UBVRI CCD photometry of the old open cluster NGC 6253
介绍了老疏散星团NGC 6253的UBVRI测光。通过比较观测到的色星等图和基于恒星演化模型的模拟结果，我们以自洽的方式导出了星团的红化、距离和年龄：E（B-V）= 0.23-0.32，（m-M）$_0$ = 10.9 $\pm$ 0.1，金属丰度大约是太阳的两倍，年龄为$\simeq$ 3 Gyr。该集群有一个二元序列，即使通过现场污染可辨别，这表明约1/3的集群成员属于二元或多重系统。
1996-08-27 astro-ph
BOAO Photometric Survey of Galactic Open Clusters. I. Berkeley 14, Collinder 74, Biurakan 9, and NGC 2355
疏散星团是研究银盘结构和演化的有用工具。我们已经开始了一个长期的项目，以获得UBVI CCD测光的疏散星团，这是以前很少研究，使用的Doyak 1.8米望远镜在韩国宝贤山光学天文台。本计画的主要目标是：（1）制作疏散星团的UBVI测光表;（2）制作疏散星团的星图;（3）观测和监测疏散星团中的变星。在这里，我们描述了这个项目和报告的初步分析的基础上的数据的四个疏散星团的调查样本：Be 14，Cr 74，Biu 9，和NGC 2355的第一个结果。等时线拟合表明，它们都是中老（0.3 - 1.6 Gyrs）疏散星团，金属丰度中等。
1999-05-10 astro-ph
CCD photometry in the region of NGC 6994: the remains of an old open cluster
本文给出了在NGC 6994区V=21等的BV（RI）_KCCCCD测光结果。据我们所知，以前没有关于该天体的光度学报道，我们发现它是一个贫穷而稀疏的古老疏散星团，最小角直径为9弧分，大于原先给它的3弧分，我们用BVI_（C）技术得到色余E（B-V）= 0.07 +/-0.02等。根据VandenBergh（1985）的理论等时线与我们的数据更好地吻合，我们估计该星团距离太阳620秒差距（Vo-Mv = 9 +/- 0.25等），年龄在2 - 3 Gyr范围内，采用太阳金属丰度。因此，对应的星团的银心距离为8.1千秒差距，位于银道面下方约350秒差距处。根据这一结果，NGC 6994属于旧的疏散星团，位于外盘，距离银道面很远，并且必须经历显著的个体动力学演化，导致低质量恒星的质量分离和蒸发。
2000-01-13 astro-ph
TNG photometry of the open cluster NGC 6939
本文介绍了中龄疏散星团NGC 6939的三个TNG DOLORES场的CCD UBVI测光结果。场A和场B覆盖了星团的中心;第三个场位于大约30弧分远的地方，用于场星净化。V-I、B-V和U-B颜色-星等图（CMD）显示：i）一个主层序（MS）向下延伸到V = 24，比以前的任何研究都要深得多（约5个星等）; ii）一个明确定义的关闭（TO）和iii）一个在V = 13左右的红巨星团（RC）。
2003-05-29 astro-ph
CCD Photometry of Distant Open Clusters. II -- NGC 6791
介绍了NGC~6791的三个新的CCD测光数据集。它们包括星团中心部分和周围选定区域的深UBV测光（$V_{lim} =24$、$B_{lim}=24$、$U_{lim} = 23$），以及整个星团的相对较浅的UBVI测光（$23' \times 23'$）。NGC ~6791是一个特别重要的星团，它的红化、金属丰度和年龄是疏散星团中年龄最大的，金属丰度高于太阳，成员星特别多。我们发现了两颗新的非常蓝色的恒星，使星团中的sdB天体总数增加到10个。它们位于一个非常窄的范围内的大小$V=17.7 \pm 0.5$ ;它们的蓝色强烈地限制了我们的决心红化的集群$E(B-V)=0.17 \pm 0.01$。除了星团中心一群带有$V \approx 22$的暗淡天体外，我们没有发现其他蓝色恒星。我们用新的理论等时线，以M67和NGC~188为已知丰度和年龄的两个星团，对NGC~6791的金属丰度和年龄进行了差分测定。我们发现$[Fe/H] \simeq +0.5$和年龄比NGC~188大1~Gyr。该星团的光度函数是令人惊讶的平坦，而等质量双星的“次级”主序列比人口较少的老疏散星团弱。我们解释了这两个功能的大的总质量的集群，这导致了弱蒸发的低质量和单星从集群。
1995-03-16 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
{BOAO Photometric Survey of Galactic Open Clusters. II. Physical Parameters of 12 Open Clusters
我们已经开始了一个长期的项目，BOAO测光调查的疏散星团，扩大我们的了解银河系结构的UBVI CCD测光的疏散星团，以前很少研究。这是我们对12个疏散星团进行测光研究的第二篇论文。我们已经确定了集群参数，通过拟合帕多瓦等时线的颜色星等图的集群。除Be 0和NGC 1348外，其他星团都是中老（0.2 - 4.0 Gyrs）疏散星团，平均金属丰度[Fe/H] = 0.0。
2002-03-03 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
The Globular Cluster NGC 5286. I. A New CCD BV Color-Magnitude Diagram
本文介绍了银河系球状星团NGC 5286的BV测光，它基于128个V帧和133个B帧，覆盖了星团的整个表面。我们的测光达到关闭水平以下几乎两个数量级，因此适合年龄分析。场星从星团的色星等图（CMD）中被统计性地移除，并应用了微分红化校正，从而可以计算出精确的脊线。使用后者，根据红巨星分支的几个测量参数，在Zinn & West标度中[Fe/H] = -1.70 +/- 0.10，在Carretta & Gratton标度中[Fe/H] = -1.47 +/- 0.02，与Harris星表中提供的值很好地一致。将NGC 5286 CMD与P.B. Stetson（2008年，私人通讯），使用VandenBerg等时线作为合适的化学成分，我们发现NGC 5286的年龄比M3大1.7 +/- 0.9 Gyr。这在正确的意义上有助于解释NGC 5286的蓝色水平分支，我们提供了几个形态指标的测量。如果NGC 5286是大犬座矮球状星系的真正成员，如前所述，我们的研究结果意味着后者最古老的组成部分可能至少与最古老的银河系球状星团一样古老。
2008-10-03 astro-ph
Photometry of dissolving star cluster candidates. The cases of NGC7036 and NGC7772
我们目前的CCD UBVI观测领域的两个以前未研究的溶解疏散星团候选人NGC 7036和NGC 7772。我们的分析表明这两个天体都是疏散星团残馀（OCR）。NGC 7036是一个疏散星团的残骸，核心半径约为3-4弧分。我们第一次得到它的基本参数的估计。我们确定了17个可能的成员，它们定义了一组恒星，距离太阳1千秒差距，具有低红化E $(B-V) \approx 0.1$，年龄约为3-4 Gyr。至于NGC 7772，我们确定了14个可能的成员，它们定义了一组具有非常低红化（E $(B-V) \approx 0.03$）的恒星，年龄为1.5 Gyr，距离太阳约1.5 kpc。
2002-01-15 astro-ph
Stellar Contents and Globular Cluster Candidates in the Sculptor Group Galaxy NGC 300
利用UBVI-CCD测光方法对玉夫座星系团螺旋星系NGC 300中的恒星成分和球状星团候选者进行了测量。给出了18个OB星协的色星等图，它们的成员星超过30颗。NGC 300中明亮恒星的初始质量函数的斜率估计为Gamma = -2.6 +/- 0.3。假设到NGC 300的距离为（m-M）_0 = 26.53 +/- 0.07，得到三颗最亮的蓝色恒星的平均绝对星等为<M_V^{BSG}（3）> = -8.95等。这些GC候选人的一些特点进行了讨论。
2002-03-07 astro-ph
A photometric study of the two poorly known northern open clusters NGC 133 and NGC 1348
我们提出的CCD UBVI观测的领域中获得的先前未研究的北部疏散星团NGC 133和NGC 1348。我们认为NGC 133是一个严重污染的星团，根据双色图中的位置，我们确定了13个候选成员，最低可达$V$ =14.50等。成员已检查对自行从第谷~2，只要可用。这个星团原来有一个变红的E $(B-V)=0.60\pm0.10$磁等，距离太阳$630\pm150$ pc，年龄小于1000万年。NGC 1348是一个更红的星团（E $(B-V)=0.85\pm0.15$ mag），我们从中分离出20个成员。该星团距离太阳$1.9\pm0.5$千秒差距，年龄超过5000万年。
2002-03-11 astro-ph
NGC 5385, NGC 2664 and Collinder 21: three candidate Open Cluster Remnants
本文介绍了在以前未研究的溶解疏散星团候选者NGC 5385、NGC 2664和Collinder~21的领域中获得的CCD UBVI测光和中/高分辨率光谱观测结果。我们的分析是在讨论Tycho~2星表中的恒星计数、测光、视向速度分布和自行的基础上进行的。所有这三个集合体显然都来自平均银河场，但遗憾的是，对自行和径向速度的仔细检查表明，我们并没有面对任何物理群。相反，我们看到的只是一些明亮的不相关恒星的偶然排列。我们的分析对Bica等人（2001）寻找可能的疏散星团余星的标准提出了质疑。似乎必须确定一个更好的标准，以便进一步调查。
2004-07-29 astro-ph
CCD BV survey of 42 open clusters
我们提出的测光调查的结果，其目的是获得结构和天体物理参数的42个疏散星团。虽然我们的样本绝对不能代表银河系中所有的疏散星团样本，但它确实涵盖了广泛的星团参数，并且足够均匀，可以进行简单的统计考虑。BV宽视场CCD测光得到的疏散星团的光度，结构和动力学演化参数的确定。通过分析径向密度分布确定了极限半径和核心半径。根据太阳金属丰度等时线拟合得到了年龄、红化和距离。利用质量函数研究了系统的动力学状态、质量分离效应，估算了团簇的总质量和团簇成员数。本文首次测定了观测到的42个疏散星团中的11个星团的基本参数。大多数观测到的星团的角大小似乎比星表数据显示的大好几倍。核心和限制集群半径的相关性和后者的参数是3.2倍以上的平均。在动力学演化过程中，团簇的极限半径随团簇质量的增加而增大，极限半径和核心半径均随团簇质量的增加而减小。对于动态不先进的集群，质量函数斜率类似于通用IMF斜率。对于更进化的系统，低质量成员蒸发的影响是清晰可见的。初始的质量分离是存在于所有观察到的年轻的集群，而动态的质量分离出现在集群的年龄大于约log（年龄）= 8。低质量恒星在年龄大于log（年龄）= 8.5且不小于一个弛豫时间的星团核心中是不足的。
2007-04-11 astro-ph
The age of old Magelanic Cloud clusters. I: NGC 2257.
本文给出了老麦哲伦球状星团NGC 2257的深CCD测光结果，测光值低至V=24.5。主要结果可概括如下：i）在V=18.7+-0.1处探测到RGB隆起，这与GGC中这一特征的确定是一致的; ii）NGC 2257似乎比典型的GGC年轻2-3 Gyr; iii）使用Buzzoni等人校准的R-方法估计氦丰度为Y=0.21+-0.03，1983.
1995-03-27 astro-ph
Ground-based CCD astrometry with wide field imagers. II. A star catalogue for M67: WFI@2.2m MPG/ESO astrometry, FLAMES@VLT radial velocities
太阳时代的疏散星团M67（C 0847 +120，NGC 2682）是研究旧银河系圆盘的试金石。尽管M67有着突出的作用，但它在较暗星等下的星团成员及其性质的普查还没有很好地建立起来。利用ESO专有的和存档的数据，我们获得了以老的疏散星团M67为中心的34 '× 33'视场中恒星的天体测量、光度测量和径向速度。如本系列的第一篇论文所述，用2.2米MPG/ESO望远镜的宽视场成像仪获得的相隔4年的两个历元的档案观测已经用我们的新天体测量技术进行了缩减。相同的观测结果用于导出M67中的校准BVI光度测定。径向速度测量使用的档案和新的光谱数据在VLT。我们已经确定了约2,400颗恒星的相对自行和成员概率。最佳曝光恒星的自行精度约为2质量/年，在V= 20时逐渐下降到约5质量/年。我们在V>16的相对精确的自行是首次在这个星等范围内得到的。测量了同一场中211颗恒星的径向速度。我们还提出了一个详细的比较与最近的理论等时线从几个独立的团体。对于M67区域，我们提供了位置，校准的BVI测光，相对自行，成员概率和径向速度。我们表明，地面CCD镶嵌观测仅隔几年产生自行，允许可靠的成员确定。我们制作了一个目录，以电子方式提供给天文学界。
2008-02-29 astro-ph
Berkeley 22, an old and distant open cluster towards the Galactic anticentre
我们提出了深CCD BVI测光的遥远，老疏散星团伯克利22，覆盖从红巨星分支（RGB）到约6个星等以下的主序（MS）关闭。使用合成的颜色-星等图方法与三种不同类型的恒星演化轨迹，我们估计的值和理论不确定性的距离模量mod 0，红化E（B-V），年龄τ和近似金属丰度。数据的最佳拟合是在13.8 <= mod 0 <= 14.1，0.64 <= E（B-V）<= 0.65，2 <= tau <= 2.5 Gyr（取决于恒星模型中采用的对流区的过冲量）和太阳金属丰度下获得的。
2005-02-24 astro-ph
Old open clusters: the interesting case of Berkeley 21
我们目前的CCD BVI测光的老疏散星团伯克利21，在银河系的反中心方向最遥远的集群之一，并可能是最低的金属丰度对象的疏散星团样本。它的位置和金属丰度使它对银河系盘的研究非常重要。使用合成色幅图方法，我们估计距离模量（m-M）0=13.4-13.6，红化E（B-V）=0.74-0.78（可能有差异吸收），年龄=2.2-2.5 Gyr。
1998-04-07 astro-ph
A photometric study of the old open clusters Berkeley 73, Berkeley 75 and Berkeley 25
本文介绍了暗疏散星团Berkeley~73、Berkeley~75和Berkeley~25的CCD BVI测光。据我们所知，后两个是以前未研究过的集群。Berkeley~73是一个中等年龄的星团（年龄约为1.5 Gyr），Berkeley~75和Berkeley~25是两个年龄大于3.0 Gyr的老星团。我们还提供了集群大小的估计。非常有趣的是，所有这些星系团都远离银河系中心，在$R_{GC} \geq$ 16 kpc处，并且在银河系平面上相当高，在$|Z_{\odot}| \geq 1.5$ kpc处。因此，它们是探测银河系在这个方向的结构特性的重要目标，最近发现大犬座的过密度位于这个方向。
2005-06-24 astro-ph
The Luminosity Function of Young Star Clusters In "The Antennae" Galaxies (NGC 4038/4039)
HST的WFPC 2已被用于获得NGC 4038/4039的高分辨率图像，其V比之前在第2周期（-14 < M_V < -6）的观测结果深约3个星等。一阶光度函数（LF）是幂律，指数α= -2.12 +/- 0.04。然而，在将星系团和恒星LF（在-9 < M_V <-6范围内重叠）解耦后，我们发现年轻星系团LF在M_V =-10.4处有一个明显的弯曲。LF在亮区具有-2.6 +/-0.2的幂律指数，在暗区具有-1.7 +/-0.2的幂律指数。弯曲对应的质量约为10 ^5 M_{\odot}，仅略低于银河系球状星团的特征质量（约2 × 10 ^5 M_{\odot}）。星云的星团看起来稍微清晰，有效半径的中值为4 +/- 1 pc，类似于或可能略大于我们银河系中的球状星团。然而，一些非常年轻的星团（年龄<1000万年）的径向范围要比那些老的球状星团大得多。UBVI颜色，\Halpha形态和GHRS光谱的组合，使我们能够年龄的集群在不同地区的银河系。我们发现了两组年龄<~ 2000万年和~ 10000万年的年轻星团，以及一个中间年龄组（~ 50000万年）和少数来自祖先星系的老球状星团。从GHRS光谱学得到的年龄估计，结K（NGC 4038核的正南方）为3 +/-100万年，结S在西环为7 +/-100万年，与UBVI颜色得出的年龄非常一致。结S和K的有效气体流出速度估计约为25-3…
1999-07-30 astro-ph
An optical and near IR study of the old open cluster NGC 2141
本文报道了老疏散星团NGC 2141区域的CCD光学（B和V通带）和近红外（J和K带）观测结果。通过结合两套测光（500颗恒星共同），我们得出新的估计集群的基本参数。我们确认该星团的年龄为2.5 Gyrs，但是，相对于以前的研究，我们得到了一个稍大的红化（E（B-V）=0.40），和一个稍短的距离（3.8 kpc）到太阳。最后，我们提出了亮度函数（LF）在V波段，这是另一个年龄指标。通过假设Kroupa等（1993）IMF高达$M_V$ =5.0，我们提供了一个很好的拟合从等时线推断的年龄范围。我们把这种微弱的不一致解释为大规模分离的证据。
2001-05-02 astro-ph
Photometric and spectroscopic study of the intermediate age open cluster NGC 3960
本文介绍了中等年龄疏散星团NGC 3960的CCD UBVI测光和高分辨谱学。由测光数据得到的色星等图（CMD）用合成CMD方法解释，使我们能够估计星系团的参数。我们推导出：年龄= 0.9或0.6 Gyr（取决于所采用的恒星模型中是否包括对流区的过冲），距离（m-M）0 = 11.6 +/- 0.1，红化E（B-V）= 0.29 +/- 0.02，微分红化Δ E（B-V）= 0.05，金属丰度近似在太阳和半太阳之间。我们获得了三颗团簇星的高分辨光谱，并导出平均[Fe/H] = -0.12（rms 0.04 dex），与光度测定结果非常一致。我们还获得了α-元素，Fe峰元素和Ba的丰度。从光谱温度和Alonso等人的校准中得出的对单个恒星的红化进一步支持了整个星团中存在显著变化。
2005-11-30 astro-ph
A Digital Photometric Survey of the Magellanic Clouds: First Results From One Million Stars
我们提出的第一个结果，并完整的描述，我们正在进行的UBVI数字测光调查麦哲伦云。特别是，我们讨论了测光质量和自动减少的CCD调查（星等限制，完整性和天体测量精度），涵盖中央8 8度的大麦云（LMC）和4度的小麦哲伦云（SMC）。我们讨论测光超过100万颗恒星从最初的调查观察（西北地区的LMC酒吧覆盖2 1.5度），并提出了一个深星团目录，其中包含约45%以上的集群比以前确定在这个地区。在发现的68个星团中，只有12个被确定为“老”的红色星团。此外，只有三个星团是完全根据红团星的聚集而确定的，而不是根据发光（V < 21）主序星的聚集而确定的。从目前的数据外推，我们预计将获得B和V测光2500万颗恒星，和U和I测光10和20万颗恒星，分别在整个调查区域。
1997-06-19 astro-ph
The old open cluster NGC 2112: updated estimates of fundamental parameters based on a membership analysis
我们报告了一个新的，广泛的领域（$20^{\prime} \times 20^{\prime}$），光（$UBVI$），测光活动在附近的老疏散星团NGC 2112的区域。同时，我们提供了35颗红巨星和关闭恒星的中等分辨率光谱（以及另外5颗红巨星和关闭恒星的高分辨率光谱）。分析这种材料的目的是更新这个传统上困难的集群的基本参数，这是非常稀疏的，并遭受严重的场星污染。在40颗有光谱的恒星中，我们确定了21个{ \it bona fide}径向速度成员，这使我们能够对星团的金属丰度进行更严格的限制，长期以来一直认为金属丰度与球状星团一样低。正如我们之前在纯粹的光度基础上（Carraro等人，2002年）所指出的那样，星系团[Fe/H]丰度略微超太阳（[Fe/H] =0.16 $\pm$ 0.03），并且接近毕宿五值，这是根据对具有更高分辨率光谱的5颗恒星中的3颗的详细丰度分析推断的。像差比也略超太阳能。基于这一结果，我们使用Padova和Yale-Yonsei群的恒星模型修正了NGC 2112的性质。对于这个金属丰度，我们发现集群的年龄，红化，距离值分别为1.8 Gyr，0.60 MAG和940 PC。Yale-Yonsei模型和Padova模型预测的基本参数在误差范围内的值相同。总的来说，NGC 2112是一个典型的太阳邻域，薄盘星团，具有与F-G星和靠近太阳的疏散星团相同的化学性质。…
2008-02-22 astro-ph
Fundamental parameters of six neglected old open clusters
在本文中，我们提出了第一个$BVI$ CCD测光的六个被忽视的老疏散星团（伯克利44，NGC 6827，伯克利52，伯克利56，Skiff 1和伯克利5），并推导出其基本参数的估计，使用等时线从帕多瓦图书馆（Girardi等，2000年）。我们发现所有的星团都比毕宿星团更老，年龄从0.8（NGC 6827和Berkeley 5）到4.0（Berkeley 56）Gyr。后者是日心距离最远的旧疏散星团之一。在Skiff 1的视场中，我们发现了一个暗淡的蓝色主序星，与在银河系第二和第三象限的疏散星团背景中发现的主序星相同，通常被认为是大犬座吸积事件造成的。我们使用合成的色幅图方法和银河系模型来表明，这个人口可以很容易地解释为厚盘和晕人口向Skiff 1。最后，我们修改了旧的疏散星团年龄分布，表明先前建议的峰值在5 Gyr失去的重要性，作为额外的老集群被发现。
2006-06-28 astro-ph
Trumpler 20 - an old and rich open cluster
我们发现，疏散星团Trumpler 20，与早期的发现相反，实际上是一个古老的银河系疏散星团。采用新的CCD测光和高分辨率光谱技术，得到了该星系团的主要参数。当[Fe/H]=-0.11时，一颗红巨星的金属丰度略低于太阳。最适合的颜色星等图是使用1.3 Gyr等时线与对流超调。在E（B-V）=0.46（B 0光谱型）处，该星团似乎有一个显著的红化，尽管对于红巨星，这种高红化产生的色温比光谱T_eff高出约200 K。Trumpler 20是一个非常丰富的疏散星团，包含至少700个比M_V=+4亮的成员。它可以在我们的研究中以20'x20'在可用的视场上延伸。
2008-09-25 astro-ph
The old open clusters Saurer A, B and C revisited
本文报道了对老疏散星团Saurer A、B和C区域中心的3个视场的深（V $\approx$ 24.0）$VI$ CCD测光。对于被认为是已知最古老的疏散星团之一的Saurer A，我们也提供了一个比较场。根据光度分析，我们认为Saurer A与M 67一样老（$\approx$ 5 Gyrs），但更贫金属（Z=0.008）。此外，它也是迄今为止发现的银河系距离最远的疏散星团。至于秀拉B，它与NGC 2158非常相似，而且确实是中等年龄（1.8-2.2陀螺）和显着变红。在这种情况下，我们修改的年龄和距离相对于以前的研究，但我们不能清楚地建立簇金属丰度。最后，Saurer C的年龄约为2 Gyrs，但我们强调，其性质的精确测定受到重场星污染的阻碍。
2003-09-04 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
BVI photometry of the very old open cluster Berkeley 17
我们获得了Berkeley 17的BVI CCD成像，Berkeley 17是一个与NGC 6791竞争的反中心疏散星团，是已知最古老的疏散星团。利用三套演化轨迹的合成彩色星等图（CMD）技术，确定其年龄为8.5 - 9.0 Gyr，距离模数为（m-M）_0 = 12.2，红化E（B-V）= 0.62 - 0.60。差异性发红（如果存在）为5%水平。所有这些值都是用金属丰度约为太阳的一半（Z=0.008或Z=0.01，取决于恒星演化轨迹）的模型得到的，这使我们能够比其他金属丰度更好地再现星系团CMD的特征。最后，通过分析附近的一个比较场，我们认为已经拦截了一部分正在分裂的大犬座矮星系。
2006-03-02 astro-ph
Berkeley 29, the most distant old open cluster
本文介绍了老疏散星团Berkeley 29的CCD BVI测光结果。使用合成色-星等图技术，我们估计在同一时间的年龄，红化，距离，和近似金属丰度使用三种类型的恒星演化轨迹。最佳解决方案提供：年龄为3.4或3.7 Gyr，（m-M）_0 = 15.6或15.8，E（B-V）= 0.13或0.10，金属丰度低于太阳（Z=0.006或0.004）。利用这些推算值，Be 29被证明是已知最遥远的疏散星团，银河中心距离R_GC= 21.4至22.6 kpc。因此，Be 29在性质上遵循年龄-金属丰度关系和典型的银盘天体的金属丰度梯度。然而，星系团的位置和径向速度似乎将Be 29与大犬座残骸家族联系起来。
2004-08-04 astro-ph
Two Confirmed Cataclysmic Variables in the Old Stellar Cluster NGC 6791
基于新的CCD光度学和光谱学，我们证实了在非常古老的疏散星团NGC 6791中存在两个激变变星（CV）。Rucinski，Kaluzny & Hilditch（1996）在1995年观测到其中一个变星B8，并发现它在1995年发生了一次大规模的爆发。我们用MMT获得的这颗恒星在爆发之外的光谱清楚地显示出矮新星特有的发射线。我们观察到第二颗恒星，被称为B7，经历了大的（$\sim3 mag$）下降，其亮度超过$\sim 10 days$。在高态下获得的B7的光谱类似于类新星CV的光谱。这颗星可能是CV的UX~UMa亚型的成员.变星B7和B8只代表疏散星团中已知的第二和第三颗激变变星。变星B7的观测特征使得它很难用目前在球状星团中观测变星的一些方法来识别。
1997-05-24 astro-ph
CCD Photometry of the Globular Cluster NGC 4833 and Extinction Near the Galactic Plane
本文介绍了银河系球状星团NGC 4833的CCD测光。我们的BVI彩色星等图（CMD）从红巨星分支（RGB）顶端上方延伸到主序星关闭点下方的几个星等。星系团的主序显示出差异红化效应。我们已经创建了一个局部灭绝图，与该地区的IRAS和COBE/DIRBE尘埃图一致。我们使用我们的地图来校正每个恒星的颜色和星等，以达到星团中心的值。星团水平支（HB）主要位于不稳定带的蓝方，有13个已确认的RR型Lyonian变星和5个额外的RR型Lyonian候选变星。使用在我们的图像上测量的11个确认的天琴座RR，以及微分红化校正的测光，我们计算出V（HB）= 15.56 +/- 0.063。我们用Sarajedini（1994）的同时红化和金属度方法计算出星团E（B-V）的平均红化= 0.32 +/- 0.03，平均金属度[Fe/H] = -1.83 +/- 0.14。至于NGC 4833的年龄，我们发现了NGC 4833比M92和M5的平均年龄大2 +/- 1 Gyr的临时证据。一个更明确的结论必须等待更高的分辨率成像的集群核心的差异红化的影响最小化。
2000-09-25 astro-ph
$uvby-H_β$ CCD photometry and membership segregation of the open cluster NGC2682 (M67)
通过对星系团NGC 2682（M67）的深入天体测量和测光研究，我们能够精确地确定它的基本参数。作为一个古老而丰富的星团，M67是分析银盘演化的重要对象。M67是很好的研究，但缺乏广泛和深入的斯特劳格伦测光研究，使我们的结果值得。疏散星团M67中最亮的恒星在我们对NGC 1817和NGC 2548的研究中被用作uvby-Hbeta标准星，覆盖范围的扩大以及观测量的增加使得我们能够获得迄今为止公布的该星团最好的斯特龙格伦数据集。我们讨论了我们的CCD uvby-Hbeta中间带测光的结果，覆盖面积约50'x50'下降到V 19。此外，一个完整的成员分离的基础上天体测量和光度标准。对一个选定的恒星样本进行光度分析，得出红化值E（b-y）= 0.03 \pm 0.03，距离模数V_0-M_V= 9.7 \pm 0.2，[Fe/H]= 0.01 \pm 0.14。通过等时线拟合，我们发现log t= 9.6 \pm 0.1（4.2 \pm 0.2 Gyr）。在V= 16，（b-y）= 0.4附近的一个大约60颗恒星的星团可以被解释为一个前激变变星的星群（如果是成员），或者是一个位于星团两倍距离的G型恒星流（如果不是成员）。
2007-04-22 astro-ph
The old anticentre open cluster Berkeley 32: membership and fundamental parameters
我们获得了一个老的疏散星团Berkeley 32的中低分辨光谱和BVI CCD成像。根据48颗恒星在星团方向的径向速度，我们发现其中31颗在关键的演化阶段可能是星团成员，平均径向速度为+106.7（sigma = 8.5）km/s。由等时线拟合Berkeley 32的色星等图，得到年龄为6.3 Gyr，（m-M）0 = 12.48，E（B-V）= 0.10。Z=0.008时获得最佳拟合。根据已确定成员的红团簇星的平均星等，得到了一致的距离（m-M）0 ~= 12.6 +/-0.1，我们可以假定（m-M）0 ~= 12.55 +/-0.1。观测到的用于检查场星污染的附近场的颜色星等图看起来与大犬座的过密度非常相似。
2006-02-01 astro-ph
uvbyCaHbeta CCD Photometry of Clusters. III. The Most Metal-Rich Open Cluster, NGC 6253
本文介绍了老的疏散星团NGC 6253的中波段UvbyCaH-β系统的CCD测光。尽管高水平的场星污染，由于其位置朝向银河系中心，组合的数据从多个颜色指数与核心集群样本来自径向恒星计数导致识别一组高度可能的，单一的集群成员。对71颗关闭星的选定样本进行光度分析，得出E（b-y）= 0.190 +/-0.002（s.e.m.）或E（B-V）= 0.260 +/- 0.003（s.e.m.）71颗星星金属丰度指数delta-m1和delta-hk都表明这个星团是迄今为止在这两个星系中研究的金属最丰富的天体。对现有金属丰度校准值进行简单外推，得出[Fe/H]的范围为+0.7至+0.9。具有超调的富金属等时线意味着年龄在2.5至3.5 Gyr之间，表观距离模在（m-M）= 11.6至12.2之间，具体取决于所使用的等时线。使用α增强等时线的拟合的改进可能表明星系团[Fe/H]更接近+0.4，但光度指数被元素分布而不是定标太阳扭曲。该星团的银河系中心位置，结合其他星团和造父变星的数据，与内盘的金属丰度一致，自盘的早期历史以来，金属丰度远高于太阳，不像太阳附近。
2002-12-12 astro-ph
A deep UVBRI CCD photometric study of open clusters Tr 1 and Be 11
本文介绍了年轻疏散星团Tr 1和Be 11的深$UBVRI$ CCD测光.首次获得Be 11的CCD数据。该样本由$\sim$ 1500颗恒星组成，最低可达$V$ $\sim$ 21等。对恒星表面密度径向分布的分析表明，Tr 1和Be 11的半径值分别为2.3和1.5 pc。星际消光在整个星系团成像区域的表面似乎是不均匀的，Tr 1和Be 11的平均值分别为$E(B-V)$ = 0.60 $\pm$ 0.05和0.95 $\pm$ 0.05等。两个簇中均存在$E(B-V)$的随机位置变化。在簇Be 11中，随机位置变化的原因可能是HII区域的明显关联（S213）。2MASS $JHK$数据与Be 11星团的光学数据相结合，得出$E(J-K)$ = 0.40 $\pm$ 0.20等和$E(V-K)$ = 2.20 $\pm$ 0.20等。色余图表明在Be 11星团方向上存在正常的星际消光定律。Tr 1和Be 11的距离估计分别为2.6 $\pm$ 0.10和2.2 $\pm$ 0.10 Kpc，而理论恒星演化等时线拟合亮星团成员表明，星团Tr 1和Be 11的年龄分别为40 $\pm$ 10和110 $\pm$ 10 Myr。修正场星污染和数据不完整的质量函数推导出这两个集群。Tr 1和Be 11的斜率分别为$1.50\pm0.40$和$1.22\pm0.24$，与Salpeter值…
2002-09-03 astro-ph
The old open clusters Berkeley 32 and King 11
我们获得了老的疏散星团Berkeley 32和King 11的CCD BVI成像。使用合成色星等图方法与三套不同的恒星演化模型的各种金属丰度，有和没有超调，我们已经确定了他们的年龄，距离，红化，和指示金属丰度，以及距离银河系中心和高度从银河系平面。Berkeley 32的最佳参数是：（Z=0.008代表最佳选择，Z=0.006或0.01更接近可接受），年龄= 5.0-5.5 Gyr（具有过冲的模型;无超调的年龄为4.2-4.4 Gyr，一致性较差），（m-M）_0=12.4-12.6，E（B-V）=0.12-0.18（较低的值更有可能，因为它对应于最好的金属丰度），Rgc ~ 10.7-11 kpc，和|Z| ~ 231-254 pc。King 11的最佳参数为：Z=0.01，年龄=3.5-4.75 Gyr，（m-M）_0=11.67-11.75，E（B-V）=1.03-1.06，Rgc ~ 9.2-10 kpc，和|Z| ~ 253-387 pc。
2007-04-04 astro-ph
The stellar population of the Globular Cluster M 3. II: CCD photometry of additional 10,000 stars
本文介绍了球状星团M3最内层（0.3' < r <~ 4'）10，000多颗恒星的BVI CCD测光.当加上Buonanno等人（1994）以前的照相测光法，达到r ~ 7 '时，这导致了一个均匀的数据集，包括在这个星团中测量的大约19，000颗恒星，现在可以被认为是恒星星族研究的主要模板之一。根据新的色星等图（CMD），我们的主要结果是：i）在V<=18.6和0.3 '<r<7'处，所有天体都达到了完备性。ii）我们新的独立测光校准在蓝色范围内比旧的校准（Sandage和Katem 1982）更红，在CMD最红的部分更蓝。这个颜色项在某些问题上有重要的影响（例如金属丰度、周期偏移效应等）。iii）由光度指示剂（B-V）_{0，g}和Δ V_{1.4}计算的金属丰度为[Fe/H]~-1.45，明显高于目前常用的值-1.66。这与最近对单个恒星的高分辨率光谱研究非常一致。iv）有迹象表明存在一个非常微弱和蓝色的HB延伸，尽管人口很少。v）HB、RGB和AGB星的星族比证实了先前发现的氦含量值，即Y=0.23+/-0.02。vi）有大量的蓝离散星，尽管确切的数字必须等待HST数据，以便在非常中心的区域获得更好的分辨率。
1996-11-04 astro-ph
The discovery of low-mass pre main sequence stars in Cepheus OB3b
本文报道了利用{ \it UBVI} CCD测光和分光技术在仙王座OB 3星协的年轻子群Cep OB 3b中发现的低质量PMS星。PMS的位置在V与（V-I）色幅图（CMD）中得到了很好的定义。光学选择PMS候选人的多纤维光谱结果证实了10个物体的金牛座T性质，具有相同数量的经典和弱线TTS。另外还有6个天体被我们归类为可能的PMS星。根据Siess等人的研究，新发现的TTS的质量在0.9 - 3.0 Msun之间，年龄从<1到近1000万年。（2000）等时线。它们的位置靠近O和B星它们的位置靠近星协的O和B星，这表明在这种由早期型恒星主导的恶劣环境中，低质量恒星的形成是可能的，并且与其他OB星协（例如lambda Ori）相比，后者在侵蚀其低质量兄弟星的星周盘方面的效率一定较低。我们把这归因于当地环境的性质，推测大部分分子物质，这些物质保护低质量恒星免受早期兄弟姐妹的电离辐射，直到最近才被移除。
2003-02-11 astro-ph
Near-Infrared Photometric Study of the Galactic Open Clusters NGC 1641 and NGC 2394 Based on 2MASS Data
利用JHK的近红外CCD测光研究了银河系疏散星团NGC 1641和NGC 2394。这些集群从来没有被研究过，我们提供，第一次，集群参数;红化，距离，金属丰度和年龄。NGC 1641是一个古老的疏散星团，年龄1.6 +/- 0.2 Gyr，金属丰度[Fe/H] = 0.0 +/- 0.2 dex，距离模数（m-M）_0 = 10.4 +/- 0.3 mag（d = 1.2 +/- 0.2 kpc），红化E（B-V）= 0.10 +/- 0.05 ma。另一个老的疏散星团NGC 2394的参数估计为年龄= 1.1 +/- 0.2 Gyr，[Fe/H] = 0.0 +/- 0.2 dex，（m-M）_0 = 9.1 +/- 0.4 mag（d = 660 +/- 120件），E（B-V）= 0.05 +/- 0.10 mag。这两个老疏散星团的金属丰度和距离值与其它老疏散星团的金属丰度和银心距离之间的关系是一致的。我们计算了包括NGC 1641和NGC 2394在内的53个老的疏散星团的金属丰度梯度为δ [Fe/H]/δ Rgc = -0.067 +/-0.009 dex/kpc。
2006-11-20 astro-ph
Whiting 1: a new Halo Young Globular Cluster
本文报道了银河星团Whiting~1至$V=23.0$区域中心场的$BVI$ CCD测光。这个集群从来没有被研究到目前为止，我们提供了第一次估计其基本参数，即，径向范围，年龄，距离和红化。Whiting~1原来是一个直径约为1 $^{\prime}$的致密星团。我们发现该星系团的年龄约为5 Gyr，金属丰度约为[Fe/H]=-1.20。它位于$b=-60^{o}.64$，日心距离约为45千秒差距，这使它成为一个相当奇怪的天体，肯定不是一个盘状的疏散星团，但可能是迄今为止已知的最年轻的晕状球状星团。
2005-01-21 astro-ph
Curious Variables Experiment (CURVE). CCD photometry of active dwarf nova DI UMa
我们报告的光度行为的分析DI UMa，一个非常活跃的矮新星。观测活动（于2007年完成）涵盖了五次超级爆发和四次正常爆发。我们检查了系统的主要参数，以了解DI UMa和其他活跃的灾难性变量的特性。基于精确的光度测量、时间光变曲线行为、O-C分析和功率谱分析，我们研究了系统的物理参数。我们发现超级周期的周期现在等于31.45 +/-0.3天。在超爆发期间的观测推断超峰的周期为Psh = 0.055318（11）天（79.66 ± 0.02分钟）。在静止期，光变曲线显示出周期P_orb = 0.054579（6）天（78.59 +/- 0.01分钟）的调制，我们将其解释为双星系统的轨道周期。获得的值使我们能够确定1.35% +/-0.02%的分数周期超出，这是令人惊讶的小相比，矮新星的通常值（2%-5%）。详细的O-C分析进行了最全面的覆盖面的两个超级爆发。在这两种情况下，我们都检测到超级峰周期的增加，平均速率为dot_P/P_sh = 4.4（1.0）*10^{-5}。基于这些测量，我们确认DI Uma可能是一个周期弹跳者，一个很久以前达到其周期最小值的旧系统，有一个成为简并棕矮星的次级系统，整个系统现在朝着更长的周期发展。DI Uma是一个非常有趣的对象，因为我们只知道一个更活跃的ER Uma星具有类似的特征（IX Dra）。
2009-03-12 astro-ph
A study of the old galactic star cluster Berkeley 32
我们提出了一种新的CCD测光的遥远的老疏散星团伯克利32在约翰逊V和Reinins I通带。在13 X13 arcmin**2的视场中，总共观察到大约3200颗恒星。以V，（V-I）为单位的彩色星等图已经生成到V = 22等。一个广泛但定义明确的主序清晰可见。一些蓝色离散星，一个发育良好的次巨星分支和一个红色团簇也被看到。通过拟合等时线到这个CMD以及文献中的其他CMD，并使用红团位置，已经确定了星团的红化，距离和年龄。该星团的距离为3.3kpc，半径约为2.4pc，红化E（B-V）为0.08等，年龄为6.3 Gyr。通过与理论等时线的比较，估算出金属丰度为[Fe/H]=-0.2dex。我们发现一个更平坦的质量函数比已经发现的年轻的集群。如果质量函数是幂律dN/dm = const. * m** α，那么我们得到α = -0.5+-0.3，质量范围为0.6-1.1太阳质量。这可能被看作是该星系团高度演化的动力学状态的标志。
2001-01-20 astro-ph
Photometric variability in the old open cluster M 67. II. General Survey
我们使用差分CCD测光搜索的变化，在BVI的990颗恒星投射在和周围的老疏散星团M 67。在以前的论文中，我们报告了22个星团成员的结果，这些成员是X射线源的光学对应物;这项研究的重点是我们观测的其他恒星。采用了各种采样率，允许研究从\sim 0.3小时到\sim 20天的时间尺度上的可变性。在研究的最亮的光源中，可以检测到小到σ约10 mmag的变化（> 3 σ置信度）;对于观察到的典型恒星，可以检测到σ约20 mmag水平的变化。这项研究对于12.5 < B < 18.5，12.5 < V < 18.5和12 < I < 18的恒星在距离星团中心约10弧分的半径内是无偏的。此外，在星团中的一些小区域中还监测到了10 < BVI < 12.5的恒星。我们目前的测光研究的所有990个来源，并报告的变化特性，发现这些恒星的变量在统计上显着的水平。在这些变量中，我们强调了几个值得进一步研究的来源，包括位于星团双星序列上的恒星、巨星分支上的恒星、蓝离散星和新发现的W UMa系统。
2001-12-07 astro-ph
Open clusters in the Third Galactic Quadrant. II. The intermediate age open clusters NGC 2425 and NGC 2635
本文分析了研究较少的疏散星团NGC 2425和NGC 2635的CCD宽波段（UBV（RI）c）测光数据。这两个星团被发现是中间年龄，从而增加人口的疏散星团已知的年龄，或更老，毕宿星。更明确地说，我们发现NGC 2425是一个年龄为2.2 Gyr的星团，可能具有太阳金属丰度，距离太阳3.5 kpc。NGC 2635是一个毕宿星团，年龄为6亿年，距离太阳4.0 kpc。它的颜色星等图显示，它的年龄和位置都非常缺乏金属，因此在银河系盘化学演化模型的背景下，它是一个非常有趣的物体。
2005-09-06 astro-ph
WIYN Open Cluster Study. XVII. Astrometry and Membership to V=21 in NGC 188
我们目前的技术，获得精密天体测量使用旧的照相板从各种大口径反射器结合最近的CCD镶嵌成像仪帧。这种方法的核心是将底片/CCD坐标转换为先前构建的围绕疏散星团NGC 188的天体测量参考系。我们的主要结果是一个新的目录的自行和位置的7812个对象下降到V=21在0.75平方度的区域NGC 188。在Tycho-2星表系统上，对于测量良好的恒星，自行的精度为0.15质量/年，位置的精度为2质量/年。成员概率的总和表明NGC 188包含1050颗恒星，直到V=21。候选的蓝离散星和红巨星的综合名单大大增加了NGC 188中已知的此类恒星的数量。我们还从背景星系的平均“运动”中得到了对自行的一个小的修正。（节录）
2003-09-27 astro-ph
CCD Photometry of the Globular Cluster M5. I. The Color-Magnitude Diagram and Luminosity Functions
我们提出了新的BVI测光的晕球状星团M5，并检查B-和I-波段光度函数（LF），基于超过20,000颗恒星。我们在LF中没有看到“亚巨星过剩”的证据，也没有看到红巨星分支和主序上恒星相对数量的差异，这两种情况都被认为是在更贫金属的星系团中。包含α元素增强改进了观测和预测的“红巨星隆起”位置之间的一致性。利用Δ V_{TO} ^{HB}方法，我们得出星系团M5，Palomar 5，M4，NGC 288，NGC 362，NGC 1261，NGC 1851和NGC 2808的年龄都在1.5 Gyr左右，可能除了NGC 288（如果最红的NGC 288 HB星在零年龄水平分支上，则比NGC 288老3.5 \pm 1.5）。即使将NGC 288放在一边，在RGB和HB之间的恒定质量损失的情况下，剩余簇中HB形态的大范围似乎消除了年龄作为确定HB形态的唯一第二参数。我们无法在M5的金属丰度（绝对）的两个竞争值之间做出选择：[Fe/H] = -1.40（Zinn & West 1984）和-1.17（Sneden et al. 1992）。这种差异程度对M5的距离模数和绝对年龄的推导有重要影响。从理论等时线和光度函数，我们发现M5的绝对年龄为13.5 \pm 1 Gyr（内部误差，假设完美的模型和没有[M/H]误差）的津恩和韦斯特丰度尺度和11 \pm 1 Gyr的更高的丰度值。
1996-05-17 astro-ph
Deep Wide Field BVI CCD Photometry of the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy
本文对本星系群中的六分仪矮球状星系（dSph）进行了深宽视场$VI$ CCD测光，观测视场为42'× 28'，位于星系中心。六分仪座dSph的色星等图显示了清晰的红巨星支（RGB）、蓝水平支（BHB）、显著红水平支（RHB）、渐近巨星支（AGB）、约120颗变星候选星，包括天琴座RR和异常造父变星，约230颗蓝离散星（BS）和主序星（MS）。到银河系的距离是用RGB尖端的$I$波段星等在I（TRGB）=15.95+/-0.04：（m-M）_0=19.90+/-0.06处得到的，红化E（B-V）=0.01。RGB的平均金属丰度从（V-I）颜色估计：[Fe/H]=-2.1+/-0.1（统计误差）+/-0.2（标准校准误差）dex，其中σ [Fe/H]=0.2 dex的分散。主要老星族的MSTO年龄估计与M92相似，也有一些年龄较轻的恒星星族。在V=19.95+/-0.05 mag（Mv =0.03 mag）处发现一个RGB凸起，并且在V=19.35+/-0.05 mag（Mv=-0.58 mag）处发现一个弱的较亮凸起，其可能是AGB凸起。RGB星和MS星的V波段光度函数与M92的V波段光度函数大致相似，只是在亮度范围内比MSTO亮的恒星比M92略多。亮BS比暗BS更集中在中心。有几种星群具有显著的径向梯度：与BHB、蓝色RGB、蓝色SGB和暗淡BS相比，RHB、红色RGB、红色次巨星…
2003-08-27 astro-ph
Young Globular Clusters
恒星爆发中的恒星形成似乎偏向于紧凑的星团，其中有多达20%的恒星形成于其中。HST的观测显示，这些星团中有许多具有光度（-9 > Mv > -16）、UBVI颜色和半光半径（R_eff = ~3 pc），这与它们是年轻的球状星团相一致。虽然我们对最年轻的星团（<2000万年）的长期稳定性知之甚少，但年龄超过10个核心穿越时间（2000 - 4000万年）的致密星团是引力束缚的，很可能是年轻的球状星团。本评论集中在此类星系团测年方面取得的最新进展，以及螺旋星系合并可以在残余晕中产生相对丰富的太阳金属丰度年轻球状星团子系统的证据。对这些子系统的研究提出了一种设想，即第二代球状星团是由巨大的分子云在恒星暴增的高压环境下挤压坍缩而形成的。这些爆发，通常由合并驱动，可以解释NGC 4038/39中正在形成的星团，在NGC 3921和NGC 7252等原椭圆星系周围发现的年轻晕球状星团，以及在许多巨型椭圆星系中观察到的富含红色金属的球状星团。
1999-06-29 astro-ph
BOAO Photometric Survey of Galactic Open Clusters. III. Czernik 24 and Czernik 27
本文介绍了疏散星团Czernik 24和Czernik 27的BV CCD测光。这些集群从来没有被研究过，我们提供，第一次，集群参数;红化，距离，金属丰度和年龄。Czernik 24是一个古老的疏散星团，年龄为1.8 ± 0.2 Gyr，金属丰度[Fe/H]=-0.41 ± 0.15 dex，距离模数（m-M）_0 = 13.1 ± 0.3 mag（d=4.1 +/-0.5kpc），红化E（B-V）= 0.54 +/-0.12ma。Czernik 27的年龄参数估计为0.63 +/-0.07Gyr，[Fe/H]= -0.02 +/- 0.10 dex，（m-M）_0 = 13.8 +/- 0.2 mag（d=5.8 +/- 0.5 kpc），E（B-V）= 0.15 +/- 0.05 mag. Czernik 24的金属丰度和距离值与其它老的疏散星团的金属丰度和银心距离之间的关系是一致的.我们发现包括Czernik 24在内的51个古老疏散星团的金属丰度梯度为Delta [Fe/H]/Delta R_gc= -0.064 +/- 0.009 dex/kpc。
2005-11-29 astro-ph
Photometric study of distant open clusters in the second quadrant: NGC 7245, King 9, King 13 and IC 166
本文用UBV CCD测光研究了位于$l = 90^o - 135^o$之间的四个疏散星团NGC 7245、King 9、IC 166和King 13。所有这些都嵌入在一个丰富的银河系领域。NGC 7245和国王9在天空中靠得很近，并且有类似的红色。距离和年龄是：NGC 7245，3.8 $\pm$ 0.35 kpc和4亿光年;国王9（这个象限中最遥远的星团）7.9 $\pm$ 1.1 kpc和3.0光年。国王13号距离地球3.1 $\pm$ 0.3千秒差距，有3亿年历史。King 9和IC 166（4.8 $\pm$ 0.5 kpc距离和1 Gyr年龄）可能是贫金属的星系团（Z=0.008），如从等时线拟合估计的。在上述经度范围内，年轻星团到银道面的距离的平均值超过2千秒差距（64个星团的平均距离为$-47\pm$ 16秒差距），表明年轻的盘向南纬度弯曲。
2007-03-05 astro-ph
NGC 1883: a neglected intermediate-age open cluster located in the outskirts of the Galactic disk
本文报道了疏散星团NGC 1883至V=21区域中心场的$BVI$ CCD测光。这个集群从来没有被研究到目前为止，我们提供了第一次估计其基本参数，即径向范围，年龄，距离和红化。我们发现，集群的半径约为2.5弧分，并显示出动力学松弛的签名。NGC 1883位于反中心方向，并根据金属丰度在E $(B-V)= 0.23-0.35$范围内显示出变红。它的年龄是中等的（10亿岁），对于一个疏散星团来说，它的距离相当遥远。事实上，它距离太阳4.8 kpc，距离银河系中心超过13 kpc。这一结果使NGC 1883成为最外围的老疏散星团之一，对银河系外盘金属丰度随距离变化的趋势具有重要影响。
2003-04-07 astro-ph
A Star Catalog for the Open Cluster NGC188
我们提出了新的BVRI宽波段测光的老疏散星团NGC188的基础上分析的299 CCD图像无论是由我们获得的，捐赠的同事，或从公共档案检索。我们比较了我们的研究结果的基础上，从以前的11个光度调查的集群的数据。我们同质化和合并的数据，从所有的光度研究，也合并成员资格的概率，从以前的四个自行研究的集群字段。Landolt（1992，AJ，104，340）BV（Johnson）RI（Reinins）光度系统中的基准星团序列是本文的主要结果。这些已经被比较定义的参考样本（a）兰道尔特的标准星，（b）旧的疏散星团M67和NGC6791，和（c）在25秒差距内的恒星具有现代测光和精确的依巴谷天体。在一个配套文件中，我们表明，我们得出的集群结果与现代恒星内部和演化理论的预测相一致，给出合理的估计集群化学丰度和前景变红。NGC188的单个和组合数据集已通过我们的网站提供。
2004-09-22 astro-ph
Variable stars in the field of open cluster NGC 6939
本文介绍了用波兰哥白尼大学天文台的90/180 cm施密特-卡塞格伦望远镜和保加利亚罗真国家天文台的70/172 cm施密特望远镜对1 Gyr年龄的疏散星团NGC 6939进行CCD测光的结果。探测到22颗变星，其中4颗是已知的。发现了四个食双星系统（3个分离双星和1个接触双星）是星团的成员。对接触双星V20亮度的分析强烈支持它与星团的距离为1.74 +/- 0.20 kpc。NGC 6939中的接触双星数量很少，这也证实了该星系团的年龄相对年轻。
2007-11-30 astro-ph
