Globular cluster abundances in the light of 3D hydrodynamical model atmospheres
利用新一代的三维流体动力学模型大气研究了恒星对流对球状星团恒星元素丰度测定的影响。由于与相应的流体静力学1D模型相比，3D贫金属模型中光学薄大气层的温度结构有很大不同，因此可以怀疑某些物种在现有分析中受到大系统误差的阻碍。特别是，基于少数物种和低激发线的一维分析可能高估丰度>0.3 dex。更容易误导人的是，用分子谱线来描述贫金属的球状星团。然而，突出的观测到的丰度（反）相关性和集群的变化在很大程度上免疫模型大气的选择。
2003-10-16 astro-ph
Chemical Abundance Study of One Red Giant Star in NGC 5694 : A Globular Cluster with Dwarf Spheroidals' Chemical Signature?
报道了贫金属外晕球状星团NGC 5694中一颗红巨星分支星的丰度分析。我们得到[Fe/H] =-1.93，基于电离线，我们的金属丰度测量与以前的估计是一致的。我们发现NGC 5694的[Ca+Ti/2Fe]和[Cu/Fe]比其它具有类似金属丰度的球状星团低0.3 - 0.4 dex，但与某些矮球状星系中的LMC星团和恒星相似。然而，在中子俘获元素的丰度方面仍然存在差异。独特的化学丰度模式和巨大的银心距离（30 kpc）和径向速度（-138.6 +/-1.0 km/sec）表明NGC 5694有着河外起源。
2006-06-16 astro-ph
A Comparison of Copper Abundances in Globular Cluster and Halo Field Giant Stars
我们计算了10个球状星团（M3，M4，M5，M10，M13，M15，M71，NGC 7006，NCG 288和NGC 362）中117颗巨星的[Cu/Fe]，发现球状星团Cu丰度似乎遵循[Cu/Fe]的趋势。这一结果很有趣，因为最近的研究表明，球状星团欧米茄半人马座在丰度范围为-2.0 <[Fe/H]<-0.8时，[Cu/Fe]与[Fe/H]没有趋势。特别感兴趣的是两个集群M4和M5。虽然在相似的金属丰度（[Fe/H] ~- 1.2）下，它们在某些元素丰度上有很大差异：M4在Si、Ba和La中的丰度远远超过M5。我们发现，它也是过剩的铜相对于M5，虽然这种过剩是符合[Cu/Fe]的比例在现场发现。
2003-03-07 astro-ph
A Photometric Method for estimating CNO Abundances in Globular Clusters
Stromgren指数v和b与宽带指数I和一个新的指数p（v波段的短波长部分）相结合，以估计M22恒星样本中CN 4215A的分子吸收。这些结果被用来估计碳和氮的丰度，并建议在这个星团中的恒星群，每个都有一个特征的氮丰度，但有一系列的碳丰度。这些结果表明，恒星可能由经历过两到三次CNO循环的物质组成。该方法可用于其它球状星团的研究。
2002-12-20 astro-ph
Abundance anomalies in hot horizontal branch stars of the galactic globular cluster NGC 1904
我们目前的丰度测量，高分辨率的光学光谱数据的基础上获得的紫外和视觉上的中阶梯光谱仪安装在Kueyen（甚大望远镜UT 2），在银河系球状星团NGC 1904（M79）的扩展蓝色水平分支的10颗恒星。与以前对其他星团的研究结果一致，我们得到了比Teff ~ 11，000 K冷的恒星的正常丰度和较热恒星的异常丰度：大的He耗尽和Fe，Ti，Cr，P和Mn的过度丰度。镁、硅和钙的丰度在热恒星和冷恒星中大致正常。这种丰度模式可以归因于热水平分支恒星稳定大气中的扩散和辐射压力。
2005-01-16 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
Chemical Abundances of Bright Giants in the Mildly Metal-Poor Globular Cluster M4
我们对附近的“CN双峰”轻度贫金属（<[Fe/H]> = -1.18）球状星团M4中的36颗巨星进行了化学成分分析。该分析将传统的光谱丰度方法与Gray（1994年）首创的线深比技术相结合。硅和铝被发现是primordially过剩的因素超过温和的过剩通常看到的α和轻奇元素之间的晕场和球状星团巨人的金属丰度。此外，钡被发现是过剩的约四倍。叠加在M4的原始丰度分布上，有证据表明存在C、O、Ne和Mg的质子捕获合成。
1999-09-16 astro-ph
Stellar Abundances in Giant Stars in the Metal-Rich Globular Cluster NGC6528
我们提出了详细的丰度分析的第一个结果，VLT观测的基础上，在非常丰富的金属球状星团NGC 6528的巨星。我们将能够将水平分支丰度（例如参见Carretta et al. 2001）与更明亮的巨星（参见CMD）联系起来。对于非常相似的星团NGC 6553，对不同类型恒星的研究得出了非常不同的结果。我们对三颗恒星的第一次分析似乎表明，如果使用一组同质的模型和参数，不同种类的恒星确实显示出相似的丰度。
2002-11-11 astro-ph
On the lithium content of the globular cluster M92
我使用文献数据和一个新的温度校准来确定球状星团M 92中的Li丰度。根据相同的数据，Boesgaard等人声称Li丰度的分散度超过了观测误差。这一结果被认为是贫金属矮星中锂耗尽的证据。在本说明中，我认为，有没有强有力的证据，内在分散在锂丰度，虽然分散大至0.18德克斯是可能的。平均Li丰度A（Li）=2.36，与最近在贫金属球状星团NGC 6397中的场星和TO星的结果吻合得很好。最简单的解释是，这个恒定值代表了原始的锂丰度。
2002-09-20 astro-ph
Abundance variations in the globular cluster M71 (NGC 6838)
中等富金属的球状星团的绝对变化可以为球状星团的形成和化学富集提供线索。测量了富含金属的球状星团M71的89颗恒星光谱中的CN、CH、Na、Mg和Al指数，并讨论了它们对内部混合的影响。分析了双子座望远镜GMOS多目标摄谱仪观测到的从关闭到红巨星分支（0.87 $<$ log g $<$ 4.65）的恒星。测定了样品的径向速度、颜色、有效温度、重力和光谱指数。证实了以前在M71恒星中发现的CN双峰态和CN-CH双峰关系。我们还发现CN-Na的相关性，和Al-Na，以及Mg $_2$ -Al的相关性。对流混合和原始污染的组合AG或大质量恒星在球状星团形成的早期阶段需要解释的意见。
2008-06-16 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
Stellar abundances and ages for metal-rich Milky Way globular clusters - Stellar parameters and elemental abundances for 9 HB stars in NGC6352
富含金属的球状星团为我们银河系的形成提供了重要的线索。此外，同样重要的是，它们是推导河外富含金属的恒星星族性质的非常重要的校准器。尽管如此，在银河系中只有少数富含金属的球状星团被用高分辨率的恒星光谱来研究，以获得元素丰度。本文给出了富金属球状星团NGC 6352中9颗HB星的元素丰度。元素丰度是基于高分辨率，高信号噪声光谱获得的VLT/UVES。元素丰度是使用标准LTE计算得出的。我们发现，NGC 6352的[Fe/H]=-0.55，相对于Fe，Ca、Si和Ti的α-元素增加到约+0.2 dex。对于铁峰元素，我们发现太阳值。基于光谱导出的恒星参数，我们发现E（B-V）=0.24和（m-M）大致等于14.05比标称值更好地拟合数据。调查的日志（gf）-值为合适的铁线导致我们的结论是，常用的修正可能等。（1974）数据不应被使用。注：只有后记正确再现了结果图表。
2008-10-27 astro-ph
Chemical Abundances for Seven Giant Stars in M68 (NGC 4590) : A Globular Cluster with Abnormal Silicon and Titanium Abundances
我们对M68中的7颗巨星进行了详细的化学丰度研究，其中包括6颗红巨星和1颗后AGB星。我们发现显着差异的重力测定测光和电离平衡，这表明，非LTE效应是重要的，这些低重力，贫金属的恒星。我们采用光度重力和Fe II线的铁丰度，以尽量减少这些影响，发现[Fe/H] = -2.16 +/- 0.02。对于元素与铁的比率，我们依赖于中性线与Fe I和电离线与Fe II（除了[O/Fe]），以最大限度地减少非LTE效应。我们发现不同的程序星之间钠的丰度存在差异。然而，与氧丰度没有相关性（或反相关性）。此外，后AGB恒星有正常（低）丰度的钠。这两个事实都进一步支持了这样一种观点，即在单个球状星团内的一些轻元素之间所看到的变化来自原始变化，而不是来自深度混合。和M15一样，M68与其他球状星团和类似的金属丰度场星相比，硅的丰度更高。但M68在显示钛相对不足方面偏离更大。我们推测，在M68中，钛表现得像一个铁峰元素，而不是它更常见的附着在“阿尔法”元素，如镁，硅和钙中看到的增强。我们解释这一结果意味着，在M68中看到的化学富集可能是由超新星的贡献产生的，这些超新星的前身质量比其他球状星团中看到的丰度要大。
2004-09-29 astro-ph
Abundance Anomalies in Galactic Globular Clusters - Looking for the Stellar Culprits
银河系球状星团恒星的丰度模式是它们在磁场中所不具有的。从最近对GC关闭恒星的光谱观测中可以清楚地看到，这些丰度异常已经存在于形成所观测到的恒星的气体中。这无可争议地支持了所谓的自富集理论，根据该理论，大部分GC低质量恒星是由高温下氢燃烧处理的物质形成的，然后被更大质量和更快演化的恒星（可能与一些原始气体混合）所丢失。在这个框架内，我们提出了一种新的方法来获得初始质量函数的污染星。
2006-06-09 astro-ph
Outer Versus Inner Halo Globular Clusters: NGC 7492 Abundances
我们对外晕球状星团NGC 7492（R{GC} 25 kpc）中的4颗RGB星样品中的21种元素进行了详细的丰度分析;我们发现[Fe/H] = -1.82 dex，这是利用凯克天文台HIRES获得的高色散（R= 35，000）光谱从FeI线（FeII线为-1.79）推断的。在我们有限的样本中，大多数元素没有显示出星与星之间的变化。然而，我们已经检测到O和Na丰度之间的反相关性，类似于我们以前的分析中看到的内晕GC以及其他人在相对附近的GC的研究。我们比较了NGC 7492的丰度比与我们以前确定的更接近的老晕GC M3和M13。在对晕星金属丰度特征的丰度比趋势进行修正后，我们发现，对于这三个GC中的每一个元素，我们推断出Fe的丰度比在可能的测量不确定性范围内是相同的。因此，以贫金属外晕球状星团NGC 7492为例的外晕的化学历史与以M3和M13为例的内晕的化学历史是无法区分的，至少在这些古老的球状星团形成的时期是如此。这也适用于中子俘获过程。
2004-11-22 astro-ph
The Mildly Metal-Poor Globular Cluster M4: Star-to-Star Abundance Variations in 20 Giants
本文对Lick & McDonald天文台利用高分辨率阶梯光栅光谱仪观测到的“CN双峰”球状星团M4中的20颗巨支星样品进行了化学成分分析。M4是一个中等贫金属（[Fe/H] ~ -1.1）的球状星团，是最近的、最明亮的、也是研究CN双峰现象最容易接近的目标之一。丰度分析包括元素Fe、Si、Ca、Sc、Ti、V和Ni以及作为质子捕获核合成的诊断元素O、Na、Mg和Al，以及r过程和s过程元素Eu和Ba。
1998-10-29 astro-ph
Gemini-Phoenix infrared high-resolution abundance analysis of five giants in the bulge globular cluster NGC 6553
利用Gemini-South 8米望远镜在H波段获得的高分辨红外光谱，对富金属球状球状星团NGC 6553中的5颗巨星进行了详细的丰度分析。在ESO收集的JK测光和来自哈勃空间望远镜的VI测光被用来导出有效温度。本分析提供了金属度[Fe/H] = -0.20 +/-0.10。从IR OH谱线上测得氧的过量值为[O/Fe] = +0.20。
2003-09-20 astro-ph
Chemical Abundances Of Three Metal-Poor Globular Clusters (NGC 6287, NGC 6293, And NGC 6541) In The Inner Halo
我们对NGC 6287、NGC 6293和NGC 6541三个内部古老的晕簇进行了化学丰度研究，发现[Fe/H]分别为-2.01 +/- 0.05、-1.99 +/- 0.02和-1.76 +/- 0.02，我们的金属丰度测量结果与以前的估计值吻合得很好。我们的程序集群的平均α元素丰度与其他球状星团，证实了以前的结果很好的协议。然而，单个α元素似乎遵循不同的趋势。内晕团簇的硅丰度似乎被增强，钛丰度似乎被耗尽相比，中间晕团簇。我们的研究结果似乎也与McWilliam和Rich研究的富含金属的凸状巨星相反，他们发现凸状巨星是钛增强和硅缺乏的。特别是，[Si/Ti]比似乎与银心距离有关，在这个意义上，[Si/Ti]比随着银心距离的减小而减小。我们认为，来自不同质量的SNe II祖先的贡献，丰富了原球状星团云的元素丰度，以及原球状星团云周围不同的初始物理环境，是造成“老晕”球状星团[Si/Ti]比与银心距离的这种梯度的原因。另一方面，我们的程序团的增强的s-过程元素丰度表明，我们的程序团的形成时间尺度可能是几倍10^8年后，恒星形成开始在银河系的中心区域，如果s-过程网站是中等质量的AGB星。
2002-05-23 astro-ph
Fluorine Abundance Variations in Red Giants of the Globular Cluster M4 and Early-Cluster Chemical Pollution
我们介绍了球状星团M4（NGC 6121）中7个红巨星成员的氟丰度。这些丰度是从Gemini-South上的Phoenix摄谱仪获得的高分辨率红外光谱中2.3357微米处的HF（1- 0）R9线得出的。许多目标恒星的丰度以前已经研究过，所以它们的总体丰度分布是很好的映射。发现氟的丰度变化超过6倍，F-19的变化与已经确定的氧变化相关，与钠和铝的变化反相关。因此，在本文中，我们将氟添加到已知在球状星团中变化的元素列表中，这进一步证明了氢燃烧是化学不均匀性的根本原因。在M4恒星中发现F-19减少的事实表明，污染恒星的质量必须大于3.5个太阳质量，因为质量小于3.5个太阳质量的恒星应该产生而不是破坏氟。
2005-06-30 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
Carbon abundances and 12C/13C from globular cluster giants
通过比较不同金属丰度的球状星团中恒星的观测光谱和合成光谱，研究了2.3微米附近Delta nu =2 CO带的行为。本文研究了银河系球状星团M71、M5、M3和M13中恒星在3500- 4900 K温度范围内的~（12）C/~（13）C同位素比值和碳丰度的变化。我们发现碳丰度相对较低，不受氧丰度值的影响。对于大多数巨星，12 C/13 C比值与CN循环的平衡值一致。这表明在红巨星分支的上升过程中完全混合，与当前一代模型在这一参数范围内预测的高得多的值形成对比。我们发现了一些证据，证明金属丰度[mu] = [M/H] = -0.7的M71巨星中的\CDC比缺乏金属的M3、M5和M13巨星更分散。最后，我们证明了较低的12 C/13 C在巨型的球状星团与较低的金属丰度，理论预测。
2003-06-25 astro-ph
Towards an Understanding of the Globular Cluster Over--abundance around the Central Giant Elliptical NGC 1399
我们研究了NGC 1399周围74个球状星团的运动学。它们的高速色散随半径增加，支持它们与星系团的引力势而不是NGC 1399本身的引力势的联系。我们发现没有证据表明在整个样本旋转，但一些迹象表明在外部地区的旋转。这些数据不允许我们检测球状星团的蓝色和红色子种群之间的运动学差异。NGC 1399的球状星团系统与NGC 1404和NGC 1380的比较表明，这三个星系中的球状星团很可能是通过相似的机制和相似的时代形成的。NGC 1399球状星团系统与其他星系的唯一区别就是它的丰度要高出10倍。我们总结了这些过剩的球状星团与星系团，而不是与NGC 1399本身相关联的证据，并建议过剩可以解释潮汐剥离，在早期的时代，邻近星系和随后的球状星团的积累在星系团的引力势。
1998-11-24 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
Chemical Abundance Variations in Globular Clusters: Recent Results from Mildly Metal-Poor M5
本文分析了轻度贫金属球状星团M5中36颗巨星的化学成分。在将M5的结果与M4中获得的结果进行比较时，M4是一个以前被认为在年龄、金属丰度和化学成分方面是“孪生”的星团，我们发现对质子捕获核合成敏感的元素丰度在恒星之间存在很大的变化，类似的[Fe/H]值，但在一些α捕获、奇Z和慢中子捕获过程元素中存在两个差异。在球状星团中的恒星中，对于许多重要的元素，在给定的[Fe/H]下，显然没有确定的[el/Fe]“单一”值。
2001-09-12 astro-ph
Detailed Chemical Abundances of Extragalactic Globular Clusters
我们概述了一种方法来测量河外（未解决的）球状星团（GC）的详细化学成分从阶梯光谱的积分光。我们的目标是使用这种方法来测量遥远螺旋星系和椭圆星系中GC的丰度模式，以限制它们的形成历史。为了开发这种技术，我们通过在曝光过程中扫描整个星系团，获得了银河系和LMC中分辨GC的集成光谱的“训练集”。我们的训练集还包括GC中单个恒星的光谱，从中可以以正常方式获得丰度，以检查我们的积分光结果。我们在这里介绍了我们的训练集NGC 104（47 Tuc）中的一个GC的初步集成光分析，并概述了分析中使用的一些技术和遇到的问题。
2005-07-01 astro-ph
Family ties: abundances in Terzan 7, a Sgr dSph globular cluster
利用高分辨率UVES-VLT光谱研究了人马座矮球状星系（Sgr dSph）的球状星团Terzan 7中5颗巨星的化学组成。我们确认了以前高分辨率调查发现的金属丰度：[Fe/H] ~-0.6。我们还表明，这个集群显示相同的低α-元素铁比发现在类似的金属量的Sgr dSph场恒星，以及相同的低Ni/Fe比。这些化学特征是Sgr dSph系统的特征，并且似乎被球状星团12和15所共享，前者很可能是由于潮汐作用而从Sgr剥离出来的，而后者在过去也可能属于Sgr dSph系统。有趣的是，即使是球状星团鲁普雷希特106，虽然与Sgr没有关联，也显示出类似的特征。
2005-05-14 astro-ph
A new abundance scale for the globular cluster 47 Tuc
利用麦哲伦6.5米克莱望远镜上的MIKE高分辨率摄谱仪，对富金属的球状星团47 Tuc中的8颗红巨星和1颗变星进行了O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti和Fe的化学丰度分析。相对于K-巨星大角星，一种强有力的逐线差分丰度分析技术被用来减少大气和原子参数的系统误差。我们推导出的平均LTE [Fe/H]为-0.76 +-0.01 +-0.04 dex（分别为随机误差和系统误差），比最近的文献结果更贫金属约0.1 dex。这个附近的球状星团中的化学元素比例最接近银河系核球的化学元素比例，尽管与厚盘恒星的成分有不可忽略的重叠。我们发现[Al/Fe]和[Na/Fe]比值与在凸起和厚盘中看到的趋势的上边界一致。在大多数丰度比中只有一个小的内在分散，表明47 Tuc主要是一个相当化学均匀的系统。
2008-04-12 astro-ph
Striking Photospheric Abundance Anomalies in Blue Horizontal-Branch Stars in Globular Cluster M13
球状星团M13中13颗蓝色水平支（BHB）星的高分辨率光谱显示，元素丰度与预期的星团金属丰度存在巨大的偏差。在较热的恒星（T_eff > 12000 K）中，氦的丰度比太阳低10 ~ 100倍，而铁的丰度比太阳高3倍，比该球状星团的典型金属丰度[Fe/H] ~= -1.5 dex高两个数量级。氮、磷和铬表现出更明显的增强，其他金属也略有过剩，除了镁，它保持非常接近预期的簇金属丰度。这些光球异常现象很可能是由于扩散-氦的重力沉降，以及其他元素的辐射悬浮-在这些热恒星稳定的辐射大气中。这些机制的影响可能会对星团水平分支的光度形态以及对它的年龄和距离的估计产生一些影响。
1999-03-29 astro-ph
Abundances of UV bright stars in globular clusters. I. ROA 5701 in omega Centauri and Barnard 29 in M 13
本文对球状星团中的两颗紫外亮星ROA 5701（ω Cen）和Barnard 29（M 13）进行了高分辨紫外光谱和光学光谱分析。主要目的是从HST-GHRS获得的紫外光谱测量铁丰度。此外，大气参数和氦、碳、氮、氧和硅的丰度来自ROA 5701的光谱（ESO CASPEC）或巴纳德29的文献。这两颗恒星都是后渐近巨星分支星。令人惊讶的是，在这两种情况下，它们的铁丰度明显低于集群丰度。Barnard 29比M13中巨恒星的铁丰度低0.5 dex，ROA 5701的铁丰度是迄今为止分析过的omega Cen中任何恒星中最低的。巴纳德29显示出与M 13中的红巨星相同的丰度模式，除了它更强的缺铁性。铁的消耗可以用AGB前身大气中的气尘分离来解释，如果铁凝结成尘埃颗粒，然后被辐射驱动的风从大气中带走。ROA 5701的丰度模式的解释受到在欧米茄Cen中看到的恒星之间丰度变化的阻碍，但其丰度模式似乎与气体尘埃分离情景一致。
1998-09-10 astro-ph
Hydra Observations of Aluminum Abundances in the Red Giants of the Globular Clusters M80 and NGC 6752
在球状星团NGC 6752和M80的21颗红巨星中测定了铝和其他金属的丰度，作为更大研究的一部分，以确定红巨星分支上的铝分布是否与第二个参数效应有关，该效应导致金属丰度相似的星团显示出不同的水平分支形态。用CTIO Blanco 4-m望远镜和Hydra多目标摄谱仪对6700埃附近的Al I谱线进行了观测。光谱的分辨能力为18000或9400，典型的S/N比为100 - 200。从光谱中获得的平均[Fe/H]值为NGC 6752的-1.58和M80的-1.73;这代表了M80的第一次光谱铁丰度测定。NGC 6752和M80都显示出铝丰度的分布，平均[Al/Fe]比值分别为+0.51和+0.37。在我们的小样本中，在两个集群中，在巨枝上的平均Al丰度随位置的变化趋势都是不可辨别的。
2004-03-10 astro-ph
The Formation Histories of Metal-Rich and Metal-Poor Globular Clusters
本文介绍了贫金属和富金属球状星团及其宿主星系形成历史的研究进展。我首先讨论了强有力的观测证据，大多数椭圆星系的球状星团系统具有双峰金属丰度分布。然后，我专注于新的结果，贫金属和富金属的球状星团系统。贫金属的球状星团往往与早期结构的形成，我审查新的限制其形成时代的基础上的“偏见”的数量与宿主星系质量的贫金属的集群。对于富含金属的球状星团，我讨论了新的结果，从正在进行的光学近红外光度研究，既确认了一个中间年龄的人口在NGC 4365和一般揭示了各种形成的历史，现在静止的椭圆。
2006-05-15 astro-ph
A new look at globular cluster colors in NGC 3311 and the case for exclusively metal-rich globular cluster systems
NGC 3311是长蛇座星系团的中央cD星系，以前被认为是已知金属最丰富的球状星团系统。华盛顿天文台的地面测光表明，在[Fe/H] ~ -1 dex附近几乎完全没有球状星团的星族，而在巨椭圆星系的金属丰度分布函数中，[Fe/H] ~ -1 dex通常占主导地位。NGC 3311缺乏正常的贫金属球状星团人口，是星系中一个突出的例外，在目前的任何球状星团形成方案下都不容易理解。我们的HST/WFPC 2数据产生正常的球状星团颜色，因此该星系的金属丰度。我们发现了双峰颜色分布，其峰值在（V-I）=0.91 +/- 0.03和1.09 +/- 0.03处，对应于[Fe/H] ~ -1.5和-0.75 dex（在某种程度上取决于颜色和金属丰度之间转换关系的选择）。我们回顾了在其他星系中发现的富含金属的球状星团系统的证据，并简要讨论了这些证据对我们理解球状星团和星系形成的意义。
2000-08-22 astro-ph
An attempt to model globular cluster red-giant abundance anomalies with a simulated hydrogen shell instability
在球状星团红巨星中观察到的Na、Mg和Al异常可能是热不稳定氢壳层的结果。目前接受的反应速率表明，需要约70-75百万K的温度来产生所观察到的Na和Al的增加以及Mg的消耗。这里提出的工作试图通过一个简单的机制，改变在该地区的H壳的能量生产模型的H壳不稳定性。我们表明，即使是极端的情况下，只会引起小的间歇性温度升高，对表面丰度的影响很小。采用这种技术的完全进化建模只是加速了RGB阶段的进化，产生与其他模型相同的表面丰度，但在更早的时间。我们的结论是，除非氢壳层不稳定性表现出完全不同，他们不太可能导致所需的温度和替代解释的丰度异常更有希望。
2002-01-20 astro-ph
New Analyses of Star-to-Star Abundance Variations Among Bright Giants in the Mildly Metal-Poor Globular Cluster M5
本文对中等贫金属球状星团M5（NGC 5904）中的36颗巨星进行了化学成分分析。分析利用了凯克一号望远镜获得的高分辨率数据，以及对利克天文台早期研究获得的高分辨率光谱的重新分析。我们采用了两种分析技术：一种是采用标准光谱约束，另一种是采用与最近由Thevenin和Idiart描述的非LTE规则一致的分析。我们得出的丰度比镁，硅，钙，钪，钛，钒，镍，钡和铕在M5没有显着的丰度变化和比率是可比的晕场星。然而，在氧、钠和铝的丰度中可以看到很大的变化，这些元素对质子捕获核合成很敏感。在比较M5和另一个轻度贫金属的球状星团M4（NGC 6121）的丰度时，我们发现相对于M5，M4中硅、铝、钡和镧的丰度过高，证实并扩展了以前的研究结果。在比较这两个星团和其他具有可比金属丰度的星团之间的丰度时，我们发现在M5中观察到的反相关与在更贫金属的星团M3、M10和M13中发现的反相关相似，而在M4中的行为更像是更富金属的球状星团M71。我们的结论是，在银河系球状星团中的恒星中，对于至少一些α捕获、奇Z和慢中子捕获过程元素，在给定的[Fe/H]下，没有确定的[el/Fe]“单一”值，在这种情况下，是硅、铝、钡和镧。
2001-06-14 astro-ph
Metal abundances of RR Lyrae stars in the metal rich globular cluster NGC 6441
NGC 6441是银河系的一个球状星团，它具有非常不寻常的水平分支形态和高金属丰度的天琴座RR型星的周期，低分辨率光谱被用来测量天琴座RR型星的单个金属丰度。我们发现平均金属丰度[Fe/H]=-0.69 +/-0.06（r.m.s.= 0.33 dex）和[Fe/H]=-0.41 +/- 0.06（r.m.s.= 0.36 dex）分别在Zinn & West和Carretta & Gratton金属丰度标度上，与Armandroff & Zinn推导的簇金属丰度一致。大多数金属丰度都是从[Fe/H] < -1的校准关系中推断出来的;然而，它们明显很高，与NGC 6441变量的相当长的周期形成对比，从而证实了该集群不适合一般的奥斯特霍夫分类方案。均方根平均值的离散度大于观测误差（0.15-0.16 dex），可能表明金属丰度存在一定的离散度。然而，即使是贫金属变星，如果被证实是星团成员，仍然比奥斯特霍夫II型球状星团中常见的变星更富金属。
2005-08-02 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
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
Possible Systematic Decreases in the Age of Globular Clusters
从观测中推断出的球状星团的年龄敏感地依赖于像初始氦丰度和质量损失率这样的假设。高氦丰度（例如，如果在主序关闭区附近的质量损失率为10 $Y\approx$ yr $^{-1}$，那么现在的年龄估计值就从14 Gyr降到了10- 12 Gyr，大大放宽了对哈勃常数的限制，对于具有临界密度的宇宙，哈勃常数可以高达60 km/sec/Mpc，对于只有重子的宇宙，哈勃常数可以高达90 km/sec/Mpc。讨论了球状星团中氦增强的可能机制，以及不稳定带在关闭附近引起的质量损失。年龄低于10 Gyr是不可能的，即使这两种机制的运作，除非初始氦丰度在球状星团是$>0.30$，这将与间接测量的氦丰度在球状星团冲突。
1994-03-29 astro-ph
A Comparison of Elemental Abundance Ratios in Globular Clusters, Field Stars, and Dwarf Spheroidal Galaxies
我们从文献中收集了一个具有高质量恒星丰度的球状星团样本，并将其与银河系和矮球状星系中的恒星化学进行了比较。在所研究的45个球状星团中，有29个还具有运动学信息。大多数的球状星团属于星系晕，然而也有相当数量的球状星团具有星系盘运动学特征或属于星系核凸起。集中在[α/Fe]和轻r-过程元素的比例，我们发现，大多数球状星团的恒星模仿那些类似的金属丰度的场星，并没有明显类似于目前可用的恒星丰度在矮星系（包括球状星团在大麦云）。这些一般元素比比较的例外情况在文献中已经知道，例如，半人马座ω、帕洛玛12和与人马座遗迹有关的泰山7，以及具有高径向速度和低[α/Fe]比的鲁普雷希特106。其他几个球状星团表现出更多的边缘特性。最值得注意的是晕星系团M68，它具有高的银河系自转速度、稍年轻的年龄和独特的[Si/Ti]比。[Si/Ti]比值在中等金属丰度时随着[Fe/H]的增加而降低，这与超大质量恒星在银河系早期化学演化中发挥更大作用是一致的。球状星团和[Fe/H]<-1.0的场星之间的化学相似性表明，在一个混合良好的早期银河系中，有着共同的化学历史。矮球状星系中恒星的化学成分与已发表的不同之处表明，无论是球状星团、晕星还是厚盘星，它们都不是起源于像现在的银河系矮卫星这样的小型孤立系。
2005-06-10 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
Mg isotopic ratios in giant stars of the globular cluster NGC 6752
利用VLT紫外可见光谱仪获得的高分辨率、高信噪比的光谱，测量了球状星团NGC 6752中20颗亮红巨星的Mg同位素丰度比。24 Mg：25 Mg：26 Mg的比例有相当大的差异，其值范围为53：9：39至83：10：7。我们测量了O，Na，Mg，Al和Fe的丰度，结合我们的样品和21颗RGB凸星（Grundahl等人，2002）。26 Mg与Al之间存在正相关关系，24 Mg与Al之间存在轻度负相关关系，25 Mg与Al之间不存在相关关系。甚至在主序星中也存在丰度变化。这强烈表明，恒星之间的丰度变化是不同程度的污染的结果，中等质量的AGB恒星可能是污染者。即使是污染最少的恒星，25Mg和26Mg相对于24Mg的丰度也比Z=0超新星喷出物的丰度高得多。零金属丰度AGB星可能是造成这些高丰度的原因。我们测量的镁同位素比值揭示了另一层的球状星团恒星到恒星的丰度变化，需要我们目前的理论知识的扩展恒星核合成巨星。
2003-03-03 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
The Self-Enrichment of Galactic Halo Globular Clusters: the mass-metallicity relation
本文讨论了星系晕球状星团之间质量-金属丰度关系的存在性。在球状星团系统中，光度与金属丰度之间没有任何相关性，这一直被用来作为反对团簇形成的自富集模型的论据。我们表明，这样的关系是统计存在于银河系的老晕球状星团。这种观测相关性意味着质量最小的老星系团是最富金属的。这与以下观点相矛盾：如果球状星团是自富集系统，那么最富金属的星团也将是最大的。我们进一步表明，这种反相关性是预测的自富集模型。
2001-08-28 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
VLT Observations of Turnoff stars in the Globular Cluster NGC 6397
获得了贫金属球状星团NGC 6397中7颗变星的VLT-UVES高分辨光谱。计算了程序星的大气参数和Li、Na、Mg、Ca、Sc、Ti、Cr、Fe、Ni、Zn、Ba等元素的丰度。平均铁丰度为[Fe/H] =-2.02，没有星与星之间的变化。的α-元素（钙，钛）和铁峰元素（钪，铬，镍）的平均丰度是一致的，来自类似的金属丰度场星的丰度。镁也几乎是太阳能的，与Idiart和Thévenin（2000）在考虑非LTE效应（以下简称NLTE）时发现的值一致。五颗恒星的钠丰度基本上都是太阳的，但有一颗天体（A447）明显缺乏钠。这些结果与Argast等人（2000年）根据随机演化晕模型估计的预期丰度范围一致，在[Fe/H] $\sim$ -2的时期，星际介质应该变得混合良好。
2001-05-10 astro-ph
Sulphur abundances in Terzan 7
我们在这里提出的第一次测量硫丰度在河外恒星。我们利用欧洲南方天文台8.2 m Kueyen望远镜的紫外线光谱获得了属于人马座矮星系的球状星团Terzan 7的三颗巨星的高分辨率光谱。我们使用S I多重峰1的线测量硫丰度。这三颗恒星的S/Fe比都接近太阳级，因此远低于银河系中类似铁含量的恒星（[Fe/H] ~ -0.50）。这一发现与该星团以及人马座和其他dSphs中其他α链元素的丰度一致。这些低α链元素与铁的比例表明人马座和它的球状星团经历了一个低的或爆炸性的恒星形成率。我们的硫丰度意味着< \log（S/O）> = -1.61，这与许多氧含量相似的H II区域中发现的值相当，并且略低于太阳值（log（S/O）sun = -1.51）。这也是第一次测量球状星团中的硫丰度，因此直接比较泰山7和银河系球状星团是不可能的。然而，我们的分析表明，S I多重线1应该是可测量的其他球状星团至少到一个金属丰度~-1.5。
2005-04-21 astro-ph
Star-to-Star Abundance Variations among Bright Giants in the Mildly Metal-Poor Globular Cluster M4
我们对附近的贫金属（<[Fe/H]> = -1.18）“CN双峰”球状星团M4中的36颗巨星进行了化学成分分析。面对一个集群，有大的和可变的星际消光整个集群的脸，我们结合了传统的光谱丰度的方法与修改线深度比技术，以确定我们的恒星的大气参数。我们得到的总消光比为3.4，平均<E（B-V）>红化为0.33，这明显低于Schlegel等人（1998）使用尘埃图估计的结果。Sc、Ti、V、Ni和Eu的像差比是晕场星和星团星的典型特征。然而，Si、Al、Ba和La相对于其他具有类似金属丰度的球状星团中所看到的是过剩的。叠加在原始丰度分布上的是质子捕获合成存在的证据。我们恢复了一些C，N，O，Na，Mg和Al丰度的波动和相关性，发现在其他更贫金属的球状星团，但变化的范围是静音。Al的增强似乎来自25，26 Mg的破坏，而不是24 Mg。C+N+O丰度和在观测误差范围内是恒定的，并且与M4恒星出生时可能预期的C+N+O总量一致。M4 AGB星的C、N、O丰度比RGB星演化程度低的恒星显示出更少的质子捕获核合成证据。在氦核闪光之后，RGB的深混合星可能会在HB的蓝端居住，因此无法进化回AGB，但注意到对这种情况持怀疑态度的原因。
1999-05-27 astro-ph
Chemical Abundance Inhomogeneities in Globular Cluster Stars
现在很清楚，在星系球状星团中，轻元素，特别是C、N、O、Na和Al，在恒星与恒星之间的丰度变化是普遍存在的;只要在这样一个星团中获得足够大的恒星样本的高质量数据，就可以看到这种丰度变化。这些元素之间的相关性和反相关性以及每个元素的变化范围似乎与恒星的演化状态无关，除了有时仅在RGB尖端看到C和O的增强耗尽。虽然后者的行为几乎肯定是由于内部生产和混合，内部混合假说现在可以排除产生大部分的变化。我们专注于我们的新数据的影响，任何解释调用原始的变化，在原集群或吸积污染的物质从邻近的AGB星。
2004-12-21 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
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
Chemical Abundances and Rotation Velocities of Blue Horizontal-Branch Stars in Six Globular Clusters
对六个贫金属球状星团-- M3、M13、M15、M68、M92和NGC 288 --中的蓝色水平分支恒星进行高分辨率光谱测量，揭示出光球成分和旋转速度随恒星沿水平分支位置的变化而发生显着变化。对于温度较低的恒星（Teff < 11200 K），我们得到的丰度值与典型的星团金属丰度值吻合得很好，并且我们发现vsin i旋转速度的变化范围很广，有些高达40 km/s。然而，在较热的恒星中，大多数金属物种相对于预期的星团金属丰度被强烈增强，高达3德克斯，而氦则被耗尽2德克斯或更多。此外，热恒星的自转速度都很慢，v sin i < 8 km/s。异常丰度似乎是由于原子扩散机制-氦的重力沉降和金属的辐射悬浮-在这些热恒星的非对流大气中。我们讨论了这些光球金属增强对恒星光度特性的影响，并探讨了对观测到的自转速度分布的可能解释。
2003-07-09 astro-ph
Rubidium and lead abundances in giant stars of the globular clusters M4 and M5
我们测量了球状星团M4和M5中亮巨星的中子俘获元素Rb和Pb。两个星团的金属丰度相似（[Fe/H] = -1.2），但M4相对于M5明显是s过程富集的：M4的[Ba/Fe] = +0.6，而M5的[Ba/Fe]= 0.0。Rb和Pb的丰度是通过将合成光谱与麦哲伦望远镜上的MIKE获得的高分辨率、高信噪比光谱进行比较得出的。还获得了Y、Zr、La和Eu的丰度。在M4中，12颗巨星的平均丰度为[Rb/Fe] = 0.39 +/- 0.02（sigma = 0.07），[Rb/Zr] = 0.17 +/- 0.03（sigma = 0.08），[Pb/Fe] = 0.30 +/- 0.02（sigma = 0.07）。在M5中，两颗巨星的平均丰度分别为[Rb/Fe] = 0.00 +/- 0.05（sigma = 0.06），[Rb/Zr] = 0.08 +/- 0.08（sigma = 0.11），[Pb/Fe] = -0.35 +/- 0.02（sigma = 0.04）。在测量不确定度范围内，每个星团中X = Y，Zr，La的丰度比[Rb/Fe]，[Pb/Fe]和[Rb/X]在恒星之间是恒定的，这些比值都与O或Na丰度无关。虽然M4的Rb丰度比M5高，但两个星团中的比值[Rb/X]相似，表明每个星团的s-产物的性质非常相似，但M4恒星形成的气体中这些产物的浓度更高。
2007-10-11 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
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
