Deuterated water abundance in the young hot core RCW 120 S2
本文通过 APEX 望远镜观测热核 RCW 120 S2 中的 HDO 谱线，测定其丰度仅为 1.5×10⁻⁹，并结合 H₂¹⁸O 未探测结果，推断该原恒星加热仍处于早期阶段。
2025-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Model of the expansion of H II region RCW 82
本文旨在解决在RCW 82 H { \small II}区观测到的年轻天体的形成问题。在一个经典的触发模型的框架中，估计的碎裂时间大于H { \small II}区域的估计年龄。因此，年轻的天体不可能在H { \small II}区域的动力学演化过程中形成。我们提出了一个新的模型，有助于解决这个问题。该模型表明H { \small II}区域RCW 82嵌入在比周围的星际介质更致密的有限尺寸的云中。根据这个模型，当电离激波前沿离开云时，它会导致形成一个加速的致密气体壳层。在加速壳层中，瑞利-泰勒（R-T）不稳定性的影响占主导地位，观测到的约3 pc量级的扰动增长的特征时间为0.14百万年，这小于H { \small II}区域的估计年龄。总时间$t_{\sum}$，即H { \small II}区域到云边缘的膨胀时间、R-T不稳定性增长时间和自由降落时间之和，估计为$0.44<t_{\sum} < 0.78$ Myr。我们的结论是，在H { \small II}区域RCW 82中的年轻天体可能是由于R-T不稳定性而形成的，随后碎裂成大尺度凝聚。
2014-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Substellar population of the young massive cluster RCW 36 in Vela
该研究通过分析 RCW 36 星团的 IMF 和恒星-褐矮星比值，揭示了其亚恒星群体的分布特征及可能的原始质子分离现象。
2026-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The field of Loden 112
根据银盘内281 - 285度经度范围内OB星的uvbybeta测光结果，我们发现了1630+/-82 pc的年轻恒星的一个特征，它可能与致密星团候选者Loden 112和疏散星团IC 2581有关。这一特征似乎与RCW 48和RCW 49以及其他几个较小的HII区域在空间上相关。
2011-07-20 astro-ph.GA
Interstellar Gas and X-rays toward the Young Supernova Remnant RCW 86; Pursuit of the Origin of the Thermal and Non-Thermal X-ray
我们已经分析了原子和分子气体使用21厘米HI和2.6/1.3毫米CO的排放对年轻的超新星遗迹（SNR）RCW 86，以确定星际介质与SNR的冲击波相互作用。我们已经发现了一个HI强度抑郁症之间的$-46$和$-28$公里秒$^{-1}$朝向SNR的速度范围内，这表明在星际介质的空腔。HI腔与热发射和非热发射X射线壳重合。热X射线与HI分布的边缘重合，这表明了一个强的密度梯度，而非热X射线被发现朝向密度较低的HI腔的内部。最显著的非热X射线出现在壳的西南部，那里的HI气体追踪着致密和寒冷的成分。我们还确定了一氧化碳云，这可能是相互作用的SNR冲击波在相同的速度范围内的HI，虽然CO云只分布在有限的一部分的SNR壳。最大的云位于壳的东南部，显示出与热X射线的详细对应。这些CO云显示出增强的CO $J$ = 2-1/1-0的强度比，表明激波前缘的加热/压缩。我们解释了激波-云相互作用增强了西南部的非热X射线，而热X射线是由密度为10-100 cm $^{-3}$的激波加热气体发射的。此外，我们可以清楚地看到CO云周围的HI包层，这表明其前身的风比核心坍缩SNR RX J1713.7 $-$ 3949的大质量前身的风弱。RCW 86的前身似乎是一个由一颗白矮星和一颗具有低速吸积风的低质量恒星组成的系统。
2017-04-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
A near-infrared study of the star forming region RCW 34
本文报道了利用位于萨瑟兰的1.4米IRSF望远镜对与RCW 34星形成区有关的6.7 GHz甲醇脉泽为中心的$7.8 \times 7.8$弧分$^2$区进行近红外成像研究的结果。总共有1283个物体同时在J，H和K中被检测到，曝光时间为10800秒。J-H，H-K双色图显示了超过700个物体的强烈浓度，这些物体的颜色与红化的经典金牛T星的颜色相似。K { \it vs} J-K色星等图上天体的分布也表明，1283个天体中有相当一部分是低质量的主序前恒星。我们还提出了光度函数的子集约700主序恒星，并表明，它表明正在进行的恒星形成活动约$10^7$年。对前主序星空间分布的研究表明，星群中较暗（较老）的部分在观测区域内更为分散，而较亮（较年轻）的子集则更集中在O8.5V星的位置周围。这表明O8.5V恒星和两颗早期B型恒星对它们形成的星云的其余部分的物理影响，可能在RCW 34中最近的恒星形成事件的开始中发挥了作用。
2012-05-03 astro-ph.GA
Complex organic molecules in the young hot core RCW 120 S2
Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天文研究所）；Astro Space Centre, Lebedev Physical Institute, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院列别捷夫物理研究所航天中心）
基于APEX 1.3 mm高灵敏度观测，分析了热分子核RCW 120 S2的物理化学结构，揭示了丰富分子库存，包括复杂有机分子，并推导了气体温度、H₂密度和分子柱密度，发现径向分层包层，分子丰度与热核模型基本一致，但甲醇和CH₃CN存在偏差。
2026-06-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
RCW 36 in the Vela Molecular Ridge: Evidence for a high-mass star cluster formation triggered by Cloud-Cloud Collision
两个分子云之间的碰撞是高质量恒星形成的一个可能候选者。位于船帆座分子脊的HII区域RCW 36包含一个年轻星团，其中有两颗O型星。我们提出了新的CO观测RCW 36与NANTEN 2，Mopra，和ASTE使用$^{12}$ CO（$J$ = 1-0，2-1，3-2）和$^{13}$ CO（$J$ = 2-1）线的排放。我们已经发现了两个分子云躺在速度$V_\mathrm{LSR} \sim$ 5.5和9公里秒$^{-1}$。这两个云很可能在物理上都与星团有关，这一点可以通过两个云、红外线灯丝和星团之间良好的空间对应关系得到证实。我们还发现了一个高的强度比$\sim$ 0.6-1.2的CO $J$ = 3-2 / 1-0向这两个云，表明气体温度已增加，由于加热的O-型恒星。我们建议，在RCW 36的O型星形成的两个云之间的碰撞，与5公里秒的相对速度分离$^{-1}$。互补的空间分布和速度分离的两个云是在良好的协议与观测签名预期的O型恒星形成的云-云碰撞触发。我们还发现了两个云的互补空间分布之间的位移，我们估计为0.3 pc，假设碰撞角为45 $^{\circ}$相对于视线。我们估计碰撞的时间尺度为$\sim$ 10 $^5$ yr。Ellerbroek et al.（2013 b）的星团年龄很可能是由不是在云-云碰撞触发下形成的低质量成员决定的，而星团中心的O型星可能是由独立于低质…
2018-02-02 astro-ph.GA
A VLT/NACO Study of Star Formation in the Massive Embedded Cluster RCW 38
我们提出了自适应光学（AO）的近红外（JHKs）观测的深嵌入的大质量集群RCW 38使用NACO的VLT。还获得了以1.28、2.12和2.17微米波长为中心的窄带AO观测。这些观测所覆盖的面积约为0.5平方厘米，以O星RCW 38 IRS 2为中心。我们使用JHKs的颜色来识别红外过量的年轻恒星。通过与附近的控制场进行详细比较，我们发现在所有三个红外波段检测到的337颗恒星中，大多数都是星团成员（~317），基本上没有由于背景或前景来源而造成的污染。五个来源的颜色暗示深嵌入的原恒星，而53个来源只在KS检测到;他们的空间分布相对于灭绝表明他们是高度红化的集群成员。在29 +/-3%的恒星中发现了可检测的KS波段过量。为了与近红外线观测到的猎户座类似区域进行比较，应用了质量和消光削减，并重新确定了多余的分数。因此，RCW 38的超额为25 +/-5%，Orion为42 +/-8%。RCW 38 IRS 2被证明是一颗大质量双星，预计距离约为500 AU。通过2.12微米成像揭示了分子氢发射的两个区域。其中一个显示了原恒星喷流的形态学暗示，并且显然与一颗仅在H和Ks处检测到的恒星有关，之前被确定为高度模糊的X射线源。三个空间扩展的彗星状物体，暗示光蒸发盘，被确定，但只有一个是明确的直接影响RCW 38 IRS 2。国王配置文件提供了一个合理的适合集群径向密度分布和最近邻距离分析显示基…
2009-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two O2 If*/WN6 stars possibly ejected from the massive young Galactic cluster Westerlund 2
在本文中，我们报告的两个新的银河系O2 If*/WN 6星（WR 20 aa和WR 20 c），在大规模的年轻星团Westerlund 2的郊区的识别。新恒星的近红外光谱与WR 20 a和WR 21 a（迄今已知的两个最大质量的双星）的近红外光谱之间的形态相似性是显着的，这表明它们可能也是非常大质量的恒星。WR 20 aa的新的光学光谱观测表明中间O2 If*/WN 6光谱类型。基于由3.6微米Spitzer IRAC图像制作的包括RCW 49复合体部分区域的镶嵌图，我们研究了新发射线星的空间位置，发现WR 20 aa和WR 20 c距离Westerlund 2中心有很好的位移，位于约36 pc处（15.7弧分）和~ 58秒差距（25.0弧分），假设日心距为8千秒差距。同样值得注意的是，连接两颗恒星的径向矢量会在恒星密度达到最大值的地方与韦斯特伦德2星团相交。因此，我们假设一个场景中，WR 20 aa和WR 20 c有一个共同的起源在集群核心的某个地方，从他们的出生地弹出的动力相互作用与其他一些非常大质量的对象，也许在一些早期阶段的集群演化。
2011-07-25 astro-ph.GA
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$(25.41 \pm 1.57)\,{\rm km}\,{\rm…
2018-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
WTP$\,$10aaauow: Discovery of a new FU Ori outburst towards the RCW$\,$49 star-forming region in NEOWISE data
本文报告在NEOWISE数据中通过图像差分技术发现朝向RCW 49恒星形成区的一次大幅度中红外爆发WTP 10aaauow，结合光学/近红外测光与光谱分析确认其为FU Ori型爆发，并揭示了爆发前后的恒星与尘埃结构特征。
2024-05-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Spatial Structure of Young Stellar Clusters. II. Total Young Stellar Populations
我们调查的内在恒星星族（OB和主序前星的估计总数下降到0.1 Mo），目前在17个大质量恒星形成区（MSFR）调查的MYStIX项目。该研究基于超过31，000个MYStIX可能复合体成员的目录，这些成员具有盘状和非盘状种群，补偿了灭绝，星云和拥挤效应。观测灵敏度的校正是使用X射线光度函数（XLF）和近红外初始质量函数（IMF）进行的-这是一种通常不会通过年轻恒星的红外测量进行的校正。由此产生的年轻恒星星族的投影结构图，在单位的内在恒星表面密度，允许不同地区之间的直接比较。有几个区域有多个致密的团块，在大小和密度上与猎户座星云团相似。在RCW 38星团的核心发现了最高的投影密度，约为34，000颗恒星/pc ^2。表面密度的直方图显示了不同区域的不同值范围，支持了Bressert等人（2010，B10）的结论，即没有通用的表面密度阈值可以区分成簇和分布式恒星形成。然而，MSFR年轻恒星星族中有很大一部分居住在200 ~ 10，000颗恒星/pc ^2的稠密环境中（包括附近的猎户座分子云中），我们发现没有证据支持B10的结论，即这样的稠密区域形成了分布的极端“尾部”。这些地区的固有人口表中使用的年轻集群的性质和演化的同伴研究。
2015-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic Structure Toward the Carina Tangent
这项调查提出了一个光度学研究的银河系结构对船底座臂切线。该区域位于银经280度至286度之间，银纬-4度至4度之间。所有目前可用的uvbybeta数据都用于获得光谱类型为O到G的260多颗恒星的均匀颜色过量和距离。我们提出了修正的距离和平均消光的疏散星团和集群候选人NGC 3293，NGC 3114，Loden 46和Loden 112。聚类候选Loden 112看起来是真实距离模数为11.06 ± 0.11（s.e.）(1629+84，-80 pc），比之前的估计要近得多。我们在相同的距离上发现了其他OB星，并根据它们的自行，提出了一个新的OB星协，坐标为282度< l < 285度，-2度< b < 2度。利用BV测光和对非常年轻的疏散星团Wd 2中已知O型星的光谱分类，我们给出了一个新的距离估计值14.13 ± 0.16（s.e.）(6698+512，-475 pc），与最近在这个方向上对巨大分子结构的距离测定非常一致。我们还讨论了HII区RCW 45和高度变红的B+星CPD-55 3036之间的可能联系，并提供了明亮的蓝色变星HR Car的修正距离。
2012-01-20 astro-ph.GA
Massive open star clusters using the VVV survey I. Presentation of the data and description of the approach
ESO公共调查“Vía Láctea中的VISTA变量”（VVV）提供了前所未有的562平方英尺的深度多时期红外观测。银河系的膨胀度，以及圆盘的邻近区域。目的：VVV观测将促进构建具有可靠和均匀导出的物理参数（例如，年龄、距离和质量等）。在这一系列的第一篇论文中，所采用的方法来建立集群参数的设想数据库进行了详细的分析后，一个子样本的4个已知的年轻疏散星团：Danks 1，Danks 2，RCW 79，和DBS 132。分析提供了第一次瞥见的信息，可以收集到的最终集群数据库的VVV观测。研究方法：宽场，深JHKs VVV观测，结合新的红外光谱，用于约束一个子集的集群的基本参数。结果如下：从深度近红外光度法推断出的结果，其特征在于减轻了不确定性（例如，对于Ks <18 mag，光度法的准确度优于0.1 mag），VVV调查的宽视场，以及许多高质量的低分辨率光谱（通常每个簇超过10个），用于建立独立的簇参数，使现有的测定能够被评估。发现了一个异常的红化规律，即E（J-H）/E（H-Ks）= 2.20 +/-0.06，超过了已发表的内星系的红化规律。G305恒星形成复合体，其中包括丹克的集群，位于超出人马座-船底座的螺旋臂，并占据半人马座arm.Finally，第一个深红外色星等图的RCW 79，揭示了一个相当大的前主序星人口。报道了G305区候选变星的名单。
2012-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
