Study of DDO 68: nearest candidate for a young galaxy?
利用SAO 6 m望远镜对矮星系DDO 68（UGC 5340 = VV 542）进行了光谱学和成像研究，该星系位于发光星系密度很低的区域（Lynx-Cancer空洞）。它在V、R波段和窄H-α滤波器中的深空图像显示，该星系具有非常不规则的形态，南部有一个长长的弯曲尾巴，北部边缘有一个环状结构。后者由5个独立的区域组成，其中3个区域可以用经典的T_e方法测量O/H。它们的加权平均氧丰度对应于12+log（O/H）=7.21+-0.03，在不确定性范围内与IZw 18的值一致。DDO 68的（V-R）颜色在整个星系都是相当蓝色的，表明它的恒星星族很年轻。通过比较指数盘的（V-R）_0色为0.12 ± 0.04与演化星团的PEGASE.2模型，我们首次估计了最古老的恒星星族的年龄，但这需要用其它颜色和分辨恒星的测光来证实。对于连续恒星形成定律，这些年龄在200-900百万年之间，而对于瞬时星暴，这些年龄在100-115百万年之间。我们讨论的属性和可能的青年附近的对象（2.3倍，比著名的年轻星系IZw 18）在其非典型环境的背景下。
2005-08-02 astro-ph
The Magellanic Bridge: The Nearest Purely Tidal Stellar Population
我们报告的观测恒星星族在12个领域跨越麦哲伦云之间的区域，在塞罗-托洛洛美洲天文台的4米望远镜上的马赛克-II相机。观测的两个主要目标是描述年轻的恒星星族（可能是在桥中原位形成的，因此代表了最近的由潮汐碎片形成的恒星星族），以及寻找较老的恒星组成部分（可能是被形成气体桥的相同潮汐力从云中剥离出来的）。我们确定的年轻的云间人口，这提供了一个约束的引力相互作用，形成了桥梁的时间的恒星形成历史。在我们的任何领域，我们都没有探测到属于麦哲伦桥的更古老的恒星星族，这意味着从星云中剥离出来形成麦哲伦桥的物质几乎是纯气体。
2006-12-04 astro-ph
Age Dependence of the Vertical Distribution of Young Open Clusters: Implications for Local Mass Density, Stellar Evolution, and Star Formation
Dambis（1999）列表中的203个疏散星团的年龄是根据Pos等人（1998）的演化轨迹计算的，其中有考虑对流超射的情况也有考虑。在银心距R_0-1 kpc < R_g< R_0+ 1 kpc处，星团层的垂直尺度高度随年龄呈非单调变化，表现出与造父变星类似的波浪状分布（Joeveer 1974），如果分别用无过冲和有过冲的演化模型计算星团年龄，则周期分别为P_Z = 74 +/-200万年和P_Z = 92 +/-200万年。只有在计算星系团年龄时没有或只有轻微的过冲，垂直振荡的周期才能与已知的局部质量密度相一致：基于过冲的年龄意味着局部质量密度为rho = 0.075 +/- 0.003 M_Sun/pc ^3，这与最近基于依巴谷的估计值rho = 0.102 M_Sun/pc ^3不一致（Holmberg和Flynn，2000）。我们的结果意味着最大局部暗质量密度为rho_DM <= 0.027 M_Sun/pc^3。在它们形成的时候，疏散星团平均来说具有过剩的垂直动能，并且作为一个总体不处于维里平衡;此外，它们的初始垂直坐标（出生时）与初始垂直速度呈强正相关（r = 0.81 +/-0.08），因此更倾向于这样一种情况，即盘中的恒星形成是由一些大质量物体落在银河系平面上触发的。
2003-03-20 astro-ph
The spatial and age distribution of stellar populations in DDO 190
本文用3900颗分辨恒星的色星等图和HII区的Ha通量分析了dIrr星系DDO 190的恒星星族的空间分布、恒星形成历史和其它性质。根据红巨星分支的平均色指数，得到平均金属丰度[Fe/H]=-2.0。TRGB的I星等被用来估计距离。DDO 190距离银河系2.9+/-0.2 Mpc，距离M 94星系群（CnV-I）2.1 Mpc，距离M 81星系群2.4 Mpc，距离本星系群重心2.9 Mpc，所有这些都表明它是一个孤立的场星系。该星系的表面亮度分布可用椭圆率e=1-a/b=0.1和P.A.= 82度径向恒星密度分布遵循标度长度a=43的指数规律。“4，对应于611 pc。Holmberg半长轴到mu_B=26.5的估计值为r^B_（26.5）=3。'0. DDO 190中不同年龄的恒星星族表现出强烈的空间解耦，最老的星族比最年轻的星族延伸得更远。小于0.1 Gyr的恒星只占据中心的40“（0.55 kpc）;小于几个（~4）Gyr的恒星延伸到~ 80”（125 kpc），而对于更大的银河系，似乎只有更老的恒星存在。这种行为被发现在所有的dIrr星系的空间扩展的研究已经进行，并可能与星系的运动学历史。
2000-01-26 astro-ph
Silicate Emission in the TW Hydrae Association
长蛇座TW星协是离我们最近的年轻星协。它的成员包括HD 98800、HR 4796A和长蛇座TW，后者是已知距离最近的经典金牛座T星。我们观察到这三颗恒星的光谱在3到13微米之间。在TW Hya中，光谱显示出硅酸盐发射特征，与许多其他具有原恒星盘的年轻恒星相似。11.2微米的特征表明有大量的结晶橄榄石，但并不像一些年轻恒星和太阳系彗星那样强烈。在HR 4796 A中，硅酸盐特征的热辐射非常微弱，表明恒星附近几乎没有（小硅酸盐）颗粒。HD 98800的硅酸盐谱带（我们观察到，但也由Sylvester和Skinner（1996）报道）的强度介于TW Hya和HR 4796之间。
2000-08-01 astro-ph
Kinematic evolution of the young local associations and the Sco-Cen complex
在这项工作中，我们提出了一个方案，最近的恒星形成的历史（在过去的20-30万年）在最近的太阳附近（~150 pc），从研究的空间和运动学性质的成员，所谓的年轻的本地协会，的Sco-Cen复杂的和本地泡，最重要的结构中观察到的本地星际介质（ISM）。
2006-11-24 astro-ph
The young star cluster system of the Antennae galaxies
年轻星团（YSC）系统的研究，特别是在星暴和合并星系，在最近的过去，已经看到了极大的兴趣，因为它提供了重要的输入模型的恒星形成。然而，即使是YSC系统的一些基本性质（如光度函数[LF]）仍然存在争议。在这里，我们研究了最近的主要合并系统，银河系的YSC系统的光度特性。我们发现的证据存在一个统计上显着的营业额在LF。
2008-01-23 astro-ph
Protoplanetary Disks in the Nearest Star-Forming Cloud: Mid-Infrared Imaging and Optical Spectroscopy of MBM 12 Members
最近发现的几组距离太阳100秒差距以内的年轻恒星引起了广泛的兴趣。考虑到它们的接近程度和可能的年龄差异，这些系统非常适合详细研究恒星和行星形成。在这里，我们报告的第一次调查的原行星盘在这样一个群体，高纬度云MBM 12在距离$\sim$ 65 pc。我们目前的中红外观测的八个候选人前主序星（PMS）的成员和两个主序星（MS）在同一视线，可能会或可能不会与该集团。我们还推导出H $α$和Li线宽从中等分辨率的光谱。我们报告了六颗PMS恒星-LkH $α$ 262，LkH $α$ 263，LkH $α$ 264，E02553+2018，RXJ 0258.3 +1947和S18 -的显着中红外过量的发现-可能是由于光学厚的拱星盘。我们对另外两颗PMS星和两颗MS星的通量测量与光球发射一致，使我们能够排除尘埃内盘。我们在MBM 12中发现的圆盘代表了已知最接近的非常年轻的原行星系统样本，因此是红外和毫米波长高分辨率成像的主要目标。
2001-02-15 astro-ph
X-ray emission from young stars in the Tucanae association
我们报告了最近发现的图克坦星协成员的X射线发射，图克坦星协是一组具有年轻特征和类似空间运动的恒星。图格里克星协是最近的已知恒星形成区域（45秒差距），远离分子云。我们利用ROSAT数据档案，并在ROSAT全天巡天（RASS）和定点观测中搜索Tuccenda星的X射线。图格里克州成员的RASS检测率为59%。我们比较的X射线光度函数的Tuccenda协会的其他恒星形成区和年轻的星团。X射线光度函数和在X射线光变曲线中观察到的强烈变化都表明，被检查的恒星是年轻的，大约在1千万到3千万年之间。
2000-07-24 astro-ph
A Young Globular Cluster in the Galaxy NGC 6946
在附近的螺旋星系NGC 6946中发现了一个年龄约为15 My的球状星团，在半径为11 pc的范围内包含5 × 10^5 Msun的恒星，它被尘埃云和半径为300 pc的巨大圆形气泡内的较小年轻星团所包围。在气泡的边缘是一个规则间隔的簇弧，可能是在气泡形成过程中触发的。该区域位于旋臂的末端，表明起源于旋臂气体的不对称坍缩。这个球状星团是与银河系中巨大的古老球状星团相似的星团中最接近的例子之一。我们考虑的能量的气泡和可能的形成机制的球状星团，包括合并较小的集群。
2000-01-29 astro-ph
Radio Constraints on Activity in Young Brown Dwarfs
我们报告搜索无线电发射从三个最近的已知的年轻棕矮星使用甚大阵列。我们获得了2 MASSW J1207334-393254、TWA~ 5 B和SSSPM J1102-3431的3.6cm发射的灵敏上限，它们都可能是$\sim$ 800万年前的TW长蛇座星协的成员。我们推导出的磁场强度和加速电子的数密度的约束，假设年轻的褐矮星大气能够产生回旋同步辐射，似乎是在老褐矮星所示。对于年轻的棕矮星TWA~ 5 B，它的X射线光度与射电光度上限的比值使它处于年轻恒星和较老的活跃恒星的预期范围内。因此，它的行为与较老的棕矮星相比是异常的，其中无线电光度大大增强了预期的关系。我们的观察加深了褐矮星磁场活动的难题，并表明年龄以外的因素对确定冷亚恒星物体的无线电发射更重要。
2006-04-27 astro-ph
Substructure in the Circumstellar Disk around the Young Star AU Mic (GJ 803)
凯克自适应光学成像的物理分辨率为0.4天文单位，可以分辨出AU Mic（GJ 803）的内部（15-80天文单位）圆盘，这是已知的离地球最近的散射光圆盘。内盘是不对称的，在35 AU处结构发生了急剧变化。在25-40 AU的分离处，磁盘还显示出空间局部增强和缺陷。整体形态指向看不见的较大天体的影响，并类似于近期行星形成的预期结构。AU Mic与原型的碎片盘系统Beta Pic是同时代的，它们之间的相似之处指向同步的盘演化。在1200万年前的星周盘中，多个亚结构的迹象似乎很常见。
2004-08-10 astro-ph
Discovery of close companions to the nearby young stars HD 199143 and HD 358623
太阳附近的年轻恒星系统为详细研究恒星和行星形成提供了宝贵的实验室。明亮的F8 V恒星HD 199143和富锂的晚型发射线恒星HD 358623是迄今为止发现的最近的年轻恒星之一，可能是摩羯座年轻星协的成员。我们提出了高分辨率的近红外图像，这两个来源，获得使用自适应光学系统的3.6米望远镜在欧洲南方天文台在拉西拉，智利。我们的观测结果表明，两者实际上都是密近双星系统。新发现的伴星距离为$\sim$ 1“”，可能解释了HD 199143的不寻常特征-快速旋转，发射线，紫外线可变性和过量的红外发射-最近由van den Ancker和同事讨论。HD 199143可能是一个罕见的只有一个圆{ \it secondary}盘的密近双星。由于发现了一颗2“的$\sim$伴星，HD 358623可能是已知距离最近的金牛座T双星之一。这两个双星系统是后续光谱和天体测量观测的主要目标。
2001-09-17 astro-ph
51 Eri and GJ 3305: A 10-15 Myr old binary star system at 30 parsecs
根据Zuckerman et al.（2001，ApJ，562，L 87）的建议，我们认为有证据表明，51 Eri（光谱型F0）和GJ 3305（M0），历史上被分类为太阳附近不相关的主序星，而是一个广泛的物理双星系统和年轻的β Pic移动群（BPMG）的成员。BPMG是几个年龄在1000万年左右的年轻恒星群中最接近的（d < 50 pc），它们在运动学上与最近的OB星协Oph-Sco-Cen星协（OSCA）会聚。结合SAAO光学光度学，Hobby-Eberly望远镜高分辨率光谱学，Chandra X射线数据和UCAC 2目录运动学，我们非常有信心地确认该系统确实非常年轻。GJ 3305本身表现出非常强的磁性活动，但其大部分锂已迅速耗尽。51 Eri/GJ 3305系统是OSCA中已知的最西边的成员，距离主要的子群有110 pc。该系统类似于BPMG宽双星HD 172555/CD-64 d 1208和HD 104237五重奏，这表明动态脆弱的多系统可以在其出生的巨大分子云复合体的湍流环境中生存下来，同时仍然被赋予高的色散速度。附近的年轻系统，如这些是演化的拱星盘和行星研究的极好目标，具有恒星年龄可比的行星形成的后期阶段。
2005-11-21 astro-ph
Two Populations of Young Massive Star Clusters in Arp 220
我们提出了新的光学观测年轻的大质量星团在Arp 220，最近的超亮红外星系，采取UBVI与哈勃太空望远镜ACS/HRC相机。我们发现总共有206个可能的集群，其空间分布集中在Arp 220的核心。我们使用模型星团的轨道，以确定年龄，光度和质量的14个集群与完整的UBVI指数或以前公布的近红外数据。我们估计粗略的质量为24个额外的集群与I < 24马格从BVI指数单独。有用年龄的集群分为两个不同的群体：“1000万”人口（<1000万）和中年人口（~ 30000万）。有许多星团的质量明显超过10^6兆太阳，在最极端的情况下甚至可能超过10^7兆太阳。这些质量足够高，在Arp 220星暴中形成的星团可以被认为是真正的年轻球状星团。此外，这项研究使我们能够将观测到的全球恒星形成率和最大星团光度之间的相关性扩展到恒星形成率的一个数量级以上。
2005-12-15 astro-ph
The Dispersed Young Population in Orion
猎户座OB 1星协距离我们大约400 pc，在天空中的跨度超过200 deg^2，是最大和最近的OB星协之一。猎户座具有广泛的年龄和环境条件，是研究与恒星和行星系统诞生有关的基本问题的理想实验室。这个丰富的区域展示了恒星形成过程的所有阶段，从非常年轻的嵌入式星团到年龄较大的完全暴露的年轻恒星;它还拥有密集的星团和广泛分布在广阔的低恒星密度区域的人口。本文重点介绍后者，即猎户座OB 1中分布在广阔空间尺度上的低质量（M < 2 Mo）主序前星群，主要分布在云外区域。随着正在进行的研究产生了更完整的普查，越来越清楚的是，这种“分布”或非聚集的人口，与位于分子云中的人口一样多;如果不包括这种广泛分布的人口，现代对猎户座恒星形成的研究将是不完整的。
2008-10-13 astro-ph
The Initial Configuration of Young Stellar Clusters: A K-band Number Counts Analysis of the Surface Density of Stars
本文分析了年轻星团GGD 12-15、IRAS 20050+2720和NGC 7129的K波段恒星分布。我们发现两个深埋的星系团，GGD 12-15和IRAS 20050+2720，不是方位角对称的，并显示出高度的结构，在850微米的发射图中观察到的痕迹的间接结构。相比之下，NGC 7129星系团是圆形对称的，密度较小，与850微米的发射反相关，这表明最近发生了气体排出和动力膨胀。我们从最近邻距离估计恒星体积密度，并讨论这些密度对这些地区的拱星盘和原恒星信封的演变的影响。
2005-07-05 astro-ph
Very Long Baseline Array astrometry of low-mass young stellar objects
对年轻恒星物体的多时期无线电干涉观测可用于测量其在天球上的位移，其精确度是目前任何其他波长都无法达到的。特别是，使用经过仔细校准的甚长基线阵列相位参考观测所达到的精度优于50微弧秒。这足以测量三角视差和任何在太阳几百秒差距内的射电发射年轻恒星的自行，其精度优于几个秒差距。利用这种情况，我们已经启动了一个大型项目，主要目的是测量到最近的恒星形成区域（金牛座，蛇夫座，英仙座等）的距离。在这里，我们将介绍金牛座和蛇夫座的几颗恒星的结果，并表明所获得的精度已经比以前的估计高出一个数量级以上。从数据中获得的自行也可以提供重要的信息，特别是在多恒星系统中。为了说明这一点，我们将提出的情况下，著名的系统金牛座T，VLBA数据提供了至关重要的信息的轨道路径的特征。
2008-04-24 astro-ph
X-rays from young stars - a summary of highlights from the XMM-Newton Extended Survey of the Taurus Molecular Cloud (XEST)
金牛座分子云的XMM-牛顿扩展巡天（XEST）是利用XMM-牛顿X射线天文台上的所有仪器对最近的大型恒星形成区金牛座分子云（TMC）进行的巡天。这项调查，目前仍在增长，提供了前所未有的光谱结果，几乎每一个观察到的金牛座T恒星，并从约50%的研究褐矮星和原恒星。该调查包括金牛座T星的高分辨率光谱的第一个相干统计样本，并伴随着TMC的U波段/紫外成像测光调查。XEST发现了新的、系统的X射线特征，这在以前的小样本中是不可能的，特别是经典金牛座T星的X射线软过剩和喷流驱动金牛座T星的双吸收X射线（TAX）光谱。本文总结了XEST的亮点，并回顾了这个大型项目的关键作用。
2007-11-08 astro-ph
Discovery of Diffuse X-ray Emission in One of the Nearest Massive Star-Forming Regions NGC 2024
分析了NGC 2024的深度为75 k s的{ \it Chandra} ACIS-I数据，目的是寻找在这个最邻近的（415 pc）大质量恒星形成区中的弥散X射线辐射。去除点源后，在半径为0.5 pc的中心圆形区域检测到扩展发射。它在空间上与年轻的大质量星团有关。它的X射线谱具有很硬的连续谱（$kT>8$ keV）和类He Fe K $_α$谱线，经0.5- 7 keV吸收校正的光度为2 $\times10^{31}$ \ergs。未被探测到的微弱点源，估计从已探测到的源的光度函数，贡献不到10%的这种排放。因此，发射实际上是漫射的。由于距离NGC 2024很近，而且曝光时间很长，这一发现是大质量恒星形成区存在弥散X射线发射的最有力支持之一。
2006-08-08 astro-ph
The Remarkable Mid-Infrared Jet of Massive Young Stellar Object G35.20-0.74
年轻的大质量恒星物体G35.20-0.74是在双子座南部使用T-ReCS在中红外波段观测到的。先前的观测表明，近红外发射具有扇形形态，与已知与该源相关的双极射电喷流北瓣的发射一致。本文提出的中红外观测结果也显示了单极喷流的形态，并认为观测到的中红外发射主要是由尘埃的热连续辐射。最靠近中心恒星源的中红外辐射被认为是流出腔壁上的直接加热的尘埃。与G35.20-0.74相关的羟基、水和甲醇脉泽在空间上沿着这些中红外腔壁分布。像这样狭窄的喷流或外流腔也可能是甲醇脉泽线性分布的位置，这些脉泽被发现与大质量的年轻恒星天体有关。事实上，G35.20-0.74的中红外辐射主要是由外流，而不是盘辐射，这对那些认为年轻恒星物体的中红外辐射只来自星周盘的人来说是一个警告。
2006-03-16 astro-ph
Mid-infrared imaging of the young binary star Hen 3-600: Evidence for a dust disk around the primary
我们提出了高分辨率的中红外观测附近的晚型年轻的双星系统Hen 3-600。这颗双星距离地球$\sim$ 50 pc，可能是长蛇座TW星协的成员，这是已知的最近的年轻恒星群，年龄为几百万年。我们的图像使我们有可能第一次确定这对相隔1.4“的恒星中的哪一颗拥有IRAS检测到的中红外过量。在近红外线中，辐射主要是光球层，Hen 3- 600 A（M3）和Hen 3- 600 B（M3.5）的通量比为1.6。在4.8 $μ$ m、10.8 $μ$ m和18.2 $μ$ m处，原生尘埃逐渐超过次生尘埃，这表明系统中的大部分星周尘埃都位于亨3- 600 A附近。比较Hen 3- 600 A的光谱能量分布（SED）与经典金牛座T星的平均SED表明，它的盘可能被次级截断，并提供了盘中心洞的初步证据。Hen 3-600系统中尘埃的分布可能为密近双星中原行星盘的形成和演化提供重要线索。
1999-05-14 astro-ph
Spectroscopy of Ultra-Cool Dwarfs
超冷矮星被定义为光谱类型为M7或更高的矮星（Kirkpatrick，Henry，& Irwin 1997），因此包括新的L和T光谱类型。国际天文学联合会在1999年的超冷矮星报告中描述了这些光谱类型的光学和红外光谱特征。本文综述了超冷矮星光谱分类的最新进展，将超冷矮星分为两类：老矮星（>1 Gyr）和它们的年轻祖先（位于最近的恒星形成区和疏散星团（1- 1亿年））。因为前者在附近，后者年轻，这两个群体相对聪明，适合于发现和详细研究。从技术上讲，年轻的超冷天体的光度等级更接近于次巨星而不是矮星;尽管如此，我还是把它们包括在这份关于超冷矮星的报告中。
2004-01-20 astro-ph
A Young Blue Tidal Stream in NGC 5128
星系晕中的恒星流是合并和吸积历史的自然结果。我们目前的证据，在最近的巨型椭圆星系，NGC 5128（半人马座A）的年轻恒星的蓝色潮汐流。使用光学UBVR彩色地图，反锐化掩模，和自适应直方图均衡，我们检测到一个蓝色的弧在西北部的星系，跟踪一个部分椭圆的远心点为8千秒差距。我们还报告发现了许多与弧有关的年轻星团。这些星团中最明亮的一个被光谱证实，年龄为3.5亿年，可能是一个原始的球状星团。这条弧与周围的壳层系统和东北部与喷流有关的年轻恒星不同，很可能是一条潮汐扰动的恒星流绕着星系旋转。从该星系流的综合光学颜色和其动力学破裂时间尺度得出的年龄值为2亿至4亿年。我们认为，这条年轻恒星流是由一个矮不规则星系或类似大小的气体碎片在3亿年前落入NGC 5128并被破坏时经历了潮汐触发的恒星形成爆发而形成的。这条星流中的恒星和星团最终将分散并成为NGC 5128主体的一部分，这表明富含气体的矮星的坠落在恒星晕和球状星团系统的构建中发挥了作用。
2002-08-22 astro-ph
Kinematics of young stars (I): Local irregularities
年轻恒星的局部速度场主要受银河系自转、古尔德带和最近的OB星协及疏散星团的运动学以及螺旋结构的运动学的影响。我们在这里重新审查这个本地速度场使用的大样本附近的O和B星依巴谷星表。高质量的天体测量数据得到了仔细编制的径向速度和斯特罗姆格伦测光的补充，从而可以推导出各个测光距离和年龄。古尔德带从太阳延伸到600 pc，相对于银河平面$i_{\mathrm{G}} = 16$ - $22\degr$倾斜，升交点位于$Ω_{\mathrm{G}} = 275$ - $295\degr$。大约60%的年龄小于6000万年的恒星属于这种结构。当使用按年龄或距离选择的不同样本时，发现的奥尔特常数值使我们能够将观察到的系统趋势解释为古尔德带运动学行为引起的特征。Sco Cen和Ori OB 1配合物的贡献在古尔德带系统的扩展的表征进行了讨论。我们发现，一个积极的$K$ -长期仍然当这些聚集体被排除在外。从恒星的运动学行为和它们的空间分布，我们得出古尔德带系统的年龄在30-60百万年之间。
2000-05-15 astro-ph
On the MBM12 Young Association
我提出了一个全面的研究MBM 12青年协会（MBM 12 A）。通过结合红外（IR）测光从两微米全天巡天（2 MASS）调查与新的光学成像和光谱学，我已经完成了一个人口普查的MBM 12 A的成员是0.03 Msun（H~15）的1.75度X 1.4度的领域包围MBM 12云。我发现五个新成员的质量为0.1-0.4 Msun和一些额外的候选人，还没有观察到光谱。通过对MBM 12方向恒星的光学和红外测光分析，我确定了在星云前景和背景中的M矮星。通过将这些恒星的星等与局部场矮星的星等进行比较，我得出了到MBM 12云的距离模数为7.2+/-0.5（275 pc）;它不是最近的分子云，也不是在热电离气体的局部气泡内，正如以前的距离估计为50-100 pc所暗示的那样。我还使用Li强度和H-R图来限制MBM 12 A和其他年轻人群的绝对和相对年龄;这些数据表明MBM 12 A的年龄为2 + 3/-100万年，TW Hya和Eta Cha协会的年龄为1000万年。MBM 12 A可能是金牛座暗云（约100万年）中年轻恒星聚集体的一个稍微演化的版本，其年龄接近IC 348星团（约200万年）。
2001-05-29 astro-ph
A high-frequency radio continuum study of massive young stellar objects
我们展示了使用A配置的甚大阵列（VLA）在5至43 GHz之间的频率下对五个大质量年轻恒星物体（YSO）样本进行的高分辨率观测：LkHa 101、NGC 2024-IRS 2、S106-IR、W75 N和S140-IRS 1。分辨率从0.04角秒（在43 GHz）到0.5角秒（在5 GHz）不等，对应于我们最近的源的线性分辨率高达17 AU。本文还介绍了S106-IR在23 GHz的MERLIN观测，分辨率为0.03角秒。S106-IR和S140-IRS 1在43 GHz处垂直于其大尺度双极流出方向伸长。这证实了以前在MERLIN 5 GHz观测中看到的这些源的赤道风图像。其他源在43 GHz处勉强分辨。在我们的样本中，我们得到的源的光谱指数范围从+0.2到+0.8，通常与电离恒星风一致。我们将我们的源建模为均匀的等温球形风，LkHa 101和NGC 2024-IRS 2产生最佳拟合。然而，在所有情况下，我们的拟合只给出了2000至5000 K的风温度，远低于相同光度的主序星的有效温度，这可能是由于风的clusified性质。
2007-05-31 astro-ph
An extragalactic supernebula confined by gravity
对于被称为球状星团的巨大星团的起源知之甚少。几十万颗恒星是如何同时形成的？它们的体积只有几个光年，距离太阳最近的邻居只有几个光年。来自明亮的年轻恒星的辐射压力和恒星风应该会驱散恒星形成气体，破坏星团的形成。我们银河系中的球状星团无法提供答案;它们有数十亿年的历史。在这里，我们报告的测量红外氢复合线从一个年轻的，形成的超星团在矮星系，NGC 5253。这些线条出现在被一个估计有百万颗恒星的星团加热的气体中，这些恒星如此年轻，以至于它仍然被气体和尘埃所笼罩，从光学上看是隐藏的。我们证实，该星团包含4000-6000大质量，热的“O”型恒星。我们发现，星团内的气体是由引力束缚的，这可能解释了为什么这些多风和发光的O型恒星还没有吹走气体，使星团从它的诞生茧中出现。在本地和遥远宇宙中的“星爆”星系中的年轻星系团可能同样受到引力的限制和隐藏。
2003-11-06 astro-ph
Keck Adaptive Optics Imaging of Nearby Young Stars: Detection of Close Multiple Systems
利用位于莫纳克亚山上的凯克II 10米望远镜上的自适应光学，我们已经调查了24颗已知的最近的年轻恒星，以寻找亲密的同伴。我们的样本包括MBM 12和TW Hydrae young协会的成员，以及金牛座恒星形成区的经典金牛座T双星UY Aurigae。本文介绍了10个近距离多重系统的相对测光和精密天体测量。与其他年轻区域相比，TW Hydrae和MBM 12组的多重性频率较高，但由于统计数量较少，因此该结果的意义较低。我们解决S 18成一个三重系统，包括一个紧密的63 MAS（预计分离17 AU的距离为275 pc）二进制的第一次，与层次结构让人想起大众Chamaeleontis和金牛座T。在我们的样本中的另一个紧二进制- TWA 5Aab（54质量或3 AU在55 pc）-提供了在几年内使用天体测量观测动态质量测量的前景，因此可能是重要的测试前主序列进化模型。我们的观测结果以9 σ的置信度证实了棕矮星TWA 5 B与TWA 5A的结合。我们发现，UY Aur的流量比发生了显着变化，超过一个量级的H-波段，可能是由于可变消光。在较小的通量比下，该系统可能再次成为可探测的光学双星，就像它在1944年被发现时一样。总之，我们的研究结果表明，大型望远镜上的自适应光学是一个强大的工具，用于检测紧密的同伴，从而探索频率和配置的密切多个系统。
2003-06-25 astro-ph
A Catalog of Extended Green Objects (EGOs) in the GLIMPSE Survey: A new sample of massive young stellar object outflow candidates
利用斯皮策GLIMPSE Legacy调查的图像，我们已经确定了300多个扩展的4.5微米源（缩写为EGO，扩展的绿色对象，用于在3色复合IRAC图像中将[4.5]带编码为绿色）。我们提出了这些EGO的目录，包括在3.6，4.5，5.8，8.0和24微米的GLIMPSE和MIPSGAL调查的综合通量密度测量。我们样本中的源与最近的IRAS点源之间的平均角间距>1弧分。大多数的EGO与红外暗云（IRDC），高分辨率6.7 GHz的甲醇脉泽调查重叠的GLIMPSE覆盖范围，EGO和6.7 GHz的甲醇脉泽是强烈相关的。扩展4.5微米的发射被认为是追踪原恒星外流中的冲击分子气体; EGO与IRDC和6.7 GHz甲醇脉泽的关联表明，扩展4.5微米的发射可能会精确定位大质量原恒星的外流。EGO的中红外颜色位于仍然嵌入在下落包层中的年轻原恒星所占据的色-色空间区域。
2008-10-02 astro-ph
The Nearest OB Association: Scorpius-Centaurus (Sco OB2)
我们总结了最近的大质量恒星形成区域天蝎座-半人马座OB星协（Sco OB 2）的恒星星族和恒星形成历史的观测结果。它由三个亚群组成，上天蝎座（US），上半人马座-狼疮（UCL）和下半人马座-十字座（LCC），年龄约为5，17，160万年。在上天蝎座，许多研究最近揭示了数百个低质量的协会成员，包括数十个褐矮星。经验质量函数可以在0.1 M_sun到20 M_sun的整个恒星质量范围内建立，并且被发现与最近确定的场初始质量函数一致。低质量恒星的年龄在500万年左右，与先前（独立）推导出的高质量成员的年龄相同。这支持了早期的迹象，即美国的恒星形成过程被触发，并同意以前的说法，即触发事件是来自附近UCL群的超新星和风驱动的冲击波。在较老的UCL和LCC区域，最近在X射线和自行选择的候选者中确定了大量的低质量成员。在这两个亚群中，通过对更知名的区域（主要是狼疮和TW Hya协会）附近的X射线源的调查，也偶然发现了低质量成员。虽然这两个亚群的平均年龄似乎都在1600万年左右，但它们都显示出具有亚结构的迹象。它们的恒星形成历史可能比更年轻、更紧凑的美国集团更复杂。...（摘要缩写;完整摘要见论文）。
2008-09-02 astro-ph
STIS Spectroscopy of Young Star Clusters in "The Antennae" Galaxies (NGC 4038/4039)
利用空间望远镜成像光谱仪（STIS）及其52“× 0.2”狭缝，在银河系的三个位置获得了几十个年轻星团的长狭缝光谱。基于H-α发射线测量，7个不同星系团聚集体（“结”）中星系团之间的平均速度离散度<10 \kms。这一上限与典型旋涡星系盘中气体的速度色散相似，这一事实表明，年轻的大质量致密星团（“超级星团”）的形成机制不太可能是高速云-云碰撞。另一方面，在螺旋星系盘中预先存在的巨大分子云被触发形成团簇形成的模型与观测到的低速弥散是相容的。这些结论与Zhang等（2001）通过比较星系团的位置与附近星际介质的速度和密度结构得出的结论是一致的。我们发现的证据系统较低的值的线比[NII]/H-α和[SII]/H-α在明亮的中心区域的一些结，相对于他们的外部区域。这表明，较硬的电离光子在最靠近星系团的区域被耗尽，而更远的扩散电离气体则被剩余低能光子的“泄漏”光电离。[SII]/H-alpha线比率的低值，通常[SII]/H-alpha<0.4，表明发射区域是光电离的，而不是冲击加热的。缺乏激波加热气体的证据是一个额外的迹象，表明高速云-云碰撞在年轻星系团的形成中没有发挥重要作用。
2005-07-29 astro-ph
The Orion Molecular Cloud 2/3 and NGC 1977 Regions
猎户座分子云2/3区域（以下简称OMC-2/3）和反射星云NGC 1977包含了猎户座A分子云的一部分，该部分正在经历剧烈的恒星形成活动。最接近500 pc的原恒星最丰富的组合之一是OMC-2/3，而NGC 1977包含一个超过100颗年轻恒星的星团。在这篇评论中，我们提出了一个普查的原恒星，前主序星，和年轻的棕矮星在这些地区。这些是通过亚毫米测量，远红外到近红外成像和地基望远镜的光谱学，斯皮策太空望远镜的中红外测光以及钱德拉X射线天文台的X射线观测来确定的。我们提出了一个概述的分子气体的分布与这些地区和丰富的复杂的冲击加热星云所产生的年轻恒星与分子气体的相互作用。最后，我们讨论了OMC-2/3和NGC 1977与邻近的猎户座星云团和猎户座OB 1星协的关系。
2008-09-23 astro-ph
Star Formation and Molecular Clouds at High Galactic Latitude
在这一章中，我们将回顾在银河系高纬度地区发现的年轻恒星和分子云$(|b| \ge 30^\circ)$。这些主要与天空中的两个大尺度结构，古尔德带和金牛座恒星形成区，以及少数分子云，包括MBM 12和MBM 20，作为一个群体，由离我们太阳最近的恒星形成地点组成。也有一些年轻的恒星被发现在明显的孤立远离任何分子云。高纬度云主要是半透明的分子云和弥漫的银河卷云，其中大部分在高纬度看到，只是因为它们靠近太阳。罕见的例外是那些，像Draco和其他中等或高速云，发现显着高于或低于银河平面。我们审查的过程中，导致在这些低密度和extraplanar环境中的恒星形成，以及孤立的金牛座T星的生产机制。我们提出并讨论了已知的高纬度恒星托儿所和年轻的恒星对象。
2008-11-20 astro-ph
Super Star Clusters in M82
M82是离我们最近的星暴星系。它包含两个巨大的超级星团系统，一个是今天在活跃的恒星形成核心中产生的，另一个是由早期的恒星爆发事件产生的，这与它的邻居M81的最后一次轨道通过相吻合。M82的邻近性使得它对于大规模年轻星团及其环境的广泛研究具有独特的价值。
2001-06-26 astro-ph
Stellar Populations and the Local Group Membership of the Dwarf Galaxy DDO 210
本文介绍了矮星系DDO 210的深BVI CCD测光。DDO 210的色星等图显示了一个清晰的红巨星分支（RGB）和一个蓝色的羽流。发现RGB的尖端在I_TRGB = 20.95 +/- 0.10 mag.由此估计到DDO 210的距离为d = 950 +/- 50 kpc。DDO 210到本地群中心的对应距离是870 kpc，表明它是本地群的成员。红巨星分支星的平均金属丰度估计为[Fe/H] = -1.9 +/- 0.1 dex。在Holmberg半径内DDO 210的积分星等DDO 210的表面亮度（r_H=110 arcsec = 505 pc）为M_B=-10.6 +/-0.1 mag和M_V=-10.9 +/-0.1 mag。175件DDO 210中最亮的蓝色和红色恒星（BSG和RSG）被发现是附近星系中最暗的年轻恒星星族：<M_V（3）>_{BSG} = -3.41 +/-0.11 magand <M_V（3）>_{RSG} = -4.69 +/-0.13 mag.恒星形成速率的增强在DDO 210的中心区域观察到了数百万年的时间。在星系的外部区域观察到相反的趋势，这表明可能存在螺旋星系中发现的盘/晕的双组分结构。然而，这种两部分结构的真正性质必须通过更详细的观察来证实。
1999-05-12 astro-ph
Accretion Disks around Young Stars: Lifetimes, Disk Locking and Variability
我们报告了对最近的四个年龄跨度为600 - 3000万年的年轻恒星协会中的盘吸积和相关现象进行全面研究的结果，这一时期可能与行星形成的后期阶段相吻合。我们已经获得了100颗低质量恒星的650个多历元高分辨率光谱，这些恒星可能是eta Chamaeleontis（~ 600万年），TW Hydrae（~ 800万年），beta Picture（~ 1200万年）和Tucanae-Horologium（~ 3000万年）群的成员。我们的数据收集了12个晚上之间的2004年12月至2005年7月的麦哲伦粘土6.5米望远镜。基于H $α$线的配置文件，以及各种其他的发射线，我们发现明确的证据，正在进行的吸积在三个11 eta茶星和两个32 TW长蛇座成员。57个贝塔皮克或塔克-霍尔成员中没有一个显示出可测量的吸积迹象。总之，这些结果意味着显着的磁盘吸积过程中的第一个几个百万年的低质量恒星的生命的演变。虽然一些磁盘可以继续吸积高达~10万年，我们的研究结果表明，磁盘吸积超过这个时间尺度是相当罕见的。这一结果提供了一个间接的约束的时间尺度内磁盘的气体耗散，反过来，对气体巨星行星形成。我们样本中的所有吸积体都是慢旋转体，而非吸积体的旋转速度范围很大。这可能暗示了在大约800万年前由盘引起的旋转制动。我们的多历元光谱证实，发射线的变化是常见的，即使在有点老的金牛座T星，其中吸积物往往表现出特别强烈…
2006-05-23 astro-ph
Searching for Earth analogues around the nearest stars: the disk age-metallicity relation and the age distribution in the Solar Neighbourhood
地球大气层的化学成分在其历史过程中经历了实质性的演变。其他行星系统中的类地行星也有可能经历类似的变化;因此，在设计类似地球的巡天时，附近恒星的年龄分布是一个重要的考虑因素。Valenti & Fischer（2005）提供了太阳附近1039颗FGK矮星的年龄和金属丰度估计。使用依巴谷星表作为参考，以校准潜在的偏差，我们已经从Valenti-Fischer数据集中提取了附近恒星的体积有限的样本。与其他最近的调查，我们的分析显示了明确的证据，年龄金属丰度关系在当地的磁盘，虽然在任何时代的大量分散。平均金属丰度从大约10 Gyrs的回顾时间的-0.3 dex增加到今天的+0.15 dex。补充瓦伦蒂-费舍尔测量与文献数据，以提供一个完整的体积有限的样本，附近的FGK矮星的年龄分布是大致一致的恒星形成率在银河系盘的历史。与此形成鲜明对比的是，大多数已知有行星伴星的恒星都小于5 Gyrs;然而，有行星伴星的恒星在0.4 AU内的年龄分布明显更平坦，表明这些系统在许多Gyrs的时间尺度上是稳定的。几个较老的，较低的金属丰度的宿主星有增强的[α/Fe]比，这意味着厚盘的成员。如果类地行星的出现频率也与恒星金属丰度相关，那么这类行星系统的年龄中值可能为~3 Gyrs。我们讨论了这一假设的影响，在设计搜索地球类似物附近的恒星。
2007-04-18 astro-ph
A Study of Edge-On Galaxies with the Hubble Space Telescope's Advanced Camera for Surveys. I. Initial Results
我们提出了哈勃太空望远镜/ACS快照调查的16个附近，边缘上，晚型星系覆盖范围从2到19百万秒差距的初步结果。这些星系的图像显示出明显的恒星星族。我们推导出F606 W和F814 W测光> 120万颗恒星，并提出色星等图，显示了年轻的混合物，在每个星系中的中间，和老恒星。在其中一个区域，我们偶然发现了来自大麦云星云的恒星。我们还确定了一个候选的年轻矮星系，位于NGC 4631平面上方约2kpc处。对于最近的六个星系，我们推导出红巨星分支距离的尖端，并证明这些星系落在K波段塔利-费舍尔关系建立在集群。从红巨星分支的颜色中，我们还发现了这些星系具有贫金属厚盘或晕群的证据。
2004-12-02 astro-ph
A 2dF spectroscopic study of globular clusters in NGC 5128: Probing the formation history of the nearest giant Elliptical
我们利用英澳望远镜的2dF装置对巨大椭圆星系NGC 5128中的球状星团进行了光谱研究。我们获得了总共254个GC的积分光谱，其中79个是新确认的径向速度和光谱的基础上。此外，我们还获得了沿南长轴的星系星光积分谱。我们推导出一个经验的金属丰度分布函数的207 GC（~14的估计总GC系统）的基础上银河系GC。该峰在[Z/H]~-1.3和-0.5处具有高统计显著性的多峰。在20 kpc（~4 Reff）处，GC的丰度和恒星晕的丰度之间的比较揭示了在分布的富金属端处的紧密重合。然而，与GC相比，内部8 kpc的恒星星云显示出明显过量的富含金属的恒星。我们比较了一个更高的S/N子样本（147 GC）与两个恒星星族模型，其中包括非太阳丰度比校正。我们的绝大多数样本（约90%）看起来很老，年龄与银河系GC系统相似。有证据表明，存在一群中等年龄（~4-8 Gy）的GC（<15%的样本），平均而言，它们比旧GC更富含金属。我们还确定了至少一个年轻的集群（~1-2 Gy）在星系的中心区域。我们的观测结果与NGC 5128自z=1以来至少经历了两次合并和/或涉及恒星形成和有限GC形成的相互作用的图片是一致的，但是非正则热恒星星族对GC综合光谱的影响在我们的GC年龄估计中仍然是一个突出的不确定性。
2008-03-07 astro-ph
A FLAMINGOS Deep Near Infrared Imaging Survey of the Rosette Complex I: Identification and Distribution of the Embedded Population
我们提出了一个深的近红外成像调查的玫瑰复合体的结果。我们研究了年轻的嵌入源的分布，使用最近邻法的变化，适用于一个精心挑选的样本的近红外过量（NIRX）的跟踪复杂的恒星形成的最新一集的明星。我们的分析证实了先前在分子云中检测到的七个簇的存在，并在复合物中发现了另外四个簇。我们确定，复合体中60%的年轻恒星和分子云中86%的恒星都包含在星团中，这意味着玫瑰星云中的大多数恒星都形成于嵌入式星团中。我们比较了单个星系团的大小、红外过剩分数和平均消光，以研究它们的早期演化和膨胀。我们发现，星团的平均红外过量分数随着与NGC 2244的距离而增加，这意味着整个复杂的恒星形成的时间序列。这个序列似乎是原始的，可能是由于分子云的形成和演化，而不是与HII区域的相互作用。
2007-09-18 astro-ph
Starburst in HS 0822+3542 induced by the very blue LSB dwarf SAO 0822+3545
（节录）。最缺乏金属的蓝色致密星系（BCGs）HS 0822+3542（Z=1/34 Zsun）也是最近的此类天体之一。其当前SF爆发的触发机制仍不清楚。我们发现了一个非常蓝的（（B-V）tot=0.08和（V-R）tot=0.14）LSB（μ B^0> 23.4角秒^-2）矮不规则（dIrr）星系，命名为SAO 0822+3545。它的相对速度很小，距离BCG的距离约为11 kpc，这意味着它们的物理联系。对于这个LSB星系，我们提出的光谱结果，总的B，V，R等，有效半径和表面亮度（SB），我们描述了它的形态学特性。我们比较非常蓝色的这颗矮星与PEGASE.2模型的Z=1/20 Zsun恒星星族的颜色演变，并结合这种分析的数据上的LSBD EW（Ha）值。最能描述所有观测数据的模型取决于所用IMF中大质量恒星的相对比例。对于Mup = 120 Msun的Salpeter IMF，最佳模型包括年龄约为1000万年的“年轻”单恒星星族（SSP）和年龄约为0.2- 10 Gyr的“老”SSP。旧组分与新组分的质量比应在10至30的范围内。讨论了在过去的~100-200百万年期间，相互作用在触发星系主要SF事件中的作用。对于BCG，基于6米望远镜的光谱，我们估计了它的SF区的物理参数，并提出了电离气体超壳层的第一个证据。这对矮星位于附近的Lynx-Cancer空洞深处，最近的明亮（L >…
2003-07-31 astro-ph
PV Ceph: Young Star Caught Speeding?
三条独立的证据表明，年轻的恒星PV Ceph正在以大约20公里/秒的速度穿过星际介质。第一个，也是最强烈的，运动的建议来自与PV Ceph相关的“巨型”Herbig-Haro（HH）流中HH结的几何形状。在距离PV Ceph几乎相等的距离处的结对之间绘制的平分线意味着源的东西运动，并且适合结位置的等离子体模型给出了恒星22 km/s运动的良好拟合。第二个确凿的证据来自分子气体的红移“踪迹”，指向HH结几何所暗示的同样的东西方向。我们提出的第三个证据是，Ceph PV超速，它涉及到从恒星发出的高速分子喷流中明显的倾斜。这种倾斜最好的解释是，如果真实的，当前的，喷流方向是N-S，就像在HST图像中一样，并且恒星以大约20公里/秒的速度移动。通过追踪PV Ceph的运动，我们发现它很可能是被抛出的最近的星团NGC 7023（距离超过10 pc）。我们认为，PV Ceph至少在10万年前以足以逃离NGC 7023的速度被抛出，但直到35，000年前才进入分子云。我们的计算表明，目前可观察到的与PV Ceph相关的分子外流大约有10，000年的历史，因此在其当前的分子云中，流动有足够的时间形成。但是，PV Ceph在做什么，以及它在穿越NGC 7023和它现在的家之间的低密度区域时携带了什么气体/盘的问题是一个悬而未决的问题。
2004-01-23 astro-ph
Star Formation in Active Galaxies: A Spectroscopic Perspective
基于对活动星系核及其宿主星系中恒星星族的光谱观测，综述了恒星形成与黑洞形成之间的关系。我的重点是大的，定义良好的本地样本的活动星系核，其光学连续主导的星光。我总结了用于表征其恒星内容的光谱工具。对最近星系核的观测表明，大多数低功率活动星系核中的恒星星族主要是年老的。相比之下，年轻的（$< 1$陀螺）恒星被发现在大约一半的强大的2型塞弗特核。我总结了斯隆数字巡天光谱的主机星系的22,000 AGN。活动星系核现象只在高质量、高速度色散和高恒星表面质量密度的星系中常见。大多数具有这些性质的正常星系都有古老的恒星星族。然而，强大的活动星系核（Seyfert 2）的宿主拥有年轻的恒星星族。最近经历过一次大的恒星暴增的活动星系核宿主的比例也随着活动星系核亮度的增加而增加。一个强大的活动星系核大概需要一个巨大的黑洞（具有巨大凸起的宿主）加上充足的燃料供应（恒星形成的ISM）。这种组合在今天是罕见的，但在早期时代会更常见。
2003-03-26 astro-ph
Star formation in the Vela Molecular Ridge. Large scale mapping of cloud D in the mm continuum
船帆座分子脊是最近的中等质量恒星形成区之一，位于银道面内，太阳圈外。特别是云D，拥有许多小的嵌入式年轻星团。我们给出了D云内1.2 mm处~ 1deg x 1deg区域的尘埃连续体的大尺度图的结果。观测的主要目的是对早期演化阶段的星团形成核心和孤立的（高质量和低质量）年轻恒星天体进行全面普查。SEST的测辐射热计阵列SIMBA用于绘制该区域的尘埃排放图，其典型灵敏度为~ 20 mJy/光束。这允许质量灵敏度为~ 0.2 Msun。其分辨率为24角秒，相当于0.08秒差距，大致相当于该区域典型年轻星系团的半径。连续图也比较了大比例尺的CO（1-0）的综合排放量的地图。使用CLUMPFIND算法，已经获得了29个核心的稳健样本，跨越尺寸范围0.03 - 0.25 pc和质量范围0.4 - 88 Msun。最大质量的核心都与红色IRAS源和嵌入的年轻星系团，并符合CO（1-0）的综合排放峰值。核心根据质谱~ M^{-alpha}和质量-尺寸关系~ D^{x}分布，其中alpha ~ 1.45 - 1.9，x ~ 1.1 - 1.7。它们似乎起源于在CO（1-0）发射中看到的气体细丝的碎裂，它们的形成可能是由气体壳的膨胀引起的。核心的质量谱比相同质量范围内的相关星团的初始质量函数更平坦，这表明在最大质量的核心内有进一步的碎裂。气体中恒星形成的起始似乎需要一个阈值A_V ~ 12等。
2007-02-26 astro-ph
On the Origin of Nuclear Star Clusters in Late Type Spiral Galaxies
大部分的无球盘星系在其中心包含年轻的致密恒星系统，尽管这些盘的局部引力稳定。我们评估两个对比的晚型盘星系的核星团的起源的假设。星系团不可能是从遥远的偏心位置迁移而来的。相反，它们必须在原地形成，需要气体向圆盘中心的径向输送。这种运输可能是在差分旋转温暖中性介质的磁旋转不稳定性的发展的结果。我们评估了气体传输到磁盘中心的速度，并发现它足以支持在该位置连续的恒星形成。在具有发散密度分布的暗物质晕中，内部几百秒差距内恒星表面亮度的增强和中心几秒差距内致密恒星系统的形成是不可避免的。我们说明我们的结论最近的晚型盘星系M33的模型。
2004-03-15 astro-ph
Star Formation in Clusters: Subclustering, Cloud Fragmentation and the Origin of the Stellar IMF
本文综述了最近的高空间分辨率毫米波连续谱和（原）团簇区域的谱线观测。这些观测结果表明，星前核的质量分布与场星的初始质量函数一致，这表明IMF与分子云结构或云碎裂过程有关，而不是恒星形成机制的细节。我们讨论了出生时独立获得的两个独立的原星团的子集群的证据。相干子团内的子团的存在表明，碎裂过程是分层的，年轻的星团是由独立的子结构组装。子星团内的恒星密度和恒星形成效率远高于整个恒星形成云的平均值。不幸的是，目前的观测是稀疏的，仅限于最近的恒星形成区域，空间分辨率和灵敏度的考虑，未来的毫米波阵列，特别是ALMA，将允许大大扩大样本的观察区域。
2000-12-27 astro-ph
