Diagnostics of Stellar Modelling from Spectroscopy and Photometry of Globular Clusters
我们对球状星团的光谱和光度观测与恒星模型进行了一系列的比较，以检验它们的预测能力。中到高分辨率的光谱调查锂的数据，使我们能够调查第一次挖掘和额外的混合在两个集群以及分离的金属丰度。丰度在第一次疏浚是令人满意的再现，但有初步证据表明，模型高估的光度，在最低的金属丰度系统的表面组成的第一次变化。我们的模型也开始额外的混合在光度太高，表现出显着的差异，在低金属丰度的观察。我们模拟的丰度变化在额外的混合作为一个温盐过程，并确定通常的扩散形式，这种机制不能同时重现碳和锂的观测。哈勃太空望远镜测光提供了大量球状星团的关闭和碰撞星等，并提供了更好地测试恒星模型作为金属丰度函数的机会。我们直接比较预测的主序列关断和碰撞幅度以及与距离无关的参数$ΔM_V ~^{\rm{MSTO}}_{\rm{bump}}$。我们需要15个陀螺等时线来匹配一些集群中的主序关断幅度，而不能匹配低金属丰度系统中的凸起。距离模数、金属丰度标度和热辐射校正的变化可能会影响直接比较，但$ΔM_V ~^{\rm{MSTO}}_{\rm{bump}}$也被模型低估，只能通过改变输入物理来改善。需要在对流包层底部的过冲，其效率取决于金属丰度，以重现经验确定的$ΔM_V ~^{\rm{MSTO}}_{\rm{bump}}$值。
2015-04-07 astro-ph.SR
An Improved Metallicity Calibration with UBV Photometry
我们利用PASTEL星表中701颗颜色指数区间为0.32<B-V<=1.16，金属丰度为-1.76<=[Fe/H]<=+0.40 dex的恒星的数据，估算了与金属丰度相关的截断因子，提供了一个更精确的金属丰度刻度。我们将11位作者的金属丰度还原为Valenti & Fischer（2005）的金属丰度，从而获得了一组均匀的数据，即[Fe/H]=-14.316*delta^{2}_{0.6}-3.557* delta_{0.6} +0.105，这提高了校准的准确性。对两组数据的金属丰度残差进行了比较，结果表明，基于金属丰度相关的截断因子和基于无金属截断因子的截断因子估算的金属丰度比其它截断因子估算的金属丰度更准确。这一优势可用于薄盘、厚盘和晕等银河系组分的金属丰度梯度研究。
2011-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new empirical metallicity calibration for Vilnius photometry
本文提出了一种新的Vilnius七色系统[Fe/H]刻度，适用于金属丰度范围为-2.8<[Fe/H]<+0.5的F-M星。我们采用了一个纯粹的经验方法，基于~1000校准恒星的高分辨率光谱丰度测定。结果表明，色指数P-Y是一个最准确和最灵敏的丰度指标的最佳选择，无论是对矮星还是巨星。用它可以测定太阳和亚太阳金属丰度恒星的[Fe/H]值，精度为$\pm$ 0.12 dex，[Fe/H]<-1的恒星的精度为$\pm$ 0.17 dex。新的校准比迄今为止使用的前一种校准有了重大改进。
2013-12-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
Fitting isochrones to open cluster photometric data III. Estimating metallicities from UBV photometry
金属丰度是影响星团基本特征正确确定的关键参数，在银河系和恒星演化研究中具有重要意义。在现有的2174个疏散星团中，只有不到10%的星团的金属丰度在文献中得到了测定。在这项工作中，我们提出了一种方法，通过非主观的等时线拟合的交叉熵全局优化算法应用于UBV光度数据的疏散星团的金属丰度估计。用拟合方法同时确定了距离、红化、年龄和金属丰度等自由参数。拟合过程使用权重的观测数据的基础上估计的成员可能性为每个恒星，认为观测星等的限制，恒星的密度分布作为半径的函数，从集群的中心，和密度的恒星在多维星等空间。我们基于15个不同的UBV数据集给出了9个经过充分研究的疏散星团的[Fe/H]结果。[Fe/H]的值在10个情况下，光谱测定在文献中获得一致，表明我们的方法提供了一个很好的替代确定[Fe/H]通过使用一个客观的等时线拟合。我们的结果表明，典型的精度约为0.1 dex。
2013-07-08 astro-ph.SR
Near-Infrared Photometry of Globular Clusters Towards the Galactic Bulge: Observations and Photometric Metallicity Indicators
本文给出了在2 MASS测光系统上标定的16个银河系球状星团的宽视场JHK测光结果。差分红化校正和统计领域的明星净化之前，所有这些集群拟合基准序列的集群红巨星分支（RGBs）。观测值和不确定性报告的几个光度特征，包括RGB凹凸，提示，水平分支（HB）和上RGB的斜率的大小。最新的光谱测定的化学丰度被用来建立距离和红独立的关系观察到的光度特征和集群金属，优化样本大小和金属基线这些关系的补充我们的样本与文献中的结果。我们发现，HB和RGB凸块之间的幅度差异可以用来预测金属丰度，在铁丰度[Fe/H]和全球金属丰度[M/H]方面，在所有三个近红外带通相对富含金属（[M/H] $\gtrsim$ -1）集群的精度优于0.1德克斯。同时，尽管模型预测RGB斜率在高（近太阳）金属丰度下可能变得不可靠，但上部RGB的斜率和RGB尖端与凸起之间的幅度差在整个采样金属丰度范围（-2 $\lesssim$ [M/H] $\lesssim$ 0）上都是有用的金属丰度指标，精度为0.2 dex或更好。我们的研究结果同意与以前的校准，根据相关的不确定性，我们讨论了有争议的金属丰度集群的影响，以及进一步调查的方向。
2016-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
$uvby-β$ photoelectric photometry of the open clusters NGC 6811 and NGC 6830
从疏散星团NGC 6811（75颗恒星）和NGC 6830（19颗恒星）的$uvby-β$测光中，我们能够确定每个星团的恒星成员，并确定每个星团的年龄和红化。由于最近发现了几颗短周期星，我们对这些变星进行了研究。
2011-06-11 astro-ph.SR
Properties of the open cluster Tombaugh 1 from high resolution spectroscopy and uvbyCaH$β$ photometry
疏散星团是加深我们对银河系盘的结构和演化以及恒星演化细节等各种问题的认识的关键，因为星团的性质适用于它的所有成员。然而，疏散星团的数量与高分辨率光谱学和/或精密光度学的详细分析，对这些对象的研究施加了严重的限制。为了扩大疏散星团的数量与定义明确的化学丰度和基本参数，我们调查研究不足，anticenter疏散星团汤博1。利用精确的uvbyCaH $β$测光和高分辨率光谱，我们得到了该星团的性质，并首次提出了详细的丰度分析的10个潜在的星团星。使用从星团中心的径向位置和多个颜色指数，我们已经分离出一个样本的未演化的可能，单星成员汤博1。$m_1$和$hk$的加权光度金属丰度为[Fe/H] = -0.10 $\pm$ 0.02，而与Eschera-Regina Strömgren等时线的匹配导致年龄为0.95 $\pm$ 0.10 Gyr，表观模量为$(m-M)$ = 13.10 $\pm$ 0.10。径向速度确定了6颗巨星为可能的星团成员，并推导出了星团和场星的Fe，Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Ni，Y，Ba，Ce和Nd的元素丰度。汤博1似乎是一个典型的内部薄盘，中等年龄的疏散星团，金属丰度略低于太阳，位于太阳圈之外，除了重的s过程元素外，太阳元素的丰度比是太阳元素的两倍。它的金属丰度是一致的，在9.5和12千秒差距之间的银河系区域的金属丰度梯度陡峭。我们的研究还表明，造…
2015-10-27 astro-ph.SR
Towards an unbiased stellar census in open clusters using multi-wavelength photometry
我们在疏散星团中寻找质量很低的成员，它们的年龄不同，距离也不同。主要目标是为每个星团产生一个可靠的低质量恒星普查，并推导出初始质量函数。为了实现这一目标，我们结合了我们自己的观测运行和不同的公共数据库的深光学和红外测光。我们还描述了目标的各个恒星参数。
2014-12-26 astro-ph.SR
UBVI CCD Photometry of the Open Cluster NGC 4609 and Hogg 15
本文用UBVI CCD测光方法对位于Crux的疏散星团NGC 4609和Hogg 15进行了测光。对于NGC 4609，CCD数据是第一次。根据新的测光方法，我们得到了每个星团的红化、距离模数和年龄：NGC 4609：E（B-V）= 0.37 +/- 0.03，V_0 - M_V = 10.60 +/- 0.08，log τ = 7.7 +/- 0.1; E（B-V）= 1.13 +/- 0.11，V_0 - M_V = 12.50 +/- 0.15，log τ <= 6.6。Hogg 15的年轻年龄强烈暗示WR 47是星团中的一员。我们还确定了这些星系团的质量函数，并获得了NGC 4609的正常斜率（Gamma = -1.2 +/- 0.3）和Hogg 15的略微浅的斜率（Gamma = -0.95 +/- 0.5）。
2010-09-15 astro-ph.SR
Characterisation of Sloan Digital Sky Survey Stellar Photometry
我们研究了斯隆数字巡天（SDSS）的数据档案中的恒星的光度特性，主要目的是了解整个数据集的光度校准。证实了对SDSS标准星进行的点源光度定标是全面严密的。我们还证实，光度合成的SDSS分光光度数据给出了宽波段通量，同意与宽波段光度误差不超过0.04 mag和小倾斜沿宽范围的颜色，验证的SDSS 2.5米望远镜系统的响应函数的特点。我们在SDSS测光系统中定位恒星，因此可以根据颜色信息将恒星大致分为光谱类。我们展示了金属丰度和表面重力如何影响颜色，以及SDSS总目录中所包含的恒星在颜色空间中绘制，显示出与金属丰度和表面重力变化的预期相匹配的分布。在SDSS总星表中的恒星、SDSS标准星和Gunn & Stryker的分光光度计恒星这三个样本之间，颜色-颜色图是完全一致的，特别是当考虑到样本的差异（主要是金属丰度）时。我们表明，G-R -逆温度关系是紧密的，可以作为一个很好的估计恒星的有效温度在相当宽的范围内的有效温度。我们还确认SDSS测光系统中G2 V恒星的颜色与太阳非常匹配。
2010-08-03 astro-ph.SR
J-PLUS: Identification of low-metallicity stars with artificial neural networks using SPHINX
我们提出了一种新的方法来估计恒星大气参数的窄和中间带测光的Javalambre光度本地宇宙巡天（J-PLUS），并提出了一个目标预选的低金属量恒星的后续光谱研究的方法。用这种方法测定了球状星团M15中恒星的光度金属丰度。通过开发基于神经网络的测光管道，我们的目标是产生有效温度，$T_{\rm eff}$，和金属丰度，[Fe/H]，在J-PLUS足迹的一个大的恒星子集的估计。恒星光度指数网络探测器SPHINX的开发是为了在对J-PLUS光度输入和为斯隆数字巡天的中等分辨率（R ~ 2000）光谱计算的合成星等组合进行训练后，产生$T_{\rm eff}$和[Fe/H]的估计。这种方法被应用于球状星团M15的J-PLUS测光。在4500 < $T_{\rm eff}$（K）< 8500的温度范围内，使用J-PLUS早期数据发布光度测定法进行的有效温度估算显示出低散射，σ（$T_{\rm eff}$）= 91 K。对于J-PLUS第一次数据发布中4500 < $T_{\rm eff}$（K）< 6200的恒星，SPHINX回收了85颗$\pm$ 3%已知[Fe/H] <-2.0的恒星。用J-PLUS光度法测定了M15的664个可能的星系团成员的平均金属丰度为[Fe/H]=-2.32 $\pm$ 0.01，剩余分布为0.3 dex。我们确认SPHINX的性能在规定的范围内，并验证其效用作为…
2018-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Studying the metallicity gradient in Virgo Ellipticals with E-ELT photometry of resolved stars
下一代大口径地面望远镜将提供在非常拥挤的领域进行精确恒星测光的机会。这种未来的能力将使人们能够详细研究遥远星系中的恒星星族。本文探讨了光度误差对由室女座星系团中心区域红巨星支星的颜色分布导出的恒星金属度分布的影响。我们着重分析了一个典型的巨型椭圆星系在不同半径处的色星等图，这些图是根据欧洲极大望远镜的观测数据合成的。模拟采用了第一个光高分辨率成像仪MICADO的规格和多共轭自适应光学模块MAORY的预期性能。我们发现，可以预见的光度精度使我们能够恢复的金属丰度分布的形状与分辨率$\lesssim 0.4$ dex在内部区域（$μ_{\rm B}$ = 20.5等弧秒$^{-2}$）和$\simeq 0.2$ dex在区域$μ_{\rm B}$ = 21.6等弧秒$^{-2}$，这相当于大约一半的有效半径为一个典型的巨型椭圆在室女座。在有效半径（$μ_{\rm B} \simeq 23$ mag arcsec $^{-2}$）处，金属丰度分布以$\simeq 0.1$ dex的分辨率恢复。因此，将有可能详细研究（几乎）室女座星系整个延伸范围内恒星星族的金属丰度梯度。我们还评估了适度退化的点扩散函数的影响，从假设的最佳条件，并找到类似的结果，表明这种科学的情况下是强大的。
2013-11-05 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Constraints on the Formation of the Globular Cluster IC 4499 from Multi-Wavelength Photometry
我们提出了银河系球状星团IC 4499在U，B，V，R，I和DDO 51波段的多波段测光。该光度测定法用于确定IC 4499具有12 pm 1 Gyr的年龄和E（B-V）= 0.22 pm 0.02的簇红化。因此，IC 4499与大多数银河系GC是同时代的，而不是更年轻的建议。星系团的密度剖面在r~800 arcsec时并不平坦，这意味着要么这个星系团的潮汐半径比之前估计的要大，要么IC 4499被晕所包围。与其他一些质量更大的球状星团的情况不同，在红巨星分支恒星中没有检测到紫外线的异常颜色扩散。在我们的光度测量中，微小的不确定性应该可以检测到这种明显与星团内轻元素变化有关的特征，这表明IC 4499由单个恒星星族组成。
2011-03-21 astro-ph.SR
Near-infrared photometry and spectroscopy of the low Galactic latitude globular cluster 2MASS-GC03
本文利用Las Campanas天文台Clay望远镜MMIRS和Via Lactea巡天（VVV）数据中的VISTA变星，对投射在银盘上的球状星团2 MASS-GC 03进行了深近红外测光和光谱学研究。最可能的集群成员候选人确定近红外测光。在10个光谱跟踪的候选者中，有5个具有团成员的性质，由此计算出<[Fe/H]> = -0.9 +-0.2，径向速度v_r > = -78 +-12km/s。估计距离10.8kpc的可能是3个RRLy成员。考虑到该星团目前距离银河系中心4.2千秒差距，该星团估计的11.3 +-1.2 Gyr的长生存时间加强了其球状星团性质的情况。这个星系团在银河系中心的方向上有一点伸长。
2016-07-18 astro-ph.SR
Inconsistent metallicity spreads in first generation stars of globular clusters from high resolution spectroscopy and HST photometry
针对球状星团第一代恒星是否存在金属丰度弥散的问题，本研究结合高分辨率光谱与HST测光，发现HST伪色图推导的弥散大于光谱本征值，且与星团整体金属丰度、质量相关，挑战了第一代恒星混合不均匀的观点。
2025-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Homogeneous Determination of the Interstellar Extinction Law and Metallicity for 105 Galactic Open Clusters
Department of Theoretical Physics and Astrophysics, Masaryk University（马萨里克大学理论与天体物理系）
利用紫外-光学测光法研究105个银河疏散星团的星际消光定律，结合地基观测与盖亚数据构建色指数，用消光比组合和模型得出消光定律值，拟合等时线估计金属丰度值，提供了首个均匀目录。
2026-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
WIYN Open Cluster Study LXXX: HDI CCD $UBVRI$ Photometry of the Old Open Cluster NGC 7142 and Comparison to M67
我们目前的$UBVRI$测光的8702颗恒星在一个$0.5 ^\circ\times0.5 ^\circ$领域的NGC 7142的方向，采取了半度成像仪（HDI）在WIYN 0.9米望远镜，以提高知识，这个集群的基本参数。我们的测光范围为$U$ 10.6 - 20.4 mag、$B$ 10.6 - 22.0 mag、$V$ 10.0 - 21.8 mag、$R$ 9.2 - 20.7 mag和$I$ 8.5 - 19.9 mag。使用包括$U$和$B-V$在内的所有四种颜色组合的颜色-颜色图，我们推导出该星团的变红-金属度关系，主层序左边缘基准点的优选值为$E(B-V$ = 0.338 $\pm$ 0.031 mag，[Fe/H] = 0.0 $\pm$ 0.1 dex，其中毕宿星团被用作未红化的参考星团，Cardelli的消光关系被采用，并假定了Yonsei-Yale（$Y^2$）等时线的金属丰度依赖性。我们的数据比较$Y^2$等时线在多个颜色星等图（CMD）产生距离金属丰度和年龄金属丰度的关系，与首选值的$m-M\ =\ 12.65\ \pm\ 0.23$镁和年龄= $4.0 ^{-0.7}_{+1.3}$陀螺。使用Stetson的$UBVI$光度法重新评估M67的参数，得到[Fe/H] = -0.02 $\pm$ 0.05 dex，$E(B-V$）= 0.04 $\pm$ 0…
2020-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity of M dwarfs II. A comparative study of photometric metallicity scales
恒星参数不容易从M矮星光谱中得到，这是由双原子和三原子分子的复杂带占主导地位，并没有很好地描述在逐线水平的大气模型。因此，M矮星的金属丰度通常是通过不太直接的技术获得的。最近的一些出版物提出的校准，提供了一个M矮星的金属丰度从它的Ks波段绝对星等和它的V-Ks颜色，但不同意在\pm 0.1 dex水平。我们比较了这些校准的23 M矮星的样本，我们选择了宽（> 5角秒）的同伴F-，G-或K-矮星的金属丰度测量均匀的规模，我们需要有V带测光测量优于\sim 0.03等。我们发现Schlaufman & Laughlin（2010）校准相对于我们的样本具有最低的偏移和残差，并使用我们改进的统计数据来略微改进该校准。与更严格地选择光度比以前的研究中，周围的校准的分散是远远超过[Fe/H]和光度的不确定性。这表明，剩余色散的起源是天体物理学的，而不是观测的。
2011-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the RR Lyrae stars in globulars: IV. $ω$ Centauri Optical UBVRI Photometry
对银河系球状星团$ω$ Cen（NGC 5139）中的变星进行了新的精确均匀的光学UBVRI测光。我们获得了8202张CCD图像，时间间隔为24年，天空面积为84 x48弧分。目前的数据与文献中的数据进行了补充，并为187个候选$ω$ Cen RR Lyrics（RRL）提供了新的均匀脉动参数（平均幅度，光度幅度，周期）。其中，我们有101 RRc（第一泛音），85 RRab（基本）和一个单一的候选RRd（双模）变量。候选Blazhko RRL显示介于RRc和RRab变量之间的周期和颜色，表明它们是过渡对象。周期分布和贝利图的比较表明，在$ω$岑RRL显示长周期的尾巴不存在于典型的奥斯特霍夫II（OoII）球状星团。矮椭球和超暗矮星的RRL具有介于Oosterhoff中间星团和OoII星团之间的性质。金属丰度在形成上述证据方面起着关键作用。这些发现并不支持$ω$ Cen是一个被破坏的矮星系的核心残骸的假设。使用光学周期，Wesenweg的关系，是红自由和最低限度地依赖于金属，我们发现一个平均距离$ω$ Cen的13.71 $\pm$ 0.08 $\pm$ 0.01马格（半经验和理论校准）。最后，我们反演了I波段周期-亮度-金属丰度关系，以估计单个RRL的金属丰度。金属丰度分布与文献中可用的光谱和光度金属丰度估计相当吻合。
2016-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Wide Field Near-Infrared Photometry of 12 Galactic Globular Clusters: Observations Versus Models on the Red Giant Branch
本文报道了银河系中12个球状星团的宽视场近红外测光，这些星团通常从红巨星分支（RGB）的顶端延伸到主序星的分岔处。使用最近的均匀值的集群距离，红化和金属丰度，由此产生的光度直接比较最近的几个图书馆的恒星演化模型的预测。在所研究的模型中，达特茅斯和里贾纳模型最好地再现了所观察到的RGB形态，尽管J-Ks颜色的偏移量在所有观测不确定性来源的意义上有所不同。因此，我们还提出了新的近红外光度指数之间的关系，描述了上RGB与集群铁丰度以及全球金属丰度。分析了α元素和氦元素的增强效应，发现前者对上RGB的形态影响与模型预测一致。同时，我们得出的经验关系与以前的结果吻合得很好，微小的差异可能是由于假设的聚类距离和红化的差异。此外，我们目前的水平分支（HB）和RGB凹凸幅度的测量，发现一个不可忽略的依赖近红外HB幅度集群金属丰度。最后，我们讨论了假设的集群距离，reddenings和金属对我们的结果的影响，发现我们的经验关系一般是不敏感的，这些因素在其不确定性。
2015-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Theoretical Clues to the Ultraviolet Diversity of Type Ia Supernovae
金属丰度对Ia型超新星（SNe Ia）观测光的影响可能导致系统误差，因为比较本地和遥远的SNe Ia的绝对星等来测量光度距离和确定宇宙学参数。紫外线可能对金属丰度特别敏感，尽管不同的建模方法在幅度、波长依赖性甚至影响的符号方面存在分歧。外层的密度结构^56 Ni和较小程度的非球面性也会影响紫外线。我们计算合成光度的各种金属依赖模型和比较紫外/光学光度从雨燕紫外/光学望远镜。我们发现，在中紫外线到近紫外线的颜色的散射是大于预测的金属丰度的变化单独，是不一致的变红。我们表明，最近采用的方法来确定相对丰度使用紫外光谱可以使用UVOT光度法，但我们警告说，准确的结果需要一个准确的模型的变化的原因。丰富的紫外光度法，现在应该提供的模型，通常依赖于紫外光谱约束金属，密度和其他参数的约束。然而，仍然需要各种SN爆炸的紫外光谱来指导精确模型的创建。更好地理解影响紫外线的影响对于使用SNe Ia作为宇宙学探针是重要的，因为紫外线可以测试SNe Ia是否受到进化效应的显著影响。
2015-04-20 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Photometry of the Four Anti-Galactocentric Old Open Clusters: Czernik 30, Berkeley 34, Berkeley 75, and Berkeley 76
利用智利CTIO的SMARTS 1.0 m望远镜观测数据，对银河系Czernik 30、Berkeley 34、Berkeley 75和Berkeley 76四个老的疏散星团（OCs）进行了BVI测光研究。这四个OCs位于反银河中心方向和银河平面内。我们确定的基本物理参数的四个OC，如年龄，金属丰度，距离模量，和颜色过剩，使用红色团块和PARSEC等时线拟合方法后，找到中心和大小的四个OC。这四个旧的OC年龄为2-3 Gyr，距离太阳6 - 8 kpc。四种有机碳的金属丰度（[Fe/H]）值在-0.6到0.0 dex之间。我们结合这四个OCs的数据与来自五篇文献的236个天体的旧OCs数据来研究银河系径向金属丰度分布。这种银河系中心[Fe/H]分布的单一线性拟合的梯度为-0.052 +/- 0.004 dex/kpc。如果我们假设在这个径向金属丰度分布中存在一个不连续性，那么在银心半径< 12 kpc处的梯度为-0.070 +/- 0.006 dex/kpc，而在外部的梯度为-0.016 +/- 0.010，比内部的梯度平坦。虽然在外部没有太多的样本聚类，但破线性拟合似乎更好地遵循观察数据。
2022-12-01 astro-ph.GA 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
The Araucaria Project: The distance to the Fornax Dwarf Galaxy from near-infrared photometry of RR Lyrae stars
我们获得了天炉座矮球状星系中77颗RR天琴座（RRL）星在J-和K-波段的单相近红外（NIR）星等。我们使用不同的理论和经验的近红外周期光度金属量校准RRL星，以获得它们的绝对星等，红化校正距离模数为20.818 +/- 0.015（统计学）+/- 0.116这一数值与南洋杉计划中红团星近红外光度测定的结果非常一致（20.858 +/- 0.013等），红巨星分支的尖端（20.84 +/- 0.04 +/- 0.14等），以及与该星系的其他独立距离测定。金属丰度和红化的影响在近红外域中大大减少，使该方法成为在5%水平上精确确定距离的可靠工具。由于盖亚任务，一旦距离校准的零点得到改进，这种精度预计将达到3%的水平。RRL星的近红外周期-光度-金属丰度关系对于确定星系和球状星团（300 kpc以下）的距离特别有用，这些星系和球状星团缺乏年轻的标准烛光，如造父变星。
2017-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical photometry and basic parameters of 10 unstudied open clusters
本文给出了10个北半球疏散星团Berkeley 43、Berkeley 45、Berkeley 47、NGC 6846、Berkeley 49、Berkeley 51、Berkeley 89、Berkeley 91、Tombaugh 4和Berkeley 9的BVI CCD测光结果，并估算了它们的基本参数。其中8个星团位于第一银河象限，2个位于第二银河象限。这是首次对8个星团进行光学测光。它们都嵌入在丰富的星系场中，并有很大的红化（E（B-V）= 1.0 - 2.3等）。有一种可能性是，这些难以研究的星系团中的一些可能是星系团，而不是物理系统，但假设它们是物理星系团，我们发现其中8个位于2 kpc以上，6个星系团（60%的样本）位于银河平面的上方或下方。7个星团的年龄为5亿年或更少，其他3个星团的年龄为1亿年或更长。这个星系团的样本增加了星系团在第一象限的后半部分，超过2千秒差距，从10到15。NGC 6846是银河系中最遥远的星团之一。
2010-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
CCD photometry of the Globular Cluster NGC 6093
本文介绍了球状星团NGC 6093（M80）在B、V、R和I滤光片上的测光CCD观测结果。我们给出了这个天体的色星等图，并得到了它的金属度[Fe/H]、红化E（V-B）、E（V-I）和距离模数（m-M）_0的值。
2016-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Open clusters in 2MASS photometry II. Mass Function and Mass Segregation
这是我们在2微米全天巡天测光基础上对疏散星团研究的继续。本文给出了银河系中599个已知的疏散星团的质量函数分析结果。该项目的主要目标是研究疏散星团的动力学状态、质量分离效应以及对星团总质量和成员数目的估计。我们注意到，团簇的大小（核心和整体半径）减少，随着动力学演化的集群。星系团核心的演化速度比晕区快，从星系团动力学演化的开始，包含的低质量恒星就成比例地少。我们还注意到，较大的星团的恒星密度会降低。最后，我们发现了质量函数斜率随团簇动力学演化呈指数衰减的经验关系。
2012-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ultraviolet Photometry and Reddening Estimation of 105 Galactic Open Clusters
本文利用紫外测光数据，结合Gaia DR3和等龄线拟合方法，估计了105个银河系疏散星团的红化值。
2025-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Homogeneous photometry VII. Globular clusters in the Gaia era
我们提出了宽视场，地面约翰逊-费因斯UBVRI测光48银河系球状星团的基础上近90000公共和专有的图像。测光校准的最新转换中获得的框架，我们的二级标准项目，典型的内部和外部的不确定性的顺序为几个毫米。这些数据为现有的小区域、高精度HST测光和来自盖亚、SDSS或LSST等大型调查的所有天空目录之间提供了桥梁。对于许多集群，我们提出了第一个公开可用的测光在一些五个波段（通常是U和R）。我们用表面密度和亮度分布图以及颜色星等图的例子说明了光度学的科学潜力，重点是：（i）我们研究了NGC 5904的形态，发现椭圆率和位置角随径向距离的变化;（ii）我们给出了基于U的色星等图，并证明了在我们的样本中没有一个星团是没有多个恒星星族的，可能只有少数几个具有高度和差异性发红或实地污染的集群例外，对这些集群需要进行更复杂的调查。即使是NGC 5694和Terzan 8也是如此，它们以前被认为是（大多数）单一人口候选者。
2019-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
An updated survey of globular clusters in M 31. III. A spectroscopic metallicity scale for the Revised Bologna Catalog
我们提出了一个新的均匀的金属丰度估计的基础上舔指数的245老球状星团的M31星系修订博洛尼亚目录。简要讨论了M31球状星团的金属丰度分布，并与银河系的金属丰度分布进行了比较。简单的参数统计表明，[Fe/H]分布可能不是单峰的。在以前的研究中发现的金属丰度和运动学之间的强相关性得到证实。大多数富含金属的GC倾向于聚集在系统的中心，并分享由HI盘跟踪的银河系旋转。虽然曲线周围的速度色散随着金属丰度的降低而增加，但[Fe/H]<-1.0的星系团也显示出明显的旋转模式，与银河系的对应物不一致。
2009-10-13 astro-ph.CO astro-ph.SR
Deriving physical parameters of unresolved star clusters. II. The degeneracies of age, mass, extinction, and metallicity
本文是第二个系列，调查的随机性和简并性问题，阻碍推导的年龄，质量，消光，和金属的未解决的星团在外部星系时，宽带测光。虽然论文我集中在推导年龄，质量和灭绝的星团一个固定的金属丰度，我们在这里推导出这些参数的情况下，金属丰度是让自由变化。使用几种不同的过滤系统（$UBVRI$，$UBVRIJHK$，GALEX+ $UBVRI$），这使得最佳地减少集群物理参数之间的不同退化的结果。年龄，质量，和灭绝的人造星团的样本是通过比较它们的宽带集成的大小与一个大网格的集群模型与各种金属丰度的大小。研究了大量人工集群，以在集群模型中考虑随机性时模拟年龄、质量、灭绝和金属性参数空间中的不同简并性。我们发现，没有先验知识的金属丰度，光学波段（$UBVRI$）未能允许一个正确的推导的年龄，质量和灭绝，因为不同的金属丰度模型之间的强简并。添加近红外信息（$UBVRI$ + $JHK$）略微有助于改善参数推导，但金属度除外。添加紫外线数据（GALEX+ $UBVRI$）对推导这些参数有很大帮助，并且当光度误差具有高斯分布时，允许限制金属丰度，其中$UBVRI$的标准偏差为0.05 mag，GALEX波段的标准偏差为0.15 mag。
2014-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-metallicity Young Clusters in the Outer Galaxy. III. Sh 2-127
在Subaru/MOIRCS对低金属丰度（${\rm [O/H]}=-0.7$ dex）H II区Sh 2-127（S127）的深近红外成像中，我们在稍微扩展的H II区探测到了两个有413个成员的年轻星系团（S127 A），在紧凑的H II区探测到了另一个有338个成员的年轻星系团（S127 B）。极限量值为$K=21.3$ mag（10 $σ$），对应于$\sim$ 0.2 $M_\odot$的质量检测限。这些星团比以前研究的年轻低金属量星团大一个数量级，也比大多数太阳附近的年轻星团大。与K波段光度函数的拟合表明，S127 A和S127 B的年龄分别为0.5百万年和0.1-0.5百万年，这与大灭绝相一致（高达$A_V\simeq20$ mag）来自厚分子云和存在致密H II区域和I类源候选物，表明低金属丰度星系团的初始质量函数（IMF）与典型的太阳邻域IMF是不可区分的。S127 A的$28\% \pm 3\%$和S127 B的$40\% \pm 4\%$的盘分数明显低于年龄相似的太阳邻域星团（$\sim$ 50 $\%$ -60 $\%$）。S127 B的盘部分高于以前研究的低金属丰度星系团（$<$ 30 $\%$），可能是由于S127 B的年龄。这表明，在低金属量环境中，很大一部分非常年轻的恒星都有盘，但盘在很短的时间内消失。这些结果是一致的，与我们以前的研究低金属量的恒星…
2021-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Performances of Estimating Stellar Atmospheric Parameters from CSST Broad-band Photometry
本文利用CSST宽带测光（尤其近紫外波段）研究恒星大气参数测量能力，发现其对金属丰度高度敏感，矮星和巨星金属丰度精度分别达0.17 dex和0.20 dex，有效温度精度优于50 K。
2024-01-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
Enabling Metallicity Measurements of M-dwarf Microlensing Lenses out to the Galactic Bulge
Tsinghua University（清华大学）；Westlake University（西湖大学）
该研究提出测光-微引力透镜金属丰度方法，结合多波段测光与角爱因斯坦半径，可测量银核区M型矮星透镜的金属丰度，计划通过Roman望远镜观测实现约150个行星系统的金属丰度测量，以研究冷巨行星的发生率-金属丰度关系。
2026-09-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
A Method for Simultaneous Determination of Metallicity and Reddening of a Globular Cluster based on the $V vs. (B-R)$ Color-Magnitude Diagram
本文介绍一种同时计算球状星团的金属丰度和红化的方法。该方法是基于对星系团Vvs.（B-R）色星等图上红巨星分支的形状和水平分支的V星等的分析。应用我们的方法对球状星团NGC 7006进行测光，得到了金属度$[Fe/H] = - 1.78 \pm0.11$和变红的$E_{B-R} = 0.^{m}25 \pm0.^{m}02$。
2009-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the Galactic Metallicity Gradient with Open Clusters: The State-of-the-Art and Future Challenges
在本文中，我们利用高分辨率光谱巡天和计划（即，APOGEE、Gaia-ESO、GALAH、OCCASO和SPA）。这些数据已被均匀化，然后作为一个整体进行分析。由此产生的目录包含251个银河系疏散星团的[Fe/H]和轨道参数。通过对175个疏散星团进行高质量的金属丰度测定，得到的径向金属丰度梯度的斜率为$-$ 0.064 $\pm$ 0.007 dex kpc $^{-1}$。由疏散星团追踪的径向金属丰度分布超过R $_{\rm Gal}$ =12.1 $\pm$ 1.1 kpc。疏散星团在[Fe/H]-L $_{\rm z}$图上的斜率为$-$ 0.31 $\pm$ 0.02 10 $^{3}$ dex km $^{-1}$ kpc $^{-1}$ s，但它大于L $_{\rm z}$ =2769 $\pm$ 177 km kpc s $^{-1}$。在本文中，我们还审查了一些高优先级的实际挑战周围的疏散星团的研究，这将显着推动我们的理解超越了国家的最先进的。最后，我们比较的形状的银河系径向金属丰度梯度的其他螺旋星系。
2022-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicities and ages for 35 star clusters and their surrounding fields in the Small Magellanic Cloud
在这项工作中，我们研究了小麦哲伦云（SMC）中的35个星团，以提供它们的平均金属丰度和年龄。我们还提供了平均金属周围的集群领域。我们使用Strömgren测光获得的4.1米SOAR望远镜，并利用$(b - y)$和$m1$的颜色，其中有一个金属丰度校准的文献。利用Strömgren光度测量结果研究了SMC中星系团的金属丰度和年龄的空间分布。我们证实了早期的观测结果，即更年轻，更富含金属的星团集中在星系的中心区域，而更老，更贫金属的星团位于离SMC中心更远的地方。我们构建的年龄-金属丰度关系的研究集群和发现良好的协议与理论模型的化学富集，并与其他文献年龄和金属丰度值为这些集群。我们还提供了平均金属丰度的老的和年轻的人口的场星周围的集群，并发现后者是在很好的协议与最近的研究SMC造父变星人口。最后，为这项研究获得的斯特伦格伦测光公开。
2021-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial Migration from Metallicity Gradient of Open Clusters and Outliers
径向迁移是银盘演化过程中的一个重要过程。疏散星团的金属丰度梯度及其异常值为探索这一过程提供了有效的途径。在这项工作中，我们编制了225个疏散星团的金属丰度，年龄和运动学参数，并进行了定量分析的径向迁移通过计算的迁移距离。基于年龄为$< 0.5$ Gyr的聚类，我们得到了$-0.074 \pm 0.007$ dex/kpc的现今金属丰度梯度。沿该梯度分布3个层序，上、中、下组分别为老的向外运移层序、原地运移层序和向内运移层序。迁移距离随年龄的增长而增加，但其最有效的时间可能小于3 Gyr。金属丰度梯度在$R_g$（引导中心半径）$\sim11.5$ kpc处爆发，这是由于外盘缺乏年轻的疏散星团，而在上部序列中存在年老的向外迁移星团。结果表明，这种边界与内外盘径向迁移的不同效应有关。在$R > 11$ kpc的外盘及其附近还发现了许多特殊的疏散星团，而从$R_g < 7$ kpc的内盘开始，我们还发现了一个较陡的金属丰度梯度，这反映了星系盘在恒星径向迁移的不同影响下的复杂演化历史.
2021-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Near-Infrared Period-Luminosity-Metallicity Relations for Galactic RR Lyrae Stars Based on Gaia EDR3 Parallaxes
基于28颗近距脉动星和Gaia EDR3视差，提出了银河系天琴座RR型星的近红外周期-光度-金属丰度关系，精测了大麦哲伦云距离并验证了金属丰度依赖性。
2023-05-16 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
