Evidence of AGB pollution in Galactic globular clusters from the Mg-Al anticorrelations observed by the APOGEE survey
我们研究了球状星团（GC）中多个种群的形成，假设第二代恒星是由中等质量恒星的风形成的，在渐近巨星分支（AGB）阶段喷出，可能被原始气体稀释，共享第一代恒星相同的化学成分。为此，我们使用最近的APOGEE数据，它提供了一个大样本的巨星，属于集群，跨越了广泛的金属丰度范围的表面化学。APOGEE数据集特别适合于区分迄今提出的各种污染情景，因为它提供了Mg和Al的表面丰度，这两种元素参与了对温度极其敏感的核通道，因此对污染物的金属含量极其敏感。目前的分析表明，从大质量AGB星的观测和理论产量之间的显着协议。特别是，所观察到的扩展的镁和O的耗尽和铝的增加是很好地再现的模型和金属丰度的趋势也充分占。这项研究进一步支持了这样一种观点，即AGB恒星是集群内介质污染的关键参与者，由此在GC中形成了额外的几代恒星。
2016-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The peculiar Na-O anticorrelation of the bulge globular cluster NGC 6440
上下文银河系球状星团（GC）是了解银河系最早时代的重要工具，因为它们是宇宙中最古老的物体之一，可以用来追踪它的形成和演化。目前的研究使用高分辨率光谱学的许多恒星在每个大样本的GC使我们能够开发一个详细的观测图片，它们的形成和它们与银河系的关系。然而，有必要通过包括属于银河系所有主要组成部分的GC来完成这张照片，包括凸起。目的。我们的目标是对凸出的GC NGC 6440进行详细的化学分析，以确定该物体是否具有多重种群（MP），并研究其与银河系凸出和其他银河系GC的关系，特别是与凸出有关的GC，这些GC在很大程度上研究得很差。方法.利用FLAMES@UVES高分辨率光谱仪测定了NGC 6440的7个红巨星成员的恒星参数和轻元素（Na、Al）、铁峰元素（Fe、Sc、Mn、Co、Ni）、$α$ -元素（O、Mg、Si、Ca、Ti）和重元素（Ba、Eu）的化学丰度。结果我们发现平均铁含量[Fe/H]=-0.50 $\pm$ 0.03 dex与其他研究一致。我们没有发现体内铁扩散。另一方面，Na和Al表现出显着的内在扩散，但团簇没有显着的O-Na反相关性，也没有表现出Mg-Al反相关性。的$α$ -元素表现出良好的协议与膨胀场明星的趋势，虽然他们是在高α端，也高于其他GC可比的金属丰度。重元素主要由r-过程，表明SNeII的强大的贡献。化学分析表明，它的起源类似于膨胀场恒星。
2017-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Na-O Anticorrelation and HB. VII. The chemical composition of first and second-generation stars in 15 globular clusters from GIRAFFE spectra
利用高分辨率FLAMES/GIRAFFE光谱的均匀性分析，给出了15个星系团球状星团中1409颗红巨星的Fe、Na和O丰度。结合目前的数据和以前的结果，我们获得了1958颗恒星的19个星团，这是迄今为止最大和最均匀的数据库。我们的GC的[Fe/H]为-2.4至-0.4，具有各种各样的全局参数（水平分支的形态、质量、浓度等）。对于所有的星系团，我们发现的Na-O的关系，质子捕获反应的经典签名H-燃烧在高温下在上一代更大质量的恒星，现在灭绝。利用定量标准（从形态学和Na-O关系的扩展），我们可以定义GC中恒星星族的三个组成部分：第一代恒星的原始组成部分（P）和第二代恒星的两个组成部分（中间I族和极端E族，因为它们的化学组成不同）。P组分存在于所有GC中，其分数几乎恒定在约三分之一。I分量表示群集总体的大部分。E分量并不存在于所有的GC中，它在一些（但不是所有）最大质量的GC中更为明显。我们讨论的分数和空间分布，这些组件在我们的样本和在两个额外的集群（M3和M13）从文献中。我们还发现，斜率的反相关性（定义的最小O和最大Na丰度）的变化，从集群到集群，一个变化，以及集群金属丰度和光度的双线性关系。这第二种依赖关系表明，污染者的平均质量与集群质量之间存在相关性。
2009-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Precise abundance analysis of the outer halo globular cluster M 75
球状星团（GC）是银河系中最古老的恒星系统。长期以来，我们认为它们是简单的恒星星族，现在我们通过对单个星团成员中各种化学元素的精确丰度分析来认识它们复杂的恒星形成历史。虽然我们不一定在所有GC颜色星等图中看到多个种群的线索，但所有GC都呈现出显着的扩散和它们的光和α元素丰度之间的某些关系。此外，原始世代个别恒星的重元素丰度及其与晕场星和矮星系的比较可以为我们提供有关可能在GC中形成的第一批恒星的宝贵信息。M75是一个独特的外晕（银河系中心距约15 kpc）GC，具有独特的水平分支形态。在这里，我们提出了第一次丰度测量的16个单独的红巨星从高分辨率光谱。该星系团富含金属（[Fe/H] = -1.17 +/- 0.02），α增强，并显示出0.07 dex的[Fe/H]边缘扩展，这是大多数具有类似光度的GC的典型特征。O-Na关系清晰可见，显示至少有两代恒星在短时间内形成。我们还讨论了R-和S-过程元素丰度的背景下，最早的集群富集阶段。
2012-06-21 astro-ph.GA
Na-O anticorrelation and HB. IX. Kinematics of the program clusters. A link between systemic rotation and HB morphology?
我们使用精确的径向速度为1981成员星在20个银河系球状星团，收集在我们的大调查旨在分析的Na-O反相关，研究内部运动学的集群。我们进行了第一次系统的探索集群运动学和GC中的多种群现象之间的可能联系。我们没有发现任何显着的Na丰度和速度分散或系统旋转之间的相关性。我们在我们样本的8个集群中搜索系统旋转，这些集群缺乏文献中先前工作的此类分析（NGC 2808，NGC 5904，NGC 6171，NGC 6254，NGC 6397，NGC 6388，NGC 6441和NGC 6838）。发现这些星系团的旋转幅度范围很大，从~0.0 km/s（NGC 6397）到~13.0 km/s（NGC 6441）。我们发现旋转速度与中心速度离散度之比（V_{rot} /sigma_0）与水平分支形态参数（B-R）/（B+R+V）之间存在显著相关性。发现V_{rot} /σ_0也与金属丰度相关，可能暗示了耗散在球状星团形成过程中的重要作用。发现V_{rot}与（B-R）/（B+R+V）、M_V、σ_0和[Fe/H]有很好的相关性。所有这些相关性都有力地表明，系统自转可能与导致球状星团及其所容纳的恒星星族形成的过程密切相关。
2011-12-05 astro-ph.GA
Na-O Anticorrelation and HB. VIII. Proton-capture elements and metallicities in 17 globular clusters from UVES spectra
我们提出了均匀的丰度为铁和一些元素参与质子捕获反应（O，钠，镁，铝，硅）的202红巨星在17个银河系球状星团（GC）的高分辨率UVES光谱与FLAMES@ ESO-VLT 2获得的分析。我们的程序集群几乎涵盖了GC金属丰度的整个范围，并被选择用于对最广泛的全球参数（HB形态，质量，浓度等）进行采样。本文着重讨论了Na-O和Mg-Al的热力学关系及相关问题。我们的研究发现，在所有GC中，Na和O的恒星丰度存在明显的变化。除少数GC外，所有GC中均存在Al的变化。最后，镁和硅的丰度分布也存在于少数簇中。镁是稍微少过剩和硅稍微过剩的最富铝的恒星。Si和Al丰度之间的相关性是在少数簇中从Mg-Al循环泄漏的28 Si的产生的标志。在循环中进行适当反应所需的截面表明，对于有利的生产位置，温度超过约65 MK。我们使用稀释模型来推断的总范围内的铝丰度从铝丰度的UVES光谱，和钠丰度分布发现从分析的更大的一组恒星GIRAFFE光谱可用。我们发现，第一代污染物产生的第二代恒星在每个集群中的组合物的额外的铝的最大量是密切相关的金属丰度和集群光度再现从GIRAFFE光谱中发现的最低O丰度相同的组合。然后，我们认为，镁铝循环所需的高温，只有在最庞大的和最贫金属的污染物达到。
2009-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple Stellar Populations of Globular Clusters from Homogeneous Ca-CN-CH-NH Photometry. VI. M3 (NGC 5272) is not a Prototypical Normal Globular Cluster
本文报道了著名的球状星团（GC）M3（NGC 5272）的Ca-CN-CH-NH测光。我们发现了两个M3种群具有明显不同的碳和氮丰度的新证据，在M3中CN-弱和CN-强红巨星分支（RGBs）之间存在明显的划分。CN-强布居显示出CN循环的自然结果的C-N关系，而CN-弱布居不显示或显示出弱的C-N关系。此外，CN-弱人口表现出拉长的空间分布，这可能与其快速旋转。我们推导的金属丰度揭示了两个种群中的双峰金属丰度分布，$\langle$ [Fe/H] $\rangle\approx-$ 1.60和$-$ 1.45，这似乎是CN-弱和大$W^{1G}_{F275W-F814W}$范围内离散双RGB凸起的原因。根据这一发现，我们提出M3由两个GC组成，即C1（23%，$\langle$ [Fe/H] $\rangle\approx-1.60$）和C2（77%，$\langle$ [Fe/H] $\rangle\approx-1.45$），它们都有自己的C-N键关系和结构及运动学性质，这是M3中独立体系的有力指示. CN-弱人口的C1和C2的分数是高的相比，银河系GC，但它们是在良好的协议与GC在麦哲伦云。M3被认为是两个GC合并后的残留物，最有可能是在矮星系环境中，并在稍后的时间内吸积到我们的银河系。这与最近提出的M3的异地起源是一致的。
2021-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar collisions in globular clusters: Constraints on the initial mass function of the first generation of stars
球状星团显示出第一代恒星的分数（$N({\rm G1})/N({\rm tot})$）和星团现今质量函数的斜率（$α_{pd}$）之间的关系，这对大质量星团特别重要。在球状星团中第二代恒星形成的双星碰撞假设框架下，我们测试了G1恒星初始质量函数（IMF）的变化对$(N({\rm G1})/N({\rm tot}))-α_{pd}$的影响.我们使用一个简单的碰撞模型，只有两个输入参数，G1恒星的IMF的形状和G1恒星合并形成第二代恒星的分数。我们表明，一个可变的碰撞过程的效率是必要的，以解释的$(N({\rm G1})/N({\rm tot}))-α_{pd}$的关系，但是，分散的关系只能解释的IMF的变化，特别是在质量间隔$\approx$（0.1-0.5）M $_{\odot}$的斜率的变化。我们的研究结果表明，为了解释分散在$(N({\rm G1})/N({\rm tot}))-α_{pd}$关系，它是必要的调用之间的$\approx -0.9$和$\approx -1.9$在这个质量范围内的斜率的变化。根据Kroupa类破幂定律解释，这转化为$\approx 0.2$和$0.55$ M $_{\odot}$之间的平均质量变化。这种变化水平与银河系中年轻星团的观测结果一致，可能反映了G1群形成时球状星团前身云的物理条件的变化，或者可能表明在恒星进入主序星之前原恒星胚胎之间发生了…
2023-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance patterns of multiple populations in Globular Clusters: a chemical evolution model based on yields from AGB ejecta
大量的光谱研究揭示了恒星化学丰度的模式，为球状星团中存在多个星族提供了证据。本文旨在研究这些丰度模式的成因。我们探索的模型中，第二代（SG）恒星形成的原始气体和喷出物的第一代渐近巨星分支星的混合。我们首先研究了球状星团中SG星的光谱数据对渐近和超渐近巨星分支喷出物化学性质的约束。用一个简单的单区化学模型，我们然后探讨SG人口丰度模式的形成，我们的注意力集中在Na-O，Al-Mg的丰度关系和氦的分布函数。我们进行了调查的模型，并探讨最终SG的化学性质的依赖性的关键参数影响的气体动力学和SG的形成过程。最后，我们使用我们的化学演化框架建立了NGC 2808和M4的具体模型，这两个星系团球状星团在Na-O和Mg-Al的关系中表现出不同的模式，并具有不同的氦分布。我们发现，原始气体的量参与SG星的形成是一个关键参数，以适应所观察到的O-Na和Mg-Al图案。这些模型的氦分布函数与观测值基本一致。我们的模型，通过阐明不同参数的作用及其相互作用，在确定最终的SG化学性质，说明了基本成分，约束条件和遇到的问题，在这种自富集的情况下，必须解决更复杂的化学和流体动力学模拟。
2010-05-11 astro-ph.GA
NGC 6139: a normal massive globular cluster or a first-generation dominated cluster? Clues from the light elements
球状星团（GC）形成机制的信息可以通过研究组成这些恒星系统的多个种群的化学特征来收集。特别是，我们正在研究O，Na，Al和Mg之间的相互关系，以探索银河系和河外星系中星系团质量和环境对GC的影响。我们在这里获得的结果NGC 6139，其水平分支形态的基础上，已被提出由第一代恒星为主。在我们基于高分辨率光谱学的广泛研究中，我们发现了[Fe/H]= -1.579 +/- 0.015 +/- 0.058（rms=0.040 dex，45颗真正的成员星）。NGC 6139中的恒星显示了GC的正常化学模式，具有相当扩展的Na-O（和Mg-Al）的关系。NGC 6139的行为与预期的一样，包含很大一部分（约三分之二）的第二代恒星。
2015-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Formation of Globular Clusters as a Case of Overcooling
最近的观测结果的驱动下，我们选择大规模的互动双星作为最合适的现有候选人中产生的化学模式的典型的多个人口的银河系球状星团。尽管如此，为了避免超新星污染，我们进一步支持这样一种观点，即超过临界质量的恒星不会产生超新星事件，而是最终沉入黑洞，而不会释放出太多能量和重金属。这个假设有一个很吸引人的含义，那就是抑制恒星形成反馈大约500 - 1000万年，实际上导致失控的恒星形成，类似于{ \it过冷}，在没有反馈的情况下，大多数重子都会在早期宇宙中变成恒星。在这样的条件下，恒星形成的多个阶段，包括前几个阶段的双星喷出物，似乎是不可避免的，从而解释了球状星团中普遍存在的多星族现象。
2022-04-05 astro-ph.GA
Globular cluster formation with multiple stellar populations: A comprehensive overview of a star-cloud interaction scenario
The University of Western Australia（西澳大学）；Carnegie Science（卡内基科学研究所）
提出球状星团形成新场景，通过巨分子云内外的AGB星污染解释多星族特征，解决质量预算和稀释时间问题，并预测多种化学丰度关联。
2026-06-29 astro-ph.GA
Globular cluster abundance patterns inherited from giant molecular clouds
研究球状星团轻元素丰度差异及反相关性成因，用宇宙辐射流体动力学模拟，发现巨分子云内部丰度模式可再现球状星团关键特征，表明球状星团化学丰度模式可从星际气体继承，为高红移星系化学富集等提供化石记录。
2026-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
APOGEE view of the globular cluster NGC 6544
APOGEE巡天的第二阶段是提供银河系晕、盘、棒和凸起中恒星的近红外、高分辨率、高信噪比光谱。近红外光谱窗口在研究星系核球时尤其重要，因为在星系核球中，恒星在其视线范围内被星盘的尘埃和气体所遮蔽。本文用高分辨光谱技术对球状星团NGC 6544进行了化学表征。集群的化学指纹的特性，鉴于其对银河系的隆起和明确的签名潮汐中断在其核心的“闯入者”的地位是至关重要的未来的化学标记的努力。星团成员是从APOGEE巡天的DR 16中选出的，使用单个恒星的化学动力学标准。选择了集群的23个成员的样本。考虑到集群内的丰度变化，已知的丰度关系的分析。根据簇的RGB含量，铁含量和$α$ -增强分别为[Fe/H] $= -1.44 \pm 0.04$ dex和[ $α$ /Fe] $= 0.20 \pm 0.04$ dex。簇成员显示出[Fe/H]和[Al/Fe]的显著分布，其大于基于测量误差的预期。观察到[Al/Fe]扩展，Mg-Al关系的信号，并用于约束团簇质量预算，以及C，N，Mg，Si，K，Ca和Ce元素的变化进行了讨论。在所有分析的演化阶段（RGB和AGB）中，大约$\sim2/3$（23个中的14个）显示出不同的化学模式，可能与第二代恒星有关。
2021-04-12 astro-ph.GA
The Unique Na:O Abundance Distribution in NGC 6791: The First Open(?) Cluster with Multiple Populations
几乎所有被研究的球状星团都表现出轻元素丰度的扩散，研究最多的是Na：O关系。相比之下，疏散星团显示出均匀的组成，仍然被认为是简单的恒星星族。造成这种差异的最可能原因是球状星团的初始质量足够高，可以保留第一代恒星的原始气体和喷出物，因此形成了具有独特组成的第二代恒星，其初始质量超过了疏散星团。NGC 6791是一个大质量的疏散星团，需要对它的化学不均匀性进行详细的研究。我们收集了21个成员的高分辨率，高S/N光谱，涵盖了广泛的演化状态，并测量了它们的Na，O和Fe含量。我们发现[Fe/H]=+0.42 $\pm 0.01$，与以前的值非常一致，没有证据表明存在扩散。然而，Na：O分布是完全前所未有的。它成为第一个表现出无法用混合来解释的内在丰度变化的疏散星团，因此也是第一个被发现拥有多个种群的星团。它也是第一个在Na：O图中显示出两个子群的星团，其中一个是化学均匀的，而第二个具有内在的扩散，遵循迄今为止只有球状星团显示的关系。NGC 6791在许多方面都是独一无二的，表现出疏散星团的某些典型特征，其他一些更让人联想到球状星团，还有一些，特别是这里研究的Na：O行为，是完全前所未有的。它显然有一段复杂而迷人的历史。
2012-07-13 astro-ph.GA
The role of super-asymptotic giant branch ejecta in the abundance patterns of multiple populations in globular clusters
为了解释第二代恒星（SG）的化学组成，基于渐近巨星分支（AGB）的球状星团（GC）演化模型至今只包括大质量AGB恒星的产额，而超AGB喷出物的可能作用要么被外推，要么没有被考虑。在这项工作中，我们探索超级AGB喷出物的作用，最近计算的文图拉和D 'Antona的产量。像NGC 2808这样的具有扩展的Na-O关系的星系团模型表明，SG的形成历史与我们以前的工作中所概述的类似：从超级AGB恒星的纯喷出物中形成具有非常大的氦含量的极端人口，然后通过用原始气体稀释恒星喷出物形成中间人口。一旦假设SG巨星在氦丰度Y> 0.34的气体中形成深度混合，就可以解释非常贫氧富钠的极端恒星，这显著降低了大气中的氧含量，同时保持了钠丰度。另一方面，集群显示出温和的O-Na的关系，如M 4，使用新的产量扩大了SG形成路线的范围，导致与观测一致的丰度模式。结果表明，SG星形成的模型中，只有从超级AGB喷出物迅速稀释原始气体可以重现的意见。我们讨论了各种小氦的变化发生在这个模型和它的相关性的水平分支形态。在某些模型中，SG形成事件的持续时间可以短至\sim 1000万年;因此，SG的形成时间与GC中冷却流的存活时间相一致，在SG核心坍缩超新星爆炸之前。我们还探索了在单个爆发中形成多个种群的模型，每个种群持续时间不超过\sim 1000万年。
2012-03-22 astro-ph.GA
The Na-O anticorrelation in horizontal branch stars. I. NGC 2808
球状星团已经被认为是多个恒星星族的宿主。一个引人注目的例子是巨大的星系团NGC 2808，在那里沿着水平分支（HB）和主层序（MS）发现了多个种群。对红巨星的研究表明，就Fe丰度而言，这个星团似乎是均匀的，但它显示了Na和O丰度之间的扩展关系。贫Na富O的群体可以用红色MS识别，而富Na贫O的群体可以用蓝色MS识别。这可以从不同的He含量来理解，He与Na相关。对这种情况的预测是，富氦、富钠的氦核燃烧恒星，因为它们的质量较小，最终将位于HB的蓝色部分，而贫氦、贫钠的恒星将位于红色HB。本文的目的是验证这一预测。为此，我们获得了高分辨率光谱的区域，包括强O和Na线在几十个HB星的NGC 2808，采样的红，蓝部分的HB。我们将我们的分析限制在那些比11,500 K的间隙更冷的蓝色HB恒星上，因为已知扩散和辐射压力会强烈改变温暖恒星的大气成分。我们确实发现了HB星的颜色与它们的Na和O丰度之间的严格对应关系：所有的蓝色HB星都非常贫O和富Na。此外，我们还发现，虽然所有的红HB星都比蓝HB星更富O和贫Na，但它们之间也存在中等的Na-O关系。这种关系反过来又与红色HB星的颜色有关。这些结果加强了Na和O丰度与第二参数现象之间的联系，并表明NGC 2808中有三个以上的恒星星族，因为只有一小部分红HB星属于该星团的原始星族。
2011-09-19 astro-ph.GA
Rediscovering the origins of the stellar halo with chemical tagging
星系晕具有复杂的组装历史，这可以从其丰富的运动学和化学亚结构中看出。球状星团通过与银河系的潮汐相互作用和星团蒸发过程失去恒星，这意味着它们不可避免地是晕星的来源。这些来自球状星团的“移民”可以在晕场中通过特征性的轻元素丰度关系来识别，这种关系通常只在球状星团中观察到，并且可以化学标记到球状星团的晕星的数量可以用来限制这些星团的形成路径。
2017-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extreme chemistry of multiple stellar populations in the metal-poor globular cluster NGC 4833
我们对球状星团（GCs）中Na-O关系的FLAMES观测扩展到NGC 4833，这是一个贫金属的GC，在水平支（HB）上有一条蓝色的长尾巴。本文利用ESO-VLT的UVES和GIRAFFE光谱对78颗红巨星进行了丰度分析。计算出Na、O、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Cu、Zn、Y、Ba、La、Nd等元素的丰度。这是第一次从高分辨率光谱学对这个星系团进行广泛的研究。在我们的观测尺度上，用UVES观测到的12颗恒星的金属丰度为[Fe/H]=-2.015+/-0.004+/-0.084 dex（rms=0.014 dex），其中第一个误差来自统计，第二个误差来自系统效应。NGC 4833中的铁丰度均匀，超过6%。另一方面，在高温下参与质子捕获反应的轻元素显示了迄今为止在几乎所有研究的GC中观察到的大的恒星间变化。NGC 4833中的Na-O比值相当大，正如HB上的恒星达到的高温所预期的那样，NGC 4833包含了一个明显的[O/Na]比值极端的恒星。更引人注目的是，发现Mg也存在较大的星与星变化，在该GC中其范围超过0.5 dex。镁的贫化与O的丰度相关，与Na、Al和Si的丰度反相关。这种模式表明核反应在异常高温下进行，产生了在NGC 4833恒星世代中观察到的极端化学反应。这种极端的变化也出现在质量更大的GC M 54和omega Cen的巨…
2014-01-28 astro-ph.GA
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
About Synchronized Globular Cluster Formation over Supra-galactic Scales
观测和理论的论据支持这样的想法，即与$AGN$活动和/或激烈的恒星形成情节的暴力事件在高红移的星系形成的早期阶段发挥了重要作用。作为古老的恒星系统，球状星团似乎有足够的候选者来寻找那些高能现象可能留下的最终签名。对室女座和天炉座星系团中数千个球状星团颜色分布的分析揭示了一些有趣的和以前未被发现的特征的存在。一个简单的模式识别技术，表明存在“颜色调制”，为每个星系团独特的。结果表明，球状星团的形成过程并不是完全随机的，而是包括了一个同步的方式和超银河系的空间尺度形成的球状星团的显着比例。
2017-02-10 astro-ph.GA
Homogeneous Analysis of Globular Clusters from the APOGEE Survey with the BACCHUS Code. II. The Southern Clusters and Overview
利用SDSS-IV APOGEE-2巡天在南、北半球观测到的高分辨率光谱，研究了31个球状星团中2283颗红巨星的Fe、C、N、O、Mg、Al、Si、K、Ca、Ce和Nd丰度。这个前所未有的同质数据集，迄今为止最大的，使我们能够讨论的内在Fe蔓延，形状和统计的Al-Mg和N-C的关系作为集群的质量，光度，年龄和金属丰度的函数为所有31个集群。我们发现，在我们的不确定性（包括星系团金属丰度）范围内，Fe分布并不取决于这些参数，这与早期的观察结果相矛盾。我们没有证实先前在M22和NGC 1851中观察到的金属丰度变化。一些集群显示出双峰Al分布，而另一些则表现出连续分布，如先前在文献中报道的。我们在$ω$ Cen和NGC 6752中确认了两个以上的种群，并在M79中发现了新的种群。我们讨论了铝的散射通过实施校正的标准化学演化的铝在银河系中。校正后，其对集群质量的依赖性增加，这表明作为质量的函数的Al富集的程度被抑制之前的校正。我们在$ω$ Cen中观察到极低Mg时Mg-Al间关系的周转，与先前在M15和M92中报告的模式相似。$ω$ Cen也可能有一个弱的K-Mg关系，如果得到证实，它将是已知的第三个显示这种模式的星系团。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effect of intermediate mass close binaries on the chemical evolution of Globular Clusters
上下文中等质量单星AGB演化过程中的化学过程预测了球状星团中不同星族的观测结果，但仍有一些重要问题需要进一步澄清。特别是，为了重现观察到的Na-O和Al-Mg的关系，在中等质量单星的AGB阶段失去的化学富集气体必须与具有原始化学成分的物质混合。这个问题的根源仍然是一个争论的问题。此外，观测显示，相当一部分中等质量和大质量恒星是作为密近双星的组成部分诞生的。目标。我们将研究双星对球状星团化学演化的影响，以及对具有原始化学成分的物质的起源的影响，这是单星AGB方案工作方法所必需的。我们使用人口合成代码，占二进制物理，以估计的数量和组成的物质返回到星际介质的人口的二进制。结果我们证明在本文件中，一个显着的人口的中间质量的密近双星的质量损失结合单星AGB污染的情况下，可能有助于解释的化学性质的不同人口的恒星在球状星团。
2012-04-25 astro-ph.GA
Chemical analysis of eight giant stars of the globular cluster NGC 6366
富含金属的银河系球状星团NGC 6366是离太阳第五近的星团。尽管它很有趣，但它很少受到关注，对其内部结构知之甚少。它的运动学表明它与晕有联系，但它的金属丰度表明并非如此。利用VLT（8.2 m）和CFHT（3.6 m）望远镜获得的高分辨率高质量光谱（R > 40000，S/N > 60），对NGC 6366的8颗巨星进行了详细的化学分析。我们试图描述它的化学性质，并寻找多个恒星星族的证据。使用FeI和FeII线的激发和电离平衡方法导出大气参数，并从这些大气参数中计算出其他元素的丰度，发现测量的元素都没有呈现出大于不确定度的星-星变化。我们比较了其他球状星团和场星的文献中的衍生丰度。我们测定了NGC 6366的平均[Fe/H] = -0.60 +-0.03，并发现该天体与另一个内晕球状星团M 71有一些相似之处。NGC 6366的Na-O关系延伸较短，Al没有星与星之间的变化，第二代星的存在不明显。
2018-03-28 astro-ph.GA
The effect of intermediate mass close binaries on the chemical evolution of Globular Clusters II
中等质量恒星AGB演化过程中的化学过程预测了球状星团中不同星族的大部分观测结果，但仍有一些重要问题需要进一步澄清。特别是，为了重现观察到的Na-O和Al-Mg的关系，在中等质量单星的AGB阶段失去的化学富集气体必须与具有原始化学成分的物质混合。这个问题的根源仍然是一个争论的问题。此外，观测显示，相当一部分中等质量和大质量恒星是作为密近双星的组成部分诞生的。我们将研究双星对球状星团化学演化的影响，以及对具有原始化学成分的物质的起源的影响，这是单星AGB方案工作所必需的。我们使用人口合成代码，占二进制物理，以估计的数量和组成的物质返回到星际介质的人口的二进制。我们证明，一个显着的人口的中间质量的密近双星结合单星AGB污染的情况下，可能有助于解释的化学性质的不同人口的恒星在球状星团的质量损失。
2013-01-11 astro-ph.GA
Cracking the relation between mass and 1P-star fraction of globular clusters: II. The masses in 1P and 2P stars as a second tool
本文扩展了球状星团1P恒星比例与质量的模型，揭示了 $F_{1P}$ 与原始及污染群体质量的反相关性机制，并发现麦哲伦云星团质量与潮汐场关系异常。
2024-10-15 astro-ph.GA
The global mass functions of 35 Galactic globular clusters: I. Observational data and correlations with cluster parameters
通过比较深哈勃空间望远镜测光和合适的多质量动力学模型，我们导出了35个银河系球状星团的整体质量函数。对于一个子集的29个集群与可用的径向速度信息，我们也能够确定动力学参数，质光比和质量分数的黑暗遗迹。导出的整体质量函数在质量范围$0.2 < m/M_\odot < 0.8$内用单次幂律描述，质量函数斜率为$α>-1$。演化程度较低的星系团显示出偏离单次幂定律的现象，这表明它们的质量分布的原始形状不是幂定律。我们发现一个紧密的联系，今天的质量函数的斜率和半质量弛豫时间，这可以理解，如果集群开始从同一个普遍的IMF和内部动力学演化是主要的驱动力，在塑造今天的质量函数。或者，IMF的差异与当今的半质量弛豫时间需要解释所观察到的相关性。我们的星团质量函数斜率范围很大，这意味着大多数球状星团都是动态高度演化的，这一事实似乎很难与星团动态演化的标准估计相一致。质量函数的斜率也与黑暗的残余分数表示优先保留的大规模的残余集群受到高质量损失率。
2017-08-31 astro-ph.GA
Globular Cluster Systems of Relic Galaxies
我们分析了15个大质量致密早型星系（ETG）样本的球状星团（GC）系统，其中13个已经根据其致密的形态、古老的恒星星族和恒星运动学被确定为良好的遗迹星系候选者。这些遗迹星系候选者很可能是附近的高红移红块星系。利用哈勃望远镜WFC-3照相机的F814 W（~I）和F160 W（~H）数据，确定了GC系统的总数、光度函数、比频、颜色和空间分布。我们发现比质量相当的ETG更低的特异性频率（SN<2.5，中值SN=1）。这与快速、早期耗散形成的情景相一致，低质量、高SN卫星的吸积水平相对较低。GC半数半径是紧凑的，但遵循正常ETG中发现的关系。我们确定了宿主星系的比角动量（λ_R）与其GC系统的（I-H）色分布宽度之间的关系。假设λ_R提供了大量ETG中耗散程度的度量，我们建议（I-H）颜色分布宽度可以用作这些系统中吸积历史复杂程度的代理。
2021-02-18 astro-ph.GA
Terzan 8: a Sagittarius-flavoured globular cluster
大质量球状星团（GC）至少包含两代年龄略有不同、轻元素丰度明显不同的恒星。Na-O关系是多代恒星的化学特征研究得最好的。低质量的团簇通常表现为化学上均匀的。我们正在研究低质量GC，以了解多个种群可以形成的质量下限是什么，主要使用Na和O丰度分布。我们使用VLT/FLAMES光谱的巨人在低质量，金属贫GC泰山8，属于人马座矮星系，以确定丰富的Fe，O，Na，α-，Fe峰，和中子捕获元素在6颗恒星与UVES观察和14个观察与GIRAFFE。根据六个高分辨率UVES光谱，平均金属丰度为[Fe/H]=-2.27+/-0.03（rms=0.08）。只有一颗星，观察与GIRAFFE，显示了增强的丰富的钠，我们暂定分配到第二代。在这个星系团中，与更大质量的GC中发生的情况不同，第二代似乎最多代表一小部分。我们讨论了我们的研究结果的影响，比较泰山8与其他Sgr dSph GCs，GCs和场星的大麦云，天炉座，和其他矮星系。
2013-11-11 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
Spectrophotometry in the integrated light of multiple populations in globular clusters
本研究通过理论模型分析球状星团中两代恒星种群在两种亚太阳金属丰度与年龄下的极端化学成分，评估了利用Euclid、LSST、DES、JWST等现代设施的颜色和光谱测光指数观测未分辨多种族的可行性。
2025-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular cluster star classification: application to M13
本文从最近测定的一个有限样本（N=67）的晕和厚盘星的Fe、O、Na丰度出发，为球状星团星的分类定义了一个自然的、有充分动机的选择准则。应用程序进行M13使用的样品（N=112）的Fe，O，Na丰度最近已推断从观察。比较了当前和早期的M13恒星分类。O和Na的经验微分丰度分布确定为每个类和整个样品（在最后一种情况下添加Fe），并与它们的理论对应物相比，由于宇宙散射服从高斯分布，其参数推断从相关的子样品。根据氧和钠丰度是高于（阶段CE）还是低于（阶段AF）所选阈值，对另外四个类别重复该过程。O和Na的经验微分丰度分布，与整个样品，表现出线性拟合AF和CE阶段。在误差范围内，CE阶段的氧斜率与AF阶段的钠斜率在符号上相等且相反，而在处理AF阶段的氧斜率与CE阶段的钠斜率时则相反。根据M13的简单化学演化模型，讨论了O-Na的关系和M13的原始质量比。提议的球状星团恒星分类可以从两个方面扩展，即（i）Na和Fe以外的元素和（ii）M13以外的球状星团。
2013-07-01 astro-ph.GA
Second Generation Stars in Globular Clusters from Rapid Radiative Cooling of Pre-Supernova Massive Star Winds
在Wünsch及其合作者的工作之后，我们研究了球状星团中第二代恒星形成的自富集情景，其中来自第一代大质量恒星的风物质快速辐射冷却。辐射能量的损失使得快速风保留在星团的中心区域，在那里它促进了恒星的形成。二级恒星形成发生在$\sim3-5$ Myr，在超新星之前，在两个群体中产生均匀的铁丰度。我们推导出了大质量恒星风辐射冷却的临界准则和第二代质量随星团质量、半径和金属丰度的变化关系。我们推导出了一个关于$M/R$的临界条件，在此条件之上，第二代恒星的形成可以发生。我们推测，在这个阈值以上的集群风的能量和动量的强烈减少允许周围的气体保持从团簇形成过程。我们重现大观察到的第二代馏分的$\sim30-80\%$，如果风材料与环境气体混合。重要的是，所需的环境气体质量仅为第一代恒星质量的量级。第二代氦富集度$ΔY$与第二代中的质量分数成反比;大的第二代可以与$ΔY\sim0.001-0.02$形成，而小的第二代可以达到$ΔY\sim0.16$。像其他的自富集模型的第二代，我们不能同时占的Na-O的关系和第二代分数的全部范围。
2017-07-06 astro-ph.GA
The Helium content of Globular Clusters: light element abundance correlations and HB morphology. I. NGC6752
氦被认为是解释球状星团（GC）中观测到的多个主序（MS）、次巨星支（SGB）和红巨星支（RGB）以及复杂水平支（HB）形态的关键元素。然而，到目前为止，还没有在合适的GC星（8500<Teff<11500 K）中直接测量He，以验证这一假设。我们研究了GC NGC 6752中7颗热蓝水平支星（Teff<11500 K）的氦含量。此外，还测定了Fe、Cr、Si、Ti、O、Na和Ba的丰度。我们只能测量温度高于Teff=8500 K的恒星的He丰度。我们所有的可测量He的目标都是零年龄HB（ZAHB）天体，结果表明具有均匀的He含量，平均值为Y=0.245+-0.012，与宇宙原始He含量的最新测量值（Y~0.25）相一致。整个恒星样本的金属丰度为[Fe/H]=-1.56+-0.03和[alpha/Fe]=+0.21+-0.03。我们的HB目标显示出在TO-SGB-RGB恒星中识别出的相同的Na-O关系。这是第一次直接测量的He丰度的一个有意义的样品GC星的温度制度中，他的内容是不改变沉降处理或极端混合建议的最热的，晚氦闪烁HB星。
2009-03-23 astro-ph.GA
Extra-tidal stars and chemical abundance properties of two metal-poor globular clusters M53 (NGC 5024) and NGC 5053
我们利用近红外远红外光谱在两个贫金属的银河系球状星团M53和NGC 5053周围寻找潮外星。应用t-SNE算法的化学丰度和径向速度的结果识别两个孤立的恒星集团组成的星团成员星在t-SNE投影平面。随着径向速度，位置的颜色星等图，从手动化学分析和丰度的额外的选择标准，我们发现总共有73个集群成员的候选人，7个潮外星被发现超出了两个集群的潮汐半径。星团周围的潮外星倾向于沿着星团自行的主导方向，并且这些星的自行似乎也与星团的自行相一致。有趣的是，我们发现NGC 5053的一颗潮外星位于M53的南郊，这是两个星团之间潮汐相互作用的共同恒星包层的一部分。我们讨论的背景下，两个集群之间的潮汐相互作用，这颗星的性质。我们发现明显的Mg-Al双晶关系具有明显的间隙和扩展（$\sim$ 0.9 dex）的Al丰度的两个集群，和一个轻的Si丰度扩展（$\sim$ 0.3 dex）的NGC 5053。由于所有的潮外星都具有Mg增强和Al亏损的特征，它们可能是两个球状星团的第一代恒星。我们的研究结果支持M53和NGC 5053起源于矮星系，并被更多的星团人口的扩展恒星子结构所包围。
2020-08-24 astro-ph.GA
CAPOS: The bulge Cluster APOgee Survey XI. Unraveling the chemical composition of the bulge globular cluster NGC 6304
Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Universidad de Concepción（康塞普西翁大学）；Universidad Andres Bello（安德烈斯贝略大学）
CAPOS研究NGC 6304的化学成分，发现其存在多重人口特征，揭示了Ce与N、Al的相关性，支持了高金属丰度球状星团中的元素富集机制。
2025-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lost and found: evidence of Second Generation stars along the Asymptotic Giant Branch of the globular cluster NGC 6752
计算了球状星团NGC 6752中20颗AGB星的C、N、O、Na、Mg和Al的化学丰度。所有这些元素（镁除外）都表现出内在的星与星的变化和统计学上显著的相关性，或类似于通常在拥有多个种群的球状星团红巨星中观察到的相关性。这表明，与以前的发现不同，第一代和第二代恒星都居住在NGC 6752的AGB中。与同一星团中红巨星分支星的Na丰度比较表明，第二代星（Na和He丰度较低）确实达到了AGB相。在NGC 6752的AGB中，唯一没有观测到的天体是钠离子浓度极高的恒星。这也与标准的恒星演化模型一致，表明高Na和He富集的恒星占据水平分支的最蓝部分，并且由于它们的恒星质量较低，直接演化到白矮星冷却序列，跳过AGB阶段。
2016-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical analysis of NGC 6528: one of the most metal-rich bulge globular cluster
凸出的球状星团（GC）是我们银河系中央古老组成部分的关键示踪剂。了解它们的形成和演化对于研究球核的形成和演化，以及它们与银河系其他GC系统（晕和盘GC）的关系至关重要。我们的主要目标是获得NGC 6528的7个红巨星成员样本的详细丰度，以表征其化学组成，并研究该GC与凸起以及与其他凸起，晕和盘GC的关系。此外，我们分析了这个集群$'$的行为与多种群（MP）现象。利用FLAMES-UVES高分辨光谱仪获得了NGC 6528的7个红巨星成员的恒星参数和轻元素（Na、Al）、铁峰元素（V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Cu）、α元素（O、Mg、Si、Ca、Ti）和重元素（Zr、Ba、Eu）的化学丰度。我们在我们的样品中的六颗星中获得了[Fe/H]=-0.14+/-0.03 dex的平均铁含量，与其他研究结果一致。我们没有发现明显的内部铁扩散。我们探测到一颗候选变星，它的铁含量被排除在平均值之外，我们推导出这颗变星的金属丰度为[Fe/H]=-0.55+/-0.04 dex。此外，我们发现没有扩展的O-Na的关系，而是只有一个内在的钠蔓延。此外，NGC 6528没有表现出Mg-Al的双折射关系，Mg和Al的扩散也不明显。α和铁峰元素与球磁场的星趋势有很好的一致性。重元素略受r过程控制。化学分析表明，它的起源和演化与典型的老膨胀场恒星相似。最后，我们发现NGC 6528和另一个凸起GC NGC…
2018-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed Chemical Abundances of Four Stars in the Unusual Globular Cluster, Palomar 1
利用斯巴鲁望远镜高色散光谱仪（HDS）的高分辨率（R=36000）光谱，给出了异常外晕球状星团Palomar 1中4颗红巨星21种元素的详细化学丰度（$R_{\rm{GC}} = 17.2$ kpc，$Z=3.6$ kpc）。由于其低表面亮度，稀疏的红巨星分支，年轻的年龄，以及它可能与两个河外恒星流的关联，它一直被认为是不寻常的-这篇论文表明，它的化学进一步证实了它的不寻常性质。$[\rm{Fe/H}] = -0.60 \pm 0.01$这四颗恒星的平均金属丰度对于远离银河系中心的球状星团来说很高，但对于典型的疏散星团来说却很低。[ $α$ /Fe]比尽管在$1σ$误差范围内与银河系恒星一致，但与矮星系中的较低值最一致。虽然Na在所有四颗恒星中似乎都略高，但没有发现Na/O关系的迹象。超新星1的中子俘获元素也是不寻常的：它的高[Ba/Y]比与矮星系最一致，这意味着第二峰超过第一峰的s过程元素，而它的[Eu/ $α$ ]和[Ba/Eu]比表明，超新星1对r过程的贡献一定与正常的银河系恒星不同。因此，B11在化学上是不寻常的，在其他性质上也是如此。与人马座矮星系残骸和中龄大麦哲伦星系团相关的年轻星团，都有一些不寻常的丰度特征，并且在化学上可能与大犬座的过密度有关;然而，它似乎与麒麟座/银河系的Anticenter星流并不相似。
2011-07-26 astro-ph.GA
Calcium and light-elements abundance variations from high resolution spectroscopy in globular clusters
我们利用来自17个球状星团（GC）中200颗红巨星的高分辨率UVES光谱的Ca、O、Na、Al丰度，研究Lee等人（2009）发现的SN II化学富集与GC星轻元素星间变化之间的相关性。我们发现：（1）在大多数GC中，第一代和第二代恒星之间的[Ca/H]变化很小（~0.02-0.03 dex，与典型的观测误差相当）。此外，（ii）利用Marino et al.（2008）的UVES光谱，我们发现M 4中的大量红巨星样本中的Ca和Fe丰度在贫Na和富Na恒星的两个种群中是相同的。这些事实表明，在使用U带或hk指数的色星等图中看到的分离（如Han等人2009年在NGC 1851中观察到的）不是由于Ca变化。与hk变化相关的[Ca/H]的微小差异可能是由于丰度分析中的小系统效应，因为大多数贫氧/富钠（富氦）恒星的[Fe/H]比第一代恒星略大（平均为0.027 dex，由于H比下降），然后位于V，hk平面中更红的位置。虽然少数GC（M 54，omega Cen，M 22，甚至可能是NGC 1851）确实显示出不同程度的金属丰度分布，但我们的研究结果消除了核心塌陷SNe富集与Na-O关系机制之间的密切联系。
2010-01-29 astro-ph.GA
Multiple populations in globular clusters. Lessons learned from the Milky Way globular clusters
近年来对球状星团的研究表明，球状星团不是简单的恒星星族，而是由多个世代组成的。证据来自光度学和光谱学。一个新的范例是形成大质量的星团，其中包括几个情节的恒星形成。虽然这为球状星团的几个特征提供了解释，包括第二个参数问题，但它也为球状星团和我们银河系的晕之间的关系开辟了新的视角，并通过扩展所有具有高特定频率的球状星团的种群，例如，巨大的椭圆星系我们回顾了这方面的进展，重点是最近的研究。有几点仍有待正确理解，特别是关于在星团中产生丰度模式的污染物的性质和典型的时间尺度，这种现象活跃的星团质量范围，以及球状星团和我们银河系其他卫星之间的关系。
2012-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining globular cluster formation through studies of young massive clusters - V. ALMA observations of clusters in the Antennae
一些解释球状星团（GC）内多个种群的形成假设要求年轻的大质量星团内有大量的冷气体，这是形成未来恒星的必要条件。在这篇论文中，我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）进行的深度观测，评估了银河系中3个年轻（5 - 2亿年）大质量（~10^6 Msun）星系团中分子气体的数量。没有发现与三个团簇中的任何一个相关的显著的CO（3- 2）发射。我们将这些星团中分子气体的上限设定为约1 × 10^5 Msun（或小于当前恒星质量的9%）。我们简要回顾了不同的情况下，提出多个情节的恒星形成，并讨论了他们的一些假设和影响。我们的研究结果是在紧张局势与GC形成的情况下，预计在年轻的大规模集群在这些年龄的冷气体的大型水库的预测。
2015-01-22 astro-ph.GA
On The Birth Masses of the Ancient Globular Clusters
迄今为止研究的所有球状星团（GC）都显示出轻元素丰度存在内部变化的证据。这些变化被解释为GC内多个恒星形成事件的证据，第二次事件至少部分地由第一代恒星的AGB恒星喷出物提供燃料。从这个看似合理的场景中出现的一个主要难题是，与恒星形成的第二幕相关的恒星比例被观察到比标准IMF预期的要大得多。目前的工作调查这种紧张局势的建模观察到的反相关[Na/Fe]和[O/Fe] 20银河系GC。如果保留的AGB喷出物的丰度模式不依赖于固定[Fe/H]时的GC质量，则发现当前GC恒星质量中由纯AGB喷出物组成的部分f_p与GC质量之间存在很强的相关性。该分数从低质量（10^4.5 Msun）的0.20到高质量（10^6.5 Msun）的0.45不等。与纯AGB喷出物相关的质量分数与星团诞生时的总质量直接相关;因此可以推导出恒星初始质量和当前质量之间的比值。假设恒星的形成效率为50%，观测到的Na-O反相关性意味着GC在诞生时的质量至少要大10-20倍。这些系数是下限，因为任何质量损失机制，消除第一和第二代恒星相等将保持f_p不变。f_p的质量依赖性可能是因为低质量GC不能保留所有的AGB喷出物从第一代恒星。最近的观测中年龄的LMC集群元素丰度的重新解释，并显示出与这一基本情况是一致的。目前对这些趋势缺乏令人信服的解释。
2012-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Magnesium isotopes: a tool to understand self-enrichment in Globular Clusters
在球状星团（GCs）中形成多个种群的渐近巨星分支（AGB）自富集模型中的一个关键问题是不能再现镁同位素比率，尽管该模型原则上可以解释镁的耗尽。在这项工作中，我们分析了各种p-捕获截面上的不确定性如何影响AGB星喷出物中镁含量的相关结果。当25 Mg在100 MK的温度下的质子捕获率，特别是25 Mg（p，γ）26 Alm通道，相对于最近的实验测定提高了3倍时，成功地再现了在M13和NGC 6752中观察到的镁同位素分布和总体Mg-Al趋势。这一假设也允许再现在NGC 2419中观察到的Mg扩散和Mg-Si扩散关系的全部范围。在感兴趣的温度下的25 Mg（p，γ）26 Alm反应速率的不确定性在这里留下空间，我们的假设，我们建议，需要新的实验测量来解决这个问题。我们还讨论了基于超大质量恒星核合成的竞争模型。
2018-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Heart of Darkness: dust obscuration of the central stellar component in globular clusters younger than ~100Myr in multiple stellar population models
为了解释观测到的球状星团内恒星星族的异常，许多球状星团形成理论需要两个独立的恒星形成阶段。这些模型的一个基本预测是，星团必须积累大量的气体作为形成第二代恒星的原料。我们发现，包含所需的气体库的年轻星团应该表现出以下观测特征：（i）在测量的光度剖面下降或测量的红向星团中心的增加，与Av > 10 mag在几个pc的半径;（ii）明亮的（亚）毫米的尘埃颗粒发射;（iii）明亮的分子线发射，一旦气体密度足够开始形成恒星。除非IMF异常地偏向低质量恒星，否则在恒星形成后，星团也应该通过光学发射线（如H_alpha）显示出明显的恒星形成迹象。这些观测信号应该很容易在附近宇宙中任何质量> 10^6 Msun、年龄<100 Myr的致密星团（半径为几pc）中观测到。这提供了一种直接测试球状星团形成模型的简单方法，该模型预测形成第二代恒星需要大的气体储备。事实上，没有这样的观测证据存在的问题，这种机制是否经常发生在星系的YMC在几十Mpc。
2015-01-06 astro-ph.GA
The relative and absolute ages of old globular clusters in the LCDM framework
银河系中古老的球状星团（GC）的年龄大约为13 Gyr，它们的形成时间在再电离时期。我们提出了一个新的方案，形成这些系统的基础上合并的两个或两个以上的原子冷却晕在高红移（z>6）。第一代恒星是在一个小晕中心的强烈爆发中形成的，该小晕在其冷却时间尺度（~ 1.5亿年）内经历了一次大合并，并在氢冷却阈值（晕质量M_h~10^8 Msun）以上增长。随后的小合并和持续的气体注入在晕中心带来了新的原始气体供应，创造了可能引发新的恒星形成事件的条件。在主星系晕的组装过程中，GC周围的暗物质晕被剥离。小晕合并是有效的，只有在一个很短的红移窗口，设置的LCDM参数，使我们能够作出强有力的预测年龄分布的老GC。从宇宙学模拟中，我们得到平均合并红移<z>=9，窄分布Dz=2，这意味着平均GC年龄<t_age>=13.0+/-0.2 Gyr，包括~0.2 Gyr的恒星形成延迟。定性地说，我们的方案再现了其他一般的旧GC性质（特征质量和物体数量，金属丰度与银河中心半径的关系，径向分布），但与年龄不同，这些通常取决于重子物理学的细节。除了改进的年龄测量，在z~10的模型的直接验证可能是在詹姆斯韦伯太空望远镜的超深引力透镜观测范围内。
2015-07-07 astro-ph.GA
The Origin and Chemical Evolution of the Exotic Globular Cluster NGC3201
NGC 3201是一个球状星团（GC），它显示出非常特殊的运动学特征，包括极端的径向速度和高度逆行的轨道，强烈暗示着银河系外的起源。我们的目标是在多种群（MP）的背景下研究NGC 3201，希望通过研究化学丰度模式来限制可能的自我富集候选者，并深入了解这个有趣的集群的起源。我们提出了一个详细的化学丰度分析的八个红巨星分支（RGB）的恒星使用高分辨率光谱。我们测量了29种元素，发现[Fe/H]=-1.53+/-0.01，我们不能排除~0.12 dex的金属丰度分布，以及晕GC的典型α增强。但除Mg外，所有轻元素的丰度都有显著的差异。我们确认存在一个扩展的Na-O的关系。n-俘获元素通常由r-过程控制，与银河系GC的大部分一致。总的（C+N+O）丰度略超太阳，需要对等时线年龄进行小的向下修正，得到11.4 Gyr。从运动学上看，NGC 3201似乎有可能起源于银河系外，但它的化学演化与大多数其他可能是银河系本土的GC相似。
2013-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
MgAl burning chain in M 54: the globular cluster-like properties of a nuclear star cluster
Osservatorio Astrofisico di Arcetri（阿切尔奇天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文学系）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚空间科学与天体物理观测站）；INAF, Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
M 54的化学特征表明其可能由两个球状星团合并形成，揭示了核星团的化学演化过程。
2026-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Insight into the stellar mass function of Galactic globular clusters
本文给出了32个银河系球状星团深测光数据的分析结果。我们分析了用哈勃太空望远镜高级巡天相机的宽视场通道观察到的69张平行视场图像，这些图像补充了覆盖这些星系团中心区域的球状星团金库项目中已有的测光方法。这一前所未有的数据集已被用来计算不同质量的恒星在这些星团中的相对比例（即现今的质量函数），方法是将观测到的恒星沿星团主序星和分析视场的分布与多质量动力学模型的预测进行比较。对于一个子样本的31个集群，我们也能够获得半质量半径，质光比和质量分数的黑暗遗迹使用现有的径向速度信息。我们发现，大多数球状星团具有单一的幂律质量函数$F(m) \propto m^α$与斜率$α>-1$的质量范围$0.2<m/\text{M}_{\odot}<0.8$。通过探索的结构/动力学和轨道参数之间的相关性，我们确认的质量函数的斜率和半质量弛豫时间之间的紧密联系已经在以前的工作中报道，和可能的二阶依赖于集群金属丰度。这可能表明初始条件和演化效应对现今质量函数形状的相对重要性。
2020-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The fraction of first and second generation stars in globular clusters. I The case of NGC 6752
提出了一种新的方法来估算银河系球状星团中第一代和第二代恒星的化学组成。我们比较了在[Fe/H]-[Na/H]平面上具有相似金属丰度的星团星和场星。由于多重星族的现象仅限于星团环境，所以与场星位置一致的GC星的数量提供了该星团中第一代恒星的比例。通过不相容法，导出了第二代恒星的比例。我们收集了1891个来自高分辨率光谱的薄盘、厚盘和晕的场星的数据集，这些场星的金属丰度范围为-3.15 <= [Fe/H] <= +0.48 dex，并且具有Na丰度。他们大多是侏儒，但也包括巨人。仅考虑大多数GC在金属丰度范围内广泛研究的Na-O关系（-2.36 <= [Fe/H] <= -0.33 dex），我们有804颗恒星。总样品的偏移量[Fe/H]和[Na/H]相对于参考样品使用相同的线列表和NLTE校正的Na在最近广泛的调查GC星。这充分说明了由于不同的温度标度、线路列表、采用（或忽略）偏离LTE的校正而导致的分析之间的偏移。我们说明了我们的方法估计的第一代和第二代恒星的研究GC NGC 6752的分数。作为一个副产品，GC和场星的[Na/H]值的比较表明，至少有两类旧的恒星系统可能有助于晕组装：一组具有类似于目前存在的GC的特征，另一组更类似于今天的矮卫星星系。
2013-07-17 astro-ph.GA
Development of multiple tidal tails around globular clusters and dwarf satellite galaxies
利用N体模拟研究了某些球状星团和矮卫星星系周围潮汐尾的形成和演化。特别是，我们详细分析了一个组成部分的卫星，是在一个高度偏心的轨道上移动的主机星系像我们自己的潜在的外部领域的潮汐特征的演变。结果表明，每次卫星接近远地星系，一对新的潮汐尾巴变得显着突出，并最终，卫星拥有多个潮汐尾巴通过重复的远地通道。因此，观测到的潮汐臂的数量可以用来作为这样一个系统围绕其宿主星系中心完成的轨道周期数的示踪剂。通过识别臂粒子包括在前三个连续形成的潮汐尾巴对，我们发现，每对潮汐尾巴几乎是相同的能量和角动量分布。此外，我们还证明了这三对潮汐尾在形成后的第一个apocalactcons的密度分布相互吻合。因此，潮汐特征的多样性是由于卫星进动过程中潮臂形成的重复事件造成的。
2014-10-30 astro-ph.GA
Helium in first and second-generation stars in Globular Clusters from spectroscopy of red giants
最近的光谱和光度观测表明，GC中存在着不同世代的恒星，它们在高温下燃烧H的产物丰度不同（主要的最终产物是He）。研究恒星性质与He含量之间的关系具有重要意义。在这里，我们考虑在19个银河系GC中用FLAMES@VLT观测到的红巨星分支（RGB）上的大约1400颗恒星，这是Na-O关系项目的一部分。具有不同He的恒星预计会有不同的温度（即颜色），稍微不同的[Fe/H]，以及不同的RGB凸起亮度水平。所有这些差异都很小，但我们的研究具有必要的精度，良好的统计学和同质性来检测它们。我们还计算了合适的恒星模型（BaSTI）的初始氦含量的各种假设。可归因于He含量变化的可观测量的差异通常在原始（P，第一代）和极端（E，第二代）种群的恒星之间可检测到，但在原始和中间种群之间则不可检测到（I）。唯一的例外（P和I种群之间的差异也很显著）是NGC 2808，其中三个种群在主层序和水平分支上也被清楚地分开。P星和E星之间He质量分数Y的平均增强约为0.05-0.11，取决于假设。对于NGC 2808来说，P星和I星的Y值之差约为0.11-0.14，P星和E星的Y值之差约为0.15-0.19，这也取决于假设。第一代和第二代恒星的RGB凸点光度有不同的水平;隐含的Y差异更难以量化，但与其他测定结果一致。
2010-05-15 astro-ph.GA
Star formation history of the Milky Way halo traced by the Oosterhoff dichotomy among globular clusters
在我们最近对多星群范式中奥斯特霍夫二分法的研究中（Jang et al. 2014），我们提出奥斯特霍夫I、II和III群球状星团（GC）中的RR天琴座变星主要分别由第一、第二和第三代恒星（G1、G2和G3）产生。在这里，我们表明，第一次，所观察到的二分法在内部和外部晕GC可以自然地复制时，这些模型扩展到所有的金属丰度制度，同时保持合理的协议，在水平分支类型与[Fe/H]的相关性。为了实现这一点，然而，具体的恒星形成的历史是需要的内部和外部晕。在内晕GC中，恒星形成开始和停止较早，各亚群之间的形成时间尺度相对较短（约0.5 Gyr），而在外晕中，G1的形成延迟约0.8 Gyr，G1和G2之间的时间尺度更长（约1.4 Gyr）。这与银河系晕的双重起源是一致的。尽管在细节上的差异，我们的模型表明，Oosterhoff周期组观察到的外晕和内晕GC的不稳定带内的“人口转移”的影响，其起源可以追溯到两个或三个离散的情节在GC的恒星形成的表现。
2015-05-18 astro-ph.GA
Constraining globular cluster formation through studies of young massive clusters - III. A lack of gas and dust in massive stellar clusters in the LMC and SMC
在年轻的球状星团（GC）中调用多个恒星形成事件来解释在GC中观察到的化学和光度异常的情景，需要星团可以保留恒星的恒星喷出物，并从周围吸积大量气体。因此，应该有可能在本地宇宙中找到年轻的大质量星团，其中包含大量（$>10$ \%）的气体和/或尘埃的星团质量。最近的理论研究表明，大麦哲伦星云（LMC）中质量超过$10^4$ \msun \，年龄在$30$和$\sim300$ ~Myr之间的星系团应该含有这样的气藏。我们用{ \em Spitzer} 70 \micron \和160 \micron \图像搜索了12个LMC（和1个SMC）星团中的\hi \气体和尘埃。没有发现含有气体和/或尘埃的团簇。虽然其中两个星团的\hi \处于相同的（投影）位置和速度，但气体似乎并不以星团为中心，而是附近云或细丝的一部分，这表明气体和星团没有直接关系。这种气体的缺乏（恒星质量的$<1$）与模型的预测有很大的矛盾，可能是由于比以前假设的更高的恒星反馈，或者是由于以前的计算中使用的假设。
2014-07-10 astro-ph.GA
