A Comparison of Elemental Abundance Ratios in Globular Clusters, Field Stars, and Dwarf Spheroidal Galaxies
我们从文献中收集了一个具有高质量恒星丰度的球状星团样本，并将其与银河系和矮球状星系中的恒星化学进行了比较。在所研究的45个球状星团中，有29个还具有运动学信息。大多数的球状星团属于星系晕，然而也有相当数量的球状星团具有星系盘运动学特征或属于星系核凸起。集中在[α/Fe]和轻r-过程元素的比例，我们发现，大多数球状星团的恒星模仿那些类似的金属丰度的场星，并没有明显类似于目前可用的恒星丰度在矮星系（包括球状星团在大麦云）。这些一般元素比比较的例外情况在文献中已经知道，例如，半人马座ω、帕洛玛12和与人马座遗迹有关的泰山7，以及具有高径向速度和低[α/Fe]比的鲁普雷希特106。其他几个球状星团表现出更多的边缘特性。最值得注意的是晕星系团M68，它具有高的银河系自转速度、稍年轻的年龄和独特的[Si/Ti]比。[Si/Ti]比值在中等金属丰度时随着[Fe/H]的增加而降低，这与超大质量恒星在银河系早期化学演化中发挥更大作用是一致的。球状星团和[Fe/H]<-1.0的场星之间的化学相似性表明，在一个混合良好的早期银河系中，有着共同的化学历史。矮球状星系中恒星的化学成分与已发表的不同之处表明，无论是球状星团、晕星还是厚盘星，它们都不是起源于像现在的银河系矮卫星这样的小型孤立系。
2005-06-10 astro-ph
The Relative Ages of Galactic Globular Clusters
我们提出了一个审查的知识现状有关银河系球状星团的相对年龄。首先，我们讨论了相关的星系形成模型，并描述了详细的预测，他们相对于形成的时间尺度和化学演化的球状星团。其次，描述和评价了用于估算球状星团年龄的技术，特别强调了每种方法的优点和缺点。以这些技术为基础，我们提出了支持以下论断的论点：1）球状星团的年龄是最有可能成为全局第二参数的候选者，它与金属丰度一起控制着球状分支的形态。2)在银河系的大部分球状星团中，总年龄范围高达$\sim$ 5 Gyr。3)当\mvrr - \feh关系的斜率小于$\sim$ 0.23时，银河系球状星团的年龄与金属丰度之间存在显著的关系.这些结论以及其他支持性证据支持这样一种形成情景：星系晕的内部区域在远小于1 Gyr的短时间内以单调的方式坍缩。相比之下，光环的外部区域在几个Gyrs内以混乱的方式分裂和崩溃。
1997-10-22 astro-ph
A new method to determine Globular Cluster ages
本文提出了一种计算球状星团（GC）恒星年龄的新方法，其精度比传统的等时线拟合方法提高了10倍。该方法依赖于精确的恒星演化轨迹和测光GC完整的主序，它是基于计数的恒星数量在两个不同的区域的CMD：红巨星分支和主序。我们将这种方法应用于球状星团M68，得到$(m-M)_V=15.3$的年龄为16.4 $\pm$ 0.2 Gyr。这种新方法将与距离模中的不确定性相关的误差减小了两倍，将由于混合长度参数的值的选择而引起的误差减小到几乎为零，并且将由于颜色- $T_{\rm eff}$变换而引起的误差减小到零。
1996-02-02 astro-ph
Measuring Ages and Elemental Abundances from Unresolved Stellar Populations: Fe, Mg, C, N, and Ca
本文提出了一种从未分辨恒星星族的中分辨率光谱测定Fe、Mg、C、N和Ca的平均轻重量年龄和丰度的方法。该方法由Schiavon（2007）首创，在一个名为EZ_Ages的公开代码中实现。的方法和误差估计进行了说明，并测试结果的准确性和一致性，通过应用程序集成的光谱著名的银河系球状星团和疏散星团。综合光分析的年龄和丰度与大多数星团的解析恒星研究一致，在+/-0.1 dex范围内，几乎所有情况下都在+/-0.2 dex范围内。结果对于在+/-0.1 dex内拟合中使用的Lick指数的选择是稳健的，除了一些明确分类的系统偏差。通过与详细的蒙特卡罗模拟的比较，我们的误差估计的现实主义检查。最后，我们将EZ_Ages应用于Thomas等人（2005）提出的星系样本，并将我们推导的年龄值，[Fe/H]和[alpha/Fe]与它们的分析进行比较。我们发现，[α/Fe]是非常一致的两个分析之间，年龄是一致的老（年龄> 10 Gyr）人口，但在年轻的年龄显示适度的系统性差异，和[Fe/H]是相当一致的，与年龄系统学相关的小系统性差异。总的来说，EZ_Ages提供了准确的估计的基本参数，从中分辨率光谱的未解决的恒星星族在旧的和中间的年龄制度，第一次允许定量估计的C，N和Ca的丰度在这些未解决的系统。EZ_Ages代码可从http://www.ucolick.org/~graves/EZ_Ages.ht…
2008-03-10 astro-ph
VLT Spectroscopy of Globular Cluster Systems, II. Spectroscopic Ages, Metallicities, and [alpha/Fe] Ratios of Globular Clusters in Early-Type Galaxies
基于Puzia等人（2004，本系列论文I）总结的Lick指数测量结果，对早型星系中球状星团系统的年龄、金属丰度和[α/Fe]比进行了分析。鉴于校准和测量的不确定性，年龄金属丰度简并性，以及Lick指数的相对动态范围，以及丰度比变化（特别是[α/Fe]比的变化）引入的系统学，我们发现，我们的数据集最可靠的年龄指标是Lick Balmer线指数HgammaA，Hbeta和HdeltaA的组合。[MgFe]-用作受[α/Fe]变化影响最小的光谱金属丰度指示剂。我们引入了一个插值程序，同时获得年龄，金属丰度，和[α/Fe]比从诊断网格从利克指数。通过对高质量观测数据与SSP模型预测结果的比较，我们发现早型星系中约2/3的球状星团年龄大于10 Gyr，约1/3的球状星团年龄在5-10 Gyr之间，只有少数星团年龄小于5 Gyr。我们的球状星团样本涵盖了从[Z/H] = -1.3到~0.5 dex的金属丰度。我们发现富金属的球状星团比贫金属的球状星团平均年龄小，年龄离散度大。[α/Fe]诊断图显示早型星系中球状星团系统具有超太阳α/Fe丰度比，平均[α/Fe] = 0.47+/-0.06 dex，色散约为0.3 dex。我们发现的证据之间的相关性[α/Fe]和金属丰度，在这个意义上说，更多的富含金属的集群表现出较低的α-元素增强。[删节]
2005-05-20 astro-ph
The Relative Ages of the Globular Cluster Subpopulations in M87
利用HST星载WFPC 2的Stroemgren测光资料，测定了室女座巨椭圆星系M87（NGC 4486）中球状星团（GC）亚群的相对年龄。使用各种人口合成模型，并假设GC质量在营业额的光度函数是相同的两个子群，微分年龄已确定从观测到的大小在营业额的球状星团的光度函数和每个子群的平均颜色。我们测量两个亚群之间的年龄差异为0.2 +/- 1.5（系统）+/- 2（随机）Gyr，在这个意义上，蓝色GC是正式的年龄较大。因此，在我们的测量误差范围内，这两个亚群被发现是同时代的。结合以前的光谱年龄测定M87 GC，我们的结果有利于图片中，与这个星系的GC形成在高红移，并在一个时期内的几个陀螺仪。
2002-07-31 astro-ph
Ages of globular clusters: a new approach
用一种新的方法分析了球状星团M22、M5、M68、M107、M72、M92、M3和47 Tuc的水平支形态与红巨星支顶端附近恒星分布的关系。这种新的方法允许确定的集群年龄，以更高的精度比传统的等时线拟合。结合我们的新的高质量的光度数据的RGB和HB星在这些集群中的前五个使用的方法，我们讨论了HB上的颜色的传播的起源和它的关系的“第二参数”的问题。在我们的样本中，发现最古老的集群具有相对较低的年龄（$13.5 \pm 2$ Gyr）。一个1 $σ$的不确定性，在每个参数的质量和氦含量相结合的影响，氦扩散给出了一个下限的年龄最古老的集群的9.7 Gyr。
1996-02-28 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
Evidence for Blue Straggler Stars Rejuvenating the Integrated Spectra of Globular Clusters
综合光谱学是推导未分辨恒星系统年龄的首选方法。然而，热恒星的演化阶段，如热水平分支星和蓝离散星（BSS），可以影响使用巴耳末线测量的综合年龄。这种热的“非正则”恒星可能会导致高估主序星关闭的温度，从而低估了恒星星族的综合年龄。使用优化的Hbeta指数结合HST/WFPC 2色星等图（CMD），我们表明，银河系球状星团表现出大的分散在其表观“光谱”年龄，这并不对应于在其CMD派生的年龄。我们发现的第一次，特定频率的BSS，定义在同一孔径内的综合光谱，显示出明确的对应关系，在这个意义上说，在固定的金属丰度，较高的BSS比导致年轻的“表观”光谱年龄与Hbeta。因此，球状星团中BSS的特定频率对球状星团光谱年龄的准确性设置了基本限制，可能对其他恒星系统如星系。这一结果的观测影响进行了讨论。
2008-10-21 astro-ph
Near-Infrared Observations of Globular Clusters in NGC 4472, NGC 4594, NGC 3585 and NGC 5813 and Implications for their Ages and Metallicities
本文介绍了早型星系NGC 4472、NGC 4594、NGC 3585和NGC 5813的球状星团系统的近红外测光。我们结合这些近红外数据，获得PANIC在麦哲伦巴德6.5米望远镜，与档案光学HST和FORS/VLT数据，并使用光学近红外的颜色来约束目标星系周围的球状星团的年龄和金属丰度。对于NGC 4472，我们拥有最广泛的近红外和光学光度数据集。这些颜色显示出NGC 4472球状星团系统有着广泛的金属丰度分布，并且星团主要是古老的（即年龄约为10 Gyr或更大）。这一结果与早期对NGC 4472的光谱研究结果一致，证明了光学和近红外颜色的组合可以识别主要是古老的系统，并将其与具有大量中间年龄成分的系统区分开来。基于较小的光学和近红外数据组合样本，NGC 4594和NGC 3585似乎主要具有古老的球状星团系统，而NGC 5813可能具有更显着的年龄分布。我们还匹配我们的样本球状星团与近红外和光学测光钱德拉X射线源探测在这些星系，并讨论如何的概率，一个球状星团主机低质量的X射线双星取决于金属丰度和年龄。
2007-03-14 astro-ph
Heavy element diffusion and globular cluster ages
本文讨论了低质量，贫金属的恒星，提出了新的进化计算，考虑到向内扩散的He和重元素在H燃烧阶段。将研究扩展到He燃烧模型，讨论了起源于具有有效元素扩散的祖先的零年龄水平分支（ZAHB）模型的光度。我们发现重元素的扩散在模型的演化路径中起着不可忽视的作用。人们发现，元素扩散有一个敏感的影响，对演化模型，一个不太显着的影响等时线关闭，最后，一个相当边缘的影响，在亮度之间的差异ZAHB和等时线关闭（TO）。这些结果的后果，对目前的评价球状星团年龄的可能来源的错误进行了讨论。
1997-05-06 astro-ph
Distances and Absolute Ages of Galactic Globular Clusters from Hipparcos Parallaxes of Local Subdwarfs
利用来自HIPPARCOS卫星的高精度三角测量和来自30个次矮星的高分辨率光谱的精确金属丰度（[Fe/H]、[O/Fe]和[alpha/Fe]），对一个精心挑选的9个球状星团的样本进行了距离和年龄的计算。我们发现，依巴谷星的星距小于相应的地面测量结果，导致更长的距离尺度（~ 0.2等）和年龄~ 2.8 Gyr年轻。9个星团的零年水平支（ZAHB）绝对星等与金属丰度的关系为：Mv（ZAHB）=（0.22 +/- 0.09）（[Fe/H]+1.5）+（0.48 +/- 0.04）对应的大麦云云距离模为（m-M）o=18.61 +/- 0.07。真正古老的球状星团（奥斯特霍夫II和蓝色水平分支）的年龄是：年龄= 11.8（+2.1/-2.5）Gyr球状星团现在的年龄不再与宇宙的标准暴胀模型相冲突。
1997-07-09 astro-ph
Ages and Metallicities of Young Globular Clusters in the Merger Remnant NGC 7252
本文介绍了用托洛洛山上的布兰科4米望远镜获得的合并遗迹和原椭圆星系NGC 7252中8个年轻星团的紫外-可见光谱。这些星团位于距中心3-15 kpc的投影距离处，在视线范围内以140+/-35 km/s的速度色散移动。其中七个星团在其光谱中显示出强的巴耳末吸收线[EW（H-β）= 6-13埃]，而第八个星团位于巨大的HII区域，没有显示出可检测的吸收特征。根据Bruzual & Charlot（1996）和Bressan，Chiosi，& Tantalo（1996）的模型星团光谱比较，其中6个吸收线星团的年龄在4 - 6亿年之间，表明它们是在最近的合并过程中早期形成的。这些星团是球状星团，根据它们小的有效半径和对应于~100个核心穿越时间的年龄来判断。其中一个发射线天体的年龄小于1000万年，可能是一个新生的球状星团或OB星协。三个星系团的平均金属丰度都在太阳的+/-0.15 dex范围内，这表明NGC 7252中两个可能的Sc星系合并形成了一个具有双峰金属丰度分布的球状星系团系统。由于NGC 7252本身显示出0.5-1 Gyr年龄的原椭圆星系的特征，它的第二代太阳金属丰度球状星团提供了直接的证据，表明具有双峰球状星团系统的巨型椭圆星系可以通过富含气体的盘状星系的主要合并形成。
1998-09-03 astro-ph
Cluster AgeS Experiment (CASE): Detection of a dwarf nova in the globular cluster M55
本文报道在球状星团M55的核心区域探测到一颗矮新星。在1997-2004年期间的8个观测季节中观测到6次爆发。在ROSAT望远镜拍摄的图像上发现了该变量的X射线对应物。虽然我们不能提供星系团成员的证据，但我们可以看到H-R图上的位置和X射线通量都与星系团距离处的明亮DN一致。根据我们的爆发统计数据，在我们的视野中，不可能有超过一个类似的DN未被检测到，集中在集群核心。
2005-02-22 astro-ph
The ages and distances of globular clusters with the luminosity function method: the case of M5 and M55
我们用光度函数方法（Jimenez & Padoan 1996，Padoan & Jimenez 1997）给出了银河系球状星团M55和M5的新的年龄和距离测定。我们发现M55的年龄为$11.8 \pm 1.5$ Gyr，M5的年龄为$11.1 \pm 0.7$ Gyr。这证实了以前的结果（Jimenez et al. 1996，Sandquist et al. 1996），并可以得出结论，宇宙中最古老的恒星不超过14 Gyr。我们还发现了M55的$m-M=14.13 \pm 0.11$和M5的$m-M=14.49 \pm 0.06$。这些值与使用红巨星分支尖端（Jimenez et al. 1996）和次矮星拟合方法（Sandquist et al. 1996）获得的值一致。
1997-01-20 astro-ph
The Clusters AgeS Experiment (CASE). II. The Eclipsing Blue Straggler OGLEGC-228 in the Globular Cluster 47 Tuc
我们使用测光和光谱观测的食双星OGLEGC-228（V228），以获得质量，半径和光度的组成恒星。根据测量的系统速度、自行和距离，该系统是球状星团47 Tuc的蓝离散成员。我们的分析表明，V228是一个半分离的大陵五。对于较热和较亮的主成分，我们得到M=1.512 +/- 0.022 Msun，R=1.357 +/- 0.019 Rsun，L=7.02 +/- 0.050 Lsun;对于Roche瓣填充次级，我们得到M=0.200 +/- 0.007 Msun，R=1.238 +/- 0.013 Rsun，L=1.57 +/- 0.09 Lsun。
2007-04-26 astro-ph
The age of the oldest globular clusters
三个最古老的星团-- M15、M68和M92 --的年龄已经被重新确定。我们使用最新的EOS和不透明度数据计算等时线和零年龄水平分支，并采用关闭和水平分支之间的亮度差来确定集群的年龄。我们对这三个星团的最佳年龄大约是13 Gyr，甚至更小的年龄是可能的。我们的研究结果有助于调和星系团年龄与最近的结果确定的宇宙年龄从哈勃常数。
1996-03-18 astro-ph
Globular Cluster Ages and Stromgren CCD Photometry
Stromgren紫外CCD测光法可以用多种方法来约束球状星团的绝对和相对年龄。红化校正的（v-y，c1）图提供了一种方法来推导年龄是完全独立的距离。同样化学组成的星团的非常精确的微分年龄也可以从这种双色图中确定，或者从测量次巨星和水平分支在$u-y, u$平面上的星等差Δ u中确定（这两个特征都是平坦的，并且定义明确，甚至对于像M13这样在（B-V，V）图上有极蓝色HB的星团也是如此）。根据高质量的测光结果，我们发现：（1）M92的年龄为15 Gyr，（2）M3和M13的年龄相差< 1 Gyr，（3）NGC 288、NGC 362和NGC 1851的年龄在1.5 Gyr以内。这些结果有力地表明，年龄不可能是唯一的"第二参数“。最后，我们认为，在我们迄今为止研究的所有贫金属星团中，观测到的巨大分支星之间的c1变化可能是由于恒星与恒星之间的C和N丰度变化，并可能表明大多数（如果不是全部的话）球状星团至少在这些元素中具有“原始”变化。
1999-09-23 astro-ph
Distances and ages of globular clusters using Hipparcos parallaxes of local subdwarfs
我们讨论了第二星族和球状星团（GC）恒星对宇宙年龄推导的影响，以及对星系（特别是我们自己的星系）形成和早期演化研究的影响。长期存在的问题，实际的距离尺度的第二类恒星和GC的解决，和各种不同的方法，通常用于获得距离第二类恒星的简要回顾。重点讨论了用依巴谷天体的局部次矮星来计算GC的距离和年龄。不同的作者得到的结果略有不同，这取决于对金属丰度标度，红化和未检测到的双星的校正的不同假设。这些和其他不确定性的方法进行了讨论。最后，我们概述了预期在不久的将来取得的进展。
1998-08-12 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
Cluster AgeS Experiment (CASE): Dwarf Novae and a Probable Microlensing Event in the Globular Cluster M22
本文报道了在球状星团M22中发现的一个新的激变变星（记作CV 2）和一个可能的微透镜事件。CV 2观察到两次爆发。其中一次光变曲线出现P_sh= 0.08875d的超峰。CV 2具有由XMM-牛顿检测到的X射线对应物。一个非常可能的微透镜事件在半径为2.3弧分从集群中心被检测到。其振幅为Δ V=0.75等，特征时间为15.9天。基于模型的考虑，我们表明，最有可能的配置有源在银河系的隆起与透镜在集群。在已知的矮新星CV1中观测到了两次爆发。
2005-09-27 astro-ph
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. VII. Relative Ages
ACS银河系球状星团巡天是哈勃太空望远镜（HST）财政部的一项计划，旨在提供一个新的大型，深入和均匀的光度数据库。根据该计划的观测结果，我们通过比较星团主序关闭的相对位置，使用主序拟合来交叉比较样本内的星团，测量了64个银河系球状星团样本的精确相对年龄。该方法提供的相对年龄的形式精度为2- 7%。我们证明，计算的相对年龄是独立的理论模型的选择。我们发现银河系球状星团样本可以分为两组--一组年龄离散度约为5%且没有年龄-金属丰度关系的老星团，和一组年龄-金属丰度关系与人马座矮星系相关的球状星团相似的年轻星团。这些结果与银河系晕形成于两个阶段或过程相一致。第一个可能与晕的快速（<0.8 Gyr）组装过程相一致，在这个过程中形成了老星系团中的星系团。此外，这些星系团可能是在矮星系再电离之前形成的，矮星系后来会合并，形成Lambda-CDM宇宙学预测的银河系晕。然而，这些星系团所显示的银河系中心金属丰度梯度似乎很难与后者相调和。至于较年轻的星团，很容易认为它们的起源与后来被吸积的银河系卫星星系内的形成有关，但年龄-金属丰度关系的起源仍然不清楚。
2008-12-24 astro-ph
The relative ages of LMC old clusters, and the case of NGC 1841
使用7个LMC球状星团的存档HST/WFPC 2成像，并遵循我们以前研究中概述的方法，我们已经达到了迄今为止对它们年龄分散度的最严格限制，不能大于~ 0.5 Gyr。我们还证实了早期的结果，他们的平均年龄是可比的金属贫银河系球状星团。NGC 1841比LMC的其他球状星团年轻。
2002-08-20 astro-ph
Ages of globular clusters: breaking the age-distance degeneracy with the luminosity function
我们扩展了我们以前的方法来确定球状星团年龄使用的光度函数（Jimenez \& Padoan 1996）。我们表明，光度函数取决于年龄和距离模量，它是可能区分两者。这种方法提供了在同一时间的距离和年龄的GC通过简单地计数内发现指定的光度箱恒星的数量独立的测定。在其他传统的方法来确定GC年龄的主要不确定性是不存在的（例如，混合长度，颜色- $T_{\rm eff}$校准，颜色-幅度图的形态）。距离模量是确定GC年龄的最大不确定性。在这里，我们表明，可以确定的年龄与小的不确定性，任何值的距离模量使用LF和LF允许确定的距离模量本身。这是解释的事实，即光度函数的影响，在距离模量的变化的方式，是从它的时间演变不同。如果GC恒星计数的统计误差不大于$3\%$，年龄可以确定的不确定性约为0.4 Gyr（独立于距离模量，混合长度和颜色校准）和距离模量的不确定性约为0.04马格。
1996-03-14 astro-ph
Cluster AgeS Experiment. CCD photometry of SX Phoenicis variables in the globular cluster M 55
本文介绍了球状星团M55视场中SX-Phe变星的CCD测光.我们已经发现了27个变星，其中三个可能是人马座矮星系的成员。M55中的所有SX Phe星都位于星团色星等图的蓝色离散星区域。使用周期比信息，我们已经确定了一个观测变量的径向脉动模式。检查的周期光度分布允许的脉动模式的大部分其余的恒星在样本中的可能识别。我们已经确定了M55中SX Phe星的周期光度关系的斜率脉动的基本模式。利用这个关系式和SX-Phe本身的HIPPARCOS数据，我们估算了它到M55的表观距离模为（m-M）_V=13.86 ± 0.25ma。
2001-01-09 astro-ph
Ages and Metallicities of Extragalactic Globular Clusters from Spectral and Photometric Fits of Stellar Population Synthesis Models
星系的光谱包含了大量关于组成恒星的年龄和金属丰度的相对混合信息。我们提出了一个全面的研究，旨在提取最大的信息，从光谱的数据质量典型的大型星系调查。利用Bruzual-Charlot 2003年的高分辨率简单恒星星族合成模型对M31和麦哲伦星云中101个球状星团的年龄和金属丰度进行了拟合测试。这些星团的年龄和金属丰度范围很广，从400万年到2000万年，[Fe/H]为-1.6 <+0.3。我们比较了模型拟合光谱和光度法的结果，发现在整个可用范围内（通常为350-1000 nm）拟合连续归一化（CN）光谱提供了最佳结果。对于年龄大于1 Gyr的簇，我们同意文献年龄为0.16 dex（35%）和[Fe/H]为0.12 dex。对于年轻的集群，我们同意文献年龄为0.3德克斯（63%），但不能限制金属丰度。特别重要的是，使用整个CN光谱，以避免年轻天体的模型连续性问题，并打破宽带测光的年龄-金属丰度简并。在5-25埃的光谱分辨率上，我们要求的S/N = 15-30（20%的年龄不确定度）和30-55（10%的不确定度）。这种技术应该很好地工作的年龄金属丰度参数空间预期的早期类型的星系在z~1，虽然个别星系光谱S/N可能需要coaddition的几个类似的对象。
2006-10-09 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
Relative ages of inner-halo globular clusters
我们目前正在进行的调查银河系球状星团的相对年龄的初步结果。这项研究是基于ESO和La Palma望远镜获得的V，I图像，这些图像构成了迄今为止最大的均匀光度计目录。在B、V波段观测到的第二个独立的球状星团样本提供了对基于地面数据的结果的独立检查。在CMD上测量了依赖于时间的形态学参数，并与两组独立模型进行了比较。我们发现，所谓的“垂直”和“水平”的方法给出兼容的结果时，地面数据集被使用，并在这两种情况下，观察到的趋势很好地再现了等时线。对HST数据趋势的解释更具争议性，这是由于对金属丰度的依赖性更强，以及理论位点的差异。我们的数据清楚地表明：（a）在~1 Gyr水平上，大部分GGC没有年龄离散;（b）没有发现年龄-金属丰度关系，尽管对于中等和高金属丰度的星系团，年龄离散稍大;（c）在我们目前的调查范围内（R（GC）< 22 Kpc），没有明显的银心距离趋势。
1999-01-07 astro-ph
The Ages of Dwarf Ellipticals
本文介绍了用Stromgren（uvby）滤光系统对后发座和天炉座星系团中91颗矮椭圆星系进行的窄带测光。将样品按侏儒形态分为有核（dEN）和无核（dE）侏儒揭示了两个不同的人口的早期类型系统的基础上集成的颜色。类dEN星系是红色的连续色相比，明亮的集群椭圆星系和dE型矮星，他们的位置在多色图只能解释为一个老的平均年龄为他们的基本恒星星族。通过与M87球状星团系统的窄带测光（Jordan et al. 2002）的比较，我们发现dENs是古老的、贫金属的球状星团颜色序列和M87球状星团蓝色星群的高金属丰度延续。另一方面，明亮的椭圆星系和dE矮星遵循富含金属的红色M87球状星团的颜色序列。比较SED模型，卷积到一个简单的金属丰度模型，发现dENs和蓝色球状星团是3至4个Gyrs比集群椭圆星系和5个Gyrs比dE型星系。这意味着球状星团和dEN星系是原始的，并且具有由外部约束（例如其形成云的富集）设定的金属丰度。明亮的椭圆星系和dE星系的金属丰度和年龄表明初始恒星形成的扩展阶段产生一个年轻的平均年龄，即使它们的形成时代类似于dEN和蓝色球状星团，以及内部驱动的化学演化历史。
2003-12-03 astro-ph
Galactic Globular Cluster Relative Ages
基于一个新的大的，均匀的光度数据库的35个银河系球状星团（GGC），一组距离和红化独立的相对年龄指标已被测量。本文将观测到的D（V-I）_2.5和D（V）（HB-TO）与金属丰度的关系与最近更新的等时线库预测的关系进行了比较。使用这些模型和两个独立的方法，我们发现，自洽的相对年龄可以估计我们的GGC样品。基于相对年龄与金属丰度分布，我们得出以下结论：（a）没有证据表明[Fe/H]<-1.2的星系团存在年龄分布，我们样本中该范围内的所有星系团都是古老且同时代的;（b）中间金属量组（-1.2<=[Fe/H]<-0.9）有明显的年龄分散的证据，星团比老成员年轻约25%;（c）富金属族（[Fe/H]>=-0.9）内的星团在不确定性范围内似乎是同时代的（Pal 12除外），但比大部分银河球状星团年轻（约17%）。后一个结果完全依赖于模型。从GGC年龄与银心距离的分布，我们可以提出一个可能的银河系形成的场景：GC形成过程开始于整个晕的相同零年龄，至少从银河系中心开始~20 kpc。根据目前的恒星演化模型，富含金属的球状星团形成的时间较晚（年龄低约17%）。最后，在任何R（GC）>8 kpc时，都发现了明显年轻的晕GGC。对于这些，一个可能的方案与合并矮星系的银河系的建议。
1999-07-28 astro-ph
New Light on the Formation and Evolution of M31 and its Globular Cluster System
我们目前的光谱年龄，金属丰度，和[α/Fe]比的70个球状星团在M31中，来自Lick线指数测量。除了一个年龄较大（>10 Gyr）的球状星团的人口与广泛的金属丰度，从约-2.0德克斯太阳值，我们发现的证据，人口的中间年龄球状星团的年龄约5和8 Gyr和平均金属丰度约[Z/H]=-0.6。我们还确认了Beasley等人（2004）最近发现的年轻M31球状星团的存在，它们的年龄小于1 Gyr，金属丰度相对较高，约为-0.4 dex。M31球状星团系统具有明显的超太阳平均值[alpha/Fe]=0.14 \pm 0.04 dex。中龄和年轻的天体大致显示出太阳的丰度比。我们发现的年龄-[α/Fe]关系的意义上说，年轻的集群有较小的平均[α/Fe]比的证据。从比较的指标，主要是敏感的碳和/或氮的丰度，与SSP模型预测的氮增强的恒星星族，我们发现一个二分法，在年轻和年老的M31球状星团之间的氮增强。年龄大于5 Gyr的对象的指数是一致的，与他们的年轻同行相比，在氮增强的三个或更高的因素。利用Morrison et al.（2004）的运动学数据，我们发现具有晕运动学的球状星团子星群是古老的（>9 Gyr），具有双峰金属丰度分布和超太阳[alpha/Fe]。盘状球状星团的年龄范围更广，平均来说更富含金属，平均[α/Fe]比也稍小。（节略）
2005-01-25 astro-ph
Ages, Metallicities, and [alpha/Fe] ratios of globular clusters in NGC 147, NGC 185, and NGC 205
本文对NGC 147、NGC 185和NGC 205中的16个球状星团（GC）以及NGC 185和NGC 205中弥漫星系光的中心区域进行了年龄、金属丰度和[α/Fe]比的测量。我们的研究结果是基于俄罗斯科学院6米望远镜的SCORPIO多缝摄谱仪获得的光谱。我们包括在我们的分析高品质的HST/WFPC 2测光的个别恒星在所研究的GC调查其水平分支（HB）形态的光谱分析的影响。我们所有的样品GC似乎都是旧的（T>8 Gyr）和贫金属（[Z/H] <~ -1.1），NGC 205中的球状星团哈勃V除外（T=1.2+/-0.6 Gyr，[Z/H]=-0.6+/-0.2），NGC 205中的哈勃VI（T=4+/-2 Gyr，[Z/H]=-0.8+/-0.2），以及NGC 185中的FJJVII（T=7+/-3 Gyr，[Z/H]=-0.8+/-0.2）。我们的GC样本的大部分太阳[α/Fe]增强，在M31和银河系的GC的晕人口。我们的样本GC的HB形态遵循与年轻的晕星系球状星团相同的金属丰度行为。我们表明，这是不可能的，他们偏置我们的光谱年龄估计的基础上的巴耳末吸收线指数。NGC 205和NGC 185中心区的光谱年龄和金属丰度与色星等图结果一致。这些星系中的中心场恒星星族与它们最中心的GC（NGC 205中的哈勃V和NGC 185中的FJJIII）的年龄大致相同，但比中心的球状星团更富含…
2006-08-10 astro-ph
Globular Cluster Ages and the Formation of the Galactic Halo
最近一套耶鲁等时线（Chaboyer \ea 1995）中的主序星关闭星等已经与RR Lyr星（\mvrr）的绝对星等的各种关系相结合，以校准作为主序星关闭和水平分支（\dv）之间星等差异的函数的年龄。\mvrr校准的最佳估计值来自对当前文献的调查：$\mvrr = 0.20 \feh + 0.98$。这个估计值，连同其他校准（斜率范围从0.15到0.30）已被用来推导43银河系球状星团的\dv年龄。独立的\mvrr的选择，有没有强有力的证据，银河系为中心的距离关系之间的43个球状星团。然而，存在年龄-金属丰度关系，贫金属的星团是最古老的。对年龄分布的研究表明，大部分球状星团的年龄范围为5 Gyr。此外，大约10%的样本年龄要小得多，将他们纳入分析将年龄范围扩大到9 Gyr。同样，这些语句独立于\mvrr ~关系。通过比较第二参数簇与正常簇的平均\dv ~年龄，发现年龄是支配水平分支形态的第二参数的证据。第二个参数集群被发现是平均2 - 3 Gyr比其他集群，这是一致的年龄是第二个参数。这些结果表明，球状星团的形成时间较长，在稍后的时间逐渐形成更多的富含金属的球状星团（$\feh \ga -1.7$）。
1995-09-12 astro-ph
The Ages of Globular Clusters in NGC 4365 Revisited with Deep HST Observations
本文介绍了新的哈勃空间望远镜（HST）-NIC 3，NGC 4365和NGC 1399周围球状星团（GC）的近红外H波段测光，并结合HST-WCPC 2和ACS光学数据。我们发现NGC 4365有一些球状星团，它们的光学颜色比预期的更蓝，因为它们的红色光学到近红外颜色和年龄。唯一已知的解释这些颜色的方法是在这个椭圆星系中有大量的中间年龄（2-8 Gyr）星团。而NGC 1399则没有发现这样的星群。我们对NGC 1399的研究结果与以前的光谱工作一致，表明它的星系团具有很大的金属丰度分布，并且几乎都很古老。在文献中，对NGC 4365球状星团的少量样品进行光谱研究得到了各种结果。光谱数据允许存在或不存在一个显着的人口的中间年龄集群，考虑到指数的不确定性，通过比较对象之间的共同这些研究和少数光谱候选人与光学近红外颜色指示中间年龄。我们新的NGC 4365 GC系统的近红外数据具有更高的信噪比，与早期发表的光度学一致，都提供了有力的证据，一个显着的中间年龄的组成部分。NGC 1399和其他系统的光度和光谱结果之间的一致性进一步证实了这一结论，以及近红外技术的有效性。
2005-10-11 astro-ph
Cluster AgeS Experiment (CASE): RR Lyrae stars from the globular cluster Omega Centauri as standard candles
利用欧米茄Cen中RRab和RRc星的新测光方法，标定了它们的绝对星等M_V作为a）金属丰度和b）V波段光变曲线傅立叶参数的函数。这两个校准的零点依赖于早期由CASE项目根据对分离食双星OGLE GC 17的观测得出的到星团的距离模数。对于RRab变量，我们得到了M_V=（0.26 \pm 0.08）[Fe/H]+（0.91 \pm 0.13）的关系。基于该公式的到LMC的去红的距离模数为$μ_{0}=18.56\pm 0.14$ ma g。基于分解的光变曲线的傅立叶系数的M_V的第二校准导致LMC距离为$μ_{0}=18.51\pm 0.07$ ma g。
2003-06-16 astro-ph
Ages of Globular Clusters from Hipparcos Parallaxes of Local Subdwarfs
我们在这里报告的初始，但仍然强烈的结论性结果的绝对年龄的银河系球状星团（GGC）。这项研究是基于来自HIPPARCOS卫星的高精度三角测量，以及来自大约30颗次矮星的高分辨率光谱的精确金属丰度（[Fe/H]，[O/Fe]和[α/Fe]）。系统的影响，由于恒星的选择（Lutz-Kelker校正，以flaxes）和可能存在的未检测到的双星在样本中的真正的单星进行检查，并估计适当的校正。他们被发现是小的，我们的样本。新的数据使我们能够可靠地确定主序列（MS）的绝对位置作为金属丰度的函数。然后，这些结果被用来推导距离和年龄的一个精心挑选的样本的9个球状星团具有金属丰度确定的高色散光谱的个别巨人根据一个程序完全一致的领域亚矮星。非常精确和均匀的红化值也已独立确定这些集群。我们发现，HIPPARCOS松弛小于相应的地面测量导致，反过来，更长的距离模量（$\sim 0.2$马格）和年轻的年龄（$\sim 2.8$陀螺仪）。9个星团的零年龄HB（ZAHB）绝对星等与金属丰度的关系为：$M_V(ZAHB) = (0.22\pm 0.09)([Fe/H]+1.5) + (0.49\pm 0.04)$。相应的LMC距离模数是$(m-M)_0=18.60\pm 0.07$。根据理论上的可靠指标-
1997-07-16 astro-ph
SED, Metallicity and Age of Halo Globular Clusters in M33
本文研究了邻近旋涡星系M33中十个晕状球状星团的性质。M33的CCD图像是作为BATC天空颜色巡天的一部分，在3800到10000流明的13个中间波段滤波器中获得的。通过孔径测光，我们得到了这些球状星团的光谱能量分布。我们估计我们的样本集群的年龄，通过比较每个对象的测光与理论恒星星族合成模型的不同值的金属丰度。我们的结果表明，10个样本晕球状星团中有8个具有“中等”年龄，即在1到8 Gyr之间。
2002-01-28 astro-ph
Young Globular Clusters in an old S0: Clues to the Formation History of NGC 4570
在这里，我们提出了我们的第一次尝试使用球状星团作为其母星系的形成历史的示踪剂。大多数早型星系的球状星团系统的光学色分布具有双峰特征。蓝峰球状星团通常被认为是古老而贫金属的。关于红峰球状星团的年龄、金属丰度和起源，人们一直在争论。我们在这里提出我们的年龄和金属丰度的红峰球状星团在室女座S0 NGC 4570使用深KS波段测光从NTT/SOFI（ESO程序ID 079.B-0511）的红峰球状星团结合HST-ACS档案数据打破年龄金属丰度简并。我们分析相结合的G，Z，和Ks光谱能量分布的比较与一个大网格的GALEV演化合成模型的星团具有不同的年龄和金属丰度。这一分析揭示了大量的中间年龄（1 - 3 Gyr）和金属丰富（太阳金属丰度）的球状星团。我们讨论了它们的年龄和金属丰度分布，以及文献中关于母星系的信息，以深入了解该星系的形成历史。我们的研究结果证明了这种方法的权力，揭示（暴力）恒星的形成和化学富集历史的星系的基础上结合光学和近红外测光。
2008-04-08 astro-ph
Deflationary cosmology: constraints from angular size and ages of globular clusters
利用致密射电源的角尺寸数据和球状星团的最新年龄估计，导出了一大类衰变真空宇宙学的观测约束。对于这类通货紧缩的$Λ(t)$模型，真空能量密度的现值是量化的一个积极的$β$参数小于1。在毫角秒致密射电源的情况下，我们发现$β$和物质密度参数$Ω_m$的允许间隔在很大程度上依赖于平均投影线性尺寸$l$的值。对于$l \simeq 20h^{-1} - 30h^{-1}$ pc，$β\sim 0.58$、$Ω_{\rm{m}} \sim 0.58$和$β\sim 0.76$、$Ω_{\rm{m}} \sim 0.28$分别出现最佳拟合。该分析表明，如果对于自由参数$l$、$Ω_{\rm{m}}$和$β$最小化$χ^{2}$，则对于这些角尺寸数据的最佳拟合对应于具有$Ω_{\rm{m}} = 0.54$ $β=0.6$和$l = 22.64h^{-1}$ pc的衰减$Λ(t)$。来自球状星团和年老高红移星系年龄估计的限制并不那么严格，因此表明这种$Λ(t)$宇宙学不存在年龄危机。
2002-07-02 astro-ph
Cluster AgeS Experiment. Catalog of Variable Stars in the Globular Cluster Omega Centauri
我们提出的球状星团半人马座欧米茄领域的变星测光调查的结果。观测到的区域大致以星团核心为中心，覆盖644弧分^[2]。在1999年和2000年的59个夜晚，对该集群进行了监测。共确定了117个新变量。其中有16颗RR型天琴型星，35颗SX型Phe变星和26颗食双星。介绍了一个包括迄今为止从星团领域报道的所有变星的综合星表。我们列出了基本的光度特性，并提供了总共392个对象的查找图表。其中313个获得了新的BV光变曲线。所呈现的样本包括几个有趣的变量，如SX Phe恒星的脉动周期极短，以及几个脉动K巨星的候选者。XMM和钱德拉望远镜探测到的9个X射线源的光学对应物被确定：它们都可能是与星团无关的前景变量。
2004-06-21 astro-ph
Colour-colour diagrams and extragalactic globular cluster ages. Systematic uncertainties using the (V-K)-(V-I) diagram
我们研究了由（V-K）-（V-I）图估算的星系团年龄和[Fe/H]的偏差，这些偏差是由不一致的水平分支形态、金属混合物、观察到的星系团之间的核心对流处理以及用于年龄和金属丰度测定的理论色网格引起的。我们还研究了所观察到的颜色的统计波动所起的作用，所造成的典型的球状星团的低总质量。水平分支形态可能是最大的不确定性来源。一个单一的年龄系统窝藏一个大部分的集群与HB形态系统蓝比占在理论的颜色网格，可以模拟一个双峰人口的年龄差异大至8 Gyr。当只考虑红巨星团时，这种不确定性几乎可以忽略不计，除非红巨星分支阶段有极端的质量损失。金属混合物的影响主要是红色的集群，颜色波动的影响变得可以忽略不计的红色集群，或当集成MV是明亮的超过-8.5马格。核心对流的治疗是相关的年龄低于4 Gyr。检索的[Fe/H]分布总体上仅受到轻度影响。颜色波动和对流核心延伸的影响最大。当1 sigma光度误差达到0.10 mag时，我们分析中发现的所有偏差都被消除，年龄差异高达~8 Gyr的双峰年龄人群未被检测到。使用（U-I）-（V-K）和（V-I）-（V-K）图可能有助于揭示理论颜色校准中未考虑的蓝色HB星的存在。
2006-10-09 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
The Globular Cluster System of NGC 5128 II. Ages, Metallicities, Kinematics, and Formation
我们提出了一个研究附近的合并后的巨大椭圆星系，NGC 5128（半人马座A），在其中，我们使用的球状星团（GC）和行星状星云（PN）系统的属性来约束它的演化。使用光度和光谱数据的215 GC在纸一，我们研究的年龄，金属丰度和运动学的GC系统的趋势。我们确认GC金属丰度分布是双峰的，并表明这两个子群体有不同的属性。使用谱线指数测量最亮的星团，贫金属的GC具有像银河系球状星团一样的古老年龄，而富金属的GC具有H-β线强度，可以解释为平均年龄为5（+3/-2）Gyr。这两个群体似乎有[Mg/Fe]比率与银河系GC系统一致，虽然这个数量不是很好的约束。富金属GC的运动学与行星状星云相似，表现出明显的旋转轴错位，而贫金属GC有较高的速度色散，并表现出较弱的运动学与场星的相关性。由GCs得到的NGC 5128的总引力质量与由恒星运动学得到的结果非常一致。我们认为，这些和其他数据支持的图片中，NGC 5128的主体形成3-8 Gyr前由两个不等质量的盘星系的耗散合并补充的气体丰富和气体贫乏的卫星不断吸积。
2003-11-11 astro-ph
The Relative Ages of Galactic Globular Clusters
我们讨论了目前的知识和思想的传播中发现的银河系球状星团之间的年龄，与一些讨论的影响，发生了什么事情在银河系形成的最早阶段。本文详细讨论了用差分观测技术来计算相似金属丰度星系团之间的相对年龄差异。我们的结论是，截至目前（1996年4月中旬），实地情况仍然有些混乱。然而，我们相信，现在有大量的证据-包括这里提出的\ngc{1851}，\ngc{288}和\ngc{362}的颜色-星等图的特别揭示性的相互比较-表明年龄不是决定球状星团水平分支形状的主要第二个参数。如果我们的断言是正确的，那么除了极少数可能从卫星矮星系中捕获的异常星系团之外，没有强有力的证据表明具有给定金属丰度的星系团之间的年龄有显著的分布，或者平均年龄随银心距离的系统变化。关于贫金属和富金属星系团之间是否存在显著的年龄差异的问题，我们不得不求助于苏格兰的裁决："未经证实。“现在，许多小组正在收集各种分支学科的数据，这些数据可能会在几年内解决剩下的争议。
1996-05-13 astro-ph
Age Estimates for Globular Clusters in NGC 1399
我们提出了高信号噪声凯克光谱的10个球状星团与巨大的天炉座椭圆NGC 1399，并比较测量线指数与当前的恒星星族模型。我们的数据首次令人信服地证明，在一个巨大的椭圆星系中，至少有一些星团具有类似于宿主星系的超太阳丰度比。从β线强度来看，大部分星团的年龄在11 Gyrs（2 sigma以内），与NGC 1399的光度加权恒星年龄相似。其中两个簇（也显示丰度比增强）显示出比其他簇显著更高的H β值。目前尚不清楚这是由于年轻（~2 Gyr）的年龄，或极老（> 15 Gyr）的年龄与温暖的蓝色水平分支。然而，如果年轻的年龄是有利的，与当前宇宙学参数的冲突是避免的。这两种选择都表明了富金属星系团之间复杂的年龄分布，并对它们在晚期的化学富集设置了有趣的限制。
2001-11-09 astro-ph
Star Formation History of Omega Centauri Imprinted in Elemental Abundance Patterns
在超新星诱导恒星形成的非均匀化学演化模型的背景下，研究了球状星团半人马座欧米茄的恒星形成历史。该模型解释了最近对欧米茄Cen恒星的观测，并将恒星形成分为三个时期。在第一个纪元结束时，约70%的气体被超新星排出。AGB星然后提供s-过程元素的剩余气体在第一个间隔约3亿年。这解释了在欧米茄Cen星中观测到的Ba/Fe比在[Fe/H] ~-1.6处突然增加。第二纪元末期的超新星无法排出气体。最终，Ia型超新星引发了超新星诱导的恒星形成，当星团穿过新形成的银河系圆盘时，剩余的气体被剥离。并在云-云碰撞触发的球状星团形成框架下讨论了欧米茄Cen的形成。在这种情况下，碰撞中云的相对速度决定了团簇中随后的化学演变。相对速度较低的原星团云的正面碰撞将使不到1%的气体转化为恒星，并通过超新星驱动的恒星形成促进随后的化学演化。这与目前观察到的Omega Cen形式一致。相比之下，其他的银河系球状星团则是由更强烈的正面碰撞形成的，而且由此产生的云太薄，超新星无法积累足够的气体来形成下一代恒星。这就解释了为什么其他球状星团没有化学演化。
2003-02-15 astro-ph
High Angular Resolution JHK Imaging of the Centers of the Metal-Poor Globular Clusters NGC5272 (M3), NGC6205 (M13), NGC6287, and NGC6341 (M92)
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）的自适应光学罩（AOB）获得了贫金属球状星团NGC5272（M3）、NGC6205（M13）、NGC6287和NGC6341（M92）中心的高角分辨率JHK像。从这些数据中得到的色星等图（CMD）包括上主序和大部分红巨星分支（RGB），星团序列与这些星团中亮星的光度测量结果一致。测光精度受到PSF变化的限制，这会在AO参考星附近引入百分之几的星等系统误差。根据金属丰度的集群配对，和近红外CMD和光度函数被用来调查每对内的相对年龄。近红外CMD对经典第二参数对NGC5272和NGC6205的相对年龄提供了最严格的限制，并表明这些星系团的年龄相差不超过+/-1 Gyr。因此，这些结果支持了年龄不是第二个参数的观点。我们初步得出结论，NGC6287和NGC6341的年龄相差不超过+/-2 Gyr。然而，NGC6287中恒星的近红外光谱能量分布似乎与外晕星团中的恒星不同，这一年龄估计的有效性受到质疑。
1998-12-03 astro-ph
Spectral Energy and Age Distributions for 51 Globular Cluster Candidates
本文是Mochejska等人利用DIRECT项目收集的数据在附近星系M33中探测到的51个球状星团候选者的分光光度学系列文章中的第四篇。本研究中的M33帧是作为BATC多色巡天的一部分拍摄的。我们得到了这些候选人在13个中间带滤波器的光谱能量分布。通过与Bruzual & Charlot的理论恒星星族合成模型比较，我们估算了它们的年龄。BC 96模型提供了简单恒星星族在很宽的恒星金属丰度范围内的分光光度特性随时间的演化。我们的研究结果表明，有一半的候选人年龄小于10^8岁，他们的年龄简并不明显。我们还发现M33中的球状星团在~4* 10 ^6 - 10^{10}年内连续形成。我们的研究结果与Escherar等人的结果一致，通过比较光度测量值和Bertelli等人的理论模型的积分颜色，估计了35个共同候选球状星团的年龄。Kolmogorov-Smirnov检验表明，Bertelli等人和我们之间估计年龄的绝对差值的最大值为0.48，显著性水平概率为100.00%。
2002-11-14 astro-ph
Clusters AgeS Experiment. Hot subdwarfs and luminous white dwarf candidates in the field of the globular cluster M4
本文给出了球状星团M4的UBV色星等图。CMD显示了一系列的四颗明亮的蓝色恒星（V<20，U-V<-0.6），它们似乎是星团热次矮星。我们提出了三个最亮的光谱。我们还注意到存在一群暗淡的蓝色天体，可能是属于该星团的热的年轻白矮星（WD）。我们选择了五个高于V=22等的天体，这些天体足够明亮，可以进行后续的地基光谱学研究，并给出了它们的坐标和发现图表。我们展示了变星V46的光谱（Kaluzny et al. 1997），这表明它是一个热的次矮星，以及用ISIS图像减法包获得的新的光变曲线（Alard 2000）。光变曲线是不稳定的，但只有一个明显的变化周期。发现了两个新的变星，都位于星团红巨星分支（RGB）。我们还给出了一个E（B-V）微分红化图，并在V/B-V CMD上给出了主序、次巨星支和红巨星支的基准序。基于与M5基准序列的比较，我们获得了E（B-V）=0.41 mag朝向M4的红化估计，与先前的测定一致。
2002-05-28 astro-ph
Young Galactic Globular Clusters
9个目前已知的“年轻”银河系球状星团，其年龄比具有类似金属丰度的最古老星团小/ 3 Gyr，都具有大于15 kpc的RGC。此外，这些年轻的球状星团被发现有低于平均光度。这些结果表明：（1）在星系晕的最外层，球状星团的形成持续了相当长的一段时间;（2）这种外晕星团的典型光度（质量）随时间而减小。
1998-02-12 astro-ph
Globular Clusters in the Outer Galactic Halo: AM-1 and Palomar 14
AM-1，约120千秒差距，和AM 14，约70千秒差距，是两个已知的最遥远的银河系球状星团。我们提出了哈勃空间望远镜WFPC 2测光的AM-1和AM 14，揭示了前所未有的深度和细节，在这两个集群的颜色星等图。绝对和相对年龄测量证实，两者都比内晕球状星团M 3年轻1.5-2 Gyr，假设所有三个星团都有相似的成分。因此，AM-1和AM 14加入了AM 3、AM 4和波江座（由Stetson等人研究）。作为遥远的银河系球状星团与红色的水平分支和年轻的年龄相对于内晕。在第二参数球状星团年龄的整个研究领域内，观察到的年龄和水平分支形态之间的相关性表明，年龄是第二参数的最佳候选者。然而，这一结论是缓和的第二参数球状星团的一个重要部分缺乏精确的化学丰度测定。
2008-07-07 astro-ph
Constraints on the cosmic equation of state: age conflict versus phantom energy. Age-redshift relations in an accelerated universe
目前可用的Ω_m0、H_0和球状星团年龄的值和置信限仍然表明，主宰宇宙的暗能量也可能是一种精华或幻影能量。事实上，目前的宇宙学价值倾向于幻影能量。为了增加宇宙学常数作为暗能量而不是幻影能量的可能性，可能性似乎在于减少球状星团的年龄，哈勃常数，或两者兼而有之，并可能提前球状星团形成的时代。对于一组可能的暗能量状态方程，其中包括宇宙学常数，quintessence或幻影能量，年龄红移的解析表达式，包括普通物质的零曲率宇宙，推导出这些宇宙的相应年龄。
2004-03-26 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
PERIGALACTIC DISTANCES OF GLOBULAR CLUSTERS
球状星团的光度和潮汐半径已经被用来估算观测良好的没有坍缩核心的球状星团的近星系距离P。结果表明，相对于目前球状星团的银心距R，星团金属丰度[Fe/H]与P的相关性更强。同时发现P和R与团簇半光半径rh的相关性比与[Fe/H]的相关性更强。这表明，集群半径主要是由（原）银河系的全球参数，而[Fe/H]可能已经更强烈地受本地的演化效应。球状星团的近星系距离和半光半径之间的强相关性（P）= 0.70 +/- 0.05特别引人注目。发现银河系外晕中球状星团的半光半径rh与R相关，与P的相关性更强。目前还不清楚这一结果如何与Searle-Zinn关于银河系外晕形成的假设相一致。具有坍缩核心的星系团的潮汐半径似乎被系统性地高估了，导致近星系距离过大。P > 15 kpc的晕球状星团（NGC 2419除外）通常比与银河系主体相关的P < 15 kpc的星团的亮度低一个数量级。P < 1 kpc的核球状星团的星族在比MV ~-7更暗的天体中显得不足。具有明确年龄的P > 15 kpc的星团的年龄范围为9 - 16 Gyr，而P < 15 kpc的球状星团的年龄似乎都局限在13 < T < 16 Gyr的范围内。
1995-05-25 astro-ph
