A Catalog of New Spectroscopically Confirmed Massive OB Stars in Carina
船底座恒星形成区是银河系中最大的恒星形成区之一，其庞大的恒星群仍在揭开面纱。大量的恒星加上高度多变的星际消光，使得在这种年轻区域很难找到OB星。我们提出了一个光谱运动的结果，研究大规模的恒星人口的船底座星云，主要目标是确认或拒绝先前确定的船底座OB恒星候选人。总共观测到141颗已知的O型和B型恒星以及94颗候选恒星，其中73颗候选恒星具有足够高的信噪比进行分类。我们在船底座星云中发现了23颗新的OB星，确认率为32%。其中一颗新的OB星具有混合光谱，被怀疑是一颗双线分光双星（SB2）。我们还重新分类了已知的OB星的光谱类型，并发现了9个新的SB2人口。最后，我们讨论了这些新的OB星相对于已知结构的船底座NSebula的空间分布。
2016-11-04 astro-ph.SR
Pre-Main Sequence stars in the star forming complex Sh 2-284
Sh 2-284位于银河系的反中心，是一个HII区，其中包含几个年轻的疏散星团，Dolidze 25是一个贫稀有金属（Z~0.004）的年轻星团。鉴于它与Sh 2-284的关联，可以合理地假设整个HII区的金属丰度较低。Sh~2-284可能存在大量的中低质量恒星（Herbig Ae星）。我们的目标是通过VIMOS@VLT进行的光谱和光度测量来表征这些恒星，并辅以额外的光学和红外观测。在这项调查中，我们选择了23 PMS对象的特点。我们推导出这些天体的有效温度、光谱能量分布和光度;使用理论PMS演化轨迹，并结合适当的金属丰度，我们估计了所研究天体的质量和年龄。我们还利用3颗OB星的光谱视差估计了Sh 2-284的距离为4Kpc。根据年龄测定，我们得出结论，触发恒星形成是在该地区的行动。我们的研究结果表明，一个显着的部分年轻的恒星物体（YSO）可能保留了他们的磁盘/信封，在最近的其他研究中发现的低金属量的恒星形成区域的银河系相比。最后，在23颗真正的PMS星中，我们确定了8颗星是很好的候选人，以三角洲盾牌座类型的闪烁。
2010-09-02 astro-ph.SR
A Survey of Irradiated Pillars, Globules, and Jets in the Carina Nebul
我们提出了宽视场，深窄带H $_2$，Br $γ$，H $α$，[S II]，[O III]，和宽带I和K-波段图像的船底座恒星形成区。新的图像提供了一个大规模的概述所有的H $_2$和Br $γ$排放目前在一个平方度集中在这个签名恒星形成复合体。通过将这些图像与档案HST和斯皮策图像进行比较，我们观察到来自O型和B型恒星的强烈紫外辐射如何影响分子云中的恒星形成。我们使用这些图像来定位新的候选外流，并在数十个不同的恒星形成活动区域内识别主要的冲击波和辐射界面。射流中的冲击分子气体追踪了最受强烈紫外线辐射屏蔽的部分气流。结合H $_2$和光学图像可以更完整地查看喷流，有时仅在H $_2$中可见。船底座区域有几个紧凑的年轻星团，这些星团内的气体受到星团恒星和附近大质量恒星辐射的影响。船底座星云是研究年轻的H II区域和PDR的物理学的理想场所，因为它包含了多个处于不同发展阶段的壁和辐射柱的例子。一些柱体已经脱离了它们的宿主分子云，形成了柱体。荧光H $_2$概述了电离和分子气体之间的接口，并在去除连续后，我们检测到的Br $γ$和H $_2$发射沿照射界面之间的空间偏移。一旦这些线的合成地图可用，这些空间偏移可用于测试当前的PDR模型。
2015-02-12 astro-ph.SR
GG Carinae: orbital parameters and accretion indicators from phase-resolved spectroscopy and photometry
B[\，e\，]超巨星是一种罕见且不寻常的大质量和发光恒星，其特征是不透明的星周包层。船底座GG是一颗联星，其主要组成部分是B[\，e\，]超巨星，其变异性仍然无法令人满意地解释。利用ASAS、OMC和ASAS-SN的光度数据以及Global Jet Watch和FEROS的光谱数据研究可见光发射线，我们重点研究了该系统在其$\sim$ 31天轨道周期的变化，并限制了主星的恒星参数。有一个光度最小的每个轨道周期，在发射线光谱，我们发现径向速度变化的幅度和线物种的初始能量之间的相关性。的光谱行为是一致的发射线形成的主要的风，与线物种之间的变化幅度所造成的能量较低的线形成在较大的半径平均。通过模拟大气的主要，我们能够模拟的径向速度变化的风线，以限制的轨道的二进制。我们发现这颗双星甚至比以前认为的（$e=0.5\pm0.03$）更加古怪。利用这个轨道解，该系统是最明亮的近星点和最暗淡的apastron，在轨道周期的光度变化的形状可以很好地描述由主星的风的次级的可变吸积。我们认为，GG船底座的进化历史可能需要重新评估的二元背景下。
2020-11-27 astro-ph.SR
Stellar Parameters and Radial Velocities of Hot Stars in the Carina Nebula
船底座星云是南天一个活跃的恒星形成区域，由于存在大量处于各种演化阶段的大质量恒星而特别令人感兴趣。本文介绍了2013年和2014年观测到的82颗B型星和33颗O型星的光谱分析结果。对于82颗没有线融合的B型星，我们将Tlusty BSTAR2006网格的模型光谱拟合到Hγ和He λλ 4026，4388和4471的观测轮廓，以测量有效温度，表面重力和投影旋转速度。我们还测量了这些恒星的质量、年龄、半径、辐射热光度和距离。从我们的样品中测量的径向速度，我们发现31个单线光谱双星候选者。我们发现我们的样本恒星之间的径向速度的高色散，我们认为船底座星云恒星星族尚未放松，成为维里化。
2018-03-13 astro-ph.SR
The Integrated Diffuse X-ray Emission of the Carina Nebula Compared to Other Massive Star-forming Regions
钱德拉船底座复合体计划（CCCP）显示，船底座星云显示明亮，空间复杂的软弥漫X射线发射。在这里，我们“总结”CCCP的弥漫性发射工作，通过比较船底座的弥漫性X射线发射的全球形态和光谱，以其他著名的大质量恒星形成的网站与显着的弥漫性X射线发射：M17，NGC 3576，NGC 3603，和30剑鱼座。所有光谱模型都需要至少两个漫射热等离子体分量来实现足够的光谱拟合，一个kT = 0.2- 0.6 keV的较软分量和一个kT = 0.5- 0.9 keV的较硬分量。在某些情况下，这些热等离子体似乎处于非平衡电离状态，这可能表明最近和当前的强烈冲击。在巨大的HII区域NGC 3576以北的一个空洞是这里唯一被研究的显示出硬扩散X射线发射的区域;这种发射似乎是非热的，可能是由于最近的一颗空洞超新星，正如以前已知的脉冲星和新发现的脉冲星风星云所证明的那样。所有这些目标都表现出X射线发射线，这些发射线不能很好地用变丰度热等离子体来模拟，这可能是由于热的、稀薄的、发射X射线的等离子体和冷的、致密的分子物质之间在冲击波上的电荷交换;这可能是尘埃在许多热/冷界面上破坏的证据，这些界面是大质量恒星形成区域的特征。
2011-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Herschel far-infrared observations of the Carina Nebula Complex. - III: Detailed cloud structure and feedback effects
船底座星云复合体（CNC）代表了我们银河系中最大的恒星形成区域之一，并显示出来自大质量恒星的强烈反馈。我们使用我们的Herschel FIR观测研究CNC整个区域的云的特性。Herschel地图的良好角分辨率对应于0.1 - 0.4 pc的物理尺度，并允许我们分析云的小尺度结构。用PACS和SPIRE从70到500微米绘制CNC的全部范围。我们通过对观测到的FIR SED进行建模来确定该图中每个点的温度和柱密度。我们还推导出一张显示紫外线场强度的地图。我们研究了云的性质与大质量恒星空间分布之间的关系，并计算了不同密度阈值下的云总质量。我们的赫歇尔地图第一次解决了致密云的小尺度结构。几个特别有趣的区域，包括埃塔车以南的突出支柱，进行了详细分析。我们比较来自赫歇尔数据的云质量以前的质量估计的基础上亚毫米和分子线数据。我们的地图还揭示了船底座星云北部的一种特殊的“波浪”状图案。最后，我们在我们的赫歇尔地图，这可能是分子云在银河系背景的外围特征两个突出的云复合体。我们发现CNC大部分地区的云的密度和温度结构是由大量大质量恒星的强烈反馈所控制的，而不是随机的湍流。将CNC与其他银河系恒星形成区的云质量和恒星形成率进行比较，表明CNC正在以一种特别有效的方式形成恒星。我们认为这是辐射云压缩引发恒星形成的结果。
2013-03-21 astro-ph.SR
Source Contamination in X-ray Studies of Star-Forming Regions: Application to the Chandra Carina Complex Project
我们描述了详细的X射线发射人口的模拟，以评估污染水平的银河系和河外的X射线源无关的恒星形成区域的研究。对于银河系的污染，我们考虑主序星和巨星（不包括激变变星和其他类吸积驱动的X射线双星系统）的贡献，因为它们在船底座星云的位置上做出了主要贡献。模拟考虑到各种技术因素，涉及银河系人口合成模型，恒星X射线光度函数，钱德拉望远镜的响应，源检测方法，和可能的空间变化的X射线背景和吸收通过分子云。当应用于钱德拉船底座复杂项目（CCCP）的1.42平方度的领域时，模拟预测约5000个污染源（调查的每平方弧分1个源），均匀分布在整个领域。模拟的结果进一步在同伴CCCP研究中分配成员资格概率个别来源。
2011-02-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-term optical photometry of the PMS stars V2764 Ori and LkH$α$ 301 in the field of the McNeil's Nebula
在本文中，我们提出了长期的$V(RI)_{c}$光度观测的前主序恒星V2764猎户座和LKH $α$ 301，位于该领域的麦克尼尔星云在猎户座恒星形成复合体。我们的观测是在2004年8月至2021年11月期间用三台望远镜和七台不同类型的CCD相机进行的。光度观测，特别是关于恒星的长期行为，在文献中缺失。我们提出了第一次光度监测，其中涵盖17年。我们的数据表明，这两颗恒星的变化是典型的经典金牛T星。
2022-02-10 astro-ph.SR
Photometric variability of 14 PMS stars in the NGC 7000/IC 5070 complex
介绍了2013年4月至2015年9月期间14颗前主序星的CCD多色BVRI观测的新光度数据。研究对象位于NGC 7000/IC 5070恒星形成复合体的“墨西哥湾”区域。我们研究的恒星在所有光学通带中都表现出不同类型的光度变化。利用我们的长期观测和其他作者发表的数据，我们试图确定观测到的亮度变化的原因。在我们的新数据的基础上，以前未知的周期性恒星LkH_alpha 189（2.45天）的光变曲线被记录下来。
2015-11-17 astro-ph.SR
The clustered nature of star formation. Pre--main-sequence clusters in the star-forming region NGC 602/N90 in the Small Magellanic Cloud
恒星形成区NGC 602/N90位于小麦哲伦星云（SMC）的翼端，以HII星云环N90和主序前（PMS）和早型主序星NGC 602组成的年轻星团为特征。我们提出了一个全面的聚类分析的恒星样本所确定的HST/ACS相机在该地区。我们发现，除了中央集群，低质量PMS恒星聚集在13个额外的小紧凑的子集群在NGC 602的外围。我们发现，PMS星的空间分布是双峰的，与一个不寻常的大部分（~60%）的总人口被聚集，而其余的是分散分布在星团间区域。从相应的颜色星等图中，我们解开了NGC 602和看起来更年轻的紧凑子星系团之间的年龄差异约为250万年。弥漫的PMS星群似乎拥有与NGC 602一样古老的恒星。几乎所有检测到的PMS子集群似乎集中。当完整的PMS恒星样本，包括集群和扩散的恒星，被认为是在我们的集群分析，它似乎是一个单一的中心集中的恒星聚集，覆盖整个区域的中心区域。考虑到系统的热大质量恒星，我们发现证据表明，这种凝聚是分层结构。根据我们的研究结果，我们提出了一个方案，根据该地区NGC 602/N90经历了一个活跃的集群恒星形成的最后~ 5 Myr。中央星团NGC 602首先形成，并迅速开始溶解到其周围的环境中，可能也从其中心喷出大质量恒星。恒星的形成继续在一个更大的恒星聚集的子星团中进行，在PMS人口中引入了250万年的年龄分布。
2012-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resolved star formation in the metal poor star-forming region Magellanic Bridge C
麦哲伦桥C（MB-C）是一个贫金属（$\sim$ 1/5 $Z_{\odot}$）的低密度恒星形成区，位于麦哲伦桥59 kpc处，提供了一个在不同条件下恒星形成过程的解析视图。从阿塔卡马大型毫米阵列CO（1-0）的观测，我们检测到相关的候选年轻恒星对象（YSO），主序前（PMS）的恒星，并在远红外成像中确定的附属结构的分子团。YSO和PMS星在分子气体中形成，密度在17-200 $M_{\odot}$ pc $^{-2}$之间，年龄在$\lesssim$ 0.1-3 Myr之间。MB-C中的YSO候选者比银河系中的YSO候选者具有更低的消光。否则，我们的研究结果表明，MB-C中的分子团，YSO和PMS星的性质和形态与银河系的对应物没有明显的差异，初步暗示在类似于MB-C的区域形成恒星的瓶颈是原子气体向分子的转化。
2020-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar populations in the Carina region: The Galactic plane at l = 291
以前对船底座区域的研究揭示了它的复杂性和丰富性，以及大量的早期类型恒星。在许多情况下，这些研究仅集中在中心区域或不均匀。后一个方面尤其重要，因为近年来人们声称关键星团的年龄和距离非常不同。这项工作的目的是详细研究船底座的银河平面区域。我们分析了不同的恒星星族的性质，并集中在一个样本的疏散星团和他们的人口YSO和高度红化的早期恒星。我们还研究了这些星团中恒星的质量分布和它们形成的可能情况。最后，我们在这个方向上概述了银河系的螺旋结构。我们获得了位于船底座l = 291的六个年轻疏散星团及其邻近恒星场的光度数据，并对一些选定的目标进行了光谱观测。我们还从文献中挑选了额外的信息。我们的结果提供了更可靠的估计距离，颜色过剩，质量和年龄的恒星星族在这个方向。我们估计的基本参数的研究集群，发现他们确定两个超密度的年轻恒星星族。我们在其中发现了PMS种群的证据，在最显眼的星团中有明显的同时代恒星形成。我们还讨论了在NW-SE方向上的表观年龄和距离梯度。我们研究了几个集团在该地区的质量分布。它们始终显示出典型的IMF斜率。我们发现并确认了一个异常变红的大质量恒星星族。对后一种星族中的10颗恒星的光谱观测表明，所有被选中的目标都是大质量OB星。它们的位置与Car-Sag螺旋臂的位置一致。
2016-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resolving the H-alpha-emitting Region in the Wind of Eta Carinae
巨大的演化恒星船底座伊塔星是银河系中最明亮的恒星，并且在任何已知的恒星中具有最高的稳定风质量损失率。Hillier等人的光谱辐射转移模型预测，H-α主要是在距离恒星6到60天文单位的风区域发射的（2.35千秒差距时为2.5到25质量）。我们目前的衍射极限图像（FWHM ~25 mas）与麦哲伦自适应光学在两个时代，显示出海山二始终出现~2.5至3 mas更广泛的H-α发射相比，相邻的643 nm连续。这意味着H-α谱线形成区的特征发射半径可能为12质量或约30天文单位，与希利尔星风模型非常吻合。这直接证实了该模型的物理风参数大致正确，包括10^-3 M_sun/yr的质量损失率，加上聚集因子和终极速度。H-alpha图像（椭圆率和PA）与连续图像的比较揭示了在H-alpha处没有显著的不对称性。因此，任何由伴星或主星自转引起的不对称性都不会强烈影响到外层风中的H-α辐射。
2017-05-18 astro-ph.SR
Hubble Tarantula Treasury Project - VI. Identification of Pre-Main-Sequence Stars using Machine Learning techniques
哈勃狼蛛宝藏项目（HTTP）提供了一个前所未有的测光覆盖整个星爆区域的30剑鱼座下降到半太阳质量极限。我们使用HTTP的深恒星目录来识别该区域的所有前主序星（PMS），即，还没有在主序星上开始生命的恒星。这些恒星的光度从更进化的人口的区别是不是一个微不足道的任务，由于几个因素，改变他们的颜色星等图的位置。因此，PMS星的识别需要复杂的统计方法。我们使用机器学习分类技术对超过800，000个来源进行HTTP调查，以确定观测场的PMS恒星内容。我们的方法包括：1）仔细选择恒星形成星团NGC 2070中最可能的低质量PMS恒星星族，2）使用此样本训练分类算法以构建PMS恒星的预测模型，3）应用此模型以识别整个狼蛛星云中最可能的PMS内容。我们采用决策树，随机森林和支持向量机分类器分类的恒星PMS和非PMS。随机森林和支持向量机提供了最准确的模型，预测了约20，000个候选概率高于50%的来源，以及近10，000个PMS候选概率高于95%。这是在整个恒星形成复合体范围内最丰富和最准确的河外PMS候选者测光目录。
2018-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia EDR3 distances of the young stellar clusters in the extended Carina Nebula complex
内容：船底座星云复合体（CNC）是银河系中最大和最活跃的恒星形成区域之一，它包含几个大型年轻星团。到目前为止，人们对单个星系团的距离及其物理联系知之甚少，文献中报道的结果存在很大差异。目的：我们想确定船底座星云中心区域的年轻星团（特别是Tr 14、15和16）与CNC西北边缘的突出星团NGC 3324和NGC 3293之间的可靠距离。研究方法：我们分析了盖亚EDR 3中237颗光谱识别的OB星的综合样本，以及整个复杂的9562颗X射线选择的年轻恒星。我们还进行了天体测量分析，以确定年轻的星团vdBH 99的成员，它位于船底座星云西北部的前景。结果如下：我们发现CNC中所研究的星团的距离在<= 2%的范围内相等，并且对于OB星样本和对于X射线选择的年轻恒星样本产生非常一致的最可能的平均距离值2.36（+0.05 -0.05）kpc和2.34（+0.05 -0.06）kpc。结论：我们的研究结果表明CNC中的星团构成了一个连贯的恒星形成区，特别是在西北边缘的NGC 3324和NGC 3293，它们与中央船底座星云的距离（<= 2%）相同。对于前景星系团vdBH 99，我们发现平均距离为441（+2 -2）pc，年龄约为60 Myr。我们量化的污染的X射线选择样本的船底座星云恒星的基础上，这个前景集群的成员。
2022-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical Masses of Low Mass Stars in the Taurus and Ophiuchus Star Forming Regions
我们报告了金牛座恒星形成区（SFR）L1495区域的5颗前主序星（PMS）和蛇夫座SFR L1688区域的6颗前主序星的新动力学质量。由于这些区域有VLBA视差，这些是恒星质量的绝对测量，与它们的有效温度和光度无关。其中7颗恒星的质量为$<0.6$太阳质量，因此提供了质量范围内的数据，数据很少，其中6颗被精确测量为$< 5 \%$。我们发现8颗恒星的质量在0.09至1.1太阳质量的范围内，与当前一代的PMS进化模型一致。我们在金牛座SFR中测量的恒星年龄在1-3 MY范围内，L1688中的恒星年龄为$<1$ MY。我们还测量了14颗恒星的动力学质量的ALMA档案数据的Akeson~\&~Jensen的周期0项目的金牛座SFR的二进制文件。我们发现，7个目标的质量是如此之大，他们不能与他们的光度和有效温度的报告值相协调。我们认为，这些目标本身是二元或三元。
2017-06-12 astro-ph.SR
Measuring Young Stars in Space and Time -- II. The Pre-Main-Sequence Stellar Content of N44
哈勃太空望远镜（HST）的巡天测量空间和时间中的年轻恒星（MYSST）需要对河外恒星形成进行一些最深的光度观测，甚至可以捕获大麦云星云中活跃的恒星形成复合体N44中质量最低的恒星。我们采用新的MYSST星表来识别和表征N44中年轻的主序前（PMS）恒星的内容，并分析PMS聚类结构。为了区分PMS恒星与更进化的视线污染物，由于改变光度的几种影响，这是一项不平凡的任务，我们利用机器学习分类方法。这包括在MYSST数据的精心选择的子集上训练支持向量机（SVM）和随机森林（RF），并将所有观测到的恒星分类为PMS或非PMS。结合SVM和RF预测来检索最稳健的PMS源集，我们发现N44中PMS概率高于95%的$\sim26,700$候选者。采用基于最近邻表面密度估计的聚类方法，我们确定了18个突出的PMS结构在$1$ $σ$显著性高于平均密度，子集群持续到和超过$3$ $σ$显著性。最活跃的恒星形成中心位于N44气泡的西部边缘，是一个有效半径为$\sim 5.6$ pc的子星团，包含超过1，100个PMS候选者。此外，我们确认，几乎所有确定的集群与已知的H II区域相吻合，并接近或港口大规模的年轻O星或YSO以前发现的MUSE和斯皮策观测。
2021-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pre-main sequence stars in the Cepheus flare region
本文给出了仙王座耀斑区77颗主序前恒星的光谱和BVR_CI_C光度观测结果。其中64颗是新确认的PMS恒星，最初是从各种已公布的候选名单中选出的。我们估计PMS星的有效温度和光度，并与主序前演化模型的结果进行比较，我们估计恒星质量为0.2 - 2.4M_sun和恒星年龄为0.1 - 15百万年。在PMS星，我们确定了15个视觉双星的分离2 - 10角秒。从档案IRAS，2MASS和斯皮策数据，我们构建了它们的光谱能量分布，并将5%的恒星分类为I类，10%为平坦SED，60%为II类，3%为III类年轻恒星天体（YSO）。我们确定了12个CTTS和2个WTTS作为NGC 7023的成员，平均年龄为160万年。与L1228相关的13颗PMS星属于三个小聚集体：RNO 129、L1228A和L1228S。与L1251相关的17颗PMS星的年龄分布表明，恒星的形成随着仙王座耀斑壳的扩张而传播。我们在距离400秒差距的黑云L1177和L1219周围探测到6 - 700万年前PMS星的稀疏聚集体。三颗金牛座T星似乎与Herbig Ae星SV Cep在600 pc的距离上相关。我们的研究结果证实，在仙王座耀斑区域的分子复合体包含各种距离的云和恒星形成的历史。
2009-10-10 astro-ph.SR
Jet-driving protostars identified from infrared observations of the Carina Nebula complex
目的：喷流是非常年轻的嵌入式原恒星的极好路标，因此我们希望将喷流驱动的原恒星识别为船底座星云中当前形成的一代恒星的示踪剂，船底座星云是最大的银河系恒星形成区域之一，其特征是对周围云层的反馈特别高。研究方法：我们使用存档数据构建了船底座星云的大型（> 2 deg x 2 deg）斯皮策IRAC马赛克，并在空间上完整地搜索了4.5微米波段的过量物体，这是典型的冲击激发分子氢发射。我们还确定了中红外点源，这可能是以前发现的赫比格-哈罗喷流和分子氢发射线物体的驱动因素。我们将斯皮策测光与我们最近的赫歇尔远红外数据相结合，以构建光谱能量分布，并使用Robitaille辐射传输建模工具来推断物体的属性。结果如下：辐射传输模型表明，喷流源是质量在~ 1M_sol ~ 10M_sol之间的原恒星，它们被星周盘包围，并嵌入星周包层中。结论：估计的原恒星质量< 10 M_sol，表明船底座星云中目前的恒星形成活动仅限于中低质量恒星。可以观察到比红外线更光学的喷流，这表明恒星的形成主要发生在靠近云层表面的地方。
2012-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-mass pre--main-sequence stars in the Magellanic Clouds
[摘要]恒星初始质量函数（IMF）表明太阳系下的恒星形成数量非常大。对于捕捉低质量恒星形成过程中最有吸引力的地方是年轻的星团和星协，它们仍然（半）嵌入恒星形成区域。这些地区的低质量恒星仍处于主序前（PMS）演化阶段。这些天体的特殊性质以及它们的样本被银河系盘的进化种群污染，要求采用严格的观测技术来检测银河系中PMS恒星的完整数量。麦哲伦星云，我们的同伴星系，展示了一种特殊的恒星形成活动。在这些星系的恒星形成区域，低消光和恒星场污染意味着比在银河系中更有效地探测低质量PMS恒星，但它们与我们的距离使得特殊探测技术的应用不可行。尽管如此，哈勃太空望远镜的成像仅通过测光就在麦哲伦星云中发现了太阳和太阳下的PMS星。前所未有数量的此类天体被确定为恒星形成区域的低质量恒星成分，完全改变了我们对银河系外年轻恒星系统的看法，并将河外恒星IMF扩展到几个太阳质量的持续阈值以下。本文介绍了麦哲伦星云PMS星研究的最新进展，特别关注单历元测光的局限性，只有通过详细研究这些恒星在色星等图中的可观测行为才能规避。对麦哲伦星云中低质量PMS星的表征使得我们能够更全面地了解我们邻近星系的恒星形成过程。
2012-02-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric variability of the pre-main sequence stars towards the Sh 2-190 region
本文介绍了1.3米Devastal快速光学望远镜和0.81米Tenagara望远镜在$V$、$R_{c}$、$I_{c}$波段拍摄的时间序列成像数据的结果，这些波段覆盖了朝向恒星形成区Sh 2-190的$\sim18^\prime.4\times 18^\prime.4$区域。这些光度数据帮助我们探索前主序星（PMS）的变化性质。我们已经确定了85个PMS变量，即，37个II类和48个III类放射源。45个经前综合症变星在其光变曲线中显示出周期性。我们发现，恒星与较厚的光盘和信封旋转速度较慢，并表现出较大的光度变化相比，他们的光盘少的同行。这一结果表明，PMS星的旋转是由拱星盘的存在。我们还发现，在$\sim$ 0.5-2.5 M $_\odot$的范围内，恒星的周期随质量的增加而呈减小的趋势。我们的结果表明，在II类源的大部分变化归因于厚盘的存在下，而在III类源的亮度变化的原因是在恒星表面上的冷点的存在。PMS星的X射线活动被发现处于主序（MS）星的饱和水平。年轻的PMS变星显示出较少的X射线活动，暗示恒星盘在X射线产生中的作用不太重要。
2021-08-04 astro-ph.SR
Pre-main sequence accretion in the low metallicity Galactic star-forming region Sh 2-284
我们目前的光学光谱的前主序（PMS）的候选人周围的H $α$地区采取的南部非洲大望远镜，盐，在低金属丰度（$Z$）银河系区域Sh 2-284，其中包括疏散星团Dolidze 25与一个非典型的低金属丰度$Z$ $\sim$ 1/5 $Z_{\odot}$。在理论和观测的基础上，已经提出PMS质量吸积率$\dot M_{\rm{acc}}$是$Z$的函数。我们提出了第一个样本的光谱估计的质量吸积率PMS恒星在任何低$Z$恒星形成区域。我们的数据集与文献中的H $α$发射的中分辨率R带光谱数据扩大。我们的总样本包括24个物体，质量范围在1 - 2 $M_{\odot}$之间，平均年龄约为350万年。绝大多数（24个中的21个）显示了基于2 MASS和斯皮策红外测光的拱星盘的证据。我们发现$\dot M_{\rm{acc}}$在1 - 2 $M_{\odot}$间隔准二次依赖于恒星质量，与$\dot M_{\rm{acc}}$ $\propto$ $M_{\ast}^{2.4\,\pm\,0.35}$，与恒星年龄$\dot M_{\rm{acc}}$ $\propto$ $t_{\ast}^{-\,0.7\,\pm\,0.4}$成反比。此外，我们比较我们的光谱$\dot M_{\rm{acc}}$测量与太阳$Z$银河系PMS恒星在相同的质量范围内，但令人惊讶的是，没有发现证据的系统性变化…
2014-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of radiative core growth on coronal X-ray emission from pre-main sequence stars
质量为$\gtrsim0.35\,{\rm M}_\odot$的前主序星在引力收缩过程中从内部完全对流的恒星转变为具有辐射核和外部对流包层的恒星。这种恒星结构的变化会影响外部磁场的拓扑结构，正如我们在这里所证明的那样，会影响日冕X射线发射作为太阳速跃层的恒星模拟发展。我们结合了档案X射线，光谱和光度数据的$\sim$ 1000 PMS恒星从五个最好的研究恒星形成区域; ONC，NGC 2264，IC 348，NGC 2362和NGC 6530。使用一个现代的，PMS校准，光谱类型有效的温度和内在的颜色尺度，我们deredden测光使用适合于每种光谱类型的颜色，并确定恒星的质量，年龄和内部结构一致的整个样本。我们发现，PMS星的Henyey轨道上，平均而言，较低的分数X射线光度（$L_{\rm X}/L_\ast$）比Hayashi轨道，这种效果是由$L_{\rm X}$的变化。对于质量较高的PMS星，X射线发射随年龄衰减得更快。Hayashi轨道星的$L_\ast$和$L_{\rm X}$之间有很强的相关性，而Henyey轨道星的相关性不明显。$L_{\rm X}$和辐射核质量或半径之间没有相关性。然而，恒星在辐射核中停留的时间越长，它们发出的X射线就越少。年轻的早K型PMS星到晚G型PMS星的日冕X射线辐射的衰减与主序星A型星的X射线探测的缺乏是一致的。
2016-01-28 astro-ph.SR
A Panchromatic View OF NGC 602: Time-Resolved Star Formation with the Hubble and Spitzer Space Telescopes
本文给出了小麦哲伦云翼中恒星形成星团NGC 602的测光表，其波长范围从光学HST/ACS（F555 W，F814 W）和SMARTS/ANDICAM（V，I）到红外（Spitzer/IRAC 3.6，4.5，5.8，8微米和MIPS 24微米）。结合IRSF（红外巡天设施）近红外测光（J，H，Ks），我们比较年轻的主序（MS）和主序前（PMS）人口突出的光学与当前年轻的恒星对象（YSO）人口揭示的红外（IR）。我们分析MS和PMS人口与等时线的颜色星等图，以获得年龄和质量。光学数据揭示了约565个PMS候选者，低质量的第三阶段YSO。我们通过将其光谱能量分布（SED）拟合到模型网格（Robitaille等人，2007年）来表征约40个YSO，以获得光度，质量和演化阶段（阶段I-III）。更高分辨率的HST图像显示，约70%的YSO候选者是多重星系团或原星系团。对于YSO和PMS源发现共同的，我们发现在群众派生的一致性。我们利用YSO质量函数推导出现今的恒星形成速率约为0.2-1.0 Msun/yr/kpc ^2，这与从光学恒星形成历史中推导出的速率相似，表明该区域的恒星形成速率是恒定的。我们展示了从光学星团中心到恒星形成尘埃云边缘的恒星形成过程。我们推导出YSO第一阶段和第二阶段的寿命为10^5年。
2010-12-15 astro-ph.SR
Photometric determination of the mass accretion rates of pre-main sequence stars. III. Results in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个多波长的研究三个恒星形成的地区，跨越年龄范围1-14万年，位于30剑鱼座复杂和超新星SN 1987 A之间的大麦云（LMC）。我们可靠地确定了大约1000个前主序星（PMS）候选积极进行质量吸积和估计他们的恒星性质和质量吸积率（Macc）。我们的测量代表了迄今为止最大的低金属丰度恒星的Macc数据集。因此，它们提供了一个独特的机会，在统计的基础上研究大麦哲伦星系的质量吸积过程，更一般地说，低金属丰度恒星周围的质量吸积过程的演变。我们发现，典型的\dot{M}的PMS星在大麦哲伦星云是高于银河系PMS星相同的质量，独立于他们的年龄。考虑到等时年龄和\dot{M}估计的警告，LMC和我们银河系之间的Macc差异似乎是一个数量级。我们回顾了磁盘分散的主要机制，并发现迹象表明，通常较高的Macc预计在低金属含量的环境。然而，这种情况下的许多问题需要通过未来的观测和建模来澄清。我们还发现，在1-2 M_sun的质量范围内，LMC中PMS星的Macc随着恒星质量的增加而增加，为\dot{M} acc \proptoM^b，其中b \approx 1，即慢于在相同质量范围内银河系PMS星发现的二次幂低。
2011-11-03 astro-ph.SR
Photometric determination of the mass accretion rates of pre-main sequence stars. IX. Recent star formation in the periphery of NGC 346
Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；European Space Research and Technology Centre（欧洲空间研究与技术中心）
研究了NGC 346外围宁静区域的恒星形成特性及年轻恒星性质，通过Hubble空间望远镜观测确定了137个前主序星候选者的质量吸积率，发现其与附近高温大质量恒星的距离相关。
2026-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sejong Open Cluster Survey (SOS). II. IC 1848 Cluster in the H II Region W5 West
IC 1848是一个年轻的疏散星团，在巨大的恒星形成的Cas OB 6协会。巨星形成区的恒星形成过程吸引了我们对前主序星（PMS）的初始质量函数（IMF）、恒星形成模式和性质的研究。年轻的疏散星团IC 1848的UBVI和H α测光研究是“世宗疏散星团巡天”（SOS）的一部分。我们从光度图中选出了105个早期成员。它们的平均红化值为<E（B-V）> = 0.660 +/- 0.054等。利用已发表的测光资料和近、中红外档案资料，我们证实了该星团（IC 1848）的正常红化规律（R_V = 3.1）。仔细拟合零年龄主序，距离模数为V_0 - M_V = 11.7 +/- 0.2 mag，相当于2.2 +/- 0.2 kpc。H α测光和柯尼希等人确定的年轻天体列表使我们能够选择大量的PMS星，包括196颗H α发射星，35颗H α发射候选星，5颗I类，368颗II类和24颗过渡盘候选星。从使用恒星演化模型的Hertzsprung-Russell图中，我们估计几颗演化恒星的年龄为500万年，PMS恒星的年龄为300万年。IMF是从质量大于3 Msun的恒星中导出的，其斜率比Salpeter/Kroupa IMF稍陡（Gamma = -1.6 +/-0.2）。最后，我们估计了具有紫外过剩的PMS星的质量吸积率。在0.5 M_sun到2 M_sun的质量范围内，平均质量吸积率约为1.4 x…
2013-11-26 astro-ph.SR
3D mapping of young stars in the solar neighbourhood with Gaia DR2
我们研究的三维排列的年轻恒星在太阳附近使用第二次发布的盖亚任务（盖亚DR 2），我们提供了一个新的，原始的视图的空间配置的恒星形成区域内500 pc从太阳。通过高斯滤波器对恒星分布进行平滑处理，构造了早型恒星（主序上星，UMS）和主序前星（PMS）源的三维密度图。PMS和UMS样品是通过测光和天体测量标准的组合选择的。分析的副产品是三维G波段消光图，我们使用它来纠正消光和变红的颜色星等图。两张密度图都显示了三个突出的结构，天蝎座-半人马座，猎户座和船帆座。PMS地图显示了过多的低质量恒星形成区，如金牛座，英仙座，仙王座，仙后座和蝎虎座，这些在UMS地图中不太明显，因为缺乏大量明亮的早期类型恒星。我们报告发现一个新的候选疏散星团朝向$l, b \sim 218.5^{\circ}, -2^{\circ}$，这可能与猎户座恒星形成复合体。我们估计PMS样本的年龄，我们研究PMS恒星的分布作为其年龄的函数。我们发现，年轻的恒星聚集在密集，紧凑的团块中，并被较老的源所包围，其分布反而更加分散。我们发现的最年轻的群体主要位于天蝎座-半人马座，猎户座，船帆座和金牛座。仙王座、仙后座和蛇蝎座则进化得更多，数量更少。最后，我们发现，三维密度图显示没有证据的环状结构的存在，通常被称为古尔德带。
2018-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Gaia view of the two OB associations Cygnus OB2 and Carina OB1: The signature of their formation process
OB星协是星系中主要的恒星形成场所。然而，这些恒星系统的详细形成过程仍然是一个谜。在这种情况下，识别子结构的存在可能有助于追踪其形成过程的足迹。在这里，我们提出了一个运动学研究的两个大规模的OB协会天鹅座OB 2和船底座OB 1使用精确的天体测量从盖亚数据发布2和径向速度。从恒星的星表可以确认这些OB星协是真正的恒星系统。天鹅座OB 2和船底座OB 1都是由几个稠密的星团和一个晕组成，它们具有不同的运动学性质：星团占据的区域直径为5-8秒差距，自行时的色散较小，而晕的自行色散则大2-3倍，直径达数十秒差距。这让人想起与湍流有关的分子云的所谓“线宽-尺寸”关系。考虑到运动学和结构特征是从它们的出生云继承的，这意味着OB星协的形成可能是由超音速湍流驱动的结构形成造成的，而不是由单个嵌入星团的动力学演化造成的。
2019-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
[Fe II] 1.64 um Features of Jets and Outflows from Young Stellar Objects in the Carina Nebula
我们提出了[Fe II] 1.64 μm成像观测的喷流和年轻恒星物体（YSO）的船底座星云，一个大质量的恒星形成区域的北部（~ 24'x45'）。用英澳望远镜IRIS 2进行观测，视宁度约为1.5”± 0.5”。在八个不同的区域检测到十一个射流和外流特征，并被命名为电离铁对象（IFO）。在哈勃太空望远镜Hα观测中错过的一个赫比格-哈罗天体候选者被新确定为HHC-16，参考我们的[Fe II]图像。IFO具有多节或较长的形状，IFO对先前识别的YSO的检出率为1.4%，应将其视为下限。四个IFO在[Fe II]和Hα中显示出反相关峰强度，其中较长IFO的I（[Fe II]）/I（Hα）比多节IFO高。我们估计流出的质量损失率从[Fe II]通量，使用两种不同的方法。对IFO-2、IFO-4和IFO-7三个IFO的喷流驱动天体进行了识别，通过辐射转移模型拟合，研究了IFO-2、IFO-4和IFO-7的外流质量损失率与YSO物理参数之间的关系。对于IFO-4和-7，外流质量损失率与吸积速率的比值与先前报道的值（10^-2-10^+1）一致，而IFO-2的比值更高。这可能是由于低估了盘吸积率。喷射驱动的物体很可能是低质量或中等质量的恒星。其他YSO物理参数，如光度和年龄，显示出合理的关系或趋势。
2013-08-14 astro-ph.SR
Circumstellar Disk Lifetimes In Numerous Galactic Young Stellar Clusters
对前主序星（PMS）周围的尘埃拱星盘的光度探测，加上对恒星年龄的估计，提供了对行星形成可用时间的限制。大多数以前关于盘寿命的研究，从Haisch，Lada & Lada（2001）开始，使用PMS星团的恒星样本，但没有考虑具有均匀光度灵敏度和/或年龄的数据集。在这里，我们使用MYStIX和SFiNCs项目的X射线和1- 8微米红外测光，对附近32个恒星形成区的69个年轻星团进行了迄今为止最大规模的内部尘埃盘寿命研究，年龄t<= 500万年。结合经验的PMS-JX方法和PMS演化模型，得出了星系团年龄，PMS演化模型以不同的方式处理发电机产生的磁场。利用X射线数据来识别无盘物体，我们对有盘和无盘的YSO施加类似的恒星质量灵敏度限制，同时将分析扩展到低至M~0.1 Mo的恒星质量。我们发现，磁盘寿命估计的强烈影响PMS进化模型的选择。假设零年龄时的磁盘部分为100%，则推断的磁盘半衰期发生显著变化，从非磁性PMS模型切换到磁性PMS模型时，从t1/2 ~ 1.3- 2 Myr变为t1/2 ~ 3.5 Myr。此外，我们没有发现统计学上显著的证据表明，对于质量<2 Mo的恒星，在生命的最初几个百万年内，盘分数随恒星质量而变化，但对于更大质量的恒星，我们的样本可能不完整。初始盘分数和恒星形成环境的影响也进行了探讨。
2018-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Trigonometric Parallaxes of Massive Star Forming Regions: VIII. G12.89+0.49, G15.03-0.68 (M17) and G27.36-0.16
我们报告了三个大质量恒星形成区的三角视差，对应于G12.89+0.49（也称为IRAS 18089-1732）的$2.34^{+0.13}_{-0.11}$ kpc，G15.03-0.68（在M17区）的$1.98^{+0.14}_{-0.12}$ kpc和G27.36-0.16的$8.0^{+4.0}_{-2.0}$ kpc。G12.89+0.49和G15.03-0.68都位于船底座-人马座旋臂。
2011-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Are Large, Cometary-Shaped Proplyds really (free-floating) EGGs?
本文报道了在船底座星形成区（SFR）的一个彗星状天体（Carina-frEGG 1）上探测到的强而紧凑的分子谱线发射（CO J= 3 -2，4-3，6-5，7-6，13 CO J=3-2，HCN和HCO+ J=4-3跃迁），该天体以前被归类为光蒸发原行星盘（propecd）。我们推导出Carina-frEGG 1的分子量为0.35 Msun，这表明它不是一个已知的，但属于Sahai，Morris & Claussen（2012）最近在天鹅座SFR中发现的一类自由漂浮的蒸发气体球（frEGG）。存档的自适应光学近红外（Ks）图像显示了中央沙漏状星云。在HST影像中所得到的源光度（约8-18 Lsun）、沙漏状的形态，以及平行喷流的存在，暗示着深埋在船底座frEGG 1尘埃中的喷流驱动的年轻低质量恒星的存在。我们的研究结果表明，许多或大多数这样的彗星状物体在大规模的SFR中看到，以前被标记为progrands的真实性质被误解了，这些都是真正的frEGG。
2012-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Young Stellar Objects in the Carina nebula: Near-Infrared variability and spectroscopy
本研究结合近红外变光与H波段光谱构建船底座652个YSO星表，验证成员身份并刻画其变光、质量与温度分布。
2025-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Introduction to the Chandra Carina Complex Project
船底座的大星云提供了一个特殊的视角，可以看到巨大的HII区域和星暴星系的猛烈的大质量恒星形成和反馈。我们已经绘制了船底座恒星形成复杂的X射线，使用钱德拉档案数据和20个新的60 KS点的马赛克使用钱德拉X射线天文台的先进CCD成像光谱仪，作为一个测试平台，了解最近和正在进行的恒星形成和探测船底座明亮的漫射X射线发射区域。这项研究已经产生了一个> 14，000个X射线点源的属性目录;其中>9800个具有多波长对应物。利用钱德拉无与伦比的X射线空间分辨率，我们已经将这些点源与遍布该区域的广泛的、空间复杂的漫射发射分离开来;这种漫射发射的X射线特性表明，它跟踪了船底座大质量恒星的反馈。在这篇介绍性的论文中，我们激发了调查设计，描述了钱德拉观测，并提出了一些简单的结果，为本特刊后续的15篇论文提供了基础，并提出了详细的目录，方法和科学结果。
2011-02-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Chandra Carina Complex Project View of Trumpler 16
Trumpler 16是一个著名的富星团，包含喷发的超巨星$η$ CarinaTM，位于船底座恒星形成复合体中。在Chandra Carina Complex项目的背景下，我们使用新的和存档的X射线数据研究Trumpler 16。Trumpler 16区域的修订X射线源列表包含1232个X射线源，其中包括1187个可能的船底座成员。这些与VLT的HAWK-I仪器检测到的1047个近红外对应物相匹配，从而可以更好地选择集群成员。这个星团形状不规则。虽然它大致呈圆形，但有高度的子集群，没有明显的中心集中和向东南延伸。高质量恒星既没有显示出质量分离的证据，也没有显示出强烈的差异消光的证据。川普勒16的X射线光度函数的幂律斜率显示出比猎户座星云团更陡峭的函数，这意味着太阳系与高质量恒星的比例不同。我们估计Trumpler 16主序前的总数量超过6500个II类和III类X射线源。利用X射线选择的样品得到的总体K-过剩盘频率约为8.9%，尽管在子星系团之间存在一些变化，特别是在东南延伸区。从29颗光谱类型在B2和O3之间的大质量恒星中探测到X射线辐射。
2011-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variable stars in the Sh 2-170 HII region
我们提出了多历元深（$\sim$ 20等）$I_{c}$ ~波段光度监测的Sh 2-170恒星形成区，以了解前主序星（PMS）的变化特性。我们报告了47颗周期和24颗非周期变星的鉴定结果，它们的周期和振幅分别为$\sim$ 4小时到18天和$\sim$ 0.1到2.0等。我们进一步将49颗变星分类为PMS星（17颗{ \sc ii}类和32颗{ \sc iii}类），17颗为主序星/场变星。与PMS变量（59%）相比，MS/场变量（88%）的比例更大，显示出周期性变异。PMS变星的年龄和质量与金牛座T星的年龄和质量相当。它们的变化幅度随着近红外/中红外过量而呈现出增加的趋势。PMS变量的周期分布显示出两个峰值，一个接近$\sim$ 1.5天，另一个接近$\sim$ 4.5天。研究发现，具有较厚的盘和包层的年轻恒星似乎比它们的老恒星旋转得慢。PMS变量的这些属性支持磁盘锁定机制。PMS星的周期和振幅都随着质量的增加而减小，这可能是由于大质量恒星中星周盘的有效分散。我们的研究结果有利于弱线T-Tauri星上的冷点的概念，负责他们的大部分变化，而经典的T-Tauri星上的热点产生的变质量吸积从一个内部盘有助于其较大的振幅和不规则的行为。
2020-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
First firm spectral classification of an early-B pre-main-sequence star: B275 in M17
在ESO甚大望远镜上用X-shooter观测了嵌入恒星形成区M17的候选大质量年轻恒星体（YSO）B275的光学到近红外（300 - 2500 nm）光谱。光谱包括光球层吸收线和发射特征（H和Ca三重发射线，第1和第2泛音CO带头发射），以及红外过量指示存在（燃烧）拱星盘。最强的发射谱线是双峰型的，峰值间距在70 ~ 105 km s^-1之间，这些谱线提供了有关盘的物理结构的信息。底层光球光谱被归类为B6-B7，比之前基于光谱能量分布建模的估计要冷得多。这种差异可以通过允许更大的恒星半径（即膨胀的恒星）来解决，从而将恒星定位在主序星之上。这是第一个对早B主序前（PMS）恒星的光谱分类。我们讨论了B275在Hertzsprung-Russell图中PMS演化的位置。虽然该位置与大量吸积原恒星（Macc > 10^-5 Msun yr^-1）的PMS轨迹一致，但该天体的光球层是可探测的，这一事实表明当前的质量吸积速率并不很高。
2011-10-26 astro-ph.SR
Pre--Main-Sequence stellar populations across Shapley Constellation III. I. Photometric Analysis and Identification
利用哈勃空间望远镜WFPC 2照相机对大麦云云（LMC）中的主序前（PMS）恒星星族进行了研究。我们感兴趣的目标是位于超级巨壳LMC 4（Shapley Constellation III）外围的四个恒星形成区。通过微分赫斯图和观测到的色星等图（CMD）揭示了该区域的PMS恒星含量。沿着CMD暗部分横截面的恒星分布的进一步统计分析允许对PMS恒星普查进行定量评估，并将暗PMS恒星隔离为该区域真正的低质量恒星成员。这些分布被发现是很好地代表了一个双高斯函数，其中的第一个组成部分代表的主序星场和第二个本地PMS星的每个区域。在此基础上，根据每颗PMS星的CMD位置，为它们分配了一个星团成员概率。LH 88区域的消光率较高，因此无法明确识别其原生恒星星族。在LH 60、LH 63和LH 72区域中成员概率最高的PMS星的CMD分布在这些区域之间表现出非常相似的特征，这表明这些恒星具有共同的特征，以及共同的近期恒星形成历史。考虑到这些区域位于LMC 4边缘的不同区域，这一发现表明沿着超巨星壳的恒星形成可能几乎同时发生。
2011-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of the Extraordinary Carina Pillars: HH 901/902
我们介绍阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）1.3毫米连续谱和C $^{18}$ O（2 $-$ 1），N $_2$ D $^{+}$（3 $-$ 2），$^{13}$ CS（5 $-$ 4），和$^{12}$ CO（2 $-$ 1）线敏感和高角分辨率（$\sim$ 0.3 $''$）观测著名的船底座柱和原恒星对象HH 901/902。我们的观测首次揭示了双极CO外流和尘埃盘（加上信封），这些尘埃盘为远离柱子的扩展和辐照HH物体提供能量。我们发现，磁盘$+$信封的质量约为0.1 M $_\odot$和双极流出之间的10 $^{-3}$ - 10 $^{-4}$ M $_\odot$，这表明他们可能是低-或中等-质量的原恒星。此外，我们认为这些年轻的低质量恒星可能是嵌入式0/I类原恒星与高吸积率。我们还显示了在柱中的气体连同其各自的气体质量（0.1 - 0.2 M $_\odot$）的运动学。我们估计，位于Trumpler 14星团中的大质量明亮恒星将在10 $^4$到10 $^5$年内将这些柱子光蒸发掉。最后，考虑到光蒸发的时间尺度很短，并且这些柱中的原恒星仍然非常嵌入，我们认为柱内部的圆盘将很快受到大质量恒星辐射的影响，形成propherds，就像在猎户座中观察到的那样。
2019-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A multi-wavelength view of magnetic flaring from PMS stars
来自太阳和其他恒星的耀斑在软X射线波段被观测到。然而，大部分辐射能量以光学/UV波长释放。尽管经过了几十年的研究，耀斑的物理学仍未被完全理解。更少的是所知的强大的耀斑定期观察到的前主序星，这可能会显着影响的演变拱星盘。NGC 2264恒星形成区的观测是在2011年12月，同时使用三台望远镜，钱德拉（X射线），CoRoT（光学）和斯皮策（mIR），作为“NGC 2264协调天气调查”（CSI-NGC 2264）的一部分。在2008年3月还获得了更短的钱德拉和CoRoT观测。我们分析了光变曲线检测X射线耀斑与光学和/或mIR对应。基本耀斑属性从三个数据集，如发射的能量和峰值亮度，然后进行比较，以约束的光谱能量分布的耀斑发射和发射区域的物理条件。来自有和没有星周盘的恒星的耀斑也进行了比较，以确定可能归因于盘存在的任何差异。探测到了78个X射线耀斑与光学和/或中红外对应物。它们的光发射被发现与X射线发射有很好的相关性，并且明显大于X射线发射。相关性的斜率表明，对于最强大的耀斑，差异变得更小。中红外线的耀斑辐射似乎强烈地受到星周盘的影响：来自有盘恒星的耀斑相对于没有盘的恒星有更强的中红外线辐射。这可能是由于光学（和X射线）耀斑发射的再加工的内部拱盘，耀斑引起的磁盘加热提供的证据。
2018-07-23 astro-ph.SR
Herschel far-infrared observations of the Carina Nebula complex I: Introduction and global cloud structure
船底座星云是银河系中最大的恒星形成区之一，并显示出高水平的大质量恒星反馈。我们使用赫歇尔号上的SPIRE和PACS来绘制船底座星云复合体中波长在70到500微米之间的云的完整空间范围。我们确定色温和柱密度的云在复杂的。我们的赫歇尔地图显示，这些云有一个非常复杂的结构，由来自大质量恒星的辐射和风反馈所主导。在大多数地方，云的柱密度为N_H <2 × 10^22 cm^-2;更密集的云结构仅限于少数几个地方。我们发现一个明显的大尺度温度梯度，从中心区域的35-40 K到外围和单个柱的致密部分的<20 K。赫歇尔在中心（1度半径）区域看到的云的总质量约为656000 M_sun。一个简单的全球光谱能量分布的辐射转移模型表明，所有气体的总质量（包括一个温暖的成分，没有很好地跟踪赫歇尔）是<=890000 M_sun。尽管数百万年来大量大质量恒星的强烈反馈，仍然有几个10000 M太阳的冷云物质存在，其柱密度足以进一步形成恒星。我们的总气体质量估计来自CO线映射的分子云质量的比较表明，多达75%的所有气体是原子，而不是分子形式。
2012-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass and luminosity evolution of young stellar objects
一个星团中原恒星质量和光度演化的模型给出了星团年龄、原恒星出生率、吸积率和平均吸积时间的新估计。该模型假设恒定的原恒星出生率，核心团吸积，并同样可能吸积停止。它的参数被设置为重现初始质量函数，并匹配附近恒星形成区域的原恒星光度分布。它从观测到的原恒星和前主序星（PMS）的数量以及原恒星光度的模态值中获得星系团的年龄和出生率。在31个嵌入式集群和复杂的全球集群年龄是1-3百万年，匹配现有的估计基于光谱学和进化轨迹。这种年龄估计方法比光学光谱学简单，并且对于光学光谱学不可能的年轻嵌入式集群更有用。在最年轻的星团中，原恒星部分从致密气体向外减少，表明当地的恒星形成年龄从小的原恒星为主的区域的几百万年向外增加到大的PMS为主的区域的几百万年。
2012-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation in the Local Group as seen by low-mass stars
我们对前主序星进行了系统的研究，这些恒星的质量范围很广（0.5 - 4 Msolar），金属丰度范围很广（0.1 - 1 Zsolar），年龄范围很广（0.5 - 3千万年）。我们利用哈勃太空望远镜（HST）对麦哲伦星云中的几个恒星形成区，即大麦哲伦星云中的30 Dor和SN 1987 A区，以及SMC中的NGC 346和NGC 602区的PMS天体进行了大量的识别和定位，并将它们与银河系中类似区域的PMS星，如NGC 3603和Trumpler 14进行了比较。我们用HST和甚大望远镜（VLT）研究了它。我们已经开发出一种新的方法，结合宽带（V，I）测光与窄带Halpha成像，以确定物理参数（温度，光度，年龄，质量和质量吸积率）的3000多个真正的PMS恒星仍在进行积极的质量吸积。这是目前已知物理性质的PMS天体中最大和最均匀的样本，不仅包括非常年轻的天体，而且还包括年龄超过1000万至2000万年的PMS恒星，这些恒星正在接近主序（MS）。我们发现，质量吸积率的尺度大致与年龄的平方根，与恒星的质量的1.5的权力，并与金属丰度的平方根的倒数。因此，对于相同质量和年龄的恒星，麦哲伦星云中的质量吸积率系统地高于银河系。这些结果必将对我们理解恒星形成过程产生重要影响和限制。
2015-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolution of protoplanetary discs in star formation and feedback simulations
我们耦合星团的形成和反馈模拟的船底座状恒星形成区与1维光盘的演化模型，研究外部光蒸发对盘人口的影响，在大质量恒星形成区。为了研究恒星形成物质对年轻恒星的屏蔽效应，我们用两种方法跟踪了星团中每颗恒星的FUV场历史：i）MonteCarlo辐射转移法解释了恒星形成物质对FUV的屏蔽效应; ii）忽略屏蔽效应的其他恒星辐射的几何稀释效应。我们发现，显着的屏蔽只发生在一小部分光盘，并提供保护，从外部光蒸发< 0.5百万年。然而，这种初始保护可以防止由于外部光蒸发导致的显著的早期气体/灰尘质量损失和盘半径减小。特别是，0.5百万年的屏蔽足以使大部分固体储层发展到更大的尺寸，在那里它将不会被夹带在外部风中。因此，屏蔽对于类地行星的形成具有潜在的重要意义，可以保持固体质量预算，但当屏蔽结束时，气体的持续剥离仍然可能影响迁移和巨行星大气层的气体储存。我们的模型突出了用单一特征年龄处理集群中所有光盘的问题，因为屏蔽对象通常只是最年轻的。我们的模型预测，大多数光盘在200万年船底座样的环境受到强烈的外部光蒸发。
2022-03-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Chandra ACIS Study of the Young Star Cluster Trumpler 15 in Carina and Correlation with Near-infrared Sources
利用钱德拉X射线天文台对Trumpler 15星团进行的最高分辨率X射线观测，我们通过将探测到的源的X射线光度函数与校准星团进行比较来估计其恒星星族的总大小，并首次确定了其单个成员的重要部分（约14%）。Trumpler 15的最高分辨率近红外观测（由VLT上的HAWK-I仪器拍摄）被发现可以探测到我们选择的大部分X射线样本的星团成员，K过量盘频率为3.8 ± 0.7%。近红外数据、X射线光度函数和已发表的最亮成员的光谱类型支持了星团年龄的估计（500 - 1000万年），这比附近的Trumpler 14和Trumpler 16星团的年龄更老，并表明高质量成员可能已经爆炸为超新星。团簇内部~ 0.7pc核的形貌为球形。然而，外部区域（超过2 pc）是细长的，形成了一个恒星的“信封”，在投影中，似乎将Trumpler 15连接到Trumpler 14;这种形态支持这些星团物理关联的观点。可以看到明显的大规模分离的证据。这项研究发表在专门用于钱德拉船底座复合体项目（CCCP）的ApJS特刊上，该项目是对船底座大星云的1.42平方度钱德拉X射线调查。
2011-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Projected Rotational Velocities of B stars in the Carina Nebula
基于 Gaia-ESO 巡天数据，通过 He I 谱线宽度测定了船底座星云 8 个疏散星团中 330 颗早型星的投影自转速度，发现其分布特征与母星团年龄及光谱型相关。
2025-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clues to the star formation in NGC 346 across time and space
我们已经研究了小麦哲伦星云NGC 346星团中的恒星星族的性质，使用一种新的自洽方法的结果，提供了一个可靠的识别前主序星（PMS）的对象，积极进行质量吸积，无论他们的年龄。这680颗真正的PMS星显示出双峰年龄分布，其中两个数量大致相等的种群分别在约100万年和约2000万年达到峰值。我们使用这些PMS恒星的年龄和其他物理特性来研究NGC 346中恒星的形成是如何跨越时间和空间进行的。我们没有发现年轻和年老PMS星的位置之间的相关性，也没有发现年轻PMS星的位置和类似年龄的大质量OB星的位置之间的对应关系。此外，年龄相似的恒星的质量分布在整个区域显示出很大的变化。我们的结论是，虽然在全球范围内讨论初始质量函数是有意义的，但这个概念对单个恒星形成区域没有意义。大质量恒星和低质量天体形成的区域之间的分离的一个有趣的含义是，高质量恒星可能不是恒星形成的“完美”指标，因此在其他地方形成的大量低质量恒星可能迄今尚未被注意到。对于某些低表面密度的星系，这种优先低质量恒星形成的方式可能是主要的机制，其结果是，它们的总质量从光度可能被严重低估，它们的演化没有得到正确的理解。
2011-06-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Datacubes and Continuum Maps of the Irradiated Western Wall in Carina
我们提出了ALMA观测的连续谱和线发射的$^{12}$ CO，$^{13}$ CO，C $^{18}$ O，和[C I]的一部分G287.38-0.62（车1-E）地区的船底座恒星形成复合体。新的数据记录了分子云在受到强大的辐射前沿时如何在亚弧秒尺度上做出反应，并提供了对包含最大质量年轻恒星的区域内恒星形成的整体过程的见解。这些地图显示了几个分子云叠加在视线上，包括西墙的一部分，这是一个位于年轻星团Trumpler 14附近的高辐射云。与理论一致，从荧光H $_2$到[C I]，再到C $^{18}$ O，随着进入PDR前沿的距离有明显的进展。来自光学厚的$^{12}$ CO的发射延伸穿过该区域，而$^{13}$ CO、[C I]和特别是C $^{18}$ O更光学薄，并且集中成更靠近PDR界面的团块和细丝。在西墙云本身中，我们在C $^{18}$ O的数据立方体中识别出254个不同的核心大小的团块。这些天体的质量分布类似于恒星IMF。除了一个大尺度的速度梯度，团块径向速度缺乏任何空间相干的大小。没有直接的证据表明西墙的C $^{18}$ O团块和连续体核心没有恒星，也没有支柱存在。然而，云的致密部分位于最接近PDR，和C $^{18}$ O的排放是平坦的沿辐射锋。
2022-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pre-Main sequence Turn-On as a chronometer for young clusters: NGC346 as a benchmark
我们提出了一种新的方法来获得非常年轻的星团的年龄，通过使用打开（TOn）。TOn是颜色-星等图（CMD）中主序前（PMS）与主序（MS）的结合点。在MS的光度函数（LF）的集群，的TOn被确定为一个峰值，然后下降。我们建议，通过结合CMD分析的MS星的空间分布的监测，它是可能的，可靠地确定在河外恒星形成区的TOn。与其他方法相比，该技术是对关断测年的补充，避免了影响PMS相位的系统偏差。我们描述的方法和它的不确定性，并将其应用到恒星形成区NGC 346，这已被广泛的哈勃太空望远镜（HST）成像。这项研究扩展了LF方法在拥挤的河外地区，并开辟了未来的研究与HST/WFC 3，JWST和从地面与自适应光学的方式。
2010-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel far-infrared observations of the Carina Nebula complex II: The embedded young stellar and protostellar population
船底座星云是银河系中已知最大和最活跃的恒星形成区之一，拥有众多超大质量恒星。我们最近获得的HerschelPACS & SPIRE远红外图涵盖了整个区域（大约8.7度^2），揭示了深深嵌入的年轻恒星的数量，其中大部分在中红外或近红外波段还不可见。我们研究了642个独立探测到的点-在五个赫歇尔带中至少有两个像源。对于那些可以用明显的单个斯皮策对应物识别的物体，我们利用辐射转移模型推导了恒星和星周的基本参数，发现大约75%的赫歇尔探测到的YSO是0类原恒星。使用SED拟合检测到的YSO被限制为<=5400 Lsun的值，它们的质量（根据辐射转移模型估计）的范围约为1 Msun到10 Msun。考虑到观测极限并外推观测到的赫歇尔数，在IMF上空探测到的原恒星表明CNC的恒星形成率约为0.017 Msun/赫歇尔YSO候选者的空间分布是高度不均匀的，并不遵循云质量的分布。大多数赫歇尔YSO候选者被发现在云和柱的辐射边缘。这支持了这一最新一代恒星的形成是由电离前沿的推进触发的这一观点。目前正在进行的恒星形成过程只形成低质量和中等质量的恒星，但没有大质量恒星。著名的天体EtaCar的远红外通量比15年前ISO观测的预期值低两倍左右;这可能是由于侏儒星云中星周尘埃的动力学变化。
2012-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing pre-main sequence models: the power of a Bayesian approach
主序前（PMS）模型为研究恒星形成区提供了宝贵的工具，因为它们可以为年轻恒星分配质量和年龄。因此，它是最重要的测试模型与PMS星的动态确定的质量的观测。我们开发了一种贝叶斯方法来测试本代PMS模型，它允许与观测进行定量比较，在很大程度上取代了广泛使用的等时线和跟踪定性叠加。使用现有的PMS数据，我们测试了最新的PISA PMS模型，建立了与观察结果的良好一致性。数据涵盖的质量范围为~0.3至~3.1兆太阳，温度范围为~3 × 10 ^3至~1.2 × 10 ^4 K，光度范围为~3 × 10 ^-2至~60兆太阳。在大多数情况下，质量预测值在观测值的20%以内，其中一些差异小至5%。然而，也观察到一些差异，并进行了批判性的讨论。通过模拟计算，利用典型的观测误差，计算了log τ_sim-log τ_rec的展度，即模拟的单个天体负恢复年龄分布。我们还发现，由于观测误差的影响，双星系统中的恒星可能被恢复为非同时代的。假非共形性的实际分数是模拟年龄、质量和质量比的复杂函数。我们证明了使用复合年龄概率分布，即组件年龄分布的乘积，可以以比单个恒星更好的精度恢复系统的年龄。利用这个有价值的工具，我们估计了目前观测到的PMS双星系统的年龄。
2011-10-04 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Photometric Variability of Low Mass Stars and Brown Dwarfs in IC~348 and Taurus Star-Forming Regions
本文通过地面与空间望远镜对IC 348和金牛座恒星形成区的低质量恒星及褐矮星进行光度监测，测得金牛座褐矮星1.5至3小时快速周期，并利用TESS数据发现CFHT-BD-Tau 4约3天轨道周期及两次超级耀斑事件。
2024-01-15 astro-ph.SR
