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
Mass Segregation in Young LMC Clusters I. NGC 2157
我们已经进行了WFPC 2的V-和I-波段成像的年轻LMC集群NGC 2157。色星等图的构造和等时线拟合得出τ = 100 000 000年，红化E（B-V）= 0.1，距离模量为18.4等。我们的数据涵盖了0.75 < m < 5.1太阳质量的质量范围。我们发现，集群的质量函数的变化显着从内部区域到外部区域，变得陡峭（大量的低质量恒星相对于高质量恒星）在较大的半径。NGC 2157的年龄只有在星团核心才能与它的两体弛豫时标相媲美。因此，观测到的质量函数在较大半径处变陡很可能是星团恒星的初始条件。这样的初始条件在星团恒星形成的模型中得到了预测，在这些模型中，耗散过程对质量更大的恒星作用更强。
1997-10-31 astro-ph
Evolution of mass segregation in open clusters: some observational evidences
在最佳成员列表和双重信息的基础上，我们研究了Praesepe和非常年轻的疏散星团NGC 6231的径向结构。我们发现了星团成员之间以及双星和单星之间的质量分离，这是由多个系统的平均质量更大来解释的。然而，在1.5和2.3 M_sun之间的恒星的质量分离程度在Praesepe比在Pleiades中不太明显。此外，在非常年轻的疏散星团NGC 6231中已经存在质量分离，尽管这个星团可能仍然没有动力学弛豫。我们讨论了这些结果的影响，并提出了一个定性的情况下，在疏散星团的质量分离的演变。在Praesepe中，单颗恒星和主星的质量函数似乎是显著不同的，就像在昂宿星团中一样。我们观察到没有椭圆的外部Praesepe。
1998-03-06 astro-ph
$uvby-H_β$ CCD photometry and membership segregation of the open cluster NGC2682 (M67)
通过对星系团NGC 2682（M67）的深入天体测量和测光研究，我们能够精确地确定它的基本参数。作为一个古老而丰富的星团，M67是分析银盘演化的重要对象。M67是很好的研究，但缺乏广泛和深入的斯特劳格伦测光研究，使我们的结果值得。疏散星团M67中最亮的恒星在我们对NGC 1817和NGC 2548的研究中被用作uvby-Hbeta标准星，覆盖范围的扩大以及观测量的增加使得我们能够获得迄今为止公布的该星团最好的斯特龙格伦数据集。我们讨论了我们的CCD uvby-Hbeta中间带测光的结果，覆盖面积约50'x50'下降到V 19。此外，一个完整的成员分离的基础上天体测量和光度标准。对一个选定的恒星样本进行光度分析，得出红化值E（b-y）= 0.03 \pm 0.03，距离模数V_0-M_V= 9.7 \pm 0.2，[Fe/H]= 0.01 \pm 0.14。通过等时线拟合，我们发现log t= 9.6 \pm 0.1（4.2 \pm 0.2 Gyr）。在V= 16，（b-y）= 0.4附近的一个大约60颗恒星的星团可以被解释为一个前激变变星的星群（如果是成员），或者是一个位于星团两倍距离的G型恒星流（如果不是成员）。
2007-04-22 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 photometric evolution of dissolving star clusters I: First predictions
我们计算了未分辨星团的宽波段光度演化，包括由于质量分离导致的低质量恒星的优先损失。星团的恒星质量函数的演化有三种影响：（a）大质量恒星的演化;（b）早期的潮汐效应降低了质量函数，而与恒星质量无关;（c）在质量分离完成后，潮汐效应优先将质量最低的恒星从星团中移除。结果：（1）在星系团生命的前40%期间，由于潮汐效应导致恒星的丢失，星系团只是变得更暗。(2)在其寿命的40%到80%之间，由于低质量恒星的损失，星团变得更蓝。这将导致低估年龄的集群，如果使用标准的集群演化模型（0.15 - 0.5 dex）。(3)在一个星团的总寿命的80%之后，它会迅速变红。这是因为在主序星低质量端的恒星，优先丢失，比AGB星更蓝，在长波长处占主导地位，导致年龄被高估。(4)具有质量分离和低质量恒星优先损失的星系团在色图中沿着与没有质量分离的星系团几乎相同的轨道演化。因此，除非可以估计簇的总寿命，否则很难将这种效应与由于未分辨簇的簇龄引起的效应区分开来。(5)由于低质量恒星的优先损失而引起的未分辨星系团颜色演化的变化将影响SFH的测定。(6)低质量恒星的优先损失可能解释了NGC 4365中老（~13 Gyr）星团的存在，这些星团在光度上被伪装成中等年龄的星团（2 - 5 Gyr）。[删节]
2006-01-26 astro-ph
Population analysis of open clusters: radii and mass segregation
目的：基于我们在全天星表ASCC-2.5中确定的疏散星团样本，我们推导出大约600个星团的新线性尺寸，并研究了疏散星团中恒星质量分离的影响。方法：利用统计学方法，我们研究了线性大小的分布作为空间位置和集群年龄的函数。我们还研究了统计集群内不同质量的恒星的分布作为集群年龄的函数。结果如下：对于年轻的星系团（<2亿年），星系团的大小与星系中的位置没有显著的依赖关系，而太阳轨道内的老年星系团平均来说比外面的小。此外，小的老星系团更倾向于靠近银河平面，而较大的星系团则更经常地远离银河平面，并在更大的银心距离内。对于（V-M_V）< 10.5的星系团，观测到其表观半径与年龄的明显相关性：从1000万年到10亿年，星系团半径减小约2倍。一个详细的分析表明，这种观察到的效果可以解释的质量偏析，并不一定反映了真正的集群半径的减少。我们发现了后者的证据，年龄超过30万年的大部分集群。在最年轻的星团（500万至3000万年）中，有些星团具有显著的质量分离，而另一些则完全没有分离。当星团年龄在5千万年到1亿年之间时，不同质量的恒星在星团区域内的分布变得更加规则。在较老的星团中，大质量恒星的演化是我们观察到的最显著的效应。
2006-06-09 astro-ph
Mass Segregation in the Globular Cluster Palomar 5 and its Tidal Tails
我们提出的恒星主序星光度函数（LF）的中断，低质量，低浓度的球状星团帕洛玛5和它的定义明确的潮汐尾巴，这是从集群作为其与银河系的潮汐相互作用的结果。我们的深（B ~ 24.5）宽视场测光的结果明确地表明，优先暗淡的恒星被从集群中删除，使集群的主体LF表现出显着程度的平坦相比，其他球状星团。有明显的证据表明，质量偏析，这是反映在径向变化的LF。潮汐尾的低频明显地被微弱的低质量恒星增强。1955年展示了一个二进制的主序列，我们估计光度二进制的频率约为10%。此外，双星显示出质量分离的证据，更大质量的双星系统更强烈地集中在星团中心。
2004-08-11 astro-ph
uvby-Hbeta CCD photometry and membership segregation of the open cluster NGC 2548; Gaps in the Main Sequence of open clusters
本文介绍了星系团NGC 2548（M48）的深CCD紫外-β中带测光。一个完整的成员分析的基础上天体测量和光度标准。对选定的恒星样本进行光度分析，得出红化值E（b-y）=0.06 \pm 0.03，距离模V_0-M_V=9.3 \pm 0.5（725 pc），金属丰度[Fe/H]= -0.24 \pm 0.27。通过等时线拟合，我们发现log t = 8.6 \pm 0.1（4亿年）。结合我们的光学测光和2 MASS的JHK，得到了星团成员星的有效温度。有效温度沿星系团主序的分布呈现出几个空区。已应用测试来研究HR图的主序列中的这些间隙的意义。该方法也被应用于其他几个疏散星团（昴星团，毕星团，NGC 1817和M 67），以构建一个金属丰度和年龄序列。每个集群的结果的比较给出了四个差距具有高度的意义（其中之一，集中在4900 K，以前没有报道）。
2005-04-06 astro-ph
The morphological segregation of galaxies in clusters. II. The properties of galaxies in the Coma cluster
我们一直在寻找沿着哈勃序列的星系属性的差异，并为这些属性对环境的依赖，在后发座星系团的187个星系的绝对星等完整的样本。所有星系的形态类型都是根据我们自己的高分辨率数据确定的。我们还比较了这个样本与其他已发表的完整的样本的星系在英仙座和室女星系团和在本地领域。椭圆星系和椭圆星系在它们所有的内部光度特性上都是高度均匀的。这些星系仅仅通过它们的形态类型和光度就可以很好地描述，而不考虑环境。另一方面，这些星系和它们的子类的一些外部性质明显不同。然后，对于早型星系，环境决定了每种类型的空间密度，但不是类型的内部属性，这在所有环境中都是相同的。螺旋线形成了一个异构的对象类，其光度特性取决于与环境相关的一个额外参数。螺旋作为一个整体类的空间分布是均匀的。因此，对于螺旋星系来说，环境并不决定空间密度，这在所有环境中都是一样的，但强烈影响着星系内部的性质。后发座的星系，在英仙座，主要是相对于超星系团的主方向分离，从而提供了一个新的解释的形态半径和形态密度的关系。
1996-04-12 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
A photometric investigation of the young open cluster Trumpler 15
本文介绍并分析了在船底座螺旋特征的年轻疏散星团Trumpler~15区域的新CCD $UBVRI$测光，直到$V\approx$ 21。星团相当紧凑，核心半径约为2 $^{\prime}$，在星团的距离上约为1 pc。我们提供了第一个CCD调查和更新其基本参数。我们确定了90个候选测光成员的基础上的颜色颜色和颜色的幅度图中的位置。这个样本使我们能够获得距太阳2.4 $\pm$ 0.3 kpc的距离和变红E $(B-V)$ =0.52 $\pm0.07$。我们确认该星团是年轻的，并确定其年龄上限为600万年。此外，我们提请注意主序（MS）的下部，这表明一些恒星可以处于收缩阶段，并在MS中的间隙，我们表明是一个真正的功能，$B1-B5$间隙发现在其他年轻的疏散星团。最后详细研究了Trumpler~15的消光现象，认为它是正常的，并建议总吸收与选择吸收之比$R_V$为2.89 $\pm$ 0.19。
2001-12-10 astro-ph
Photometric variability of young brown dwarfs in the sigma Orionis open cluster
我们已经进行了多历元，时间序列差分I-波段测光的大样本的对象在东南地区的年轻（~3百万年），附近（~350 pc）的猎户座疏散星团。在两年的时间里，在四个晚上对~1000弧分的磁场进行了监测。使用这个数据集，我们已经研究了28个褐矮星星团候选者的光度变化，其质量范围从恒星-亚恒星边界到行星质量域。我们已经发现，大约50%的样本显示光度变化的时间尺度从不到一个小时到几天和几年。I波段光变曲线的振幅范围从小于0.01到~0.4等。观测到K_s带的近红外过量、强的H α发射和大幅度的光度变化之间的相关性。我们简要地讨论了这些结果如何可能适合不同的情况下提出的解释冷和超冷矮星的变化（即磁点，由尘埃云，周围的吸积盘和双星）。此外，我们还测定了三个质量在60 M_Jup左右的天体的暂定自转周期为3 ~ 40 h，其中一个天体的自转速度为14+/-4 km/s。
2004-06-15 astro-ph
Photometric and spectroscopic study of the young open cluster NGC 1893
本文介绍了疏散星团NGC 1893的紫外-β CCD测光。我们的光度测量深度足以覆盖完整的主序B光谱型。我们确定了大约50个非常可能的成员，光谱类型为B 9-A0，其中一些成员的红度比平均值高得多。我们导出了色余E（b-y）= 0.33 ± 0.03和去红距离模V_0 - M_V = 13.9 ± 0.2。从β指数，我们确定了几个候选人的发射线恒星，我们已经获得光谱。其中三个显示对应于光谱类型F的光谱，但在发射中显示H-α。本研究和以前的研究中的光度测量表明存在很强的变异性。这些特征表明它们是光谱型为F的前主序星。我们还确定了两个可能的赫比格是明星。这些结果暗示在NGC 1893中存在相当大的前主序群。
2001-01-19 astro-ph
Low mass stars, brown dwarf candidates and the mass function of the young open cluster NGC 2547
我们提出了一个目录RIZ测光面积为0.855平方度，中心NGC 2547。测量基本上完成了R_c=21.5，I_c=19.5，Z=19.5的界限。我们用这个星表定义了质量约为0.05- 1.0M_sun的NGC 2547候选天体。修正不完整性和污染的前景场矮星后，我们调查的质量函数的集群，其二进制的内容，并寻找证据的质量分离之间的低质量恒星。在高质量恒星（>3 M_sun）和低质量恒星之间有质量分离的证据，但在0.1<M<0.7 M_sun范围内，数据与没有进一步的质量分离相一致。通过拟合King轮廓，我们得出结论，至少有60%的低质量恒星星族包含在我们的调查中。当0.075<M<0.7 M_sun时，星团的质量函数与昂星团非常相似.由于它的年龄（~30万年），我们表明，这个质量函数是强大的几个系统的不确定性可能会影响老年人和年轻的集群，因此是最好的估计在年轻的光盘人口的初始质量函数之一。对于0.05<M<0.075 M_sun，有一些证据表明NGC 2547中的褐矮星与其他星系团相比存在缺陷。这种亏损可能会延伸到较低的质量，或者可能只是一个下降，也许是由于在2800 K的温度下对质量-星等关系的不完全理解造成的。对于质量比大于0.5的系统，NGC 2547中M矮星的双星比例为20%-35%，与实地发现的结果非常一致。
2004-04-01 astro-ph
CCD photometric and mass function study of 9 young Large Magellanic Cloud star clusters
利用CCD对NGC 1767、NGC 1994、NGC 2002、NGC 2003、NGC 2006、SL 538、NGC 2011、NGC 2098和NGC 2136等9个年轻大麦云星云星团的光度和质量函数进行了研究。在亚弧秒视宁度条件下，从3.5米NTT/EFOSC 2上采集了低至V ~ 21等的BVRI数据。首次给出了NGC 1767、NGC 1994、NGC 2002、NGC 2003、NGC 2011和NGC 2136的宽波段测光CCD数据。9个星团中有7个星团的年龄在1600万年到2500万年之间，而剩下的两个星团的年龄分别为$32\pm4$ Myr（NGC 2098）和$90\pm10$ Myr（NGC 2136）。对于7个年轻的集群，年龄估计的基础上，最近的模型和综合光谱被发现是系统性的较低（$\sim$ 10百万年），从目前的估计。在$\sim 2 - 12$ $M_{\odot}$的质量范围内，发现9个簇中的8个簇的MF斜率与$γ$的值相似，范围从$-1.90\pm0.16$到$-2.28\pm0.21$。对于NGC 1767来说，它与$γ= -1.23\pm0.27$相比更平坦。在NGC 2002、NGC 2006、NGC 2136和NGC 2098中观察到质量分离效应。这与Kontizas等人对NGC 2098的发现一致。这些星团中存在的质量分离可能是恒星形…
2008-01-07 astro-ph
Photometric Typing Analyses of Three Young Supernovae with the Robotic Palomar 60-Inch Telescope
我们提出了三个年轻的超新星观测与机器人60英寸望远镜在帕洛玛天文台（P60）的光度分型分析。这是第一次尝试在新发现的超新星上以盲目的方式进行这种照片打字。对于目标超新星之一SN 2004 cs，我们的测光提供了SN类型的第一个限制，我们预测它将是Ia型。然而，相反，我们随后的凯克光谱显示它是一颗不寻常的II型超新星。对于另外两颗超新星，SN 2004 dh（II型）和SN 2004 dk（Ib型），我们的照片分型结果与地面光谱学确定的事件类型一致;然而，SN 2004 dk的颜色也与Ic型或II型分类一致。我们讨论了我们的方法的挑战，由主机星系光污染和未知的光度质量的数据-在这种情况下，它是可取的，以完成分析，只有一个晚上的观察。对非常年轻的超新星的性质和行为的兴趣日益增加，以及此类事件的发现率增加，意味着及时的照片类型分析可以为观测活动提供有用的输入。我们的研究结果证明了P60这样一个项目的价值和可行性，同时说明了它的主要固有缺点：如果没有后来的光谱观测，就无法识别新的和不寻常的事件。
2004-12-08 astro-ph
Photometric Identification of Young Stripped-Core Supernovae
我们提出了一种方法，旨在确定光谱类型的年轻（小于30天后爆炸）和附近（z < ~0.05）超新星（SNe）使用他们的宽带颜色。特别是，我们表明，剥离核心SNe（即，缺氢堆芯坍塌事件，在光谱学上定义为SNeIb和SNeIc，包括广义的SN 1998 bw类事件）可以与其他类型的SNe清楚地区分。利用2002年期间发现的附近SNe的全面普查，我们估计的影响，及时的多波段测光，获得1米级望远镜，将对剥离核心事件的早期识别。将这种新方法与正在进行的光谱后续计划相结合，人们可以预期每年在最大光照前后或之前识别出约20个附近的剥离核心事件。后续研究，包括即时、多历元光谱学和分光偏振测量，以及无线电和X射线观测，可以大大增加我们对这些事件的了解，并揭示它们与宇宙学伽马射线暴的联系。
2004-04-15 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
A photometric study of the young open cluster NGC 1220
我们提出的UBV CCD观测获得的领域的北部疏散星团NGC 1220，其中很少的信息。我们还提供了一个领域5 $^{\prime}$北NGC 1220的BV CCD测光考虑到现场明星污染。我们认为，NGC 1220是一个年轻的紧凑的疏散星团，我们估计的核心半径范围$1.5-2.0$弧分。我们确定了26个可能的候选成员的光谱类型早于$A5$，下降到$V_o$ =15.00马格的基础上的位置在双色图和色幅图（CMD）。通过分析这些恒星的色-色分布和CMD分布，我们发现NGC 1220有一个变红的E $(B-V)=0.70\pm0.15$等，位于距离太阳$1800\pm200$ pc处，年龄约为6000万年。该星团位于银河平面上方约120 pc处，相对于其年龄而言相对较高。
2002-05-29 astro-ph
Photometric observations of Southern Abell Cluster Redshifts Survey Clusters: Structure of galaxies in the inner region of clusters of galaxies
我们分析了1384个星系团的光度特性作为一个函数的归一化距离集群中心。这些星系是从南部阿贝尔星系团红移巡天（SARS）中选出的14个南部阿贝尔星系团的中心区域（$r/r_{200} \leq$ 0.8）中选出的。对于其中的507个星系，我们也获得了它们的光度分布。本文以Sérsic定律中的形状参数$n$为基础，研究了形态-团心距离关系。我们还分析了星系总光度和它们的组成部分（即凸起和盘）在星等上可能存在的分离。结果表明，作为归一化半径的函数，总光度的边际（$2σ$水平）降低。然而，当单独分析膨胀时，发现一个显著的光度分离（投影星系和成员星系分别为$3σ$和$2σ$）。比$M_B \leq -22$亮的凸起部分在团簇的核心比在外部区域大三倍。我们的磁盘组件的分析表明，磁盘是，平均而言，在集群核心比在$r/r_{200} \sim 0.8$发光。此外，我们发现星等-大小关系作为$r/r_{200}$的函数表明（在$2σ$水平上），盘较小，中心明亮的集群的核心。然而，科门迪关系（隆起的大小关系）似乎是独立的环境。
2006-01-04 astro-ph
The Stellar Composition of the Star Formation Region CMa R1. II. Spectroscopic and Photometric Observations of 9 Young Stars
我们提出了新的高，低分辨率的光谱和光度数据的9名成员的年轻协会CMa R1。所有的恒星在一定的距离上都有星周尘埃，这可以从它们与反射星云的联系中得到预期。HD 52721、HD 53367、LkHalpha220和LkHalpha218这4颗星都有Halpha辐射，我们认为它们是Herbig Be星。我们对这些恒星的光度和光谱观测揭示了它们变化的新特征。我们提出的第一个解释的变化HD 52721，HD 53367和两个LkH阿尔法星的部分食双星，磁活动周期和星周尘埃的变化，分别。其余五颗恒星的光谱中没有明显的氢α发射迹象，尽管它们的光谱类型和年龄与HD 52721和HD 53367相当。这表明在CMa R1中恒星周围是否存在圆盘可能取决于恒星的环境。特别是，我们发现所有的H α发射星都位于H II区的弧形边界处或之外，这表明弧内的恒星在大约100万年前通过来自附近O星或附近（< 25 pc）超新星的紫外光子蒸发而失去了它们的盘。
2001-03-21 astro-ph
WFPC2 Imaging of Young Clusters in the Magellanic Clouds
我们利用宽视场行星照相机2 F160 BW、F555 W和F656 N对小麦哲伦星云中的NGC 330和大麦云星云中的NGC 1818、NGC 2004和NGC 2100进行了成像。我们报告这四个集群的光度结果，包括使用光度颜色的集群Be恒星人口的识别。我们提出了理论WFPC2和宽带颜色和测热校正LMC和SMC金属丰度。使用远紫外F160BW滤光片可以精确测定主序星关闭点附近和未演化主序星的有效温度。
1999-10-13 astro-ph
A Constraint on brown dwarf formation via ejection: radial variation of the stellar and substellar mass function of the young open cluster IC2391
利用ESO 2.2米望远镜的广角成像仪（WFI）和Cerro Tololo的CTIO 1.5米望远镜的CPAPIR照相机，我们对疏散星团IC 2391（D~ 146 pc，年龄~ 5000万年，太阳金属丰度）进行了广泛的多波段光度测量。在这里，我们提出的结果，从我们的测光调查和光谱的后续行动的中心部分的调查。
2008-09-30 astro-ph
Photometric variability of a young, low-mass brown dwarf
我们报告的差分I-波段和J-波段测光的S猎户座45，一个冷（M8.5），年轻（1- 800万年）的棕矮星的猎户座σ星系团的质量估计约为20倍的木星质量。我们检测到的变化（振幅范围从34至81毫微克），并观察到在2.5-3.6小时的光学和近红外线曲线的调制。然而，最新的光学数据集在46.4+/-1.5分钟的非常短的周期内呈现调制，这仍然是一个谜。2.5-3.6 h调制的起源是分析在各种情况下：不均匀的功能（尘埃云或磁致暗点）与物体的表面共同旋转，以及存在一个看不见的非常低质量的同伴，是稳步转移质量的主要。由于非常年轻的年龄的对象和它的持续强烈的H α发射，吸积盘的可能存在进行了讨论。如果几个小时的周期与旋转有关，我们的结果表明，sigma Orionis低质量棕矮星的旋转速度比更大质量的星团棕矮星快，其速度与理论推断的质量和半径一致，这意味着所有这些物体都经历了类似的角动量演化。
2003-06-19 astro-ph
Spectral and Photometric Evolution of Young Stellar Populations: the Impact of Gaseous Emission at Various Metallicities
我们包括气体连续谱和线发射到我们的GALEV模型的光谱和光度演化的简单恒星星族（SSP）的各种金属丰度在0.02 <= Z/Zsun <= 2.5。这使得他们能够比以前更年轻。他们现在的年龄范围从400万到140万年。我们指出了非常重要的贡献，气体排放的宽带通量和它们的强烈的金属丰度依赖在非常早期的演化阶段的星团，星系或亚星系碎片与蓬勃进行的恒星形成。在这些活跃的恒星形成区域中，通常可以看到发射线的贡献。没有气体排放的模型根本无法解释它们观察到的颜色，或者导致错误的年龄估计。我们使用最新的莱曼连续发射率，并决定使用最近的经验测定的发射线比相对于H β亚太阳金属丰度。我们证明这种方法的所有情况下，没有或没有足够的光谱信息，以确定所需的光电离模型的所有参数。气体线和连续辐射对宽带通量的影响显示为不同的金属丰度和年龄的函数。除了我们早期型号中已经包含的许多过滤系统外，我们还包括HST NICMOS和高级测量相机（= ACS）过滤系统。
2003-02-07 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
A Photometric Study of the Young Stellar Population Throughout the lambda Orionis Star-Forming Region
我们提供了整个猎户座λ星形成区320，917颗11 < R < 18的恒星的VRI测光。我们统计删除场星，并确定一个有代表性的PMS人口在整个内部的分子环。这个人口的空间分布显示了PMS星的浓度在lambda猎户座和B35暗云的前面。在这些高密度恒星的区域之外，很少发现PMS星，这表明恒星的形成集中在从B35到猎户座λ到B30的拉长的星云中。我们发现一个下限的全球恒星质量约500钼。我们发现，全球的低质量到高质量的恒星的比例是类似的场初始质量函数预测的，但这个比例变化强烈的恒星形成区域的位置的函数。在局部，恒星形成过程并不产生普适的初始质量函数。我们构建了恒星形成复合体的历史。这段历史结合了最近的一颗超新星来解释今天恒星和气体的分布。
2001-10-06 astro-ph
Evidence for primordial mass segregation in globular clusters
我们已经研究了溶解的初始质量分离和未分离的星团由于两体松弛在外部潮汐场，使用Aarseth的碰撞N体代码NBODY 4 GRAPE 6专用计算机。当外推最初没有质量分离模型的结果球状星团，我们得到的时间之间的相关性，直到破坏和质量函数的斜率，在这个意义上说，球状星团这是更接近溶解更强烈地耗尽低质量的恒星。这种相关性符合观测到的大多数球状星团的质量函数。然而，几个球状星团的质量函数在低质量恒星中比这些模型所建议的更强烈地耗尽。如果球状星团最初就开始质量分离，那么这种强烈的质量亏损函数就可以得到解释。原始质量分离还解释了恒星质量函数的斜率与星系团浓度之间的相关性，这是De Marchi等人（2007）最近发现的。在这种情况下，可能所有的球状星团都有一个类似于现在宇宙中年轻的疏散星团的质量函数，至少对于m=0.8 Msun以下的恒星来说是这样。这表明质量函数对于不同的恒星形成环境和金属丰度在-2 < [Fe/H] < 0.最后，我们描述了一种新的算法，它可以初始化固定的质量隔离集群与任意密度分布和质量隔离量。
2008-06-04 astro-ph
On the Relationship between Stellar Rotation and Radius in Young Clusters
我们通过197光度周期的猎户座侧翼领域，83光度周期的NGC 2264，和256测量的v sin i的ONC在年轻的星团中的恒星的早期角动量的历史。我们发现，PMS星，即使是那些没有可观察到的磁盘，显然不保存恒星角动量，因为它们演变了他们的对流轨道，而是演变在几乎恒定的角速度。这一结果与缺乏盘的对流星在收缩时应该旋转的预期不一致，但矛盾的是与盘锁定模型一致。我们简要地探讨可能的解决方案，包括磁盘锁定，出生线效应，恒星风和行星伴侣。我们还没有找到对这一悖论的合理解释。
2001-05-30 astro-ph
Mass Segregation and Tidal Tails of the Globular Cluster NGC 7492
利用宽视场CCD对银河系球状星团NGC 7492进行了测光研究。推导出的VR色星等图向下延伸到约3.5等以下的集群主序列关闭。该区域覆盖42'X42'，大约是该星团已知潮汐半径的3倍。用CMD掩模方法得到的候选成员样本构造了光度、质量函数和表面密度图。NGC 7492有一个非常平坦的质量函数，随着距离星团中心的距离，斜率变化很小。然而，有一个明确的证据表明，从内部到外部区域的质量函数的斜率增加，表明质量分离的集群。NGC 7492的表面密度图显示了从星团中心向银河系反中心（东北）和西北方向的延伸。通过比较尾巴中恒星的光度函数和潮汐半径内恒星的光度函数，我们认为表面密度图中的延伸可能是一个真实的特征。NGC 7492的整体形状非常平坦。如果NGC 7492的扁平形状是由它的旋转引起的，那么银河系的潮汐场一定会产生重要的影响，因为最初的旋转几乎已经被动力学弛豫完全消除了。
2004-09-02 astro-ph
Photometry and membership for low mass stars in the young open cluster NGC 2516
我们提出了一个0.86平方度的CCD测光调查的疏散星团NGC 2516，它的年龄约为1.5亿年，可能有一个低得多的金属比类似年龄的昴星团的结果。我们选择了1254个低质量（0.2和2.0 M_{sun}之间）集群候选者的初步目录，其中约70- 80%预计是真正的。质量函数依赖于金属丰度，但符合Salpeter定律（dN/dlog M ~ M^{-alpha}，对于太阳和半太阳金属丰度，alpha=+1.47+/-0.11或alpha=+1.67+/-0.11），介于0.7和3.0 M_{sun}之间。在较低的质量下（介于0.3和0.7 M_{sun}之间），质量函数急剧下降，α =-0.75+/-0.20（太阳金属丰度）或α =-0.49+/-0.13（半太阳金属丰度），这似乎与在昂星团和场群中看到的更平坦的质量函数不一致。我们通过证明NGC 2516中的质量分离来解释这一点-超过一半的星团低质量恒星预计将位于调查之外。在我们的调查中，质量大于0.3 M_{sun}的NGC 2516恒星的质量是950-1200 M_{sun}，这取决于金属丰度和对未解决的双星应用的校正。修正质量分离后，这个值增加到1240-1560 M_{sun}，大约是昴星团总质量的两倍。
2001-07-05 astro-ph
CCD photometric search for peculiar stars in open clusters. VI. NGC 1502, NGC 3105, Stock 16, NGC 6268, NGC 7235 and NGC 7510
在6个年轻的疏散星团样本中，我们用窄带三滤光片Delta a测光系统观测了1753个天体，发现了11颗真正的磁性化学奇特（CP）星和5颗Be或弱金属星。遥远星系团NGC 3105的结果是最重要的，因为银河系的全球金属丰度梯度的影响仍然未知。这些发现证实CP星存在于非常年轻的疏散星团中（log t > 6.90），银河系中心距离可达11.4 kpc。对于所有的程序集群的年龄，红化和距离模数，使用相应的等时线。通过比较不同的测光研究，可以确定Stock 16中的一些额外的变星。
2005-08-05 astro-ph
Photometric/spectroscopic analyses and magnetic activity in young late-type stars
本文介绍了在对金牛座T型弱线星和金牛座T型后弱线星进行光度和光谱观测的基础上，对金牛座T型弱线星和金牛座T型后弱线星的零龄主序星进行研究的进展。这项研究是一个项目的一部分，该项目基于FOCES@CAHA（西班牙）和SARG@TNG（西班牙）获得的高分辨率光谱以及在卡塔尼亚（意大利）和Ege（土耳其）天文台进行的同期光度测定。主要目的是研究年轻单星光球层和色球层磁活动区的拓扑结构。由于我们的目标是慢旋转（vsini < 25 km/s），对应于旋转周期大于2天左右，我们能够应用基于线深比的光谱技术来测量光球温度调制。这些恒星，可能是恒星运动学群的成员，在CaII H&K和IRT线上显示出发射核心，以及明显的Halalpha核心填充。此外，我们还探测到来自色球上层的HeI-D3线的吸收，推导出锂的丰度（年龄指标），并测量旋转和径向速度。我们发现一个明确的旋转调制，由于光球斑点，无论是在光和温度曲线。Halalpha和CalII-IRT的排放量显示出与旋转相关的公平变化。最后，我们正在开发一个点/谱斑模型再现的数据和推导出的点参数（即，填充因子和温度），并恢复有关色球不均匀性（通量对比度和填充因子）的信息。这项研究对于探索全球恒星参数（例如，表面重力、有效温度）和不同活动水平和演化阶段恒星的斑/谱斑特征。
2008-10-07 astro-ph
Photometric study of the young open cluster NGC 3293
$UBV(RI)_{C}H_α$在疏散星团NGC 3293区域进行了深入和广泛的CCD测光观测。新的数据集可以看到整个星团的序列，直到$M_{V} \approx +4.5$，揭示了具有$M_{V} < -2$的恒星正在从主序列演化出来;具有$-2 < M_{V} < +2$的恒星位于主序列上，而具有$M_{V} > +2$的恒星位于主序列之上。根据我们的分析，星团的距离为$d = 2750 \pm 250 pc$（$V_{0}-M_{V} = 12.2 \pm 0.2$），其核年龄为$8 \pm 1 Myr$。NGC 3293包含了一个重要部分的前主序星（PMS），它们分布在与ZAMS平行的带上，质量从1到$2.5 \cal M_{\sun}$，平均收缩年龄为$10 Myr$。最后一个数值与核年龄估计相差不大。事实上，如果我们考虑到许多可能影响PMS恒星在色星等图上位置的因素，两个年龄可以完全一致。另一方面，恒星形成率表明NGC 3293恒星肯定是在一次事件中形成的，因此有利于恒星形成的同时代过程。此外，利用$H_α$数据，我们在NGC 3293区域发现了19颗具有$H_α$发射迹象的恒星，这再次表明该区域的恒星形成过程仍然活跃。计算出的星团初始质量函数有一个斜率值$x = 1.2 \pm 0.2$，比场星的典型斜率稍平，与其他年轻疏散星团的值相似。
2003-01-27 astro-ph
Stellar Collisions in Young Clusters: Formation of (Very) Massive Stars?
在年轻的星团中，密度可以足够高，速度色散可以足够低，恒星碰撞和合并的概率很大。这被认为是建立恒星质量函数的高质量部分的一种可能方式，也是通过碰撞逃逸形成一颗或两颗超大质量恒星（M > 150 Msun）的一种机制。我很快回顾了恒星碰撞的标准理论，涵盖了致密星团的恒星动力学和恒星之间相遇的流体动力学。碰撞发生在一个显着的速率的条件是比较好理解的理想化的球形星团模型没有初始质量分离，没有气体和主序星（MS）组成。在这种简化的情况下，2体松弛驱动核心崩溃通过质量分离和碰撞相englomerate，如果核心崩溃的时间是短于MS寿命的最大质量的恒星最初存在。这一阶段的结果仍然非常不确定。一个更现实的情况是，一个星团仍然包含大量的星际气体，恒星正在从中吸积。随着恒星质量的增加，星团的中心区域会收缩。这种很少探索的机制可能会导致非常高的恒星密度，但很可能，除了非常丰富的系统，在碰撞开始之前，收缩被少数物体相互作用停止。一个完整的图片，结合这两种情况，将需要解决许多不确定性，包括集群子结构的作用，星际气体的动力学效应，非MS恒星和合并恒星的结构和演化。
2008-03-12 astro-ph
Deep Photometric Survey of IC2391
我们对年轻的南方星团IC 2391进行了深入的调查。我们已经覆盖了2平方米。在R中，I过滤器。我们已经选择了几十个VLM星和BD候选人的基础上，这些对象的颜色-星等图中的位置。
1999-05-18 astro-ph
Circumstellar discs in the young sigma Orionis cluster
我们提出了新的K-和L '-波段成像观测的年轻（3-5百万年）的sigma猎户座星系团的成员，获得UIST在UKIRT。我们确定（K-L '）的颜色过剩的光球，寻找证据，温暖的拱星尘埃周围的83个集群成员，有质量在0.04 Msun和1.0 Msun之间的27。这表明该星团的星周星盘频率至少为（33 +/- 6）%，与先前对较小样本的测定一致（Oliveira等人，2004年），也与Haisch等人（2001年）提出的300万年星盘半衰期一致。有边缘的证据表明，光盘频率下降到较低的质量，但数据也是一致的，没有质量依赖。没有证据表明有和没有拱星盘的物体存在空间分离。
2006-03-10 astro-ph
CCD BV survey of 42 open clusters
我们提出的测光调查的结果，其目的是获得结构和天体物理参数的42个疏散星团。虽然我们的样本绝对不能代表银河系中所有的疏散星团样本，但它确实涵盖了广泛的星团参数，并且足够均匀，可以进行简单的统计考虑。BV宽视场CCD测光得到的疏散星团的光度，结构和动力学演化参数的确定。通过分析径向密度分布确定了极限半径和核心半径。根据太阳金属丰度等时线拟合得到了年龄、红化和距离。利用质量函数研究了系统的动力学状态、质量分离效应，估算了团簇的总质量和团簇成员数。本文首次测定了观测到的42个疏散星团中的11个星团的基本参数。大多数观测到的星团的角大小似乎比星表数据显示的大好几倍。核心和限制集群半径的相关性和后者的参数是3.2倍以上的平均。在动力学演化过程中，团簇的极限半径随团簇质量的增加而增大，极限半径和核心半径均随团簇质量的增加而减小。对于动态不先进的集群，质量函数斜率类似于通用IMF斜率。对于更进化的系统，低质量成员蒸发的影响是清晰可见的。初始的质量分离是存在于所有观察到的年轻的集群，而动态的质量分离出现在集群的年龄大于约log（年龄）= 8。低质量恒星在年龄大于log（年龄）= 8.5且不小于一个弛豫时间的星团核心中是不足的。
2007-04-11 astro-ph
Structure and stellar content analysis of the open cluster M11 with 2MASS photometry
由于2 MASS的广角空间覆盖，对M11的结构和恒星成分进行了全面分析。我们推导出光度和结构参数，并讨论了光度和质量函数的空间依赖性。配光参数与前人基本一致，主要是基于光学。我们得到的核心半径为1.23秒差距，潮汐半径为29秒差距。特别是，该星团的人口足够多，因此潮汐半径可以通过拟合三参数King轮廓来获得恒星的径向分布。我们分析了质量函数的空间分布，发现斜率从核心的-0.73变化到外晕的+2.88。从2 MASS得到的质量函数斜率的空间分布与从光学CCD数据得到的一致，这进一步证实了2 MASS数据的可靠性，为今后在可比的观测极限下进行此类分析提供了依据。我们检测到的质量偏析距离中心的~ 20弧分。我们强调，在核心的质量函数斜率是平坦的，比其他任何地方的质量偏析的后果。得出的星团总质量约为11000太阳质量。
2005-07-08 astro-ph
Young Brown Dwarfs in the Core of the W3 Main Star-Forming Region
利用斯巴鲁望远镜对W3主星形成区的极低质量年轻天体（YSO）进行了深源高分辨率（FWHM ~ 0”.35）JHK近红外观测。近红外巡天覆盖的区域约为2.6弧分^[2]，在JHK波段，10西格玛极限星等超过20等。这项调查是足够敏感，以提供前所未有的细节，在W3 IRS 5地区，并揭示了人口普查的恒星星族下降到物体低于氢燃烧的限制。我们构建了JHK色-色（CC）图和J-H/J和H-K/K色-星等（CM）图来识别非常低光度的YSO并估计它们的质量。基于这些CC和CM图，我们确定了与W3主区域相关的具有红外过量（I类和II类）的嵌入式YSO候选者的丰富人口。在W3 Main附近也发现了大量的红色源（H-K > 2）。我们认为，这些红色的恒星最有可能是前主序（PMS）的恒星与内在的颜色过剩。通过对极低质量PMS天体的理论演化模型与观测CM图的比较，我们发现在观测区域内存在着大量的亚星星族。质量函数（MF）并没有显示出截止和急剧周转的存在下，至少在氢燃烧的极限。此外，MF斜率表明，W3主星中年轻棕矮星和氢燃烧星的数量比可能高于梯形星和IC 348。质量分离的存在，在这个意义上说，相对大规模的YSO位于集群中心附近，被认为是。估计的动力学演化时间表明，在W3主星中观察到的质量分离可能是恒星形成过程的印记。
2008-11-12 astro-ph
A photometric study of NGC 458
我们提出了一个鲜为人知的SMC年轻球状星团NGC 458的CCD调查。NTT的数据，在这里，使我们能够详细研究更内部的区域的集群，这是较少受污染的领域。根据理论等时线，对时代作了初步评价。
1996-10-15 astro-ph
Formation of Massive Black Holes in Dense Star Clusters. I. Mass Segregation and Core Collapse
我们用蒙特卡罗模拟研究了年轻致密星团的早期动力学演化，其中恒星数最多为N~10^7。大质量主序星的快速质量分离和斯皮策不稳定性的发展可以驱动这些系统在初始半质量弛豫时间的一小部分内发生核心坍缩。如果核心坍缩时间小于大质量恒星的寿命，坍缩核心中的所有恒星可能会经历失控的碰撞过程，导致形成大质量黑洞。在这里，我们详细研究了这一过程的第一步，直到发生核心崩溃。我们已经进行了大约100个模拟集群与各种各样的初始条件，系统地改变集群密度分布，恒星IMF，和恒星的数量。我们还考虑了初始质量分离和恒星演化质量损失的影响。我们的研究结果表明，对于具有中等初始中心浓度和任何实际IMF的团簇，核心坍塌时间与初始半质量弛豫时间的比值通常为~0.1，与以前通过直接N体模拟发现的小得多的系统的值一致。具有更高中心浓度的模型，或具有初始质量分离（来自恒星形成）的模型具有更短的核心坍缩时间。值得注意的是，我们发现，对于所有现实的初始条件，坍缩核心的质量总是接近于星系团总质量的~10^-3，这与在各种环境中观测到的中心黑洞质量与星系团总质量之间的相关性非常相似。我们讨论了我们的结果的影响，形成中等质量的黑洞在球状星团和超级星团，超明亮的X射线源，种子黑洞在原星系核。
2004-03-25 astro-ph
Brown Dwarfs: Toward a New Age Scale for Young Open Cluster
我们回顾了在几个年轻的疏散星团中对棕矮星和极低质量恒星的光度搜索的现状，并给出了一些光谱跟踪的结果，包括基于锂耗尽边界位置的新的星团年龄。
1999-05-18 astro-ph
Star formation in young star cluster NGC 1893
我们提出了一个全面的多波长研究的恒星形成区NGC 1893探索大质量恒星对低质量恒星形成的影响。使用近红外颜色，狭缝光谱和窄带$Hα$测光在集群区域，我们已经确定了候选年轻恒星对象（YSO）分布在一个模式，从集群到附近的星云之一Sim 129。YSO的$V, (V-I)$颜色-星等图表明，这些天体的年龄大多在1到5百万年之间。YSO的年龄分布可能表明星团中有一个非同时代的恒星形成。KLF的斜率估计为$0.34\pm0.07$，这与年轻星系团的平均值（$\sim 0.4$）一致。对于整个观测到的质量范围$0.6 < M/M_\odot \le 17.7$，初始质量函数$`Γ$ '的斜率值为$-1.27\pm0.08$，这与太阳附近的Salpeter值-1.35一致。然而，PMS相位星（质量范围$0.6 < M/M_\odot \le 2.0$）的$`Γ$ '的值被发现是$-0.88\pm0.09$，它比质量范围为$2.5 < M/M_\odot \le 17.7$的MS星获得的值（$-1.71\pm0.20$）浅，表明质量函数的斜率在$\sim 2 M_\odot$处出现了突变。估计的$`Γ$ '值表明主序星的质量分离效应，在这个意义上，大质量恒星优先位于星团中心。估计的动力学演化时间大于星团的年龄，因此观察到的星团质量分离可能是恒星形成过程的印记。有证据表明，该区域的恒星形成被触发…
2007-07-02 astro-ph
Search for low instability strip variables in the young open cluster NGC 2516
本文对Antonello和Mantegazza（1986）发表的南疏散星团NGC 2516不稳定带的测光结果进行了修正和补充。没有发现振幅大于$0^m.02$的变星，但通过一种新的统计方法的精确分析，分离出两组小振幅变星：一组周期为$< 0^d.25$（可能是盾牌座$δ$星），另一组周期为$>0^d.025$。在HR图中的位置和视时间尺度可能表明，第二组恒星属于最近发现的一类新的变星，命名为$γ$ Dor变星。它们当然值得进一步研究。我们还提出了一个光度测量的结果之间的比较和可用的指向ROSAT观测这个集群。
1998-05-20 astro-ph
Mass functions and photometric binaries in nine open clusters
利用105厘米Kiso Schmidt望远镜50'× 50'视场的CCD测光数据，研究了9个疏散星团的质量函数。目标星团的年龄和银河系中心距离分别为16 - 2000万年和9-10.8千秒差距。MF斜率的值在-1.1至-2.1之间变化。由Salpeter（1955）导出的IMF斜率的经典值为Γ=-1.35。发现团簇外区的MF比内区的MF更陡，表明团簇中存在质量分离，MF斜率（外区以及整个团簇）随演化参数τ（=年龄/弛豫时间）呈指数衰减.在银河系中心距离较大的地方，小质量成员从星系团外围区域的蒸发似乎并不显著。得出的结论是，初始质量函数（IMF）在anticentre方向的银河系可能是陡峭的比IMF在相反的方向。比较观察到的CMD与合成CMD的集群给出了光度的二元含量~ 40%。
2008-03-02 astro-ph
Photometric study of distant open clusters in the second quadrant: NGC 7245, King 9, King 13 and IC 166
本文用UBV CCD测光研究了位于$l = 90^o - 135^o$之间的四个疏散星团NGC 7245、King 9、IC 166和King 13。所有这些都嵌入在一个丰富的银河系领域。NGC 7245和国王9在天空中靠得很近，并且有类似的红色。距离和年龄是：NGC 7245，3.8 $\pm$ 0.35 kpc和4亿光年;国王9（这个象限中最遥远的星团）7.9 $\pm$ 1.1 kpc和3.0光年。国王13号距离地球3.1 $\pm$ 0.3千秒差距，有3亿年历史。King 9和IC 166（4.8 $\pm$ 0.5 kpc距离和1 Gyr年龄）可能是贫金属的星系团（Z=0.008），如从等时线拟合估计的。在上述经度范围内，年轻星团到银道面的距离的平均值超过2千秒差距（64个星团的平均距离为$-47\pm$ 16秒差距），表明年轻的盘向南纬度弯曲。
2007-03-05 astro-ph
