Near infrared spectra of 133 red giant stars from ten Galactic open clusters and two Galactic globular clusters spanning 2.2 dex in metallicity and 11 Gyr in age are presented. We combine this sample with ten clusters from Cole and collaborators to investigate the Ca II triplet line strengths and their relation to cluster metallicity and position along the red giant branch. We show that characterizing the stellar surface gravity using Ks band photometry (relative to the horizontal branch) taken from the Two Micron All-Sky Survey allows for metallicity measurements at least as precise as those derived using V or I band data. This has the great advantage that uniform photometry and reliable astrometry is available for a large number of clusters. Using Ks band photometry also reduces the effect of differential reddening within a given cluster. We find no significant evidence for age or metallicity effects to the linear Ca II triplet - metallicity relationship over the small range in magnitudes studied when homogeneous reference metallicities are used. We derive the first spectroscopic metallicity and new radial velocity estimates for five open clusters: Berkeley 81, Berkeley 99, IC 1311, King 2, and NGC 7044. King 2 has an anomalous radial velocity compared with the local disk population. We discuss the possibility that it is part of the Monoceros tidal stream.
The usage of Stromgren photometry in studies of Local Group Dwarf Spheroidal Galaxies - Application to Draco: a new catalogue of Draco members and a study of the metallicity distribution function and radial gradients
在本文中，我们证明如何斯特龙格伦紫外光度法可以有效地用于：1。识别出矮球状星系中的红巨星分支星。2.推导出相同恒星与年龄无关的金属丰度，并量化相关误差。在以天龙座矮球状星系为中心的11 x 22弧分视场中，使用拉帕尔马的艾萨克·牛顿望远镜获得了斯特龙格伦紫外光度学。Draco dSph星系的成员是用区分红巨星和矮星的表面重力敏感的c_1指数确定的。因此，使我们能够区分（红巨星分支）成员的矮球状星系的前景矮星在我们的星系。该方法通过比较我们的成员名单与文献中的径向速度和自行车的基础上的成员分类进行评估。金属丰度敏感的m_1指数被用来获得个人和年龄无关的Draco dSph星系的成员的金属丰度。推导出的金属丰度进行了比较，基于高分辨率光谱学的研究和协议是非常好的。我们目前的169名成员的红巨星分支的天龙座矮球状星系（迄今为止最大的样本）的金属丰度。Draco dSph星系的金属丰度分布函数显示平均值[Fe/H] = -1.74 dex，扩散为0.24 dex。红巨星分支上恒星的金属丰度和颜色之间的相关性与占主导地位的古老和同时代的人口是一致的。有可能是一个空间人口梯度的领域与最富金属的恒星更集中的金属比贫星。
Keck spectroscopy of the faint dwarf elliptical galaxy population in the Perseus Cluster core: mixed stellar populations and a flat luminosity function
Probable member stars of the gravitational theory-testing globular clusters AM 1, Pal 3 and Pal 14
一些银河系外晕球状星团是探测弱加速度区域引力理论的极好工具（Baumgardt et al. 2005）。对这些星团中恒星之间视线速度色散的测量将区分牛顿动力学的有效性（低速色散）和修正牛顿动力学（MOND）或暗物质主导的球状星团（高速色散）的可能性。本文介绍了三个最佳引力理论检验星团AM1、AM13和AM14的可能成员星的性质。成员选择基于Johnson BV的VLT测光。恒星的位置被确定为精度<=0.2弧秒，允许它们直接用于后续光谱学。距离，红化，年龄和金属的集群估计从等时线拟合。此外，改进的结构参数，如中心坐标，椭圆度，
On the Formation of Galaxy Halos: Comparing NGC 5128 and the Local Group Members
最近的巨型椭圆星系NGC 5128的晕中的老红巨星的金属丰度分布函数（α）与大麦哲伦星云中老盘星的α几乎相同，也与M31的晕α非常相似。这些星系都具有高的平均晕金属丰度（<m/H> ~-0.4 $），只有很少的低金属丰度恒星。这些观测结果强化了这样一种观点，即富含金属的晕对于所有类型的大型星系都是非常正常的。这样的系统不太可能是由先前存在的、没有气体的小卫星星系吸积而形成的，除非这些卫星星系的质量分布非常浅（d log N / d log M > -1）。我们认为NGC 5128的晕更有可能是由富含气体的团块的分层合并而形成的，其中大部分恒星形成发生在合并阶段期间或之后。
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）
A spectral atlas of post-main-sequence stars in omega Centauri: kinematics, evolution, enrichment and interstellar medium
我们提出了一个光谱图集后的主要序列人口的最大的银河系球状星团，半人马座欧米茄。从van Leeuwen et al.（2000）的自行星团候选成员的（B，B-V）色星等图中尽可能均匀地选取了1500多颗恒星，获得了它们的光谱。这些光谱是用英澳望远镜的2dF多光纤摄谱仪获得的，覆盖的范围约为λ ~3840-4940埃。通过对ATLAS 9恒星大气模型的拟合，我们测量了恒星的径向速度、有效温度、金属丰度和表面重力。我们分析了星系团成员和恒星运动学，3933埃Ca II K线的星际吸收，RR Lyrant不稳定带和极端水平分支，红巨星的金属丰度分布和双峰CN丰度分布，氮和s-过程富集，碳星，渐近巨星分支（AGB）上的脉动诱导Balmer线发射，以及后AGB和紫外亮恒星的性质。绝大多数恒星的成员身份都得到了确认，径向速度清楚地显示了星团核心的旋转。我们确定了长周期RR天琴座型变量与低重力，低振幅的变量与温暖的RR天琴座恒星相吻合。最冷的红巨星中的钡增强表明，第三次挖掘在欧米茄Cen的AGB星中运作。这与更大质量的AGB星的预富集不同，这也在我们的数据中看到。AGB、后AGB和紫外亮星的性质表明，在金属丰度非常低的情况下，RGB质量损失可能效率较低，[Fe/H]<<-1，增加了AGB质量损失的重要性。目录和光谱通过CDS提供。
