Embedded Clusters
在过去的十年中，在分子云尺度上进行的恒星形成研究有所增加，主要是由于部署了大量灵敏的红外望远镜和仪器。嵌入式星系团长期以来被认为是分子云中相干恒星形成的基本单元，现在人们发现它优先居住在数十秒差距的星系团复合体中。本章概述了这些复合物中嵌入的星团和复合物本身的一些重要性质，以及将恒星形成视为分子云尺度过程而不是星团尺度上的孤立过程的含义。
2018-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Properties of X-ray Luminous Young Stellar Objects in the NGC 1333 and Serpens Embedded Clusters
本文给出了NGC 1333嵌入星系团的Chandra X射线数据，并结合已有的Chandra数据、Spizer测光和NGC 1333和Serpens North星系团的地基光谱，详细研究了两个离太阳最近的嵌入星系团的X射线性质。在NGC 1333中，总共有95个星团成员在X射线中被探测到，其中54个是以前用斯皮策确定的。在斯皮策源中，我们检测到23%的I类原恒星，53%的平谱源，52%的II类，和50%的过渡盘YSO。确定了41个第三类成员，使确定的YSO总数达到178个。比较了NGC 1333和巨蛇座星云团的X射线光度函数（XLF），并与猎户座星云团进行了比较。在此基础上，我们得到了巨蛇座星系团的一个新的距离为360+22/-13 pc。X射线光度被发现依赖于热光度在以前的研究中的其他集群，而Lx主要取决于恒星的表面积。在NGC 1333星系团中，III类源在给定的表面积上有较高的X射线光度。我们还发现NGC 1333的X射线光度在M0和K7光谱类型之间有跳跃的证据，我们推测这可能是由于K星中存在辐射区。NGC 1333的气柱密度与消光比为N_H = 0.89 +/- 0.13 x 10^22 A_K，这低于标准ISM的预期值，但与之前在巨蛇座云核中发现的结果相似。
2010-05-28 astro-ph.SR
Dynamical Evolution of Young Embedded Clusters: A Parameter Space Survey
本文研究嵌入式星团的动力学演化从原星团阶段，通过嵌入式恒星形成阶段，并在10万年的年龄-后，气体已被删除的集群。年轻星团的相关动力学性质进行了探讨，在广泛的可能的恒星形成环境使用N体模拟。许多实现的等效初始条件是用来产生强大的统计描述集群的演变，包括集群的约束分数，径向概率分布，以及近距离相遇的距离和速度的分布。这些集群的属性作为一个函数的参数描述的集群的初始配置，包括初始集群成员N，初始恒星速度，集群半径，恒星形成效率，嵌入气体扩散时间，和原始质量分离的程度。这个参数空间调查的结果，其中包括约25,000模拟，提供了一个统计描述的集群演化作为初始条件的函数。我们还提出了一个汇编的FUV辐射场提供这些相同的集群环境。从这项研究的输出分布可以与其他计算相结合，如磁盘光蒸发模型和行星散射截面，以确定集群环境的影响，参与行星形成的过程。
2009-10-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
First embedded cluster formation in California molecular cloud
我们对LkHa 101嵌入星系团及其邻近的85 arcmin * 60 arcmin区域进行了多波长观测。LkHa 101嵌入星团是加利福尼亚分子云（CMC）中第一个也是唯一一个重要的星团。这些观测结果表明，LkHa 101嵌入星系团正好位于两条暗条的投影相交区域。其中一条是CMC的最高密度部分，另一条是新发现的具有低密度气体排放的细丝。在投影相交处，我们发现了连接两条细丝速度的桥接特征，并确定了V形气体结构。这与两个细丝相互碰撞的情况一致。利用500米口径球面射电望远镜（FAST），我们测量到LkHa 101 H II区的RRL速度为0.5 km/s，这与CMC暗条的速度分量有关。此外，还有一些YSO分布在交叉区域之外。我们认为，云-云碰撞和主暗条的碎裂可能在星系团的YSO形成中起着重要作用。
2020-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas expulsion in highly substructured embedded star clusters
我们调查的反应，最初亚结构，年轻，嵌入星团的瞬时气体驱逐他们的出生气体。我们引入原始子结构的恒星和气体的恒星形成过程的简单建模，以获得各种子结构分布在我们的建模恒星形成区域。我们表明，通过单独测量恒星的维里比（完全忽略气体），我们可以估计有多少质量的星团将保留气体驱逐后，在10%的精度，无论多么复杂的背景结构的气体，我们提出了一个简单的分析配方描述这种行为。我们发现，星团的演化，而仍然嵌入在出生气体，和气体的行为被驱逐之前，是至关重要的过程，影响的时间尺度上的集群可以演变成一个维里化的球形系统。具有高水平子结构的嵌入星团在较长时间内是亚维里的，使它们能够比维里化和球形系统更好地经受住气体驱逐。通过使用比我们以前的研究更现实的背景气体处理，我们发现很难摧毁年轻的气体驱逐团簇。我们的结论是，气体的去除可能不是年轻星团溶解的罪魁祸首。
2018-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distributions of Short-Lived Radioactive Nuclei Produced by Young Embedded Stellar Clusters
银河系中大多数恒星的形成都发生在星团中，其中最大质量的成员可以影响其他太阳系的性质。本文考虑了星团如何通过超新星爆炸的核浓缩来影响恒星形成和形成行星系统，其中大质量恒星将短寿命的放射性核（SLR）传递到当地环境。这些原子核的衰变导致加热和电离，从而影响盘的演化，盘的化学，以及伴随的行星形成过程。核浓缩可以在两个空间尺度上发生：[1]在星团本身（$\ell\sim1$ pc）内，SLR被传递到与其他星团成员相关的星周盘。[2]在下一个更大的尺度（$\ell\sim2-10$ pc）上，SLR被注入背景分子云;这些原子核为附近的恒星形成区域和下一代盘提供加热和电离。对于第一种情况，我们构建了嵌入式集群提供的放射性富集水平的预期分布。星团可以解释早期太阳星云的SLR质量分数，但典型的SLR丰度要低$\sim10$倍。对于第二种情况，我们发现，分布富集的SLR分子云导致可比的丰度。对于直接和分布式富集过程，$^{26}$ Al和$^{60}$ Fe的质量传递到各个拱星盘通常落在$10-100pM_\odot$（其中$1pM_\odot=10^{-12}M_\odot$）的范围内。由SLR引起的相应电离速率通常落在$ζ_{SLR}\sim1-5\times10^{-19}$ sec $^{-1}$的范围内。该电离率小于由于宇宙射线引起的电离率，$ζ_{CR}\sim10^{-17}$ sec…
2014-05-20 astro-ph.SR
New Galactic embedded clusters and candidates from a WISE Survey
我们使用WISE图像进行了新的红外星团，恒星群和候选者的搜索，这些图像对尘埃发射星云非常敏感。我们报告发现了437个嵌入式星团和恒星群，这些星团和恒星群在恒星和星云组成部分中都显示出各种各样的结构。观察到成对或小的集群，表明在早期形成阶段的多代。由此产生的星表提供了银河系和赤道坐标，以及所有天体的角度大小。本文用2MASS光度法详细研究了一个由14个团簇组成的代表性测试子样品的性质。色星等图和径向密度分布表明它们是星团。在$145^\circ\,\leq\,\ell\,\leq 290^\circ$和$-25^\circ\,\leq\,b\,\leq 20^\circ$范围内发现了437个新天体，它们似乎是未来研究恒星团簇形成及其早期演化的主要天体来源。WISE是一个强大的工具，可以进一步探测整个磁盘中非常年轻的集群。
2014-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-infrared study of new embedded clusters in the Carina complex
我们分析的性质，我们发现投射在船底座复杂的恒星过密度的样本。本研究以2 MASS测光为基础，对场星进行测光去污，绘制本征色-星等图J $\times$（J-Ks）、色-色图（J-H）$\times$（H-Ks）和径向密度分布图，以确定最佳候选星的结构和主要天体物理参数。作为嵌入式群集的过密度验证需要与PMS内容和MS星（如果有）一致的CMD。从这些结果中，我们能够验证它们是否实际上是嵌入式集群。总体而言，结果是有益的：在101个高密度的样本中，分析提供了15个候选者，其中3个先前被归类为集群（CCCP-Cl $\,$ 16，Treasure Chest和FSR $\,$ 1555），其余12个是提供重要结果的发现，年龄不超过4.5 $\,$ Myr，距离与所研究的复杂。大多数候选者的差异红化值相对较高，证实这些星团仍然（部分或全部）嵌入周围的气体和尘埃中，通常在壳层内。还制作了质量、年龄和距离分布的直方图，以概述结果。我们的结论是，所有12个新发现的嵌入集群有关的隆突复合体。
2018-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing Embedded Stellar Populations in Clusters and Galaxies using Molecular Emission: Methanol as a Signature of the Low-Mass End of the IMF
大多数低质量的原恒星形成于星团中，特别是高质量的星团;然而，低质量的恒星如何形成于高质量的星团中以及质量分布是什么，在我们自己的银河系和其他地方仍然是悬而未决的问题。为了从观测上了解形成嵌入式低质量原恒星的人口，我们建议使用分子外流作为示踪剂。因为外流的辐射与质量成比例，低质量的原恒星和它们的高质量表亲之间的有效对比度大大降低。特别地，低质量团簇在338.4GHz（J = 7_0 - 6_0A+）处的甲醇发射谱图说明了这种跃迁是对低质量团簇粒子数的一种很好的探测.在这里，我们提出了一个模型的形成集群甲醇排放分配到每个嵌入式低质量原恒星。由此产生的甲醇排放的模型图像进行比较，最近ALMA观测到一个高质量的集群和相似性是惊人的：玩具模型再现的观察，以优于两个因素，并表明，约50%的总流量起源于低质量的流出。未来对该模型的微调最终将使其成为解释我们银河系内遥远区域嵌入的低质量人口的工具，并最终成为高红移星暴星系，不仅是甲醇排放，还包括水和高J CO。
2015-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The physics and modes of star cluster formation: observations
星团诞生于寒冷的尘埃分子云中，最年轻的星团不同程度地嵌入尘埃暗分子物质中。这样的嵌入式集群可以被认为是原集群系统。最深埋的例子是如此严重地被灰尘掩盖，以至于它们只能在红外波长下可见。这些嵌入的原星团构成了最近的实验室，可以直接进行团簇形成和早期演化的物理过程的天文学研究。我回顾了目前的经验知识有关嵌入式集群系统和讨论的影响，了解他们的形成和随后的演变产生绑定星团。
2009-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical properties of embedded clusters in ATLASGAL clumps with HII regions
本研究通过最优采样模型合成含HII区的ATLASGAL团块的嵌入星团，考虑年龄弥散与不同恒星形成历史，发现吸积光度对低质量HII团块总热光度贡献显著，指出需进一步探究更多物理过程以解释其光度超出现象。
2024-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Statistical study for binary star evolution in dense embedded clusters
Helmholtz-Institut für Strahlen- und Kernphysik, Universität Bonn（波恩大学赫尔姆霍兹射线与核物理研究所）；Astronomical Institute, Faculty of Mathematics and Physics, Charles University（查理大学数学与物理学院天文研究所）
研究通过N体模拟探讨嵌入星团中双星的早期演化，揭示绑定能量和轨道周期对双星生存与破坏的关键作用。
2026-02-02 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
The state of globular clusters at birth: emergence from the gas-embedded phase
本文讨论了De Marchi，Paresce & Pulone等人报道的团簇浓度c与现今质量函数（PDMF）斜率α之间的相关性的来源。这种关系可以从普适的初始条件中重现，并结合一些随时间改变团簇结构和质量函数的动力学机制，或者它必须在团簇寿命的早期出现，例如在团簇形成的气体嵌入阶段。分别用MOCCA和NBODY 6程序对球状星团的演化进行了Monte Carlo和N体模型的组合，我们探索了一些可能影响观测到的关系的动力学机制.对于这里考虑的初始条件的范围内，我们的结果是一致的一个普遍的初始二元分数\approx 10%（这并不，但是，排除100%）和一个普遍的初始恒星质量函数类似的标准Kroupa分布。在c-α关系中观察到的大部分色散可以归因于两体弛豫和银河潮汐。然而，动力学过程本身不可能复制的浓度分散，我们需要至少有一些初始浓度和总集群质量之间的相关性。我们认为，这一趋势的起源可能与集团演化的气体嵌入阶段有关。
2014-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The difficult early stages of embedded star clusters and the importance of the pre-gas expulsion virial ratio
我们研究气体驱逐的影响，最初的子结构分布的恒星。我们进行N体模拟这些分布在静态背景势的演变，以模仿气体。我们立即移除静电势来模拟气体排出。我们发现，集群的确切动力学状态起着非常强大的作用，影响集群的生存，特别是在早期：他们可能会被完全摧毁或只有微弱的影响。我们发现，知道详细的动力学和相对的恒星气体分布可以提供一个很好的估计后气体驱逐状态的集群，但即使知道这些是不是一个绝对的方式来确定生存或其他集群。
2015-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The tricky line of sight towards Cygnus-X: The [DB2001] CL05 embedded cluster as a pilot case
最近的大质量恒星形成复合体天鹅座-X被广泛用作恒星团簇形成和反馈过程的实验室，其隐含的假设是其所有组成部分大致位于相同的距离。我们提出了一个多波长的研究，在天鹅座-X南部的15'× 15'领域，其中涉及集群恒星形成的不同组件是重叠的。初步结果表明，Berkeley 87和[DB2001] CL 05星团实际上位于非常不同的距离，使之前关于它们之间物理相互作用的说法无效。这表明了在团簇形成研究中，特别是在天鹅座X中，仔细处理消光和距离计算的重要性。
2019-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Filamentary Accretion Flows in the Embedded Serpens South Protocluster
理解恒星如何在星团中形成的一个难题是质量的来源--在第一颗恒星诞生之前，所有的质量都到位了吗？还是有一个延长的时期，当星团吸积物质时，这些物质可以持续地为恒星形成过程提供燃料？我们使用多线光谱调查的南部灯丝与巨蛇座南嵌入集群形成区域，以确定质量是否是吸积到集群上的灯丝，吸积率是否显着。我们的分析表明，材料沿着细丝的长轴以~ 30 Msol/Myr的速率流动（从沿着细丝的N2 H+速度梯度推断），并以~ 130 Msol/Myr的速率径向收缩到细丝上（从HNC自吸收推断）。这些吸积速率足以以类似于星团中当前恒星形成速率的速率为中心星团提供质量。因此，丝状吸积流可能是非常重要的正在进行的演变，这个集群。
2013-01-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the existence of young embedded clusters at high Galactic latitude
对Camargo等人（2015，2016）在银河系高纬度地区确定的9个推定的年轻星团的光度和恒星计数数据进行仔细分析，发现这些星团中没有一个包含早期型恒星，并且大多数都没有明显的密度增强。[2]这些恒星群中恒星的质量颜色与未变红的晚型矮星和巨星的颜色相匹配，这与（大多数）薄盘天体的污染所预期的一致。仅使用典型的高纬度前景星模拟这样一个场，产生了一个颜色-星等图，与Camargo等人（2015，2016）构建的非常相似，作为其年轻群体的证据以及推导其红化和距离的方法。虽然有些场与星系团重合，但我们必须得出结论，没有证据表明假定的星系团是非常年轻的恒星群。
2017-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical evolution of stars and gas of young embedded stellar sub-clusters
我们提出了年轻的嵌入星团的动力学演化的模拟。我们的初始条件直接来自X射线，红外线和无线电观测的本地系统，我们的模型同时发展气体和恒星。我们的区域开始于恒星的集群和扩展分布，以及气体分布，除了恒星子集群周围的气体外，还可以包括一个对流结构。我们发现，该地区成为球形，单片，和光滑相当快，和动力学演化是由恒星之间的引力相互作用。在没有恒星反馈的情况下，气体会缓慢地移出我们区域的中心，但在团簇形成的最早阶段，对恒星的运动没有显著的影响。我们的模型在以后的时间是一致的，在当地附近的类似地区的观察。我们的结论是，年轻的原星团的演化是相对不敏感的初始条件的合理选择。更现实的模型，如双星和多星的初始种群和正在进行的恒星形成，是证实这些发现所需的下一步。
2018-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disc truncation in embedded star clusters: Dynamical encounters versus face-on accretion
观测表明，星团中原行星盘的分散发生在大约500万年的时间尺度上。几个过程被认为是负责这个光盘分散。在这里，我们比较了其中的两个过程：动力学遭遇和与星际介质的相互作用，其中包括正面吸积和冲压压力剥离。我们进行模拟嵌入星团的参数化这两个过程，以确定这些过程中的任何一个是占主导地位的环境。我们发现，面对吸积，包括冲压压力剥离，是占主导地位的光盘截断过程中，如果在恒星的总质量的分数是$\lesssim 30\,\%$，无论集群的质量和半径。动力学相遇需要恒星密度$\gtrsim 10^4$ pc $^{-3}$与质量分数为$\approx 90\,\%$的恒星相结合才能成为主导过程。我们的研究结果表明，在嵌入阶段的集群，截断的光盘是占主导地位的面上吸积和动力学遇到成为主导时，集群内的气体已被驱逐。由于正面吸积，原行星盘变得紧凑，表面密度增加。相比之下，动力学碰撞导致的圆盘质量较小，但仍然较大。
2017-06-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Model for Protostellar Cluster Luminosities and the Impact on the CO-H$_2$ Conversion Factor
我们建立了一个半解析模型来研究远紫外（FUV）辐射对嵌入式原恒星气体化学的影响。我们使用Offner & McKee（2011）的原恒星光度函数（PLF）形式来计算各种原恒星吸积历史和星团大小的总光度、FUV和电离星团光度。我们将模型预测与古尔德带恒星形成区的调查进行比较，发现锥形湍流核心模型与数据中的平均光度和扩散最匹配。我们结合集群模型与光解离区天体化学代码，{ \sc 3d-pdr}，计算的FUV光度的影响，从嵌入的原恒星上的CO到H $_2$转换因子，$X_{\rm CO}$，作为集群的大小，气体质量和恒星形成效率的函数。我们发现，$X_{\rm CO}$有一个弱的依赖于嵌入源的FUV辐射的大集群，由于高的云光学厚度。在更小、更有效的集群中，嵌入式FUV将X $_{\rm CO}$增加到与银河系平均值一致的水平。云的内部物理和化学结构发生了显着的变化，和$X_{\rm CO}$强烈依赖于原恒星团的质量小有效的云。
2018-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
SiO and H2O Maser Observations of Red Supergiants in Star Clusters Embedded in the Galactic Disk
本文给出了Stephenson的2号星团和Mercer等（2005）的4号、8号和13号星团中红超巨星的SiO和H $_2$ O脉泽谱线的射电观测结果，Stephenson的2号星团和西南附近的星团中包含了15颗以上的红超巨星。我们在Stephenson的2号脉泽中心探测到一个，在西南聚集的SiO脉泽谱线中探测到三个，在H_2O脉泽谱线中也探测到这四个中的三个。这4个天体的平均径向速度为96 km/s^{-1}，运动学距离为5.5 kpc，位于Scutum-Crux旋臂的底部附近。此外，在CO J=1- 0线上对这些星团的映射观测显示，与原型红超巨星星团相比，斯蒂芬森的2号星团周围仍然存在相当数量的分子气体。122号。这表明气体排出的时间尺度在单个星系团中差异很大。
2010-02-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Are hierarchically formed embedded star clusters surviving gas expulsion depending on their initial conditions?
利用N体模拟方法，利用分形分布研究了具有不同原始质量分离水平的年轻嵌入星团的溶解过程。我们结合了几个星团的维里和亚维里全球国家与普卢默和均匀的密度分布来模仿气体。星团的质量为Mstars = 500 Mo，遵循初始质量函数，其中恒星与中心的最大距离为r = 1.5 pc。星团被放置在云中，在相同的半径下，质量为Mcloud = 2000 Mo，导致恒星形成效率为0.2。我们在非常早期的阶段立即去除背景电位，模仿气体排出的最具破坏性的场景。结合恒星质量的分数的演变是遵循了总共16万年的模拟与恒星演化和没有。我们比较我们的结果与以前的作品使用等质量粒子的分析物理模型被用来估计气体排出后的束缚质量分数。我们发现，与初始条件无关，在气体排出后，束缚恒星质量的分数可以很好地预测，但在后期阶段往往会较低，因为这些系统由于包含更强的两体相互作用而演变。现实的初始质量函数。这种差异是独立的原始质量分离水平。
2021-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The embedded clusters DBS 77, 78, 102, and 160-161 and their link with the interstellar medium
目的。本文报道了对银河系第四象限中嵌入星系团的整体性质的研究，以澄清与它们在银河系中的位置及其恒星形成过程有关的一些问题。方法.我们对DBS 77、78、102、160和161星系团进行了BVI测光观测，对DBS 77星系团进行了红外光谱观测。它们与VVV巡天的JHK数据结合2MASS星表进行了补充，并使用了GLIMPSE星表的中红外信息。我们还搜索了来自SGPS和PMN无线电调查的HI数据，以及以前的光谱恒星分类。光谱和光度信息使我们能够估计每个研究区域最亮恒星的光谱分类。另一方面，我们利用射电数据研究了星际物质参数和可能与各个恒星成分相关的连续源。结果我们估计的基本物理参数的集群（红化，距离，年龄和初始质量函数）。我们搜索了位于研究集群附近的HII区域，并分析了它们之间可能的联系。在DBS 160 - 161簇的特定情况下，我们确定了位于它们周围的HI泡B332.5 - 0.1 - 42。我们发现，这两个星团中质量较大的恒星向星际介质注入的机械能足以产生气泡。
2016-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Mapping Survey of Dense Clumps Associated with Embedded Clusters : Evolutionary Stages of Cluster-Forming Clumps
为了了解分子云致密团块中星团的形成和演化，我们用Nobeyama 45 m望远镜对14个嵌入星团的C^18O（J=1-0）谱线进行了观测。我们选择了距离为0.3至2.1kpc的这些簇，并为所有具有22”分辨率（对应于2.1kpc处的牛仔裤长度）的簇绘制了约6' X 6'至10' X 10'区域（对应于2.1kpc处的3.8pc X 3.8pc）。我们得到了半径为0.40- 1.6 pc、质量为150- 4600太阳质量、速度宽度为1.4- 3.3 km ^-1的致密团块。发现大多数团簇近似处于维里平衡，这意味着C^18 O气体代表了团簇形成的母体致密团簇。根据团簇与团簇的空间分布关系，我们将C^18O团簇分为A、B、C三种类型。A型C^18 O团簇的发射分布在星团处为单峰，亮度对比度高于其他靶源。B型团簇有双峰或三峰，这与团簇和中等高亮度对比度结构有关。C型团块也有多个峰，尽管它们与团簇和低亮度对比度结构无关。我们认为，我们的分类代表了集群形成致密团块的演化趋势，因为分子云中的致密气体预计将转化为恒星成分，或被恒星活动分散。此外，虽然有一个分散，我们发现了一个趋势，SFE的密集团块增加，从A型到C型，这也支持我们的情况。
2009-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
New detections of embedded clusters in the Galactic halo
直到最近，人们还认为银河系高纬度云是一个非恒星形成的集合。然而，在以前的研究中，我们报告了两个嵌入式集群（EC）远离银河平面（$\sim5$ kpc）的发现。在我们最近的星团目录中，我们提供了额外的高纬度和中纬度星团候选者。这项工作的目的是澄清，如果我们以前的检测星团远离光盘代表只是一个偶发事件，或者如果团簇形成是目前在星系晕的系统现象。我们分析了我们最近的目录中发现的四个集群的性质，并报告发现了三个新的EC异常高的纬度和距离银河系盘中平面。所有这些集群的年龄都小于500万年。高纬度的EC C 932、C 934和C 939似乎与银河系盘下约5千秒差距的云复合体有关，位于本星系臂之下。其他星团位于盘上方，C 1074和C 1100的垂直距离为$\sim3$千秒差距，C 1099的垂直距离为$\sim2$千秒差距，C 1101的垂直距离为$\sim1.8$千秒差距。根据导出的参数，有EC位于盘的下方和上方，这是一个广泛的团簇形成的证据，整个星系晕。因此，这项研究代表了一种范式转变，从某种意义上说，一个不育的光环现在变成了一个正在进行的恒星形成的主体。这些EC的起源和命运仍然是开放的。它们的起源有两种可能性，银河喷泉或坠落。远离圆盘的EC的发现表明，星系晕比以前认为的更活跃地形成恒星，并且由于大多数EC无法在\textit{infant mortality}中幸存下来，因此可能是恒星从…
2016-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Catalogue of High Protostellar Surface Density Regions in Nearby Embedded Clusters
我们分析了24个年轻的和附近（1千秒差距内）嵌入式集群的高质量恒星目录，并提出了一个目录的32组具有高浓度的原恒星。这些组的有效半径中位数为0.17 pc。原恒星和主序星前的平均表面密度分别为46 M_{\odot} pc^{-2}和11 M_{\odot} pc^{-2}。我们估计这些群体的年龄使用恒定的出生率和随机吸积停止模型，并找到一个中位数为0.25百万年。天鹰座和巨蛇座、澳大利亚冕座和蛇腹座L1688中的一些星群显示出高的原恒星表面密度和高的分子气体表面密度，它们似乎正在经历活跃的恒星形成过程。这些群体提供了一个极好的机会来研究星团恒星形成的初始条件。原恒星和前主序星表面密度的比较显示，这些集团在几个百万年的一些云连续低质量的恒星形成。对于典型的原恒星的距离小于0.4 pc的群体，我们发现，这些分离同意热金斯碎裂尺度。另一方面，对于典型的原恒星间距大于0.4 pc的星群，这些间距总是大于相关的金斯长度。
2018-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deep near-infrared adaptive optics observations of a young embedded cluster at the edge of the RCW 41 HII region
我们研究了位于RCW 41 HII区边缘的一个年轻恒星形成星团的恒星形成活动。作为一个补充的目标，我们的目标是展示宽视场自适应光学仪器提供的增益来研究年轻的集群。我们使用了新委托的Gemini-GeMS/GSAOI仪器的深度JHKs图像，并辅以斯皮策IRAC观测，以研究年轻星团的光度特性。GeMS是一种AO仪器，在2'宽的视场内提供几乎衍射极限的图像。精密的角分辨率使我们能够达到J = 22的极限星等，达到98%的完整性。IRAC测光与我们的JHK星表的组合用于构建颜色-颜色图，并选择年轻恒星天体（YSO）候选者。我们探测到80个年轻恒星天体（YSO）候选者的存在。这些YSO被用来推断集群的年龄，这是发现在1至5百万年的范围内。我们发现，1/3的YSO在300万年到500万年之间，而2/3的YSO <300万年。当我们观察这两个种群的空间分布时，我们发现了一个潜在的年龄梯度，这表明恒星是连续形成的。我们构建的IMF，并表明，我们可以采样的质量分布以及到褐矮星制度（下至0.01 Msun）。对数质量函数在0.3 Msun时上升到峰值，然后翻转并下降到棕矮星状态。星系团的总质量估计为78 +/- 18 Msun，而棕矮星与恒星的比例为18 p/-5%。与其他年轻星团比较，发现嵌入RCW 41的年轻星团的IMF形状与Trapezium、IC 348或Chamaeleon I一致，只是IM…
2015-04-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
Characterization of Young Stellar Clusters
在银河系中发现了大量的嵌入式星团。根据形成的情况，它们中的大多数可以进化成无限的群体，在几十万年内溶解。对年轻的星团进行系统的研究，显示出不同的特征，提供了关于主序前演化阶段的有趣信息。为了识别和理解这些阶段，我们进行了比较研究的21个年轻的星团。利用2 MASS的近红外数据，根据表面恒星密度图、径向密度剖面图和色星等图确定了结构和基本参数。我们通过比较主序前模型和星团成员在色星等图中的位置，得到了年龄和质量分布。我们样本的平均年龄约为500万年，其中57%的物体年龄在4 - 1000万年之间，而43%的年龄小于400万年。它们的低E（B-V）表明它们的成员没有遭受高消光（Av < 1等），这意味着它们更可能是年轻的恒星群而不是嵌入的星团。结构和基本参数之间的关系被用来验证集群之间可以找到的差异和相似之处。大多数对象的参数具有相同的趋势或相关性。与其他年轻星系团的比较表明，质量、半径和密度之间存在类似的关系。我们的样品往往有较大的半径和较低的体积密度，相比嵌入集群。这些差异是兼容的平均年龄，我们的样品，我们认为中间的嵌入和暴露阶段的星团演化。
2012-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A VLT/NACO Study of Star Formation in the Massive Embedded Cluster RCW 38
我们提出了自适应光学（AO）的近红外（JHKs）观测的深嵌入的大质量集群RCW 38使用NACO的VLT。还获得了以1.28、2.12和2.17微米波长为中心的窄带AO观测。这些观测所覆盖的面积约为0.5平方厘米，以O星RCW 38 IRS 2为中心。我们使用JHKs的颜色来识别红外过量的年轻恒星。通过与附近的控制场进行详细比较，我们发现在所有三个红外波段检测到的337颗恒星中，大多数都是星团成员（~317），基本上没有由于背景或前景来源而造成的污染。五个来源的颜色暗示深嵌入的原恒星，而53个来源只在KS检测到;他们的空间分布相对于灭绝表明他们是高度红化的集群成员。在29 +/-3%的恒星中发现了可检测的KS波段过量。为了与近红外线观测到的猎户座类似区域进行比较，应用了质量和消光削减，并重新确定了多余的分数。因此，RCW 38的超额为25 +/-5%，Orion为42 +/-8%。RCW 38 IRS 2被证明是一颗大质量双星，预计距离约为500 AU。通过2.12微米成像揭示了分子氢发射的两个区域。其中一个显示了原恒星喷流的形态学暗示，并且显然与一颗仅在H和Ks处检测到的恒星有关，之前被确定为高度模糊的X射线源。三个空间扩展的彗星状物体，暗示光蒸发盘，被确定，但只有一个是明确的直接影响RCW 38 IRS 2。国王配置文件提供了一个合理的适合集群径向密度分布和最近邻距离分析显示基…
2009-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical Fates of S-Type Planetary Systems in Embedded Cluster Environments
大多数拥有系外行星的双星系统将在恒星形成的星团中度过它们生命的第一部分，这可能会推动双星系统的动态演化。我们进行数值模拟的S-型行星，质量和轨道结构类似于太阳系的4个气体巨星，轨道内的影响0.5太阳质量的双同伴。双行星系统与嵌入式星团环境同时集成。当来自我们星团环境的扰动驱使双星近星带靠近行星时，我们的行星系中约有10%会不稳定。尽管我们所有的系统都是以双星轨道初始化的，这将允许在没有星团的情况下有稳定的行星，但这种不稳定还是发生了。在我们的系统中触发的行星-行星散射通常会导致低质量行星的丢失和幸存的高质量行星的偏心率的兴奋。我们的许多不稳定的行星系也在星团分散之前失去了它们的双星，因此可以伪装成偏心系外行星的宿主，这些行星的整个历史都是孤立的恒星。在我们的模拟中，星团驱动的双星轨道演化也可以产生自旋轨道角不一致的行星系。这通常是因为行星系在倾斜双星的影响下像刚性盘一样进动，那些具有最高自旋轨道角的系统通常会保留它们的双星伴星，并拥有多颗幸存的行星。
2022-07-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Spin Evolution of Stellar-mass Black Holes Embedded in AGN disks: Orbital Eccentricity Produces Retrograde Circumstellar Flows
活动星系核吸积盘中恒星质量黑洞（sBH）的自旋演化是活动星系核通道中双星黑洞（BBH）合并事件产生引力波的重要过程。由于嵌入的sBH被环绕恒星的盘（CSD）包围，CSD气体流的旋转决定了它吸积的角动量的方向。在这封信中，我们使用全球2D流体动力学模拟表明，而磁盘嵌入sBH的圆形轨道上的背景吸积盘的初始逆行开普勒剪切转换成一个cardedecSD流，在经典的图片同伴磁盘相互作用理论，适度的轨道偏心率可能会破坏稳态潮汐扰动，并保持逆行CSD流周围的sBH。CSD取向的这种切换发生在与局部声速几乎成比例的过渡偏心率处。这种分叉的CSD流和其后的自旋方向的SBH导致形成的人口几乎反对齐的SBH，并应纳入未来的人口模型的SBH和BBH的演变。
2022-03-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
