Primordial mass segregation in simulations of star formation?
我们采取最终结果的平滑粒子流体动力学（SPH）模拟恒星的形成，其中包括从光电离和恒星风的反馈，并进一步发展他们的1000万年使用$N$体模拟。我们比较每个模拟的演变，没有反馈的控制运行，并与光电离反馈运行。与以前的工作一样，我们发现反馈的存在防止了大质量恒星的失控增长，由此产生的恒星形成区域密度较低，并保持其初始子结构更长时间。除了恒星风的反馈相比，只产生轻微的差异与模拟光电离反馈。我们在不同阶段的模拟中寻找质量分离，在SPH运行中的反馈被打开之前，在SPH运行结束时（在$N$ -身体整合之前）和在$N$ -身体进化期间。一个模拟是否是原始的质量分离（即在动力学演化之前）在很大程度上取决于质量分离是如何定义的，不同的测量质量分离的方法给出了明显矛盾的结果。在模拟中，当恒星形成受到反馈的影响时，原始质量分离也不太常见。在随后的（无气体）动力学演化过程中也可以发生进一步的动力学质量分离。综上所述，我们的研究结果表明，在模拟中解释大质量恒星相对于低质量恒星的空间分布时，应该非常谨慎。
2014-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Open clusters in 2MASS photometry II. Mass Function and Mass Segregation
这是我们在2微米全天巡天测光基础上对疏散星团研究的继续。本文给出了银河系中599个已知的疏散星团的质量函数分析结果。该项目的主要目标是研究疏散星团的动力学状态、质量分离效应以及对星团总质量和成员数目的估计。我们注意到，团簇的大小（核心和整体半径）减少，随着动力学演化的集群。星系团核心的演化速度比晕区快，从星系团动力学演化的开始，包含的低质量恒星就成比例地少。我们还注意到，较大的星团的恒星密度会降低。最后，我们发现了质量函数斜率随团簇动力学演化呈指数衰减的经验关系。
2012-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparisons between different techniques for measuring mass segregation
我们研究了四种不同的方法，用于测量质量分离在恒星形成区域的性能：径向变化的质量函数$\mathcal{M}_{\rm MF}$ ;最小生成树为基础的$Λ_{\rm MSR}$方法;局部表面密度$Σ_{\rm LDR}$方法;和$Ω_{\rm GSR}$技术，隔离的恒星群，并确定是否最大质量的恒星在每个组中更集中比平均恒星。所有四种方法都已在文献中提出作为量化质量分离的技术，但它们通常会产生相互矛盾的结果，因为它们并不都测量相同的东西。我们将每种方法应用于合成恒星形成区域，以确定它们何时以及为什么存在缺点。当恒星形成区域是平滑的并且集中在中心时，所有四种方法都能正确识别存在的质量分离。然而，如果该区域是空间子结构的，则$Ω_{\rm GSR}$方法失败，因为它任意地定义分级分布中的组，并且通常丢弃该区域中许多质量最大的恒星的位置信息。我们还表明，$Λ_{\rm MSR}$和$Σ_{\rm LDR}$方法有时会产生明显矛盾的结果，因为他们使用不同的质量偏析的定义。我们的结论是，只有$Λ_{\rm MSR}$措施的质量分离在经典意义上（不需要定义该地区的中心），虽然$Σ_{\rm LDR}$没有地方的数量上以前的动力学演化的恒星形成区域的限制。
2015-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Global mass segregation in hydrodynamical simulations of star formation
最近的分析质量分离诊断在恒星形成区域邀请比较与恒星形成的流体动力学模拟的输出。在这项工作中，我们研究了在省略反馈的流体动力学模拟的情况下“恒星”（即模拟中的下沉粒子）的质量分离状态。我们首先讨论的方法来量化质量分离的子结构区域，无论是基于最小生成树（艾利森的λ），或通过分析恒星质量和本地恒星表面数密度之间的相关性。我们发现，即使是一个单一的“离群值”（即一个大质量的对象远离其他恒星）的存在下，可以导致阿利森λ方法来描述系统的反向质量分离，即使在现实中最大的下沉粒子是压倒性的中心的子集群。我们表明，一个变种的Lambda方法是不太容易受到这种趋势，但也主张在恒星质量与当地表面数密度的平面上的数据的另一种表示。流体动力学模拟表明，全球质量隔离从很早的时候，继续在整个模拟，只有轻微的影响，在子集群合并。我们发现，这是大约。2-3%的“大质量”下沉粒子（m > 2.5 Msun）相对孤立，因为它们已经在那里形成，尽管其他下沉粒子可以在它们附近形成。从子星系团中喷射出的大质量下沉粒子对孤立的大质量下沉粒子的数量没有贡献，因为计算中的引力软化抑制了这一过程。
2011-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
VLT/SPHERE deep insight of NGC 3603's core: Segregation or confusion?
我们提出了新的近红外光度测量的核心的年轻的大质量星系团NGC 3603获得极端自适应光学。这些数据是用安装在ESO甚大望远镜上的SPHERE仪器获得的，覆盖了该星团核心的三个区域。我们对J和K宽带滤波器中获得的数据进行了消光效应的校正，并估计了SPHERE/IRDIS视场内检测到的源的质量，为13.5“x13.5”。我们推导出每个谱带和场的质量函数（MF）斜率。与以前基于哈勃太空望远镜（HST）和甚大望远镜（VLT）观测的结果相比，核心中的MF斜率是不寻常的。利用SPHERE极端自适应光学探测到814颗低质量恒星，估算了0.6 Msun <M < 3.5 Msun的前主序星的MF斜率，并计算了它们的MF斜率。星系团核心两个视场K波段图像的Gamma =-0.54 ^{+0.11}-0.11}。首次导出了NGC 3603年轻星系团核心的质量函数，其质量范围为0.6 - 120 Msun。以前的研究要么受到拥挤，缺乏动态范围，或两者兼而有之的限制。
2016-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing multi-mass dynamical models of star clusters with real data: mass segregation in three Galactic globular clusters
我们提出了一个样本的银河系球状星团（NGC 5466，NGC 6218和NGC 6981）的深测光数据的分析结果，其目的是估计其质量分离的程度和测试的分析动力学模型的预测。所采用的数据集由哈勃太空望远镜和地面数据组成，从中心到潮汐半径达到这些星团质量函数的低质量端，从而可以推导出具有不同质量的恒星的径向分布。所有分析的星团都显示出质量分离的证据，大质量恒星比低质量恒星更集中。采用Lowered-Maxwellian分布函数和Gunn & Griffin（1979）给出的质量分离公式，用多质量动力学模型较好地再现了NGC 5466和NGC 6981的结构。相反，NGC 6218似乎比模型预测的质量更分离。通过应用相同的技术模拟观测来自合适的N体模拟选择的快照，我们表明，这些模型预测的行为的偏差取决于特定阶段的动力学演化，无论初始条件。
2016-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA Survey of Star Formation and Evolution in Massive Protoclusters with Blue Profiles (ASSEMBLE): Core Growth, Cluster Contraction, and Primordial Mass Segregation
ASSEMBLE利用ALMA观测11个大质量下落团块，通过248个致密核揭示核增长、星团收缩及原初质量分层。
2023-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Segregation in Hot Cores With Disk Candidates: An investigation with ALMA
在大质量恒星形成的研究中，热核是经验定义的阶段，在那里检测到朝向大质量YSO的化学丰富的发射。目前还不清楚这种辐射的物理来源是盘、内包层还是外流腔壁，也不知道热核阶段是否是所有大质量恒星所共有的。我们研究了几个热分子核心的化学组成，以确定物理和化学结构。我们使用高光谱和空间分辨率的周期0 ALMA观测，以确定这个阶段是如何融入形成序列的高质量恒星。我们在350 GHz处观察到G35.20-0.74N和G35.03+0.35热芯。我们分析了G35.20中四个连续峰（A、B1、B2和B3）的光谱和图谱，这些连续峰相隔1000-2000 AU，G35.03中有一个连续峰。我们在8 GHz的光谱窗口的分子发射线，并确定了柱密度和温度多达35个物种假设当地的热力学平衡所有可能的线识别。在比较这四个峰的光谱时，我们发现每个峰都有不同的化学组成，表现在400多个不同的跃迁中。在G35.20中，B1和B2含有含氧和含硫的有机和无机物质，但很少含氮物质，而A和B3是含O、S和N物质（特别是具有CN键的物质）的强来源。CH $_2$ DCN在A和B3中明确检出，D/H比分别为8和13 $\%$，但在B1中弱得多，在B2中未检出。在G35.03中未检测到氘代物质，但在其他物质中发现了与G35.20相似的分子丰度。我们还发现在这两个来源的HNCO和NH $_2$ CHO的共空间发射表明两个物种之间的强化学…
2017-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass Segregation of Embedded Clusters in the Milky Way
嵌入星系团是了解星系团动力学演化的早期阶段以及大质量恒星形成的理想实验室。一个有趣的观测现象是，一些嵌入的星系团显示出质量分离，即，质量最大的恒星往往出现在星团中心附近。在本文中，我们开发了一种新的方法来描述质量偏析。使用这种方法和两微米全天巡天点源目录（2MASS PSC），我们分析了18个嵌入星系团。我们发现，其中11个是大规模隔离的，其他的是非大规模隔离的。没有发现反质量分离的簇。
2012-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass segregation and sequential star formation in NGC 2264 revealed by Herschel
星团的质量分离可能是原始的，而不是动态的。尽管对星团质量分离的研究已经相当丰富，但对恒星祖先的研究还很缺乏，因此质量分离的起源和演化问题仍然是一个悬而未决的问题。我们的目标是描述NGC 2264分子云的结构，并比较该地区的团块和年轻恒星天体（YSO）的种群，其丰富的YSO种群已显示出连续恒星形成的证据。利用多尺度分割技术，将NGC 2264的Herschel柱密度图分成三个分区，并比较了它们的云功率谱。我们在整个NGC 2264云中确定了256个典型大小为0.1 pc，质量从0.08 Msun到53 Msun的团块。虽然在整个星云中都检测到了团块，但NGC 2264的中央分区集中了大部分的大质量团块。局部表面密度和质量分离比确实表明了15个质量最大的团块的质量分离的强烈程度，其中位$Σ_6$是整个团块人口的三倍，而$Λ_{MSR}$约为8。我们发现，这团巨大的团块是在一个高密度云脊内形成的，云脊本身就形成了，而且可能仍然是由在中部次区域较大尺度上观察到的高浓度气体提供的。对NGC 2264中的星团和YSO星群的综合研究所获得的时间序列表明，恒星的形成开始于北部次区域，现在正在中心积极发展，不久将在南部次区域开始。综合起来，NGC 2264的云结构、团块和YSO的数量支持恒星形成的动力学场景。
2020-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Limits on initial mass segregation in young clusters
在许多星团中都观察到了质量分离现象，包括一些年龄不到几百万年的星团。时间尺度的论点经常被用来争辩说，这些集群必须显示原始隔离，因为他们太年轻了，不能动态放松。从另一个角度来看这一论点，这些星团的年轻和有限的时间来混合空间上不同的恒星群体可以提供与当前观测一致的初始分离量的限制。我们提出了n体实验测试这一想法，并讨论了我们的结果的恒星形成理论的影响。对于系统年龄小于几个交叉时间，我们表明，恒星形成的情况下，预测一般原始质量分离与观察到的分离水平是不一致的。
2009-03-24 astro-ph.SR
Dynamical Evolution of Four Old Galactic Open Clusters traced by their constituent stars with \textit{Gaia} DR3
本研究利用Gaia DR3数据和ML-MOC算法识别四个年老银河系疏散星团的成员，通过多种分布分析其动力学演化阶段，揭示了不同星团各异的群体分层特征。
2024-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating Mass Segregation of the Binary Stars in the Open Cluster NGC 6819
本研究利用 Gaia、2MASS 和 Pan-STARRS 测光数据结合 BASE-9 软件识别疏散星团 NGC 6819 中的双星，首次发现该星团存在显著的双星质量分层现象。
2024-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Analytic study of mass segregation around a massive black hole
分析了任意质量函数xi（m）的恒星在大质量黑洞（MBH）周围的分布.除非xi被轻星强烈支配，否则稳态分布函数在比能量x=-E/（m*sigma^2）<x_max，指数p=m/4M_0，其中E是能量，sigma是未束缚恒星的典型速度色散，M_0是m*xi* x_{max} ^p上的平均质量。对于光主导的xi，p可以增长到3/2 -比以前认为的要陡得多。给出了MBH附近恒星密度分布的一个简单公式。我们说明我们的结果，将它们应用到银河系中的MBH周围的恒星。
2009-12-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Frequency and Mass-Ratio Distribution of Binaries in Clusters II: radial segregation in the nearby dissolving open clusters Hyades and Praesepe
本研究分析毕星团与鬼星团的径向分离，发现潮汐半径内双星频率和质量比更高，首次检测到质量比径向分离，揭示了瓦解星团中双星分布规律。
2024-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravitational conundrum? Dynamical mass segregation versus disruption of binary stars in dense stellar systems
在它们形成时，动态冷却（坍缩）的星团将在短短几百万年内实现恒星质量分离，使恒星质量下降到几个太阳质量，仅仅是因为引力二体相遇。由于双星系统的平均质量比单颗恒星大，人们会期望它们也会迅速地动态质量分离。与这些预期相反，基于高分辨率哈勃太空望远镜的观测，我们表明，紧凑，1500 - 3000万年前的大麦云云星团NGC 1818在>= 2 sigma的显著性水平上表现出诱人的暗示（> 3 sigma，如果我们假设一个幂律的二次到一次质量比分布）的F星双星系统的比例增加（与1.3-1.6 Msun的组合质量）随着与星团中心的距离增加，特别是在内部10至20”（大约相当于星团的核心和半质量半径）和外部60至80”之间。如果得到证实，这将提供支持的理论预测，但到目前为止尚未观察到的动态中断过程的显着人口的“软”二元系统-与相对较低的结合能相比，其恒星成员的动能--在星团，我们有机会在这里凭借集群的独特组合的青年和高恒星密度。
2013-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Does sub-cluster merging accelerate mass segregation in local star formation?
猎户座中最近的大质量恒星形成地点是由四边形子系统主导的，它有四颗OB星和许多伴星。这些恒星是如何如此接近的问题对我们理解大质量恒星的形成和早期星团的演化有着重要的意义。McMillan等人（2007）提出了一种有希望的快速质量分离途径，他们表明快速进化的子集群的合并产物可以从其祖先继承其表观动力学年龄。在本文中，我们简要地考虑了这个过程的规模和时间尺度更适合本地，也许更典型的恒星形成，恒星的数量从数百到数千。我们发现，对于合理的年龄和集群大小，子集群的合并确实可以导致最大质量恒星的紧凑配置，这是在自然界和大规模流体动力学模拟坍缩分子云恒星形成中看到的信号，并且亚维里初始条件可以使未合并的集群显示类似类型的质量分离。此外，我们还讨论了Allison等人（2009）引入的最小生成树质量分离技术的变体。
2009-08-03 astro-ph.SR
High Mass-ratio Binary Population in Open Clusters: Segregation of early type binaries and an increasing binary fraction with mass
双星在天体物理学研究中起着至关重要的作用，因为很大一部分恒星都是双星。在银河系中，双星分数（BF）随恒星质量的变化而变化，但在星系团中进行这种研究需要双星的识别和成员信息。在这里，我们估计总的和光谱类型明智的高质量比（HMR）BF（$f^{0.6}$）在23个疏散星团使用未解决的二进制的颜色星等图使用\textit{Gaia} DR 2数据。我们引入分离指数（SI）参数跟踪质量分离的HMR（总和质量明智）的二进制文件和参考人口。研究发现，在疏散星团中，（1）质量范围为0.4- 3.6 Msun的HMR BF（早M型到晚B型）的HMR值在0.12 - 0.38之间，峰值在0.12- 0.20之间;（2）老星团的HMR BF值相对较高，（3）质量比分布不可能是平坦分布，BF（总）$\sim$（1.5 ~ 2.5）$\times f^{0.6}$，（4）从B型晚期到K型，BF（总BF）逐渐减小，与银河场星一致，（5）较老的星团表现出HMR双星的径向分离，（6）B型和A/F型HMR双星在一些年轻星团中表现出径向分凝，表明它们是原始起源的。这项研究将限制初始条件，并确定的主要机制，调节二进制形成集群。HMR双星的原始分离可能是由于在分子云的坍缩阶段空间分离的大量团块。
2021-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hierarchical formation of Westerlund 1: a collapsing cluster with no primordial mass segregation?
我们研究的大规模，年轻的集群Westerlund 1的子结构和质量分离的水平。我们发现它相对光滑，很少或没有质量分离，但大质量恒星位于明显高于平均表面密度的区域。虽然不能排除Westerlund 1演化的扩张或反弹情景，但我们认为解释这些观察结果的最自然模型是Westerlund 1形成时没有原始质量分离，并且尺寸与我们现在观察到的相似或更大。
2017-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical segregation in the young protostars Barnard 1b-N and S: evidence of pseudo-disk rotation in Barnard 1b-S
非常年轻的0级天体B1 b-S和第一个流体静力学核心（FSHC）候选者B1 b-N为研究从星前核心到原恒星阶段的难以捉摸的过渡中产生的化学变化提供了一个独特的机会。本文给出了用NOEMA干涉仪获得的40“× 70”Barnard 1b在13 CO 1->0，C18 O 1->0，NH 2 D 1_{1，1}a->1_{0，1}s和SO 3_2->2_1谱线上的像。观察到的化学分离使我们能够揭开这个年轻的原恒星系统的物理结构下降到~ 500金的尺度。这两个原恒星物体嵌入在一个拉长的凝聚体中，东西方向的速度梯度约为0.2-0.4 m s^{-1} au^{-1}，让人联想到轴向坍缩。NH 2D数据揭示了每个原恒星周围冷而致密的伪盘（R~500-1000 au）。此外，我们还观察到了围绕B1 b-S的伪盘旋转的证据。我们没有看到与B1 b-N和B1 b-S相关的双极流出的任何特征，这些特征以前在H2 CO和CH 3OH中检测到，在任何成像的物质中。未检测到SO限制了高速气体中SO/CH 3OH的丰度比。
2017-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Starburst Cluster Westerlund 1: The Initial Mass Function and Mass Segregation
Westerlund 1是银河系中最重要的星暴星团，因为它含有大量的恒星。我们进行了BVIc和JK测光研究初始质量函数（IMF）。通过比较观测到的颜色与光谱型-本征色关系，我们得到了<E（B-V）>=4.19+/-0.23和<E（J-Ks）>=1.70+/-0.21的平均星际红化。由于该星团的消光较强，基于光学光度学的零龄主序拟合方法不适用于距离测定，而近红外光度学给出了该星团的可靠距离--经验关系式为3.8kpc。利用最近的理论恒星演化模型和自转，该星团的年龄估计为5.0+/-1.0 Myr。我们导出了质量部分的IMF，得到了一个相当小的斜率，即Γ = -0.8 +/- 0.1。IMF的积分给出了星团的总质量超过5.0 x 10^4太阳质量。IMF显示出明显的径向变化，表明存在质量偏析。我们还讨论了Westerlund 1可能的恒星形成历史，从红超巨星和相对低光度的黄超巨星的存在。
2012-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the spatial distributions of dense cores in Orion B
我们量化了猎户座B恒星形成区三个空间上不同的区域中致密核心的空间分布。对于L1622、NGC 2068/NGC 2071和NGC 2023/NGC 2024，我们使用$\mathcal{Q}$ -参数测量空间子结构的量，并发现所有三个区域都是空间子结构（$\mathcal{Q} < 0.8$）。我们使用$Λ_{\rm MSR}$对质量偏析量进行了量化，发现最大质量的核心在NGC 2068/NGC 2071（$Λ_{\rm MSR} \sim 2$）中存在轻度质量偏析，在NGC 2023/NGC 2024中存在非常大的质量偏析（四个最大质量的核心为$Λ_{\rm MSR} = 28^{+13}_{-10}$）。L1622中的大部分块状核并不位于相对高表面密度或更深的重力位，而NGC 2068/NGC 2071和NGC 2023/NGC 2024中的块状核则明显如此。鉴于猎户座B的低密度（10个核心pc $^{-2}$）和核心的空间子结构，质量分离不可能是动态的。我们的结果也不一致的模拟中，最大质量的恒星形成通过竞争吸积，而不是暗示，磁场可能是重要的影响气体和恒星的原始空间分布在恒星形成区域。
2018-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass Segregation in NGC 2298: limits on the presence of an Intermediate Mass Black Hole
理论研究表明，在某些球状星团（GC）的核心存在中等质量黑洞（IMBH，质量在100-10000 Msun范围内）。在本文中，我们提出了第一个应用程序的一个新的技术，以确定存在或不存在的中央IMBH的球状星团，已达到能量均分通过两体弛豫。该方法是基于测量的径向分布的平均质量的恒星在系统中，使用的事实，即淬火的质量分离时，预期存在的IMBH。本文利用HST-ACS的主序星测量了球状星团NGC 2298的质量分离径向分布。观测结果进行了比较，从直接的N-体模拟星团的动力学和没有IMBH的预期。NGC 2298的质量分离分布与从没有中心大质量物体的模拟中推断出的在观测探测的所有径向范围内的质量分离分布定量匹配，即从中心到大约两个半质量半径。模拟中包含的IMBH质量超过~ 300-500 Msun（取决于NGC 2298的假设总质量），而在3 sigma置信度下与数据不一致，无论为这些运行选择的IMF和二元分数如何。虽然在探测球状星团中心黑洞的探索中提供了零结果，但这里进行的数据-模型比较表明了该方法的可行性，该方法也可以应用于其他在其核心具有分辨测光的球状星团。
2009-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing NGC 6383: A study of pre-main sequence stars, mass segregation, and age using Gaia DR3 and 2MASS
利用 Gaia DR3 和 2MASS 数据，结合贝叶斯与机器学习方法，识别 NGC 6383 成员并测定其年龄、距离及质量分层，确认近期恒星形成和原始质量分层。
2024-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structure and mass segregation in Galactic stellar clusters
我们量化了大量银河系疏散星团的结构，并寻找星团中质量最大的恒星的质量分离的证据。我们计算了银河系星团（MWSC）目录中1276个星团的结构和质量分离比，每个星团至少包含40颗恒星，它们距离太阳的距离可达$\approx 2$ kpc。我们使用一种基于计算簇的最小生成树的方法，并且对于每个簇，我们计算结构参数\Q\和质量分离比$Λ_{\rm MSR}$。我们的研究结果表明，大多数集群具有一个\Q\参数，在0.7 - 0.8的范围内，因此既不强烈集中，也没有显示出显着的子结构。只有27%的\Q值为$> 0.8$，可视为集中。在1276个簇中，只有14\ %显示出显著的质量分离（$Λ_{\rm MSR} > 1.5$）。此外，星系团的结构或质量分离程度与它们在银河系中的位置之间没有相关性。比较测量的年轻疏散星团在MWSC的\Q\值的N体数值模拟，遵循的\Q\参数的演变超过前10个百万年的集群的生活表明，在MWSC目录中发现的年轻集群最初拥有本地平均体积密度$ρ_{*} \approx 10-100$ M $_{\odot}$ pc $^{-3}$。
2017-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing Mass Segregation in NGC 6397
在这项研究中，我们提出了一个详细的研究质量偏析的球状星云NGC 6397。首先，我们进行了测光分析的投影ESO-VLT数据（1和10弧分之间的集群中心），提出了完整性校正的光度函数。光度函数显示，相对于外部区域，数据中心区域附近的明亮恒星密度更高。我们计算出一个去投影模型（覆盖整个星团），估计恒星总数为193000 +- 19000。表面亮度和密度数分布的形状与径向坐标r（而不是投影坐标R）的关系导致平均恒星的光度降低，因此质量降低到1弧分，量化了质量分离。去投影模型没有显示出该区域以外的质量分离的证据。
2014-11-24 astro-ph.SR
Photometric segregation of dwarf and giant FGK stars using the SVO Filter Profile Service and photometric tools
本文利用SVO滤光片服务和J-PAS窄带测光数据，结合高斯混合模型与支持向量机，实现了FGK矮星和巨星的高精度区分，并建立了矮星颜色-温度关系。
2025-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
No evidence of mass segregation in the low mass Galactic globular cluster NGC 6101
利用哈勃空间望远镜和地面观测资料对低质量球状星团NGC 6101的动力学状态进行了研究。我们已经重新推导出的结构参数的集群，通过使用恒星计数，我们发现，它是大约三倍以上的扩展比以前认为的。通过使用三种不同的指标，即蓝离散星的径向分布，主序星的径向分布和光度（质量）函数，我们证明了NGC 6101没有显示出质量分离的证据，即使在最里面的区域。事实上，BSS和二进制径向分布完全类似于任何其他集群人口。此外，光度（质量）函数的斜率不随距离而变化，正如非弛豫恒星系统所预期的那样。NGC 6101是迄今为止少数几个没有观察到质量分离的球状星团之一。这一结果提供了额外的支持使用的“动态时钟”校准的径向分布的蓝离散作为一个强大的指标集群的动力学年龄。
2015-07-16 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
Signatures of mass segregation from competitive accretion and monolithic collapse
本文通过SPH模拟检验竞争吸积与整体坍缩对大质量恒星空间分布的预测，发现大质量恒星的空间分布无法提供稳健的区分性诊断信号，需寻找其他可观测预测。
2024-08-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Arches cluster out to its tidal radius: dynamical mass segregation and the effect of the extinction law on the stellar mass function
银河系中心是银河系中最活跃的恒星形成场所，特别是最近形成的高质量恒星，今天仍在形成。然而，由于我们是通过银河系盘来观察银河系中心，因此在研究该区域时，灭绝的知识至关重要。拱门星团是一个年轻的大质量恒星爆发星团，位于银河系中心附近。我们观察到拱集群的潮汐半径使用KS波段成像获得NAOS/CONICA在VLT与Subaro/思科J波段数据相结合，以获得一个完整的了解集群质量分布。我们发现，在拱星团，这已被用于在以前的研究中建立一个银河系中的恒星形成过程的质量上限，最大质量的恒星的质量的确定，强烈依赖于假设的斜率的消光定律。假设两个制度的广泛使用的红外消光定律，我们表明，差异可以达到30%的个别导出的恒星质量和Δ AKs ~ 1级收购KS-波段消光，而现今的质量函数的斜率变化~ 0.17德克斯。假设最近的消光定律，得出的现今质量函数斜率从地核（r<0.2 pc）的平坦斜率alpha_{Nishi} =-1.50 \pm 0.35增加到中间环（0.2 <r<0.4 pc）的alpha_{Nishi} =-2.21 \pm 0.27，其中萨尔皮特斜率为-2.3。质量函数在外环变陡到alpha_{Nishi} =-3.21 \pm 0.30（0.4<r<1.5 pc），表明星团外区的高质量恒星已经耗尽。这幅图像与由于团簇的动力学演化而导致的质量分离是一致的。
2013-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing the Origins of Mass Segregation in M35: Evidence for Primordially Segregated Binaries
该研究通过分析M35星团的双星和单星分布，发现双星更集中于中心且质量 segregation 更强，表明双星可能具有原始的空间分布差异。
2024-02-09 astro-ph.SR
The dynamical state of the Globular Cluster M10 (NGC 6254)
研究球状星团（GC）中恒星质量函数的径向变化，已被证明是探索导致质量分离和核心坍缩的碰撞动力学的有价值的工具。为了研究M10的亮度和质量函数的径向依赖性，我们使用ACS/HST深高分辨率档案图像，达到大约集群的半质量半径（rhm），结合深WFPC 2图像，将我们的径向覆盖范围扩展到超过2 rhm。从我们的测光，我们推导出一个径向的质量分离的配置文件和全球的质量函数，我们与那些模拟集群包含不同的能源（即硬二进制和/或IMBH）能够停止核心崩溃和淬火质量分离。一组直接的N体模拟的GC，有和没有IMBH的质量1%的总集群质量，包括不同的初始质量函数（IMF）和原始的二进制分数，被用来预测所观察到的质量偏析的配置文件和质量函数。M10的质量分离曲线与没有IMBH或原始双星的星系团模型不兼容，因为一种能量来源似乎在星系团中适度淬火质量分离。不幸的是，目前对M10中双星分数的观测不确定性不允许我们确认星团中存在IMBH，因为IMBH，动态不可忽略的双星分数（~ 5%），或两者都可以同样很好地解释星团质量函数的径向依赖性。
2010-03-01 astro-ph.SR
Mass segregation and fractal substructure in young massive clusters: (I) the McLuster code and method calibration
通过对剑鱼座30中年轻大质量星系团R136的模型分析，研究和比较了不同的方法在有限N体数据中检测和量化质量分离和亚结构.为此，我们生成具有不同质量分离程度和分形子结构的星团模型并对其进行分析。我们量化质量分离的测量，从投影的2D模型数据，质量函数斜率在径向环，通过寻找径向颜色分布的颜色梯度，通过测量艾利森的λ参数，并通过确定每个恒星周围的局部恒星表面密度。我们发现，这些方法量化质量偏析往往产生模棱两可的结果。检测质量偏析最可靠的是质量函数斜率法，而颜色梯度法是最不实用的R136类配置。其他两种方法对低程度的质量偏析更敏感，但计算量更大。我们还讨论了二进制对这些措施的影响。此外，我们量化的子结构，通过比较投影径向恒星密度分布，投影方位角恒星密度分布，并通过确定卡特赖特和惠特沃思的Q参数。我们发现，只有高度的子结构影响投影的径向密度分布，而投影的方位角密度分布是非常敏感的子结构。的Q参数也是敏感的子结构，但其绝对值显示的集群的径向密度梯度的依赖性，并强烈影响的二进制文件。（节略）
2011-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
