Suppression of giant planet formation in stellar clusters
大质量恒星紫外辐射驱动的光蒸发严重限制了形成于星团内恒星周围的原行星盘的寿命。我调查集群环境的巨大的行星形成的概率产生的影响，并表明，集群丰富，或丰富的比，猎户座，可用于行星形成的时间很可能是有限的低质量和高质量的恒星形成之间的任何延迟的长度。在大质量行星形成的流行模型下，与不太聚集的恒星形成环境相比，在丰富的星团中拥有巨行星的恒星比例预计将被大幅抑制。
2000-09-02 astro-ph
Optical and Infrared Observations of Stellar Mass Loss in Globular Cluster Red Giants
我们正在研究从球状星团巨星的质量损失，集中在金属丰度依赖。我们提出了三组观测：TIMMI-2中红外光谱的47 Tuc，UVES高分辨率光谱的几个集群，和红外图集的欧米茄岑使用斯皮策太空望远镜。
2006-09-15 astro-ph
Metallicities for 13 nearby open clusters from high-resolution spectroscopy of dwarf and giant stars. Stellar metallicity, stellar mass, and giant planets
本文对13个疏散星团IC 2714、IC 4651、IC 4756、NGC 2360、NGC 2423、NGC 2447（M93）、NGC 2539、NGC 2682（M67）、NGC 3114、NGC 3680、NGC 4349、NGC 5822、NGC 6633中的39颗巨星和16颗矮星进行了精确的恒星参数和铁丰度的研究。分析是使用UVES光谱仪（VLT）获得的一组高分辨率和高S/N光谱进行的。目前正在使用精确的径向速度搜索这些星团中的行星。对于所有的星系团，推导出的平均金属丰度接近太阳。有趣的是，导出的值似乎取决于所使用的行列表。这种依赖性及其对巨星化学丰度研究的影响进行了讨论。我们表明，仔细选择的线可能是至关重要的推导巨恒星的金属丰度相同的金属丰度尺度的衍生矮星。最后，我们讨论了衍生丰度的金属丰度和质量巨行星的相关性的影响。我们的结论是，一个很好的知识，这两个参数是必要的，以正确地解开它们的影响，形成巨大的行星。
2008-11-14 astro-ph
Fluorine Abundance Variations as a Signature of Enhanced Extra Mixing in Red Giants of the Globular Cluster M4
我们发现，在低质量红巨星增强额外的混合可以导致氟丰度与其他元素的丰度变化参与H燃烧，如C，N，O和Na。这一发现被用来解释最近在球状星团M4的亮红巨星中发现的氟丰度变化。
2006-04-24 astro-ph
The Giant Branches of Open and Globular Clusters in the Infrared as Metallicity Indicators: A Comparison with Theory
我们将Kuchinski等人[AJ，109，1131（1995）]导出的巨支斜率-[Fe/H]关系应用于一个疏散星团的例子。我们发现K与（J-K）色星等图中的巨分支斜率与[Fe/H]相关，对于富含金属的球状星团也是如此，但是疏散星团的数据在[Fe/H]不变的情况下被系统地转移到巨分支斜率较小的负值。我们使用等时线模型来研究这种关系的理论基础，并发现，对于一个给定的值的[Fe/H]，关系的斜率保持不变，随着人口年龄的降低，但关系转移到较小的负值的巨枝斜率随着年龄的降低。这两个理论预测都与数据中发现的趋势一致。最后，我们导出了3个星族的巨分支斜率-[Fe/H]关系的新系数，它们分别是富金属球状星团、球型星和疏散星团.
1997-05-14 astro-ph
Substructure in the Coma Cluster: Giants vs Dwarfs
形成和塑造星系团的过程，如坍缩、合并和动力学弛豫，往往会在星系团的巨星系和矮星系的分布之间产生明显的差异。因此，星系团中矮星系的动力学可以提供有价值的洞察其动力学历史。考虑到这一点，我们寻找后发座星系团中巨星系（b<18）和矮星系（b>18）的空间和速度分布之间的差异。我们的红移样本包含来自2dF和WYFFOS光谱仪的新测量结果，使其在微弱的星等上比任何以前研究的后发星系样本更完整。它包括745个星团成员- 452颗巨星和293颗矮星。我们发现巨星的视向速度分布是显著的非高斯分布，但矮星的视向速度分布不是。在我们的样本中，对星系的空间和局部速度分布进行了一系列统计测试，没有发现强有力的证据表明巨星和矮星之间存在差异。这些结果排除了集群作为一个整体已显着走向均分，他们是一致的集群通过合并之间的动态松弛的子集群。
2001-11-02 astro-ph
A contribution of 26Al to the O-Al anticorrelation in globular cluster red giants
我们修改我们的组合（"深混合"加上"原始"）的情况下解释的恒星到恒星的丰度变化在球状星团红巨星在这样一种方式，它证实了新的实验数据：（i）新的和更好的约束（NACRE）热核反应速率反应速率和（ii）发现的O-Na的关系，在恒星低于主序列关闭在集群NGC6752。对于后者，我们提出，在球状星团中的一些主序星矮星吸积的物质失去了红巨星的主要组成部分的紧密的双星在一个共同的信封事件。根据新的反应速率，我们得出结论：球状星团红巨星中[Al/Fe]的异常实际上是深部混合产生的26 Al（而不是稳定同位素27 Al）丰度变化的表现。
2001-07-11 astro-ph
A Super Lithium Rich giant in the metal-poor open cluster Berkeley 21
本文对贫金属星系团Be 21中三颗巨星的FEROS委托谱进行了分析。其中一颗巨星的锂含量异常高，与太阳系中的原始锂相当。这些天体非常罕见（只有少数已知），这是在疏散星团中发现的第一个超级富锂巨星（SLIR）。如此高的锂丰度的原因尚不清楚：它可能是一个短暂的内部过程的结果，或者是来自外部来源的吸积，前者的可能性稍大。从光谱中，我们还得到了3颗巨星的金属丰度，平均值为[Fe/H]=-0.54 +/- 0.2 dex，与最近的光度估计非常一致，但比以前的估计要高得多。
1999-07-08 astro-ph
Age-metallicity relation and Chemical evolution of the LMC from UVES spectra of Globular Cluster giants
我们报告的第一个高分辨率光谱的10个巨人在大麦哲伦球状星团在很宽的年龄范围内，获得了新委托光谱仪UVES在VLT UT 2。这些观测结果被用来推导这些星系团的氧和铁的含量，然后使用丰度铸造一个更精确的视图，不仅在大麦哲伦星系的年龄-金属丰度关系，而且在这个矮不规则星系的化学演化。
2000-09-18 astro-ph
The Age Dependent Luminosities of the Red Giant Branch Bump, Asymptotic Giant Branch Bump, and Horizontal Branch Red Clump
球状星团的色星等图通常显示出一个显著的水平分支（HB），也可能显示出红巨星分支（RGB）凸块和渐近巨星分支（AGB）凸块等特征。恒星演化理论预测，这些特征的光度将取决于星团的金属丰度和年龄。我们计算了2至12 Gyr恒定年龄的RGB凸点和AGB凸点的V（HB凸点）-[Fe/H]图中的理论线，该图显示了凸点和HB之间的亮度差作为金属丰度的函数。为了测试的预测，我们确定巨大的分支颠簸在新的哈勃太空望远镜色星等图8 SMC集群。首先，我们得出结论，SMC簇凸块是RGB凸块。年龄小于~6 Gyr的星团的数据与HB和RGB凸起的相对年龄相关光度相当一致。年龄大于~6 Gyr的团簇的V（HB-Bump）-[Fe/H]数据与我们的计算结果不太一致。我们的结论是~6 Gyr是银河系球状星团年龄独立的V（HB-Bump）-[Fe/H]校准是有效的星系团年龄的下限。本文讨论了V（HB-凸点）-[Fe/H]图在恒星星族研究中的应用。
1998-08-24 astro-ph
Color-color Relations for Red Giants in Star Clusters
将新的球状星团巨星的Johnson-Bevins UBVRI测光与CIT系统上的JHK测光相结合，产生了球状星团M3、M5、M13和M92巨星的颜色序列。UBVRI的数据也显示了富含金属的疏散星团NGC 6791中的巨星。这些数据填补了文献中的空白，特别是R & I波段。给出了贫金属巨星不同[Fe/H]值时宽带颜色之间的经验关系。U-B和B-V的颜色序列显示出不同[Fe/H]值的清晰分离。我们还发现弱，但意想不到的，V-R，V-I和J-K颜色的金属依赖性。H-K对金属不敏感。将上述颜色绘制为V-K的函数，并给出文献（V-K）- T_{eff}关系。
1998-04-14 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
A Color-Magnitude Diagram for a Globular Cluster In the Giant Elliptical Galaxy NGC 5128
利用哈勃空间望远镜对巨大椭圆星系NGC 5128（d = 4 Mpc）外晕中的大量恒星进行了WFPC 2（V，I）测光。球状星团N5128-C44位于行星照相机视场的中心，分辨率足够高，可以为它绘制一张色星等图（CMD），它覆盖了巨星分支中最亮的两个星等。CMD与一个正常的老的、中等低金属量的星团一致（[Fe/H] = -1.30球状星团，明显比同一投影位置的大多数场晕星（平均[Fe/H] ~ -0.5）更贫金属。这是迄今为止最遥远的球状星团，其中直接色星等测光已经实现，第一个属于一个巨大的E星系。
1998-06-30 astro-ph
Chromospheric Emission from Red Giants in the Open Cluster NGC 6940
在NGC 6940中观察红巨星的Ca II H和K线，可以在一个演化已经很好理解的种群中评估色球的强度和它们的行为。在Ca II线的光谱已获得的巨星在这个集群。在某些物体中存在发射反转。色球辐射的绝对通量被确定为红巨星分支上恒星有效温度的函数。在Ca II线的恒星表面通量减少顺利增加$(B-V)$在矛盾的模型预测。
1997-10-24 astro-ph
Stellar Abundances in Giant Stars in the Metal-Rich Globular Cluster NGC6528
我们提出了详细的丰度分析的第一个结果，VLT观测的基础上，在非常丰富的金属球状星团NGC 6528的巨星。我们将能够将水平分支丰度（例如参见Carretta et al. 2001）与更明亮的巨星（参见CMD）联系起来。对于非常相似的星团NGC 6553，对不同类型恒星的研究得出了非常不同的结果。我们对三颗恒星的第一次分析似乎表明，如果使用一组同质的模型和参数，不同种类的恒星确实显示出相似的丰度。
2002-11-11 astro-ph
The Early-type Dwarf-to-Giant Ratio and Substructure in the Coma Cluster
我们获得了后发座星系团中央700弧分$^2$中$\simeq 800$早型星系（矮和巨椭圆星系）的新的CCD测光结果，其颜色和星等完全达到$R = 22.5$等（$M_R \simeq -12$等为$H_0 = 86$ km/sec/Mpc）。星系团核心的所有星系（不包括NGC 4874和NGC 4889）的合成光度函数被建模为巨星系的高斯分布和矮椭圆星系的Schechter函数之和。我们确定后发座的早期型矮星-巨星比（EDGR）与较不富裕的室女星系团的测量结果相同;即，EDGR不像EDGR-丰富度相关性所预测的那样增加。我们假设子结构的存在是决定星系团EDGR的一个重要因素，也就是说，后发座的EDGR与后发座星系团是由多个不太丰富的星系团合并而成的一致。
1996-05-15 astro-ph
Chemical anomalies in globular cluster red giant stars and the "second parameter" problem
我们提出了低质量和低金属量RGB模型的演变计算对流信封和氢燃烧壳之间的深度混合的假设。讨论了包层中氦的富集是达到或保持观测一致所必需或允许的，并得出了红巨星化学异常与球状星团水平分支形态之间可能存在联系的结论。
1999-09-27 astro-ph
Carbon abundances and 12C/13C from globular cluster giants
通过比较不同金属丰度的球状星团中恒星的观测光谱和合成光谱，研究了2.3微米附近Delta nu =2 CO带的行为。本文研究了银河系球状星团M71、M5、M3和M13中恒星在3500- 4900 K温度范围内的~（12）C/~（13）C同位素比值和碳丰度的变化。我们发现碳丰度相对较低，不受氧丰度值的影响。对于大多数巨星，12 C/13 C比值与CN循环的平衡值一致。这表明在红巨星分支的上升过程中完全混合，与当前一代模型在这一参数范围内预测的高得多的值形成对比。我们发现了一些证据，证明金属丰度[mu] = [M/H] = -0.7的M71巨星中的\CDC比缺乏金属的M3、M5和M13巨星更分散。最后，我们证明了较低的12 C/13 C在巨型的球状星团与较低的金属丰度，理论预测。
2003-06-25 astro-ph
An abundance analysis of bright giants in the globular cluster NGC 1851
本文给出了球状星团NGC 1851中八颗亮巨星的化学组成。我们的分析揭示了大恒星之间的丰度变化和轻元素O，Na和Al的相关性，在每一个研究良好的球状星团中发现的特征。然而，NGC 1851的s过程元素Zr和La的丰度也有很大的恒星间差异。这些s-过程元素与Al相关，与O相关。此外，Zr和La丰度似乎聚集在两个不同的值周围。最近的一项研究揭示了NGC 1851中的双亚巨星分支。我们的数据强化了NGC 1851中有两个恒星星族的概念，并表明该星团经历了与半人马座ω相似的复杂形成历史。
2007-11-09 astro-ph
The Stellar Content of Obscured Galactic Giant H II Regions
银河系巨大的HII区域W 43的近红外图像显示在其中心有一个致密的星团。本文给出了年轻星团的宽波段JHK测光和它的三颗亮星的K波段光谱。星团中最亮恒星的2微米光谱与WN 7亚型沃尔夫-拉叶星的光谱非常匹配。另外两颗恒星通过其NIII和CIV辐射被确认为O型巨星或超巨星。O型和氢型WN型星的密集空间成团与大麦云星云中的R136和银河系中的NGC 3603等强星爆星团类似。
1998-12-03 astro-ph
On the Formation of Giant Elliptical Galaxies and Globular Clusters
我回顾了目前的理解状态时，多久，以及如何巨大的椭圆星系形成，专注于球状星团。几个观测证据表明，大质量椭圆星系形成于$z>2$（$>10$ Gyr ago）。巨椭圆星系大多呈现出球状星团的双峰色分布，表明两个峰值之间存在$\approx 20$金属丰度差异。红色球状星团（RGC）与恒星晕在颜色和空间分布上有密切的关系，而蓝色球状星团（BGC）与恒星晕的颜色和空间分布关系不大。RGC和BGC的数量比例因星系而异。结果表明，BGC可能形成于12- 13 Gyr前，而RGC和巨椭圆星系可能形成于10-11 Gyr前。现在需要解释的是RGC形成时期和BGC形成时期之间的间隙的存在，以及间隙期间金属丰度的快速增加（$Δt \approx 2$ Gyr）。如果等级合并可以形成大量的巨型椭圆星系$>10$ Gyr ago，那么椭圆星系中恒星和球状星团的几个观测限制就可以得到解释。
2003-08-15 astro-ph
Chemical Abundances of Bright Giants in the Mildly Metal-Poor Globular Cluster M4
我们对附近的“CN双峰”轻度贫金属（<[Fe/H]> = -1.18）球状星团M4中的36颗巨星进行了化学成分分析。该分析将传统的光谱丰度方法与Gray（1994年）首创的线深比技术相结合。硅和铝被发现是primordially过剩的因素超过温和的过剩通常看到的α和轻奇元素之间的晕场和球状星团巨人的金属丰度。此外，钡被发现是过剩的约四倍。叠加在M4的原始丰度分布上，有证据表明存在C、O、Ne和Mg的质子捕获合成。
1999-09-16 astro-ph
Comparison between Observed and Theoretical Red Giant Branch Luminosity Functions of Galactic Globular Clusters
利用HST数据，获得了18个银河系球状星团的上主序星、次巨星支和红巨星支的V波段光度函数。与四套理论模型进行了比较。与以前的几个工作中发现的相比，在任何金属丰度[M/H]<-0.7时，观察到的LF与理论LF之间存在良好的一般一致性。在较高的金属丰度，在RGB的上半部分，可能的差异，需要进一步的观测数据，并通过扩展所有的模型，以最富金属的制度确认。SGB形状用于设置群集年龄的上限，从而设置群集距离的下限。还讨论了仍然开放的问题之间的观察和理论的RGB凹凸位置的不匹配。
2000-05-02 astro-ph
Feedback and Formation of Massive Star Clusters in Giant Molecular Clouds
众所周知，在星系的星际介质中，来自大质量恒星的能量输入支配着典型区域的热和机械加热。这些效应在年轻的大质量星团的直接环境中被极大地放大，这些星团可能包含数千颗O和B星。我们提出的恒星团簇形成模型，试图解释反馈和自引力之间的相互作用，形成集群，与应用程序的系统，从猎户座星云团，银河系中心集群，如拱门，和超级星团。
2004-03-20 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
The first 8-13 micron spectra of globular cluster red giants: circumstellar silicate dust grains in 47 Tucanae (NGC 104)
本文给出了欧洲南方天文台3.6米望远镜观测到的球状星团47 Tuccino（NGC 104）中8颗红巨星的8-13微米光谱。这些是贫金属、低质量恒星的第一个中红外光谱。其中至少有一个的光谱，即极红的大振幅变星V1，显示了由无定形硅酸盐构成的星周颗粒的直接证据。
2006-01-04 astro-ph
The discovery of a giant debris arc in the Coma Cluster
我们发现了一个巨大的低表面亮度弧，其表面亮度μ_B < 26.5 mag arcsec^{-2}，具有长的发光基质和许多嵌入的凝聚体。它与后发座中的任何巨星系都没有联系，也没有引力弧的性质。我们认为，附近的禁止S 0星系IC 4026和IC 4041或RB 110之间的快速相互作用是弧的起源最自然的解释。
1997-08-27 astro-ph
A morphological comparison between giant radio halos and radio mini--halos in galaxy clusters
本文根据射电X射线光度关系（P_{1.4} -L_X）和射电光度-大小关系（P_{1.4} -R_H），对星系团中的射电巨晕和射电小晕进行了形态学比较。我们报告的证据表明，P_{1.4} -L_X和P_{1.4} -R_H的趋势也可能存在的迷你晕：迷你晕集群共享的巨晕集群在（P_{1.4}，L_X）平面上的同一区域，而它们在（P_{1.4}，R_H）平面上明显分开。微型晕的同步辐射率比巨型晕的同步辐射率大50倍以上，这意味着它们的起源是一个非常有效的过程。通过假设一个偶发的湍流粒子再加速的巨大和迷你晕的情况下，我们讨论这些来源之间的基本物理差异。不管湍流的起源，一个更有效的粒子注入源，最终参与再加速过程，需要在迷你晕，这可能是由于中央射电星系或从质子-质子碰撞在密集的冷核心区域。
2008-06-11 astro-ph
VLT photometry in the Antlia Cluster: the giant ellipticals NGC 3258 and NGC 3268 and their globular cluster systems
我们提出了一个深VLT测光的Antlia星系团的两个主要星系，巨大的椭圆星系NGC 3258和NGC 3268周围的区域。我们构造了它们的球状星团系统（GCS）的光度函数，并通过翻转星等确定了它们的距离。这些距离与SBF方法得到的结果吻合得很好。有一些但不是决定性的证据表明，到NGC 3268的距离要大几个Mpc。GCSs的颜色分布是双峰的，但最明亮的球状星团（GCs）显示一个中间色峰的单峰分布。这两个GCS的径向分布很好地拟合de Vaucouleurs法律高达5弧分。红色GC呈现出比蓝色GC更陡峭的径向密度轮廓，并且紧密地跟随星系的亮度轮廓。在NGC 3258中，总GC种群估计为约6000+/-150 GC，在NGC 3268中为4750+/-150 GC。我们讨论了可能存在的GC位于两个巨大的星系之间的领域（内集群GC）。它们的光度函数和数密度与两个GCS在投影上的重叠一致。
2008-02-17 astro-ph
An Extremely Lithium-Rich Bright Red Giant in the Globular Cluster M3
我们在球状星团M3（NGC 5272）的红巨星分支上偶然发现了一颗锂含量极高的恒星。Keck I HIRES获得的阶梯光谱显示了一个Li I 6707埃的共振双峰，相当于520毫埃的宽度，我们的分析将该恒星置于已知最富锂的巨星之列：log[（Li）] ~=+3.0。我们确定的元素丰度的恒星，IV-101，和其他三个类似的光度和颜色的集群成员，并得出结论，IV-101的丰度比典型的巨星在M3和M13经历了显着的混合。我们讨论的机制，一个低质量的恒星可能是如此丰富的锂，专注于混合的材料处理的氢燃烧壳层下面的对流信封。虽然这种富集可以想象只会很少发生，但它实际上可能在巨分支演化期间定期发生，但由于随后的快速Li耗尽而很少被检测到。
1999-04-12 astro-ph
Chemical Abundance Study of One Red Giant Star in NGC 5694 : A Globular Cluster with Dwarf Spheroidals' Chemical Signature?
报道了贫金属外晕球状星团NGC 5694中一颗红巨星分支星的丰度分析。我们得到[Fe/H] =-1.93，基于电离线，我们的金属丰度测量与以前的估计是一致的。我们发现NGC 5694的[Ca+Ti/2Fe]和[Cu/Fe]比其它具有类似金属丰度的球状星团低0.3 - 0.4 dex，但与某些矮球状星系中的LMC星团和恒星相似。然而，在中子俘获元素的丰度方面仍然存在差异。独特的化学丰度模式和巨大的银心距离（30 kpc）和径向速度（-138.6 +/-1.0 km/sec）表明NGC 5694有着河外起源。
2006-06-16 astro-ph
Hydra Observations of Aluminum Abundances in the Red Giants of the Globular Clusters M80 and NGC 6752
在球状星团NGC 6752和M80的21颗红巨星中测定了铝和其他金属的丰度，作为更大研究的一部分，以确定红巨星分支上的铝分布是否与第二个参数效应有关，该效应导致金属丰度相似的星团显示出不同的水平分支形态。用CTIO Blanco 4-m望远镜和Hydra多目标摄谱仪对6700埃附近的Al I谱线进行了观测。光谱的分辨能力为18000或9400，典型的S/N比为100 - 200。从光谱中获得的平均[Fe/H]值为NGC 6752的-1.58和M80的-1.73;这代表了M80的第一次光谱铁丰度测定。NGC 6752和M80都显示出铝丰度的分布，平均[Al/Fe]比值分别为+0.51和+0.37。在我们的小样本中，在两个集群中，在巨枝上的平均Al丰度随位置的变化趋势都是不可辨别的。
2004-03-10 astro-ph
On the Distance to the Bright Nonthermal Radio Sources in the Direction of an Extraordinarily Massive Cluster of Red Giants
最近在银河系坐标$l = 25\rlap.^\circ3$ ; $b = -0\rlap.^\circ2$的方向上报告了一个非常巨大的红超巨星团。这个星团与一个X射线源、一个非常高能量的$γ$射线源和三个明亮的非热射电源有关。这些关联仅为视线重合的\sl先验\rm概率非常小。然而，我们已经分析了VLA档案数据采取对这三个射电源，并发现从他们的HI吸收光谱，他们是河外，因此没有直接与星系团。
2006-04-07 astro-ph
Exploring the Upper Red Giant and Asymptotic Giant Branches: the Globular Cluster M5
我们已经将球状星团M5中的上部红巨星、水平巨星和渐近巨星分支（RGB、HB、AGB）恒星列表制成表格，RGB和AGB样本完整到距离核心10'以上，HB样本完整到距离核心8'以上。大样本给出了迄今为止单个球状星团最精确的R_2 = N_AGB / N_HB值（0.176 +/- 0.018）。这与使用最新物理输入的理论计算不相容。这种差异可能是由于观测到的R_2值对水平分枝形态的依赖性。我们认为星团M55是这种效应的另一个可能的例子。在人口稠密的星团中的HB和AGB星的样本可能提供一种校准球状星团中水平分支星质量的方法。上红巨星分支的累积光度函数显示，在分支顶端附近观测到的恒星明显不足。这个特征有不到2%的机会是由于统计波动。当考虑测量偏差时，AGB星的累积光度函数的斜率与恒星模型的理论预测值一致。我们还引入了一个新的诊断R_clump，反映了一个恒星在AGB团中度过的AGB寿命的分数。对于M5，我们发现R_clump = 0.42 +/- 0.05，与理论预测略有不同。最后，我们注意到M5不稳定带的蓝色部分（第一泛音天琴座RR星所在的地方）人口不足，这是基于大量的基本模式天琴座RR星和不稳定带蓝色端的不变星。这一事实可能意味着不稳定带中恒星的演化轨迹（尤其是颜色）受到脉动的影响。
2004-04-22 astro-ph
ISOCAM observations of Galactic Globular Clusters: mass loss along the Red Giant Branch
1997年，利用ISOCAM获得了人马座矮球面星系中的5个大质量银河系球状星团，NGC 104（=47 Tuc）、NGC 362、NGC 5139（= ω Cen）、NGC 6388、NGC 7078（=M15）和NGC 6715（=M54）在10微米光谱范围内的深像。一个重要的亮巨星样本有一个ISOCAM对应物，但只有< 20%的亮巨星有一个强烈的中红外线过量，表明有尘埃的拱星包层。从物理和统计分析相结合，我们得出质量损失率和频率。我们发现，i）显着的质量损失只发生在红巨星分支演化阶段的最后阶段，是偶发的，ii）调制的时间尺度必须大于几十年，小于一百万年，和iii）质量损失的发生并没有显示出关键的集群金属丰度的依赖。
2002-01-28 astro-ph
Gemini-Phoenix infrared high-resolution abundance analysis of five giants in the bulge globular cluster NGC 6553
利用Gemini-South 8米望远镜在H波段获得的高分辨红外光谱，对富金属球状球状星团NGC 6553中的5颗巨星进行了详细的丰度分析。在ESO收集的JK测光和来自哈勃空间望远镜的VI测光被用来导出有效温度。本分析提供了金属度[Fe/H] = -0.20 +/-0.10。从IR OH谱线上测得氧的过量值为[O/Fe] = +0.20。
2003-09-20 astro-ph
HST-WFPC2 Observations of the Star Clusters in the Giant HII Regions of M33
本文对M33的几个巨HII区（CC 93、IC 142、NGC 595、MA 2、NGC 604和NGC 588）内的电离星团中的恒星进行了测光研究。我们的测光是基于这些集群的HST-WFPC 2图像。得到了这些星系团的色-星等图和色-色图，并利用它们估计了星系团的红化和年龄。还导出了这些星团中大质量恒星的光度函数（LF）和初始质量函数（IMF）。IMF的斜率范围为Gamma = -0.5至-2.1。有趣的是，随着银河中心距离的增加和[O/H]丰度的降低，IMF变得更陡峭。
2001-09-17 astro-ph
BRIGHT lights, BIG city: Massive galaxies, giant Ly-a nebulae, and proto--clusters
高红移射电星系是宇宙学上用来精确定位早期宇宙中质量最大的天体的重要工具：大质量的形成中的星系、活跃的超大质量黑洞和原星系团。本文报道了几个z > 2射电星系场的深窄带成像和光谱观测，以研究以星系为中心的巨大Ly-alpha星云的性质，并寻找它们周围的过密区域。我们讨论的可能影响，我们理解的形成和大质量星系和星系团的演化。
2002-09-10 astro-ph
The Mildly Metal-Poor Globular Cluster M4: Star-to-Star Abundance Variations in 20 Giants
本文对Lick & McDonald天文台利用高分辨率阶梯光栅光谱仪观测到的“CN双峰”球状星团M4中的20颗巨支星样品进行了化学成分分析。M4是一个中等贫金属（[Fe/H] ~ -1.1）的球状星团，是最近的、最明亮的、也是研究CN双峰现象最容易接近的目标之一。丰度分析包括元素Fe、Si、Ca、Sc、Ti、V和Ni以及作为质子捕获核合成的诊断元素O、Na、Mg和Al，以及r过程和s过程元素Eu和Ba。
1998-10-29 astro-ph
The Hubble Constant from Observations of the Brightest Red Giant Stars in a Virgo-Cluster Galaxy
室女座星系团和天炉座星系团在确定哈勃常数H_0方面起着核心作用。确定椭圆星系距离的一个有力而直接的方法是使用最亮的红巨星的光度（TRGB光度，M_I = -4.2）。本文报道了对室女星系团矮椭圆星系中TRGB星的直接观测。我们发现它的距离为15.7 +-1.5兆秒差距，由此我们估计哈勃常数为H_0 = 77 +-8 km/s/Mpc。在最简单宇宙学的低密度宇宙假设下，宇宙的年龄不超过120 - 130亿年。
1998-06-10 astro-ph
Ca II Triplet Spectroscopy of Small Magellanic Cloud Red Giants. I. Abundances and Velocities for a Sample of Clusters
我们用VLT + FORS 2获得了与16个SMC星团有关的一些恒星的近红外光谱，这些光谱覆盖了Ca II三重线。这些数据组成了最大的SMC集群与光谱导出的丰度和速度的可用样本。我们的星团跨越了很大的年龄范围，并提供了良好的银河系区域覆盖。星系团成员的选择是利用它们相对于星系团中心的位置以及它们的丰度和径向速度来进行的。我们确定平均集群速度通常为2.7公里/秒和金属丰度为0.05德克斯（随机误差），从平均6.4个成员每个集群。（续文）
2009-05-06 astro-ph
A Comparison of Copper Abundances in Globular Cluster and Halo Field Giant Stars
我们计算了10个球状星团（M3，M4，M5，M10，M13，M15，M71，NGC 7006，NCG 288和NGC 362）中117颗巨星的[Cu/Fe]，发现球状星团Cu丰度似乎遵循[Cu/Fe]的趋势。这一结果很有趣，因为最近的研究表明，球状星团欧米茄半人马座在丰度范围为-2.0 <[Fe/H]<-0.8时，[Cu/Fe]与[Fe/H]没有趋势。特别感兴趣的是两个集群M4和M5。虽然在相似的金属丰度（[Fe/H] ~- 1.2）下，它们在某些元素丰度上有很大差异：M4在Si、Ba和La中的丰度远远超过M5。我们发现，它也是过剩的铜相对于M5，虽然这种过剩是符合[Cu/Fe]的比例在现场发现。
2003-03-07 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
Red Giant stars in the Large Magellanic Cloud clusters
本文给出了大麦云星云中13个球状星团的深J、H、Ks测光和精确到K ~18.5的色星等图。这个数据集与我们小组先前发表的6个星团样本相结合，为研究不同年龄（从~ 8000万年到~3.5 Gyr）的星团中巨星的性质提供了机会。在渐近巨星分支、红巨星分支和氦团中的恒星人口比率的定量估计（按数量和光度）已经获得，并在探测所谓的相变的框架内与理论模型进行了比较。当RGB相变开始时，AGB对总光度的贡献在~ 2亿年时开始显着，并在~5- 6亿年时达到最大值。在~ 9亿年的时间里，一个扩展的、人口众多的RGB的全面发展已经完成。AGB和RGB相变的发生都是急剧的事件，只持续了几百万年。这些经验结果与基于正则轨道和燃料消耗方法的简单恒星星族模型的理论预测吻合得很好。
2006-04-06 astro-ph
Giant cluster arcs as a constraint on the scattering cross-section of dark matter
我们通过五个高分辨率的星系团模拟进行射线追踪，研究其产生巨大引力透镜弧的能力如何受到其暗物质碰撞截面的影响。在三种情况下，星系团核心中的典型暗物质粒子每哈勃时间经历1到100次碰撞;另外两种情况探索了长（“无碰撞”）和短（"流体“）平均自由程极限。我们研究的大小和形状分布的弧和计算的截面生产“极端”的各种大小的弧。即使每个粒子发生几次碰撞，也足以改变核心结构，破坏星系团产生细长电弧的能力。对于更大的碰撞频率，星团必须按比例放大到不切实际的大质量，然后才能重新获得产生巨大弧的能力。我们的模型与自相互作用的暗物质（除了“流体”的限制）都不能产生径向弧;即使是最小的散射截面的情况下，必须缩放到观察到的集群质量的上限，才能产生径向弧。显然，星系团中暗物质的弹性碰撞截面必须非常小，小于0.1 cm ^2 g^-1，才能与观测到的星系团产生径向弧和巨弧的能力相一致。
2001-03-02 astro-ph
Giant Ringlike Radio Structures Around Galaxy Cluster Abell 3376
在当前的冷暗物质宇宙学范式中，大尺度结构是通过物质的等级聚集而聚集起来的。在这个过程中，百万秒差距尺度的宇宙激波扮演了重要的角色，它产生于引力驱动的星系间物质的超音速流，流向以暗物质为主的坍缩结构，如薄饼、细丝和星系团。在这里，我们报告甚大阵望远镜观测到的巨大（~2 Mpc乘1.6 Mpc），环形非热无线电发射结构，发现在丰富的星系团阿贝尔3376的外围。这些结构可以追踪宇宙学大尺度物质流的难以捉摸的冲击波，这些冲击波的能量足以为它们提供动力。这些射电源也可能是加速场，在那里，磁冲击可能会加速能量高达10^18到10^19电子伏特的宇宙射线粒子。
2006-11-09 astro-ph
Ca II Triplet Spectroscopy of Giants in SMC Star Clusters: Abundances, Velocities and the Age-Metallicity Relation
我们获得了7个SMC星团中红巨星Ca II三重态的光谱，它们的年龄范围从4到12 Gyr。光谱已被用来确定平均丰度为6个星团的一个典型的精度为0.12德克斯。当与其他对象的现有数据相结合，由此产生的SMC年龄-金属丰度关系一般是一致的，一个简单的模型的化学演化，缩放到今天的SMC平均丰度和气体质量分数。然而，其中两个星团（Lindsay 113和NGC 339）的丰度比平均年龄-金属丰度关系的预期值低约0.5 dex。这表明，这些集群的形成，其年龄为~5 Gyr，可能涉及的uneriched气体，也许从麦哲伦流的下降。光谱也产生径向速度的七个集群。由此产生的速度色散为16 +/- 4 km/sec，与SMC行星状星云和碳恒星群的速度色散一致。
1998-02-02 astro-ph
A search for solar-like oscillations in K giants in the globular cluster M4
为了扩大色星等图中星震学的应用范围，我们组织了一次测光活动，以寻找球状星团M4中巨星类似太阳振荡的证据。其目的是检测梳状p模式的结构特征，太阳般的振荡的振幅谱。这20多颗主要的目标星位于撞击星的区域，光度在50-140 Lsun之间。我们收集了6160帧CCD图像，提取了约14000颗恒星的光变曲线。我们获得了K巨星的高质量光变曲线，但没有检测到明显的振荡信号。即使在非常拥挤的区域，如M4的核心，也可以实现高精度的差分测光。K巨星中可能存在类似太阳的振荡，但振幅低于经典标度定律的预测。
2007-08-15 astro-ph
Radial Velocities of Globular Clusters in the Giant Elliptical Galaxy NGC 1399
本文报道了在天炉座星系团的主要星系--巨椭圆星系NGC 1399的视场中对18个球状星团和一个dE星系的径向速度测量结果。我们也给出了一些年轻的和超金属丰富的球状星团的候选者的径向速度测量结果，这些候选者是前景或背景物体，即28颗恒星和7个星系。根据它们的大小和颜色，选出的真正的球状星团富含金属。对于这个星团样本，我们测量到平均径向速度为v_{rad} = 1353 +/- 79 km/s，速度色散为338 +/- 56 km/s。使用几种不同的质量估计值，这意味着在28千秒差距半径内M/L值在50-130的范围内，与M/L随半径增加一致。我们的速度色散估计值之间的计算值从集成恒星光在较小的半径，并计算在大半径从最近的X射线观测。
1997-10-09 astro-ph
Globular Clusters in Dwarf and Giant Galaxies
球状星团的光度分布显示出对母星系光度的显著依赖性。矮星系包含的暗球状体比亮星系多得多。这种差异在99.7%的水平上是显著的。另一方面，矮星系中球状星团的光度分布似乎并不强烈地依赖于它们的宿主的形态类型。球状星团质量的二分法发生在主星系质量约为4 x 10^8太阳质量时，这比《福布斯》最近注意到的球状星团颜色特征二分法发生在约3 x 10^10太阳质量时低了近两个数量级。
2005-12-08 astro-ph
Nitrogen abundances in giant stars of the globular cluster NGC 6752
利用3360 A NH谱线的高分辨UVES谱，计算了球状星团NGC 6752中21颗亮巨星的N丰度。我们确认Stromgren c1指数跟踪的N丰度，并发现恒星之间的N丰度的变化是1.95 dex，在样品的光度。我们发现统计上显着的相关性，但小幅度的变化，N和α，Fe峰，和S-过程元素的丰度之间。使用适当的N，O，Na和Al丰度的模型大气的分析将加强，而不是静音，这些相关性。如果重元素的微小变化是真实的，那么N异常的合成必定发生在同时合成α-、Fe-峰和s-过程元素的恒星中。这些相关性为AGB和大质量恒星对球状星团丰度异常的贡献提供了支持。
2008-06-01 astro-ph
The link between chemical anomalies along the red giant branch and the horizontal branch extension in globular clusters
我们发现，在红巨星分支（RGB）恒星中观察到的Na-O关系的延伸和银河系球状星团（GC）的水平分支（HB）蓝尾的高温延伸之间存在很强的相关性。在RGB星中观察到的Na-O-O关系的贫氧尾越长，GC中最蓝的HB星达到的最高温度就越高。这一结果提供了一个明确的，经验的证据之间的联系，延长HB和存在的恒星到恒星的丰度变化的质子捕获元素在GC星。我们讨论这种相关性的可能解释。
2007-11-02 astro-ph
Chemical abundances in giants stars of the tidally disrupted globular cluster NGC 6712 from high-resolution infrared spectroscopy
我们目前的C，N，O，F，Na和Fe的丰度在潮汐破裂的球状星团NGC 6712的六颗巨星。丰度是通过比较合成光谱与双子座南方望远镜上的凤凰摄谱仪获得的高分辨率红外光谱得出的。我们发现了C、N、O、F和Na等元素在恒星之间的丰度变化很大。NGC 6712和M4是仅有的两颗以上恒星中测量到F的球状星团，这两个星团都显示出F丰度的变化幅度与O的变化幅度相当或超过O的变化幅度，这种变化可能在M > 5 M_sun的AGB星中产生。在有限的样品中，球状星团中的F丰度低于相同金属丰度的场星和球星。NGC 6712和NGC 5是潮汐破裂的球状星团，它们的红巨星成员表现出O和Na丰度的变化，在可比的金属丰度场星中没有看到。因此，像NGC 6712和NGC 5这样的球状星团不能贡献很多场星，或者场星不会在像NGC 6712和NGC 5这样的化学富集环境中形成。虽然我们的样本量很小，但从O和Na丰度变化的幅度来看，我们推断NGC 6712的初始质量很大，并初步证实NGC 6712曾经是银河系中质量最大的球状星团之一。
2008-07-28 astro-ph
Tidal Interactions of Red Giants with Environment Stars in Globular Clusters
利用光滑粒子流体动力学方法研究了球状星团致密星核中红巨星与主序星的潮汐相互作用。两个表面半径为20和$85 R_\sun$的$0.8 \msun$红巨星模型被使用，0.6或$0.8M_\sun$主序星被视为质点。我们证明，即使是广泛的遭遇，两颗恒星飞离，轨道运动的角动量可以存入红巨星信封到这样一个程度，以触发旋转混合和解释观察到的水平分支星的快速旋转，也可以吸积足够的质量主序星，以掩饰其表面对流区与红巨星信封的物质。在现有结果的基础上，我们讨论了考虑非线性效应时这些转移特性的参数依赖性，并导出了作为恒星参数和相遇碰撞参量的函数的红巨星的能量和角动量以及微扰子的质量的拟合公式。这些公式不仅适用于红巨星的碰撞，而且适用于主序星的碰撞，对于考虑星-星相互作用的恒星系统演化的研究也是有用的。
2008-01-17 astro-ph
