Ne22 distillation and the cooling sequence of the old metal-rich open cluster NGC 6791
本文首次提出自洽包含氖蒸馏效应的CO白矮星演化模型，应用于年老富金属疏散星团NGC 6791，证实氖蒸馏导致数Gyr冷却延迟并使理论光度函数匹配观测。
2024-03-05 astro-ph.SR
On the white dwarf cooling sequence with extremely large telescopes
我们提出了新的诊断白矮星（WD）冷却序列和光度函数（LF）在近红外（NIR）波段，将利用未来的灵敏度和分辨率的超大望远镜。氢分子的碰撞诱导吸收（CIA）导致沿WD（WDBTO）冷却序列的清晰定义的蓝色关闭和WD LF中的明亮的次极大值。这些特征在广泛的年龄范围内与年龄无关，并且受金属丰度的影响最小。这意味着WDBTO的近红外幅度是非常有希望的距离指标。越来越多的大规模WD的冷却时间和CIA的发病之间的相互作用导致沿WD（WDRTO）冷却序列的红色关闭和WD LF中的一个明确的微弱的峰值。这些特征对星团年龄非常敏感，在10 ~ 14 Gyr年龄段，K波段暗峰的星等增加0.2--0.25 mag/Gyr。另一方面，在光学WD LF微弱的峰值增加0.17（V带）和0.15（I带）mag/Gyr在同一年龄范围内。此外，我们还建议使用主序列关闭与WDBTO（光学）或WDRTO（NIR）之间的幅度差异。这种年龄诊断也与距离和发红无关。K波段（0.15-0.20 mag/Gyr）的灵敏度平均比光学波段（0.10 [V波段]，0.07 [I波段] mag/Gyr）的灵敏度高两倍。最后，我们还概述了使用新的诊断，以限制结晶后的CO相分离。
2012-11-12 astro-ph.SR
The Progeny of Stellar Dynamics and Stellar Evolution within an N-body model of NGC 188
我们提出了一个直接N体模拟来模拟旧（7 Gyr）疏散星团NGC 188的演化。这是第一个N体疏散星团的模拟，其初始双星数量直接由一个特定的疏散星团：M35（1.5亿年）的观测定义。我们比较了模拟的7 Gyr的色星等图和NGC 188的色星等图，并讨论了模拟中产生的蓝离散星。我们比较了太阳型主序星双星周期和偏心率分布的模拟NGC 188中类似双星的详细观测。这些结果表明了详细观测在指导N体疏散星团模拟中的重要性。最后，我们讨论了NGC 188模型和观测之间的一些差异的影响，并提出了一些方法，使N体疏散星团模拟与观测更好地吻合。
2009-11-23 astro-ph.SR
A New Look at an Old Cluster: The Membership, Rotation, and Magnetic Activity of Low-Mass Stars in the 1.3-Gyr-Old Open Cluster NGC 752
附近的疏散星团NGC 752提供了一个研究年龄>1 Gyr的恒星性质的难得机会。然而，为它构建一个成员目录是具有挑战性的;大多数调查仅限于确定其巨星和矮星成员早于中K。我们补充过去的成员目录与候选人选择更新的光度和适当的运动标准，产生一个列表的258名成员，一个>50%，比以前的目录增加。使用贝叶斯框架，以适应MESA等时线和恒星轨道的演化模型，文献测光和第谷盖亚天体测量解决方案的数据提供了59个集群成员，我们推断的年龄，距离，NGC 752：1.34 $\pm$ 0.06 Gyr和438 $_{-6}^{+8}$ pc。我们还报告了我们的光学监测的集群使用Palomar瞬态工厂的结果。我们获得了12个K和M星团成员的旋转周期，这是对年龄>1 Gyr的低质量恒星测量的第一个周期。我们比较这些新的时期，从年轻的集群Praesepe和NGC 6811的数据，和角动量损失的理论模型，研究恒星自旋下降的低质量恒星在其第一个1.3 Gyr。虽然平均而言，NGC 752恒星的旋转速度比年轻的恒星慢，但差异并不显著。最后，我们用我们的光谱观测测量星系团恒星的H α，发现早于$\approx$ M2的成员是磁不活跃的，正如预期的那样在这个年龄。即将到来的盖亚数据应该巩固和扩大NGC 752的成员资格，以更低的质量，从而增加其对低质量恒星研究的重要性。
2018-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Nitrogen variation in ~2 Gyr old massive star clusters in the Large Magellanic Cloud
本文介绍了大麦云星云中三个大质量、中等年龄（$\sim 1.7-2.3$ Gyr）星团中红巨星分支星的ESO/VLT FORS 2低分辨率光谱。测量了NGC 1978、NGC 1651和NGC 1783的24、21和12颗成员星在4300和3883处的CH和CN指数带，以及[C/Fe]和[N/Fe]丰度比。我们在NGC 1978和NGC 1651中发现了CN的显著内禀扩散，这是星团内多个恒星星族（MP）的信号。相反，我们在测量精度范围内报告了NGC 1783中的零CN扩散。对于NGC 1978，我们将CN分布中的两个种群分开，并将CN分布转化为内部N变异$Δ$ [N/Fe] $=0.63\pm0.49$指数。对于NGC 1651和NGC 1783，我们分别对$Δ$ [N/Fe] $\leq 0.2, 0.4$ dex的N丰度变化设定了上限。光谱分析证实了HST测光的先前结果，其中发现NGC 1978以N扩散的形式托管MP，而稍微年轻的星系团（例如NGC 1783，$<$ 2 Gyr old）则不在不确定性范围内。它还证实，中间年龄的大规模集群显示较低的N丰度的变化相对于古老的球状星团，虽然这是部分原因是由于在这些恒星质量的第一次疏浚的效果，最近在文献中报道。我们强调的重要性，未来的研究，估计初始N丰度的变化，免费的恒星演化混合过程中，通过观察未进化的恒星在年轻的集群。
2021-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The bottom of the white dwarf cooling sequence in the old open cluster NGC 2158
我们使用10个轨道的高级巡天相机的观测，以达到在太阳金属丰度疏散星团NGC 2158的白矮星冷却序列的结束。我们的测光和完整性测试表明，它的末端落在m_F606W = 27.5 +/- 0.15等，这意味着它的年龄在~1.8和~2.0 Gyr之间，与拟合主序星关闭得到的年龄1.9 +/- 0.2 Gyr一致。最暗的白矮星显示出明显的蓝色转变，正如理论上的等时线所预测的那样。
2009-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
WOCS 40007: A Detached Eclipsing Binary near the Turnoff of the Open Cluster NGC 6819
我们分析了WOCS 40007（Auner 259; KIC 5113053）的广泛的BVR_cI_c时间序列测光和径向速度测量，一个双线分离食双星和疏散星团NGC 6819的成员。利用拉古纳山天文台1米望远镜的光度观测和WIYN 3.5米望远镜的光谱，我们测量了双星组件的精确和准确的质量（~1.6%的不确定性）和半径（~0.5%）。此外，我们发现了第三颗恒星轨道的二元周期大于3000天，使用径向速度和开普勒日食计时。由于食双星中的恒星靠近星团的转折点，它们的大小变化很快，对年龄很敏感。NGC 6819的金属丰度[Fe/H]=+0.09+/-0.03，用CMD等时线拟合得到的年龄约为2.4 Gyr，用质量-半径（M-R）数据分析得到的年龄约为3.1+/-0.4 Gyr。M-R年龄高于该集群的先前确定值，但在1 sigma不确定性内一致。当包含另外一颗星团双星WOCS 23009的主星的M-R数据时，加权年龄估计值下降到2.5+/-0.2 Gyr，系统不确定度至少为0.2 Gyr。我们的CMD和M-R发现之间的年龄差异可能是模型中使用的金属丰度或氦丰度的系统误差的结果，或者是由于WOCS 40007双星中一颗或两颗恒星的轻微半径膨胀。
2013-07-01 astro-ph.SR
Slowly cooling white dwarfs in NGC 6752
最近，在球状星团M13中发现了一类新的白矮星（"缓慢冷却的白矮星“）。这些恒星的冷却时间会因残余包层中稳定的热核氢燃烧而增加。这些WDs被认为是由水平分支（HB）星产生的，它们分布在HB蓝尾，跳过了渐近巨星分支阶段。为了进一步探索这一现象，我们利用深测光数据与哈勃太空望远镜在近紫外线和调查的WD冷却序列在NGC 6752，另一个银河系球状星团的金属丰度，年龄和HB形态类似于M13的明亮部分。在NGC 6752中导出的归一化WD光度函数与在M13中观测到的非常相似，这与这两个系统沿HB的恒星质量分布几乎相同的事实相一致。与M13的情况一样，与理论预测的比较与所研究的WD的$\sim 70\%$相一致，所研究的WD以比标准的纯冷却WD更慢的速率演化。由于它离地球的距离相对较短，NGC 6752的光度比M13的光度要暗一个数量级，这使我们能够在冷却时间延迟达到$\sim 300$ Myr的情况下对标准WD模型进行采样。本文提出的结果提供了新的证据，缓慢冷却WD的存在，并进一步支持的情况下，提出这种现象和主机星团的水平分支形态之间的直接因果关系。
2022-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Explanation of a special color-magnitude diagram of star cluster NGC 1651 from different models
球状星团NGC 1651的色星等图（CMD）具有特殊的结构，包括一个宽的主序、一个扩展的主序关闭和一个扩展的红巨星团。这种特殊CMD的原因尚不清楚。为了检验不同的恒星星族假设的结果有多大的差异，我们通过八种模型研究了来自哈勃空间望远镜档案的高质量的星系团命名星表NGC1651。距离模数，消光，年龄范围，恒星形成模式，双星的分数，和旋转恒星的分数的确定，然后进行比较。结果表明，无论有无年龄扩展，恒星星族都能再现观测到的CMD的特殊结构。恒星形成时间从1.8\，Gyrs前延长到1.4\，Gyrs前的复合星群，其中包含50%的双星和70%的自转星，最适合观测到的CMD。同时，一个1.5Gyr的由旋转星组成的简单星族也能很好地拟合观测到的CMD。CMD拟合的结果表明，强烈依赖于恒星星族类型（简单或复合），和旋转子的分数。如果NGC1651的成员星是在一次恒星爆发中形成的，那么恒星自转的影响对于解释观测到的CMD是非常重要的。否则，效果可能很小。特别观测到的CMD也有可能是双星、自转和年龄扩散综合作用的结果。因此，进一步研究中间年龄星团的恒星星族类型和自转星比例对于理解它们观测到的CMD是必要的。
2015-04-10 astro-ph.SR
Expanding the time domain of multiple populations: evidences of nitrogen variations in the ~1.5 Gyr old star cluster NGC 1783
本文详细分析了大麦云星云中的大质量年轻（~1.5 Gyr）星团NGC 1783的HST紫外和光学深像。这个系统没有显示出沿着红巨星分支（RGB）恒星的多个种群（MP）的证据。然而，我们发现，集群的主序列（MS）显示出显着的扩大（50%以上，预计从光度误差）的证据，以及可能的双峰在MP敏感（F343 N-F438 W，F438 W）的颜色星等图（CMD）的提示。在包括F343 N滤波器在内的所有颜色组合中都观察到这种效果，而在光学CMD中没有发现这种效果。这一观测证据表明，我们可能已经发现了轻元素的化学丰度变化沿NGC 1783的MS，这是第一次检测到MP在一个系统年轻于2 Gyr。与包括MP样丰度的等时线的比较表明，所观察到的增宽与Delta（[N/Fe]）~0.3的N丰度增强是相容的。我们的分析也证实了以前的结果缺乏MP沿集群RGB。然而，我们发现，MS和RGB上发现的结果之间的明显分歧是兼容的混合效果链接到第一次挖掘。这项研究提供了关于MP现象的新的关键信息，并表明星团在任何宇宙年龄都以类似的方式形成。
2021-12-13 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
Direct N-Body Modeling of the Old Open Cluster NGC 188: A Detailed Comparison of Theoretical and Observed Binary Star and Blue Straggler Populations
在最近完成的对老（7 Gyr）疏散星团NGC 188的径向速度观测的基础上，我们详细研究了星团中的太阳型硬双星和蓝离散星，在这里我们通过一个复杂的N体模型研究了NGC 188的动力学演化。在可能的情况下，我们利用观测到的年轻（1.5亿年）疏散星团M35的双星特性来指导我们选择初始双星种群的参数。在7 Gyr的主序太阳型硬二进制人口的模型中匹配的NGC 188的二进制频率和轨道参数的分布。模型和观测结果之间的这种一致性在很大程度上是由于NGC 188和M35太阳型双星之间的相似性。事实上，在模型中的7个Gyr主序星双星中，只有那些P>1000天的双星显示出动力学碰撞的潜在可观测证据。这强调了为星团模型定义精确初始条件的重要性，我们建议最好通过与像M35这样的年轻疏散星团的观测进行比较来完成。此外，这表明，即使是在古老的疏散星团中对现今双星的观测也可以提供有关其原始双星种群的有价值的信息。然而，尽管该模型成功地匹配了真正的星团，但与NGC 188相比，该模型产生的蓝离散星不足，并产生了过多的长周期圆形主序星-白矮星双星。我们的结论是，改进物理的质量传递和共同的信封，实际上可以解决这两个与观察的差异。该项目突出了疏散星团对综合观测调查和全尺度N体模拟的独特可及性，并强调了疏散星团对星团动力学研究的重要性。
2012-11-02 astro-ph.SR
A high-resolution spectroscopic search for multiple populations in the 2 Gyr old cluster NGC 1846
本研究通过高分辨率光谱观测分析1.95 Gyr年老的LMC星团NGC 1846的恒星丰度，发现其Na、O无显著内禀弥散，不存在多星族证据，仅碳丰度弥散反映演化混合差异，丰度模式与同类天体相符。
2022-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fundamental Tests of White Dwarf Cooling Physics with Wide Binaries
本研究利用29个宽双白矮星系统检验白矮星冷却物理，通过控制样本验证测龄方法有效性，限定了0.6-0.9倍太阳质量结晶白矮星的冷却延迟上限，并给出未来研究的候选双星列表。
2024-10-07 astro-ph.SR
New Rotation Periods in the Open Cluster NGC 1039 (M 34), and a Derivation of its Gyrochronology Age
利用年轻的临近疏散星团NGC 1039 [M 34]中太阳型恒星的光度自转周期，利用其依赖于质量的自转周期分布，以与距离无关的方式推导了星团的年龄，即：所谓的陀螺年代学方法。我们提出了一个分析的55个新的旋转周期，使用光变曲线来自微分测光，太阳型恒星在M34。我们还利用最近完成的，标准化的，均匀的BVIc CCD调查的集群的结果，以建立光度集群成员资格和分配B-V颜色的每个光度变量。我们描述了一种方法来建立一个合奏的太阳型恒星的gyrochronology年龄。利用自转周期、光度颜色和恒星年龄（陀螺年代学）之间的经验关系确定M34的年龄。根据其在色周期图中的位置，每个M 34成员被指定为固体旋转体（界面或I星），差异旋转星（对流或C星）或处于两者之间的某种过渡状态的物体（间隙或g星）。拟合星团中每个I序列恒星的周期和光度颜色，我们得到了星团的平均陀螺年龄。在V/B-V和V/V-I空间中，有47/55的光度变量位于星团主序的轨迹上。我们进一步能够确认一半的周期变量的集群的运动学成员[21/55]，采用正在进行的径向速度调查的集群的结果。对于每个在颜色周期图中被确定为I序列天体的星团成员，我们推导出其各自的陀螺年代学年龄，其中发现M34的平均陀螺年龄为1.93亿+/- 9百万年，与使用几种依赖距离的光度等时线方法推导出的结果（2.5亿+/- 67百万年）形式上一致（在误差范围内）。
2010-04-01 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
Isochrone fitting of Galactic globular clusters -- III. NGC\,288, NGC\,362, and NGC\,6218 (M12)
本文对银河系球状星团NGC 1，288、NGC 1，362和NGC 1，6218（M12）的色星等图进行了新的等时线拟合。我们利用从紫外到中红外的许多光度波段，使用来自{ \it HST}、{ \it Gaia}、unWISE、Pan-STARRS和其他光度源的数据。在我们的等时线拟合中，我们使用来自达特茅斯恒星演化计划的理论模型和等时线，以及来自文献的$α$ -增强丰度[ $α$ /Fe] $=+0.40$，不同氦丰度和金属丰度约[Fe/H] $=-1.3$的恒星轨道和等时线袋。我们分别推导出NGC 1，288、NGC 1，362和NGC 1，6218的最可能距离$8.96\pm0.05$、$8.98\pm0.06$和$5.04\pm0.05$ kpc，年龄$13.5\pm1.1$、$11.0\pm0.6$和$13.8\pm1.1$ Gyr，距离$A_\mathrm{V}=0.08\pm0.03$、$0.11\pm0.04$和$0.63\pm0.03$ mag，以及变红$E(B-V)=0.014\pm0.010$、$0.028\pm0.011$和$0.189\pm0.010$ mag。不同模型的距离估计值是一致的，而年龄、灭绝和红化的距离估计值则不一致。年龄，灭绝和红化的不确定性是由一些内在的系统模型之间的差异。然而，这些模型的相对年龄估计值是一致的：NGC 1，362是$2.6…
2021-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
WIYN Open Cluster Study. XC. Barium Surface Abundances of Blue Straggler Stars in the Open Clusters NGC 7789 and M67
研究疏散星团NGC 7789和M67中蓝离散星的钡丰度，发现富钡比例与星团年龄反相关，表明AGB物质转移是老于1 Gyr星团中蓝离散星形成的主导机制。
2024-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
No Evidence for Chemical Abundance Variations in the Intermediate-age Cluster NGC 1783
我们分析了用\it哈勃太空望远镜获得的大质量（$1.8 \times 10^5 M_\odot$）、中等年龄（1.8 Gr）大麦云星团NGC 1783的多通带光度观测。星团红巨星分支的形态没有表现出明显的加宽超出其固有的宽度;观察到的宽度是一致的，由于光度的不确定性单独和独立的光度选择边界应用于获得我们的红巨星样本。星团中红巨星在最佳拟合脊线周围的色散为$0.062 \pm 0.009$等，相当于人工简单恒星族群测试（即基于单年龄、单金属丰度恒星星族的测试）得出的$0.080 \pm 0.001$等的宽度。NGC 1783的质量是其他星团的两倍，有明显的证据表明它有多个恒星星族。在从目前的1.8 Gyr年龄到6 Gyr年龄合并质量损失配方后，NGC 1783预计将保持与其他一些在这些中间年龄拥有明确多个人口的星团一样大。如果我们假设质量是多重星群形成的重要驱动力，那么NGC 1783应该表现出化学丰度变化的明确证据。然而，我们的研究结果支持NGC 1783没有任何化学丰度变化。
2017-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple stellar populations at less evolved stages: detection of chemical variations among main-sequence dwarfs in NGC 1978
具有不同化学成分的多个恒星星族（MP）并不是古老GC（年龄大于10 Gyr）的独有特征。事实上，最近的研究表明，麦哲伦云中较年轻的星系团（$\sim$ 2- 6 Gyr-old）也在进化恒星中表现出恒星与恒星之间的化学变化。然而，MP是否存在于这些中等年龄集群中进化程度较低的侏儒中仍然不清楚。在这项工作中，我们在$\sim$ 2 Gyr-old星团NGC 1978中寻找GK型矮星之间的化学变化，这是最年轻的具有MP的星团。我们利用哈勃太空望远镜的深紫外和可见光观测来限制MS恒星中氮（N）和氧（O）的变化。要做到这一点，我们比较适当的光度图，是敏感的N和O与简单的恒星星族和MP的合成图。我们认为NGC 1978中的G-型和K-型MS星是MP的宿主星。我们的统计分析表明，富N星的比例范围从$\sim$ 40\%到$\sim$ 80\%，这取决于氮和氧的详细分布。
2020-10-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The white dwarf cooling sequence of NGC 6791: a unique tool for stellar evolution
NGC 6791是一个被充分研究的富含金属的疏散星团，它离我们如此之近，以至于可以成像到比其白矮星冷却序列终止时更暗的光度，从而允许对其白矮星人口进行深入研究。我们使用蒙特卡罗模拟器，采用最新的进化冷却序列的白矮星与富氢和缺氢的气氛，与碳氧和氦的核心。碳-氧核的冷却顺序可以解释液相中Ne ^[22]的沉降和结晶时碳-氧相分离所引起的延迟。我们没有发现大量氦核白矮星的证据，因此我们的结果支持这样的建议，即白矮星光度函数的明亮峰值的起源只能归因于未解决的二进制白矮星的人口。此外，我们的研究结果表明，未解决的二进制人口的二次质量的数量分布增加的质量比之间的祖先系统的二次和主要组件。我们还发现，所观察到的冷却序列似乎能够限制存在的祖子群体具有不同的化学成分和非DA白矮星的分数。我们的模拟对NGC 6791的恒星星族的重要特征进行了有趣的限制。特别地，我们发现单个氦核白矮星的比例必须小于5%，金属丰度为零的恒星子种群必须小于12%，而如果子种群的金属丰度为太阳，上限为~ 8%。最后，我们还发现非DA白矮星在这个星系团中所占的比例非常小，小于6%。
2011-07-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the origin of UV-dim stars: a population of rapidly rotating shell stars?
在过去的十年中，恒星自转在确定观测到的年轻星团性质方面的重要性变得更加清楚，自转被认为是观测到的扩展主序关闭（eMSTO）现象和分裂主序的主要原因。此外，年轻的星团被观察到拥有大部分快速旋转的Be星，其中许多是通过导致自熄的递减盘（所谓的“壳星”）接近赤道。最近，在$\sim1.5$ Gyr星团NGC 1783中发现了一种新的现象，其中一部分主序星在紫外波段出现异常暗淡。通过比较大麦云星云中大质量星团NGC 1850（$\sim100$ Myr）、NGC 1783（$\sim1.5$ Gyr）、NGC 1978（$\sim2$ Gyr）和NGC 2121（$\sim2.5$ Gyr）的紫外色星等图，我们研究了这些“紫外昏暗”恒星的起源。虽然年轻的星团显示出不可忽略的一部分紫外线暗淡的恒星，我们发现这样的恒星在两个老星团显着下降。这是值得注意的，因为年龄大于$\sim$ 2 Gyr的星团没有eMSTO，因此有大量快速旋转的恒星，因为它们的主序星的质量足够低，可以由于磁制动而减速。我们得出结论，紫外线暗淡的恒星可能是快速旋转的恒星，其递减盘几乎位于赤道上（即，是壳星），并讨论未来的观察，可以证实或反驳我们的假设。
2023-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The HST Large Programme on NGC 6752. III. Detection of the Peak of the White Dwarf Luminosity Function
我们报告的白矮星冷却序列的老球状星团NGC 6752，这是化学复杂，主机的蓝色水平分支。这是最后一个球状星团白矮星（WD）冷却序列可由哈勃太空望远镜成像。测光和完备性检验表明，WD冷却序列的光度函数在m_F606W=29.4+/-0.1处达到峰值，与~ 14 Gyr的形式年龄相一致。这个年龄也与主序的转折点（13- 14 Gyr）的年龄相一致，加强了我们的结论，即我们观察到沿着冷却序的白矮星的预期积累。
2019-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Leveraging HST with MUSE: I. Sodium abundance variations within the 2 Gyr-old cluster NGC 1978
几乎所有研究得很好的古老球状星团（GC），在银河系和附近的星系中，都显示出恒星之间特定元素的变化（例如，He、C、N、O、Na、Al），称为“多种群”（MP）。然而，MP并不局限于古老的星团，低至$\sim2$ Gyr的大规模星团显示出化学变化的迹象。这表明，年轻和年老的集群有着相同的形成机制，但迄今为止，大多数关于年轻集群的工作都集中在N-变化上。最初的研究甚至表明，年轻的集群可能不会在N以外的其他元素中传播（例如，Na），提出了这些丰度变化是否与旧GC具有相同起源的问题。在这项工作中，我们结合HST测光与VLT/MUSE光谱的大样本的RGB星（338）在大麦云星系团NGC 1978年，最年轻的球状迄今与报告的MP的形式N-蔓延。通过将单个RGB星的光谱组合成N-正常和N-增强样本，基于来自HST的“染色体图”，我们搜索平均丰度变化。基于NaD线，我们发现了在种群之间$Δ$ [Na/Fe] $=0.07\pm0.01$的Na差异。虽然这种差异比通常在古代GC中发现的差异要小（这可能表明与年龄相关），但这一结果进一步证实了MP现象是相同的，无论星系团的年龄和宿主星系如何。因此，这些年轻的集群为关于国会议员起源的理论提供了一些最严格的测试。
2020-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
White dwarf pollution by planets in stellar binaries
大约有$0.2 \pm 0.2$的白矮星（WD）显示出金属污染的迹象，这可能是由于潮汐扰动行星物质的吸积。在WD形成后调用行星-行星相互作用的模型通常不能解释几个Gyr冷却时间的污染。我们考虑的情况下，一颗行星是扰动Lidov-Kozai振荡引起的一个二进制的同伴和加剧恒星质量损失，解释污染在长时间冷却。我们计算的吸积率与假设行星质量在$\sim 0.01$和$1\,M_\mathrm{Mars}$之间的观测结果是一致的，尽管非引力效应对质量$\lesssim 0.3 \, M_\mathrm{Mars}$可能已经很重要了。在我们的模拟，$\sim 0.05$，污染的WD的分数是一致的WD与中间冷却时间之间的观测$\sim 0.1$和1 Gyr。对于冷却时间$\lesssim 0.1$ Gyr和$\gtrsim 1$ Gyr，我们的方案无法解释高达0.7的高观测污染分数。尽管如此，我们的研究结果激励搜索周围的污染WD的同伴。
2016-07-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
A uvbyCaHbeta CCD Analysis of the Open Cluster Standard, M67,and its Relation to NGC 752
本文介绍了老星团M67的高精度CCD紫外-CaH β测光，覆盖范围为1平方度，典型的内精度为0.005-0.020星等（V~17）。光度测量是使用NGC 752在很宽的光度和温度范围内的标准进行校准的，并通过已发表的光电观测将其归零到标准系统。相对于NGC 752，红化和金属丰度的差异偏移量是使用天体测量成员推导出来的，并辅以径向速度信息。从单星成员，抵消的意义上说，（M67 - NGC 752）的δ E（b-y）= -0.005 +/-0.001（sem）mag（来自327个F/G矮星）和δ [Fe/H] = 0.062 +/-0.006（sem）dex（来自249个F矮星的m1和hk综合指数），导致对于M67，E（b-y）= 0.021 +/-0.004（sem），和[Fe/H] = +0.030 +/-0.016（sem），假设[Fe/H]{Hyades} =+0.12。用c1，（b-y）指数排除可能的双星后，83个相对视差误差< 0.02的成员产生NGC 752的（m-M）_0 = 8.220 +/- 0.005（sem），等时年龄为1.45 +/- 0.05 Gyr。对312颗恒星使用相同的视差限制，M67的（m-M）= 9.77 +/- 0.02（sem），导致年龄仅与次巨星分支的光度3.70 +/- 0.03 Gyr有关。关闭的颜色扩散意味着+/- 0.1 Gyr，但…
2023-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Search for Multiple Populations in Magellanic Cloud Clusters III: No evidence for Multiple Populations in the SMC cluster NGC 419
我们提出的第三篇论文，我们正在进行的HST调查的多个恒星星族（MP）的麦哲伦星团内的搜索。我们在这里报告的分析NGC 419，一个$\sim 1.5$ Gyr老，大质量（$\gtrsim 2 \times 10^5 \, {\rm M_{\odot}}$）星团的小麦哲伦云（SMC）。通过比较我们的光度数据与恒星等时线，我们设置了一个限制[N/Fe]的增强$\lesssim$ +0.5 dex，因此，我们发现，没有MPs检测到在这个集群。这是令人惊讶的，因为在本系列的前两篇论文中，我们在其他4个SMC簇（NGC 121; Lindsay 1，NGC 339，NGC 416）中发现了MP的证据，年龄从6 Gyr到$\sim 10-11$ Gyr。这一发现提出了一个问题，即年龄是否会在议员现象中发挥重要作用。此外，我们的研究结果似乎排除了质量或环境作为唯一的关键因素调节存在的化学富集，因为所有集群研究到目前为止，在这项调查中同样大规模（$\sim 1-2 \times 10^5 \, {\rm M_{\odot}}$），并没有发现特殊的模式时，在SMC的空间分布。
2017-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The extended halo of NGC 2682 (M 67) from Gaia DR2
NGC 2682是一个离我们很近的疏散星团，年龄大约3.5 Gyr。从动力学上讲，大多数疏散星团应该在较短的时间尺度上溶解，大约为1 Gyr。NGC 2682一直存在到现在，它在过去的质量可能要大得多，并且一定会有一个有趣的动力学历史。目的：我们研究了NGC 2682恒星的空间分布，以限制其动力学演化，特别是集中在星团外围的边缘束缚星。方法：我们使用盖亚DR2数据来识别NGC 2682成员，距离约为150 pc（10度）。两种方法（Appropriterix和UPMASK）适用于这一目的。我们估计的距离，以获得三维恒星的位置，使用贝叶斯方法视差反演，与适当的前星团。利用GRAVPOT16软件计算了NGC 2682的轨道。结果：集群扩展到200弧分（50 pc），这意味着它的大小至少是以前认为的两倍。这超过了在NGC 2682距离上基于银河势的星团希尔球。结论：NGC 2682中的潮外星可能起源于外部扰动，如盘冲击或二体弛豫的动力蒸发。前一个起源是合理的，因为NGC 2682的轨道在大约4000万年前穿过银河系圆盘。
2019-05-06 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
No Evidence for Significant Age Spreads in Young Massive LMC Clusters
最近的发现使星团是简单的恒星星族的观点受到质疑。特别是，在大麦云（LMC）的中间年龄（1-2 Gyr）的大质量星团的颜色星等图显示的功能，可以被解释为年龄跨度为1亿至5亿年。如果这些星团中存在多代恒星，那么具有类似性质的年轻（<1 Gyr）星团应该具有相同数量级的年龄扩展。在本文中，我们使用档案哈勃太空望远镜（HST）数据的8个年轻的大质量LMC星系团（NGC 1831，NGC 1847，NGC 1850，NGC 2004，NGC 2100，NGC 2136，NGC 2157和NGC 2249）来检验这一假设。我们分析了这些星团的色星等图，并拟合了它们的恒星形成历史，以得出潜在年龄分布的上限。我们发现，在这项工作中分析的集群没有证据表明延长恒星形成的历史，这将是一致的年龄传播提出的中间年龄大麦哲伦星系团。人工单年龄集群的测试表明，最年轻的集群的拟合年龄分散是一致的传播，纯粹是由光度误差引起的。作为额外的结果，我们确定了NGC 1850的新年龄约为1亿年，明显高于通常使用的约3000万年的值，尽管与早期的HST估计一致。
2015-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A panchromatic view of the bulge globular cluster NGC 6569
利用高分辨率光学HST/WFC 3和多共轭自适应光学辅助的GEMINI GeMS/GSAOI近红外观测资料研究了银河系核球区球状星团NGC 6569的物理性质。我们已经获得了最深的纯近红外色星等图发表到目前为止，这个集群使用地面观测，达到$K_{s}$ $\approx$ 21.0等（两个星等低于主序星关闭点）。通过结合在两个不同时期获得的两个数据集，我们确定了NGC 6569中心大样本单个恒星的相对自行，从而可以稳健地选择星团成员恒星。我们的自行分析确实表明，尽管NGC 6569的金属含量相对较高，但它拥有一些蓝色水平分支恒星。一个微分红化图已被推导出的方向的系统，揭示了一个最大的颜色过量的变化约$δE(B-V)$ $\sim$ 0.12马格在可用的视野。NGC 6569的绝对年龄首次被确定。NGC 6569与其他几个有年龄估计的球状星团一致，它的年龄约为12.8 Gyr，典型的不确定性为0.8-1.0 Gyr。
2019-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cooling Delays from Iron Sedimentation and Iron Inner Cores in White Dwarfs
白矮星的内核是由铁构成的吗？像$^{56}$ Fe这样的富中子核受到净引力，并向地核沉积。使用新的相图和分子动力学模拟，我们表明，$^{56}$ Fe应分离成介观富Fe微晶，由于其相对于背景的大电荷。在太阳丰度，这些微晶迅速沉淀，并形成一个100公里的内部核心和$10^{-3} M_\odot$，可以检测到与星震学。对于低质量的白矮星，相关的冷却延迟可能高达1 Gyr，但对于大质量的白矮星，只有$\sim$ 0.1 Gyr，因此，尽管这种机制可能有助于Q分支，但加热不足以完全解释它。
2021-08-25 astro-ph.SR cond-mat.other
JWST Imaging of the Closest Globular Clusters -- II. Discovery of Brown Dwarfs in NGC 6397 and Measurement of Age from the Brown Dwarf Cooling Sequence, using SANDee - a New Grid of Model Isochrones across the Hydrogen-Burning Limit
本研究利用JWST NIRCam观测和新的恒星模型网格SANDee，在球状星团NGC 6397中发现了三颗褐矮星，首次通过亚恒星冷却序列测得该星团年龄为13.4±3.3 Gyr，并发现其局部质量函数呈顶重特征。
2024-05-31 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
Flash Mixing on the White Dwarf Cooling Curve: Spectroscopic Confirmation in NGC 2808
[摘要]我们介绍了NGC 2808中24颗热演化恒星的新HST FUV光谱，NGC 2808是一个大质量球状星团，拥有大量的“蓝钩”（BHk）恒星。BHk星出现在质量最大的球状星团的紫外色星等图中，它们的光度正好低于水平分支（HB）的热端，在HR图中的一个区域无法用正则恒星演化理论解释。使用新的进化和大气模型，我们已经表明，这些subluminous HB星是非常可能的后代恒星，经历了广泛的内部混合在后期的He核心闪光的白矮星冷却曲线。这种闪光混合导致更热的温度和表面He和C的巨大增强;这些更热的温度，加上莱曼极限的H不透明度的减少，使BHk恒星在EUV中更亮，而在UV和光学中出现亚发光。我们的FUV光谱表明，相对于正常的HB星在相同的颜色，NGC 2808的BHk星更热，大大增强了He和C，从而提供了明确的证据闪光混合。虽然BHk星的C丰度比正常HB星的C丰度大几个数量级，但BHk星和正常HB星的C丰度似乎都受到引力沉降的影响。Si和Fe峰元素的变化也表明大气扩散在我们的样品中起作用，所有25，000至50，000 K的热次矮星都表现出Fe峰元素的大幅增强。我们的BHk样本中最热的次矮星可能是脉动子，因为它们落在欧米茄Cen中新发现的脉动次矮星的温度范围内。除了正常的热HB和BHk星，我们获得了光谱的5个蓝色HB星，一个后HB星，和3个未分类的恒星与异常的蓝色UV颜色。
2012-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
When Do Stalled Stars Resume Spinning Down? Advancing Gyrochronology with Ruprecht 147
最近对基准疏散星团Praesepe（6.7亿年）、NGC 6811（1千亿年）和NGC 752（1.4千亿年）的自转周期（$P_\text{rot}$）的测量表明，在会聚到质量$-$周期空间中的缓慢旋转恒星的紧密序列上之后，恒星暂时停止向下旋转。这些数据还表明，这种停滞的自旋下降时期的持续时间随着质量的降低而增加。为了确定停滞的恒星何时恢复旋转，我们使用$K2$任务和Palomar瞬态工厂的数据来测量2.7 Gyr-old星团Ruprecht 147的58个矮成员的$P_\text{rot}$，其中39个满足我们的标准，旨在消除短周期或接近相等质量的双星。结合近似同时代星团NGC 6819（30颗具有$M_\star > 0.85$ M $_\odot$的恒星）的$Kepler$ $P_\text{rot}$数据，我们的新测量结果使$\approx$ 2.5 Gyr基准旋转体的数量增加了一倍多，并将该样本扩展到$\approx$ 0.55 M $_\odot$。与年轻簇的序列相比，该联合样本的缓慢旋转序列显得相对平坦（22 $\pm$ 2天）。这个序列也与$Kepler$中期周期间隙相交，表明这个间隙不是由恒星形成的间歇造成的。我们计算的时间，恒星恢复自旋下降，并发现0.55 M $_\odot$恒星保持停滞至少1.3 Gyr。为了准确地确定低质量恒星的年龄，陀螺年代学公式必须修改…
2020-10-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
