A Color-Magnitude Diagram for a Globular Cluster In the Giant Elliptical Galaxy NGC 5128
利用哈勃空间望远镜对巨大椭圆星系NGC 5128（d = 4 Mpc）外晕中的大量恒星进行了WFPC 2（V，I）测光。球状星团N5128-C44位于行星照相机视场的中心，分辨率足够高，可以为它绘制一张色星等图（CMD），它覆盖了巨星分支中最亮的两个星等。CMD与一个正常的老的、中等低金属量的星团一致（[Fe/H] = -1.30球状星团，明显比同一投影位置的大多数场晕星（平均[Fe/H] ~ -0.5）更贫金属。这是迄今为止最遥远的球状星团，其中直接色星等测光已经实现，第一个属于一个巨大的E星系。
1998-06-30 astro-ph
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
Chemical anomalies in globular cluster red giant stars and the "second parameter" problem
我们提出了低质量和低金属量RGB模型的演变计算对流信封和氢燃烧壳之间的深度混合的假设。讨论了包层中氦的富集是达到或保持观测一致所必需或允许的，并得出了红巨星化学异常与球状星团水平分支形态之间可能存在联系的结论。
1999-09-27 astro-ph
Globular Clusters in Dwarf and Giant Galaxies
球状星团的光度分布显示出对母星系光度的显著依赖性。矮星系包含的暗球状体比亮星系多得多。这种差异在99.7%的水平上是显著的。另一方面，矮星系中球状星团的光度分布似乎并不强烈地依赖于它们的宿主的形态类型。球状星团质量的二分法发生在主星系质量约为4 x 10^8太阳质量时，这比《福布斯》最近注意到的球状星团颜色特征二分法发生在约3 x 10^10太阳质量时低了近两个数量级。
2005-12-08 astro-ph
On the Formation of Giant Elliptical Galaxies and Globular Clusters
我回顾了目前的理解状态时，多久，以及如何巨大的椭圆星系形成，专注于球状星团。几个观测证据表明，大质量椭圆星系形成于$z>2$（$>10$ Gyr ago）。巨椭圆星系大多呈现出球状星团的双峰色分布，表明两个峰值之间存在$\approx 20$金属丰度差异。红色球状星团（RGC）与恒星晕在颜色和空间分布上有密切的关系，而蓝色球状星团（BGC）与恒星晕的颜色和空间分布关系不大。RGC和BGC的数量比例因星系而异。结果表明，BGC可能形成于12- 13 Gyr前，而RGC和巨椭圆星系可能形成于10-11 Gyr前。现在需要解释的是RGC形成时期和BGC形成时期之间的间隙的存在，以及间隙期间金属丰度的快速增加（$Δt \approx 2$ Gyr）。如果等级合并可以形成大量的巨型椭圆星系$>10$ Gyr ago，那么椭圆星系中恒星和球状星团的几个观测限制就可以得到解释。
2003-08-15 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
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
The first 8-13 micron spectra of globular cluster red giants: circumstellar silicate dust grains in 47 Tucanae (NGC 104)
本文给出了欧洲南方天文台3.6米望远镜观测到的球状星团47 Tuccino（NGC 104）中8颗红巨星的8-13微米光谱。这些是贫金属、低质量恒星的第一个中红外光谱。其中至少有一个的光谱，即极红的大振幅变星V1，显示了由无定形硅酸盐构成的星周颗粒的直接证据。
2006-01-04 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
An abundance analysis of bright giants in the globular cluster NGC 1851
本文给出了球状星团NGC 1851中八颗亮巨星的化学组成。我们的分析揭示了大恒星之间的丰度变化和轻元素O，Na和Al的相关性，在每一个研究良好的球状星团中发现的特征。然而，NGC 1851的s过程元素Zr和La的丰度也有很大的恒星间差异。这些s-过程元素与Al相关，与O相关。此外，Zr和La丰度似乎聚集在两个不同的值周围。最近的一项研究揭示了NGC 1851中的双亚巨星分支。我们的数据强化了NGC 1851中有两个恒星星族的概念，并表明该星团经历了与半人马座ω相似的复杂形成历史。
2007-11-09 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
Red giant depletion in globular cluster cores
我们研究了在核坍缩后的球状星团中观测到的红巨星的耗尽现象。特别是，我们考虑的演化场景是一个由两个低质量的恒星，经历了两个共同的信封阶段组成的二进制。当主星是红巨星，导致氦白矮星和主序星在一个分离的双星系统中时，第一个共同的包层相就会出现。第二个共同的包层阶段发生在次级恒星变成红巨星之后不久。在第二个共同包层阶段，简并氦核合并，导致核心质量大于氦燃烧极限，并形成水平分支星。我们表明，这种演化路线是增强后核心坍缩集群恒星遭遇。这些相遇增加了双星系统的数量，而双星系统在不久的过去可能会进化到红巨星分支。
2003-01-23 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 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
Various Modes of Helium Mixing in Globular Cluster Giants and Their Possible Effects on the Horizontal Branch Morphology
很久以前人们就知道，球状星团中的一些红巨星在轻元素丰度方面表现出巨大的星与星之间的变化，而这是场巨星所没有的。这一事实可以作为证据，在球状星团巨星中运行的额外混合机制可能是致密恒星环境中恒星-恒星相互作用的结果。为了限制额外的混合机制，我们研究了红巨星分支（RGB）中氦的富集对通过水平分支的恒星演化的影响。三种可能的氦富集模式被认为是与密切接触的恒星在球状星团。我们表明，作为一个结果的核心质量的变化，以及在总质量由于质量损失，水平分支模型的颜色分布在几乎所有的范围内的水平分支。结果进行了讨论的情况下，丰度异常的起源和水平分支的形态上的影响。我们认为，星-星相互作用不仅可以解释快速自转角动量的来源，而且还为某些球状星团的自转速率双峰分布提供了一种机制。我们还提出了在重力-热振荡过程中，从最近的核心坍缩阶段开始所经过的时间作为第二个参数来解释球状星团之间HB形态的变化。
2006-02-08 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
Nitrogen abundances in giant stars of the globular cluster NGC 6752
利用3360 A NH谱线的高分辨UVES谱，计算了球状星团NGC 6752中21颗亮巨星的N丰度。我们确认Stromgren c1指数跟踪的N丰度，并发现恒星之间的N丰度的变化是1.95 dex，在样品的光度。我们发现统计上显着的相关性，但小幅度的变化，N和α，Fe峰，和S-过程元素的丰度之间。使用适当的N，O，Na和Al丰度的模型大气的分析将加强，而不是静音，这些相关性。如果重元素的微小变化是真实的，那么N异常的合成必定发生在同时合成α-、Fe-峰和s-过程元素的恒星中。这些相关性为AGB和大质量恒星对球状星团丰度异常的贡献提供了支持。
2008-06-01 astro-ph
Comparison between Observed and Theoretical Red Giant Branch Luminosity Functions of Galactic Globular Clusters
利用HST数据，获得了18个银河系球状星团的上主序星、次巨星支和红巨星支的V波段光度函数。与四套理论模型进行了比较。与以前的几个工作中发现的相比，在任何金属丰度[M/H]<-0.7时，观察到的LF与理论LF之间存在良好的一般一致性。在较高的金属丰度，在RGB的上半部分，可能的差异，需要进一步的观测数据，并通过扩展所有的模型，以最富金属的制度确认。SGB形状用于设置群集年龄的上限，从而设置群集距离的下限。还讨论了仍然开放的问题之间的观察和理论的RGB凹凸位置的不匹配。
2000-05-02 astro-ph
Chemical abundances in giants stars of the tidally disrupted globular cluster NGC 6712 from high-resolution infrared spectroscopy
我们目前的C，N，O，F，Na和Fe的丰度在潮汐破裂的球状星团NGC 6712的六颗巨星。丰度是通过比较合成光谱与双子座南方望远镜上的凤凰摄谱仪获得的高分辨率红外光谱得出的。我们发现了C、N、O、F和Na等元素在恒星之间的丰度变化很大。NGC 6712和M4是仅有的两颗以上恒星中测量到F的球状星团，这两个星团都显示出F丰度的变化幅度与O的变化幅度相当或超过O的变化幅度，这种变化可能在M > 5 M_sun的AGB星中产生。在有限的样品中，球状星团中的F丰度低于相同金属丰度的场星和球星。NGC 6712和NGC 5是潮汐破裂的球状星团，它们的红巨星成员表现出O和Na丰度的变化，在可比的金属丰度场星中没有看到。因此，像NGC 6712和NGC 5这样的球状星团不能贡献很多场星，或者场星不会在像NGC 6712和NGC 5这样的化学富集环境中形成。虽然我们的样本量很小，但从O和Na丰度变化的幅度来看，我们推断NGC 6712的初始质量很大，并初步证实NGC 6712曾经是银河系中质量最大的球状星团之一。
2008-07-28 astro-ph
The link between chemical anomalies along the red giant branch and the horizontal branch extension in globular clusters
我们发现，在红巨星分支（RGB）恒星中观察到的Na-O关系的延伸和银河系球状星团（GC）的水平分支（HB）蓝尾的高温延伸之间存在很强的相关性。在RGB星中观察到的Na-O-O关系的贫氧尾越长，GC中最蓝的HB星达到的最高温度就越高。这一结果提供了一个明确的，经验的证据之间的联系，延长HB和存在的恒星到恒星的丰度变化的质子捕获元素在GC星。我们讨论这种相关性的可能解释。
2007-11-02 astro-ph
Globular Clusters in Dwarf Galaxies
目前有101个与低光度母星系有关的球状星团的光度和半光半径数据。研究发现，嵌入在具有$M_{v} > -16$的矮星系中的球状星团的光度分布与围绕具有$M_{v} < -16$的巨宿主星系的球状星团的光度分布有很大的不同。巨星系中球状星团的光度分布在$M_{v} \sim -7.5$处达到峰值，而矮星的光度分布在$M_{v} \sim -5.0$处单调增加，直到星团数据的完整性极限。出乎意料的是，由矮星系主办的球状星团的光度的幂律分布被认为是比与巨星系关联的球状星团的亮度分布的明亮的未演化的部分平坦得多。比$M_{v} = -7.5$更暗的球状星团的频率在矮星系中特别高。大麦哲伦球状星团的光度分布与巨星系相似，而与矮星系中的球状星团不同。目前的数据似乎没有显示出球状星团的光度对它们的母星系的形态类型的强烈依赖。没有试图解释这个意外的发现，即球状星团的光度分布严重依赖于母星系的光度（质量？），但对宿主星系的形态类型不敏感。
2005-10-11 astro-ph
ISOCAM observations of Galactic Globular Clusters: mass loss along the Red Giant Branch
1997年，利用ISOCAM获得了人马座矮球面星系中的5个大质量银河系球状星团，NGC 104（=47 Tuc）、NGC 362、NGC 5139（= ω Cen）、NGC 6388、NGC 7078（=M15）和NGC 6715（=M54）在10微米光谱范围内的深像。一个重要的亮巨星样本有一个ISOCAM对应物，但只有< 20%的亮巨星有一个强烈的中红外线过量，表明有尘埃的拱星包层。从物理和统计分析相结合，我们得出质量损失率和频率。我们发现，i）显着的质量损失只发生在红巨星分支演化阶段的最后阶段，是偶发的，ii）调制的时间尺度必须大于几十年，小于一百万年，和iii）质量损失的发生并没有显示出关键的集群金属丰度的依赖。
2002-01-28 astro-ph
Radial Velocities of Globular Clusters in the Giant Elliptical Galaxy NGC 1399
本文报道了在天炉座星系团的主要星系--巨椭圆星系NGC 1399的视场中对18个球状星团和一个dE星系的径向速度测量结果。我们也给出了一些年轻的和超金属丰富的球状星团的候选者的径向速度测量结果，这些候选者是前景或背景物体，即28颗恒星和7个星系。根据它们的大小和颜色，选出的真正的球状星团富含金属。对于这个星团样本，我们测量到平均径向速度为v_{rad} = 1353 +/- 79 km/s，速度色散为338 +/- 56 km/s。使用几种不同的质量估计值，这意味着在28千秒差距半径内M/L值在50-130的范围内，与M/L随半径增加一致。我们的速度色散估计值之间的计算值从集成恒星光在较小的半径，并计算在大半径从最近的X射线观测。
1997-10-09 astro-ph
Mixing, Enhanced Helium and Blue Tails in Globular Clusters
我们研究了球状星团中前氦闪红巨星的包层氦丰度增加的后果。比较预测与CM图的几个关键的GC，人们发现没有证据表明，这些集群的HB成员的表面氦含量的大幅增加，至少在RR天琴座区域或接近它的对象。最奇特的巨人属于渐近巨星分支的可能性进行了讨论。氦闪光延迟的后果进行了简要的研究。
2000-12-15 astro-ph
An Extremely Lithium-Rich Bright Red Giant in the Globular Cluster M3
我们在球状星团M3（NGC 5272）的红巨星分支上偶然发现了一颗锂含量极高的恒星。Keck I HIRES获得的阶梯光谱显示了一个Li I 6707埃的共振双峰，相当于520毫埃的宽度，我们的分析将该恒星置于已知最富锂的巨星之列：log[（Li）] ~=+3.0。我们确定的元素丰度的恒星，IV-101，和其他三个类似的光度和颜色的集群成员，并得出结论，IV-101的丰度比典型的巨星在M3和M13经历了显着的混合。我们讨论的机制，一个低质量的恒星可能是如此丰富的锂，专注于混合的材料处理的氢燃烧壳层下面的对流信封。虽然这种富集可以想象只会很少发生，但它实际上可能在巨分支演化期间定期发生，但由于随后的快速Li耗尽而很少被检测到。
1999-04-12 astro-ph
A search for solar-like oscillations in K giants in the globular cluster M4
为了扩大色星等图中星震学的应用范围，我们组织了一次测光活动，以寻找球状星团M4中巨星类似太阳振荡的证据。其目的是检测梳状p模式的结构特征，太阳般的振荡的振幅谱。这20多颗主要的目标星位于撞击星的区域，光度在50-140 Lsun之间。我们收集了6160帧CCD图像，提取了约14000颗恒星的光变曲线。我们获得了K巨星的高质量光变曲线，但没有检测到明显的振荡信号。即使在非常拥挤的区域，如M4的核心，也可以实现高精度的差分测光。K巨星中可能存在类似太阳的振荡，但振幅低于经典标度定律的预测。
2007-08-15 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
Evolution of the dust mass loss with luminosity along the giant branch of the globular cluster 47 Tuc
本文利用ISOCAM和DENIS资料，研究了球状星团47 Tuc巨分支恒星尘埃质量损失的性质。光栅地图的5个领域，覆盖面积从4 × 4到15 × 15弧分2，在不同的距离从集群的中心已获得ISOCAM在11.5妈妈（LW 10过滤器）。覆盖的字段包括该集群中已知的大多数红色变量。实现了约0.2毫焦耳的检测阈值，允许检测巨星在11.5妈妈所有的方式下降到水平分支。与LMC/SMC球状星团中的情况相反，在观测场中没有发现尘埃遮蔽的渐近巨星分支星。颜色指数[12]-[2]（基于ISO 11.5 μ m通量和DENIS Ks量级）用作粉尘排放（以及粉尘质量损失）的诊断。它的光度沿巨星分支的演变表明，尘埃质量损失只存在于V3（本研究中观察到的唯一星团Mira变量）和V18中，这是一颗呈现间歇性变化的恒星。这一结论证实了恒星脉动在尘埃形成和随后的质量损失中的重要性。
2001-05-02 astro-ph
Exploring the Upper Red Giant and Asymptotic Giant Branches: the Globular Cluster M5
我们已经将球状星团M5中的上部红巨星、水平巨星和渐近巨星分支（RGB、HB、AGB）恒星列表制成表格，RGB和AGB样本完整到距离核心10'以上，HB样本完整到距离核心8'以上。大样本给出了迄今为止单个球状星团最精确的R_2 = N_AGB / N_HB值（0.176 +/- 0.018）。这与使用最新物理输入的理论计算不相容。这种差异可能是由于观测到的R_2值对水平分枝形态的依赖性。我们认为星团M55是这种效应的另一个可能的例子。在人口稠密的星团中的HB和AGB星的样本可能提供一种校准球状星团中水平分支星质量的方法。上红巨星分支的累积光度函数显示，在分支顶端附近观测到的恒星明显不足。这个特征有不到2%的机会是由于统计波动。当考虑测量偏差时，AGB星的累积光度函数的斜率与恒星模型的理论预测值一致。我们还引入了一个新的诊断R_clump，反映了一个恒星在AGB团中度过的AGB寿命的分数。对于M5，我们发现R_clump = 0.42 +/- 0.05，与理论预测略有不同。最后，我们注意到M5不稳定带的蓝色部分（第一泛音天琴座RR星所在的地方）人口不足，这是基于大量的基本模式天琴座RR星和不稳定带蓝色端的不变星。这一事实可能意味着不稳定带中恒星的演化轨迹（尤其是颜色）受到脉动的影响。
2004-04-22 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
VLT photometry in the Antlia Cluster: the giant ellipticals NGC 3258 and NGC 3268 and their globular cluster systems
我们提出了一个深VLT测光的Antlia星系团的两个主要星系，巨大的椭圆星系NGC 3258和NGC 3268周围的区域。我们构造了它们的球状星团系统（GCS）的光度函数，并通过翻转星等确定了它们的距离。这些距离与SBF方法得到的结果吻合得很好。有一些但不是决定性的证据表明，到NGC 3268的距离要大几个Mpc。GCSs的颜色分布是双峰的，但最明亮的球状星团（GCs）显示一个中间色峰的单峰分布。这两个GCS的径向分布很好地拟合de Vaucouleurs法律高达5弧分。红色GC呈现出比蓝色GC更陡峭的径向密度轮廓，并且紧密地跟随星系的亮度轮廓。在NGC 3258中，总GC种群估计为约6000+/-150 GC，在NGC 3268中为4750+/-150 GC。我们讨论了可能存在的GC位于两个巨大的星系之间的领域（内集群GC）。它们的光度函数和数密度与两个GCS在投影上的重叠一致。
2008-02-17 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
Washington CCD Photometry of the Globular Cluster System of the Giant Elliptical Galaxy M60 in Virgo
利用华盛顿CT_1 CCD深空宽视场图像对室女星系团中的巨椭圆星系M60中的球状星团进行了测光研究。色星等图显示M60中有大量的球状星团，而在M60西北方的一个小型伴旋星系NGC 4647中有大量年轻的发光星团。M60中球状星团的颜色分布呈明显的双峰分布，在（C-T_1）=1.37处有一个蓝色峰，在（C-T_1）=1.87处有一个红色峰。本文利用银河系中球状星团和M49的数据，导出了（C-T_1）_0色与[Fe/H]的两个新的变换关系。利用这些关系，我们得到了M60中球状星团的金属丰度分布，它也是双峰的：一个主要的贫金属组分，中心在[Fe/H]=-1.2，和一个较弱的富金属组分，中心在[Fe/H]=-0.2。球状星团的径向数密度剖面比星晕的径向数密度剖面更宽，蓝色球状星团的径向数密度剖面比红色球状星团的径向数密度剖面更宽。球状星团的数密度图显示，蓝色球状星团的空间分布大致呈圆形，而红色球状星团的空间分布则类似于恒星晕的空间分布。我们估计M60中的球状星团总数为3600+/-5000个，比频为SN =3.8+/-0.4。明亮的蓝色球状星团的平均颜色随着它们在M60的内部和外部区域变得更亮而变得更红。这种蓝色的倾斜也可以在最明亮的室女座星系M49的外部区域看到。这些结果的影响进行了讨论。
2008-02-12 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
Issues in the Formation of Globular Cluster Systems
本文讨论了与星系中球状星团系统形成有关的最新进展，包括：（1）最古老星系团的年龄分布，（2）星系晕中的子群和可能的吸积与合并残留，（3）巨椭圆星系中球状星团系统的主要特征（金属丰度分布函数、光度分布函数、比频）。总结了巨椭圆星系的形成过程。
1998-01-21 astro-ph
The puzzling MgAl anticorrelation in globular-cluster red giants: primordial plus deep mixing scenario?
球状星团红巨星中C、N、O、Na和Al的星与星之间丰度的变化最近得到了补充，发现在[Al/Fe]极大的恒星中[Mg/Fe]是贫化的（Shetrone 1996 a）。这个和其他新的光谱结果使我们能够测试当前的恒星演化和核合成模型，以及球状星团的形成和化学富集模型。为了解释这些观测结果的自洽性，我们考虑了两种可能性：（1）一种深度混合方案，它假设在红巨星中，某种（额外的）混合将核反应的产物从氢燃烧壳层（HBS）输送到对流包层的底部;（2）一种原始混合方案和深度混合方案的组合。结果表明，（1）不能解释[Mg/Fe]与[Al/Fe]的关系，没有额外的特设假设，其中我们确定了一个强大的，但仍然没有检测到的低能共振反应24 Mg（p，γ）25 Al，和偶发性的增加的HBS温度的值T约。74x10^6 K。在（2）中，我们假设中等质量AGB星在某些球状星团中产生减少的~（24）Mg和增加的~（25）Mg初始丰度，Al在HBS中以消耗~（25）Mg为代价合成，并通过额外混合被输送到红巨星表面。我们讨论了这两种方案的优点和不足，并提出了一些观察测试。
1997-07-24 astro-ph
Tidal Interactions of Red Giants with Environment Stars in Globular Clusters
利用光滑粒子流体动力学方法研究了球状星团致密星核中红巨星与主序星的潮汐相互作用。两个表面半径为20和$85 R_\sun$的$0.8 \msun$红巨星模型被使用，0.6或$0.8M_\sun$主序星被视为质点。我们证明，即使是广泛的遭遇，两颗恒星飞离，轨道运动的角动量可以存入红巨星信封到这样一个程度，以触发旋转混合和解释观察到的水平分支星的快速旋转，也可以吸积足够的质量主序星，以掩饰其表面对流区与红巨星信封的物质。在现有结果的基础上，我们讨论了考虑非线性效应时这些转移特性的参数依赖性，并导出了作为恒星参数和相遇碰撞参量的函数的红巨星的能量和角动量以及微扰子的质量的拟合公式。这些公式不仅适用于红巨星的碰撞，而且适用于主序星的碰撞，对于考虑星-星相互作用的恒星系统演化的研究也是有用的。
2008-01-17 astro-ph
Is mass loss along the red giant branch of globular clusters sharply peaked? The case of M3
越来越多的证据表明，几个球状星团必须包含多个恒星世代，氦含量不同。这一假说有助于解释其水平分支中无法解释的特殊特征。在这个框架中，我们模拟了M3中RR Lyr周期的峰值分布，这一点到目前为止还没有得到解释。同时，我们还试图再现M3水平支星的颜色分布。我们发现，只有一个非常小的分散在沿红巨星分支的质量损失再现了良好的精度的观测数据。星团恒星之间氦含量的增强和变化是水平分支颜色延伸的起源，而尖锐的峰值质量损失是必要的，以重现RR Lyr变量的尖锐峰值周期分布。质量损失的分散度必须<~ 0.003 Msun，以与通常假设的~0.02 Msun值进行比较。这一要求代表了对调节球状星团恒星演化的物理机制的解释的实质性变化。
2007-09-11 astro-ph
Giant H II regions in the merging system NGC 3256: Are they the birthplaces of globular clusters?
作为研究盘状星系相互作用和合并过程中球状星团（GC）形成的运动学研究的一部分，获得了合并系统NGC 3256中电离氢的CCD图像和光谱。本文主要讨论H_α光度> 1.5 × 10^{40} erg s^{-1}的巨H II区是年轻人口星团（YPC）的诞生地这一命题。我们估计有900个类似剑鱼座30的H II区域是在星系-星系相互作用过程中形成的，而星系-星系相互作用则创造了NGC 3256。假设NGC 3256合并后的残骸是一个椭圆星系，形成足够数量的GC的一个特定的频率参数，只需要这些H II区域中大约10%的区域有YPC，这些区域在几个Gyr中幸存下来，质量至少和剑鱼座30中的星团R136一样大。
2003-02-11 astro-ph
M87, Globular Clusters, and Galactic Winds: Issues in Giant Galaxy Formation
本文介绍了M87晕最内侧140“的球状星团的新VRI测光。利用这些结果讨论了与M87等超巨星椭圆星系中球状星团系统的形成和演化有关的几个问题。(1)当星团质量M < 10^5太阳质量时，我们发现球状星团的光度函数（GCLF）随银河系中心半径的变化并不显著，这表明动力学演化的主要影响可能只发生在较低质量的星团上。(2)在球状星团系统的核心半径（1 '）内，金属丰度分布是均匀的，但在更大的半径处，平均金属丰度稳定地下降，Z ~ r^-0.9。(3)对解释像M87这样的高比频星系存在的各种可能性进行了评价，并给出了这些星系中GCSs的标度律。涉及二次演化的解释（在合并过程中形成许多球状星团，星系际球状星团等）不太可能是高SN星系的主要解释。(4)我们认为，中央超巨星E星系可能是在一个异常动荡或高密度的环境中形成的，在这种环境中，早期强大的星系风驱逐了大部分原星系气体，从而人为地提高了特定的质量。
1998-01-22 astro-ph
The Globular Cluster System in the Inner Region of the Giant Elliptical Galaxy NGC 4472
利用HST WFPC 2的观测数据，对巨椭圆星系NGC 4472内部区域的球状星团进行了研究。我们已经发现了大约1560个在银河系中心半径r < 4弧分的球状星团候选者。这些天体的V-（V-I）图显示了一个主要的垂直结构，它显然由两个组成部分组成：蓝色球状星团（BGC）和红色球状星团（RGC）。通过高斯拟合得到球状星团的光度函数在V（max）=23.50+/-0.16处有一个峰值。距NGC 4472的距离估计为d=14.7+/-1.3Mpc，RGC的峰值光度与BGC相似，这表明RGC可能比BGC年轻几个Gyr。在9弧分的范围内，亮BGC的平均光度随半径的增大而减小0.2等，而RGC的平均光度则不随半径的增大而减小。观察到的这些球状星团的颜色分布是明显的双峰峰在（V-I）= 0.98和1.23。所有V < 23.9等的球状星团的平均观测色为（V-I）=1.11。这些颜色与M87中球状星团的颜色完全相同。结果表明，BGC与RGC的相对数目随银河系半径的增加而增加。在中心区域，BGC和RGC的表面数密度分布都变得平坦，球状星团系统的核心半径分别为：BGC的rc = 1.9 arcmin，RGC的rc = 1.2 arcmin，总样本的rc = 1.3 arcmin，远大于星系的恒星核心半径。一般来说，NGC 4472内部区域的球状星团的性质与NGC 4472外部区域的球状星团的性质是一致…
2000-04-08 astro-ph
Dust, pulsation, chromospheres and their role in driving mass loss from red giants in Galactic globular clusters
内容：老球状星团中红巨星的质量损失影响了水平分支（HB）的形态和HB后的恒星演化，包括紫外亮恒星的产生、核合成产物的疏浚和星团内介质的补充。对球状星团质量损失的研究也使人们能够研究从冷的低质量恒星到非常低的金属丰度的质量损失对金属丰度的依赖性。目的：本文分析了银河系球状星团47 Tuc（NGC 104）、NGC 362、omega Cen（NGC 5139）、NGC 6388、M54（NGC 6715）和M15（NGC 7078）中47颗红巨星的VLT/UVES新谱。光谱覆盖波长范围6100- 9900 A，分辨率R = 110，000。这些恒星中的一些已知的表现出中红外线过量发射指示拱星尘埃。我们的目标是检测质量损失的签名，确定负责这种外流的机制，并测量质量损失率。方法：我们测定每颗恒星的有效温度、光度、半径和逃逸速度。我们分析了H-α和近红外钙三线外流，脉动和色球活动的证据，并提出了一个简单的模型，估计质量损失率从H-α线剖面。我们将我们的结果与其他各种独立的方法进行比较。结果如下：我们认为，色球层坚持在银河系球状星团巨人和控制的质量损失率晚K/早M光谱类型，脉动变得足够强大，以驱动冲击波在亮度以上的RGB提示。这种转变可能是金属性依赖的。我们发现，每年的质量损失率约为10^-7到10^-5太阳质量，这在很大程度上与金属丰度无关。
2007-10-08 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
Asymptotic Giant Branch Stars in Interacting Galaxy Globular Clusters
我们提出了新的建模的中间年龄恒星星族在近红外光谱（NIR）的分光光度特性。我们考虑到的渐近巨星分支（AGB）的恒星，占主导地位的综合近红外辐射的人口的演化和光谱特性。分光光度窄带分子指数的预测需要使用一个有效的温度-颜色（或光谱）校准AGB星;合成指数显示强烈依赖于此校准。本文介绍了在典型的合并遗迹NGC 7252中对一个年龄为5亿年的超大质量星团进行近红外观测的初步结果。光谱确实是一致的中间年龄模型占主导地位的光从AGB恒星，其中很大一部分可能是富碳。对中等年龄恒星星族及其近红外辐射的模拟中所用的恒星输入的影响进行了讨论。
2000-03-30 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
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
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
Chemical Analysis of Five Red Giants in the Globular Cluster M10 (NGC 6254)
我们已经确定了银河系球状星团M10中五颗红巨星分支（RGB）恒星的Al，$α$，Fe峰和中子捕获元素丰度。利用WIYN望远镜上的Hydra多纤维定位器和台式摄谱仪获得的中等分辨率（R $\sim$ 15，000）光谱的等效宽度分析确定丰度。数据采样从水平分支附近的亮度级到RGB尖端以下约0.5等的上部RGB。我们发现与先前的研究一致，M10是中等贫金属的，[Fe/H]=-1.45（$σ$ =0.04）。所有恒星的$<$ [Al/Fe] $>$ =+0.33（$σ$ =0.19）都显示出Al增强，但没有恒星的[Al/Fe] $\ga$ +0.55。我们发现$α$元素被增强了+0.20到+0.40 dex，Fe-峰元素具有[el/Fe] $\sim$ 0，这与II型SN喷出物的预测一致。此外，簇似乎是r-过程丰富的$<$ [Eu/La] $>$ =+0.41。
2008-08-18 astro-ph
Spectroscopy of Giant Stars in the Pyxis Globular Cluster
Pyxis球状星团是最近发现的一个球状星团，位于银河系外晕（R_{gc} ~ 40 kpc）。罗盘座位于大麦云（LMC）的一个轨道平面上，它被认为是一个被银河系捕获的分离的LMC球状星团。本文首次测量了六颗罗盘座巨星的光谱，并以此为基础对罗盘座球状星团的径向速度进行了测量。太阳中心的平均径向速度约为36公里/秒，而罗盘座相对于太阳位置的静止观测者的相应速度约为-191公里/秒。这个径向速度是星系团预期的总空间速度的足够大的一部分，假设它与银河系绑定，它允许严格限制Pyxis在仍然与LMC共享或几乎共享轨道极点的情况下可能具有的允许横向速度范围。如果是麦哲伦星系的碎片，我们可以排除罗盘星是在一个近圆形轨道上，但我们不能排除与大麦哲伦星系有关的偏心轨道。我们已经计算出了Pyxis球状星团允许自行的范围，这导致该星团的轨道极在LMC目前轨道极的15度范围内，并且与我们测量的径向速度一致，但是潮汐捕获假说的验证必须等待空间干涉测量任务或HST的自行测量。根据最亮巨星的几个光谱，铁卫七的光谱金属丰度估计值[Fe/H] = -1.4 +/- 0.1;这与等时线拟合的星系团金属丰度的光度测定一致。
2000-05-10 astro-ph
The Production of Sodium and Aluminum in Globular Cluster Red Giant Stars
我们研究的生产Na和Al周围的氢壳的两个红巨星序列不同的金属丰度，以解释丰度的变化，看到在球状星团恒星的混合方案。利用详细的恒星模型和广泛的核反应网络，我们计算了红巨星分支上许多点上氢壳层周围各种同位素丰度的分布。这些计算允许在壳区域的温度和密度的变化，以及核处理的时间尺度，由氢壳的向外运动。反应网络使用更新的速率超过Caughlin \& Fowler（1988）的速率。我们发现的证据生产的Na和Al发生在NeNa和MgAl循环。特别地，Na在氢壳层上方的整个区域中显著增强。使用较新的反应速率导致大量增加生产的$^{27}$铝以上的氢壳通过从NeNa循环的重泄漏，并应具有重要的影响，预测的表面丰度。我们还发现，在较低的金属丰度的核处理是相当广泛的。
1996-04-04 astro-ph
Intermediate-Age Globular Clusters in Merger Remnants
最近对中等年龄（2-4 Gyr）合并残留物中的球状星团的观测提供了年轻合并残留物与正常椭圆星系之间迄今为止“缺失的一环”。“蓝色”球状星团的光度函数（LF）呈现出以M_V ~ -7.2为中心的高斯形状，这与巨型椭圆星系的情况相同，而“红色”星团的LF则向亮端和暗端扩展，这与中等年龄星团的情况相同。这些系统的特定频率已经计算出不断发展的LF的“红色”集群和母星系光度的年龄为10 Gyr。他们被发现是一致的，发现在贫穷的集群巨椭圆形的值。这些发现支持了在巨大的早期星系中形成“红色”GC的“合并情景”的可行性。
2002-11-08 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
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
