Hubble Space Telescope FUV observations of M31's globular clusters suggest a spatially homogeneous helium-enriched sub population
利用哈勃空间望远镜（HST）上的ACS/SBC对M31中的12个大质量球状星团进行了高空间分辨率的远紫外（FUV）F140 LP观测。这些观测结果将星团轮廓分解为与其核心半径相似的尺度，并使研究蓝色和极端水平分支（HB）恒星的空间分布成为可能，这些恒星在F140 LP图像中占主导地位。我们证实，这些集群中的一些有多余的FUV发射，这表明额外的热人口超出了预期的典型的单恒星星族模型。我们没有发现任何证据表明，热的人口是空间上不同的大多数人口在这些集群中，将预期如果过量的FUV发射是一个动态增强人口的极端HB星的结果。我们的结论是，第二人口的恒星显着增强氦丰度是一个可行的解释所观察到的FUV发射既明亮，分布类似的集群光的其余部分。我们的研究结果支持使用FUV观测作为一种路径来表征氦增强子种群在河外星系团。这些M31星团也显示了一种相关性，即质量更大、密度更高的星团相对较亮。类似于现存的银河系的结果，这可能表明氦的富集程度，或第二人口分数随着星系团质量的增加而增加。
2018-09-07 astro-ph.GA
Evolution of long-lived globular cluster stars III. Effect of the initial helium spread on the position of stars in a synthetic Hertzsprung-Russell diagram
上下文球状星团中有许多长寿的低质量恒星，它们的起源仍然是一个悬而未决的问题。已经提出了几种方案来解释相关的光度和光谱特性。例如，他们对第二星群恒星的最大氦丰度的预测不同，这些恒星在出生时可以继承第一星群不同类型恒星对星团内部的污染。目的。我们提出了富氦恒星在现今球状星团中的分布，正如在快速旋转大质量恒星情景（FRMS）的原始框架中所预期的那样。我们关注NGC 6752。(to（续）
2016-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Predicted Properties of Helium-Enriched Globular Cluster Progenitors at High Redshift
球状星团的前身可能已经被\textit{HST}探测到，并被预测可以用\textit{JWST}和带有自适应光学的地面超大型望远镜观测到。这有可能阐明球状星团的形成和显着的氦丰富的子种群的起源，在银河系天文学的问题，没有令人满意的理论解决方案的问题。在这种背景下，我们使用模型恒星轨迹和等时线来研究球状星团祖先中富氦恒星种群的预测观测性质。我们发现，相对于氦正常的人口，氦丰富（$ΔY=+0.12$）恒星人口的推断，在最大的球状星团类似，预计，模一些快速波动的第一个$\sim$ 30万年，在休息帧更明亮，更红。在固定的年龄、恒星质量和金属丰度下，氦富集的星族在$λ\approx 2.0\, μm$上会收敛到比$\sim$亮0.40等，在\textit{JWST} -NIRCam颜色$(F070W-F200W)$上会收敛到比$\sim$红0.30等，而在$λ\lesssim 0.50 \, μm$上则会收敛到比$λ\lesssim 0.50 \, μm$暗。另外，我们发现，电离辐射的时间积分位移是一个可以忽略不计的$\sim 5\%$，虽然我们表明，莱曼- $α$逃逸分数可能最终更高的氦丰富的恒星。
2020-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Butterfly in a Cocoon, Understanding the origin and morphology of Globular Cluster Streams: The case of GD-1
潮汐扰动的球状星团流通常被观测到，因此被认为是6D相空间中的窄的、线性的和一维的结构。在这里，我们表明，GD-1恒星流（$\approx$ 30 pc宽），这是一个被破坏的球状星团的潮汐碎片，具有次级扩散和扩展的恒星成分（$\approx$ 100 pc宽）在它周围，检测在>5 $σ$的置信水平。类似的形态特征也可以在合成流中看到，这些合成流是由在暗物质子晕中形成的星团产生的，然后吸积到大质量的宿主星系上。这使人们相信，GD-1流的祖先最初是在银河系外一个现已不复存在的暗卫星星系中形成的。我们认为，在未来的研究中，这个新发现的$cocoon$组件可能作为一个结构标志，以区分原位和异位（吸积）形成的球状星团流。
2019-06-30 astro-ph.GA
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
Evolution of long-lived globular cluster stars IV. Initial helium content and white-dwarf properties
上下文球状星团中的恒星具有特殊的化学性质。一般来说，相关的氦富集预计会影响恒星的演化，以及低质量恒星，特别是白矮星（WD）的祖先。目标。我们研究了不同初始氦含量对白矮星的质量、成分和形成时间等性质的影响。结果在一个特定年龄的球状星团中，氦的富集意味着在一个特定阶段恒星的初始质量较低。从而导致到达冷却序列的白矮星质量减少。此外，氦的富集增加了白矮星的总质量和数量，并最终允许单个祖先的氦白矮星的存在。结论.用不同的方法在大多数球状星团中测定的低He富集对白矮星性质的影响可以忽略不计。然而，在少数显示出高He富集的球状星团中，这可能会显著影响白矮星的特征。在NGC 2808和半人马座ω中，氦的高度富集甚至导致了从单个富氦祖先形成氦白矮星。因此，研究高氦丰度球状星团中的白矮星质量域将为测量和约束氦丰度提供一种间接的方法。
2017-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inferring the Helium abundance of extragalactic Globular Clusters using Integrated Spectra
确定河外球状星团的相关恒星星族参数的主要方法是通过研究它们的积分光谱，其中巴耳末线强度指数被认为是年龄敏感的。在此之前，在一个银河系球状星团的样本中观察到了高度优化的谱线强度指数H $β_o$的分裂，导致了H $β_o$ - [MgFe]图中球状星团明显的“上支”和“下支”。这被认为是由于热蓝离散星（BSS）的存在，导致上支的光谱年龄被低估。十多年后，我们希望重新评估这些发现。我们利用新的，大型银河系球状星团集成光谱数据集。为了产生一个大的，均匀结合的样品，我们已经考虑了一些因素，包括径向依赖的巴耳末和金属线。使用这个新的样品，与以前的工作不一致，我们发现H $β_o$中的分裂只发生在中间到高金属丰度（[M/H] $>-1$），并且不是BSS分数增加的结果，而是由于氦丰度增加。我们探讨了氦的变化对简单的恒星星族模型的可能影响，为我们的假设提供了理论基础，然后利用上支候选性和增强氦之间的关系来预测三个M31星团的氦含量。我们讨论这可以告诉我们关于他们的质量和第一代恒星的分数。
2022-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple stellar populations at less evolved stages. IV. evidence of helium enrichments in four Magellanic globular clusters
本研究利用哈勃望远镜深度测光分析四个大麦哲伦云球状星团的主序展宽，发现星族存在显著氦富集，富氦恒星占比40%到80%以上，结果可能为受拥挤效应影响的上限值。
2025-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
JWST uncovers helium and water abundance variations in the bulge globular cluster NGC 6440
利用JWST/NIRCam超深观测，首次在银河系核球星团NGC 6440中同时发现氦丰度展宽（DeltaY=0.04）和氧丰度变化（Delta[O/Fe]~-0.4）导致的主序双分支现象，为研究核球星团多星族开辟了新途径。
2023-10-19 astro-ph.GA
The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. XVI. The helium abundance of multiple populations
最近的工作，基于哈勃太空望远镜（HST）银河系球状星团（GC）紫外遗产调查的数据，揭示了所有分析的星团都有两组第一代（1G）和第二代（2G）恒星。在大多数GC中，1G和2G恒星都拥有化学成分不同的亚恒星星族。我们比较多波长的HST测光与合成光谱，以确定第一次的平均氦之间的差异，在一个大样本的2G和1G恒星的57个GC和最大的氦在每个人的变化。我们发现，在所有的集群2G的恒星是一致的增强氦相对于1G。氦质量分数的最大变化范围从小于0.01到大于0.10，并与集团质量和水平分支（HB）的颜色扩展相关。这些研究结果表明，内部氦的变化是一个主要的（第二）参数控制HB形态。
2018-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
ROLLIN': Rotating globular cluster simulations II. The complex morphology of globular clusters driven by multi-scale dynamics
Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
该研究通过ROLLIN'系列直接N体模拟，揭示旋转球状星团的形态受多尺度动力学影响，为相关观测关系及异常值提供物理解释，将助力大型测光巡天对球状星团演化的研究。
2026-08-03 astro-ph.GA
The effect of helium-enhanced stellar populations on the ultraviolet-upturn phenomenon of early-type galaxies
最近的观测和模拟的球状星团与多个人口强烈表明，在古老的恒星系统中的超级氦丰富的子人口的存在。出于这一动机，我们已经构建了新的人口合成模型与氦增强的子群体，调查他们的影响的UV-上翘现象的静止早型星系。我们发现，我们的模型与氦增强的子种群可以自然地再现强紫外线上翻观察到的巨型椭圆星系假设的年龄类似的老球状星团在银河系。在这个模型中，远紫外（FUV）通量的主要来源是相对贫金属和氦增强的热水平分支恒星及其后代。Burstein等（1988）的FUV-V色与金属丰度的关系也可以用氦增强的星族比例的变化或早型星系中恒星星族平均年龄的分布来解释。
2011-09-19 astro-ph.GA
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 ACS Survey of Galactic Globular Clusters XIV: Bayesian Single-Population Analysis of 69 Globular Clusters
我们使用哈勃太空望远镜（HST）从ACS财政部调查的图像，以确定适合69个银河系球状星团的单种群等时线。使用强大的贝叶斯分析技术，我们同时确定的年龄，距离，applications，和氦值为每个集群的情况下，一个“单一”的恒星星族模型网格与太阳比重元素丰度。使用贝叶斯分析套件BASE-9以一致和可重复的方式确定所有聚类的聚类参数集。我们的结果被用来重新审视年龄-金属丰度关系。我们发现与氦和其他几个参数，如金属丰度，二进制分数，集群质量和代理的相关性。氦丰度的集群也被认为是在CNO丰度和多人口的情况下。
2017-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the influence of multiple stellar populations in globular clusters on their medium-resolution integrated-light spectra
我们需要仔细看看我们公布的结果的年龄，金属丰度，氦质量分数和化学元素的丰度在银河系球状星团的测定，以找到可能的签名的现象，多个恒星星族在这些数据。我们的分析表明，在恒星大气中的碳丰度在所研究的集群的演变过程中逐渐变化。通过与化学演化模型和文献数据的比较，发现了由于多个恒星星族的影响而引起的氦质量分数和C、O、Mg、Na丰度异常的变化。
2020-12-16 astro-ph.GA
Mass loss of different stellar populations in Globular Clusters: the case of M4
在球状星团（GC）中，红巨星分支（RGB）阶段的质量损失和氦含量是制约水平分支（HB）形态的基本因素。虽然许多论文都致力于不同恒星星族中氦的丰度，但在解开质量损失和氦含量的影响方面做了一些小的努力。我们利用附近的GC NGC6121（M4），它拥有两个被充分研究的主要恒星星族，推断氦和RGB质量损失。我们结合多波段哈勃空间望远镜测光的RGB和主序星（MS）的M4与合成光谱，以限制其恒星星族的相对氦含量。我们发现，在M4的第二代恒星的氦质量分数增加了$\rm ΔY = 0.013 \pm 0.002$相对于其余的恒星，有原始的氦含量。然后，我们推断HB恒星的质量，通过搜索的观测和HB人口之间的最佳匹配建模假设每个人口的氦丰度估计从MS。通过比较沿HB的恒星的质量，我们约束的质量损失的第一代和第二代恒星在M4。我们发现富氦星族的质量损失比第一代恒星的质量损失（$\rm Δμ= 0.027 \pm 0.006 \ M_\odot$）大$\sim 13$ %。我们讨论的可能性，这种质量损失的差异取决于氦丰度，不同的形成环境的两代，或两者的组合。
2019-02-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on Helium Enhancement in the Globular Cluster M4 (NGC 6121): The Horizontal Branch Test
最近的证据表明，大多数，甚至可能是所有的球状星团都是由不同化学成分的恒星组成的。从这个意义上说，也有人认为，从一个种群到下一个种群的初始氦丰度（$Y$）的变化也是规律，而不是例外。在金属中间体球状星团M4（NGC 6121）的情况下，最近对蓝色水平分支（HB）恒星（即，HB星的温度比天琴座RR不稳定带高）表明，大部分蓝色HB星是由高氦丰度形成的第二代恒星。在本文中，我们测试这种情况下，使用最近的光度和光谱数据与理论进化计算不同的$Y$值。将测光数据与理论推导的色星等图进行比较，我们发现M4中大部分蓝色HB星相对于星团的红色HB星具有$ΔY \lesssim 0.01$（即，HB星的温度比天琴座RR星的温度低）--这一结果通过与光谱学推导的重力和温度的比较得到了证实，这也有利于氦的增强。然而，一个少数民族的可能存在的蓝色HB的集群与一个显着的他增强水平也进行了讨论。
2013-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Three Parameters for the Horizontal-Branch Morphology in Globular Clusters
球状星团（GCs）的水平支（HB）形态主要由金属丰度来描述。一些具有几乎相同金属丰度的团簇表现出不同的HB，这一事实表明其他参数在起作用。我们目前的结果，从分析的CMD的72 GC获得的高级相机的调查（ACS）的哈勃太空望远镜（HST）。我们发现HB的颜色扩展和主机集群的质量之间存在显着的相关性，而HB和红巨星分支（RGB）之间的颜色距离取决于金属丰度和年龄。我们认为，年龄和金属丰度是主要的全球参数的HB形态在GC，而HB的扩展主要是由于内部氦的变化，与多个恒星星族。
2013-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of the Ultraviolet Upturn at $0.3<z<1$: exploring helium rich stellar populations
我们在$0.3 < z < 1.0$测量了12个星系团中早型星系的近紫外（静止坐标系$\sim 2400$）到光学色。我们表明，这是一个合适的代理更常见的远紫外带通用于测量紫外线的上升，并发现上升检测到$z=0.6$在这些数据中，与以前的工作。我们发现的证据表明，上升的力量开始减弱超过这个红移，并在$z=1$大部分消失。我们的数据是最一致的模型，早期类型的星系包含少数恒星星族与非宇宙学氦丰度，高达约46\%，形成在$z \geq 3$，类似于多个恒星星族球状星团在我们的银河系。这表明椭圆星系和球状星团有着相似的化学演化和恒星形成历史。这些星系中的绝大多数恒星质量也一定是在$z > 3$中。
2021-09-28 astro-ph.GA
Multiple Populations in Globular Clusters and the Origin of the Oosterhoff Period Groups
在银河系的大多数球状星团中，多个星群的存在已经得到了很好的证实。鉴于这一进展，在这里，我们提出了一个新的模型解释的起源Sandage周期移动和两个Oosterhoff组之间的ab型RR Lyringe变量的平均周期的差异。在我们的模型中，在贫金属的第二族星团，如M15，不稳定带由第二代恒星（G2）与增强的氦和CNO丰度，而RR天琴座在相对丰富的金属的第一族星团如M3主要是由第一代恒星（G1）没有这些增强。由于氦和CNO丰度都在增加RR Lyrant变量的周期中发挥作用，因此金属丰度不稳定带内的这种人口转移可以在两组之间产生观察到的周期转移。更多富含金属的Oosterhoff中间特征的星团，如NGC 1851，以及大多数富含金属的星团，如周期最长的RR型天琴座（III族），也可以被重现，因为更多富含氦的第三代和以后的恒星（G3）进入不稳定带，金属丰度进一步增加。因此，对于最一般的情况，我们的模型预测，RR天琴座主要是由G1，G2和G3分别产生的奥斯特霍夫群I，II和III。
2014-04-29 astro-ph.GA
Helium in first and second-generation stars in Globular Clusters from spectroscopy of red giants
最近的光谱和光度观测表明，GC中存在着不同世代的恒星，它们在高温下燃烧H的产物丰度不同（主要的最终产物是He）。研究恒星性质与He含量之间的关系具有重要意义。在这里，我们考虑在19个银河系GC中用FLAMES@VLT观测到的红巨星分支（RGB）上的大约1400颗恒星，这是Na-O关系项目的一部分。具有不同He的恒星预计会有不同的温度（即颜色），稍微不同的[Fe/H]，以及不同的RGB凸起亮度水平。所有这些差异都很小，但我们的研究具有必要的精度，良好的统计学和同质性来检测它们。我们还计算了合适的恒星模型（BaSTI）的初始氦含量的各种假设。可归因于He含量变化的可观测量的差异通常在原始（P，第一代）和极端（E，第二代）种群的恒星之间可检测到，但在原始和中间种群之间则不可检测到（I）。唯一的例外（P和I种群之间的差异也很显著）是NGC 2808，其中三个种群在主层序和水平分支上也被清楚地分开。P星和E星之间He质量分数Y的平均增强约为0.05-0.11，取决于假设。对于NGC 2808来说，P星和I星的Y值之差约为0.11-0.14，P星和E星的Y值之差约为0.15-0.19，这也取决于假设。第一代和第二代恒星的RGB凸点光度有不同的水平;隐含的Y差异更难以量化，但与其他测定结果一致。
2010-05-15 astro-ph.GA
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
Star Formation Histories of Globular Clusters with Multiple Populations. I. ω Cen, M22, and NGC 1851
越来越多的证据表明，一些大质量球状星团（GC）拥有多个恒星星族，这些恒星族具有不同的重元素丰度，并被超新星富集。它们通常伴随着多个红巨星分支（RGBs）的颜色星等图（CMD），并从大多数其他GC显示的变化，只有轻元素丰度的区别。为了研究这些特殊GC的恒星形成历史，我们合成了ω Cen，M22和NGC 1851的CMD。我们的模型是基于更新版本的Yonsei-Yale（Y^2）等时线和水平分支（HB）演化轨迹，其中包括氦和总CNO丰度增强的情况。为了估计每个GC中子群的年龄和氦丰度，我们采用χ^2最小化技术将我们的模型与赫斯图上的观测结果进行了比较。我们发现，在这些GC中的每一个富含金属的亚群也增强了氦丰度，富金属和贫金属亚群之间的年龄差异是相当小的（~0.3-1.7 Gyr），即使在模型中观察到的变化，在总CNO含量。这些都需要同时重现所观察到的扩展HB和分裂的主序星，次巨星分支，和RGB。我们的研究结果是一致的假设，这些GC是更大规模的原始矮星系的合并和分裂，形成原星系的遗迹。
2012-11-07 astro-ph.GA
Accreted Globular Clusters and Horizontal Branch Morphology in the Outer Halo of M31
基于HST测光分析M31外晕48个球状星团水平支形态，发现极红HB星团与吸积子结构显著相关，首次直接证实红HB晕星团起源于卫星吸积，揭示M31比银河系具有更漫长的吸积历史。
2025-06-26 astro-ph.GA
On the maximum helium content of multiple populations in the globular cluster NGC6752
球状星团中的多星族通常被解释为恒星的形成是由具有化学成分的物质组成的，这些物质在不同程度上受到各种类型的短寿命大质量恒星喷出物的污染。除此之外，这些污染物在周围介质中扩散的氦气量不同。在这项研究中，我们调查了目前用于推断多个种群的氦含量的测光方法是否确实给出了真实的值，或者由于错过了非常富含氦但稀有的恒星而低估了它。我们重点讨论了NGC6752的具体情况。我们计算大气模型和合成光谱沿等时线产生的这个集群的一个非常广泛的他的丰度覆盖不同的污染情况下的预测，包括极端情况下的快速旋转的大质量恒星（FRMS）的情况。我们计算的合成光度HST过滤器最适合研究氦含量。随后，我们建立了各种分布的恒星合成集群。最后，我们确定了最大的氦质量分数的这些合成集群使用类似的方法，适用于观测数据。我们建立了具有多种种群分布的聚类玩具模型，并确保我们能够恢复输入的最大值Y。然后，我们用FRMS情景预测的人口构建合成星团，并发现虽然我们稍微低估了最大Y值，但我们仍然能够检测到比当前观测到的最大Y值更富He的恒星。在主序星上比在红巨星分支星上更容易确定Y的最大值，但是定性的结果不受样本选择的影响。我们表明，在NGC6752是不太可能的，恒星更多的氦丰富比目前的观测极限约0.3。
2021-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of rotation on the formation of second generation stars in globular clusters
通过3D流体动力学模拟，我们探索了旋转对球状星团（GC）中第二代（SG）恒星形成的影响。我们的模拟遵循SG形成在第一代（FG）内部旋转GC; SG星形成FG渐近巨星分支（AGB）喷出物和外部原始气体吸积的系统。我们已经探索了两种不同的初始旋转速度的FG集群和两个不同的倾斜度的旋转轴相对于外部下落的气体，其密度也被改变的运动方向。当外部气体密度较低（10^-24 g cm^-3）时，会形成一个由SG氦增强型恒星组成的盘。SG的特点是由不同的化学动力学相空间模式：它显示了一个更快的旋转比FG与氦增强SG子系统旋转更快比中度氦增强的。在具有高外部气体密度（10^-23 g cm^-3）的模型中，内部SG盘被早期到达的外部气体破坏，只有一小部分高度增强的氦星保持了出生时获得的自转。旋转轴和下落气体方向之间的倾斜角和速度分布的变化可以轻微地改变恒星盘的范围和旋转幅度。当改变旋转轴和下落气体方向之间的倾斜角时，我们的模拟时间跨度没有显着变化，而不同的速度分布可以稍微改变恒星盘的范围和旋转幅度。我们的模拟结果说明了多种群的动力学和化学性质之间的复杂联系，并提供了新的元素的观测研究和未来的调查的多种群GC的动态的解释。
2022-09-12 astro-ph.GA
New insights on the origin of multiple stellar populations in globular clusters
为了研究银河系晕和核球中多个恒星星族的起源，我们建立了低质量原银河系子系统如球状星团（GC）的化学演化模型。与以前的研究不同，我们假设超新星爆炸波在没有排出预富集气体的情况下发生井喷，而大质量恒星（WMS）的相对缓慢的风，以及来自低质量和中等质量渐近巨星分支恒星（AGB）的风和喷出物，都保留在这些质量较小的系统中。我们发现，所观察到的Na-O反相关的金属贫GC可以再现，当多个事件的星爆被允许继续在这些子系统。具体的恒星形成历史（SFH）的恒星世代之间的时间间隔减少，但是，需要获得这一结果，这是在很好的协议，从我们的恒星演化模型的水平分支的参数。“质量预算问题”也大大缓解了我们的模型没有特别的假设恒星形成效率（SFE）和初始质量函数（IMF）。我们还应用这些模型研究了Lee等人最近提出的富含金属的隆起中超富氦红团星的起源。我们发现，化学富集的WMS可以自然地再现所需的氦增强（dY/dZ = 6）的第二代恒星。在一个等级合并范例中，原GC的破坏将为核球场提供氦增强型恒星。
2017-07-31 astro-ph.GA
On the role of Type Ia supernovae in the second generation star formation in globular clusters
通过三维流体动力学模拟，研究了Ia型超新星（SNe）爆发对球状星团（GC）中第二代（SG）星的恒星形成历史和化学性质的影响.假设SG星是在第一代渐近巨星分支（AGB）星开始释放喷出物时形成的;在此阶段，系统吸积外部气体，超新星Ia开始爆炸，雕刻出炽热而脆弱的气泡。由于超新星Ia爆炸时间的不确定性很大，我们测试了两个不同的值的“延迟时间”。我们运行两个不同的模型的外部气体密度：在低密度的情况下，延迟时间短，爆炸开始在SG恒星形成的开始，停止它在其最早的阶段。外部气体很难穿透系统，因此大多数SG星都呈现极端的氦丰度（Y > 0.33）。延迟SN爆炸的低密度模型具有更长的SG恒星形成时期，包括具有适度氦富集的SG恒星。相反，高密度模型是弱SN爆炸的影响，最终SG质量类似于没有SNe Ia获得的。大多数恒星都是由AGB喷出物和原始气体混合而成，并有适度的氦富集。我们发现，从超新星Ia的气体可能会产生一个铁扩散的$\sim 0.14$ dex，在银河系GC中发现的约20%的传播一致，这表明超新星Ia可能发挥了关键作用，在形成这个子样本的GC。
2021-07-16 astro-ph.GA
Mass loss along the red giant branch in 46 Globular Clusters and their multiple populations
银河系球状星团'（GC）恒星在水平支（HB）上的位置应该主要取决于GC金属丰度这一“第一参数”，但它实际上是红巨星支（RGB）质量损失、不同氦含量的多个恒星星族共存、以及“第二参数”的存在，该参数在具有类似金属丰度和年龄的GC（如M3-M13对）的HB形态中产生显著差异。在这项工作中，我们结合了整个数据集从哈勃太空望远镜财政部调查和恒星演化模型，分析46个GC的HB。对于第一次在一个大样本的GC，我们产生人口合成模型，其中氦丰度的第一代和“极端”的第二代的约束使用独立的测量的基础上RGB星。主要结果是：1）第一代恒星的质量损失与星团金属丰度密切相关。2)只有采用比第一代更高的RGB质量损失，才能再现HB上氦富集星的位置。质量损失的差异与氦增强和团簇质量有关。3)作者先前开发的“主序前盘早期损失”模型解释了这种质量损失的增加，并且与多种群形成模型的研究结果一致，该模型预测氦中增强的种群倾向于形成更高的恒星密度和浓度。4)氦增强和质量损失都对第二个参数有贡献。
2020-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
A second candidate magnetic helium core white dwarf and 3 other variable white dwarfs in the globular cluster NGC 6397
利用哈勃档案数据在球状星团NGC 6397中发现四颗变低质量白矮星，其中一颗为候选磁氦核白矮星，自转周期5.21小时，另三颗呈非周期变化，凸显高频率测光巡天的重要性。
2024-12-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The helium content of globular clusters: NGC6121 (M4)
他被认为是解释所观察到的多个MS，SGB和RGB以及复杂的水平分支（HB）形态的关键因素。属于HB的蓝色部分的恒星，被认为比位于红色部分的恒星更富He（ΔY=0.03或更高）和更富Na/贫O。这一假设在NGC 6752中得到了部分证实，在那里，零龄HB更红的恒星的He含量为Y=0.25+-0.01，与宇宙的原始He含量完全一致，并且都是贫Na/富O的。在这里，我们研究了GC NGC 6121（M4）中的热蓝HB（BHB）星，以测量它们的He + O/Na含量。我们使用UVES@VLT2光谱设备观测了6颗BHB星。除He外，还估计了O、Na和Fe的丰度。结果表明，所有恒星都是富钠贫氧的，并且具有均匀增强的He含量，平均值为Y=0.29+-0.01（随机）+-0.01（系统）。M4中蓝色HB星的高He含量也被它们比红色HB星（RHB）更亮的事实所证实。理论模型表明，BHB星相对于RHB星的He增强了ΔY=0.02-0.03。整个恒星样本的金属丰度为[Fe/H]=-1.06+-0.02（内部误差）。这是一个罕见的直接测量的（原始）他丰富的恒星属于钠丰富/O-穷人人口的GC星在一个温度制度，其中他的内容是不改变沉降或极端混合建议的最热的，晚氦闪光HB星。我们的研究结果支持理论预测，富Na/O-穷人的人口也比Na-穷人/O-丰富的一代和第2^{nd}参数的主要竞争者是He丰度。
2012-01-16 astro-ph.GA
Bayesian Analysis of Two Stellar Populations in Galactic Globular Clusters III: Analysis of 30 Clusters
我们使用第21周期哈勃太空望远镜（HST）的观测和HST档案ACS财政部的30个银河系球状星团的观测，以表征两个不同的恒星星族。一个复杂的贝叶斯技术，同时采样的联合后验分布的年龄，距离和灭绝的每个集群，以及独特的氦值为两个人口在每个集群和这些人口的相对比例。我们发现两个群体之间的氦差异在0.04到0.11的范围内。由于目前没有足够的模型在CNO变化，我们认为这些价差的上限，并提出他们的统计，而不是观测的不确定性。证据支持先前的研究，即氦含量的增加与星团质量的增加同时发生，并且发现第一个恒星群体的比例也随着质量的增加而增加。我们的研究结果的背景下提出的球状星团形成的情况下进行检查。此外，我们利用我们的贝叶斯技术来阐明理论模型和观测数据之间的不一致。
2016-09-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. VIII. Reproducing Color Distributions of Individual Globular Cluster Systems in the Virgo and Fornax Galaxy Clusters
早型星系中球状星团的颜色分布在形态上表现出很大的差异。基于GC的颜色和金属丰度之间的传统的“线性”关系，从颜色推断的GC金属丰度分布，反过来他们的形成历史，应该是多样的，因为他们出现。相比之下，在这里，我们表明，一个替代方案植根于“非线性”性质的金属到颜色的转换点到一个更简单，更连贯的图片。我们对ACS室女座星系团巡天和天炉座星系团巡天的早型星系中$\sim$ 80 GC系统颜色分布的模拟表明，大多数早型星系（$\sim$ 70 $\%$）具有古老（$\sim$ 13 Gyr）和同时代的GC。它们在颜色分布形态上的变化主要源于一个参数，即GC系统的平均金属丰度。此外，剩余（$\sim$ 30 $\%$）GC系统的颜色分布也可通过非线性方案进行解释，假设额外的年轻或中年GC的数量分数为$\sim$ 20 $\%$。我们的结果加强了GC色双峰的非线性解释，并提供了一个新的视角，早期型星系形成在集群环境中，如室女座和天炉座星系团。
2018-12-04 astro-ph.GA
Revisiting Delta Y/Delta Z from multiple main sequences in Globular Clusters: insight from nearby stars
对于附近的K矮星，在低金属丰度下观察到的主序列的加宽比标准氦-金属富集比DY/DZ=2的等时线预期的要窄得多。虽然后一个值很好地符合太阳金属丰度附近的主序，并且与HII区的独立测量值以及理论恒星产额和化学演化模型相一致，但要再现在附近亚矮星观测到的增宽，需要更高的DY/DZ~10。这个结果类似于，在一个温和的规模，非常高的DY/DZ估计从多个主序列在欧米茄Cen和NGC 2808。虽然没有像欧米茄Cen那样“倒置”，富金属的主序星比贫金属的主序星更蓝，但在附近的次矮星上观察到的增宽比恒星模型预测的标准氦含量要窄得多。我们用这个经验证据来论证，根据附近恒星的建议，对低主序星模型进行修订，可以显著降低这些球状星团的子种群中推断出的氦含量。一个简单的公式的基础上，经验校准的同源性关系的构建，在多个主序列的DY/DZ的替代估计。我们发现，在最有利的假设下，估计的氦含量的富集人口可以从Y~0.4下降到低至Y~0.3。
2010-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters - XII. The RGB Bumps of multiple stellar populations
哈勃太空望远镜银河系球状星团紫外遗产巡天为我们对球状星团（GC）及其恒星星族的了解提供了重大突破。在主要的结果中，我们发现所有研究的GC主机两个主要的离散群体组成的第一代（1G）和第二代（2G）的恒星。我们利用多波长光度学的研究，从这个项目中，第一次，在一个大样本的GC的两个世代的红巨星分支凸点（RGBB）。我们确定，具有较高的统计意义，RGBB的1G和2G恒星在26 GC，并发现他们的星等分离作为滤波器波长的函数遵循可比的趋势。合成光谱的观测结果的比较表明，RGBB光度取决于恒星的化学成分和2G RGBB是一致的恒星增强的He和N和亏损的C和O相对于1G星。对于贫金属GC，1G和2G RGBB在光学波段的相对亮度主要取决于氦含量Y。利用F606 W和F814 W波段的RGBB观测数据，对18个GC中1G和2G星的相对氦丰度进行了推断，发现2G星相对于1G星的平均氦丰度增加值为$Δ$ Y=0.011 $\pm$ 0.002。这是第一次确定的氦丰度的平均差异的多个人口在大量的集群，并提供了一个下限的最大内部变化的氦在GC。
2018-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dark Matter Halos in Galaxies and Globular Cluster Populations. II: Metallicity and Morphology
越来越多的数据显示星系晕质量与其球状星团（GC）总质量之间存在一对一的线性相关关系，M_{GCS} ~ M_h^{1.03 \pm 0.03}，在5个数量级以上有效。我们探讨这种相关性的性质，不同形态类型的星系，以及贫金属（蓝色）和富金属（红色）GC的亚群。对于不同金属丰度的亚群，我们发现M_{GCS}（蓝色）~ M_h^{0.96 \pm 0.03}和M_{GCS}（红色）~ M_h^{1.21 \pm 0.03}具有相似的散射。这些指数的数值可以从红色和蓝色GC分数与星系质量的详细行为中推导出来，并提供了一组自洽的关系。此外，所有的形态类型（E，S 0，S/Irr）遵循相同的关系，但与螺旋星系的二阶趋势，有一个稍高比例的富金属GC为一个给定的质量。这些结果表明，在高红移的GC形成可用的气体的量几乎是成正比的暗物质晕的潜力，在强烈的对比显着的非线性行为的总恒星质量与晕质量。在几个直接讨论GC形成的理论处理中，Kravtsov & Gnedin（2005）的模型最符合这些观察结果。他们发现，蓝色的贫金属GC在$z > 3$的小晕中形成，并且几乎与晕质量成正比。对于一幅全面的图像，仍然需要类似的模型来处理红色、富含金属的GC的形成速率，并继续降低红移。
2015-04-13 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
Age and chemical composition of the globular cluster NGC 6652
本文给出了银河系球状星团NGC 6652的年龄、氦质量分数（Y）、金属丰度（[Fe/H]）和C、N、O、Na、Mg、Ca、Ti、C和Mn等元素丰度的测定结果。我们使用Schiavon图书馆的中分辨率积分光谱和我们的人口合成方法来完成这项任务。我们选择的演化等时线和恒星质量函数为我们的分析，这提供了最好的近似的形状和强度所观察到的巴耳末线轮廓。所测定的元素丰度、年龄和金属丰度是银河系膨胀区恒星星族的特征。
2020-08-05 astro-ph.GA
Constraints on the distance moduli, helium and metal abundances, and ages of globular clusters from their RR Lyrae and non-variable horizontal-branch stars. II. Multiple stellar populations in 47Tuc, M3, and M13
我们提出了一组使用MESA恒星演化代码计算的新水平分支（HB）模型。该模型采用$α$ -增强的\cite{ags09}金属混合物，并包括He的重力沉降。它们被用于我们的HB人口合成工具，以产生HB星的理论分布，以描述在球状星团47 Tuc，M3和M13的多个恒星星族。我们对[Fe/H] $= -0.70$和[ $α$ /Fe] $= +0.4$的模拟很好地再现了47 Tuc中观测到的HB，如果初始氦质量分数变化$ΔY_0 \sim 0.03$，大约21%，37%和42%的恒星分别具有$Y_0 = 0.257$，0.270和0.287。这些模拟产生了$(m-M)_V = 13.27$，意味着年龄接近13.0 Gyr。在M3和M13的情况下，如果M3具有$ΔY_0 \sim 0.01$和$(m-M)_V = 15.02$，则我们合成的[Fe/H] $= -1.55$和[ $α$ /Fe] $= 0.4$的HB与观察到的HB相当匹配，导致年龄为12.6 Gyr，而M13具有$ΔY_0 \sim 0.08$和$(m-M)_V = 14.42$，这意味着年龄为12.9 Gyr。巨分支演化过程中的质量损失和$ΔY_0$似乎是M3和M13的主要第二参数。本文还报道了M13中9个已知RR型天琴座中7个的新观测结果。令人惊讶的是，$c$型变量的预测周期往往太高（高达$\sim 0.1$ ~d）.
2017-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hubble Space Telescope analysis of stellar populations within the globular cluster G1 (Mayall II) in M31
在本文中，我们提出了一个复杂的恒星星族内的大质量球状星团Mayall II（G1），一个卫星的附近仙女座星系投影在距离40千秒差距的多波长分析。我们使用哈勃太空望远镜在紫外线，蓝色和光学过滤器中收集的图像来探索G1托管的多个恒星星族。$m_{\rm F438W}$与$m_{\rm F438W}- m_{\rm F606W}$的颜色星等图显示了红巨星分支的显著扩展，这将$\sim 1$等划分为比红色团块更亮的星等。一个可能的解释是存在两个人口具有不同的铁丰度或不同的C+N+O含量，或不同的氦含量，或三种原因的组合。银河系球状星团NGC 6388也观察到类似的红巨星分支分裂。我们的多波长分析也给出了明确的证据，即G1的恒星位于一个扩展的蓝色水平分支上。G1的水平分支表现出与NGC6388和NGC6441相似的形态，它们拥有极高氦丰度（Y>0.33）的恒星星族。因此，我们认为，G1也可能表现出大的恒星到恒星的氦变化。
2019-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
G2C2 - IV: A novel approach to study the radial distributions of multiple populations in Galactic globular clusters
我们使用48个银河系GC的HB形态来研究已知存在于球状星团中的不同恒星星族的径向分布。假设（极）蓝色HB星对应于富含氦和轻元素的恒星，我们比较了HB上根据颜色选择的恒星的径向分布，以追踪球状星团中次级恒星星族的分布。与其他情况不同，我们的数据显示，在80%的研究案例中，人口混合良好。这就对年轻球状星团中提出的星际介质污染机制提供了一些限制。
2015-04-24 astro-ph.GA
New Observational Evidence of Flash Mixing on the White Dwarf Cooling Curve
蓝钩星是在大质量球状星团欧米茄Cen和NGC 2808的紫外图像中发现的一类亚发光的极端水平分支星。这些恒星占据了HR图中一个无法用经典恒星演化理论解释的区域。使用新的理论演化和大气模型，我们已经表明，蓝钩星很可能是恒星的后代，经历了广泛的内部混合在后期氦核闪光的白矮星冷却曲线。这种“闪速混合”产生了比正常温度更高的EHB恒星，其大气中的氦和碳显着增强。较大的热辐射修正，加上氢不透明度的降低，使得这些恒星在光学和紫外线下看起来是亚发光的。闪速混合更可能发生在氦丰度高的恒星中，因为它们在主序星序转折处的质量较低。由于这个原因，这种现象在那些大质量的球状星团中更为常见，这些星团显示出氦中次级粒子数增加的证据。然而，高氦丰度本身并不能解释大质量球状星团中蓝钩星的存在。在这里，我们提出了新的观测证据闪光混合，使用最近的HST观测。其中包括六个大质量球状星团的紫外色星等图以及其中一个星系团（NGC 2808）中热亚矮星的远紫外光谱。
2012-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ages of the Bulge globular clusters NGC 6522 and NGC 6626 (M28) from HST Proper-motion-cleaned Color-Magnitude Diagrams
金属丰度[Fe/H] <~ -1.0和蓝色水平分支的凸出球状星团（GC）是银河系中最古老种群的候选者。在分析滤波器F435 W和F625 W的HST自行清洗色星等图的基础上，我们确定了老的核球球状星团NGC 6522和NGC 6626（M28）的物理参数。我们将这些结果与内晕星系团NGC 6362的类似数据进行了比较。这些团簇具有相似的金属丰度（-1.3 <= [Fe/H] <= -1.0），由高分辨率光谱获得。我们得出的年龄，距离模量，和红化值的统计比较观察到的和合成的基准线采用似然统计和马尔可夫链蒙特卡罗方法。合成基准线是使用α增强的BaSTI和达特茅斯恒星演化模型生成的，采用了典型的（Y ~ 0.25）和增强的（Y~ 0.30-0.33）氦丰度。RR型天琴座星被用来确定HB星等水平，提供了一个独立的指标来限制视距离模量和氦增强。观测到的基准线的形状可能与NGC 6522和NGC 6626的一些氦增强相一致，但是天琴座RR型恒星的平均星等倾向于排除这种假设。假设正则氦丰度，BaSTI和达特茅斯模型表明，这三个星团都是同时代的，年龄在~ 12.5和13.0 Gyr之间。目前的研究还表明，NGC 6522至少有两个恒星星族，因为它的CMD显示了一个非常宽的亚巨星分支，第一代和第二代分别为14% +/- 2%和86% +/- 5%。
2018-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple Population Theory: Extreme helium population problem
最近的精确观测推断出的化学丰度的分布表明，部分或可能所有球状星团不再被视为简单的恒星星族。最引人注目的例子是欧米茄Cen，尽管它的金属丰度很高，但它最蓝的主序需要Y > 0.4的极端氦丰度。本文主要针对“极端氦粒子数问题”这一问题进行综述。
2009-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. IX. Horizontal Branch Morphology and the Second Parameter Phenomenon
球状星团（GCs）的水平分支（HB）形态受金属丰度的影响最大。第二个参数的现象承认，金属丰度单独是不够的，以描述HB形态的所有GC。特别是，外星系晕包含的GC在给定的金属丰度比太阳圈内发现的更红的HB。因此，需要至少第二参数来表征HB形态。在这里，我们分析的HB和红巨星分支（RGB），d（V-I），从HST ACS测光的60个GCs在银河系中心的~20千秒差距内测量之间的中值色差。对这一均匀数据集的分析表明，在去除金属丰度的影响后，d（V-I）和年龄之间的相关性比考虑的任何其他参数都强。扩大样本，包括6个最遥远的银河系GC的HST测光提供额外的支持，d（V-I）和年龄之间的相关性。这一结果相对于所采用的金属丰度标度和年龄测定方法而言是可靠的，但必须注意的是，样本中很大一部分无法获得高质量、详细的丰度信息。当一个子集的GC具有类似的金属丰度和年龄被认为是d（V-I）和中心光度密度之间的相关性被曝光。对于在给定金属丰度下存在的具有红色血红蛋白的GC，我们得出结论，年龄是第二个参数，中心密度最有可能是第三个参数。与GC中HB形态相关的重要问题，特别是多模态分布和淡蓝色尾部，仍有待解释。（节录）
2009-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The horizontal branch morphology of M31 globular clusters. Extreme second parameter effect in outer halo clusters
我们使用深，高品质的彩色星等图获得的哈勃太空望远镜计算简化版本的米罗诺夫指数[SMI; B/（B+R）]参数化的水平分支（HB）形态的23个球状星团在M31星系（样本-A），所有位于外晕在10 kpc和100 kpc之间的投影距离。这使我们能够将它们与银河系的对应物进行比较，我们以完全相同的方式估计SMI，在SMI与[Fe/H]平面中。我们发现，大多数被认为是M31星系团位于一个显着不同的轨迹，在这个平面上，相对于银河系星系团躺在任何距离的银河系中心。特别是在给定的金属丰度下，它们具有更红的HB形态，或者换句话说，具有相同SMI值的星系团在银河系中比M31中的金属丰度高出约0.4 dex。我们讨论了这种差异的可能来源，我们得出的结论是，最有可能的解释是，许多球状星团在M31的外晕形成约1-2 Gyr比他们的同行在银河系外晕，而在集群之间的差异，个别恒星的He丰度分布也可能发挥作用。对另一个25个明亮的M31星团样本（其中18个M_V<=-9.0，Sample-B）的分析表明，在质量最大的M31球状星团中，延伸的蓝色HB尾可能相对频繁，这可能暗示了多个星团的存在。
2012-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
AstroSat study of the globular cluster NGC 2298: probable evolutionary scenarios of hot HB stars
利用AstroSat卫星上的UVIT图像进行远紫外测光，探测银河系球状星团NGC 2298的水平支（HB）星族。结合HST紫外球状星团巡天（HUGS）的中心区域和盖亚的数据以及外部区域的地基光度数据，构建了成员星的紫外光学色星等图（CMD）。蓝HB（BHB）序列与传播和四个热HB星检测在所有FUV光学CMD和理论更新BaSTI等时线和合成HB模型与氦丰度的范围进行了比较，这表明热HB星氦增强时相比，BHB。估计的有效温度，半径和亮度的HB星，使用最佳的SED拟合，进行了比较与各种HB模型。BHB星的温度范围为7，500 - 12，250 K。三颗热HB星的K值为35，000 - 40，000 K，而其中一颗恒星的K值约为100，000 K。我们提出了以下的演化假设：两颗恒星可能是极端HB（EHB）星的后代，它们是通过早期的热闪形成的;一颗可能是一颗可能富含氦的EHB星，最热的HB星即将进入WD冷却阶段，可能是从BHB阶段演化而来的。尽管如此，这些都是有趣的光谱目标，以了解进化的后期阶段。
2021-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of super-asymptotic giant branch ejecta in the abundance patterns of multiple populations in globular clusters
为了解释第二代恒星（SG）的化学组成，基于渐近巨星分支（AGB）的球状星团（GC）演化模型至今只包括大质量AGB恒星的产额，而超AGB喷出物的可能作用要么被外推，要么没有被考虑。在这项工作中，我们探索超级AGB喷出物的作用，最近计算的文图拉和D 'Antona的产量。像NGC 2808这样的具有扩展的Na-O关系的星系团模型表明，SG的形成历史与我们以前的工作中所概述的类似：从超级AGB恒星的纯喷出物中形成具有非常大的氦含量的极端人口，然后通过用原始气体稀释恒星喷出物形成中间人口。一旦假设SG巨星在氦丰度Y> 0.34的气体中形成深度混合，就可以解释非常贫氧富钠的极端恒星，这显著降低了大气中的氧含量，同时保持了钠丰度。另一方面，集群显示出温和的O-Na的关系，如M 4，使用新的产量扩大了SG形成路线的范围，导致与观测一致的丰度模式。结果表明，SG星形成的模型中，只有从超级AGB喷出物迅速稀释原始气体可以重现的意见。我们讨论了各种小氦的变化发生在这个模型和它的相关性的水平分支形态。在某些模型中，SG形成事件的持续时间可以短至\sim 1000万年;因此，SG的形成时间与GC中冷却流的存活时间相一致，在SG核心坍缩超新星爆炸之前。我们还探索了在单个爆发中形成多个种群的模型，每个种群持续时间不超过\sim 1000万年。
2012-03-22 astro-ph.GA
The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. X. The radial distribution of stellar populations in NGC 2808
由于其极端的氦丰度，球状星团NGC 2808的多个恒星星族已经从光度学、光谱学和运动学的角度进行了广泛的研究。NGC 2808的色星等图中最显著的特征是三重主序（MS），红色的MS对应于含有原始氦的恒星星族，中间和蓝色的MS被氦增强到Y $\sim$ 0.32和$\sim$ 0.38。最近的一项研究表明，这个巨大的星团至少有五个不同的恒星星族（A、B、C、D和E）。其中，人口A，B和C对应的红色MS，而人口C和D连接到中间和蓝色MS。在本文中，我们利用哈勃空间望远镜测光研究的径向分布的红色，中间和蓝色MS从集群中心到约8.5弧分。我们的分析表明，每个MS的径向分布是不同的。特别是，如从多群体形成模型预测的，蓝色MS和中间MS似乎比红色MS更集中，该结果的显著性水平高于3σ。
2016-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Horizontal branch morphology: A new photometric parametrization
理论和观测表明，银河系球状星团水平支的恒星分布主要取决于金属含量。然而，存在的球状星团具有相似的金属含量和绝对年龄，但不同的水平分支形态，表明存在另一个参数影响沿分支的恒星分布。为了研究银河系球状星团中水平分支形态的变化，我们定义了一个新的光度水平分支形态指数，克服了文献中影响类似指数的局限性和退化性.我们利用了64个银河系球状星团的样本，在五个不同的波段（$U$，$B$，$V$，$R$，$I$）的天基成像数据和均匀的地基测光目录。新的指数$τ_{HB}$被定义为沿水平分支的所有恒星的星等累积数量分布（$I$）和颜色累积数量分布（$V-I$）所对向的面积之间的比率。这个新的指数在我们的银河系球状星团样本所覆盖的整个金属丰度范围内（-2.35 $\leq$ [Fe/H] $\leq$ -0.12）显示出线性趋势。我们发现$τ_{HB}$和绝对星系团年龄之间存在线性关系。我们还发现了与[Fe/H]的二次反相关性，当我们消除年龄对$τ_{HB}$值的影响时，该反相关性变为线性。此外，我们确定了一个子样本的八个集群是特殊的，根据他们的$τ_{HB}$值。这些集群有蓝色的水平分支形态相比，类似的金属丰度的典型的。这些发现使我们能够将它们定义为样本中的“第二参数”聚类。与合成水平分支模型的比较表明，它们不能完全用氦含量的分布来解释。
2019-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
A WFC3/HST view of the three stellar populations in the Globular Cluster NGC6752
哈勃太空望远镜的多波段测光显示，球状星团NGC 6752的主序星、次巨星和红巨星分支分裂成三个主要部分，与其水平分支恒星的三个不同部分非常相似。这些三重序列与三个恒星群一致：化学成分类似于场晕星的恒星星族（种群a），具有增强的钠和氮、贫化的碳和氧以及增强的氦丰度的种群（c（Δ Y ~0.03），以及具有中间（在群体a和c之间）化学组成和略微氦增强（Δ Y ~0.01）的群体（b）。这些组成部分包含约25%（星族a），约45%（星族b）和约30%（星族c）的恒星。在大约2.5个半质量半径的范围内，没有发现三个种群相对数量的径向梯度。
2013-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Core collapse and horizontal-branch morphology in galactic globular clusters
上下文球状星团（GC）中的恒星碰撞率似乎与水平支（HB）形态无关，这表明动力学在第二参数问题中不起作用。然而，核心密度和碰撞率来自表面亮度可能会被大大低估的GC的表面亮度轮廓不一定是一个很好的指标GC核心的动态状态。如果中心有高密度的暗遗迹，地核坍缩可能不会被注意到。目标。我们测试GC HB形态数据是否支持所谓的第二参数效应的动态贡献。方法.为了消除第一参数的依赖性，我们在54个银河系GC样本中拟合了沿HB的最大有效温度作为金属度的函数。我们将残差绘制为第二个参数候选者的函数，即动力学年龄和总光度。我们认为动力学年龄（即年龄和半光弛豫时间之间的比率）之间可能的第二个参数。我们使用了一组直接的N体模拟，包括黑暗的残余物，以说明如何核心密度峰值，由于核心崩溃，在一个动态的年龄范围内，类似于蓝色的HB是过剩的金属丰度的预期，特别是对于低浓度的初始条件。结果GC总光度表现出与自富集图像相一致的非线性行为。然而，数据是服从不同的解释的基础上的第二个参数的效果的动力学起源。由于坍缩核心中的恒星相互作用，红巨星分支阶段后期的质量剥离增强是一个可行的候选机制。在这幅图中，具有比基于金属丰度的预期更蓝的HB的GC是那些正在经历核心塌陷的GC。
2013-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Second Generation Stars in Globular Clusters
利用基于网格的三维流体动力学模拟研究了质量为10^7 Msun的年轻球状星团（GC）中第二代恒星（SG）的形成过程，该球状星团可能是一个质量为~（1-5）* 10^6 Msun的年老GC的祖先。当它的第一代（FG）渐近巨星分支（AGB）恒星释放它们的喷出物和SG恒星形成时，星团吸积外部气体。我们考虑两种模型，其特征在于不同的外部气体密度。在这两种情况下，我们都发现在星系团的最内部区域形成了一个非常紧凑的SG子系统，其中心密度> 10^5 M sun/pc^3。低密度模型形成了一个人口的极端SG星与高氦增强，其次是形成另一个SG组的混合物的原始气体和AGB喷出物和特点是适度的氦增强。另一方面，高密度模型的形式在流行SG星与适度的氦增强。我们的模拟说明了在GC中SG种群形成的动力学过程，并揭示了在这个阶段结束时出现的结构特性。新诞生的SG组有不同的浓度，更极端的SG星比那些化学丰度不太极端的更集中。SG子系统的密度非常高，这意味着SG大质量恒星如果形成，可能会遭受频繁的近距离碰撞、碰撞和气体剥离，从而可能为SG的形成提供更多的气体。
2019-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sizes of Galactic Globular Clusters
本文研究了银心距与银河系球状星团半光半径之间偏离平均幂律关系的情况。令人惊讶的是，偏离平均R_h与R_gc的关系似乎并不与集群光度，集群金属丰度，或水平分支形态。发现轨道形状的差异对银河系球状星团的R_h与R_gc关系中的散射有贡献。
2012-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
