uvbyCaHbeta CCD Photometry of Clusters. V. The Metal-Deficient Open Cluster NGC 2243
本文报道了缺金属疏散星团NGC 2243的中带uvbyCaH β系统的CCD测光。仅使用CMD和光度指数将数据限制为可能的星团单个成员，在星团关闭处生成100颗恒星的样本。平均E（b-y）= 0.039（0.003 s.e.m.）或E（B-V）= 0.055（0.004 s.e.m.），其中误差仅指内部误差。利用这种红化，[Fe/H]由m_1和hk两者导出，使用b-y和Hbeta作为温度指数。四种方法之间的一致性非常好，最终加权平均值为[Fe/H] = -0.57（0.03 s.e.m.）对于星团，在毕宿星团的[Fe/H] =+0.12的尺度上。结合光度和光谱数据，确定了27个可能的星团成员，并用于描绘红巨星分支和V = 13.70处的一个明确的星团，同时消除了V = 14.1处的所谓第二个星团。适当的[Fe/H]等时线之间的插值导致表观模量（m-M）= 13.15 +/- 0.1和年龄为3.8 +/- 0.2 Gyr。通过与星系距离几乎是NGC 2243两倍的星系团Berkeley 29进行微分CMD比较，Berkeley 29至少与NGC 2243一样年轻和富含金属。
2004-10-21 astro-ph
uvbyCa H beta CCD Photometry of Clusters. VII. The Intermediate-Age Anticenter Cluster Melotte 71
介绍了反中心、中等年龄疏散星团Melotte 71的中波段uvbyCa H beta系统的CCD测光。仅使用颜色星等图和光度指数将数据限制在星团中可能的单个成员上，就可以在未演化的主序带上产生48颗F矮星的样本。平均E（b-y）= 0.148 +/-0.003（s.e.m.）或E（B-V）= 0.202 +/- 0.004（s.e.m.），其中误差仅指内部误差。在这种红化的情况下，[Fe/H]由m1和hk两者导出，使用H β和b-y作为温度指数，四种方法之间具有极好的一致性，最终加权平均值为[Fe/H] = -0.17 +/- 0.02（s.e.m.）对于星团，在毕宿星团的[Fe/H] =+0.12的尺度上。当调整较高的红化估计，以前的金属丰度估计从华盛顿测光和光谱，现在与中间带的结果。通过与相应金属丰度的等时线比较，确定了星团的年龄和距离为0.9 +/- 0.1 Gyr和（m-M）= 12.2 +/- 0.1或（m-M）_0 = 11.6 +/- 0.1。在这个距离上，Mel 71的银河中心距离为10.0 kpc，太阳距离银河中心为8.5 kpc。根据它的年龄、距离和元素丰度，Mel 71似乎是NGC 3960的一个人口较少的类似物。
2006-04-05 astro-ph
uvbyCaHbeta CCD Photometry of Clusters. III. The Most Metal-Rich Open Cluster, NGC 6253
本文介绍了老的疏散星团NGC 6253的中波段UvbyCaH-β系统的CCD测光。尽管高水平的场星污染，由于其位置朝向银河系中心，组合的数据从多个颜色指数与核心集群样本来自径向恒星计数导致识别一组高度可能的，单一的集群成员。对71颗关闭星的选定样本进行光度分析，得出E（b-y）= 0.190 +/-0.002（s.e.m.）或E（B-V）= 0.260 +/- 0.003（s.e.m.）71颗星星金属丰度指数delta-m1和delta-hk都表明这个星团是迄今为止在这两个星系中研究的金属最丰富的天体。对现有金属丰度校准值进行简单外推，得出[Fe/H]的范围为+0.7至+0.9。具有超调的富金属等时线意味着年龄在2.5至3.5 Gyr之间，表观距离模在（m-M）= 11.6至12.2之间，具体取决于所使用的等时线。使用α增强等时线的拟合的改进可能表明星系团[Fe/H]更接近+0.4，但光度指数被元素分布而不是定标太阳扭曲。该星团的银河系中心位置，结合其他星团和造父变星的数据，与内盘的金属丰度一致，自盘的早期历史以来，金属丰度远高于太阳，不像太阳附近。
2002-12-12 astro-ph
uvbyHbeta CCD Photometry of Clusters. IV. Solving the Riddle of NGC 3680
本文介绍了疏散星团NGC 3680的uvbyCaH β系统的CCD测光。仅使用CMD和光度指数将数据限制在可能的星团成员上，定义了一个在星团关闭处的34颗恒星的样本，这意味着E（b-y）=0.042（0.002）或E（B-V）= 0.058（0.003），其中误差（s.e.m）仅指内部误差。在这种红化的情况下，[Fe/H]是使用b-y和Hbeta作为温度指数从m1和hk导出的。这四种方法之间的一致性非常好，最终得到星系团的[Fe/H] = -0.14（0.03），消除了过去uvby分析与红巨星广泛结果之间的明显差异，其原因已被追溯到原始m1指数中的明显零点偏移。利用从各种研究中得到的均匀化和合并的V，b-y数据转换成B-V，将星系团CMD与NGC 752，IC 4651和Girardi et al.（2002）的核心对流过冲等时线进行了比较。通过内插到适当的金属丰度，发现NGC 752、IC 4651和NGC 3680的E（B-V）、（m-M）和年龄分别为（0.03，8.30，1.55 Gyr）、（0.10，10.20，1.7 Gyr）和（0.06，10.20，1.85 Gyr）。修正后的年龄和金属丰度序列以及巨星的颜色分布提供了证据，证明NGC 3680中定义明显团块的巨星主要是第一升巨星，如其Li丰度所示，而NGC 752中的团块星，在（B-V）中蓝0.1等，是He核心燃烧的恒…
2003-10-31 astro-ph
A Search for Stars of Very Low Metal Abundance. IV. uvbyCa Observations of Metal-Weak Candidates from the Northern HK Survey
本文对Beers等人的北半球HK巡天中的521颗贫金属候选星进行了uvbyCa系统的CCD测光。红化校正，恒星的光度分类，和推导的基础上Stromgren指数M1和香港的金属丰度的描述和介绍，以及初步的光谱估计的丰度。一些[Fe/H]小于或等于-2.50的极贫金属星被确认。
2000-03-08 astro-ph
Investigating star formation in the young open cluster NGC 6383
通过研究年轻的疏散星团，我们可以研究在几百万年内恒星形成的重要机制。例如，吸积率作为旋转速度的函数可以被研究。类似地，由高质量损失率的大质量恒星引发的连续恒星形成也可以被详细研究。我们确定了NGC 6383的可能成员，并确定了集群参数。本文介绍了一种新的Stromgren紫外CCD测光法。这一新的数据，与约翰逊UBV和2 MASS数据的近红外光谱，被用来调查的特点，以及零年龄的主序列集群成员。本文给出了NGC 6383视场内272颗恒星的Stromgren紫外CCD测光结果，并导出了它的红化E（b-y）=0.21（4）等，以及距太阳的距离d=1.7（3）kpc。探测到了几颗具有近红外过量的恒星以及经典Herbig Ae/Be和T Tauri星域中的物体。两个先前已知的变星被确认为快速旋转的PMS星。在色星等图中，星群与可能的星群是明显分开的。NGC 6383是一个年轻的疏散星团，年龄小于400万年，正在经历持续的恒星形成过程。真正的主序前成员可能会被发现，绝对星等低至+6等，具有各种自转速度和恒星活动。
2006-11-09 astro-ph
CCD BV survey of 42 open clusters
我们提出的测光调查的结果，其目的是获得结构和天体物理参数的42个疏散星团。虽然我们的样本绝对不能代表银河系中所有的疏散星团样本，但它确实涵盖了广泛的星团参数，并且足够均匀，可以进行简单的统计考虑。BV宽视场CCD测光得到的疏散星团的光度，结构和动力学演化参数的确定。通过分析径向密度分布确定了极限半径和核心半径。根据太阳金属丰度等时线拟合得到了年龄、红化和距离。利用质量函数研究了系统的动力学状态、质量分离效应，估算了团簇的总质量和团簇成员数。本文首次测定了观测到的42个疏散星团中的11个星团的基本参数。大多数观测到的星团的角大小似乎比星表数据显示的大好几倍。核心和限制集群半径的相关性和后者的参数是3.2倍以上的平均。在动力学演化过程中，团簇的极限半径随团簇质量的增加而增大，极限半径和核心半径均随团簇质量的增加而减小。对于动态不先进的集群，质量函数斜率类似于通用IMF斜率。对于更进化的系统，低质量成员蒸发的影响是清晰可见的。初始的质量分离是存在于所有观察到的年轻的集群，而动态的质量分离出现在集群的年龄大于约log（年龄）= 8。低质量恒星在年龄大于log（年龄）= 8.5且不小于一个弛豫时间的星团核心中是不足的。
2007-04-11 astro-ph
Reddenings and metallicities in the LMC and SMC from Stroemgren CCD photometry
用Stroemgren紫外CCD测光法测定了小麦哲伦云（SMC）和大麦云云（LMC）中两个视场的B星个体红化。在两个LMC场中，我们发现E（B-V）= 0.085 +/- 0.02的前景红化，并且对于SMC场，我们发现E（B-V）= 0.070 +/- 0.02。除了前景红化之外，我们还发现了来自云内部红化的贡献，最高可达E（B-V）~ 0.21。内在的贡献是不相关的位置在我们的6 × 4.5弧分CCD领域，但在一个基本上随机的方式变化。除非测量特定物体的变红，否则它的不确定性将从E（B-V）中的+/- 0.035（最好的情况，远离中心条）到超过+/- 0.10（接近中心条）。本文用Stroemgren vby光度法计算了观测场中GK巨星的金属丰度。采用平均红化，我们得到的平均金属丰度与F和G超巨星的光谱研究结果一致，但有相当大的分散性，从[Fe/H]~ -2.0到> 0.然而，散射的一个重要部分是由于变红的变化，而不是内在的。可能存在的高金属量恒星应进一步使用光谱方法进行研究。
2000-12-01 astro-ph
Globular Cluster Ages and Stromgren CCD Photometry
Stromgren紫外CCD测光法可以用多种方法来约束球状星团的绝对和相对年龄。红化校正的（v-y，c1）图提供了一种方法来推导年龄是完全独立的距离。同样化学组成的星团的非常精确的微分年龄也可以从这种双色图中确定，或者从测量次巨星和水平分支在$u-y, u$平面上的星等差Δ u中确定（这两个特征都是平坦的，并且定义明确，甚至对于像M13这样在（B-V，V）图上有极蓝色HB的星团也是如此）。根据高质量的测光结果，我们发现：（1）M92的年龄为15 Gyr，（2）M3和M13的年龄相差< 1 Gyr，（3）NGC 288、NGC 362和NGC 1851的年龄在1.5 Gyr以内。这些结果有力地表明，年龄不可能是唯一的"第二参数“。最后，我们认为，在我们迄今为止研究的所有贫金属星团中，观测到的巨大分支星之间的c1变化可能是由于恒星与恒星之间的C和N丰度变化，并可能表明大多数（如果不是全部的话）球状星团至少在这些元素中具有“原始”变化。
1999-09-23 astro-ph
CCD photometric and mass function study of 9 young Large Magellanic Cloud star clusters
利用CCD对NGC 1767、NGC 1994、NGC 2002、NGC 2003、NGC 2006、SL 538、NGC 2011、NGC 2098和NGC 2136等9个年轻大麦云星云星团的光度和质量函数进行了研究。在亚弧秒视宁度条件下，从3.5米NTT/EFOSC 2上采集了低至V ~ 21等的BVRI数据。首次给出了NGC 1767、NGC 1994、NGC 2002、NGC 2003、NGC 2011和NGC 2136的宽波段测光CCD数据。9个星团中有7个星团的年龄在1600万年到2500万年之间，而剩下的两个星团的年龄分别为$32\pm4$ Myr（NGC 2098）和$90\pm10$ Myr（NGC 2136）。对于7个年轻的集群，年龄估计的基础上，最近的模型和综合光谱被发现是系统性的较低（$\sim$ 10百万年），从目前的估计。在$\sim 2 - 12$ $M_{\odot}$的质量范围内，发现9个簇中的8个簇的MF斜率与$γ$的值相似，范围从$-1.90\pm0.16$到$-2.28\pm0.21$。对于NGC 1767来说，它与$γ= -1.23\pm0.27$相比更平坦。在NGC 2002、NGC 2006、NGC 2136和NGC 2098中观察到质量分离效应。这与Kontizas等人对NGC 2098的发现一致。这些星团中存在的质量分离可能是恒星形…
2008-01-07 astro-ph
On the nature of HD 207331: a new Delta Scuti variable
在测试安装在墨西哥圣佩德罗马蒂尔天文台1.5米望远镜上的斯特罗姆格伦分光光度计时，观测到了一些A型星，其中一颗HD 207331，显示出光度变化的明显迹象。不久之后获得的CCD测光数据证实了其可变性。为了更准确地测定它的脉动行为，我们进行了三夜的紫外差分光电测光。作为光变曲线周期分析的结果，我们发现了一个21.1 c/d的主脉动模，振幅为6 mmag。这强烈暗示HD 207331是一颗新的盾牌座δ型脉动恒星。
2008-11-04 astro-ph
The Morphology Dependence of Luminosity Segregation in the Coma Cluster
我们对后发座星系团中心的5.25平方区域内的星系进行了CCD测光，测量范围一直到$M_R=-16.0$，超出了常规形态学分类的限制。我们使用角两点关联函数以及径向轮廓，以表征光度偏析。我们发现我们的总样本在$-20 \leq M_R \leq -16$，这是不完全占在已知只存在于明亮的星系的形态密度关系的幅度范围内的强烈的光度分离。我们使用一个单一的一致的参数，光度浓度的程度，parameterized的星系形态在很宽的星等范围内，其中包括巨星系和矮星系。具有高中心浓度（HCC）的镓团簇表现出较强的光度偏析，即它们的成簇强度强烈依赖于光度，而具有低中心浓度（LCC）的镓团簇几乎不表现出光度偏析。径向密度分布表明，较亮的HCC型星系倾向于更强烈地集中在星系团中心附近，而LCC型星系没有表现出这种对光度的依赖性。我们表明，这些结果是站得住脚的污染的场星系和我们的分类方法的不确定性。
1998-02-28 astro-ph
CP2 stars in clusters: deep Delta a-photometry
利用光电测光法通过Delta a-系统（Maitzen 1976）对5200 A处的特征通量凹陷特征进行采样，在疏散星团中寻找化学奇特（CP）星，迄今为止已经提供了距离太阳通常不超过1000 pc的天体的数据。如果人们打算研究距离太阳更远的CP星的存在，则必须用CCD测光代替经典测光。对于第一次，我们的调查提出了CCD测光的结果，在三角洲a-系统的丰富的疏散星团，这是在一个距离明显超出迄今为止研究的对象，Melotte 105（2千秒差距，日志年龄= 8.5）。与已发表的紫外光度法比较，标定了本系统的色指数g_1-y，这是导出特性指数Δ a所必需的。为此，我们实现了平均精度为0.007马格。六个对象只有轻微奇特的三角洲a值被发现，但光谱和额外的光度证据需要证实其特殊性。
1998-05-05 astro-ph
Wide field CCD photometry of the globular cluster M92
本文介绍了在加拿大-法国-夏威夷望远镜上用CFH 12 K镶嵌CCD在V和I波段获得的银河系球状星团M92的宽视场CCD测光结果。一个定义明确的颜色星等图推导出5个星等比集群主序关闭。在去除背景贡献后，我们得到了属于该星团的恒星的光度和质量函数、表面密度分布和表面数密度图。所有恒星的表面密度剖面显示，星团的晕至少从星团中心延伸到~30'，这与以前的研究一致，但在星团最外部区域的暗星的剖面显示出与亮星不同的梯度。对于团簇的质量函数，我们发现团簇的内部区域x = 1.2 ± 0.2，而外部区域x = 1.8 ± 0.3，这清楚地表明团簇的质量分离。对星团光度质量的估计意味着残余的人口（白矮星和中子星）至少占星团总质量的25%。M92的表面密度图显示了一些证据，表明M92的潮汐尾可能垂直于银河系中心的方向。
2002-12-11 astro-ph
CCD photometry in the region of NGC 6994: the remains of an old open cluster
本文给出了在NGC 6994区V=21等的BV（RI）_KCCCCD测光结果。据我们所知，以前没有关于该天体的光度学报道，我们发现它是一个贫穷而稀疏的古老疏散星团，最小角直径为9弧分，大于原先给它的3弧分，我们用BVI_（C）技术得到色余E（B-V）= 0.07 +/-0.02等。根据VandenBergh（1985）的理论等时线与我们的数据更好地吻合，我们估计该星团距离太阳620秒差距（Vo-Mv = 9 +/- 0.25等），年龄在2 - 3 Gyr范围内，采用太阳金属丰度。因此，对应的星团的银心距离为8.1千秒差距，位于银道面下方约350秒差距处。根据这一结果，NGC 6994属于旧的疏散星团，位于外盘，距离银道面很远，并且必须经历显著的个体动力学演化，导致低质量恒星的质量分离和蒸发。
2000-01-13 astro-ph
Mass Segregation and Tidal Tails of the Globular Cluster NGC 7492
利用宽视场CCD对银河系球状星团NGC 7492进行了测光研究。推导出的VR色星等图向下延伸到约3.5等以下的集群主序列关闭。该区域覆盖42'X42'，大约是该星团已知潮汐半径的3倍。用CMD掩模方法得到的候选成员样本构造了光度、质量函数和表面密度图。NGC 7492有一个非常平坦的质量函数，随着距离星团中心的距离，斜率变化很小。然而，有一个明确的证据表明，从内部到外部区域的质量函数的斜率增加，表明质量分离的集群。NGC 7492的表面密度图显示了从星团中心向银河系反中心（东北）和西北方向的延伸。通过比较尾巴中恒星的光度函数和潮汐半径内恒星的光度函数，我们认为表面密度图中的延伸可能是一个真实的特征。NGC 7492的整体形状非常平坦。如果NGC 7492的扁平形状是由它的旋转引起的，那么银河系的潮汐场一定会产生重要的影响，因为最初的旋转几乎已经被动力学弛豫完全消除了。
2004-09-02 astro-ph
Photometric and spectroscopic study of the young open cluster NGC 1893
本文介绍了疏散星团NGC 1893的紫外-β CCD测光。我们的光度测量深度足以覆盖完整的主序B光谱型。我们确定了大约50个非常可能的成员，光谱类型为B 9-A0，其中一些成员的红度比平均值高得多。我们导出了色余E（b-y）= 0.33 ± 0.03和去红距离模V_0 - M_V = 13.9 ± 0.2。从β指数，我们确定了几个候选人的发射线恒星，我们已经获得光谱。其中三个显示对应于光谱类型F的光谱，但在发射中显示H-α。本研究和以前的研究中的光度测量表明存在很强的变异性。这些特征表明它们是光谱型为F的前主序星。我们还确定了两个可能的赫比格是明星。这些结果暗示在NGC 1893中存在相当大的前主序群。
2001-01-19 astro-ph
Radial Color Gradient and Main Sequence Mass Segregation in M30 (NGC 7099)
人们早就知道，核心坍缩后的球状星团M30有一个更蓝的向内颜色梯度，最近的工作表明，亮红巨星的中心缺陷并不能完全解释这个梯度。本研究利用哈勃空间望远镜WFPC 2的F439 W和F555 W波段图像，以及具有更宽视场的地基CCD图像，对非星团背景贡献进行归一化，发现在r = 2”到>~ 1“的范围内，整个星团星光的Δ（B-V）~ +0.3等。颜色曲线的斜率为：Δ（B-V）/Δ \log（r）= 0.20 +/- 0.07 mag dex^{-1}。我们探索各种算法，人工重新分配明亮的红巨星和水平分支恒星均匀地在整个集群的光。传统的再分配方法成比例的集群亮度分布被证明是不准确的。在所有明亮的演化恒星经过适当的均匀再分配后，M30没有明显的残余颜色梯度;因此M30中心区域的颜色梯度似乎完全是由于后主序星。两类合理的动力学模型，Fokker-Planck模型和多质量King模型，结合Bergbusch & VandenBerg（1992）和D 'Antona等人的理论恒星等时线，对主序星的质量分离效应进行了定量分析。在所有的情况下，主序星的质量分离导致在r = 20”- 80”范围内Δ（B-V）~ -0.06至+0.02等，这与M30的剩余颜色梯度在测量误差范围内是一致的。B和V波段中观测到的演化恒星光的比例在小半径处与相应的模型预测一致，但在r >~ 20”时低于它。
1999-12-01 astro-ph
A deep UVBRI CCD photometric study of open clusters Tr 1 and Be 11
本文介绍了年轻疏散星团Tr 1和Be 11的深$UBVRI$ CCD测光.首次获得Be 11的CCD数据。该样本由$\sim$ 1500颗恒星组成，最低可达$V$ $\sim$ 21等。对恒星表面密度径向分布的分析表明，Tr 1和Be 11的半径值分别为2.3和1.5 pc。星际消光在整个星系团成像区域的表面似乎是不均匀的，Tr 1和Be 11的平均值分别为$E(B-V)$ = 0.60 $\pm$ 0.05和0.95 $\pm$ 0.05等。两个簇中均存在$E(B-V)$的随机位置变化。在簇Be 11中，随机位置变化的原因可能是HII区域的明显关联（S213）。2MASS $JHK$数据与Be 11星团的光学数据相结合，得出$E(J-K)$ = 0.40 $\pm$ 0.20等和$E(V-K)$ = 2.20 $\pm$ 0.20等。色余图表明在Be 11星团方向上存在正常的星际消光定律。Tr 1和Be 11的距离估计分别为2.6 $\pm$ 0.10和2.2 $\pm$ 0.10 Kpc，而理论恒星演化等时线拟合亮星团成员表明，星团Tr 1和Be 11的年龄分别为40 $\pm$ 10和110 $\pm$ 10 Myr。修正场星污染和数据不完整的质量函数推导出这两个集群。Tr 1和Be 11的斜率分别为$1.50\pm0.40$和$1.22\pm0.24$，与Salpeter值…
2002-09-03 astro-ph
The CFHT Open Star Cluster Survey II -- Deep CCD Photometry of the Old Open Star Cluster NGC 6819
我们提出的深CCD测光分析非常丰富，老疏散星团NGC 6819。这些CFH 12 K数据结果代表了CFHT疏散星团巡天中19个疏散星团中的第一个。我们发现一个紧密的，非常丰富的，主序星和关闭组成的V，B-V色星等图（CMD）中的2900多个星团的恒星。未演化的星团恒星与毕宿星团的主序星拟合得出的距离模数为（m-M）v = 12.30 +/- 0.12，红化E（B-V）= 0.10。这些值与新计算的2.5 Gyrs年龄的理论恒星等时线一致，我们认为这是星团的年龄。详细的恒星计数显示了一个更大的星团范围（R = 9.5' +/-1.0'），比以前的一些估计高出约2倍。不完全性检验证实了一个略微负斜率的光度函数延伸到微弱的（V ~ 23）星等，这是一个动态演化的集群的指示。进一步的光度函数和质量分离测试表明，低质量天体（M < 0.65Mo）在星团的外部区域占主导地位，3.5 < R < 9.5。对NGC 6819中白矮星的估计值与观测值符合得很好。对于那些通过统计和图像分类测试的白矮星候选者，我们比较了白矮星等时线和冷却模型，这表明需要光谱学来确认白矮星的性质，更明亮的物体。
2001-07-19 astro-ph
Photometric study of the double cluster h and chi Persei
本文介绍了英仙座h和chi双星系团中心区域的uvbybeta CCD测光。我们确定了350颗恒星，其中214颗未被列入奥斯特霍夫星表。我们的星等极限V=16.5使我们能够达到早期F光谱类型，并获得非常准确的拟合ZAMS。对英仙座h星和英仙座chi星的红化值分别为E（b-y）=0.44 ± 0.02和E（b-y）=0.39 ± 0.05。从ZAMS拟合中，我们分别得到英仙座h和chi的距离模数V0-Mv=11.66+-0.20和V0-Mv=11.56+-0.20。这些值与放置在相同距离并具有相同红度的两个聚类完全兼容。然而，主序星转折点的变化和等时线拟合显示，两个星团之间存在着显著的年龄差异，英仙座h星团中的大部分恒星都比英仙座chi的年龄大。然而，英仙座h星中有相当数量的恒星比英仙座chi星年轻。所有这一切都表明至少有三个不同的恒星形成时期，分别对应于log t=7.0、7.15和7.3。
2001-02-15 astro-ph
UBVRI CCD photometric study of the open clusters Basel 4 and NGC 7067
本文首次给出了两个年轻疏散星团Basel 4和NGC 7067的UBVRI CCD测光结果。我们的样本由4000颗V ~ 21等的恒星组成，恒星表面密度分布表明Basel 4和NGC 7067的半径分别约为1.8和3.0弧分，（U-B）-（B-V）图表明NGC 7067的金属丰度为太阳型，而Basel 4的金属丰度为Z ~ 0.008。我们对Basel 4和NGC 7067的E（B-V）的平均值分别估计为0.45 $\pm$ 0.05和0.75 $\pm$ 0.05 mag。对2 MASS JHK数据结合两个星系团中的光学数据进行分析，得出巴塞尔4的E（J-K）= 0.30 $\pm$ 0.20 mag和E（V-K）= 1.60 $\pm$ 0.20 mag，而NGC 7067的E（J-K）= 0.40 $\pm$ 0.20 mag和E（V-K）= 2.10 $\pm$ 0.20 mag。此外，色余图显示了两个星团的正常星际消光定律。利用星系团成员的本征色星等图，我们估算了Basel 4和NGC 7067星系团的距离分别为3.0 $\pm$ 0.2和3.6 $\pm$ 0.2千秒差距。通过对星系团亮成员的金属丰度等时线进行拟合，我们估算出Basel 4和NGC 7067星系团的年龄分别为200 $\pm$ 50和100 $\pm$ 2500万年。通过对Basel 4和NGC 706…
2004-01-16 astro-ph
The Luminosity and Mass Function of the Globular Cluster NGC1261
利用银河系球状星团NGC 1261两个大区域的I波段CCD图像，构造了从星团中心1.4'到潮汐半径的三个环中14000颗恒星的光度函数（LF）。LF扩展到M_I~8，并且从内环到外环有变陡的趋势，这与我们计算的多质量King-Michie模型的预言一致。LF已被转换成质量函数。一旦校正了质量分离，NGC 1261的整体质量函数的斜率为x_0=0.8+/-0.5
1997-12-07 astro-ph
Mass segregation of different populations inside the cluster NGC6101
我们利用拉西拉ESO望远镜和哈勃空间望远镜（HST），对距离星团中心200”（~= 2半质量半径，r_h = 1.71 '）以内的恒星进行了精确的B、V、I CCD测光。绘制了从红巨星顶到主序转折点MSTO（V = 20.05 ± 0.05）以下约5个星等的色星等图。CMD分析获得了以下结果：a）主分支的整体形态证实了以前文献中的结果，特别是存在着73颗相当大的“蓝离散星”，它们已经被部分探测到（27）。它们比亚巨星分支或主序星都要集中得多，空间分布与水平支星相同（K-S检验概率为84%）。还提出了可能的BSS后代的假设。b）HB很窄，大部分恒星都是蓝色的，这与典型的贫金属球状星团的预期一致。c）HB和MSTO的星等为$V（ZAHB）= 16.59+-0.10，V（TO）= 20.05+-0.05，再加上E（B-V）= 0.1，[Fe/H] =-1.80，Y = 0.23，得出距离模数（m-M）_V = 16.23，年龄与其它"老“的贫金属球状星团相似。特别是，从理论等时线的比较，我们得出这个集群的年龄为13个陀螺。d）通过使用大量的红巨星分支（RGB）星的统计样本，我们高精度地检测了RGB光度函数中凸起的位置。这一观测特征已与理论处方进行了比较，在当前的理论和观测不确定性范围内取得了很好的一致性。
2001-11-05 astro-ph
Analysing the database for stars in open clusters I. General methods and description of the data
我们对WEBDA中的数据进行了概述和统计分析。该数据库包括银河系中疏散星团天体的坐标、直角坐标位置、自行、光度和光谱数据、径向和旋转速度等宝贵信息。它还包含各种类型的数据，如成员概率，光谱双星的轨道要素和不同种类的变星的变化周期。我们的最终目标是根据主要测光系统推导出疏散星团的天体物理参数（红化、距离和年龄），这将在后续论文中介绍。为此，我们选择了约翰逊UBV，VRI和Stroemgren uvbybeta测光系统的统计分析，包括在WEBDA公布的数据集。我们的最终清单包含了573个疏散星团中469820个天体的照相、光电和CCD数据。我们已经检查了内部（一个光度系统内的数据集和相同的检测器技术）和外部（不同的检测器技术）的准确性，并得出结论，超过97%的所有调查数据表现出足够的准确性，我们的分析。描述了对数据进行加权和平均的方法。此外，我们还编制了一份偏离测量的列表，可通过WEBDA向社区提供。
2003-10-05 astro-ph
Stromgren Photometry of Globular Clusters: The Distance and Age of M13, Evidence For Two Populations of Horizontal-Branch Stars
本文介绍了球状星团M13（NGC 6205）在Stromgren uby-Beta系统中的深CCD测光，确定了前景红化E（b-y）= 0.015等。通过对依巴谷贫金属次矮星主序的拟合，我们得到（m-M）_0=14.38 +-0.10，这意味着在[Fe/H]=-1.61和[Alpha/Fe]=0.3的条件下，年龄接近12 Gyr。与距离无关的（（b-y）_0，c_0）图表明，M13与金属丰度相近的贫金属场次矮星在± 1Gyr范围内是一致的。此外，我们还发现，在任意给定的（b-y）_0颜色下，M13红巨星分支（RGB）星的c_0指数都有很大的扩展。我们怀疑，这种散射，它至少延伸到RGB的基础一样微弱，最有可能是由于恒星到恒星的CNO元素的大气丰度的变化。我们还注意到，在M13的HB上存在着两个看似独立的恒星星族。在其他可能性中，它可能是由于在前体红巨星中发生深度混合的程度不同而产生的。
1998-06-04 astro-ph
Structure and stellar content analysis of the open cluster M11 with 2MASS photometry
由于2 MASS的广角空间覆盖，对M11的结构和恒星成分进行了全面分析。我们推导出光度和结构参数，并讨论了光度和质量函数的空间依赖性。配光参数与前人基本一致，主要是基于光学。我们得到的核心半径为1.23秒差距，潮汐半径为29秒差距。特别是，该星团的人口足够多，因此潮汐半径可以通过拟合三参数King轮廓来获得恒星的径向分布。我们分析了质量函数的空间分布，发现斜率从核心的-0.73变化到外晕的+2.88。从2 MASS得到的质量函数斜率的空间分布与从光学CCD数据得到的一致，这进一步证实了2 MASS数据的可靠性，为今后在可比的观测极限下进行此类分析提供了依据。我们检测到的质量偏析距离中心的~ 20弧分。我们强调，在核心的质量函数斜率是平坦的，比其他任何地方的质量偏析的后果。得出的星团总质量约为11000太阳质量。
2005-07-08 astro-ph
Spectrophotometry of 237 stars in 7 Open Clusters
本文介绍毕宿星团、昂宿星团、英仙座α星、天鹰座、后发座、IC~4665和M39疏散星团中237颗恒星的光电分光光度测量结果。在350 ~ 778 nm范围内观察到16个带通，带宽为3.2 ~ 6.4 nm。将数据标准化为Hayes-Latham系统，每个通带的相互精度为0.016 mag。通过与SIMPAD可用的BV和ubvy颜色的比较，以及与1993年Kurucz合成光谱的比较，我们表明，对于400 nm或以上的13个通带，我们的数据精确到0.01 mag，对于400 nm以下的3个通带，我们的数据精确到0.02 mag。我们还表明，散射的分光光度计的颜色和UVBY过滤器的颜色的配合是一个合理的方式来确定哪些特定的恒星是准确的1-西格玛，2-西格玛，.模型和这些数据之间的非常好的一致性验证了这些数据的准确性，也验证了Kurucz模型在定义这个温度范围（>5000 K）的恒星的分光光度测量方面的有用性。这些数据定义了明亮的疏散星团恒星的精确分光光度法，可以用作基于CCD的分光光度测量的二次通量校准。
1997-05-20 astro-ph
Star counts in NGC 6397
利用邻近球状星团NGC~6397的大面积I波段CCD图像，构造了一个面密度剖面和两个亮度和质量函数。表面密度分布从星团中心向外延伸到14 \arcm，没有潮汐截止的迹象。内部轮廓是幂律曲线，斜率从-0.8变陡到1 \arcm之外的-1.7。质量函数是在距离星团中心4 \arcm \和11 \arcm处的场，并证实了质量小于约0.4 M \solar的恒星质量函数的上升。似乎有一个多余的低质量的恒星超过高质量的恒星在外场相对于内部，在质量上与预期的协议质量分离。
1993-09-01 astro-ph
Photometry and membership for low mass stars in the young open cluster NGC 2516
我们提出了一个0.86平方度的CCD测光调查的疏散星团NGC 2516，它的年龄约为1.5亿年，可能有一个低得多的金属比类似年龄的昴星团的结果。我们选择了1254个低质量（0.2和2.0 M_{sun}之间）集群候选者的初步目录，其中约70- 80%预计是真正的。质量函数依赖于金属丰度，但符合Salpeter定律（dN/dlog M ~ M^{-alpha}，对于太阳和半太阳金属丰度，alpha=+1.47+/-0.11或alpha=+1.67+/-0.11），介于0.7和3.0 M_{sun}之间。在较低的质量下（介于0.3和0.7 M_{sun}之间），质量函数急剧下降，α =-0.75+/-0.20（太阳金属丰度）或α =-0.49+/-0.13（半太阳金属丰度），这似乎与在昂星团和场群中看到的更平坦的质量函数不一致。我们通过证明NGC 2516中的质量分离来解释这一点-超过一半的星团低质量恒星预计将位于调查之外。在我们的调查中，质量大于0.3 M_{sun}的NGC 2516恒星的质量是950-1200 M_{sun}，这取决于金属丰度和对未解决的双星应用的校正。修正质量分离后，这个值增加到1240-1560 M_{sun}，大约是昴星团总质量的两倍。
2001-07-05 astro-ph
An optical and near IR study of the old open cluster NGC 2141
本文报道了老疏散星团NGC 2141区域的CCD光学（B和V通带）和近红外（J和K带）观测结果。通过结合两套测光（500颗恒星共同），我们得出新的估计集群的基本参数。我们确认该星团的年龄为2.5 Gyrs，但是，相对于以前的研究，我们得到了一个稍大的红化（E（B-V）=0.40），和一个稍短的距离（3.8 kpc）到太阳。最后，我们提出了亮度函数（LF）在V波段，这是另一个年龄指标。通过假设Kroupa等（1993）IMF高达$M_V$ =5.0，我们提供了一个很好的拟合从等时线推断的年龄范围。我们把这种微弱的不一致解释为大规模分离的证据。
2001-05-02 astro-ph
BATC 13-band Photometry of Open Cluster NGC 7789
本文用北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）多色巡天光度测量系统对以疏散星团NGC 7789为中心的视场进行了400 ~ 1000 nm的13波段CCD中波段分光光度测量。通过对NGC 7789恒星光谱能量分布的观测与理论计算的比较，导出了该星团的基本参数：$1.4\pm0.1$ Gyr年龄、距离模数$(m-M)_{0}=11.27\pm0.04$、变红$E(B-V)=0.28\pm0.02$和太阳成分$Z=0.019$的金属丰度。利用King模型拟合了BATC $e$带（$λ_{\textrm{eff}}=4925$带）极限星等为19.0的成员星的表面密度剖面，得到了NGC 7789的核心半径$R_{c}=7.52\arcmin$和潮汐半径$R_{t}=28.84\arcmin$。用幂律函数$ϕ(m)\propto m^α$拟合了质量为0.95 ~ 1.85 $M_{\odot}$的NGC 7789主序星的观测质量函数（MF），并导出了斜率$α=-0.96$。NGC 7789的强质量分离反映在不同质量范围内NGC 7789成员星的浓度参数$C_{0}=\log (R_{t}/R_{c})$的显著变化上：大多数大质量星的浓度参数为$C_{0}=1.02$，最小质量的MS星的浓度参数为$C_{0}=0.37$。NGC 7789的强质量分离也表现在星团不同空间区域$α$斜率的显著变…
2007-01-10 astro-ph
The Galactic globular cluster NGC 1851: its dynamical and evolutionary properties
我们用VI-CCD测光法对球状星团NGC 1851进行了全面的测光，获得了约1000nm的CMD. 20500颗星星。根据HB的视光度，我们推导出距离模数（m-M）o = 15.44 +/-0.20。确认了7颗"超HB"星的存在。其中6个被鉴定为HB祖细胞的进化后代。合成HR图表明，HB形态的问题可以通过假设沿着RGB的质量损失的双峰效率来解决。我们发现的证据表明，蓝HB星的径向分布是不同的红HB和SGB星。给出了22个已知RR Lyr变星（<M（I）>= 0.12 +/-0.20 at [Fe/H]=-1.28）的I平均绝对星等的首次测量结果。我们发现了7个新的RR Lyr候选者（6个ab型和1个c型），将N（c）/N（ab）的比值降低到0.38。从25个球状星团（包括NGC 1851）的样本中，我们导出了DV（bump，HB）作为金属丰度函数的一个新的刻度，并找到了一些证据，表明GC之间存在年龄-金属丰度关系。我们确定了13颗蓝离散星，没有显示出任何变化的迹象。当r> 80 "时，蓝离散星的集中度低于具有类似星等的SGB星。最后，我们发现了质量偏析的标志LF的径向依赖性，将LF转换为质量函数，并通过多质量King-Michie模型对质量偏析进行修正，得到了全局MF指数x（0）= 0.2 +/-0.3。
1998-03-11 astro-ph
The spatial distribution and luminosity function of the open cluster NGC 4815
NGC 4815是一个遥远而人口稠密的疏散星团，位于银道面的强吸收区。因此，它的成员，空间分布和光度函数没有很好地确定。在本文中，我们提出了一个算法，同时使用位置和光度数据搜索疏散星团成员。场星的贡献由我们的银河系模型软件估计。该方法已被开发用于深CCD光度观测，但它也可以用来调查在一个n维空间的成员，包括自行，径向速度和金属丰度。NGC 4815的色星等图（CMD）是经过场星净化后得到的。我们研究了星系团成员的空间分布和光度函数。我们已经表明，投影表面分布的恒星是很好的代表了指数递减的函数，尺度长度为1.67 $\pm$ 0.06弧分。我们发现了大规模种族隔离的证据。NGC 4815的光度函数类似于毕宿星团的光度函数，在$V$ = 15等处有一个能隙。
1997-12-01 astro-ph
Mass functions and photometric binaries in nine open clusters
利用105厘米Kiso Schmidt望远镜50'× 50'视场的CCD测光数据，研究了9个疏散星团的质量函数。目标星团的年龄和银河系中心距离分别为16 - 2000万年和9-10.8千秒差距。MF斜率的值在-1.1至-2.1之间变化。由Salpeter（1955）导出的IMF斜率的经典值为Γ=-1.35。发现团簇外区的MF比内区的MF更陡，表明团簇中存在质量分离，MF斜率（外区以及整个团簇）随演化参数τ（=年龄/弛豫时间）呈指数衰减.在银河系中心距离较大的地方，小质量成员从星系团外围区域的蒸发似乎并不显著。得出的结论是，初始质量函数（IMF）在anticentre方向的银河系可能是陡峭的比IMF在相反的方向。比较观察到的CMD与合成CMD的集群给出了光度的二元含量~ 40%。
2008-03-02 astro-ph
The Star Formation History and Mass Function of the Double Cluster h and Chi Persei
h和Chi Per“双星团”使用宽视场（0.98度x 0.98度）CCD UBV成像进行检查，并辅以数百颗最亮恒星的光谱。将我们的分析限制在星系团核心附近，我们发现两个星系团具有相同的红化（E（B-V）=0.56+/-0.01）、距离模量（11.85+/-0.05）和年龄（12.8+/-1.0 Myr）。此外，我们发现每个星团核的IMF斜率对于高质量恒星来说是非常正常的，Gamma=-1.3+/-0.2，与Salpeter值无法区分。对1 ~ 120 M_Sun的PDMF积分，得到了3700 M_Sun（h）和2800 M_Sun（Chi）的质量。有证据表明，在集群核心内有轻微的质量分离。我们的数据与恒星形成于一个历元的说法是一致的;相反的说法很可能是由于包含了位于英仙座旋臂相似距离处的大量早期型恒星，以及不同距离处的G和K巨星的污染。我们讨论的独特性的双集群，引用其他的例子，这种结构的文献中，但得出的结论是，几乎相同的性质的两个集群核心是不寻常的。我们未能解决长期存在的争议，是否双集群是每OB 1协会的核心，并认为这可能是无法回答与目前的技术。我们还强调，需要进一步的工作，这附近和非常有趣的地区的主序前人口。
2002-05-09 astro-ph
The CFHT Open Star Cluster Survey. IV. Two Rich, Young Open Star Clusters: NGC 2168 (M35) and NGC 2323 (M50)
我们通过对NGC 2168（M35）和NGC 2323（M50）的深CCD观测继续我们对富星系团的研究。这两个星团都被发现是丰富的（NGC 2168包含至少1000颗比V = 22亮的恒星，NGC 2323包含大约2100颗比我们的光度极限V = 23亮的恒星）和年轻的（NGC 2168的年龄= 180百万年，NGC 2323的年龄= 130百万年）。星系团的颜色-星等图在V，B-V平面上显示出明显的主序，延伸超过14个星等。将这些长的主序列与调查中早期的星团以及毕宿星团进行比较，可以为每个星团建立精确的距离（dist. NGC 2168 = 912 +/- 70/65 pc，dist. NGC 2323 = 1000 +/- 81/75 pc）。光度和质量函数的分析表明，尽管他们的年轻的年龄，这两个集群都有些动态放松表现出质量分离的迹象。这在NGC 2323的情况下特别有趣，它的年龄只有动力学弛豫时间的1.3倍。目前的测光也足够深，可以探测到两个星团中的所有白矮星。我们讨论了一些有趣的候选者，这可能是相当大质量（M > 5 Mo）的祖星的残余。NGC 2168的白矮星冷却年龄与主序星的关闭年龄符合得很好。这些天体对于限制白矮星的初始-最终质量关系和白矮星产生的质量上限可能非常重要。
2003-10-03 astro-ph
Multi-wavelength study of a young open cluster NGC 7419
利用UBVRI HalphaCCD测光观测和档案近红外和X射线数据，我们对年轻星团NGC 7419进行了多波长研究。色过剩比E（U-B）/E（B-V）值高于正常值的星团，其年龄为22.5+/-3.0 Myr，距离为3230^{+330}-430} pc。有一个证据表明，在这个动态松弛集团的质量分离的质量函数斜率是一致的Salpeter值。近红外光谱和H α过剩支持了Herbig Ae/Be星（> 3.0 M_sun）的年轻（<200万年）恒星星族的存在，表明星团区域存在第二次恒星形成。使用XMM-牛顿观测，我们发现了几个X射线源的集群区域，但没有一个赫比格Ae/Be星的X射线检测。将Herbig Ae/Be星的上限分布与T-Tauri星和Herbig Ae/Be星的X射线分布函数进行了比较，发现Herbig Ae/Be星的X射线辐射水平不超过LX ~5.2 × 10^{30} erg/s，与T-Tauri星相比没有显著提高。因此，赫比格Ae/Be星的X射线辐射可能是未解决的伴星或类似于T-Tauri星的过程的结果。我们报道了来自星系团区域NGC 7419的扩展X射线辐射，总的L_X估计值约为1.8 x 10^31 erg/s/arcmin ^[2]。对星团周围1度区域的尘埃和CO图的研究表明，存在一个前景尘埃云，它很可能与恒星形成区Sh 2 -154有关。该星云中有均匀分布的前主序…
2008-09-10 astro-ph
The CFHT Open Star Cluster Survey. III. The White Dwarf Cooling Age of the Rich Open Star Cluster NGC 2099 (M37)
介绍了一个非常富的中等年龄（类似毕宿星团）疏散星团NGC 2099（M37）的深CCD测光。星系团的V，B-V色星等图（CMD）显示了一个非常好的填充和非常严格的限制，从关闭延伸超过12个星等的主序。这个星团的CFH 12 K光度计足够暗（V ~ 24.5），可以探测到I型SNe极限下最大质量的祖先星团恒星的残余。因此，星团的CMD也显示出一个明确的白矮星“团块”，这是由于这些恒星随着年龄的增长而冷却速度下降造成的，以及随后的空隙，其中只有很少的物体。白矮星光度函数的终止点（Mv = 11.95 +/- 0.30）给出了白矮星的冷却年龄为566 +/- 154/176 Myrs，这与主序关断等时线年龄（520 Myrs）非常吻合。通过仔细考虑错误，我们表明，冷却年龄证实，包括对流核心过冲的模型是首选的中间年龄的集群。通过将星团中的主序特征与毕宿星团的新基准主序相匹配，我们还得到了到NGC 2099的红化（E（B-V）= 0.21 +/- 0.03）和距离（（m-M）v = 11.55 +/- 0.13）。作为CFHT疏散星团巡天的一个延续部分，为了更好地理解疏散星团的动力学过程，我们还拟合了一个King模型来描述星团的密度分布，并研究了增加同心环时星团主序星的光度和质量函数.我们发现一些证据的质量隔离的边界内的NGC 2099预期集群的年龄相对于动力学年龄。目前的全球质量函数的集群…
2001-09-21 astro-ph
