A General Abundance Problem for All Self-Enrichment Scenarios for the Origin of Multiple Populations in Globular Clusters
一些恒星源被认为是解释古代球状星团（GC）丰度异常所需的富集物质的来源。迄今为止，大多数研究都比较了潜在来源（渐近巨星分支星（AGB），快速旋转大质量星（FRMS），高质量相互作用双星（IB）和超大质量星（VMS））的收益与观察到的GC中恒星与恒星之间的特定元素的观测结果，重点是极端GC，如NGC 2808，显示出大的He变化。然而，拟合极端情况的结果与更典型的集群的要求之间的一致性检查，很少做。考虑到目前可用的GC中He丰度的限制，这种检查特别及时。在这里，我们表明，所有流行的富集源未能再现GC中观察到的趋势，主要集中在Na，O和He。特别是，我们表明，任何模型，可以适应集群，如NGC 2808，将必然失败（通过建设），以适应更典型的集群，如47 Tuc或NGC 288。对于大多数簇来说，所有来源都严重过量生产He。此外，由于大的差异，他之间的传播集群，但类似的传播观察到的钠-O，只有来源与大程度的随机性所产生的收益将能够适合的意见。我们的结论是，迄今为止提出的富集源（AGB，FRMS，IBs，VMS -或其组合）与GC的观测结果是一致的。最后，所观察到的趋势增加[N/Fe]和他的蔓延随着集群质量的增加不能解决的自富集框架内，而不会进一步加剧的质量预算问题。
2015-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
No evidence for multiple stellar populations in the low-mass Galactic globular cluster E 3
多重恒星星族是银河系球状星团中普遍存在的现象。尽管产生新一代恒星的浓缩物质的来源仍然不清楚，但自我浓缩很可能只在质量足以保留这种浓缩物质的星团中才是可行的。利用SOAR/Goodman多目标光谱技术，分析了低质量（M~1.4 x 10^4 M_sun）球状星团E3中23颗红巨星支星的蓝CN吸收特征，寻找了该星团中的多星族.我们发现，CN丰度并不呈现典型的双峰行为中看到的集群托管多恒星星族，而是一个单峰分布，表明存在一个真正的单一恒星星族，或丰富的水平远远低于集群，从高分辨率光谱显示两个人口的证据。E3将是第一个真正的银河系古老的球状星团，没有发现自我富集的迹象。
2015-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Explaining the multiple populations in globular clusters by multiple episodes of star formation and enrichment without gas expulsion from massive star feedback
为了研究银河系光环和凸起中的球状星团（GC）中发现的多个恒星星族的起源，我们为其推定的低质量祖先构建了化学演化模型。根据最新的理论发展，我们假设超新星爆炸波在没有排出预先富集的环境气体的情况下发生井喷，而大质量恒星的相对缓慢的风，以及从低质量到高质量的渐近巨星分支恒星的风和喷出物，都保留在这些质量较小的系统中。有趣的是，我们发现，所观察到的Na-O反相关的贫金属GC可以再现时，多个事件的星爆和富集被允许继续在这些子系统。一个特定形式的恒星形成的历史与连续恒星世代之间的时间间隔减少，但是，需要获得这一结果，这是在很好的协议与合成水平分支模型获得的参数。“质量预算问题”也大大减轻了我们的模型没有特别的假设恒星形成效率，初始质量函数，和第一代恒星的优先损失。我们还应用这些模型研究了Lee等人（2015）提出的富含金属的隆起中的超氦富红团星的起源。我们发现，大质量恒星的风的化学富集可以自然地再现所需的强大的他在富含金属的子系统增强。我们的研究结果进一步强调，气体排出或保留是理解GC中多种群的关键因素。
2018-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium Enrichment of the Interstellar Medium
尽管星际介质中氘原子的丰度很低，但观测证据表明，在气相和冰中的几种物质可能会被严重分馏。我们探索氘富集的各个方面，通过构建一个化学演化模型在气相和颗粒相。根据不同的物理参数，气体和颗粒可以通过化学物质的交换相互作用。HCO ~+和N_2H ~+是ISM中两种丰富的气相离子，它们的氘分馏效应通常被用来预测分子云不同区域的电离度。为了有一个更现实的估计，我们考虑一个坍缩云的密度轮廓。我们提出了重要的星际分子的径向分布，以及它们的氘同位素。我们进行量子化学模拟研究同位素替代对这些重要星际物种光谱性质的影响。我们计算了最重要的氘代物种（中性和离子）的振动（谐波）频率。还计算了这些分子的转动和畸变常数，以预测这些物种的转动跃迁。我们比较振动（谐波）和旋转过渡计算我们与现有的观测，实验和理论结果。我们希望我们的研究结果将有助于观察员在他们的追求几个迄今未观察到的氘物种。
2019-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Study of the Helium Enrichment in Globular Clusters
球状星团（GCs）是一种球状星团，通常包含10^5到10^6颗恒星，主要是年老恒星。从历史上看，它们被认为是理想化的“简单恒星星族”概念的最接近的对应物。“然而，最近的一些观测表明，至少在一些GC中，存在一些恒星，它们是由上一代恒星处理过的物质形成的。从这个意义上说，也有人认为这种物质可能富含氦，因此某些GC中的蓝色水平分支星应该是这种氦增强型恒星的自然后代。在这篇文章中，我们表明，至少在M3（NGC 5272）的情况下，所建议的氦富集水平并没有得到现有的高精度观测的支持。
2009-10-07 astro-ph.SR
Massive Binary Stars and Self-Enrichment of Globular Clusters
球状星团包含许多恒星，其表面丰度模式表明氢燃烧产物的贡献，如钠和氧，镁和铝的反相关元素丰度。多代恒星可以解释这种现象，第二代恒星是由原始气体和第一代恒星喷出物的混合物形成的。我们表明，大质量双星可能是第二代恒星的大部分物质的来源。双星中的质量传递通常是非保守的，喷射出的物质移动得足够慢，以至于它可以留在球状星团内，并为随后的恒星形成提供能量。最近的研究表明，短周期大质量双星比以前认为的要多，因此也有更多的恒星相互作用并喷射出核处理的物质。
2013-02-04 astro-ph.SR
Concurrent formation of supermassive stars and globular clusters: implications for early self-enrichment
我们提出了一个球状星团（GCs）和超大质量恒星（SMSs，$>10^3\,{\rm M}_\odot$）同时形成的模型，以解决GCs中HeCNONaMgAl丰度异常的起源。GC形成于会聚的气流中，并积累低角动量气体，这些气体吸积在原恒星上。这导致了星系团的绝热收缩和恒星碰撞率的增加。如果星系团在两体弛豫停止收缩之前达到足够高的密度，那么SMS可以通过失控碰撞形成。如果恒星的数量$\gtrsim10^6$和气体吸积率$\gtrsim10^5\,{\rm M}_\odot$ /Myr满足这个条件，这让人想起在高气体密度环境中形成的GC，例如-但不限于-早期宇宙。强烈的SMS风与流入的原始气体混合，使得原恒星吸积SMS的稀释热氢燃烧产率。由于连续再生，SMS释放的加工材料的量可以比其最大质量高一个数量级。这种热氢燃烧产物的“走廊带”生产为困扰其他方案的质量预算问题提供了解决方案。此外，释放的物质中氦含量较低，其他热氢燃烧产物相对丰富，与今天GC的丰度一致。最后，我们发现一个超线性标度之间的处理材料的量和集群质量，提供了一个解释所观察到的增加的部分处理材料与GC质量。我们讨论了这个新的GC富集方案的公开问题，并提出了观测测试。
2018-04-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular cluster formation with multiple stellar populations: self-enrichment in fractal massive molecular clouds
内部化学丰度分布是银河系中球状星团的基本性质之一。为了了解这样的丰度蔓延的起源，我们用我们新的流体动力学模拟的超新星（SNe）和渐近巨星分支（AGB）恒星的形成和反馈效应的分形结构的大规模分子云（MCs）的GC形成进行了数值研究。我们特别研究了恒星形成的气体化学污染的SNe和AGB星内的MCs具有不同的初始条件和环境。主要结果如下。多代星的GC可能是由分形MC高密度区发展而来的等级星团复合体合并而成的。SNe星和AGB星的反馈效应可以控制MCs原始气体和AGB星喷出气体形成恒星的效率。模拟的GC在中央3 pc内具有氦丰度的径向梯度。对于一个标准的初始恒星质量函数（IMF），原始MC质量需要达到10^7 Msun，这样由AGB喷出物形成的恒星的最终质量就可以达到10^5 Msun。由于AGB喷出物的恒星形成时间相当长（10^8年），因此它们的形成可以被恒星本身的SNe强烈抑制。这一结果意味着，所谓的质量预算问题是更严重的比以往任何时候都认为在GC形成的自富集的情况下。因此，第二代恒星的IMF应该是“顶光”。
2017-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of stellar winds of fast-rotating massive stars in the earliest phases of the chemical enrichment of the Galaxy
我们使用不断增长的数据集非常贫金属的恒星，研究快速旋转的大质量恒星的恒星风对早期银河系的化学富集的影响。我们用一个星系晕的非均匀化学演化模型来预测C/O和N/O的平均趋势和离散度。在一组模型中，我们假设大质量恒星在恒星风和超新星阶段都富集了星际介质。在第二组中，我们认为在最早的阶段（Z <10^-8），质量大于40 Msun的恒星只会通过恒星风富集星际介质，直接坍缩成黑洞。我们预测一个更大的分散在C/O和N/O比在低金属丰度时，允许更大质量的快速旋转的恒星，以促进化学富集只有通过恒星风。后一种假设，结合在原始星系晕中恒星形成过程的随机性，可以解释在正常的非常贫金属恒星中观察到的N/O和C/O比值的广泛分布。对于化学元素的恒星产量，强烈依赖于初始质量（和旋转），如C，N，和中子捕获元素，在大质量恒星的范围内，一个大的散射，预计一旦考虑到早期星际介质的随机富集。我们还发现，恒星风的快速旋转混合星际介质气体是不足以解释大CNO增强发现在大多数的碳增强非常金属贫星。特别是，这是迄今为止已知的最贫金属恒星HE 1327-2326的情况下，我们的模型预测较低的N增强比观察时，假设恒星风和星际介质的混合物。我们认为这些碳增强的贫金属恒星是由几乎纯的恒星风物质形成的，没有被原始的星际介质稀释。
2010-04-01 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
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
Multiple Populations and a CH Star Found in the 300S Globular Cluster Stellar Stream
University of Chicago（芝加哥大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Australian National University（澳大利亚国立大学）
研究发现300S球状星团前身具有较低的富集恒星比例，可能处于MSPs形成的关键质量阈值，同时发现一个可能来自双星伴星的CH星。
2026-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence of Supernova Between Formation of Stellar Populations in a Globular Cluster
University of Notre Dame（圣母大学）；Northwestern University（西北大学）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astronomy, Northwestern University（西北大学跨学科天文探索与研究中心）；Fordham University（福特汉姆大学）；City University of New York（纽约市立大学）
通过对M92球状星团中不同钠丰度恒星进行逐线分析，发现第二族（富钠）恒星比第一族恒星具有更高的铁丰度，表明星团在形成过程中保留了部分超新星抛射物。
2026-06-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of long-lived globular cluster stars. II. Sodium abundance variations on the asymptotic giant branch as a function of globular cluster age and metallicity
GC中的长寿恒星相对于它们的晕对应物表现出化学特性。特别是，钠富集的恒星被认为属于一个2d恒星星族，它是由第一个恒星星族的氢燃烧灰烬污染的星团物质产生的。它们在CMD的不同位置的存在和数量对自浓缩情景提供了重要的限制。特别是，最近发现AGB上贫钠星和富钠星的比例在星团之间变化很大，而RGB上的比例相对恒定。我们调查的年龄和金属丰度的影响，理论上的钠传播沿AGB的框架内的快速旋转的大质量恒星的GC自富集的情况。(tb（续）
2015-12-10 astro-ph.SR
He-enriched STAREVOL models for globular cluster multiple populations. Self-consistent isochrones from ZAMS to the TP-AGB phase
本文基于STAREVOL演化程序构建了不同氦富集度和金属丰度的自洽等龄线，重点处理后红巨星支阶段，并通过与球状星团HB和AGB星数目观测对比验证了模型在1σ内的一致性。
2024-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Isotopic Anomalies in Primitive Solar System Matter: Spin-state Dependent Fractionation of Nitrogen and Deuterium in Interstellar Clouds
在陨石和行星际尘埃颗粒中发现的有机物质富含D和15 N。这与携带这些同位素异常的官能团（腈和胺）是由原太阳星云中的离子分子化学形成的想法一致。低温下星际分馏的理论模型预测D和15 N都有很大的富集，可以解释碳质陨石中测得的最大同位素富集。然而，最近的测量表明，在一些原始样品中，大的15 N富集与D中的一个不相关，并且一些富含D的原始材料显示很少（如果有的话）15 N富集。通过考虑自旋状态的依赖性，在涉及的邻位和对位形式的H2的离子-分子反应中，我们表明，氨和相关分子可以表现出这样一个广泛的分馏15 N和D在致密的云核。我们还表明，虽然腈，HCN和HNC，含有最大的15 N富集，这是不相关的极端D富集。因此，这些计算支持太阳系15 N和D同位素异常具有星际遗产的观点。我们还将我们的结果与现有的天文观测结果进行了比较，并简要讨论了未来对该模型的测试。
2012-08-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
CN Variations in High Metallicity Globular and Open Clusters
本文比较了高金属量球状星团NGC 6356和NGC 6528与老的疏散星团NGC 188、NCG 2158和NGC 7789中CN带强度的变化。恒星与恒星之间的丰度变化，CN差异是一个容易观察到的迹象，在中等金属丰度的晕球状星团中很常见，但在野外或疏散星团中看不到。我们发现，疏散星团有狭窄的，单峰分布的CN带强度，从文献中预期，而球状星团有广泛的，双峰分布的CN带强度，类似于中等金属丰度晕球状星团。这一结果有有趣的影响，提出了各种机制来解释球状星团丰度不均匀的起源，并建议在团簇形成的时代，当地的环境起着至关重要的作用，在调节团内富集过程。
2009-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Helium variations in Galactic and extragalactic Globular Clusters
最近对银河系和河外球状星团（GCs）中氦的内部变化的测量，对GCs中多星族（MP）的形成模型提出了约束条件，同时也引出了与环境对MP形成的影响以及GCs在早期星系形成中所起作用有关的关键问题。我们提出了最新的估计氦富集在一个大样本的银河系和河外GC的主要人群。
2019-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clustering in the Stellar Abundances Space
通过对n维恒星丰度空间的分析，研究了星际介质的化学富集历史。这项工作是恒星化学丰度空间的非参数分析。主要目标是研究恒星在这个丰度空间内的组织。在这个空间内，我们试图找到集群（在统计意义上），即恒星可能共享相似的化学进化历史，使用两种方法：层次聚类和主成分分析。我们分析了文献中的一些选定的丰度调查。对于每个样本，我们根据其平均丰度曲线标记了恒星群。在所有的样本中，我们确定了恒星的主要富集模式的存在，我们称之为化学富集流。这种流动是由结构化的和定义明确的平均速率所决定的，在该平均速率下，星际介质的丰度增加，这是由从恒星喷出的物质和恒星质量损失以及星际介质气体的混合物造成的。我们的分析的主要结果之一是识别出具有特殊化学性质的恒星群。这些恒星位于丰度空间中富集流之外的区域。这些奇特的恒星显示出一些元素的富集率不匹配，如Mg，Si，Sc和V，当与相同恒星的其他元素的平均富集率相比时。我们相信这些具有特殊化学性质的恒星群的存在可能与行星物质在恒星表面的吸积有关，或者可能是由于不同的核合成位点产生相同的化学元素。
2017-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Very Massive Stars: a metallicity-dependent upper-mass limit, slow winds, and the self-enrichment of Globular Clusters
天体物理学中的一个关键问题是关于恒星是否存在质量上限，如果存在，是什么物理机制设定了这个上限，这也可能决定了质量上限是否与金属丰度（Z）有关。我们认为，由辐射驱动的风介导的线不透明度的质量损失是设置质量上限的主要候选人之一。我们目前的质量损失预测（dM/dt_wind）的Monte Carlo辐射转移模型的相对较冷（Teff = 15 kK）膨胀的非常大质量的恒星（VMS）与大爱丁顿伽马因子在质量范围100-1000 Msun作为金属丰度的函数下降到1/100 Z/Zsun。我们采用我们的Monte Carlo方法的流体动力学版本，使我们能够同时预测质量损失率（dM/dt_wind）和终端风速（vinf）。有趣的是，我们发现风的终极速度（vinf）是低（100-500公里/秒）在一个广泛的Z-范围内，我们建议，从VMS的慢风是一个重要的来源，自我富集的球状星团。我们还发现质量损失率（dM/dt_wind），超过了典型的质量吸积率（dM/dt_accr）的0.001 Msun/yr在恒星形成。我们将我们的质量损失预测表示为质量和Z的函数，发现log dM/dt = -9.13 +2.1 log（M/Msun）+0.74 log（Z/Zsun）（Msun/yr）。即使恒星风不会直接停止和逆转恒星形成过程中的质量吸积，如果最大质量的恒星是通过恒星合并形成的，恒星风的质量损失可能会主导恒星…
2018-04-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Self-enrichment in Globular Clusters: the extreme He-rich population of NGC 2808
在银河系球状星团（GC）中发现第一个多种群后的近几十年里，关于它们形成的争论仍然非常流行，NGC 2808仍然是测试它们起源和演化的最佳基准之一。在这项工作中，我们专注于化学成分的恒星属于极端氦丰富的人口居住的恒星最极端的丰度镁，铝，钠，O和硅。我们检查了最近的措施是否与$6.5-8~M_{\odot}$的恒星的AGB收益率一致。这些恒星在40-60百万年的时间尺度上演化，并喷射出强烈富含氦的物质，这是由于在核心氦燃烧阶段之后，表面对流区深入到CNO核合成所触及的区域。由于大质量恒星的AGB相的最大未知数是质量损失，我们提出了一种新的方法，考虑到辐射压力对尘埃粒子的影响。我们表明，这种更现实的描述是能够重现观察到的镁，铝，钠和硅在这些极端的恒星丰度。氧丰度的大范围扩散是通过在RGB阶段调用深度混合来解释的。一旦获得NGC 2808主序星的氧测量结果，就有可能检验这一工作假设。
2018-07-02 astro-ph.SR
Helium enrichment in intermediate-age Magellanic Clouds clusters: towards an ubiquity of multiple stellar populations?
麦哲伦星云中的中间年龄星团具有多个恒星星族的特征，这些恒星族长期以来被认为仅限于古老的球状星团。我们比较了麦哲伦星云中年龄在~2和~10 Gyr之间的星团NGC 121、Lindsay 1、NGC 339、NGC 416、Lindsay 38、Lindsay 113、Hodge 6和NGC 1978的合成水平分支模型和哈勃空间望远镜测光结果。我们在这八个星团中的四个（NGC 121，Lindsay 1，NGC 339，NGC 416）中发现了初始氦丰度分布（delta（Y））的明显特征，并量化了delta（Y）的值。对于两个星系团（Lindsay 38，Lindsay 113），我们只能确定delta（Y）的上限，而对于我们样本中的两个最年轻的星系团（Hodge 6和NGC 1978），无法得出关于初始He扩散存在的结论。我们的δ（Y）估计值与银河系球状星团中发现的最大氦丰度分布和主星团质量之间的相关性是一致的。这一结果加强了一种新兴的观点，即多个恒星星族的形成是大质量星团的标准过程，而不仅仅局限于高红移环境。
2019-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The s-Process Enrichment of the Globular Clusters M4 and M22
本文研究了球状星团M4（NGC 6121）和M22（NGC 6656）中慢中子俘获过程（$s$ -过程）产生的元素富集。M4中的恒星具有均匀的Fe和中子捕获元素丰度，但相对于其他具有类似金属丰度的星团，整个星团中的$s$过程元素（Sr，Y，Ba，Pb）含量更高。在M22中，两个恒星群表现出不同的Fe和$s$过程元素丰度。通过从$s$富星中减去$s$贫星的平均丰度，我们得到了M4和M22的$s$过程残差或经验$s$过程分布。我们发现M22中的$s$过程分布比M4更倾向于重$s$峰（Ba，La，Ce）和Pb，而M4主要富集轻$s$峰元素（Sr，Y，Zr）。我们构建简单的化学演化模型，包括旋转，这大大增加了$s$过程中的生产在低金属丰度的大质量恒星模型的产量。我们表明，我们的大质量恒星模型的旋转速率高达50\%的临界（分裂）速度和变化的首选$^{17}$ O（$α$，$γ$）$^{21}$ Ne率产生不足的重$s$ -元素和Pb匹配的经验分布。对于模型，将AGB产量，我们发现，中等质量的产量（与$^{22}$ Ne中子源）单独不再现轻到重的$s$ -元素的比例为M4和M22，并与$^{13}$ C口袋模型的一个小的贡献是必需的。与我们的假设，$^{13}$ C口袋形式的初始质量低于3.0和3.5 M之间的过渡范围$_\odot$，我们匹配的轻到重的S-元素的比例在S-过程残留的M22和预…
2014-09-03 astro-ph.SR
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
Effects of Helium Enrichment in Globular Clusters I.Theoretical Plane with PGPUC stellar evolution code
近年来，对球状星团（GC）CMD的研究表明，其中一些星系中存在多个不同化学成分和年龄的星族。在第一种情况下，最常见的候选者是初始氦丰度的扩散，但这个数量很难通过光谱确定，因为氦吸收线在较冷的恒星中不存在，而对于较热的GC恒星，氦的引力沉降变得很重要。因此，间接的方法来确定种群之间的初始Y是必要的。出于这个原因，在这一系列的论文中，我们研究了Y富集在覆盖GC金属丰度范围的群体中的影响。在这第一篇论文中，我们提出了理论的演化轨道，等时线，和ZAHB轨迹计算的克莱顿-戈达德-PUC（PGPUC）恒星演化代码，这已经更新了最新的输入物理和与其他理论数据库相比。化学成分网格覆盖了9个Z，范围从Z=1.60x10^-4到1.57x10^-2，7个Y，范围从Y=0.230到0.370，α元素增强值[α/Fe]=0.3。在等时线中可以观察到的不同氦丰度的影响是：MS中的分裂，关闭点的L和Teff的差异，SGB中的分裂对于较低年龄或较高金属丰度更突出，较低红巨星分支中的分裂对于较高年龄或较高金属丰度更突出，RGB凸起的L的差异（Teff有小的变化），以及RGB尖端处的L的差异。在ZAHB，当Y增加时，低Teff的L增加，这取决于所研究的GC的年龄而受到不同程度的影响。最后，ZAHB形态分布取决于年龄解释了如何为更高的GC金属丰度的人口具有更高的氦丰度可以隐藏在红色ZAHB位点。
2012-08-25 astro-ph.SR
Ejection of globular cluster interstellar media through ionization by white dwarfs
来自白矮星的紫外辐射可以有效地清除银河系球状星团的团内介质。这解决了集群中缺少ICM的问题，否则期望建立容易观察的量。为了证明这一点，我们重新创建47 Tuc的电离通量，通过它们的AGB，后AGB和白矮星演化随机产生的恒星。每颗白矮星都可以吸收恒星风注入星团的所有物质，持续约300万年的演化：在任何一点上都存在约40颗这样的白矮星。每个GC的ICM都应电离。M15中的中性云应该是由暂时的高密度造成的。一个压力支持的ICM将在星团的潮汐半径范围内膨胀，在那里它将被截断，从而允许牛仔裤逃脱。模拟的金斯质量损失率近似于恒星总的质量损失率，可以有效地清除ICM。任何星系团的ICM质量应该等于其恒星在星系团核心和潮汐半径之间的声音传播时间内注入的质量。我们预测ICM在47 Tuc内的太阳质量约为11.3，清除超过400万年，而动力学时间尺度为430万年。我们提出了一个新的质量等级，讨论了球状星团矮星系之间的过渡。
2014-10-20 astro-ph.SR
Lithium-Rich Giants in Globular Clusters
虽然红巨星耗尽了表面的锂，但有些巨星富含锂。中等质量的渐近巨星分支（AGB）星可以通过Cameron-Fowler输送带产生Li，但富Li的低质量红巨星分支（RGB）星的存在令人困惑。球状星团是研究这一现象的最佳场所，因为它可以直接确定星团的成员资格，并确定每颗恒星的演化状态。在72小时的Keck/DEIMOS曝光中，我们在25个星团中发现了4颗富锂RGB星和2颗富锂AGB星。有1696颗RGB星和125颗AGB星的测量值或上限与锂的正常丰度一致。因此，在球状星团中锂丰度的频率对于RGB是（0.2 +/- 0.1）%，对于AGB是（1.6 +/- 1.1）%，对于所有巨星是（0.3 +/- 0.1）%。由于富锂的RGB星位于较低的RGB，因此提出的发生在光度函数凸点或He核心闪光处的Li自生机制无法解释这四颗较低的RGB星。我们认为Li富集的起源是：（1）所有的发光巨星在He核闪光时都经历了一个短暂的Li富集阶段。(2)所有在较低的RGB上有双星伴星的后RGB恒星都将进行质量转移。这种情况预测，0.1%的低RGB恒星将出现锂丰富，由于质量转移，从最近的锂增强的同伴。这个频率是在我们的置信区间的低端。
2016-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Potassium: a new actor on the globular cluster chemical evolution stage. The case of NGC 2808
我们计算了球状星团NGC 2808中119颗恒星的[K/Fe]丰度比，它们都具有在以前的工作中均匀测量的O，Na，Mg和Al丰度。我们检测到钾丰度的内在恒星间传播。[K/Fe]丰度比与[Na/Fe]和[Al/Fe]呈显著正相关，与[O/Fe]和[Mg/Fe]呈显著负相关。迄今为止在NGC 2808中发现的所有4颗缺镁星（[Mg/Fe]<0.0）都比正常[Mg/Fe]的富钾星约0.3 dex。NGC 2808是继NGC 2419之后的第二个球状星团，在那里检测到了明显的Mg-K反相关，尽管幅度较弱。[K/Fe]与通常在球状星团中观察到的化学异常中所涉及的所有轻元素的同时相关/反相关，强烈支持这样的观点，即这些丰度模式是由于产生Na-O和Mg-Al反相关的相同的自富集机制。这一发现表明，可检测到的传播K丰度可能是典型的大规模球状星团的自我富集过程中观察到产生其最极端的表现。
2015-01-13 astro-ph.SR
A comprehensive chemical abundance study of the outer halo globular cluster M 75
内容：M 75是一个相对年轻的球状星团（GC），位于距离银河系中心15千秒差距处，银河系内外晕之间的过渡区。目的：我们的目标是对该GC中的各种化学元素进行全面的丰度研究，例如调查其早期恒星形成的化学富集历史，并寻找任何多个种群。方法：我们用麦哲伦望远镜的MIKE仪器获得了16颗红巨星的高分辨光谱。他们的成员资格内的GC确认径向速度测量。我们的化学丰度分析是通过等效宽度测量和光谱合成，假设当地的热力学平衡（LTE）。结果：我们提出了迄今为止第一个全面的M75丰度研究。该星系团富含金属（[Fe/H]=-1.16+/-0.02 dex，[alpha/Fe]=+0.30+/-0.02 dex），并且在[Fe/H]中显示出0.07 dex的边缘扩展，这是大多数具有类似光度的GC的典型特征。一个适度扩展的O-Na关系清晰可见，可能显示了三代恒星，在短时间内形成。此外，这两颗Na含量最高的恒星也分别被Ba增强了0.4和0.6 dex，表明它们受到了质量较低（M ~ 4-5 M_Sun）的AGB星的污染。整体的N-捕获元素模式是兼容的主要r-过程的富集，这是很少的情况下，在GC的这样一个高的金属丰度。
2013-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pollution versus diffusion: Abundance patterns of blue horizontal branch stars in globular clusters NGC6388, NGC6397, and NGC6752
本研究分析三个球状星团的蓝水平支星丰度，以区分氦增丰污染与辐射悬浮效应，并揭示 NGC6388 可能存在氦增丰。
2024-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Why the globular cluster NGC 6752 contains no sodium-rich second-generation AGB star
球状星团拥有多个恒星星族，显示出不同的钠富集度。这些不同的种群可以沿着主序列，红巨星和水平分支阶段观察到。然而，最近的研究表明，至少在球状星团NGC 6752中，沿着早期渐近巨星分支没有观测到富钠恒星，这对恒星演化提出了一个明显的问题。我们提出了一个解释，这种缺乏钠丰富的恒星在该地区的颜色星等图。
2013-09-09 astro-ph.SR
The hot horizontal-branch stars in omega Centauri
对一些大质量球状星团的紫外线观测揭示了大量比水平分支（HB）的热端更热和更暗的恒星，即所谓的蓝钩星。这一特征可以用热闪晚期的情景来解释，在这种情景中，恒星在白矮星冷却曲线上经历氦闪，或者用一些星团中假设存在的富氦子种群的后代来解释。之前对欧米茄Cen和NGC 2808中蓝钩星的光谱分析支持后期热闪光的假设，但恒星中的氦含量比预期的要少得多，预测的C和N富集度无法得到验证。我们比较了观测到的有效温度，表面重力，氦丰度，碳线强度（可检测）我们的目标恒星与上述两种情况的预测。使用LTE和非LTE模型大气，对球状星团omega Cen中热HB星的中高分辨率光谱进行了径向速度变化、大气参数和丰度分析。我们在目标恒星中没有发现近距离双星的证据。所有低于30，000 K的恒星都是贫氦的，与其他球状星团中在该温度范围内观测到的HB星非常相似。在30，000 K到50，000 K的温度范围内，我们发现28%的恒星是贫氦的（log（He/H）< -1.6），而72%的恒星具有近似太阳或超太阳的氦丰度（log（He/H）>= -1.5）。我们还发现，碳富集与氦富集密切相关，最大碳富集质量为3%。一个强大的碳富集与氦富集串联预测的后期热闪光的情况下，但不是由氦富集的情况。我们的结论是，富含氦的HB星在欧米茄Cen不能被解释的氦富集的情况下调用来解释蓝色的主序列。
2010-09-16 astro-ph.SR
Chemical tagging in the SDSS-III/APOGEE survey: new identifications of halo stars with globular cluster origins
我们提出了新的鉴定星系晕中的五个红巨星的化学丰度模式，表明它们最初形成于球状星团。使用来自阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）调查的数据，通过斯隆数字巡天数据发布12（DR 12），我们首先确定可能的晕巨星，然后搜索那些与球状星团相关的众所周知的化学标记，特别是氮和铝的富集。我们发现在我们的样本中有2%的晕巨星具有这种化学特征，与以前的结果一致。根据我们以前对这个主题的工作的解释，这意味着至少有13%的晕星最初形成于球状星团。球状星团形成的理论认识的最新进展提出了有关的解释问题，我们承认，这些移民代表的晕场的一小部分的可能性。在晕场中，具有球状星团化学标记的恒星数量与球状星团中的数量大致相同，无论它们是否伴随着更大数量的前球状星团恒星。
2016-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extragalactic Globular Cluster Populations from High Resolution Integrated Light Spectra
本文对大质量星系和矮星系中的银河系和河外球状星团的高分辨率、积分光、详细化学丰度进行了比较。我们包括在银河系，M31，大麦云云和NGC 5128的球状星团样品的Fe，Ca，Si，Na和Al的测量。这些和我们小组最近在M31和NGC 5128上的其他结果是第一次从银河系及其最近邻居以外的老恒星的离散吸收特征中得出的化学丰度。这些丰度不仅可以提供星系的富集历史，还可以对球状星团的形成和演化提供制约。
2013-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisited parameters for the twin bulge globular clusters NGC 6528 and NGC 6553
本研究利用哈勃空间望远镜经自行校正的测光数据，通过贝塞尔等时线拟合重估核球富金属球状星团NGC 6528与NGC 6553的基本参数，明确二者年龄、金属丰度特征及与核球其他天体的演化关联。
2025-05-03 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
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
Spectroscopy and photometry of the least-massive Type-II globular clusters: NGC1261 AND NGC6934
最近的工作揭示了两类球状星团（GC），称为I型和II型。II型GC的特征是由不同金属丰度的恒星组成的蓝-和红-红巨星分支，通常伴随着慢中子捕获元素（s-元素）的不同丰度。在这里，我们继续化学标记的第二类GC增加了两个最小的质量集群，NGC 1261和NGC 6934。基于光谱学和光度学，我们发现NGC 1261中的红色恒星的[Fe/H]略有增加~0.1 dex，并确认NGC 6934中的红色恒星的铁增加~0.2 dex。无论是NGC 1261还是NGC 6934都没有显示出S-元素的内部变化，这表明发生S-过程富集的GC质量阈值。我们发现了一个显着的相关性之间的额外的铁锁定在红色恒星的II型GC和现今的质量的集群。然而，大多数II型GC保留了SNe II产生的一小部分铁，低于2%; NGC 6273，M54和欧米茄半人马座是显着的例外。在附录中，我们第一次推断了位于人马座矮星系核中的GC M54中的镧的化学丰度，镧被认为是s元素的代表。红序星的[La/Fe]略增0.10 \pm 0.06 dex，与大多数II型GC的大[La/Fe]扩散形成对比。我们认为，不同的过程是负责富集铁和S-元素的II型GC。
2021-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
A high-resolution spectroscopic study of two new Na- and Al-rich field giants -- likely globular cluster escapees in the Galactic halo
恒星SDSS J064655.6+411620.5和SDSS J193712.01+502455.5是相对明亮的恒星，最初是作为SDSS/MARVELS预巡天的一部分被观测到的。根据它们的CH $G$ -带弱，它们与其他总共60个在晕球状星团金属丰度范围内的带一起被选中，作为HESP-GOMPA巡天（Hanle Echelle Spectrograph-银河系贫金属星巡天）的一部分，进行高分辨率光谱跟踪。这些恒星表现出典型的核合成特征，这些特征被认为是球状星团中所谓的第二代恒星的特征。轻元素反相关的Mg-Al的检测，随着Na的丰度升高。发现碳被耗尽，这与预期相符。在SDSS J064655.6+411620.5和SDSS J193712.01+502455.5中也发现了锂元素，其丰度与正常的晕巨星相似。这些明亮的逃逸者提供了一个独特的机会，可以详细研究球状星团的核合成事件，并揭示它们的化学富集历史。
2020-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Light Element Discontinuities Suggest an Early Termination of Star Formation in the Globular Cluster NGC 6402 (M14)
NGC 6402是银河系中质量最大的球状星团之一，但对其详细的化学成分知之甚少。因此，我们获得了径向速度和/或化学丰度的11种元素的41个红巨星分支集群成员使用高分辨率光谱获得的麦哲伦-M2 FS仪器。我们发现NGC 6402只是中度贫金属，$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 1.13 dex（$σ$ = 0.05 dex），平均日心径向速度为$-$ 61.1 km s $^{\rm -1}$（$σ$ = 8.5 km s $^{\rm -1}$）。总的来说，NGC 6402的平均组成性质与其他内星系团相似，例如[ $α$ /Fe] $\sim$ $+$ 0.3 dex，[Cr，Ni/Fe] $\sim$ 0.0 dex，和$\langle$ [La/Eu] $\rangle$ = $-$ 0.08 dex。同样地，我们发现O，Na，Mg，Al和Si的大恒星到恒星的丰度变化表明经历了高温质子捕获燃烧的气体。有趣的是，我们检测到三个不同的人口，但也发现大的差距[O/Fe]，[Na/Fe]和[Al/Fe]分布，可能提供第一个直接的证据延迟形成的中间组成的恒星。定性富集模型进行了讨论，通过早期（$<$ 5 $-$ 10百万年）阶段，这导致在第一代和“极端”组成的明星，和延迟阶段（$>$ 40百万年），这导致在稀释的加工和原始气体和中间组成的明星的形成集群形成…
2019-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supermassive stars as the origin of the multiple populations in globular clusters
球状星团（GC）显示异常的轻元素丰度（HeCNONaMgAl），类似于热氢燃烧的产量，但还没有共识，这些无处不在的多个人口的起源。我们提出了一个模型，其中一个超大质量恒星（SMS，>10^3 Msun）通过GC形成过程中的恒星碰撞形成，并污染了星团内的介质。SMS的增长与风质量损失率找到平衡，使得SMS可以产生加工材料中总GC质量的很大一部分，从而克服困扰其他模型的所谓质量预算问题。由于持续的复兴，SMS作为一个“燃烧带”的热氢燃烧产量与（相对）低的He丰度，与经验的限制。此外，每单位GC质量的处理材料的量与GC质量相关，解决了特定的质量预算问题。我们讨论了这种新的自我充实的情况下的不确定性和测试。
2019-08-06 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
The chemical DNA of the Magellanic Clouds --II. High-resolution spectroscopy of the SMC globular clusters NGC 121, NGC 339 and NGC 419
本文首次对小麦哲伦云三个不同年龄球状星团进行高分辨率光谱化学研究，揭示其低恒星形成效率、r过程元素高效增丰及与Gaia-Enceladus不同的早期化学增丰历史。
2023-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of the low-mass Galactic globular cluster NGC 6362
利用UVES光谱测量了NGC 6362中11颗红巨星支星的17种元素的化学丰度。NGC 6362是目前发现的质量最小的球状星团之一，但其详细的化学成分尚未被研究。NGC 6362是一个中间金属原子簇（[Fe/H]=-1.07 \pm 0.01 dex），其α和Fe峰元素含量与金属丰度相近的原子簇一致。它还显示出其s过程元素丰度的增强。在涉及多居群现象的轻元素中，只有[Na/Fe]显示出星间变化，而[Al/Fe]和[Mg/Fe]没有显示出丰度分布的任何证据。通过与质量和金属丰度相似的球状星团M4的差异比较，发现这两个星团具有相同的化学成分。这一发现表明NGC 6362确实是一个规则的星系团，由经历了与其他具有类似金属丰度的星系团相同的化学富集的气体形成。
2017-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational signatures of lithium depletion in the metal-poor globular cluster NGC6397
宇宙学锂问题的“恒星”解决方案提出，低质量、贫金属恒星中锂的表面耗尽可以使星系晕恒星的低丰度与原始预测相一致。球状星团是研究锂表面演化的理想环境，对于主序星和巨星都有可能获得大量的统计数据。我们讨论了球状星团NGC6397中超过450颗恒星的锂丰度测量结果，重点是锂贫化的证据，特别强调了早期星团自富集和有效温度测定中的系统不确定性对推断的丰度和解释的影响。
2010-01-28 astro-ph.SR
High-resolution abundance analysis of red giants in the metal-poor bulge globular cluster HP~1
球状星团HP~1的投影距离银河系中心仅为3.33度。再加上它的距离，这使它成为银河系中最中心的球状星团之一。它有一个蓝色的水平分支（BHB），金属丰度为[Fe/H]~-1.0。这意味着它可能是银河系中最古老的物体之一。像差比可以揭示早期恒星的核合成模式以及早期化学富集和恒星星族的早期形成。分析了六颗恒星的高分辨率光谱，得出了轻元素C、N、O、Na和Al，α元素Mg、Si、Ca和Ti，以及重元素Sr、Y、Zr、Ba、La和Eu的丰度。利用8 m VLT UT 2-Kueyen望远镜的UVES光谱仪，在FLAMES-UVES配置下，获得了6颗已确认为球状球状星团HP~1成员的红巨星的高分辨光谱。光谱参数的推导是基于FeI和FeII的激发和电离平衡。我们确认平均金属丰度为[Fe/H] = -1.06 0. 10，加上之前在HP~1中分析的两颗恒星。α-元素O和Mg增加了约+0.3<[O，Mg/Fe]<+0.5dex，Si适度增加了+0.15<[Si/Fe]<+0.35dex，而Ca和Ti显示出较低的值-0.04<[Ca，Ti/Fe]<+0.28dex。r元素Eu的含量也增加到[Eu/Fe]~+0.4，与O和Mg一起指示II型超新星早期富集。Na和Al含量较低，但不清楚Na-O是否与钙有关。重元素有中等程度的富集，-0.20<[La/Fe]<+0.43dex和0.0<[Ba/Fe]<+0.…
2016-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Colors of c-type RR Lyrae Stars and Interstellar Reddening
以基模脉动的天琴座RR型恒星长期以来一直被用来测量星际红化，这是基于它们在最低光下观测到的$B-V$颜色的均匀性，在对金属丰度和周期进行小的修正后。然而，很少有人注意到第一泛音消除器（RRc或RR 1）。我们提出了新的$V-I$观测领域RRc星，补充公布的数据从不拥挤的RRc在球状星团。初步结果显示，RRc颜色与周期相关，但似乎与恒星的金属丰度无关。周期-颜色关系周围的分散度略大于RRab的可比关系。因此，RRc可以作为旧恒星系统视线变红的有用指标，特别是当奥斯特霍夫II球状星团和贫金属星系中有多颗恒星时。
2013-10-02 astro-ph.SR
Accretion of sub-stellar companions as the origin of chemical abundance inhomogeneities in globular clusters
球状星团表现出丰度的变化，定义了“多种群”，这促使人们对其起源进行了长期的研究。需要解释的属性包括：污染的恒星（$\sim 40{-}90$ ~ %，与集群质量相关），在年轻的集群和较低的污染率与二进制和距离集群中心的情况下，没有污染的高比例。我们提出了一种新的机制，晚交付的污染物进入恒星通过吸积的亚恒星同伴。在这种情况下，恒星穿过被AGB和大量恒星喷出物污染的介质，吸积物质产生具有典型质量比$q\sim 0.1$的伴星。这些伴星由于经过恒星的动力学扰动而受到离心率激发，最终与它们的宿主恒星合并。伴星的吸积通过注入的污染物改变了表面的丰度。与其他自富集模型一样，伴随吸积模型可以解释污染物的稀释以及与团簇内位置的相关性。该模型还解释了星族的普遍性和离散性，以及富集率与星团质量、星团年龄和双星度的相关性。在一些集群的abbustion的变化可以广泛地复制使用AGB和大量的双喷出物丰度从文献中。在其他星系团中，需要一些高的伴星质量比（$q\gtrsim 1$）。在这些情况下，现有的质量预算需要不同程度的混合污染物质与主星，偏离模型喷出物丰度或混合内部燃烧产物。我们强调的途径，需要进一步的调查，以探索在这个模型中调用的一些关键过程。
2023-03-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution in star clusters: the role of mass and environment
恒星系统中的化学自富集过程会受到系统总质量和大尺度环境条件的影响。球状星团是一种特殊的无暗物质的化学演化情况，其中唯一的自我富集来自于恒星中加工的物质，并且只发生两次恒星形成的爆发。我们描述了如何观测大麦云星云中的中间年龄星团，可以提供洞察力的方式，质量和环境可以影响星团中的化学富集过程。
2013-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundance Evidence of Enduring High Star Formation Rates in an Early Type Galaxy: High [Ca/Fe] in NGC 5128 Globular Clusters
我们目前的[Fe/H]，年龄和Ca丰度的初始样品的10个球状星团在NGC 5128获得高分辨率，高信噪比阶梯光谱的积分光。所有的丰度和年龄是使用我们原来的高分辨率积分光丰度分析的球状星团的技术。簇的[Fe/H]范围在-1.6至-0.2之间。在该样品中，[Fe/H]<-0.4的簇的平均[Ca/Fe]为+0.37 $\pm$ 0.07，而在我们的MW和M31 GC样品中的平均[Ca/Fe]分别为+0.29 $\pm$ 0.09和+0.24 $\pm$ 0.10。这可能意味着NGC 5128的化学富集历史比银河系或M31更快。这个样本提供了NGC 5128化学历史的第一个定量图像，可以直接与银河系的化学历史进行比较。这里提供的数据是用麦哲伦粘土望远镜上的MIKE中阶梯光谱仪获得的。
2013-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
