The Blue Straggler and Main-sequence Binary Population of the Low-Mass Globular Cluster Palomar 13
我们提出了高精度的VI测光的恒星从中间的巨大的分支，约5个星等以下的主序关闭的球状星团Palomar 13的基础上获得的图像与凯克II 10米望远镜。我们将星团中大约18个核心半径的蓝离散星的完整样本制成表格。蓝离散星比巨星样本更集中，而巨星样本又比主序星样本更集中。在所有已知的球状星团中，帕洛玛13拥有最高的蓝离散星比频率，但是在星团外围的蓝离散星比频率并没有像在更密集的星团中那样增加。我们还发现了一组微弱的蓝色离散星（比转弯处更蓝，但具有相同的星等），其数量超过了较亮的离散星2倍以上。该星团的色星等图显示，在主序带的红色部分有大量的恒星，这表明该星团的双星比例至少为30% +/-4%，这似乎与低质量星团E3相似，但明显高于质量更大的星团E15和NGC 288。
2004-09-10 astro-ph
CCD Photometry of Variable Stars in the Globular Cluster NGC 288
观测球状星团NGC 288的中心部分是为了寻找短周期变星。我们获得了4颗SX Phe星和2颗RR Lyrant变星的V波段光变曲线，其中5颗是新发现的。所有的SX Phe星都属于蓝离散星。给出了红巨星分支顶端到主序星分叉水平的色星等图。三个可能的热次矮星位于星团蓝色水平分支的延伸部分。
1996-01-11 astro-ph
New Photometry for the Intermediate-age LMC Globular Cluster NGC 2121 and the Nature of the LMC Age Gap
我们报道了大麦云星云中NGC 2121的新测光结果，它显示了一个突出的氢核耗尽间隙，以及银河系疏散星团的下降亚巨星分支。我们使用Girardi等时线获得了极好的拟合，发现年龄为3.2 +/- 0.5Gyr，[Fe/H]=-0.6 +/- 0.2。等时线与分叉和次巨星分支的颜色和形状非常吻合，我们可以精确地确定金属丰度和年龄。Smae等时线也与SL 663和NGC 2155相吻合，尽管我们对这些星团的测光误差要大得多。我们发现这些集群是0.8 Gyr年轻，和0.4德克斯更多的金属丰富，比最近在文献中报道。因此，我们认为NGC 2121，NGC 2155和SL 663没有被正确地分配到LMC的年龄差距，而是第一批形成的星系团中相对富含金属，年轻的LMC星系团。我们提出了一个新的定义，LMC年龄差距从3.2到13 Gyr，ESO 121-SCO 3仍然是唯一剩下的候选人的成员年龄差距。
2001-05-31 astro-ph
Abundances in Stars from the Red Giant Branch Tip to the Near Main Sequence in M71: II. Iron Abundance
我们目前的[Ffe/H]丰度的结果，涉及一个样本的恒星具有广泛的光度范围从发光巨星恒星附近的一个球状星团的关闭。我们在M71中的25颗恒星样本包括10颗比RHB更亮的巨星，3颗水平分支星，9颗比RHB更暗的巨星，以及3颗靠近岔道的恒星。我们分析了在W. M.凯克天文台。我们发现，[Fe/H]丰度从Fe I和Fe II线同意彼此和早期的测定。此外，从Fe I和Fe II线获得的[Fe/H]在Teff和光度的整个范围内，这组恒星在相当小的不确定性内是恒定的，这表明NLTE效应在我们的铁丰度测定中可以忽略不计。在这个球状星团中，位于RHB或其上的巨星、RHB星、位于RHB之下的巨星和在岔道附近的巨星的平均[Fe/H]没有差别。
2001-05-22 astro-ph
CCD Photometry of Variable Stars in the Field of the Globular Cluster NGC 6397
在寻找短周期变星的过程中，观测了覆盖球状星团NGC~6397中心部分的$13.6\times 13.6$ arcmin $^{2}$场。获得了6颗密近双星、2颗SX~Phe星和1颗RR~ Lyrics变星的光变曲线，其中7颗为新发现。这两个被识别的SX~Phe变量可能是集群的成员。其中一个确定的食双星是最有可能的一个领域的明星，而其余5个双星，我们的数据不排除集群成员。给出了从红巨星分支顶端到主序星转折点以下的$V$与$B-V$的色星等图。
1996-01-31 astro-ph
Age as the Second Parameter in NGC 288 / NGC 362? I. Turnoff Ages: a Purely Differential Comparison
本文介绍了在严格均匀条件下对球状星团NGC 288、NGC 362和NGC 1851进行单次观测所获得的深V、I测光结果。我们使用NGC 1851的双峰水平分支（HB）作为“桥梁”，以获得NGC 288和NGC 362的HB之间的最佳相对匹配。通过这种方式，我们可以有效地消除与绝对校准中的距离，红化和不均匀性相关的不确定性，从而获得这两个集群之间的年龄差异的非常稳健的纯差分估计。根据电桥测试，发现NGC 288比NGC 362老2 +-1 Gyr。这一结果也完全证实了所有经典的微分年龄诊断，无论是基于光度或颜色的主要序列的转折点。
2001-09-07 astro-ph
HST Colour-Magnitude Diagrams of Six Old Globular Clusters in the LMC
本文报道了大麦云星云中六个古老球状星团的HST观测结果：NGC 1754，NGC 1835，NGC 1898，NGC 1916，NGC 2005和NGC 2019。使用F555 W和F814 W滤波器进行的深度曝光为我们提供了色-星等图，其视星等V约为25，远低于主层序关闭。这些特殊的星团与显着高的LMC场星密度和照顾，采取了准确地从集群颜色星等图减去场星。在两种情况下，至少在部分图像上有明显的变红，但只有NGC 1916的差异变红妨碍了CMD特性的准确测量。颜色-星等图的形态与具有类似金属量的银河系球状星团的相匹配。所有六个都有发达的水平分支，而四个明显地在天琴座RR间隙的两侧都有恒星。从红巨星分支的水平以上的水平分支的高度的测量获得的丰度是0.3德克斯高，平均而言，比以前测量的光谱丰度。与银河系球状星团基准的详细比较显示，所有六个星团都是老天体，在年龄上与经典的银河系球状星团如M5非常相似，星团之间的年龄分布很小。这一结果与通过测量水平分支和主序断陷之间的震级差而获得的年龄一致。通过与Lee，Demarque和Zinn（1994）的水平分支进化轨迹进行比较，我们也发现了类似的年代学。我们的结果意味着LMC与银河系同时形成。
1998-06-02 astro-ph
Spectroscopic Binaries in Globular Clusters. I. A Search for Ultra-Hard Binaries on the Main Sequence in M4
用CTIO 4.0米望远镜上的多目标光谱仪Argus对附近球状星团M4的主序星进行了光谱双星的搜寻。在16.9 $\le$ V $\le$ 17.4等范围内，对33个转折矮星获得了一对径向速度（中位精度为$\simeq$ 2 km/s），间隔11个月。蒙特卡罗模拟已被用来获得一个二元分数，X，为系统的周期范围为2天$\lae {\rm P} \lae$ 3年和质量比在0.2和1.0之间。这种短周期的截止比现有的径向速度测量小一个数量级以上，并且可以与主序星的最短周期相媲美。因此，我们的调查提供了第一个一瞥到丰富的“超硬”光谱双星在球状星团。虽然没有恒星的速度变化大于14 km/s，但观察到两个物体的卡方概率低于0.1%。在33个样本中没有这样的恒星。我们发现一个最佳拟合的二进制分数X $\simeq$ 0.15，这是一个值，这是符合最近的估计的基础上深HST色星等图，以及与X $\simeq$ 0.1的二进制分数附近的太阳型恒星具有类似的周期和质量比。我们推导出的双星分数表明，与预先存在的双星的交换相互作用是解释包含脉冲星PSR 1620-26的分层三重系统起源的一种合理手段。
1996-05-02 astro-ph
Wide-Field CCD Photometry of the Globular Cluster M30
本文提出了晕球状星团M30（NGC 7099）的新的VI测光方法，并计算了从红巨星分支（RGB）尖端附近到主序星（MS）关闭点以下4个星等以上的约15,000颗氢燃烧恒星的两个波段的光度函数（LF）。我们证实了以前观察到的LF与规范的理论预测不一致的特征：在次巨星分支（SGB）上的恒星数量过多，约0.4等以上的关闭和相对于MS恒星的RGB恒星数量过多。根据依巴谷测量的红移值，计算了E（V-I）=0.06和0.02时的视距离模分别为（m-M）_{V} = 14.87+/-0.12和14.65+/-0.12。在这些距离上，水平支（HB）的亮度为M_V（HB）=0.11和0.37等。我们测量到的两个氦指标（R和Delta）都表明，M30的氦含量相对于其他类似金属丰度的星团来说是很高的。M30的参数Delta V_{TO} ^{HB}的值大于任何其他类似的贫金属簇，对于这些簇，可以可靠地测量该量。这表明M30的年龄或氦含量都比其他贫金属星系团要大。用色差法测定相对年龄表明，M30与贫金属星团M68和M92是同时代的。
1998-10-17 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
CCD Photometry of Galactic Globular Clusters V. NGC 2808
我们给出了银河系球状星团NGC 2808（C 0911 -646）的深色星等图，其星等比主序星的转折点低3等。提供了一套当地的光度标准，并使用几种光度技术限制平均集群红化和金属丰度。证实了Sosin等（1997，ApJ，480，L35）发现的不寻常的水平分枝形态。在数据限度内未发现显著的径向种群梯度。我们研究了Ferraro等人（1997，A&A，327，598）在距离星系团中心6.3弧分的视场中发现的主要序列上的红向色扩散，这归因于双星。我们的结论是，传播的大部分是由于一个非高斯分布的光度误差的主要序列脊线。
1999-04-28 astro-ph
Collisions of Main-Sequence Stars and the Formation of Blue Stragglers in Globular Clusters
本文报道了球状星团中两颗主序星抛物碰撞的新SPH计算结果。这种碰撞与蓝离散星的形成直接相关。特别地，我们考虑质量为$M/M_{TO}=0.2,0.5,0.75$和$1$的母星，其中$M_{TO}$是星团的关闭质量（通常约为$0.8\,M_\odot$）。低质量恒星（具有$M=0.2 M_{TO}$或$0.5 M_{TO}$）被假定为完全对流的，因此被模拟为$n=1.5$多面体。在岔道处的恒星（有$M= M_{TO}$）被假定为主要是辐射的，并被模拟为$n=3$多面体。中等质量恒星（具有$M=0.75 M_{TO}$）被模拟为复合多变体，由多变指数为$n=3$的辐射核和$n=1.5$的对流包层组成。我们的研究重点是氦和氢的流体动力学混合问题，这在确定蓝离散星的可观测特性方面起着至关重要的作用。在所有的情况下，我们发现，有可以忽略不计的流体动力学混合氦到合并残留物的外层信封。混合到合并核心的氢的数量在很大程度上取决于两颗碰撞恒星的熵分布。与以往的研究相比，由恒星直接碰撞形成的蓝离散星不一定要假设最初具有均匀的成分分布。
1995-11-16 astro-ph
The Spectra of Main Sequence Stars in Galactic Globular Clusters II. CH and CN Bands in M71
本文给出了位于M71主序转折点之下的79颗恒星的高信噪比光谱。它们给出了CH的G带和3885 ° C紫外CN带的强度指数。这些指数都是一阶双峰的，它们是反相关的。M71中CN弱/CH强和CN强/CH弱主序星的数量大致相等。目前还不清楚这些恒星间的变化是来自原始的变化，还是来自一小部分恒星在演化过程中的混合。
1999-01-26 astro-ph
The Spectra of Main Sequence Stars in Galactic Globular Clusters I. CH and CN Bands in M13
本文给出了位于主序星关闭点之下的M13的50颗恒星的高信噪比光谱。它们产生CH和紫外CN带强度的指数。在这个中等金属丰度的球状星团中，没有证据表明这两种特征的强度在恒星之间存在差异，因此也没有证据表明M13中C和N丰度的原始变化。这支持了Suntzeff（1981）在M13演化恒星中发现的轻元素丰度变化的假设，这种变化通常出现在金属丰度相当的球状星团的巨星和亚巨星分支上，主要或完全是由于个别恒星演化过程中的一小部分混合造成的。
1999-01-26 astro-ph
The Luminosity Function of the Globular Cluster NGC 6397 Near the Limit of Hydrogen Burning
对NGC 6397的第二历元HST观测已经使自行的测量精确到足以将最暗的星团恒星从视场中分离出来，从而将这个球状星团的光度函数扩展到足以接近主序带上氢燃烧的极限。我们分离了1385颗主序星的样本，从下到I=24.5（M_I~12.5），这相当于该星团金属量的质量小于0.1太阳质量。在I=22（M_I~10）以下，主序星的光度函数迅速下降，其下降方式与氢燃烧极限附近低质量恒星的理论模型所预测的相似。
1997-11-03 astro-ph
The Spatially-Resolved Mass Function of the Globular Cluster M22
HST对M22的成像首次提供了球状星团质量分离的详细而统一的图像。亮度和质量函数从关闭到中到低的主序列的M22的环形箱从集群的中心到五个核心半径。在核心内，0.5-0.8 M（太阳）恒星的比例与核心外的数量相比显着增加。M22空间质谱的数值模拟表明，所观察到的质量分离程度可以解释为集群内的弛豫过程。M22的整体团簇质量函数比Salpeter IMF更平坦，不能用单一的幂律来表示。
2002-07-12 astro-ph
Abundances in Stars from the Red Giant Branch Tip to Near the Main Sequence Turn Off in M5
我们目前的铁丰度和18个元素的丰度比相对于铁的样本中的恒星具有广泛的亮度范围从发光巨星恒星附近的岔道在球状星团M5。在凯克天文台使用HIRES获得的分析光谱具有高色散（R= 35，000）。我们发现，中子俘获，铁峰和α元素丰度比没有显示出与Teff的趋势，和低的分散周围的平均值之间的顶部的RGB和附近的主序列关闭到测量的精度（~0.1 dex），引力引起的重元素扩散似乎不存在于这里研究的主序列关闭附近的恒星之间。我们的工作和其他最近的研究表明，重元素的扩散被抑制在贫金属星的表面层。我们在M5的样本中检测到了从恒星到恒星的Na丰度差异，这些差异一直延伸到主序列的关闭。在其他贫金属球状星团中观察到的O和Na丰度之间的反相关性在我们的样本中没有检测到，但它可能隐藏在O丰度只有上限的恒星中。总的来说，M5的丰度比与M71的丰度比非常相似，可能除了中子捕获元素Ba之外，我们认为这种明显的差异可能是由于分析中的困难。与M71一样，α元素Mg、Ca、Si和Ti相对于Fe过量。我们对M5中25颗恒星的丰度分析结果提供了进一步的证据，证明了特定轻元素在异常低光度下的丰度变化，这是我们目前对恒星演化的理解所无法解释的。
2002-10-10 astro-ph
The bottleneck of the CNO burning and the age of the Globular Clusters
在低质量恒星中，主序星和红巨星分支之间的转变是由CNO燃烧的开始提供动力的，其瓶颈是$^{14}$ N（p，$γ)^{15}$ O. LUNA合作最近改进了这一关键反应的截面的低能测量。我们分析了修正后的反应速率对球状星团年龄估计的影响。我们发现，最古老的球状星团的年龄应该增加约0.7-1 Gyr相对于目前的估计。
2004-03-02 astro-ph
Deep HST/FOC Imaging of the Central Density Cusp of the Globular Cluster M15
利用哈勃望远镜的暗天体照相机，我们观测到了球状星团M15的两个场：中心密度尖点和r = 20“的场。这是迄今为止拍摄的该星团致密核心的最高分辨率图像，也是第一次探测主序星关闭点以下的恒星分布。在对不完整性进行校正后，我们测量到在0.3“到10”的径向范围内，关闭（~ 0.8 \Msun）恒星的对数尖点斜率（d log σ/ d log r）为-0.70 +-0.05（1-sigma）;该斜率与以前的测量结果一致。我们还设定了一个近似的上限~ 1.5“（90%置信限）的任何可能的恒定表面密度核心的大小，但讨论了这个限制的不确定性，所产生的拥挤校正。我们发现，在尖点较暗的恒星也有幂律密度分布：一个质量群接近0.7 \Msun，在2“到10”的径向范围内，对数斜率为-0.56 +-0.05（1-sigma）。总的来说，这两个斜率与最简单的核心坍缩或黑洞模型并不匹配。我们还测量了r = 20“处的质量函数，在中心尖点之外。当与在r = 5 '处用WFPC 2测量的质量函数相比时，两个FOC场都显示出实质性的质量偏析。在比较两个FOC场和r = 5'场的总质量函数时，我们发现质量函数的径向变化略小于King-Michie模型的预测值，但大于文献中Fokker-Planck模型的预测值.
1997-01-08 astro-ph
Photometry of the Globular Cluster NGC 5466: Red Giants and Blue Stragglers
我们目前的宽视场BVI测光约11,500颗恒星的低金属量集群NGC 5466。我们第一次探测到了红巨星分支隆起，尽管它比预期的要暗至少0.2等。红巨星的数量（相对于主序星的关闭星）与延世-耶鲁和泰拉莫星系群的恒星模型非常吻合，比延世-里贾纳星系群的模型略高。这进一步证明红巨星与主序星的异常大比例与星团金属丰度无关。我们讨论了来自不同研究小组的理论预测，发现氦扩散和强极限库仑相互作用的包含或排除可能是部分原因。我们还研究了动力学历史的指标：质量函数指数和蓝离散频率。NGC 5466的质量函数非常浅，与大质量损失和最近发现的潮汐尾相一致。蓝色离散星的样本比HB或RGB星更集中。我们没有看到任何证据表明，在距离中心很远的地方，蓝离散星的频率会上升。动力学摩擦时间尺度表明，如果星团目前的密度结构在其历史的大部分时间里都存在，那么离散星应该更加集中。NGC 5466的中心密度也比类似光度的星团低得多。尽管如此，蓝离散星的特定频率，使它正确的频率-集群M_V关系观察到的其他集群。
2007-04-06 astro-ph
The White Dwarf Distance to the Globular Cluster 47 Tucanae and its Age
根据Renzini等（1996）提出的方法，利用已知三角视差的白矮星（WD）冷却序列与局部WD经验基准序列的拟合，对银河系球状星团47 Tuccenda（NGC 104）的距离（和年龄）进行了新的测定。使用相同的仪器设置，用HST+ WFPC 2对簇和局部WD进行成像。我们得到了一个表观距离模数$(m-M)_V=13.27\pm0.14$与以前的地面确定和短于使用依巴谷亚矮星。耦合我们的距离测定与一个新的措施的视震级的主要序列关闭，根据我们的HST数据，我们得出了年龄的$13\pm2.5$陀螺仪。
2001-01-26 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
The outer-halo globular cluster NGC 6229. III. Deep CCD photometry
本文报道了覆盖外晕球状星团NGC 6229的大视场深BV测光。首次获得了该星系团在主层序转折点以下的彩色星等图（CMD）。证实了以前的结果关于水平和巨大的分支的整体形态。此外，在我们的深空图像中还发现了9颗可能的极端水平分支恒星，以及33颗蓝色离散星。我们还发现，后者是更集中的亚巨星分支恒星覆盖相同的范围内的V等。比较星系团CMD和Sandquist et al.（1996）的M5（NGC 5904）山脊线发现：i）NGC 6229和M5的金属丰度基本相同; ii）NGC 6229和M5的年龄在误差范围内相同，尽管它们的水平分支形态不同。
1998-12-21 astro-ph
FSR584 - a new globular cluster in the Galaxy?
我们研究了最近编目的候选星团FSR 584的性质，它被投射到分子云W3的方向，可能是离太阳最近的球状星团。利用2 MASS CMD、恒星径向密度分布和自行等资料，计算了恒星的基本参数和结构参数。CMD形态和径向密度剖面显示FSR 584是一个古老的星团。在自行的情况下，FSR 584的性质与贫金属的球状星团一致，具有明确的转折点和蓝色水平分支的证据。FSR 584可能是一个类似Palomar的晕状球状星团，正在向银道面移动。它与太阳的距离约为1.4kpc，位于太阳圈外约1 kpc处。径向密度分布的特征在于核心半径rc=0.3+/-0.1 pc。然而，我们不能排除旧的疏散星团的可能性。近红外测光加上自行支持的情况下，FSR 584是一个新的球状星团在银河系。吸收为A_V=9.2+/-0.6$，这使得它成为光学中的限制对象，并解释了为什么它迄今为止被忽视
2007-09-21 astro-ph
A photometric survey for variable stars in the globular cluster M5
本文介绍了对邻近的球状星团M5中变星的测光巡天结果。用安装在1.0米斯沃普望远镜上的CCD相机对以星团为中心的14.8x22.8弧分^2的视场进行了总共37小时的监测。发现了五颗新变星：四颗蓝离散星，它们是SX Phe脉动变星，以及一颗轨道周期为0.466 d的食双星。食双星位于星团颜色-星等图上的主序星转折点附近。我们没有证实Reid（1996）和Yan & Reid（1996）在星团领域中发现的10个食双星中的任何一个的变异性。在我们的观测中，矮新星M5-V101表现出两次爆发，全振幅约为2.7等。获得了观测场的V/B-V色星等图，并确定了一颗可能位于蓝色HB截止点下方2等的极端HB星。
1999-10-12 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
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
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
Dynamics and Interactions of Binaries and Neutron Stars in Globular Clusters
我们模拟测试双星的动力学在各向同性，多质量模型的星系球状星团。模拟了双星轨道通过星系团势的演化，包括二阶扩散项，并计算了与场星近距离相遇的概率。本文用蒙特卡罗模拟了双星-单星碰撞对星团中双星的布居和分布的影响，并估算了不同结构参数的球状星团中不同恒星星族的碰撞率。假设一个Salpeter IMF，对于低浓度的集群，核心的遭遇率主要是由关闭质量的主序星和中等质量的白矮星。对于高浓度、高密度的星系团，遇到概率越来越多地由中子星和重白矮星主导。因此，我们预测一个较小的比率，蓝离散和激变变量的高浓度集群的恒星。毫秒脉冲星的总数，以及单双星脉冲星的比例，与观测到的人口大致一致，这表明双星-单星相遇对球状星团的脉冲星形成率有很大的贡献，对于整个范围的球状星团类型。不同球状星团中毫秒级中子星的数量和比例最好用与星系相当的总双星比例和球状星团中适度数量的原始中子星来解释。
1994-12-20 astro-ph
Absolute Ages of Globular Clusters and the Age of the Universe
主序星熄灭光度是测定球状星团绝对年龄的最佳恒星“时钟”。这是因为人们通常认为主序星球状星团的亮度和寿命与恒星对流和大气的性质无关，而恒星对流和大气是恒星演化的两个领域，人们对此知之甚少。几个可能的来源，在这个恒星钟的错误进行了讨论，等时线构造使用各种不同的物理假设。最古老的球状星团的平均年龄确定从这些等时线，它被发现，在输入物理的不确定性，可以导致在派生年龄的$\pm 15\%$的变化。令人惊讶的是，最大的误差来源是对流的混合长度理论。众所周知，球状星团恒星的距离标度和化学成分的不确定性会导致绝对年龄测定中$\sim 22\%$级的变化。综合各种误差来源，发现最古老的球状星团的绝对年龄在11 - 21 Gyr之间。这意味着是一个总的理论范围。对于标准暴胀模型（$Ω= 1, Λ= 0$），宇宙的最小年龄为11 Gyr需要$H_o \la 60~\kmsmpc$。
1994-12-06 astro-ph
Mass Loss on the Red Giant Branch and the Second-Parameter Phenomenon
“第二参数效应”的特征在于存在具有相似金属丰度[Fe/H]（“第一参数”）但不同水平分支（HB）形貌的球状星团（GC）。其中一个主要的第二个参数候选者是集群年龄。在本论文中，我们解决了以下问题：“是否年龄之间的差异，第二参数GC，从他们的主序列关闭属性，符合他们的相对HB类型？为了回答这个问题，我们分析并应用了红巨星分支上质量损失率的几个解析公式。具体讨论了M5与Palomar 4/Eridanus的情况。我们的研究结果表明，无论采用的质量损失公式，GC的相对关闭年龄是不足以解释的第二个参数的现象，除非GC是年轻的10 Gyr。
1999-09-21 astro-ph
Anticorrelated CN and CH Variations on the 47 Tucanae Main-Sequence Turnoff
用CTIO Argus光纤摄谱仪对球状星团47 Tuc（NGC 104，C 0021 -723）中随机抽样的主序星（+3.9 < MV < +4.6）的CN和CH带强度进行了观测，目的是确定CN-强星和CN-弱星的比值，并研究CH相对于CN的行为。在这20颗关闭的恒星中，有12颗是CN强的，而8颗是CN弱的。CN-强到CN-弱的恒星的这个比例与在更明亮的47颗Tuc恒星中发现的比例相似，这意味着CN的整体分布在进化状态中几乎没有变化，尽管目前的样本量很小。CN和CH之间的一般关系也被观察到，CN-弱主序星（除了一个可能的例外）都表现出强CH带-一种类似于在较亮的恒星中发现的趋势。这些变化发生在相对未演化的恒星之间，并且整体CN分布似乎独立于演化状态，这对内部或混合理论提出了严重挑战。因此，我们认为，至少有一些组件的C和N丰度的不均匀性之间观察到的更明亮的（更发达的）恒星的这个集群似乎已经建立之前开始的红巨星分支的演变。
1994-08-11 astro-ph
Variable Stars in the Field of the Globular Cluster NGC 3201
我们报告了在南球状星团NGC 3201区域内发现和分析的14颗短周期变星，它们位于主序星分叉的两侧大约两个星等以内。这些变星中有11颗是食双星，一颗是天琴座RR，还有两颗是迄今为止未分类的系统。在食双星中，有九颗是大熊座W型，一颗是大陵五型，还有一颗是分离型。通过光谱跟踪观测以及对变星在星团色星等图中位置的分析，我们发现只有一颗变星（一颗W UMa型蓝离散星）是NGC 3201的成员。给出了所有变星系统的分相测光光变曲线及其在视场和色星等图中的位置。
2001-09-25 astro-ph
WFPC2 Observations of Star Clusters in the Magellanic Clouds: I. The LMC Globular Cluster Hodge 11
本文分析了哈勃空间望远镜宽视场行星照相机2对大麦云星系中球状星团霍奇11的F555 W（宽带V）和F450 W（宽带B）的观测结果。由此得到的V与（B-V）色星等图达到主序熄灭点以下2.4等（在V_TO = 22.65 +- 0.10等或M_V^TO = 4.00 +- 0.16等）。通过比较Hodge 11和银河系球状星团M92的基准序列，我们得出结论：在我们的测光精度范围内，Hodge 11和M92的年龄是相同的，相对年龄差的不确定度在10%~ 21%之间。假设霍奇11一直是大麦哲伦云的一部分，并且没有从银河系的晕中剥离出来，也没有从一个被吞噬的矮球状星系中吸收，那么大麦云云和银河系中最古老的恒星似乎具有相同的年龄。
1996-03-19 astro-ph
Keck Spectroscopy of Two Young Globular Clusters in the Merger Remnant NGC 3921
本文给出了合并残留物NGC 3921中两个候选球状星团的低分辨率紫外-可见光谱。这两个视星等为V = 22.2（Mv = -12.5）的星团位于距离中心约5 kpc的投影距离处，相对于当地星系背景以晕型径向速度移动。它们的光谱显示出强烈的巴耳末吸收线，表明主序星的关闭主要由A型恒星控制。与Bruzual和Charlot等人计算的模型星团光谱进行比较，得出星团年龄在200- 5.3亿年之间，太阳金属丰度在三倍之内。考虑到它们的小半光半径（Reff < 5 pc）和对应于大约100个核心穿越时间的年龄，这些星团是引力束缚的，因此确实是年轻的球状星团。假设它们具有夏布里埃型的初始质量函数，则它们目前的估计质量分别为2.3（+-0.1 x10 ^6 Msun和1.5（+-0.1 x10 ^6 Msun，或大约是ω Cen质量的一半。由于NGC 3921本身显示出许多迹象表明它是一个0.7（+-0.3）Gyr的原椭圆星系，这两个年轻的球状星团和哈勃太空望远镜观测到的许多类似的球状星团提供了支持性证据，即在形成椭圆状遗迹的过程中，富含气体的盘的主要合并也可以增加富含金属的球状星团的数量。（节录）
2004-04-21 astro-ph
Li in NGC 6752 and the formation of globular clusters
给出了中等金属丰度星团（[Fe/H]=-1.4）NGC 6752中9颗Turnoff（TO）星的Li丰度。已知该星团显示出在演化恒星和主序星中观察到的丰度异常和丰度关系。我们发现Li丰度与Na（和N）有关，与O相关。这是我们第一次观察到Pop II热矮星系统地离开Spite高原。如果原始气体被中等质量的AGB处理过的材料污染，则观察到的质量关系与预期的质量关系在定性上一致。然而，定量比较表明，没有一个现有的模型可以重现所有的观察一次。星团中存在的大量加工气体并不意味着“污染”，而是整个原星团云被上一代恒星富集。最后，我们注意到，在NGC 6397和NGC 6752的不同丰度模式意味着不同的喷出物的预富集组合物的两个集群。
2005-06-27 astro-ph
Heavy elements and chemical enrichment in globular clusters
高分辨率在VLT-Kueyen装置上用UVES获得了R > 40000和高信噪比的光谱（智利ESO帕拉纳尔天文台）的几颗主序星（V ~ 17等）和红巨星分支底部的次巨星（V ~ 16星等）在三个不同金属丰度（[Fe/H] = -2.0; -1.5;-0.7 $）的球状星团（NGC 6397，NGC 6752和47 Tuc/NGC 104）中的观测结果。25个场晕次矮星样本的光谱也以相同的分辨率拍摄，但S/N更高。这些数据已被用来确定在这三个集群中的几个中子捕获元素的丰度：锶，钇，钡和铕。这是对这三个球状星团中未演化恒星的重元素丰度的首次测定。这些值，连同[Ba/Eu]和[Sr/Ba]丰度比，已被用来测试自富集的情况。与场晕星和其他已知的银河系球状星团进行了比较，其中重元素在过去已经被测量过，至少在亮巨星（V > 11-12等）中。我们的研究结果清楚地表明，球状星团已被均匀富集的r-和s-过程的合成，而且它们中的大多数似乎遵循完全相同的丰度模式场晕星，这放弃了“经典”的自我富集方案的起源金属丰度和重元素的球状星团。
2004-08-18 astro-ph
Photometric study of the variable star population in the globular cluster NGC 6397
本文介绍了对邻近的球状星团NGC 6397中心区域变星的测光观测结果。样本包括12个新天体，其中6个显示周期性光变曲线，2个是未知周期的食双星。钱德拉天文台探测到的六个变量具有确定的X射线对应物，三个具有可能的X射线对应物。其中四颗是激变变星，一颗是前景食双星。激变变星CV 2可能在2003年5月爆发过一次矮新星类型的爆发。在5次观测中，激变变星CV 3的观测值为18.5<V<20.0，但在2003年5月达到V>22时进入低态。我们发现毫秒脉冲星PSRJ 1740 -5340的光学伴星的光变曲线在几个月的时间尺度上有明显的振幅变化。在星团的一颗关闭星上发现了DeltaV =0.03等的浅食，表明轨道上存在一颗大行星或褐矮星。
2005-09-14 astro-ph
The Age Of Globular Clusters In Light Of Hipparcos: Resolving the Age Problem?
我们回顾了五个独立的技术，用于设置距离尺度的球状星团，包括亚矮星主序列拟合利用最近的依巴谷视差目录。这些数据都表明，球状星团比以前认为的更远，这意味着年龄估计的减少。这个新的距离尺度估计相结合的一个详细的数值蒙特卡罗研究，旨在评估与理论年龄关闭光度关系的不确定性，以估计最古老的球状星团的绝对年龄和年龄的不确定性。我们对最古老的球状星团的平均年龄的最佳估计现在是$11.5\pm 1.3 $ Gyr，单侧95%置信水平下限为9.5 Gyr。与我们先前的估计相比，这代表了超过2 $σ$的系统性变化，这完全是由于新的距离尺度-我们强调这不仅仅是由于依巴谷的数据。这提供了宇宙年龄的下限，它与开放宇宙或平坦的物质主导宇宙（后者需要$H_0 \le 67 \kmsmpc$）相一致。我们的新研究还明确量化了距离尺度和恒星演化模型中剩余的不确定性如何转化为推导出的球状星团年龄的不确定性。提供了简单的公式，可用于更新我们的年龄估计为各种数量的改进的测定变得可用。
1997-08-04 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
HST Luminosity Functions of the Globular Clusters M10, M22, and M55. A comparison with other clusters
通过将哈勃太空望远镜V和I的深空图像与地面图像在相同波段的组合，我们获得了M10、M22和M55的色星等图，从略高于氢燃烧极限到红巨星分支的尖端，一直延伸到白矮星冷却序列。我们已经使用的颜色星等阵列提取主序列的光度函数（LF）从关闭到约0.13太阳质量。M10的低频比其他两个集群的低频明显更陡。这种差异不可能是由于金属性的差异。与Piotto、Cool和King（1997）的低频相比，低频斜率有很大的扩展。这种扩展也存在于局部质量函数（MF）从观测到的LF使用不同的理论质量-光度关系。通过使用多质量King-Michie模型消除质量分离效应后，MF斜率中的分散仍然存在。球状星团的MF斜率也比相同质量间隔的场星和银河系星团的MF斜率更平坦。我们解释的MF斜率色散和MF平坦的动力学演化的证据，使今天的球状星团恒星MF不同于初始MF。现今的MFs的斜率排除了低质量恒星与银河系球状星团动力学相关的可能性。
1999-02-11 astro-ph
The Unusual Luminosity Function of the Globular Cluster M10
本文给出了差异变红的球状星团M10的I波段光度函数。我们结合了来自宽视场（23' x 23'）图像的光度分析，包括集群的外部区域和集群核心的高分辨率图像。在对不完整性和场星污染进行修正后，我们发现在低巨星分支和主序星转折点附近的恒星相对数量与理论预测吻合得很好。然而，我们使用一个新的统计量（人口比）来测试主序星和红巨星的相对演化时间尺度，在红巨星分支凸点的上方和下方发现了显著（> 6 σ）的红巨星分支星过剩。统计是不敏感的假设集群的化学成分，年龄和主序列质量函数。红巨星的数量过多不能用我们假设的星团化学成分、年龄或主序星质量函数中合理的系统误差来解释。此外，与星团M12相比，M10表现出过剩，M12具有几乎相同的金属丰度，年龄和颜色星等图形态。我们讨论了这种异常的可能原因，发现最可能的原因是质量函数斜率，显示出显着的变化作为质量的函数。
2005-04-08 astro-ph
FSR1767 - a new globular cluster in the Galaxy
在目前的工作中建立了最近编目的候选FSR 1767的球状星团（GC）性质。它是迄今为止在银河系中探测到的最接近的GC。利用2 MASS色星等图（CMD）、恒星径向密度剖面（RDP）和自行（PM）研究了该天体的性质。这些性质与中间金属丰度（$\feh\approx-1.2$）GC一致，具有明确的关闭（TO），红巨星分支（RGB）和蓝色水平分支（HB）。FSR 1767与太阳的距离是$\ds\approx1.5$ kpc，它位于银心距离$\rgc\approx5.7$ kpc。从空间速度分量$(V,W)=(184\pm14,-43\pm14)\rm km s^{-1}$来看，FSR 1767似乎是一个具有$\mv\approx-4.7$的Palomar型GC，目前位于银河平面之下的$\approx57$ pc。RDP是很好的代表国王的配置文件与核心和潮汐半径$\rc=0.24\pm0.08$ pc和$\rt=3.1\pm1.0$ pc，分别与一个小的半光半径$\rh=0.60\pm0.15$ pc。对于红外GC，$A_V=6.2\pm0.3$，光吸收是中等的，这与其中心方向和增强的污染一起解释了为什么它迄今为止被忽视。
2007-08-03 astro-ph
The Proper Motion of the Globular Cluster NGC 6553 and of Bulge Stars with HST
哈勃太空望远镜4.16年前获得的WFPC 2图像使我们能够测量富含金属的球状星团NGC 6553相对于背景核球恒星的自行。NGC 6553的空间速度为（$Π, Θ, W$）=（-3.5，230，-3）km s $^{-1}$，它跟随着银心距离为2.7 kpc的盘状恒星和球状恒星的平均自转。虽然该星团的运动学与凸起或盘成员一致，但其恒星星族与凸起星团NGC 6528的虚拟身份使其更可能是凸起成员。天体测量的精确度足够高，可以测量球丘的自行分散度，并确认它的旋转。根据自行选择的恒星产生了一个非常清晰的星团颜色-星等图（CMD），基本上没有核球星。在净化的CMD中改进的关闭定义证实了星团的年龄（~13 Gyr），表明在早期宇宙中建立时，隆起经历了快速的化学富集。星团颜色-星等图的另一个有趣的特征是有相当数量的蓝离散星，它们在星团中的成员资格是由它们的自行确定的。
2001-01-16 astro-ph
Hubble Space Telescope Observations of the Oldest Star Clusters in the LMC
本文给出了大麦云星云（LMC）中三个老星团NGC 1466、NGC 2257和Hodge 11的V、V-I色星等图。我们的数据在主序星关闭点以下延伸约3个星等，使我们能够确定准确的相对年龄和蓝离散星频率。根据CMD的差异比较，三个LMC集群之间的任何年龄差异都小于1.5 Gyr。将它们的CMD与M92和M3的CMD相比较，除非它们公布的金属丰度有明显的错误，否则LMC星团的年龄与旧的银河系球状星团相同。与银河系球状星团相似的年龄与星系形成的聚类模型相一致。蓝色离散星的频率也类似于银河系球状星团的频率。使用这三个LMC簇，我们推导出到LMC的真实距离模量为（m-M）=18.46 +/- 0.09（假设对于M 92，（m-M）=14.61）。
1999-11-10 astro-ph
White Dwarfs in Globular Clusters: HST Observations of M4
利用哈勃空间望远镜上的WFPC 2分离出银河系球状星团M4中的258颗白矮星。在三个径向距离集群中心的领域进行了观察，并发现在所有三个相当大的WD人口。这些WD在色星等图中的位置、它们的平均质量为0.51（$ \pm 0.03$）M $_{\odot}$以及它们的光度函数证实了恒星演化理论的基本原理，并支持了目前WD冷却理论的结果。WD用于将星团主序星质量函数向上扩展到已经完成核演化的恒星。对M4中WD/红矮星双星的频率进行了研究，发现它们最多只占所有主序星的百分之几。发现的最古老的WD大约有9 Gyr的年龄，这一水平完全取决于我们数据的光度限制。即使这是小于M4的年龄，我们将讨论如何这些冷却WD最终可以用来检查关闭年龄的球状星团，从而限制宇宙的年龄。
1997-02-19 astro-ph
On the self-enrichment scenario of galactic globular clusters: Constraints on the IMF
银河系球状星团（GC）星的丰度分布与其他星系星不同。在广泛接受的GC“自富集”假设的框架下，我们提出了一种利用观测到的O/Na丰度分布来推导污染星初始质量函数（IMF）的新方法。我们专注于NGC 2808，GC的O和Na丰度测定的最大样本是目前可用的。我们考虑两类可能的“罪魁祸首”：大质量渐近巨星分支（AGB）恒星（4-9 Msun）和大质量恒星风（WMS）在质量范围10-100 Msun。我们得到的斜率的上限IMF（假设是由幂律）的恒星最初更大的质量比目前的关闭质量。我们还得到了恒星残留物的量的下限。我们发现，污染IMF必须比目前观察到的IMF在星团，在协议的结果与其他两种方法的GC IMF确定平坦得多。此外，我们还发现，如果污染源是AGB星，GC的质量应该完全由恒星残余物控制，但在WMS的情况下则不是这样。我们批判性地分析了每个潜在污染者类别的优点和缺点，我们发现WMS方案更具吸引力。
2006-06-06 astro-ph
Galactic Globular Cluster Relative Ages. II
我们提出了一个精确的相对年龄为55银河系球状星团的样本。通过测量两个内部光度均匀的数据库中水平分支和关闭之间的差异，获得了年龄。通过比较两个数据库中共有的16个球状星团的年龄，评估了两个数据集的相互一致性。我们还调查了我们的相对年龄测定在最近的恒星模型框架内的一致性。所有[Fe/H]<-1.7的星团都被发现是古老的，并且是同时代的，除了两个可能的例外，它们稍微年轻一些。贫金属星系团的年龄离散度为0.6 Gyr（rms），与零年龄离散度一致。中等金属丰度的星团（-1.7<[Fe/H]<-0.8）比贫金属的星团平均年轻1.5 Gyr，年龄离散度为1.0 Gyr（rms），总年龄范围约为3 Gyr。大约15%的中等金属丰度星团与最古老的星团同时代。所有[Fe/H]>-0.8的星团都比大多数贫金属的星团年轻约1 Gyr，年龄分散相对较小，尽管富金属的样品仍然太小，无法得出更坚定的结论。星系团年龄与银心距没有相关性。我们简要地讨论了这些观测结果的银河系的形成历史的影响。
2005-03-28 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
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
Helium self--enrichment and the second parameter problem in M3 and M13
对具有相似重元素含量的球状星团CM图的观察表明，红巨星隆起相对于转折点的光度（Delta V_{TO} ^{bump}）在具有不同水平分支形态的星团之间相差超过0.1等。不幸的是，仔细考虑数据后，我们只剩下一对（M3和M13）适合定量讨论的集群。对于这一对，我们认为年龄和氦含量的差异是δ V_{TO} ^{bump}差异的可能原因，并为后者找到了更令人信服的支持。M13恒星中较大的氦含量（Y~0.28 vs. Y~0.24）解释了CM图的各种特征，例如天琴座RR变星和红巨星隆起相对于关闭光度的光度水平差异，以及水平分支形态。这种增强的氦可以在大质量渐近巨星分支恒星在星团生命的第一个~ 1亿年的自我富集的框架内初步理解。一个适度的自我富集也可以存在于M3中，并且可能是仍然无法解释的存在数量不可忽略的发光的奥斯特霍夫II型RR Lyr变量的原因。假设较大的氦含量是具有非常蓝色的水平分支形态的星系团的第二个参数，可以通过一组精确的数据来检查，这些数据可以在一个独特的光度测量中提供更多的星系团的关闭，RR Lyrs和碰撞幅度。
2005-02-09 astro-ph
Helium Mixing in Globular Cluster Stars
在球状星团红巨星中观测到的丰度变化表明，这些恒星可能将氦从氢壳层向外混合到包层中，这可能是内部旋转的结果。我们已经调查的影响，这样的氦混合的红巨星支（RGB）和水平支（HB）阶段通过计算一些非典型的进化序列不同的假设混合深度和质量损失率。我们发现，氦混合模型在RGB阶段发展到更高的光度，因此失去了更多的质量比他们的典型同行。这种增强的质量损失与氦混合模型的更高的包层氦丰度一起产生了明显更蓝和更亮的HB形态。因此，氦混合可以模拟年龄作为第二个参数，并可以减少来自HB和主序列关闭之间的光度差异的贫金属球状星团的年龄。氦的混合也可能导致更大的RR型Lyrics周期偏移和RR型Lyrics光度-金属丰度关系的更陡的斜率，如果混合在低金属丰度更广泛，如所观察到的丰度变化。我们讨论了氦混合的其他一些主题，包括低重力的蓝色HB星，极端HB星的起源，和sdO星的演化状态的影响。各种各样的观测测试，以测试这种氦混合的情况。
1997-08-18 astro-ph
The Metal-rich Globular Cluster NGC6553: Observations with WFPC2, STIS, and NICMOS
利用WFPC 2、NICMOS和STIS对富金属球状星团NGC 6553进行了HST研究。我们的主要动机是校准STIS宽带LP星等对$V_{555}$和$I_{814}$已知的恒星的金属丰度和绝对（视觉）的星等，应用到我们的研究大麦哲伦球状星团。NGC 6553在早期的研究中已经被证明有一个非常不寻常的颜色星等图，所以我们也使用我们的数据来研究这个星团的红化，距离，光度函数和结构。我们推导出一个更高的金属丰度和更小的距离模量比以前的一些研究，但强调，非常大的斑片状消光小的角尺度上禁止准确测定这个集群的参数。（$V,V-I$）中NGC 6553的水平分支以接近红化矢量的角度倾斜。然而，我们发现灭绝并不能解释倾斜，这可能是一种金属丰度效应。颜色-星等图显示了一个明显的第二个转折点，比星团的暗约1.5等。我们表明，这是最有可能的背景银河系的隆起：然而，在这种情况下，色星等图的NGC 6553是不是一个很好的匹配，外地隆起人口。这个星团可能比平均场核球星更富含金属。
2001-02-19 astro-ph
Cataclysmic Variables and a New Class of Faint UV Stars in the Globular Cluster NGC 6397
我们提出的证据表明，球状星团NGC 6397包含两个不同的中央集中的紫外亮恒星类。从HST/WFPC 2获得的U、B、V和I数据构建的色星等图显示了七颗比主序星的亮度更暗的紫外亮恒星，其中三颗先前被确定为激变变星（CV）。这些恒星的光变曲线显示出CV的“闪烁”特征，以及长期的变化。第四颗星被确定为CV候选者的基础上，其可变性和紫外线过剩。另外三颗紫外线明亮的恒星没有光度变化，并且具有B星的宽带颜色特征。这些不闪烁的紫外线恒星太暗了，不可能是延伸的水平分支恒星。我们认为它们可能是低质量的氦白矮星，当红巨星的演化被中断时形成，这是由于罗氏瓣溢出到双星上，或者是由于潮汐捕获双星中的共同包络相之后的包络喷射。或者，它们可能是非常低质量的核心燃烧氦的恒星。CV和新的暗UV星都强烈地集中在星团中心，以至于单靠2体弛豫的质量分离可能无法解释它们的分布。
1998-09-26 astro-ph
