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
Impact of a star formation efficiency profile on the evolution of open clusters
我们研究了星团的瞬时气体驱逐的效果，其中残留气体的密度分布比嵌入式集群浅。这是预期的，如果恒星的形成进行了一个给定的SFE每自由落体时间在一个集中的分子团。我们进行直接N体模拟，其初始条件由适用于我们模型的程序“mkhalo”“falcON”生成。我们的模型集群最初有一个普卢默配置文件，并在维里平衡与集群形成的团块的引力势。残余气体贡献基于Parmentier&Pfalzner（2013）的模型计算。我们的模拟包括质量损失的恒星演化和银河系的潮汐场。我们发现，一个星团的最低全球SFE为15%是能够生存的瞬间气体驱逐和产生一个绑定集群。它的剧烈弛豫持续时间不超过2000万年，独立于其全球SFE和初始恒星质量。在剧烈弛豫结束时，具有相同全局SFE的幸存星系团的束缚分数是相似的，无论它们的初始恒星质量如何。它们随后在银河系引力场中的寿命取决于它们的束缚恒星质量。因此，我们得出结论，产生绑定集群所需的临界SFE为15%，这是以前估计的33%的两倍。因此，我们已经提高了年轻的集团的生存可能性后，瞬间气体驱逐。现在，它们可以在全球SFE的瞬时气体排出中幸存下来，其SFE与太阳邻域嵌入式集群（15-30%）一样低。这是由于星团的密度分布比残余气体的密度分布陡峭。然而，在有效的SFE，测量的维里比在气体排出的集群，我们的结果是与以前的研究。
2017-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas expulsion in MOND: the possible origin of diffuse globular clusters and ultra-faint dwarf galaxies
我们研究了位于星系外部区域的星团的演化经历了突然的质量损失，通过气体驱逐在Milgromian动力学（MOND）的框架内，通过N体模拟。我们发现，离开一个束缚星团，恒星形成效率（SFE）的嵌入集群占主导地位的深MOND引力可以降低到$2.5\%$。对于一个给定的超临界流体，在MOND中存活的星团可以结合比牛顿动力学更大比例的质量。此外，嵌入的星团越弥散，最终星团的尺寸膨胀就越小。一个幸存的星团的密度分布是更尖锐的中心更大质量的嵌入式集群，和中心的密度分布是平坦的质量较小的嵌入式集群或较低的SFE。这项工作有助于理解银河系周围遥远的低密度球状星团（GCs）和超暗弥散卫星星系的低浓度和延伸。
2017-12-06 astro-ph.GA
The dynamical state of stellar structure in star-forming regions
恒星形成的分数，导致在恒星形成的密度谱和气体驱逐的恒星结构的反应的影响。我们分析流体动力学模拟的恒星形成区域的湍流碎片，以评估由此产生的人口的恒星和（子）集群的动力学特性。恒星子集群使用最小生成树算法进行识别。当只考虑恒星的引力势而忽略气体时，我们发现所识别的子团接近维里平衡（典型的维里比Q_vir~0.59，而维里平衡则为Q_vir~0.5）。这种维里态是由于气体吸积到恒星上，以及吸积引起的子星系团收缩，导致子星系团内气体比例较低的结果。由于子星系团是气体贫乏的，在模拟结束时的长度尺度为0.1-0.2 pc，它们只受到气体排出的微弱影响。子星系团达到高密度所需的演化到气体贫乏状态的比例随着恒星形成区域的密度而增加。我们将这一论点扩展到星团尺度，并认为气体的缺乏表明，由于气体排出（婴儿死亡率）导致的星团早期破坏比预期的作用要小，并且可能仅限于周围气体密度低的恒星形成区域。我们认为，在致密的恒星形成区域，周围气体云对年轻星团的潮汐冲击可能是早期破坏的原因。这种“残酷的摇篮效应”将在气体排出的破坏之外发挥作用。我们提出了可能的方法来量化这两种机制的相对贡献。
2011-09-05 astro-ph.GA
The post-gas expulsion coalescence of embedded clusters as an origin of open clusters
针对银河系内嵌星团与疏散星团质量函数不匹配的问题，本研究通过N体模拟提出同分子云内多个低质量内嵌星团气体抛射后并合可形成疏散星团，解释了观测到的疏散星团参数空间。
2025-01-15 astro-ph.GA
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
The kinematics of star clusters undergoing gas expulsion in Newtonian and Milgromian dynamics
我们研究了在标准牛顿动力学和Milgromian动力学（MOND）中进行气体排出的星团中恒星的运动学。气体的排出可以解释观测到的视线（LoS）的速度分布在牛顿动力学的NGC2419。对于一个给定的恒星形成效率（SFE），速度色散分布的形状，这是归一化的速度色散在投影半质量半径，几乎是不可区分的牛顿动力学的不同SFE模型。星系外晕中的星团在气体排出后，其速度弥散在牛顿动力学中确实具有很强的径向各向异性。MOND显示了几个与牛顿动力学不同的性质。特别是，中心速度色散剖面的斜率是不太陡峭的MOND相同的SFE。此外，对于一个给定的超临界流体，更大质量的嵌入式集群模型导致更迅速下降的最终星团的中心速度色散曲线，而质量较小的嵌入式集群模型导致平坦的速度色散曲线的最终产品。本文讨论了气体排出后MOND模型中径向轨道不稳定性的发生。低至百分之几的SFE，典型的分子云，导致幸存的超漫射物体。在MOND中观测到的NGC 2419的速度色散剖面，气体排出本身不太可能是物理机制。
2019-05-30 astro-ph.GA
The bound fraction of young star clusters
新形成的星团中的残余气体通过恒星反馈在~ 100万年的时间尺度上被排出。随后的星系团膨胀导致一部分恒星脱离束缚，然后剩下的星系团成员才能重新维里化并形成一个幸存的星系团。我们研究了恒星中气体排出后的束缚分数随初始星团质量的变化，并测量了原始质量分离、恒星演化和太阳距离处的潮汐场的影响。我们还评估了恒星形成效率和气体排出速度的影响。我们进行N体模拟使用Sverre Aarseth的NBODY 7代码，开始与紧凑的集群在其嵌入相和近似的气体排出的指数耗尽外部引力场的装置。我们遵循的过程中，通过详细监测不同的拉格朗日半径超过几个百万年，检查初始半质量半径为0.1 pc，0.3 pc和0.5 pc和初始质量通常范围从$5\times10^3 M_\odot$到$5\times10^4 M_\odot$。所采用的恒星形成效率为0.33的集群体积的结果在一个明显的敏感性气体驱逐速度在一个很宽的质量范围内，而恒星形成效率的变化可以使集群强大的快速下降的外部电位。我们证实，原始的质量偏析导致一个较小的约束分数，其影响可能随质量下降。恒星演化对质量较低的星系团有更大的影响，但通过动力学摩擦加热可以使星系团扩大到类似的程度。所研究的集群扩展以及在其潮汐半径，将生存气体驱逐，即使在一个强大的潮汐场。
2016-11-22 astro-ph.GA
IN-SYNC II: Virial Stars from Sub-Virial Cores -- The Velocity Dispersion of Embedded Pre-Main-Sequence Stars in NGC 1333
新生恒星的初速度色散是恒星形成理论的一个主要方面。使用APOGEE摄谱仪获得的近红外光谱，我们表明，在校正测量不确定性和双星的影响后，NGC 1333中年轻（1 - 200万年）恒星的速度色散为0.92 +/-0.12 km/s。这种速度色散与该区域的维里速度和扩散气体的速度色散一致，但明显大于致密的恒星形成核心的速度色散，其亚维里速度色散为0.5 km/s。由于NGC 1333星团在动力学上是年轻的，并且嵌入得很深，因此这种测量对新形成恒星的初始速度色散提供了强有力的约束。我们认为，恒星和致密核之间速度色散的差异可能是由于作用在致密核上的70微高斯磁场的影响，也可能是具有初始子结构的星系团经历整体坍缩的特征.
2014-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cluster dynamics largely shapes protoplanetary disc sizes
星团环境在多大程度上影响年轻恒星周围原行星盘的大小仍然是一个悬而未决的问题。特别是对于太阳附近典型的短寿命星团，恒星密度和星团环境的影响在前1000万年发生了很大的变化。在以往的研究中，气体对团簇动力学的影响往往被忽略，这是纠正这里。使用代码NBody 6 ++，我们研究了恒星动力学在不同的发展阶段-嵌入，驱逐，膨胀-包括气体和量化的影响飞上光盘的大小。我们专注于大质量星团（$M_{\text{cl}} \geq 10^3 - 6 \cdot 10^4 M_{\text{Sun}}$），这是代表星团，如猎户座星云星团（ONC）或NGC 6611。我们发现，不仅恒星的密度，而且嵌入相的持续时间的事项。致密团簇对气体排出反应最快，密度迅速下降，98%的相关遭遇发生在气体排出之前。相比之下，在较稀疏的星系团中，最初受到的影响较小，但随着它们膨胀得较慢，13%的星系团在气体排出后被截断。对于ONC类集群，我们发现通常大于500 AU的光盘受到环境的影响，这对应于200 AU大小的光盘是常见的。对于NGC 6611这样的星系团来说，盘的大小平均减少到大约100 AU。一个可验证的假设是，NGC 6611中心的圆盘平均约为20 AU，因此比ONC小得多。
2016-06-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Monte Carlo study of early gas expulsion and evolution of star clusters: new simulations with the MOCCA code in the AMUSE framework
我们引入了一个新的处方的球状星团（GC）的演化过程中的初始嵌入气相到Monte Carlo方法。在AMUSE框架中嵌入一个简化版本的Monte Carlo MOCCA代码，我们研究了去除原始气体后GC的存活。我们首先测试我们的代码，并表明，我们的质量和拉格朗日半径的演变结果与N体模拟得到的结果吻合得很好。蒙特卡罗代码可以更快地探索系统的演化与更多的恒星比N体模拟。我们已经进行了一个新的调查模拟，以探索球状星团的演化与$N = 500000$恒星的不同的恒星形成效率和半质量半径的范围。我们的研究显示了导致团簇溶解的初始条件的范围，以及团簇能够在这个早期进化阶段生存的条件。
2022-06-07 astro-ph.GA
How fast do young star clusters expel their natal gas?: Estimating the upper limit of the gas expulsion time-scale
嵌入星团中的大质量恒星的形成开始了它们的反馈，流入的气体和恒星动力学之间复杂的相互作用，其中通常包括近距离的恒星相遇。流体动力学模拟通常采取大量的简化模型嵌入集群。在这里，我们解决的简化近似整个星团的一个单一的汇粒子，这完全忽略了内部恒星动力学。为了模拟恒星内部动力学，我们实现了一个埃尔米特预测校正积分方案的流体动力学程序FLASH。正如我们所示的一套测试，该积分器显着优于目前的蛙跳计划，它能够遵循小型紧凑的恒星系统的动力学，而无需软化的引力势。我们发现，解决个别大质量的恒星，而不是代表整个集群由一个单一的能源有深远的影响的气体成分：为集群的质量小于$\lesssim 3 \times 10^3 M_{\odot}$，它减缓气体驱逐的一个因素，$\approx 5$到$\approx 1$百万年，它的结果在实质上更复杂的气体结构。随着团簇质量的增加（直到$\approx 3\times 10^3 M_{\odot}$），气体排出时间尺度略有减小。然而，更大质量的星团（$\gtrsim 5\times 10^3 M_{\odot}$）只有在恒星形成效率（SFE）为$1/3$的情况下，才无法用光电离辐射和恒星风清除它们的诞生气体。这意味着更大质量的簇或者用另一种反馈机制清除，或者它们用高于$1/3$的SFE形成。
2020-08-19 astro-ph.GA
Tidal tails of open star clusters as probes to early gas expulsion I: A semi-analytic model
星团是由红外线暗云的致密部分形成的。大质量恒星的出现会排出尚未形成恒星的残余气体。气体排出降低了嵌入星团的引力势，使许多星团恒星脱离束缚。然后这些恒星在银河系的外部引力场中沿着自己的轨道运动，形成潮汐尾。我们调查的形成和演化的潮汐尾形成由于原始气体驱逐下的各种方案的气体驱逐提供预测周围的潮汐尾动态演化（年龄> 1亿年）星系星团，这可能是探测到的盖亚任务。我们提供了一个半解析模型的尾巴的演变。我们发现，在气体排出过程中释放的潮汐尾巴有不同的运动学性质的尾巴逐渐形成，由于蒸发。气体排出潮尾随时间表现出非单调膨胀，其中较长的膨胀时期穿插着较短的收缩时期。尾翼厚度和速度频散随时间变化很大，但并不完全是周期性的。尾厚度和速度色散的极小值的时间仅由星系势的性质给出，而不是由星系团的性质给出。由（半）分析模型提供的对尾翼范围、尾翼厚度最小值和速度弥散的估计与nbody6模拟结果非常吻合。这意味着，半解析模型可以用于估计的气体驱逐潮尾的一个给定的年龄和轨道参数的集群的属性，而无需进行数值模拟。在后续的论文中进行了研究与更广泛的参数空间的初始条件。
2020-06-24 astro-ph.GA
Tidal tails of open star clusters as probes to early gas expulsion II: Predictions for Gaia
我们研究了在银河系真实的引力场中，由于原始气体的排出而从一个年轻的类昴星团中释放出来的潮汐尾的形成和演化。潮汐尾（以及集群）是从它们的嵌入阶段为3亿年整合。我们不同的恒星形成效率（SFE）从33%到100%和气体排出的时间尺度作为自由参数，并提供预测的形态和运动学的演变尾巴的每个模型。由此产生的尾部属性是为了与预期的盖亚观测结果进行比较，以限制在气相和气体排出过程中的早期条件知之甚少。模拟进行代码Nbody 6，包括一个现实的外部引力势的银河系，和分析近似的出生气体势。假设昴星团是在快速的气体排出过程中形成的，SFE为$\approx 30$ %，那么现在的昴星团被一条从星团的$\approx 150$延伸到$\approx 350$ pc的富尾所包围，其中包含的恒星数量是现在星团的0.7到2.7倍。如果昂宿星团形成时的SFE接近100%，那么它的尾部就更短（$\lesssim 90$ pc），质量也更差，只包含现今星团恒星数量的$\approx 2$ %。如果昴宿星形成时的SFE为$\approx 30$ %，但气体排出是绝热的，则尾部特征与100% SFE的模型的情况是不可区分的。该模型考虑到由于场星和Hyades-Pleiades流的估计污染，这构成了比盖亚测量准确性更大的限制因素。
2020-06-30 astro-ph.GA
The bound mass of Dehnen models with centrally peaked star formation efficiency
了解低恒星形成效率星团的形成对于了解恒星形成历史具有重要意义。在气体排出后星团演化的N体模型中，具有外幂律密度剖面的Plummer模型得到了大量的应用。我们研究了密度剖面斜率对低SFE星团在瞬间气体排出后的生存能力的影响。我们比较了星团在形成时具有不同斜率尖点的Plummer轮廓和Dehnen轮廓的情况。我们确定了相应的密度分布的剩余气体为一个给定的全球SFE，假设我们的模型集群形成的每自由落体时间的恒定效率，因此有较浅的密度分布的气体比恒星。我们进行直接的$N$体模拟团簇的演化最初在维里平衡气体势后，气体去除。我们发现，暴力松弛持续不超过20~Myr的密度轮廓幂律斜率独立。Dehnen模型集群生存后，暴力松弛显着较低的SFE时，测量的雅可比半径或半质量半径内的全球SFE。Dehnen $γ=0$模型团簇在10个尺度半径范围内的全局SFE与Plummer模型团簇的最终束缚分数相似。对于给定的全局SFE，最终结合分数随着$γ$值而增加。我们的结论是，Dehnen集群更好地抵抗暴力松弛的后果，随后的瞬时气体驱逐比Plummer集群。因此，低SFE集群的外密度斜率越浅，气体排出后的生存能力越好。在Dehnen集群中，我们发现，陡峭的内斜率（尖点）较高的束缚质量分数被保留后，一个给定的全球SFE的暴力松弛。
2021-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dynamical fingerprint of gas-expulsion: Insights into the assembly of the Milky Ways' old GC system
由于最古老的球状星团（GCs）是银河系（MW）形成的早期残留物，GCs暴露在我们银河系可能演化的潜力中。残留气体从GC的嵌入式祖细胞的驱逐是敏感的条件前MW气体云。通过N体计算表明，气体抛出从最初的质量分离的GC影响的形状的低质量恒星质量函数（MF）和它的印记可能仍然是可见的，在今天的MF（PDMF）。潮汐场的强度在出生的影响程度的气体驱逐驱动的低质量的明星耗尽，因此，PDMF探测MW潜力在GC形成的时候。有人认为，在老GC人口中的MW，年轻的GC表现出更强的低质量的恒星损失比老GC。这被证明是一致的收缩和自引力云，其中在前MW潜力的波动随时间的增长。一个最初相对平稳的潮汐场在坍缩云的动力学时间尺度内演变成粒状势（基于Marks & Kroupa 2010，MNRAS，406，2000）。
2011-10-21 astro-ph.GA
Observations meets theory in clustered star formation
恒星主要以群体的形式形成，这些群体显示出广泛的质量，大小和其他属性。尽管存在这种多样性，但存在一种潜在的结构，可以限制团簇形成理论。我们将展示如何结合观察与模拟允许披露这种基本结构。一个例子是年轻的嵌入式关联的质量-半径关系，它遵循$M_c = CR_c^γ$，其中$γ$ = 1.7 $\pm$ 0.2，这与团块的质量-半径关系直接相关。基于GAIA 2D的结果表明，年轻的恒星群（1- 500万年）膨胀，并且这种膨胀过程在10- 2000万年的年龄时基本结束。这种行为在气体排出方案中是预期的。然而，气体排出的效果强烈地依赖于超临界流体萃取，气体排出的时间尺度等，在这里，它演示了现有的和即将到来的数据是如何能够约束这些参数和相应的基础模型。
2019-07-23 astro-ph.GA
Large-scale effects of ionizing feedback
我讨论了最近的工作，气体驱逐和触发恒星形成，并解开，嵌入式集群，电离辐射O型恒星。光致电离并不像人们曾经认为的那样是这些过程的有效驱动力。虽然像柱、气泡和香槟流这样的结构是在湍流云的电离作用下自然形成的，但恒星与这些结构的关联并不一定意味着它们已经被触发。
2012-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLT-FLAMES Tarantula Survey. VII. A low velocity dispersion for the young massive cluster R136
详细的研究解决了年轻的大质量星团是必要的，以确定其动力学状态和评估的重要性，气体驱逐和早期集群演化。为了深入了解年轻大质量星系团R136的动力学状态并获得其速度色散的首次测量结果，我们分析了作为VLT-FLAMES狼蛛巡天的一部分获得的大麦云（LMC）中剑鱼座30内部区域的多时期光谱数据。定量评估后的变化，我们使用的径向速度的不可变源放置在视线速度色散的恒星在5个pc的距离从集群的中心的投影距离的上限为6公里/秒。在通过蒙特卡罗模拟考虑了未检测到的双星和测量误差的贡献后，我们得出结论，在给定一系列关于双星分布的标准假设的情况下，真实的速度色散可能在4和5 km/s之间。这一结果与星系团处于维里平衡时的预期一致，表明气体排出并没有改变其动力学。我们发现，速度色散将是25公里/秒，如果双星没有被识别和拒绝，确认的重要性，多时代的战略和风险解释未解决的河外年轻的大质量星系团的速度色散测量。
2012-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Cluster Formation in a Turbulent Molecular Cloud Self-Regulated by Photo-Ionisation Feedback
银河系中的大多数恒星被认为是在星团内由坍塌的分子云形成的。然而，恒星形成的完整过程，从母云到无气体星团，仍然知之甚少。我们使用RAMSES-RT程序对湍流分子云的坍缩进行了辐射流体动力学模拟。恒星是使用下沉粒子建模的，我们自洽地遵循电离辐射的传播。我们研究不同的反馈模型如何影响气体从云中排出，以及它们如何塑造新兴星团的最终属性。我们发现，恒星形成效率较低的反馈模型。反馈也改变了恒星质量函数的高质量端。更强的反馈也允许建立一个低密度的星团，它可以保持维里或亚维里状态。在没有反馈的情况下，恒星形成效率非常高，最终的恒星密度也是如此。结果，高能量的近距离碰撞使团簇迅速蒸发。其他指标，如质量分离，多系统和逃逸恒星的统计数据证实了这一说法。年轻星团的观测结果与我们的强反馈模拟结果最吻合。
2017-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA Survey of 70 μm Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). VIII. Dynamics of Embedded Dense Cores
本研究基于ASHES巡天数据，分析了12个红外暗云中294个内嵌致密核的动力学性质，揭示了核的质量增长、引力束缚状态及湍流演化规律，支持大质量恒星形成的团块供能情景。
2023-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Importance of the Initial Conditions for Star Formation - III: Statistical Properties of Embedded Protostellar Clusters
我们研究了致密分子云核心坍缩过程中原恒星团的形成，重点研究了势能和动能的演化、亚结构的程度以及质量分离的早期阶段。我们的研究是基于一系列的流体动力学模拟致密的核心，在那里我们改变初始密度分布和初始湍流速度。在三维自适应网格细化模拟中，我们跟踪了丝状体和原恒星的动态形成，直到恒星形成效率达到20%。尽管不同的初始配置，在一个设置中的所有原恒星的整体合奏显示出类似的能量演化，并形成具有能量比$E_\mathrm{kin}/|E_\mathrm{pot}|\sim0.2$的次维里集群。集中在最里面的中心区域，集群显示出大致维里化的能量平衡。然而，维里平衡区域仅覆盖所有原恒星最内部的$\sim10-30%$。在所有有多个原恒星的模拟中，原恒星的总动能高于气体云的动能，尽管原恒星只占总质量的20%。星团在大小、质量和原恒星数量上有很大的差异，并显示出不同程度的亚结构和质量分离。平密度剖面和压缩湍流模式产生更多的子集群，然后集中的档案和螺线管湍流。我们发现，从新生簇的一开始，动力学弛豫以及由此产生的动力学质量分离在所有情况下都非常有效，即，在原恒星不断形成和吸积的阶段。
2011-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star cluster formation and some implications for GAIA
恒星的形成在空间和时间相关的恒星形成事件（CSFEs）和这些“嵌入集群”内的动力学过程中留下的印记，在恒星星族在银河系领域。这种印记是相空间（例如引力束缚的星团，潮汐流），恒星的双星性质和幸存星团中现今恒星质量函数的相关性。动力学过程包括大质量恒星从星团核心的驱逐，由于残余气体驱逐和能量均分驱动的恒星从星团蒸发导致暗星团和周转超密度冷运动流的CSFEs的破坏。这种相空间结构在银河系（MW）领域的性质取决于有效引力势的MW。GAIA数据将显著地限制所有这些方面，并且将特别地通过冷流的性质对引力动力学产生影响，并且通过对气体排出过程的约束对恒星形成产生影响，所述气体排出过程是通过必须与每个CSFE相关联的膨胀的未结合的种群。
2011-11-29 astro-ph.GA
The currently observed clumps cannot be the "direct" precursors of the currently observed open clusters
通过比较团块、嵌入星团与疏散星团的质量和半径，研究发现单团块直接演化无法解释年老高质量疏散星团，并支持多嵌入星团气体抛射后并合等起源。
2024-10-28 astro-ph.GA
3D Morphology of Open Clusters in the Solar Neighborhood with Gaia EDR3: its Relation to Cluster Dynamics
我们分析了3D形态和运动学的13个疏散星团（OC）位于500 pc的太阳，使用盖亚EDR 3和文献中的运动学数据。使用无监督机器学习方法StarGO，使用5D参数（X，Y，Z，$μ_α\cosδ, μ_δ$）识别OC成员。OC样本覆盖的年龄范围为2500万年-2.65千兆年。我们使用贝叶斯反演校正由于视差误差引起的不对称距离分布。对于500秒差距的星系团，校正距离的不确定度为3.0- 6.3秒差距，这取决于其成员的内在空间分布。我们确定的3D形态的OC在我们的样本和适合的空间分布的恒星在每个集群的潮汐半径与椭球模型。OC的形状被很好地描述为扁球体（NGC 2547、NGC 2516、NGC 2451 A、NGC 2451 B、NGC 2232）、长球体（IC 2602、IC 4665、NGC 2422、Blanco 1、Coma Berenices）或三轴椭球体（IC 2391、NGC 6633、NGC 6774）。对于大多数星团来说，拟合椭球的半长轴平行于银河平面。在三个年轻的星系团（NGC 2232、NGC 2547、NGC 2451 B）中发现了拉长的类似于潮汐的亚结构，而在较老的星系团（NGC 2516、NGC 6633、NGC 6774、Blanco 1、后发座星系团）中发现了类似于潮汐尾的亚结构。大多数的星系团可能是超维里的，并且在不断膨胀。$N$ -体模型的快速气体驱…
2021-02-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical evolution of massless particles in star clusters with NBODY6++GPU-MASSLESS: II. The long-term evolution of free-floating comets
New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学中心）；Sapienza, Universitá di Roma（罗马智慧大学）；Xi’an Jiaotong-Liverpool University（西交利物浦大学）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学中心天文计算研究所）；Nicolaus Copernicus Astronomical Centre Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Szechenyi Istvan University（伊什特万·塞切尼大学）；Main Astronomical Observatory, National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院主天文台）
研究星团中自由漂浮彗星的动力学演化，发现其不参与质量分层，而棕矮星则更易分层。
2025-12-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
How fast is mass-segregation happening in hierarchical formed embedded star clusters?
我们研究了具有两种不同背景势的初始亚结构年轻嵌入星团中质量分离的演化。我们的星系团最初处于维里或亚维里全局状态，并且对于最大质量的恒星具有不同的初始分布：随机放置，初始质量分离甚至逆分离。通过N体模拟，我们跟踪了它们500万年的进化。我们使用最小生成树方法Lambda_MSR和一个等效的限制方法来测量质量分离。尽管有各种不同的初始条件，我们发现我们的恒星分布几乎总是非常快地进入质量分离和更球形的配置，这表明一旦我们看到球形或近球形的嵌入星团，我们可以确定它是质量分离的，无论真正的初始条件是什么。此外，我们报告在何种情况下，这一进程可以更快或延迟，分别。
2017-07-24 astro-ph.GA
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
Disruption of giant molecular clouds and formation of bound star clusters under the influence of momentum stellar feedback
来自星团的能量反馈在形成巨分子云的动力学演化过程中起着至关重要的作用。为了研究恒星反馈对星云恒星形成效率的影响以及嵌入星团的动力学响应，我们使用动网格流体动力学程序\textsc{Arepo}，采用恒星形成和动量反馈亚网格模型，进行了一系列孤立的GMC模拟。我们模拟的GMCs的性质跨越了广泛的初始质量，半径和速度配置。我们发现最终恒星质量与总云质量之比$ε_{\rm int}$与初始云面密度和动量反馈强度成强烈的比例关系。这种相关性解释了一个分析模型，认为重力和动量反馈之间的力平衡。对于所有模拟的GMCs，恒星密度剖面系统陡峭的恒星形成的高峰时期的气体，这表明一个集中的恒星分布。我们还发现，星团总是在亚维里状态的维里参数$\sim0.6$之前的气体驱逐。亚维里动力学状态和陡峭的恒星密度分布都阻止了星团在其演化的气体去除阶段的分散。最终的簇结合分数是$ε_{\rm int}$的连续增加的函数。恒星形成效率小于0.5的GMC仍然能够形成具有大束缚分数的团簇。
2019-05-20 astro-ph.GA
The Timescales of Embedded Star Formation as Observed in STARFORGE
University of Washington（华盛顿大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平研究所计算天体物理中心）；Department of Astronomy, University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文学系）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA) and Department of Physics and Astronomy, Northwestern University（西北大学交叉天体物理探索与研究中心及物理与天文系）；Department of Physics, University of Alberta（阿尔伯塔大学物理系）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Max-Planc（马克斯·普朗克）
STARFORGE模拟揭示大质量恒星主导恒星形成从嵌入到暴露的快速过程，其时间尺度与云的自由落体时间相关，且尘埃和Hα光度在超新星前达到峰值。
2026-02-12 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
Low Virial Parameters in Molecular Clouds: Implications for High Mass Star Formation and Magnetic Fields
分子云和嵌入的云碎片是否稳定，防止坍缩，对于恒星形成过程的研究至关重要。只有“超临界”的云碎片才能坍缩并形成恒星。维里参数α =M_vir/M，它将维里与实际质量进行比较，提供了一种衡量稳定性的方法。考虑到压力和密度梯度扰动的综合稳定性分析表明，超临界云碎片的特征是α <2。过去的研究表明，维里参数α>2在云中占主导地位。这意味着坍缩到恒星形成是一个渐进且相对缓慢的过程，并且不需要磁场来解释观测到的云结构。在这里，我们回顾了一系列最近的观察性研究，得出维里参数<<2，并编制了一个目录的1325维里参数估计。在高质量恒星形成区（HMSF），α值特别低。这些观察结果可能会证明在坍缩过程中会发生更迅速、更剧烈的演化。这将使“竞争吸积”的HMSF，限制一些模型的“整体崩溃”，并可能解释缺乏高质量的无星核心。或者，数据可以指出在高气体密度下存在约1 mG的显著磁场。我们研究在何种程度上所得出的观测性质可能会受到观测或理论不确定性的影响。对于广泛的合理参数，我们的结论似乎是强大的，这样的偏见。
2013-08-26 astro-ph.GA
The mass function and dynamical mass of young star clusters: Why their initial crossing-time matters crucially
我们强调的集群质量依赖的演化速率的集群质量函数的演化过程中的暴力松弛的影响，也就是说，而集群动态响应驱逐其残余的恒星形成气体。当团簇形成区域的平均体积密度与质量相关时，质量相关的演化速率出现。在这种情况下，即使初始条件是这样的，即在剧烈松弛结束时的团簇质量函数具有与嵌入团簇质量函数相同的形状（即婴儿体重减轻是质量无关的），团簇质量函数的形状也会在剧烈松弛期间短暂地改变{ \it}。与此相反，对于恒定的平均体积密度的集群形成区域，集群质量函数的形状被保存所有通过暴力松弛，因为所有的集群，然后以相同的质量独立的速率发展。在单个星系团的尺度上，我们模拟了气体排出后星系团的动力学质量与发光质量之比的演化。具体来说，我们绘制了星团恢复平衡的时间尺度的径向依赖关系。我们强调，视野的大小只有几个PC，典型的紧凑的集群与快速的进化速度，很可能会揭示集群区域已恢复平衡，即使集群经历了一个主要的气体排出插曲几百万年前。我们提供的模型的初始半质量半径和初始交叉时间的单位表示的孔径和时间，分别，使我们的研究结果可以应用到集群的初始密度，大小和孔径不同于我们的。
2012-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical equivalence, the origin of the Galactic field stellar and binary population, and the initial radius--mass relation of embedded clusters
为了更好地理解银河场人口的起源，Kroupa和Belloni等人假设了恒星动力系统的动力学等价性，以允许嵌入星系团的初始条件的解的映射，使得它们在经过一段时间的动力学处理后产生银河场人口。动力学等价系统被定义为初始和最终具有相同的双星周期、质量比和偏心率分布函数。在这里，我们使用{ \sc mocca}代码搜索动态等效的集群。模拟证实，动态等效的解决方案确实存在。其结果是解空间与Marks \& Kroupa的半径-质量关系式$\left( r_h/{\rm pc} \right)= 0.1^{+0.07}_{-0.04}\, \left( M_{\rm ecl}/{\rm M}_\odot \right)^{0.13\pm0.04}$几乎相同。这种关系与观测到的分子云团密度很好地吻合。根据解，达到动力学等价的时间尺度约为0.5~Myr，有趣的是，这与超紧凑HII区域的寿命和基于动力学模型观察到的非常年轻的星系团中气体排出活跃所需的时间尺度一致。
2017-12-02 astro-ph.GA
The Gaia-ESO Survey: kinematical and dynamical study of four young open clusters
上下文星团的起源和动力学演化是恒星天体物理学研究的一个重要课题。已经提出了几种模型来理解绑定和未绑定的集群的形成和它们的演化，这些可以通过检查集群的运动学和动力学性质在很宽的范围内的年龄和质量进行测试。目的。我们使用Gaia-ESO巡天的产品来研究年龄在2000万年到5000万年之间的四个疏散星团（IC 2602、IC 2391、IC 4665和NGC 2547）。方法.我们采用重力指数$γ$和锂线在6708 $Å$的等效宽度，连同有效温度$\rm{T_{eff}}$，和恒星的金属丰度，以丢弃观察到的污染星。然后，我们推导出团簇径向速度色散$σ_c$，团簇总质量$\rm{M}_{tot}$和半质量半径$r_{hm}$。利用$Gaia$ -DR 1 TGAS星表，我们从星团成员的天体测量参数独立地导出了星团的内禀速度色散。结果由光谱数据得到的内禀径向速度色散大于由TGAS数据得到的内禀径向速度色散，这可能是由于所考虑的恒星的质量不同。利用$\rm{M}_{tot}$和$r_{hm}$，我们得到了位力速度色散$σ_{vir}$，发现四个团簇中有三个是监督团簇.这一结果与“残余气体排出”情景所预测的这些团簇正在分散的假设一致。然而，最近的模拟表明，年轻星团的维里比可能被高估，如果它是使用全球速度色散确定，因为集群没有完全放松。
2018-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Direct N-body simulations of globular clusters: (I) Palomar 14
我们提出了有史以来第一个直接的$N$体计算的老银河系球状星团在其整个生命周期的恒星逐星的基础上。使用波恩大学最新的GPU硬件，我们进行了一系列全面的$N$体计算，以对遥远的外晕球状星团Palomar 14（Pal 14）进行建模。通过改变初始条件，我们的目标是找到一个初始的$N$体模型，再现观测数据最好的基本参数，即半光半径，质量和速度色散。此外，我们专注于再现的恒星质量函数斜率的14被发现是显着浅于大多数球状星团。虽然我们的一些模型可以很好地再现14的基本参数，但我们发现，从经典的Kroupa初始质量函数（IMF）开始时，动力学质量分离不能单独解释14的质量函数斜率。为了寻求对这种差异的解释，我们计算了不同程度的原始质量分离以及平坦的IMF的额外的初始模型。原始物质分离的必要程度是非常高的。这个模型已经表明，在气体排出后的初始条件是大约20 pc的半质量半径，大约50000 M $_{\odot}$的质量，并且可能有一些质量分离或已经建立的非正则IMF在低质量恒星中耗尽。这样的条件可能是由一个激烈的早期气体驱逐阶段，从一个嵌入的集群出生的质量分离。只有在大的银心半径下，星团才有可能作为束缚实体存在，我们似乎已经在2014年揭示了破坏性的气体排出过程。此外，我们计算了一个模型与5%的原始二进制分数，以测试如果这样的人口对集群的演化的影响。
2010-10-11 astro-ph.GA
Virial shocks are suppressed in cosmic ray-dominated galaxy halos
我们研究了宇宙射线（CR）的维里冲击的结构上的影响，使用一个大的高分辨率宇宙学FIRE-2模拟占CR注入超新星。在大质量（$M_{\rm halo} \gtrsim 10^{11}\,M_{\odot}$），低红移（$z\lesssim 1-2$）晕，这是预期形成“热晕”与缓慢冷却的气体在准流体静力学平衡（与稳定的维里激波），我们的模拟没有CR表现出明确的维里激波。从流入冷凝出来的较冷的相变成压力受限于过密的团块，嵌入在低密度、体积填充的热气体中，其冷却时间比流入时间长得多。因此，气体从冷的自由下落的流入急剧过渡到大约维里半径（$\approx R_{\rm vir}$）处的热和热压力，并且激波是准球形的。与CR，我们以前认为，在这个特定的质量和红移范围内的晕建立CR压力主导的气体晕。在这里，我们表明，当CR压力占主导地位的热压，没有显着的维里冲击。相反，流入的气体被CR压力梯度逐渐减速，并且气体相对亚音速地流出并甚至超过$R_\mathrm{vir}$。快速冷却还保持了$\sim R_\mathrm{vir}$内流入气体的亚维里温度。
2020-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The early dynamical evolution of cool, clumpy star clusters
观测和理论都表明，星团形成亚维里（冷），具有高度的亚结构分布。我们进行了一个大的合奏N-体模拟的中等大小（N=1000）冷，分形集群，调查他们的早期动力学演化。我们发现，冷的，clusional集群动态质量分离在一个很短的时间尺度上，梯形状的大质量高阶多次波通常形成，大质量的恒星往往是从集群喷射速度> 10公里/秒（c.f.平均逃逸速度为2.5 km/s）。团簇的性质也在很短的时间尺度上迅速变化。年轻的星团也可能经历核心坍缩事件，其中包含大质量恒星的致密核心由于能量损失到低质量恒星的光环而变硬。这样的事件可以在不需要气体排出的情况下将年轻的星团吹开。一个星系团越是温暖和亚结构化程度越低，它的演化就越不极端。
2010-04-29 astro-ph.GA
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
Early evolution of embedded clusters
我们研究的综合影响的风和光致电离辐射从O-型恒星上嵌入的星团形成的模型湍流分子云覆盖范围的质量和半径。我们发现，反馈是能够增加的致密气体的数量，但降低的速度和效率的气体转化为恒星相对于控制模拟中，反馈是不存在的。在这些计算中，恒星形成的速度通常比致密气体中的自由落体速度慢得多。这种解耦是由于云的势阱最深处的气体被削弱和排出，在控制模拟中，大部分恒星的形成都发生在那里。这导致反馈模拟中的大部分恒星星族从致密气体中解离出来。然而，恒星形成\emph{does}发生在控制和反馈模拟中，它发生在致密气体中，因此恒星形成活动和致密气体之间的相关性被保留下来。反馈对\emph{clusters}的整体动力学影响是最小的，只有一小部分恒星变得不受束缚，尽管大量的气体被从一些云中排出。这是由于恒星在反馈开始之前就已经进入维里化和恒星主导的构型。相比之下，反馈对团簇的可观测性质（它们的U-、B-和V-波段幅度）的影响是强烈和突然的。与云实际被摧毁的时间尺度相比，星团变得可见和清晰的时间尺度很短。
2015-04-22 astro-ph.GA
Initial conditions for globular clusters and assembly of the old globular cluster population of the Milky Way
比较N体计算，包括原始的残余气体驱逐与观测到的性质的20个银河系球状星团（GC）的恒星质量函数（MF）已被测量，我们约束的时间尺度，其中嵌入对应的气体必须已被删除，恒星形成的效率的祖先云必须有和集群的潮汐场的强度必须已形成。这三个参数决定了残余气体排出过程中的膨胀和质量损失。应用恒星和动力学演化的校正后，我们发现出生集群的质量，大小和密度的GC样品和相同的数量的祖先气体云。星系团形成前的云核质量在10^5-10^7 Msun之间，半质量半径通常低于1 pc，最低可达0.2 pc。我们发现，低质量现今MF斜率，初始半质量半径和初始密度的集群与集群金属，揭示金属作为一个重要的参数驱动团簇形成和气体排出过程。这项工作预测，PD低浓度集群应该有一个更高的二进制分数比PD高浓度集群。由于最古老的GC是从银河系（MW）形成的早期残留物和派生的初始条件探测的环境中形成的集群，我们使用的结果作为一个新的工具来研究银河系内部GC系统的形成。我们实现了时间分辨的洞察力的前MW气体云的演化在短时间尺度（几百万年）通过集群金属丰度。结果表明是一致的收缩和自引力云，其中波动的前MW潜力随时间的增长。一个最初相对平滑的潮汐场演变成一个粒状的潜力内的动态时间尺度的崩溃云。
2010-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multi-physics simulations using a hierarchical interchangeable software interface
我们介绍了一个通用的框架，使用一个同质的，统一的软件接口互连的科学模拟程序。我们的框架本质上是并行的，并且方便地分离内存中的所有组件。它自动执行不同模块之间的单位转换，并定义通用数据结构以跨不同代码进行通信。我们使用该框架来模拟嵌入式星团。为此，我们耦合求解引力动力学，恒星演化和流体动力学自洽地解决动力学演化与恒星的内部核演化和气体的流体动力学响应。我们发现，在早期的研究相比，一个年轻的星团的生存只依赖于微弱的恒星形成的效率。这种弱相关性的主要原因是包埋气体从团簇中的不对称排出。
2011-10-12 astro-ph.GA
Are the ONC, Pleiades, and Hyades snapshots of the same embedded cluster?
本文通过直接N体模拟研究类似ONC的星团在不同初始条件下的演化，发现其在约100 Myr和700 Myr时的性质分别与昴星团和毕星团高度吻合，表明ONC类星团可能是二者的前身，并约束其初始半质量半径、总质量及质量分层程度。
2025-07-16 astro-ph.GA
Infall Signatures in a Prestellar Core embedded in the High-Mass 70 $μ$m Dark IRDC G331.372-00.116
使用银河平面调查，我们已经选择了一个大规模的（1200 M $_\odot$），冷（14 K）3.6-70 $μ$ m黑暗IRDC G331.372-00.116。这个IRDC有可能形成高质量恒星，鉴于目前没有恒星形成的特征，它似乎代表了高质量恒星形成的最早阶段。我们已经映射了整个IRDC与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1.1和1.3毫米的尘埃连续谱和线发射。尘埃连续体揭示了分布在IRDC的22个核心。在这项工作中，我们分析了质量最大的核心ALMA 1的物理性质，它在CO（2-1），SiO（5-4）和H PDMATHAMO CO（3-2）线中没有检测到分子流出。该核心相对较重（$M$ = 17.6 M $_\odot$），亚维里化（维里参数$α_{vir}=M_{vir}/M=0.14$），几乎不受湍流影响（跨音速马赫数1.2）。使用HCO $^+$（3-2）线，我们在相对巨大的星前核心（ALMA 1）中首次检测到下沉特征，该核心有可能形成高质量恒星。我们估计一个$^{-1}$的下落速度为1.54 km/s，高吸积速率为1.96 $\times$ 10 $^{-3}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$ . ALMA 1正在迅速崩溃，脱离维里平衡，更符合竞争性吸积的情况，而不是湍流核心吸积模型。另一方面，ALMA 1的质量$\sim$比团块的金斯质量大6倍，处于…
2018-05-04 astro-ph.GA
Do the majority of stars form as gravitationally unbound?
一些最年轻的恒星（年龄为$\lesssim 10$ Myr）聚集在一起，而许多其他恒星则分散在恒星形成区域或完全孤立。人们一直在激烈地争论分散或孤立的恒星是否起源于星团，或者它们是否形成真正的孤立，这可能有助于限制大质量恒星形成的可能性。我们采用的假设是，所有的恒星形成的引力约束星团嵌入分子云核心（$Γ$ - $1\;$模型），排出其出生气体，并比较发现的恒星在集群与观测数据的分数。星团的模型是由代码nbody 6，其中包括恒星和环联星的演变，气体驱逐，和外部引力场的主机星系。我们发现，在目前的理论模型估计的分数，$Γ$，嵌入式集群中形成的恒星的假设的小变化有很大的影响的结果，我们提出了一个反例作为说明。这就对嵌入星系团中的$Γ$的理论争论提出了质疑，它表明，在恒星形成率较低的星系中，$Γ$较低的理论依据并不可靠。相反，所有恒星都形成于嵌入星团的假设与最年轻恒星（年龄为$\lesssim 10$ Myr）的观测数据一致。在$Γ$ - $1\;$方案中，观测到的星团中最年轻恒星的比例随着SFR的增加只有微弱的增加;这种增加是由于在SFR更高的星系中存在更大质量的星团，它们释放到场中的恒星数量与它们的质量成比例。$Γ$ - $1\;$模型得出的星团中较老恒星（年龄在$10$和$300$ Myr之间）的恒星比例高于观测结果。这种差异可能是由与分子云的相互作用引起的。
2022-01-17 astro-ph.GA
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
The Lifetimes of Star Clusters Born with a Top-heavy IMF
一些观测和理论表明，初始质量函数（IMF）变得越来越头重脚轻（即，在质量为$m > 1M_{\odot}$的高质量恒星中过量），形成物体的金属量减少，气体密度增加。由于质量损失率和形成的黑洞数量不同，这影响了球状星团（GC）的演化。以前的GC数值模拟通常假设一个不变的正则IMF。使用国家的最先进的$NBODY6$代码，我们进行了一系列全面的直接$N$体模拟研究星团的演化，从头重脚轻的IMF和经历早期的气体排出。利用Marks & Kroupa（2012）的嵌入式集群质量半径关系来初始化模型，并通过改变顶重程度，我们计算出集群生存超过12 Gyr所需的最小集群质量。我们记录了星团的不同特征的演化，如总质量，最终大小，密度，质光比，恒星残骸的人口，和GC的生存是如何受到头重脚轻程度的影响。我们发现，不同的IMF移动在同一轨道上的集群的寿命是成比例的弛豫时间的权力$x$是在0.8至1的范围内。在银河系GC中观察到的浓度和质量函数斜率之间的相关性，可以很好地解释从头重脚轻的IMF开始并经历快速气体排出的早期阶段的模型。
2020-12-13 astro-ph.GA physics.comp-ph
Formation of Very Young Massive Clusters and implications for globular clusters
非常年轻的大质量星团（VYMCs;也被称为“星爆”星团），通常是$\gtrsim 10^4M_\odot$，并且有几百万年的历史，是如何从巨大的分子云中形成的，这在很大程度上仍然是一个悬而未决的问题。对年轻星团和恒星形成分子云的越来越详细的观测和计算研究为它们的形成情景和所涉及的基本物理过程提供了线索。本章重点回顾了长达十年的研究，这些研究试图通过计算重现观测良好的VYMC，如猎户座星云团，R136和NGC 3603年轻星团，从而揭示大质量星团的诞生条件。在这方面，重点是直接N体模拟的真实大小的大质量星团，具有整体结构，并进行残余气体的驱逐，这一直复制观察到的几个VYMCs和年轻的星团的特点，一般。这些相对简化的模型计算与致密分子云的结构丰富性和恒星团簇形成的流体动力学计算的复杂性的连接详细介绍。此外，这种VYMC与球状星团，这是几乎一样古老的我们的宇宙，讨论的连接。本章的结论是解决长期深气体嵌入（至少表面上）和子结构系统，如W3主。虽然大部分的结果引用现有的和最新的文献，在一个综合的方式，提供了一些新的见解和讨论。
2015-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
BiPoS1 -- a computer programme for the dynamical processing of the initial binary star population
第一个版本的二进制人口合成器（BiPoS 1）是公开的。它允许有效地计算二进制分布函数的动态处理后的一个现实的人口双星在前几个百万年的托管嵌入式星团。而不是耗时的N体模拟，BiPoS 1使用恒星动力学算子，它决定了幸存的双星的结合能取决于双星的分数。恒星动力学算符依赖于初始星团密度以及直到星团残余气体被排出的时间。BiPoS 1也有一个银河场模式，以合成整个星系的恒星星族。在气体排出时，由于星团的随后膨胀，双星种群的动力学过程被认为有效地结束了。虽然BiPoS 1 $已被使用以前未发表，在这里，我们证明了它的使用在猎户座星云团的二进制人口的建模，在OB协会和作为一个输入的模拟球状星团。
2021-11-10 astro-ph.GA
Local-Density Driven Clustered Star Formation
Guterlane等人已经确定了太阳邻域分子云中分子气体$Σ_{gas}$和年轻恒星天体$Σ_{\star}$的局部表面密度之间的正幂律趋势。它与嵌入星团的性质，特别是与最近建立的半径-密度关系之间的关系，迄今尚未得到研究。在本文中，我们模拟的恒星成分的分子团的发展作为时间和初始的局部体积密度的函数，以便提供一个连贯的框架，能够解释分子云和嵌入集群的关系引用上述。为此，我们将观察到的分子团的体积密度梯度与密度依赖的自由落体时间相关联。分子团星的形成历史是通过应用一个恒定的SFE每自由落体时间，$\eff$。对于典型的观察到的分子团的体积密度分布（即幂律斜率$\simeq -1.7$），我们的模型给出了一个恒星气体表面密度关系$Σ_{\star} \propto Σ_{gas}^2$，在非常好的协议与Guterdom等人的关系。以分子团的质量$M_0 \simeq 10^4 Msun$和半径$R \simeq 6 pc$经历恒星形成的情况下，在2万年，我们得出什么SFE每自由落体时间匹配最好的观测和预测（$Σ_{\star}$，$Σ_{gas}$）关系的归一化。我们找到了$\eff \simeq 0.1$。我们发现，所观察到的嵌入式集群的增长，体现了他们的半径-密度关系，对应于一个表面密度阈值被施加到发展中的恒星形成区域。我们的模型的后果在集群的生存性剩余恒星形成气体驱逐后，由于局部…
2012-11-06 astro-ph.GA
Embedded Young Massive Star Clusters in the Antennae Merger
年轻大质量星系团的性质是理解星暴系统中恒星形成机制，特别是合并机制的关键。我们目前的ALMA高分辨率（$\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
Star Cluster Formation from Turbulent Clumps. I. The Fast Formation Limit
我们调查的恒星集群的形成和早期演化，假设它们形成从一个动荡的无星集群内的父自引力分子云，其特征在于一个特定的质量表面密度的给定质量的边界。作为第一步，我们假设瞬时恒星团簇形成和气体排出。我们从观测到的无星团块的性质得出我们的初始条件。我们遵循的早期演化的集群高达20万年，调查不同的恒星形成效率，原始二进制分数和偏心率和原始质量分离水平的影响。我们调查团与初始质量的$M_{\rm cl}=3000\:{\rm M}_\odot$嵌入周围的云环境中的质量表面密度，$Σ_{\rm cloud}=0.1$和$1\:{\rm g\:cm^{-2}}$。我们表明，这些模型的快速恒星团簇形成的结果，在基准的情况下，在集群迅速扩大，即使只考虑绑定成员。从较高的$Σ_{\rm cloud}$环境中形成的集群往往会更快地扩展，因此很快就会比从较低的$Σ_{\rm cloud}$环境中形成的集群更大。为了形成一个给定年龄、恒星质量和质量表面密度的年轻星团，这些模型需要假设一个密度高出许多倍的母分子团，这与观测到的系统相比是不现实的。我们还表明，在这些模型中，初始二元属性仅被相互作用稍微修改，这意味着二元属性，例如，在2000万年前，它们与出生时非常相似。通过这项研究，我们建立了未来工作的基础，我们将调查更现实的恒星形成模型相比，这个瞬时的，基线的情况。
2017-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of Cloud Geometry and Metallicity on Shattering and Coagulation of Cold Gas, and Implications for Cold Streams Penetrating Virial Shocks
通过数值模拟研究云几何、金属丰度及紫外背景对冷气体破碎与凝聚的影响，发现冷流穿透维里激波时易破碎，影响星系周介质冷气体分布及星系熄灭。
2024-11-08 astro-ph.GA
Early Evolution and 3D Structure of Embedded Star Clusters
本研究通过Torch模拟工具开展星团形成模拟，探究内嵌星团早期演化与三维结构，揭示了其质量变化、形态演化规律及极年轻星团动力学演化的主导因素。
2023-02-16 astro-ph.GA
