Young and embedded clusters in Cygnus-X: evidence for building up the IMF?
我们提供了一个新的观点，天鹅座-X北复杂的第一次访问的年轻恒星星族在该地区的低质量含量。CFHT/WIRCam照相机被用来对这个复杂的天体进行深近红外探测，采样恒星质量低至~0.1 M $_\odot$。几种分析工具，包括在这项工作中开发的消光处理，被用来识别和统一识别该地区十几个未经研究的年轻星团。在低质量域的质量分布的调查显示，一个相对均匀的对数正态IMF的特征质量为0.32 $\pm$ 0.08 M $_\odot$和质量分散0.40 $\pm$ 0.06。在高质量区域，它们的斜率表明，虽然最年轻的星团（年龄<400万年）相对于萨尔皮特的值略浅，但我们的老星团（400万年<年龄<1800万年）显示出符合IMF的值和略密集的恒星星族。虽然可能证明偏离“通用”IMF，这些结果也支持这样一种情况，即这些气体占主导地位的年轻星团逐渐“建立”他们的IMF的吸积低质量的恒星在其附近形成的第一个~3百万年，在气体驱逐阶段之前，出现在~4百万年的年龄与一个完全成熟的IMF。最后，这些星团的距离证实了天鹅座-X北复合体中至少存在3个不同的恒星形成区，距离分别为500-900秒差距、1.4-1.7千秒差距和3.0千秒差距，并揭示了这些恒星星族中的一些可能与天鹅座-OB 2星协相互作用的证据。
2016-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deep Near-Infrared Survey Toward the W40 and Serpens South Region in Aquila Rift: A Comprehensive Catalog of Young Stellar Objects
活动恒星形成区是研究年轻天体（YSO）成团起源和演化的理想实验室。W 40- Serpens南部地区就是这样一个地区，我们根据CFHT的深近红外观测结合2 MASS，UKIDSS和Spitzer目录编制了一个超近红外和中红外点源目录。从这个目录中，我们确定了832个YSO，并将其中的15个，135个，647个和35个分别归类为深埋源，I类，II类YSO和过渡盘源。一般来说，这些YSO与分子云的初始结构有很好的相关性，特别是深埋源和I类YSO。W 40中部地区主要是II类YSO，但在Serpens南部地区，一半的YSO是I类。我们进一步生成一个最小生成树（MST）的所有YSO。在W 40星系团周围，有八个突出的MST分支，它们可能是残留的分子气体丝，这些分子气体丝曾经为中心的出生气体团提供气体。在这八个星系中，只有两个星系在赫歇尔数据和相应的I类YSO中包含可探测的惰性气体，而其他六个星系只包含II类。四个MST分支重叠的巨蛇座南主灯丝，并在他们相交的地方，分子气体“枢纽”和更多的I类YSOs被发现。我们的研究结果意味着一个混合物的YSO分布组成的原始和有点演变的YSOs在这个恒星形成区域。
2022-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
A discovery of young stellar objects in older clusters of the Large Magellanic Cloud
最近的研究表明，在麦哲伦云中的中等年龄星团（1- 3 Gyr）中，主序的延长关闭是一个共同的特征。多代恒星形成和恒星旋转或相互作用的双星被提出来解释这一特征。然而，它在恒星星族领域仍然存在争议。在这里，我们提出了一个正在进行的恒星形成在大麦云云的老星团的主要结果。交叉匹配星团和年轻恒星物体的位置已经产生了15个匹配，其中7个位于星团中心。我们证明，这是不是偶然的估计本地数密度的年轻恒星天体为每个星团。该方法不是基于等时线拟合，这导致年龄估计和背景扣除方法中的一些不确定性。我们也没有发现原子氢和集群之间的直接相关性。这表明，为恒星形成提供燃料的气体吸积必须在原地发生。这些研究结果支持多代的情况下，作为一个合理的解释扩展的主序列关闭。
2017-03-08 astro-ph.GA
Science with an ngVLA: Young Radio AGN in the ngVLA Era
大多数大质量星系现在被认为会经历一次或多次的活动星系核阶段。然而，触发的原因和活动星系核粒子数的内在和观测性质的变化仍然知之甚少。年轻的，紧凑的无线电源与吸积超大质量黑洞（SMBHs）的生命周期的喷射AGN的理解AGN触发和占空比的一个重要阶段。ngVLA的超高灵敏度和分辨率，加上其广泛的频率覆盖范围，将为我们理解射电活动星系核的生命周期及其对星系演化的影响提供令人兴奋的新见解。ngVLA的高空间分辨率将使解决年轻的无线电活动星系核在广泛的红移范围内的次千秒差距尺度的映射。ngVLA具有从1到116 GHz的广泛连续覆盖范围，在估计$z \sim 1$的$30-40$ Myr等源的年龄方面将非常出色。结合低频（$ν< 1$ GHz）仪器，如ngLOBO和平方公里阵列，ngVLA将鲁棒地表征年轻射电活动星系核的光谱能量分布。
2018-10-16 astro-ph.GA
On the dwarf irregular galaxy NGC 6822. I. Young, intermediate and old stellar populations
对本星系群矮不规则星系NGC 6822进行了精确的深多波段测光。这些图像是用2米/4米的宽视场相机（INT，CTIO，CFHT）和8米级望远镜（SUBARU）收集的，覆盖了星系中心2平方度的FoV。我们对$\approx$ 7，000张CCD图像进行了PSF测光，最终目录包括超过100万个对象。我们开发了一种新的方法来识别候选场和星系恒星，并通过使用旧的恒星示踪剂发现它与以前的估计值相差1.15（RA）和1.53（DEC）arcmin，对星系中心进行了新的估计。我们还发现，年轻（主序星，红超巨星），中间（红团，渐近巨星分支[AGB]）和老年（红巨星分支[RGB]）恒星显示出不同的径向分布。老恒星星族是球形分布，并延伸到径向距离大于先前估计（$\sim$ 1度）。年轻的人口显示出一个明确的酒吧和盘状分布，无线电测量表明，这是偏离中心相比，老年人口。我们讨论了采用不同的诊断来识别AGB星的利弊，并开发了新的基于光学近红外-中红外颜色-颜色图（CCD）来表征富氧和富碳（C）的恒星。我们发现碳和M型（C/M）恒星之间的平均人口比为0.67 $\pm$ 0.08（光学/NIR/MIR），我们使用观察到的C/M比与经验C/M金属丰度关系来估计平均铁丰度[Fe/H] $\sim$ -1.25（$σ$ =0.04 dex），这与文献估计相当吻合。
2022-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Contribution of Evolved Stars to PAH Heating and Implications for Estimating Star Formation Rates
多环芳烃（PAHs）的辐射是一个很有前途的工具，估计恒星形成率（SFR）在星系中，但其来源的激发，其中不仅包括年轻的，但也可能是老的恒星，仍然不确定。我们分析了斯皮策中红外映射模式光谱观测的33个附近的星系的核和核外区域，研究演化的恒星PAH排放的贡献。结合来自紫外，Hα和红外图像的光度测量，空间分辨光谱分解使我们能够在sub-kpc尺度上表征样本星系的PAH发射，SFR和恒星质量。我们表明，传统的经验PAH光度和SFR之间的相关性有一个次要的依赖于特定的SFR，或等价地，恒星质量。具有较低的特定SFR的紫外线暗淡区域，因此在固定SFR下比紫外线明亮区域更大比例的演化恒星发射更强的PAH发射。我们重新制定的PAH为基础的SFR估计明确引入恒星质量作为第二个参数，以占演变的恒星PAH激发的贡献。演化恒星的影响可以解释PAH发射与SFR之间的次线性相关，并可以部分解释矮星系和低金属丰度环境中PAH的亏损。
2022-12-12 astro-ph.GA
The XXL Survey: IX. Optical overdensity and radio continuum analysis of a supercluster at $z=0.43$
我们目前的观察与卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）在3 GHz上朝向XXL北25度$^{2}$场的子场，目标是XXL调查中发现的第一个超星系团。该结构的光谱红移为0.43，并在天空中延伸超过$0.35\times0.1$ deg $^{2}$。我们提出了3 GHz的VLA无线电连续观测，无线电镶嵌和无线电源目录，并进行分析的超星系团的光学和无线电制度使用测光红移的CFHTLS调查和我们的新VLA数据。我们的3 GHz无线电镶嵌图具有$3.2\times1.9$ arcsec $^2$的分辨率，覆盖面积为$41\times41$ arcmin $^2$，均方根噪声电平低于$\sim20 μ$ Jy波束$^{-1}$（$\sim11μ$ Jy波束$^{-1}$位于中心$15\times15$ arcmin $^2$）。我们提取了155个射电源$\geq6σ$的目录，其中8个是多分量源，和123（$79\%$）可以与CFHTLS W1目录中的光源。应用Voronoi曲面细分分析（VTA）在周围的区域的X射线确定的超星系团，我们确定在$z=0.35-0.50$，其中7个与$XMM-Newton$ XXL数据中检测到的集群共17个超密度。我们发现高密度的平均光度红移为0.43，与7个X射线检测到的星系团的光谱红移一致。VTA识别的完整结构在天空上的$\sim0.6\times0.2$ d…
2016-07-07 astro-ph.GA
Estimating The Metallicity of Star-forming Early-type Galaxies
我们获得了4615个恒星形成的早型星系（ETG）的数据，这些数据来自斯隆数字巡天数据Release 7的$Galaxy~Zoo~1$和MPA-JHU发射线测量的目录的交叉匹配。我们的样本主要分布在$\rm -0.7<log(SFR[M_{\sun}yr^{-1}])<1.2$，我们的SFR的中位数略高于Davis \& Young。我们显示了一个显着的趋势，低/高恒星质量的ETG有低/高的SFR，并获得我们的样本最佳拟合log（SFR）= $ (0.74\pm0.01)$ log $(M_{*}/M_{\sun})-(7.64\pm0.10)$，找到相同的斜率，发现在卡诺迪亚兹等人。在我们的恒星形成的ETG样本中，我们清楚地证明了恒星质量和金属丰度（MZ）的关系的相关性。我们发现，更高的金属丰度测量可能会引入扩散电离气体，当D16，Sanch 18，Sander 18指示剂被用来校准ETG的金属丰度。我们显示了SFR和12+log（O/H）与不同金属丰度估计之间的关系，并建议它们的相关性可能是ETG中SFR-恒星质量和MZ关系的结果。
2021-12-17 astro-ph.GA
The Influence of a Kinematically Cold Young Component on Disc-Halo Decompositions in Spiral Galaxies: Insights from Solar Neighbourhood K-giants
在盘星系HI旋转曲线的分解中，需要通过估计盘面密度来打破盘星系的引力场与暗晕之间的简并。这是通过将圆盘的垂直速度分散测量与圆盘刻度高度相结合来完成的。圆盘的垂直速度色散是从近面螺旋星系的吸收线（靠近V波段）测量的，光来自所有年龄的巨星的混合种群。然而，这些星系的标度高度是从边缘星系的近红外表面测光统计估计的。因此，标度高度的估计主要是由年龄较大（> 2 Gyr）的红巨星组成的。在本文中，我们证明了测量的速度色散的重要性，用于估计垂直尺度高度相同的老年人口的恒星。本文分析了太阳附近K巨星的垂直运动学。我们发现垂直速度分布最适合的两个组成部分的分散度为9.6 +/- 0.5公里/秒和18.6 +/- 1.0公里/秒，我们解释为分散的年轻和老盘人口分别。结合（单一）测量的总年轻+老盘人口（13.0 +/- 0.1公里/秒）的速度分散与规模的高度估计老年人口将低估光盘表面密度的一个因素~ 2。这样一个圆盘的峰值旋转速度只有最大圆盘的70%，因此使它看起来是次最大的。
2015-11-19 astro-ph.GA
Detailed photometric analysis of young star groups in the galaxy NGC 300
这项工作的目的是了解NGC 300中恒星星族的整体特征。特别是，我们把注意力集中在寻找年轻的恒星群体和研究他们的层次结构。这项研究是使用档案点扩散函数拟合测光进行的，这些测光是从哈勃太空望远镜高级巡天相机获得的多波段图像中测量的。使用路径链接标准，我们编目年轻的恒星群，并从星系NGC 300中的单个恒星的观测进行分析。我们还从最蓝的恒星中构建了恒星密度图，并应用SExtractor代码来识别超密度。通过在密度图上绘制等值线图并比较这两种方法，我们可以推断和描绘星系中蓝色星族的等级结构。对于所探测到的年轻恒星群的每个区域，我们估计了不同颜色的恒星星族的大小并导出了径向表面密度分布。对每个区域进行了场星的统计净化。通过这种方式，可以建立颜色-星等图，并将其与理论进化模型进行比较。我们还通过估计其斜率值来约束每组的现代质量函数。NGC 300中的蓝色粒子群显示出一种分层行为，其中较大和松散分布的结构在几个密度水平上分裂成更紧凑和更密集的结构。我们在星系NGC 300的六个领域创建了一个包含1147个年轻恒星群的目录，并在其中展示了它们的基本特征。平均值和模半径值从大小分布得到的都是25 pc，与本星系群和附近星系的值。此外，我们还发现了一个与Salpeter值兼容的平均PDMF斜率。
2016-08-22 astro-ph.GA
High-Priority Compact-Object Candidates in Young Clusters from the \textit{Gaia} DR3 Non-Single-Star Catalog
China Three Gorges University（三峡大学）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）
通过交叉匹配Gaia星表与非单星数据库并应用新开发的AMRF分类，识别出年轻星团中13个高伴星质量系统，其中3个可能为高质量致密天体候选，为后续观测提供目标。
2026-10-01 astro-ph.GA
Hierarchical Bayesian approach for estimating physical properties in nearby galaxies: Age Maps (Paper II)
现代天体物理学的基本目标之一是估计星系的物理参数。我们提出了一种分层贝叶斯模型，用于根据\Ha（使用Taurus Tunable Filter，TTF拍摄）、紫外波段（GALEX far UV，FUV）和红外波段（Spitzer 24、70和160 $μ$ m）中的图像计算年龄图。我们目前的爆发年龄的年轻恒星星族在附近的样本和近面对面的星系。\Ha\与FUV的流量比是一个很好的最近恒星形成历史（SFH）的相对指标。随着新生恒星形成区域的发展，\Ha发射比UV连续谱下降得更早，导致\Ha/FUV比率下降。使用恒星形成的星系模型，抽样与概率的形式主义，并允许在集群中的电离光子的可变部分，我们得到相应的理论比\Ha/FUV与我们观察到的流量比进行比较，从而估计所观察到的区域的年龄。在计算\Ha/FUV时，我们考虑了平均不确定性和参数之间的相互关系。我们提出了一个贝叶斯分层模型，其中定义了一个联合概率分布，以确定参数（年龄，金属丰度，IMF）从观测数据（观测流量比\Ha/FUV）。参数的联合分布通过独立同分布（i.i.d.）通过MCMC（马尔可夫链蒙特卡罗）技术生成的随机变量。
2018-11-13 astro-ph.GA
Estimating the ages of open star clusters from properties of their extended tidal tails
目前确定疏散星团、星协和恒星流年龄的最精确方法是基于等时线拟合或锂耗尽边界。我们提出了另一种方法来确定这些对象的基础上，他们的扩展潮汐尾巴，这是最近发现的几个疏散星团的形态。假设早期出现的潮汐尾，即所谓的潮汐尾I，起源于早期气体排出时从星团中释放出来的恒星，或者它们与星团形成于同一个恒星形成区（即与集群同时代），本文导出了圆轨道上团簇或流的潮汐尾长轴与轨道方向之间的倾角$β$的解析公式轨迹由于在一个给定的银河系中心半径，$β$只是一个函数的年龄$t$的初始属性的集群无关，我们估计集群的年龄通过反演的分析公式$β= β(t)$。我们举例说明的$12$对象，我们从文献中编译的样本上的方法，我们发现一个合理的协议与以前的约会方法在$\approx 70$ %的情况下。通过考虑轨道的偏心率和重新审视以恒星演化为基础的定年方法，这一点可能会得到改善。所提出的形态学方法是适合于相对年轻的集群（年龄$\lesssim 300$ Myr），其中它提供了一个相对的年龄误差的顺序$10$ $20$ %的误差在所观察到的倾斜角$5 ^\circ$。
2021-12-07 astro-ph.GA
Spectroscopy of brown dwarf candidates in IC 348 and the determination of its substellar IMF down to planetary masses
上下文棕矮星代表了我们银河系中相当大的一部分恒星成分，并占据了恒星和行星质量制度之间的过渡。但是，对于这些组织的形成过程，没有达成一致意见。目标。我们对年轻的邻近星系团IC 348进行了一次大规模的调查，以揭示其低质量的褐矮星人口，并研究亚恒星区域的星系团性质。方法.使用加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）的MegaCam和WIRCam拍摄的深光学和近红外图像用于选择光度候选成员。对大部分候选人进行了光谱跟踪，以评估他们的年轻程度和成员资格。结果我们通过光谱确认了IC 348星系团的16个新成员，其中包括13颗褐矮星，这对该星系团的亚恒星普查做出了重大贡献，而以前只知道30颗褐矮星。新成员中有五个具有L0光谱类型，这是迄今为止在该集群中发现的最新类型的对象。在300万年前，演化模型估计这些褐矮星的质量约为木星的13倍。结合新成员和以前的星团普查，我们构建了IMF完整的13个木星质量。结论. IC 348的IMF很好地拟合了对数正态函数，与其他年轻星团相比，我们没有看到质量函数变化到行星质量的证据。
2012-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hierarchical Bayesian approach for estimating physical properties in spiral galaxies: Age Maps for M74
现代天文学的基本目标之一是从不同光谱波段的图像中估计星系的物理参数。我们提出了一种分层贝叶斯模型，用于从\Ha（使用Taurus可调滤光片（TTF）拍摄）、紫外波段（GALEX的远UV或FUV）和红外波段（Spitzer的24、70和160微米（$μ$ m））的图像中获取年龄图。如Sánchez-Gil et al.（2011）所示，我们给出了M74星系附近和近面的年轻恒星星族的爆发年龄。正如在以前的工作中所示，\Ha \到FUV的流量比给出了一个很好的最近的恒星形成历史（SFH）的相对指标。随着新生恒星形成区域的发展，\Ha发射比UV连续谱下降得更早，导致\Ha/FUV比率下降。通过一个特定的恒星形成星系模型（Starburst 99，SB 99），我们可以得到相应的理论流量比\Ha \ / FUV，并与我们观测到的流量比进行比较，从而估算观测区域的年龄。由于问题的性质，有必要提出一个高复杂性的模型，以考虑平均不确定性，并在获得上述\Ha \ / FUV通量比时参数之间的相互关系。为了解决模型的复杂性，我们提出了一个贝叶斯分层模型，其中定义了一个联合概率分布，以确定参数（年龄，金属丰度，IMF），从观察到的数据，在这种情况下，观察到的流量比\Ha \ / FUV。参数的联合分布通过独立同分布来描述。（独立和同分布的随机变量），通过MCMC（马尔可夫链蒙特卡罗）技术生成。
2015-10-08 astro-ph.GA
Bayesian ages of local young stellar associations I. Through the expansion rate method
本研究利用膨胀率方法和开源贝叶斯代码，为本地年轻恒星协会估算年龄，发现隐藏子结构，解决了年龄估算中的紧张关系。
2025-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric Classification of Stars Around the Milky Way's Central Black Hole: I. Central Parsec
本研究利用中带测光结合三种算法，对银河系中心黑洞附近恒星分类，发现早型恒星密度向黑洞陡增，中心区域年轻恒星呈顶重初始质量函数，外围符合标准定律，揭示了不同的恒星形成机制。
2024-06-13 astro-ph.GA
Spitzer-IRAC survey of molecular jets in Vela-D
我们提出了一个调查的氢喷流从年轻的原恒星在Vela-D分子云（VMR-D），斯皮策-IRAC数据之间的3.6和8.0微米。我们的搜索导致了15个喷气机和大约70个在1.2平方度范围内排列良好的节的识别。我们将IRAC图与2.12微米处的H2 1-0 S（1）线观测值、24和70微米处的Spitzer-MIPS图以及1.2 mm处的尘埃连续辐射图进行了比较。在VMR-D公布的年轻天体星表中寻找了喷流候选激发源。我们选取了所有靠近喷流中心并与之对齐的II类或更早的源，通过估算喷流对瓣间的差异消光来验证喷流与激发源之间的联系。我们能够找到一个最好的候选人在所有的，但两个喷流的兴奋源。四个激发源在波长小于24微米时没有（或几乎没有）被观测到，这表明它们是非常年轻的原恒星。其中三个也与最紧凑的喷气式飞机有关。激发源的光谱能量分布已被建模的光度数据之间的1.2微米和1.2毫米。从SED拟合，我们得出的主要来源参数，这表明它们中的大多数是低质量的原恒星。在预计的喷流长度和颜色之间发现了显着的相关性[24] - [70]，这与较短的喷流与较年轻的源相关联的进化情景一致。一个粗略的相关性IRAC线冷却和激发源测辐射热光度之间的发现，与以前的文献。新出现的趋势表明，质量损失和质量增加是密切相关的现象，两者都随着时间的推移而减少。
2013-02-14 astro-ph.GA
Methods for Estimating Fluxes and Absorptions of Faint X-ray Sources
计数很少的X射线源可以用低噪声X射线探测器识别，如钱德拉X射线天文台上的ACIS。这些源通常太微弱，无法使用完善的方法（如XSPEC拟合）进行参数光谱建模。本文讨论了用非参数方法估算沿瞄准线的气体对这些源的表观和本征宽带X射线通量和软X射线吸收。表观通量是由源计数率与仪器有效面积之比在所选波段上取平均值来估算的。吸收，内在的通量，这些量的误差估计从源光度的数量与那些高S/N光谱，模拟使用光谱模型特性的研究中的天体物理源的类的比较。这种方法的概念类似于光学和红外天文学中长期使用的颜色星等图，用X射线中值能量代替颜色指数，用X射线源计数代替星等。我们的非参数方法进行了测试对2000暗弱源的视光谱在钱德拉观测丰富的年轻星团在M17 HII区。我们表明，固有的X射线属性可以确定小的偏差和合理的精度，使用这些可观察到的光度量，而不采用非线性参数光谱建模的不确定性和耗时的方法。我们的方法是校准的热谱特征的年轻恒星星团，但重新校准应该是可能的一些其他类别的微弱X射线源，如河外活动星系核。
2009-12-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
A Candidate of a Least-Massive Black Hole at the First 1.1 Billion Years of the Universe
我们报告的候选人低光度活动星系核（AGN）在z=5，是从第一次近红外图像的JWST CEERS项目选择。这个源，命名为CEERS-AGN-z5-1，绝对星等为1450 A，M1450=-19.5 +/- 0.3，是利用JWST/NIRCam图像的超高空间分辨率，从z>4的莱曼破裂星系目录中视觉选择紧凑源发现的。CFHT、HST、Spitzer和JWST提供的20个光度数据表明，这个源的连续形状让人想起一个未被遮蔽的活动星系核，并且在红移的Hbeta+[OIII]和Halpha被覆盖的过滤器中有一个明显的颜色过剩。估算的谱线亮度为L_H β +[OIII] =10^43.0 erg s-1和L_H α =10^42.9 erg s-1，对应的静止帧等效宽度分别为EW_{Hbeta+[OIII]} =1100 A和EW_H α =1600 A。我们的SED拟合分析有利于这种情况下，这个对象是一个强大的宽线发射器，甚至是一个超级爱丁顿吸积黑洞（BH），虽然一个非常年轻的星系与适度的尘埃衰减的可能性不完全排除。测辐射热光度L_bol=2.5 +/- 0.3 \times 10^44 erg s-1，与在爱丁顿极限吸积的M_BH = 10^6 M_sun的z<0.35宽线活动星系核的光度一致。这个新的活动星系核在宇宙的第一个11亿年的人口可能会缩小观测到的高红移BH质量范围和BH种子之间的差…
2022-12-11 astro-ph.GA
Characterization of Low Surface Brightness structures in annotated deep images
低表面亮度（LSB）恒星结构的表征，如正在进行或过去的碰撞潮汐碎片星系周围是必不可少的约束模型的星系演化。我们的目标是获得定量测量的LSB结构中确定的深度图像的样本组成的数百个星系。我们开发了一个在线注释工具，使贡献者能够描绘扩散扩展恒星结构的形状，以及文物或前景结构。所有参数都自动存储在数据库中，可以查询该数据库以检索定量测量。我们注释LSB结构周围352附近的大质量星系与CFHT作为两个大型计划的一部分获得的深图像：MATLAS和UNIONS/CFIS。每个LSB结构都根据其可能的性质进行了描绘和标记：恒星壳，与破坏卫星相关的流，主要合并形成的尾巴，幽灵反射或卷云。从我们的数据库包含8441注释，面积，大小，中位数表面亮度和距离主机的228个结构进行了计算。结果证实了这样一个事实，即潮汐结构定义为流薄比尾巴，正如预期的数值模拟。此外，潮汐尾似乎表现出比流更高的表面亮度（约1等），这可能与两种碰撞碎片的不同生存时间有关。我们没有探测到任何比27.5等角秒$^{-2}$更微弱的潮汐特征，而我们勘测的名义表面亮度极限范围在28.3和29等角秒$^{-2}$之间，在估计未来勘测识别LSB结构的灵敏度时需要考虑到这一差异。我们观察到的LSB结构的注释数据库可用于定量分析，并作为机器学习算法的训练集（缩写）。
2022-03-08 astro-ph.GA
Stellar population analysis of MaNGA early-type galaxies: IMF dependence and systematic effects
我们研究系统学与估计简单的恒星星族（SSP）参数-年龄，金属丰度[M/H]，$α$ -增强[ $α$ /Fe]和IMF形状-和相关的$M_*/L$梯度，椭圆慢旋（E-SR），快旋（E-FR）和S 0的星系在MaNGA调查的堆叠光谱。这些系统学产生于（i）叠加时如何归一化光谱;（ii）在估计吸收线强度之前必须减去发射;（iii）决定拟合整个光谱或仅几条吸收线;（iv）SSP模型差异（例如等时线，富集，IMF）。MILES+Padova SSP模型与H $_β$、$\langle$ Fe、$\rangle$、TiO $_{\rm 2SDSS}$和[MgFe] Lick指数的拟合表明，在半光半径外$R_e$：（a）中心区域年龄较年轻，[ $α$ /Fe]值较低，而[M/H]值则相反;（b）IMF在中心区域底部较重，但在$R_e/2$附近接近Kroupa;（c）这使得$M_*/L$在中心区域比在$R_e/2$附近大$2\times$左右。虽然Conroy等人（2018）的模型返回了类似的[M/H]和[ $α$ /Fe]曲线，但即使对于太阳丰度和Kroupa IMF，年龄和（因此）$M_*/L$曲线也可能存在显着差异;对非太阳丰度和IMF参数化的不同响应进一步加剧了这些差异。E-SR、E-FR和S 0之间存在明显（与模型无关）差异：年龄较小和[ $α$ /Fe]值增强较少表明E-FR和S 0…
2022-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
What's Behind the Elephant's Trunk? Identifying Young Stellar Objects on the Outskirts of IC1396
根据经验，一个典型的原行星盘的估计寿命是$<5-10$ Myr。然而，产生各种观测到的系外行星系统所需的盘寿命可能超过这个时间尺度。有些人假设这种不一致是由于估计磁盘分数在核心的集群，在辐射场外部的星盘系统可以photoevaporate磁盘。为了验证这一点，我们用\textit{XMM-Newton}观测了IC 1396恒星形成区西郊的一个区域，以识别新的III类YSO星团成员。我们的X射线样品是完整的YSO下降到$1.8\,M_{\odot}$。我们使用这些X射线源的一个子集，具有近红外和中红外对应物，以确定该领域的磁盘部分。我们发现，在我们观察到的领域中，X射线检测到的集群成员的主机磁盘的比例是$17_{-7}^{+10}\%$（1 $σ$），与$29_{-3}^{+4}\%$发现在一个邻近的领域集中在彗星球状体IC 1396 A。我们重新评估YSO识别IC 1396 A领域使用\textit{Gaia}的松弛相比，以前的颜色切割，只有标识，发现将独立的距离测量提供了关键的额外的限制。考虑到至少有一颗大质量恒星在星系团核心产生外部辐射场，在每个观测场中，星系盘的比例在统计上没有显著差异，这表明星系盘的寿命与星系团核心的距离保持一致。
2021-12-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Estimating stellar ages and metallicities from parallaxes and broadband photometry - successes and shortcomings
要深入了解银河系，它的形成和演化需要对大量恒星进行观测。因此，恒星测光提供了一种获得恒星内禀参数的经济方法。随着距离信息的增加，从测光中获得可靠的年龄是可能的。我们已经开发了一种贝叶斯方法，生成一个恒星的年龄和金属丰度的2D概率图从测光和视差使用等时线。我们的合成测试表明，包括近紫外线通带使我们能够打破恒星的年龄和金属量之间的退化为某些进化阶段。对于具有U带和不确定度小于20%的视差的关闭和次巨星，有可能找到严格约束的年龄和金属丰度。主层序和巨型分支可能只有金属丰度。当我们将我们的方法应用于盖亚基准恒星时，我们发现与文献很好的一致性，特别是对于关闭和年轻的恒星。然而，对旧的疏散星团NGC 188的进一步测试揭示了恒星等时线的明显局限性。星团恒星的年龄随演化阶段而变化，因此关闭年龄与亚巨星分支的年龄不一致，金属丰度在整个过程中变化很大。此外，参数根据推导中使用的颜色组合而明显变化。我们确定了这些不匹配的原因，并表明，需要改进的巨大的分支恒星的建模和合成近紫外测光的创建和校准。我们的研究结果警告不要不加区别地应用等时线拟合。特别是，恒星模型的不确定性应定量考虑。进一步努力改进这些模型将大大提高我们研究银河系的能力。
2018-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A VLBA Survey of radio stars in the Orion Nebula Cluster: II. Astrometry
从甚长基线阵列（VLBA）的观测，我们以前确定了一个人口的123个年轻的恒星系统的非热无线电发射朝向猎户座星云团（ONC）的核心。我们在Gaia DR2星表中找到了34个在0.2”射电位置内的光源。大多数射电源都可能是盖亚探测到的同伴。然而，有11颗恒星的VLBA位置与盖亚相差$<1.6$ mas，其中一些射电源可能是光学星的直接对应物。我们能够获得23颗恒星的射电自行。结合VLBA和Gaia的恒星自行数据，我们得到ONC的整体运动和速度色散为（$μ_α*,μ_δ$）=（$1.20\pm0.09,0.18\pm0.09$）mas yr $^{-1}$和（$σ_{μ_α*},σ_{μ_δ}$）=（$0.84\pm0.09,1.30\pm0.09$）mas yr $^{-1}$ .最后，我们通过估计标量和矢量积的平均值来寻找有序运动，这导致$\mathbf{\overline{v\cdot\hat{r}}}=-0.61\pm1.00$ km s $^{-1}$和$\mathbf{\overline{v\times\hat{r}}}=0.57\pm0.95$ km s $^{-1}$。这些数据并没有显示年轻的星团处于膨胀、收缩或旋转状态。
2020-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
