Metal abundances in extremely distant Galactic old open clusters. I. Berkeley 29 and Saurer 1
本文报道了银河系古老的疏散星团Berkeley~29和Saurer~1中四颗巨星的高分辨光谱。这两个星团拥有迄今为止已知的疏散星团中最大的银河系中心距离，因此是探测银河系盘外围化学模式和演化的关键对象。我们发现，$[Fe/H]=-0.38\pm0.14$和$[Fe/H]=-0.44\pm0.18$分别为Saurer 1和Berkeley~29。基于这些数据，我们首先修正了星系团的基本参数，然后在银河系盘径向丰度梯度的背景下讨论它们。这两个星系团似乎都明显偏离了总的趋势，这表明银河系圆盘的外部与内部圆盘相比经历了完全不同的演化。特别是Berkeley~29显然与Monoceros流有关，而Saurer~1则表现出非常不同的性质。丰度比表明，外盘的化学演化是由星系晕。
2004-06-30 astro-ph
Old-Population Hypervelocity Stars from the Galactic Center: Limits from the SDSS
我们提出了从SDSS中选出的超过290，000颗恒星的样本中对老年人口HVS的喷射限制。我们推导出在太阳圈的速度从测量的位置和径向速度假设径向轨道，并采用一个简单的等温模型的星系晕，这使我们能够识别候选人绑定和未绑定的弹射器。我们从这个样本中找到了4颗候选的束缚F星，它们都具有负的银河系中心径向速度（即，返回GC）。我们还发现了2颗候选的未绑定恒星（一颗F星和一颗G星），然而，现有的自行测量使这些恒星不太可能从GC中出现。这些数据将老星族恒星从GC中的抛射速率的上限设定为约45/Myr。与质量更大的B星抛射体的速度约为0.5/Myr相比，我们对老人口HVS抛射速度的限制表明GC的质量函数不是底部重的，并且与正常一致。未来对老年人HVS的有针对性的调查可以确定它是否确实头重脚轻。
2008-10-20 astro-ph
Berkeley 22, an old and distant open cluster towards the Galactic anticentre
我们提出了深CCD BVI测光的遥远，老疏散星团伯克利22，覆盖从红巨星分支（RGB）到约6个星等以下的主序（MS）关闭。使用合成的颜色-星等图方法与三种不同类型的恒星演化轨迹，我们估计的值和理论不确定性的距离模量mod 0，红化E（B-V），年龄τ和近似金属丰度。数据的最佳拟合是在13.8 <= mod 0 <= 14.1，0.64 <= E（B-V）<= 0.65，2 <= tau <= 2.5 Gyr（取决于恒星模型中采用的对流区的过冲量）和太阳金属丰度下获得的。
2005-02-24 astro-ph
X-rays from old star clusters
简要概述了旧星系团的X射线观测。大多数旧疏散星团中的X射线源都是相互作用的双星，由原始双星演化而成，并因磁场活动而发射X射线;然而，相当大一部分的星团源还没有得到很好的理解，包括一些最明亮的。如果从旧的疏散星团按质量来衡量，球状星团包含的磁活性X射线源似乎比预期的要少。
1999-07-15 astro-ph
Galactic Cosmochronometry from Radioactive Elements in the Spectra of Very Old Metal-Poor Stars
在一个简短的评论中子捕获元素丰度在星系晕的明星，重点放在使用这些元素来估计年龄的星系晕。晕星中子俘获元素的两个突出特点是它们在总体丰度水平上相对于较轻元素的大的星-星散射，以及在最低恒星金属丰度下r过程丰度模式的主导地位。r-过程的丰度签名可能允许直接确定最早的星系晕核合成事件的年龄，但r-过程理论的进一步发展，非常贫金属恒星的高分辨率光谱，以及基本的原子数据需要缩小年龄估计的不确定性。注意的重要性，准确的跃迁几率在中子俘获元素宇宙定年。最新进展的过渡概率的稀土元素进行了讨论，以及对其他物种的未来工作的建议。
2001-09-12 astro-ph
X-ray sources in old stellar clusters: the contribution of ROSAT
ROSAT在球状星团中发现了两个新的明亮的X射线源，在球状星团和老的疏散星团中发现了许多亮度较低的X射线源。用ROSAT卫星获得的精确位置有助于用光学物体进行识别，但在球状星团中这一点仍然很不完整。一个暗淡的球状星团的来源已经被确认为是一颗再循环的射电脉冲星，其他几个可能是激变变星。在旧的疏散星团M67中发现的四个最亮的X射线源令人困惑，因为我们不明白它们为什么会发射X射线。与迄今为止研究的两个旧的疏散星团相比，球状星团在X射线下明显不亮。
1999-01-14 astro-ph
From old Globular Clusters to early Structures in the Universe: the Formation of old, metal-poor Halos around early-type Galaxies
古老的、贫金属的球状星团记录了早期星系的形成和演化。它们是最好的探测器，在低红移，在高红移星系晕的建设。它们的性质限制了它们的祖先的特征。最近的研究结果表明，在z>3的DLA是它们形成的可能宿主。最后，他们揭示了可能存在于所有早期星系周围的古老的、贫金属的晕。
2001-12-20 astro-ph
The Age of the Oldest Stars in the Local Galactic Disk From Hipparcos Parallaxes of G and K Subgiants
我们回顾了场次巨星的发现历史及其在银河系盘年龄测定中的重要性。在后一种能力中，我们使用来自依巴谷卫星的编目数据。根据精确到10%或更好的依巴谷星表，在B-V色为0.85 - 1.05的H-R图上，测量了近水平的场星亚巨星序的下包络的绝对星等为MV = 4.03 +/-0.06。通过将[Fe/H] = +0.37的理论等时线拟合到依巴谷亚巨星的下包络线，发现太阳附近的场星的年龄为7.9 +/- 0.7 Gyr。同样的等时线网格依次给出老星系团M67、NGC 188和NGC 6791的年龄为4.0 +/- 0.2 Gyr、6.2 +/- 0.5 Gyr和7.5 - 10 Gyr。然而，太阳附近的银盘和NGC 6791的年龄可能比最古老的晕球状星团年轻3到5 Gyr，后者的年龄为13.5 Gyr。最有意义的结果是（1）最古老的盘星的超金属丰度，（2）晕中最贫金属的组成部分与太阳附近的厚盘和薄盘之间的年龄差异很大。这些事实无疑是相互关联的，并再次提出了在太阳附近形成晕和银河系盘的事件的时间的适当方案的问题。[摘要]
2003-07-07 astro-ph
The Age of the Galactic Bulge
银河系中央隆起的主要恒星星族是古老的，金属丰度与太阳相近。这个年龄与古老的富金属球状星团球状星团和47 Tuccenda非常相似，后者的年龄为13 Gyr。Keck/HIRES的恒星成分测量结果证实了核球星的Mg和Ti含量增加。新的HST/NICMOS数据与控制银河系中央100 pc的旧恒星星族相一致。本文报道了M31核球的新的红外测光方法。虽然明亮的渐近巨星分支恒星在红外观测，数据是最符合一个老的恒星星族。
2001-08-07 astro-ph
The globular cluster system of an ``old'' merger: NGC 5018
我们研究了“老”合并星系NGC 5018的球状星团系统的性质。我们探测到一个相对较差的球状星团系统，根据颜色至少可以分为两个种群：一个是蓝色星团的小种群，年龄在几百万年到6千兆年之间，它的形成可能是由星系群中最后一次相互作用引起的;一个（可能是两个）古老的星团种群可以与原始星系相关联。(...)
1996-05-09 astro-ph
Reconstructing fossil sub-structures of the Galactic disk: clues from abundance patterns of old open clusters and moving groups
大规模化学标记的长期目标是利用恒星元素丰度作为银河系圆盘分散子结构的示踪剂。识别这些丢失的恒星聚集体并探索它们的化学性质将是理解盘形成和演化的关键。现今的恒星结构，如疏散星团和移动星群，是化学标记可行性的理想试验场，因为它们被认为是最初较大的恒星形成聚集体的残余。直到最近，文献中还缺乏对疏散星团和运动星团的高精度元素丰度研究。本文回顾了近年来疏散星团高分辨率丰度研究的进展，探讨了疏散星团的各种丰度变化趋势，并对大尺度化学示踪的前景进行了展望。
2008-10-13 astro-ph
Near IR photometry of the old open clusters Berkeley 17 and Berkeley 18. Probing the age of the galactic disc
本文报道了以老的疏散星团Berkeley~17和Berkeley~18为中心的两个$8 \times 8 \~(arcmin)^{2}$区的近红外（$J$和$K$带）观测结果，对这两个区域只存在光学测光（$B$、$V$和$I$带）。$J$和$K$光度法使我们能够通过Tiede等人（1997）校准的光谱金属丰度和红巨星分支（RGB）斜率之间的关系获得独立的星系团金属丰度估计。从色星等图（CMD）和光度函数（LF）分析，Berkeley~17含有金属元素$[Fe/H]~\sim~-0.35$。它是$9~Gyr$老，患有变红的$E(B-V) = 0.58 mag$，日心距离为$2.5 kpc$。伯克利~17出来大大年轻于以前的工作（年龄$\approx 13~Gyr$）。另一方面，Berkeley~18具有太阳金属丰度，并且比Berkeley~17年轻，年龄约为$4~Gyr$。虽然我们确认了Kaluzny（1997）的红化估计，但我们显著地修正了星团的距离，它位于距离太阳$4.5 kpc$的位置。这些结果对两个疏散星团被认为是最古老的银河系之间的年龄和银河系盘的演变提出了限制。没有比$8-9~Gyr$更老的星团表明银河系可能在13年前到$10~Gyr$前经历了一个恒星形成的最小值。
1998-12-15 astro-ph
Captured older stars as the reason for apparently prolonged star formation in young star clusters
年轻星团内存在较老的恒星，可以解释为恒星形成的时间尺度比前星团云核的自由落体时间更长。在这里的想法是探讨这些老恒星是不相关的恒星形成过程中形成的年轻星团，而是老场星的轨道集中的崩溃前集群云核心。出现两种效果：恒星轨道的聚焦导致年轻星团中心附近的场星密度增加。由于星系团形成时的势随时间变化，其中一些恒星可能会受到星系团的引力束缚。这些恒星表现出与新形成的恒星相似的运动学性质，并且不能根据径向速度或自行测量与它们区分开来。这样的污染可能会导致一个错误的年轻星团的恒星形成历史。在ONC的情况下，引力束缚的较老的低质量场恒星的理论数量与观测到的较老的低质量恒星的数量一致。
2006-11-28 astro-ph
Fundamental parameters of six neglected old open clusters
在本文中，我们提出了第一个$BVI$ CCD测光的六个被忽视的老疏散星团（伯克利44，NGC 6827，伯克利52，伯克利56，Skiff 1和伯克利5），并推导出其基本参数的估计，使用等时线从帕多瓦图书馆（Girardi等，2000年）。我们发现所有的星团都比毕宿星团更老，年龄从0.8（NGC 6827和Berkeley 5）到4.0（Berkeley 56）Gyr。后者是日心距离最远的旧疏散星团之一。在Skiff 1的视场中，我们发现了一个暗淡的蓝色主序星，与在银河系第二和第三象限的疏散星团背景中发现的主序星相同，通常被认为是大犬座吸积事件造成的。我们使用合成的色幅图方法和银河系模型来表明，这个人口可以很容易地解释为厚盘和晕人口向Skiff 1。最后，我们修改了旧的疏散星团年龄分布，表明先前建议的峰值在5 Gyr失去的重要性，作为额外的老集群被发现。
2006-06-28 astro-ph
Metallicity Estimates for Old Star Clusters in M33
Kong等人（2003）利用BC 96的理论恒星星族合成模型，提出了一些BATC颜色和颜色指数，可以用来解释年龄和金属丰度效应。他们发现L_{8510} / L_{9170}的通量比与年龄大于1 Gyr的恒星星族的金属丰度之间有很好的关系。本文根据Kong等的结果和Ma等（2001，2002 a，b，c）的X射线分光光度法，估算了邻近旋涡星系M33中31个老星团的金属丰度，其中23个是“真”的球状星团。结果表明，这些老团簇大多是贫金属的。我们还发现，这些老星团M33的年龄和金属丰度不随径向位置的变化。
2005-03-29 astro-ph
Star Clusters in the Galactic Anticenter Stellar Structure and the Origin of Outer Old Open Clusters
银河系正中心恒星结构（GASS）在几次大面积的巡天观测中被确认为具有过量的场星表面密度，以及一个不寻常的，由五个球状星团组成的弦状分组。其中至少有两个是弥漫的，年轻的“过渡”星团之间的开放和球状类型。在这里，我们提请注意这样一个事实，即四个{ \it年轻}的开放或过渡的集群扩展了以前确定的，字符串状的集群分组，至少有一个具有径向速度与以前发现的GASS速度-经度趋势一致。所有九个星团都位于一个与银河平面倾斜17 $\arcdeg$的平面附近。这个平面方位被用来搜寻内星系中其他潜在的星团成员，并且沿着同一平面和弦状序列发现了一些，{ \it包括几乎所有15个已知的外部老疏散星团}。潮汐吸积的矮卫星星系在低倾角轨道-也许GASS系统-似乎是一个合理的解释银河系的外部，旧的开放和过渡集群的起源。我们使用这些集群来探索推定的增生GASS祖年龄-金属丰度关系。最后，我们给出了星团BH 176中一颗恒星的第一径向速度，并讨论了它的意义。
2004-01-12 astro-ph
Eclipsing Binaries in the Old Open Cluster NGC 2243
我们报告在NGC 2243的中心部分发现了两个接触双星和两个分离的食双星。
1995-07-16 astro-ph
FSR0190 - Another old distant galactic cluster
我们正在进行一项大型计划，对Froebrich等人（2007）新发现的银河系星团候选者进行分类。本文介绍了FSR 0190（RA=20h05m31.3s，DEC= 33 deg 34 '09”J2000）的近红外跟踪观测结果。该星团位于银道面附近（l= 70.7302度，b=+0.9498度）。它显示了一个圆形的形状，一个相对大量的核心氦燃烧恒星-这清楚地区分了集群丰富的领域-但没有中央凝聚的恒星密度分布。我们计算出它的年龄大于7 Gyr，银心距为10.5kpc，距太阳10 kpc，消光为A_K=0.8mag。估计质量至少为1 E5 M_sun量级，绝对亮度M_V ≤-4.7等，这是Palomar型球状星团相当典型的性质。
2007-10-10 astro-ph
UBVI CCD Photometry of the Old Open Cluster Berkeley 17
介绍了NGC 188和Berkeley 17的UBVI CCD测光方法。颜色-星等图（CMD）的构建和达到过去的主序列关闭两个集群。用等时线拟合星系团的CMD来确定星系团的年龄。这些拟合被限制同意光谱金属丰度和红化的估计。星系团的年龄被确定为NGC 188的7.0+/-0.5 Gyr，伯克利17的10.0+/-1.0 Gyr，其中的误差指的是相对年龄测定的不确定性。这些年龄进行了比较，相对丰富的金属内晕/厚盘球状星团和其他老疏散星团的年龄。Berkeley 17和NGC 6791是最古老的疏散星团，年龄为10 Gyr。它们比厚盘球状星团年轻2 Gyr。这些结果证实了伯克利17是银河系中已知最古老的疏散星团之一，它的年龄为银河系盘的年龄提供了一个下限。
2005-12-05 astro-ph
Constraints on Cluster Formation from Old Globular CLuster Systems
星系晕中古老的球状星团系统（GCSs）的性质为我们提供了独特的视角，来了解在任何时代形成任何一般星团的物理过程。这里介绍的是从以下方面获得的信息的摘要：（1）特定频率（总人口）和空间结构（密度与银河系中心半径）的GCSs在早期类型的星系，因为它们涉及到的效率（或概率）的约束团簇形成，和（2）之间的星系团的质量和能量的缩放在设置其其他结构相关性的基本作用，以及作为气态原星团质量函数的恒星形成效率的可能含义。
2000-02-03 astro-ph
Old open clusters as key tracers of Galactic chemical evolution. I. Fe abundances in NGC 2660, NGC 3960, and Berkeley 32
我们获得了高分辨率的UVES/FLAMES观测样本的九个老疏散星团跨越广泛的年龄和银河系中心半径。该项目的目标是调查盘中的径向金属丰度梯度以及关键元素（α和Fe峰元素）的丰度。本文给出了NGC 2660（年龄~ 1Gyr，银心距8.68kpc）、NGC 3960（年龄~ 1Gyr，银心距7.80kpc）和Be 32（年龄~6-7 Gyr，银心距11.30kpc）三个星系团的金属丰度的计算结果。对于Be 32和NGC 2660，我们的研究提供了第一个基于高分辨率光谱的金属丰度测定。我们使用光谱代码MOOG进行了等效宽度分析，这使我们能够定义金属丰度标度并构建均匀样品。我们发现NGC 3960和NGC 2660的金属丰度非常接近太阳（[Fe/H]分别为+0.02和+0.04），而更老的Be 32的[Fe/H]= $-$ 0.29。
2006-07-19 astro-ph
Keck Spectroscopy of Young and Old Star Clusters in NGC 1023
本文给出了S 0型星系NGC 1023中11个老球状星团和附近伴星NGC 1023 A中2个年轻蓝色星团的Keck/LRIS光谱。对7个具有足够信噪比的老星系团的光谱分析表明，光谱和以前的光度金属丰度估计值之间普遍存在良好的一致性，但两个星系团的综合颜色对于它们的光谱金属丰度来说太蓝了。虽然星团的年龄没有得到很好的限制，但它们很可能与银河系的球状星团相似，而且肯定比5 Gyr更老。最明亮的GC样品显示出增强的氰，可能表明类似于在某些M31球状星团中观察到的丰度异常。对于NGC 1023 A中的两个蓝色星团，我们根据它们强的巴耳末线估计年龄在1.25亿到5亿年之间。总质量约为80000 Msun和60000 Msun的米勒-Scalo IMF和Z=0.004，使这些对象类似于年轻的人口稠密的集群在LMC。这两个年轻的星团可能是在NGC 1023 A的恒星形成活动增强期间形成的，这是由与NGC 1023的近距离相遇刺激的。
2001-11-28 astro-ph
A photometric study of the old open clusters Berkeley 73, Berkeley 75 and Berkeley 25
本文介绍了暗疏散星团Berkeley~73、Berkeley~75和Berkeley~25的CCD BVI测光。据我们所知，后两个是以前未研究过的集群。Berkeley~73是一个中等年龄的星团（年龄约为1.5 Gyr），Berkeley~75和Berkeley~25是两个年龄大于3.0 Gyr的老星团。我们还提供了集群大小的估计。非常有趣的是，所有这些星系团都远离银河系中心，在$R_{GC} \geq$ 16 kpc处，并且在银河系平面上相当高，在$|Z_{\odot}| \geq 1.5$ kpc处。因此，它们是探测银河系在这个方向的结构特性的重要目标，最近发现大犬座的过密度位于这个方向。
2005-06-24 astro-ph
CCD photometry of the old open cluster Collinder 261
本文介绍老疏散星团Collinder 261的UBVI测光。通过比较观测到的色星等图和基于恒星演化模型的模拟结果，我们以自洽的方式导出了星团的红化、距离和年龄：E（B-V）=0.25 $-$ 0.34，（m-M）$_0$ =11.7-12.0，年龄=7 $-$ 8 Gyr或9 $-$ 11 Gyr，这取决于所采用的恒星轨迹。与数据更吻合的模型结果表明，金属丰度最多为太阳能。
1996-07-16 astro-ph
Old open clusters: UBGVRI photometry of NGC 2506
本文介绍了疏散星团NGC 2506的UBGVRI测光。通过比较观测到的色星等图和基于恒星演化模型的模拟结果，我们以自洽的方式导出了星团的红化、距离和年龄：E（B-V）=0-0.07，（m-M）o = 12.6，年龄= 1.5-2.2 Gyr。这个星团显示了一个非常明确的次级序列，表明双星系统占了在颜色星等图中可见的星团成员的20%。
1997-07-07 astro-ph
The old metal-poor open cluster ESO 92-SC05: accreted from a dwarf galaxy?
对太阳圈外古老的疏散星团的研究可以对外盘的形成方案带来限制。特别是，矮星系的吸积被认为是该地区可能的机制。我们用BVI测光法测定了暗疏散星团ESO 92-SC 05的基本参数。颜色-震级图与帕多瓦等时线进行了比较，以得出年龄，红化和距离。我们得到红化E（B-V）= 0.17，老年龄为$\sim$ 6.0 Gyr。它是已知年龄超过5 Gyr的罕见疏散星团之一。发现该星团的金属丰度为Z $\sim$ 0.004或[M/H] $\sim$ -0.7，表明该星团可能是矮星系吸积的结果。
2008-05-14 astro-ph
Near-Infrared Photometric Study of the Galactic Open Clusters NGC 1641 and NGC 2394 Based on 2MASS Data
利用JHK的近红外CCD测光研究了银河系疏散星团NGC 1641和NGC 2394。这些集群从来没有被研究过，我们提供，第一次，集群参数;红化，距离，金属丰度和年龄。NGC 1641是一个古老的疏散星团，年龄1.6 +/- 0.2 Gyr，金属丰度[Fe/H] = 0.0 +/- 0.2 dex，距离模数（m-M）_0 = 10.4 +/- 0.3 mag（d = 1.2 +/- 0.2 kpc），红化E（B-V）= 0.10 +/- 0.05 ma。另一个老的疏散星团NGC 2394的参数估计为年龄= 1.1 +/- 0.2 Gyr，[Fe/H] = 0.0 +/- 0.2 dex，（m-M）_0 = 9.1 +/- 0.4 mag（d = 660 +/- 120件），E（B-V）= 0.05 +/- 0.10 mag。这两个老疏散星团的金属丰度和距离值与其它老疏散星团的金属丰度和银心距离之间的关系是一致的。我们计算了包括NGC 1641和NGC 2394在内的53个老的疏散星团的金属丰度梯度为δ [Fe/H]/δ Rgc = -0.067 +/-0.009 dex/kpc。
2006-11-20 astro-ph
A Search for Old Star Clusters in the Large Magellanic Cloud
我们报告的第一个结果的颜色星等图调查的25个候选人老LMC集群。对于几乎所有的样本，都有可能到达关闭区域，并且在许多聚类中，我们有几个主序列的幅度。年龄估计的基础上的巨大的分支集群和turnoff之间的星等差$δT_1$显示，没有新的老的集群被发现。候选人原来是中间年龄（1-3 Gyr）我们表明，明显的老年龄推断综合UBV颜色可以解释的组合产生的随机效应的明亮的恒星和光度误差的昏暗的集群躺在拥挤的领域。从钙三重态光谱的相对金属穷人的候选人也被证明是中间年龄。这一点，再加上它们位于盘的远处，产生了关于LMC盘的形成和演化的有趣限制。我们还研究了年龄分布的中间年龄和老年集群这一均匀的一组准确的相对年龄使我们能够作出改进的研究历史的团簇形成/破坏的年龄$>1$ Gyr。我们确认以前的迹象表明，显然没有团簇形成在LMC期间，从3-8 Gyr前，并有一个明显的时代的团簇形成开始3 Gyr前，在约1.5 Gyr前达到高峰。我们的研究结果表明，有几个，如果有的话，真正的老集群在大麦哲伦星系留下被发现。
1997-09-18 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
Planets in Stellar Clusters Extensive Search. V. Search for planets and identification of 18 new variable stars in the old open cluster NGC 188
我们开展了一个长期项目，即“广泛搜索星团中的行星”，在疏散星团中寻找凌日行星。在本文中，我们提出的结果NGC 188，一个古老的，而人口稠密的集群。我们已经监测了超过87个小时的集群，分布在45个夜晚。我们还没有发现任何好的凌日行星候选者。我们在星团中发现了18颗新的变星，使已识别的变星总数达到46颗，并为它们提供了跨越15个月的高精度光变曲线。
2008-11-18 astro-ph
Are the galactic bulga and bar the same ?
综述了从恒星计数到银河系中心的银河系结构研究所取得的成果。结果表明，存在一个古老的，富含金属的人口（Z=0.005-0.08; t=13-15 Gyr），可能是旧的银河系隆起。此外，发现了一个更年轻、金属含量更低的群体（Z=0.005-0.03}; t=8-9 Gyr），可能与其他研究中发现的三轴杆相关。在Baade's Window中，从恒星计数中获得的凸起/棒星的比率约为1/2。
1997-09-19 astro-ph
The old open clusters Saurer A, B and C revisited
本文报道了对老疏散星团Saurer A、B和C区域中心的3个视场的深（V $\approx$ 24.0）$VI$ CCD测光。对于被认为是已知最古老的疏散星团之一的Saurer A，我们也提供了一个比较场。根据光度分析，我们认为Saurer A与M 67一样老（$\approx$ 5 Gyrs），但更贫金属（Z=0.008）。此外，它也是迄今为止发现的银河系距离最远的疏散星团。至于秀拉B，它与NGC 2158非常相似，而且确实是中等年龄（1.8-2.2陀螺）和显着变红。在这种情况下，我们修改的年龄和距离相对于以前的研究，但我们不能清楚地建立簇金属丰度。最后，Saurer C的年龄约为2 Gyrs，但我们强调，其性质的精确测定受到重场星污染的阻碍。
2003-09-04 astro-ph
Star Cluster Evolution: From young massive star clusters to old globulars
年轻的大质量星团是由星系碰撞、合并和近距离相遇引发的剧烈恒星形成事件中最引人注目和最重要的最终产物。然而，问题仍然存在，是否至少有一小部分在河外星爆中大量出现的致密YMC可能是球状星团（GC）型天体的祖先。然而，由于缺乏统计学上显著的附近类似物体的样本，我们需要诉诸统计参数或对更遥远星系中的单个物体进行个案研究的艰苦方法。尽管最终解决这个问题存在固有的困难，但越来越多的观测证据支持曾经被认为是星系最古老的组成部分的GC今天仍在形成的假设。
2006-03-07 astro-ph
HST/ACS imaging of M82: A comparison of mass and size distribution functions of the younger nuclear and older disk clusters
我们介绍了对当前活跃的核星暴区域和M82星暴后盘面中的星团进行客观搜索获得的结果。使用F435 W（B）、F555 W（V）和F814 W（I）滤波器中的HST/ACS获得的图像用于搜索簇。我们检测到653个星团，其中393个位于M82星爆后星盘中心450 pc之外。在B=22 mag（M_B=-5.8）时，星系团的光度函数有明显的变化，我们从蒙特卡罗模拟中解释这是由于对微弱星系团的探测不完全，而不是一个内在的对数正态分布。我们从简单的恒星星族模型中推导出每个探测到的星团的光度质量，假设平均年龄为8百万年（核星团）或1亿年（盘星团）。盘（较老）和核（较年轻）星系团的质量函数遵循幂律，前者比后者稍微平坦（α = 1.8 +/-0.1）。亮于视翻转星等（质量> 2 E +4 Mo）的团簇的大小分布（半高宽）可用对数正态函数描述。对于质量大于1 E +5 Mo的星系团，该函数在10 pc处达到峰值，而对于较低的质量，该峰值对于较年轻的星系团略微偏移到较大的值，而对于较老的星系团则偏移到较小的值。所观察到的趋势扁平的质量函数与年龄，再加上一个过度丰富的老年紧凑的集群，意味着集群破坏M82都依赖于集群的质量和大小。
2008-02-13 astro-ph
The white dwarf cooling sequence in the old open cluster NGC 188
我们发展了老的疏散星团NGC 188的白矮星光度函数（LF），以便利用冷却序列的暗端来确定星团年龄的下限。为了产生一个广泛的冷却白矮星序列，我们在F555 W和F814 W过滤器中拍摄了星团中心的四个连续的HST-WFPC 2场。在对探测到的天体施加选择标准后，我们发现了一个白矮星冷却序列（低至V ~26.5），包括星团中的28个候选白矮星。暴露的深度不足以到达这个序列的末端，但是我们的分析结果使我们能够建立一个独立于适合集群关闭的等时线的集群年龄下限。发现的最古老的白矮星年龄约为4 Gyr，这一年龄完全取决于我们数据的光度极限。经典方法提供了1 ~7 Gyr的估计（Sarajedini等人，1999年）。
2002-06-12 astro-ph
3-Gyr-old Globular Clusters in the Merger Remnant NGC 1316: Implications for the Fate of Globular Clusters Formed During Gas-rich Galaxy Mergers
早型合并残留星系NGC 1316是一个理想的探测器，用于研究一次大合并对其球状星团（GC）系统的长期影响，我们在最近的一篇论文中报道了它的光谱学合并年龄为3 Gyr。在这里，我们报告了几个光度证据，表明NGC 1316中的第二代GC处于一个进化阶段，介于在年轻的合并残留物中发现的发光GC之间，例如（例如）。NGC 7252和在“正常的，老的”椭圆星系中发现的“红色”GC。在主要合并过程中形成的大质量第二代GC可以存活至少3 Gyr，这一观察提供了强有力的证据，表明这些星团可以具有“正常”质量功能，包括低质量恒星，因此它们可以存活到与“正常”椭圆星系类似的“老年”。
2001-08-13 astro-ph
From Young to Old: Spectral Models for Star Cluster Systems
演化合成模型的星团的各种金属，包括气体排放的电离恒星的寿命期间被用来模拟星团系统，包括两个人口：一个老的贫金属球状星团（GC）人口类似的银河系晕和第二GC人口的任意金属。我们调查的颜色分布和光度函数的时间演化的两个GC人口与E/S 0星系的观测比较。我们发现，GC人口的多通带数据提供了线索的相对年龄和金属含量的蓝色和红色的子种群，并帮助约束其母星系的形成方案。
2003-10-21 astro-ph
An optical and near IR study of the old open cluster NGC 2141
本文报道了老疏散星团NGC 2141区域的CCD光学（B和V通带）和近红外（J和K带）观测结果。通过结合两套测光（500颗恒星共同），我们得出新的估计集群的基本参数。我们确认该星团的年龄为2.5 Gyrs，但是，相对于以前的研究，我们得到了一个稍大的红化（E（B-V）=0.40），和一个稍短的距离（3.8 kpc）到太阳。最后，我们提出了亮度函数（LF）在V波段，这是另一个年龄指标。通过假设Kroupa等（1993）IMF高达$M_V$ =5.0，我们提供了一个很好的拟合从等时线推断的年龄范围。我们把这种微弱的不一致解释为大规模分离的证据。
2001-05-02 astro-ph
Variable Yellow and Red Stragglers in the Old Open Cluster NGC 6791
利用图像减影技术重新分析了一个老的疏散星团NGC 6791的两组存档时间序列观测资料。我们发现了四个新的变量。其中三个有自行数据，表明它们可能是集群成员。这些恒星的光度一起讨论的数据为两个较早确定的变量。分析的样本包括一个黄色和三个红色的离散。一颗正在发生蚀食的红离散星V9特别令人感兴趣。这颗RS Cvn型双星的星系团成员资格意味着它的冷组分处于热不平衡阶段。其中一颗变星是K型红巨星，其周期为0.33d，具有低振幅的光变。
2003-03-18 astro-ph
UBVRI CCD photometry of the old open cluster NGC 6253
介绍了老疏散星团NGC 6253的UBVRI测光。通过比较观测到的色星等图和基于恒星演化模型的模拟结果，我们以自洽的方式导出了星团的红化、距离和年龄：E（B-V）= 0.23-0.32，（m-M）$_0$ = 10.9 $\pm$ 0.1，金属丰度大约是太阳的两倍，年龄为$\simeq$ 3 Gyr。该集群有一个二元序列，即使通过现场污染可辨别，这表明约1/3的集群成员属于二元或多重系统。
1996-08-27 astro-ph
Detection of the old stellar component of the major Galactic bar
我们提出了近红外颜色-星等图和恒星计数沿银河系平面的一些地区。结果表明，在l=27 b=0的视线上，在5.7 ± 0.7kpc处有一个特征，其恒星密度至少是同一位置星盘密度的2倍，可能超过5倍。这个特征在H与J-H图上形成了一个明显的团块，在从凸起到l=28的所有经度上都可以看到，但没有一个经度比这更大。在l=20时，到特征的距离比l=27时远约0.5kpc，到l=10时，它已经与凸起合并，或者已经成为凸起。假设在l=27和l=21处也有一个非常年轻的恒星团，唯一能合理解释所看到的是一个半长约4kpc，位置角约43+-7的棒。
2000-07-17 astro-ph
Radial velocities and membership of stars in the old, distant open cluster Berkeley 29
伽利略国家望远镜的多缝光谱学被用来测量20颗恒星的径向速度，这些恒星位于旧的疏散星团伯克利29的方向上，伯克利29是我们银河系中已知的最远的星团。成员信息来自沿着所有红巨星分支的恒星，特别是靠近其尖端和红团。在与已知距离的疏散星团中的红团进行经验比较的基础上，用真正的星团成员样本将星团距离修正为约15 kpc。金属丰度[Fe/H] = -0.74 +/- 0.18也是使用光谱确认的红巨星的颜色来估算的。
2004-09-02 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
An Old Cluster in NGC 6822
本文给出了矮不规则星系NGC 6822中两个星系团的光谱。根据这些数据，我们推断星团VII的年龄为11 Gyr，[Fe/H] = -1.95 +/- 0.15 dex。星团VII似乎是贫金属星系球状星团的类似物。第六星系团被发现更年轻，更富含金属，年龄约为2 Gyr。它的金属丰度[Fe/H]约为-1.0 dex，与今天在NGC 6822中看到的气体相当。在NGC 6822中存在一个贫金属的老星系团，排除了这个星系化学演化的模型，具有显着的初始增强。我们发现，恒星形成率是恒定的，随着时间的推移，是在一个因素的两个现在的恒星形成率可以重现的两个点上的年龄-金属丰度关系的NGC 6822在过去的10 Gyr由这两个集群定义。
1998-03-04 astro-ph
Old open clusters: the interesting case of Berkeley 21
我们目前的CCD BVI测光的老疏散星团伯克利21，在银河系的反中心方向最遥远的集群之一，并可能是最低的金属丰度对象的疏散星团样本。它的位置和金属丰度使它对银河系盘的研究非常重要。使用合成色幅图方法，我们估计距离模量（m-M）0=13.4-13.6，红化E（B-V）=0.74-0.78（可能有差异吸收），年龄=2.2-2.5 Gyr。
1998-04-07 astro-ph
Lithium evolution in intermediate age and old open clusters: NGC 752 revisited
本文报道了中等年龄（~2 Gyr）疏散星团NGC 752的高分辨光谱观测结果.我们调查的李与Teff分布，我们得到一个新的准确的测定集群金属丰度。我们比较了NGC 752与其他年龄介于毕星团（~0.6 Gyr）到NGC 188（~6-8 Gyr）之间的中老星团的结果。我们发现NGC 752具有太阳铁含量（[Fe/H]=+0.01+/-0.04），与早期报告的太阳下金属含量不同。我们发现NGC 752的Li贫化程度比年轻的毕宿星团略高，其Li模式与2 Gyr年龄的IC 4651和NGC 3680几乎相同。至于后者的集群，我们发现，NGC 752的特点是由一个紧密的Li与Teff的太阳型恒星的分布，没有证据表明，一个Li蔓延大太阳年龄太阳金属量M 67中观察到的。我们讨论了这些结果的框架内的混合机制和锂耗尽的主序列（MS）。我们的结论是，在旧的疏散星团的Li丰度的大的分散的发展可能是一个例外，而不是规则（额外的观察旧的集群是必需的），和~0.2德克斯的顺序的金属丰度的变化不影响后的毕宿星团的年龄Li耗尽。
2004-07-15 astro-ph
The metallicity of the old open cluster NGC 6791
我们利用TNG上的SARG高分辨率摄谱仪观测了非常古老的富含金属的疏散星团NGC 6791中的四颗红团簇星，并计算了它的金属丰度。使用光谱合成技术，我们获得[Fe/H] = +0.47（+/-0.04，rms=0.08）dex的平均值。我们的方法进行了测试μ狮子座，一个研究丰富的金属场巨人。在6300 A和5086 A合成[O I]和C_2，得到NGC 6791的平均氧和碳丰度，发现[O/Fe] =~ -0.3和[C/Fe] =~-0.2。
2006-01-02 astro-ph
The Self-Enrichment of Galactic Halo Globular Clusters: the mass-metallicity relation
本文讨论了星系晕球状星团之间质量-金属丰度关系的存在性。在球状星团系统中，光度与金属丰度之间没有任何相关性，这一直被用来作为反对团簇形成的自富集模型的论据。我们表明，这样的关系是统计存在于银河系的老晕球状星团。这种观测相关性意味着质量最小的老星系团是最富金属的。这与以下观点相矛盾：如果球状星团是自富集系统，那么最富金属的星团也将是最大的。我们进一步表明，这种反相关性是预测的自富集模型。
2001-08-28 astro-ph
The Formation of Galaxies, the Formation of Old Globular Clusters and the Link with High-Redshift Objects
在这篇论文中，我们正在探索星系中古老的、贫金属的球状星团的性质。我们研究它们的性质是否与它们的宿主星系的性质有关，以及我们是否可以限制它们的形成。主要结果是，旧GC系统的平均金属丰度在-1.7 < [Fe/H] < -1.1（占总体的80%）的窄范围内。此外，没有发现之间的相关性的平均金属丰度和其他星系的性质，这意味着GC的形成独立的宿主星系。此外，我们试图确定旧的，金属贫乏的GC形成的网站，与任何目前已知的高红移对象。我们发现在红移1.6 < z < 4范围内阻尼Ly $α$系统的金属丰度与我们的GC金属丰度一致，这表明这些高密度中性气体天体可能是古老的贫金属球状星团的祖先。
2000-02-11 astro-ph
The age of old Magelanic Cloud clusters. I: NGC 2257.
本文给出了老麦哲伦球状星团NGC 2257的深CCD测光结果，测光值低至V=24.5。主要结果可概括如下：i）在V=18.7+-0.1处探测到RGB隆起，这与GGC中这一特征的确定是一致的; ii）NGC 2257似乎比典型的GGC年轻2-3 Gyr; iii）使用Buzzoni等人校准的R-方法估计氦丰度为Y=0.21+-0.03，1983.
1995-03-27 astro-ph
Trumpler 20 - an old and rich open cluster
我们发现，疏散星团Trumpler 20，与早期的发现相反，实际上是一个古老的银河系疏散星团。采用新的CCD测光和高分辨率光谱技术，得到了该星系团的主要参数。当[Fe/H]=-0.11时，一颗红巨星的金属丰度略低于太阳。最适合的颜色星等图是使用1.3 Gyr等时线与对流超调。在E（B-V）=0.46（B 0光谱型）处，该星团似乎有一个显著的红化，尽管对于红巨星，这种高红化产生的色温比光谱T_eff高出约200 K。Trumpler 20是一个非常丰富的疏散星团，包含至少700个比M_V=+4亮的成员。它可以在我们的研究中以20'x20'在可用的视场上延伸。
2008-09-25 astro-ph
Photometry of Magellanic Cloud clusters with the Advanced Camera for Surveys - I. The old LMC clusters NGC 1928, 1939 and Reticulum
本文给出了用ACS在HST上拍摄的大麦哲伦球状星团NGC 1928、1939和网壳的测光结果。F555 W和F814 W曝光导致这三个集群的高精度CMD。这是NGC 1928和1939的CMD首次公布。所有三个集群都具有CMD，其特征表明它们的年龄>10 Gyr，包括V~23处的主序列关闭和良好填充的HB。我们使用的CMD获得金属丰度和红化估计每个集群。NGC 1939是一个贫金属星系团，[Fe/H] = -2.10 +/- 0.19，而NGC 1928则是一个富金属星系团，[Fe/H] = -1.27 +/- 0.14。网壳的丰度介于两者之间，[Fe/H] = -1.66 +/- 0.12。这三个星团都是中等偏红的，其数值范围从网状星团的E（V-I）= 0.07 +/- 0.02和NGC 1928的E（V-I）= 0.08 +/- 0.02到NGC 1939的E（V-I）= 0.16 +/- 0.03。我们估计每个簇的HB形态。NGC 1928和1939拥有几乎完全由蓝色不稳定带的恒星组成的HB。相比之下，网室有一个中间的HB形态，恒星穿过不稳定带。使用各种测年技术，我们表明，这三个集群是同时代的对方和最古老的银河系和大麦哲伦球状星团，在~2 Gyr。因此，已知的老LMC球状星团的普查现在有15个，加上独特的，稍微年轻的星团ESO 121-SC 03。NGC 1939字段包含视线…
2004-04-13 astro-ph
X rays from old open clusters: M 67 and NGC 188
我们用ROSAT PSPC观测了老的疏散星团M 67和NGC 188.在M67中，我们探测到了各种各样的X射线源。一颗激变变星、一颗热白矮星、两颗接触双星和一些RS CVn系统的X射线发射与预期一致。两颗位于次巨星分支下方的双星、一颗带有冷白矮星的圆形双星和两颗轨道周期大于700 d的偏心双星的X射线发射令人费解。发现了NGC 188的两个成员，包括FK Com型恒星D719。另一颗可能的FK Com型恒星，可能不是NGC 188的成员，也被发现。
1998-08-28 astro-ph
The Globular Cluster Luminosity Function: New Progress in Understanding an Old Distance Indicator
本文综述了球状星团光度函数（GCLF）的最新观测数据和理论进展。众所周知，翻转星等（TOM）是一个很好的距离指标的早型星系的数据质量和足够数量的对象设置的限制。与来自表面亮度波动的距离与可用的TOM在V波段的比较揭示，然而，许多不一致的情况下。这些情况经常违反了在旧的球状星团系统中TOM只能用作距离指示器的条件。早期类型星系中存在的中间年龄人口可能是造成这些差异的原因。本文在模拟星系团系统动力学演化的基础上，讨论了年轻星系团系统光度函数与年老星系团系统光度函数之间的联系。最后，我简要介绍了为什么存在这样一个普遍的结构，如GCLF目前的想法。
2003-04-16 astro-ph
