Young isolated radio-quiet neutron stars are still hot enough to be detectable at X-ray and optical wavelengths due to their thermal emission and can hence probe cooling curves. An identification of their birth sites can constrain their age. For that reason we try to identify the parent associations for four of the so-called Magnificent Seven neutron stars for which proper motion and distance estimates are available. We are tracing back in time each neutron star and possible birth association centre to find close encounters. The associated time of the encounter expresses the kinematic age of the neutron star which can be compared to its characteristic spin-down age. Owing to observational uncertainties in the input data, we use Monte-Carlo simulations and evaluate the outcome of our calculations statistically. RX J1856.5-3754 most probably originated from the Upper Scorpius association about 0.3 Myr ago. RX 0720.4-3125 was either born in the young local association TWA about 0.4 Myr ago or in Tr 10 0.5 Myr in the past. Also RX J1605.3+3249 and RBS 1223 seem to come from a nearby young association such as the Sco-Cen complex or the extended Corona-Australis association. For RBS 1223 also a birth in Sct OB2 is possible. We also give constraints on the observables as well as on the radial velocity of the neutron star. Given the birth association, its age and the flight time of the neutron star, we estimate the mass of the progenitor star. Some of the potential supernovae were located very nearby (<100pc) and thus should have contributed to the 10Be and 60Fe material found in the Earth's crust. In addition we reinvestigate the previously suggested neutron star/ runaway pair PSR B1929+10/ zeta Ophiuchi and conclude that it is very likely that both objects were ejected during the same supernova event.
Dynamics of black hole - neutron star binaries in young star clusters
年轻的星团可能是宇宙时间中大质量恒星最常见的诞生地，并以多种方式影响紧凑双星的形成。本文利用粒子数合成程序\texttt{MOBSE}与体程序\texttt{NBODY6++GPU}的接口，模拟了年轻星团中黑洞-中子星双星的形成过程.年轻星团中形成的BHNS（动力学BHNS）比孤立双星形成的BHNS（孤立BHNS）质量大得多：$\sim{}40$ ~\%的动力学BHNS合并有总质量$>15$ M $_\odot$，而只有$\sim{}0.01$ ~\%的孤立BHNS合并有超过这个值的质量。因此，我们的模型强烈支持GW 190814的动力学形成的情况下，它的总质量$\sim{}26$ M $_\odot$，如果这个事件是一个BHNS合并。我们所有的动力学BHNS都是在它们合并之前从它们的母星团中喷射出来的。因此，发生在该领域的BHNS合并的一个重要部分可能起源于一个年轻的星团。从引力波探测的BHNS合并的质谱将提供一个线索，以区分动力学和孤立形成的BHNS。
A Classification Scheme for Young Stellar Objects Using the WIDE-FIELD INFRARED SURVEY EXPLORER AllWISE Catalog: Revealing Low-Density Star Formation in the Outer Galaxy
First millimeter detection of the disk around a young, isolated, planetary-mass object
OTS44是已知的仅有的四颗拥有圆盘的自由浮动行星之一。我们之前已经证明，它是已知的最冷和质量最小的自由浮动行星（$\sim$ 12 M $_{\rm Jup}$），有一个活跃的吸积盘。我们已经获得了波段6（233 GHz）ALMA连续数据，这个非常年轻的磁盘轴承对象。数据显示了对源的明确的未解决的检测。我们通过经验相关性获得了年轻的，高质量的，中央（亚恒星）物体的盘质量估计。所获得的数值范围为0.07至0.63 M $_{\oplus}$（尘埃质量）。我们比较了这个独特的磁盘与那些最近报道的高质量（褐矮星）年轻的对象，以推断其形成机制的限制。虽然对尘埃温度的极端假设产生的盘质量值可能会稍微偏离大质量棕矮星的一般趋势，但一系列合理的值提供了与$M_{\rm dust}$和$M_{*}$之间的独特比例关系相兼容的盘质量，通过亚恒星域下降到行星质量。
Dynamics of binary black holes in low-mass young star clusters
年轻星团是动态活跃的恒星系统，是大质量恒星的常见诞生地。低质量星团（$\sim{}300-10^3$ M $_\odot$）比大质量系统的数量更多，其特征是两体弛豫时间尺度为几百万年：大质量恒星下沉到星团核心，甚至在它们产生致密物体之前就相互动态地相互作用。在这里，我们探索的黑洞（BH）和双黑洞（BBH）形成在低质量的年轻星团的性质，通过一套$10^5$直接$N$ -体模拟与高原始的二元分数（100%的恒星质量$>5$ M $_\odot$）。大多数黑洞是在第一个$\sim{}20$ Myr中通过动力学相互作用被弹射出来的。动力学交换是BBH的主要生成途径，占全部体系的$\sim{}40-80$ %。大多数低质量年轻星团中的BBH合并都涉及质量为$<40$ M $_\odot$的初级BH，并且低质量比在该领域中更为常见。将我们的数据与更大质量的星团（$10^3-3\times{}10^4$ M $_\odot$）的数据进行比较，我们发现交换的BBH的百分比对宿主星团的质量有很强的依赖性。相比之下，我们的研究结果表明，只有一个温和的相关性之间的质量的主机星团和BBH合并的效率。
Merger rate density of stellar-mass binary black holes from young massive clusters, open clusters, and isolated binaries: comparisons with LIGO-Virgo-KAGRA results
The Birth and Early Feedback of Massive Star Clusters Across the Local Universe
University of Kentucky（肯塔基大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；University of Maryland（马里兰大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；University of Florida（佛罗里达大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Center for Cosmology and Astroparticle Physics（宇宙学与高能物理中心）；Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院）；University of Kansas（堪萨斯大学）；University of Michigan（密歇根大学）；Observatorio Astronómico Nacional (IGN)（国家天文观测台（西班牙地理与国家测绘研究所））；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；UK ALMA Regional Centre Node, Jodrell Bank Centre for Astrophysics（英国ALMA区域中心节点，乔德尔班克天体物理学中心）
大质量恒星通常在星团中发现，这使得人们认为它们的形成是由于与年轻星团相关的物理过程。最近有报道称，大麦云中存在孤立的大质量恒星。由于它们的低速度，有人认为它们是在没有周围星团的情况下形成的大质量恒星。在本文中，我们提出了一种替代的解释，这些恒星的起源，他们在集群环境中形成，但随后分散到外地，因为他们的出生集群是潮汐破坏合并与一个更高质量的集群。它们以相对较低的速度逃离合并的星团，这是星团相互作用的典型特征，因此也是较大尺度速度色散的典型特征，与观测到的恒星相似。$N$ -星团合并的天体模拟预测，在距离星团> 20 pc的地方，存在着相当数量的低速（$\le$ 20 km s $^{-1}$）大质量恒星。在缺乏气体的合并频繁的高质量星团中，通常会有年轻恒星的光环，包括高质量恒星，这些恒星实际上是在星团环境中形成的。
Isolated massive star candidates in NGC 4242 with GULP
Gemini Observatory/NSFs NOIRLab（Gemini 天文台/美国国家光学-红外天文研究实验室）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；the Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；Università di Pisa（比萨大学）；INFN（意大利国家核物理研究所）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天体物理学与空间科学观测站）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；The University of Auckland（奥克兰大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Radcliffe Institute for Advanced Studies at Harvard University（哈佛大学拉德克利夫高等研究院）；AURA for the European Space Agency (ESA)（欧洲空间局（ESA）联盟大学研究协会）
