Age-metallicity relation and Chemical evolution of the LMC from UVES spectra of Globular Cluster giants
我们报告的第一个高分辨率光谱的10个巨人在大麦哲伦球状星团在很宽的年龄范围内，获得了新委托光谱仪UVES在VLT UT 2。这些观测结果被用来推导这些星系团的氧和铁的含量，然后使用丰度铸造一个更精确的视图，不仅在大麦哲伦星系的年龄-金属丰度关系，而且在这个矮不规则星系的化学演化。
2000-09-18 astro-ph
Self-enrichment of Galactic halo globular clusters: stimulated star formation and consequences for the halo metallicity distribution
我们从恒星形成的角度探讨了球状星团形成的自富集假说。在这种情况下，第一代恒星的大质量恒星通过化学方法使球状祖先云富集到星系晕的金属丰度，并将其扫入一个不断膨胀的球形气体壳层。本文探讨了这种扫过的原球状云的能力，成为引力不稳定，因此，种子的形成第二代恒星，可能以后形成一个球状星团。我们使用一个简单的模型的基础上的线性微扰理论的横向运动在壳的气体来证明，祖云的约束压力和所需的超新星数量，以实现星系晕金属支持壳横向崩溃的成功发展。有趣的是，控制通过自富集实现的金属丰度的两个参数，即超新星的数量和外部压力，也决定了壳层的表面密度，从而决定了壳层进行横向坍缩的能力。这样一个超新星引起的起源的球状星团恒星，因此打开了道路的晕金属丰度分布的理解。该模型也能解释晕状球状星团金属丰度的下限。
2004-03-10 astro-ph
A New Globular Cluster Metallicity Scale Based on the Abundance of FeII
当使用Fe作为"金属性“的替代物时，金属性最好由Fe的优势物种来表示。据此，我们根据巨星高分辨光谱中Fe Ⅱ谱线的等效宽度，导出了一个新的球状星团金属丰度标度。这个星表主要是基于利克-得克萨斯小组对11个星团中的149颗恒星的分析结果，并辅之以另外5个星团中的其他高分辨率研究。我们还推导出从头算的真实距离模量M3，M5，M13，M15，和M92作为一种手段设置恒星表面重力。我们发现[Fe/H]II与Rutledge等人（1997）定义的近红外Ca II三重态的约化强度W '呈线性相关，尽管相关系数取决于所采用的恒星大气模型。除了在最近的PASP综述中提出的66个球状星团金属丰度估计值之外，我们在这里提出了另外39个球状星团金属丰度估计值，这些估计值是基于Q39的转换，Q39是Zinn（1980）定义的光度指数。
2003-05-20 astro-ph
Bright Stars and Metallicity Spread in the Globular Cluster Omega Centauri
半人马座球状星团Omega Centauri（NGC 5139）是银河系中质量最大、亮度最高的星团。它也有一个中等高的质量与光比（3.6）和一个球状星团的异常扁平（0.83）。这个星团也非常有趣，因为它是少数几个金属丰度分布可测量的球状星团之一（见Da Costa & Willumsen 1981，Norris et al. 1996，Suntzeff and Kraft 1996及其参考文献），然后它提供了一个独特的，大样本的附近恒星具有相同的距离和红化，但显示出不同的金属丰度（和年龄？）方面的影响. Norris等人（1997年）最近的一篇论文也显示了运动学与金属丰度之间的有趣相关性。
1998-10-20 astro-ph
Low-Mass X-ray Binaries and Globular Clusters in Early-Type Galaxies. II. Globular Cluster Candidates and their Mass-Metallicity Relation
我们提出了一个天体测量学和测光目录的球状星团（GC）的候选人检测与HST WFPC 2的样本中的19个早型星系，适当的比较与钱德拉观测到的低质量X射线二进制（LMXB）人口。在配套文件中，我们提出了钱德拉数据，并调查这些人口之间的关系。我们证明，虽然有一个颜色的GC星等相关性的证据很少，估计质量和金属丰度的测光后，假设一个单一的年龄简单的恒星星族，有一个显着的质量和金属丰度之间的正相关性。我们约束[Z/H] =（-2.1+/-0.2）+（0.25+/-0.04）log M，金属丰度的1-sigma内在散射为0.62 dex。如果GC是双峰的金属丰度这种关系是一致的，最近建议的质量金属丰度的关系，只为贫金属的集群。采用一种新的方法对GC光度函数（GCLF）进行拟合，并考虑了不完全性和爱丁顿偏差，计算了各星系V波段的局部GC比频率（Sn）和比光度（Sl）。我们表明，SI是更强大的测量GC人口的丰富性，其中一个显着的部分是未检测到由于源检测不完整。我们发现，GCLF营业额的绝对幅度表现出内在的散射从星系到星系的~0.3mag（1-西格玛），限制其作为一个标准的距离测量的准确性。
2008-09-03 astro-ph
Color and Metallicity Distributions of M81 Globular Clusters
本文给出了M81球状星团（GCs）的光度和光谱数据。该星表包括95个GC的B-和V-光度和红化数据，以及M81中40个GC的光谱金属丰度。利用这些数据，我们做了一些统计相关性。结果表明，银河系和M31的B、V色和金属丰度呈双峰分布，金属丰度峰值分别位于[Fe/H]=-1.45和-0.53。光谱金属丰度与内禀B色和V色之间的关系也存在于银河系和M31中。
2005-03-29 astro-ph
VLT Spectroscopy of Globular Cluster Systems, II. Spectroscopic Ages, Metallicities, and [alpha/Fe] Ratios of Globular Clusters in Early-Type Galaxies
基于Puzia等人（2004，本系列论文I）总结的Lick指数测量结果，对早型星系中球状星团系统的年龄、金属丰度和[α/Fe]比进行了分析。鉴于校准和测量的不确定性，年龄金属丰度简并性，以及Lick指数的相对动态范围，以及丰度比变化（特别是[α/Fe]比的变化）引入的系统学，我们发现，我们的数据集最可靠的年龄指标是Lick Balmer线指数HgammaA，Hbeta和HdeltaA的组合。[MgFe]-用作受[α/Fe]变化影响最小的光谱金属丰度指示剂。我们引入了一个插值程序，同时获得年龄，金属丰度，和[α/Fe]比从诊断网格从利克指数。通过对高质量观测数据与SSP模型预测结果的比较，我们发现早型星系中约2/3的球状星团年龄大于10 Gyr，约1/3的球状星团年龄在5-10 Gyr之间，只有少数星团年龄小于5 Gyr。我们的球状星团样本涵盖了从[Z/H] = -1.3到~0.5 dex的金属丰度。我们发现富金属的球状星团比贫金属的球状星团平均年龄小，年龄离散度大。[α/Fe]诊断图显示早型星系中球状星团系统具有超太阳α/Fe丰度比，平均[α/Fe] = 0.47+/-0.06 dex，色散约为0.3 dex。我们发现的证据之间的相关性[α/Fe]和金属丰度，在这个意义上说，更多的富含金属的集群表现出较低的α-元素增强。[删节]
2005-05-20 astro-ph
Deep Mixing and Metallicity: Carbon Depletion in Globular Cluster Giants
我们提出的观测研究结果的深度混合的效率在球状星团红巨星恒星金属丰度的函数。我们确定[C/Fe]丰度的基础上采取的低分辨率光谱与Kast摄谱仪上的3米沙恩望远镜在利克天文台。我们对11个银河系球状星团中的42颗明亮红巨星拍摄了以4300埃CH吸收带为中心的光谱，这些星团的金属丰度从M92（[Fe/H]=-2.29）到NGC 6712（[Fe/H]=-1.01）不等。通过比较从数据测量的CH带强度指数S2（CH）的值与从SSG合成光谱的大网格测量的值，得出碳丰度。现在的丰度与理论计算的时间相结合，因为混合的开始，这也是恒星金属丰度的函数，计算碳消耗率在我们的金属丰度范围。我们发现在[Fe/H]=-2.3的金属丰度下，碳的消耗速率是[Fe/H]=-1.3的两倍，这是通过对深度混合过程的一些理论解释定性预测的结果。
2008-09-25 astro-ph
On the Metallicity-Color Relations and Bimodal Color Distributions in Extragalactic Globular Cluster Systems
我们进行了一系列数值实验，研究不同星族模型预测的非线性金属丰度-颜色关系对河外球状星团系统中观测到的颜色分布的影响。我们提出了模拟的基础上，五个不同的简单的恒星星族（SSP）模型的$UBVRIJHK$带通。也包括颜色中光度散射的存在。我们发现单峰金属丰度分布经常“投影”成双峰颜色分布。这种效应的可能性取决于金属丰度分布的平均值和离散度，当然也取决于用于转换的SSP模型。在参考Teramo-SPoT SSP模型的基础上，我们发现光学到近红外的颜色应该优先于其他颜色，以避免\citet{yoon06}讨论的球状星团颜色分布中的偏置效应。特别地，诸如\vh\或\vk的颜色对于金属度-颜色关系的非线性更稳健，并且在这样的颜色中观察到的双峰分布更可能指示真实的潜在双峰金属度分布。类似的结论来自不同的SSP模型的基础上的模拟，虽然我们也确定了例外的这一结果。
2007-09-07 astro-ph
On the calibration of Red Giant Branch metallicity indicators in Globular Clusters: new relations based on an improved abundance scale
本文根据Carretta & Gratton（1997）提出的新的球状星团金属丰度标度，并基于24个球状星团中160颗恒星的直接高分辨率光谱，提出了一种改进的光度金属丰度指标的定标方法。我们已经仔细地重新校准了传统的丰度指数的基础上红巨星分支（RGB）的形态，无论是在V，B-V和V，V-I平面，即在亮度水平的水平分支（HB），和HB和RBG之间的大小差异，在一个给定的去红颜色的去红颜色。最后，我们给出了新的精确关系，用于Sarajedini（1994）的同时金属丰度变红方法，也与Carretta & Gratton（1997）丰度标度有关。
1997-08-27 astro-ph
Globular Cluster Systems As Distance Indicators: Metallicity Effects On The Luminosity Function
我们调查的普遍性的球状星团光度函数（GCLF）和使用此功能作为河外距离指标。以前的研究发现GCLF距离与其他技术获得的距离之间存在偏移。我们表明，这种偏移可以理解的金属丰度效应。具体来说，用于距离尺度研究的球状星团系统传统上是围绕椭圆星系的。这些系统比银河系球状星团系统具有更高的平均金属丰度。因此，在椭圆星系周围的系统中的GCLF峰值在$B$和$V$中比银河系中的GCLF峰值明显更暗。我们计算了一系列球状星团金属丰度的GCLF峰相对于银河系球状星团的$B$、$V$、$R$、$I$和$J$的位移。应用这些修正，我们发现GCLF距离和使用表面亮度波动方法获得的距离之间有很好的一致性。金属性校正的GCLF之间的相似性表明，球状星团系统的基本质量函数从一个星系到另一个星系是非常恒定的。我们的研究结果允许GCLF被用作改进的距离指标。
1995-06-09 astro-ph
Color-Magnitude Diagrams of Merged Globular Clusters: Metallicity Effects
曾经与矮球状（dSph）星系相关的球状星团（GC）的合并最近被认为是一些银河系GC的双峰水平分支（HB）的解释，最著名的是NGC 1851，NGC 2808和NGC 6229。通过对天炉座和人马座dSph星系中GC的色星等图及其金属丰度分布的分析，我们认为两个GC的合并很可能会产生红巨星分支（RGB）颜色的双峰分布，或者至少是RGB的显着加宽，这是由于两个合并球状体之间金属丰度的预期差异。目前已知没有具有双峰RGB的GC，并且上述双峰-HB GC中RGB序列的紧密性意味着它们的HB双峰的合并起源是不可能的。
1997-01-14 astro-ph
Evidence for metallicity spreads in three massive M31 globular clusters
我们量化的内在宽度的红巨星分支的三个大规模的球状星团在M31中的金属丰度在这些对象内的传播搜索。本文介绍了HST/ACS对M31、G78、G213和G280中三个大质量星系团的观测结果。光度提取和校准的一个彻底的描述。在推导出色星等图之后，我们量化了每个星系团红巨星分支的固有宽度。这种宽度转化为金属丰度的分散，表明这种类型的系统有复杂的恒星形成历史。对于G78，σ_[Fe/H]}=0.86 \pm 0.37;对于G213，σ_[Fe/H]}= 0.89 \pm 0.20;对于G280，σ_[Fe/H]}= 1.03 \pm 0.26。我们发现，金属丰度分散的集群不标度与平均金属丰度。我们也没有发现集群质量的趋势。我们讨论了一些可能的形成方案，将解释我们的结果。
2008-03-21 astro-ph
Globular Clusters in the Sombrero Galaxy (NGC 4594)
草帽星系NGC 4594是附近螺旋星系中数量最多的球状星团系统。它是研究球状星团并与本星系群螺旋星系进行对比的理想对象。在这里，我们提出了从CTIO施密特望远镜的B和I成像，它提供了31 'x 31'的视野。我们用DAOPHOT探测了400多个球状星团，并导出了它们的星等、B-I色和光度金属丰度。我们试图根据星系中的位置，将我们的样本分为盘状和隆起/晕状球状星团种群。有一些证据表明，盘人口是更多的金属-比隆起/晕球状星团丰富，但污染，尘埃红化和小数字的统计，使这一结果非常试探性。结果表明，球晕球状星团的金属丰度中值为[Fe/H]=-0.8。这一金属丰度与先前基于较小样本的估计值一致。它也类似于球状星团金属度-星系光度关系所预测的金属度。与我们的银河系一样，在晕状球状星团中没有径向金属丰度梯度。这表明NGC 4594的球状组成部分不是通过耗散过程形成的。
1997-01-20 astro-ph
Galactic Globular Cluster Metallicity Scale from the Calcium Triplet. II. Rankings, Comparisons and Puzzles
我们比较我们的汇编的W'钙指数的71银河系球状星团广泛使用的Zinn和West（1984年ApJS，55，45）[Fe/H]规模和Carretta和Gratton（1997年A&A补充121，95）的规模从高色散光谱分析与Kurucz（1992年，私人通讯）模型大气。我们发现我们的钙排名与每个比较集密切相关，分别以非线性和线性方式。通过将我们的钙指数信息与Zinn和West等级相结合，我们能够对样品中的球状星团进行等级划分，在Zinn和West等级上，[Fe/H] < -0.5时的典型精度为+/-0.05 dex;对于比这更富金属的星团，等级划分的精度较低。这些金属丰度尺度之间的显着差异提出了我们对银河系形成和化学富集过程的理解的重要问题。此外，尽管银河系球状星团的金属丰度排序有了明显的改善，这是由于我们将Ca II三线态的信息添加到其他金属丰度指标的混合物中，但在使用W'作为金属丰度的替代物时，特别是对于年龄和金属丰度可能在一定范围内的系统，可能需要谨慎--也许是相当大的谨慎。
1997-07-04 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
Extragalactic Globular Clusters in the Near-Infrared: V. IC 4051 and NGC 3311
本文给出了巨椭圆星系IC 4051和NGC 3311的球状星团系统的光学和近红外测光组合结果。我们使用（V-I）与（V-I）中的约化年龄-金属性简并度。(V-H)色-色图来推导出球状星团的红色子种群内的累积年龄分布，并寻找年龄子种群。年龄分布，然后比较模拟球状星团系统，以设置这些球状星团子人口的相对年龄和大小的限制。在这两个星系中，我们发现了一个显着的比例球状星团的年龄在2- 5 Gyr之间。我们还调查了两个系统中的金属丰度分布。小数目的统计数据使我们无法对NGC 3311做出任何明确的陈述，但我们发现，IC 4051星系团的金属丰度分布强烈依赖于假设的年龄分布。基于我们最有可能的结果，即在选定的球状星团样本中发现了大量的年轻/中等年龄的星团（~2 Gyr），我们发现老星团的金属丰度峰值为$\sim$ -0.2，年轻星团的金属丰度峰值为+0.8。我们只发现了很少的贫金属星系团，然而，年轻/中间球状星团中的金属丰度分布受我们所应用的单恒星星族模型的影响很大。第二代球状星团的平均金属丰度从上述极高的+0.8 dex变化到+0.2 dex。请注意，随着集群人口年龄的增加，模型依赖性变得不那么严重。
2005-05-05 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
Globular Cluster Mass and Metallicity Distributions: Reconstructing the Events During Halo Formation
大多数大型星系中的球状星团是贫金属和富金属的混合体（双峰），但晕星几乎完全是富金属的。这一证据和其他证据表明，贫金属的球状星团形成于广泛分布的10^8-10^9太阳质量的气体云（超巨星GMC）中，在早期的爆发中，大部分气体被喷射或未被使用，直到后来的恒星形成。对早期宇宙中银河系前势阱增长的新模拟表明，球状星团质量分布的初始幂律形式（dN/dM ~ M^-1.8）是SGMC自身质量分布的微型复制品，SGMC在大型原星系的CDM势阱中分层增长。
2001-08-22 astro-ph
The Dependence of the Soft X-ray Properties of LMXBs on the Metallicity of Their Environment
利用ROSAT PSPC测量了M31球状星团中的低质量X射线双星（LMXB）以及银河系球状星团和大麦云云中的5个LMXB的X射线光谱特性。我们发现LMXB的X射线性质随球状星团金属丰度的变化趋势。LMXB的光谱随着其环境金属含量的增加而逐渐变软。在我们的样本中，一个金属丰度大于太阳的M31球状星团LMXB的光谱性质与M31的隆起中的LMXB相似，但与M31和银河系中的低金属丰度球状星团中的LMXB明显不同。这种高金属丰度的LMXB的光谱性质也类似于那些X射线微弱的早型星系。这支持了这样一种说法，即这些X射线微弱的早型星系的大部分X射线发射来自LMXB，而不是像它们的X射线明亮的对应物那样来自热气体。
1998-11-04 astro-ph
Expected Planets in Globular Clusters
我们认为，在球状星团中寻找行星的所有瞬时搜索都具有非常低的检测概率。低金属量恒星的行星通常不会居住在小的轨道间隔。当我们考虑Ie=Mp[a（1-e）]^2时，可以清楚地看到行星系统性质对金属丰度的依赖性; Mp、a、e分别是行星质量、半长轴和离心率。在高金属丰度的系统中，有一个集中的系统在高和低的值的Ie，与低人口的差距接近Ie~0.3 M_J AU ^2，其中M_J是木星的质量。在低金属量体系中，浓度仅在I_e的较高范围内，并有一个向低Ie值的尾部。因此，在主序恒星周围的球状星团中仍然有可能存在行星，尽管由于金属量较低，数量较少，并且轨道周期>~10天。我们讨论了我们的结论的影响的作用，同伴可以发挥其母星在球状星团的演化，例如，影响某些球状星团的Hertzsprung-Russell图上水平分支星的分布，以及形成低质量白矮星。
2007-07-25 astro-ph
Metallicity distribution of bulge globular clusters in M31
本文给出了19个球状星团（或候选星团）在M31中心区投影的3600-5400角积分谱，r ≤ 5.3弧分（约1.2kpc）。我们检查这些对象的集群性质，并得出它们的年龄，金属丰度和红化。从最初的样本中，有16个物体被证明是真正的星团，两个是银河系矮星，一个是高红移背景星系。只有两个集群被发现是超级金属丰富，这表明这种现象并不常见。对于某些星系团，我们不能排除它们处于中间年龄的可能性;这需要通过对钙三重态的观测来证实。我们还提出了这个中央隆起样本的金属丰度直方图，并讨论了可能的情况下，以解释其属性。
1998-02-20 astro-ph
Effect of metallicity on low mass X-ray binaries in globular clusters
我们认为，在富金属和贫金属球状星团中观测到的明亮低质量X射线双星形成速率的差异可以通过考虑不同金属丰度下质量在~0.85 Msun和~1.25 Msun之间的主序星施主的恒星结构的差异来解释。这种差异是由缺乏金属的主序星在这个质量范围内的外部对流区的情况下造成的。结果，磁制动，一个强大的机制，轨道收缩，不工作和动态形成的主序-中子星双星未能开始质量转移或出现明亮的低质量X射线双星。
2005-09-18 astro-ph
Metallicity distributions of globular cluster systems in galaxies
我们收集了100个星系的样本，不同的观察者已经确定了球状星团候选者的颜色指数。样本包括各种形态类型和不同光度的星系的代表。根据Kissler-Patig（1998）的关系，颜色指数（大多数情况下为（V-I），但也有（B-I）和（C-T1））转化为金属度[Fe/H]。用KMM软件分析这些数据，以估计分布与单峰或双峰高斯分布的相似性。我们发现，100个系统中有45个具有双峰金属丰度分布。这些星系贫金属组分的平均金属丰度为<[Fe/H]>=-1.40 \pm 0.02，富金属组分<[Fe/H]>=-0.69 \pm 0.03。分布的离散度分别为0.15和0.18。单峰金属丰度分布较广。这些数据将在随后的论文中进行分析，以找到与星系和星系环境参数的相关性。
2002-12-23 astro-ph
Bimodal Infrared Colors of the M87 Globular Cluster System: Peaks in the Metallicity Distribution
许多星系的球状星团（GC）系统呈现出双峰的光学颜色分布。基于恒星演化模型和双峰的颜色和金属丰度的银河系GC，这被认为是反映了一个潜在的双峰金属丰度分布。然而，处于恒星演化许多不同阶段的恒星都对可见光有贡献。I-H颜色是金属丰度的更清晰的示踪剂，因为它主要对金属丰度敏感的巨型分支进行采样。因此，我们使用深HST-NICMOS H和WFPC 2光学观测，M87 GC的金属丰度分布研究。M87星团在I-H中呈双峰态，除了双峰金属丰度分布外，没有已知的物理解释。此外，由B-I和I-H颜色定义的两种模式由大致相同的两组物体组成，证实了光学颜色也主要追踪金属丰度。这是不一致的，最近的建议的基础上的一个模型的金属丰度影响的水平分支，双峰性来自一个潜在的单峰金属丰度分布，由于一个特定的颜色-金属丰度关系。我们还发现，由于红-蓝GC的比例下降，M87 GC的峰值颜色在大约75 kpc处没有明显的变化，正如这个模型所暗示的那样。类似地，没有证据表明具有大的蓝-红GC比的系统的双峰更蓝。我们的观察结果证实，双峰性的主要原因是集群系统中的一个潜在的双峰金属丰度分布，而不是特定的颜色金属丰度的关系定义的水平分支模型。
2007-03-19 astro-ph
HST Studies of the WLM Galaxy. I. The Age and Metallicity of the Globular Cluster
我们已经获得了属于矮本星系群不规则星系（WLM）的孤立球状星团的V和I图像。该星团的色星等图表明，它是一个正常的老球状星团，有一个清晰的巨分支，其亮度达到M_V=-2.5，一个水平分支，其亮度达到M_V=+0.5，还有一个亚巨分支，其亮度达到我们的测光极限M_V=+2.0。与理论等时线的最佳拟合表明，该星团的金属丰度为[Fe/H]=-1.52 \pm 0.08，年龄为14.8 \pm 0.6 Gyr，这表明它与银河系中正常的古老晕球状星团相似。从拟合中我们还发现，该星系团的距离模为24.73 \pm 0.07，消光系数为A_V=0.07 \pm 0.06，这两个值与其他人对星系本身获得的数据在误差范围内一致。我们的结论是，这个正常的大质量星系团能够在WLM的形成过程中形成，尽管母星系的内部质量和尺寸非常小。
1999-04-22 astro-ph
VLT spectroscopy of NGC3115 globular clusters
我们目前的结果来自24个不同的球状星团与透镜星系NGC 3115的VLT-FORS 2光谱。17个球状星团的子样本具有足够高的信噪比，可以精确测量吸收线强度。将这些指数与Thomas等人的新的恒星星族模型进行比较，我们确定了年龄、金属丰度和元素丰度比。并与Lick/IDS对银河系和M31球状星团的观测结果进行了比较。来自Lick/IDS观测的未发表的高阶巴耳末谱线（HgammaA，F和HdeltaA，F）见附录。我们最好的年龄估计表明，所观察到的集群样本的双峰颜色分布的NGC 3115是coeval在我们的观测误差（2-3 Gyr）。我们最好的校准年龄/金属丰度诊断图（Hbeta vs [MgFe]）显示绝对年龄为11-12 Gyr。我们确认我们准确的线强度测量，（V-I）的颜色是一个很好的金属丰度指标探测金属丰度范围内。NGC 3115中球状星团的丰度比给出了一幅不均匀的图像。我们发现一个范围从太阳到超级太阳的比率为蓝色和红色的集群。从我们精确的后退速度，我们检测到，独立于金属丰度，明确的旋转在球状星团的样本。为了解释NGC 3115中的金属丰度和丰度比模式，特别是富金属球状星团的丰度比范围，我们倾向于一个形成图片有两个以上的不同的形成插曲。（节录）
2002-09-07 astro-ph
Long Period Variables in Globular Clusters and the Galactic Bulge: Their Dependence on Metallicity
我们推导出发光长周期变星（LLPV）在球状星团和银河系核球Baade窗场中的出现频率。LLPV仅出现在[Fe/H]>/=-1.0的簇中。在这些星团中，它们相对于巨星数量的出现频率似乎与金属丰度无关。综合所有金属丰度，巴德窗口似乎是缺乏LLPV。我们估计[Fe/H]值Baade的窗口LLPVs从他们的周期和对数P与[Fe/H]的关系来自集群变量，发现LLPVs与[Fe/H]>/= 0.0是不存在的Baade的窗口。我们认为，这是因为增强质量损失率在这些LLPVs，因此缩短寿命相比，较低的金属度LLPVs。星系团LLPV的典型寿命约为3 × 10^5年。最后，我们提请注意需要对球状星团中的LLPV进行更全面的调查。
1998-05-15 astro-ph
The Old Halo metallicity gradient: the trace of a self-enrichment process
基于前一篇论文中提出的球状星团自富集模型，我们提出了一个解释整个银河系老晕中观测到的金属丰度梯度。我们的自富集模型是基于球状星团的祖先云保留第一代II型超新星的喷出物的能力。关键是，这种能力取决于周围原银河系介质施加在祖云上的压力，因此取决于云在原银河系中的位置。由于没有显着的（如果有的话）在整个晕的金属丰度梯度，我们也提出了一个审查赞成星系晕部分建立通过吸积和合并的卫星系统。其中一些带有自己的球状星团，因此“污染”了“原位”形成的球状星团系统，即在银河系的原始势阱中。因此，我们的自富集模型和观测数据之间的比较应该限于真正的银河系球状星团，即所谓的老晕群。
2000-09-29 astro-ph
Keck Spectroscopy of Globular Clusters around NGC 1399
本文报道了天炉座星系团中央cD星系NGC 1399周围球状星团的中等分辨率、高信噪比光谱。我们解决不同的问题，如元素丰度的球状星团与恒星星族在椭圆形，蓝色的水平分支的金属丰富的球状星团，宽带的颜色作为金属丰度示踪剂，可能高估的年龄金属丰度简并在球状星团，和暗物质在NGC 1399的晕。(...)球状星团的元素丰度覆盖了银河系和M31的整个观测范围，平均金属丰度约为[Fe/H]-0.8 dex。这意味着测光报告的两个主要的子群可能是通过与形成本星系群螺旋中的晕和盘状/隆起球状星团相同的过程形成的。两个球状星团（我们将其与一组非常红的球状星团联系在一起，约占整个系统的5%）明显突出，并显示出与在巨型椭圆星系中观察到的恒星星族一样高的金属丰度。此外，它们显示出令人惊讶的高Hbeta和Hgamma指数，这不能用现有模型的任何年龄/金属丰度组合来解释。然而，这些集群中的高Mg和Hbeta值可以解释为蓝色水平分支的存在。(...)
1997-10-10 astro-ph
CCD Photometry of the Globular Cluster Omega Centauri. I. Metallicity of RR Lyrae Stars from Caby Photometry
我们提出了新的测量的131 RR天琴座恒星的金属丰度的球状星团欧米茄半人马座，使用香港指数的Caby测光系统。HK方法在确定RR型Lyrics星的金属丰度方面比Delta-S和其他技术具有明显的优势，并且使我们能够获得迄今为止该星团中RR型Lyrics星最完整和均匀的金属丰度数据。对于与Butler等（1978）和Gratton等（1986）的Delta-S观测相同的RR型天琴座星，我们发现我们的金属丰度[Fe/H]（hk）系统地偏离它们的Delta-S金属丰度，而对于观测良好的外场RRab星，我们的[Fe/H]（hk）与以前的光谱测量结果一致。我们的结论是，这是由于与该集群的先前Delta-S观测相关的较大误差。由我们的新数据得到的Mv（RR）- [Fe/H]和周期位移- [Fe/H]关系与Lee（1991）预测的演化模型一致，证实了RR型天琴座星的光度不仅取决于金属丰度，还取决于演化状态。利用周期-振幅图，我们还识别出了高度演化的RRab星，其范围为-1.9 < [Fe/H] <-1.5，正如合成水平分支模型所预测的那样。
2000-01-07 astro-ph
Age and Metallicity Estimations in Old Stellar Populations from Stromgren Photometry
本文提出了一种新的方法，利用窄带（Strömgren）色的迭代主成分分析来确定老恒星星族（球状星团和椭圆星系）的年龄和金属丰度。我们的方法能够再现球状星团的[Fe/H]值为0.02 dex，CMD年龄为1.0 Gyrs。我们还提出了我们的技术的应用，以高质量，场椭圆和低质量，集群矮椭圆的样本的初步结果。我们证实了早期研究的结果，发现球状星团的金属丰度随着年龄的增长而增加，年龄和金属丰度随着星系质量而增加。然而，我们发现矮椭圆星系偏离椭圆序列，年龄和金属丰度之间几乎没有相关性。
2005-04-29 astro-ph
Metal Abundance Properties of M81 Globular Cluster System
本文是M81球状星团系列论文的第三篇。本文介绍了95个M81球状星团的空间分布和金属丰度特征，这些球状星团占M81球状星团的近一半。用KMM检验将这些球状星团划分为两个M81金属丰度群。我们的研究结果表明，富金属团簇没有表现出集中的空间分布在M31，和贫金属团簇往往是空间集中。换句话说，富金属团簇在M81中的分布与M31并不十分相似。大多数富金属团簇分布在投影半径为4-8 kpc。富金属团簇分布在20 kpc以内，贫金属团簇分布在~40 kpc半径。与我们的银河系和M31一样，M81球状星团金属量沿银河系中心半径的分布表明，在球状星团系统形成过程中发生了耗散，即光滑的压力支持的星系坍缩模型不可能产生本文所述的金属量径向分布。在M81球状星团中，球状星团光度与金属丰度之间没有明显的相关性。本文的压倒性的结论似乎是，一个更完整和彻底的集群搜索是需要在M81。
2007-08-30 astro-ph
Ages and Metallicities of Globular Clusters in NGC 4472
我们利用与巨椭圆星系NGC 4472有关的131个球状星团的共加光谱，计算了它们的年龄和金属丰度。基于对银河系球状星团的校准，我们发现NGC 4472中的球状星团的金属丰度范围约为-1.6 <= [Fe/H] <= 0 dex。有证据表明，在球状星团系统中存在着径向金属丰度梯度，这比在下面的星光中看到的要陡峭。球状星团的绝对年龄还不确定，但正式地说，球状星团中贫金属的年龄为14.5 +/- 4 Gyr，富金属的年龄为13.8 +/- 6 Gyr。蒙特卡罗模拟表明，这些数据中的球状星团人口是在95%的置信水平超过6 Gyr。我们发现，在不确定性，球状星团是古老的和同时代的，这意味着双峰看到的宽带颜色主要反映金属丰度，而不是年龄差异。
2000-07-06 astro-ph
Near-Infrared photometry and spectroscopy of NGC 6539 and UKS 1: two intermediate metallicity Bulge Globular Clusters
利用ESO/NTT的SofI成像仪和NIRSPEC摄谱仪，我们获得了中等金属丰度Bulge球状星团NGC6539和UKS1的J、K像和覆盖1.5 - 1.8微米范围的阶梯光栅光谱。我们发现[Fe/H]分别为-0.76和-0.78，平均α增强为+0.44 dex和+0.31 dex，与先前对富含金属的Bulge簇的测量一致，并有利于快速化学富集的情况。我们还测量了非常低的12 C/13 C = 4.5 +/-1同位素比值在两个集群，这表明额外的混合机制，由于冷底加工在沿红巨星分支的演化过程中。最后，我们分别测量了NGC6539和UKS1的精确径向速度=+31 +/-4Km/s和=+57 +/-6Km/s，以及约8Km/s和11Km/s的速度色散。<v_r><v_r>
2005-08-05 astro-ph
New Light on the Formation and Evolution of M31 and its Globular Cluster System
我们目前的光谱年龄，金属丰度，和[α/Fe]比的70个球状星团在M31中，来自Lick线指数测量。除了一个年龄较大（>10 Gyr）的球状星团的人口与广泛的金属丰度，从约-2.0德克斯太阳值，我们发现的证据，人口的中间年龄球状星团的年龄约5和8 Gyr和平均金属丰度约[Z/H]=-0.6。我们还确认了Beasley等人（2004）最近发现的年轻M31球状星团的存在，它们的年龄小于1 Gyr，金属丰度相对较高，约为-0.4 dex。M31球状星团系统具有明显的超太阳平均值[alpha/Fe]=0.14 \pm 0.04 dex。中龄和年轻的天体大致显示出太阳的丰度比。我们发现的年龄-[α/Fe]关系的意义上说，年轻的集群有较小的平均[α/Fe]比的证据。从比较的指标，主要是敏感的碳和/或氮的丰度，与SSP模型预测的氮增强的恒星星族，我们发现一个二分法，在年轻和年老的M31球状星团之间的氮增强。年龄大于5 Gyr的对象的指数是一致的，与他们的年轻同行相比，在氮增强的三个或更高的因素。利用Morrison et al.（2004）的运动学数据，我们发现具有晕运动学的球状星团子星群是古老的（>9 Gyr），具有双峰金属丰度分布和超太阳[alpha/Fe]。盘状球状星团的年龄范围更广，平均来说更富含金属，平均[α/Fe]比也稍小。（节略）
2005-01-25 astro-ph
Low Mass X-Ray Binaries in Globular Clusters: A New Metallicity Effect
银河系球状星团（GC）包含明亮的X射线源（L_x > 10^{36} erg/s），通常与低质量X射线双星（LMXB）有关，被发现比银河系和M31中的正常非X射线星团密度更大，金属更丰富。在GC中的LMXB是通过在高密度星团中的潮汐捕获和在低密度球状星团中的（2+1）相遇产生的框架内，随着金属丰度的增加，LMXB的发生率较高，这是{ \it内在的}，而不仅仅是其他效应的副产品。两种可能的机制进行检查：第一个假设的集群IMF金属丰度的依赖，最近发表在文献中。所观察到的LMBXs，更频繁地发生在富含金属的集群，同意NS的预测数量，只有当金属占所观察到的IMF斜率的变化的微小贡献。其他的替代方案，如观察到的IMF斜率的总变化是由于（a）金属丰度和（b）金属丰度和银河系中的位置的组合导致与数据的明显分歧。第二种机制假设，在固定的集群密度，潮汐捕获率取决于半径和捕获恒星的质量。根据标准的恒星模型，金属含量高的恒星具有更宽的半径和更大的质量，因此潮汐捕获率随着金属含量的增加而增加。从数量级的计算，这种新的影响本身可以解释之间的X射线集团的频率，我们观测确定的富金属和贫金属组的观察比率为4。然而，没有理由排除这两种机制都在发挥作用。
1994-07-26 astro-ph
Galactic Globular Cluster Metallicity Scale from the Ca II Triplet. I. Catalog
我们获得了52个银河系球状星团的色星等图中位于红巨星分支附近的976颗恒星在7250-9000埃范围内的2640个分辨率为~4埃的CCD光谱。从光谱中确定的每颗恒星的径向速度约为16公里/秒，与其他标准相结合，以评估定量的成员概率。红外钙三线态线的等效宽度的测量产生一个相对的金属丰度排名的精度相比，有利的其他技术。我们的系统和其他人之间的回归。我们的减少程序进行了详细讨论，并由此产生的目录导出的速度和等效宽度。从这些数据中得出的金属丰度将是未来论文的主题。
1997-07-04 astro-ph
Extragalactic Globular Clusters in the Near-Infrared II. The Globular Clusters Systems of NGC 3115 and NGC 4365
我们结合VLT/ISAAC仪器和档案HST/WFPC 2光学图像获得的近红外测光来确定两个早型星系NGC 3115和NGC 4365中球状星团的VIK星等和颜色。近红外光谱与光学光度法的结合为提高年龄-金属丰度简并度提供了一条途径。对于NGC 3115，球状星团的颜色揭示了两个主要的子群，与以前的研究一致。通过对NGC 3115球状星团的V-I、V-K色与SSP模型的比较，我们发现两个年龄大于10 Gyr的主要子星群的颜色差异主要是由于金属丰度的差异。我们发现Δ[Fe/H] = 1.0 +/- 0.3 dex，蓝、红球状星团子居群在3 Gyr内是同时存在的。与NGC 3115球状星团相比，NGC 4365中的球状星团系统具有更复杂的年龄和金属丰度结构。我们发现了一个显着的人口中间年龄非常富金属的球状星团随着老人口的富金属和贫金属的集群。具体来说，我们观察到一个大的人口球状星团与V-K和V-I颜色，所有目前的SSP模型给出的年龄和金属丰度的范围内~2-8 Gyr和~0.5-3 Z_太阳，分别。经过10 Gyr的被动演化后，NGC 4365中的中间年龄球状星团的颜色将与巨椭圆星系（如M87）中富含金属的球状星团一致。我们的研究结果为球状星团系统是一致的，与以前的年龄和金属丰度的研究弥漫银河光。除了NGC 3115和NGC 4365中的主要球状星团外，我们还报告了对极红色天体的探测。
2002-06-10 astro-ph
Near Infrared Photometry of Galactic Globular Clusters M56 and M15. Extending the Red Giant Branch vs. Metallicity Calibration Towards Metal Poor Systems
本文首次给出了银河系球状星团M15和M56的红外JKS波段测光结果。我们估算了研究较少的球状星团M56的红化（E（B-V）=0.18+/-0.08等）和距离模数（（m-M）_V=15.43+/-0.30等）。我们将我们的数据与文献中其他星系团的观测结果（共12个）相结合，将[Fe/H]与红巨星分支（RGB）的斜率关系扩展到贫金属星系团。我们的最佳拟合结果为[Fe/H]=-3.40（+/-0.22）-27.74（+/-2.35）x（RGB斜率），r.m.s.= 0.20.与其他现有校准相比，更广泛的金属丰度基线大大降低了不确定性。我们确认了先前获得的M_Ks=-5.5处的RGB颜色（J-Ks）_0（RGB）与[Fe/H]之间的关系的校准：[Fe/H]=-6.90（+/-0.99）+6.63（+/-1.05）x（J-Ks）_0（RGB），其中r.m.s.= 0.33.最后，使用新的RGB斜率校准，我们估计了超金属富集簇Liller 1的丰度[Fe/H]=+0.34+/-0.22。
2000-02-04 astro-ph
s/alpha/Fe Abundance Ratios in Halo Field Stars: Is there a Globular Cluster Connection?
我们试图在Pagel & Tautvaisiene（1995，1997）关于这些元素的半经验分析模型的框架内理解Jehin等人（1999）导出的轻度贫金属星的s-和r-过程元素与Ti/Fe的关系图。Jehin等人区分了两个Pop II亚群：IIa，α/Fe和s-元素/Fe一起增加，他们将其归因于纯SNII活动; IIb，α/Fe恒定，s/Fe范围较大，他们将其归因于母球状星团中的吸积阶段延长。然而，他们的样本主要由厚盘星组成，只有4个清晰的晕成员，其中两个是Nissen和Schuster（1997）定义的“异常”。只有剩下的两颗晕星（其中一颗在Nissen & Schuster的样本中）与我们模型预测的Y/Ti（或s/alpha）比值有显著差异。
1999-12-15 astro-ph
The red giant branches of Galactic globular clusters in the [(V-I)o,Mv] plane: metallicity indices and morphology
本研究的目的是对银河系球状星团（GGC）的红巨星分支（RGB）在V、I波段的形态变化进行深入的研究。为此，在分析过程中提出了两个关键点。(a)利用我们的银河系球状星团光度V，I数据库（迄今为止最大的均匀数据样本; Rosenberg et al. 1999），我们测量了一套完整的金属丰度指数，基于红巨星分支的形态和位置。特别是，我们在这里提供了（V-I，V）平面中S、DV_（1.1）和DV_（1.4）指数的第一次校准。我们表明，我们的指数是内部一致的，我们校准每个指数的金属丰度，无论是在Zinn & West（1984）和Carretta & Gratton（1997）的规模。我们对（V-I）o，g，DV_（1.2），（V-I）_（-3.0）和（V-I）_（-3.5）指数的新标定与已有的关系式是一致的。(b)使用选定的RGB基准点的网格，我们在{（V-I）o，Mi，[Fe/H]}空间中定义了一个函数，该函数能够根据单个参数（金属丰度）再现GGC巨分支的整个集合。作为第一个测试，我们表明，该功能是能够预测我们所观察到的指数与金属丰度的正确趋势。该函数的使用将改善当前对金属丰度和本星系群内距离的测定，因为它允许容易地将[（V-I）o，Mi]坐标映射到{[Fe/H]，Mi}坐标。为此目的，为目前使用的Lee等人（1990年）距离尺度和RR Lyr距离尺度上的最新结果生成"合成“RGB分布…
2000-01-14 astro-ph
The Relation between Near-Infrared Luminosity of RGB Bumps and Metallicity of Galactic Globular Clusters
利用2 MASS第二次增量释放点源星表的光度数据，我们构造了迄今为止已获得JK光度数据的银河系球状星团的KS与（J-Ks）色星等图（CMD）。在13个GGC的CMD上，我们确定了RGB凸块特征，并导出了其中11个凸块的Ks和绝对Ks亮度。再次证实了凸点绝对Ks星等与金属丰度[Fe/H] CG_（97）或[M/H]的关系，即凸点的光度随金属丰度[Fe/H] CG_（97）或[M/H]的减小而变亮。这一结果与Ferraro等人（1999）根据在光学区进行的47个GGC的观测（V vs.（B-V）CMD）获得的凸起的绝对V幅度与[M/H]之间关系的结果相似。我们的结果显示了与Ferraro等人（2000）发现的相同的趋势，即从8个GGC在相同的近红外波段的观测中得出的凸块绝对Ks大小与金属丰度[Fe/H] CG 97和[M/H]之间的关系（K vs.（J-K）CMD）。结合Ferraro等人（2000）的数据，我们推导出了凸点的金属相关发光度的稳健关系。
2002-03-26 astro-ph
Keck spectroscopy of globular clusters in the spiral galaxy NGC 2683
我们分析了与螺旋星系NGC 2683有关的24个候选球状星团（GC）的Keck光谱。我们确定了19个真正的GC的基础上，他们的衰退速度，其中15个是适合的恒星星族分析。年龄和金属含量测定显示，15个GC中有14个年龄较大。这些古老的GC表现出与银河系GC系统相似的年龄和金属丰度分布。发现NGC 2683中的一个GC的年龄约为3 Gyr。这个位于中心的GC的年龄，金属丰度和α元素丰度与银河系中心本身的值非常相似，为NGC 2683最近的恒星形成事件提供了进一步的证据。
2007-11-07 astro-ph
Modeling age and metallicity in globular clusters: a comparison of theoretical giant branch isochrones
考虑到红巨星在星系团和星系中老恒星星族演化合成计算中对积分光的重要贡献，我们分别比较了Padova、Geneva和Yale演化轨道计算的理论等时线。利用Lejeune等人（1999）最新版本的理论恒星光谱的颜色校准库，将等时线以统一的方式转换为观测的色星等图（M（T1），C-T1）和（M（I），V-I），并与观测到的跨越大范围金属丰度的典型球状星团的巨型分支进行比较。我们发现，红巨星分支的三个不同的等时线具有显著不同的斜率和曲率，一般情况下，当金属丰度小于[M/H]-1时，差异更大。在整个金属丰度范围内（~ -2<[M/H]<0），耶鲁等时线是唯一一个显示出与观测到的巨分支和由RGB颜色得出的相关金属丰度标度非常匹配的等时线，而帕多瓦等时线在低金属丰度方面表现出显著的差异。这些差异对单个恒星星族的综合模型颜色的影响，特别是年龄和金属丰度的测定，简要讨论。
1999-05-26 astro-ph
The Giant Branches of Open and Globular Clusters in the Infrared as Metallicity Indicators: A Comparison with Theory
我们将Kuchinski等人[AJ，109，1131（1995）]导出的巨支斜率-[Fe/H]关系应用于一个疏散星团的例子。我们发现K与（J-K）色星等图中的巨分支斜率与[Fe/H]相关，对于富含金属的球状星团也是如此，但是疏散星团的数据在[Fe/H]不变的情况下被系统地转移到巨分支斜率较小的负值。我们使用等时线模型来研究这种关系的理论基础，并发现，对于一个给定的值的[Fe/H]，关系的斜率保持不变，随着人口年龄的降低，但关系转移到较小的负值的巨枝斜率随着年龄的降低。这两个理论预测都与数据中发现的趋势一致。最后，我们导出了3个星族的巨分支斜率-[Fe/H]关系的新系数，它们分别是富金属球状星团、球型星和疏散星团.
1997-05-14 astro-ph
The `Second Parameter': A Memory from the Globular Cluster Formation Epoch
本文研究了大样本球状星团水平支上恒星的分布、水平支的形态以及其他性质之间的关系。我们加强以前的结果，HB形态和金属丰度之间存在一般的相关性。与其他属性的相关性，例如，中心密度和核心半径，只存在于金属量范围很窄的GC。我们推测，缺乏相关性与本属性的GC（除了金属），是因为HB形态的GC之间具有相似的金属量的变化是由一个过程，或过程，其效果是在GC的形成时间确定的。这一过程（或多个过程）历来被称为“第二参数”，金属丰度是“第一参数”。然后，我们认为，“行星第二参数”模型，其中存在的行星，并在较小程度上棕矮星和低质量的主序星是“第二参数”，符合这一猜想。
2000-09-06 astro-ph
Chronology of the halo globular cluster system formation
利用最新的恒星模型和等时线，我们确定了25个星系晕星团的年龄。根据金属丰度的不同，这些团簇可分为四组。我们测量每个组中一个参考聚类的绝对年龄，然后找到其他聚类相对于这个聚类的相对年龄。这种组合产生最可靠的结果。我们发现，最古老的星系团平均年龄为11.8+-0.9 Gyr或12.3+-0.3 Gyr，这取决于我们是否包括Arp 2和Rup 106。所有星团的平均年龄约为10.5 Gyr。所有集群的共同年龄和金属丰度和年龄之间的关系的问题得到解决。较低的金属丰度的群体似乎是同时代的，但我们的研究结果表明，在全球范围内的样本有一个年龄分布没有一个简单的年龄金属丰度的关系。
1997-04-24 astro-ph
Metallicity calibration of theoretical stellar SEDs using UBVRIJHKL photometry of globular clusters
虽然恒星SED模型在不断改进，并且似乎显示出与测量光谱相似的差异趋势，但它们的绝对性质（例如，不同波长区域中的绝对通量）仍然可以与测量的通量显著不同。因此，有必要对理论光谱进行“颜色校准”，以获得真实的基于模型的恒星光谱，然后可以用于许多目的，例如人口合成模型。为了校准一个混合库（包括Kurucz，Allard和Hauschild，和Scholz模型）的理论SED，UBVRIJHKLM光度数据的太阳邻居星收集的文献，和太阳金属丰度模型进行了校准使用的算法Cuisinier等。然后，通过整个模型网格传播校正，产生“半经验”模型（可在巴塞尔大学的ftp上获得）。为了扩展校准到非太阳丰度，我们收集了UBVRIJHKL光度数据从著名的银河系球状星团，涵盖了广泛的金属丰度。我们将提出第一个结果，使用金属校准库计算等时线的金属贫集群。特别地，所观察到的RGB的斜率和/或曲率似乎首次以系统正确的方式可再现。
1999-06-03 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
The Metallicity of Pre-Galactic Globular Clusters: Observational consequences of the first stars
我们探讨的情况下，贫金属球状星团（GC）的丰富的第一个超新星在宇宙中。如果10^7 Msun暗晕中的第一批恒星质量非常大（>180 Msun），那么来自单个大质量恒星的一对不稳定超新星可以产生足够的铁，将10^6 Msun的原始气体浓缩为[Fe/H] ~-2。在这种情况下，一颗大质量恒星作为晕GC的种子，GC星的精确丰度分析将允许直接测量星族III的初始质量。利用质量范围为140-260 Msun的零金属量恒星的最新理论产额，我们发现从~230 Msun恒星中排出的金属与GC星中观测到的[Si/Fe]和[Ca/Fe]一致。然而，在这个质量范围内，没有一颗恒星可以同时解释所有的晕GC重元素丰度比，如[V/Fe]，[Ti/Fe]和[Ni/Fe]。这就要求第三星族恒星的祖先有一个组合质量。这种情况下的各种观测结果进行了讨论。
2003-09-06 astro-ph
The Metallicity Dependence of the Stellar Luminosity and Initial Mass Functions: HST Observations of Open and Globular Clusters
Using HST and the WFPC2 we have acquired very deep V- and I-band photometry of stars in NGC 2420 and NGC 2477 to study cluster luminosity functions at approximately solar metallicity. We have determined these cluster luminosity functions down to $M_I$ = 10.5 (0.2 M $_{\odot}$ ) and find that the luminosity function of NGC 2420 turns over at $M_I$ $\approx$ 9.0, and possibly stops altogether by $M_I$ $\approx$ 9.5. The luminosity function of NGC 2477 may flatten at $M_I$ $\geq$ 9.5. We compare our open cluster luminosity functions to the solar neighborhood field star luminosity function of Krou…
1996-05-02 astro-ph
The Elliptical Galaxy formerly known as the Local Group: Merging the Globular Cluster Systems
在一个新的M31球状星团星表的支持下，我们收集了本星系群中球状星团的单个金属丰度值。虽然我们简要地描述了个别本群星系的球状星团系统，我们的主要目的是检查集体性质。通过这种方式，我们模拟了本星系群的无耗散合并，可能是一个椭圆星系。这样的合并主要是由银河系和M31，这似乎是相当典型的例子球状星团系统的螺旋星系。本星系群“椭圆”大约有700 +/- 125个球状星团，光度函数类似于“普适”函数。金属丰度分布在[Fe/H] ~ -1.55和-0.64处具有峰值，贫金属与富金属之比为2.5：1。本星系群椭圆星系的比频率最初约为1，但当年轻的恒星星族逐渐消失，星系看起来像一个老椭圆星系时，它的比频率会上升到3。其金属丰度分布和恒星星族校正比频率与已知的早型星系相似。根据我们的结果，我们对星系中球状星团系统的起源作了简要的推测。
2000-01-27 astro-ph
CCD Photometry of Galactic Globular Clusters. IV. The NGC 1851 RR Lyraes
利用1993- 1994年期间在B、V和I波段的CCD测光研究了银河系球状星团NGC 1851（C 0512 -400）的变星星族。给出了29个变量的光变曲线，其中7个是新发现的。在周期-温度图中，RR型天琴座的行为与包含NGC 1851金属丰度的星团相比显得正常。重新评估了发红和金属性，没有令人信服的证据表明与可接受的值相比发生了变化。对于半径为80和260弧秒的环内恒星，光度测量结果与早期广泛的光度测量结果一致，在所有颜色下都优于0.02等，至少V = 18.5。几个集群的不稳定带边界的位置显示了一种趋势，红色的边界移动到红色的金属丰度增加。
1998-04-30 astro-ph
