Helium Mixing in Globular Cluster Stars
在球状星团红巨星中观测到的丰度变化表明，这些恒星可能将氦从氢壳层向外混合到包层中，这可能是内部旋转的结果。我们已经调查的影响，这样的氦混合的红巨星支（RGB）和水平支（HB）阶段通过计算一些非典型的进化序列不同的假设混合深度和质量损失率。我们发现，氦混合模型在RGB阶段发展到更高的光度，因此失去了更多的质量比他们的典型同行。这种增强的质量损失与氦混合模型的更高的包层氦丰度一起产生了明显更蓝和更亮的HB形态。因此，氦混合可以模拟年龄作为第二个参数，并可以减少来自HB和主序列关闭之间的光度差异的贫金属球状星团的年龄。氦的混合也可能导致更大的RR型Lyrics周期偏移和RR型Lyrics光度-金属丰度关系的更陡的斜率，如果混合在低金属丰度更广泛，如所观察到的丰度变化。我们讨论了氦混合的其他一些主题，包括低重力的蓝色HB星，极端HB星的起源，和sdO星的演化状态的影响。各种各样的观测测试，以测试这种氦混合的情况。
1997-08-18 astro-ph
The Formation of Globular Cluster Systems in Massive Elliptical Galaxies: Globular Cluster Multimodality from Radial Variation of Stellar Populations
质量最大的椭圆星系在它们的球状星团系统颜色分布中表现出突出的多模态。了解导致多个球状星团子群的机制对于完整地了解大质量星系形成是至关重要的。通过假设球状星团的形成与恒星的形成相一致，并考虑到Pipino & Matteucci（2004）多带光化学演化程序预测的复合恒星星族的径向变化，我们计算了球状星团性质随银河系中心半径的分布。我们将我们的结果与Puzia等人（2006）对附近早型星系中球状星团的光谱测量结果进行了比较，并表明在大质量椭圆星系的球状星团系统中观察到的多模态可以至少部分地归因于恒星星族混合的径向变化。我们的模型预测了在大多数质量椭圆星系中存在超富金属的球状星团，这与光谱观测非常一致。此外，我们还研究了其他非线性机制对球状星团系统金属丰度分布的影响，特别是合并诱导的球状星团形成和非线性颜色-金属丰度转换的作用，并讨论了它们在我们的模型中的影响。
2007-04-04 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
Stellar Envelope Convection calibrated by Radiation Hydrodynamics Simulations: Influence on Globular Clusters Isochrones
在计算球状星团等时线和确定球状星团年龄的过程中，最大的不确定性来源之一是缺乏对对流的严格描述。因此，我们根据一个新的二维流体动力学网格的结果，标定了贫金属低质量恒星包层中的超绝热温度梯度，该网格覆盖了球状星团的主序星和红巨星支的下部.在实践中，我们仍然使用传统的混合长度形式主义的演化恒星模型的计算，但我们固定的混合长度参数，以重现运行的熵的更深的绝热区的恒星信封与有效的温度和重力从流体模型。校准的混合长度的详细行为取决于在一个非平凡的方式上的有效温度，重力和恒星的金属丰度。尽管如此，银河系球状星团的相关年龄范围内的等时线只有很小的差异，相对于采用恒定的太阳校准值的混合长度计算的等时线。因此，球状星团的年龄最多减少0.2 Gyr。
1999-01-07 astro-ph
The puzzling MgAl anticorrelation in globular-cluster red giants: primordial plus deep mixing scenario?
球状星团红巨星中C、N、O、Na和Al的星与星之间丰度的变化最近得到了补充，发现在[Al/Fe]极大的恒星中[Mg/Fe]是贫化的（Shetrone 1996 a）。这个和其他新的光谱结果使我们能够测试当前的恒星演化和核合成模型，以及球状星团的形成和化学富集模型。为了解释这些观测结果的自洽性，我们考虑了两种可能性：（1）一种深度混合方案，它假设在红巨星中，某种（额外的）混合将核反应的产物从氢燃烧壳层（HBS）输送到对流包层的底部;（2）一种原始混合方案和深度混合方案的组合。结果表明，（1）不能解释[Mg/Fe]与[Al/Fe]的关系，没有额外的特设假设，其中我们确定了一个强大的，但仍然没有检测到的低能共振反应24 Mg（p，γ）25 Al，和偶发性的增加的HBS温度的值T约。74x10^6 K。在（2）中，我们假设中等质量AGB星在某些球状星团中产生减少的~（24）Mg和增加的~（25）Mg初始丰度，Al在HBS中以消耗~（25）Mg为代价合成，并通过额外混合被输送到红巨星表面。我们讨论了这两种方案的优点和不足，并提出了一些观察测试。
1997-07-24 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
Globular Clusters as Tracers of Stellar Bimodality in Elliptical Galaxies: The Case of NGC 1399
球状星团系统（GCS）的星团积分颜色经常呈现双峰分布。这项工作探讨的论点，以支持相同的功能是共享的弥漫恒星星族的星系，他们是与。在NGC 1399的特殊情况下，结果表明，星系亮度剖面和颜色梯度以及球状星团累积特定频率的行为，与两个主要的恒星星族的存在是相容的，与所谓的“蓝色”和“红色”球状星团家族。这些球状星团家族的特征在于不同的固有频率（根据每个恒星星族定义）：红色球状星团的Sn=3.3 +/- 0.3，蓝色球状星团的Sn=14.3 +/- 2.5。我们强调，这一结果并不一定与最近的作品，指出（解决）晕星和球状星团的金属丰度分布之间的明显差异时，比较他们的数量统计相矛盾。推断出的特定频率意味着，就其相关的恒星星族而言，蓝色球状体的形成效率比红色球状体高出约6倍。蓝色球状体的空间分布与推断的暗物质的相似性，以及与NGC 1399相关的发射热气体的X射线的相似性。一个相对不显眼的低金属丰度人口的影响，共享的蓝色球状星团的属性，作为一个可能的来源的化学富集早期的星系的形成历史也简要讨论。
2004-11-02 astro-ph
Comparing the old Stellar Population in Globulars and Dwarf Galaxies: The Cases of Phoenix and Leo A
由于它们的恒星形成历史（SFH），矮星系（DG）中的恒星星族可能具有金属丰度分布，最好通过红巨星分支（RGB）的形态来追踪。我们在这里探索一个纯粹的经验方法，旨在估计平均金属丰度（Z）和Z传播的比较颜色-星等图（CMD）的星系球状星团（GC）与两个DG：狮子座A（HST数据）和Phoe（VLT Fors 2数据）。
2002-09-13 astro-ph
Far-Ultraviolet Surveys of Globular Clusters: Searching for the Products of Stellar Collisions and Near Misses
哈勃太空望远镜的远紫外线观测是发现和研究球状星团核心中炽热的蓝色恒星星族的一种极好的方法。这些星群包括动力学形成的蓝离散星和相互作用的双星（如激变变星），即恒星碰撞和近距离碰撞的产物。以星团47 Tuc为例，我们展示了如何将FUV成像和无缝光谱相结合来发现和研究这些种群。
2004-01-28 astro-ph
Influence of the Stellar Mass Function on the Evaporation Rate of Tidally Limited Postcollapse Globular Clusters
我们研究了恒星质量服从幂律分布的潮汐限制坍缩后球状星团的逃逸率（"蒸发“）。我们使用多质量福克-普朗克代码，并假设一个稳定的潮汐场。恒星动力学过程导致星团内部膨胀，这反过来又导致恒星溢出潮汐边界。恒星演化造成的质量损失在这些后期演化阶段被认为是不重要的。每半质量弛豫时间（$\trh$）损失的星团质量分数大致恒定，与等质量恒星的简单同源模型一致。然而，如果$\trh$是用传统的方法从平均恒星质量计算出来的，那么一个宽的恒星质量函数可以使每$\trh$的质量损失加倍。我们讨论了我们的研究结果在我们自己和其他星系的球状星团系统的演变的影响。特别是，仅因蒸发而被摧毁的星系团数量可能与目前的星系团数量一样多，甚至更大。
1994-10-31 astro-ph
Far-Ultraviolet Surveys of Globular Clusters: Hunting for the Products of Stellar Collisions and Near Misses
球状星团是一种受引力束缚的恒星系统，包含大约100，000颗恒星。由于这些星团核心的恒星密度很高，恒星之间的近距离接触甚至物理碰撞是不可避免的。这些动力学相互作用可以产生奇异类型的单星和双星，这在银河系中是极其罕见的，但这可能是重要的动力学演化的主机集群。这些动态形成的恒星星族的一个共同特征是它们的许多成员相对较热，因此在远紫外（FUV）波段很亮。在这篇简短的评论中，我描述了如何天基FUV观测被用来寻找和研究这些人口。
2004-07-02 astro-ph
Stellar abundances and ages for metal-rich Milky Way globular clusters - Stellar parameters and elemental abundances for 9 HB stars in NGC6352
富含金属的球状星团为我们银河系的形成提供了重要的线索。此外，同样重要的是，它们是推导河外富含金属的恒星星族性质的非常重要的校准器。尽管如此，在银河系中只有少数富含金属的球状星团被用高分辨率的恒星光谱来研究，以获得元素丰度。本文给出了富金属球状星团NGC 6352中9颗HB星的元素丰度。元素丰度是基于高分辨率，高信号噪声光谱获得的VLT/UVES。元素丰度是使用标准LTE计算得出的。我们发现，NGC 6352的[Fe/H]=-0.55，相对于Fe，Ca、Si和Ti的α-元素增加到约+0.2 dex。对于铁峰元素，我们发现太阳值。基于光谱导出的恒星参数，我们发现E（B-V）=0.24和（m-M）大致等于14.05比标称值更好地拟合数据。调查的日志（gf）-值为合适的铁线导致我们的结论是，常用的修正可能等。（1974）数据不应被使用。注：只有后记正确再现了结果图表。
2008-10-27 astro-ph
Abundances from the Integrated Light of Globular Clusters and Galaxies
目前不可能逐个恒星地确定遥远、致密恒星系统中恒星星族的丰度和年龄。因此，需要分析恒星系统的合成光的方法。我回顾了单个球状星团、球状星团系统、早型星系和旋涡星系凸起的恒星星族综合光谱的建模和分析，重点是它们的丰度和丰度比。最后，我列出了建模中持续存在的困难，这些困难使综合光谱的解释复杂化，并展望了新方法和新观测。
2003-07-03 astro-ph
The evolution of two stellar populations in globular clusters I. The dynamical mixing timescale
我们研究了球状星团中两个不同的低质量恒星恒星星族的长期动力学演化，以研究能量均分过程是否可以解释球状星团中大量恒星的丰度异常。我们分析N-体模型，人为地将低质量恒星（m<0.9 Msun）分为两个群体：少数恒星（第二代）符合不变的IMF和低比能量最初集中在星团中心的模拟恒星丰度异常。这些恒星形成于快速旋转的大质量恒星的慢风。低质量（第一代）恒星的主要部分具有星团的原始组成。我们详细研究了这两个群体如何演变的影响下的两体elaxation和潮汐力，由于主机galaxy.Stars的比能量低，最初集中向集群中心需要约两个弛豫时间，以实现一个完整的均匀化整个集群。对于现实的球状星团，由于外围第一代恒星的优先蒸发，两个种群之间的数量比只增加了2.5倍。我们还发现，恒星轨道角动量的信息丢失发生在相同的时间尺度上的空间均匀化。
2008-11-24 astro-ph
Ultra-Compact Stellar Systems in the Fornax Galaxy Cluster
我们在NGC1399附近的VLT（FLAMES）观测研究了超致密矮星系（UCD）、NGC1399球状星团和团内球状星团之间的联系。我们已经在天炉座星系团中发现了30个暗淡的致密恒星系统，增加了先前报道的62个明亮的UCD。这些恒星系统的星等极限一直延伸到球状星团的区域。我们探测到一条UCD和球状星团的细丝延伸穿过NGC1399，并找到了它旋转的微弱证据。这些紧凑的恒星系统不仅聚集在几个星系团周围，而且还广泛分布在星系团内部空间。
2006-06-02 astro-ph
A New Spin on the Problem of HB Gaps: Stellar Rotation along the Blue Horizontal Branch of Globular Cluster M13
利用金属吸收线的旋转展宽，我们测定了球状星团M13中13颗蓝水平支星的投影旋转速度。我们的样本跨越了在Teff ~= 11000 K的水平分支分布中观察到的光度间隙，并揭示了在这个特征的两侧恒星旋转的明显差异--在间隙的蓝色一侧，所有的恒星都表现出适度的旋转，vsini < 10 km/s，而在间隙的红色一侧，我们证实了Peterson等人（1995）以前观测到的更快旋转的粒子数（vsini ~= 40 km/s）。结合这些先前的结果，我们的测量表明，恒星的旋转确实与其沿HB的位置有关，尽管这种相关性背后的机制仍然未知。我们探讨了恒星自转和质量损失机制之间可能存在的联系，这些机制影响了球状星团HB的光度形态。
1999-07-15 astro-ph
Stellar Populations and Variable Stars in the Core of the Globular Cluster M5
我们报道了在球状星团M5的核心发现了一个可变的蓝色离散星，这是基于哈勃太空望远镜上的行星照相机获得的长达12小时的一系列图像。此外，我们提出了28个以前未知的或研究不足的大振幅变星（除了一个是RR天琴座）在集群核心的光变曲线。（V，U-I）色星等图显示了24颗蓝离散星，位于星团中心2个核心半径内。蓝离散星比水平分支和红巨星更集中。
1997-11-13 astro-ph
Adiabatic Invariants in Stellar Dynamics: III. Application to Globular Cluster Evolution
前两篇论文证明了缓慢变化的扰动不会导致绝热截止，并提供了一个计算恒星系统随时间变化的扰动的长期影响的形式。在这里，该理论是在福克-普朗克代码和一套运行说明冲击加热对球状星团演化的影响进行了说明。单独的冲击加热导致具有$R_g\lta8\kpc$的团簇的相当大的质量损失：具有$R_g=8\kpc$的浓度$c=1.5$团簇损失高达其在$15\Gyr$中的初始质量的$95\%$。只有那些浓度为$c\lta1.3$的物质才能在这个半径内的圆盘冲击中幸存下来。其他效应，如恒星演化造成的质量损失，将增加这种生存界限。初始晕的损失与质量分离一起导致质谱指数$x$，这可能比它们的初始值大得多。
1994-04-07 astro-ph
Discovery of an accreted stellar system within the globular cluster omega Centauri
最近的宽视场光度测量（Lee等人; Pancino等人）已经证明了在半人马座球状星团欧米伽星系中存在一个以前未知的富含金属（[Fe/H] -0.6）的恒星星族。这个新的组成部分的发现，它只占整个星团人口的一小部分（~5%），为这个恒星系统的恒星形成和化学演化的已经令人困惑的画面增添了新的一部分。在这封信中，我们表明，属于新发现的富金属人口的恒星相对于其他星团恒星具有相干的整体运动，从而证明它们形成于一个独立的自引力恒星系统。这是第一个明确的证据，表明极端金属丰富的恒星是一个小恒星系统的一部分（半人马座ω的卫星？）被星系团的主体所吸积。在这种情况下，我们正在目睹一个在亚银河系尺度上的层次合并的活体例子。
2002-06-10 astro-ph
The Colors of Dwarf Elliptical Galaxy Globular Cluster Systems, Nuclei and Stellar Halos
本文介绍了哈勃空间望远镜WFPC 2 F555 W和F814 W对室女座、天炉座和狮子座星系群中69个矮椭圆星系的观测结果。的$V-I$颜色的dE球状星团，核，和潜在的场星人口被用来跟踪的dE恒星形成的历史。我们发现dE球状星团候选者和银河系中贫金属的球状星团一样蓝。观测到的dE球状星团系统的$V-I$颜色与宿主dE的光度之间的相关性，有力地证明了球状星团是在dE的晕中形成的，并且没有银河系前的起源。假设大多数dE星团都是老的，平均球状星团颜色-宿主星系光度相关性意味着星团金属丰度$-$星系光度关系为$Z_{GC} \propto L_B^{0.22 \pm 0.05}$，这比在本星系群矮星（$Z_{FS} \propto L^{0.4}$）中观察到的场星金属丰度-宿主星系光度关系要浅得多。dE恒星包层在$V-I$中的$0.1-0.2$星等比其球状星团和核更红。这种颜色偏移意味着星团和场星的dE内有独立的恒星形成事件，而两个dE核的蓝色则表明在这些dE中，第三个恒星形成事件的发生时间小于一个陀螺。
2004-05-31 astro-ph
The influence of gas expulsion and initial mass-segregation on the stellar mass-function of globular star clusters
最近de Marchi，Paresce & Pulone（2007）研究了20个球状星团的样本，发现所有高浓度的星团都有陡峭的恒星质量函数，而低浓度的星团有相对较浅的质量函数。没有发现具有平坦质量函数和高浓度的球状星团。这看起来很奇怪，因为更集中的星团被认为是动态地演化，并且应该通过蒸发失去更多的低质量恒星，这将导致低质量部分的质量函数变浅。我们发现，这种效果可以解释为残余气体驱逐最初的质量分离的星团，并通过未解决的双星进一步增强。如果气体排出是正确的机制，以产生所观察到的趋势，然后观察这些参数将允许限制集群的启动条件，如恒星形成效率和气体排出的时间尺度。
2008-03-04 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
Highly He-Rich Matter Dredged Up by Extra Mixing through Stellar Encounters in Globular Clusters
半人马座ω星和NGC 2808的主序星分裂表明，在这些球状星团（GC）中产生了高度富集He的物质（以质量分数Y~0.4计），并使一些主序星的颜色变得更蓝。富氦物质的潜在产生地点通常被认为是经历第二次疏浚的大质量AGB星。然而，我们发现大质量AGB星最多提供Y~0.35的物质，而观测到的蓝移需要Y~0.4的物质存在。在这里，我们表明，额外的混合，这在红巨星阶段的恒星质量小于2Msun，可能是一种机制，提高他的内容在他们的信封Y~0.4。额外的混合被认为是由红巨星与其他恒星在像GC这样的碰撞系统中相遇引起的。在AGB阶段释放的Y~0.4物质有两种命运：（i）从GC中逃逸或（ii）通过碰撞被运动学冷恒星捕获。欧米茄Cen中的AGB喷出物，遵循后一种情况，可以提供足够的He引起观察到的蓝移。同时，这个方案产生了极端的水平分支，正如在ω Cen中观察到的那样，这是对更高的质量损失率的响应，这也是由恒星相遇引起的。
2007-10-28 astro-ph
The galactic stellar nucleation by globular cluster interactions in dwarf galaxies
动力学摩擦问题是关于矮星系中球状星团的一个长期存在的难题。在矮星系中，GC受到动力学摩擦的强烈影响，并被推测落入星系中心。但是GC确实存在于矮星系中。Recentry提出了一种新的解决方案。如果矮星系有一个核心的暗物质晕，那么动力学摩擦的影响将大大减弱，GCs能够在宇宙年龄之后继续存在。在这项研究中，我们讨论了为什么恒定密度核心晕停止动力学摩擦，通过N体模拟。
2008-02-19 astro-ph
High-resolution simulations of stellar collisions between equal-mass main-sequence stars in globular clusters
我们进行了高分辨率的模拟两个恒星碰撞相关的恒星在球状星团。我们考虑了两颗0.6M太阳主序星之间的一次正面碰撞和一次离轴碰撞。我们发现，约100 000粒子的分辨率是足够的大多数研究的结构和演变的蓝色离散。我们最终证明，球状星团中的主序星之间的碰撞产物不具有大于0.004 M_sun的表面对流区碰撞后，也没有开发对流区在“前主序星”的热弛豫阶段的碰撞后演化。因此，任何需要表面对流区的机制（即化学混合或通过磁风的角动量损失）都不能在这些恒星中运作。我们表明，没有磁盘的材料周围的碰撞产品产生的离轴碰撞。对流区和盘的缺乏证明了球状星团中蓝离散星角动量演化的一个持续问题。
2001-12-12 astro-ph
Extremely alpha-Enriched Globular Clusters in Early-Type Galaxies: A Step towards the Dawn of Stellar Populations?
我们比较[α/Fe]，金属丰度，和年龄分布的球状星团在椭圆形，透镜状和螺旋星系，我们来自舔线指数测量。我们在椭圆星系中发现了大量的球状星团，它们的[α/Fe]值比透镜星系和螺旋星系中的任何星团都要高得多（>0.5）。大多数这些极度富集α的球状星团都很古老（t > 8 Gyr），覆盖的金属丰度范围为-1 <~ [Z/H] <~ 0。与超新星产额模型的比较表明，这些球状星团的原始气体云必须主要由大质量恒星（>~20 M_sol）富集，而低质量恒星的贡献很小。测得的[α/Fe]比也与非常大质量的对不稳定超新星（~130-190 M_sol）的产率一致。这两种情况都意味着，原始气体的化学富集是在极短的时间尺度上完成的，大约为几百万年。考虑到早期型星系中弥漫恒星星族的平均[alpha/Fe]比值较低，我们的研究结果表明，这些α增强的球状星团可能是第一代星团的成员，它们的形成时代将早于巨型早期型星系中大多数恒星的形成。
2006-05-09 astro-ph
Age and Metallicity Estimation of Globular Clusters from Stromgren Photometry
提出了一种利用Stromgren滤波器测定复合恒星星族年龄和金属丰度的新方法。使用主成分（PC）分析的多色模型，我们隔离的范围内的值必须独特地确定年龄和金属丰度的影响。本文提出的方法只适用于由简单恒星星族组成的老（τ> 3 Gyrs）恒星系统，如球状星团和椭圆星系。使用新的光度学方法对40个球状星团进行了校正，用光谱[Fe/H]值和主序拟合年龄将PC值与Strömgren颜色联系起来，金属丰度的准确度为0.2 dex，年龄为0.5 Gyrs。
2004-12-08 astro-ph
Keck Spectroscopy of Globular Clusters in the Virgo Cluster Dwarf Elliptical VCC 1386
本文介绍了与室女星系团矮椭圆VCC 1386有关的球状星团的Keck光谱研究结果。我们分析了13个球状星团候选者在3500-5500 A之间的蓝色光谱吸收线，并确认其中5个与VCC 1386有关。通过比较这些球状星团的金属和巴耳末线指数与α增强的单恒星星族模型，我们发现这些系统是贫金属的[Fe/H] < -1.35和老，年龄> 5 Gyr在3 sigma的信心，把它们的形成在z >1。这是第一个光谱研究的球状星团周围的矮星系在一个集群，揭示了一些低质量的星系在丰富的环境中形成至少部分的恒星质量在宇宙的历史早期。我们进一步发现VCC 1386本身的光度加权恒星星族比它的球状星团更年轻，更富金属，与哈勃太空望远镜成像的（V-I）_0颜色一致。这意味着VCC 1386和本星系群dEs一样，有多个恒星形成的插曲。然而，与低光度系统相关的球状星团似乎与巨星系相关的星团一样古老，这与它们的大部分恒星星族的“缩小”形成相反。
2005-11-01 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
Hot Stellar Populations in Globular Clusters: a Photometrist's View
简要回顾了近年来有关球状星团中热水平支星的研究结果。自1992年第一次伊凡费斯特以来，有许多新的观测证据，使我们对蓝尾恒星的理解取得了重大进展，尽管新的，更有趣的问题出现了。尽管取得了这些进展，我们仍然不知道这个主要问题的答案：为什么会有蓝尾HB恒星？过去几年收集的新的光度数据库，以及即将在10米级望远镜上进行的多光纤观测活动，可能是解决这个难题的关键。我们将展示一个例子，说明这些数据库如何揭示蓝色HB星的重要特性。
2003-03-13 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 Internal Dynamics of Globular Clusters
银河系的球状星团是我们银河系古老的建筑材料。它们代表了一个非常有趣的恒星系统家族，其中一些基本的动力学过程已经发生了超过10 Gyr，但时间尺度比宇宙的年龄要短。与星系相比，这些星团代表了独特的实验室，用于学习两体松弛，能量均分的质量分离，恒星碰撞，恒星合并，核心坍缩和潮汐破坏。本审查简要概述了过去二十年中发生的一些巨大发展。最后介绍了银河系球状星团和M31中一个超大质量球状星团周围潮汐尾的一些最新结果。
1999-12-23 astro-ph
X-ray sources in old stellar clusters: the contribution of ROSAT
ROSAT在球状星团中发现了两个新的明亮的X射线源，在球状星团和老的疏散星团中发现了许多亮度较低的X射线源。用ROSAT卫星获得的精确位置有助于用光学物体进行识别，但在球状星团中这一点仍然很不完整。一个暗淡的球状星团的来源已经被确认为是一颗再循环的射电脉冲星，其他几个可能是激变变星。在旧的疏散星团M67中发现的四个最亮的X射线源令人困惑，因为我们不明白它们为什么会发射X射线。与迄今为止研究的两个旧的疏散星团相比，球状星团在X射线下明显不亮。
1999-01-14 astro-ph
Abundance Anomalies in Galactic Globular Clusters - Looking for the Stellar Culprits
银河系球状星团恒星的丰度模式是它们在磁场中所不具有的。从最近对GC关闭恒星的光谱观测中可以清楚地看到，这些丰度异常已经存在于形成所观测到的恒星的气体中。这无可争议地支持了所谓的自富集理论，根据该理论，大部分GC低质量恒星是由高温下氢燃烧处理的物质形成的，然后被更大质量和更快演化的恒星（可能与一些原始气体混合）所丢失。在这个框架内，我们提出了一种新的方法来获得初始质量函数的污染星。
2006-06-09 astro-ph
Abundance variations in the globular cluster M71 (NGC 6838)
中等富金属的球状星团的绝对变化可以为球状星团的形成和化学富集提供线索。测量了富含金属的球状星团M71的89颗恒星光谱中的CN、CH、Na、Mg和Al指数，并讨论了它们对内部混合的影响。分析了双子座望远镜GMOS多目标摄谱仪观测到的从关闭到红巨星分支（0.87 $<$ log g $<$ 4.65）的恒星。测定了样品的径向速度、颜色、有效温度、重力和光谱指数。证实了以前在M71恒星中发现的CN双峰态和CN-CH双峰关系。我们还发现CN-Na的相关性，和Al-Na，以及Mg $_2$ -Al的相关性。对流混合和原始污染的组合AG或大质量恒星在球状星团形成的早期阶段需要解释的意见。
2008-06-16 astro-ph
Stellar Exotica produced from Stellar Encounters
综述了恒星碰撞在稠密星团中产生奇异星的重要性。我们讨论了如何主序星之间的碰撞可能是负责在球状星团的蓝色离散的生产。我们还讨论了X射线双星、激变变星和毫秒双星在球状星团中产生的可能途径。球状星团中的中子星很可能会交换成包含中等质量主序星的双星，取代原始系统中的低质量成分。一旦中等质量恒星脱离主序星，这些双星将成为中等质量X射线双星（IMXB），因为质量转移到中子星上，可能在这个过程中使中子星旋转起来。这样的系统可能是造成在球状星团中观测到的毫秒双星（MSP）的原因。此外，绝大多数这样的系统的质量转移（以及X射线可见性）发生在5 - 10 Gyr之前，这解释了今天观测到的X射线双星相对较少，因为MSP人口众多。
2001-10-20 astro-ph
The velocity dispersion profile of globular clusters : a closer look
表面亮度分布和速度色散剖面的测量，迄今已被用来推断球状星团的内部动力学。我们表明，这些观测并不能追溯到潜在的暗物质隐藏在这些系统中的低质量紧凑的对象的形式。我们已经建立了包含大质量和低质量恒星的球状星团的Michie模型。根据通常的误差函数和Dawson积分，导出了恒星质量密度的解析表达式。当重种群保持固定时，我们模型中轻物种的丰度是变化的。当恒星的速度是各向异性的，无论是表面亮度和速度色散档案的集群变得不敏感的丰度低质量的恒星。这表明许多球状星团的实际恒星质量函数仍有待发现。
1997-07-15 astro-ph
Hot stellar population synthesis from the UV spectrum: the globular cluster M79 (NGC 1904)
我们分析了球状星团M79的远紫外光谱。我们表明，近高斯质量分布的零年龄水平分支恒星，由迪克森等人。（1996），能够重现远紫外霍普金斯紫外望远镜（HUT）光谱，如果有一个明亮的紫外亮恒星的有效温度为9,500 K在HUT入口狭缝，或者，更有可能的是，如果水平分支的形态变得相当红的核心M79，在其他一些中心凝聚的球状星团。如果通过辐射扩散增强热水平分支恒星中重元素的表面丰度，M79的合成光谱和观测到的远紫外光谱之间的一致性也会得到改善。与Dixon等人（1996）相反，我们不需要极低的重力来重现Ly α的宽度。
1999-03-17 astro-ph
The Dynamical Implications of Multiple Stellar Formation Events in Galactic Globular Clusters
各种银河系球状星团显示丰度异常，影响其颜色星等图的形态。本文讨论了NGC 2808异常水平分支中氦增强的可能性。我们研究了一个自富集的情况下，一个头重脚轻的初始质量函数的恒星的初始一代丰富的星际介质通过其渐近巨星分支恒星的低速喷出物与氦的动力学。这种富集的介质然后产生第二代恒星，它们本身也是氦富集的。我们使用一个直接的N体方法进行五个模拟，并得出结论，这样的两代集群都是可能的，不会显着不同的单代对应的动力学的基础上。然而，我们发现，这样的集群的恒星星族将不同于单代集群与标准的初始质量函数，特别是将增强在白矮星。我们的结论是，至少从动力学的角度来看，两代球状星团是可行的。
2007-02-27 astro-ph
Hot HB stars in globular clusters - Physical parameters and consequences for theory. V. Radiative levitation versus helium mixing
计算了球状星团NGC 6752中42颗热水平支星的大气参数（有效温度Teff、表面重力log g）、质量和氦丰度。对于19颗恒星，我们得出镁和铁的丰度，以及发现，铁是富集的平均50倍，相对于集群的丰度，而镁的丰度是一致的集群丰度。辐射压力可能会在扩散过程中将铁等重元素悬浮到恒星表面。考虑到我们的光谱分析中重元素的富集，我们发现高铁丰度可以解释部分，但不是全部，沿着蓝色HB的异常低重力的问题。当用富金属（[M/H] = +0.5）模型大气分析时，温度低于15，100 K的蓝色HB星和温度高于20，000 K的sdB星与正则理论吻合得很好，但这两类恒星之间的恒星仍然向较低的重力和质量偏移。深混合在红巨星祖阶段进行了讨论，作为另一种机制，可能会影响蓝HB星的位置在（Teff，log g）平面，但不是他们的质量。
2000-06-15 astro-ph
Regular and Chaotic Motion in Globular Clusters
作为全面研究球状星团内恒星运动的第一步，我们在这里介绍了一个温和的三轴球状星团，遵循一个星系内的圆形轨道的恒星轨道的研究结果。利用Carpintero和Aguilar的频率分析程序对恒星轨道进行了分类，并在某些情况下计算了Liapunov特征指数。使用不同的起始空间得到轨道族。混沌轨道被证明是非常常见的，虽然可以预期，它们在星团的外部特别丰富，但它们在最内部的区域仍然很重要。它们的相关性集群的结构进行了讨论。
1998-11-24 astro-ph
Atomic diffusion and mixing in old stars II. Observations of stars in the globular cluster NGC 6397 with VLT/FLAMES-GIRAFFE
最近在球状星团NGC 6397（[Fe/H]=-2）中发现了表面重元素丰度的演化趋势，表明这些恒星中存在原子扩散作用。这种趋势构成了重要的限制，在何种程度上扩散修改的内部结构和表面的太阳型，贫金属恒星的丰度。我们执行一个独立的检查的现实和大小的丰度变化，在这个贫金属球状星团。观测数据覆盖一个大的恒星样本，位于集群的关闭点和红巨星分支的基础之间，均匀分析。光谱数据由VLT-UT 2上的中高分辨率光谱仪FLAMES/GIRAFFE获得。我们从巴耳末线的轮廓拟合和应用色温校准Strömgren紫外和宽带BVI光度法获得独立的有效温度尺度。一个自动化的光谱分析代码一起使用网格的MARCS模型大气，以获得恒星表面的镁，钙，钛和铁的丰度。我们系统地确定了更高的铁丰度的演化恒星。与我们样本中最冷、最进化的恒星相比，关闭点恒星表面铁的丰度低0.13dex。有一个强有力的迹象表明，在镁类似的趋势，而钙和钛的丰度更均匀。在合理的误差范围内，所获得的丰度趋势与恒星结构模型的预测，包括扩散过程（沉降，悬浮），如果额外的湍流混合下面的外对流区包括在内。
2008-09-01 astro-ph
Stellar mass loss and the Intra-Cluster Medium in Galactic globular clusters: a deep radio survey for HI and OH
本文给出了迄今为止对银河系球状星团M 15、M 2、NGC 6934、NGC 7006和NGC 13方向21 cm HI辐射和18 cm OH辐射（谱线在1612、1665、1667和1720 MHz）的最深测量结果。目的是测量星团内介质（ICM）中的氢含量，并在球状星团红巨星的星周包层中发现OH脉泽。我们提出了一个尝试性的检测0.3兆太阳的中性氢在M15和可能的检测中性氢在M2和M13。我们推导出NGC 6934和NGC 7006中性氢含量的上限。未检测到OH排放。我们还提出了深HI数据的麦哲伦流的北端背后的1913年。
2005-11-04 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
Multiple Stellar Populations in the Globular Cluster omega Centauri as Tracers of a Merger Event
人马座矮星系的发现，它被银河系潮汐干扰并与银河系合并，支持了银河系晕至少部分是由类似矮系统吸积而形成的观点。人马座矮星包含几个不同的恒星群体，并包括作为其核心的M54，这是与银河系相关的第二大质量的球状星团。质量最大的球状星团是半人马座欧米茄，在这里我们报告说，半人马座欧米茄也有几个不同的恒星星族，跟踪红巨星分支恒星。最富金属的红巨星分支恒星比占主导地位的贫金属成分年轻约2 Gyr，表明半人马座ω在这个时间尺度上富集。在一个球状星团中存在一个以上的恒星形成时期是相当令人惊讶的，这表明半人马座欧米茄曾经是一个更大的系统的一部分，该系统与银河系合并，就像人马座矮星系现在正在做的那样。在银河系的早期历史中，合并可能要频繁得多，而半人马座欧米伽似乎是这个时代的遗迹。
1999-11-09 astro-ph
New HST Views at Old Stellar Systems
HST最近揭示了许多最大质量的球状星团中拥有多个恒星星族，最令人惊讶的是，其中一些非常富含氦。这些星团是如何设法产生如此复杂的恒星星族的，以及是什么过程导致如此戏剧性的氦富集，是今天恒星系统天体物理学中最令人兴奋的谜题之一。HST还有助于证明我们银河系和M31的凸起都是由古老的恒星星族主导的，与银河系球状星团同时代。超深HST影像也显示，M31晕的一个主要组成部分是富含金属的，而且比古老的球状星团年轻得多。
2007-08-09 astro-ph
Formation of giant globular cluster G1 and the origin of the M31 stellar halo
我们首先证明了球状星团G1可能是由M31和一个有核矮星系（dE，N）之间的潮汐相互作用形成的。我们的完全自洽的数值模拟表明，在潮汐相互作用期间M31和G1的祖先dE，N与$M_{\rm B}$ $\sim$-15 MAG和它的核质量的$\sim$ $10^7$ $M_{\odot}$，暗物质和dE，N的外层恒星信封几乎完全剥离，而核可以生存的潮汐剥离，因为它最初的紧凑的性质。裸核（即，G1）的轨道性质与它的祖先dE，N相似。剥离的恒星在M31周围形成贫金属（[Fe/H] $\sim$ -1）恒星晕，其结构和运动学强烈依赖于G1的祖先dE，N的初始轨道。我们认为，观测到的G1到M31的大投影距离（$\sim$ 40 kpc）可以对dE，N的暗物质晕的中心密度提供一些强有力的约束。我们讨论的背景下，最近发现的M31的恒星晕的子结构。（2002年）。
2004-01-13 astro-ph
UV Spectra, Line Indices of M31 Globular Clusters and E Galaxy Cores
本文介绍和分析了用HST/FOS对4个M31球状星团和6个gE星系核的积分光（2200-4800 A，分辨率8 - 11 A，信噪比> 20）观测结果。这些数据得到了IUE对M32、银河系球状星团和恒星的观测的补充。从这些数据中，我们测量了紫外线颜色和吸收线强度（ALS）指数，包括3360 A处的关键NH特征。我们发现我们的数据将M31球状星团、银河系球状星团/银河系恒星和gE星系划分为三个不同的恒星星族。M31球状星团和椭圆星系的老恒星群体彼此之间的相似性要比它们各自与银河系恒星星族的相似性大得多。特别值得注意的是，在M31球状星团的光谱中，NH特征是如此强烈，以至于相对于银河系恒星，这些恒星中的氮可能需要大量（>20）过剩。其他ALS指标（Mg、Al）也显示出显著差异。
1998-07-29 astro-ph
Internal Dynamics of Globular Clusters
银河系球状星团是银河系古老的组成部分，是一个非常有趣的恒星系统家族，其中一些基本的动力学过程发生在比宇宙年龄更短的时间尺度上。与星系相比，这些星系团代表了独特的实验室，可以用来了解两体弛豫、能量均分的质量分离、恒星碰撞、恒星合并和核心坍缩。在本综述中，我们总结了在过去二十年中发生的理论和观测上的巨大发展，这些发展使我们对这些美丽的动力系统的理解发生了量子跳跃。
1996-10-10 astro-ph
Dynamical Formation of Close Binary Systems in Globular Clusters
我们从观测中知道，球状星团是形成不寻常的短周期双星系统或其后代的非常有效的催化剂，例如低质量X射线双星（LMXB;从低质量恒星伴星吸积物质的中子星），激变变星（CV;从恒星伴星吸积物质的白矮星）和毫秒双星（MSP;旋转周期为几毫秒的旋转中子星）。虽然没有直接的证据，但许多作者将这些天体在球状星团中的过剩归因于核心的高密度，这导致了通过近距离恒星相遇增加了外来双星系统的形成率。许多这样的近距离双星系统在低光度（L_x < 10^{34} erg/s）下发射X射线，并且通过钱德拉X射线天文台的观测大量发现。在这里，我们提出了确凿的观测证据之间的联系，在一个球状星团的X射线和恒星遇到率的集群。我们还估计了银河系中球状星团中LMXB的总数。
2003-04-30 astro-ph
Determination of the globular cluster and halo stellar mass functions and stellar and brown dwarf densities
We use recent low-mass star models, which reproduce accurately the observed sequences of various globular clusters , to convert the observed luminosity functions into bolometric luminosity functions and mass functions down to the bottom of the main sequence. These mass functions are well describedby a slowly rising power-law $dN/dm\propto m^{-α}$ , with $0.5\wig < α\wig < 1.5$ , down to $\sim 0.1 \msol$ , independently of the metallicity, suggesting a rather universal behaviour of the cluster initial mass functions. We predict luminosity functions in the NICMOS filters in the stellar and in th…
1997-05-09 astro-ph
The Chemical Properties of Milky Way and M31 Globular Clusters: II. Stellar Population Model Predictions
利用M31中23个球状星团的积分光谱，通过对两个恒星星族模型的多元拟合，计算了它们的年龄、金属丰度和[α/Fe]比。同时，我们分析了21个银河系球状星团的光谱，以便于差分分析。我们发现，M31球状星团在年龄和金属丰度上分为三个不同的组成部分。我们鉴定出一个古老的贫金属组（7个），一个古老的富金属组（10个）和一个中间年龄（3-6 Gyr）、中间金属丰度（[Z/H]-1）组（6个）。这第三组在银河系球状星团样本中没有被发现。大多数球状星团在这两个样本中出现增强的α-元素，增强的程度是依赖于模型。中间年龄的GC似乎是最增强的，[α/Fe]~0.4。相对于模型和M31和银河系样本的大部分，这些星系团在CN中明显被压低。与M31、M32和NGC 205的核球相比，这些星团在年龄、金属丰度和CN丰度方面与NGC 205中的恒星星族最为相似。我们使用Rose（1984）Ca II指数推断M31星团的水平分支形态，并证明蓝色水平分支在我们的分析中不会导致错误的年龄估计。中间年龄的星团通常比M31星团的大部分有更高的速度。在空间上，这些集群中的三个被投影到凸起区域，其余三个分布在大半径。我们讨论这些对象的背景下建立的M31晕，并建议这些集群可能起源于一个富含气体的矮星系，这可能是或可能不是目前可观察到的M31。
2004-11-22 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
Stellar Variability in the Globular Cluster Terzan 5
我们提出了一个搜索的结果和附近的金属丰富的，模糊的球状星团泰山5的核心的变化，使用NICMOS的HST。这个极端的星团具有近似太阳的金属丰度和中心密度，使其在所有星团中处于前几个百分比。据估计，它是银河系球状星团中相互作用速率最高的。泰山5的大灭绝和星团中心附近严重的恒星拥挤给观测带来了巨大的挑战。利用时间序列分析，我们在这个星团中发现了两颗变星。第一个是RRab天琴座变星，周期约为0.61天，比类似高金属量的场星周期更长。然而，这个周期比在富含金属的球状星团NGC 6441、NGC 6388和47 Tuc中发现的天琴座RR的平均周期要短。第二个变星是一颗蓝色的恒星，周期为7小时正弦变化，轨道周期可能为14小时。这颗恒星可能是一颗食蓝离散星，或者（不太可能）是泰山5号中已知的低质量X射线双星的红外对应物。由于红外点扩散函数的极端拥挤和重叠的艾里轮廓，我们达不到我们最初的目标，即通过帕尔法发射检测CV，并检测来自Terzan 5中二进制MSP位置的可变红外发射。
2000-10-18 astro-ph
