A Capture Scenario for Globular Cluster Omega Centauri
我们探索的N体模型的轨道衰变和破坏的银河之路矮卫星的欧米茄Cen吸积的起源。这项工作的重点是研究一个特定的卫星模型，旨在重现欧米茄Cen目前的轨道，最近确定的绝对自行。该模型卫星从银河中心58千秒差距发射，在径向，低倾角轨道上。我们发现，一个捕获的情况下，可以产生一个欧米茄Cen样的对象与目前的低能量轨道的集群。我们最好的模型是一个有核星系的Hernquist密度分布，有一个8 10 ** 8 Msun的质量，和1.4千秒差距的半质量半径。
2003-04-15 astro-ph
X-ray sources in omega Centauri and other globular clusters
来自我们银河系球状星团中明亮光源的X射线爆发表明，这些光源中至少有11个（总共13个）是中子星。欧米茄Cen中的低光度X射线源之一是一颗低速吸积的中子星。再加上M~15包含两个明亮的X射线源，47 Tuc和NGC 6440分别包含2个和5个低光度X射线源以及一颗中子星的发现，这表明球状星团中中子星双星的总数比以前推测的要多。在其他星系附近的球状星团中发现的非常明亮的X射线源表明，这些星团包含有吸积黑洞的双星和多个明亮的X射线源。在欧米茄Cen、NGC 6397、NGC 6752、NGC 6440和47 Tuc中发现了数十个低光度X射线源。精确的钱德拉位置，这些来源结合HST的观测，导致明确的识别与激变变量，RS CVn双星，毫秒射电望远镜。
2001-11-22 astro-ph
Discovery of more than two thousand white dwarfs in the globular cluster Omega Centauri
我们提出了深多波段（F435 W，F625 W和F658 N）光度数据的球状星团欧米茄Cen收集的先进相机上的哈勃太空望远镜的调查。我们在（F435 W-F625 W，F435 W）平面上用九个可用点中的三个确定了超过2000个白矮星（WD）候选者。这样一个大的样本出现在协议的基础上WD和水平分支（HB）的进化寿命之间的比率的预测。我们还在（F658 N-F625 W，F625 W）平面上检测到约1600个WD，这支持了目前大部分簇WD是$H_α$明亮的证据。
2005-01-28 astro-ph
Synthetic Color-Magnitude Diagrams for omega Centauri and Other Massive Globular Clusters with Multiple Populations
我们对欧米茄Cen和其他具有明显特殊色星等形态的大质量球状星团进行了色星等合成图的绘制。我们的人口模型，采用最新的输入物理和参数，表明所观察到的CMD的欧米茄Cen可以通过采用（1）多峰金属量分布函数，从所观察到的颜色分布的红巨星分支（RGB）的恒星，和（2）内部年龄金属量之间的关系，其中的人口。对于其他具有双峰水平分支的大质量球状星团也得到了类似的结果。特别是，我们发现，在NGC 6388和NGC 6441中观察到的RR天琴座星的独特CMD形态（宽RGB，双峰HB）和性质可以通过两个不同的人口与温和的内部年龄-金属丰度关系的复合物再现。这表明，这些星系团，以及欧米茄Cen，可能代表了分裂的矮星系的遗迹。
2001-10-31 astro-ph
Reddening distribution across the center of the globular cluster Omega Centauri
我们提出了新的中波段紫外Stromgren和宽波段VI测光的中心区域的球状星团欧米茄Cen。从这个光度学中，我们得到了相对于另外两个球状星团（M13和NGC 288）的微分红化估计，使用的是与金属性无关的无红化温度指数[c]=（u-v）-（v-b）- 0.2（b-y），对于热水平支（HB）星（T_e> 8,500 K）。我们估计这些热HB星使用光学和近红外颜色的颜色过剩，并发现星团内的核心区域几乎是两个因素的消光变化。特别是，与红度较低的天体相比，红度较高的天体的最大密度似乎沿着赤经轴移动。这些发现使研究半人马座欧米茄恒星形成历史的光度测量工作复杂化。
2005-10-12 astro-ph
Searching for Planetary Transits in Globular Clusters - 47 Tucanae and omega Centauri
我们在球状星团47杜鹃座和半人马座欧米茄座的外部区域进行了大规模的地面搜索，寻找凌日热木星行星。其目的是帮助理解环境效应对热木星形成和球状星团生存能力的作用。使用ANU 1米望远镜和52' X 52'的视野，在两个星团中总共搜索了54，000颗太阳型恒星，并使用经过充分测试的凌日发现算法。进行了详细的蒙特卡罗模拟，以模拟数据集并计算预期的行星产量。在47 Tuc中预计有7颗行星，在omega Cen中有5颗。尽管进行了详细的搜索，但在两个星团中都没有发现类似行星的候选者。结合以前的行星生存性的理论研究，和47 Tuc核心的HST零结果，在两个星团的不拥挤的外部区域缺乏检测表明，恒星金属丰度是抑制热木星形成的主导因素。
2006-12-08 astro-ph
Discovery of an accreted stellar system within the globular cluster omega Centauri
最近的宽视场光度测量（Lee等人; Pancino等人）已经证明了在半人马座球状星团欧米伽星系中存在一个以前未知的富含金属（[Fe/H] -0.6）的恒星星族。这个新的组成部分的发现，它只占整个星团人口的一小部分（~5%），为这个恒星系统的恒星形成和化学演化的已经令人困惑的画面增添了新的一部分。在这封信中，我们表明，属于新发现的富金属人口的恒星相对于其他星团恒星具有相干的整体运动，从而证明它们形成于一个独立的自引力恒星系统。这是第一个明确的证据，表明极端金属丰富的恒星是一个小恒星系统的一部分（半人马座ω的卫星？）被星系团的主体所吸积。在这种情况下，我们正在目睹一个在亚银河系尺度上的层次合并的活体例子。
2002-06-10 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Variable Stars in Globular Clusters -I. Fields 5139A-C in Omega Centauri
在搜寻变星的过程中，对覆盖球状星团欧米茄的中心部分的三个区域进行了观测。本文给出了22颗周期变星的V波段光变曲线，其中包括9颗SX~Phe型星、7颗接触双星、5颗分离或半分离双星和1颗斑点变星（FK Com或RS CVn型星）。这些变量中只有两个是以前已知的。所有的SX Phe星和我们样本中的所有接触双星都属于蓝离散星。观测到的这些恒星的性质与它们的星团成员是一致的。特别令人感兴趣的是检测两个良好分离的双星，周期P=1.50天和P=2.47天。对这两个双星的进一步研究可以提供有关半人马座变星性质的直接信息。得到了一个名为V2的Mira变星的不完整光变曲线。我们提出了V与V-I色星等图的监测部分的集群。
1996-01-11 astro-ph
Are Omega Centauri and G1 like massive globular clusters the remnant cores of infalling dwarf galaxies? -- Dynamical constraints
我们模拟了盘星系势中矮卫星星系轨道衰变的结果。卫星被宿主星系盘内的强潮汐场剥离，迅速减少了卫星的质量，并大大减缓了轨道的衰减。结果通常是一个星系团在一个大的晕轨道上，像银河系中人马座星系的M54星系团和M31外晕中的大质量G1星系团。一般来说，这种机制很难将球状星团质量的物体送到观测到的非常接近的欧米茄Cen轨道上，除非矮星系在银河系盘的几个尺度长度内诞生。
2001-12-06 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Variable Stars in Globular Clusters - II. Fields 5139D-F in Omega Centauri
在搜寻变星的过程中，观测了三个靠近球状星团欧米茄中心的区域。我们提出了32个周期变量的V波段光变曲线。这个样本包括10颗SX Phe星、19颗食双星和3颗可能的斑点变星（FK Com或RS CVn型星）。这些变量中只有4个是以前已知的（包括两个对象中报告的文件I）。我们样本中的所有SX Phe星和8个食双星都属于蓝离散星。五个双星占据了星团上部的主序带，另外四个位于次巨星分支的底部。特别感兴趣的是检测一个分离的双星系统，周期P=4.64天。对这颗恒星的进一步研究可以提供有关半人马座变星性质的直接信息。还发现了一个位于欧米茄Cen水平分支上方的分离或半分离系统。在我们的调查中发现的所有SX Phe星和大多数食双星都可能是星团成员。我们提出了V与V-I色幅图的监测领域。在这些图中可以注意到一个人口众多的可能的热亚矮星群以及许多蓝离散星的候选者。我们的数据表明，欧米茄Cen拥有所有银河系球状星团中最多的蓝色离散星。
1996-04-04 astro-ph
Chemical Evolution in Omega Centauri
半人马座欧米茄球状星团显示了复杂的恒星形成历史和特殊的内部化学演化的证据，使其与银河系中所有其他球状星团基本上不同。在这篇综述中，我们讨论了欧米茄内发生的化学演变的性质，并试图构建一个简单的方案来解释其化学。
2003-10-22 astro-ph
Cluster AgeS Experiment: The Age and Distance of the Globular Cluster omega Centauri Determined from Observations of the Eclipsing Binary OGLEGC17
我们使用的质量，半径和光度的分离食双星OGLEGC 17来自光度和光谱观测计算的年龄和距离的球状星团欧米茄Cen。Girardi等人（2000年）的年龄与关闭质量和年龄与光度的关系产生了两个独立的年龄估计值，9.1<t<16.7 Gyr和12.9<t<18.5 Gyr。用红外线与表面亮度的关系导出的距离和距离模数为d =5385 ± 300 pc和（m-M）_V=14.06 ± 0.11。根据我们的红外表面亮度与颜色关系和Sekiguchi & Fukugita（2000）的Teff与B-V颜色关系得出的距离不一致约10%。通过更好地测量OGLEGC 17组分的质量，可以大大提高估计年龄和距离的准确性。
2000-12-23 astro-ph
HST Observations of New Horizontal Branch Structures in the Globular Cluster omega Centauri
半人马座球状星团包含了已知最大数量的极热水平分支（HB）恒星。我们已经使用哈勃太空望远镜获得了一个远紫外/光学色星等图的三个领域的ω Cen。我们发现，超过30%的HB对象是“极端”HB或热后HB星。热的HB星并不集中在星团中心，这与它们的动力学起源相矛盾。热HB星的颜色分布中有一个很大的差距，这似乎与早些时候在其他几个星团中发现的差距相对应。这表明了一个共同的机制，可能与巨大的分支质量损失有关。该图包含了大量的热的亚HB星，我们将其解释为D 'Cruz等人（1996 a）预测的“蓝钩”天体。这些是由恒星中的晚期He闪光产生的，这些恒星经历了异常大的巨大分支质量损失。ω Cen具有众所周知的金属丰度分布，我们的观测结果与随金属丰度增加而增加的巨大分支质量损失效率一致。
1999-09-22 astro-ph
The Clusters AgeS Experiment (CASE). I. V209 omega Cen - An Eclipsing Post-Common Envelope Binary in the Globular Cluster omega Cen
我们使用测光和光谱观测的分离食双星V209欧米茄Cen推导出的质量，半径和光度的组成恒星。该系统具有日全食，并根据测量的系统速度和推导出的距离，是一个成员的球状星团欧米茄岑。我们得到0.945 +/- 0.043 Msun，0.983 +/- 0.015 Rsun和6.68 +/- 0.88 Lsun的冷却器，但更大，更明亮的主要组成部分。次级分量具有0.144 +/- 0.008 Msun、0.425 +/- 0.008 Rsun和2.26 +/- 0.28 Lsun。有效温度估计为9370 K的初级和次级在10866 K。在星团的色星等图上，主分量位于蓝离散星区的尖端和扩展的水平分支之间，而次分量位于热亚矮星所占区域的红色边界附近。然而，它的半径太大，有效温度太低，不可能是sdB星。我们提出了一个方案，导致形成一个系统，这种不寻常的属性与主要组成部分"re-re-breaking“从前白矮星的吸积一个新的信封，通过质量转移从它的同伴。第二颗恒星在开始上升到次巨星分支时已经失去了大部分的外壳。它未能点燃其核心的氦气，目前由氢燃烧外壳提供动力。
2007-04-26 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
Cluster AgeS Experiment (CASE): RR Lyrae stars from the globular cluster Omega Centauri as standard candles
利用欧米茄Cen中RRab和RRc星的新测光方法，标定了它们的绝对星等M_V作为a）金属丰度和b）V波段光变曲线傅立叶参数的函数。这两个校准的零点依赖于早期由CASE项目根据对分离食双星OGLE GC 17的观测得出的到星团的距离模数。对于RRab变量，我们得到了M_V=（0.26 \pm 0.08）[Fe/H]+（0.91 \pm 0.13）的关系。基于该公式的到LMC的去红的距离模数为$μ_{0}=18.56\pm 0.14$ ma g。基于分解的光变曲线的傅立叶系数的M_V的第二校准导致LMC距离为$μ_{0}=18.51\pm 0.07$ ma g。
2003-06-16 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
Radial velocities in the globular cluster omega Centauri
我们已经使用的ARGUS多目标光谱仪在CTIO 4米布兰科望远镜获得2756径向速度测量的1966个单独的恒星在球状星团欧米茄半人马座亮于蓝色的摄影星等约16.5。其中1589颗恒星是星团成员。与Suntzeff & Kraft和Mayor等人进行的两项独立径向速度研究进行了比较，表明，我们的测量的中位数误差低于2公里/秒的恒星亮度比B-15等，这构成了大部分的样本。观测到的速度色散从内部几弧分的约15 km/s减小到半径为25弧分的约6 km/s。星团有明显的自转，在6至10弧分的径向区域，最大振幅约为6公里/秒。在van de Ven等人的一篇配套论文中，我们用星系团空间运动引起的透视旋转修正了这些径向速度，并将它们与van Leeuwen等人测量的近8000个星系团成员的内部自行结合起来，建立一个详细的半人马座欧米茄的动力学模型，并测量它的距离。
2005-09-08 astro-ph
Cluster AgeS Experiment. Catalog of Variable Stars in the Globular Cluster Omega Centauri
我们提出的球状星团半人马座欧米茄领域的变星测光调查的结果。观测到的区域大致以星团核心为中心，覆盖644弧分^[2]。在1999年和2000年的59个夜晚，对该集群进行了监测。共确定了117个新变量。其中有16颗RR型天琴型星，35颗SX型Phe变星和26颗食双星。介绍了一个包括迄今为止从星团领域报道的所有变星的综合星表。我们列出了基本的光度特性，并提供了总共392个对象的查找图表。其中313个获得了新的BV光变曲线。所呈现的样本包括几个有趣的变量，如SX Phe恒星的脉动周期极短，以及几个脉动K巨星的候选者。XMM和钱德拉望远镜探测到的9个X射线源的光学对应物被确定：它们都可能是与星团无关的前景变量。
2004-06-21 astro-ph
The Abundance Spread Among Giants and Subgiants in the Globular Cluster Omega Centauri
我们目前的光谱丰度和巨星的径向速度在银河系球状星团欧米茄半人马座的基础上的钙红外三重态。观测到两个恒星样本：下巨星支上径向距离为8 - 23弧分的M_V = 1.25的恒星234颗;径向距离为3 - 22弧分的M_V = -1.3的恒星145颗。以前的金属丰度研究发现了一个非高斯的金属丰度分布，包含了富含金属的恒星的尾巴。我们证实了这些结果，除了我们的无偏集群金属丰度分布显着狭窄。它们包含以下关键功能：（1）没有非常贫金属的恒星，（2）贫金属分布突然上升到模态[Fe/H]值-1.70，与在0.07 dex水平上未分辨的均匀金属丰度一致，（3）金属丰度高的尾部，恒星比简单化学演化模型预测的要多，（4）金属丰度与半径之间的相关性较弱，大多数富金属恒星集中在星团核心。未解决的金属弱尾意味着欧米茄Cen形成的气体混合良好，达到了星系团的模态金属丰度。因此，像其他银河系的球状星团一样，半人马座ω似乎是在一个预先富集和均匀化（直到模态金属丰度）的环境中形成的。弱金属丰度梯度的存在支持了ω Cen自富集的观点，富集的气体由于气体耗散过程而下沉到团簇中心。然而，我们也注意到，富含金属的恒星比星团中的大部分恒星质量更大，并且可能在星团的生命周期中通过动力学质量分离而下沉到中心。
1996-01-04 astro-ph
Ground-based CCD astrometry with wide field imagers. III. WFI@2.2m proper-motion catalog of the globular cluster omega Centauri
半人马座欧米茄是研究得最好的球状星团，因为它有许多令人困惑的特征。密集的光谱跟踪观测活动针对颜色-星等图上不同位置的恒星，有望澄清其中的一些特点。为了能够在光谱测量期间可靠地瞄准星团成员，以及在不包括场星的情况下在星团外围的空间和径向分布，需要欧米茄Cen的高质量自行目录和成员概率确定。唯一可用的ω Cen的宽视场自行星表是从照相底片上获得的，并且只适用于比B~16亮的恒星。利用ESO的存档数据，我们为这个星系团建立了一个新的基于CCD的自行星表，扩展到B~20。我们使用了专门为WFI@2.2米望远镜采集的数据开发的高精度天体测量软件，并在本系列的第一篇论文中提出。我们实现了一个很好的集群场分离的时间基线只有四年。我们校正了测光的天空浓度效应。我们提供了校准测光UBVRI宽波段数据加窄带滤波数据集中在H_α的近36万颗恒星。我们可以证实，ω Cen贫金属和富金属的成分有相同的自行，并证明金属中间的成分，此外表现出相同的平均运动作为其他RGB星。我们提供了成员概率测定公布的欧米茄Cen变星目录。我们的星表将自行测量扩展到比星团关闭光度更暗的范围，并覆盖了围绕欧米茄中心的广阔区域（~33'x33'）。我们的星表现在可以通过电子方式提供给天文学界。
2008-11-06 astro-ph
About the Chemical Evolution of dSphs (and the peculiar Globular Cluster Omega Cen)
利用三维流体动力学模拟方法研究了孤立矮球状星系中星际介质的动力学和化学演化。这种演化是由II型和Ia型超新星爆炸驱动的，它们对动力学和化学富集的不同贡献被考虑在内。辐射损失可以有效地将SNe爆炸释放的大量能量辐射出去，而dSph能够保留大部分气体，允许长时间（>2-3 Gyr）的恒星形成，就像通常在这类星系中观察到的那样。我们能够再现恒星金属丰度分布函数（ESTA）以及在几个dSphs中观察到的强烈O-贫化恒星的特殊化学性质。该模型还自然地预测了两个不同的恒星星族，[Fe/H]和速度色散之间的反相关，类似于在Sculptor和Fornax dSphs中观察到的。这些结果来自于Ia超新星的不均匀污染，这是我们模型的一个显著特征。我们还将该模型应用于奇特的球状星团（GC）欧米茄Cen的假设，它是一个以前更大的恒星系统，可能是一个dSph的残余。
2008-06-24 astro-ph
CCD Photometry of the Globular Cluster omega Centauri. II. Stellar Populations and Age-Metallicity Relation
我们提出了宽领域和高精度BV和Ca & Stromgren的光度测量的欧米茄半人马座，这是迄今为止最广泛的光度测量这个集群之一。在hk [=（Ca-b）-（b-y）] vs. b-y图中，可以很好地分辨出半人马座ω的成员星和前景银河场星。由此产生的“清洁”色星等图（CMD），使我们能够获得一个准确的分布的红色水平分支（HB）和渐近巨星分支的恒星。我们确认存在几个红巨星分支（RGBs）与最富金属的序列以及其他蓝色的贫金属的分离。我们的人口模型表明，具有不同金属丰度的四个人口可以重现所观察到的RGB的性质。HB分布也被发现是一致的多个恒星星族的RGB。从我们的人口模型中，我们提出，最富金属的人口是约4 Gyr比占主导地位的金属穷人的人口，这表明欧米茄Cen是丰富的在这个时间尺度。我们确定，第一次，一个连续的和倾斜的RGB颠簸在CMD的欧米茄Cen，这是由于金属分布之间的RGB恒星。我们的测光还揭示了一个显着的人口蓝色离散星。几个族群的发现和欧米茄Cen的内部年龄-金属丰度关系提供了很好的证据，证明欧米茄Cen曾经是一个更大的系统的一部分，该系统与银河系合并，就像人马座矮星系目前正在做的那样。
2003-10-27 astro-ph
Using Globular Clusters to Test Newton?s Law of Gravityy
对半人马座球状星团速度色散的新测量允许追踪其重力势，加速度为8 e-9 cm/s/s。结果表明，当重力加速度接近a_0时，在潮汐半径范围内，色散曲线仍然是平坦的，这一结果在修正牛顿动力学的讨论中得到了最简单的解释。在球状星团M15中也观察到了类似的行为，表明这不是半人马座欧米茄特有的特征。这个结果令人惊讶，并暗示牛顿定律在低加速度下失效。
2003-08-24 astro-ph
Star Formation History of Omega Centauri Imprinted in Elemental Abundance Patterns
在超新星诱导恒星形成的非均匀化学演化模型的背景下，研究了球状星团半人马座欧米茄的恒星形成历史。该模型解释了最近对欧米茄Cen恒星的观测，并将恒星形成分为三个时期。在第一个纪元结束时，约70%的气体被超新星排出。AGB星然后提供s-过程元素的剩余气体在第一个间隔约3亿年。这解释了在欧米茄Cen星中观测到的Ba/Fe比在[Fe/H] ~-1.6处突然增加。第二纪元末期的超新星无法排出气体。最终，Ia型超新星引发了超新星诱导的恒星形成，当星团穿过新形成的银河系圆盘时，剩余的气体被剥离。并在云-云碰撞触发的球状星团形成框架下讨论了欧米茄Cen的形成。在这种情况下，碰撞中云的相对速度决定了团簇中随后的化学演变。相对速度较低的原星团云的正面碰撞将使不到1%的气体转化为恒星，并通过超新星驱动的恒星形成促进随后的化学演化。这与目前观察到的Omega Cen形式一致。相比之下，其他的银河系球状星团则是由更强烈的正面碰撞形成的，而且由此产生的云太薄，超新星无法积累足够的气体来形成下一代恒星。这就解释了为什么其他球状星团没有化学演化。
2003-02-15 astro-ph
Abundances on the Main Sequence of the Globular Cluster Omega Centauri
利用AAT上的2dF多纤维仪器，获得了不寻常的球状星团欧米茄半人马座主序星和分叉处大样本恒星的中等分辨率光谱。我们调查的行为CH，CN和SrII线强度指数作为总丰度的函数的主要序列样品。许多恒星不遵循大多数人所定义的关系。这些异常物体可以分为（至少）三种类型。(1)碳增强型恒星，约占样本的5%，在所有金属丰度下都能发现。光谱合成计算表明，这些恒星的大气层中的碳含量通常会增加3到10倍。(2)氮增强型恒星，通过强CN指数显示[Fe/H]>-1.3，占该金属丰度以上的星系团主序群的~40%。这些恒星的N值增加了100倍。然而，我们的数据在较低的[Fe/H]下没有提供它们的相对数量的限制。(3)s-过程元素Sr增强30~60倍的恒星。这些丰度异常的可能成因进行了讨论。
2005-07-07 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
The Globular Cluster Omega Centauri and the Oosterhoff Dichotomy
分析了OGLE小组对欧米茄Cen中128个RR Lyrics变量的CCD观测结果。P-L和P-A图表明，除了基频（RRab）和第一泛音（RRc）外，欧米茄Cen RR Lyrics种群似乎还包括第二泛音（RRe）和可能的第三泛音。RRab和RRc星的平均周期是Oosterhoff II型（OoII）星团的典型值。然而，P-A图也表明，一些RR Lyrics变量具有"Oosterhoff I型"（OoI）特征。从傅立叶系数中得到的RRc变量的相对光度与观测到的视星等相关。RRc星的质量是由傅立叶系数计算出来的。比较OoII星团欧米茄Cen、M15、M55和M68中RRc星的质量，发现M15和M68中的RRc星的质量比另外两个大0.2太阳质量。由于M15和M68的第一个泛频脉动星中有高频率的RRd星，而在欧米茄Cen和M55中没有发现，这表明双模脉动现象可能与质量有关。在欧米茄Cen的RRc变星中，OoII变星比OoI变星有更低的导出质量和更高的光度。将周期密度定律应用于根据它们在P-A图中的位置选择的OoI和OoII RRab星对也表明，OoII变星一般具有较低的质量和较高的光度。这些研究结果支持的假设，RR天琴座变量在OoII系统的演变HB星，花他们的ZAHB阶段的蓝色一侧的不稳定带。
2000-08-10 astro-ph
An XMM-Newton observation of the globular cluster Omega Centauri
本文报道了2001年8月13日对球状星团欧米茄星团进行的XMM-牛顿EPIC观测。我们已经探测到11个和27个在核心和半质量半径的微弱X射线源，在0.5-5 keV范围内搜索到亮度为1.3 x 10^{31} erg s^{-1}。大多数辐射源的X射线辐射热光度在~ 10^{31}-10 ^<$32}尔格·秒^{-1}之间。我们提出的颜色-颜色和硬度-强度图的源样本，以及高品质的EPIC光谱的最明亮的对象的领域，包括两个候选人激变变星（CV）的核心和静止的中子星低质量的X射线二元候选人。后者的光谱对象完全支持他们以前的分类。我们发现，大部分的来源是硬的，光谱相似的CV。软暗源的缺乏可能与星团中没有毫秒双星有关。XMM-Newton观测揭示了在星系团核心之外存在着大量的源，在那里已经发现了几颗RS CVn双星。我们还分析了2000年1月24- 25日Chandra ACIS-I的观测结果，以改进XMM-Newton源的位置，并寻找两个数据集之间的源强度变化。63个XMM-Newton源具有Chandra对应源，并且半质量半径内的15个源已显示出时间变异性。总体而言，欧米茄Cen中微弱X射线源的一般性质表明它们主要是CV和活动双星（RS CVn或BY Dra）。
2002-12-06 astro-ph
A G1-like globular cluster in NGC 1023
利用哈勃空间望远镜拍摄的两组图像分析了NGC 1023中一个非常明亮（MV = -10.9）的球状星团的结构。通过仔细模拟King轮廓与星团图像的拟合，得出核心半径为0.55+/-0.1 pc，有效半径为3.7+/-0.3 pc，中心V波段表面亮度为12.9+/-0.5 mag / square arcsec。这使得这个星团比半人马座欧米茄更紧凑，但与M31中最明亮的球状星团非常相似，G1 = Mayall II。NGC 1023中的星团看起来非常扁平，椭圆率约为0.37，甚至高于欧米茄Cen和G1，与大麦云中最扁平的星团相似。
2001-07-03 astro-ph
2MASS Studies of Differential Reddening Across Three Massive Globular Clusters
利用2微米全天巡天（2MASS）的J、H和K_S波段数据，研究了半人马座球状星团Omega、NGC 6388和NGC 6441三个大质量星系团的差异红化效应。有证据表明，变量灭绝可能会产生错误的检测周围欧米茄半人马座的潮汐尾巴。我们还调查了NGC 6388和NGC 6441相对较强的差异变红，发现差异消光可能夸大了金属丰度分布的需要，以解释这两个星系团红巨星分支的宽度。最后，我们考虑这些结果之间的连接不寻常的，多人口的球状星团和矮球状星系（dSph）的核心的影响。
2003-07-04 astro-ph
On the white dwarf cooling sequence of the globular cluster Omega Centauri
我们提出了深和精确的测光（F435，F625 W，F658 N）的欧米茄岑收集与先进相机的调查（ACS）上的哈勃太空望远镜（HST）。我们已经确定了约6,500颗白矮星（WD）候选者，并且发现WD和主序星（MS）数量的比率至少比CO核心WD冷却和MS寿命的比率大两倍。这种差异不能用氦增强的恒星星族的可能发生来解释，因为当从典型的（Y=0.25）到氦增强的组成（Y=0.42）变化时，MS的寿命变化只有15%。一些氦核WD的存在似乎能够解释观测到的恒星数。所需的He WD的分数范围从10%到80%，取决于它们的平均质量，并且它至少比现场WD大五倍。理论和观测之间的色幅图的比较也支持He WD的存在。经验证据表明，He WD已经在拥有大量极端水平分支恒星样本的恒星系统中被检测到，这表明一部分红巨星可能会避免He核心闪光。
2007-12-04 astro-ph
Fe and Al Abundances for 180 Red Giants in the Globular Cluster Omega Centauri (NGC 5139)
我们目前的径向速度，铁，铝丰度为180红巨星分支（RGB）恒星在银河系球状星团欧米茄半人马座（$ω$岑）。我们的大部分数据位于11.0 $<$ V $<$ 13.5的范围内，该范围涵盖了从水平分支上方约1倍磁至RGB尖端的RGB。选择程序偏向于优先观测$ω$ Cen中更贫金属和更亮的恒星。使用Blanco 4 m望远镜和Hydra多光纤摄谱仪获得的中等分辨率光谱（R $\approx$ 13，000）的等效宽度测量和光谱合成分析确定丰度。我们的结果与以前的研究一致，因为我们发现至少有四种不同的金属丰度群体，[Fe/H]=--1.75，--1.45，--1.05和--0.75，全范围为--2.20 $\la$ [Fe/H] $\la$ --0.70。[Al/Fe]比率对于所有族群都表现出大的星-星散射，对于比[Fe/H] $\sim$ -1.4更富金属的恒星，[Al/Fe]的1.0 dex范围减小。所有金属丰度群体观测到的最小[Al/Fe]丰度为[Al/Fe] $\sim$ +0.15。当[Fe/H] $\sim$ = 1.4时，log $ε$（Al）的丰度达到最大值，并且不会随着恒星金属丰度的增加而进一步增加。我们解释这些结果作为证据II型SNe提供最小的[Al/Fe]比和中间质量渐近巨星分支恒星的质谱造成的大多数的[Al/Fe]散射。这些结果似乎符合已采用的恒星形成发生在$ω$ …
2008-04-16 astro-ph
Finding out the velocity anisotropy parameter for some globular clusters: the case of stationary model
本文讨论了由球状星团中的恒星密度剖面确定速度各向异性参数A的问题。对以下星系团进行了计算：M3，M12，M13，M15，M55，M56，Palomar 3，Palomar 14，NGC5139（Omega Centauri）和NGC6535。我们发现，对于大多数集群，A=0。对于M56，在极限星等B=21.5和B=19.0处计算参数，我们分别发现A=0.8和A=0.3。对于半人马座欧米茄的各向异性参数确定在三个单独的区域，我们发现：A=0的中心区域，A=0.1的中间区域和A=0.3的晕。
2001-04-03 astro-ph
A Stellar Audit: The Computation of Encounter Rates for 47 Tucanae and omega Centauri
本文利用King-Mitchie模型计算了球状星团$ω$ Cen和47 Tuc中不同恒星种类之间的相遇率。我们还计算事件发生率之间的遭遇单星和人口的原始双星。使用这些速率，我们已经从流体动力学模拟的遭遇早些时候，我们计算的生产率的对象，如低质量的X射线双星（LMXB），窒息中子星和蓝色离散星（大质量主序星）。如果10%的恒星包含在原始双星中，那么由这些双星的相遇产生有趣物体的速率与由单个恒星的相遇产生的速率一样大。例如，在两个球状星团模型中，涉及双星的相遇都会产生大量的蓝色离散星。窒息中子星的数量可能超过低质量X射线双星（LMXB）的数量5-20倍，这可能有助于解释为什么在球状星团中观测到的毫秒双星数量超过LMXB。
1995-07-07 astro-ph
Cluster AgeS Experiment (CASE): SX Phe stars from the globular cluster Omega Centauri
我们提出了一个分析和解释的振荡光谱的所有69 SX凤凰星发现的领域的集群。对于大多数恒星，我们有可靠的绝对星等和颜色。除了一个或两个物体外，恒星都是星团的成员。它们的脉动行为非常多样化。多周期变化与至少部分的激发模式是非径向的是最常见的，但也有许多情况下，高振幅，大概径向模式，衰减器。在许多这样的情况下，我们有证据表明，两个径向模式被激发。径向模式的参数在大多数情况下是一致的标准的恒星演化模型的质量范围为0.9-1.15钼。然而，在四种情况下，我们有证据表明质量明显低于预期。三个对象显示频率三元组，可以解释为旋转频率分裂的l=1模式。隐含的赤道自转速度从10到100公里/秒以上。几乎所有测量的频率都落在预测的不稳定模式的范围内。两例低频变率被解释为引起的潮汐畸变密切的同伴。
2005-06-21 astro-ph
Omega Centauri: Nucleus of a Milky Way Dwarf Spheroidal?
我们集中在两个方面的欧米茄Cen是相当不典型的球状星团：它的金属丰度分布和轨道。我们用（1）华盛顿（M-T_2，M）_o色星等图（包含13万颗恒星），（2）DDO_（51）光度法区分巨星和场矮星，（3）（M-T_2，M-DDO_（51））_o色到[Fe/H]的映射导出了欧米茄Cen的金属丰度分布函数。通过对跨越所有丰度的恒星子样本的径向速度成员资格研究，对场巨污染进行了校正。与先前的研究一样，这个恒星的丰度非常宽，在[Fe/H]=-1.7附近有一个峰值，并延伸到更高和更低的丰度，但很少有恒星的[Fe/H] >~-1.2。半人马座欧米茄的轨道是强烈逆行的，有小的远银河系，几乎与银河系盘共面-即，这是一个与几乎所有已知的银河系球状星团都不同的轨道，在水平分支类型和[Fe/H]的星团中是独一无二的。我们建议，欧米茄Cen的轨道和轨道，当考虑到其他不寻常的欧米茄Cen属性是一致的图片，其中该对象是一个曾经较大的卫星矮星系，已大大减少潮汐剥离的遗体（核）。一个模型，其中欧米茄岑面临相当大的剥离银河系磁盘可以解释集群的当前状态。一个现今的对应物可能是人马座dSph系统，其中的球状星团M54（其质量与半人马座欧米茄相似）被认为是其核心。一个更大的原欧米茄Cen在逆行轨道上犁过银河系盘可能有助于厚盘的形成，通过潮汐剥离恒星的贡献和通过大量的薄盘加热。
1999-10-14 astro-ph
The dynamical distance and intrinsic structure of the globular cluster omega Centauri
我们通过将轴对称动力学模型拟合到van Leeuwen等人的地面自行和线来确定动力学距离D、倾角i、质光比M/L和球状星团欧米茄Cen的固有轨道结构。来自四个独立数据集的视线速度。我们纠正观察到的速度为透视旋转所造成的集群的空间运动，并表明，剩余的固体旋转组件中的自行车可以采取没有任何建模以外的假设轴对称。这也提供了对D tan i的严格约束。应用我们的轴对称实现Schwarzschild的轨道叠加法的欧米茄Cen揭示了一个显着的径向依赖M/L没有动力学证据。最佳拟合动力学模型的恒星V波段质光比M/L_V = 2.5 +/- 0.1 M_sun/L_sun，倾角i = 50 +/- 4度，对应的平均内禀轴比为0.78 +/- 0.03。最佳拟合动力学距离D = 4.8 +/- 0.3 kpc（距离模量13.75 +/- 0.13 mag）明显大于通过简单的球形或恒定各向异性轴对称动力学模型获得的值，并且与通过测光方法获得的规范值5.0 +/- 0.2 kpc一致。星团的总质量为（2.5 +/- 0.3）x 10^6 M_sun。最佳拟合模型在约10弧分的半径内接近各向同性，并且在外部区域中变得越来越切向各向异性，这显示出显著的平均旋转。这种相空间结构很可能是由银河系潮汐场的影响造成的。星团包含一个单独的盘状组件，其径向范围在1至3弧分之间，约占总质量的4%。
2005-09-08 astro-ph
A Simple Dynamical Model for Omega Cen
我们构造了一个简单的大质量球状星团欧米茄Cen的动力学模型。该模型包括对银河潮汐动力学演化和单星演化的简单处理。双星和自转被忽略。该模型近似地拟合了地表亮度剖面、径向速度色散剖面和两个半径处的主序星质量函数的观测数据。
2002-10-19 astro-ph
Mayall II = G1 in M31: Giant Globular Cluster or Core of a Dwarf Elliptical Galaxy ?
Mayall II = G1是仙女座星系M31中最明亮的球状星团之一。我们对HST/WFPC 2的观测提供了（I vs. V-I）和（V vs. V-I）色星等图的数据。从模型拟合，我们确定了一个相当高的平均金属丰度[Fe/H] = --0.95 +- 0.09，有点类似于47 Tuccino。我们发现一个更大的传播V-I比可以解释的测量误差，我们把这归因于一个内在的金属丰度之间的恒星G1分散。到目前为止，只有半人马座欧米茄，巨大的银河系球状星团，已经知道表现出这样的内在金属丰度分散。这个球状星团的总质量有三个估计值：King质量= 15 x 10^6，M/Lv ~ 7.5;维里质量= 7.3 x 10^6，M/Lv ~ 3.6; King-Michie质量在14到17 x 10^6之间。虽然不确定，但所有这些质量估计都使G1的质量是半人马座ω的两倍多。如此大的质量与金属丰度分布有关，其来源仍然未知（要么是自富集，要么是不均匀的原星团云，要么是矮星系的剩余核心）。当考虑G1在Kormendy（1985）定义的不同图中的位置时，G1总是出现在由球状星团定义的序列上，并且肯定远离由椭圆星系、凸起星系和矮球状星系定义的序列。半人马座ω星和矮椭圆星系NGC 205的核心也是如此。这并不能证明所有（大质量）球状星团都是有核矮星系的残余核心。
2001-05-01 astro-ph
Self-enrichment in Omega Centauri
在半人马座ω观测到的丰度传播的起源研究的背景下，自我富集的情况。建立了五种化学演化模型，并与$ω$ Cen的经验金属丰度分布进行了比较。经过一系列的模拟，它被发现，无论是封闭的盒子，流出，也不是下落模型可以重现欧米茄Cen的经验金属丰度分布，而一个修改后的流出模型与双峰初始质量函数（IMF）给出了一个金属丰度分布，拟合密切的经验。在修正的外流模型中，长寿命恒星被假设在第二型超新星（SNII）第一次爆炸后在原云中形成。修改后的外流模型包括气体在第一个化学演变。因此，我们得出结论，自我富集的原因在ω Cen的丰度分散。双峰IMF外流模型的成功意味着球状星团（GC）中的低质量恒星应该是在第一代SNII已经富集的气体中形成的。这一假设最初由Cayrel（1986）提出，可以解释银河系中缺乏[Fe/H] > -2.2的球状星团的原因。
1999-12-28 astro-ph
Iron abundances of B-type post-Asymptotic Giant Branch stars in globular clusters: Barnard 29 in M 13 and ROA 5701 in omega Cen
用模式大气技术分析了球状星团中的两颗B型后渐近巨星支（post-AGB）星：M 13中的Barnard 29和ω Cen中的ROA 5701的高分辨光学和紫外光谱。光谱是由欧洲南方天文台2.2米望远镜上的FEROS和2.7米麦克唐纳望远镜上的2d-Coudé摄谱仪获得的，而紫外观测则来自HST上的GHRS。轻元素（C，N，O，Mg，Al和S）和Fe的丰度已被确定的光谱，而紫外线数据提供额外的Fe丰度估计从Fe III吸收线在1875-1900 nm波长区域。巴纳德29和ROA 5701的金属丰度相对于年轻的B型恒星都不足。这些结果与相应星系团的金属丰度以及先前对这些天体的研究结果一致。衍生的丰度模式表明，恒星并没有经历气尘分离，与以前的建议相反，虽然它们可能是在第三次挖掘开始之前从AGB演变而来的。然而，来自HST光谱的Fe丰度低于从相应的集群的金属丰度预期，由0.5德克斯巴纳德29和0.8德克斯ROA 5701。在已知金属丰度的环境中，如麦哲伦云，也发现了类似的系统性丰度不足的其他B型恒星。这些结果表明，Fe III紫外线可能会产生丰度值，通常为0.6 dex，因此这种估计应谨慎对待。
2007-05-15 astro-ph
Optical and Infrared Observations of Stellar Mass Loss in Globular Cluster Red Giants
我们正在研究从球状星团巨星的质量损失，集中在金属丰度依赖。我们提出了三组观测：TIMMI-2中红外光谱的47 Tuc，UVES高分辨率光谱的几个集群，和红外图集的欧米茄岑使用斯皮策太空望远镜。
2006-09-15 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
The Luminosity Function of Omega Centauri
利用HST-WFPC 2对球状星团欧米茄（NGC 5139）中恒星星族的深度观测，测量了低质量端主序星的光度函数。研究了两个场，分别位于距星系团中心~4.6'和~7'处，或在该星系团的半光半径（~ 4.8 '）附近。由这些数据得到的色星等图显示了扩展到I ~ 24检测限的星系团主序。关于颜色和星等的信息被用来建立在这些领域的主序星的光度函数和两个独立的测定被发现非常好地同意彼此的观测不确定性。这两个函数都显示出在M_I ~ 9附近恒星分布的一个峰值，然后在光度不完全变得显著之前，在较暗的星等处出现下降，这是HST观测到的其他球状星团的典型情况。这一结果与之前的说法不一致，即欧米茄Cen的光度函数在低质量时保持平坦，但与最近对同一星团的近红外NICMOS观测结果非常一致。
1998-12-17 astro-ph
Highly He-Rich Matter Dredged Up by Extra Mixing through Stellar Encounters in Globular Clusters
半人马座ω星和NGC 2808的主序星分裂表明，在这些球状星团（GC）中产生了高度富集He的物质（以质量分数Y~0.4计），并使一些主序星的颜色变得更蓝。富氦物质的潜在产生地点通常被认为是经历第二次疏浚的大质量AGB星。然而，我们发现大质量AGB星最多提供Y~0.35的物质，而观测到的蓝移需要Y~0.4的物质存在。在这里，我们表明，额外的混合，这在红巨星阶段的恒星质量小于2Msun，可能是一种机制，提高他的内容在他们的信封Y~0.4。额外的混合被认为是由红巨星与其他恒星在像GC这样的碰撞系统中相遇引起的。在AGB阶段释放的Y~0.4物质有两种命运：（i）从GC中逃逸或（ii）通过碰撞被运动学冷恒星捕获。欧米茄Cen中的AGB喷出物，遵循后一种情况，可以提供足够的He引起观察到的蓝移。同时，这个方案产生了极端的水平分支，正如在ω Cen中观察到的那样，这是对更高的质量损失率的响应，这也是由恒星相遇引起的。
2007-10-28 astro-ph
White Dwarfs in Omega Centauri: Preliminary Evidence
我们提出了准确的和深的多波段B，R，H α数据的球状星团欧米茄Cen收集与高级相机的调查HST。测光表包括超过一百万颗恒星。通过采用严格的选择标准，我们确定了600多个真正的白矮星（WD）。经验证据表明，一小部分WD是Halpha-bright。WD等时线和观测值之间的比较表明，在较暗的震级和较亮的不匹配的合理协议。
2005-01-21 astro-ph
Imprint of galaxy formation and evolution on globular cluster properties
本文从星系形成和演化过程的角度讨论了星系中球状星团系统物理性质的起源。通过对星系中GCSs动力学演化的数值模拟，我们着重讨论了（1）GCSs径向密度分布的起源，（2）椭圆星系中GCSs的运动学，（3）有核矮星系向GCSs的转化（例如，（4）GCSs起源于大麦云云（LMC）。
2006-05-13 astro-ph
Star Counts in the Globular Cluster Omega Centauri. I. Bright Stellar Components
我们提出了一个广泛的测光HB，RGB和MSTO恒星在欧米茄Cen。星团的中心区域被ACS/HST收集到的F435 W、F625 W和F658 N波段数据的马赛克覆盖。外流覆盖了大量的U，B，V，I波段的数据收集与WFI@2.2米ESO/MPI望远镜。最终的星表包括约170万颗恒星。我们确定了大约3，200颗可能的HB恒星和大约12，500颗比亚巨星分支更亮，比RGB凸起更暗的恒星。HB形态随径向距离的变化而变化。当从星团中心向外围区域移动时，极端HB星的相对数量从~30%减少到~21%，而不太热的HB星的比例从~62%增加到~ 72%。我们进行了一个详细的比较观察到的比率不同的恒星示踪剂和预测的基础上的典型的演化模型与原始氦（Y=0.23）的内容和金属丰度（Z= 0.0002，0.001），括号中所观察到的传播欧米茄Cen恒星的金属丰度。我们发现HB星的经验星数平均比预测的大（30%-40%）。此外，HB星的速率比MSTO大43%。HB的比率与RG和MSTO星的比率之间的差异支持了我们正面临着HB星真正过剩的证据。假设恒星星族混合70%的标准恒星和30%的氦增强恒星，进行了同样的比较。理论和观测之间的差异减少了一个因素的两倍时，与经典的He含量模型预测的利率相比，但仍然比观察到的高15%-25%（Y=0.42）和15%-20%（Y=0.33）。此外，HB和MSTO恒星计数之间的比率…
2007-03-16 astro-ph
A Sr-Rich Star on the Main Sequence of Omega Centauri
给出了半人马座球状星团中一颗富金属主序星（[Fe/H]=-0.74）的碳、氮、锶和钡相对于铁的畸变比。这颗编号为2015448的恒星显示出碳和太阳氮的贫化，但更有趣的是，它显示出锶的丰度比[Sr/Fe]~1.6 dex，而钡的丰度比[Ba/Fe]<0.6 dex。在这个金属丰度下，人们通常会看到锶和钡的丰度比大致相等。可能形成的情况下，这种奇特的对象被认为是。
2006-11-16 astro-ph
Discovery of a rapidly pulsating subdwarf B star candidate in omega Cen
我们报道了在一个球状星团（欧米茄Cen）中发现的第一颗可变极水平分支星。所揭示的振荡具有114 s的周期和32 mmags的振幅。水平分支模型和观测到的光学颜色之间的比较表明，这颗恒星的有效温度为31，500 +-6，300 K，将其置于快速振荡的B亚矮星的不稳定带内。探测到的脉动的时间尺度和幅度也符合对这类变星的预期，从而加强了发现新的亚矮星B型变星的可能性。
2008-12-14 astro-ph
Super Helium-Rich Population and the Origin of Extreme Horizontal-Branch Stars in Globular Clusters
最近对巨大的球状星团半人马座欧米茄的色星等图（CMD）的观测表明，它有一个惊人的双主序（MS），少数更蓝更暗的MS星与大多数MS星分离。在这里，我们确认，与最新的Y2等时线，这种特殊的功能只能通过假设一个大的变化（Δ Y = 0.15）的原始氦丰度在这个集群中的几个不同的人群之间复制。我们进一步表明，MS上的这种特殊功能所需的相同的氦增强本身就可以重现在欧米茄Cen中观察到的极端水平分支（HB）恒星，这些恒星比正常的HB恒星更热。类似地，其他球状星团（如NGC 2808）的HB上的复杂特征可以用氦丰度的巨大内部变化来解释。这些星团中的极端HB星的远紫外（FUV）观测也提供了支持富氦人口的证据，其中氦的增强可以自然地解释这些恒星观测到的较暗的FUV光度。在某些球状星团中存在的超富氦粒子表明，除了金属丰度和年龄之外，第三个参数也影响这些星团的CMD形态。
2005-01-24 astro-ph
Abundances on the Main Sequence of Omega Centauri
使用光谱合成技术计算的碳，氮和锶相对于铁的abbands比，给出了属于球状星团欧米茄半人马座的主序星和关闭星的样本。碳、氮和/或锶的变化作为[Fe/H]的函数表现出几种不同的丰度模式。碳、氮和/或锶的增强/贫化来源可能是低质量（1- 3太阳质量）和中等质量（3- 8太阳质量）的渐近巨星分支星的富集。大质量的旋转恒星产生过量的氮，而没有碳和氧的过剩也可能发挥作用。这些丰度使不同的贡献者被考虑并纳入欧米茄Cen的进化图。
2007-08-01 astro-ph
Giants in the globular cluster omega Centauri: dust production, mass loss and distance
我们目前的光谱能量分布建模的6875颗恒星在半人马座欧米茄，获得恒星的光度和温度，通过拟合文献测光到最先进的MARCS恒星模型。通过与四组不同的等时线的比较，我们提供了一个新的距离估计，即4850 +/- 200（随机）+/- 120（系统误差）pc，红化值E（B-V）= 0.08 +/-0.02 +/- 0.02等，以及年龄为12 Gyr的Δ [E（B-V）] < 0.02等。我们还发现了几个新的后早期AGB候选者，并利用恒星的超红部分测量了单个恒星的总质量损失率，损失率低至约7 x 10^-8 Msun/yr。我们发现该星团的总尘埃质量损失率为1.3（+0.8/-0.5）x 10^-9 Msun/yr，总气体质量损失率大于1.2（+0.6/-0.5）x 10^-6 Msun/yr。该星团一半的尘埃生产和30%的气体生产来自两个最极端的恒星- V6和V42 -我们提出了新的双子座/T-ReCS中红外光谱，可能表明V42有富含碳的尘埃。星团的尘埃温度通常>~550 K。质量损失显然不会随星团内的金属丰度而显著变化，但与钡增强有一定的相关性，这似乎发生在较冷的恒星中，特别是在异常的RGB上。在低金属量恒星质量损失的背景下，还讨论了流出速度的限制、尘埃物体的尘埃-气体比以及短时间尺度质量损失变化的可能性。在RGB尖端附近的恒星周围普遍存在的尘埃表明RGB上有显著的尘埃质量损失;我们估计…
2008-12-01 astro-ph
