A critical look at the merger scenario to explain multiple populations and rotation in iron-complex globular clusters
有人提出合并来解释球状星团（GCs）中的多个种群，其中铁丰度分布广泛（以下称为铁络合物GCs）。通过N体模拟，我们调查，如果合并是一致的，在铁络合物GC的子群体和旋转的观察。关键的参数是原始细胞的初始质量和密度比。当密度相似时，质量较大的前身星占据了合并残留物的中心部分，质量较小的前身星形成了一个扩展的旋转星群。只有当低质量的祖先的初始密度比合并残留物的质量比高出大约1倍时，它才能在合并残留物的中心区域成为大多数人口。为了匹配两个铁络合物GC（ω Cen和NGC 1851）中多个种群的径向分布，质量较小的祖先需要是较大祖先的四倍。我们的合并残留物显示内部的固体旋转，在外部变得不同。旋转速度V和椭圆率ε与具有各向同性色散的扁转子模型一致。我们讨论了几个运动学签名的合并与一个更密集的低质量的祖先，可以测试与未来的观测。
2016-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Iron-peak elements Sc, V, Mn, Cu and Zn in Galactic bulge globular clusters
球状星团是早期银河系恒星形成和化学富集历史的示踪物。它们的丰度模式有助于了解它们的化学富集过程。特别是，到目前为止，对银河系核球中的铁峰元素的研究相对较少。计算了样本星团的铁峰元素丰度，并与核球场星、厚盘星进行了比较。我们计算了5个球状星团（NGC 6528，NGC 6553，NGC 6522，NGC 6558，HP 1）和参考星团Tuccenda 47（NGC 104）的铁峰元素Sc，V，Mn，Cu和Zn的丰度。多年来，甚大望远镜的UVES摄谱仪获得了高分辨率的光谱。样本球状星团研究跨度金属丰度范围为-1.2<Fe/H]<0.0。V和Sc似乎与Fe同步变化，表明它们与Fe是在同一超新星中产生的。我们发现，锰是缺乏金属贫星，确认它是生产不足的大质量恒星;锰超过铁稳步增加在较高的金属丰度，由于金属丰度依赖富集Ia型超新星。铜的行为作为一个次要元素，表明它的生产在一个弱s过程中的大质量恒星。Zn在低金属丰度时具有类似α的行为，这可以用超新星的核合成来解释。在富金属端，Zn随着金属量的增加而减少，类似于α-元素。
2018-01-18 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
Globular Cluster Intrinsic Iron Abundance Spreads: I. Catalog
我们提出了一个最新的目录的内在铁丰度分布在银河系的55个球状星团，足够精确的光谱测量。我们的方法在可能的情况下结合了多个数据集，以改善统计数据，同时考虑到不同的方法和仪器可以导致系统性地抵消金属丰度。只有高光谱分辨率（R> 14，000）的研究，测量个别的铁谱线的等效宽度，才发现个别恒星的金属丰度有不确定性，这些恒星可以被校准得足够好，以便将固有色散与随机测量误差干净地分开。发现中值固有铁扩散为0.045 dex，这是小的，但在大多数情况下明确测量为非零。星系团之间的差异很大，但更明亮的球状星团，在10^5 L太阳以上，平均铁扩散越来越大;没有发现铁扩散和金属丰度之间的趋势。
2019-09-25 astro-ph.GA
The iron dispersion of the globular cluster M 2, revised
M2被认为是由三种不同的恒星组成，它们的铁含量相对增加。我们使用14颗红巨星分支恒星的等效宽度测量值，Yong等人从中检测到$\sim$ 0.8 dex宽的三峰铁分布，以重新确定星团的金属丰度。与Yong等人相比，这些方法只遵循经典的光谱方法来获得大气参数，我们使用三种不同的方法来约束有效温度和表面重力来进行化学分析。当大气参数的光谱推导出，我们测量的三峰金属丰度分布，以及类似于由勇等人。我们发现，铁II线的金属丰度分布强烈不同于从铁I功能时，通过光度重力的分布。Fe I分布模拟了用光谱参数得到的金属丰度分布，而Fe II显示只有两个恒星群存在，金属丰度[Fe/H]为$\simeq$ -1.5和-1.1 dex，它们内部的铁是均匀的。这一发现，再加上高分辨率的光度证据，表明M 2是由一个占主导地位的人口（$\sim$ 99%）均匀的铁和少数组件（$\sim$ 1%）富集铁相对于主集群人口。
2015-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
A chemical trompe-l'œil: no iron spread in the globular cluster M22
我们提出的分析高分辨率光谱与UVES和UVES-FLAMES在甚大望远镜的17个巨星在球状星团M22，恒星系统怀疑有一个内在的扩展在铁丰度。我们发现，根据以前的分析，当表面重力是光谱（通过强加获得相同的铁丰度从FeI和FeII线）的[Fe/H]分布跨度~0.5 dex。然而，以这种方式获得的重力对应于不切实际的低恒星质量（0.1-0.5 Msun）的大多数调查巨星。相反，当测光重力采用，[铁II/H]分布显示没有证据的差异与[铁I/H]分布的蔓延。这种差异最近已在其他集群中观察到，可能是由于过度电离机制驱动的非局部热平衡效应，主要影响中性物质（从而提供较低的[Fe I/H]），但留下[Fe II/H]不变。我们确认，S-过程元素显示出显着的恒星到恒星的变化和它们的丰度似乎与[Fe I/H]和[Fe II/H]之间的差异。这一令人困惑的发现表明，某些星团恒星的特殊化学成分可能与能够虚假地降低[FeI/H]的效应有关。我们的结论是，M22是一个球状星团，没有证据表明内在的铁扩散，排除了它保留了超新星喷出物在其引力势井。
2015-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring the alpha-abundance of subsolar-metallicity stars in the Milky Way's central half-parsec: testing globular cluster and dwarf galaxy infall scenarios
虽然银河系核心星团已经被广泛研究，但它是如何形成的还不确定。研究表明，它包含一个太阳和超太阳的金属丰度人口，可能已经形成的现场，随着太阳下的金属丰度人口，可能已经形成了通过合并的球状星团和矮星系。恒星丰度测量对于区分不同的形成情景至关重要。我们提出了新的测量[ $M/H$ ]和$α$ -元素丰度[ $α/Fe$ ]的两个太阳下的金属量恒星在银河系中心。这些观测是用自适应光学辅助高分辨率（R= 24，000）光谱仪NIRSPEC在K波段（1.8 - 2.6微米）进行的。这是第一次对银河系核星团中亚太阳金属丰度恒星的$α$元素丰度进行测量。我们测量[ $M/H$ ]= $-0.59\pm 0.11$，[ $α/Fe$ ]= $0.05\pm 0.15$和[ $M/H$ ]= $-0.81\pm 0.12$，[ $α/Fe$ ]= $0.15\pm 0.16$的两颗恒星在银河系中心的不确定性占主导地位的光谱模板的系统不确定性。恒星的[$α/Fe$]介于球状星团和矮星系的[ $α/Fe$ ]之间，具有相似的[ $M/H$ ]值。它们的丰度与核星团中的大部分恒星非常不同。这些结果表明，银河系核星团中的亚太阳金属丰度群体可能起源于下落的矮星系或球状星团，不太可能在原地形成。
2021-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity relations in LMC and SMC from the slope of Red Giant Branch stars in globular clusters
基于23个LMC/SMC球状星团的近红外JHK测光，本文测量RGB斜率并建立其与年龄、金属丰度的关系，发现斜率无显著年龄依赖，但年轻与年老星团呈现不同正负趋势。
2024-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
A vindication of the RR Lyrae Fourier light curve decomposition for the calculation of metallicity and distance in globular clusters
我们报告的平均金属丰度和绝对星等的RR天琴座恒星的样本中的37个球状星团，计算通过傅立叶分解的光变曲线和特设的半经验校准，在一个前所未有的均匀的方法。这使得一个新的讨论的金属依赖的水平分支（HB）光度，作为一个基本的距离指标。RRab和RRc星的定标应分开处理。对于RRab，色散较大且为非线性。对于RRc星，相关性不那么陡峭，非常紧密和线性。HB结构参数L的相关性被突出显示，并提供形式MV（[Fe/H]，L）的非线性校准。从光变曲线分解得到的[Fe/H]和MV值与通过Gaia-DR 3和HST获得的光谱值和距离之间存在极好的一致性。在35个星团的变星普查中，我们的计划发现了326颗恒星。
2022-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
A CH star in the globular cluster NGC 6426
我们报告了在低金属量球状星团NGC 6426中心附近偶然发现的一颗碳星。我们确定了它的成员和化学性质，使用中等分辨率的光谱。它的径向速度为-159公里/秒，使它成为星团的一员。我们从文献和COMARCS恒星大气模型的光度数据，推导出它的光度，有效温度，表面重力，金属丰度，和近似的C，N和O丰度比。根据这些性质，我们认为这颗星是一颗真正的富碳低金属量AGB星。
2012-07-19 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 Relationship Between Globular Cluster Mass, Metallicity, and Light Element Abundance Variations
我们调查铝丰度变化的恒星星族的球状星团使用文献测量的钠和铝和APOGEE测量的氮和铝丰度。对于后者，我们表明，佩恩是最合适的五个可用的丰度管道为我们的目的。我们的42个球状星团的组合样本在[Fe/H]中的跨度约为2 dex，在$\log{M_{GC}/M_{\odot}}$中的跨度约为1.5 dex。我们发现不少于五个球状星团的氮和/或钠的显着内部变化，几乎没有相应的变化，在铝，和铝富集在富含金属的系统中，最小的现代集群质量是$\log{M_{GC}/M_{\odot}} \approx 4.50 + 2.17(\rm{[Fe/H]}+1.30)$。我们证明了不具有类场丰度的恒星的[Al/Fe]与[Na/Fe]和[Al/Fe]与[N/Fe]关系的斜率近似地与球状星团的金属丰度和恒星质量呈对数线性关系。相反，[Na/Fe]和[N/Fe]之间的关系没有显示出这种依赖性的证据。这表明，在早期宇宙中（至少）有两类非超新星化学污染物是常见的，它们在球状星团中的相对贡献与球状星团的金属丰度和质量成比例。这些类中的第一类主要是负责CNO和NeNa丰度的变化，同样第二的MgAl丰度的变化。47 Tuc和M4是这种二分法的特别突出的例子。作为一个辅助发现，我们认为，泰山5星之间的丰度变化是一致的，它是一个正常的球状星团。
2019-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. V. Nonlinear Absorption-line Index versus Metallicity Relations and Bimodal Index Distributions of M31 Globular Clusters
最近对M31的球状星团（GC）系统的光谱学研究以前所未有的精度证实了老GC吸收线指数分布的双峰性。这种河外GC的划分，到目前为止主要是通过光度颜色双峰性来断言的，已经被认为是在单个星系内仅仅存在两个不同的金属丰度亚群，并且形成了各种星系形成理论的关键支柱。由于光谱学比光度学更能详细地探测恒星星族，因此指数双峰的发现可能表明双GC族的存在。然而，在这里，我们表明，所观察到的光谱二分法M31 GC出现由于金属性指数转换的非线性性质，因此不一定要调用两个单独的GC子系统。我们把这作为一个密切的类比，最近的观点，金属性颜色非线性主要负责观察到的GC颜色双峰。我们还表明，金属敏感镁线显示不可忽略的金属指数的非线性和巴耳末线显示相当强的非线性。这就产生了双峰指数分布，这通常被解释为双峰金属丰度分布，不考虑金属丰度指数的非线性。我们的发现为M31 GC系统的构成提供了新的见解，这可能会改变目前对GC系统及其宿主星系形成的许多想法。
2013-03-25 astro-ph.GA
Intrinsic iron abundance spreads in globular clusters
INAF–Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；INAF–Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所天体物理学与空间科学观测站）
研究球状星团中本征铁丰度分布，用基于Python的Q2工具确定13个银河系球状星团中92颗同类恒星的微分恒星参数和铁丰度，经蒙特卡罗模拟评估，多数球状星团无显著铁差异，仅少数有，数据不支持球状星团中铁广泛变化。
2026-07-14 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
Metallicity of the globular cluster NGC 6388 from high resolution spectra of more than 160 giant stars
NGC 6388是银河系中质量最大的球状星团（GC）之一，它是一个古老的、富含金属的银河系隆起星团。通过利用以前的光谱观测，我们能够绕过与强场恒星污染有关的成员资格的不确定性。本文给出了在ESO-VLT上获得的12颗新巨星的UVES谱和150颗巨星的GIRAFFE谱的丰度分析。我们推导出径向速度，大气参数和铁丰度的所有恒星。当结合以前的数据，我们得到了一个总数为185恒星均匀分析NGC 6388从高分辨率光谱。185颗恒星的平均视向速度为81.2+/-0.7，rms = 9.4 km/s。UVES和GIRAFFE样品的平均金属丰度[Fe/H]=-0.480 dex，rms = 0.045 dex（35星）和[Fe/H]=-0.488 dex，rms = 0.040 dex（150星）。将这些值与丰度的内部误差进行比较，我们排除了集群内存在显著的内在金属丰度分布。由于NGC 6388中大约三分之一的巨星被认为属于HST伪彩色图中定义的所谓II型GC的“异常红巨星”，我们得出结论，要么增强的金属丰度不是解释这种分类的必要条件（正如NGC 362的零铁分布所暗示的那样），要么NGC 6388不是II型球状星团。
2021-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
RR Lyrae and Type II Cepheid Variables in Globular Clusters: Optical and Infrared Properties
球状星团既是星系演化和形成的原始化石，也是制约低质量和贫金属恒星演化的理想实验室。天琴座RR型变星和造父变星II型变星都是低质量的径向脉动恒星，它们追踪着年老的恒星星族。这些球状星团中的恒星标准烛光对于测量它们的精确距离和绝对年龄以及校准河外距离尺度至关重要。本文讨论了天琴座RR型和造父变星II型的演化阶段，并给出了它们的脉动性质，包括光变曲线、色-星等图、周期-振幅图以及球状星团在可见光和红外波段的周期-光度关系。本文还详细讨论了RR天琴座视星等-金属丰度关系和覆盖较宽金属丰度范围的球状星团的多带周期-光度-金属丰度关系在RR天琴座距离尺度中的应用。
2022-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The minimum metallicity of globular clusters and its physical origin -- implications for the galaxy mass-metallicity relation and observations of proto-globular clusters at high redshift
在本域宇宙中，金属丰度为$[{\rm Fe}/{\rm H}]<-2.5$的球状星团（GC）极为罕见。在这封信中，GC的形成和星系演化之间的密切联系是用来表明，这GC金属'地板'的结果从星系的质量-金属丰度关系的超低光度星系（ULLGs）在高红移，最贫金属GC必须形成。金属丰度为$[{\rm Fe}/{\rm H}]\lesssim-2.5$的镓的质量太低，无法形成初始质量为$M_{\rm i}\gtrsim10^5~{\rm M}_\odot$的GC，而初始质量是维持哈勃时间所需的。这将星系质量-金属丰度关系转化为$[{\rm Fe}/{\rm H}]\lesssim-1.8$的最大初始星系团质量-金属丰度关系，这自然导致在$z=0$（“蓝倾”）观察到的贫金属GC的颜色-星等关系。它的强度跟踪的斜率的气相质量金属丰度关系的ULLG。基于室女座和天炉座星系团中GC的蓝色倾斜，预测了在$z\gtrsim2$处的$10^5\lesssim M_\star/{\rm M}_\odot\lesssim10^7$的星系质量-金属丰度关系具有$α=0.4\pm0.1$的斜率。GC金属丰度底意味着GC形成的最小宿主星系质量和最大红移。任何在$z>9$发现的原始GC最有可能出现在比银河系更大的星系中，而低质量星系中的GC，如天炉座dSph（$M_\star\approx4\times10^7~{\…
2019-04-22 astro-ph.GA
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. X. Subaru/FOCAS Multi-object Spectroscopy of M87 Globular Clusters
用Subaru/FOCAS MOS模式获得了室女座中央cD星系M87的140个球状星团的光谱。利用简单的恒星星族模型研究了GC的年龄、金属丰度和$α$元素丰度等基本性质。它被证实，大多数的M87 GC是一样古老的，更丰富的金属，并在$α$ -元素比银河系GC增强。我们的高质量，同质数据集使我们能够测试的理论预测的弯曲颜色$-$金属丰度关系（CMR）。非线性CMR假设需要一个替代的解释，广泛观察到的GC颜色双峰，其中即使是单峰金属分布产生双峰颜色分布凭借非线性金属-颜色转换。M87中旧的、高信噪比GC的新推导的CMR（83个GC的$V-I$ CMR和78个GC的$M-T2$ CMR）证实了显著拐点的存在。此外，从结合目录与以前的研究M87 GC光谱，我们发现，共有185个老GC表现出广泛的，单峰的金属丰度分布。结果证实了非线性CMR解释的GC颜色双峰，进一步阐明了星系形成的理论。
2021-09-16 astro-ph.GA
Linking globular cluster formation at low and high redshift through the age-metallicity relation in E-MOSAICS
我们开始比较年龄金属丰度关系（AMR）的大规模集群的麦哲伦云质量星系的E-MOSAICS套件的数值宇宙学模拟与合并的观测数据的大规模集群的大，小麦哲伦云（LMC/SMC）。我们的目标是测试：（1）恒星团簇形成遵循普遍的物理过程，暗示了大质量星系团（YMC）、中龄星系团（IAC）和古老球状星团（GC）的共同形成机制;（2）所有年龄的大质量星系团都遵循连续的AMR;（3）与大质量星系相比，小质量星系的AMR关系较浅。我们的研究结果表明，在不确定性，预测AMR的L/SMC质量的星系与类似的恒星形成历史的L/SMC遵循相同的关系，观测。我们还发现，AMR饱和的金属丰度随着星系质量的增加而增加，这也被发现为场星AMR。这表明相对低金属量的星系团仍然可以在矮星系中形成。鉴于我们的研究结果，我们认为，古老的GC共享其形成机制与IACs和YMCs，其中GC是一个普遍的过程中的恒星团簇形成在其宿主星系的恒星形成的早期情节的结果。
2020-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A stellar census in globular clusters with MUSE -- Extending the CaT-metallicity relation below the horizontal branch and applying it to multiple populations
目的。我们使用超过30，000红巨星分支（RGB）恒星的光谱在25个球状星团（GC），在银河系球状星团的MUSE调查中获得的，校准钙II三重态（CaT）的金属丰度关系，并获得所有个别恒星的金属丰度。我们调查的整体金属丰度分布，以及每个集群内的不同人群。方法. Ca II三重态在8498、8542和8662 AA处的近红外线在光谱类型介于F和M之间的恒星中可见，可以用来确定它们的金属丰度。在这项工作中，我们校准的关系，使用平均集群金属丰度从文献和MUSE光谱，并将其扩展到水平分支以下-传统上是为了避免非线性关系的截止-使用二次函数。除了基于V-VHB的经典关系外，我们还提出了基于绝对星等和光度的校准。然后使用所获得的关系来计算样本中所有恒星的金属丰度，并推导出一个星团内不同种群的金属丰度分布，这些种群已使用基于HST测光的所谓“染色体图”进行分离。结果我们发现，尽管相对较低的光谱分辨率的MUSE（R=1900-3700），我们可以得到单星金属丰度的平均统计内集群的不确定性为~0.12 dex。我们目前的金属丰度分布的RGB恒星在25 GC，并调查不同的金属丰度的人口P3（和更高）在所谓的金属络合物或II型集群，发现金属丰度的变化，在所有这些。我们还在I型星团NGC 2808中发现了意想不到的金属丰度变化，并确认了NGC 7078的II型状态。
2020-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Precise Empirical Determination of Metallicity Dependence of Near-infrared Period-Luminosity Relations for RR Lyrae Variables
天琴座RR型变星是星族II距离的极好指标，这要归功于它们在红外波长下定义良好的周期光度关系（PLR）。我们目前的近红外（NIR）监测银河系球状星团的结果，经验量化RR天琴座变量的近红外PLR的金属丰度依赖。我们的样本包括均匀的，准确的，精确的光度数据，964 RR天琴座变量在11个球状星团覆盖了大的金属丰度范围（$Δ\textrm{[Fe/H]}\sim2$ ~dex）。我们利用346颗银河系场RR型天琴座星和{ \it Gaia}星系，导出了$JHK_s$带周期-光度-金属丰度（PLZ）和周期-Wesenchant-metallicity（PWZ）关系，并同时求解了到球状星团的独立距离.我们发现一个显着的金属依赖性的$\sim0.2$ ~mag/dex在$JHK_s$频带PLZ和PWZ关系的RR天琴座星独立的金属丰度尺度。金属丰度系数和经验PLZ和PWZ关系的零点与水平分支演化和脉动模型的预测非常一致。此外，RR天琴座为基础的距离，我们的样本的球状星团也统计上与其他独立的测量文献中一致。我们推荐的经验$JHK_s$频带PLZ关系也提供了RR天琴座为基础的距离测量。
2023-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nonlinear Color--Metallicity Relations of Globular Clusters. VI. On Calcium II Triplet Based Metallicities of Globular Clusters in Early-type Galaxies
星系中球状星团（GCs）的金属丰度分布函数是理解星系形成和演化的关键。钙II三重态（CaT）指数由于其对GC金属丰度的敏感性，最近已成为一种流行的金属丰度指标。在这里，我们重新审视和评估的可靠性CaT作为金属丰度指标，使用我们的新的恒星星族合成模拟的基础上经验，高分辨率通量。该模型表明，旧（$>$ 10 Gyr）GC的CaT强度与低于$-0.5$的${\rm [Fe/H]}$成正比。然而，在适度的富金属区，由于最冷的红巨星对CaT吸收的贡献很小，CaT不再随${\rm [Fe/H]}$增加。色- $CaT$关系的非线性性质被附近早型星系GC的观测所证实。这表明在计算富金属恒星星族的金属丰度时应谨慎使用CaT。我们的结果提供了一个解释的颜色和$CaT$分布的GC在同一星系中观察到的急剧差异。我们把这作为一个类比，认为金属-颜色和金属-舔指数的GC的非线性是主要负责他们观察到的“双峰”分布的颜色和吸收指数。
2016-01-04 astro-ph.GA
The Age-Metallicity-Specific Orbital Energy Relation for the Milky Way's Globular Cluster System Confirms the Importance of Accretion for Its Formation
球状星团可以在它们的宿主星系内部形成，在高红移时，气体密度较高，富含气体的合并是常见的。它们也可以在低质量星系内部形成，这些星系已经被吸积和潮汐破坏，留下它们的球状星团补充物与高质量晕结合在一起。我们认为，星系球状星团系统中年龄-金属丰度-特定轨道能量关系可以用来确定其起源。富含气体的合并应该产生紧密结合的系统，其中富含金属的集群比缺乏金属的集群年轻。球状星团形成于大质量盘中，然后分散成晕，它们的年龄和比轨道能量之间应该没有关系。吸积的球状星团应产生弱束缚系统，其中年龄和金属丰度相互相关，但与特定轨道能量呈负相关。我们使用精确的相对年龄，自洽的金属丰度，和基于空间的自行通知轨道表明，银河系的金属贫乏的球状星团系统位于一个平面中的年龄金属丰度特定的轨道能量空间。我们发现，相对年轻或贫金属的球状星团与银河系的结合较弱，而相对古老或富金属的球状星团与银河系的结合较紧密。虽然富含金属的球状星团可能是在原位或非原位形成的，但我们的研究结果表明，贫金属的星团是在银河系外的矮星系中形成的。我们预测，这种年龄之间的关系，金属丰度，和特定的轨道能量在$L^{*}$星系的球状星团系统是一个自然的结果星系形成的$Λ$ CDM宇宙。
2021-04-21 astro-ph.GA
Iron and neutron-capture element abundance variations in the globular cluster M2 (NGC 7089)
我们目前的CN和CH指数和CaII三重态金属丰度的34个巨星和化学丰度的33个元素在14个巨星的球状星团M2。假设程序星是星团成员，我们的分析揭示了（i）CN和CH线强度的极端变化，（ii）金属丰度分散，主峰在[Fe/H] = -1.7处，较小的峰在-1.5和-1.0处，（iii）轻元素O，Na，铝和硅和（四）一个大的（可能是双峰）分布的所有元素的丰度，主要是通过在太阳系材料的S-过程。根据Roederer et al.（2011），我们定义了两组恒星，“r+s”和“仅r”，并从前者中减去后者的平均丰度，以获得“s过程残差”。尽管这三个系统所涵盖的金属丰度范围不同，但这一s过程残留物与M22和M4中发现的非常相似。最近的研究发现M2中有一个双亚巨星分支，Sr和Ba丰度分散，我们的光谱分析证实，这个球状星团经历了一个复杂的形成历史，与M22，NGC 1851和半人马座ω相似。
2014-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Confirming the presence of second population stars and the iron discrepancy along the AGB of the globular cluster NGC 6752
球状星团NGC 6752中的渐近巨星分支（AGB）星被发现具有一些红巨星分支（RGB）星的化学特征。[FeI/H]和[FeII/H]之间的差异（在RGB星中未观察到）已被检测到采用光谱温度。此外，AGB可能缺乏第二星族恒星。建议使用基于（V-K）颜色的光度温度来消除这种铁的差异。此外，特设方案已被提出来解释第二人口AGB星的缺席。在这里，我们分析了19个AGB和14个RGB星的NGC 6752的光谱仪UVES观察到的样本。RGB星的两个温标吻合得很好，而AGB星的温标存在~100 K的系统偏差。我们发现，即使光度温度减轻了铁的差异，相对于光谱的，系统之间的差异[FeI/H]和[FeII/H]仍然被发现之间的AGB星。一个意想不到的结果是光度温度不满足AGB星的激发平衡。这表明标准的1D-LTE模型大气无法正确描述AGB星的热结构，与RGB星不同。测光温度的使用证实了以前检测到的第二人口AGB星在这个集群中，存在明确的相关性/轻元素丰度之间的关系。这有力地证明了第一和第二星族恒星都是沿着NGC 6752的AGB演化的。
2018-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular Cluster Abundances from High-Resolution, Integrated-Light Spectroscopy. II. Expanding the Metallicity Range for Old Clusters and Updated Analysis Techniques
我们提出了丰富的球状星团在银河系和天炉座的综合光谱。我们的目标是评估的一致性的综合光分析相对于标准的丰度分析的个别恒星在这些相同的集群。该样本包括对我们以前出版物中7个聚类的更新分析，以及5个新聚类的结果，这些结果扩大了我们的技术已被测试的金属丰度范围。我们发现，对于金属丰度高达[Fe/H]= $-0.3$的球状星团，由积分光谱测得的[Fe/H]符合$\sim$ 0.1 dex，但对于更富金属的星团，测得的丰度可能被低估。此外，我们还系统地评估了Na I、Mg I、Al I、Si I、Ca I、Ti I、Ti II、Sc II、V I、Cr I、Mn I、Co I、Ni I、Cu I、Y II、Zr I、Ba II、La II、Nd II和Eu II的丰度比[X/Fe]的准确性。综合光分析给出的结果与单个恒星光谱分析最相似的元素是Fe I、Ca I、Si I、Ni I和Ba II。表现出最大差异的元素包括Mg I和Zr I。有些元素只在金属丰度的有限范围内表现出良好的一致性。这些星团中更多的恒星丰度数据将能够更全面地评估其他重要元素的综合光结果。
2016-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-Infrared Photometry of Globular Clusters Towards the Galactic Bulge: Observations and Photometric Metallicity Indicators
本文给出了在2 MASS测光系统上标定的16个银河系球状星团的宽视场JHK测光结果。差分红化校正和统计领域的明星净化之前，所有这些集群拟合基准序列的集群红巨星分支（RGBs）。观测值和不确定性报告的几个光度特征，包括RGB凹凸，提示，水平分支（HB）和上RGB的斜率的大小。最新的光谱测定的化学丰度被用来建立距离和红独立的关系观察到的光度特征和集群金属，优化样本大小和金属基线这些关系的补充我们的样本与文献中的结果。我们发现，HB和RGB凸块之间的幅度差异可以用来预测金属丰度，在铁丰度[Fe/H]和全球金属丰度[M/H]方面，在所有三个近红外带通相对富含金属（[M/H] $\gtrsim$ -1）集群的精度优于0.1德克斯。同时，尽管模型预测RGB斜率在高（近太阳）金属丰度下可能变得不可靠，但上部RGB的斜率和RGB尖端与凸起之间的幅度差在整个采样金属丰度范围（-2 $\lesssim$ [M/H] $\lesssim$ 0）上都是有用的金属丰度指标，精度为0.2 dex或更好。我们的研究结果同意与以前的校准，根据相关的不确定性，我们讨论了有争议的金属丰度集群的影响，以及进一步调查的方向。
2016-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The WAGGS project -- III. Discrepant mass-to-light ratios of Galactic globular clusters at high metallicity
观测到的富金属球状星团（GC）的质光比（M/L）与理论预测不一致。这种差异具有根本的重要性，因为恒星星族模型提供的恒星质量是大部分河外天文学（无论远近）的基础。我们已经推导出位于59个银河系GC中心的1，622颗恒星的径向速度-其中12个没有以前的运动学信息-使用来自WAGGS项目的积分场单元数据。使用N-体模型，然后，我们确定所研究的集群的动力学质量和M/L比。NGC 6528和NGC 6553的M/L值可达[Fe/H] ~ -0.1 dex。我们发现富金属星系团的M/L比简单的恒星星族模型预测的低两倍多。这证实了不一致的M/L-[Fe/H]关系仍然是一个严重的问题。我们探讨了我们的研究结果与以前的观察结果的关系，以及分歧的潜在原因，我们得出的结论是最有可能是由于动力学效应。
2020-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Slow Cooling in Low Metallicity Clouds: An Origin of Globular Cluster Bimodality?
我们探讨了小规模的碎片化和全球崩溃的相对作用，在低金属丰度云，指出，在这样的云的冷却时间可能比动态的时间更长，使云崩溃全球之前，它可以碎片。我们认为，这可能有助于解释低金属量球状星团人口的形成，因为这样密集的恒星系统需要大量的气体被收集在一个小区域（没有显着的反馈过程中的崩溃）。为了进一步探索这一点，我们进行了数值模拟的低金属丰度邦纳-埃伯特稳定的气体云，表明存在一个临界金属丰度（0.001和0.01之间$Z_\odot$），低于该云崩溃全球没有碎片。我们还进行了包括背景辐射热源的模拟，表明这也可以产生不碎裂的云，并且临界金属丰度-可以超过无辐射的情况-随着加热速率而增加。
2018-06-28 astro-ph.GA
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
Globular Cluster Intrinsic Iron Abundance Spreads: II. Protocluster Metallicities and the Age-Metallicity Relations of Milky Way Progenitors
内在铁丰度在球状星团中分布，虽然通常很小，但非常普遍，是自我富集的标志：星团内的一些恒星已经被来自同一星团内其他恒星的超新星喷出物富集。我们使用Bailin（2018）自富集模型来预测原星系团的性质-其质量和原星系团气体云的金属丰度-与今天最终可观察到的性质-其当前金属丰度和内部铁丰度分布之间的关系。我们将此模型应用于银河系球状星团的初始质量和/或铁丰度分布的更新目录，以重建其初始金属丰度。我们发现，除了已知的异常隆起集群泰山5和三个集群强烈怀疑是核星团剥离矮星系，该模型提供了一个很好的镜头，了解他们的铁传播和初始金属丰度。然后，我们使用这些初始金属丰度构建年龄金属丰度关系的运动学确定的主要吸积事件在银河系的历史。我们发现，使用初始的金属丰度，而不是当前的金属丰度不会改变银河系的历史的整体图片，因为差异通常是小的，但确实提供了信息，可以帮助区分吸积事件的一些个人球状星团与模糊的运动学应该与，并指出吸积事件本身的潜在复杂性。
2021-10-27 astro-ph.GA
CNO enrichment by rotating AGB stars in globular clusters
长期以来，AGB星一直被认为是银河系球状星团中观测到的重要的星与星之间轻元素变化的原因。我们分析了第一代旋转中等质量恒星对第二代球状星团恒星化学性质的主要影响。旋转模型的计算没有磁场和内部重力波的影响。它们解释了纬向流和湍流的输送。我们计算了银河系球状星团所覆盖的金属丰度范围内的初始质量在2.5和8 Msun之间的标准和旋转恒星模型的演化。在中心氦燃烧，旋转混合运输新鲜的CO丰富的材料从核心向氢燃烧的外壳，导致初级14 N的生产。在质量大于M > 4 Msun的恒星中，对流包层在第二次疏浚期间到达这个水库，导致恒星表面和恒星风中的总C+N+O含量大幅增加。相应的污染取决于初始金属丰度。在中低金属丰度时，它与在球状星团低质量恒星中观察到的C+N+O的恒定性不一致。与给定的输入物理，我们的模型表明，大质量旋转AGB星没有塑造在低和中等金属丰度球状星团中观察到的丰度模式。另一方面，我们的非旋转模型不能预测表面C+N+O的增强，因此更适合作为球状星团化学异常的来源，显示出C+N+O的恒定性。然而，目前没有理由认为中等质量的恒星没有旋转。
2009-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Intrinsic Metallicity Variation in the Intermediate Mass Type II Globular Cluster NGC 1261
球状星团（GCs）几乎普遍地表现出多重星族（MP）。HST紫外线遗产调查的大量银河系GC在紫外线过滤器优化探索MP发现，一小部分GC，称为II型，也显示出更复杂，异常的行为。几个研究充分的II型GC显示内在的Fe丰度变化，这表明其他研究较少的II型GC也应该表现出类似的行为。我们的目标是对NGC 1261（一个中等质量的II型GC）进行第一次详细的金属丰度分析，以确定该天体是否显示出内在的Fe变化。我们使用Magellan-MIKE和UVES-FLAMES高分辨率，高信噪比光谱仪测定了8颗红巨星成员的Fe丰度。来自光谱的整个样品的[Fe/H]的全范围为-1.05至-1.43 dex，观察到的扩展sigma_obs=0.133 dex。与总内误差σ tot= 0.06相比，σ int=0.119 dex的本征金属丰度分布显著。我们发现了一个非常相似的变化[Fe/H]使用一个独立的方法来推导基于近红外测光的大气参数。更重要的是，五颗正常金属量恒星的平均金属量为-1.37+/-0.02，而三颗异常/高金属量恒星的平均金属量为-1.18+/-0.09。该差异在$\pm$ 2.4 Sigma水平上具有显著性。我们从其他II型GC的现有数据中发现迹象，其中几个假定具有真实金属丰度差异的GC实际上可能没有。GC获得本征Fe扩散所需的最小质量似乎是$\pm$ 10^5 Msun。我们发现没有很强的…
2021-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
An old, metal-poor globular cluster in Sextans A and the metallicity floor of globular cluster systems
我们报告确认了一个古老的，贫金属的球状星团在附近的矮不规则星系六分仪A，第一个球状星团已知在这个星系。我们将这个星系团命名为六分仪座A-GC 1，它位于星系中心西南方约4.4角分（$\sim1.8$ kpc）处，在亚角秒的地面观测图像中可以清晰地分辨出恒星。我们测量了一个积分星等$V=18.04$，对应于一个绝对星等$M_{V,0} = -7.85$。这给出了推断的质量$M\sim$ 1.6 $\times10^5~M\odot$，假设为Kroupa IMF。六分仪A-GC 1的综合光谱揭示了日心径向速度$v_{\rm helio}=305\pm15$ ~ km/s，与六分仪A的系统速度一致。候选红巨星分支星在星团中的位置，以及星团综合光谱的恒星族群分析，显示金属丰度[Fe/H] $\sim$ --2.4，年龄$\sim9$ Gyr。我们测量半光半径，$R_h = 7.6\pm0.2$ pc。归一化到星系积分星等，我们得到一个$V$波段的特定频率，$S_N=2.1$ .我们收集了28个星系中1,928个GC的光谱金属丰度样本，发现六分仪A-GC 1的低金属丰度接近于银河系、M31、M87和大麦哲伦云等球状星团中[Fe/H] $\sim-2.5$处的“金属丰度底”。这种金属丰度底似乎在宿主星系恒星质量的6 dex范围内保持不变，并且在有和没有吸积GC亚群的星系中都可以看到。
2019-05-23 astro-ph.GA
On the relationship between metallicity distributions of globular clusters and of circumgalactic gas
在球状星团的恒星中，α元素和铁的丰度显示了它们形成的气体介质的组成。本文讨论了在红移为0.1<z<1.1的100 - 130 kpc星系附近观测到的环星系气体稠密云（部分莱曼极限系统和莱曼极限系统）作为其中形成了球状星团的云的残余部分的可能性。根据对球状星团和环星系云中镁和铁丰度的统计分析以及这两类天体的空间位置得出了结论。
2018-09-22 astro-ph.GA
The difference in metallicity distribution functions of halo stars and globular clusters as a function of galaxy type: A tracer of globular cluster formation and evolution
对巨型椭圆星系Cen A和旋涡星系M31晕中的球状星团（GC）和场星的观测表明，星团与恒星的数量比（“特定频率”）范围很大。星团与恒星的比率随着金属丰度的增加而减少，在所有的银河系中心半径上，其斜率似乎并不取决于半径。在矮星系中，GC也比场星平均更贫金属。这些观察结果表明，无论是团簇形成效率或团簇破坏率的金属丰度和环境的强烈依赖。我们的目标是解释这些趋势，考虑各种影响，可能会影响观察到的集群恒星比作为金属丰度，环境和宇宙学历史的函数。我们发现，无论是团簇形成效率和最大团簇质量的增加与金属丰度，所以他们不能解释所观察到的趋势。潮汐剥离和动力摩擦破坏GC破坏星系团在太小的范围内的银河中心半径。我们表明，集群破坏的潮汐冲击巨大的分子云在高密度的形成环境中的GC变得越来越有效，对高星系质量，因此，对高金属丰度。预测的星团与恒星的比率在高金属丰度的情况下会降低100-1000倍，并且应该只对银河系中心半径有微弱的依赖，这是由于星系合并过程中的轨道混合，与观测结果一致。所观察到的，强烈的依赖性的集群，恒星比的金属丰度和独立性的斜率对银河半径可以解释集群的破坏和星系的层次增长。因此，我们发现，金属度依赖的集群到星的比例并不反映GC的形成效率，但存活分数。（节录）
2017-06-03 astro-ph.GA
G2C2 II: Integrated colour-metallicity relations for Galactic Globular Clusters in SDSS passbands
我们使用我们的综合SDSS测光的96个球状星团在$g$和$z$，以及$r$和$i$测光的一个子集的56个集群，推导出综合色金属丰度关系（CMR）的银河系球状星团。我们比较这种关系，以前的工作，包括河外星系团，并检查年龄的影响，现今的质量函数的变化，结构参数和形态的水平分支的关系。此外，我们仔细研究了前景消光（包括微分红化）引入的散射，并表明，在颜色-金属丰度关系的散射可以显着减少结合两个红化法律从文献中。在所有的CMR中，我们发现一些低红化的年轻GC是抵消CMR。这些异常值中的大多数与射手座系统有关。模拟表明，这与其说是由于年龄，不如说是由于不同的富集历史。最后，我们介绍了基于红外钙三重态的颜色-金属度关系，当与$(g^\prime-i^\prime)$和$(g^\prime-z^\prime)$颜色相比时，它们显然是非线性的。
2013-10-17 astro-ph.GA
New g'r'i'z' Photometry of the NGC 5128 Globular Cluster System
本文介绍了在$g'r'i'z'$滤光系统中首次测量的NGC 5128（半人马座A）中323个球状星团的新测光结果。颜色指数直接校准到$g'r'i'z'$系统中的标准恒星，并用于建立蓝色和红色（低和高金属丰度）球状星团序列的基准平均颜色。我们还使用光谱测量的丰度来建立最金属敏感的颜色（$(g'-r')_0$，$(g'-i')_0$）和金属度之间的转换，[Fe/H]。
2010-09-21 astro-ph.GA
How many explosions does one need? -- Quantifying supernovae in globular clusters from iron abundance spreads
许多球状星团（GCs）都拥有多个可以通过轻元素含量区分的种群。不太常见的是GC显示铁丰度分布，这被视为通过核心塌陷超新星（SNe）富集的证据。我们提出了一个简单的分析方法来估计SNe的数量需要发生在GC从其金属丰度和铁丰度的蔓延。然后，我们使用这个结果来估计恒星形成（SF）持续了多长时间来建造GC。我们将我们的方法应用到最新的测量结果，发现，假设这些测量的正确性，多个SNe（高达$10^5$）需要在大多数GC与铁丰度的蔓延。SNe事件的数量，这有助于丰富的GC研究这里通常是一个因素的10个小于预期的SNe在一个典型的初始质量函数（IMF）的数量。这表明，在SNe爆炸的前10%之后，气体从形成中的GC中排出。我们计算出，对于GC，典型的SF仅在几百万年后结束（在少数情况下延伸到$\approx 30 ~\rm Myr$）。我们还讨论了这种方法的可能改进，特别是它的灵敏度的误差的铁丰度测量的单个恒星的GC。这里提出的方法可以快速地给出一个估计的SNe的数量所需的解释在GC的铁丰度蔓延，而不需要任何流体动力学模拟。
2021-07-29 astro-ph.GA
Local metallicity distribution function derived from Galactic large-scale radial iron pattern modelling
我们开发了一种方法，用于拟合沿着银河系盘的蠕动径向大尺度铁图案的建模结果，来自年轻（高质量）造父变星，金属丰度分布，使用低质量长寿矮星在太阳附近。为此，在计算太阳附近低质量恒星理论丰度分布的步骤中，我们建议重新定义初始质量函数，以便得到的理论恒星质量分布接近于观测样本中的分布。通过上述算法和对文献中描述的理论金属丰度分布函数的修正，我们获得了太阳附近低质量恒星金属丰度分布函数的理论值和观测值的较好一致性。
2019-11-25 astro-ph.GA
A stellar stream remnant of a globular cluster below the metallicity floor
恒星喷出物逐渐富集气体，随后形成恒星，使化学物质最少的恒星系统直接形成早期宇宙中形成的结构化石。虽然银河系中已知有几百颗恒星的金属含量低于太阳铁含量的千分之一，但它们都没有居住在球状星团中，而球状星团是已知最古老的恒星结构。这些显示金属含量至少为太阳金属丰度的0.2%（[Fe/H] > -2.7）。这个金属丰度底似乎是普遍存在的，有人提出，合并成我们今天观察到的星系的原星系的质量不足以形成存活到今天的星系团。在这里，我们报告发现了一个恒星流，C-19，其金属丰度小于太阳金属丰度的0.05%（[Fe/H]=-3.38 +/- 0.06（统计）。+/- 0.20（系统））。C-19恒星的低金属丰度色散和化学丰度表明，这条流是迄今发现的最贫金属的球状星团的潮汐遗迹，并且明显低于所谓的金属丰度底：金属丰度明显低于今天观测到的星团在过去存在，并将它们的恒星贡献给银河系晕。
2022-01-04 astro-ph.GA
N-body models of globular clusters: metallicity, half-light radii and mass-to-light ratios
大小差异接近。在球状星团的红色（富金属）和蓝色（贫金属）子群体之间观察到20%的差异，这引起了一个持续的争论，即这些差异是来自投影效应还是金属丰度的差异。我们提出了直接N体模拟的富金属和贫金属的恒星星族演化研究金属丰度对集群演化的影响。该模型开始与N = 100000恒星，包括原始的二进制。我们还考虑了与金属丰度相关的恒星演化和外部潮汐场。我们发现这些模型的半质量半径没有显着差异，表明集群结构相似。然而，利用观测工具来拟合半光（或有效）半径证实，与恒星演化相关的金属丰度效应与质量分离等动力学效应相结合，产生了平均17%的表观尺寸差异。金属丰度对整个星系团光度的影响也导致富金属星系团的质光比更高。
2012-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Properties of Globular Clusters in Galaxy Clusters: Sensitivity from the Formation and Evolution of Globular Clusters
我们在宇宙学的背景下，用半解析的粒子标记方法研究了星系团中球状星团的性质。我们假设球状星团是由暗物质晕合并形成的，它们的金属丰度是根据宿主暗物质晕的恒星质量和GC的形成红移来分配的。用半解析方法研究了球状星团的动力学演化和破裂，这些演化和破裂受几个自由参数控制。在本文中，我们研究我们的结果是如何改变自由参数的选择。我们比较我们的基准结果与代表性的观测，包括球状星团系统和它的宿主星系之间的质量比，球状星团的占有率，蓝色球状星团的数量分数，和金属丰度梯度与球状星团质量。因为我们可以知道球状星团随时间的位置，所以可以与其他观测结果进行比较，例如，单个星系球状星团系统的中位半径，团内球状星团的平均投影密度分布，具有团心半径的球状星团的金属丰度和年龄梯度。我们还发现每个星系中球状星团系统的比质量随团心半径的不同而不同。
2022-10-27 astro-ph.GA
A Possible Solution for the $M/L-\mathrm{[Fe/H]}$ Relation of Globular Clusters in M31. II. the Age-Metallicity Relation
这是一系列论文中的第二篇，我们提出了一个新的解决方案，以协调单恒星星族（SSP）模型的预测与观测到的恒星质量光（$M/L$）比的球状星团（GCs）在M31和它的趋势相对于$\mathrm{[Fe/H]}$。在目前的工作中，我们的重点是年龄和金属丰度的GC之间的经验关系和它对$M/L$比的影响。假设M31 GC的年龄与其金属丰度之间存在反相关关系，我们发展了GC的动力学SSP模型，以建立$M/L$比值（在$V$和$K$波段）与金属丰度之间的关系。然后，我们证明了所建立的$M/L-\mathrm{[Fe/H]}$关系与M31 GC的关系完全一致。在我们的模型中，我们考虑了由Marks等人独立从银河系GC和超致密矮星系导出的依赖于星系团诞生密度和金属丰度的正则初始质量函数（IMF）和顶重IMF。我们的结果表明，依赖于密度和金属丰度的顶重IMF，年龄和金属丰度之间的反相关，恒星演化和标准动力学演化的结果与观测到的M31 GC的$M/L-\mathrm{[Fe/H]}$趋势最吻合。
2017-03-14 astro-ph.GA
Star Clusters in M31: VII. Global Kinematics and Metallicity Subpopulations of the Globular Clusters
我们进行了一个联合的空间-运动学-金属丰度分析的球状星团（GC）周围的仙女座星系（M31），使用均匀的，高质量的光谱数据集。特别是，我们删除了污染的年轻集群，困扰了许多以前的分析。我们发现这些团簇可以根据其径向分布分为三个主要的金属丰度组：（1）内部富金属组（[Fe/H] > -0.4），（2）中间金属组（[Fe/H]中值=-1），（3）贫金属组（[Fe/H] <-1.5）。富含金属的星系团具有像M31圆盘一样的运动学和空间特性，而另外两个贫金属的星系团总体上表现出温和的顺时针旋转，分散度更大-与之前声称的更强的旋转相反。贫金属的GC是最不集中的一组，这样的集群发生在中央隆起的频率比集群的金属含量高的五倍。尽管M31和银河系GC系统之间存在一些众所周知的差异，但我们修订后的分析指出它们的化学动力学性质具有显着的相似性，这可能有助于阐明星系及其GC的不同形成阶段。特别是，M31的结果激发了进一步探索富含金属的GC形成模式原位，高红移，cluerous星系盘内。
2016-03-22 astro-ph.GA
Radial Velocity and Metallicity of the Globular Cluster IC4499 Obtained with AAOmega
我们目前的径向速度和金属丰度的测量银河系遥远的南部球状星团IC 4499。我们从2 MASS点源星表中选取了几百颗位于星团内部和周围的红巨星，利用AAOmega摄谱仪获得了近红外钙三重态的光谱。对球状星团M4、M22和M68中的巨星进行了观测，以提供径向速度和金属丰度的比较对象。根据速度数据，我们得出结论，我们的目标中有43个是星团成员，这是迄今为止光谱研究的最大的IC 4499巨星样本。我们确定该星团的平均日心径向速度为31.5 ± 0.4 km/s，并发现最可能的中心速度色散为2.5 ± 0.5 km/s。这导致了一个动态的质量估计为93 ± 37000太阳质量的集群。我们是敏感的集群旋转的幅度约为1公里/秒，但没有证据表明集群旋转。在Carretta-Gratton标度上，团簇的金属丰度为[Fe/H] = -1.52 ± 0.12。星团的径向速度，以前高度不确定，是一致的成员在麒麟潮汐流，但也与晕的起源。该星团的水平分支形态比其金属丰度的平均值略红，但与晕的其他星团相比，它可能并不异常年轻。对星团运动学和金属丰度的新约束可能会使人们深入了解RR型天琴座恒星极高的比频率。
2010-10-04 astro-ph.GA
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. III. On the Discrepancy in Metallicity between Globular Cluster Systems and their Parent Elliptical Galaxies
河外天文学的难题之一是观测到的早期型星系的两个主要恒星组成部分--球状星团（GC）和晕场星之间的金属丰度分布函数（MDF）的差异。这通常被认为是GC系统和它们的母星系之间高度分离的演化历史的证据。然而，在这里，我们表明，在连接所观察到的GC颜色，其内在的金属性的新发展建议非线性颜色-金属性转换，这将观察到的颜色分布转化为强峰值，单峰的MDF与广泛的贫金属的尾巴。值得注意的是，推断的GC MDFs是类似的解析场星附近的椭圆星系的MDFs和化学演化模型的星系。气相色谱仪的形状，其特征是一个尖锐的峰与金属贫尾部，表明一个几乎连续的化学富集与一个相对较短的时间尺度。特征形状出现在宿主星系质量的三个数量级上，表明各种GC系统之间存在普遍的化学富集过程。由于GC比同一星系中的场星更蓝，因此GC的化学富集过程可能比场恒星星族的化学富集过程更早停止，如果是这样的话，GC优先追踪星系形成中主要的、充满活力的恒星形成事件。我们进一步提出了GC系统之间可能存在的系统性年龄差异，即在更明亮的星系中GC系统更老。这与星系的缩小范例一致，并支持GC和场星共享的类似性质。我们的发现表明GC系统和它们的母星系比以前认为的有着更共同的起源，因此大大简化了星系形成的理论。
2011-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Possible Solution for the M/L-[Fe/H] Relation of Globular Clusters in M31: A metallicity and density dependent top-heavy IMF
在M31的GC的大样本的观察到的质量与光（$M/L$）的比率显示出相反的趋势与金属丰度相比，从简单的恒星星族（SSP）模型与不变的典型恒星IMF的预期，在这个意义上，观察到的$M/L$的比例随着金属丰度的增加而减少。我们发现，结合动力学演化的影响，SSP模型与一个典型的IMF不能解释减少$M/L$比例增加金属丰度的M31 GC。最近推导出的顶重IMF作为金属丰度和嵌入集群密度的函数，提出了解释低于预期的$M/L$比率的富金属GC。我们发现，SSP模型与头重脚轻的IMF，保留了金属丰度和集群质量依赖的部分残留在集群内，并考虑到标准的动力学演化可以成功地解释所观察到的$M/L-[Fe/H]$关系的M31 GC。因此，我们建议，GCs的运动学数据可以用来约束顶重的GCs中的IMF。
2016-05-16 astro-ph.GA
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. IX. Different Radial Number Density Profiles between Blue and Red Clusters
大部分早型星系中的球状星团（GC）的光学色是双峰的。蓝色和红色GC在其表面数密度的径向分布中显示出明显的差异，在这个意义上，红色GC比蓝色GC更集中。一个即时的解释是存在两个具有不同径向分布的不同GC子系统。然而，这一观点受到了一种情况的挑战，在这种情况下，由于旧的（$\gtrsim$ 10 Gyr）GC的GC金属量-颜色转换的非线性性质，宽单峰金属量分布可以表现出双峰颜色分布。在这里，我们表明，通过模拟的径向趋势的GC颜色分布的四个附近的巨大的椭圆星系（M87，M49，M60，和NGC 1399），在径向轮廓之间的差异蓝色和红色GC的天然干从金属度颜色的非线性加上众所周知的径向金属度梯度的GC系统。该模型表明，即使到$\sim$ 20 ${R}_{\rm eff}$，GC年龄也没有或只有很小的径向变化。我们的研究结果提供了一个更简单的解决方案，以不同的径向分布的蓝色和红色的GC，不一定会引起两个GC子系统的存在，并进一步加强非线性的情况下，GC颜色双峰现象。
2020-11-24 astro-ph.GA
The Mass-Metallicity Relation of Globular Clusters in the Context of Nonlinear Color-Metallicty Relations
河外球状星团（GC）星族研究的两个最新经验进展是蓝色GC的色-星等关系（“蓝色倾斜”）和光学GC色与金属丰度的非线性关系。颜色-星等关系被解释为质量-金属丰度关系，被认为是自富集的结果。非线性颜色-金属丰度关系已经被证明可以从单峰金属丰度分布产生双峰颜色分布。我们模拟GC人口，包括质量金属丰度标度关系和非线性颜色金属丰度关系的理论和观测的动机。根据假设的金属丰度范围和GC光度函数（GCLF）的宽度，我们发现，模拟的人口可以有双峰的颜色分布与“蓝色倾斜”类似的观察，即使金属丰度分布出现单峰。产生这些特征的模型具有相对高的平均GC金属丰度和几乎相等的蓝峰和红峰，这是巨大椭圆星系的特征。在矮椭圆星系典型的金属丰度模型中，蓝色倾斜不太明显;这些星系中较窄的GCLF在降低其色星等斜率的重要性方面具有更大的影响。我们严格审查的证据，非线性与双峰金属丰度的解释的特点双峰颜色直方图的巨型椭圆，并得出结论，这个问题仍然是开放的。我们讨论了进一步的理论和观测进展的前景，在约束这里提出的模型，并揭示真正的河外球状星团系统的金属丰度分布。
2010-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
APOGEE-2 Discovery of a Large Population of Relatively High-Metallicity Globular Cluster Debris
我们报告了一个新的，化学上不同的人口相对高金属（[Fe/H] $> -0.7$）红巨星与超太阳[N/Fe]（$\gtrsim +0.75$）内的凸起，磁盘和银河系的晕确定。这颗恒星的样本是在阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE-2）的第二阶段观测到的;这些恒星的光谱是斯隆数字巡天第17次数据发布（DR 17）的一部分。我们假设，这个新发现的种群是在各种各样的祖先中形成的，并且可能由完全或部分被破坏的富含金属的球状星团组成，我们称之为球状星团碎片（GCD），通过其不寻常的光球氮丰度来识别。一些GCD恒星可能是盖亚-土卫二-香肠吸积事件的成员，以及在原地形成的星团。
2021-09-06 astro-ph.GA
The SLUGGS Survey: Calcium Triplet-based Spectroscopic Metallicities for Over 900 Globular Clusters
虽然大质量星系中球状星团的颜色分布是双峰分布，但只有少数星系的光谱金属丰度分布被测量到。在重新定义了钙三重态指数-金属丰度关系之后，我们用这个关系计算了11个早型星系中903个球状星团的金属丰度。这是迄今为止收集到的最大的光谱球状星团金属丰度样本。我们比较这些金属丰度与那些来自舔指数找到很好的协议。在6的8个星系有足够数量的高质量的光谱，我们发现双峰的光谱金属丰度分布。我们的研究结果意味着，大多数大规模的早型星系有双峰金属丰度，以及颜色，分布。这种双峰性表明，大多数大质量星系的早期型星系经历了两个时期的恒星形成。
2012-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Full spectral fitting of Milky Way and M31 globular clusters: ages and metallicities
背景：盘状星系的形成和演化是天文学中长期存在的问题。了解球状星团系统的性质可以导致对其宿主星系演化的重要见解。目的：我们的目标是获得恒星星族参数-年龄和金属丰度-的一个样本的M31和银河系球状星团。研究它们的球状星团系统是全面了解它们形成和演化的重要一步。研究方法：我们的分析采用了现代像素到像素的光谱拟合技术，以适应观察到的综合光谱更新的恒星星族模型。通过比较观测和模型，我们得到了它们的恒星星族的年龄和金属丰度。我们将这种技术应用于M31中的38个球状星团和41个银河系球状星团的样本，作为对照样本。结果：我们的M31球状星团样本的年龄跨度从1.5亿年到宇宙的年龄。金属度[Fe/H]范围从-2.2 dex到太阳值。年龄-金属丰度关系可以描述为两个组成部分：一个老的人口与平坦的年龄-[Fe/H]的关系，可能与晕和/或隆起，和第二个年龄和金属丰度之间的大致线性关系，较高的金属丰度对应于年轻的年龄，可能与M31磁盘。虽然我们恢复了非常著名的银河系GC金属丰度双峰性，但我们自己对M31金属丰度分布函数的分析表明，这两个GC系统基本上覆盖了相同的[Fe/H]范围，但M31的金属丰度分布函数并不是明显的双峰性。这些结果表明，这两个星系经历了不同的恒星形成和吸积的历史。
2012-11-21 astro-ph.GA
