Into the Mystic: ALMA ACA observations of the Mystic Mountains in Carina
本研究利用ALMA ACA观测船底座神秘山云复合体，发现其气体结构和运动学特征与入射辐射强度无明确关联，推测柱状体形成区域的初始密度差异是主要原因。
2023-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Opening the Treasure Chest in Carina
我们利用SOFIA上的upGREAT和智利的APEX望远镜分别在[CII]、63微米[OI]和CO（11-10）中绘制了船底座南柱区域G287.84-0.82彗星球状体（其中嵌入了宝箱星团）的图;我们探讨了G287.84-0.82中分子气体和光子主导区（PDR）的形态学、运动学和物理条件。[CII]和[OI]的发射表明，柱子的整体结构（具有红移的光蒸发尾部）与Trumpler 16中eta-Car和O星的FUV辐射和风的影响一致。柱头部的气体受到嵌入星团的强烈影响，其中最明亮的成员是O9.5V恒星CPD-59 2661。[CII]和[OI]线的发射峰值在靠近嵌入恒星的位置，而所有其他示踪剂的峰值在东北方向的另一个位置，与嵌入星团产生的膨胀PDR压缩气体一致。球内的分子气体探测CO和同位素以及H2 CO的J=2-1跃迁，并使用非LTE模型（逃逸概率方法）进行分析，而我们使用PDR模型来推导PDR的物理条件。我们确定了至少两种PDR气体成分;弥散部分（~10^4 cm^-3）由[CII]示踪，而致密部分（n~ 2- 8 × 10^5 cm^-3）由[CII]、[OI]、CO（11-10）示踪。利用在该区域的50个位置上探测到的[13 CII]的F=2-1跃迁，我们推导出光学深度（0.9-5）、[CII]的激发温度（80-255 K）和N（C+）为0.3- 1 × 10^19 cm^-2…
2019-05-08 astro-ph.GA
Kinematics of Subclusters in Star Cluster Complexes: Imprint of their Parental Molecular Clouds
像船底座星云这样的星团复合体可能是在动荡的巨大分子云中形成的。我们进行了一系列的$N$体模拟从子集群初始条件的基础上湍流分子云的流体动力学模拟。这些模拟最终形成了由几个子星团（团块）组成的星团复合体。我们得到了星系团间的速度分布，区域的大小，以及我们模拟的复杂星系团中最大质量的星系团的质量，并将结果与观测结果（船底座星云和NGC 2264）进行了比较。从我们的模拟得到的一维块间速度色散分别为$2.9\pm0.3$和$1.4\pm0.4$ km s $^{-1}$的船底座和NGC 2264的模型，这是一致的，从盖亚数据发布2：2.35和0.99 km s $^{-1}$的船底座星云和NGC 2264，分别。我们估计船底座星云和NGC 2264的母体分子云的质量分别为$4\times 10^5$和$4\times 10^4M_{\odot}$。
2019-04-11 astro-ph.GA
Connecting the dots: a correlation between ionising radiation and cloud mass-loss rate traced by optical integral field spectroscopy
我们提出了一个分析的反馈效果从O-和B-型恒星的数据从积分场摄谱仪MUSE安装在甚大望远镜的柱状结构的船底座星云复合体，在银河系中最大的恒星形成区域之一。对于所观察到的支柱，我们计算气体电子密度和温度图，产生电离气体的积分线和速度图，研究在支柱尖端的电离前沿，分析单个区域的属性，并检测两个电离射流从两个不同的支柱尖端。对于每个支柱尖端，我们确定的入射电离光子通量$Q_\mathrm{0,pil}$起源于附近的大质量O-和B-型恒星，并计算质量损失率$\dot{M}$的支柱尖端由于光蒸发引起的入射电离辐射。我们将船底座数据集的结果与NGC 3603中一个柱子的存档MUSE数据和先前发表的MUSE数据M16中创造之柱的数据相结合，总共分析了10个柱子，发现电离光子通量和电子密度，电子密度和离电离源的距离以及电离光子通量和质量损失率之间存在紧密的相关性。因此，在不同的物理条件和恒星含量的地区合并的MUSE数据集的支柱产生的电离辐射的反馈效应的经验量化。与模型一致，我们发现$\dot{M}\propto Q_\mathrm{0,pil}^{1/2}$。
2016-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatial distribution and kinematics of the molecular material associated with $η$ Carinae
单碟亚毫米观测最近揭示了存在一个实质性的，化学上奇特的，分子气体成分位于非常大质量的明亮的蓝色变星$η$船底座的最里面的拱星环境。在这里，我们提出了5 $"$分辨率干涉观测1 $\rightarrow$ 0旋转跃迁的氰化氢（HCN）获得的澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对这颗恒星。发射集中在海脊$η$周围的几角秒中央，并显示出清晰的150 km/s $^{-1}$速度梯度，从西北（蓝色）到东南（红色）。考虑到这种分子物质的范围、位置和运动学，我们将其与在侏儒星云中心附近的中红外辐射中看到的尘埃弧和结的复杂结构联系起来。事实上，这种尘埃提供的屏蔽可以帮助解释分子如何在$η$船底座产生的强烈紫外线辐射场中生存。位于船底座$η$周围中央几角秒的尘埃和这里描述的分子成分很可能是在原地形成的，是由大质量相互作用的双星系统排出的物质形成的。因此，$η$船底座为我们提供了一个罕见的一瞥的过程，导致形成的尘埃和分子周围的大质量恒星，是如此相关的解释尘埃和分子检测在高红移。
2016-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effect of feedback of massive stars in the fragmentation, distribution, and kinematics of the gas in two star forming regions in the Carina Nebula
我们目前的ALMA高空间分辨率观测对两个恒星形成的地区位于银河系中的恒星形成的最极端的区域之一，船底座星云。一个区域位于星云的中心，分别受到来自大质量恒星的恒星反馈的影响，而另一个区域位于更南部，受大质量星团的干扰较小。我们发现，星云中心区域形成的核心比南部区域少，但质量更大，这表明恒星反馈的水平有效地影响了团块的碎裂过程。HCN、HCO $^{+}$和SiO等谱线显示了这两个区域丰富而复杂的气体分布，证实了电离和激波锋面的存在。Jeans分析表明，在受大质量恒星影响较小的区域观察到的核心质量与热碎裂一致，但湍流的Jeans碎裂可能解释了在船底座中心区域发现的高质量核心。一致的是，在HCO $^{+}$线的两个不同的分析提供了证据，在气体中的湍流更受恒星反馈。气柱密度概率函数，N-PDF，显示对数正态的形状与明确的过渡到幂律制度。我们在星云中心的区域观察到更宽的N-PDF，这为物质中更高水平的湍流提供了进一步的证据，具有更高水平的大质量恒星反馈。
2020-01-20 astro-ph.GA
Spatio-temporal progression of star formation in the Carina OB1 association
Universitäts-Sternwarte München, Ludwig-Maximilians-Universität（慕尼黑大学天文台）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）
本研究通过Gaia DR3回溯分析，揭示了船底座OB1星协中八个大质量星团的形成历史，提出超新星爆炸驱动的气泡触发了年轻星团的顺序形成，但星协整体膨胀源于初始运动学。
2026-10-06 astro-ph.GA
Into the Mystic: the MUSE view of the ionized gas in the Mystic Mountains in Carina
本研究利用MUSE对船底座神秘山进行IFU观测，测量了电离气体物理性质并揭示了喷流特性，结合ALMA数据估算其剩余寿命，发现电离压缩增强了原恒星的屏蔽，这对行星形成具有重要影响。
2025-01-29 astro-ph.GA
The Carina Project. X. On the kinematics of old and intermediate-age stellar populations
我们提出了新的径向速度（RV）的测量老（水平分支）和中间年龄（红团）的船底座矮球体的恒星示踪剂。它们基于VIMOS在VLT收集的2，200多个低分辨率光谱。目标很微弱（20<V<21.5等），但在最微弱的极限下的精度<9公里/秒。这些数据与RV测量值进行了补充，RV测量值是基于在VLT使用FORS 2和FLAMES/GIRAFFE收集的光谱或文献中提供的光谱。我们最终得到了2748颗恒星的样本，其中1389颗是船底座候选恒星。我们发现，中间年龄的恒星组件显示出一个很好的定义围绕短轴旋转模式。与主RV峰相比，星系的西侧和东侧分别相差+5和-4 km s-1。老恒星的组成部分的特点是由一个较大的RV色散，并没有表现出RV模式的证据。我们将观察到的RV分布与围绕巨大MilkyWay星系的前盘状矮星系的N体模拟进行了比较（Lokas et al. 2015）。我们将模拟星系相对于长轴旋转60度，我们将观察者保持在矮星的轨道平面上，并提取了与观察到的恒星相似的恒星样本。观测到的和预测的Vrot/σ比值在整个中部地区是非常一致的。这些证据表明船底座是一个盘状矮星系，与银河系经历了几次强烈的潮汐相互作用。由于这些相互作用，船底座从盘状转变为长球体，旋转速度转变为随机运动。
2016-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Gaia view of the two OB associations Cygnus OB2 and Carina OB1: The signature of their formation process
OB星协是星系中主要的恒星形成场所。然而，这些恒星系统的详细形成过程仍然是一个谜。在这种情况下，识别子结构的存在可能有助于追踪其形成过程的足迹。在这里，我们提出了一个运动学研究的两个大规模的OB协会天鹅座OB 2和船底座OB 1使用精确的天体测量从盖亚数据发布2和径向速度。从恒星的星表可以确认这些OB星协是真正的恒星系统。天鹅座OB 2和船底座OB 1都是由几个稠密的星团和一个晕组成，它们具有不同的运动学性质：星团占据的区域直径为5-8秒差距，自行时的色散较小，而晕的自行色散则大2-3倍，直径达数十秒差距。这让人想起与湍流有关的分子云的所谓“线宽-尺寸”关系。考虑到运动学和结构特征是从它们的出生云继承的，这意味着OB星协的形成可能是由超音速湍流驱动的结构形成造成的，而不是由单个嵌入星团的动力学演化造成的。
2019-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Proper motions of five OB stars with candidate dusty bow shocks in the Carina Nebula
我们约束的自行车的五个OB星的候选人在船底座星云的恒星风弓冲击使用HST ACS成像超过9- 10年的基线。这些自行使我们能够直接比较每颗恒星的运动与其候选弓形激波的方向。虽然这些恒星在我们的成像中是饱和的，但我们通过使艾里环中的残差最小化所需的位移来评估它们的运动。结果将每颗恒星的运动方向限制在小于90度宽的扇区内。这五颗恒星都没有像逃逸恒星那样远离船底座星云的中央星团，这证实了候选的弓形激波并不一定是逃逸恒星的标志。五颗恒星中有两颗相对于它们的候选弓形激波的方向切向移动，这两颗恒星都指向OB星团Trumpler 14。在这些情况下，大规模的星际介质流，从集群的反馈供电，似乎占主导地位的运动的恒星在生产所观察到的候选弓激波。剩下的三颗恒星都有一些朝向中央星团的运动分量，这意味着我们无法区分它们的候选弓形激波是恒星运动的指示，环境气体的流动，还是周围环境的密度梯度。此外，这些恒星没有向外运动，暗示船底座南柱区域的分散恒星群是在原地形成的，而不是从该协会的中心星团迁移出来。
2017-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The mass and velocity anisotropy of the Carina, Fornax, Sculptor and Sextans dwarf spheroidal galaxies
我们模拟的大型运动学数据集的四个银河系矮椭球（dSph）卫星：船底座，天炉座，雕刻和六分仪，最近发表的沃克等人。成员星的选择使用一个可靠的动力学的闯入者去除计划的模拟数据进行测试。我们的成员选择比基于金属丰度指标的成员选择更具限制性，因为它不仅消除了银河系恒星的污染，还消除了潮汐尾中未束缚的恒星。我们通过将Jeans方程的解调整到投影速度色散和峰度的轮廓来对清洁的数据集进行建模。这些数据很好地再现了模型，质量遵循光和最适合的恒星轨道是各向同性弱切向，预期从潮汐搅拌的情况。天炉座矮星拥有超过2400颗成员星，是迄今为止最精确测定质量的dSph星系：其速度矩采样误差的1 sigma误差低于5%。六分仪的质光比为97个太阳单位，似乎是四个dSph星系中最主要的暗物质。
2009-01-06 astro-ph.GA
CO-Line and Radio Continuum Study of Elephant Trunks: The Pillars of Creation in M16
通过分析野边山45米望远镜的12 CO（J=1-0）、13 CO（J= 1-0）和C18 O（J= 1 -0）谱线测量数据和甚大天线阵的20和90厘米银道面射电测量数据，研究了M16象鼻（ET，创造之柱）的分子谱线和射电连续谱特性。M16中最亮的射电源是西柱I的头丛，它具有致密的HII区的热谱和性质，而NGC 6611中最近的O 5星是它的热源。射电柱具有凹向分子主干头部的彗星状结构，表面亮度分布服从简单的远距离激发光源照射规律。估计柱头中的分子密度为几个$10^4$ H $_2$ cm $^{-3}$和分子量$\sim 13-40 M\odot$。共线运动学揭示了随机旋转的团块在柱尾在$\sim 1-2$公里/秒，相当于速度分散和估计阿尔芬速度。这表明，随机方向的速度梯度将表现出扭磁振荡的团块周围的支柱轴。
2020-01-19 astro-ph.GA
A radial velocity survey of the Carina Nebula's O-type stars
我们用CTIO/SMARTS 1.5米望远镜的CHIRON摄谱仪对船底座星云的31颗O型星进行了多历元观测。我们测量它们的径向速度1- 2公里秒$^{-1}$精度和提出新的或更新的轨道解的二进制系统HD 92607，HD 93576，HDE 303312，和HDE 305536。我们还编译径向速度从文献中的32个额外的O型和演化的大质量恒星在该地区。综合数据集显示，平均日心径向速度为0.6公里/秒$^{-1}$。我们计算的速度色散$\le9.1$公里的$^{-1}$，符合一个未绑定的，亚结构OB协会。Tr 14星团显示出一个轻微的5公里秒$^{-1}$径向速度偏移，从它的邻居Tr 16，但有恒星的位置和速度之间没有相关性。在Cr 228和南柱区域的O型恒星的速度色散比整个区域的速度色散要低，这支持了一个分布式的恒星形成模型，而不是从中央星团迁移而来。我们比较我们的恒星速度船底座星云的分子气体，并发现Tr 14显示出密切的运动学协会与北云。相比之下，Tr 16使南云加速了10- 15 km/s的$^{-1}$，可能引发进一步的恒星形成。在径向速度空间中，围绕H II区域的膨胀并不对称于O型恒星，这表明电离气体受到远侧密度更大的物质的限制。
2018-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing ISM Structure in Trumpler 14 & Carina I Using The Stratospheric Terahertz Observatory 2
我们目前的观测Trumpler 14/Carina I区域进行了使用平流层太赫兹天文台2（STO 2）。Trumpler 14/Carina I区域位于船底座星云复合体的西部，这是银河系中最极端的恒星形成区域之一。我们观测到Trumpler 14/Carina I在158 $μ$ m跃迁的[C1，{ \sc ii}]，空间分辨率为48 $''$，速度分辨率为0.17 km/s $^{-1}$ .观测值覆盖0.25 $^\circ$乘0.28 $^\circ$的区域，中心位置{ \it 1} = 297.34 $^\circ$，{ \it b} = -0.60 $^\circ$。运动学研究表明，明亮的[C\，{ \sc ii}]结构与CO云表面在空间和光谱上都有关联，可以追踪到每个分子云的光解区和电离前沿。沿7条穿过Tr 14向西南进入暗脊的视线，我们发现HII区的[C\，{ \sc ii}]光度是PDR的3.7倍。在相同的LOS中，我们在PDR中发现原子气体：暗CO气体：通过比较HI 21 cm，[Cl，{ \sc ii}]，CO和射电复合线等多种气体示踪剂，我们发现船底座星云复合体的HII区被很好地描述为一侧向我们自由膨胀的HII区，与电离气体演化的香槟模型一致。在这一地区的GMC的扩散是由EUV光蒸发为主，扩散的时间尺度是20-30万年。
2019-05-22 astro-ph.GA
Gaia-EDR3 Parallax Distances to the Great Carina Nebula and its Star Clusters (Trumpler 14, 15, 16)
使用偏移校正的Gaia-EDR 3视差测量和分光光度法，我们已经确定了船底座OB 1协会和相关星团中69颗大质量恒星的距离：Trumpler 16（21颗恒星），Trumpler 14（20颗恒星），Trumpler 15（3颗恒星），Bochum 11（5颗恒星）和South Pillars区域（20颗恒星）。过去对船底座星云的距离估计在2.2到3.6千秒差距之间，其中的不确定性来自测光和异常的尘埃消光。EDR 3视差解决方案显示出相对于DR 2的相当大的改进，典型误差为$σ_{\varpi}/\varpi \approx$ ~3- 5%。船底座大星云中的O型恒星基本上处于相同的距离（$2.35\pm0.08$ kpc），引用均值和均方根方差。这些星团的距离分别为$2.32\pm0.12$ kpc（Tr 16）、$2.37\pm0.15$ kpc（Tr 14）、$2.36\pm0.09$ kpc（Tr 15）和$2.33\pm0.12$ kpc（Bochum 11），与$η$ Car的距离约为2.3 kpc非常一致。O-星自行建议内部（2D）的速度分散$\sim4$公里/秒的Tr 14和Tr 16。可靠的距离允许估计集群的大小，恒星动力学，光度和光电离辐射事件在该地区的光解区域的通量。我们估计Tr 14和Tr 16具有半质量半径$r_h = 1.5-1.8$ pc、恒星穿越时间$…
2021-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel far-infrared observations of the Carina Nebula complex I: Introduction and global cloud structure
船底座星云是银河系中最大的恒星形成区之一，并显示出高水平的大质量恒星反馈。我们使用赫歇尔号上的SPIRE和PACS来绘制船底座星云复合体中波长在70到500微米之间的云的完整空间范围。我们确定色温和柱密度的云在复杂的。我们的赫歇尔地图显示，这些云有一个非常复杂的结构，由来自大质量恒星的辐射和风反馈所主导。在大多数地方，云的柱密度为N_H <2 × 10^22 cm^-2;更密集的云结构仅限于少数几个地方。我们发现一个明显的大尺度温度梯度，从中心区域的35-40 K到外围和单个柱的致密部分的<20 K。赫歇尔在中心（1度半径）区域看到的云的总质量约为656000 M_sun。一个简单的全球光谱能量分布的辐射转移模型表明，所有气体的总质量（包括一个温暖的成分，没有很好地跟踪赫歇尔）是<=890000 M_sun。尽管数百万年来大量大质量恒星的强烈反馈，仍然有几个10000 M太阳的冷云物质存在，其柱密度足以进一步形成恒星。我们的总气体质量估计来自CO线映射的分子云质量的比较表明，多达75%的所有气体是原子，而不是分子形式。
2012-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
SOFIA FEEDBACK Survey: The Pillars of Creation in [C II] and Molecular Lines
本文利用 SOFIA FEEDBACK 等多波段高分辨率观测，揭示鹰状星云创生之柱中光解离区与分子气体的物理结构、密度、质量及压力平衡关系，并推断柱顶致密团块将在光致蒸发时标内因双极扩散而坍缩。
2023-09-26 astro-ph.GA
A JWST Preview: Adaptive-Optics Images of H$_2$, Br-$γ$, and K-continuum in Carina's Western Wall
我们提出了第一个宽视场近红外自适应光学图像船底座的西墙（G287.38-0.62），其中一个最明亮和最明确的辐射接口已知的大规模恒星形成的区域。新的窄带H $_2$ 2.12 $μ$ m、Br- $γ$和K-连续谱图像追踪了来自云的光蒸发流，并确定了来自周围大质量恒星的紫外辐射激发分子氢发出荧光的位置。随着$\sim$ 1.5“$\times$ 2.9”的视野和60 $-$ 110 mas之间的空间分辨率，新的图像显示了一个壮观的细节水平在一个大面积，并预示着什么JWST应该实现。壁是凸形的，在其顶点附近有一个大的三角形延伸。顶点附近的界面由3个$-$ 4规则间隔的脊组成，投影间距为$\sim$ 2000 AU，表明存在大规模的动态重要磁场。长城的北部边缘断裂成几个宽度为$\sim$ 1800 AU的后掠碎片，类似于开尔文-亥姆霍兹不稳定性，长城的南部也显示出复杂的形态，包括半波长为2500 AU的正弦曲线状变化。虽然解离锋必须增加沿着墙表面的密度，但它不会分解成指向电离源的柱子，如果锋触发新恒星形成，可能会发生这种情况。我们发现，MHO 1630是一个H型$_2$外流，在壁的北部没有明确的驱动源，它由一系列排列成一条线的弓形激波组成。
2020-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Proper motions of OB stars in the far Carina Arm
在银河系圆盘的大比例尺地图中，船底座臂作为一个清晰的螺旋特征而脱颖而出，拥有突出的星团和富含大质量恒星的协会。我们研究4199 O和早期B的自行最有可能在远船底座臂，在距离太阳主要超过4千秒差距，在天空区域，$282^{\circ} < \ell < 294^{\circ}$和$-3^{\circ} < b < +1^{\circ}$（银河系坐标）。该样本是通过扩展现有的蓝选星表，并与盖亚EDR 3天体测量交叉匹配而构建的。观测到的自行模式被调制成锯齿状，全振幅接近1 mas yr $^{-1}$，大约每2- 3度经度（200- 300秒差距，平均OB-恒星距离为5.8 kpc）出现一次。运动学扰动的基础圆形旋转是最有可能存在的。数据还揭示了一个包含$>50$ OB星的移动群位于$\ell \sim 286^{\circ}$，$b \sim -1^{\circ}.4$在远臂的主要运行后面。进行相对自行分析，产生至少10%的失控O星的发生率（当全空间运动可用时，可能是$>20$ %）。为了绘制逃离者逃离的地图，我们为假设线性轨迹的区域设置了模拟，并测试了轨迹碰撞参量，以确定可能的弹射热点。我们发现，该方法目前给出了良好的结果，飞行时间高达$\sim$ 4百万年。它令人信服地表明，只有NGC 3603和Westerlund 2有大量的OB星被喷射出来。事实上，这两个星系团分别在0.6-…
2021-10-05 astro-ph.GA
Radioactive and kinematic tracers of feedback from massive stars
年轻恒星喷出物与星际介质的混合是恒星形成与星系演化相互作用的重要过程。放射性同位素$^{26}$ Al提供了一个了解这些过程的独特窗口，它的$γ$ -射线衰变线在1.8 MeV。它的平均寿命为$\sim$ 100万年，是大质量恒星核合成的长期示踪物。我们的人口合成代码模型的喷射$^{26}$铝，连同$^{60}$铁，动能和紫外辐射的人口的大质量恒星。我们已经应用该代码来研究附近的猎户座地区和更大规模的船底座地区，并发现与观测约束很好的协议。
2011-11-07 astro-ph.GA
ALMA Datacubes and Continuum Maps of the Irradiated Western Wall in Carina
我们提出了ALMA观测的连续谱和线发射的$^{12}$ CO，$^{13}$ CO，C $^{18}$ O，和[C I]的一部分G287.38-0.62（车1-E）地区的船底座恒星形成复合体。新的数据记录了分子云在受到强大的辐射前沿时如何在亚弧秒尺度上做出反应，并提供了对包含最大质量年轻恒星的区域内恒星形成的整体过程的见解。这些地图显示了几个分子云叠加在视线上，包括西墙的一部分，这是一个位于年轻星团Trumpler 14附近的高辐射云。与理论一致，从荧光H $_2$到[C I]，再到C $^{18}$ O，随着进入PDR前沿的距离有明显的进展。来自光学厚的$^{12}$ CO的发射延伸穿过该区域，而$^{13}$ CO、[C I]和特别是C $^{18}$ O更光学薄，并且集中成更靠近PDR界面的团块和细丝。在西墙云本身中，我们在C $^{18}$ O的数据立方体中识别出254个不同的核心大小的团块。这些天体的质量分布类似于恒星IMF。除了一个大尺度的速度梯度，团块径向速度缺乏任何空间相干的大小。没有直接的证据表明西墙的C $^{18}$ O团块和连续体核心没有恒星，也没有支柱存在。然而，云的致密部分位于最接近PDR，和C $^{18}$ O的排放是平坦的沿辐射锋。
2022-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel far-infrared observations of the Carina Nebula complex II: The embedded young stellar and protostellar population
船底座星云是银河系中已知最大和最活跃的恒星形成区之一，拥有众多超大质量恒星。我们最近获得的HerschelPACS & SPIRE远红外图涵盖了整个区域（大约8.7度^2），揭示了深深嵌入的年轻恒星的数量，其中大部分在中红外或近红外波段还不可见。我们研究了642个独立探测到的点-在五个赫歇尔带中至少有两个像源。对于那些可以用明显的单个斯皮策对应物识别的物体，我们利用辐射转移模型推导了恒星和星周的基本参数，发现大约75%的赫歇尔探测到的YSO是0类原恒星。使用SED拟合检测到的YSO被限制为<=5400 Lsun的值，它们的质量（根据辐射转移模型估计）的范围约为1 Msun到10 Msun。考虑到观测极限并外推观测到的赫歇尔数，在IMF上空探测到的原恒星表明CNC的恒星形成率约为0.017 Msun/赫歇尔YSO候选者的空间分布是高度不均匀的，并不遵循云质量的分布。大多数赫歇尔YSO候选者被发现在云和柱的辐射边缘。这支持了这一最新一代恒星的形成是由电离前沿的推进触发的这一观点。目前正在进行的恒星形成过程只形成低质量和中等质量的恒星，但没有大质量恒星。著名的天体EtaCar的远红外通量比15年前ISO观测的预期值低两倍左右;这可能是由于侏儒星云中星周尘埃的动力学变化。
2012-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Internal rotation of Milky Way dwarf spheroidal satellites with $Gaia$ Early Data Release 3
我们提出了一个分析的14个卫星的银河系（MW）的运动学。我们使用适当的运动（PM）从$Gaia$早期数据发布3（EDR 3）和视线速度（$v_{\mathrm{los}}$）在文献中获得这些系统的系统三维运动。对于其中的六个，即船底座，天龙座，天炉座，玉夫座，六分仪，小熊座矮球状星系（dSph），我们研究的内部运动学投影到径向，$V_R$（膨胀/收缩），切向，$V_T$（旋转），相对于质量中心的速度分量的恒星PM。我们在隆突（$|V_T| = 9.6 \pm 4.5 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）、穹窿（$|V_T| = 2.8 \pm 1.3 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）和塑夫座（$|V_T| = 3.0 \pm 1.0 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）dSphs中发现了显著的旋转。除了人马座dSphs，这些是MW经典dSphs中天空平面内内部旋转的第一次测量。除船底座外的所有星系都显示出$|V_T| / σ_v < 1$。我们发现，较慢的旋转倾向于显示，平均而言，较大的天空投影椭圆率（如预期的样本与随机视角），并位于较小的银河系中心距离（如预期的潮汐搅拌情况下，旋转转化为随机运动的卫星沉入母晕）。然而，这些趋势很小，在统计学上并不显著，这表明旋转在塑造这些星系的3D结构方面并没有发挥主导作用。无论潮汐搅动对这些系统的演化有微…
2021-06-15 astro-ph.GA
Astrometry of Galactic Star-Forming Region G48.61+0.02 with VERA
我们利用VLBI射电天体测量探测（VERA）对银河系恒星形成区G48.61+0.02的H2O脉泽进行了天体测量。我们推导出的三角视差为199+/-7微as，对应的距离为5.03+/-0.19 kpc。到G48.61+0.02的距离大约是它的远运动学距离的一半，这是以前经常假设的。这个距离使G48.61+0.02位于人马座-船底座臂，靠近活跃的恒星形成区和超新星遗迹W51。我们还得到了G48.61+0.02的三维运动，发现它有一个40+/-5km/s的大的奇特运动。这种奇特的运动可能起源于W51中的多颗超新星爆炸，或者是穿过人马座-船底座臂的流动运动。
2011-04-05 astro-ph.GA
Ships Passing in the Night: Spectroscopic Analysis of Two Ultra-Faint Satellites in the Constellation Carina
我们提出麦哲伦/IMACS，英澳望远镜/AAOmega+2dF，甚大望远镜/GIRAFFE+FLAMES光谱的船底座II（车II）和船底座III（车III）矮星系候选人，最近发现的麦哲伦超新星巡天（MagLiteS）。我们确定了18个成员星在车II，包括2个变星径速度和2个RR天琴座星。其他14个成员的平均日心速度为$v_{\rm hel} = 477.2 \pm 1.2$ km/s，速度色散为$σ_v = 3.4^{+1.2}_{-0.8}$ km/s。假设车II处于动力学平衡，我们推导出半光半径范围内的总质量为$1.0^{+0.8}_{-0.4} \times 10^{6} M_\odot$，表明质光比为$369^{+309}_{-161} M_\odot/L_\odot$。通过对9颗RGB星的钙三线态线的等宽测量，得到了[Fe/H] = $-2.44 \pm 0.09$的平均金属丰度，色散为$σ_{\rm [Fe/H]} = 0.22 ^{+0.10}_{-0.07}$ .考虑到运动学和化学性质，我们得出结论，车II是一个以暗物质为主的矮星系。对于车III，我们确定了4颗成员星，从中我们计算出系统速度为$v_{\rm hel} = 284.6^{+3.4}_{-3.1}$ km/s。车III中最亮的RGB成员的金属丰度为[Fe/H] $= -1.97 \pm 0.12$。由于…
2018-02-19 astro-ph.GA
Kinematics of the Local Spiral Structure Revealed by Young Stars in \emph{Gaia}~DR3
本研究利用Gaia DR3中的年轻疏散星团和O-B2型恒星，探究本地旋臂结构运动学，发现不同旋臂天体运动存在差异，并改进了太阳附近区域的运动学距离估算方法。
2023-08-24 astro-ph.GA
Optical IFU observations of gas pillars surrounding the super star cluster NGC 3603
我们目前的光学积分场单位（IFU）的观测银河系年轻的大质量星团NGC 3603周围的两个气体柱。这些数据的高信噪比和光谱分辨率使我们能够准确地量化H-α，[NII]和[SII]发射线的形状，我们发现宽（FWHM~70-100 km/s）和窄（<50 km/s）分量的混合物。广泛的组件被发现接近两个支柱的边缘，这表明它们起源于湍流混合层（TML）的影响驱动的星团风。两个柱体都表现出>10000 cm-3的令人惊讶的高电离气体密度。在一个柱子中，我们发现这些高密度只存在于窄的部分，这意味着它必须起源于柱子内部的更深处。从这一点，再加上我们的运动学数据，我们得出结论，窄分量跟踪光蒸发流，和TML的形成与热风的界面。在柱体表面，我们发现H-α和[NII]的窄（较亮）分量之间的径向速度存在一致的偏移，约为5-8 km/s，对此我们无法找到满意的解释。我们敦促理论界更详细地模拟机械和辐射云的相互作用，以解决这项研究提出的许多悬而未决的问题。
2013-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The peculiar chemistry of the inner ejecta of Eta Carina
我们研究了连续谱和分子线发射的四个物种（CO，HCN，H $^{13}$ CN，和HCO $^+$）在0.8毫米的内弧秒Eta Car周围，使用ALMA档案观测分辨率优于0.2弧秒。我们报告的发现，一个不对称的扩展结构西北的恒星，独立于连续点源。该结构仅由连续体和HCO $^+$追踪，而在其他谱线中未检测到。这种结构的动力学揭示了HCO $^+$气体可能来自19世纪90年代喷发的喷出物。喷出物在Eta Car A及其同伴的当前风-风相互作用产生的空腔内向外传播。对喷出物的化学分析显示，明显缺乏CO和含氮物质。我们探索这种特殊的化学可能的解释，区分这种结构的喷出物的大爆发，富含HCN和H $^{13}$ CN。我们还报告了一个吸收组件附近的连续点源，仅跟踪HCN和H $^{13}$ CN在其振动基态和振动激发态。这种吸收气体是由于一个热的子弹的N-丰富的材料驱逐在40公里秒$^{-1}$的预计速度。
2019-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematic footprint of the Milky Way spiral arms in Gaia EDR3
银河系的旋臂是由恒星数量以及分子云和其他年轻天体的轨迹确定的，然而，它们只是最近才开始从运动学的角度被观察到。利用盖亚EDR 3中薄盘星在扩展太阳邻域周围的运动学，我们创建了由径向、剩余旋转和垂直银河系速度（$U,ΔV,W$）着色的x-y投影。这些地图有丰富的子结构，揭示了银河系圆盘的扰动状态。我们发现，旋转速度和方位角平均速度，$ΔV$，显示至少5个大规模的运动学螺旋，其中两个密切遵循的轨迹人马座，船底座和英仙座旋臂，与俯仰角为9.12 $^{\circ}$和7.76 $^{\circ}$，和垂直厚度分别为$\sim400$ pc和$\sim600$ pc。另一个运动学螺旋位于英仙座臂的后面，看起来像是这个大质量臂留下的旋转速度的扭曲，但在气体/恒星过密中没有已知的对应物。一个较弱的信号接近太阳的位置是目前在我们的三个速度图，似乎是与本地arm. Our分析的银河系盘中的恒星速度显示臂和臂间的运动学差异，有利于银河系的螺旋臂不与光盘共转。此外，我们发现，运动学螺旋cluerous和絮状，揭示了银河系旋臂的基本性质。
2022-03-13 astro-ph.GA
Radial velocities from far red spectra of Carina Arm O and early B stars
大质量O型星和早期B型星是近期恒星形成的重要标志，在它们短暂的生命期间，通过光电离和风以及当它们爆炸为超新星时，对它们的环境产生重大影响。在银河系中，它们可以在很远的距离被探测到，但通常位于大的尘埃柱后面，使得在短波长下的探测变得困难。在这项研究中，使用较少熄灭的远红外光谱（8400 - 8800欧姆）的径向速度测量进行了检查。结果报告的样本164个确认OB星在2度的领域内定位的船底座臂。大多数恒星的距离在3和6千秒差距，和Westerlund 2是在外地的边缘。测量的径向速度误差集中在3- 10 km/s $^{-1}$范围内，系统不确定度为2- 3 km/s $^{-1}$。这些与盖亚任务天体测量相结合，以允许构建完整的空间运动。多达22颗恒星可能是失控的，尽管其中8颗可能是闯入的（到目前为止未被发现的）双星。样本的平均方位角运动与最近对银河系盘旋转的测量结果相吻合。在银心径向方向上，平均运动表明以$\sim$ 10 km s $^{-1}$的速度适度下沉。这个实验表明，在远红外弱帕邢线可以产生可靠的径向速度测定，提供了更多的银河系盘比迄今为止可能探索OB星运动学的前景。
2022-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatial distribution and clustering properties of the young stellar populations in the Carina Nebula complex and Car OB1
本研究利用Gaia DR3数据系统分析了Car OB1协中年轻恒星的空间分布与成团特性，通过DBSCAN算法发现15个星团并确认了604颗新的大质量恒星候选体，揭示了该协的整体膨胀演化历史，表明其为银河系已知最大质量的恒星形成复合体。
2025-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Wide field-of-view study of the Eagle Nebula with the Fourier transform imaging spectrograph SITELLE at CFHT
我们提出了第一个宽视场，11 11弧分，光谱映射的M16，在银河系中最著名的恒星形成区之一。这些数据是用安装在加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）上的新成像傅里叶变换光谱仪SITELLE获得的。我们得到了三个R=10'000的光谱立方体（SN 1过滤器），1500（SN 2过滤器）和600（SN 3滤镜），以创世之柱和HH 216流为中心，覆盖了主要的光学星云发射线：[O II] 3726，29（SN1），Hb，[O III] 4959，5007（SN2），[N II] 6548，84，Ha和[S II] 6717，31（SN3）。我们验证的性能，校准和数据减少的SITELLE，并分析在大视场的结构，他们的运动学和星云发射。我们比较了SITELLE数据MUSE积分场观测和其他光谱和窄带成像数据，以验证SITELLE的性能。我们通过强线方法计算气相金属丰度，对主要发射线进行逐像素拟合以推导电离气体的运动学，计算东柱（尖顶）的质量损失率，并将SITELLE数据与近红外窄带成像相结合以表征HH 216流。与以前发表的通量的比较表明非常好的协议。我们解开的气相金属丰度（通过丰度示踪线比）的电离度的依赖性，并获得与文献非常一致的金属丰度。我们确认了HH 216的双极结构，从流动的源头找到了幕式吸积的证据，并确定了其可能的驱动源。我们计算了H II区东侧Spire柱的质量损失率，发现质量损失…
2020-02-13 astro-ph.GA
Detailed Numerical Simulations on the Formation of Pillars around HII-regions
我们研究了湍流分子云的结构演化的影响下，从附近的大质量恒星发出的电离辐射进行高分辨率参数研究与IVINE代码。温度取10 K或100 K，平均数密度取100 cm ^3或300 cm ^3。此外，湍流度在马赫数1.5 ~ 12.5之间变化，主要驱动尺度在1 pc ~ 8 pc之间。我们改变电离通量一个数量级。在我们的模拟中，电离辐射增强了初始湍流密度分布，从而导致在HII区域附近以自然方式观察到的柱状结构的形成。引力坍缩在结构的顶端有规律地发生。我们发现一个明确的相关性之间的初始状态的湍流冷云和最终的形态和物理性质的结构形成。形成柱状物的最有利条件是马赫数4-10。只有当高密度非离子化气体和将要被离子化的气体之间的初始密度差低于热气体和冷气体之间的温度差时，结构和恒星才会形成。所得柱的密度由热气体和冷气体之间的压力平衡确定。对模拟结果的全面分析表明，所形成的细长细丝的复杂运动学和几何结构反映了所观察到的柱子的细节，其细节程度令人印象深刻。此外，我们发现，所观察到的视线速度允许不同的形成机制的一个不同的确定。将当前的模拟与以前的结果和最近的观测进行比较，我们得出结论，例如，M16中的创造之柱是由这里提出的机制形成的，而不是由辐射驱动的预先存在的团块的内爆形成的。
2010-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia-ESO Survey: Gas dynamics in the Carina Nebula through optical emission lines
本文介绍盖亚-ESO巡天在船底座星云中央部分的H $α$、[N II]、[S II]和He I线上观测到的星云辐射。我们调查的两个已知的运动学组件（接近和后退，分别），占大部分的排放的属性。此外，我们研究了鲜为人知的低强度高速（绝对RV $>$ 50 km/s）气体排放的特点。我们表明，气体引起的H $α$和He I发射动态相关，但不相同，通过禁止线发射看到的气体。气体温度来自线宽比，密度来自[S II]双峰比。N电离的空间变化也进行了研究，并发现不同的接近和后退组件。主要的结果是船底座中心部分的大量发射线来自几个明显的壳状扩张区域，最明显的是在$η$ Car、Trumpler 14核心和恒星WR 25周围发现的。这种“壳层”是非球形的，可能是由于与其他壳层或更冷、密度更高的气体碰撞而造成的扭曲。它们的一部分也被前景的尘埃带所掩盖，而在它们的内部只有很少的尘埃。优先方向，平行于黑暗的尘埃带，被发现在壳的几何形状和物理性质，可能与强密度梯度在研究区域。我们还发现了从$η$ Car和周围的Homunculus星云中出现的电离通量随极角变化的证据。发现H $α$翼中的高速分量是由反映$η$ Car谱的膨胀尘埃引起的。
2016-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation process of young stellar population in Messier 16 from a kinematic perspective
本文利用Gaia DR3和高分辨率光谱研究M16年轻恒星的运动学，发现其由疏散星团NGC 6611和分布式星族组成，指出星团膨胀、自发恒星形成与反馈驱动恒星形成共同促成了该区域恒星的形成。
2025-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematic study of the molecular gas associated with two cometary globules in Sh2-236
彗星球状体是暴露在紫外线辐射下的致密分子气体结构，在HII区域内被发现。通过对分子气体的运动学研究来理解这些结构的性质和起源，有助于我们进一步了解辐射和分子气体之间的相互作用。利用ASTE对HII区Sh 2 -236的两颗彗星球状体（Sim 129和Sim 130）进行了分子观测。我们用~（12）CO J=3-2和HCO+ J=4-3谱线定位了两个区域。此外，还观察到C_2H（N=4-3）、HNC和HCN J=4-3的两个单点。我们将观测结果与公共红外和光学数据相结合，分析了气体的分布和运动学。我们发现，在12 CO J=3-2和C2 H J=4-3光谱下降气体的运动学签名向Sim 129。我们仅对Sim 130检测到HCO+、HCN和HNC J=4-3。在Sim 130中发现的HCN/HNC积分比约为3，表明球状体内可能的恒星形成活动尚未电离气体。NVSS 052255+33315的位置，其峰值朝向球状体的最亮边界，支持这种情况。Sim 129没有探测到这些分子可能是由于这个球状体内部恒星形成活动产生的辐射。C2 H分子在这两个球状体中的普遍存在表明附近的O-B星照射它们的外层。基于中红外发射，我们确定了两个新的结构：一个位于Sim 129头部前方的漫发射区域（R1）和一个位于Sim 130旁边的柱状特征（P1）。在12 COJ =3-2的基础上，我们发现Sim 129、Sim …
2019-11-15 astro-ph.GA
Ultraviolet Properties of Multi-phase Gas Toward the Inner Galaxy
该研究利用 HST/STIS 对16条银内视线的800个紫外吸收线成分进行运动学分析，发现多数多相气体与银盘共转并延伸至晕中至少1 kpc，同时发布参数数据库。
2025-05-12 astro-ph.GA
Determining the parameters of the spiral arms of the Galaxy from kinematic tracers based on Gaia DR3 data
本研究利用Gaia DR3中亮恒星的运动学示踪体测定银河系旋臂参数，所得结果与已有研究吻合，还外推给出了包含四条主旋臂及本地猎户臂的全局四臂结构示意图，验证了结构的统计可靠性。
2023-08-27 astro-ph.GA astro-ph.IM
A kinematic perspective on the formation process of the stellar groups in the Rosette Nebula
恒星运动学是理解星协形成过程的有力工具。本文利用Gaia最新观测数据和高分辨光谱对Rosette星云中的年轻恒星星族进行了运动学研究。我们首先隔离成员候选人使用公布的中红外光度数据和X射线源的列表。最终选出了403颗具有相似自转和自转的恒星作为成员。成员的空间分布表明，这个恒星形成区是高度亚结构化的。位于星云中心的年轻疏散星团NGC 2244具有径向膨胀和旋转的模式。我们讨论了它对团簇形成的影响，例如，整体冷塌缩或分级组装。另一方面，我们还研究了位于H Ⅱ泡边缘的三个群。西部组似乎与邻近的天然气结构在空间上相关，但它们的运动学与天然气的运动学无关。南星系群相对于NGC 2244没有任何系统运动。这两个群可能是在湍流云的细丝中自发形成的。东部群在空间和运动学上与远离NGC 2244的气柱有关。这个群体可能是由NGC 2244中大质量恒星的反馈形成的。我们的研究结果表明，玫瑰星云中的恒星星族可能通过三个不同的过程形成：星团的膨胀，在湍流云中的分级恒星形成，和反馈驱动的恒星形成。
2021-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
$χ^{1}$ Fornacis cluster DANCe. Census of stars, structure, and kinematics of the cluster with Gaia-EDR3
内容：$χ^{1}$天炉座星团（Alessi 13）是太阳附近为数不多的几个年龄和距离的疏散星团之一，应该得到更多的关注，因为它可以作为未来许多与恒星和行星形成有关的研究的基石。目的：我们利用盖亚太空任务第三次数据发布的早期安装，结合档案数据和我们自己的观察，扩大集群成员的普查，并重新审视集群的一些属性。研究方法：我们应用概率的方法来推断成员的概率超过1000度${^2}$的字段选择最有可能的集群成员，并得出的距离，空间速度和物理性质的恒星在这个样本。结果：我们确定了164个高概率的集群成员（包括61个新成员），涵盖了5.1至19.6等的G带星等范围。我们的集群成员的样本是完整的0.04 M $_{\odot}$。我们从贝叶斯推断中推导出了$108.4\pm0.3$ pc的距离，并证实了该星团与杜鹃座-时钟座、天鸽座和船底座年轻恒星协同运动。我们调查的运动学的集群从一个子样本的恒星测量径向速度，我们没有发现任何显着的膨胀或旋转的集群的影响。我们的研究结果表明，集群是有点年轻（约30万年）比以前认为的。基于光谱观测，我们认为，集群是质量分离和光谱类型的分布相比，其他年轻的恒星群显示出很小的变化。结论：在这项研究中，我们提供了最完整的集群成员普查，可以单独使用盖亚数据完成，我们使用这个新的样本来提供集群6D结构的更新图片。
2021-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Three-Dimensional Distribution of the ISM in the Milky Way Galaxy: III. The Total Neutral Gas Disk
本文给出了新近获得的银河系三维气体图：HI、H $_2$和总气体（HI + H $_2$）图，它们是由HI和$^{12}$ CO（$J=1$ --0）观测数据和基于运动学距离的旋转曲线导出的。HI和H $_2$正面图表明，HI盘的半径为15- 20 kpc，其外围与银心不对称，而H $_2$气体大部分分布在太阳圈内。半径30 kpc范围内的总气体质量为$8.0\times 10^9$ M $_\odot$，其中HI和H $_2$分别占89%和11%。垂直切片显示外HI盘强烈翘曲，内HI盘和H $_2$盘呈波纹状。总气体图有利于从内到外盘追踪螺旋结构。螺旋结构，如诺玛-天鹅座，英仙座，人马座-船底座，盾牌-十字座，猎户座臂在总气体图中比以往任何时候都更清晰。所有的螺旋臂都可以用螺距角为$11\degree$ -- $15\degree$的对数螺旋臂很好地解释。分子分数的总气体是高的银河系中心附近，并减少与银心距离。与臂间区域相比，螺旋臂处的分子分数也局部增强。
2015-11-28 astro-ph.GA
The Binary Fraction of Stars in Dwarf Galaxies: the Cases of Draco and Ursa Minor
测量矮球状星系（dSphs）中双星的频率需要长时间间隔的数据。我们结合径向速度测量从五个文献来源采取的过程中的~30年，产生最大的多时代的运动样本的恒星在dSphs天龙座和小熊座。有了这个数据集，我们能够实现Spencer等人（2017 b）描述的贝叶斯技术的改进版本，以评估这些矮星系中红巨星的双星比例。假设Duquennoy & Mayor（1991）的周期和质量比分布，天龙座和小熊座的双星分数分别为$0.50^{+0.04}_{-0.06}$和$0.78^{+0.09}_{-0.08}$。我们发现，一个正常的质量比分布是首选一个平坦的分布，对数正态周期分布集中在长周期（$μ_{\log P}>3.5$）是首选的分布集中在短的。我们重新分析了狮子座II、船底座、天炉座、玉夫座和六分仪座的双星分数，发现在所有七颗矮星中，双星分数是常量的可能性小于1%，除非周期分布变化很大。这表明银河系dSphs中的双星种群在它们的双星分数、周期分布或两者方面都不相同。我们考虑了矮星的许多不同性质（例如质量、半径、光度等）。并发现在形成恒星速度快和/或具有高速色散的矮星中，双星比例可能更大。
2018-11-15 astro-ph.GA
Stellar clustering and the kinematics of stars around Collinder 121 using Gaia DR3
本研究利用 Gaia DR3 数据和 HDBSCAN 算法重新分析了 Collinder 121 周围区域，发现 Cr 121 与 CMa OB2 可能是同一星团，揭示了 OB 恒星群的子群结构与运动学相干性。
2023-06-14 astro-ph.GA physics.space-ph
A deep and wide-field view at the IC 2944 / 2948 complex in Centaurus
我们使用ESO MPI宽视场相机，在IC 2944/2948复合体区域（l ~ 294; b ~-1）获得了VIc通带的深图像，并用文献和档案数据对其进行了补充。我们使用这种材料来获得该地区最亮（V < 16）恒星的光度，光谱和运动学特性。另一端的VI深测光帮助我们解开了该地区少数可能是物理的恒星群的较低的主序。我们的分析证实了以前的建议，即在这条视线上的消光遵循正常规律（Rv = 3.1）。我们可以识别B型恒星，它们的距离从几百pc到至少2 kpc。我们发现两个年轻的集团（年龄约300万年）分别位于约2.3和3.2 kpc的太阳。它们的特征是一个显著的可变灭绝（E（B-V）范围从0.28到0.45等），并拥有一个显著的主序前种群。我们计算了这些基团的初始质量函数，并获得了斜率Gamma从-0.94到-1.02（e_Gamma = 0.3），在经典Salpeter定律为-1.35的尺度中。我们估计这两个主要恒星群的总质量分别为~ 1100 $ and ~ 500$ Mo。我们的运动学分析表明，这两组恒星偏离银河系的标准旋转曲线，符合文献结果，这个特定的银河系方向。最后，沿着同一条视线，我们发现了第三组早期型恒星，距离太阳约8 kpc。这一群可能位于人马座-船底座旋臂的远端。
2014-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A unified model for age-velocity dispersion relations in Local Group galaxies: Disentangling ISM turbulence and latent dynamical heating
我们分析了从船底座（$M_{*} \sim 10^{6}$）到M31（$M_{*} \sim 10^{11}$）的八个本星系群星系中单个恒星的年龄-速度色散关系（AVR）。观测上，$σ$与恒星年龄的趋势可以被解释为GMC、棒/旋臂或合并的暗晕对恒星的动力加热;或者，恒星可能只是在高红移时从更湍流的ISM中诞生，并保持较大的速度色散直到今天-与最近的IFU研究一致。为了确定的主导机制，更好地了解不稳定性和反馈的影响，我们开发的模型的基础上观察到的SFH这些本星系群星系，以创建一个进化的形式主义，描述ISM速度色散由于星系的不断变化的气体分数。这些经验模型放宽了通常的假设，即恒星是从气体中诞生的，气体在所有红移处都有恒定的速度色散。只使用观测到的SFH作为输入，ISM速度色散和中平面散射模型适合观测到的AVR的低质量星系没有微调。高于$M_{vir} > 10^{11}$的更高质量星系需要来自潜在动力学加热过程（例如小合并）的更大贡献，超过ISM模型。使用SFH，我们还发现，超新星反馈似乎不是一个主导的驱动程序的气体速度色散相比，引力不稳定性-至少对于分散$σ\gtrsim 25$公里/秒。我们的研究结果共同指出，恒星出生时的速度色散接近气体在其形成时的速度色散，潜在的动态加热与星系质量相关的效率。这些半经验关系可能有助于限制反馈的效率及其对星系形成模拟中盘沉降物理的影响。
2017-10-03 astro-ph.GA
Illuminating a tadpole's metamorphosis III: quantifying past and present environmental impact
我们结合MUSE和ALMA的观测与理论模型，以评估位于船底座星云的蝌蚪形小球如何受到其环境的影响。这个球状体现在相对较小（半径~2500 au），拥有一个原恒星喷流+外流（HH 900），蓝移速度约为10 km/s，如果其运动学由前体云的湍流速度色散设定，则其运动速度比应该更快。它的外层目前仍然受到加热，但比较内部和外部压力意味着小球处于后塌陷阶段。有趣的是，外流是弯曲的，这意味着负责发射它的YSO与球状体一起运动，这就要求恒星在球状体达到速度后形成，否则它就会被抛在后面。我们的结论是，最有可能的情况是，云是大得多，然后受到辐射驱动的内爆，加速球状体的光蒸发火箭效应下观察到的高速度，并引发形成的恒星负责外流。在坍缩之后，小球现在可能处于准稳定状态。最后，HH 900 YSO可能是$\gtrsim$ 1 M $_{\odot}$，并且可能是球状体中唯一形成的恒星。可能是这种触发恒星形成的过程阻止了球状体分裂形成多颗恒星（例如，由于加热），并产生了一个更大质量的恒星。
2020-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
PG 1610$+$062: a runaway B star challenging classical ejection mechanisms
超高速恒星是罕见的天体，大多数是主序星（MS）B星，它们的速度如此之快，以至于最终会逃离银河系。最近，人们已经表明，流行的希尔斯机制，其中一个双星系统是通过与银河系中心的超大质量黑洞的近距离接触而被破坏的，可能不是它们唯一的弹射机制。对盖亚数据的分析排除了其中一些恒星的银河系中心起源，而是表明它们是极端的盘状失控恒星，以超过经典场景（星团动力学喷射或双星超新星喷射）的预测极限的速度喷射。我们提出了一个新的极端磁盘失控星，PG 1610 $+$ 062，这是一个缓慢的脉动B星明亮到足以详细研究的发现。凯克天文台的ESI光谱定量分析显示PG 1610 $+$ 062是一颗4-5 $M_\odot$的晚期B型MS星，具有低的投影自转速度。丰度（C、N、O、Ne、Mg、Al、Si、S、Ar和Fe）与正常的B星HD 137366不同，表明PG 1610 $+$ 062有点富含金属。基于我们的分光光度距离（17.3 kpc）和盖亚第二次数据发布的自行，运动学分析表明PG 1610 $+$ 062可能以$550\pm40$ km s $^{-1}$的速度从船底座-人马座螺旋臂中喷出，这超出了经典极限。因此，这颗恒星是最极端的MS盘失控恒星中的前五名，并且在已知化学成分的五颗恒星中仅排名第二。
2019-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Young Stellar Population of the Cygnus-X DR15 Region
我们提出了一个多波长研究的年轻恒星星族在天鹅座X DR 15地区。我们研究了年轻恒星形成或最近形成的一个突出的分子柱和红外暗云的尖端和周围。使用地面近红外，空间红外和X射线数据的组合，我们构建了一个点源目录，从中我们确定了226个年轻的恒星源，我们分为进化类。我们研究了它们在分子气体结构中的空间分布，并确定了几个可能属于不同年轻星团的组。我们获得了这些群体的样本，并构建了K波段光度函数，我们与人工集群相比，使我们能够对群体的平均年龄和年龄分布进行一阶估计。我们使用了$^{13}$ CO（1-0）图来研究DR 15中心星系团突出的气体包层处的气体运动学，我们推断，与其他星系团区域相比，该包层的去除相对较慢，其中气体扩散时标可能与星周盘耗散时标相似或更短。其他年龄稍大的星系团的存在，与不太突出的气体结构相关联，可能意味着在复杂的这一部分年轻星系团的演化过程持续了300万到500万年，也许是在它们的致密分子云诞生地缓慢消散之后。
2015-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotating and Expanding Gas in Binary Post-AGB Stars
有一类后AGB双星（包括一颗后AGB星的双星系统）被开普勒盘和气体从盘中逃逸产生的外流所包围。迄今为止，有七个来源，已详细研究，通过干涉毫米波地图的CO线（ALMA/NOEMA）。对于红矩形星云、船底座IW星云、IRAS 08544-4431星云和武仙座AC星云，我们发现大约85%以上的星云质量位于开普勒动力学的圆盘中。星云物质的其余部分位于一个膨胀的组成部分。这种外流很可能是由从旋转盘中逃逸的物质组成的盘风。这些源就是盘状星云。相反，我们对武仙座89、IRAS 19125+0343和盾牌座R的地图和建模，使我们能够研究它们的形态、运动学和质量分布，这表明，在这些来源中，外流显然是星云的主要组成部分（约占星云总质量的75%），从而在后AGB双星周围形成了一个新的星云子类：流出为主的来源。除了CO，这种类型的源的化学迄今为止几乎是未知的。我们还提出了一个非常深的单碟射电分子调查在1.3，2，3，7和13毫米波段（约600小时的望远镜时间）。我们的结果和检测使我们能够将我们的来源分类为O-或C-丰富。我们还得出结论，计算的丰度检测到的分子物种比CO特别低，与AGB星相比。这一事实在旋转盘是星云主要组成部分的那些来源中是非常重要的。
2022-08-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Toward a robust physical and chemical characterization of heterogeneous lines of sight: The case of the Horsehead nebula
针对异质视线方向，提出由三个均匀气体平板组成的云模型，结合RADEX和最大似然估计拟合CO及HCO$^+$同位素谱线，成功恢复马头星云物理化学性质，并有望推广至宽场数据。
2024-10-22 astro-ph.GA
