On the origin of the Schechter-like mass function of young star clusters in disk galaxies
根据经验，新形成的星团的质量函数通常被描述为幂律。然而，年轻星团在星系尺度上的质量函数可以用谢赫特函数来描述。在这里，我们解决这个明显的差异。我们假设在一个孤立的自调节径向指数轴对称盘状星系的环中，非常年轻的（嵌入的）星系团的局部质量函数是一个幂律，其质量上限取决于局部恒星形成率密度。这个质量函数的径向积分产生一个银河系范围内的嵌入星系团质量函数。这个综合的嵌入星系团质量函数具有Schechter型的形式，这是由于在所有银河系中心距离处形成的许多低质量星系团和仅在靠近星系中心形成的稀有大质量星系团的结果。
2016-11-23 astro-ph.GA
An HST/WFPC2 Survey of Bright Young Clusters in M31 III. Structural Parameters
使用哈勃太空望远镜上的宽视场行星照相机2测量了23个M31星团的表面亮度分布，并拟合到两种类型的模型以确定星团的结构特性。星团主要是年轻的（~10^8年）和大质量的（~10^4.5太阳质量），半光半径的中位数为7 pc，溶解时间为几个Gyr。M31星团的性质与麦哲伦星云中年龄相近的星团相当。模拟的星团被用来从星团大小的统计测量值转换为半光半径，这样河外星团就可以与银河系中年轻的大质量星团进行比较。所有三组星团的年龄-大小关系大致相同。年轻的M31星团预计将在几个Gyr内溶解，不会存活下来成为年老的球状星团。然而，它们似乎遵循与旧星团相同的基本面关系;如果用速度色散测量证实，这将是一个强烈的迹象，表明星团基本面反映了普遍的团簇形成条件。
2009-09-22 astro-ph.GA
The age gradients of galaxies in EAGLE: outside-in quenching as the origin of young bulges in cluster galaxies
许多星系团中的盘状星系被发现有类似年龄或比周围盘状星系更年轻的凸起，与类似形态的场星系及其预期的由内而外的形成不一致。我们使用EAGLE模拟来测试场和星系团中这种差异的潜在起源。我们发现，与观测结果一致，平均而言，在模拟中的盘主导的场星系有较老的内部区域，而类似的星系群和星系团有类似的年龄或年轻的内部区域。这种环境差异是星系团星系由外向内淬火的结果。在星系团/星系团坍缩之前，具有特定质量和形态的星系在其特定的恒星形成率（sSFR）剖面上表现出类似的演化。在坍缩后，由于星际介质的剥离，星系团和星系团的外部sSFR显著降低，而中央sSFR保持与场星系相似。相反，场盘星系通常保留径向增加的sSFR配置文件。因此，场星系继续发展负的年龄梯度（年轻的盘），而团星系则发展正的年龄梯度（年轻的凸起）。
2022-01-10 astro-ph.GA
Young star clusters in circumnuclear starburst rings
我们分析了三个星系中最年轻的星团的光度函数（CLF），表现出突出的环核星暴环。我们特别关注NGC 1512和NGC 6951，我们可以访问H $α$数据，使我们能够明确地识别最年轻的样本集群。为了将我们的结果建立在坚实的统计基础上，我们首先详细探讨了一些重要的技术问题，这些问题影响了将观测数据转换为最终目录中物体的光谱能量分布的过程。两个星系中年轻星系团的CLF在90%的观测完整性极限下都表现出近似的幂律行为，从而表明在星暴环的剧烈环境中恒星团簇形成似乎与本地宇宙中的其他地方类似。我们讨论这一结果的背景下，在我们的星暴环星系的星际介质的密度。
2016-10-28 astro-ph.GA
The distance to the young open cluster Westerlund 2
证据表明，年轻星团Westerlund~2位于船底座方向的$d_{\odot}\sim3.0$ kpc处。这个距离部分与新的$UBVRI_c$测光和修正的星团恒星光谱分类有关，这意味着船底座方向的尘埃具有异常消光定律（$R_V\sim3.8$）的特征。这一结果是从一个多方面的方法依赖于可变消光和颜色过剩的方法。
2012-09-10 astro-ph.GA
Evidence of the Galactic outer ring R1R2' from young open clusters and OB-associations
年轻的疏散星团在银河平面内距太阳3千秒差距内的分布表明银河系存在外环R1 R2 '。太阳相对于棒长轴的位置角θ_b的最佳值为θ_b=35 +/- 10度，它能使疏散星团的分布与模型粒子的分布最好地吻合。年轻的疏散星团和具有负银心径向速度VR的OB-星协的运动学特征表明太阳的位置靠近外环R2的下降段。
2016-01-06 astro-ph.GA
Unveiling hidden properties of young star clusters: differential reddening, star-formation spread and binary fraction
通常，年轻的低质量星团的重要参数很难通过测光获得，特别是当差异红化和/或双星大量出现时。我们提出了一个半分析的方法，适用于年轻星团的赫斯图，是能够检索的质量，年龄，恒星形成蔓延，距离模量，前景和微分红化，和二进制分数的值。被称为自适应模拟退火（ASA）的全局优化方法被用来最小化观测到的和模拟的星团赫斯图之间的残差。模拟是现实的，并考虑到年轻的集群的最相关的参数。模拟的重要特点是：一个正常的（高斯）微分红化分布，时间递减的恒星形成率，未解决的二进制文件，和模糊的影响所产生的光度不确定性赫斯图。自由参数是：集群质量，年龄，距离模量，恒星形成蔓延，前景和微分红化，和二进制分数。
2012-02-16 astro-ph.GA
Young Stellar Clusters Containing Massive Young Stellar Objects in the VVV Survey
本研究的目的是研究在Via Lactea（VVV）ESO大型公众巡天盘区的Vista变星中投射的8个年轻星团的整体性质与它们的年轻恒星天体种群之间的联系。该分析基于光谱的红化和距离测定与主序列和前主序列等时线拟合的组合，以确定样品簇的基本参数（红化、年龄、距离）。质量下限估计表明，所有星系团都是低质量或中等质量（110 ~ 1800 Mo），得到的星系团现今质量函数的斜率Gamma接近Kroupa初始质量函数。另一方面，年轻的恒星物体在周围的集群的领域进行分类的低分辨率光谱，光谱能量分布符合理论预测，和可变性，利用多历元的VVV观测。所有光谱学证实的年轻恒星天体（除了一个）都被发现是大质量的（超过8个月）。使用VVV和GLIMPSE颜色切割，我们选择了大量的新的年轻恒星候选对象，检查其变化和57%被发现显示至少低振幅的变化。在少数情况下，可以根据光变曲线区分YSO和AGB分类。
2016-10-26 astro-ph.GA
Infrared Observational Manifestations of Young Dusty Super Star Clusters
越来越多的证据表明，核心坍缩的超新星是巨大的尘埃制造者，这使得年轻的大质量星团成为研究尘埃浸入热等离子体演化的理想实验室。在这里，我们解决随机注入的尘埃超新星，并遵循其演变，由于热溅射内的热和致密的等离子体所产生的年轻星团。根据这些考虑，尘埃颗粒通过与气体颗粒的随机碰撞而被加热，这导致红外光谱特征的出现。我们提出了依赖于时间的红外光谱能量分布，这是预期从年轻的星团。我们的研究结果是基于流体动力学计算，占随机注入的尘埃超新星。这些还考虑气体和尘埃辐射冷却，随机尘埃温度波动，出口的尘埃颗粒的集群体积由于集群风和随时间变化的粒度分布。
2015-11-11 astro-ph.GA
Determining the Age of Young Embedded Clusters
本文发展了一种新的蒙特卡罗方法，用来计算大质量恒星形成区内存在强微分红化的年轻嵌入星团的年龄。在前景和红外多余的源候选者被删除后，每个集群候选星被单独去红。模拟集群构建使用等时线，国际货币基金组织，现实的光度误差，模拟背景场人口和灭绝分布。这些人工合成的星系团，然后以同样的方式去红的真实数据，从深近红外测量获得，并用于获得3嵌入集群的年龄。结果被认为是一致的，使用分光光度法测定。这种新的方法提供了一种方法来确定嵌入集群的年龄时，只有光度数据是可用的，有很强的微分红化。
2011-07-28 astro-ph.GA
The R1R2' outer ring revealed by young open cluster data
年轻的疏散星团在银道面上的分布表明银河系存在外环R1 R2 '。太阳位置角θ b为35 ± 10度，使观测分布与模型分布最接近。我们比较了三个不同的疏散星团星表的theta_b值，它们在误差范围内是一致的。
2016-02-04 astro-ph.GA
Observational hints of a real age spread in the young LMC star cluster NGC 1971
我们报告了一个偶然发现的年轻大麦云星系团NGC 1971，它表现出一个扩展的主序关闭（eMSTO），这可能主要是由一个真实的年龄扩展引起的。我们使用CT 1华盛顿测光产生的颜色星等图（CMD）的基准集群功能。从它的eMSTO，我们估计的年龄跨度约为1.7亿年（观测年龄范围为100- 2.8亿年），一旦观测误差，恒星双星，整体金属度变化和恒星旋转效应从观测年龄宽度中减去正交。
2017-05-23 astro-ph.GA
Evaporation Ages: a New Dating Method for Young Star Clusters
提出基于恒星蒸发年龄推导星团运动学年龄的新方法，模拟验证其不确定性可低至10%，在10个星团样本中与等龄年龄一致，为极年轻星团提供更准确的测年约束。
2024-02-16 astro-ph.GA
Molecular gas properties in young stellar clusters with a suppressed star cluster wind
在致密的恒星形成云中，全球星团风可以被抑制。在这种情况下，恒星反馈无法将剩余的气体从星团中排出。年轻的大质量恒星仍然嵌入致密的残余气体中，并搅动它在系统的引力井中移动。在这里，我们提出了一个自洽的分子气体分布在这样的年轻，笼罩星团模型。假设当湍流压力和重力之间以及湍流能量耗散和再生率之间达到平衡时，云坍缩终止，恒星形成停止。这些条件导致了一个方程，该方程确定了剩余气体的密度分布，这反过来又允许人们确定剩余气体的其他特性和恒星形成效率。结果表明，模型的预测与观测确定的附近矮球状星系NGC 5253及其嵌入的星系团云D1的几个属性是很好的协议。
2023-01-28 astro-ph.GA
Young Massive Clusters: Their Population Properties, Formation and Evolution, and Their Relation to the Ancient Globular Clusters
本文综述了年轻大质量星系团（YMC）的主要性质，包括它们的人口特性，特别是集中在河外星系团样本。我们讨论了潜在的偏见和警告，可以影响集群样本的建设，以及如何不完整的影响，可能会导致错误的结论，集群的长期生存。除了星系团的亮度、质量和年龄分布外，我们还讨论了星系团的大小分布和轮廓演化。我们还简要讨论了YMC内的恒星星族。最后一部分的审查集中在YMC和古老的球状星团之间的联系，无论它们是否是相关的对象，我们如何可以使用我们所知道的YMC的形成和演化，以了解如何形成的GC在早期宇宙和它们如何涉及到星系形成/演化。
2016-06-30 astro-ph.GA
The galactocentric radius dependent upper mass limit of young star clusters: stochastic star formation ruled out
人们普遍认为年轻星团的质量分布函数是普适的，可以纯粹解释为具有恒定质量上限的概率密度分布函数。根据这幅图，质量最大的天体的质量完全取决于样本的大小。在这里，我们显示，具有非常高的信心，在M33中的最大质量的年轻星团的质量随着银河系中心半径的增加而减少，从一个随机抽样的恒定的集群质量函数与恒定的质量上限的模型的预期相矛盾。因此排除了纯粹随机的恒星形成。我们用这个例子来阐明如何天真的数据分析可以导致非物理的结论。
2013-09-30 astro-ph.GA
Properties of young star cluster systems: the age signature from near-infrared integrated colours
JHK最近对几个大设计螺旋星系的研究显示，它们的星团系统和恒星形成复合体在颜色-星等和颜色-颜色图中呈双峰分布。在与包含气体的恒星星族模型的比较中，（J-H）与（H-Ks）图显示，嵌入的星团仍然沉浸在它们的母体气体和尘埃云中，通常比更老的星团具有更红的（H-Ks）颜色，后者的气体和尘埃已经被喷出。这种双峰行为在颜色-星等图MK vs（J-Ks）中也很明显，其中最亮的集群分裂成两个序列，将年轻的集群与较老的集群分开。此外，无红化指数Qd =（H-Ks）-0.884（J-H）与年轻星团的年龄相关，从而提供了区分嵌入星团和老星团的有效方法。我们的目标是研究这些光度指数的星团系统在本地组的行为。我们调查的有效性，在不同年龄的集群在其早期进化阶段的QD指数排序。对年龄小于1亿年的星团进行了表面测光。一些集群，特别是嵌入的，首次使用这种方法进行了研究。从当地集团中人口最多的集群/复合体的表面光度测量中提取的综合星等和颜色显示了颜色-颜色和颜色-星等图中预期的双峰分布。特别是，我们确认的指标QD作为一个强大的工具，用于区分集群年轻约700万年从老集群。（节略）
2013-04-11 astro-ph.GA
The Spatial Relation between Young Star Clusters and Molecular Clouds in M 51 with LEGUS
本文将NGC~5194中年轻星团的空间位置与分子云的空间位置相关联，以研究星团从其诞生云分离的时间尺度。星团目录来自Legacy ExtraGalactic UV Survey（LEGUS），分子云来自Plateau de Bure Interrefrometer Arcsecond Whirpool Survey（PAWS）。我们发现，年轻的星团在空间上比老星团更接近分子云。与云相关的星团的年龄中值为400万年，而与分子云充分分离的星团的年龄中值为5000万年。在$\sim$ 600万年后，大多数星团失去了与分子气体的联系。年轻的星团也优先位于恒星旋臂中，在那里它们在分散之前的50-100~Myr内分级分布在kpc大小的区域。最年轻的星团更强烈的集群，产生一个两点的关联函数与$α=-0.28\pm0.04$，比GMC（$α=-0.09\pm0.03$）在同一PAWS领域。然而，最大质量的GMC的聚集强度，被认为是年轻星团的祖先，恒星形成效率只有百分之几，与星团的聚集强度相当（$α=-0.35\pm0.05$）。我们发现一个galactocentric-dependence的恒星形成的连贯性，其中集群位于星系的内部区域居住在较小的恒星形成复合体，并显示更均匀的分布比集群进一步从中心。这一结果表明，集群复合体的生存与其环境之间存在相关性。
2018-12-14 astro-ph.GA
Young, wild and free: the early expansion of star clusters
基于Gaia DR3对年轻银河系星团的大样本运动学分析，发现约80%年龄小于30 Myr的星团正在显著膨胀，膨胀速度随中心距离增大，且与N体模拟的剧烈弛豫过程定性一致。
2023-12-04 astro-ph.GA
NIR view on young stellar clusters in nearby spirals
近红外线观测可以详细研究大型螺旋星系中的年轻星团，这些星系在可见波段经常被沿臂的尘埃带高度遮蔽。用HAWK-I/VLT获得了10个螺旋的深度JHK图。这里给出NGC 2997的数据来说明样本的一般结果。（H-K）-（J-H）图表明，大多数小于700万年的星团被尘埃显著衰减，目视消光系数达到7等。（J-K）-Mk图中较年轻和较老的星团复合体之间的间隙表明，700万年左右的消光迅速减少，这可能是由于超新星爆炸后尘埃和气体的排出。星系团的光度函数符合指数为α ~ 2的幂律。星系团的亮度达到了Mk = -15等，对应的质量接近10^6 Mo，没有截止点的迹象。它们相对于主旋臂的方位角表明，质量最大的星团形成于旋臂区域，而较暗的星团也出现在旋臂之间。较老的簇更均匀地分布，相对于臂具有较弱的调制。
2011-09-20 astro-ph.GA
Hypervelocity stars from young stellar clusters in the Galactic Centre
所谓的超高速恒星（HVS）的巨大速度可能来自与大质量黑洞的密切相互作用，双星相遇或超新星爆炸。本文研究了银河系中心大质量黑洞与经过的年轻星团之间密切相互作用的超高速恒星的起源。我们发现，无论是单一的和二进制的HVS可能会产生在一个突发的事件，集群附近的轨道近心点。高速恒星会靠近星团的初始轨道平面，并在近心点处沿着星团轨道运动的方向运动。这些HVS喷流的二元分数取决于年轻星系团中的原始二元分数。初始质量分离的程度决定了被喷射出的恒星的平均质量。一些双星将合并，继续他们的旅行，穿越银河系，并作为蓝色的散兵游勇。
2017-01-08 astro-ph.GA
Infalling Young Clusters in the Galactic Centre: implications for IMBHs and young stellar populations
银河系中央的秒差距内有两个令人困惑的年轻恒星星族，一个是围绕SgrA*（S星）的B星的紧密各向同性分布，另一个是延伸到约0.5秒差距的OB星盘。使用修改后的版本Sverre Aarseth的直接求和代码NBODY 6，我们探索的情况下，一个年轻的星团迁移到银河系中心的OB磁盘人口的生命周期内通过动力学摩擦。我们发现，星团的质量和密度足以达到中央秒差距形成一个非常巨大的恒星通过物理碰撞的质量分离的时间尺度。我们使用最新的，但保守的，质量损失食谱非常大的恒星合并产品的演变。在大范围的初始条件下，我们发现超大质量恒星通过强烈的恒星风排出其大部分质量，最终坍缩形成质量为20 - 400 M_Sun的黑洞，无法将大质量恒星带到银河系中心。在这种情况下，没有大质量的中等质量黑洞可以形成。在过去的1500万年里，在中央约10 pc的星团的存在也会留下一个约2 pc的大质量恒星环，这是目前没有观察到的。因此，我们的结论是星团迁移模型是极不可能的起源，无论是年轻的人口，和原位形成模型或二进制中断的青睐。
2017-01-25 astro-ph.GA
Initial Mass Functions of Young Stellar Clusters from the Gemini Spectroscopic Survey of Nearby Galaxies. II. Young Clusters in NGC 1313
Kongju National University（Kongju国立大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天体宇宙科学研究所）
通过Gemini光谱观测NGC 1313中11个年轻星团，利用简单星族模型和蒙特卡洛模拟确定年龄、质量及初始质量函数，发现其幂律指数小于标准Salpeter/Kroupa IMF，且大质量星团倾向于顶部轻的IMF。
2026-06-25 astro-ph.GA
The Environment around the Young Massive Star Cluster RSGC 1 and HESS J1837-069
我们报告对年轻的大质量星团RSGC 1的Mopra观测，该星团毗邻并可能与伽马射线源HESS J1837-069有关。我们测量了该星团周围的CO（J=1-0）分布和γ射线源，发现该星团的速度范围略高于Crux-Scutum臂的速度范围，并揭示了该星团与银河系中其他年轻的大质量星团Westerlund 1（Wd 1）和2（Wd 2）相比，其分子气体要少得多。我们没有发现其他结构，否则将表明超新星遗迹的行动，由于缺乏可能通过强子相互作用形成伽马射线的材料，我们得出结论，从HESS J1837-069检测到的伽马射线不是通过质子-质子相互作用产生的，可能更可能来自最近在RSGC 1附近发现的脉冲星。
2013-09-26 astro-ph.GA
Clusters, Clouds, and Correlations: Relating Young Clusters to Giant Molecular Clouds in M33 and M31
University of Alberta（阿尔伯塔大学）；Northwestern University（西北大学）；University of Utah（犹他大学）；University of Washington（华盛顿大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；University of Michigan（密歇根大学）；Univ. Bordeaux（波尔多大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
通过M33和M31中年轻星团与巨分子云的空间相关性分析，约束星团在分子云中的驻留时间（约4-6 Myr）及分子云总寿命（约11-15 Myr），并利用漂移模型解释观测到的相关性。
2023-05-05 astro-ph.GA
Massive open star clusters using the VVV survey III: A young massive cluster at the far edge of the Galactic bar
内容：年轻的大质量星团是绘制银河系结构图的关键，近红外大面积巡天对发现新的被遮蔽的大质量星团做出了巨大贡献。目的：我们提出了一系列论文中的第三篇文章，重点是在VVV调查中发现的年轻和大规模的集群。这篇文章致力于VVV CL 086的物理特性，使用它的OB-恒星星族的一部分。研究方法：我们使用来自ESO公众调查VVV图像的$JHK_S$近红外测光，使用VVV-SkZ管道和近红外$K$波段光谱，按照本系列第一篇文章中提出的方法，对该簇进行了物理表征。结果：观测到的两颗恒星的个体距离表明该星团位于银河棒的远边缘。这些恒星，这是可能的集群成员从统计场星净化CMD，有光谱类型之间的O 9和B 0 V。根据我们的分析，这个年轻的星系团（$1.0$ Myr $<$年龄$< 5.0$ Myr）位于$11^{+5}_{-6}$ kpc的距离，我们估计了$(2.8^{+1.6}_{-1.4})\cdot10^3 {M}_{\odot}$的星系团总质量的下限。这个星团可能包含更早、更大质量的恒星。
2014-03-13 astro-ph.GA
Hidden power of near-infrared data for the study of young clusters: Illustrative case of RCW 38
恒星形成的研究在很大程度上依赖于近红外线的观测，但它们通常需要来自其他波长的信息来解释。我们表明，我们可以推断的距离和年轻的恒星天体的成员资格，独立使用（地面）近红外，$J$，$H,$和$K_S$宽带数据。我们还表明，我们可以估计的下限与$2.2~μ$ m过量发射源的部分与中红外空间数据的灵敏度相媲美，但具有更好的分辨率和更少的偏见。最后，我们表明，从这些数据推断质量的典型方法可能会产生实质上不可靠的结果。这种方法适用于年轻的，大质量的集群RCW 38，我们估计的距离为1.5千秒差距和$K_S$带过剩分数大于60\%。
2022-03-02 astro-ph.GA
Constraining globular cluster formation through studies of young massive clusters - III. A lack of gas and dust in massive stellar clusters in the LMC and SMC
在年轻的球状星团（GC）中调用多个恒星形成事件来解释在GC中观察到的化学和光度异常的情景，需要星团可以保留恒星的恒星喷出物，并从周围吸积大量气体。因此，应该有可能在本地宇宙中找到年轻的大质量星团，其中包含大量（$>10$ \%）的气体和/或尘埃的星团质量。最近的理论研究表明，大麦哲伦星云（LMC）中质量超过$10^4$ \msun \，年龄在$30$和$\sim300$ ~Myr之间的星系团应该含有这样的气藏。我们用{ \em Spitzer} 70 \micron \和160 \micron \图像搜索了12个LMC（和1个SMC）星团中的\hi \气体和尘埃。没有发现含有气体和/或尘埃的团簇。虽然其中两个星团的\hi \处于相同的（投影）位置和速度，但气体似乎并不以星团为中心，而是附近云或细丝的一部分，这表明气体和星团没有直接关系。这种气体的缺乏（恒星质量的$<1$）与模型的预测有很大的矛盾，可能是由于比以前假设的更高的恒星反馈，或者是由于以前的计算中使用的假设。
2014-07-10 astro-ph.GA
Universality of young cluster sequences
大多数恒星并不是孤立形成的，而是由几十到几百万颗恒星组成的星团的一部分，恒星密度从0.01到几十个$^5$ \Msun pc $^{-3}$。大部分的这些集群溶解在20万年。一般的假设是，集群或多或少地在整个密度范围内诞生。提出了一种新的聚类分析方法。它表明，事实上，星团的恒星形成工作在令人惊讶的严格限制下，就集群的大小和密度。所观察到的众多的集群密度仅仅是由于快照的两个序列在时间上沿着预定义的轨道在密度-半径平面。这意味着集群大小实际上可以用于确定其年龄。
2009-04-03 astro-ph.GA
Gas surface density, star formation rate surface density, and the maximum mass of young star clusters in a disk galaxy. I. The flocculent galaxy M33
利用已发表的气体数据和600多个年轻星团的星表，分析了絮状星系M33中最大星团质量M_max与总气体（Sigma_gas）、分子气体（Sigma_H2）表面密度和恒星形成率（Sigma_SFR）之间的关系.通过比较气体和大部分质量团簇质量的径向分布，我们发现M_max与Sigma_gas ^[4.7]成正比，M_max与Sigma_H2 ^[1.3]成正比，M_max与Sigma_SFR ^[1.0]成正比。我们排除了这些相关性的结果，从样本的大小，因此，最大集群质量的变化必须是由于物理原因。
2012-10-22 astro-ph.GA
Evolution of the binary population in young dense star clusters
背景：场星并不总是单星，但经常可以在束缚双星系统中找到。由于双星在恒星诞生地的频率，年轻的嵌入星团，有时甚至高于平均水平，因此出现了这样的问题：双星是如何在年轻的致密星团中形成的，以及它们的性质如何演变为在现场人口中观察到的。目的：我们评估，恒星动力学相互作用的影响，在年轻的致密星团环境中的原始二进制人口。研究方法：我们进行数值N体模拟的猎户座星云团的星团模型，包括原始的二进制人口使用的模拟代码nbody6++。结果如下：我们发现两个显着的结果，尚未被报道：第一个是，在年轻的致密星团的二进制频率的演变是独立的可预测的初始值。双星系统的归一化数的时间演化有一个基本的形状。第二个主要结果是主星的质量对双星的演化至关重要。主恒星质量越大，双星被引力相互作用摧毁的概率就越低。这导致质量比$2\Msun$大的恒星的双星频率比质量小的恒星的双星频率高。因此，观测到的双星频率随初始质量的增加很可能不是由于形成过程的差异，而是完全可以解释为动力学效应。结论：我们的研究结果使我们能够得出结论的过去和未来的年轻致密星团的双星系统的数量，并表明，目前的领域恒星星族已显着影响其出生环境。
2011-02-10 astro-ph.GA
Constraining globular cluster formation through studies of young massive clusters - II. A Single Stellar Population Young Massive Cluster in NGC 34
目前有两个相互竞争的方案来解释球状星团（GC）中恒星星族的起源。它们之间的主要区别在于是否在GC内发生了多个恒星形成事件。本文介绍了NGC 34 $(\sim10^7\mbox{ M}_\odot)$中的一个大质量年轻星团星团1的恒星形成史。我们使用DynBaS（一种光谱拟合算法）来检索SFH，发现星系团1与太阳金属丰度的单个恒星星族一致，其年龄为$100\pm30$ Myr，质量为$1.9\pm0.4\times10^7\mbox{ M}_\odot$。这些结果是在冲突的期望/预测的情况下，调用扩展或多个插曲内30- 100万年的初始恒星形成爆发的年轻大质量星团。
2014-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Young massive star clusters
年轻的大质量星团是年轻恒星的密集聚集体，它们构成了星系的基本组成部分。在银河系和本星系群中有几个例子，但它们在星暴和相互作用的星系中特别丰富。几个年轻的大质量星团，是足够接近，以解决的主要兴趣，研究恒星的质量函数和生态之间的相互作用恒星演化和恒星动力学。遥远的未分辨星系团可以有效地用于研究星团质量函数，它们对年轻星系团的形成机制提供了很好的约束。年轻的大质量星团被认为是许多不寻常物体的摇篮，包括各种奇异的恒星和双星。到目前为止，在年轻的大质量星团中只发现了少数这样的天体，尽管它们的老表亲球状星团中有着异常丰富的恒星。在这篇综述中，我们关注的星团比$\sim100$ Myr年轻，比几个当前的交叉时代老，比$\sim10^4$ \Msun更大，无论集群的大小或环境。我们描述了目前已知的年轻的大质量星团的本地组和超越的全球性的属性，并讨论了这些系统的观测和动力学建模的艺术状态。为了使这篇评论能够被观测者、理论家和计算天体物理学家阅读，我们还回顾了跨学科的术语。
2010-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
How Universal are the Young Cluster Sequences? - the Cases of LMC, SMC, M83 and the Antennae
目的：最近对银河系星团观测的一项新分析发现，星团恒星的形成可能在星团大小和密度的严格限制下进行，这意味着只存在两个年轻的大质量星团序列。这两种类型的集群都以不同的速度随着集群年龄的增长而扩张。方法.在这里，我们调查是否存在类似的序列在其他附近的星系。结果：我们发现，虽然对于河外的年轻星团的整体趋势，在集群密度标度是相当可比的关系，银河系星团，也有可能存在差异。对于LMC和SMC星系团的密度低于银河系的数据点和/或核心半径小于具有可比密度的数据点。对于M83和天线星团，核心半径可能与银河星团相当，但不清楚它们是否表现出类似的膨胀速度。这些发现应该作为一种激励，进行更系统的观测和分析，以回答年轻的银河系和河外星团序列之间可能存在相似性的问题。
2009-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The formation of NGC 3603 young starburst cluster: "prompt" hierarchical assembly or monolithic starburst?
非常年轻的大质量星团或“星爆”星团的形成是目前天文学中最广泛争论的话题之一。经典的观点认为，星团是在致密的分子气体团中原位形成的，随后是大量的残余气体排出。另一方面，根据观测到的许多年轻恒星协会的形态，一个分层的形成方案，可替代地建议。像银河系NGC 3603年轻星团（HD 97950）这样的非常年轻（年龄$\approx$ 100万年）的大质量（$>10^4M_\odot$）星团是区分这种“整体”和“层次”形成情景的合适试验平台。Banerjee和Kroupa（2014）最近的一项研究表明，整体方案显着重现了HD 97950星团。在目前的工作中，我们探讨了形成上述集群的可能性，通过层次组装的子集群。这些子集群最初分布在广泛的空间体积，并有各种模式的子集群。不像单片模型，再现HD 97950非常好，同样被发现是禁止与层次组装单独。只有那些从紧密分离（均在$\lesssim2$ pc范围内）迅速组装成单个簇（在$\lesssim1$ Myr中）的系统才能匹配$\approx70$ %气体分散后观察到的HD 97950密度曲线。因此，这些结果表明，NGC 3603年轻星系团基本上是整体形成的，即，原位或通过快速组装，随后排出大量残余气体。这两种情况都与推断的年轻年龄和该集群的小年龄分布一致。未来用ALMA对分子云细丝的观测和用盖亚对年轻星团的自行测量将为这种出生环境提供更直接的测试。[…
2014-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple stellar populations: from old Milky Way globulars to young star clusters
我介绍了我们小组关于老银河系球状星团和麦哲伦云和银河系年轻系统中多个恒星星族的最新结果。对于我们银河系中的古老GC，我总结了在染色体图上观察到的恒星星族的化学性质。讨论了I型和II型GC。对于最年轻的星团，我将简要地报告我们对大麦云NGC1818和银河系疏散星团NGC6705（M11）的最新光谱分析，这支持了具有不同旋转速率的恒星星族的共存。
2019-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spitzer Imaging of the Nearby Rich Young Cluster, Cep OB3b
我们绘制了一个丰富的大规模年轻的星团在Cep OB 3b协会与IRAC和MIPS仪器上的{ \it斯皮策}空间望远镜和ACIS仪器上的$\it{Chandra}$ X射线天文台。在700 pc时，它被发现是第二个最近的大型（$>1000$成员），年轻（$< 5$ Myr）集群。与最近的大型星团猎户座星云相比，Cep OB 3b只有轻微的模糊，并且大部分位于周围分子云雕刻出来的一个大空腔中。我们的红外和X射线数据集，以及从文献中可见光光度，被用来采取普查的年轻恒星在Cep OB 3b。我们发现，在集群内的年轻恒星集中在两个子集群;东部的子集群，附近的Cep B分子团，和西部的子集群，附近的Cep F分子团。使用我们的年轻恒星的普查，我们研究的年轻恒星的红外线过剩的星周盘指示的分数。我们创建了一个地图的磁盘分数在整个集群，并发现它是空间可变的。由于这些空间变化，两个子集群表现出彼此显著不同的平均磁盘分数：$32% \pm 4%$和$50% \pm 6%$。我们讨论是否差异磁盘分数是由于光盘的集群的高质量成员的光破坏，或者它们是否导致子集群的年龄差异。我们的结论是，差异磁盘分数最有可能是由于年龄的差异。
2012-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Decoding the bifurcated red-giant branch as a tracer of multiple stellar populations in the young Large Magellanic Cloud cluster NGC 2173
多重恒星星族（MP）代表恒星与恒星之间轻元素丰度的变化，这在几乎所有古老的银河系球状星团中都很常见。在这里，我们提供了最有力的证据，人口众多，~ 1.7 Gyr的大麦云星系团NGC 2173也表现出轻元素丰度的变化。因此，我们的研究结果表明，NGC 2173是迄今为止已被证实的MP最年轻的集群。我们的结论是基于在其红巨星分支的尖端在高质量的颜色-星等图产生的哈勃空间望远镜成像观测的明显分歧。我们的研究结果进一步支持了详细分析的“伪$UBI$”的地图，这揭示了一个双峰的集群的红巨星分支的颜色分布的明确证据。麦哲伦星云中的年轻星团可以为星系演化历史提供重要的见解。我们在NGC 2173中发现的MP表明，古老的银河系球状星团和年轻的大质量星团可能有一个共同的形成过程。
2022-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching for GC-like abundance patterns in young massive clusters II. - Results from the Antennae galaxies
在年龄大于6 Gyr的星系团中，存在具有独特轻元素丰度的多个种群（MP）是一种普遍现象。质量、光度和大小与古代球状星团相当的星团至今仍在形成。尽管如此，存在的轻元素的变化已经很差的调查，在这样年轻的系统，即使知识的年龄，这种现象的发展是至关重要的理论模型的MP。我们使用的J-波段集成光谱的三个年轻的（7-40万年）在NGC 4038集群寻找铝的变化指示MP。假设绝大多数（>70%）的恒星都具有高铝含量的特征-就像在质量相当的星系团中观察到的那样;我们发现没有一个研究的星系团显示出显著的铝变化。在近红外波段观测到的所有六个年轻星系团中都测量到了小的Al扩散。虽然这是不太可能的，年轻的集群只显示低铝，而老的显示不同程度的铝变化，这表明MP是不存在的可能性，在这样年轻的年龄，至少在高质量的恒星组成部分。或者，具有类场化学性质的恒星比例可能非常大，在综合光谱中模仿低Al丰度。最后，由于年轻星团的近红外恒星连续体几乎完全是由于发光的红超巨星，我们也可以推测MP只表现在低质量恒星由于一些进化机制。
2017-03-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
A perfect starburst cluster made in one go: the NGC 3603 young cluster
了解由非常年轻的大质量恒星组成的独特的、近球形的无气体星团是如何从巨大的、复杂的氢分子云中形成的，是天体物理学中最大的挑战之一。一种流行的观点认为，一个单一的气体云分裂成许多新生的恒星，这些恒星反过来又激发并迅速排出残留的气体，形成一个无气体的星团。本研究表明，上述经典范式显着再现了银河系NGC 3603恒星形成区的中央，年轻的集群（HD 97950），特别是它的形状，内部运动和恒星的质量分布，自然和一致地遵循一个单一的模型计算。值得注意的是，相同的参数（恒星形成效率，气体排出时间尺度和延迟）重现HD 97950，因为被发现重现猎户座星云星团，昴星团和R136。因此，目前的结果提供了有趣的证据，通过单星暴事件，然后显着的残余气体排出的星团形成。
2014-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variability survey in the young open cluster IC 1805
年轻疏散星团IC 1805的变星巡天是正在弗罗茨瓦夫进行的北天疏散星团中寻找早期型变星计划的一部分（参见Jerzykiewicz et al. 2011及其参考文献）。我们特别感兴趣的脉动恒星，如仙王座β和SPB。这些恒星是非常有希望的星震学目标。特别是，富含这些变量的疏散星团可用于所谓的集合星震学（Saesen et al. 2010）。
2012-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Very Young Massive Clusters and implications for globular clusters
非常年轻的大质量星团（VYMCs;也被称为“星爆”星团），通常是$\gtrsim 10^4M_\odot$，并且有几百万年的历史，是如何从巨大的分子云中形成的，这在很大程度上仍然是一个悬而未决的问题。对年轻星团和恒星形成分子云的越来越详细的观测和计算研究为它们的形成情景和所涉及的基本物理过程提供了线索。本章重点回顾了长达十年的研究，这些研究试图通过计算重现观测良好的VYMC，如猎户座星云团，R136和NGC 3603年轻星团，从而揭示大质量星团的诞生条件。在这方面，重点是直接N体模拟的真实大小的大质量星团，具有整体结构，并进行残余气体的驱逐，这一直复制观察到的几个VYMCs和年轻的星团的特点，一般。这些相对简化的模型计算与致密分子云的结构丰富性和恒星团簇形成的流体动力学计算的复杂性的连接详细介绍。此外，这种VYMC与球状星团，这是几乎一样古老的我们的宇宙，讨论的连接。本章的结论是解决长期深气体嵌入（至少表面上）和子结构系统，如W3主。虽然大部分的结果引用现有的和最新的文献，在一个综合的方式，提供了一些新的见解和讨论。
2015-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the existence of young embedded clusters at high Galactic latitude
对Camargo等人（2015，2016）在银河系高纬度地区确定的9个推定的年轻星团的光度和恒星计数数据进行仔细分析，发现这些星团中没有一个包含早期型恒星，并且大多数都没有明显的密度增强。[2]这些恒星群中恒星的质量颜色与未变红的晚型矮星和巨星的颜色相匹配，这与（大多数）薄盘天体的污染所预期的一致。仅使用典型的高纬度前景星模拟这样一个场，产生了一个颜色-星等图，与Camargo等人（2015，2016）构建的非常相似，作为其年轻群体的证据以及推导其红化和距离的方法。虽然有些场与星系团重合，但我们必须得出结论，没有证据表明假定的星系团是非常年轻的恒星群。
2017-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Flipping-up the field: gravitational feedback as a mechanism for young clusters dispersal
最近对盖亚数据的分析提供了直接证据，表明大多数年轻的星团处于膨胀状态，速度约为0.5 km/s。传统上，膨胀中的年轻星团被描绘成这样的实体，即一旦形成星团的母云中的气体被星团中大质量恒星的恒星辐射驱逐，由于缺乏引力约束而变得不受束缚。在本论文中，我们利用辐射-磁流体动力学数值模拟来研究分子云的形成和演化，以了解星团是如何形成和分散的。我们发现，来自新生大质量恒星的电离反馈将气体从坍缩中心排出，由于从内到外的质量移除，重力势被翻转。由于母体云和形成的壳层都不是对称地分布在HII区域周围，因此存在着将恒星拉出的净力，使它们加速向空腔的边缘移动。我们称这种机制为“引力反馈”，其中来自排出气体的引力似乎是产生未结合星团的关键机制，这些星团在年轻的星团中以加速的方式远离其形成中心扩展。这种机制自然解释了在几个年轻星系团中观察到的“哈勃流”膨胀。
2019-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binary black hole mergers from young massive and open clusters: comparison to GWTC-2 gravitational wave data
几个天体物理方案已被提出来解释人口的双黑洞（BBH）合并的引力波（GWs）中检测到的LIGO/Virgo合作的起源。其中，BBH合并动态组装在年轻的大质量和疏散星团已被证明产生合并率密度与LIGO/Virgo估计率一致。我们使用一套直接的，高精度的$N$ -年轻的大质量和疏散星团的身体进化模型的结果，并建立人口的BBH合并，占两个宇宙学动机的模型形成的年轻的大质量和疏散星团和探测概率的LIGO/室女座。我们表明，我们的模型产生动态配对BBH合并，以及与观察到的质量，质量比，有效的自旋参数，和第二个引力波瞬态目录（GWTC-2）的最终自旋一致。
2021-05-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Not a galaxy: IRAS 04186+5143, a new young stellar cluster in the outer Galaxy
我们报告发现了一个新的年轻的星团在银河系外位于位置的IRAS PSC源，以前被误认为是一个外部星系。该星团在我们对IRAS 04186+5143的近红外成像和斯皮策档案图像中被发现，证实了所探测到的源的年轻恒星性质。在年轻恒星、气体和尘埃的空间分布中也有子集群的证据。近红外和中红外测光表明，这些恒星的颜色与星际和星周尘埃的红化相一致，很可能是低质量和中等质量的YSO，其中I类YSO的比例很大。氨和CO线被检测到，与CO排放以及集中的位置附近的集群的最富有的一部分。CO和NH $_3$线的速度表明，气体是银河系的，位于银河系外约5.5千秒差距的地方。这一区域的赫歇尔数据揭示了年轻星团所处的分子云核心的尘埃环境。我们导出了年轻恒星所在的分子团的质量、光度和温度，并讨论了它们的演化阶段。
2015-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discrepancies in the ages of young star clusters; evidence for mergers?
越来越多的证据表明，星团不再被视为简单的恒星星族（SSP）。中、老年龄组经常被发现有扩展的主序关闭（eMSTO），这是很难用单一的年龄等时线解释的，这种效应归因于旋转。在本文中，我们提供了第一个在年轻（<2000万年）集群这种效应的特征。我们用三种不同的方法测定了4个年轻大质量星团（2个LMC，2个银河系）的年龄：用最亮的单个关闭星（TO），用TO的光度函数（LF），用最低的$L_{\rm bol}$红超巨星（RSG）。使用聚类TO发现的年龄始终小于使用最低RSG $L_{\rm bol}$发现的年龄。在假设最低光度RSG年龄是“真正的”年龄，我们认为，这些集群的eMSTO不能被解释为仅仅由旋转或未解决的二进制。我们推测TO上方最明亮的恒星是通过双星相互作用形成的大质量蓝离散星，无论是质量增加者还是合并产物。因此，用星团TO方法来推断主序后恒星如沃尔夫-拉叶星、亮蓝变星和RSG的年龄和初始质量，会导致推断的年龄太年轻，质量太高。
2019-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Age and mass studies for young star clusters in M31 from SEDs-fit
本文介绍了M31中年轻星团的测光方法。这些星团是1995年2月至2008年3月北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）多色巡天观测的一部分。包括这些星团的BATC图像是用15个覆盖3000- 10000毫微米的中频滤波器拍摄的。结合2 μ m全天巡天的远、近紫外、宽波段$UBVRI$、SDSS $ugriz$和红外$JHK_{\rm s}$测光资料，得到了1538-20000 nm波段的精确光谱能量分布（SED）。我们通过比较它们的SED与恒星种群合成模型，得出这些星团的年龄和质量。我们的结果与以前的测定结果是一致的。年轻星团的年龄和质量的平均值（$<2$ Gyr）分别约为3.85亿年和$2\times 10^4 {M_\odot}$。在年龄分布中有两个明显的峰值，最高峰值在年龄$\sim$ 6000万年时，第二峰值在25000万年左右，而质量分布在$10^4 {M_\odot}$附近显示出单峰。一些年轻的星团的两体弛豫时间大于它们的年龄，这表明这些星团没有很好的动力学弛豫，因此没有建立热平衡。在10 kpc环和外环周围有几个区域显示出年轻星团的聚集，这表明年轻星团的分布与M31的恒星形成区域有很好的相关性。年轻的大质量星团（年龄$\leq 100$ Myr，质量$\geq 10^4 {M_\odot}$）在环分裂区域附近显示出明显的聚集，这表明最近有一个卫星星系（M32）通过M…
2012-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
No evidence for younger stellar generations within the intermediate age massive clusters NGC 1783, NGC 1696 and NGC 411
最近，Li et al.（2016）声称在大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC/SMC）中发现了中间年龄星团NGC 1783、NGC 1696和NGC 411中多代恒星存在的证据。在这里，我们表明，这些年轻的恒星星族存在于这些集群周围的领域，并不太可能与集群本身。使用相同的数据集，我们发现，背景减除方法所采用的作者没有充分去除污染星在少数泊松极限。因此，我们得出结论，他们的结果并没有提供这些星团中年轻一代恒星的证据。
2016-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Frequency and Mass-Ratio Distribution of Binaries in Clusters -- III: Probabilistic Generative Modelling of Six Young Open Clusters
本文利用颜色-星等图概率生成建模研究六个年轻疏散星团，发现双星频率随星团年龄增长而下降，质量比分布总体平坦，并揭示了密近双星原始族群的非电离三体动力学演化特征。
2024-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Intracluster Age Gradients In Numerous Young Stellar Clusters
恒星形成的速度和模式导致丰富的年轻星团是相当不确定的。在此背景下，我们分析了19个年轻（Siess等人（2000）时间尺度上的中值t<300万年）、形态简单、孤立和相对丰富的星团的年龄空间分布。我们的分析是基于从MYStIX和SFiNCs调查的年轻恒星对象样本，和一个新的估计主序前（PMS）恒星年龄，XNUMX，来自X射线和近红外光度数据。在四个环形分区的集群内计算平均集群年龄。我们确认并扩展了Getman等人（2014）的早期结果：80%的星团显示出年龄趋势，其中星团核心的恒星比外部区域的恒星年轻。我们的聚类叠加分析建立了一个年龄梯度的存在，以几种方式高的统计意义。时间尺度随PMS进化模型的选择而变化;在所研究的集群中，推断出的中位年龄梯度范围从0.75百万年/pc到1.5百万年/pc。本研究中报告的经验发现-在星团核心中晚期或持续形成恒星，较老的恒星分散在外部区域-与其他观测研究和天体物理模型（如Vazquez-Semadeni等人的全球分层崩溃模型）有着坚实的基础。
2018-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reconstructing Nearby Young Clusters with Gaia EDR3
我们在盖亚EDR 3数据集中，搜索了四个最近的年轻疏散星团周围的700万秒差距体积，年龄从4000万年到8000万年，以确定星团的当前和过去成员。我们发现了超过1,700个当前集群成员和超过1,200个候选逃逸者。从我们的角度来看，这些候选者中的许多人都位于集群的前面和后面，所以以前它们被认为是集群成员，但它们的扩张使它们距离今天的集群中心超过10 pc。我们发现了两颗可能从英仙座阿尔法星系团逃逸出来的候选大质量白矮星，以及几颗与年轻星系团NGC 2451 A、IC 2391和IC 2602有关的候选主序星白矮星双星。所有这些物体都需要光谱学的确认。使用这些样本的逃逸候选人，我们开发和实施了一种新的技术，以确定这些集群和昴星团的年龄使用运动学与典型的不确定性$5-7$万年。对于所有五个集群，这个运动学年龄是年轻的年龄估计与等时线，但在等时线拟合的不确定性。我们发现，对于远离银河平面的星团（昴星团，NGC 2451 A和IC 2602），星团的形成与星团在银河平面内的时间在几百万年内一致，支持这些年龄测定。
2021-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple stellar populations in Magellanic Cloud clusters. VI. A survey of multiple sequences and Be stars in young clusters
分裂的主序列（MS）和扩展MS关闭（eMSTO）在一些年轻的集群中检测到的已经证明，这些恒星系统主机多个人口不同的一些属性，如旋转，可能，aging.We分析哈勃太空望远镜测光13个集群的年龄在~40和~1000万年和不同的质量。我们的目标是调查的第一次发生在一个大样本的年轻集群的多个人口。我们发现，所有的集群表现出的eMSTO现象，MS恒星质量超过~1.6太阳质量定义了一个蓝色和红色的MS，后者主办的MS恒星的大部分。观测结果和等时线之间的比较表明，蓝色MS是由缓慢旋转的恒星组成的，而红色MS的恒星旋转速度接近分裂值。在最年轻的星团中，大约有一半明亮的MS星是H-α发射体。这些Be星占据了红色MS和eMSTO最红的部分，从而支持了红色MS是由快速旋转体组成的想法。我们的结论是分裂MS和eMSTO是一个共同的特点，年轻的星系团在麦哲伦星云。分裂MS和eMSTO的现象发生在质量大于特定阈值的恒星上，该阈值与主星团质量无关。作为一个副产品，我们报告一个年轻的SMC集群，GALFOR 1的偶然发现。
2018-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
An unexpected detection of bifurcated blue straggler sequences in the young globular cluster NGC 2173
蓝离散星在色-星等图上的分叉图案引起了人们的极大关注。这种特殊的（但罕见的）两个不同的蓝离散星序列的模式通常被解释为星团核心坍缩驱动的恒星碰撞作为一种有效的形成机制的证据。在这里，我们报告的一个分叉的蓝色离散分布在一个年轻的大麦哲伦星系团，NGC 2173的检测。由于该星团中心恒星数密度低且年龄年轻，动力学分析显示，单靠恒星碰撞无法解释观测到的蓝离散星。因此，双星演化是这些蓝色离散星起源的最可行的解释。然而，为什么双星演化会使蓝掉队星的色-星等分布分叉的原因仍然不清楚。
2018-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
