M31 Globular Cluster Abundances from High-Resolution, Integrated-Light Spectroscopy
本文首次报道了M31中5个球状星团的高分辨（R ~ 25，000）积分光谱的详细化学丰度。这些GC是作为正在进行的研究M31及其球状星团形成历史的项目的一部分而观察到的更大规模星系团中的第一个。这里提供的数据获得的HIRES阶梯光栅摄谱仪的凯克我望远镜，并使用一种新的集成光谱分析方法，我们已经开发的分析。在这些星系团中，我们测量了Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Y和Ba的丰度，年龄>10 Gyrs，[Fe/H]范围为-0.9至-2.2。作为典型的银河系GC，我们发现这些M31 GC的α-元素Ca，Si和Ti相对于Fe增强。我们还发现[Mg/Fe]相对于其他[α/Fe]较低，而[Al/Fe]在综合光丰度中增强。这些结果意味着，镁，铝（和可能的O，Na）的丰度恢复综合光显示在个别银河系GC星之间和集群内的丰度变化，并应特别注意在未来的解释低或高分辨率的综合光丰度的球状星团是基于镁为主的吸收功能。Fe峰和中子俘获元素Ba和Y也遵循银河系丰度趋势。我们还提出了高精度的速度色散测量的所有5 M31 GC，以及独立的约束条件的红向集群从我们的分析。
2009-08-26 astro-ph.GA
Chemical abundance anticorrelations in globular cluster stars: The effect on cluster integrated spectra
人们普遍认为，个别银河系球状星团拥有两个同时代的恒星代，第一个出生的“标准”$α$增强的金属混合物中观察到的领域晕对象，第二个的特点是一个与CN-ONa丰度模式叠加在第一代，$α$增强的金属混合物。我们用适当恒星星族合成模型研究了第二代恒星如何影响典型的富金属银河系球状星团（如47\，Tuc）的积分光谱，重点分析了广泛使用的Lick型指数。我们发现，受丰度比值关系影响的指标只有Ca 4227、G 4300、${\rm CN_1}$、${\rm CN_2}$和NaD。广泛用于确定河外星系年龄、Fe和总金属丰度的Balmer线、Fe线和[MgFe]指数对第二代星族基本不敏感。增强他在第二代恒星的综合光谱的巴耳末线指数的影响，通过关闭温度的变化和-在假设的质量损失历史的两个恒星世代是相同的-水平分支形态的基础等时线。
2011-04-08 astro-ph.GA
Extragalactic archaeology through high-resolution integrated-light spectroscopy of globular clusters
Instituto de Astrofı́sica de Canarias（加那利天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University（斯威本大学天文物理与超级计算中心）；Department of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理学系）；Department of Physics, Centre for Extragalactic Astronomy, Durham University（达勒姆大学河外天文中心物理系）；Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University（拉德堡德大学天体物理学/IMAPP系）
通过高分辨率积分光光谱学研究球状星团，以揭示星系组装历史和 extragalactic 距离测量。
2026-01-09 astro-ph.GA
Analysis of integrated-light spectra of Galactic globular clusters
本文给出了银河系26个球状星团的年龄、氦质量分数（Y）、金属丰度（[Fe/H]）和C、O、Na、Mg、Ca、Ti、Cr、Mn等元素丰度的测定结果。在这项工作中，我们应用我们开发的方法，采用中等分辨率的积分光谱的球状星团和恒星大气模型，它是本文的补充，自动计算的微湍流速度的恒星在研究对象。根据26个天体获得的数据，以及我们以前的研究结果，它表明，化学元素的丰度，我们测量，除碳，是一致的文献估计从分析的集群的集成光光谱和高分辨率光谱观测其最亮的恒星。[C/Fe]的估计值与从团簇的积分光谱得到的文献值一致。我们解释的系统之间的差异派生[C/Fe]的球状星团和文献[C/Fe]值的最亮的恒星的集群作为一个变化的化学成分在大气中的恒星在其演化过程中。通过对天体色星等图的分析，得到了星团的绝对年龄和平均Y值，与文献数据符合较好。
2020-09-04 astro-ph.GA
Effect of dynamical interactions on integrated properties of globular clusters
球状星团（GC）通常被视为简单恒星星族（SSP）模型的天然验证者。然而，真正的GC和SSP之间仍然存在一些差异。本文利用直接的$N$天体模拟程序{ \hf Nbody 6}研究了动力学相互作用、金属丰度和原始双星对银河系球状星团整体性质的影响。我们的模型从$N=100,000$星开始，覆盖金属丰度范围$Z=0.0001-0.02$，我们的模型的一个子集包含原始双星，导致目前在GC模型年龄观察到的双星分数。恒星演化和外部潮汐场的平均银河系GC代表考虑。综合颜色和舔指数分别使用BaSeL和Bluered恒星光谱库计算。通过包括动力学相互作用，我们的模型集群显示综合功能（颜色高达0.01马格蓝，H $β$高达0.1倍$ $大和[MgFe] $'$ 0.05倍$ $小），使集群似乎比没有动力学相互作用的模型集群略年轻。这种效应主要是由低质量恒星的优先损失造成的，低质量恒星对红通带的贡献更大，并且与高质量恒星相比具有不同的光谱特征。此外，这种效应在较低的金属含量下更大。相反，原始双星的加入减少了这种影响。
2014-11-12 astro-ph.GA
Multiple Populations in Integrated Light Spectroscopy of Intermediate Age Clusters
星与星之间轻元素丰度变化的存在（也称为在银河系和所有研究过的邻近星系中，古老而巨大的星系团似乎无处不在。大多数以前的研究都集中在解决个别恒星的图像或光谱，虽然在过去的几年里，已经有显着的努力，寻找多个人口的综合光谱签名。如果被证明是可行的，集成光研究提供了一种潜在的方法来大大开放参数空间，因为可以研究数十Mpc的集群。我们使用的NaD线的综合光谱的两个集群具有相似的年龄（$2-3$陀螺仪），但非常不同的质量，NGC 1978（$\sim3\times10^5$ Msun）在LMC和G114（$1.7\times10^7$ Msun）在NGC 1316。对于NGC 1978年，我们的研究结果同意解决个别恒星的研究，没有发现证据的钠蔓延。然而，对于G114，我们发现了多个种群存在的明确证据。在中间年龄和古老的GC中都发现了相同的异常丰度模式，这一事实进一步支持了这样一种观点，即年轻的大质量星团实际上与古老的球状星团相同，只是年龄不同。
2019-09-03 astro-ph.GA
On the influence of multiple stellar populations in globular clusters on their medium-resolution integrated-light spectra
我们需要仔细看看我们公布的结果的年龄，金属丰度，氦质量分数和化学元素的丰度在银河系球状星团的测定，以找到可能的签名的现象，多个恒星星族在这些数据。我们的分析表明，在恒星大气中的碳丰度在所研究的集群的演变过程中逐渐变化。通过与化学演化模型和文献数据的比较，发现了由于多个恒星星族的影响而引起的氦质量分数和C、O、Mg、Na丰度异常的变化。
2020-12-16 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
Young LMC clusters: the role of red supergiants and multiple stellar populations in their integrated light and CMDs
NGC 1984、NGC 1994和NGC 2011这三个大麦哲伦星云年轻星团的光学积分光谱显示出凹连续谱和突出的分子谱带，与单颗恒星星族（SSP）模型的预测结果有很大的偏差。为了了解这些光谱的外观，我们创建了一套年轻的恒星星族（英里）模型，我们提供给社会。我们使用档案国际紫外线探测器集成的紫外光谱独立约束的集群质量和消光，并排除强随机效应的光谱。此外，我们还分析了深颜色的星等图的集群提供独立的年龄测定等时线拟合的基础上。我们探讨的假设包括年龄蔓延的集群，头重脚轻的初始质量函数，不同的SSP模型和红超巨星（RSG）的作用。我们发现，在光学光谱中的强分子功能，只能通过建模增加约20%的RSG的光度以上的经典恒星演化模型预测的分数再现。由于在Myr年龄的恒星演化的不确定性，我们目前不能排除在这些星团中存在Myr年龄扩展。我们的工作结合了不同的波长以及不同的方法（解析数据以及同一样品的积分光谱），以揭示完整的图像。我们表明，每种方法提供了重要的信息，但结合起来，我们可以更好地了解集群恒星星族。
2017-08-01 astro-ph.GA
Integrated Light Chemical Tagging Analyses of Seven M31 Outer Halo Globular Clusters from the Pan-Andromeda Archaeological Survey
详细的化学丰度的7个M31外晕球状星团（与M31的投影距离大于30千秒差距），来自高分辨率的综合光谱与霍比埃伯利望远镜。其中五个集群最近发现的泛仙女座考古调查（PAndAS）-本文提出了第一次确定的综合铁，钠，镁，钙，钛，镍，钡，铕丰度为这些集群。其中四个目标星团（PA 06，PA 53，PA 54和PA 56）是贫金属（[Fe/H] < -1.5），α增强（尽管它们的α增强可能比银河系恒星在1 sigma水平上更少），并显示出恒星之间Na和Mg变化的迹象。其他三个球状星团（H10、H23和PA 17）的金属含量更丰富，金属丰度范围从[Fe/H] = -1.4到-0.9不等。虽然H23在化学上与银河系场星、银河系球状星团和其他M31星团相似，但与银河系场星和星团相比，H10和PA 17的[Ca/Fe]相对较低。此外，PA 17的高[Mg/Ca]和[Ba/Eu]比与银河系恒星不同，与大麦云（LMC）中的恒星和星团更一致。这里研究的星系团都不能最终与任何来自PAdAS的已识别流联系起来;然而，基于它们的位置，运动学，金属丰度和详细的丰度，最富金属的PAdAS星系团H23和PA 17可能与巨型恒星流的祖先有关，H10可能与西南云有关，PA 53和PA 56可能与东部云有关。
2015-01-19 astro-ph.GA
Modeling and analysis of medium-resolution integrated-light spectra of globular clusters in dwarf galaxies
研究矮星系中球状星团的年龄、氦质量分数（Y）和化学组成，对于了解宿主星系主要演化阶段的物理条件和制约大星系的形成历史具有重要意义。本文用我们的粒子数合成方法分析了8个河外星系团和20个银河系球状星团（GC）的积分光谱。我们根据定义的恒星质量函数，使用模型大气和恒星参数（$[Fe/H]$，$T_{eff}$，和$log g$）设置的理论等时线计算GC的合成光谱。我们的方法的主要优点是能够确定不仅是化学成分，而且年龄和平均Y在一个集群的建模和分析的巴耳末吸收线。了解星团中的Y和轻元素异常是理解多恒星星族现象的关键之一。
2019-11-14 astro-ph.GA
Integrated photometry of multiple stellar populations in Globular Clusters
在过去的几十年里，从银河系及其卫星星系团中积累的证据表明，多重星族（MP）是球状星团（GC）的共同特性。这一发现使GC研究重新活跃起来，并表明它们在高红移时的形成一定是一个比以前想象的复杂得多的现象。然而，大多数关于议员的信息仅限于附近的GC。主要的限制是，大多数对MP的研究依赖于解析的恒星，面临着一个重大的挑战，调查MP现象在遥远的星系。在这里，我们搜索的综合颜色的老GC是敏感的多人口现象。要做到这一点，我们利用集成的幅度模拟GC与MP，和多波段哈勃太空望远镜测光的56银河系GC，其中MP被广泛研究，并作为银河系GC的紫外线遗产调查的一部分。我们发现，这两个集成的$C_{\rm F275W,F336W,F438W}$和$m_{\rm F275W}-m_{\rm F814W}$颜色强烈相关的铁丰度的主机GC。在二阶，伪双色图建立与这些集成的颜色是敏感的MP现象。特别是，一旦从集群金属丰度的依赖性，颜色残差取决于最大的内部氦的变化在GC和第二代恒星的分数。这张图，我们在这里定义的银河系GC，有可能检测和表征MP从综合测光的老GC，从而提供了可能性，以扩大其调查以外的本地集团。
2021-07-29 astro-ph.GA
Properties of young star cluster systems: the age signature from near-infrared integrated colours
JHK最近对几个大设计螺旋星系的研究显示，它们的星团系统和恒星形成复合体在颜色-星等和颜色-颜色图中呈双峰分布。在与包含气体的恒星星族模型的比较中，（J-H）与（H-Ks）图显示，嵌入的星团仍然沉浸在它们的母体气体和尘埃云中，通常比更老的星团具有更红的（H-Ks）颜色，后者的气体和尘埃已经被喷出。这种双峰行为在颜色-星等图MK vs（J-Ks）中也很明显，其中最亮的集群分裂成两个序列，将年轻的集群与较老的集群分开。此外，无红化指数Qd =（H-Ks）-0.884（J-H）与年轻星团的年龄相关，从而提供了区分嵌入星团和老星团的有效方法。我们的目标是研究这些光度指数的星团系统在本地组的行为。我们调查的有效性，在不同年龄的集群在其早期进化阶段的QD指数排序。对年龄小于1亿年的星团进行了表面测光。一些集群，特别是嵌入的，首次使用这种方法进行了研究。从当地集团中人口最多的集群/复合体的表面光度测量中提取的综合星等和颜色显示了颜色-颜色和颜色-星等图中预期的双峰分布。特别是，我们确认的指标QD作为一个强大的工具，用于区分集群年轻约700万年从老集群。（节略）
2013-04-11 astro-ph.GA
Bruck 88 : a young star cluster with an old age resemblance in the outskirts of the Small Magellanic Cloud
我们目前的光谱和光度的小麦哲伦云（SMC）集群布鲁克88的结果。通过比较星系团的积分谱和模板谱，我们发现银河系球状星团的模板谱与Bruck 88最相似，但提取的星团色星等图显示Bruck 88是一个年轻的星团（log（t）= 8.1 ± 0.1）。推导出的星团年龄与位于距星团中心约2.6角秒的天空中的亮红巨星（BRG）的存在是相容的。我们偶然观察到HW 33，一个位于布鲁克88东南约3角分的星团。我们得到的星团年龄与Bruck 88相同，令人惊讶的是，位于星团半径内的BRG星似乎也与星团年龄相一致。我们估计Bruck 88视场中BRG星的MK型在G9 II/Ib - K1 III范围内。通过将MK型范围内的恒星光谱与100- 1.5亿年的模板星团综合光谱相结合，我们发现BRG/模板的比例为85/15，其光谱与Bruck 88的光谱最相似。这一结果证实了BRG星在星团积分光谱中占主导地位，从而导致了其积分光的球状星团外观。
2014-09-12 astro-ph.GA
Infrared High-Resolution Integrated Light Spectral Analyses of M31 Globular Clusters from APOGEE
根据阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）的H波段中高分辨率（R = 22，500）积分光谱，给出了25个M31球状星团（GC）的化学丰度。红外光谱提供了来自新元素的不同强度的谱线，并且与光学谱线相比具有更高的激发电位。C、N和O的综合丰度来自CO、CN和OH分子特征，而Fe、Na、Mg、Al、Si、K、Ca和Ti的丰度来自原子特征。这些丰度与以前的结果进行了比较，从光学，证明了红外积分光分析的有效性和价值。CNO丰度与红巨星分支恒星丰度的典型尖端一致，但系统地偏离光学，Lick指数丰度。除了少数例外，其他丰度在1σ不确定度内在光学和红外之间一致。第一个集成的K丰度，并证明K跟踪α元素。红外和光学丰度的组合允许更好地确定GC属性，并使探测器的多个人口在河外GC。特别是，Na/O的关系的综合效果可以直接检查的第一次。
2016-07-22 astro-ph.GA
Chemical composition and ages of four globular clusters in M31 from the analysis of their integrated-light spectra
我们比较了M31中四个球状星团（Bol 6，Bol 20，Bol 45，Bol 50）的化学组成的结果（Maricheva M. 2021年）。M31中四个球状星团的积分光谱研究。占星术。Bull.76：389 - 404.土井：https：//doi.org/10.1134/S199034132104009X）与我们银河系和M31中具有相似年龄和化学丰度的GC的积分光光谱学以及两个星系中恒星的化学丰度的现有文献数据进行比较。簇合物和它们的文献类似物具有中等的金属丰度-1.1 <[Fe/H]<-0.75 dex和年龄（10 Gyr）。Mg、Ca和C的丰度均高于M31中GCs的[Fe/H]-1dex值。使用文献数据，我们没有找到我们银河系和M31中所研究的星系团在年龄，氦质量分数（Y）和化学成分方面的完全类似物。在[Fe/H]~（-1）dex，四个星团的α元素丰度比银河系中恒星的平均丰度高0.2 dex。我们认为，这些和M. Maricheva's（Maricheva M. 2021）关于所研究物体的金属丰度低于M31晕中红巨星的平均金属丰度以及阿尔法-它们中的过程元素对应于M31内晕中恒星的平均值，这可能表明，在我们的样本团簇形成时，M31附近的恒星形成过程是复杂的，与SNe II爆发有关的星系际介质和剧烈的恒星形成事件。
2022-03-21 astro-ph.GA
Integrated HI emission in galaxy groups and clusters
FAST可以在中等红移处探测到星系群和星系团等分级结构的综合HI辐射。在这里，我们建议使用FAST来研究全球HI含量的集群和团体在宇宙时间的演变，通过测量其综合HI排放。以室女星系团为例，估算了FAST的探测极限，并估算了在不同红移（z=0.1 ~ 1.5）下探测室女星系团所需的积分时间。我们还利用半解析模型（SAM）模拟了星系团中HI含量的演化。我们的模拟结果表明，当红移从z=0.3增加到z=1时，室女座星系团的HI质量可以增加2-3倍，物理尺寸可以减小50%以上.因此，积分时间可以显着减少，并在中间红移的富气集团可以检测到FAST在不到2小时的积分时间。对于本地宇宙，我们还使用SAM模拟来创建模拟星团目录，以预测FAST全天巡天的结果。通过与SDSS巡天和ALP-FA巡天星系表交叉匹配得到的光学选择星表的比较，发现积分时间为20秒的模拟星表的HI质量分布与观测值吻合较好。然而，模拟目录与120秒的整合时间预测更多的群体和集群，包含人口的低质量HI星系没有检测到的ALCARFA调查。未来使用FAST的深HI盲天调查将能够测试这种预测并对数值模拟模型设置约束。最后讨论了未来星系团高红移FAST观测的观测策略和样品选择。
2017-08-05 astro-ph.GA
Star Clusters in M31. V. Evidence for Self-Enrichment in Old M31 Clusters from Integrated Spectroscopy
在过去的十年中，球状星团（GC）由具有均匀初始化学成分的同时代恒星组成的概念受到越来越多的证据的挑战，这些证据表明它们拥有复杂的恒星星族混合，可能表明恒星形成和化学富集的复杂历史。已经提出了几个模型来解释GC中多个恒星星族的存在，但没有一个单一的模型提供了一个完全令人满意的匹配现有的数据。化学和全球参数之间的相关性，如集团质量或光度是GC形成的物理学的基本线索。在这封信中，我们提出了一个分析的平均丰度的Fe，Mg，C，N，和Ca的72岁的GC仙女座星系。我们第一次表明，有一个GC的质量和平均恒星氮丰度之间的相关性，跨越近二十年的质量。这一结果揭示了新的光GC的形成，提供了重要的限制其内部化学演化和质量损失的历史。
2013-08-29 astro-ph.GA
Study of Integrated Spectra of Four Globular Clusters in M31
本文介绍了用中等分辨率光谱测定M 31星系中4个球状星团：Bol 6，Bol 20，Bol 45和Bol 50的金属丰度、年龄、氦质量分数（Y）和C，N，Mg，Ca，Mn，Ti和Cr元素丰度的结果。首次测定了Bol 20和Bol 50的化学组成以及四个团簇的Y。研究对象的光谱是在2020年用SAO RAS的6米望远镜获得的。研究中的所有星团都超过了11年。测定的金属丰度[Fe/H]在-1.1到-0.75dex之间。它们低于距银河系中心给定距离的M31晕恒星的金属丰度（R_M31 < 10 kpc）。这四个星团的α过程元素丰度[α/Fe] =（[O/Fe] + [Mg/Fe] + [Ca/Fe]）/3与M31内晕恒星的丰度相当。
2021-10-20 astro-ph.GA
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
Fast Integrated Spectra Analyzer: A New Computational Tool For Age and Reddening Determination of Small Angular Diameter Open Clusters
我们提出了一种新的算法，称为“快速集成光谱分析仪”（FISA），允许快速和合理准确的年龄和红化的测定小角直径疏散星团通过使用它们的集成光谱在（3600-7400）的范围和目前可用的模板光谱库。该算法及其实现有助于在较短的时间内实现天体物理结果比其他方法。本文简要介绍了用于疏散星团研究的综合光谱技术及其基本假设。我们详细描述了所采用的数值算法，展示了其应用的例子，并提供了代码的链接。我们的方法已成功地应用于疏散星团的积分光谱，在银河系和麦哲伦云，以确定年龄和红化。
2012-02-09 astro-ph.GA astro-ph.IM
Spectrum Syntheses of High Resolution Integrated Light Spectra of Galactic Globular Clusters
本文给出了银河系球状星团47 Tuc、M3、M13、NGC 7006和M15的高分辨积分光谱中Mg、Na和Eu三种元素的光谱合成，以及太阳和大角星光谱的定标合成。铁丰度的目标集群也来自集成光等效宽度分析。在仔细考虑原子和分子光谱特征后，这五个球状星团光谱中的线轮廓非常合适，提供的精度水平优于相同积分光谱的等效宽度分析，并且与单个恒星分析的精度相当。来自5528和5711 A Mg I线、6154和6160 A Na I线以及6645 A Eu II线的积分光丰度落在单个恒星的观测范围内;然而，这些积分光丰度并不总是与文献中的平均丰度一致。用第二个参数簇M3、M13和NGC 7006进行的测试表明，假设不正确的水平分支形态可能对这些Mg、Na和Eu丰度只有很小的影响（< 0.06 dex）。因此，这些测试表明，集成的光谱合成可以应用于未解决的球状星团在很宽的范围内的金属丰度和水平分支形态。这种高精度的综合光谱合成对于解释其他星系周围球状星团系统的化学丰度是有价值的。
2013-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
MOCCA Code for Star Cluster Simulation: Comparison with Optical Observations using COCOA
我们介绍和目前的初步结果，从COCOA（集群simulatiOn比较与观测）代码的星团后，12陀螺的演化模拟使用MOCCA代码。目前正在开发COCOA代码，以便迅速将星团的数值模拟结果与观测数据进行比较。我们使用COCOA来获得投影聚类模型的参数。为了进行比较，向观察员提供了预测集群的FITS文件，以便他们能够使用自己的观测方法和技术来获得集群参数。结果表明，数值模拟得到的星团参数与观测结果的相似性很大程度上取决于观测数据的质量和测光精度。
2016-08-08 astro-ph.GA
The Massive M31 Cluster G1: Detailed Chemical Abundances from Integrated Light Spectroscopy
G1，也被称为Mayall II，是M31中质量最大的星团之一。它的质量，椭圆率和在外晕中的位置使它成为前核星团的有力候选者。本文介绍了G1的综合光丰度分析，基于2007年和2008年Hobby-Eberly望远镜上的高分辨率光谱仪获得的中等高分辨率（R= 15，000）光谱。为了独立确定金属丰度，还用阿帕奇角天文台天体物理研究联合会的3.5米望远镜获得了近红外线钙-II三重线的中等分辨率（R~ 4，000）光谱。从高分辨率光谱中，发现G1是一个中等贫金属的簇合物，[Fe/H]=-0.98+/-0.05。G1还显示出α增强的迹象（基于Mg，Ca和Ti），并且缺乏矮星系中看到的s过程增强（基于Y，Ba和Eu的比较），表明它起源于一个相当大的星系。有趣的是，G1还表现出Na和Al增强的迹象，这是GC的独特特征-这表明G1的形成与GC的形成密切相关。G1的高[Na/Fe]也扩展了以前的趋势与集群速度分散到一个更高的质量制度，这意味着更高质量的集群更能够保留钠增强喷出物。在随后的论文中讨论了集群内丰度分布的影响。最终，G1的化学性质被发现类似于其他M31 GC，尽管它也与河外核星团有一些相似之处。
2020-12-07 astro-ph.GA
Age and metallicity of star clusters in the Small Magellanic Cloud from integrated spectroscopy
内容：麦哲伦星云星团的年龄和金属丰度分析为研究麦哲伦星云和其他矮不规则星系的化学演化提供了信息。目的：目的是从小麦哲伦星云中14个星团的综合光谱中获得年龄和金属丰度，其中包括一些中/老年星团。研究方法：利用全谱拟合技术，我们比较了三组不同的单恒星星族模型，使用文献中的两个拟合代码的样品团的综合光谱。结果：我们得出的年龄和金属丰度的9个中间/老年集群，其中一些以前未研究，和5个年轻的集群。结论：我们指出新确定的中/老年组群HW 1，NGC 152，Lindsay 3，Lindsay 11和Lindsay 113的兴趣。我们还确认了NGC 361、NGC 419、Kron 3和著名的最古老的SMC星团NGC 121的年龄。
2011-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accuracy of Star Cluster Parameters from Integrated UBVRIJHK Photometry
我们调查的UBVRIJHK光度系统的能力，量化星团的年龄，金属丰度和颜色过剩的综合测光的PEGASE单恒星星族（SSP）模型的框架。假设不同的光度精度水平，分析了各种参数组合的年龄-金属丰度-消光简并度。我们的结论是，大多数参数退化，典型的UBVRI测光系统，打破的情况下，测光数据补充至少一个红外星等的JHK通带，精度优于~0.05马格。提出的分析没有预先假设的星群模型的测光误差的分布，提供了任何光度系统的内在能力的估计，以确定从综合光度星团参数。
2009-02-18 astro-ph.GA astro-ph.IM
The most massive star clusters in molecular clouds: Insights from the integrated cloud-wide initial mass function (ICIMF) theory
结合ALMA、JWST和HST观测数据，研究了近邻星系分子云与内部恒星种群的关系，发现最大星团质量与云团质量等参数正相关，恒星形成效率约为1.4%，并用ICIMF理论进行了解释。
2025-06-29 astro-ph.GA
Determination of reddening and age for ten Large Magellanic Cloud star clusters from integrated spectroscopy
本文介绍了在阿根廷CASLEO的Complejo Astronómico El Leoncito天文台获得的属于大麦云（LMC）的10个密集星团的光学范围（3700-6800 nm）内的通量校准积分光谱。其中两个天体（SL 142和SL 624）没有先前的数据，而其余的大部分星团都没有得到很好的研究。我们同时获得前景$E(B-V)$红化值和年龄的集群样品通过比较其集成的光谱与模板LMC集群光谱和两套不同的简单的恒星星族模型。星系团红化值和年龄也来自两个可用的星际消光图，并通过使用诊断图，涉及一些选定的光谱特征和它们的校准与年龄的等效宽度的总和，分别。对于所研究的样本，我们得出的年龄在1百万年和2.4亿年之间。为了创建一个在LMC金属丰度水平上的光谱库，每个年龄段有几个聚类，这里提供的聚类样本作为对以前的有用补充而脱颖而出。
2016-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
MASSCLEAN - MASSive CLuster Evolution and ANalysis Package - Description, Tests, and Results
MASSCLEAN是一个新的，复杂的和强大的星团图像和测光模拟包。该软件包能够根据用户输入的聚类特征（包括但不限于距离、年龄、质量、半径和消光），在任何传统的光学和近红外波段创建颜色-星等图和标准FITS图像。在非常遥远的，未解决的集群的限制，我们已经检查了综合颜色创建的MASSCLEAN对那些从其他简单的恒星星族（SSP）模型与一致的结果。由于该算法用离散数量的可维持恒星填充星团，因此它可以用作蒙特卡罗方法的一部分，以获得与给定星团质量和年龄一致的特征（例如，综合颜色）的概率范围。我们提出了有史以来第一个质量依赖的综合颜色作为年龄的函数，来自超过100,000 Monte Carlo运行，它可以用来改善目前的年龄测定方法的星团。
2009-09-27 astro-ph.GA
Understanding the central kinematics of globular clusters with simulated integrated-light IFU observations
在球状星团中心探测中等质量黑洞是一个极具争议的问题，因为互补的观测方法往往会得出截然不同的结果。为了理解这些差异，我们开发了一个程序来模拟积分场单元（IFU）观测的球状星团：模拟IFU星团观测（SISCO）。我们软件的输入是球状星团的真实动力学模型，然后转换成光谱数据立方体。我们将SISCO应用于Downing et al.（2010）的Monte Carlo集群模拟，具有真实的恒星数量和浓度。使用独立的实现一个给定的模拟，我们能够量化的随机性固有的问题，观察一个部分解决的恒星星族与集成光光谱。我们表明，亮度加权IFU的意见可以强烈偏见的存在下，一些明亮的恒星，引入散射的速度色散测量高达$\simeq$ 40%左右的预期值，防止任何健全的评估中心的运动学和合理的解释存在/不存在的中间质量黑洞。此外，我们说明，在我们的模拟IFU的意见，平均运动示踪剂的质量为$\simeq$ 0.75太阳质量，仅略低于典型的恒星的质量研究中解决的巨星的视线速度。最后，为了恢复无偏的运动学测量，我们测试了不同的掩蔽技术，使我们能够消除由明亮的恒星为主的spaxels，使散射下降到只有百分之几的水平。SISCO的应用将允许调查国家的最先进的模拟作为现实的观察。
2015-07-20 astro-ph.GA
Integrated Spectra of Milky Way Globular Cluster
通过计算合成光谱并考虑单个元素丰度，再现了银河系球状星团（GC）的综合光谱。五个星系团是从它们在银河系隆起的位置中选出的，它们的综合光谱可在银河系球状星团光谱项目的WiFeS图集中获得。我们的目标是进一步研究位于银河系隆起的最古老的GC，金属丰度范围为$-$ 1.6 $<$ [Fe/H] $<$ $-$ 0.7。我们还包括晕星系团NGC 6752用于比较。我们再现了在这些观察到的光谱中可用的4500-9000 $\mathring{A}$范围内的全光谱，以及Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti、Ba和Eu的个别谱线。我们报告了一个列表的线，适合于丰度推导，并通过采用这些丰度，我们能够适应阻尼参数，定义强线的著名的三重态镁I和钙II的翅膀。最后，多个恒星星族通过增强钠丰度的效果进行了测试。
2019-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The WAGGS project - I. The WiFeS Atlas of Galactic Globular cluster Spectra
我们提出了银河系球状星团光谱的WiFeS图集，银河系和本星系团球状星团的综合光谱库。我们使用澳大利亚国立大学2.3米望远镜上的WiFeS积分场摄谱仪观测了64个银河系球状星团和22个由银河系低质量卫星星系组成的球状星团的中心区域。该光谱比现有的银河系球状星团光谱库具有更宽的波长覆盖范围（3300 nm至9050 nm）和更高的光谱分辨率（R = 6800）。通过包括大麦哲伦星云和小麦哲伦星云星团，我们扩大了覆盖面的参数空间的现有图书馆对年轻和中年。虽然测试恒星星族合成模型和分析技术是这个库的主要目的，观测也可以进一步我们的了解本群球状星团的恒星星族，并有可能直接比较河外球状星团的综合光观测与银河系中的已知球状星团。综合光谱可通过项目网站公开获取。
2017-03-21 astro-ph.GA
Near-infrared integrated spectra of Galactic globular clusters: testing simple stellar population models
我们提供了12个银河系球状星团的SOAR/OSIRIS交叉色散近红外积分光谱，用于检验Maraston（2005，M05）近红外EPS模型，并提供光谱观测约束，以校准未来的模型。我们测量了最突出的近红外吸收特征的Ew。还测量了光学Ew。球状星团Ew与模型预测的年龄在4-15 Gyr之间，金属丰度在1/200和2 Zsun之间。观察到的综合颜色进行了比较与模型。我们的样品中的近红外积分光谱在大多数吸收特征上定性相似。M05模型能较好地预测球状星团的光学Ew。关于NIR，他们确实低估了Mg I 1.49 μ m的强度，但他们可以在大约一半的样品中重现Fe I 1.58 μ m、Si I 1.59 μ m和CO 2.29 μ m的观察到的Ew。其余的目标需要包括中年人口。因此，我们建议，在模型中的C-和O-丰富的恒星的存在是很重要的再现所观察到的金属线的强度。另一种可能性是模型中缺乏α增强。在光学和近红外Fe I线的情况下，标准模型和那些包括蓝色水平分支星的模型，产生类似的结果。Na I 5895 A也观察到类似的趋势，而在G波段的情况下，具有蓝色水平分支的模型确实更好地描述了观测结果。对于大多数样品，M05模型很好地描述了光学到近红外颜色。一般来说，M05模型可以提供关于星系近红外恒星星族的可靠信息，但只有当Ew和颜色一起考虑时，换句话说，Ew和连续通量应该同时拟合。然而，应该谨慎对待…
2010-09-06 astro-ph.GA
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
Comparison of Convective Overshooting Models and Their Impact on Abundances from Integrated Light Spectroscopy of Young ($<$ 3 Gyr) Star Clusters
作为一个正在进行的计划，以测量附近星系的详细化学丰度的一部分，我们使用一个样本的年轻到中等年龄的集群在大麦云云的年龄为10万年至2 Gyr的等时线参数，特别是核心对流过冲，对Fe丰度的影响进行评估结果从高分辨率，集成的光谱。在这项工作中，我们还获得了高分辨率光谱的集群个别成员星的基准铁丰度。我们比较的Fe丰度的结果，为个别恒星的结果，从等时线和综合光谱，以确定是否等时线与对流过冲应在我们的综合光分析年轻到中等年龄（10万年-3 Gyr）星团。我们发现，当使用的等时线从Teramo组，我们得到更准确的结果，年轻和中间年龄组在整个年龄范围内使用等时线时，没有对流超调。虽然对流过冲不是恒星演化的唯一不确定方面，它是恒星演化模型中最容易参数化的成分之一，因此对我们的综合光分析中使用的特定模型进行评估很重要。这项工作表明，我们的方法为综合光谱的星团可以提供独特的测试，为未来的年轻和中等年龄的集群的恒星演化模型的约束。
2012-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular Cluster Abundances from High-Resolution, Integrated-Light Spectroscopy. IV. The Large Magellanic Cloud: $α$, Fe-peak, Light, and Heavy Elements
本文详细介绍了大麦云（LMC）中8个星团的化学丰度。我们测量了年龄在0.05至12 Gyr范围内的22种元素的丰度，为LMC的化学富集和恒星形成历史提供了全面的图像。这些丰度是用一种新的方法从星团的高分辨率（$R\sim$ 25，000）积分光谱的单个吸收线中获得的。该方法在本系列的第一、二和三篇论文中得到了发展和介绍。在本文中，我们开发了一个额外的集成光$χ^2$最小化光谱合成技术，以方便测量弱（$\sim$ 15毫微微）光谱线和丰度低信噪比数据（S/N $\sim$ 30）。此外，我们补充了详细的丰度，我们在我们的样本中测量的最年轻的集群（年龄$<$ 2 Gyr）的个别恒星的综合光丰度测量。在积分光丰度和恒星丰度中，我们发现[ $α$ /Fe]随[Fe/H]和年龄的演化。铁峰丰度比与银河系中的相似，除了[Cu/Fe]和[Mn/Fe]，它们在高金属丰度时位于太阳下。Ba、La、Nd、Sm和Eu等重元素在最年轻的团簇中明显增强。此外，重，轻的s-过程的比率是升高相对于银河系（[Ba/Y] $>+0.5$），并随着年龄的减少而增加，表明低金属AGB恒星喷出物的星际介质的整个LMC的后期历史的强大贡献。我们还发现了一个相关的综合轻钠和铝丰度与集群质量，在这个意义上说，更大的质量，更老的集群富集轻元素钠和铝相对于铁，这意味着这些集群港口恒星到恒星的丰度变化是常见的银河系。
2011-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Recovering age-metallicity distributions from integrated spectra: validation with MUSE data of a nearby nuclear star cluster
目前的仪器和光谱分析程序现在能够将恒星系统的综合光谱分解成年龄和金属丰度的分布。这些方法的可靠性很少在附近的系统中进行测试，并已分辨出恒星的年龄和金属丰度。在这里，我们得到的年龄金属丰度分布的人马座矮球状星系的核心，从它的综合MUSE光谱。我们发现了一个占主导地位的老（8-14 Gyr），金属贫乏（-1.5 dex）和一个年轻（1 Gyr），金属丰富（+0.25 dex）的组成部分-与同一MUSE数据集中从单个恒星测量的复杂恒星星族一致。有很好的协议之间的（质量加权）平均年龄和金属丰度的解决和综合分析。年龄和金属指数的差异仅为3%。通过共同添加单个恒星来创建M54的综合光谱，我们发现恢复的年龄金属丰度分布对恒星的星等限制或蓝色水平分支恒星的贡献不敏感-即使包括来自WAGGS调查的额外蓝色波长覆盖。然而，我们发现，最亮的恒星可以诱导一个古老的（$>8$ Gyr），富含金属（+0.25 dex）的恒星星族的虚假恢复，这是我们对M54化学富集的理解所无法预料的。M54的整体质量光比为M/L $_{\mathrm{V}}=1.46$，在整个视场中的散射为0.22，我们将其归因于年轻的富含金属的成分的随机贡献。这些发现提供了强有力的证据，复杂的恒星星族分布可以可靠地恢复从河外星系的综合光谱。
2020-05-07 astro-ph.GA
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
Photometric Detection of Multiple Populations in Globular Clusters Using Integrated Light
我们使用位于基特峰的WIYN 0.9米望远镜获得的$g^\prime$和CN- $λ3883$中间波段光度计研究了球状星团M3、M5、M13和M71的多恒星星族。我们发现红巨星的CN $-g^\prime$颜色和光谱钠丰度之间有很强的相关性，从而证明了两个过滤系统的恒星星族研究的有效性。在所有四个星系团中，观测到的红巨星分支CN $-g^\prime$颜色的扩散比光度不确定性预期的要宽，证实了这些系统众所周知的化学不均匀性。M3和M13的红巨星的CN带强度具有明显的径向依赖性，而M5的CN带强度具有这种径向依赖性的证据是模糊的。我们的数据表明，动态老，相对富含金属的M71系统是很好的混合，因为它没有显示出化学偏析的证据。最后，我们测量的径向梯度的集成CN $-g^\prime$颜色的集群，并发现，这样的梯度是很容易检测到的集成光。我们认为，光度观测的颜色梯度内的球状星团在整个本星系群可以用来描述他们的多个人口，从而约束的形成历史的球状星团在不同的银河系环境。
2017-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Determining Metallicities of Globular Clusters using Simulated Integrated Spectra and Bayesian Statistics
利用蒙特卡罗模拟了球状星团，提出了一种将年龄效应与金属丰度效应分离的方法。我们证明，这些颜色不会随着时间的推移显着的年龄4 Gyr后，并使用贝叶斯统计计算的金属丰度的概率分布函数。我们用M31球状星团系统验证了该方法，并将其应用于解释观测到的球状星团色双峰现象和潮汐效应，结果表明，色双峰现象是巨星支上恒星动力学引起的色-金属丰度关系的非线性效应，仅包括UV的颜色比从视觉波段减去的颜色显示出更弱的双峰性，并且具有不同双峰性的聚类集合原则上比仅包括UV的聚类集合更老。弱双峰分布。此外，双峰颜色分布的同时代集群意味着双峰金属丰度分布，但单峰颜色分布并不意味着单峰金属丰度分布。潮汐场最终可以改变颜色分布的模式，从而导致双峰颜色分布。这项工作介绍了2011年至2012年在德国海德堡Mönchhofstraße 12-14，69120海德堡大学天文中心天文研究所获得的结果。
2015-06-08 astro-ph.GA astro-ph.IM
Optimal Integrated Abundances for Chemical Tagging of Extragalactic Globular Clusters
高分辨率积分光（IL）光谱学提供了无法分辨恒星的遥远球状星团的详细丰度。与其他系统的粗略比较（例如化学标记）需要了解星团之间可能发生的系统偏移，例如由于基础恒星星族的不确定性而产生的偏移。本文分析了银河系球状星团47 Tuc、M3、M13、NGC 7006和M15的高分辨率IL光谱，以（1）量化Fe、Ca、Ti、Ni、Ba和Eu的潜在系统不确定性，（2）确定最稳定的丰度比，这将有助于未来对未解决目标的分析。当恒星星族被很好地模拟时，仅根据对大气参数的敏感性，不确定性约为0.1-0.2 dex;在最坏的情况下，不确定性可上升到0.2-0.4 dex。[Ca I/Fe I]比值被确定为最佳综合[alpha/Fe]指标（偏移<0.1 dex），而[Ni I/Fe I]也非常稳定，在<0.1 dex范围内。的[Ba II/Eu II]的比例也是稳定的，当底层的人口是很好的建模，也可能是有用的化学标记。
2014-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching for Multiple Populations in the Integrated Light of the Young and Extremely Massive Clusters in the Merger Remnant NGC~7252
最近的研究表明，大质量星团内的多个种群的性质（即，在它们的丰度变化的程度以及显示异常化学的恒星的比例方面）取决于宿主星团的质量以及年龄。这种相关性在目前的多种群形成模型中很大程度上是出乎意料的，因此提供了对其起源的重要见解。在这里，我们扩展或以前的研究到多个人口的存在或不存在的综合光谱的$\sim600$ ~Myr，大质量（$\sim10^7 - 10^8$ ~ \msun）集群，W3和W30，在银河系合并残留物，NGC 7252。由于这两个集群的极端质量，预期它们应该拥有相当极端的丰度分布，例如，高平均[Na/Fe]丰度。然而，我们没有发现强[Na/Fe]增强的证据，观测结果与太阳值一致。这表明年龄起着关键的作用，或者说，多个种群只在一定的恒星质量以下才表现出来，因为在$\sim100$ ~Myr以上的所有年龄的综合光都是由靠近或高于主序星关闭的恒星主导的。
2020-03-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Integrated Cluster Finder for the ARCHES project
上下文星系团对宇宙学和天体物理学都很重要。它们可以通过来自其成员星系的光学/红外辐射的总和或通过来自热星系团内介质的X射线辐射来发现。X射线样品不受投影效应的影响，但是红移确定通常需要光学和红外跟踪，然后推断X射线温度和光度。目的。我们希望通过对多波长光度星表的分析和探索，确认偶然发现的X射线发射星团候选者，并测量它们的宇宙学红移。方法.我们开发了一个工具，集成的集群（ICF），通过确定光学和红外目录中的潜在成员星系的过密度来搜索集群。基于光谱元目录，我们校准的颜色红移的关系，结合光学（SDSS）和红外数据（UKIDSS，WISE）。该工具是用来量化的过度密度的星系对背景通过一个修改后的redMapPer技术，并量化集群检测的信心。结果聚类结果进行比较，在文献中找到的参考目录。结果符合95- 98%。该工具被用来确认488的830个集群候选人从3XMMe的足迹的SDSS和CFHT目录。结论. ICF是一个灵活和高效的工具，可以在多个目录中搜索星系团，并免费提供给社区。它可用于在未来的XMM-Newton和最终的eROSITA X射线星表中识别星团内容。
2016-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Variations in Integrated Galactic Initial Mass Functions due to Sampling Method and Cluster Mass Function
[摘要]恒星被认为主要形成于星团中。星系团的形成遵循类似于恒星初始质量函数（IMF）的星系团初始质量函数（CMF）。IMF和CMF都倾向于低质量物体。众多的低质量星团将缺乏高质量恒星。如果积分星系初始质量函数来自于星团中形成的恒星，IGIMF可能比IMF更陡峭。我们调查如何以及约束这种陡峭的是，它如何取决于采样方法和CMF的选择。我们比较分析抽样的IMF的随机抽样的几种实现方式，和不同的CMFs。我们实施不同的IGIMF到GALEV获得星系的颜色和金属丰度。选择不同的IMF采样方式会产生不同的IGIMF。根据星系团质量下限和星系团质量函数的斜率，陡峭程度在非常强和可忽略之间变化。我们发现的效果的大小是连续的函数的幂律斜率的CMF，如果CMF扩展到质量小于最大stellarmass。GAIA探测到的O星数量可能有助于判断IGIMF效应的重要性。在观测星系的内禀散射范围内，不同IGIMF对积分星系测光的影响很小。对气体成分和金属丰度的观测至少可以排除最极端的取样方法。由于我们仍然不了解恒星形成的细节，一种采样方法不能优于另一种。此外，在非常低的集群质量的CMF没有很好的约束观测。当使用IGIMF时，这些不确定性需要考虑在内，这对星系演化模型和星系观测的解释具有严重的影响。
2010-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
UV Properties of Galactic Globular Clusters with GALEX II. Integrated colors
本文给出了银河系演化探测器（GALEX）在FUV和NUV波段观测到的44个银河系球状星团（GGC）的紫外积分色。这个数据库是我们银河系中恒星系统有史以来最大的紫外线颜色均匀目录。GGC的接近使得即使GALEX的空间分辨率有点低，也有可能分辨出许多单独的恒星。这使我们能够确定如何综合紫外线颜色是由热恒星星族，主要是水平分支恒星及其后代。的UV颜色被发现与各种参数通常用于定义的水平分支形态。我们还研究了UV颜色如何随金属丰度，年龄，氦丰度和浓度等参数而变化。我们首次发现，GCs与人马座矮星系有（FUV-V）的颜色系统红比GCs具有相同的金属丰度。最后，我们推测存在一个有趣的趋势，这表明GC的紫外线颜色可能与宿主星系的质量相关，在这个意义上，更大质量的星系拥有更蓝的星系团。
2012-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inferring the Helium abundance of extragalactic Globular Clusters using Integrated Spectra
确定河外球状星团的相关恒星星族参数的主要方法是通过研究它们的积分光谱，其中巴耳末线强度指数被认为是年龄敏感的。在此之前，在一个银河系球状星团的样本中观察到了高度优化的谱线强度指数H $β_o$的分裂，导致了H $β_o$ - [MgFe]图中球状星团明显的“上支”和“下支”。这被认为是由于热蓝离散星（BSS）的存在，导致上支的光谱年龄被低估。十多年后，我们希望重新评估这些发现。我们利用新的，大型银河系球状星团集成光谱数据集。为了产生一个大的，均匀结合的样品，我们已经考虑了一些因素，包括径向依赖的巴耳末和金属线。使用这个新的样品，与以前的工作不一致，我们发现H $β_o$中的分裂只发生在中间到高金属丰度（[M/H] $>-1$），并且不是BSS分数增加的结果，而是由于氦丰度增加。我们探讨了氦的变化对简单的恒星星族模型的可能影响，为我们的假设提供了理论基础，然后利用上支候选性和增强氦之间的关系来预测三个M31星团的氦含量。我们讨论这可以告诉我们关于他们的质量和第一代恒星的分数。
2022-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
NLTE modelling of integrated light spectra. Abundances of barium, magnesium, and manganese in a metal-poor globular cluster
我们研究了非局部热力学平衡（NLTE）的钡，镁，锰的丰度分析的综合光谱，通常适用于分析河外星团和星系的影响。在本文中，我们的参考对象是一个合成的简单恒星星族（SSP），代表一个单金属α增强的球状星团，金属丰度[Fe/H]=-2.0，11 Gyr。我们使用MULTI2.3程序计算了Mg I、Mn I和Ba II离子谱线的LTE和NLTE等效宽度，这些离子通常用于河外恒星星族的丰度分析。我们使用ATLAS 12模型大气层的恒星参数采样模型等时线，代表个别恒星的模型SSP。NLTE和LTE的等效宽度计算的个别恒星合并计算SSP NLTE的修正。我们发现，对贫金属球状星团积分光谱的NLTE丰度修正在许多情况下是显著的，并且经常超过0.1 dex。特别是，LTE丰富的Mn一贯低估0.3德克斯的所有光学线Mn我在这项工作中研究。另一方面，Ba II和Mg I谱线表现出很强的微分效应：对于低激发谱线，单个恒星和积分光谱的NLTE丰度修正接近于零，但对于强高激发谱线，它们达到-0.15 dex。我们的研究结果强调，需要考虑NLTE效应的光谱分析的个别恒星和综合光谱的恒星星族。
2019-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic consequences of clustered star formation
如果所有的恒星都形成在星团中，并且恒星和星团都遵循有利于产生低质量物体的幂律分布，那么众多的低质量星团将缺乏高质量恒星。因此，恒星的质量函数，在整个星系上的积分（积分银河系初始质量函数，IGIMF）将在高质量端比恒星的基本IMF更陡峭。我们展示了IGIMF的陡度如何取决于采样方法和星团质量函数的假设。我们还调查了O-星的内容，综合光度和化学富集的星系，结果从几个IGIMF相比，更标准的IMF。
2009-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detailed abundances from integrated-light spectroscopy: Milky Way globular clusters
我们测试我们的分析技术的集成光光谱的性能，通过将其应用到七个良好的研究银河系GC跨越广泛的金属丰度。通过扫描ESO甚大望远镜上UVES摄谱仪的狭缝，在星团的半光直径范围内获得了积分光谱。我们使用解析的HST色星等图（CMD）以及理论等时线，结合标准恒星大气和光谱合成代码对光谱进行了建模。Fe，Na，Mg，Ca，Ti，Cr和Ba的丰度与星团中单个恒星的文献数据进行了比较。铁丰度之间的典型差异来自我们的积分光光谱和那些从文献中编译的是小于0.1德克斯。其中一个星系团（NGC 6752）的差异更大，这很可能主要是由扫描区域内明亮红巨星数量的随机波动造成的。正如预期的那样，与太阳尺度的组成相比，α元素（Ca，Ti）增加了约0.3 dex，而[Cr/Fe]比接近太阳。当使用最新的线列表，我们的[Mg/Fe]比也同意与文献数据。我们的[Na/Fe]比平均值比文献中引用的平均值低0.08-0.14 dex，而我们的[Ba/Fe]比在最低金属丰度时可能被高估0.20-0.35 dex。我们发现，基于理论等时线的分析得到非常相似的结果，那些基于解决CMD。总的来说，我们的积分光丰度测量和文献数据之间的协议是令人满意的。改进建模程序，如恒星演化和非LTE效应的校正，可能会进一步减少一些剩余的偏移。
2017-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Integrated Properties of AGB Stars in Unresolved Stellar Populations: Simple Stellar Populations and Star Clusters
AGB恒星的演化是出了名的复杂。AGB种群模型与观测到的恒星星族的对抗是详细研究单个恒星以努力收敛到可靠的进化理论的有用替代方案。我在这里审查的影响，星团的研究对AGB模型和AGB人口的合成，故意离开任何更复杂的恒星星族。在过去的10年里，尽管付出了很大努力，但中年人口所发出的光的预测的绝对不确定性并没有降低到令人满意的水平。观测样本的定义，以及在AGB属性的自然方差与小数统计的组合，主要负责这种情况。有希望的约束可能很快变得足够强大，由于大的无偏调查的星团，解决颜色星等图，和新的分析方法，可以解释集群中的AGB人口的随机性。
2010-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular Cluster Abundances from High-Resolution, Integrated-Light Spectroscopy. III. The Large Magellanic Cloud: Fe and Ages
在本文中，我们改进了我们的方法的高分辨率光谱的积分光的未解决的球状星团（GC）的丰度分析。这种方法以前被证明用于分析旧的（$>$ 10 Gyr）银河系GC。在这里，我们使用的训练集的9个GC在大麦云（LMC）的年轻的集群扩展的技术。根据数据的信噪比，我们使用每个星团20-100条Fe线成功地将老星团的年龄限制在$\sim$ 5 Gyr范围内，将$\sim$ 2 Gyr星团的年龄限制在1-2 Gyr范围内，将最年轻的星团（0.05-1 Gyr）的年龄限制在$\sim$ 2亿年的范围内。我们还表明，我们可以测量[Fe/H]在任何年龄小于12 Gyrs的集群与类似的或只有稍大的不确定性（0.1-0.25德克斯）比老银河系GC（0.1德克斯），稍大的不确定性是由于快速演化的恒星星族在这些年龄。在本文中，我们只提出了铁的丰度和年龄。在本系列的下一篇文章中，我们将对我们能够测量丰度的$\sim 20$元素进行完整的分析。对于这个样本中的几个星团，在文献中没有来自单个成员星的高分辨率丰度;我们的结果是第一个详细的化学丰度。本文中使用的光谱是在Las Campanas用杜邦望远镜上的阶梯光栅和麦哲伦粘土望远镜上的MIKE摄谱仪获得的。
2011-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Study of Integrated Far-ultraviolet Emissions from Galactic Globular Clusters using AstroSat/UVIT observations
National Institute of Technology, Rourkela（鲁尔基拉国家理工学院）；Lalit Narayan Mithila University（拉利特·纳亚恩·米提拉大学）；University of Tartu（塔尔图大学）
通过AstroSat/UVIT观测测量30个银河球状星团的整合远紫外和可见光亮度，利用FUV-V与FUV颜色-光度图和BaSTI-IAC等时线分类恒星群体，并量化其对总远紫外辐射的贡献。
2026-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicities of Outer Halo M31 Globular Clusters from Integrated Light Calcium-II Triplet Spectroscopy
本文介绍了仙女座星系M31外晕中GC的[Fe/H]比，基于中等分辨率，积分光（IL）光谱的钙-II三重态（CaT）线。CaT强度通过拟合Voigt轮廓线和整合这些轮廓来测量;定义的带通的整合也被考虑。[Fe/H]比使用CaT线强度的经验校准来确定，如从先前在高分辨率下研究的M31 GC的另一个样品得到的。新GC的[Fe/H]比表明，外晕GC确实比典型的内晕GC更贫金属，尽管有几个更富金属的GC看起来是从矮卫星吸积而来的。这些GC的金属丰度也对外晕的子结构的性质和创建该子结构的矮卫星产生了重要的限制。
2022-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Newly Identified Star Clusters in M33. II. Radial HST/ACS Fields
我们提出了综合测光和色星等图M33中的161个星团，其中115个以前未编目，使用先进的相机测量宽视场通道板载哈勃太空望远镜。这些星团的V波段积分星等范围从Mv~-9到Mv~-4，将现有的M33星团表的深度扩展了~1 mag。理论等时线与Padova模型色星等图的比较得出了其中148个星团的年龄。年龄范围从Log（t）~7.0到Log（t）~9.0。我们的色星等图对年龄大于1 Gyr的星系团不敏感。我们发现，星团的积分色和绝对星等随年龄的变化与简单的恒星星族模型的预测是一致的。同样的模型表明，我们样本中星系团的质量在5 × 10^3到5 × 10^4 *Msun之间。
2009-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
