Young Cluster(어린 클러스터)란 무엇입니까?
Young Cluster 어린 클러스터 - This is the predicted cutoff from dynamical models in which old globular clusters and young clusters observed today formed by similar processes with similar initial mass functions. [1] At the time of its discovery, it was the first multi-planet system in a young cluster. [2] The distribution of size as a function of age observed for star clusters in the Large Magellanic Cloud (LMC) is very puzzling: young clusters are all compact, while the oldest systems show both small and large sizes. [3] The low surface brightness of the streams (typically >30 mag/arcsec$^2$), however, will make them difficult to detect, unless the streams originate from very young clusters. [4] However, the clustering strength of the most massive GMCs, supposedly the progenitors of the young clusters for a star formation efficiency of a few percent, is comparable (alpha = -0. [5] Our study not only reinforces the notion that some young clusters like NGC 1866 harbor multiple populations, but gives also hints that the first population, the older, may inherit the angular momentum from the parent cloud while stars of the second one, the younger, do not. [6] Extended main-sequence turn-offs (eMSTO) are a commonly observed property of young clusters. [7] All of the 655 cluster candidates have a well defined main-sequence except for two candidates if we consider that the main sequence of very young clusters is somewhat broad due to differential extinction. [8] We derive parameters such as age, distance modulus and extinction for a sample of 269 open clusters, selecting only low reddening objects and discarding very young clusters, for which techniques other than isochrone-fitting are more suitable for estimating ages. [9] Here we provide an overview of optical photometric observations of the young clusters, identification of variable nature from their light curves, characterization of their circumstellar disk. [10] These observations shed light on the frequency of the ejection events in young clusters. [11] Young clusters and associations hold clues to the origin and properties of multiple star systems. [12] This finding is important for understanding the physics of the MP phenomenon, as these young clusters can provide much stronger constraints (e. [13] We suggest that variable stars, binary interactions, and stellar rotation affect the eMSTO morphology of these very young clusters. [14] The Scutum complex in the inner disk of the Galaxy hosts a number of young clusters and associations of red supergiant stars that are heavily obscured by dust extinction. [15] We have undertaken a similar analysis for 61 B-type similar targets, towards the young cluster, NGC 346 in the Small Magellanic Cloud (SMC). [16] 1 Msun not associated with a young cluster. [17] It is shown that the shallow, power-law density profiles characteristic of young clusters is predicted by the hierarchical star formation scenario. [18] In this work we report the discovery of a young cluster of asteroids that originated by the breakup of an asteroid member of the (221)Eos family. [19] (abridged) NGC6530 is a young cluster with a complex morphology and star-formation history. [20] W40 is a blistered Hii region, and Serpens South is an infrared dark cloud accompanied by a young cluster. [21]이것은 오늘날 관찰된 오래된 구상 성단과 어린 성단이 유사한 초기 질량 함수를 가진 유사한 과정에 의해 형성된 역학 모델에서 예측된 컷오프입니다. [1] 발견 당시 그것은 젊은 클러스터에서 최초의 다중 행성 시스템이었습니다. [2] 대마젤란운(LMC)의 성단에 대해 관찰된 나이에 따른 크기 분포는 매우 당혹스럽습니다. 어린 성단은 모두 조밀한 반면 가장 오래된 성단은 작은 크기와 큰 크기를 모두 보여줍니다. [3] 그러나 하천의 낮은 표면 밝기(일반적으로 >30mag/arcsec$^2$)는 하천이 아주 어린 클러스터에서 시작되지 않는 한 감지하기 어렵게 만듭니다. [4] 그러나 몇 퍼센트의 별 형성 효율에 대한 젊은 성단의 조상으로 추정되는 가장 거대한 GMC의 성단 강도는 비슷합니다(알파 = -0. [5] 우리의 연구는 NGC 1866과 같은 일부 젊은 성단이 여러 개체군을 가지고 있다는 개념을 강화할 뿐만 아니라 첫 번째 개체군인 더 나이가 많은 개체군이 모성운으로부터 각운동량을 상속받을 수 있는 반면 두 번째 개체군인 더 어린 개체군은 아니다. [6] eMSTO(Extended Main-Sequence Turn-offs)는 젊은 클러스터에서 일반적으로 관찰되는 속성입니다. [7] 655개의 클러스터 후보 모두는 매우 어린 클러스터의 주 서열이 차등 소거로 인해 다소 광범위하다고 고려하는 경우 2개의 후보를 제외하고 잘 정의된 주 서열을 갖는다. [8] 우리는 269개의 열린 클러스터 샘플에 대해 나이, 거리 계수 및 소멸과 같은 매개변수를 도출하고, 낮은 붉어짐 개체만 선택하고 매우 어린 클러스터는 버립니다. [9] 여기에서 우리는 어린 성단의 광학 측광 관찰, 광도 곡선에서 다양한 자연 식별, 항성 주위 디스크의 특성화에 대한 개요를 제공합니다. [10] 이러한 관찰은 어린 성단에서 분출 사건의 빈도에 빛을 비춰줍니다. [11] 젊은 성단과 협회는 여러 항성계의 기원과 특성에 대한 단서를 보유하고 있습니다. [12] 이 발견은 MP 현상의 물리학을 이해하는 데 중요합니다. 이러한 젊은 클러스터는 훨씬 더 강력한 제약 조건을 제공할 수 있기 때문입니다(예: [13] 우리는 변광성, 쌍성 상호작용 및 항성 회전이 매우 어린 성단의 eMSTO 형태에 영향을 미친다고 제안합니다. [14] 은하 내부 원반에 있는 Scutum 복합체는 먼지 소멸에 의해 심하게 가려진 다수의 젊은 성단과 적색 초거성 협회를 보유하고 있습니다. [15] 우리는 소마젤란 성운(SMC)의 젊은 성단 NGC 346에 대해 61개의 B형 유사 표적에 대해 유사한 분석을 수행했습니다. [16] 1 Msun이 젊은 클러스터와 연결되지 않았습니다. [17] 어린 성단의 특징인 얕고 거듭제곱 법칙의 밀도 프로파일은 계층적 별 형성 시나리오에 의해 예측되는 것으로 나타났습니다. [18] 이 작업에서 우리는 (221)Eos 가족의 소행성 구성원의 분열에 의해 시작된 젊은 소행성 무리의 발견을 보고합니다. [19] (요약) NGC6530은 복잡한 형태와 별 형성 역사를 가진 젊은 성단이다. [20] W40은 물집이 생긴 Hii 지역이고, Serpens South는 어린 성단을 동반하는 적외선 암흑 구름입니다. [21]
Massive Young Cluster 대규모 젊은 클러스터
The very bright and compact massive young cluster, NGC 3603, has been cited as an example of a starburst in the Milky Way and compared with the much-studied R136/30 Doradus region in the Large Magellanic Cloud. [1] 5If* star RFS8 ($\sim$70 $M_{\odot}$), found within $\approx$ 53 and 58 pc respectively from the Galactic massive young cluster NGC 3603, using Gaia data. [2]매우 밝고 조밀한 거대한 젊은 성단 NGC 3603은 우리 은하에서 폭발적인 항성 폭발의 예로 인용되었으며 대마젤란 성운에서 많이 연구된 R136/30 Doradus 지역과 비교되었습니다. [1] 5If* 별 RFS8($\sim$70 $M_{\odot}$), Gaia 데이터를 사용하여 은하의 거대 젊은 성단 NGC 3603에서 각각 $\approx$ 53 및 58 pc 내에서 발견됨. [2]
Dynamically Young Cluster 동적으로 어린 클러스터
Multiwavelength observations show that Abell 1367 (A1367) is a dynamically young cluster, with at least two subclusters merging along the SE–NW direction. [1] Multiwavelength observations show that Abell 1367 (A1367) is a dynamically young cluster, with at least two subclusters merging along the SE–NW direction. [2]다중 파장 관측은 Abell 1367(A1367)이 동적으로 젊은 성단이며 SE–NW 방향을 따라 병합되는 적어도 두 개의 하위 클러스터를 가지고 있음을 보여줍니다. [1] 다중 파장 관측은 Abell 1367(A1367)이 동적으로 젊은 성단이며 SE–NW 방향을 따라 병합되는 적어도 두 개의 하위 클러스터를 가지고 있음을 보여줍니다. [2]
young cluster ngc 젊은 클러스터 Ngc
0 to several open clusters with different properties and environments to show the capabilities of the tool: an area of five degrees around NGC 2682 (M 67), an old, well known cluster; a young cluster NGC 2516 with a striking elongate structure extended up to four degrees; NGC 1750 & NGC 1758, a pair of partly overlapping clusters; in the area of NGC 1817 we confirm a little-known cluster, Juchert 23; and in an area with many clusters we disentangle the existence of two overlapping clusters where only one was previously known: Ruprecht 26 and the new, Clusterix 1. [1] We examine the mass-dependence of the velocity dispersion of stars in the young cluster NGC 6530 to better understand how it formed. [2] Spectroscopy for 247 stars towards the young cluster NGC 346 in the Small Magellanic Cloud has been combined with that for 116 targets from the VLT-FLAMES Survey of Massive Stars. [3] 5If* star RFS8 ($\sim$70 $M_{\odot}$), found within $\approx$ 53 and 58 pc respectively from the Galactic massive young cluster NGC 3603, using Gaia data. [4]도구의 기능을 보여주기 위해 서로 다른 속성과 환경을 가진 0개에서 여러 개의 열린 클러스터: 잘 알려진 오래된 클러스터인 NGC 2682(M 67) 주변의 5도 영역. 4도까지 확장된 눈에 띄는 길쭉한 구조를 가진 젊은 클러스터 NGC 2516; NGC 1750 및 NGC 1758, 부분적으로 겹치는 한 쌍의 성단; NGC 1817 지역에서 우리는 잘 알려지지 않은 성단인 Juchert 23을 확인했습니다. 많은 클러스터가 있는 영역에서 우리는 이전에 Ruprecht 26과 새로운 Clusterix 1만 알려졌던 두 개의 겹치는 클러스터의 존재를 풀었습니다. [1] 우리는 그것이 어떻게 형성되었는지 더 잘 이해하기 위해 젊은 성단 NGC 6530에서 별의 속도 분산의 질량 의존성을 조사했습니다. [2] 소마젤란 성운에 있는 젊은 성단 NGC 346을 향한 247개의 별에 대한 분광법이 VLT-FLAMES 거대별 조사의 116개 표적에 대한 분광법과 결합되었습니다. [3] 5If* 별 RFS8($\sim$70 $M_{\odot}$), Gaia 데이터를 사용하여 은하의 거대 젊은 성단 NGC 3603에서 각각 $\approx$ 53 및 58 pc 내에서 발견됨. [4]