Mass function of a young cluster in a low-metallicity environment. Sh 2-209
我们提出了深近红外（NIR）成像的Sh 2 - 209（S209），一个低金属（${\rm [O/H]} = - 0.5$ dex）的HII区域在银河系。根据近红外图像，结合盖亚EDR3的天体测量数据，我们估计S209的距离为2.5 kpc。这足够接近，使我们能够清楚地分辨出星团成员（$\simeq$ 1000 AU分离），直到$\simeq$ 0.1 $M_\odot$的质量检测极限，我们已经在S209中识别出两个恒星形成星团，单个星团尺度为$\sim$ 1 pc。我们采用了一组模型光度函数，以获得潜在的初始质量函数（IMF）和年龄的两个集群。我们获得的两个星系团的IMF表现出稍微平坦的高质量斜率（$Γ\simeq -1.0$）相比，萨尔彼得IMF（$Γ= -1.35$），和它们的$\simeq$ 0.1 $M_\odot$的折裂质量低于通常在太阳附近看到的（$\sim$ 0.3 $M_\odot$）。特别是，因为S209主星团是一个恒星形成的集群与更多的成员（$\sim$ 1500）比数量（$\sim$ 100）在以前研究的地区在这样的环境中，这是第一次有可能获得IMF在低金属丰度的环境，在广泛的质量范围0.1 - 20 $M_\odot$的高精度。
2022-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining young massive cluster properties with radio-continuum observations: The Arches cluster
Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）；Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（天体生物学中心）；School of Sciences, European University Cyprus（塞浦路斯欧洲大学理学院）
研究利用射电连续谱观测约束拱星团的年龄、质量和初始质量函数等关键参数。通过比较观测与模拟星团的射电通量密度分布，采用多种恒星演化模型和金属丰度进行模拟，确定了星团参数范围及IMF斜率，为表征银河系中心新发现的年轻大质量星团提供了有用信息。
2026-07-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exoplanet detection and its dependence on stochastic sampling of the stellar Initial Mass Function
年轻移动星群（YMG）是由年轻恒星（小于1亿年）组成的紧密（小于100秒差距）、连贯的集合体，它们似乎形成于同一个恒星形成的分子云中。因此，我们希望它们的初始质量函数（IMF）与其他恒星形成区相似，并延伸到银河系领域。它们与太阳的距离很近，年龄也很年轻，这意味着YMG是寻找年轻系外行星的理想地点。然而，由于它们的恒星数量很少，IMF的随机抽样意味着它们的恒星星族可能会有很大的变化。我们确定的范围内的行星托管恒星（光谱型A，G和M）可能从采样IMF多次，并发现一些YMG出现缺乏M-矮星。然后，我们使用这些数据表明，预期的概率检测到陆地岩浆海洋行星是高度依赖于通过随机抽样的IMF产生的恒星的确切数量。
2020-06-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-metallicity Young Clusters in the Outer Galaxy. III. Sh 2-127
在Subaru/MOIRCS对低金属丰度（${\rm [O/H]}=-0.7$ dex）H II区Sh 2-127（S127）的深近红外成像中，我们在稍微扩展的H II区探测到了两个有413个成员的年轻星系团（S127 A），在紧凑的H II区探测到了另一个有338个成员的年轻星系团（S127 B）。极限量值为$K=21.3$ mag（10 $σ$），对应于$\sim$ 0.2 $M_\odot$的质量检测限。这些星团比以前研究的年轻低金属量星团大一个数量级，也比大多数太阳附近的年轻星团大。与K波段光度函数的拟合表明，S127 A和S127 B的年龄分别为0.5百万年和0.1-0.5百万年，这与大灭绝相一致（高达$A_V\simeq20$ mag）来自厚分子云和存在致密H II区域和I类源候选物，表明低金属丰度星系团的初始质量函数（IMF）与典型的太阳邻域IMF是不可区分的。S127 A的$28\% \pm 3\%$和S127 B的$40\% \pm 4\%$的盘分数明显低于年龄相似的太阳邻域星团（$\sim$ 50 $\%$ -60 $\%$）。S127 B的盘部分高于以前研究的低金属丰度星系团（$<$ 30 $\%$），可能是由于S127 B的年龄。这表明，在低金属量环境中，很大一部分非常年轻的恒星都有盘，但盘在很短的时间内消失。这些结果是一致的，与我们以前的研究低金属量的恒星…
2021-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A novel survey for young substellar objects with the W-band filter VI: Spectroscopic census of sub-stellar members and the IMF of $σ$ Orionis cluster
本研究针对近邻年轻σ Orionis星团，结合多波段测光与光谱观测及Gaia天体测量数据，汇编了覆盖宽质量范围的170个经光谱确认的成员星表，测得恒星与褐矮星比约为4，证实两段幂律模型更契合该星团的亚恒星初始质量函数。
2023-03-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Substellar population of the young massive cluster RCW 36 in Vela
Universidade de Lisboa（里斯本大学）；Université de Bordeaux（波尔多大学）；Institut universitaire de France (IUF)（法国高等教育研究院）；NSF NOIRLab/Vera C. Rubin Observatory（美国国家科学基金会NOIRLab/维拉·C·鲁宾天文台）；Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) – Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；University of St Andrews（圣安德鲁斯大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；Universidad Diego Portales（迭戈·波特莱斯大学）；Millennium Nucleus on Young Exoplanets and their Moons (YEMS)（年轻系外行星及其卫星千年核心）；Canada-France-Hawaii Telescope Corporation（加拿大-法国-夏威夷望远镜公司）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）
该研究通过分析 RCW 36 星团的 IMF 和恒星-褐矮星比值，揭示了其亚恒星群体的分布特征及可能的原始质子分离现象。
2026-01-13 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
SONYC - Substellar Objects in Nearby Young Clusters
最小质量的自由漂浮物体--褐矮星和行星质量的物体--的起源是恒星形成中尚未解决的主要问题之一。建立年轻亚恒星天体的普查是区分相互竞争的理论方案的基本先决条件。这样的普查使我们能够探测初始质量函数（IMF），二进制统计，和吸积盘的属性。我们的SONYC（邻近年轻星系团中的亚星物体）调查依赖于极深的宽视场光学和近红外成像，以及后续光谱学，结合斯皮策测光，将IMF的底部探测到前所未有的水平。在这里，我们介绍了三个不同区域的SONYC结果：NGC 1333，rho Ophiuchus和Chamaeleon-I。在NGC 1333中，我们发现了可能在10-20木星质量的质量函数截止的证据。在rho Oph中，我们报告了一颗新的褐矮星，其质量接近氘燃烧极限。
2010-12-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Populations in the Central 0.5 pc of the Galaxy II: The Initial Mass Function
银河系中心的超大质量黑洞是一个巨大的年轻星系团的宿主，它可能是在银河系中最不适宜居住的环境中形成的。我们提出了新的测量这个集群的全局属性，包括初始质量函数（IMF），年龄和集群质量。这些结果是基于凯克激光导星自适应光学观测，用于识别年轻恒星并测量其KP波段光度函数，如Do等人2013所述。一个贝叶斯推断方法的发展，同时适合全球性的集群利用观测和广泛的模拟合成星团。我们发现这个星系团的质量函数的斜率为α= 1.7 +/- 0.2，比以前报道的要陡，但仍然比传统的Salpeter斜率2.35要平坦。该集群的年龄在250万至580万年之间，置信度为95%，这比通常采用的年龄要小，但在过去测量的不确定性范围内是一致的。星团的确切年龄是很难确定的，因为我们的结果显示了两个不同的年龄解决方案（3.9百万年和2.8百万年），由于模型退化的相对数量的沃尔夫-拉叶星和OB星。星团的总质量在14，000 - 37，000 \msun之间，大于1 \msun，为了拟合观测到的光度函数和观测到的沃尔夫-拉叶星的数量，需要包括多个恒星系统。新的IMF斜率测量现在与X射线观测相一致，表明与Salpeter IMF相比，发射X射线的前主序星比预期少10倍。银河系中心的年轻星系团是IMF的少数几个明确例子之一，它与太阳附近发现的接近普遍的IMF有很大的偏离。
2013-01-03 astro-ph.GA 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
Substellar Initial Mass Function of Trumpler 14
University of Split, Faculty of Science（斯普利特大学理学院）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，天体物理与行星学研究所）；Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Faculdade de Ciências, Universidade de Lisboa（里斯本大学理学院，空间与天体物理研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) - Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所（INAF）- 巴勒莫天文台）
该研究通过分析Trumpler 14的初始质量函数，发现其亚恒星IMF相对平坦，但受低质量bin影响，排除后与其它地区一致，表明高密度和强紫外线环境可能抑制低质量褐矮星形成。
2025-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopy of brown dwarf candidates in IC 348 and the determination of its substellar IMF down to planetary masses
上下文棕矮星代表了我们银河系中相当大的一部分恒星成分，并占据了恒星和行星质量制度之间的过渡。但是，对于这些组织的形成过程，没有达成一致意见。目标。我们对年轻的邻近星系团IC 348进行了一次大规模的调查，以揭示其低质量的褐矮星人口，并研究亚恒星区域的星系团性质。方法.使用加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）的MegaCam和WIRCam拍摄的深光学和近红外图像用于选择光度候选成员。对大部分候选人进行了光谱跟踪，以评估他们的年轻程度和成员资格。结果我们通过光谱确认了IC 348星系团的16个新成员，其中包括13颗褐矮星，这对该星系团的亚恒星普查做出了重大贡献，而以前只知道30颗褐矮星。新成员中有五个具有L0光谱类型，这是迄今为止在该集群中发现的最新类型的对象。在300万年前，演化模型估计这些褐矮星的质量约为木星的13倍。结合新成员和以前的星团普查，我们构建了IMF完整的13个木星质量。结论. IC 348的IMF很好地拟合了对数正态函数，与其他年轻星团相比，我们没有看到质量函数变化到行星质量的证据。
2012-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-metallicity Young Clusters in the Outer Galaxy. II. Sh 2-208
我们获得了Sh 2-208的深近红外图像，这是银河系中金属丰度最低的HII区域之一，[O/H] = -0.8 dex。我们在HII区的中心探测到一个年轻的星团，其极限星等为K = 18.0等（10 σ），对应的质量探测极限为~0.2 M_sun。这使得低金属量下的恒星形成特性与太阳附近的恒星形成特性进行比较成为可能。我们确定了89个集群成员。根据K波段光度函数（KLF）的拟合，估计该星系团的年龄和距离分别为~ 0.5Myr和~ 4kpc。估计的年轻年龄与星系团区域强CO排放的探测和星系团成员的大灭绝（Av ~ 4- 25等）是一致的。观测到的KLF表明，在高质量斜率和IMF峰值（特征质量）方面，低金属丰度星系团的基本初始质量函数（IMF）与太阳附近的典型IMF没有显着差异。尽管非常年轻，但星团的盘部分估计只有27 pm 6%，明显低于太阳金属丰度。这些结果类似于Sh 2-207，这是另一个靠近Sh 2-208的低金属丰度恒星形成区，距离为12 pc，这表明它们在低金属丰度环境中的恒星形成活动与太阳附近的恒星形成活动基本相同，除了盘扩散时间尺度。根据大尺度中红外图像，我们认为Sh 2-207，Sh 2-208及其周围区域正在发生连续的恒星形成，由半径约为30 pc的膨胀气泡触发。
2016-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of Stellar Clusters around High-Mass Young Stars
利用近红外光谱（J，H，K）观测了26个被认为是大质量恒星形成早期阶段恒星集合的高光度IRAS源，以表征其年轻恒星星族的成团性质，并深入了解这些星团中恒星形成的初始条件（初始质量函数[IMF]，恒星形成历史[SFH]），并推导出星系团年龄的平均值。K光度函数（KLFs）进行了比较，从一个模型，产生人口的合成集群从IMF的假设，SFH，和前MS的演变，并使用所观察到的集群的平均属性作为边界条件的22个来源显示的证据，从几个到几十个对象的集群，和一个中位数集群半径为0.7 pc的。相当数量的星团成员呈现出年轻的前主序星天体的红外过剩特征。我们发现，恒星年龄的中位数范围在2.5 × 10^5和5 × 10^6年之间，有证据表明每个星团内的同一实体的年龄分布。我们还发现证据表明，较老的星团往往尺寸较小，这与我们的星团平均比相对较老的Herbig Ae/Be恒星周围的星团大的事实相符。星团中质量最大的恒星的质量与星团丰富度和它们的总恒星质量的关系表明，我们的模型化星团可能与IMF随机采样的结果不一致。我们的研究结果是一致的恒星形成，这发生在一段时间内，这是一个典型的交叉时间更长的连续发生。
2009-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: membership and Initial Mass Function of the Gamma Velorum cluster
了解年轻疏散星团的性质，如初始质量函数（IMF），恒星形成历史和动力学演化，是获得可靠的理论预测恒星形成过程中所涉及的机制的关键。我们希望得到一份尽可能完整的年轻疏散星团天伽玛的确认成员名单，目的是推导出星团的一般性质，如IMF。我们使用了Gaia-ESO公共档案中所有可用的光谱成员指标，以及文献光度学和X射线数据，对于每种方法，我们得出了最完整的候选簇成员列表。然后，我们认为测光，重力和径向速度作为必要条件，选择一个子样本的候选人，其成员资格确认使用锂和H $α$线和X射线作为青年指标。我们发现了242个确认的和4个可能的星团成员，我们使用最近的恒星演化模型推导出质量。本研究中研究的质量范围内的簇IMF显示$0.5<M/M_\odot <1.3$的$α=2.6\pm0.5$和$0.16<M/M_\odot <0.5$的$α=1.1\pm0.4$的斜率，并且与标准IMF一致。$γ^2 $ Vel周围年轻族群的IMF与其他恒星形成区和磁场的相似性表明，它可能是通过非常相似的过程形成的。
2016-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Unusual Initial Mass Function of the Arches Cluster
作为中央分子区的一个年轻的大质量星团，拱星团是研究极端银心环境下恒星初始质量函数（IMF）的一个有价值的探测器。我们使用多历元哈勃太空望远镜的观测，以获得高精度的自行和光度测量的集群，计算集群成员的概率为1.8 M $_{\odot}$之间的集群半径为0.25 pc - 3.0 pc。我们实现了一个集群样本只有~8%的领域污染，一个显着的改善，在光度选择的样本，这是严重损害的差分消光整个领域。结合这个样本与K波段光谱的5个集群成员，我们向前模型的拱门集群，同时限制其国际货币基金组织和其他属性（如年龄和总质量），同时占观测的不确定性，完整性，质量分离，和恒星的多样性。我们发现，拱形IMF最好用一个明显头重脚轻的1段幂律来描述：$α$ = 1.80 $\pm$ 0.05（stat）$\pm$ 0.06（sys），其中dN/dm $\propto$ m $^{-α}$，尽管我们不能忽视一个两段幂律模型，它的高质量斜率只比局部恒星形成区略浅（$α$ = 2.04 $^{+0.14}_{-0.19}$ $\pm$ 0.04），但在5.8 $^{+3.2}_{-1.2}$ $\pm$ 0.02 M $_{\odot}$处出现断裂。在任何一种情况下，Arches IMF都与标准IMF显著不同。比较拱门和银河系中其他年轻的大质量星团，我们发现了银河系中心系统性头重脚轻的IMF的初步证据。
2018-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sejong Open Cluster Survey (SOS) - IV. The Young Open Clusters NGC 1624 and NGC 1931
位于银河系外的年轻疏散星团为我们提供了一个研究太阳附近不同环境中恒星形成活动的机会。我们提出了一个UBVI和H α测光研究的年轻疏散星团NGC 1624和NGC 1931，位于银河系的反中心。各种光度图用于选择集群的成员，并确定基本参数。NGC 1624和NGC 1931的平均红化程度分别为<E（B-V）> = 0.92 +/- 0.05和0.74 +/- 0.17等。对NGC 1931的红化特性表明了一个反常的红化规律（Rv，cl = 5.2 ± 0.3）。使用零年龄主序列拟合方法，我们确认NGC 1624距离太阳6.0 +/- 0.6 kpc，而NGC 1931距离太阳2.3 +/- 0.2 kpc。在Hertzsprung-Russell图上拟合等时线的结果表明，NGC 1624和NGC 1931的年龄分别小于400万年和150 - 200万年。我们推导了团簇的初始质量函数（IMF）。IMF的斜率（Gamma_NGC 1624 = -2.0 +/- 0.2和Gamma_NGC 1931 = -2.0 +/- 0.1）似乎比Salpeter/Kroupa IMF的斜率更陡。基于简单的蒙特卡罗模拟，我们讨论了所导出的IMF的含义，并得出结论：星团中恒星形成的性质似乎与太阳附近的恒星形成的性质相差不远。
2015-01-31 astro-ph.SR
Low-metallicity Young Clusters in the Outer Galaxy I. Sh 2-207
为了研究低金属丰度（[M/H]~-1，dex）环境下的恒星形成，我们获得了银河系外HII区Sh 2 - 207（S207）的深近红外（NIR）图像，该区域的光谱测定金属丰度为[O/H]~-0. 8 dex。我们在S207的西部地区发现了一个年轻的星团，其极限星等为Ks = 19.0 mag（10 sigma），对应于<~0.1 M_sun的质量检测极限，并能够将低金属丰度下的恒星形成特性与太阳附近的恒星形成特性进行比较。根据K带光度函数（KLF）拟合，S207星团的年龄和距离分别估计为2 - 3Myr和~4kpc。年龄的估计与星团中恒星的小距离（Av~3等）和未探测到分子云的建议是一致的。合理良好的拟合观测KLF和模型KLF表明，基本的初始质量函数（IMF）的集群下降到检测限是没有显着不同的典型IMF的太阳金属丰度。从近红外光谱过量的恒星的比例来看，星团中相对年轻的恒星盘比例较低（<10%），正如我们以前提出的那样。
2015-12-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring the Initial Mass Function of Low Mass Stars and Brown Dwarfs
我回顾努力确定的形式和任何下限的初始质量函数在银河系盘，使用低质量恒星和褐矮星在该领域的观测，年轻的集群和恒星形成区域。我专注于已被使用的方法和存在的不确定性，由于观测的局限性和系统的不确定性校准和理论模型。我的结论是，虽然这是可能的，推导出的低质量IMF的领域和大多数年轻的集群是相似的，有太多的问题是肯定的，有例子的低质量集群IMF的出现是非常不一致的和IMF的褐矮星在外地和年轻的集群还没有被调和令人信服的。
2012-05-14 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
The low-mass content of the massive young star cluster RCW 38
RCW 38是一个深度嵌入的年轻（约100万年）大质量星团，距离1.7 kpc。RCW 38的密度是猎户座星云团的两倍，比附近的其他恒星形成区密度高出几个数量级，并且富含大质量恒星，是寻找褐矮星形成效率随环境变化的电势差的理想场所。我们提出了深，高分辨率的自适应光学数据的中心~0.5x0.5 pc ^2获得的NACO在甚大望远镜。通过与演化模型的比较，我们确定了约480个候选成员的质量和消光，并推导出扩展到亚恒星区域的星团的第一个初始质量函数（IMF）。将IMF表示为一组幂律函数dN/dM~M^（-α），我们得到在0.5 - 20 MSun质量范围内的α斜率= 1.60+-0.13，比Salpeter斜率小，但与其它几个年轻大质量星系团的结果一致。在低质量侧，我们发现质量在0.02和0.5 MSun之间的α = 0.71+-0.11，0.02和1 MSun之间的α = 0.81+-0.08。我们的结果与其他年轻恒星形成区的结果一致，没有证据表明高恒星密度和大量大质量恒星的存在会影响褐矮星和极低质量恒星的形成效率。我们估计银河系包含250亿到1000亿颗褐矮星（质量> 0.03 MSun）。
2017-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
HST survey of the Orion Nebula Cluster in the H$_2$O 1.4 $μ$m absorption band: II. The substellar IMF down to planetary masses
我们利用哈勃太空望远镜探测低质量恒星、棕矮星和行星质量天体大气中近红外水吸收的能力，创建一个非常纯净的猎户座星云团（ONC）成员样本，不受缺乏水吸收的背景恒星和星系污染的影响。由于这些数据，我们推断出ONC的初始质量函数（IMF）在$0.005 - 1.4$ M $_{\odot}$制度，即下降到几个木星质量。ONC的年轻年龄，$\sim1$ Myr，提供了一个快照的结果，恒星形成的现代条件（金属丰度，温度，压力）的典型银河系盘分子云。我们证明，ONC的IMF是很好地描述了一个对数正态函数或破幂律，与规范的Chabrier或Kroupa形式的银河系磁盘IMF的参数值定性一致。这种质量分布的连续性提供了线索，说明同样的物理过程可能正在调节恒星、褐矮星和行星质量物体的形成。这两种典型的IMF形式都低估了观测到的极低质量成员的数量（低于$0.1$ M $_\odot$），我们的数据允许更精确的约束。然而，我们没有观察到棕矮星或行星质量体系的上升或第二峰。因此，我们的研究与基于宽波段近红外地基测光的发现相矛盾，后者预测了极高数量的自由浮动行星，但可能受到不明背景污染的影响。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Dynamical Evolution of the Arches Cluster
研究了年轻星团拱的动力学演化及其对初始恒星质量函数的依赖性。我们进行了许多直接的$N$体模拟与各种初始条件和两种不同的选择IMF。一个是标准的Kroupa IMF，没有任何大规模隔离。另一种是径向依赖的IMF，正如目前在拱门中观察到的那样。我们发现，这是不可能的拱门已经达到了观察到的程度，在其目前的年龄从一个标准的非隔离Kroupa IMF的大规模隔离。我们还研究了在动力学演化的第一个$\sim 2-3 \rm{Myr}$中发生碰撞逃逸的可能性。我们发现，这个集群的演变是显着不同的，这取决于IMF的选择：如果选择一个原始的质量隔离IMF，碰撞失控之间总是发生$2-3 \rm{Myr}$的初始浓度范围很广。与此相反，对于标准的Kroupa IMF没有碰撞失控的预测。我们认为，如果拱门创建了一个质量隔离IMF类似于今天观察到的，那么在目前的集群年龄非常不寻常，高质量的恒星应该被创建。然而，碰撞逃逸是否会导致中等质量黑洞（IMBH）的形成，在很大程度上取决于大质量恒星风的质量损失率。恒星质量通过碰撞的增长可以被强风质量损失所抑制。在这种情况下，预期簇间以及簇内介质具有显著的氦富集，这可以通过氦重组线观察到。在风中损失的过量气体也可以通过X射线观测作为扩散X射线源来观测。
2009-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Open clusters and associations in the Gaia era
疏散星团和星协是由年轻恒星组成的群体，分别是束缚和非束缚的，它们具有相同的起源，并随着时间的推移分散到银河系中。因此，它们的形成和演化是理解星系恒星星族起源和性质的关键。而且，由于它们的成员年龄大致相同，它们是研究年轻恒星性质和约束恒星演化理论的理想实验室。在这篇文章中，我介绍了我们目前对疏散星团和星协的认识。我专注于用于获得年轻恒星的统计特性（IMF，空间分布，IMF）的方法，并简要讨论它们如何依赖于环境。然后，我描述了如何疏散星团可以作为探针，调查银河系的结构，动力学和化学成分。最后，我将介绍盖亚任务，并讨论它将如何彻底改变这一研究领域。
2016-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sejong Open Cluster Survey (SOS). III. The Young Open Cluster NGC 1893 in the H II Region W8
本文报道了对年轻的疏散星团NGC 1893在H II区W8（IC 410或Sh 2-236）的UBV I和H α测光研究。从光度图解中选出65个早期类型成员。该星团的平均红化值为<E（B-V）> = 0.563 +/-0.083mag.利用已发表的近红外和中红外波段的光度数据检验了该星团的红化规律，证实了红化规律是正态的（R_V = 3.1）.零年龄主层序拟合给出的距离模数为V_0 - M_V = 12.7 +/- 0.2 mag，相当于3.5 +/- 0.3 kpc。通过H α光度测定，确定了125颗H α发射星和候选星为前主序星（PMS）。根据以往研究中公布的年轻天体和X射线源的列表，我们可以选择大量的PMS成员，最小可达1 M太阳。Hertzsprung-Russell图中的等时线拟合给出了PMS成员的关闭年龄为150万年，中位数年龄为190万年，跨度为500万年。我们导出了质量大于1 Msun的恒星的初始质量函数。IMF的斜率（Gamma = -1.3 +/- 0.1）与Salpeter/Kroupa IMF非常一致。星团的总质量似乎超过1，300 M太阳。最后，我们估算了82个PMS成员在0.6 ~ 5 Msun质量范围内的质量吸积率。
2014-06-12 astro-ph.SR
Searching for initial mass function variations in resolved stellar populations
初始质量函数（IMF）简洁地描述了恒星星族的特征，提供了恒星形成过程最终结果的统计度量，并为我们理解星团、银河系和其他星系的结构和动力学演化提供了信息。检测IMF形式的变化可以为控制恒星、星团和星系形成和演化的过程提供强有力的见解。在这方面的贡献，我们审查的IMF解决恒星星族的测量，并严格评估系统的IMF变化的证据。对磁场、本地年轻星团和星协以及老的球状星团的研究表明，绝大多数的星团都来自于一个“普遍的”IMF，这表明IMF在一系列恒星形成环境和大部分宇宙时间内没有明显的系统性变化。最后，我们强调的互补作用，盖亚和大型天气调查望远镜将在未来的研究中发挥的IMF在银河系恒星星族。
2011-07-22 astro-ph.SR
Unraveling the Spectral Energy Distributions of Clustered YSOs
星在集群环境中形成，但是当可用资源被共享时它们是如何形成的仍然没有很好的理解。一个相关的问题是IMF是否在银河系环境中实际上是普遍的，银河系初始质量函数（IGIMF），或者它是否是局部IMF的平均值。在解决这个问题和研究年轻星团的过程中，长期存在的问题之一是观测：来自多个来源的发射经常被视为混合，因为在不同的波长或不同的望远镜下，光束大小是不同的。这种混乱阻碍了我们全面描述星团形成的能力。在这里，我们提出了一种新的方法，使用遗传算法和贝叶斯推断，以适应混合的SED和图像的个人YSO在混乱的集群。我们应用这种方法的样品包括70斯皮策选择，低质量（$M_{\rm{cl}}<100~\rm{M}_{\odot}$）的年轻星系团在银道面的红外测光，并使用导出的物理参数来调查的质量分布和集群YSO的演化阶段，以及这些分布的影响，IMF的研究和不同的恒星形成模型。我们发现，对于由I类和II类YSO组成的低质量星系团，星系团的总恒星质量（$M_{\rm{cl}}$）和最大质量成员的质量（$m_{\rm{max}}$）之间存在着非平凡的关系。导出的相关性的属性是最兼容的Kroupa IMF的随机采样，与$150~\rm{M}_{\odot}$的基本高质量限制。我们的研究结果也是兼容的SPH模型，预测吸积在原恒星的动态终止，与大质量的恒星经历这种停止在以后的时间在他们的演变。
2018-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Substellar Objects in Nearby Young Clusters (SONYC) IX: The planetary-mass domain of Chamaeleon-I and updated mass function in Lupus-3
邻近年轻星团中的亚恒星物体- SONYC -是一个调查计划，目的是调查邻近恒星形成区域中亚恒星物体的频率和性质。我们提出了新的光谱后续的候选成员在变色龙-I（~2百万年，160 pc）和狼疮3（~1百万年，200 pc），在我们早期的工作中确定。我们获得了34个新的光谱（1.5 - 2.4妈妈，R~600），并确定了两个可能的成员在每个区域。其中包括一颗可能位于狼3的新褐矮星（近红外光谱类型M7.5，Teff=2800 K），以及一颗位于茶一的L3（Teff=2200 K）褐矮星，其质量低于氘燃烧极限。光谱跟踪我们的光度和自行候选人在狼疮3几乎完成（>90%），我们的结论是，有很少的新的亚恒星物体留在这个地区被发现，下降到0.01 - 0.02 MSun和Av \leq 5。两个星系团中质量函数的低质量部分可以用幂律形式dN/dM \propto M^{-α}表示，α~0.7，与其他地区的观测结果一致。在狼疮3，我们观察到一个可能的平坦化的幂律IMF在亚恒星制度：这个地区似乎产生较少的褐矮星相对于其他集群。Cha-I中的IMF在氘燃烧极限上表现出单调的行为，与扩展到4 - 9木星质量的相同幂律一致。我们估计，低于氘燃烧极限的对象贡献的数量级5 - 15%的Cha-I成员的总数。
2015-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA-IMF I -- Investigating the origin of stellar masses: Introduction to the Large Program and first results
ALMA-IMF大型计划拍摄了一个总面积为53 pc 2的非连续区域，覆盖了银河系15个极端的原星团。它们被选择来跨越相关的早期原星团进化阶段。我们的1.3mm和3 mm观测提供了连续图像，这些图像对质量分别为0.2和0.6Msun的点状核心均匀敏感，匹配的空间分辨率为2000 au。我们还检测线，探测原星系团的结构，运动学，化学和反馈的规模从云到灯丝的核心。我们将ALMA-IMF原星团分类为年轻，中级或进化的基础上的云，有可能受到HII地区的影响的致密气体的量。ALMA-IMF目录包含700个核心，其质量范围为0.15- 250 Msun，典型大小为2100 AU。我们表明，该核心样本没有显着的距离偏差，可以用来建立核心质量函数在类似的物理尺度。重要的气体运动，我们在这里强调的G353.41区域，被追溯到核心规模，并可用于寻找流入的气体流，并量化可能的相关核心质量增长的形状上的CMF随时间的影响。我们的第一次分析并没有揭示出从云到核心或从最年轻到更进化的原星团的物质浓度的任何显着演变，表明云动力学演变和恒星反馈目前对我们样品中高密度气体的结构只有轻微的影响。此外，对明亮核心的线丰富度的初步分析表明，该调查包括数十个热核心，其中我们突出了G351.77云中最大的核心。它们的同质性特征可以用来限制高到中等质量的原恒星中出现的分子复杂性。
2021-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reverse dynamical evolution of Eta Chamaeleontis
在恒星形成过程的范围内，目前还不清楚环境如何塑造初始质量函数（IMF）。虽然对疏散星团的观测为IMF提供了一个从亚恒星到几个太阳质量的普遍图像，但年轻的协会eta Chamaeleontis明显缺乏低质量物体（m <0.1 Msun）。这个星团的另一个不寻常的特征是没有间距大于50天文单位的宽双星。我们的目标是测试是否动力学演化单独可以重现的协会假设一个普遍的IMF的特殊属性。我们使用一个纯N体代码来模拟10万年的集群的动力学演化，并与观测结果进行比较。测试初始参数的广泛值，以确定最有可能导致观测的初始状态。在这种情况下，我们还调查了初始的二进制人口的动态和有一个不连续的单一IMF附近的过渡到褐矮星制度的可能性的影响。我们认为，作为一个极端的情况下，IMF没有低质量系统（m <0.1 Msun）。在维里化的热态和冷态动力学状态下，初始组态覆盖了很宽的初始密度范围，从10^2到10^8颗星/pc ^3。我们没有发现任何初始状态，将演变从一个普遍的单一货币基金组织，以适应观察。只有当我们从一个截断的IMF开始，没有任何非常低的质量系统，也没有宽的双星，我们才能以最多10%的成功率再现星系团核心的性质。纯粹的动力学演化本身不能解释从普遍初始条件观察到的eta Cha性质。缺乏棕矮星和非常低质量的恒星，以及特殊的双星性质（低双星分数和缺乏宽双星），可能是这个星协中恒星形成过程的结果。（节略…
2013-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical ejections of massive stars from young star clusters under diverse initial conditions
我们研究了星团的初始条件和大质量恒星种群对大质量恒星从星团中的动力学抛射的影响，直到300万年的年龄。我们使用一个大的直接N体计算中等质量的星团（Mecl= $10^{3.5}$ Msun）。我们改变了计算的初始条件，如初始半质量半径的集群，初始的大质量恒星和初始质量分离的二进制人口。我们发现，初始密度是最有影响力的质量系统的喷射分数的参数。初始半质量半径为0.1（0.3）pc的星团平均可以喷射出其O星系统的50%（30%）。大多数模型表明，平均喷射分数随着恒星质量的减小而减小。对于能够有效弹射出O型恒星的星团，被弹射出的恒星的质量函数与给定的初始质量函数（IMF）相比是头重脚轻的，而留在星团中的恒星的质量函数则比IMF稍陡（顶轻）。在我们的N体模型中，300万年老星团中恒星的顶轻质量函数与先前报道的M31年轻中等质量星团的平均质量函数吻合得很好。我们表明，弹射的大质量恒星的多重性分数可以高达60%，大规模的高阶多重系统可以动态弹出，高阶多次成为常见的，特别是在集群。我们还讨论了喷出的大质量系统的二进制人口。当一个大的运动学调查的大质量场星成为可用的，例如通过盖亚，我们的研究结果可能会被用来约束星团中的大质量恒星的诞生配置。（节录）
2016-05-24 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
ZFIRE: Using H$α$ equivalent widths to investigate the in situ initial mass function at z~2
利用ZFIRE巡天（http：zfire.swinburne.edu.au），利用H-$α$等效宽度（H-$α$-EW）和静止坐标系光学色，研究了102个恒星形成星系的质量完备（log 10（M-$_*$/$_\odot$）~9.3）样本的初始质量函数（IMF）的高质量斜率.我们比较灰尘校正的H $α$ -EW分布与PEGASE.2和Starburst 99合成恒星星族模型的恒星形成历史（SFH）的预测。我们发现了一个过量的高H $α$ -EW星系是高达0.3- 0.5德克斯以上的模型预测的Salpeter IMF轨迹和H $α$ -EW分布是更广泛的（10- 500欧姆）比可以很容易地解释一个简单的单调SFH与标准的Salpeter斜率IMF。虽然当假设恒星和星云谱线之间没有相对衰减差异时，这种差异有所缓解，但结果对观测偏差是稳健的，并且没有单一的IMF（即非Salpeter斜率）可以重现数据。我们使用光谱叠加和蒙特卡罗模拟，星爆不能解释EW分布。我们调查其他的物理机制，包括模型的变化，恒星自转，双星演化，金属丰度，和国际货币基金组织的上质量截止。IMF的变化和/或高度旋转的极端贫金属星（Z~ 0.1 Z $_\odot$）与二元相互作用是我们的数据最合理的解释。如果IMF变化，则最高H $α$ -EW将需要非常浅的斜率（$Γ$ >-1.0），其中没有一个斜率能够再现数据。因此，…
2017-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Looking deep into the Rosette Nebula's heart: the (sub)stellar content of the massive young cluster NGC 2244
作为描述大质量年轻星团样本中低质量（亚）恒星星族特征的持续努力的一部分，我们已经瞄准了200万年前的星团NGC 2244。从盖亚DR 2星系到NGC 2244的距离为1.59 kpc，误差为1%（统计）和11%（系统）。我们使用双子座南望远镜的火烈鸟-2近红外相机对星团中心部分（约2.4pc^2）进行了深多波段成像。我们以统计的方式确定成员资格，通过比较集群的颜色-幅度图的控制字段。在演化模型的帮助下，计算了候选成员的质量和相对密度，得到了星系团的第一个初始质量函数（IMF），其90%的完整性极限约为0.02 Msun. IMF由破幂律（dN/dM \propto M^{-alpha}）很好地表示，在~0.4 Msun处有一个破幂。高质量侧（0.4 - 7 Msun）的斜率为alpha=2.12+-0.08，接近标准萨尔皮特斜率。在低质量范围（0.02 - 0.4 Msun），我们发现斜率α =1.03+-0.02，这是在附近恒星形成区获得的典型值（α =0.5-1.0）的高端，但在不确定性范围内仍然一致。我们的研究结果显示，没有明确的证据表明，由于OB星的存在，褐矮星和非常低质量恒星的形成效率会发生变化，或者恒星密度会发生变化。我们的发现排除了光蒸发和碎片下降的灯丝作为褐矮星形成的重要途径。
2019-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Looking for Systematic Variations in the Stellar Initial Mass Function
在天文学中，很少有话题会引发如此激烈的讨论，比如恒星的初始质量函数（IMF）是否是普适的，或者对恒星形成的初始条件敏感。这种区别至关重要：IMF影响了恒星星族和星系的大多数可观测性质，检测IMF的变化可以深入了解恒星形成的过程。在这篇文章中，我们对国际货币基金组织的变化情况进行了批判性的研究，以确定其他解释是否足以提供证据。对该领域、当地年轻星团和协会以及老球状星团的研究表明，绝大多数来自一个“普遍的”IMF。观测到的已分辨的恒星星族和大多数星系的综合性质也与“普遍的IMF”一致，表明IMF在宇宙时间的大部分时间里没有明显的变化。在这里，我们专注于1）附近的恒星形成区域，在那里可以分辨出单个恒星以提供IMF的完整视图，2）恒星爆发环境，特别是超级星团，它们是宇宙中最极端的物体，也是附近的恒星系统（例如球状星团和矮球状星系）在高红移时形成，可以进行非常详细的研究（即近场宇宙学）。
2010-11-30 astro-ph.SR
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury: Triangulum Extended Region (PHATTER). VI. The High-Mass Stellar Initial Mass Function of M33
本研究基于哈勃观测和概率建模分析M33中9个年轻大质量星团，测得平均大质量IMF斜率为1.49±0.18，支持近普适且略陡于经典值的IMF。
2024-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Young T-Dwarf Candidates in IC 348
初始质量函数（IMF）下限的确定为恒星形成理论提供了强有力的限制。我们在这里报告在300万年前的恒星形成区IC 348中寻找孤立的行星质量天体。使用CFHT/WIRCam获得深度、窄带CH 4 off和CH 4 on图像超过0.11平方度。在IC 348的中心部分，从它们的1.6 μ m甲烷吸收带识别年轻的T矮星。我们报道了三个CH_4 on-CH_4 off颜色> 0.4等的微弱T矮星候选者，估计了每个候选者的消光范围在Av ~ 5-12等之间。与T矮星光谱模型和色/色和色/星等图的比较，排除了三个候选者中的两个，因为它们的z' - J颜色非常蓝。剩下的一个天体不被认为是前景场矮星，因为数密度的争论，也因为它的强烈消光Av - 12等，或者被认为是背景场T矮星，预计要暗得多。模型和图表给出了这个物体的初步T6光谱类型。有几个木星的质量，这里报道的年轻的T矮星候选者可能是迄今为止在恒星形成区域检测到的最年轻，质量最低的物体之一。它的频率是一致的外推目前对数正态国际货币基金组织的估计下降到行星质量域。
2009-09-16 astro-ph.SR
The Pristine HeII Emitter near GN-z11: Constraining the Mass Distribution of the First Stars
Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF/Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔奇天文台）；Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（剑桥大学卡弗里宇宙学研究所）；Cavendish Laboratory, University of Cambridge（剑桥大学卡文迪许实验室）；Department of Physics and Astronomy, University College London（伦敦大学学院物理与天文系）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Scuola Normale Superiore（比萨高等师范学院）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）
通过分析GN-z11附近He II发射体的观测数据，研究首次金属自由恒星的质量分布，发现其质量分布倾向于顶部较重，排除了陡峭的IMF，为第一代恒星的IMF提供了新的约束。
2026-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Ionisation-induced star formation III: Effects of external triggering on the IMF in clusters
我们报告的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的影响湍流$\sim2\times10^{3}$ M $_{\odot}$星-形成分子云的辐射由外部源的电离光子。我们发现电离辐射对气体形态有显著的影响，但对触发恒星的作用不太重要。恒星形成的速率和形态在很大程度上取决于湍流速度场产生的气体结构，反馈对恒星初始质量函数没有明显的影响。虽然许多年轻的恒星是在位于电离前沿附近的致密气体中发现的，但大多数这些物体也是在没有反馈的情况下形成的。电离在云的扩散区域有更强的作用，它会把低密度的气体扫走，否则这些气体就不会形成恒星，成为引力不稳定的团块。然而，即使在这些区域，恒星之间的动力学相互作用也会迅速消除它们的位置和速度与电离前沿之间的相关性。
2012-02-07 astro-ph.SR
How are Forbush decreases related to interplanetary magnetic field enhancements ?
目标。福布什减少（FD）是一个短暂的下降，随后逐渐恢复所观察到的银河宇宙线强度。我们试图了解的FD和近地行星际磁场（IMF）与太阳日冕物质抛射（CME）的增强之间的关系。方法.我们使用μ介子数据截止刚度范围从14至24 GV的GRAPES-3跟踪μ介子望远镜，以确定FD事件。我们选择那些具有合理干净轮廓并且幅度> 0.25%的FD事件。我们使用ACE/WIND航天器的IMF数据。我们寻找FD配置文件和一小时平均IMF之间的相关性。我们问，如果高能量质子扩散到大尺度磁场是FD和IMF之间观察到的滞后的原因。结果与FD相关的IMF的增强主要发生在激波鞘区，并且磁场中的湍流水平也在该区域增强。所观察到的FD配置文件看起来非常相似的IMF增强配置文件。金融衍生品通常比IMF的增强滞后几个小时。滞后对应于高能质子经由交叉场扩散扩散到磁场增强中所花费的时间。结论.我们的研究结果表明，与CME相关的高刚度FD主要是由质子在激波和CME之间的湍流鞘区的磁场增强的累积扩散引起的。
2015-05-13 astro-ph.SR
ALMA-IMF. VII. First release of the full spectral line cubes: Core kinematics traced by DCN J=(3-2)
本文发布了 ALMA-IMF 项目的首批完整谱线数据立方体（DR1），包含 15 个原星团的宽频谱观测数据，并通过对 DCN (3-2) 谱线的分析揭示了不同演化阶段原星团核的形态、速度结构及系统速度特征。
2023-06-26 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Multiple Star Formation to the Bottom of the IMF
多恒星系统的频率和性质为恒星形成模型提供了强有力的检验。过去十年的多重性调查表明，双星的性质随质量变化很大，但函数形式以及频率和半长轴之间的相互作用在很大程度上仍然不受约束。我们提出了一个大规模的调查结果的多样性在底部的国际货币基金组织在附近的几个年轻的协会，包括78个非常低的质量成员观察凯克激光导星自适应光学。我们的调查证实了在该领域观察到的低质量双星系统的总体趋势是不太频繁和更紧凑，包括任何亚星双星系统的零检测与分离范围超过~7 AU。结合贝叶斯重新分析现有的调查，我们的研究结果表明，二进制频率和二进制分离下降顺利之间的质量为0.5 Msun和0.02 Msun，虽然我们不能区分这种下降的功能形式，由于总二进制频率和平均二进制分离之间的简并。我们还表明，质量比分布变得越来越集中在q~1的下降质量，虽然少数系统似乎有异常宽的分离和低的质量比，他们的质量。最后，我们将我们的结果与平滑粒子流体动力学模拟生成的合成二进制种群进行比较，注意到相似之处，并讨论可能的解释差异。
2012-06-21 astro-ph.SR
The Initial Mass Function of Stars and Brown Dwarfs in the Upper Sco Association
本文基于上天蝎星协37个褐矮星候选体的红外光谱及更新的成员星目录，估算了该星协及其他三个恒星形成区的初始质量函数，发现次恒星IMF在完备极限内大致平坦且与太阳邻域相似，并利用W1-W2颜色分析了晚型天体的星周盘过量发射。
2025-05-27 astro-ph.SR
Sejong Open Cluster Survey (SOS). II. IC 1848 Cluster in the H II Region W5 West
IC 1848是一个年轻的疏散星团，在巨大的恒星形成的Cas OB 6协会。巨星形成区的恒星形成过程吸引了我们对前主序星（PMS）的初始质量函数（IMF）、恒星形成模式和性质的研究。年轻的疏散星团IC 1848的UBVI和H α测光研究是“世宗疏散星团巡天”（SOS）的一部分。我们从光度图中选出了105个早期成员。它们的平均红化值为<E（B-V）> = 0.660 +/- 0.054等。利用已发表的测光资料和近、中红外档案资料，我们证实了该星团（IC 1848）的正常红化规律（R_V = 3.1）。仔细拟合零年龄主序，距离模数为V_0 - M_V = 11.7 +/- 0.2 mag，相当于2.2 +/- 0.2 kpc。H α测光和柯尼希等人确定的年轻天体列表使我们能够选择大量的PMS星，包括196颗H α发射星，35颗H α发射候选星，5颗I类，368颗II类和24颗过渡盘候选星。从使用恒星演化模型的Hertzsprung-Russell图中，我们估计几颗演化恒星的年龄为500万年，PMS恒星的年龄为300万年。IMF是从质量大于3 Msun的恒星中导出的，其斜率比Salpeter/Kroupa IMF稍陡（Gamma = -1.6 +/-0.2）。最后，我们估计了具有紫外过剩的PMS星的质量吸积率。在0.5 M_sun到2 M_sun的质量范围内，平均质量吸积率约为1.4 x…
2013-11-26 astro-ph.SR
Modelling the composition of a young star cluster ejecta
用精细的时间网格计算了一个年轻（t <2000万年）大质量（M $=10^{6}$ \，\Msun）同时代星团的初始质量函数（IMF）在很宽的初始丰度范围内喷射出的He，C，N和O元素丰度的演化.我们的计算包含了大质量恒星（M >30 Msun）在风阶段（包括Wolf-Rayet阶段）的质量损失和核心坍缩超新星的喷出物。我们发现，在沃尔夫-拉叶阶段（t <500万年）的集群喷出物组成突然变得非常丰富的N的所有初始丰度和He，C和O的初始丰度高于1/5太阳。在集群喷出物中的C和O丰度可以达到太阳值的50倍以上，对周围ISM的化学和流体动力学演化产生重要影响。
2012-08-02 astro-ph.CO astro-ph.SR
Substellar Objects in Nearby Young Clusters VII: The substellar mass function revisited
年轻星团中大量的棕矮星是恒星形成理论的一个诊断。在这里，我们重新审视的问题，确定亚恒星初始质量函数（IMF），基于NGC 1333和IC 348，在英仙座恒星形成区域的两个集群之间的比较。我们推导出它们的质量分布的一系列模型等时线，不同的距离，灭绝规律和年龄，全面评估的不确定性。我们发现，等时线和其他参数的选择有显着的影响的结果，因此，我们警告比较IMF使用不同的方法。对于NGC 1333，我们发现恒星/BD比R在1.9和2.4之间，对于所有可能的情况，与我们以前的工作一致。对于IC 348，R介于2.9和4.0之间，这表明以前的研究高估了这个值。因此，恒星形成过程中每10颗恒星产生约2.5-5个亚恒星物体。导出的恒星/BD比值对应于0.03-1.0Msol质量范围内α =0.7-1.0的幂律质量函数的斜率。这些星团的平均质量--典型的恒星质量--在0.13-0.30Msol之间。假设NGC 1333的距离比IC 348短，我们发现两个星团之间的质量累积分布存在显着差异，这是由于NGC 1333中存在过多的非常低质量的天体。盖亚天体测量将更好地限制星团的距离，并将导致更明确的结论。此外，与NGC 1333相比，IC 348中的比率R略大，尽管该差异仍在误差范围内。我们的研究结果表明，具有较高物体密度的环境可能会产生较大比例的质量非常低的物体，符合预测的褐矮星形成，通过重力碎片的细丝…
2013-09-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
