The extended structure of the remote cluster B514 in M31. Detection of extra-tidal stars
本文对遥远的M31球状星团B514的密度剖面进行了研究。将积分光分布的分析与恒星计数相结合，我们可以可靠地跟踪星团的轮廓到r~35”，对应于~ 130 pc。该轮廓通过具有C=1.65的King模型很好地拟合到约15个芯半径。核心半径r_c=0.38”，相当于潮汐半径r_t~17”（~ 65 pc）。我们发现，当r>~8”时，光分布和星数分布都偏离了最佳拟合King模型，表现为大半径处的表面亮度过剩，而星数分布与潮汐半径的对应关系出现了明显的突变。这两个特征都被解释为星团周围存在潮外恒星的标志。我们还发现，B514的半光半径明显大于相同光度的普通球状星团。在M_V vs.log r_h平面上，B514位于特殊星系团（如欧米茄Cen、G1、NGC 2419等）和矮椭圆星系核的区域内。
2007-06-15 astro-ph
Near-Infrared photometry of four metal-rich Bulge globular clusters: NGC6304, NGC6569, NGC6637, NGC6638
本文报道了四个膨胀型富金属球状星团的高质量近红外测光结果，它们是：NGC 6304，NGC 6569，NGC 6637和NGC 6638。利用观测到的色-星等图，我们导出了星系团红化和距离的光度估计。我们进行了详细的分析红巨星分支，提出了一个完整的描述形态参数和进化特征（凹凸和提示）。通过使用更新的一组关系（由我们的小组出版）将金属丰度与沿红巨星分支测量的各种近红外指数联系起来，已经获得了星团金属丰度的光度估计。文中还介绍了红巨星分支凸块和尖端的检测方法，并作了简要讨论。
2005-05-05 astro-ph
CCD Photometry of the Classic Second Parameter Globular Clusters M3 and M13
利用宽视场深CCD测光技术，给出了经典第二参数球状星团M3和M13的高精度V、B-V色星等图。这两个星团的数据是在相同的测光夜晚用相同的仪器获得的，使我们能够确定准确的相对年龄。基于使用Delta（B-V）方法对CMD进行的差分比较，在这两个集群之间获得了1.7 +/- 0.7 Gyr的年龄差。我们将这一结果与我们更新的水平分支（HB）人口模型进行了比较，证实了观察到的年龄差异可以产生聚类之间HB形态的差异。这进一步证明了年龄是影响HB形态的主要第二参数。
2001-09-13 astro-ph
The surface brightness profile of the remote cluster NGC 2419
银河系球状星团NGC 2419是一个明亮而遥远的星团，它具有非常特殊的结构。特别是它的半光半径明显大于类似光度的普通球状星团，与矮椭圆星系最亮的核心一样大。在这方面，它是特别值得检查的可靠性，现有的表面亮度配置文件为这个集群和现有的估计其结构参数。结合不同的数据集，我得出了从星团中心到~ 480弧秒，即~25个核心半径的表面亮度分布。（节录）。新得到的表面亮度分布与Trager，King & Djorgovski提供的r>= 4 arcsec的结果非常一致，最好用King模型拟合，r_c=0.32 arcmin，mu_V（0）=19.55，C=1.35。此外，还得到了总积分V星等（V_t=10.47 +/-0.07）和半光半径（r_h=0.96 arcmin +/-0.2 arcmin）的独立估计。（节录）。NGC 2419的结构现在受到（至少）两个完全独立的观测剖面的可靠约束，这两个剖面彼此吻合得很好。此外，由不同作者独立获得的结构参数之间的总体协议是相当令人满意的。
2007-07-18 astro-ph
The Globular Cluster M15. I. Identification, Discovery, and Period Determination of Variable Stars
我们提出了新的$BVI$ CCD测光的变量在球状星团M15。我们的光度测定是使用图像减影软件包ISIS和DAOPHOT/ALLFRAME获得的。这些数据是在2001年利用保加利亚国家天文台"Rozhen“的2米望远镜和照相机在11个观测夜晚进行两次观测获得的。对于40个已知的变量，我们提出了一个周期的第一次，和改进的周期，获得了许多以前已知的变量。报告了14个新变量。我们提出了更新的贝利图的集群，并讨论其Oosterhoff分类。虽然M15的许多RRab因子在贝利图中落在Oosterhoff I型和II型之间的中间位置，但我们认为M15确实是真正的Oosterhoff II型
2008-02-14 astro-ph
Interacting X-ray Binaries in Globular Clusters: 47Tuc vs. NGC 6397
我们对47 Tuc的深Chandra曝光和对NGC 6397的中等曝光揭示了球状星团中相互作用X射线双星的大量新现象。在这篇（后期）综述中，我总结了最近和正在进行的对毫秒双星、包含白矮星和中子星的致密双星以及两个球状星团中的色球活动双星的分析。光谱变异性分析使新的见解源属性和演化历史。这些二元种群，现在是如此“容易”可见，足够大，它们的属性和空间分布揭示了紧凑的物体形成和二元相互作用的新线索。相对于白矮星，在47 Tuc和NGC 6397中，中子星显得过多。包含中子星的IXB（即，MSPs和qLMXBs），作为最大质量和最古老的致密双星样本，可能在47Tuc中追踪到原星团盘，而致密双星可能在NGC 6397最近的核心坍缩期间优先沿着星团旋转赤道喷出。
2005-12-30 astro-ph
Deep Photometry in a Remote M31 Major Axis Field Near G1
我们目前的测光从哈勃太空望远镜（HST）/宽视场行星相机2平行图像的远程M31领域的投影距离约为34千秒差距的核心附近的西南主轴。这个区域靠近球状星团G1，也靠近Ferguson等人（2002）确定的一个候选潮汐羽流。F606 W（V）和F814 W（I）的图像是与G1（GO-9099）的空间望远镜成像光谱仪光谱同时获得的，总积分时间为7.11小时--这是迄今为止M31外盘中最深的HST场，达到V ~ 28。色星等图显示在V = 25.25处有一个清晰的红团和一个与[Fe/H] ~-0.7相一致的红巨星分支。没有蓝色水平分支的星系与M31的其他晕场、仙女座矮球状体和附近的球状星团G1形成对比。将观测到的光度函数与Padova模型进行比较，我们发现至少有一些恒星星族的年龄必须小于6 - 8 Gyr。M31最外面的中性氢气盘在我们的视野中只有2kpc的投影。发现场中的一些巨星的径向速度接近中性氢气的径向速度（Reitzel，Guhathakurta，& Rich 2003），这使我们得出结论，我们的场采样了旧的，低表面亮度的磁盘，而不是真正的星族II球体。
2004-01-06 astro-ph
NGC 2419: an "intergalactic wanderer" or a simple Galactic Globular Cluster?
我们利用专有的和存档的星系团B、V、I时间序列CCD测光技术对遥远的银河系球状星团NGC 2419进行了新的测光研究，发现了大量新的变星，并获得了以NGC 2419为中心的50 × 43平方角分视场内V ~26等的新的色星等图。新的变星包括39颗天琴座RR星和11颗凤凰座SX星。新的天琴座RR型恒星的脉动特性证实并加强了NGC 2419作为奥斯特霍夫II型星团的分类。
2007-12-05 astro-ph
Another Non-segregated Blue Straggler Population in a Globular Cluster: the Case of NGC 2419
为了研究遥远的银河系球状星团NGC 2419的整个延伸范围内的蓝离散星（BSS）种群，我们使用了ACS-HST高分辨率和宽视场SUBARU数据的组合。这里呈现的BSS人口是有史以来在任何恒星系统中观测到的最大的人口之一，在序列的最亮部分有超过230个BSS。选定的BSS的径向分布基本上是相同的，与其他集群的恒星。从这个意义上说，BSS的径向分布与半人马座欧米茄相似，而与迄今为止研究的所有银河系球状星团不同，后者具有高度中心分离的分布，并且在大多数情况下，在外部区域有明显的上升。与半人马座ω的情况一样，这些证据表明NGC 2419即使在中心区域也没有弛豫。这一观测事实与估计的半质量弛豫时间是一致的，这是星系团年龄的顺序。
2008-03-14 astro-ph
Galactic Globular Clusters as a test for Very Low-Mass stellar models
我们利用Allard等人（1997）和Hauschildt，Allard & Baron（1999）提出的下一代大气模型，计算了金属丰度在Z= 0.0002 ~ 0.002范围内的低质量和极低质量恒星的理论模型。在此基础上，我们提出的理论预测，涵盖了H-燃烧的恒星序列中观察到的星系球状星团从主序列的昏暗结束，并超越集群关闭。讨论了新模型大气所起的作用，表明目前的模型与Baraffe等人（1997）在非常相似的物理基础上计算的模型非常一致。我们发现基于这组更新模型的理论质光关系与Henry & McCarthy（1993）提供的经验数据符合得很好。与HST观测结果的比较表明，银河系球状星团中较低主序在色-星等图中的位置再次与预测的这些序列对星团金属丰度的敏感依赖性很好地一致。
2000-03-01 astro-ph
Mapping Tidal Streams around Galactic Globular Clusters
外晕中的球状星团周围是寻找古代矮卫星遗迹的最佳地点之一。Searle & Zinn（1978）关于银河系形成的经典设想，即晕状球状星团形成于较大的矮星系中，现在可以认为是等级星系形成的局部表现。现在众所周知，一些银河系球状星团实际上与矮卫星吸积产生的潮汐星流有关，从而证实了这一过程在银河系球状星团系统的建造中起着重要作用。此外，最近的几项研究表明，银河系中最明亮的两个球状星团（M54，与人马座和半人马座欧米茄有关）可能是矮星系的核。van den Bergh（2000）扩展了以前的建议，认为位于外晕的“”球状体可能是已灭绝矮星系的核，并建议寻找这方面的证据可能是值得的。如果这些星团是在较大的恒星系统中形成的，我们就可以预期它们被一个恒星星族所包围，而这个恒星族应该可以通过在一个广阔的区域内进行深测光来揭示。在本文中，我们提出了第一个（最有趣的）初步结果，从一个长期的项目，旨在寻找潮汐碎片周围的远程晕球状星团，碎片，可能是这些集群形成的较大系统的遗迹。
2004-09-06 astro-ph
The self-enrichment scenario in intermediate metallicity globular clusters
我们目前的恒星产量计算的详细模型的中等质量的渐近巨分支星的低金属丰度。在这项工作中，整个主要的微观物理输入已被更新，特别是α-增强被明确地考虑到在不透明度和状态方程。本工作的目的是为检验中等金属丰度球状星团的AGB自富集假设的可靠性提供依据。这些球状星团表现出明确的丰度模式，这通常被解释为大质量AGB喷出物污染星际介质的结果。我们计算了金属丰度Z=0.001的中间质量模型的网格;沿着整个AGB阶段的前主序列的演化序列。我们把注意力集中在球状星团恒星光谱研究中大量研究的那些元素上，即氧、钠、铝、镁和氟。我们的模型的预测显示出令人鼓舞的协议与自我富集的情况下，关注的氧，铝，氟和镁的丰度的需求。钠的问题更棘手，因为Ne-Na循环的横截面有很大的不确定性。目前的结果表明，只有一个相对较小的初始质量范围（M= 5，6太阳质量）可以负责的自富集。
2007-12-03 astro-ph
Metal-rich globular clusters in the galactic disk: new age determinations and the relation to halo clusters
用我们最新的α增强恒星模型对银盘球状星团47 Tuc、M71和NGC 6352进行了新的年龄测定。我们发现这三个星团的年龄都在9.2 Gyr左右，因此与最古老的圆盘状白矮星是同时代的。提出了几个参数，表明这些集群的恒星的初始氦含量接近太阳的。我们还重新审视了总共28个晕簇，我们使用更新的[Fe/H]标度。这个新的金属丰度尺度导致平均年龄减少约0.8 Gyr相对于我们以前的结果。我们比较预测的集群距离，这是由于我们的测年方法，与最近的距离的基础上，当地的次矮星的依巴谷天体。我们进一步证明，对于最富金属的集群标度太阳等时线不再可以用来取代α增强在相同的总金属丰度。提出的年龄测定的影响进行了讨论的背景下，银河系的形成历史。
1998-02-06 astro-ph
RR Lyrae stars in Galactic globular clusters. II. A theoretical approach to variables in M3
我们目前预测的脉动和进化参数连接的关系，根据广泛的对流脉动模型的RR天琴座恒星Z=0.001，Y=0.24和质量和光度适合的“老”（年龄$>$ 8 Gyr）变量观察到的球状星团。的关系进行整理与健全的约束质量的brackers，推断从最新的水平分支恒星的演化模型，以提供一个自洽的理论框架，观测变量的分析。通过与球状星团M3中的天琴座RR星的测量结果进行详细比较，对理论预测进行了检验。我们表明，预测的关系满足各种观测数据，从而提供了一个“脉动”的路线，以确定准确的距离RR天琴座丰富的球状星团与中间金属含量。我们讨论了在演化计算中不同的物理输入的影响，以及不同的辐射热校正采用转换成绝对星等的辐射热光度。我们表明，脉动理论推断的约束支持的混合长度参数的大值，以适应观察到的RGB，但在同一时间，他们会产生更新的HB模型的光度太亮。如果适当地考虑元素扩散，这种差异将显著减小。
2003-06-18 astro-ph
2MASS NIR photometry for 693 candidate globular clusters in M31 and the Revised Bologna Catalogue
我们已经在2 MASS数据库中识别出693个已知的和候选的M31球状星团。这些天体的2 MASS J、H、K星等被转换到与现有的M31球状星团近红外测光相同的均匀测光系统中，最终得到了279个已确认的M31星团、406个未确认的候选星团和8个分类有争议的天体的J、H、K积分测光。在这些天体中，有529个缺乏先前对其近红外星等的估计。新组装的近红外数据集已被实施到博洛尼亚M31球状天体目录的修订版本中，并在可能的情况下从文献中可用的最新CCD测光来源获取更新的光学（UBVRI）测光，并转换为常见的测光系统。最终修订的博洛尼亚星表（电子版）是目前已确认和候选的M31球状星团的最全面的列表，共有1164个条目。特别是，它包括337个已确认的GC，688个GC候选者，10个有争议的分类对象，70个已确认的星系，55个已确认的恒星，和4个位于~3度的HII区域。从M31星系的中心使用新组装的数据库，我们表明，V-K颜色提供了一个强大的工具来区分M31星系团和背景星系，我们确定了一个样本的83个球状星团的候选人，这是不太可能被错误分类的星系污染。
2003-12-17 astro-ph
ACS photometry of newly-discovered globular clusters in the outer halo of M31
本文首次报道了M31远外区（15 < R_p < 100 kpc）10个经典球状星团的深ACS成像结果。其中八个星团，包括两个目前已知的最遥远的M31球状星团，都是第一次被描述。我们的F606 W、F814 W彩色星等图在水平分支下方延伸了约3个星等，清楚地表明这些天体中的大多数都是古老的（> 10 Gyr）、贫金属的星团。五个具有[Fe/H] ~-2.1，而另外四个具有-1.9 < [Fe/H] <-1.5。剩余的物体更富含金属，[Fe/H] ~-0.70。几个集群表现出第二个参数的影响。使用孔径光度学，我们估计积分亮度和结构参数的所有集群。许多星团，包括所有四个投影半径大于45 kpc的星团，都很紧凑，非常明亮，-8.9 < M_V <-8.3。因此，这四个最外层的星系团与银河系的对应星系团非常不同，后者通常是弥漫的，亚发光的（-6.0 < M_V < -4.7）和更富含金属的（-1.8 < [Fe/H] < -1.3）。
2006-12-20 astro-ph
Detection of massive tidal tails around the globular cluster Pal 5 with SDSS commissioning data
我们报告发现两个明确的潮汐尾出现在稀疏的偏远球状星团帕洛玛5。这些尾巴对称地伸展到星系团的两侧，方向是恒定的银河纬度，在天空中对着2.6度的角度。斯隆数字巡天（SDSS）的调试数据中已经检测到了这些尾巴，提供了沿赤道2.5度宽的深五色测光。在尾区的恒星构成了目前星等区间19.5 < i* < 22.0的星团恒星总数的相当大的一部分（约1/3）。这表明星系团遭受了严重的质量损失。尾巴的方向为确定星系团的银河系轨道提供了一个重要的关键。
2000-12-14 astro-ph
The Production of Sodium and Aluminum in Globular Cluster Red Giant Stars
我们研究的生产Na和Al周围的氢壳的两个红巨星序列不同的金属丰度，以解释丰度的变化，看到在球状星团恒星的混合方案。利用详细的恒星模型和广泛的核反应网络，我们计算了红巨星分支上许多点上氢壳层周围各种同位素丰度的分布。这些计算允许在壳区域的温度和密度的变化，以及核处理的时间尺度，由氢壳的向外运动。反应网络使用更新的速率超过Caughlin \& Fowler（1988）的速率。我们发现的证据生产的Na和Al发生在NeNa和MgAl循环。特别地，Na在氢壳层上方的整个区域中显著增强。使用较新的反应速率导致大量增加生产的$^{27}$铝以上的氢壳通过从NeNa循环的重泄漏，并应具有重要的影响，预测的表面丰度。我们还发现，在较低的金属丰度的核处理是相当广泛的。
1996-04-04 astro-ph
Discovery of Remote Star Clusters in the Halo of the Irregular Galaxy NGC 6822
本文报道在本星系群矮星系不规则星系NGC6822的晕中发现了三个新的星团。这些集群是在CFHT的MegaPrime拍摄的深层图像中发现的，覆盖了2度x 2度的总视野。最远的星团位于距离NGC 6822中心79弧分的地方。这个距离比以前发现的星团区域大好几倍，星团的形态结构和星团中恒星的色星等图显示，这些星团中至少有两个可能是古老的球状星团。
2005-10-28 astro-ph
Kinematics of the Galactic Globular Cluster System: New Radial Velocities for Clusters in the Direction of the Inner Galaxy
凯克一号望远镜上的HIRES被用来测量属于11个在银河系内部方向上的严重变红的球状星团的恒星的第一径向速度。利用更新的球状星团距离、金属丰度和速度表研究了银河系球状星团系统的运动学亚结构问题。发现富金属球状星团在所有的银心半径上都表现出明显的自转。对于距银心4kpc以内的富金属星系团，观测到的自转速度和视向速度色散与核球场星相似。我们调查声称，富含金属的集群与中央银河酒吧通过比较的运动学的最内层的星系团的内部星系中的原子氢。富金属和贫金属星系团的自转速度图与气体的自转速度图有着惊人的相似之处，包括同样的非圆形运动，传统上被解释为银河棒的证据，或者，非轴对称的凸起。然而，在现有的三维银河系的位置，为大多数集群的不确定性还没有允许一个明确的歧视之间的竞争方案的成员资格在一个刚性旋转酒吧，或在一个凸起，这是一个扁圆各向同性转子。我们的结论是，大多数富含金属的星系团在中央4千秒差距的银河系可能与凸起/酒吧，而不是厚盘。（简略）
1999-06-29 astro-ph
A Library of Integrated Spectra of Galactic Globular Clusters
我们提出了一个新的图书馆的综合光谱的40银河系球状星团，获得与布兰科4米望远镜和R-C摄谱仪在Cerro Tololo美洲天文台。谱线覆盖~ 3350 - 6430 A，分辨率~ 3.1 A（FWHM）.光谱观测和数据处理的目的是整合星团核心半径内的全部投影面积，以便在所有相关的演化阶段对恒星发出的光进行适当的采样。通量校准光谱的S/N值在4000 A时为50至240/A，在5000 A时为125至500/A。选定的目标跨越了广泛的集群参数，包括金属丰度，水平分支形态，银河系坐标，银心距离和浓度。因此，总的样本是相当有代表性的整个银河系球状星团人口，并应与类似的综合光谱的远程系统中未解决的恒星星族进行比较有价值。对于大多数的库集群，我们的光谱可以与深颜色星等图和可靠的金属丰度从文献中，使恒星星族合成模型的校准。在本文中，我们提出了一个详细的说明的意见和数据处理。光谱库以电子格式从国家光学天文台网站公开提供。
2005-04-14 astro-ph
Monte Carlo Simulations of Globular Cluster Evolution. IV. Direct Integration of Strong Interactions
我们研究的动力学演化的球状星团包含人口的原始双星，使用我们新更新的Monte Carlo集群演化代码，包括直接集成的二进制散射相互作用。我们描述的修改，我们已经取得的代码，以及改进，我们已经取得的核心蒙特卡罗方法。我们提出了几个测试计算，以验证新代码的有效性，并进行了许多比较与以前的分析和数值工作在文献中。我们模拟了一个大的网格模型的演变，具有广泛的初始集群配置文件，并与二进制分数范围从0到1，并与银河系球状星团的观测比较。我们发现，我们的代码产生非常好的协议与直接N体模拟集群原始二进制文件，但产生一些结果，显着不同于其他近似方法。值得注意的是，直接集成的二元相互作用降低了他们的能量产生率相对于简单的配方中使用的文件III，并产生较小的核心半径。我们对二元燃烧阶段团簇结构参数的研究结果现在处于观察到的团簇参数范围的尾部，这意味着团簇的诞生比之前考虑的明显或多或少集中，或者除了两体驰豫和二元相互作用之外，还有其他物理过程影响团簇的结构特征。
2006-12-06 astro-ph
New age estimates of M31 globular clusters from multi-colour photometry
迄今为止，绝大多数河外星团的研究基本上使用多色测光，结合理论恒星合成模型，以获得年龄，质量，消光估计和金属丰度。M31为研究球状星团（GC）系统提供了一个独特的实验室。在本文中，我们获得了新的年龄估计的91 M31球状星团，改进的光度数据的基础上，更新的理论恒星合成模型和复杂的新的拟合方法。特别是，我们使用了两微米全天巡天（2 MASS）的光度测量，结合光学光度测量，可以部分打破众所周知的年龄-金属丰度简并性，其年龄超过几个Gyr。我们稳健地表明，以前的年龄测定的光度数据的基础上受到显着的年龄金属丰度简并。除一个星系团外，其余的样本GC年龄均大于1 Gyr。他们的年龄分布显示年轻和中年GC人群，分别在$\sim3$和8 Gyr达到峰值，以及众所周知的老年GC的“通常”补充，即，年龄与银河系大部分GC相似的GC。我们的研究结果还表明，虽然有显着的分散在金属丰度在任何年龄，有一个明显的缺乏年轻的金属贫和老的金属丰富的GC，这可能是一个潜在的年龄金属丰度之间的关系M31 GC人口的指示。
2006-07-13 astro-ph
An Accurate, Easy to Use Abundace Scale for Globular Clusters Based on 2.2um Spectra of Giant Stars
本文提出了一种测定球状星团[Fe/H]的新方法。这种新方法是基于中等分辨率（R~1500）的近红外光谱在K波段的6至10个最明亮的巨星在一个集群。我们的定标是由15个球状星团中105颗恒星的光谱导出的。通过测量这些光谱中Na、Ca和CO这三个特征的等效宽度，我们能够重现Zinn & West（1984）的丰度标度，该丰度标度由Harris（1996）更新为优于0.10 dex，对于[Fe/H]接近太阳的星系团，[Fe/H]降至-1.8。这种方法的三个优点是，它可以用于在拥挤的领域中的金属丰富，严重红化的球状星团，它不需要任何其他集群或恒星参数的任何知识，如红化，距离或光度，它只需要最少的望远镜时间。如果恒星（J-K）0和MK值也可用，[Fe/H]估计的准确性将进一步提高。每个星团只有三颗恒星的观测仍然给出了[Fe/H]的估计，其可靠性几乎与基于两到三倍恒星的估计一样。的[Fe/H]值的准确性的基础上的CO吸收单独的观察是显着小于从三个光谱指数的结果。然而，我们预测，在恒星系统的综合光这一功能的天基观测将被证明是具有很大的价值，在距离远的后发座星系团的丰度测定。
2001-01-16 astro-ph
Globular cluster system and Milky Way properties revisited
利用153个银河系球状星团的更新数据，重新讨论了银河系的基本参数。我们建立了一个简化的样本，净化的集群年龄小于10 Gyr，逆行轨道和/或证据的关系，矮星系。33个富金属球状星团的简化样本基本上延伸到太阳圈，分布在一个区域的投影轴比典型的扁球体，$\rmΔx:Δy:Δz\approx1.0:0.9:0.4$。81个贫金属球状星团跨越了一个轴比接近球形的区域，从中心部分延伸到外晕的$\approx1.0:1.0:0.8$。对太阳到银河系中心的距离的新估计是$\rm R_O=7.2\pm0.3 kpc$。对于$\rm R_{GC}\leq2 kpc$来说，富金属和贫金属的径向密度分布是平坦的，并且很好地由具有核状项的幂律和Sérsic定律表示;在大距离处，它们以$\rm\sim R^{-3.9}$的形式下降。这两个金属丰度分量似乎有一个共同的起源，这是不同的暗物质晕。富金属和贫金属的径向分布与恒星晕的结构相似性是一致的情况下，减少的样品的一部分是在原始崩溃形成的，部分是在合并的早期吸积。这也适用于凸起，表明早期合并影响了银河系的中心部分。我们估计现在的球状星团的星族数相当于原来的$\rm\leq23\pm6%$。简化样品中富金属和贫金属球状星团的体积密度径向分布同时遵循类核幂律和Sérsic定律，这表明我们处理的是所有尺度下的球状子系统。
2005-11-29 astro-ph
Kinematic study of the disrupting globular cluster Palomar 5 using VLT spectra
来自斯隆数字巡天的宽视场测光数据最近显示，银河系球状星团帕洛玛5号正处于潮汐分裂的过程中（Odenkirchen et al. 2001）。在这里，我们调查这个稀疏的远程星团的运动学使用高分辨率光谱从甚大望远镜（VLT）。利用VLT-UT 2上的紫外-可见中阶梯摄谱仪（UVES）观测到了20个位于距星团中心6弧分以内的候选巨星。光谱提供了径向速度，其典型精度为0.15 km/s。我们发现，该样本包含17个特定的集群成员非常连贯的运动学，两个无关的领域矮星，和一个巨人的偏离速度，这是最有可能的集群二进制显示快速轨道运动。根据已确认的成员，我们确定该星团的日心速度为-58.7 +-0.2 km/s。星团恒星的总视向速度色散为1.1 +- 0.2 km/s（所有成员）或0.9 +- 0.2 km/s（仅红巨星分支上的恒星）。这是迄今为止对被归类为球状星团的恒星系统测量到的最低速度色散。速度分布的形状表明，有一个显着的贡献，从轨道运动的双星和动力学部分的速度色散，因此仍然大大小于总的色散。...（节略）
2002-06-17 astro-ph
Galactic Globular Cluster Relative Ages
基于一个新的大的，均匀的光度数据库的35个银河系球状星团（GGC），一组距离和红化独立的相对年龄指标已被测量。本文将观测到的D（V-I）_2.5和D（V）（HB-TO）与金属丰度的关系与最近更新的等时线库预测的关系进行了比较。使用这些模型和两个独立的方法，我们发现，自洽的相对年龄可以估计我们的GGC样品。基于相对年龄与金属丰度分布，我们得出以下结论：（a）没有证据表明[Fe/H]<-1.2的星系团存在年龄分布，我们样本中该范围内的所有星系团都是古老且同时代的;（b）中间金属量组（-1.2<=[Fe/H]<-0.9）有明显的年龄分散的证据，星团比老成员年轻约25%;（c）富金属族（[Fe/H]>=-0.9）内的星团在不确定性范围内似乎是同时代的（Pal 12除外），但比大部分银河球状星团年轻（约17%）。后一个结果完全依赖于模型。从GGC年龄与银心距离的分布，我们可以提出一个可能的银河系形成的场景：GC形成过程开始于整个晕的相同零年龄，至少从银河系中心开始~20 kpc。根据目前的恒星演化模型，富含金属的球状星团形成的时间较晚（年龄低约17%）。最后，在任何R（GC）>8 kpc时，都发现了明显年轻的晕GGC。对于这些，一个可能的方案与合并矮星系的银河系的建议。
1999-07-28 astro-ph
Orbits of Globular Clusters in the Outer Galaxy: NGC 7006
本文利用40年时间间隔的25张底片对遥远的球状星团NGC 7006的自行进行了观测研究。相对于河外天体的绝对自行是（-0.96，-1.14）+-（0.35，0.40）mas/yr。NGC 7006在银河系中心静止框架中的总空间速度为279 km/s，将该星团置于迄今为止已知距离银河系中心40 kpc以内的星团中最具活力的轨道之一（Ra =102 kpc）。我们比较了四个星团（NGC 5466，NGC 6934，NGC 7006和NGC 13）的离心半径大于80 kpc的轨道与银河系卫星的自行测量良好。这些星团的轨道是高度偏心的，相对于银河平面有各种倾角。相比之下，银河系卫星的轨道是低到中等偏心率和高度倾斜。基于轨道类型、化学丰度和星团参数，我们在Searle-Zinn范式下讨论了遥远球状星团的假设宿主系统的性质。很明显，像NGC 5466、NGC 6934和NGC 7006这样的星团形成于更像是天炉座dSph的系统中，而不是人马座dSph。我们还讨论了合理的原因之间的差异发现到目前为止的轨道类型的外晕星系团和银河系卫星和试探性的，但暗示性的相空间分散发现外晕星系团。
2001-06-14 astro-ph
Radiatively-Driven Cosmology in the Cellular Automaton Universe
这是我的论文“辐射驱动宇宙学的大纲”（Kurucz 2000）的更新版本。在这里，大爆炸宇宙被一个没有膨胀的有限元胞自动机宇宙所取代（Kurucz 2006）。大爆炸被许多散布在宇宙中的小爆炸所取代，这些小爆炸相互作用产生了最初的扰动，形成了第三星族恒星、球状星团和星系，但没有形成大尺度结构。这些微扰演化成了我们现在所观察到的宇宙。最初10亿年的演化受辐射控制。球状星团是由辐射驱动的内爆形成的，星系是由球状星团系统的辐射触发的引力坍缩形成的，空洞和微波背景是由辐射驱动的膨胀形成的。在这段时间之后，大多数强辐射源都耗尽了，宇宙就松弛下来，进入我们所知道的引力老年。为了减轻无聊，我们以传统的线性时间顺序呈现了gedanken实验的结果（Kurucz 1992），希望能激发对许多主题的研究。
2006-05-18 astro-ph
Global metallicity of globular cluster stars from colour-magnitude diagrams
我们已经开发了一个均匀的演化方案H-和He燃烧低质量恒星计算更新的恒星模型的广泛的金属丰度和年龄范围（0.0002 $\le Z \le$ 0.004和9 $\le t(Gyr) \le$ 15，分别）适合研究球状星团。这个理论的情况下，我们可以提供自洽的预测依赖的颜色星等图，如亮度的关闭（TO），零年龄水平分支（ZAHB）和红巨星分支凸块（BUMP），对集群的金属丰度和年龄的选定的观测功能。考虑到这些预测，我们引入了一个新的可观测的基础上的视觉之间的幅度差的TO和ZAHB，和TO和RGB-颠簸，给出$A=ΔM_V$（TO-BUMP）$-0.566ΔM_V$（TO-ZAHB）。我们发现，参数$A$不依赖于所有的集群年龄，而它强烈依赖于集群的全球金属丰度。然后提供了作为$Z$的函数的参数$A$的校准，如基于我们的进化模型。我们测试了这一结果的可靠性，也考虑恒星模型计算的其他作者，采用不同的输入物理。最后，我们提出了明确的证据，$ΔM_V$（TO-BUMP）与$ΔM_V$（TO-ZAHB）的变化确实提供了一个强有力的探测全球金属丰度，至少当采用均匀的理论框架。基于我们的{ \it A-Z}校准和银河系GC的大型观测数据库，我们提供了银河系36个球状星团的全球金属丰度的估计。通过考虑Zinn & West（1984）和Carretta & Gratton（1997）的经验[Fe/H]标度…
2002-02-27 astro-ph
X-ray Spectral Identification of Three Candidate Quiescent Low-Mass X-ray Binaries in the Globular Cluster NGC 6304
We report the search for low-mass X-ray binaries in quiescence (qLMXBs) in the globular cluster NGC 6304 using XMM observations. We present the spectral analysis leading to the identification of three candidate qLMXBs within the field of this globular cluster (GC), each consistent with the X-ray spectral properties of previously identified qLMXBs in the field and in other globular clusters -- specifically, with a hydrogen atmosphere neutron star with radius between 5--20 \km . One (source 4, with R=11.7^{+8.3}_{-0.4} (D/5.97 kpc) km and kT_eff=117^{+59}_{-44} eV) is located within one core rad…
2008-12-05 astro-ph
The Initial Helium Abundance of the Galactic Globular Cluster System
我们根据最近发布的HST色星等图快照数据库（Piotto等人2002）进行的新恒星计数，估计了约30%的银河系球状星团（GGC）中的初始He含量。更详细地说，我们使用所谓的$R$参数和估计的He含量从校准的基础上最近更新的一组恒星模型。我们进行了准确的统计分析，以评估是否GGC显示其初始He丰度的统计学显着的传播，以及是否有与金属丰度的相关性。我们没有发现任何显着的依赖关系，他丰富的GC金属丰度，这提供了一个重要的约束模型的星系形成和演化。除了具有最蓝HB形态的GGC之外，在个体He丰度中观察到的扩散在统计上与个体误差相容。这意味着在GGC之间不存在固有的He扩散，或者这被误差掩盖。在后一种情况下，我们已经估计了一个坚定的1 $σ$上限为0.019可能的内在蔓延。在具有最蓝HB形态的GGC的情况下，我们检测到与个体误差不一致的朝向更高丰度的显著扩散。在假设单个He丰度的固有色散为零的情况下，考虑到单个R参数估计的误差以及GGC [M/H]标度和理论校准的不确定性，我们已经确定了初始He丰度Y（GGC）= 0.250 \pm 0.006 a值与当前基于CMB辐射分析和宇宙学核合成计算的估计完全一致。
2004-03-25 astro-ph
New optical and near-infrared Surface Brightness Fluctuations models. A primary distance indicator ranging from Globular Clusters to distant galaxies?
我们提出了新的理论模型，表面亮度波动（SBF）的光学和近红外波段的标准地基和哈勃空间望远镜过滤系统。采用简单的恒星布居模拟。模型覆盖的年龄和金属量范围分别从$t=5$到$15~Gyr$和从$Z=0.0001$到0.04。讨论了初始质量函数和恒星色温关系的变化对系统的影响。特别注意的是非常明亮的恒星的颜色星等图，并调查沿红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）的质量损失的影响。研究发现，$U$和$B$波段的SBF振幅对水平支和Post-AGB星群的形态有很强的诊断作用。我们指出，沿着RGB和AGB的质量损失过程的仔细治疗是确定可靠的SBF评估的基础。SBF的测量是用来给强大的约束AGB星的演化，这表明AGB星的质量损失活动应该是两倍以上的RGB星的效率。我们的模型能够再现银河系球状星团和星系的绝对SBF星等，以及它们的综合颜色。提供了$V$、$R$、$I$和$K$测光滤光片中绝对SBF星等的新刻度，这些星等看起来足够可靠，可以绕过其他距离指示器直接测量距离。SBF技术也被用来作为恒星人口示踪剂，以获得已知距离的星系的选定样本的年龄和金属丰度。最后，{ \it SBF颜色}与{ \it集成颜色}图提出了特别有用的删除众所周知的{ \it年龄金属丰度简并度}影响我们的知识的远程恒星系统。
2003-03-14 astro-ph
Blue Horizontal Branch Stars in Old, Metal-Rich Stellar Systems
20年前，Burstein等人（1984）提出，强烈的CN和H β吸收意味着仙女座星系（M31）中的球状星团的年龄更年轻，除非主序星上方或水平分支上的蓝色恒星非常突出。在这里，我们测试这些建议，通过拟合详细的中紫外（2280- 3120 A）和光学（3850- 4750 A）光谱的一个中等金属丰富的M31球状星团，G1。我们探索了广泛的非太阳温度和丰度比的影响，通过结合一小组理论恒星光谱，如彼得森等人（2001），使用广泛更新的原子线常数计算。为了匹配G1的中紫外光通量，我们发现必须包括Teff >= 8000 K的热分量。我们得到了一个很好的适合冷和热的蓝色水平分支（BHB）的明星，但不太满意的适合蓝色离散星，那些热的主序星关闭。G1色星等图确实显示了冷的BHB恒星，其巨大分支的颜色支持我们推断的太阳值的六分之一的金属丰度。最佳拟合模型的关闭温度与银河系球状星团和场晕中关闭星的关闭温度一致，表明G1是冷的。由于富含金属的冷BHB和极蓝的HB星现在已经在我们自己的银河系中被发现，我们建议这些热的水平分支恒星被认为是在拟合光谱的金属丰富的人口，如仙女座球状星团，以避免可能低估他们的年龄。我们计划将相关的光谱计算作为哈勃宝库计划的一部分。
2003-01-21 astro-ph
The old open cluster NGC 2112: updated estimates of fundamental parameters based on a membership analysis
我们报告了一个新的，广泛的领域（$20^{\prime} \times 20^{\prime}$），光（$UBVI$），测光活动在附近的老疏散星团NGC 2112的区域。同时，我们提供了35颗红巨星和关闭恒星的中等分辨率光谱（以及另外5颗红巨星和关闭恒星的高分辨率光谱）。分析这种材料的目的是更新这个传统上困难的集群的基本参数，这是非常稀疏的，并遭受严重的场星污染。在40颗有光谱的恒星中，我们确定了21个{ \it bona fide}径向速度成员，这使我们能够对星团的金属丰度进行更严格的限制，长期以来一直认为金属丰度与球状星团一样低。正如我们之前在纯粹的光度基础上（Carraro等人，2002年）所指出的那样，星系团[Fe/H]丰度略微超太阳（[Fe/H] =0.16 $\pm$ 0.03），并且接近毕宿五值，这是根据对具有更高分辨率光谱的5颗恒星中的3颗的详细丰度分析推断的。像差比也略超太阳能。基于这一结果，我们使用Padova和Yale-Yonsei群的恒星模型修正了NGC 2112的性质。对于这个金属丰度，我们发现集群的年龄，红化，距离值分别为1.8 Gyr，0.60 MAG和940 PC。Yale-Yonsei模型和Padova模型预测的基本参数在误差范围内的值相同。总的来说，NGC 2112是一个典型的太阳邻域，薄盘星团，具有与F-G星和靠近太阳的疏散星团相同的化学性质。…
2008-02-22 astro-ph
A spectroscopic study of field BHB star candidates
给出了31颗邻近（V < 11）BHB候选星的新光谱观测结果（R=15000和40000）。IUE低分辨率光谱可用于其中的大多数。新的温度，重力，红化和丰度的测定是从这些数据中获得的，使用的模型计算卡斯泰利与更新版本的ATLAS 9代码。本文还对这些恒星的目视测光（包括在基特峰获得的新测光）作了总结。所有31名候选人都是光环明星。我们将28颗恒星归类为BHB恒星是因为：（1）在Teff与log g图中，它们靠近ZAHB（与球状星团BHB恒星的位置相似）。(2)它们的vsini分布（小于40 km/s）与球状星团中的BHB星相似。(3)它们的[Fe/H]介于-0.99和-2.95之间（平均[Fe/H]为-1.67，色散为0.42 dex），这与场晕天琴座RR星和红HB星相似，但比晕球状星团更贫金属。Teff大于8500 K的BHB场星显示He I（4471 A）线对应于太阳丰度。(4)它们显示出与其他类似金属丰度的晕场星相似的α元素平均增强（[Mg/Fe] = +0.43 +/- 0.04和[Ti/Fe] = +0.44 +/- 0.02）。评论给出了进一步的25颗恒星，以前被认为是BHB星，这些没有包括在我们的样本，因为他们不符合上述标准的一个或多个。
2000-06-13 astro-ph
Abundances for Globular Cluster Giants: I. Homogeneous Metallicities for 24 Clusters
我们获得了3个GC（47 Tuc，NGC 6752和NGC 6397）中10颗明亮红巨星的高分辨率、高信噪比CCD阶梯光栅光谱，这些光谱大致覆盖了银河系GC系统的金属丰度范围，没有发现这3个GC中恒星间[Fe/H]变化的证据。我们以自洽的方式重新分析了大量高质量的文献数据（来自高分辨率CCD光谱的EW），以整合我们的数据并推导出24个GC中160多个明亮红巨星的新[Fe/H]。这组数据被用来定义一个新的GC [Fe/H]标度，它是基于高质量的直接光谱数据、来自Kurucz（1992）网格的更新的模型大气和仔细的精细丰度分析（使用所有恒星的一组共同的原子和大气参数）。由于内部同质性很高，我们的新尺度取代了以前尝试的差异。[Fe/H]的内部不确定性非常小：平均为0.06 dex（24 GC），可以解释为聚类排序的平均精度。与我们的系统相比，在广泛使用的Zinn和West的标度上，[Fe/H] $>-1$的金属丰度约高0.10 dex，$-1<[Fe/H]<-1.9$的金属丰度约低0.23 dex，[Fe/H] $<-1.9$的金属丰度约高0.11 dex：非线性在3 $σ$水平上显著。二次转换将旧值校正为我们校准GC（$-2.24\le[Fe/H]_{ZW}\le-0.51$）范围内的新标度。在低[Fe/H]下，基于场和集群RR Lyrics的金属丰度尺度（通过$Δ$ S指数的新校准）…
1996-07-16 astro-ph
