Mapping the Galactic disk with the LAMOST and Gaia Red clump sample: I: precise distances, masses, ages and 3D velocities of $\sim$ 140000 red clump stars
我们提出了一个样本的$\sim$ 140，000主要红团（RC）恒星的光谱信噪比高于20 LAMOST银河光谱调查，选择基于其位置的金属依赖的有效温度-表面重力和颜色-金属丰度图，高品质的$Kepler$ asteroseismology数据的监督。这些恒星的恒星质量和年龄是进一步确定的LAMOST光谱，使用核心主成分分析方法，训练与数以千计的RC在LAMOST- $Kepler$领域与准确的小行星地震质量测量。我们的原始RC样品的纯度和完整性通常高于80%。对于质量和年龄，各种测试显示典型的不确定性分别为15%和30%。使用超过一万个主要的RC与准确的距离测量的盖亚DR 2的星系，我们重新校准的$K_{\rm s}$绝对幅度的主要RC，第一次，考虑到金属丰度和年龄的依赖性。通过新的校准，所有主要RC的距离都得到了，典型的不确定性为5%-10%，甚至比盖亚视差测量超过3- 4千秒差距的恒星产生的值更好。该样本覆盖了银河系盘中相当大体积的$4 \leq R \leq 16$ kpc、$|Z| \leq 5$ kpc和$-20 \leq ϕ\leq 50^{\circ}$。恒星大气参数，视线速度和元素丰度来自LAMOST光谱和自行盖亚DR 2的样本星也提供。最后，仔细评估的选择功能的样本中的颜色星等平面不同的天空区域。样本是公开的。
2020-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGC 2548: clumpy spatial and kinematic structure in an intermediate-age galactic cluster
NGC 2548是一个400 - 500百万年前的疏散星团，有证据表明它的空间子结构可能是由它与银河系盘的相互作用造成的。在这项工作中，我们使用精确的天体测量数据从CarteduCiel-San Fernando（CdC-SF）星表来研究这个星团的clusional结构。我们确认了NGC 2548的碎片结构，但是，另外，我们的运动学数据的相对高的精度使我们第一次检测到在自行空间的星团的子结构。有三个空间上分离的核心，每个核心在自行分布中都有自己的对应物。两个主要的核心几乎平行于银河平面，而第三个核心比其他核心暗得多，它向银河平面移动，与星团的其他部分分离。我们推导出核心位置和自行，以及属于每个核心的恒星。
2016-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Stellar Disk Structure Rrevealed by the Mono-age Populations of the LAMOST Red Clump Sample
本研究利用LAMOST和Gaia的138,667颗红团簇恒星，将其划分为单年龄种群分析银河系盘结构，发现双分量盘模型均存在翘曲，薄盘标高随年龄增长而厚盘稳定，揭示了年龄对盘结构演化的关键作用。
2024-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Red Clump Stars from the LAMOST data I: identification and distance
我们提出了一个样本的约120,000红团候选人选择从LAMOST DR 2目录的基础上的经验分布模型在有效温度与表面重力平面。虽然红团星一般被认为是标准烛光，但它们的绝对星等并不局限在一个狭窄的范围内，而是可能根据它们的初始质量而扩展到超过1等。因此，传统的过于简化的距离估计与固定的光度假设可能会导致系统的偏差有关的初始质量或年龄，这可能会影响研究银河系的演化与红团星。因此，我们采用等时线为基础的方法来估计的绝对星等的红丛星从他们观察到的表面重力，有效温度和金属丰度。我们验证，估计以及删除系统，并提供一个初始的质量/年龄独立的距离估计精度小于10%。
2015-05-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The age and metallicity dependence of the near-infrared absolute magnitude and colour of red clump stars
本研究利用小麦哲伦星云和银河系星团，扩展参数空间至年龄0.45-10.5 Gyr和金属丰度-1.65至0.32，验证红团星近红外绝对星等与颜色的年龄和金属丰度依赖性，结果与BaSTI、PARSEC和MIST模型吻合，尤其J-K_S颜色重现理论分布。
2025-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extended Main-Sequence Turnoff and Red Clump in intermediate-age star clusters: A study of NGC 419
本研究通过哈勃空间望远镜的精确自行数据，分析小麦哲伦云星团NGC 419的成员星分布，发现缺乏分离现象，支持自转假说而非年龄散布，并指出当前演化模型的不足。
2023-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Stellar Mass and Age Distributions of Star-Forming Clumps at $0.5 < z < 5$ in JWST CANUCS: Implications for Clump Formation and Destruction
本研究利用 JWST CANUCS 分析 $0.5<z<5$ 恒星形成团块的质量与年龄分布，揭示 cSMF 斜率随星系质量、气体比例、团块起源及年龄变化，约束其形成、存活与毁灭机制。
2025-09-29 astro-ph.GA
The Young Ages of 70 μm-dark Clumps Inferred from Carbon Chain Chemistry
通过对12个大质量70微米暗团块进行碳链分子观测并与化学模型比较，发现其化学年龄小于1 Myr，表明这些团块缺乏大质量原恒星是因为尚处年轻阶段，而非无法形成大质量恒星。
2025-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation timescale in the molecular filament WB 673
我们观测到的氨发射线朝向承载密集团块WB~673、WB~668、S233-IR和G173.57+2.43的星际细丝WB~673。对谱线的LTE分析使我们能够估计致密团块中的气体动力学温度（所有团块中的$\lesssim$ 30~K）、数密度（$7-17\times10^3$ ~cm $^{-3}$）和氨柱密度（$\approx 1-1.5\times 10^{15}$ ~cm $^{-2}$）。我们在WB 673中发现了塌陷的特征，并在S233-IR中发现了紧凑的空间未分辨的致密团块。我们重建了团块中的一维密度和温度分布，并使用天体化学模型估计了它们的年龄。考虑到CO、CS、NH $_3$和N $_2$ H $^+$分子（对于WB~673加上HCN和HNC），我们发现$t_{\rm chem}=1-3\times 10^5$ ~yrs的化学年龄提供了所有团块中的模拟和观察到的柱密度之间的最佳一致性。因此，我们认为$t_{\rm chem}$是整个灯丝的化学年龄。在天体化学模型中，一个长时间的低密度气体积累阶段将打破模拟和观察到的柱密度之间的一致性。我们认为，快速恒星形成超过$\sim 10^5$ ~年的时间尺度发生在灯丝。
2022-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Age Calibration of Open Clusters using Red Clump Stars
本文利用Gaia DR3数据研究疏散星团中红巨星支与红团簇的颜色差随年龄的变化，发现该关系在年轻星团中变为双值且与金属丰度无关，指出现有恒星演化模型无法重现观测趋势。
2025-02-05 astro-ph.GA
The Morphology of the Sub-Giant Branch and Red Clump Reveal No Sign of Age Spreads in Intermediate Age Clusters
最近在星团研究中的一个惊喜是，通过哈勃太空望远镜测光的精确性，大麦哲伦云和小麦哲伦云中的一些中间年龄（1-2 Gyr）的星团具有比简单恒星星族（SSP）预期的更宽的主序关闭（MSTO）宽度。对这些扩展的MSTO（eMSTO）的一种解释是，星团内存在约5亿年的年龄差异，从根本上重新定义了我们对星团的看法，传统上认为星团是单一年龄，单一金属量的恒星星族。在这里，我们通过研究CMD的其他区域来测试这种解释，这些区域也应该受到如此大的年龄分布的影响，即次巨星分支（SGB）和红丛（RC）的宽度。我们研究了LMC中两个显示eMSTO现象的大规模星系团（NGC 1806和NGC 1846），并表明如果星系团内存在大的年龄分布，它们都具有与预期相冲突的SGB和RC形态。我们的结论是，SGB和RC的宽度是不一致的扩展恒星形成的历史，在这些集群，因此年龄的蔓延是不太可能的eMSTO现象的原因。我们的研究结果与最近的研究一致，这些研究也对大规模星团中是否存在大的年龄分布表示怀疑;即未能在年轻的大规模星团中找到年龄分布，缺乏在大规模星团中检测到的气体/尘埃，以及表现出eMSTO现象的星团内的均匀丰度。
2015-01-15 astro-ph.GA
Giant Star Forming Complexes in High-z Main Sequence Galaxy Analogues: The Internal Structure of Clumps in DYNAMO Galaxies
为了间接地研究在$z \sim 1-3$主序星星系的巨大团块的内部结构，我们的目标是非常动荡和丰富的气体的本地类似物从Hubble太空望远镜的样品，在波长范围为$\sim 200-480$ nm。我们提出了一个包含58个团簇的星表，这些团簇是在六个星系中发现的，包括WFC 3/UVIS F225 W、F336 W和F467 M测光系统，其中（$225-336$）和（$336-467$）色分别对消光和恒星星族年龄敏感。我们测量团块本身的内部颜色梯度，以研究它们的年龄和消光特性。我们发现一个显着的颜色趋势，在个别团块，其中解决的颜色分布显示，团块一般有蓝色（$336-467$）的颜色（表示非常年轻的年龄）在其中心比在其边缘，在（$225-336$）颜色与灭绝的变化很小。此外，我们发现，团块的颜色表明他们是老的，优先位于靠近他们的星系的中心，我们没有发现年轻的团块在小银河系中心的距离。这两个结果都与高红移恒星形成系统的模拟一致，这些系统显示团块通过剧烈的盘不稳定性形成，并通过动态过程迁移到星系中心，在几个亿年的时间尺度上促进凸起的增长，同时在它们的中心不断形成恒星。当我们比较这些模拟中的C3 O团块时，我们发现与长寿命团块的最佳一致性。
2021-07-02 astro-ph.GA
Star clusters with dual red clumps
麦哲伦星云中的一些星团在其色星等图的红团区域表现出复合结构。最引人注目的例子是SMC中的NGC419，其中红色团块由一个主要斑点和一个明显的次要特征组成。这种结构被证明是真实的，并对应于同时存在的恒星通过电子简并后，中央氢耗尽和那些没有。这种罕见的发生在一个单一的集群，使我们能够设置严格的限制其年龄和对流核心过冲的效率在主序列的演变。我们提出了一个更详细的分析NGC419，连同第一次看其他人口LMC集群，显然是在同一阶段：NGC1751，NGC1783，NGC1806，NGC1846，NGC1852和NGC1917。我们还比较了这些麦哲伦云的情况下，他们的银河系的同行，NGC752和NGC7789。我们强调这些星团作为恒星星族年龄尺度上的绝对校准标记的非凡潜力。
2009-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar population astrophysics (SPA) with the TNG. Abundance analysis of nearby red giants and red clump stars: combining high resolution spectroscopy and asteroseismology
本研究结合GIARPS高分辨率光谱与星震学，分析16颗红巨星和红团簇星的参数、化学丰度及年龄，发现星震学年龄与演化轨迹一致但与化学时钟不符，并识别出可能的富Li巨星HD 24680。
2024-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
From the Inner to Outer Milky Way: A Photometric Sample of 2.6 Million Red Clump Stars
红团星的大型原始样本非常抢手，因为它们是标准烛光，即使在很远的距离也能给出精确的距离。然而，很难干净地选择红团簇星，因为它们可以具有与红巨星分支星相同的T $_{\mathrm{eff}}$和log $g$。最近的研究表明，用于准确选择红团星的星震参数$\rmΔ$ P和$\rm{Δν}$，可以利用红巨星分支期间混合引起的表面碳/氮比（[C/N]）的变化从光谱中导出。[C/N]的这种变化也会影响光谱能量分布。在这项研究中，我们使用2 MASS，AllWISE，\gaia和Pan-STARRS数据预测$\rmΔ$ P，$\rm{Δν}$，T $_{\mathrm{eff}}$和log $g$，以选择一个干净的红团簇星样本。我们实现了$\sim$ 20\%的污染率，相当于从低分辨率光谱中获得的T $_{\mathrm{eff}}$和log $g$中选择时所实现的污染率。最后，我们提出了两个红色团块样本。一个样本的污染率为$\sim$ 20\%，$\sim$ 405，000颗红色团块星。另一个有$\sim$ 33\%和$\sim$ 260万颗红色团块星的污染，其中包括距离$>$ 10 kpc的$\sim$ 75，000颗恒星。对于|b| >30度，我们发现$\sim$ 15，000颗恒星，污染率为$\sim$ 9\%。这个星表在研究银河系的结构和形成历史方面的科学潜力是巨大的，因为它包括了…
2020-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Meridional Circulation. I. A Formation Channel for Lithium-rich and Super Lithium-rich Red Clump Stars
本文将自转巨星辐射区中的经向环流径向混合建模为扩散过程，证明其可输运氢燃烧产生的铍并形成富锂及超富锂红团簇星。
2025-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical properties of embedded clusters in ATLASGAL clumps with HII regions
本研究通过最优采样模型合成含HII区的ATLASGAL团块的嵌入星团，考虑年龄弥散与不同恒星形成历史，发现吸积光度对低质量HII团块总热光度贡献显著，指出需进一步探究更多物理过程以解释其光度超出现象。
2024-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Identification, mass and age of primary red clump stars from spectral features derived with the LAMOST DR7
虽然红团（RC）星由于其光度和颜色的稳定性而易于识别，但在HR图上的同一位置上，大约20-50%的红巨星分支（RGB）星实际上是红巨星。本文从LAMOST DR 7上鉴定了184318颗主RC（PRC）星的210,504个光谱样本，其纯度高于90%。采用XGBoost集成学习算法，通过LAMOST光谱（R~1800，SNR>10）成功区分了RC星和RGB星，并去除了次RC星。SHapley加法解释（SHAP）值用于解释XGBoost模型选择的顶级功能。特征围绕Fe 5270、MgH & MgIb、Fe 4957、Fe 4207、Cr 5208和CN，可以成功区分RGB和RC星。XGBoost也被用来估计PRC恒星的年龄和质量，通过用开普勒标记的星震参数训练它们的光谱。质量和年龄的不确定性分别为13%和31%。通过对特征归因模型的验证，发现XGBoost得到的年龄敏感因素与文献结果一致。PRC星的距离是由Gaia EDR 3标定的$K_{S}$绝对星等推算的，其不确定度约为6%，表明PRC星主要位于银盘上。我们还测试了XGBoost与R $\sim$ 250，这是中国空间站望远镜（CSST）的分辨率正在建设中，它仍然能够找到敏感的功能，以区分RC和RGB。
2022-03-11 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Extinctions and distances of dark clouds from UGRIJHK photometry of red clump giants: the North America and Pelican nebulae complex
本文研究了用2 MASS J，H，Ks，IPHAS r，i和MegaCam u，g测光测定红巨星到暗云距离的可能性。红团巨星与巨分支的G5-K1和M2-M3恒星的少量混合物可以被分离出来，并用于确定分离云或旋臂的距离。该方法适用于北美和鹈鹕星云复合体的一个地区。背景红巨星的星际投影也可以用来绘制云中尘埃的表面密度。
2009-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
On massive dust clumps in the envelope of the red supergiant VY Canis Majoris
红超巨星VY CMa的包层长期以来一直被认为是一个极端的例子，可能发生在其他冷而大质量的演化恒星中。最近对包层的亚毫米观测显示，在距离恒星800质量的范围内有大量的尘埃团，这加强了VY CMa中剧烈质量损失现象的图像。我们以0.1”的角分辨率和前所未有的灵敏度提出了新的ALMA观测结果，揭示了有关尘埃团块的进一步细节。我们解决更多的离散功能，并确定一个submm对应的一个更遥远的丛西南已知的视觉观察。最亮的一团，命名为C，在观测中被解析。气体与团簇C的分辨连续发射相对，产生吸收的分子光谱。除了SW团块，没有发现分子发射与尘埃团块，我们建议，尘埃结构有一个低的气体含量。我们试图通过三维辐射传输模型再现尘埃团的属性。虽然一个丛配置解释的意见被发现，它不是唯一的。所有团块到恒星辐射的光学深度非常高，这使得建模非常具有挑战性，并且需要不切实际的高尘埃质量。有人建议，尘埃功能的子结构，例如孔隙度，允许更深的穿透恒星光子内的团块比在一个均匀的配置。一个多世纪以来，估计的团块年龄与恒星视觉通量的变化之间的比较表明，它们形成的机制并不是通过增强或强烈减弱的可见光来唯一表现的。这项研究表明，VY CMa的尘埃质量损失事件在所有已知的非爆炸性恒星中确实是无与伦比的。这些事件的起源仍然是一个悬而未决的问题。
2019-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Verification of Hypervelocity Bulge Red Clump Stars
本研究利用OGLE-IV巡天数据验证银河系核球超高速红团簇星候选体，未证实候选星的超高速属性，否定了此前相关研究提出的中心超大质量黑洞产生这类恒星的速率结论。
2024-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
High resolution spectroscopic study of red clump stars in the Galaxy: iron group elements
依巴谷轨道观测站在银河系中观测到的62颗红巨星“团”星的主要大气参数和铁族元素（钒、铬、铁、钴和镍）丰度。这些恒星是一个均匀的样品，平均温度T=4750 ± 160 K，平均表面重力log g = 2.41 ± 0.26，平均金属丰度[Fe/H] = -0.04 ± 0.15 dex。对[Fe/H]分布的高斯拟合产生平均值[Fe/H] = -0.01 dex和分散度[Fe/H] = 0.08 dex。本工作中获得的银河系团簇星的近太阳金属丰度和[Fe/H]的小色散证实了Girardi & Salaris（2001）的依巴谷团簇的理论模型。这意味着附近的星团恒星（平均而言）是相对年轻的天体，主要反映了在其历史的最后几个Gyrs期间在本地盘中发展的近太阳金属丰度。我们发现铁族元素与铁的丰度比在团簇巨星接近太阳。
2010-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Empirical photometric calibration of the Gaia Red Clump: colours, effective temperature and absolute magnitude
盖亚数据发布1允许重新校准标准蜡烛，如红团星。要使用这些，首先需要准确地描述它们。特别是，需要颜色来推导星际消光。由于没有滤波器可用于第一次盖亚数据发布，并避免大气模型不匹配，经验校准是不可避免的。这项工作的目的是通过盖亚、约翰逊、2 MASS、依巴谷、第谷-2、APASS-SLOAN和WISE光度系统以及APOGEE DR 13光谱温度的颜色-颜色、有效温度-颜色和绝对星等-颜色关系，对太阳附近的盖亚红团恒星提供第一个完整且可靠的光度经验校准。我们使用3D灭绝图来选择低红化的红巨星。为了校准颜色-颜色和有效温度-颜色关系，我们开发了一种MCMC方法，该方法考虑了所有变量的不确定性，并为每个光度关系选择最佳模型。我们通过基于核的分布函数的模式估计红团绝对星等。我们提供了20个颜色与G-Ks的关系和第一个Teff与G-Ks校准。得到了15个测光带的红团绝对星等，特别是M_Ks = -1.606 +/-0.009和M_G =（0.495 +/-0.009）+（1.121 +/-0.128）（G-Ks-2.1）。我们提出了一个unreddened盖亚-TGAS HR图，并使用校准比较其红丛和红巨星分支凹凸与帕多瓦等时线。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The age-kinematical features in the Milky Way outer disk
利用LAMOST巡天观测到的约40，000颗红团簇星，计算了银心半径在8 ~ 14 kpc范围内的平均速度分量。我们发现，年轻的红团簇星的垂直整体运动明显大于老的红团簇星。这很可能是银河系绕其节点线弯曲的运动学特征，该节点线位于银河系反中心区域附近。这表明，这种翘曲主要是由年轻恒星而不是老恒星贡献的。在垂直运动学的年龄变化有利于形成的情况下，银河系的翘曲起源于下落错位的气体。
2017-02-08 astro-ph.GA
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and $Gaia$ Red clump sample: V: On the origin of the "young" [$α$/Fe]-enhanced stars
利用从LAMOST和$Gaia$巡天中选出的近140，000颗原始红团簇星的样本，我们识别出了大量的“年轻”[ $α$ /Fe]增强星，它们的恒星年龄小于6.0 Gyr，[ $α$ /Fe]比大于0.15 dex。恒星年龄和[ $α$ /Fe]比是通过LAMOST光谱测量的，使用的是在LAMOST-APOGEE领域（对于[ $α$ /Fe]）和LAMOST- $Kepler$领域（对于恒星年龄）中使用普通恒星训练的机器学习方法。经典银河系化学演化模型预计不会存在这些“年轻”[ $α$ /Fe]增强恒星。为了探索它们可能的起源，我们分析了这些恒星的空间分布、化学和运动学性质，并将结果与化学薄盘和化学厚盘种群的结果进行了比较。我们发现这些“年轻”的[ $α$ /Fe]增强星在数密度、金属丰度、[C/N]丰度比、速度色散和轨道偏心率等方面的分布与化学厚盘星族基本相同。我们的结果清楚地表明，那些所谓的“年轻”[ $α$ /Fe]增强的恒星并不是真正的年轻，而是$genuinely$ $old$。虽然不能完全排除其他替代解释，但我们的结果表明，这些老恒星最可能的起源是恒星合并或质量转移的结果。
2020-08-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing infrared excess connection with Li enhancement among red clump giants
我们已经在低质量红巨星中进行了搜索，以寻找触发He闪光和随后Li增强的合并场景的证据。我们选择了一个红巨星的样本，从GALAH调查测量良好的锂丰度，近红外和中红外通量从2 MASS和WISE调查，分别。该样本包含418颗冷红巨星和359颗上红巨星。大多数的巨人和大多数超级富锂巨人没有表现出IR过剩。只有五颗红团巨星和一颗RGB巨星显示出IR过剩。值得注意的是，在5颗红外线过剩的红团簇巨星中，3颗是超富锂的（A（Li）> = 3.2 dex），2颗是富锂的（A（Li）> = 1.0 dex）。结果表明红团簇巨星中Li的增强可能是由于两个通道：一个是由单星演化中的原位He闪光引起的，另一个是由RGB上He-白矮星与巨星He-惰性核合并等事件触发的He闪光引起的。在后一种情况下，由于质量损失，预计兼并事件会产生IR超额。我们用DUSTY代码和衍生的尘埃参数模拟了所有六颗巨星的IR过剩。估计的运动学年龄和时间尺度的尘埃信封的超级锂丰富的阶段，锂增强发生在最近。此外，分析显示，与锂正常和没有IR过量的富锂巨星相比，富锂巨星中快速旋转星（vsini > = 8 km/s）的比例显着更高（五分之四）。
2022-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation in IRDC G31.97+0.07
我们利用CO同位素的多波段连续谱和分子谱线数据，研究了IRDC G31.97+0.07的动力学结构和物理性质。通过SED拟合得到了整个结构的尘埃温度图和HPDMATHABMM柱密度图。总质量约为$2.5\times10^5\,M_{\odot}$（对于整个阴极结构）和约为$7.8\times10^4\,M_{\odot}$（对于IRDC）。从柱密度图产生的柱密度PDF通常呈幂律形式，表明这部分主要是重力主导的。IRDC的PDF的较平坦的斜率意味着它可能被邻近的更大的\HII区域压缩。从850\，\micron \连续体中鉴定出27个团块，位于该环状结构中。根据IRDC中碎片的平均间距，我们估计了IRDC的年龄。年龄约为$6.4\,$ Myr，假设倾角为$i = 30^\circ$。对于18个CO和$^{13}$ CO（3-2）发射较强的团簇，我们研究了它们的谱线轮廓和稳定性。我们发现有5个蓝色轮廓的团块表明气体的流入运动，2个红色轮廓的团块表明气体的流出或膨胀。只有一个团块具有$α_\mathrm{vir} > 2$，这表明大多数团块都是引力束缚的，并且倾向于坍缩。在质量- $R_\mathrm{eq}$图中，27个团块中有23个高于高质量恒星形成的阈值，这表明该区域可以成为研究高质量恒星形成的好地方。
2019-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Red Clump stars from LAMOST II: the outer disc of the Milky Way
我们目前的恒星密度图的银河系外盘与红色团块恒星的LAMOST数据。这些样本被分为年轻（平均年龄~ 2.7 Gyr）和老年人（平均年龄~ 4.6 Gyr）人口，使他们可以跟踪的银河系中心半径R从9到13.5千秒差距的范围内的年龄结构的变化。我们发现，这两个人口的规模高度增加与R和显示径向梯度为48 +/- 6和40 +/- 4 pc/kpc的老年人和年轻的人口，分别。这表明，耀斑发生在薄盘人群与广泛的年龄范围。此外，耀斑的强度似乎没有显着相关的薄盘人口的年龄。另一方面，径向表面密度分布的尺度长度为4.7 +/- 0.5 kpc的年轻和3.4 +/- 0.2 kpc的老年人口，这意味着年轻的光盘人口比老年人更径向延伸。虽然年轻种群的比例从R ~ 9的28%略微增加到R ~ 13 kpc的35%左右，但老年种群在外盘中的比例不低于65%。
2017-04-14 astro-ph.GA
Geometric properties of galactic discs with clumpy episodes
最近提出了一种在银河系化学空间[ $α$ /Fe] vs [Fe/H]中形成双峰的设想，其中$α$增强的恒星在早期快速地成团产生。除了加速介质中$α$元素的富集，这些团块还分散了老恒星，将平面内的运动转换为垂直运动，形成了几何厚盘。在本文中，通过对光滑粒子流体动力学模拟数据的详细分析，我们研究了在这种情况下产生的几何特性（特别是化学厚盘）。对于单年龄的人口，我们表明，高-[ $α$ /Fe]星的表面径向密度分布是很好地描述了单指数，而低-[ $α$ /Fe]星需要破碎的指数。这一差距对年轻人来说是尖锐的，对老年人来说是扩大的。断裂的位置并不明显取决于年龄。单年龄星族的垂直密度剖面具有单指数的特征，对于低[ $α$ /Fe]星有显著的耀斑，而对于高[ $α$ /Fe]星只有微弱的耀斑（或根本没有耀斑）。对于低[ $α$ /Fe]星，耀斑水平随年龄而减小，而对于高[ $α$ /Fe]星，耀斑水平随年龄而微弱地增加（尽管有很大的不确定性）。所有这些性质都与最近报道的银河系观测结果一致，使其成为银河系厚盘形成的合理情景。
2020-02-11 astro-ph.GA
The VMC Survey -- XL. Three-dimensional structure of the Small Magellanic Cloud as derived from red clump stars
星系间的相互作用扭曲了重子物质的分布，并可能影响恒星的形成。附近的麦哲伦云是一个正在进行的星系相互作用过程的主要例子。在这里，我们使用中间年龄（$\sim1$ - $10$ Gyr）的红团星映射的三维结构的小麦哲伦云（SMC），并解释它的历史背景下的相互作用与大麦云（LMC）和银河系。红团星是从基于麦哲伦云VISTA巡天数据的近红外色星等图中选出的。星际红变被测量和消除，校正后的亮度被转换为距离，在逐星的基础上。一个适合红团星空间分布的平面具有倾角$i=35°$ - $48°$和位置角PA $=170°$ - $186°$。然而，从这个平面可以看到明显的偏差，特别是在SMC的外围和东侧。在后一部分，存在两个不同的种群，距离相隔多达10 kpc。在SMC的北部可以看到遥远的红色团块星，也可能在遥远的西部;这些可能与预测的“反桥”有关。我们还提出了一个尘埃变红的地图，这表明尘埃一般跟踪恒星质量。SMC的中龄恒星成分的结构带有几个Gyr前与LMC的强相互作用的印记，这不可能是纯粹的潮汐，但必须涉及冲压压力剥离。
2020-12-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation at the smallest scales; A JWST study of the clump populations in SMACS0723
我们提出了在18个透镜星系的红移1至8.5内的透镜星系团领域SMACS 0723检测到的集群人口。最近的JWST早期发布观测这个鲜为人知的天空区域揭示了许多点状源内部和周围的宿主星系，在较浅的HST图像中未检测到。我们使用JWST多波段测光和该星系团的透镜模型来估计恒星团的固有大小和星等。我们得到的光学restframe有效半径从$<$ 10到100秒pc和质量范围从$\sim10^5$到$10^9$ M $_{\odot}$，在本地宇宙中的大质量星团重叠。年龄从100万年到100万年不等。我们将穿越时间与团块的年龄进行了比较，并确定45%至60%的检测到的团块与重力束缚一致。缺乏Gyr旧团块表明溶解时间尺度短于1 Gyr。我们看到随着红移，团块的光度（质量）表面密度显著增加。星系团在再电离时期的恒星密度高于本地宇宙中的大质量星系团。我们放大到单个星系的红移$<6$，并发现两个星系，火花和烟花，他们的星团/团块显示出独特的颜色分布和位置周围的主机星系是兼容的被认可或合并事件期间形成。一些致密星团的年龄在1至4 Gyr之间，例如，球状星团的前身大约在9-12 Gyr前形成。我们的研究是在一个小样本的星系上进行的，显示了JWST观测的潜力，可以用来了解星团在快速演化的星系中形成的条件。
2022-12-13 astro-ph.GA
The Interstellar Extinction Toward the Milky Way Bulge with Planetary Nebulae, Red Clump, and RR Lyrae stars
我回顾了文献涵盖的问题，星际灭绝对银河系隆起，重点放在行星状星云，天琴座RR，和红色团块恒星的发现。我还报告从HI气体和球状星团的意见。我表明，在这一领域已经取得了实质性的进展，在最近几十年来，特别是从红丛星。在过去的二十年中，灭绝图的空间覆盖范围增加了一个因子$\sim 100 \times$，并且所报告的总灭绝与选择性灭绝的比率已经移动了$\sim$ 20-25\%，这表明精确度的提高以及比标准更陡的灭绝曲线。问题仍然存在于模拟差异消光，解释异常涉及行星状星云，并了解隆起消光系数和“标准”文献值之间的差异。
2016-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and Gaia Red clump sample. VI: An evidence for the long lived non-steady warp of non-gravitational scenarios
结合LAMOST DR 4和Gaia DR 2普通红团簇星的年龄和自行，我们用一个简单的模型分析了不依赖于任何假设的恒星翘曲幅度的演化。不同星族的最大翘曲盘高度随银心距的增大而增大，并与年龄有关：年轻恒星星族的翘曲特征比老星族强，翘曲振幅$γ({\rm age})$随年龄减小，其一阶导数$\dotγ ({\rm age})$不等于零.节点线方位角$ϕ_w$稳定在$-$ 5 °，没有明显的时间演化，这很好地证实了前人的一些工作。所有这些自洽的证据都支持我们的银河系弯曲应该是一个长期存在的，但非稳定的结构，而不是一个短暂的，这是支持弯曲是起源于气体落入磁盘或其他假设，认为弯曲主要影响到气体，因此年轻的人口跟踪气体比老的更强。换句话说，银河系翘曲是由盘模型上的非引力相互作用引起的。
2020-05-14 astro-ph.GA
The Gaia DR2 parallax zero point: Hierarchical modeling of red clump stars
在盖亚的第二次数据发布中，盖亚的系统性偏移已经被广泛报道，预计它将在未来的盖亚数据中持续存在。为了使用盖亚视差来推断高精度的距离，我们开发了一个分层的概率模型来确定盖亚视差零点偏移以及通过结合天体测量和光度测量来校准红团簇星光度的经验模型。利用阿帕奇点天文台银河演化实验（APOGEE）和盖亚数据发布2（DR 2）的红团星交叉匹配样本，我们报告DR 2的视差零点偏移为$ \varpi_0 = -48 \pm 1~μ\text{as} $。我们推断红团绝对星等为$ K_s $中的$ -1.622 \pm 0.004 $、$ G $中的$ 0.517 \pm 0.004 $、$ J $中的$ -1.019 \pm 0.004 $和$ H $中的$ -1.516 \pm 0.004 $。在$ J $、$ H $和$ K_s $中，红色团块的固有散射为$ \sim 0.09 $ mag，或在$ G $中为$ \sim 0.17 $ mag。我们调整我们的模型，以适应更复杂的分析，如调查视差零点的变化与每个源的观测到的幅度，观测到的颜色，和天空的位置。特别是，我们发现波动的零点在整个天空的顺序或小于几十个$ μ\text{as} $。
2020-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundances in giants as a function of stellar mass: An evidence for He-flash as the source of Li enhancement in low mass giants
在这项工作中，我们研究了巨星中锂丰度的分布作为恒星质量的函数。我们使用了Kepler光度测量和LAMOST中等分辨率（R $\approx$ 7500）光谱测量场中常见的1240颗巨星样本。用行星地震$Δ$ P - $Δν$图定义了核燃烧He的红巨星团和惰性He核红巨星支星。锂丰度已被推导出使用光谱合成的整个样本星。直接测量的行星地震参数$Δ$ P（或$ΔΠ_1$）和$Δν$的值要么取自文献，要么在这项研究中测量。在777颗已确认的红团簇巨星中，我们发现了668颗低质量（$\leq$ 2~M $_{\odot}$）原生红团簇巨星和109颗高质量（$>$ 2~M $_{\odot}$）次生红团簇巨星。在次级红团簇巨星中观测到的Li丰度与理论模型的预测一致。在次级红团巨星中缺乏富锂巨星，而在初级红团巨星中存在富锂巨星，包括超级富锂巨星，这加强了氦闪光是低质量巨星中锂富集的关键的观点。这些结果将进一步限制理论模型，寻找低质量红团巨星中Li增强的物理机制。这些结果也为只有质量小于$\approx$ 2~M $_{\odot}$的巨星才能发展出简并的He核并经历He闪提供了观测证据。
2023-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clumpy Galaxies in GOODS and GEMS: Massive Analogs of Local Dwarf Irregulars
在GEMS和GOODS领域的cluristic星系检查的线索，他们演变成现代的螺旋。测量了团块的大小和团块间区域的表面亮度，并将其拟合到恒星年龄和质量的模型中。从没有明显团间发射的团簇到有淡红盘的团簇，再到絮状或大设计类型的旋涡星系，都有一个演化的趋势。沿着这个序列，interclump表面密度增加和质量表面密度之间的对比度的团块和interclump区域减少，这表明一个逐渐分散的团块，形成磁盘。此外，沿着这个序列，隆起的团块质量比和年龄比增加，这表明一个逐渐形成的隆起。所有这些形态类型都出现在相同的红移范围内，表明团簇形态不是带移的结果。与具有相同静止波长和空间分辨率的本地星系的比较表明，团簇类似于本地矮不规则星。这种相似性与一种模型是一致的，在该模型中，cluerical形态来自于气体中的引力不稳定性，与旋转速度相比具有高湍流速度，与恒星相比具有高质量分数。
2009-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Color-Metallicity Relation of the Red Clump and the Reddening Toward the Magellanic Clouds
大麦哲伦星云（LMC）变红的零点一直是一些争议的主题。它的不确定性传播作为一个系统误差的方法，测量河外距离尺度通过知识的绝对消光的LMC恒星。为了解决这个问题，我们使用了三种不同的方法来校准最广泛使用的度量来预测LMC消光，红色团块的固有颜色，$(V-I)_{RC,0}$，对于该星系的内部$\sim$ 3度。第一种方法是在$Δ\rm{[Fe/H]} \approx 1.10$的宽金属丰度范围内，使用47 Tuc、太阳邻域和NGC 6791中的红色团块星的测量值，经验性地校准BaSTI等时线的颜色零点。通过这些努力，我们还测量了太阳邻域红团的这些性质，（$V-I$，$G_{BP}-K_{s}$，$G-K_{s}$，$G_{RP}-K_{s}$，$J-K_{s}$，$H-K_{s}$，$M_{I}$，$M_{Ks}$）$_{RC,0} =$（1.02，2.75，2.18，1.52，0.64，0.15，$-$ 0.23，$-$ 1.63）。第二种和第三种方法是将观察到的红色团块的颜色与LMC中的造父变星和RR Lyrant的颜色进行比较。用这三种方法分别估算了大麦哲伦云红团的本征色为$(V-I)_{RC,0,\rm{LMC}} = \{ \approx 0.93,0.91 \pm 0.02,0.89 \pm 0.02\}$，用第一种和第三种方法分别估算了小麦哲伦云的本征色为$ (V-I)…
2021-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using red clump stars to correct the Gaia DR1 parallaxes
最近的结果表明，盖亚DR1 TGAS距离与通过食双星或红巨星上的星震学确定的光度所获得的距离之间存在紧张关系。我们使用红团星的$K_s$波段光度，通过星震学确定和表征，进行独立的距离估计。我们的研究结果表明，盖亚TGAS距离包含一个系统误差，随着距离的增加而减少。我们提出了一个校正，以减轻这种偏移作为一个函数的视差是有效的开普勒领域和视差值小于${\sim} 1.6 \rm \, mas$。对于比这更大的松弛，我们发现协议与以前公布的值。我们注意到，TGAS到疏散星团M67的红团恒星的距离显示出很高的不一致性，这是很难纠正的。
2017-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Lithium-Rich Red Giant Below the Clump in the Kepler Cluster, NGC 6819
在Li 6708埃区域获得了旧疏散星团NGC 6819的332个可能成员的WIYN/HYDROGEN谱。初步分析显示，从岔道顶部到巨型分支底部，锂的消耗模式。所有较亮的巨星，其A（Li）都低于1.0，大多数的上限低于0.5。恒星W 007017，位于第一个上升的红巨星隆起下方，富含Li，A（Li）= 2.3。作为一个极有可能的单星天体测量和径向速度集群成员，其不一致的星震成员资格可能是触发锂增强过程的副产品。它的色星等图位置与第一颗上升红巨星中唯一一个被提出的增强混合过程相一致。
2013-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
NIHAO XIII: Clumpy discs or clumpy light in high redshift galaxies?
许多在红移范围3到0.5的大质量恒星形成盘星系被观测到具有星团形态，显示出大小为$\sim$ 1 kpc的巨大团块，质量约为$10^7M_{\odot}$到$10^{10} M_{\odot}$。这些巨大团块的性质和命运仍在争论中。在这项工作中，我们使用了19个高分辨率的模拟从NIHAO样本的盘星系的高红移星系研究的形成和发展的磁盘中的团块。我们利用辐射转移程序GRASIL-3D模拟HST-CANDELS观测数据，首次对观测到的星团比例及其随红移的演化进行了定量的模拟比较。我们发现一个很好的协议之间观察到的clusifraction和NIHAO星系之一。我们发现，尘埃衰减可以抑制本质上明亮的团块，并提高不发光的。在我们的星系样本中，我们只在年轻恒星的光（u波段）中发现了团块，但在恒星质量表面密度图中没有发现。这意味着NIHAO样本并没有显示出clusified恒星盘，而是来自clusified恒星形成事件的clusified光分布。在NIHAO样本中发现的团块与观测到的年龄/颜色梯度相匹配，作为距离星系中心的函数，但它们没有向内迁移的迹象。在我们的模拟中，团块在大约一百万年的时间尺度上分散，它们对凸起生长的贡献可以忽略不计。
2017-04-04 astro-ph.GA
Maps of Massive Clumps in the Early Stage of Cluster Formation: Two Modes of Cluster Formation, Coeval or Non-Coeval?
利用Nobeyama 45 m望远镜，我们在C18 O（J=1-0）谱线发射的5个目标区域内绘制了7个年轻的大质量分子团簇的图。这些团块与星团无关，距离在0.7到2.1千秒差距之间。我们发现C18 O团块的半径为0.5-1.7秒差距，质量为470-4200兆太阳，速度宽度为1.4-3.3公里/秒。所有的团块都是巨大的，并且近似处于维里平衡，这表明它们可能会形成集群。我们的靶区域中的三个与H II区域相关（来自Clump with H II Regions的“CWHR”），而另外两个没有H II区域（CWOHR）。C18 O团块可分为两种形态类型：CWHR呈贝壳状或壳状结构，CWOHR呈球形。两个CWOHR具有系统速度梯度。使用公开发布的WISE数据库，在C18 O团块中识别出I类和II类原恒星候选者。在所有YSO候选中，I类候选的分数（I类+II类）在CWHR中> 50%，在CWOHR中<50%。我们的结论是，从H II区的影响可以看出：（1）的空间分布的团块：沿H II区的连续或壳状结构，（2）的团块的速度结构：沿壳大的速度分散，和（3）小的年龄传播的YSO。年轻天体年龄的微小差异表明，H II区的存在往往会触发同时代的团簇形成。
2013-01-25 astro-ph.GA
Spatially resolved PAH$_{3.3}$ emission and stellar ages in ram pressure stripped clumps at $z\sim0.3$
INAF, Osservatorio Astronomico di Padova（国家天体物理研究所，帕多瓦天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia ‘G. Galilei’, Università di Padova（帕多瓦大学，伽利略物理与天文系）；Instituto de Radioastronomia y Astrofisica, UNAM, Campus Morelia（墨西哥国立自治大学，莫雷利亚校区射电天文学与天体物理学研究所）；IPAC, California Institute of Technology（加州理工学院，红外处理与分析中心）；University of California, Los Angeles（加利福尼亚大学洛杉矶分校）
研究通过JWST观测揭示风压剥离环境中PAH发射与恒星年龄的关系，发现尘埃和恒星形成在极端环境下存活并被剥离。
2026-01-07 astro-ph.GA
Multiply lensed star forming clumps in the A521-sys1 galaxy at redshift 1
我们研究了A521-sys 1中的恒星形成团的人口，A521-sys 1是一个由前景（$\rm z=0.25$）星团Abell 0521引力透镜的$\rm z=1.04$系统。该星系呈现出一个完整的反像，平均放大率为$\rm μ\sim4$，一个宽弧包含两个放大率达到$\rm μ>20$的A521-sys 1的部分图像，允许对团块的研究下降到$\rm R_{eff}<50$ pc的尺度。我们确定了18个独特的团块，共45个多个图像。内在的大小和紫外线的大小揭示了团块与升高的表面亮度，类似的系统在红移$\rm z\gtrsim1.0$。这些团块解释了银河系紫外光度的$\sim40\%$，这意味着最近的恒星形成活动中有很大一部分发生在那里。团块质量范围从$\rm 10^6\ M_\odot$到$\rm 10^9\ M_\odot$，大小从几十到几百秒差距，导致质量表面密度从$10$到$\rm 10^3\ M_\odot\ pc^{-2}$，中值为$\rm \sim10^2\ M_\odot\ pc^{-2}$。这些性质表明，我们探测到恒星形成发生在广泛的规模，从集群聚集体到巨大的恒星形成复合体。我们发现年龄小于$100$ Myr，与在出生区域附近观察到的团块一致。缺乏与质量，质量密度，或年龄和缺乏老的迁移团块的银河系的趋势可以解释，要么溶解后，几个$\sim100$百万年或恒星的演化，…
2022-08-04 astro-ph.GA
Reinforcing the link between the double red clump and the X-shaped bulge of the Milky Way
在银河系核球的光度函数中发现的双红色团块被解释为X形结构的证据。最近，有人提出了另一种解释，即双红团是经典椭球体中多个恒星星族的效应。在这封信中，我们提供了对这种情况的观测评估，并表明它与红色团块在不同视线上的行为不一致，特别是在距离银河平面很远的地方。相反，我们确认的形状的红团星等分布密切遵循的距离分布预期的X形凸起在银河系的关键纬度。我们还强调了在寻找替代方案时不应忽视的凸出红团的一些关键观测特性。
2015-10-20 astro-ph.GA
Clumpy Galaxies in CANDELS. II. Physical Properties of UV-bright Clumps at $0.5\leq z<3$
研究遥远星系中巨大的恒星形成团块对理解星系形成和演化很重要。然而，目前，观测者和理论家还没有就观测到的遥远星系中的“团块”是否与模拟中看到的现象相同达成共识。在本文中，作为一个步骤，建立一个基准的观测和理论之间的直接比较，我们发布了一个样本的团块构造代表常见的“团块”在文献中。这个样本包含从$0.5 \leq z < 3.0$的1270个星系中检测到的3193个团块。如我们之前的论文所述，从静止帧UV图像中检测到团块。它们的物理性质，例如，静止坐标系颜色、恒星质量（M*）、恒星形成率（SFR）、年龄和尘埃消光，通过拟合光谱能量分布（SED）到合成的恒星星族模型来测量。我们仔细地测试了测量星系团性质的方法，特别是从星系的漫射分量中减去背景通量的方法。通过我们的基准背景减除，我们发现了一个径向团块U-V颜色变化，靠近银河系中心的团块比外围的团块更红。颜色梯度的斜率（星系团的颜色是以星系的半长轴为尺度的银河系距离的函数）随着宿主星系的红移和M* 而变化：在固定的M* 下，斜率向低红移方向变陡，在固定的红移下，斜率随着M* 而变陡。根据我们的SED拟合，这种观察到的颜色梯度可以解释为负的年龄梯度，负的E（B-V）梯度和正的特定恒星形成率梯度的组合。我们还发现，团块的颜色梯度比团块内区域的颜色梯度更陡。[摘要]
2017-12-05 astro-ph.GA
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and Gaia Red clump sample: VIII: Mapping the kinematics of the Galactic disk using mono-age and mono-abundance stellar populations
基于LAMOST-Gaia红团簇恒星，按年龄与[α/Fe]族群测绘银盘运动学，揭示整体运动、旋臂、扰动及不同加热机制。
2024-03-04 astro-ph.GA
The structure behind the Galactic bar traced by red clump stars in the VVV survey
红团星通常被用来绘制银河系内部区域的变红和形态。我们在Vía Láctea巡天中使用新的VISTA变星测光星表，以实现银河系$-10^{\circ}<l<10^{\circ}$和纬度$-1.5^{\circ}<b<1.5^{\circ}$的红色化地图的两倍空间分辨率。我们使用这些去红星表来构造银河平面中红色团块周围的$K_{s}$光度函数。我们发现，在这些地区检测到的第二个峰值（比红色团块更暗）并不对应于凸起红巨星分支凸起单独，如前所述。相反，这个较暗的星团在很大程度上对应于追踪银河系酒吧后面的旋臂结构的红色星团恒星的过度密度。这一结果表明，旨在消除隆起红巨星分支隆起的研究应避免低银河系纬度（$|b|< 2^{\circ}$），在那里，背景红团人口贡献显着的污染。它进一步强调了在未来的银河系酒吧建模中包括这一结构组件的必要性
2018-09-11 astro-ph.GA
The Clumpy Structure Of Five Star-bursting Dwarf Galaxies In The MaNGA Survey
本文基于MaNGA巡天数据，利用FADO软件分析五个星暴矮星系的恒星形成历史空间分布，发现其年轻恒星族群存在显著团块，且宿主星系性质介于矮椭圆星系与矮不规则星系之间。
2023-11-27 astro-ph.GA
Galaxy Zoo: Clump Scout: Surveying the Local Universe for Giant Star-forming Clumps
巨大的恒星形成团块是高红移恒星形成星系的共同特征。它们是如何形成的，以及为什么它们在低红移时如此罕见，仍然不清楚。在这篇论文中，我们使用来自公民科学项目\textit{Galaxy Zoo: Clump Scout}的数据识别了最大的低红移星系样本（7,052个），在该项目中，志愿者对超过58,000个跨越红移$0.02 < z < 0.15$的斯隆数字巡天（SDSS）星系进行了分类。我们应用一个强大的完整性校正，通过与模拟块识别相同的方法。要求SDSS $u$带中的团-星系通量比大于8%（类似于其他工作中使用的团定义），我们估计至少拥有一个团的局部星系的比例（$f_{clumpy}$）为$2.68_{-0.30}^{+0.33}\%$。我们还计算了相同的分数与一个不太严格的削减3\%（$11.33_{-1.16}^{+0.89}\%$），作为更高的数字计数和更低的统计噪声，这一分数允许更清晰的比较与未来的低红移cluerous星系的研究。我们的研究结果表明，$f_{clumpy}$的急剧下降超过$0 < z < 0.5$。较小的合并率在同一跨度内保持大致恒定，因此我们认为较小的合并不太可能是集群形成的主要驱动力。相反，星系湍流的速率是一个更好的示踪剂$f_{clumpy}$超过$0 < z < 1.5$的所有质量的星系，这支持了这样的想法，即团块的形成主要是由暴力磁盘不稳定性的所…
2022-01-17 astro-ph.GA
Giant clumps in the FIRE simulations: a case study of a massive high-redshift galaxy
在高红移的大质量恒星形成星系的形态中，质量约为10^8-10^9 Msun，大小约为100-1000 pc的巨大团块占主导地位。以前的研究提出，巨大的团块可能在其宿主星系的演化中发挥重要作用，特别是在建造中央隆起方面。然而，这取决于团块是否存活足够长的时间以从其在盘中的原始位置迁移，或者它们是否在到达星系中心之前被自己的恒星反馈所破坏。我们使用宇宙学流体动力学模拟从火（反馈在现实环境中）项目，实现明确的治疗恒星反馈和ISM物理研究这些团块的属性。我们跟踪了一个大质量（z=1时恒星质量约为10^10.8 Msun）、盘状、富含气体的星系中巨团块从红移z>2到z=1的演化过程。尽管这个星系的团簇阶段持续超过10亿年，但单个气体团簇的寿命很短，大质量团簇的平均寿命约为2000万年。在此期间，它们将0.1%至20%的气体转化为恒星，然后被破坏，类似于本地GMC。M>10^7 Msun的团簇约占星系在团簇阶段恒星形成总量的20%，产生约10^10 Msun的恒星。我们没有发现星系内团块向内迁移的证据。在较低的红移下，巨团块的数量和质量随着整体气体比例和恒星形成率的下降而减少。
2016-11-04 astro-ph.GA
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and Gaia Red clump sample. II. 3D asymmetrical kinematics of mono-age populations in the disk between 6$-14$ \,kpc
我们进行分析的三维运动学的银河系盘星在单年龄人口。从LAMOST DR 4红团巨星和Gaia DR 2自行星表中选取银心距离在$R=6$和14 kpc之间的恒星。我们证实了最近工作的三维非对称运动，并提供了银心距离为14，kpc的反中心方向附近的银河系外盘非对称运动的时间标记。径向银心运动的值达到10公里秒$^{-1}$，这取决于人口的年龄，并提出了一个南北不对称的区域对应的密度和速度的子结构，是敏感的扰动在早期6 \，Gyr。在那之后，在这种不对称结构中的盘星在运动学上变得更热，因此对扰动不敏感，我们发现这种结构是一个相对年轻的种群。通过定量分析，我们发现在平面之上和之下的$R\gtrsim 9$ kpc处的恒星都表现出弯曲模运动，其敏感持续时间约为8 \，Gyr。我们推测，面内不对称可能主要是由快速旋转的酒吧，本质上椭圆形的外盘，长期膨胀的磁盘，或流。螺旋臂动力学、不平衡模型、小型兼并或其他因素都是重要的贡献者。垂直运动可能由复杂的内部或外部扰动引起的弯曲和呼吸模式主导。这些机制中有许多可能是相互关联的。
2019-11-04 astro-ph.GA
Origin of Giant Stellar Clumps in High-Redshift Galaxies
我们使用一套星系形成的宇宙学模拟来研究高红移星系中kpc尺度团块的性质。我们确定静止帧UV团块在模拟HST图像平滑到500 pc的分辨率，并将其与100 pc分辨率的模拟中确定的年轻恒星的固有3D团块进行比较。根据这种比较，我们预计，由于空间分辨率和投影的结合，观测到的团块的恒星质量被高估了一个数量级，这些团块的大小也被高估了几倍。贡献大部分紫外线辐射的年轻恒星的质量也可能被高估几倍。我们发现，在模拟中，大多数年轻恒星的团块在一个时间尺度上溶解短于$\sim$ 150百万年。一些具有致密核心的团块可以持续更长时间，但最终会分散。大多数团块不是束缚结构，维里参数$α_{\rm vir}$ > 1。我们发现类似的结果，在模拟地图H $α$排放措施确定的团块。我们检查的预测有效的团块大小的引力摄动的线性理论，并得出结论，他们是不一致的形成全球盘不稳定性。相反，观察到的团块代表了多个较小恒星形成区域的随机投影。
2022-08-13 astro-ph.GA
First Results for the Solar Neighborhood of the Asiago Red Clump Survey
Asiago Red Clump Spectroscopic Survey（ARCS）是一项持续进行的调查，提供沿天赤道分布的精选Red Clump恒星样本的大气参数，距离和空间速度。我们使用的ARCS目录的银河系盘在太阳附近的初步调查，特别是我们专注于检测和移动群体的特性。
2011-11-16 astro-ph.GA
The Age Distribution of Stellar Orbit Space Clumps
本文提出一种结合5维投影与等年龄线拟合的新方法，用于估计恒星轨道空间团块的年龄，应用于92个邻近恒星群后发现它们主要为年轻（≲1 Gyr）的单一年龄族，为理解恒星形成轨道及分散时标提供了严格工具。
2023-11-16 astro-ph.GA
