Stellar Populations in the Phoenix Dwarf (dIrr/dSph) Galaxy as Observed by HST/WFPC2
我们提出了凤凰矮星中心区域的HST/WFPC 2测光。精确的测光使我们能够：1）确认先前通过地面观测检测到的水平分支的存在，并使用它来确定到凤凰的距离，2）清楚地检测到凤凰的恒星星族中存在多个年龄，3）确定凤凰中旧红巨星分支恒星的平均金属丰度，并表明凤凰在其一生中已经进行了化学进化，4）提取出中心区域的恒星形成历史，这表明凤凰在其整个生命周期中一直在形成恒星。
2000-08-29 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
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
Modeling The Structure And Dynamics of Dwarf Spheroidal Galaxies with Dark Matter And Tides
我们报告的N-体模拟破坏卫星的结果，旨在探索是否可以用简单的，质量跟随光（MFL）模型，包括潮汐破坏的dSphs观察到的功能。作为一个测试案例，我们专注于船底座矮球体（dSph），目前在大半径的最广泛的数据。我们发现，以前的N体，MFL模拟dSphs没有充分探索卫星质量，密度和轨道形状的参数空间，以找到与银河系dSphs系统的充分匹配，而通过对参数空间的系统调查，我们能够找到潮汐干扰，MFL卫星模型，而忠实地再现船底座的速度剖面，速度弥散剖面和投影密度分布在其整个采样半径。成功的MFL模型卫星有非常偏心的轨道，目前青睐冷暗物质（CDM）模型，和中心速度分散，仍然产生一个准确的代表性的束缚质量和观察到的中央M/L~40的船底座，尽管膨胀的速度分散外的dSph核心的未绑定碎片。我们的参数空间的调查也使我们能够解决一些常见的误解潮汐中断和dSPH结构和动力学的可观察到的影响。模拟表明，即使是适度的潮汐破坏可以有一个深远的影响，在大半径的dSph恒星的动态观察。由潮汐破坏MFL模型很好地描述的日冕仍然可以与L-CDM完全兼容，例如，如果它们代表发光晕演化的后期阶段。
2007-12-28 astro-ph
Velocity Dispersion Profiles of Seven Dwarf Spheroidal Galaxies
我们提出了恒星速度色散配置文件的7个银河系矮球状（dSPH）卫星星系。我们通过麦哲伦和MMT望远镜获得的高分辨率光谱测量了6804颗恒星的8394个视线速度（+/- 2.5 km/s）。我们将这些新数据与先前公布的速度相结合，以获得最大的可用运动学样本，其中包括超过5500 dSph的成员。所有测得的dSphs的恒星速度色散的顺序为10公里/秒，保持近似恒定的距离，从dSphs中心，出，并在某些情况下超过半径的平均表面亮度下降到背景水平。假设dSphs驻留在暗物质晕的NFW密度分布的特点，我们得到合理的拟合经验的速度色散曲线。这些拟合意味着，在七个dSph中，M_vir ~ 10^[8-9] M_sun。半径为600 pc（所有数据集共有的区域）的质量范围为（2-7）x 10^7 M_sun。
2007-07-31 astro-ph
Systemic Proper Motions of Milky Way Satellites from Stellar Redshifts: the Carina, Fornax, Sculptor and Sextans Dwarf Spheroidals
附近的矮椭球（dSPH）星系的横向运动有助于视线的组成部分，增加角距离从dSPH中心，诱导恒星红移可检测的梯度。在没有固有速度梯度的情况下（例如，由于旋转或流动），在日心静止框架（HRF）中观察到的梯度简单地与dSph的系统自行（PM）有关。银河系最亮的dSph卫星的运动学样本现在足够大，我们可以使用恒星红移来约束独立于天体测量数据的系统PM。密歇根/MIKE纤维系统（MMFS）调查的数据显示，隆突、穹窿和雕刻者有显著的HRF速度梯度，而六分仪没有显著的梯度。假设没有内禀梯度，这些数据提供了一个相对严格的关于天炉座PM的约束，（mu_{alpha} ^{HRF}，mu_{delta} ^{HRF}）=（+48 +/- 15，-25 +/- 14）mas/century，这与已发表的HST天体测量结果一致。较小的数据集在其余星系中产生较弱的约束，但我们的船底座测量值（mu_{alpha} ^{HRF}，mu_{delta} ^{HRF}）=（+25 +/- 36，+16 +/- 43）mas/century，与已发表的天体测量值一致。我们的Sculptor测量值（mu_{alpha} ^{HRF}，mu_{delta} ^{HRF}）=（-40 +/- 29，-69 +/- 47）mas/century与天体测量值的不一致是预期的，如果Sculptor具有Battaglia等人（20…
2008-10-08 astro-ph
A photometrically and kinematically distinct core in the Sextans dwarf spheroidal galaxy
我们提出的视线径向速度色散轮廓的六分仪矮球状星系（dSph），基于样本的88颗恒星延伸到约1度（约1.5千秒差距）。像天龙座和小熊座的dSphs一样，六分仪在大的投影半径处显示出速度分散下降的证据，显著性p=0.96。令人惊讶的是，六分仪中心的离散度接近于零（显著性p=0.96）。我们提出的证据表明，后者的恒星运动学的变化与dSph内的恒星星族的变化相吻合。我们讨论可能的情况下，可能导致一个运动学和光度不同的人口在六分仪中心。
2004-09-03 astro-ph
The Unique History of the Globular Cluster Omega Centauri
利用目前的观测数据和简单的动力学模型，我们证明，欧米茄Cen是不是特殊的银河系球状星团在其产生和保留的重元素分散在AGB阶段的恒星演化的能力。在欧米茄Cen观测到的多个恒星星族无法解释，如果它是作为一个孤立的星团形成的。虽然欧米茄星的独特性质仍然是一个谜，但它更有可能是在银河系的一个祖先星系中形成的。
2002-03-14 astro-ph
omega-Cen - an Ultra Compact Dwarf Galaxy ?
通过高分辨率数值N体模拟研究了在接近ω-Cen的轨道上，类似于Knot S的星团聚集体外星团的合并。我们希望约束参数空间，该参数空间能够产生具有与omega-Cen类似属性的合并对象。
2002-09-20 astro-ph
WFPC2 Observations of Two dSph Galaxies in the M81 Group
我们获得了M81星系群中两个低表面亮度矮球状星系FM 1和KKH 57的HST WFPC 2和地基图像。它们的色星等图显示红巨星分支的尖端分别位于I = 23.77 +- 0.14和I = 23.97 +- 0.17。推导出的真实距离模量为27.66 ± 0.16和27.96 ± 0.19，与M81群的平均距离模量27.84 ± 0.05吻合得很好。星系的绝对V星等（-11.46和-10.85），它们的颜色（（B-V）= 0.88和0.80），以及中心表面亮度（$Σ_{0,V}$ = 24.8和24.4 mag/ $\sq\arcsec$）都在M81，M31和银河系的其他dSph伴星的范围内。有了两个新的天体，M81周围矮球状子系统的最大投影半径为380千秒差距。
2001-06-09 astro-ph
The Tidal Evolution of Local Group Dwarf Spheroidals
本文利用N体模拟方法研究了星系潮汐驱动下矮球状星系的演化。我们采用了一个宇宙学动机的模型，其中dSphs近似嵌入NFW晕内的国王模型。我们发现，这些NFW嵌入国王模型是非常弹性的潮汐，恒星密度分布仍然类似于国王模型，即使失去了超过99%的恒星。当潮汐剥离星系时，恒星的光度、速度色散、中心表面亮度和核心半径都单调下降。值得注意的是，我们发现，这些参数的演变是完全控制的总质量损失的发光半径内。在所有参数中，核心半径受到的影响最小：在失去99%的恒星后，R_c仅下降了约2倍。有趣的是，潮汐倾向于使dSphs更暗物质为主，因为紧密结合的中央暗物质“尖端”比"核心“国王轮廓更能适应破坏。我们研究了新发现的超微弱dSphs的极大M/L比是否可能是由曾经更亮的系统的潮汐剥离引起的。虽然dSPH潮汐演变轨迹平行观测到的光度半径平面的标度关系，他们预测过于陡峭的速度色散的变化相比，迄今为止在文献中报道的观测估计。因此，超暗矮星不太可能是像天炉座、天龙座或人马座这样的系统的潮汐遗迹。尽管在光度上跨越了四十年，dSphs似乎居住在具有可比峰值圆速度的晕中，这支持了设想矮椭球体只能在一定质量阈值以上的晕中形成的情景。
2007-09-13 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
Hubble Space Telescope Imaging of Globular Cluster Candidates in Low Surface Brightness Dwarf Galaxies
利用哈勃空间望远镜WFPC 2的V和I波段图像，对57个邻近的低表面亮度矮星系进行了球状星团候选者（GCCs）的搜索。该样本由18个角尺寸小于3.7千秒差距的矮球状（dSph）、36个不规则（dIrr）和3个“过渡”型（dIrr/dSph）星系组成，它们位于视场中距离2-6百万秒差距的星系群和附近的星系群：M81、半人马座A、玉夫座、犬座金星I云。我们发现，约50%的dSph，dIrr/dSph和dIrr星系包含GCC。位于矮球状星系中心附近的GCCs的比例比dIrrs高2倍以上。GCCs的平均积分色（V-I = 1.04+/-0.16等）与银河系球状星团的相应值一致，并且与大质量早型星系中的蓝色球状星团子种群相似。在dIrrs的GCC的颜色分布显示出一个明确的双峰与V-I = 0.5和1.0马格附近的峰值。蓝色GCC大概是年轻的年龄t < 1 Gyr，而红色GCC人口可能是老年人。我们发现在dSph和dIrr星系中存在着过量的M_V > -6.5等的微弱GCC，这使我们联想到在邻近的本群旋涡星系中存在着过量的微弱球状星团。用King-profile拟合方法测量的结构参数表明，大部分GCCs的结构参数与银河系和M31中的扩展外晕球状星团以及最近发现的透镜状星系中的“暗模糊”星团类似。
2005-05-31 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Eclipsing Binaries and SX~Phe Stars in Omega~Cen and 47~Tuc
对半人马座欧米茄中心部分的广泛监测已导致12个食双星和9个SX~Phe星的发现。我们还报告在47~Tuc区域发现了6个接触双星。
1995-07-30 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
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
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
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
The Bologna Key Project on Omega Cen
在这篇文章中，我们简要地总结了一些正在进行的，协调分光光度计的项目，致力于研究的恒星星族性能在欧米茄Cen。所有这些调查都是我们团队领导的全球综合项目的一部分，旨在解决该星团中恒星复杂的形成历史。
2001-12-02 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
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
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
A Suprime-Cam study of the stellar population of Ursa Major I dwarf spheroidal galaxy
介绍了大熊座I矮球状星系（dSph）的深宽V、I CCD测光结果。该星系的图像是由斯巴鲁/Suprime-Cam广角相机拍摄的，覆盖了位于星系中心的34 \arcmin $\times$ 27 \arcmin的视场。Uma I dSph的色星等图（CMD）显示了一个陡峭而狭窄的红巨星分支（RGB），蓝色和红色水平分支（HB）和主序星（MS）。一个定义明确的主序关断（MSTO）被发现位于V $_{0,MSTO}\sim$ 23.5马格。距离模数是从水平分支（V $_{0,HB}=20.45\pm0.02$）的V波段幅度导出$(m-M)_0=19.93\pm0.1$（对应于距离D $=96.8\pm4$ kpc）。RGB星的平均金属丰度是由V $-$ I的颜色[Fe/H] $\sim-2.0$估算的。由理论等时线叠加计算的关闭年龄表明，Uma I dSph中的大多数恒星形成于非常早期（$\sim12$ Gyrs前）。基于MS、RGB、HB星和蓝离散星（BS）的恒星数密度等值线图显示，Uma I dSph的形态非常不规则和扭曲，表明该星系正处于分裂过程中。恒星星族的非常古老和金属贫乏的性质意味着，这一新发现的暗淡dSphs的恒星形成历史可能与其他著名的“经典”dSphs不同，这些dSphs显示出显着的中间年龄的恒星星族。Uma I dSphs的恒星星族与银河系古老的贫金属球状星团非常相似…
2008-04-18 astro-ph
On the formation and evolution of the globular cluster Omega Centauri
通过N体/流体动力学模拟，我们模拟了原始10 ^{8}太阳质量密度峰值的演化，该峰值最终形成了一个非常类似于现在的球状星团欧米茄半人马座的天体。我们成功地再现了星团的主要特征，即结构，运动学和金属丰度分布。我们认为半人马座欧米茄可能是一个宇宙学上的椭圆形矮星系，形成于高红移，在孤立和自我富集中演化，最终落入银河系的势阱中，与Searle-Zinn（1978）关于星系球状星团形成的范式一致。最后，我们认为半人马座欧米茄可能是由一个扩展的暗物质（DM）晕，目前没有观测证据。我们预计，签名，如果有的话，DM晕可以发现在恒星的运动学外约20弧分。
2000-03-24 astro-ph
Observational consequences of the hypothesized helium rich stellar population in Omega Centauri
为了回应建议的高氦含量的恒星作为在半人马座欧米茄观测到的双主序星的解释，我们研究了这些恒星在其他地方的颜色-星等图的后果。我们集中在水平分支，在那里高氦的影响预计会更清楚地显示出来。在这个过程中，我们开发了一个程序，比较不同的恒星星族在物理动机的方式所遭受的质量损失。在半人马座欧米茄的水平分支中似乎没有高氦恒星，除非它们的质量损失历史与大多数贫金属恒星非常不同。这是可能的，以现有的欧米茄半人马座恒星通过吸积氦丰富的污染与最新的AGB喷出物的理论产量一致，这样的污染的恒星是符合观察到的HB半人马座欧米茄的形态。污染模型与观测到的主序列合并相一致，而不是我们的富氦恒星模型。使用（B-R）/（B+V+R）统计，我们发现，高氦bMS星需要一个年龄差异相比，rMS星是太大了，而污染的情况下，恒星没有这样的冲突推断欧米茄半人马座质量损失。
2007-04-20 astro-ph
Metal rich stars in omega Cen: preliminary FLAMES GTO results
我目前的初步结果的样本约700红巨星在欧米茄Cen，在意大利火焰协会GTO时间在2003年5月观察到，博洛尼亚项目欧米茄Cen。初步的Fe和Ca丰度证实了以前的结果：虽然贫金属和中等的人口显示正常的晕α增强[α/Fe]=$+0.3，但大多数金属丰富的恒星显示显着较低的[α/Fe]=+0.1。如果富含金属的恒星在星团内以自我富集的方式演化，那么降低它们α增强的唯一方法就是超新星Ia型的干涉。
2004-10-28 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
Multiple Stellar Populations in the Globular Cluster omega Centauri as Tracers of a Merger Event
人马座矮星系的发现，它被银河系潮汐干扰并与银河系合并，支持了银河系晕至少部分是由类似矮系统吸积而形成的观点。人马座矮星包含几个不同的恒星群体，并包括作为其核心的M54，这是与银河系相关的第二大质量的球状星团。质量最大的球状星团是半人马座欧米茄，在这里我们报告说，半人马座欧米茄也有几个不同的恒星星族，跟踪红巨星分支恒星。最富金属的红巨星分支恒星比占主导地位的贫金属成分年轻约2 Gyr，表明半人马座ω在这个时间尺度上富集。在一个球状星团中存在一个以上的恒星形成时期是相当令人惊讶的，这表明半人马座欧米茄曾经是一个更大的系统的一部分，该系统与银河系合并，就像人马座矮星系现在正在做的那样。在银河系的早期历史中，合并可能要频繁得多，而半人马座欧米伽似乎是这个时代的遗迹。
1999-11-09 astro-ph
First detection of the RGB-bump in the Sagittarius dSph
本文给出了以球状星团M54为中心的人马座矮球状星系（Sgr）的V，I测光结果，其区域为~ 1^{circ} × 1^{circ}.该目录是该星系有史以来最大的恒星数据库（约500，000）。覆盖的广阔区域使我们能够第一次测量RGB凸起的位置，这是一个在大多数银河系球状星团中发现的特征，最近才在本星系群的少数星系中发现。RGB微分光度函数中单峰凸起的存在证实了Sgr（Pop A）中存在优势种群。Pop A RGB的光度特性和RGB凸起的位置已被用于限制该人群的可能年龄和金属丰度的范围。最可能的解位于-0.6 < [M/H] <= -0.4和4 Gyr <= age <= 8 Gyr的范围内。
2002-08-30 astro-ph
Variable stars in the Fornax dSph Galaxy. I. The Globular Cluster Fornax 4
第一次在天炉座4中发现了变星，这个球状星团位于天炉座矮球状星系的中心附近。通过将图像相减技术应用于由6.5米麦哲伦/克莱望远镜的MagIC相机和4米布兰科/CTIO望远镜的宽视场成像仪获得的B，V时间序列测光，我们在以天炉座4为中心的2.4 'x2.4'区域中检测到27颗RR Lyrinos星（22颗基模，3颗第一泛音和2颗双模双折射）。ab型天琴座RR型恒星的平均和最小周期<Pab>分别为0.594 d和P（ab，min）=0.5191 d，以及该星团在水平分支型-金属丰度平面中的修正位置，都一致指向该星团的奥斯特霍夫中间状态，这与绝大多数银河系球状星团不同，但与之前对天炉座其他球状星团的指示一致。距离星团中心30角秒以内的天琴座RR型星的平均视星等为<V（RR）>=21.43 +/- 0.03等（σ =0.10 mag，12颗星的平均值），导致（m-M）o=20.64 +/- 0.09 mag或（m-M）o=20.53 +/- 0.09 mag的真实距离模量，这取决于是采用低（[Fe/H]=-2.0）还是中等高（[Fe/H]=-1.5）的金属丰度。
2007-08-02 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
Multiple and variable X-ray sources in the globular clusters omega Cen, NGC6397, NGC6752, and Liller 1
我们发现从依巴谷星表和第谷星表中的观察与ROSAT HRI的三个球状星团的视野中的恒星。我们使用这些恒星的位置来减少星团中X射线源位置的系统误差，对于欧米茄Cen和NGC 6752为~ 2“，对于NGC 6397为1”。我们在omega Cen的核心探测到三个X射线源，在NGC 6752的核心探测到四个，而NGC 6397的中心数据可能与五个或六个源相拟合。在核心之外，但在星团的半质量半径内，我们在欧米茄Cen中检测到两个源，一个在NGC 6397中，两个在NGC 6752中;这些可能是也可能不是星团成员。ROSAT HRI对Liller 1的观测没有探测到低光度源，其探测极限低于ASCA。根据这些新结果，我们讨论了球状星团中低光度X射线源的性质。
2000-04-04 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
Precise constraints on the dark matter content of Milky Way dwarf galaxies for gamma-ray experiments
我们研究的前景探测伽马射线的暗物质湮灭在六个最有前途的矮球状体（dSPH）的银河系卫星星系。我们使用最近测量的速度色散配置文件提供了一个系统的调查每个星系的暗物质质量分布，并表明，在质量建模的伽马射线通量的不确定性小于一个因素的~ 5，每个dSph，如果我们假设一个平滑的NFW配置文件。我们表明，小熊座和天龙座是最有前途的dSphs的伽马射线探测与GLAST和其他计划的天文台。对于每个dSph，我们调查的通量增强从晕子结构，并表明，相对于一个光滑的晕通量的增强因子不能大于约100。这种增强依赖于很弱的低质量截止尺度的子结构质量函数。虽然从每个dSph的预期通量的幅度敏感地依赖于暗物质模型，我们发现，六个Sphs之间的通量比是已知的约10倍内。流量比也是相对不敏感的冷暗物质晕中心斜率和子结构分数目前的理论范围。
2007-05-03 astro-ph
The counterparts of Local Group dwarf spheroidals in nearby clusters
在这篇文章中，我们报告了在天炉座星系团的核心发现矮椭球体（dSphs）。它们的光度特性--像星等、颜色、表面亮度--与本星系群dSphs非常相似。然而，在一个给定的总星等下，天炉座的dSphs似乎比它们的本星系群对应的星等更长。麦哲伦望远镜拍摄的深宽视场图像的表面亮度波动测量已经证实了几个矮星系候选者在天炉座的成员资格。对这些图像的分析也证实了天炉座dSphs的光度函数的平坦昏暗的末端斜率，这与λ CDM理论中预期的大量与矮星系相连的小暗物质晕相矛盾。在长蛇座I和半人马座星系团中也发现了矮球状体。对它们光度特性的初步分析表明，它们遵循与天炉座和本星系群相似的标度关系。
2005-05-10 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
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
Gas Rich Dwarf Spheroidals
我们提出的证据表明，近一半的矮球状星系（dSph和dSph/dIrr）的本地集团与大型水库的原子气体，在某些情况下大于恒星质量。这种气体有时会在距离星系中心很远的地方（~10 kpc）被发现，但并不一定以星系为中心。同样，大量的电离气体也可能隐藏在这些系统中。一些气藏的性质类似于高速云（HVC）的中值性质;两个HI气藏被编入HVC目录。因此，HI与矮椭球体的关联可能提供了HVC与恒星之间的联系。我们发现，HI内容的本地组dSphs和dIrrs表现出急剧下降，如果星系是在250千秒差距的银河系或M31。这可以解释为，如果两个星系都有足够大的x射线发射晕，如果矮星系过于接近任何一个巨大的螺旋星系，就会产生冲压压力剥离。我们还调查潮汐剥离的矮星系，并发现，虽然它可能发挥的作用，它不能解释的中性气体在大多数dSph星系在距离小于250千秒差距的明显总缺席。对于导出的热气体平均密度n_0 = 2.5 e-5 cm^-2，我们发现，在从dSph星系中去除气体方面，冲压压力剥离的效果要高出一个数量级以上。热晕，推断质量为1 e10太阳质量，可能代表了大约1000个被摧毁的矮星系，要么是HVC，要么是与我们现在观察到的类似的真正的矮星系。
2000-01-10 astro-ph
The pure non-collisional Blue Straggler population in the giant stellar system omega Centauri
我们已经使用高空间分辨率的数据从哈勃太空望远镜和宽场地面观测，以寻找蓝色的离散星（BSS）在整个径向范围内的大型恒星系统欧米茄半人马座。我们探测到了在任何恒星系统中观测到的最大数量的BSS。尽管样本仅限于BSS序列的最亮部分，但已确定了300多个候选者。BSS被认为是由双星系统（由恒星碰撞或双星质量交换形成）的演化产生的。由于像银河系球状星团（GGC）和半人马座ω这样的系统在比它们的年龄短得多的时间尺度上动态地演化，双星应该向中心沉降，比普通的、质量较小的单星显示出更集中的径向分布。事实上，在所有已调查BSS的GGC中，BSS分布在中心达到峰值。相反，在ω Cen中，我们发现BSS与所采用的参考群体共享相同的径向分布。这是迄今为止发现的最清晰的证据，表明这样的恒星系统即使在中心区域也没有完全放松。我们进一步认为，在BSS分布的中心浓度的情况下排除了碰撞起源。因此，欧米茄Cen BSS是有史以来观察到的最纯和最大的非碰撞BSS种群。我们的研究结果允许第一个经验的定量估计BSS的生产率通过这个通道。在欧米茄Cen的BSS可能是最好的本地模板建模的BSS人口在遥远的星系，他们不能单独观察。
2005-10-10 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
Scaling Laws for Dark Matter Halos in Late-Type and Dwarf Spheroidal Galaxies
用最大盘质量模型拟合星系自转曲线，表明晚型和矮球状（dSph）星系中的暗物质（DM）晕满足定义良好的标度律。在亮度较低的星系中，晕有较小的核心半径，较高的中心密度和较小的中心速度色散。意义：（1）一个单一的，连续的物理序列增加的质量从最小的dSphs延伸到最明亮的螺旋。(2)dSph星系中的高DM密度对于这样的矮星系来说是正常的。由于维里化密度依赖于坍缩红移z，最小的矮星比最大的螺旋星系早形成约delta z = 7。(3)dSphs的高DM密度意味着它们是由原始密度波动形成的真实星系。它们不是潮汐碎片。(4)由于矮星系的数量越来越多，而且随着光度的降低，它们几乎都是暗星系，因此可能有大量的天体是完全黑暗的。这样的天体是冷DM理论的典型预言。(5)DM参数相关性的斜率提供了一个衡量银河系质量尺度的原始密度波动的功率谱的斜率n。我们的结果还没有对DM的重子压缩进行修正，得到n = -1.9 +-0.2。这与冷DM理论是一致的。
2004-07-15 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
New evidence for the complex struscture of the RGB of Omega Cen
我们报告的复杂结构的红巨星分支（RGB）的欧米茄岑，基于一个新的宽领域和宽颜色基线B和I测光。我们的色星等图（CMD）显示了沿着这个分支存在多个种群，特别是我们发现了一个异常分支（RGB-a），它似乎与大部分RGB恒星很好地分离。根据我们的CMD和以前的文献，我们得出结论：（1）这些恒星，在我们的CMD中被清楚地识别为一个单独的星族，代表了极端的富金属延伸（[Ca/H]>-0.3），并显示出s过程元素的异常丰度（如Ba和Zr）;（2）它们是ω Cen系统的物理成员;（3）它们占整个系统的5%左右;（4）该组分与中间金属组分（-0.4>[Ca/H]>-1）具有相同的空间分布，与贫金属组分（[Ca/H]<-1）有显著差异。这最后一个证据支持的假设，即富含金属的成分可能属于一个独立的（原？）在过去被欧米茄·岑号捕捉到的恒星系统
2000-03-15 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
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
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
Omega Centauri as a Disrupted Dwarf Galaxy: Evidence from Multiple Stellar Populations
我们最近的CCD测光（Lee et al. 1999）第一次表明，半人马座ω有几个不同的恒星星族，这让人想起人马座矮星系。在这里，我们提出了更详细的数据分析以及人口模型。我们确认存在几个不同的红巨星分支（RGBs）与红色的富含金属的序列以及其他蓝色的贫金属的分离。我们的种群模型表明，与最富金属的RGB相关的红色团块比占主导地位的贫金属组分年轻约4 Gyr，表明omega Cen在这个时间尺度上富集。这些特征，再加上这个星系团的其他不寻常的特征，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，就像人马座矮星系现在正在做的那样。在银河系的早期历史中，合并可能要频繁得多，而欧米伽·岑星似乎是这个时代的遗迹。
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
Metallicity distribution of Omega Cen Red Giants based on the Stroemgren m1 metallicity index
采用紫外-Stroemgren光度法研究了欧米茄Cen红巨星的金属丰度分布。提出了一种基于星团恒星的Stroemgren金属丰度指数m1 =（v-b）-（b-y）的新的经验标定方法。新的校准已应用于欧米茄Cen RG样品。估计的金属丰度分布的形状明显不对称，在低金属丰度（[Fe/H] < -2.0）处有一个尖锐的截止点，在[Fe/H] ~ 0.0处有一个富金属的尾部。在[Fe/H] ~ -1.9和-1.3 dex附近有两个主要的金属丰度峰，在~ 0.2 dex处有一个富金属肩。
2007-02-05 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
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
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
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
