Resolved photometry of extragalactic young massive star clusters
本文给出了星系NGC 1313、NGC 1569、NGC 1705、NGC 5236和NGC 7793中7个年轻大质量星系团的色星等图。星团的年龄在500万年到5000万年之间，质量为10^5 - 10^6 Msun。虽然拥挤使我们无法在星团的中心区域进行测光，但我们仍然能够在每个最富有的星团中测量多达30-100颗超巨星，以及更明亮的主序星。由此产生的CMD和光度功能与人工生成的集群，旨在再现光度误差和完整性尽可能现实的测光比较。与以前的研究一致，我们的CMD显示没有明显的差距之间的H-燃烧的主序星和He-燃烧的超巨星，相反，常见的恒星等时线的预测。一般来说，等时线也无法与观测到的红蓝超巨星的数量比相匹配，尽管将蓝超巨星与主序星分离的困难使这种比较变得复杂。在某些情况下，我们观察到超巨星的光度有很大的差异（1-2等），这是观测误差所不能解释的。通过在模型中加入1000万至3000万年的年龄差，可以重现这种年龄差。然而，年龄差异不能完全解释观测到的CMD形态，其他过程，如相互作用的双星演化，也可能发挥作用。
2011-06-22 astro-ph.GA
Metallicity estimates of young clusters in the Magellanic Clouds from Stromgren photometry of supergiant stars
我们目前获得的结果从Stromgren测光的13个年轻的（~30-220百万年）麦哲伦云（MC）集群，其中大部分缺乏文献中的直接金属丰度测量。我们从基于高色散光谱的黄超巨星和红超巨星（SGs）的Stromgren金属丰度敏感指数m1的经验校准中获得了它们的[Fe/H]值。在估计它们各自的不确定性时，特别注意。为了获得平均集群金属丰度，我们使用选定的SG的[Fe/H]值，我们需要将其定位在集群半径内，放置在集群颜色-星等图中的预期SG区域中，并且[Fe/H]值在观测到的集群金属丰度分布的FWHM内。由此产生的近75%的集群样本的金属丰度与最常用的平均MC的现代金属丰度值吻合得很好。其余集群的平均[Fe/H]值落在边缘附近的MC现今的金属丰度分布。当比较星系团的金属丰度与它们目前的位置时，我们发现了支持MC与银河系最近相互作用的证据，这可能导致一些星系团从它们的出生地分散开来。事实上，我们展示了金属含量典型的星系内部区域放置在它们外面的集群的例子。同样，我们发现年轻的星团，目前位于两个MC的内部区域，形成的气体，一直保持未混合，因为几个Gyr前。
2018-12-19 astro-ph.GA
Predicting the Neutral Hydrogen Content of Galaxies From Optical Data Using Machine Learning
我们开发了一个基于机器学习的框架来预测星系的HI含量，使用更直接的可观察量，如光学光度学和环境参数。我们训练算法z=0-2输出Mufasa宇宙流体动力学模拟，其中包括恒星形成，反馈，和启发式模型淬火大规模星系，产生一个合理的匹配范围内的调查数据，包括HI。我们采用各种机器学习方法（回归器），并使用均方根误差（{ \sc rmse}）和皮尔逊相关系数（r）量化其性能。以SDSS测光、3个$^{rd}$最近邻环境和视线特有速度为特征，得到HI丰度预测的r $> 0.8$精度，对应于{ \sc rmse} $<0.3$。添加近红外测光的功能产生一些改进的预测。与所有回归量相比，随机森林显示出最佳性能，其中r $>0.9$在$z=0$，其次是r $>0.85$的深度神经网络。所有的回归函数表现出随着红移的增加而下降的性能，这限制了这种方法在$z\la 1$中的应用，并且它们往往在某种程度上过度预测低HI星系的HI含量，这可能是由于训练样本中的爱丁顿偏差。我们在RESOLVE调查数据上测试了我们的方法。在RESOLVE数据的一个子集上进行训练，我们发现我们的机器学习方法可以合理地预测剩余RESOLVE数据的HI丰富度，具有{ \sc rmse} $\sim0.28$。当我们在Mufasa的模拟数据上进行训练并在RESOLVE上进行测试时，这将增加到{ \sc rmse} $\sim0.45$…
2018-03-22 astro-ph.GA
An Anomalous Extinction Law in the Cep OB3b Young Cluster: Evidence for dust processing during gas dispersal
我们确定通过Cep OB 3b，一个年轻的星团的3000颗恒星进行气体扩散的消光定律。对76个用MMT/Hectospec光谱鉴定的背景K巨星进行了消光测量。使用文献中的$V$和$R$光度测定法，SDSS中的$g$、$r$、$i$和$z$光度测定法，以及2 MASS中的$J$、$H$和$K_{s}$光度测定法，测定每个巨星系的颜色过量比率。这些颜色过量比率被用来构建通过与Cep OB 3b相关的尘埃物质的消光定律。通过Cep OB 3b的消光定律介于$R_{V} = 3.1$定律和$R_{V} = 5$定律之间，这两种定律分别常用于弥漫原子ISM和致密分子云。消光定律对视线$A_{V}$的依赖性进行了研究，我们发现消光定律在具有$A_{V} > 2.5$星等的区域变得更浅。我们推测，中间尘埃法律的结果从尘埃处理过程中的分子云的集群。
2014-02-06 astro-ph.GA
HST-ACS photometry of the isolated dwarf galaxy VV124=UGC4879. Detection of the Blue Horizontal Branch and identification of two young star clusters
我们提出了深V和I测光孤立矮星系VV 124 = UGC 4879，从档案图像与哈勃太空望远镜-高级相机的调查。在距离星系中心大于40”的恒星的色星等图中，我们第一次清楚地识别出一个人口稠密的古老水平分支（HB）。我们发现，这些恒星的分布是更广泛的比红丛星。这意味着非常古老和金属贫乏的种群在VV 124的郊区变得越来越占主导地位。我们还发现了一个大质量（M~ 1.2 × 10^4 M_sun）的年轻（年龄~ 2.5亿年）星团（C1），以及另一个年龄更小（C2，<= 3.0亿年）、质量与经典疏散星团（M<= 3.3 × 10^3 M_sun）相似的星团。这两个星团都位于距离星系中心小于100 pc的投影距离处。
2011-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolved photometry of Young Massive Clusters in the starburst galaxy NGC 4214
我们提出了深高分辨率成像的结果与ACS/HRC@HST在附近的星暴星系NGC 4214的最活跃的区域。我们解决了恒星星族的五个年轻的大规模集群和他们周围的银河场。该地区的恒星形成历史的特点是在过去的5亿年内发生了两次主要的爆发，最古老的一次爆发所覆盖的区域比最近一次爆发所覆盖的区域要大。对分析的星系团得出的年龄范围在6.4<log（t/yr）<8.1之间，与最近基于积分光度学的分析预测的年龄一致。年轻的协会和周围的领域人口与年龄相似的质量之间的比较表明，高的团簇形成效率（伽玛~33%），降低时，考虑老年人口。主集合体的质量函数被发现比Salpeter（1955）定律稍平坦，并带有质量分离的暗示。我们在两个年轻的（log（t/yr）<6.8）星协中没有发现多个恒星星族的清晰特征，我们能够分辨出它们的最里面的区域。三个星团的质量和大小表明，其中至少有一个可能演化为类似球状星团的结构。
2013-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Infall and Outflow Motions towards a Sample of Massive Star Forming Regions from the RMS Survey
我们提出了一个流出和下降调查的结果，对距离有限的样本31个大质量的恒星形成区域绘制的RMS调查。从SiO（8-7）发射中识别出年轻的、活跃的外流的存在，并使用HCO $^+$ /H $^{13}$ CO $^+$（4-3）发射探索了入流动力学。我们调查，如果流入和流出参数随源属性，探索是否有潜在的年轻活跃的流出区域显示出相似性或差异与地区窝藏更进化，可能是动量驱动，“化石”流出。一氧化硅排放检测到约46%的来源。当考虑有和没有一个SiO检测源（即潜在的活动和化石流出分别），只有$^{12}$ CO流出速度显示出显着的差异样品之间，表明SiO是更普遍的朝向源具有较高的流出速度。此外，我们发现的SiO光度增加的函数的Herschel 70 $μ$ m到WISE 22 $μ$ m的流量比，这表明生产的SiO是普遍的年轻，更多的嵌入式区域。同样，我们发现初步的证据表明，与SiO检测源有一个较小的热光度质量比，表明SiO（8-7）的排放与潜在的年轻地区。在我们的样本中，我们没有发现对显示下降签名的来源的流行。然而，较高能量的HCO $^+$跃迁可能不是这些区域中在该空间分辨率下的最适合的下落示踪剂。
2018-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The statistics of triggered star formation: an overdensity of massive YSOs around Spitzer bubbles
我们提出了一个详细的统计研究大质量恒星形成的环境中的322斯皮策中红外气泡使用RMS调查的大质量年轻恒星天体（YSO）。使用简单的表面密度图和一个更复杂的角交叉关联函数分析的组合，我们表明，有一个统计上显着的超密度的RMS YSO对气泡。在投影到气泡边缘的YSO的表面密度和角交叉关联函数中存在明显的峰值。通过调查的RMS YSO的自相关函数，我们表明，这是不是由于内在的RMS YSO样本的聚类。RMS YSO和斯皮策气泡基本上不相关，彼此超过两个气泡半径的归一化角距离。与RMS YSO相关的气泡往往比与YSO无关的气泡更小更薄。我们解释这种趋势是由于年龄效应，与YSO被优先发现周围较小和年轻的气泡。我们没有发现任何证据表明与气泡相关的YSO比RMS YSO人口的其余部分更明亮，这表明触发过程不会产生头重脚轻的光度函数或初始质量函数。我们认为，YSO很可能是由气泡的膨胀引发的，并估计银河系中由这一过程形成的大质量恒星的比例可能在14%到30%之间。
2011-12-06 astro-ph.GA
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
A young stellar cluster within the RCW41 HII region: deep NIR photometry and Optical/NIR polarimetry
RCW 41恒星形成区位于船帆座分子脊内，拥有一个巨大的星团，周围环绕着一个明显的HII区。了解星际磁场的作用并研究新生的恒星星族对于建立作用于这种环境的物理过程的一致图像至关重要。我们已经进行了详细的研究星际偏振向RCW 41，从光学和近红外偏振测量的数据。此外，NTT 3.5米望远镜的深近红外图像已被用于研究嵌入的年轻星团的光度特性，揭示了几个YSO的候选者。通过使用一组主序前等时线，确定了星团的平均年龄在250 - 500万年之间，并揭示了恒星形成的证据。在R波段的偏振度的突然下降，注意到向中央电离区，可能是由于低的晶粒排列效率所造成的湍流环境和/或弱强度的磁场。磁场线的扭曲表现出双重行为，与区域外的平均取向大致遵循恒星形成区域的边界，并径向指向电离区域内的星团，与扩展HII区域的模拟一致。偏振的光谱依赖性允许一个有意义的确定的总选择性消光比拟合的Serkowski关系。此外，一个大的旋转偏振角作为波长的函数被检测到朝向几个嵌入的恒星。
2012-04-02 astro-ph.GA
A Comprehensive Comparative Test of Seven Widely-Used Spectral Synthesis Models Against Multi-Band Photometry of Young Massive Star Clusters
我们测试的光谱合成模型的预测的基础上7个不同的恒星处方对遗产河外紫外线巡天（LEGUS）观测8个年轻的大规模集群在两个本地星系，NGC 1566和NGC 5253，选择，因为所有7个模型的预测可在公布的银河系金属丰度。高角分辨率、广泛的星团目录和完整的近紫外到近红外光度覆盖范围使LEGUS数据集非常适合这项研究。我们占恒星和星云发射的模型，并尝试两种不同的处方衰减尘埃。从贝叶斯拟合的模型库的观察，我们发现，在中位数E（B-V）（~0.03等），恒星质量（~10^4 M_ \odot）和年龄（~1百万年）的离散度非常低的个别集群使用不同的模型，虽然在这些数量的最大差异可以达到0.09等和2.8和2.5的因素，分别。这是因为我们样本中的星系团跨越了0.05-0.54等、1.8- 10 × 10 ^4 M_ \odot和1.6-40百万年的中值性质范围。在最佳拟合方面，观测结果在具有相互作用的双星的模型中再现得稍好，而在具有单个旋转恒星的模型中再现得最差。我们的研究提供了第一个定量估计的准确性和不确定性的最新的光谱合成模型的年轻恒星星族，展示了良好的进展模型拟合高质量的观测，并强调需要一个更大的集群样本和更广泛的测试模型参数空间。
2016-01-15 astro-ph.GA
The sequence of low and high mass star formation in the young stellar cluster IRAS 19343+2026
BVRIJHK测光、Spitzer-GLIMPSE测光和HK波段光谱学被用来研究IRAS 19343+2026的恒星内容，这是一颗位于银河平面附近的（原）恒星/星系团候选者。数据表明IRAS 19343+2026是一个与7.6 Msol的大质量原恒星有关的富星团，年龄约为10^5年。在远红外（FIR）峰附近的三个点源也被发现是早期B型星。剩下的（主要是低质量）成员的集群是最好的代表1 - 3百万年前的主序（PMS）人口。星团中两个亮点源和五个暗点源的HK波段光谱证实了测光结果很好地表征了它们的年轻天体（YSO）性质。因此，IRAS 19343+2026是一个年轻的星团，至少有四颗早期B型恒星被归类为年轻（10^4 - 10^5年），被一个稍微年长（1 - 300万年）的低质量YSO所包围。总之，这些结果表明，在星团形成环境中，低质量恒星先于大质量恒星形成。我们计算初始质量函数（IMF）为这个集群使用K-波段光度函数，IMF的斜率比预测的萨尔彼得的质量函数。星团的质量Mtot估计在307 Msol（从数据完整性极限）- 585 Msol（外推到棕矮星极限，假设一定的IMF）之间。
2010-05-13 astro-ph.GA
The RMS Survey: Ammonia mapping of the environment of massive young stellar objects
我们提出了对66个大质量恒星形成区的红MSX源调查确定的氨观测结果。我们利用绿岸望远镜和K波段焦平面阵列，以30角秒的分辨率，在8个角分区域内，对嵌入大质量恒星形成的位置，绘制了NH_3（1，1）和（2，2）反转辐射图。我们总共发现了115个不同的团块，其中大约三分之二与嵌入的大质量年轻恒星物体或致密的HII区域有关，而其他的则被归类为静止的。NH3峰值发射和嵌入物体的存在之间存在很强的空间相关性。我们推导出的动力学气体的温度，线宽，和NH $_3$柱密度从这些地图的空间分布，并结合这些数据与尘埃排放图，我们估计团块质量，H $_2$柱密度和氨丰度。团簇的典型质量约为1000 Msun，半径约为0.5 pc，谱线宽度约为2 km/s，动力学温度约为16-20 K。我们发现恒星形成和静止子样本的大小和质量之间没有显着差异，但是，分布图显示存在的温度和线宽梯度峰值朝向中心的恒星形成团块，而静止团块显示相对均匀的温度和线宽。维里分析表明，绝大多数团块是受引力约束的，在没有强磁场的情况下，它们可能处于全球自由降落状态。两个子样本性质之间的相似性表明，静止的团块也可能在未来形成大质量恒星，因此为研究大质量恒星前和原恒星团块的初始条件提供了极好的机会。
2015-07-08 astro-ph.GA
The RMS Survey: H2O masers towards a sample of southern hemisphere massive YSO candidates and ultra compact HII regions
内容：Red MSX Source（RMS）调查已从~2000 MSX和2 MASS颜色选择源的样本中识别出大量候选大质量年轻恒星天体（MYSO）和超致密（UC）HII区域。目的：在大样本的年轻大质量恒星中寻找H2O脉泽，并研究H2O脉泽与大质量恒星形成早期阶段的统计相关性。研究方法：我们已经使用Mopra射电望远镜对从RMS调查中确定的约500个UCHII区域和MYSO候选者进行了位置切换观测，这些区域位于190 \degr <1 < 30 \degr之间。这些观测的4 $σ$灵敏度为~1 Jy，速度分辨率为~0.4 km/s。}结果：我们已经探测到163个H2O脉泽，其中约75%是以前未知的。比较脉泽速度与RMS源的速度，确定从13 CO观测，我们已经确定了135 RMS-H_2 O脉泽协会，这相当于~ 27%的检测率。考虑到灵敏度和源选择的差异，我们发现我们的检测率与以前报道的调查基本一致。结论：我们发现UCHII地区和MYSO候选者的检测率相似，这表明微波激射活动所需的条件在恒星形成过程的这两个阶段同样可能。观察探测率与银河系中心距离的函数关系，我们发现它在太阳圈内显著增强，在6-7 kpc之间达到约37%的峰值，这与之前对UC HII区域的调查一致，可能表明存在高比例的更明亮的YSO和HII区域。
2009-09-09 astro-ph.GA
Mid and Far Infrared Photometry of Galactic Planetary Nebulae with the AKARI All Sky Survey
我们提供了857个银河系行星状星云（PNE）的中红外和远红外测光，使用来自AKARI全天巡天的数据。其中包括用红外照相机（IRC）获得的9和18 μm的通量，以及用远红外探测器（FIS）获得的65、90、140和160 μm的通量。值得注意的是，最年轻的PNe的红外光度与中心恒星的总光度相当，随后下降到~ 5102 L，其中D > 0.08 pc。这与PNE尘埃不透明度的演变，以及年轻和原始PNE的明显吸收是一致的。我们还注意到，虽然很少有证据表明，在以前的作者提出的红外/无线电通量比的演变。尘埃温度的下降与以前的研究中确定的相似，而Ly加热的水平小于谷物总能量预算的0.5。似乎有一个演变的红外过剩（IRE）的星云扩大，最大的值发生在最紧凑的PNe。
2011-02-07 astro-ph.GA
Star clusters and young populations in the dwarf irregular galaxy Leo A
我们利用斯巴鲁Suprime-Cam获得的$B$、$V$、$R$、$I$、$Hα$测光数据和HST/ACS存档$F475W$和$F814W$框架上测量的双色测光结果研究了矮不规则星系Leo A中的年轻恒星种群和星团。通过对主序星（MS）和蓝超巨星（BSG -“蓝圈”）的分析，我们研究了狮子座A星系在过去$\sim$ 2亿年的恒星形成历史。此外，我们还发现了5个低质量（$\lesssim$ 400 M $_\odot$）星团内的ACS领域。这一发现，考虑到低金属环境和尚未检测到的分子气体在狮子座A，限制恒星形成效率的估计和情景。在HI柱密度图（Hunter等，2012）中众所周知的“洞”内，我们发现了一个激波阵面（在$Hα$中很突出），这意味着一个看不见的祖先，并提醒了Warren等（2011）广泛讨论的“洞”问题。
2018-10-17 astro-ph.GA
The RMS Survey: Ammonia and water maser analysis of massive star forming regions
红色MSX源（RMS）巡天从~2000 MSX和2 MASS颜色选择源的样本中确定了~1200个大质量年轻恒星天体（MYSO）、致密和超致密HII区域的样本。我们用100米绿岸望远镜对北银道面内~600 RMS源的2,2 -24 GHz水脉泽和氨（1，1），（2，2）和（3，3）辐射进行了搜寻。我们已经确定了308个H2O脉泽，对应于~ 50%的总体检测率。摘要：我们检测到这些大质量年轻恒星中有479颗发出氨，相当于约80%。氨是高密度气体的优秀探头，使我们能够测量气体温度、不透明度和柱密度等关键参数，并提供对气体运动学的深入了解。样品的平均动力学温度、半高宽和总NH3柱密度分别约为22 K、2 km/s和2 × 10 ^{15} cm^{-2}。我们发现NH3（1，1）线宽和动力学温度与光度相关，并且发现这些参数对嵌入源的演化阶段没有潜在的依赖性，我们得出结论，所观察到的导出参数的趋势更可能是由于中心源的能量输出和/或线宽-团块质量关系。峰值H2O脉泽的速度和NH3的发射是非常好的协议彼此，这将强烈建议之间的关联致密气体和脉泽发射。此外，我们还发现嵌入源的辐射热光度与H_2O脉泽的各向同性光度也是相关的。我们得出结论，从云和水脉泽速度和辐射热和脉泽光度的相关性，有一个很强的动力学之间的关系嵌入的年轻大质量恒星和H2O脉泽。
2011-07-20 astro-ph.GA
The RMS Survey: Resolving kinematic distance ambiguities towards a sample of compact HII regions using HI absorption
我们提出了高分辨率HI数据获得使用澳大利亚望远镜紧凑型阵列解决近/远距离的模糊性对紧凑的HII地区的红MSX源（RMS）调查的样本。高分辨率的数据与低分辨率档案HI数据从南方和VLA银河平面调查提取的补充。我们解决了几乎所有的105个源的连续足够强，允许HI吸收线结构的分析距离模糊。这是确定总RMS样本距离的又一步，该样本有1，000多个大质量年轻恒星物体和紧凑的HII区域，是同类样本中最大和最完整的样本。完整的样本将允许检查银河系中大质量恒星形成的分布。
2011-11-07 astro-ph.GA
An HST/WFPC Survey of Bright Young Clusters in M31. II. Photometry of Less Luminous Clusters in the Fields
本文报道了位于M31星盘中明亮的年轻星团（蓝色球状星团）附近的89个低质量星团的性质。其中82个簇是新检测到的。我们已经确定了它们的综合星等和颜色，基于一系列哈勃空间望远镜宽视场/行星相机2的蓝色和红色曝光（HST滤波器F450 W和F814 W）。综合视星等的范围从F450 W = 17.5到22.5，颜色显示了广泛的年龄范围。所有星团的恒星颜色星等图都被获得，那些有足够明亮恒星的星团被拟合到理论等时线，以提供年龄估计。年龄从1200万年到> 50000万年不等。红化，其平均E（F450 - F814）= 0.59，离散度为0.21等，是从这些星系团的主序列拟合得出的。这些年龄和综合颜色与太阳丰度的单种群理论模型的比较表明，在测试的年龄的颜色偏移0.085等。其余集群的估计年龄是基于它们的测量颜色。年龄-频率图显示，随着年龄的增长，数量急剧下降，在检测到的最年轻和最古老的集群之间的每个年龄间隔的数量大幅减少。
2009-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The distance to the young open cluster Westerlund 2
证据表明，年轻星团Westerlund~2位于船底座方向的$d_{\odot}\sim3.0$ kpc处。这个距离部分与新的$UBVRI_c$测光和修正的星团恒星光谱分类有关，这意味着船底座方向的尘埃具有异常消光定律（$R_V\sim3.8$）的特征。这一结果是从一个多方面的方法依赖于可变消光和颜色过剩的方法。
2012-09-10 astro-ph.GA
Time series photometry and multi-wavelength characterisation of the young stellar cluster Mon R2
本文利用LCOGT多历元测光、GMOS光谱及Gaia、Pan-STARRS、Spitzer数据，对年轻星团Mon R2的成员、距离、年龄、变星和盘-自转关系进行了系统研究。
2023-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational hints of a real age spread in the young LMC star cluster NGC 1971
我们报告了一个偶然发现的年轻大麦云星系团NGC 1971，它表现出一个扩展的主序关闭（eMSTO），这可能主要是由一个真实的年龄扩展引起的。我们使用CT 1华盛顿测光产生的颜色星等图（CMD）的基准集群功能。从它的eMSTO，我们估计的年龄跨度约为1.7亿年（观测年龄范围为100- 2.8亿年），一旦观测误差，恒星双星，整体金属度变化和恒星旋转效应从观测年龄宽度中减去正交。
2017-05-23 astro-ph.GA
Two young open clusters in Cygnus and their vicinity: combining multicolor photometry with Gaia DR3 astrometry
Astronomical Observatory of Vilnius University（维尔纽斯大学天文台）；Vatican Observatory Research Group, Steward Observatory（梵蒂冈天文台研究组，斯图尔德天文台）；Vatican Observatory（梵蒂冈天文台）
研究贝克勒尔86和87星团的消光特性及其空间运动，结合多色photometry和Gaia数据确定星团年龄和质量，揭示其可能的共同起源。
2026-04-08 astro-ph.GA
Young open cluster IC 4996 and its vicinity: multicolor photometry and Gaia DR2 astrometry
利用维尔纽斯七色光度系统对天鹅座及其附近的疏散星团IC 4996进行了二维光度分类研究。通过应用基于Gaia DR 2弛豫和Gaia DR 2自行的点矢量图的距离来识别集群成员。对于一些B型星，光谱MK型也可以从Asiago光谱中获得，并从文献中收集。导出了簇的新参数。星际消光$A_V$的值范围很广，从1.3到2.4等，星团中心部分的平均值为1.8等，星团距离为1915 $\pm$ 110 pc，年龄在8-10百万年之间。该星团呈现出从早期B星到G星的长序列，其中温度低于B8的恒星处于主序前阶段。消光与距离的关系图显示，在700-800秒差距时，$A_V$急剧上升到1.6等，这可能与天鹅座大裂谷边缘的尘埃云有关。接下来在$d$ $\geq$ 1.7 kpc处增加0.8等的消光可能与天鹅座OB 1和天鹅座OB 3有关。星团IC 4996不属于天鹅座OB 1星协，它位于距离太阳更近的1682 $\pm$ 116 pc。这个星团和周围的O-B星似乎与附近的天鹅座OB 3有着共同的起源，因为盖亚的数据显示这些恒星群位于相似的距离。
2019-02-06 astro-ph.GA
Deep V and I CCD photometry of young star cluster NGC 1893 with the 3.6m DOT
由大质量恒星组成的年轻星团是研究恒星形成过程以及大质量恒星对后续恒星形成的影响的理想场所。NGC 1893是一个与HII区域Sh 2 -236相关的年轻星团。它包含大约五颗O型星和几颗早期的B型星。它位于$\sim$ 3.25千秒差距的距离，并有一个变红，E（B-V）$\sim$ 0.4马格。为了表征年轻的低质量恒星人口在集群的中心部分，我们进行了深VI波段观测的区域使用4K $\times$ 4K CCD成像仪安装在3.6米DOT。我们的分析表明，目前的数据是足够深，以检测低于$\sim$ 24马格的恒星。我们发现了光学对应的$\sim$ 220候选成员，包括年轻的恒星和未分类的集群成员从Caramazza等人（2008年）。我们使用盖亚EDR 3估计了位于星团半径内的盖亚源（大多数是G $<$ 19等的明亮恒星）的成员概率。在较暗的一端，我们使用光学色星等图（CMD）从年轻恒星样本中选择星团成员。Caramazza et al.（2012）的未分类成员候选者和X射线源也被发现是年轻的低质量恒星。总的来说，我们确定了$\sim$ 425颗年龄为$<$ 1000万年的年轻恒星，其中110颗是新的。这些恒星中的大多数似乎是星团的运动成员。通过对星系团区域内恒星的CMD进行研究，我们认为星系团在CMD的前主序星区域内有不明显的污染。在0.2 $\le$ M/M $\odot$ $\le…
2021-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The nature of G52.381-0.849 and G56.240-0.345: young stellar objects associated with extended mid-infrared emission?
本文报道了与扩展的MIR辐射有关的两颗候选共生星（IPHAS J193108.67+164950.5和IPHAS J193709.65+202655.7）的可见光谱、中红外（MIR）映射和测光以及近红外测光的结果。我们对这些源的连续体的分析表明，它们可能代表I-II类年轻恒星天体（YSO），其中大部分红外辐射来自星周盘，并且其物理特性（恒星温度，半径，质量和光度）相似。扩展发射的特征在于通量和尺寸大幅增加到更长的MIR波长。这可能是由于多环芳烃在扩展的光解离制度，集中在更紧凑的电离区域负责大部分的短波发射的排放。这种双发射结构是在许多紧凑的HII区域中观察到的特征。最后，我们注意到，云有不对称的结构和风扫形态，可以想象的冲击与外部风的相互作用的指示。在这种情况下，YSO可能位于触发恒星形成的区域。
2010-02-10 astro-ph.GA
Spectral Energy Distributions and Masses of 304 M31 Old Star Clusters
本文介绍了对邻近旋涡星系M31中304个老星团的CCD测光。其中55个星团的测光是首次获得。这些观测是作为北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）多色巡天的一部分，从1995年2月到2008年3月进行的，使用了15个覆盖3000- 10000流明的中频滤波器。详细的比较表明，我们的测光是与以前的测量。基于Caldwell等人的年龄和金属丰度以及本文的光度测量，我们通过比较它们的光度测量和恒星星族合成模型来估算星团的质量。结果表明，样品团簇的质量介于$\sim 3\times10^4 M_\odot$和$\sim 10^7 M_\odot$之间，峰位为$\sim 4\times10^5 M_\odot$。这里的质量与以前的研究结果很一致。结合Wang等人的M31年轻星团的质量，我们发现老星系团的质量峰值是年轻星系团的10倍。
2014-11-12 astro-ph.GA
Extragalactic stellar photometry and the blending problem
哈勃太空望远镜（ACS/HST）的高级巡天照相机提供的图像具有令人惊叹的空间分辨率，为0”.05/像素。因此，有可能分辨出附近星系中的单个恒星，特别是星协中的年轻蓝色恒星和最近星爆的疏散星团。这些数据对于利用星群色星等图（CMD）研究河外年轻星族是有用的。然而，即使有很好的空间分辨率，在拥挤的区域中几颗恒星的混合也会改变CMD的形状。一些混合可以在它们在恒星PSF轮廓上产生特定特征（例如异常锐度、圆度等）的情况下进行处理。但在某些情况下，混合可能难以检测，这种情况下，一对或几颗恒星处于同一视线中（例如，在同一像素中观察到）。在这项工作中，我们研究了在几个拥挤的地区，使用数值模拟和真正的ACS/HST数据的融合效果的重要性。特别是，我们评估了这种效应对CMD，光度函数（LF）和从观测中获得的红化估计的影响。
2019-03-26 astro-ph.GA
Stellar populations and star formation histories of the most extreme [OIII] emitters at $z=1.3-3.7$
随着詹姆斯·韦伯太空望远镜接近科学运行，人们对探索哈勃太空望远镜成像所能达到的红移范围有很大的兴趣。目前，测量这种早期星系存在的唯一方法是确定再电离时代系统中恒星数量的年龄。根据斯皮策测光法推断，$z\simeq7-8$星系中有相当一部分具有极强的[OIII]发射线，因此人们普遍认为这些星系是真正年轻的系统，形成于红移$z<10$，这与当时恒星形成密度迅速上升的说法一致。在这里，我们研究了光谱学确认的极端[OIII]发射体在$z=1.3-3.7$的样本，使用从[OIII]线宽和静止帧UV到近红外测光估计的动态质量来说明假设这样的系统是真正年轻的危险。对于我们的中间红移线发射器的最极端的，我们发现动态质量$10-100$倍，与一个年轻的恒星人口的质量，这是很难解释的存在下，单独的额外的暗物质或气体水库。采用非参数恒星形成的历史，我们展示了如何近红外测光的一个子集，我们的样本揭示了一个潜在的老（$>100$ MYR）人口的恒星质量是$\simeq40$倍，与负责极端线发射的星爆。没有足够的静止框架近红外测光，我们认为，它可能是过早的结论，极端线发射体在再电离时代的低质量系统，形成在红移低于$z\simeq10$。
2022-05-04 astro-ph.GA
Properties of young star cluster systems: the age signature from near-infrared integrated colours
JHK最近对几个大设计螺旋星系的研究显示，它们的星团系统和恒星形成复合体在颜色-星等和颜色-颜色图中呈双峰分布。在与包含气体的恒星星族模型的比较中，（J-H）与（H-Ks）图显示，嵌入的星团仍然沉浸在它们的母体气体和尘埃云中，通常比更老的星团具有更红的（H-Ks）颜色，后者的气体和尘埃已经被喷出。这种双峰行为在颜色-星等图MK vs（J-Ks）中也很明显，其中最亮的集群分裂成两个序列，将年轻的集群与较老的集群分开。此外，无红化指数Qd =（H-Ks）-0.884（J-H）与年轻星团的年龄相关，从而提供了区分嵌入星团和老星团的有效方法。我们的目标是研究这些光度指数的星团系统在本地组的行为。我们调查的有效性，在不同年龄的集群在其早期进化阶段的QD指数排序。对年龄小于1亿年的星团进行了表面测光。一些集群，特别是嵌入的，首次使用这种方法进行了研究。从当地集团中人口最多的集群/复合体的表面光度测量中提取的综合星等和颜色显示了颜色-颜色和颜色-星等图中预期的双峰分布。特别是，我们确认的指标QD作为一个强大的工具，用于区分集群年轻约700万年从老集群。（节略）
2013-04-11 astro-ph.GA
The distance to the young cluster NGC 7129 and its age
利用维尔纽斯七色星表中V = 18.8等的159颗恒星的中波段测光结果，研究了尘埃云TGU H645 P2和嵌入其中的年轻疏散星团NGC 7129。本文给出了155颗星的消光A_V与距离的关系图，这些星都是从现有星表和以前的星表中按二维分类得到的。消光值在0.6 ~ 3.4星等之间，而位于星云致密部分方向的红巨星，其红外消光值可达AV = 13星等，到星云（和星团）的距离为1.15千秒差距（真实距离模为10.30星等）。为了确定NGC 7129的年龄，将光谱类别为B3至A1的6个星团成员的光度-温度图与比萨前主序演化轨迹和Palla出生线进行了比较。这个星团的年龄可以达到300万年，但恒星的形成一直持续到现在，这一点可以从2 MASS、斯皮策和WISE红外巡天的测光中发现的许多年轻的主序前天体中得到证明。
2013-12-04 astro-ph.GA
A sample of relatively unstudied star clusters in the Large Magellanic Cloud: fundamental parameters determined from Washington photometry
为了扩大大麦云（LMC）中已被研究的星团的样本，我们对位于LMC内外盘的23个大部分未被研究的星团进行了T1 ~ 23的CCD Washington CT 1测光。我们根据恒星数量估算了星团半径。使用集群华盛顿（T1，C-T1）的颜色星等图，统计清洗场星污染，我们推导出集群的年龄和金属丰度与理论等时线的帕多瓦组的比较。只要有可能，我们还使用delta_T1（红巨星团块和主序列关闭之间的星等差异）推导年龄，并从标准的巨星分支程序中估计金属丰度。我们通过添加具有已公布年龄的聚类来扩大我们的样本，并通过应用相同的方法以类似的规模确定金属丰度。我们研究了它们在LMC中的位置，年龄和金属丰度之间的关系。我们发现，这两种方法的年龄和金属丰度的确定彼此吻合。14个星团为中等年龄（1-2 Gyr），[Fe/H]值为-0.4 ~-0.7。剩下的9个星团都比1 Gyr年轻，金属丰度在0.0到-0.4之间。我们的23个集群代表了使用华盛顿光度学研究的LMC集群的当前总量的~ 30%的增加。与以前的研究一致，我们没有发现金属丰度梯度的证据。我们还发现，年轻的集群形成更接近LMC中心比老的。
2013-05-31 astro-ph.GA
Mortality and dust expulsion in early phases of stellar clusters. Evidence from NIR photometry of nearby, spiral galaxies
通常认为，年轻的星团会有很大的婴儿死亡率，这部分与来自热恒星和超新星的辐射压力造成的早期尘埃和气体的排出有关。近红外（J-K）-Mk图的年轻星团在附近的旋涡星系显示出双峰分布，这是符合快速下降的内在消光在早期的时代。颜色-星等图（CMD）中的独特特征和最年轻的星团颜色的快速变化使我们能够对它们的早期演化阶段进行限制，包括由气体和尘埃排出引起的灭绝减少的时间尺度。采用幂律分布函数g（M，t）~ M^at ^gam对团簇总体进行了蒙特卡罗模拟。集成颜色由Starburst 99模型计算。模拟的近红外CMD与观测到的六个大设计，螺旋星系使用统计拟合优度检验。CMD表明年轻的大规模团簇具有显著的死亡率，gam = -1.4 +-0.5。高的初始消光系数Av = 8- 11 m和强的星云发射是再现团的双峰色分布所必需的。一个延长的恒星形成阶段长于5万年的建议。星系团内部消光的减少开始于它们活跃的恒星形成期间，并持续5-10百万年。
2013-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep, multi-band photometry of low-mass stars to reveal young clusters: a blind study of the NGC 2264 region
我们的目标是测试一个纯粹的光度的方法，以统计识别一个年轻的集群人口嵌入在一个大的人口领域的明星，没有事先的知识，在该领域的明星的性质。我们对NGC 2264区域进行了盲测研究，该区域拥有一个著名的年轻星团。我们选择了一个大的（4平方米）。（摄氏度）NGC 2264星团周围的区域，并从先前存在的大规模调查中收集了一个广泛的r，i，J星表。然后，我们绘制了恒星颜色轨迹，（i-J，r-i）图选择M型恒星，它们：i）构成银河系恒星星族的重要部分; ii）表现出从PMS到MS的最强光度演化; iii）具有r，i，J颜色特性，提供了一个直接的和经验的估计A_V。型恒星作为A_V的函数，使我们能够探测我们的领域的结构和恒星的内容。我们可以确定两个不同的人口：一个分散的领域人口和集群人口。掩星物质的存在，在空间上与聚集的人口有关，使我们能够估计它的距离（800-900 pc）和年龄（~0.5- 500万年），与NGC 2264恒星形成区的文献参数一致。提取的聚类人口表现出层次结构，在良好的协议与NGC 2264亚区在文献中报道。我们选择的集群成员是一致的NGC 2264集群的文献普查约95%的对象的内部区域的领域，在我们的样本中的场星的污染率只有2%。这里测试的方法可以很容易地应用到像泛星和未来的LSST调查进行第一次完整的人口普查的低质量，年轻的恒星种群下降到几个千秒差距的银河系平面。
2018-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
SEDBYS: A python-based SED Builder for Young Stars
光谱能量分布（SED）是分析年轻恒星观测数据的主要和补充工具。然而，整理，检查和通量转换档案测光和光谱学的过程中建立光谱能量分布的年轻恒星可以是耗时的。在这里，我介绍SEDBYS（Spectral Energy Distribution Builder for Young Stars），一个基于Python的命令行工具库，用于（i）查询在线光度和光谱目录以及分布式档案光度数据库，（ii）使用零点查找表对获取的数据进行通量转换，（iii）实现SED的目视检查，以及（iv）处理簿记以整理bibTeX格式的参考文献。该代码通过git分发，并配备了额外的工具，使用户能够将现有或即将推出的目录添加到查询的源列表中，确保SEDBYS作为恒星形成社区的工具的寿命。
2021-04-08 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Hunting for UVdim stars in Galactic Open clusters. Clues from ultraviolet photometry
本研究结合Swift/UVOT、SkyMapper和Gaia测光数据，在35个年轻银河系疏散星团中搜寻UVdim恒星，发现该类恒星极为罕见，仅在5个系统中找到候选者，表明麦哲伦云星团与银河系星团可能存在差异。
2025-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing circumstellar disk lifetimes in young embedded clusters associated with the Vela Molecular Ridge
上下文船帆座分子脊包含了许多处于同一演化阶段的年轻星团。目标。本工作的主要目的是测试是否与恒星周围的磁盘在船帆座分子脊的云D的集群的样本中的成员的分数，是一致的关系得出的较大样本的星团的年龄分布。此外，我们还想限制与云D有关的年轻嵌入星团的年龄。方法.我们进行了L（3.78微米）测光的图像上的六个年轻的嵌入星团与云D船帆座分子岭，采取了ISAAC在VLT。这些数据与可用的HKs光度测量进行了补充。这6个星团的大小大致相同，似乎处于同一个进化阶段。在每个星团中，通过计算在颜色-颜色（HKSL）图中显示近红外过量的源的比例，测量了具有拱星盘的恒星的比例。结果L测光使我们能够识别与星团相关的IRAS源的NIR对应物。在6个星团中，具有拱星盘的恒星比例在误差范围内似乎是恒定的。有迹象表明，对于质量最大的恒星，这一点要低一些。星团的年龄被限制在1-2百万年。结论.在观测样本中，具有拱星盘的恒星所占的比例与从更大的星团样本中得出的关系以及对云D的其他年龄估计是一致的。对于质量最大的恒星，这个比例可能更低。我们的研究结果同意的情况下，所有中等和低质量的恒星形成的磁盘，其寿命较短的高质量的恒星。
2010-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Quiescent and active phases in Be stars: A WISE snapshot of young galactic open clusters
利用BEDISK/BERAY程序模拟了星盘系统的近红外光度学，成功地描述了文献中广泛研究的5个年轻疏散星团NGC 663、NGC 869、NGC 884、NGC 3766和NGC 4755中Be星的WISE光度学特征。WISE测光允许以前已知的Be星被检测到，并找到新的Be候选者，可以通过光谱确认。Be星在WISE颜色星等图中的位置将它们分为两组：活动（Be星拥有发达的星周盘）和静止物体（Be星处于无盘阶段），这样，我们可以探索在这些不同阶段观察到恒星的频率。在大多数活跃的变Be星中观察到的变化与盘耗散相兼容。我们发现在所研究的疏散星团中有50%的Be星处于活跃阶段。我们可以解释这是因为Be星有一半的时间都有一个发达的星周盘。在CMD中具有发达盘的Be星的位置需要与文献中最近报道的值一致的质量损失率。对于这些物体，如果倾角已知，我们期望Hα线的等效宽度和盘的质量之间有紧密的关系。此外，在星团中Be星的近红外测光具有潜在的有用的测试是否有一个优先视角。
2017-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
New $ubvri$ photometry of 234 M33 star clusters
这是我们系列的第二篇论文。本文给出了M33视场内234个星团的$UBVRI$测光结果。对于这些星团中的大多数，在以前的研究中只有两个波段有测光。这些星团的光度测量是使用本地星系团巡天的档案图像进行的，它覆盖了M33长轴上0.8度的$^2$。详细的比较表明，在一般情况下，我们的测光是一致的，与以前的测量，特别是，我们的测光是在良好的协议与Zloczewski和Kaluzny。结合以往的星团光度学研究，我们得到了一些结果：M33最年轻的星团（$\sim 10^7$ yr）没有一个质量接近$10^5$ $M_{\odot}$;与简单恒星星族模型的比较表明，M33星团的年龄范围很大，有些与银河系球状星团一样老。
2013-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Massive open star clusters using the VVV survey V. Young clusters with an OB stellar population
欧洲南方天文台在Vía Láctea（VVV）的VISTA变星公开调查对银河系凸起和超过526平方度的盘的邻近部分的深多历元测光做出了贡献。由于这项调查，报告了100多个集群候选者。我们提出了一系列论文中的第五篇文章，重点是在VVV调查中发现的年轻和大规模集群。在本文中，我们提出了五个星团的物理特性与光谱证实的OB型恒星星族。为了表征簇，我们使用了近红外测光（$J$，$H,$和$K_S$）从VVV调查和近红外$K$波段光谱从ISAAC在VLT，以下的方法在以前的文章中提出的系列。我们样本中的所有星系团都非常年轻（年龄在1- 2000万年之间），它们的总质量在$(1.07^{+0.40}_{-0.30})\cdot10^2$ $M_{\odot}$和$(4.17^{+4.15}_{-2.08})\cdot10^3$ $M_{\odot}$之间。我们观察到星团总质量$M_{ecl}$与其最大质量恒星成员$m_{max}$的质量之间的关系，即使是年龄为$<$ 1000万年的星团。
2016-02-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Do you know the extinction in your young massive cluster?
直到大约1亿年前，大质量的星团仍然被大量的气体和尘埃所淹没，灭绝的程度相当不均匀。同时，大颗粒（冰？）由II型超新星产生的暗物质深刻地改变了星际介质（ISM），从而导致了与弥漫性ISM非常不同的消光性质。为了获得恒星的物理意义的参数，从基本光度和有效温度到质量和年龄，我们必须理解和测量局部消光定律。这个问题影响到他的书中讨论的所有大规模年轻星系团。我们已经开发了一个强大的方法，明确地确定在整个集群领域的统一方式的消光定律，使用多波段测光的红巨星属于红团（RC）。在大麦云星云中，每弧分大约有20颗RC星^[2]，我们可以很容易地在测光的整个波长范围内得到一条可靠的、自洽的绝对消光曲线。在这里，我们提出了蜘蛛星云（30多尔）的消光定律，基于哈勃蜘蛛宝库项目的一部分观察到的数千颗恒星。
2015-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Census of young stellar population in the Galactic H II region Sh2-242
我们在这里提出的识别和表征的年轻恒星星族与一个活跃的恒星形成网站Sh 2 -242。我们使用了我们自己新的光学成像和光谱观测数据，以及几个档案目录，例如，Pan-STARRS 1、$Gaia$ DR 2、IPHAS、WIRCam、2MASS和$Spitzer$。狭缝光谱结果证实了主电离源BD+26 980是一颗光谱类型为B 0.5 V的早型星，其分光光度距离估计为2.08 $\pm$ 0.24 kpc，证实了该源是星团的一员。用$H$和$K$测光法产生覆盖大面积（直径$\sim$ 50“）的消光图。从地图上，三个不同的位置的峰值消光复合物（$A_{V}$ $\simeq$ 7 $-$ 17等）被确定为第一次。使用红外颜色过量，共有33个I类和137个II类年轻物体被分类在该区域内。IPHAS测光揭示了36 H PDMATHAMV发射源的分类，可能是II类天体。在36个H $α$发射源中，已经使用红外过量发射识别了5个。在这项研究中，总共有201个年轻天体被归类为S242。年轻源的成员状态进一步通过包含来自$Gaia$ DR 2星表的视差窗口化。使用光学和红外色星等图，年轻恒星天体的平均年龄为$\sim$ 1百万年，质量范围为0.1 $-$ 3.0 $M_\odot$。人口普查的恒星内容在该地区进行了讨论，结合光度和光谱数据。
2020-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Age and mass studies for young star clusters in M31 from SEDs-fit
本文介绍了M31中年轻星团的测光方法。这些星团是1995年2月至2008年3月北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）多色巡天观测的一部分。包括这些星团的BATC图像是用15个覆盖3000- 10000毫微米的中频滤波器拍摄的。结合2 μ m全天巡天的远、近紫外、宽波段$UBVRI$、SDSS $ugriz$和红外$JHK_{\rm s}$测光资料，得到了1538-20000 nm波段的精确光谱能量分布（SED）。我们通过比较它们的SED与恒星种群合成模型，得出这些星团的年龄和质量。我们的结果与以前的测定结果是一致的。年轻星团的年龄和质量的平均值（$<2$ Gyr）分别约为3.85亿年和$2\times 10^4 {M_\odot}$。在年龄分布中有两个明显的峰值，最高峰值在年龄$\sim$ 6000万年时，第二峰值在25000万年左右，而质量分布在$10^4 {M_\odot}$附近显示出单峰。一些年轻的星团的两体弛豫时间大于它们的年龄，这表明这些星团没有很好的动力学弛豫，因此没有建立热平衡。在10 kpc环和外环周围有几个区域显示出年轻星团的聚集，这表明年轻星团的分布与M31的恒星形成区域有很好的相关性。年轻的大质量星团（年龄$\leq 100$ Myr，质量$\geq 10^4 {M_\odot}$）在环分裂区域附近显示出明显的聚集，这表明最近有一个卫星星系（M32）通过M…
2012-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of binarity and stellar rotation in the split main sequence of NGC 2422
除了在年轻和中等年龄（约6亿年-2千兆年）的星团中广泛发现的扩展主序列关闭外，一些年轻的星团甚至表现出分裂的主序列（MS）。不同的恒星自转速率被提出来解释分叉的MS模式，红色和蓝色MS（rMS和bMS）分别由快速和缓慢旋转的恒星组成。利用盖亚早期数据第三版的测光，我们报告了一个银河系疏散星团，它有一个分叉的MS，NGC 2422（~ 9000万年）。我们排除的可能性，分叉MS模式是由光度噪声或微分红化。我们的目标是研究恒星旋转是否可以解释分裂MS。我们使用加拿大-法国-夏威夷望远镜和南部非洲大望远镜观测到的光谱，并直接测量v sin i，投影旋转速度，为bMS和rMS中的恒星。我们发现，它们的v sin i值与它们在色星等图中的位置相关性很弱，因为大部分RMS星的低投影旋转速度造成的污染。基于光谱能量分布拟合的方法，我们认为这些缓慢旋转的恒星可能隐藏着一个双星伴星，这打破了预期的v sin i色相关。未来的时域研究重点是这些缓慢旋转的恒星是否是径向速度变量是至关重要的，以测试恒星旋转和双星在产生分裂MS的作用。
2022-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Berkeley 51, a young open cluster with four yellow supergiants
被严重遮蔽的疏散星团Berkeley~51显示出年轻大质量星团的典型特征，尽管之前的一些研究表明年龄更大。我们结合光学（$UBV$）和2 MASS测光的集群领域与多目标和长缝光谱的大样本的恒星。我们应用经典的光度分析技术来确定红化的集群，然后通过等时线拟合得到集群参数。我们发现了大量的B型恒星，其主序星在B3 $\,$ V处关闭，以及大量光谱类型从F到M的超巨星。我们使用中分辨率光谱的演变冷恒星，以获得他们的恒星参数，并找到一个基本上太阳铁丰度。在我们的测光到达仍然靠近ZAMS的恒星的合理假设下，该星团位于$d\approx5.5\:$ kpc，年龄为$\sim60\:$ Ma，尽管不能排除一个稍微年轻和更遥远的星团。尽管等时线的拟合很好，但演化的恒星似乎位于CMD的位置，远离恒星轨迹预测氦燃烧发生的位置。特别令人感兴趣的是四颗黄超巨星的存在，两颗在上升分支上，另外两颗靠近或位于不稳定带内。
2018-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The low-mass population in the young cluster Stock 8: Stellar properties and Initial Mass Function
HII区域/超壳层的演化可以在其外围触发新一代的恒星/星团，环境条件可能会影响初始质量函数，盘演化和恒星形成效率。在本文中，我们研究了年轻星团Stock 8中的恒星含量和恒星形成过程，该星团本身被认为是在超壳层膨胀过程中形成的。我们介绍了深光学测光以及UKIDSS和Spitzer-IRAC的JHK和3.6，4.5 μm测光。我们使用多色标准来识别该地区的候选年轻恒星对象。使用进化模型，我们得到一个中位数日志（年龄）的~6.5（~3.0百万年）与观察到的年龄分布的~0.25德克斯集群。根据对光度不确定性、微分红化、二值性和变异性的估计，对种群8的蒙特卡罗模拟表明，这些不确定性引入了约0.15 dex的年龄分布。集群中的固有年龄分布约为0.2 dex。年轻的恒星天体被盘包围的比例约为35%。Stock 8的K波段光度函数类似于梯形星团。库存8的IMF在>0.5 Msun处具有类似萨尔彼得的斜率，并且IMF在~0.4 Msun处具有峰值，低于该峰值下降到亚恒星区域。虽然Stock 8被几颗大质量恒星包围，但由于星团周围的大质量恒星非常接近，因此似乎没有严重的IMF环境效应。
2016-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical Masses of Young Stars II: Young Taurus Binaries Hubble~4, FF~Tau, and HP~Tau/G3
检验恒星演化模型的最有效方法之一是测量一定温度范围内双星系统的动力学质量。本文用VLBI方法计算了金牛座三个年轻K+M双星系统（Hubble~4，FF~Tau和HP~Tau/G3）的轨道。我们获得了精确的天体测量与HST/WFC 3，光学光度测量与WIFeS的ANU 2.3米望远镜。我们适合轨道解和动力学质量的不确定性为1-5%的三个二元系统。哈勃4的光谱、光度和质量与双星系统不一致，这表明它可能是一个主要组成部分由两颗恒星组成的三重系统。对于HP~Tau/G3和FF~Tau，由SED确定的组分温度和光度导出的模型质量与动力学质量一致，但向较大的模型质量有较小的偏移。我们发现这些系统的主要组成部分的模型年龄为$\sim$ 3百万年，但发现第二次出现年轻的两倍。这些估计也不同意物理关联的G型恒星HP~Tau/G2的年龄，根据相同的模型，它更老（$\sim$ 500万年）。这种差异相当于在给定的模型年龄下，K/M型恒星的光度低于预测值0.1-0.2 dex，或温度高于预测值100-300 K。我们解释这是对流星主序前演化轨迹中存在系统误差的进一步证据。我们的研究结果加强了从HR图上的M型成员的位点确定的年轻群体的年龄可能需要向上修正。
2019-11-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
