Discovery and astrophysical properties of Galactic open clusters in dense stellar fields using Gaia DR2
我们报告了在银河系低纬密集区域搜寻中发现的25个新的疏散星团。我们还提供了，第一次，结构和天体物理参数的新发现和其他34个最近发现的疏散星团使用盖亚DR 2数据。通过联合检查矢量点图和空间分布来确定候选人。通过匹配附近的已知天体并将其平均天体测量参数与现有文献进行比较，这些发现得到了验证。将去污算法应用于三维天体测量空间，得到星团成员似然。通过剔除低成员似然的恒星，我们建立了净化的颜色星等图，并通过等时线拟合得到了星团的天体物理参数。结构参数也是通过对恒星分布的King轮廓拟合得到的。被调查的星团主要位于距离太阳3千秒差距内，年龄从3000万年到3.2 Gyr不等，红化限制在E（B-V）=2.5。平均而言，我们的星团样本呈现出比盖亚DR 2确认的星团更少的集中结构，因为导出的核心半径更大，而潮汐半径没有显着差异。它们中的大多数位于低纬度的银河系盘的IV象限，因此它们沉浸在银河系内部的密集场中。
2020-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
A study of the Czernik 2 and NGC 7654 open clusters using CCD UBV photometric and Gaia EDR3 data
我们利用CCD UBV测光和盖亚早期数据发布3（EDR 3）测光和天体测量数据分析了疏散星团Czernik 2和NGC 7654。这两个集群的结构参数，包括Czernik 2的物理尺寸为r=5和NGC 7654为8分钟。我们计算的成员概率的基础上，他们的自行组件中释放的盖亚EDR 3。为了识别星团的成员星，我们使用这些成员概率，同时考虑到位置和双星对主序星的影响。我们使用的成员概率高于$P=0.5$，以确定28个成员恒星的Czernik 2和369 NGC 7654。我们估计颜色过剩和金属分别使用双色图，以获得均匀确定的参数。推导出的$E(B-V)$色过量为：Czernik 2为0.46（0.02）等，NGC 7654为0.57（0.04）等。这两个星团的金属丰度都是首次获得，Czernik 2为-0.08（0.02）dex，NGC 7654为-0.05（0.01）dex。保持红化和金属丰度为常量，我们拟合PARSEC模型使用颜色-星等图，从而估计距离模量和年龄的两个集群。我们得到Czernik 2和NGC 7654的距离模量分别为12.80（0.07）等和13.20（0.16）等，分别与1.2（0.2）Gyr和120（20）Myr的年龄相吻合。星系团的距离计算使用盖亚EDR 3三角函数和文献进行了比较。我们发现在这项研究中获得的距离和文献之间的良好协议。目前，这两个星系团的质量函…
2021-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Morphology of Open Clusters NGC 1857 and Czernik 20 using Clustering Algorithms
用两种不同的聚类算法对银河系疏散星团- Czernik 20和NGC 1857的形态学和星团成员进行了分析。我们提出了首次使用基于密度的空间聚类的应用程序与噪声（DBSCAN），以确定疏散星团形态的空间分布。分析的区域也已被空间分类使用的统计成员确定算法。我们利用近红外（NIR）数据的一个适当的大区域周围的集群从英国红外深空巡天银河平面调查星表数据库，也从两微米全天巡天星表数据库。用K波段消光图和色星等图（CMD）分析了星系团形态的密集区（Czernik 20为1，NGC 1857为2）。为了解决已知距离和红化参数的显著差异，我们对这些CMD进行了现场去污，并随后对清洁的CMD进行了等时线拟合，以获得簇的可靠距离和红化参数（Czernik 20：D = 2900 pc; E（J-K）= 0.33; NGC 1857：D = 2400 pc; E（J-K）= 0.18-0.19）。这些等时线也被用来将Czernik 20和NGC 1857的密度区域的光度函数转换为质量函数，以获得它们的斜率。此外，一个以前未知的过密度一致的星团被确定在该地区的分析。
2016-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Classical Cepheids: Yet another version of the Baade-Becker-Wesselink method
我们提出了一个新版本的Baade-Becker-Wesselink技术，它允许一个独立的确定颜色过剩和内在的颜色径向脉动的恒星，除了它的半径，光度和距离。它被认为是Balona方法的推广。该方法还允许函数F（CI）= BC + 10 log（Teff）的类脉动星被认为是校准。我们将这种技术应用于许多具有非常准确的光和径向速度曲线并且真正属于疏散星团的经典造父变星（SZ Tau、CF Cas、U Sgr、DL Cas、GY Sge），并发现结果与宿主疏散星团的变红估计非常一致。新技术也可以应用于其他脉动变量，例如RR Lyeclio和RV Tauri。
2010-11-19 astro-ph.GA
A photometric study of the Open Cluster II: Stellar population and dynamical evolution in NGC 559
本文介绍了中等年龄疏散星团NGC 559星域的UBVRI测光。通过确定恒星成员的概率来自通过光度和运动学研究的集群，我们确定了22个最有可能的集群成员。这些用于获得鲁棒的聚类参数。星团的平均自行为μ_x = -3.29+/-0.35，μ_y = -1.24+/-0.28mas/yr。恒星表面密度的径向分布给出了星团半径为4 '.5 +/-0 '.2（3.2+/-0.2 pc）。通过将太阳金属丰度恒星等时线拟合到色-色图和色-星等图上，我们发现了一个均匀的星团红化E（B-V）= 0.82+/-0.02。星团的年龄为2.24 +/-2500万年，距离为2.43+/-0.23kpc。从光学和近红外双色图中，我们得到团簇方向的色过量E（V-K）= 2.14+/-0.02，E（J-K）= 0.37+/-0.01，E（B-V）= 0.76+/-0.04。在星系团的方向上发现了Rv=3.5+/-0.1的总消光比选择消光略高于正常值。我们导出了星系团主序星的光度函数和质量函数。质量函数斜率为-2.1+/-0.3。我们发现在这个动态放松集群的质量隔离的证据。
2013-11-12 astro-ph.GA
A Gaia study of the Hyades open cluster
本文研究了毕宿疏散星团的成员关系，导出了其成员的运动学模型松弛度，并研究了该星团的颜色-绝对星等图。我们使用盖亚DR 1 Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）的数据补充依巴谷-2数据的亮星不包含在TGAS。我们补充的天体测量数据与径向速度从十几个文献来源收集。通过假设所有的集群成员移动的平均集群速度内的速度分散，我们使用观察到的和预期的恒星运动，以确定个别集群成员的概率。随后，我们通过最大似然运动学模型的集群得到改进的aplaxes。这个方法有一个迭代组件来处理“离群值”，例如由双星或转义成员引起的。我们的方法扩展了现有的方法，并支持混合存在的恒星和没有径向速度。我们发现了251个候选成员，其中200个有文献径向速度，其中70个是新的候选成员与TGAS天体测量。星团的中心大致呈球形，但在较大的半径处明显变平。观测到的彩色绝对星等图显示了一个清晰的二进制序列。我们推导出的运动学建模的松弛比TGAS /依巴谷-2值精确约1.7 / 2.9倍，并允许推导出极其尖锐的主层序。这个序列显示了精细结构的证据，这是优雅地解释了全谱湍流模型的对流。
2018-04-02 astro-ph.GA
UPMASK: unsupervised photometric membership assignment in stellar clusters
我们发展了一种只利用光度和位置的方法来指定星团的成员。UPMASK方法的目标是无监督，数据驱动，无模型，并依赖尽可能少的假设。它是基于一个迭代过程，主成分分析，聚类算法，核密度估计。此外，它能够考虑任意的误差模型。在R中的实现在模拟集群上进行了测试，这些集群涵盖了广泛的年龄，质量，距离，红化以及集群字段的真实数据。在模拟上运行UPMASK表明，它有效地分离了集群和字段种群。色星等图中星团成员星的整体空间结构和分布是在各种条件下恢复的。对于一组360次模拟，在90%成员概率水平下，得到的真阳性率（纯度的测量）和成员恢复率（完整性的测量）在疏散星团年龄（$10^{7.1}-10^{9.5}$年）、初始质量（$0.5-10\times10^3$ M $_{\sun}$）和日心距离（$0.5-4.0$ kpc）的范围内都达到了很高的值。UPMASK还在疏散星团Haffner~16和密射星团Haffner~10和Czernik~29的实际数据上进行了测试。这些测试表明，即使是中等的变量灭绝和集群叠加，该方法产生了有用的集群成员的概率，并提供了一些洞察他们的恒星内容。UPMASK实现将在CRAN存档中提供。
2013-09-17 astro-ph.GA astro-ph.IM
ML-MOC: Machine Learning (kNN and GMM) based Membership Determination for Open Clusters
现有的疏散星团成员判定算法要么依赖于已知的聚类参数，要么不能自动化处理大样本的聚类。在本文中，我们提出，ML-MOC，一个新的机器学习为基础的方法来识别可能的成员疏散星团使用盖亚DR 2数据，没有先验信息的集群参数。我们使用k-最近邻（kNN）算法和高斯混合模型（GMM）对来自Gaia DR 2数据的高精度自行和视差测量进行计算，以确定G ~20等单个源的成员概率。为了验证所开发的方法，我们将其应用于15个疏散星团：M67、NGC 2099、NGC 2141、NGC 2243、NGC 2539、NGC 6253、NGC 6405、NGC 6791、NGC 7044、NGC 7142、NGC 752、Blanco 1、Berkeley 18、IC 4651和Hyades。这些集群不同的年龄，距离，金属丰度，间距和覆盖范围广泛的参数空间的自行和相对于现场人口的弛豫。提取的成员产生干净的颜色星等图和我们的天体测量参数是在很好的协议与以前的工作得出的值。提取的成员中的估计污染程度在2%和12%之间。结果表明，ML-MOC是一种分离场星和疏散星团成员的可靠方法。
2021-01-12 astro-ph.GA astro-ph.IM
New Rotation Periods in the Open Cluster NGC 1039 (M 34), and a Derivation of its Gyrochronology Age
利用年轻的临近疏散星团NGC 1039 [M 34]中太阳型恒星的光度自转周期，利用其依赖于质量的自转周期分布，以与距离无关的方式推导了星团的年龄，即：所谓的陀螺年代学方法。我们提出了一个分析的55个新的旋转周期，使用光变曲线来自微分测光，太阳型恒星在M34。我们还利用最近完成的，标准化的，均匀的BVIc CCD调查的集群的结果，以建立光度集群成员资格和分配B-V颜色的每个光度变量。我们描述了一种方法来建立一个合奏的太阳型恒星的gyrochronology年龄。利用自转周期、光度颜色和恒星年龄（陀螺年代学）之间的经验关系确定M34的年龄。根据其在色周期图中的位置，每个M 34成员被指定为固体旋转体（界面或I星），差异旋转星（对流或C星）或处于两者之间的某种过渡状态的物体（间隙或g星）。拟合星团中每个I序列恒星的周期和光度颜色，我们得到了星团的平均陀螺年龄。在V/B-V和V/V-I空间中，有47/55的光度变量位于星团主序的轨迹上。我们进一步能够确认一半的周期变量的集群的运动学成员[21/55]，采用正在进行的径向速度调查的集群的结果。对于每个在颜色周期图中被确定为I序列天体的星团成员，我们推导出其各自的陀螺年代学年龄，其中发现M34的平均陀螺年龄为1.93亿+/- 9百万年，与使用几种依赖距离的光度等时线方法推导出的结果（2.5亿+/- 67百万年）形式上一致（在误差范围内）。
2010-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxy cluster luminosities and colours, and their dependence on cluster mass and merger state
我们研究了一个样本的19个星系团的红移范围$0.15<z<0.30$与高度完整的光谱成员目录（到$K < K^{\ast}(\rm z)+1.5$）从亚利桑那州集群红移调查（ACReS）;个人弱透镜质量和近红外数据从本地集群子结构调查（LoCuSS）;和光学测光从斯隆数字巡天（SDSS）。我们适合在每个六个带通（${\it grizJK}$）和集群质量的总集群亮度之间的比例关系，发现集群亮度是一个有前途的质量代理低的内在散射$σ_{\ln L|M}$的只有$\sim 10-20$ %的所有关系。在固定的过密度半径下，截距随波长增加，与老的恒星星族一致。散射和斜率在所有波长上都是一致的，这表明星系团的颜色不是质量的函数。比较颜色与指标的干扰水平在集群中，我们发现一个狭窄的品种在集群颜色的“干扰”集群比“不受干扰”的集群。这一趋势在对集群合并的初始阶段敏感的指标中更为明显，例如Dressler Schectman统计。我们解释这可能是证据表明，总的集群恒星形成率是“标准化”的合并，也许通过一个过程，如系统范围内的冲击在集群介质。
2017-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
NGC 6426: Colour-Magnitude diagram and variable star population as indicators of metallicity, distance, and age
Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文学研究所）
本研究通过VI波段CCD测光分析NGC 6426的色-星等图与变星，采用傅里叶分解、校准关系及贝叶斯方法，确定了该星团的金属丰度、距离、年龄等关键参数。
2026-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing dynamical stages of open clusters located in the Sagittarius spiral arm
研究银河系疏散星团的动力学性质是理解其溶解过程的基本前提。在这项工作中，我们描述了12个疏散星团，它们是：Collinder 258，NGC 6756，Czernik 37，NGC 5381，Ruprecht 111，Ruprecht 102，NGC 6249，Basel 5，Ruprecht 97，Trumpler 25，ESO 129-SC 32和BH 150，投射到稠密的恒星场中。为了做到这一点，我们采用了华盛顿$CT_{1}$测光和GAIA DR 2天体测量，结合应用于三维天体测量空间的自行和视差的净化算法。从推导出的隶属似然，我们建立了净化的颜色幅度图，而结构参数得到国王配置文件拟合。我们的分析显示，它们是相对年轻的疏散星团（log（$t$ yr $^{-1}$）$\sim7.3-8.6$），位于人马座旋臂上，处于不同的内部动力学阶段。我们发现半光半径与Jacobi半径之比、浓度参数和年龄与弛豫时间之比能很好地描述它们的动力学演化的不同阶段。那些相对更动态演化的疏散星团显然经历了更重要的低质量恒星损失。
2019-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
CCD UBV photometric and Gaia astrometric study of eight open clusters- ASCC 115, Collinder 421, NGC 6793, NGC 7031, NGC 7039, NGC 7086, Roslund 1 and Stock 21
本文对ASCC 115、Collinder 421、NGC 6793、NGC 7031、NGC 7039、NGC 7086、Roslund 1、Stock 21等八个疏散星团进行了CCD UBV测光，测定了它们的红化、金属丰度、距离、年龄和质量函数。我们使用新的盖亚数据发布2（DR 2）的天体测量数据，从场星分离集群成员星，并获得精确的结构和天体物理参数。为了识别星团成员星，我们利用了一个无监督的成员分配代码（UPMASK），这是基于光度和天体测量数据。疏散星团的密度分布除了Roslund 1和Stock 21没有中心浓度外，都符合经验King模型。用U-B和B-V双色图分别导出了色余和金属度。在保持这些参数不变的情况下，我们利用PARSEC理论等时线，从V vs B-V和V vs U-B色星等图同时计算了星系团的距离模量和年龄。考虑到盖亚DR 2的自行分量和成员星的弛豫，我们还计算了星团的平均自行和距离。从等时线拟合到星系团的色星等图和Gaia DR 2三角函数图得到的距离是相互兼容的。八个疏散星团的质量函数的斜率与Salpeter（1955）的值1.35很好地一致。
2019-09-01 astro-ph.GA
UOCS. III. UVIT catalogue of open clusters with machine learning based membership using \textit{Gaia} EDR3 astrometry
本文利用\textit{ASTROSAT}和\textit{Gaia} EDR 3上的紫外成像望远镜（UVIT）对六个疏散星团（Berkeley 67，King 2，NGC 2420，NGC 2477，NGC 2682和NGC 6940）进行了观测研究。我们使用天体测量、光度测量和系统参数的组合来训练和监督机器学习算法以及用于确定聚类成员的高斯混合模型。这种技术在各种集群环境中是健壮的、可重复的和通用的。在这项研究中，\textit{Gaia} EDR 3成员星表被提供，并在六个星团中将恒星分类为\texttt{members, candidates}和\texttt{field}。我们可以检测到200- 2500额外的成员使用我们的方法相对于以前的研究，这有助于估计平均空间速度，距离，成员数和核心半径。还提供了UVIT测光表，包括蓝离散星、主序星和红巨星。从紫外-光学色星等图中，我们发现NGC 2682中的大部分光源和NGC 2420、NGC 2477和NGC 6940中的少数光源都显示出过量的紫外光通量。NGC 2682的图像在远紫外线下有10颗白矮星。大质量星系团NGC 2477的远紫外和近紫外图像分别有92和576个\texttt{members}，这将有助于研究恒星在扩展关闭和从主序星到红团的各个演化阶段的紫外性质。未来的研究将对本研究中发现的值得注意的成员进行全色和光谱…
2021-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The variable stars in the field of NGC 6139: A critical approach to their reddening and membership
本文利用CCD VI测光和Gaia-DR3数据分析了球状星团NGC 6139的变星，通过傅里叶分解测定了星团的金属丰度和距离，并进行了较差红化分析以修正颜色-星等图。
2023-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Astrophysical Parameters of the Open Cluster Berkeley 6
本研究利用Gaia DR3数据计算了疏散星团Berkeley 6的结构与天体物理参数，通过天体测量数据识别出119颗成员星，并拟合PARSEC等龄线确定其色余、距离和年龄。
2023-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
UBVRI-KC Photometry of NGC~2323 and NGC~2539 Open Clusters
利用圣佩德罗马蒂尔天文台的CCD UBV（RI）KC测光数据对疏散星团NGC 2323和NGC 2539进行了分析。星系团的成员资格是用GaiaDR 2天体测量数据发布的自行和视差测量确定的。在两个彩色图中，通过delta（U-B）技术获得了光度测定金属和重元素丰度，其值为（M/H，Z）=（-0.10，0.012）（NGC 2323）和（-0.31，0.007）（NGC 2539），这两个彩色图用于选择适当的PARSEC等时线。用11颗早型星估算了NGC 2323的红化E（B-V）= 0.23+-0.04。对于NGC 2539，我们发现E（B-V）= 0.02+-0.06。对于（B-V）色，NGC 2323和NGC 2539的距离模量和距离推导为：（V0-MV，d（pc））=（10.00+-0.10，1000 +-50）和（V0-MV，d（pc））=（10.00+-0.04，1000 +-20），中值GaiaDR 2距离d=1000+-140pc（plx=0.998+-0.136 mas）与其四色测光距离910-1000 pc相一致。对于NGC 2539，它的GaiaDR 2距离d=1330+-250 pc（plx=0.751+-0.139 mas）接近于它的四色光度距离1000 pc。将PARSEC等时线与彩色星等图（CMD）拟合，得出NGC 2539的年龄为8.9亿+-1.1亿…
2019-06-13 astro-ph.GA
On the physical nature of globular cluster candidates in the Milky Way bulge
我们目前的结果，从2MASS JK测光的物理现实最近报告的球状星团（GC）候选人在银河系（MW）的隆起。我们依靠我们的分析光度成员的概率，使我们能够区分真正的恒星聚集的复合场恒星人口。当为不同成员概率水平的恒星构建颜色星等图和恒星密度图时，真正的GC候选种群会被清楚地突出显示。然后，我们使用红巨星分支（RGB）的尖端作为距离估计器，得到的日心距离将许多物体放置在MW凸起附近的区域，这些区域之前没有识别出GC。用标准RGB方法估算的金属丰度与根据GC候选体在银河系中的位置所预期的值相一致。我们终于从第一时间推导出了它们的结构参数。我们发现，所研究的对象有核心，半光和潮汐半径的范围内所跨越的人口已知MW GC。在估算它们的质量时，将适当地描述它们内部的动力学演化阶段。
2018-03-21 astro-ph.GA
CCD UBV photometric study of five open clusters - Dolidze 36, NGC 6728, NGC 6800, NGC 7209 and Platais 1
在这项研究中，我们提出了CCD UBV测光研究不足的疏散星团，Dolidze 36，NGC 6728，NGC 6800，NGC 7209，和Platais 1，位于第一和第二银河象限。观测是用土耳其科学技术研究理事会国家天文台的1米望远镜T100进行的。使用光度数据，我们确定了几个天体物理参数，如红化，距离，金属丰度和年龄，并从他们，初始质量函数，综合星等和颜色。我们考虑了观测到的恒星的自行来计算成员概率。使用双色图独立确定颜色过量和金属度。在得到Dolidze 36、NGC 6728、NGC 6800、NGC 7209和Platais 1的色过量分别为$0.19\pm0.06$、$0.15\pm0.05$、$0.32\pm0.05$、$0.12\pm0.04$和$0.43\pm0.06$等之后，金属丰度分别为$0.00\pm0.09$、$0.02\pm0.11$、$0.03\pm0.07$、$0.01\pm0.08$和$0.01\pm0.08$ dex。此外，使用这些参数，距离模量和年龄的集群也计算了颜色星等图同时使用PARSEC理论模型。到Dolidze 36、NGC 6728、NGC 6800、NGC 7209和Platais 1的距离分别是$1050\pm90$、$1610\pm190$、$1210\pm150$、$1060\pm 90$和$1710\pm250$ pc，而…
2018-06-04 astro-ph.GA
Copacabana: A Probabilistic Membership Assignment Method for Galaxy Clusters
本文提出Copacabana算法，利用测光红移、颜色和径向概率密度函数计算星系团成员概率，并通过模拟验证其最高89%的准确率及对恒星质量—星系团质量标度关系0.06 dex的测量精度。
2024-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Blanco DECam Bulge Survey (BDBS) V. Cleaning the foreground populations from Galactic bulge colour-magnitude diagrams using Gaia EDR3
布兰科DECam膨胀巡天（BDBS）已经拍摄了超过200平方度的南银河系膨胀，为$\sim 250$百万颗独特的恒星提供了丑陋的滤光片。存在着一个强大的前景盘人口，以及复杂的红化和极端的图像拥挤，使得它很难限制存在的年轻和中等年龄的恒星在隆起人口。我们采用了BDBS与盖亚任务最新数据发布（EDR3）的精确交叉匹配，将超过1.4亿个源与BDBS测光和盖亚EDR3测光和天体测量相匹配。我们依靠盖亚EDR3天体测量，没有任何光度选择，以产生干净的BDBS膨胀色星等图（CMD）。盖亚星系的视差被用来过滤明亮的前景源，而适合银河系自行的高斯混合模型可以识别出运动学上与凸起成员一致的恒星。我们将这种方法应用于127个不同的凸起领域的$1$度$^2$，与$|\ell| \leq 9.5^\circ$和$-9.5^\circ \leq b \leq -2.5^\circ$。天体测量的清理程序会移除每个区域的大部分蓝色恒星，特别是在银道面附近，那里蓝色恒星与红色恒星的比率为$\lesssim 10\%$，在较高的银道纬度上会增加到$\sim 20\%$。我们排除了普遍存在的年龄小于2 Gyr的恒星。根据他们测量的天体测量学，绝大多数比岔道亮的蓝色恒星属于前景星群。我们介绍了所观察到的红巨星分支凸块和红色团块之间的距离作为一个简单的年龄代理在该领域的优势人口，我们确认了一个占主导地位的老凸起的图片。还…
2022-06-26 astro-ph.GA
Characterizing dynamical states of Galactic open clusters with Gaia DR2
本文研究了38个银河系疏散星团的动力学性质：其中34个位于银河系低纬度（|b| <10 $^{\circ}$），并被投射到稠密的恒星场中;另外4个比较天体与恒星场的星族形成了更清晰的对比。我们确定的结构和时间相关的参数，与集群的动力学演化：核心（$r_c$），潮汐（$r_t$）和半质量（$r_{hm}$）半径，年龄（$t$）和交叉时间（$t_{cr}$）。我们还结合了27个先前研究过的星系团的结果，创建了65个样本，跨越了年龄和银河系中心距离（$R_G$）的范围：7.0 <log（$t$）<9.7和6 <$R_G$（kpc）<13。我们采用了统一的分析方法，其中包括光度和天体测量数据从盖亚DR2目录。成员恒星采用去污算法，该算法在3D天体测量空间的视差和自行和属性成员的可能性，在集群区域的恒星。我们的结果表明，内部弛豫导致$r_c$与动力学比率$τ_{dyn}$ = $t/t_{cr}$负相关。这意味着动态的老系统倾向于更加集中。浓度越高，$r_{hm}/r_t$比率越小，这意味着它们受潮汐扰动的影响越小。在兼容的$R_G$的同时代群体的分析表明，集群的内部结构是合理的外部潮汐场的变化不敏感。此外，我们的研究结果证实，平均而言，增加$r_t$的地区，银河系引力场不太强烈。
2020-10-09 astro-ph.GA
Characterisation of 15 overlooked Ruprecht clusters with ages within 400Myr and 3Gyr
我们得到的基本，结构和光度参数的15个被忽视的鲁普雷希特（以下简称Ru）星团通过2 MASS光度和场星去污。Ru 1，10，23，26，27，34，35，37，41，54，60，63，66和152位于银河系的第三象限，而Ru 1，174位于第一象限。利用去污染色星等图（CMD）和恒星径向密度剖面（RDPs）的约束条件，我们得到了400万年~ 1万年的年龄，除了较老的Ru，37，用$\sim3$，Gyr。与太阳的距离在$\rm1.5\la\ds(kpc)\la8.0$范围内。RDPs的定义很好，可以描述为一个国王般的轮廓的大部分径向范围内，除了Ru，23，27，41，63和174，这是一个明显的恒星密度过剩的中心区域。这些星团位于英仙座和人马座-船底座臂之间（或附近）。我们得到的证据有利于集群的大小增加与距离银河平面（$\zgc$），这是一致的潮汐应力与高$|\zgc|$地区的低频率。这些星团即使在近红外波段也相当微弱，其表观积分\jj \星等在$6.4\la m_J\la9.8$内，而它们的绝对星等为$-6.6\la M_J\la-2.6$。外推的$M_V$和$M_J$之间的关系，来自球状星团，表明它们是低光度的光学星团，与$-5\la M_V\la-1$。
2010-05-11 astro-ph.GA
The Main Sequence of three Red Supergiant Clusters
银河系中的大质量星团是研究大质量恒星性质和演化的理想实验平台。它们提供了具有统计学意义的统一年龄的大质量恒星样本。为了准确地确定这些恒星的内在物理性质，我们需要建立星团的距离，年龄和红化。实现这一目标的途径之一是识别和描述红超巨星富星系团的主要序列成员。在这里，我们利用UKIDSS银河平面调查的公开数据。我们表明，点扩散函数光度与标准的光度净化技术相结合，使我们能够确定最有可能的主序列成员在10- 20万年的老集群RSGC 1，2和3。我们确认了先前在RSGC 2中检测到的主序列，并在RSGC 1和RSGC 3中提供了第一个主序列检测。在每个星团中有超过100颗超过8 Msun的恒星。这些主序星集中在光谱证实的红超巨星。我们利用明亮的主序星的J-K颜色来确定星团的K波段消光。与两个较老的星团RSGC 2和RSGC 3相比，最年轻的星团RSGC 1的红化差异是其三倍。光谱跟踪的集群主序星应导致更精确的距离和年龄估计这些集群，以及在这些高质量的环境中的恒星质量函数的测定。
2013-08-29 astro-ph.GA
Open cluster age calibration from colour-magnitude morphological indices using Gaia DR3 data
本研究基于 Gaia DR3 和 2MASS 数据，利用 34 个疏散星团红团簇与拐点间的颜色和星等差异形态指数，首次构建了 Gaia 形态年龄校准函数，平均残差为 0.06 dex，并发现恒星演化模型会高估年轻天体的颜色差异。
2025-04-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-colour photometry and Gaia EDR3 astrometry of two couples of binary clusters (NGC 5617 and Trumpler 22) and (NGC 3293 and NGC 3324)
本文对位于银河系第四象限的两对双星星系团（NGC 5617和Trumpler 22）和（NGC 3293和NGC 3324）进行了综合分析。为此，我们使用不同的数据，从VVV调查，WISE，VPHAS，APASS，GLIMPSE以及盖亚~ EDR 3天体测量数据。在星系团NGC 5617、Trumpler 22、NGC 3293和NGC 3324的区域中，我们确定了584、429、692和273个最可能的星系团成员，其成员概率高于80%。我们估计星系团NGC 5617和Trumpler 22的R值约为3.1，这表明了正常的消光规律。R ~ 3.8和1.9的值代表星系团NGC 3293和NGC 3324的异常消光规律。我们的运动学分析表明，所有这些集群有圆形轨道。发现星系团对（NGC 5617和Trumpler 22）和（NGC 3293和NGC 3324）的年龄分别为90 \pm 10和12 \pm 3百万年。使用视差估计的2.43 \pm 0.08、2.64 \pm 0.07、2.59 \pm 0.1和2.80 \pm 0.2 kpc的距离与使用距离模数计算的值相似。我们还分别在NGC 5617和Trumpler 22中发现了18个和44个年轻的恒星候选者。质量函数斜率被认为是在公平的协议与萨尔彼得的值。对这些天体的动力学研究表明，在它们的内部区域缺乏暗淡的恒星，这导致了质量分离…
2021-03-08 astro-ph.GA
Deep and Wide Photometry of Two Open Clusters NGC 1245 and NGC 2506: Dynamical Evolution and Halo
利用CFH-12 K CCD照相机获得的宽深VI测光资料，研究了两个古老的疏散星团NGC 1245和NGC 2506的结构。我们设计了一种新的方法分配集群成员的概率，个别恒星使用的空间位置和位置的颜色星等图。通过对不同光度范围恒星的光度函数和径向表面密度分布的分析，我们发现这两个星团在动力学上是松弛的，从而导致了一些低质量恒星的显著质量分离和蒸发。NGC 1245中似乎有潮汐尾的信号，但信号太低，无法确认。
2013-04-07 astro-ph.GA
Characterizing low contrast Galactic open clusters with GAIA DR2
在这项研究中，我们的特点是16个对象以前被归类为暗淡或低对比度的银河系疏散星团（OC）。我们采用了与OCs动力学演化相关的参数：核心（$r_c$），潮汐（$r_t$）和半质量（$r_{hm}$）半径，年龄和穿越时间（$t_{cr}$）。这些参数之间的关系被用来绘制一些进化的联系。我们还包括了11个具有先前特征的OC，以提供更广泛的参数空间覆盖范围。所调查的样本在年龄（log（t/yr）~7.0 - 9.7）和银心距（$R_G$ ~ 6 - 11 kpc）上跨越了相当大的范围。其中大部分代表太阳金属丰度。我们采用GAIA DR 2天体测量和测光，并选择成员星通过去污算法，探索三维天体测量空间（$μ_α$，$μ_δ$，$\varpi$）分配成员的可能性。以前对这些天体的研究大多基于光度信息。所有调查的OC被证明是真正的恒星浓度和它们的参数之间的关系表明一般的中断情况下，OC往往是更集中，因为他们的演变。内部的相互作用successfully驱动业主立案法团发展更多的动态松弛的结构，使他们较少受到质量损失，由于潮汐效应。潮汐半径倾向于随着$R_G$的增加而增加，与银河潮汐场的强度一致。此外，$r_c$与动力学比值$τ_{\textrm{dyn}}$ =年龄/ $t_{cr}$之间的相关性表明两个不同的演化序列，这可能是不同初始形成条件的结果。
2020-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The nature of the young and low-mass open clusters Pismis5, vdB80, NGC1931 and BDSB96
用近红外2 MASS测光研究了位于$2^{nd}$和$3^{rd}$象限的4个年轻低质量疏散星团的性质。经过现场净化，颜色星等图（CMD）显示类似的形态：一个人口稀少的主序（MS）和占主导地位的部分前MS（PMS）恒星有点受微分红化。Pismis 5、vdB 80和BDSB 96的MS年龄在$5\pm4$ Myr以内，而NGC 1931的MS年龄在$10\pm3$ Myr以内。然而，非瞬时的恒星形成是由更广泛的（PDMATHAMR Myr）PMS年龄传播所暗示的。在$\sim60-180 \ms$中，从MS + PMS恒星推导出的星系团质量较低，质量函数（MF）比Salpeter的初始质量函数（IMF）显着平坦。它与太阳的距离在$1.0-2.4$ kpc以内，视亮度在$\aV=1.0-2.0$范围内。从恒星径向密度剖面（RDPs），我们发现它们都很小（$\rc\la0.48$ pc，$\rl\la5.8$ pc），尤其是Pismis 5，具有$\rc\approx0.2$ pc和$\rl\approx1.8$ pc。除了NGC 1931和Pismis 5的不规则和尖形内部区域外，恒星的RDP都遵循类似国王的轮廓。在$\sim10$ Myr，中央尖点-在老星团中似乎与高级动力学演化有关-可能与恒星形成和/或分子云碎裂效应有关。尽管MF平坦，vdB 80和BDSB 96似乎是典型的年轻…
2009-04-08 astro-ph.GA
Probing the age and structure of the nearby very young open clusters NGC 2244 and NGC 2239
用场星净化的2 MASS测光方法对玫瑰星云中的非常年轻疏散星团NGC 2244进行了研究，得到了主序星和大量的前主序星。利用色星等图、恒星径向密度分布图和质量函数，导出了基本参数和结构参数。以前的大多数研究都将NGC 2244的中心放在明亮的K 0 V恒星麒麟座12附近，而麒麟座12不是星团成员。相反，近红外RDP显示O 5恒星HD 46150附近有一个明显的核心。我们得到了1- 600万年内的年龄、吸收$\aV=1.7\pm0.2$、距太阳的距离$\ds=1.6\pm0.2$ kpc（太阳圈外的$\approx1.5$ kpc）、MF斜率$χ=0.91\pm0.13$和$\sim625 \ms$的总（MS+PMS）恒星质量。其RDP的特征在于核心和集群半径$\rc\approx5.6\arcmin$（$\approx2.6$ pc）和$\rl\approx10\arcmin$（$\approx4.7$ pc），分别。异常大的核心半径和显著的中心恒星过剩表明偏离了动力学平衡。我们还研究了难以捉摸的邻近OC NGC 2239，它是低质量的（$m_{MS+PMS}\approx301 \ms$），年轻的（$5\pm4$ Myr）而不是吸收的（$\aV=3.4\pm0.2$），位于NGC 2244的背景中，$\ds=3.9\pm0.4$ kpc。它的RDP遵循$\rc\approx0.5…
2009-01-07 astro-ph.GA
A genuine Large Magellanic Cloud age gap star cluster
我们确认了第二个大麦云（LMC）星团KMHK 1592的存在，其年龄落在所谓的LMC星团年龄差距的中间，很长一段时间（~ 4 - 11 Gyr），除了ESO 121-SC 03之外，没有星团被发现。KMHK 1592的年龄（8.0 ± 0.5 Gyr）和金属丰度（[Fe/H]=-1.0 ± 0.2 dex）是通过理论等时线与星团内禀色-星等图序列的拟合得到的，而星团内禀色-星等图序列是通过一个稳健的逐星隶属概率程序揭示的。由于星团的亮度相对较低，因此使用了深GEMINI GMOS图像。我们讨论了三种瞥见的场景的利弊，这些场景可以解释大麦哲伦云外围两个大麦哲伦云年龄间隙星团的存在，即：原位恒星团簇形成、从小麦哲伦云捕获或吸积小矮星系。
2022-01-24 astro-ph.GA
Towards a comprehensive knowledge of the open cluster Haffner 9
我们把注意力转向哈夫纳9号，这是一个银河系疏散星团，其先前的基本参数估计值与此相去甚远。为了提供准确的估计，我们提出了高质量的华盛顿CT 1和约翰逊BVI测光的集群领域。我们把特别注意统计清洁的颜色星等图（CMD）从场星污染，这是一个共同的来源，在以前的工作不一致的基本参数估计。由此产生的集群CMD基准功能确认从适当的运动成员分析。哈夫纳9号是一个中等年轻的天体（年龄约为3.5亿年），位于英仙座臂-日心距离约为3.2千秒差距-，其目前的质量下限约为160钼，太阳金属含量接近。集群的结构和基本参数的组合表明，它是在一个先进的内部动力学演化阶段，可能在阶段的典型的质量偏析在其核心区域。然而，星系团仍然保持其质量函数接近萨尔彼得定律。
2016-11-15 astro-ph.GA
The variable stars population of the extended young globular cluster NGC 1851
本研究通过VI CCD测光与交叉匹配，确认NGC 1851中变星的成员资格，利用傅里叶分解估计金属性和距离，并讨论盖亚DR3变星的变异性。
2024-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
ASteCA - Automated Stellar Cluster Analysis
我们提出了ASeCA（自动星团分析），一套工具，旨在完全自动化的标准测试应用于星团，以确定其基本参数。代码中包含的一组函数利用位置和光度数据来获得给定星团的中心坐标、半径、光度函数和综合色星等的精确和客观值，并通过统计估计器来表征其成为真正物理星团而不是场星随机过密度的概率。ASeCA采用了贝叶斯场星去污算法，能够分配成员的概率，单独使用光度数据。一个等时线拟合过程的基础上生成的合成集群从理论等时线和选择最佳的拟合通过遗传算法也存在，这使得ASeCA提供准确的估计集群的金属丰度，年龄，灭绝和距离值以及其不确定性。为了验证代码，我们将其应用于一个由400多个具有不同程度的场星污染的人造MASSCLEAN星团组成的大集合，以及一个由20个观测到的银河系疏散星团组成的较小集合（Berkeley 7，Bochum 11，Czernik 26，Czernik 30，Haffner 11，Haffner 19，NGC 133，NGC 2236，NGC 2264，NGC 2324，NGC 2421，NGC 2627，NGC 6231，NGC 6383，NGC 6705、Ruprecht 1、Tombaugh 1、Trumpler 1、Trumpler 5和Trumpler 14）。结果表明，ASeCA是能够恢复集群参数与可接受的精度，即使是那些受大量的场星污染的集群。ASeCA是用Python编…
2014-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fundamental stellar parameters for selected T-Tauri stars in the Chamaeleon and Rho Ophiuchus star-forming regions
我们提出了一个温和的样本的X射线选择的恒星在变色龙和蛇夫座Rho恒星形成区域的光学测光和高分辨率光谱运动的结果。利用R~50000光谱，我们建立了母星协的运动学成员关系，并确定了样本中每颗恒星的恒星青年。随着新的标准化的BVIc测光的收购，在音乐会与近红外数据从文献中，我们从恒星的位置模型依赖的赫兹-罗素图中得出年龄和质量。我们比较等时年龄得出的颜色依赖消光值发现，在误差线，年龄是相同的，无论是否E（B-V），E（V-IC），E（J-H）或E（H-K）是用来建立灭绝，虽然模型年龄往往是稍微年轻的红色Ecolour值。对于Cham I和Eta Cham成员，我们得出的年龄为~<500 - 600万年，而我们的三个Eta Cha候选者更符合~> 2500万年后的金牛座T恒星人口。在蛇夫座ρ中，我们样本中的大多数恒星的等时年龄小于1000万年。在2 MASS彩色图中，有五颗天体显示出强烈的红外线过剩（Av>5），但在H α辐射方面，除了RXJ 1625.6 -2613之外的所有恒星都是弱线的金牛座T星。光谱能量分布（SED）在~ 4000 A <波长< 1000微米的范围内显示，只有一颗变色龙星（RXJ 1112.7 -7637）和三颗蛇夫座ρ星（ROXR 113，RXJ 1625.6 -2613和RXJ 1627.1 -2419）显示出与裸露光球的实质性偏离。
2016-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Analysis of the young open cluster Trumpler 2 using Gaia DR3 data
本研究利用 Gaia DR3 测光、天体测量和光谱数据识别 Trumpler 2 的92颗成员星，测定其运动、年龄、距离、红化、质量、质量函数斜率及银河轨道，确认其为年轻薄盘星团。
2023-04-27 astro-ph.GA
Ultra compact dwarfs in the Perseus Cluster: UCD formation via tidal stripping
我们提出的结果凯克/DEIMOS调查超紧凑型矮星（UCDs）的英仙座星系团的核心。我们确认14个UCD，径向速度~5300公里秒$^{-1}$的集群成员。其中两个被证实的英仙座UCD具有极蓝色（$B-R < 0.6$等），位于NGC 1275周围的恒星形成细丝中，并且可能在过去的1亿年中形成了大质量星团。我们还测量了第三个UCD 13（$σ_0 = 38 \pm 8$ km s $^{-1}$）的中心速度色散，这是我们样本中最扩展的UCD。我们确定它的半径为$R_{e} = 85 \pm 1.1$ pc，动力学质量为（$2.3 \pm 0.8)\times10^{8}$ M $_{\odot}$），金属丰度为[Z/H] $= -0.52^{+0.33}_{-0.29}$ dex。UCD 13和星系团的中央星系NGC 1275的投影距离为30 kpc，径向速度差约为20 km s $^{-1}$。基于它的大小，红色，内部速度色散，动力学质量，金属丰度和接近NGC 1275，我们认为，UCD 13可能是潮汐剥离dE的残留核，与这个祖先dE有$M_{B} \approx -16$等和质量$\sim10^{9}$ M $_{\odot}$。
2014-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Symbiotic stars in Galactic open clusters
本研究针对银河系场星中共生星年龄测定困难的问题，通过匹配最新共生星与疏散星团列表，发现7个候选体，确认CQ Dra可能是年老疏散星团HSC 1224的成员，为共生星年龄测定提供新途径。
2025-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the nature of 12 new low-luminosity Galactic Globular Cluster Candidates
银河系球状星团系统是不完整的，特别是在银河系球和盘的低纬度区域。我们报告了银河系中12个星团的物理特征，其中大部分是第一次探索。我们的目标是确定它们的主要物理参数，如红化和消光，金属丰度，年龄，总光度，平均集群自行（PMs），距离，以揭示其物理性质。我们使用光学和近红外（NIR）数据集研究集群。我们使用盖亚早期数据发布3（EDR 3）PM来执行PM净化程序并构建最终目录。我们将盖亚EDR 3与Vía Láctea扩展（VVVX）巡天和NIR中的2微米全天巡天（2 MASS）中的VISTA变星进行匹配，以构建完整的颜色-星等图（CMD）并研究星系团的性质。使用现有的红化图，分别在NIR和光学中跨越$0.09\lesssim A_{Ks}\lesssim 0.86$ mag和$0.89 \lesssim A_{G}\lesssim 4.72$ mag，评价反射。我们获得了它们的日心距离，范围从4到20千秒差距，将这些星团放置在距离银河系中心$3\lesssim R_{G}\lesssim 14$千秒差距处。最佳PARSEC等时线拟合得到金属丰度范围为$-1.8<$ [Fe/H] $<+0.3$，近似年龄范围为$2<$年龄$<14$ Gyr。我们发现，所有的集群有低光度，与$-6.9<M_{V}<-3.5$马格。基于我们的光度分析，我们确认的OC性质Kronberger 100，而我们分…
2021-12-27 astro-ph.GA
The early evolution of young massive clusters: The kinematic history of NGC6611 / M16
在最初的几百万年里，大质量恒星动态地相互作用，产生逃逸，影响最初的双星种群。观测和解释年轻大质量星团的动力学是我们理解恒星形成过程和预测恒星演化结果的关键。我们研究了鹰星云（M16）中的NGC 6611，鹰星云是一个拥有19颗O星的年轻大质量星团。我们使用盖亚EDR 3数据来确定成员，年龄，集群动力学和运动学的大质量恒星，包括离家出走。隶属度分析产生137个成员，位于1706 $\pm$ 7 pc的平均距离。颜色-绝对星等图显示了主序前恒星的蓝色和红色种群，与两个不同的恒星种群相一致。与早期的研究一致，最年轻的星群的平均消光$A_V$ = 3.6 $\pm$ 0.1等，年龄= 1.3 $\pm$ 0.2百万年，而较老的星群的平均消光$A_V$ = 2.0 $\pm$ 0.1等，年龄= 7.5 $\pm$ 0.4百万年。后一种星族比年轻一代的恒星在空间上更广。我们认为，大部分的OB明星属于年轻人口。我们确定了8个从NGC 6611中心发出的逃逸物，与动力学弹射情景一致。我们发现，约50%的O型星的速度相当于或大于逃逸速度。这些O型星可以追溯到NGC 6611的中心，其运动学年龄为0 ~ 200万年。这表明，动力学相互作用在NGC 6611的早期演化中发挥了重要作用，考虑到目前的低恒星密度，这是令人惊讶的。与年轻大质量星团的模拟相比，所需的0.1-0.5 pc的初始半径与NGC 661…
2022-12-06 astro-ph.GA
Stars and brown dwarfs in the sigma Orionis cluster. II. A proper motion study
目的：我试图充分了解年轻的猎户座σ疏散星团中的恒星和亚恒星种群，这是恒星形成研究的基准。由于星团的自行非常低，在猎户座西格玛前景中具有明显自行的晚型矮星可以很容易地被丢弃，用于昂贵的光谱后续工作。研究方法：我使用阿拉丁天空图集，USNO-B1，公共天体测量目录，和摄影板数字化，以确定恒星自行不一致的集群成员在一个圆形区域的半径为30弧分中心的早期型多系统西格玛猎户座。主要是由于半个多世纪的长时间基线，自行测量误差小于2 mas/a。结果：42颗恒星中，有37颗是自行星团的闯入者。一些USNO-B1测量受到部分分辨（视觉）多重性和目标模糊的影响。由于它们的光谱类型较晚，因此呈红色，24种污染物曾被认为是猎户座西格玛成员。我讨论了污染如何影响以前的工作（特别是与圆盘频率相关的工作）以及三个M矮星自行污染物中奇怪的锂吸收存在。最后，我分类明亮的恒星HD 294297作为一个晚F场矮星不相关的集群的基础上一个新的自行测量。结论：虽然自行不能用来确认猎户座σ的成员资格，但它们可以在没有光谱学的情况下被用来丢弃一些集群成员候选者。
2010-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A likely runaway star cluster in the outer disc of the Large Magellanic Cloud
我们目前的结果，从光度和光谱数据获得的SOAR和双子座天文台的设施，在该领域的一个最近发现的星团。这个星团被投射到大麦云（LMC）外盘的东侧，最初被放置在LMC后面近10 kpc的位置，其年龄和金属丰度是最里面的LMC星团人口的典型特征。我们分配径向速度（RV）成员的恒星光谱观察，并推导出集群年龄和距离的理论等时线拟合集群的颜色-星等图。这个新的天体被证明是一个0.9 Gyr的大麦哲伦星系外围盘状星团，它可能是从它可能诞生的大麦哲伦星系最里面的区域散射后到达现在的位置的。我们通过检查类似年龄的LMC星团的空间分布，通过将推导出的光谱金属丰度与由外向内的星系形成情景的预期进行比较，通过考虑从其导出的结构参数推断出的星团内部动力学阶段，并通过估计在星团的解投影处与相应的星团径向速度一起旋转的圆盘的圆周速度，大麦哲伦星云的最大直径比大麦哲伦星云的最大直径大得多，比大麦哲伦星云的最大直径大得多。
2018-10-10 astro-ph.GA
The rotation period distribution of the rich Pleiades-age Southern open cluster NGC 2516. Existence of a representative zero-age main sequence distribution
我们希望测量富含昴星团年龄的疏散星团NGC 2516的冷恒星自转周期分布，并利用它来确定在其他相同的疏散星团中是否存在星团与星团之间的变化。我们获得了42 d长的时间序列CCD测光的NGC 2516使用耶鲁1米望远镜在CTIO和进行了一些相关的分析，包括基于PSF的时间序列测光。我们的数据补充了来自几个光度数据集，文献径向速度和盖亚DR2天体测量的额外信息。所有可用的数据都被用来构建NGC 2516的综合成员列表，在我们的1度FoV中包含844颗恒星。我们推导出308旋转周期晚F中期M集群成员从我们的测光。我们从先前的研究中确定了另外247颗周期M矮星作为星团成员，并使用这些来构建NGC 2516的555颗恒星旋转周期分布。我们发现了一组慢转的M矮星（10d<P<23d），在色周期图中形成了一个分支，我们称之为“扩展慢转序列”。这一点，以及其他旋转分布的特征也可以在昂宿星团中找到，使得两个星团的颜色周期图几乎无法区分。我们证明了一个代表性的ZAMS旋转分布的存在，并提供了一个简单的颜色无关的方式来表示它。我们进行了详细的比较NGC 2516旋转周期的数据与一些最近的旋转演化模型。利用文献中的X射线数据，我们还绘制了NGC 2516中太阳型恒星的第一张自转活动图。NGC 2516和昴星团在恒星自转和相关性质上可以被认为是孪生的，这表明在其他方面完全相同的疏散星团也有本质上相似的冷恒星…
2021-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asteroseismology of the multiple stellar populations in the Globular Cluster M4
我们提出了一个新的分析的恒星在球状星团（GC）M4的基础上收集的K2任务的数据。我们在37颗恒星中探测到类太阳振荡，其中32颗为红巨星支星（RGB），6颗为红巨星水平支星（rHB），这是迄今为止GC中此类研究的最大样本。结合来自星震学和多波段测光的信息，我们估计了目标的质量和半径。我们的估计是在协议与独立的来源，作为一个重要的验证在低金属制度的星震学。由于M4是一个古老的GC，它拥有多个不同轻元素丰度和氦质量分数的恒星星族。这在沿着RGB的群体之间产生质量差，在M4的情况下，其估计为$0.017 M_\odot$。有了这些丰富的信息，我们可以分配人口成员资格，并估计恒星星族的平均质量，但目前的不确定性不允许我们解决这个质量差异。人口成员和RGB和HB星的地震数据，让我们，但是，评估综合质量损失沿RGB的第一代恒星的集群。我们得到$\rm ΔM=0.227 \pm0.028 M_\odot$，在良好的协议与独立的估计。最后，我们观察到存在一个统计上显着的质量温度梯度的rHB星。这代表了第一次直接的，独立于模型的观察的颜色-温度-质量相关性的理论预测。
2022-05-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
SED Analysis of the Old Open Cluster NGC 188
本文结合 Gaia DR3 成员识别、PARSEC 等时线拟合与 SED 分析，测定 NGC 188 的距离、色余、年龄及消光分布，并验证其与恒星演化理论一致。
2024-04-19 astro-ph.GA
Searching for debris discs in the 30 Myr open cluster IC 4665
围绕年轻恒星运行的碎片盘是了解尘埃演化和行星形成过程的关键。我们利用最近的成员分析的30万年附近的疏散星团IC 4665的基础上盖亚和DANCe调查，重新访问这个集群的磁盘人口。目的：我们的目的是使用Spitzer（MIPS和IRAC）和WISE光度法研究IC 4665的椎间盘群体。方法：我们使用几个颜色，颜色图与经验光球序列检测源与红外过剩。另外，我们还利用虚拟观测台光谱能量分布分析仪（VOSA）对我们的候选碎片盘的光谱能量分布进行了拟合，该分析仪能够自动探测红外过量并提供有效的温度估计。结果：我们发现了6颗候选的碎片盘主星（5颗MIPS和1颗WISE），其中2颗是新的候选星。我们估计的光盘分数为24 $\pm$ 10\%的B-A星，我们的样本预计是完整的。这与其他类似年龄的星团（上半人马座狼疮，下半人马座十字座，$β$风景如画的移动群和昴星团）的报道相似。对于太阳型恒星，我们发现一个磁盘的分数为9 $\pm$ 9%，低于观察到的地区具有可比的年龄。结论：我们的候选碎片盘宿主星是ALMA或未来的詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）研究的优秀目标。
2020-07-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The $\textit{HST}$ Large Programme on NGC$\,$6752 -- V. Differences in Luminosity and Mass Functions among Multiple Stellar Populations
本研究利用哈勃空间望远镜大型项目的红外数据，测定球状星团NGC 6752多星族的光度与质量函数，发现一二代星族的函数差异符合动力学过程效应，并公开相关星表与模型。
2024-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comprehensive Analysis of the Open Cluster Collinder 74
本研究利用 Gaia DR3 数据分析了疏散星团 Collinder 74，确认了 102 颗成员星并测定了其自行、距离、年龄及质量等关键参数，发现其遵循盒状轨道并属于银河系薄盘组件。
2023-10-20 astro-ph.GA
Global survey of star clusters in the Milky Way III. 139 new open clusters at high Galactic latitudes
早期对银河星团（MWSC）目录的分析显示，在太阳附近（<1 kpc）明显缺乏旧的（> 1 Gyr）疏散星团。为了填补这一空白，我们着手寻找迄今未知的星团，假设失踪的老星团位于银河系高纬度|b|> 20 °。我们在2MASS点源目录上使用恒星计数算法寻找恒星密度增强。为了增加潜在的集群和字段之间的对比度，我们应用过滤器的颜色星等空间根据典型的颜色星等图附近的老疏散星团。随后与已知对象列表进行比较，使我们能够选择迄今为止未知的聚类候选对象。为了进行验证，他们进行了处理与标准管道内使用的MWSC调查计算集群成员的概率和确定结构，运动学和天体物理参数。我们总共发现了782个密度增强，其中522个被归类为真实物体。其中139个是新的疏散星团，年龄8.3 <log（t [yr]）<9.7，距离d <3 kpc，距离银道面0.3 <Z <1 kpc。这个新的样本使已知的高纬度疏散星团的总数增加了大约150%。尽管如此，我们仍然观察到缺乏距离太阳1 kpc的较老的邻近星团。这个体积预计仍然包含大约60个未知的集群，这些集群可能逃过了我们的检测算法，该算法无法检测到具有大角度大小的稀疏超密度。
2014-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGC 6712: the variable star population of a tidally disrupted globular cluster
本文分析了NGC 6712球状星团的$\emph{VI}$ CCD时间序列测光。我们的主要目标是研究变星星族作为星团平均物理参数的指标。我们采用了RR Lyrics光曲线的傅立叶分解，以确认$[\rm Fe/H]_{UVES} = -1.0 \pm 0.05$是一个可靠的估计。根据RRab星的颜色曲线，我们估计该星团的红化为$E(B-V)$ = 0.35 $\pm$ 0.04。使用三种独立的方法估计到聚类的距离，得到加权平均距离$\big < d \big>$ = 8.1 $\pm$ 0.2 kpc。HB上RRab和RRc星的分布在不稳定带的第一泛红色边缘附近显示出明显的分离，这似乎是具有非常红色水平分支的OoI型星团的共同特征。我们使用$Gaia$ -DR 2的数据对FoV中的60，447颗恒星进行了成员分析，发现了1529颗可能的成员;我们拥有成员恒星中1100颗的光变曲线。这使我们能够产生一个干净的颜色星等图，与12 Gyrs的年龄一致，并使我们能够发现几个变星的未解决的污染物。从自行分析，我们发现的证据表明，非成员恒星在星系团的FoV潮汐影响的引力的星系隆起。我们发现RRab变量V6显示了以前未检测到的Blazhko效应。最后，我们报告了EW型（9）和SR型（7）的16个新变量。
2020-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Global survey of star clusters in the Milky Way II. The catalogue of basic parameters
虽然它们是银河系盘人口的主要组成部分，但对于文献报道的银河系中一半的疏散星团，除了原始位置和近似大小外，什么都不知道。这项研究的主要目标是确定尽可能多的已知疏散星团的一整套统一的空间，结构，运动学和天体物理参数。在PPMXL和2MASS的恒星数据的基础上，我们使用了一个专用的数据处理管道来确定星团区域中恒星的运动学和光度学成员概率。从文献中的3784个目标的输入列表，我们确认，3006是真实的对象，其中绝大多数是疏散星团，但协会和球状星团也存在。对于每一个被确认的天体，我们都确定了星团中心的确切位置、表观大小、自行、距离、颜色过剩和年龄。对于大约1500个星团，这些基本的天体物理参数是首次确定的。对于大部分的集群，我们还推导出潮汐半径。我们估计额外的平均径向速度超过30%的确认集群。目前的样本（称为MWSC）既到达了银河系的中心部分，也到达了它的外部区域。它几乎完全达到太阳1.8 kpc，并且还覆盖了邻近的旋臂。然而，对于最古老的疏散星团（$\log t \gtrsim 9$）的一个小子集，我们发现了一些不完整的证据，距离太阳约1千秒差距。
2013-08-27 astro-ph.GA
Over-density of SMGs in fields containing z~0.3 galaxies: magnification bias and the implications for studies of galaxy evolution
我们报告了一个显着的超密度高红移亚毫米星系（SMG），4-7倍的背景，周围的统计完整的样本12个250微米选定的星系在z=0.35，这是有针对性的ALMA在气体示踪剂的研究。这种过密度与z=0.35的目标星系的光晕透镜效应一致。该样本中的角度互相关与使用更大的亚毫米样本进行的该效应的统计测量一致。超密度的大小作为径向距离的函数，与7 × 10^{13} M_o级晕的中尺度透镜作用一致，它应该拥有一个或可能两个明亮的星系和几个较小的卫星。这是支持的观测证据与卫星的相互作用，在四个领域与SMG，和成员的光谱定义组的第五个。我们还调查了这些SMG的影响报告的z=0.35星系的赫歇尔通量，因为它们产生显着的污染，在350和500微米的赫歇尔波段。这些增强事件的随机发生率高于之前的假设，这意味着与z<0.7星系相关的赫歇尔源的亚毫米颜色的偏差比之前假设的要大得多，在250，350和500微米处f_boost = 1.13，1.26，1.44。这可能对基于z=0.2-0.7的Herschel样本的光谱能量分布，源计数和光度函数的研究产生影响。
2020-09-29 astro-ph.GA
A CCD Search for Variable Stars in the Open Cluster NGC 6611
本文介绍了年轻疏散星团NGC 6611的$UBVI_C$变率巡天观测结果。我们总共发现了95颗变星。这些恒星中的大多数被归类为周期性和不规则的前主序星（PMS）。对$JHK_S$ 2质量测光和四色IRAC测光的分析揭示了165个II类年轻恒星源，其中20个是不规则变星，一个是食双星。这些分类，补充$JHK$ UKIDSS测光和$riHα$ VPHAS测光，被用来确定24个候选的经典金牛座T星和30个弱线金牛座T星。除了PMS变量，我们还发现了8个$δ$ Scuti候选变量。这些都是以前不知道的。此外，我们发现了17个食双星，其中两个是以前已知的。根据盖亚EDR3星表提供的自行信息，计算了91颗变星的星团成员概率。对于61个变量，确定了高于80%的概率，这使得它们成为聚类成员。只有25个概率小于20%的变量被认为是非成员。
2023-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable stars in the field of the Galactic globular cluster M71
Universidad Central de Chile（智利中央大学）；Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica (INAOE)（国家天体物理学、光学和电子学研究所）；Secretaría de Ciencia, Humanidades, Tecnología e Innovación (Secihti)（科学、人文、技术和创新秘书处）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autonoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Observatorio Astronómico, Universidad Nacional de Córdoba（科尔多瓦国立大学天文台）
本文通过精修周期和分类，识别M71中的变星并消除场星影响，构建去污染的CMD以约束其物理性质，发现21颗新变星并确认其参数。
2026-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
