Multiple bursts of star formation in young star clusters: The case of the Orion Nebula Cluster
年轻星团（YSC）与解决恒星星族是非常适合研究恒星-团簇形成。在大多数情况下，在YSC中发现的（前主序星）恒星星族是同时代的，其固有年龄跨度高达100万年。这样的观测可以理解为YSC在一次爆发中形成，恒星形成被恒星反馈截断。最近的发现，猎户座星云星团（ONC）的颜色星等图包含三个定义明确的年龄分离的人口似乎打破了这个模型。这意味着ONC在三次爆发中形成，在最后一次爆发中恒星形成仍在进行。我们提出了新的观测结果，重点是在ONC使用OmegaCAM测光和盖亚DR 2测量的三个人口。我们还描述了一个理论模型，可以解释这些意见之间的相互作用恒星反馈和集群动力学。
2019-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cluster assembly and the origin of mass segregation in the STARFORGE simulations
恒星形成于密集的星团环境中，来自新形成恒星的反馈最终会蒸发气体，终止恒星的形成，留下一个或多个星团。使用STARFORGE模拟，有可能在分子云内模拟整个过程，同时明确地演化气体辐射和磁场，并遵循单个低质量恒星的形成。我们发现，个别恒星形成地点合并，形成更大的结构，同时仍然吸积气体。因此，集群是通过一系列的合并而形成的。在集群的组装过程中，一小部分的恒星从他们的集群弹出，我们发现没有显着的差异之间的质量分布的弹出的恒星星族和集群内的恒星。恒星形成点是星团的基石，它们开始时质量分离，中心有一颗或几颗大质量恒星。当它们合并时，新形成的星系团保持了这一特征，使它们具有质量分离的亚结构，而它们本身没有被集中凝聚。合并的集群通过其成员之间的动力学相互作用放松到中心凝聚的质量分离配置，但这个过程不会在反馈将剩余气体从集群中排出之前完成。在模拟运行中，无气体的团簇然后变得未结合并破裂。我们发现，湍流驱动和周期性云的几何形状可以显着减少集群和防止气体驱逐。同时，初始表面密度和湍流水平对星团演化的影响很小，尽管恒星形成历史有显着不同。
2022-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of stellar-dynamical ejections and collisions on the relation between the maximum-star and star-cluster-mass
我们进行了目前最大的一组直接N体计算的年轻星团模型的动力学影响，特别是通过最大质量的恒星在集群中的喷射，对当前的最大恒星质量和星团质量之间的关系。我们改变了几个初始参数，如初始半质量半径的集群，初始的二元分数，和初始质量偏析的程度。为了使大质量双星的初始条件更符合实际，采用了两种不同的配对方法来构造大质量双星。我们发现，较低质量的星团（<= 10^2.5 Msun）不会射出它们最重的恒星。在大质量星团（>= 1000 Msun）的情况下，如果星团的初始半质量半径r_0.5，>= 0.8 pc，那么无论初始条件如何，在300万年内没有质量最大的恒星逃离星团。然而，一些最初较小的星团（r_0.5 = 0.3 pc），具有较高的密度，在300万年内喷射出最大质量的恒星。如果星系团形成时尺寸紧凑，并且它们的大质量恒星诞生在质量比偏向于1的双星系统中，由于最初质量最大的恒星的抛射，星团中质量最大的恒星的质量发生变化的概率可以高达20%。当星团相对密集时，恒星碰撞会增加大量星团中的最大恒星质量（M_ecl >= 10^3 Msun和r_0.5 = 0.3 pc）和富含二进制。总的来说，我们得出结论，动力学效应几乎没有影响观测的最大恒星质量的集群质量关系。
2012-04-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star-crossed Clusters: Asteroseismic Ages for Individual Stars are in Tension with the Ages of their Host Clusters
该研究通过元分析发现，NGC 6819等多个星团中单个恒星的星震学年龄与星团整体基于等时线的年龄存在显著矛盾，其离散度远超已知不确定度，推测需考虑双星过程或额外校正来解决这一问题。
2025-02-13 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
Stellar populations in star clusters
恒星星族包含了星团形成和演化的最重要信息。直到几十年前，星团还被认为是研究简单恒星星族（SSP）的理想实验室。然而，在银河系球状星团中发现多个恒星星族，扩展了我们对星团中恒星星族的认识。它们同时产生了许多争议，特别是关于年轻星团是否可能与老球状星团有相同的起源。此外，广泛的研究表明，SSP的情况似乎并不适用于一些中年和年轻的星团，从而使星团中多个恒星星族的起源更加复杂。许多星团中的恒星星族异常现象都有很好的记录，这意味着星团作为真正的SSP的概念面临着严重的挑战。在这篇综述中，我们主要关注大质量星团中不同年龄的恒星星族。我们介绍了这一活跃领域的研究历史和进展，以及一些最新的改进，包括观测结果和已提出的解释观测的场景。虽然我们目前的能力，以确定在星团中的多个恒星星族的起源是不能令人满意的，我们提出了一些有前途的项目，可能有助于显着提高对这个问题的理解。
2016-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unlocking Galactic Wolf-Rayet stars with $\textit{Gaia}$ DR2 II: Cluster and Association membership
恒星形成区的银河系沃尔夫-拉叶（WR）恒星成员可以用来约束大质量恒星的形成环境。在这里，我们利用$\textit{Gaia}$ DR 2的松弛和自行车重新考虑WR恒星成员的集群和协会在银河系盘，补充最近的近红外研究的年轻的大规模集群。我们发现，只有18 $-$ 36%的553个WR星外部的银河系中心区域位于集群，OB协会或模糊的恒星形成区，这样至少有64%的已知磁盘WR人口是孤立的，相比之下，只有13%的O星从银河系O星表。位于星团，OB协会或恒星形成区的分数上升到25 $-$ 41%，从全球人口普查的663 WR恒星，包括银河系中心地区。我们使用模拟来探索孤立WR星的形成过程。无论是失控，也没有低质量的集群，是足够多的占低集群成员分数。快速的星团溶解被排除在外，因为质量分离确保WR星保持在密集，人口稠密的环境中。只有低密度的环境才能持续地产生在WR阶段被孤立的WR星。因此，我们得出结论，WR祖细胞的一个显着的分数起源于低密度协会样的环境，随着时间的推移扩大。我们提供距离估计集群和协会主机WR星，估计集群年龄等时线拟合。
2020-05-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The OmegaWhite Survey for Short Period Variable Stars VI. Open Clusters
利用OmegaWhite巡天的$\sim$ 3分钟步频、2小时持续时间的光变曲线，给出了在20个疏散星团中寻找短周期变星的结果。我们在这些区域中识别了92颗变星。使用一系列的星团成员星表和盖亚EDR3数据，我们已经确定了10个星团成员和2个可能的成员。根据它们在盖亚HRD上的位置和光度周期，我们发现它们中的大多数是$δ$ Sct星。我们获得了一些这些集群成员和场星的低分辨率光谱。我们讨论的背景下，在其他疏散星团$δ$ Sct星的集群变星。
2022-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spin alignment of stars in old open clusters
星团是由湍流分子云的引力坍缩形成的，每个星团中有数千颗恒星。它们被认为是大多数恒星的诞生地，因此在我们对恒星形成的理解中发挥着重要作用，这是天体物理学的一个基本问题。分子云的初始条件建立了它的动力学历史，直到星团诞生。然而，在团簇形成过程中云的角动量的演化还没有很好的理解。目前的观测表明，湍流扰乱了星团形成云的角动量，阻止了星团内恒星之间的自旋对齐。本文利用星震学测量了两个老的疏散星团NGC~6791和NGC~6819中48颗恒星的自转轴倾角。每个星团内的恒星都显示出强烈的排列。三维流体动力学模拟的原团簇形成表明，至少有50%的初始原团簇的动能是旋转的，以获得强大的恒星自旋排列在一个集群。我们的研究结果表明，星团形成云的全球角动量被有效地转移到每颗恒星上，并且自星团形成以来，它的印记在几个千兆年后仍然存在。
2017-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic studies of stellar populations in globular clusters and field stars: implications for globular cluster and Milky Way halo formation
本文综述了球状星团中多个恒星星族的光谱研究结果。星团的初始质量是决定第二代星比例的最重要的参数。多重人口现象的起始阈值是1-3x10^5 MSun。核合成的影响，金属：Na/O和Mg/Al反相关性更广泛的金属贫比富金属的集群。大质量星系团是比小星系团更复杂系统，有几个种群具有不同的化学组成。在中等第二代恒星中观测到的高锂丰度强烈支持中等质量AGB星作为这类恒星的污染源;然而，极端第二代恒星的污染源很可能是快速旋转的大质量恒星或超大质量恒星，这些恒星通常没有可测量的锂。质量预算因子应该是集群质量的函数，并且仅在大规模集群中需要很大。
2019-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star clusters: Anything but simple
关于恒星自转和大质量星团年龄分布的重要性的激烈辩论，由于恒星的可变性而变得更加激烈。
2016-12-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Binary Study of Colour-Magnitude Diagrams of 12 Globular Clusters
双星在星团和星系中很常见，但在一些色星等图（CMD）研究中没有考虑双星演化的详细影响。利用双星恒星星族研究了12个球状星团的CMD。将星团的观测CMD与双星群体的观测CMD进行比较，得到了这些星团的恒星金属丰度、年龄、距离和红化值。本文还测试了双星和单星对CMD研究的不同影响。结果表明，双星可以更好地拟合样本球状星团的观测CMD相比，单星。这表明，在模拟星团和星系的CMD和恒星星族时，应考虑双星演化的影响。
2013-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of massive stars and black holes on the fate of open star clusters and their tidal streams
内容：研究大质量OB星的含量如何影响年轻疏散星团及其潮汐流的长期演化，以及这种影响如何影响初始条件的约束。目标：OB星通常是双星，在最初的几个百万年期间有强烈的风质量损失，许多成为黑洞。这些影响了疏散星团的动力学演化，并影响了它在给定的银河系势中的溶解。我们研究了OB星质量与疏散星团观测性质之间的相关性。在太阳系附近，类似于Hyades的星团有很好的代表性，因此可以与观测数据进行比较。研究方法：我们使用高性能的$N$体程序\textsc{petar}结合\textsc{galpy}对类Hyades星团进行了大量逐星的$N$体数值模拟。我们还开发了将模拟数据转移到盖亚模拟观测的工具。结果：我们发现OB星和黑洞对星团演化有重要影响。星团具有相同的初始条件，但OB星的初始含量不同，遵循非常不同的演化路径。因此，除非OB星的初始含量已知，否则无法明确确定所观察到的星团的初始总质量和半径。我们表明，恒星计数在相应的潮汐尾，可以在盖亚数据中识别，有助于解决这个问题。因此，我们强调的重要性，探索不仅星团，而且其相应的潮汐尾巴。这些发现与研究大质量恒星的形成有关。
2021-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulating Star Formation and Star Cluster Assembly in the Aquila Rift Using Archival Observations
The University of Tokyo（东京大学）；University of Toronto（多伦多大学）；McMaster University（麦克马斯特大学）
本文通过模拟阿基拉裂谷分子云内的恒星形成和恒星团组装过程，探讨了气体在恒星团形成中的作用，发现气体流动促进恒星团合并，并影响最终的恒星团结构。
2026-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing star cluster formation with WISE: 652 newly found star clusters and candidates
我们报告了652个星团，恒星集团和候选人在银河系与WISE的发现。大多数物体都投射到银河平面附近，并且是嵌入的星团。目前的样本补充了一个类似的研究（论文一），其中提供了437个星团和类似的。我们发现的证据表明，恒星形成过程跨越了很大的范围内的大小，从人口稠密的密集集群，小型紧凑的嵌入式，稀疏的恒星群或相对孤立。目前的列表显示了嵌入阶段的多个恒星世代，巨大的分子云坍缩成几个团块，构成嵌入的星团聚集体。我们调查了9个候选星团的场星净化色星等图和径向密度分布图，并推导出它们的参数，确认它们是嵌入星团。
2015-11-06 astro-ph.GA
A catalog of newly identified star clusters in GAIA DR2
我们提出了星团搜索管道（SHiP），它可以识别星系盘数据中的星团，并建立一个星系盘的星团目录。一个朋友的朋友为基础的集群发现方法被用来识别星团使用5维恒星参数，$l, b, \varpi, μ_α\cosδ$，和$μ_δ$。我们的新星表包含2443个星团候选者，这些星团候选者是从位于$|b|=25^\circ$内的盘星和具有$G<18$磁的盘星中识别出来的。通过等时线拟合获得的参数组合，我们将聚类候选人分为三类（类1，2和3）。1类星团是最有可能的星团候选者，具有最严格的标准。这些星团大多数都在附近（4千秒差距以内）。我们的目录与三个银河星团目录交叉匹配，Kharchenko et al.（2013），Cantat-Gaudin et al.（2018，2019）和Bica et al.（2019）。匹配星团的自行和视差与这些早期的星表是一致的。我们发现了76个未在这3个目录中列出的新星团候选者。其中大部分是log（age/yr）=8.0以上的集群，并且位于带有$|b|<5^\circ$的内部磁盘中。最近发现的新星团表明，目前的银河系星团目录仍然不完整。在1类星团候选者中，我们找到了56个星团候选者。包含所有候选星团和星团群的管道、目录和成员名单已经公开。
2019-10-28 astro-ph.GA
The growth of massive stars via stellar collisions in ensemble star clusters
最近的模拟和观测表明，星团是通过较小的子星团的组装形成的。由于它们的弛豫时间短，子团簇比维里化的单个团簇更早地经历核心坍缩，维里化的单个团簇具有与组装团簇的合并残余物相似的性质。因此，似乎聚集的星团导致了星团核心中恒星的有效多次碰撞。我们进行了一系列的$N$体模拟的合奏和孤立的集群，包括恒星碰撞，并发现，如果子集群组装后，他们经历的核心崩溃单独的恒星之间的多次碰撞的效率被抑制。在这种情况下，子星系团形成了自己的多个碰撞星，它们经历了几次碰撞，但在它们的宿主子星系团聚集后，它们没有相互碰撞。多颗碰撞恒星相互散射逃逸，而且残余星团的中心密度已经耗尽，足以让恒星经历更多的碰撞。另一方面，如果子星系团在经历核心坍缩之前聚集在一起，恒星的多次碰撞在残余星系团中有效地进行，碰撞产物的质量比维里化的单独星系团更大，与冷单独星系团的质量相当。
2014-06-06 astro-ph.GA
A newly-discovered young massive star cluster at the end of the Galactic Bar
我们提出了一个近红外研究的候选星团Mercer 81，位于G338.4+0.1 HII区域的中心，并接近TeV伽马射线源HESS 1640-465。使用HST/NICMOS成像和VLT/ISAAC光谱学，我们探测到了一个紧凑且高度分散的星团，尽管视野中心的明亮恒星实际上是前景物体。该星团包含9颗具有强烈帕邢α发射的恒星，其中一颗我们认为是沃尔夫-拉叶（WR）星，以及A型超巨星。视线消光是非常大的，$A_{V}\sim 45$，说明了在银道面定位年轻星团的挑战。通过对WR星的定量分析，我们认为星团的年龄为3.7 $^{+0.4}_{-0.5}$ \，Myr，并且假设所有的发射线星都是WR，星团的质量为$\ga 10^4$ \msun。对该星团周围HII区的运动学分析表明，该星团位于银盘中，距离11 $\pm$ 2\，kpc。这个星团和附近的星团[DBS 2003]179代表了在Bar的这一侧首次探测到活跃团簇形成，与最近经历过$\sim 10^6$ \msun \星爆事件的近侧形成对比。
2011-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Clustered Star Formation: A Review
在这方面的贡献，我提出了一个审查的恒星形成的集群。我首先讨论了什么构成一个星团的各种定义，然后比较恒星形成的结果（IMF，多重性，质量分离和结构和形态）在不同的恒星形成区域。我还回顾了最近的恒星形成的数值模型在星团中，在结束前的动态演化的潜在影响的总结。
2012-07-31 astro-ph.GA
From the Top Down and Back Up Again: Star Cluster Structure from Hierarchical Star Formation
年轻的大质量星团，质量跨度为$\sim 10^4 - 10^8 M_\odot$，已经被观测到具有相似的表面亮度轮廓。最近对恒星团簇形成的流体动力学模拟也产生了具有这种结构的恒星团簇。我们认为，分析，这种类型的质量分布自然出现在放松从一个分层集群分布的恒星到一个单片星团，通过分层合并。我们发现，任意初始配置文件将趋于收敛到一个普遍的配置文件下分层合并，由于相空间混合遵守一定的守恒约束。我们进行$N$体模拟的一对合并的模型星团，发现合并容易产生浅的表面亮度分布在年轻的大质量集群。最后，我们模拟了从一个理想化的碎裂模型构造的层次聚类质量分布的松弛。假设只有幂律的空间和运动学的标度关系，这些数值实验能够重现观测到的年轻大质量星团的表面密度分布。因此，我们提供的层次恒星形成的范例内的年轻大质量集群的结构的物理动机。这对新生球状星团的结构有着重要的意义。
2018-08-31 astro-ph.GA
Mass distributions of star clusters for different star formation histories in a galaxy cluster environment
星系团通常包含丰富的球状星团（GC）。我们研究了不同的恒星形成历史（SFHS）如何塑造星团的最终质量分布。我们假设每个星团的人口形成在一个形成时期的长度dt在一个恒定的恒星形成率（SFR）。嵌入团簇质量函数（ECMF）是一个扩展到上限M_max的纯幂律分布函数。由于SFR确定M_max，因此ECMF隐含地取决于SFR。从不同的SFH开始，每个SFH在不同的SFR处被划分为长度为dt的形成时期。所要求的质量函数来自于所有形成时期的星团的叠加。一种改进的最优采样技术，允许生成数量和质量分布，这两者都准确地同意与ECMF。此外，对于每个SFH，计算所有涉及的SFR的分布函数F（SFR）。对于单调递减的SFH，F（SFR）总是遵循幂律。利用F（SFR），我们发展了积分星系团嵌入质量函数（IGECMF）理论。它描述了在一个比dt长得多的形成插曲中积累的星团的诞生恒星质量的分布函数。IGECMF确实再现了根据叠加原理产生的星团的质量分布。有趣的是，所有考虑SFH导致一个turn-down增加星团质量在各自的IGECMF。在过去，在不同的星系团和星系团初始质量函数的GC系统中，已经观察到在高质量端的翻转。这种行为可以很自然地解释，如果观察到的星团集合是几个单独的星团人口的叠加，形成在不同的时间在不同的SFR。
2015-07-03 astro-ph.GA
Destruction of star clusters due to the radial migration in spiral galaxies
银河系盘中的大多数恒星被认为是作为星团或星协的成员而诞生的。由于潮汐剥离和星团本身的演化，在盘中形成的星团被破坏，结果是新的恒星被供应到星系盘。我们进行了$N$体模拟的星系盘，其中星团和星系盘被建模为$N$体（“活”）系统，因此磁盘形成瞬态和经常性的螺旋臂。在这种不稳定的旋臂中，星团由于与旋臂的相互作用而径向迁移。我们发现，迁移的时间尺度是几百万年，星团的角动量变化最多为$\sim 50$ %，在1 Gyr。星团向星系内部区域的径向迁移会导致星团的快速分裂，因为星系内部区域有更强的潮汐场。对于星系盘中星团的破裂时间尺度来说，这种影响是不可忽略的。从星团中剥离出来的恒星形成了潮汐尾，分布在1- 2千秒差距。虽然潮汐尾的空间分布的变化，在一个复杂的方式，由于非定常的螺旋臂，速度分布保持良好，即使潮汐尾位于几个千秒差距，从他们的母集群。星系盘中星系团的潮汐尾可以用速度图来探测。
2012-08-19 astro-ph.GA
The Prevalence and Impact of Wolf-Rayet Stars in Emerging Massive Star Clusters
我们调查沃尔夫-拉叶星（WR）的反馈源，有助于消除出生的材料在早期演化的大质量星团。尽管先前的研究表明，大质量恒星在演化到WR阶段之前就已经清除了它们的出生物质，但WR星已经在几个新兴的大质量恒星团中被发现。这些发现表明，星团出现的时间尺度至少可以与产生WR星所需的时间（几百万年）一样长，也可能表明WR星可能在驱动大质量星团出现的综合反馈过程中提供了临界点。我们探索的新兴阶段和WR阶段的观测调查，以寻找WR星新兴的大质量星团托管WR星之间的潜在重叠。我们从已知的热辐射射电连续谱源中选择候选的新兴大质量星团，并使用基特峰国家天文台的4米Mayall望远镜和6.5米MMT获得光谱。我们确定了21个源显着检测WR签名，我们称之为“新兴WR集群。“在$\sim$ 50%的无线电选择样本中检测到WR特征，因此我们发现WR星通常存在于目前出现的大质量星团中。观测到的亮度和年龄表明，没有WR探测到的星团仍然嵌入较长的时间，并可能表明WR星可以帮助，因此加速出现过程。
2016-05-25 astro-ph.GA
Revisiting newly Large Magellanic Cloud age gap star clusters
最近，在大麦云云（LMC）的外围发现了大量的新星团，这些星团填充了所谓的星团年龄间隙，这是一个时间空间（~ 4-12 Gyr），其中唯一已知的星团是最新的ESO 121-SC\，03。我们使用麦哲伦恒星历史调查（SMASH）DR 2数据集，以及那些用来识别这些星团候选者的数据集，为20个发现的年龄差距星团中的17个制作了相对较深的颜色-星等图（CMD），目的是详细调查它们。我们的分析依赖于一个彻底的CMD清洗程序的领域明星污染，它提出了在其恒星密度和天体物理性质，如光度和有效温度，周围的星团领域的变化。我们建立了星团CMD从恒星的成员资格概率分配的清洗过程。这些CMD和它们各自的空间分布图有利于LMC星场密度波动的存在，而不是年龄差距星团，虽然他们将有可能从更深的测光明确的评估。
2021-02-06 astro-ph.GA
The Milky Way Nuclear Star Cluster in Context
核星团位于大多数星系的动力中心。它们通常是宿主星系中密度最大、质量最大的星团。在这篇文章中，我将简要介绍我们目前对核星团及其形成的认识。随后，我将介绍银河系中心的核星团，它围绕着巨大的黑洞人马座A*。这个星团是了解核星团的一个独特模板，因为它是我们唯一可以分解成单个恒星的星团。因此，我们可以详细地研究它的结构、动态和种群。我将总结我们目前对银河系核星团的了解，讨论它与其他星系核星团的关系，并指出需要进一步研究的地方。
2010-01-29 astro-ph.GA
Spatial and kinematic segregation in star cluster merger remnants
表现出化学和动力学复杂性的球状星团被认为是矮星系的剥离核（例如，M54，$ω$ Cen）。我们使用$N$体模拟的核星团形成通过合并的星团，探讨在相空间的子结构的持久性。我们发现，所观察到的分化水平是很难调和的观察，如果核集群的形成完全的恒星集群的合并。只有最近合并的星团才保留了足够明显的运动学特征，可以与核星团的其他部分区分开来，尽管关键因素是合并事件的数量，而不是经过的时间。因此，必须包括原位恒星形成来解释观察到的核星团的性质，与以前的结果很好地吻合。
2016-05-10 astro-ph.GA
A genuine Large Magellanic Cloud age gap star cluster
我们确认了第二个大麦云（LMC）星团KMHK 1592的存在，其年龄落在所谓的LMC星团年龄差距的中间，很长一段时间（~ 4 - 11 Gyr），除了ESO 121-SC 03之外，没有星团被发现。KMHK 1592的年龄（8.0 ± 0.5 Gyr）和金属丰度（[Fe/H]=-1.0 ± 0.2 dex）是通过理论等时线与星团内禀色-星等图序列的拟合得到的，而星团内禀色-星等图序列是通过一个稳健的逐星隶属概率程序揭示的。由于星团的亮度相对较低，因此使用了深GEMINI GMOS图像。我们讨论了三种瞥见的场景的利弊，这些场景可以解释大麦哲伦云外围两个大麦哲伦云年龄间隙星团的存在，即：原位恒星团簇形成、从小麦哲伦云捕获或吸积小矮星系。
2022-01-24 astro-ph.GA
Self-similar cluster structures in massive star-forming regions: Isolated evolution from clumps to embedded clusters
利用dendrogram算法和最小生成树方法分析大质量恒星形成区，发现星团具有自相似结构，且从clump到embedded cluster的演化呈孤立局部性，并证实ATLASGAL clump的典型恒星形成效率约为0.33。
2024-07-29 astro-ph.GA
Star cluster formation in cosmological simulations. I. Properties of young clusters
我们提出了一个新的实现恒星形成的宇宙学模拟，通过考虑恒星集群作为一个单位的恒星形成。在几百万年的时间里，星系团粒子的质量以当地气体性质决定的速度增长，具有很高的时间分辨率。粒子的增长被其自身的能量和动量反馈到星际介质上而终止。我们测试这种实现的银河系大小的星系在高红移，通过比较模型集群的年轻星团的观测性能。我们发现团簇初始质量函数最好用谢克特函数来描述，而不是单一的幂律。与观测结果一致，在低质量时，对数斜率为$α\approx 1.8-2$，而在高质量时，截断值与恒星形成率成比例。一个相关的趋势是恒星形成率的表面密度和大质量星团中恒星的比例之间的正相关。这两种趋势都表明，在恒星形成的爆发期间，大质量星团的形成是首选的。这些爆发往往与重大的合并事件有关。我们还发现，团簇形成的中位时间尺度范围从0.5到4百万年，并随着恒星形成效率的增加而系统地减少。气体密度和团簇吸积速率的局部变化自然导致整体形成效率的分散，即使瞬时效率保持恒定。形成的时间尺度与观测到的年轻星团的年龄分布的比较提供了一个额外的重要约束的恒星形成和反馈方案的建模。
2016-11-07 astro-ph.GA
Deriving physical parameters of unresolved star clusters III. Application to M31 PHAT clusters
这项研究是一系列的第三个，调查的退化和随机性问题，在确定物理参数，如年龄，质量，灭绝，金属量的部分解决或未解决的星团人口位于外部星系时，使用宽带测光。本工作测试了WFC 3 +ACS测光系统中固定和自由金属丰度模型对人造星团参数的推导。然后，该方法被应用到一个样本的203个星团的仙女座星系的观测与HST的参数。继论文I \& II，星团参数推导出使用一个大网格的随机模型，观察到的集群宽带综合WFC 3 +ACS的幅度相比。我们得出的年龄，质量和灭绝的M31星团的样本与一个固定的金属丰度与以前的研究一致。使用人工测试，我们证明了WFC 3 +ACS测光系统的能力，以获得星团的金属丰度。我们发现，36个大质量的M31星团的光度测定得出的金属丰度是在一个很好的协议与以前得出的金属丰度采用光谱从文献中。
2015-02-17 astro-ph.GA
SIRIUS project II: a new tree-direct hybrid code for smoothed particle hydrodynamics/N-body simulations of star clusters
星团的形成是通过分子云内部的恒星形成集群来实现的。为了理解星团在早期阶段的动力学演化，其中星团仍然嵌入在周围的气体中，我们需要精确地整合单个恒星轨道，而不需要在包括气体和恒星的系统中进行引力软化，以及用真实的质量函数对单个恒星进行建模。我们开发了一个新的树直接混合光滑粒子流体动力学/N体代码，ASURA+BRIDGE，其中恒星集成使用直接N体计划或PeTar，粒子粒子树计划代码，没有引力软化。在ASURA+BRIDGE中，假设恒星的质量是从给定的初始质量函数中随机抽取的。用这个程序，我们从分子云开始模拟没有引力软化的团簇形成。我们发现，当我们不使用软化时，星团中心由于软化而产生的人造致密核消失了。我们进一步证明，星团是通过合并较小的团块。在我们的模拟中形成的星团包括一些动态形成的双星，其最小半长轴为几个天文单位，并且对于更大质量的恒星，双星比例更高。
2021-04-15 astro-ph.GA
A prescription and fast code for the long-term evolution of star clusters - III. Unequal masses and stellar evolution
我们提出了一个新版本的快速星团演化代码进化我一个星团的恒星（EMACSS）。虽然以前的EMACSS版本复制了单质量恒星的星团，但这个版本模拟了具有不断变化的恒星内容的星团。恒星演化主导了早期演化，并导致：（1）由于大质量恒星的质量损失，恒星的平均质量减小;（2）半质量半径扩大;（3）对于（接近）Roche体积填充的星团，恒星的诱导逃逸。一旦发生足够的弛豫（约10个弛豫时间尺度），团簇达到第二个“平衡”状态，其中核心释放团簇整体所需的能量。在这种状态下：（1）恒星逃逸由于潮汐效应比平衡演化之前更快;（2）半质量半径扩大或收缩取决于罗氏体积填充因子;（3）由于低质量恒星的优先喷射，恒星的平均质量增加。我们比较了几个集群属性的EMACSS结果对N体模拟集群跨越一系列的初始数量的恒星，质量，半质量半径，和潮汐环境，并表明我们的处方准确地预测集群演化这个数据库。最后，我们考虑EMACSS的应用，如宇宙学模拟中的银河系球状星团种群的研究。
2014-05-05 astro-ph.GA
Star Cluster Formation from Turbulent Clumps. II. Gradual Star Cluster Formation
我们调查的动态演化的星团在其形成过程中，假设它们是从一个动荡的无星团块的一个给定的质量，嵌入在一个父自引力分子云的特征是一个特定的质量表面密度。与大多数$N$天体研究的标准做法不同，我们并不假设所有恒星都是一次形成的。相反，我们探索不同的恒星形成率对年轻的嵌入式星团的全球结构和演化的影响，也考虑到各种原始的二元分数和质量分离水平。我们的基准块在本文中研究的初始质量为$M_{\rm cl} = 3000\,M_\odot$，嵌入周围的云环境的$Σ_{\rm cloud} = 0.1$和1克厘米$^{-2}$，并逐渐形成恒星的整体效率为50%，直到气体耗尽。我们研究了$ε_{\rm ff}=0.01$到1范围内的每自由落体时间的恒星形成效率，并与论文I中的瞬时情况（$ε_{\rm ff}=\infty$）进行了比较。我们发现，大多数有趣的动力学过程，决定未来的集群，发生在早期形成阶段。特别是，被抛出的恒星星族对恒星团簇形成的持续时间很敏感：例如，形成时间较长的团簇产生更多的逃逸恒星，因为这些团簇保持在致密状态的时间较长，从而有利于发生动力学抛出。我们还表明，径向年龄梯度在星团中的存在敏感地依赖于每自由落体时间的恒星形成效率，与观测值匹配最好的我们最慢的形成集群与$ε_{\rm ff}\lesssim0.03$。
2018-09-12 astro-ph.GA
Star clusters in a nuclear star-forming ring: The disappearing string of pearls
本文分析了低光度早型星系NGC 2328的星团人口。集群被发现在一个紧密的恒星形成的核螺旋/环模式，我们还确定了一个酒吧结构的二维分解。这些巨大的星团在环核环境中非常有效地形成，它们很年轻，可能都不到3000万年。集群指示方位角的年龄梯度，与“珍珠串”的地层情况表明酒吧驱动的气体流入一致。集群质量函数在所有年龄段的低质量下具有稳健的下转。假设星系团出生时具有幂律分布，这表明在几百万年的时间尺度上会发生极其迅速的破坏。如果发现是典型的，这意味着在致密的环核环中诞生的星团不会在非相互作用系统中存活下来成为老的球状星团。
2014-11-12 astro-ph.GA
The formation of young dense star clusters through mergers
年轻的星团，如大麦云中的R136和银河系中的NGC 3603，Westerlund 1和2，根据它们当前的弛豫时间，动态演化比预期的要多。特别是，高度的质量分离，相对较低的中心密度，以及附近大量的大质量逃逸恒星的组合很难用这些星团的整体形成来解释。年轻的星团可以达到这样一个成熟的动力学状态，如果它们是通过合并一些质量较小的星团形成的。质量较小的团簇的较短弛豫时间使它们在合并时进一步动态演化，并且合并产物保留了其组成团簇动态演化的记忆。通过一系列的$N$体模拟，我们研究了单个大质量星系团和通过合并小星系团而形成的大质量星系团的动力学演化。我们发现，通过较小的星团合并形成的大质量星团可以再现目前观察到的大质量恒星的空间分布，密度和特征（数量和质量分布）的恒星从年轻的致密星团逃逸。因此，我们得出结论，这些星团和其他可能的年轻大质量星团是通过合并较小的星团形成的。
2012-05-07 astro-ph.GA
Deriving physical parameters of unresolved star clusters. VII. Adaptive aperture photometry of the M31 PHAT star clusters
本研究是系列第七篇，利用Hubble Space Telescope宽带双孔径测光方法，补充并发布了M31 PHAT巡天中1477个星团的自适应孔径测光目录，为星团物理参数研究提供更一致的数据。
2023-08-16 astro-ph.GA
Testing Feedback from Star Clusters in Simulations of the Milky Way Formation
我们提出了一套星系形成的模拟，直接模型恒星团簇形成和破坏。从我们小组以前开发的一个模型出发，在这里我们介绍了几个改进的团簇形成和反馈的处方，然后使用一个大的银河系质量星系的宇宙学模拟套件测试这些更新。我们进行了差异分析，目的是了解每个更新如何影响星团人口。两个关键参数是超新星反馈的动量提升$f_{\mathrm{boost}}$和每自由落体时间的恒星形成效率$ε_{\mathrm{ff}}$。我们发现，$f_{\mathrm{boost}}$对银河系恒星形成率有很强的影响，较高的值导致较少的恒星形成。效率$ε_{\mathrm{ff}}$对整体恒星形成率没有显著影响，但会显著改变星团的性质，随着$ε_{\mathrm{ff}}$的增加，星团的最大质量会增加，星团内恒星的年龄分布会缩短，综合恒星形成效率也会提高。我们还探讨了观测到的星系团质量函数的红移演化，发现大多数大质量星系团都是在高红移$z>4$处形成的。外推到$z=0$的星系团破裂与银河系球状星团质量函数和年龄-金属丰度关系都有很好的一致性。我们的研究结果强调了利用星系的小尺度性质来校准恒星团簇形成和反馈的亚网格模型的重要性。
2022-04-25 astro-ph.GA
Supernova enrichment of planetary systems in low-mass star clusters
短寿命放射性同位素（SLR）$^{26}$ Al和$^{60}$ Fe在陨石中的存在和丰度意味着太阳形成于一个或多个大质量恒星附近，这些恒星爆炸为超新星（SNe）。大质量恒星更可能在大质量星团（$>$ 1000 M $_{\odot}$）中形成，而不是在低质量的星团中形成。然而，来自大质量恒星的原行星盘的光蒸发和与经过恒星的动力学相互作用可以抑制半径为$\sim$ 1 pc的星团中行星的形成。我们调查是否低质量（50 - 200 M $_{\odot}$）的星团包含一个或两个大质量的恒星是一个更可能的途径，早期太阳系的丰富，因为他们更动态静止。我们分析$N$体模拟这些低质量的集群的演化，并发现类似的恒星经历超新星富集比在高质量的集群，尽管它们的密度较低。这是由于两体弛豫，即使在初始密度相对较低（100颗恒星pc $^{-3}$）的星团中，在第一颗超新星之前也会导致显著的膨胀。然而，由于大量的低质量星团包含一颗或两颗大质量恒星，因此富集恒星的绝对数量是相同的，如果不是高于人口更多的星团。我们的研究结果表明，直接富集的原行星盘从超新星经常发生在低质量的集群包含一个或两个大质量的恒星（>20 M $_{\odot}$），在人口更多的星团（1000 M $_\odot$）。这放松了对直接浓缩方案的限制，因此也放松了对太阳系诞生环境的限制。
2016-10-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Formation of Binary Star Clusters in the Milky Way and Large Magellanic Cloud
最近对年轻的嵌入星团的观测和双星星团的统计鉴定为星团的形成过程和随后的动力学演化提供了新的见解。早期星团结构的动力学演化为双星团的形成提供了条件。在这里，我们进行$N$体模拟，以调查在银河系和大麦云（LMC）的双星星团的形成。我们发现，双星星团可以形成从恒星聚集与各种初始条件。对于一个给定的初始维里比，较高程度的初始子结构的结果在一个较高的分数的双星星团。由于双星系统的合并或解体，双星星团的数量会随着时间的推移而减少。通常，聚集体的$\sim 45\%$在银河系环境中演化成$t=20$ ~Myr内的二元/多星系团，而只有$\sim30\%$在$t=50$ ~Myr之外存活，分离为$\lesssim 50$ ~pc。另一方面，在LMC中，二元/多元团簇的$\sim 90\%$存活超过$t=20$ ~Myr，并且在$t=50$ ~Myr时分数减少到$\sim 80\%$，分离为$\lesssim 35~$ pc。对于高度子结构化和扩展的集群，也快速形成多个集群。其他的组成部分倾向于分离，剩下的双星团合并。合并过程可以产生快速旋转的星团，其旋转曲线大多是平坦的，在外围加速。
2021-07-07 astro-ph.GA
Modes of clustered star formation
大多数恒星形成于星团，这一认识提出了恒星/行星形成是否受到星团环境影响的问题。在这里，最普遍的星团中的恒星密度是关键因素。成团恒星形成的主导模式是否存在是一个基本问题。Bressert等人（2010）在年轻星团中使用近邻搜索，声称情况并非如此，并得出结论，恒星的形成是连续的，从孤立到密集的集群。我们调查在何种条件下，近邻搜索可以区分不同模式的集群恒星形成。近邻搜索模型星团调查不同的集群模式，观测偏差和诊断类型的组合的影响，并发现集群密度分布，相对样本大小，在观测和诊断方法的选择的限制决定是否建模模式的集群恒星形成检测。对于跨越宽密度范围的集中密度分布（King剖面），只有当单个簇的平均密度相差至少~65倍时，才能检测到单独的簇模式。引入一个中心截止点会导致平均密度被低估十倍以上。在稠密系统中，环境对恒星和行星形成的影响被低估了一半。对集群环境样本的分析涉及叠加效应，这种叠加效应抑制了特征，并促进了错误的结论。虽然局部表面密度分布中的多个峰意味着不同模式的存在，但相反的结论是不可能的。同样，平滑的分布也不能证明恒星的形成是连续的，因为这样的形状很容易掩盖恒星形成的模式。
2012-08-02 astro-ph.GA
The HST/ACS Coma Cluster Survey. X. Nuclear star clusters in low-mass early-type galaxies: scaling relations
我们提出了一个早期型矮星系的样本观测的哈勃太空望远镜（HST）的高级相机的调查（ACS）后发座星系团调查的一部分，核星团和它们的宿主星系的结构特性之间的标度关系。我们分析了200个在$16.0 < m_{F814W} < 22.6 $等（相当于$-19.0 < M_{F814W} < -12.4 $等）范围内的早型矮星系的光剖面，在80%的星系中发现了核星团，从而使HST观测的早型矮星系的核星团样本增加了一倍。\changed{We confirm that the}核星团的探测率向暗星等强烈下降。核星团的亮度并不与宿主星系的亮度呈线性关系。线性拟合产生L $_{nuc} \sim $ L $_{gal}^{0.57\pm0.05}$。低质量早型矮星系的核星团-主星系光度标度关系与球状星团的吸积形成是一致的。我们发现，在相似的光度，具有较高的Sérsic指数的星系有稍微更明亮的核星团。更圆的星系平均有更明亮的星团。尽管后发座的距离很远，一些核星团还是被分辨出来了。我们认为，核星团的质量和大小之间的关系是一致的形成由球状星团吸积和原位形成。我们的数据是一致的GC吸气是在低质量的主导机制，虽然观察到的趋势与Sérsic指数表明，在原位恒星形成是一个重要的二阶效应。
2014-09-16 astro-ph.GA
Mirror images of lensed star clusters with mismatched spectral energy distributions: A possible signature of top-heavy stellar initial mass functions and extreme stars in high-redshift star clusters
Uppsala University（乌普萨拉大学）；Instituto de Física de Cantabria (CSIC-UC)（坎塔布里亚物理研究所（CSIC-UC））；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Università degli studi di Padova（帕多瓦大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）
研究通过分析强引力透镜星团的镜像SED差异，探讨其可能揭示高红移宇宙中高质量恒星和极端恒星群体的特征。
2026-07-29 astro-ph.GA
The double galaxy cluster Abell 2465 - II. Star formation in the cluster
我们研究了主合并星团Abell 2465在$z$ = 0.245时的恒星形成率及其位置。团簇的光学性质在论文I中有描述。利用WISE卫星12 $μ$ m波段的数据，用以波长为817 nm的红移线为中心的干涉滤光片对星团中星系的H $α$和红外尘埃辐射进行了测量。获得了Johnson $U$和$B$波段的图像，并与SDSS一起使用$u$和$r$来研究蓝色部分，它似乎增强了，作为星团中恒星形成的进一步特征。恒星的形成率是用标准校准法计算出来的。总的恒星形成率归一化的集群质量，$ΣSFR/M_{cl}$相比，其他集群的汇编表明，阿贝尔2465的组成部分高于平均$z$和$M_{cl}$的关系，这表明相互作用的星系团有增强的恒星形成。投影的恒星形成星系的径向分布不遵循NFW配置文件，是相对平坦的，表明较少的恒星形成星系在集群中心。在整个星系团的$R_{200}$内H $α$源的形态表明，许多源受到干扰或合并，这表明合并或骚扰的组合正在起作用。
2014-12-16 astro-ph.GA
Search for Extra-Tidal RR Lyrae Stars in Milky Way Globular Clusters From Gaia DR2
我们利用潮汐外的天琴座RR型恒星来研究银河系球状星团的动力学，并了解动力学摩擦和潮汐破裂等效应如何影响这些星团。RR型天琴座恒星的Gaia DR 2星表（Clementini et al. 2018）与文献中汇编的球状星团的自行和潮汐半径数据一起使用。分析了56个银河系球状星团的样本。在这56个银河系球状星团中，只有11个有潮汐外的天琴座RR星。然而，只有两个星团，即NGC 3201和NGC 5024，有足够的潮汐外RR天琴座恒星得出有趣的结论。NGC 3201有13颗潮汐外的天琴座RR星，它们围绕中心呈不对称分布，尾区的恒星数量多于前部。我们的结论是，这些不对称的潮汐尾巴是由于潮汐中断和剥离碎片从集群的综合作用。另一方面，NGC 5024有5颗潮汐外的天琴座RR星，其中4颗集中在距离中心约3倍潮汐半径的区域。这些可能是由于潮汐破坏而从星团中撕裂出来的恒星。这些潮汐外的RR型天琴座恒星在星团中的存在可能是一个迹象，表明更多的星团恒星存在于它们的潮汐半径之外，这可能是由星团的深宽场CMD揭示的。
2018-11-27 astro-ph.GA
A possible trigger of the multiple population phenomenon in star clusters
本研究针对星团多星族现象的成因难题，基于观测证据提出其潜在触发机制：星系恒星形成剧烈期内质量高于下限的星团会出现多星族，且该质量下限对星团年龄依赖性弱。
2025-10-28 astro-ph.GA
Testing the initial conditions and dynamical evolution of star clusters using Gaia - I
我们研究逃逸恒星的性质与其诞生星团的初始条件之间的关系。我们发现逃逸恒星的数量，它们的空间分布，以及它们的运动学表现出依赖于主机集群的初始条件（子结构和维里比）。因此，逃逸恒星的性质可以用来告诉我们恒星形成的初始条件，也提供了一个了解星团动力学历史的窗口。欧空局盖亚任务将以所需的精度观测这些逃逸恒星的位置和自行，使我们能够研究局部星团的动态演化，并对恒星形成的初始条件提供重要的见解。
2012-01-13 astro-ph.GA
Star clusters in the Sh2-132 complex: clues about the connection between embedded and open clusters
嵌入式星团形成于分子云中，大质量恒星可以产生HII区域。详细的嵌入式-疏散星团演化联系以及协会的起源尚未揭开。嵌入集群中的婴儿死亡率似乎很高，少数幸存者演变为疏散星团。利用2 MASS数据库研究了与Sh 2 -132 HII区有关的星团的色星等图和结构。通过MS和PMS等时线和恒星径向密度剖面确定了星团的基本参数和结构参数。我们报告发现了四个星团。其中一个被投射到距离光学星团Teutsch 127几个直径的地方，似乎深深地嵌入其中，只能在红外线上看到。证据表明，我们正在目睹从嵌入到一个疏散星团的动态过渡。另外一个星团也靠近条顿127，可能与弓形激波有关。我们还研究了Sh 2 -132中的疏散星团Berkeley，94和在该杂体外围投射的一个新星团的CMD和结构。最后，我们在复合体中搜索了两颗已知的沃尔夫-拉叶星周围的星团。其中一个似乎与一个紧凑的集群有关。最后，目前的分析表明，年轻星团的早期动力学演化。
2010-06-01 astro-ph.GA
The star formation history of the Large Magellanic Cloud as seen by star clusters and stars
这项工作的目的是测试在何种程度上可以利用星系的星团人口来约束或估计恒星形成的历史，与大麦云云作为我们的试验台。我们遵循两种方法从星团中提取有关恒星形成率的信息，要么只使用最大质量的星团（Maschberger & Kroupa 2007），要么使用整个星团人口，尽管这只可能用于较短的年龄跨度。我们比较这些结果与恒星形成的历史来自颜色星等图，并找到良好的整体协议最近约1陀螺仪。对于较晚的年龄，特别是在“星团年龄差距”期间，星团的数量与从颜色星等图中得出的恒星形成率有关。从整个星团人口得出的恒星形成率比从最大质量的星团或从色星等图得出的恒星形成率低大约10倍，这表明只有大约10%的恒星形成于长寿的束缚星团。
2010-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unbound stars hold the key to young star cluster history
目的。盖亚以前所未有的精度提供恒星的位置和速度。因此，对于星团来说，一颗特定的恒星是否是一个特定群体的成员存在更高的置信度。然而，成员的确定仍然是年轻星团的挑战。在2- 1000万年的年龄，气体被排出，导致星系团膨胀，而许多以前的成员变得不受约束。我们的目标是评估用于区分绑定和未绑定的集群成员的方法的准确性。在确定了最合适的技术后，我们希望了解这两个群体中的哪一个提供了对集群的初始配置和动态历史的更多见解。方法.在这里，我们进行N体模拟这样的年轻星团的动力学。我们从理论的角度研究了星系团的动力学和观测限制如何影响星系团的恢复信息。结果我们发现，经常使用的方法的距离和速度截止的成员资格确定往往会导致假阴性和阳性一样。观测研究通常集中在恒星保持束缚。然而，由于与其他星系团成员的相互作用，它们很快就失去了对前气体排出阶段的记忆。我们的研究表明，未束缚的恒星是绘制星团动力学历史的关键。回溯未束缚恒星可以提供原始星团的大小，并确定气体排出的时间。这些信息在绑定的种群中丢失了。此外，前成员通常是光盘寿命或初始二进制分数的更好指标。我们应用回溯分析，不同的成功，集群：上天蝎座和NGC 6530。对于高度子结构化的集群，如上天蝎座，回溯到单个子集群中心将在未来提供更好的结果。
2023-01-09 astro-ph.GA
A Blind All-sky Search for Star Clusters in Gaia EDR3: 886 Clusters within 1.2 kpc of the Sun
虽然以前对星团的搜索已经非常成功，但许多星团可能仍然被遗漏，特别是在银河系高纬度地区。在这项工作中，基于盖亚EDR 3的天体测量，我们搜索了附近（视差> 0.8 mas）的全天区域，获得了886个星团，其中270个候选星团以前没有被编目。同时，通过对星系团光学星等的拟合，给出了星系团的物理参数。在许多星团中还发现了更多的晕成员和膨胀结构，大多数新发现的天体是年龄不到1亿年的年轻星团。我们的工作极大地增加了太阳附近星团的样本量和物理参数，特别是新发现了46个|b| > 20 deg的星团，比银河系高纬度地区的星团数量增加了近3倍。星团参数和成员星可通过https：//cdsarc.u-strasbg.fr/ftp/vizier.submit//hezh22b/在CDS上获得，星团图集可通过https://doi.org/10.12149/101133获得。
2022-06-24 astro-ph.GA
Binary Disruption and Ejected Stars from Hierarchical Star Cluster Assembly
本研究通过模拟星团并合过程，发现真实气体环境中的子星团并合会促进双星瓦解并产生具有优先运动方向的解除束缚恒星，揭示了星团层级组装的自然结果。
2024-09-20 astro-ph.GA
Mass segregation in star clusters is not energy equipartition
星团中的质量分离通常被认为是能量均分的开始，其中质量最大的恒星将动能传递给质量较低的恒星和棕矮星/自由浮动的行星。预测的净结果是，集中在中心的大质量恒星的速度应该比星团外围快速移动的低质量天体低得多。我们寻找最初的空间和运动学子结构的N-体模拟星团的能量均分与N = 1500恒星，进化为1亿年。在集群中，表现出显着的质量偏析，我们发现没有差异的自行或径向速度作为质量的函数。所有恒星的动能都会随着星团的松弛而降低，但质量最大的恒星的动能并不会比质量较低的恒星降低得更快。这些结果表明，在许多星团中观察到的动态质量分离并不是两体弛豫能量均分的标志。
2016-04-01 astro-ph.GA
Bruck 88 : a young star cluster with an old age resemblance in the outskirts of the Small Magellanic Cloud
我们目前的光谱和光度的小麦哲伦云（SMC）集群布鲁克88的结果。通过比较星系团的积分谱和模板谱，我们发现银河系球状星团的模板谱与Bruck 88最相似，但提取的星团色星等图显示Bruck 88是一个年轻的星团（log（t）= 8.1 ± 0.1）。推导出的星团年龄与位于距星团中心约2.6角秒的天空中的亮红巨星（BRG）的存在是相容的。我们偶然观察到HW 33，一个位于布鲁克88东南约3角分的星团。我们得到的星团年龄与Bruck 88相同，令人惊讶的是，位于星团半径内的BRG星似乎也与星团年龄相一致。我们估计Bruck 88视场中BRG星的MK型在G9 II/Ib - K1 III范围内。通过将MK型范围内的恒星光谱与100- 1.5亿年的模板星团综合光谱相结合，我们发现BRG/模板的比例为85/15，其光谱与Bruck 88的光谱最相似。这一结果证实了BRG星在星团积分光谱中占主导地位，从而导致了其积分光的球状星团外观。
2014-09-12 astro-ph.GA
Star cluster survival in dark matter halos: An old cluster in Eridanus II?
银河系卫星星系的恒星形成历史和内部动力学往往是复杂的。在过去的几年里，已经研究了相当一部分已知的暗矮星卫星。其中一些显示嵌入恒星的子结构，如星团，甚至球状星团。在这项工作中，我们研究波江座II，一个矮球状卫星的主机星团，使用出版和档案数据从哈勃太空望远镜先进相机的调查。我们采用贝叶斯分层方法来推断波江座II的恒星形成历史。我们发现波江座II中的大部分恒星都非常古老（$13.5_{-1}^{+0.5}$ Gyr），并且金属含量相当低（$Z$ \，=\，$0.00001$）。我们没有发现任何证据表明，存在一个中间年龄或年轻的人口在埃里II。我们无法将嵌入的星团作为一个单独的实体来测定其年龄，但我们发现该星团可能与Eri II中的大部分恒星具有相似的年龄和金属丰度。在一个以暗物质为主的老贫金属矮星系中，老星团的存在对于揭示矮星系中暗物质的分布具有重要意义。中龄星的存在是最近在Eri II中发现碳星所必需的。由于没有发现最近的恒星形成，低质量恒星的{ \it blue-straggler}融合是碳星祖先最有可能的起源。
2021-05-04 astro-ph.GA
