Blue Straggler Stars in Galactic Open Clusters and the effect of field star contamination
我们研究了蓝离散星在三个疏散星团场中的分布。主要目的是突出一般银河系盘前/背景场恒星所扮演的关键角色，这些恒星通常与蓝离散星位于色星等图的同一区域。我们分析了3个富含蓝离散星的中/老年龄疏散星团的测光结果，并将它们投射到英仙座臂的方向，研究了它们的空间分布和色星等图。正如我们所预期的那样，我们发现这些星团中的大部分蓝离散星都是属于旋臂的年轻场星，这一结果对不同星群环境中蓝离散星的形成和统计理论有重要的影响：疏散星团、球状星团和矮星系。正如许多作者先前强调的那样，在将星团中的蓝离散星人口与理论模型进行比较之前，必须进行详细的成员分析。此外，这些年轻的恒星序列（蓝色羽状物）是银河系结构的潜在强大示踪剂，需要进一步考虑。
2008-02-25 astro-ph
The contribution of primordial binaries to the blue straggler population in 47 Tucanae
最近的观测（Ferraro et al. 2003 b）的蓝离散人口在47图克卡蒙给出了第一个详细的描述他们的空间分布在集群在其整个体积。相对于光分布，蓝色离散星在核心和大半径处似乎过剩。所观察到的表面密度曲线显示出一个中心峰，一个回避区和超过20个核心半径的上升。根据这些发现，我们探讨了蓝离散模仿他们的动力学在一个多质量国王模型的47 Tuccenda的演变。我们发现，所观察到的空间分布不能解释在一个纯粹的碰撞的情况下，蓝色离散产生专门在核心通过直接合并。一个很好的配合，如果我们需要一个相当大的比例的蓝色离散产生在外围区域的集群内部的原始二进制文件，在孤立的经历质量转移的发展。
2004-02-22 astro-ph
The Distribution of Collisionally Induced Blue Stragglers in the Colour-Magnitude Diagram
球状星团中蓝离散星的主要产生机制被认为是碰撞诱导的合并，可能是由涉及双星的动力学相遇介导的。我们模拟了这种蓝离散星的形成和演化，并给出了它们在色星等图中的理论分布。我们使用一个粗糙的集群动态表示和详细的双星单星遭遇模拟产生各种碰撞的截面和速率。碰撞的结果是根据真实恒星模型的SPH模拟确定的。碰撞产物的演变，然后详细。我们使用我们的结果来探索各种输入假设的碰撞产生的蓝色离散星的数量和种类的影响。特别是，我们描述的蓝色离散分布的变化，而不是使用现实的碰撞产品的“完全混合”的假设，并从原始的二进制人口的数量和轨道周期分布的假设的变化。然后，我们将我们的模型应用于M3核心的现有数据，其中大型蓝色离散星人口被认为是由碰撞产物主导的。我们发现，我们很难成功地模拟观察到的蓝离散下一个单一的一致的假设。然而，如果3个特别明亮的蓝色离散星被认为是一个不同的观察群体的一部分，其余的可以成功地使用现实的遭遇产品，并假设一个20%的二进制分数与合理的周期分布建模。
1998-05-11 astro-ph
Spectroscopy of Blue Stragglers and Turnoff Stars in M67 (NGC 2682)
我们分析了老的疏散星团M67（NGC 2682）中相对冷的蓝离散星和主序星的高分辨率光谱。我们试图确定蓝离散星的光谱最少污染的二元效应（污染的一个二元伴侣或吸收的拱星材料）。这些"最佳“的离散星具有金属丰度（[Fe/H] = -0.05），蓝色离散星的丰度比与关闭星的丰度比没有显著差异。基于恒星碰撞的流体动力学模型的参数，我们断言，目前的上限的锂丰度的所有蓝色离散观察到的M67（由我们和其他人）是一致的，在形成过程中没有混合，假设前主序星和主序星耗尽模式观察到的M67主序星。我们讨论的组成签名，可以更明确地区分蓝色离散形成机制的疏散星团恒星。我们确认光谱检测到一个双星伴星的离散S 1082。从我们的光谱中，我们测量到次级行星的预计旋转速度为90+/-20 km/sec，并发现其径向速度以约25 km/sec的峰到峰幅度变化。由于径向速度不随系统中的日偏食的周期而变化，我们相信这个系统目前正在进行质量转移。此外，我们提出的证据表明，S 984是一个真正的蓝离散星（而不是一个未解决的对）。如果这一点能够得到证实，我们对锂的探测可能表明碰撞起源。
2000-06-27 astro-ph
Statistical Study of the Blue Straggler Properties in Galactic Globular Clusters
在本文中，我们报告的统计分析的主要性质的球状星团蓝色离散星（BSS）的光度均匀CMD（Piotto等，2002）的HST快照数据库中提取的最重要的结果。BSS相对频率与碰撞率和星系团总绝对光度呈显著的负相关关系。
2003-03-13 astro-ph
The Blue Straggler and Main-sequence Binary Population of the Low-Mass Globular Cluster Palomar 13
我们提出了高精度的VI测光的恒星从中间的巨大的分支，约5个星等以下的主序关闭的球状星团Palomar 13的基础上获得的图像与凯克II 10米望远镜。我们将星团中大约18个核心半径的蓝离散星的完整样本制成表格。蓝离散星比巨星样本更集中，而巨星样本又比主序星样本更集中。在所有已知的球状星团中，帕洛玛13拥有最高的蓝离散星比频率，但是在星团外围的蓝离散星比频率并没有像在更密集的星团中那样增加。我们还发现了一组微弱的蓝色离散星（比转弯处更蓝，但具有相同的星等），其数量超过了较亮的离散星2倍以上。该星团的色星等图显示，在主序带的红色部分有大量的恒星，这表明该星团的双星比例至少为30% +/-4%，这似乎与低质量星团E3相似，但明显高于质量更大的星团E15和NGC 288。
2004-09-10 astro-ph
Blue Stragglers, Be stars and X-ray binaries in open clusters
高精度光度学和光谱学的结合使得对疏散星团的上主序的详细研究成为可能。我们正在进行一项全面的研究，一些集群包含Be星，以评估的可能性，大量的Be星形成通过质量交换在一个二进制。我们的第一个结果表明，大多数年轻的疏散星团包含蓝离散星。尽管迄今为止分析的集群数量不多，但一些趋势已开始显现。在较年轻的疏散星团中，如NGC 869和NGC 663，有许多蓝离散星，其中大部分不是Be星。在较老的星团中，例如IC 4725，蓝色离散星中Be星的比例非常高。两颗Be蓝离散星是中等强度的X射线源，其中一颗是已确认的X射线双星。这样的物体一定是通过二元进化形成的。我们讨论了密近双星中质量转移对蓝离散星和Be星形成的贡献
2005-12-19 astro-ph
Blue Stragglers as Stellar Collision Products: the Angular Momentum Question
研究了球状星团中由主序星直接碰撞形成的蓝离散星的结构和演化。特别是，我们看看旋转的离轴碰撞的产品的演变。在先前的工作中发现，这样的蓝离散星最初有太高的角动量，无法收缩到主序星。我们认为角动量损失通过光盘锁定或锁定外流风，并表明这两种方法都允许合并的对象摆脱足够的角动量收缩到主序星。
2005-01-10 astro-ph
Hydrodynamics of Stellar Mergers and the Formation of Blue Stragglers
在蓝离散星形成的背景下讨论了恒星碰撞和合并的流体动力学。重点放在合并过程中的流体动力学混合的非常重要的问题。最近的三维流体动力学计算结果表明，恒星碰撞产生的合并残余物是典型的{\em\/}不混合。然而，在稠密星团中观测到的蓝离散星的颜色和数量与它们的恒星演化的理论计算预测之间的比较似乎要求初始蓝离散星模型接近化学均匀性。这种明显冲突的解决可能涉及对流或其他热不稳定性的发展，这些不稳定性可以在合并残余物收缩到主序上的热平衡状态期间提供有效的混合。
1995-10-24 astro-ph
Metal-poor Field Blue Stragglers: More Evidence for Mass Transfer
我们报告的径向速度研究的五个候选人金属贫场蓝离散，都是已知的缺乏锂。这五颗恒星中有四颗是单线光谱联星，周期在302到840天之间，轨道偏心率低，与Preston & Sneden（2000）和Carney et al.（2001）在其他蓝离散星候选者中发现的类似行为一致。锂丰度的有限数据表明，所有蓝离散候选者都有耗尽的锂丰度。我们的研究结果表明，较高的值的v（rot）sin i的双星比可比的温度恒速星。轨道周期太长，潮汐效应现在变得很重要，这意味着当轨道间隔和周期较小时，质量转移期间的自旋上升是增强旋转的原因。
2004-12-05 astro-ph
On the evidence for discs around Blue Straggler stars
De Marco等人（2004）最近对蓝离散星的观测显示，在巴尔末不连续面的蓝色一侧存在连续性缺陷，导致这些作者推断恒星周围存在圆盘。这种有趣的可能性可能会让我们了解至少其中一些天体的形成机制;目前关于蓝离散星形成的理论涉及恒星碰撞或相互作用的双星，这两种理论似乎都能够形成一个拱星盘。然而，通过合成光球光谱的旋转蓝离散星模型，我们表明，巴耳末跳跃增强可以完全归因于扁率和重力暗化的连续形成的影响。因此，我们可以得出结论，De Marco等人的观测结果可以归因于一个更合理的解释，即恒星的快速自转是由合并/相互作用形成过程引起的。
2005-03-21 astro-ph
HST - WFPC2 photometry of the globular cluster ngc 288: binary systems, blue stragglers and very blue stars
本文报道了对球状星团NGC 288的WFPC 2新观测结果，并将注意力集中在特殊恒星上。在色星等图（CMD）中可以清楚地观察到一个非常明显的二进制序列，平行于普通的主序星（MS），并且测量到蓝离散星的相对比例很大。该数据集提供了在低密度环境中研究大量二进制（和二进制进化副产品）的进化的机会，在这种环境中，这种系统的进化不受碰撞和相遇的支配。三个（非常）极端水平分支恒星被发现，都位于星团核心之外。
1999-10-28 astro-ph
The blue straggler S1082: a triple system in the old open cluster M67
本文对疏散星团M67中的蓝离散星S1082进行了光度和光谱研究。我们的观测结果证实了先前报道的1.07天的食光曲线和没有大的径向速度变化的窄线星。然而，我们发现另外两个光谱分量在1.07天的周期上发生变化。我们得出结论，该系统是三重的。我们拟合了光速和径向速度曲线，发现内部双星的总质量是关闭质量的两倍多，而外部伴星本身就是一颗蓝离散星。我们简要地讨论了这个多系统的形成方案。
2001-04-19 astro-ph
BD+43 3654 -- a blue straggler?
逃逸星BD+43 3654的天体测量数据与这颗位于天鹅座OB 2星协中心的O 4 If星的起源相一致，而BD+43 3654比该星协年轻。为了调和这种差异，我们认为BD+43 3654是一个蓝色离散星，它是由天鹅座OB 2核心的两个紧密质量双星之间的近距离相遇形成的。这一建议的一个可能的含义是，天鹅座OB 2中的超大质量（因此显然非常年轻）恒星也可能是蓝离散星。我们还认为，产生BD+43 3654的双星-双星相遇可能是两颗高速恒星（大质量恒星的剥离氦核）--双星B2020+28和B2021+51的祖先--被抛射的原因。
2008-05-26 astro-ph
A Spectroscopic Analysis of Blue Stragglers, Horizontal Branch and Turn-Off Stars in Four Globular Clusters
本文对四个球状星团（47 Tuccott，M3，NGC 6752，NGC 6397）中的55颗恒星（关断星，水平分支星和蓝离散星）的HST/STIS和FOS低、中分辨率光谱进行了分析。利用非局域热力学平衡模型大气对恒星进行了分析，获得了它们的有效温度、重力和一些自转速率的值。使用光度通量，我们还得到了半径，光度和光谱质量。
2005-11-16 astro-ph
Ultra-Lithium-Deficient Halo Stars and Blue Stragglers: A Common Origin?
我们目前的数据为四个超锂缺乏，温暖，晕星。其中两种的缺锂是新发现。四颗恒星中有三颗的有效温度Teff约为6300 K，与之前已知的缺乏锂的晕星形成对比，这些晕星跨越了Spite高原的温度范围。在本文中，我们提出，这些，和以前已知的超锂缺乏晕星，可能有其表面锂丰度减少了相同的机制，产生晕场蓝离散。尽管这些恒星还没有显示出自己是蓝离散星，但它们可能被认为是“未来的蓝离散星”。“在我们提出的方案中，这些恒星中Li的表面丰度可能会被破坏（a）在其低质量前体的正常主序前单星演化期间，（b）在演化的质量供体的主序后演化期间，和/或（c）通过质量转移事件或恒星合并期间的混合。在转折处最温暖的缺锂恒星将被视为新兴的“典型”蓝离散星，而较冷的则代表次转折质量的“未来蓝离散星”。“后者目前隐藏在主序列中，Li耗尽可能是其过去历史和未来意义的最清晰标志。最终，主序星的关闭将达到它们的质量，当该质量的正常恒星演化离开时，这些锂耗尽的恒星将暴露为典型的蓝色离散星。与这个统一的观点相矛盾的是，Teff ~ 6300 K的三颗贫锂恒星都是双星，而很少有较冷的系统显示出双星的证据;因此可能有两种独立的机制负责产生贫锂的主序星晕。
2000-10-20 astro-ph
Blue Straggler Stars: The Spectacular Population in M80
利用HST-WFPC 2对高密度星系团球状星团（GGC）M80中心区域的两个紫外滤光片（F225 W和F336 W）的观测，我们识别出了305颗蓝离散星（BSS），这是迄今为止在GGC中观测到的最大和最集中的BSS星群。我们还确定了最大的，干净的样本演变BSS尚未发现。高恒星密度本身不能解释BSS，我们认为，在M80中，我们正在目睹一个瞬态动力学状态，在此期间，恒星相互作用延迟的核心坍缩过程中导致一个异常大的人口碰撞BSS。
1999-04-15 astro-ph
An Eclipsing "Blue Straggler" V228 from 47 Tuc: Evolutionary Consideration
通过对双星系统的演化计算，寻找与食双星系统V228参数相似的系统祖先。我们表明，V228双星系统可能形成的初始双星系统，其中有一个低主序星作为吸积。我们还表明，最佳拟合模型意味着损失约50%的初始总轨道动量，但只有5%的初始总质量。
2007-12-27 astro-ph
Mass transfer from a giant star to a main sequence companion and its contribution to long-orbital-period blue stragglers
双星总体综合表明，从巨星到主序星伴星的质量转移可能是一些观测到的长轨道周期蓝离散星的原因。然而，很少有人注意到{ \bf支付给这个蓝离散形成的情况}，动力学不稳定性经常发生时，质量供体是一个巨星。本文用详细的演化计算方法研究了从巨星到MS伴星动态稳定质量转移的临界质量比$q_{\rm c}$。结果表明，一个更成熟的恒星通常是不稳定的洛希叶溢出。同时，$q_{\rm c}$随质量和角动量{ \bf损失}的增加几乎呈线性增加，但对恒星风的依赖性很小.为了方便使用的结果，我们给出了一个拟合的$q_{\rm c}$的恒星半径在洛希瓣溢出的开始和洛希瓣溢出期间的传质效率的函数。为了研究巨星和MS星之间的质量转移形成的蓝离散星，我们用不同的$q_{\rm c}$进行了蒙特卡罗模拟。模拟结果表明，某些质量施主在第一巨分支上的双星可能对蓝离散星有贡献，而对以前的$q_{\rm c}$没有贡献，这与本文得到的$q_{\rm c}$有关.与此同时，从我们的$q_{\rm c}$，蓝色离散星之间的质量转移的AGB星和MS的同伴可能是更多的，并有一个更广泛的轨道周期比那些从其他$q_{\rm c}$。
2008-04-15 astro-ph
The Blue Straggler Population of the Globular Cluster M5: Comparison with M3
我们已经调查了银河系球状星团M5的蓝离散星人口使用高分辨率的核心图像以及宽视场地面图像达到超过19个核心半径。为了衡量M5产生离散星的相对效率，我们将我们的样本与其他球状星团的五项研究进行了比较（主要是Ferraro et al. 1997 b; Ferraro et al 2003;和Piotto et al. 2004）。使用与Ferraro等人1997 b相同的方法选择的“明亮”样本，我们发现了与其他三个发光星系团相似的双峰径向分布。当使用核心半径来缩放不同簇的径向分布时，在核心离散样品的大小和“回避区”的中心方面，簇与簇之间存在良好的一致性。然而，M5在迄今为止测量的任何星团的回避区中具有最小的离散星分数，并且其回避区似乎比M3更宽（以r /rc计），M3具有非常相似的表面亮度轮廓。这两个事实都表明，M5的掉队者种群比M3在更大程度上动态进化。使用从哈勃空间望远镜中选取的紫外样本，我们发现M5中蓝离散星的频率比所研究的所有星系团都低，只有两个例外。我们还发现了7颗明亮的蓝色离散星，它们之前被Sandquist等人（2004）误认为是HB星。这些明亮的离散星很可能是双星碰撞的结果。
2006-05-02 astro-ph
Direct N-body Modelling of Stellar Populations: Blue Stragglers in M67
我们提出了一个国家的最先进的N体代码，其中包括恒星和二进制的演化以及集群动力学的详细治疗。这个代码是理想的调查有关的各个方面的星团和他们的恒星星族的演变。它适用于任何年龄的疏散星团和球状星团。我们使用N体编码来模拟老的疏散星团M67的蓝离散星。我们的二进制人口合成代码的初步计算表明，二进制进化本身不能解释所观察到的蓝色离散的数量或属性。另一方面，我们的M67的N体模型产生了所需数量的蓝离散星，并为M67中发现的所有各种类型的蓝离散星提供了形成路径。这证明了星团环境在改变其所包含的恒星性质方面的有效性，并突出了将动力学与恒星演化相结合的重要性。我们还进行了一系列的N = 10000模拟，以量化的逃逸率的恒星从集群受到银河系潮汐场。
2000-12-05 astro-ph
Photometry of the Globular Cluster NGC 5466: Red Giants and Blue Stragglers
我们目前的宽视场BVI测光约11,500颗恒星的低金属量集群NGC 5466。我们第一次探测到了红巨星分支隆起，尽管它比预期的要暗至少0.2等。红巨星的数量（相对于主序星的关闭星）与延世-耶鲁和泰拉莫星系群的恒星模型非常吻合，比延世-里贾纳星系群的模型略高。这进一步证明红巨星与主序星的异常大比例与星团金属丰度无关。我们讨论了来自不同研究小组的理论预测，发现氦扩散和强极限库仑相互作用的包含或排除可能是部分原因。我们还研究了动力学历史的指标：质量函数指数和蓝离散频率。NGC 5466的质量函数非常浅，与大质量损失和最近发现的潮汐尾相一致。蓝色离散星的样本比HB或RGB星更集中。我们没有看到任何证据表明，在距离中心很远的地方，蓝离散星的频率会上升。动力学摩擦时间尺度表明，如果星团目前的密度结构在其历史的大部分时间里都存在，那么离散星应该更加集中。NGC 5466的中心密度也比类似光度的星团低得多。尽管如此，蓝离散星的特定频率，使它正确的频率-集群M_V关系观察到的其他集群。
2007-04-06 astro-ph
Blue Straggler Stars in Galactic Open Clusters and the Simple Stellar Population Model
蓝离散星作为银河系疏散星团中的安全成员存在，对基于单星恒星演化理论的演化种群合成的传统图像构成了重大挑战，正如我们以前的工作所示。在目前的工作中，我们的样本的扩展，包括年轻的年龄集群提供了一个更大的数据库，以暴露简单的恒星星族模型提出的问题。工作样本现在包括97个银河系疏散星团，年龄从0.1到几个Gyr不等。在单个星团的基础上计算了蓝离散星对主星团积分光的贡献。建立了一个观测约束简单恒星星族模型的数据库，其年龄覆盖范围比我们以前的工作大。结果表明，在我们的样本星团中，蓝离散星的普遍存在极大地改变了对流恒星星族模型在光谱能量分布方面的预测。综合光谱的综合光谱能量分布向短波长方向增强，因此本文的研究结果将为理解恒星星族的性质提供新的思路。
2006-09-27 astro-ph
Stellar Collisions and Blue Straggler Formation
我们回顾了最近的3D流体动力学计算的恒星碰撞的光滑粒子流体动力学（SPH）方法，我们讨论的结果的影响的形成和演化的蓝色离散的球状星团。我们还讨论了合并残留物的简单分析模型的建设，近似的质量损失，冲击加热，混合，和角动量输运在碰撞过程中，可以使用我们的3D流体动力学结果校准的简单算法。这些简单的模型预测的热力学和化学成分的配置文件进行比较，从我们的SPH模拟，表明我们的新模型提供了准确的表示真正的碰撞合并残留物。
2001-01-05 astro-ph
Tracing the Dynamical History of the Globular Cluster 47 Tucanae
我们利用球状星团47 Tuccenda中的两个恒星星族：蓝离散星和低质量主序星来追踪它的动力学历史。我们假设蓝离散星是通过星系团所有区域的恒星碰撞形成的。我们发现，在集群的核心，碰撞蓝离散星的模型与观测结果吻合得很好，只要蓝离散星仍在继续形成，集群中的质量函数是非常偏向于大质量恒星（x=-8，其中萨尔彼得质量函数x=+1.35）。我们表明，这样一个极端的质量函数是支持直接测量的光度函数的主序星在集群的中心。在我们数据集的中间区域（距离星团中心25“到130”），蓝色离散星的形成似乎在大约半个陀螺仪之前就停止了。在星系团的外围，我们的模型在再现蓝离散星数据方面是最不成功的。从表面上看，它们表明蓝色离散星的形成在过去的10亿年里是微不足道的，并且适用于萨尔皮特质量函数。然而，更有可能的是，占主导地位的形成机制，在这一部分的集群是不是碰撞之一，我们的模型是不适合这一地区的集群。我们的结论是，蓝离散星可以作为动力学的示踪剂在球状星团，尽管我们不完全了解他们如何和在哪里形成。
2006-07-04 astro-ph
Composition Mixing during Blue Straggler Formation and Evolution
我们使用平滑粒子流体力学来研究可能的蓝离散星形成机制的作用，单星和双星合并的直接碰撞之间的差异。我们发现，在所有情况下，核心氦在祖星主要保留在核心的残余，几乎独立的类型的相互作用或祖星的中心浓度。我们还模拟了流体静力学残余物的后续演变，包括质量损失和流体动力学相互作用的能量输入。流体动力学和流体静力学模型的结合使我们能够预测在两个质量相等的球状星团恒星合并过程中几乎不会发生混合。与Proctor Sills，Bailyn，& Demarque（1995）的结果相反，我们发现无论是完全混合模型还是非混合模型都不能在所有光度水平上与NGC 6397中观测到的蓝色离散星的绝对颜色相匹配。我们还发现，颜色分布可能是解释BSS形成的关键测试-如果恒星碰撞或合并是正确的机制，大部分的落伍者的寿命必须花费远离主序星。这一限制似乎排除了完全混合模型的可能性。对于NGC 6397，未混合模型预测蓝离散星的寿命范围约为0.1至4 Gyr，而完全混合模型预测的范围约为0.6至4 Gyr。
1996-09-25 astro-ph
The dynamical state and blue straggler population of the globular cluster NGC 6266 (M62)
我们利用多波段高分辨率和宽视场地面观测的适当组合对银河系球状星团NGC 6266（M62）进行了成像。广泛的测光数据集使我们能够确定的重心，并构建有史以来最广泛的径向分布公布了这个集群，包括第一次，详细的恒星计数在非常内部的区域。恒星密度分布很好地再现了一个标准的国王模型与扩展的核心（$\sim 19''$）和一个适度的值的浓度参数（$c=1.5$），表明该集群尚未经历核心崩溃。毫秒脉冲星群（其成员都在双星系统中）和X射线发射群（在星团半质量半径内有50多个源）表明NGC 6266处于一个动力学阶段，通过动力学相遇产生双星特别活跃。中心区域的紫外线观测被用来探测蓝色离散星的数量，其起源也可能受到动力学相互作用的影响。与其他以类似策略观测到的球状星团相比，NGC 6266中的蓝离散星含量相对较低，这表明产生包含中子星或白矮星的双星系统的形成通道在显着增加蓝离散星数量方面并不有效。此外，球状星团中毫秒脉冲星含量与蓝离散星比频之间的相关性也越来越明显。
2006-01-09 astro-ph
The blue plume population in dwarf spheroidal galaxies: young stellar population or genuine blue stragglers?
在矮球状星系的背景下，很难将一个真正的蓝离散星系（BSS）从一个正常的年轻主星系（MS）序列中分离出来。这种困难是持久的。对于9个非恒星形成的本群矮星系的样本，我们计算了"BSS频率“，并将其与银河系球状/疏散星团和晕中发现的频率进行了比较。比较结果表明，在任何给定的Mv下，矮星系的BSS频率总是高于光度相近的球状星团。此外，最低光度矮星系的BSS频率的估计与银河系晕和疏散星团中观察到的非常一致。我们的结论是，低密度，几乎没有碰撞的环境，我们的矮星系样本点，他们非常低的动力学演化和随之而来的碰撞BSS可以忽略不计的生产。
2007-11-06 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
First Evidence of Circumstellar Disks around Blue Straggler Stars
本文分析了球状星团M3、NGC 6752和NGC 6397中发现的6个蓝离散星的HST/STIS和HST/FOS光谱。这些恒星是一组约50个蓝色离散星和恒星以上的主序关闭在四个球状星团，这将在即将发表的论文的子样本。除了这里介绍的6颗星之外，所有的星星都可以很好地适应非LTE模型的大气。另一方面，这6个不合适的，拥有巴耳末跳跃，这是太大的有效温度所暗示的Paschen连续。我们发现，我们的数据，这些恒星是一致的模型，只有当我们考虑到额外的吸收恒星巴耳末光子的电离拱盘。HI和CaII的柱密度被导出为盘的厚度。这是第一次在蓝色离散星周围发现拱星盘。存在的磁性锁定磁盘连接到恒星已被建议作为一种机制，以失去大的角动量所赋予的碰撞事件在这些恒星的诞生。我们的研究所暗示的圆盘可能没有足够的质量来构成这样一个角动量汇，但它们可能是曾经更大的圆盘的剩余物。
2004-04-02 astro-ph
The surprising external upturn of the Blue Straggler radial distribution in M55
通过结合高分辨率的HST和宽视场的地面观测，在紫外和光学波段，我们研究了低密度星系团球状星团M55（NGC 6809）在其整个径向范围内的蓝离散星（BSS）的人口。BSS预计的径向分布被发现是双峰，与一个中心峰，一个广泛的最小值在中间半径，和一个上翘在大半径。类似的双峰分布在其他球状星团（M3，47 Tuccott，NGC 6752，M5）中也被发现，但M55的外部上升是迄今为止发现的最大的。这可能表明在M55的外围区域有很大比例的原始双星，这似乎与最近在该星团核心测量到的相对较低（\sim 10%）的双星比例形成了对比。
2007-09-11 astro-ph
Building Blue Stragglers with Stellar Collisions
在星团模拟中，恒星碰撞产物的演化通常采用简化的公式来模拟。这样的规定要么用（演化的）主序星取代碰撞产物，要么假设碰撞产物在碰撞过程中完全混合。然而，从恒星碰撞的流体动力学模拟可知，碰撞产物并不完全混合。我们计算了恒星碰撞产物的演化，发现它们比相同质量的正常主序星更亮，但没有假设碰撞产物在碰撞过程中完全混合的模型那么蓝。
2007-10-09 astro-ph
Evolution of stellar collision products in open clusters. I. Blue stragglers in N-body models of M67
恒星碰撞是球状星团和老疏散星团中蓝离散星形成的重要通道。流体动力学模拟表明，这种碰撞的残余物处于热平衡之外，没有强烈混合，并且可以非常迅速地旋转。详细的演化模型的碰撞产物需要解释观测到的蓝离散人口和使用它们来探测星团的动力学历史。我们扩大了以前的研究，提出了一个有效的程序导入到一个完全隐式的恒星演化代码的详细碰撞模拟的结果。我们的代码是能够发展恒星碰撞产品在一个相当强大的方式，并允许系统地研究它们的演变。使用我们的代码，我们已经建立了详细的模型，碰撞蓝离散产生的$N$体模拟的M67赫尔利\emph{et al.}在2005年。我们假设碰撞是正面的，因此忽略了旋转的影响。我们的详细模型比相同质量和相同演化阶段的正常恒星更亮，但比碰撞产物的均匀混合版本更冷。增加的亮度和低效率的混合减少了碰撞产物的剩余主序列寿命，这比$N$体模拟中常用的简单处方预测的要短得多。
2008-06-04 astro-ph
Discovery of Carbon/Oxygen depleted Blue Straggler Stars in 47 Tucanae: the chemical signature of a mass-transfer formation process
我们使用ESO甚大望远镜获得的高分辨率光谱来测量47 Tuc中43颗蓝离散星（BSS）的表面丰度模式。我们发现，一个亚种群的BSS显示出显着的碳和氧的消耗相对于占主导地位的人口。这一证据表明，BSS表面上的CNO燃烧产物的存在来自一个深度剥离的母星，如预期的情况下的质量转移过程。这是第一次探测到一个化学特征，清楚地指向一个特定的BSS形成过程中的球状星团。
2006-10-03 astro-ph
ON BLUE STRAGGLER FORMATION BY DIRECT COLLISIONS OF MAIN-SEQUENCE STARS
我们报告的新的SPH计算的主序（MS）恒星之间的抛物碰撞的结果。这些恒星被假设在球状星团中靠近MS的转折点，因此被建模为$n=3$，$Γ=5/3$多面体。我们发现，在这些恒星的中心质量集中度高的流体力学有着深远的影响。特别是，非常少的流体动力学混合之间发生的密集，氦丰富的内核和外层信封。因此，与先前研究中的假设相反，由恒星直接碰撞形成的蓝离散星不一定在其包层中具有非常高的氦丰度，或者其核心补充有新鲜的氢燃料。
1995-02-28 astro-ph
Time-Series Photometry of M67: W UMa Systems, Blue Stragglers, and Related Systems
我们提出了超过2200 V的图像14个晚上在山的分析。拉古纳1米望远镜的疏散星团M67。我们的观测结果与Gilliland等人（1991）分析的领域重叠，但超出了Gilliland等人（1991）分析的领域，并补充了van den Berg等人（2002）和Stassun等人（2002）最近发表的数据。我们显示了所有4个已知的W UMa变量在从一天到几十年（AH Cnc）的时间尺度上的光变曲线的变化。我们已经模拟了AH Cnc的光变曲线，日全食使我们能够确定q = 0.16 + 0.03/-0.02和i = 86 + 4/-8度。这个系统的位置靠近M67的转折点，这使得它对限制星团的转折质量很有用。我们还检测到AH Cnc的光变曲线中有两个不寻常的特征，可能是由双折射引起的。我们还监测了星团蓝离散星的变化，我们提出的证据暗示在低水平的变化，在离散星S752，S968和S1263，我们把一些其他的星团蓝离散星的变化限制。最后，我们提供了次次巨星分支星S1063的测光，显示出类似于轨道周期的时间尺度上的变化，而“红离散星”S1040则显示出在对应于通过的阶段亮度出现不明原因下降的证据。白矮星在巨人面前。
2003-01-15 astro-ph
Search and analysis of blue straggler stars in open clusters
目的：提出一个新的银河系疏散星团蓝离散星均匀星表。方法：从文献中收集了216个聚类的光度数据，并从其中的76个聚类中提取了2782个BSS候选。结果如下：我们发现，在银河系球状星团上进行的类似研究中确定的BSS频率与总星等的关系延伸到疏散星团制度：具有较小总星等的星团往往具有较高的BSS频率。此外，一个明确的BSS频率之间的相关性（获得标准化的BSS的总数，无论是总的集群质量或，对于老的集群，集群恒星的总数）和年龄的集群被发现。一个简单的模型是在这里试图解释这最后一个新的结果。该模型使我们能够确定质量损失在疏散星团演化中所起的重要作用。
2006-08-22 astro-ph
Blue Stragglers in Galactic Globular Clusters: Playing with Specific Quantities
我们提出了初步的结果，从比较的特定频率的蓝色离散星（BSS）检测到迄今为止，在26个银河系球状星团的样本。BSS的数量似乎增加几乎线性增加的采样光的数量在松散的集群，而它突然下降的集群具有中高中心密度。特别是，一个简单的解释的情况下，BSS在松散的集群产生的原始双星和高密度球状星团中检测到的是由于恒星相互作用，导致二进制的形成，合并。这似乎与这些早期的结果相一致。这种观测证据可能归因于系统性偏差的可能性，主要是与越来越难检测BSS候选人与集群浓度的增加，也进行了讨论。
1994-06-22 astro-ph
The Blue Straggler Population of the Globular Cluster M5
通过结合高分辨率HST和宽视场地面观测，在紫外和光学波段，我们研究了银河系球状星团M5（NGC 5904）的蓝色离散星（BSS）人口从它的非常中心的区域到它的边缘。BSS分布在集群中心达到高峰，在中间半径处减小，向外再次上升。这种双峰分布与以前在其他球状星团（M3，47 Tuccott，NGC 6752）中观察到的相似。对于这些星团，动力学模拟表明，虽然M5中的大部分BSS可能起源于恒星碰撞，但原始双星中质量转移过程产生的BSS中有很大一部分（20-40%）需要重现观测到的径向分布。一个候选BSS已被检测到超出集群潮汐半径。如果得到证实，这可能是一个有趣的“蒸发”BSS案例。
2007-04-02 astro-ph
Modeling the Radial Distribution of Blue Stragglers in M3
最近对银河系球状星团M3（NGC 5272）中蓝离散星（BS）的调查首次完整地描述了整个球状星团中BS的数量密度与半径的关系。M3中的BS在大半径处过量，而在中等半径处显著不足。在这里，我们提出了一个多质量模型的M3中的BS人口的动力学演化的模拟结果。假设BS是通过二元相互作用在核心中形成的（Hut \&\ Verbunt 1983，Leonard 1989，Sigurdsson \&\ Phinney 1993，Hut \etal 1992，Davies，Benz and Hills 1994），并给出了一些关于相互作用双星中恒星合并时反冲的一般假设;我们发现一个很好的拟合观测到的径向分布的BS，强烈表明，大多数的BS在M3的形成通过在核心的二元碰撞。
1994-06-01 astro-ph
The blue plume population in dwarf spheroidal galaxies: genuine blue stragglers or young stellar population?
节录...蓝离散星（BSS）被认为是原始双星系统或碰撞双星系统的产物。在矮球状星系的背景下，它是很难坚定地解开一个真正的BSS人口从年轻的主序（MS）跟踪一个~1-2 Gyr老恒星形成插曲。假设它们的蓝羽是由BSS组成的，我们用地面和空间测光的汇编估计了8个本星系群非成星矮星系的BSS频率。我们的结果可以概括如下：（i）在任何给定的Mv下，矮星系的BSS频率总是高于相似光度的球状星团的BSS频率;（ii）最低光度矮星系的BSS频率与银河系晕中观测到的BSS频率非常一致;最有趣的是（iii）推导出BSS频率与星系Mv之间的统计显著的反相关。我们的矮星系样本的低密度，几乎没有碰撞的环境使我们能够推断：（i）它们的动力学演化非常低;（ii）碰撞BSS的产生可以忽略不计;因此（iii）它们的蓝色羽流主要由原始双星组成。矮星系的反相关可以作为一个推论：服从反相关的星系更可能拥有真正的原始BSS，而不是年轻的主序星。
2007-04-11 astro-ph
Blue Straggler Stars in the Unusual Globular Cluster NGC 6388
利用多波段高分辨率HST WFPC 2和ACS观测资料，结合宽视场地面观测资料，对银河系球状星团NGC 6388中的蓝离散星（BSS）进行了研究。在其他几个集群，我们已经研究过，BSS分布被发现是双峰：在集群中心的高峰，迅速减少在中间半径，并再次上升，在更大的半径。在其他星系团中，人口稀少的中间半径区域（或“回避区”）与星系团中动力学摩擦会导致更大质量的BSS或其双星祖先定居到星系团中心的那部分相对应。相反，在NGC 6388中，BSS仍然占据了一个应该被动力学摩擦效应清除的区域，因此表明动力学摩擦的效率比预期的要低。作为这些观测的副产品，水平分支（HB）的特殊形态也得到了证实。特别是，在HB的（非常广泛的）蓝色部分，我们能够清楚地描述三个子群：普通的蓝色HB星，极端HB星和蓝色钩星。这些星群中的每一个都有一个径向分布，与正常的星团恒星无法区分。
2007-12-27 astro-ph
Collisions of Main-Sequence Stars and the Formation of Blue Stragglers in Globular Clusters
本文报道了球状星团中两颗主序星抛物碰撞的新SPH计算结果。这种碰撞与蓝离散星的形成直接相关。特别地，我们考虑质量为$M/M_{TO}=0.2,0.5,0.75$和$1$的母星，其中$M_{TO}$是星团的关闭质量（通常约为$0.8\,M_\odot$）。低质量恒星（具有$M=0.2 M_{TO}$或$0.5 M_{TO}$）被假定为完全对流的，因此被模拟为$n=1.5$多面体。在岔道处的恒星（有$M= M_{TO}$）被假定为主要是辐射的，并被模拟为$n=3$多面体。中等质量恒星（具有$M=0.75 M_{TO}$）被模拟为复合多变体，由多变指数为$n=3$的辐射核和$n=1.5$的对流包层组成。我们的研究重点是氦和氢的流体动力学混合问题，这在确定蓝离散星的可观测特性方面起着至关重要的作用。在所有的情况下，我们发现，有可以忽略不计的流体动力学混合氦到合并残留物的外层信封。混合到合并核心的氢的数量在很大程度上取决于两颗碰撞恒星的熵分布。与以往的研究相比，由恒星直接碰撞形成的蓝离散星不一定要假设最初具有均匀的成分分布。
1995-11-16 astro-ph
A spectroscopic study of the blue stragglers in M67
利用Guillermo Haro天文台的分光光度观测资料，研究了银河系老疏散星团疏散星团M67（NGC 2682）中24颗蓝离散星（BS）的光谱性质。用北京-亚利桑那-台北-康涅狄格系统的光度星等重新校准了用光谱标准校准的所有光谱，该系统包括覆盖~3500-10000 A的11个波段的通量。这组参数是使用两种互补的方法获得的，这两种方法依赖于将光谱与（i）具有良好光谱类型的恒星的经验样本和（ii）在低分辨率和高分辨率下计算的光谱的理论网格进行比较。总体结果表明，在M67中的BS跨越Teff（~ 5600 - 12600 K）和表面重力，这是完全兼容的主序列对象（log g = 3.5 - 5.0 dex）的预期范围宽。
2008-11-16 astro-ph
Blue Stragglers as Tracers of Globular Cluster Evolution
蓝离散星是星团中的自然现象。它们起源于孤立双星中的质量转移，以及两颗或多颗恒星之间的相遇，恒星动力学和恒星演化之间复杂的相互作用。虽然这种相互作用目前还无法定量建模，但我们将能够在一两年内做到这一点。在此背景下，本文主要是作为一个前瞻性的研究。
1993-03-08 astro-ph hep-lat
Discovery of another peculiar radial distribution of Blue Stragglers in Globular Clusters: The case of 47 Tuc
我们利用高分辨率WFPC 2-HST和宽视场地面观测资料，在球状星团47 Tuc中建立了一个覆盖整个星团径向范围的蓝离散星（BSS）星表。BSS分布在集群中心达到高峰，在中间半径处迅速减小，最后在较大半径处再次上升。观察到的分布与Ferraro等人（1993，1997）在M3中发现的分布非常相似。到目前为止，完整的BSS调查，涵盖了整个径向范围（HST在中心和广泛的领域CCD地面观测的外部）已经完成了这两个集群。尽管它们的动力学性质不同，但都显示出双峰径向分布。BSS调查，覆盖更多的球状星团的整个空间范围内，显然需要确定如何共同双峰是什么样的后果是BSS的形成和集群动力学的理论。
2003-11-13 astro-ph
A Blue Straggler Binary System with at least Three Progenitors in the Core of a Globular Cluster?
我们发现位于球状星团47 Tuccenda核心的X射线源W31与亮蓝离散星BSS-7有物理联系。这两个源在天体测量上匹配到0.061 \arcsec，偶然重合概率小于1%。然后，我们分析了光学时间序列测光获得的{ \em哈勃太空望远镜}（HST），发现BSS-7显示了1.56天的周期信号在I波段。我们还构建了一个宽波段（远紫外到远红）光谱能量分布BSS-7，并适合这与单一和二元模型。双星模型是一个更好的拟合数据，我们得出相应的恒星参数。我们所有的发现都与BSS-7是一个分离的双星系统相一致，它由一个蓝色的离散星和一个X射线活跃的上主序伴星组成。这样一个系统的形成必然涉及至少三颗恒星，这与最近的N体模型相一致，在N体模型中，蓝离散星通常通过多次相遇形成，这些相遇可能涉及单星和双星。然而，我们还不能完全排除BSS-7通过质量转移直接从二元系统下降的可能性。明确区分这些场景所需的系统参数可以从时间分辨光谱学获得。
2005-12-10 astro-ph
Another Non-segregated Blue Straggler Population in a Globular Cluster: the Case of NGC 2419
为了研究遥远的银河系球状星团NGC 2419的整个延伸范围内的蓝离散星（BSS）种群，我们使用了ACS-HST高分辨率和宽视场SUBARU数据的组合。这里呈现的BSS人口是有史以来在任何恒星系统中观测到的最大的人口之一，在序列的最亮部分有超过230个BSS。选定的BSS的径向分布基本上是相同的，与其他集群的恒星。从这个意义上说，BSS的径向分布与半人马座欧米茄相似，而与迄今为止研究的所有银河系球状星团不同，后者具有高度中心分离的分布，并且在大多数情况下，在外部区域有明显的上升。与半人马座ω的情况一样，这些证据表明NGC 2419即使在中心区域也没有弛豫。这一观测事实与估计的半质量弛豫时间是一致的，这是星系团年龄的顺序。
2008-03-14 astro-ph
The Blue Straggler RS CVn Star S1082 in M67: A Detailed Light Curve and the Possibility of a Triple
我们提供了一张老的疏散星团M67中非常不寻常的蓝离散星S1082的照片，它的光是一个密近双星（P = 1.0677978 d）和另一个星团成员的总和。我们提供了一个完整的V波段光变曲线的系统，并显示了一些不寻常的功能，包括亮度变化在0.01-0.03等的水平，从一个月到一个月的所有阶段，和一个狭窄的主要和广泛的次要日食。我们使用光谱从几个来源来约束的三个已知的组件，相对通量的贡献，旋转速度和径向速度的温度。数据清楚地表明，光谱中最亮的恒星（窄线部分）位于周期P = 1189 +/- 7 d和偏心率e = 0.57 +/- 0.08的轨道上，尽管我们无法证明它和近距离双星之间存在动力学联系。我们的系统模型表明，较冷的组件的近距离双星位于主序列附近的集群关闭，而较热的组件位于附近的主序列的延伸bluebward的关闭，因此有资格作为一个蓝色的离散本身。与先前的模型相比，近距离双星中恒星质量的减少表明，近距离双星中质量更大的组成部分可能是由两颗质量较大的恒星合并而成的。（节略）
2002-11-13 astro-ph
Accretion of chemically fractionated material on a wide binary with a blue straggler
宽二元HIP 64030 =HD 113984的组分显示出大的（约0.25 dex）铁含量差异（Desidera等人，2006 A&A 454，581）。色星等图上各分量的位置表明主星是蓝离散星。我们研究了除铁以外的几种元素的丰度差异，并寻找这些元素周围的恒星和亚恒星伴星，以揭示所观察到的铁差异的来源。对几种元素进行了逐线差分丰度分析，同时对C、N和Li进行了适当的光谱合成。用碘池获得的高精度径向速度与可用的文献数据相结合。额外的元素的分析表明，研究的元素的丰度差异随着冷凝温度的增加而增加，这表明在系统中可能发生了化学分馏物质的吸积。C和N的变化可能是由于CNO处理也观察到。我们还表明，主要是一个光谱的双星周期为445天和中等偏心率。伴星的最小质量为0.17 Msun。探讨了两种情况来解释观测到的丰度模式。在第一种情况下，所有的丰度异常都出现在蓝离散星上。如果是这样的话，尘气分离可能发生在蓝离散星及其预期的白矮星伴星周围的环双星盘中，就像在几个金牛座RV和后AGB双星中观察到的那样。在第二种情况下，富含尘埃的物质的吸积发生在次级。这也解释了次生碳同位素比值的异常。这种情况要求中心双星损失的大量质量已经被宽的部分吸积。
2007-02-16 astro-ph
Blue Straggler Stars: a direct comparison of Star counts and population ratios in six Galactic Globular Clusters
用HST-WFPC 2和紫外滤光片（F255 W，F336 W）对六个银河系球状星团（GGC）（M3，M80，M10，M13，M92和NGC 288）的中心区域进行了成像。所选样品的中心密度和金属丰度（[Fe/H]）范围很大。在本文中，我们提出了一个直接的集群到集群的比较蓝离散星（BSS）人口选择（m_{255}，m_{255} - m_{336}）色星等图（CMD）。我们发现：（a）其中三个星系团（M3，M80，M92）的BSS比红巨星更集中于星系团的中心;由于其他星系团的BSS样本较小，我们只能注意到BSS径向分布与中心浓度一致;（b）BSS的具体频率在星系团之间变化很大。最有趣的结果是，具有最大BSS特定频率的两个集群位于我们样本的中心密度极端：NGC 288（最低中心密度）和M80（最高）。这一证据与理论碰撞模型的比较表明，在高密度集群核心和至少一个其他的替代通道操作低密度GGC恒星相互作用在BSS的生产中发挥了重要作用。我们还注意到HB形态和蓝色离散光度函数之间的可能联系，在这六个集群。
2003-01-14 astro-ph
On the nature of the blue giants in NGC 330
年轻的SMC星系团NGC 330包含许多蓝色恒星，它们位于我们的等时线拟合发现的主序转折点上方，蓝超巨星的位置下方。我们使用我们自己的新光谱学和发表的这些恒星的数据来研究它们可能的性质。在解释蓝巨星的进化状态方面的问题已经在之前的几项研究中发现。在理论的H-R图中，这些恒星位于快速穿越的后主序星间隙，类似于Fitzpatrick & Garmany（1990）在大麦哲伦星系的H-R图中发现的意想不到的浓度。我们认为，这些恒星可能是核心H燃烧的主序星，表现为蓝色的离散者，这是由Pols \& Marinus（1994）的模拟和快速旋转效应导致的双星演化造成的。许多蓝离散星是Be星，可能是快速旋转星。我们认为，有证据表明蓝离散星的存在也在NGC 1818，NGC 2004和NGC 2100。我们指出，蓝离散可能是一个普遍的现象，在CMD的年轻星系团的麦哲伦云，并讨论了IMF和年龄测定的影响。
1995-12-21 astro-ph
A Correlation between Blue Straggler and Binary Fractions in the core of Galactic Globular Clusters
上下文蓝离散星（BSS）被认为是球状星团中两个主要的形成通道：i）恒星碰撞引起的合并和ii）双星系统中伴星之间的合并或质量转移。因此，对BSS性质的详细研究对于理解双星演化机制以及致密恒星系统中动力学与恒星演化之间的复杂相互作用至关重要。目标。我们提出了第一个比较BSS的特定频率和二进制分数的核心样本的银河系球状星团，调查的相对效率的两个建议的形成机制的目的。方法.利用ACS@HST观测资料，计算了13个低密度银河系球状星团核心的BSS频率，并研究了BSS频率与双星分数和其他星团参数的相关性。结果我们观察到BSS特定频率和二进制分数之间的相关性。的相关性的意义增加，包括进一步依赖于集群的中心速度分散。结论.我们的结论是原始双星的未受干扰的演变可能是主要的BSS形成过程，至少在低密度环境。
2008-01-29 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
