前主序星富集星团 Collinder 197 与 vdB 92 的命运：瓦解？

我们研究了银河系年轻星团 Collinder 197 (Cr 197) 和 vdB 92 的性质及可能的演化。颜色-星等图 (CMDs) 的基本特征是主序星 (MS) 数量稀少且前主序星 (PMS) 占主导比例（$\gtrsim75\%$），两个星团中组合的 MS 和 PMS CMD 形态一致地将年龄限制在 $5\pm4$ Myr 内，且恒星形成过程的展宽约 $10$ Myr。Cr 197 和 vdB 92 的 MS + PMS 恒星质量分别为 $\approx660^{+102}_{-59} \, M_\odot$ 和 $\approx750^{+101}_{-51} \, M_\odot$。与同一年龄范围内的星团相比，Cr 197 和 vdB 92 显得异常大。它们具有不规则的恒星径向密度分布 (RDPs)，在最内部区域有明显过量，这一特征在小于 10 Myr 时，更可能与恒星形成和/或分子云碎裂有关，而非依赖于年龄的动力学效应。由自行导出的两个星团的速度弥散在 $\sim15 - 22 \, \text{km s}^{-1}$ 范围内。两个星团似乎都处于超维里状态，其速度弥散高于具有相似质量和尺寸的近维里平衡星团的预期。一种可能的解释是，Cr 197 和 vdB 92 严重偏离了动力学平衡，可能会瓦解到星场中。我们还得出结论，早期星团瓦解会在质量高达数百 $M_\odot$ 的星团的 RDPs 上留下可探测的印记。Cr 197 和 vdB 92 可能是内埋星团与年轻恒星协之间的桥梁。