2004-03-31 astro-ph
Outflows and jets from massive star-forming clusters
研究年轻的大质量恒星形成星团的外流可以让人们推断出导致最大质量恒星形成的物理过程。我将回顾目前的高空间分辨率干涉（分）毫米的大规模分子外流的研究和高质量恒星形成的影响。一个可能的演变方案，大规模的外流高度准直的结构在最开始和更多的风一样的外流在以后的阶段将被概述。
2004-04-28 astro-ph
An Inverse Problem Approach to Cluster Dynamics
我们提出了一种新的非参数算法，可以实现研究和表征星团。该方案试图同时恢复的恒星分布函数和集群的潜力，通过使用投影半径和速度信息的集群成员。与输入数据最一致的一对函数由Metropolis算法检测。在这项工作中，集群特性恢复CHASSIS校准对N体实现的两个集群，即毕宿和拱门。当团簇服从相空间各向同性的假设时，该算法可以正确地再现团簇的质量和视线投影速度弥散分布。结果表明，恢复的代码是不敏感的初始参数的选择。结果也不受增加输入数据点的数量的影响，只要该数量超过最小值，该最小值对于服从各向同性和球形假设的输入数据集来说是适度低的。
2004-06-04 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
The Birth of Massive Stars and Star Clusters
在现今的宇宙中，似乎大多数，也许是所有的大质量恒星都诞生在星团中。此外，似乎所有的星团都包含着由近似普适的初始质量函数得出的恒星，因此几乎所有的年轻星团都包含着大质量恒星。在这篇综述中，我讨论了与大质量恒星形成和恒星团簇形成相关的物理过程。首先，我总结了恒星形成气体团的观测特性，然后解决以下问题。这些团块是如何从巨大的分子云中出现的？在这些集群环境中，单个恒星是如何形成并获得质量的？一个正在形成的星团可以被视为一个平衡系统吗？或者这个过程太快了，以至于平衡无法建立？反馈如何影响形成过程？
2005-04-11 astro-ph
How many young star clusters exist in the Galactic center?
我们研究了银河系中心200 pc以内的年轻致密星团的演化和可观测性。计算使用直接N体积分的GRAPE-4，包括恒星和二进制演化和银河系的外部影响的影响。这些详细的计算结果被用来校准适用于更广泛的集群初始条件的简化模型。我们发现，星系团在200秒差距内从银河系中心溶解在约70万年。然而，在2000万年内，它们的投影密度下降到银河系中心方向的背景密度以下，有效地使这些星团在那之后无法检测到。距离银河系中心较远但投影距离相同的星系团受到这种选择效应的影响更大，并且可能在其整个生命周期内都未被发现。基于这些发现，我们得出结论，银河系中心200 pc以内的区域可以很容易地拥有大约50个具有类似于拱门或五重星系的性质的星系团。
2000-10-24 astro-ph
Young Massive Clusters
在过去的十年里，我们对银河系中巨大的年轻星团的理解发生了革命性的变化。最初，没有已知的例子具有质量$>10^4$，但我们现在知道，在银河系中至少有六个这样的星系团。除了一个例子外，所有的质量都是通过红外线观测确定的。有几个星系团在很久以前就被确认为星系团，但它们的巨大性质直到最近才被确定。据推测，我们只是触及了表面，我们可能期待在不久的将来，在恒星演化的所有重要阶段，获得具有统计意义的同时代大质量恒星样本。我回顾了导致这一戏剧性转折的努力，以及银河系中年轻大质量星团样本的不断增长。
2008-03-28 astro-ph
Life and Death of Young Dense Star Clusters near the Galactic Center
本文讨论了银河系中心100 pc以内的年轻致密星团的结构变化和质量分离程度。在我们的计算中，这是执行与GRAPE-6，所有的恒星和双星的运动方程计算准确，但银河系的外部潜力解决（半）解析。模拟是为了模拟拱门星团而进行的。我们发现，星团的潮汐场和动力学摩擦不太强烈的扰动是更强的质量分离的影响，导致在一个显着的堆积在集群中心的大质量恒星。在大约350万年的年龄，超过90%的质量超过10 Msun的恒星集中在幸存的星团的半质量半径内。受到母星系潮汐场强烈扰动的星团受质量分离的影响要小得多。
2004-03-05 astro-ph
The Youngest Stellar clusters Clusters associated with massive protostellar candidates
我们报告的217个大规模的原恒星候选人，其中34个集群是新发现的54个嵌入式集群的识别。嵌入式集群被确定为恒星表面密度增强的2 $μ$ m全天巡天（2MASS）数据。因为这些星团都与处于最早演化阶段的大质量恒星有关，所以星团也应该处于演化的早期阶段。因此，这些团簇的性质应该反映与其形成相关的性质，而不是它们的演化。对于每个集群，我们估计的质量，形态类型，光度和消光。我们研究中的星团，通过它们与大质量原恒星和大质量外流的联系，恢复了大质量恒星在第一代低质量恒星完成吸积阶段后开始形成的概念。此外，在这些星团中心观察到的高气体密度和吸积率与高质量恒星通过持续吸积到低质量恒星上而形成的假设一致。
2005-12-10 astro-ph astro-ph.SR
