Fluorine Abundances in the Globular Cluster M 4
我们目前的化学丰度元素碳，钠，氟在15个红巨星的球状星团M 4，以及6个红巨星的球状星团$ω$半人马座。通过光谱合成在LTE中计算化学丰度。所分析的光谱是在$λ$ 2.3 $μ$ m附近的近红外区域获得的高分辨率光谱，使用8.1 m双子座南望远镜上的Phoenix摄谱仪，麦克唐纳天文台2.7 m望远镜上的IGRINS摄谱仪和ESO 8.2 m甚大望远镜上的CRIRES摄谱仪。结果表明，由于分析中使用的HF（1-0）R9线的激发电位向下修正，与文献中M 4和$ω$ Centauri的先前值相比，氟丰度显著降低。获得的M 4红巨星的氟丰度被发现是反相关的Na，下面的典型模式的丰度变化之间的球状星团不同的恒星星族。在M4中，随着Na丰度增加$\sim$ +0.4 dex，F丰度减少$\sim$ -0.2 dex。通过比较两组恒星演化模型的丰度预测发现，对于Na的+0.4 dex的相同增加，模型预测的F耗尽（$\sim$ -0.1 dex）要少一些。
2019-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances in the Metal-Poor Globular Cluster ESO 280-SC06: A Formerly Massive, Tidally Disrupted Globular Cluster
University of Chicago（芝加哥大学）；Syracuse University（雪城大学）；University of New South Wales（新南威尔士大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学促进会）；University of Florida（佛罗里达大学）
研究发现ESO 280-SC06的低金属度和第二群体恒星比例，推断其初始质量较高且经历潮汐破坏。
2026-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances in bright giants of the globular cluster M62 (NGC 6266)
除了泰山5之外，所有银河系的球状星团都具有显著的金属丰度分布，例如欧米茄Cen和M22，它们都是具有延伸的水平分支的更明亮的星团。在这里，我们介绍了球状星团M62中七颗亮巨星的径向速度和化学丰度，这是一个以前很少研究的星团。M62的M_V =-9.18，是银河系中亮度排名第九的球状星团，并有一个延伸的水平分支。在我们的样本中，我们发现（i）没有证据表明金属丰度[Fe/H]的分散，超出了测量的不确定性，（ii）恒星与恒星之间的C，O，Na和Al的丰度变化与这些元素之间的通常相关性在其他球状星团中看到的，和（iii）元素Zr，Ba和La的全球富集水平[X/Fe] = +0.4 dex。对于比La重的元素，丰度比与标度太阳$r$过程分布一致。低于La，丰度是异常的，当相比，缩放太阳的S-过程或R-过程分布。对于这些元素，M62中的丰度特征与快速旋转大质量恒星的s过程的预测一致，尽管我们测量的高[Rb/Y]比可能对这种情况构成挑战。
2014-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Beryllium abundances in turn-off stars of globular clusters with the CUBES spectrograph
球状星团拥有多个恒星星族，这些恒星族显示出受热氢燃烧影响的轻元素的星与星变化（例如，He，C，N，O）。有人提出了几种设想来解释这些差异。大多数涉及多个恒星形成事件，其中后代是由前一代恒星的核合成产物污染的物质产生的。模拟这种情况的一个困难是了解加工材料和原始材料混合的程度。在这方面，在不同世代的关闭恒星中测量的铍丰度可以提供新的信息。铍来自宇宙射线，只能在恒星内部被破坏。因此，铍的丰度可以直接衡量形成球状星团中恒星的物质的污染程度。然而，球状星团中的关闭恒星是暗淡的，这种研究超出了现有仪器的能力。在这项工作中，我们展示了CUBES摄谱仪将给这一领域带来的进展。我们的模拟表明，CUBES将能够检测到的变化约0.6德克斯之间的恒星从不同的世代，在附近的几个球状星团的关闭幅度下降到$V$ = 18马格的Be丰度。
2022-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Detailed Abundances of 15 Stars in the Metal-Poor Globular Cluster NGC 4833
我们用麦哲伦天文台的稻盛京瓷Echelle摄谱仪观测了质量相对较大的贫金属球状星团NGC 4833中的15颗红巨星。我们计算了每颗恒星的恒星参数，并进行了标准丰度分析，得出了43种39种元素的丰度，其中包括20种比铁族重的元素。我们从Fe Ⅰ线得到<[Fe/H]> = -2.25 +/- 0.02，从Fe Ⅱ线得到<[Fe/H]> = -2.19 +/- 0.013。我们证实了早期的结果，发现在NGC 4833中没有内部金属丰度分布，并且在铁族（19 <= Z <= 30）中的任何元素之间都没有显着的恒星间丰度分布。我们恢复了轻元素C、N、O、Na、Mg、Al和可能的Si之间通常的丰度变化。重元素的分布反映了r-过程核合成的富集（[Eu/Fe] = +0.36 +/- 0.03），正如在许多其他贫金属的球状星团中所发现的那样。我们调查小恒星之间的中子捕获元素的变化，我们得出结论，这些可能不是真正的变化。Th丰度的上限，log Th/Eu < -0.47 +/- 0.09，表明NGC 4833，像其他研究Th的球状星团一样，没有经历所谓的“锕系元素的提升”。"
2015-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Heavy element abundances in Galactic Globular Clusters
本研究通过分析18个银河系球状星团中210颗巨星的重元素丰度，发现Cu与Na无相关性，且多数星团化学演化与场星相似，中等金属丰度下Y与Na呈弱相关，为银河系化学演化提供了约束。
2024-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisited fluorine abundances in the globular cluster M22 (NGC 6656)
氟是球状星团中多个恒星星族形成历史的一个相当好的示踪剂，这一点已经被一些研究所揭示。最近有两个不同的研究小组报道了球状星团M22中红巨星氟丰度的巨大变化。然而，其中一项研究声称，氟的丰度与该星团中的钠丰度反相关，从而得出了关于M22化学历史的强有力结论。为了验证这一重要发现，我们重新研究了一些以前研究过的恒星的F丰度测定。因此，我们重新分析了M22中发现的RGB星的一些高分辨率VLT/CRIRES光谱，以便从2.336微米HF线的光谱合成重新估计它们的氟丰度。与以前的估计不同，我们表明，只有上限或可疑的氟丰度与大的不确定性，在M22 RGB恒星可以推导出来。这可能是由于不正确的识别连续波动的HF签名结合错误的恒星径向速度的校正。这种连续波动可能是分析光谱中仍然存在的大地残留物的结果。因此，目前还不能从这个星团的氟含量中得出关于M22第一代恒星所造成的化学污染的明确结论。
2013-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Peculiar Chemical Inventory of NGC 2419 -- An Extreme Outer Halo "Globular Cluster"
NGC 2419是一个巨大的外晕星系球状星团，其恒星先前已被证明具有某种特殊的丰度模式。我们用Keck/HIRES在合理的信噪比下观测到了NGC 2419的7颗亮巨星。其中一颗巨行星非常特殊，[Mg/Fe]极低，[K/Fe]极高，但大多数其他元素的丰度正常。丰度模式与任何超新星模型的核合成产率都不匹配。其他六颗恒星的丰度比是典型的内晕星系球状星团，图中以附近球状星团M30中的巨星为代表。虽然我们的测量表明NGC 2419在某些方面是不寻常的，但它的整体性质并没有提供令人信服的证据来证明内晕和外晕球状星团之间的差异。
2011-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
A broad perspective on multiple abundance populations in the globular cluster NGC 1851
本文分析了球状星团NGC 1851的多恒星星族。我们使用巨恒星的低分辨率光谱来测量CN，CH和钙H & K光谱指数，并确定碳和氮的元素丰度。CN和CH指数被用来确认星团中有四个星群。原始人口的恒星，最低的CN，被认为是一般化学元素丰度从第二代人口不同。正如预期的那样，[N/Fe]随着CN强度的增加而增加，但与CN相关的唯一其他元素是钡。发现两个最大的恒星群体在恒星沿着巨分支上升时具有相同的碳吸收率。我们还能够证实，四个先前确定的潮外恒星与该星团有化学联系。这项工作表明，考虑化学的球状星团与高，低分辨率的光谱的好处。
2016-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Aluminum abundances of multiple stellar generations in the globular cluster NGC 1851
研究了特殊的球状星团NGC 1851中红巨星的铝丰度分布。铝的丰度是从强双重态Al I 8772-8773 A中获得的50颗星团恒星的中分辨率火焰光谱测量的，这些恒星是在盖亚-ESO公众调查中获得的。我们将这些丰度与先前推导的O，Na，Mg丰度相结合，以充分表征NGC 1851早期恒星世代中高温下H燃烧的NeNa和MgAl循环的相互作用。在我们的样本中的恒星显示出Al，Na和Si之间的良好定义的相关性; Al与O和Mg之间的相关性很好。[Al/Fe]比的平均值从第一代恒星到第二代恒星稳步增加，第二代恒星具有中间和极度修改的成分。我们在一个更大的数据库上证实了我们最近获得的结果（Carretta et al. 2011 a）：质子捕获元素的丰度模式意味着NGC 1851中有适度的Al产生。我们发现的证据，在NGC 1851中的红巨星的更丰富的金属成分的Al和Ba丰度之间的统计上显着的正相关性。
2012-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances of Two Stars in the Large Magellanic Cloud Globular Cluster NGC~1718
利用MIKE光谱仪的高分辨光谱观测，给出了中等年龄大麦云（LMC）球状星团NGC~1718中两颗恒星的详细化学丰度。NGC~1718是一个相当富金属的星团，平均[Fe/H] ~ -0.55+/-0.01。这两颗红巨星似乎具有原始的O，Na，Mg和Al丰度，没有令人信服的迹象表明两颗恒星之间的成分差异-因此，基于这两颗恒星，NGC~1718没有证据表明拥有多个种群。Mg丰度低于银河系场星，但与相同金属丰度的大麦哲伦星系场星相近。因此，本研究不支持NGC~1718中极低[Mg/Fe]的先前声明。其他元素（Si、Ca、Ti、V、Mn、Ni、Cu、Rb、Y、Zr、La和Eu）的丰度都遵循大麦哲伦星系的场星趋势，再次证明（对于大多数元素）球状星团的丰度都追随其宿主星系的场星。与场星类似，NGC~1718被发现轻微缺乏爆炸性$α$元素，但中度到严重缺乏O、Na、Mg、Al和Cu，这些元素是在大质量恒星的流体静力燃烧过程中形成的。NGC~1718的La含量也有所增加，表明它富含贫金属AGB星的喷出物。
2017-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon Abundance of Globular Cluster M22 (NGC 6656) and the Surface Carbon Depletion Rates of the Milky Way Globular Clusters
本研究基于测光碳丰度测量推导了银河系多个球状星团（M22、M5、M3、M92）RGB恒星的碳消耗率，发现其具有金属丰度依赖性，且第二代恒星消耗率大于第一代，为理论模型混合效率和晕族恒星碳丰度演化提供了关键约束。
2023-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
No Heavy Element Dispersion in the Globular Cluster M92
虽然最近有人声称，在旧银河系球状星团M92的重中子捕获元素的丰度有很大的分散，我们表明，测量的分散度的绝对丰度的4个稀土元素内的12个发光红巨星在M92（小于或等于0.07德克斯）的样本不超过相关的不确定性来源。正如以前的研究所预期的那样，重元素显示出r过程的特征。它们的丰度比基本上与附近另一个金属丰度相似的球状星团M30相同。
2011-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Potassium abundance in the globular clusters NGC104, NGC6752 and NGC6809
利用ESO甚大望远镜FLAMES高分辨率光谱数据，计算了银河系球状星团NGC 104（144颗星）、NGC 6752（134颗星）和NGC 6809（151颗星）红巨星分支星的钾丰度。在所考虑的样品中，我们没有发现[K/Fe]的显著内在差异（证实了Carretta等人先前的发现），这与大质量星系团NGC 2419和NGC 2808的情况不同。此外，在NGC 104和NGC 6809中发现了轻微显著的[K/Fe]-[O/Fe]反相关，在NGC 104和NGC 6752中发现了[K/Fe]-[Na/Fe]相关。我们的分析结果与一种假设是一致的，即导致球状星团中多居群的过程也意味着K丰度的富集，相关的[K/Fe]增强的幅度只有在显示O和Mg耗尽效应最极端的恒星中才能测量到。到目前为止，只有在含有一些贫镁恒星的星团中才发现[K/Fe]增强的恒星，而其他没有贫镁子种群的球状星团则显示出很小或零的[K/Fe]扩散。
2017-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Catalog of Chromium, Cobalt, and Nickel Abundances in Globular Clusters and Dwarf Galaxies
我们测量了4113颗红巨星中铬、钴和镍的丰度，其中包括球状星团中的2277颗恒星、银河系矮卫星星系中的1820颗恒星和16颗场星。我们测量了大多数档案Keck/DEIMOS中分辨率光谱的丰度，分辨率为R ~ 6500，波长范围约为6500-9000 A。通过拟合包含所考虑元素的吸收线的光谱区域来确定丰度。我们使用了我们以前从相同光谱中确定的温度，表面重力和金属丰度的估计。我们估计系统误差，通过检查分散的丰度内单金属球状星团。[Cr/Fe]、[Co/Fe]和[Ni/Fe]的中值不确定度分别为0.20、0.20和0.13。最后，我们通过重复测量验证了我们对不确定性的估计，并通过与相同恒星的高分辨率光谱测量进行比较，评估了我们测量的准确性和精密度。
2019-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundance analysis of red giant branch stars in the globular cluster E3
上下文球状星团是已知的主机多个恒星星族，这是他们的形成过程的一个标志。球状星团E3是为数不多的被认为没有多个种群的低质量球状星团之一。目的。我们调查了E3中的红巨星分支星，目的是为这个星团提供第一个详细的化学清单，我们确定了它的径向速度，并为这个星团中可能存在的多个种群提供了额外的见解。方法.我们获得了四颗红巨星分支星的高分辨率FLAMES-UVES/VLT光谱，它们可能是E3的成员。我们进行了本地热力学平衡丰度分析的基础上，一维平面平行ATLAS 9模式大气。丰度来自线等效宽度或光谱合成。结果我们测量了Na和铁峰（Fe、V、Cr、Ni、Mn）、$α$（Mg、Si、Ca、Ti）以及中子俘获元素（Y、Ba、Eu）的丰度。星团的平均日心径向速度、金属丰度和钠丰度比分别为v $_{helio}$ =12.6 $\pm$ 0.4 km/s（$σ$ =0.6 $\pm$ 0.2 km/s）、[Fe/H]=-0.89 $\pm$ 0.08 dex和[Na/Fe]=0.18 $\pm$ 0.07 dex。低钠丰度，没有明显的蔓延是暗示一个集群为主的第一代恒星与低分辨率光谱的基础上的结果。观测到的恒星数量很少，不能排除第二代恒星的少数。观测到的化学丰度与在银河系恒星中观测到的趋势是一致的。
2018-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Iron and neutron-capture element abundance variations in the globular cluster M2 (NGC 7089)
我们目前的CN和CH指数和CaII三重态金属丰度的34个巨星和化学丰度的33个元素在14个巨星的球状星团M2。假设程序星是星团成员，我们的分析揭示了（i）CN和CH线强度的极端变化，（ii）金属丰度分散，主峰在[Fe/H] = -1.7处，较小的峰在-1.5和-1.0处，（iii）轻元素O，Na，铝和硅和（四）一个大的（可能是双峰）分布的所有元素的丰度，主要是通过在太阳系材料的S-过程。根据Roederer et al.（2011），我们定义了两组恒星，“r+s”和“仅r”，并从前者中减去后者的平均丰度，以获得“s过程残差”。尽管这三个系统所涵盖的金属丰度范围不同，但这一s过程残留物与M22和M4中发现的非常相似。最近的研究发现M2中有一个双亚巨星分支，Sr和Ba丰度分散，我们的光谱分析证实，这个球状星团经历了一个复杂的形成历史，与M22，NGC 1851和半人马座ω相似。
2014-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optimal Integrated Abundances for Chemical Tagging of Extragalactic Globular Clusters
高分辨率积分光（IL）光谱学提供了无法分辨恒星的遥远球状星团的详细丰度。与其他系统的粗略比较（例如化学标记）需要了解星团之间可能发生的系统偏移，例如由于基础恒星星族的不确定性而产生的偏移。本文分析了银河系球状星团47 Tuc、M3、M13、NGC 7006和M15的高分辨率IL光谱，以（1）量化Fe、Ca、Ti、Ni、Ba和Eu的潜在系统不确定性，（2）确定最稳定的丰度比，这将有助于未来对未解决目标的分析。当恒星星族被很好地模拟时，仅根据对大气参数的敏感性，不确定性约为0.1-0.2 dex;在最坏的情况下，不确定性可上升到0.2-0.4 dex。[Ca I/Fe I]比值被确定为最佳综合[alpha/Fe]指标（偏移<0.1 dex），而[Ni I/Fe I]也非常稳定，在<0.1 dex范围内。的[Ba II/Eu II]的比例也是稳定的，当底层的人口是很好的建模，也可能是有用的化学标记。
2014-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
r-process Abundance Patterns in the Globular Cluster M92
本研究分析M92球状星团35颗恒星光谱，首次发现其轻元素与r过程丰度关联，并揭示r过程弥散仅存在于第一代恒星，提出污染源与世代时间间隔0.8百万年的形成情景。
2023-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance of barium in the atmospheres of red giants in the Galactic globular cluster NGC 104 (47 Tuc)
上下文虽然大多数（如果不是全部的话）I型银河系球状星团（GGC）的特征是轻化学元素（如Li、N、O、Na、Mg、Al）丰度的分布，但还没有很好地确定s过程元素是否也存在类似的分布。目标。研究了银河系球状星团（GGC）47 Tuc（NGC 104）中原始星（1 P）和污染星（2 P）Ba丰度的可能差异。为此，我们在261颗红巨星分支（RGB）恒星的样本中获得了Fe，Na和Ba的均匀丰度，这是迄今为止在任何GGC中用于Na和Ba丰度分析的最大样本。方法.使用档案GIRAFFE/VLT光谱和一维非局部热力学平衡（NLTE）丰度分析方法确定Na和Ba的丰度。结果与Gratton等人（2013）的发现相反，我们在47 Tuc的261颗RGB恒星样本中没有检测到任何显着的Ba-Na相关性或2 P-1 P Ba丰度差异。这证实了D 'Orazi等人（2010）的结果，他们在GGC中的110颗RGB恒星中没有发现统计学上显着的Ba-Na相关性。在261颗RGB恒星的样本中获得的平均钡铁比$\langle{\rm Ba/Fe}_{\rm 1D~NLTE}\rangle = -0.01\pm0.06$与在此金属丰度下在银河场恒星中测定的值吻合得很好，因此可能代表了在星团随后的化学演化过程中没有改变的原始原星团气体的丰度。
2021-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
High Precision Differential Abundance Measurements in Globular Clusters: Chemical Inhomogeneities in NGC 6752
本文报道了对贫金属球状星团NGC 6752中亮巨星的高质量UVES光谱进行严格微分逐线分析的结果。我们实现了Fe，Na，Si，Ca，Ti，Cr，Ni，Zn，Y，Zr，Ba，La，Ce，Pr，Nd，Sm，Eu和Dy的高精度微分化学丰度测量，不确定度低至~0.01 dex（~2%）。我们得到了以下主要结果。(1)观测到的丰度离散度比平均测量不确定度大~2倍。(2)所有元素与Na之间均存在显著的正相关关系。(3)对于任何一对元素，都存在具有高度统计意义的正相关，尽管丰度变化的幅度很小。用有效温度消除丰度趋势和/或使用不同的参考星对不会改变这些结果。这些丰度变化和相关性可能反映了（a）He丰度变化和（b）前或原星团环境中不均匀化学演化的组合。关于前者，目前测光对Δ Y的限制可能排除了He作为唯一的解释。关于后者，核合成源必须已经合成了Na、α、Fe峰和中子俘获元素，并且对于比Si重的物质来说是恒定量的;没有单独的物体可以实现这样的核合成。我们推测，如果不是所有的球状星团，如果进行类似的精确分析，可能会表现出与NGC 6752相当的丰度变化和相关性。
2013-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Oxygen abundances in low- and high-alpha field halo stars and the discovery of two field stars born in globular clusters
通过对777 nm O-I三重线的非LTE分析，获得了67颗金属丰度范围为-1.6<[Fe/H]<-0.4的矮星的氧丰度。尼森和舒斯特测量了这些恒星精确的大气参数，他们发现它们根据运动学和α元素（Mg，Si，Ca，Ti）丰度分为三组：厚盘，高α晕和低α晕。我们发现厚盘和高α晕星的氧丰度趋势非常相似。低α星在给定的[Fe/H]下显示出更大的[O/Fe]星间散射，并且与其他两组相比具有系统性较低的氧丰度。因此，我们发现这些恒星群中氧丰度的行为与α元素的行为相似。我们利用先前发表的盘星和贫金属晕星的氧丰度数据，给出了太阳附近恒星氧丰度趋势的总体视图（-2.3<[Fe/H]<+0.3）。两颗场晕矮星的O和Na丰度很高。G53-41和G150-40都具有非常低的氧丰度和非常高的钠丰度，这是在球状星团（GC）恒星中观察到的丰度异常的关键特征。因此，它们很可能是在GC中诞生的场晕星。如果这是真的，我们估计至少有3+/-2%的局部场贫金属恒星是在GC中诞生的。
2012-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence of Supernova Between Formation of Stellar Populations in a Globular Cluster
University of Notre Dame（圣母大学）；Northwestern University（西北大学）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astronomy, Northwestern University（西北大学跨学科天文探索与研究中心）；Fordham University（福特汉姆大学）；City University of New York（纽约市立大学）
通过对M92球状星团中不同钠丰度恒星进行逐线分析，发现第二族（富钠）恒星比第一族恒星具有更高的铁丰度，表明星团在形成过程中保留了部分超新星抛射物。
2026-06-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring the alpha-abundance of subsolar-metallicity stars in the Milky Way's central half-parsec: testing globular cluster and dwarf galaxy infall scenarios
虽然银河系核心星团已经被广泛研究，但它是如何形成的还不确定。研究表明，它包含一个太阳和超太阳的金属丰度人口，可能已经形成的现场，随着太阳下的金属丰度人口，可能已经形成了通过合并的球状星团和矮星系。恒星丰度测量对于区分不同的形成情景至关重要。我们提出了新的测量[ $M/H$ ]和$α$ -元素丰度[ $α/Fe$ ]的两个太阳下的金属量恒星在银河系中心。这些观测是用自适应光学辅助高分辨率（R= 24，000）光谱仪NIRSPEC在K波段（1.8 - 2.6微米）进行的。这是第一次对银河系核星团中亚太阳金属丰度恒星的$α$元素丰度进行测量。我们测量[ $M/H$ ]= $-0.59\pm 0.11$，[ $α/Fe$ ]= $0.05\pm 0.15$和[ $M/H$ ]= $-0.81\pm 0.12$，[ $α/Fe$ ]= $0.15\pm 0.16$的两颗恒星在银河系中心的不确定性占主导地位的光谱模板的系统不确定性。恒星的[$α/Fe$]介于球状星团和矮星系的[ $α/Fe$ ]之间，具有相似的[ $M/H$ ]值。它们的丰度与核星团中的大部分恒星非常不同。这些结果表明，银河系核星团中的亚太阳金属丰度群体可能起源于下落的矮星系或球状星团，不太可能在原地形成。
2021-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectrum Syntheses of High Resolution Integrated Light Spectra of Galactic Globular Clusters
本文给出了银河系球状星团47 Tuc、M3、M13、NGC 7006和M15的高分辨积分光谱中Mg、Na和Eu三种元素的光谱合成，以及太阳和大角星光谱的定标合成。铁丰度的目标集群也来自集成光等效宽度分析。在仔细考虑原子和分子光谱特征后，这五个球状星团光谱中的线轮廓非常合适，提供的精度水平优于相同积分光谱的等效宽度分析，并且与单个恒星分析的精度相当。来自5528和5711 A Mg I线、6154和6160 A Na I线以及6645 A Eu II线的积分光丰度落在单个恒星的观测范围内;然而，这些积分光丰度并不总是与文献中的平均丰度一致。用第二个参数簇M3、M13和NGC 7006进行的测试表明，假设不正确的水平分支形态可能对这些Mg、Na和Eu丰度只有很小的影响（< 0.06 dex）。因此，这些测试表明，集成的光谱合成可以应用于未解决的球状星团在很宽的范围内的金属丰度和水平分支形态。这种高精度的综合光谱合成对于解释其他星系周围球状星团系统的化学丰度是有价值的。
2013-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence of globular cluster abundance anomalies in the SMC intermediate-age cluster Kron 3
利用VLT/FORS 2和Gemini-S/GMOS仪器获得的光谱，我们研究了小麦哲伦星系团Kron 3中红巨星样品的碳、氮和钠丰度。这个星团的金属丰度和光度与银河系的球状星团相当，尽管它的年龄明显较年轻，只有$\sim$ 6.5 Gyr。具体而言，我们研究了CH（$λ$ 4300 A）和CN（$λ$ 3800，$λ$ 4215）分子谱带的强度，发现CN谱带强度的双峰和CH/CN反相关。应用光谱合成技术揭示了一个大的扩展（$\sim$ 1.2 dex）的氮丰度和扩展[C/Fe]的$\sim$ 0.3 dex后，应用演化混合校正。我们还估计钠丰度的强度的Na-D线发现一个范围的$\sim$ 0.8 dex [Na/Fe]，正相关的N丰度。这是第一次逐星光谱演示相关的钠，N丰度变化的中间年龄星团，增加了现有的光度和光谱指示存在多个人口在这样的集群质量超过$\sim 10^5$太阳质量。我们的研究结果证实了在球状星团中观察到的多种群机制不可能是只适用于老星团的早期宇宙学效应，并为理解丰度异常的起源提供了一个关键的额外因素。
2022-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters XIV: Bayesian Single-Population Analysis of 69 Globular Clusters
我们使用哈勃太空望远镜（HST）从ACS财政部调查的图像，以确定适合69个银河系球状星团的单种群等时线。使用强大的贝叶斯分析技术，我们同时确定的年龄，距离，applications，和氦值为每个集群的情况下，一个“单一”的恒星星族模型网格与太阳比重元素丰度。使用贝叶斯分析套件BASE-9以一致和可重复的方式确定所有聚类的聚类参数集。我们的结果被用来重新审视年龄-金属丰度关系。我们发现与氦和其他几个参数，如金属丰度，二进制分数，集群质量和代理的相关性。氦丰度的集群也被认为是在CNO丰度和多人口的情况下。
2017-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundances as a tracer of AGB stars pollution in the globular cluster NGC 6752
本文对贫金属球状星团NGC 6752中从转折到低红巨星分支的217颗恒星进行了化学丰度分析。铝和锂的丰度是通过光谱合成得到的，应用于火焰收集的光谱，在GIRAFFE和UVES模式。这项工作的目的是深入了解污染物（S）的性质负责的丰度变化和C-N，Na-O，Al-Mg的反相关与多重人口现象。我们在未演化恒星中发现了A（Li）=2.33 $\pm$ 0.06 dex的平台，在红巨星分支的底部，平均Li含量持续下降到$\sim$ 1.25 dex。正如在经典的反相关情景中所预期的那样，我们发现了Al含量低、Li含量高的恒星，以及Al含量高、Li含量低的恒星。然而，除此之外，我们还发现了富铝的证据，第二代恒星具有高Li含量。这一发现表明需要锂生产，已知发生在中等质量（$\sim$ 4- 8 M $_{sun}$）AGB星通过卡梅隆-福勒机制。值得注意的是，富铝星中观测到的Li丰度从未超过贫铝星。
2021-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular Cluster Abundances from High-Resolution, Integrated-Light Spectroscopy. II. Expanding the Metallicity Range for Old Clusters and Updated Analysis Techniques
我们提出了丰富的球状星团在银河系和天炉座的综合光谱。我们的目标是评估的一致性的综合光分析相对于标准的丰度分析的个别恒星在这些相同的集群。该样本包括对我们以前出版物中7个聚类的更新分析，以及5个新聚类的结果，这些结果扩大了我们的技术已被测试的金属丰度范围。我们发现，对于金属丰度高达[Fe/H]= $-0.3$的球状星团，由积分光谱测得的[Fe/H]符合$\sim$ 0.1 dex，但对于更富金属的星团，测得的丰度可能被低估。此外，我们还系统地评估了Na I、Mg I、Al I、Si I、Ca I、Ti I、Ti II、Sc II、V I、Cr I、Mn I、Co I、Ni I、Cu I、Y II、Zr I、Ba II、La II、Nd II和Eu II的丰度比[X/Fe]的准确性。综合光分析给出的结果与单个恒星光谱分析最相似的元素是Fe I、Ca I、Si I、Ni I和Ba II。表现出最大差异的元素包括Mg I和Zr I。有些元素只在金属丰度的有限范围内表现出良好的一致性。这些星团中更多的恒星丰度数据将能够更全面地评估其他重要元素的综合光结果。
2016-11-08 astro-ph.GA 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 5824: a luminous outer halo globular cluster with an intrinsic abundance spread
我们提出了一个详细的研究的钙三重吸收线的强度在光谱中的一个大样本的红巨星成员的发光外星系晕球状星团NGC 5824。这些光谱是分别在VLT和Gemini-S望远镜上用FORS 2和GMOS-S多目标摄谱仪获得的。通过比较NGC 5824恒星和红巨星的谱线强度，我们得出结论，NGC 5824存在一个内在的丰度色散，其特征是[Fe/H]的四分位距为0.10 dex，总范围为~0.3 dex。而欧米伽-Cen和M22的丰度分布在贫金属一侧急剧上升，在富金属一侧下降较浅。也有一些迹象表明，分布不是单峰的，可能存在3个不同的丰度组。NGC 5824还有另一个不寻常的特征：外表面的密度分布没有潮汐截止的迹象。相反，该剖面具有幂律分布，探测到半径超过400 pc的星团恒星。我们假设NGC 5824可能是一个在星系晕形成过程中吸积的现已破裂的矮星系的残余核星团。我们进一步推测，一个内在的[Fe/H]扩展的存在是区别于其他球状星团的前核星团的特征。
2013-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemically Self-Consistent Modeling of the Globular Cluster NGC 2808 and its Effects on the Inferred Helium Abundance of Multiple Stellar Populations
本研究首次构建NGC 2808的化学自洽恒星模型，用新工具Fidanka拟合测光数据，发现第二代恒星氦丰度比第一代高15±3%，且化学自洽模型对氦丰度推断无显著影响。
2024-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Light-Element Abundances of Giant Stars in the Globular Cluster M71 (NGC 6838)
铝是银河系球状星团中最重的轻元素，显示出巨大的恒星间差异。这个元素可以提供额外的洞察力，了解现在已知的GC中常见的多个种群的起源，以及负责星团化学不均匀性的第一代恒星的性质。在之前的分析中，我们发现，与更多的贫金属GC不同，47 Tuc没有表现出很强的Na-Al相关性，这促使我们仔细研究类似的金属丰度，但质量较低的GC M71。利用WIYN-Hydra摄谱仪获得的光谱，我们给出了M71中33颗巨星的O、Na、Al和Fe的化学丰度。我们的光谱分析发现，类似于47 Tuc，与更多的贫金属GC相比，M71恒星没有表现出很强的Na-Al相关性，并且[Al/Fe]范围相对较窄，这是GC形成模型必须重现的特征。
2015-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemodynamics of newly identified giants with globular cluster like abundance patterns in the bulge, disk, and halo of the Milky Way
本文分析了最新版的APOGEE-2/DR 14星表和Ting等人首次发布的APOGEE丰度测定的\texttt{Payne}数据。我们确定了31个以前未被发现的贫金属巨星，在[Fe/H]和[N/Fe]定义的化学空间中具有非常高的氮水平。这些天体的APOGEE化学丰度模式显示，它们在大多数化学元素中与银河系（MW）不同。我们发现所有这些天体都有一个[N/Fe] $>+0.5$，因此在这里被确定为富氮星。对这些天体的轨道分析显示，其中少数天体具有棒/凸起的轨道特性，可能与被困在棒组件中的幸存球状星团的潮汐碎片有关。在31颗恒星中，有3颗实际上是晕闯入者，这表明在研究银河系内部发现的富N星时，晕污染并不是微不足道的，而其余的富N星与晕人口共享轨道特性。大多数新发现的群体表现出类似于所谓的\textit{second-generation}球状星团恒星的化学性质（富含铝，[Al/Fe] $>+0.5$），而其中少数人表现出较低的铝丰度，[Al/Fe] $<+0.5$，这被认为是与恒星的\textit{first-generation}化学相关，如在球状星团中所见，或者与潮汐破裂的矮星系的起源相容。
2019-04-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
NLTE Chemical abundances in Galactic open and globular clusters
目的研究非定域热力学平衡（NLTE）对从FGK星的中分辨率光谱中确定恒星参数和Fe、Mg、Ti丰度的影响。方法我们扩展了Payne拟合方法，以利用NLTE和LTE频谱模型。这些光谱被用来分析Gaia-ESO基准恒星的光谱和银河系13个疏散星团和球状星团中742颗恒星的光谱：NGC 3532，NGC 5927，NGC 2243，NGC 104，NGC 1851，NGC 2808，NGC 362，M 2，MGC 6752，NGC 1904，NGC 4833，NGC 4372和M 15。结果我们的方法准确地恢复了基准恒星和星团成员的有效温度，表面重力和丰度。NLTE和LTE之间的差异在贫金属区[Fe/H] $\lesssim -1$中是显著的。与LTE相比，NLTE [Fe/H]值系统地较高，而平均NLTE [Mg/Fe]丰度比$\sim 0.15$ dex较低。我们的LTE测量的金属丰度和丰度的恒星在银河系的集群是在一个很好的协议与文献。然而，对于大多数集群，我们的研究产生的第一个估计的NLTE丰度的Fe，Mg和Ti。结论所研究的团簇中Fe和Ti的丰度分布均匀，团簇内丰度变化小于0.04 dex。NGC 2808、NGC 4833、M2和M15在[Mg/Fe]上表现出明显的分散性。与通常的假设相反，NLTE分析改变了集群中的平均丰度比，但它不影响集群内的丰度分散度。
2019-07-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of blue straggler stars in Galactic Globular Clusters
通过使用高分辨率光谱仪FLAMES@VLT，我们进行了第一次系统的活动，专门测量蓝离散星（BSS）的化学丰度。这些恒星的存在是经典恒星演化理论所不能预测的，它们很可能是球状星团稠密环境中恒星之间相互作用的产物。两个主要的情况下BSS的形成（质量传递在二进制系统和恒星碰撞）已被提出和流体动力学模拟预测不同的化学模式，在这两种情况下，特别是C和O耗尽的质量传递BSS。本文讨论了6个球状星团中BSS样品的主要结果及其对BSS形成过程的解释。首次发现了温度高于$\sim$ 8000 K的BSS的浅包层中存在辐射悬浮的证据，并在47 Tuccenda、M30和$ω$ Centauri中检测到了某些BSS的C和O耗尽，从而表明这些BSS的质量传递起源。低百分比的CO耗尽BSS表明，耗尽可能是一个短暂的现象。
2014-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Integrated Spectra of Milky Way Globular Cluster
通过计算合成光谱并考虑单个元素丰度，再现了银河系球状星团（GC）的综合光谱。五个星系团是从它们在银河系隆起的位置中选出的，它们的综合光谱可在银河系球状星团光谱项目的WiFeS图集中获得。我们的目标是进一步研究位于银河系隆起的最古老的GC，金属丰度范围为$-$ 1.6 $<$ [Fe/H] $<$ $-$ 0.7。我们还包括晕星系团NGC 6752用于比较。我们再现了在这些观察到的光谱中可用的4500-9000 $\mathring{A}$范围内的全光谱，以及Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti、Ba和Eu的个别谱线。我们报告了一个列表的线，适合于丰度推导，并通过采用这些丰度，我们能够适应阻尼参数，定义强线的著名的三重态镁I和钙II的翅膀。最后，多个恒星星族通过增强钠丰度的效果进行了测试。
2019-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the internal pollution mechanisms in the globular cluster NGC 6121 (M4): heavy-element abundances and AGB models
球状星团的轻元素含量显示出显著的变化，这表明存在着由上一代喷出物形成的第二代恒星。这些内部污染物的性质仍然是一个争论的问题：两个最流行的方案表明中等质量的AGB恒星和快速旋转的大质量恒星。一些关键元素的丰度测定可以帮助区分这些竞争者候选者。本文给出了NGC 6121中103颗红巨星分支星的Y丰度。在测量误差范围内，我们发现[Y/Fe]在该簇中是恒定的，这与最近的建议相反。对于六颗恒星的子样本，我们还发现[Rb/Fe]是恒定的，与以前的研究表明其他s-过程元素没有变化。我们还提出了一套新的恒星产率为5和6太阳质量的中等质量AGB恒星模型，包括重元素的S-过程丰度。质量损失率、混合长度参数和核反应速率的不确定性对恒星丰度有重要影响。在IM-AGB污染的情况下，集群内的重元素的恒定丰度需要在IM-AGB星的边际S-过程效率。这样的约束仍然可以满足本模型假设一个更强的质量损失率。上述不确定性限制了中等质量AGB模型的预测能力。由于这些原因，目前我们还不能清楚地排除它们作为球状星团中第二人口恒星的主要污染物的作用。
2013-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Atomic Diffusion and Mixing in Old Stars VIII: Chemical abundance variations in the globular cluster M4 (NGC 6121)
本研究通过高分辨率光谱分析M4星团86颗恒星的化学丰度，发现丰度反相关与双峰族群，证实演化丰度变化符合含高效额外混合的原子扩散模型，测得初始锂丰度略低于原初BBN值。
2023-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of globular clusters with internal abundance spreads in r-process elements: strong evidence for prolonged star formation
银河系中的几个球状星团（GC）被观察到在r过程元素中显示出内部丰度分布（例如，欧盟）。我们在这里提出了一个新的方案，解释了这些GC的起源（例如，M5和M15）。在这种情况下，没有/很少丰度变化的恒星首先从大质量分子云（MC）形成。在MC的所有剩余气体被众多超新星排出后，从渐近巨星分支星喷出的气体可以聚集在GC的中心区域，形成高密度的星团内介质（ICM）。中子星的合并会喷射出r-过程元素，这些元素可以被有效地捕获并随后与ICM混合。由ICM形成的新恒星可能具有与GC内的前几代恒星完全不同的r-过程丰度。这种情况下可以解释（i）为什么r-过程元素可以被困在GC和（ii）为什么GC与内部丰度分布在r-过程元素不显示[Fe/H]的蔓延。我们的模型表明，（i）可以看到一个大部分的富铕恒星在钠增强的恒星星族的GC，在M15中观察到的，和（ii）为什么大多数银河系GC不表现出这样的内部丰度蔓延。我们的模型表明，在GC中观测到的$r$过程元素的内部扩散为恒星形成时间延长（~10^8年）提供了强有力的证据。
2017-06-05 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
NLTE modelling of integrated light spectra. Abundances of barium, magnesium, and manganese in a metal-poor globular cluster
我们研究了非局部热力学平衡（NLTE）的钡，镁，锰的丰度分析的综合光谱，通常适用于分析河外星团和星系的影响。在本文中，我们的参考对象是一个合成的简单恒星星族（SSP），代表一个单金属α增强的球状星团，金属丰度[Fe/H]=-2.0，11 Gyr。我们使用MULTI2.3程序计算了Mg I、Mn I和Ba II离子谱线的LTE和NLTE等效宽度，这些离子通常用于河外恒星星族的丰度分析。我们使用ATLAS 12模型大气层的恒星参数采样模型等时线，代表个别恒星的模型SSP。NLTE和LTE的等效宽度计算的个别恒星合并计算SSP NLTE的修正。我们发现，对贫金属球状星团积分光谱的NLTE丰度修正在许多情况下是显著的，并且经常超过0.1 dex。特别是，LTE丰富的Mn一贯低估0.3德克斯的所有光学线Mn我在这项工作中研究。另一方面，Ba II和Mg I谱线表现出很强的微分效应：对于低激发谱线，单个恒星和积分光谱的NLTE丰度修正接近于零，但对于强高激发谱线，它们达到-0.15 dex。我们的研究结果强调，需要考虑NLTE效应的光谱分析的个别恒星和综合光谱的恒星星族。
2019-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
News from the Galactic suburbia: the chemical composition of the remote globular cluster NGC 2419
利用DEIMOS@Keck多天体摄谱仪对NGC 2419球状星团的49颗巨星进行了化学分析。以前的分析表明，这个集群的红外线强度的钙II三重态的大分散，这表明其Fe或Ca含量的内在星到星散射。从我们的分析，我们评估，所有的研究恒星共享相同的[Fe/H]，[Ca/Fe]和[Ti/Fe]丰度比，而在Mg和K丰度的大范围内检测。[Mg/Fe]的分布是双峰型的，约40%的观测目标具有太阳下的[Mg/Fe]，低至[Mg/Fe] ~ -1 dex，这是以前在球状星团中从未观察到的Mg缺乏水平。据发现，镁丰度的大分散可能是观察到的Ca II三线态强度的分散的主要来源（可以被错误地解释为铁或钙丰度的分散），因为镁在巨恒星的大气中起着相关的作用，作为一个电子供体。一个强大的镁丰度耗尽导致增加的线强度的钙II三重态，由于在电子压力的变化，在一个恒定的Fe和Ca丰度。最后，我们发现镁和钾丰度之间的反相关性，不容易解释的框架内，目前的核合成模型。
2012-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Initial Li Abundances in the Protogalaxy and Globular Clusters Based upon the Chemical Separation and Hierarchical Structure Formation
磁场诱导的Li+离子在分级结构形成过程中的化学分离可以降低宇宙结构中的初始Li丰度。结果表明，中性Li原子的宇宙学再电离在第一颗恒星形成时迅速完成。由于在结构形成的主要过程中，几乎所有的Li都是单离化的，因此它可以有效地与引力坍缩的中性气体分离。分离在较早形成的较小结构中更有效。在等级结构形成的框架下，极端贫金属的恒星由于形成较早，所以Li丰度较小。结果发现，由磁场的化学分离，从而提供了一个原因，锂丰度在极端贫金属的恒星是低于斯皮特高原，并有一个大的色散，以及解释斯皮特高原本身。此外，化学分离方案可以解释NGC 6397中Li丰度高于Spite平台。因此，贫金属星中Li丰度可能保留了有关原始磁场和结构形成历史的信息。
2019-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the determination of the He abundance distribution in globular clusters from the width of the main sequence
研究球状星团中多个恒星星族的起源的一个关键信息是每个星团所容纳的子族群中初始氦丰度$Δ{Y}$的范围。这些估计通常是通过测量光学颜色-星等图中未演化的主序的颜色宽度来获得的。然后将测得的颜色扩展与不同初始He丰度的理论恒星等时线的预测进行比较，以确定$Δ{Y}$。由于{ \sl HST银河系GC紫外遗产巡天}项目，紫外/光学星等的可用性将允许对大型银河系球状星团样本的$Δ{Y}$进行均匀测定。从理论的角度来看，准确的UV CMD可以有效地解开各种亚群，ACS $F606W-(F606W-F814W)$图中的主序列颜色差异允许估计$Δ{Y}$。我们证明，从理论的角度来看，（$F606W-F814W$）的颜色是一个非常可靠的氦丰度指标。沿未演化主序星在固定光度下计算的导数d $Y$ /d（$F606W-F814W$），对恒星模型计算中的物理假设基本不敏感，对热辐射校正尺度的选择更敏感，并且仅略微依赖于所采用的恒星模型。因此，从理论观点来看，簇主序列的（$F606W-F814W$）颜色宽度是$Δ{Y}$范围的稳健诊断。
2016-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing the sources of the peculiar abundances in globular clusters
本研究通过APOGEE巡天和HST数据测试三类球状星团自增丰污染天体场景，构建经验模型验证丰度关联，发现现有模型无法完整解释观测丰度模式，CNO循环元素与Al、He丰度的解耦为后续研究提供了新约束。
2024-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Impact of the low solar abundance on the ages of globular clusters
本文介绍了Asplund及其合作者（2004）关于低太阳丰度对基于等时线拟合的最古老星团年龄的影响的研究结果。我们已经建立了新的恒星模型和相应的等时线使用这种新的太阳混合适当的太阳校准。我们发现使用Asplund et al.（2004）的金属丰度会导致银河系中老球状星团的典型年龄大约增加10%。虽然这可能看起来很小，但它对解释银河系球状星团的形成时代有重要影响。Asplund等人（2004）的丰度可能不一定会威胁到目前的和谐宇宙学，但会表明银河系球状星团在再电离之前和主星系体开始形成之前形成。这与目前对星系形成的理解形成对比。
2010-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origins of Neutron-capture Elements In Globular Cluster M22
本文通过主r过程、弱r过程及低质量渐近巨星分支恒星s过程贡献的组合拟合，解释了球状星团M22中贫s与富s恒星的化学丰度，并揭示s过程贡献随金属丰度升高而增加的趋势。
2025-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed Chemical Abundances in NGC 5824: Another Metal-Poor Globular Cluster with Internal Heavy Element Abundance Variations
我们目前的径向速度，恒星参数，并详细的39个元素的丰度来自高分辨率光谱观测的红巨星的发光，贫金属球状星团NGC 5824。我们使用Michigan/Magellan Fiber System（M2 FS）观测了NGC 5824中的26颗恒星，使用Magellan Inamori Kyocera Echelle（MIKE）摄谱仪观测了两颗恒星。我们得出平均金属丰度[Fe/H]=-1.94+/-0.02（统计）+/-0.10（系统）。该样本恒星的金属丰度色散为0.08 dex，与以前的工作一致，并且不超过预期的观测误差。以前的工作表明，内部金属丰度分散只有在考虑恒星较暗的样本时，所以我们不能排除NGC 5824中存在内在金属丰度分散的可能性。的M2 FS光谱揭示了一个大的内部分散在[Mg/Fe]，0.28德克斯，这是在其他一些发光，贫金属集群中发现。[Mg[O/Fe]与[O/Fe]相关，与[Na/Fe]和[Al/Fe]反相关。没有证据表明其他α或Fe组丰度比之间存在内部分散。其中25颗具有以r-过程核合成为主的n-俘获富集模式（[Eu/Fe]=+0.11+/-0.12; [Ba/Eu]=-0.66+/-0.05）。只有一颗恒星显示出明显的s-过程增强的证据（[Ba/Fe]=+0.56+/-0.12; [Ba/Eu]=+0.38+/-0.14），但这颗恒星并没有表现出其他与来自伴星的质量…
2015-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Detailed Chemical Properties of M31 Star Clusters I. Fe, Alpha and Light Elements
利用高分辨率、高信噪比（SNR $>60$）的阶梯光栅光谱，计算了M31中31个球状星团的年龄、α元素Ca I、Si I、Ti I、Ti II和轻元素Mg I、Na I和Al I的丰度、[Fe/H]和[Fe/H]。所有的丰度和年龄是使用我们原来的高分辨率积分光丰度分析的球状星团的技术。这个样品提供了一个从未见过的M31化学史的图片。球状星团分散在整个内部和外部晕，从2.5 kpc $<$ R $_{\rm M31}$ $<$ 117 kpc。我们发现在M31中心附近20 kpc范围内有一个[Fe/H]的变化范围，而外晕团簇的[Fe/H] $\sim-1.6$是一个常数。我们发现的证据，至少有一个大规模的球状星团在M31与年龄之间的1和5 Gyr。α-元素的比率通常与银河系球状星团和场星的比率相似。我们还发现了至少一个集群的晚期吸积起源的化学证据，它具有不同的丰度模式比其他集群在类似的金属丰度。我们发现在我们的样本中的球状星团的Mg，Na和Al的恒星到恒星的丰度变化的证据，并找到相关的Ca，Mg，Na，和可能的Al丰度比与集群光度和速度色散，这可能是用来限制球状星团自我富集的情况。这里提供的数据是用凯克一号望远镜上的HIRES阶梯光栅摄谱仪获得的。
2014-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Aluminium abundances in five discrete stellar populations of the globular cluster NGC 2808
利用FLAMES/GIRAFFE和HR 21高分辨率光栅对NGC 2808中的90颗红巨星分支（RGB）恒星进行了观测。这些恒星具有精确的大气参数和丰富的轻元素。我们从强双态Al I 8772-8773埃中推导出它们的铝丰度，正如我们小组以前的工作一样。此外，我们能够从大量CN特征的强度估计89颗恒星的CN相对丰度。当我们的团队从以前的UVES光谱分析中添加自洽丰度时，我们收集了NGC 2808中总共108颗RGB恒星的[Al/Fe]比率。质子捕获元素的完整数据集被用来详细探索在这个球状星团的光谱检测到的五个离散的组件。我们发现，不同类别的污染物需要再现（反）的相关性之间的所有质子捕获元素的人口P2，I1，和I2的中间组成。这与在较低RGB的第二代恒星中检测到锂是一致的，需要至少两种污染物。为了具有化学上同质的种群，我们的样本的最佳细分是从统计聚类分析中得出的六个组分。通过比较不同的图表[元素/铁]与[元素/铁]，我们第一次表明，一个简单的稀释模型是不能够重现在这个集群中的所有子种群。需要不同质量的污染物。NGC 2808被证实对任何球状星团的形成都是一个严峻的挑战。
2018-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inferring the Helium abundance of extragalactic Globular Clusters using Integrated Spectra
确定河外球状星团的相关恒星星族参数的主要方法是通过研究它们的积分光谱，其中巴耳末线强度指数被认为是年龄敏感的。在此之前，在一个银河系球状星团的样本中观察到了高度优化的谱线强度指数H $β_o$的分裂，导致了H $β_o$ - [MgFe]图中球状星团明显的“上支”和“下支”。这被认为是由于热蓝离散星（BSS）的存在，导致上支的光谱年龄被低估。十多年后，我们希望重新评估这些发现。我们利用新的，大型银河系球状星团集成光谱数据集。为了产生一个大的，均匀结合的样品，我们已经考虑了一些因素，包括径向依赖的巴耳末和金属线。使用这个新的样品，与以前的工作不一致，我们发现H $β_o$中的分裂只发生在中间到高金属丰度（[M/H] $>-1$），并且不是BSS分数增加的结果，而是由于氦丰度增加。我们探讨了氦的变化对简单的恒星星族模型的可能影响，为我们的假设提供了理论基础，然后利用上支候选性和增强氦之间的关系来预测三个M31星团的氦含量。我们讨论这可以告诉我们关于他们的质量和第一代恒星的分数。
2022-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundances in globular clusters
锂是在大爆炸核合成过程中产生的，它在恒星内部相对较低的温度下被破坏。然而，它应该保存在未演化恒星的恒星包层中，并在混合过程中逐渐稀释。特别是，在第一次沿着RGB向上挖掘之后，锂应该被完全摧毁，但这不是我们今天在球状星团中观察到的情况。这个元素允许测试恒星演化模型，以及在多人口情景中第二人口恒星的不同类型的污染物。由于小的有效锂线的测量困难，迄今为止，很少有GC详细研究。关于恒星类型、样本量和化学分析方法，文献结果并不均匀。Gaia-ESO调查使我们能够研究最大的GC恒星样本（大约2000个，包括矮星和巨星），其中锂已被均匀分析。
2020-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
