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
Multiple stellar populations in Magellanic Cloud clusters. II. Evidence also in the young NGC1844?
我们利用HST观测研究了大麦哲伦星系团的年轻星系团NGC1844。我们估计的分数和质量比分布的光度双星和报告的主要序列提出了一个内在的宽度，不能解释的光度误差，是不太可能的，由于差分红化。我们试图解释这一特征，包括恒星自转，双星，和存在多个恒星星族与不同的年龄，金属丰度，氦，或C+N+O丰度。虽然我们排除年龄，氦，和C+N+O的变化负责的主序传播没有其他的解释是决定性的。
2013-02-06 astro-ph.SR
Multi-wavelength Hubble Space Telescope photometry of stellar populations in NGC288
我们提出了新的紫外线观测NGC288，采取与WFC 3探测器上的哈勃太空望远镜，并结合现有的光学数据从档案馆探索在这个球状星团（GC）的多人口现象。WFC3的紫外线过滤器已经证明了一种不可思议的能力，可以区分GC中所有光度序列中的多个种群，这要归功于它们对大气变化的灵敏度，这些变化是第二代浓缩的标志。另一方面，光学滤波器对与氦增强有关的恒星结构变化更敏感。通过结合紫外和光学数据，我们可以测量氦的变化。我们量化了NGC288的这种增强，发现它的变化是我们在其他集群中所期望的典型变化。
2013-06-24 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Stellar radii in the young open clusters NGC 2264, NGC 2547 and NGC 2516
快速旋转，低质量的食双星系统成员的测量半径显着大于标准模型预测。有人提出，磁活动是半径膨胀的原因。通过估计三个年轻星团（NGC 2264，NGC 2547，NGC 2516，年龄分别为5，35和1.4亿年）中低质量恒星的半径，我们的目标是确定是否在单个磁性活跃的恒星中看到类似的半径膨胀。我们使用的径向速度从盖亚-ESO调查（GES）和公布的测光建立集群成员和GES测量vsini与公布的旋转周期相结合，以估计平均半径为快速旋转的集群成员组作为其光度和年龄的函数。的平均半径进行了比较，与标准的进化模型和变体，包括对流和星点的磁抑制的预测。在给定的光度下，NGC 2516和NGC 2547的恒星半径比标准演化模型在这些星团年龄预测的要大。在具有辐射核心的ZAMS恒星中，这种差异最不明显，不显著（约10%），但在质量较低，完全对流的前主序星成员中更为显著，达到30+/-10%。NGC 2264的年龄和距离都不确定，因此无法可靠地确定其成员的任何差异。中位半径，我们估计低质量的完全对流的恒星在较老的集群是不一致的（在2-3西格玛水平）与非磁性的演化模型，更一致的模型，将磁场或暗星斑的影响。现有的模型表明，这需要表面磁场超过2.5千克，斑点阻挡大约30%的光球通量，或两者的更温和的组合。[删节]
2015-11-21 astro-ph.SR
Kinematics of Multiple Stellar Populations in Globular Clusters with Gaia
球状星团（GC）中多个恒星星族的内部动力学对它们形成的物理过程提供了独特的约束。特别是，星团恒星的现今运动学，如自转和速度色散，似乎与系统的初始配置有关。在最近的工作中（Milone et al. 2018），我们第一次分析了NGC0104（47 Tuccino）中不同恒星星族在大视场内的运动学，利用Gaia Data Release 2自行与多波段地基测光相结合。本文基于Cordoni等人的工作。（2019），我们将这种分析扩展到六个GC，即NGC0288，NGC5904（M5），NGC6121（M4），NGC6752，NGC6838（M71），并进一步探索NGC0104。在分析的星系团中，只有NGC0104和NGC5904在天空平面上显示出明显的旋转。有趣的是，NGC5904中的多个恒星星族呈现出不同的自转曲线。
2019-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The radial distributions of the two main-sequence components in the young massive star cluster NGC 1856
最近在年轻的大质量星团NGC 1856中发现的双主序星引起了人们的极大关注。这些观测结果可以用两代不同年龄和金属丰度的恒星来解释，或者用由两个具有不同自转速率的种群组成的一代恒星来解释。我们分析了NGC 1856中属于两个主序星的恒星数量比作为半径的函数。我们发现，它们的数量比保持大致不变，从集群的中心区域到其外围，这表明这两个组件是均匀分布在空间中。通过比较最佳拟合等时线的轨迹与两个恒星分量的脊线，我们发现多个恒星星族和快速恒星自转都可能解释NGC 1856中观测到的主序星分叉。然而，如果NGC 1856是古老球状星团的年轻代表，那么多恒星星族模型将无法解释这两个组成部分空间分布的均匀性，因为所有相关的方案都预测第二代恒星应该形成在比第一代恒星更紧凑的配置中，而NGC 1856太年轻了，两代恒星都不能完全动态混合。我们推测，快速恒星旋转的情况下，将是在NGC 1856年观察到的多个恒星序列的有利解释。
2016-11-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
AstroSat study of the globular cluster NGC 2298: probable evolutionary scenarios of hot HB stars
利用AstroSat卫星上的UVIT图像进行远紫外测光，探测银河系球状星团NGC 2298的水平支（HB）星族。结合HST紫外球状星团巡天（HUGS）的中心区域和盖亚的数据以及外部区域的地基光度数据，构建了成员星的紫外光学色星等图（CMD）。蓝HB（BHB）序列与传播和四个热HB星检测在所有FUV光学CMD和理论更新BaSTI等时线和合成HB模型与氦丰度的范围进行了比较，这表明热HB星氦增强时相比，BHB。估计的有效温度，半径和亮度的HB星，使用最佳的SED拟合，进行了比较与各种HB模型。BHB星的温度范围为7，500 - 12，250 K。三颗热HB星的K值为35，000 - 40，000 K，而其中一颗恒星的K值约为100，000 K。我们提出了以下的演化假设：两颗恒星可能是极端HB（EHB）星的后代，它们是通过早期的热闪形成的;一颗可能是一颗可能富含氦的EHB星，最热的HB星即将进入WD冷却阶段，可能是从BHB阶段演化而来的。尽管如此，这些都是有趣的光谱目标，以了解进化的后期阶段。
2021-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Stellar Halo of the Spiral Galaxy NGC 1560
我们报告了在NGC 1560周围探测到的恒星晕，NGC 1560是马菲星系群的一个10^9 Mo螺旋星系成员。我们使用10.4米的加那利大望远镜在距离该星系中心约3.7弧分（投影距离为3.5千秒差距）的视场中获得了r和i波段的深度图像。光度函数和CMD显示，在NGC 1560的距离上，相对于预期的前景水平，在比RGB尖端更暗的星等上，有明显多余的恒星。晕星的颜色意味着其金属丰度为Z ~ Zo/50，而它们的数量对应于采样区域中的恒星质量为~ 10^7 Mo。假设晕的表面质量密度为幂律分布，我们的数据表明NGC 1560晕的总恒星质量为10^8 Mo。
2018-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Young Open Clusters King 12, NGC 7788, and NGC 7790: Pre-Main Sequence Stars and Extended Stellar Halos
利用MegaCam图像研究了疏散星团King 12、NGC 7788和NGC 7790的恒星含量。与等时线的比较得出King 12的年龄小于2000万年，NGC 7788的年龄为2000 - 4000万年，NGC 7790的年龄为6000 - 8000万年，这是基于每个星团中靠近主序关闭（MSTO）的恒星的性质。NGC 7788的红化程度比之前估计的要大得多。King 12和NGC 7788的光度函数（LFs）显示了归因于前主序（PMS）天体的爆发的中断，与PMS演化模型的比较产生了与MSTO附近恒星测量的年龄一致的年龄。相比之下，NGC 7790中主序星的r' LF与基于太阳邻域质量函数的模型中的r' = 20相匹配。通过研究蓝主序星的两点角关联函数，研究了这三个星团的结构特性。国王12和NGC 7788都被一个半径为5弧分（约3.4秒差距）的恒星晕所包围。据建议，这些晕的形式在响应大规模的质量喷射早期的集群的演化，如模型预测。相比之下，NGC 7790中的蓝色主序星的半径约为7.5弧分，没有晕的证据。这表明这三个星团可能起源于同一个恒星形成复合体，但不是在同一个巨大的分子云中。
2012-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar rotation bifurcation caused by tidal locking in the open cluster NGC 2287?
我们提出了一个详细的分析，在年轻的，$\sim200$ Myr-老银河系疏散星团NGC 2287的分离良好的双主序列（MS）的投影恒星旋转速度，并建议恒星旋转可能驱动分裂MS在NGC 2287。我们发现观测到的投影恒星自转速度的分布可能是由恒星自转速率的二分分布引起的。我们讨论我们的观察是否可以反映潮汐锁定的影响，影响一小部分的集群的成员恒星的恒星双星系统。慢转星可能是最初快速旋转但随后通过低质量比双星系统引起的潮汐锁定而减慢的恒星。然而，该星系团的短周期双星数量可能比文献中通常看到的要多得多，而且次级质量相对较低。
2019-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Spins in the Open Cluster NGC 2516
通过测量恒星自转轴方向的分布，可以探索恒星形成的物理过程。在本文中，我们利用分光光度观测的疏散星团NGC 2516，以确定其恒星之间的自旋排列的程度。我们结合TESS光变曲线，地基光谱从Gaia-ESO和GALAH调查，宽带恒星星等从几个调查，和盖亚天体测量测量33恒星倾角和量化整体集群旋转。我们的测量结果表明，在这个集群中的恒星自旋是各向同性的取向，同时允许的可能性，他们是适度对齐。NGC 2516自旋的各向同性分布意味着恒星形成环境中湍流主导有序运动，而适度对齐的分布则意味着旋转的贡献更大。我们还进行了三维分析集群的内部运动学，没有发现显着的签名的整体旋转。从这个分析中，我们确定集群收缩的证据，这表明可能正在进行的质量隔离在NGC 2516。
2020-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Not-So-Simple Stellar Populations in the Intermediate-age Large Magellanic Cloud Star Clusters NGC 1831 and NGC 1868
利用高分辨率的哈勃空间望远镜/WFPC 2观测资料，结合色星等图，研究了大麦云星云中两个中间年龄星团NGC 1831和NGC 1868中恒星星族的物理性质。我们发现，这两个集群表现出扩展的主序列关断。为了解释观测结果，我们考虑了氦丰度，双星，年龄分散和星团成员恒星的快速旋转的变化。所观察到的狭窄的主序列排除了两个集群中氦丰度的显着变化。我们首先建立集群的主序星双星分数使用大部分集群的主序星恒星星族>1等低于他们的关闭。关闭区域的颜色-星等空间的程度，校正的影响的二进制，意味着年龄蔓延的顺序为300万年可以推断两个集群，如果恒星分布在颜色-星等空间是完全由于存在多个人口的年龄范围。以单一年龄为特征的星团成员种群的快速旋转也使我们能够详细地匹配观测数据。然而，当考虑到颜色-星等空间中的红色团块的程度时，我们遇到了NGC 1831的年龄分散之间的明显冲突，该年龄分散是基于主序关闭的程度和紧凑的红色团块所暗示的。因此，我们的结论是，对于这个集群，在恒星自转速率的变化是首选的年龄分散。对于NGC 1868，两个模型的表现同样出色。
2013-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The intriguing stellar populations in the globular clusters NGC 6388 and NGC 6441
NGC 6388和NGC 6441是两个巨大的银河系球状星团球状星团，它们有许多共同的性质，包括存在一个延伸的水平分支（HB），这是非常出乎意料的，因为它们的金属含量很高。在本文中，我们使用HST的WFPC2，ACS和WFC3图像，并提出了一个广泛的恒星内容的研究，涵盖了所有主要的演化分支。色星等图（CMD）给出了令人信服的证据，表明这两个星团至少拥有两个恒星星族，它们以不同的方式表现出来。NGC 6388有一个加宽的主序列（MS），一个分裂的次巨星分支（SGB）和一个分裂的红巨星分支（RGB），在我们的数据集中，它的红HB也分裂成两个分支。NGC 6441有一个分裂的MS，但只有两个SGB群体的指示，而RGB从SGB水平向上明显分裂为两个，并且没有红色HB结构。对CMD谱的分析证实了两个星团中两个主要恒星星族之间的He差一定是相似的。这是观测支持的HB形态，但也证实了在MS光学波段CMD的恒星的颜色分布。然而，在NGC 6441中使用UV颜色的MS分裂变得明显，而在NGC 6388中则没有，这表明两个集群中不同种群的化学模式不同，C，N，O丰度差异可能起主要作用。我们还分析了两个种群的径向分布。
2013-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origin of Young Stellar Populations in NGC 1783: Accretion of External Stars
本研究利用Hubble Space Telescope观测和N-body模拟，发现NGC 1783星团中年轻恒星的空间分布和径向速度特征无法仅用蓝离散星解释，而是源于对外部低质量恒星系统恒星的吸积。
2024-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Linking the rotation of a cluster to the spins of its stars: The kinematics of NGC6791 and NGC6819 in 3D
控制星团形成的物理学仍然没有完全理解。一个悬而未决的问题是，新形成的星系团从母气云中出现后所拥有的角动量的大小。最近的研究结果表明，恒星自旋和双星轨道自旋在星团，这支持一种情况下，集群出生的净角动量级联到恒星尺度的对齐。在本文中，我们结合盖亚数据和公布的视线速度，探讨如果NGC6791和NGC6819，其中两个集群的恒星自旋对齐已报告，旋转在同一平面作为他们的恒星。我们发现在NGC6791旋转使用自行和视线速度的证据。我们对倾角的估计与已经确定的恒星的平均倾角大致一致，但不确定性仍然很大。我们的研究结果确定NGC6791作为一个有前途的后续候选人调查集群和恒星旋转之间的联系。我们在NGC6819中没有发现旋转的证据。
2018-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing the stellar population of NGC 1980
NGC 1980是一个年轻的星团，位于猎户座星云星团（ONC）以南约0.5度。Bouy等人和Pillitteri等人最近的研究表明，NGC 1980包含的恒星比年轻得多的ONC更古老，并且它属于前景星群，可能位于猎户座A分子气体前面40 pc。在这项工作中，我们提出了低分辨率的光谱对148个年轻的恒星发现对NGC 1980地区。我们确定这些恒星的光谱类型，检查吸积签名和测量对他们的灭绝。根据这些观测结果，我们确定NGC 1980的人口年龄与L1641没有区别，估计约为300万年，与Fang等人的研究相当。
2017-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Three-Component Kinematics of Multiple Stellar Populations in Globular Clusters with Gaia and VLT
球状星团（GC）中多个恒星星族的内部动力学对它们形成的物理过程提供了独特的约束。具体来说，星团恒星的现今运动学，如自转和速度色散，可能与系统的初始配置有关。在最近的工作中，我们提供了NGC $\,$ 0104中不同恒星星族的运动学的第一个研究，在天空平面的大视场，利用盖亚数据发布2（DR 2）自行结合多波段地面测光。在本文中，我们结合盖亚DR 2自行和甚大望远镜径向速度，研究了在七个GC，即NGC $\,$ 0104，NGC $\,$ 0288，NGC $\,$ 5904，NGC $\,$ 6121，NGC $\,$ 6254，NGC $\,$ 6752和NGC $\,$ 6838。在分析的聚类中，只有NGC $\,$ 0104和NGC $\,$ 5904显示出显著的旋转。将我们的样本分为两组第一和第二星族恒星（1 P和2 P），我们发现这两个星族在NGC $\,$ 0104中总体上表现出相似的旋转模式。然而，在这个星团的外部区域观察到了一些不同旋转的迹象。有趣的是，NGC $\,$ 5904中的1 P和2 P星显示出不同的自转曲线，具有不同的相位，这种差异在$\sim$ 2.5- $σ$水平上是显著的。对多星群速度色散剖面的分析表明，NGC $\,$ 0104的2 P星比1 P星具有更强的各向异性。
2019-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Failure of rotation and notable success of age spread to reproduce the CMDs of star clusters NGC 1831, NGC 1868 and NGC 2249
我们详细研究了NGC 1831，NGC 1868和NGC 2249三个星团的高质量CMD，通过两个最可能的原因（恒星旋转和年龄扩展）与扩展的主序星关闭CMD。结果表明，恒星自转（包括分辨和未分辨双星）解释三个星团的CMD的明显失败，和年龄传播的意外成功。特别是，关闭和红团部分的特殊结构不能由恒星旋转产生，但年龄传播完美地再现了所观察到的特征。这表明这三个星团包含多个恒星群，而不是单一的旋转恒星和双星群。NGC 1831的粗亚巨星分支对此提供了最有力的支持。结果表明，恒星自转不能保存广泛接受的观点（简单的人口）的星团，和一个扩展的恒星形成历史需要解释所观察到的CMD。此外，这项工作表明，一个狭窄的次巨星分支并不对应于一个简单的人口。用前人的工作对NGC 1651的简单总体的判断是不可靠的。我们期望我们的试验是一个起点，更精确的研究星团的赫兹斯普朗-罗素图。这涉及许多因素，如双星，旋转恒星和恒星形成历史（SFH）。
2015-04-10 astro-ph.CO 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 extended Main Sequence Turn Off cluster NGC1856: rotational evolution in a coeval stellar ensemble
麦哲伦星云中年轻星团的多次或延长的转折最近受到了极大的关注。许多研究表明，它们可能被解释为一个显著的年龄扩散（在1- 2 Gyr的星团中有几个10^8年），而其他研究则将它们归因于恒星自转的扩散。我们聚焦于星系团NGC 1856，显示出主序上部的分裂，颜色m_{F336W} - m_{F555W} $清晰可见，以及一个非常宽的关闭区域。利用Geneva恒星模型中的星族合成，我们证明了星团数据可以解释为两个年龄相同（~ 3.5亿年）的主要星族的叠加，其中2/3的快速旋转恒星定义了上转折区和红序，而1/3的慢速/非旋转恒星组成。由于快速自转是B-A型恒星的共同特性，这个模型提出的主要问题是关于缓慢/非旋转分量的起源。双星同步是缓慢/非旋转星群背后的一个可能过程;在这种情况下，许多缓慢/非旋转的恒星仍然应该是轨道周期在4到500天范围内的双星系统的一部分。这样的时期意味着，在主序的原生演化过程中，发生了罗氏瓣溢出，因此大多数原生体可能无法点燃核心氦燃烧，这就是缓慢旋转的种群缺乏红色团块后代的原因。
2015-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
When does the onset of multiple stellar populations in star clusters occur? Detection of enriched stellar populations in NGC 2121
星与星之间的轻元素丰度变化，被称为多个恒星星族（MP），在几乎所有的银河系球状星团中都很常见。最近，在大麦云云（LMC）中发现了一些年龄超过2 Gyr的大质量星系团，这表明年龄可能是MP存在的控制参数。然而，为了最终证实这一概念，需要对大麦哲伦星云3- 6 Gyr“年龄差距”中的星团进行更多的研究。在这里，我们使用{ \sl哈勃太空望远镜}观测研究3 Gyr的星团NGC 2121。与所谓的“简单”恒星星族模型相比，该星团的红巨星分支在一个特定的颜色指数上表现出明显的扩散，该颜色指数对内在的化学扩散很敏感。观察到的扩散可以用氮丰度的固有扩散$\sim$ 0.5- 1.0 dex}来解释。NGC 2121的质量与没有MP的年轻对应物相当，这表明星团质量可能不是控制MP存在的主要参数。有或没有MPs的集群之间的出现的过渡阶段似乎发生在2- 3 Gyr，表明集群年龄可能在MPs的建立中起主导作用。
2019-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple stellar populations at less evolved stages-II: no evidence of significant helium spread among NGC 1846 dwarfs
在年龄大于2 Gyr的星团中发现的星与星之间的化学变化改变了传统的星团“简单恒星星族“（SSP）的典型例子的观点，成为所谓的“多恒星星族“（MP）。虽然MP的意义似乎与集群总质量相关，但MP的存在似乎是由集群年龄决定的。在这篇文章中，我们使用哈勃空间望远镜的深测光来研究$\sim$ 1.7 Gyr-old星团NGC 1846中的FG型矮星是否有氦扩散。通过与合成的恒星星族的观测结果进行比较，我们估计了NGC 1846主序星之间的氦扩散为$Δ{Y}\sim0.01\pm0.01$。氦的最大扩散不会超过$Δ{Y}\sim0.02$，这取决于富氦恒星所占的比例。为了掩盖这种氦富集所导致的颜色变化，需要至少$Δ{\rm [N/Fe]}$ =0.8 dex的氮富集度，这是之前对该星团红巨星分支的分析所排除的。我们发现我们的结果与银河系球状星团的$Δ{Y}$ -质量关系是一致的。为了检查NGC 1846是否含有MP，需要更高的光度精度。我们的结论是，在所采用的光度质量下，NGC 1846矮星之间没有极端的氦变化。
2021-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Decoding the bifurcated red-giant branch as a tracer of multiple stellar populations in the young Large Magellanic Cloud cluster NGC 2173
多重恒星星族（MP）代表恒星与恒星之间轻元素丰度的变化，这在几乎所有古老的银河系球状星团中都很常见。在这里，我们提供了最有力的证据，人口众多，~ 1.7 Gyr的大麦云星系团NGC 2173也表现出轻元素丰度的变化。因此，我们的研究结果表明，NGC 2173是迄今为止已被证实的MP最年轻的集群。我们的结论是基于在其红巨星分支的尖端在高质量的颜色-星等图产生的哈勃空间望远镜成像观测的明显分歧。我们的研究结果进一步支持了详细分析的“伪$UBI$”的地图，这揭示了一个双峰的集群的红巨星分支的颜色分布的明确证据。麦哲伦星云中的年轻星团可以为星系演化历史提供重要的见解。我们在NGC 2173中发现的MP表明，古老的银河系球状星团和年轻的大质量星团可能有一个共同的形成过程。
2022-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Aluminum abundances of multiple stellar generations in the globular cluster NGC 1851
研究了特殊的球状星团NGC 1851中红巨星的铝丰度分布。铝的丰度是从强双重态Al I 8772-8773 A中获得的50颗星团恒星的中分辨率火焰光谱测量的，这些恒星是在盖亚-ESO公众调查中获得的。我们将这些丰度与先前推导的O，Na，Mg丰度相结合，以充分表征NGC 1851早期恒星世代中高温下H燃烧的NeNa和MgAl循环的相互作用。在我们的样本中的恒星显示出Al，Na和Si之间的良好定义的相关性; Al与O和Mg之间的相关性很好。[Al/Fe]比的平均值从第一代恒星到第二代恒星稳步增加，第二代恒星具有中间和极度修改的成分。我们在一个更大的数据库上证实了我们最近获得的结果（Carretta et al. 2011 a）：质子捕获元素的丰度模式意味着NGC 1851中有适度的Al产生。我们发现的证据，在NGC 1851中的红巨星的更丰富的金属成分的Al和Ba丰度之间的统计上显着的正相关性。
2012-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling the Observed Stellar Mass Function and its Radial Variation in Galactic Globular Clusters
我们测量的斜率$α$的恒星质量函数（MF）的变化作为一个功能的集群中心距离$r$在五个银河系球状星团和比较$α(r)$预测直接$N$体星团模拟。理论研究预测，$α(r)$（它跟踪在一个集群中的质量分离的程度）应陡峭的集群经历两体弛豫的时间和量的全球MF可以从它的初始状态，由于恒星逃逸是直接联系到$α(r)$。我们发现，M10，NGC 6218和NGC 6981的质量分离量与它们的动力学年龄相一致，但只有M10的整体MF与其质量分离程度相一致。另一方面，NGC 5466和NGC 6101似乎比它们的动力学年龄所显示的分离程度要小。此外，尽管非分离星团中恒星的逃逸率与恒星质量无关，但NGC 5466和NGC 6101都有接近平坦的MF。我们讨论了各种机制，可以产生非隔离集群与近平坦的MF，包括更高的质量损失率和黑洞保留，但认为，对于一些集群（NGC 5466和NGC 6101）解释当今的属性可能需要一个非普遍的IMF或一个更复杂的动力学历史。
2017-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
RR Lyrae Stars In Stellar Streams with Gaia: The Escapers
我们试图确定RR天琴座（RRL）恒星流，可能已经逃离七个球状星团（GC）的自行，距离，颜色星等图，和其他属性提取的盖亚早期数据发布3（EDR 3）数据库。具体来说，我们交叉匹配两个大型RRL恒星目录（来自Gaia DR 2和Catalina Sky Survey）彼此以及EDR 3数据库，我们最终获得了约150，000颗独特RRL恒星的样本。我们利用（M_G-[Fe/H]）和（M_V-[Fe/H]）绝对星等-金属丰度关系计算了RRL星的距离，并采用不同光谱研究的GC的[Fe/H]值。我们还限制我们的搜索在与GC相关的恒星流以前建议或在其他研究中确定的领域。我们确定了24颗可能从以下7个GC逃逸的RRL星：Palomar 13（NGC 13），NGC 6341（M92），NGC 5904（M5），NGC 5466，NGC 1261，NGC 288和NGC 1851。我们在表2中列出了我们的发现。
2021-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chandra X-ray observation of the young stellar cluster NGC 3293 in the Carina Nebula Complex
我们描述了船底座星云复合体西北边缘的年轻星团NGC 3293的恒星星族，以评估星团年龄和质量函数，并测试异常IMF和M <= 2.5 M_太阳恒星赤字的说法。我们用Chandra对NGC 3293进行了深（70 ksec）X射线观测，探测到1026个独立的X射线点源。我们确定了74%的X射线源在深近红外图像的同行。我们的数据清楚地表明，NGC 3293拥有大量太阳质量的恒星，驳斥了缺乏M <= 2.5 M太阳恒星的说法。彩色星等图的分析表明，星团中低质量人口的年龄约为8-10百万年。至少有511颗X射线探测到的恒星的色星等位置与星团中心7弧分以内的年轻恒星成员一致。X射线探测到的1-2 M太阳星与M >= 5 M太阳星的数量比（由光谱学已知）与正常场初始质量函数的预期一致。大多数早期B型星和20%的晚期B型星被探测为X射线源。我们的数据显示，NGC 3293是整个船底座星云复合体中人口最多的星团之一。这个星团可能有几颗O型恒星，它们的超新星爆炸可能对船底座星云复合体的早期演化有重要影响。
2017-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The tight subgiant branch of the intermediate-age star cluster NGC 411 implies a single-aged stellar population
在大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的中间年龄星团中，存在着扩展的主序关闭区（eMSTO），这通常被解释为是恒星形成历史（SFH）延长的结果，持续了$\geq$ 3亿年。这与星团中占主导地位的恒星形成模式的传统观点强烈冲突，星团被认为是单年龄的恒星星族。在这里，我们提出了一个测试这种解释，通过探索NGC 411的亚巨星分支（SGB）的形态，它可能是所有已知的中间年龄星团中最广泛的eMSTO。我们发现，NGC 411 SGB的宽度有利于单年龄的恒星星族的解释，并排除了扩展的SFH。此外，当考虑红团（RC）的形态，并采用未经证实的前提下，所有功能的颜色-星等图的宽度是由一个基本的年龄范围，我们发现，SFH暗示仍然非常接近，从一个单一的年龄恒星星族，与一小部分的恒星散射到年轻的年龄相比，大部分的人口。从SGB和RC导出的SFH都与从eMSTO区域导出的SFH不一致。NGC 411的逃逸速度非常低，而且在早期阶段不太可能经历显著的质量损失，因此表明它可能缺乏捕获大部分来自恒星演化过程的初始排出气体的能力，而这通常是扩展SFH扎根所需的条件。
2016-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Population near NGC 2021: Procession of Star Formation in the South Rim of Supergiant Shell LMC 4
本文利用大麦哲伦云测光巡天数据研究LMC 4南缘NGC 2021及其附近OB星协的恒星形成历史，发现大质量恒星形成呈径向进程，并估计约4次超新星爆发为LMC 4内部注入至少4×10^51尔格动能。
2024-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar rotation and the extended main sequence turnoff in the open cluster NGC 5822
中等年龄星团（1-3 Gyr）扩展主序星转折（eMSTO）的起源是当前星团研究中最有趣的问题之一。不像在某些球状星团中发现的分裂主序。这是由年龄和/或化学丰度的双峰种群引起的，eMSTO被认为是由于恒星旋转。我们提出了一个光谱调查的MSTO恒星附近，中等年龄（\unit [0.9]{Gyr}），低质量（$\sim 1.7\times10^3 M_\odot$）银河系疏散星团，NGC 5822。我们推导出一个干净的样本的成员星的基础上\textit{Gaia}自行和弛豫和确认的eMSTO的存在。使用中等分辨率（$R\sim 4000$）南部非洲大望远镜光谱，我们推导出24颗成员星的自转速度（代表eMSTO区域周围20%的完整性）并发现eMSTO区域的主序星轨迹与投影旋转速度有明显的相关性，即快转星位于eMSTO的红色一侧，慢转星位于在蓝色的一面。通过与合成星团模型的比较，我们发现NGC 5822的恒星自转速度和eMSTO可以很好地再现，我们认为恒星自转是导致NGC 5822 eMSTO的主要原因。
2019-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
