The minimum metallicity of globular clusters and its physical origin -- implications for the galaxy mass-metallicity relation and observations of proto-globular clusters at high redshift
在本域宇宙中，金属丰度为$[{\rm Fe}/{\rm H}]<-2.5$的球状星团（GC）极为罕见。在这封信中，GC的形成和星系演化之间的密切联系是用来表明，这GC金属'地板'的结果从星系的质量-金属丰度关系的超低光度星系（ULLGs）在高红移，最贫金属GC必须形成。金属丰度为$[{\rm Fe}/{\rm H}]\lesssim-2.5$的镓的质量太低，无法形成初始质量为$M_{\rm i}\gtrsim10^5~{\rm M}_\odot$的GC，而初始质量是维持哈勃时间所需的。这将星系质量-金属丰度关系转化为$[{\rm Fe}/{\rm H}]\lesssim-1.8$的最大初始星系团质量-金属丰度关系，这自然导致在$z=0$（“蓝倾”）观察到的贫金属GC的颜色-星等关系。它的强度跟踪的斜率的气相质量金属丰度关系的ULLG。基于室女座和天炉座星系团中GC的蓝色倾斜，预测了在$z\gtrsim2$处的$10^5\lesssim M_\star/{\rm M}_\odot\lesssim10^7$的星系质量-金属丰度关系具有$α=0.4\pm0.1$的斜率。GC金属丰度底意味着GC形成的最小宿主星系质量和最大红移。任何在$z>9$发现的原始GC最有可能出现在比银河系更大的星系中，而低质量星系中的GC，如天炉座dSph（$M_\star\approx4\times10^7~{\…
2019-04-22 astro-ph.GA
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. X. Subaru/FOCAS Multi-object Spectroscopy of M87 Globular Clusters
用Subaru/FOCAS MOS模式获得了室女座中央cD星系M87的140个球状星团的光谱。利用简单的恒星星族模型研究了GC的年龄、金属丰度和$α$元素丰度等基本性质。它被证实，大多数的M87 GC是一样古老的，更丰富的金属，并在$α$ -元素比银河系GC增强。我们的高质量，同质数据集使我们能够测试的理论预测的弯曲颜色$-$金属丰度关系（CMR）。非线性CMR假设需要一个替代的解释，广泛观察到的GC颜色双峰，其中即使是单峰金属分布产生双峰颜色分布凭借非线性金属-颜色转换。M87中旧的、高信噪比GC的新推导的CMR（83个GC的$V-I$ CMR和78个GC的$M-T2$ CMR）证实了显著拐点的存在。此外，从结合目录与以前的研究M87 GC光谱，我们发现，共有185个老GC表现出广泛的，单峰的金属丰度分布。结果证实了非线性CMR解释的GC颜色双峰，进一步阐明了星系形成的理论。
2021-09-16 astro-ph.GA
Nonlinear Color--Metallicity Relations of Globular Clusters. VI. On Calcium II Triplet Based Metallicities of Globular Clusters in Early-type Galaxies
星系中球状星团（GCs）的金属丰度分布函数是理解星系形成和演化的关键。钙II三重态（CaT）指数由于其对GC金属丰度的敏感性，最近已成为一种流行的金属丰度指标。在这里，我们重新审视和评估的可靠性CaT作为金属丰度指标，使用我们的新的恒星星族合成模拟的基础上经验，高分辨率通量。该模型表明，旧（$>$ 10 Gyr）GC的CaT强度与低于$-0.5$的${\rm [Fe/H]}$成正比。然而，在适度的富金属区，由于最冷的红巨星对CaT吸收的贡献很小，CaT不再随${\rm [Fe/H]}$增加。色- $CaT$关系的非线性性质被附近早型星系GC的观测所证实。这表明在计算富金属恒星星族的金属丰度时应谨慎使用CaT。我们的结果提供了一个解释的颜色和$CaT$分布的GC在同一星系中观察到的急剧差异。我们把这作为一个类比，认为金属-颜色和金属-舔指数的GC的非线性是主要负责他们观察到的“双峰”分布的颜色和吸收指数。
2016-01-04 astro-ph.GA
The Age-Metallicity-Specific Orbital Energy Relation for the Milky Way's Globular Cluster System Confirms the Importance of Accretion for Its Formation
球状星团可以在它们的宿主星系内部形成，在高红移时，气体密度较高，富含气体的合并是常见的。它们也可以在低质量星系内部形成，这些星系已经被吸积和潮汐破坏，留下它们的球状星团补充物与高质量晕结合在一起。我们认为，星系球状星团系统中年龄-金属丰度-特定轨道能量关系可以用来确定其起源。富含气体的合并应该产生紧密结合的系统，其中富含金属的集群比缺乏金属的集群年轻。球状星团形成于大质量盘中，然后分散成晕，它们的年龄和比轨道能量之间应该没有关系。吸积的球状星团应产生弱束缚系统，其中年龄和金属丰度相互相关，但与特定轨道能量呈负相关。我们使用精确的相对年龄，自洽的金属丰度，和基于空间的自行通知轨道表明，银河系的金属贫乏的球状星团系统位于一个平面中的年龄金属丰度特定的轨道能量空间。我们发现，相对年轻或贫金属的球状星团与银河系的结合较弱，而相对古老或富金属的球状星团与银河系的结合较紧密。虽然富含金属的球状星团可能是在原位或非原位形成的，但我们的研究结果表明，贫金属的星团是在银河系外的矮星系中形成的。我们预测，这种年龄之间的关系，金属丰度，和特定的轨道能量在$L^{*}$星系的球状星团系统是一个自然的结果星系形成的$Λ$ CDM宇宙。
2021-04-21 astro-ph.GA
Slow Cooling in Low Metallicity Clouds: An Origin of Globular Cluster Bimodality?
我们探讨了小规模的碎片化和全球崩溃的相对作用，在低金属丰度云，指出，在这样的云的冷却时间可能比动态的时间更长，使云崩溃全球之前，它可以碎片。我们认为，这可能有助于解释低金属量球状星团人口的形成，因为这样密集的恒星系统需要大量的气体被收集在一个小区域（没有显着的反馈过程中的崩溃）。为了进一步探索这一点，我们进行了数值模拟的低金属丰度邦纳-埃伯特稳定的气体云，表明存在一个临界金属丰度（0.001和0.01之间$Z_\odot$），低于该云崩溃全球没有碎片。我们还进行了包括背景辐射热源的模拟，表明这也可以产生不碎裂的云，并且临界金属丰度-可以超过无辐射的情况-随着加热速率而增加。
2018-06-28 astro-ph.GA
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. VIII. Reproducing Color Distributions of Individual Globular Cluster Systems in the Virgo and Fornax Galaxy Clusters
早型星系中球状星团的颜色分布在形态上表现出很大的差异。基于GC的颜色和金属丰度之间的传统的“线性”关系，从颜色推断的GC金属丰度分布，反过来他们的形成历史，应该是多样的，因为他们出现。相比之下，在这里，我们表明，一个替代方案植根于“非线性”性质的金属到颜色的转换点到一个更简单，更连贯的图片。我们对ACS室女座星系团巡天和天炉座星系团巡天的早型星系中$\sim$ 80 GC系统颜色分布的模拟表明，大多数早型星系（$\sim$ 70 $\%$）具有古老（$\sim$ 13 Gyr）和同时代的GC。它们在颜色分布形态上的变化主要源于一个参数，即GC系统的平均金属丰度。此外，剩余（$\sim$ 30 $\%$）GC系统的颜色分布也可通过非线性方案进行解释，假设额外的年轻或中年GC的数量分数为$\sim$ 20 $\%$。我们的结果加强了GC色双峰的非线性解释，并提供了一个新的视角，早期型星系形成在集群环境中，如室女座和天炉座星系团。
2018-12-04 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
Spectroscopic confirmation of the low-latitude object FSR 1716 as an old globular cluster
星团是银河系组成部分的宝贵示踪剂，低质量恒星系统的发现和表征可以用来评估其主导的破坏机制和时间尺度。然而，由于显著的前景污染，高消光，以及银河系底层成分的未知界面，低银河系纬度的物体非常难以表征。在这里，我们提出了第一个光谱活动，以确定低纬度星团FSR 1716的化学动力学特性。虽然它的光度年龄和距离还远未确定，但天琴座RR型变星的存在表明它是一个相当古老的星团。使用中分辨率（R $\sim$ 10600）钙三重态（CaT）光谱获得的宽场多纤维AAOmega仪器，我们确定了6个成员候选人的平均速度$-30$公里秒$^{-1}$和速度色散为2.5 $\pm$ 0.9公里秒$^{-1}$。后一个值意味着动力学质量为$\sim$ 1.3 $\times$ 10 $^4$ M $_{\odot}$，是典型的低质量球状星团。结合我们导出的$-1.38\pm0.20$ dex的CaT金属丰度，该天体最终被确认为一个古老的贫金属球状星团。
2017-08-28 astro-ph.GA
On the relationship between metallicity distributions of globular clusters and of circumgalactic gas
在球状星团的恒星中，α元素和铁的丰度显示了它们形成的气体介质的组成。本文讨论了在红移为0.1<z<1.1的100 - 130 kpc星系附近观测到的环星系气体稠密云（部分莱曼极限系统和莱曼极限系统）作为其中形成了球状星团的云的残余部分的可能性。根据对球状星团和环星系云中镁和铁丰度的统计分析以及这两类天体的空间位置得出了结论。
2018-09-22 astro-ph.GA
The difference in metallicity distribution functions of halo stars and globular clusters as a function of galaxy type: A tracer of globular cluster formation and evolution
对巨型椭圆星系Cen A和旋涡星系M31晕中的球状星团（GC）和场星的观测表明，星团与恒星的数量比（“特定频率”）范围很大。星团与恒星的比率随着金属丰度的增加而减少，在所有的银河系中心半径上，其斜率似乎并不取决于半径。在矮星系中，GC也比场星平均更贫金属。这些观察结果表明，无论是团簇形成效率或团簇破坏率的金属丰度和环境的强烈依赖。我们的目标是解释这些趋势，考虑各种影响，可能会影响观察到的集群恒星比作为金属丰度，环境和宇宙学历史的函数。我们发现，无论是团簇形成效率和最大团簇质量的增加与金属丰度，所以他们不能解释所观察到的趋势。潮汐剥离和动力摩擦破坏GC破坏星系团在太小的范围内的银河中心半径。我们表明，集群破坏的潮汐冲击巨大的分子云在高密度的形成环境中的GC变得越来越有效，对高星系质量，因此，对高金属丰度。预测的星团与恒星的比率在高金属丰度的情况下会降低100-1000倍，并且应该只对银河系中心半径有微弱的依赖，这是由于星系合并过程中的轨道混合，与观测结果一致。所观察到的，强烈的依赖性的集群，恒星比的金属丰度和独立性的斜率对银河半径可以解释集群的破坏和星系的层次增长。因此，我们发现，金属度依赖的集群到星的比例并不反映GC的形成效率，但存活分数。（节录）
2017-06-03 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
New g'r'i'z' Photometry of the NGC 5128 Globular Cluster System
本文介绍了在$g'r'i'z'$滤光系统中首次测量的NGC 5128（半人马座A）中323个球状星团的新测光结果。颜色指数直接校准到$g'r'i'z'$系统中的标准恒星，并用于建立蓝色和红色（低和高金属丰度）球状星团序列的基准平均颜色。我们还使用光谱测量的丰度来建立最金属敏感的颜色（$(g'-r')_0$，$(g'-i')_0$）和金属度之间的转换，[Fe/H]。
2010-09-21 astro-ph.GA
Globular Cluster Intrinsic Iron Abundance Spreads: II. Protocluster Metallicities and the Age-Metallicity Relations of Milky Way Progenitors
内在铁丰度在球状星团中分布，虽然通常很小，但非常普遍，是自我富集的标志：星团内的一些恒星已经被来自同一星团内其他恒星的超新星喷出物富集。我们使用Bailin（2018）自富集模型来预测原星系团的性质-其质量和原星系团气体云的金属丰度-与今天最终可观察到的性质-其当前金属丰度和内部铁丰度分布之间的关系。我们将此模型应用于银河系球状星团的初始质量和/或铁丰度分布的更新目录，以重建其初始金属丰度。我们发现，除了已知的异常隆起集群泰山5和三个集群强烈怀疑是核星团剥离矮星系，该模型提供了一个很好的镜头，了解他们的铁传播和初始金属丰度。然后，我们使用这些初始金属丰度构建年龄金属丰度关系的运动学确定的主要吸积事件在银河系的历史。我们发现，使用初始的金属丰度，而不是当前的金属丰度不会改变银河系的历史的整体图片，因为差异通常是小的，但确实提供了信息，可以帮助区分吸积事件的一些个人球状星团与模糊的运动学应该与，并指出吸积事件本身的潜在复杂性。
2021-10-27 astro-ph.GA
A stellar stream remnant of a globular cluster below the metallicity floor
恒星喷出物逐渐富集气体，随后形成恒星，使化学物质最少的恒星系统直接形成早期宇宙中形成的结构化石。虽然银河系中已知有几百颗恒星的金属含量低于太阳铁含量的千分之一，但它们都没有居住在球状星团中，而球状星团是已知最古老的恒星结构。这些显示金属含量至少为太阳金属丰度的0.2%（[Fe/H] > -2.7）。这个金属丰度底似乎是普遍存在的，有人提出，合并成我们今天观察到的星系的原星系的质量不足以形成存活到今天的星系团。在这里，我们报告发现了一个恒星流，C-19，其金属丰度小于太阳金属丰度的0.05%（[Fe/H]=-3.38 +/- 0.06（统计）。+/- 0.20（系统））。C-19恒星的低金属丰度色散和化学丰度表明，这条流是迄今发现的最贫金属的球状星团的潮汐遗迹，并且明显低于所谓的金属丰度底：金属丰度明显低于今天观测到的星团在过去存在，并将它们的恒星贡献给银河系晕。
2022-01-04 astro-ph.GA
Properties of Globular Clusters in Galaxy Clusters: Sensitivity from the Formation and Evolution of Globular Clusters
我们在宇宙学的背景下，用半解析的粒子标记方法研究了星系团中球状星团的性质。我们假设球状星团是由暗物质晕合并形成的，它们的金属丰度是根据宿主暗物质晕的恒星质量和GC的形成红移来分配的。用半解析方法研究了球状星团的动力学演化和破裂，这些演化和破裂受几个自由参数控制。在本文中，我们研究我们的结果是如何改变自由参数的选择。我们比较我们的基准结果与代表性的观测，包括球状星团系统和它的宿主星系之间的质量比，球状星团的占有率，蓝色球状星团的数量分数，和金属丰度梯度与球状星团质量。因为我们可以知道球状星团随时间的位置，所以可以与其他观测结果进行比较，例如，单个星系球状星团系统的中位半径，团内球状星团的平均投影密度分布，具有团心半径的球状星团的金属丰度和年龄梯度。我们还发现每个星系中球状星团系统的比质量随团心半径的不同而不同。
2022-10-27 astro-ph.GA
A Possible Solution for the $M/L-\mathrm{[Fe/H]}$ Relation of Globular Clusters in M31. II. the Age-Metallicity Relation
这是一系列论文中的第二篇，我们提出了一个新的解决方案，以协调单恒星星族（SSP）模型的预测与观测到的恒星质量光（$M/L$）比的球状星团（GCs）在M31和它的趋势相对于$\mathrm{[Fe/H]}$。在目前的工作中，我们的重点是年龄和金属丰度的GC之间的经验关系和它对$M/L$比的影响。假设M31 GC的年龄与其金属丰度之间存在反相关关系，我们发展了GC的动力学SSP模型，以建立$M/L$比值（在$V$和$K$波段）与金属丰度之间的关系。然后，我们证明了所建立的$M/L-\mathrm{[Fe/H]}$关系与M31 GC的关系完全一致。在我们的模型中，我们考虑了由Marks等人独立从银河系GC和超致密矮星系导出的依赖于星系团诞生密度和金属丰度的正则初始质量函数（IMF）和顶重IMF。我们的结果表明，依赖于密度和金属丰度的顶重IMF，年龄和金属丰度之间的反相关，恒星演化和标准动力学演化的结果与观测到的M31 GC的$M/L-\mathrm{[Fe/H]}$趋势最吻合。
2017-03-14 astro-ph.GA
Star Clusters in M31: VII. Global Kinematics and Metallicity Subpopulations of the Globular Clusters
我们进行了一个联合的空间-运动学-金属丰度分析的球状星团（GC）周围的仙女座星系（M31），使用均匀的，高质量的光谱数据集。特别是，我们删除了污染的年轻集群，困扰了许多以前的分析。我们发现这些团簇可以根据其径向分布分为三个主要的金属丰度组：（1）内部富金属组（[Fe/H] > -0.4），（2）中间金属组（[Fe/H]中值=-1），（3）贫金属组（[Fe/H] <-1.5）。富含金属的星系团具有像M31圆盘一样的运动学和空间特性，而另外两个贫金属的星系团总体上表现出温和的顺时针旋转，分散度更大-与之前声称的更强的旋转相反。贫金属的GC是最不集中的一组，这样的集群发生在中央隆起的频率比集群的金属含量高的五倍。尽管M31和银河系GC系统之间存在一些众所周知的差异，但我们修订后的分析指出它们的化学动力学性质具有显着的相似性，这可能有助于阐明星系及其GC的不同形成阶段。特别是，M31的结果激发了进一步探索富含金属的GC形成模式原位，高红移，cluerous星系盘内。
2016-03-22 astro-ph.GA
A Possible Solution for the M/L-[Fe/H] Relation of Globular Clusters in M31: A metallicity and density dependent top-heavy IMF
在M31的GC的大样本的观察到的质量与光（$M/L$）的比率显示出相反的趋势与金属丰度相比，从简单的恒星星族（SSP）模型与不变的典型恒星IMF的预期，在这个意义上，观察到的$M/L$的比例随着金属丰度的增加而减少。我们发现，结合动力学演化的影响，SSP模型与一个典型的IMF不能解释减少$M/L$比例增加金属丰度的M31 GC。最近推导出的顶重IMF作为金属丰度和嵌入集群密度的函数，提出了解释低于预期的$M/L$比率的富金属GC。我们发现，SSP模型与头重脚轻的IMF，保留了金属丰度和集群质量依赖的部分残留在集群内，并考虑到标准的动力学演化可以成功地解释所观察到的$M/L-[Fe/H]$关系的M31 GC。因此，我们建议，GCs的运动学数据可以用来约束顶重的GCs中的IMF。
2016-05-16 astro-ph.GA
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. IX. Different Radial Number Density Profiles between Blue and Red Clusters
大部分早型星系中的球状星团（GC）的光学色是双峰的。蓝色和红色GC在其表面数密度的径向分布中显示出明显的差异，在这个意义上，红色GC比蓝色GC更集中。一个即时的解释是存在两个具有不同径向分布的不同GC子系统。然而，这一观点受到了一种情况的挑战，在这种情况下，由于旧的（$\gtrsim$ 10 Gyr）GC的GC金属量-颜色转换的非线性性质，宽单峰金属量分布可以表现出双峰颜色分布。在这里，我们表明，通过模拟的径向趋势的GC颜色分布的四个附近的巨大的椭圆星系（M87，M49，M60，和NGC 1399），在径向轮廓之间的差异蓝色和红色GC的天然干从金属度颜色的非线性加上众所周知的径向金属度梯度的GC系统。该模型表明，即使到$\sim$ 20 ${R}_{\rm eff}$，GC年龄也没有或只有很小的径向变化。我们的研究结果提供了一个更简单的解决方案，以不同的径向分布的蓝色和红色的GC，不一定会引起两个GC子系统的存在，并进一步加强非线性的情况下，GC颜色双峰现象。
2020-11-24 astro-ph.GA
APOGEE-2 Discovery of a Large Population of Relatively High-Metallicity Globular Cluster Debris
我们报告了一个新的，化学上不同的人口相对高金属（[Fe/H] $> -0.7$）红巨星与超太阳[N/Fe]（$\gtrsim +0.75$）内的凸起，磁盘和银河系的晕确定。这颗恒星的样本是在阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE-2）的第二阶段观测到的;这些恒星的光谱是斯隆数字巡天第17次数据发布（DR 17）的一部分。我们假设，这个新发现的种群是在各种各样的祖先中形成的，并且可能由完全或部分被破坏的富含金属的球状星团组成，我们称之为球状星团碎片（GCD），通过其不寻常的光球氮丰度来识别。一些GCD恒星可能是盖亚-土卫二-香肠吸积事件的成员，以及在原地形成的星团。
2021-09-06 astro-ph.GA
Full spectral fitting of Milky Way and M31 globular clusters: ages and metallicities
背景：盘状星系的形成和演化是天文学中长期存在的问题。了解球状星团系统的性质可以导致对其宿主星系演化的重要见解。目的：我们的目标是获得恒星星族参数-年龄和金属丰度-的一个样本的M31和银河系球状星团。研究它们的球状星团系统是全面了解它们形成和演化的重要一步。研究方法：我们的分析采用了现代像素到像素的光谱拟合技术，以适应观察到的综合光谱更新的恒星星族模型。通过比较观测和模型，我们得到了它们的恒星星族的年龄和金属丰度。我们将这种技术应用于M31中的38个球状星团和41个银河系球状星团的样本，作为对照样本。结果：我们的M31球状星团样本的年龄跨度从1.5亿年到宇宙的年龄。金属度[Fe/H]范围从-2.2 dex到太阳值。年龄-金属丰度关系可以描述为两个组成部分：一个老的人口与平坦的年龄-[Fe/H]的关系，可能与晕和/或隆起，和第二个年龄和金属丰度之间的大致线性关系，较高的金属丰度对应于年轻的年龄，可能与M31磁盘。虽然我们恢复了非常著名的银河系GC金属丰度双峰性，但我们自己对M31金属丰度分布函数的分析表明，这两个GC系统基本上覆盖了相同的[Fe/H]范围，但M31的金属丰度分布函数并不是明显的双峰性。这些结果表明，这两个星系经历了不同的恒星形成和吸积的历史。
2012-11-21 astro-ph.GA
Milky Way Globular Cluster Metallicity and Low-Mass X-ray Binaries: The Red Giant Influence
银河系和河外星系的研究表明，富金属球状星团（GC）比贫金属球状星团（GC）拥有明亮的低质量X射线双星（LMXB）的可能性大约高出三倍。对于这种金属丰度效应还没有令人满意的解释。我们测试的假设，红巨星分支（RGB）的恒星的数量密度是在富含金属的GC较大，因此可能的金属丰度效应的原因。利用哈勃空间望远镜对109个银河系GC进行测光，研究了RGB星密度与GC金属丰度之间的关系。等时线拟合用于计算RGB星的数量，其由GC质量和观测到的GC光度的分数归一化，并使用半光半径$r_{h}$处的体积确定密度。RGB星密度与金属丰度[Fe/H]弱相关，Spearman和Kendall秩检验$p$ -值分别为0.00016和0.00021，系数分别为$r_{s} = 0.35$和$τ= 0.24$。虽然研究表明$r_{h}$与银心距相关，而与[Fe/H]无关，但这种相关性可能因$r_{h}$对[Fe/H]的可能依赖性而有偏差。动力学起源的$r_{h}$ -金属丰度相关性（潮汐剥离）表明，富含金属的GC可能有更活跃的动力学历史，这将促进LMXB的形成。没有发现RGB星数密度和金属丰度之间的相关性时，只使用GC托管静态LMXB。我们需要对银河系中静止的LMXB进行全面普查，以进一步探测金属丰度效应，这将随着即将推出的eROSITA而成为可能。
2017-11-08 astro-ph.GA
Simulations of globular clusters within their parent galaxies: Metallicity spreads and anomalous precursor populations
最近对球状星团（GC）的观测表明，第一代（1G）恒星之间可能存在元素丰度的变化。我们建议，金属丰度（“金属度”）的GC内传播形成巨大的分子云（GMCs）可以影响未来集群成员的铁丰度。为了研究这一点，我们使用原来的流体动力学模拟GMC形成在高红移矮星系。我们的模拟自洽模型的物理过程，如恒星反馈，尘埃的形成和破坏，以及尘埃颗粒上的分子气体形成，使它们非常适合GMC形成的研究。我们的结论是铁丰度的变化是由于合并的气体团块和自富集过程。GC形成团块的金属丰度分散度约为0.1 dex，反映了越来越多的研究声称GC内存在非零分散度。银河系的气体分数是一个关键参数的团块的形成和金属丰度'地板'观察到的银河系和河外GCs与母星系的能力，形成大规模的GMC。最后，我们认为，GMCs有可能捕获周围的贫金属星系盘星，我们解释为前体人口（0 G）。这些低金属量的恒星代表了主星矮星的[Fe/H]值，因此这颗0 G的化学成分可能是母星系的一个简化记录。这些结果依赖于星系的初始金属丰度和径向梯度，恒星形成的阈值气体密度，以及恒星形成的处方。
2021-12-28 astro-ph.GA
The SLUGGS Survey: Measuring globular cluster ages using both photometry and spectroscopy
球状星团年龄不仅是对球状星团形成模型的一个重要检验，也是研究星系聚集历史的有力手段。不幸的是，测量尚未解决的古老恒星星族的年龄已被证明是具有挑战性的。在这里，我们提出了一种新的技术，结合光学光度法与金属量的限制，从近红外光谱，以测量年龄。在对银河系中的球状星团及其卫星星系进行了测试之后，我们利用SLUGGS巡天的数据将我们的方法应用于三个大质量早型星系。这三个SLUGGS星系和银河系显示出明显不同的球状星团年龄和金属丰度分布，NGC 1407和银河系显示出大多数古老的球状星团，而NGC 3115和NGC 3377显示出一系列的球状年龄。这种多样性意味着不同的星系形成的历史和球状星团的光学颜色-金属丰度关系是不普遍的，因为通常假设在球状星团的研究。我们发现富含金属的球状星团人口的中位数年龄和场星人口的年龄之间的相关性，符合球状星团形成是高强度恒星形成的自然结果的模型。
2019-09-12 astro-ph.GA
Metallicity field and selection effects in spatial distribution of the Galactic globular cluster system
利用目前的球状星团（GCs）的银河系的金属丰度的数据，把约束的距离银河系中心，$R_0$，被认为是前景。我们发现富金属和贫金属子系统的GC分别在金属丰度图中形成了一个棒状结构，其参数与银河系棒的参数非常接近。结果表明，存在一个酒吧内的富金属和贫金属的子系统的GC组件。条形GC可能是在已经存在的银河系条形内形成的，也可能是后来与条形共振锁定的。我们的结论是，大量的限制$R_0$值可以得到只有与非轴对称模型的GC金属丰度的空间分布与津贴的GC细分成子系统。我们发现了一个酒吧灭绝组件的证据，导致在银河酒吧的远侧和“后中央”地区的GC观测不完整。当从GC的空间分布确定$R_0$时，应考虑这种选择效应。
2013-11-05 astro-ph.GA
Suppression of globular cluster formation in metal-poor gas clouds by Lyman-alpha radiation feedback
研究了Ly $α$辐射反馈对球状星团（GC）形成的影响.在这封信中，我们解析地推导了在Ly $α$辐射反馈下球形云中恒星形成效率（SFE）与金属丰度之间的关系。我们的模型表明，随着金属丰度的降低，SFE变小。在贫金属气体云中，Ly $α$光子被长时间捕获，并对气体施加强辐射力，导致恒星形成受到抑制。我们发现，在初始质量为$10^5~{\rm M}_\odot$，半径为5 pc的情况下，只有当金属丰度大于$\sim 10^{-2.5}~Z_{\odot}$时，才能形成束缚星团（SFE $\gtrsim$ 0.5）。我们的模型成功地再现了所观察到的GC金属丰度的下限。因此，我们认为，赖氨酸$α$辐射反馈可以理解GC的形成是必不可少的。
2018-01-31 astro-ph.GA
The Integrated Calcium II Triplet as a Metallicity Indicator: Comparisons with High Resolution [Fe/H] in M31 Globular Clusters
本文给出了M_（31）球状星团积分光谱中Ca Ⅱ近红外线（8498、8542和8662）的中等分辨率（R= 4，000 ~ 9，000）光谱。在个别恒星的钙II三重态（CaT）的痕迹恒星金属丰度，本文比较集成CaT的强度，以及确定，高精度[Fe/H]值从高分辨率的综合光谱。目标球状星团的金属丰度范围很广（[Fe/H] = -2.1 ~-0.2）。虽然大多数年龄超过10年，但有些可能是中间年龄（2-6年）。少数（3-6）有详细的丰度（例如低[Ca/Fe]），表明它们可能是从矮星系吸积而来的。使用各种测量和CaT强度的定义，证实了对于[Fe/H] < -0.4和2 Gyr以上的GC，积分CaT迹线簇[Fe/H]在约0.2 dex内，与年龄无关。富金属GC中的CaT线对附近的原子线（以及大多数富金属GC中的TiO分子线）非常敏感，这主要是由于连续区中的线覆盖。[Ca/Fe]比对贫金属GC中的综合CaT强度具有温和的影响。因此，集成的CaT可以安全地用于确定粗糙的金属丰度为遥远的，未解决的集群，只要注意到测量技术的限制。
2015-11-20 astro-ph.GA
From globular clusters to the disc: the dual life of our Galaxy
星系晕和盘状球状星团的星族可以作为银河系形成的原始时代的示踪物。在这项工作中，文献数据的球状星团年龄，化学丰度和结构参数进行了研究，明确集中在起源的年龄-金属丰度关系的球状星团已知分裂。当α-元素丰度，这是不太强烈的影响，内部轻元素扩散的球状星团（硅，钙），被认为是一个非常低的观测分散之间的贫金属集群观察。在[SiCa/Fe]~0.35 dex处观察到稳定期，分散度仅为0.05 dex，直至金属丰度约为-0.75 dex。在这个金属丰度区间中，只有少数贫金属簇存在低[SiCa/Fe]丰度。此外，富金属球状星团在[Fe/H]-0.75 dex附近的[α/Fe]对[Fe/H]平面上出现了一个拐点。因此，如果相当一部分的星系球状星团有一个外部的起源，他们必须主要形成的星系是足够大的，以确保高水平的[α/Fe]元素丰度，即使在中等金属丰度，或在低质量的矮星系由银河系吸积在其形成的早期阶段。最后，在贫金属的AMR分支的集群提出了反相关的[SiCa/Fe]与总集群的大小，而这是不是这种情况下，为富金属的分支集群。此外，这种缺乏微弱的高α集群在年轻的金属贫人口与所观察到的老的和更多的金属贫集群，可能反映了更高的异质性的形成环境在较低的金属丰度。高质量卫星的吸积，作为一个主要的贡献，目前的银河系球状星团系统中的金属贫和金属中间制度是兼容的意见。
2018-11-12 astro-ph.GA
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
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. XI. Nonlinearity Effect Revealed by NGC 5128 (Centaurus A) and NGC 4594 (Sombrero) Galaxies
球状星团（GC）的金属丰度分布（MD）为其宿主星系的聚集和恒星形成历史提供了重要线索。GC颜色，当GC是旧的，已被用作GC金属丰度的代理。在大多数早期星系中观测到的双峰GC颜色分布（CD）几十年来一直被解释为双峰MD，这表明单个星系中只存在两个GC亚群。然而，传统的观点受到了一个新的理论的挑战，非线性金属性到颜色的转换可以导致双峰CD从单峰MD。单峰MD似乎是自然的，因为MD涉及数千个原星系。这个新理论已经过各种观测和理论研究的检验和证实。在这里，我们研究的非线性性质的GC颜色金属丰度关系（CMR）使用光度和光谱GC数据的NGC 5128（半人马座A）和NGC 4594（草帽），在比较恒星星族模拟。我们发现，在颜色上有轻微的偏移，观察到的和建模的CMR的整体形状同意以及所有可用的颜色。通过我们的CMR模型，基于观测到的光谱MD，很好地再现了这两个星系GC CD的不同颜色依赖的形态。结果证实了非线性CMR解释的GC颜色双峰，进一步阐明了星系形成的理论。
2022-09-06 astro-ph.GA
The tidal remnant of an unusually metal-poor globular cluster
球状星团是宇宙中观测到的最古老的恒星结构。它们在大型星系中无处不在，被认为是强烈的恒星形成事件和结构分层的痕迹。对银河系中的球状星团和其他各种各样的星系的观测发现了“金属丰度底”的证据，即没有发现化学（“金属”）丰度低于太阳丰度的0.3%至0.4%的球状星团。这个金属丰度底的存在可能反映了幸存的球状星团形成的最小质量和最大红移，这两个组成部分都是理解宇宙质量积累的关键。在这里，我们报告测量从南恒星流光谱调查的空间薄，动态冷凤凰恒星流在银河系的晕。凤凰星流的性质与它是一个球状星团被潮汐破坏的残骸相一致。然而，其金属丰度（[Fe/H] = -2.7）大大低于经验金属丰度下限。因此，凤凰星流代表了迄今为止发现的最贫金属的球状星团的碎片，它的前身与本宇宙中现在的球状星团种群截然不同。它的存在意味着在金属丰度底以下的球状星团可能曾经存在，但在星系演化中被摧毁。
2020-07-29 astro-ph.GA
Cluster Ages to Reconstruct the Milky Way Assembly (CARMA). II. The age-metallicity relation of Gaia-Sausage-Enceladus globular clusters
Universidade de Vigo（维戈大学）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（博洛尼亚天文物理与空间科学研究所）；INAF – Osservatorio Astronomico di Roma（罗马天文台）；INAF – Osservatorio Astronomico di Abruzzo（阿布鲁佐天文台）；INFN - Sezione di Pisa, Universitá di Pisa（比萨大学及意大利国家核物理研究所比萨分部）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文学系）；Universidad de Granada（格拉纳达大学）
通过分析Gaia-Sausage-Enceladus合并事件中13个球状星团的年龄和金属丰度关系，发现存在两个球状星团形成时期，揭示了银河系组装过程中的周期性恒星形成事件。
2025-07-15 astro-ph.GA
New Constraints on Early-Type Galaxy Assembly from Spectroscopic Metallicities of Globular Clusters in M87
观测到的球状星团（GC）系统的特征，如金属丰度分布，通常被用来限制星系形成模型。然而，获得可靠的金属丰度值是特别困难的，因为我们有限的手段，以获得高质量的光谱河外GC。通常，“颜色-金属丰度关系”被调用来转换发光器获得光度测量到金属丰度，但没有共识，这些关系应该采取什么形式。本文利用多个光度数据集和铁金属度值，从应用全光谱恒星星族合成模型，深Keck/LRIS光谱的177个GC中心位于M87周围，以获得一个新的颜色-金属度关系。我们的新的关系与以前的关系在蓝色，我们提出的证据表明，M87关系不同于银河系GC，表明GC属性的环境依赖性。我们利用色-金属丰度关系导出了红、蓝GC的新的GC金属丰度-主星系光度关系，发现蓝GC的光度关系比以前的工作更浅，贫金属GC比以前的工作更富集，这可能表明，现在构成早期星晕的祖先卫星星系可能是早期星晕的起源星系。型星系的质量更大，形成时间比以前认为的要晚，或者贫金属GC的性质对它们现在的宿主依赖性更小，这表明它们有共同的起源。
2019-05-29 astro-ph.GA
APOGEE-2S Discovery of Light- and Heavy-Element Abundance Correlations in the Bulge Globular Cluster NGC 6380
我们推导出相对高金属丰度的球状星团球状星团NGC 6380中9颗恒星的丰度比。我们发现一个平均集群金属丰度之间的[Fe/H] $= -0.80$和$-0.73$，没有明确的证据，铁丰度的变化超出了观测误差。[N/Fe]丰度比强烈增强的恒星居住在星团中，并且与[C/Fe]反相关，这种趋势被认为是该星团中多人口现象的信号。我们检测到一个明显的内在的星-星传播（$\gtrsim 0.27$ dex）在慢中子捕获过程元素（S-元素）铈II。此外，[Ce/Fe]丰度比与[N/Fe]可能存在相关性，而与[Al/Fe]的相关性较弱。如果得到证实，NGC 6380可能是第一个检测到N-Ce相关性的高金属量球状星团。此外，这种相关性表明，铈也可能是一个涉及多人口现象的元素。目前，这种明显的N-Ce相关性在高金属丰度星系团的起源缺乏共识的解释。我们初步认为，它可以复制不同的渠道-低质量渐近巨星分支星在高金属度制度或快速旋转的大质量恒星（“自旋星”），由于旋转混合。它也可能是几次污染事件的累积效应，包括特殊恒星的出现。我们的研究结果应该指导恒星核合成模型，以了解其在相对高金属量的球状星团中明显的排他性的原因。
2021-09-06 astro-ph.GA
Light element variations within the different age-metallicity populations in the nucleus of the Sagittarius dwarf
星团M54位于人马座矮球状星系的中心，因此可能是最接近核星团的例子。无论是原地恒星形成，螺旋形球状星团，或组合已被援引来解释各种各样的恒星子群的核星团。已知球状星团会表现出轻元素的变化，这可以用称为染色体图的光度结构来识别。在这封信中，我们创建了三个不同的年龄金属丰度亚群在附近的M54的染色体图谱。我们发现，老年人，金属贫人口显示轻元素变化的签名，而年轻和中年金属丰富的人口没有。我们的结论是人马座的核心是通过原位恒星形成和球状星团吸积的结合而形成的。这封信表明，正确构建的铁复合球状星团的染色体图可以提供洞察不同的恒星星族的形成位置。
2019-09-30 astro-ph.GA
On the formation of globular clusters: comparison with observations
本文讨论了在大质量恒星反馈、辐射冷却和原始云金属丰度的约束下，球状星团中至少形成两代恒星所需的条件。我们的计算是基于两个主要的限制第一代恒星（1G）$ε_{1G}$的恒星形成效率。首先，$ε_{1G}$受到限制，以保证恒星风和超新星不会破坏形成第二代（2G）的剩余气体。第二，$ε_{1G}$也是有限的，因此被捕获的超新星所引起的金属丰度增强与观测结果一致，不大于$\sim$ 0.1 dex。几个核心参数定义了球状星团的最终结果：原始云的质量和半径，它们的金属丰度和$ε_{1G}$。由模型组成的参数空间，满足所有的约束条件，在这里示出吻合非常好的第一代恒星（$f_{\textrm{1G}}$）和总集群质量的分数之间的分散观察到的反相关。我们的模型还辨别，在协议的数据，在金属丰度与质量（或半径）平面之间的单个和多个人口集群。因此，我们的研究结果表明，多个恒星星族的存在与原球状星团保留一小部分剩余气体的能力密切相关。
2022-04-15 astro-ph.GA
Globular cluster metallicity distributions in the E-MOSAICS simulations
星系中球状星团（GC）系统的金属丰度分布是对任何GC形成假设的重要检验。在这项工作中，我们调查的预测GC金属丰度分布的星系中的MODelling星团人口大会在宇宙模拟EAGLE（E-MOSAICS）模拟的一个代表性的宇宙学体积（$L = 34.4$共动Mpc）。我们发现，从基准E-MOSAICS GC形成模型预测的GC金属丰度分布和中值金属丰度与观察到的分布一致，除了质量为$M_\ast \sim 2 \times 10^{10}$ M $_\odot$的星系，其中含有过量的富金属GC。双峰GC金属丰度分布的星系的预测分数（$37 \pm 2$百分比总数; $45 \pm 7$百分比为$M_\ast > 10^{10.5}$ M $_\odot$）是在良好的协议与观察分数（$44^{+10}_{-9}$百分比），因为是金属贫和富金属峰的平均金属丰度。我们发现，对于大质量星系（$M_\ast > 10^{10}$ M $_\odot$），双峰GC分布主要是由于从初始单峰分布的集群中断，而不是作为集群形成过程的结果。基于银河系中类GC丰度的场星分布，我们认为银河系GC的双峰GC金属丰度分布也是由于星系团破裂而发生的，而不是形成过程。我们的结论是，不需要单独的形成过程来解释贫金属和富金属的GC，并且GC可以被认为是年轻的大质量星团的幸存类似物，这些星团很容易在今天的本地宇宙中观察到。
2023-01-25 astro-ph.GA
Formation of Globular Cluster Systems: From Dwarf Galaxies to Giants
围绕着巨大质量范围的星系的球状星团（GC）系统显示出非常简单的标度关系。所有GC的总质量是一个恒定的分数的总星系质量和GC系统的平均金属丰度和金属丰度分散度的规模与星系质量弱。大质量的贫金属（蓝色）星团的金属丰度随着星团质量的增加而增加，而富金属（红色）星团的金属丰度则不增加。通过分析银河系GC中已解析的恒星星族和附近星系中未解析的恒星族，出现了显着的年龄-金属丰度关系。值得注意的是，所有这些趋势都可以解释一个简单的合并为基础的模型在以前的工作和更新在这里使用最近的观测星系标度关系在高红移。我们发现，GC金属丰度分布与星系质量的增加分散是一个强大的预测模型。它产生于更大的星系有更多的合并，结合卫星GC系统。晕团的平均金属丰度比3 dex增加0.6 dex。模型显示GC系统质量和宿主星系质量之间存在非线性趋势，这与数据一致。该模型不考虑GC自富集，但预测的大规模蓝色集群的集群质量和金属丰度之间的相关性。年龄-金属丰度关系是该模型的另一个可靠预测。所有的星系团中有一半被预测形成在红移范围$5<z<2.3$内，对应于$10.8-12.5$ ~Gyr的年龄，质量为$10^{11}-10^{12.5} M_{\odot}$的晕。
2018-08-23 astro-ph.GA
NGC 6522: A typical globular cluster in the Galactic bulge without signatures of rapidly rotating Population III stars
本文对老银河系核球球状星团NGC 6522的八颗潜在成员星进行了丰度分析。Chiappini等人（2011年）也曾研究过这些恒星，他们发现慢中子捕获元素的丰度比其他星团和类似金属丰度的场星都高，他们解释这反映了快速旋转的大质量第三星族恒星的核合成。与他们的分析相反，我们没有发现任何不寻常的中子捕获元素Sr，Y，Ba和Eu的增强，并得出结论，以前的索赔主要是由于没有适当考虑混合线。相反，我们发现NGC 6522是一个不起眼的球状星团，在相同的金属丰度（[Fe/H] = -1.15 +/- 0.16）下，其丰度趋势与其他银河系球状星团相当。这些恒星在化学上也类似于晕和球场星，具有相同的金属丰度，[Y/Ba]范围较小，α元素丰度正常。因此，我们在NGC 6522中没有发现任何快速旋转的第三星族恒星的化学特征的观测证据。
2014-08-01 astro-ph.GA
Beyond the Brim of the Hat: Kinematics of Globular Clusters out to Large Radius in the Sombrero Galaxy
我们测量了草帽星系周围51个新的球状星团的径向速度。这些测量是使用来自英澳望远镜上的AAOmega光谱仪和WIYN的Hydra光谱仪的光谱观测获得的。结合我们自己过去的测量和从文献中获得的速度测量，我们已经构建了一个大型的径向速度数据库，其中包含了总共360个确认的球状星团。以前的研究对草帽球状星团系统的运动学和质量分布的分析局限于内部~9'（~24 kpc或~5有效半径），但我们的新测量增加了数据的径向覆盖范围，使我们能够确定M104的运动学性质到~15'（~41 kpc或~9有效半径）。我们使用我们的径向速度来研究GC系统的运动学，并确定星系的质量分布和V波段质光比。我们发现V波段的质光比从中心的4.5增加到41 kpc处的20.9（约9个有效半径或15 '），这意味着暗物质晕延伸到我们现有数据集的边缘。我们比较我们的质量分布在20千秒差距（~4有效半径或~ 7.4 '）的质量计算从X射线数据，并找到良好的协议。我们也用我们的数据来寻找旋转的球状星团系统作为一个整体，以及在红色和蓝色的子种群。我们在这些样本中没有发现明显旋转的证据。
2014-03-27 astro-ph.GA
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
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. IV. Testing the Nonlinearity Scenario for Color Bimodality via HST/WFC3 u-band Photometry of M84 (NGC 4374)
大多数大质量星系中的球状星团的颜色分布是双峰型的。假设线性颜色到金属丰度的转换，双峰性被认为是仅仅存在两个具有不同金属丰度的GC子系统，这是各种星系形成理论的关键支柱。然而，最近的研究表明，通常用于推导GC金属丰度的颜色-金属丰度关系（CMR）（例如，g-z、V-I和C-T1）的CMR实际上是有拐点的。如果GC金属丰度的分布像星系形成的层次合并范例所预期的那样广泛，那么这种变化就可以产生双峰的颜色分布。为了测试GC颜色双峰的非线性CMR场景，提出了u带光度测定，因为u相关CMR（例如，理论上预测，在常用的光学CMR中，u-g和u-z的CMR是最不弯曲的并且是最独特的。在这里，我们介绍了哈勃空间望远镜（HST）/WFC 3 F336 W（u波段）测光的GC系统在M84，一个巨大的椭圆在室女座星系团。将u数据与现有的HST ACS/WFC g和z数据相结合，我们发现u-z和u-g颜色分布以非常系统的方式不同于g-z分布，并且与我们基于非线性CMR假设的模型预测非常一致。结果提供了进一步的信心，有效性的非线性CMR的情况下，GC颜色双峰的解释。有一些GC系统显示双峰光谱金属丰度，并且在这样的系统中，弯曲的CMR通常在颜色域中产生更强的双峰性。
2013-03-25 astro-ph.GA
A Survey of CN and CH Variations in Galactic Globular Clusters from SDSS Spectroscopy
我们提出了一个均匀调查的CN和CH带强度在8个银河系球状星团观察过程中的斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）的SDSS子调查。我们证实了在所有金属丰度大于[Fe/H] = -1.7的星系团中，RGB星之间存在CN双峰分布;具有CN双峰的最低金属丰度星系团是M53，[Fe/H] ~-2.1。在M92、M2和M13的次巨星分支上，以及在M92和NGC 5053的红巨星分支上也有个别CN群存在的证据。最后，我们量化的整体集群金属丰度和CN带强度-光度图的斜率之间的相关性，作为进一步证明集群巨人CN富集水平的一种手段。我们的研究结果与文献报道的研究结果一致。
2011-05-26 astro-ph.GA
Accurate radial velocity and metallicity of the Large Magellanic Cloud old globular clusters NGC 1928 and NGC 1939
本文介绍了对位于大麦云云（LMC）、球状星团（GCs）、NGC 1928和NGC 1939中的红巨星的光谱观测结果。我们使用GMOS和AAOmega+2dF光谱仪获得以CaII三重态为中心的光谱，从中我们推导出个体径向速度（RV）和金属丰度。由星系团成员计算得到RV_NGC 1928和RV_NGC 939的平均RV分别为249.58 ± 4.65 km/s和258.85 ± 2.08 km/s，[Fe/H]_NGC 1928和[Fe/H]_NGC 1939的平均金属丰度分别为-1.30 ± 0.15 dex和-2.00 ± 0.15 dex。我们发现这两个GC都有RV和位置，与LMC盘的一部分一致，因此我们排除了任何可能的起源，但在同一个星系中。通过计算完全包含每个GC的圆盘的最佳解，我们获得了15个已知LMC GC的圆周速度。我们发现11/15的GC共享由$HST$和$Gaia$ DR 2自行导出的LMC旋转。这一结果表明，大麦哲伦星系盘自星系形成的非常早期就存在，并经历了GC金属丰度所显示的急剧相对快速的化学富集。剩下的四个GC原来具有与原位团簇形成不相容的圆速度，而是与从SMC剥离的圆速度。
2018-08-21 astro-ph.GA
A stellar census in globular clusters with MUSE. Metallicity spread and dispersion among first-population stars
该研究基于MUSE对21个银河系球状星团8000余颗RGB恒星的光谱，结合HST伪色划分P1、P2星族，测得金属度展宽与弥散均随星团质量变化，支持自增丰模型。
2025-01-16 astro-ph.GA
ESO452-SC11: The lowest mass globular cluster with a potential chemical inhomogeneity
我们提出了最大的光谱调查的一个最暗的和研究最少的星团的银河系，ESO 452-SC 11。使用英澳望远镜AAOmega和凯克HIRES摄谱仪，我们已经确定了该星团的11个成员，并发现了星与星之间轻元素丰度变化的迹象，主要是使用蓝氰（CN）吸收特征。从恒星密度分布，我们估计总集群质量的$(6.8\pm3.4)\times10^3$太阳质量。这将使ESO 452-SC 11成为具有多个种群证据的最低质量集群。这些数据也被用来测量星系团的径向速度（$16.7\pm0.3$ km s $^{-1}$），并确认ESO 452-SC 11是相对富含金属的球状星团（[Fe/H] $=-0.81\pm0.13$）。所有已知的大质量星团都被详细研究，显示出多个恒星群体，每个群体都有不同的化学成分，但许多低质量的球状星团似乎是化学均匀的。ESO 452-SC 11为多重恒星星族现象设定了一个质量下限。
2017-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring Consistent Masses for 25 Milky Way Globular Clusters
我们目前的中心速度色散，质量，质量与光比（$M/L$），和旋转强度的25个银河系球状星团。利用MMT望远镜上的Hectochelle单级光谱，计算了12个球状星团中1951颗恒星的视向速度。在这个例子中，我们增加了对单个恒星的可用档案数据的分析。对于完整的数据集，我们适合国王模型，以获得一致的动力学参数的集群。我们发现单质量国王模型和所观察到的径向色散分布之间有很好的协议。大，均匀的样本动力学质量，我们得到使我们能够检查的趋势$M/L$与集群质量和金属丰度。$M/L$的总体值以及质量和金属丰度的趋势与M31星团大样本的现有测量结果一致。这包括$M/L$随团簇质量增加的明显趋势，以及低于富金属团簇的预期$M/L$。我们没有发现明显的趋势，增加旋转与增加集群金属量在以前的工作中提出的。
2014-11-06 astro-ph.GA
Zwicky Transient Facility and Globular Clusters: The RR Lyrae gri-Band Period-Luminosity-Metallicity and Period-Wesenheit-Metallicity Relations
利用Zwicky瞬变观测站（ZTF）的时间序列观测资料，推导了球状星团RR型天琴座的周期-光度-金属丰度（PLZ）和周期-Wesenfeld-金属丰度（PWZ）关系。我们已经应用了各种选择标准来排除有问题或虚假光变曲线的RR Lyrics。这些选择标准利用关于每个光变曲线的数据点的数量、振幅、颜色和关于周期-光度和/或周期-韦森关系的残差的信息。由于混合，球状星团中的一些RR天琴座被发现是异常明亮的，并且它们的ZTF光变曲线振幅很小。我们用我们最终的~750 RR天琴座的46个球状星团的样本，覆盖了一个宽的金属丰度范围（-2.36 < [Fe/H] < -0.54 dex），导出了GRI带的PLZ和PWZ关系。此外，我们还推导出了周期颜色金属丰度（PCZ）和第一次，PQZ关系，其中Q指数是无反射的建设。我们已经比较了我们的各种关系的经验和理论的关系，在文献中，并发现了一个很好的协议与大多数研究。最后，我们将我们推导的PLZ关系应用于矮星系Crater II，发现它的真实距离模量应该大于最近的测定。
2022-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effect of Age and Stellar Model Choice on Globular Cluster Color-to-Metallicity Conversions
本文基于既有光谱校准研究，检验不同恒星模型与球状星团年龄假设对颜色-金属丰度转换关系的影响，发现模型差异虽明显，但对所得 GCS 金属丰度分布的净影响较小。
2024-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the metallicity distribution of the peculiar globular cluster M22
在我们以前的研究中，我们发现特殊的球状星团（GC）M22包含两个不同的恒星星族，即具有不同物理性质的Ca-w和Ca-s族，它们具有不同的化学组成、空间分布和运动学特征。我们认为M22最有可能是在矮星系环境中通过两个具有异质金属丰度的GC合并形成的，后来吸积到我们的银河系中。在最近的研究中，Mucciarelli等人声称M22是一个正常的单金属球状星团，在两组恒星之间没有任何可感知的金属量分布，这对我们的结果和其他人的结果提出了挑战。我们设计了新的策略，本地热力学平衡（LTE）丰度分析的红巨星分支（RGB）的恒星在GC中，并显示存在一个蔓延的铁丰度分布在M22。
2016-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
N-body models of globular clusters: metallicity, half-light radii and mass-to-light ratios
大小差异接近。在球状星团的红色（富金属）和蓝色（贫金属）子群体之间观察到20%的差异，这引起了一个持续的争论，即这些差异是来自投影效应还是金属丰度的差异。我们提出了直接N体模拟的富金属和贫金属的恒星星族演化研究金属丰度对集群演化的影响。该模型开始与N = 100000恒星，包括原始的二进制。我们还考虑了与金属丰度相关的恒星演化和外部潮汐场。我们发现这些模型的半质量半径没有显着差异，表明集群结构相似。然而，利用观测工具来拟合半光（或有效）半径证实，与恒星演化相关的金属丰度效应与质量分离等动力学效应相结合，产生了平均17%的表观尺寸差异。金属丰度对整个星系团光度的影响也导致富金属星系团的质光比更高。
2012-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular clusters in the outer Galactic halo: new HST/ACS imaging of 6 globular clusters and the Galactic globular cluster age-metallicity relation
本文给出了由哈勃空间望远镜（HST）F606 W、F814 W高级巡天照相机测光得到的6个球状星团的色星等图（CMD）。这6个星系在银河中心距离（Rgc）上形成了两个松散的分组：IC 4499、NGC 6426和鲁普雷希特106在约15-20 kpc，NGC 7006、帕洛马15和Pyxis在约40 kpc。CMD允许在每种情况下从主序列关闭来估计年龄。此外，Palomar 5的年龄（Rgc ~ 18 kpc）是使用档案HST宽视场行星照相机2 V，I测光估计的。年龄分析显示：IC 4499，Ruprecht 106和Pyxis比具有类似金属丰度的内晕GC年轻1-2 Gyr; NGC 7006和Palomar 5比它们的内晕对应物稍微年轻; NGC 6426和Palomar 15是样品中最贫金属的两个GC，在不确定性范围内与所有其他贫金属GC同时代。结合我们以前的努力，目前的样本提供了强有力的证据，银河系GC年龄-金属丰度关系由两个不同的分支。一个表明在银河系内部的快速化学富集，而另一个则表明在外晕中长时间的GC形成。后者是一致的外晕GC形成于矮星系，后来被银河系吸积。
2011-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. III. On the Discrepancy in Metallicity between Globular Cluster Systems and their Parent Elliptical Galaxies
河外天文学的难题之一是观测到的早期型星系的两个主要恒星组成部分--球状星团（GC）和晕场星之间的金属丰度分布函数（MDF）的差异。这通常被认为是GC系统和它们的母星系之间高度分离的演化历史的证据。然而，在这里，我们表明，在连接所观察到的GC颜色，其内在的金属性的新发展建议非线性颜色-金属性转换，这将观察到的颜色分布转化为强峰值，单峰的MDF与广泛的贫金属的尾巴。值得注意的是，推断的GC MDFs是类似的解析场星附近的椭圆星系的MDFs和化学演化模型的星系。气相色谱仪的形状，其特征是一个尖锐的峰与金属贫尾部，表明一个几乎连续的化学富集与一个相对较短的时间尺度。特征形状出现在宿主星系质量的三个数量级上，表明各种GC系统之间存在普遍的化学富集过程。由于GC比同一星系中的场星更蓝，因此GC的化学富集过程可能比场恒星星族的化学富集过程更早停止，如果是这样的话，GC优先追踪星系形成中主要的、充满活力的恒星形成事件。我们进一步提出了GC系统之间可能存在的系统性年龄差异，即在更明亮的星系中GC系统更老。这与星系的缩小范例一致，并支持GC和场星共享的类似性质。我们的发现表明GC系统和它们的母星系比以前认为的有着更共同的起源，因此大大简化了星系形成的理论。
2011-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Mass-Metallicity Relation of Globular Clusters in the Context of Nonlinear Color-Metallicty Relations
河外球状星团（GC）星族研究的两个最新经验进展是蓝色GC的色-星等关系（“蓝色倾斜”）和光学GC色与金属丰度的非线性关系。颜色-星等关系被解释为质量-金属丰度关系，被认为是自富集的结果。非线性颜色-金属丰度关系已经被证明可以从单峰金属丰度分布产生双峰颜色分布。我们模拟GC人口，包括质量金属丰度标度关系和非线性颜色金属丰度关系的理论和观测的动机。根据假设的金属丰度范围和GC光度函数（GCLF）的宽度，我们发现，模拟的人口可以有双峰的颜色分布与“蓝色倾斜”类似的观察，即使金属丰度分布出现单峰。产生这些特征的模型具有相对高的平均GC金属丰度和几乎相等的蓝峰和红峰，这是巨大椭圆星系的特征。在矮椭圆星系典型的金属丰度模型中，蓝色倾斜不太明显;这些星系中较窄的GCLF在降低其色星等斜率的重要性方面具有更大的影响。我们严格审查的证据，非线性与双峰金属丰度的解释的特点双峰颜色直方图的巨型椭圆，并得出结论，这个问题仍然是开放的。我们讨论了进一步的理论和观测进展的前景，在约束这里提出的模型，并揭示真正的河外球状星团系统的金属丰度分布。
2010-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
