Spinning like a Blue Straggler: the population of fast rotating Blue Straggler stars in Omega Centauri
通过使用在ESO/VLT上用FLAMES-GIRAFFE获得的高分辨率光谱，我们测量了半人马座欧米茄中110颗蓝离散星（BSS）的径向和旋转速度，这是一个球状星团状恒星系统，拥有已知最大的BSS人口。根据径向速度，109个BSS是系统的成员。旋转速度分布非常宽，大部分BSS的旋转速度小于40 km/s（与其他球状星团中观察到的大多数此类恒星一致），长尾达到200 km/s。大约40%的样品具有vsini >40 km/s，并且大约20%具有vsini >70 km/s。如此大的比例与在M4中观察到的快速旋转BSS的百分比非常相似。因此，半人马座欧米茄是第二个星团，超越M4，具有惊人的高人口的快速旋转BSS。我们发现了快速旋转的BSS部分的径向行为的暗示，在一个核心半径内有一个温和的峰值，并且在外部区域（超过四个核心半径）有可能上升。这可能表明，最近的形成事件的质量传递BSS发生在半人马座欧米茄的郊区，或者能够减缓这些恒星的制动机制在最低密度的环境中效率最低。
2014-10-08 astro-ph.SR
Sodium-oxygen anticorrelation and neutron capture elements in Omega Centauri stellar populations
半人马座欧米茄不再是已知的唯一一个包含多个恒星星族的球状星团，但它仍然是最令人费解的。由于这个星团中多个恒星星族现象的极端表现，有人认为它可能是一个更大恒星系统的残余。在这项工作中，我们提出了一个光谱调查的恒星星族主办的球状星团欧米茄半人马座阐明其，仍然令人费解的，化学富集的历史。为此，我们使用FLAMES+GIRAFFE@VLT观测了沿该星团多峰红巨星分支分布的300颗恒星，对不同金属丰度的恒星星族进行了良好的统计采样。我们确定了化学丰度的铁，钠，O和N-捕获元素Ba和La。我们证实，半人马座欧米茄表现出大恒星间的变化，铁与[Fe/H]范围从~ -2.0到~ -0.7德克斯。贫金属恒星的钡和镧丰度与铁相关，最高可达[Fe/H]-1.5，而在金属更丰富的恒星中，它们几乎是恒定的（或至少只有适度的增加）。当[Fe/H]<-1.3时，存在一个扩展的Na-O关系，而富金属的恒星几乎都是富Na的。在所有的金属度范围内，钠与铁一起中度增加。
2011-02-08 astro-ph.SR
Multiple Sequences of M-dwarfs in NGC 2808 and Omega Centauri
哈勃太空望远镜上的广角相机3的红外通道揭示了球状星团NGC 2808和半人马座欧米茄中的多个非常低质量恒星的主要序列。在本文中，我总结了观察到的事实，并提供了一个可能的解释。
2012-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The discovery of a Li-Na-rich giant star in Omega Centauri: formed from the pure ejecta of super-AGB stars?
我们报告发现的两个富锂巨星（比红巨星分支凸点暗淡）的恒星系统欧米茄半人马座使用GIRAFFE-FLAMES光谱。这两颗星的A（Li）=1.65和2.40 dex，属于该系统的主星族（[Fe/H]分别为-1.70和-1.82）。其中最富锂的（#25664）的[Na/Fe]=+0.87 dex，比半人马座欧米茄中最富Na的恒星的金属丰度高出约0.5 dex。#25664中Li和Na的化学丰度可以定性地解释为在其RGB演化过程中恒星内部的深层额外混合效率，或者质量在7到8 Msun之间的超渐近巨星分支（AGB）恒星。在后一种情况下，这颗富含锂钠的恒星可能是由超级AGB恒星的纯净喷出物形成的，然后被原始物质稀释，或者，作为一个双星系统的一部分，当后者通过超级AGB阶段演化时，经历了来自伴星的质量转移。在这两种情况下，这个独特物体的化学成分可以让我们第一次看到在超级AGB恒星内部处理的气体的化学成分。
2018-12-31 astro-ph.SR
The C+N+O abundance of Omega Centauri giant stars: implications on the chemical enrichment scenario and the relative ages of different stellar populations
我们对半人马座欧米茄中的77颗红巨星进行了化学成分分析。我们已经测量了碳和氮的丰度，并将我们的结果与我们在以前的工作中确定的O，Na，La和Fe的丰度相结合。我们的目的是更好地了解这个集群的特殊化学富集的历史，通过研究如何总的C+N+O含量不同的金属量恒星群之间的变化，以及在不同的地方沿着Na-O的关系。我们发现轻元素之间的（反）相关性，这将是预期的理论基础上的物质，已通过高温质子捕获核处理。总[（C+N+O）/Fe]从[Fe/H] -2.0增加到[Fe/H]-0.9，增加了0.5 dex。我们的研究结果提供了深入了解的化学富集的历史集群，和测量的CNO变化提供了重要的校正估计不同的恒星星族的相对年龄。
2011-11-08 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
Empirical determination of the integrated red giant and horizontal branch stellar mass loss in omega Centauri
本文测定了银河系球状星团欧米茄半人马座（NGC 5139）中贫金属星族（[Fe/H] ~ --1.7）恒星在红巨星和水平分支演化过程中的平均积分质量损失。质量的经验计算从光谱测量表面重力和光度测量温度和光度。系统的不确定性阻碍了在演化阶段对质量的绝对测量。然而，早期渐近巨星分支星和中心红巨星分支星的相对质量是可以测量的，并可以用来推导这两个阶段之间的质量损失。然后，这可以用作水平分支（HB）星模型的物理检查。对于omega Cen，发现平均差异为26 +/-4%。假设初始和最终质量分别为0.83和0.53太阳质量，我们确定RGB上损失了0.21 +/- 0.03太阳质量，AGB上损失了0.09 +/- ~0.05太阳质量。这意味着HB恒星的质量为0.62 +/- 0.04太阳质量，与文献中对该星团HB恒星质量的测定相当。这种测量的准确性可以通过更好地选择恒星和光谱覆盖范围来提高，并应用于水平分支模型目前不同意的其他星团。
2011-06-06 astro-ph.SR
Direct Evaluation of the Helium Abundances in Omega Centauri
从He I在1.08 μ m处的近红外跃迁直接测量了半人马座球状星团中两颗几乎相同的红巨星的氦丰度。其中一颗星显示出He I线，而另一颗星的He I线很弱或没有。详细的非LTE半经验模型，包括在球形几何膨胀的发展，以匹配色球H-α，H-β，和钙II K线，以预测氦的配置文件，并获得氦丰度。红巨星的光谱显示氦的丰度Y小于或等于0.22（LEID 54064）和Y=0.39-0.44（LEID 54084），对应的丰度差值Δ Y大于或等于0.17。这种对氦丰度的直接评估为理论推测提供了观测支持，即除了高温氢燃烧产物的轻元素外，多个种群还含有增强的氦。我们表明，1.08微米的He I线可以产生氦丰度在冷星的半经验色球模型的约束时，由其他光谱功能。
2013-07-22 astro-ph.SR
Direct Evidence for an Enhancement of Helium in Giant Stars in Omega Centauri
在半人马座球状星团中发现的双主序已经用等时线解释，表明氦丰度的变化很大。如果这是真的，氦的增强对这个星团的化学和恒星演化历史具有强烈的影响。然而，目前只有间接的措施支持这一猜想。我们报告发现的变化线强度的近红外He I 10830 A过渡在欧米茄半人马座的12个类似的红巨星与凤凰双子座-S观察。这些恒星的丰度来自Las Campanas天文台的麦哲伦/MIKE光谱，显示氦跃迁在大多数贫金属恒星（[Fe/H] < -1.8）中没有被探测到，但在大多数[Fe/H] >=-1.8的恒星中存在。这些观测首次直接证明了半人马座欧米茄中氦的增强。氦的出现似乎与[Al/Fe]和[Na/Fe]丰度的增加有更好的相关性，而不是[Fe/H]的函数，这为上一代恒星中存在高温氢燃烧提供了观测支持。
2010-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The HST Large Programme on Omega Centauri -- VII. The white dwarf cooling sequence
本研究利用HST观测分析半人马座ω的白矮星冷却序与光度函数，确定其终止端峰值，并探讨单一年龄与长达50亿年年龄范围的可能性。
2024-09-06 astro-ph.SR
Magnesium Isotope Ratios in omega Centauri Red Giants
我们利用在AAT用UHRF（R ~ 100，000）和Gemini-S用b-HROS（R ~ 150，000）获得的高分辨率观测结果，确定了7颗半人马座欧米茄红巨星的镁同位素比，这些红巨星的铁丰度范围从[Fe/H] = --1.78到--0.78 dex，以及M4中的两颗红巨星（NGC 6121）。半人马座欧米茄恒星对“原始”（即，富O、贫Na、贫Al）和“极端”（贫O、富Na、富Al）两类。半人马座ω和M4中的原始人口星显示出（25 Mg，26 Mg）/24 Mg同位素比值，这与其他球状星团中原始人口的[Fe/H]值相似。半人马座欧米茄极端恒星的同位素比率也与其他星团中极端人口恒星的同位素比率一致。对极端星族星的研究结果表明，在中等金属丰度（[Fe/H] <-1.4dex）和最高[Al/Fe]值时，26 Mg/24 Mg比值最高。此外，极端星族星中26 Mg的相对丰度明显高于25 Mg，与模型预测相反。事实上，25 Mg/24 Mg同位素比值并不明显依赖于[Fe/H]或[Al/Fe]，有趣的是，原始恒星和极端人口恒星之间也没有明显的差异。
2013-04-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The subgiant branch of omega Cen seen through high-resolution spectroscopy. I. The first stellar generation in omega Centauri?
我们分析了半人马座omega亚巨星支6颗恒星的高分辨率UVES光谱，并得出了19种化学元素（Al，Ba，C，Ca，Co，Cr，Cu，Fe，La，Mg，Mn，N，Na，Ni，Sc，Si，Sr，Ti和Y）的丰度比。与以前的红巨星丰度测定结果进行比较，提供了显着的一致性，并使我们能够确定我们的目标所属的子种群。我们发现三个靶在[Fe/H]~-2.0 dex，[alpha/Fe]~+0.4 dex和[s/Fe]~0 dex处属于低金属丰度的布居。具有类似特征的恒星在过去的红巨星调查中发现了少量。我们讨论的可能性，他们属于一个单独的子人口，我们命名为VMP（非常金属贫，最多5%的总集群人口），这-在自富集假说-是最好的候选人的第一代恒星在欧米茄岑。其中两个靶在[Fe/H]~-1.7 dex处属于贫金属优势群（MP），另一个靶在[Fe/H]~-1.2 dex处属于金属中间态（MInt）。新定义的VMP群体的存在可以帮助理解基于低分辨率光谱的一些令人困惑的结果（Sollima等人，Villanova等人）因为这些研究的金属丰度分辨率可能不足以检测VMP群体。VMP也可能对应于在最新的HST测光（Bellini et al.）中发现的亚巨星分支区域的一些额外子结构。在尝试将化学丰度与ω Cen亚巨星分支的子结构相关联后，我们发现VMP和MP种群之间的年龄差异应该很小（0+/-2 Gyr），而MP和…
2010-12-21 astro-ph.SR
The dynamics of the outer parts of omega Centauri
英澳望远镜的多目标光纤光谱仪AAOmega已被用于确定和测量半人马座欧米伽恒星系统外部新成员样本的精确（<1公里/秒）径向速度。新的样本使已知的成员数量增加了一倍多，这些成员具有精确的速度，距离星团中心25'到45'之间。将这个样本与早期的工作相结合，证实了欧米茄Cen的视线速度色散在星团的外部保持近似恒定，约为6.5 kms-1，其中只包含星团总恒星质量的一小部分。有人认为，在外部区域近似恒定的速度分散是最有可能的外部影响的结果，如潮汐冲击加热发生在每次欧米茄Cen穿过银河系平面。因此，没有必要援引暗物质或非标准的引力理论。
2012-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
A chemical signature from fast-rotating low-metallicity massive stars: ROA 276 in omega Centauri
我们提出了一个贫金属的恒星，ROA 276，在恒星系统欧米茄半人马座的化学丰度分析。我们确认，这颗恒星有一个异常高的[Sr/Ba]丰度比。此外，ROA 276对从Cu到Mo的所有元素都表现出非常高的丰度比[X/Fe]，以及从Ba到Pb的元素的正常丰度比。ROA 276的化学丰度模式，相对于一颗原始的欧米伽Cen恒星ROA 46，最适合于20 Msun的快速旋转低金属丰度大质量恒星模型，[Fe/H] =-1.8，初始旋转为临界值的0.4倍;没有其他核合成源可以匹配中子捕获元素的分布。ROA 276可以说提供了迄今为止最明确的证据，证明快速旋转的大质量恒星有助于早期宇宙中重元素的产生。
2017-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spitzer spectra of evolved stars in omega Centauri and their low-metallicity dust production
利用新的Spitzer IRS光谱研究了银河系球状星团欧米茄半人马座14颗贫金属（[Fe/H] = -1.91 ~-0.98）巨星周围的尘埃产生。这个样本包括星团的后AGB和碳星，因此是第一个对贫金属（[Fe/H] < -1）星群中尘埃产生的代表性光谱研究。只有更多的金属丰富的恒星V6和V17（[Fe/H] =-1.08，-1.06）显示硅酸盐发射，而其他五颗中红外过量的恒星只显示出一个无特征的连续体，我们认为这是由金属铁尘埃颗粒造成的。我们对V42的金属丰度进行了研究，发现它可能是富金属族的一部分（[Fe/H] ~ -0.8）。除了AGB后的恒星V1，我们没有发现星团中大部分贫金属（[Fe/H] < -1.5）的恒星-包括碳星-产生可检测到的尘埃量。我们将尘埃产生与Las Campanas天文台的麦哲伦/克莱望远镜获得的恒星H-α线轮廓进行了比较，发现最强的散射器（V6，V17和V42）中的脉动令人震惊，但所有其他恒星都有外流的证据。我们的结论是，尘埃产生的开始并不意味着离开恒星的物质发生根本性变化。我们的数据增加了越来越多的证据表明，在贫金属、富氧的恒星中，金属铁主导着尘埃的产生，但尘埃可能不是这种质量金属度制度中风的主要加速剂。
2011-04-27 astro-ph.SR
The proper motion of sub-populations in Omega Centauri
半人马座欧米茄球状星团是这类星团中质量最大的一个，它是多个恒星星族的复杂混合体，具有几个运动学和动力学特性。不同的平均自行已检测到的三个主要的子群体，这意味着最富金属的是吸积起源。这一特殊的证据一直是一个有争议的问题，因为现有的数据要么不够精确，要么仅限于集群的一小部分，无法最终证实或反驳这一结果。利用第二次盖亚数据发布的天体测量和最近的高质量，多波段测光，我们现在能够解决争议。我们使用盖亚数据重现了原始分析，发现三个种群具有相同的平均自行。因此，没有必要为最富金属的子群援引一个增生起源。
2020-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Mg-K anti-correlation in Omega Centauri
我们目前的[K/Fe]丰度比的样本中的450颗恒星在半人马座欧米茄，使用高分辨率光谱获得的多目标光谱仪火焰@VLT。还导出了Fe、Na和Mg的丰度。我们检测到的内在K变化分析的恒星。[K/Fe]与[Na/Fe]呈显著正相关，与[Mg/Fe]呈显著负相关。明显的Mg-K反相关使得半人马座欧米茄成为继NGC 2419和NGC 2808之后的第三个恒星系统，拥有[Mg/Fe]<0.0 dex的恒星，相对于富Mg恒星（[Mg/Fe]>0.0 dex），半人马座欧米茄的K富集约0.3 dex。K和其他轻元素之间的相关/反相关参与化学异常支持的想法，在[K/Fe]的蔓延可以与相同的自富集过程典型的球状星团。我们认为，在最大质量和/或贫金属的球状星团中，K丰度的显著变化可能是极端自富集过程的表现。理论模型在解释球状星团中K的产生时面临问题。事实上，渐近巨星分支星负责Mg-K反相关的模型只在定性上与观测一致。最后，我们发现了一颗特殊的恒星，相对于其他具有类似[Mg/Fe]的恒星，它具有非凡的K过剩（[K/Fe]=+1.60 dex）。我们认为，这颗富钾恒星可能是由AGB恒星在被原始物质稀释之前的纯喷出物形成的。
2022-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Omega Centauri: weak MgH-band in red giants directly trace the helium content
利用高光谱分辨率和高信噪比的光学光谱分析了半人马座球状星团中红巨星的恒星参数和氦等15种元素的化学丰度。采用理论光球和He/H $-$比的组合对MgH和Mg线的同时丰度分析被证明是评估温度低于4400 K的红巨星的氦丰度的唯一强有力的探针，否则氦线跃迁（He { \scs I} 10830和5876）可用于直接谱线分析。氦增强模型光球对丰度比的影响小于0.15 dex，与过去的研究一致。本文测量的最富金属的星系团成员的第一个间接光谱氦丰度揭示了7个氦增强巨星的发现（$Δ$ $Y=+$ 0.15 $\pm$ 0.04），这是迄今为止光谱发现的最大的此类样品。$-$ 0.79 $\pm$ 0.06 dex的平均金属丰度和O、Na、Al、Si、Ca、Ti、Ni、Ba和La的丰度与半人马座欧米茄红巨星分支（RGB-a）和亚巨星分支（SGB-a）种群的值一致，表明样本之间存在进化联系。巨星中的He增强与较大的$s$过程元素丰度有关，这些元素与Al相关，而与O相关。这些结果支持在富含快速旋转大质量恒星、爆炸为超新星的双星和渐进巨星分支（AGB）恒星的喷出物的星际介质中形成氦增强、富含金属的半人马座欧米茄种群。
2020-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopy of horizontal branch stars in Omega Centauri
我们分析了增红，表面氦丰度和质量的115个水平分支（HB）和蓝钩（BH）恒星在欧米茄半人马座，跨越HB从蓝色边缘的不稳定带Teff~ 50000 K。平均集群红化是E（B-V）=0.115+-0.004，与以前的估计很好地吻合，但我们的证据在集群区域的差异红化的模式。西半部的恒星比西南象限的恒星红0.03-0.04等。我们发现，在低分辨率光谱上测量的氦丰度比基于更高分辨率的测量系统地低约0.25 dex。在半人马座Ω和三个比较星团之间没有发现氦丰度的差异，并且在11500- 20000 K范围内的恒星随温度变化的趋势，这可能反映了扩散过程的可变效率。有微弱的证据表明，两个极端HB（EHB）恒星家族（Teff> 20000 K）可能存在，正如在现场观察到的那样，其中约15%的物体是氦的消耗，相对于主要的人口是10倍。氦丰度高于30000 K的分布是双峰的，但我们检测到一小部分的氦贫对象低于以前的调查。这些观测结果与这些正在从HB演化出来的恒星是一致的。它们的空间分布并不均匀，但这种不对称的分布只是微不足道的。我们还发现，EHB星与令人不安的高光谱质量可能存在于欧米茄半人马座，因为以前发现在其他集群。导出的温度-颜色关系表明，恒星热超过11000 K是暗淡的U波段的典型模型的预期，而没有异常检测到在B和V的这种行为，没有观察到在NGC 6752，是一个新的特性OmegaCentauri…
2012-10-03 astro-ph.SR
Curiouser and curiouser: the peculiar chemical composition of the Li/Na-rich star in Omega Centauri
我们提出了一个多仪器光谱分析的独特的锂/钠丰富的巨星25664在半人马座欧米茄使用光谱获得的火焰-GIRAFFE，X-SHOOTER，UVES和竖琴。锂和钠的丰度已来自UVES光谱使用过渡弱敏感的非局部热力学平衡和假设的同位素比。这项新的分析证实了这颗恒星令人惊讶的Li和Na丰度（A（Li）=+2.71+-0.07 dex，[Na/Fe]=+1.00+-0.05 dex）。此外，我们提供了新的证据，其化学特性。12 C/13 C同位素比值（15+-2）显示这颗恒星还没有经历通常与红巨星分支碰撞有关的额外混合事件。因此，我们可以排除在红巨星分支阶段有效的深度额外混合的情况，以解释高Li和Na丰度。此外，该恒星的C和N丰度都很高（[C/Fe]=+0.45+-0.16 dex和[N/Fe]=+0.99+-0.20 dex），这与在球状星团中观察到的典型C-N丰度关系不一致。我们在25664中发现了径向速度变化的证据，这表明该恒星可能是一个双星系统的一部分，当后者在AGB阶段演化时，可能已经从一个更大质量的伴星吸积了物质。施主星的可行候选者是3-4 Msun的AGB星和超级AGB星（~7-8 Msun），两者都能够产生富含锂和钠的物质。或者，这颗恒星可能是由超级AGB恒星的纯粹喷出物形成的，在被原始气体稀释之前。
2021-06-08 astro-ph.SR
Discovery of Millisecond Pulsars in the Globular Cluster Omega Centauri
半人马座球状星团是银河系中质量最大、亮度最高的星团。$γ$射线源FL8 Y J1326.7 $-$ 4729与星团的核心重合，这导致人们猜测星团核心可能存在迄今未知的射电暴或湮灭性暗物质。在这里，我们报告发现五毫秒半人马座欧米茄以下的观测与帕克斯射电望远镜。其中四颗星的自转周期分别为4.1、4.2、4.6和6.8毫秒，第五颗星的自转周期为4.8毫秒，属于食双星系统，轨道周期为2.1小时。澳大利亚望远镜紧凑阵列拍摄的星团中心的深射电连续图像显示了一小部分紧凑的射电源，这使得其他的射电星可能正在等待发现。我们认为，毫秒级双星极有可能是$γ$射线的发射源。这些恒星的长期定时为探索星团的动力学和星际介质提供了机会。
2019-12-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Radial distribution of the multiple stellar populations in omega Centauri
我们提出了一个详细的研究，在银河系球状星团欧米茄岑确定的多个人口的径向分布。我们使用了天基图像（ACS/WFC和WFPC 2）和地基图像（FORS1@VLT和WFI@2.2米ESO望远镜）来绘制从内核到外围（约20弧分）的星团。这些数据集已被用来提取高精度测光的建设颜色星等图和天体测量位置的约900 000颗恒星。结果表明，在核半径内2处，蓝主序星的数量略多于红主序星。在离星团中心更远的地方，bMS星相对于rMS的相对数量急剧下降，下降到约8角分，然后保持不变，直到我们观测的极限。我们还发现，最适合的颜色分布内的bMS的高斯的色散显着大于最适合的颜色分布内的rMS的高斯的色散。此外，包括bMS后代在内的中等金属丰度红巨星分支星相对于贫金属组分（rMS后代）的相对数量也遵循与主序星数比N_bMS/N_rMS相似的趋势。红巨星分支中最富金属的组分与中等金属量组分的分布相同。我们简要地讨论了所观察到的径向分布的不同的恒星组成部分在欧米茄岑可能产生的影响。
2009-09-25 astro-ph.SR
The HST Large Programme on omega Centauri -- VI. The radial gradient of the stellar populations
本文分析了球状星团Omega Centauri的HST观测数据，发现不同恒星群体比例存在显著径向变化，bMS群体比rMS群体更向中心集中，而MSa和MSd群体在较远处比例下降较弱，仅MSe群体无显著变化。
2024-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundance in lower red giant branch stars of Omega Centauri
我们目前的锂，钠，铝和铁丰度的199个较低的红巨星分支恒星系统欧米茄半人马座成员，使用高分辨率光谱获得火焰在甚大望远镜。A（Li）分布在A（Li）~ 1 dex处达到峰值，具有朝向较低值的突出尾部。分布的峰值与球状星团中较低的红巨星分支星和银河场星中测得的锂丰度一致。当金属丰度低于[Fe/H]-1.3dex时，A（Li）~ 1dex的恒星出现，当金属丰度高于[Fe/H] ~-1.3dex时，A（Li）~ 1dex的恒星消失。另一方面，在所有的金属丰度中都发现了贫锂星。大多数贫金属恒星表现出明显的Li-Na关系，大约30%的样本A（Li）低于~ 0.8 dex，而在正常的球状星团中，这些恒星只占一小部分。[Fe/H] >-1.6dex的恒星大多贫Li富Na。在这些恒星中测得的锂耗尽没有观察到类似的金属丰度的球状星团，我们证明，它不是由拟议的氦增强和/或年轻的年龄。因此，这些恒星是由已经耗尽锂的气体形成的。最后，我们注意到，半人马座欧米茄包括所有的人口（锂正常/钠正常，锂正常/钠丰富和锂穷人/钠丰富的恒星）观察到，在较小程度上，在单金属GC。
2018-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Helium Enhancement in the Metal Rich Red Giants of Omega Centauri
富氦半人马座欧米茄中富含（He）金属的红巨星，由Hema和Pandey使用Vainu Bappu望远镜（VBT）的低分辨率光谱发现，并通过分析从HRS-South African Large Telescope（SALT）获得的LEID 34225和LEID 39048的高分辨率光谱得到证实，在这里重新分析，以确定其程度的氦增强/氢缺乏（H-缺乏）。所观察到的MgH带结合模型大气具有不同的He/H比用于分析。这两颗巨星的He/H比是通过强制执行这样一个事实来确定的，即对于所采用的模型大气，从MgI谱线和从MgH谱带的从属谱线导出的Mg丰度必须相同。LEID 34225和LEID 39048的估计He/H比分别为0.15+/-0.04和0.20+/-0.04，而正常He/H比为0.10。根据对其他两颗比较星（LEID 61067和LEID 32169）的分析，得到正常的He/H比为0.10。0.15-0.20的He/H比对应于大约0.375-0.445的氦的质量分数（Z（He）=Y）。氦增强的范围和衍生的金属丰度的程序星是符合确定的欧米茄Cen蓝色主序星。因此，我们的研究为富含金属的氦增强型欧米茄Centuari种群的进化轨迹提供了缺失的环节。这项研究工作是第一次使用MgI和MgH线对半人马座欧米茄富含金属的红巨星中He增强量进行光谱测定。
2020-05-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The HST large programme on omega Centauri -- IV. catalogue of two external fields
在这一系列的第四篇论文中，我们介绍并公开发布了哈勃空间望远镜为半人马座欧米伽大型方案观测到的其余两个平行场的最新目录和地图集。这两个区域位于距离球状星团中心约12'的位置（在西向和西南向），并在从紫外到红外的滤光片中成像。这两个领域被观察到的两个时期，间隔约2年，用于推导自行和计算成员概率。
2021-07-19 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Photometric Metallicities for 367,324 stars of Omega Centauri
Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Department of Physics and Astronomy, University of Notre Dame（圣母大学物理与天文系）；Joint Institute for Nuclear Astrophysics – Center for the Evolution of the Elements (JINA-CEE)（核天体物理联合中心——元素演化中心）
通过HST光度和MUSE光谱数据，研究omega巨蟹座多人口星团的光度金属度分布，构建包含20778颗巨星和346546颗矮星的金属度目录，发现半光度半径内无显著金属度梯度，且环状结构不明显，表明子群体已充分混合。
2026-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hot Horizontal Branch stars in omega Centauri: clues about their origin from the cluster Color Magnitude Diagram
我们调查了银河系球状星团欧米茄半人马座水平分支最热的蓝色末端的一个特殊特征，使用高精度和几乎完整的星表，该星表是从HST上的ACS进行的调查中构建的，覆盖了内部10 × 10弧分。它是一个在F435 W-（F435 W-F625 W）平面上几乎垂直的恒星密集团，我们称之为“蓝团”。与理论模型的比较得出的结论是，这一特征必须有热闪星，或典型的富氦星-在这个集群中观察到的蓝色主序星子种群的后代-或两种类型的混合物，加上可能的一个组成部分，从正常的He人口集群托管。来自理论的一个强约束是，“蓝色团块”中物体的质量必须非常精细地调整，最多只有$\sim$ 0.03 Mo的扩散。通过比较观测到的和理论上的恒星数，沿着H-和He-燃烧阶段，我们发现，至少有15%的预期的富He水平分支恒星是失踪的颜色星等图。这些失踪的人口可能是红巨星的后代，这些红巨星未能点燃中心的氦燃烧，并产生了氦核白矮星。我们的结论支持Calamida等人（2008）最近提出的解释半人马座ω中观测到的白矮星与主序星之比的方案。
2009-07-21 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
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
MgAl burning chain in Omega Centauri
本研究利用VLT/FLAMES光谱分析Omega Centauri中439颗恒星的Fe、Mg、Al、Si丰度，揭示了随金属丰度变化的Mg-Al反相关及Al产生与破坏双通道，为MgAl循环在多族群形成中的作用及极高温度下Mg燃烧提供了证据。
2023-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
A chromosome map to unveil stellar populations with different magnesium abundances. The case of Omega Centauri
从历史上看，测光主要用于识别球状星团中的恒星星族（MP），方法是使用基于颜色和星等的图表，这些图表对具有不同金属丰度或不同氦、碳、氮和氧丰度的恒星非常敏感。特别是，伪双色图称为染色体图（ChM），允许识别和表征的MP在约70 GC通过使用适当的过滤器的哈勃太空望远镜（HST）是敏感的恒星内容的He，C，N，O和Fe。在这里，我们使用高精度HST测光从F275 W，F280 N，F343 N，F373 N和F814 W图像的欧米茄半人马座调查其MP。我们引入了一个新的ChM，其横坐标和纵坐标分别对具有不同镁和氮的恒星星族最敏感。这是有效的，在解缠的MP的基础上，他们的镁化学丰度，使我们能够探索，第一次，可能的关系，这些元素物种的生产大样本的恒星在GC。通过比较不同的恒星星族的颜色与从适当的合成光谱中获得的颜色，我们提供了每个人口的化学成分的“光度”估计。我们的研究结果表明，除了第一代（1G）恒星，欧米茄半人马座的贫金属人口的主机四组不同的[N/Fe]，即2GA-D的第二代恒星。2GA星的[Mg/Fe]与1G星几乎相同，而2GB、2GC和2GD星的Mg亏损分别为~0.15、~0.25和~0.45 dex。我们提供的证据表明，金属中间人口的主机与耗尽[Mg/Fe]的恒星。
2020-06-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular Cluster UVIT legacy Survey (GlobUleS) III. Omega Centauri in Far-Ultraviolet
我们提出了第一个全面的研究最大的球状星团欧米茄半人马座在远紫外线（FUV）从中心延伸到潮汐半径的28%，使用紫外成像望远镜搭载AstroSat。FUV-光学色星等图与现有的正则模型的比较表明，水平分支（HB）恒星比膝盖（hHB）和白矮星（WD）更蓝，在FUV中比模型预测的暗约0.5等。它们也比另一个巨大的星团M13中的对应物更暗。我们模拟HB与至少五个亚群，包括三个富氦人口与大量的他富集Y高达0.43 dex，重现所观察到的FUV分布。我们发现，他丰富的年轻亚群径向分离比他正常的老年人，这表明在原位富集老一代。欧米茄Cen hHB的有效温度范围与M13相同，但有些半径较小，光度较低。这可能表明，一小部分欧米茄Cen hHB的质量比M13的质量小，类似于早期对外极端HB星的光谱研究结果。Omega Cen和M13中的WD具有相似的光度半径有效温度参数，并且发现0.44 - 0.46 M $_\odot$ He芯WD模型轨道从Y = 0.4 dex的祖星演化来符合其中的大多数。这项研究提供了限制欧米茄Cen的形成模型的基础上估计的年龄范围，[Fe/H]和Y（特别是），HB星。
2022-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Deep Multiwavelength View of Binaries in Omega Centauri
我们总结了使用钱德拉和HST在大质量球状星团欧米茄半人马座（NGC 5139）中搜索X射线发射双星的结果。ACIS-I成像显示了180个X射线源，我们估计其中45-70个与星团有关。我们提出了40个标识，其中大部分是我们已经获得了使用ACS/WFC成像与HST，覆盖中央10'x10'的集群。大约一半的光学ID是吸积双星，包括9颗非常微弱的蓝色恒星，我们认为它们是周期极限附近的灾难性变星。另一个四分之一由各种不同的系统组成，所有这些系统都可能包含日冕活跃的恒星。剩下的9颗X射线亮恒星是一个有趣的群体，出现在红巨星分支的红色区域，其中几颗位于异常的RGB区域。未来的光谱观测应该可以揭示这些恒星是否真的与异常的RGB有关，或者它们是否代表了一个大的“亚-亚巨星”群，就像在其他球状星团和疏散星团中看到的那样。
2010-12-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The non-peculiar velocity dispersion profile of the stellar system omega Centauri
我们提出了一个广泛的区域，从r~10弧分延伸到r~80弧分（~1.5潮汐半径）内的大质量星团半人马座欧米茄径向速度的调查结果。这次巡天是用FLAMES@VLT进行的，目的是研究这个恒星系统外部区域的速度色散分布。我们得出了准确的径向速度的样本2557个新观察到的恒星，确定318个真正的集群红巨星。将我们的数据与Pancino等人（2007）提供的数据合并，我们最终收集了946个星团成员的均匀样本，使我们能够跟踪从中心到r~32 arcmin的速度色散曲线。在此范围内，速度分散似乎单调减少，从中心值sigma_{v} ~17.2 Km/s下降到最小值sigma_{v} ~5.2 Km/s。所观察到的表面亮度分布，旋转曲线，速度色散分布和椭圆率分布的同时很好地再现了一个简单的动力学模型，其中质量遵循轻，在经典的牛顿引力理论。通过与一个N-体模型的比较，表明在进入银河系势的最后10个轨道中，一个模拟omega Cen的系统的演化表明：（a）位于星团内部~20弧分的恒星的旋转并不像其他作者所假设的那样是由于银河系潮汐场的影响，以及（b）总体观测情景仍然与星团外围区域受到某种潮汐搅动的可能性相一致。
2009-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Chandra Study of the Galactic Globular Cluster Omega Centauri
我们分析了球状星团欧米茄半人马座（NGC 5139）的~70 ksec钱德拉ACIS-I曝光。大约17 amin x 17 amin的视场完全涵盖了三个核心半径和几乎两倍的半质量半径。我们探测到180个源，其极限通量约为4.3 × 10 ^-16 erg/cm^2/s（在4.9 kpc时Lx = 1.2 × 10^30 erg/s）。在考虑了活动星系核和可能的前景恒星的数量后，我们估计45-70个来源是星团成员。其中四个X射线源先前已被确定为星团中的致密吸积双星--三个激变变星（CV）和一个静止的中子星。将钱德拉的位置与已知的变星相关联，得到了8颗匹配的恒星，其中5颗可能是星团成员，它们很可能是有活跃日冕的双星。外推这些光学识别到剩余的身份不明的X射线源人口，我们估计，20-35的来源是CV和类似的数量是活跃的双星。这可能代表簇中的大多数CV，但仅代表所有活动二进制文件的一小部分。我们对地核中任何额外的微弱的、未分辨的源群的积分亮度设置了Lx <3 × 10^30 erg/s的2-sigma上限。我们探讨这些发现的意义的背景下，原始与动态渠道CV形成。Omega Cen中每单位质量的CV数量至少比现场低2-3倍，这表明原始的二进制文件，否则会导致CV在集群环境中被破坏。
2009-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
oMEGACat. X. Shedding light on the disrupted dwarf galaxy of Omega Centauri
Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Utah（犹他大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天体物理计算研究所）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Landessternwarte（海德堡大学天文学中心，州立天文台）
研究通过APOGEE和GALAH数据揭示Omega Centauri的化学结构，发现其内部区域富含α元素，支持其由矮星系合并形成，同时表明Sequoia和Thamnos符合向外剥离序列，而与GE的联系仍存疑问。
2026-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The HST Large Program on Omega Centauri. I. Multiple stellar populations at the bottom of the main sequence probed in NIR-Optical
作为一个大型调查的一部分，哈勃太空望远镜研究最暗的恒星内的球状星团欧米茄半人马座，在这项工作中，我们提出了早期的结果，其主要序列（MS）的恒星的多样性，基于深光学和近红外观测。通过使用适当的色星等图，我们第一次确定了从关闭到氢燃烧极限的整个MS上的两个主要恒星星族I和II。我们将观测结果与MS星的合成光谱进行了比较，并得出结论，这两个MS与具有不同金属丰度、氦和轻元素丰度的恒星星族是一致的。具体来说，MS-1对应于贫金属恒星星族（[Fe/H]~-1.7），Y~ 0.25，[O/Fe]~0.30。MS-II的主恒星是富氦（Y~0.37-0.40）恒星，金属丰度范围为[Fe/H]~-1.7至-1.4。在MS拐点（mF 160 W ~19.5）以下，我们的测光结果显示，两个主要MS中的每一个都有不同氧丰度的恒星亚群，MS-II中有非常贫氧的恒星（[O/Fe]~-0.5）。这种复杂性在以前对球状星团中M矮星的研究中从未观察到。在詹姆斯·韦伯太空望远镜的午餐前几个月，这些结果证明了光学和近红外测光在研究球状星团中多个恒星星族中的作用。
2017-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Limits on an Intermediate Mass Black Hole in Omega Centauri: I. Hubble Space Telescope Photometry and Proper Motions
我们分析了哈勃太空望远镜的高级相机对球状星团欧米茄的调查数据。我们使用GO-9442，GO-10252和GO-10775数据集构建了一个光度和自行星表。观测之间的2.5到4年基线产生了大约10^5个自行的目录，在中心场有53，382个高质量的测量。我们使用两种不同的星计数方法和一种完全独立的方法，使用2 MASS图像确定聚类中心到1角秒的精度。我们还确定了自行的运动学中心，它与星数中心在其不确定性范围内一致。星团的自行色散逐渐向内增加，但在中心~15弧秒内，运动学没有随位置变化：没有色散尖点，也没有速度异常高的恒星。我们首次在任何球状星团中测量了沿主序的自行色散随质量的变化，并发现该星团尚未处于均分状态。我们的自行结果不证实Noyola，Gebhardt和Bergmann提出的怀疑欧米茄Cen中存在中等质量黑洞的论点。在第二篇论文中，我们提出了新的动力学模型的高质量的数据在这里，把定量约束的质量上的任何可能的IMBH的目的。
2009-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
From the CMD of Omega Centauri and (super-)AGB stellar models to a Galactic plane passage gas purging chemical evolution scenario
我们研究了半人马座欧米茄的色星等图，发现蓝色主序（bMS）只能由氦丰度在Y=0.35- $0.40. To explain the faint subgiant branch of the reddest stars ("MS-a/RG-a" sequence), isochrones for the observed metallicity ([Fe/H]\approx0.7) appear to require both a high age (~13Gyr) and enhanced CNO abundances ([CNO/Fe]\approx0.9$范围内的模型再现。还必须假设Y~0.35，以抵消高CNO对关闭颜色的影响，从而获得与该恒星星族的相对蓝色关闭的良好拟合。这表明Omega Cen的化学演化时间较短（<1 Gyr）。我们的中等质量（超）AGB模型能够再现高氦丰度，以及[N/Fe]~2和大量的O贫化，如果充分考虑对流处理的不确定性。这些丰度特征将bMS星与占主导地位的[Fe/H] $\approx1.7$星族区分开来。最大质量的超AGB恒星模型（M_zams>=6.8M_sun，M_He，核心>=1.245M_sun）预测的N增强太大，这限制了它们对极端人口的贡献。我们定量地表明，高度He和N-富集AGB喷出物具有特别有效的冷却性能。基于这些结果和重建的轨道欧米茄…
2012-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new formation model for omega Centauri: the crossroad of astrophysical processes
我们研究了银河系球状星团（GC）omega Cen与多个恒星星族的形成过程，基于我们最初的流体动力学模拟，包括II型超新星（SNe II）、渐近巨星分支（AGB）恒星和中子星合并（NSMs）的化学富集。主要结果如下。在其矮星系的中心区域，质量为2 × 10^7太阳质量的致密分子云在不到几百万年的时间内可以形成[Fe/H]变化范围很大的多个恒星星族。从SNe II和AGB星喷出的气体可以很好地混合，形成具有更高He丰度（Y）和更高[Fe/H]的新恒星。富He星强烈集中在GC的中心区域，因此GC可以显示出陡峭的Y负梯度。轻元素Fe的相对比例显示双峰分布为一个给定的[Fe/H]由于恒星形成的原始气体和AGB喷出物。[La[Ba/Fe]和[Ba/Fe]在[Fe/H]~-1.5时迅速增加，然后由于Fe从SNe Ⅱ排出而下降。虽然AGB喷出物几乎可以完全保留在集群内的介质，NSM喷出物可以保留只有部分。这种保留能力的差异是在ω Cen中观察到的独特的[Eu/Fe]-[Fe/H]和[La/Eu]-[Fe/H]关系的原因。一些观测结果，如[O/Na] $-$ [Fe/H]关系和径向[Fe/H]梯度，在本模型中还不能很好地再现。
2019-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
oMEGACat II -- Photometry and proper motions for 1.4 million stars in Omega Centauri and its rotation in the plane of the sky
本研究利用HST长期数据构建ω Cen内部140万颗恒星的高精度测光与自行星表，并测得其天空平面自转及倾角。
2024-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Limits on an Intermediate Mass Black Hole in Omega Centauri: II. Dynamical Models
我们提出了一个详细的动力学分析的投影密度和运动学数据的球状星团欧米茄Cen。我们解决了球面各向异性的Jeans方程预测的RMS速度在每个三个正交坐标方向（视线，自行径向，自行切向）的投影轮廓。我们适合的模型，以新的HST恒星计数和自行数据附近的集群中心在纸我，结合现有的地面测量。我们还推导和模拟所观察到的自行分布的高斯-厄米矩。投影的密度分布与中心附近的平坦一致，中心对数斜率的上限γ =0.07。RMS自行轮廓也与中心附近的平坦一致，并且没有异常快速移动的恒星。该模型提供了一个很好的拟合，并产生一个可能的中等质量黑洞（IMBH）的质量上的1 σ上限MBH < 1.2E4太阳质量。推断的上限对应于MBH/Mtot <0.43%。我们结合其他集群的结果，并讨论了球状星团IMBH人口的影响。需要更严格的限制来排除或确定球状星团是否遵循与星系相同的黑洞人口统计相关性。Noyola等人（2008）提出的怀疑欧米茄Cen中存在IMBH的论点没有得到我们研究的证实;他们提出的IMBH质量被坚决排除。
2009-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Studying Binary Systems in Omega Centauri with MUSE: II. Observational constraints on the orbital period distribution
本研究利用跨度八年的多历元MUSE光谱观测，分析半人马座ω中心区域的双星系统，未发现绕亮星运行的恒星级黑洞候选体，约束了19个双星的轨道性质，发现其长周期双星偏多、内禀周期分布与演化模型预测不符。
2025-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
A joint JWST and HST view of Omega Centauri: Multiple stellar populations and their kinematics
Univ. di Padova（帕多瓦大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所-帕多瓦天文台）；Research School of Astronomy & Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）
通过联合JWST和HST观测，研究omega人马座的多星族及其动力学特性，发现不同星族的运动学差异和能量分布特征。
2025-12-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics of metallicity populations in Omega Centauri using Gaia Focused Product Release and Hubble Space Telescope
本研究利用Gaia FPR和哈勃数据，对半人马座ω四个金属丰度族群进行运动学分析，发现各族群平均自行无显著差异，但均存在相似速度的旋转特征，为星团形成机制提供线索。
2025-02-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Compositions of Field and Globular Cluster RR~Lyrae Stars: II. omega Centauri
本文对球状星团NGC 5139（ω Cen）中的天琴座RR（RRL）变星进行了详细的光谱分析。我们在拉斯坎帕纳斯天文台的麦哲伦/克莱望远镜上用多光纤摄谱仪M2 FS收集了113个RRL的光学（4580-5330 A）、高分辨率（R = 34，000）、高信噪比（200）光谱。我们还分析了在VLT使用FLAMES/GIRAFFE收集的122个RRL的高分辨率（R = 26，000）光谱，可在ESO档案中获得。目前的样本加倍的文献丰度的集群和领域的RRL在银河系的基础上高分辨率光谱。等效宽度测量用于估计大气参数、铁和α（Mg、Ca、Ti）、铁峰值（Sc、Cr、Ni、Zn）和s-过程（Y）元素的丰度比。我们确认ω Cen是一个复杂的簇，其特征在于铁含量的大范围分布：-2.58 < [Fe/H] <-0.85。我们估计平均团簇丰度为[Fe/H] = -1.80 +-0.03，sigma = 0.33 dex。我们的研究结果还表明，两个不同的RRL人口共存的集群。前者更贫金属（[Fe/H] < -1.5），Y几乎为太阳丰度。后者数量较少，金属含量更高，钇含量更高（[Y/Fe] > 0.4）。这种特殊的双峰富集只出现在s-过程元素中，而在较轻的元素中没有观察到，其[X/Fe]比值是银河系球状星团的典型特征。
2019-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mining the time axis with TRON. I. Millisecond pulsars in Omega Centauri, Terzan 5 and 47 Tucanae detected through MeerKAT interferometric imaging
本文提出名为TRON的原型流水线，通过处理MeerKAT档案综合成像数据挖掘中等时标射电暂现源和变源，在三个球状星团中成功探测到多个毫秒脉冲星及候选体并确认其掩食行为。
2025-01-31 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
