Photometric study of the young open clusters IC 1442, King 21, and Trumpler 7
我们对三个研究较少的年轻疏散星团IC 1442、King 21和Trumpler 7（Tr 7）进行了UBVRcIc测光研究。利用盖亚DR 2的自行和星系松弛，我们分别在IC 1442、King 21和Tr 7中获得了263、244和128颗成员星。这些星团的红化E（B-V）分别为0.54+/-0.04，0.76 +/-0.06和0.38+/-0.04等。将观测到的色星等图（CMD）与太阳金属丰度等时线进行比较，得出IC 1442、King 21和Tr 7的log（年龄）分别为7.40+/-0.30，7.70 +/-0.20和7.85+/-0.25年，对应的距离分别为2847+/-238，2622 +/-156和1561+/-74 pc。IC 1442、King 21和Tr 7的估计质量函数（MF）斜率分别为-1.94+/-0.18、-1.54+/-0.32和-2.31+/-0.29。在这些集群的内部和外部区域分别确定的MF斜率的研究给出了一个陡峭的斜率在外部区域，这表明在集群中的斜率和质量分离的空间变化。在动力学研究中，我们发现了质量分离的证据。得到的弛豫时间为74，26，和34万年的集群IC 1442，国王21，和Tr 7，分别。IC 1442中的质量偏析可能是由早期动力学弛豫引起的。估计的弛豫时间远低于King 21和Tr 7的年龄，这表明这些簇是动态弛豫的。
2020-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distribution of Serpens South protostars revealed with ALMA
目标：我们研究了年轻的低质量恒星形成区域巨蛇座南部的恒星前和原恒星候选者的质量和空间分布，已知活跃的恒星形成沿着一个主要的行星结构发生。以前用于研究这些分布的观测受到两个重要观测因素的限制：（1）灵敏度限制，使最低质量的源未被检测到，或（2）分辨率限制，无法区分双星和/或靠近的星团成员。研究方法：最近的毫米波长干涉测量观测现在可以发现微弱和/或紧凑的来源，以研究更完整的原恒星种群，特别是在附近的（$D<500$ pc）集群。在这里，我们提出的ALMA观测1毫米（带6）连续在$3 \times 2$弧分区域的中心巨蛇座南。我们的$\sim1$角秒的角分辨率相当于$\sim400$ au，对应于原恒星源的包层和/或盘的尺度。结果如下：我们检测52个源1毫米的连续，我们测量质量的$0.002 - 0.9$太阳质量对应的气体和尘埃的磁盘和/或信封的原恒星系统。对于深嵌入（最年轻的）源，没有红外对应物，我们发现证据的质量隔离和集群根据：最小生成树方法，分布的独特的源之间的投影分离，和浓度较高的质量源附近的致密气体在集群中心。结论：质量分离的毫米源可能是原始的，而不是动态考虑到这个集群的年轻年龄，与隔离时间。这是第一次在低质量原星团环境中显示毫米源。
2018-04-06 astro-ph.SR
MYStIX First Results: Spatial Structures of Massive Young Stellar Clusters
对恒星形成区中年轻恒星空间分布的观测，可以用空间统计方法与星团恒星形成理论联系起来。MYStIX项目提供了来自最近的高质量恒星形成区的年轻恒星的丰富样本。恒星表面密度图揭示了不同的结构和子集群。年轻的星团和子星团拟合等温球和椭球使用贝叶斯信息准则估计的子集群的数量。聚类也使用Cartwright和Whitworth的Q统计量和非齐次两点关联函数。质量分离在几种情况下，在集中和分形结构的星团检测，但少数集群没有质量分离。
2012-08-16 astro-ph.SR
Global properties, fractality, and mass segregation in single, paired, and grouped open clusters
本研究分析了单个、成对和成群疏散星团的结构与动力学性质，发现成群星团最年轻且分形性最高，而单个星团演化更成熟，表明星团演化受内部动力学与外部环境共同塑造。
2025-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Does sub-cluster merging accelerate mass segregation in local star formation?
猎户座中最近的大质量恒星形成地点是由四边形子系统主导的，它有四颗OB星和许多伴星。这些恒星是如何如此接近的问题对我们理解大质量恒星的形成和早期星团的演化有着重要的意义。McMillan等人（2007）提出了一种有希望的快速质量分离途径，他们表明快速进化的子集群的合并产物可以从其祖先继承其表观动力学年龄。在本文中，我们简要地考虑了这个过程的规模和时间尺度更适合本地，也许更典型的恒星形成，恒星的数量从数百到数千。我们发现，对于合理的年龄和集群大小，子集群的合并确实可以导致最大质量恒星的紧凑配置，这是在自然界和大规模流体动力学模拟坍缩分子云恒星形成中看到的信号，并且亚维里初始条件可以使未合并的集群显示类似类型的质量分离。此外，我们还讨论了Allison等人（2009）引入的最小生成树质量分离技术的变体。
2009-08-03 astro-ph.SR
On the mass segregation of cores and stars
对年轻恒星形成区的前恒星/原恒星核心的观测表明，它们是质量分离的，即质量最大的核心集中在中心，而在同一恒星形成区（和较老的区域）的前主序星则不是。我们测试这种明显的矛盾是否可以解释为大质量的核心碎裂成恒星的质量低得多，从而洗出任何签名的质量分离的前主序星。虽然我们的碎裂模型可以重现恒星的初始质量函数，我们发现，由此产生的分布的前主序星的质量分离的程度甚至高于核心，因为大质量的核心仍然产生大质量的恒星，如果碎片的数量是合理的低（1和5之间）。因此，我们认为，核心被观察到质量分离而恒星没有的原因可能是由于恒星的动力学演化，这些恒星在形成后可以在恒星形成区移动很大的距离。
2019-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing the Origins of Mass Segregation in M35: Evidence for Primordially Segregated Binaries
该研究通过分析M35星团的双星和单星分布，发现双星更集中于中心且质量 segregation 更强，表明双星可能具有原始的空间分布差异。
2024-02-09 astro-ph.SR
Stellar contents and Star formation in the young cluster Stock 18
我们对星团Stock 18进行了深度（V $\sim$ 21 mag）\ubvri光度研究。这些与档案红外数据已被用来推导基本的集群参数，也研究恒星形成过程中和周围的集群区域。到星团的距离为2.8 $\pm$ 0.2 kpc，年龄估计为$6.0\pm2.0$ Myr。目前的研究表明，星际红化是正常的方向的集群。对于质量范围1 $<M/M_\odot<$ 11.9，质量函数斜率为-1.37 $\pm$ 0.27。没有证据表明星团主序星的质量分离效应。在星团内部和周围发现了年龄在1- 200万年之间的年轻恒星星族。IRAS和AKARI源与MSX强度图的存在也显示了Sh 2 -170区域的年轻。
2011-08-17 astro-ph.SR
The Starburst Cluster Westerlund 1: The Initial Mass Function and Mass Segregation
Westerlund 1是银河系中最重要的星暴星团，因为它含有大量的恒星。我们进行了BVIc和JK测光研究初始质量函数（IMF）。通过比较观测到的颜色与光谱型-本征色关系，我们得到了<E（B-V）>=4.19+/-0.23和<E（J-Ks）>=1.70+/-0.21的平均星际红化。由于该星团的消光较强，基于光学光度学的零龄主序拟合方法不适用于距离测定，而近红外光度学给出了该星团的可靠距离--经验关系式为3.8kpc。利用最近的理论恒星演化模型和自转，该星团的年龄估计为5.0+/-1.0 Myr。我们导出了质量部分的IMF，得到了一个相当小的斜率，即Γ = -0.8 +/- 0.1。IMF的积分给出了星团的总质量超过5.0 x 10^4太阳质量。IMF显示出明显的径向变化，表明存在质量偏析。我们还讨论了Westerlund 1可能的恒星形成历史，从红超巨星和相对低光度的黄超巨星的存在。
2012-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
High Mass-ratio Binary Population in Open Clusters: Segregation of early type binaries and an increasing binary fraction with mass
双星在天体物理学研究中起着至关重要的作用，因为很大一部分恒星都是双星。在银河系中，双星分数（BF）随恒星质量的变化而变化，但在星系团中进行这种研究需要双星的识别和成员信息。在这里，我们估计总的和光谱类型明智的高质量比（HMR）BF（$f^{0.6}$）在23个疏散星团使用未解决的二进制的颜色星等图使用\textit{Gaia} DR 2数据。我们引入分离指数（SI）参数跟踪质量分离的HMR（总和质量明智）的二进制文件和参考人口。研究发现，在疏散星团中，（1）质量范围为0.4- 3.6 Msun的HMR BF（早M型到晚B型）的HMR值在0.12 - 0.38之间，峰值在0.12- 0.20之间;（2）老星团的HMR BF值相对较高，（3）质量比分布不可能是平坦分布，BF（总）$\sim$（1.5 ~ 2.5）$\times f^{0.6}$，（4）从B型晚期到K型，BF（总BF）逐渐减小，与银河场星一致，（5）较老的星团表现出HMR双星的径向分离，（6）B型和A/F型HMR双星在一些年轻星团中表现出径向分凝，表明它们是原始起源的。这项研究将限制初始条件，并确定的主要机制，调节二进制形成集群。HMR双星的原始分离可能是由于在分子云的坍缩阶段空间分离的大量团块。
2021-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Quintuplet Cluster: Extended Structure and Tidal Radius
五联体星团是已知的三个年轻（$<10$ Myr）大质量（M $>10^4$ M $_\odot$）星团之一，距离银河系中心$\sim100$ pc。为了探索在这种极端环境下星团的形成和演化，我们分析了五联体的动力学结构。使用HST WFC 3-IR仪器，我们采取的天体测量和测光的五重覆盖$120''\times120''$视场，这是$19$倍大于以前的自行研究的五重。我们生成一个目录的五重区域与多波段，近红外测光，自行车，和集群成员资格概率$10,543$恒星。我们提出的径向密度分布的$715$候选五联体集群成员与$M\gtrsim4.7$ M $_\odot$出$3.2$ pc从集群中心。$3$ pc的$3σ$下限位于潮汐半径上，表明在此半径范围内缺乏潮汐截断。只有微弱的证据，质量分离被发现，在强烈的质量分离发现的拱门集群，第二个和稍微年轻的大质量集群附近的银河系中心。这是可能的，潮汐剥离阻碍了质量隔离签名，虽然我们没有发现空间不对称的证据。假设拱和五重星系形成的程度相当，我们对五重星系相对较大的核心半径$0.62^{+0.10}_{-0.10}$ pc的测量提供了强有力的经验证据，表明银河系中心年轻的大质量星系团在几百万年的时间尺度上溶解。
2019-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical Evolution of Four Old Galactic Open Clusters traced by their constituent stars with \textit{Gaia} DR3
本研究利用Gaia DR3数据和ML-MOC算法识别四个年老银河系疏散星团的成员，通过多种分布分析其动力学演化阶段，揭示了不同星团各异的群体分层特征。
2024-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Young cluster Berkeley 59 : Properties, evolution and star formation
Berkeley 59是附近的一个年轻星团（$\sim$ 1 kpc），与Sh2 - 171 H {\sc ii}区域有关。我们提出了深光学观测的中央$\sim$ 2.5 $\times$ 2.5 pc $^2$地区的集群，获得了3.58米望远镜国家伽利略。$V$/（$V$-$I$）颜色-幅度图显示了明确的主序前（PMS）群，低至$\sim$ 0.2 M $_\odot$。使用近红外和光学颜色的低质量PMS成员，我们得出一个全球灭绝的$_V$ = 4等，平均年龄为$\sim$ 1.8百万年，分别为集群。我们构造了初始质量函数，发现它在0.2 - 28 M $_\odot$和0.2 - 1.5 M $_\odot$质量范围内的整体斜率分别为-1.33和-1.23，与太阳附近的Salpeter值吻合得很好。我们寻找质量函数的径向变化，发现内部区域的斜率比外部区域更平坦，表明质量偏析。星团的动力学状态表明，质量分离可能是原始的。PMS源的年龄分布表明，较年轻的源似乎集中在靠近星团内部区域，而不是外部区域，这一现象可能与恒星形成云的时间演化有关。在观测区域内，我们推导出该星系团的总质量为$\sim$ 10 $^3$ M $_\odot$。比较Berkeley 59与其他年轻星团的性质，我们认为它更像梯形星团。
2017-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Four Highly Luminous Massive Star Forming Regions in the Norma Spiral Arm II. Deep NIR imaging
我们对Norma旋臂中的四个明亮的大质量恒星形成区进行了灵敏的近红外（J，H和K）成像观测：G324.201+0.119，G328.307+0.432，G329.337+0.147和G330.949-0.174。我们确定三个集群的年轻恒星物体（YSO）的表面密度诊断的基础上。我们还发现，仅在H和K波段检测到的源，以及与早于B2的光谱类型对应的颜色，可能是YSO。我们分析了不同质量的恒星的空间分布，发现两个星团中的原始质量分离的签名，这不能解释为由于不完整性效应。我们发现，从母核致密气体的集群成员的动态相互作用可以解释所观察到的质量分离，表明气体在年轻的集群的动力学中起着重要的作用。
2009-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
VLT/SPHERE deep insight of NGC 3603's core: Segregation or confusion?
我们提出了新的近红外光度测量的核心的年轻的大质量星系团NGC 3603获得极端自适应光学。这些数据是用安装在ESO甚大望远镜上的SPHERE仪器获得的，覆盖了该星团核心的三个区域。我们对J和K宽带滤波器中获得的数据进行了消光效应的校正，并估计了SPHERE/IRDIS视场内检测到的源的质量，为13.5“x13.5”。我们推导出每个谱带和场的质量函数（MF）斜率。与以前基于哈勃太空望远镜（HST）和甚大望远镜（VLT）观测的结果相比，核心中的MF斜率是不寻常的。利用SPHERE极端自适应光学探测到814颗低质量恒星，估算了0.6 Msun <M < 3.5 Msun的前主序星的MF斜率，并计算了它们的MF斜率。星系团核心两个视场K波段图像的Gamma =-0.54 ^{+0.11}-0.11}。首次导出了NGC 3603年轻星系团核心的质量函数，其质量范围为0.6 - 120 Msun。以前的研究要么受到拥挤，缺乏动态范围，或两者兼而有之的限制。
2016-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Consequences of Dynamical Disruption and Mass Segregation for the Binary Frequencies of Star Clusters
大质量（13，000 - 26，000 M太阳），年轻（1500 - 3000万年）的大麦云星团NGC 1818揭示了一个意想不到的增加的F型恒星（1.3-2.2 M太阳）半径的双星频率。这与许多较老的星团形成对比，这些星团显示出随着半径的增加而减少的双星频率。我们研究这一现象与复杂的N体建模，探索一系列的初始条件，从光滑维里化密度分布，高度亚结构和崩溃的配置。我们发现，许多这些模型可以重现集群的观察到的属性，虽然有适度的偏好子结构的初始条件。我们的模型通过破坏软双星（半长轴，a > 3000 AU）产生观测到的双星频率径向趋势，大约在一个交叉时间（~ 540万年），优先在集群核心。质量分离随后导致双星向核心下沉。经过大约一个初始的半质量弛豫时间（t_rh（0）~ 3.4亿年）后，径向双星频率分布变为双峰型，最里面的双星已经向核心分离，径向双星频率分布中留下一个最小值，随时间向外移动。在4-6 t_rh（0）以后，晕中的上升分布消失，只剩下向核方向上升的径向分布。因此，无论是落向核心的双星径向频率分布（如NGC 1818所观察到的），还是向核心上升的双星径向频率分布（如较老的星团），都可以自然地从同一演化序列中产生，这是由于双星分裂和富星团中的质量分离。
2013-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating mass segregation process in globular clusters with Blue Straggler Stars: the impact of dark remnants
我们提出了一套N体模拟的结果，旨在探索如何的过程中的质量分离（跟踪的空间分布的蓝色离散星，BSS）的存在下的人口的重暗遗迹（如中子星和黑洞）的影响。为此，集群的特点是不同的初始浓度和不同比例的黑暗残余已建模。我们发现，恒星质量的黑洞的比例增加显着延迟的BSS和可见的恒星成分的质量分离。为了跟踪BSS分离的演变，我们引入了一个新的参数（$A^+$），可以很容易地测量时，这些恒星的累积径向分布和参考人口。我们的模拟表明，$A^+$也可能被用来作为一个近似的指示器的时间剩余的核心崩溃的可见组件。
2016-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Young massive star clusters: Achievements and challenges
尽管最近和正在进行的重大研究工作，大多数年轻大质量星团的早期演化和长期命运仍然笼罩在不确定性中。在这里，我讨论我们的理解的初始条件的恒星团簇形成和初始子结构的重要性，随后的动态演化和质量分离的时间尺度。我还评估了我们目前的理解（初始）的二进制部分在星团和形状的恒星初始质量函数在低质量端的低金属丰度环境的大麦云云。最后，我质疑我们的假设导致动态集群质量估计的有效性。我的结论是，观察者、建模者和理论家必须共同努力，自由地交换想法和数据，使该领域取得重大飞跃。
2009-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass segregation and sequential star formation in NGC 2264 revealed by Herschel
星团的质量分离可能是原始的，而不是动态的。尽管对星团质量分离的研究已经相当丰富，但对恒星祖先的研究还很缺乏，因此质量分离的起源和演化问题仍然是一个悬而未决的问题。我们的目标是描述NGC 2264分子云的结构，并比较该地区的团块和年轻恒星天体（YSO）的种群，其丰富的YSO种群已显示出连续恒星形成的证据。利用多尺度分割技术，将NGC 2264的Herschel柱密度图分成三个分区，并比较了它们的云功率谱。我们在整个NGC 2264云中确定了256个典型大小为0.1 pc，质量从0.08 Msun到53 Msun的团块。虽然在整个星云中都检测到了团块，但NGC 2264的中央分区集中了大部分的大质量团块。局部表面密度和质量分离比确实表明了15个质量最大的团块的质量分离的强烈程度，其中位$Σ_6$是整个团块人口的三倍，而$Λ_{MSR}$约为8。我们发现，这团巨大的团块是在一个高密度云脊内形成的，云脊本身就形成了，而且可能仍然是由在中部次区域较大尺度上观察到的高浓度气体提供的。对NGC 2264中的星团和YSO星群的综合研究所获得的时间序列表明，恒星的形成开始于北部次区域，现在正在中心积极发展，不久将在南部次区域开始。综合起来，NGC 2264的云结构、团块和YSO的数量支持恒星形成的动力学场景。
2020-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation activity and the spatial distribution and mass segregation of dense cores in the early phases of star formation
我们研究的空间分布和质量分离的致密分子云核心附近的恒星形成区域，跨越约四个数量级的恒星形成活动。我们使用的方法的基础上计算的最小生成树，并为每个区域，我们计算的结构参数Q和质量分离比测量的各种数量的最大规模的核心。我们的研究结果表明，致密的核心在年轻的恒星形成区域的分布是非常亚结构化的，很可能这种子结构将被印在新生的集群，将出现在这些云。除了金牛座，其中几乎没有质量分离，我们观察到轻度到显着水平的质量分离的合奏的6，10，和14个最大的核心天鹰座，CrA，和W 43，分别。我们的研究结果表明，星云的恒星形成活动与它们的结构有关，正如它们的致密核心人口所追踪的那样。我们还发现，在每个区域中质量分离最多的大质量核心的比例与云层中恒星形成的表面密度相关。金牛座地区的低恒星形成活动与一个高度分层的核心（低Q值）的空间分布和核心没有表现出被质量分离的迹象。在另一个极端，小型星暴区域W 43-MM 1具有更高的Q值，这表明它具有更集中的凝聚结构，并且它具有更高比例的质量分离的大质量核心。虽然可能存在一些有限的进化效应，但我们将星云的恒星形成活动与其结构之间的相关性归因于对它们开始聚集时大规模环境所留下的物理条件的依赖性
2019-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics and Dynamics of Young Star Clusters with TMT
星团是进化的n体系统。我们讨论了星团的早期动力学，在某些年轻的星团中观察到的原始质量分离和集群的过程。我们讨论了与星系团恒星演化耦合的动力学如何定义星系团的径向轮廓、质量函数和破裂，并将这些参数与一些已知的星系团进行了比较。作为三十米望远镜（TMT），国际科学驱动团队（ISDT）的成员，我将使用这些细节来帮助定义科学案例，要求和预期精度，以回答有关星团演化的天体测量学和高分辨率光谱学方面的可能问题。我还要报告最近在印度迈索尔举行的猛虎组织论坛上通过的一些决议。
2018-10-12 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Primordial mass segregation in simulations of star formation?
我们采取最终结果的平滑粒子流体动力学（SPH）模拟恒星的形成，其中包括从光电离和恒星风的反馈，并进一步发展他们的1000万年使用$N$体模拟。我们比较每个模拟的演变，没有反馈的控制运行，并与光电离反馈运行。与以前的工作一样，我们发现反馈的存在防止了大质量恒星的失控增长，由此产生的恒星形成区域密度较低，并保持其初始子结构更长时间。除了恒星风的反馈相比，只产生轻微的差异与模拟光电离反馈。我们在不同阶段的模拟中寻找质量分离，在SPH运行中的反馈被打开之前，在SPH运行结束时（在$N$ -身体整合之前）和在$N$ -身体进化期间。一个模拟是否是原始的质量分离（即在动力学演化之前）在很大程度上取决于质量分离是如何定义的，不同的测量质量分离的方法给出了明显矛盾的结果。在模拟中，当恒星形成受到反馈的影响时，原始质量分离也不太常见。在随后的（无气体）动力学演化过程中也可以发生进一步的动力学质量分离。综上所述，我们的研究结果表明，在模拟中解释大质量恒星相对于低质量恒星的空间分布时，应该非常谨慎。
2014-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing multi-mass dynamical models of star clusters with real data: mass segregation in three Galactic globular clusters
我们提出了一个样本的银河系球状星团（NGC 5466，NGC 6218和NGC 6981）的深测光数据的分析结果，其目的是估计其质量分离的程度和测试的分析动力学模型的预测。所采用的数据集由哈勃太空望远镜和地面数据组成，从中心到潮汐半径达到这些星团质量函数的低质量端，从而可以推导出具有不同质量的恒星的径向分布。所有分析的星团都显示出质量分离的证据，大质量恒星比低质量恒星更集中。采用Lowered-Maxwellian分布函数和Gunn & Griffin（1979）给出的质量分离公式，用多质量动力学模型较好地再现了NGC 5466和NGC 6981的结构。相反，NGC 6218似乎比模型预测的质量更分离。通过应用相同的技术模拟观测来自合适的N体模拟选择的快照，我们表明，这些模型预测的行为的偏差取决于特定阶段的动力学演化，无论初始条件。
2016-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Formation and Evolution of Small Star Clusters
最近的观测表明，小的，年轻的，约10至40个成员的恒星群往往有一个位于中心的最大质量的成员，让人想起在大型集群系统中看到的质量分离。在这里，我们分析形成小集群的流体动力学模拟，并以与观测相同的方式分析其属性。我们发现，模拟集群具有类似的属性观察到的集群，包括表现出质量偏析的趋势。在模拟中，质量最大的成员的中心位置不是由于动力学演化，因为集群成员之间几乎没有相互作用。相反，最大的星团成员似乎形成在中心。我们还发现，星团中质量较大的恒星形成的时间稍早。
2014-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of the stellar mass function in open clusters from a universal and unsegregated initial state
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University, Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）；Centre for Astrophysics and Planetary Science, Racah Institute of Physics, The Hebrew University（希伯来大学拉卡物理学院天体物理学与行星科学中心）；Key Lab for Astrophysics, Shanghai（上海市天体物理重点实验室）；School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area（中国空间站科学中心粤港澳大湾区分中心）
通过贝叶斯正向建模分析163个高保真疏散星团，发现年轻星团（<300 Myr）具有普适的初始质量函数（IMF斜率-2.29）且初始质量分档极小，揭示了动力学处理在10^7至10^9.8年内的不同时间尺度。
2026-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Importance of the Initial Conditions for Star Formation - III: Statistical Properties of Embedded Protostellar Clusters
我们研究了致密分子云核心坍缩过程中原恒星团的形成，重点研究了势能和动能的演化、亚结构的程度以及质量分离的早期阶段。我们的研究是基于一系列的流体动力学模拟致密的核心，在那里我们改变初始密度分布和初始湍流速度。在三维自适应网格细化模拟中，我们跟踪了丝状体和原恒星的动态形成，直到恒星形成效率达到20%。尽管不同的初始配置，在一个设置中的所有原恒星的整体合奏显示出类似的能量演化，并形成具有能量比$E_\mathrm{kin}/|E_\mathrm{pot}|\sim0.2$的次维里集群。集中在最里面的中心区域，集群显示出大致维里化的能量平衡。然而，维里平衡区域仅覆盖所有原恒星最内部的$\sim10-30%$。在所有有多个原恒星的模拟中，原恒星的总动能高于气体云的动能，尽管原恒星只占总质量的20%。星团在大小、质量和原恒星数量上有很大的差异，并显示出不同程度的亚结构和质量分离。平密度剖面和压缩湍流模式产生更多的子集群，然后集中的档案和螺线管湍流。我们发现，从新生簇的一开始，动力学弛豫以及由此产生的动力学质量分离在所有情况下都非常有效，即，在原恒星不断形成和吸积的阶段。
2011-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring NGC 2345: A Comprehensive Study of a Young Open Cluster through Photometric and Kinematic Analysis
本研究利用多波段测光与Gaia DR3等数据，对年轻疏散星团NGC 2345开展综合分析，识别出1732个高概率成员，测定了其基本结构、运动学与动力学参数，发现其存在质量分层且未来可能因靠近银盘早期解体。
2024-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation and mass segregation in the massive dense cores of Cygnus X
我们目前的Plateau de Bure干涉仪观测获得的连续在1.3和3.5毫米对6个最大规模和年轻的（IR安静）密集的核心在天鹅座X。位于只有1.7千秒差距，天鹅座X区域提供了达到足够小的尺度（1.3毫米的1700天文单位的数量级）的机会，以分离单个塌陷物体。核心被亚碎片化，5个核心内总共有23个碎片。只有最紧凑的核心，CygX-N63，实际上可能是一个单一的大质量原恒星，其包络质量高达60 Msun。其他核心中的碎片的大小和间距与附近原星团中的低质量恒星前和原恒星凝聚相似，并且可能具有相同的性质。在这23个原恒星天体中，有9个可能是OB星的前身，其包层质量从6到23 Msun不等。碎片化的水平是全球高于湍流调节，单片崩溃的情况下，但并不像预期的那样高，在一个纯粹的重力湍流的情况下，质量分布是由低质量的原恒星/恒星。在这里，在高质量碎片中的总核心质量的分数分别在CygX-N12、CygX-N53和CygX-N63中达到高达28%、44%和100%的值，远高于IMF类质量分布所预测的值。碎裂效率的增加作为密度的函数在核心中提出的是由于自重力导致引力坍缩在致密的核心的规模的重要性越来越大。与此同时，核心往往会在其中心区域分裂成几个巨大的原恒星。因此，我们可能在这里目睹了形成中的团簇的原始质量分离。
2009-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Arches cluster out to its tidal radius: dynamical mass segregation and the effect of the extinction law on the stellar mass function
银河系中心是银河系中最活跃的恒星形成场所，特别是最近形成的高质量恒星，今天仍在形成。然而，由于我们是通过银河系盘来观察银河系中心，因此在研究该区域时，灭绝的知识至关重要。拱门星团是一个年轻的大质量恒星爆发星团，位于银河系中心附近。我们观察到拱集群的潮汐半径使用KS波段成像获得NAOS/CONICA在VLT与Subaro/思科J波段数据相结合，以获得一个完整的了解集群质量分布。我们发现，在拱星团，这已被用于在以前的研究中建立一个银河系中的恒星形成过程的质量上限，最大质量的恒星的质量的确定，强烈依赖于假设的斜率的消光定律。假设两个制度的广泛使用的红外消光定律，我们表明，差异可以达到30%的个别导出的恒星质量和Δ AKs ~ 1级收购KS-波段消光，而现今的质量函数的斜率变化~ 0.17德克斯。假设最近的消光定律，得出的现今质量函数斜率从地核（r<0.2 pc）的平坦斜率alpha_{Nishi} =-1.50 \pm 0.35增加到中间环（0.2 <r<0.4 pc）的alpha_{Nishi} =-2.21 \pm 0.27，其中萨尔皮特斜率为-2.3。质量函数在外环变陡到alpha_{Nishi} =-3.21 \pm 0.30（0.4<r<1.5 pc），表明星团外区的高质量恒星已经耗尽。这幅图像与由于团簇的动力学演化而导致的质量分离是一致的。
2013-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Overview of the Massive Young Star-Forming Complex Study in Infrared and X-ray (MYStIX) Project
MYStIX（Massive Young Star-Forming Complex Study in Infrared and X-ray）计划利用钱德拉X射线天文台、斯皮策太空望远镜和英国红望远镜上的成像探测器，对20个以OB-dominated年轻星团及其周围的距离d < 4 kpc的天体进行表征。观测的目标是构建具有明确标准的恒星形成复杂恒星成员的目录，以及星云气体（特别是热X射线发射等离子体）和尘埃的地图。汇编了一个包含数百颗OB星和> 30，000颗低质量前主序星的MYStIX可能复合体成员（MPCMs）星表。这个样本和相关的数据产品将被用来寻求新的经验约束的理论模型的团簇形成和动力学，质量分离，OB星的形成，恒星形成触发的周边HII地区，生存的原行星盘在HII地区。本文介绍了该项目的概况，包括数据分析方法及其在两个恒星形成区NGC 2264和三叉星云中的应用。
2013-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
