Keck Spectroscopy of Globular Clusters in the Elliptical Galaxy NGC 3610
我们提出了中等分辨率的凯克光谱的九个候选球状星团在可能的合并残余椭圆星系NGC 3610。其中8个天体似乎是NGC 3610的真正球状星团。我们发现，两个集群属于一个老的金属贫人口，五个老的金属丰富的人口，只有一个中间年龄的金属丰富的人口。中期年龄星团的估计年龄为1-5 Gyr，这与早期对合并年龄的估计一致，并表明该星团是在合并期间形成的。然而，五个古老的富金属星系团的存在表明，NGC 3610中大量的富金属星系团可能来自祖先星系，尽管古老和中等年龄的富金属星系团的全球比例仍然非常不确定。
2002-11-09 astro-ph
SPIFFI observations of the starburst SMMJ14011+0252: Already old, fat, and rich by z = 2.565
利用ESO VLT上的红外暗场成像光谱仪（SPIFFI），我们获得了z = 2.565的发光亚毫米星系SMMJ 14011 + 0252的J、H和K波段积分场光谱。一个全球光谱揭示了这个空间分辨系统的两个组成部分中较亮的一个，作为一个强烈的星暴，在它被观察到的早期时期是非常古老、巨大和富含金属的。我们看到了一个强烈的巴耳末间断，这意味着一个> 1亿年的恒星持续形成的时间尺度，以及星云发射线比率，这意味着在大空间尺度上的超太阳氧丰度。总的来说，这个系统在短短几百万年的时间内就迅速地将大量重子物质转化为恒星。因此，我们的研究增加了新的论据，越来越多的证据表明，亚毫米星系比莱曼破碎星系更大，更多的高红移比目前的半分析模型预测的星系演化。
2004-03-17 astro-ph
Self-Induced Formaton of Metal-Rich Globulars in Bulges?
综上所述，最新的关键观测假设：（i）在凸起中的老的富含金属的球状星团种群（MRGCPs）能够形成，由于本质上增加，自我（内部）诱导的恒星形成率（SFR）在主机，而星系合并发挥了额外的作用;（ii）在不规则的大质量星团种群（MSCPs）可能是年轻的，不太突出的对应物的老MRGCPs在球状体。
2003-09-19 astro-ph
Old Metal-rich Globular Cluster Populations: Peak Color and Peak Metallicity Trends with Mass of Host Spheroids
我们解决的问题的影响因素的峰值颜色趋势的老富金属球状星团（MRGC）人口与质量的主机，早型星系和球状子系统的螺旋（球体）。在年龄效应很小或可忽略不计的假设下，色量趋势通常转换为金属量趋势。虽然对MRGC种群年龄的直接估计既不能排除也不能可靠地支持种群的年龄趋势，但关于球体形成时间的关键数据和其他间接证据在某种意义上暗示：球体越大，平均年龄越大。我们发现，MRGC种群的允许年龄趋势对其峰值颜色趋势的贡献可以达到约50%。在这种情况下，颜色趋势的可比值约为30%，这是由于α-元素比率系统变化的δ [α/Fe]约为0.1至0.2 dex，因为[α/Fe]比率与年龄之间存在相关性。因此，[Fe/H]比值的系统性变化在贡献者中可能不太重要，其范围比通过假设没有年龄趋势而推导出的相应范围低许多倍，即δ [Fe/H] ~ 0.1或甚至没有。
2007-05-15 astro-ph
Massive Star Cluster Populations in Irregulars as Probable Younger Counterparts of Old Metal-Rich Globular Cluster Populations in Spheroids
属于不同质量的球状体的GC的富金属（MR）群体的峰值金属丰度落在稍微保守的-0.7 <=[Fe/H]<=-0.3范围内。事实上，如果考虑到可能的年龄效应，这个金属丰度范围可能会变得更小。像LMC这样的不规则星团，其形成时间较长，恒星形成效率较低，不包含[Fe/H]>-1.0的MRGCs，但它们被观察到形成质量超过10^4 Msol的年轻/中期大质量星团（MSC）。人们普遍认为，它们的形成是一个完全依赖于外部因素的偶然过程。通过对大麦哲伦星系中的星族及其宿主（包括星族星团）的数据分析，我们发现它们的最可能平均金属丰度落在-0.7 <=[Fe/H]<=-0.3之间，与MRGCs的峰值金属丰度一样，与相互作用的信号无关。此外，无论是大麦哲伦星云中的盘巨星金属丰度分布函数（ψ），还是大质量球状体晕中老巨星的金属丰度分布函数（MDF），在[Fe/H]~-0.5附近都有显著的增加。这与星系中SF活动与其金属丰度之间的相关性一致。在球状体中的旧MRGCs和不规则星系中的MSC种群的形成可能发生在宿主星系化学演化的同一阶段，并且与在大质量球状体中很快实现的相同金属丰度周围的宿主中基本上增加的SF活动有关，稍后在低质量球状体中，更晚在不规则星系中。（节录）
2006-05-23 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
New HST Views at Old Stellar Systems
HST最近揭示了许多最大质量的球状星团中拥有多个恒星星族，最令人惊讶的是，其中一些非常富含氦。这些星团是如何设法产生如此复杂的恒星星族的，以及是什么过程导致如此戏剧性的氦富集，是今天恒星系统天体物理学中最令人兴奋的谜题之一。HST还有助于证明我们银河系和M31的凸起都是由古老的恒星星族主导的，与银河系球状星团同时代。超深HST影像也显示，M31晕的一个主要组成部分是富含金属的，而且比古老的球状星团年轻得多。
2007-08-09 astro-ph
The Age, Extinction and Distance of the Old, Metal-Rich Open Cluster NGC 6791
利用最新的输入物理计算了一个广泛的富金属等时线网格，以与旧的富金属疏散星团NGC 6791进行比较。这些等时线同时适用于BV和VI色星等图，两种颜色所需的成分、红化和距离模数相同。我们的最佳拟合等时线假设[Fe/H] =+0.4，换算太阳丰度比，dY/dZ = 2（Y = 0.31），这与主要层序所有点的数据都非常吻合。由此得到的年龄为8 Gyr，E（B-V）= 0.10和（m-M）_v = 13.42。派生的集群参数是相当强大的等时线[Fe/H]和氦丰度的变化。所有可接受的拟合表明0.07 < E（B-V）< 0.14$，13.29 <（m-M）_v < 13.46，并且NGC 6791具有8.0+/-0.5 Gyr的年龄。拟合还表明dY/dZ介于1和3之间。像太阳一样低的金属丰度显然被排除了，dY/dZ = 0也是如此。与以前的等时线研究的比较表明，派生的变红主要是由于我们使用的最新的颜色变换，而年龄取决于颜色和输入的物理。我们的等时线提供了一个很好的适合毕宿星团零年龄的主要序列确定的依巴谷，提供证据表明，我们推导的红化和距离模量是可靠的。
1998-12-04 astro-ph
The Effects of Age on Red Giant Metallicities Derived from the Near-Infrared Ca II Triplet
我们获得了5个银河系球状星团和6个老的疏散星团（5个已公布金属丰度，一个以前未测量）中116颗红巨星在7500-9500埃区域的光谱，分辨率为2.5埃。信噪比范围为20 - 85。我们测量的红外钙II三重吸收线在每个恒星的等效宽度，并比较集群的金属丰度从文献中。利用Carretta & Gratton标度的球状星团丰度和Friel等人编制的疏散星团丰度，我们发现[Fe/H]和Ca II线强度之间存在线性关系，范围为-2 < [Fe/H] < -0.2，年龄为2.5 - 13 Gyr。没有证据表明年龄对金属丰度校准的影响。利用这种校准，我们发现旧的疏散星团Trumpler 5的金属丰度为[Fe/H] = -0.56 +/-0.11。考虑到已知金属丰度的10个簇移动到一个共同的距离和变红，我们发现，由水平分支/红团的大小与金属丰度和年龄的变化引入的额外的金属丰度误差是+/-0.05德克斯的顺序，这可以忽略不计相比，在我们的方法中的内在散射。结果进行了讨论的背景下，丰富的测定红巨星在本群星系。
2003-09-23 astro-ph
Direct Evidence for Dynamical Evolution of Luminosity Functions of Globular Cluster Systems: HST/ACS observations of the 3-Gyr-old merger remnant NGC 1316
最近观测到的球状星团（GCs）在中间年龄（2-4 Gyr老），早期型合并残留物提供了迄今为止的“失踪环节”之间的年轻合并残留物和“正常的”椭圆星系的GC子系统的形式与人口合成模型预测的年龄和~太阳金属丰度一致的颜色和光度。在这里，我们提出了新的，深入的观察GC系统的中期合并残留物NGC 1316，使用哈勃太空望远镜上的ACS相机，这使我们能够创建光度函数（LF）作为银河系中心半径的函数。我们发现，内部的50%的“红色”GC系统显示了一个明确的营业额在其LF，在约1马格比“老”的蓝色GC微弱。这构成了直接的动力学证据，即在富含气体的合并过程中形成的富含金属的GC种群可以演变成“红色”的富含金属的GC种群，这些种群在“正常”的巨型椭圆星系中无处不在。
2004-04-08 astro-ph
Spectroscopic investigation of old planetaries IV. Model atmosphere analysis
本文报道了用NLTE模式对27颗老行星状星云（PN）富氢中心星进行大气分析的结果。这些恒星是从本系列之前的一篇论文中选出的，在那里我们总共对38颗中心恒星进行了分类。大多数被分析的中心恒星填补了先前报道的富氢进化序列中的空白。我们的观测结果暗示了富氢和贫氢中心星/白矮星存在两个分离的光谱演化序列。这与理论演化计算相一致，理论演化计算预测大多数后AGB恒星到达白矮星区域时，具有大约1000毫米厚的氢包层。10^-4 Msun。我们确定恒星质量的演化轨迹的比较，并得出一个质量分布的富氢中心恒星的老PNE。峰值质量和分布的一般形状与最近测定的白矮星质量分布一致。大多数分析过的恒星的性质都可以用标准的后AGB演化来解释。然而，对于样本中的八颗星，必须调用其他场景。在老PNe中心恒星的光球中观测到广泛分布的氦丰度。结果表明，氦丰度和光度之间存在良好的相关性。据推测，当恒星的光度低于L = 300 L时，太阳开始耗尽，氦丰度随着光度的降低而稳定地降低。这种相关性的存在是在定性协议与最近的理论计算重力沉降存在的恒星风。
1999-08-17 astro-ph
Blue Horizontal Branch Stars in Old, Metal-Rich Stellar Systems
20年前，Burstein等人（1984）提出，强烈的CN和H β吸收意味着仙女座星系（M31）中的球状星团的年龄更年轻，除非主序星上方或水平分支上的蓝色恒星非常突出。在这里，我们测试这些建议，通过拟合详细的中紫外（2280- 3120 A）和光学（3850- 4750 A）光谱的一个中等金属丰富的M31球状星团，G1。我们探索了广泛的非太阳温度和丰度比的影响，通过结合一小组理论恒星光谱，如彼得森等人（2001），使用广泛更新的原子线常数计算。为了匹配G1的中紫外光通量，我们发现必须包括Teff >= 8000 K的热分量。我们得到了一个很好的适合冷和热的蓝色水平分支（BHB）的明星，但不太满意的适合蓝色离散星，那些热的主序星关闭。G1色星等图确实显示了冷的BHB恒星，其巨大分支的颜色支持我们推断的太阳值的六分之一的金属丰度。最佳拟合模型的关闭温度与银河系球状星团和场晕中关闭星的关闭温度一致，表明G1是冷的。由于富含金属的冷BHB和极蓝的HB星现在已经在我们自己的银河系中被发现，我们建议这些热的水平分支恒星被认为是在拟合光谱的金属丰富的人口，如仙女座球状星团，以避免可能低估他们的年龄。我们计划将相关的光谱计算作为哈勃宝库计划的一部分。
2003-01-21 astro-ph
Revisiting the Globular Cluster System of the Merger Remnant Elliptical NGC 3610
我们获得了动态年轻的椭圆星系NGC 3610中6个候选球状星团（GC）的Keck谱，补充了我们先前对8个已确认GC的Keck谱（Strader et al. 2003）。我们的新候选人中有五位被确认为GC。在13个GC中，有11个位于7 kpc的K波段有效半径内。在这13个星团中，有2个是年轻的（~ 2Gyr）和非常富金属的（[Z/H] ~ +0.5），3个是年老的和贫金属的，其余8个是年老的和富金属的。年轻星系团的年龄与最近的光谱年龄估计值1.6+/-0.5 Gyr（Denicolo et al. 2003）相一致，并表明这些星系团是在盘-盘合并中形成的，这可能创造了NGC 3610。有趣的是，这两个年轻的GC都有[alpha/Fe] ~+0.3，而大多数老的星系团没有α增强，这与银河系和M31 GC相反，也与核合成计算的预测相反。这两个古老的GC亚群可以归因于合并的祖细胞。旧的和新的富含金属的GC的相对数量的限制很差，因为预期的差异，在径向分布的两个亚群。然而，根据我们的光谱结果和哈勃太空望远镜的色星等图（惠特莫尔等，2002年）与恒星星族模型的比较，我们认为，超过一半的富含金属的GC可能是老的。
2003-10-21 astro-ph
vbyCaHbeta CCD Photometry of Clusters. VIII. The Super-Metal Rich, Old Open Cluster NGC 6791
本文报道了富金属老疏散星团NGC 6791的中带vbyCaH β系统的CCD测光。初步分析得出[Fe/H]高于+0.4，红化程度极高，年龄低于5 Gyr。通过对（b-y）_0和[Fe/H]在给定温度下的校正，发现传统的色-金属丰度关系低估了高金属丰度时的暗变星的色。根据修正后的关系式，来自hk的金属丰度和NGC 6791的红化变为[Fe/H] = +0.45 +/- 0.04和E（b-y）= 0.113 +/- 0.012或E（B-V）= 0.155 +/- 0.016。使用相同的技术，对NGC 6253的光度测定进行再分析，得到[Fe/H] = +0.58 +/-0.04和E（b-y）= 0.120 +/- 0.018或E（B-V）= 0.160 +/- 0.025。所引用的错误包括内部错误和外部错误。对于NGC 6791，来自m_1的金属丰度比来自hk的金属丰度低2倍，这一结果可能与来自团簇的DDO光度法的持续低金属丰度和来自高色散光谱的C缺乏有关。E（B-V）是从银河系红化地图预测的相同值。当E（B-V）= 0.15和[Fe/H] =+0.45时，现有的等时线预测年龄为7.0 +/-1.0 Gyr，表观模量为（m-M）= 13.60 +/-0.15，主要的不确定性来源于等时线之间的不一致。对NGC 6253的再分析证实，在hk和m_1金属丰度标度上，NGC 6253的年龄虽然…
2006-12-19 astro-ph
Deep Luminosity Functions of Old and Intermediate-Age Globular Clusters in NGC 1316: Evidence for Dynamical Evolution of Second-Generation Globular Clusters
哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机已被用来获得巨大的早期型星系NGC 1316的深高分辨率图像，这是一个明显的合并残留物。这些观测结果取代了先前较浅的观测结果，这些观测结果揭示了中间年龄（~ 3 Gyr）的富含金属的球状星团的存在。我们总共检测到1496个候选聚类，几乎是之前WFPC 2图像的4倍。我们确认的双峰的颜色分布的集群，即使在V-I，峰值颜色0.93和1.06。大量的检测到的集群，使我们能够评估的球状星团光度函数作为一个函数的银河中心半径。我们发现，内部的50%的中间年龄，富含金属（“红色”）人口的集群的光度函数显着不同的外部50%。特别是，内部50%的红色星团的光度函数显示出明显的平坦化，这与比蓝色星团的营业额暗约1.0等的营业额一致。这构成了第一个直接的证据，富金属的星系团人口形成的主要合并过程中的气体丰富的星系团可以动态演变（通过中断过程）成红色，富金属的星系团人口是无处不在的“正常”的巨型椭圆。
2004-08-05 astro-ph
The chemical abundance of the very metal rich old Open Clusters NGC 6253 and NGC 6791
在一个项目的框架内，旨在以均匀的方式导出属性，（年龄、距离、红化和详细的化学丰度），给出了老疏散星团的金属丰度和轻元素丰度比银河系疏散星团NGC 6253和NGC 6791中的C、N、O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti和重元素（Cr、Mn、Ni、Ba、Eu）。我们对NGC 6253中四颗红团簇星的UVES和FEROS摄谱仪的高分辨率光谱进行了光谱合成。我们还确定了SARG观测到的NGC 6791中四颗红色团簇星的相同元素丰度，我们在之前的论文中推导了大气参数以及铁，碳和氧丰度（Gratton等人，2006）。NGC 6253的平均金属丰度为[Fe/H]=+0.46（rms = 0.03 dex，系统误差= 0.08 dex），这是通过对Fe线进行广泛的光谱合成得到的。这个中等年龄的星团在化学成分上与老的疏散星团NGC 6791非常相似。C、N、O没有表现出任何显著的丰度分散;它们在NGC 6253和NGC 6791中相对于太阳值都是丰度不足的。我们还发现，在这两个星团中测量的任何元素都没有明显的星-星散射，可能除了NGC 6791中的Na。这两个星系团的丰度非常相似，除了Mg，在NGC 6791中过量，而在NGC 6253中没有。两者都有太阳尺度的阿尔法元素丰度。我们已经比较了我们的丰度比与文献值的磁盘巨星和矮星和凸起的巨人，发现一个普遍良好的协议运行的元素比与[Fe/H]的磁…
2007-06-19 astro-ph
Old Globular Clusters Masquerading as Young in NGC 4365?
对NGC 4365中的22个球状星团（GC）进行了高信噪比、低分辨率的光谱测量。其中一些被选为可能代表一个中间年龄（2-5 Gyr），非常富含金属的GC亚群。这种亚群的存在是从这个典型的室女座椭圆星系中GC不寻常的光学和近红外颜色分布推断出来的。然而，从舔指数得出的年龄一致的所有GC在我们的样本中的平均年龄。金属丰度的集群显示了一些证据的三峰分布。最贫金属和最富金属的峰值与这种光度的椭圆星系的预期值一致，但似乎有一个额外的中间金属丰度峰值位于它们之间。新哈勃太空望远镜的测光结果与此一致。一种可能的情况是，在早期的数据中，这三个峰值合并成一个单一的广泛分布。我们的研究结果表明，这是很难确定中年GC亚群单独与光度，即使是光学和近红外颜色使用。
2005-02-22 astro-ph
Evidence for An Intermediate-Age, Metal-rich Population of Globular Clusters in NGC 4365
我们提出的光谱球状星团（GC）的椭圆星系NGC 4365，获得与LRIS光谱仪的凯克一号望远镜。先前的研究表明，NGC 4365中GC的光学颜色分布缺乏球状星团系统中常见的双峰结构，只显示出单一的宽峰。GC光谱上Balmer线指数（H β、H γ和H δ）的测量结果支持Puzia等人最近的建议，基于光学和近红外测光，NGC 4365中的一些星团是中等年龄（2-5 Gyrs）和富金属（-0.4<[Z/H]<0），而不是老（~10-15 Gyrs）和贫金属。我们还发现了一些真正的贫金属，老集群，这表明两个人口的年龄和金属合谋产生单一的广泛分布观察到的光学颜色。
2002-11-19 astro-ph
The Peculiar Globular Cluster System of the S0 Galaxy NGC 7457
介绍了S 0星系NGC 7457中球状星团的HST测光和Keck谱学。GC的V-I色星等图缺乏大多数早期类型星系中存在的明显双峰性;可能有大量的中间色天体。在13个光谱观察到的GC中，有两个异常富含金属，并具有明亮的[O III]发射线。我们的结论是，一个可能拥有行星状星云，另一个可能是超新星遗迹。这种发射线天体在中等年龄的恒星星族中应该比在老恒星族中更常见。因此，我们建议，除了典型的老富金属和老贫金属GC亚群，可能有第三个亚群的中间年龄。这样一个亚星群可能在2-3 Gyr前形成，与支配星系中心恒星星族的恒星形成事件相同。
2008-04-28 astro-ph
Metal-rich globular clusters in the galactic disk: new age determinations and the relation to halo clusters
用我们最新的α增强恒星模型对银盘球状星团47 Tuc、M71和NGC 6352进行了新的年龄测定。我们发现这三个星团的年龄都在9.2 Gyr左右，因此与最古老的圆盘状白矮星是同时代的。提出了几个参数，表明这些集群的恒星的初始氦含量接近太阳的。我们还重新审视了总共28个晕簇，我们使用更新的[Fe/H]标度。这个新的金属丰度尺度导致平均年龄减少约0.8 Gyr相对于我们以前的结果。我们比较预测的集群距离，这是由于我们的测年方法，与最近的距离的基础上，当地的次矮星的依巴谷天体。我们进一步证明，对于最富金属的集群标度太阳等时线不再可以用来取代α增强在相同的总金属丰度。提出的年龄测定的影响进行了讨论的背景下，银河系的形成历史。
1998-02-06 astro-ph
A new twist to an old story: HE 0450-2958, and the ULIRG$\to $(optically bright QSO) transition hypothesis
本文报道了对有争议的类星体/星系对HE 0450- 2958的CO J=1- 0和J=3- 2谱线辐射的干涉成像。{ \it发现探测到的CO J=1- 0谱线发射与扰动伴星系有关，而不是与发光类星体有关，}并暗示了$\rm M_{gal}(H_2)\sim (1-2)\times 10^{10} M_{\odot}$，它是其CO发光区动力学质量的$\ga 30% $。这个星系是由这个巨大的气体储存器提供燃料的，它是一个强烈的恒星爆发的地点，$\rm SFR\sim 370 M_{\odot} yr^{-1}$，将它牢牢地置于超亮红外星系（ULIRGs，$\rm L_{IR}>10^{12} L_{\odot}$）的上部气体丰富/恒星形成端。这使得HE 0450- 2958成为第一个极端的恒星暴和强大的类星体活动，密切相关（由强烈的相互作用触发），但不是巧合。类星体本身缺乏CO辐射，这使得富含气体的螺旋星系（窄线塞弗特~1活动星系核的典型宿主）的可能性降低，从而重新引发了关于其宿主星系的争议。最后，考虑到HE 0450- 2958和类似的红外暖类星体被认为是典型的ULIRG $\to $（光学亮类星体）跃迁候选者，我们的结果提出了这样的可能性，即有些可能只是{ \it富气/贫气（例如螺旋/椭圆）星系相互作用}，它“激活”了贫气星系中的光学亮无遮蔽类星体，以及富气星系中的星暴。我们认为…
2008-05-21 astro-ph
Dynamical Evolution of Globular Cluster Systems formed in Galaxy Mergers: Deep HST/ACS Imaging of Old and Intermediate-Age Globular Clusters in NGC 3610
哈勃太空望远镜上的ACS相机被用来获取巨大椭圆星系NGC 3610的深层图像，这是一个公认的耗散星系合并遗迹。这些观测结果取代了之前WFPC 2的图像，这些图像显示了一群富含金属的球状星团（GC）的存在，年龄在1.5-4 Gyr之间。我们总共检测到580个GC候选者，比之前的WFPC 2图像多46%。新的光度法加强了以前发现的双峰的颜色分布的GC的意义。蓝色和红色亚群的V-I峰值颜色分别为0.93 +/-0.01和1.09 +/-0.01。的光度函数（LF）的内部50%的富金属（“红色”）人口的GC显着不同的外部50%。特别是，内部50%的红色GC的LF显示出与周转一致的平坦化，其周转比蓝色GC LF的周转弱约1.0等。这与最近的GC破坏模型预测的上述年龄范围和金属丰度是一致的，与人口合成模型预测的红色GC的峰值颜色。我们确定了NGC 3610中GC的特定频率，并发现S_N = 1.4 +/- 0.6。我们估计，在10 Gyr年龄时，这个值将增加到S_N = 3.8 +/- 1.7，这与“正常”椭圆星系的典型S_N值是一致的。我们的研究结果构成了进一步的证据，支持的概念，富金属的GC人口在涉及富含气体的星系的主要合并过程中形成的动态演变（通过中断过程）成红色的，富含金属的GC人口是无处不在的“正常”巨型椭圆。
2007-02-19 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
Massive stars exploding in a He-rich circumstellar medium III. SN 2006jc: IR echoes from new and old dust in the progenitor CSM
我们目前的近红外和中红外（IR）测光数据的类型Ibn超新星（SN）2006 jc获得与英国红外望远镜（UKIRT），双子座北望远镜，和斯皮策太空望远镜之间的86天和493爆炸后。我们发现，SN 2006 jc的红外行为可以解释为从两个表现形式的拱星物质的红外回波的组合。近红外辐射的大部分来自于新凝聚的尘埃在冷致密壳层（CDS）中的红外回波，所述冷致密壳层（CDS）是由喷出物向外冲击与由前体在大约两年前的SN爆炸中的亮蓝变星（LBV）样爆发中喷出的星周物质的致密壳层的相互作用产生的。CDS尘埃质量在230天达到适度的3.0 x 10^（-4）M（太阳）。虽然之前已经提出过一个事件（SN 1998 S）在喷出物向内冲击后面形成的CDS内的尘埃凝结，SN 2006 jc是第一个显示出在喷出物向外冲击后面形成的CDS中尘埃凝结的证据。在以后的时代，大量的和不断增长的贡献，红外通量产生的红外回波，从预先存在的灰尘在祖风。预先存在的CSM尘埃的质量至少为~8 x 10^（-3）M（太阳）。因此，这项工作增加了核心坍缩超新星祖先的质量损失可能是宇宙中尘埃的主要来源的证据。然而，再一次，我们没有看到直接的证据表明超新星的爆炸除了产生非常少量的尘埃之外还产生了任何东西。
2008-06-03 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
Open clusters as tracers of the evolution of the Galaxy
本文给出了我们所知甚少的疏散星团Cr 261、Be 18、Be 54、Tr 5和BH 176的深色星等图。所有簇都是年龄为\geq 4 Gyr的旧对象。BH 176是一个古老的疏散星团，也是一个年轻的球状星团。在Cr 261、Be 54和BH 176的中心部分发现了V-I>3的极端红巨星。这三个天体是富含金属的星团的候选者。
1994-11-18 astro-ph
Metal-Rich Globular Clusters: an Unaccounted Factor Responsible for Their Formation?
目前尚不清楚，但很可能是“化学因素”可能是负责形成老的富含金属的球状星团（MRGCs）的球状体，以及他们的对立面，年轻（中间年龄）的大质量星团（MSC）的不规则。它们的形成可能发生在宿主星系化学演化的同一阶段，并且与在相同金属丰度Zsol/3（[Fe/H]~-0.5）附近宿主星系中SF活动的显著增加有关。在大质量的球状体中很快就能实现，稍后在质量较低的球状体中实现，而在不规则天体中实现的时间要晚得多。
2006-05-03 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
Extragalactic Globular Clusters: Old Spectroscopic Ages and New Views on Their Formation
我们提出的Keck光谱的河外球状星团（GC）的样本中的8个星系，从矮到大质量椭圆星系的荟萃分析的结果。通过与银河系GC的比较，我们推断了这些星系中贫金属和富金属GC的年龄。这两个亚群似乎都不比银河系的同类年轻，年龄都在10亿年以上。这是年龄被光谱限制的星系中最大的样本。我们的研究结果支持了大质量星系在高红移时大部分GC的形成。我们提出了一个方案的GC亚群的形成，综合方面的吸积和原位方法的背景下，星系形成通过分层合并。
2005-06-13 astro-ph
A Rich Cluster of Galaxies Near the Quasar B2 1335+28 at z=1.1: Color Distribution and Star-Formation Properties
我们先前报道了在z=1.086的射电大声类星体B2 1335+28周围有一个显著的红色星系团（R-K=3.5- 6）。本文在类星体红移处建立了富星系团的存在，并通过对光度数据的进一步详细分析，研究了团星系的性质。星系团中星系的颜色分布相当广泛，蓝色星系的比例（\sim 70%）比中红移星系团大得多。使用进化合成模型，我们表明，这种颜色分布可以解释的星系与不同数量的恒星形成活动与旧的恒星星族混合。值得注意的是，大约有十几个星系显示出非常红色的光学近红外颜色，但也显示出相对于被动演化模型的显著紫外线过量。它们可以被解释为具有少量恒星形成的古老早期型星系。事实上，紫外线过量的红色星系比静止的红色星系更丰富，这表明这个星系团中的大部分老星系在某种程度上仍然在形成恒星。然而，在R-K与K色星等（C-M）图上可以清楚地识别出一系列静止的红星系。它们的C-M关系的斜率和零点似乎与在z=1.1时观测到的现今星系团椭圆星系的C-M关系的前兆相一致。我们估计的阿贝尔丰富类的集群是R \sim 1。新的X射线数据给出了星系团亮度的上限为L_x < 2 10^{44} erg s^{-1}。对更宽的光学图像的检查揭示了一些明亮的结构，表明整个系统在动力学上仍然是年轻的。
1999-10-02 astro-ph
A Search for Planets in the Old Open Cluster NGC 6791
我们描述的搜索结果的过境所造成的巨大行星掩星的老，富含金属的疏散星团NGC 6791的基础上，从8个晚上的观测与2.54米北欧光学望远镜的BVI色测光的恒星。为了提取光变曲线，我们使用了PSF测光（DAOPHOT）和差分成像技术（ISIS）。我们重新分析了早期活动的观测结果，以寻找多次凌日，确定长周期变量的周期，并检测食双星。我们确认了20个已知的变星，并发现了22个新的低振幅变星，振幅范围为7- 40毫等，周期为1- 16天。我们已经发现了两个食双星的新的和旧的测光运动的基础上的主和次日食。寻找类似凌日的事件已经发现了一些单凌日的候选者。在1.0- 2.5小时的时间内，V和I过滤器的凌日深度都是10毫等，但需要进一步的观测来确定是否在这些相同的恒星中重复发生相同的凌日事件。
2003-08-05 astro-ph
Formation of Globular Clusters in Merging Galaxies
富含气体的星系的碰撞和合并引发了恒星和团簇形成的爆发。在一次大的合并过程中通常会形成数千个星团，只有最大和最紧凑的巨型星团作为球状星团（GC）幸存下来。在<1 Gyr的合并残留物中，这些“第二代”GC以数百个大约太阳金属量的年轻晕团出现。它们可能的后代，富含金属的中等年龄（2 - 5 Gyr）的GC，最近在大约10个椭圆星系中被发现，在那里它们看起来像是稍微过亮的红色GC，光度函数仍然是幂律的。它们的颜色和径向分布表明，它们演化成在古老的椭圆星系中观察到的红色富金属GC。有很好的证据表明，第二代GC是由合并引起的星爆中压力迅速增加而形成的巨大分子云。这个机制支持了宇宙再电离过程中宇宙压力的增加可能触发了在所有类型星系中观察到的贫金属球状体的形成。
2002-12-10 astro-ph
The star cluster system of the 3 Gyr old merger remnant NGC 1316: Clues from optical and near-infrared photometry
巨大的合并残余星系NGC 1316（天炉座A）是研究过去的一次大合并对星团系统长期影响的理想探测器，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，我们提出了新的地面，大面积的光学和近红外成像的星团在NGC 1316，补充深HST/WFPC 2成像。我们发现NGC 1316中最亮的~10星团的光学近红外颜色和光度与中等年龄（2-3 Gyr）的星团一致。与“正常”的巨型椭圆星系不同，NGC 1316星系团的B-I颜色分布并不是明显的双峰。然而，星团颜色分布的蓝色和红色部分的光度函数（LF）是不同的：红色星团LF很好地用指数为-1.2 +/- 0.3的幂律表示，比典型的巨型椭圆星系亮约1.5等（在B中）。相比之下，蓝色星系团LF的形状与“正常”螺旋星系和椭圆星系的形状一致。我们认为NGC 1316的星团系统是一个年龄约为3 Gyr、金属丰度约为太阳的星团和一个可能属于合并前星系的古老的贫金属星团的组合。在3 Gyr年龄之后，富含金属的星系团褪色到10 Gyr年龄，它们将在双峰星系团颜色分布中形成红色“峰”。这个“红色峰值”的颜色与在具有相同星系光度的“正常、古老”的巨型椭圆星系中发现的颜色一致（考虑到年龄变暗）。NGC 1316星团系统的这些特征完全符合在回顾时间$\ga$ 10 Gyr时通过富含气体的合并形成“正常”巨型椭圆星系的情景。
2001-07-27 astro-ph
Metal-rich T-dwarfs in the Hyades cluster
本文介绍了在6.25亿年历史的、富含金属（[Fe/H]=0.14）的毕宿星团中寻找褐矮星（BD）和极低质量（VLM）恒星的结果。我们进行了深（I=23，z=22.5）测光调查超过16度$^2$周围的集群中心。我们报告的发现的前2个BD毕宿星团，光谱类型T1和T2，分别。它们的光学和近红外测光，以及它们的自行，与它们是星团成员是一致的。根据模型，它们的质量约为50木星质量，年龄为6.25亿年。我们还报告了3个新的非常低质量恒星成员的发现，并确认了其他15个成员。
2008-10-15 astro-ph
The Emergence of the Thick Disk in a CDM Universe II: Colors and Abundance Patterns
最近出现的信念，厚盘是普遍存在于盘星系，他们似乎无处不在的老年，这意味着厚盘的形成，也许比任何其他组件，持有解开银河系的演化的关键，实际上所有的盘星系。在第一篇论文中，我们提出厚盘形成于一个富气体合并的时代，在高红移。这一假设是基于比较N体/SPH模拟的各种银河系和河外观测，包括恒星运动学，年龄和化学性质。这里检查我们的厚盘形成的情况下，最新的观测河外厚盘。与此一致，我们模拟的厚盘是旧的，相对富含金属，V-I颜色不会随着与飞机的距离而显著变化。此外，我们表明，我们的建议的结果在厚盘星的α-元素的增强与薄盘星相比，与银河系的相关人口的观测一致。我们还发现，我们的方案自然会导致形成一个古老的金属弱恒星晕人口与高α元素丰度。
2005-03-11 astro-ph
The 3CR radio galaxies at z = 1: Old stellar populations in central cluster galaxies
利用哈勃太空望远镜和英国红望远镜的观测资料，研究了3CR射电星系在红移z ~ 1处的古老恒星星族。在半径r < 35 kpc时，星系的红外辐射强度分布遵循德·沃库勒定律，而在更大的半径时，星系表现出类似于低红移cD星系的过量辐射。本文研究高红移3CR星系在Kormendy关系上的轨迹：需要用恒星星族的被动演化来解释它们偏离由低红移巨型椭圆星系和最亮星系团定义的关系。平均而言，3CR星系的特征半径比低红移的最亮星系团大。再加上现有的证据，这些结果强烈暗示，遥远的3CR星系必须是高度进化的系统，即使在一个红移，并躺在中心的中等丰富（原）集群。
1997-03-10 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
The CFHT Open Star Cluster Survey II -- Deep CCD Photometry of the Old Open Star Cluster NGC 6819
我们提出的深CCD测光分析非常丰富，老疏散星团NGC 6819。这些CFH 12 K数据结果代表了CFHT疏散星团巡天中19个疏散星团中的第一个。我们发现一个紧密的，非常丰富的，主序星和关闭组成的V，B-V色星等图（CMD）中的2900多个星团的恒星。未演化的星团恒星与毕宿星团的主序星拟合得出的距离模数为（m-M）v = 12.30 +/- 0.12，红化E（B-V）= 0.10。这些值与新计算的2.5 Gyrs年龄的理论恒星等时线一致，我们认为这是星团的年龄。详细的恒星计数显示了一个更大的星团范围（R = 9.5' +/-1.0'），比以前的一些估计高出约2倍。不完全性检验证实了一个略微负斜率的光度函数延伸到微弱的（V ~ 23）星等，这是一个动态演化的集群的指示。进一步的光度函数和质量分离测试表明，低质量天体（M < 0.65Mo）在星团的外部区域占主导地位，3.5 < R < 9.5。对NGC 6819中白矮星的估计值与观测值符合得很好。对于那些通过统计和图像分类测试的白矮星候选者，我们比较了白矮星等时线和冷却模型，这表明需要光谱学来确认白矮星的性质，更明亮的物体。
2001-07-19 astro-ph
Galaxy population properties in the rich clusters MS0839.8+2938, 1224.7+2007 and 1231.3+1542
本文讨论了来自hocC1数据库的三个富星系团的星系群，它们的红移分别为0.19（0839+29），0.24（1231+15）和0.32（1224+20）。这些数据包括0839+29的52个星系团成员、1224+15的30个成员和1231+15的82个成员的光谱，并且有可比数量的场星系光谱。0839+29是致密的，没有强烈的径向梯度，可能有尘埃。1224+20在红移上是孤立的，在cD星系周围有低速色散，4000A的突变很低。1231+15是不对称的，我们讨论的可能性，它可能是最近合并的两个老集群。我们在0839+29和1231+15中发现了几个正在进行或最近被截断的恒星形成的星系。
1999-12-08 astro-ph
Discovery of Extended Blue Horizontal Branches in Two Metal-Rich Globular Clusters
我们用WFPC 2绘制了NGC 104（47 Tuc）、NGC 5927、NGC 6388和NGC 6441四个富金属球状星团的B、V色星等图。所有四个星团都有大量的红色水平分支（RHB），正如其金属丰度所预期的那样。然而，NGC 6388和6441也表现出明显的蓝色HB（BHB）扩展，包括V亮度达到关闭光度的恒星。这一发现第一次直接证明了一个主要的热HB星群可以存在于古老的、富含金属的系统中。这可能对解释椭圆星系的综合光谱具有重要意义。这种现象的原因仍然不确定。我们研究了NGC 6388和6441比其他星系团更老的可能性，但简单的年龄差异可能不足以产生沿HB观察到的分布。NGC 6388和6441的高中心密度表明，蓝色HB（BHB）尾巴的存在可能是由这些星团的致密核心中的恒星相互作用引起的，我们计算出这些星团在银河系中的球状星团中具有最高的碰撞率。潮汐碰撞可能会以各种方式增加外壳质量的损失，因此会填充HB的蓝色一侧。然而，潮汐碰撞的相对频率似乎不够大（与纯RHB的集群相比），以解释HB形态的如此巨大的差异。虽然年龄差异和动力学相互作用的结合可能会有所帮助，但BHB/RHB恒星比率缺乏径向梯度的初步证据似乎反对动力学效应发挥作用。
1997-05-06 astro-ph
Properties of three gas-rich dwarfs in the Centaurus A group
我们提出了HST/WFPC 2观测（F555 W，F814 W）和ATCA高分辨率HI地图的半人马座A组中发现的两个盲21厘米调查（HIPASS，HIDEEP）的三个富气矮星系。我们比较了它们各自的性质，并讨论了它们的恒星形成历史。虽然我们不能很好地从图表中限制最古老的人口的年龄，但红巨星的扩展人口的存在表明这些系统不是最近形成的。在三分之二的矮星中存在渐近巨星分支（AGB）恒星，设定了大约6 Gyr的年龄下限。
2003-09-02 astro-ph
On the Origin of the Kinematical Differences Between the Stellar Halo and the Old Globular Cluster System in the Large Magellanic Cloud
通过对大麦云（LMC）形成过程的数值模拟，讨论了LMC中恒星晕和古老球状星团系统（GCS）的结构和运动学性质。我们特别讨论了观察到的可能的GCS的旋转运动学（V/sigma > 2），这似乎是显着不同的恒星晕的一个大的速度色散（~50公里/秒）。我们认为晕场星和古老的GC都可以起源于高红移（z >6）的低质量次晕。我们调查的最终动力学性质的两个老组件在LMC的晕合并形成的低质量的subhalos与场星和GC。我们发现，由高红移（z > 6）形成的古老球状星团（GC）组成的GCS几乎没有自转（V/sigma ~0.4），其结构和运动学与恒星晕相似。这种不一致的模拟GCS的运动学和观察到的一个被发现在不同的参数模型。因此，这种不一致性意味着，如果大麦哲伦星系中古老的贫金属GC具有旋转运动学，它们极不可能起源于形成恒星晕的低质量次晕。因此，我们讨论的情况下，恒星晕形成的低质量subhalos没有/很少的GC，而GCS形成的LMC的磁盘形成的早期阶段，通过耗散未成年人和主要合并的气体丰富的subhalos和气体的infall。我们认为，可以有一个阈值subhalo质量以上的GCs可以形成在subhalos在高红移，因此，这个阈值导致恒星晕和GCS之间的物理性质的差异，如LMC发光星系。
2007-07-15 astro-ph
