Abundance patterns of multiple populations in Globular Clusters: a chemical evolution model based on yields from AGB ejecta
大量的光谱研究揭示了恒星化学丰度的模式，为球状星团中存在多个星族提供了证据。本文旨在研究这些丰度模式的成因。我们探索的模型中，第二代（SG）恒星形成的原始气体和喷出物的第一代渐近巨星分支星的混合。我们首先研究了球状星团中SG星的光谱数据对渐近和超渐近巨星分支喷出物化学性质的约束。用一个简单的单区化学模型，我们然后探讨SG人口丰度模式的形成，我们的注意力集中在Na-O，Al-Mg的丰度关系和氦的分布函数。我们进行了调查的模型，并探讨最终SG的化学性质的依赖性的关键参数影响的气体动力学和SG的形成过程。最后，我们使用我们的化学演化框架建立了NGC 2808和M4的具体模型，这两个星系团球状星团在Na-O和Mg-Al的关系中表现出不同的模式，并具有不同的氦分布。我们发现，原始气体的量参与SG星的形成是一个关键参数，以适应所观察到的O-Na和Mg-Al图案。这些模型的氦分布函数与观测值基本一致。我们的模型，通过阐明不同参数的作用及其相互作用，在确定最终的SG化学性质，说明了基本成分，约束条件和遇到的问题，在这种自富集的情况下，必须解决更复杂的化学和流体动力学模拟。
2010-05-11 astro-ph.GA
Globular Clusters of the Galaxy: Chemical Composition vs Kinematics
本文对银河系球状星团的化学参数和空间运动学参数之间的关系进行了全面的统计分析。编制的星表包含157个星团的天体物理参数和69个星团的α元素相对丰度。对于121个集群，数据补充的空间运动学参数取自文献。本文讨论了低金属吸积球状星团水平分支的红化现象。我们认为，在化学和运动学性质方面的标准集群属于厚盘和晕的子系统之间的矛盾。它包括这样一个事实，即无论从运动学上看是否属于银河系的子系统，几乎所有的金属（[Fe/H] >-1.0）星系团都位于靠近银河系中心和平面的地方，而在两个子系统中金属性较低的星系团中，有许多离银河系较远。银河系恒星天体和周围低质量矮卫星星系中α元素丰度的差异证实了一个众所周知的结论，即所有球状星团和吸积晕的场星都是质量比银河系当前环境更高的星系的残余。一个可能的例外是一个遥远的低金属星团，α元素Rup 106的相对丰度较低。
2020-02-25 astro-ph.GA
Chemical tagging in the SDSS-III/APOGEE survey: new identifications of halo stars with globular cluster origins
我们提出了新的鉴定星系晕中的五个红巨星的化学丰度模式，表明它们最初形成于球状星团。使用来自阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）调查的数据，通过斯隆数字巡天数据发布12（DR 12），我们首先确定可能的晕巨星，然后搜索那些与球状星团相关的众所周知的化学标记，特别是氮和铝的富集。我们发现在我们的样本中有2%的晕巨星具有这种化学特征，与以前的结果一致。根据我们以前对这个主题的工作的解释，这意味着至少有13%的晕星最初形成于球状星团。球状星团形成的理论认识的最新进展提出了有关的解释问题，我们承认，这些移民代表的晕场的一小部分的可能性。在晕场中，具有球状星团化学标记的恒星数量与球状星团中的数量大致相同，无论它们是否伴随着更大数量的前球状星团恒星。
2016-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
APOGEE Chemical Abundances of Globular Cluster Giants in the Inner Galaxy
我们报告的化学丰度SDSS-III/APOGEE获得的巨星在5个球状星团位于银河系中心的2.2千秒差距。我们在其中四个星团（NGC 6553、NGC 6528、Terzan 5和Palomar 6）中探测到多个恒星星族的存在，并在NGC 6522中找到了它们存在的有力证据。所有星团的N、C、Na和Al丰度都有显著的分布，在其他球状星团中，各种丰度之间存在通常的相关性和反相关性。我们的研究结果提供了重要的定量约束理论模型的自富集的球状星团，通过测试他们的预测，如钠，N，C和Al的金属丰度的产量的依赖。他们还证实，在假设场富N星起源于球状星团的破坏，他们可以被用来作为他们的父母系统在高金属度制度的示踪剂。
2016-11-09 astro-ph.GA
Globular clusters: a chemical roadmap between anomalies and homogeneity
几十年来，球状星团一直被认为是简单恒星星族的最好例子，拥有同时代和化学均匀的恒星。过去十年的光谱学和光度学研究揭示了它们的化学成分更复杂的观点，铁含量具有高度的均匀性，但一些轻元素的恒星与恒星之间的变化。本文总结了球状星团中恒星成分化学异常的主要证据，并讨论了一些铁含量具有内禀色散的特殊天体。
2014-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling chemical abundance anticorrelations on globular cluster spectra
人们普遍认为，个别银河系球状星团拥有两个同时代的恒星，第一个出生的“标准”阿尔法增强金属混合物中观察到的领域晕对象，第二个的特点是一个与CN-ONa丰度模式叠加在第一代，阿尔法增强金属混合物。我们用适当恒星星族合成模型研究了这第二代恒星如何影响典型的富金属银河系球状星团（如47 Tuc）的综合光谱。我们的主要结论是：（1）广泛用于确定河外星系年龄、Fe和总金属丰度的Balmer线、Fe线和[MgFe]指数对第二代星族不敏感; 2）第二代星中He的增强通过改变等时线的关闭温度和水平分支形态来影响积分谱的巴耳末线指数，这就转化为对更年轻的年龄的偏好。
2012-03-20 astro-ph.GA
Connecting JWST discovered N/O-enhanced galaxies to globular clusters: Evidence from chemical imprints
研究通过比较高红移N/O增强星系与本地球状星团的化学丰度，发现两者在元素丰度上相似，支持球状星团形成于类星团环境中，且早期星系中N/O增强仅出现在高密度恒星环境中。
2025-11-25 astro-ph.GA
Searching for globular cluster chemical anomalies on the main sequence of a young massive cluster
在球状星团中发现的恒星间丰度变化的光谱和光度信号似乎与星团的金属丰度、质量和年龄等全球参数相关。了解这种行为可以让我们更接近这些有趣的丰度差异的起源。在这项工作中，我们使用深HST测光寻找证据的丰度变化的主要序列的一个年轻的大质量星系团NGC 419（$\sim10^5$ M $_{\odot}$，$\sim1.4$陀螺仪）。与以前的研究不同，在这里，我们关注的是在老球状星团（$\sim0.75-1$ M $_{\odot}$）中发现的相同质量范围内的恒星，在那里可以检测到轻元素的变化。在NGC 419的$Un-B$和$U-B$ CMD中，我们没有发现这些恒星之间N丰度变化的证据。这与在古老的球状星团如Tuc 47、NGC 6352和NGC 6637中发现的N-变化不一致，这些球状星团的金属丰度与NGC 419相似。虽然在这个年轻的星团中，老球状星团的丰度变化特征似乎明显较小或不存在，但我们不能得出结论，这种影响主要是由它的年龄或质量驱动的。
2020-04-20 astro-ph.GA
Chemical analysis of eight giant stars of the globular cluster NGC 6366
富含金属的银河系球状星团NGC 6366是离太阳第五近的星团。尽管它很有趣，但它很少受到关注，对其内部结构知之甚少。它的运动学表明它与晕有联系，但它的金属丰度表明并非如此。利用VLT（8.2 m）和CFHT（3.6 m）望远镜获得的高分辨率高质量光谱（R > 40000，S/N > 60），对NGC 6366的8颗巨星进行了详细的化学分析。我们试图描述它的化学性质，并寻找多个恒星星族的证据。使用FeI和FeII线的激发和电离平衡方法导出大气参数，并从这些大气参数中计算出其他元素的丰度，发现测量的元素都没有呈现出大于不确定度的星-星变化。我们比较了其他球状星团和场星的文献中的衍生丰度。我们测定了NGC 6366的平均[Fe/H] = -0.60 +-0.03，并发现该天体与另一个内晕球状星团M 71有一些相似之处。NGC 6366的Na-O关系延伸较短，Al没有星与星之间的变化，第二代星的存在不明显。
2018-03-28 astro-ph.GA
The GALAH Survey: Chemically tagging the Fimbulthul stream to the globular cluster $ω$ Centauri
利用盖亚的运动学和GALAH巡天第二次数据发布的大元素丰度空间，我们确定了Fimbulthul恒星流的两个新成员，并将其化学标记为大质量多金属球状星团$ω$半人马座。最近对盖亚第二次数据发布的分析揭示了银河系晕中的Fimbulthul恒星流。曾有人提出，这条星流与半人马座$ω$有关，但这一命题完全依赖于恒星的运动学和金属丰度来建立这种联系。在这项工作中，我们发现我们的两个新成员的流是贫金属的恒星，增强钠和铝，典型的第二人口球状星团星，但没有看到其他领域的明星。此外，恒星共享的s-过程丰度模式中看到的$ω$半人马座，这是罕见的场星。除了一颗恒星在1.5度的$ω$半人马座，我们没有发现其他恒星观测到GALAH空间附近的$ω$半人马座或Fimbulthul流，可以运动学和化学链接到集群。对Fimbulthul流中的恒星与半人马座$ω$进行化学标记证实了早期的工作，并进一步将银河系晕中的潮汐特征与半人马座$ω$联系起来。
2019-11-05 astro-ph.GA
Insights into the chemical composition of the metal-poor Milky Way halo globular cluster NGC 6426
我们提出了我们的详细光谱分析的化学成分的晕球状星团NGC 6426中的四个红巨星。我们使用麦哲伦2/MIKE摄谱仪获得了高分辨率的光谱，从中我们推导出了等效宽度，并随后计算了22种化学元素的24种丰度。为了测量等效宽度，我们开发了一种新的半自动工具，称为EWCODE。我们报告的平均铁含量为[Fe/H]=-2.34 $\pm$ 0.05 dex（stat）。根据以前的研究。在平均$α$-丰度[（Mg，Si，Ca）/3 Fe]= 0.39 $\pm$ 0.03 dex时，NGC 6426落在银河系晕和其他金属丰度极低的球状星团所画的趋势上。较轻的$α$-元素的分布以及增强的比值[Zn/Fe]= 0.39 dex可能来自于簇前介质的超新星富集。我们发现了镁，硅和锌元素的传播，表明富集的情况下，在那里喷出物的进化大质量恒星的稍老的人口污染了一个新出生的年轻人的初步证据。这个星团中的重元素丰度与贫金属的球状星团非常吻合，在这方面，球状星团看起来非常均匀。重于Zn的中子俘获元素的模式指向由R过程控制的富集历史，只有很少的-如果有的话-S过程的贡献。这一发现得到了我们的程序星与贫金属场星HD 108317惊人相似性的支持。
2016-12-18 astro-ph.GA
Chemical abundance anticorrelations in globular cluster stars: The effect on cluster integrated spectra
人们普遍认为，个别银河系球状星团拥有两个同时代的恒星代，第一个出生的“标准”$α$增强的金属混合物中观察到的领域晕对象，第二个的特点是一个与CN-ONa丰度模式叠加在第一代，$α$增强的金属混合物。我们用适当恒星星族合成模型研究了第二代恒星如何影响典型的富金属银河系球状星团（如47\，Tuc）的积分光谱，重点分析了广泛使用的Lick型指数。我们发现，受丰度比值关系影响的指标只有Ca 4227、G 4300、${\rm CN_1}$、${\rm CN_2}$和NaD。广泛用于确定河外星系年龄、Fe和总金属丰度的Balmer线、Fe线和[MgFe]指数对第二代星族基本不敏感。增强他在第二代恒星的综合光谱的巴耳末线指数的影响，通过关闭温度的变化和-在假设的质量损失历史的两个恒星世代是相同的-水平分支形态的基础等时线。
2011-04-08 astro-ph.GA
Chemical tagging of three distinct populations of red giants in the globular cluster NGC 6752
我们目前的铝，镁，硅丰度的贫金属球状星团NGC 6752的样本超过130红巨星均匀的氧和钠丰度。我们发现[Al/Fe]在NGC 6752中的巨星之间的分布约为1.4 dex，与[Mg/Fe]和[O/Fe]成正比，与[Na/Fe]和[Si/Fe]成正比。这些关系在本质上是不连续的，但恒星的分布明显地围绕着三个不同的Al值，低，中和高。这三个组很好地对应于以前使用Stromgren测光沿着红巨星分支检测到的三个不同的序列。这两个独立的发现有力地表明NGC 6752中存在三个不同的恒星星族。比较O和Mg的丰度，我们发现，人口与中间化学丰度不可能起源于材料与最O-和Mg-贫人口的相同组成，稀释的材料与最O-和Mg-丰富的一个。这需要不同的污染者。
2012-04-01 astro-ph.GA
The Assembly History of M87 Through Radial Variations in Chemical Abundances of its Field Star And Globular Cluster Populations
本文对M87及其球状星团（GC）系统的光谱化学丰度进行了广泛的研究。利用McDonald的Mitchell摄谱仪、Keck的LRIS和MMT上的Hectospec的观测结果，我们推导出从$\sim 2$到$140$ kpc的新的金属丰度梯度。我们使用一种新的分层统计框架，同时分离成亚群的GC系统，同时测量这些亚群的金属丰度梯度。我们通过利用这个统计框架的输出来创建GC亚群的物理动机光谱堆栈，以在大规模ETG中执行丰度标记的第一个应用程序，以更好地约束GC亚群的起源，从而约束M87的组装历史。我们发现了一个金属贫乏，$α$增强人口的GC在内部和外部的光环，目前的宇宙学模拟星系演化所预料不到的。我们使用显着平坦的金属丰度梯度，我们发现的金属丰富和金属贫GC亚群的内晕作为试探性的证据，一些数量的金属贫GC直接形成在晕的M87在高红移。
2020-06-29 astro-ph.GA
Integrated Light Chemical Tagging Analyses of Seven M31 Outer Halo Globular Clusters from the Pan-Andromeda Archaeological Survey
详细的化学丰度的7个M31外晕球状星团（与M31的投影距离大于30千秒差距），来自高分辨率的综合光谱与霍比埃伯利望远镜。其中五个集群最近发现的泛仙女座考古调查（PAndAS）-本文提出了第一次确定的综合铁，钠，镁，钙，钛，镍，钡，铕丰度为这些集群。其中四个目标星团（PA 06，PA 53，PA 54和PA 56）是贫金属（[Fe/H] < -1.5），α增强（尽管它们的α增强可能比银河系恒星在1 sigma水平上更少），并显示出恒星之间Na和Mg变化的迹象。其他三个球状星团（H10、H23和PA 17）的金属含量更丰富，金属丰度范围从[Fe/H] = -1.4到-0.9不等。虽然H23在化学上与银河系场星、银河系球状星团和其他M31星团相似，但与银河系场星和星团相比，H10和PA 17的[Ca/Fe]相对较低。此外，PA 17的高[Mg/Ca]和[Ba/Eu]比与银河系恒星不同，与大麦云（LMC）中的恒星和星团更一致。这里研究的星系团都不能最终与任何来自PAdAS的已识别流联系起来;然而，基于它们的位置，运动学，金属丰度和详细的丰度，最富金属的PAdAS星系团H23和PA 17可能与巨型恒星流的祖先有关，H10可能与西南云有关，PA 53和PA 56可能与东部云有关。
2015-01-19 astro-ph.GA
The Chemical Compositions of Accreted and {\it in situ} Galactic Globular Clusters According to SDSS/APOGEE
对银河系球状星团（GC）的运动学和化学组成的研究，可以重建银河系的恒星形成、化学演化和质量聚集的历史。利用SDSS/APOGEE巡天的最新数据（DR 16），我们确定了与46个GC相关的3，090颗恒星。使用先前定义的运动学关联，我们将样品分解成八个独立的组，并研究如何基于运动学的分类映射到化学成分空间，只考虑$α$（主要是Si和Mg）元素和Fe。我们的研究结果表明：（i）在化学空间中的原位和吸积子群的轨迹与它们的场对应物的轨迹相匹配;（ii）来自不同个体吸积子群的GC在化学空间中占据相同的轨迹。这可能意味着它们有着相似的起源，或者它们与经历过类似化学富集历史的不同卫星有关;（三）与Massari及其合作者定义的低轨道能量亚组有关的GC的化学成分与原地起源大致一致。然而，在低金属丰度端，吸积和原位种群之间的区别是模糊的;（iv）关于GC的起源是模糊的状态，我们得出以下结论：在Si-Fe平面的位置表明Liller 1的原位起源和NGC 5904和NGC 6388的可能的吸积起源。NGC 288的情况尚不清楚，因为它的轨道特性表明它是由吸积物形成的，它的化学成分表明它可能是在原地形成的。
2020-02-14 astro-ph.GA
Chemical composition and ages of four globular clusters in M31 from the analysis of their integrated-light spectra
我们比较了M31中四个球状星团（Bol 6，Bol 20，Bol 45，Bol 50）的化学组成的结果（Maricheva M. 2021年）。M31中四个球状星团的积分光谱研究。占星术。Bull.76：389 - 404.土井：https：//doi.org/10.1134/S199034132104009X）与我们银河系和M31中具有相似年龄和化学丰度的GC的积分光光谱学以及两个星系中恒星的化学丰度的现有文献数据进行比较。簇合物和它们的文献类似物具有中等的金属丰度-1.1 <[Fe/H]<-0.75 dex和年龄（10 Gyr）。Mg、Ca和C的丰度均高于M31中GCs的[Fe/H]-1dex值。使用文献数据，我们没有找到我们银河系和M31中所研究的星系团在年龄，氦质量分数（Y）和化学成分方面的完全类似物。在[Fe/H]~（-1）dex，四个星团的α元素丰度比银河系中恒星的平均丰度高0.2 dex。我们认为，这些和M. Maricheva's（Maricheva M. 2021）关于所研究物体的金属丰度低于M31晕中红巨星的平均金属丰度以及阿尔法-它们中的过程元素对应于M31内晕中恒星的平均值，这可能表明，在我们的样本团簇形成时，M31附近的恒星形成过程是复杂的，与SNe II爆发有关的星系际介质和剧烈的恒星形成事件。
2022-03-21 astro-ph.GA
A differential chemical abundance scale for the globular cluster M5
我们提出了LTE化学丰度的五个红巨星和一个AGB星在银河系球状星团（GC）M5的高分辨率光谱的基础上使用的MIKE摄谱仪麦哲伦6.5米粘土望远镜。我们的研究结果是基于一个线的差分丰度分析相对于研究良好的红巨星大角星。我们样本中的恒星与文献中现有的研究重叠，与[Fe/H]的公开值一致，并同意α元素的典型值在0.04 dex内。大多数偏差可归因于文献中的不同分析技术。这加强了我们新建立的差分GC丰度尺度，并提倡未来使用这种方法。特别是，我们确认平均[Fe I/H]为-1.33 +-0.03（stat.）+- 0.03（系统）dex，也重现了M5在+0.4 dex时α元素（O，Mg，Si，Ca，Ti）的增强，使M5成为星系晕的典型代表。在这些恒星的大气中的非LTE效应的Fe I的过电离被发现是小于0.07 dex。我们的六颗恒星中有五颗显示出与质子捕获核合成产物污染一致的O-Na-Al-Mg丰度模式。
2010-03-25 astro-ph.GA
The Chemical Evolution of Globular Clusters - II. Metals and Fluorine
在本系列的第一篇论文中，我们提出了一个新的框架，在其中模拟球状星团的化学演化。这个模型是基于这样一个假设，即星系团形成于一个星际介质内，该介质由一颗Ia型超新星和不同数量的渐近巨星分支星的喷出物局部富集，叠加在由低金属量II型超新星预先富集的环境介质上。第一篇论文涉及将这一模型应用于三个典型的中间金属丰度簇的几种活性元素和所谓的非金属的观测丰度，这项工作的特点是成功地恢复了许多众所周知的元素和同位素丰度异常。在这里，我们通过以下方式扩展了我们的初步分析：（a）将模型应用于更广泛的金属丰度范围（从论文I中探索的3倍到现在的~50倍;即，基本上，银河系球状星团丰度的全部范围，和（b）纳入更广泛的化学物种，包括一些铁峰同位素，较重的α元素，和氟。虽然大多数经验的球状星团丰度趋势被再现，我们的模型将建议在低金属含量的需要更高的生产钙，硅，铜（或所谓的“提示”）Ia型超新星比目前的恒星模型预测，以重现在NGC 6752观察到的趋势，和一个因素的两个减少碳生产从渐近巨星分支恒星来解释观察到的趋势之间的碳和氮。对主要由Ia型超新星产生的重元素同位素（包括钛、铁和镍）的观测，可以毫不含糊地支持或反驳我们提出的框架。为了从动力学角度研究其可行性，必须进行流体动力学模拟。
2011-09-09 astro-ph.GA
Extra-tidal stars and chemical abundance properties of two metal-poor globular clusters M53 (NGC 5024) and NGC 5053
我们利用近红外远红外光谱在两个贫金属的银河系球状星团M53和NGC 5053周围寻找潮外星。应用t-SNE算法的化学丰度和径向速度的结果识别两个孤立的恒星集团组成的星团成员星在t-SNE投影平面。随着径向速度，位置的颜色星等图，从手动化学分析和丰度的额外的选择标准，我们发现总共有73个集群成员的候选人，7个潮外星被发现超出了两个集群的潮汐半径。星团周围的潮外星倾向于沿着星团自行的主导方向，并且这些星的自行似乎也与星团的自行相一致。有趣的是，我们发现NGC 5053的一颗潮外星位于M53的南郊，这是两个星团之间潮汐相互作用的共同恒星包层的一部分。我们讨论的背景下，两个集群之间的潮汐相互作用，这颗星的性质。我们发现明显的Mg-Al双晶关系具有明显的间隙和扩展（$\sim$ 0.9 dex）的Al丰度的两个集群，和一个轻的Si丰度扩展（$\sim$ 0.3 dex）的NGC 5053。由于所有的潮外星都具有Mg增强和Al亏损的特征，它们可能是两个球状星团的第一代恒星。我们的研究结果支持M53和NGC 5053起源于矮星系，并被更多的星团人口的扩展恒星子结构所包围。
2020-08-24 astro-ph.GA
Detailed Chemical Abundances of Four Stars in the Unusual Globular Cluster, Palomar 1
利用斯巴鲁望远镜高色散光谱仪（HDS）的高分辨率（R=36000）光谱，给出了异常外晕球状星团Palomar 1中4颗红巨星21种元素的详细化学丰度（$R_{\rm{GC}} = 17.2$ kpc，$Z=3.6$ kpc）。由于其低表面亮度，稀疏的红巨星分支，年轻的年龄，以及它可能与两个河外恒星流的关联，它一直被认为是不寻常的-这篇论文表明，它的化学进一步证实了它的不寻常性质。$[\rm{Fe/H}] = -0.60 \pm 0.01$这四颗恒星的平均金属丰度对于远离银河系中心的球状星团来说很高，但对于典型的疏散星团来说却很低。[ $α$ /Fe]比尽管在$1σ$误差范围内与银河系恒星一致，但与矮星系中的较低值最一致。虽然Na在所有四颗恒星中似乎都略高，但没有发现Na/O关系的迹象。超新星1的中子俘获元素也是不寻常的：它的高[Ba/Y]比与矮星系最一致，这意味着第二峰超过第一峰的s过程元素，而它的[Eu/ $α$ ]和[Ba/Eu]比表明，超新星1对r过程的贡献一定与正常的银河系恒星不同。因此，B11在化学上是不寻常的，在其他性质上也是如此。与人马座矮星系残骸和中龄大麦哲伦星系团相关的年轻星团，都有一些不寻常的丰度特征，并且在化学上可能与大犬座的过密度有关;然而，它似乎与麒麟座/银河系的Anticenter星流并不相似。
2011-07-26 astro-ph.GA
Chemical analysis of the Bulge Globular Cluster NGC 6553
球状星团是银河系中最古老的天体之一，因此它们的研究人员是了解银河系早期经历的演化和形成过程的关键。光谱学研究使我们能够对球状星团的化学组成进行详细的分析。我们研究的目的是对膨胀球状星团NGC 6553的恒星样本进行详细的化学丰度分析，以确定化学模式，使我们能够欣赏银河系中金属最丰富的球状星团之一的多重星群现象。正在利用FLAMES/GIRAFFE摄谱仪、VVV Survey和盖亚任务DR 2获得的数据进行分析。我们分析了20颗红色水平支星，这是该星团的第一次广泛的光谱丰度分析，并测量了8种化学元素（O，Na，Mg，Si，Ca，Ti，Cr和Ni），得出了平均铁含量$[Fe/H] = -0.10\pm0.01$和平均值$[α/Fe] = 0.21\pm0.02$，考虑到Mg，Si，Ca和Ti（平均值的误差）。我们发现Na的含量有显著的扩散，而O的含量很小或可以忽略不计。我们没有发现$α$和铁峰元素含量的内在变化，显示出与膨胀场恒星的趋势很好的一致性，表明类似的起源和演化。
2021-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of a regular halo globular cluster: NGC 5897
我们报告的第一次晕星系团NGC 5897（R=12.5千秒差距）的化学成分，根据化学丰度比的27 α，铁峰，和中子捕获元素在7个红巨星。从我们用Magellan/MIKE摄谱仪获得的高分辨率、高信噪比的光谱中，我们发现中性物种的平均铁丰度为[Fe/H] = -2.04 +/- 0.01（stat.）+/- 0.15（系统），这比以前的光度和低分辨率光谱研究所暗示的更贫金属。NGC 5897是α增强的（到0.34 +/- 0.01 dex），并显示出其他（贫金属）晕球状星团（GC）的典型Fe峰元素比，在铁和任何其他重元素中没有整体的、显著的丰度分布。像其他GC一样，NGC 5897显示出明显的Na-O反相关，在那里我们发现了一个突出的原始恒星群体，具有增强的O丰度和太阳Na/Fe比，而两颗恒星富含Na，这为该星团中存在多个群体提供了化学证据。与太阳标度值和文献中贫金属GC M15的重元素丰度比较，证实NGC 5897只经历了很少的s-过程核合成。第一代的一颗恒星非常突出，因为它显示出非常低的La和Eu丰度。总的来说，NGC 5897是一个表现良好的GC，显示出典型的相关性和元素模式，在我们的数据中几乎没有惊喜的空间。我们认为，它较低的金属丰度可以解释在NGC 5897中发现的异常长的周期。
2014-03-05 astro-ph.GA
The Peculiar Chemical Inventory of NGC 2419 -- An Extreme Outer Halo "Globular Cluster"
NGC 2419是一个巨大的外晕星系球状星团，其恒星先前已被证明具有某种特殊的丰度模式。我们用Keck/HIRES在合理的信噪比下观测到了NGC 2419的7颗亮巨星。其中一颗巨行星非常特殊，[Mg/Fe]极低，[K/Fe]极高，但大多数其他元素的丰度正常。丰度模式与任何超新星模型的核合成产率都不匹配。其他六颗恒星的丰度比是典型的内晕星系球状星团，图中以附近球状星团M30中的巨星为代表。虽然我们的测量表明NGC 2419在某些方面是不寻常的，但它的整体性质并没有提供令人信服的证据来证明内晕和外晕球状星团之间的差异。
2011-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigation of the Prompt SNe Ia progenitor nature through the analysis of the chemical composition of globular clusters and circumgalactic clouds
本文提出了一种由短寿命的前体--瞬发超新星确定Ia型超新星性质的方法。该方法基于这样的假设：Ia型超新星爆发成低金属丰度的球状星团（GCs），并使高金属丰度的球状星团和环星系云（CGC）富集铁峰元素。我们证明了CGC是这两个亚群的GC的形成场所。该方法的准确性取决于，首先，GC的数量，其光谱已经详细研究;第二，化学元素的数量，其丰度已经计算出来。只有那些在超新星爆炸中产生的元素才是这种方法感兴趣的，而不是在恒星演化的前一阶段产生的。我们对低金属丰度超新星GC核合成的估计与下面的瞬发SNIa模型最吻合：质量在1.30 Msun到1.31 Msun范围内的白矮星（WD）的单次简并纯爆燃模型，如果碳在WD的中心爆炸，中心密度在0.5*10^9 g/cm^3到10^9 g/cm^3之间。
2022-01-17 astro-ph.GA
The chemical composition of the low-mass Galactic globular cluster NGC 6362
利用UVES光谱测量了NGC 6362中11颗红巨星支星的17种元素的化学丰度。NGC 6362是目前发现的质量最小的球状星团之一，但其详细的化学成分尚未被研究。NGC 6362是一个中间金属原子簇（[Fe/H]=-1.07 \pm 0.01 dex），其α和Fe峰元素含量与金属丰度相近的原子簇一致。它还显示出其s过程元素丰度的增强。在涉及多居群现象的轻元素中，只有[Na/Fe]显示出星间变化，而[Al/Fe]和[Mg/Fe]没有显示出丰度分布的任何证据。通过与质量和金属丰度相似的球状星团M4的差异比较，发现这两个星团具有相同的化学成分。这一发现表明NGC 6362确实是一个规则的星系团，由经历了与其他具有类似金属丰度的星系团相同的化学富集的气体形成。
2017-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances of Globular Clusters in NGC 5128 (Centaurus A)
对早型星系NGC 5128（半人马座A）中20个球状星团（GC）的积分光谱进行了详细的丰度分析。在VLT上用X-Shooter观察GC。簇样品跨越$-1.92 < $ [Fe/H] $< -0.13$ dex的金属丰度范围。使用理论等时线，我们计算合成的积分光光谱，并计算各个丰度，直到获得与观测结果的最佳拟合。我们测量了Mg、Ca和Ti的丰度，发现在金属度[Fe/H] < $-$ 0.75 dex的NGC 5128 GC中，比在相同金属度的GC的MW中观察到的平均值略高的增强，其量级为$\sim$ 0.1 dex。如果NGC 5128中贫金属GC中的这种$α$增强是真实的，那么它可能暗示了与MW经历的化学富集历史不同的化学富集历史。我们还测量了20个GC中的9个中的Na丰度。我们发现这些集群中的6个集群内丰度变化的证据，我们看到增强的[Na/Fe] > $+$ 0.25 dex。我们获得了NGC 5128中GC种群样本的Cr，Mn和Ni的第一个丰度测量结果，并发现与MW中观察到的总体趋势一致，在NGC 5128中测量的Fe峰丰度略有增强（$<$ 0.1 dex）。
2018-02-26 astro-ph.GA
All quiet in the outer halo: chemical abundances in the globular cluster Pal 3
外晕中的球状星团是研究银河系恒星晕组成和起源的重要探针。目的：我们推导出红巨星的化学元素丰度比属于远程（R~90千秒差距）GC 103和比较我们的测量的红巨星在内部和外部晕GCs。研究方法：从高分辨率光谱的四个红巨星，获得与麦哲伦/MIKE摄谱仪在适度高的S/N，我们推导出25 α，铁峰，和中子捕获元素的化学丰度。这些丰度比证实了共同添加低S/N HIRES光谱的19颗恒星沿红巨星分支。结果如下：M13显示出α增强的丰度模式，它的Fe峰和中子俘获元素比率与晕场星和具有相同金属丰度的代表性内晕GC（如M13）中发现的完全一致。重元素的形成似乎受r-过程核合成的控制。我们有限的样本并没有显示出任何显着的恒星之间的丰度变化，在这个集群，虽然一个弱的Na-O反相关不能排除由目前的数据。结论：因此，G33看起来像是一个原型GC，其丰度比与矮球状恒星不同，排除了与这种外部系统的直接联系。这一结论是强调缺乏显着的丰度分布在此GC，在矮星系中看到的广泛的丰度分布。银河系外晕和内晕的GC在化学上似乎是同时代演化的，经历了类似的富集历史。
2009-08-18 astro-ph.GA
Rediscovering the origins of the stellar halo with chemical tagging
星系晕具有复杂的组装历史，这可以从其丰富的运动学和化学亚结构中看出。球状星团通过与银河系的潮汐相互作用和星团蒸发过程失去恒星，这意味着它们不可避免地是晕星的来源。这些来自球状星团的“移民”可以在晕场中通过特征性的轻元素丰度关系来识别，这种关系通常只在球状星团中观察到，并且可以化学标记到球状星团的晕星的数量可以用来限制这些星团的形成路径。
2017-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Detailed Chemical Abundance Patterns of M31 Globular Clusters
我们详细介绍了M31中$\sim$ 30球状星团中$>$ 20元素的化学丰度。这些结果是使用其积分光的高分辨率（$λ/Δλ\sim$ 24，000）光谱获得的，并使用我们的原始方法进行分析。这些球状星团的银河中心半径在2.5 kpc到117 kpc之间，因此提供了记录在M31内外晕中的星系形成不同阶段的丰度模式。我们发现在我们的调查团簇有一个范围的金属丰度的$-2.2<$ [Fe/H] $<-0.11$。内晕星系团覆盖了这个完整的范围，而外晕球状星团在R $>$ 20 kpc的[Fe/H] $=-1.6 \pm 0.10$丰度范围很小。我们还测量了α，R-和S-过程元素的丰度。这些结果构成了M31中老种群的第一个丰度模式限制，与银河系晕中已知的那些相当。
2012-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-shooter observations of main sequence stars in the globular cluster NGC 2808: first chemical tagging of a He-normal and a He-rich dwarf
我们提出的第一个化学成分研究的两个未进化的恒星在球状星团NGC 2808，获得光谱仪X-射手@VLT。NGC 2808显示了三个离散的，分离良好的主层序。对这一现象最普遍的解释是它们的恒星具有不同的氦含量。我们观察到一颗恒星位于最蓝的主序带（bMS，声称有高氦含量，Y = 0.4），另一颗位于最红的主序带（rMS，符合正则氦含量，Y=0.245）。分析了NH、CH、Na、Mg、Al、Fe的特征。虽然Fe、Ca和其他元素在两颗恒星中的丰度相同，但bMS星显示出N的巨大增强，C的耗尽，Na和Al的增强，以及相对于rMS星的Mg的少量耗尽。如果bMS上的恒星是由早期恒星在完整的CNO和MgAl循环中产生的喷出物形成的，其主要产物是氦，那么这正是我们所期望的。这两颗恒星的元素丰度模式差异与恒星颜色-星等图位置所显示的氦含量差异一致。
2010-07-29 astro-ph.GA
The Nephele ecosystem: stars, globular clusters, and stellar streams associated with the progenitor galaxy of $ω$ Centauri
LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学，法国国家科学研究中心）；Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire Astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡大学，法国国家科学研究中心，斯特拉斯堡天文台）；Dipartimento di Fisica, Università di Roma “La Sapienza”（罗马第一大学物理系）；Institute for Complex Systems CNR（意大利国家研究委员会复杂系统研究所）；Dipartimento di Fisica e Astronomia “Galileo Galilei”, Università di Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理与天文学系）；Dipartimento di Tecnica e Gestione dei Sistemi Industriali, Università degli Studi di Padova（帕多瓦大学工业系统技术与管理系）
研究通过化学和动力学分析，识别与ω Centauri相关的恒星和星流，揭示其潜在的星系合并历史。
2026-03-17 astro-ph.GA
A differential chemical element analysis of the metal poor Globular Cluster NGC 6397
我们目前的化学丰度在三个红巨星和两个关闭的恒星在贫金属银河系球状星团（GC）NGC 6397的基础上获得的光谱与MIKE高分辨率摄谱仪的麦哲伦6.5米粘土望远镜。我们的研究结果是基于一个线的差分丰度分析相对于研究良好的红巨星大角星和星系晕场星Hip 66815。平均值为-2.10 +/- 0.02（统计学）+/- 0.07（系统）不同的铁丰度与文献中基于GF值的其他研究非常一致。和以前一样，微分工作我们发现了一个明显偏离电离平衡的现象，Fe I和Fe II的丰度相差约0.1 dex，RGB和TO星的符号相反。α-元素的比例分别提高到0.4（RGB）和0.3德克斯（TO），我们也确认强烈的变化，在O，Na和Al/Fe丰度比。因此，其中一颗红巨星的轻元素丰度模式可以归因于早期大质量SNe II的污染。TO和RGB的丰度并没有显著的不同，可能除了镁和钛，这是，然而，被放大的模式在一个TO星，另外属于这早期一代的GC星。我们讨论了这些轻元素的GC金属丰度的函数的相互关系。
2011-06-22 astro-ph.GA
Building the Galactic halo from globular clusters: evidence from chemically unusual red giants
我们提出了一个光谱搜索晕场星，最初形成于球状星团。使用中等分辨率的SDSS-III/SEGUE-2光谱的561颗红巨星具有典型的晕金属丰度（-1.8 < [Fe/H] < -1.0），我们确定了16颗恒星，3%的样本，CN和CH带强度行为表明相对于其余的数据集，贫碳和增强的氮丰度。由于球状星团是唯一已知的环境中，恒星形成这种模式的非典型轻元素丰度，我们认为这些恒星是第二代球状星团的恒星已经失去了晕场通过正常的集群质量损失过程。从两代球状星团形成的理论模型外推，这一结果表明，球状星团贡献了显着数量的恒星的星系晕的建设：我们计算，最低的17%的恒星晕的质量最初形成于球状星团。CN-强恒星与CN-正常恒星的比例随着银心距离的增加而下降，这表明内晕人口可能是这些恒星的主要储存库。
2011-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
ESO452-SC11: The lowest mass globular cluster with a potential chemical inhomogeneity
我们提出了最大的光谱调查的一个最暗的和研究最少的星团的银河系，ESO 452-SC 11。使用英澳望远镜AAOmega和凯克HIRES摄谱仪，我们已经确定了该星团的11个成员，并发现了星与星之间轻元素丰度变化的迹象，主要是使用蓝氰（CN）吸收特征。从恒星密度分布，我们估计总集群质量的$(6.8\pm3.4)\times10^3$太阳质量。这将使ESO 452-SC 11成为具有多个种群证据的最低质量集群。这些数据也被用来测量星系团的径向速度（$16.7\pm0.3$ km s $^{-1}$），并确认ESO 452-SC 11是相对富含金属的球状星团（[Fe/H] $=-0.81\pm0.13$）。所有已知的大质量星团都被详细研究，显示出多个恒星群体，每个群体都有不同的化学成分，但许多低质量的球状星团似乎是化学均匀的。ESO 452-SC 11为多重恒星星族现象设定了一个质量下限。
2017-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of blue straggler stars in Galactic Globular Clusters
通过使用高分辨率光谱仪FLAMES@VLT，我们进行了第一次系统的活动，专门测量蓝离散星（BSS）的化学丰度。这些恒星的存在是经典恒星演化理论所不能预测的，它们很可能是球状星团稠密环境中恒星之间相互作用的产物。两个主要的情况下BSS的形成（质量传递在二进制系统和恒星碰撞）已被提出和流体动力学模拟预测不同的化学模式，在这两种情况下，特别是C和O耗尽的质量传递BSS。本文讨论了6个球状星团中BSS样品的主要结果及其对BSS形成过程的解释。首次发现了温度高于$\sim$ 8000 K的BSS的浅包层中存在辐射悬浮的证据，并在47 Tuccenda、M30和$ω$ Centauri中检测到了某些BSS的C和O耗尽，从而表明这些BSS的质量传递起源。低百分比的CO耗尽BSS表明，耗尽可能是一个短暂的现象。
2014-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple populations in globular clusters: Unified efforts from stellar evolution and chemical evolution models
近年来在多星族范式下的球状星团恒星演化模型表明，ab RR型天琴座变星的水平支（HB）形态和平均周期主要由子星族的He和CNO丰度和相对年龄决定。这些参数也提供了化学演化模型构建再现Na-O反相关。因此，一致性检查之间的合成HB和化学演化模型是可能的。此外，通过将它们结合起来，可以更好地约束GCs中的恒星形成历史和子种群的化学丰度。我们发现，从四个GC，M4，M5，M15，和M80，从这两个独立的研究，可以得到一致的结果，这样的努力。在我们的统一模型中，He和Na的丰度随着世代的增加而逐渐增加，因此，在HB形态和Na-O化学模式中观察到的各种扩展取决于第二代之后的后代恒星的存在。它示意性地表明，这种观察到的多样性，但是，不会自然地解释的模型需要稀释。需要进一步的光谱观测，特别是对于贫金属GC，以从这种方法获得更详细的约束。
2019-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optimal Integrated Abundances for Chemical Tagging of Extragalactic Globular Clusters
高分辨率积分光（IL）光谱学提供了无法分辨恒星的遥远球状星团的详细丰度。与其他系统的粗略比较（例如化学标记）需要了解星团之间可能发生的系统偏移，例如由于基础恒星星族的不确定性而产生的偏移。本文分析了银河系球状星团47 Tuc、M3、M13、NGC 7006和M15的高分辨率IL光谱，以（1）量化Fe、Ca、Ti、Ni、Ba和Eu的潜在系统不确定性，（2）确定最稳定的丰度比，这将有助于未来对未解决目标的分析。当恒星星族被很好地模拟时，仅根据对大气参数的敏感性，不确定性约为0.1-0.2 dex;在最坏的情况下，不确定性可上升到0.2-0.4 dex。[Ca I/Fe I]比值被确定为最佳综合[alpha/Fe]指标（偏移<0.1 dex），而[Ni I/Fe I]也非常稳定，在<0.1 dex范围内。的[Ba II/Eu II]的比例也是稳定的，当底层的人口是很好的建模，也可能是有用的化学标记。
2014-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances in bright giants of the globular cluster M62 (NGC 6266)
除了泰山5之外，所有银河系的球状星团都具有显著的金属丰度分布，例如欧米茄Cen和M22，它们都是具有延伸的水平分支的更明亮的星团。在这里，我们介绍了球状星团M62中七颗亮巨星的径向速度和化学丰度，这是一个以前很少研究的星团。M62的M_V =-9.18，是银河系中亮度排名第九的球状星团，并有一个延伸的水平分支。在我们的样本中，我们发现（i）没有证据表明金属丰度[Fe/H]的分散，超出了测量的不确定性，（ii）恒星与恒星之间的C，O，Na和Al的丰度变化与这些元素之间的通常相关性在其他球状星团中看到的，和（iii）元素Zr，Ba和La的全球富集水平[X/Fe] = +0.4 dex。对于比La重的元素，丰度比与标度太阳$r$过程分布一致。低于La，丰度是异常的，当相比，缩放太阳的S-过程或R-过程分布。对于这些元素，M62中的丰度特征与快速旋转大质量恒星的s过程的预测一致，尽管我们测量的高[Rb/Y]比可能对这种情况构成挑战。
2014-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution of star clusters
我讨论了星团的化学演化，重点是古老的球状星团，与它们的形成历史有关。球状星团显然是以一种复杂的方式形成的，形成的条件与目前已知的任何年轻星团都明显不同。这些特殊情况一定与银河系的早期形成时代有关，而且一定是从那以后没有发生过的。虽然有人认为矮星系与球状星团的形成有关，但现今的矮星系并不能代表形成球状星团的重力势阱。相反，在原银河系深处或暗物质迷你晕内形成可能是有利的。并不是所有的球状星团都是以相似的方式形成和演化的。特别是，我们可能需要区分星系晕和星系核团。
2009-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemically Self-Consistent Modeling of the Globular Cluster NGC 2808 and its Effects on the Inferred Helium Abundance of Multiple Stellar Populations
本研究首次构建NGC 2808的化学自洽恒星模型，用新工具Fidanka拟合测光数据，发现第二代恒星氦丰度比第一代高15±3%，且化学自洽模型对氦丰度推断无显著影响。
2024-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of NGC5824, a globular cluster without iron spread but with an extreme Mg-Al anticorrelation
NGC 5824是一个巨大的银河系球状星团，根据钙三重线的强度，它的铁含量被怀疑有内在的扩散。我们目前的化学丰度的117个星团巨星使用高分辨率光谱获得的多目标摄谱仪火焰。87颗红巨星分支星的金属丰度分布峰值在[Fe/H]=-2.11+-0.01dex，而30颗渐近巨星分支星的金属丰度分布峰值在[Fe/H]=-2.20+-0.01dex。这两种分布都与零散布兼容，并指出该星系团没有保留超新星的喷出物。这两组恒星之间的铁丰度偏移量很小，与其他星团中的红巨星和渐近巨星分支恒星之间已经观察到的相似。缺乏内在的铁扩散排除了NGC 5824是一个分裂的矮星系的残余物的可能性，正如以前所建议的那样。我们还发现了通常在球状星团中观察到的化学异常的证据，即Na-O和Mg-Al的关系。特别是，NGC 5824表现出巨大的[Mg/Fe]丰度范围，仅在少数贫金属和/或大规模集群中观察到。我们的结论是，NGC 5824是一个正常的球状星团，没有扩展在[Fe/H]，但有一个异常大的扩展在[Mg/Fe]，可能是由于一个有效的自富集驱动的大质量渐近巨星分支星。
2018-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed chemical composition and orbit of the new globular cluster FSR1758: Implications for the accretion of the Sequoia dwarf galaxy onto the Milky Way
我们提出了详细的化学丰度，径向速度和轨道参数的FSR 1758，最近发现的星团在银河系隆起的方向。用麦哲伦/克莱望远镜和MIKE中阶梯光栅摄谱仪，在4900-8700 nm波长范围内获得了高分辨率（R~ 42，000）光谱。星系团的成员是使用盖亚DR 2自行确定的，并与我们的径向速度测量确认。我们发现这个星团的金属丰度与以前的光度估计一致，[Fe/H] = -1.58+-0.03 dex，有一个小的，0.08 dex，扩展。虽然其他研究表明，这个大质量的对象可能是以前的吸积事件的结果，我们的结果是一致的银河系晕球状星团与特征钠-O反相关发现的金属贫乏的集群成员。该星团的平均径向速度为+226.8+-1.6 km/s，速度色散为4.9+-1.2 km/s，是典型的球状星团。我们还确认了一个逆行的银河系轨道，似乎是高度偏心。
2019-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution of the metal poor Globular Cluster NGC 6809
利用高分辨光谱对贫金属球状星团NGC 6809中的11颗红巨星支星进行了丰度分析。我们的主要目标是表征其化学成分，并分析该集群的行为与多人口（MP）现象。在我们的工作中，我们获得了24种元素（O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Co，Sc，Ni，Cu，Zn，Y，Zr，Ba，La，Ce，Eu，Nd和Dy）的恒星参数和化学丰度。我们发现径向速度为174.7 $\pm$ 3.2 km $s^{-1}$，平均铁含量[Fe/H]=-2.01 $\pm$ 0.02，与其他研究结果一致。此外，我们发现了一个大的传播中的轻元素O，Na和Al的丰度确认存在Na-O反相关Na-Al相关。Mg-Al反相关也存在于我们的集群。$α$和铁峰元素与晕场星的趋势有很好的一致性。重元素以r过程为主。
2018-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origin and Chemical Evolution of the Exotic Globular Cluster NGC3201
NGC 3201是一个球状星团（GC），它显示出非常特殊的运动学特征，包括极端的径向速度和高度逆行的轨道，强烈暗示着银河系外的起源。我们的目标是在多种群（MP）的背景下研究NGC 3201，希望通过研究化学丰度模式来限制可能的自我富集候选者，并深入了解这个有趣的集群的起源。我们提出了一个详细的化学丰度分析的八个红巨星分支（RGB）的恒星使用高分辨率光谱。我们测量了29种元素，发现[Fe/H]=-1.53+/-0.01，我们不能排除~0.12 dex的金属丰度分布，以及晕GC的典型α增强。但除Mg外，所有轻元素的丰度都有显著的差异。我们确认存在一个扩展的Na-O的关系。n-俘获元素通常由r-过程控制，与银河系GC的大部分一致。总的（C+N+O）丰度略超太阳，需要对等时线年龄进行小的向下修正，得到11.4 Gyr。从运动学上看，NGC 3201似乎有可能起源于银河系外，但它的化学演化与大多数其他可能是银河系本土的GC相似。
2013-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Bulge Cluster Origin (BulCO) survey with CRIRES at the ESO-VLT: a chemical screening of the Globular Cluster NGC 6553
Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚空间科学天文台）
本文通过BulCO调查对银河晕球状星团NGC 6553的恒星群体进行化学筛查，发现其金属丰度高，铁峰元素呈太阳比例增强，且存在多个群体特征，证明其在银河晕内形成。
2026-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundance Evidence of Enduring High Star Formation Rates in an Early Type Galaxy: High [Ca/Fe] in NGC 5128 Globular Clusters
我们目前的[Fe/H]，年龄和Ca丰度的初始样品的10个球状星团在NGC 5128获得高分辨率，高信噪比阶梯光谱的积分光。所有的丰度和年龄是使用我们原来的高分辨率积分光丰度分析的球状星团的技术。簇的[Fe/H]范围在-1.6至-0.2之间。在该样品中，[Fe/H]<-0.4的簇的平均[Ca/Fe]为+0.37 $\pm$ 0.07，而在我们的MW和M31 GC样品中的平均[Ca/Fe]分别为+0.29 $\pm$ 0.09和+0.24 $\pm$ 0.10。这可能意味着NGC 5128的化学富集历史比银河系或M31更快。这个样本提供了NGC 5128化学历史的第一个定量图像，可以直接与银河系的化学历史进行比较。这里提供的数据是用麦哲伦粘土望远镜上的MIKE中阶梯光谱仪获得的。
2013-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances in the Metal-Poor Globular Cluster ESO 280-SC06: A Formerly Massive, Tidally Disrupted Globular Cluster
University of Chicago（芝加哥大学）；Syracuse University（雪城大学）；University of New South Wales（新南威尔士大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学促进会）；University of Florida（佛罗里达大学）
研究发现ESO 280-SC06的低金属度和第二群体恒星比例，推断其初始质量较高且经历潮汐破坏。
2026-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical characterization of the globular cluster NGC 5634 associated to the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy
作为我们正在进行的关于球状星团（GC）中多个恒星星族的均匀化学表征的项目的一部分，我们使用FLAMES@VLT收集的红巨星的高分辨率光谱学研究了与人马座矮球状星系相关的NGC 5634。本文给出了45颗观测星的径向速度分布，其中43颗是成员星，给出了7颗UVES-FLAMES观测星的22种元素的详细化学丰度，以及GIRAFFE观测星的6种元素丰度。在我们的均匀UVES金属丰度标度上，我们得出低金属丰度[Fe/H]=-1.867 +/-0.019 +/-0.065 dex（+/-统计+/-系统误差），其中sigma=0.050 dex（7星）。我们发现了轻元素（Na和O，Mg和Al）之间的正常反相关性，这是典型的大规模和古老GC的多个种群的特征。我们确认协会的NGC 5634的Sgr dSph，从该集群失去了几个Gyr前，其速度和位置的基础上，α和中子捕获元素的丰度比。
2017-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Chemical Composition of Red Giant Branch Stars in the Galactic Globular Clusters NGC 6342 and NGC 6366
本文给出了银河系核球球状星团NGC 6342和NGC 6366中红巨星分支星的径向速度和化学丰度。速度和丰度是根据MMT-Hectochelle和WIYN-Hydra摄谱仪获得的高分辨率（R> 20，000）光谱测量得出的。我们发现NGC 6342的日心径向速度为+112.5 km/s（sigma = 8.6 km/s），NGC 6366的日心径向速度为-122.3 km/s（sigma = 1.5 km/s），两个星系团的金属丰度几乎相同（[Fe/H]~-0.55）。NGC 6366显示了适度扩展的O-Na反相关的证据，但NGC 6342需要更多的数据来确定这个星团是否也表现出在所有其他银河系球状星团中可能发现的典型O-Na关系。这两个星系团与类似的金属丰度场星不同，它们具有更大的[Na/Fe]分布和更高的[La/Fe]比，但我们发现NGC 6342和NGC 6366显示出α和Fe峰元素丰度模式，这是其他富含金属（[Fe/H]>-1）的内星系团的典型模式。然而，中值[La/Fe]丰度可能因簇而异。
2016-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemo-Dynamical Clustering applied to APOGEE data: Re-Discovering Globular Clusters
我们已经开发了一种新的技术的基础上的聚类算法，搜索运动学和化学集群的明星在APOGEE DR 12加农炮数据。与经典的化学标记相比，我们的方法中包含的运动学信息使我们能够更有信心地识别已知球状星团的成员。我们将我们的算法应用于整个APOGEE目录的150，615颗恒星，其化学丰度由大炮得出。我们的方法发现反相关的元素Al和Mg，Na和O，和C和N以前在球状星团的光谱中确定，即使我们忽略了这些元素在我们的算法。我们的算法识别球状星团，而不需要事先知道它们在天空中的位置。因此，这项技术不仅有望发现新的球状星团，而且还使我们能够识别银河系中运动学和化学聚集的恒星候选流。
2018-05-28 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The Detailed Chemical Properties of M31 Star Clusters I. Fe, Alpha and Light Elements
利用高分辨率、高信噪比（SNR $>60$）的阶梯光栅光谱，计算了M31中31个球状星团的年龄、α元素Ca I、Si I、Ti I、Ti II和轻元素Mg I、Na I和Al I的丰度、[Fe/H]和[Fe/H]。所有的丰度和年龄是使用我们原来的高分辨率积分光丰度分析的球状星团的技术。这个样品提供了一个从未见过的M31化学史的图片。球状星团分散在整个内部和外部晕，从2.5 kpc $<$ R $_{\rm M31}$ $<$ 117 kpc。我们发现在M31中心附近20 kpc范围内有一个[Fe/H]的变化范围，而外晕团簇的[Fe/H] $\sim-1.6$是一个常数。我们发现的证据，至少有一个大规模的球状星团在M31与年龄之间的1和5 Gyr。α-元素的比率通常与银河系球状星团和场星的比率相似。我们还发现了至少一个集群的晚期吸积起源的化学证据，它具有不同的丰度模式比其他集群在类似的金属丰度。我们发现在我们的样本中的球状星团的Mg，Na和Al的恒星到恒星的丰度变化的证据，并找到相关的Ca，Mg，Na，和可能的Al丰度比与集群光度和速度色散，这可能是用来限制球状星团自我富集的情况。这里提供的数据是用凯克一号望远镜上的HIRES阶梯光栅摄谱仪获得的。
2014-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundance ratios of galactic globular clusters from modelling integrated light spectroscopy
我们使用我们的新的，通量校准的恒星星族模型的吸收线指数，以获得年龄，金属丰度，和各种元素的丰度比从银河系球状星团的综合光谱。年龄与文献吻合得很好，都与宇宙的年龄相一致。尽管如此，还是有相当大的分散性，我们得到的年龄系统地大于CMD测定的年龄，主要是富金属的球状星团。如果我们采用铁丰度[Fe/H]的年龄与CMD年龄一致的那些集群的金属丰度与文献值的Zinn & West标度吻合得很好。结果表明，在[Fe/H]<-1 dex时，单个元素丰度比的推导不可靠，而[alpha/Fe]比在所有金属丰度下都是可靠的。我们发现一般的增强轻和阿尔法元素，如预期的那样，与一些元素的显着变化。元素O和Mg遵循相同的总体增强，具有几乎相同的[O/Fe]和[Mg/Fe]分布。相反，我们获得了稍低的[C/Fe]和非常高的[N/Fe]比。这种化学异常通常归因于自富集，在单个恒星光谱学的球状星团中是众所周知的。这是第一次也从集成光中获得这种图案。α元素遵循这样的模式，使得较重的元素Ca和Ti被较少地增强。更具体地，[Ca/Fe]和[Ti/Fe]比[O/Fe]和[Mg/Fe]低约0.2 dex。在最近对银河系球状星团和场星的元素丰度测定中也发现了这种趋势。这表明Ia型超新星对核合成计算和星系化学演化模型所预测的较重α元素的富集有重要贡献。
2010-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Bizarre Chemical Inventory of NGC 2419, An Extreme Outer Halo Globular Cluster
我们提出了新的凯克/HIRES观测六红巨星的球状星团NGC 2419。虽然这个星系团是银河系中最遥远、最明亮的星系团之一，但直到最近它才被认为是化学上普通的。我们之前的工作表明，近红外Ca II三线态强度的变化比化学均匀的星团所预期的要大，并且至少有一颗恒星具有不寻常的Mg和K丰度。在这里，我们确认，NGC 2419窝藏人口的恒星，包括约三分之一的质量，这是在镁耗尽的8倍，并增强了K的6倍，相对于镁正常人口。虽然大多数，镁正常人口似乎有一个普通的，内晕球状星团的化学丰度模式无法区分，镁穷人人口表现出分散的几个元素。K和Sc的丰度与Mg呈强反相关，而其他一些元素（Si和Ca等）与Mg呈弱反相关。这些丰度模式表明，NGC 2419的不同种群除了采集AGB喷出物外，还采集了不同超新星的喷出物。除Sc外，Fe峰元素的丰度没有星间变化。我们没有发现核合成源，令人满意地解释了所有的丰度变化，在这个集群。因为NGC 2419看起来不像其他球状星团，我们重申我们之前的建议，它根本不是一个球状星团，而是一个吸积矮星系的核心。
2013-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
