Unveiling the near-infrared structure of the massive-young stellar object NGC 3603 IRS 9A with sparse aperture masking and spectroastrometry
当代理论认为，大质量恒星在初始阶段通过吸积盘状结构聚集质量。然而，对于最大质量的年轻天体来说，盘的决定性证据仍然难以捉摸。这主要是由于重大的观测挑战。因此，深入的研究，即使是针对个别对象，也与该领域的发展有关。NGC 3603 IRS 9A* 是一个年轻的大质量恒星天体，仍然被分子气体包围。以前的中红外观测与长基线干涉测量提供了证据，在其核心的磁盘直径为50质量。这项工作的目的是在近红外波长的IRS 9A的物理和形态的全面研究。新的稀疏孔径掩模干涉测量数据与NACO/VLT在Ks和Lp过滤器一起获得和分析档案CRIRES光谱的H2和BrG线。在Ks和Lp波段记录的校准vibrations表明，在IRS 9A的核心存在一个30质量的部分解决紧凑的对象，以及存在过分辨通量。H2线的光谱信号表明，这一光谱特征来自IRS 9A的大尺度扩展发射（300质量），而BrG线似乎形成于物体的核心（20质量）。这种情况是一致的亮度分布的源的近红外和中红外波长在各种空间尺度。然而，我们的模型遭受剩余的SED建模和干涉数据之间的不一致。此外，BrG光谱信号表明IRS 9A的核心表现出某种形式的复杂性，例如盘中的不对称性。未来的高分辨率观测需要确认圆盘/包络模型，并充实IRS 9A内部区域的物理形式的细节。
2016-02-16 astro-ph.SR
Unveiling the physical and chemical conditions in the young disk around L1527
行星在年轻恒星周围形成圆盘。行星形成的过程可能开始于原恒星和盘仍然深深地嵌入在它们的下落包层中的时候。然而，与更进化的原行星盘不同，这些年轻的嵌入盘的物理和化学结构仍然缺乏约束。我们已经分析了ALMA数据的$^{13}$ CO，C $^{18}$ O和N $_2$ D $^+$，以约束的温度结构，一个关键的未知数，在磁盘L1527周围。$^{13}$ CO和C $^{18}$ O的空间分布，以及来自光学厚$^{13}$ CO发射和N $_2$ D $^+$的非检测的动力学温度，表明该盘足够温暖（$\gtrsim$ 20 K），以防止CO冻结。
2017-09-26 astro-ph.SR
Physical properties of the first spectroscopically confirmed red supergiant stars in the Sculptor Group galaxy NGC 55
利用K波段多目标摄谱仪对玉夫座星系NGC 55中的18颗红超巨星进行了观测。径向速度的计算和显示出良好的协议与以前的估计，确认超巨星的性质的目标，并提供第一光谱确认的RSG在NGC 55。利用最先进的恒星模型大气层，利用$J$ -波段分析技术对14个目标的恒星参数进行了估算。估计的金属丰度证实了NGC 55的低金属丰度性质，与以前的研究结果一致。这项研究提供了NGC 55金属丰度梯度的独立估计，与最近发表的使用热大质量恒星的结果非常一致。此外，我们计算我们的目标的光度，并比较其分布的有效温度和光度的其他RSG，在不同的环境中，使用相同的技术估计。
2017-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical Properties of the star-forming clusters in NGC 6334
我们研究了高质量恒星形成复合体NGC 6334与ALMA在连续辐射频率为87.6 GHz，实现了1300 au的空间分辨率。检测分布在整个观察区域的142个紧凑源，然后使用机器学习算法将紧凑核心分组到不同的集群中。总共有四个主要的星团被确定：NGC 6334-E，NGC 6334-I，NGC 6334-I（N）和NGC 6334-I（NW）。星团成员（4000-12000 au）与核心质量（0.2-100 $M_{\odot}$）之间的典型分离与0.1 pc尺度下的湍流碎裂相一致。我们发现，CMFs（核心质量函数）显示出大量的核心相比，国际货币基金组织。典型的温度不确定性或无法分辨的多重性可能会模拟观测到的大质量核心过剩。在NGC 6334-I和NGC 6334-I（N）中发现了质量分离的证据，即质量最大的核心位于中心附近，并研究了星系团的物理性质与其演化阶段之间的关系，发现在演化程度较高的星系团中，核心之间的分离更大，这有利于气体驱逐和恒星喷射的作用。根据这些结果，我们认为NGC 6334-I（N）是原始分离的，而NGC 6334-I可能由于动力学效应而随着时间的推移变得质量分离。最后，在最演化的星系团中缺乏大规模的核心表明，天然气储层可能已经耗尽，而演化程度较低的星系团仍然可以获得更大的天然气储层。一般来说，在大尺度（约1 pc）的NGC 6334的碎裂是由湍流压力，而在较小的…
2019-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Bulge Cluster Origin (BulCO) survey with CRIRES at the ESO-VLT: a chemical screening of the Globular Cluster NGC 6553
Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚空间科学天文台）
本文通过BulCO调查对银河晕球状星团NGC 6553的恒星群体进行化学筛查，发现其金属丰度高，铁峰元素呈太阳比例增强，且存在多个群体特征，证明其在银河晕内形成。
2026-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the physical conditions of the youngest disks: A warm embedded disk in L1527
[摘要]原行星盘已经被广泛研究，包括物理和化学，以了解行星形成的环境。然而，行星形成的第一步可能已经发生，当原恒星和盘仍然嵌入在它们的出生信封。因此，行星形成的初始条件可能是由这些年轻的嵌入盘提供的，其物理和化学结构的特征很差。我们的目标是约束中平面温度结构，一个关键的未知数，嵌入式磁盘周围L1527。特别是，我们着手确定是否有一个扩展的冷的外部区域，CO被冻结，是第二类磁盘的情况下。我们使用档案ALMA数据直接观察近边缘的L1527磁盘的中平面。光学厚$^{13}$ CO（$J=2-1$）和C $^{18}$ O（$J=2-1$）的发射被观察到整个磁盘和内信封，而N $_2$ D $^+ (J=3-2$），这只能是丰富的CO冻结时，没有检测到。两种CO同位素都具有沿中平面的亮度温度$\gtrsim$ 25 K。圆盘和包络发射可以从运动学上分离，因为在圆盘中达到最大速度。在这些速度下使用最高中平面温度构造的幂律径向温度分布表明，温度高于20 K，至少为75 AU，并且可能遍及整个125 AU盘。辐射转移模型表明，一个模型没有CO冻结出的磁盘匹配的C $^{18}$ O观测比一个模型与CO雪线在$\sim$ 70 AU。此外，没有证据表明一个大的（数量级）耗尽的CO。L1527周围的磁盘可能是温暖的，足以有CO存在于整个磁盘的气相，这表明年轻的嵌入磁盘确实可以比更先进的II类磁盘温暖…
2018-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The physical association of planetary nebula NGC 2818 with open cluster NGC 2818A
本研究确认了行星状星云 NGC 2818 与疏散星团 NGC 2818A 的物理关联，通过视向速度和物理参数匹配，为罕见的 OC-PN 对样本增添第四例，并验证了前身星质量关系。
2025-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
From M100 to NGC 7331: A Multiband Study and Physical Parameters in Nearby Galaxies
Universidad Internacional de La Rioja (UNIR)（里奥哈国际大学）
该研究结合多波段成像与测光测量分析五个邻近星系，揭示不同光谱窗口追踪的物理成分差异，完成特定星系的形态量化、距离估计等分析，证明分层视角和公开数据整合的诊断价值。
2025-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Locating Red Supergiants in the Galaxy NGC 6822
使用档案近红外测光，我们确定了51个K波段最亮的红超巨星（RSG）在NGC 6822和比较他们的物理性质与恒星演化模型的预测。我们首先使用盖亚视差和自行值来过滤出前景银河系红矮星，然后构建J-K与K色星等图来消除NGC 6822中的低质量渐近巨星分支星污染物。然后，我们将我们的结果与先前光谱证实的RSG和其他NGC 6822内容研究进行交叉匹配，并讨论了我们的整体完整性，得出结论，仅径向速度是确定NGC 6822成员资格的不足方法。在将J和K星等转换为有效温度和光度后，我们将这些物理性质与日内瓦单星和双星种群和光谱合成（BPASS）单星和双星演化轨道的预测进行了比较。我们发现，我们推导出的温度和光度匹配的进化模型的预测很好，然而，BPASS模型，包括二进制进化的影响提供了最好的整体拟合。这揭示了NGC 6822中存在一组冷的RSG，暗示了双星相互作用的历史。我们希望这项工作将导致进一步的比较RSG研究在其他本星系群星系，直接光谱跟踪的机会，并更好地了解进化模型的预测。
2021-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hot gas in the Wolf-Rayet nebula NGC3199
沃尔夫-拉叶（WR）星云NGC 3199被认为是围绕其中心恒星WR 18的弓形激波，因为星云的光学图像显示了恒星西南方向的主要发射弧。我们介绍了NGC 3199扩展X射线发射的XMM-牛顿探测，揭示了WR 18快速风的强大影响。X射线辐射在恒星东南部的区域更亮，对X射线辐射光谱特性的分析揭示了丰度的变化：i）靠近光学弧的区域存在富氮气体，这些气体被来自WR 18的恒星风增强; ii）东部区域的气体丰度接近光学研究中所报道的星云丰度，星云物质与恒星风有效混合的特征。主要的等离子体温度和电子密度估计为$T\approx1.2\times$ 10 $^{6}$ K和$n_\mathrm{e}$ =0.3 cm $^{-3}$，在0.3-3.0 keV能量范围内的X射线光度为$L_\mathrm{X}$ =2.6 $\times$ 10 $^{34}$ erg s $^{-1}$。结合来自Herschel和最近Gaia首次数据发布的信息，我们得出结论，WR 18不是一个失控的恒星和NGC 3199的形成，化学变化和形状取决于初始配置的星际介质。
2017-08-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Physical Parameters of Stars in NGC 6397 Using ANN-Based Interpolation and Full Spectrum Fitting
本研究利用人工神经网络（ANN）开发光谱插值器，并结合ULySS全谱拟合包提取了球状星团NGC 6397中1063颗恒星的光谱物理参数，证明了ANN插值方法在恒星参数测定中更快且更准确。
2025-04-12 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
A white dwarf cooling age of 8 Gyr for NGC 6791 from physical separation processes
NGC 6791是一个被充分研究的疏散星团，它离我们如此之近，以至于可以成像到非常微弱的光度。主序关闭年龄（~8 Gyr）与白矮星冷却序终止年龄（~6 Gyr）有显著差异。一种可能的解释是，当白矮星冷却时，氦燃烧的灰烬之一22 Ne沉入这些恒星的内部深处。在较低的温度下，白矮星预计会结晶，典型的白矮星核心的主要成分12 C和16 O预计会发生相分离。这一系列的事件预计会导致冷却时间的显著延迟，但迄今为止尚未得到证实。在这里，我们报告说，正如理论上预期的那样，物理分离过程发生在白矮星的核心，解决了NGC 6791的年龄差异。
2010-05-13 astro-ph.SR
Determination of the physical characteristics of the variable stars in the direction of the open cluster NGC 6811 through $uvbyβ$ photoelectric photometry
疏散星团及其短周期变星的研究是恒星演化的基础。由于星团成员在几乎相同的物理条件下形成，它们具有相似的恒星性质，如年龄和化学成分。当对属于疏散星团的短周期变星的集合进行建模时，共同年龄、金属丰度和距离的假设施加了很强的约束（例如Fox Machado等人，2006年）。最近，Luo等人（2009）利用B和V波段的CCD测光在NGC 6811方向进行了变星的搜寻。他们总共探测到十六颗变星。在这些变星中，有12颗被归类为$δ$ { \it Scuti}星，而其余的恒星则没有被归类为变星。本文介绍了NGC 6811方向变星的$uvbyβ$光电测光。
2011-11-04 astro-ph.SR
CCD time-series photometry of the globular cluster NGC 6981: Variable star census and physical parameter estimates
本文给出了对球状星团NGC 6981（M72）在V、R和I-Johnson波段10个夜晚的观测结果。我们采用差分图像分析技术对时间序列图像进行精密差分测光，这使我们能够对星团中研究不足的变星种群进行普查。我们发现，在文献中的20个可疑的变量实际上是不可变的，我们确认的变量性质的另外29个变量，同时完善他们的星历。我们还发现了11个新的天琴座RR变星和3个新的SX Phe变星，使NGC 6981中已确认的变星总数达到43颗。我们进行傅立叶分解的RR天琴座恒星的一个子集的光变曲线，并使用傅立叶参数估计的基本物理参数的恒星使用的关系，在文献中。这些物理参数的平均值使我们能够估计父集群的物理参数。根据Zinn & West（1984）的金属丰度标度，得到[Fe/H]_ZW = -1.48+-0.03（或[Fe/H]_UVES = -1.38+-0.03，新的Carretta等人（2009）标度），RR 0和RR 1星的距离分别为16.73 ± 0.36kpc和16.68 ± 0.36kpc。我们还确认了该星团的Oosterhoff I型分类，并表明我们的色星等数据与Dotter等人（2010）得出的~12.75+-0.75 Gyr年龄一致。
2010-12-27 astro-ph.SR
Variable stars in NGC 4147 revisited: RR Lyrae stars new CCD VI photometry and physical parameters
利用新的光变曲线数据和半经验定标及零点，通过傅立叶分解计算了球状星团NGC~4147中的天琴座RR型星的物理参数。用RRc星估算的平均金属丰度和距离分别为[Fe/H] $_{ZW}=-1.72\pm0.15$和$19.05\pm0.46$ kpc。V18星是一颗周期约为24.8d的SR型变星，它的变星变率一直存在争议，并已被用来对星团的距离进行独立估计。据观察，RRab和RRc星不共享的水平分支中的模间区域。该星系团可归类为中间奥斯特霍夫型。它的水平分支结构和金属丰度为河外起源提供了很好的证据。它遵循Oo~I型球状星团在$M_V-$ [Fe/H]平面上的分布，与RRc星的分布一致。
2018-03-12 astro-ph.SR
Modeling the physical and excitation conditions of the molecular envelope of NGC 7027
双极行星状星云的形成与其中心恒星的质量喷射活动之间的联系仍然知之甚少。适当地描述在演化的后期阶段喷射出的壳层的演化对于深入了解星云形成的机制至关重要。Herschel/HIFI提供了一个宝贵的工具，它打开了一个新的窗口，可以探测温暖的分子气体（~50-1000 K）。我们提出了一个辐射传输，空间运动学模拟的年轻行星状星云NGC 7027在高和低J 12 CO和13 CO的转换所观察到的Herschel/HIFI和IRAM 30-m的分子包层，并讨论了分子包层的结构和动力学。我们已经开发了一个代码，与现有的SHAPE软件一起使用，实现空间运动学建模与精确的非LTE计算线激发和辐射转移的分子物种。我们已经用这个代码建立了一个相对简单的NGC 7027分子包膜的“俄罗斯娃娃”模型。模型星云由四个嵌套的轻度双极壳层和一对高速斑点组成。最里面的壳层是最薄的，相对于相邻的壳层，物理条件（温度、密度、丰度和速度）有显著的跳跃。这是系统中冲击波阵面的明确指示。每个高速液滴都分为物理条件不同的两个部分。NGC 7027是一个富含C的星云，其中H2O的存在很可能是来自炽热的中央恒星的光致化学反应。计算出的星云分子质量为1.3 Msun，与之前的估计一致。
2012-07-07 astro-ph.SR
Physical parameters of RR Lyrae stars in NGC 6171
本文分析了球状星团NGC 6171的VI-CCD时间序列测光。主要目标是通过光变曲线傅立叶分解和完善的校准和零点来确定我们图像视野中存在的单模RR天琴座星的各个物理参数。这导致估计的平均值的金属丰度和距离的父集群。从RRab星我们发现[Fe/H]ZW = -1.33 +- 0.12和d = 5.3 +- 0.3 kpc，从RRc星我们发现[Fe/H]ZW = -1.02 +- 0.19和d = 5.3 +- 0.2 kpc。独立的方法，例如RRab和SX Phe星的P-L关系，可以估计到星团的加权平均距离为5.4 +- 0.1 kpc。我们确认的振幅调制的Blazhko类型的5 RRab和非成员的V21的集群。颜色星等图与11 Gyrs的年龄一致。RRab和RRc星的分布似乎很好地隔离周围的第一泛音红色边缘的不稳定带。这将NGC 6171定位在OoI型星团中，其中脉动模式在HB中整齐地分离。本文报道了两个新的Lb型不规则变星。
2018-10-04 astro-ph.SR
Abundances and physical parameters for stars in the open clusters NGC 5822 and IC 4756
经典的化学分析可能会受到系统误差的影响，这会导致矮星和巨星之间观测到的丰度差异。然而，对于某些元素来说，丰度差异可能是真实的。我们通过观测NGC 5822中的2个太阳型矮星和IC 4756中的3个太阳型矮星，并将它们的组成与上述两个星团中的3个巨星的组成进行比较来解决这个问题。我们确定铁的丰度和恒星参数的矮星，和钙，钠，镍，钛，铝，铬，硅和氧的丰度的巨人和矮星。获得了高分辨率、高信噪比（S/N）的UVES光谱。互相关轮廓的宽度被用来测量旋转速度。对于丰度测定，标准等效宽度分析相对于太阳进行差异。对于锂和氧，我们通过比较合成光谱与观察到的线特征得到丰度。我们发现矮恒星的铁丰度等于太阳的IC 4756的误差范围内，略高于NGC 5822（[Fe/H]= 0.01和0.05 dex分别）。NG 4756中的3颗恒星的锂丰度在Log N（Li）2.6和2.8 dex之间，NGC 5822中的两颗恒星的锂丰度分别为Log N（Li）~ 2.8和2.5。对于钠，硅和钛，我们发现，巨人的丰度显着高于那些相同的集群（约0.15，0.15和0.35德克斯）的矮星。
2010-03-08 astro-ph.SR
