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 star clusters: can it be detected from the integrated photometric properties?
我们考虑了质量分离对星团可观测综合性质的影响。可测量的性质取决于星团的动力学年龄和星团中恒星的物理年龄的组合。为了研究这两个量的所有可能的组合，我们提出了一个分析模型的质量函数的隔离星团同意的N体模拟的结果，其中任何组合可以指定。对于一个现实程度的质量分离和固定的密度分布，我们发现随着年龄的增加，在测量的核心半径和中心表面亮度的增加，减少在所有的过滤器更迅速地比预期的恒星演化单独。在陀螺仪内，测得的核心半径增加了2倍，并且当不考虑从光到质量的转换中的质量分离时，分离簇的所有过滤器中的中心表面密度将被类似的因子高估。我们发现质量分离的团簇的$V-I$颜色随半径减小约0.1-0.2等，这是可以观察到的。根据最近对部分分辨的河外星系团的观测，观察到半光半径随着波长的增加而减小，这归因于质量分离。我们的模型无法重现这些观测结果。我们发现，在不同的过滤器测量半径之间的差异总是小于5%。
2008-08-18 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
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
Strong mass segregation around a massive black hole
我们表明，大质量黑洞（MBH）周围的恒星的稳态分布的质量分离的解决方案有两个分支：已知的弱分离的解决方案（Bahcall & Wolf 1977），和一个新发现的强分离的解决方案，这里提出。通过弛豫耦合参数Δ=4 N_H M_H^2 /[N_L M_L^2（3+M_H/M_L）]，该解的性质取决于轻重恒星质量比M_H/M_L和非束缚粒子数比N_H/N_L。当重星相对常见时（Δ>>1），它们经常相互散射。这种有效的自耦合导致了弱的质量分离，在MBH附近形成n个\propto r^{-α_M}质量相关的尖点，重星的α_H=7/4，轻星的α_L = 3/2<α_L<7/4（即\max（α_H-α_L）~=1/4）。而当重星相对稀少时（Δ<<1），它们主要散射在轻星上，由于动力学摩擦下沉到中心，并沉降到一个更陡的尖点，2 <α_H<11/4，而轻星形成一个3/2<α_L<7/4的尖点，导致强烈的分凝（即\max（α_H-α_L）~=1）。我们发现，演化的恒星星族（同时代或连续恒星形成）的现代质量函数与一个普遍的初始质量函数，分为两个不同的质量尺度，~1 Mo的主序星和致密矮星，和~10 Mo的恒星黑洞（SBH），并有Δ<0.1。我们的结论是，它很可能是许多放松星系核强烈分离。我们审查的迹象，强烈的隔离在银河系中心的观测和数值模拟的结果，并简要列出了一些可能的影响，一个非常高的中心浓度的SB…
2008-08-23 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
MASS SEGREGATION IN DARK MATTER MODELS.
利用广义相关积分给出的近邻计数矩，研究了冷暗物质（CDM）和冷+热暗物质（CHDM）模型中暗物质晕（DH）的成簇性质.我们将结果与CfA和SSRS星系表中的结果进行了比较。我们表明，如果我们在红移空间的分析，这两个模型同样很好地再现所观察到的星系团。在模型中也发现了质量分离：与质量较小的DHs相比，质量较大的DHs更加聚集。在红移空间中，由于特殊的速度，这种质量分离减少了2-3倍。观测星表给出了光度和尺寸分离的指示，这与模型的预测是一致的。由于质量分离在红移空间中较小，这意味着星系的真实光度或尺寸分离可能比在红移星表中发现的要大得多。
1995-02-03 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
Dynamics of galactic nuclei: Mass segregation and collisions
质量低于~ 1 e7 Msun的大质量黑洞（MBH）很可能位于致密恒星核的中心，这些恒星核由两体弛豫、与MBH的密切相互作用和直接碰撞形成。在这方面的贡献，我们强调恒星质量的黑洞的质量分离到最里面的十分之一秒差距的作用，并指出恒星之间的流体动力学碰撞的重要性。在银河系的中心，碰撞一定会影响巨星和一些S星。
2007-10-02 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
The effect of mass-segregation on gravitational wave sources near massive black holes
从致密残余物（CR）螺旋进入大质量黑洞（MBH）的引力波（GW）将在宇宙学距离上被观测到。当CR螺旋进入时，场星的2体散射可能会导致它在到达一个短周期轨道之前落入MBH，这将给出一个可观测的信号。因此，只有非常接近MBH（~0.01 pc）的CR才能成功螺旋进入。在多质量的恒星星族中，最重的物体会沉到中心，在那里它们更有可能慢慢地螺旋进入MBH，而不会过早地被吞噬。我们研究了质量分离如何改变恒星分布和GW事件的速率。我们发现，白矮星的每个星系的内旋速率为30/Gyr，中子星为6/Gyr，恒星黑洞（SBH）为250/Gyr。SBH的高速率是由于其极陡的密度分布，n_{BH}（r）\propto r^{-2}。GW检测率将由SBH主导。
2006-03-13 astro-ph gr-qc
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
Subclustering and Luminous-Dark Matter Segregation in Galaxy Clusters
我们在Connection Machine-5上进行了一系列N体实验，以模拟由大质量暗背景引力支配的星系团的形成。根据以前的作者，我们发现一个非常不均匀的演变，亚凝聚不断形成和合并。星系的最终分布比暗物质粒子更集中。我们分析了这个星系的起源--暗物质分离，以及导致这种效应的亚星系团的起源。然后，我们分析，分析和数值，最终的隔离的物理参数的依赖性的模型特征的原团。我们还发现，这样的隔离仍然存在，即使考虑到星系周围的暗晕的非弹性遭遇。我们的结论是，这种影响不能在一般情况下避免在任何层次聚类的情况下。
1993-10-06 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
Stellar remnants in galactic nuclei: mass segregation
研究星系中心大质量黑洞周围的恒星分布是理解许多星系中心过程的重要前提。其中包括观测到的银河系中心X射线点源的过剩，MBH和紧凑型恒星进入MBH的吸气的扩展恒星的潮汐破裂的速率和特性的预测，后者是对未来的星载引力波干涉仪LISA的高度重要的事件。在相对较小的星系核中，拥有质量在10^5-10^7 M太阳的MBH，最重要的动力学过程是两体弛豫。它导致在MBH周围形成陡峭的密度尖点和强烈的质量分离，因为质量更大的恒星将能量损失给更轻的恒星并漂移到中心区域。利用球形恒星动力学Monte-Carlo程序，模拟了具有恒星质量谱的星系核模型的长期弛豫演化。我们的重点是恒星黑洞的浓度到MBH附近。我们量化这种质量分离的各种星系核模型，并讨论其天体物理意义。特别注意的是开发的模型，以匹配在银河系核心的条件，我们研究的存在下，紧凑的对象连接到最近的高分辨率X射线观测。
2006-06-22 astro-ph
The influence of initial mass segregation on the runaway merging of stars
我们研究了初始质量分离对恒星逃逸合并的影响。多质量，密集星团的演化是通过直接N体模拟多达131.072颗恒星来进行的。所有团簇都是从King模型出发的，无量纲中心势为3.0 <= W_0 <= 9.0。初始质量分离是通过改变一定比例的恒星的最小质量来实现的，这些恒星要么（1）距离星团中心最近，要么（2）总能量最低。第二种情况更有利于通过创造大质量低能量恒星的高质量核心来促进恒星的失控合并。初始质量偏析可以缩短中心弛豫时间，从而有助于形成高质量核心。然而，我们发现，初始质量分离并不帮助失控恒星合并的发生，如果整体质量密度分布保持不变。这是因为恒星的碰撞率不会因为初始质量分离而增加。我们的模拟结果表明，初始质量分离是不足以让失控的恒星合并发生在星团的中心密度典型的恒星在银河系。
2008-04-15 astro-ph
Dissipationless collapse of a set of N massive particles
通过模拟由几个分布函数产生的N个粒子的坍缩，研究了自引力系统的形成。我们首先建立这样的模拟的结果依赖于N的小值N。我们完成了以前的工作阿吉拉尔和梅里特关于形态隔离之间的球形和椭圆形的平衡。我们发现并解释了两个新的偏析：一个涉及的平衡核心的大小和其他的平衡温度。所有这些特征都可以用来解释自引力天体的某些全局性质：球状星团和中心黑洞的起源或椭圆星系的形状。
2003-10-30 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
Galaxy groups in the 2dF redshift survey: Galaxy Spectral Type Segregation in Groups
不同光谱类型的星系群的相对分数的行为进行了分析，作为一个功能的投影本地星系密度和组中心的距离。组样本取自Merchán & Zandivarez建造的2dF Group Galaxy Calatogue。我们的组样本被限制为具有红移的均匀维里质量分布。选择属于这一组样本的星系是为了尽量减少可能的偏差，例如优先选择高光度物体。我们发现一个明确的区分高维里质量群（$M_V\gsim 10^{13.5} M_{\odot}$）和质量较小的。虽然大质量的群体表现出显着的依赖性的相对比例低恒星形成星系的局部星系密度和集团中心半径，集团与较低的质量没有显着的趋势。我们还交叉相关我们的组子样本与先前确定的集群发现，这个样本显示出非常相似的行为，在高维里质量组子样本中观察到的。
2002-05-31 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
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
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
Models of mass segregation at the Galactic centre
研究了中心有大质量黑洞（MBH）的星系核通过两体弛豫的质量分离过程。这项研究关系到各种天体物理学问题，从银河系中心的X射线双星的分布，到主序星和巨星的潮汐破裂，到紧凑物体进入MBH的吸气，这是未来星载引力波干涉仪LISA的重要事件类别。在相对较小的星系核中，MBH的典型宿主质量在1 e4 - 1 e7 Msun范围内，弛豫导致在MBH周围形成陡峭的密度尖点和强烈的质量分离。利用球形恒星动力学Monte-Carlo程序，模拟了具有恒星质量谱的星系核模型的长期弛豫演化。我们的重点是恒星黑洞的浓度到MBH附近。特别注意的是开发的模型，以配合在银河系核的条件。
2006-06-30 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
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
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
Photon Bubbles in Young Massive Stars
光谱学研究表明，年轻O型恒星光球层中的气体以高达音速的速度运动。我们表明，使用二维辐射MHD计算和局部线性分析的结果，运动可能是由于光子泡不稳定性，如果年轻的O星有磁场。
2004-03-31 astro-ph
SED modeling of Young Massive Stars
在这篇文章中，我回顾了我开发的光谱能量分布拟合工具的应用和潜在的局限性，重点强调了这种工具可以用来提高我们对大质量恒星形成的理解的局限性。我讨论了为什么我们目前的网格模型不能用来区分大质量恒星形成的几个相互竞争的理论。我还讨论了恒星质量的测定，模型网格中参数之间的人工相关性，多重性，混乱，尘埃假设和独特的拟合。我简要地回顾了我们打算为下一个模型网格进行的改进，这将消除许多这些限制。最后，我展示了这个工具的应用程序的例子，大规模的年轻恒星。
2007-11-27 astro-ph
Accretion Signatures from Massive Young Stellar Objects
高分辨率（λ/Δ-λ = 50，000）K波段光谱的大规模，嵌入式，年轻的恒星物体。目前的样本包括四个大质量的年轻恒星位于新生的星系团，为银河系巨大的H II区域提供动力。观察到CO的2.3微米2- 0振动-转动带头的发射。在三个物体中看到的一系列速度加宽的轮廓与在各种倾角下看到的拱星盘所产生的发射是一致的。同样的光谱和空间分辨率的溴伽马光谱也支持吸积盘或环面模型的大质量恒星。在第四个天体中，观测到了Br辐射，暗示着一个旋转的环面，但是CO的轮廓很窄，这表明在大质量恒星中可能有不同的CO辐射机制，这与BN天体和MWC 349的早期观测结果一致。到目前为止，只有O型晚期或B型早期的年轻大质量恒星在这样的嵌入星团中被发现具有清晰的吸积盘特征。这些恒星通常是在其他质量更大的恒星存在的情况下被发现的，这些恒星的光球光谱揭示了它们的存在，但没有表现出盘的特征。这表明它们的吸积盘消散的时间尺度比质量较小的OB星要快得多，或者质量最大的恒星不是由吸积盘形成的。
2004-09-08 astro-ph
Young Massive Clusters in Non-Interacting Galaxies
质量远超过100.000 Msun的年轻星团不仅在合并星系和大规模星爆中被观测到，而且在相当正常、未受干扰的螺旋星系和不规则星系中也被观测到。在这里，我们提出了维里质量估计的7个这样的集群的样本，并表明，推导出的质光比是一致的“正常”克鲁帕型恒星质量分布。
2004-12-20 astro-ph
NGC 3603 - a Local Template for Massive Young Clusters
本文利用ISAAC/VLT在良好视宁度条件下（<0.4“）进行的近红外宽波段和窄带波段观测，对银河系HII区NGC 3603的星团进行了研究。我们讨论了色-色图，并讨论了高紫外线通量对低质量恒星盘演化的影响。
2001-06-18 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
Massive Young Stellar Objects in high-mass star-forming regions
深埋在大质量恒星形成区的点源的高质量K波段光谱显示，有20颗年轻的大质量恒星没有光球层吸收线，只有发射线。K波段的光谱表现出一个或多个通常与被拱星物质包围的大质量年轻恒星天体相关的特征：非常红的颜色（J-K）= 2，CO带头发射，氢发射线（有时是双峰），以及Fe II和/或Mg II发射线。CO辐射来自一个相对致密（~10^10 cm^（-3））和热（T ~ 2000-5000 K）的区域，该区域被年轻大质量恒星的强烈紫外辐射场充分屏蔽。CO第一泛音发射的建模表明，CO气体位于恒星的5 AU范围内。氢发射是在暴露于紫外线辐射的电离介质中产生的。最佳的几何配置是一个致密的和中性的拱星盘造成CO带头发射，和电离的上层氢线产生。我们认为，星周盘可能是残余的吸积通过星周盘。
2005-06-14 astro-ph
UYSO 1 - An Extremely Young Massive Stellar Object
在对大质量恒星形成区进行全面的毫米/亚毫米测量的过程中，在明亮的远红外源IRAS 07029-1215的周围发现了一个特别有趣的物体，距离为1千秒差距。该天体被命名为UYSO 1（未识别的年轻恒星天体1），它是冷的（T=40 K），它有一个巨大的包层，它与高能分子外流有关。在其位置没有探测到波长低于20微米的红外点源。因此，它是长期寻找的大质量原恒星群的一个非常好的候选者。
2004-02-01 astro-ph
Probing the close environment of massive young stars with spectro-astrometry
目的：我们测试的光谱天体测量技术作为一种潜在的方法来调查大质量的年轻恒星的封闭环境。方法：档案VLT近红外K波段光谱（R = 8900）的三个大规模的年轻恒星的对象和一个沃尔夫-拉叶星的光谱天体测量签名进行检查。年轻的恒星物体显示出Brackett gamma，CO 2 - 0和CO 3 - 1等发射线，分别是电离区和分子盘的特征。两个样品源还显示出高温特征的发射谱线，例如NIII和MgII。结果：大多数谱线都显示出不同程度的光谱天文信号，导致不同的位置位移。位置位移的形状和大小意味着在电离气体的发射和膨胀壳中存在大的盘/信封。特别是对源18006 - 2422nr766获得的结果提供了更大的CO排放区估计值（> 300 AU），表明在MYSO中，CO也可能来自扩展的密集包层的内部区域。结论：这项研究的总体结果表明，光谱天体测量的效用作为一种潜在的方法来限制各种物理实体的大小，如磁盘/信封，UCHII地区和/或电离壳在一个巨大的年轻恒星的封闭环境。
2006-12-05 astro-ph
The Mass Function of Super Giant Molecular Complexes and Implications for Forming Young Massive Star Clusters in the Antennae (NGC 4038/39)
我们使用先前发表的观测CO排放的超新星（NGC 4038/39），以了解年轻的大质量星团的形成为目标，研究超巨星分子复合物的详细性质。在5E 6到9 E8太阳质量的质量范围内，分子复合物遵循幂律质量函数，斜率为-1.4 +/- 0.1，这与银河系中分子云和云核中较低质量的斜率非常相似。与螺旋星系M51相比，M51具有相似的表面密度和分子气体的总质量，而M51包含的云的质量要大一个数量级。许多最年轻的星团位于富含气体的重叠区域，这里的折射率高达Av~100，这意味着星团必须位于气体的前面。结合年轻星团、热射电源和非热射电源以及分子气体的数据表明，年轻的大质量星团可能在过去的1.6亿年中以恒定的速率形成，并且存在足够的气体来维持这种团簇形成速率直到未来。然而，这一结论要求最初形成于银河系的大质量星团中有很大一部分不能存活1亿年。最后，我们将我们的数据与两种大质量恒星团簇形成的模型进行了比较，并得出结论，年轻的大质量恒星团簇从观测到的超巨型分子复合物的致密核心形成的模型与我们目前对这个合并系统的理解最一致。（略）
2003-08-29 astro-ph
A rotating disk around the very young massive star AFGL 490
我们用布雷高原干涉仪在亚角秒分辨率下观测了一颗8- 10 Msun的年轻恒星AFGL 490的C_（17）O（2- 1）跃迁，发现了AFGL 490被一个旋转盘包围的有力证据。利用二维模型的物理和化学磁盘结构耦合线辐射转移，我们约束其基本参数。我们得到一个相对较高的磁盘质量为1 Msun和半径约1500 AU。一个合理的解释明显的不对称的磁盘形态。
2006-01-12 astro-ph
Gravitational waves from coalescing massive black holes in young dense clusters
哈勃望远镜的观测显示，年轻的大质量恒星团形成于富含气体的环境中，如银河系，它们将在碰撞过程中合并形成更大的结构。这些星系团合并，如果其中一些星系团的中心有一个巨大的黑洞，当它们合并时，它们可以成为一个强大的引力波源。为了理解在这种情况下起作用的动力学过程，人们必须仔细研究两个这样年轻的大质量星团合并的演化，更具体地说，是它们各自的大质量黑洞。这将是一个有希望的引力波源，LISA和拟议的大爆炸观测器（BBO），其第一个目的是寻找在$10^{-1}-1$ Hz频率范围内的暴胀产生的引力波背景。利用高分辨率直接求和$N-$体模拟方法研究了两个不同初始条件下的球状星团碰撞的轨道演化。即使最终的偏心率在进入带宽时几乎可以忽略不计，它也足以为我们提供有关这些天体物理事件的详细信息。
2006-10-16 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
Assessing the massive young Sun hypothesis to solve the warm young Earth puzzle
一个中等质量的早期太阳被提出来解决所谓的早期太阳暗淡悖论。我们计算的时间演化的太阳质量，这将需要由这个假设，使用一个简单的参数化的能量平衡模型地球的气候。我们的计算表明，太阳的质量损失率需要比现在高2-3个数量级，时间约为2 Gy。这样的质量损失历史是显着的差异（无论是在时间尺度和质量损失率的大小）与推断从天文观测的质量损失在年轻的太阳类似物。虽然天文数据具有启发性，但不能完全排除太阳有所需的质量损失历史的可能性;因此，我们还研究了假设的历史太阳质量损失对太阳系轨道动力学的影响，以期确定对假设的其他检验。行星和卫星轨道提供了一些测试，但这些都是弱或非唯一的。
2006-12-12 astro-ph
An Extremely Young Massive Stellar Object near IRAS 07029-1215
在对大质量恒星形成区进行全面的毫米/亚毫米测量的过程中，为了寻找大质量的原恒星候选者，用SCUBA和IRAM测辐射热计对47个发光的IRAS源的样本附近进行了仔细的研究。在明亮的远红外源IRAS 07029-1215的周围发现了一个特别有趣的物体。后续的线观测表明，该物体是冷的，它有一个巨大的信封，它是与一个充满活力的分子外流。在其位置没有探测到红外点源。因此，它是一个很好的候选者，是长期寻找的大质量原恒星群中的一员。
2003-11-10 astro-ph
The RMS Survey: A Galaxy-wide Sample of Massive Young Stellar Objects
在这里，我们描述了红MSX源（RMS）调查，这是最大的，系统的，星系范围内的大规模年轻恒星天体（MYSO）的搜索尚未进行。对MSX卫星调查的中红外亮点源进行了地面无线电、毫米和红外观测，以确定污染源，并对MYSO和UCHII区域进行监测。随着初步分类的完成，我们将讨论星系中源的分布，以及正在开发的一些利用我们样本的方案。
2007-11-29 astro-ph
Young Massive Star Clusters in Normal Galaxies
质量与经典的老球状星团相似的年轻星团不仅在星爆、合并或其他扰动星系中被观察到，而且在正常的螺旋星系中也被观察到。在孤立的旋涡星系盘中发现了一些质量高达~10^6 Msun的年轻星系团。动力学质量的估计是可用于这些集群中的一些，并与克劳帕型IMF的一致。年轻星系团的光度（可能还有质量）函数通常很好地近似于幂律。因此，在分布的尾部的大质量星团自然是罕见的，但似乎是存在的，每当集群形成大量。虽然在高恒星形成率的环境中，束缚星团通常会以更高的效率形成，但星爆中的星团和"正常“星系之间的许多明显差异可能仅仅是由于采样效应。
2004-03-10 astro-ph
Near-IR speckle imaging of massive young stellar objects
我们提出了近红外散斑图像的21个大规模的年轻恒星对象（YSO）与外流。本研究的目的是寻找与外流腔有关的亚弧秒反射星云。我们发现，6个大质量的YSO显示了一个圆锥形星云，可以解释为从流出腔的尘埃壁反射光。在所有情况下，我们的图像中看到的小尺度结构与文献中发现的流出指标进行了比较。没有明确的相关性之间的存在的反射星云和任何属性，如嵌入程度。我们还注意到，其中3个源显示了密切的同伴，其中一个也属于锥形星云的样本。
2004-07-05 astro-ph
A radiation-driven disk wind model for massive young stellar objects
辐射驱动的盘风模型的建议，提供了很大的希望，解释极端的质量损失签名的大规模年轻恒星的对象（BN型对象和更明亮的赫比格Be星）。有人认为，与年轻的晚O/早B星相关的密集低速风是持续光学厚吸积的结果。从开普勒盘流出的气流允许风速约为200 km/s，这大大低于从恒星表面逃逸的速度。恒星本身并不需要是一个快速的旋转体。在流体动力学计算中考虑了圆盘辐照，并从观测和动力学角度确定了圆盘辐照是一个重要的问题。
1998-01-06 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 systematic search for massive young stars in the Galaxy - the RMS survey
我们选择了红色的MSX源（RMS），具有大质量年轻恒星天体（MYSO）的颜色。我们的目标是生成一个大的，系统地选择的样本，以解决问题，如他们的光度函数，寿命，聚类和触发。其他天体，如UCHIIs、PN、PPN和AGB星也有类似的红外颜色，目前正在进行一项大型的地面跟踪观测方案，以确定并从红色MSX源的样本中消除这些颜色。其中包括无线电连续观测、运动距离、地基中红外成像、近红外成像和光谱学来区分。我们报告这些运动的3000名候选人的进展，初步迹象表明，相当大的一部分确实是大规模的YSO。
2004-04-05 astro-ph
Gas expulsion and the destruction of massive young clusters
我们研究了年轻大质量星团的光度和动力学质量估计。对于许多年轻（小于5000万年）的星团，光度和动力学质量的估计有很大的不同。我们解释这是由于许多年轻的集群被维里平衡（这是假设在动力学质量估计），因为集群正在经历激烈的放松后，驱逐气体不用于恒星形成。我们表明，如果我们假设发光质量的估计是正确的（一个标准的国际货币基金组织），至少有50%的年轻集群的动力学质量是已知的可能会被摧毁在几个10亿年的形成。即使是保留了束缚核心的星团也可能失去大部分的恒星质量。我们还表明，核心半径和其他结构参数的变化显着的暴力松弛期间，气体排出，他们应该被认为是瞬时值，不一定反映集群的最终状态。特别是，我们注意到，在年轻的LMC/SMC集群中观察到的核心半径增加可以很好地解释为快速气体损失的影响。
2006-09-18 astro-ph
Young massive star clusters: globular cluster progenitors?
我回顾了年轻的大质量星团（YMC）的长期生存机会，强烈的星暴事件往往与激烈的星系相互作用的标志。特别是，我解决的关键问题，是否至少有一些这些YMC可以被认为是原球状星团（GC）。在没有显著的外部扰动的情况下，决定星团长期生存机会的关键因素是其恒星初始质量函数的形状。我的结论是，有越来越多的证据表明，GC的形成似乎一直持续到今天，但它们的长期演化关键取决于它们的环境条件。
2007-11-22 astro-ph
The Impact of Massive Stars on the Formation of Young Stellar Clusters
大质量OB星在分子云和恒星形成区的演化中起着重要的作用。OB星既能拍摄分子气体，也能通过风、电离锋和超新星扫过并压缩星际气体。在这篇文章中，我们研究了大质量恒星对年轻星团形成的影响。我们首先讨论的过程中，OB星破坏集群形成的分子核心，从而终止恒星的形成。我们概述了观测证据表明，OB星形成的年轻星团摧毁他们的父母的核心的时间尺度为0.1万年，我们讨论了这一结果的影响。然后，我们总结了NGC 281分子云复合体的广泛观测，并提出了两种类型的触发恒星形成发生在这个复杂的证据。我们的目标是强调大质量恒星对团簇形成的影响，距离从0.1 pc到300 pc。
2001-11-05 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
