The Na-O anticorrelation in horizontal branch stars. IV. M22
我们用FLAMES获得了94颗属于M22 HB的候选星的高分辨率光谱。我们观察到的HB星跨越了一个有限的温度范围（7，800 <Teff<11，000 K），其中大约60%的M22 HB星都是这样。在我们的样本中，我们可以区分三组颜色分离的恒星（虽然相邻）：第1组（49颗恒星）是贫金属，N-正常，Na-贫和O-丰富的丰度与先前研究中确定的原始RGB恒星组相匹配。第2组（23颗恒星）仍然是贫金属的，但富含N和Na，尽管O只是非常轻微的贫化。我们可以确定这个中间组是贫金属RGB星的后代，它们占据了Na-O反相关的中间位置。第三组（20颗恒星）富含金属、Na和O，可能是之前发现的富含金属的RGB星族中O最丰富的组成部分。我们没有观察到任何严重的O-耗尽的恒星，我们认为这些恒星的后代落在HB较热的部分。富含金属的人口也过于丰富的Sr，与相应的RGB和SGB星的结果一致。然而，我们没有发现任何显着的变化之间的比例的N和O丰度的总和Fe。有一些证据表明，第2和第3组恒星的He含量增加（Y=0.338 \pm 0.014 \pm 0.05）。我们的研究结果同意的命题，即化学成分驱动器的位置，恒星沿HB的GC。此外，我们还发现了一些快速旋转子。它们集中在沿着M22的HB的有限温度范围内。
2014-01-28 astro-ph.SR
A large stellar evolution database for population synthesis studies. V. Stellar models and isochrones with CNONa abundance anticorrelations
我们提出了一个新的网格的恒星模型和等时线的老恒星星族，覆盖了大范围的[Fe/H]值，为重元素混合物的特点是CNONa丰度的关系，观察到在银河系球状星团恒星。分析了这种金属丰度模式对低质量恒星从主序星到水平分支阶段演化性质的影响。我们执行这些新的模型之间的比较，和我们的参考α增强计算，并简要讨论CMD显示多个主序星或亚巨星分支的影响。CN丰度对颜色- T_{eff}转换的影响的一个简短的定性讨论也被提出，突出需要确定理论颜色转换为适当的金属混合物，如果要解释观测的Stroemgren系统，或宽带滤波器bluebward的约翰逊V波段。
2009-03-04 astro-ph.SR
The Na-O anticorrelation in horizontal branch stars. III. 47 Tuc and M 5
为了检验球状星团的多星族假设对它们的HB的影响，我们分析了47个Tuccenda中110颗红色HB（RHB）星和M5中61颗蓝色HB（BHB）星和30颗RHB星的组成。在47 Tuc中，我们发现恒星的颜色与它们的p-捕获元素丰度之间存在紧密的关系。这有力地支持了这样一种观点，即氦含量-预计与p-捕获元素的丰度密切相关-是决定HB星颜色的第三个参数（在总体金属丰度和年龄之后）。然而，在47 Tuc中He丰度的范围必须很小（Δ Y<0.03）才能重现我们的观测结果;这与以前的分析一致。47 Tuc中p-和n-俘获元素丰度之间可能存在相关性。如果得到证实，这可能表明中等质量的AGB恒星对第二代恒星形成的气体做出了贡献。考虑我们样本中的选择效应（不包括温度高于11000 K和RR Lyrant变星）对于理解我们对M5的结果很重要。在这种情况下，我们发现，正如预期的那样，RHB星是贫Na和富O的，可能属于原始人口。有一个明确的相关性[Na/O]比和N丰度与颜色沿BHB。对这些恒星的He丰度进行推导，得出Y=0.22 \pm 0.03的低值。这是预料之中的，因为在这个星团中一个假定的氦丰富的人口HB星应该比11000 K温暖，因此不会被我们的分析采样。然而，我们需要一些额外的散射源在总质量损失的恒星爬上RGB重现我们的结果为M5。最后，我们在47 Tuc的HB上发现了一颗C星，在M5的HB上发…
2012-10-15 astro-ph.SR
The second and third parameters of the Horizontal Branch in Globular Clusters
球状星团的水平分支（HB）第二参数是恒星演化研究中的一个重要问题。大型光度和光谱数据库允许重新检查这个问题。我们推导出中位数和极端（90%的分布）的颜色和大小的恒星沿HB约100 GC。我们将这些转换成中等和极端质量的恒星HB考虑到进化的影响，并将这些质量与红巨星分支的尖端预期的质量进行比较，以得出恒星损失的总质量。一个简单的线性依赖于金属的总质量损失很好地解释了HB星的中值颜色。将这一质量损失定律作为普适的，我们发现年龄是主要的第二参数。但是，至少需要第三个参数。最有可能的候选者是He丰度，这可能是不同的GC恒星属于不同的恒星世代，其存在以前来自Na-O和Mg-Al的关系。中位氦丰度的变化可以解释一些GC的极蓝HB;这种变化与R参数相关。合适的He丰度允许从HB得出年龄，这与从主层序获得的年龄一致。这些后者的年龄小的修正，然后提出，产生一个紧密的年龄金属丰度关系盘和凸起GC。恒星到恒星的变化，他的内容解释了延长的HB。这一延伸与Na-O关系的四分位数之间有很强的相关性。GC内He含量变化的主要驱动因素似乎是总的团簇质量。图47 Tuc和M3表现出特殊的行为;然而，它们可以被容纳在GC形成的情景中，这种情景将它们的起源与非常大的恒星形成事件后产生的冷却流联系起来。
2010-05-10 astro-ph.SR
Horizontal-branch morphology and multiple stellar populations in the anomalous globular cluster M22
M22是一个异常的球状星团，包含两组不同金属丰度和s元素丰度的恒星。这两个星系团中恒星间的轻元素变化，以及单独的Na-O和C-N关系的存在，表明这颗银河卫星经历了复杂的恒星形成历史。我们已经分析了火焰/UVES光谱覆盖一个小的颜色间隔，在最红的水平分支（HB）的部分，这个集群和研究可能的关系之间的化学成分的恒星和它的位置沿HB。我们的化学丰度分析考虑了偏离局部热力学平衡（NLTE效应）所带来的影响，这对我们恒星所跨越的大气参数范围内的测量谱线很重要。我们发现，所有的分析的恒星是钡贫和钠贫，从而支持的想法，沿着HB的恒星的位置是严格相关的化学成分，HB形态的影响，存在不同的恒星星族。
2013-02-24 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
The oxygen vs. sodium (anti)correlation(s) in omega Cen
最近对欧米茄Cen巨星的大样本的检查表明，它与单金属球状星团一样，在铁含量在-1.9<~[Fe/H]<~-1.3范围内的每个恒星子集中，都存在钠与氧的关系。这些发现表明，虽然欧米茄Cen的第二代形成历史比单金属簇更复杂，但它与那些简单的簇共享一些关键步骤。此外，-1.3<[Fe/H]<~-0.7范围内的巨星显示出直接的O-Na相关性，其中O含量较低，但Na含量高达太阳的20倍。这些特殊的钠丰度并不被其他环境中的恒星所共享，这些环境通常被认为经历了类似的化学演化，例如人马座矮星系。这些O和Na丰度与相同金属丰度范围内的大质量渐近巨星分支星（AGB）的产额很好地匹配，表明ω Cen中[Fe/H]>-1.3的恒星很可能是由相同金属丰度的大质量AGB的纯喷出物直接形成的。这是可能的，如果在祖先系统中[Fe/H]>-1.3的大质量AGB演化时，星系团周围的所有原始气体都已被先前的恒星形成事件耗尽，或者原星系团与银河系的相互作用导致其质量或其暗物质晕的大部分损失，并且超新星喷出物能够将气体清除出系统。在缺乏稀释的金属丰富的人口借给进一步支持的情况下形成的第二代恒星在冷却流从大规模AGB祖星。我们认为ω Cen的整个形成发生在几个10^8年内，并讨论了s-过程元素的迅速形成问题。
2011-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The helium abundance in the metal-poor globular clusters M30 and NGC6397
我们给出了两个贫金属星系团M30和NGC 6397的氦丰度。通过使用ESO甚大望远镜上的高分辨率光谱仪FLAMES和测量M30和NGC 6397中分别有24颗和35颗水平分支星的4471 A处的HeI线，已经获得了氦的估计值。这个样本代表了迄今为止在贫金属星系团中收集的最大的He丰度数据集。M30的He质量分数为Y=0.252 ± 0.003（σ =0.021），NGC 6397的He质量分数为Y=0.241 ± 0.004（σ =0.023）。这些值与宇宙学丰度完全一致，因此表明水平分支恒星的He含量并不强烈。Y分布的小范围与观测到的主序列分裂的预期一致。最后，我们发现了一个暗示，在NGC 6397中Y和[O/Fe]之间存在弱的负相关关系，这与贫氧星是由热质子捕获反应产物污染的（富He）气体形成的预测一致。
2014-03-03 astro-ph.SR
Oxygen and Sodium Abundances in M13 (NGC 6205) Giants: Linking Globular Cluster Formation Scenarios, Deep Mixing, and Post-RGB Evolution
我们目前的O，Na和Fe的丰度，以及径向速度，为113红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）恒星的球状星团M13。丰度和速度是基于WIYN-Hydra摄谱仪获得的光谱，观测范围从水平分支（HB）到RGB尖端。研究结果的背景下，最近的球状星团的形成方案。我们发现，M13具有许多关键特征，表明其形成和化学富集是由当前模型很好地描述。其中一些观测结果包括：贫氧星的中心浓度，[O/Fe]随光度增加而显著降低（但[Na/Fe]略有增加），主要影响“极端”的人口，一小部分恒星具有类似晕的成分，以及缺乏贫氧AGB星。与最近的工作一致，我们得出结论，最贫氧的M13巨星可能是He丰富的，大多数（所有？）O-贫RGB星演化成为极端HB和AGB-manqué星。相比之下，“原始”和“中间”人口恒星似乎经历了标准的HB和AGB演化。
2012-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
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 Abundance of Lithium in an AGB Star in the Globular Cluster M3 (NGC 5272)
用WIYN 3.5米望远镜上的Hydra多目标摄谱仪对球状星团M3中的红巨星进行了一次观测，发现红巨星vZ 1050中有一个突出的Li I 6707 $Å$特征。ARC 3.5米望远镜的后续光谱学证实了这一观测结果，并得出A（Li）$_{NLTE}$的丰度= 1.6 $\pm$ 0.05。此外，从同一光谱测量到的高氧和低钠丰度表明vZ 1050是第一代星团恒星。在星系团的色星等图中，位于红巨星水平分支上方和红巨星蓝色分支上方的位置vZ 1050将vZ 1050置于M3的渐近巨星分支上。锂丰度增加的可能来源是在vZ 1050中运行的Cameron-Fowler机制。
2016-08-03 astro-ph.SR
Massive AGB models of low metallicity: the implications for the self-enrichment scenario in metal poor Globular Clusters
背景：我们提出了低金属量的中等质量恒星模型的物理和化学性质，沿着热脉冲阶段演变。目的：这项工作的目标是扩展到低金属丰度，Z = 1，2和6 × 10 ^{-4}，以前计算的化学模型的典型球状星团的中间金属丰度（Z = 0.001），以及我们银河系中发现的最富金属的星系团（Z = 0.004）;主要目标是测试贫金属球状星团的自富集情况。我们计算了金属丰度Z = 10 ^{-4}、2 × 10 ^{-4}和6 × 10 ^{-4}的三个中质量模型网格;在整个AGB阶段，进化序列从主序前开始，几乎直到整个包膜的排出。我们讨论的喷出物的化学，特别是质量分数的那些元素，已被调查期间的许多，深，spectrocopic调查的球状星团结果：虽然氧和钠的数据是稀缺的低金属含量球状星团，少数数据的未进化的恒星在NGC6397是兼容的模型。此外，我们发现与星团M15中未演化恒星的C-N关系很好的一致。然而，在这个星团中，没有发现低氧（[O/Fe]=-1）的恒星。根据目前的模型，最大的，非常贫金属的星团应该包含这样的恒星。在最低金属丰度Z = 10 ^{-4}时，由于氧丰度的急剧下降，质量最大的AGB的喷出物具有C/O> 1。我们讨论了这一预测的可能影响。
2009-03-05 astro-ph.SR
The 10830 A He I Line Among M13 Red Giants
Messier 13的两个性质与贫金属恒星的质量损失和球状星团的化学演化研究有关：（i）一个延伸的蓝色水平分支，似乎需要红巨星祖星的质量损失，并可能需要增加氦丰度，以及（ii）质量范围从C到Al的元素的内部丰度不均匀性的存在。对第二种现象的流行解释是，M13是由中等质量的渐近巨星分支（IM-AGB）的一种类型的恒星，也可能已经能够煽动氦富集自我丰富。利用凯克2号望远镜上的NIRSPEC光谱仪，我们已经获得了由He I产生的10830 A吸收特征的光谱，这些光谱是针对M13中的7颗红巨星选择的，它们的CN带强度、氧和钠丰度在3883范围内。虽然这些光谱确实揭示了一些M13红巨星中存在快风，但它们几乎没有支持可能由M13原星团内IM-AGB恒星活动爆发产生的氦丰度差异。
2014-10-13 astro-ph.SR
The helium spread in the Globular cluster 47 Tuc
光谱学表明，在47 Tuc星系团中，有50- 70%的样品存在CN带二配位和Na-O配位关系，而47 Tuc星系团则被认为是光度分析中高金属丰度星系团的“正常”原型。最近，对大量星团核心的档案HST数据的重新分析已经能够证明次巨星分支中存在结构：它有一个较亮的组成部分，星等分布为$\sim$ 0.06等，第二个组成部分由大约10%的恒星组成，稍微暗淡（$\sim$ 0.05等）。这些数据还表明，星团的主序有一个内在的颜色分布，如果解释为由于氦丰度的小范围分布，则表明$Δ$ Y $\sim$ 0.027。在这项工作中，我们详细研究是否水平分支形态和子巨结构提供了进一步的独立迹象表明，一个真正的-虽然非常小的氦扩散是存在于集群。我们重新分析的HST档案数据的水平分支的47 Tuc，获得一个样本的$\sim$ 500恒星光度误差非常小，并建立人口合成的基础上，新的模型，以表明其特殊的形态可以更好地解释考虑到扩散的氦丰度的2%的质量。氦的变化也可以解释次巨星分支的光度分布，而第二代的一小部分则以C+N+O的小幅增加为特征，并为较暗的次巨星分支提供了解释。我们的结论是，三个光度特征一致形成的范例，一个小的，但真正的氦扩散是存在于一个集群，没有壮观的证据，多个人口一样，其他大规模集群。
2010-06-11 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
Abundance of zinc in the red giants of Galactic globular cluster 47 Tucanae
本文研究了银河系球状星团47~Tuc红巨星支（RGB）星大气中锌和轻元素钠、镁、钾的丰度之间的可能关系，并研究了星团RGB星的化学组成与动力学性质之间的联系。利用1D局域热平衡（LTE）合成谱线轮廓拟合英澳望远镜（AAT）高分辨率2dF光谱，测定了27颗47~Tuc的RGB星中锌的丰度。拟合过程中使用的合成光谱计算与SYNTHE代码和一维ATLAS 9恒星模型大气。在27颗RGB星样品中测定的平均1D~LTE锌铁丰度比及其因星间丰度分布引起的均方根变化为$\langle{\rm[Zn/Fe]}\rangle^{\rm 1D~LTE}=0.11\pm0.09$。我们没有发现任何统计上显着的关系之间的丰度锌和轻元素。我们也没有发现个别恒星的锌丰度与它们距星团中心的投影距离之间有任何显着的相关性或正相关性。最后，没有发现个别恒星的绝对径向速度与其大气中锌的丰度之间存在统计学上的显著关系。测定的平均[Zn/Fe] $^{\rm~1DLTE}$比与早期研究中在该星团中测定的值一致，并且与该金属丰度的银河场星的值几乎一致。这些结果表明，在47~Tuc期，锌和轻元素的核合成是在独立的、不相关的途径中进行的。
2018-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A WFC3/HST view of the three stellar populations in the Globular Cluster NGC6752
哈勃太空望远镜的多波段测光显示，球状星团NGC 6752的主序星、次巨星和红巨星分支分裂成三个主要部分，与其水平分支恒星的三个不同部分非常相似。这些三重序列与三个恒星群一致：化学成分类似于场晕星的恒星星族（种群a），具有增强的钠和氮、贫化的碳和氧以及增强的氦丰度的种群（c（Δ Y ~0.03），以及具有中间（在群体a和c之间）化学组成和略微氦增强（Δ Y ~0.01）的群体（b）。这些组成部分包含约25%（星族a），约45%（星族b）和约30%（星族c）的恒星。在大约2.5个半质量半径的范围内，没有发现三个种群相对数量的径向梯度。
2013-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The normal chemistry of multiple stellar populations in the dense globular cluster NGC 6093 (M 80)
我们提出了82红巨星分支星的丰度分析密集，贫金属的球状星团NGC 6093（M 80），最大的恒星样本，以这种方式分析该集群。根据14颗恒星的高分辨率UVES谱和其它恒星的中分辨率GIRAFFE谱，我们计算出O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Co，Ni，Cu，Zn，Y，Zr，Ba，La，Ce，Pr，Nd，Sm，Eu的丰度。在我们的UVES金属丰度表上，M 80的平均金属丰度为[Fe/H]=-1.791+/-0.006+/-0.076（+/-统计+/-系统误差），均方根=0.023（14颗星）。M 80显示了恒星之间质子捕获元素的变化，并且Na-O关系的扩展完全符合我们小组先前发现的（i）总星系团质量，（ii）水平分支形态和（iii）星系团浓度的关系。M 80中多个恒星星族的化学成分看起来并不极端。该星团也是晕状球状星团的典型代表，因为它涉及α-捕获和Fe族元素的模式。然而，我们发现需要s过程的显着贡献才能解释中子捕获元素的分布。M 80中的少数恒星似乎表现出略微增强的s-过程物种丰度，与M 22和NGC 1851中观察到的一致，但需要更大样本的进一步确认。
2015-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Comparative Study Between M30 and M92 : M92 Is A Merger Remnant With A Large Helium Enhancement
本文比较M30与M92的化学丰度和星族特征，发现M92具有双峰金属丰度、ΔY约0.05的氦增丰及不同[Eu/Fe]，主张其为两个球状星团的并合遗迹。
2023-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
