CCD \emph{VI} time-series of the extremely metal poor globular cluster M92: revisiting its variable star population
本文分析了Oo II型球状星团M92的\emph{VI} CCD时序测光。对星团中的变星群体进行了研究，目的是修订它们的分类、鉴定、频谱，并选择母星团金属丰度和距离的指标。RR Lyrics光曲线的傅立叶分解导致平均[Fe/H] $_{\rm spec}=-2.20\pm 0.18$和距离$8.3\pm0.2$ kpc的估计。报告了四个新变量：一个RRd（V40），一个多模式SX Phe（V41），一个SR（V42）和一个最有可能不是集群成员的RRc（F1）。V7的AC性质得到证实。RRc星V11的双模性质尚未得到证实，它的振幅调制很可能是由于Blazhko效应。在已知的RRc变量V13中发现两种模式。有人认为，以前被分类为RRab的变星V30实际上是一颗不属于该星系团的BL Her型恒星。利用$Gaia$ -DR 2自行，我们确定了5012颗恒星在该领域的集群，这是非常有可能的集群成员，我们拥有测光，使生产一个完善的颜色星等图。这也使我们能够确定一些不属于星团的变星。在HB上的RR型天琴座脉动模式被第一个泛红色边缘清晰地分开，这是所有OO II型星团的共同特征。
2020-02-28 astro-ph.SR
Ionizing feedback from massive stars in massive clusters: Fake bubbles and untriggered star formation
我们使用光滑粒子流体动力学来模拟一个大质量（10^6Msun）星团系统的形成，该系统是由湍流分子云的引力坍缩形成的。我们调查我们的模型系统的层次聚类特性，我们研究的光电离辐射系统的多个O型星的演化的原星团的影响。我们发现，电离源附近的致密气体阻止了辐射侵蚀大部分恒星形成的细丝，相反，电离气体填充了原来由湍流速度场产生的预先存在的空隙和气泡。
2011-03-08 astro-ph.SR
The evolution of massive binaries in a dense stellar cluster environment
大质量恒星是宇宙中最重要的天体之一，许多（大多数？）它们都是以二进制的形式形成的。最近的两篇综述论文总结了一些观测和理论事实，说明了双星的重要性以及星团中大质量和超大质量恒星的演化，特别强调了大质量双星的重要性（Vanbeveren，2009，2010）。本文件可视为这两项审查的增编。
2010-10-15 astro-ph.SR
Massive star archeology in globular clusters
球状星团是宇宙中最古老的结构之一，今天它们拥有低质量恒星，没有气体。然而，曾经有一段时间，它们形成为气态物体，承载着大量短命的大质量恒星。最近，通过光谱学和光度学对低质量球状星团恒星进行了前所未有的解剖，描绘了这个早期时代的许多细节。特别是，已经确定了多个种群，这些种群具有长期消失的大质量热恒星的核合成指纹。在这里，我们将讨论如何通过这些多种群的镜头进行大规模恒星考古学。
2014-08-14 astro-ph.SR
The massive binary population of the starburst cluster Westerlund 1
我们目前的初步结果，从长基线径向速度调查的大规模双星在集群韦斯特隆德1。检查了四个系统：产生尘埃的WC双星W239，双线食双星W13，单线超巨星W43a和W3003。最后，讨论了Westerlund 1中大质量恒星的演化意义。
2010-10-29 astro-ph.SR
Radiation-driven winds of hot luminous stars. XVI. Expanding atmospheres of massive and very massive stars and the evolution of dense stellar clusters
背景：星暴，特别是它们的大质量恒星，在星系的演化中起着至关重要的作用。大质量恒星的恒星风不仅会显著影响其周围环境，而且质量损失也会深刻影响恒星本身的演化。除了每颗恒星的演化，大质量星暴星团的致密核心的演化也受到N体相互作用的影响，而通过合并形成的超大质量恒星可能对星团的演化具有决定性的影响。目的：介绍一种带风的O型恒星大气的先进诊断方法，包括评估丰度、恒星和风参数测定的准确性。研究方法：我们结合一致的模型，详细的恒星演化计算大质量和非常大质量的单星膨胀的大气层致密的星团的演变。要准确预测超大质量恒星的质量损失率，需要对膨胀大气中的统计平衡、流体动力学和辐射过程进行高度一致的处理。结果如下：我们提出了计算质量损失率，终端风速，和光谱能量分布的大质量和非常大质量的恒星不同的金属丰度，从大气模型计算的一致性提高了水平。结论：使用我们计算的质量损失率进行的恒星演化计算表明，低金属丰度的超大质量恒星只损失了非常少量的质量，这使得超大质量的第三星族恒星不太可能导致星际介质中显著的氦富集。太阳金属丰度的恒星有较高的质量损失率，但这些损失率并不高到足以排除在密集星团中合并形成的超大质量恒星，这些恒星的质量足以形成中等质量的黑洞。
2011-11-24 astro-ph.SR
Physical parameters of RR Lyrae stars in NGC 6171
本文分析了球状星团NGC 6171的VI-CCD时间序列测光。主要目标是通过光变曲线傅立叶分解和完善的校准和零点来确定我们图像视野中存在的单模RR天琴座星的各个物理参数。这导致估计的平均值的金属丰度和距离的父集群。从RRab星我们发现[Fe/H]ZW = -1.33 +- 0.12和d = 5.3 +- 0.3 kpc，从RRc星我们发现[Fe/H]ZW = -1.02 +- 0.19和d = 5.3 +- 0.2 kpc。独立的方法，例如RRab和SX Phe星的P-L关系，可以估计到星团的加权平均距离为5.4 +- 0.1 kpc。我们确认的振幅调制的Blazhko类型的5 RRab和非成员的V21的集群。颜色星等图与11 Gyrs的年龄一致。RRab和RRc星的分布似乎很好地隔离周围的第一泛音红色边缘的不稳定带。这将NGC 6171定位在OoI型星团中，其中脉动模式在HB中整齐地分离。本文报道了两个新的Lb型不规则变星。
2018-10-04 astro-ph.SR
Variability of Young Massive Stars in the Arches Cluster: Accurate Photometry with Adaptive Optics
我们目前的第一个近红外光谱的变化研究的拱门集群，使用自适应光学数据从NIRI/双子座和NACO/VLT的初步结果。我们的目标是发现食双星在这个年轻的（2.5 $\pm$ 0.5百万年），密集，大规模的集群，我们将确定准确的基本参数与随后的光谱。鉴于拱门星团包含200多颗沃尔夫-拉叶星和O型星，它提供了一个难得的机会来确定银河系中一些最大质量恒星的参数。
2011-08-22 astro-ph.SR
Variability of Young Massive Stars in the Arches Cluster
我们目前的第一个近红外光谱的变化研究的拱门集群，使用自适应光学数据从NIRI/双子座和NACO/VLT的初步结果。我们的目标是在这个年轻的（2.5 +- 0.5百万年），密集，大质量的星系团中发现食双星，我们将通过随后的光谱学确定准确的基本参数。鉴于拱门星团包含200多颗沃尔夫-拉叶星和O型星，它提供了一个难得的机会来确定银河系中一些最大质量恒星的参数。
2010-09-24 astro-ph.SR
Properties of massive stars in four clusters of the VVV survey
大质量恒星的演化只被部分理解。观测限制可以从研究位于年轻大质量星团中的大质量恒星中获得。ESO在Via Lactea（VVV）的VISTA变星公共调查发现了几个新的拥有大质量恒星的星团。我们对其中四个新星团中的大质量恒星进行了分析。我们的目标是提供对恒星演化的限制，并更好地理解不同类型的大质量恒星之间的关系。我们使用辐射转移程序CMFGEN分析了12颗恒星的K波段光谱，光谱类型从O和B到WN和WC。我们推导出所有目标的恒星参数以及其中一个子集的表面丰度。在赫罗图中，沃尔夫-拉叶星比O星更亮或更热。从log（C/N）-log（C/He）图定量地表明WN星比O星更演化，WC星比WN星更演化。沃尔夫-拉叶星的质量损失率是O型星的10倍，这与以前的研究结果一致。
2015-10-26 astro-ph.SR
Super-Massive Stars as a Source of Abundance Anomalies of Proton-Capture Elements in Globular Clusters
我们认为，球状星团中质子俘获元素的丰度异常，如C-N、Na-O、Mg-Al和Na-F反关联，是由M ~ 10，000 Msun的超大质量恒星产生的。这样的恒星可能是在大质量恒星的失控碰撞中形成的，这些恒星由于动力学摩擦而下沉到星团中心，或者是通过形成星团的低金属含量气体云的直接整体坍塌。为了解释观测到的丰度异常，我们假设超大质量恒星在只有一小部分质量分数的氢（Delta X ~ 0.15）转化为氦时，已经失去了它们初始质量的大部分。我们推测，所需的质量损失可能是由超爱丁顿辐射连续驱动的恒星风或由扩散模式的金斯不稳定性。
2013-09-23 astro-ph.SR
Discovery of a young and massive stellar cluster: Spectrophotometric near-infrared study of Masgomas-1
内容：最近的近红外数据有助于发现新的（模糊的）大质量星团和大质量恒星星族在以前已知的集群在我们的银河系。这些发现使我们将银河系视为一个活跃的恒星形成机器。目的：这项工作的主要目的是从物理上确定Masgomas-1的主要参数（距离，大小，总质量和年龄），这是我们系统搜索计划发现的第一个大规模星团。研究方法：使用近红外（J，H和Ks）测光，我们选择了23个OB型和5个红超巨星候选人的多目标H-和K-光谱和光谱分类。结果如下：在28颗光谱观测到的恒星中，17颗被归类为OB型，4颗为超巨星，1颗为A型矮星，6颗为晚型巨星。超巨星星群的存在意味着Masgomas-1具有巨大的质量，我们对星团质量函数积分后得到的星团初始总质量估计为（1.94 \pm 0.28）\cdot 10 ^4 M_{sun}支持了这一点。距离估计为3.53千秒差距，这个星团比盾牌座-半人马座基地更近，但仍然在银河系的臂内。在同一种群中存在一颗O 9V恒星和红超巨星，这表明星团的年龄在800万年到1000万年之间。
2012-03-19 astro-ph.SR
The variable stars in the field of the bulge cluster NGC 6558
本文对银河系核球星团NGC 6558场区进行变星普查，结合Gaia-DR3自行和VI测光数据发现78颗变星，并确定仅9颗为成员星，据此估算了星团的平均金属丰度和距离。
2024-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Youngest Stellar clusters Clusters associated with massive protostellar candidates
我们报告的217个大规模的原恒星候选人，其中34个集群是新发现的54个嵌入式集群的识别。嵌入式集群被确定为恒星表面密度增强的2 $μ$ m全天巡天（2MASS）数据。因为这些星团都与处于最早演化阶段的大质量恒星有关，所以星团也应该处于演化的早期阶段。因此，这些团簇的性质应该反映与其形成相关的性质，而不是它们的演化。对于每个集群，我们估计的质量，形态类型，光度和消光。我们研究中的星团，通过它们与大质量原恒星和大质量外流的联系，恢复了大质量恒星在第一代低质量恒星完成吸积阶段后开始形成的概念。此外，在这些星团中心观察到的高气体密度和吸积率与高质量恒星通过持续吸积到低质量恒星上而形成的假设一致。
2005-12-10 astro-ph astro-ph.SR
Young Star Clusters In Nearby Molecular Clouds
SFiNC（邻近云中的恒星形成）项目是对22个距离<=1 kpc的恒星形成区域中的年轻恒星星族进行的X射线/红外研究，旨在扩展我们早期对更遥远星系团的MYStIX调查。我们的中心目标是给团簇形成机制的经验约束。使用参数混合模型均匀地应用到SFiNCs年轻恒星的目录，我们确定了52个SFiNCs集群和19个非集群恒星结构。该程序给出了集群的属性，包括位置，人口，形态，协会的分子云，吸收，年龄（EJX），和红外光谱能量分布（SED）的斜率。吸收率、SED斜率和Δ JX是年龄指标。单独检查SFiNC簇，并且与MYStIX簇一起检查SFiNC簇，以给出以下结果。(1)SFiNC主要由比MYStIX更小、更年轻和更严重模糊的簇组成。(2)SFiNC云相关的集群具有与其宿主分子细丝对齐的高椭圆率，表明从其母体云继承的形态。(3)团簇膨胀的影响是显而易见的，从半径年龄，半径吸收，半径SED的相关性。在1- 3.5百万年的年龄范围内，核心半径急剧增加，从~0.08到~0.9 pc。推断的气体清除时间表长于100万年。(4)丰富的，空间分布的恒星星族存在于SFiNC云代表早期的恒星形成。附录比较了混合模型和非参数最小生成树识别聚类的性能。这项工作是未来SFiNCs/MYStIX研究的基础，包括磁盘寿命，年龄梯度和动态建模。
2018-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Very massive stars in not so massive clusters
银河系中非常年轻的星团在它们的最大恒星质量m_max和它们在恒星中的质量M_ecl之间表现出一个明确的关系。最近的一项研究表明，年轻的中等质量星团VVV CL 041可能拥有一颗大于80 Msun的恒星WR 62 -2，这似乎违反了m_max-M_ecl关系的存在，因为该恒星的质量几乎是该关系预期的两倍。通过对与VVV CL 041（3000 Msun）质量相同的N体直接计算，我们研究了在一个初始满足m_max-M_ecl关系的富双星星团中，是否可以通过动力学诱导的恒星碰撞形成这样一颗超大质量恒星。100个星团中有8个通过多次恒星碰撞形成质量超过80 Msun的恒星。这表明VVV CL 041星系团可能因为其早期的动力学演化而成为这种关系的异常值，即使该星系团在出生时遵循这种关系。我们发现，超过一半的我们的模型集群主机的合并产品作为其最大的成员在第一个500万年的集群进化。因此，尽管m_max-M_ecl关系是正确的，但由于动力学过程的原因，在一些年轻的星团中可能存在质量大于m_max-M_ecl关系的恒星。我们简要地讨论了在我们的模型中的二元种群的演化。
2018-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
How can young massive clusters reach their present-day sizes?
年轻的大质量星团如何达到我们今天所发现的形状和大小的经典问题仍然是一个挑战。恒星形成的大质量分子气体云的观测和计算研究都推断，大质量团簇形成主要是沿着云内的小尺度（$\lesssim0.3$ pc）附属子结构触发的。目前的研究旨在调查一个类似木星的紧凑大质量星团（有效半径为0.1-0.3 pc）可以扩大$\gtrsim10$倍，仍然保持足够的质量（$\gtrsim10^4 M_\odot$），成为一个年轻的大质量星团的可能方式，就像我们今天观察到的那样。为此，模型大规模集群（最初$10^4 M_\odot-10^5 M_\odot$）的演变使用Sverre Aarseth的国家的最先进的N体代码NBODY 7。所有计算出的星系团都随时间膨胀，其大小（有效半径）与银河系和其他附近星系中年龄为$\lesssim100$ Myr的年轻大质量星系团的观测结果进行了比较。发现从上述紧凑的尺寸开始，星团不能自行膨胀，即，由于两体弛豫、恒星演化质量损失、原始双星和恒星质量黑洞的动力学加热，直到观测到的年轻大质量星团的大小;它们总是比观测到的小得多。这就需要额外的机制来促进大规模集群组装后的扩张。使用进一步的N体计算，它表明，大量的残余气体驱逐，与$\approx30$ %的恒星形成效率，确实可以膨胀的新生嵌入集群充分。本计算的局限性及其后果进行了讨论。
2015-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular cluster metallicities and distances from disentangling their RR Lyrae light curves
本文对39个球状星团中 RR Lyrae 的光变曲线作均匀 Fourier 分解，测定金属丰度和距离，并指出 RRc 更适合作为距离指示器。
2023-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical ejections of massive stars from young star clusters under diverse initial conditions
我们研究了星团的初始条件和大质量恒星种群对大质量恒星从星团中的动力学抛射的影响，直到300万年的年龄。我们使用一个大的直接N体计算中等质量的星团（Mecl= $10^{3.5}$ Msun）。我们改变了计算的初始条件，如初始半质量半径的集群，初始的大质量恒星和初始质量分离的二进制人口。我们发现，初始密度是最有影响力的质量系统的喷射分数的参数。初始半质量半径为0.1（0.3）pc的星团平均可以喷射出其O星系统的50%（30%）。大多数模型表明，平均喷射分数随着恒星质量的减小而减小。对于能够有效弹射出O型恒星的星团，被弹射出的恒星的质量函数与给定的初始质量函数（IMF）相比是头重脚轻的，而留在星团中的恒星的质量函数则比IMF稍陡（顶轻）。在我们的N体模型中，300万年老星团中恒星的顶轻质量函数与先前报道的M31年轻中等质量星团的平均质量函数吻合得很好。我们表明，弹射的大质量恒星的多重性分数可以高达60%，大规模的高阶多重系统可以动态弹出，高阶多次成为常见的，特别是在集群。我们还讨论了喷出的大质量系统的二进制人口。当一个大的运动学调查的大质量场星成为可用的，例如通过盖亚，我们的研究结果可能会被用来约束星团中的大质量恒星的诞生配置。（节录）
2016-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive open star clusters using the VVV survey IV. WR 62-2, a new very massive star in the core of the VVV CL041 cluster
ESO在Vía Láctea（VVV）的公众调查VISTA变量提供了前所未有的562平方英尺的深度多历元红外观测。银河系的膨胀和邻近地区的磁盘。这次巡天发现了近150个新的疏散星团和候选星团。目的我们提出的第四篇文章中的一系列文件集中在年轻的大规模集群中发现的VVV调查。本文致力于星系团VVV CL 041，其中包含一颗新的非常大质量的候选恒星WR 62-2。方法根据系列第一篇论文中提出的方法，采用宽视场、深JHK的VVV观测，结合新的红外光谱，来约束VVV CL 041的基本参数（距离、红化、质量、年龄）。结果我们确认星系团VVV CL 041是一个年轻的（小于400万年）大质量（3 +/- 2 × 10^3 Msol）星系团，而不是一个简单的星团。它位于4.2 +/- 0.9千秒差距的距离上，红度为A_V = 8.0 +/- 0.2等，略低于银河系中心年轻星团的平均值。光谱分析显示，该星团中最明亮的恒星属于WN 8h光谱型，是一颗初始质量大于100 Msol的候选恒星。
2015-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Young massive star clusters
年轻的大质量星团是年轻恒星的密集聚集体，它们构成了星系的基本组成部分。在银河系和本星系群中有几个例子，但它们在星暴和相互作用的星系中特别丰富。几个年轻的大质量星团，是足够接近，以解决的主要兴趣，研究恒星的质量函数和生态之间的相互作用恒星演化和恒星动力学。遥远的未分辨星系团可以有效地用于研究星团质量函数，它们对年轻星系团的形成机制提供了很好的约束。年轻的大质量星团被认为是许多不寻常物体的摇篮，包括各种奇异的恒星和双星。到目前为止，在年轻的大质量星团中只发现了少数这样的天体，尽管它们的老表亲球状星团中有着异常丰富的恒星。在这篇综述中，我们关注的星团比$\sim100$ Myr年轻，比几个当前的交叉时代老，比$\sim10^4$ \Msun更大，无论集群的大小或环境。我们描述了目前已知的年轻的大质量星团的本地组和超越的全球性的属性，并讨论了这些系统的观测和动力学建模的艺术状态。为了使这篇评论能够被观测者、理论家和计算天体物理学家阅读，我们还回顾了跨学科的术语。
2010-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
How to Find Young Massive Cluster Progenitors
我们提出，束缚的，年轻的大质量星团形成于致密的云，其逃逸速度大于光电离气体中的声速。在这些团簇中，气体电离形式的辐射反馈被抑制，使恒星的形成能够以足够高的效率进行，这样即使在气体被去除后，所产生的星团仍然保持束缚。我们估计现有的银河系平面调查的大规模原星团（MPC）的可观察到的属性，并建议如何在最近和即将到来的河外观测中寻找它们。这些调查可能会提供一个重要的MPC候选样本，使我们能够更好地了解本地宇宙中的极端恒星形成和大质量团簇形成。
2012-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive pre-main sequence stars in M17
大质量恒星的形成过程仍然知之甚少。大质量年轻恒星天体（mYSO）深深地嵌入其母云中，它们是罕见的，因此通常很遥远，它们的红化光谱通常排除了它们的光球参数的确定。M17是天空中研究得最好的HII区域之一，相对较近，并且拥有年轻的恒星星族。利用ESO甚大望远镜上的X-shooter，我们获得了Hanson等人（1997）确定的候选mYSO和该区域的一些OB星的光学到近红外光谱。大的波长覆盖范围使其光球和拱星盘的详细光谱分析。我们确认前主序星（PMS）的性质，其中六颗星和O星。PMS星的半径与向主序星收缩的半径一致，并且被残余的吸积盘包围。所观察到的红外过量和（双峰）发射线提供了机会来测量结构化的速度分布在磁盘。我们将观测到的这一独特的年轻大质量恒星样本的性质与细川和大向海（Hosokawa & Omukai，2009）的大质量原恒星演化轨迹进行了比较，并提出这些靠近HII区西部边缘的mYSO在经历了高质量吸积率（${\dot{M}_{\rm acc}} \sim 10^{-4} - 10^{-3}$ $M_{\odot}$ $\rm yr^{-1}$）之后正在成为主序星（$\sim 6 - 20$ $M_{\odot}$）。它们到达零年龄主序星（ZAMS）时的自旋分布与观测到的年轻B星一致，假设角动量守恒和同源收缩。
2017-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of massive stellar clusters in converging galactic flows with photoionisation
我们已经进行了模拟的团簇形成沿两个地区的螺旋臂从全球银河系模拟，包括光电离反馈。一个区域的特点是强烈的收敛流，另一个代表一个更典型的螺旋臂区域。我们发现，更大规模的集群能够形成在较短的时间尺度的区域具有强烈的收敛流。集群之间的合并是频繁的情况下，强收敛流，使大规模集群的形成。我们比较了在模拟中形成的等效集群和没有电离。光电离并不阻止大量团簇形成，但可以看出限制了团簇的质量。平均而言，质量减少了约20%，但我们看到从电离到导致质量减少50%的差异很小的大范围。光电离也能够清除Myr时间尺度上星团附近的气体，这可以产生半径更大的星团，这些星团被更大质量的恒星晕包围。我们发现，电离反馈有更多的影响，在我们的第二个区域，这是不太密集，并具有较强的收敛流。
2021-10-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of stellar-dynamical ejections and collisions on the relation between the maximum-star and star-cluster-mass
我们进行了目前最大的一组直接N体计算的年轻星团模型的动力学影响，特别是通过最大质量的恒星在集群中的喷射，对当前的最大恒星质量和星团质量之间的关系。我们改变了几个初始参数，如初始半质量半径的集群，初始的二元分数，和初始质量偏析的程度。为了使大质量双星的初始条件更符合实际，采用了两种不同的配对方法来构造大质量双星。我们发现，较低质量的星团（<= 10^2.5 Msun）不会射出它们最重的恒星。在大质量星团（>= 1000 Msun）的情况下，如果星团的初始半质量半径r_0.5，>= 0.8 pc，那么无论初始条件如何，在300万年内没有质量最大的恒星逃离星团。然而，一些最初较小的星团（r_0.5 = 0.3 pc），具有较高的密度，在300万年内喷射出最大质量的恒星。如果星系团形成时尺寸紧凑，并且它们的大质量恒星诞生在质量比偏向于1的双星系统中，由于最初质量最大的恒星的抛射，星团中质量最大的恒星的质量发生变化的概率可以高达20%。当星团相对密集时，恒星碰撞会增加大量星团中的最大恒星质量（M_ecl >= 10^3 Msun和r_0.5 = 0.3 pc）和富含二进制。总的来说，我们得出结论，动力学效应几乎没有影响观测的最大恒星质量的集群质量关系。
2012-04-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive stars in the young cluster VVV CL074
我们获得了星团VVV CL 074中最亮成员的K波段光谱，以识别大质量恒星群。我们还确定了星团中大质量恒星的恒星属性，以更好地量化连接不同类型大质量恒星的演化序列。在ESO/VLT上用SINFONI收集了星团VVV CL 074中选定场的积分场谱。我们进行了光谱分类的基础上的K波段光谱和比较红外光谱图谱。通过对CMFGEN程序计算的大气模型的分析，我们确定了大质量恒星的恒星参数。我们发现了25个早期型（OB和沃尔夫-拉叶）恒星的人口，19个是新发现的，我们的观察，其中15个可能是集群成员。该星团的分光光度距离为10.2+/-1.6千秒差距，位于银河棒和诺玛臂的交叉点附近，在银河系中心之外。这使得VVV CL 074成为迄今为止发现的最远的年轻大质量星团之一。在大质量恒星群中，有三颗是沃尔夫-拉叶星，其余的是O星和B星。从赫罗图中我们发现，大多数恒星的年龄在300万年到600万年之间。WN 8和WC 8 -9恒星是初始质量在40到60 Msun之间的恒星的后代。VVV CL 074的大质量恒星数量与星团DBS 2003 -179非常相似，但与五联体星团的相似程度较低，表明它们的年龄相同。银河系的中央星团年龄约为300万年。通过比较这四个星团中的大质量恒星，我们可以得出结论，初始质量在40到60 Msun之间的星系恒星可能会经历WN 8 -9阶段。
2019-07-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery and spectroscopic study of the massive Galactic cluster Mercer 81
在过去的十年中，数百个年轻的大质量星系团候选者在银河系的圆盘中被发现。我们调查这些候选人之一，美世81，这是通过系统的搜索恒星过密度发现的，与后续的NICMOS/HST红外窄带测光找到发射线恒星，并确认它是一个大质量的集群。令人惊讶的是，最亮的恒星原来是前景恒星的偶然排列，而在视野中的一些较暗的恒星中发现了一个真正的大质量星团。根据对四颗发射线恒星（ISAAC/VLT）的第一次光谱研究，Mercer 81是一个非常巨大的年轻星团，位于银河系棒的远端。此外，在这项工作中，我们提出了一些未发表的光谱，从一个后续的观测计划，证实该集群主机几个富氮沃尔夫-拉叶星（WN）和蓝超巨星。
2012-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
First, Second and Third Massive Stars in Open Clusters
本文的目的是研究利用疏散星团中的第一、第二和第三大质量恒星估算星团总质量和成员的可能性。利用数值模拟和解析近似方法建立了估计函数，并研究了所得到的估计函数的精度和误差分布。我们发现，第一，第二和第三大质量恒星的质量分布在高质量端显示出强烈的幂律尾，因此，最好使用中值或众数而不是平均值。我们表明，第三个大质量的恒星是一个更好的估计，然后第一，因为它是更精确，更少的参数，如最大允许恒星质量的依赖。
2010-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Feedback from Winds and Supernovae in Massive Stellar Clusters
我们模拟了大质量的恒星反馈的影响，通过风和SNE，不均匀的分子物质遗留下来的一个大规模的星团的形成。我们使用3D流体动力学模型与温度相关的平均粒子质量来模拟分离的分子，原子和电离相。我们发现风沿着低密度通道吹出分子团，并逐渐将密度较高的物质烧蚀到这些通道中。然而，稠密的分子气体令人惊讶地长寿，并且不会立即受到星团中第一颗恒星爆炸的影响。
2012-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Simultaneous Formation of Massive Stars and Stellar Clusters
我们发现大质量恒星和星团是同时形成的，形成中的星团的全球演化是使中心恒星变得大质量的原因。我们预测，大质量恒星形成的团块，如莫特等人在2007年观察到的，收缩和质量增长导致大质量恒星的形成。这是因为质量不断地从大半径输送到中心的原恒星上，这些原恒星可以通过吸积变得巨大。使用SPH模拟的大质量恒星形成团块在一个巨大的分子云，我们表明，团块最初是扩散和对流，并成为更加集中，因为他们崩溃。我们的数据的模拟干涉观测提供了一个解释，为什么年轻的大质量恒星形成区显示更多的子结构比老的。在我们的模型中，质量最大的恒星是在最紧密的星团中发现的。大质量恒星吸积的大部分质量最初以低密度分布在整个星团中，后来由于全球性的下降而汇集到恒星中。即使有辐射反馈，也不会形成大质量的前星核。原始的核心是中等质量的，并在原恒星阶段获得额外的质量。我们还发现，形成低质量恒星的核心存在于高质量恒星吸积的体积内，但在很大程度上不受这个过程的影响。
2009-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Young Massive Clusters as probes of stellar evolution
年轻大质量星团（YMC）是研究大质量恒星演化的理想实验平台，因为它们包含了大质量恒星的大型、同时代、化学均匀的样本。通过研究具有一定年龄范围的YMC（因此也是关闭质量），我们可以研究大质量恒星的后主序星演化作为初始质量的函数。最近在我们自己的银河系中发现了不同年龄段的YMC--在那里我们可以成功地分辨出单个恒星--提供了前所未有的机会来测试我们关于大质量恒星演化的想法。在这里，我回顾了这一领域的一些最近的工作，并描述了我们如何可以使用YMC调查几个主题，包括（a）的富H沃尔夫-拉叶星的演化状态;（b）的影响，双星的恒星演化在密集的集群;和（c）红超巨星和后超新星遗迹，他们留下。
2009-03-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The most massive stars in very young star clusters with a limited mass: Evidence favours significant self-regulation in the star formation processes
恒星初始质量函数（IMF）通常被解释为一个标度不变的概率密度分布函数（PDF），使得许多小星团产生的IMF与一个大质量星团的IMF相同。对银河系范围内的IMF的观测挑战了这一点，因为矮星系并没有像预期的那样形成那么多的大质量恒星。这表明了一个高度自我调节的恒星形成过程，其中恒星质量不是从IMF随机采样的，而是与恒星形成的环境有关。在这里，恒星形成的本质是使用星团中诞生的最大质量恒星与其母星团质量之间的关系（$m_{\rm max}$ - $M_{\rm ecl}$关系）来研究的。这种关系被认为是一种统计效应，如果恒星是从IMF随机抽样的话。通过比较观测到的$m_{\rm max}$ -- $M_{\rm ecl}$分布与具有随机采样恒星质量的合成星团的紧密性，我们发现模拟观测的预期色散比观测到的色散大得多。假设文献中的$m_{\rm max}$和$M_{\rm ecl}$不确定性是正确的，我们的检验拒绝了IMF是PDF的假设，超过了$4.5σ$的置信水平。另外，我们提供了一个确定性的恒星质量采样工具，再现所观察到的$m_{\rm max}$ - $M_{\rm ecl}$分布和比较以及与恒星形成的分子团的光度。此外，我们发现，有一个显着平坦的$m_{\rm max}$ -$M_{\rm ecl}$关系附近的$m_{\rm max}=13~M_\odot$。这可能意味着质量大于$13…
2022-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolutionary tracks of young massive star clusters
恒星大多数是由几十到几万个成员组成的群体。30年来，理论模型提供了一个基本的概念，这些星团是如何形成和发展的：它们起源于坍缩分子云的气体和尘埃。从气体到恒星的转换是不完全的，剩余的气体被排出，导致星系团膨胀，恒星变得不受束缚。在观测上，这一过程的直接确认已被证明是难以捉摸的，这是由于形成团簇的性质的多样性。在这里，我们考虑到，真正的集群质量和大小被掩盖，最初的表面密度的背景，后来仍然存在的未绑定的恒星。基于最近的观测发现，在一个给定的恒星形成区域的恒星形成效率取决于当地的气体密度，我们使用的分析方法结合\mbox{N-body simulations, to reveal}演化轨迹的年轻大质量集群覆盖的第一个10万年。就像赫兹-罗素图是恒星演化的度量一样，这些轨道为星团提供了等价的信息。像恒星一样，大质量星团的形成和发展速度比它们的低质量同行更快，这解释了为什么很少发现大质量星团的祖先。
2014-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Very Young Massive Clusters and implications for globular clusters
非常年轻的大质量星团（VYMCs;也被称为“星爆”星团），通常是$\gtrsim 10^4M_\odot$，并且有几百万年的历史，是如何从巨大的分子云中形成的，这在很大程度上仍然是一个悬而未决的问题。对年轻星团和恒星形成分子云的越来越详细的观测和计算研究为它们的形成情景和所涉及的基本物理过程提供了线索。本章重点回顾了长达十年的研究，这些研究试图通过计算重现观测良好的VYMC，如猎户座星云团，R136和NGC 3603年轻星团，从而揭示大质量星团的诞生条件。在这方面，重点是直接N体模拟的真实大小的大质量星团，具有整体结构，并进行残余气体的驱逐，这一直复制观察到的几个VYMCs和年轻的星团的特点，一般。这些相对简化的模型计算与致密分子云的结构丰富性和恒星团簇形成的流体动力学计算的复杂性的连接详细介绍。此外，这种VYMC与球状星团，这是几乎一样古老的我们的宇宙，讨论的连接。本章的结论是解决长期深气体嵌入（至少表面上）和子结构系统，如W3主。虽然大部分的结果引用现有的和最新的文献，在一个综合的方式，提供了一些新的见解和讨论。
2015-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared photometry of Young Massive Clusters in the starburst galaxy NGC 4214
我们提出了一个红外测光调查的结果与NICS@TNG在附近的星暴星系NGC 4214。我们推导出10个年轻的大质量星团的准确的综合JK星等，并将它们与现有的哈勃太空望远镜紫外线颜色进行了比较。这些星团位于定义明确的序列上的紫外-红外色平面上，其形状允许精确确定其年龄。通过与合适的恒星演化模型的比较，我们估算了这些星团的年龄、金属丰度、红化和质量。所有分析过的星团似乎都比log（t/yr）<8.4年轻，中等金属含量，质量略小于现在的银河系球状星团。派生的年龄属于二级HII恒星形成复合体的集群显着大于先前估计的文献。我们还讨论了利用紫外-红外色色图来选择多个恒星星族的候选年轻大质量星团的可能性。
2013-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
