Wide-field study of the peculiar globular cluster system hosted by the field lenticular NGC 1172
基于GMOS/Gemini（光学）、FourStar/Magellan（近红外）和ACS/HST（光学）的观测资料，对透镜状星系NGC 1172的球状星团系统（GCS）进行了宽视场研究。这一分析涵盖了整个GCS的范围，并得出了一个比频值（S_N=8.6 +/- 1.5），对于像这样的低密度环境中的中等质量星系来说，这个值特别高。我们发现，GCS似乎是双峰，虽然颜色分布是狭窄的，不允许一个准确的分离的亚群。然而，光学和近红外滤波器的组合使我们能够获得基于支持双峰性的光度测量的金属丰度分布的估计。我们的结论是，存在一个大部分的金属贫球状星团（GC）和高比频率点NGC 1172吸积了大量的GC从低质量的卫星在过去。
2020-09-23 astro-ph.GA
HST observations of the globular cluster NGC 6402 (M14) and its peculiar multiple populations
本文介绍了哈勃空间望远镜（HST）对NGC 6402的测光结果，NGC 6402是一个高度变红的非常明亮的银河系球状星团（GC）。最近对它的红巨星的光谱观测表明，它的多个种群的化学行为相当奇特。这些结果促使紫外和光学HST观测，旨在获得集群的“染色体图”（ChM），一个有效的工具来分类GC和表征其多个种群。我们发现，从光谱推断的O，Mg，Al和Na的丰度分布中的不连续性在ChM中更为微妙，这是最敏感的氮。然而，在光学波段的测光揭示了一个双主序列，表明人口的氦含量的不连续性。具有最大化学异常（极端）的总体在氦质量分数Y~0.31处达到峰值。这个氦含量与水平分支恒星的分布分析和红巨星的分光光度测量结果一致。ChM图和色星等图与NGC 2808（一个氦丰度高达Y > 0.35的原型GC）的图进行了比较，两者都证实NGC 6402没有拥有如此极端氦含量的恒星星族。此外，ChM还揭示了一组具有较大金属丰度的恒星的存在，从而表明NGC 6402是一个II型星团。本文概述了NGC 6402中多星族的形成方式，主要是渐近巨星分支和超大质量恒星模型，以及可能的星团合并。
2022-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Strömgren uvby photometry of the peculiar globular cluster NGC 2419
NGC 2419是一个特殊的银河系球状星团，在大小/光度和化学丰度异常方面。在这里，我们提出了Strömgren $uvby$测光的集群。使用重力和金属敏感的$c_1$和$m_1$指数，我们确定了一个样本的可能集群成员远远超出了正式的潮汐半径，估计污染的非成员只有1%。我们推导出红巨星的光度[Fe/H]，并根据我们使用的文献金属丰度关系，找到合理的光谱[Fe/H]极好的协议。我们明确表明，光度误差不是高斯，并使用一个现实的模型的光度不确定性，找到一个正式的内部[Fe/H]蔓延的$σ=0.11^{+0.02}_{-0.01}$德克斯。这是星系团真实[Fe/H]分布的上限，可能部分/全部反映了光度金属丰度估计和系统效应的有限精度。个别恒星的光谱和光度[Fe/H]之间缺乏相关性，进一步证明了[Fe/H]在0.1 dex水平上的扩散。CN敏感的$δ_4$与Mg丰度呈强烈的反相关，表明第二代恒星是富N的。缺乏类似的相关性，在其他一些CN敏感指数支持第二代氦丰富，这在这些指数近似补偿的移动，由于CN。与具有有限色散的单个连续分布相比，所观察到的$δ_4$分布由两个离散的星群稍微更好地拟合，其中N增强星占53 $\pm$ 5%。NGC 2419似乎与其他贫金属的银河系球状星团非常相似，具有类似的N增强的第二代，[Fe/H]变化很小或没有变化，这使它与其他疑似吸积核（如ωCen）区分开来。（节略）
2015-10-08 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
An excess of luminous white dwarfs in the peculiar Galactic globular cluster NGC 2808
本研究利用哈勃深近紫外数据和BaSTI模型，发现特殊球状星团NGC 2808存在30%-70%的亮白矮星超量，该现象或与星团内氦核白矮星及延展蓝水平支相关。
2025-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Potassium in globular cluster stars: comparing normal clusters to the peculiar cluster NGC 2419
最近，两项独立的研究在遥远的大质量球状星团（GC）NGC 2419中发现了两个不同的巨星群。其中一个群体具有正常的晕星镁（Mg）和钾（K）丰度：增强的Mg和大致的太阳K。另一个种群的镁含量极度缺乏，钾含量却非常高。为了更好地确定NGC 2419的特殊化学组成，我们研究了NGC 6752、NGC 6121、NGC 1904和欧米茄Cen中几颗红巨星分支星的K行为。为了验证高K丰度是内在的，而不是由于巨星的某些大气特征，我们还推导出了星团47 Tuc，NGC 6752，NGC 6397和NGC 7099中演化较少的关闭和次巨星的K丰度。我们规范化的K丰度作为一个功能的集群金属丰度使用21场星分析在一个均匀的方式。对于我们样本中的所有GC，恒星都位于K-Mg丰度平面上，与NGC 2419中的Mg正常星族和场星所占据的轨迹相同。这对巨星和进化程度较低的恒星都适用。目前，NGC 2419在GC中似乎是独一无二的。
2013-03-19 astro-ph.GA
Intermediate-Mass Black Holes in Globular Cluster Systems
利用下一代甚大阵列（ngVLA），我们将对数百个球状星团系统中的中等质量黑洞（IMBH）进行全面的清点，距离为25 Mpc。IMBH的质量约为100至100，000太阳质量。在球状星团中发现它们将验证早期宇宙中种子黑洞的形成通道，并为引力波设施的事件预测提供信息。到达大量的球状星团是关键，因为Fragione等人（2018）预测只有百分之几的人会保留他们的引力波促进IMBH。
2018-06-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Globular clusters: a chemical roadmap between anomalies and homogeneity
几十年来，球状星团一直被认为是简单恒星星族的最好例子，拥有同时代和化学均匀的恒星。过去十年的光谱学和光度学研究揭示了它们的化学成分更复杂的观点，铁含量具有高度的均匀性，但一些轻元素的恒星与恒星之间的变化。本文总结了球状星团中恒星成分化学异常的主要证据，并讨论了一些铁含量具有内禀色散的特殊天体。
2014-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Bottom-Light Present Day Mass Function of the Peculiar Globular Cluster NGC 6535
动力学质量计算表明，银河系球状星团NGC 6535属于一个具有高质轻比的星团群体，这可能是由于底部重的恒星初始质量函数。我们使用已发表的哈勃太空望远镜数据来测量这个星团在其半光半径内的现今恒星质量函数，但发现它是底部光，加剧了动态测量与其已知恒星含量之间的差异。该星系团靠近银河系凸起和其相对较强的速度各向异性都是怀疑动力学质量测量的原因，但我们发现两者都不能直接解释差异的意义和大小。虽然对于高的质光比有其他可能的解释，例如存在大量的恒星残骸或暗物质，但我们发现这个星团非常令人困惑，因此我们现在将其排除在初始质量函数可能变化的讨论之外。因为这是唯一已知的老，银河系星团的人口中的高动态质光比集群，一些可能的解释集群属性的差异再次开放考虑。
2015-11-04 astro-ph.GA
The Chemical Evolution of Globular Clusters I. Reactive Elements and Non-Metals
我们提出了一个新的化学演化模型，旨在解释球状星团（GC）恒星的化学性质。我们的模型依赖于存在的（i）一个特殊的预富集阶段，在GC的母星系与非常低的金属丰度II型超新星（SNeII），和（ii）本地化的不均匀富集从一个单一的Ia型超新星（SNeIa）和中等质量（4 7Msun）渐近巨星分支（AGB）场星。GC的形成，然后假设发生在这个化学特有的区域。因此，在我们的模型中，第一批形成的低质量GC恒星是那些具有特殊丰度的恒星（即，O耗尽和Na增强），而"正常"恒星（即，富氧和钠贫化）形成在第二阶段时，从SNeII的自污染发生和特殊的污染从前一阶段分散。在这项研究中，我们专注于三种不同的GC：NGC6752，NGC6205（M13）和NGC2808。我们证明，在这个框架内，可以构建一个模型，这是一致的（i）元素丰度反相关，（ii）同位素丰度模式，（iii）极端的[O/Fe]值观察到的NGC2808和M13，而不违反全球约单峰[Fe/H]和C + N + O的约束。
2009-02-03 astro-ph.GA
Mysterious Globular Cluster System of the Peculiar Massive Galaxy M85
研究了奇特星系M85中球状星团的恒星星族和运动学。利用MMT/Hectospec获得了89个GC在8 kpc $< R <$ 160 kpc的光谱。我们将它们分为三组，蓝/绿/红GC（B/G/RGC），以及它们的$(g-i)_0$颜色。所有GC亚群的平均年龄为10 Gyr，但表现出金属丰度的差异。BGC和RGC分别是最贫金属的（[Z/H] $\sim -1.49$）和最富金属的（[Z/H] $\sim -0.45$），而GGC介于两者之间。我们发现，内部GC系统表现出强烈的整体旋转，这完全是由于一个类似圆盘旋转的RGC系统。BGC系统几乎没有旋转。GGC的运动学性质在GC亚群中明显不同，具有比BGC和RGC更高的平均速度，并且沿着M85的长轴排列。这意味着GGC具有不同于其他GC亚群的起源。RGC系统的旋转校正速度色散远低于BGC系统，表明M85的红晕被截断。BGC有一个平坦的速度色散曲线，直到$R$ = 67 kpc，反映了M85的暗物质范围。利用BGC系统的速度色散，我们估计M85的动力学质量为$3.8 \times 10^{12} M_{\odot}$。我们推断M85最近经历了合并事件，导致GC系统的特殊运动学。
2020-10-06 astro-ph.GA
Gaia-ESO Survey: Detailed elemental abundances in red giants of the peculiar globular cluster NGC 1851
上下文NGC 1851是几个球状星团中的一个，其中多个恒星星族的亚巨星分支已经被清楚地识别出来，并检测到金属丰度的差异。A（C+N+O）丰度的总和可以提供有关该星团形成历史的重要信息。然而，迄今为止，这些价值观缺乏普遍共识。次巨星分支的分离可以基于年龄和/或A（C+N+O）丰度的差异。目标。我们的主要目的是确定球状星团NGC 1851中演化巨星的碳、氮和氧丰度，以检查双重星族是否是同时代的。方法.使用差分模型大气方法分析了用欧洲南方天文台VLT望远镜上的FLAMES-UVES摄谱仪观测到的高分辨率光谱。结果我们提供了NGC 1851中45颗巨星样品的多达29种化学元素的丰度。被调查的恒星可以分为两个群体的差异0.07德克斯的平均金属丰度，0.3德克斯的平均C/N，和0.35德克斯的平均s-过程占主导地位的元素-铁丰度比[s/Fe]。A（C+N+O）的平均值以及碳、α-和铁峰元素和铕的丰度与铁的比值没有显著差异。结论.由于两个星群的平均A（C+N+O）值没有差异，因此有额外的证据表明NGC 1851是由两个星团组成的，富金属的星团比贫金属的星团老约0.6 Gyr。对NGC 1851性质的全球概述和化学元素的详细丰度有利于它在被银河系吸积的矮球状星系中形成。
2021-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The peculiar Na-O anticorrelation of the bulge globular cluster NGC 6440
上下文银河系球状星团（GC）是了解银河系最早时代的重要工具，因为它们是宇宙中最古老的物体之一，可以用来追踪它的形成和演化。目前的研究使用高分辨率光谱学的许多恒星在每个大样本的GC使我们能够开发一个详细的观测图片，它们的形成和它们与银河系的关系。然而，有必要通过包括属于银河系所有主要组成部分的GC来完成这张照片，包括凸起。目的。我们的目标是对凸出的GC NGC 6440进行详细的化学分析，以确定该物体是否具有多重种群（MP），并研究其与银河系凸出和其他银河系GC的关系，特别是与凸出有关的GC，这些GC在很大程度上研究得很差。方法.利用FLAMES@UVES高分辨率光谱仪测定了NGC 6440的7个红巨星成员的恒星参数和轻元素（Na、Al）、铁峰元素（Fe、Sc、Mn、Co、Ni）、$α$ -元素（O、Mg、Si、Ca、Ti）和重元素（Ba、Eu）的化学丰度。结果我们发现平均铁含量[Fe/H]=-0.50 $\pm$ 0.03 dex与其他研究一致。我们没有发现体内铁扩散。另一方面，Na和Al表现出显着的内在扩散，但团簇没有显着的O-Na反相关性，也没有表现出Mg-Al反相关性。的$α$ -元素表现出良好的协议与膨胀场明星的趋势，虽然他们是在高α端，也高于其他GC可比的金属丰度。重元素主要由r-过程，表明SNeII的强大的贡献。化学分析表明，它的起源类似于膨胀场恒星。
2017-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the outskirts of globular clusters: the peculiar kinematics of NGC 3201
球状星团（GCs）的外围同时保留了关于其形成机制和宿主星系性质的关键信息。由于精密天体测量学的出现，它们的形态学和运动学特性现在都可以获得。在这里，我们提出了逆行GC NGC 3201的外围的第一个动力学研究，直到两倍的雅可比半径（< 100 pc），使用专门选择的高质量的天体测量数据从盖亚DR 2。我们报告的东南/西北方向，我们确定为潮汐尾恒星过密度的发现。GC的特点是全球性的径向各向异性和暗示的各向同性的外部部分，与多余的切向轨道周围的叶片对应的潮汐尾巴，定性与N-体模拟。此外，我们测量平坦的速度色散曲线，达到$3.5\pm0.9$ km/s的值，直到超出雅可比半径。虽然潮汐尾可能有助于这种扁平化，这种高速度的分散值是在不同意的预期，从唯一存在的潜在的逃生者。为了解释这一令人困惑的观察，我们讨论的可能性的吸积起源的GC，一个暗物质晕的存在-其形成在高红移-和非牛顿动力学的可能影响。我们的研究揭示了一个新的路径GC的形成和银河系的潜力在精密天体测量的时代的性质的研究。
2019-12-04 astro-ph.GA
Evolution of long-lived globular cluster stars III. Effect of the initial helium spread on the position of stars in a synthetic Hertzsprung-Russell diagram
上下文球状星团中有许多长寿的低质量恒星，它们的起源仍然是一个悬而未决的问题。已经提出了几种方案来解释相关的光度和光谱特性。例如，他们对第二星群恒星的最大氦丰度的预测不同，这些恒星在出生时可以继承第一星群不同类型恒星对星团内部的污染。目的。我们提出了富氦恒星在现今球状星团中的分布，正如在快速旋转大质量恒星情景（FRMS）的原始框架中所预期的那样。我们关注NGC 6752。(to（续）
2016-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular Cluster Abundances and What They Can Tell Us About Galaxy Formation
本文综述了球状星团的性质，这些性质使它们对研究星系晕、星系化学演化和银河系形成的早期阶段非常有用。我们审查的证据表明，GC有一个类似的晕场星的化学库存。我们讨论的丰度比dSph星系，并表明，它是可能的，已形成至少部分的星系晕场恒星星族溶解球状星团和/或吸积dSph星系，但只有当这发生在银河系形成的早期阶段。我们审查的限制晕形成的时间尺度推导出的低镁同位素比在贫金属晕场矮星，这表明AGB星没有时间作出重大贡献，而M71包含两个人口，一个没有，也有一个大量的AGB贡献。我们回顾了有限的证据，GC与第二人口显示额外的贡献SNII，目前仅限于欧米茄Cen，M54和M22，所有这些都可能是吸积星系的核或中心区域。我们检查了我们自己的数据，以寻找其他这样的GC，并发现初步迹象表明，NGC 2419，一个远离外星系晕的大质量GC，也可能属于这个群体。
2009-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple populations in low mass globular clusters: Palomar 13
自从上个世纪在球状星团中发现化学奇特的恒星以来，考虑到几乎所有的球状星团中都存在化学不均匀性，对多星族的研究变得越来越重要。尽管有各种各样的理论试图解释这一现象，但要用一个单一的理论来拟合球状星团中的所有观测证据仍然非常困难，目前还没有成功。为了改进现有模型并激发新模型，我们正在临界条件下观察球状星团，例如，富金属端、贫金属端和低质量端。在本文中，我们首次尝试研究低质量球状星团中的多种群。我们使用安装在加那利大望远镜上的OSIRIS/多目标摄谱仪获得了帕洛玛13球状星团30个成员在4000 A左右的低分辨率光谱。红巨星分支星的成员是由最新的自行从盖亚DR 2和文献速度确认。在将测量的CN和CH光谱指数与恒星模型的光谱指数进行比较后，我们发现了红巨星分支星之间氮变化的明显迹象。Palomar 13可能是质量最低的球状星团，显示出多个种群。
2020-12-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Wide-field Photometric Survey of Globular Clusters in the Peculiar Early-type Galaxy M85
我们利用加拿大-法国-夏威夷望远镜3.6米MegaCam拍摄的$1^{\circ} \times 1^{\circ}$场的$ugi$波段图像观测M85中的球状星团。我们确定了1318 GC候选人与20.0马格$< g_0 <$ 23.5马格在整个调查区域。它们的径向数密度分布与S{é}rsic分布很好地拟合，$n$ = 2.58 $^{+0.43}_{-0.33}$，有效半径$R_{\rm e,GCS}$ = 4 $\rlap{.}{'}$ 14（= 22 kpc），表明$R < 20'$的候选物大多是M85中真正的GC。我们估计GC的总数，$N$（total）= $1216^{+82}_{-50}$，以及特定频率，$S_N = 1.41^{+0.10}_{-0.06}$。在M85中的GC的整体颜色分布是双峰的，但在$R < 2'$中心区域的GC没有显示出明显的双峰分布。蓝色GC（BGC）的径向数密度分布和表面数密度图显示出比红色GC（RGC）更多的延伸结构。BGC和RGC的空间分布都是拉长的，类似于星系恒星光的空间分布。在中心区域的RGC的数量分数是小得多的其他早型星系的光度相似。M85中RGCs的平均$(g-i)_0$颜色比其他类似光度的室女座早型星系的典型值蓝约0.1等，表明M85中相当一部分的RGCs可能比典型的GC年轻。这些结果表明，M85最近可能经历了一次重大的湿合并。
2019-02-11 astro-ph.GA
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
Tails and streams around the Galactic globular clusters NGC1851, NGC1904, NGC2298 and NGC2808
本文介绍了银河系特有的球状星团NGC 1851、NGC 1904（M79）、NGC 2298和NGC 2808的DECam成像。我们的深测光显示，所有的集群有一个重要的贡献，恒星超过他们的国王潮汐半径和目前的尾巴与不同的形态。我们还探索了星团的周围环境，在那里，大犬座的过密度和/或低银河纬度的麒麟座环在d~ 8 kpc是明显的。第二个恒星系统位于d~ 17 kpc，在天空中的跨度至少为18度x15度。作为解释这一特征的可能方案之一，我们提出，这个揭示的系统是麒麟座的一部分，被解释为一个向银河系外移动的密度波。另外，这个被揭开的系统可能与其他已知的晕子结构有关，或者与NGC 1851和NGC 1904的祖先矮星系有关，它们被广泛认为是吸积的球状星团。
2017-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia DR2 orbital properties for field stars with globular cluster-like CN band strengths
对银河系进行的大型光谱观测显示，晕中有一小部分恒星的轻元素丰度与球状星团中的相当。对于这些恒星的特殊丰度，最受欢迎的解释是它们起源于一个球状星团内，随后消失了。使用轨道计算，我们评估的可能性，现有的样本的57场星与球状星团，CN带强度起源于任何目前已知的银河系球状星团。使用斯隆数字巡天和盖亚数据，我们确定我们的场星样本的轨道和运动积分，并使用这些值和金属丰度，以确定可能的匹配球状星团。枢轴假说认为，如果这些恒星被从这样的物体上剥离，它们将保持在非常相似的轨道上。我们发现~ 70%的场星样本具有与银河系晕一致的轨道特性;然而，只有20颗星可能与现有的球状星团有轨道关联。其余约30%的样本的轨道将它们置于银河系外盘。在类似的圆盘轨道上，没有已知的类似金属丰度的星团。晕星的轨道特性似乎与球状星团逃逸的情况相一致。外盘中的恒星特别令人惊讶，值得进一步研究以确定它们的性质。
2019-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of long-lived globular cluster stars IV. Initial helium content and white-dwarf properties
上下文球状星团中的恒星具有特殊的化学性质。一般来说，相关的氦富集预计会影响恒星的演化，以及低质量恒星，特别是白矮星（WD）的祖先。目标。我们研究了不同初始氦含量对白矮星的质量、成分和形成时间等性质的影响。结果在一个特定年龄的球状星团中，氦的富集意味着在一个特定阶段恒星的初始质量较低。从而导致到达冷却序列的白矮星质量减少。此外，氦的富集增加了白矮星的总质量和数量，并最终允许单个祖先的氦白矮星的存在。结论.用不同的方法在大多数球状星团中测定的低He富集对白矮星性质的影响可以忽略不计。然而，在少数显示出高He富集的球状星团中，这可能会显著影响白矮星的特征。在NGC 2808和半人马座ω中，氦的高度富集甚至导致了从单个富氦祖先形成氦白矮星。因此，研究高氦丰度球状星团中的白矮星质量域将为测量和约束氦丰度提供一种间接的方法。
2017-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Peculiar Globular Cluster Palomar 1 and Persistence in the SDSS-APOGEE Database
SDSS-III APOGEE DR 12是一个独特的资源，用于搜索星团潮汐半径以外的恒星。我们已经检查了APOGEE DR 12数据库中年轻星团Palomar 1的新候选者，Palomar 1是一个具有先前报道的潮汐尾的系统（Niederste-Ostholt et al. 2010）。APOGEE ASPCAP数据库包含了两颗已知的恒星I和II的光谱和恒星参数，但这些数据与Sakari等人（2011）根据光谱确定的恒星参数不一致。我们发现这两颗恒星的APOGEE分析受到已知持久性问题的强烈影响（Mauriski et al. 2015; Nidever et al. 2015）。通过重新检查个人的访问，并删除蓝色（有时绿色）APOGEE探测器光谱的持久性影响，然后我们发现在重新分析的组合光谱非常一致。这些方法被应用到另外五颗星的APOGEE领域与类似的径向速度和金属丰度的那些的RISK 1。只有一个新的候选者，星F，可能是位于潮汐尾的成员，基于它的日心径向速度，金属丰度和化学。其他四个候选者并没有很好地与潮汐尾对齐，与贝桑松模型（Robin et al. 2003）的比较表明，它们更有可能是非成员，即星系晕的一部分。如果可以从APOGEE光谱数据库中消除持久性问题，则可以重新检查该APOGEE字段以寻找其他新的候选者。
2017-06-27 astro-ph.GA
Chemical abundance inventory in phosphorus-rich stars
本文概述了富磷恒星的最新研究进展，通过光谱分析细化其化学指纹，并探索利用无监督机器学习算法识别更多样本，以确定其 progenitor 并评估核合成模型。
2025-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
A sequence of nitrogen-rich very red giants in the globular cluster NGC 1851
本文给出了特殊球状星团NGC 1851中红巨星分支（RGB）上62颗恒星的N丰度。[N/Fe]比的值是通过比较观测光谱中测得的通量与合成光谱中测得的通量得到的，最多可达CN的15个特征。这是第一次获得这样一个大样本的RGB恒星的N丰度在这个集群中的中分辨率光谱。有了这些丰度，我们提供了从NGC 1851的几项研究中发现的分裂红巨星分支的化学标记。第二个，RGB上最红的序列几乎完全由富N星组成，证实了我们之前基于Stromgren星等和颜色的建议。平均而言，这些巨星也富含Ba等s-过程元素，可能是在渐近巨星分支阶段经历第三次疏浚的低质量恒星污染的结果。
2014-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Footprints in the sand: What can globular clusters tell us about NGC 4753 past?
NGC 4753是一个明亮的透镜星系（M_V约为-22.3）。由于它的低密度环境和复杂的结构，它是一个非常有趣的目标，以测试不同的透镜星系形成理论。利用Gemini/GMOS和CTIO/MosaicII图像对NGC 4753球状星团系统（GCS）进行了首次综合研究。我们的结果表明，一个相当差的GCS约1000名成员。它的方位角分布遵循星系凸起的形状。GC的颜色分布是独特的，除了蓝色和红色的，呈现出一个中间亚群。这个中间子群可以用年龄为1.5-3 Gyr和0.5-1 Zo的单个恒星星族来解释。GC比频率S_N = 1.3+/-0.15对于这类星系来说是非常低的。GC光度函数（GCLF）也是奇特的，与预期的高斯分布相比，明亮的GC过多。其下的星系体具有重要的亚结构，残留着旋臂、尘埃丝和等照度线扭曲。这一点，以及NGC 4753拥有两个Ia型SNe的事实，支持了中间GC亚群可能起源于1-3 Gyr前最近的合并。
2015-08-31 astro-ph.GA
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
Globular cluster systems in nearby dwarf galaxies - II. Nuclear star clusters and their relation to massive Galactic globular clusters
利用HST/ACS成像的低质量矮星系核区球状星团（GCs）的光度和结构参数，我们计算了现今恒星喷出物到达星团潮汐半径时的逃逸速度（v_esc），并将其与具有扩展（热）水平分支的银河系GCs（EST-GCs）进行了比较。对于EHB-GC，我们发现它们的金属丰度和（V-I）_0颜色与现今的v_esc有相关性。nGCs和EHB-GCs的vesc，（V-I）_0分布相似，说明nGCs也可能具有复杂的恒星星族. v_esc-[Fe/H]关系可以反映已知的恒星风速增加与金属丰度的关系，这反过来可以解释为什么在相同质量的情况下，更多的贫金属星系团比更多的富金属星系团在其恒星星族中表现出更多的特殊性。因此，可以用簇的v_esc作为描述自富集程度的参数。nGC填充与EHB-GC相同的Mv vs. rh区域，尽管它们没有达到最大的EHB-GC如wCen和NGC 2419的大小。我们认为，在吸积过程中的相对湿度的nGC可能会增加，由于在集群附近的显着的质量损失和由此产生的下降，一旦矮星系溶解在核心的外部潜力。我们的研究结果支持的情况下，银河系EHB-GCs起源于前银河系积木或矮星系，后来被银河系吸积的中心。
2009-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular Clusters UVIT Legacy Survey (GlobULeS) I. FUV-optical Color-Magnitude Diagrams for Eight Globular Clusters
我们提出了八个球状星团（GC）的AstroSat/UVIT遗产调查计划GlobULeS的基础上进行的两个FUV过滤器（F148 W和F169 M）的意见的第一个结果。利用UVIT观测数据，结合HST紫外球状星团巡天（HUGS）观测的内部区域和Gaia早期数据发布（EDR 3）观测的外部区域，构建了具有自行隶属度的GCs的FUV-光学和FUV-FUV色星等图（CMD）。我们探测到了像F148 W $\sim$ 23.5等这样微弱的源，这些源是根据它们在CMD中的位置通过叠加恒星演化模型进行分类的。将8个GC的CMD与之前3个GC的UVIT研究相结合，以创建堆叠的FUV-光学CMD，以突出不同进化序列中发现的特征/特性。FUV（F148 W）探测到的11颗GC的恒星星族包括2，816颗水平分支（HB）星（190颗极端HB候选星），46颗后HB（pHB），221颗蓝离散星（BSS）和107颗白矮星（WD）候选星。我们注意到，从F148 W $-$ G颜色获得的蓝色HB颜色扩展和FUV检测到的EHB候选者的数量与每个GC内的最大内部氦（He）变化强烈相关，这表明FUV光学平面对HB中的He丰度变化最敏感。我们讨论了潜在的科学案例，将使用这些目录，包括HB形态，BSS，pHB，WD星。
2022-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origin and Chemical Evolution of the Exotic Globular Cluster NGC3201
NGC 3201是一个球状星团（GC），它显示出非常特殊的运动学特征，包括极端的径向速度和高度逆行的轨道，强烈暗示着银河系外的起源。我们的目标是在多种群（MP）的背景下研究NGC 3201，希望通过研究化学丰度模式来限制可能的自我富集候选者，并深入了解这个有趣的集群的起源。我们提出了一个详细的化学丰度分析的八个红巨星分支（RGB）的恒星使用高分辨率光谱。我们测量了29种元素，发现[Fe/H]=-1.53+/-0.01，我们不能排除~0.12 dex的金属丰度分布，以及晕GC的典型α增强。但除Mg外，所有轻元素的丰度都有显著的差异。我们确认存在一个扩展的Na-O的关系。n-俘获元素通常由r-过程控制，与银河系GC的大部分一致。总的（C+N+O）丰度略超太阳，需要对等时线年龄进行小的向下修正，得到11.4 Gyr。从运动学上看，NGC 3201似乎有可能起源于银河系外，但它的化学演化与大多数其他可能是银河系本土的GC相似。
2013-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Enrichment by supernovae in globular clusters with multiple populations
银河系中质量最大的球状星团半人马座欧米茄被认为是一个分裂的矮星系的剩余核心，正如分级合并模型所预期的那样。它包含几个恒星星族，它们有不同的重元素丰度，由超新星提供--一个被称为金属富集的过程。虽然M22看起来与半人马座欧米伽相似，但其他奇特的球状星团却不是。因此，欧米茄Cen和M22被视为例外，而其他星团中存在的化学不均匀性被视为来自正常球状星团中预期的中等质量渐近巨星分支恒星的"污染"。在这里，我们报告的钙丰度为7个球状星团，并比较他们的欧米茄Cen。钙和其他重元素只能通过这些恒星系统中大质量恒星的超新星爆炸来提供，但现今星团的引力势无法保护这些爆炸的大部分喷出物。我们的结论是，这些球状星团，像欧米茄岑，最有可能是更大规模的原始矮星系的合并和分裂，形成原银河系的遗迹。
2009-11-25 astro-ph.GA
Reading the book: from "chemical anomalies" to "standard composition" of globular clusters
现在人们普遍认为球状星团（GC）经历了复杂的形成过程，它们至少拥有两代恒星。这是一个最近的范例，并建立在光度和光谱证据。我们专注于高分辨率光谱的基础上，我们如何从单一到多个恒星星族的概念GC的结果。我们强调，GC星的特殊化学成分是建立多种群情景的基础，并简要概述了从观测中可以学到的东西。最后讨论了近年来对不同演化阶段恒星的大样本观测结果。
2013-01-15 astro-ph.GA
A chemical trompe-l'œil: no iron spread in the globular cluster M22
我们提出的分析高分辨率光谱与UVES和UVES-FLAMES在甚大望远镜的17个巨星在球状星团M22，恒星系统怀疑有一个内在的扩展在铁丰度。我们发现，根据以前的分析，当表面重力是光谱（通过强加获得相同的铁丰度从FeI和FeII线）的[Fe/H]分布跨度~0.5 dex。然而，以这种方式获得的重力对应于不切实际的低恒星质量（0.1-0.5 Msun）的大多数调查巨星。相反，当测光重力采用，[铁II/H]分布显示没有证据的差异与[铁I/H]分布的蔓延。这种差异最近已在其他集群中观察到，可能是由于过度电离机制驱动的非局部热平衡效应，主要影响中性物质（从而提供较低的[Fe I/H]），但留下[Fe II/H]不变。我们确认，S-过程元素显示出显着的恒星到恒星的变化和它们的丰度似乎与[Fe I/H]和[Fe II/H]之间的差异。这一令人困惑的发现表明，某些星团恒星的特殊化学成分可能与能够虚假地降低[FeI/H]的效应有关。我们的结论是，M22是一个球状星团，没有证据表明内在的铁扩散，排除了它保留了超新星喷出物在其引力势井。
2015-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binary properties of the globular cluster 47 Tuc (NGC 104). A dearth of short-period binaries
本研究通过VLT/MUSE对球状星团47 Tuc开展多历元光谱巡天，测定2万余颗恒星的视向速度，发现其总双星比例与此前估计一致，蓝离散星双星占比约为均值三倍，且短周期双星及大质量暗伴星双星匮乏，对现有演化模型提出挑战。
2024-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGC 6535: the lowest mass Milky Way globular cluster with a Na-O anti-correlation? Cluster mass and age in the multiple population context
要了解球状星团（GCs），我们需要了解它们的形成过程是如何产生轻元素丰度分布的。特别是，我们试图找出哪些恒星留下了GC的特殊化学特征。最好的方法之一是在大样本的GC中研究轻元素的反相关，这些GC是均匀分析的。作为我们的光谱调查的GC与火焰的一部分，我们在这里介绍了我们的研究结果，约30红巨星成员星的低质量，低金属量的银河系星团NGC 6535。我们测量了金属丰度（发现[Fe/H]=-1.95，rms=0.04 dex在我们的均匀尺度）和其他元素的集群，特别是，我们集中在这里的O和Na丰度。这些元素定义了经典GC的正常Na-O反相关性，使NGC 6535可能是确认存在多个种群的最低质量星系团。我们更新了银河系和河外GC的人口普查，其中关于多个种群的存在或不存在的声明可以优先基于高分辨率光谱学，或者测光和低分辨率光谱学，否则;我们还讨论了作为多个种群因素的星团质量和年龄的重要性。
2017-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium in the context of Multiple Populations in Globular Clusters
多重星群代表了球状星团（GC）的标准：其中一小部分（10-50%）的恒星具有类似金属丰度的晕星（第一代，或1G）的元素丰度，但其他恒星（第二代，2G）的特征是轻元素丰度模式，类似于高温下质子捕获反应处理的典型气体。因此，我们应该天真地期望锂在2G恒星中被破坏，但相反，它通常被观察到，相对于1G恒星，丰度仅略有减少。在讨论了多种群形成的模型后，我研究了原始气体稀释的作用和渐近巨分支（AGB）方案在GC星中的锂模式中的可能作用。超级AGB和AGB产率的锂，产生的卡梅隆福勒机制的“热底燃烧”对流信封，可能有助于解释特殊的高锂在一些极端的2G星。另一方面，模拟温和的2G恒星的丰度明显取决于形成1G恒星的气体和2G恒星的稀释气体中的初始Li是否是大爆炸核合成预测的值，或者是在晕矮星表面观察到的小3倍的值。
2020-06-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Broad [OIII] in the globular cluster RZ 2109: X-ray ionized nova ejecta?
我们研究了在球状星团RZ 2109中观测到的非常宽（~1500 km/s）和明亮（L_5007 ~ 1.4e37 erg/s）的[OIII]谱线发射可能是由同一个球状星团中的明亮（L_X ~ 4 e39 erg/s）X射线源产生的新星喷出物的光电离所解释的。我们发现这种假设是合理的，并解释了RZ 2109光谱的大部分特征（线亮度，H发射线的缺失，线轮廓的特殊不对称性）;另一方面，它要求新星喷出物相对较大（>~ 0.5 e-3 Msun}），并且新星位于距离X射线源<~ 0.1 pc的位置。我们还预测了RZ 2109谱线发射的时间演化，以便将来的观测可以用来测试这种情况。
2012-03-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Variable stars in the field of the Galactic bulge globular cluster NGC 6522
基于Gaia DR3自行运动数据，本文分析了银河系核球星团NGC 6522场区的变星，通过差分红化图与Fourier光变曲线分解，测定了星团金属丰度[Fe/H]_UVES=-1.16±0.09及平均距离8.77±0.16 kpc。
2023-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple Stellar Populations of Globular Clusters from Homogenous Ca by Photometry I. M22 (NGC 6656)
利用新的地基宽场Ca by和HST/WFC 3等通带测光研究了一个特殊的球状星团（GCs）M22中的多恒星星族，证实了我们以前的结果，即M22具有一个独特的红巨星分支（RGB）分裂，主要是由于金属丰度的差异。我们还利用径向速度测量的大量集群成员星的其他。我们的主要结果如下。(i)RGB和次巨星分支（SGB）的数目比表明，钙弱（Ca-w）集团是该集团的优势人口。然而，一个不可调和的差异，可以看到在相当简单的两个水平分支（HB）分类由其他。(ii)每个组具有其自己的CN-CH反相关性。然而，所谓的CN-CH正相关可能是虚幻的。(iii)强钙（Ca-S）组的RGB凸起的位置明显较暗，这可能对Ca-S组中的氦增强场景构成挑战。(iv)中心的位置是相似的。(v)Ca-w基团稍微更集中，而Ca-s基团在更大的半径处更细长。(vi)两组的平均径向速度是相似的，但Ca-s组有一个更大的速度分散。(vii)Ca-s组旋转得更快。M22形成的可能性是，它是在矮星系环境中通过两个GC合并形成的，后来吸积到我们的银河系中。
2015-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Compositions of Field and Globular Cluster RR~Lyrae Stars: II. omega Centauri
本文对球状星团NGC 5139（ω Cen）中的天琴座RR（RRL）变星进行了详细的光谱分析。我们在拉斯坎帕纳斯天文台的麦哲伦/克莱望远镜上用多光纤摄谱仪M2 FS收集了113个RRL的光学（4580-5330 A）、高分辨率（R = 34，000）、高信噪比（200）光谱。我们还分析了在VLT使用FLAMES/GIRAFFE收集的122个RRL的高分辨率（R = 26，000）光谱，可在ESO档案中获得。目前的样本加倍的文献丰度的集群和领域的RRL在银河系的基础上高分辨率光谱。等效宽度测量用于估计大气参数、铁和α（Mg、Ca、Ti）、铁峰值（Sc、Cr、Ni、Zn）和s-过程（Y）元素的丰度比。我们确认ω Cen是一个复杂的簇，其特征在于铁含量的大范围分布：-2.58 < [Fe/H] <-0.85。我们估计平均团簇丰度为[Fe/H] = -1.80 +-0.03，sigma = 0.33 dex。我们的研究结果还表明，两个不同的RRL人口共存的集群。前者更贫金属（[Fe/H] < -1.5），Y几乎为太阳丰度。后者数量较少，金属含量更高，钇含量更高（[Y/Fe] > 0.4）。这种特殊的双峰富集只出现在s-过程元素中，而在较轻的元素中没有观察到，其[X/Fe]比值是银河系球状星团的典型特征。
2019-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Likelihood of Undiscovered Globular Clusters in the Outskirts of the Milky Way
目前已知的银河系球状星团的最大星系中心距离为$\sim$ 145 kpc，其特点是最外层的星团主要具有向内的速度。轨道平均发现，这种配置是偶然发生的$6\%$的时间，这表明几个球状星团与积极的径向速度仍然未被发现。我们估计的预期数量的未被发现的集群在大的距离下的假设，集群人口有一个平滑的径向分布，并在银河系的维里半径内处于平衡。通过比较目前的外星系团的运动学性质的随机轨道配置的银河系球状星团系统通过轨道平均，我们估计的可能性$73\%$有至少一个未被发现的球状星团在银河系内。该估计值假设当前人口已达到50千秒差距，如果人口已达到150千秒差距，则增加到$91\%$。存在两个未发现的簇的可能性在$60\%$和$70\%$之间，存在三个未发现的簇的可能性在$50\%$的量级。最有可能的情况是，未被发现的集群正在向外移动，这导致外部集群人口与平衡状态一致。通过即将进行的深层成像调查，将能够对遥远的、可能相当低的浓度和非常低的金属量的球状星团进行探测。
2020-12-15 astro-ph.GA
H-band discovery of additional Second-Generation stars in the Galactic Bulge Globular Cluster NGC 6522 as observed by APOGEE and Gaia
我们目前的元素丰度分析的高分辨率光谱的五个巨星，推导出Fe，Mg，Al，C，N，O，Si和Ce的丰度，并在空间上位于最内部的区域内的隆起球状星团NGC 6522，基于H波段光谱与多目标APOGEE北摄谱仪从SDSS-IV阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）调查。在这五个候选星团中，有两颗先前未被发现的恒星被证实具有第二代（SG）丰度模式，其基本模式是C和Mg的耗尽同时N和Al的富集，这与其他SG球状星团中金属丰度相似的恒星一样。}与最新的光学研究一致，分析的NGC 6522恒星只显示出轻微的s-过程元素Ce过量，这与NGC 6522恒星由自旋星富集的气体形成的观点相矛盾，并表明其他恒星来源，如大质量AGB恒星可能是主要的星团内介质污染物。在我们的数据中观察到SG星的特殊丰度特征，证实了NGC 6522中存在多代恒星。
2019-06-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A peculiar galaxy near M104
作者在研究M104星晕的HST图像时，发现了一个直径约4角秒的特殊天体，经VO工具分析确认其为带有AGN（Seyfert）的SBc星系。
2023-08-11 astro-ph.GA
On the Chemical and Kinematic Consistency Between N-rich Metal-poor Field Stars and Enriched Populations in Globular Clusters
有趣的化学奇特场星可能反映了它们的恒星演化历史，以及它们在与现在发现的地方不同的环境中的可能起源，这是银河系考古学中最重要的研究领域之一。为了进一步探索这一点，我们已经使用了CN-CH波段约4000 A，以确定富N金属贫场星在LAMOST DR 3。在这里，我们将我们的富N贫金属场星样本扩展到LAMOST DR 5中的~100颗恒星，其中53颗是在这项工作中新发现的。我们研究了我们的样品和APOGEE DR 14之间的共同恒星的轻元素。虽然Mg、Al和Si的丰度通常与富N贫金属场星来自球状星团中富集的星族的假设一致，但对于C、N和O的丰度仍然没有定论。在整合了我们的富N场星和正常贫金属场星的对照样本的轨道之后，我们发现富N场星与对照样本相比具有不同的轨道参数分布，具体地，远心距离，最大垂直振幅（Zmax），轨道能量和z方向角动量（Lz）。富N场星的轨道参数表明它们大多数是内晕星。富N场星的运动学支持它们可能的GC起源。我们真正的富N场星样本的空间和速度分布是重要的观测证据，以限制模拟这些有趣的物体的起源。
2020-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Confirming the presence of second population stars and the iron discrepancy along the AGB of the globular cluster NGC 6752
球状星团NGC 6752中的渐近巨星分支（AGB）星被发现具有一些红巨星分支（RGB）星的化学特征。[FeI/H]和[FeII/H]之间的差异（在RGB星中未观察到）已被检测到采用光谱温度。此外，AGB可能缺乏第二星族恒星。建议使用基于（V-K）颜色的光度温度来消除这种铁的差异。此外，特设方案已被提出来解释第二人口AGB星的缺席。在这里，我们分析了19个AGB和14个RGB星的NGC 6752的光谱仪UVES观察到的样本。RGB星的两个温标吻合得很好，而AGB星的温标存在~100 K的系统偏差。我们发现，即使光度温度减轻了铁的差异，相对于光谱的，系统之间的差异[FeI/H]和[FeII/H]仍然被发现之间的AGB星。一个意想不到的结果是光度温度不满足AGB星的激发平衡。这表明标准的1D-LTE模型大气无法正确描述AGB星的热结构，与RGB星不同。测光温度的使用证实了以前检测到的第二人口AGB星在这个集群中，存在明确的相关性/轻元素丰度之间的关系。这有力地证明了第一和第二星族恒星都是沿着NGC 6752的AGB演化的。
2018-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for a chemical enrichment coupling of globular clusters and field stars in the Fornax dSph
球状星团H4位于天炉座矮球状星系的中心，对于理解低质量星系环境中星团的形成和化学演化至关重要。H4是一个特殊的星团，因为它比其他星团更富含金属，位于星系中心附近，也可能是星系中最年轻的星团。在这项研究中，我们提出了详细的化学丰度来自高分辨率（R~28000）光谱的一个孤立的H4成员星与附近的22个天炉座场星的样本进行比较。我们发现H4段贫α元素Si、Ca和Ti，[Si/Fe]=-0.35+-0.34，[Ca/Fe]=+0.05+-0.08，[Ti/Fe]=-0.27+-0.23，平均[α/Fe]=-0.19+-0.14。如果这个结果代表了平均的星系团性质，那么H4就是唯一已知的在完整的出生环境中具有低[α/Fe]比和中等低金属丰度的系统。对于场星，我们发现了一个明确的序列，被视为早期耗尽在[α/Fe]在低金属丰度，与以前的测量结果很好地吻合。H4落在观测到的场星[alpha/Fe]序列的顶部，显然不符合银河系晕星的性质。因此，我们的结论是，在一个星系内，球状星团的化学富集可能与场星人口的富集模式密切相关。天炉座中H4和类似金属量场星的低[alpha/Fe]比提供了证据，表明缓慢的化学富集环境，如矮星系，可能是银河系和M31晕中α耗尽星系团的原始宿主。
2015-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Presence of Two Distinct Red Giant Branches in the Globular Cluster NGC 1851
越来越多的证据表明在一些球状星团中存在多个恒星星族，包括NGC 1851。对于大多数这些奇特的球状星团，然而，证据表明，多个红色巨分支（RGBs）具有不同的重元素丰度观察到半人马座欧米茄是迄今为止缺乏，虽然在一些较轻的元素传播的报告。因此不清楚它们是否也与欧米茄Cen的矮星系起源相同。这里我们从球状星团NGC 1851的CTIO 4 m UVI测光中发现，它的RGB在U-I颜色上明显地分裂为两个。这两个不同的RGB族群在重元素的丰度上也有明显的分离，这表明II型超新星的富集也是原因之一，除了中等质量渐近巨星分支星或快速旋转的大质量恒星的轻元素污染。然而，RGB分裂并没有显示在V-I颜色中，正如前面的观察所示。我们的恒星星族模型表明，这和NGC 1851中的双峰水平分支分布的存在，可以自然再现，如果富金属的第二代恒星也在氦增强。
2009-11-27 astro-ph.GA
Light and Heavy Element Abundance Variations in the Outer Halo Globular Cluster NGC 6229
NGC 6229是一个质量相对较大的外晕球状星团，主要以呈现出奇特的双峰水平分支形态而闻名。由于该星系团的光谱数据很少，我们基于MMT-Hectochelle仪器获得的高分辨率（R ~ 38，000），高S/N（> 100）光谱，对11个红巨星分支成员进行了详细的化学成分分析。我们发现该星团的平均日心径向速度为-138.1 $_{-1.0}^{+1.0}$ km·s $^{\rm -1}$，小色散为3.8 $_{-0.7}^{+1.0}$ km·s $^{\rm -1}$，以及相对较低的（M/L $_{\rm V}$）$_{\rm \odot}$ = 0.82 $_{-0.28}^{+0.49}$。该簇是中等贫金属的，<[Fe/H]> = -1.13 dex和0.06 dex的适度分散。然而，在我们的样本中，18%（2/11）的恒星具有强烈增强的[La，Nd/Fe]比值，这与[Fe/H]的小幅（~0.05 dex）增加相关。NGC 6229与M 75、NGC 1851和欧米茄Cen的中间金属丰度群体有几个共同的化学特征，这使我们得出结论，NGC 6229是一个较低质量的铁络合物星系团。轻元素表现出经典（反）相关，延伸到硅，但集群拥有一个大的差距，在O-Na平面，分离第一和第二代恒星。NGC 6229也有异常低的[Na，Al/Fe]丰度，这与吸积起源一致。与M 54和其他人马座星团的…
2017-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
The in situ origin of the globular cluster NGC 6388 from abundances of Sc, V, and Zn of a large sample of stars
球状星团（GCs）的化学标记通常使用α元素的丰度来完成。铁峰元素Sc，V，特别是Zn被提议作为α元素的替代品，以标记在富含金属的制度中吸积的GC，其中矮星系人马座及其GC显示出相对于银河系恒星这些较重物种的特别显着的丰度不足。NGC 6388中的少数恒星被用来暗示这个GC的吸积起源，与动力学的结果相矛盾。我们通过使用NGC 6388中的大样本恒星来测试铁峰方法的效率，与银河系盘和凸起中的数千颗场星进行比较。我们对NGC 6388的Sc（185颗星）和V（35颗星）的丰度比与具有类似金属丰度的场星的平均值相差约1.5 sigma，并且它们与Zn（31颗星）的丰度比完全一致，Zn被认为是吸积模式中最敏感的元素。此外，化学动力学图，再加上银河系中GC的分叉年龄-金属丰度关系，清楚地排除了NGC 6388与吸积GC群的任何关联。使用大量的GC丰度从文献中，我们还表明，新的方法与Sc，V，和Zn似乎是有效的拿起GCs相关的人马座矮星系。这是否也是普遍真实的吸积GC似乎不太明显，它应该验证与更大的和均匀的恒星样本都在外地和GC。
2022-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity variations in the Type II globular cluster NGC6934
哈勃太空望远镜对银河系球状星团（GCs）的光度测量揭示了NGC 6934的一个特殊的“染色体图”。除了一个典型的序列，类似于在I型GC中观察到的序列，NGC 6934在红色一侧显示了额外的恒星，类似于我们以前工作中定义的异常II型GC。我们提出了一个化学丰度分析的四个红巨星在这个GC。两颗星位于所有GC共有的染色体图谱序列上，另外两颗星位于附加序列上。我们发现：（i）恒星与恒星之间的Fe变化，与两个异常的恒星被富集约0.2 dex。由于我们的小尺寸的样本，这种差异是在~2.5西格玛水平;（ii）没有证据的变化，在慢中子捕获丰度超过铁，在不一致的，经常观察到的异常II型GC，如M 22和欧米茄半人马座;（iii）轻元素C、O和Na没有大的变化，与染色体图谱的下部上的目标位置相容，其中不期望这样的变化。由于分析的恒星在轻元素上是均匀的，重现次巨星（SGB）和红巨星（RGB）分支上光度分裂的唯一方法是假设红-RGB/暗-SGB恒星的[Fe/H]增强约0.2。这一事实证实了NGC 6934中金属丰度变化的光谱证据。所观察到的化学模式类似于其他II型GC，这表明NGC 6934可能属于第三类GC，或者是正常的I型和异常的II型GC之间的联系。
2018-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon and nitrogen abundances of stellar populations in the globular cluster M 2
利用银河系球状星团NGC 7089（M2）中红巨星支（RGB）星的低分辨率蓝光谱，对CH和CN指数进行了分析，并计算了C和N丰度.我们的主要目标是研究这个中间金属丰度簇的C-N关系。这些数据是用国家伽利略望远镜的多目标、低分辨率设施DOLORES收集的。将光谱数据与光谱运行期间获得的UV光度法相结合。我们发现，对于我们的35个目标样本，在所有光度下，A（C）和A（N）都有相当大的恒星间变化。这些丰度似乎是与X射线相关的，对于光度低于RBG凸点（V~15.7）的恒星，C含量有双峰性的暗示，而N丰度的变化范围非常大，几乎跨越~ 2 dex。我们发现额外的碳耗尽的恒星发展的RGB凸点，在相当好的协议与理论预测的贫金属恒星在正常的恒星演化的过程中。我们分离出两组富N星和贫N星，发现N丰度变化与DOLORES色星等图（CMD）中的（U-V）颜色相关。这个星系团的Vi（U-V）CMD显示了一个额外的RGB序列，位于主RGB的红色，占总巨星数量的一小部分。我们确定了两个CH星在我们的U，V图像在以前的研究中检测到。这两颗恒星都是星团的成员，落在这个更红的序列上，这表明异常的RGB应该有一种特殊的化学模式。不幸的是，在这个以前未知的RGB分支中没有获得额外的恒星光谱。
2012-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
To Grow Old and Peculiar: A Survey of Anomalous Variable Stars in M80 and Age Determination using K2 and Gaia
本综述利用K2和Gaia数据研究球状星团M80的变星，发现两颗新变星并确认奇特调制变星为RRc型，通过等时线拟合测定其年龄与金属丰度，指出古老种群拟合的不确定性。
2023-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Progenitors of Calcium-Strong Transients
在过去的十年里，出现了一类新的微弱的、光谱上奇特的瞬变现象。我们称这些事件为“钙强瞬变”（CaSTs），因为它们的高钙氧星云线比。以前的研究一直在努力推断其祖先的身份，由于其相对于其宿主星系的极端扩展的径向分布和相对较高的发生率。在这项工作中，我们发现的径向分布是一致的两个人口的恒星：老（年龄> 5 Gyr），低金属（Z/Zsol < 0.3）的恒星和球状星团的径向分布。虽然没有明显的祖先场景出现在考虑老的，贫金属的恒星，球状星团的替代生产网站导致我们缩小了可能的候选人名单，以三个二元方案：合并的氦和氧/氖白矮星;潮汐破坏氦白矮星的中子星;和稳定的吸积从低质量的氦燃烧恒星到白矮星。虽然在这个领域很少见，但这些双星系统可以在球状星团中以更高的速率动态形成。随后的二元硬化既增加了它们的相互作用速率，又在传质接触之前将它们从它们的母体球状星团中驱逐出去。它们在球状星团中的产生和喷出可以解释它们的径向分布和在爆炸地点没有球状星团。这个模型预测了核星团中目前未发现的高比率的Casts。或者，一个未确定的祖先的情况下，涉及老，低金属量的恒星可能反而持有的关键，以了解铸造。
2019-12-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Horizontal branch morphology: A new photometric parametrization
理论和观测表明，银河系球状星团水平支的恒星分布主要取决于金属含量。然而，存在的球状星团具有相似的金属含量和绝对年龄，但不同的水平分支形态，表明存在另一个参数影响沿分支的恒星分布。为了研究银河系球状星团中水平分支形态的变化，我们定义了一个新的光度水平分支形态指数，克服了文献中影响类似指数的局限性和退化性.我们利用了64个银河系球状星团的样本，在五个不同的波段（$U$，$B$，$V$，$R$，$I$）的天基成像数据和均匀的地基测光目录。新的指数$τ_{HB}$被定义为沿水平分支的所有恒星的星等累积数量分布（$I$）和颜色累积数量分布（$V-I$）所对向的面积之间的比率。这个新的指数在我们的银河系球状星团样本所覆盖的整个金属丰度范围内（-2.35 $\leq$ [Fe/H] $\leq$ -0.12）显示出线性趋势。我们发现$τ_{HB}$和绝对星系团年龄之间存在线性关系。我们还发现了与[Fe/H]的二次反相关性，当我们消除年龄对$τ_{HB}$值的影响时，该反相关性变为线性。此外，我们确定了一个子样本的八个集群是特殊的，根据他们的$τ_{HB}$值。这些集群有蓝色的水平分支形态相比，类似的金属丰度的典型的。这些发现使我们能够将它们定义为样本中的“第二参数”聚类。与合成水平分支模型的比较表明，它们不能完全用氦含量的分布来解释。
2019-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
