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
Bona-fide, strong-variable galactic Luminous Blue Variable stars are fast rotators: detection of a high rotational velocity in HR Carinae
我们报告的光学观测亮蓝变星（LBV）HR船底座，这表明该恒星已达到视觉最低阶段在2009年。更重要的是，我们检测到由于Si IV 4088-4116 Angiotensin引起的反射。为了与2009年5月观测到的谱线轮廓相匹配，需要vrot=150 +- 20 km/s的高旋转速度（假设倾角为30度），这意味着HR Car的旋转速度约为其分裂临界速度（vcrit）的0.88 +- 0.2。我们的研究结果表明，快速旋转是典型的所有强变量，真正的银河LBV，目前S道尔型的变化。强变LBV位于视觉最小期间HR图的明确定义区域（“LBV最小不稳定带”）。我们认为这个区域对应于达到vcrit的地方。在该条的左侧，存在vrot/vcrit>1的禁区，这解释了为什么在该区域中没有检测到LBV。由于像天鹅座P和HD 168625这样的休眠/前LBV的vrot较低，我们认为LBV可以分为两类：快速旋转的强变星，表现出S-Dor周期（如AG Car和HR Car）和慢旋转的恒星，变化小得多（如天鹅座P和HD 168625）。我们推测，在爆炸前有S-Dor周期的SN祖先（如SN 2001 ig，SN 2003 bg和SN 2005 gj）可能是快速旋转的。我们认为，快速旋转的银河系LBV失去角动量的潜在困难是这样的恒星可能在LBV阶段爆炸的额外证据。
2009-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Parameters and Radial Velocities of Hot Stars in the Carina Nebula
船底座星云是南天一个活跃的恒星形成区域，由于存在大量处于各种演化阶段的大质量恒星而特别令人感兴趣。本文介绍了2013年和2014年观测到的82颗B型星和33颗O型星的光谱分析结果。对于82颗没有线融合的B型星，我们将Tlusty BSTAR2006网格的模型光谱拟合到Hγ和He λλ 4026，4388和4471的观测轮廓，以测量有效温度，表面重力和投影旋转速度。我们还测量了这些恒星的质量、年龄、半径、辐射热光度和距离。从我们的样品中测量的径向速度，我们发现31个单线光谱双星候选者。我们发现我们的样本恒星之间的径向速度的高色散，我们认为船底座星云恒星星族尚未放松，成为维里化。
2018-03-13 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
A Pan-Carina YSO Catalog: Intermediate-Mass Young Stellar Objects in the Carina Nebula Identified Via Mid-Infrared Excess Emission
我们展示了钱德拉船底座复合体计划（CCCP）测量的1.42 deg^2视场内的1439个年轻恒星天体（YSO）的星表，其中包括船底座大星云内的主要电离星团和正在进行恒星形成的最活跃场所。候选的YSO是利用斯皮策太空望远镜船帆座-船底座巡天和2微米全天巡天的数据，通过星周尘埃盘和包层的红外过量发射确定的。我们模拟1- 24/μ m的红外光谱能量分布的YSO约束的物理性质。我们的泛船底座YSO星表（PCYC）主要由中等质量（2 Msun < m < 10 Msun）的圆盘天体组成，包括Herbig Ae/Be恒星和它们进化程度较低的祖先。PCYC为CCCP X射线源目录提供了一个有价值的补充数据集，在没有X射线探测的情况下确定了船底座的1029个YSO。我们还目录410 YSO与X射线同行，包括62个候选原恒星。有X射线探测的候选原恒星往往比没有的更进化。在大多数情况下，X射线发射显然来自中等质量，磁盘为主的YSO是一致的存在下，低质量的同伴，但我们也发现，X射线发射与较冷的恒星光球和较高的磁盘质量。我们认为，中等质量的YSO在其早期的主序演化过程中产生X射线，可能是由对流大气阶段的磁发电机活动驱动的，但这种发射随着恒星接近主序而消失。根据恒星初始质量函数外推到PCYC星群，我们预测总星群大于2x10^4颗YSO，现在的恒星形成率（SFR）大于0.008 Msun/yr。船底座星云的全…
2011-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
The VISTA Carina Nebula Survey II. Spatial distribution of the infrared-excess-selected young stellar population
我们用VISTA望远镜进行了一次深宽视场（6.76 deg^2）近红外巡天，覆盖了船底座星云复合体（CNC）的整个范围。从这些数据创建的点源目录包含大约400万个独立的物体，质量为0.1 M_sun。我们提出了一个大尺度的空间分布的统计研究和调查的聚类特性的红外超天体，这是用来跟踪盘轴承年轻恒星对象（YSO）。我们发现，（J-H）与（Ks - [4.5]）颜色-颜色图非常适合通过红外过量追踪YSO候选物（cYSO）的种群。我们确定了8781个具有强红外过量的源，我们认为这些源是cYSO。该样本用于通过最近邻分析研究cYSO的空间分布。cYSO的表面密度分布与我们在赫歇尔远红外巡天中看到的云的形状非常吻合。云区以外的过量源的表面密度的强烈下降支持了这样的假设，即我们的过量选择样本主要由具有低水平背景污染的cYSO组成。这种分析使我们能够确定14组cYSO中心区域以外。我们的研究结果表明，在CNC的cYSO的总人口包括约164000对象，与位于北部的一个相当大的比例（~35%），仍然没有得到很好的研究部分。我们的聚类分析表明，大约一半的cYSO构成一个非集群，分散的人口。
2015-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Source Contamination in X-ray Studies of Star-Forming Regions: Application to the Chandra Carina Complex Project
我们描述了详细的X射线发射人口的模拟，以评估污染水平的银河系和河外的X射线源无关的恒星形成区域的研究。对于银河系的污染，我们考虑主序星和巨星（不包括激变变星和其他类吸积驱动的X射线双星系统）的贡献，因为它们在船底座星云的位置上做出了主要贡献。模拟考虑到各种技术因素，涉及银河系人口合成模型，恒星X射线光度函数，钱德拉望远镜的响应，源检测方法，和可能的空间变化的X射线背景和吸收通过分子云。当应用于钱德拉船底座复杂项目（CCCP）的1.42平方度的领域时，模拟预测约5000个污染源（调查的每平方弧分1个源），均匀分布在整个领域。模拟的结果进一步在同伴CCCP研究中分配成员资格概率个别来源。
2011-02-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Energetic feedback and $^{26}$Al from massive stars and their supernovae in the Carina region
我们研究了船底座区域的大质量恒星的种群及其能量反馈和$^{26}$ Al的喷射。我们对船底座星云几度范围内的年轻星团中的恒星星族进行了普查。对于每颗恒星，我们根据光谱类型和主星系团年龄估计了质量。我们用布居合成方法计算了大质量恒星及其超新星爆炸风中$^{26}$ Al的能量反馈和抛射。我们使用7年的INTEGRAL观测来测量该地区的$^{26}$ Al信号。积分$^{26}$ Al信号不显著，最佳拟合值约为1.5 e-5 ph/cm^2/s，约为康普顿伽马射线天文台（CGRO）公布结果的一半，但与CGRO最新估计一致。我们对年轻星团中的恒星星族的分析导致了预期信号为观测值的一半，但结果在2 σ内是一致的。我们发现，在沃尔夫-拉叶风中喷出的$^{26}$铝的分数是高的，所观察到的信号是不太可能造成的$^{26}$铝在超新星单独喷出，表明一个强大的风喷出的$^{26}$铝。由于缺乏突出的O型星，年龄$\gtrsim$ 10百万年的地区往往被忽视的OB协会的研究。我们发现，在船底座地区，这样的集群贡献显着的恒星质量和该地区的能量。
2012-02-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Deep wide-field near-infrared survey of the Carina Nebula
我们在ESO VLT上使用HAWK-I对船底座星云进行了近红外测量，该星云足够深，可以探测到全部低质量恒星星族。最近的深X射线调查的结果被用来区分船底座的年轻恒星和背景污染物。我们发现，低质量恒星的年龄（来自船底座星云中的单个星团的色星等图）同意与以前的大质量恒星的年龄估计。大约有3200颗X射线选择的恒星质量>= 1 Msun;这个数字与基于高质量恒星数量的IMF场外推非常一致，并表明没有低质量恒星的缺陷。船底座中恒星星族的近红外过剩分数低于其他年龄相近、质量较小的星团，这表明星周盘扩散的时间尺度比静止区域更快，这很可能是由于大质量恒星反馈的水平非常高。窄带图像揭示了六个氢分子喷流。然而，没有一个光学HH天体显示出分子氢发射，这表明喷气驱动的原恒星非常靠近它们所嵌入的球状体的边缘。这为它们的形成是由前进的电离锋触发的这一假设提供了强有力的支持。
2011-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Lithium Depletion Age for the Carina Association
本研究利用锂耗散边界方法结合 SOAR 和 LCO 望远镜的光学光谱，测定船底座星协的年龄为 41(+3,-5) Myr，该结果在多种模型及变率分析中保持一致，并与邻近星群的年龄相符。
2023-10-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Gaia view of the two OB associations Cygnus OB2 and Carina OB1: The signature of their formation process
OB星协是星系中主要的恒星形成场所。然而，这些恒星系统的详细形成过程仍然是一个谜。在这种情况下，识别子结构的存在可能有助于追踪其形成过程的足迹。在这里，我们提出了一个运动学研究的两个大规模的OB协会天鹅座OB 2和船底座OB 1使用精确的天体测量从盖亚数据发布2和径向速度。从恒星的星表可以确认这些OB星协是真正的恒星系统。天鹅座OB 2和船底座OB 1都是由几个稠密的星团和一个晕组成，它们具有不同的运动学性质：星团占据的区域直径为5-8秒差距，自行时的色散较小，而晕的自行色散则大2-3倍，直径达数十秒差距。这让人想起与湍流有关的分子云的所谓“线宽-尺寸”关系。考虑到运动学和结构特征是从它们的出生云继承的，这意味着OB星协的形成可能是由超音速湍流驱动的结构形成造成的，而不是由单个嵌入星团的动力学演化造成的。
2019-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatial distribution and clustering properties of the young stellar populations in the Carina Nebula complex and Car OB1
本研究利用Gaia DR3数据系统分析了Car OB1协中年轻恒星的空间分布与成团特性，通过DBSCAN算法发现15个星团并确认了604颗新的大质量恒星候选体，揭示了该协的整体膨胀演化历史，表明其为银河系已知最大质量的恒星形成复合体。
2025-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Volans-Carina: A New 90 Myr Old Stellar Association at 85 pc
我们提出了一个新的Volans-Carina协会（VCA）的恒星在银河系平面（b~-10 deg）附近的距离约为75 - 100 pc的特征，之前被Oh等人确定为第30组。我们编制了一份清单，其中包括来自Gaia DR2的19个可能成员，光谱类型为B8-M2，以及来自Gaia DR2，2MASS和AllWISE的46个额外候选成员，光谱类型为A0-M9，需要进一步跟进确认。我们发现一个等时年龄$89_{-7}^{+5}$百万年的基础上MIST等时线与昴星团成员校准。这个新的星协比昂宿星团稍年轻，成员较少，但距离较近，使其成员的平均亮度是昂宿星团的3倍。它的位置比年龄相近的剑鱼座AB移动星群的成员更远，但它在天空中更紧凑，这使得它不太容易受到随机场闯入者的污染。它的成员将是有用的基准，以了解恒星，棕矮星和系外行星的基本性质在~90百万年。我们还提供了一个更新版本的BANYAN $Σ$贝叶斯分类工具，其中包括飞鱼-船底座协会。
2018-08-13 astro-ph.SR
The Duration of Star Formation in Galactic Giant Molecular Clouds. I. The Great Nebula in Carina
提出了一种新的红外光谱能量分布（SED）建模方法，该方法对模型拟合结果进行基于似然性的加权，构建了X射线识别的中等质量（2-8 $M_{\odot}$）主序前年轻恒星星族的概率H-R图（pHRD）。这种方法是专门为应用于年轻恒星星族遭受强大的，差异灭绝（$ΔA_V > 10$等），典型的银河系大质量恒星形成区。我们试点这项技术在船底座星云复合体（CNC）的建模1-8 $μ$米的2269可能恒星成员，表现出没有多余的发射从拱星尘埃盘在4.5 $μ$米或更短的波长的SEDs。在被光线遮蔽的Trumpler 14和16星团中，${\sim}100$中等质量恒星的一个子集有可用的光谱$T_{\rm eff}$，由盖亚-ESO巡天测量。我们正确地识别恒星温度在70%的情况下，所有来源的聚合pHRD返回相同的峰值，使用光谱$T_{\rm eff}$获得的恒星年龄分布。恒星质量和演化年龄的SED模型参数分布揭示了CNC内四个大尺度恒星超密度和一个大分布的恒星星族之间恒星形成持续时间的显著变化。恒星的形成始于${\sim}10$ Myr前，并持续到今天，恒星形成率在${<}3$ Myr前达到顶峰，当时大质量的Trumpler 14和16星团形成。我们公开了从标准主序前进化轨迹生成的100，000个SED模型集，以及我们用于从SED拟合结果生成pHRD和质量年龄分布的定制软件包。
2019-06-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Proper motions of five OB stars with candidate dusty bow shocks in the Carina Nebula
我们约束的自行车的五个OB星的候选人在船底座星云的恒星风弓冲击使用HST ACS成像超过9- 10年的基线。这些自行使我们能够直接比较每颗恒星的运动与其候选弓形激波的方向。虽然这些恒星在我们的成像中是饱和的，但我们通过使艾里环中的残差最小化所需的位移来评估它们的运动。结果将每颗恒星的运动方向限制在小于90度宽的扇区内。这五颗恒星都没有像逃逸恒星那样远离船底座星云的中央星团，这证实了候选的弓形激波并不一定是逃逸恒星的标志。五颗恒星中有两颗相对于它们的候选弓形激波的方向切向移动，这两颗恒星都指向OB星团Trumpler 14。在这些情况下，大规模的星际介质流，从集群的反馈供电，似乎占主导地位的运动的恒星在生产所观察到的候选弓激波。剩下的三颗恒星都有一些朝向中央星团的运动分量，这意味着我们无法区分它们的候选弓形激波是恒星运动的指示，环境气体的流动，还是周围环境的密度梯度。此外，这些恒星没有向外运动，暗示船底座南柱区域的分散恒星群是在原地形成的，而不是从该协会的中心星团迁移出来。
2017-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Color-Magnitude Diagram Constraints on the Metallicities, Ages, and Star Formation History of the Stellar Populations in the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy
用$-0.4 \le$ [alpha/Fe] $\le +0.4$和广泛的[Fe/H]等时线以及互补的零年龄水平分支（ZAHB）位点绘制了隆凸的色幅图（CMD）。我们所使用的颜色变换已经过“校准”，因此，当假定球状星团（GC）的红化和金属丰度的估计得到很好的支持时，等时线可以很好地拟合M3和M92的$[(B-V)_0,\,M_V]$图。所采用的距离模数，为GC和船底座，是基于我们的ZAHB模型，这是能够再现老HB组件（以及HB块的光度）的矮球状星系相当不错-即使它跨越范围[Fe/H]的~ 1.5德克斯，提供[阿尔法/Fe]变化与[Fe/H]的方式，已被派生光谱。这里得出的年龄与以前发现的老的和中等年龄的关闭恒星，以及可忽略的恒星形成（SF）活动（~ 6-10 Gyr ago）的年龄相当吻合。CMD模拟已经进行了最暗的关闭和亚巨星。他们表明，一个明显的偏好SF持续几个Gyr，而不是一个短的爆发，一些迹象表明，年龄随着[Fe/H]的增加而减少。一般来说，假设光谱金属丰度的恒星模型提供了令人满意的观测结果，包括船底座的薄巨分支，尽管比所采用的[α/Fe]值所暗示的更高的氧丰度将产生有利的结果。
2015-03-27 astro-ph.SR
Extended Red Objects and Stellar Wind Bow Shocks in the Carina Nebula
本文报道了斯皮策太空望远镜对船底座星云中39个扩展红天体（ERO）的红外测光结果。大多数ERO是由明亮的，扩展的8.0微米发射，其范围从10“到40”的大小，但我们的样本也包括4个ERO扩展的24微米发射确定。特别令人感兴趣的是九个ERO与晚O型或早期B型恒星，其特征是弧形形态，这表明尘埃，星风弓形冲击。这些对象优先面向船底座星云的中心区域，这表明这些弓形激波通常是由OB风与H II区域的体积膨胀的相互作用产生的，而不是高自行。我们确定了我们的弓形激波候选者，其中也包含弓形激波候选者在M17和RCW 49，但很好地分离多环芳烃排放或拱盘占据中红外色空间的首选区域。彩色切割确定了另外12个边缘分辨的弓形激波候选者，其中10个也与已知的晚O星或早B星有关。假设典型的H II区域气体密度，从弓形激波候选物间隔距离导出的H II区域膨胀速度约为10 km/s，与从M17和RCW 49中弓形激波导出的膨胀速度相当。一个候选的弓形激波提供了直接的证据，证明来自Trumpler 15和Trumpler 14星团的大质量恒星风之间的物理相互作用，支持这两个星团处于类似的日心距离的结论。
2014-10-13 astro-ph.SR
The deep OB star population in Carina from the VST Photometric H$α$ Survey (VPHAS+)
大质量OB星对星系的生态至关重要，但我们对银河系中比$V \sim 12$更暗的OB星的了解仍然不完整。来自VST测光H $α$巡天（VPHAS+）的数据允许在不忽略恒星场的情况下构建第一个蓝色过量选择OB星的深星表。总共有14900个具有2个MASS交叉匹配的候选者从银河平面的42平方度区域中被蓝色选择，捕获银河经度范围$282^{\circ} \lesssim \ell \lesssim 293^{\circ}$上的船底座臂。对这些候选者的组合VPHAS+ $u,g,r,i$和2 MASS $J,H,K$幅度执行谱能量分布拟合。这提供了：有效的温度限制，从统计上区分O和早期B星;高质量的消光参数，$A_0$和$R_V$（随机误差通常是$< 0.1$）。高置信度O-B2候选数5915和另外的5170适合于稍后的B光谱类型。276个前者的光谱证实了97%。发射线星在所有候选B星中所占的比例为7- 8%。Greyer（$R_V > 3.5$）消光定律在2.5- 3 kpc到$\sim$ 10 kpc的距离范围内普遍存在。在突出的大质量星团附近，$R_V$倾向于上升，船底座星云中的$R_V \sim 5$会出现特别大和混乱的漂移。这些数据揭示了O 5 If $+$恒星LSS 2063（$\ell = 289.77^{\circ}$，$b = -1.22^{\circ}$）周围108颗O…
2016-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
A radial velocity survey of the Carina Nebula's O-type stars
我们用CTIO/SMARTS 1.5米望远镜的CHIRON摄谱仪对船底座星云的31颗O型星进行了多历元观测。我们测量它们的径向速度1- 2公里秒$^{-1}$精度和提出新的或更新的轨道解的二进制系统HD 92607，HD 93576，HDE 303312，和HDE 305536。我们还编译径向速度从文献中的32个额外的O型和演化的大质量恒星在该地区。综合数据集显示，平均日心径向速度为0.6公里/秒$^{-1}$。我们计算的速度色散$\le9.1$公里的$^{-1}$，符合一个未绑定的，亚结构OB协会。Tr 14星团显示出一个轻微的5公里秒$^{-1}$径向速度偏移，从它的邻居Tr 16，但有恒星的位置和速度之间没有相关性。在Cr 228和南柱区域的O型恒星的速度色散比整个区域的速度色散要低，这支持了一个分布式的恒星形成模型，而不是从中央星团迁移而来。我们比较我们的恒星速度船底座星云的分子气体，并发现Tr 14显示出密切的运动学协会与北云。相比之下，Tr 16使南云加速了10- 15 km/s的$^{-1}$，可能引发进一步的恒星形成。在径向速度空间中，围绕H II区域的膨胀并不对称于O型恒星，这表明电离气体受到远侧密度更大的物质的限制。
2018-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chandra X-ray observation of the HII region Gum 31 in the Carina Nebula complex
我们利用钱德拉天文台对Gum 31地区进行了一次深度（70千秒）的X射线观测，探测到679个X射线点源。这扩展和补充了钱德拉船底座复合体项目中对船底座星云中心区域进行的X射线调查。使用深近红外图像，从我们最近的VISTA调查的船底座星云复杂的，我们的斯皮策点源目录，和光学档案数据，我们确定对应的75%的这些X射线源。它们的空间分布显示了两个主要的聚集区，中央星团NGC 3324和部分嵌入在HII区域南部边缘的星团，但大多数X射线源构成了一个相当均匀分布的年轻恒星群体。我们的颜色-星等图分析表明，这两个集群的年龄约为1-2百万年，而分布的人口显示了更广泛的年龄范围高达约10百万年。我们还确定了NGC 3324的三个O型成员中的两个以前未知的同伴，并在该地区检测到弥漫的X射线发射。我们的研究结果表明，观测到的区域总共包含大约4000颗年轻恒星。分布的星群可能是在CCCP地区发现的广泛分布的~ 1- 1000万年老恒星星群的一部分。这意味着船底座星云复合体的整体恒星构型是一个非常扩展的恒星协，其中（光学突出的）星团只包含少数恒星星族。
2014-03-27 astro-ph.SR
Radial velocities from far red spectra of Carina Arm O and early B stars
大质量O型星和早期B型星是近期恒星形成的重要标志，在它们短暂的生命期间，通过光电离和风以及当它们爆炸为超新星时，对它们的环境产生重大影响。在银河系中，它们可以在很远的距离被探测到，但通常位于大的尘埃柱后面，使得在短波长下的探测变得困难。在这项研究中，使用较少熄灭的远红外光谱（8400 - 8800欧姆）的径向速度测量进行了检查。结果报告的样本164个确认OB星在2度的领域内定位的船底座臂。大多数恒星的距离在3和6千秒差距，和Westerlund 2是在外地的边缘。测量的径向速度误差集中在3- 10 km/s $^{-1}$范围内，系统不确定度为2- 3 km/s $^{-1}$。这些与盖亚任务天体测量相结合，以允许构建完整的空间运动。多达22颗恒星可能是失控的，尽管其中8颗可能是闯入的（到目前为止未被发现的）双星。样本的平均方位角运动与最近对银河系盘旋转的测量结果相吻合。在银心径向方向上，平均运动表明以$\sim$ 10 km s $^{-1}$的速度适度下沉。这个实验表明，在远红外弱帕邢线可以产生可靠的径向速度测定，提供了更多的银河系盘比迄今为止可能探索OB星运动学的前景。
2022-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia-EDR3 Parallax Distances to the Great Carina Nebula and its Star Clusters (Trumpler 14, 15, 16)
使用偏移校正的Gaia-EDR 3视差测量和分光光度法，我们已经确定了船底座OB 1协会和相关星团中69颗大质量恒星的距离：Trumpler 16（21颗恒星），Trumpler 14（20颗恒星），Trumpler 15（3颗恒星），Bochum 11（5颗恒星）和South Pillars区域（20颗恒星）。过去对船底座星云的距离估计在2.2到3.6千秒差距之间，其中的不确定性来自测光和异常的尘埃消光。EDR 3视差解决方案显示出相对于DR 2的相当大的改进，典型误差为$σ_{\varpi}/\varpi \approx$ ~3- 5%。船底座大星云中的O型恒星基本上处于相同的距离（$2.35\pm0.08$ kpc），引用均值和均方根方差。这些星团的距离分别为$2.32\pm0.12$ kpc（Tr 16）、$2.37\pm0.15$ kpc（Tr 14）、$2.36\pm0.09$ kpc（Tr 15）和$2.33\pm0.12$ kpc（Bochum 11），与$η$ Car的距离约为2.3 kpc非常一致。O-星自行建议内部（2D）的速度分散$\sim4$公里/秒的Tr 14和Tr 16。可靠的距离允许估计集群的大小，恒星动力学，光度和光电离辐射事件在该地区的光解区域的通量。我们估计Tr 14和Tr 16具有半质量半径$r_h = 1.5-1.8$ pc、恒星穿越时间$…
2021-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Age of the Carina Young Association and Potential Membership of HD 95086
船底座是附近的一个年轻的星协。到目前为止，只有少数恒星被明确确定为该协会的成员。在本文中，我们根据盖亚DR 2数据重新分析了该协会的成员资格，特别是发现HD 95086是一个潜在的成员（概率为71%）。这颗恒星是值得注意的，因为它是少数几颗同时拥有探测到的碎片盘和直接成像的行星的恒星之一。它以前只被认为是下半人马座Crux（LCC）的潜在成员-天蝎座-半人马座协会的一部分。我们还重新分析了船底座协会的年龄。使用贝叶斯推断代码应用到推断的解决方案，从恒星演化模型的最有可能（>99%）的成员船底座，我们推断的年龄为13.3 $^{+1.1}_{-0.6}$百万年的协会，比以前的研究年轻得多。虽然我们已经将HD 95086的协会成员从LCC修改为Carina，但我们也发现Carina的年龄更小，与LCC相似，这意味着HD 95086 b的质量估计保持不变。然而，船底座的年龄较年轻确实意味着另一个船底座成员HD 44627（或AB Pic）的伴星质量更明显地在行星范围内，而不是棕矮星范围内。
2020-11-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Volans-Carina association An X-ray Bridge Between Younger and Older Stellar Populations
Eberhard Karls Universität Tübingen（蒂宾根大学）；Hamburger Sternwarte（汉堡天文台）
该研究重新评估飞鱼-船底座星协的成员，结合多波段数据与X射线观测确定其年龄为80±20百万年，其X射线特性为恒星磁活动演化研究提供了可靠校准点。
2026-07-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Carina Project. VI. The helium burning variable stars
我们提出了新的光学（BVI）的演化变星在船底座矮球状星系的时间序列数据。数据的质量和观测策略使我们能够识别出14颗新的变星。14颗中有8颗是天琴座RR型（RRL）恒星，4颗是异常造父变星（AC），2颗是几何变星。将整个RRL样本的周期分布与附近dSphs和大麦云云中的类似分布进行比较，表明这些系统中的旧恒星星族具有相似的性质。这一发现也得到了贝利图中RRL分布的支持。另一方面，AC的周期分布和Bailey图在上述恒星系统中显示出显著的差异。这一证据表明，中期年龄的恒星星族的性质可能受到环境效应和结构参数的影响。我们使用BV周期-Wesenweg（PW）关系的RRL与进化的处方，并找到一个真正的距离模量为20.09+/-0.07（内在）+/-0.1（统计）马格同意相当不错，与文献中的类似估计。我们发现了四个特殊的变量。考虑到它们在Bailey图和BV PW关系中的位置，其中两个（V14，V149）似乎是候选AC，而两个（V158，V182）可能是特有的RRL。特别是，变量V158的周期和V波段振幅与最近由Pietrzynski等人（2012）在银河系隆起中发现的低质量RRL -RRLR-02792-非常相似。
2013-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed Abundances in the Ultra-faint Magellanic Satellites Carina II and III
我们提出了第一个详细的元素丰度在超微弱的麦哲伦卫星星系船底座II（车II）和船底座III（车III）。通过高分辨率的麦哲伦/MIKE光谱学，我们确定了车II中9颗恒星的丰度，包括超微弱矮星系中的RR天琴座恒星的第一个丰度;和车III中的两颗恒星。化学丰度表明，这两个系统显然是星系，而不是球状星团。这些星系中的恒星大多显示出与其他类似的昏暗矮星系相匹配的丰度趋势：增强但下降的[α/Fe]比，与恒星晕相匹配的铁峰元素，以及异常低的中子捕获元素丰度。其中一颗星的[Sc/Fe]值很低，为-1.0。我们检测到一个大的Ba散射车II，可能是由于低质量AGB星风的不均匀富集。最显著的丰度趋势是车II的[Mg/Ca]，从+0.4下降到-0.4，表明富集核心坍缩超新星的初始母体质量存在明显变化。到目前为止，唯一显示出类似[Mg/Ca]趋势的超暗矮星系可能是大麦云云的卫星。我们发现了两颗[Fe/H] <-3.5的恒星，它们的丰度可能是第一代无金属的第三星族恒星，并且与第三星族核心坍缩超新星的产额很好地拟合。附录描述了我们新的丰度不确定性分析，传播线的恒星参数的不确定性。
2019-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of nearby young associations: s-process element abundances in AB Doradus, Carina-Near, and Ursa Major
最近，一些研究表明，年轻的疏散星团的特征是钡含量相当丰富。特别是，D 'Orazi等人（2009年）报告说，在一些较年轻的星系团中，[Ba/Fe]可以达到高达约0.6 dex的值。这项工作还确定了[Ba/Fe]和星系团年龄之间存在反相关性。对于年龄范围在4.5 Gyr-5亿年的星团，这可以通过假设低质量渐近巨星分支星对银河系化学富集的贡献更大来解释。本工作的目的是研究年轻星团中普遍存在的钡过剩现象。我们分析了高分辨率的光谱数据，专注于附近的三个年轻的协会，即AB Doradus，Carina-Near和Ursa Major的s-过程元素丰度。选择这些集群是为了使它们的年龄分布能够补充D 'Orazi等人（2009年）的研究。我们发现，虽然S-过程元素Y，Zr，La和Ce在所有三个协会中表现出太阳比，Ba是过剩的~0.2 dex。目前的理论模型不能再现这种丰度模式，因此，我们调查是否这种异常大的Ba含量可能与色球效应。虽然[Ba/Fe]和几个活动指标之间没有相关性似乎是存在的，我们得出结论，不同的效果可能在工作中可能（直接或间接）与热恒星色球的存在。
2012-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Early-type massive stars in Carina Nebula within the Gaia-ESO Survey
Gaia-ESO巡天（GES）正在获取银河系中$\sim$ 10颗$^{5}$恒星的高质量光谱，为银河系的所有主要组成部分、银河系的形成历史以及年轻、成熟和古老银河系种群的演变提供均匀和独特的概览。我们的团队负责早期大质量恒星，它们定义了调查中最年轻的人口。在这篇文章中，我们提出的定量光谱分析的结果在船底座星云的盖亚-ESO调查。为此，我们使用了FASTWIND和CMFGEN恒星大气代码，为当前样本提供恒星参数（GES数据发布iDR 4）。
2016-12-16 astro-ph.SR
WR 38/38a and the ratio of total-to-selective extinction in Carina
根据UBV和JHK对星团成员的现有观测，对疏散星团Shorlin 1（与WR 38和WR 38 a相关的恒星群）进行了重新分析。特别是2 MASS的观测，意味着平均星团红化E（B-V）=1.45+-0.07和2.94+-0.12 kpc的距离。红化与UBV的结果一致，但只有当相关尘埃的全消光与选择消光之比为R=Av/E（B-V）=4.0+-0.1时，2 MASS和UBV系统的距离估计才一致。这两个结果是相似的，已经获得了在海山二区域相邻的集群通过类似的分析，这表明，“异常”的尘埃灭绝是广泛的通过该地区，特别是对群体变红相对较近的灰尘。与海山二复合体有关的尘埃本身似乎表现出更“正常”的性质。这些结果对解释银河系l=287-291度的旋臂距离有直接的意义，特别是这里的船底座臂可能略大于2 kpc，而不是以前研究中暗示的2.5-3 kpc。新导出的两个星团沃尔夫-拉叶星WR 38（WC 4）和WR 38 a（WN 5）的内禀参数与银河系疏散星团中其他WR星的内禀参数吻合得很好，而以前的情况并非如此。
2011-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distinguishing Circumstellar from Stellar Photometric Variability in Eta Carinae
相互作用的双星船底座伊塔仍然是我们银河系中最神秘的大质量恒星之一，尽管有超过四个世纪的观测。在这项工作中，它的光变曲线从紫外线到近红外线进行了分析，使用空间分辨的HST观测和强烈的监测在拉普拉塔天文台，结合以前发表的光度学。我们已经开发了一种方法来分离的中央恒星对象在地面图像中使用HST测光，并将其应用到更多的地面数据，这支持的假设，即中央源增亮速度比几乎恒定的Homunculus。在从长期增亮的趋势中消失后，光变曲线显示出周期性的轨道调制（$ΔV$ $\sim$ 0.6等），这归因于风-风碰撞空腔，因为它绕着主星扫过，它显示出可变的投影面积到我们的视线。两个准周期分量的时间尺度为2-3年和8-10年，振幅较低，$ΔV$ $<$ 0.2等，叠加在增亮光变曲线上，是唯一发现的恒星变率分量，这表明恒星不稳定性最小。此外，光变曲线分析表明，在近星点没有“壳层抛射”的证据。我们认为，恒星核心的长期增亮是由于中央恒星前面的尘埃团的消散，这就像一个天然的日冕。因此，中央恒星似乎比以前认为的更稳定，因为主要的变化来自于不断变化的星周介质。我们预测，增亮阶段，主要是由于尘埃消散，将在2032年左右完成$\pm$ 4年，当恒星将比在17世纪的$ΔV$ $\sim$ 1马格。
2019-01-02 astro-ph.SR
The Carina Project IX: on Hydrogen and helium burning variables
我们提供了船底座矮球状星系中氦燃烧变量的新多波段（UBVI）时间序列数据。目前的样本包括92个RR天琴座-其中6个是新发现的-和20个异常造父变星，其中一个是新发现的。对贝雷图的分析表明，双模变星中第一泛音分量的光度振幅位于规则第一泛音变星的长周期尾部，而基波分量位于规则基波变星的短周期尾部。这一证据进一步支持了这些物体的过渡性质。此外，船底座双模变星在Petersen图上的分布（P_1/P_0 vs P_0）与贫金属球状星团（M15，M68）、矮球状天龙座和星系晕相似。这表明船底座古老的恒星星族是贫金属的，并受到金属丰度小范围扩散的影响。我们使用三角函数的五个领域RR天琴座星提供一个独立的估计的船底座距离使用所观察到的红化的自由周期-Weseneirs [PW，（BV）]的关系。理论和观察表明，这种诊断是独立的金属丰度。我们发现真实距离模量μ=20.01 \pm 0.02（平均值的标准误）\pm 0.05我们还使用四种预测的PW关系提供了隆突真实距离模量的独立估计值（BV，BI，VI，BVI），我们发现：μ=（20.08 \pm 0.007 \pm 0.07）mag，μ=（20.06 \pm 0.006 \pm 0.06）mag，μ=（20.07 \pm 0.008 \pm 0.08）mag和μ=（20.06 \pm 0.006 \pm 0.06）毫克。最后，我们确定了100多颗…
2015-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Jet-driving protostars identified from infrared observations of the Carina Nebula complex
目的：喷流是非常年轻的嵌入式原恒星的极好路标，因此我们希望将喷流驱动的原恒星识别为船底座星云中当前形成的一代恒星的示踪剂，船底座星云是最大的银河系恒星形成区域之一，其特征是对周围云层的反馈特别高。研究方法：我们使用存档数据构建了船底座星云的大型（> 2 deg x 2 deg）斯皮策IRAC马赛克，并在空间上完整地搜索了4.5微米波段的过量物体，这是典型的冲击激发分子氢发射。我们还确定了中红外点源，这可能是以前发现的赫比格-哈罗喷流和分子氢发射线物体的驱动因素。我们将斯皮策测光与我们最近的赫歇尔远红外数据相结合，以构建光谱能量分布，并使用Robitaille辐射传输建模工具来推断物体的属性。结果如下：辐射传输模型表明，喷流源是质量在~ 1M_sol ~ 10M_sol之间的原恒星，它们被星周盘包围，并嵌入星周包层中。结论：估计的原恒星质量< 10 M_sol，表明船底座星云中目前的恒星形成活动仅限于中低质量恒星。可以观察到比红外线更光学的喷流，这表明恒星的形成主要发生在靠近云层表面的地方。
2012-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nucleosynthesis and the Inhomogeneous Chemical Evolution of the Carina Dwarf Galaxy
船底座dSph中9颗明亮的RGB恒星中23种元素的详细丰度是基于VLT和麦哲伦望远镜收集的高分辨率光谱。使用标准方法将球形模型大气分析应用于380至680 nm范围内的光谱。分析中的恒星范围为-2.9 < [Fe/H] <-1.3，并采用Lemasle等人（2012）确定的年龄，我们能够检查船底座老年和中年人口的化学演化。这项工作的主要结果之一是在船底座的非均匀混合的证据;[Mg/Fe]的大离散表明老年人口的混合较差，老年人口和中年人口之间[α/Fe]比值的偏移（当与先前发表的结果进行检查时）表明，第二次恒星形成事件发生在富含α的气体中，一颗恒星，Car-612，似乎是在SN Ia/II产物增强的口袋中形成的。后一颗恒星提供了矮星系中超新星Ia/II比值增强的恒星与外星系晕中超新星Ia/II比值增强的恒星形成之间的第一个直接联系（Ivans et al. 2003）。另一个重要的结果是SN II驱动风的潜在证据。我们发现，在船底座的非常贫金属的恒星并没有在AGB或SN Ia产品的增强，因此，他们非常低的[Sr/Ba]的比例表明，早期SNe II的贡献的损失。其中两颗恒星的[Na/Fe]、[Mn/Fe]和[Cr/Fe]比值较低，支持了这一假设，另外一颗恒星的[Zn/Fe]上限也较低。有趣的是，船底座中贫金属恒星的化学成分与银河系、大多数其他dSphs或UFD中的不相似，这表明船底座可…
2012-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-Infrared properties of the X-ray emitting young stellar objects in the Carina Nebula
摘要：本文中的船底座星云的近红外研究建立在钱德拉船底座复合体项目（CCCP）的结果，检测到14368 X射线源在1.4平方度的调查区域，自动源分类研究，其中10714分类为非常可能的年轻恒星在船底座，并分析其聚类特性。我们在ESO VLT使用HAWK-I进行了一次非常深的近红外测量，具有亚角秒角分辨率，覆盖约1280平方角分。HAWK-I的图像显示了60多万个独立的红外源，从而在S/N >= 3的情况下探测到了J ~ 23，H ~ 22和Ks ~ 21这样微弱的天体。虽然不到一半的钱德拉X射线源在2 MASS目录中有对应物，但~5等更深的HAWK-I数据显示HAWK-I场中7472个钱德拉X射线源中有6636个（= 88.8%）红外对应物。我们分析近红外颜色-颜色和颜色-星等图，以获得有关X射线选定物体的反射率、红外过量、年龄和质量的信息。近红外特性与X射线源自动分类结果吻合较好。选定的船底座成员的X射线的K波段光度函数的形状与猎户座星云团的K波段光度函数的形状一致，这表明，直到X射线探测极限约0.5-1 Msun，船底座的IMF的形状与猎户座一致（因此也与IMF场一致）。具有近红外线的恒星比例相当小，<= 10%，但在复合体的各个部分之间显示出相当大的变化。无盘恒星的消光分布范围从~1.6等到~6.2等（中央第80百分位），清楚地显示出复合体中单个恒星之间的差异消光范围相当大。
2011-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Near-infrared study of new embedded clusters in the Carina complex
我们分析的性质，我们发现投射在船底座复杂的恒星过密度的样本。本研究以2 MASS测光为基础，对场星进行测光去污，绘制本征色-星等图J $\times$（J-Ks）、色-色图（J-H）$\times$（H-Ks）和径向密度分布图，以确定最佳候选星的结构和主要天体物理参数。作为嵌入式群集的过密度验证需要与PMS内容和MS星（如果有）一致的CMD。从这些结果中，我们能够验证它们是否实际上是嵌入式集群。总体而言，结果是有益的：在101个高密度的样本中，分析提供了15个候选者，其中3个先前被归类为集群（CCCP-Cl $\,$ 16，Treasure Chest和FSR $\,$ 1555），其余12个是提供重要结果的发现，年龄不超过4.5 $\,$ Myr，距离与所研究的复杂。大多数候选者的差异红化值相对较高，证实这些星团仍然（部分或全部）嵌入周围的气体和尘埃中，通常在壳层内。还制作了质量、年龄和距离分布的直方图，以概述结果。我们的结论是，所有12个新发现的嵌入集群有关的隆突复合体。
2018-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Elemental abundances of low-mass stars in nearby young associations: AB Doradus, Carina Near, and Ursa Major
本文给出了剑鱼座AB、船底座近、大熊座三个年轻星群中13颗F6-K2主序星的恒星参数和11种元素（Li、Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti、Cr、Fe、Ni和Zn）的丰度。外行星宿主星<$Horolosium也被分析。这三个年轻的协会具有与其年龄一致的锂丰度。所有其他元素都显示出太阳丰度。这三个类群的特征是在所有丰度上都有小的分散，剑鱼座AB、隆突近和大熊座AB的平均[Fe/H]值分别为0.10（σ= 0.03）、0.08（σ=0.05）和0.01（σ=0.03）dex。元素丰度的分布似乎与太阳附近的银河系薄盘的化学模式一致，就像在其他年轻群体中发现的那样。这意味着，作为直接成像行星搜索巡天目标的邻近年轻恒星的金属丰度分布，不同于作为径向速度巡天典型目标的老的太阳型恒星。年轻的行星母星<$Horoloeu的锂丰度低于年轻的星协成员。发现它的铁丰度略高于太阳值（[Fe/H]=0.16+-0.09），而所有的[X/Fe]比值与太阳值相近。它的元素丰度接近毕宿星团，这似乎加强了与原始星团可能有共同起源的想法。
2012-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
[Fe II] 1.64 um Features of Jets and Outflows from Young Stellar Objects in the Carina Nebula
我们提出了[Fe II] 1.64 μm成像观测的喷流和年轻恒星物体（YSO）的船底座星云，一个大质量的恒星形成区域的北部（~ 24'x45'）。用英澳望远镜IRIS 2进行观测，视宁度约为1.5”± 0.5”。在八个不同的区域检测到十一个射流和外流特征，并被命名为电离铁对象（IFO）。在哈勃太空望远镜Hα观测中错过的一个赫比格-哈罗天体候选者被新确定为HHC-16，参考我们的[Fe II]图像。IFO具有多节或较长的形状，IFO对先前识别的YSO的检出率为1.4%，应将其视为下限。四个IFO在[Fe II]和Hα中显示出反相关峰强度，其中较长IFO的I（[Fe II]）/I（Hα）比多节IFO高。我们估计流出的质量损失率从[Fe II]通量，使用两种不同的方法。对IFO-2、IFO-4和IFO-7三个IFO的喷流驱动天体进行了识别，通过辐射转移模型拟合，研究了IFO-2、IFO-4和IFO-7的外流质量损失率与YSO物理参数之间的关系。对于IFO-4和-7，外流质量损失率与吸积速率的比值与先前报道的值（10^-2-10^+1）一致，而IFO-2的比值更高。这可能是由于低估了盘吸积率。喷射驱动的物体很可能是低质量或中等质量的恒星。其他YSO物理参数，如光度和年龄，显示出合理的关系或趋势。
2013-08-14 astro-ph.SR
The tiny globulettes in the Carina Nebula
在新生星团周围的许多H II区都有大量的小分子云。在光学图像中，这些所谓的小球状体在明亮的星云背景下呈现出黑色的轮廓。我们已经在船底座星云中定位了近300个小球状体。这些物体看起来像是约束良好的密集团块，通常没有较薄的封套、明亮的边缘和尾部。有些小球状体稍微拉长，主轴朝向复合体中年轻星团的方向。许多物体是相当孤立的，并且与该区域的其他分子结构的投影距离>1.5 pc。没有一个小球状体与该地区已识别的主序前天体的位置相吻合。这些天体系统地比其他H II区的天体小得多，质量小得多，密度大得多。几乎所有的小球状体都有行星的质量，而且大多数的质量都小于木星的质量。有几个天体的平均数密度超过了10^5 cm^-3。我们发现了密度和半径（质量）之间的统计关系，即最小的物体也是密度。小globulettes在船底座的人口似乎代表了一个更先进的进化状态比其他H II地区的调查。这些物体在强烈的辐射场中会受到侵蚀，这将导致任何较薄的外壳被移除，并揭开随着时间的推移变得更加紧凑的核心。我们讨论的可能性，核心可能会变得引力不稳定，在这种情况下，自由浮动的行星质量的物体可以形成。
2014-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Eta Carinae's historical light curve: evidence for cyclic Roche lobe overflow from the primary star
Instituto de Astr., Geofísica e Ciências Atmosf. da USP（圣保罗大学天文、地球物理和大气科学研究所）；Escola de Ciências e Tecnologia, Universidade Federal do Rio Grande do Norte（北里奥格兰德联邦大学科学与技术学院）；Instituto Nac. de Pesq. Espaciais/MCTI（国家空间研究院/科技部）；Instituto de Astrofísica de La Plata (CCT La Plata - CONICET/UNLP)（拉普拉塔天体物理研究所（拉普拉塔中心-阿根廷国家科学研究委员会/拉普拉塔国立大学））；Laboratório Nacional de Astrofísica（国家天体物理实验室）；Max Planck Institute for Radio Astronomy（马克斯·普朗克射电天文研究所）
本研究利用HST观测校准地基光度数据，分离海山二恒星核心与星云的V波段流量，发现大振幅轨道光变曲线，证实主星存在周期性洛希瓣渗溢，并解释了相关光度特征的成因。
2026-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the multifaceted circumstellar environment of the Luminous Blue Variable HR Carinae
我们提出了一个多波长的研究银河系亮蓝可变HR船底座，新的高分辨率中红外（IR）和射电图像的基础上获得的甚大望远镜（VLT）和澳大利亚望远镜紧凑型阵列（ATCA），这已经补充了远红外赫歇尔PACS观测和ATCA档案数据。赫歇尔图像显示了尘埃发射星云的大规模分布，它主要向东北方向延伸，距离中央恒星70角秒，并沿着恒星的空间运动方向定向。在中红外图像中，亮度分布的特征是两个弧形结构，更紧密地跟踪围绕中心恒星的内部包络。在射电波长下，电离气体的发射位于冷尘埃的相对于恒星位置的另一侧，就好像电离锋被南北方向的周围介质所限制。与先前数据的比较表明射电星云形态和中央恒星的质量损失率发生了显着变化，从1994-1995年的6.1 $\times10^{-6}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$增加到2014年的$1.17\times10^{-5}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。我们调查可能的情况下，可能产生的复杂的拱星环境揭示了我们的多波长数据。
2016-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Candidate X-ray-Emitting OB Stars in the Carina Nebula Identified Via Infrared Spectral Energy Distributions
我们报告的结果，一个新的调查大规模，OB星整个船底座星云使用的X射线点源目录提供的钱德拉船底座复合体项目（CCCP）结合红外（IR）测光从两微米全天巡天和斯皮策太空望远镜船帆座-船底座调查。中红外测光相对不受消光的影响，因此它对OB星的光度提供了强有力的限制，假设它们与船底座星云的关联以及它们的距离得到了证实。我们拟合模型恒星大气的光学（UBV）和红外光谱能量分布（SED）的182 OB星与已知的光谱类型和测量的热光度和消光为每颗恒星。我们发现，OB星的消光定律有两个组成部分：Av=1- 1.5等，由前景尘埃产生，总吸收与选择吸收之比Rv=3.1，加上船底座分子云中Rv>4.0的局部尘埃的贡献，该贡献随Av的增加而增加。利用X射线发射作为与船底座星成协的一个强有力的指示器，我们通过拟合它们的IR SED识别了94颗Lbol \geq 10^4 Lsun的候选OB星。如果候选OB星最终被后续的光谱观测所证实，船底座星云中被编目的OB星数量将增加约50%。修正由于OB星低于Lbol截止值或CCCP检测限而导致的不完整性，这些结果可能使年轻大质量恒星星族的大小增加一倍。
2011-02-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Deep census of variable stars in a VLT/VIMOS field in Carina
我们在船底座朝向银道面的深V波段图像中寻找变星。这些图像是在2005年4月的4个连续的夜晚在ESO VLT用VIMOS仪器拍摄的。我们检测到348个变量之间的50897颗恒星的星等范围V=15.4和V=24.5马格。检测后，我们分类的变量直接眼睛检查他们的光变曲线。除了9颗OGLE凌日外，所有的变星都是新发现的。我们提供了所有变星的完整目录，包括食/椭球双星，杂项变星（主要是盾牌座变星），有耀斑的恒星和其他（不规则和可能的长周期）变星。在我们的样本中，只有两颗恒星是已知的行星。我们的研究结果对未来的大变率观测具有一定的指导意义。
2009-05-26 astro-ph.SR
Herschel far-infrared observations of the Carina Nebula complex I: Introduction and global cloud structure
船底座星云是银河系中最大的恒星形成区之一，并显示出高水平的大质量恒星反馈。我们使用赫歇尔号上的SPIRE和PACS来绘制船底座星云复合体中波长在70到500微米之间的云的完整空间范围。我们确定色温和柱密度的云在复杂的。我们的赫歇尔地图显示，这些云有一个非常复杂的结构，由来自大质量恒星的辐射和风反馈所主导。在大多数地方，云的柱密度为N_H <2 × 10^22 cm^-2;更密集的云结构仅限于少数几个地方。我们发现一个明显的大尺度温度梯度，从中心区域的35-40 K到外围和单个柱的致密部分的<20 K。赫歇尔在中心（1度半径）区域看到的云的总质量约为656000 M_sun。一个简单的全球光谱能量分布的辐射转移模型表明，所有气体的总质量（包括一个温暖的成分，没有很好地跟踪赫歇尔）是<=890000 M_sun。尽管数百万年来大量大质量恒星的强烈反馈，仍然有几个10000 M太阳的冷云物质存在，其柱密度足以进一步形成恒星。我们的总气体质量估计来自CO线映射的分子云质量的比较表明，多达75%的所有气体是原子，而不是分子形式。
2012-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigation of the stellar content in the western part of the Carina nebula
我们获得了位于船底座主星云以西、以WR~22为中心的深$UBVRI$ H $α$测光数据。本研究使用了X射线选定物体子样本的中分辨率光谱以及$Chandra$、$XMM-Newton$和2 MASS调查的档案数据集。不同的颜色-颜色图和颜色-星等图被用来确定该区域的红化，识别年轻的恒星天体（YSO），并估计它们的年龄和质量。我们的光谱结果表明，大多数的X射线源是晚光谱型星。该区域显示出大量的差异红化，$E(B-V)$的最小值和最大值分别为0.25和1.1等。我们的分析表明，总的选择性吸收比$R \rm_{V}$为$\sim$ 3.7 $\pm$ 0.1，表明在观察到的区域的异常晶粒尺寸。我们确定了467个YSO，并研究了它们的特征。241个光学鉴定的YSO的年龄和质量分别为$\sim$ 0.1 - 1000万年和$\sim$ 0.3 - 4.8M $_\odot$。然而，它们中的大多数年龄小于100万年，质量小于2 M $_\odot$。高质量恒星WR 22似乎并没有对CrW区域YSO的形成做出贡献。在0.5 < M/M $_\odot$ < 4.8的质量范围内，发现该区域中的初始质量函数斜率$Γ$为-1.13 $\pm$ 0.20。$K$波段光度函数斜率（$α$）也估计为0.31 $\pm$ 0.01.我们还对该地区的YSO进行了最小生成树分析，结果表明至少有10个YSO核心与分…
2014-06-04 astro-ph.SR
X-ray Star Clusters in the Carina Complex
研究了钱德拉船底座复合体计划（CCCP）中发现的年轻恒星的分布，并分析了它们的星团结构。X射线巡天与光学和红外巡天相比，更有利于识别年轻的恒星星族，因为它们受到星云发射和银河场恒星的污染更少。该分析是基于一个空间完整的子样本的平滑地图，约3000个较亮的X射线源被归类为船底座成员，约10,000颗恒星从完整的CCCP样本。主要的已知集群恢复，并确定了一些额外的较小的群体。没有丰富的嵌入式集群，虽然发现了一些稀疏的groups. CCCP揭示了相当复杂的聚类属性。Trumpler 14和15星系团拥有丰富的恒星星族，呈单峰状，中心集中的结构横跨数秒差距。非球形的内部结构被看到，大规模的低表面密度分布包围着这些丰富的集群。相比之下，Trumpler 16由圆形边界内的几个较小的集群组成。Collinder 228是第三种类型的星团，它延伸了数十秒差距，其中有许多稀疏的紧凑群，可能是由恒星形成过程引发的。在大约50 pc的CCCP镶嵌图上，X射线星分布广泛，但数量众多，这支持了该地区过去几代恒星形成的模型。Collinder 234是一群没有关联的前主序星星团的大质量恒星，可能是这个分散星群的一部分。
2011-03-03 astro-ph.SR
Spectral classification of young stars using conditional invertible neural networks II. Application to Trumpler 14 in Carina
本文提出基于条件可逆神经网络的更新版深度学习工具，用于从年轻低质量恒星光谱中同时推断有效温度、表面重力、消光和 veiling 等参数，并将其应用于船底座 Trumpler 14 年轻星团，揭示了 veiling 与温度需同时考虑以避免 K、G 型恒星温度高估。
2025-03-25 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Herschel far-infrared observations of the Carina Nebula Complex. - III: Detailed cloud structure and feedback effects
船底座星云复合体（CNC）代表了我们银河系中最大的恒星形成区域之一，并显示出来自大质量恒星的强烈反馈。我们使用我们的Herschel FIR观测研究CNC整个区域的云的特性。Herschel地图的良好角分辨率对应于0.1 - 0.4 pc的物理尺度，并允许我们分析云的小尺度结构。用PACS和SPIRE从70到500微米绘制CNC的全部范围。我们通过对观测到的FIR SED进行建模来确定该图中每个点的温度和柱密度。我们还推导出一张显示紫外线场强度的地图。我们研究了云的性质与大质量恒星空间分布之间的关系，并计算了不同密度阈值下的云总质量。我们的赫歇尔地图第一次解决了致密云的小尺度结构。几个特别有趣的区域，包括埃塔车以南的突出支柱，进行了详细分析。我们比较来自赫歇尔数据的云质量以前的质量估计的基础上亚毫米和分子线数据。我们的地图还揭示了船底座星云北部的一种特殊的“波浪”状图案。最后，我们在我们的赫歇尔地图，这可能是分子云在银河系背景的外围特征两个突出的云复合体。我们发现CNC大部分地区的云的密度和温度结构是由大量大质量恒星的强烈反馈所控制的，而不是随机的湍流。将CNC与其他银河系恒星形成区的云质量和恒星形成率进行比较，表明CNC正在以一种特别有效的方式形成恒星。我们认为这是辐射云压缩引发恒星形成的结果。
2013-03-21 astro-ph.SR
Abundance analysis of a CEMP-no star in the Carina dwarf spheroidal galaxy
碳增强贫金属（CEMP）星具有任何恒星系统早期化学富集的重要印记。虽然已知这些恒星在银河系晕中大量存在，但来自暗矮球状体（dSph）卫星的详细化学丰度数据仍然稀少，尽管这些恒星的相对比例随着金属量的减少而增加。在这里，我们报告的丰度分析的贫金属（[Fe/H]= $-2.5$ dex），富碳（[C/Fe]=1.4 dex）的明星，ALW-8，在船底座dSphESO/UVES仪器获得的高分辨率光谱。它的光谱并不表明中子俘获元素的任何过度增强。因此被归类为CEMP-无星，这是船底座中首次发现这种恒星。我们的另一颗样本星ALW-1被证明是CEMP- $s$星，但它的直接双星性促使我们在详细分析中放弃了它。大多数的18个化学元素，我们测量的是典型的船底座的场星人口，也同意与CEMP星在其他dSph星系。类似于玉夫座dSph中唯一已知的CEMP-no星和弱$r$过程星HD 122563，没有任何强钡增强伴随着适度的钇过剩，表明弱$r$过程活动。总体丰度模式证实，在船底座，CEMP-无恒星的形成地点受到了微弱超新星和标准核心坍缩超新星的影响。ALW-8中重元素产生的过程一定是污染CEMP-no星的普遍来源，其作用独立于环境，例如在星系晕或dSphs中。
2017-06-20 astro-ph.SR
New OB star candidates in the Carina Arm around Westerlund 2 from VPHAS+
O型和早期B型恒星处于银河系生态的顶点，但在银河系中，可能只有少数恒星被发现。我们提出了一个试点研究的结果，以选择和parametrise OB恒星候选人在南银河平面，下降到一个极限的大小$g=20$。一个2平方度的领域捕捉船底座臂周围的年轻大质量星团，韦斯特伦德2，检查。确认OB星在这个集群被用来验证我们的识别方法，根据选择从$(u-g, g-r)$图的区域。我们的马尔可夫链蒙特卡罗拟合方法结合VPHAS+ $u, g, r, i$与公布的$J, H, K$测光，以获得后验概率分布的恒星参数$\log(\rm T_{\rm eff})$和距离模量，以及红化参数$A_0$和$R_V$。恒星参数足以确认OB状态，而红化参数的确定精度为$σ(A_0)\sim0.09$和$σ(R_V)\sim0.08$。有489个对象适合作为新的OB候选对象，早于$\sim$ B2。这个总数包括74颗可能的大质量O型星，5颗可能的蓝超巨星和32颗红次矮星。这使该区域先前已知和候选OB星的数量增加了近10倍。大多数新物体的距离可能在3到6千秒差距之间。我们已经证实了以前的研究结果，在这些较长的距离，这些视线需要与$3.5<R_V<4$的非标准红化的法律。
2015-04-16 astro-ph.SR
Resolving the H-alpha-emitting Region in the Wind of Eta Carinae
巨大的演化恒星船底座伊塔星是银河系中最明亮的恒星，并且在任何已知的恒星中具有最高的稳定风质量损失率。Hillier等人的光谱辐射转移模型预测，H-α主要是在距离恒星6到60天文单位的风区域发射的（2.35千秒差距时为2.5到25质量）。我们目前的衍射极限图像（FWHM ~25 mas）与麦哲伦自适应光学在两个时代，显示出海山二始终出现~2.5至3 mas更广泛的H-α发射相比，相邻的643 nm连续。这意味着H-α谱线形成区的特征发射半径可能为12质量或约30天文单位，与希利尔星风模型非常吻合。这直接证实了该模型的物理风参数大致正确，包括10^-3 M_sun/yr的质量损失率，加上聚集因子和终极速度。H-alpha图像（椭圆率和PA）与连续图像的比较揭示了在H-alpha处没有显著的不对称性。因此，任何由伴星或主星自转引起的不对称性都不会强烈影响到外层风中的H-α辐射。
2017-05-18 astro-ph.SR
Was the nineteenth century giant eruption of Eta Carinae a merger event in a triple system?
我们讨论了导致海山二巨爆发的事件，发现19世纪中期（1838-1843年）的巨质量损失爆发具有由大质量近近距离双星的合并事件产生的特征，并由与大质量第三伴星的引力相互作用触发，该伴星是目前海山二系统中的伴星。我们得出这一结论的理论论据支持的计算机模拟使用天体物理多用途软件环境的组合。根据这个模型，高偏心船底座伊塔双星系统的主星$\sim 90$\，\MSun \是这次合并的产物，它的伴星$\sim 30$ \，\MSun \原本是系统中的第三颗星。在我们的模型中，侏儒星云是由极度增强的恒星风产生的，在合并之前，潮汐能量耗散为它提供了能量，这极大地促进了辐射驱动的风的质量损失。现在的轨道平面与侏儒的赤道平面对齐，对称的叶瓣大致与现在的船底座η双星的近星点辐角对齐。1838年发生了合并，这导致了侏儒星赤道面的大量非对称外流。在我们的模型中，1843年的爆发可以归因于随后的相遇，当时伴星（曾经是三重系统中最外层的恒星）穿过合并产物的膨胀包层，一次是当它再次通过近星点时。我们预言在Homunculus的赤道面上，该系统有一个50 km/s量级的超光速.我们的三重模型给出了一个可行的解释通常在LBV \citep{2015MNRAS.447..598S}中观察到的高失控速度。
2015-11-21 astro-ph.SR
