Deep ACS Imaging of the Halo of NGC 5128: Reaching the Horizontal Branch
利用美国宇航局先进巡天照相机（ACS）的HST宽视场照相机，我们获得了NGC 5128外晕场的深（V，I）测光，其极限星等为I~29。我们的测光首次直接揭示了巨大E/S 0星系中核心燃烧氦的恒星星族（"红团“或水平分支）。色星等图显示了一个非常宽的红巨星分支（RGB），一个渐近巨星分支（AGB）凸点和红色团块;没有明显的蓝色HB星的人口存在，证实了以前的建议，即旧的，非常贫金属的人口在这个星系的晕中并不普遍。从上面的RGB，我们得到的金属丰度分布，我们发现这是非常广泛的和适度的金属丰富，平均[M/H]=-0.64和0.49 dex的色散。这颗恒星与之前在HST观测到的其他晕区中发现的几乎相同，但由于这些非常红的恒星的V带不完整性，在之前的调查中部分错过了增强的富含金属的人口。结合RGB星的金属丰度敏感色、AGB凸点和红团的金属丰度和年龄敏感特征，我们推断晕星的平均年龄为8^{+3}-3.5} Gy。作为我们研究的一部分，我们提出了ACS F606 W和F814 W滤波器的标准V和I波段的经验校准，实现了从ESO拉西拉天文台的新技术望远镜的EMMI相机的同一领域的地面观测。
2005-05-31 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 Accurate Age Determination for the SMC Star Cluster NGC121 with HST/ACS
作为致力于研究小麦哲伦星云中星团和场中的旧恒星星族的系列论文的第一篇，我们提出了用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机在F555 W和F814 W滤波器中对NGC 121的深度观测。由此产生的颜色星等图达到主序关闭以下约3.5等，比以前的任何数据都要深。我们采用绝对和相对年龄法对NGC 121进行了年龄测定。将ACS测光系统中的等时线与NGC 121观测到的山脊线拟合，得出年龄为11.8 +- 0.5 Gyr（Teramo），11.2 +- 0.5 Gyr（Padova）和10.5 +- 0.5 Gyr（Dartmouth）。星系团脊线最接近阿尔法增强达特茅斯等时线。将我们的相对年龄放在绝对年龄尺度上，我们发现年龄分别为10.9 +- 0.5 Gyr（从主序关闭和水平分支之间的震级差异）和11.5 +- 0.5 Gyr（从水平分支的绝对震级）。这五个不同的年龄测定都低于2 - 3 Gyr的年龄最古老的银河系球状星团可比的金属丰度。因此，我们证实了早期的发现，最古老的球状星团在小麦哲伦云，NGC 121，是几个陀螺年轻比它最古老的同行在银河系和其他附近的矮星系，如大麦云，天炉座，人马座。如果它被吸积到银河系的晕中，NGC 121将类似于“年轻的晕球状星团”，尽管它没有与人马座矮星相关的最年轻的球状星团年轻。NGC 121的年轻年龄可能是由于小麦哲伦星云中团簇形成的延迟，或者是由于最初少数…
2008-01-07 astro-ph
Colour transformations for isochrones in the VI-plane
可靠的温度-颜色转换是等时线与观测到的球状星团颜色-星等图进行比较的必要因素。我们表明，理论和经验公布的转换（V-I）在很大程度上表现出显着的差异。基于这些比较，我们认为，特别是改造的矮人和巨人是首选。然后，我们表明，我们所选择的组合的转换结果在适合的V-（V-I）-CMD的质量，这是我们早期的V-（B-V）等时线的范围广泛的集群金属丰度。团簇参数，如红化，与（B-V）中导出的参数一致。因此，至少在与我们自己的等时线拟合的情况下--基于我们自己的水平支模型提供的特定距离尺度，以及基于混合长度理论对对流的处理，其中l/H_p是在我们的太阳模型上校准的--所选择的变换似乎导致自洽的（V-I）等时线。我们的等时线现在经过了很好的测试，并且对于B，V和I光度数据是自洽的。
1999-04-19 astro-ph
ACS photometry of extended, luminous globular clusters in the outskirts of M31
最近在M31的外围发现了一个新的扩展的发光球状星团。这些天体具有典型的球状星团的光度，但半光半径要大得多。我们报告的第一个结果，从深ACS成像的四个这样的集群，其中之一是一个新发现的例子躺在一个投影距离约60千秒差距的M31。我们的F606 W、F814 W色星等图在水平分支水平以下延伸了3个星等，并首次清楚地表明，所有四个星团都是由年龄>10 Gyr的贫金属恒星星族组成的。未观察到多个人群的证据。通过与银河系球状星团基准点的比较，我们估计金属丰度范围为-2.2 < [Fe/H] <-1.8。所观察到的水平分支形态显示了集群之间的第二个参数的效果。初步的径向光度分布表明，该星团的积分星等范围为-6.6 < M_V <-7.7，接近于球状星团光度函数的中值。我们的研究结果证实，这四个对象是真正的老，金属贫球状星团，虽然与本星系群或超越任何其他球状星团观察到的组合结构和光度不同。
2006-11-08 astro-ph
ACS photometry of the globular cluster B514
本文介绍了最近发现的M31星系中最外层球状星团球状星团B514的深F606 W、F814 W ACS测光结果。这个星团看起来相当大，成员星被明确地识别出来，距离中心约200 pc。彩色星等图显示了一个陡峭的红巨星分支（RGB）和一个向不稳定带蓝色方向延伸的水平分支（HB），表明B514是一个典型的古老的贫金属球状星团。RGB轨迹和RGB凸点的位置都与金属丰度[Fe/H] ~-1.8一致，与光谱估计非常一致。综合绝对V星等（M_V< -9.1）的初步估计表明，B514是M31中最亮的球状星团之一。
2006-09-15 astro-ph
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. I. Overview and Clusters Without Previous HST Photometry
我们提出的第一个大ACS银河系球状星团调查的结果。这个哈勃空间望远镜（HST）金库项目的目的是使用高级巡天照相机（ACS）宽视场通道，在球状星团样本中获得信噪比> ~10质量> ~ 0.2 Msun的主序星的测光。在这里，我们专注于集群没有以前的HST成像数据。其中包括NGC 5466、6779、5053、6144、Palomar 2、E 3、Lynga 7、Palomar 1和NGC 6366。我们的CMD可靠地从水平分支延伸到比主序列关闭更微弱的七个星等，并代表了迄今为止这些集群公布的最深CMD。使用基准序列的三个标准集群（M92，NGC 6752，和47 Tuc）与众所周知的金属丰度和距离，我们进行主序列拟合的目标集群，以获得其距离和红化的估计。这些比较以及拟合的集群主序列的理论等时线产生的目标集群的年龄。我们发现，大多数集群的年龄是一致的标准集群在其金属丰度。例外的是E3，它比47 Tuc年轻约2 Gyr，而E31可能比47 Tuc年轻8 Gyr。
2006-12-20 astro-ph
The Dartmouth Stellar Evolution Database
对恒星星族的光度和光谱观测的深度和质量的不断扩大，增加了对年龄组成参数空间区域理论模型的需求，这些区域目前基本上未被探索。恒星演化模型需要采用最先进的物理学和涵盖广泛的组成，以提取最多的信息，从目前的观测分辨和未分辨的恒星星族。达特茅斯恒星演化数据库是一个收集恒星演化轨迹和等时线的数据库，其范围为[Fe/H]从-2.5到+0.5，[alpha/Fe]从-0.2到+0.8（对于[Fe/H] <=0）或+0.2（对于[Fe/H] >0），初始He质量分数从Y=0.245到0.40。恒星演化轨道的计算质量在0.1和4 Msun之间，允许生成年龄为2.5亿年的等时线。对于质量范围内的核心He闪光发生，单独的He燃烧轨迹计算从零年龄水平分支。轨迹和等时线已被转换到各种测光系统中的观测平面，包括标准UBV（RI）c、Stromgren uvby、SDSS ugriz、2 MASS JHK以及HST ACS-WFC和WFPC 2。达特茅斯恒星演化数据库可以通过网站http://stellar.dartmouth.edu/~models/访问，在那里可以下载所有的轨道，等时线和其他文件。
2008-04-28 astro-ph
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters: M54 and Young Populations in the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了新的哈勃太空望远镜测光的大质量球状星团M54（NGC 6715）和重叠的核心潮汐破坏人马座（Sgr）dSph星系的一部分，ACS调查银河系球状星团。我们的深（F606 W ~26.5），高精度测光产生了前所未有的详细的颜色星等图，显示了扩展的蓝色水平分支和M54+Sgr系统的多个主序列。用等时线和主层序拟合修正了M54的距离和红化，修正后的结果为（m-M）_0=17.27，E（B-V）=0.15。初步评估发现，M54+Sgr区域主要由Sgr和球状星团的旧贫金属族群所控制。多个转折点表明至少存在两个中等年龄的恒星形成时期，年龄为4和6 Gyr，[Fe/H]=-0.4到-0.6。我们还清楚地表明，第一次，一个突出的，2.3 Gyr老Sgr人口近太阳丰度。还显示了一个更年轻（0.1-0.8 Gyr）、更富含金属（[Fe/H] \sim 0.6）的恒星的踪迹。Sgr的年龄-金属丰度关系与闭箱模型和多个（4-5）恒星形成爆发在整个卫星的生命周期，包括时间以来Sgr开始破坏是一致的。
2007-07-31 astro-ph
The age of the oldest globular clusters
三个最古老的星团-- M15、M68和M92 --的年龄已经被重新确定。我们使用最新的EOS和不透明度数据计算等时线和零年龄水平分支，并采用关闭和水平分支之间的亮度差来确定集群的年龄。我们对这三个星团的最佳年龄大约是13 Gyr，甚至更小的年龄是可能的。我们的研究结果有助于调和星系团年龄与最近的结果确定的宇宙年龄从哈勃常数。
1996-03-18 astro-ph
A large stellar evolution database for population synthesis studies. II. Stellar models and isochrones for an alpha-enhanced metal distribution
[摘要]我们提出了一个大的，新的一套恒星演化模型和等时线的α增强的金属分布典型的星系晕和凸起的明星，它代表了我们的恒星模型库的均匀扩展已经在Pietrinferni等人的分布。（2004年）。α-元素增强的影响已被适当地考虑到在核网络，不透明度，状态方程，并首次，测辐射热校正，和颜色转换。这使我们能够避免不一致的使用-常见的所有阿尔法增强模型库目前可用的-缩放太阳辐射热校正和颜色转换的阿尔法增强模型和等时线。我们展示了如何获得的恒星光谱的U，B部分T_{eff} <= 6500 K的星等的热辐射校正，显着影响的金属混合物，特别是在较高的金属丰度。我们还提供了一套完整的低质量，氦燃烧恒星结构的演化模型，覆盖整个金属丰度范围，使合成水平分支模拟。我们比较我们的数据库与几个广泛使用的恒星模型库从不同的作者，以及与各种观测到的色星等和色-色图（约翰逊-费因斯BVI和近红外星等，斯特劳格伦颜色）的银河系场星和球状星团。我们还测试我们的等时线比较综合光学颜色和表面亮度波动幅度与选定的球状星团数据。我们发现一个普遍令人满意的协议的经验约束。
2006-03-27 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
The Nature and Origin of Substructure in the Outskirts of M31. I. Surveying the Stellar Content with HST/ACS
我们提出了最大的和最详细的调查，迄今为止的恒星星族在郊区的M31的基础上分析的14个深HST/ACS点跨越范围11.5-45.0千秒差距。我们在这些领域进行了定量比较，并确定了几个引人注目的趋势，解决恒星星族。颜色星等图（CMD），达到约3级以下的红色团块，可以分为两个主要类别的基础上，他们的形态。“流状”场，因其与巨大恒星流的CMD相似而得名，其特征是一个红色的团块，在较暗的星等处向蓝倾斜，还有一个延伸的水平分支。另一方面，“盘状”领域表现出显着的亮度宽度，缺乏明显的水平分支，并显示最近的恒星形成（约0.25 - 2.0 Gyr前）的证据更圆的红色团块。我们比较了空间和视线分布的流状场与最近模拟的巨流祖轨道，并找到一个很好的协议。这些在M31表面发现的区域证明了这一事件造成的高度污染。M31的扩展盘结构中存在着类星体物质，并在44 kpc（预计）的范围内被探测到;这些区域中均匀的星群，包括年轻星群的普遍存在，以及其他地方报道的强烈旋转，与这种结构是通过加热和破坏现有薄盘而形成的情景最为一致，这可能是由于巨大的流祖星的影响。我们的比较分析揭示了新的可能组成的两个超深点以前提出的纯外盘和纯晕在文献中。
2008-03-18 astro-ph
The intermediate-age globular cluster NGC 1783 in the Large Magellanic Cloud
利用哈勃空间望远镜ACS对大麦云星云中的中等年龄球状星团NGC 1783进行了深测光。通过使用该光度数据集，我们已经确定了集群的椭圆度（$ε$ =0.14 $\pm$ 0.03）和径向密度分布。用扩展核（r_c= 24.5“）和低浓度（c=1.16）的标准King模型很好地再现了这一分布，表明团簇没有经历核的坍缩。我们还推导出集群的年龄，通过使用比萨进化图书馆（PEL）等时线，有三个不同的超调量（即，$Λ_{os}$ =0.0，0.10和0.25）。通过比较观测到的色星等图（CMD）和主序星（MS）的光度函数（LF）与理论上的等时线和LF，我们发现，只有包含一定过冲（$Λ_{os}$ =0.10-0.25）的模型才能再现观测值。利用He团平均水平与SGB平坦区之间的幅度差$δV_{SGB}^{He-Cl}=0.90$，我们得出年龄$τ$ =1.4 $\pm$ 0.2 Gyr。
2007-07-31 astro-ph
Color--Magnitude Diagrams and Luminosity Functions down to the Hydrogen Burning Limit. III. A Preliminary HST Study of NGC6791
利用HST ACS/WFC图像，我们得到了老的、富金属的疏散星团NGC 6791的色-星等图，它在V中接近29等，这是氢燃烧极限的附近。与等时线的比较导致了对距离模数、红化和星团年龄的讨论。通过对场星进行统计校正，我们得到了初步的光度函数和一个非常试探性的质量函数。白矮星序列清晰地显示出来，并在另一篇论文中讨论过。
2005-04-28 astro-ph
Heavy element diffusion and globular cluster ages
本文讨论了低质量，贫金属的恒星，提出了新的进化计算，考虑到向内扩散的He和重元素在H燃烧阶段。将研究扩展到He燃烧模型，讨论了起源于具有有效元素扩散的祖先的零年龄水平分支（ZAHB）模型的光度。我们发现重元素的扩散在模型的演化路径中起着不可忽视的作用。人们发现，元素扩散有一个敏感的影响，对演化模型，一个不太显着的影响等时线关闭，最后，一个相当边缘的影响，在亮度之间的差异ZAHB和等时线关闭（TO）。这些结果的后果，对目前的评价球状星团年龄的可能来源的错误进行了讨论。
1997-05-06 astro-ph
HST NICMOS Photometry of the reddened bulge globular clusters NGC 6528, Terzan 5, Liller 1, UKS 1 and Terzan 4
本文介绍了NICMOS哈勃空间望远镜对变红的隆起球状星团NGC 6528、Terzan 5、Liller 1、UKS 1和Terzan 4的观测结果，这些观测结果是通过滤波器F110 W和F160 W（几乎相当于J和H）获得的。第一次到达Liller 1的断陷区和Terzan 5和Terzan 4的主层序，以及UKS1的水平分支。断开和红色水平分支$Δm_{110}=m_{110}^{HB}- m_{110}^{TO}$之间的幅度差用作年龄指示符。通过与NICMOS测光系统中新的等时线的比较，我们得出结论：两个富金属星系团NGC 6528和Terzan 5在不确定度（$\sim 20%$）为47 Tuccent的范围内是共演化的。Liller 1和UKS 1被确认为富金属球状星团。Terzan 4被证实是一个有趣的例子，在一个蓝色的水平分支的凸起的金属贫乏的集群。
2001-07-24 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
Age Constraints for an M31 Globular Cluster from Main Sequence Photometry
本文给出了用哈勃空间望远镜高级巡天照相机拍摄的仙女座星系（M31）中球状星团SKHB-312的色星等图。该星团被包括在测量M31晕的恒星形成历史的深度观测中。克服了一个非常拥挤的领域，我们的SKHB-312测光达到V ~ 30.5等，超过1等以下的主序列关闭。这是第一次观测到可以从老的M31星团中的岔道直接估计年龄。我们分析它的CMD和光度函数，使用一个细间隔的网格的等时线，已被校准使用相同的相机和过滤器采取的银河系星团的观测。SKHB-312的次巨星分支和水平分支之间的光度差比银河系星团47 Tuc和NGC 5927小约0.2等，这意味着SKHB-312年轻2-3 Gyr。与等时线的定量比较得出年龄为10 + 2.5/-1 Gyr。
2004-08-18 astro-ph
HB Morphology and Age Indicators for Metal-Poor Stellar Systems with Age in the Range of 1 to 20 Gyr
Y（MS）=0.23和两个Z值的等时线计算和水平分支（HB）模型（0.0001，0.0004），得到了年龄t（单位：Gyrs）在1< t <20范围内的贫金属团簇的年龄指标和HB形态的约束条件（3.83）的零年龄水平支（ZAHB）的年龄取决于年龄，主序关闭（TO）和ZAHB之间的视星等差异可以用年龄和金属丰度来校正。合成HB计算的结果表明，在固定的金属丰度的RR天琴座的平均光度取决于HB形态，以及纯红色的水平分支的平均光度取决于红巨星阶段的年龄和质量损失量。当根据观测到的主层序TO和实际水平分支（而不是ZAHB）之间的震级差来推导星系团年龄时，应适当考虑这些特征。此外，它表明，所观察到的HB形态为我们提供了一个简单的估计的上限的集群年龄。一些有用的限制集群金属丰度也可以推导出来。
1994-07-20 astro-ph
A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808
HST/ACS的精确测光显示，球状星团NGC 2808的主序星分裂成三个独立的分支。这三个MS分支可能与集群的水平分支及其丰度分布的复杂性有关。我们属性的MS分支连续几轮的恒星形成，不同的氦丰度，我们讨论了可能的来源氦富集。其他一些巨大的球状星团似乎也有复杂的种群;我们将它们与NGC 2808进行了比较。
2007-03-29 astro-ph
The Century Survey Galactic Halo Project I: Stellar Spectral Analysis
世纪巡天星系晕计划是一个光度和光谱巡天，我们从中选择相对蓝色的恒星（V-R<0.30等）作为银河系晕的探测器。巡天带横跨银河纬度35<b<88度的范围，使我们能够研究恒星种群的性质及其作为银河纬度函数的系统运动。我们的主要目标之一是使用蓝色水平分支恒星来追踪晕中的潜在恒星流，并测试银河系形成的分层模型。在本文中，我们讨论了光谱学和多通带测光的764颗蓝色恒星的样本在世纪巡天。我们的样本主要由A型和F型恒星组成。我们描述了我们的技术，用于确定径向速度，有效温度，金属丰度和表面重力。基于这些测量，我们通过与一组校准的等时线进行比较来获得距离估计。我们特别注意蓝色水平分支星的分类，并比较Kinman等人的技术应用所获得的结果，Wilhelm等人，和Clewley等人，我们确定了55个蓝色水平分支恒星。我们的大样本恒星还发现了一些不寻常的物体，包括三颗碳增强型恒星，一颗位于银河系平面上方0.8千秒差距的晚期B型恒星，以及一颗DZ白矮星。
2003-05-21 astro-ph
The globular cluster NGC 1978 in the Large Magellanic Cloud
我们利用哈勃空间望远镜ACS的深高分辨率观测对大麦云星云中的NGC 1978星团进行了成像。这个高质量的光度数据集使我们能够确认这个恒星系统的高椭圆率（~0.30+-0.02）。由此导出的彩色星等图允许对主要的进化序列进行详细的研究：特别是我们已经检测到沿着红巨星分支的所谓的碰撞（在V_{555} =19.10+-0.10）。这是首次在中年人群中发现这一特征。此外，形态的演变序列和它们的人口比例进行了比较与不同的理论模型（即BaSTI，PEL和帕多瓦）的期望，以量化对流超调的影响。最好的协议（无论是在形态和星级计数）已被发现的PEL（比萨进化图书馆）等时线与Z=0.008（一致的最新测定的集群金属丰度，[M/H]=-0.37 dex）和一个温和的过冲效率（Lambda_{os} =0.1）。通过采用这一理论组，得到了1.9+-0.1 Gyr的年龄。
2007-01-23 astro-ph
The Oldest Stars of the Extremely Metal-Poor Local Group Dwarf Irregular Galaxy Leo A
我们提出了深哈勃太空望远镜单星测光的狮子座A在B，V和I。我们的新视野与Tolstoy等人（1998）观察到的中心位置的视野有偏移，以暴露该星系的晕群。我们报告了贫金属红色水平分支恒星的检测，这表明狮子座A不是一个年轻的星系。事实上，狮子座A的年龄至少和贫金属的银河系球状星团一样大，它们有红色的水平分支，被认为最小年龄约为9 Gyr。我们讨论了狮子座A的距离，并进行了广泛的比较与恒星等时线的数据。对于24.5的距离模数，数据的完整性优于50%，直到绝对值为2或更大。我们可以很容易地识别出金属丰度在0.0001到0.0004之间，年龄在5到10 Gyr之间的恒星，在它们的后主序星相，但缺乏对主序星的检测，这将提供明确的证据古代（>10 Gyr）恒星的世代。蓝色的水平分支恒星在探测极限以上，但很难与颜色和星等相似的年轻恒星区分开来。合成颜色星等图显示，狮子座A光环中的蓝色水平分支是可能的。这些模型还表明，在我们的指向中，约50%的总天体质量归因于一个古老的（>10 Gyr）恒星星族。我们得出结论，狮子座A至少在9 Gyr前开始形成恒星。狮子座A在其电离的星际介质中氧丰度极低，只有太阳的3%。在这个非常缺氧的星系中存在着古老的恒星，这说明低氧丰度并不排除早期恒星形成的历史。
2002-05-03 astro-ph
Ages of globular clusters: a new approach
用一种新的方法分析了球状星团M22、M5、M68、M107、M72、M92、M3和47 Tuc的水平支形态与红巨星支顶端附近恒星分布的关系。这种新的方法允许确定的集群年龄，以更高的精度比传统的等时线拟合。结合我们的新的高质量的光度数据的RGB和HB星在这些集群中的前五个使用的方法，我们讨论了HB上的颜色的传播的起源和它的关系的“第二参数”的问题。在我们的样本中，发现最古老的集群具有相对较低的年龄（$13.5 \pm 2$ Gyr）。一个1 $σ$的不确定性，在每个参数的质量和氦含量相结合的影响，氦扩散给出了一个下限的年龄最古老的集群的9.7 Gyr。
1996-02-28 astro-ph
Detection of new variable stars in the SMC cluster NGC 121
通过对HST WFPC 2存档和ACS专有的星团图像应用图像减影技术（ISIS，Alard 2000）和Welch & Stetson（1993）探测方法，在小麦哲伦星云NGC 121中识别出了新的候选变星。新的候选变星位于星团的主序星到红巨星分支之间。其中27颗落在星团水平支上，很可能是天琴座RR型星。它们包括Walker & Mack（1988）已经讨论过的几颗天琴座RR型恒星。我们还在NGC121的中心区域发现了20个矮造父变星候选者。我们的研究结果证实了NGC121的“真正”球状星团的性质，这个星团处于银河系球状星团年龄范围的年轻端。
2008-01-18 astro-ph
On the anomalous red giant branch of the globular cluster Omega Cen
我们提出了三种不同的光学和近红外（NIR）数据集的银河系球状星团欧米茄Cen的恒星等时线和零年龄水平分支的观测和均匀集之间的比较提供了两个合理的拟合。这两个结果都表明，所谓的异常分支具有金属中间体的化学成分（-1.1 < [Fe/H] < -0.8），并且位于半人马座欧米茄恒星之外约500 pc。这些发现主要是由亚巨星分支的形状在四个不同的颜色星等图（CMD）的支持。最合理的拟合需要一个更高的红化，E（B-V）=0.155 vs. 0.12，这表明在经验和理论的不确定性范围内，异常分支与大部分欧米茄恒星星族是同时代的。这一结果得到了一个可能与异常分支有关的微弱水平分支恒星样本的鉴定。间接的经验证据似乎表明，这个分支中的恒星形成了一个位于星团之外的恒星团。
2005-02-28 astro-ph
A new, cleaner colour-magnitude diagram for the metal-rich globular cluster NGC 6528 - Velocity dispersion in the Bulge, age and proper motion of NGC 6528
利用两个时期的HST/WFPC 2图像的富金属球状星团NGC 6528，我们得到的自行的恒星，并使用它们来分离的恒星属于NGC 6528从银河系的隆起。由此产生的星团颜色星等图中的恒星序列比以前公布的数据更好地确定。通过比较色星等图与Zoccali等人（2001）的NGC 6553的基准线，我们得出结论，这两个球状星团具有相同的年龄。此外，使用α增强的恒星等时线，发现NGC 6528的年龄为11+-2 Gyr。等时线的拟合还表明该星团距离我们7.2kpc。由观测到的速度，我们得到了星系团的自行和星系核内的速度色散，发现NGC 6528相对于星系核的自行为mu_l=0.006/100，mu_b=0.044/100。使用14<V_555<19的恒星（即红巨星分支和水平分支），我们发现银河系核球的sigma_l= 0.33+-0.03和sigma_{b} = 0.25+-0.02角秒/世纪。这使得sigma_l/sigma_b=1.32+-0.16，与之前对银河系核球中K巨星自行的研究以及核球恒星运动学模型的预测一致。
2002-01-22 astro-ph
Photometry of Magellanic Cloud clusters with the Advanced Camera for Surveys - II. The unique LMC cluster ESO 121-SC03
本文介绍了用HST/ACS对大麦哲伦星系团ESO 121-SC 03的测光测量结果。我们得到的CMD达到3个星等以下的主序列关闭，代表最深的观察这个集群的日期。我们也提出了类似的光度计从ACS成像的吸积人马座dSph星系团。12，在这项工作中用作比较集群。通过对其CMD的分析，我们获得了ESO 121-SC 03的金属丰度和红化的估计值：[Fe/H] = -0.97 +/- 0.10和E（V-I）= 0.04 +/- 0.02，与先前的研究非常一致。在ESO 121-SC 03中观测到的水平分支水平表明，这个星团可能比LMC中心离我们近20%。ESO 121-SC 03还拥有大量的蓝离散星，我们简要讨论了这一点。我们的新测光使我们能够对ESO 121-SC 03相对于地球的年龄进行详细的研究。银河系球状星团47 Tuc.我们的主要结果是，ESO 121-SC 03是47图克年龄的73 +/-4%，是图克年龄的91 +/-5%。12.伙计12是79 +/-6%，年龄为47图克，与以前的工作一致。我们的结果对应于ESO 121-SC 03的绝对年龄在8.3-9.8 Gyr的范围内，这取决于47 Tuc的假设年龄，因此确认ESO 121-SC 03是唯一已知的直接位于LMC年龄差距内的星团。我们简要地讨论了早期工作的建议，ESO 121-SC 03可能已经吸积到LMC系统。
2006-03-17 astro-ph
Are Analogues of Hot Subdwarf Stars Responsible for the UVX Phenomenon in Galaxy Nuclei?
我们提出的情况下，人口的sdB/sdOB/sdO型恒星可能是一个共同的组成部分的星系恒星星族，负责的紫外线上翘（“紫外线”）观察到的光谱的螺旋隆起和正常的星系核。具有$\log g > 5$和$\log \teff > 20,000K$的极端水平分支恒星在过去几年中已经成为最有可能的UVX起源候选者。在某些星系（如NGC~1399、NGC~4649）中，这种远紫外线通量的大小表明，银河系的核区域一定比太阳附近包含更多的亚矮星。本文总结了演化恒星星族紫外辐射的定量研究结果。我们已经计算了一个大的网格恒星模型的高级阶段的演变，以及一组年龄2-20 Gyr的等时线，为广泛的组成。我们使用这些计算得到的合成UV色指数的恒星星族与热组件。
1994-02-18 astro-ph
Distant globular clusters with anomalously small masses
我们发现10个贫金属的球状星团在“破坏率-质量”图上的质量非常小。事实证明，这些贫穷的星团距离银河系中心15千秒差距，比大部分缺乏金属的球状星团要年轻一些，并且有着令人不安的红色水平分支。所有这些星系团都应该属于“年轻的晕”子系统，也就是说，它们应该在演化的不同阶段被银河系捕获。我们发现了一个显着的年龄之间的相关性，发现从等时线和质量的球状体位于银河系的距离大于太阳轨道的半径。与此同时，随着距离银河系中心的距离增加，遥远的大质量星团的不足是显而易见的。所以我们看到银河系的距离和遥远星系团的质量之间不相关。对于银河系内部的星团来说，这两种关系都可以忽略不计。我们假设，在远离银河系中心的原球状星团内部，实现了伴随着相当大的质量损失的剧烈耗散的有利条件。
2003-01-16 astro-ph
CCD Photometric Observations of the Galactic Globular Clusters NGC 1904 and NGC 6341
本文对银河系球状星团NGC 1904和NGC 6341区域的几千颗恒星进行了多色宽波段CCD测光观测。这些观测结果被用来生成它们的深色星等图（CMD），以研究亚巨星、红巨星、渐近巨星和水平分支的整体形态。我们还确定了NGC 6341的主要层序形态。将它们的CMD与Demarque等人（1996）给出的理论等时线进行比较，发现NGC 1904和NGC 6341 GGC的年龄分别为14和16 Gyr。提出了一种新的人工加星实验方法。利用该方法对银河系球状星团NGC 6341的测光数据进行了B、V、I通带完整因子的测定。根据该星团的VVs（B-V）色星等图，我们测定了低至$\sim$ 21.0（M $_{V} \sim$ 6.5）的主序星的光度函数。利用64个GGC的精确参数，导出了GGC的银心距R、距银道面Z的距离$_{g}$与金属度[Fe/H]的关系。
2003-11-19 astro-ph
Probing the Galactic Bulge with deep Adaptive Optics imaging: the age of NGC 6440
我们目前的第一个试点项目的结果，旨在利用地面自适应光学成像在近红外线的潜力，以确定银河系隆起的星团的年龄。利用高分辨率自适应光学（ESO-VLT NAOS-CONICA）和宽视场测光（ESO-NTT-SOFI）相结合的方法，计算了位于球核内侧的富金属球状星团NGC 6440从红巨星分支顶端到J~22$（低于主序星关闭（TO）两个星等）的深色星等图。TO水平和红色水平分支之间的幅度差异被用作年龄指标。这是第一次用地基望远镜对球状星团进行这样的测量。通过与47 Tuc的直接比较和一组理论等时线，我们得出结论，NGC 6440是古老的，可能与47 Tuc同时代。这一结果增加了一个新的证据，即银河系隆起最多比原始的、金属贫乏的星系晕年轻2光年。
2008-09-23 astro-ph
Subgiants as probes of galactic chemical evolution
本文导出了23颗候选亚巨星的化学丰度，目的是探索它们对研究星系化学演化的有用性。ESO CAT-CES和NOT-SOFIN的高分辨率光谱覆盖了光谱可见光部分的16个不同光谱区域。大约200种不同的原子和分子谱线已被用于大约30种元素的丰度分析。强大的，压力加宽的金属线的翅膀被用来确定恒星的表面重力，这已经与重力来自依巴谷天体和等时质量。恒星的空间速度是从依巴谷和辛巴达的数据中得到的，年龄和质量是从最近的等时线中得到的。只有12颗恒星被证明是次巨星，即在矮星和巨星阶段之间的进化轨道的“水平”部分。次巨星的丰度与矮星的丰度非常接近。除了锂和碳可能的例外，我们发现亚巨星没有显示出主序后演化的“化学”痕迹，因此它们是研究银河系化学演化的非常有用的目标。
2004-07-13 astro-ph
HST Studies of the WLM Galaxy. I. The Age and Metallicity of the Globular Cluster
我们已经获得了属于矮本星系群不规则星系（WLM）的孤立球状星团的V和I图像。该星团的色星等图表明，它是一个正常的老球状星团，有一个清晰的巨分支，其亮度达到M_V=-2.5，一个水平分支，其亮度达到M_V=+0.5，还有一个亚巨分支，其亮度达到我们的测光极限M_V=+2.0。与理论等时线的最佳拟合表明，该星团的金属丰度为[Fe/H]=-1.52 \pm 0.08，年龄为14.8 \pm 0.6 Gyr，这表明它与银河系中正常的古老晕球状星团相似。从拟合中我们还发现，该星系团的距离模为24.73 \pm 0.07，消光系数为A_V=0.07 \pm 0.06，这两个值与其他人对星系本身获得的数据在误差范围内一致。我们的结论是，这个正常的大质量星系团能够在WLM的形成过程中形成，尽管母星系的内部质量和尺寸非常小。
1999-04-22 astro-ph
Globular Cluster Ages and the Formation of the Galactic Halo
最近一套耶鲁等时线（Chaboyer \ea 1995）中的主序星关闭星等已经与RR Lyr星（\mvrr）的绝对星等的各种关系相结合，以校准作为主序星关闭和水平分支（\dv）之间星等差异的函数的年龄。\mvrr校准的最佳估计值来自对当前文献的调查：$\mvrr = 0.20 \feh + 0.98$。这个估计值，连同其他校准（斜率范围从0.15到0.30）已被用来推导43银河系球状星团的\dv年龄。独立的\mvrr的选择，有没有强有力的证据，银河系为中心的距离关系之间的43个球状星团。然而，存在年龄-金属丰度关系，贫金属的星团是最古老的。对年龄分布的研究表明，大部分球状星团的年龄范围为5 Gyr。此外，大约10%的样本年龄要小得多，将他们纳入分析将年龄范围扩大到9 Gyr。同样，这些语句独立于\mvrr ~关系。通过比较第二参数簇与正常簇的平均\dv ~年龄，发现年龄是支配水平分支形态的第二参数的证据。第二个参数集群被发现是平均2 - 3 Gyr比其他集群，这是一致的年龄是第二个参数。这些结果表明，球状星团的形成时间较长，在稍后的时间逐渐形成更多的富含金属的球状星团（$\feh \ga -1.7$）。
1995-09-12 astro-ph
Blue Straggler Stars in the Unusual Globular Cluster NGC 6388
利用多波段高分辨率HST WFPC 2和ACS观测资料，结合宽视场地面观测资料，对银河系球状星团NGC 6388中的蓝离散星（BSS）进行了研究。在其他几个集群，我们已经研究过，BSS分布被发现是双峰：在集群中心的高峰，迅速减少在中间半径，并再次上升，在更大的半径。在其他星系团中，人口稀少的中间半径区域（或“回避区”）与星系团中动力学摩擦会导致更大质量的BSS或其双星祖先定居到星系团中心的那部分相对应。相反，在NGC 6388中，BSS仍然占据了一个应该被动力学摩擦效应清除的区域，因此表明动力学摩擦的效率比预期的要低。作为这些观测的副产品，水平分支（HB）的特殊形态也得到了证实。特别是，在HB的（非常广泛的）蓝色部分，我们能够清楚地描述三个子群：普通的蓝色HB星，极端HB星和蓝色钩星。这些星群中的每一个都有一个径向分布，与正常的星团恒星无法区分。
2007-12-27 astro-ph
Relative ages of inner-halo globular clusters
我们目前正在进行的调查银河系球状星团的相对年龄的初步结果。这项研究是基于ESO和La Palma望远镜获得的V，I图像，这些图像构成了迄今为止最大的均匀光度计目录。在B、V波段观测到的第二个独立的球状星团样本提供了对基于地面数据的结果的独立检查。在CMD上测量了依赖于时间的形态学参数，并与两组独立模型进行了比较。我们发现，所谓的“垂直”和“水平”的方法给出兼容的结果时，地面数据集被使用，并在这两种情况下，观察到的趋势很好地再现了等时线。对HST数据趋势的解释更具争议性，这是由于对金属丰度的依赖性更强，以及理论位点的差异。我们的数据清楚地表明：（a）在~1 Gyr水平上，大部分GGC没有年龄离散;（b）没有发现年龄-金属丰度关系，尽管对于中等和高金属丰度的星系团，年龄离散稍大;（c）在我们目前的调查范围内（R（GC）< 22 Kpc），没有明显的银心距离趋势。
1999-01-07 astro-ph
A Suprime-Cam study of the stellar population of Ursa Major I dwarf spheroidal galaxy
介绍了大熊座I矮球状星系（dSph）的深宽V、I CCD测光结果。该星系的图像是由斯巴鲁/Suprime-Cam广角相机拍摄的，覆盖了位于星系中心的34 \arcmin $\times$ 27 \arcmin的视场。Uma I dSph的色星等图（CMD）显示了一个陡峭而狭窄的红巨星分支（RGB），蓝色和红色水平分支（HB）和主序星（MS）。一个定义明确的主序关断（MSTO）被发现位于V $_{0,MSTO}\sim$ 23.5马格。距离模数是从水平分支（V $_{0,HB}=20.45\pm0.02$）的V波段幅度导出$(m-M)_0=19.93\pm0.1$（对应于距离D $=96.8\pm4$ kpc）。RGB星的平均金属丰度是由V $-$ I的颜色[Fe/H] $\sim-2.0$估算的。由理论等时线叠加计算的关闭年龄表明，Uma I dSph中的大多数恒星形成于非常早期（$\sim12$ Gyrs前）。基于MS、RGB、HB星和蓝离散星（BS）的恒星数密度等值线图显示，Uma I dSph的形态非常不规则和扭曲，表明该星系正处于分裂过程中。恒星星族的非常古老和金属贫乏的性质意味着，这一新发现的暗淡dSphs的恒星形成历史可能与其他著名的“经典”dSphs不同，这些dSphs显示出显着的中间年龄的恒星星族。Uma I dSphs的恒星星族与银河系古老的贫金属球状星团非常相似…
2008-04-18 astro-ph
Infrared Photometry of NGC 6791
我们对古老的、富金属的疏散星团NGC 6791进行了深JHK测光。测光达到主序关闭以下K = 16.5等。我们将我们的测光与Stetson，Bruntt和Grundahl（2003）的测光结合起来，提供K与J-K，K与V-K和V与V-K的色星等图。我们研究了红巨星分支在红外波段的斜率，但发现它不是星团金属丰度的有用指标，也不是任何缺乏红巨星分支的富金属星团，因为它不是线性的，正如人们经常假设的那样，在K与J-K中。红色水平分支/红团星的平均颜色提供了星团变红的估计，E（B-V）= 0.14 +/- 0.04等，[Fe/H] = +0.4 +/- 0.1。这些恒星的平均星等也提供了一个很好的距离估计，（m-M）_0 = 13.07 +/- 0.04。最后，我们发现，如果[Fe/H]在+0.3和+0.5之间（稍微倾向于+0.5），年龄在9 Gyrs（[Fe/H] =+0.3）和7.5 Gyrs（[Fe/H]=+0.5）之间，Yi，Kim和Demarque（2003）的等时线提供了V与B-V和V-K以及K与J-K和V-K的最佳拟合。
2004-10-30 astro-ph
The Stellar Populations of M31 Halo Substructure
我们目前的第一个结果，从我们的调查恒星的子结构在郊区的M31使用先进的相机测量（ACS）的哈勃太空望远镜。我们讨论的恒星星族与五个突出的恒星overdensities发现在我们的全景地面成像调查的过程中与艾萨克·牛顿望远镜宽视场相机（INT WFC）;第六指向目标区域的“干净”晕。颜色星等图（CMD）包含约10，000 - 90，000颗恒星，并达到水平分支以下的四个星等，显示大多数区域之间的形态存在明显变化，表明恒星的年龄和/或金属丰度混合在大半径处不是恒定的。这直接证实了M31晕内存在大规模的人口不均匀性，并进一步支持了M31至少部分是通过卫星吸积形成的观点。我们发现巨大的恒星流的人口和另一个过密度，东北大陆架，位于星系中心的东北部之间的惊人的相似之处。如果这些超密度与同一种群有关，那么它们的红团星等的差异意味着东北大陆架位于流的前方几十千秒差距，与最近对流祖先的轨道计算吻合得很好。
2005-01-24 astro-ph
The Globular Cluster NGC 5286. I. A New CCD BV Color-Magnitude Diagram
本文介绍了银河系球状星团NGC 5286的BV测光，它基于128个V帧和133个B帧，覆盖了星团的整个表面。我们的测光达到关闭水平以下几乎两个数量级，因此适合年龄分析。场星从星团的色星等图（CMD）中被统计性地移除，并应用了微分红化校正，从而可以计算出精确的脊线。使用后者，根据红巨星分支的几个测量参数，在Zinn & West标度中[Fe/H] = -1.70 +/- 0.10，在Carretta & Gratton标度中[Fe/H] = -1.47 +/- 0.02，与Harris星表中提供的值很好地一致。将NGC 5286 CMD与P.B. Stetson（2008年，私人通讯），使用VandenBerg等时线作为合适的化学成分，我们发现NGC 5286的年龄比M3大1.7 +/- 0.9 Gyr。这在正确的意义上有助于解释NGC 5286的蓝色水平分支，我们提供了几个形态指标的测量。如果NGC 5286是大犬座矮球状星系的真正成员，如前所述，我们的研究结果意味着后者最古老的组成部分可能至少与最古老的银河系球状星团一样古老。
2008-10-03 astro-ph
On the white dwarf cooling sequence of the globular cluster Omega Centauri
我们提出了深和精确的测光（F435，F625 W，F658 N）的欧米茄岑收集与先进相机的调查（ACS）上的哈勃太空望远镜（HST）。我们已经确定了约6,500颗白矮星（WD）候选者，并且发现WD和主序星（MS）数量的比率至少比CO核心WD冷却和MS寿命的比率大两倍。这种差异不能用氦增强的恒星星族的可能发生来解释，因为当从典型的（Y=0.25）到氦增强的组成（Y=0.42）变化时，MS的寿命变化只有15%。一些氦核WD的存在似乎能够解释观测到的恒星数。所需的He WD的分数范围从10%到80%，取决于它们的平均质量，并且它至少比现场WD大五倍。理论和观测之间的色幅图的比较也支持He WD的存在。经验证据表明，He WD已经在拥有大量极端水平分支恒星样本的恒星系统中被检测到，这表明一部分红巨星可能会避免He核心闪光。
2007-12-04 astro-ph
A Glimpse into the Past: The Recent Evolution of Globular Clusters
我们提出了195个河外球状星团（GC）的偶然发现，在有史以来最深的光学图像之一，126轨道HST/ACS成像研究附近的银河系GC NGC 6397。遥远的GC都被发现围绕着一个明亮的椭圆星系，并且是图像中检测到的最暗的物体之一，其星等为26 <F814 W < 30。我们测量的红移的母椭圆星系，使用GMOS双子座南，是z = 0.089（375 Mpc）。因此，这个星系及其相关的星系团是迄今为止发现的最遥远的此类系统之一。从这些星系团中测量到的光是在1.2 Gyr前（回望时间）发出的，因此光学性质为理解GCs在过去Gyr的演变提供了线索。我们测量的颜色函数的明亮的GC和发现，蓝色和红色的人口存在，每个子人口的颜色比GC在本地椭圆星系的光度可比红。对于蓝色星团，从z = 0.089到今天观察到的色差仅略大于恒星演化的预测（例如，主层序断陷的亮度和颜色的变化以及水平分支的形态）。在红色星团中发现了更大的色差，这可能表明它们非常富含金属和/或比12 Gyr年轻。
2008-06-30 astro-ph
Compact stellar systems in the Fornax cluster: a UV perspective
近年来，越来越多的证据表明大质量球状星团（GC）中存在化学复杂性和多个恒星星族，包括极端水平分支（EHB）和紫外过剩。我们的目标是提高我们对大质量GC和超紧凑矮星系（UCD）中紫外线过剩的理解。为此，我们使用深档案GALEX数据的中央天炉座集群测量NUV和FUV的UCD和大规模GC的幅度。我们对35个质量为-13.5<M_V<-10的致密天体进行了NUV测光，其中21个天体也具有FUV测光。大约有一半的源属于UCD光度区（M_V <=-11等）。我们发现，七出的17个大规模的天炉座GC表现出NUV相对于预期的恒星星族模型，甚至增强氦丰度的模型。这表明，不仅氦富集有助于形成EHB人口的这些GC。在97%的置信水平下，GC比M31中的GC和M87中的大量GC延伸到更强的UV过量。大多数具有FUV光度测定的UCD也显示出紫外线过量的证据，但它们的紫外线颜色可以与具有增强的氦丰度和12-14 Gyrs的年龄的等时线相匹配。我们发现，天炉座紧凑的对象与X射线发射检测钱德拉图像几乎是分离的颜色与紧凑的对象与GALEX紫外线检测，只有一个X射线源之间的35个紧凑的对象。然而，由于这个源是三个最紫外明亮的GC之一，我们不能排除导致X射线发射的物理过程也有助于一些观察到的紫外线过量。
2008-08-01 astro-ph
CCD Photometry of the Globular Cluster M5. I. The Color-Magnitude Diagram and Luminosity Functions
我们提出了新的BVI测光的晕球状星团M5，并检查B-和I-波段光度函数（LF），基于超过20,000颗恒星。我们在LF中没有看到“亚巨星过剩”的证据，也没有看到红巨星分支和主序上恒星相对数量的差异，这两种情况都被认为是在更贫金属的星系团中。包含α元素增强改进了观测和预测的“红巨星隆起”位置之间的一致性。利用Δ V_{TO} ^{HB}方法，我们得出星系团M5，Palomar 5，M4，NGC 288，NGC 362，NGC 1261，NGC 1851和NGC 2808的年龄都在1.5 Gyr左右，可能除了NGC 288（如果最红的NGC 288 HB星在零年龄水平分支上，则比NGC 288老3.5 \pm 1.5）。即使将NGC 288放在一边，在RGB和HB之间的恒定质量损失的情况下，剩余簇中HB形态的大范围似乎消除了年龄作为确定HB形态的唯一第二参数。我们无法在M5的金属丰度（绝对）的两个竞争值之间做出选择：[Fe/H] = -1.40（Zinn & West 1984）和-1.17（Sneden et al. 1992）。这种差异程度对M5的距离模数和绝对年龄的推导有重要影响。从理论等时线和光度函数，我们发现M5的绝对年龄为13.5 \pm 1 Gyr（内部误差，假设完美的模型和没有[M/H]误差）的津恩和韦斯特丰度尺度和11 \pm 1 Gyr的更高的丰度值。
1996-05-17 astro-ph
