Feedback in Forming Star Clusters: The Mass-Radius Relation and Mass Function of Molecular Clumps in the Large Magellanic Cloud
本文导出了大麦云云（LMC）中分子团簇的质量-半径关系和质量函数，并用Fall，Krumholz，and Matzner（FKM）提出的简单反馈模型对它们进行了解释。我们的工作利用了Wong等人根据阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）观测到的LMC中六个巨大分子云的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO图编制的基于树状图的团块目录。麦哲伦星云是唯一的外部星系，这种类型的分析是可能的，在必要的空间分辨率（$\sim1$ pc）。我们发现LMC团簇的质量-半径关系和质量函数分别在质量范围$10^2 M_\odot \lesssim M \lesssim 10^5 M_\odot$和$10^2 M_\odot \lesssim M \lesssim 10^4 M_\odot$上具有幂律形式$R \propto M^α$和$dN/dM \propto M^β$，其指数分别为$α= 0.36 \pm 0.03$和$β= -1.8 \pm 0.1 $.利用这些团块的$α$和$β$值（即，protoclusters），FKM模型对年轻LMC团簇质量函数的预测指数为$β\approx 1.7$，与观测指数吻合较好。这里描绘的LMC中的团块和星团的情况复制了银河系中的情况。
2021-01-28 astro-ph.GA
Characterising magnetic fields at the onset of star cluster formation: From giant molecular clouds to infrared dark clumps
Cardiff University（卡迪夫大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Cologne（科隆大学）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）
利用Planck和JCMT POL-2偏振数据，研究8个红外暗团块及其母分子云的平面天磁场形态，发现磁场形态在团块和云尺度上显著不同，气体速度弥散与磁场线方向在柱密度梯度上的对齐存在强相关，表明磁场对团块动力学演化影响小，但在大尺度上起支撑作用。
2026-06-24 astro-ph.GA
First identification and absolute magnitudes of the red clump stars in the Solar neighbourhood for WISE
本文首次利用宽视场红外巡天探测器（WISE）测定了红团星（RC）的绝对星等。我们使用最近从依巴谷星表中获得的缩小的视差，并使用WISE测光在太阳附近识别了3889颗RC星。由WISE测光中RC星的绝对星等分布和颜色分布估算的模值分别为：M_{W1} =-1.635（0.026），M_{W3} =-1.606（0.024）和（W1-W3）_0=-0.028（0.001）等，这些值与用2 MASS资料得到的转换公式一致。用RC星的M_{W1}和M_{W3}绝对星等估算的RC星距离与用分光光度法计算的RC星距离也是一致的。这些WISE绝对星等可用于距离起重要作用的天体物理研究。
2013-04-01 astro-ph.GA
Shared star formation in the Milky Way and Magellanic Clouds
Leiden University（莱顿大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
通过比较银河系和麦哲伦星系致密团块，研究不同环境恒星形成模式异同。分析发现两者团块表现类似，确定温热团块为开放星团前身，还校准了团块恒星形成率。
2026-07-07 astro-ph.GA
Magnetic stability of massive star forming clumps in RCW 106
RCW 106分子云复合体是一个活跃的大质量恒星形成区域，那里正在发生迷你星暴。我们研究了它的磁结构的近红外偏振观测与成像偏振仪SIRPOL的IRSF 1.4米望远镜。全球磁场几乎平行于银道面和云伸长的方向。用Davis-Prasekhar-Fermi方法计算了71个团簇的$\sim100$ - $1600~μ$ G的磁场强度。我们还评估了这些团块的磁稳定性，发现大质量恒星形成团块往往是磁不稳定和引力不稳定的。因此，我们提出了一个新的标准来寻找大质量的恒星形成团块。这些细节表明，在不增加磁通量的情况下提高团块密度的过程对于大质量恒星的形成是必不可少的，并且是沿着磁场线吸积质量的必要性。
2019-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
From Gas to Stars in Energetic Environments: Dense Gas Clumps in the 30 Doradus Region Within the Large Magellanic Cloud
我们提出了秒差距尺度的干涉图HCN（1-0）和HCO $^{+}$（1-0）的恒星形成区30剑鱼座，获得使用澳大利亚望远镜紧凑阵列的致密气体的排放。这个位于大麦云星云（LMC）的极端恒星形成区的特征是非常强烈的紫外线电离辐射场和太阳下的金属丰度，这两者都有望影响分子云结构。我们在剑鱼座30 -10巨型分子云中探测到13个明亮、密集的团块。一些团块沿着血管结构排列，其特征性间距与通过静脉曲张流体不稳定性形成一致。我们的分析表明，暗条引力不稳定，坍缩形成恒星。暗条中的HCO $^{+}$发射与最近的恒星形成活动（包括H $_{2}$ O脉泽和年轻恒星天体（YSO））之间有很好的相关性。YSO似乎继续沿着暗条的同一方向朝着西南方的大质量致密星团R136前进。我们详细比较了30 Dor-10与大麦哲伦星云其他恒星形成区（N159，N113，N105，N44）的团块性质（质量，线宽，大小）。我们的分析表明，30 Dor-1 - 0团块具有类似的质量，但更宽的线宽和类似的HCN/HCO $^{+}$（1-0）线比在其他LMC恒星形成区检测到的团块。我们的研究结果表明，致密的分子气体团在30 Dor-10的内部是很好的屏蔽对强电离场，是在30 Doradus地区。
2014-06-16 astro-ph.GA
An ALMA archival study of the clump mass function in the Large Magellanic Cloud
我们提出了1.3和3.2毫米连续谱图的三个恒星形成区域的大麦云（LMC）观察与阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）。这些数据是作为从ALMA公共档案馆检索的两个项目的一部分，加上一个专门为这项工作观察的项目。我们开发了一种技术，结合在这些波长的地图，估计灰尘只排放校正免费的排放污染。从这些观察，我们确定了32个分子团在LMC和估计其总质量从他们的尘埃排放量范围从205至5740 M $_{\odot}$。我们推导出累积团块质量函数（$N(\geq M) \propto M^{α+ 1}$），并将其与双幂律拟合，以找到$α_{\mathrm{low}} = -1.76^{+0.04}_{-0.05}$、$α_{\mathrm{high}} = -3.3 \pm 0.2$和2500 $^{+300}_{-200}$ M $_{\odot}$的断裂质量。与先前从CO（2-1）数据导出的30 Doradus-10质量函数的比较揭示了团块质量的一致范围和拟合斜率之间的良好一致性。我们还发现，低质量指数的LMC质量函数同意与高质量指数的核心和集群质量函数从几个恒星形成区域在银河系。这种一致性可能表明银河系幂律定律的扩展到比以前观察到的更高的质量。
2018-11-19 astro-ph.GA
Compressed magnetic field in the magnetically-regulated global collapsing clump of G9.62+0.19
来自大质量恒星的恒星反馈（例如，H{ \sc ii}区域）对周围星际介质的影响以及对新恒星形成的调节作用尚不清楚。为了解决这个问题，我们用JCMT/POL-2旋光仪在850 $μ$ m连续谱中观察到了G9.62+0.19复合物。在它最年轻的团簇G9.62中发现了有序的磁场。磁场强度确定为$\sim$ 1 mG。磁场在支持团块方面比湍流起更大的作用。然而，G9.62团簇仍然是不稳定的，对引力坍缩，即使热，湍流，和磁场支持都考虑在一起。在G9.62星系团外围的磁场段似乎指向星系团中心，类似于一个被拖拽的形态，表明星系团可能正在经历由磁场调节的全球崩溃。然而，在其中心区域的磁场与光解离区域（PDR）的壳层对齐，并且近似平行于电离（或冲击）前沿，这表明其中的磁场可能被在同一复合物中形成的扩展H{ \sc ii}区域压缩。
2018-11-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Luminosity-Colour Relations for Red Clump Stars
我们用颜色标定了红团簇星的$M_V$、$M_J$、$M_{K_s}$和$M_g$绝对星等。$M_V$和$M_g$对颜色的依赖性很强，而$M_J$和$M_{K_s}$对颜色的依赖性很弱。在SA 141星野的101颗RC星上进行了$M_V$和$M_{K_s}$绝对星等的校准试验。用这个样本估计的银河系模型参数与早期的研究结果吻合得很好。
2012-10-27 astro-ph.GA
Star-forming environments in smoothed particle magnetohydrodynamics simulations I: Clump extraction and properties
本文从低质量星团SPMHD模拟中提取109个恒星形成团块，基于恒星束缚/吸积气体的时间逆向追踪定义团块，发现其性质多样且主要不依赖母云初始条件。
2023-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Star-forming clumps in the Lyman Alpha Reference Sample of galaxies -- I. Photometric analysis and clumpiness
我们在莱曼-阿尔法参考样本（LARS）中研究了10-500 pc物理尺度上的年轻恒星形成团块，LARS是一个低红移（z = 0.03-0.2）紫外选择的恒星形成星系的集合。在每个样本的14个星系中，我们检测到团块，我们得出的大小和幅度在5个紫外光滤波器。最终样品包括$\sim$ 1400个团块，其中$\sim$ 600在所有过滤器中具有低于0.3的量值不确定性。总样品的紫外光度函数由斜率为$α= -2.03^{+0.11}_{-0.13}$的幂律描述。LARS星系团的平均$Σ_{SFR}$值高于在HII区域观测到的本地星系团，并且与z = 1-3星系团的典型SFR密度相当。我们推导出的相对贡献，从每个星系的紫外线辐射的团块，并研究它作为一个函数的银河系尺度的属性，即$Σ_{SFR}$和旋转和气体的色散速度（$v_s/σ_0$）之间的比率。我们发现，在具有较高的$Σ_{SFR}$或较低的$v_s/σ_0$的星系中，团簇支配其宿主系统的UV发射。所有Ly $α$逃逸分数大于10%的LARS星系，其紫外光度都超过了团块的50%。我们测试了这些结果对不同物理分辨率的影响的鲁棒性。在低分辨率下，测量到的团块似乎比我们可以将团块分解为单个集群时更高。这种效应在LARS覆盖的红移范围内很小，因此我们的结果不受物理分辨率的影响。
2019-06-11 astro-ph.GA
Star-forming environments in smoothed particle magnetohydrodynamics simulations II: Re-simulating isolated clumps to determine equivalence of extracted clumps and parent simulations
本研究通过三维平滑粒子辐射磁流体动力学代码重新模拟29个提取的恒星形成团块，发现仅演化部分SPH粒子可在统计上重现恒星及星盘质量等分布，证明此类团块可作为研究孤立恒星形成的初始条件。
2024-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the Dynamics of Dense Cores in Cluster-Forming Clumps: A 3D MHD Simulation Study of Angular Momentum and Magnetic Field Properties
通过自引力等温三维MHD模拟对比单个旋转团块与碰撞团块，研究致密核对母团块角动量和磁场的继承规律及其动力学状态。
2023-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distribution of red clump stars does not support the X-shaped Galactic bulge
上下文X形银河系隆起的说法是基于这样的假设，即在某些穿过平面外隆起的视线中，红色团块星是标准烛光。然而，一些人怀疑沿着视线的两个恒星计数峰值是否真的代表了密度分布的双峰，或者所有这些恒星都有一个唯一的恒定绝对星等的假设是否有问题。目标。随着Gaia-DR 2望远镜与近红外VISTA-VVV数据的结合，我们能够检查哪些假设是正确的。方法.我们计算了对应于七条视线中假定的红色团块的两个峰值的绝对星等中值$M_K$，这些红色团块在感兴趣的坐标范围内具有最低的消光。结果亮峰和暗峰的绝对星等之差为$ΔM_K\approx 0.4$。两个峰中的选定恒星不能用相同的具有恒定$M_K\approx -1.6$的红团巨星来表示。结论.隆起包含X形的假设是基于这样的假设，即朝向隆起的密度分布的暗峰和亮峰主要是标准的红团星。然而，我们表明，这两个微弱的和明亮的峰值不能同时由标准的红团簇星为主。
2019-05-31 astro-ph.GA
The Small Magellanic Cloud Investigation of Dust and Gas Evolution (SMIDGE): The Dust Extinction Curve from Red Clump Stars
我们使用哈勃太空望远镜（HST）的红团星的观测作为小麦哲伦云尘埃和气体演化调查（SMIDGE）计划的一部分，以测量小麦哲伦云（SMC）西南酒吧的~ 200 pc x 100 pc区域的平均尘埃消光曲线。我们的8波段紫外线通过近红外测光提供的丰富信息，使我们能够模拟的颜色星等图的红色团块占消光曲线的形状，对数正态分布的$A_{V}$，以及沿视线的恒星分布的深度。我们测量消光曲线，其中$R_{475} = A_{475}/(A_{475}-A_{814})$ = 2.65 $\pm$ 0.11。这个测量值明显大于已发表的银河系$R_{V}$ = 3.1（$R_{475} = 1.83$）和SMC Bar $R_{V}$ = 2.74（$R_{475} = 1.86$）消光曲线的等效值。大麦云云（LMC）中类似的消光曲线偏移被解释为大尘埃颗粒的影响。我们证明了SMC（和LMC）的视线深度引入了一个明显的“灰色”贡献的消光曲线推断的红色团块的形态。我们表明，没有灰色的尘埃成分是需要解释消光曲线测量时，全宽半最大深度为10 $\pm$ 2千秒差距的SMC（5 $\pm$ 1千秒差距的大麦哲伦星云）的恒星分布被认为是同意与最近的研究麦哲伦云恒星结构。我们的工作结果证明了宽带HST成像的力量，同时约束银河系外的尘埃和星系结构。
2017-09-04 astro-ph.GA
The density gradient inside molecular-gas clumps as a booster of their star formation activity
呈现密度梯度的恒星形成区域比密度均匀的区域有更高的恒星形成率。我们把一个球形中心集中气体团的恒星形成率与该气体团在密度均匀时的恒星形成率之比称为放大因子$ζ$。我们将$ζ$映射为团块质量、半径、初始体积密度分布和恒星形成时间跨度的函数。对于具有陡峭密度分布的团块（即幂律斜率范围从$-3$到$-4$，如在银河系分子云的一些高密度区域所观察到的），我们发现恒星形成率至少比其顶帽型高一个数量级。这意味着这些团块的恒星形成比基于它们的平均自由落体时间预期的更快，更有效。这也意味着，测量的恒星形成效率每自由落体时间的团块的基础上，其全球性的属性，即质量，平均体积密度和恒星形成率，目前的波动很大。这些反映了恒星形成团块密度分布的多样性，而不一定是恒星形成物理学的变化。星团祖先内部陡峭的密度分布可能有助于形成多个恒星星族，例如在古老的球状星团中经常观察到的那些。
2019-11-12 astro-ph.GA
G30.79~FIR~10: A gravitationally bound infalling high-Mass star forming clump
探测到了下落运动，并对该源进行了建模。得到的平均下落速度为0.5 km/s，下落质量速率为每年5 × 10 ^-3太阳质量。此外，先前对天空平面中磁场强度的估计值被改进为855微高斯，我们使用该值来计算质量与磁通量比为1.9，或超临界。湍流运动的维里质量也被计算，发现Mvir=563太阳质量，这给出了Msubmm/Mvir=5.9的比率。这两个值都强烈地表明，这个团块一定处于引力坍缩状态。
2010-06-26 astro-ph.GA
Empirical calibration of the reddening maps in the Magellanic Clouds
我们根据红色团块的颜色测量，绘制了大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）的变红地图。通过计算两个星系中红团的观测颜色和本征颜色的差异，得到了我们的红化值。为了获得红团的本征色，我们使用了从晚型食双星系统获得的红度，蓝超巨星的测量和来自B型恒星的Strömgren测光的红度。我们得到了红团的本征色：LMC中$(V-I)_0$ = 0.838 $\pm$ 0.034 mag，SMC中$(V-I)_{0}$ = 0.814 $\pm$ 0.034 mag。我们准备了3 arcmin分辨率的地图，覆盖了LMC和SMC的中心部分。对于LMC和SMC，变红的平均值分别为E $(B-V)_{\mathrm{LMC}}$ =0.127 mag和E $(B-V)_{\mathrm{SMC}}$ =0.084 mag。我们的地图中每个区域的平均红化值的系统不确定度对于两个麦哲伦星云都是0.013等。与Haschke等人（2011）的地图相比，我们的红化值平均高出0.061 mag（大麦哲伦星云）和0.054 mag（小麦哲伦星云）。我们还比较了不同类型的红化示踪剂的值。造父变星、天琴座RR型星、早期型食双星和其他基于红团颜色的平均变红估计显示，变红与我们的地图一致，在百分之几的星等内。
2020-01-22 astro-ph.GA
Star Cluster Formation in Turbulent, Magnetized Dense Clumps with Radiative and Outflow Feedback
我们提出了三个猎户座模拟恒星团簇形成在1000 Msun，湍流分子云团，包括辐射转移的影响，原恒星流出，和磁场。我们的模拟都使用自洽的湍流初始条件和不同的平均质量流量比相对于临界值超过2，10，和无穷大，以衡量磁场对恒星团簇形成的影响。我们发现，在良好的协议与以前的研究，通常观察到的强度的磁场降低恒星形成率的一个因素的2.4和减少的碎片量的一个因素2相对于零场的情况。我们还发现，该领域增加的特征下沉粒子质量，再次由2.4的一个因素。在我们的模拟中，磁场也增加了聚集的程度，使得强场情况下的最大恒星密度比其他情况高出2倍。这种集群往往鼓励形成多个系统，这是更常见的rad-MHD运行比rad-Hydro运行。在我们的模拟中的同伴频率是一致的，在I类源，特别是对于强场的情况下的多重性的观察。最后，我们在模拟中发现了原始质量分离的证据，这让人想起在猎户座星云团等星团中观察到的情况。
2014-01-27 astro-ph.GA
From Poloidal to Toroidal: Detection of Well-ordered Magnetic Field in High-mass Proto-cluster G35.2-0.74N
我们报告的有序磁场（B场）的检测，通过一个大质量的恒星形成的分子云G35.2-0.74，使用亚毫米阵列观测偏振尘埃排放。由于灵敏和高角分辨率的观测，我们能够解析天空平面中B场的形态，并在B场方向上检测到90度的大转弯：在团块的北部，速度梯度很明显，B场主要与团块的长轴对齐，而在南部，在速度场相对均匀的地方，B场稍微收缩，其平均方向垂直于团块的伸长。我们认为团簇的形成是因为它的母云沿着大尺度B场更多地坍缩。在这个过程中，北半球携带了大部分的角动量，形成了一个快速旋转的系统，并将B场拉成环形结构。相比之下，南部没有明显的旋转，B场仍然处于极向配置。对观测到的极化色散进行统计分析，得出B场强度约为1 mG，质量-磁能比为1阶，质量-磁通量比为2- 3（单位为临界值）。详细的计算支持我们的假设，在北部的B场被旋转扭曲。我们的观察，结合早期的单碟数据，表明B场可能在致密团块的形成中发挥关键作用，而旋转和湍流也可能是重要的，在进一步的动态演化的团块。观测结果还提供了证据，从一个强烈旋转的区域，其B场在很大程度上是环形驱动的广角外流。
2013-11-04 astro-ph.GA
Absolute Magnitudes of Seismic Red Clumps in the Kepler Field and SAGA: the age dependency of the distance scale
红团星是天体物理学中基本的距离指标，尽管理论恒星模型预测绝对星等与年龄的关系。这种影响在2 Gyr以下特别强烈，但即使在该极限以上，仍然预期有轻微的年龄依赖性。我们使用开普勒领域中的地震识别的红色团块星，我们从SAGA调查中获得可靠的距离，质量和年龄，以首先探索这种效应。通过排除质量大于1.6 Msun（对应年龄小于2 Gyr）的红团簇星，我们得到了以下测光系统中固有色与绝对星等的可靠校准：Strömgren $by$，Johnson $BV$，Sloan $griz$，2 MASS $JHK_s$和WISE $W1W2W3$。随着精度的实现，我们还检测到绝对星等的斜率0.020（0.003）等每Gyrin的红外，这意味着距离校准的星团星可以关闭高达0.2等的红外（在范围从2 Gyr到12 Gyr），如果他们的年龄是未知的。更大的不确定性影响光学波段，因为绝对星等对颜色和年龄的依赖性更强。我们的距离校准最终是基于asteroseismology，我们展示了如何的距离尺度可以用来测试地震标度关系的准确性。在不确定性范围内，我们的校准与基于依巴谷星团的局部红团一致，尽管我们发现了一个张力，如果得到证实，将意味着标度关系高估了红团星的半径2（+-20%）。Gaia DR 1发布后的数据将为我们的结果提供重要的测试平台。
2017-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
How magnetic field and stellar radiative feedback influences the collapse and the stellar mass spectrum of a massive star forming clump
尽管经过几十年的理论努力，恒星初始质量函数（IMF）的物理起源仍然存在争议。我们的目标是了解各种物理过程，如辐射恒星反馈，磁场和非理想磁流体力学的IMF的影响。考虑辐射反馈和磁场，我们提出了一系列的数值模拟塌陷1000 M $_\odot$团块的空间分辨率下降到1 AU。理想和非理想的MHD运行，并考虑各种辐射反馈效率。我们还开发了分析模型，我们面对的数值结果。计算中的恒星所产生的光度的总和，它比较以及与大质量恒星形成团块的观测报告的热光度。温度，速度和密度也被发现与最近的观测结果吻合得很好。一般来说，模拟推断的恒星质量谱并不严格通用，特别是随着磁场强度的变化而变化。它还受到辐射反馈效率的选择的影响。在所有的模拟中，发现恒星分布在大约$M_{min} \simeq$ 0.1 M $_\odot$处急剧下降，这很可能是高密度尘埃不透明度引起的绝热行为的结果。因此，当磁性和热载体的组合不太大时，质量分布呈现位于0.3-0.5 M $_\odot$处的峰。当磁性和热支持很大时，质量分布更好地描述为平台，即$d N / d \log M \propto M^{-Γ}$，$Γ\simeq 0$。删节
2022-10-22 astro-ph.GA
Transformations between WISE and 2MASS, SDSS, BVI photometric systems: II. Transformation equations for red clump stars
我们提出的颜色转换转换的宽视场巡天探测器（WISE）的W1，W2和W3的幅度的约翰逊-帕金斯（BVIc），斯隆数字巡天（GRI），和两个微米的所有巡天JHKs测光系统，红色团块（RC）的明星。RC星是从第三次径向速度实验（RAVE）数据发布（DR 3）中选出的。视星等是通过将该样本的坐标与不同的光度星表相匹配来收集的。最后的样品（355 RC星）用于获得金属依赖和自由的金属-WISE和约翰逊-费米子，SDSS，2 MASS测光系统之间的转换。这些转换结合已知的绝对星等在较短的波长可以用于空间密度测定的银河系（薄和厚）盘在距离大于单独与JHK测光评估，因此提供了一个强大的工具，在分析银河系结构。
2012-02-02 astro-ph.GA
An ALMA study of the massive molecular clump N159W-North in the Large Magellanic Cloud: A possible gas flow penetrating one of the most massive protocluster systems in the Local Group
大麦云星云中的大质量致密团块可以成为探索人口稠密星团形成的重要实验室。我们报告多尺度ALMA观测的N159 W-北集群，这是最CO在银河系中的密集区域。高分辨率CO同位素和1.3毫米连续观测，角分辨率为$\sim$ 0。“25（$\sim$ 0.07 pc）揭示了在主脊丛内有CO流出的五个以上的原恒星源。其中一个热连续源，MMS-2，显示出特别大质量/致密的性质，其总H $_2$质量和峰值柱密度分别为$\sim$ 10 $^{4}$ $M_{\odot}$和$\sim$ 10 $^{24}$ cm $^{-2}$，并拥有大质量（$\sim$ 100 $M_{\odot}$）的无星核心候选者，被确定为它的内部子结构。包含这个源的主脊可以被归类为本星系群中最大的原星团系统之一。CO高分辨率观测发现了几个明显的对流云从恒星形成点向南延伸。具有较大视场的CO（1-0）数据集揭示了一个锥形的，$\sim$ 30 pc长的复杂向北延伸的方向。这些特征表明，大规模的气体压缩事件可能产生了巨大的恒星形成复合体。基于N159 W-北复杂的惊人的相似性和以前报道的其他两个高质量的恒星形成云在附近的地区，我们提出了一个$"$泪滴流入模型$"$，解释了同步，极端的恒星形成整个$>$ 50 pc，包括最大的原星团团块在本地组之一。
2022-04-30 astro-ph.GA
ALMA Observations of HCO+ and HCN Emission in a massive star forming region N55 of the Large Magellanic Cloud
本文介绍了利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）对大麦云云（LMC）中N55南部区域（N55-S）进行高空间分辨率HCO $^{+}$（$1-0$）和HCN（$1-0$）观测的结果。N55-S是大麦哲伦星云中一个相对不那么极端的恒星形成区，其特征是低辐射场。我们对N55-S的分子发射进行了详细的分析，以研究在静止环境中致密分子团与恒星形成之间的关系。我们检测到10个分子团具有显着的HCO $^{+}(1-0)$发射和8个显着的HCN（$1-0$）发射，并估计分子团质量的维里和局部热力学平衡分析。发现N55-S中所有已识别的年轻恒星天体（YSO）都位于HCO $^{+}$和HCN发射峰附近，表明这些团块与最近的恒星形成活动有关。与YSO相关联的分子团显示出比没有YSO的分子团相对更大的线宽和质量。我们比较了N55-S与大麦哲伦星云中其他巨分子云的团簇性质，发现N55-S团簇具有相似的尺寸，但线宽较低，HCN/HCO $^{+}$（1 $-$ 0）通量比较大。这些结果可以归因于N55-S的低辐射场，这是由于与其他活跃的恒星形成区（如剑鱼座30 -10和N159）相比，其恒星形成活动相对较低。N55-S的致密气体分数为$\sim$ 0.025，低于大麦哲伦星云的其他巨星系团，这支持了该区域恒星形成效率较低。
2020-09-01 astro-ph.GA
Structure of the Large Magellanic Cloud from the Near Infrared magnitudes of Red Clump stars
利用红外巡天仪-麦哲伦云点源星表（IRSF-MCPSC）的红团星JH测光资料，估算了大麦云（LMC）星盘的倾角i和节线位置角PA_lon等结构参数。将观测到的大麦哲伦星云区域划分为若干个子区域，并将每个区域内的恒星与光学识别的红团簇星进行交叉识别，得到近红外星等。通过对观测到的红团簇分布进行拟合，并取最大数目的红团簇星的星等和颜色的平均值，得到了红团簇分布的H星等和（J-H）颜色的峰值。然后得到各子区红团星的去红峰H 0星等。RA、Dec和距每个子区域的中心的相对距离被转换成x、y和z笛卡尔坐标。一个加权最小二乘平面拟合方法被应用到这个x，y，z数据估计LMC盘的结构参数。本文给出了RC星的（J-H）色红化图。当通过平均来识别红色团块分布的峰时，获得25.7 +/-1.6的倾斜度和PA_lon = 141.5 +/-4.5。我们估计到大麦哲伦星云的距离模数为18.47 +/- 0.1等。识别在拟合平面前面以及后面的平面外特征，其与光学识别的平面外特征匹配。在500 pc内发现LMC的条是盘的一部分。结构参数的估计被认为是独立的光度带用于分析。我们发现，内盘，在3.0内，是较小的倾斜，并具有较大的值PA_lon相比，外盘。
2013-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
CN Zeeman observations of the NGC 2264-C protocluster
从观测的角度来看，磁场在恒星形成中的作用仍然不清楚，到目前为止，已经提出了两种主要的理论方案来调节恒星形成过程。第一个模型假设恒星形成的团块中的湍流起着至关重要的作用，特别是原恒星外流驱动的湍流对支持星团形成的团块至关重要;而第二个场景是基于对磁支持团块的考虑。先前对NGC 2264-C原星团的研究表明，除了热压力之外，一些额外的支持可能有效地对抗这个星团形成团块的引力坍缩。我们先前表明，这种额外的支持不是由于大量的原恒星流出，也不是这个原星团中增强的湍流。在这里，我们提出的第一个极化运动的结果，致力于量化的磁性支持在工作中的NGC 2264-C块。我们对CN（1-0）超精细线的塞曼观测提供了原星系团磁场强度B_los的上限值\leq 0.6 mG（沿视线投影）。虽然这些结果没有提供足够严格的限制来完全量化NGC 2264-C中工作的磁性支撑，但它们表明，在不确定性范围内，核心可能是磁性超临界或次临界，前者更有可能。
2012-07-17 astro-ph.GA
Northern Galactic Molecular Cloud Clumps in Hi-GAL: Clump and Star Formation within Clouds
我们研究了银河系巨分子云（GMC）及其致密子结构（团块）的性质与当地恒星形成率的关系。我们使用CO高分辨率巡天（COHRS）观测到的$^{12}$ CO（3-2）跃迁来追踪云。我们确定其组成团块使用热尘埃排放，观察到的赫歇尔红外银河系平面调查（高GAL）。我们估计恒星形成率在这些云使用70 $μ$ m的排放。总的来说，我们在位置-位置-速度空间中将3，674个团块与473个云相匹配，这些云跨越银河系经度范围$10^\circ<\ell<56^\circ$。我们发现，越大的云产生更多的团块和更多的团块。这些团块的平均数密度比它们的宿主云大一个数量级。我们发现了一个平均团块质量分数的$0.20^{+0.13}_{-0.10}$。该质量分数随云的质量和质量面密度的变化很弱，对云的维里参数和谱线宽度没有明显的依赖性。平均团块质量分数仅弱依赖于银心半径。虽然在我们的测量属性的分散是显着的，恒星形成率的云是独立的团块质量分数。然而，云的耗尽时间和团块质量分数之间存在正相关关系。我们发现，每自由降落时间的恒星形成效率为$ε_{\mathrm{ff}}=0.15\%$的GMCs，但$ε_{\mathrm{ff}}=0.37\%$的团块。
2019-06-29 astro-ph.GA
Understanding the relative importance of magnetic field, gravity, and turbulence in star formation at the hub of the giant molecular cloud G148.24+00.41
本研究利用高分辨率尘埃偏振观测分析了巨型分子云G148.24+00.41中心枢纽的磁场特性，发现局部重力在驱动气体坍缩中起主导作用，且重力能优于磁能和动能。
2024-01-10 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
Kiloparsec-Scale Simulations of Magnetised Molecular Clouds in Disk Galaxies
我们提出了模拟的自引力致密气体的演变千分之一秒尺度的星系盘，旨在研究从巨分子云（GMCs）的致密团块的形成。这些密集的团块被认为是星团的前身，这个过程可能是肯尼库特-施密特关系所描述的星系系统中控制恒星形成速率的限速步骤。这些模拟的GMC和团块的演化是由湍流压力支持和大尺度星系切变平衡的自引力决定的。虽然云的结构和密度显着变化，在其演变过程中，他们大致保持在维里平衡的时间尺度超过GMC的自由落体时间，表明能量从星系剪切不断级联。我们以每局部自由落体时间2%的缓慢，低效的速率实现恒星形成，但由于致密气体的过度产生，这产生了比观察到的Kennicutt-Schmidt关系大两个数量级以上的全球恒星形成速率。为了解释这种差异，我们预计磁场提供额外的支持。低分辨率的模拟确实表明，磁场降低了恒星的形成率。
2012-11-28 astro-ph.GA
The Magnetic Keys to Massive Star Formation: The Western $η$ Carinae Giant Molecular Cloud
本研究通过SOFIA/HAWC+偏振数据分析西侧$\eta$船底座巨型分子云中17个大质量团块的磁场，发现磁场在柱密度阈值处由平行转为垂直，且磁场强度足以支撑引力，解释了该区域低恒星形成率。
2025-04-24 astro-ph.GA
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
Massive Star Formation Starts in Sub-virial Dense Clumps Unless Resisted by Strong Magnetic Fields
本研究利用RAMPS巡天的氨分子谱线数据，统计发现大质量无恒星团块多处于亚维里引力束缚态，挑战了维里平衡理论，表明大质量恒星形成始于亚维里致密团块，或需强磁场支撑抵抗坍缩。
2024-09-12 astro-ph.GA
Theory of Cluster Formation: Effects of Magnetic Fields
恒星主要形成在密集的分子云内的星团中，这些分子云既动荡又磁化。成簇团块的典型大小和质量分别为$\sim 1$ pc和$\sim 10^2 - $ 10 $^3$ M $_\odot$。在这里，我们讨论了一些最近的进展，在这种秒差距尺度的密集团块的作用，重点是磁场的集群恒星形成的数值模拟。模拟显示，磁场往往会减缓全球引力坍缩，从而减缓恒星的形成，特别是在存在原恒星外流反馈的情况下。即使是相对较弱的磁场也能显著地延迟恒星的形成，因为磁场被超音速湍流放大到均分强度。然而，在这种情况下，畸变场分量占主导地位的均匀。相反，如果磁场强度适中，则均匀分量仍占主导地位。在尘埃热辐射的模拟偏振图中观察到这种磁结构的差异。最近的极化测量表明，在附近的集群形成的团块的场线是空间有序的，指示一个相当强的领域。在这种强磁化的团块中，恒星的形成过程应该相对缓慢;它至少持续了母致密团块的几个全球自由落体时间（$t_{\rm ff}\sim $几$\times 10^5$年）。
2010-09-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Intrinsic I-Band Magnitude Dispersion of the Galactic Bulge Red Clump
我们用两种不同的方法测量了银河系核球红团（RC）的内禀星等色散，得到了σ I ~ 0.17等的估计值。首先，我们通过详细分析一个RC测量样本来估计RC的宽度。我们得到了σ_{I} ~ 0.17等，然后通过比较在视平面附近的V和I中球核RC和红巨星（RG）的光度函数来估计σ_{I} ~ 0.14-0.17等，这一结果具有结构和演化方面的意义。它约束模型估计钢筋的方向角来自钢筋混凝土的研究，以及推断出的特征长度的酒吧为一个给定的特征高度。此外，该值太大，无法使用已知金属丰度分布的预测进化效应来解释，这意味着存在其他人口效应。
2011-07-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VMC Survey -- XL. Three-dimensional structure of the Small Magellanic Cloud as derived from red clump stars
星系间的相互作用扭曲了重子物质的分布，并可能影响恒星的形成。附近的麦哲伦云是一个正在进行的星系相互作用过程的主要例子。在这里，我们使用中间年龄（$\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
The Age and Metallicity Dependence of the Near-Infrared Magnitudes of Red Clump Stars
红丛（RC）星广泛用作优秀的标准蜡烛。为了使它们更好，重要的是要知道它们的绝对大小对年龄和金属丰度的依赖性。我们观察到大麦哲伦星云中的星团，以填补年龄和金属丰度参数空间，以前的工作没有观测研究。我们得到了RC星的绝对星等$M_{J}$、$M_{H}$、$M_{K_{S}}$和颜色$J - H$、$J - K_{S}$、$H - K_{S}$与年龄和金属丰度的经验关系，尽管系数存在较大的误差。星团中RC星的平均近红外星等显示出对年轻RC星年龄的较强依赖性。$J - K_{S}$和$H - K_{S}$颜色分别显示出$0.528 \pm 0.015$和$0.047 \pm 0.011$的几乎恒定的值，至少在1.1- 3.2 Gyr的年龄范围内，以及$-0.90$到$-0.40$ dex的[Fe/H]。我们还证实了观测数据的人口效应与模型预测的一致性。
2019-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dynamical State of The Serpens South Filamentary Infrared Dark Cloud
我们提出的结果，N $_2$ H $^+$（$J=1-0$）的观测对巨蛇座南部，最近的集群形成，红外暗云。通过拟合N $_2$ H $^+$的超精细结构得到了物理量。Herschel和1.1-mm连续谱图显示，pc尺度的细丝碎片成三个团块，半径为$0.1-0.2$ pc，质量为$40-230M_\odot$。我们发现，团块包含较小规模的（$\sim 0.04$ pc）结构，即，致密核我们通过将CLUMPFIND应用于N $_2$ H $^+$数据立方体来识别70个核。在中央团簇形成的团块中，激发温度和线宽往往很大，可能是由于原恒星外流反馈和恒星辐射。然而，对于所有的团块，维里比被评估为$0.1-0.3$，表明内部运动在团块支持中只起很小的作用。团块没有表现出自由落体，而是低速下落，因此团块应该由附加力支撑。最有希望的力是朝向该区域观察到的全局有序磁场。我们建议，巨蛇座南丝接近磁临界和双极扩散触发集群的形成。我们发现，北部的星团，这表明没有活跃的恒星形成，有一个质量和半径的中央集群形成的集群，因此，它是一个可能的候选人{ \it pre-protocluster clump}。团簇形成的初始条件很可能是一团由磁性支撑的冷的、静止的气体。这似乎与吸积驱动的湍流方案相矛盾，其中团块中的湍流由吸积流维持。
2013-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interferometric mapping of magnetic fields: The ALMA view of the massive star forming clump W43-MM1
在这里，我们提出的第一个结果，从ALMA观测1毫米偏振尘埃排放对W 43-MM 1大质量恒星形成团块。我们已经探测到一个高度碎片化的暗条，其源质量从14 Msun到312 Msun不等，其中最大的碎片，源A，被认为是我们银河系中最大的碎片之一。我们发现了一个光滑，有序，详细的极化模式，整个灯丝，我们用来推导出磁场的形态和强度的12个检测到的15个片段，范围从0.2到9毫克。对每个碎片的动力平衡进行了评价，发现所有碎片都处于超临界状态，这与先前探测到的向W 43-MM 1坠落的运动相一致。此外，有迹象表明，当整个暗条坍缩时，场正在被引力拖曳。
2016-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Multiwavelength Absolute Magnitudes and Colours of Red Clump Stars in {\it Gaia} Era
本文利用{ \it Gaia} DR 2天体测量数据和{\it GALEX} GR 6/7、SDSS DR 7、{ \it Gaia} DR 2、2 MASS和{ \it WISE}巡天的多波长测光数据，对APOGEE和GALAH DR 2组合星表中的红团星进行了多波长绝对星等和颜色的研究。分析集中在不同的距离估计方法，使用{ \it盖亚}三角函数，（1/ $\varpi$）和贝叶斯统计，和化学定义的银河系盘人口[ $α$ /Fe] $\times$ [Fe/H]平面。这样的调查问题的长期研究的问题，人口对RC光度的影响。利用两种不同的距离估计方法，（i）化学薄和化学厚盘RC星具有不同的绝对星等，而颜色在所有光度带中保持不变。1/ $\varpi$的绝对星等随着银河系人口的变化而在-0.12和+0.13等之间变化。这种变化的绝对幅度被认为是更大的其他方法。(ii)Besan的\c二质量测光的星系共布居数合成模型，发现从薄盘到厚盘，化学布居数的绝对星等差在-0.35 ~-0.40等之间。当结果相互比较时，模式中绝对星等的差异大约是观测值的三倍。我们证实，RC的绝对星等依赖于银河系人口的$α$元素丰度。
2020-03-17 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
UVIT-HST-Gaia-VISTA study of KRON 3 in the Small Magellanic Cloud: A cluster with an extended red clump in UV
我们已经证明了结合多波长观测的优势，从紫外（UV）到近红外，研究Kron 3，小麦哲伦星云中的一个大质量星团。我们估计星团Kron 3的半径为2。首次报道了NUV-亮红团簇星的鉴别以及NUV-亮红团簇星的色星等图（CMD）中的色星等和色星等的扩展。我们发现，扩展的RC是一个固有的属性的集群，它不是由于污染的领域的明星或微分红跨领域。我们研究了RC星的光谱能量分布，估计了它们的温度在5000 - 5500 K之间，光度在60 - 90之间，半径在8.0 - 11.0之间，支持了它们的RC性质。RC星的UV星等范围（~23.3到24.8等）可能是由可变质量损失、初始氦丰度的变化（Y_ini=0.23到0.28）以及年龄（6.5-7.5 Gyr）和金属丰度（[Fe/H]=-1.5到-1.3）的微小变化的综合影响造成的。对Kron 3中RC星的光谱跟踪观测对于确认RC扩展的原因是必要的。
2021-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
OGLE-ing the Magellanic System: Optical Reddening Maps of the Large and Small Magellanic Cloud from Red Clump Stars
我们提出了最广泛和详细的红化地图的麦哲伦云（MC）来自红色团（RC）星的颜色特性。分析是基于光学引力透镜实验（OGLE-IV）第四阶段的深测光图，覆盖麦哲伦星系区域约670平方度的天空。由此产生的地图提供了大麦云云（LMC）中180度2和小麦哲伦云（SMC）中75度2的红化信息，MCs中心部分的分辨率为1.7x1.7弧分，在郊区降至约27 x27弧分。平均红化在LMC中为E（V-I）= 0.100 +- 0.043 mag，在SMC中为E（V-I）= 0.047 +- 0.025 mag。我们改进的方法，计算RC颜色，以获得最高的精度红化地图的基础上RC星。使用光谱的红巨星，我们发现在这两个MC的金属丰度梯度，这会导致轻微减少的内在RC颜色与距离星系中心的~0.002 MAG/度的LMC和0.003和0.009 MAG/度之间的SMC。固有RC色的中心值在LMC和SMC中分别为0.886和0.877 mag。MCs的红化图可以在线下载，也可以作为交互式界面。
2020-12-03 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
An Ultraviolet-Optical Color-Metallicity relation for Red Clump Stars using GALEX and Gaia
虽然核心燃烧氦的红色团簇（RC）恒星在紫外线波长下很微弱，但它们的紫外光颜色是一种独特且可获得的物理性质探测器。利用GALEX全天成像巡天、Gaia数据发布2和SDSS APOGEE DR 14巡天的数据，我们发现光谱金属丰度与RC星在紫外光学色星等图中的位置密切相关。与（G $_{BP}$- G $_{RP}$）$_0$中的0.7星等范围相比，RC在（NUV-G）$_0$颜色中具有超过4星等的宽范围.我们提出了一个光度计，尘埃校正，紫外光学（NUV-G）$_0$颜色金属丰度[Fe/H]关系使用的5,175个RC星的APOGEE样本。我们发现，这种关系有一个0.28德克斯的散射，更容易获得大，宽场样品比光谱金属丰度。重要的是，这种效果可能与其他研究中归因于消光的RC颜色的扩散相当。
2018-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Statistical Study of Massive Cluster-Forming Clumps
我们报告的观测结果的15个地区在几个分子线的统计研究的大规模集群形成团块。利用NRO 45 m望远镜观测到的C18 O（J=1-0）数据，我们识别出24个团簇，发现其中16个团簇与年轻团簇有关。与团簇相关的团块的典型质量、半径和分子密度分别为~1 X 10^3 Mo、~0.5 pc和~1 X 10^5 cm^-3。我们根据气体和恒星密度的空间一致性将团簇和星团分为四种类型，并讨论了它们的演化：没有星团的团簇（类型1），与星团相关性良好的团簇（类型2），与星团相关性差的团簇（类型3）和没有关联的团簇（类型4）。对团簇+团簇系统的速度结构和化学成分的分析表明，团簇+团簇系统应该从1型演化到4型。我们发现有些第二类团簇在团簇尺度上下沉，在团簇中心形成团簇，这通常发生在团簇形成的初期。有趣的是，所有已识别的1型团块在化学成分方面都可能比2型团块更老，这表明它们在很长一段时间内都是引力稳定的，可能是由> 1 mG的强磁场支持的。
2018-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The JCMT BISTRO-3 Survey: Variation of magnetic field orientations on parsec and sub-parsec scales in the massive star-forming region G28.34+0.06
本研究利用JCMT BISTRO-3巡天数据，发现大质量恒星形成区G28.34+0.06中团块与核心尺度的磁场方向垂直，磁场强度50-430微高斯，质量-磁通比大于1，表明引力坍缩导致磁场方向变化。
2025-05-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Rosetta Stone Project. I. A suite of radiative magnetohydrodynamics simulations of high-mass star-forming clumps
Rosetta Stone项目使用RAMSES代码构建了大质量恒星形成团块的辐射磁流体动力学模拟套件，旨在通过合成观测与真实观测对比研究恒星形成演化，发现磁场强度对团块演化影响最大。
2025-07-17 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
3D Parameter Maps of Red Clump Stars in the Milky Way -- Absolute Magnitudes and Intrinsic Colors
红色团块星（RC）是距离、灭绝、化学丰度、银河系结构和运动学的有用示踪剂。精确估计RC参数-绝对星等和固有色-是获得高精度RC距离的基础。通过结合来自盖亚的天体测量数据，来自APOGEE和LAMOST的光谱数据，以及来自盖亚，APASS，Pan-STARRS 1，2 MASS和WISE调查的多波段光度数据，我们使用高斯过程回归来训练机器学习器，以获得每个光谱RC的多波段绝对星等$M_λ$和固有色$(λ_1-λ_2)_0$。$M_λ$对金属丰度的依赖性从光学到红外波段逐渐降低，而$M_λ$对年龄的依赖性在每个波段相对相似。$(λ_1-λ_2)_0$受金属含量的影响大于年龄。RC参数不适合用简单的常数来表示，而是与银河系的恒星星族结构有关。通过分析$M_λ$和$(λ_1-λ_2)_0$在空间分布中的变化，我们构建了银河系RC平均绝对星等和平均固有色的$(R, z)$相关地图。通过外部和内部验证，我们发现，使用三维（3D）参数图来确定RC参数避免了系统偏差，并减少了约20%的分散相比，使用恒定的参数。基于盖亚的EDR 3视差，我们的3D参数图，和闪烁距离配置文件的选择，我们获得了一个光度RC样本包含1100万颗恒星的距离和消光测量。
2021-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Rosetta Stone project. III. ALMA synthetic observations of fragmentation in high-mass star-forming clumps
本研究基于Rosetta Stone项目框架，通过对比SQUALO巡天ALMA观测与732个辐射磁流体动力学合成模拟，发现磁场对高质量团块碎裂数量影响最大，并证明合成观测对解释干涉观测的重要性。
2025-07-15 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Magnetic fields and Star Formation around HII regions: The S235 complex
磁场在恒星形成过程中无处不在且必不可少。特别是，它们在调节HII区域等不同环境中恒星形成方面的作用需要很好地理解。在这项研究中，我们目前的磁场性质对S235复杂的使用近红外（NIR）$H$波段偏振观测，获得与Mimir和POLICAN仪器。我们选择了375个背景恒星在现场通过盖亚距离和近红外颜色的结合。从星光偏振角推断的天空平面（POS）磁场取向揭示了跟踪HII区域球壳的弯曲形态。普朗克追踪到的大尺度磁场平行于银河平面。我们确定了11个密集的团块使用$1.1\,\mathrm{mm}$尘埃排放，与质量之间的$33-525\,\rm M_\odot$。估计团平均POS磁场强度介于$36-121\,\mathrm{μG}$之间，平均值为${\sim}65\,\mathrm{μG}$。团块的质量通量比被发现是亚临界的湍流阿尔文马赫数小于1，表明一个强磁化区域。团块显示磁场强度与密度的比例关系，幂律指数为$0.52\pm0.07$，类似于双极扩散模型。我们的研究结果表明，S235复合体是一个区域，恒星反馈触发新的恒星和磁场调节新的恒星形成的速度。
2021-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
