Abundances in red giant stars of NGC 2808 and correlations between chemical anomalies and global parameters in globular clusters
利用高分辨率阶梯光谱对球状星团NGC 2808中红巨星支（RGB）顶端到RGB凸起以下的恒星进行了丰度分析。计算了Al、α过程元素（Si I、Ca I、Ti I和Ti II）和Fe族元素（Sc II、VI、Cr I、Cr II、Mn I、Co I、Ni I）的丰度。除了镁的含量有所减少，可能是因为镁铝循环中镁的含量减少了铝，其他α元素的比率显示出类似金属丰度的晕星的典型过剩。Mn是不足的，而铁族元素有典型的丰度比接近太阳值。我们检测到恒星之间的差异，铝丰度从RGB尖端下降到最微弱的恒星下方的RGB凸点，与钠丰度在所有光度。Na-Al相关性的斜率与Sneden et al.（2004）在M13中发现的相似，但与其他金属丰度相似的球状星团的相关性不同。我们发现球状星团红巨星中Na-O和Mg-Al电子关系上的化学不均匀性的数量与现今星团的质量和椭圆率有关。此外，我们发现第一次之间的相关性的质子捕获元素和集群的轨道参数的扩展。化学异常在具有大尺寸轨道和较长周期的星系团以及轨道相对于银道面的倾角较大的星系团中更广泛。
2005-11-04 astro-ph
Nitrogen abundances in giant stars of the globular cluster NGC 6752
利用3360 A NH谱线的高分辨UVES谱，计算了球状星团NGC 6752中21颗亮巨星的N丰度。我们确认Stromgren c1指数跟踪的N丰度，并发现恒星之间的N丰度的变化是1.95 dex，在样品的光度。我们发现统计上显着的相关性，但小幅度的变化，N和α，Fe峰，和S-过程元素的丰度之间。使用适当的N，O，Na和Al丰度的模型大气的分析将加强，而不是静音，这些相关性。如果重元素的微小变化是真实的，那么N异常的合成必定发生在同时合成α-、Fe-峰和s-过程元素的恒星中。这些相关性为AGB和大质量恒星对球状星团丰度异常的贡献提供了支持。
2008-06-01 astro-ph
The first stages of the evolution of Globular Clusters
球状星团（GC）恒星化学成分的不均匀性主要是由原始富集引起的。今天研究最多的模型声称，在星团生命的第一个~ 1亿年期间演化的高质量渐近巨星分支（AGB）恒星的喷出物直接形成了具有丰度异常的第二代恒星。在这次演讲中，我们回顾了关于这个模型的最新技术，其主要问题是i）化学异常的建模仍然没有完全完成，ii）它需要在中等质量恒星中特别增强的IMF。该模型预测了在显示化学异常的恒星中氦丰度的增强，并且氦丰度分布可以大致从水平分支的形态得出。这样的分布可能有助于证伪GC演化的第一阶段的模型。作为示例，我们比较了一些簇的HB形态分析结果。
2006-12-21 astro-ph
Extremely alpha-Enriched Globular Clusters in Early-Type Galaxies: A Step towards the Dawn of Stellar Populations?
我们比较[α/Fe]，金属丰度，和年龄分布的球状星团在椭圆形，透镜状和螺旋星系，我们来自舔线指数测量。我们在椭圆星系中发现了大量的球状星团，它们的[α/Fe]值比透镜星系和螺旋星系中的任何星团都要高得多（>0.5）。大多数这些极度富集α的球状星团都很古老（t > 8 Gyr），覆盖的金属丰度范围为-1 <~ [Z/H] <~ 0。与超新星产额模型的比较表明，这些球状星团的原始气体云必须主要由大质量恒星（>~20 M_sol）富集，而低质量恒星的贡献很小。测得的[α/Fe]比也与非常大质量的对不稳定超新星（~130-190 M_sol）的产率一致。这两种情况都意味着，原始气体的化学富集是在极短的时间尺度上完成的，大约为几百万年。考虑到早期型星系中弥漫恒星星族的平均[alpha/Fe]比值较低，我们的研究结果表明，这些α增强的球状星团可能是第一代星团的成员，它们的形成时代将早于巨型早期型星系中大多数恒星的形成。
2006-05-09 astro-ph
The evolution of two stellar populations in globular clusters I. The dynamical mixing timescale
我们研究了球状星团中两个不同的低质量恒星恒星星族的长期动力学演化，以研究能量均分过程是否可以解释球状星团中大量恒星的丰度异常。我们分析N-体模型，人为地将低质量恒星（m<0.9 Msun）分为两个群体：少数恒星（第二代）符合不变的IMF和低比能量最初集中在星团中心的模拟恒星丰度异常。这些恒星形成于快速旋转的大质量恒星的慢风。低质量（第一代）恒星的主要部分具有星团的原始组成。我们详细研究了这两个群体如何演变的影响下的两体elaxation和潮汐力，由于主机galaxy.Stars的比能量低，最初集中向集群中心需要约两个弛豫时间，以实现一个完整的均匀化整个集群。对于现实的球状星团，由于外围第一代恒星的优先蒸发，两个种群之间的数量比只增加了2.5倍。我们还发现，恒星轨道角动量的信息丢失发生在相同的时间尺度上的空间均匀化。
2008-11-24 astro-ph
On the primordial scenario for abundance variations within globular clusters. The isochrone test
球状星团寿命早期阶段发生的自富集过程通常被用来解释单个银河系球状星团内观察到的CNONaMgAl丰度反相关性。我们已经通过完全一致的恒星演化计算进行了测试，如果具有观测到的丰度异常关系的恒星的理论等时线满足观测证据，即具有不同程度的这些异常的天体位于基本相同的序列上，在颜色幅度图（CMD）中。为了这个目的，我们已经计算了第一次低质量恒星模型和等时线与初始金属混合物，其中包括所观察到的丰度关系的极值，和不同的初始He质量分数。与"正常"的α-增强等时线和合适的蒙特卡罗模拟，包括光度误差的比较表明，一个显着扩大的CMD序列发生只有当氦增强是非常大的（在这项研究中，当Y = 0.35），在恒星显示异常丰度。红巨星分支尖端的恒星光度函数也受到非常微弱的影响，除了-取决于污染物质的He含量-红巨星分支凸起区域。我们还研究了沿零年龄水平分支的恒星分布，并推导出一般的约束条件的相对位置的对象，并没有丰富的异常沿观测到的水平分支的球状星团。
2006-04-06 astro-ph
An Abundance Analysis for Five Red Horizontal Branch Stars in the Extremely Metal Rich Globular Cluster NGC 6553
我们提供了一个高色散逐线丰度分析的五个红色HB星在极端金属丰富的银河系球状星团NGC 6553。这些红HB星比在这样一个富含金属的球状星团中巨分支尖端附近的非常冷的恒星要热得多，因此它们的光谱比红巨星更容易进行丰度分析。我们发现NGC 6553的[Fe/H]平均值为-0.16 dex，与McWilliam & Rich（1994）在星系核球中发现的平均丰度相当，但远高于Barbuy等人（1999）对该星团中两颗红巨星的分析结果。最佳确定的α过程元素（Ca）的相对丰度表明α过程元素过量约两倍。NGC 6553的金属丰度达到了银河系核球和太阳附近的平均值。
1999-04-19 astro-ph
Binaries among Extreme Horizontal Branch Stars in Globular Clusters
在回顾了我们目前对球状星团中蓝亚矮星的认识之后，我们概述了在这些恒星中搜索近距离双星的结果，包括以前发表在文献中的结果和报告最近的新数据的初步结果。先前的研究显示NGC 6752缺乏封闭系统，我们通过新的更广泛的观测证实了这一点。我们估计这个星团中的密近双星比例只有4%。通过对相关文献的回顾，有迹象表明极水平分支（EHB）恒星中的低密近双星比例是球状星团的一个共同特征。另一方面，现场EHB人口显示出一个非常高的二进制分数的证据。这种差异之间的球状星团和外地人口，虽然尚未详细解释的理论模型的基础上，必须与不同的形成历史的EHB恒星在外地和集群。在这个框架下，初步的结果表明，封闭系统可能在特殊的球状星团NGC 2808中相对常见，尽管研究的恒星样本仍然很小。这意味着，就EHB恒星的形成而言，并非所有的星团都有相同的行为。我们简要探讨这些结果的可能解释。
2007-11-04 astro-ph
The discovery of two extremely low luminosity Milky Way globular clusters
我们报道了在银河系晕中发现的两个极低光度的球状星团。这些天体在斯隆数字巡天数据发布5中被发现，并在卡拉尔阿尔托天文台进行了更深入的成像确认。星团Koposov 1和Koposov 2位于$\sim 40-50$ kpc，似乎有古老的恒星星族，光度只有$M_V \sim -1$等。它们观测到的$\sim 3$ pc大小完全在该距离预期的$\sim$ 10 pc潮汐极限之内。与Palomar 1，AM 4和Whiting 1一起，这些新的星团是绕银河系运行的最低光度球状星团，其中Koposov 2是最极端的。Koposov 1似乎位于人马座流的遥远分支附近。Koposov 1和2的半质量弛豫时间分别只有$\sim 70$和$\sim 55$ Myr（比恒星星族的年龄短2个数量级），因此它们似乎经历了剧烈的质量分离。由于它们看起来不是很浓，它们的蒸发时间尺度可能与$\sim 0.1 t_{\rm Hubble}$一样低。这些发现表明，银河系晕中球状星团的结构参数空间还没有被完全探索。他们还补充说，通过他们短暂的生存时间，重要的直接证据，曾经有一个更大的人口球状星团。
2007-09-14 astro-ph
Super Helium-Rich Population and the Origin of Extreme Horizontal-Branch Stars in Globular Clusters
最近对巨大的球状星团半人马座欧米茄的色星等图（CMD）的观测表明，它有一个惊人的双主序（MS），少数更蓝更暗的MS星与大多数MS星分离。在这里，我们确认，与最新的Y2等时线，这种特殊的功能只能通过假设一个大的变化（Δ Y = 0.15）的原始氦丰度在这个集群中的几个不同的人群之间复制。我们进一步表明，MS上的这种特殊功能所需的相同的氦增强本身就可以重现在欧米茄Cen中观察到的极端水平分支（HB）恒星，这些恒星比正常的HB恒星更热。类似地，其他球状星团（如NGC 2808）的HB上的复杂特征可以用氦丰度的巨大内部变化来解释。这些星团中的极端HB星的远紫外（FUV）观测也提供了支持富氦人口的证据，其中氦的增强可以自然地解释这些恒星观测到的较暗的FUV光度。在某些球状星团中存在的超富氦粒子表明，除了金属丰度和年龄之外，第三个参数也影响这些星团的CMD形态。
2005-01-24 astro-ph
Fast rotating massive stars and the origin of the abundance patterns in galactic globular clusters
我们提出了快速旋转大质量恒星风的设想来解释在球状星团中观测到的丰度异常的起源。我们计算并提出了初始金属丰度Z = 0.0005（[Fe/H]=-1.5），初始质量在20~120 Msun之间的快速旋转恒星模型。我们讨论了这些物体的氢燃烧核心的核合成，并介绍了它们喷出物的化学成分。我们考虑了相关核反应速率不确定性的影响。快速旋转的恒星在其演化开始时达到临界速度，并在主序星的其余部分和氦燃烧阶段保持在临界极限附近。因此，它们通过机械风失去了大量的物质，这可能导致形成一个缓慢的外流盘。在这种缓慢的风中的物质富含氢燃烧产物，并呈现出类似于在球状星团恒星中观察到的化学异常的丰度模式。特别是，C，N，O，Na和Li的变化很好地再现了我们的模型。然而，24Mg（p，γ）的速率必须在50 MK附近增加1000倍，以便再现所观察到的Mg-Al γ关系的整个幅度。我们讨论了目前在球状星团中观察到的长寿低质量恒星是如何从大质量恒星喷出的慢风物质中形成的。
2006-11-13 astro-ph
Rubidium and lead abundances in giant stars of the globular clusters M 13 and NGC 6752
我们测量了球状星团NGC 6752的五颗巨星中的中子俘获元素Rb和Pb，并测量了球状星团M 13的四颗巨星中的Pb。通过将合成光谱与使用斯巴鲁望远镜上的HDS和麦哲伦望远镜上的MIKE获得的高分辨率、高信噪比光谱进行比较，得出丰度。程序星跨越了O-Al丰度变化的范围。在NGC 6752中，平均丰度为[Rb/Fe] = -0.17 +/- 0.06（sigma = 0.14），[Rb/Zr] = -0.12 +/- 0.06（sigma = 0.13），[Pb/Fe] = -0.17 +/- 0.04（sigma = 0.08）。在M13中，平均丰度为[Pb/Fe] = -0.28 +/- 0.03（σ = 0.06）。在测量的不确定性，我们没有发现任何证据的恒星到恒星的变化，无论是Rb或Pb在这些集群。[Rb/Fe]、[Rb/Zr]和[Pb/Fe]的丰度比与Al的丰度都不相关。NGC 6752的[Rb/Fe]和[Rb/Zr]丰度可能比相同金属丰度的场星小样本略低。对于M13和NGC 6752，Pb丰度与银河系化学演化模型的预测一致。如果贫金属的中等质量渐近巨星分支星确实产生了球状星团丰度异常，那么这样的恒星就不会合成大量的Rb或Pb。或者，如果这些恒星确实合成了大量的Rb或Pb，那么它们就不是球状星团中丰度异常的原因。
2005-11-14 astro-ph
A contribution of 26Al to the O-Al anticorrelation in globular cluster red giants
我们修改我们的组合（"深混合"加上"原始"）的情况下解释的恒星到恒星的丰度变化在球状星团红巨星在这样一种方式，它证实了新的实验数据：（i）新的和更好的约束（NACRE）热核反应速率反应速率和（ii）发现的O-Na的关系，在恒星低于主序列关闭在集群NGC6752。对于后者，我们提出，在球状星团中的一些主序星矮星吸积的物质失去了红巨星的主要组成部分的紧密的双星在一个共同的信封事件。根据新的反应速率，我们得出结论：球状星团红巨星中[Al/Fe]的异常实际上是深部混合产生的26 Al（而不是稳定同位素27 Al）丰度变化的表现。
2001-07-11 astro-ph
Hot Stars in Globular Cluster - A Spectroscopist's View
球状星团是研究低质量恒星演化的理想实验室。在这项工作中，我们集中在三种类型的热恒星观察到的球状星团：水平支星，紫外亮星，和白矮星。在提供了一些历史背景和关于空区和蓝尾的信息之后，我们广泛地讨论了贫金属球状星团中的热水平支星，特别是它们的丰度异常及其对确定它们的大气参数和演化状态的影响。富含金属的球状星团中的热水平分支恒星被发现形成一个小的，但相当不均匀的群体，不能用一个进化的场景来解释。炽热的紫外线明亮恒星显示出缺乏经典的后AGB恒星，这可能解释了球状星团中缺乏行星状星云的原因。最后讨论了球状星团中白矮星光谱观测的初步结果。
2001-05-09 astro-ph
The Abundance Evolution of Oxygen, Sodium and Magnesium in Extremely Metal-Poor Intermediate Mass Stars: Implications for the Self-Polution Scenario in Globular Clusters
本文给出了一颗贫金属中等质量恒星M_ZAMS=5M_sun，Z=0.0001中O_（16），Ne_（22），Na_（23）和镁同位素表面丰度演化的完整恒星演化和参数模型。O 16和Ne 22是由渐近巨星分支上热脉冲后的第三次上挖注入包层的。这些物种和最初存在的Mg 24被耗尽的热底部燃烧（HBB）在脉冲间阶段。结果，Na 23、Mg 25和Mg 26被增强。如果HBB温度足够高以使该过程有效地耗尽氧，则首先产生Na 23，然后在脉冲间阶段期间耗尽。虽然同时耗尽的O 16和增强的Na 23是可能的，所需的微调的疏浚和HBB投下了一些怀疑这个过程的鲁棒性的起源观察到的O-Na反相关的球状星团恒星。然而，一个非常强大的预测，我们的模型是低Mg 24/Mg 25和Mg 24/Mg 26的比例，只要显着的O 16耗尽可以实现。这似乎与最近在球状星团NGC 6752中观测到的镁同位素比率形成鲜明对比。
2003-05-26 astro-ph
An Extremely Lithium-Rich Bright Red Giant in the Globular Cluster M3
我们在球状星团M3（NGC 5272）的红巨星分支上偶然发现了一颗锂含量极高的恒星。Keck I HIRES获得的阶梯光谱显示了一个Li I 6707埃的共振双峰，相当于520毫埃的宽度，我们的分析将该恒星置于已知最富锂的巨星之列：log[（Li）] ~=+3.0。我们确定的元素丰度的恒星，IV-101，和其他三个类似的光度和颜色的集群成员，并得出结论，IV-101的丰度比典型的巨星在M3和M13经历了显着的混合。我们讨论的机制，一个低质量的恒星可能是如此丰富的锂，专注于混合的材料处理的氢燃烧壳层下面的对流信封。虽然这种富集可以想象只会很少发生，但它实际上可能在巨分支演化期间定期发生，但由于随后的快速Li耗尽而很少被检测到。
1999-04-12 astro-ph
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. III. The Double Subgiant Branch of NGC 1851
HST的ACS测光显示，球状星团NGC 1851的次巨星分支（SGB）分裂成两个明确的分支。如果分裂只是由于年龄的影响，两个SGB将意味着两个恒星形成插曲相隔$\sim$ 1 Gyr。我们讨论了NGC 1851中的其他异常现象，这些异常现象可以用双恒星星族来解释。最后，我们比较了NGC 1851与其他两个已知拥有多个恒星星族的球状星团的情况，并表明这三个星团在几个重要方面有所不同。
2007-09-24 astro-ph
Dynamical mixing of two stellar populations in globular clusters
球状星团（GC）中的恒星表现出一种特殊的化学模式，轻元素丰度变化很大，而重元素丰度不变。这些丰度异常可以用原始污染来解释，这是由于第一代快速旋转的大质量恒星向ISM释放了缓慢的风，从而形成了第二代化学异常恒星。特别是观测到的异常星和标准星的比率可以用来限制GC的动力学演化，因为大约95%的标准星需要被星团丢失。我们发现，在团簇形成和长期演化过程中的残余气体排出需要达到这个比例。
2008-12-15 astro-ph
A New Milky Way Companion: Unusual Globular Cluster or Extreme Dwarf Satellite?
本文报道了SDSSJ 1049 +5103的发现，它是一颗高密度的蓝色恒星，其位置为（α 2000}，δ 2000}）=（162.343，51.051）。该天体看起来是一个古老的贫金属恒星系统，距离为45 +/- 10 kpc，半光半径为23 $\pm 10$ pc，绝对星等为M_V =-3.0 ^{+2.0}_{-0.7}。有一颗恒星可能与这颗伴星有关，它的SDSS光谱证实它是一颗48 kpc的蓝色水平分支恒星。SDSSJ 1049 +5103的色星等图包含很少的水平或红巨星分支星，类似于非常暗淡的球状星团AM 4。SDSSJ 1049 +5103的大小和光度将它置于已知球状星团和银河系矮椭球体的大小-光度关系的交叉点。如果SDSSJ 1049 +5103是一个球状星团，那么它的性质与已确立的最大半径银河系球状星团都在外晕的趋势是一致的。然而，五个已知的球状星团都有类似微弱的绝对星等，它们的半质量半径都比SDSSJ 1049 +5103小$\gtrsim$ 5倍。如果它是一个矮球状体，那么它是迄今为止已知的最暗的两个数量级，并且是一些理论预测的超暗矮星的第一个例子。这个新系统的不确定性强调了球状星团和矮椭球体之间有时模糊的区别。一个简单的朋友的朋友搜索类似的蓝色，小尺度的星团检测到所有已知的球状星团和矮星接近50千秒差距的SDSS区域，但没有产生其他候选人一样强大的SDSSJ 1…
2005-02-24 astro-ph
Towards a working model for the abundance variations within Globular Clusters stars
一个流行的自我--富集的球状星团的形成方案假设，在许多集群中的恒星所显示的丰度异常是由于恒星形成的第二阶段发生的大质量渐近巨星分支（AGB）恒星的风失去的物质。直到今天，由于不同的原因，几个不同的小组对AGB演化的模型化都未能解释化学异常的模式。在这里，我们表明，我们自己的建模可以提供一个一致的图片，如果我们约束的三个主要参数，调节AGB的演变：1）采用高效率的对流模型; 2）采用的质量损失率与恒星光度的高度依赖; 3）假设一个非常小的过冲低于正式的对流区在热脉冲（TP）阶段。第一个假设是为了在AGB包层中获得有效的氧耗尽，第二个假设是为了在几个热脉冲内失去整个恒星包层，这样CNO元素的总和不会增加太多，与观测结果一致。第三个假设是需要充分了解钠的生产。我们还指出，采用Mg 25和Mg 26俘获质子的NACRE速率上限解释了Mg-Al的相关性，该模型与最近发现的F-Al相关性是一致的。问题仍然存在，以充分解释所观察到的镁同位素比值。
2005-11-21 astro-ph
High resolution infrared spectra of bulge globular clusters: The extreme chemical abundances of Terzan 4 and Terzan 5
利用Keck II上的NIRSPEC摄谱仪，我们获得了高度红化的球状星团Terzan 4和Terzan 5的红外中阶梯光谱，覆盖了$1.5-1.8 μ\rm m$范围。这些星团之所以令人感兴趣，是因为泰山4中的蓝色水平分支与非常低的金属含量相一致，而泰山5被认为可能是已知银河系中金属含量最丰富的球状星团。我们报告的第一个详细的丰度分析，在这些集群中的恒星，我们发现[Fe/H]=--1.60和-0.21德克斯泰山4和泰山5，分别证实了一个大的金属丰度分布在凸起，以及在银河系的晕。我们在Terzan 4中发现了$\rm [α/Fe]\approx+0.5$ dex，在Terzan 5中发现了$\rm [α/Fe]\approx +0.3$ dex，这与在凸起中的场星中发现的结果一致。增强的$α-$元素丰度也与快速化学富集一致，最有可能是II型SNe。最后，我们测量非常低的$^{12}$ C/ $^{13}$ C $\le10$的比率在所有的巨星，确认额外的混合机制，由于{ \it冷底加工}发生在沿RGB的演变。
2004-05-08 astro-ph
Accretion of gas by globular cluster stars
最近对贫金属恒星中s-过程、r-过程和α元素丰度的一些观察导致了它们形成的新情况。根据这种假设，这些恒星诞生于一个球状星团，并吸积了由更大质量的星团恒星排出的s过程浓缩气体，从而改变了它们的表面丰度。后来，这些被污染的恒星从球状星团中蒸发，构成了目前晕圈人口的一个重要部分。此外，现在不仅在球状星团巨星中，而且在次巨星和主序星中也有许多丰度异常的直接观测。吸积再次为这些特性（至少是其中的一些）提供了一个合理的解释。在这里，我们进一步调查的吸积方案的效率。我们发现，在具有大逃逸速度的密集星团中，吸积是非常有效的，确实可以导致恒星表面丰度的重大修改。
2002-01-21 astro-ph
Dynamics of the NGC 4636 Globular Cluster System - An extremely dark matter dominated galaxy?
本文首次对NGC 4636的球状星团系统进行了动力学研究。根据X射线观测，这个巨大的椭圆星系被认为是暗物质占主导地位的。利用FORS 2/MXU的VLT，我们得到了174个球状星团的速度。星系团的银河中心距离在4到70千秒差距之间，绝大多数在30千秒差距以内。我们发现一些迹象的旋转的红色（富含金属）集群的短轴。在半径为30 kpc的范围内，我们发现蓝色星团的速度色散大约为200 km/s。红色星团表现出明显不同的行为：在半径约为13 kpc时，速度色散下降约50 km/s至约170 km/s，然后保持恒定到半径30 kpc。只使用蓝色集群作为动力学示踪剂，我们进行了Jeans分析不同的假设的轨道各向异性。根据各向异性和所采用的M/L值，我们发现，一个有效半径内的暗物质分数可以在20%和50%之间变化，最可能的范围在20%和30%之间。不确定性的一个主要来源是在最外面的箱中的速度分散的模糊性。虽然暗晕质量仍然不能被强有力的约束，但NGC 4636似乎并不是非常暗物质占主导地位。导出的圆速度也符合修正牛顿动力学。
2006-04-13 astro-ph
Distortion of Globular Clusters by Galactic Bulges
影响球状星团人口的外场之一是星系凸起。在极端的情况下，近银河系距离$r_p \le 100$ pc，球状星团可能会遭受完全破坏，在一个单一的通道。更常见的情况是，对于具有$r_p \ge 200$ pc的星团轨道。我们研究了这种碰撞中来自球丘的潮汐力对球状星团形状的影响。我们发现扭曲的特点是“扭曲等照度线”，并考虑这种效果的可观测性的潜力。在银河系中，一个典型的球状星团必须在距离中心几百pc的范围内通过，才能经历相当大的扭曲，而且最近可能有一两个现在的星团发生了这种情况。我们估计，这种扭曲可以观察到，即使是在致密领域的球状星团对隆起。在更极端的环境中，如巨大的椭圆星系或合并产物与新形成的球状星团，这种效应可能更常见，延伸到轨道，通过在1千秒差距的凸起中心。这将导致这些星系中球状星团的偏心率分布发生重大变化。
1998-12-01 astro-ph
Abundances in giant stars of the globular cluster NGC 6752
最近的理论产量和化学演化模型表明，中等质量的AGB星不能再现所观察到的丰度分布的O，Na，Mg和Al。作为这一发现的进一步观测测试，我们提出的元素丰度比[X/Fe]的球状星团NGC 6752的38个明亮的巨星20个元素。我们的平均丰度比[X/Fe]与以前的研究很好地吻合，也与其他球状星团和场星在相同的金属丰度。的平均丰度比[Ba/Eu]和[La/Eu]的值，在相同的金属丰度场星一致，这大约是中间的纯R-过程和太阳（S-过程+R-过程）的混合物，表明AGB星发挥了作用，在原星团气体的化学演化。这是第一次，我们发现可能的证据比铝在这个集群中的元素的丰度变化。我们发现[Si/Fe]和[Al/Fe]之间的相关性，这与在高温下通过质子捕获合成的丰度异常是一致的。从Mg-Al链到28 Si的泄漏可以解释具有最高[Al/Fe]的恒星中的Si过量。我们确定了[Y/Fe]和[Al/Fe]、[Zr/Fe]和[Al/Fe]以及[Ba/Fe]和[Al/Fe]之间的相关性，这表明当Al增加约1.3 dex时，Y、Zr和Ba的丰度可能增加约0.1 dex。虽然相关性在统计上是显著的，但变化的幅度很小。如果Y、Zr和Ba的微小变化确实是真实的，那么Al异常的合成一定发生在一个未知的恒星类别中，这些恒星也进行了s过程。[摘要]
2005-04-13 astro-ph
Intracluster Globular Clusters
超巨型椭圆星系的球状星团数量变化很大，从人口非常多的系统，如UGC 9799，Abell 2052中的中心优势星系，到球状星团贫乏的星系，如Abell 2666中的NGC 5629。在这里，我们提出，这些变化强烈地指向人口的球状星团的存在，不绑定到个别星系，而是自由地移动整个星系团的核心。这样的团内球状星团可能起源于星系相互作用和合并的潮汐剥离碎片，或者它们可能在球状星团形成的某些场景中原位形成。
1995-08-29 astro-ph
Properties of second generation stars in Globular Clusters
本文首次对19个银河系球状星团中1200多颗红巨星的GIRAFFE光谱进行了分析，研究了第二代恒星的化学组成及其与星系团整体参数的关系。我们确认，延长的Na-O的关系（污染，第二代人口的最显着的签名）是严格相关的水平分支（HB）的非常蓝（和热）的极端。长距离的引力关系似乎需要大质量和大尺寸的偏心轨道，使GC远离银河系的中心区域。我们可以根据化学成分将每个集群中的三个种群（原始，中间和极端）分开。在所有的GC中，我们观察到一个人口的原始组成，类似于场星的类似金属丰度。我们发现，在所有的GC的大部分（从50%到70%）的恒星属于中间组件。最后，极端的，非常贫氧的组成部分，观察优先在大规模的集群，但并不存在于所有的大规模GC。
2008-11-21 astro-ph
The presence of intermediate-mass black holes in globular clusters and their connection with extreme horizontal branch stars
利用一个包含中心中等质量黑洞（IMBH）自洽处理的多质量各向同性球形模型，研究了IMBH对球状星团的形态和物理性质的影响.与最近的数值研究结果一致，发现在黑洞的引力影响区域之外，一个具有IMBH（质量为M_BH）的星团（质量为M）显示出类似于浓度c < 2的King轮廓的核状轮廓，尽管在核区域的行为稍陡一些。特别地，对于相当低的IMBH质量（M_BH < M/100），核心对数斜率为s < 0.25，并且c随M_BH单调减小。完全幂律密度分布（类似于坍缩星系团的密度分布）只有在存在不切实际的M_BH > M的黑洞时才被承认。通过考虑广泛的模型，推导出依赖于形态参数的质量范围估计12 s- 4.8 < log（M_BH/M）< -1.1c-0.69。将这一估计应用于一组39个球状星团，发现NGC 2808、NGC 6388、M80、M13、M62、M54和G1（在M31中）可能拥有IMBH。通过加权最小二乘拟合，确定了它们的标度律M_BH ~ 0.09（M/M_sol）^{0.7} M_sol和M_BH ~ 50[sigma/（km s^-1）]^{1.2} M_sol。这项“集体”研究的一个重要结果是，极蓝水平分支的存在和IMBH的存在之间存在着很强的相关性。特别是，M13和NGC 6388的中央IMBH的存在可以解释为什么这些星团拥有极端的水平分支恒星，而不是它们的“第二参数”对…
2007-08-17 astro-ph
The Dynamical Implications of Multiple Stellar Formation Events in Galactic Globular Clusters
各种银河系球状星团显示丰度异常，影响其颜色星等图的形态。本文讨论了NGC 2808异常水平分支中氦增强的可能性。我们研究了一个自富集的情况下，一个头重脚轻的初始质量函数的恒星的初始一代丰富的星际介质通过其渐近巨星分支恒星的低速喷出物与氦的动力学。这种富集的介质然后产生第二代恒星，它们本身也是氦富集的。我们使用一个直接的N体方法进行五个模拟，并得出结论，这样的两代集群都是可能的，不会显着不同的单代对应的动力学的基础上。然而，我们发现，这样的集群的恒星星族将不同于单代集群与标准的初始质量函数，特别是将增强在白矮星。我们的结论是，至少从动力学的角度来看，两代球状星团是可行的。
2007-02-27 astro-ph
Hot HB stars in globular clusters - physical parameters and consequences for theory. IV. sdB candidates in M 15
本文对球状星团M 15中的两颗暗蓝星（V=19.5-20.0等）进行了光谱定量分析.它们导出的Teff、重力和绝对星等（Teff= 24000 K，log g=5.2，Mv=4.3; Teff= 36000 K，log g=5.9，Mv=4.7）与极水平支（EHB）的模型非常匹配。这两颗恒星都是真正的亚矮星B星，使得M 15成为第二个（在NGC 6752之后）被光谱证明存在sdB星的球状星团。虽然F1-1的氦丰度（太阳的十分之一）是sdB星的典型特征，但F2-2令人惊讶地成为一颗富氦恒星，是第一颗被报道为球状星团成员的恒星。在银河系的星群中，这样的恒星是罕见的（不到所有sdB恒星的5%）。从它与氦主序星的距离推测，F2-2可能是一颗裸露的氦核，也就是一颗失去了（几乎）所有富氢包层的极水平分支星。
1996-09-11 astro-ph
HST Observations of High-Density Globular Clusters
在本文中，我们介绍了我们的HST项目的初步结果，旨在探索恒星动力学和恒星演化之间的联系，在高密度球状星团的核心。我们描述了在非常富金属的球状星团NGC 6388（[Fe/H]=-0.6）和NGC 6441（[Fe/H]=-0.5）中发现的具有延伸的蓝尾的水平分支（HB），以及在NGC 2808中发现的四模水平分支。我们简要总结了这些异常的可能原因，这可能是质量损失过程，微妙的成分变化，或动力学效应的签名。在富金属团簇中存在蓝色HB和HB上团簇之间的显著窄间隙是对理论模型的挑战。还给出了我们的13个银河系球状星团样本中878个蓝离散星的合成色星等图和光度函数，并进行了简要讨论。
1997-01-21 astro-ph
A Robust Method for the Analysis of Integrated Spectra from Globular Clusters using Lick Indices
我们定义了一种方法，用于分析河外球状星团的综合光谱，提供更可靠的措施的年龄，金属丰度和α-元素丰度比迄今为止已经实现。该方法涉及卡方拟合技术，最大限度地利用现有数据的同时拟合多达25个舔指数。在这里，我们比较三套单恒星星族（SSP）模型的舔指数的高信号噪声，综合光谱的20个银河系球状星团。年龄，[Fe/H]和α-元素丰度比来自SSP模型进行了比较，解决恒星星族的研究结果从文献中。我们发现良好的一致性与公布的值，在所有三个派生参数的协议优于0.1德克斯。该技术允许识别丰度比异常，如已知的银河系球状星团中的氮过剩，以及异常水平分支形态的存在。它还最大限度地减少了对Lick系统的不完美校准对导出参数的影响，并减少了一般的误差。因此，在这项工作中定义的方法是强大的许多困难，困扰SSP模型的应用一般，因此，非常适合于河外球状星团系统的研究。
2004-09-22 astro-ph
A consistent explanation for $^{12}$C/$^{13}$C, $^7$Li, and $^3$He anomalies in red giant stars
对演化恒星碳同位素比值的观测表明，低质量恒星在红巨星分支上升过程中存在非标准混合。基于Zahn（1992）在描述旋转诱导混合方面的最新进展，我们提出了一个简单的自洽机制，它同时解释了球状星团和场Pop II巨星中低的$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值以及贫金属巨星中的锂丰度。它还导致低质量恒星主序星上产生的$^3$ He的破坏。这自然既可以解释最近在银河系HII区测量到的$^3$ He/H值，也可以解释在某些行星状星云中观测到的高值$^3$ He。
1995-11-17 astro-ph
Abundance Anomalies and Rotational Evolution of Low Mass Red Giants: A Maximal Mixing Approach
我们使用一个完全自洽的演化代码来跟踪红巨星的旋转演化，全面尝试评估旋转诱导混合在星团和磁场中具有一系列质量和金属丰度的巨星丰度异常发展中的作用。与大多数以前的工作不同，我们不专注于确定混合速率和深度的组合，重现特定恒星类型的数据。相反，我们专注于更基本的问题，即使用相同的物理和模型同时复制第一族和第二族巨人的CNO表面图案。我们所有的模型的一般结果是，旋转混合，虽然存在少量，是低效的较低的RGB独立的任何抑制作用的组成障碍。具有不同旋转包层的模型能够重现M67巨星的碳同位素数据，其初始旋转速率足以满足其祖先的要求，但对于较大关闭质量的疏散星团以及磁场中的贫金属巨星和球状星团则无法做到这一点。可能的解决方案进行了讨论。我们最喜欢的情况是，正则额外混合的整体强度被现有的推导所低估，但它还需要加上一个低得多的效率，在快速旋转的疏散星团巨星之间的旋转混合比在缓慢旋转的领域和球状星团。我们假设，这最后一个要求是由对流和旋转之间的相互作用，在这个意义上说，快速旋转的恒星将发展更浅的角速度轮廓在他们的信封比缓慢旋转的恒星。
2005-05-27 astro-ph
Chemical composition of UV-bright star ZNG 4 in the globular cluster M13
我们提出了一个详细的模型大气分析的ZNG 4，紫外明亮的恒星在球状星团M13。从分析的高分辨率（$ R \approx 45,000 $）光谱的对象，我们得出的大气参数为$\rm T_{eff} = 8500\pm 250$ K，log g $=$ 2.5 $\pm$ 0.5和$\rm [Fe/H]= -1.5$。除镁、铬和锶外，所有其它偶数Z元素都增加，钛和钙过剩0.8倍。钠的浓度增加了0.2倍。ZNG 4的光度和它在星团色星等图中的位置表明它是一颗上水平支（Supra Horizontal Branch，SHB）星。ZNG 4的光球层中He丰度不足，而Ca、Ti、Sc和Ba丰度过高，表明即使在$\rm T_{eff}$为8500 K时，M 13的后HB星中也可能存在元素的扩散和辐射悬浮。需要对几个球状星团中的后HB星进行详细和更精确的丰度分析，以进一步了解它们的丰度异常。
2004-02-12 astro-ph
We try to explain quasar-galaxy associations by gravitational lensing by globular clusters, located in the halos of foreground galaxies. We propose observational test for verification of this hypothesis. We processed SUPERCOSMOS sky survey and found overdensities of star-like sources with zero proper motions in the vicinities of foreground galaxies from CfA3 catalog. We show mean effect for galaxies with different redshifts. Two effects can explain observational data - these are lensing by globular clusters and lensing by dwarf galaxies. We made CCD 3-color photometry with 2.0-1.2 meter telesc…
2003-08-20 astro-ph
Metal-rich and metal-poor globular clusters in ellipticals: Did we learn anything? or Constraints on galaxy formation and evolution from globular cluster sub-populations
本文简要介绍了星系中球状星团的子群及其对星系形成和演化的制约。贫金属和富金属的亚种群放在一个历史的背景下，他们的属性，迄今为止，总结。我们回顾为什么这些子群的研究是非常有用的星系形成和演化的研究，但强调了一些警告与目前的解释。我们重新访问当前的球状星团系统的形成方案，并显示它们如何归结为一个单一的方案，为贫金属的集群（即形成“通用”，小碎片在高$z$）和层次的形成似乎有利于富金属的集群。
2001-05-22 astro-ph
Various Modes of Helium Mixing in Globular Cluster Giants and Their Possible Effects on the Horizontal Branch Morphology
很久以前人们就知道，球状星团中的一些红巨星在轻元素丰度方面表现出巨大的星与星之间的变化，而这是场巨星所没有的。这一事实可以作为证据，在球状星团巨星中运行的额外混合机制可能是致密恒星环境中恒星-恒星相互作用的结果。为了限制额外的混合机制，我们研究了红巨星分支（RGB）中氦的富集对通过水平分支的恒星演化的影响。三种可能的氦富集模式被认为是与密切接触的恒星在球状星团。我们表明，作为一个结果的核心质量的变化，以及在总质量由于质量损失，水平分支模型的颜色分布在几乎所有的范围内的水平分支。结果进行了讨论的情况下，丰度异常的起源和水平分支的形态上的影响。我们认为，星-星相互作用不仅可以解释快速自转角动量的来源，而且还为某些球状星团的自转速率双峰分布提供了一种机制。我们还提出了在重力-热振荡过程中，从最近的核心坍缩阶段开始所经过的时间作为第二个参数来解释球状星团之间HB形态的变化。
2006-02-08 astro-ph
An updated survey of globular clusters in M31. II Newly discovered bright and remote clusters
我们提出的候选球状星团位于附近的M31星系的极端郊区的大型光谱调查的第一个结果。我们获得了从2 MASS的XSC中选择的48个目标的低分辨率光谱，如Galleti等人（2005）。观察到的候选人已被强大的分类，根据其径向速度，并通过验证其扩展/点源的性质，从地基光学图像。在观测到的48个候选星团中，我们发现了5个真正的遥远球状星团。其中一个已经由Mackey等人（2007）独立鉴定，他们的GC 1;其他四个是全新的发现：B516，B517，B518，B519。新发现的星团距离M31中心的投影距离为40 kpc<~ Rp <~100 kpc，绝对积分星等为-9.5<MV <-7.5。对于所有观察到的集群，我们测量了最强的舔指数，我们已经获得了光谱金属丰度估计。Mackey-GC 1、Martin-GC 1、B517和B518的光谱是典型的老的和贫金属的球状星团（[Fe/H]<~ -1.3）; B519看起来老但相当富金属（[Fe/H]~-0.5）; B516呈现出非常强的巴耳末吸收线：如果这确实是一个星团，它应该有一个相对年轻的年龄（可能<2 Gyr）。目前的分析几乎使R_p> 40 kpc的M31球状星团的数量增加了一倍。与银河系不同的是，M31在其最远的外围似乎有大量非常明亮的球状星团。
2007-05-28 astro-ph
The first 8-13 micron spectra of globular cluster red giants: circumstellar silicate dust grains in 47 Tucanae (NGC 104)
本文给出了欧洲南方天文台3.6米望远镜观测到的球状星团47 Tuccino（NGC 104）中8颗红巨星的8-13微米光谱。这些是贫金属、低质量恒星的第一个中红外光谱。其中至少有一个的光谱，即极红的大振幅变星V1，显示了由无定形硅酸盐构成的星周颗粒的直接证据。
2006-01-04 astro-ph
Could Black-Hole X-Ray Binaries Be Detected in Globular Clusters?
本文研究了在致密球状星团中心存在~1恒星质量黑洞的可能性。我们发现，通过交换相互作用形成的BH X射线双星可能具有极低的占空比（<0.001），与银河系球状星团中没有BH X射线瞬态相一致。相反，我们发现通过潮汐俘获形成的BH X射线双星将是持久的、明亮的X射线源。由于没有任何这样的来源和非常高的相互作用率，我们得出结论，潮汐捕获的主序星的BH最有可能导致完全中断的明星。
2003-12-16 astro-ph
Stellar Variability in the Globular Cluster Terzan 5
我们提出了一个搜索的结果和附近的金属丰富的，模糊的球状星团泰山5的核心的变化，使用NICMOS的HST。这个极端的星团具有近似太阳的金属丰度和中心密度，使其在所有星团中处于前几个百分比。据估计，它是银河系球状星团中相互作用速率最高的。泰山5的大灭绝和星团中心附近严重的恒星拥挤给观测带来了巨大的挑战。利用时间序列分析，我们在这个星团中发现了两颗变星。第一个是RRab天琴座变星，周期约为0.61天，比类似高金属量的场星周期更长。然而，这个周期比在富含金属的球状星团NGC 6441、NGC 6388和47 Tuc中发现的天琴座RR的平均周期要短。第二个变星是一颗蓝色的恒星，周期为7小时正弦变化，轨道周期可能为14小时。这颗恒星可能是一颗食蓝离散星，或者（不太可能）是泰山5号中已知的低质量X射线双星的红外对应物。由于红外点扩散函数的极端拥挤和重叠的艾里轮廓，我们达不到我们最初的目标，即通过帕尔法发射检测CV，并检测来自Terzan 5中二进制MSP位置的可变红外发射。
2000-10-18 astro-ph
An X-ray emitting black hole in a globular cluster
我们目前的光学和X射线数据的第一个对象显示强有力的证据是一个黑洞的球状星团。我们展示了最初的X射线光变曲线和X射线光谱，这使我们发现这是一个非常明亮、高度可变的源，因此必须是一个黑洞。我们提出的光谱，明确识别的光学对应物作为一个球状星团，并显示出强大的，广泛的[O III]发射线，最有可能来自外流驱动的吸积源。
2007-10-17 astro-ph
Huddled Masses Yearning to Stream Free: Globular Clusters in the Hearts of Galaxy Clusters
极其丰富的球状星团，数量超过一万个，围绕着中心的巨大星系。我讨论了这些丰富的球状星团人口最近的光谱和光度观测。在非常接近的星系团中，球状星团的速度可以用来追踪从星系势到更大的星系团势的转变。超过cz \approx 3000 km/s，球状星团太暗了，即使用最大的望远镜也无法进行光谱研究，不再是有用的动力学示踪剂。然而，球状星团的空间分布和大小也包含了星团中心质量分布的信息，可以测量到cz > 20，000 km/s。总的来说，这些数据表明，这些丰富的球状星团人口是由正常的，老的球状星团，其中大多数是在星团中心组装之前，大多数恒星在cD星系形成。
2000-09-19 astro-ph
An abundance analysis for four Red Horizontal Branch Stars in the extremely metal rich globular cluster NGC 6528
本文首次对位于巴德窗的富金属球状星团NGC 6528中的四颗红HB星的高色散光谱进行了分析。我们发现NGC 6528的平均值[Fe/H]为+0.07+-0.01 dex（平均值的误差），星与星之间的离散度为sigma = 0.02 dex（4颗星），尽管由于与有效温标和模型大气相关的系统误差，总误差可能更大（~0.1 dex）。这个金属丰度比McWilliam & Rich（1994）发现的星系核球的平均丰度和我们之前的NGC 6553论文中发现的都要大。然而，我们发现NGC 6528和NGC 6553中的团簇星光谱非常相似，发现的金属丰度略有不同可能是由于两种分析中采用的大气参数不同。对于NGC 6528，我们发现α过程元素Si和Ca过量（[Si/Fe]=+0.4和[Ca/Fe]=+0.2），而Mn不足（[Mn/Fe]=-0.4）。我们发现一个太阳能丰富的O，但这是有点不确定的，由于O丰度的依赖于所采用的大气参数和耦合之间的C和O丰度在这些凉爽，富含金属的恒星。最后，我们发现所有恒星都存在较大的Na过剩（[Na/Fe]~ +0.4）。由于目前的分析是基于更高质量的材料，我们建议将我们之前公布的NGC 6553的金属丰度修改为[Fe/H]= 0.06 +-0.15。
2001-06-12 astro-ph
A Search for EHB Pulsators in the Globular Cluster NGC 6752
我们描述了一个项目的状态，其主要目标是检测沿极端水平分支的球状星团NGC 6752的变化。根据麦哲伦6.5m资料，初步提出了一些候选变量的光变曲线。通过结合我们的时间序列数据，我们还产生了一个深刻的CMD前所未有的质量的集群，揭示了显着缺乏主序列二进制，可能指向一个低原始的二进制部分。
2007-10-02 astro-ph
Li in NGC 6752 and the formation of globular clusters
给出了中等金属丰度星团（[Fe/H]=-1.4）NGC 6752中9颗Turnoff（TO）星的Li丰度。已知该星团显示出在演化恒星和主序星中观察到的丰度异常和丰度关系。我们发现Li丰度与Na（和N）有关，与O相关。这是我们第一次观察到Pop II热矮星系统地离开Spite高原。如果原始气体被中等质量的AGB处理过的材料污染，则观察到的质量关系与预期的质量关系在定性上一致。然而，定量比较表明，没有一个现有的模型可以重现所有的观察一次。星团中存在的大量加工气体并不意味着“污染”，而是整个原星团云被上一代恒星富集。最后，我们注意到，在NGC 6397和NGC 6752的不同丰度模式意味着不同的喷出物的预富集组合物的两个集群。
2005-06-27 astro-ph
Abundance Anomalies in NGC6752 - Do AGB Stars Have a Role?
我们正在测试一个流行的理论，即在球状星团NGC 6752中观察到的丰度异常是由于中等质量渐近巨星分支恒星的“内部污染”。为此，我们使用的化学演化模型，结合定制的恒星演化产量计算使用详细的恒星演化代码。通过追踪被两代恒星污染的团内气体的化学演化，我们能够测试内部污染的情况，其中来自中等质量恒星的Na和Al增强的喷出物要么被吸积到其他恒星的表面上，要么走向形成新的恒星。本文主要研究AGB星的核合成产额，并讨论它们是否是观测到的Na-O关系的来源。将我们的初步结果与观测数据进行比较表明，定性理论并没有得到定量研究的支持。
2005-05-18 astro-ph
Compact Stellar Systems in the Fornax Cluster: Super-massive Star Clusters or Extremely Compact Dwarf Galaxies?
我们描述了一个人口的紧凑对象的中心的天炉座集群被发现的一部分，我们的2dF天炉座光谱调查。这些天体具有典型的古老恒星系统的光谱，但在照相巡天底片上无法分辨。它们的绝对星等为-13<Mb<-11，因此它们的亮度是银河系中任何球状星团的10倍，但比任何已知的致密矮星系都要暗。这些天体都在星系团中央星系NGC 1399的30角分范围内，但分布在比该星系的球状星团系统更大的半径上。我们认为这些天体要么是超大质量星团（团内球状星团或潮汐剥离的矮星系核），要么是一种新型的低光度致密椭圆矮星系（M32型）。测试这些假设的最佳方法是获得高分辨率成像和高色散光谱，以确定它们的结构和质光比。这将使我们能够将它们与已知的致密天体进行比较，并确定它们是否代表了一类新的迄今未知的恒星系统。
2000-02-01 astro-ph
Twenty Years of Searching for (and Finding) Globular Cluster Pulsars
球状星团每单位质量产生的毫秒微扰比银河系圆盘多几个数量级。自从第一颗星团脉冲星在20年前被发现以来，至少有138颗被确认，其中大部分是毫秒双星。由于它们的起源涉及恒星相遇，这些系统中的许多都是在银河系中永远不会被观察到的奇异物体。例子包括脉冲星-主序星双星、极快速的自转星（包括目前的纪录保持者），以及在高偏心轨道上的毫秒双星。这些系统允许新的探测器的星际介质，在超核密度的物质状态方程，中子星的质量分布，和动态的球状星团。
2007-10-19 astro-ph
The ages of Galactic globular clusters in the context of self-enrichment
在球状星团中，相当一部分恒星（约70%-85%）表现出特殊的化学模式，轻元素丰度变化很大，而重元素丰度不变。这些丰度异常可以在第一代快速旋转的大质量恒星的氢燃烧核心中产生，并且由于旋转诱导的混合，相应的元素被运送到恒星表面。如果恒星的旋转足够快，这些物质就会通过赤道的机械风以低速喷射出来。然后，它污染了ISM，由此可以形成第二代化学异常恒星。今天观测到的异常星与正常星的比例至少取决于两个数量：（1）污染星的数量;（2）星团的动力学历史，在其生命周期中可能会以不同的比例失去第一代和第二代恒星。在这里，我们估计这些比例的基础上动力学模型的球状星团。当内部动力学演化和溶解由于潮汐力的帐户，从10%的异常恒星的初始分数产生约25%的今天的分数，仍然太小，相对于观察到的70- 85%。如果考虑到超新星的气体排出，预计会产生更高的分数。在本文中，我们还解决了问题的第二代恒星的演化是氦丰富，并推导出后果的年龄测定的球状星团。
2008-12-15 astro-ph
Structural Parameters for Globular Clusters in NGC 5128
我们提出了新的成像测量的27个单独的球状星团的晕附近的椭圆星系NGC 5128，获得与哈勃太空望远镜STIS和WFPC 2相机。结合Holland等1999（AAp，348，418）中所选的内晕星团的类似数据，我们现在总共有43个NGC 5128球状星团的样本，并测量了它们的结构性质。经典的King模型轮廓与星团非常匹配，它们的核心和半光半径，中心表面亮度和中心浓度与银河系和M31中的星团非常相似。我们发现了六个明亮的星团，这些星团显示出光延伸到标称潮汐半径之外的初步证据，或者可能是各向异性速度分布很重要的星团。我们还证实了以前的指示，NGC 5128包含相对更多的大（> 0.2）椭圆率的星系团比银河系。最后，根据McLaughlin 2000（ApJ，539，618）的定义，计算了星系团的结合能E_b，结果表明NGC 5128星系团和银河系中的星系团一样，占据了参数"基本面“的一个极其狭窄的区域。因此，我们的数据与NGC 5128和银河系中的球状星团基本上是相同类型的天体的说法非常一致：具有类似质光比和King模型结构的古老星团。
2002-06-04 astro-ph
Proton capture elements in the globular cluster NGC 2808 I. First detection of large variations in Sodium abundances along the Red Giant Branch
我们使用安装在Kueyen（VLT-UT 2）上的FLAMES多目标摄谱仪的科学验证计划的一部分获得的光谱，对NGC 2808中的球状星团中沿巨分支（RGB）的恒星进行丰度分析。钠丰度来自Na-D线的81个星团恒星的样本跨越约2个星等的范围内的尖端的RGB。我们的研究结果表明，一个大的恒星到恒星的散射确实存在于沿RGB的所有位置，这表明质子捕获元素的丰度的巨大变化下降到亮度相当于红色水平分支（HB）。Na丰度沿RGB的分布似乎指出，在这个集群中，大多数观察到的蔓延有一个原始的起源。重叠的进化效应，如果有的话，必须只在“噪音”的水平上，与M13的类似分析结果不一致（Pilachowski等人，1996年）。这项研究是第一步，以确定之间的联系存在的化学异常分布轻元素沿RGB和全球性的球状星团，特别是HB形态。
2003-09-01 astro-ph
HST - WFPC2 photometry of the globular cluster ngc 288: binary systems, blue stragglers and very blue stars
本文报道了对球状星团NGC 288的WFPC 2新观测结果，并将注意力集中在特殊恒星上。在色星等图（CMD）中可以清楚地观察到一个非常明显的二进制序列，平行于普通的主序星（MS），并且测量到蓝离散星的相对比例很大。该数据集提供了在低密度环境中研究大量二进制（和二进制进化副产品）的进化的机会，在这种环境中，这种系统的进化不受碰撞和相遇的支配。三个（非常）极端水平分支恒星被发现，都位于星团核心之外。
1999-10-28 astro-ph
