On the metallicity distribution of the peculiar globular cluster M22
在我们以前的研究中，我们发现特殊的球状星团（GC）M22包含两个不同的恒星星族，即具有不同物理性质的Ca-w和Ca-s族，它们具有不同的化学组成、空间分布和运动学特征。我们认为M22最有可能是在矮星系环境中通过两个具有异质金属丰度的GC合并形成的，后来吸积到我们的银河系中。在最近的研究中，Mucciarelli等人声称M22是一个正常的单金属球状星团，在两组恒星之间没有任何可感知的金属量分布，这对我们的结果和其他人的结果提出了挑战。我们设计了新的策略，本地热力学平衡（LTE）丰度分析的红巨星分支（RGB）的恒星在GC中，并显示存在一个蔓延的铁丰度分布在M22。
2016-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular clusters in the outer Galactic halo: new HST/ACS imaging of 6 globular clusters and the Galactic globular cluster age-metallicity relation
本文给出了由哈勃空间望远镜（HST）F606 W、F814 W高级巡天照相机测光得到的6个球状星团的色星等图（CMD）。这6个星系在银河中心距离（Rgc）上形成了两个松散的分组：IC 4499、NGC 6426和鲁普雷希特106在约15-20 kpc，NGC 7006、帕洛马15和Pyxis在约40 kpc。CMD允许在每种情况下从主序列关闭来估计年龄。此外，Palomar 5的年龄（Rgc ~ 18 kpc）是使用档案HST宽视场行星照相机2 V，I测光估计的。年龄分析显示：IC 4499，Ruprecht 106和Pyxis比具有类似金属丰度的内晕GC年轻1-2 Gyr; NGC 7006和Palomar 5比它们的内晕对应物稍微年轻; NGC 6426和Palomar 15是样品中最贫金属的两个GC，在不确定性范围内与所有其他贫金属GC同时代。结合我们以前的努力，目前的样本提供了强有力的证据，银河系GC年龄-金属丰度关系由两个不同的分支。一个表明在银河系内部的快速化学富集，而另一个则表明在外晕中长时间的GC形成。后者是一致的外晕GC形成于矮星系，后来被银河系吸积。
2011-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Is the distant globular cluster Pal 14 in a deep-freeze?
我们研究了银河系外银河系球状星团--银河系外银河由于这一低密度的恒星，双星的数量可能接近原始双星。人造星系团是由观测到的17颗14星的性质产生的，这些星系团内的速度色散是测量的，就像Jordi等人（2009）对17颗14星所做的那样。我们讨论了双星布居对这些测量结果的影响，发现Jordi等人（2009）发现的0.38 km/s的小速度色散意味着双星的分数小于0.1，即使从恒星密度1014我们预计双星的分数大于0.5。我们还讨论了质量偏析对速度弥散的影响作为这种差异的可能解释，但发现它会进一步增加速度弥散。因此，要么是双星14有着非常不寻常的恒星星族，它的诞生过程与我们在今天的恒星形成区看到的有很大不同，要么是双星族是规则的，我们必须修正观测到的0.38 km/s的双星。在这种情况下，1014的真实速度色散将比这个值小得多，并且该星系团必须被认为是“运动学上寒冷的”，从而可能对牛顿动力学提出挑战，但在相反的意义上MOND。
2010-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular Cluster Streams as Galactic High-Precision Scales - The Poster Child Palomar 5
以银河系球状星团Palomar 5（PAL 5）的潮汐流为例，我们演示了如何有效地降低流的观测数据的维数，并在贝叶斯框架中建模。我们的方法结合检测流overdensities的差分高斯过程与快速条纹线模型，从这些模型建立的连续似然函数，并与MCMC推理。通过生成$\approx10^7$模型流，我们表明，的几何形状的105碎片产生强大的约束太阳的位置和运动，银河系和105本身。允许所有10个模型参数在大范围内变化，而无需额外的先验信息。仅用SDSS数据和文献中的一些径向速度，我们发现太阳到银河系中心的距离为$8.30\pm0.25$ kpc，横向速度为$253\pm16$ km/s。这两个估计值都与这些量的独立测量值非常一致。假设一个标准的盘和隆起模型，我们确定银河系质量范围内的银河系5的远距星系半径为19 kpc的$(2.1\pm0.4)\times10^{11}$ M $_\odot$。此外，我们发现潜在的黑暗晕与平坦的$q_z = 0.95^{+0.16}_{-0.12}$基本上是球形的径向范围内，是有效地探测到的。我们还独立于其他方法确定了E15的质量，距离和自行，这使我们能够进行重要的交叉检查。我们的结论是，更多的观测数据，并通过使用额外的先验信息，这种方法的精度可以显着提高。
2015-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Stellar Population and Orbit of the Galactic Globular Cluster Palomar 3
本文介绍了银河系中最遥远的球状星团之一Palomar 3的深恒星测光，它是基于VLT在Johnson-Rumins宽带V和Ifilters中拍摄的帧，以及用上普罗旺斯天文台CARELEC摄谱仪获得的星团中心区域的中等分辨率恒星光谱和综合光谱的Lick光谱指数的测量。还计算了Palomar 3和9个金属丰度和年龄相近的银河系球状星团的轨道参数。估计了Palomar 3的轨道参数、年龄、金属丰度和距离。星际吸收与文献中的值一致，并补充了文献中的值。需要获得更准确的数据自行，年龄和星团恒星的化学成分，以阐明这个球状星团的起源强调。
2020-07-31 astro-ph.GA
A supra-massive population of stellar-mass black holes in the globular cluster Palomar 5
帕洛玛5是星系晕中的一个亮晶晶的星团，以其壮观的潮汐尾而闻名，它横跨天空超过20度。与N体模拟，我们表明，这两个显着的功能可以从一个恒星质量的黑洞人口，包括~20%的现今集群质量。在这种情况下，Palomar 5形成时的“正常”黑洞质量分数为百分之几，但恒星的损失率高于黑洞，因此黑洞分数逐渐增加。这使星团膨胀，增强了潮汐剥离和尾部形成。十亿年后，这个星系团将溶解成一个百分之百的黑洞星系团。最初密度较大的星系团最终会有较低的黑洞分数，较小的尺寸，并且没有可观察到的尾巴。因此，黑洞主导的扩展星团很可能是最近在星系晕中发现的薄恒星流的祖先。
2021-07-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Direct $N$-body simulations of globular clusters - II. Palomar 4
本文利用直接$N$体计算方法研究了异常扩展的外晕球状星团Palomar 4（Palomar 4）在其整个生命周期中的演化，再现了它在不同半径处的观测质量、半光半径、速度色散和质量函数斜率。我们发现，在圆形轨道上演化的模型，从非质量分离的典型初始质量函数（IMF）开始，既不能再现Pal 4的总体质量函数斜率，也不能再现观察到的质量分离量。包括原始质量分离或最初平坦的IMF不再现所观察到的质量分离和质量函数平坦化的同时。未解析的二进制文件也不能调和这种差异。我们发现，只有具有平坦IMF和原始隔离的模型才能够拟合观测结果。在这种情况下，δ ~4的初始（即气体排出后）质量和半质量半径分别约为57000 M ${\odot}$和10 pc。这种配置比我们观察到的大多数球状星团都要大，这表明γ ~4形成的条件肯定与大多数球状星团的条件有很大的不同。我们讨论了这种不寻常的配置的可能的情况下，在其早期的~4。
2014-04-23 astro-ph.GA
The Tidal Tails of the Ultra-Faint Globular Cluster Palomar 1
使用最佳过滤技术应用于斯隆数字巡天测光，我们已经发现延长尾巴伸展约1度（或几十个半光半径）的任何一方的超微弱球状星团帕洛玛1。尾部包含的恒星数量与星团本身大致相同。利用哈勃太空望远镜的数据，我们看到等照度线从星团中心向外向尾部扭曲成一个特征性的S形。我们认为，形成尾巴的主要机制可能是弛豫驱动的蒸发，而E101可能是从一个现在被破坏的矮星系中吸积出来的，距今约5亿年。
2010-08-11 astro-ph.GA
Lifting the dust veil from the Globular Cluster Palomar2
本工作采用高质量的{ \em Hubble Space Telescope}（{ \em HST}）Advanced Camera for Surveys（ACS）F606 W和F814 W测光来校正影响研究不足的球状星团（GC）Palomar 2的色星等图（CMD）的微分红化。通过假设跨Palomar 1，2的视场提取的CMD之间的形态差异基本上对应于由于不均匀的灰尘分布而导致的沿着红化矢量的移位（根据$δE(B-V)$量化）来考虑差异红化。所有部分CMD的平均变红差异为$\overline{δE(B-V)}=0.24\pm0.08$，最高达到$δE(B-V) =0.52$。修正后的CMD显示出较窄的演化序列，特别是对于已演化的恒星，即红巨星、水平巨星和渐近巨星分支（分别为RGB、HB和AGB）。校正后的CMD图像的上主序列和RGB轮廓的平均宽度为原始图像的56%。在这个CMD上测量的参数表明，Palomar 2是$\approx13.25$ \，Gyr old，具有储存在恒星中的质量$M\sim1.4\times10^5\,m_\odot$，受到前景$E(B-V)\approx0.93$的影响，位于距离太阳的$d_\odot\approx26$ \，Kpc，其特征是全球金属丰度$Z/Zo\approx0.03$，对应于$-1.9\leq [Fe/H] \leq-1.6$（对于$…
2020-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
RR Lyrae stars in the globular cluster Palomar 2
本研究利用11年的 CCD VI 成像时间序列结合 Gaia-DR3 数据，在球状星团 Palomar 2 中发现并确认了多颗天琴座 RR 型变星，通过傅里叶光变曲线分解独立估算了星团距离和金属丰度，并确认其属于 Oo I 型。
2022-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Current data on the globular cluster Palomar 14 are not inconsistent with MOND
某些类型的球状星团有一个非常重要的性质，即在牛顿和修正的牛顿动力学（MOND）背景下对它们运动学的预测是不同的。在这里，我们要提醒最近声称的恒星运动学数据（使用17颗恒星）的球状星团帕洛玛14是不一致的MOND。我们使用Kolmogorov-Smirnov检验将观测结果与理论预测进行比较，该检验适用于小样本。我们发现，与目前可用的数据，MOND预测的速度分布只能被排除在一个非常低的置信水平，显然不足以声称MOND是伪造的。
2009-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal tails around the outer halo globular clusters Eridanus and Palomar 15
我们报告的潮汐尾巴周围的两个外晕球状星团，波江座和Palomar 15的发现，基于$gi$波段图像获得的DECam在CTIO 4米布兰科望远镜。潮汐尾是目前银河系光环中已知的最遥远的恒星流之一。集群成员已被确定的颜色星等图，并用于建立径向密度分布，这表明，在这两种情况下，一个强大的偏离在外部区域的最佳拟合国王配置文件。空间密度图显示潮汐尾在两个星团的相对两侧延伸，波江座的长度为$\sim$ 760 pc，帕洛玛15的长度为$\sim$ 1160 pc。帕洛玛15号潮汐尾投射出的大圆环绕着银河系中心，而波江座的大圆则靠近四个矮卫星星系，其中一个（玉夫座）与波江座的距离相当。
2017-04-25 astro-ph.GA
Photo-chemo-dynamical analysis and the origin of the bulge globular cluster Palomar 6
帕洛玛6（Palomar 6）是一个中等贫金属的球状星团，投射到银河系的凸起。对星系团的全面分析可以为银河系早期的化学富集和星系团的可能起源提供线索。这项研究的目的有三个方面：详细分析欧洲南方天文台甚大望远镜（VLT）上UVES摄谱仪获得的高分辨率光谱数据，从哈勃太空望远镜（HST）光度数据中推导出年龄和距离，并进行轨道分析以确定星团的可能起源。在配备FLAMES $+$ UVES配置的UVES摄谱仪的$8$ m VLT UT 2-Kueyen望远镜上获得了Palomar 6方向上6颗红巨星的高分辨率光谱。通过\ion{Fe}{I}和\ion{Fe}{II}谱线的激发和电离平衡推导光谱参数，并通过光谱合成获得丰度。根据HST光度数据，通过统计等时线拟合得出年龄和距离。最后，在两种不同的银河系势下对星团进行了动力学分析。该星团的平均视向速度为$174.3\pm1.6$ km\，s $^{-1}$，平均金属丰度为[Fe/H] $\,=-1.10\pm0.09$。我们发现$α$ -元素（O、Mg、Si和Ca）$0.29<\,$ [X/Fe] $\,<0.38$和[Ti/Fe] $\,\sim+0.3$的铁峰元素Ti的增强。奇数Z元素（Na和Al）显示出[X/Fe] $\,\sim +0.25$的温和增强。第一峰重元素（Y和Zr）和第二峰重元素（Ba和La）的丰度较高，分别为$+0.4<\…
2021-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance analysis of the outer halo globular cluster Palomar 14
我们测定了属于Palomar 14（P14）的9颗红巨星的元素丰度。星云14是一个外晕球状星团（GC），距离\sim 70千秒差距。我们的丰度分析是基于高分辨率光谱和一维恒星模型大气，导出了铁峰元素Sc、V、Cr、Mn、Co、Ni，α元素O、Mg、Si、Ca、Ti，轻奇元素Na，中子俘获元素Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd、Eu、Dy、Cu的丰度。我们的数据不允许我们研究轻元素（即，O到Mg）丰度变化。中子俘获元素显示出r过程的特征。我们比较我们的测量与内部和其他外部晕GCs，晕场星，公认的河外起源的GCs和矮球状星系（dSphs）的恒星的丰度比。14的丰度模式与14之后的下一个外晕GC族成员13和14几乎相同。1414的丰度模式也类似于内晕GC、晕场星和公认的河外起源的GC，但与通常在dSphs场星中发现的不同。因此，14的丰度特性以及其他外晕GC的丰度特性与dSphs的吸积起源是相容的。无论GC吸积是否起作用，似乎外晕GC和dSphs中GC的形成条件相似。
2011-10-24 astro-ph.GA
Direct N-body simulations of globular clusters: (I) Palomar 14
我们提出了有史以来第一个直接的$N$体计算的老银河系球状星团在其整个生命周期的恒星逐星的基础上。使用波恩大学最新的GPU硬件，我们进行了一系列全面的$N$体计算，以对遥远的外晕球状星团Palomar 14（Pal 14）进行建模。通过改变初始条件，我们的目标是找到一个初始的$N$体模型，再现观测数据最好的基本参数，即半光半径，质量和速度色散。此外，我们专注于再现的恒星质量函数斜率的14被发现是显着浅于大多数球状星团。虽然我们的一些模型可以很好地再现14的基本参数，但我们发现，从经典的Kroupa初始质量函数（IMF）开始时，动力学质量分离不能单独解释14的质量函数斜率。为了寻求对这种差异的解释，我们计算了不同程度的原始质量分离以及平坦的IMF的额外的初始模型。原始物质分离的必要程度是非常高的。这个模型已经表明，在气体排出后的初始条件是大约20 pc的半质量半径，大约50000 M $_{\odot}$的质量，并且可能有一些质量分离或已经建立的非正则IMF在低质量恒星中耗尽。这样的条件可能是由一个激烈的早期气体驱逐阶段，从一个嵌入的集群出生的质量分离。只有在大的银心半径下，星团才有可能作为束缚实体存在，我们似乎已经在2014年揭示了破坏性的气体排出过程。此外，我们计算了一个模型与5%的原始二进制分数，以测试如果这样的人口对集群的演化的影响。
2010-10-11 astro-ph.GA
The peculiar kinematics of the multiple populations in the globular cluster Messier 80 (NGC 6093)
我们结合MUSE光谱学和哈勃太空望远镜紫外（UV）测光来研究银河系球状星团Messier 80（M80，NGC 6093）的化学和动力学。先前的研究揭示了三个恒星星族，不仅在轻元素丰度上不同，而且在径向分布上也不同，浓度随着氮富集度的增加而降低。这一显著的趋势使M80与银河系其他球状星团区别开来，指向一个复杂的形成和演化历史。为了更好地理解M80是如何形成和进化的，揭示其内部运动学是关键。我们发现，最N-丰富的人口旋转速度比其他两个人口在2西格玛置信水平。虽然我们的数据进一步表明，中间人口显示出最少的旋转，这种趋势是相当边际（1 - 2西格玛）。使用轴对称的金斯模型，我们表明，这些发现可以解释从径向分布的人口，如果他们拥有不同的角动量。我们的研究结果表明，人口形成的原始运动学差异。
2019-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
A Monte Carlo analysis of the velocity dispersion of the globular cluster Palomar 14
我们提出了一个详细的分析结果的球状星团Palomar 14执行使用最近的高分辨率光谱数据和广泛的蒙特卡罗模拟的投影速度色散。通过与一系列动力学模型（双星分数、各向异性程度、质光比M/L、星团轨道和引力理论不同）的比较表明，观测到的该恒星系统的速度色散可以用牛顿模型很好地再现，双星分数f_b<30%，M/L与恒星演化模型的预测相一致。相反，模型计算了一个大部分的二进制系统高估了集群的速度色散。我们还表明，在我们的模拟采样的参数空间，模型的基础上修改牛顿动力学理论可以调和的观察，只有假设值的M/L低于标准假设下的恒星演化模型预测。
2011-11-07 astro-ph.GA
On the origin of the helium-rich population in the peculiar globular cluster Omega Centauri
在这篇文章中，我们讨论了银河系球状星团欧米茄半人马座的蓝色主序星（bMS）的极端富氦恒星的起源。在一个场景中，该星团是许多Gyr前被银河系吞噬的矮星系的幸存残骸，bMS恒星的特殊化学成分可以通过考虑强烈的差分星系风的影响来自然解释，这种影响是由于多颗超新星在浅势阱中爆炸而产生的。
2009-12-18 astro-ph.GA
Discovery of Extended Tidal Tails around the Globular Cluster Palomar 13
我们使用测光从DECam遗产调查，以检测候选潮汐尾延伸约5度的帕洛玛13球状星团的两侧。尾巴与帕洛玛13的自行一致，与它古老的、贫金属的恒星星族一致。我们确定了三个RR天琴座恒星，除了四个以前已知的集群中的尾巴，这是可能相关的。从这些天琴座RR型恒星中，我们发现到星团和尾部的平均距离为$23.6 \pm 0.2$ kpc，并估计星团的总（初始）光度为$L_V=5.1^{+9.7}_{-3.4}\times 10^3 L_\odot$，这与以前的说法一致，即它的初始光度高于它的当前光度。结合先前确定的自行和径向速度测量的集群，我们发现，帕洛玛13是在一个高偏心轨道（$e\sim 0.8$）的近心约9千秒差距和远心约69千秒差距，和最近的近心通过集群约75万年前。我们注意到一个突出的线性结构的星际尘埃图，平行于候选潮汐功能，但得出结论，由于尘埃变红是不太可能占我们观察到的结构。如果得到证实，Palomar 13恒星流将是已知祖先系统的极少数恒星流之一，使其成为研究球状星团破裂，恒星晕形成以及银河系内物质分布的独特强大力量。
2020-06-22 astro-ph.GA
Search for Extratidal Features Around 17 Globular Clusters in the Sloan Digital Sky Survey
从理论上详细研究了单个球状星团以及整个银河系球状星团系统的动力学演化。特别是，模拟显示了“丢失”的恒星如何分布在从星团中出现的潮汐尾中。我们调查了银河系球状星团恒星在天空中的分布，以确定潮汐尾等特征。斯隆数字巡天提供了大部分天空的一致测光，以研究其调查区域内17个球状星团的投影二维结构。我们使用一个颜色-星等加权计数算法来映射天空中的（潜在的）星团成员星。我们恢复了已知的NGC 5466和NGC 5465的潮汐尾。对于NGC 4147，我们发现了双臂形态。在NGC 5053和NGC 7078周围也可能看到潮汐尾的迹象，支持了早期的建议。此外，我们还发现了NGC 5904和NGC 14周围的潜在尾巴。特别是对于Palomar星系团，要确认或排除尾的存在，需要更深层次的数据。对于我们样本中的许多剩余星系团，我们观察到明显的潮外晕，NGC 7006和NGC 1001特别大。在某些情况下，潮外晕可能与人马座矮球状星系的气流有关（例如，NGC 4147、NGC 5024、NGC 5053）。
2010-08-17 astro-ph.GA
Has the Palomar 14 globular cluster been captured by the Milky Way?
本研究通过直接N体模拟提出Pal 14球状星团可能起源于已瓦解的矮星系，经20-30亿年演化后被银河系捕获，最终在115亿年时达到观测特征，解释了其偏浅的恒星质量函数斜率。
2024-10-08 astro-ph.GA
Feeling the pull, a study of natural Galactic accelerometers. I: photometry of the delicate stellar stream of the Palomar 5 globular cluster
我们提出了一个分析的Palomar 5球状星团和它的恒星流的宽场测光调查，g-和r-波段的措施，以及窄带DDO 51测光的基础上。在第一项研究中，我们使用深（g，r）数据来测量沿流的间隙和峰值的发生率。检查星计数配置文件的流加上污染的人口，我们没有发现任何证据显着不足的密度，并发现只有一个显着的过度密度。这是不一致的早期研究的基础上匹配的过滤器地图来自较浅的SDSS数据，如果污染人口具有合理的空间属性。沿流缺乏实质性的子结构可能会被用于未来的动力学模拟，以检查发病率的暗物质子晕的星系晕。我们还提出了一个测量的相对距离沿流，我们用它来创建最深的宽视场地图，该系统的日期。
2015-12-09 astro-ph.GA
Galactic Pal-eontology: Abundance Analysis of the Disrupting Globular Cluster Palomar 5
我们提出了一个潮汐破坏的球状星团（GC）Palomar 5的化学丰度分析。通过共同添加来自星团主体的15颗成员星的高分辨率光谱，用Keck/HIRES光谱仪在低信噪比下拍摄，我们能够测量20种元素的24种元素的综合丰度比，包括所有主要的核合成通道（即轻元素Na; $α$ -元素Mg、Si、Ca、Ti; Fe峰和重元素Sc、V、Cr、Mn、Co、Ni、Cu、Zn;以及中子俘获元素Y、Zr、Ba、La、Nd、Sm、Eu）。$-1.56\pm0.02\pm0.06$ dex的平均金属丰度（统计和系统误差）与个别恒星的个别低分辨率测量值吻合得很好，但低于文献中少数恒星的高分辨率结果。与星系晕星和其他分裂和未受扰动的GC相比，使E1 ~5成为银河系晕群的典型代表，正如前面所指出的，强调这类星团的早期化学演化与它们后来的动力学历史是脱钩的。我们还进行了一项测试，以轻元素的变化，在这种共同添加的丰度分析技术的检测能力，并发现，这种方法是不敏感的，即使在广泛的钠的$\sim$ 0.6 dex，一个值通常发现在旧的晕GC的存在。因此，虽然确定这类天体的全球丰度模式的方法非常适合于研究其总体富集历史，但其多个恒星星族的化学区别最好还是通过对单个恒星的测量来获得。
2017-03-08 astro-ph.GA
Direct N-body simulations of globular clusters -- III. Palomar\,4 on an eccentric orbit
帕洛玛4是一个低密度球状星团，目前的质量为$\approx30000 M_{\odot}$，位于银河系外晕，其两体弛豫时间为哈勃时间。然而，它是强烈的质量分离，并包含一个恒星质量函数耗尽低质量恒星。2004年要么是以这种方式诞生的，要么是非凡的动态进化的结果。由于两体弛豫不能单独解释这些特征，通过潮汐冲击增强的质量损失可能对1944年产生了强烈的影响。在这里，我们计算一个网格的直接N体模拟模型在银河系内的各种偏心轨道上的潜力，找到可能的初始条件，重现其观测到的质量，半光半径，恒星MF斜率和视线速度色散。我们发现，双星4极有可能在一个偏心轨道上运行，偏心率为$e\approx 0.9$，近心距为$R_p\approx5$ kpc。在这种情况下，出生时所需的3D半质量半径类似于典型GC的平均尺寸（$R_h\approx4-5$ pc），而其出生质量约为$M_0\approx10^5 M_{\odot}$。我们还发现星团恒星之间存在高度的原始质量分离，这似乎在我们考虑的每一种情况下都是必要的。因此，利用潮汐效应来约束双星4轨道的近银河距离，我们预测双星4的自行应在$-0.52\leqμ_δ\leq-0.38$ mas\，yr $^{-1}$和$-0.30\leqμ_{α\cosδ}\leq-0.15$ mas\，yr $^{-1}$范围内。
2017-01-22 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
APOGEE Detection of N-rich stars in the tidal tails of Palomar 5
最近使用APOGEE数据进行化学标记研究的结果表明，在球状星团内发现的恒星的化学丰度模式与星系晕场中化学性质特殊的种群之间存在着密切的联系。在本文中，我们分析了恒星的化学成分内的集群机构和潮汐流的Palomar 5，一个球状星团，这是潮汐干扰与银河系引力势的相互作用。我们报告的富氮（N-富）恒星的识别内和超出帕洛玛5潮汐半径，后者被清楚地与集群潮汐流对齐，这作为确认，富N星丢失的星系晕从球状星团，并提供支持的假设，即场富N星确定由不同的团体有一个球状星团的起源。
2021-12-03 astro-ph.GA
The Peculiar Radial Distribution of Multiple Populations in the massive globular cluster M80
利用哈勃空间望远镜的紫外和光学观测数据，详细分析了大质量致密球状星团M80中轻元素多重布居的径向分布.令人惊讶的是，我们发现，第一代恒星（FG）是显着集中比极端的第二代（SG）出$\sim 2.5 r_h$从集群中心。为了理解这种特殊行为的起源，我们使用了一组$N$体模拟LE-MP的长期动力学演化。我们发现，由于先进的集群的动力学状态，所观察到的差异不依赖于原始的FG和SG星的相对分布。相反，需要两个子群体的平均质量之间的差异$\sim 0.05-0.10 M_{\odot}$来解释观察到的径向分布。我们认为，这样的质量差异可能是高的结果，他丰富的SG星（$ΔY\sim 0.05-0.06$的顺序）相对于FG。有趣的是，我们发现，一个类似的他的变化是必要的复制M80的水平分支形态。这些结果表明，LE-MP之间的质量差异，由于不同的He含量，应适当考虑到正确的解释其径向分布，至少在动态演化系统。
2018-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing Cluster Membership of Planetary Nebulae with High-Precision Proper Motions. I. HST Observations of JaFu 1 Near the Globular Cluster Palomar 6
本研究利用HST高精度自行运动数据检验PN JaFu 1是否属于球状星团Palomar 6，发现其自行运动与星团存在显著差异，排除了成员资格，但其核心仍属于罕见的“EGB 6型”中心星而具有天体物理研究价值。
2024-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing Red Giant Members of the Globular Cluster Palomar 5 with APOGEE and Gaia
本研究结合 APOGEE DR17 与 Gaia DR3 数据，通过位置、自行、HDBSCAN 聚类及化学标记识别 Pal 5 红巨星成员，并支持其潮汐星流存在密度变化。
2025-07-28 astro-ph.GA
An outer shade of Pal: Abundance analysis of the outer halo globular cluster Palomar 13
银河中心距离为27千秒差距的天球13是一个位于外晕的古老球状星团。我们提出了一个化学丰度分析，这个远程系统从高分辨率光谱与凯克/HIRES。由于数据的低信噪比，我们的分析是基于18个成员星的光谱的共同添加。我们能够确定14种元素的16种元素的综合丰度比，包括$α$ -元素（Mg，Si，Ca，Ti），Fe-峰（Sc，Mn，Cr，Ni，Cu和Zn）和n-捕获元素（Y，Ba）。虽然平均钠丰度被发现略有增强和晕状，我们的方法不允许我们探测丰度的传播，这将是预期在这个轻元素，如果多个人口存在于2013年。我们发现一个贫金属平均金属丰度为$-1.91\pm0.05$（统计）$\pm$ 0.22（系统），证实了13是一个典型的外晕贫金属的代表。虽然个别$α$ -元素之间存在一些差异，例如晕状Mg和Si相对于略低的Ca和Ti丰度，但平均[ $α$ /Fe]为0.34 $\pm$ 0.06，与晕场和GC星中略低的$α$成分一致。我们讨论我们的结果的背景下，其他对象的外晕，并考虑这些对象可能吸积。我们还讨论了它们的祖先的性质。虽然在化学上，土卫二13与盖亚-土卫二和它的一些GC相似，但它的运动学性质并不支持这一点。此外，它的化学动力学与NGC 5466，红杉吸积事件的后代相似，可能表明在这个祖先的共同起源。然而，这种比较在整个丰度空间中的模糊性强调了明确地将单个GC标记为吸积物体的困难，更不用说将其分…
2019-10-29 astro-ph.GA
Wide-field study of the peculiar globular cluster system hosted by the field lenticular NGC 1172
基于GMOS/Gemini（光学）、FourStar/Magellan（近红外）和ACS/HST（光学）的观测资料，对透镜状星系NGC 1172的球状星团系统（GCS）进行了宽视场研究。这一分析涵盖了整个GCS的范围，并得出了一个比频值（S_N=8.6 +/- 1.5），对于像这样的低密度环境中的中等质量星系来说，这个值特别高。我们发现，GCS似乎是双峰，虽然颜色分布是狭窄的，不允许一个准确的分离的亚群。然而，光学和近红外滤波器的组合使我们能够获得基于支持双峰性的光度测量的金属丰度分布的估计。我们的结论是，存在一个大部分的金属贫球状星团（GC）和高比频率点NGC 1172吸积了大量的GC从低质量的卫星在过去。
2020-09-23 astro-ph.GA
Globular Clusters Lost by the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
在这项工作中，进行了搜索属于人马座（Sgr）潮汐流的球状星团的空间位置，径向速度相对于银河系静止标准（V_{GSR}），自行和比率的“年龄-金属丰度”（[Fe/H]）的分析球状星团和潮汐流中的恒星。结果，得到了三类球状星团：A --最肯定在流中：Terzan 8，Whiting 1，Arp 2，NGC 6715，Terzan 7，NGC 12; B --运动学异常：NGC 5904，NGC 5024，NGC 5053，NGC 5272，NGC 288; C --最低等级的候选者：NGC 6864，NGC 5466，NGC 5897，NGC 7492，NGC 4147。
2021-05-20 astro-ph.GA
HST observations of the globular cluster NGC 6402 (M14) and its peculiar multiple populations
本文介绍了哈勃空间望远镜（HST）对NGC 6402的测光结果，NGC 6402是一个高度变红的非常明亮的银河系球状星团（GC）。最近对它的红巨星的光谱观测表明，它的多个种群的化学行为相当奇特。这些结果促使紫外和光学HST观测，旨在获得集群的“染色体图”（ChM），一个有效的工具来分类GC和表征其多个种群。我们发现，从光谱推断的O，Mg，Al和Na的丰度分布中的不连续性在ChM中更为微妙，这是最敏感的氮。然而，在光学波段的测光揭示了一个双主序列，表明人口的氦含量的不连续性。具有最大化学异常（极端）的总体在氦质量分数Y~0.31处达到峰值。这个氦含量与水平分支恒星的分布分析和红巨星的分光光度测量结果一致。ChM图和色星等图与NGC 2808（一个氦丰度高达Y > 0.35的原型GC）的图进行了比较，两者都证实NGC 6402没有拥有如此极端氦含量的恒星星族。此外，ChM还揭示了一组具有较大金属丰度的恒星的存在，从而表明NGC 6402是一个II型星团。本文概述了NGC 6402中多星族的形成方式，主要是渐近巨星分支和超大质量恒星模型，以及可能的星团合并。
2022-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Strömgren uvby photometry of the peculiar globular cluster NGC 2419
NGC 2419是一个特殊的银河系球状星团，在大小/光度和化学丰度异常方面。在这里，我们提出了Strömgren $uvby$测光的集群。使用重力和金属敏感的$c_1$和$m_1$指数，我们确定了一个样本的可能集群成员远远超出了正式的潮汐半径，估计污染的非成员只有1%。我们推导出红巨星的光度[Fe/H]，并根据我们使用的文献金属丰度关系，找到合理的光谱[Fe/H]极好的协议。我们明确表明，光度误差不是高斯，并使用一个现实的模型的光度不确定性，找到一个正式的内部[Fe/H]蔓延的$σ=0.11^{+0.02}_{-0.01}$德克斯。这是星系团真实[Fe/H]分布的上限，可能部分/全部反映了光度金属丰度估计和系统效应的有限精度。个别恒星的光谱和光度[Fe/H]之间缺乏相关性，进一步证明了[Fe/H]在0.1 dex水平上的扩散。CN敏感的$δ_4$与Mg丰度呈强烈的反相关，表明第二代恒星是富N的。缺乏类似的相关性，在其他一些CN敏感指数支持第二代氦丰富，这在这些指数近似补偿的移动，由于CN。与具有有限色散的单个连续分布相比，所观察到的$δ_4$分布由两个离散的星群稍微更好地拟合，其中N增强星占53 $\pm$ 5%。NGC 2419似乎与其他贫金属的银河系球状星团非常相似，具有类似的N增强的第二代，[Fe/H]变化很小或没有变化，这使它与其他疑似吸积核（如ωCen）区分开来。（节略）
2015-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Feeling the pull, a study of natural Galactic accelerometers. II: kinematics and mass of the delicate stellar stream of the Palomar 5 globular cluster
我们提出了两个光谱调查的Palomar 5球状星团的潮汐恒星流，进行了VLT/FLAMES和AAT/AAOmega仪器。我们使用这些数据结合光度数据在本系列中的前一份贡献中提出的调查恒星属于帕洛玛5恒星流的概率进行分类。我们发现，高概率的候选人只发现在一个非常狭窄的空间间隔周围的轨迹流的天空。PanSTARRS RR天琴座恒星在这一区域的分布也是类似的。这一恒星流没有明显的“扇形”，证实了帕洛玛5号并没有遵循混沌轨道。以前的研究发现，帕洛玛5是在很大程度上缺乏低质量的恒星，我们表明，这也是真实的恒星星族沿拖臂到$6°$。在这一区域内，包含了73%的被探测到的恒星，其星群在统计上与核心相同，这意味着低质量恒星的抛射发生在星流形成之前。我们还提出了一个更新的结构模型，适合绑定的残余物，产生的总质量为$4297\pm98 {\rm\,M_\odot}$和潮汐半径$0.145\pm0.009$千秒差距。我们估计所观察到的系统，包括流的质量是$12200\pm400 {\rm\,M_\odot}$，和初始质量已$\sim47000\pm1500 {\rm\,M_\odot}$。这些观测约束将在我们的下一个研究中详细模拟系统的动力学。
2017-08-21 astro-ph.GA
HST/WFC3 Observations of Low-Mass Globular Clusters AM 4 and Palomar 13: Physical Properties and Implications for Mass Loss
利用HST/WFC 3 F606 W和F814 W测光系统，研究了已知最暗的两个球状星团AM 4和Palomar 13中低质量恒星的损失。为了确定每个星团的物理性质--年龄，质量，金属丰度，灭绝，现今质量函数（MF）--我们使用极大似然色星等图（CMD）拟合程序MATCH和达特茅斯，帕多瓦和BaSTI恒星演化模型。对于AM 4，达特茅斯模型提供了与CMD的最佳匹配，并得出年龄>13 Gyr，金属丰度log Z/Z_solar = -1.68 +/- 0.08，距离模量（m-M）_V = 17.47 +/- 0.03和红化A_V = 0.19 +/- 0.02。达特茅斯模型给出的13.4 +/- 0.5 Gyr，log Z/Z_solar = -1.55 +/- 0.06，（m-M）_V = 17.17 +/- 0.02和A_V = 0.43 +/- 0.01。我们发现，系统的不确定性，由于选择在假设的恒星模型大大超过了随机的不确定性，突出了使用多个恒星模型时，分析恒星星族的重要性。假设一个单斜率的幂律MF，我们发现AM 4和AM 13的光谱指数分别为alpha = +0.68 +/- 0.34和alpha = -1.67 +/- 0.25（其中Salpeter MF的alpha = +1.35）。将我们导出的斜率与已有的星系团积分星等（MV）和MF斜率的测量值进行比较，发现AM4是…
2013-08-20 astro-ph.GA
The Effect of Dwarf Galaxies on the Tidal Tails of Globular Clusters
球状星团的潮汐尾已被证明对外部潮汐场很敏感。我们通过模拟有和没有矮星系的星系模型中的尾巴，研究了有观测到的尾巴的银河系球状星团如何受到卫星矮星系的影响。模拟表明，潮汐尾可以根据它们如何受到矮星系的影响而分为三类：1）矮星系扰动了祖先星系团的轨道（NGC 4590，1991，1995），2）矮星系扰动了祖星系团的轨道和单个尾星（NGC 362，NGC 1851，NGC 4147，NGC 5466，NGC 7492，NGC 14，NGC 15）; 3）矮星系对潮汐尾的影响可以忽略不计（NGC 288，NGC 5139，NGC 5904，波江座）。当矮星系经过星系团的轨道时，星系团的轨道就会受到扰动，从而改变轨道和尾星路径的大小和形状。一个或多个矮星系和尾星之间的直接相互作用会导致扭结和毛刺，但我们发现这些特征在投影中更难观察到。我们进一步发现，在矮星系模型中，由于距离远心较近，所以E15的尾部较短，这导致尾部被压缩。额外的模拟显示，两个星系模型中潮汐尾的差异主要是由于大麦云云。了解矮星系如何影响潮汐尾，可以利用潮汐尾来绘制矮星系和银河系中物质的分布。
2021-11-26 astro-ph.GA
Chemical composition of the outer halo globular cluster Palomar 15
银河系外晕中的球状星团（GCs）是我们银河系聚集历史的重要示踪物。这些天体中只有少数显示出重元素的扩散，超出了基本上在整个银河系GC系统中发现的典型轻元素变化，这表明这些天体的起源和演化更为复杂。在这里，我们提出的第一个丰度分析的三个红巨星在远程（$R_{\rm GC}=38$ kpc）外晕GC Palomar 15，根据中等分辨率的光谱与凯克/ESI仪器。我们的研究结果确定了低铁丰度$-$ 1.94 $\pm$ 0.06 dex，没有任何显着的丰度分布的证据，虽然这是基于低数字统计。总体上，测量了16种物质的丰度比，包括碳、Na、Al、$α$峰（Mg、Si、Ca、Ti）和Fe峰（Sc、V、Cr、Fe、Co、Ni）元素，以及三种中子俘获元素Sr、Ba和Eu。大多数的丰度是兼容的晕场星和那些在其他GC中发现的外晕和内晕在类似的金属丰度。Mg 15增加到[Mg/Fe]=0.45 dex，而其它$α$ -元素Ca和Ti降低0.3 dex。以Mg作为[ $α$ /Fe]的代表，再加上在任何研究的元素中没有任何显著的扩散，我们得出结论，15是典型的外晕，因为它与基准外晕星系团NGC 7492的化学相似性。其中一颗恒星显示出Na和Al丰度升高的证据，暗示该星团中存在多个恒星星族。
2019-07-03 astro-ph.GA
Mass segregation in the diffuse outer-halo globular cluster Palomar 14
我们提出了一个弥漫的外晕球状星团Palomar 14的恒星质量函数的径向依赖性的分析。利用HST/WFPC 2记录的星团中心39 pc（对应于~0.85*r_h）的数据，我们发现在0.55到0.85太阳质量的质量范围内，质量函数在所有半径上都很好地近似于幂律。质量函数随着半径的增加而变陡，从星团中心的0.66+/-0.32的幂律斜率到超过核心半径的1.61+/-0.33的斜率，表明星团是质量分离的。这似乎与其现今约20 Gyr的长半质量弛豫时间相矛盾，并且与Beccari等人（2011）的最新发现相矛盾，Beccari等人将该星团的蓝离散星的非集中人口解释为动力学分离尚未影响该星团的证据。我们讨论了这一明显的冲突，并认为，集群必须要么形成与原始的质量分离，或其弛豫时间尺度必须在过去小得多，即集群必须经历了显着的扩张。
2013-01-21 astro-ph.GA
The influence of black holes on the binary population of the globular cluster Palomar 5
本研究通过N体模拟探讨黑洞对球状星团Palomar 5双星群体的影响，发现原初双星对长期演化影响极小，且包含双星的模型更符合观测数据，为约束黑洞存在提供了观测建议。
2023-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Testing the sources of the peculiar abundances in globular clusters
本研究通过APOGEE巡天和HST数据测试三类球状星团自增丰污染天体场景，构建经验模型验证丰度关联，发现现有模型无法完整解释观测丰度模式，CNO循环元素与Al、He丰度的解耦为后续研究提供了新约束。
2024-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The velocity dispersion and mass function of the outer halo globular cluster Palomar 4
我们利用凯克一号望远镜的高分辨率中阶梯摄谱仪（HIRES）获得了遥远的晕球状星团Palomar 4（Palomar 4）的23颗成员星的视向速度。我们还测量了集群的质量函数的限制幅度V~28马格使用档案HST/WFPC 2成像。我们根据WFPC 2的数据和凯克II望远镜的低分辨率成像光谱仪（LRIS）的宽带成像得出了星团的表面亮度分布。我们发现星系团的平均速度为72.55+/-0.22 km/s，速度色散为0.87+/-0.18 km/s。在0.55<=M<=0.85 M_solar的质量范围内，星团的整体质量函数比Kroupa质量函数浅，并且与外围相比，星团中心的低质量恒星明显减少。由于E14的弛豫时间是哈勃时间的量级，这表明在这个星团中存在着原始的质量分离。外推测量的质量函数向低质量的恒星，包括紧凑的残余物的贡献，我们得出一个总的集群质量为29800 M太阳。对于这个质量，测得的速度分散与牛顿动力学的预期一致，低于修正牛顿动力学（MOND）的预测。越来越多的证据表明，外星系晕中星团的动力学很难用MOND来解释，而MOND 4则为这一证据提供了新的补充。
2016-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
An excess of luminous white dwarfs in the peculiar Galactic globular cluster NGC 2808
本研究利用哈勃深近紫外数据和BaSTI模型，发现特殊球状星团NGC 2808存在30%-70%的亮白矮星超量，该现象或与星团内氦核白矮星及延展蓝水平支相关。
2025-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass segregation in the outer halo globular cluster Palomar 14
我们提出了外晕球状星团Palomar 14的质量分离的证据，这是直观上意想不到的，因为它的现今两体弛豫时间大大超过了哈勃时间。基于哈勃空间望远镜的影像资料，我们分析了在0.53-0.80 M_sun质量范围内，星团内部39.2 pc的恒星质量函数的径向依赖性，范围从主序关闭下降到V波段27.1 mag.在不同半径的质量函数很好地近似于幂律，并从0.6+/-的浅斜率上升0.2在集群的核心，以1.6+/-0.3的斜率超过18.6 pc。这似乎与Beccari等人（2011年）的发现相矛盾，他们解释说，与（质量较小的）红巨星和水平分支恒星相比，该星团的（质量较大的）蓝离散星的未分离人口，作为该星团尚未经历动力学分离的证据。我们将讨论如何协调这两种结果。我们的研究结果表明，集群要么是原始的大规模隔离和/或用于显着更紧凑的过去。对于后一种情况，我们提出潮汐冲击作为驱动集群的膨胀，这将意味着帕洛玛14是在一个高度偏心的轨道机制。相反，如果星团形成时已经扩展，并且有原始的质量分离，这可能支持星团的吸积起源。
2014-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Peculiar Globular Cluster Palomar 1 and Persistence in the SDSS-APOGEE Database
SDSS-III APOGEE DR 12是一个独特的资源，用于搜索星团潮汐半径以外的恒星。我们已经检查了APOGEE DR 12数据库中年轻星团Palomar 1的新候选者，Palomar 1是一个具有先前报道的潮汐尾的系统（Niederste-Ostholt et al. 2010）。APOGEE ASPCAP数据库包含了两颗已知的恒星I和II的光谱和恒星参数，但这些数据与Sakari等人（2011）根据光谱确定的恒星参数不一致。我们发现这两颗恒星的APOGEE分析受到已知持久性问题的强烈影响（Mauriski et al. 2015; Nidever et al. 2015）。通过重新检查个人的访问，并删除蓝色（有时绿色）APOGEE探测器光谱的持久性影响，然后我们发现在重新分析的组合光谱非常一致。这些方法被应用到另外五颗星的APOGEE领域与类似的径向速度和金属丰度的那些的RISK 1。只有一个新的候选者，星F，可能是位于潮汐尾的成员，基于它的日心径向速度，金属丰度和化学。其他四个候选者并没有很好地与潮汐尾对齐，与贝桑松模型（Robin et al. 2003）的比较表明，它们更有可能是非成员，即星系晕的一部分。如果可以从APOGEE光谱数据库中消除持久性问题，则可以重新检查该APOGEE字段以寻找其他新的候选者。
2017-06-27 astro-ph.GA
Pal 13: its moderately extended low density halo and its accretion history
我们目前的结果的基础上暗能量相机遗产调查（DECaLS）DR 8天文测量和光度数据集的银河系球状星团13。由于它的大小和质量相对较小，关于它周围是否存在潮汐外结构还没有普遍的共识。虽然以前的一些结果声称不存在这样的特征，但其他一些结果表明该星团受到潮汐剥离的影响。从DECaLS g，在颜色星等图中沿着星团主序星放置的恒星的r星等-先前通过星际变红校正-，我们建立了星团恒星密度图。由此产生的密度图显示了大约1.13的几乎平滑的轮廓，是其最新估计的雅可比半径的1.6倍，通过考虑其沿轨道运动的变化而得出。这一结果支持恒星逃离星系团的存在，这种现象经常在球状星团中看到，它们已经穿过银河系盘相当多的次数。特别是，这个吸积的球状星团的轨道高偏心率和大倾角可能是造成相对大量的星团质量损失的原因。
2020-02-07 astro-ph.GA
Potassium in globular cluster stars: comparing normal clusters to the peculiar cluster NGC 2419
最近，两项独立的研究在遥远的大质量球状星团（GC）NGC 2419中发现了两个不同的巨星群。其中一个群体具有正常的晕星镁（Mg）和钾（K）丰度：增强的Mg和大致的太阳K。另一个种群的镁含量极度缺乏，钾含量却非常高。为了更好地确定NGC 2419的特殊化学组成，我们研究了NGC 6752、NGC 6121、NGC 1904和欧米茄Cen中几颗红巨星分支星的K行为。为了验证高K丰度是内在的，而不是由于巨星的某些大气特征，我们还推导出了星团47 Tuc，NGC 6752，NGC 6397和NGC 7099中演化较少的关闭和次巨星的K丰度。我们规范化的K丰度作为一个功能的集群金属丰度使用21场星分析在一个均匀的方式。对于我们样本中的所有GC，恒星都位于K-Mg丰度平面上，与NGC 2419中的Mg正常星族和场星所占据的轨迹相同。这对巨星和进化程度较低的恒星都适用。目前，NGC 2419在GC中似乎是独一无二的。
2013-03-19 astro-ph.GA
Globular Cluster Streams as Galactic High-Precision Scales
球状星团的潮汐流是银河系引力势的理想示踪物。与少数已知的、复杂且弥漫的矮星系流相比，它们在运动学上很冷，形态较薄，并且在银河系的晕中含量丰富。它们的冷和薄，再加上流祖附近潜在的周转子结构，使它们成为高精度的尺度。以Palomar 5为例，我们演示了如何建模的球状星团流，使我们能够同时测量的破坏球状星团，其轨道运动，银河系的引力势的属性。
2015-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The Bottom-Light Present Day Mass Function of the Peculiar Globular Cluster NGC 6535
动力学质量计算表明，银河系球状星团NGC 6535属于一个具有高质轻比的星团群体，这可能是由于底部重的恒星初始质量函数。我们使用已发表的哈勃太空望远镜数据来测量这个星团在其半光半径内的现今恒星质量函数，但发现它是底部光，加剧了动态测量与其已知恒星含量之间的差异。该星系团靠近银河系凸起和其相对较强的速度各向异性都是怀疑动力学质量测量的原因，但我们发现两者都不能直接解释差异的意义和大小。虽然对于高的质光比有其他可能的解释，例如存在大量的恒星残骸或暗物质，但我们发现这个星团非常令人困惑，因此我们现在将其排除在初始质量函数可能变化的讨论之外。因为这是唯一已知的老，银河系星团的人口中的高动态质光比集群，一些可能的解释集群属性的差异再次开放考虑。
2015-11-04 astro-ph.GA
The Chemical Evolution of Globular Clusters I. Reactive Elements and Non-Metals
我们提出了一个新的化学演化模型，旨在解释球状星团（GC）恒星的化学性质。我们的模型依赖于存在的（i）一个特殊的预富集阶段，在GC的母星系与非常低的金属丰度II型超新星（SNeII），和（ii）本地化的不均匀富集从一个单一的Ia型超新星（SNeIa）和中等质量（4 7Msun）渐近巨星分支（AGB）场星。GC的形成，然后假设发生在这个化学特有的区域。因此，在我们的模型中，第一批形成的低质量GC恒星是那些具有特殊丰度的恒星（即，O耗尽和Na增强），而"正常"恒星（即，富氧和钠贫化）形成在第二阶段时，从SNeII的自污染发生和特殊的污染从前一阶段分散。在这项研究中，我们专注于三种不同的GC：NGC6752，NGC6205（M13）和NGC2808。我们证明，在这个框架内，可以构建一个模型，这是一致的（i）元素丰度反相关，（ii）同位素丰度模式，（iii）极端的[O/Fe]值观察到的NGC2808和M13，而不违反全球约单峰[Fe/H]和C + N + O的约束。
2009-02-03 astro-ph.GA
Mysterious Globular Cluster System of the Peculiar Massive Galaxy M85
研究了奇特星系M85中球状星团的恒星星族和运动学。利用MMT/Hectospec获得了89个GC在8 kpc $< R <$ 160 kpc的光谱。我们将它们分为三组，蓝/绿/红GC（B/G/RGC），以及它们的$(g-i)_0$颜色。所有GC亚群的平均年龄为10 Gyr，但表现出金属丰度的差异。BGC和RGC分别是最贫金属的（[Z/H] $\sim -1.49$）和最富金属的（[Z/H] $\sim -0.45$），而GGC介于两者之间。我们发现，内部GC系统表现出强烈的整体旋转，这完全是由于一个类似圆盘旋转的RGC系统。BGC系统几乎没有旋转。GGC的运动学性质在GC亚群中明显不同，具有比BGC和RGC更高的平均速度，并且沿着M85的长轴排列。这意味着GGC具有不同于其他GC亚群的起源。RGC系统的旋转校正速度色散远低于BGC系统，表明M85的红晕被截断。BGC有一个平坦的速度色散曲线，直到$R$ = 67 kpc，反映了M85的暗物质范围。利用BGC系统的速度色散，我们估计M85的动力学质量为$3.8 \times 10^{12} M_{\odot}$。我们推断M85最近经历了合并事件，导致GC系统的特殊运动学。
2020-10-06 astro-ph.GA
Gaia-ESO Survey: Detailed elemental abundances in red giants of the peculiar globular cluster NGC 1851
上下文NGC 1851是几个球状星团中的一个，其中多个恒星星族的亚巨星分支已经被清楚地识别出来，并检测到金属丰度的差异。A（C+N+O）丰度的总和可以提供有关该星团形成历史的重要信息。然而，迄今为止，这些价值观缺乏普遍共识。次巨星分支的分离可以基于年龄和/或A（C+N+O）丰度的差异。目标。我们的主要目的是确定球状星团NGC 1851中演化巨星的碳、氮和氧丰度，以检查双重星族是否是同时代的。方法.使用差分模型大气方法分析了用欧洲南方天文台VLT望远镜上的FLAMES-UVES摄谱仪观测到的高分辨率光谱。结果我们提供了NGC 1851中45颗巨星样品的多达29种化学元素的丰度。被调查的恒星可以分为两个群体的差异0.07德克斯的平均金属丰度，0.3德克斯的平均C/N，和0.35德克斯的平均s-过程占主导地位的元素-铁丰度比[s/Fe]。A（C+N+O）的平均值以及碳、α-和铁峰元素和铕的丰度与铁的比值没有显著差异。结论.由于两个星群的平均A（C+N+O）值没有差异，因此有额外的证据表明NGC 1851是由两个星团组成的，富金属的星团比贫金属的星团老约0.6 Gyr。对NGC 1851性质的全球概述和化学元素的详细丰度有利于它在被银河系吸积的矮球状星系中形成。
2021-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
