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Massive Stellar Clusters in Interacting Galaxies

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English Summary

Massive stellar clusters are now seen to form easily in interacting galaxies, making these excellent environments for studying the properties of young clusters. New observations of NGC 4038/39 (the Antennae) show that the most luminous young clusters do not have a measurable tidal radius. Most observations suggest that the luminosity function (LF) and mass functions of young clusters are single power laws, however there are many uncertainties at the faint end of the LF. For example, contamination from massive stars may be important. The shape and evolution of the LF, and more fundamentally, the mass funct- tion, of massive stellar clusters had implications for our understanding of both the formation and destruction of these clusters.

Key Technical Terms

Below are key technical terms and their explanations to help understand the core concepts of this paper. You can explore related external resources via the links next to each term.

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Massive Stellar Clusters ASP Conference Series, Vol. ?, 2000 A. Lan¸con, and C. Boily, eds. Massive Stellar Clusters in Interacting Galaxies Bryan W. Miller Sterrewacht Leiden, Postbus 9513, 2300 RA Leiden, NL Abstract. Massive clusters are now seen to form easily in interacting1999 and merging galaxies, making these excellent environments for study- ing the properties of young clusters. New observations of the Antennae (NGC 4038/39) show that the most luminous young clusters do not haveDec a measurable tidal radius. Most observations suggest that the luminos- ity function (LF) and mass functions of young clusters are single power 21 laws. However, there are many uncertainties at the faint end of the LF. For example, contamination from massive stars may be important. The shape and evolution of the LF, and more fundamentally, the mass func- tion, of massive clusters had implications for our understanding of both the formation and the destruction of massive stellar clusters. 1. Introduction Ten years ago there were only suggestions that interacting and merging galaxies contained young, massive star clusters (Schweizer 1982; Lutz 1991). However, subsequent observations, especially those using the Hubble Space Telescope, have shown that young clusters are nearly ubiquitous in such systems. Table 1 of Schweizer (1999) gives a nearly complete list of galaxies observed to have young star clusters. To this list can be added recent papers on NGC 3597 (Carlson et al. 1999; Forbes & Hau 1999) and NGC 5128 (Holland et al. 1999). It wouldarXiv:astro-ph/9912453v1 seem that cluster formation is a natural result of the star formation triggered by strong gravitational interactions or direct collisions. Many of these observations were motivated by the question of whether el- lipticals can form from the mergers of two spirals, but, in addition, they provide important information about the formation and evolution of the star clusters…

🇰🇷 한국어 보기 (View in Korean)

한글 요약 (Korean Summary)

대규모 별 클러스터는 이제 상호 작용하는 은하에서 쉽게 형성되어 어린 클러스터의 특성을 연구하기위한 훌륭한 환경을 만듭니다. NGC 4038/39 (안테나)의 새로운 관찰 결과 가장 빛나는 젊은 클러스터는 측정 가능한 조력 반경이 없음을 보여줍니다. 대부분의 관찰은 젊은 클러스터의 광도 기능 (LF) 및 질량 기능이 단일 전력 법칙이지만 LF의 희미한 끝에 많은 불확실성이 있음을 시사합니다. 예를 들어, 거대한 별의 오염이 중요 할 수 있습니다. LF의 모양과 진화,보다 기본적으로 대량의 대량 기능은 이들 클러스터의 형성과 파괴에 대한 우리의 이해에 영향을 미쳤다.

주요 기술 용어 (한글 설명)

  • Massive Stellar Clusters
    설명 (Korean): 은하의 젊은 스타 클러스터; 그들의 크기와 프로파일은 클러스터의 동적 모델에 중요한 초기 조건입니다. 은하 GC는 특징적인 질량이 약 105m ° 인 반면, 열린 클러스터는 끊어지지 않은 전력 법률 질량 기능을 갖는 로그 정규 또는 파손 전력 법률 질량 기능을 가지고 있습니다. 따라서, 밀도는 형성 과정과 관련 될 수있다.
    (Original English: Young star clusters in galaxies; their sizes and profiles are important initial conditions for dynamical models of clusters. Galactic GCs have a lognormal or broken power-law mass function with a characteristic mass of about 105 M⊙, while open clusters have an unbroken power-law mass function. Thus, density could be related to formation process.)
  • Power Law
    설명 (Korean): 광도 및 질량 기능을 설명하기 위해이 맥락에서 일반적으로 사용되는 두 가지 수량 사이의 관계를 설명하는 수학적 공식. 이 논문에서, 젊은 클러스터 LFS는 단일 전력 법칙이 아니라 대신 휴식 또는 피크가있을 수 있다고 제안된다. 그러나 클러스터 LF의 희미한 끝에서의 항성 오염은 NGC 3921 및 NGC 7252와 같은 구형 합병 잔재의 경우에도 클러스터 LF의 모양에 영향을 줄 수 있습니다.
    (Original English: A mathematical formula that describes the relationship between two quantities, typically used in this context for describing luminosity and mass functions. In this paper, it is suggested that young cluster LFs may not be single power laws but instead have a break or peak; however, stellar contamination at the faint end of the cluster LF may affect the shape of the cluster LF even for older merger remnants like NGC 3921 and NGC 7252.)
  • Mass Function
    설명 (Korean): 젊은 별 클러스터에서 질량 분포; 이 논문은 그것이 φ (m) ∝m -2 인 단일 전력 법칙 일 가능성이 높다는 것을 시사한다. 그러나, 클러스터 LF의 희미한 끝에서의 항성 오염은 NGC 3921 및 NGC 7252와 같은 구형 합병 잔재에 있어도 중요 할 수있다.
    (Original English: The distribution of masses in young star clusters; this paper suggests that it is most likely a single power law with φ(M) ∝M−2. However, stellar contamination at the faint end of the cluster LF may be significant even for older merger remnants like NGC 3921 and NGC 7252.)
  • Completeness Limits
    설명 (Korean): 관측치가 물체를 안정적으로 감지 할 수없는 아래 수준; 이 논문에서, 희미한 완전성 한계에서의 항성 오염은 NGC 3921 및 NGC 7252와 같은 구형 합병 잔재의 경우에도 클러스터 LFS의 형태에 영향을 줄 수 있다고 제안된다.
    (Original English: The level below which observations cannot reliably detect objects; in this paper, it is suggested that stellar contamination at faint completeness limits may affect the shape of cluster LFs even for older merger remnants like NGC 3921 and NGC 7252.)
  • Break/Peak
    설명 (Korean): 광도 기능의 굽힘 또는 중단 점; 이 논문은 젊은 별 클러스터가 구형 GC 질량 기능의 피크와 유사한 ~ 105mm 정도의 질량에서 휴식을 취한다는 것을 시사한다.
    (Original English: A bend or break point in the luminosity function; this paper suggests that young star clusters have a break at masses around ∼105 M⊙, similar to the peak in older GC mass functions.)

발췌문 한글 번역 (Korean Translation of Excerpt)

대규모 스텔라 클러스터 ASP Conference Series, Vol. ?, 2000 A. Lan, 및 C. Boily, eds. 상호 작용하는 은하의 대규모 별 클러스터 Bryan W. Miller Sterrewacht Leiden, Postbus 9513, 2300 Ra Leiden, NL Abstract. 대규모 클러스터는 이제 1999 년 상호 작용과 은하를 병합하는 데 쉽게 형성되어 젊은 클러스터의 특성을 연구하기위한 훌륭한 환경을 만듭니다. 안테나의 새로운 관찰 (NGC 4038/39)은 가장 빛나는 젊은 클러스터가 측정 가능한 갯벌 반경을 겪지 않는다는 것을 보여줍니다. 대부분의 관찰은 젊은 클러스터의 루미 노스 기능 (LF) 및 질량 기능이 단일 전력 21 법칙임을 시사합니다. 그러나 LF의 희미한 끝에는 많은 불확실성이 있습니다. 예를 들어, 거대한 별의 오염이 중요 할 수 있습니다. LF의 모양과 진화,보다 기본적으로 대량 클러스터의 질량 기능은 대규모 별 클러스터의 형성과 파괴에 대한 우리의 이해에 영향을 미쳤다. 1. 소개 10 년 전, 은하에 상호 작용하고 합병하는 것은 젊고 대규모 별 클러스터를 포함한다는 제안 만 있었다 (Schweizer 1982; Lutz 1991). 그러나 후속 관찰, 특히 허블 우주 망원경을 사용하는 관찰은 어린 클러스터가 그러한 시스템에서 거의 어디에나 있음을 보여 주었다. Schweizer (1999)의 표 1은 젊은 별 클러스터가있는 것으로 관찰 된 은하의 거의 전체 목록을 제공합니다. 이 목록에는 NGC 3597 (Carlson et al. 1999; Forbes & Hau 1999) 및 NGC 5128 (Holland et al. 1999)에 대한 최근 논문이 추가 될 수 있습니다. Astro-PH/9912453V1은 클러스터 형성이 강력한 중력 상호 작용 또는 직접 충돌에 의해 유발 된 별 형성의 자연스러운 결과 인 것 같습니다. 이러한 관찰 중 다수는 두 개의 나선의 합병에서 엘리베이터가 형성 될 수 있는지에 대한 질문에 동기를 부여했지만, 또한 별 클러스터의 형성과 진화에 대한 중요한 정보를 제공합니다 …

Source: arXiv.org (or the original source of the paper)

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