Carbon Isotopic Abundances in the Red Giants of Omega Centauri (NGC5139)
通过观测2.3微米附近的第一泛音CO带，测量了半人马座球状星团中11颗红巨星成员的碳12和碳13丰度。整个样本的平均值为<12 C/13 C>= 4.3 +/-0.4，其中9颗巨星在误差范围内等于12 C/13 C = 3.5的平衡比值。在欧米茄Cen中没有发现12 C/13 C与铁丰度之间的相关性。讨论了~（12）C/~（13）C与[O/Fe]、[Na/Fe]、[Al/Fe]等丰度比的关系。
2002-07-19 astro-ph
The multiple stellar population in omega Centauri: spatial distribution and structural properties
我们提出了一个详细的分析银河系球状星团欧米茄半人马座的恒星星族的空间分布。利用Pancino等人（2000）发表的大型光度星表，我们证实了富金属居群的空间分布与贫金属居群的空间分布有显著的不同。特别是：（i）不同的子群体具有不同的质心，以及（ii）贫金属群体沿E-W方向伸长，而富金属群体沿正交方向取向，即，N-S这里提出的证据可以部分解释Jurcsik（1998）发现的奇怪的空间金属丰度分离，并进一步支持半人马座ω中不同亚群可能有不同起源的假设。
2003-05-28 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
The Multiple Stellar Populations in Omega Centauri
在这篇文章中，我将介绍一些高分辨率光谱活动的初步结果，这些活动集中在欧米茄Cen中最富含金属的红巨星上。这项研究是我们几年前开始的一个长期项目的一部分，该项目旨在研究欧米茄中心不同恒星星族的特性。整个项目的最终目标是全面了解这个复杂恒星系统的恒星形成和化学演化历史。
2001-12-02 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
Deep FORS1 observations of the double Main Sequence of omega Centauri
我们提出了一个深测光调查的结果与FORS1@VLT旨在调查复杂的主序星结构的恒星系统欧米茄半人马座。我们证实了双主序列的存在，并确定其蓝色成分（bMS）在一个大的视野高达26'从集群中心。我们发现，bMS星是显着更集中向集群中心比其他“正常”的MS星。的bMS形态和它在CMD中的位置已被用来约束解释所观察到的MS形态所需的氦过剩。
2006-09-25 astro-ph
Period changes in omega Centauri RR Lyrae stars
对半人马座欧米茄的一个世纪的观测使我们能够准确地跟踪大样本变星的周期变化。虽然周期变化是由单调和不规则的变化，周期增加占主导地位，在大多数的RRab星。典型的周期增长率是相同的数量级模型计算预测的水平分支演变的发展，红阶段。在44颗观测良好的RRab型星中，周期变化呈单调性，平均速率为0.15d/Myr，而第一泛频RRc型星的周期变化则表现出更为复杂的不规则行为。
2000-09-30 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
Contrasting copper evolution in Omega Centauri and the Milky Way
尽管到目前为止发表了许多关于恒星核合成的研究，但恒星中产生铜的情况仍然难以捉摸。特别是，铜是否主要起源于大质量恒星或Ia型超新星仍然存在争议。为了回答这个问题，我们计算自洽的化学演化模型，考虑到更新恒星核合成的结果。通过对比欧米茄Cen和银河系中铜的演变，我们最终得到了一张图片，其中大质量恒星是欧米茄Cen和银河系圆盘中铜的主要生产者。
2007-03-29 astro-ph
Metal Rich Stars in omega Centauri
我提出了一些初步的结果，从高分辨率的光谱观测活动与UVES在ESO VLT，致力于研究新发现的，富含金属的红巨星分支（RGB-A）在半人马座欧米茄。特别是，我推导并讨论了铁峰元素，α-元素和S-过程元素的准确丰度。本文讨论的主要结果是：（1）RGB-a是半人马座ω中RGB恒星混合物中最富金属的组分，[Fe/H]=-0.62+/-0.06;（ii）与其他红巨星相比，RGB-a的α增强较低，可能是由于Ia型超新星的污染，以及（iii）RGB-a的s-过程元素丰度与ω Cen中的其他红巨星相似，而对于球状星团恒星来说，由于低质量AGB恒星的污染，它的浓度异常高。
2003-05-23 astro-ph
The double main sequence of Omega Centauri
利用哈勃空间望远镜对银河系最大的球状星团半人马座欧米茄进行了高精度测光。颜色幅值图揭示了主序列（MS）中颜色的意外分叉。新发现的双MS，多个岔道和亚巨星分支，以及过去沿着这个星团的红巨星分支发现的其他序列，加起来是一个迷人但令人沮丧的谜题。在对蓝色主序的可能解释中，提出了氦的异常过剩。我们将用我们最近获得的一组FLAMES@VLT数据（ESO DDT计划）和即将到来的ACS@HST图像来检验这一假设。
2004-06-03 astro-ph
A Solar Neighborhood Search for Tidal Debris from Omega Centauri's Hypothetical Parent Galaxy
最近的恒星星族和化学丰度的研究指出，一个增积的起源欧米茄岑。在这种情况下，并考虑到逆行，小尺寸的轨道的欧米茄Cen，我们寻找一个运动学签名位假设的母星系在太阳附近。我们分析了迄今为止大量的贫金属恒星样本（Beers et al. 2000），发现在金属丰度范围-2.0 < [Fe/H] <=-1.5时，可以识别出一个与内晕特征不同的逆行特征，并且类似于ω Cen的轨道。
2001-12-14 astro-ph
On the discrete nature of the Red Giant Branch of omega Centauri
我们报告了巨大的球状星团欧米茄半人马座的中心区域的一个广泛的VLT高分辨率成像活动的结果。在这个星团的内部9 'x 9'区域已经测量了超过100，000颗恒星。在多波段色星等图（CMD）的基础上，我们证实了沿红巨星支（RGB）存在多个恒星星族。此外，由于该数据集的高精度，我们得出结论，RGB并不呈现平滑和连续的分布，而是显示出离散的结构：除了贫金属和极端富金属种群（RGB-a）外，还存在三种金属中间种群。
2004-11-18 astro-ph
The Unique Properties of omega Centauri Seen Through Stroemgren Eyes
本文以球状星团和野外红巨星为例，对Stroemgren（b-y）m_1图的金属丰度进行了修正。这种新的校准已被用来确定Stroemgren金属丰度（[Fe/H]_phot）的1400多个红巨星在半人马座ω。大多数恒星属于贫金属（[Fe/H]_phot = -1.7 dex）的老星族。第二个更富金属（[Fe/H]_phot = -0.9 dex）的人口被发现比老的年轻约3 Gyr，更集中。富CN星似乎并不遵循富金属星族的径向分布。
1999-10-20 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
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
Velocity Dispersion in the Halo of omega Centauri: No need for MOND given the present data
Scarpa等人（2003）利用他们对半人马座ω星半径R ~ 30-45 pc处视线速度色散的新测量，论证了在这个球状星团外围低加速度下牛顿动力学（MOND）的修正。或者，任何这样的证据都可以被认为是存在扩展的暗物质晕的迹象。我们表明，Scarpa等人的数据实际上与Seitzer和Meylan等人早期的观察结果一致，这反过来又很好地描述了在大半径的简单，自洽的动力学模型。没有必要援引MOND或暗物质来解释目前的数据。
2003-02-13 astro-ph
Omega Centauri: The Population Puzzle Goes Deeper
我们目前的HST观测显示，在中间的主要序列的球状星团欧米茄半人马座的颜色分叉。我们在三个不同的领域看到了这一点，用不同的相机和滤镜观察。我们还提出了高精度测光的一个中央ACS领域，显示了一些主序星的转折点和次巨星分支。双主序星、多个岔道和次巨星分支，以及过去沿着这个星团红巨星分支发现的其他种群序列，构成了一个迷人但令人沮丧的谜题。我们提出了各种各样的解释，但没有一个是决定性的。
2004-03-04 astro-ph
omega-Centauri - an Ultra Compact Dwarf Galaxy ?
一个新的形成方案的ω-Cen，其中ω-Cen已形成的星团复合体（=超集群）。在银河系的早期形成阶段，一个富含气体的矮星系的陷落和毁灭引发了恒星爆发，导致了这个星团的形成。虽然超级星团中的星团在几个交叉的时间尺度上合并，这总是比单个团簇形成的时间尺度长，但它们非常有效地从被摧毁的矮星系中捕获恒星。这一过程使得有可能解释在欧米伽-岑观察到的种群的年龄分布、空间和运动学差异。这个形成的场景将欧米伽-Cen与超紧凑矮星系（UCD）和模糊星团（FF）放在同一类物体中。
2004-01-28 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
The Stellar Dynamics of Omega Centauri
半人马座欧米茄的恒星动力学是从CORAVEL测量的469颗恒星的径向速度推断出来的（Mayor等人，1997年）。而不是适合一个家庭的模型的数据，我们生成的所有动态函数的估计非参数，直接操作的数据。星系团被假定为扁圆形，边缘朝上，但质量不被假定为遵循光。平均运动与轴对称一致，但旋转不是圆柱形的。在距中心11秒差距处的自转速度峰值为7.9公里/秒。半人马座欧米茄的视旋转部分归因于它的自行。我们重建的恒星速度椭球作为位置的函数，假设各向同性的椭圆平面。我们发现没有显着的证据之间的差异的速度分散平行和垂直于椭圆平面。从运动学推导出的质量分布比光度分布稍微更广，虽然不是很不一致。我们还推导出了由速度数据所隐含的两积分分布函数f（E，Lz）。
1996-12-18 astro-ph
MAD@VLT: Deep into the Madding Crowd of Omega Centauri
我们提出了深入和准确的近红外（NIR）光度学的银河系球状星团（GC）欧米茄Cen。使用VLT（ESO）上的多共轭自适应光学演示器（MAD）收集数据。前所未有的图像质量为在中心拥挤区域进行精确的测光提供了机会。初步结果表明，欧米茄Cen中不同恒星星族之间的年龄分布是有限的。
2008-03-14 astro-ph
A near-infrared spectroscopic screening of the red giant populations in omega Centauri
近红外光谱的21个巨人在半人马座欧米茄，跨越整个范围内观察到的金属在这个集群，提出。这项工作是在光学和红外线方面协调的光度和光谱活动的一部分，旨在研究半人马座ω的复杂恒星星族并了解其形成和化学演化。通过对所选巨星光谱中的几个CO和OH分子谱带和原子谱线的分析，得到了它们的金属丰度和丰度比。在[Fe/H]=-1.6、-1.2和[Fe/H]<-0.5三个主要的金属丰度区存在。在我们的样本中，最富金属的恒星与更贫金属的成分相比，显示出较低的α增强（如果有的话），这表明它们应该是在被Ia型超新星喷出物严重污染的介质中形成的。同位素碳丰度也被推断出来，平均13 C/12 C =4，这清楚地表明在红巨星分支上升期间，恒星内部发生了额外的混合过程。
2003-03-27 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
The Rotation of Sub-Populations in omega Centauri
我们提出的第一个结果的Ital-FLAMES调查的红巨星分支（RGB）恒星在欧米茄Cen。本文给出了用甚大望远镜FLAMES-Giraffe观测到的650个omega Cen成员的径向速度，其精度为0.5 km/s。我们发现，属于欧米茄Cen的贫金属（RGB-MP），中间金属（RGB-MInt）和富金属（RGB-a）子群体的恒星都具有相同的旋转模式。我们的研究结果似乎与诺里斯等人过去的研究结果相矛盾，他们无法探测到任何富含金属的恒星的旋转特征。目前测量的精度略高，样本量大得多，特别是对于金属含量更高的恒星，似乎是这种差异的最可能解释。这里提出的结果削弱了有利于合并事件的证据在欧米茄岑过去的历史。
2007-04-23 astro-ph
The Evolution of Copper in the Globular Cluster Omega Centauri
铜的丰度显示在欧米茄Cen的40颗红巨星以及球状星团NGC 288、NGC 362、NGC 3201、NGC 6752和M4的15颗红巨星成员中。与晕场星图案的比较表明，与场星不同，欧米茄Cen的[Cu/Fe] -0.5的恒定比率从[Fe/H]=-2.0到-0.8。当金属丰度[Fe/H]=-0.8时，半人马座欧米茄的[Cu/Fe]值比场星的平均值低约0.5 dex。如果铜主要是在Ia型超新星（SN Ia）中产生的，那么欧米茄Cen的[Cu/Fe]没有增加，这表明在[Fe/H]为-2.0到-0.8的金属丰度范围内，SN Ia对其化学演化的贡献很小。
2002-03-25 astro-ph
The extended star formation history of omega Centauri
首次测量了半人马座欧米茄中大量次巨星和关闭区恒星的丰度，数据库是VLT FORS 2的中分辨率光谱。根据新定义的线指数，以+/-0.15 dex的精度计算了大约400颗成员星的绝对铁丰度。其丰度介于-2.2<[Fe/H]<-0.7 dex之间，类似于红巨星分支恒星的大金属丰度分布。光谱结果与恒星在色星等图中的位置相结合，被用来估计单个恒星的年龄。虽然大多数贫金属恒星与单一的老恒星星族一致，但丰度高于[Fe/H]=-1.3 dex的恒星更年轻。ω Cent的总年龄分布约为3 Gyr。当[Fe/H]=-1.0 dex时，年龄-金属丰度关系趋于稳定。无论是在欧米茄Cen的恒星形成发生连续或更确切地说是间歇性的，必须通过结合更准确的丰度与最高质量的测光来显示。
2004-06-01 astro-ph
The Metallicity Distribution Function of Omega Centauri
本文利用华盛顿M、T_2和DDO 51测光星表研究了半人马座欧米茄中红巨星的金属丰度分布函数。使用更新的校准巨分支isometallicity轨迹在这个过滤器系统中，光度金属丰度，指导以前发表的光谱丰度，推导出。有几种方法被用来校正银河系恒星污染的亮度，包括：（1）使用（M-DDO 51）颜色指数的表面重力灵敏度来消除前景矮星，（2）径向速度，和（3）自行的成员概率。Omega Cen的污染校正后的谱图显示了[Fe/H]中跨越近2 dex的富集水平范围，并且在[Fe/H]=-1.6、-1.2和-0.9处具有峰。
2001-12-07 astro-ph
Age and Metallicity Effects in Omega Centauri
我们已经观察到（用vby滤波器）我们银河系中最大的球状星团--半人马座欧米茄--核心以北的一个区域。我们已经发现了年龄和金属丰度的相关性，在一个区域，避免了密集的核心和不均匀的前景尘埃排放所示的IRAS卫星。我们的观测表明，相对富金属的恒星（用（b-y）和m_1色定义）比贫金属的恒星年轻至少3 Gyr。这种金属丰度与年龄的相关性表明，欧米茄Cen在大约3 Gyr的时间尺度上富集了自己，甚至可能更长。值得注意的是，在早期，恒星风的喷出物与II型超新星的结合未能驱散星团的星际物质，而是被星团捕获。当Ia型超新星驱散了剩余的星际物质时，恒星的形成就停止了。这项工作和其他最近的证据表明，欧米茄Cen可能是一个小卫星星系的一部分，其中所有的活动都发生在它被银河系捕获之前。
1999-12-14 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
Astrometry of the Omega Centauri Hubble Space Telescope Calibration Field
在国际天体参考系（历元J2000.0）上，给出了Harris等（1993，AJ，105，1196）哈勃空间望远镜宽视场/行星照相机（WF/PC）定标场中半人马座Omega（= NGC 5139 = C1323-1472）Walker（1994，PASP，106，828）星的天体测量结果。哈里斯等人的恒星首先是在欧米茄Cen HST校准场的WFPC 2观测中发现的。然后，利用沃克的CCD位置和利用STSDAS METRIC任务对哈里斯等人在WFPC 2观测上的恒星位置进行的天体测量，获得了该区域沃克恒星的相对天体测量。最后，将基于HST指南星表的相对天体测量与USNO-A2.0星表的天体测量放在国际天体参考系上。在欧米茄Cen HST校准场中的沃克星的天体测量数据的ASCII文本版本可以在文章的在线版本中以电子方式获得。
2000-04-18 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
Photometry and Spectroscopy of Eclipsing Binaries in omega Centauri
分离的食双线分光双星是精确的距离指示器。它们可以用来直接测定到球状星团的距离，在这些球状星团中可以识别出这样的系统。总结了主要的光度测量的结果，旨在确定变星在ω Cen。迄今为止，在星团中已经发现了超过43个食双星，其中只有8个是真正的分离系统。距离和年龄的测定系统OGLEGC-17。视距离模数为（m-M）_{V}=14.09 \pm 0.04，年龄为τ =11.8 \pm 0.6 Gyr。
2001-11-05 astro-ph
Medium resolution spectroscopy in Omega Centauri: abundances of 400 subgiant and turn-off region
分析了半人马座欧米茄中400多颗次巨星和关闭区恒星的中等分辨率光谱。在VLT/Paranal使用FORS 2/MXU进行观察。为了确定样本恒星的金属丰度，我们定义了一组线指数（主要是铁）调整到我们的光谱分辨率。半人马座欧米茄的指数测定，然后比较线指数从恒星的化学均匀的球状星团M55，除了标准的恒星和合成光谱。在推导出的金属丰度的不确定性是0.2德克斯的顺序。我们的研究证实了早期研究中在巨分支上发现的铁丰度的巨大变化（-2.2 <[Fe/H]< -0.7 dex）。此外，我们还研究了α-元素和CN/CH丰度。不同金属丰度组的恒星不仅具有不同的年龄，而且在相对丰度方面也有不同的行为。α丰度随着金属丰度的增加而平稳地增加，从而在整个观察到的金属丰度范围内产生平坦的[α/Fe]比。结合CN+CH丰度随着铁丰度的增加而平稳地增加。最富金属的恒星是CN富集的。然而，在CN与CH图中，单个丰度分为CN和CH富集分支。在我们的（未演化的）亚巨星分支恒星样本中观察到的大丰度变化最有可能起源于预富集物质，而不是内部混合效应。再加上不同亚群的年龄分布，我们的发现有利于半人马座欧米茄在更大的祖先中形成。
2006-11-09 astro-ph
Photometric Observations of Omega Centauri: Multi-Wavelength Observations of Evolved Stars
我们提出了多波长观测的欧米茄Cen北部人口从主序列关闭高红巨星分支。我们表明，最好的信息的金属丰度和年龄的恒星，可以从结合vby，B-I和V-I的颜色（在光谱的情况下）。我们确认我们的结果，主序星关闭：至少有3 Gyr年龄的传播。我们使用自行的研究，以确认集群成员的水平和以上的分支，我们表明，年龄的蔓延是保持在恒星之间的亚巨星分支通过红巨星。现有的证据表明，欧米茄Cen是一个分裂的矮星系的核心。
2001-11-06 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
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
Kinematics of Tidal Debris from Omega Centauri's Progenitor Galaxy
我们提出了银河系中一个潮汐破裂的矮星系的运动学性质，假设它的中心部分曾经包含最大质量的银河系球状星团，欧米茄岑。动态演化的自引力祖星系，以下的今天和可能过去的轨道的欧米茄Cen的数值计算和运动学性质的潮汐碎片进行了分析，结合随机生成的恒星，包括球状晕和平盘组件。我们表明，在$\sim -100$公里/秒的碎片星的逆行旋转符合最近发现的，大径向速度流在$\sim 300$公里/秒的银河经度的$\sim 270^\circ$。这些恒星也有助于，只有部分，报告逆行运动的外晕在北银河系极点。简要介绍了未来碎片搜索的前景和对银河系早期演变的影响。
2003-04-22 astro-ph
A spectroscopic survey of stars brighter than B=16.6 magnitude in omega Centauri
利用天文台的2dF多光纤仪器，我们对1500多颗亮度超过B=16.6等的恒星进行了光谱测量，这些恒星已被van Leeuwen等人（2000）的自行研究证实是大质量银河系球状星团半人马座ω的成员。调查的目的是以统一的方式对赫兹斯普朗-罗素图进行采样，从而避免偏向占主导地位的恒星星族，并允许研究具有不太常见特性的恒星，例如特别是富含金属或缺乏金属的恒星。例外的是，虽然，重点是包括尽可能多的RR天琴座变量，以解决的问题，为什么这些变量分布在这样一个广泛的观察范围内的颜色-符合许多非变星相似的颜色。数据和分析的潜力与第一批初步结果一起提出。
2001-11-13 astro-ph
Metallicities, relative ages and kinematics of stellar populations in omega Centauri
我们目前的结果，一个广泛的光谱调查的次巨星在恒星系统半人马座欧米茄。利用红外CaII三重线，我们推导出的金属丰度和径向速度超过250颗恒星属于不同的恒星星族的系统。我们发现最富金属的组分，异常的次巨星支（SGB-a），其金属丰度为[Fe/H] -0.6，与沿异常红巨星支（RGB-a）测定的结果完全一致。我们的分析表明，无论氦丰度的选择如何，该组分和系统中其他金属中间态（-1.4 < [Fe/H] < -1.0）恒星星族的年龄都与2 Gyr以内的贫金属族的年龄相当。这些结果施加了严格的限制，这个恒星系统的浓缩过程的时间尺度，排除了延长恒星形成期的可能性。整个样品的径向速度分析表明，只有金属中间种群的运动学比其他冷却器。
2005-09-05 astro-ph
Surface pollution of main-sequence stars through encounters with AGB ejecta in omega Centauri
探讨了半人马座ω星双主序（MS）的起源。通过对恒星演化的理论计算，我们发现，如果表面层被质量约为0.1太阳质量的富He物质污染，MS星的颜色将向观测到的蓝色MS星的颜色移动。恒星被认为是通过与来自大质量渐近巨星分支（AGB）恒星的喷出物的无数次相遇而被污染的。两个人口的恒星具有不同的运动学异常观察到的欧米茄岑表明，运动学较冷的恒星是更多的污染，通过遇到AGB喷出物比运动学较热的，因为吸积率是成反比的相对速度的立方。我们认为这两个因素都将MS分裂为omega Cen。这个理论方案解释了为什么只有欧米茄Cen表现出双MS，并且将产生蓝色MS所需的He量与大质量AGB恒星提供的He量相匹配。此外，我们预测，即使球状星团（GCs）只有一代的恒星，恒星的速度色散扩大MS的颜色星等图，只要GCs的质量足以保持AGB喷出物后爆发的恒星形成。这一观点解释了最近在GC NGC 2808中发现的宽MS，它在[Fe/H]中没有散射，因此很可能是由单代恒星组成的，不像omega Cen的情况。
2006-11-23 astro-ph
The chemical evolution of Omega Centauri's progenitor system
提出了反常的球状星团欧米茄半人马座的化学演化模型。在证明了欧米茄Cen的化学特征不能在封闭盒自富集情景的框架中再现之后，我们讨论了一个模型，在该模型中，该集群是一个矮球状星系在孤立中演化的残余，然后被银河系吞噬。原始物质和富含金属的气体外流的下降都必须考虑，以重现恒星金属丰度分布函数，年龄-金属丰度关系和几个丰度比。然而，只要假设一个普通的恒星质量函数和标准的恒星产额，我们就无法得到解释蓝色主序星（也许还有极水平分支）恒星数据所需的巨大氦增强。大质量恒星的旋转模型在低金属丰度下产生大量氦过剩的恒星风，已被提出作为解决欧米茄Cen“氦之谜”的有希望的候选者（Maeder & Meynet，2006，A&A，448，L37）。然而，我们表明，对于任何合理的选择的初始质量函数的氦-金属富集的综合恒星星族是无可争议的远低于70，并得出结论，在欧米茄岑氦增强的问题仍然等待一个令人满意的解释。我们简要地推测一下可能的解决办法。
2007-01-07 astro-ph
Metallicities on the Double Main Sequence of omega Centauri Imply Large Helium Enhancement
在最近的一篇论文中已经表明，半人马座ω的主序列分为两个不同的分支，我们现在提出的光谱结果表明，蓝色的序列是_less_ metal-poor。我们仔细地将分裂两侧的17颗恒星的GIRAFFE@VLT光谱合并为每个分支的单一光谱，并具有足够的S/N，以清楚地表明蓝色主序的恒星比占主导地位的红色恒星少0.3 dex的金属贫乏。通过对单个光谱的分析，我们无法检测到蓝色主序星之间的任何丰度分布，而红色主序星的金属丰度分布为0.2 dex。我们使用恒星结构模型表明，只有大大增强氦可以解释两个主要序列之间的颜色差异，我们讨论了这种增强可能出现的方式。
2004-12-01 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 Mass Function of omega Centauri down to 0.15 M_s
通过对欧米茄Cen恒星系统大范围的深FORS 1@VLT和ACS@HST观测，我们测量了主序星的光度函数，R=22.6和I_{F814W} =24.5。得到的光度函数已被转换成质量函数，并与文献中的分析初始质量函数（IMF）进行了比较。得到的质量函数M~0.15 M_s，可以用指数α =-2.3（M>0.5 M_s）和α =-0.8（M<0.5 M_s）的破幂律来再现。由于欧米茄Cen的恒星星族已被证明实际上不受动力学演化过程的影响，在这个恒星系统中测量的质量函数应该代表星团IMF的最佳近似。与其他银河系球状星团测量的MF的比较表明，它们的MF的低质量端的斜率可能存在原始差异。
2007-08-06 astro-ph
Multiperiodic RR Lyrae Stars in Omega Centauri
我们已经进行了一个系统的搜索，在银河系球状星团欧米茄Cen的天琴座RR型恒星的多周期脉动。在70个研究的基模（RRab）振荡器中有17个和81个泛音（RRc）振荡器中有35个检测到了接近主脉动频率的次级周期。由于观察到的周期比，这些新检测到的周期性必须对应于非径向模式。它们与主径向脉动的跳动导致缓慢的振幅和相位调制，通常被称为Blazhko效应。在欧米茄Cen RRab恒星中Blazhko调制的发生率（24 +/- 5%）与在银河系隆起中观察到的相似。在欧米茄Cen RRc恒星的情况下，Blazhko效应的发生率非常高（38 +/- 5%），比任何其他研究人群高出3倍以上。除了Blazhko变量，我们还确定了两个RR Lyr变量，表现出第一泛音/第二泛音双模脉动，和一个三模高振幅三角形Scuti变量。
2008-07-17 astro-ph
Wide-field High-precision CCD Photometry of omega Centauri and Its RR Lyrae Stars
我们提出了宽领域和高精度的BV和Ca & Stromgren的光度测量的欧米茄半人马座和它的RR天琴座恒星，这是迄今为止最广泛的光度测量这个集群之一。从hk [=（Ca-b）-（b-y）] vs. b-y图的不同分布可以很好地区分出ω Cen的成员星和前景银盘星。颜色星等图显示了几个不同的红巨星分支的存在，其中一个红色的富含金属的序列与其他蓝色的贫金属序列明显分开。与我们的人口模型比较表明，金属最丰富的人口比金属最贫乏的人口年轻几十亿年。根据我们新的BV测光和对ω Cen中的RR型天琴座星的金属丰度的hk测量，我们还证实了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。从几个不同的种群和内部年龄-金属丰度关系的存在，我们得出结论，欧米茄Cen曾经是一个更大的系统的一部分，与银河系合并，就像人马座矮星系现在正在做的那样。
2001-10-31 astro-ph
The enrichment history of omega Centauri: what we can learn from Stroemgren photometry
在这方面的贡献，结果从CCD vby Stroemgren测光的一个统计上完整的样本红巨星和恒星的主序星关闭区在半人马座欧米茄。根据恒星在（b-y）图上的位置，确定了m_1图的金属丰度。我们认为，Stroemgren金属丰度的元素丰度有另一种含义比其他球状星团。通过与光谱元素丰度的比较，我们发现与C+N之和的相关性最好。高Stroemgren金属丰度，如果解释强CN-带，结果从逐步更高的N和C丰度相比，铁。我们看到贫金属人群中已经出现了富集现象，这很难仅用自我富集来解释。一个有吸引力的推测（以前做过）是，欧米茄Cen是一个矮星系的核心。我们提出了一个方案，其中欧米茄Cen经历了很长一段时间的质量流入，直到它的宿主星系的气体含量是如此之低，恒星形成欧米茄Cen停止，或者气体被剥离期间，其在银河系的潜力下降。这种大规模的流入可能发生在一个cluberous和不连续的方式，解释了第二个峰值的金属丰度，丰富的模式，和最富金属人口的不对称空间分布。
2002-03-19 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
Double mode RR Lyrae stars in Omega Centauri
目的：在球状星团欧米茄Cen的RR Lyr变星中寻找双模态子。方法：我们进行了一个系统的频率分析的CASE测光的欧米茄Cen RR天琴座恒星。我们使用傅立叶和方差分析周期图，结合连续预白化技术搜索周期性。结果：我们发现了六个双模振荡器，它们的第一泛音和一个较高频率的第二模同时被激发。这是在欧米茄Cen中发现的第一颗双模天琴座RR星。在可变V10中，两种模式的周期比为0.80，这对应于第一和第二径向泛音中的脉动。在V19和V105中，我们发现非预期的周期比为0.61。其他三颗恒星的周期比为~0.80或~0.61，取决于别名的选择。结论：虽然~0.80的周期比很容易用两个最低的径向泛音来解释，但~0.61的值不能用任何两个径向模式来解释。因此，V19和V105是一种新的双模RR Lyr振荡器的第一批成员。
2008-12-22 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
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
The Age and Metallicity Relation of Omega Centauri
我们提出了一个金属丰度分布的测光和光谱的基础上的442欧米茄Cen集群成员，位于主序列关闭区域的颜色-星等图。这个分布与红巨星分支的分布相似。该分布显示出急剧上升至平均值[Fe/H] = -1.7，并具有较长的金属丰度。然后，使用理论等时线确定恒星的年龄，从而可以构建年龄-金属丰度图。由于金属丰度和年龄误差的相互关系，对这张图的解释变得复杂。然而，经过广泛的蒙特卡罗模拟，我们得出结论，我们的数据表明，该集群的形成发生在一个延长的时间：在我们的样本中最富金属的恒星（[Fe/H] ~-0. 6）比最贫金属的人口年轻2-4 Gyrs。
2006-05-24 astro-ph
Analysis of medium resolution spectra by automated methods - application to M55 and omega Centauri
我们采用前馈神经网络训练的合成光谱在3800至5600 AA的分辨率为2-3 AA，以确定金属丰度约1000主序关闭，亚巨星和红巨星的光谱中的球状星团M55和欧米茄Cen。总的金属丰度精度为0.15至0.2 dex的量级。此外，我们测试了如何以及恒星参数logg和Teff可以从这些数据中检索没有额外的颜色或光度信息。我们发现整体的不确定性为0.3至0.4 dex的logg和140至190 K的Teff。为了获得一些测量的不确定性的测定值的[Fe/H]，logg和Teff，我们首次应用自举方法的神经网络的这种参数化问题。半人马座欧米茄中恒星的金属丰度分布清楚地显示出与该星团中众所周知的多个恒星星族一致的大范围分布。
2005-03-16 astro-ph
