Self-enrichment in globular clusters. I. An analytic approach
通过分析计算，我们探讨了球状星团形成的自富集现象。根据这种情况，恒星形成的初始爆发发生在初始气体分布的核心半径内。向外传播的冲击波扫过一个可能产生引力不稳定性的壳层，导致第二个富含金属的恒星群的形成。我们发现原球状星团的最小质量为10^6太阳质量。我们还发现，所观察到的蔓延的幅度金属量的关系可以解释假设集群到集群的变化的一些参数，如热化效率，混合效率和初始质量函数，以及外部压力的变化。
2005-02-22 astro-ph
Self-enrichment of Galactic halo globular clusters: stimulated star formation and consequences for the halo metallicity distribution
我们从恒星形成的角度探讨了球状星团形成的自富集假说。在这种情况下，第一代恒星的大质量恒星通过化学方法使球状祖先云富集到星系晕的金属丰度，并将其扫入一个不断膨胀的球形气体壳层。本文探讨了这种扫过的原球状云的能力，成为引力不稳定，因此，种子的形成第二代恒星，可能以后形成一个球状星团。我们使用一个简单的模型的基础上的线性微扰理论的横向运动在壳的气体来证明，祖云的约束压力和所需的超新星数量，以实现星系晕金属支持壳横向崩溃的成功发展。有趣的是，控制通过自富集实现的金属丰度的两个参数，即超新星的数量和外部压力，也决定了壳层的表面密度，从而决定了壳层进行横向坍缩的能力。这样一个超新星引起的起源的球状星团恒星，因此打开了道路的晕金属丰度分布的理解。该模型也能解释晕状球状星团金属丰度的下限。
2004-03-10 astro-ph
A Two-Phase Chemical Enrichment Model for the Milky Way Globular Cluster System
许多球状星团系统具有明显的双峰金属丰度分布函数，这在许多所有类型的大星系中具有惊人的相似特征。通过使用银河系的集群系统作为一个典型的例子，我们表明，双峰MDFs可以很好地匹配一个双“accreting-box”的化学富集模型，在该模型中的晕（贫金属）和隆起（富金属）的集群形成在早期阶段的气体流入与恒星形成的同时。然而，两相之间有效产额的差异本身并不足以重现所观察到的双相形状：两相都需要气体下落，并且初始气体或下落气体在两个单独的相中必须具有非常不同的金属丰度。
2003-11-10 astro-ph
The self-enrichment scenario in intermediate metallicity globular clusters
我们目前的恒星产量计算的详细模型的中等质量的渐近巨分支星的低金属丰度。在这项工作中，整个主要的微观物理输入已被更新，特别是α-增强被明确地考虑到在不透明度和状态方程。本工作的目的是为检验中等金属丰度球状星团的AGB自富集假设的可靠性提供依据。这些球状星团表现出明确的丰度模式，这通常被解释为大质量AGB喷出物污染星际介质的结果。我们计算了金属丰度Z=0.001的中间质量模型的网格;沿着整个AGB阶段的前主序列的演化序列。我们把注意力集中在球状星团恒星光谱研究中大量研究的那些元素上，即氧、钠、铝、镁和氟。我们的模型的预测显示出令人鼓舞的协议与自我富集的情况下，关注的氧，铝，氟和镁的丰度的需求。钠的问题更棘手，因为Ne-Na循环的横截面有很大的不确定性。目前的结果表明，只有一个相对较小的初始质量范围（M= 5，6太阳质量）可以负责的自富集。
2007-12-03 astro-ph
The Old Halo metallicity gradient: the trace of a self-enrichment process
基于前一篇论文中提出的球状星团自富集模型，我们提出了一个解释整个银河系老晕中观测到的金属丰度梯度。我们的自富集模型是基于球状星团的祖先云保留第一代II型超新星的喷出物的能力。关键是，这种能力取决于周围原银河系介质施加在祖云上的压力，因此取决于云在原银河系中的位置。由于没有显着的（如果有的话）在整个晕的金属丰度梯度，我们也提出了一个审查赞成星系晕部分建立通过吸积和合并的卫星系统。其中一些带有自己的球状星团，因此“污染”了“原位”形成的球状星团系统，即在银河系的原始势阱中。因此，我们的自富集模型和观测数据之间的比较应该限于真正的银河系球状星团，即所谓的老晕群。
2000-09-29 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 $）的球状星团（NGC 6397，NGC 6752和47 Tuc/NGC 104）中的观测结果。25个场晕次矮星样本的光谱也以相同的分辨率拍摄，但S/N更高。这些数据已被用来确定在这三个集群中的几个中子捕获元素的丰度：锶，钇，钡和铕。这是对这三个球状星团中未演化恒星的重元素丰度的首次测定。这些值，连同[Ba/Eu]和[Sr/Ba]丰度比，已被用来测试自富集的情况。与场晕星和其他已知的银河系球状星团进行了比较，其中重元素在过去已经被测量过，至少在亮巨星（V > 11-12等）中。我们的研究结果清楚地表明，球状星团已被均匀富集的r-和s-过程的合成，而且它们中的大多数似乎遵循完全相同的丰度模式场晕星，这放弃了“经典”的自我富集方案的起源金属丰度和重元素的球状星团。
2004-08-18 astro-ph
The Chemical Evolution of Helium in Globular Clusters: Implications for the Self-Pollution Scenario
我们调查的建议，有恒星星族在一些球状星团增强氦（Y从0.28到0.40）相比，原始值。我们假设上一代的大质量渐近巨星分支（AGB）恒星污染了星团。两套独立的AGB产量被用来遵循氦和CNO的演变，使用Salpeter初始质量函数（IMF）和两个头重脚轻的IMF。在任何情况下，我们都不能产生假设的大Y ~ 0.35，而不违反CNO含量几乎恒定的观测约束。
2006-08-17 astro-ph
The origin of the double main sequence in Omega Centauri: Helium enrichment due to gas fueling from its ancient host galaxy ?
最近由{ \it Hubble Space Telescope}对半人马座$ω$进行的观测研究发现，在其恒星星族的色星等图（CMD）中存在一个双主序。观测表明，蓝色主序星（bMS）的恒星星族比红色主序星（rMS）的氦丰度大得多（$ΔY\sim 0.12$）。通过使用有些理想化的模型，恒星的bMS形成的气体喷射的rMS，我们定量研究是否氦过剩的bMS可以导致自富集从大质量AGB星，从质量损失非常大的年轻恒星，或从II型超新星在$ω$岑。我们表明，只要氦富集是由于喷出物从rMS形成早于bMS，上述三个富集方案都不能解释所观察到的合理IMF的bMS自洽的属性。在所有情况下，共同的，严重的问题是，所观察到的bMS的数量分数不能解释，而不假设异常头重脚轻的IMF。自我浓缩设想的失败意味着形成bMS所需的大部分富氦气体来自其他外部来源。因此，我们提出了一个新的设想，即大多数第二代恒星（即，在$ω$ Cen中的bMS）可能是由围绕着$ω$ Cen的场恒星星族喷出的气体形成的，当时它是一个古老的矮星系的核心。
2005-12-15 astro-ph
On 7Li Enrichment by Low Mass Metal Poor Red Giant Branch Stars
在球状星团中发现了具有强和非常强的Li线的第一颗红巨星。利用恒星内部瞬时7 Li富集-质量损失方案，我们探讨了由这些富Li巨星产生的球状星团M3星际物质中7 Li富集的可能性。我们发现，富集高达70%或更多的M3的初始7 Li含量相比，可以在整个生命周期的这个集群。然而，由于M3多次穿越银河平面，新的7 Li很可能会被冲压压力带入盘中。球状星团则可能是银盘中Li ~ 7的新来源。我们还认为，球状星团恒星中已知的Na/Al变化可能与7 Li的变化有关，而在7 Li的情况下起作用的冷底混合机制也可能在Na和Al表面富集的情况下起作用。
2000-04-25 astro-ph
Helium-Core White Dwarfs in Globular Clusters
我们研究了球状星团中低质量氦核白矮星种群的理论意义。特别是，我们专注于在NGC 6397的核心，几个低质量的白矮星候选人已被确定为"非flickerers“的酷和合作者观察到的人口。根据冷却模型的年龄和质量估计，结合动力学和演化的考虑，我们推断暗双星是C/O白矮星而不是中子星。此外，我们发现，祖双星很可能在过去的1.e9年内经历了交换相互作用。我们研究了在其他球状星团中检测类似人口的前景，特别注意47 Tuc的情况。
2002-06-03 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
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
Halo enrichment by disrupted globular clusters
我们研究了银河系球状星团系统的演化，以确定它的初始质量函数和晕星的比例，可能来自破裂的球状星团。我们研究了两种破坏机制下的团簇演化：两体弛豫和动力学摩擦。N体模拟的新结果被用于两体松弛的影响下溶解的团簇的寿命。两种不同的质量函数进行了研究：一个高斯初始分布的log（M_C）的平均质量和散射类似于观察到的银河系球状星团系统，和一个幂律分布类似于所看到的集群合并和相互作用的星系。我们发现，在星系的内部，这两种分布的演变方式，他们是一致的观测。在外部，高斯初始分布给出了更好的拟合。然而，如果考虑椭圆轨道，或者在星系晕中有未被发现的低质量星系团，这可能会改变。无论如何，只有一小部分银河系的恒星晕起源于球状星团。
2000-12-21 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
Possible Systematic Decreases in the Age of Globular Clusters
从观测中推断出的球状星团的年龄敏感地依赖于像初始氦丰度和质量损失率这样的假设。高氦丰度（例如，如果在主序关闭区附近的质量损失率为10 $Y\approx$ yr $^{-1}$，那么现在的年龄估计值就从14 Gyr降到了10- 12 Gyr，大大放宽了对哈勃常数的限制，对于具有临界密度的宇宙，哈勃常数可以高达60 km/sec/Mpc，对于只有重子的宇宙，哈勃常数可以高达90 km/sec/Mpc。讨论了球状星团中氦增强的可能机制，以及不稳定带在关闭附近引起的质量损失。年龄低于10 Gyr是不可能的，即使这两种机制的运作，除非初始氦丰度在球状星团是$>0.30$，这将与间接测量的氦丰度在球状星团冲突。
1994-03-29 astro-ph
Helium variation due to self-pollution among Globular Cluster stars: consequences on the horizontal branch morphology
越来越清楚的是，大质量渐近巨星分支恒星喷出物的“自污染”在球状星团的早期化学演化中起着重要作用，产生了CNO丰度扩散，在未演化恒星的表面也观察到了这种扩散。考虑到CNO处理的喷出物也必须是氦富集的，我们模拟了球状星团恒星恒星演化，考虑到这种可能的氦增强相对于原始值。我们表明，主要的演化阶段（主序星，关闭和红巨星）之间的差异是足够小，这将是非常难以检测到它们的观测。然而，演化质量的差异可能在水平分支的形态中起作用，特别是在那些表现出强烈CNO丰度变化的球状星团（如M13和NGC 6752）中，蓝尾的形成中。
2002-09-17 astro-ph
Helium contamination from the progenitor stars of planetary nebulae: The He/H radial gradient and the Delta Y/Delta Z enrichment ratio
本文以一个盘状行星状星云（PN）为例，从两个方面研究了4 He在银河系中的化学演化。首先，由于从祖星的演化的4 He的污染的校正的应用程序表明，由原子数的He/H丰度平均减少了0.012至0.015，导致基本上平坦的He/H径向分布。第二，使用相同的修正确定氦与重元素的富集比，得到的值在2.8 <Δ Y/Δ Z < 3.6（Yp = 0.23）和2.0 <Δ Y/Δ Z < 2.8（Yp = 0.24）的范围内，与最近的独立测定和理论模型非常一致。
2000-12-06 astro-ph
Helium-rich EHB Stars in Globular Clusters
最近对银河系最大质量的球状星团的紫外线观测显示，在零年龄HB（"蓝钩“星）以下有大量的热星，这不能用典型的恒星演化来解释。在红巨星分支上遭受异常大的质量损失，从而在下降到白矮星冷却曲线时经历氦核闪光的恒星可以居住在这个区域。它们应该比最热的标准HB星显示出更高的温度，它们的大气层应该富含氦，并且可能富含C/N。为了验证这种可能性，我们获得了欧米茄Cen和NGC 2808中蓝钩星的光谱。我们的分析表明，在这些集群中的蓝钩星达到有效的温度远远超出了规范EHB的热端，并有更高的氦丰度比规范EHB星。这些结果支持了蓝钩星起源于在白矮星冷却曲线上点燃氦的恒星的假设。
2003-09-29 astro-ph
The Helium and Heavy Elements Enrichment of the Galactic Disk
我们提出了化学演化模型的银河系盘。我们还提出了一个新的确定的X，Y和Z的M17银河系金属丰富的HII地区。我们比较我们的模型与银河系HII地区的丰度银河系盘。从银河系化学演化模型预测的$ΔY/ΔO$比是在非常好的协议与$ΔY/ΔO$值来自M17和原始氦丰度，Yp，考虑到存在的温度变化，在这个Hii地区。从M17的观测结果中我们得到了$ΔY/ΔZ = 1.97 \pm 0.41$，它与太阳附近K矮星的两个$ΔY/ΔZ$测定值（分别为$2.1 \pm 0.4$和$2.1 \pm 0.9$）非常一致。我们还比较了我们的模型与太阳丰度。太阳和猎户座星云的O/H值与我们的化学演化模型符合得很好。
2008-08-01 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
Revised analysis of the supersoft X-ray phase, helium enrichment, and turn-off time in the 2000 outburst of the recurrent nova CI Aquilae
周期性新星天鹰座CI在2001年5月之前进入最后的衰退阶段，显示出周期性新星中演化最慢的。基于热核逃逸模型的光学厚风质量损失理论，我们估算了CI Aql 2000爆发在2000年12月至2001年5月的超软X射线源（SSS）阶段持续150天后，于2001年3月关闭的时间。将我们的理论光变曲线与1917年和2000年的爆发进行拟合，我们还获得了WD质量为：M_{WD} = 1.2 \pm 0.05 M_ \sun，喷出物的氦富集，He/H ~ 0.5（按数量计算），WD上富氢包层的质量为ΔM ~ 6 x 10^{-6} M_ \sun在光学最大值，这表明在1917年至2000年爆发之间的平静阶段，\dot M_{acc}的平均质量吸积速率约为0.8 × 10^{-7} M_（\sun）yr^{-1}。
2001-10-11 astro-ph
Self-enrichment by AGB stars in Globular Clusters: comparison between intermediate and high metallicities
我们提出了中等质量恒星（M=3-6.5太阳质量）与金属丰度Z=0.004的理论演化序列。我们的目标是检验大质量渐近巨星分支星的自富集方案是否适用于高金属丰度的球状星团，因为同一小组以前的工作表明，这类天体的理论产额可以再现在中等金属丰度（[Fe/H]=-1.3）下观察到的某些元素丰度之间的趋势，即O-Al和O-Na的关系。我们发现，在金属丰度的增加有利于只有一个温和的降低的光度和温度在底部的信封为相同的核心质量，也是第三次挖掘的效率几乎没有改变。相反，由于具有相同效率的过程对具有不同金属丰度的包层的总体丰度的不同影响，在产率中发现了差异。我们预期与中等金属丰度情况下相同的定性模式，但某些元素丰度之间的某些关系的斜率不同。我们比较了中间金属丰度（Z~0.001）和大金属丰度（Z~0.001）的团簇的钠-氧关系。虽然观测数据仍然太少，但只要只有M>5太阳质量的恒星有助于自我浓缩，模型就与观测到的趋势一致。
2008-01-17 astro-ph
Self-Enrichment in Globular Clusters: Is There a Role for the Super-Asymptotic Giant Branch Stars?
在四个球状星团（GC）中，一个不可忽略的恒星部分只能被解释为一个非常富氦的人口。证据来自$ω$ Cen和NGC 2808中存在的“蓝色”主序列，以及NGC 6441和NGC 6388中非常特殊的水平分支形态。虽然人们普遍认为，自富集是GC的共同特征，但这些恒星所需的氦含量是Y $\simgt$ 0.35，很难理解如何在没有任何-或者对于$ω$ Cen来说，没有相当大的-相关金属增强的情况下产生氦。我们研究了超级AGB星可能的作用，并表明它们可能提供所需的高氦。然而，最大质量的超级AGB的喷出物显示出全球CNO富集的$\simeq$ 4倍，由于疏浚-出过程发生在第二个疏浚阶段。如果这些星团没有证据表明CNO的富集，我们可以排除至少最大质量的超AGB演化成O-Ne白矮星并参与第二代恒星的形成。后一种假说可能有助于解释GC中存在大量中子星的原因。最大质量的超级AGB实际上会演变成电子捕获超新星。它们的外壳很容易被弹出星团，但残留的中子星仍然留在星团中，这要归功于它们的小超新星诞生踢。
2008-03-03 astro-ph
Helium enhancements in globular cluster stars from Asymptotic Giant Branch star pollution
使用化学演化模型，我们调查的有趣的建议，有人口的恒星在一些球状星团（如NGC 2808，半人马座欧米茄）与增强水平的氦（Y从约0.28至0.40）相比，大多数人口，大概有一个原始的氦丰度。我们假设上一代的大质量低金属量渐近巨星分支（AGB）恒星通过缓慢的恒星风污染了星团气体。我们使用两套独立的AGB收益率计算的详细模型，以遵循氦，碳，氮和氧的簇气体使用Salpeter初始质量函数（IMF）和一些头重脚轻IMF的演变。在任何情况下，我们都无法拟合观测约束，Y > 0.30，C+N+O近似恒定。根据IMF的形状和产率，我们要么获得Y约大于0.30并且C+N+O大幅增加，要么获得Y < 0.30并且C+N+O近似恒定。这些结果表明，要么AGB恒星本身并不是导致大量氦富集的原因，要么这一代恒星的氦富集量低于标准模型的预测。
2006-05-21 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
NGC 6441: another indication for a very high helium content in Globular Cluster stars
富含金属的凸起球状星团NGC 6441显示出一个发育良好的蓝色水平分支（Rich等人），以及天琴座RR区域从红色丛到蓝色的强烈向上倾斜。这两个功能，前者对应于著名的第二个参数的问题，没有解释传统的进化模型。氦的自我富集被认为是解决这两个问题的可能方法，这一机制已经被用来解释NGC 2808和M13的特殊性。我们利用水平分支模拟，涵盖了广泛的主序列氦丰度，调查是否NGC 6441水平分支人口的主要特征，包括RR天琴座变量周期，可以复制。为了描述NGC 6441的水平分支，红色团簇中的氦含量Y必须至少达到0.35;达到Y~0.37的值是必要的，以填充RR Lyr区域，也再现了观测到的平均长周期;根据模拟中假设的质量损失分散，达到Y~0.38- 0.40的值是必要的，以填充蓝色HB。总的自富集人口约占整个恒星含量的60%。在球状星团的早期演化中，自我富集和多个恒星形成事件似乎越来越能够解释在这些系统中观察到的许多化学和种群特性。水平分支粒子数的~14%需要非常大的氦丰度（Y>0.35），这对富集机制提出了一些问题。
2006-10-13 astro-ph
The Helium White Dwarf orbiting the Millisecond Pulsar in the halo of the Globular Cluster NGC 6752
我们使用ESO甚大望远镜拍摄的深高分辨率多波段图像来识别位于银河系球状星团NGC 6752晕中的毫秒脉冲星（PSR J1911- 5958 A）的光学双星伴星。该天体是一颗蓝色恒星，其色星等图上的位置与低质量（M~0.17- 0.20 Mo）、低金属丰度氦白矮星（He-WD）在星团距离处的冷却序列一致。这是第二个被发现在GGC中绕毫秒脉冲星运行的He-WD。奇怪的是，这两个物体都被发现位于相同的He-WD冷却序列上。PSR J1911- 5958 A相对于球状星团中心（~ 6 '）的异常位置表明，该系统最近（<1 Gyr）由于强动力学相互作用而被从星团核心抛射出去。这里提供的数据可以将伴星的冷却年龄限制在一个相当窄的范围内（~1.2-2.8 Gyr），因此表明这种动力学遭遇必须作用于已经回收的毫秒脉冲星。
2003-09-04 astro-ph
Testing the AGB Scenario as the Origin of the Extreme-Helium Population in omega Centauri
银河系中最大的球状星团，半人马座欧米茄，似乎有多个种群。它最蓝的主序星和延伸的水平支星被认为有共同的起源，即极高的氦丰度Y ~ 0.4。氦的高丰度通常归因于渐近巨星分支（AGB）恒星。在本研究中，我们检验了AGB假设。我们模拟的最大AGB模型的AGB星的影响是最大化的假设，超新星爆炸不影响原云的化学演化。我们比较了氦、金属、碳和氮的富集历史与观测值。即使在最宽松的条件下，最大AGB模型也不能再现由色星等图拟合得出的氦Y ~ 0.4和氦富集度参数Δ Y /Δ Z ~ 70的大值。它们也不能再现光谱测定的蓝色群体的C和N含量。我们的结论是，AGB方案与规范的恒星演化理论不能解释的观测约束，自化学富集并没有提供一个可行的解决方案。迫切需要替代性的进程。
2008-04-10 astro-ph
Hot HB stars in globular clusters - physical parameters and consequences for theory. IV. sdB candidates in M 15
本文对球状星团M 15中的两颗暗蓝星（V=19.5-20.0等）进行了光谱定量分析.它们导出的Teff、重力和绝对星等（Teff= 24000 K，log g=5.2，Mv=4.3; Teff= 36000 K，log g=5.9，Mv=4.7）与极水平支（EHB）的模型非常匹配。这两颗恒星都是真正的亚矮星B星，使得M 15成为第二个（在NGC 6752之后）被光谱证明存在sdB星的球状星团。虽然F1-1的氦丰度（太阳的十分之一）是sdB星的典型特征，但F2-2令人惊讶地成为一颗富氦恒星，是第一颗被报道为球状星团成员的恒星。在银河系的星群中，这样的恒星是罕见的（不到所有sdB恒星的5%）。从它与氦主序星的距离推测，F2-2可能是一颗裸露的氦核，也就是一颗失去了（几乎）所有富氢包层的极水平分支星。
1996-09-11 astro-ph
The ages of Galactic globular clusters in the context of self-enrichment
在球状星团中，相当一部分恒星（约70%-85%）表现出特殊的化学模式，轻元素丰度变化很大，而重元素丰度不变。这些丰度异常可以在第一代快速旋转的大质量恒星的氢燃烧核心中产生，并且由于旋转诱导的混合，相应的元素被运送到恒星表面。如果恒星的旋转足够快，这些物质就会通过赤道的机械风以低速喷射出来。然后，它污染了ISM，由此可以形成第二代化学异常恒星。今天观测到的异常星与正常星的比例至少取决于两个数量：（1）污染星的数量;（2）星团的动力学历史，在其生命周期中可能会以不同的比例失去第一代和第二代恒星。在这里，我们估计这些比例的基础上动力学模型的球状星团。当内部动力学演化和溶解由于潮汐力的帐户，从10%的异常恒星的初始分数产生约25%的今天的分数，仍然太小，相对于观察到的70- 85%。如果考虑到超新星的气体排出，预计会产生更高的分数。在本文中，我们还解决了问题的第二代恒星的演化是氦丰富，并推导出后果的年龄测定的球状星团。
2008-12-15 astro-ph
Hot UV bright stars in globular clusters
利用紫外成像望远镜（UIT）获得了在四个南部球状星团的图像上发现的七颗紫外亮恒星的中等分辨率光谱。有效温度，表面重力和氦丰度来自LTE和非LTE模式大气拟合。其中三颗恒星具有sdO光谱，包括M4-Y 453（Teff = 58800 K，log g = 5.15），NGC 6723-III 60（Teff = 40600 K，log g = 4.46）和NGC 6752-B2004（Teff = 37000 K，log g = 5.25）。所有七颗恒星都位于后延伸水平分支（EHB）或后早期AGB演化轨道上。后早期AGB星显示出太阳氦的丰度，而后EHB星则缺乏氦，类似于它们的EHB祖先。
1998-03-27 astro-ph
Light nuclei in galactic globular clusters : constraints on the self-enrichment scenario from nucleosynthesis
氢燃烧是银河系球状星团（GC）中轻核丰度变化的根本原因。在目前的工作中，我们限制的物理条件，引起了观察到的丰度模式的锂，C，N，O，Na，Mg，Al，以及镁同位素的典型情况下的NGC 6752。我们在恒温下进行核合成计算，采用现实的初始丰度的原团簇气体。我们使用详细的核反应网络和最先进的核反应速率。虽然简单化，我们的分析提供了原始的结果和新的约束条件的自富集的情况下GC。我们的参数化计算使我们能够确定一个狭窄的温度范围，在这个范围内，观察到的所有轻元素和同位素的极端丰度在NGC 6752中被很好地同时再现。该一致性是在将H处理的材料与30%的未处理气体混合后获得的。观察到的C-N，O-Na，Mg-Al，Li-Na和F-Na的同位素关系，以及Mg同位素的行为可以通过假设混合更大的稀释因子来恢复。在NGC 6752的情况下，由恒星产生的锂并不是强制性的。对O、Na、Mg和Al的观测限制了氢燃烧的温度范围;这样的温度在提出的GC的两个主要候选“污染源”中遇到，即大质量AGB和最大质量的主序星。（节录）。
2007-04-25 astro-ph
A Catalog of Helium Abundance Indicators from Globular Cluster Photometry
对于所使用的三个指标中的每一个，我们都进行了全面的误差分析，并确定了计算程序中的系统误差。对于人口比R = N_HB / N_RGB，我们发现，有没有证据表明与金属丰度的趋势，虽然似乎是真正的分散在所得出的值。尽管该指标是最能提供有用的绝对氦丰度的指标，但平均值为Y约0.20，表明可能存在额外的系统误差。对于水平支到主层序的星等差Delta和RR Lyrics质光指数A，仅可能可靠地确定相对氦丰度。这是由于Delta的绝对金属丰度尺度的持续不确定性，以及A的RR Lyonian温度尺度的不确定性。这两个指标都暗示氦丰度作为[Fe/H]的函数近似恒定。根据A指标，Oosterhoff I和II族团簇都具有与[Fe/H]和水平分支类型无关的恒定值。此外，两组的斜率d log P / d[Fe/H]彼此一致，但显着小于组合样本的斜率。
1999-11-13 astro-ph
Prediction of supersoft X-ray phase, helium enrichment, and turn-off time in recurrent nova CI Aquilae 2000 outburst
周期新星CI天鹰座在光学极大值后300天仍然明亮，显示出周期新星中演化最慢的。我们预测CI Aql 2000爆发的关闭时间将在2001年8月，在一个超软X射线源（SSS）阶段持续250天之后。我们还预测了喷出物的氦富集，He/H = 0.25的数量。迫切需要观察确认。基于热核逃逸模型的光学厚风质量损失理论，我们还通过将我们的理论光变曲线与1917年和2000年爆发拟合，估计WD质量为1.2 +- 0.05 Msun。WD上富氢包层的质量在光学极大值时估计为6 x 10^{-6} Msun，表明在1917年至2000年爆发之间的静止阶段，平均质量吸积速率为0.7 x 10^{-7} Msun/年。使用这些获得的值，我们一直再现光曲线在平静以及两个爆发阶段。因此，我们预测2000年爆发的关闭时间为2001年8月。我们强烈建议在2001年8月之前进行软X射线观测以探测SSS，因为大规模风阶段已经在2000年12月结束，随后的SSS阶段很可能持续到2001年8月。
2001-04-28 astro-ph
On the helium content of Galactic globular clusters via the R parameter
我们估计的经验R参数在26个银河系球状星团覆盖广泛的金属丰度范围内，由WFPC 2上的HST成像。改进的空间分辨率允许大部分的演化恒星被测量，并允许准确评估径向人口梯度和完整性校正。为了评价He丰度和He与金属的富集比，我们通过采用相似的金属丰度和不同的He含量构建了一套大型的演化模型。我们发现一个绝对的He丰度低于HII地区的光谱测量和原始核合成模型估计。这种差异可以通过采用C12O16核截面约为规范值的两倍来消除，尽管对混合过程的不同假设也会引入系统效应。在R参数对太阳能金属丰度的趋势是一致的上限，他金属富集比的顺序为2.5。
2000-03-01 astro-ph
Revised analysis of the supersoft X-ray phase, helium enrichment, and turn-off time in the 2000 outburst of recurrent nova CI Aquilae
在2001年5月之前，天鹰座CI新星已经进入了最后的衰退阶段，大约在光学极大值之后的300天，显示出在周期性新星中演化最慢的。根据热核逃逸模型的光学厚风质量损失理论，我们估算了CI Aql 2000爆发的关闭时间。2000年11月至2001年3月，在一次持续150天的发光超软X射线源阶段之后，于2001年3月下旬完成。用1917年和2000年的爆发拟合理论光变曲线，得到白矮星的质量为M_{WD} = 1.2 \pm 0.05 M_（\sun），包层的氦丰度为He/H = 0.5，在光学最大值时WD上富氢包层的质量为Δ M_{max} = 8.0 × 10^{-6} M_ \sun，在1917 - 2000年爆发之间的平静期，平均质量吸积速率为\dot M_{acc} = 1.0 × 10^{-7} M_ \sun /yr。利用这些得到的值，我们一致地再现了平静期以及两次爆发的光变曲线。我们还讨论了CI Aql在未来是否会爆炸为Ia型超新星的可能性。
2002-10-28 astro-ph
Multiple helium abundances in Globular Clusters stars: Consequences for the Horizontal Branch and RR Lyrae
GC星化学成分的不均匀性大多是由于原始富集造成的。今天最受认可的模型是，在星团生命的第一个$\simlt$ 2亿年期间，高质量的渐近巨星分支（AGB）恒星失去的风直接形成了具有丰度异常的第二代恒星。对这一建议最好的间接暗示是认识到水平分支（HB）恒星分布的一些特点（蓝尾，间隙，HB平坦部分的异常光度斜率）可以归因于物质中更大的氦丰度，通过热底燃烧处理，这些恒星由此诞生。这个模型得到了进一步的证实，因为在星团NGC 2808中发现了一个特殊的主序星分布，它也有一个双峰的HB分布和一个延伸的蓝尾：在主序星上多余的蓝色天体被解释为氦含量非常高的恒星。我们注意到，RR Lyr分布可能受到氦扩散的影响，这可能是在很长的周期的基础上的RRab变量的富金属星系团NGC 6388和NGC 6441，比非常贫金属Oosterhoff II集群。这些周期意味着RR Lyr比预期的金属丰度更亮，与更大的氦丰度一致。
2005-10-10 astro-ph
A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808
HST/ACS的精确测光显示，球状星团NGC 2808的主序星分裂成三个独立的分支。这三个MS分支可能与集群的水平分支及其丰度分布的复杂性有关。我们属性的MS分支连续几轮的恒星形成，不同的氦丰度，我们讨论了可能的来源氦富集。其他一些巨大的球状星团似乎也有复杂的种群;我们将它们与NGC 2808进行了比较。
2007-03-29 astro-ph
Observations of the Hot Horizontal-Branch Stars in the Metal-Rich Bulge Globular Cluster NGC 6388 - Indications of Helium Enrichment and a Lesson in Crowded Field Spectroscopy
富含金属的球状星团球状星团NGC 6388在其色星等图上显示出明显的蓝色水平分支尾，并有强烈的向上倾斜。人们提出了几种非典型的方案来解释这些令人困惑的观察结果。为了检验这些方案的预测，我们已经获得了中等分辨率的光谱，以确定在NGC 6388的蓝色HB星的样本的大气参数。使用中等分辨率的光谱，我们确定有效的温度，表面重力和氦丰度拟合观测到的巴耳末和氦线与适当的理论恒星光谱。由于我们知道到星团的距离，我们可以通过确定恒星的质量来验证我们的结果。在数据简化过程中，我们特别注意减去背景，这是由冷恒星的重叠光谱主导的。蓝HB星在10，000 K附近的物理参数支持氦污染的假设。然而，热蓝尾星的低重力和质量可能是由数据简化的问题造成的，最有可能是由于光谱中剩余的背景光，这对较暗的热蓝尾星的影响比对较亮的冷蓝尾星的影响更强烈。我们对NGC 6388中的热蓝尾星的研究说明了在使用地面观测试图确定非常拥挤的领域中的热HB星的大气参数时遇到的障碍。我们讨论这些障碍，并为未来的项目提供可能的解决方案。
2006-06-02 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
Hot HB stars in globular clusters - Physical parameters and consequences for theory. V. Radiative levitation versus helium mixing
计算了球状星团NGC 6752中42颗热水平支星的大气参数（有效温度Teff、表面重力log g）、质量和氦丰度。对于19颗恒星，我们得出镁和铁的丰度，以及发现，铁是富集的平均50倍，相对于集群的丰度，而镁的丰度是一致的集群丰度。辐射压力可能会在扩散过程中将铁等重元素悬浮到恒星表面。考虑到我们的光谱分析中重元素的富集，我们发现高铁丰度可以解释部分，但不是全部，沿着蓝色HB的异常低重力的问题。当用富金属（[M/H] = +0.5）模型大气分析时，温度低于15，100 K的蓝色HB星和温度高于20，000 K的sdB星与正则理论吻合得很好，但这两类恒星之间的恒星仍然向较低的重力和质量偏移。深混合在红巨星祖阶段进行了讨论，作为另一种机制，可能会影响蓝HB星的位置在（Teff，log g）平面，但不是他们的质量。
2000-06-15 astro-ph
The Dynamical Implications of Multiple Stellar Formation Events in Galactic Globular Clusters
各种银河系球状星团显示丰度异常，影响其颜色星等图的形态。本文讨论了NGC 2808异常水平分支中氦增强的可能性。我们研究了一个自富集的情况下，一个头重脚轻的初始质量函数的恒星的初始一代丰富的星际介质通过其渐近巨星分支恒星的低速喷出物与氦的动力学。这种富集的介质然后产生第二代恒星，它们本身也是氦富集的。我们使用一个直接的N体方法进行五个模拟，并得出结论，这样的两代集群都是可能的，不会显着不同的单代对应的动力学的基础上。然而，我们发现，这样的集群的恒星星族将不同于单代集群与标准的初始质量函数，特别是将增强在白矮星。我们的结论是，至少从动力学的角度来看，两代球状星团是可行的。
2007-02-27 astro-ph
On The Origin of the Blue Tilt in Extragalactic Globular Cluster Systems
一些早型星系在较亮的贫金属球状星团（GC）中表现出颜色和积分星等之间的相关性。这种现象被称为蓝色倾斜，暗示了这些星系团之间的质量-金属丰度关系。在本文中，我们表明，自富集GC可以解释几个方面的蓝色倾斜，并讨论这种情况下的预测。
2008-08-13 astro-ph
Theoretical models for classical Cepheids. VIII. Effects of helium and heavy elements abundance on the Cepheid distance scale
在超太阳金属丰度（Z=0.03，0.04）和选定的氦-金属富集比DeltaY/DeltaZ的条件下，用新的计算方法实现了金属含量Z <= 0.02的经典造父变星的先前非线性基本脉动模型。在此基础上，我们表明，到HR图的造父变星不稳定带的位置是依赖于金属和氦丰度，移动到更高的有效温度，减少金属含量（在固定Y）或增加氦含量（在固定Z）。氦和金属的贡献预测的周期亮度和周期亮度颜色的关系进行了讨论，以及造父变星距离尺度的影响。基于这些新的结果，我们最后表明，造父变星观测建议的经验金属丰度修正在星系M101的两个领域可以解释，提供所采用的氦-金属富集比是合理的高（Δ Y/Δ Z ~ 3.5）。
2002-05-10 astro-ph
The early evolution of Globular Clusters: the case of NGC 2808
氦在球状星团中的增强和扩散最近被认为是解释水平分支蓝尾的一种方法，在这些星团中，CNO和其他参与高级CNO燃烧的元素的丰度显示出原始的扩散（D 'Antona et al. 2002）。在这篇论文中，我们研究了这一假设的含义，即在许多球状星团中，恒星是在两个独立的事件中诞生的：一初始突发的在（第一代），这可能是所有高质量和中等质量恒星以及今天观察到的一部分星团恒星的起源，第二代，延长的恒星形成阶段（第二代），恒星直接从第一代中等质量恒星的喷出物中形成。特别是，我们详细考虑了NGC 2808中水平分支的形态，并认为它揭示了早期的星团演化，从第一代恒星的诞生到恒星形成的第二阶段结束。这个框架为NGC 2808水平分支仍然无法解释的二分法提供了一个可行的解释，将RR Lyr区域缺乏恒星归因于红色团块之间氦含量的差距，其恒星被认为属于第一恒星代并具有原始氦，水平分支的蓝色一侧，其最小氦含量反映了对第二代恒星有贡献的最小质量（~ 4 Msun）的氦丰度。这种情况提供了对所需的初始质量函数的限制，在某种程度上，大量的残余中子星和恒星质量的黑洞可能已经产生。
2004-05-03 astro-ph
A Bayesian Estimate of the Primordial Helium Abundance
本文介绍了一种新的统计方法，利用观测到的经历过恒星氦富集的星系样品中的原始氦丰度来估算原始氦丰度Y_p。而不是使用线性回归的金属丰度，我们构建了一个似然函数使用贝叶斯先验，其中的关键假设是，真正的氦丰度必须始终超过原始值。使用从文献中汇编的测量样本，我们发现Y_p的估计值在0.221和0.236之间，取决于具体的子样本和先前采用的，与以前的估计值一致，无论是从氦丰度相对于金属丰度的线性外推，还是从最低金属丰度HII区域的氦丰度，I Zw 18。我们还找到了一个对特定子样本或先验不敏感的上限，并在95%置信度下估计了一个与模型无关的束缚Y_p < 0.243，有利于低的宇宙重子密度和高的原始氘丰度。主要的不确定性不是恒星富集的模型，而是在每个HII区域估计Y时可能存在的常见系统偏差。
1997-05-14 astro-ph
Metal-rich globular clusters of the Galaxy: morphology of the helium-burning "clump," and the determination of relative ages through the "$ΔV$" method
在水平支星和红巨星支星恒星演化模型的基础上，分析了富金属球状星团$V, \bv$图的形态学特征。这些已被纳入详细的合成HB模型，微分红化后的影响也进行了讨论。合成HB模型被发现是非常clusified在颜色星等图，虽然更多的扩展结构偶尔会导致由于远离零年龄HB的进化效果。特别地，对于足够高的氦丰度，可以自然地预期“倾斜的”团块。差异变红被发现有一个较小的影响比进化本身的形态上的团块。在“$ΔV$“方法的基础上，还利用合成的HB模型研究了富金属团簇之间的年龄差异。我们强调的重要性，提前知道的相对丰度的氦和金属，以估计这种年龄差异定量。我们提出的化学演化模型，用于说明的效果，并表明，对于两个集群的相同的[Fe/H]和$ΔV$，一个丰富的主要是由喷出物超新星II型爆炸将出现比其他也遭受富集超新星Ia型喷出物。根据最近的观测和理论结果，讨论了红巨星分支特征“凸点”的隐含位置。我们的相应预测应该与哈勃太空望远镜获得的精确观测数据进行核对。
1995-11-07 astro-ph
On the Origin of Bimodal Horizontal-Branches in Massive Globular Clusters: The Case of NGC 6388 and NGC 6441
尽管在过去的十年中，在一些球状星团（GC）中发现的双峰水平支（HB）的起源仍然是一个谜。受{ \it most massive}银河系GC（$ω$ Centauri）中发现多个恒星星族的启发，我们研究了两个不同种群共存的可能性，并对{ \it third}和{ \it fifth}最亮GC（NGC 6388和NGC 6441）中的双峰HB负责。使用群体合成技术，我们研究了两种不同的化学"自富集“假说，其中原始GC足够大，包含两个或更多个不同的群体，如在$ω$ Cen中发现的群体所建议的：（1）年龄-金属丰度关系情景，两个不同金属丰度和年龄的人群共存，遵循一种内在的年龄-金属丰度关系，（2）超富氦假设，即GCs中含有一定比例的氦增强星，例如，由第一颗氦增强星的喷出物形成的第二代星。比较研究表明，NGC 6388和NGC 6441中详细的颜色-星等图形态和RR天琴座变量的性质支持后一种情况;即，该模型假设氦过剩（Y $\simeq$ 0.3）恒星的一小部分（$\sim$ 15%）。结果表明，氦含量是大规模GC中最常见的HB双峰背后的主要驱动因素。如果得到证实，氦丰度的GC到GC变化应被视为{ \it局部}效应，进一步支持年龄是HB形态的{ \it全局}第二参数的论点。
2007-12-24 astro-ph
The galactic evolution of neutron star mergers and their possible effect on the galactic chemical enrichment of r-process elements
一个人口数合成代码如下详细的人口演变的单星和密切的联星。我们用我们的程序模拟了中子星-中子星和黑洞-中子星双星的布居。然后，我们结合我们的人口数合成代码与银河系的化学演化模型，以遵循这些双致密星双星的形成和合并率的时间演化和由此产生的化学富集的r-过程元素，在整个银河系的寿命。由此可以得出结论，中子星/黑洞并合过程能够再现银河系r过程的富集。然而，我们发现，后者的结论严重依赖于物理的情况BB罗氏瓣溢出的二进制文件与中子星组件和氢缺乏的核心氦/氦壳燃烧的恒星质量之间的2.6钼和6钼。
2003-05-08 astro-ph
UV Bright Globular Clusters in M87: More Evidence for Super-helium-rich Stellar Populations?
利用HST/STIS和WFPC 2仪器对M87中38个大质量GC的紫外和光学性质进行了研究。这些GC中的大多数在FUV中看起来非常明亮-大约比具有类似金属丰度的银河系对应物亮一个数量级。观测到的FUV通量比经典的旧恒星星族模型的预测大几倍。这些正则模型假定氦的富集度参数为dY/dZ=2，只有当年龄比宇宙的WMAP年龄大3- 5 Gyr时，才能再现观测到的FUV通量，尽管对于小于WMAP年龄的星系和M31 GC，同样的模型也适用于紫外测光。在大质量银河系GC ω Cen的质量加权年龄和紫外光度加权年龄之间也发现了类似的差异，其CMD（包括其人口稠密的水平分支上的特殊特征）可以通过调用一个小的超富He（dY/dZ ~ 90）恒星成分来准确地再现。通过与omega Cen的比较，我们提出，我们的样品中的大多数M87 GC都包含类似的次要超氦富集子成分的强烈特征。虽然我们目前无法证明或反驳极端氦的情况，但我们表明，导致ω Cen扩展水平分支的相同现象解释了我们样品的紫外亮度。如果这确实是由于极端氦造成的，那么这项研究将是第一个在河外天体中发现其特征的研究。
2007-03-09 astro-ph
Numerical Simulations of Globular Cluster Formation
利用三维光滑粒子流体动力学（SPH）程序研究了与球状星团形成有关的各种物理过程。我们的代码包括气体的辐射冷却，恒星形成，恒星的能量反馈，包括恒星风和超新星，以及恒星的化学浓缩。我们假设，在坍缩的星系中，等温冷云通过热凝聚形成，并成为原球状云。我们通过解线性化的扰动方程计算原球状云的大小。我们计算的原始云的内部区域的演化与我们的SPH代码的各种初始半径和初始气体的组成。当初始气体中不含重元素时，原始云的演化敏感地依赖于初始半径。对于一个较小的初始半径，最初的恒星爆发是如此强烈，以至于随后的恒星形成发生在中心区域，形成一个与球状星团一样大的致密星团。当初始气体中含有重元素时，气体的金属丰度会影响恒星的演化和最终质量。如果原球状星团的初始半径相对较大，那么形成一个像球状星团那样大质量的星团需要初始金属丰度达到[Fe/H] $\geq -2$。星团中重元素的自富集并非在所有情况下都发生。
2000-01-25 astro-ph
Cataclysmic Variables and a Candidate Helium White Dwarf in the Globular Cluster NGC 6397
我们利用HST/FOS研究了附近球状星团NGC 6397核心的暗紫外星。我们确认了NGC 6397（CV 4）中存在第4个激变变星（CV），并利用Cool等（1998）的测光方法证明CV 1- 4都有暗淡的盘和可能较低的吸积率。结合CV 1的新紫外光谱和Grindlay等（1995）发表的光谱，我们提出了CV 1- 3可能是DQ Her系统的新证据，并指出CV 4可能是矮新星或另一个磁系统。另一种可能性是，CV可能是在新星爆发之间冬眠的老新星。我们还介绍了NGC 6397中一类新的紫外亮星的成员的第一个光谱。与CV不同的是，这些暗淡、炽热的恒星没有变化，因此被称为“非闪烁星”（NF）。与CV一样，它们的空间集中度强烈地集中在聚类中心。利用恒星大气模型，我们确定了该NF的log g = 6.25，T_eff = 17，500 K。使用这些线参数和NF的光度，我们表明，NF光谱是一致的氦WD具有~0.25太阳质量的质量和年龄之间的0.1和0.5 Gyr（取决于所使用的模型）。NF光谱似乎与预期的波长有明显的多普勒位移，这表明存在一个黑暗的大质量伴星，可能是碳氧WD。
1998-11-09 astro-ph
The Second-Parameter Effect in Metal-Rich Globular Clusters
最近的哈勃太空望远镜观测发现，在富含金属的球状星团NGC 6388和NGC 6441中，水平分支（HB's）随着B-V的减小而向上倾斜。这样的斜率不是由经典HB模型预测的，也不能由更大的星团年龄或沿着红巨星分支（RGB）的增强质量损失产生。这些团簇中独特的HB形态可能为理解第二参数效应提供了重要线索。为了解释NGC 6388和NGC 6441中倾斜的HB，我们进行了广泛的演化计算和数值模拟，探索了三种非正则方案：i）高氦丰度方案，其中HB演化的特征是长的蓝色环; ii）旋转方案，其中RGB相的内部旋转增加HB核心质量; iii）氦混合情景，其中RGB上的深度混合增强了包层氦丰度。所有这三种情况都预示着倾斜的HB与异常明亮的RR Lyringe变量。我们比较这个预测与NGC 6388中的两个已知的RR天琴座变量的属性。其他可能的观察测试建议。
1998-04-21 astro-ph
Evolution and surface abundances of red giants experiencing deep mixing
在对流包层与氢燃烧壳层深度混合的假设下，我们计算了低金属丰度红巨星的演化。我们发现，所观察到的丰度异常的程度，特别是普遍的O-Na的关系，可以完全解释的混合，这不会导致显着的氦富集的信封。另一方面，具有极深混合和强氦富集的模型预测了钠和氧的异常，这些异常比观测到的要大得多。后一个结果只取决于氢燃烧壳层内部的核合成，而不取决于混合描述的细节。然而，这些影响表面丰度与亮度的演变，我们比较有限的观测材料。然而，我们的模型允许推断几个集群中混合过程的深度和速度的细节。具有强氦富集的模型发展到高光度，并显示出增加的质量损失。然而，在特殊的假设下，即使没有极端的氦混合，红巨星也会达到非常高的光度。由于质量损失的增加，这些模型可能是蓝色水平分支恒星的候选者，同时也与观测到的丰度异常相一致。
2000-02-14 astro-ph
