The evolution of the mass--radius relation of expanding very young star clusters
本文通过直接 N 体模拟研究嵌入星团气体驱逐后的早期膨胀，证明 Pfalzner et al. 的质量-半径关系可由 Marks & Kroupa 初始关系经膨胀演化得到，并发现不同观测星团的质量-尺寸关系斜率相似，暗示其诞生于 Plummer 分布轮廓。
2024-09-30 astro-ph.GA
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
Embedded Young Massive Star Clusters in the Antennae Merger
年轻大质量星系团的性质是理解星暴系统中恒星形成机制，特别是合并机制的关键。我们目前的ALMA高分辨率（$\sim$ 10 pc）连续（100和345 GHz）的数据的YMC重叠区域的银河系。在重叠区我们识别出6个源，其中两个源位于同一个巨分子云（GMC）中。这些YMC对应以及在GMC尺度（$\sim$ 60 pc）的低分辨率连续（100和220 GHz）的图像与无线电源。通过维里分析，我们发现这些YMC大多数是结合簇。我们估计它们的年龄为$\sim$ 1百万年，并且嵌入或刚刚开始从它们的母云中出现。我们还将每个射电源与Pa $β$源进行了比较，发现它们的电离光子总数是一致的，这表明它们追踪的是同一个物理源。通过比较$\sim$ 10 pc尺度和$\sim$ 60 pc尺度下的自由-自由发射，我们发现GMC中的自由-自由发射的$\sim$ 50%实际上来自这些YMC。这表明大质量GMC中大约有一半的恒星是在束缚星团中形成的。我们进一步探讨了YMC和GMC之间的质量相关性，发现它与星团模拟的预测基本一致。质量最大的YMC的恒星质量是其宿主GMC质量的1% - 5%。
2022-02-23 astro-ph.GA
An Investigation of the Loss of Planet-Forming Potential in Intermediate Sized Young Embedded Star Clusters
在我们银河系中形成的大部分恒星都是在嵌入巨大分子云的星团中诞生的。在这些环境中，背景紫外线辐射场撞击在拱星盘上，通常会超过每个盘的中心恒星产生的辐射场。因此，这种背景辐射可以驱动星周盘的蒸发，并导致星团内行星形成潜力的丧失。本文提出了一个详细的分析，这一过程中的恒星成员范围内的$100 \le N \le 1000$的集群。对于这些中等大小的星团，背景紫外线场通常由质量最大的恒星成员主导。由于初始质量函数的陡峭斜率，沐浴类似大小的簇的背景UV光的量显示出显著的变化。其结果是，我们执行这个问题的统计分析，通过计算FUV通量值的分布撞击在几个集群的情况下的恒星/磁盘系统。我们发现，在没有尘埃衰减，巨大的行星形成可能会被抑制在大约一半的系统中形成的中等大小的集群，无论恒星成员。相比之下，尘埃的存在可以显着降低这个值，在人口更多的集群中，这种影响更加明显。
2010-11-13 astro-ph.GA
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
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
A young and obscured AGN embedded in the giant radio galaxy Mrk 1498
Mrk 1498是具有扩展发射线区域（向外扩展到$\sim$ 7 kpc的距离）的星系样本的一部分，被认为是被已经消失或仍然活跃但被大量吸收的活动星系核光电离的。有趣的是，Mrk 1498的核心位于两个巨大的射电瓣的中心，投影线性尺寸为1.1 Mpc。我们的多波长分析揭示了一个复杂的原子核结构，有一个年轻的射电源（千兆赫兹峰值光谱）被强X射线核吸收包围，中红外光谱由环面发射主导，加上[OIII]图像中的环核扩展发射（半径为$\sim$ 1千秒差距），最有可能与活动星系核的电离有关，与小型和大型射电喷流对齐，并在X射线下延伸。此外，大尺度扩展发射（高达$\sim$ 10 kpc）仅在[OIII]中可见。这些数据显示了一个被严重吸收的原子核的确凿证据，并且最近重新开始了核活动。为了解释它的复杂性，我们提出，Mrk 1498是合并事件或长期过程的结果，如一个小的相互作用，引发了核活动，并产生潮汐流。大规模的扩展发射，让地方的实际形态，可以解释为恒星形成或流出的物质从活动星系核。
2019-08-16 astro-ph.GA
Molecular gas properties in young stellar clusters with a suppressed star cluster wind
在致密的恒星形成云中，全球星团风可以被抑制。在这种情况下，恒星反馈无法将剩余的气体从星团中排出。年轻的大质量恒星仍然嵌入致密的残余气体中，并搅动它在系统的引力井中移动。在这里，我们提出了一个自洽的分子气体分布在这样的年轻，笼罩星团模型。假设当湍流压力和重力之间以及湍流能量耗散和再生率之间达到平衡时，云坍缩终止，恒星形成停止。这些条件导致了一个方程，该方程确定了剩余气体的密度分布，这反过来又允许人们确定剩余气体的其他特性和恒星形成效率。结果表明，模型的预测与观测确定的附近矮球状星系NGC 5253及其嵌入的星系团云D1的几个属性是很好的协议。
2023-01-28 astro-ph.GA
Magnetized filamentary gas flows feeding the young embedded cluster in Serpens South
观测表明，分子云具有很强的磁化性，磁场影响着恒星的形成。支持分子云被显著磁化这一结论的一个关键观察结果是，分子云内部结构的方向与磁场的方向密切相关。在低柱密度下，该结构与磁场平行排列，而在较高柱密度下，气体结构通常垂直于磁场取向，在可视距离$A_V\gtrsim{}3~\rm{}mag$处有过渡。在这里，我们使用SOFIA上的HAWC+偏振计的远红外偏振观测来报告相对取向的进一步转变的发现，即，在巨蛇座南云的部分地区，$A_V\gtrsim{}21~\rm{}mag$恢复到平行排列。这种转变似乎是由气体流动引起的，表明磁超临界状态在$A_V\gtrsim{}21~\rm{}mag$附近发生，即使在相对较强的磁场存在的情况下，也会发生引力坍缩和恒星团簇形成。
2020-09-29 astro-ph.GA
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 Youngest Globular Clusters
很可能所有的恒星都是在星团中诞生的，但大多数星团并不是结合在一起的，而是分散的。我们银河系中的许多原星团都不可能发展成长寿的束缚星团。在星暴星系中看到的超级星团（SSC）更大，更紧凑，生存的机会更大。SSC的诞生和早期发展发生在分子云深处，在这个关键阶段，嵌入的星团对光学或紫外观测是不可见的，但通过它们激发的无线电红外超星云（RISN）进行研究。我们回顾嵌入式集群的观测，并确定RISN在10 Mpc的令人兴奋的集群有一百万太阳质量或更多的几个立方秒差距的体积，这是很可能不仅生存的绑定集群，但演变成大规模和紧凑的银河球状体的对象。这些星团的特点是非常高的恒星形成效率eta，至少比银河系中看到的百分之几高出10倍，可能是由于它们的宿主星系经历了剧烈的扰动。我们回顾了最近的观察RISN中的电离气体的运动学显示通过低密度通道在周围的分子云流出，这可能会保护云从嵌入式HII区域的反馈。
2014-12-02 astro-ph.GA
Dust and Gas environment of the young embedded cluster IRAS 18511+0146
IRAS 18511+0146是一个年轻的嵌入式（原）星团，位于3.5 kpc，周围似乎是一颗中等质量的原恒星。在本文中，我们调查的性质的集群成员（其中两个被认为是最大的质量和亮度）使用成像和光谱在近和中红外。与IRAS 18511+0146相关的最亮点状天体在本工作中被称为S7（在UKIRT银河平面巡天中被指定为UGPS J185337.88+015030.5）。9个天体中有7个在近红外波段显示出不断上升的光谱能量分布，4个天体显示出Br-伽马辐射。三名成员：S7、S10（也称为UGPS J185338.37+015015.3）和S11（也称为UGPS J185338.72+015013.5）在中红外波段是明亮的，在PAH波段的S11附近检测到漫射发射。硅酸盐吸收被检测到对这三个对象，与9.6和9.7微米之间的吸收最大值，大的光学深度（1.8-3.2），和1.6-2.1微米的轮廓宽度。S7和S10的硅酸盐分布相似，与S11（具有最大的宽度和光学深度）相反。使用Herschel HiGal观测到的冷尘埃辐射峰值位于S7，温度为26 K，柱密度为N（H2）~ 7 x 10^（22）cm^（-2）。IRAS 18511区的辐射热光度为L ~ 1.8 × 10^4 L_sun。S7是辐射热光度的主要贡献者，L（S7）> 10^4 L_sun。S7是一个具有电离星风的大质量原恒星天体，从射…
2016-11-07 astro-ph.GA
From molecules to Young Stellar Clusters: the star formation cycle across the M33 disk
为了揭示M33局部恒星形成幕的时间演化，我们研究了由CO（J=2-1）IRAM全盘巡天发现的566个巨分子云（GMCs）和由Spitzer-24~ $μ$ m发射选择的630个年轻星团候选者（YSCC）之间的关联。YSCC和GMCs之间的空间相关性非常强，典型的分离度为17 μ c，小于CO（2- 1）光束尺寸的一半，说明了两个种群之间显著的物理联系。GMC和YSCC跟随HI细丝，除了在最外层的区域，调查发现GMC比YSCC少，可能是由于未检测到的低CO光度云。GMC的质量在2 $\times 10^4$和2 $\times 10^6$ M $_\odot$之间，并根据不同的云演化阶段进行分类：不活跃云占总数的32 $\%$，有恒星形成的云和有恒星形成的云分别占总数的16 $\%$和52 $\%$。在整个南旋臂，不活跃的云优先位于臂的内部，可能表明触发恒星形成的云crosses arm. Some YSCC嵌入恒星形成的网站，而大多数有GALEX-UV和H $α$估计集群质量和年龄的对应物。非包埋的YSCC年龄分布在5~ Myr左右，只有少数在8--10~ Myr。这些年龄估计与不同演化阶段的GMC数量一起导致我们得出结论，14~Myrs是M33中GMC的典型寿命，在云消散之前。不活跃期和嵌入期较短，分别持续约400万年和200万年。这表明，嵌入的YSCC迅速从云中爆发出来，并在云…
2017-03-27 astro-ph.GA
Dust-Embedded Star Formation: Bridging Magellanic Cloud Studies of Massive Young Stellar Objects to Nearby Spiral Galaxies
Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Instituto de Astrofísica de La Plata, CONICET–UNLP（拉普拉塔天体物理研究所，阿根廷国家科学研究委员会-拉普拉塔国立大学）；University of Virginia Astronomy Department（弗吉尼亚大学天文系）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Department of Physics and Astronomy, The Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文系）；Department of Physics, University of Alberta（阿尔伯塔大学物理系）；UK ALMA Regional Centre Node, Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, The University of Manchester（英国ALMA区域中心节点，曼彻斯特大学天体物理学中心约德尔银行天体物理学部，物理与天文系）
利用JWST近红外和中红外成像，在四个近邻星系中识别出数百个尘埃嵌入的年轻天体，通过颜色-星等选择方法，研究从单个大质量年轻恒星到多个MYSO的致密源，并评估空间分辨率对中红外发射解释的影响。
2026-06-17 astro-ph.GA
The embedded cluster or association Trumpler 37 in IC1396: a search for evolutionary constraints
目前普遍认为疏散星团和星协是嵌入星团演化的结果。参数，如恒星形成效率，时间尺度的气体去除和速度分散可以是其未来的约束或非约束系统的决定因素。找到处于中间演化状态的对象可以提供约束来对嵌入式集群演化进行建模。在HII区IC 1396，川普勒37是一个扩展的年轻星团，呈现出星协的特征。我们利用2微米全天巡天（2MASS）测光分析了它的结构和恒星含量，并测定了它的天体物理参数。我们还分析了IC1396中的11个亮边云，以寻找年轻的红外星团，以及背景疏散星团Teutsch 74，以验证它是否对Trumpler 37的恒星密度分布有任何贡献。导出的参数和模板对象从其他研究的比较导致我们得出结论，特朗普37，而不是作为一个星团，可能会出现从它的分子云作为OB协会。
2012-02-17 astro-ph.GA
Diverse protostellar evolutionary states in the young cluster AFGL961
我们提出了弧秒分辨率的中红外和毫米观测的年轻星团AFGL 961的玫瑰分子云的中心。在0.2 pc的范围内，我们发现一颗早期的B星嵌入在致密的核心中，一颗邻近的恒星具有相似的光度，没有毫米对应物，一颗原恒星在外接圆星团的信封中清除了一个空腔，还有两个大质量的致密核心，没有红外对应物。从其中一个核心流出，表明有一颗深埋的原恒星，但另一个核心没有恒星，被束缚着，似乎正在坍塌。状态的多样性意味着要么原恒星在星团中的演化比在孤立状态下更快，要么星团通过准静态而不是动态坍缩形成。在星团中心存在的前恒星核心表明，一些恒星的形成在大质量电离恒星之后和附近继续进行。
2009-05-11 astro-ph.GA
WL 17: A Young Embedded Transition Disk
我们提出了最高的空间分辨率ALMA观测到日期的I类原恒星WL 17在$ρ$蛇夫座L1688分子云复合体，这表明它有一个12 AU的洞在其磁盘的中心。我们认为WL 17是否实际上是一个II类磁盘被前景材料，但发现，这样的模型不提供一个很好的适合宽带SED，也需要这样的高消光，它可能会产生从致密的材料接近源，如残余信封。嵌入在旋转坍缩包络中的圆盘的自洽模型可以很好地再现ALMA 3 mm观测和WL 17的宽带SED。这表明WL 17在形成的早期阶段是一个圆盘，但即使在这个年轻的年龄，内部圆盘也已经耗尽。虽然有多种途径可以在盘中形成这样的洞，但如果这个洞是由行星形成的，那么它可能会限制原行星盘中星子生长的时间尺度。
2017-04-25 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
Young and embedded clusters in Cygnus-X: evidence for building up the IMF?
我们提供了一个新的观点，天鹅座-X北复杂的第一次访问的年轻恒星星族在该地区的低质量含量。CFHT/WIRCam照相机被用来对这个复杂的天体进行深近红外探测，采样恒星质量低至~0.1 M $_\odot$。几种分析工具，包括在这项工作中开发的消光处理，被用来识别和统一识别该地区十几个未经研究的年轻星团。在低质量域的质量分布的调查显示，一个相对均匀的对数正态IMF的特征质量为0.32 $\pm$ 0.08 M $_\odot$和质量分散0.40 $\pm$ 0.06。在高质量区域，它们的斜率表明，虽然最年轻的星团（年龄<400万年）相对于萨尔皮特的值略浅，但我们的老星团（400万年<年龄<1800万年）显示出符合IMF的值和略密集的恒星星族。虽然可能证明偏离“通用”IMF，这些结果也支持这样一种情况，即这些气体占主导地位的年轻星团逐渐“建立”他们的IMF的吸积低质量的恒星在其附近形成的第一个~3百万年，在气体驱逐阶段之前，出现在~4百万年的年龄与一个完全成熟的IMF。最后，这些星团的距离证实了天鹅座-X北复合体中至少存在3个不同的恒星形成区，距离分别为500-900秒差距、1.4-1.7千秒差距和3.0千秒差距，并揭示了这些恒星星族中的一些可能与天鹅座-OB 2星协相互作用的证据。
2016-02-23 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
The protostar FU Orionis may not be bursting: dramatic accretion suppression in embedded young eccentric binaries
Heidelberg Institute for Theoretical Studies（海德堡理论研究所）；Research School of Astronomy & Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理与天文研究学院）
本研究通过星团形成模拟发现，FU Orionis等FUor爆发可能源于嵌入年轻偏心双星中近星点处的吸积抑制与BHL吸积爆发，而非持续爆发。
2026-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling Tracers of Young Stellar Population Age in Star-Forming Galaxies
恒星形成星系的年轻恒星星族是驱动其辐射特性的主要引擎。因此，星系最年轻一代恒星的年龄对于详细了解其恒星形成历史，恒星内容和演化状态至关重要。在这里，我们提出了预测的等效宽度的H-β，H-α，和Br-γ复合线作为恒星星族年龄的函数。的等效宽度产生的最新一代的恒星演化轨迹和Starburst 99恒星星族合成代码，是第一个充分考虑的合成恒星星族产生的星云发射和连续吸收的综合效应。我们的模型恒星星族网格包括六种金属丰度（0.001 < Z < 0.04），两种恒星形成历史处理（10^6 Mo的瞬时爆发和1 Mo/年的连续恒星形成速率），以及两种不同的初始旋转速率处理（v_rot = 0.0 v_crit和0.4 v_crit）。我们还研究了不同的初始质量函数的影响。考虑到星系金属丰度的限制，我们预测的等效宽度可以应用于恒星形成星系的观测，以近似其年轻恒星星族的年龄。
2013-11-05 astro-ph.GA
PHANGS-JWST First Results: Dust embedded star clusters in NGC 7496 selected via 3.3 $μ$m PAH emission
恒星形成的最早阶段发生在尘埃中，在光学上无法观察到。在这里，我们利用JWST的非凡的新的高分辨率红外成像，开始研究整个本地体积附近星系中的尘埃嵌入星团。我们提出了一种识别NGC 7496（18.7 Mpc）中尘埃嵌入星系团的技术，NGC 7496是PHANGS-JWST第1周期财政部调查观察到的第一个星系。我们选择的来源，具有强大的3.3 $μ$ m PAH发射的基础上的$\rm F300M-F335M$颜色过剩，并确定67个候选嵌入式集群。在PHANGS-HST光选星系团目录中只发现了其中8个，而且都是年轻的（其中6个的SED年龄为$\sim1$ Myr）。我们发现，这个嵌入式集群候选者的样本可能会显着增加NGC 7496中的年轻集群的普查从PHANGS-HST目录-年轻的集群的数量比$\sim$ 2百万年可以增加两倍。候选者优先位于尘埃带中，并与PHANGS-ALMA CO（2-1）图中的峰重合。我们首先看看浓度指数，光度函数，SED从2700 A到21 $μ$ m，和恒星质量（估计为$\sim10^4-10^5 M_{\odot}$之间）。这里测试的方法提供了一个基础，为未来的工作，以获得准确的约束嵌入式集群的物理特性，表征集群样本的完整性，并扩大分析所有19个星系的PHANGS-JWST样本，这将使基本未解决的问题，在恒星形成和集群演化得到解决。
2022-11-28 astro-ph.GA
Temperature structures of embedded disks: young disks in Taurus are warm
年轻恒星周围的气体和冰的化学成分决定了行星的整体组成。与原行星盘（II类）相反，仍然嵌入其出生包层（0类和I类）的年轻盘被预测太温暖，CO无法冻结，正如L1527 IRS的观测所证实的那样。为了确定年轻的磁盘是否通常比它们更进化的对应物更温暖，我们用阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）观察了金牛座的五个年轻（0/I类和I类）磁盘，以$0.48^{\prime\prime} \times 0.31^{\prime\prime}$分辨率瞄准C $^{17}$ O $2-1$，H $_2$ CO $3_{1,2}-2_{1,1}$，HDO $3_{1,2}-2_{2,1}$和CH $_3$ OH $5_K-4_K$跃迁。这些物种的不同冻结温度使我们能够推导出全球温度结构。在所有盘中检测到C $^{17}$ O和H $_2$ CO，在内部$\sim$ 100 au中没有CO冻结的迹象，并且CO丰度接近于$\sim$ 10 $^{-4}$。H $_2$ CO发射起源于两个边缘上圆盘的表面层，如IRAS~04302+2247中特别美丽的V形发射图案所证明的。未检测到HDO和CH $_3$ OH，柱密度上限比热芯低100倍以上。因此，年轻的磁盘被发现比太阳类似物周围更进化的原行星盘温暖，没有CO冻结（或仅在$\gtrsim$ 100 Au磁盘的最外部分）或CO处理。然而，它们不像爆发源周围的热…
2020-08-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The young embedded disk L1527 IRS: constraints on the water snowline and cosmic ray ionization rate from HCO+ observations
水雪线在星周盘是行星形成的一个重要组成部分，但由于在年轻的嵌入式和成熟的原行星盘中观测水的困难，对其位置的直接观测限制仍然很少。化学成像提供了另一种定位雪线的途径，HCO $^+$同位素已被证明是原恒星包层和赫比格盘中的良好示踪剂。在这里，我们提出$\sim$ 0.5 $^{\prime\prime}$分辨率（$\sim$ 35 AU半径）阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）的HCO $^+$ $J=4-3$和H $^{13}$ CO $^+$ $J=3-2$对年轻（0/I类）磁盘L1527 IRS的观测。使用源特定的物理模型与中面雪线在3.4 AU和一个小的化学网络，我们能够再现的HCO $^+$和H $^{13}$ CO $^+$发射，但对于HCO $^+$只有当宇宙射线电离率降低到$10^{-18}$ s $^{-1}$。即使观察是不敏感的预期HCO $^+$丰度下降整个雪线，减少HCO $^+$以上的雪表面和全球温度结构，使我们能够限制雪线的位置之间的1.8和4.1 AU。需要进行深层观测，以消除包络线对排放的贡献，并对雪线位置进行更严格的限制。定位雪线在年轻的磁盘直接与H $_2$ O同位素的观测，因此可能仍然是一个替代的选择。通过直接雪线测量，HCO $^+$将能够提供对电离率的限制。
2022-04-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The structure of young embedded protostellar discs
年轻的原恒星盘为行星形成提供了初始条件。这些光盘的属性可能是不同的后期（金牛座T）光盘由于不断下降的信封和原恒星的变化造成的不规则的气体吸积。我们使用一组流体动力学模拟来确定在坍缩分子云中形成的盘的结构。我们研究如何从主机原恒星的辐射反馈影响光盘的属性，通过检查三个制度：没有辐射反馈，连续的辐射反馈和情节反馈，类似于FU Ori-type爆发。我们发现，径向表面密度和温度分布的变化显着的磁盘吸积气体从下降信封。这些配置文件是敏感的螺旋结构的存在下，引起的引力不稳定性，以及由原恒星提供的辐射反馈，特别是在这种情况下，当反馈是情节。我们还调查是否从位置-速度（PV）图的质量估计是准确的早期阶段光盘。我们发现，原恒星系统的质量（即原恒星和它的光盘的质量）被低估了20%，由于气体上的径向压力梯度增强的影响。早期星盘的质量是原恒星质量的一个重要部分，因此位置-速度图不能准确地提供原恒星的质量。在年轻圆盘中预期的增强的径向压力梯度可能会导致由于气体阻力而导致的粉尘消耗速率增加，从而导致粉尘-气体比降低。
2017-08-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of young protoclusters embedded in dense massive clumps. A new grid of population synthesis SED models and a new set of L/M evolutionary tracks
一个网格的20万3-1100 $μ$米SED模型的合成年轻的集群嵌入在密集的团块。该模型依赖于四个主要参数：团块质量M $_{clump}$和尘埃温度T $_{dust}$，质量分数f $_{core}$锁定在致密的核心，和年龄的团块t $_{SF}$。我们使用Kroupa（2001）的IMF和Robitaille et al.（2006）的YSO SED模型网格填充YSO集群。我们进行了广泛的测试，SED拟合使用模拟数据集，我们发现，M $_{clump}$基本上取决于亚毫米部分的SED，而T $_{dust}$主要是从形状的SED在70-350 $μ$米范围内。由于计算的大量模型，我们验证了L/M、[8-24]和[24-70]颜色的组合分析去除了大部分SED f $_{core}$ -t $_{SF}$简并性。L/M值对诊断f $_{core}$特别有用。L/M $\leq$ 1识别f $_{core}\leq$ 0.1和t $_{SF} \leq 10^5$年的原簇，而L/M $\geq$ 10排除f $_{core}\leq$ 0.1。我们刻画了模型中没有ZAMS星的L/M的下限，我们也发现了L/M $\geq$ 10而没有ZAMS星的模型，其中[8-24] $\geq0.8\pm 0.1$独立于M $_{clump}$、温度和光度。这是第一套合成SED模型适合嵌入式和未解…
2019-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation and dynamical evolution of young star clusters
最近的观测揭示了各种各样的年轻星团，包括嵌入式系统，年轻的大质量星团和协会。我们研究这些集群的形成和动力学演化的模拟和理论模型相结合。我们的模拟从一个湍流分子云开始，它在自己的重力下崩溃。恒星被认为是在坍缩的分子云经过一个初始的自由落体时间后在致密区域形成的。这些恒星分布的动力学演化的继续通过直接的$N$体模拟。银河系的典型分子云倾向于形成嵌入的星团，这些星团演化成类似于疏散星团。协会最初相当多的clueless，但失去了他们的不规则性，在一个动态的时间尺度，由于松弛过程。致密的分子云，在银河系中是不存在的，但在星暴星系中是典型的，形成了巨大的年轻星团。他们在银河系中确实很罕见。我们的模型指出了从分子云到疏散星团和星协或大质量星团的独特演化路径。这两种演化轨迹的质量-半径关系与观测结果非常吻合。根据我们的计算，疏散星团和星协的半质量半径的时间演化遵循$r_{\rm h}/{\rm pc}=2.7(t_{\rm age}/{\rm pc})^{2/3}$，而对于大质量星团$r_{\rm h}/{\rm pc}=0.34(t_{\rm age}/{\rm Myr})^{2/3}$。这两种趋势都与银河系中星系团的年龄-质量-半径关系相一致。
2015-11-30 astro-ph.GA
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
Low and high velocity clouds produced by young stellar clusters
中等和高速的HI云落在我们银河系的平面上。它们在500到1500秒差距之间的高度被观测到，以50到140公里/秒的速度落在银道面上，速度为$^{-1}$。为了解释这些云的起源，我们提出了一个星系喷泉模型，驱动的风从一个超级星团（SSC）。我们求解了定常、辐射的拉伐尔喷管流的方程。我们考虑两个影响没有考虑以前在天体物理喷嘴流模型：不同金属丰度的冷却功能，和直接行动的银河系引力场上沿喷嘴流动的气体。对于绝热喷管流，直接作用在喷管内气体上的重力使喷管流"失速"，初始风速低于银河系的逃逸速度。对于相同的风速，辐射喷嘴流失速在较低的高度以上的银道面。我们发现，SSC风的速度为$v_w=500 - 800$公里秒$^{-1}$产生喷嘴失速高度为$x_m=1 - 15$千秒差距。失速的喷嘴流，然后雨回到银道面的速度范围内观察到的中高速HI云。我们研究的喷嘴流驱动的风从SSC接近银河系中心。我们发现，对于SSC风的预期范围内的速度，我们可以产生喷嘴流，失速以上的银道面。这些停滞的流动产生了冷的、下落的云，其速度与中高速HI云的速度相似。
2009-05-12 astro-ph.GA
Disks and Outflows in CO Rovibrational Emission from Embedded, Low-Mass Young Stellar Objects
年轻的星周盘仍然嵌入在致密的分子包层中，可能与较老的盘不同，但历史上很难研究，因为盘的发射可能与包层或流出发射混淆。CO的基本发射是一个潜在的强大的探测盘/风结构内的几个AU的年轻原恒星。在本文中，我们提供了高光谱（R=90,000）和空间（0.3”）分辨率VLT/CRIRES M波段光谱的18个低质量年轻恒星物体（YSO）的致密信封在附近的恒星形成区域探索的实用程序的CO基本4.6微米发射作为一个探针的非常年轻的磁盘。在我们的样品中，从14个YSO中检测到CO基波发射。发射线轮廓显示出一系列的强度和形状，但通常可以分为宽的，温暖的组件和窄的，冷的组件。更频繁地检测到广泛的CO排放的YSO与<15 Lsun than those with >15 Lsun的热光度，并与来自CTTS的CO排放归因于温暖的（~1000 K）内部AU的磁盘。来自具有高辐射热光度的物体的CO发射产生于较冷（~320 K）的12 CO窄谱线和较稀有的同位素。从一些物体上看，窄线的蓝移高达~10 km/s，表明缓慢的风起源。对于其他来源的线位于恒星的系统速度，并可能出现在磁盘中。对于少数YSO，空间扩展的CO和H2 S（9）排放被检测到距离中心源2”，并归因于风和周围分子物质之间的相互作用。温CO吸收被检测到在风的速度高达100公里/秒，通常在离散的速度分量的六个对象。风在发射的地方部分是分子的，这有利于盘风…
2011-06-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic observations of ices around embedded young stellar objects in the Large Magellanic Cloud with AKARI
本研究的目的是了解贫金属大麦云云（LMC）中嵌入的年轻恒星（YSO）周围冰的化学条件。我们使用AKARI上的红外相机（IRC）对LMC中的12个大规模嵌入式YSO及其候选者进行了近红外（2.5 - 5微米）光谱观测。我们根据3.05、4.27和4.67微米的吸收特征估算了H2O、CO2和CO冰的柱密度，并研究了冰丰度与YSO物理性质之间的相关性，在光谱中检测到了H2O、CO2、13CO2、CO、CH3OH和可能的XCN的冰吸收特征。此外，氢复合线和PAH发射带被检测到对大多数的目标。我们的样本中推导出的典型CO2/H2O冰比（~0.36 +-0.09）大于银河系大质量YSO（~0.17 +-0.03），而CO/H2O冰比是可比的。结果表明，CO2冰丰度与观测到的YSO特征、氢复合线强度和总光度无关。同样，没有明显的相关性之间看到的CO冰丰度和YSO的特征，但它表明，发光样品的CO冰丰度显着低于其他samples.The系统的差异，在大麦哲伦星云的大规模YSO周围的CO2冰丰度，这是由以前的研究建议，证实了新的近红外数据。我们认为，强紫外辐射场和/或在LMC的高尘埃温度是负责所观察到的高丰度的CO2冰。这表明恒星内部辐射在大质量YSO周围CO2冰的演化中并不起重要作用，而更易挥发的分子如CO则容易受到恒星辐射的影响。
2010-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
A young protoplanet candidate embedded in the circumstellar disk of HD100546
我们提出了高对比度的观测Herbig Ae/Be星HD 100546的拱星环境。最终的3.8微米图像显示了在0.48”± 0.04”的投影间隔处的发射源（对应于在8.9 ± 0.9度的位置角处的~47 ± 4 AU）。发射出现轻微的扩展与点源组件的视星等为13.2+-0.4马格。源的位置与近红外偏振成像数据中偏振分数的局部赤字相吻合，该数据探测了研究充分的HD 100546的拱星盘表面。这表明发射源和磁盘之间可能存在物理联系。假设圆盘倾角为~47度，则物体的去投影分离为~68 AU。评估各种情况的可能性，我们倾向于解释现有的高对比度数据与行星的形成过程。未来几年的后续观察可以很容易地根据经验区分不同的可能情况。如果得到证实，HD 100546“b”将是一个独特的实验室，研究一个新的行星系统的形成过程，一个巨大的行星目前正在形成的磁盘和第二颗行星可能轨道在磁盘间隙较小的分离。
2013-02-28 astro-ph.EP astro-ph.GA
Ice chemistry in embedded young stellar objects in the Large Magellanic Cloud
本文介绍了对大麦云星云（LMC）中15个年轻恒星（YSO）的光谱观测。这些观测结果是由斯皮策红外光谱仪（IRS）作为SAGE-Spec Legacy计划的一部分获得的。我们分析了IRS光谱范围内两个突出的冰带：15.2微米处的CO_2冰弯曲模和5 - 7微米之间的冰带，其中包括6微米处的水冰弯曲模和其他冰种的贡献。5 - 7微米波段在我们的LMC样品中很难识别，因为PAH发射叠加在冰光谱上的明显存在。我们确定水冰的光谱中的两个来源，这些来源之一的光谱也表现出6.8微米的冰功能归因于铵和甲醇。我们详细地模拟了CO_2波段，使用文献中的实验室冰剖面的组合。我们发现，一个显着的分数（> 50%）的CO_2冰被锁定在一个富水的组成部分，与银河系源观察到的一致。LMC中的大多数来源也需要纯CO_2对冰剖面的贡献，这是热处理的证据。有一个建议，CO_2的生产可能会增加在LMC，但现有的样本的大小排除了更坚定的结论。我们把我们的结果在大麦哲伦星系的恒星形成环境的背景下。
2009-11-10 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
Miec: A Bayesian hierarchical model for the analysis of nearby young open clusters
上下文分析年轻星团的光度和质量分布对于理解恒星形成过程是必不可少的。然而，这一过程留下的气体和尘埃使新生恒星的光线消失，并严重影响了星团成员的普查及其光度分布。目的。我们的目标是发展一种贝叶斯方法来推断，由于光度消光的最小偏差，嵌入的年轻星团的候选成员和星等分布。方法.我们改进了以前发表的方法，并将其应用扩展到嵌入式星团。我们验证了该方法使用综合的数据集的昴星团不同程度的灭绝。结果我们的方法可以恢复成员的数据集，以精确度，真阳性，和污染率，分别优于99%，80%和9%，最高可达Av ~ 6 mag。缺失值通过将污染物和伪影引入到幅度分布中来妨碍我们的方法。尽管如此，这些文物消失，通过使用信息先验分布的自行。结论.这里提出的方法恢复，以最小的偏差，嵌入的星团的成员和分布的数据集与高比例的源缺失值（>96%）。
2021-02-24 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Young starless cores embedded in the magnetically dominated Pipe Nebula. II. Extended dataset
烟斗星云是一个巨大的、邻近的、不规则的暗分子云，恒星形成效率低，被垂直于其主轴的均匀磁场穿过。它拥有一百多个核心，大部分是静止的，化学上非常年轻的无星核心。因此，星云是研究恒星形成过程最早阶段的一个很好的实验室。我们的目标是研究低质量无星核演化的原始条件以及物理、化学和磁性之间的关系。我们使用IRAM 30米望远镜绘制了五个新的无星核心的1.2毫米尘埃连续发射，这与以前的视觉消光图吻合得很好。对于九个核心的样本，其中包括在以前的工作中研究的四个核心，我们得出了一个Av到NH2的因素（1.27 $\pm$ 0.12）$\times10^{-21}$马格厘米$^{2}$和背景的视觉消光约6.7马格可能产生的云材料。我们得出的平均核心直径约为0.08 pc，密度约为10 $^5$ cm $^{-3}$，质量约为1.7 Msun。似乎存在几种与核心密度增加有关的趋势：（i）直径似乎缩小，（ii）质量似乎增加，以及（iii）化学成分趋于丰富。周围的扩散介质磁场的方向和核心的投影方向之间没有相关性，这表明大规模的磁场似乎在塑造核心中发挥次要作用。完整的摘要可以在pdf中找到。
2012-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling two deeply embedded young protostars in the S68N Class 0 protostellar core with JWST/NIRSpec
本文利用 JWST/NIRSpec 观测 S68N 核中两颗深埋 0 级原恒星，通过光球与热盘建模、H2 和 CO 振转线激波建模，揭示其早期吸积与准直分子喷流特征，证明 JWST 可诊断原恒星最初演化阶段。
2025-04-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dependency of dynamical ejections of O stars on the masses of very young star clusters
大质量恒星可以通过与其他大质量恒星的相遇而有效地从它们的诞生星团中弹射出来。通过直接N体计算，我们研究了O型星系统的动力学射血分数如何随非常年轻的星团Mecl的质量而变化。通过改变质量双星的半质量半径、初始质量分离、初始双星分数和轨道参数，我们得到了不同的初始条件。结果表明，O星系统的抛射分数在所有模型中均在质量为$10^{3.5}$ Msun时出现最大值，尽管抛射系统的数目随质量的增加而增加.我们表明，低质量的集群（Mecl ~ 400 Msun）是占主导地位的来源，人口与O星的银河系领域的动力学喷射，考虑嵌入式集群的质量函数。大约15%（高达38%，取决于集群模型）的O型星，其中很大一部分是双星，这将形成在一个10百万年的恒星形成时代的嵌入式集群的分布，将动态弹出的领域。个别的星团可以喷射出100%的原始O星含量。大部分O型星的速度只有10 km/s。合成一个年轻的星团质量函数如下，给出这里提出的恒星动力学的结果，观察到的分数场和失控的O星，和他们之间的二进制分数可以很好地理解理论上，如果所有的O星形式嵌入集群。
2015-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The young stellar population of Lynds 1340. An infrared view
我们提出的分子云Lynds 1340的红外研究结果，形成三组低和中等质量的恒星。我们的目标是识别和鉴定星云中的年轻恒星星族，研究星云的性质与新兴恒星群之间的关系，并将L1340整合到我们银河系环境的恒星形成活动中。我们选择候选年轻恒星对象从斯皮策和WISE数据库使用各种已公布的颜色标准，并将它们分类的光谱能量分布的斜率的基础上。我们确定了170个II类，27个平面SED和0/I类源。高角分辨率近红外观测的RNO 7集群，嵌入在L1340，揭示了八个新的年轻恒星的近红外过剩。年轻恒星的表面密度分布显示了三个组，与L1340的三个主要分子团有关，每个分子团由不到100个成员组成，包括前主序星和嵌入的原恒星。新赫比格-哈罗天体在斯皮策的图像中被识别出来。我们的研究结果表明，L1340是一个多产的恒星形成我们的银河系环境中的几个具体性质的恒星形成的中间质量模式可以详细研究。
2016-02-25 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
Rotation in young massive star clusters
湍流分子云的流体动力学模拟表明，星团的形成是由几个子团的分层合并。我们运行平滑粒子流体动力学模拟的顺磁支持的分子云的质量范围从1700到43000 Msun。我们研究的运动学演变的主要集群，在每个云的形式。我们发现，母气获得显着的旋转，因为在分级组装过程中的大规模扭矩。嵌入星团的恒星部分继承了母气体的旋转特征。只有最终质量小于几个X 100 Msun的星团没有显示出任何明显的旋转迹象。我们模拟的星团有很高的椭圆率（在t= 400万年时约为0.4-0.5）和亚维里（Q_vir<~0.4）。由于亚维里坍缩，旋转的信号比径向运动更强。我们的研究结果表明，旋转是常见的嵌入式大质量（>~1000 Msun）星团。这可能为层次组装场景提供关键的观察测试。
2017-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing jets from young embedded sources: clues from HST near-IR [Fe II] images
我们提出了近红外[Fe II]图像的四个0/I类喷流（HH 1/2，HH 34，HH 111，HH 46/47）观察到的哈勃太空望远镜宽视场相机3。前所未有的角分辨率使我们能够测量自行，射流宽度和轨迹，以及沿射流的消光。在所有情况下，我们都能探测到在较短波长下几乎不可见或不可见的反喷流。我们测量了几百公里/秒的切向速度，与10年前的HST测量结果一致。我们测量的喷流宽度接近几十个AU的恒星，揭示高准直约2度的HH 1，HH 34，HH 111和约8度的HH 46，所有这些都被保存到大的距离。对于HH 34，我们发现了约7度的较大初始开度角的证据。结位置的测量揭示了所有源的射流和反射流的轨迹的偏差。HH 111内部结位置的不对称性分析表明，在20-30 au的距离处存在一个低质量的恒星伴星。最后，我们发现在源附近的消光值为15-20 mag，其沿着射流向下游逐渐减小。这些观测使我们能够以前所未有的高角分辨率研究反喷流，并将成为规划未来JWST中红外观测的有价值的参考，该观测将更接近喷气发动机。
2021-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Young starless cores embedded in the magnetically dominated Pipe Nebula
烟斗星云是一个巨大的，附近的黑暗分子云，恒星形成效率低，这使得它成为研究恒星形成过程非常早期阶段的良好实验室。烟斗星云的大部分是环形的，看起来被一个均匀的磁场穿过，磁场的尺度为几个秒差距，垂直于它的主轴。该场仅在少数区域中局部扰动，例如唯一的活性团簇形成核心B59。本研究的目的是调查低质量前星核的原始条件，以及它们与云中局部磁场的关系。我们使用IRAM 30米望远镜对烟斗星云内四个选定的无星核心进行了3毫米和1毫米的早期和晚期分子的连续和分子调查。我们发现，尘埃连续辐射图跟踪更好的dennial地区比以前的2 MASS消光图，而2 MASS消光图跟踪更好的扩散气体。由尘埃释放得到的地核的性质表明，平均半径约为0.09 pc，密度约为1.3 × 10^5 cm^-3，地核质量约为2.5 M太阳。我们的研究结果证实，所研究的烟斗星云无星核心处于非常早期的进化阶段，并呈现出非常年轻的化学性质，使我们能够提出一个进化序列。所有的核心目前的早期分子发射，与CS检测对所有的样品。其中两个，核心40和109，提出了强烈的晚期分子发射。核心的化学演化阶段和局部磁性之间似乎存在相关性，这表明核心的演化受磁能和其他机制（如湍流）之间的局部竞争所支配。
2010-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion disks in luminous young stellar objects
对年轻恒星周围的吸积盘的性质进行了观测评述。它关注的是嵌入和光学揭示阶段的中等质量和高质量年轻恒星物体的原始盘。的属性来自空间分辨的观测，因此主要是获得与干涉手段，无论是在无线电/（亚）毫米或在光学/红外波长区域。我们对这些拱星结构的物理性质、运动学和动力学进行了总结和比较，并在可能的情况下描绘了趋势。除其他外，我们报告的二次趋势的质量吸积率与质量从金牛座T星的最高质量的年轻恒星物体和系统的差异，在质量下降和吸积率。
2015-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
IdentYS: A Python-Based Tool for Identifying Young Stars in Star-Forming Regions
Byurakan Astrophysical Observatory（Byurakan天文台）
为助力年轻恒星群体研究，本文推出基于Python的IdentYS工具，通过红外测光数据与五幅色-色图识别恒星形成区的I、II类YSOs，排除场污染提升样本纯度，简化多区域年轻恒星群体统计分析。
2025-11-16 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Discovery of dusty sub-solar mass young stellar objects in NGC 346 with JWST/NIRCam
JWST对NGC 346（一个贫金属的小麦哲伦星云中的恒星形成区域）的观测显示，存在大量具有红外过剩的亚太阳质量年轻恒星天体（YSO）。我们从45,000多个独特的来源探测到了$\sim$ 500颗YSO和主序前（PMS）恒星，这些恒星利用了所有四个NIRCam宽滤波器进行深度，高分辨率成像，其中正在进行的低质量恒星形成集中在尘埃细丝上。从这些观察，我们构建详细的近红外颜色星等图与YSO类的初步分类。对于最年轻，最深的嵌入对象，JWST/NIRCam在可比波长下比斯皮策观测值低10多个星等，对于更进化的PMS源，JWST/NIRCam比HST暗两个星等，对应于$\sim$ 0.1 M $_\odot$。在河外环境中，我们第一次探测到嵌入式低质量恒星形成。此外，红外线过剩和吸积的证据表明，岩石行星形成所需的尘埃的金属丰度低至0.2 $Z_\odot$。
2023-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Statistical and Multiwavelength Photometric Analysis of a Young Embedded Open Star Cluster: IC 1590
本文利用Gaia数据和无监督机器学习对年轻疏散星团IC 1590进行统计与多波段测光分析，确定了成员星、基本参数、初始质量函数、年轻恒星天体及消光结构，并探讨其恒星形成图景。
2024-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
CSS galaxy embedded within the core of a bright X-ray cluster
我们在最近钱德拉天文台对射电强致密陡谱源1321+045的观测中发现了一个红移为0.263的X射线团。1321+045是更大调查的一部分，旨在研究弱致密射电源的X射线特性。致密射电源是处于演化初期的年轻天体，如果嵌入X射线团簇中，将为研究团簇加热过程提供独特的机会。
2013-11-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Detection of a large massive circumstellar disk around a high-mass young stellar object in the Carina Nebula
本文研究了船底座星云中暗星云中一个光学不可见的年轻恒星周围的边缘拱星盘的空间结构和光谱能量分布。虽然在早期的红外观测中，该物体被检测为明显的点状源，但只有我们的VLT / HAWK-I数据的卓越图像质量（FWHM ~0.5”）才能首次揭示其独特的形态。它由一个非常红的点状中心源组成，被一个大致球形的星云包围，星云被一条穿过中心的显着的黑暗通道包围。我们构建了从1到870微米的物体的光谱能量分布，并对光谱能量分布和源形态进行了详细的辐射转移建模。在近红外图像中观测到的天体形态清楚地表明，这是一个年轻的恒星天体，它嵌入在一个扩展的、大致为球形的包层中，周围环绕着一个直径约为5500天文单位的巨大星周盘，从侧面看几乎是这样。辐射转移模型表明，中心天体是一个大质量（10-15 Msun）的年轻恒星天体。拱星盘的质量约为2 Msun。船底座中的盘状天体是迄今为止发现的最大质量的年轻恒星天体之一，与大多数其他类似天体的相应值相比，盘状天体的大小和质量都非常大。
2011-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
A probable Keplerian disk feeding an optically revealed massive young star
本文报道在大麦哲伦云中发现一个河外大质量年轻恒星天体周围的旋转气体结构，其内区呈开普勒旋转并供给中央恒星吸积盘，且该系统光学可见，为低金属丰度环境下大质量恒星形成与星周盘演化提供了重要约束。
2023-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Embedded Binaries and Their Dense Cores
我们探讨年轻的，嵌入式二进制文件和他们的父母核心之间的关系，使用英仙座分子云内的观测。我们结合最近发表的VLA观测的年轻恒星的核心性能从SCUBA-2在850微米的观测。大多数嵌入式二进制系统都位于其母核的中心，尽管有些系统的组件更靠近核心边缘。宽双星，定义为那些系统的物理分离大于500金，显示出一种倾向，以对齐其母核的长轴，而紧双星没有显示出优先取向。我们测试了一些简单的，进化的模型来解释观察到的0类和I类来源的人口，无论是单一的还是二进制的。在最能解释观测结果的模型中，所有恒星最初都是宽双星。这些双星要么分裂成独立的恒星，要么收缩成更紧密的轨道。在假设双星分裂后两颗恒星都保持嵌入状态的情况下，我们发现总的恒星形成速率为1.68亿r ^-1。或者，由于双星分裂，一颗恒星可能会从致密的核心中弹出。后一种假设得出的恒星形成速率为2.47亿光年^-1。这两个生产率是令人满意的协议与目前的估计从其他研究英仙座。未来的观察应该能够区分这两种可能性。如果我们的模型继续为其他恒星形成区域提供良好的拟合，那么成为恒星的致密核心的质量分数是目前认为的两倍。
2017-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical Cluster Assembly Framework (D-CAF): The Link Between Star Cluster Formation and Expansion Rates
McMaster University（麦克马斯特大学）
本文提出D-CAF框架，通过模拟嵌入式恒星形成历史与年轻恒星系统的动力学演化之间的联系，研究星团形成和扩张速率的关系，揭示气体收缩对恒星系统生存和扩张的影响。
2026-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new method to unveil embedded stellar clusters
在本文中，我们提出了一种新的方法来识别和表征星团深埋在黑暗的分子云。该方法是基于测量恒星表面密度在宽视场红外图像使用恒星计数技术。它利用了不同的$H$波段光度函数（HLF）的场星和年轻的恒星星族，并能够统计关联图像中的每一颗恒星作为一个成员的背景恒星星族或年轻的恒星星族投影或附近的云。此外，该技术还校正了每个恒星的差异消光效应。我们已经测试了这种方法对模拟以及观察。特别是，我们已经应用该方法观察到的猎户座A和B复合体中的2MASS点源，并获得的结果比较非常好，从深斯皮策和钱德拉观测的红外过量或X射线发射的存在下，直接确定成员资格的状态，为每一个明星。此外，我们的方法还确定了清晰的集群和低分辨率版本的猎户座恒星表面密度图清楚地显示了相对清晰和弥漫的OB 1a和1b子群，并提供了有用的见解，他们的空间分布。
2017-07-26 astro-ph.GA astro-ph.IM
