High-resolution abundance analysis of four red giants in the globular cluster NGC 6558
NGC 6558是一个具有蓝色水平支（BHB）的球状星团，金属丰度为[Fe/H]~-1.0。它类似于HP 1和NGC 6522，可能是银河系中最古老的天体之一。这些星团中的元素丰度可以揭示第一颗超新星的性质。我们的目标是对NGC 6558的四颗红巨星进行详细的光谱分析，以获得轻元素C，N，O，Na，Al，α元素Mg，Si，Ca，Ti和重元素Y，Ba和Eu的丰度。分析了四颗具有FLAMES-UVES@VLT UT 2-Kueyen的恒星的高分辨率光谱。光谱参数推导是基于激发和电离平衡的Fe I和Fe II。该分析得出NGC 6558的金属丰度为[Fe/H] = -1.17+-0.10。我们发现O和Mg中预期的α元素增强，[O/Fe]=+0.40，[Mg/Fe]=+0.33，Si和Ca中的增强较低。Ti具有[Ti/Fe]=+0.22的中等增强。r-元素Eu表现出非常增强，平均值为[Eu/Fe]=+0.63。Ba似乎与Fe有一个太阳丰度比。NGC 6558的丰度模式可能是最古老的内球球状星团的典型模式，类似的星团NGC 6522和HP 1也是如此。它们显示出低丰度的奇Z元素Na和Al，以及爆炸性核合成的α元素Si、Ca和Ti。流体静力燃烧的α元素O和Mg通常增强，如预期的那样，在老的恒星丰富的核心坍缩超新星的产量，和铁峰元素Mn，Cu，Zn显示低丰度，这是预期的Mn和Cu，但不是Zn。最…
2018-10-27 astro-ph.SR
Recurrent novae as progenitors of Type Ia supernovae
复发新星是一种双星，里面有一颗质量很大的白矮星，质量和克拉塞卡质量一样大，因为它们的复发周期很短，只有10-100年。因此，复发新星被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的候选祖先。事实上，超新星Ia PTF 11 kx的证据表明，它的祖先是一颗共生的复发新星。我们已经很好地确定了复发新星的双星参数，特别是对于那些经常爆发的新星，U Sco和RS Oph，这为双星演化到SNe Ia的基本过程提供了有用的信息。因此，我们使用它们作为二元演化模型的测试平台。例如，原来的双简并（DD）方案不能再现RS Oph型复发新星，而Hachisu等人（1999）提出的新的单简并（SD）方案自然可以。我们回顾SD和DD方案之间的主要区别，特别是他们的基本过程的二进制演变。我们还讨论了每个物理过程的观测支持。原始的DD方案是基于20世纪80年代的物理学，而SD方案是基于更近期的物理学，包括新的不透明度，WD的质量增长效率，以及在新星爆发中发展的光学厚风。
2012-12-11 astro-ph.SR
Evolution of two stellar populations in globular clusters II. Effects of primordial gas expulsion
我们研究了在超新星驱动的原始气体排出的影响下，球状星团中两种不同的低质量恒星群体的早期演化，以研究这一过程是否可以增加观测所需的水平上的第二代恒星的比例。我们分析N体模型，考虑到原始气体排出的影响。我们把恒星分成两个群体，模仿恒星的化学和动力学性质的球状星团，使第二代恒星开始与一个更集中的分布。气体驱逐的主要作用是优先驱逐第一代恒星，而第二代恒星仍然束缚在星团中。在最有利的情况下，第二代恒星可以占我们今天看到的束缚恒星的60%。我们还发现，在气体驱逐阶段结束时，两个种群的径向分布仍然是不同的，因此长期的演化将进一步增加第二代恒星的比例。如果球状星团遭受爆炸性的残余气体驱逐，恒星形成效率约为0.33，那么大部分化学异常的恒星很容易被解释为快速旋转的大质量恒星的慢风形成的第二代恒星。
2010-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Young Radio Pulsars in Galactic Globular Clusters
目前，在97个被调查的银河系球状星团中，已知有三颗孤立的射电脉冲星和一颗双星射电脉冲星，没有任何以前回收的证据。正如Lyne等人所指出的，这些超新星的存在不能用核心坍缩的超新星来解释，就像通常认为的银河系盘中的超新星一样。我们对球状星团中射电天体的观测结果进行了贝叶斯分析，发现所有星团中存在的潜在可观测的非回收射电天体的数量< 3600。考虑到辐射和保留的因素，假设麦克斯韦速度分布的离散度为10 km/s^{-1}，所有97个星团的任何形成情景的隐含出生率都小于0.25亿亿年。对于更高速度的弥散，隐含的出生率大大高于银河系圆盘中这类恒星的推断。这表明，球状星团中年轻双星的速度色散明显低于盘状双星。这些数字可能被大大高估了，因为目前已知的年轻恒星样本只在富含金属的星团中观察到。我们认为年轻的类星体可能只形成于金属丰度log[Fe/H] >-0.6的球状星团中。在这种情况下，可能观测到的这种年轻人的数量是447^{+1420}_{-399}（误差线给出了95%的置信区间），他们的出生率是每世纪0.012^{+0.037}_{-0.010}人。最有可能解释这些超新星的创造方案是OMgNe白矮星的电子捕获超新星。
2011-08-22 astro-ph.SR
The Relationship Between Globular Cluster Mass, Metallicity, and Light Element Abundance Variations
我们调查铝丰度变化的恒星星族的球状星团使用文献测量的钠和铝和APOGEE测量的氮和铝丰度。对于后者，我们表明，佩恩是最合适的五个可用的丰度管道为我们的目的。我们的42个球状星团的组合样本在[Fe/H]中的跨度约为2 dex，在$\log{M_{GC}/M_{\odot}}$中的跨度约为1.5 dex。我们发现不少于五个球状星团的氮和/或钠的显着内部变化，几乎没有相应的变化，在铝，和铝富集在富含金属的系统中，最小的现代集群质量是$\log{M_{GC}/M_{\odot}} \approx 4.50 + 2.17(\rm{[Fe/H]}+1.30)$。我们证明了不具有类场丰度的恒星的[Al/Fe]与[Na/Fe]和[Al/Fe]与[N/Fe]关系的斜率近似地与球状星团的金属丰度和恒星质量呈对数线性关系。相反，[Na/Fe]和[N/Fe]之间的关系没有显示出这种依赖性的证据。这表明，在早期宇宙中（至少）有两类非超新星化学污染物是常见的，它们在球状星团中的相对贡献与球状星团的金属丰度和质量成比例。这些类中的第一类主要是负责CNO和NeNa丰度的变化，同样第二的MgAl丰度的变化。47 Tuc和M4是这种二分法的特别突出的例子。作为一个辅助发现，我们认为，泰山5星之间的丰度变化是一致的，它是一个正常的球状星团。
2019-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical and Chemical Properties of Galactic Global Clusters with Various Origins Identified from the Gaia DR2 Data
本文研究了吸积球状星团和银河系内部形成的球状星团的物理参数和化学元素丰度之间关系的差异。根据Gaia~ DR 2数据推测的星系团形成地点的信息是从文献中借用的。这些资料估计了151个~球状星团属于银河系球核和盘的概率，以及属于矮卫星星系与银河系合并的六个已知事件的概率。结果表明，所有贫金属（$\rm{[Fe/H]}<-1.0$）遗传相关的球状星团具有高的相对丰度的$α$ -元素。根据现代的观点，由于II型超新星释放更多的$α$ -元素进入星际介质，质量增加，有人认为银河系中II型超新星的质量大于吸积星系。结果表明，被认为是吸积的低能星系团与原星系云有遗传关系，而UKS~1和Liller~1等未成层星系团则很可能属于核球。结果表明，不仅集团的质量下限，但也随着它们的轨道的平均半径的增加而减少的上限。后一个事实可以解释为新兴星系团的质量随着其宿主星系质量的减少而减少。结果表明，只有在初始质量为$>10^{6}M_{\odot}$的吸积球状星团中才能观测到极端多组分的恒星星族居。有人认为，这些星团保留了所有由它们演化的恒星喷出的物质，由于远离我们银河系的长期演化，新一代的恒星由此形成。
2020-10-21 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
Homogeneous abundance ratios of hydrostatic and explosive alpha-elements in globular clusters from high resolution optical spectroscopy
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天文与空间科学观测站）
研究通过高分辨率光谱学分析27个球状星团的α元素丰度，发现HEx比在不同形成方式和金属licity下均一，且与当前和初始星团质量呈反相关，提出高金属licity下IMF可能缺乏高质量恒星。
2026-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Signature of a massive rotating metal-poor star imprinted in the Phoenix stellar stream
凤凰星流在速度和金属丰度上具有较低的固有色散，这意味着其前身可能是一个低质量的球状星团。在这项工作中，我们使用麦哲伦/MIKE高色散光谱的8个凤凰流红巨星，以确认这种情况。特别是，我们发现金属丰度（$σ(\mathrm{[Fe~II/H]}) = 0.04^{+0.11}_{-0.03}$）的内在散射可以忽略不计，[Na/Fe]和[Al/Fe]丰度比的峰-峰范围很大，与大多数贫金属球状星团中的轻元素丰度模式一致。然而，与其他球状星团不同的是，我们还发现[Sr II/Fe]中的固有扩展跨越$\sim$ 1 dex，而[Ba II/Fe]几乎没有显示出固有扩展（$σ(\mathrm{[Ba~II/H]}) = {0.03}^{+0.10}_{-0.02}$）。这种丰度特征最好解释为来自大质量快速旋转贫金属恒星（$15-20 \mathrm{M}_\odot$，$v_\mathrm{ini}/v_\mathrm{crit} = 0.4$，$[\mathrm{Fe/H}] = -3.8$）的慢中子捕获元素生产。推断的星团质量较低，表明该系统无法保留超新星喷出物，这意味着任何富含星际介质的大质量快速旋转贫金属恒星都必须在球状星团形成之前形成和演化。从渐近巨星分支星或核心坍缩超新星的磁旋转不稳定性中产生的中子捕获元素与观测结果的拟合较差。我们还报告了一个凤凰星流是一个富锂巨星（$A(\math…
2021-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A chemical trompe-l'œil: no iron spread in the globular cluster M22
我们提出的分析高分辨率光谱与UVES和UVES-FLAMES在甚大望远镜的17个巨星在球状星团M22，恒星系统怀疑有一个内在的扩展在铁丰度。我们发现，根据以前的分析，当表面重力是光谱（通过强加获得相同的铁丰度从FeI和FeII线）的[Fe/H]分布跨度~0.5 dex。然而，以这种方式获得的重力对应于不切实际的低恒星质量（0.1-0.5 Msun）的大多数调查巨星。相反，当测光重力采用，[铁II/H]分布显示没有证据的差异与[铁I/H]分布的蔓延。这种差异最近已在其他集群中观察到，可能是由于过度电离机制驱动的非局部热平衡效应，主要影响中性物质（从而提供较低的[Fe I/H]），但留下[Fe II/H]不变。我们确认，S-过程元素显示出显着的恒星到恒星的变化和它们的丰度似乎与[Fe I/H]和[Fe II/H]之间的差异。这一令人困惑的发现表明，某些星团恒星的特殊化学成分可能与能够虚假地降低[FeI/H]的效应有关。我们的结论是，M22是一个球状星团，没有证据表明内在的铁扩散，排除了它保留了超新星喷出物在其引力势井。
2015-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of globular clusters with internal abundance spreads in r-process elements: strong evidence for prolonged star formation
银河系中的几个球状星团（GC）被观察到在r过程元素中显示出内部丰度分布（例如，欧盟）。我们在这里提出了一个新的方案，解释了这些GC的起源（例如，M5和M15）。在这种情况下，没有/很少丰度变化的恒星首先从大质量分子云（MC）形成。在MC的所有剩余气体被众多超新星排出后，从渐近巨星分支星喷出的气体可以聚集在GC的中心区域，形成高密度的星团内介质（ICM）。中子星的合并会喷射出r-过程元素，这些元素可以被有效地捕获并随后与ICM混合。由ICM形成的新恒星可能具有与GC内的前几代恒星完全不同的r-过程丰度。这种情况下可以解释（i）为什么r-过程元素可以被困在GC和（ii）为什么GC与内部丰度分布在r-过程元素不显示[Fe/H]的蔓延。我们的模型表明，（i）可以看到一个大部分的富铕恒星在钠增强的恒星星族的GC，在M15中观察到的，和（ii）为什么大多数银河系GC不表现出这样的内部丰度蔓延。我们的模型表明，在GC中观测到的$r$过程元素的内部扩散为恒星形成时间延长（~10^8年）提供了强有力的证据。
2017-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Asteroseismic Masses of Red Giants in the Galactic Globular Clusters M9 & M19
本研究利用K2测光数据探测M9和M19中红巨星的类似太阳振荡，测得其质量损失并发现I型与II型球状星团质量损失-金属丰度趋势差异，为恒星演化研究提供新依据。
2024-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular cluster formation with multiple stellar populations from hierarchical star cluster complexes
银河系中大多数古老的球状星团（GC）被观测到内部轻元素的化学丰度分布。我们讨论了一个新的GC形成方案的基础上分级恒星形成分形分子云。在新的设想中，首先从矮星系中形成的大质量气体团形成一个由束缚和非束缚星团组成的星团（“星团复合体”，SCC），它们具有斜率（β）为2的幂律星团质量函数。这样的簇复合物和β =2是观察到的，并预计从分级恒星形成。最大质量的星团（“主星团”），这是一个GC的祖先，可以吸积气体喷射从渐近巨星分支（AGB）恒星最初在集群和其他低质量的集群之前，集群被潮汐剥离或破坏成为场星在矮星。SCC最初嵌入由SCC的众多超新星产生的巨大气体孔中，以便孔外的冷气体可以在稍后吸积到主星团上。由吸积气体形成的新恒星具有与原始SCC不同的化学丰度。利用基于这种假设的GC形成的流体动力学模拟，我们表明初始质量为[2-5]x10^5 Msun的主星团可以从SCC的AGB星吸积超过10^5 Msun的气体。我们认为，合并的等级星团复合体可以发挥关键作用的恒星晕周围的GC和GC的自富集过程。
2017-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of massive stars in the turbulent infancy of Galactic globular clusters: Feedback on the intracluster medium, and detailed timeline
一个重大的范式转变最近彻底改变了我们对球状星团（GC）的看法，长期以来，这些球状星团被认为是由同质物质产生的同时代恒星组成的简单系统。事实上，用8- 10米级望远镜对GC长寿低质量恒星进行的详细丰度研究，以及用HST对银河系GC进行的高精度测光，已经为单个GC中存在多个恒星星族提供了令人信服的线索。这些恒星亚群可以通过它们不同的化学性质（更准确地说，是通过从碳到铝的轻元素丰度的差异，见《布拉加利亚》，本卷）和颜色-星等图中多峰序列的出现（见《皮奥托》，本卷）来识别。这严重影响了我们对GC早期演化的理解，特别是大质量恒星在塑造星团内介质（ICM）和诱导次级恒星形成中可能发挥的作用。在这里，我们总结了详细的时间轴，我们最近提出的第一个40个百万年的典型GC的生命周期后，我们所谓的“快速旋转的大质量恒星的情况”（FRMS，Decressin等，2007年b）的一般思想，并考虑到星际气泡的动力学产生的恒星风和超新星。更多细节可参见Krause et al.（2012，2013）。
2013-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Large Sample Study of Red Giants in the Globular Cluster Omega Centauri (NGC 5139)
我们提出了几个轻，α，铁峰，和中子捕获元素的66红巨星分支（RGB）在银河系球状星团欧米茄半人马座恒星的丰度。我们的观测范围为12.0<V<13.5，主要集中在中间和富金属的RGB。我们发现金属度分布函数中至少有四个峰，位于[Fe/H]=-1.75、-1.45、-1.05和-0.75处，分别对应于我们样品的约55%、30%、10%和5%。此外，最富金属的恒星位于最中心的位置。Na和Al的相关性尽管表现出超过10倍的恒星间分散，但这些元素的分布似乎是金属丰度依赖的，并在[Fe/H]~-1.2处分开。约40-50%的恒星具有[Fe/H] <-1.2 have Na and Al abundances consistent with production solely in Type II supernovae and match observations of disk and halo stars at comparable metallicity. The remaining metal-poor stars are enhanced in Na and Al compared to their disk and halo counterparts and are mostly consistent with predicted yields from >5 M_sun渐近巨星分支…
2009-04-22 astro-ph.SR
Iron-rich Metal-poor Stars and the Astrophysics of Thermonuclear Events Observationally Classified as Type Ia Supernovae. I. Establishing the Connection
在观测上被归类为Ia型超新星的热核事件的起源系统和爆炸机制是不确定的，并且很难使用Ia型超新星宿主星系、起源星系、光变曲线和遗迹的传统观测来唯一地约束。对于热核事件的子集是铁的多产者，我们使用已发表的理论核合成产率来确定一组元素丰度比，这些丰度比在贫金属恒星中不常见，但在一系列祖星系统和爆炸机制中共享：[Na，Mg，Co/Fe]<0。我们用这种丰度标志标记恒星“富铁贫金属”或IRMP星。我们认为，IRMP恒星形成的环境中占主导地位的热核核合成，因此，它们的元素丰度可以用来约束的祖系统和爆炸机制负责热核爆炸。我们在文献中确定了三个IRMP，并均匀地推断其元素丰度。我们发现BD+80 245、HE 0533- 5340和SMSS J034249.53- 284216.0的元素丰度最好地解释为亚克拉塞卡质量CO白矮星的（双）爆轰。如果我们对IRMP星的解释是准确的，那么它们在球状星团中应该是非常罕见的，在麦哲伦星云和矮球状星系中比在银河系的晕中更常见。我们建议，未来的研究IRMP星将量化不同的热核事件祖系统和爆炸机制的相对发生。
2023-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic Signatures of Extra-Tidal Stars Around the Globular Clusters NGC 6656 (M22), NGC 3201 and NGC 1851 from RAVE
对球状星团的恒星星族研究表明，银河系中最明亮的星团实际上可能是矮球状星系的残余核。如果现在的银河系球状星团是在更大的恒星系统中形成的，它们很可能被潮汐外的晕和/或尾巴所包围，这些晕和/或尾巴是由从它们的母系统中潮汐剥离的恒星组成的。因此，球状星团周围的恒星环境是寻找古老矮星系遗迹的最佳地点之一。本文试图在富含超新星的球状星团M22和NGC 1851以及运动学上独特的星团NGC 3201周围寻找潮汐碎片。从径向速度实验（RAVE）的恒星参数被用来识别与RAVE金属丰度，径向速度和元素丰度的恒星一致的丰度模式和性质的恒星在M22，NGC 1851和NGC 3201。报告了可能与M22和NGC 1851有关的RAVE星的发现，其中一些星距离这些星团的核心约10度。大量与NGC 3201相关的RAVE恒星表明，要么这个星团的潮汐半径被低估了，要么有一些未被束缚的恒星从星团半径的边缘延伸了几个角分。没有发现更多与NGC 3201有关的潮外星。RAVE星明亮的星等使它们很容易成为高分辨率后续观测的目标，最终允许进一步的化学标记以固化（或排除）星团潮汐半径以外的恒星作为潮汐碎片。在NGC 1851和NGC 3201周围区域的径向速度直方图中，可以看到230 km/s的恒星峰值，与半人马座欧米伽的扩展潮汐碎片一致。
2014-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) V: a chemo-dynamical investigation of the early assembly of the Milky Way with the most metal-poor stars in the bulge
本研究结合Gemini/GRACES化学丰度与Gaia EDR3轨道，分析PIGS中17颗核球极贫金属恒星，揭示其早期晕星起源、瓦解球状星团及低质量超新星污染遗迹。
2022-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon in Red Giants in Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
本文给出了银河系球状星团和矮球状星系中红巨星的碳丰度。我们的样本包括对NGC 2419，M68和M15中154颗巨星以及dSphs Sculptor，Fornax，Ursa Minor和Draco中398颗巨星的碳丰度测量。这个样本使dSph星的数量增加了一倍，测量了[C/Fe]。log（L/L_sun）~= 1.6以上，[C/Fe]比随光度的增加而减小，这可以用巨星演化过程中的深度混合来解释。在dSphs中也观察到了同样的下降，但dSphs巨星的初始[C/Fe]并不均匀。dSphs中金属丰度较低的恒星有较大的[C/Fe]比。我们假设，[C/Fe]（校正到初始碳丰度）下降与增加[Fe/H]由于渐近巨星分支恒星的碳产量的金属丰度的依赖性，并由于Ia型超新星在更高的金属丰度的重要性日益增加。我们还在三个dSphs中发现了11个非常富碳的巨星（之前已知的8个）。然而，我们的选择偏差排除了与银河系恒星晕中碳增强部分的详细比较。尽管如此，dSphs中[C/Fe] < +1的恒星遵循的[C/Fe]轨道与[Fe/H]轨道不同，而不是晕星。具体地说，dSphs中的[C/Fe]在低于晕中的[Fe/H]时开始下降。[C/Fe]“膝盖”的金属丰度的差异增加了来自[α/Fe]分布的证据，即晕的祖先比幸存的dSphs具有更短的化学富集时间尺度。
2015-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas in Globular Clusters I: Gas Retention and Its Possible Consequences
提出了年轻球状星团气体演化的统一理论框架，阐明了低速 AGB 风的引力保留机制及其通过吸积促成第二族恒星形成的过程，并解释了反馈过程如何清除气体重现现今星团的贫气状态。
2025-11-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiple stellar populations in the globular cluster NGC 1851
[摘要]详细的化学标记的个别恒星星族在银河系球状星团（GC）NGC 1851。丰度是从火焰光谱中获得的最大样本的巨人（124）在这个特殊的GC分析使用O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Sc，V，Mn，Co，Ni，Cu，Y，Zr，Ba，La，Ce，Nd，Eu，Dy。我们确认了[Fe/H]在该GC中的扩散，但太小而不能清楚地分离不同的亚群。相反，我们提出了一个分类使用铁和钡的组合（更丰富的金属丰富的组）通过聚类分析：我们分为富金属（MR）和贫金属（MP）人口的恒星，他们每个人都表现出一个Na-O的关系，签名的真正GC，虽然与不同的比例的原始污染的恒星。比值[alpha/H]追踪铁，在MR人口中更高，这表明核心塌陷超新星的额外贡献。与MP相比，MR人群显示出更大的s-过程元素富集。这可能是由于中低质量恒星的贡献，因为我们发现在MR星中，重s过程元素的能级大于轻s过程核的能级;然而，低质量恒星的大贡献是不可能的，因为它可能会抵消O-Na的关系。我们还证实了之前由其他研究发现的p-捕获和s-过程元素之间的相关性的存在，至少对于MR人群。这一发现显然需要一个相当长的延迟为第二代的MR组件。两个不同的GC合并在一个母矮星系中，每一个都有不同的Ba水平和~1 Gyr的年龄差，这可能解释（i）双SGB，（ii）两个原始GC之间C含量的可能差异，以及（iii）这个特殊GC的Stromgren测光…
2011-06-16 astro-ph.SR
Compact objects formation, retention, and growth through accretion onto gas-embedded white-dwarfs/neutron-stars in gas-enriched globular-clusters
对球状星团（GCs）中中子星的观测表明，超过10-20%的中子星（NS）被保留在GCs中。然而，场散射体的速度分布在GC的逃逸速度的5-10倍处达到峰值。因此，只有一小部分GC-NS应该被保留下来，即使是通过电子捕获超新星形成的低速NS。因此，太少的低速NS应该被保留在GC中，从而引起GC中的NS保留问题。在这里，我们提出了一个新的解决方案，其中大多数GC-NS的祖先是一个白矮星（WD），吸积周围的星系团内气体和形成低速NS通过吸积诱导崩溃（AIC）。GC多个恒星星族的观测结果支持了早期GC中气体富集环境的存在。据认为，在第一代恒星形成后的10 s-100 s万年，以及ONe-WD已经形成后，GCs被补充了气体，形成了第二代恒星。这种补充的气体在ONe-WD上的积聚催化了AIC过程。然后，AIC形成的NS的数量足以解释GC中保留的大量NS。类似的过程也可能驱动CO-WD产生Ia型SNe或合并并形成NS，并且类似地驱动NS到AIC和合并产生BH。此外，各种各样的气体催化的二元合并和爆炸瞬变表明，发生在AGN盘的富含气体的环境中，可以类似地，甚至更有效地，发生在GC中的第二代气体。
2022-02-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Globular cluster formation with multiple stellar populations: self-enrichment in fractal massive molecular clouds
内部化学丰度分布是银河系中球状星团的基本性质之一。为了了解这样的丰度蔓延的起源，我们用我们新的流体动力学模拟的超新星（SNe）和渐近巨星分支（AGB）恒星的形成和反馈效应的分形结构的大规模分子云（MCs）的GC形成进行了数值研究。我们特别研究了恒星形成的气体化学污染的SNe和AGB星内的MCs具有不同的初始条件和环境。主要结果如下。多代星的GC可能是由分形MC高密度区发展而来的等级星团复合体合并而成的。SNe星和AGB星的反馈效应可以控制MCs原始气体和AGB星喷出气体形成恒星的效率。模拟的GC在中央3 pc内具有氦丰度的径向梯度。对于一个标准的初始恒星质量函数（IMF），原始MC质量需要达到10^7 Msun，这样由AGB喷出物形成的恒星的最终质量就可以达到10^5 Msun。由于AGB喷出物的恒星形成时间相当长（10^8年），因此它们的形成可以被恒星本身的SNe强烈抑制。这一结果意味着，所谓的质量预算问题是更严重的比以往任何时候都认为在GC形成的自富集的情况下。因此，第二代恒星的IMF应该是“顶光”。
2017-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of young massive white dwarfs in core-collapsed globular cluster NGC 362
本文利用 UVIT 和 HST 数据研究核心坍缩球状星团 NGC 362 中的 17 颗远紫外明亮白矮星，首次发现核心坍缩星团中形成大质量白矮星的证据，为球状星团中快速射电暴前身天体的形成提供了缺失环节。
2025-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using long-term millisecond pulsar timing to obtain physical characteristics of the bulge globular cluster Terzan 5
在过去的十年里，在球状星团泰山5号中发现了三个独特的恒星群和大量已确认的恒星，这对它的分类提出了质疑。利用星团核心36毫秒射电脉冲星的长期射电脉冲星计时，我们提供了系统关键物理特性的新测量。由于泰山5号位于银河系的隆起处，恒星的拥挤和变红使得光学和近红外观测变得困难。然而，脉冲星加速度，使我们能够研究集群的内在特性独立的红化和恒星拥挤和探测的质量密度分布，而不需要量化的质光比。将每个脉冲星的自旋和轨道周期与King模型预测的加速度联系起来，我们发现核心密度为$1.58\times$ 10 $^6$ M $_\odot$ pc $^{-3}$，核心半径为0.16 pc，脉冲星密度分布为$n\propto r^{-3.14}$，总质量为M $_{\rm T}$（$R_\perp<$ 1.0 pc）$\simeq3.0\times$ 10 $^5$ M $_\odot$，假设星团距离为5.9 kpc。利用这些信息，我们反对泰山5是一个被破坏的矮星系，并讨论了泰山5是银河系原凸起碎片的可能性。我们还讨论了低质量的超新星是通过电子捕获超新星形成的，还是存在于一个充满重白矮星和硬双星的核心中。最后，我们提供了一个可能的黑洞在集群的核心3.0 $\times$ 10 $^4$ M $_\odot$的质量上限。
2017-07-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
High-resolution abundance analysis of red giants in the metal-poor bulge globular cluster HP~1
球状星团HP~1的投影距离银河系中心仅为3.33度。再加上它的距离，这使它成为银河系中最中心的球状星团之一。它有一个蓝色的水平分支（BHB），金属丰度为[Fe/H]~-1.0。这意味着它可能是银河系中最古老的物体之一。像差比可以揭示早期恒星的核合成模式以及早期化学富集和恒星星族的早期形成。分析了六颗恒星的高分辨率光谱，得出了轻元素C、N、O、Na和Al，α元素Mg、Si、Ca和Ti，以及重元素Sr、Y、Zr、Ba、La和Eu的丰度。利用8 m VLT UT 2-Kueyen望远镜的UVES光谱仪，在FLAMES-UVES配置下，获得了6颗已确认为球状球状星团HP~1成员的红巨星的高分辨光谱。光谱参数的推导是基于FeI和FeII的激发和电离平衡。我们确认平均金属丰度为[Fe/H] = -1.06 0. 10，加上之前在HP~1中分析的两颗恒星。α-元素O和Mg增加了约+0.3<[O，Mg/Fe]<+0.5dex，Si适度增加了+0.15<[Si/Fe]<+0.35dex，而Ca和Ti显示出较低的值-0.04<[Ca，Ti/Fe]<+0.28dex。r元素Eu的含量也增加到[Eu/Fe]~+0.4，与O和Mg一起指示II型超新星早期富集。Na和Al含量较低，但不清楚Na-O是否与钙有关。重元素有中等程度的富集，-0.20<[La/Fe]<+0.43dex和0.0<[Ba/Fe]<+0.…
2016-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two Groups of Red Giants with Distinct Chemical Abundances in the Bulge Globular Cluster NGC 6553 Through the Eyes of APOGEE
在球状星团中发现的多星族是研究这些恒星系统形成和演化的重要窗口。银河系隆起中富含金属的GC是这张照片中不可或缺的一部分，但该地区的高光学消光阻碍了广泛的研究。在这项工作中，我们使用APOGEE的高分辨率近红外（NIR）光谱数据来研究NGC 6553的化学丰度，这是最富金属的凸起GC之一。我们确定了10个红巨星集群成员使用他们的位置，径向速度，铁丰度，和近红外测光。我们的样本星显示出平均径向速度为$-0.14\pm5.47$ km s $^{-1}$，平均[Fe/H]为$-0.15\pm 0.05$。我们清楚地分开两个人口的恒星在C和N在这个GC的第一次。NGC 6553是迄今为止发现多恒星星族现象的最富金属的GC。大量的化学变化也被发现在Na，O和Al。然而，这两个人口显示出相似的Si，Ca和铁峰元素丰度。因此，我们推断CNO、NeNa和MgAl循环已经被激活，但MgAl循环太弱而不能显示其对Mg的影响。Ia型和II型超新星似乎没有严重污染第二代恒星。与其他GC研究相比，NGC 6553显示出与其他相对富金属GC相似的化学变化。我们也面对目前的GC形成理论与我们的研究结果，并提出可能的途径，改进模型。
2016-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas depletion in primordial globular clusters due to accretion onto stellar-mass black holes
本文研究了恒星形成初期爆发后恒星残余物对大质量星团星际介质的影响。我们认为，吸积到恒星质量的黑洞（BH）是一个有效的机制，快速气体耗尽的所有质量的集群，只要它们包含的祖星质量大于\gtrsim 50 \msun。这种情况对于现今质量可能为M \gtrsim 10 ^7 \msun的大质量球状星团（GC）的祖先系统是很有吸引力的。在这样的星团中，超新星和恒星风不能为原始气体库的突然消失提供合理的解释，而原始气体库的突然消失是解释其复杂的化学富集历史所必需的。为了考虑不同制度的气体吸积率到恒星质量黑洞，我们认为这两个邦迪霍伊尔和爱丁顿近似。对于这两种模型，我们的研究结果表明，气体可以显着耗尽只有几十万年。这一过程将影响黑洞质量的分布，并可能加速黑洞粒子数的动力学退耦，最终导致黑洞的动力学抛射。此外，气体耗尽的时间尺度足够短，吸积黑洞可能会显着影响随后的恒星形成事件的化学。气体耗尽的时间和最终的质量在BH是敏感的假设模型的吸积率，和初始质量的最大的BH，反过来，是由恒星IMF的上限质量截止。我们的研究结果意味着，残余吸积的历史可以有一个重要的轴承上所观察到的当今集群的质光比。特别是，我们表明，随着金属丰度的降低，上质量截止值的增加可能有助于观察到的质光比和GC的金属丰度之间的反相关性。
2012-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar Escape from Globular Clusters. I. Escape Mechanisms and Properties at Ejection
本文系统梳理球状星团恒星逃逸机制，首次证明三体双星形成主导高速抛射且受黑洞催化，并揭示逃逸双星偏心率分布特征，为与 Gaia 数据比较奠定基础。
2023-02-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dependence of Multi-band Absolute Magnitudes and Color Indexes of the Tip of Red Giant Branch Stars on Metallicity in the Galactic Globular Clusters
本文利用33个银河系球状星团中的TRGB恒星，系统研究了多波段绝对星等和色指数对金属丰度的依赖性，发现I波段绝对星等在低金属丰度下几乎恒定，并给出了新的哈勃常数定标结果。
2025-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Very Massive Stars: a metallicity-dependent upper-mass limit, slow winds, and the self-enrichment of Globular Clusters
天体物理学中的一个关键问题是关于恒星是否存在质量上限，如果存在，是什么物理机制设定了这个上限，这也可能决定了质量上限是否与金属丰度（Z）有关。我们认为，由辐射驱动的风介导的线不透明度的质量损失是设置质量上限的主要候选人之一。我们目前的质量损失预测（dM/dt_wind）的Monte Carlo辐射转移模型的相对较冷（Teff = 15 kK）膨胀的非常大质量的恒星（VMS）与大爱丁顿伽马因子在质量范围100-1000 Msun作为金属丰度的函数下降到1/100 Z/Zsun。我们采用我们的Monte Carlo方法的流体动力学版本，使我们能够同时预测质量损失率（dM/dt_wind）和终端风速（vinf）。有趣的是，我们发现风的终极速度（vinf）是低（100-500公里/秒）在一个广泛的Z-范围内，我们建议，从VMS的慢风是一个重要的来源，自我富集的球状星团。我们还发现质量损失率（dM/dt_wind），超过了典型的质量吸积率（dM/dt_accr）的0.001 Msun/yr在恒星形成。我们将我们的质量损失预测表示为质量和Z的函数，发现log dM/dt = -9.13 +2.1 log（M/Msun）+0.74 log（Z/Zsun）（Msun/yr）。即使恒星风不会直接停止和逆转恒星形成过程中的质量吸积，如果最大质量的恒星是通过恒星合并形成的，恒星风的质量损失可能会主导恒星…
2018-04-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Statistics and Environments of Hostless Supernovae
本研究通过分析161颗无宿主超新星的光度与空间分布，发现它们多与星系团无关，且未探测到的宿主星系很可能是场星系中的恒星形成矮星系。
2024-09-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Timing of Seven Isolated Pulsars in the Globular Cluster Terzan 1
对 Terzan 1 中七颗孤立脉冲星进行七年计时，测量位置和周期导数，推断视线加速度以约束星团核心性质，发现 Ter 1 A 可能比星团年轻，暗示其形成通道可能不同于核心塌缩超新星。
2024-12-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Failed supernova explosions increase the duration of star formation in globular clusters
本研究通过分析55个球状星团的铁分布观测，首次考虑失败核坍缩超新星的可能性，估算了恒星形成的持续时间，发现其介于3.5至10.5 Myr之间，且失败的超星最多可使该过程延长三倍。
2024-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The chemical DNA of the Magellanic Clouds --II. High-resolution spectroscopy of the SMC globular clusters NGC 121, NGC 339 and NGC 419
本文首次对小麦哲伦云三个不同年龄球状星团进行高分辨率光谱化学研究，揭示其低恒星形成效率、r过程元素高效增丰及与Gaia-Enceladus不同的早期化学增丰历史。
2023-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational signatures of the surviving donor star in the double detonation model of Type Ia supernovae
亚克拉塞卡质量双爆轰（DDet）方案是Ia超新星的当代模型。DDet假设中的施主星预计会在爆炸中幸存下来，并以紧凑双星系统的高轨道速度被弹射出去。这是第一次，我们一贯进行三维流体动力学模拟的相互作用的SN喷出物与氦（He）恒星伴侣内的DDet方案。我们将三维撞击模拟的结果映射到一维恒星演化代码中，并跟踪幸存的He星同伴的长期演化。我们的主要目标是提供DDet SNe Ia的幸存He星同伴的撞击后可观察签名，这将支持在未来的观测中寻找此类同伴。我们发现，我们幸存的氦星同伴成为显着overlightening约1 e6年期间的热再平衡阶段。在恒星重新建立热平衡后，其观测性质对喷射物-施主相互作用的细节不敏感。我们将我们的结果应用到超高速恒星US 708，这是我们银河系中最快的未绑定恒星，以约1200 km/s的速度旅行，使其成为DDet SN Ia的弹射供体残骸的自然候选人。我们发现，需要一个初始质量大于0.5 Msun的He星施主来解释US 708的观测特性。然而，根据我们详细的双星演化计算，具有如此大质量He星供体的祖系统在SN爆炸的时刻无法足够接近，以解释US 708的高速度。相反，如果US 708确实是DDet SN~Ia的幸存氦星供体，它将需要整个前SN祖先双星以大约400 km/s的速度行进。例如，它可能是从一个球状星团中被弹射出来的，其方向与幸存的施主星的当前运动方向一致…
2021-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Absolute Calibration of Cluster Mira Variables to Provide a New Anchor for the Hubble Constant Determination
利用球状星团中Mira变星的近红外观测独立校准周光关系，锚定距离尺度，测得哈勃常数H0=73.06±2.67 km/s/Mpc，支持哈勃张力。
2025-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
A Maximum Stellar Surface Density in Dense Stellar Systems
我们汇编观测致密恒星系统的表面质量密度分布，包括银河系和附近星系中的球状星团，附近星爆中的大质量星团，矮球状体和晚型盘中的核星团，超致密矮星，以及从低质量尖突凸起和椭圆到大质量核心椭圆的星系球状体。我们发现，在所有情况下，在这些系统的中心区域获得的最大恒星表面密度都是相似的，σ_max ~ 10^11 M_sun/kpc ^2（~20 g/cm ^2），尽管这些系统的恒星总质量M_star跨越7个数量级，有效半径R_e跨越5个数量级，并且有效表面密度M_star/R_e ^2的范围很宽。在不同的系统中，表面密度极限在各种各样的物理尺度上都能达到，因此不是三维恒星密度的极限。考虑到这些不同类别的物体所涉及的非常不同的形成机制，我们认为，一个单一的物理可能决定西格玛_最大。大质量恒星产生的辐射场和风对星团和星系的形成都有重要影响，而超新星和黑洞吸积对恒星团簇形成都不重要。因此，我们得出结论，来自大质量恒星的反馈可能占观测到的Sigma_max，可能是因为恒星形成达到了一个类似爱丁顿的流量，调节这些不同的系统的增长。这表明，目前的星系形成模型，主要集中在超新星和活动星系核的反馈上，缺少一个关键因素。
2009-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
