A Spitzer IRS Survey of NGC 1333: Insights into disk evolution from a very young cluster
本文报道了NGC 1333中79个年轻天体的λ = 5-36μm斯皮策红外光谱。NGC 1333的年轻使研究早期原行星盘的性质成为可能，例如沉降的程度以及间隙和空地的形成。我们构建光谱能量分布（SED）使用我们的IRS数据以及公布的光度和分类我们的样本到SED类。使用“无反射”光谱指数，我们确定是否磁盘，信封，或光球占主导地位的光谱。为了研究NGC 1333中原行星盘的垂直和径向结构，我们利用光谱指数和硅酸盐特征分析了盘主导发射的天体的去红光谱。在我们的NGC 1333样本中，至少有9个天体在其内盘中显示出大（几个AU）径向间隙或空隙的迹象。NGC 1333中具有径向间隙的尘埃比径向连续的尘埃更接近原始的硅酸盐尘埃。我们比较了NGC 1333中的圆盘与其他三个研究得很好的区域（金牛座-御夫座，蛇夫座和Chamaeleon I）的圆盘的性质，发现它们的沉积和尘埃处理程度没有差异。
2012-04-23 astro-ph.SR
The radii of M-dwarfs in the young open cluster NGC 2516
使用一种新的技术，它结合了以前确定的旋转周期与新的光谱测定投影旋转速度，我们已经确定了半径快速旋转，低质量（0.2-0.7 Msun）的M-矮星的年轻，太阳金属丰度疏散星团，NGC 2516。在给定的绝对I或K星等下，平均半径大于模型预测，也大于磁性不活跃的M矮星的测量半径;对于我们样本中最低光度的恒星，差异从百分之几增加到百分之五十。我们表明，一个简单的双温度星点模型是广泛能够解释这些意见，但需要点覆盖率约为50%的快速旋转的M-矮星。
2009-08-10 astro-ph.SR
The Initial Mass Function and Young Brown Dwarf Candidates in NGC 2264. IV. The Initial Mass Function and Star Formation History
利用光谱能量分布（SED）拟合和色星等图计算的年龄和质量，研究了恒星的形成历史和初始质量函数（IMF）。利用Robitaille等人的在线SED拟合工具（SED fitter），我们还研究了NGC 2264中1,000多颗前主序星的物理和结构参数。结果表明，NGC 2264的恒星形成开始于大约6 - 700万年前的表面区域（晕区和场区），传播到分子云中，最终触发了轮辐星团中的近期恒星形成。这种在低密度表面区域（晕和场区域）开始的连续恒星形成意味着NGC 2264中的恒星形成是由外部来源触发的。NGC 2264的IMF以两种不同的方式确定。对于大质量恒星（log m >= 0.5），NGC 2264的IMF斜率为-1.7 \pm 0.1，比所谓的标准“Salpeter-Kroupa”IMF稍陡。我们还提供了79个年轻的褐矮星候选人的数据。
2010-10-05 astro-ph.SR
Elemental abundances of HD 87240, member of the young open cluster NGC 3114
我们测定了年轻疏散星团NGC 3114的成员HD 87240大气中几种化学元素的丰度。我们已经使用代码ATLAS 9来计算HD 87240的有效温度和表面重力来自Stromgren的测光的一个网格的合成光谱已经使用SYNSPEC49计算和调整到的UVES光谱的HD 87240，以确定几个化学元素的丰度使用最新的严格评估的原子数据从NIST。我们发现轻元素的丰度不足和大量的重元素，特别是稀土元素，铂和汞，这表明这颗恒星是一个化学独特的晚B星的SiPtHg型。
2018-10-10 astro-ph.SR
Chemical analysis of giant stars in the young open cluster NGC 3114
内容：疏散星团对于研究银河系中心距离和年龄的可能趋势是非常有用的目标，特别是当比较年轻和年老的疏散星团时。目的：我们对年轻的疏散星团NGC 3114中的7颗红巨星进行了详细的光谱分析，以获得它们的化学组成。获得了C、N、O、Li、Na、Mg、Al、Ca、Si、Ti、Ni、Cr、Y、Zr、La、Ce和Nd的丰度以及碳同位素比值。方法：利用高分辨率光谱技术测定所研究恒星的大气参数及其化学丰度。我们采用了当地的热力学平衡模式的大气库鲁兹和光谱分析代码MOOG。轻元素的丰度是使用光谱合成技术得到的。结果：我们发现NGC 3114的平均金属丰度为[Fe/H]=-0.01 +/-0.03。等时线拟合得到的关闭质量为4.2 Msun。[N/C]比与首次疏浚模型预测值吻合较好。我们发现两颗恒星HD 87479和HD 304864的自转速度分别为15.0 km/s和11.0 km/s; HD 87526是一颗晕星，不是NGC 3114的成员。结论：NGC3114的碳、氮丰度与场巨星和星团巨星一致。NGC 3114中的氧丰度比场巨星低。[O/Fe]比值与年轻星团中的巨星相似。我们在分析的星团巨星中检测到钠的富集。就其他元素而言，它们的[X/Fe]比值遵循相同金属丰度的巨星相同的趋势。
2013-04-03 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Stellar radii in the young open clusters NGC 2264, NGC 2547 and NGC 2516
快速旋转，低质量的食双星系统成员的测量半径显着大于标准模型预测。有人提出，磁活动是半径膨胀的原因。通过估计三个年轻星团（NGC 2264，NGC 2547，NGC 2516，年龄分别为5，35和1.4亿年）中低质量恒星的半径，我们的目标是确定是否在单个磁性活跃的恒星中看到类似的半径膨胀。我们使用的径向速度从盖亚-ESO调查（GES）和公布的测光建立集群成员和GES测量vsini与公布的旋转周期相结合，以估计平均半径为快速旋转的集群成员组作为其光度和年龄的函数。的平均半径进行了比较，与标准的进化模型和变体，包括对流和星点的磁抑制的预测。在给定的光度下，NGC 2516和NGC 2547的恒星半径比标准演化模型在这些星团年龄预测的要大。在具有辐射核心的ZAMS恒星中，这种差异最不明显，不显著（约10%），但在质量较低，完全对流的前主序星成员中更为显著，达到30+/-10%。NGC 2264的年龄和距离都不确定，因此无法可靠地确定其成员的任何差异。中位半径，我们估计低质量的完全对流的恒星在较老的集群是不一致的（在2-3西格玛水平）与非磁性的演化模型，更一致的模型，将磁场或暗星斑的影响。现有的模型表明，这需要表面磁场超过2.5千克，斑点阻挡大约30%的光球通量，或两者的更温和的组合。[删节]
2015-11-21 astro-ph.SR
Substellar Objects in Nearby Young Clusters (SONYC) IV: A census of very low mass objects in NGC1333
SONYC（Substellar Objects in Nearby Young Clusters）是一个研究年轻亚恒星天体的频率和性质的项目，这些天体的质量低至木星的几倍。在这里，我们对~ 100万年老星系团NGC 1333中的极低质量天体进行了普查。我们分析了FMOS/斯巴鲁从我们的深，宽视场调查中获得的100个候选者的近红外光谱，并发现了10个新的可能的棕矮星，光谱类型为M6或更高。其中有三颗大于~M9，一颗为早期L光谱型，对应的质量为0.006至<~0.02 Msol，是迄今为止在该星团中发现的质量最低的天体。调查深度，空间覆盖范围和广泛的光谱跟踪相结合，使NGC 1333成为对亚恒星物体调查最全面的星团之一。在NGC 1333中总共有51个光谱类型为M5或更高和/或有效温度为3200 K或更低的天体，其中30-40个可能是亚恒星。NGC 1333的棕矮星数量约为恒星的一半，比其他研究充分的恒星形成区要多得多，因此提高了亚恒星物体形成的环境差异的可能性。NGC 1333中的棕矮星在空间上强烈地聚集在~1 pc的半径内，反映了恒星的分布。亚恒星区域的星盘比例<66%，低于总星群的比例（83%），但与其他2-3百万年年龄区域的棕矮星星盘比例相当。
2011-10-07 astro-ph.SR
New Beta Cephei stars in the young open cluster NGC 637
研究疏散星团中的恒星脉动提供了进行系综星震学的可能性。合理的假设是星团成员具有相同的年龄、距离和总金属丰度，这有助于地震模拟过程，并严格限制了地震模拟过程，因此识别具有多个地震因子的疏散星团是很重要的。在疏散星团NGC 637的成员中寻找新的仙王座β型脉动星。获得了31小时的时间分辨V滤光片CCD测光。测量结果证实了两个先前已知的变量，并揭示了三个新的Beta Cephei恒星和一个候选者。所有四个振荡器都具有足够高的振幅，便于模式识别，并且是多周期的。NGC 637有四个确定的脉动成员，现在是六个疏散星团中最富有的仙王座β恒星之一。因此，它是集合星震学的一个很好的目标，并解决了在仙王座β域中是什么将脉动星与明显恒定的恒星区分开来的问题。
2011-05-16 astro-ph.SR
Variable Stars in Young Open Cluster NGC 2244
本文介绍了年轻疏散星团NGC 2244的UBVIc变率测量结果。我们总共发现了245颗变星。其中大部分，211颗恒星，是不规则变化的变星。此外，还发现了23颗周期变星，4颗候选的盾牌座δ星和7颗食双星。根据中红外Spitzer和WISE测光和近红外JHKs 2 MASS测光，我们将104个年轻恒星源分类为：1个I类天体，1个I类/平坦光谱天体，4个平坦光谱天体，91个II类天体和7个过渡盘天体。这种分类，连同r 'i'H$alpha IPHAS光度测量和JHK UKIDSS光度测量，被用来识别不规则和周期变星中的前主序星。共发现CTTS候选星97颗（96颗不规则变星和1颗周期变星），WTTS候选星68颗（54颗不规则变星和14颗周期变星），Herbig Ae/Be星6颗，并对223颗变星计算了成员概率。其中大多数，143颗恒星，是星团成员的概率大于70%。只有36颗变星的成员概率小于20%。
2019-05-29 astro-ph.SR
The initial mass function of the rich young cluster NGC 1818 in the Large Magellanic Cloud
我们使用哈勃太空望远镜对大麦云星云中的年轻富星团NGC 1818进行测光，推导出它的恒星质量函数（MF）降到0.15 Msun。这代表了迄今为止在河外低金属丰度（[Fe/H]~-0.4 dex）环境中获得的恒星系统最深的稳健MF。结合我们的结果与已公布的MF质量超过1.0 Msun，我们得到一个完整的现今MF。这是一个很好的代表团的初始MF（IMF），特别是在低质量，因为我们的观察集中在集群的不拥挤的半质量半径。因此，星团的恒星演化和动力学演化不会对低质量恒星产生显著影响。NGC 1818 IMF可以用对数正态分布和破幂律分布很好地描述，其斜率分别为Gamma=0.46+/-0.10和Gamma~-1.35（Salpeter-like），质量范围为0.15至0.8 Msun和大于0.8 Msun。在不确定性，NGC 1818国际货币基金组织是完全一致的克鲁帕太阳邻域和夏布里耶对数正态质量分布。
2009-03-30 astro-ph.SR
Mid-infrared interferometry of the massive young stellar object NGC 2264 IRS 1
光学不可见的红外源NGC 2264 IRS 1被认为是一个巨大的年轻恒星天体（~10 Msun）。虽然强烈的红外线过剩清楚地表明中心物体被大量的拱星物质包围，但直到现在还没有关于这种拱星物质的空间分布的信息。我们使用ESO甚大望远镜干涉仪在中红外波段对NGC 2264 IRS 1进行了长基线干涉观测。我们的观测解决了NGC 2264 IRS 1周围的拱星物质，提供了第一次直接测量中红外发射的角大小，并产生直接约束尘埃的空间分布。我们使用不同的方法（几何模型，温度梯度模型，和辐射转移模型）来共同模拟所观察到的干涉光谱和光谱能量分布。导出的可见度值在~0.02和~0.3之间，表明中红外发射被清楚地分辨。MIR发射区域的特征尺寸约为30-60 AU;该值对于具有相似或稍低光度的其他YSO来说是典型的。两个位置角的大小的比较示出了灰尘分布的显著延长。因此，简单的球面包络模型与数据不一致。我们的数据的辐射转移建模表明，我们观察到一个几何薄，光学厚拱盘的质量约为0.1 Msun。我们的模型表明，NGC 2264 IRS 1被一个平坦的拱星盘所包围，该盘具有类似于通常在低质量年轻恒星周围发现的盘的特性。这一结果支持了大质量年轻恒星天体是通过星周盘吸积形成的假设。
2011-07-05 astro-ph.SR
A Spitzer View of the Young Open Cluster NGC 2264
利用Spitzer空间望远镜IRAC和MIPS仪器获得的图像，对年轻的疏散星团NGC 2264进行了中红外测光，并给出了年轻天体在各种颜色-颜色图中的标准化分类方案，以充分利用中红外测光信息。这些结果进行了比较的光谱能量分布（SED）的斜率的基础上的分类方案。根据I类和II类星的空间分布，我们在Sung等人的CONE区识别出两个I类天体的子团，在另一个恒星形成区SMON中的盘星大多是II类天体。这三个区域的SED斜率的分数分布以及SED斜率的平均值显示出明显的差异。对于太阳质量的恒星，具有原始盘的恒星比例在log m = 0.2 - 0.5之间几乎是平坦的，而过渡盘的比例很高。此外，我们还推导出了位于主前主序星座下方的NGC 2264成员（所谓的BMS星）的原始盘分数的较高值。这一结果支持了BMS恒星是具有近边缘盘的年轻恒星的观点。我们还发现，原始盘的分数是非常低的最大质量的恒星S Mon附近，并增加与S Mon的距离。
2009-06-17 astro-ph.SR
A comprehensive study of young B stars in NGC 2264: I. Space photometry and asteroseismology
年轻的疏散星团NGC 2264的最大质量成员的空间测光时间序列使我们能够研究它们的不同来源的变化下降到毫米级水平，并允许搜索缓慢脉动B（SPB）型脉动的对象，只有几百万年的年龄。我们的目标是进行一个均匀的研究，年轻的B型恒星在集群NGC 2264使用测光时间序列从空间结合高分辨率光谱和分光偏振从地面获得。后者将在单独的后续文章中介绍。我们使用MOST、CoRoT和Spitzer空间望远镜的光度时间序列以及Period04和SigSpec程序对年轻星团NGC 2264中的11颗B星进行了频率分析。我们采用MESA恒星演化程序和振荡程序GYRE相结合的方法来识别两颗具有短周期间隔序列的SPB星的脉动模式。从我们的分析中，我们确定了四个对象，显示SPB脉动，五颗恒星，显示其光变曲线的旋转调制所造成的斑点，一颗恒星，被确定为一个二进制，和一个对象在该领域的集群被发现是一个非成员的恒星。在两个SPB星，我们检测到一些定期间隔的脉动模式，是兼容的g模式周期系列的成员。尽管NGC 2264的年龄很小，但我们的分析表明，它的B型成员已经到达了零年龄主序（ZAMS）。我们的星震分析得出的质量在4到6百万太阳之间，年龄在1到6百万年之间，这与整个星团的年龄很吻合。
2017-03-19 astro-ph.SR
Young Stellar Objects in NGC 6823
NGC 6823是一个年轻的疏散星团，位于狐狸座OB 1星协中，距离约2千秒差距。先前使用CCD测光和光谱学的研究已经确定了在其中心的明亮O-和B-型恒星的梯形系统。我们目前的光学，近红外和斯皮策光度观测的集群。我们的测量范围可达I~22等和Ks~18等。我们发现一个双峰分布的Av，峰值在~3等，更广泛的峰值在~10等。我们发现一个~20%的分数的I/II类年轻恒星的对象（YSO）在集群中，而一个大的80%的分数的源有一个III类分类。我们利用IPHAS调查来探测大量III类来源的α发射强度。几乎所有的III类天体都有光球（r '-H α）的颜色，这意味着在发射中没有H α。因此，这大量的III类源可能是星团中的无盘恒星，而不是无盘的YSO。在星团的东部地区和梯形中心附近，I/II类系统的浓度较高。星团的西部大部分包含III类/视场星，似乎没有盘源。我们发现证据的前主序人口在NGC 6823，除了上主序人口。主序前星群主要由年轻的盘源组成，年龄在1- 500万年之间，质量较低，约为0.1-0.4 Msun。星团中可能存在一个依赖于质量的年龄分布，较老的恒星比较年轻的恒星更大。NGC 6823中年轻的盘源的存在表明银河系外部区域的恒星形成特性与太阳附近的年轻星团相似。
2011-09-19 astro-ph.SR
Different Dynamical Ages for the Two Young and Coeval LMC Star Clusters NGC 1805 and NGC 1818 Imprinted on Their Binary Populations
两个大麦云星云星团NGC 1805和NGC 1818的年龄大致相同（约3千万年），但在双星频率上表现出不同的径向趋势。NGC 1818中的F-型恒星（1.3 - 2.2 MSun）的双星频率向核心方向逐渐降低，而NGC 1805中类似质量的恒星的双星频率与半径持平，或者可能是双峰（在核心有一个峰值）。通过详细的N体模型，我们在这里表明，这两个星团可能是以相同的原始双星频率和双星轨道要素形成的，质量来自相同的分布（根据对疏散星团的观测和我们银河系的场定义）。所观察到的径向趋势的二进制频率为两个集群最好的匹配模型，具有初始子结构。此外，这两个星系团可能沿着非常相似的动态序列演化，关键区别在于NGC 1805在动态上比NGC 1818更老。NGC 1818中的F型双星仍然显示出早期快速动力学破坏的证据（优先发生在核心），而NGC 1805已经开始恢复更高的核心双星频率，这是由于质量分离（这最终将产生一个双星频率分布，只向核心上升，就像在旧的银河系星团中观察到的那样）。这种恢复率增加了较高质量的二进制，因此，即使在一个年龄在一个集群，我们预测一个类似的动态序列的径向分布的二进制频率作为二进制初级质量的函数。
2015-03-17 astro-ph.SR
Search for OB stars running away from young star clusters. II. The NGC 6357 star-forming region
在年轻的大质量星团的致密核心中，动力学的少体碰撞是造成大质量恒星物质损失的主要原因。一些逃逸（逃逸）的恒星以超音速穿过周围的介质，可以通过探测它们的弓形激波（在红外线、光学或无线电中可见）来揭示。在本文中，这是第二个一系列的文件，致力于寻找OB星运行远离年轻的（几个百万年）星系团和OB协会，我们提出的弓激波周围的恒星形成区域NGC 6357搜索的结果。利用中段空间实验（MSX）卫星和斯皮策太空望远镜的档案数据，以及宽视场红外巡天探测器（WISE）的初步数据，我们发现了7个弓形激波，其几何形状与它们是由与NGC 6357相关的年轻星团Pismis 24和AH 03 J1725-34.4驱逐的恒星产生的可能性一致。七个弓形激波中有两个是由已知的O型星驱动的。另外三颗产生弓激波的恒星的后续光谱显示它们也是O型星，而剩下两颗恒星的2 MASS测光则表明它们可能是B 0 V型星，前提是它们都位于与NGC 6357相同的距离。从非常年轻的星团中弹出的大量大质量恒星的检测与理论预期一致，即星团可以在其动力学演化的最开始有效地失去大质量恒星，并有力地支持了可能所有的场OB星都被动态地从它们的出生星团中弹出的想法。我们在NGC 6357周围寻找弓形激波的副产品是检测到三个典型的发光蓝色变星和晚期WN型沃尔夫-拉叶星的圆形壳。
2011-09-13 astro-ph.SR
New SPB stars in the field of the young open cluster NGC 2244 discovered by the MOST photometric satellite
在MOST卫星对年轻的疏散星团NGC 2244进行的近两周的连续光学测光中，我们发现了两颗新的SPB星，GSC 00154-00785和GSC 00154-01871。我们提出了这些恒星的MOST光变曲线的频率分析，揭示了两个振荡频率（0.61和0.71 c/d）在GSC 00154-00785和两个（0.40和0.51 c/d）在GSC 00154-01871。这些频率范围是一致的g-模式的$\ell \leq 2$激发的主序星或前主序星（PMS）的质量为4.5 - 5 $M_{\odot}$和太阳的组成$(X, Z)= (0.7, 0.02)$的模型。发表的自行测量和径向速度不足以建立明确的集群成员这两个恒星。然而，PMS模型，最适合其本征光谱的年龄与NGC 2244一致。如果星团成员身份能够得到确认，这将是第一颗已知的PMS SPB恒星，并将为PMS恒星的内部结构的星震测试打开一扇新的窗口。
2011-10-18 astro-ph.SR
A Chandra and Spitzer census of the young star cluster in the reflection nebula NGC 7129
反射星云NGC 7129长期以来一直被认为是最近恒星形成的地点，例如，由深埋的原恒星和HH天体的存在所决定。然而，对恒星形成过程中产生的恒星星族的研究仍处于初级阶段。据推测，NGC 7129的年龄约为300万年，处于年轻恒星周围的圆盘消失的临界范围。我们利用Chandra X射线和Spitzer以及2 MASS红外成像观测来识别NGC 7129中的前主序星。我们定义了一个样本的年轻恒星对象的基础上组成的红外测光1.6和8亩，从2 MASS和斯皮策的颜色-颜色图，并根据X射线探测源从钱德拉观测。该样本由26名II类和25名III类候选人组成。样本估计完整到约0.5太阳质量。主序前星的子样本是由星团核心的低吸收（A_V < 5等）星组成的。该样品由7个II类源和14个III类源组成，其盘状部分为33^{+24}-19} %，X射线平均亮度log（L_x）[erg/s] = 30.3。尽管与样品选择、吸收、质量分布、距离以及因此的盘分数和X射线光度的计算有关的各种不确定性，但数据产生一致的结果。特别是，我们确认的年龄~3百万年的NGC 7129集群。派生的磁盘部分类似于猎户座σ，小于Cha I（~ 200万年），大于上Sco（500万年）。X射线光度函数与NGC 2264（200万年）相似，但比猎户座星云团（100万年）更暗。
2009-07-24 astro-ph.SR
The massive star binary fraction in young open clusters - II. NGC 6611 (Eagle Nebula)
基于2003年至2009年收集的100多个中高分辨率光谱，我们研究了位于老鹰星云（M16）核心的NGC 6611中O型恒星的性质。使用一个更广泛的数据集比以前可用，我们修改了光谱分类和多重性状态的9个O型恒星在我们的样本。我们确认了两个可疑的双星，并推导出两个系统的第一个SB 2轨道解。我们进一步报告说，另外两个对象显示一个复合光谱，这表明可能的长周期双星。我们的分析得到了一组蒙特卡罗模拟的支持，使我们能够估计我们的运动的检测偏差，并表明后者不影响我们的结论。我们的样本中的绝对最小二进制分数是f_min=0.44，但如果所有的二进制候选者都被确认，则可能高达0.67。和NGC 6231一样（见论文I），NGC 6611中有75%的O星族是在O+OB系统中发现的，因此隐含地将随机配对从经典IMF中排除，作为描述大质量双星中伴星协的过程。尽管两个星系团的年龄和环境不同，但NGC 6231和NGC 6611之间的二进制分数、质量比和周期分布没有统计学差异。
2009-11-18 astro-ph.SR
Variable stars in young open star cluster NGC 7380
本文给出了星系团NGC 7380中57颗变星的测光时间序列。这些变星与星系团NGC 7380的关联是根据两个色图和色星等图建立的。共发现17颗主序星，主要是B型星，并将它们分为慢脉动B型星、$β$ Cep型星或$δ$ Scuti型星。其中一些可能属于新的类变量，如Mowlavi等人（2013）和Lata等人（2014）所讨论的。目前的样品还包含14颗前主序星，其年龄和质量大多为$\lesssim$ 500万年，范围为0.60 $\lesssim M/M_{\odot} \lesssim$ 2.30，因此应该是T-Tauri星。与经典的金牛座T星相比，大约有一半的弱线金牛座T星是周期为$\lesssim$ 2天的快速自转星。有些变星属于场星族。
2015-11-28 astro-ph.SR
The Origin of Young Stellar Populations in NGC 1783: Accretion of External Stars
本研究利用Hubble Space Telescope观测和N-body模拟，发现NGC 1783星团中年轻恒星的空间分布和径向速度特征无法仅用蓝离散星解释，而是源于对外部低质量恒星系统恒星的吸积。
2024-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Young open clusters in the Milky Way and Small Magellanic Cloud
NGC 6611、Trumpler 14、Trumpler 15、Trumpler 16、Collinder 232是非常年轻的疏散星团，位于MW中的鹰状星云或船底座的恒星形成区，以及SMC中的NGC 346。利用不同的仪器和技术，可以对新的Herbig Ae/Be星、经典Be星进行探测和分类，并对Be星的外观模型提供新的检验和比较。还介绍了这些恒星形成区的特殊恒星（He-强）。
2009-09-16 astro-ph.SR
Decoding the bifurcated red-giant branch as a tracer of multiple stellar populations in the young Large Magellanic Cloud cluster NGC 2173
多重恒星星族（MP）代表恒星与恒星之间轻元素丰度的变化，这在几乎所有古老的银河系球状星团中都很常见。在这里，我们提供了最有力的证据，人口众多，~ 1.7 Gyr的大麦云星系团NGC 2173也表现出轻元素丰度的变化。因此，我们的研究结果表明，NGC 2173是迄今为止已被证实的MP最年轻的集群。我们的结论是基于在其红巨星分支的尖端在高质量的颜色-星等图产生的哈勃空间望远镜成像观测的明显分歧。我们的研究结果进一步支持了详细分析的“伪$UBI$”的地图，这揭示了一个双峰的集群的红巨星分支的颜色分布的明确证据。麦哲伦星云中的年轻星团可以为星系演化历史提供重要的见解。我们在NGC 2173中发现的MP表明，古老的银河系球状星团和年轻的大质量星团可能有一个共同的形成过程。
2022-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The binary fractions in the massive young Large Magellanic Cloud star clusters NGC 1805 and NGC 1818
利用哈勃空间望远镜获得的高分辨率数据，研究了大质量年轻大麦云星团NGC 1805和NGC 1818中F型主序星双星的径向分布.对于不同的质量比截止值q，我们采用了等时线拟合方法和使用蒙特卡罗模拟的卡方积分最小化方法，并对这两种方法的性能进行了详细的比较。这两种方法产生相同的径向二进制部分配置文件为同一集群，因此支持的鲁棒性和适用性的年轻星团的方法是尚未受到多个恒星星族的存在。在这两个集群的二元馏分的特点是相反的趋势，在他们的径向配置文件。NGC 1805在中心区域表现出随着半径的增加而减小的趋势，然后缓慢增加到场的二进制分数水平，而NGC 1818则表现出单调增加的趋势。这可能表明在星团的中心区域有一个比预期的更复杂的物理机制。时间尺度的论点意味着早期的动力学质量分离应该是非常有效的，因此，可能主导了NGC 1805核心的动力学过程。同时，在NGC 1818中，核心的行为可能是由软双星系统的破坏所主导的。我们推测，这可能是由于在NGC 1818核心，这创造了一个环境，在其中的双分裂的效率比在NGC 1805核心更高的速度色散。
2013-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The radial distributions of the two main-sequence components in the young massive star cluster NGC 1856
最近在年轻的大质量星团NGC 1856中发现的双主序星引起了人们的极大关注。这些观测结果可以用两代不同年龄和金属丰度的恒星来解释，或者用由两个具有不同自转速率的种群组成的一代恒星来解释。我们分析了NGC 1856中属于两个主序星的恒星数量比作为半径的函数。我们发现，它们的数量比保持大致不变，从集群的中心区域到其外围，这表明这两个组件是均匀分布在空间中。通过比较最佳拟合等时线的轨迹与两个恒星分量的脊线，我们发现多个恒星星族和快速恒星自转都可能解释NGC 1856中观测到的主序星分叉。然而，如果NGC 1856是古老球状星团的年轻代表，那么多恒星星族模型将无法解释这两个组成部分空间分布的均匀性，因为所有相关的方案都预测第二代恒星应该形成在比第一代恒星更紧凑的配置中，而NGC 1856太年轻了，两代恒星都不能完全动态混合。我们推测，快速恒星旋转的情况下，将是在NGC 1856年观察到的多个恒星序列的有利解释。
2016-11-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
No Evidence for Significant Age Spreads in Young Massive LMC Clusters
最近的发现使星团是简单的恒星星族的观点受到质疑。特别是，在大麦云（LMC）的中间年龄（1-2 Gyr）的大质量星团的颜色星等图显示的功能，可以被解释为年龄跨度为1亿至5亿年。如果这些星团中存在多代恒星，那么具有类似性质的年轻（<1 Gyr）星团应该具有相同数量级的年龄扩展。在本文中，我们使用档案哈勃太空望远镜（HST）数据的8个年轻的大质量LMC星系团（NGC 1831，NGC 1847，NGC 1850，NGC 2004，NGC 2100，NGC 2136，NGC 2157和NGC 2249）来检验这一假设。我们分析了这些星团的色星等图，并拟合了它们的恒星形成历史，以得出潜在年龄分布的上限。我们发现，在这项工作中分析的集群没有证据表明延长恒星形成的历史，这将是一致的年龄传播提出的中间年龄大麦哲伦星系团。人工单年龄集群的测试表明，最年轻的集群的拟合年龄分散是一致的传播，纯粹是由光度误差引起的。作为额外的结果，我们确定了NGC 1850的新年龄约为1亿年，明显高于通常使用的约3000万年的值，尽管与早期的HST估计一致。
2015-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bayesian characterization of the young open cluster NGC 6383 using HDBSCAN and Gaia DR3
本研究利用HDBSCAN算法和Gaia DR3数据识别疏散星团NGC 6383的成员，并结合No-U-Turn Sampler贝叶斯方法估计其年龄、距离等参数，证实其为距地球约1.1 kpc的极年轻星团。
2024-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
An unexpected detection of bifurcated blue straggler sequences in the young globular cluster NGC 2173
蓝离散星在色-星等图上的分叉图案引起了人们的极大关注。这种特殊的（但罕见的）两个不同的蓝离散星序列的模式通常被解释为星团核心坍缩驱动的恒星碰撞作为一种有效的形成机制的证据。在这里，我们报告的一个分叉的蓝色离散分布在一个年轻的大麦哲伦星系团，NGC 2173的检测。由于该星团中心恒星数密度低且年龄年轻，动力学分析显示，单靠恒星碰撞无法解释观测到的蓝离散星。因此，双星演化是这些蓝色离散星起源的最可行的解释。然而，为什么双星演化会使蓝掉队星的色-星等分布分叉的原因仍然不清楚。
2018-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery and description of two young open clusters in the primordial group of NGC 6871
利用Gaia DR 3的数据和以往的文献资料，证实并描述了一个包含NGC 6871的原始疏散星团群。它是一个恒星形成的复合体，包含至少六个年轻的OC，包括Teutsch 8，FSR 198和Biurakan 2。两个附近的OC（Casado 82和Casado-Hendy 1）是新发现的，并进行了详细的研究，发现也是引用组的成员。的组件的参数是足够相似的假设的情况下，至少有六个集群出生从一个单一的GMC。没有集群对的组似乎是一个真正的二进制集群，与候选人对Teutsch 8/FSR 198可能的例外。相反，NGC 6871似乎正在瓦解，原始的群体成员似乎正在迅速分散。利用Gaia数据在年轻或成团的OCs附近寻找新的疏散星团是寻找形成原始星系团的新的关联OCs的有效策略。
2023-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Polarization in young open cluster NGC 6823
本文对年轻疏散星团NGC 6823区域的104颗恒星进行了多波长线性偏振观测。NGC 6823的偏振主要由前景尘埃颗粒控制，我们发现了在视线方向存在几层尘埃的证据。第一层尘埃位于距离星团约200秒差距内，比星团（约2.1千秒差距）更接近太阳。成员星位置角的径向分布呈现出系统性的变化，偏振度向星团外部减小，星团冕区的平均位置角与银河平行线的倾角非常接近（~ 32度）。NGC 6823中的颗粒尺寸分布与一般星际介质中的颗粒尺寸分布相似。前景尘埃颗粒的斑片状分布被认为是对NGC 6823的差异红化和偏振的主要原因。大多数被观测到的恒星在其光中没有表现出内在偏振的证据。
2009-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical composition of evolved stars in the young open clusters NGC 4609 and NGC 5316
首次对两个年轻的疏散星团NGC 4609和NGC 5316的演化恒星进行了高分辨率光谱分析，这两个星团的年龄分别约为8000万年和1亿年，关闭质量超过5 Msun。恒星演化模型预测了演化恒星中的额外混合事件，该事件发生在第一次挖掘之后，随后发生在红巨星分支上。然而，人们仍然不知道这个过程如何影响不同质量的恒星。在这项研究中，我们确定了混合敏感元素碳和氮的丰度，碳同位素12 C/13 C比值，以及20个其他元素产生的不同核合成过程（O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Sc，Ti，Cr，Mn，Co，Ni，Y，Zr，Ba，La，Ce，Pr，Nd和Eu）。我们将我们的结果与最新的进化混合过程的理论模型进行了比较。我们发现，得到的12 C/13 C和C/N比和[Na/Fe]同意相当不错的模型，考虑到热盐和旋转引起的混合，但在误差范围内也同意与标准的第一个疏浚模型。氧，镁和其他α元素与银河系化学演化的理论模型的比较表明，这两个集群遵循薄盘α元素的趋势。NGC 4609的中子捕获元素丰度显然反映了它在薄盘中的出生地，而NGC 5316的丰度略高，这表明它的出生地环境中更富含中子捕获元素。
2016-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
A perfect starburst cluster made in one go: the NGC 3603 young cluster
了解由非常年轻的大质量恒星组成的独特的、近球形的无气体星团是如何从巨大的、复杂的氢分子云中形成的，是天体物理学中最大的挑战之一。一种流行的观点认为，一个单一的气体云分裂成许多新生的恒星，这些恒星反过来又激发并迅速排出残留的气体，形成一个无气体的星团。本研究表明，上述经典范式显着再现了银河系NGC 3603恒星形成区的中央，年轻的集群（HD 97950），特别是它的形状，内部运动和恒星的质量分布，自然和一致地遵循一个单一的模型计算。值得注意的是，相同的参数（恒星形成效率，气体排出时间尺度和延迟）重现HD 97950，因为被发现重现猎户座星云星团，昴星团和R136。因此，目前的结果提供了有趣的证据，通过单星暴事件，然后显着的残余气体排出的星团形成。
2014-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Substellar Objects in Nearby Young Clusters (SONYC) VI: The planetary-mass domain of NGC1333
在SONYC - Substellar Objects in Nearby Young Clusters - survey中，我们调查了年轻星团NGC 1333中自由漂浮的行星质量天体（planemos）的频率。在我们广泛的先前工作的基础上，我们使用斯巴鲁上的MOIRCS，从我们的深度多波段成像中获得了12个最微弱的候选者的光谱，加上相同领域中的7个随机对象。我们确认了七个新来源是年轻的极低质量天体（VLMO），Teff为2400- 3100 K，光谱类型为M中期至L早期。这些物体增加了NGC 1333中VLMO的数量，现在总数为58个。根据进化模型，三个已确认的物体（本研究中发现的一个）的质量低于15兆焦耳，因此可能是planemos。我们估计NGC 1333中5-15 MJup的总planemo种群<8。这个星团的质量谱可以用dN/dM ~ M^-alpha来近似，当M<0.6Msol时，α = 0.6+/-0.1，这与附近其他恒星形成区一致，并且在平面域中α <~ 0.6。我们在NGC 1333中的结果，以及我们和其他人在其他几个星团中的发现，证实了恒星形成过程延伸到行星质量域，至少低至6兆焦耳。然而，由于行星的数量比恒星少20-50倍，它们对年轻星团中物体数量和质量预算的贡献可以忽略不计。我们的发现与最近的一项微透镜研究的说法强烈不一致，即自由漂浮的行星质量物体是恒星的两倍…
2012-08-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
GeMS in the Outer Galaxy: Near-Infrared Imaging of Three Young Clusters at Large Galactic Radii
使用双子座南自适应光学成像仪（GSAOI）记录的图像，并通过双子座多共轭自适应光学系统（GeMS）进行大气视宁度校正，以研究年轻的外星系盘星团Haffner 17，NGC 2401和NGC 3105的恒星内容。在（K，J-K）色星等图上，根据主序（MS）的暗端和主序前（PMS）的脊线估计的年龄与基于MS关闭的公布值一致，GSAOI数据支持文献中NGC 2401年龄范围的年轻端。NGC 2401的质量函数（MF）类似于太阳附近的质量函数，并且在这个星团中跨越广泛质量的恒星在天空中具有类似的集群特性。结果表明，NGC 2401不是动态演化的。相比之下，Haffner 17的MF在这些数据所涵盖的所有质量上都与太阳邻域的MF有显着差异，而NGC 3105的MF与太阳邻域相比，在太阳质量以下的物体中有所不足。Haffner 17和NGC 3105中的低质量天体在天空中的分布也比更明亮，质量更大的MS恒星更均匀。这与两个星系团都经历了重大的动力学演化是一致的。
2014-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Young Open Clusters King 12, NGC 7788, and NGC 7790: Pre-Main Sequence Stars and Extended Stellar Halos
利用MegaCam图像研究了疏散星团King 12、NGC 7788和NGC 7790的恒星含量。与等时线的比较得出King 12的年龄小于2000万年，NGC 7788的年龄为2000 - 4000万年，NGC 7790的年龄为6000 - 8000万年，这是基于每个星团中靠近主序关闭（MSTO）的恒星的性质。NGC 7788的红化程度比之前估计的要大得多。King 12和NGC 7788的光度函数（LFs）显示了归因于前主序（PMS）天体的爆发的中断，与PMS演化模型的比较产生了与MSTO附近恒星测量的年龄一致的年龄。相比之下，NGC 7790中主序星的r' LF与基于太阳邻域质量函数的模型中的r' = 20相匹配。通过研究蓝主序星的两点角关联函数，研究了这三个星团的结构特性。国王12和NGC 7788都被一个半径为5弧分（约3.4秒差距）的恒星晕所包围。据建议，这些晕的形式在响应大规模的质量喷射早期的集群的演化，如模型预测。相比之下，NGC 7790中的蓝色主序星的半径约为7.5弧分，没有晕的证据。这表明这三个星团可能起源于同一个恒星形成复合体，但不是在同一个巨大的分子云中。
2012-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing the stellar population of NGC 1980
NGC 1980是一个年轻的星团，位于猎户座星云星团（ONC）以南约0.5度。Bouy等人和Pillitteri等人最近的研究表明，NGC 1980包含的恒星比年轻得多的ONC更古老，并且它属于前景星群，可能位于猎户座A分子气体前面40 pc。在这项工作中，我们提出了低分辨率的光谱对148个年轻的恒星发现对NGC 1980地区。我们确定这些恒星的光谱类型，检查吸积签名和测量对他们的灭绝。根据这些观测结果，我们确定NGC 1980的人口年龄与L1641没有区别，估计约为300万年，与Fang等人的研究相当。
2017-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of NGC 3603 young starburst cluster: "prompt" hierarchical assembly or monolithic starburst?
非常年轻的大质量星团或“星爆”星团的形成是目前天文学中最广泛争论的话题之一。经典的观点认为，星团是在致密的分子气体团中原位形成的，随后是大量的残余气体排出。另一方面，根据观测到的许多年轻恒星协会的形态，一个分层的形成方案，可替代地建议。像银河系NGC 3603年轻星团（HD 97950）这样的非常年轻（年龄$\approx$ 100万年）的大质量（$>10^4M_\odot$）星团是区分这种“整体”和“层次”形成情景的合适试验平台。Banerjee和Kroupa（2014）最近的一项研究表明，整体方案显着重现了HD 97950星团。在目前的工作中，我们探讨了形成上述集群的可能性，通过层次组装的子集群。这些子集群最初分布在广泛的空间体积，并有各种模式的子集群。不像单片模型，再现HD 97950非常好，同样被发现是禁止与层次组装单独。只有那些从紧密分离（均在$\lesssim2$ pc范围内）迅速组装成单个簇（在$\lesssim1$ Myr中）的系统才能匹配$\approx70$ %气体分散后观察到的HD 97950密度曲线。因此，这些结果表明，NGC 3603年轻星系团基本上是整体形成的，即，原位或通过快速组装，随后排出大量残余气体。这两种情况都与推断的年轻年龄和该集群的小年龄分布一致。未来用ALMA对分子云细丝的观测和用盖亚对年轻星团的自行测量将为这种出生环境提供更直接的测试。[…
2014-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disk-Locking Regulates Stellar Rotation in Young Clusters: Insights from NGC 2264
本文以 NGC 2264 为试验台研究年轻星团的宽恒星自转分布，发现无盘主序前恒星自转更快，表明盘锁定对中等质量早型星自转分布具有关键作用。
2024-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Hubble Space Telescope survey of Magellanic Cloud star clusters. UV-dim stars in young clusters
本研究利用 Hubble Space Telescope 多波段测光分析了麦哲伦云中五个年轻星团，发现普遍存在紫外暗星，且它们大多位于蓝主序上，表明其为慢自转恒星，同时证实 NGC1850 与 BHRT5b 不受引力束缚。
2023-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple stellar populations in Magellanic Cloud clusters. IV. The double main sequence of the young cluster NGC1755
几乎所有年龄在1 - 2 Gyr的麦哲伦星云星团都表现出扩展的主序星关闭（eMSTO），其起源仍有争议。主要的情况表明，eMSTO可能是由于不同年龄的多代恒星或具有不同旋转速率的同时代恒星星族。本文利用哈勃空间望远镜的图像对大麦哲伦星云中的8000万年前的星系团NGC1755进行了研究。我们发现MS是分裂的，蓝色和红色MS分别占MS星总数的25%和75%。此外，NGC1755的MSTO被加宽，与在~3亿年前的NGC1856和大多数中等年龄的麦哲伦星云团中观察到的情况非常相似。我们证明，分裂MS和eMSTO是不是由于测光误差，场星污染，微分红化，或非相互作用的二进制文件。这些发现使NGC1755成为拥有eMSTO的最年轻的星团。我们比较所观察到的CMD与等时线，并得出结论，意见是不一致的恒星星族的年龄，氦，或金属丰度的差异。相反，分裂MS被两个不同自转的恒星星族很好地再现，虽然观测到的eMSTO与不同自转的模型之间的拟合并不完全令人满意。我们推测NGC1755中的所有恒星是否都是快速旋转的，并且有一小部分在快速的时间尺度上减慢了速度，或者旋转速度的二分法已经存在于恒星形成中。我们讨论了这些研究结果对年轻和中年人群eMSTO解释的影响。
2016-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chandra X-ray observation of the young stellar cluster NGC 3293 in the Carina Nebula Complex
我们描述了船底座星云复合体西北边缘的年轻星团NGC 3293的恒星星族，以评估星团年龄和质量函数，并测试异常IMF和M <= 2.5 M_太阳恒星赤字的说法。我们用Chandra对NGC 3293进行了深（70 ksec）X射线观测，探测到1026个独立的X射线点源。我们确定了74%的X射线源在深近红外图像的同行。我们的数据清楚地表明，NGC 3293拥有大量太阳质量的恒星，驳斥了缺乏M <= 2.5 M太阳恒星的说法。彩色星等图的分析表明，星团中低质量人口的年龄约为8-10百万年。至少有511颗X射线探测到的恒星的色星等位置与星团中心7弧分以内的年轻恒星成员一致。X射线探测到的1-2 M太阳星与M >= 5 M太阳星的数量比（由光谱学已知）与正常场初始质量函数的预期一致。大多数早期B型星和20%的晚期B型星被探测为X射线源。我们的数据显示，NGC 3293是整个船底座星云复合体中人口最多的星团之一。这个星团可能有几颗O型恒星，它们的超新星爆炸可能对船底座星云复合体的早期演化有重要影响。
2017-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGC1818 unveils the origin of the extended main-sequence turn-off in young Magellanic Clouds clusters
年轻星团的起源是现代恒星天体物理学的一个重大挑战。虽然恒星自转部分地解释了沿着主序星关闭（即恒星在其核心的氢耗尽后离开主序星的地方）观察到的颜色扩散，以及在小于约2 Gyr的恒星系统的颜色星等图中的多个主序星，但似乎仍然需要年龄差异来满足观测限制。在这里，我们介绍了一种替代方法，利用主序开启，即旁边的点的颜色星等图，其中前主序恒星加入主序，解开恒星自转和年龄之间的影响，以评估存在，或缺乏，延长恒星形成在大约40万年的星团NGC1818。我们的研究结果提供了快速恒星形成的证据，限制在8百万年，从而排除年龄差异负责扩展的主序星关闭，并导致在探索年轻星团中的恒星星族的替代观测角度的方式。
2022-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Different stellar rotation in the two main sequences of the young globular cluster NGC1818: first direct spectroscopic evidence
本文对大麦云星云中的年轻球状星团NGC 1818（年龄~ 4000万年）的主序星进行了光谱分析。我们对麦哲伦云星团的测光观测表明，NGC 1818与其他年龄为6亿年的年轻天体一样，不仅表现出在中等年龄星团中观察到的延长MS关闭（eMSTO（年龄~1-2 Gyrs），但也是分裂MS。双MS最直接的解释是存在两个恒星星族：一个序列的缓慢旋转的恒星躺在蓝色MS和一个序列的快速旋转，与旋转接近的突破速度，定义一个红色MS。我们报告的第一个直接光谱测量投影旋转速度vsini的双MS，eMSTO和Be星的一个年轻的集群。线路轮廓的分析包括正确导出v sini值所需的非LTE效应。我们的研究结果表明：（i）蓝色和红色MS星的平均自转速度分别为vsini=71 \pm 10 km/s（sigma=37 km/s）和vsini=202 \pm 23 km/s（sigma=91 km/s）;（ii）eMSTO星有不同的vsini，通常低于红色MS星的vsini;（iii）正如预期的那样，Be星显示出最高的vsini值。这一分析支持了不同的自转速度在年轻星团色星等图中多个恒星星族的出现中起着重要作用的观点，并对现有的假设提出了新的限制。
2018-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of Raman-scattered He II $λ$6545 in the Planetary Nebulae NGC 6886 and NGC 6881
年轻的行星状星云（PNe）保留了大量的中性物质，这些物质是在之前的渐近巨星分支阶段脱落的。年轻PNe中的厚H I区域可以通过照射远UV辐射来有效地探测，远UV辐射可以被非弹性散射以出现在光学区域中。拉曼散射特征是中性区的独特光谱示踪剂，可用于研究年轻PNe的质量损失过程。我们使用BOES（宝贤山天文台Echelle摄谱仪）对年轻的PNe进行高分辨率光谱分析，并报告了在NGC 6886和NGC 6881中发现的6545 nm处的拉曼散射He II特征。拉曼散射的He II特征迄今为止只在五个PNE中被发现，特别是，它是NGC 6881中H I组分的第一次直接检测。在两个PNe中的拉曼He II $λ6545$特征被观察到相对于He II $\lambda6560$发生红移，表明中性区域正在扩展。我们使用基于网格的蒙特卡罗代码“STaRS”进行线轮廓分析，假设中性氢区域的形状的径向膨胀的部分球壳。这些分布分别与NGC 6886的覆盖因子$CF=0.3$、HI柱密度$N_{\rm HI} = 5 \times 10^{20}~{\rm cm^{-2}}$和扩增速度$v_{\rm exp} = 25~\rm\ km~s^{-1}$以及NGC 6881的$CF=0.6$、$N_{\rm HI} = 3 \times 10^{20}~{\rm cm^{-2}}$和$v_{\rm exp} = …
2020-10-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dissecting the X-ray Emission in the Young Planetary Nebula NGC 7027
本文分析了钱德拉X射线天文台对年轻行星状星云NGC 7027的第二次观测。ACIS-S最新的59.2 ks曝光是在最初的18.2 ks ACIS-S观测之后大约14年获得的，改进的光子统计使我们能够对X射线发射进行详细的空间和光谱分析。与NGC 7027的多波长图像比较，揭示了星云消光和软带X射线发射之间的强烈反相关性。将X射线发射分解为低消光区和高消光区导致等离子体光谱特性的更鲁棒表征。我们确定，X射线发射等离子体的温度为$\sim3.6$ MK，缺乏Fe，并具有$L_{\rm X}\sim7\times10^{31}{\rm ~erg~s}^{-1}$的X射线光度，所有这些都与PN热气泡中发现的等离子体性质基本一致。我们没有发现任何证据的演变X射线表面亮度超过14年的钱德拉观测之间的基线。我们的分析强调的重要性，占星云吸收的X射线发射准确地确定等离子体性质的热气泡内PNE。
2018-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
A black hole detected in the young massive LMC cluster NGC 1850
本文报道了在大麦哲伦星云中的$\sim$ 1亿年大质量星系团NGC~1850中探测到一个黑洞（NGC 1850 BH 1）。它与主序星（4.9 $\pm$ 0.4 M ${_\odot}$）处于一个双星系统中，这颗恒星开始填满它的洛希叶并变得扭曲。使用17个历元的VLT/MUSE观测，我们检测到与目标恒星相关的径向速度变化超过300 km/s，与OGLE-IV在光学波段测量的椭球变化有关。在半分离系统的假设下，径向速度和光变曲线的同步模拟将双星的轨道倾角限制在（$38 \pm 2$）$^{\circ}$，从而得到了$11.1_{-2.4}^{+2.1}$ $M_{\odot}$的真实质量。这是首次在年轻的大质量星系团中直接动态探测到黑洞，为研究高密度环境中这种致密物体的初始质量函数和早期动态演化提供了可能性。
2021-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Core-Halo Age Gradients and Star Formation in the Orion Nebula and NGC~2024 Young Stellar Clusters
我们分析了猎户座分子云复合体中附近两个富星团--NGC 2024（火焰星云）和猎户座星云团（ONC）的年龄分布。我们的分析是基于MYStIX调查的样本和一个新的主序前（PMS）恒星年龄的估计，来自X射线和近红外测光数据的X-JX。为了克服不确定的个人年龄和年龄分布的整个集群大的蔓延的问题，我们计算的恒星样本的年龄中位数和置信区间内的环形子区域的集群。我们发现在NGC 2024星团和ONC的核心晕年龄梯度：PMS星在集群核心出现年轻，因此形成晚于PMS星在集群外围。这些发现进一步支持的空间梯度的磁盘部分和K-波段多余的频率。我们的年龄分析是基于对PMS星的估计，并且独立于对OB星的任何考虑。这一结果对年轻星团的形成具有重要意义。一个基本的含义是，星团形成缓慢，表观年龄在年轻的星团中传播，这往往是有争议的，是（至少部分）真实的。结果进一步表明，简单的模型，集群形成由内而外是不正确的，需要更复杂的模型。我们提供了几个恒星形成的情况下，单独或组合可能会导致观察到的核心晕年龄梯度。
2014-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Panchromatic HST/WFC3 Imaging Studies of Young, Rapidly Evolving Planetary Nebulae. I. NGC 6302
我们提出了一个全面的，近紫外到近红外哈勃太空望远镜WFC3成像研究的年轻行星状星云（PN）NGC 6302，原型类的极端双叶，捏腰PNE，富含尘埃和分子气体。新的WFC 3发射线图像套件清楚地定义了将NGC 6302的极叶一分为二的尘埃环形赤道结构，以及叶内的精细结构（团块，结和细丝）。新的WFC 3图像套件最引人注目的方面是明亮的S形1.64微米[Fe II]发射，以点对称的方式追踪东瓣边缘的南部内部和西瓣边缘的北部内部。我们将这个[Fe II]发射区解释为NGC 6302中心恒星持续快速（~100 km/s），准直，离轴风造成的冲击区。[Fe II]发射和星云对称轴附近的尘埃、富含N和S的团块区在核心的相对两侧形成楔形结构，边界由尖锐的方位电离梯度标记。我们的新图像与早期的HST/WFC3图像的比较显示，先前被确定为NGC 6302中心恒星的物体是一颗前景恒星。贝壳状的内叶特征可能会准确地指出被遮蔽的中央恒星在星云尘埃中央环面中的实际位置。在NGC 6302的HST/WFC 3成像研究中揭示的结构并置对双极PNe的起源和演变的模型提出了严峻的挑战。
2021-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Pre-Main sequence Turn-On as a chronometer for young clusters: NGC346 as a benchmark
我们提出了一种新的方法来获得非常年轻的星团的年龄，通过使用打开（TOn）。TOn是颜色-星等图（CMD）中主序前（PMS）与主序（MS）的结合点。在MS的光度函数（LF）的集群，的TOn被确定为一个峰值，然后下降。我们建议，通过结合CMD分析的MS星的空间分布的监测，它是可能的，可靠地确定在河外恒星形成区的TOn。与其他方法相比，该技术是对关断测年的补充，避免了影响PMS相位的系统偏差。我们描述的方法和它的不确定性，并将其应用到恒星形成区NGC 346，这已被广泛的哈勃太空望远镜（HST）成像。这项研究扩展了LF方法在拥挤的河外地区，并开辟了未来的研究与HST/WFC 3，JWST和从地面与自适应光学的方式。
2010-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Different Fates of Young Star Clusters After Gas Expulsion
我们确定了太阳附近的年轻星团NGC 2232（323.0 pc）和新发现的星团LP 2439（289.1 pc）的结构。成员候选者通过无监督机器学习方法\textsc{StarGO}使用盖亚DR 2天空位置、视差和自行数据来识别。星系盘的成员污染可以用色星等图进一步去除。这四组恒星（NGC 2232、LP 2439和两个星系结构）的年龄都是2500万年，可能形成于同一个巨大的分子云。我们用贝叶斯方法从视差误差中校正距离不对称。3D形态显示了星系团NGC 2232和LP 2439的两个球形分布。两个附属结构在空间和运动学上与NGC 2232相连。NGC 2232和LP 2439都在膨胀。在LP 2439中，膨胀更显着，产生了松散的空间分布，体积数和质量密度分布较浅。膨胀的主要驱动力是气体排出。NGC 2232有73%的质量处于束缚状态，目前正经历着再维里化的过程，而LP 2439有52%的质量处于非束缚状态，可能在不久的将来完全溶解。不同的生存性跟踪不同的动力学状态的NGC 2232和LP 2439开始气体排出之前。NGC 2232可能是亚维里结构，而LP 2439可能是维里/监督结构，或者它经历了更快的气体去除速率。
2020-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Young Stellar Population of the metal-poor galaxy NGC 6822
利用{ \em Spitzer太空望远镜}的IRAC和MIPS数据对贫金属星系NGC 6822中的大质量年轻恒星天体（YSO）进行了全面研究。我们在七个大规模的恒星形成区域发现了500多个新的YSO候选者;这些来源是使用六个颜色大小切割选择的。通过光谱能量分布拟合的数据与YSO辐射转移模型，我们完善了这份名单，确定105个高置信度和88个中等置信度的YSO候选人。对于这些源，我们限制它们的演化状态，并估计它们的物理特性。我们的大多数YSO候选者都是大质量的原恒星，在形成的初始阶段有一个吸积包层。我们用Kroupa初始质量函数拟合了第一阶段YSO的质量分布，并确定了全球恒星形成率为0.039 $M_{\odot} yr^{-1}$。这高于基于综合紫外线通量的恒星形成率估计。新的YSO候选者优先位于集群，对应于7个活跃的高质量恒星形成区域，这些区域与来自多环芳烃和温暖尘埃的8和24 $μ$ m发射强烈相关。这项分析揭示了一个嵌入的高质量恒星形成区，斯皮策I，它拥有NGC 6822中最多的大质量YSO候选者。斯皮策I的性质表明它比星系中其他突出的H\，{ \sc ii}和恒星形成区更年轻、更活跃。
2019-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic Confirmation: Fast rotators in the young clusters NGC 1856 and NGC 1953
本研究通过光谱观测发现两个年龄相近的年轻球状星团中Be星比例差异显著，表明星团密度是关键影响因素，同时模拟显示光度测量易低估弱发射Be星比例，为球状星团多星族等问题提供约束。
2025-08-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
