A Survey for New Members of Taurus from Stellar to Planetary Masses
我们提出了一个大样本的金牛座恒星形成区的新成员，从恒星到行星的质量。为了识别亚恒星质量的候选成员，我们使用了颜色星等图和自行测量了几个宽视场的光学和红外（IR）调查。在恒星质量上，我们考虑了最近对盖亚任务的高精度天体测量分析中发现的候选成员。使用新的和档案光谱，我们已经测量了光谱类型和评估这161个候选人，其中79个被列为新成员的成员资格。我们更新的金牛座人口普查现在包含519个已知成员。根据Gaia的资料，在AJ <1时，对早于M6-M7的光谱类型的普查应该是接近完成的。对于一个包含约72%已知成员的大区域，当K<15.7，AJ <1.5时，普查应该是完整的，根据理论演化模型，这对应于1- 1000万年年龄的约5-13 MJup。我们的调查使大于或等于M9的已知成员数量增加了一倍，并发现了M_K中已知最微弱的成员，其质量应为3-10 M_Jup，年龄为1-10 Myr。我们已经使用中红外测光从斯皮策太空望远镜和宽视场红外巡天探测器，以确定是否新成员表现出过量的排放，这将表明存在的拱星盘。金牛座更新后的星盘分数在小于或等于M3.5时约为0.7，在>M3.5时约为0.4。
2019-06-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pan-STARRS1 Proper-motion Survey for Young Brown Dwarfs in Nearby Star-forming Regions. I. Taurus Discoveries and a Reddening-free Classification Method for Ultracool Dwarfs
我们正在进行一项基于泛星1 3 $π$巡天的金牛座-御夫座分子云中年轻棕矮星的自行巡天。我们的搜索使用多波段测光和天体测量来选择候选者，并且比以前的搜索更宽（370度$^{2}$）和更深（$\approx$ 3 M $_{\rm Jup}$）。我们在这里介绍我们的搜索方法和光谱跟踪我们的高优先级候选人。由于消光使光谱分类复杂化，我们开发了一种新的方法，使用低分辨率（$R \approx 100$）近红外光谱来量化M中期至L晚期超冷矮星（金牛座的$\approx 100-3$ M $_{\rm Jup}$）的无红化光谱类型、消光和重力分类。我们已经发现了金牛座的25个低重力（VL-G）和前11个中等重力（INT-G）亚恒星（M6-L1）成员，这是迄今为止金牛座褐矮星数量增加最多的一次。我们还发现了一个新的昴星团成员和13个英仙座OB 2星协的新成员，包括一个候选的非常宽的分离（58 kAU）的二进制。我们对所有以前已知的金牛座褐矮星的光谱类型和灭绝进行了均匀的重新分类。总之，我们的发现使金牛座的亚恒星数量增加了$\approx 40\%$，并增加了三个L型成员（$\approx 5-10$ M $_{\rm Jup}$）。最值得注意的是，我们的发现揭示了金牛座中一个更古老（$>$ 1000万年）的低质量人口，与最近对高质量恒星成员的研究一致。质量函数似乎在年轻和年老的金牛座群体之间存…
2018-04-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
An Infrared/X-ray Survey for New Members of the Taurus Star-Forming Region
我们提出的结果，寻找新成员的金牛座恒星形成区使用的数据从斯皮策太空望远镜和XMM-牛顿天文台。我们获得了44个呈现红色斯皮策色的光源的光学和近红外光谱，这些光谱指示具有星周盘的恒星，以及Scelsi及其同事使用XMM-Newton识别出的51颗候选年轻恒星。我们还对Kraus和Hillenbrand报告的金牛座成员的四个可能的同伴进行了光谱分析。通过这些光谱，我们已经证明了41个来源的年轻和成员资格，其中10个被Scelsi和同事独立确认为年轻恒星。其中五颗金牛座的新成员很可能是棕矮星，基于它们的晚期光谱类型（>M6）。其中一颗褐矮星的光谱类型为L0，使其成为金牛座中第一个已知的L型成员，也是该区域已知质量最小的成员（M=4-7 M_Jup）。另一颗褐矮星的红外光谱能量分布平坦，这表明它可能处于原恒星I类阶段（恒星+盘+包层）。在检查来自不同天文台的档案图像后，我们发现其中一颗新的年轻恒星有一个大的边缘盘（r=2.5=350 AU）。在加拿大-法国-夏威夷望远镜的光学图像中，这个圆盘的散射光在几天的时间尺度上经历了显着的变化。使用更新的金牛座人口普查，我们已经测量了XMM-牛顿观测到的场的初始质量函数。由此产生的质量函数与我们之前报道的金牛座相似，显示出相对于IC 348，Chamaeleon I和猎户座星云团等附近的恒星形成区域，光谱类型为K7-M1（0.6-0.8 M_sun）…
2009-11-29 astro-ph.GA
A Survey For Planetary-mass Brown Dwarfs in the Taurus and Perseus Star-forming Regions
我们目前的初步结果，从金牛座恒星形成区的行星质量的褐矮星的调查。我们已经确定了棕矮星候选人在金牛座使用自行和测光从几个地面和空间为基础的设施。通过对一些更有希望的候选人的光谱分析，我们发现了18个金牛座的新成员。它们的光谱类型从M中期到L早期，包括四个已知的最微弱的经修正的K_s，根据演化模型，它们的质量应低至~4- 5M_Jup。两个最酷的新成员（M9.25，M9.5）有中红外线过量，表明磁盘的存在。两个较暗的天体M9-L2和M9-L3在<=L0处也有红色的中红外颜色，但由于光球颜色在>L0处定义不佳，因此不清楚它们是否有来自盘的过量。我们还获得了由Luhman等人（2016）确定的英仙座IC 348和NGC 1333星团候选成员的光谱。八个候选者被发现是可能的成员，其中三个是最微弱和最小的质量已知的集群成员（~5 M_Jup）。
2017-09-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopy of Putative Brown Dwarfs in Taurus
Quanz和同事报告发现了金牛座恒星形成复合体中已知最冷的成员（L2+/-0.5），Barrado和同事在同一区域发现了一颗可能的原恒星双星褐矮星。我们对前者和后者的较亮组分进行了红外光谱分析，以验证它们的亚恒星性质。由此产生的光谱没有表现出预期的冷天体的强蒸汽吸收带，表明它们不是年轻的棕矮星。这些光源的光学星等和颜色也表明了背景恒星，而不是金牛座的成员。虽然候选原恒星双星的微弱部分缺乏光谱，我们得出结论，它是一个星系，而不是一个亚恒星成员的金牛座的基础上，它的颜色和约束其自行车。
2010-05-15 astro-ph.GA
Gaia EDR3 Reveals the Substructure and Complicated Star Formation History of the Greater Taurus-Auriga Star Forming Complex
金牛座-御夫座复合体是典型的低质量恒星形成区，并提供了一个独特的恒星形成过程的试验平台，在其恒星星族的空间，运动学和时间结构上留下了可观察的印记。金牛座丰富的观测历史已经揭示了一些特殊性，这些特殊性暗示了一个复杂的恒星形成事件，例如成员距离分子云很远，以及年龄分布的证据。有了盖亚，对金牛座人口普查的深入研究可以确认成员资格，识别子结构，并重建其恒星形成历史。我们已经编制了大金牛座地区的广泛普查，确定空间分组，并确认金牛座是跨恒星密度的子结构。有两种亚群：靠近云层的集群和遍布整个地区的稀疏群体。稀疏的群体组成了金牛座的分布种群，平均年龄比云层附近的种群要大，并且拥有长达1500万年的子种群。这些聚集在一起的恒星群的年龄随着距离的增加而增加，这表明目前的恒星形成是从后面触发的。尽管如此，该区域是运动学相干的，其速度结构反映了初始湍流谱类似于拉尔森定律，已被修改的动力学松弛。总体而言，金牛座有一个复杂的恒星形成历史，至少有两个时代的恒星形成具有集群和分布式模式。考虑到年龄和空间分布之间的相关性，金牛座可能是银河系规模的恒星形成事件的一部分，只有在盖亚时代才开始被理解。
2021-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A 3D view of the Taurus star-forming region by Gaia and Herschel: multiple populations related to the filamentary molecular cloud
上下文金牛座是研究年轻恒星星族的三维分布并将其与相关分子云联系起来的理想区域。目标。第二次盖亚数据发布（DR2）使我们能够从先前定义的强大成员资格开始，在三个维度上研究金牛座复合体。用赫歇尔公开的远红外线图可以追踪到细丝结构的分子云的辐射。方法.从光谱确认成员的汇编目录，我们分析了283个来源与可靠的视差和适当的运动在盖亚DR2档案。我们拟合的分布的松弛和自行与多个人口描述的多元高斯。我们计算银河系坐标（X，Y，Z），并为人口与主云，也银河系的空间速度（U，V，W）。我们讨论的空间分布的人口有关的结构，由Herschel跟踪的间接分子云。结果我们发现了六个种群的存在，它们都在视差和自行中得到了很好的定义，唯一的例外是金牛座D。导出的距离范围在130和160 pc之间。我们没有发现恒星星族和相关的分子云之间的唯一关系：虽然恒星星族似乎在云表面，两者的距离相似，但当分子云是以细丝结构时，情况并非如此。金牛座B可能正朝着金牛座A的方向移动，而金牛座E似乎正朝着它们移动。结论.金牛座区域是复杂的恒星形成历史的结果，最有可能发生在独立演化的星团和星系结构中。
2020-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotation of Low-Mass Stars in Taurus with K2
我们提出了一个K2光变曲线（LC）的分析，从活动4和13的年轻（$\sim$ 3百万年）金牛座协会的成员，除了一个老（$\sim$ 30百万年）人口的恒星，主要是在金牛座分子云的前景。在156个最自信的金牛座成员中，我们发现81%是周期性的。我们的年轻前景恒星样本是有偏差的，不完整的，但几乎所有（37/38）都是周期性的。旋转速率随颜色（质量的代表）变化的总体分布与其他星团相似：最慢的旋转子是早期M光谱类型，旋转速度更快的是早期FGK和后期M光谱类型。像昂宿星团这样的老星团所表现出的周期和颜色/质量之间的关系在金牛座时代就已经存在了。前景星群中只有很少的恒星，但与USco和Pleiades的周期分布一致。与其他年轻星团一样，具有盘状结构的恒星平均旋转速度较慢，很少有盘状结构的恒星旋转速度超过$\sim$ 2 d。光变曲线的整体振幅随着年龄的增长而降低，质量较高的恒星通常比质量较低的恒星具有较低的振幅。有星盘的恒星平均比没有星盘的恒星有更大的振幅，尽管驱动变化的物理机制和由此产生的光变曲线形态在这两类恒星之间也是不同的。
2020-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Many-Faceted Light Curves of Young Disk-bearing Stars in Taurus as Seen by K2
我们提出了一个全面的研究的变化特性的年轻的磁盘轴承恒星在金牛座恒星形成区，平行于我们以前的调查在ρ Oph和上斯科。一个99个确认的金牛座星协成员的样本被放置在通量不对称性（M）和准周期性（Q）的诊断Q-M平面上，这指导了我们对变率类的分配。我们发现一个类似比例的通量对称变量在金牛座，但更多的突发和更少的勺相对上斯科。该地区也不同的是，周期性和准周期源的振幅是较大的金牛座相对于更先进的上斯科星/盘系统。光度变化模式之间的关系，在光学波长，出现在内部磁盘和恒星表面，相对于可用的磁盘倾角测量进行评估。
2022-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Search for Companions to Brown Dwarfs in the Taurus and Chamaeleon Star Forming Regions
我们提出了一个搜索的结果，在金牛座和Chamaeleon I恒星形成区（1/2-3百万年）的年轻棕矮星的同伴。我们使用WFPC 2在船上HST获得F791 W和F850 LP图像的47个成员的这些地区，具有光谱类型的M6-L0（0.01-0.1 Msun）。金牛座的另一个晚期成员FU Tau（M7.25+M9.25）也在凯克天文台用自适应光学观测到。我们已经将PSF减法应用于原色，并搜索所得图像中具有指示年轻低质量物体的颜色和大小的物体。通过这一过程，我们已经确定了2 MASS J 04414489 +2301513（rho=0.105”/15 AU）、2 MASS J 04221332 +1934392（rho=0.05”/7 AU）和ISO 217（rho=0.03”/5 AU）的有希望的候选伴体。我们在先前的研究中报告了第一个候选者的发现，通过WFPC 2和Gemini自适应光学测量的天体测量比较，表明它具有与主天体相似的自行。我们已经收集了一个额外的时代的数据与双子座，进一步支持这一结果。通过将我们的调查与之前在金牛座，Chamaeleon和Upper Sco（1000万年）的高分辨率成像相结合，我们测量了M4-M6（0.1-0.3 Msun）的14/93 = 0.15+0.05/-0.03和4/108 = 0.04+0.03/-0.01的二元分数，>M6（<0.1 Msu…
2014-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Zodiacal Exoplanets in Time (ZEIT) XII: A Directly-Imaged Planetary-Mass Companion to a Young Taurus M Dwarf Star
我们报告发现了一个解决（0”.9）亚恒星伴星的成员1-5百万年金牛座恒星形成区。主星（2 M0437）是一颗中M型（$T_{eff}\approx$ 3100 K）矮星，其位置、空间运动和色等支持金牛座的成员资格，并可能与一个年龄为$\sim$ 250万年的子群有联系。与恒星模型的比较表明，它的年龄为2-5百万年，质量为0.15- 0.18 M $_{\odot}$。虽然K2探测到了近距离的星周尘埃的准周期性变暗，但这颗恒星缺乏可探测到的来自星周盘的过量红外辐射，其H $α$辐射与吸积不相称。基于三年AO成像的天体测量显示，伴星（2 M0437 b）是共同运动的，而其他两个较大距离的源的测光表明它们可能是严重变红的背景星。2 M0437 b的光度与模型的比较显示其质量为3-5 $M_{\rm jup}$，远低于氘的燃烧极限，有效温度为1400- 1500 K，属于后期L型光谱。$H$ - $K$的颜色比典型的L矮星要红，但与其他直接探测到的年轻行星（例如HR 8799）相当。在一颗非常年轻、质量非常低的恒星周围发现一颗超级木星，挑战了行星形成的模型，无论是核心吸积（需要时间）还是盘不稳定性（需要质量）。我们还发现了第二个共同运动的，广泛分离的（75”）物体，似乎是一颗重恒星。这肯定是金牛座子群体的一员，从统计学上看可能是一个绑定的伴侣。
2021-10-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Disk Population of the Taurus Star-Forming Region
我们分析了斯皮策太空望远镜（46度^[2]）在低温任务期间获得的几乎所有金牛座恒星形成区3.6- 24微米的图像，并测量了该区域所有已知成员的光度，这些数据对应于348个源。我们已经根据金牛座的成员是否显示出圆盘和信封的证据（I类，II类和III类）对它们进行了分类。金牛座的盘部分对于太阳质量的恒星是75%，而对于低质量恒星和棕矮星（0.01-0.3 M_sun）则下降到45%。这种对恒星质量的依赖性与Cha I的测量结果相似，尽管金牛座的盘分数总体上略高，可能是因为它的年龄较年轻（1比2-3百万年）。相比之下，IC 348和猎户座Sigma的太阳质量恒星的盘比例要低得多（20%），它们的密度比金牛座和Cha I高，并且与后者大致相同。这些数据表明，在恒星密度较低的地区，太阳质量恒星的盘寿命较长。通过对约200个金牛座成员的光度测定的多个时代的分析，我们发现具有圆盘的恒星比无圆盘的恒星表现出更大的中红外变化。最后，我们使用金牛座的数据来完善原始、进化和过渡盘的标准。在金牛座中，K5-M5的演化和过渡盘与原始盘的数量比为15/98，表明光学厚盘内部区域的清除时间为0.15 x tau（原始）=0.45 Myr。在将相同的标准应用于较老的星团（2-10百万年）后，我们发现，当适当考虑到它们的恒星形成历史时，这些种群中进化和过渡盘的比例与金牛座的测量结果一致。勘误表：在表7中，我们无意中…
2010-07-21 astro-ph.GA
VLBA determination of the distance to nearby star-forming regions III. HP Tau/G2 and the three-dimensional structure of Taurus
利用多历元甚长基线列阵观测，我们测量了金牛座弱线T型星HP Tau/G2的三角视差。最好的拟合结果是161.2 $\pm$ 0.9 pc，这表明金牛座的东部（HP Tau/G2所在的地方）对应于复合体的远侧。之前的VLBA观测表明，T Tau位于复合体的南部，处于大约147 pc的中间距离，而L1495周围的区域对应于近侧，大约为130 pc。我们对四个源的观测仍然太粗糙，无法可靠地确定整个金牛座恒星形成复合体的三维结构。然而，他们确实表明，VLBA对给定恒星形成区域中多个源的观测不仅有可能提供非常准确的平均距离估计，而且还可以揭示其内部结构。与视差同时获得的自行测量使我们能够研究金牛座年轻恒星的运动学。结合迄今为止的四次观测，我们估计金牛座的奇特速度约为10.6 km s-1，几乎完全平行于银河系平面。使用我们改进的距离测量，我们已经改进了HP Tau/G2和HP Tau组的另外两个成员（HP Tau本身和HP Tau/G3）在HR图上的位置的确定。大多数前主序星演化模型预测这三颗恒星的年龄（500万年前）有很大的差异-预计是同时代的。只有在Palla & Stahler（1999）的模型中，它们才落在一个单一的等时线上（300万年）。
2009-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Identifying the population of T-Tauri stars in Taurus: UV-optical synergy
本文结合 GALEX 和 Gaia DR3 巡天数据，利用紫外与光学颜色-星等图制定新标准识别了金牛座分子云中的 19 个 T-Tauri 星候选体（含 5 个新发现），并揭示了该区域恒星距离的双峰分布及 1 Myr 的一致年龄。
2023-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Membership and Age of the Planet-hosting Young Star IRAS 04125+2902
本文重新审视了拥有年轻行星的金牛座恒星 IRAS 04125+2902 的年龄，指出此前引用的 D4-North 星族年龄不可靠，并通过与 TW Hya 和 32 Ori 星协比较，确定其真实母体为 B209N 群，最终估算该恒星年龄为 3.0±0.4 Myr。
2025-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiplicity of young isolated planetary mass objects in Taurus and Upper Scorpius
Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多大学天体物理实验室）；Institut universitaire de France (IUF)（法国高等研究院）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；Astronomy Department, University of California Berkeley（加州大学伯克利分校天文系）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Departamento de Inteligencia Artificial, Universidad Nacional de Educación a Distancia (UNED)（西班牙国立远程教育大学人工智能系）；Universidad Nacional Autónoma de México, Instituto de Radioastronomía y Astrofísica（墨西哥国立自治大学无线电天文学与天体物理学研究所）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（西班牙国家航空航天技术研究所/西班牙国家科学研究委员会天体生物学中心）；Department of Astronomy, Gr（天文学系）
研究通过高分辨率观测发现Taurus年轻联星中存在二元系统，而Upper Scorpius中未发现，揭示了不同区域低质量天体的多重性差异。
2026-01-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of a Wide Binary Brown Dwarf Born in Isolation
在使用斯皮策太空望远镜对金牛座恒星形成区中具有圆盘的恒星进行调查期间，我们在巴纳德215暗云中发现了一对年轻的棕矮星FU Tau A和B。它们的投影角距为5.7”，相当于金牛座距离的800 AU。为了评估这两个对象的性质，我们已经获得了它们的光谱，并构建了它们的光谱能量分布。这两个来源都是年轻的（~ 100万年），根据他们的阿尔法发射，重力敏感的光谱特征，和中红外过量发射。FU Tau A的自行提供了它属于金牛座的额外证据。根据Chabrier和Baraffe的演化模型，我们分别测量了FU Tau A和B的M7.25和M9.25的光谱类型，其对应于~0.05和~0.015 M \cdot的质量。相对于通过FU Tau B的等时线，以及相对于金牛座光谱类型附近的其他成员，FU Tau A显着过亮，这可能表明它是一个无法解析的双星。基于金牛座产生两颗不相关的棕矮星的概率很低（~ 3x 10 ^-4），预测的距离为a </- 6”，FU Tau A和B很可能是一个双星系统的组成部分。巴纳德215只包含另一颗年轻恒星，位于金牛座的偏远地区，使FU Tau A和B成为第一颗被光谱证实的褐矮星，它们是孤立形成的，而不是在星团或聚集体中形成的。由于它们是孤立诞生的，并且是一个弱束缚的双星，与恒星的动力学相互作用在它们的形成中不可能发挥作用，因此对褐矮星的诞生来说不是必不可少的。勘误：表1中FU …
2010-07-21 astro-ph.GA
Compact Groups of Galaxies in Sloan Digital Sky Survey and LAMOST Spectral Survey: I. The Catalogs
致密星系群（CG）是一种特殊的星系系统，其中星系成员之间的距离为星系大小的数量级。星系成员之间的强相互作用使CG成为研究环境对星系演化影响的理想实验室。传统的光度选择算法偏向于低红移的CG候选者，而光谱识别技术受样本星系光谱不完整性的影响，通常偏向于高红移候选者。在这项研究中，我们结合这两种方法，并选择在斯隆数字巡天的主要星系样本的CG，在那里我们也采取了从LAMOST光谱和GAMA调查的互补红移测量的优势。我们获得了迄今为止最大和最完整的CG样本。我们的样本包括6，144个CG和8，022个CG候选者，这在研究CG的性质和内部星系的演化方面是独一无二的。
2021-01-16 astro-ph.GA
Dynamical Masses of Young Stars II: Young Taurus Binaries Hubble~4, FF~Tau, and HP~Tau/G3
检验恒星演化模型的最有效方法之一是测量一定温度范围内双星系统的动力学质量。本文用VLBI方法计算了金牛座三个年轻K+M双星系统（Hubble~4，FF~Tau和HP~Tau/G3）的轨道。我们获得了精确的天体测量与HST/WFC 3，光学光度测量与WIFeS的ANU 2.3米望远镜。我们适合轨道解和动力学质量的不确定性为1-5%的三个二元系统。哈勃4的光谱、光度和质量与双星系统不一致，这表明它可能是一个主要组成部分由两颗恒星组成的三重系统。对于HP~Tau/G3和FF~Tau，由SED确定的组分温度和光度导出的模型质量与动力学质量一致，但向较大的模型质量有较小的偏移。我们发现这些系统的主要组成部分的模型年龄为$\sim$ 3百万年，但发现第二次出现年轻的两倍。这些估计也不同意物理关联的G型恒星HP~Tau/G2的年龄，根据相同的模型，它更老（$\sim$ 500万年）。这种差异相当于在给定的模型年龄下，K/M型恒星的光度低于预测值0.1-0.2 dex，或温度高于预测值100-300 K。我们解释这是对流星主序前演化轨迹中存在系统误差的进一步证据。我们的研究结果加强了从HR图上的M型成员的位点确定的年轻群体的年龄可能需要向上修正。
2019-11-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxy triplets in Sloan Digital Sky Survey Data Release 7: II. A connection with compact groups?
我们分析了来自O 'Mill et al.（2012）工作的71个发光星系的三胞胎样本。我们比较的性质的三胞胎和他们的成员与控制样本的紧凑的群体，10个最明亮的成员丰富的集群，和星系对。三重态被限制为具有光谱红移在0.01<z<0.14和Mr<-20.5范围内的成员。我们分析了恒星质量（SM）含量，恒星形成率，Dn（4000）参数和颜色指数，并分析了这些系统的不同的整体性质，总恒星形成活动和整体颜色。我们计算了三重星系的性质是强相关的概率。我们将三重态紧密度定义为成员星系的光占系统总面积的百分比。我们的分析表明，三重星系成员的行为类似于紧凑的集团成员和星系丰富的集群。我们还发现，由3个蓝色的、形成恒星的、年轻的恒星星族星系（蓝色三胞胎）组成的系统很可能是真实的系统，而不是偶然的星系配置。这同样适用于由3个红色，非恒星形成星系组成的三胞胎，显示了这些系统中星系属性的相关性。从作为一个整体的三胞胎的分析，我们得出结论，在一个给定的总SM含量，三胞胎显示出总的恒星形成活动和全球的颜色类似于紧凑的群体。然而，蓝色三胞胎显示出高的总恒星形成活动与较低的SM含量。从系统的紧凑性参数的分析，我们发现，光更集中在三重态比在紧凑的群体。我们认为由3个发光星系组成的三胞胎不应该被认为是具有额外成员的星系对的类似物，而是紧凑群体的自然延伸。
2013-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Young Stellar Groups and Their Most Massive Stars
我们分析了金牛座，Lupus3，ChaI和IC348中14个年轻恒星群的质量和空间分布。这些邻近的星系群通常包含20到40个成员，其成员星表完整到约0.02 M_sun，并且足够年轻，它们的位置应该与它们形成的地方相似。这些群体显示了在拥有更多恒星和更大表面密度恒星的星团中看到的五种特性：（1）质量范围很广，（2）质量最大的恒星集中在恒星群的中心，（3）质量最大的恒星与低质量恒星的高表面密度相关联，（4）最大质量恒星的质量与恒星群总质量的相关性，（5）大部分质量分布在一小部分恒星中。
2010-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Free-floating planetary mass objects in LDN 1495 from Euclid Early Release Observations
利用Euclid早期发布观测结合20余年地基数据，在LDN 1495中识别出15个褐矮星和自由漂浮行星质量天体候选体，其中9个为新发现，质量可能低至1~2 MJup，为约束亚恒星形成机制提供新线索。
2025-03-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Compactness of Galaxy Groups in the Sloan Digital Sky Survey
我们使用Yang等人的基于晕的星系群目录的更新版本，以基于星系成员投影位置和光度的星系群表面亮度（$μ_{\rm lim}$）作为致密性代理，将星系群划分为致密性不同的子系统。通过对严格控制的高致密性（HC）和低致密性（LC）星系群样本的星系条件光度函数、恒星星族、活动星系核（AGN）活动和星系团内介质的X射线光度等性质的比较，发现星系群的致密性在表征星系群本身及其成员的详细物理性质方面起着至关重要的作用，特别是对于具有$M_h \lesssim 10^{13.5}h^{-1}M_{\odot}$的低质量组。我们发现低质量的HC群有一个系统性的较低的星等间隙$Δm_{12}$和X射线光度比他们的LC对应，表明HC群可能是在早期阶段的集团合并。另一方面，在HC群中发现了更高比例的被动星系，然而这是由于它们的卫星群的系统性较小的晕心距离分布。在控制了$M_h$和晕心距后，我们没有发现HC和LC星系群成员星系的淬灭因子和活动星系核活动有任何差异。因此，我们得出结论，晕淬灭效应，导致星系人口的晕中心的依赖，是一个更快的过程相比，星系群的动力学弛豫时间尺度。
2022-06-19 astro-ph.GA
Compact Disks in a High Resolution ALMA Survey of Dust Structures in the Taurus Molecular Cloud
利用阿塔卡玛大型毫米波阵（ALMA）对金牛座恒星形成区光谱类型早于M3的32颗年轻恒星周围的原行星盘进行了高分辨率（$\sim0.''12$，$\sim16$ au，225 GHz $50~μ$ Jy~束$^{-1}$的平均灵敏度）快拍观测。这个样本包括大多数中红外多余成员，这些成员以前没有以高空间分辨率成像，不包括近距离双星和高度闪烁的物体，从而提供了一个更具代表性的1- 200万年的磁盘属性。我们的1.3毫米连续图显示12盘突出的尘埃间隙和环，其中2个是围绕主星的宽联星，和20盘没有解决的功能，在观察到的分辨率（以下平滑盘），其中8个是围绕主星的宽联星。光滑盘被分类的基础上，他们缺乏解决的子结构，但他们最突出的属性是，他们都是紧凑的小有效发射半径（$R_{\rm eff,95\%} \lesssim 50$ au）。相比之下，在我们的样品中具有至少55 au的$R_{\rm eff,95\%}$的所有盘显示可检测的亚结构。然而，它们的内部发射核心（在已分辨的能隙内）具有与致密光滑盘相似的峰值亮度、幂律分布和过渡半径，因此这两类之间的主要区别是后者缺乏外部子结构。这些光盘可能会通过快速径向漂移而没有尘埃捕获而失去它们的外盘，或者它们可能生来就很小。致密的尘埃盘，以及扩展环盘的内部盘核，在当前分辨率下看起来很光滑，在更高的分辨率下可能会显示小尺度或低对比度的子结构。光盘大小和光盘光…
2019-06-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Search for Strongly Mg-enhanced Stars from the Sloan Digital Sky Survey
[Mg/Fe] $>$ 1.0的强Mg增强星显示出特殊的丰度模式，因此对我们理解恒星形成和银河系化学演化具有重要意义。利用斯隆数字巡天（SDSS）的低分辨率$(R\simeq2000)$光谱，通过轮廓匹配方法，在$λ$ 5170 $~$附近的Mg I b谱线区域寻找与观测光谱最匹配的合成光谱，系统地寻找了Mg强增强星。我们方法的优点是，通过再现Nissen和Schuster（2010）非常精确的高分辨率光谱（HRS）分析中47颗恒星的[Mg/Fe]比来细化拟合参数;这些参数对于精确度和有效性至关重要推导出的镁丰度。作为对本文方法的进一步检验，用本文方法估算了与我们样本金属丰度范围相同的四个银河系球状星团（M92，M13，M3，M71）成员星的Mg丰度，结果与文献中HRS分析的结果一致。我们的方法的有效性也证明了我们的值之间的协议[Mg/Fe]的HRS分析Aoki等。（2013年）。最后，从14850颗F星和G星中筛选出33颗[Mg/Fe] $>$ 1.0的强Mg增强星候选星。在不久的将来，将用大型望远镜对这些候选星进行高分辨率光谱学的后续观测，以检查我们的选择程序，并进行精确和详细的丰度分析，探索这些恒星的起源。
2014-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxy triplets in Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 - III. Analysis of Configuration and Dynamics
我们分析了从SDSS-DR 7（SDSS-triplets）中获得的92个星系三胞胎样本的空间结构和动力学性质，这些星系三胞胎的光谱红移在$0.01\le z \le 0.14 $范围内，绝对r带光度比$M_r=-20.5$亮。构型分析采用Alkekyan & Anosova图（AA-map）。我们估计的动力学参数，即系统的半径，速度色散，一个无量纲的交叉时间和维里质量。我们将我们的结果与从目录“孤立的三重态的Galerkin”（K-三重态）和紧致群的样本中获得的三重态的样本进行了比较。我们还研究了一个模拟星表，以便比较真实和投影的组态，并估计三重系统的三维动力学参数。我们发现，SDSS-三重峰更喜欢对齐配置，而K-三重峰呈现均匀分布在AA-地图。从动力学分析中，我们得出结论，SDSS-三重态，K-三重态和紧凑组呈现出类似的行为，包括紧凑系统与低交叉时间值，速度色散和维里质量类似的低质量松散组。此外，我们发现，观察到的和模拟的三胞胎提出了类似的动力学参数。我们还分析了星系三胞胎的暗物质含量，发现模拟三胞胎的成员星系属于同一个暗物质晕，显示了系统的动力学共同演化。这些结果表明，三重系统的配置和动力学有利于星系的相互作用和合并。
2014-11-28 astro-ph.GA
The Disk Population of the Upper Scorpius Association
基于斯皮策太空望远镜和宽视场红外巡天探测器获得的这些天体的所有图像，我们提出了上天蝎座星协（~ 1100万年）所有已知成员在3- 24微米的测光。我们已经使用这些数据来确定的成员，表现出过量的排放，从拱盘和估计这些磁盘的演化阶段。通过这种分析，我们已经发现了约50个新的过渡，进化和碎片盘的候选者。对于B-G型恒星（M>1.2 Msun），包含内部原始盘的成员比例<10%，并且随着后面类型的增加，在>=M5（M<=0.2 Msun）时增加到~25%，这与以前对更小样本的Upper Sco成员的盘调查结果一致。这些数据表明，在较低的恒星质量下，盘的寿命更长，并且很大一部分低质量恒星的盘至少存活了约1000万年。最后，我们证明了在上天蝎座和更年轻的金牛座恒星形成区（~ 100万年）的多余尺寸的分布是一致的，相同的，简短的时间尺度为清除内部磁盘。
2012-09-24 astro-ph.GA
Search for Extratidal Features Around 17 Globular Clusters in the Sloan Digital Sky Survey
从理论上详细研究了单个球状星团以及整个银河系球状星团系统的动力学演化。特别是，模拟显示了“丢失”的恒星如何分布在从星团中出现的潮汐尾中。我们调查了银河系球状星团恒星在天空中的分布，以确定潮汐尾等特征。斯隆数字巡天提供了大部分天空的一致测光，以研究其调查区域内17个球状星团的投影二维结构。我们使用一个颜色-星等加权计数算法来映射天空中的（潜在的）星团成员星。我们恢复了已知的NGC 5466和NGC 5465的潮汐尾。对于NGC 4147，我们发现了双臂形态。在NGC 5053和NGC 7078周围也可能看到潮汐尾的迹象，支持了早期的建议。此外，我们还发现了NGC 5904和NGC 14周围的潜在尾巴。特别是对于Palomar星系团，要确认或排除尾的存在，需要更深层次的数据。对于我们样本中的许多剩余星系团，我们观察到明显的潮外晕，NGC 7006和NGC 1001特别大。在某些情况下，潮外晕可能与人马座矮球状星系的气流有关（例如，NGC 4147、NGC 5024、NGC 5053）。
2010-08-17 astro-ph.GA
The color gradients of spiral disks in the Sloan Digital Sky Survey
我们调查的径向颜色梯度的星系盘使用的样本约20，000面对螺旋星系从斯隆数字巡天（SDSS-DR4）的第四次数据发布选择。我们将具有相似浓度、大小和光度的星系组合起来构建复合星系，然后通过叠加所有成员星系的方位角平均径向颜色轮廓来测量它们的颜色轮廓。除了最小的星系（R_{50} <3 kpc），几乎所有星系都显示出负的盘色梯度，平均g-r梯度G_{gr} =-0.006 mag kpc ^{-1}，r-z梯度G_{rz} =-0.018 mag kpc ^{-1}。星系盘的颜色梯度与星系的形态类型无关，而强烈地依赖于星系盘的表面亮度μ d，表面亮度越低的星系盘颜色梯度越陡。我们将颜色梯度和表面亮度之间的内在相关性量化为G_{gr} =-0.011 μ_{d}+0.233和G_{rz} =-0.015 μ_{d}+0.324。这些量化的相关性为螺旋星系的形成和演化模型提供了严格的观测约束。
2009-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Detailed Model Atmosphere Analysis of Cool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey
本文介绍了斯隆数字巡天（SDSS）中126颗冷白矮星的光谱学和近红外测光。我们的样本包括使用SDSS和USNO-B天体测量选择的高自行目标和十几个以前已知的超冷白矮星候选者。我们的光谱观测表明，在SDSS（以及SkyMapper、Pan-STARRS和大型综合巡天望远镜数据集）中，使用简化的自行图和30 km/s的切向速度截止值（取决于自行精度），可以干净地选择大样本的冷白矮星。我们的近红外观测揭示了八颗具有显著吸收的新星。我们使用光学和近红外测光进行详细的模式大气分析。在我们的样本中，超过80%的恒星都与纯氢或纯氦大气相一致。然而，八颗具有显著红外吸收的恒星和大多数先前已知的超冷白矮星候选者最好用氢和氦的混合大气模型来解释。我们样本的年龄分布与银河系盘年龄8 Gyr一致。一些超冷的白矮星可能有12-13 Gyr那么老，但我们的模型在匹配这些天体的光谱能量分布方面存在问题。在我们的样本中只有两个晕白矮星候选者。然而，三角视差观测需要准确的质量和年龄的测定，并确认其成员的光环。
2010-07-16 astro-ph.GA
A sample of galaxy pairs identified from the LAMOST spectral survey and the Sloan Digital Sky Survey
由于纤维碰撞效应，SDSS主要样本星系（MG）中的一小部分（$<10\%$）没有被光谱学瞄准。这些星系已被编入LAMOST河外巡天的输入星表，并被命名为补充星系样本。本文介绍了LAMOST光谱巡天前两年（至2014年9月）的计划和互补星系光谱观测的现状。此外，我们还从LAMOST互补星系和SDSS MG中识别出了1,102个星系对，定义为两个成员的投影距离小于100 kpc，退行速度差小于500 $\rm kms^{-1}$。LAMOST-SDSS对与SDSS对相比，具有不偏向于大分离的优点，是星系相互作用和星系合并统计研究的有益补充。
2015-12-08 astro-ph.GA
Stripping of the Hot Gas Halos in Member Galaxies of Abell 1795
以附近的Abell 1795星系团为实验平台，研究星系团中的热气体是否被团内介质（ICM）的冲压压力剥离。阿贝尔1795星系内部和周围的X射线辐射可能主要由ICM、低质量X射线双星、活动星系核和热气晕所控制。为了限制这些组成部分，我们使用档案钱德拉X射线天文台和斯隆数字巡天（SDSS）的观测阿贝尔1795年和确定58个大质量（M_star>10^10 M_sun）光谱星团成员在钱德拉光轴的5弧分。为每个簇成员创建0.5- 1.5keV和4-8 keV的X射线图像，然后将其堆叠到两个簇中心半径箱中：内部（0.25<R/R_500<1）和外部（1<R/R_500<2.5）。内部和外部集群成员的表面亮度配置文件，以产生模型参数和测量的0.5-1.5 keV的亮度的每个模型组件使用马尔可夫链蒙特卡罗采样拟合。利用有效的总钱德拉曝光时间为3.4和1.7毫秒的内部和外部集群成员，分别，我们报告的检测热气体晕，在统计意义上说，外部集群成员。外围成员的热晕光度为0.5-1.5 keV（L_X = 8.1（-3.5/+5 x10 ^39 erg/s），比内部成员的上限（L_X < 1.3x10^39 erg/s）大6倍。这一结果表明，当Abell 1795成员落入星团时，ICM正在从它们的晕中移除热气。
2018-09-20 astro-ph.GA
The Frequency of Field Blue-Straggler Stars in the Thick Disk and Halo System of the Galaxy
我们提出了一个新的，大样本的领域蓝离散星（BSS）在厚盘和晕系统的银河系，根据恒星光谱斯隆数字巡天（SDSS）和斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）。使用从SEGUE恒星参数管道的应用程序中获得的恒星大气参数的估计，我们得到了一个样本的约8000 BSS，这是考虑与先前选定的样本的约4800蓝色水平分支（BHB）的明星。我们推导出BSS与BHB星的比值F $_{\rm BSS/BHB}$，作为银心距离和距银道面距离的函数。在厚盘中发现的F $_{\rm BSS/BHB}$的最大值为$\sim~$ 4.0（在3 kpc $<$ $|$ Z $<$ 4 kpc），在内晕区域下降到$\sim~1.5-2.0$的数量级;在外晕区域，该比值继续下降到$\sim~$ 1.0。我们将少数的BSS与可能的河外起源相关联; BSS样本中至少有5个$\%$表现出与人马座流成员相称的径向速度、位置和距离。
2015-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Death of a cluster: the destruction of M67 as seen by the SDSS
我们使用斯隆数字巡天第六次数据发布的测光数据来探测旧疏散星团M67的空间和动力学结构。利用最佳对比度，或匹配滤波器，算法，我们映射M67的高概率成员的分布。我们发现了一个延伸和拉长的晕圈，半径接近60 '。我们测得的核心半径Rcore = 8。24+/-0. 1960年比以前估计的要大一些。我们将更大的核心半径测量归因于SDSS探测的质量较低的主序星比以前对M67的类似研究，以及SDSS样本中排除后主序星M67成员。我们估计SDSS样本中M67成员的数量为1385+/-67颗恒星。在M67中的二进制分数的下限被测量为45%。在核心中测得的双星比例比在晕中测得的要高，并且发现核心的光度函数中低质量恒星的含量更低。因此，晕是一致的质量偏析内的集群。M67的银河系轨道是根据最近的自行和径向速度测定计算的。拉长的晕大致与星系团的自行一致。这似乎是由于银河系潮汐场造成的质量分离的结果。我们的算法运行在2 MASS光度直接比较以前的研究M67。质量越大，核心半径越小。我们使用1000个人工聚类蒙特卡罗模拟测试我们的算法的准确性。研究发现，匹配滤波技术是适合于恢复低密度的空间结构，以及测量的二进制分数的集群。
2010-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dependence of the bright end of galaxy luminosity function on cluster dynamical state
星系团的光度函数是星系团环境中星系演化的基本约束。利用Sloan数字巡天观测中发现的大样本富星系团的亮成员星系，得到了星系团星系合成光度函数的亮端，并研究了亮端与星系团动力学状态的关系。经过绝对星等的红移演化修正后，在排除最亮星系团的情况下，成员星系的光度函数可以用Schechter函数很好地拟合。BCGs的绝对星等服从高斯函数，其特征宽度约为0.36等。我们发现，在较松弛的星系团中，星系的光度函数具有较暗的特征绝对星等（M_{\ast}），并且这些星系团中明亮的非BCG成员星系较少，而BCG成员星系较亮。我们的研究结果表明，星系团动力学状态的协同演化的星系人口和一定程度上支持的分级形成的BCGs的方案。
2014-12-22 astro-ph.GA
Statistics of wide pre-main sequence binaries in the Orion OB1 association
使用VISTA猎户座小型巡天和盖亚天体测量的图像，研究了猎户座OB 1星协中分离距离为0.6”至20”（370 pc时为220至7400 au）的低质量主序前双星的统计数据。基于CVSO星表的输入样本包含1137颗K和M光谱类型的恒星（质量在0.3和0.9 Msun之间），其中1021颗被认为是星协成员。这些恒星有135颗质量比在0.13以上的伴星。平均伴星分数在1.2年的分离中为0.09+-0.01，略低于，但仍然与磁场一致。我们发现Ori OB 1a和OB 1b组之间存在差异，后者的二进制数更丰富，为1.6+-0.3。没有发现宽二进制频率对观测到的基本恒星密度的整体依赖性，虽然在奥利OB 1a离云人口这些二进制似乎避免密集的集群。猎户座OB 1和金牛座等稀疏区域的多样性率差异很大，暗示该领域的双星可能来自不同种群的混合。
2020-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial abundance gradients of 18 elements in Galactic open clusters from infrared MWM spectra A detailed analysis of 655 giants in 133 clusters
Malmö University（马尔默大学）；Nordic Optical Telescope（北欧光学望远镜）；University of Rome Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Observatório Nacional（巴西国家观测站）；Texas Christian University（得克萨斯基督教大学）
本研究通过对133个疏散星团中655颗巨星的红外APOGEE MWM光谱再分析，推导18种元素的径向丰度梯度，发现金属丰度随银心距增大而降低，斜率近-0.06 dex/kpc，10-11 kpc外适度变平，还新增V等4种元素的梯度。
2026-08-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostars, multiplicity, and disk evolution in the Corona Australis region: A Herschel Gould Belt Study
CrA区域和冕状星团形成了一个附近（138 pc）的年轻（1-2百万年）恒星形成区域，拥有中等数量的YSO。我们提供了100和160微米的赫歇尔PACS测光，作为赫歇尔古尔德带调查的一部分获得。Herschel图显示了具有高灵敏度和高动态范围的星团成员。许多星团成员被探测到，包括一些嵌入的，质量很低的物体，几颗原恒星，以及周围云的大量发射。赫歇尔数据提供了足够的空间分辨率来探测小尺度的细节，例如IRS 5原恒星复合体周围的明亮细丝和与I类物体IRS 2相关的气泡状边缘。第二类天体周围的圆盘显示出与不同圆盘结构一致的广泛的中红外和远红外过度。我们用RADMC辐射转移代码模拟了这些盘，发现了一个有趣的年轻的、可能是同时代的星团的混合物。其中一些是一致的耀斑，大规模的，相对原始的磁盘（SCrA，TCrA）。另一些则显示出由内而外进化的重要证据，与内部孔/间隙的存在相一致（G-85，G-87）。最后，我们发现磁盘与一个戏剧性的小灰尘耗尽（G-1，HBC 677），在某些情况下，可能与截断或存在的大差距，在一个喇叭形磁盘（CrA-159）。导出的低质量恒星周围的磁盘的质量被发现低于金牛座的典型值，与以前的斯皮策观测。鉴于在该区域的原恒星之间观察到的高度多样性和相互作用，盘的多样性可能是早期恒星形成历史的结果，在研究类似的人口稀少的星团中的盘属性时也应该考虑到这一点。
2012-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low X-Ray Luminosity Galaxy Clusters. IV. SDSS galaxy clusters at z < 0.2
这是关于低X射线光度星系团的系列论文中的第四篇。样本包括45个星系团的X射线光度比0.7 - 10 $^{44}$尔格的$^{-1}$在红移低于0.2的斯隆数字巡天的地区。利用我们的$σ$估计，得到了符合r $_p$、$\le$、1 Mpc和$ΔV \leq σ$标准的星系团的光谱成员样本，其中包含21个光谱成员超过6个的星系团。我们还定义了一个样本的光度成员的星系，满足r $_p \le $ 1 Mpc，$ΔV \leq $ 6000 \kms包括45个星系团与超过6个集群成员。我们将红移范围分为三个区间：$z \leq 0.065$ ; 0.065 $<$ z $<$ 0.10;和z $\ge$ 0.10。我们已经堆叠的星系团使用光谱子样本，我们已经计算出最好的RS线性拟合内1 $σ$色散。通过光度测量子样本，我们向RS中添加了更多数据，获得了相对于光谱RS拟合的光度测量1 $σ$色散。我们用$1/V_{max}$方法计算了光度函数，并用Schechter函数拟合。这些低X射线光度的星系团所获得的参数是非常相似的集团和穷人的星系团在这些较低的红移。
2019-05-15 astro-ph.GA
X-ray radiative transfer in protoplanetary disks - The role of dust and X-ray background fields
金牛座T星的X射线光度比同时代太阳的光度高出两到四个数量级。由于这些恒星是在星团中诞生的，它们的圆盘不仅受到母恒星的照射，而且还受到星团成员产生的X射线背景场的照射。我们的目标是量化的影响，X射线背景场产生的年轻的嵌入式集群上的化学结构的磁盘。此外，我们还想研究尘埃对圆盘中X射线辐射转移的重要性。我们提出了一个新的X射线辐射转移模块的辐射热化学磁盘代码ProDiMo，其中包括X射线散射和吸收的气体和尘埃成分。对于X射线辐射转移，我们考虑了恒星和X射线背景场的辐射。为了研究X射线对磁盘化学结构的影响，我们使用了成熟的磁盘电离示踪剂N2 H+和HCO+。对于演化的尘埃种群，X射线不透明度主要由气体主导;只有光子能量$E\gtrsim5-10\,$ keV，尘埃不透明度变得相关。因此，局部盘X射线辐射场仅在靠近盘中平面的密集区域中受到影响。对于盘半径$r\gtrsim20\,$ au，X射线背景场可以支配局部X射线盘电离率。然而，N2 H+和HCO+柱密度只有在宇宙射线电离率低的情况下才会受到显着影响，或者如果背景通量至少比太阳附近典型的星团预期的通量水平高出10倍。在低质量恒星形成区域（如金牛座）中，X射线背景场的可观测特征仅适用于经历强X射线背景场的星团成员。对于大多数星系团成员，X射线背景场对盘的化学结构影响很小。
2017-11-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Astro-photometric study of M37 with Gaia and wide-field ugi-imaging
本文介绍了银河系疏散星团M37（NGC 2099）的天体测量和测光宽视场研究。所研究的领域进行了观察与地面的图像覆盖的区域约四平方度的斯隆式过滤器ugi。我们利用盖亚目录来校准大视场马赛克的几何失真，开发也可以应用于其他宽视场仪器的软件例程。这些数据被用来识别M37中最热的白矮星（WD）候选成员。多亏了盖亚EDR3精密的天体测量，我们确定了七个这样的WD候选者，其中一个，除了是一个高概率的天体测量成员，是一个行星状星云的假定中心恒星。据我们所知，这是一个独特的对象在一个疏散星团，我们已经获得了后续的低分辨率光谱，用于定性表征这个年轻的WD。最后，我们公开发布了一个三色地图集和视野中的源目录，这是对现有材料的补充。
2022-07-07 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Star Formation and Relaxation in 379 Nearby Galaxy Clusters
我们研究了在z < 0.2的379个星系团样本中恒星形成（SF）和弛豫水平之间的关系。我们使用的数据从斯隆数字巡天测量集群成员和放松的水平，并选择恒星形成星系的基础上检测到的宽视场红外巡天探测器的中红外发射。对于绝对星等M_r <-19.5的星系，我们发现SF分数与星系团的弛豫成反比：当星系团的弛豫变弱时，SF分数增加。此外，一般而言，所有未松弛簇中的减去的SF分数（0.117 +/-0.003）高于所有松弛簇中的减去的SF分数（0.097 +/-0.005）。通过对前人工作的分析，我们验证了SF计算方法和隶属度准则的有效性。我们的研究结果同意以前的研究结果，集群SF和动力学状态之间存在弱相关性，可能是因为非松弛集群相对于松弛集群较少进化。
2015-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multicolor Photometry Study of the Galaxy Cluster A2589: Dynamics, Luminosity Function and Star Formation History
本文介绍了A2589（$z=0.0414$）在北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）系统中的15个中间波段的分光光度测量，该系统覆盖了3000 ~ 10000毫微米的光波长范围。在大约1度的$^{2}$场中，获得了5000多个源的谱能量分布（SED），其最低可达{ \it V} $\sim$ 20 mag。A2589也被斯隆数字巡天（SDSS）以测光模式覆盖。对BATC观测到的星系与SDSS星表进行交叉识别，得到了1199个亮度大于$i=19.5$等的星系，其中68个成员星系具有已知的光谱红移，结合SDSS五波段测光数据和BATC SEDs，对这些星系进行了光度红移的筛选。色-星等关系是对早型星系团的进一步限制。结果，106个星系被新选为成员星系。成员星系的空间分布表现出南北向的伸长，这与X射线亮度轮廓和中央cD星系NGC 7647的取向一致。根据星系团的位置和径向速度，没有检测到任何子结构，表明A2589是一个很好的弛豫系统。A2589的光度函数在$M_{R} \sim -20$等处有一个峰值，在$M_{R} \sim -19 $等处有一个谷。低密度的外围区域是暗星系的首选栖息地。利用演化布居合成模型PEGASE，研究了环境对68个光谱确认的成员星系恒星形成性质的影响。异常暗星系往往具有较长的恒星形成时间尺度、较短的恒星平均年龄和较低的星际介质金属丰度，这可以用宇宙学的层次结…
2011-01-18 astro-ph.GA
Photometric study of IC 2156
利用SLOAN DIGITAL SKY SURVEY（SDSS数据库）建立了光学UBVRI光度分析，以估算研究较少的疏散星团IC 2156的天体物理参数。本研究的结果进行了比较，与我们以前的一个，这依赖于2MASS JHK红外测光。利用星团的恒星密度分布和色星等图确定了星团的几何结构、极限半径、核心半径和潮汐半径、距太阳的距离、距银道面的距离和距银心的距离。此外，主要的光度参数，年龄，距离模量，颜色过剩，成员，总质量，光度，质量函数和弛豫时间，已估计。
2016-01-12 astro-ph.GA
Photometric and Spectroscopic Study of Abell 0671
利用北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）系统的15个中带滤光片和Sloan数字巡天（SDSS）资料，对邻近的星系团Abell 0671（A671）进行了光度和光谱研究。光度红移技术被应用到星系样本的进一步成员确定。在考虑了色-星等关系后，选取了97个亮度大于19.5等的星系作为新成员星系。在扩大的星系团样本的基础上，研究了A671的空间分布和动力学。A671的亮成员样本很好地显示了它的子结构，但基于放大的样本，它似乎不太重要，这主要是由于新选择的暗成员的视光速度的不确定性较大。A671的SDSS r波段光度函数在微弱的星等上是平坦的，微弱的末端斜率参数α =-1.12。SDSS光谱使我们能够研究明亮的星系团星系的恒星形成历史，并且发现核心区域的星系比外围的星系更古老。早型星系（ETGs）的金属丰度没有发现环境效应。年龄和恒星质量之间的正相关性支持缩小的假设。通过比较ETG吸收线指数和现有的恒星星族模型，我们得到了简单恒星星族的相关参数（年龄、[Fe/H]、[Mg/Fe]、[C/Fe]、[N/Fe]和[Ca/Fe]）。在集群中心的ETG往往有较小的hb指数，表明中心的ETG可能是旧的。总金属丰度指标[MgFe]的分布没有显示出任何环境效应。A671的简单恒星星族参数与速度色散之间的关系与前人的研究结果一致。
2011-09-30 astro-ph.GA
Numerical simulations challenged on the prediction of massive subhalo abundance in galaxy clusters: the case of Abell 2142
在这封信中，我们比较了丰富的，附近的（$z=0.09$）星系团，阿贝尔2142，成员星系的丰度与从国家的最先进的数值模拟，无论是碰撞在不同的分辨率和包含重子物理学的冷却，恒星形成和反馈的形式提取可比维里质量的晕。我们还使用两个半解析模型来解释孤儿星系的存在。从斯隆数字巡天数据发布12（SDSS DR 12）数据库中获取的光度和光谱信息，使我们能够估计Abell 2142成员星系的恒星速度色散。这个量被用作安全集群成员的总质量的代理，并适当地与模拟中的subhalos进行比较。我们发现，模拟晕有一个统计上显着的（$\gtrsim 7$西格玛置信水平）更少量的大规模（圆速度以上$200\,{\rm km\, s^{-1}}$）subhalos，即使在考虑可能的不完整的意见。这些结果证实了最近对哈勃前沿场星系团MACS J0416 \citep{grillo2015}的强透镜研究的发现，并表明观察到的差异已经存在于暗物质（DM）的暗晕水平，并且不能通过引入重子物理来解决。更深入地了解观测和模拟之间的这种差异，将为DM粒子的物理性质和重子对宇宙结构形成和演化的影响提供有价值的见解。
2016-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
