Massive stars in the hinterland of the young cluster, Westerlund 2
关于大质量恒星的形成和分布，一个悬而未决的问题是，它们是否一定是在大质量星团中诞生的，如果在密度较低的环境中发现，它们是否一定是迁移到那里的。随着广域数字光度测量的出现，现在可以在没有偏见的情况下识别远离突出星系团的大质量恒星。在这项研究中，我们考虑了Mohr-Smith et al（2017）在年轻的大质量星团Westerlund 2周围发现的40颗候选OB星：它们位于一个1.5x1.5平方度的盒子内，并根据它们的折射率和K星等进行选择。我们目前的VLT/X-射手光谱的两个最热的O型星，分别为11和22弧分从中心的Westerlund 2。它们被确认为O 4V恒星，质量可能超过40 Msun。它们相对于Westerlund 2中的非二元参考天体MSP 182的径向速度分别为-29.4 +/- 1.7和-14.4 +/- 2.2 km/s。使用盖亚DR 2自行，我们发现在所研究的区域（包括两个VLT目标，加上WR 20 c和WR 20 aa）中，有8到11颗早期O/WR星可能在过去的100万年中从韦斯特伦德2中喷出。这代表了高达25%的双星弹射效率。在天空中，这些恒星的位置和自行呈近南北向排列。我们讨论的可能性，这些结果是一个后果，事先子集群合并结合动力学喷射。
2018-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The young massive star cluster Westerlund 2 observed with MUSE. III. A cluster in motion -- the complex internal dynamics
分析附近年轻大质量星团的动力学状态对于理解团簇形成和演化的早期阶段至关重要。在这项工作中，我们使用积分场单元MUSE的数据分析了年轻大质量星团Westerlund 2（Wd 2）的恒星和气体运动学，并用盖亚DR 2的自行对其进行补充。$15.9\,{\rm km}\,{\rm s}^{-1}$的平均气体径向速度与Wd 2是云-云碰撞的结果的假设一致。气体运动显示了HII区域的膨胀，由星团中心许多OB星的辐射驱动。星团成员星的速度分布图显示，随着恒星质量的减小，速度色散增加，低质量恒星显示出五个不同的速度群。基于它们与星团的两个团块的空间相关性，我们得出结论，这是形成Wd 2的初始云坍缩的印记。对Wd 2的动力学状态进行彻底的分析，确定了$M_{\rm dyn,Wd2} = (7.5 \pm 1.9)\cdot10^4 - (4.4 \pm 1.1)\cdot10^5\,{\rm M}_\odot$的动力学质量范围，并超过光度质量至少两倍，得出的结论是Wd 2的质量不足以保持引力束缚。此外，我们还确定了22个失控的候选人之间的30和$546\,{\rm km}\,{\rm s}^{-1}$的特殊速度。
2021-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational Bias and Young Massive Cluster Characterisation II. Can Gaia accurately observe young clusters and associations?
本研究通过合成观测模拟星团并置入Gaia DR3，评估观测偏差对星团表征的影响，发现定性结论稳健但定量结论易失真，子星团性质最难准确测定。
2023-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The population of OB supergiants in the starburst cluster Westerlund 1
离开主序星后，大质量恒星经历了复杂的演化，至今仍知之甚少。星爆星团Westerlund~1拥有100颗OB星，为研究它们的演化轨迹提供了一个无与伦比的环境。我们使用VLT/FORS 2获得了~ 100个可能成员的5800- 9000 A范围内的中等分辨率光谱。我们制定了标准，他们的光谱分类，只使用光谱特征的范围内观察到的。我们讨论这些标准，在GAIA光谱区的早期型恒星的光谱分类有用，在附录中。使用这些标准，我们得到的光谱分类，可能准确到一个亚型，为57个对象，其中大部分没有以前的分类或通用分类。我们确定了50多个天体是OB超巨星。我们发现了近30颗明亮的早B超巨星和一些不太明亮的晚O超巨星。此外，我们还发现了一些具有非常高光度的中B超巨星，其中一些显示出大量质量损失的迹象。所有这些恒星形成了一个与理论进化轨迹相一致的序列。此外，两颗早期B超巨星也显示出大量质量损失的迹象，可能代表了沃尔夫-拉叶阶段之前的演化阶段。我们调查团簇的光谱类型和现有的测光性能。我们发现，尽管消光率变化很大，平均值A_v=10.8，但星系团的红化规律并没有严重偏离标准。虽然大质量恒星的演化轨迹存在很大的不确定性，但我们的数据支持Westerlund 1的年龄> 500万年，距离约5 kpc。观测到的光谱类型与恒星形成的单一爆发相一致（年龄范围不太可能超过100万年）。[删节]
2010-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The young massive star cluster Westerlund 2 observed with MUSE. I. First results on the cluster internal motion from stellar radial velocities
韦斯特伦德2（Westerlund 2，Wd 2）是\ion{H}{2}区域RCW~49的中心电离星团，也是银河系中质量第二大的年轻星团（${\rm M} = (3.6 \pm 0.3)\times 10^4\,{\rm M}_\odot$）。它的年轻年龄（$\sim2\,$ Myr）和接近太阳的距离（$\sim 4\,$ kpc）使它成为研究恒星从其母体气体云中出现，大量OB星及其对气体的反馈以及气体动力学的理想目标。我们结合高分辨率的多波段测光获得的光学和近红外与\textit{Hubble}空间望远镜（HST），和VLT/MUSE积分场光谱研究气体，恒星，以及它们之间的相互作用，同时。在本文中，我们专注于一个小的，$64\times64\,{\rm arcsec}^2$区域北部的主要集群中心，我们称之为北方泡（NB），一个圆形的空腔雕刻成气体的集群区域。利用MUSE数据，我们确定了NB中从G9 III到O7.5的17颗恒星的光谱类型。这些光谱类型的估计，我们增加了2 O和5 B型星的37 OB-stars在Wd 2以前公布的普查。为了测量径向速度，我们在整个Wd 2中提取了72个恒星光谱，包括NB的17个，并表明星团成员星遵循以$(8.10 \pm 1.53)\,{\rm km}\,{\rm s}^{-1}$和$(25.41 \pm 1.57)\,{\rm km}\,{\rm…
2018-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Don't believe the hype(r): The Yellow Supergiants of Westerlund 1
本文通过分析 Westerlund 1 星团中六名黄特超巨星候选者的光谱，发现它们实为普通黄超巨星，这表明该星团年龄较老，并推测三重系统演化导致了异常高的黄超巨星比例。
2023-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Updated theoretical Period-Age and Period-Age-Color relations for Galactic Classical Cepheids: an application to the Gaia DR2 sample
更新的演化和脉动模型预测相结合，以解释银河系经典造父变星的性质在盖亚数据发布2。特别是，不稳定带边界的位置和脉动周期的内在恒星参数的分析关系相结合的演变轨迹，以获得可靠和准确的周期年龄，和第一个理论周期年龄颜色关系的盖亚带太阳化学丰度模式（$Z$ = $0.02$，$Y$ = $0.28$）。所采用的理论框架考虑到可能的变化的质量-光度关系的核心氦燃烧阶段，由于在核心对流超冲和/或质量损失效率的变化，以及对不稳定带边界的影响，由于不同的假设超绝热对流效率。推断的周期年龄和周期年龄颜色的关系适用于选定的样本的基本和第一泛音盖亚造父变星，和个人年龄的各种理论方案的推导。检索的年龄分布证实，在脉动模型计算中的超绝热对流的效率的变化具有可以忽略不计的影响，而一个更明亮的质量-亮度关系，产生温和的超调，旋转或质量损失，意味着显着的年龄预测。此外，较老的造父变星在银河系中心距离较大的地方被发现，而第一次泛音造父变星被发现系统地比基本的更老。与文献中独立年龄分布分析的比较支持了当前理论框架的预测能力。
2020-06-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distance and age of the massive stellar cluster Westerlund 1. II. The eclipsing binary W36
Westerlund 1（Wd 1）是银河系中研究大质量恒星形成最相关的星团之一，尽管它仍然知之甚少。在这里，我们使用光度和光谱数据来模拟食双星W36，表明它的光谱类型是O6.5 III + O9.5 IV，比以前想象的更热，更亮。它的距离$d_{\rm W36}$ $=$ 4.03 $\pm$ 0.25千秒差距同意，在误差范围内，与三个最近的Gaia-EDR 3为基础的距离报告在论文I，Beasor & Davies，和Negueruela的小组。然而，他们遵循不同的方法来固定红色源的零点，例如Wd 1中的零点，并选择最佳方法，我们使用了W36的精确建模。我们的视差的加权平均距离（论文I）和二元距离的结果是$d_{\rm wd1}$ = 4.05 $\pm$ 0.20 kpc，前所未有的精度为5%。我们采用基于超太阳丰度的日内瓦编码的等时线，推断W36 B的年龄为6.4 $\pm$ 0.7百万年。这个天体似乎是以OB巨星和超巨星为代表的多产恒星形成爆发的一部分，该爆发发生在距今710万年$\pm$，这与最近发表的PMS等时线的年龄为720万年相吻合。其他的BA型发光演化恒星和黄超巨星的年龄范围在800万到1100万年之间。论文I中讨论的四颗红超巨星代表了星团中最古老的人口，年龄为10.7 $\pm$ 1百万年。Wd 1中恒星形成的多次事件让人想起了R136/30 Dor LMC星…
2022-10-10 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Blue Straggler Stars in Open Clusters using Gaia: Dependence on Cluster Parameters and Possible Formation Pathways
蓝离散星（英语：Blue straggler stars，BSS）是通过双星或更高阶恒星相互作用形成的星团中质量最大的恒星。虽然这种形成情景的确切性质很难确定，但我们提供了对不同可能机制的观测约束。在这个探索中，我们首先使用盖亚DR 2数据制作一个BSS目录。在超过3亿年的670个聚类中，我们在228个聚类中确定了868个BSS，在208个聚类中确定了500个BSS候选者。一般来说，所有年龄大于1 Gyr，质量大于1000 Msun的星团都有BSS。平均BSS数随星系团年龄和质量的增加而增加，星系团质量与星系团中BSS的最大数之间存在幂律关系。我们引入术语分数质量过剩（Me）的BSS。我们发现，至少54%的BSS具有Me $<$ 0.5（可能通过二元传质（MT）获得质量），30%在$1.0 <$ Me $< 0.5$范围内（可能通过合并获得质量），高达16%具有Me $>$ 1.0（可能来自多次合并/MT）。我们还发现，低Me BSS的百分比随着年龄的增长而增加，超过1- 2 Gyr，这表明在较老的集群中通过MT形成的增加。BSS是径向分离的，并且分离的程度取决于团簇的动力学弛豫。本文的统计结果和趋势有望对疏散星团中的BSS形成模型起到一定的约束作用。
2021-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
EWOCS-VI: Probing the hidden intermediate-mass population of Westerlund 1
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教庞蒂菲亚大学）；Universidad de Concepción（孔塞普西翁大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) – Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所（INAF）- 巴勒莫天文台）；Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学）；Center for Interdisciplinary Research in Astrophysics and Space Exploration (CIRAS)（天体物理学与太空探索跨学科研究中心）；Millennium Nucleus on Young Exoplanets and their Moons (YEMS)（年轻系外行星及其卫星千年核）
利用 VVVX 巡天数据，通过 HDBSCAN 聚类算法在六维参数空间中识别出 Westerlund 1 星团中 1286 个高概率候选成员（质量约 1.5-20 M⊙），其中 34% 显示出显著近红外光变，填补了该星团中间质量星族的空白。
2026-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Period-Age-Metallicity and Period-Age-Color-Metallicity relations for Classical Cepheids: an application to the Gaia EDR3 sample
基于经典造父变星的更新脉动模型，根据关于金属丰度和氦丰度的各种假设进行计算，大致代表小麦哲伦云中的变星（$Z$ = $0.004$ and $Y$ = $0.25$），大麦云云（$Z$ = $0.008$和$Y$ = $0.25$）和M31（$Z$ = $0.03$和$Y$ = $0.28$），和自洽更新的进化预测，我们推导出周期年龄和多波段周期年龄颜色的关系，也考虑到质量-亮度关系的变化。这些结果，结合那些以前推导出的银河造父变星，被用来调查的金属量的影响时，使用这些变量作为年龄指标。特别是，我们发现，金属丰度的变化影响的斜率和零点的上述关系。新的关系被应用于盖亚早期数据发布3经典造父变星的样本。检索到的个人年龄的分布证实，一个更明亮的质量-亮度关系产生更老的年龄和第一泛频放大器被发现集中向老年人相对于基本的在一个固定的质量-亮度关系。此外，在周期年龄和周期年龄颜色关系中包含金属丰度项略微修改了预测年龄。特别是，银河造父变星的选定样本的年龄分布被发现转向稍微老的值，当F-模式的正则关系被认为是在一个固定的太阳化学成分的情况下。在非正则F-模和正则FO-模的情况下，可以发现一个稍微相反的依赖性。
2021-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemo-dynamical stratification of the Galactic disc using \emph{Gaia}-ESO open clusters
Universidad Andrés Bello（安德烈斯贝略大学）；Universidad Bernardo O’Higgins（贝尔纳多奥希金斯大学）；Vatican Observatory（梵蒂冈天文台）；Universidade de São Paulo（圣保罗大学）；Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (CONICET–UNC)（理论与实验天体物理研究所（CONICET-科尔多瓦国立大学））；Observatorio Astronómico, Universidad Nacional de Córdoba（科尔多瓦国立大学天文台）
本研究利用Gaia-ESO巡天与Gaia DR3数据，分析疏散星团，揭示银盘星团轨道与化学性质随年龄的系统变化，明确银盘化学-动力学结构的年龄依赖性。
2026-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The substructure of the Perseus star forming region: A survey with Gaia DR2
我们使用的光度和运动学数据从盖亚DR2探索与英仙座分子云的恒星形成区的结构。除了IC 348和NGC 1333这两个著名的星团外，我们还提出了五个新的年轻恒星星团，它们包含30到300个成员，分别命名为Autochthe，Alcaeus，Heleus，Electryon和Mexico。我们证明了这些是共同运动的年轻恒星群，根据候选成员如何分布在位置，自行，视差和颜色星等空间。通过比较他们的颜色等时图，我们表明，他们的年龄在1和5百万年之间。使用2MASS和WISE颜色，我们发现每个组中具有圆盘的恒星的比例从10%到50%不等。根据353 GHz的普朗克地图，新的群体中最年轻的群体也与冷尘埃库有关。我们将这五个新星系群的年龄和自行与IC 348和NGC 1333进行了比较。Autochthe显然与NGC 1333有关，可能是在同一个恒星形成事件中形成的。这七个星系群大致分为两组，它们都有自行、视差和年龄：较老的一组是Heleus、Electrion和Mexico，较年轻的一组是NGC 1333和Autochthe。Alcaeus在运动学上与年轻组相关，但年龄更大，而IC 348的属性与两组重叠。在这个恒星形成区的所有较老的星系群都位于较高的银河纬度。
2021-03-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
An initial overview of the extent and structure of recent star formation within the Serpens Molecular Cloud using Gaia Data Release 2
巨蛇座分子云中的密集星团是附近恒星形成最活跃的区域之一。在本文中，我们使用盖亚DR 2的松弛和自行统计测量1167运动学成员的巨蛇座，其中很少有以前确定的，以评估复杂的恒星形成历史。巨蛇座星系团的光学成员集中在三个不同的星系团中，位于380到480 pc之间;致密星系团仍然被光学厚的尘埃高度遮蔽，光学成员很少。巨蛇座星系中的年轻恒星和原恒星的总数至少有2000颗，包括过去对原恒星和盘最敏感的调查，可能要高得多。从恒星数量的不足测量到的到暗云的距离与到光学星团的距离是一致的。巨蛇座分子云位于天鹰座裂谷的前景，乌云位于600到700 pc，在斑片状灭绝的后面，这里称为巨蛇座卷云，位于约250 pc。基于缺乏一个分布的人口较老的恒星，恒星形成率在整个巨蛇座分子云增加了至少一个20倍，在过去的~5百万年。巨蛇座东北部的光学明亮恒星之所以可见，是因为它们的诞生分子云已经被侵蚀，而不是因为它们从恒星形成的中心工厂被向外抛出。20到100 pc的子星团之间的分离和缺乏老年人口导致猜测，需要外部强迫来触发活跃的恒星形成。
2019-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The frequency by mass of Galactic carbon stars inferred from Gaia measurements of star cluster members
我们调查银河系碳星的出现频率作为一个功能的祖质量使用盖亚数据。小的数字统计限制了精确度，但C星的频率与麦哲伦云（MC）中观测到的一致，直到$m \approx1.67$ M $_\odot$。在$m \approx 1.38$ M $_\odot$处，频率上升三倍，即使对于MC频率看起来下降到零。事实上，这是由于在MC的关键年龄范围缺乏集群。在$m \approx 1.24$ M $_\odot$及以下，没有观测到C星，对应的年龄大于4 Gyr。在不确定度范围内，M31的C~星频率与银河系和MC的频率一致.我们在$\sim$ 7 M $_\odot$发现了一个模糊的C星候选者。
2021-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planetary Nebulae distances in GAIA DR2
背景：行星状星云的距离尺度往往受到模型依赖的解决方案。与模型无关的三角函数松弛是罕见的。现在可以利用GAIA的第二次数据发布提供更大样本的天基三角测量。目的：我们的目标是获得一个高质量的方法选择标准的三角形的行星状星云，并讨论可能的警告和限制，在使用此数据发布。研究方法：由于基于坐标的匹配工作不可靠，以前距离尺度调查的几百个来源与第二次GAIA数据发布（DR 2）的数据进行了人工交叉识别。这些数据与以前的距离尺度的结果和最近的一项类似研究的结果进行了比较，该研究使用了第一次发布的数据GAIA DR 1。结果如下：虽然现有的几个以前的地面和HST三角测量与新的数据集完全匹配，但旧的统计距离尺度，达到更大的距离，确实显示出小的系统差异。仅限于这些中心恒星，盖亚的光度颜色显示出周围星云的污染可以忽略不计，对于基于无线电通量的统计距离，这种差异可以忽略不计，而那些来自H-α表面亮度的差异仍然显示出微小的差异。DR 2研究显著改善了先前使用DR 1/TGAS对统计距离尺度的重新校准。
2018-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemo-dynamics of outer halo dwarf stars, including \textit{Gaia}-Sausage and \textit{Gaia}-Sequoia candidates
利用Gaia DR 2天体测量和更新的模型大气和原子谱线数据，重新检验了Stephens \& Boesgaard（2002，SB 02）研究的低金属量、运动学有趣的矮星。新的恒星参数是根据盖亚DR 2的视差距离和达特茅斯恒星演化数据库等时线确定的。这些结果与光谱测定的[Fe/H] $>-2$型恒星的恒星参数非常吻合;然而，对于[Fe/H] $\le-2$型恒星，发现了很大的分歧，偏移量大到$Δ$ T $_{\rm eff}\sim+500$ K和$Δ$ log\，$g\sim+1.0$。一个子集的六颗星（测试用例）进行了分析从头开始使用高分辨率光谱与凯克HIRES和双子座GRACES。这个子样本被发现包括两个$α$挑战的矮星，暗示起源于一个低质量的吸积矮星系。利用\textit{Gaia} DR 2数据重新确定了整个SB 02样品的轨道参数。我们发现11颗恒星与\textit{Gaia} -香肠吸积事件动态重合，另外17颗与\textit{Gaia} -红杉事件动态重合。这两个协会包括低质量，贫金属的恒星，等时线年龄大于10 Gyr。在\textit{Gaia} -Sequoia中识别了两个动态子集。当这些子集分别进行检查时，发现\textit{Gaia} -Sausage和低轨道能量\textit{Gaia} -Sequoia恒星在[ $α$ /Fe]中有一个共同的膝关节。在\…
2020-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distance to Sh2-106 from Gaia DR3 and its embedded radio population: implications for a candidate explosive outflow
Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）
利用Gaia DR3天体测量，确定Sh2-106距离为1.65 kpc，修正了此前1.09 kpc的估计，使膨胀星云动能增加约6.5倍，达到与Orion BN/KL爆炸事件相当的能量量级，并识别出10个致密射电源。
2026-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Present-Day Mass Function of Star Clusters in the Solar Neighborhood
本研究利用Gaia DR3数据分析了93个星团的现今质量函数，发现其与动力学演化的Kroupa初始质量函数一致，α值随星团年龄增大而减小，且与形态相关，但与金属丰度无关。
2024-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Runaway and walkaway stars from the ONC with Gaia DR2
理论预测，我们应该在致密的年轻恒星形成区域周围找到所有质量的快速喷射（逃逸）恒星。$N$体模拟表明，这些喷出的恒星的数量和分布可以用来约束初始空间和运动学的子结构的区域。我们使用$Gaia$ DR 2天体测量和光度测量在猎户座星云团（ONC）100 pc范围内寻找逃逸和缓慢逃逸的恒星。我们比较我们的研究结果预测的数量和速度分布的失控的恒星从模拟，我们运行4百万年的初始条件定制的ONC。在$Gaia$ DR 2中，我们发现31个失控和54个步行的候选人的基础上适当的运动，但不是所有这些都是可行的候选人在三维。大约40%的径向速度缺失，但我们可以追溯到9个3D失控和24个3D步行到ONC，所有这些都是低/中等质量（<8 M $_{\odot}$）。我们的模拟表明，100 pc内的离家出走的数量减少了一个地区的年龄越大（因为他们迅速旅行超过这个边界），而步行的数量增加到3百万年。我们发现在$Gaia$ DR 2中的步行比我们模拟中建议的最大值要少，这可能是由于观测的不完整性。然而，$Gaia$ DR 2逃逸星的数量与我们在$\sim$ 130万~ 240万年的模拟结果一致，这使得我们能够利用逃逸星来确认现有的ONC（以及其他潜在的恒星形成区）的年龄估计。
2020-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling hidden stellar aggregates in the Milky Way: 1656 new star clusters found in Gaia EDR3
我们使用盖亚EDR 3数据报告了在银河系盘（|b| <20度）中发现的1，656个超过1.2 kpc的新星团。基于无监督机器学习算法DBSCAN，在前人研究的基础上，采用独特的方法进行数据准备，得到聚类系数，为星团的盲搜索提供了一种有效的方法。我们列出了新星团的物理参数和成员星，并提出了一些有趣的例子，包括一个球状星团候选者。通过匿名FTP到https://cdsarc.cds.unistra.fr/ftp/vizier.submit//he22c，可以在CDS上获得集群参数和成员星。我们检查了新发现并讨论了它们的统计特性。自行色散和半径的新集群是相同的，以前的报道。1.2千秒差距以上的新星团比太阳附近的星团更老，在银河系第三象限发现的新天体呈现出最低的视线距离。结合我们之前的结果，通过我们的方法检测到的新星系团的总数量为2,541个，相当于盖亚时代所有新公布星系团的55%。盖亚星团的编目数量也增加到近六千个。在不久的将来，有必要对所有已报道的星团进行统一的确认和成员星确定。
2022-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hunting for open clusters in Gaia EDR3: $628$ new open clusters found with OCfinder
相对于\textit{Gaia} DR 2，\textit{Gaia} EDR 3中公布的数据的精度有所提高，特别是对于自行和自行，这为通过检测到迄今为止未被注意到的更远和更暗的物体来增加银河系中已知的疏散星团的数量提供了机会。我们的目标是继续完成银河系疏散星团的普查，在银河系盘中发现新的恒星群。我们使用\textit{Gaia} EDR 3，最高为$G = 18$ mag，增加了一个单位的幅度限制，因此增加了我们以前研究中探索的检索量。我们使用\texttt{OCfinder}方法在大数据环境下的\textit{Gaia} EDR 3中搜索新的疏散星团。作为第一步，\texttt{OCfinder}使用\texttt{DBSCAN}聚类算法识别五维天体测量空间（位置、视差和自行）中的恒星统计过密度。然后，这些overdensities被分类为随机统计overdensities或真正的物理疏散星团使用一个深人工神经网络训练良好的特点$G$，$G_{\rm BP} - G_{\rm RP}$颜色星等图。本文报道了在银河系盘内发现$664$新的疏散星团，其中大部分位于距太阳kpc的$1$之外。通过对这些疏散星团的年龄、距离和视线距离的估计，我们看到年轻的星团沿着银河系的旋臂排列，而年长的星团则分散在银河系的圆盘中。此外，我们发现除了少数比$1$ Gyr更老的星团外，大多数疏散星团都位于…
2022-03-02 astro-ph.GA
A revision of the vdB 130 cluster stellar content based on GAIA DR2 Data. Interstellar extinction toward the Cyg OB1 supershell
研究了两个恒星形成区域：年轻的嵌入式疏散星团vdB 130和位于天鹅座OB 1协会周围膨胀超壳层壁上的彗星分子云头部和尾部观察到的原星团邻域。GAIA DR 2星表被用来验证vdB 130星团的恒星组成，该星团的成员是早先使用UCAC 4星表选择的。vdB 130成员的新样本包含68颗自行接近（在1 mas yr $^{-1}$）和接近三角形视差（范围从0.50到0.70 mas）的恒星。示出的相对视差误差增加与物体的距离，并取决于它们的大小。在1.5-2 kpc的距离上，亮星和暗星的比例分别为3%-7%和20%-30%。集群的历史不超过~ 1000万年。在俄罗斯望远镜上进行的新的光谱和光度观测与GAIA DR 2相结合，以寻找原星团区域的光学成分-一个新的星爆。对原星团附近20颗恒星的分析显示，它们既没有集中的自行，也没有集中的惯性。根据光谱学、光度学和三角学的估计，这些恒星的距离在0.4到2.5 kpc之间，并且颜色过剩随着距离D（kpc）的增加而增加，符合以下定律：$E(B-V)\simeq 0.6\times D$ ma。
2020-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Constraining evolutionary models and ages for young low mass stars with measurements of lithium depletion and rotation
近年来，人们越来越担心标准恒星模型与星团中前主序星（PMS）的颜色-星等图（CMD）和锂耗尽模式的观测结果不一致。在这项工作中，我们选择了盖亚-ESO巡天中5个年轻疏散星团（5- 125百万年）的1,246个高概率K/M型组成成员，以测试一系列使用标准输入物理和其他包含表面磁场或冷星斑的模型。我们发现：标准模型为CMD中的低质量恒星提供了系统性的低亮度等时线，并且未能预测在正确的颜色下正确强度的Li耗尽;磁性模型提供了更好的CMD拟合与$\sim 1.5-2$倍老的等时线，并且提供了与Li耗尽模式更好的匹配。我们调查如何旋转周期，其中大部分是第一次从凌日系外行星调查卫星数据，与CMD位置和李。在较老星团的K星中，我们发现最亮和最少Li耗尽的是最快的旋转子，在NGC 2547的$\sim 35$ Myr处首次证明了经典的“Li旋转连接”，并发现了一些证据表明它存在于NGC 2264的早期M星$<10\,$ Myr处。然而，在$\sim 20$ Myr的$γ$ Vel星系团中观察到的完全对流M矮星中Li耗尽的广泛分散似乎与旋转无关，并且在没有非常大的（$>10$ Myr）年龄分布的情况下难以解释。
2022-04-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The $ρ$ Oph region revisited with Gaia EDR3
上下文年轻和嵌入的恒星星族是研究恒星形成过程的重要探针。巧合的是，我们有一个更好的人口普查附近嵌入的年轻人口比稍微进化的光学可见的年轻人口。盖亚数据的高精度测量和全天空覆盖即将改变这种情况。目的。这项工作的目的是构建最完整的样本，迄今为止的YSO在$ρ$ Oph区域。方法.我们从文献中汇编了1114个蛇夫座YSO的目录，并将其与盖亚EDR 3，Gaia-ESO和APOGEE-2调查进行交叉匹配。我们应用多元分类算法，这个目录，以确定新的，共同移动的人口候选人。结果我们发现191个新的高保真YSO候选人在盖亚EDR 3目录属于$ρ$ Oph区域。新的来源似乎主要是III类M星和亚恒星天体，并且比已知的成员更少。我们发现28个以前未知的来源与磁盘。整个样本的自行分布的分析揭示了一个定义明确的双峰，这意味着两个不同的人口共享一个类似的3D体积。第一个星群包括围绕着$ρ$蛇夫座恒星和蛇夫座主星云（L1688，L1689，L1709）的年轻恒星群。相比之下，第二个人口年龄较大（$\sim$ 10百万年），分散，有一个独特的自行车，并可能是从上斯科组。这两个种群以大约4.1 km/s的速度彼此远离，并且在大约400万年后将不再重叠。最后，我们标记了文献中的17个来源作为冒名顶替者，这些来源表现出与$ρ$ Oph种群的平均距离和自行特性的较大偏差。我们的研究结果表明，准确的三维空间和运动信息的重…
2021-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Open cluster kinematics with Gaia DR2
上下文疏散星团是银河系圆盘演化的很好的示踪物。多亏了盖亚，他们的运动学可以以前所未有的精度和准确性进行研究。目的。用Gaia DR 2重新研究了疏散星团在6D相空间中的分布。方法.疏散星团的加权平均视向速度是利用先前的天体测量研究中得到的最可能成员确定的，该研究还提供了平均弛豫和自行。这些参数，所有来自盖亚DR 2只，结合起来，提供6D相空间信息的861个集群。研究了邻近星系团的速度分布，以及整个样本的空间和速度分布随年龄的变化。一个高质量的子样本被用来调查一些可能的对和组的集群共享相同的银河系的位置和速度。结果对于具有406个聚类的高质量样本，加权平均径向速度的中值不确定度为0.5 km/s。通过与地面高分辨率光谱学的比较评估，其精度优于1公里/秒。疏散星团很好地遵循了盖亚DR 2先前揭示的太阳近邻中场星的速度分布。正如预期的那样，年轻星团的垂直分布非常平坦，但新颖之处在于可以看到这种高精度。年轻星系团的垂直速度频散在5 km/s的水平。年龄大于1 Gyr的星系团到银道面的距离可达1 kpc，垂直速度色散为14 km/s，这是典型的薄盘。五对星团和一个有五个成员的群可能是物理上相关的。先前确定的其他二元候选者被证明是机会对齐。
2019-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Orbits and vertical height distribution of 4006 open clusters in the Galactic disk using Gaia DR3
本文利用Gaia DR3数据构建了4006个疏散星团轨道参数星表，首次定量给出最大垂直高度随年龄和银心半径的变化关系，并揭示其与银盘翘曲及对角脊结构的关联。
2025-03-11 astro-ph.GA
3D Morphology of Open Clusters in the Solar Neighborhood with Gaia EDR3: its Relation to Cluster Dynamics
我们分析了3D形态和运动学的13个疏散星团（OC）位于500 pc的太阳，使用盖亚EDR 3和文献中的运动学数据。使用无监督机器学习方法StarGO，使用5D参数（X，Y，Z，$μ_α\cosδ, μ_δ$）识别OC成员。OC样本覆盖的年龄范围为2500万年-2.65千兆年。我们使用贝叶斯反演校正由于视差误差引起的不对称距离分布。对于500秒差距的星系团，校正距离的不确定度为3.0- 6.3秒差距，这取决于其成员的内在空间分布。我们确定的3D形态的OC在我们的样本和适合的空间分布的恒星在每个集群的潮汐半径与椭球模型。OC的形状被很好地描述为扁球体（NGC 2547、NGC 2516、NGC 2451 A、NGC 2451 B、NGC 2232）、长球体（IC 2602、IC 4665、NGC 2422、Blanco 1、Coma Berenices）或三轴椭球体（IC 2391、NGC 6633、NGC 6774）。对于大多数星团来说，拟合椭球的半长轴平行于银河平面。在三个年轻的星系团（NGC 2232、NGC 2547、NGC 2451 B）中发现了拉长的类似于潮汐的亚结构，而在较老的星系团（NGC 2516、NGC 6633、NGC 6774、Blanco 1、后发座星系团）中发现了类似于潮汐尾的亚结构。大多数的星系团可能是超维里的，并且在不断膨胀。$N$ -体模型的快速气体驱…
2021-02-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Internal Dynamics of Multiple Populations in 28 Galactic Globular Clusters: A Wide-Field study with Gaia and the Hubble Space Telescope
本研究利用Gaia和HST数据分析28个球状星团中多个星族的内部动力学，发现2P恒星比1P恒星更径向各向异性，且年轻星团差异更显著，支持2P恒星在中心集中形成、受银河系潮汐场影响的演化情景。
2025-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia-ESO Survey: Role of magnetic activity and starspots on pre-main sequence lithium evolution
膨胀半径的主序前模型需要同时再现年轻疏散星团中的色星等图和锂耗尽模式。我们测试了一组新的PMS模型，包括由于恒星黑子或对流的磁抑制引起的半径膨胀，使用Gaia-ESO调查观察到的五个星团，年龄范围为~10-100 Myr，这些影响可能很重要。Gaia-ESO径向速度与Gaia EDR 3天体测量相结合，以获得五个星团高概率成员的清晰列表。采用贝叶斯极大似然法确定最佳模型参数，并计算聚类红化和年龄。模型计算了不同值的混合长度参数（$α_{ML}=2.0$，1.5和1.0），没有斑点或有效斑点覆盖率$β_{spot}=0.2$和0.4。为了再现伽马Vel A和B以及25 Ori中的CMD和Li耗尽模式，我们需要降低的对流效率$α_{ML}=1.0$和~ 20%的有效光斑覆盖率。我们得到的年龄为18万年和21万年的伽马Vel A和B，分别为19万年的25 Ori。然而，一个单一的等时线是不足以解释的锂分散，和一个不断增加的水平的斑点覆盖的质量减少似乎是必要的。较老的星团（NGC 2451 B在3000万年，NGC 2547在3500万年，NGC 2516在13800万年）与标准模型（$α_{ML}=2.0$和没有斑点）一致，除了低质量：20%的斑点覆盖率似乎更好地再现了M型恒星的序列，并可能解释观测到的丰度分布。Gaia-ESO数据的质量与Gaia相结合，使我们能够获得有关PMS演变的重…
2021-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D mapping of young stars in the solar neighbourhood with Gaia DR2
我们研究的三维排列的年轻恒星在太阳附近使用第二次发布的盖亚任务（盖亚DR 2），我们提供了一个新的，原始的视图的空间配置的恒星形成区域内500 pc从太阳。通过高斯滤波器对恒星分布进行平滑处理，构造了早型恒星（主序上星，UMS）和主序前星（PMS）源的三维密度图。PMS和UMS样品是通过测光和天体测量标准的组合选择的。分析的副产品是三维G波段消光图，我们使用它来纠正消光和变红的颜色星等图。两张密度图都显示了三个突出的结构，天蝎座-半人马座，猎户座和船帆座。PMS地图显示了过多的低质量恒星形成区，如金牛座，英仙座，仙王座，仙后座和蝎虎座，这些在UMS地图中不太明显，因为缺乏大量明亮的早期类型恒星。我们报告发现一个新的候选疏散星团朝向$l, b \sim 218.5^{\circ}, -2^{\circ}$，这可能与猎户座恒星形成复合体。我们估计PMS样本的年龄，我们研究PMS恒星的分布作为其年龄的函数。我们发现，年轻的恒星聚集在密集，紧凑的团块中，并被较老的源所包围，其分布反而更加分散。我们发现的最年轻的群体主要位于天蝎座-半人马座，猎户座，船帆座和金牛座。仙王座、仙后座和蛇蝎座则进化得更多，数量更少。最后，我们发现，三维密度图显示没有证据的环状结构的存在，通常被称为古尔德带。
2018-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Case against a Significant Detection of Precession in the Galactic Warp
最近使用盖亚DR 2数据进行的翘曲运动学研究首次探测到了翘曲进动，这大大超过了模型的理论预测。然而，这种检测假设一个翘曲模型推导出一个年轻的人口（几十兆年），以适应平均老年恒星星族的薄盘（几个千兆年）的速度在盖亚-DR 2的观测，这可能会导致无法解释的系统误差。在这里，我们使用相同的方法和Gaia DR 2运动学数据重新计算了翘曲岁差，但使用了不同的翘曲参数，这些参数基于Gaia DR 2样本的恒星计数的拟合，其翘曲幅度比年轻人口低得多。当我们考虑到翘曲振幅随人口年龄的变化时，我们发现不需要岁差。我们发现翘曲进动的值$β= 4^{+6}_{-4}$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$，它不排除非旋进翘曲。
2021-05-10 astro-ph.GA
The completeness of the open cluster census towards the Galactic anticentre
本研究提出一种经验性确定星团星表选择函数的方法，通过模拟星团注入盖亚DR3数据并盲搜恢复，发现外银河系年老星团比太阳邻域多约3倍，且该现象非观测偏差所致，反映了银河系的物理特性。
2025-06-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Gaia DR2 view of the Open Cluster population in the Milky Way
疏散星团是研究银盘结构和历史的方便探针。它们也是恒星演化研究的基础。第二次盖亚数据发布包含亚毫弧秒级的精确天体测量和毫磁级的均匀测光，可用于测量整个天空中的大量星团。在这项研究中，我们的目标是建立一个成员列表，并获得平均参数，特别是距离，尽可能多的集群，单独使用盖亚数据。我们从文献中汇编了数千个已知或假定的集群。然后，我们将无监督的成员分配代码UPMASK应用于这些集群字段中包含的Gaia DR2数据。我们获得了1229个聚类的成员和聚类参数列表。正如预期的那样，最年轻的星团被认为是紧密分布在银河系平面附近，并跟踪银河系的旋臂，而较老的天体分布更均匀，偏离平面更远，并且往往位于更大的银河系中心距离。由于GaiaDR2天体测量的质量，这项研究中推导出的完全均匀的参数是迄今为止最精确的。此外，我们报告的60个新的疏散星团在本研究中分析领域的偶然发现。
2018-07-12 astro-ph.GA
The Stellar Membership of the Taurus Star-forming Region
盖亚任务第二次数据发布的高精度天体测量使得有可能大大改进对附近星团和星协成员的普查。我已经将盖亚数据应用于金牛座恒星形成区，改进了已知成员的样本，并确定了未发现成员的候选者。由此产生的样本的成员和候选人提供了最好的限制，迄今为止的年龄分布和初始质量函数（IMF）在金牛座。过去30年的一些研究提出了与金牛座云有关的古老恒星（>= 1000万年）的存在。来自盖亚的数据表明，这样的人口并不存在。与此同时，国际货币基金组织之前对金牛座聚集体周围小区域的估计显示，相对于IC 348和猎户座星云团等恒星形成星团，K7-M0恒星（0.7-0.8 Msun）过剩。然而，当考虑对整个区域进行新的普查时，这种差异就消失了，在A_J<1时，对早于M6-M7的光谱类型的普查应该是完整的。因此，在恒星密度的3-4个数量级之间，恒星IMF几乎没有变化，这是在附近的恒星形成区域。最后，我注意到两个先前已知的成员KPNO 15和2 MASS J 04355209 +2255039的自行表明，它们可能是在大约7200年前从L1536云中的同一位置喷出的。
2018-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tides from the cloud can induce the fast disruption of star clusters and offer an explanation for Gaia strings
本研究解析证明冷分子云潮汐力可在几百万年内使星团尺寸增大10倍，形成棒状结构，为Gaia弦现象提供解释。
2025-10-10 astro-ph.GA
The Stellar "Snake"-III: Co-evolution of Stars and Molecular Clouds Unveiled by Gaia, MWISP, and LAMOST
School of sciences, HangZhou Dianzi University（杭州电子科技大学理学院）；Zhejiang Branch of National Astronomical Data Center（国家天文台浙江分中心）；Institute of Astronomy and Information, Dali University（大理大学天文与信息学院）；School of Physics and Astronomy, China West Normal University（西华师范大学物理与天文学院）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）
利用Gaia、MWISP和LAMOST数据研究蛇III恒星结构中恒星与母分子云的共同演化，发现云密度调控恒星形成序列，早期反馈触发新恒星形成。
2026-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The blue supergiant Sher 25 revisited in the Gaia era
本研究利用非LTE光谱合成与Gaia DR3数据重估Sher 25参数和NGC 3603距离，证明Sher 25并非该星团成员，且质量约27 M⊙，更接近SN 1987A前身星。
2023-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
BSEC method for unveiling open clusters and its application to Gaia DR3: 83 new clusters
提出结合HDBSCAN、GMM和色余约束的BSEC方法，应用于Gaia DR3发现83个新疏散星团，并验证了色余约束在剔除伪成员星和提升CMD清晰度方面的有效性。
2024-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cluster Ages to Reconstruct the Milky Way Assembly (CARMA). II. The age-metallicity relation of Gaia-Sausage-Enceladus globular clusters
Universidade de Vigo（维戈大学）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（博洛尼亚天文物理与空间科学研究所）；INAF – Osservatorio Astronomico di Roma（罗马天文台）；INAF – Osservatorio Astronomico di Abruzzo（阿布鲁佐天文台）；INFN - Sezione di Pisa, Universitá di Pisa（比萨大学及意大利国家核物理研究所比萨分部）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文学系）；Universidad de Granada（格拉纳达大学）
通过分析Gaia-Sausage-Enceladus合并事件中13个球状星团的年龄和金属丰度关系，发现存在两个球状星团形成时期，揭示了银河系组装过程中的周期性恒星形成事件。
2025-07-15 astro-ph.GA
A revisited study of Cepheids in open clusters in the Gaia era
在本文中，我们重新审视的问题，确定真正的集群造父变星进行全天搜索造父变星与疏散星团，并利用国家的最先进的编目信息造父变星和集群，无与伦比的天体测量精度的基础上的第二和早期的第三次数据发布的盖亚卫星。我们确定成员的概率，通过贝叶斯方法使用的空间和运动学信息的潜在集群造父变星对。我们确认19造父星团协会认为在以前的研究是真正的，并质疑其他六个协会的既定集群成员。此外，我们确定了138个集群造父变星的候选人的潜在利益，主要是在最近发现的疏散星团。我们报告至少有两个新的集群可能拥有一个以上的造父变星。此外，我们探索的可行性，使用疏散星团托管造父变星的经验，确定造父变星的周期年龄关系，通过使用盖亚和2 MASS测光和半自动化的方法来获得集群的年龄。我们的结论是，使用星团造父变星作为尝试性的周期-年龄关系的探针仍然面临着困难，由于人口稀少的红巨星分支和随机抽样的主序列关闭的疏散星团，使年龄确定一个具有挑战性的任务。这使造父变星时期年龄研究的年龄可测集群选择偏向于更老和高质量的集群。
2021-04-29 astro-ph.GA
The list of possible double and multiple open clusters between galactic longitudes 240 and 270 degrees
本工作研究了包含船帆座-船尾座恒星形成区的l = 240 o到l = 270 o的星系扇区中的候选双星和多颗疏散星团（OC）。为此，我们已手翻查最新及最完整的法团目录，以取得一份包括22组法团，涉及80名候选成员的详尽名单。Gaia EDR 3已被用于审查一些候选业主立案法团，并在候选组附近寻找新的业主立案法团。盖亚的数据也允许过滤掉大部分不是OC成员星的场源。绘制候选对的组合颜色-星等图，在一些情况下，允许认可或放弃它们的联系。最有可能的系统是由年龄小于0.1 Gyr的OC形成的，在这方面只有一个偏心OC。没有可能的系统的老OCs已被发现。初步估计的分数已知的OCs的一部分，形成集团（9.4至15%）支持的假设，银河系和大麦云在这方面是相似的。结果表明，类星体是成组诞生的，就像恒星是在类星体中诞生一样。
2021-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO survey: A spectroscopic study of the young open cluster NGC 3293
我们提出了一个光谱分析的GIRAFFE和UVES数据收集的盖亚-ESO调查的年轻疏散星团NGC 3293。还分析了在“大质量恒星甚大望远镜火焰巡天”框架内从同一仪器获得的档案光谱。大气参数，六种元素的非LTE化学丰度，或变异性信息，共约160个B型恒星的光谱类型（B1至B9.5）和旋转速率（高达350公里/秒）的范围广泛的报告。我们利用多历元观测来检测几个二元系统或本质上的线轮廓变量。反褶积算法用于推断当前的真实（解投影）旋转速度分布。我们发现了一个广泛的高斯分布，峰值在200-250 km/s左右。虽然有些恒星位于高速尾部，但星团中的大多数恒星似乎都远离临界旋转。我们讨论的化学性质的集群，包括低发生的丰度特性在晚B星和缺乏的对象显示CN循环燃烧产品在其表面。我们认为，前者的结果在很大程度上可以解释的扩散效应的抑制，因为快速旋转，而后者是一般符合单星演化模型的预测下，在一个广泛的初始自旋速率的假设在主序星演化的开始。然而，我们发现了一些证据，表明在我们样本中质量最大的两颗快速旋转的恒星中混合效率较低。最后，我们通过详细的，恒星对恒星的恒星旋转的影响，我们的结果进行校正，得到了一个星团的年龄~20万年。这比以前完全依赖于经典的非旋转等时线的关闭拟合估计要古老得多。[删节]
2022-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of radial migration in open cluster and field star populations with Gaia dr3
本研究通过比较Gaia DR3中疏散星团与场星的运动学演化，发现古老幸存星团因质量更大且处于高偏心率轨道而能更长时间存活。
2023-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey and CSI 2264: Substructures, disks, and sequential star formation in the young open cluster NGC 2264
我们探讨了疏散星团NGC 2264（~3Myr）的结构和恒星形成历史。我们将Gaia-ESO巡天（GES）的光谱数据与NGC 2264协调天气调查（CSI 2264）的多波长光度测量相结合。我们检查了655个星团成员的样本，包括有盘和无盘的年轻恒星。我们发现一个显着的年龄分布4 - 5百万年之间的集群成员。在统计学上，与无盘源的等时年龄相比，含盘源的天体与更年轻的等时年龄相关。集群有一个分层结构，有两个主要模块。北半部分围绕O型双星S Mon发展;南半部分靠近锥状星云的顶端，包含NGC 2264最嵌入的区域，主要由具有圆盘和持续吸积的物体组成。星团内不同位置天体的年龄中位数，以及盘状和非盘状源的空间分布，表明恒星形成始于星团北部，距今超过500万年，并在其南部地区点燃了几百万年。恒星的形成可能仍在星系团最嵌入的区域进行，而外围区域则拥有广泛的更进化的物体。我们发现，在NGC 2264的内部区域，带盘天体和吸积天体的典型年龄之间存在可检测的滞后：第一个往往比第二个更老，但比星团内类似位置的无盘源更年轻。这支持了早期的发现，即盘吸积的特征时间尺度比盘扩散的特征时间尺度短，并且小于NGC 2264的平均年龄（即，<300万）。与此同时，星团北部的星盘比其他地方的寿命更短（约250万年）;这可能反映了该区域内大质量恒星（特别是S Mon）的影响，这引发了快速的星盘分散。
2017-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: the present-day radial metallicity distribution of the Galactic disc probed by pre-main-sequence clusters
银河系薄盘的径向金属丰度分布是模拟盘形成和演化的一个重要约束。疏散星团使我们能够得到径向金属丰度分布及其随时间的演变。在本文中，我们进行了第一次调查的基础上，[Fe/H]测定的晚型成员的主序前集群的现代径向金属丰度分布。由于它们的年轻，这些星团因此对于追踪当前的星际介质金属丰度至关重要。我们使用了盖亚-ESO巡天分析的12个年轻区域（年龄<1亿年）的产品，覆盖银河系中心距离从6.67到8.70 kpc。这是第一次，我们推导出距离太阳500 pc以上的恒星形成区的金属含量。通过可靠的集群成员的样本确定中值金属丰度。对于10个集群的成员分析，在本文件中进行了讨论，而对于其他两个集群（Chamaeleon I和Gamma Velorum），我们通过了我们以前的工作中确定的成员。本文所研究的前主序星星团都具有接近太阳或略低于太阳的金属丰度。这些星系团的径向金属丰度分布几乎是平坦的，最里面的恒星形成区域的[Fe/H]值比大多数位于类似银河中心半径的老星系团低0.10-0.15 dex。这种均匀的研究，目前的径向金属丰度分布在银河系薄盘有利于模型，预测随着时间的推移，径向梯度的平坦化。另一方面，在年轻的年龄平均[Fe/H]的减少是不容易解释的模型。我们的研究结果揭示了一个复杂的相互作用的几个过程（如恒星形成活动，初始质量函数，超新星产量，气体流量），控制了最近的银河系的演化。
2017-02-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Gaia-ESO Survey: Detailed elemental abundances in red giants of the peculiar globular cluster NGC 1851
上下文NGC 1851是几个球状星团中的一个，其中多个恒星星族的亚巨星分支已经被清楚地识别出来，并检测到金属丰度的差异。A（C+N+O）丰度的总和可以提供有关该星团形成历史的重要信息。然而，迄今为止，这些价值观缺乏普遍共识。次巨星分支的分离可以基于年龄和/或A（C+N+O）丰度的差异。目标。我们的主要目的是确定球状星团NGC 1851中演化巨星的碳、氮和氧丰度，以检查双重星族是否是同时代的。方法.使用差分模型大气方法分析了用欧洲南方天文台VLT望远镜上的FLAMES-UVES摄谱仪观测到的高分辨率光谱。结果我们提供了NGC 1851中45颗巨星样品的多达29种化学元素的丰度。被调查的恒星可以分为两个群体的差异0.07德克斯的平均金属丰度，0.3德克斯的平均C/N，和0.35德克斯的平均s-过程占主导地位的元素-铁丰度比[s/Fe]。A（C+N+O）的平均值以及碳、α-和铁峰元素和铕的丰度与铁的比值没有显著差异。结论.由于两个星群的平均A（C+N+O）值没有差异，因此有额外的证据表明NGC 1851是由两个星团组成的，富金属的星团比贫金属的星团老约0.6 Gyr。对NGC 1851性质的全球概述和化学元素的详细丰度有利于它在被银河系吸积的矮球状星系中形成。
2021-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sixteen overlooked open clusters in the fourth Galactic quadrant. A combined analysis of UBVI photometry and Gaia DR2 with ASteCA
目的：本论文有两个主要目的：（1）测定银河系中已知度为270 $^\circ-$ 300 $^\circ$的16个微弱的、大多数未被研究的疏散星团的内禀性质，为今后的研究提供探测银河系结构的依据。(2)通过比较来自测光的星团距离与来自盖亚DR 2星团的星团距离，解决先前报道的盖亚DR 2星团的系统学问题。方法：对16个疏散星团进行深UBVI光度测量。使用ASeCA软件包以自动方式对观测结果进行简化和分析，以获得个体距离、红化、质量、年龄和金属丰度。测光距离进行了比较，从贝叶斯分析盖亚DR 2松弛。结果：16个星团中有10个是真实的或高可能的疏散星团。其中两个相当年轻，并遵循隆突臂的痕迹和已经检测到的翘曲。其余的星团被放置在英仙座臂和船底座臂之间的臂间区域，正如对较老天体的预期。我们发现范登伯格-哈根85星团的年龄为7.5 $\times$ 10 $^9$岁，成为迄今为止在银河系中发现的最古老的疏散星团之一。讨论了这10个星团与太阳附近星系结构的关系。从测光和测量数据的距离的比较，反过来，揭示了不同程度的分歧。结论：最近报道的盖亚DR 2视差数据的各种零点校正被认为是光度和视差距离之间的比较。结果往往会改善与这些修正。光度距离分析表明平均校正值为$\sim$ +0.026 mas（将添加到视差中）。校正可能具有更复杂的距离依赖性，但解决该细节水平将需要更大的聚类样本。
2020-03-26 astro-ph.GA
Characterizing dynamical states of Galactic open clusters with Gaia DR2
本文研究了38个银河系疏散星团的动力学性质：其中34个位于银河系低纬度（|b| <10 $^{\circ}$），并被投射到稠密的恒星场中;另外4个比较天体与恒星场的星族形成了更清晰的对比。我们确定的结构和时间相关的参数，与集群的动力学演化：核心（$r_c$），潮汐（$r_t$）和半质量（$r_{hm}$）半径，年龄（$t$）和交叉时间（$t_{cr}$）。我们还结合了27个先前研究过的星系团的结果，创建了65个样本，跨越了年龄和银河系中心距离（$R_G$）的范围：7.0 <log（$t$）<9.7和6 <$R_G$（kpc）<13。我们采用了统一的分析方法，其中包括光度和天体测量数据从盖亚DR2目录。成员恒星采用去污算法，该算法在3D天体测量空间的视差和自行和属性成员的可能性，在集群区域的恒星。我们的结果表明，内部弛豫导致$r_c$与动力学比率$τ_{dyn}$ = $t/t_{cr}$负相关。这意味着动态的老系统倾向于更加集中。浓度越高，$r_{hm}/r_t$比率越小，这意味着它们受潮汐扰动的影响越小。在兼容的$R_G$的同时代群体的分析表明，集群的内部结构是合理的外部潮汐场的变化不敏感。此外，我们的研究结果证实，平均而言，增加$r_t$的地区，银河系引力场不太强烈。
2020-10-09 astro-ph.GA
Exploring Galactic open clusters with Gaia. II Dynamical Evolution and Stellar Population Properties in Fifteen Nearby Open Clusters
Universidad Católica de la Santísima Concepción（天主圣名天主教大学）；Universidad de los Andes（安第斯大学）；Instituto de Astronomía y Ciencias Planetarias, Universidad de Atacama（阿塔卡马大学天文与行星科学研究所）
利用Gaia DR3数据，通过最小生成树技术和幂律拟合，研究了十五个邻近疏散星团的质量分层和现今质量函数，发现所有星团均存在显著质量分层，且质量分层强度与最分层恒星质量相关，为质量分层的原初起源和动力学演化提供了证据。
2026-05-26 astro-ph.GA
LAMOST meets Gaia: The Galactic Open Clusters
疏散星团沿着银河系平面诞生和演化，其上烙印着银河系盘的历史，包括化学和动力学演化。疏散星团的化学和动力学性质可以从其成员恒星的光度、光谱和天体测量数据中得到。基于盖亚任务的光度和天体测量数据，在文献中已经确定了2000多个银河系星团中的恒星成员。然而，许多这些簇的化学和运动学性质仍然知之甚少。协同大型光谱调查LAMOST（数据发布8）和盖亚（数据发布2），我们报告了一个新的全面的目录386疏散星团。该星表具有径向速度、金属丰度和动力学性质的均匀参数测定，如轨道、偏心率、角动量、总能量和3D银河系速度。这些参数允许第一径向速度测定和第一光谱[Fe/H]测定44和137集群，分别。大多数星系团的金属丰度分布在银河系中心半径，总能量和角动量的Z分量的参数空间中显示出下降的趋势-除了两个老的组，在自己的参数平面中显示出平坦的尾巴。年龄小于和大于5亿年的集群种群在圆盘上分布不均匀。后者与银盘耀斑具有空间一致性。非常年轻的星团（<1亿年）和附近分子云之间的三维空间比较显示，拉德克利夫气云波的金属丰度分布范围很广，表明可能存在不均匀的混合或快速的恒星形成。这份星表将成为追踪银河系化学和动力演化的有用工具。
2022-07-19 astro-ph.GA
Analysis of galaxy kinematics based on Cepheids from the Gaia DR2 Catalogue
为了构建银河系的旋转曲线，我们在很大程度上使用了盖亚DR 2星表中的经典造父变星的自行、惯性和视线速度。从文献数据中形成的工作样本包含大约800颗造父变星及其年龄估计。我们确定了银河系在太阳距离上的线自转速度为$V_0=240\pm3$ ~km s $^{-1}$。在这种情况下，从太阳到银河系旋转轴的距离为$R_0=8.27\pm0.10$ ~kpc。对年龄小于1.2亿年的造父变星的径向速度和剩余切向速度的谱分析表明，从目前和过去的数据中获得的螺旋密度波的参数估计接近。因此，对于四臂模式，波长$λ_{R,θ}$的值在[2.4--3.0] kpc范围内，俯仰角$i_{R,θ}$的值在[ $-13^\circ$，$-10^\circ$ ]范围内，径向和切向扰动的幅值分别为$f_R\sim12$ ~km s $^{-1}$和$f_θ\sim9$ ~km s $^{-1}$。年龄超过1.2亿年的造父变星的速度目前给出的波长为$λ_{R,θ}\sim5$ ~kpc。这个值与我们从年轻造父变星样本中获得的值有很大不同。分析旧造父变星的位置和速度，通过将它们的轨道在时间上向后积分来计算，使得有可能确定螺旋密度波的参数的显著更可靠的值：波长$λ_{R,θ}=2.7$ ~kpc，径向和切向扰动的幅度分别为$f_R=7.9$ ~km s $^{-1}$和$f_θ=5$ ~km s $^{-1}$。
2021-02-27 astro-ph.GA
