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
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
Massive AGB models of low metallicity: the implications for the self-enrichment scenario in metal poor Globular Clusters
背景：我们提出了低金属量的中等质量恒星模型的物理和化学性质，沿着热脉冲阶段演变。目的：这项工作的目标是扩展到低金属丰度，Z = 1，2和6 × 10 ^{-4}，以前计算的化学模型的典型球状星团的中间金属丰度（Z = 0.001），以及我们银河系中发现的最富金属的星系团（Z = 0.004）;主要目标是测试贫金属球状星团的自富集情况。我们计算了金属丰度Z = 10 ^{-4}、2 × 10 ^{-4}和6 × 10 ^{-4}的三个中质量模型网格;在整个AGB阶段，进化序列从主序前开始，几乎直到整个包膜的排出。我们讨论的喷出物的化学，特别是质量分数的那些元素，已被调查期间的许多，深，spectrocopic调查的球状星团结果：虽然氧和钠的数据是稀缺的低金属含量球状星团，少数数据的未进化的恒星在NGC6397是兼容的模型。此外，我们发现与星团M15中未演化恒星的C-N关系很好的一致。然而，在这个星团中，没有发现低氧（[O/Fe]=-1）的恒星。根据目前的模型，最大的，非常贫金属的星团应该包含这样的恒星。在最低金属丰度Z = 10 ^{-4}时，由于氧丰度的急剧下降，质量最大的AGB的喷出物具有C/O> 1。我们讨论了这一预测的可能影响。
2009-03-05 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Detailed Abundances in the Metal-poor Globular Cluster NGC 4372
利用Gaia-ESO巡天获得的UVES光谱对贫金属球状星团NGC 4372中的7颗红巨星分支星进行了丰度分析。这是第一次从高分辨率光谱学对这个星系团进行广泛的研究。我们推导出O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、Fe、Cr、Ni、Y、Ba和La的丰度。我们发现金属丰度为[Fe/H]=-2.19 $\pm$ 0.03，没有发现金属丰度分布的证据。这种金属丰度使NGC 4372成为最缺乏金属的星系球状星团之一。我们还发现在这个金属丰度下晕状球状星团的典型α增强。在轻元素丰度方面观察到显著的扩散。特别是，我们发现一个Na-O反相关。与其他球状星团相比，O的丰度相对较高。这可能表明NGC 4372是在高氧环境中形成的。镁铝蔓延也存在，其跨越的范围超过0.5德克斯的铝丰度。Na与Al和Mg丰度的相关性较低。这种模式表明Mg-Al燃烧循环是活跃的。这种行为也可以在其他大质量贫金属星团的巨星中看到。轻和重的s过程元素之间的关系已被确定。
2015-04-14 astro-ph.SR
Solar-like oscillations in a metal-poor globular cluster with the HST
本文根据哈勃太空望远镜观测数据，分析了贫金属球状星团NGC6397中红巨星的变化。我们使用一个非标准的数据减少的方法，把一个23天的观测运行最初旨在成像的白矮星人口，到集群的高度饱和的红巨星的时间序列测光。通过这种技术，我们获得了最终功率谱中的噪声水平下降到百万分之50，这使我们能够搜索低振幅的太阳振荡。我们比较观察到的功率谱中看到的过剩功率与估计的典型频率范围，频率间隔和振幅从缩放太阳振荡。我们看到的证据表明，检测到的变化是一致的，在至少一个，也许多达四个恒星类似太阳的振荡。这些恒星的金属丰度比太阳低两个数量级，是迄今为止在如此低的金属丰度环境中出现类似太阳振荡的最佳证据。
2009-05-22 astro-ph.SR
The helium abundance in the metal-poor globular clusters M30 and NGC6397
我们给出了两个贫金属星系团M30和NGC 6397的氦丰度。通过使用ESO甚大望远镜上的高分辨率光谱仪FLAMES和测量M30和NGC 6397中分别有24颗和35颗水平分支星的4471 A处的HeI线，已经获得了氦的估计值。这个样本代表了迄今为止在贫金属星系团中收集的最大的He丰度数据集。M30的He质量分数为Y=0.252 ± 0.003（σ =0.021），NGC 6397的He质量分数为Y=0.241 ± 0.004（σ =0.023）。这些值与宇宙学丰度完全一致，因此表明水平分支恒星的He含量并不强烈。Y分布的小范围与观测到的主序列分裂的预期一致。最后，我们发现了一个暗示，在NGC 6397中Y和[O/Fe]之间存在弱的负相关关系，这与贫氧星是由热质子捕获反应产物污染的（富He）气体形成的预测一致。
2014-03-03 astro-ph.SR
Integrated Mass Loss for Very Metal-poor Stars: Asterosesimic Red Giant Masses of K2 Globular Cluster NGC 5897
Konkoly Observatory, HUN-REN CSFK（孔科利天文台，匈牙利研究与教育网络科学中心）；CSFK, MTA Centre of Excellence（匈牙利科学院卓越研究中心）；Eötvös Loránd University, Institute of Physics and Astronomy（厄特沃什·罗兰大学物理与天文学研究所）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Center for Cosmology and Astroparticle Physics (CCAPP), The Ohio State University（俄亥俄州立大学宇宙学与高能粒子物理中心）；Princeton University（普林斯顿大学）
本研究对K2观测的极贫金属球状星团NGC 5897的20颗RGB、6颗EAGB恒星开展星震学分析，推导其质量与总质量损失，更新I型球状星团质量损失-金属丰度关系，支持RGB总质量损失随金属丰度降低而减小的结论。
2026-09-02 astro-ph.SR
A Double Main Sequence in the Globular Cluster NGC 6397
高精度多波段HST测光显示，球状星团NGC 6397的主序星（MS）分裂成两个部分，分别包含约30%和约70%的恒星。这个双重序列与星团拥有两个恒星星族的想法一致：（i）原始恒星族，其组成与场星相似，包含约30%的恒星;（ii）第二代，钠和氮增加，碳和氧耗尽，氦丰度略有增加（Δ Y~0.01）。我们在各种颜色基线上检查了两个序列之间的色差，发现第二个序列在m_F336W中非常微弱。理论等时线表明，这可能是由于NH耗尽。
2011-10-05 astro-ph.SR
Lithium and proton-capture elements in Globular Cluster dwarfs: the case of 47 Tuc
先前在少数贫金属球状星团（GC）的调查表明，锂和质子捕获元素丰度的测定提供了一个关键的工具，以解决集群内的污染情况。在这封信中，我们提出了Na，O和Li丰度在一个大样本的矮恒星在富含金属的GC 47图格里克。我们发现了一个明确的Na-O的关系，与Carretta等人获得的巨大成员的一致性很好。虽然锂和氧的丰度似乎是正相关的彼此，有一个大的分散，远远超过观测误差，并没有与钠的关系。这些发现表明，由于恒星内部的机制（比Spite高原上的恒星更冷，更富含金属），Li耗尽与负责Na-O关系的通常污染情景相结合。
2010-05-27 astro-ph.SR
Discovery of relatively hydrogen-poor giants in the Galactic globular cluster Omega Centauri
本文报道了我们对球状星团欧米茄（Omega Cen）红巨星样品中缺氢星的低分辨率光谱测量结果。根据（0，0）MgH带和Mgb三重态的强度进行了光谱分析。在我们的样本中，四颗巨星在观测光谱中发现了弱/缺失的MgH带，这与其确定的恒星参数所预期的不同。的Mg丰度的程序星确定从从属线的MgH带的蓝色的Mg b三重态，使用光谱合成技术。除了四颗已确定的候选星外，程序星的镁丰度与欧米茄Cen红巨星的预期一样（诺里斯和达科斯塔1995）。这四个候选者的Mg丰度比欧米茄Cen红巨星的预期要低得多，并且根据它们观测到的光谱中Mg b三重态的强度是不可接受的。因此，在这些恒星的观测光谱中，MgH带的微弱/缺失的合理原因是它们的大气中氢的丰度相对较低。这些巨星可能属于欧米茄Cen的富氦红巨星群。
2014-08-06 astro-ph.SR
The most metal-poor Galactic globular cluster: the first spectroscopic observations of ESO280-SC06
我们首次对贫金属的银河系球状星团ESO 280-SC 06进行了光谱观测。利用英澳望远镜上的2dF/AAOmega摄谱仪获得的光谱，我们已经确定了该星团的13个成员，并从它们的红外钙三线估计该星团的金属丰度为$\mathrm{[Fe/H]}=-2.48\substack{+0.06 \\ -0.11}$。这将使它成为银河系中已知的最贫金属的球状星团。这一结果通过与其他三个贫金属球状星团的比较得到了验证，这些球状星团是以同样的方式观测和分析的。我们还提出了新的测光的集群从EFOSC 2和SkyMapper，并确认该集群位于$22.9\pm2.1$ kpc从太阳和$15.2\pm2.1$ kpc从银河系中心，并有一个径向速度为$92.5\substack{+2.4 \\ -1.6}$ km s $^{-1}$。这些新的数据发现星团的半径大约是以前估计的一半，我们发现星团的动力学质量是$(12\pm2)\times10^3$太阳质量。不幸的是，我们缺乏可靠的自行来充分描述它围绕银河系的轨道。有趣的是，测光表明该星团缺乏一个人口稠密的水平分支，这在一个如此古老或缺乏金属的星团中还没有观察到。
2018-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Potassium Abundances in Red Giants of Mildly to Very Metal-Poor Globular Clusters
本文对三个不同金属量的球状星团的15颗红巨星在7664.91和7698.97 A处的K I共振线进行了非LTE分析（M4，M13和M15）以及两个参考早期K巨星（rho Boo和alpha Boo），为了检查K丰度是否在团簇内是均匀的，并研究[K/Fe]的行为，在-2.5 <[Fe/H] <-1的相关金属量范围内，我们证实了[K/H]（以及[Fe/H]）在每个星团内几乎是均匀的，精确度< ~0.1 dex，尽管在两颗特殊的恒星中观察到异常大的偏差，显示出高层大气湍流显著增加的迹象。由此产生的[K/Fe]比对于三个星系团来说是轻微的超日的十分之几dex，趋于从[Fe/H] ~-1时的~+0.1-0.2逐渐增加到[Fe/H] ~-2.5时的~+0.3。这一结果与盘星的[K/Fe]趋势（-1 < [Fe/H]）和极端贫金属星的[K/Fe]趋势（-4 <[Fe/H] < -2.5）有相当好的联系。也就是说，[K/Fe]似乎从[Fe/H]~0向较低金属度区域逐渐增加，直到[Fe/H]~-3，在此达到[K/Fe]~+0.3-0.4的宽的最大值，可能随后在[Fe/H]<~-3时略有下降。
2009-02-26 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
A search for long period variables in Globular Clusters: M22 and IC4499
本文报道了对两个贫金属球状星团M22和IC 4499进行长时间测光监测的结果。我们在M22区域检测到22个新的LPV，并确认了6个已知变量的变异性。可以确定其中16个的期限。在IC 4499领域，我们检测并表征了2种新的LPV。根据光度学和文献资料，对所有变量的星团成员进行了评价，并讨论了恒星在logP-K图中的位置。我们的研究结果进一步支持在金属丰度低至[Fe/H]=-1.7时存在LPV。在贫金属的星系团中发现LPV的光度范围低于富金属的星系团。
2014-01-15 astro-ph.SR
Metal-Poor Type II Cepheids with Periods Less Than Three Days
我们分析了10个周期小于3天的II型造父变星的高分辨光谱。我们发现它们明显分为两组：接近或略低于太阳金属丰度的那些，以及[Fe/H]在-1.5和-2.0之间的那些。前者通常被称为BL~Her星，而后者则被称为UY~Eri星。UY~Eri子类与星系晕中球状星团的短周期变星相似。[Fe/H] $\textgreater$ -1.0的球状星团几乎没有II型造父变星。
2018-03-13 astro-ph.SR
Detailed Abundances of 15 Stars in the Metal-Poor Globular Cluster NGC 4833
我们用麦哲伦天文台的稻盛京瓷Echelle摄谱仪观测了质量相对较大的贫金属球状星团NGC 4833中的15颗红巨星。我们计算了每颗恒星的恒星参数，并进行了标准丰度分析，得出了43种39种元素的丰度，其中包括20种比铁族重的元素。我们从Fe Ⅰ线得到<[Fe/H]> = -2.25 +/- 0.02，从Fe Ⅱ线得到<[Fe/H]> = -2.19 +/- 0.013。我们证实了早期的结果，发现在NGC 4833中没有内部金属丰度分布，并且在铁族（19 <= Z <= 30）中的任何元素之间都没有显着的恒星间丰度分布。我们恢复了轻元素C、N、O、Na、Mg、Al和可能的Si之间通常的丰度变化。重元素的分布反映了r-过程核合成的富集（[Eu/Fe] = +0.36 +/- 0.03），正如在许多其他贫金属的球状星团中所发现的那样。我们调查小恒星之间的中子捕获元素的变化，我们得出结论，这些可能不是真正的变化。Th丰度的上限，log Th/Eu < -0.47 +/- 0.09，表明NGC 4833，像其他研究Th的球状星团一样，没有经历所谓的“锕系元素的提升”。"
2015-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Age Difference of 2 Gyr between a Metal-Rich and a Metal-Poor Globular Cluster
球状星团追溯了我们银河系和其他星系的球状组成部分的形成历史，它们代表了宇宙历史上大部分恒星的形成。它们还表现出一系列的金属丰度，贫金属的星团在银河系的恒星晕中占主导地位，而金属丰度较高的星团则在银河系内部，与恒星隆起或厚盘有关。这些星系团之间的年龄差异可以表明银河系的组成部分形成的顺序，特别是哪些星系团是在银河系之外形成的，后来与它们原来的宿主星系一起被吞噬，哪些是在原地形成的。在这里，我们提出了一个富金属的球状星团47 Tuccino的年龄测定通过拟合集群白矮星人口的属性，这意味着在95%的置信度的绝对年龄为9.9（0.7）Gyr。这比从相同模型中推断的贫金属星系团NGC 6397年轻约2.0 Gyr，并提供了定量证据，证明像47 Tuccino这样的富金属星系团比像NGC 6397这样的贫金属晕星系团形成得晚。
2013-07-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Primordial r-process Dispersion in Metal-Poor Globular Clusters
传统上，除了少数贫金属的球状星团（GC）外，重元素（由中子俘获反应产生的重元素）在所有星团中都没有星与星的分散。最近检测到的低[Pb/Eu]的比率或上限在几个贫金属GC表明，在这些GC中的重元素完全由r-过程产生。重新检查文献中GC重元素丰度，我们发现4个贫金属GC（M5、M15、M92和NGC 3201）中[La/Fe]和[Eu/Fe]比之间存在明确的相关性，其中只有2个是以前已知的。这表明，总r-过程的丰度变化恒星到恒星（2-6倍）相对于每个GC内的铁。我们还确定了其他两个GC（M3和M13）的潜在分散。几个GC（M12，M80和NGC 6752）没有显示r过程分散的证据。r过程色散与众所周知的轻元素色散无关，表明它在恒星形成的整个过程中都存在于气体中。目前的观测结果表明，星到星的r-过程中的分散在金属贫乏的GC可能是一种常见的，但不是普遍存在的现象，既不是预测，也不占在目前的GC形成和演变的模型。
2011-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Heavy Element Dispersion in the Metal-Poor Globular Cluster M92
轻元素之间的分散在球状星团（GC）中很常见，而重元素之间的分散则不太常见。我们目前检测的r-过程的分散相对于铁在19个红巨星的金属贫GC M92。利用基特峰国家天文台WIYN望远镜上的水螅多目标摄谱仪获得的光谱，我们推导出19种元素的21种元素的丰度差。Fe族元素，加上Y和Zr，在0.07-0.16 dex的水平上是均匀的。重元素La、Eu和Ho表现出明显的星-星色散，范围为0.5-0.8 dex。这些元素的丰度是相互关联的，我们表明，它们是由r-过程核合成。这种r-过程的分散度与M92中C、N或Na的分散度无关，表明r-过程的不均匀性存在于整个恒星形成过程的气体中。r过程的色散与以前在贫金属的GC M15中观察到的类似，但其在M15或M92中的起源目前尚不清楚。
2011-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
CCD \emph{VI} time-series of the extremely metal poor globular cluster M92: revisiting its variable star population
本文分析了Oo II型球状星团M92的\emph{VI} CCD时序测光。对星团中的变星群体进行了研究，目的是修订它们的分类、鉴定、频谱，并选择母星团金属丰度和距离的指标。RR Lyrics光曲线的傅立叶分解导致平均[Fe/H] $_{\rm spec}=-2.20\pm 0.18$和距离$8.3\pm0.2$ kpc的估计。报告了四个新变量：一个RRd（V40），一个多模式SX Phe（V41），一个SR（V42）和一个最有可能不是集群成员的RRc（F1）。V7的AC性质得到证实。RRc星V11的双模性质尚未得到证实，它的振幅调制很可能是由于Blazhko效应。在已知的RRc变量V13中发现两种模式。有人认为，以前被分类为RRab的变星V30实际上是一颗不属于该星系团的BL Her型恒星。利用$Gaia$ -DR 2自行，我们确定了5012颗恒星在该领域的集群，这是非常有可能的集群成员，我们拥有测光，使生产一个完善的颜色星等图。这也使我们能够确定一些不属于星团的变星。在HB上的RR型天琴座脉动模式被第一个泛红色边缘清晰地分开，这是所有OO II型星团的共同特征。
2020-02-28 astro-ph.SR
Testing Metal Poor Stellar Models and Isochrones with HST Parallaxes of Metal Poor Stars
利用哈勃空间望远镜（HST）精密制导传感器的观测数据，获得了8颗贫金属（[Fe/H] < -1.4）星的视差图。这些恒星的视差由修正后的依巴谷还原法确定，平均精度为17%，而我们新的HST视差平均精度为1%，每个视差的误差范围从85到144微弧秒。这些视差数据与HST ACS测光在F606 W和F814 W滤波器中相结合，以获得恒星的绝对星等，精度为0.02至0.03等。其中6颗恒星位于主序星上（-2.7 < [Fe/H] < -1.8），适合于检验贫金属恒星演化模型和确定到贫金属球状星团的距离。使用O 'Malley等人（2017）获得的丰度，我们发现使用Vandenberg & Clem（2003）颜色变换的标准恒星模型可以合理地匹配五颗主序星，HD 54639（[Fe/H] = -2.5）在颜色-星等图中的位置异常。恒星模型和等时线是使用蒙特卡罗分析生成的，以考虑模型中的不确定性。用拟合视差星的等时线测定了9个球状星团（-2.4 <= [Fe/H] <=-1.9 $）的距离和年龄。将所有9个星团的年龄平均，得出最古老、最贫金属的球状星团的绝对年龄为12.7+/- 1.0 Gyr，其中引用的不确定性考虑了恒星模型和等时线中已知的不确定性，以及星团距离和变红的不确定性。
2017-02-02 astro-ph.SR
High-resolution CRIRES spectra of Terzan1: a metal-poor globular cluster toward the inner bulge
球状星团包含银河系中最古老的恒星，朝向球核的球状星团可以用来追踪它的动力学和化学演化。在膨胀方向，有约50个星团，但只有约20%的高分辨率光谱研究的主题。到目前为止，在高分辨率下观察到的样品跨越了中等到高金属丰度的范围。然而，在该样本中，很少有位于最内部区域（$R_{GC}\leq$ 1.5、Kpc和$|l, b|\leq5^{\circ}$）。为了限制银河系最内层区域的化学演化富集，基于高分辨率光谱的关键元素的精确丰度和丰度模式是必要的。在这里，我们提出的结果，我们获得了泰山1，一个贫金属的集群位于最里面的凸起区域。利用ESO/VLT的近红外光谱仪CRIRES，我们获得了Terzan 1最内层区域（$r\leq 60"$）16颗亮巨星的高分辨率（R $\approx$ 50，000）H波段光谱。全光谱合成技术和等效宽度测量选定的线，隔离和无显着的混合和/或污染的大地线，允许准确的化学丰度和径向速度的推导。16颗恒星中有15颗可能是星团成员，平均日心径向速度为+57 $\pm$ 1.8\，km/s，平均铁丰度[Fe/H]=-1.26 $\pm$ 0.03\，dex.我们测量了这些恒星的[ $α$ /Fe]丰度比，发现平均值为[O/Fe]=+0.39 $\pm$ 0.02\，dex，[Mg/Fe]=+0.42 $\pm$ 0.02\，dex，[Si/Fe]=+0.31 $\pm$ 0…
2014-12-05 astro-ph.SR
The origin of the spurious iron spread in the globular cluster NGC 3201
NGC 3201是一个球状星团，被怀疑在铁含量上有内在的扩散。我们重新分析了在甚大望远镜上用紫外线火焰观测到的21颗星团恒星的样本，Simmerer等人发现了0.4 dex宽的[Fe/H]分布，具有贫金属的尾部。我们证实，当采用光谱引力时，导出的[Fe/H]分布跨度约为0.4 dex。另一方面，当使用光度重力时，来自Fe I线的金属丰度分布仍然很大，而来自Fe II线的金属丰度分布很窄，并且与没有铁扩散相容。我们证明了Simmerer等人所声称的贫金属组分是由渐近巨星分支星组成的，这些恒星可能受到铁过电离驱动的非局部热平衡效应的影响。这导致Fe I丰度降低，而Fe II丰度不变。类似的发现已经在球状星团M5和47 Tuccino的渐近巨星分支中发现。我们的结论是，NGC 3201是一个正常的集群，没有内在的铁扩散的证据。
2015-01-08 astro-ph.SR
Multiple Stellar Populations of Globular Clusters From Homogeneous Ca-CN-CH-NH Photometry. VII. Metal-Poor Populations in 47 Tucanae (NGC 104)
本文报道了富金属球状星团47 Tuccenda（NGC 104）的新的大视场（$\sim$ 1° $\times$ 1°）Ca-CN测光。我们的结果如下。(1)红巨星支（RGB）和红水平支（RHB）的种群数量比非常一致：n（CN-w）：n（CN-s）= 30：70（$\pm$ 1- 2），其中CN-w和CN-s分别代表CN-弱种群和CN-强种群。氯化萘的RGB和RHB种群比氯化萘的w种群更集中。(2)每个星群中单个RGB星的光度金属丰度可以用双峰分布很好地描述，其中有两个金属丰度峰，[Fe/H] $\sim$ $-$ 0.72和$-$ 0.92 dex，其中贫金属组分占RGB星总数的$\sim$ 13%。贫金属种群比富金属种群更显著地集中，显示出与我们在M3中发现的类似的结果。(3)单个粒子数的RGB凸点$V$值表明，两种贫金属粒子数之间的氦丰度没有差别，而两种富金属粒子数之间的氦丰度需要增加到$ΔY$ 0.02--0.03。(4)47 Tuc的RHB形态似乎支持我们的想法的双峰金属丰度分布的集群。我们认为47 Tuc可能是两个类似于M3和M22的球状星团合并残留物的另一个例子。
2022-10-22 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
A High-Precision Trigonometric Parallax to an Ancient Metal-Poor Globular Cluster
利用哈勃空间望远镜（HST）上的WFC-3相机，我们获得了最近的贫金属球状星团NGC 6397的直接三角视差。虽然三角视差以前已经在许多附近的疏散星团中测量过，但这是第一个古老的贫金属人口的视差-在许多恒星星族研究中被用作基本模板。这种高精度的测量是由HST/WFC 3空间扫描模式实现的，它为星团中的数十颗恒星以及同一视线上的银河场恒星提供了数百个天体测量。我们发现视差为0.418 +/- 0.013 +/- 0.018 mas（统计的，系统的），对应的真实距离模数为11.89 +/- 0.07 +/- 0.09 mag（2.39 +/- 0.07 +/- 0.10 kpc）。恒星主序星转折处的V光度意味着星团的绝对年龄为13.4 +/- 0.7 +/- 1.2 Gyr。
2018-03-16 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Circumstellar CO in metal-poor stellar winds: the highly irradiated globular cluster star 47 Tucanae V3
我们首次在一个球状星团中探测到星周CO。ALMA的观测已经分别在345和344 GHz探测到了47 Tuccino（NGC 104; [Fe/H] = -0.72 dex）中V3附近的CO J=3-2和SiO v=1 J=8-7跃迁。CO谱线在7 σ，静止速度vLSR =-40.6km/s，膨胀速度3.2 +/- ~ 0.4km/s。较亮的、不对称的SiO谱线可能指示星周脉泽。与类似的银河系恒星相比，恒星风是缓慢的，但尘埃的不透明度仍然与银河系的比较相似。我们认为，质量损失率是由物质的悬浮到拱星环境的脉动，但终端风膨胀速度是由尘埃上的辐射压力决定的：一个脉冲增强的尘埃驱动的风。我们认为，恒星贫金属的性质减小了颗粒大小，减缓了风，增加了密度和不透明度。在光球层以上高海拔的金属合金也可以提供不透明度的增加。CO线比银河系AGB星的预期要弱，但它的强度证实了一个模型，该模型包括由球状星团内存在的强星际辐射场引起的CO离解。
2019-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Oxygen and Sodium Abundances in M13 (NGC 6205) Giants: Linking Globular Cluster Formation Scenarios, Deep Mixing, and Post-RGB Evolution
我们目前的O，Na和Fe的丰度，以及径向速度，为113红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）恒星的球状星团M13。丰度和速度是基于WIYN-Hydra摄谱仪获得的光谱，观测范围从水平分支（HB）到RGB尖端。研究结果的背景下，最近的球状星团的形成方案。我们发现，M13具有许多关键特征，表明其形成和化学富集是由当前模型很好地描述。其中一些观测结果包括：贫氧星的中心浓度，[O/Fe]随光度增加而显著降低（但[Na/Fe]略有增加），主要影响“极端”的人口，一小部分恒星具有类似晕的成分，以及缺乏贫氧AGB星。与最近的工作一致，我们得出结论，最贫氧的M13巨星可能是He丰富的，大多数（所有？）O-贫RGB星演化成为极端HB和AGB-manqué星。相比之下，“原始”和“中间”人口恒星似乎经历了标准的HB和AGB演化。
2012-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Metal-poor non-Sagittarius (?) Globular Cluster NGC 5053: Orbit and Mg, Al and Si Abundances
贫金属球状星团（GCs）具有有趣的Al-Mg反关联和可能的Si-Al关联，这是解释多布居现象的重要线索。NGC 5053是附近宇宙中最缺乏金属的GC之一，由于其位置和径向速度与人马座矮星系的一个臂相似，因此被认为与人马座矮星系有关。在这项工作中，我们模拟了NGC 5053的轨道，并反对Sgr和NGC 5053之间的物理联系。另一方面，在NGC 5053星的近红外APOGEE光谱中检测到了在光学光谱中难以检测到的Mg、Al和Si谱线。我们使用三组不同的恒星参数和代码来推导镁，铝和硅的丰度。无论采用哪种方法，我们都看到了较大的Al变化和大量的Si扩展。与NGC 5053一起，贫金属GC表现出不同的Mg、Al和Si变化。此外，NGC 5053在迄今为止已被确定表现出可观察到的Si扩散的GC中具有最低的团簇质量。
2018-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Chemical and Kinematic Consistency Between N-rich Metal-poor Field Stars and Enriched Populations in Globular Clusters
有趣的化学奇特场星可能反映了它们的恒星演化历史，以及它们在与现在发现的地方不同的环境中的可能起源，这是银河系考古学中最重要的研究领域之一。为了进一步探索这一点，我们已经使用了CN-CH波段约4000 A，以确定富N金属贫场星在LAMOST DR 3。在这里，我们将我们的富N贫金属场星样本扩展到LAMOST DR 5中的~100颗恒星，其中53颗是在这项工作中新发现的。我们研究了我们的样品和APOGEE DR 14之间的共同恒星的轻元素。虽然Mg、Al和Si的丰度通常与富N贫金属场星来自球状星团中富集的星族的假设一致，但对于C、N和O的丰度仍然没有定论。在整合了我们的富N场星和正常贫金属场星的对照样本的轨道之后，我们发现富N场星与对照样本相比具有不同的轨道参数分布，具体地，远心距离，最大垂直振幅（Zmax），轨道能量和z方向角动量（Lz）。富N场星的轨道参数表明它们大多数是内晕星。富N场星的运动学支持它们可能的GC起源。我们真正的富N场星样本的空间和速度分布是重要的观测证据，以限制模拟这些有趣的物体的起源。
2020-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clear evidence for the presence of second-generation asymptotic giant branch stars in metal-poor Galactic globular clusters
已知银河系球状星团（GC）拥有多个恒星星族：第一代具有典型的晕场星化学模式，第二代（SG）富含Na和Al，贫含O和Mg。这两代恒星都处于不同的进化阶段（例如，主序星断层、次巨星分支和红巨星分支）。在几个贫金属（[Fe/H] < -1）的GC中没有检测到SG渐近巨星分支（AGB）星，这表明并非所有的SG星都上升到AGB相，并且失败的AGB星在贫金属GC中可能很常见。这一观测结果对于恒星演化和GC形成/演化理论来说是一个严重的问题。我们在4个贫金属星系（M13，M5，M3和M2）中发现了14颗SG-AGB星，它们具有不同的观测性质：水平支（HB）形态、金属丰度和年龄。通过结合APOGEE巡天获得的H波段Al丰度和地基光学光度测量，我们在这四个GC中识别出SG富Al AGB星，并表明富Al RGB/AGB GC星应该是富Na的。我们的观测结果为目前的标准恒星模型提供了强有力的支持，即，不包括一个强大的质量损失效率，低质量HB星。事实上，目前的经验证据是一致的FG和SG星的预测分布在氦燃烧阶段的基础上，这些标准的恒星模型。
2015-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
High resolution spectroscopy of the relatively hydrogen-poor metal rich giants in the globular cluster Omega Centauri
Hema和Pandey（2014）发现的四颗富金属、轻度贫氢或氦增强的巨星中的两颗，以及它们的比较正常（富氢）巨星欧米茄Cen的高分辨率光谱被分析。分析了程序星光谱中MgH带的强度，并由此导出了它们的恒星参数。样品（贫氢）恒星（LEID 39048和LEID 34225）的观测光谱显示出较弱的MgH带，这与正常的比较巨星（LEID 61067和LEID 32169）的光谱不同。LEID 39048和LEID 34225的MgH带的镁丰度比Mg I系的镁丰度低0.3倍或更多。这种差异不能通过在不确定性范围内改变恒星参数来调和。从Mg I谱线和MgH谱带得出的镁丰度的这种差异是不可接受的。这种差异归因于它们大气中的氢缺乏或氦增强。这些富含金属、贫氢或富氦的巨星为欧米茄Cen富含金属的子种群的进化提供了重要的联系。这些恒星提供了第一个直接的光谱证据，证明欧米茄Cen中富含金属的巨星中存在He增强。
2018-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium in CEMP-no stars: A new constraint on the lithium depletion mechanism in the early universe
大多数相对温暖的、未演化的贫金属恒星（$T_{\rm eff}\gtrsim 5800\,\mathrm{K}$和$[{\rm Fe/H}]\lesssim -1.5$）表现出几乎恒定的锂丰度，与金属丰度或有效温度无关，因此形成了所谓的Spite高原。这最初被解释为来自大爆炸核合成产生的锂。然而，最近的观测显示，极端贫金属星（UMP星; $[\mathrm{Fe/H}]<-4.0$）的锂丰度明显低于高原。由于大多数UMP星是CEMP-无星，碳增强的贫金属星没有多余的中子捕获元素，碳增强和锂耗尽之间的联系被怀疑。这个问题的一个直接的方法是研究碳正常的UMP星。然而，在这个类中只有一个对象是已知的。作为一种替代方案，我们已经确定了两个CEMP没有主序星的锂丰度与金属丰度$[{\rm Fe/H}]\sim -3.0$，那里有许多碳正常的恒星与可用的锂丰度，可以考虑。我们的一维LTE分析表明，这两颗CEMP-无恒星的锂丰度与平台附近的值一致，这表明碳增强和锂耗尽没有直接关系。相反，我们的研究结果表明，极低的铁丰度是UMP恒星中锂耗尽的根本原因。
2016-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple populations along the asymptotic giant branch of the globular cluster M 4
几乎所有的银河系球状星团的恒星都显示出特征性的丰度反相关，就像典型的场晕星的富O/贫Na模式，以及贫O/富Na的额外成分。最近的一项光谱研究质疑在星团M4的渐近巨星分支恒星样本中存在贫氧/富钠星，这与沿着星团红巨星分支和水平分支的贫氧/富钠成分的光谱检测不同。这与星团水平分支形态学和水平分支恒星演化模型的预期相反。在这里，我们研究了这个问题，采用CUBI=（U-B）-（B-I）指数，以前的研究已经证明是非常有效的分离多个人口沿红巨星和渐近巨星分支序列。我们证实了以前的结果，RGB是本质上广泛的V-CUBI图，与存在的两个组件，很好地对应于两个人口确定的高分辨率光谱。我们发现，AGB星分布在广泛的CUBI值，在密切的类比观察到的RGB，表明M4的AGB也主机多个恒星星族。
2016-12-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed Chemical Abundances in NGC 5824: Another Metal-Poor Globular Cluster with Internal Heavy Element Abundance Variations
我们目前的径向速度，恒星参数，并详细的39个元素的丰度来自高分辨率光谱观测的红巨星的发光，贫金属球状星团NGC 5824。我们使用Michigan/Magellan Fiber System（M2 FS）观测了NGC 5824中的26颗恒星，使用Magellan Inamori Kyocera Echelle（MIKE）摄谱仪观测了两颗恒星。我们得出平均金属丰度[Fe/H]=-1.94+/-0.02（统计）+/-0.10（系统）。该样本恒星的金属丰度色散为0.08 dex，与以前的工作一致，并且不超过预期的观测误差。以前的工作表明，内部金属丰度分散只有在考虑恒星较暗的样本时，所以我们不能排除NGC 5824中存在内在金属丰度分散的可能性。的M2 FS光谱揭示了一个大的内部分散在[Mg/Fe]，0.28德克斯，这是在其他一些发光，贫金属集群中发现。[Mg[O/Fe]与[O/Fe]相关，与[Na/Fe]和[Al/Fe]反相关。没有证据表明其他α或Fe组丰度比之间存在内部分散。其中25颗具有以r-过程核合成为主的n-俘获富集模式（[Eu/Fe]=+0.11+/-0.12; [Ba/Eu]=-0.66+/-0.05）。只有一颗恒星显示出明显的s-过程增强的证据（[Ba/Fe]=+0.56+/-0.12; [Ba/Eu]=+0.38+/-0.14），但这颗恒星并没有表现出其他与来自伴星的质量…
2015-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origins of Neutron-capture Elements In Globular Cluster M22
本文通过主r过程、弱r过程及低质量渐近巨星分支恒星s过程贡献的组合拟合，解释了球状星团M22中贫s与富s恒星的化学丰度，并揭示s过程贡献随金属丰度升高而增加的趋势。
2025-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatially resolving the AGB star V3 in the metal-poor globular cluster 47 Tuc with VLTI/GRAVITY
本研究利用VLTI/GRAVITY首次空间分辨贫金属球状星团47 Tuc中的AGB星V3，通过观测与建模分析其尘埃壳特征，为研究AGB星质量损失的金属丰度依赖性提供了新观测途径。
2024-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
NLTE modelling of integrated light spectra. Abundances of barium, magnesium, and manganese in a metal-poor globular cluster
我们研究了非局部热力学平衡（NLTE）的钡，镁，锰的丰度分析的综合光谱，通常适用于分析河外星团和星系的影响。在本文中，我们的参考对象是一个合成的简单恒星星族（SSP），代表一个单金属α增强的球状星团，金属丰度[Fe/H]=-2.0，11 Gyr。我们使用MULTI2.3程序计算了Mg I、Mn I和Ba II离子谱线的LTE和NLTE等效宽度，这些离子通常用于河外恒星星族的丰度分析。我们使用ATLAS 12模型大气层的恒星参数采样模型等时线，代表个别恒星的模型SSP。NLTE和LTE的等效宽度计算的个别恒星合并计算SSP NLTE的修正。我们发现，对贫金属球状星团积分光谱的NLTE丰度修正在许多情况下是显著的，并且经常超过0.1 dex。特别是，LTE丰富的Mn一贯低估0.3德克斯的所有光学线Mn我在这项工作中研究。另一方面，Ba II和Mg I谱线表现出很强的微分效应：对于低激发谱线，单个恒星和积分光谱的NLTE丰度修正接近于零，但对于强高激发谱线，它们达到-0.15 dex。我们的研究结果强调，需要考虑NLTE效应的光谱分析的个别恒星和综合光谱的恒星星族。
2019-04-25 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
The Most Metal-poor Stars in Omega Centauri (NGC 5139)
银河系中最大质量和最复杂的球状星团被认为起源于现在潮汐破裂的矮星系的核核心，但是球状星团和矮星系之间的联系是脆弱的，只有M54/人马座系统代表了唯一明确的联系。半人马座球状星团Omega Centauri（w Cen）比M 54质量更大，化学成分更多样化，被认为是红杉星系或盖亚-土卫二星系的核星团。质量与这些系统相当的本星系群矮星系通常拥有大量的贫金属恒星（[Fe/H] < -2.5），人们可能会在w Cen中找到这样的天体。使用麦哲伦-M2 FS的高分辨率光谱，我们在395个目标样本中检测到11颗恒星，其[Fe/H]范围从-2.30到-2.52。它们是星团中发现的金属含量最低的恒星，比半人马座w的主要恒星少5倍。然而，这些恒星并不是那么缺乏金属，以至于可以明确地与矮星系起源联系起来。该星系团的贫金属尾似乎包含[Fe/H] ~ -2.1和-2.4附近的两个种群，它们非常集中，但没有表现出任何特殊的运动学特征。这些恒星的几个可能的起源进行了讨论。
2020-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Models for Metal-Poor Stars with Different Initial Abundances of C, N, O, Mg, and Si. II. Application to the Colour-Magnitude Diagrams of the Globular Clusters 47 Tuc, NGC 6362, M5, M3, M55, and M92
我们用HST Wide Field Camera 3（WFC 3）对球状星团（GC）47 Tuc、NGC 6362、M5、M5、M55和M92的观测结果，比较了在C：N：O丰度比（[CNO/Fe]的两个不同值）变化下计算的-2.5 <= [Fe/H] <= -0.5的恒星模型。用于将模型转置到观察平面的测辐射热校正是基于新的MARCS合成光谱，该合成光谱结合了对涉及C、N和O原子的分子的改进处理。在距离模量和红度得到充分支持的假设下，其他α元素的[O/Fe] = 0.6和[m/Fe] = 0.4的等时线（这是GC中双星所青睐的）通常再现了观测到的颜色星等图（CMD）的主要特征，误差在~ 0.03 mag.它们似乎与观测到的（M_F336 W-M_F438 W）_0颜色的分布很好地匹配，这些颜色由CN-弱和CN-强恒星沿低巨星分支跨越，但不是最蓝的巨星，它们被怀疑是贫N的（[N/Fe] <~ -0.5）。无论是（M_F438 W-M_F606 W）_0的绝对颜色，还是在给定的M_F606W星等上这些颜色的变化，都很难解释，除非最红的恒星是富C的（[C/Fe] >~ +0.5）。允许适度的He丰度变化（Δ Y ~ 0.05）改善了对观测的拟合。
2021-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Potassium abundance in the globular clusters NGC104, NGC6752 and NGC6809
利用ESO甚大望远镜FLAMES高分辨率光谱数据，计算了银河系球状星团NGC 104（144颗星）、NGC 6752（134颗星）和NGC 6809（151颗星）红巨星分支星的钾丰度。在所考虑的样品中，我们没有发现[K/Fe]的显著内在差异（证实了Carretta等人先前的发现），这与大质量星系团NGC 2419和NGC 2808的情况不同。此外，在NGC 104和NGC 6809中发现了轻微显著的[K/Fe]-[O/Fe]反相关，在NGC 104和NGC 6752中发现了[K/Fe]-[Na/Fe]相关。我们的分析结果与一种假设是一致的，即导致球状星团中多居群的过程也意味着K丰度的富集，相关的[K/Fe]增强的幅度只有在显示O和Mg耗尽效应最极端的恒星中才能测量到。到目前为止，只有在含有一些贫镁恒星的星团中才发现[K/Fe]增强的恒星，而其他没有贫镁子种群的球状星团则显示出很小或零的[K/Fe]扩散。
2017-03-15 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
Detailed chemical abundances of the globular cluster Terzan 6 in the inner bulge
本文利用中高分辨率近红外光谱首次系统研究核球球状星团 Terzan 6 的化学丰度，测定其金属丰度、速度弥散及多元素丰度模式，支持核球快速形成与化学增丰，并揭示第一代与第二代恒星共存及巨星演化中的额外混合机制。
2024-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Age of the Old Metal-Poor Globular Cluster NGC6397 Using WFC3/IR Photometry
银河系中的球状星团是确定最古老的恒星星族年龄和测量恒星色-星等关系的理想实验室。这些物体的红外测光提供了一个新的机会来完成这项任务。特别是在低质量的恒星时，在红外色星等图（CMD）中的恒星主序星（MS）会呈现出一个尖锐的“扭折”（由于M矮星的不透明度效应），使得质量较低、温度较低的矮星在F110 W-F160 W的色基线上变得更蓝，而不是更红。这种颜色-幅度关系的反演提供了使用IR成像拟合GC性质并降低其不确定性的可能性。在这里，我们使用哈勃太空望远镜上的宽视场相机3的红外通道来获得旧的金属贫乏GC NGC 6397的新的深高分辨率测光。从GC CMD的分析中，我们发现下面的MS“扭结”的存在下，两个MS具有不同的化学组成。我们推导出集群的基准线，我们比较了它与网格的等时线在一个大范围的参数空间，允许年龄，金属丰度，距离和红化在合理的选择范围内自由变化。我们得出的年龄为12.6 Gyr的随机不确定性σ ~ 0.7 Gyr。这些结果证实，分析的红外色星等的恒星提供了一个有价值的工具来测量GC年龄，并提供了一个新的场所，以确定他们的绝对年龄亚陀螺精度与下一代红外望远镜。
2018-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hubble Space Telescope imaging of the extremely metal-poor globular cluster EXT8 in Messier 31
我们最近发现M31中的球状星团（GC）EXT 8具有极低的金属丰度，[Fe/H]=-2.91+/-0.04。在这里，我们提出了一个颜色星等图（CMD）的EXT 8，获得了与宽视场相机3上的哈勃太空望远镜。与贫金属星系GC的CMD相比，我们发现EXT 8的上部红巨星分支（RGB）在F606 W-F814 W中蓝约0.03等，并且略陡，正如低光谱金属丰度所预期的那样。在上RGB上观察到的颜色扩展与完全由测量不确定性引起的一致，并且我们将sigma（F606 W-F814 W）=0.015 mag的上限置于任何固有颜色扩展上。根据采用的等时线库，相应的金属丰度分布可以高达σ（[Fe/H]）=0.2 dex或>0.7 dex。水平分支（HB）大部分位于不稳定带的蓝色一侧，并且有一个至少延伸到M（F606 W）=+3的尾巴，就像银河系GC M15一样。我们确定了两个候选RR天琴座变量和几个紫外线发光后HB/后AGB恒星候选人，包括一个非常明亮的（M（F300 X）=-3.2）源中心附近的EXT 8。半径为25角秒的EXT 8表面亮度与威尔逊型剖面很好地拟合，椭圆率为0.20，半长轴核心半径为0.25”，F606 W波段的中心表面亮度为15.2等/平方角秒，没有潮外结构的证据。总的来说，EXT 8的性质与它是一个“正常”的，但非常贫金属的GC一致，其相对高的质量和非常低的金属丰度的组合，因此仍…
2021-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
A coherent view of Li depletion and angular momentum transport to explain the Li plateau -- from Population II to Population I stars
本研究利用STAREVOL代码构建包含原子扩散和湍流等过程的恒星演化模型，成功解释了星族II到I恒星中Spite平台的锂丰度恒定与弥散现象，为宇宙学锂问题提供了恒星耗竭机制的解释。
2024-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Light-Element Abundances of Giant Stars in the Globular Cluster M71 (NGC 6838)
铝是银河系球状星团中最重的轻元素，显示出巨大的恒星间差异。这个元素可以提供额外的洞察力，了解现在已知的GC中常见的多个种群的起源，以及负责星团化学不均匀性的第一代恒星的性质。在之前的分析中，我们发现，与更多的贫金属GC不同，47 Tuc没有表现出很强的Na-Al相关性，这促使我们仔细研究类似的金属丰度，但质量较低的GC M71。利用WIYN-Hydra摄谱仪获得的光谱，我们给出了M71中33颗巨星的O、Na、Al和Fe的化学丰度。我们的光谱分析发现，类似于47 Tuc，与更多的贫金属GC相比，M71恒星没有表现出很强的Na-Al相关性，并且[Al/Fe]范围相对较窄，这是GC形成模型必须重现的特征。
2015-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Statistical analysis of Galactic globular cluster type properties
对银河系球状星团（GC）的伪彩色图（即所谓的染色体图）的分析，可以将它们分为I型和II型星团。II型GC的特征是其染色体图谱的复杂性高于平均水平，其中一些已知显示慢中子捕获反应元素（包括铁）的星间变化。这是第二类GC可能起源于河外星系并随后被银河系吸积的假设的基础。我们进行了主成分分析，以探讨可能的相关性，各种GC参数在这种新的分类。分析表明，聚类类型主要与相对年龄相关。这种关系的原因被进一步调查，发现更多富含金属的II型星团似乎也更年轻，距离银河系中心更远。还观察到银河系坐标Z为正值时II型星系团的耗尽，在Z $\sim2$ kpc以上没有检测到II型星系团。第二类星团轨道的离心率也比第一类大。
2020-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
High Resolution Optical Spectroscopy of Stars in the Sylgr Stellar Stream
我们观察到两颗贫金属主序星，它们是最近发现的Sylger恒星流的成员。我们目前的径向速度，恒星参数和丰度的13个元素来自高分辨率的光学光谱收集使用麦哲伦稻盛京瓷Echelle摄谱仪。这两颗恒星在所有检测到的元素中具有相同的成分（在0.13 dex或1.2 sigma范围内）。这两颗恒星都非常贫金属（[Fe/H] = -2.92 +/- 0.06）。这两颗恒星的C含量都没有显著增加（[C/Fe] < +1.0）。这两颗恒星的α元素Mg、Si和Ca含量都有所增加（[α/Fe] = +0.32 +/- 0.06），Na、Al和所有Fe族元素的比值在晕、超暗和矮球状星系中的其他恒星中是典型的。Sr的含量轻微增加（[Sr/Fe] = +0.22 +/- 0.11），但Ba的含量没有增加（[Ba/Fe] < -0.4），这表明这些恒星并不含有高水平的中子捕获元素。Li丰度与贫金属未演化场星和球状星团中发现的丰度相匹配（log Li（Li）= 2.05 +/- 0.07），这意味着环境不是决定贫金属恒星Li含量的主导因素。这两颗恒星的化学成分无法区分仙女座星系流的前身是一个矮星系还是一个球状星团。如果它的前身是一个矮星系，那么这股气流可能来自一个致密的区域，比如一个核星团。如果它的前身是一个球状星团，那么它将是已知的最贫金属的球状星团。
2019-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on mass loss of globular clusters in dwarf galaxies
天炉座矮球状星系以其非常高的球状星团比频（SN=26）而闻名。此外，虽然场星的金属丰度分布在[Fe/H]=-1时达到峰值，但五个GC中有四个的[Fe/H]<-2。只有大约5%的场星具有如此低的金属丰度。因此，大约1/5-1/4的贫金属恒星属于四个最贫金属的GC。这意味着这些星系团最初最多可能是4-5倍大。第二个更极端的例子可能是IKN矮星系，SN=124。虽然金属丰度并不精确，但GC约占IKN V波段总光度的13%。
2013-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
