On the radial distribution of stars of different stellar generations in the globular cluster NGC 3201
研究了球状星团NGC 3201中不同星代恒星的径向分布。从最近发表的多色测光，恒星的位置对巨星branch.We耦合光度信息，我们的样本的100个红巨星与Na，O丰度和已知的分类为第一或第二代恒星的径向dependencyoftheasterandthemasterbranch.We的位置依赖。我们发现NGC 3201中的第二代巨星比第一代巨星更集中，这支持了我们光谱分析中不太可靠的结果。
2010-06-30 astro-ph.GA
The Tip of the Red Giant Branch Distances to Type Ia Supernova Host Galaxies. III. NGC 4038/39 and NGC 5584
我们提出了红巨星分支（TRGB）到Ia型超新星（SNe Ia）宿主星系NGC 4038/39和NGC 5584的距离。基于使用哈勃太空望远镜档案数据构建的深层图像，我们在每个星系中探测到红巨星分支星。对分辨恒星的VI测光和相应的I波段光度函数显示，NGC 4038/39的TRGB为I_{TRGB} = 27.67 \pm 0.05，NGC 5584的TRGB为I_{TRGB} = 27.77 \pm 0.04。根据这些估计，我们确定到NGC 4038/39的距离模数为（m-M）_0 = 31.67 \pm 0.05（随机）\pm 0.12（系统性）（对应于21.58 \pm 0.50 \pm 1.19 Mpc的线性距离）和到NGC 5584的距离模数为（m-M）_0 = 31.76 \pm 0.04（随机）\pm 0.12（系统性）（对应于22.49 \pm 0.41 \pm 1.24 Mpc的线性距离）。我们从5个Ia型超新星（包括本研究中的2个和我们以前研究中的3个）的距离估计中得到了Ia型超新星的平均绝对最大星等M_V = -19.29 \pm 0.08，并从5个Ia型超新星中的3个低红化的Ia型超新星中得到了M_V = -19.19 \pm 0.10。利用这些估计，我们得到哈勃常数的值，H_0 = 69.8 \pm 2.6（随机）\pm 3.9（系统）km/s/Mpc和72…
2015-06-09 astro-ph.GA
Submillimeter Array CO(2-1) Imaging of the NGC 6946 Giant Molecular Clouds
利用亚毫米波阵列和IRAM 30 m望远镜的观测数据，给出了旋涡星系NGC 6946的CO（2-1）镶嵌图。我们确定了390个巨分子云（GMCs），从核到4.5千秒差距的磁盘。内部1 kpc的GMC通常更加明亮和湍流，其中一些的光度>10^6 K km/s pc ^2，速度色散>10 km/s。大规模的酒吧驱动的动力学可能调节GMC的性质在核区域。NGC 6946的GMC质量函数与银河系和其他盘状星系相似，在内部区域斜率较浅（指数>-2），而在外部区域斜率较陡（指数<-2）。这种质谱的差异可能表明不同的云形成途径：重力不稳定性可能在核区域起主要作用，而云聚结可能在外盘占主导地位。最后，NGC 6946云在统计性质上与M33云相似，但它们通常比M51云更不明亮和湍流。
2017-04-10 astro-ph.GA
IMF-induced intrinsic uncertainties on measuring galaxy distances based on the number of giant stars: the case of the ultra-diffuse galaxy NGC 1052-DF2
表面亮度涨落（SBF）技术是一种距离测量方法，它已被应用于低表面亮度星系NGC 1052-DF 2，得到的距离约为20 Mpc，这意味着它是一个暗物质缺乏星系。我们假设在一个给定的光度阈值以上的巨星的数量来代表SBF星等。SBF星等依赖于距离，但这是退化的恒星形成历史（SFH）。利用星族合成模型，计算了不同星系范围内恒星初始质量函数、年龄、金属丰度和超星系性的恒星星族的巨星数。如果gwIMF是不变的规范IMF，则颜色中的1 $σ$（3 $σ$）不确定性允许低至12 Mpc（8 Mpc）的距离。相反，如果真正的潜在的gwIMF是综合星系范围IMF（IGIMF），那么高估低质量星系的距离将是一个自然的结果，允许NGC 1052-DF 2在1 $σ$颜色不确定度内具有11 Mpc的距离。最后，我们表明，我们的主要结论的存在偏差的SBF距离估计的影响不大，通过改变光度下限计数巨星。
2021-04-12 astro-ph.GA
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
NGC 5128: The Giant Beneath
我回顾了我们对NGC 5128的旧恒星星族的了解，NGC 5128是唯一一个足够近的大E星系，我们目前可以观察到像水平分支一样微弱的单个恒星。虽然它的星系类型仍然是一个争论的问题，但距离的不确定性现在已经基本解决;比较五个恒星距离指标得出d=3.8 +- 0.1 Mpc。这个曾经令人困惑地看不见的球状星团系统，现在已知主要是古老的，有大量的富含金属的成分。星系团的总星族数和光度函数均符合正态分布，其基本面关系与银河系和M31的基本面关系相同。最后，晕圈至少有~7 r_{eff}，主要是富含金属的恒星，这些恒星也主要是老恒星，其年龄和金属丰度与大多数球状星团相似。
2010-04-27 astro-ph.GA
Tip of the red giant branch distance to the nearby dwarf galaxy [TT2009] 25 in the NGC 891 group
矮星系是小尺度宇宙学测试的关键对象，如丰度问题或卫星平面问题。因此，获得尽可能多的附近矮星系的准确信息是一项至关重要的任务。使用极深的，基于地面的$V$和$i$ -波段斯巴鲁Suprime Cam测光与$i=27$ mag的完整性，我们测量了矮星系红巨星分支距离的尖端[TT 2009] 25。这颗矮星位于银河系类似物NGC 891周围的区域。利用贝叶斯方法，我们测量了$10.28^{+1.17}_{-1.73}$ Mpc的距离，与NGC 891的距离一致，从而确认它是NGC 891的成员。矮星系遵循本星系群矮星系定义的标度关系。我们在[TT 2009] 25周围没有发现扩展的恒星晕。在巡天所覆盖的100千秒差距的小视场中，只有一个明亮的矮星系和巨星系流是明显的。这与银河系相当，在银河系中，一个明亮的矮星居住在同一体积中，以及人马座流-不包括更远但会投射在视线中的卫星。因此，必须在NGC 891周围更大的区域内调查更多的矮星系，以测试矮星系的丰度，并将其与银河系周围的卫星数量进行比较。
2019-08-08 astro-ph.GA
Detailed abundances of Red Giants in the Globular Cluster NGC~1851: C+N+O and the Origin of Multiple Populations
对分布在（v，v-y）CMD两个红巨星分支（RGB）上的球状星团NGC~1851的15颗RGB星进行了化学丰度分析。我们测定了C+N+O、Na、$α$、铁峰和S元素的丰度。我们发现，这两个RGB种群显着不同的光（N，O，Na）和S-元素含量。另一方面，它们的$α$和铁峰元素含量没有显示任何显著差异。更重要的是，两个RGB种群的总C+N+O含量没有显示出任何显着差异。我们的研究结果不支持以前的假设，即两个RGB和两个亚巨星分支的集群的起源是有关的不同内容的$α$（包括Ca）或铁峰元素，或C+N+O丰度，由于第二代被SNeII污染。
2010-08-25 astro-ph.GA
A Tip of the Red Giant Branch Distance of $22.1 \pm 1.2$ Mpc to the Dark Matter Deficient Galaxy NGC1052-DF2 from 40 Orbits of Hubble Space Telescope Imaging
大型弥漫星系NGC 1052-DF 2和NGC 1052-DF 4被发现具有非常低的暗物质含量和明亮的球状星团。准确的距离测量是解释这些观测结果的关键。最近，通过对哈勃空间望远镜（HST）高级巡天相机（ACS）成像的12个轨道上红巨星分支（TRGB）的尖端进行识别，发现NGC 1052-DF 4的距离为$20.0\pm 1.6$ Mpc。在这里，我们提出了40个轨道的HST ACS数据的NGC 1052-DF 2和使用这些数据来测量其TRGB。TRGB在色星等图中很明显。使用一个前向模型，结合光度的不确定性，我们发现一个TRGB的$m_{\rm F814W, TRGB} = 27.67 \pm 0.10$马格。推断的距离是$D_{\rm TRGB} = 22.1 \pm 1.2$兆秒差距，与以前的表面亮度波动距离明亮的椭圆星系NGC 1052。新的HST距离排除了NGC 1052-DF 2的一些不寻常的性质可以解释的想法，如果它在$\sim 13$ Mpc;相反，它意味着星系的球状星团甚至比以前使用20 Mpc的距离推导出的更明亮。从NGC 1052-DF 2到NGC 1052-DF 4的距离在$2.1\pm 0.5$ Mpc处被充分确定，显著大于NGC 1052的维里直径。我们讨论了星系的形成方案和外部场效应，这已被调用来解释这些对象的内在动力学的背景下修改后的牛顿动力学的影响。
2021-05-20 astro-ph.GA
A Robust Tip of the Red Giant Branch Distance to the Fireworks Galaxy (NGC 6946)
在NGC 6946外部区域的F606 W + F814 W两个不同领域的档案HST数据被用来测量红巨星分支（TRGB）到星系的距离。我们采用贝叶斯最大似然建模方法，结合光度的完整性，并允许我们对RGB人口的光度函数进行建模。我们的两个场分别提供了7.74 $\pm$ 0.42 Mpc和7.69 $\pm$ 0.50 Mpc的距离。我们的最终距离为7.72 $\pm$ 0.32 Mpc，高于文献中先前发表的大多数值。这对超新星测量有重要意义，因为NGC 6946是迄今为止观测到的超新星最多的星系。我们发现NGC 6946中的超新星平均亮度是之前估计的$\sim$的2.3倍。我们的距离使NGC 6946在局部片坐标系中有一个特殊的速度$v_{pec}$ = $-229$ $\pm$ $29$ km/s。这个速度是一个相当负的SGZ运动的投影分量，表明一个连贯的运动与M101壁的其他成员朝着本地席的平面。M101墙是从局部席进入局部空洞的一个分支，正在经历局部空洞的扩张。
2018-07-13 astro-ph.GA
Chemical analysis of eight giant stars of the globular cluster NGC 6366
富含金属的银河系球状星团NGC 6366是离太阳第五近的星团。尽管它很有趣，但它很少受到关注，对其内部结构知之甚少。它的运动学表明它与晕有联系，但它的金属丰度表明并非如此。利用VLT（8.2 m）和CFHT（3.6 m）望远镜获得的高分辨率高质量光谱（R > 40000，S/N > 60），对NGC 6366的8颗巨星进行了详细的化学分析。我们试图描述它的化学性质，并寻找多个恒星星族的证据。使用FeI和FeII线的激发和电离平衡方法导出大气参数，并从这些大气参数中计算出其他元素的丰度，发现测量的元素都没有呈现出大于不确定度的星-星变化。我们比较了其他球状星团和场星的文献中的衍生丰度。我们测定了NGC 6366的平均[Fe/H] = -0.60 +-0.03，并发现该天体与另一个内晕球状星团M 71有一些相似之处。NGC 6366的Na-O关系延伸较短，Al没有星与星之间的变化，第二代星的存在不明显。
2018-03-28 astro-ph.GA
The abundance of dwarf galaxies around low-mass giants in the Local Volume
卫星矮星系的丰度长期以来一直被认为是对当前宇宙学模型的关键测试，导致了众所周知的卫星失踪问题。最近在模拟和观测方面的进展使得我们能够更详细地研究宿主星系周围的矮星系。我们用暗能量照相机对附近的玉夫座星系群进行了72度2的测量，其中还包括位于该星系群后面的两个低质量局部体积星系NGC 24和NGC 45，以寻找迄今未被发现的矮星系。除了先前已知的矮星系，我们只发现了两个新的候选者，其表面亮度的3 σ探测极限为27.4 r mag arcsec-2。这两个系统都在NGC 24附近。然而，这些候选者之一可能是与背景星系相关的超漫射星系。我们比较了NGC 24、NGC 45和其他五个经过充分研究的低质量巨星系（NGC 1156、NGC 2403、NGC 5023、M33和LMC）周围已知矮星系候选者的数量与宇宙学模拟的预测，发现对于所考虑的恒星-晕质量模型，观测到的卫星数量往往在预期范围的低端。这可能意味着在LambdaCDM中有一个发光的subhalos的过度预测，或者-更有可能-由于观测偏差，我们错过了一些卫星成员。
2020-08-20 astro-ph.GA
The Carnegie-Chicago Hubble Program. III. The Distance to NGC 1365 via the Tip of the Red Giant Branch
芝加哥哈勃计划试图通过红巨星分支的尖端（TRGB）来锚定Ia型超新星的距离尺度。基于深$Hubble$ $Space$ $Telescope$ ACS/WFC成像，我们分析了NGC 1365的贫金属晕的TRGB，NGC 1365是天炉座星系团中的一个巨大的螺旋星系，是超新星SN 2012 fr的宿主。我们已经测量了它的修正后的TRGB星等为F814 W $= 27.34 \pm 0.03_{stat} \pm0.01_{sys}$ mag。在未来的$Gaia$直接校准之前，我们通过大麦哲伦云设置了一个临时的TRGB光度，并找到了一个真实的距离模数$μ_0 = 31.29 \pm 0.04_{stat}\pm0.05_{sys}$ mag或$D = 18.1 \pm 0.3_{stat} \pm0.4_{sys}$ Mpc。这种高保真度的测量结果与最近基于造父变星的NGC 1365的距离非常一致，并且表明来自星族I和II的恒星的距离没有显着差异。基于对我们最遥远的宿主之一的分析，我们重新审视了$CCHP$路径到哈勃常数的误差预算，发现2.5%的测量对于我们目前的样本是可行的。
2017-04-04 astro-ph.GA
An HST/NICMOS view of the prototypical giant HII region NGC604 in M33
我们提出了第一个高空间分辨率的近红外（NIR）成像的NGC 604，获得与NICMOS相机搭载哈勃太空望远镜（HST）。这些NICMOS宽带图像揭示了新的近红外点源，集群和扩散结构。我们发现8.4GHz射电连续谱与2.2 μ m星云辐射之间存在很好的空间相关性。此外，大质量的年轻恒星候选者似乎与这些射电峰值对齐，加强了这些地区是恒星形成区的想法。在NICMOS图像中识别出三种不同比例的OB关联。我们图像中最亮的近红外光源具有表明它们是红超巨星的特性，其中一颗是以前已知的。对NICMOS图像的初步分析显示了NGC 604星云恒星成分的复杂性。
2009-07-09 astro-ph.GA
Asymptotic Giant Branch Variables in NGC 6822
使用多历元的JHK测光获得的1.4米日本-南非的红外测量设施在萨瑟兰，我们已经确定了大量的AGB变量在NGC 6822。本文利用30个周期在200 ~ 900天之间的大振幅变星，对周期光度关系进行了新的定标。
2010-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Carnegie-Chicago Hubble Program. IX. Calibration of the Tip of the Red Giant Branch Method in the Mega-Maser Host Galaxy, NGC4258 (M106)
在附近的星系NGC 4258中，H $_2$ O脉泽围绕其超大质量黑洞的轨道运动提供了精确测量几何距离的方法。因此，NGC 4258是少数几个可以用来校准恒星距离指示器（如红巨星分支尖端（TRGB）或造父变星莱维特定律）真实光度的“几何锚点”之一。在本文中，我们提出了一个详细的研究的视星等的TRGB内NGC 4258使用公开的HST观测最佳地位于沿短轴的气体和尘埃的晕，跨越距离从8到22千秒差距的投影银河中心半径。我们进行了系统的评估与测量TRGB在这个星系中的不确定性，基于54弧分$^2$的HST/ACS成像的分析。在量化这些不确定性之后，我们测量NGC 4258中的TRGB为F814 W $_0$ = 25.347 $\pm$ 0.014（stat）$\pm$ 0.042（sys）mag.结合最近与NGC 4258的1.5%兆脉泽距离，我们确定TRGB的绝对光度为$M_{F814W}^{TRGB}$ = -4.050 $\pm$ 0.028（stat）$\pm$ 0.048（sys）mag。这个新的校准与优于1%的一致性Freedman等人（2019，2020）提出了一种独立的校准方法，该方法基于位于LMC中的分离食双星（DEB）。
2020-11-06 astro-ph.GA
Extreme giant molecular clouds in the luminous infrared galaxy NGC 3256
本文给出了最近的亮红外星系NGC 3256的$^{12}$ CO（2--1）观测的云分解。在中心$\approx$ 130 kpc $^{2}$上以90 pc分辨率识别了185个空间和光谱分辨的云，并估计了完整性。我们比较我们的云目录从NGC 3256的PHANGS-ALMA调查中观察到的10个星系。在NGC 3256的云速度色散，光度，CO估计的质量，质量表面密度，维里质量，维里参数，尺寸线宽系数和内部湍流压力的分布显着高于PHANGS ALMA星系。NGC 3256的云半径稍大，自由落体时间较短。NGC 3256的云偏心率分布与许多PHANGS-ALMA星系没有区别，可能是因为NGC 3256的云动力学状态与附近的旋涡星系相似。然而，在NGC 3256维里参数的分布较窄，可能反映了一个较窄的范围内的动力学状态比PHANGS-ALMA星系。尽管有很大的偏心率，但没有检测到云排列的清晰图像。云属性之间的相关性表明，在NGC 3256中，高的外部压力使云保持束缚，并在如此高的速度分散和恒星形成率下崩溃。与云质量函数的拟合给出了一个高质量的幂律斜率$-2.75^{+0.07}_{-0.01}$，接近PHANGS-ALMA星系的平均值。我们还将我们的结果与这些观测的基于像素的分析进行比较，并发现分子气体性质在定性上一致，尽管峰值亮度温度略高，维里参数和自由落体时间在这种基于云的分析中略低…
2022-07-11 astro-ph.GA
Comprehensive abundance analysis of red giants in the open clusters Stock 2, NGC 2168, 6475, 6991 and 7762
我们分析了五个疏散星团的红巨星成员的高色散阶梯光谱（$R = 60000$），以获得从Na到Eu等多种元素的丰度。贮备液2的[Fe/H]值为$-0.06\pm0.03$，NGC 2168的[Fe/H]值为$-0.11\pm0.03$，NGC 6475的[Fe/H]值为$-0.01\pm0.03$，NGC 6991的[Fe/H]值为$0.00\pm0.03$，NGC 7662的[Fe/H]值为$-0.07\pm0.03$。相对于相同金属量的主序星的预期丰度，钠在巨星中富集。根据理论预测和最近发表的丰度测定结果，讨论了由于第一次疏浚引起的[Na/Fe]富集。其他元素的像差比[El/Fe]除了极少数例外都与场巨星和矮星的像差比相等，即，[El/Fe] $\simeq 0.00$代替[Fe/H] $\sim 0.0$。一个例外是NGC 6991中La、Ce、Nd和Sm的丰度过高，但这与我们先前的证明是一致的，即这些$s$过程产物的丰度在相同[Fe/H]的星系团之间变化约$\pm0.2$，这种变化也在场巨星和矮星之间发现。
2019-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Serendipitous discovery of a dying Giant Radio Galaxy associated with NGC 1534, using the Murchison Widefield Array
最近利用Murchison WidefieldArray在185 MHz的观测发现了一个迄今未知的巨大且相对较近的（$z = 0.0178$）射电星系，它与NGC1534有关.这里呈现的漫射发射是第一个迹象，表明NGC1534是一个罕见的天体（以及NGC15128和NGC1612），其中一个星系具有突出的尘埃带主机无线电发射的尺度为$\sim$ 700千秒差距。我们提出的无线电发射的细节，以及与其他无线电星系盘的详细比较。NGC 1534是已知的表面亮度最低的射电星系，估计其1.4 GHz的表面亮度仅为0.2\，mJy\，arcmin $^{-2}$。射电瓣具有迄今观测到的最陡的光谱指数之一：$α=-2.1\pm0.1$，核心与瓣的光度比为$<0.1$ \%。我们估计了射电星系演化的低亮度（垂死）阶段的空间密度为$7\times10^{-7}$ \，Mpc $^{-3}$，并认为正常活动星系核如果都经历同一个周期，在这一阶段的时间不可能超过它们寿命的6\%。
2014-12-11 astro-ph.GA
New red giants in NGC 6791 and NGC 6819 using Kepler superstamps
本文利用 Kepler superstamp 数据和差分成像方法，在疏散星团 NGC 6791 和 NGC 6819 中发现了 149 颗红巨星，其中 93 颗确认为星团成员，并提取了它们的星震参数。
2023-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Red giants in the outer halo of the elliptical galaxy NGC 5128 / Centaurus A
我们在VLT上使用VIMOS对NGC 5128 / Centaurus A（$(m-M)_0=27.91\pm0.08$）的最外层晕进行了$V$和$I$波段成像，距离星系中心65 kpc，沿着长轴。恒星的星族被分解为$I_0 \approx 27$，$50\%$的完整性极限为$I_0 = 24.7$，远低于红巨星分支（TRGB）的尖端，这在$I_0 \approx 23.9$可以看到。在我们的视野中，NGC 5128晕星的表面密度足够低，昏暗的，未分辨的背景星系是源计数的主要污染物。我们通过保守的星等和色切分离出了一个清晰的红巨星分支（RGB）恒星样本，这些恒星延伸到TRGB以下的$\approx 0.8$等，以去除（主要是蓝色的）未分辨的背景星系。我们通过等时线从恒星的颜色中推导出恒星金属丰度，并通过将我们的观测结果与NGC 5128晕场靠近星系中心的HST成像相结合，测量晕的密度衰减作为金属丰度的函数。我们发现了富金属和贫金属的恒星种群，并发现两者的衰减遵循相同的de Vaucouleurs' law轮廓从$\approx 8$ kpc到$\approx$ 70 kpc。金属丰度分布函数和密度衰减与最近对NGC 5128中类似最外层晕场的两项研究结果一致。我们没有发现在晕的径向轮廓中存在“过渡”的证据，在这种过渡中，富含金属的晕密度会迅速下降，使下面的贫金属晕在更大的径向范围内…
2014-10-30 astro-ph.GA
Near-infrared properties of asymptotic giant branch stars in nearby dwarf elliptical Galaxy NGC 205
我们研究了在一个比以前的近红外研究覆盖的区域更大的范围内，在附近的矮椭圆星系NGC 205解决渐近巨星分支（AGB）的恒星的分布。利用CFHT的WIRCam近红外成像仪获得的数据，我们在JHK的色星等图中选择了AGB星，并在JHK的色色图中分离了C星和M巨星。我们在NGC 205中识别出了1,550颗C星，它们的平均绝对星等为M_Ks = -7.49 \pm 0.54，颜色为（J-Ks）= 1.81 \pm 0.41和（H-Ks）= 0.76 \pm 0.24。NGC 205中C星与M巨星的比值估计为0.15 \pm 0.01，南区的C/M比值略低于北区。AGB星的（J-Ks）色分布包含M巨星的主峰和C星的红尾。理论等时线模型与观测到的颜色分布的比较表明，NGC 205中大部分明亮的M巨星形成于log（t_yr）\sim 9.0-9.7。M巨星M_Ks光度函数的对数斜率估计为0.84 \pm 0.01，与矮椭圆星系NGC 147和NGC 185相当。此外，我们还发现，不同地点的C巨星和M巨星的M_Ks光度函数的对数斜率不同，这意味着NGC 205内部有不同的恒星形成历史。M-巨星的辐射热光度函数扩展到M_bol = -6.0等，C-巨星的辐射热光度函数扩展到-5.6 < M_bol <-3.0等。C星的辐射热光度函数不可能是高斯分布，C星的平均辐射热星等估计为M_bol = -4.…
2012-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
WISDOM Project - XXVII. Giant molecular clouds of the lenticular galaxy NGC 1387: similarities with spiral galaxy clouds
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天体物理计算研究所）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；DTU-Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间科学系）；Sub-department of Astrophysics, Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系天体物理学小组）；Department of Physics and Astronomy, McMaster University（麦克马斯特大学物理与天文学系）；Cardiff Hub for Astrophysics Research & Technology, School of Physics & Astronomy, Cardiff University（卡迪夫大学物理与天文学院天体物理学研究与技术枢纽）；Trottier Space Institute and Department of Physics（特罗蒂尔太空研究所和物理系）
研究显示，镶嵌星系NGC 1387的巨大分子云特性与螺旋星系云相似，揭示了早期类型星系中GMC的多样化特征。
2026-02-17 astro-ph.GA
The Chemical Composition of Red Giant Branch Stars in the Galactic Globular Clusters NGC 6342 and NGC 6366
本文给出了银河系核球球状星团NGC 6342和NGC 6366中红巨星分支星的径向速度和化学丰度。速度和丰度是根据MMT-Hectochelle和WIYN-Hydra摄谱仪获得的高分辨率（R> 20，000）光谱测量得出的。我们发现NGC 6342的日心径向速度为+112.5 km/s（sigma = 8.6 km/s），NGC 6366的日心径向速度为-122.3 km/s（sigma = 1.5 km/s），两个星系团的金属丰度几乎相同（[Fe/H]~-0.55）。NGC 6366显示了适度扩展的O-Na反相关的证据，但NGC 6342需要更多的数据来确定这个星团是否也表现出在所有其他银河系球状星团中可能发现的典型O-Na关系。这两个星系团与类似的金属丰度场星不同，它们具有更大的[Na/Fe]分布和更高的[La/Fe]比，但我们发现NGC 6342和NGC 6366显示出α和Fe峰元素丰度模式，这是其他富含金属（[Fe/H]>-1）的内星系团的典型模式。然而，中值[La/Fe]丰度可能因簇而异。
2016-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
VLT-FLAMES Analysis of 8 giants in the Bulge Metal-poor Globular Cluster NGC 6522: Oldest Cluster in the Galaxy?
NGC 6522是W.巴德尽管它的重要性，很少有高分辨率的丰度分析的恒星在这个集群是在文献中。核球贫金属星系团可能是银河系早期化学富集的重要示踪物。本研究的主要目的是确定NGC 6522单个恒星的金属丰度和元素比。在8米VLT UT 2-Kueyen望远镜上用FLAMES+GIRAFFE摄谱仪获得了核球球状星团NGC 6522中8颗巨星的高分辨光谱。采用多波段V、I、J、Ks光度法求取有效温度作为参考值。光谱参数来自铁I和铁II线，并通过推导丰度比。本分析提供了金属度[Fe/H] = -1.0+-0.2。α元素氧、镁和硅显示[O/Fe]=+0.4，[Mg/Fe]=[Si/Fe]=+0.25，而钙和钛显示较浅的[Ca/Fe]=[Ti/Fe]=+0.15的比率。中子俘获r过程元素铕似乎过剩[Eu/Fe]=+0.4。中子俘获S元素La和Ba的增强值分别为[La/Fe]=+0.35和[Ba/Fe]=+0.5。还讨论了Ba和Eu丰度的大的内部误差，表明Ba和Eu丰度的大的星-星变化。中等的金属丰度和蓝色的水平支（BHB），与HP~1和NGC 6558的特征相似，表明银河系核球中存在着非常古老的球状星团。此外，NGC 6522的丰度比与HP 1和NGC 6558相似。最终的结论是，隆突是古老的，并经历了早期的快速化学富集。
2009-08-25 astro-ph.GA
Low-frequency observations of the Giant Radio Galaxy NGC 6251
我们目前在150兆赫的边界FRI/FRII巨型射电星系NGC 6251的LOFAR观测。本文介绍了迄今为止NGC 6251在这些频率下最敏感和最高分辨率的图像，首次揭示了北叶的低表面亮度延伸，以及与南叶相关的可能回流。NGC 6251的成分的综合光谱与以前在更高频率下的测量结果一致，类似于附近射电星系的其他LOFAR研究结果。我们发现NGC 6251的外部结构要么是均分的，要么是轻微的电子占主导地位，类似于FRII源，而不是FRI;但这一结论仍然是暂时的，因为与几何形状和外推的X射线测量，以确定外部压力分布的尺度上的外叶的不确定性。我们分别对$t \gtrsim 250$百万年和$t \gtrsim 210$百万年的北叶伸展和南叶回流的年龄提出了下限。我们提出了在NGC 6251在150 MHz的极化的第一个检测。利用LOFAR的高法拉第分辨率，我们在$B < 0.2 (Λ_B / 10 {\rm kpc})^{-0.5} μ$ G组中放置磁场的上限，对于$Λ_B < 60 {\rm kpc}$和$B < 13 μ$ G的相干尺度为$Λ_B = 240$ kpc。
2020-04-23 astro-ph.GA
A Lithium-Rich Red Giant Below the Clump in the Kepler Cluster, NGC 6819
在Li 6708埃区域获得了旧疏散星团NGC 6819的332个可能成员的WIYN/HYDROGEN谱。初步分析显示，从岔道顶部到巨型分支底部，锂的消耗模式。所有较亮的巨星，其A（Li）都低于1.0，大多数的上限低于0.5。恒星W 007017，位于第一个上升的红巨星隆起下方，富含Li，A（Li）= 2.3。作为一个极有可能的单星天体测量和径向速度集群成员，其不一致的星震成员资格可能是触发锂增强过程的副产品。它的色星等图位置与第一颗上升红巨星中唯一一个被提出的增强混合过程相一致。
2013-03-12 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
Two distinct red giant branch populations in the globular cluster NGC 2419 as tracers of a merger event in the Milky Way
最近对外晕球状星团（GC）NGC 2419的光谱观测表明，它在GC中是独一无二的，就化学丰度模式而言，有些人认为它起源于矮星系的核。在这里，我们表明，从斯巴鲁窄带测光采用钙过滤器，该GC的红色巨分支（RGB）被分成两个不同的亚群。与光谱学的比较已经证实，在$hk$ [=（Ca $-b)-(b-y)$ ]指数中，较红的RGB星与较蓝的RGB星相比，在[Ca/H]中增加了$\sim$ 0.2 dex。我们的星族模型进一步表明，富钙的第二代恒星的氦丰度也增加了大量（$Δ$ Y = 0.19）。我们的测光，以及其他大规模GC的结果（例如，$ω$ Cen，M22，and NGC 1851），表明RGB星在$hk$指数中的离散分布可能是这个不断增长的奇特GC群的普遍特征。计划对本星系群矮星系进行的窄带钙测光将有助于在这些GC与星系形成的分层合并范例中的原始构件之间建立经验联系。
2013-10-16 astro-ph.GA
NGC 765 - A disturbed H I giant
我们提出了高谱线和射电连续VLA数据的星系NGC 765，补充光学和钱德拉X射线地图。NGC 765拥有迄今为止已知最大的旋光比，也是已知绝对尺寸最大的旋光盘之一，在表面密度为2 e19原子/厘米^2时，其直径为240 kpc。计算出它的总质量为M_HI = 4.7e_（10）Msun，动力学质量为Mdyn -5.1e_（11）Msun，质量与光度之比为M_HI/L_B = 1.6，是最近和最大的“蹲伏巨星”。光学图像显示，该星系的光学核心存在射电连续谱（L_1.4GHz = 1.3e21W/Hz）和X射线（LX ~ 1.7e40erg/s），与低光度活动星系核的核活动相一致。我们可能正在处理一个星系，它在目前的形态中保留了其形成历史的痕迹。事实上，它可能仍在经历一些吸积，如在其Hi盘的外围存在大小< 10 kpc和质量（10 e8 - 10 e9 Msun）的小（dIrr）星系的Hi团块，以及存在两个类似大小的伴星。
2010-06-16 astro-ph.GA
Abundances for a large sample of red giants in NGC 1851: hints for a merger of two clusters?
利用FLAMES光谱对球状星团NGC 1851中的120多颗红巨星进行了丰度分析。我们发现了一个小的但可检测的金属丰度分布。这种扩散与两个不同的恒星群的存在是相容的，其金属丰度差异为0.06-0.08 dex，与早期的光度研究一致。如果恒星根据它们的金属丰度分为这两类，那么这两类恒星都表现出适度扩展的Na-O关系（真正GC性质的标志）。贫金属恒星比富金属恒星更集中。我们初步提出的假设，NGC 1851形成的合并两个单独的GC与略有不同的Fe和α-元素的含量，并可能的年龄差异高达1 Gyr。这也被分裂的次巨星和双峰水平分支上的恒星数量比所支持。在两个组件中的n-捕获过程元素的分布也支持这样的想法，即富集必须分别发生在每个结构中，而不是作为一个连续的事件在一个单一的GC。最可能的解释是，原星系团形成了一个矮星系（现在已经溶解），后来合并形成了现在的GC。
2010-07-29 astro-ph.GA
Decoding the bifurcated red-giant branch as a tracer of multiple stellar populations in the young Large Magellanic Cloud cluster NGC 2173
多重恒星星族（MP）代表恒星与恒星之间轻元素丰度的变化，这在几乎所有古老的银河系球状星团中都很常见。在这里，我们提供了最有力的证据，人口众多，~ 1.7 Gyr的大麦云星系团NGC 2173也表现出轻元素丰度的变化。因此，我们的研究结果表明，NGC 2173是迄今为止已被证实的MP最年轻的集群。我们的结论是基于在其红巨星分支的尖端在高质量的颜色-星等图产生的哈勃空间望远镜成像观测的明显分歧。我们的研究结果进一步支持了详细分析的“伪$UBI$”的地图，这揭示了一个双峰的集群的红巨星分支的颜色分布的明确证据。麦哲伦星云中的年轻星团可以为星系演化历史提供重要的见解。我们在NGC 2173中发现的MP表明，古老的银河系球状星团和年轻的大质量星团可能有一个共同的形成过程。
2022-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of Giant Molecular Clouds in M33. II. Triggered High-mass Star Formation by Multiple Gas Colliding Events at the NGC 604 Complex
我们给出了在$^{12}$ CO中的ALMA观测结果（$J=2-1$），$^{13}$ CO（$J=2-1$），和C $^{18}$ O（$J=2-1$）线和1.3毫米连续发射到一个巨大的（$\sim 10^6 M_{\odot}$）与最近的旋涡星系M33中的巨大H II区NGC 604有关的巨大分子云，角分辨率为0“.44 $\times$ 0”.27（1.8件$\times$和1.1件）。$^{12}$ CO和$^{13}$ CO图像显示了由许多长度为5 - 20 pc的细丝和壳组成的高度复杂的分子结构。我们发现了三个1.3毫米的连续源，在两个壳的边缘，也在几个灯丝的交叉点密集的团块。我们检查了速度结构的$^{12}$ CO（$J=2-1$）发射的壳和细丝含有致密的团块，并得出结论，H II区的扩张不能解释形成这样的致密的核心。或者，我们建议，云-云碰撞引起的外部H I气流和银河系旋转压缩的分子材料成致密的细丝/壳正在进行的高质量恒星形成网站。我们建议，多个气体会聚/碰撞事件的速度为几十公里的$^{-1}$是必要的建立NGC 604，最重要的集群形成复杂的本星系群。
2020-09-12 astro-ph.GA
Metallicity of the globular cluster NGC 6388 from high resolution spectra of more than 160 giant stars
NGC 6388是银河系中质量最大的球状星团（GC）之一，它是一个古老的、富含金属的银河系隆起星团。通过利用以前的光谱观测，我们能够绕过与强场恒星污染有关的成员资格的不确定性。本文给出了在ESO-VLT上获得的12颗新巨星的UVES谱和150颗巨星的GIRAFFE谱的丰度分析。我们推导出径向速度，大气参数和铁丰度的所有恒星。当结合以前的数据，我们得到了一个总数为185恒星均匀分析NGC 6388从高分辨率光谱。185颗恒星的平均视向速度为81.2+/-0.7，rms = 9.4 km/s。UVES和GIRAFFE样品的平均金属丰度[Fe/H]=-0.480 dex，rms = 0.045 dex（35星）和[Fe/H]=-0.488 dex，rms = 0.040 dex（150星）。将这些值与丰度的内部误差进行比较，我们排除了集群内存在显著的内在金属丰度分布。由于NGC 6388中大约三分之一的巨星被认为属于HST伪彩色图中定义的所谓II型GC的“异常红巨星”，我们得出结论，要么增强的金属丰度不是解释这种分类的必要条件（正如NGC 362的零铁分布所暗示的那样），要么NGC 6388不是II型球状星团。
2021-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Carnegie-Chicago Hubble Program. IV. The Distances to NGC 4424, NGC 4526, and NGC 4536 via the Tip of the Red Giant Branch
芝加哥哈勃计划（CCHP）正在重新校准河外距离尺度，使用与红巨星分支（TRGB）到本地星系的距离有关的Ia型超新星。我们在这里提出深哈勃太空望远镜（HST）ACS/WFC成像的解决恒星星族的贫金属晕的超新星Ia宿主星系NGC 4424，NGC 4526，和NGC 4536。这三个室女座星系是校准河外距离尺度的主要目标，因为它们在本地宇宙中相对接近，而且它们的视线红度很低。通过分离的食双星将TRGB零点与到大麦云云的几何距离进行比较，我们测量了31.00 +/- 0.03（stat）+/- 0.06（sys）mag，30.98 +/- 0.03（stat）+/- 0.06（sys）mag，NGC 4424、NGC 4526和NGC 4536分别为30.99 +/- 0.03（stat）+/- 0.06（sys）mag，或15.8 +/- 0.2（stat）+/- 0.4（sys）Mpc，15.7 +/- 0.2（stat）+/- 0.4（sys）Mpc，和15.8 +/- 0.2（stat）+/- 0.4（sys）Mpc。对于这三个星系，距离是第一个基于TRGB的距离，对于NGC 4424和NGC 4526，它们是迄今为止公布的最高精度距离，每个测量到3%。最后，我们报告了我们的TRGB距离和NGC 4424和NGC 4536的造父变星距离之间的良好一致性，证明了目前从星族I和II恒…
2018-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The Tip of the Red Giant Branch Distances to Type Ia Supernova Host Galaxies. V. NGC 3021, NGC 3370, and NGC 1309 and the value of the Hubble Constant
我们目前的最终结果的程序确定的哈勃常数的基础上的Ia型超新星（SNe Ia）使用的红巨星分支（TRGB）的尖端的校准。我们报告TRGB距离三个SN Ia宿主星系，NGC 3021，NGC 3370和NGC 1309。我们从哈勃空间望远镜的档案数据中获得了F555 W和F814 W的测光结果。这些星系外区红巨星的光度函数表明TRGB的星等在I ~ QT = 28.2 ~ 28.5等之间，根据TRGB星等和基于两个距离锚的TRGB校正结果（NGC 4258和LMC）在Jang&Lee 2017中，我们得出距离：（m-M）0 = NGC 3021的32.178 ± 0.033，NGC 3370的32.253 ± 0.041，NGC 1309的32.471 ± 0.040。我们更新了我们以前的结果的TRGB距离五个SN Ia宿主星系使用修订的TRGB校准。通过将本研究中对SN Ia宿主星系的TRGB距离估计与Riess等人2011年提供的SN Ia校准相结合，我们获得了哈勃常数的值：H 0 = 71.66 +- 1.80（随机）+- 1.88 H 0 = 73.72 +- 2.03 +- 1.94 km/s/Mpc（3.8%的不确定性）。我们提出了我们的最佳估计，H 0 = 71.17 +- 1.66 +- 1.87 km/s/Mpc（3.5%的不确定性），来自Riess等人2016年最近…
2017-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
NGC 362: another globular cluster with a split red giant branch
我们获得了球状星团（GC）NGC 362中第一代和第二代红巨星分支（RGB）恒星的火焰GIRAFFE+UVES光谱，并用它们推导出92颗恒星样本中21种原子的丰度。所测元素包括质子俘获元素（O、Na、Mg、Al、Si）、α俘获元素（Ca、Ti）、Fe峰元素（Sc、V、Mn、Co、Ni、Cu）和中子俘获元素（Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd、Eu、Dy）。分析是完全一致的，在本系列以前的文件中提出的20个GC。NGC 362中的恒星似乎沿着Na-O反相关聚集成两个离散的群，在[O/Na] 0 dex处有一个间隙。富钠、富二代明星呈现出向更中央集中的趋势，虽然自信程度不是很高。与具有相似金属丰度、不同水平分支类型和低得多的总质量的经典第二参数双星NGC 288相比，NGC 362的质子捕获过程似乎更为极端，证实了先前的分析。我们发现了一个次级RGB序列的存在，比RGB的大部分更红：初步估计表明，这个序列包括大约6%的RGB恒星。我们的光谱数据和文献测光表明，这个序列几乎完全由富含Ba的巨星组成，并且可能富含所有s过程元素，就像在其他星团中发现的那样。在这方面，NGC 362加入了以前研究过的GC，如NGC 1851，NGC 6656（M 22）和NGC 7089（M 2）。
2013-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
A large C+N+O abundance spread in giant stars of the globular cluster NGC 1851
在四颗明亮的红巨星中测定了C、N和O的丰度，它们跨越了球状星团NGC 1851中轻元素（Na和Al）和s过程元素（Zr和La）的已知丰度范围。C+N+O丰度和的变化范围为0.6 dex，是其他星团的4倍，而其他星团中没有发现明显的C+N+O扩散。这样的丰度范围为Cassii et al.（2008）的假设提供了支持，在该假设中，双次巨星分支种群是同时代的，但具有不同的C+N+O丰度混合物。此外，Na，Al，Zr和La的丰度与C+N+O相关，因此，NGC 1851是第一个为AGB星负责球状星团轻元素丰度变化的情景提供强有力支持的星团。
2009-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Carnegie-Chicago Hubble Program. V. The Distances to NGC 1448 and NGC 1316 via the Tip of the Red Giant Branch
芝加哥-芝加哥哈勃计划（CCHP）正在重新校准银河系外超新星Ia的距离尺度，只使用星族II恒星。这项工作的重点是红巨星分支（TRGB）的方法，其系统学是完全独立的人口I造父变星为基础的测定，长期以来一直作为校准的SN Ia距离尺度。我们提出了深哈勃太空望远镜成像的低表面密度和低视线变红晕的两个星系，NGC 1448和NGC 1316，其中每一个都是主机最近的超新星Ia事件。暂时将TRGB零点锚定在从分离的食双星得到的到大麦云云的几何距离上，我们测量到NGC 1448和NGC 1316的反射修正距离模量分别为31.23 +/-0.04（stat）+/-0.06（sys）等，给出17.7 +/- 0.3（stat）+/- 0.5（sys）Mpc和18.8 +/- 0.3（stat）+/- 0.5（sys）Mpc的度量距离。我们发现我们的结果与NGC 1448的造父变星距离之间的一致性;对于NGC 1316，基于直接测量的距离相对较少，我们发现我们的结果与已公布的SN Ia距离一致，其绝对尺度是从其他本地确定的方法，如造父变星。对于NGC 1448和NGC 1316，我们的距离是最精确（和系统准确）的测量，误差分别为1.7（2.8）%和1.6（2.7）%。
2018-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
High Resolution Spectroscopic Abundances of Red Giant Branch Stars in NGC 6681
我们获得了NGC 6681中9颗红巨星分支星的高分辨率光谱，并对该星团中的恒星进行了首次详细的丰度分析。我们根据一致的径向速度214.5 $\pm$ 3.7 km/s确定了这些恒星的星团成员资格，并发现平均[Fe/H] = -1.63 $\pm$ 0.07 dex和[α/Fe] = 0.42 $\pm$ 0.11 dex。此外，我们确认了NGC 6681中存在Na-O反相关，并确定了两个具有独特丰度趋势的恒星群体。通过使用Sarajedini等人（2007）和Piotto等人（2015）的HST测光，我们能够将这两个种群识别为集群CMD中的离散序列。虽然我们无法确认造成这些种群丰度差异的污染恒星的性质，但这些结果确实有助于限制可能的污染候选者。
2017-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comprehensive abundance analysis of red giants in the open clusters NGC 2527, 2682, 2482, 2539, 2335, 2251 and 2266
我们分析了银河系反中心方向七个疏散星团红巨星成员的高分辨阶梯光谱，以探讨它们的化学位置。星系团成员已证实径向速度。由于红巨星之间的温度和重力差异非常小，所有恒星都采用了几乎相同的恒星线，从而减少了丰度误差：星团平均丰度的误差通常在0.02到0.05 dex范围内。我们目前的样本涵盖银河系的距离为8.3至11.3千秒差距和年龄范围为0.2至4.3 Gyr。仔细比较我们的研究结果的集群NGC 2682（M 67）的其他高分辨率丰度的研究文献中显示，一般良好的协议，几乎所有的共同元素。
2013-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structure and Large-Scale Kinematics of Young Stellar Populations in the NGC 6357 and NGC 6334 Giant Molecular Cloud Complex
California State Polytechnic University（加州理工大学）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）
研究通过多波段观测确定NGC 6357和NGC 6334复合体中年轻恒星群体的三维结构和大尺度运动学，发现其存在不同星团的异常运动和非引力束缚特性。
2026-04-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing cool giants in unresolved galaxies using fluctuation eigenspectra: a demonstration using high-resolution MUSE observations of NGC 5128
我描述并展示了一种新的方法，利用光谱数据，利用泊松采样波动未解决的恒星星族。该方法介绍了使用光谱预测的独立样本的恒星从一个10 Gyr人口使用一个简单的随机光谱合成模型。主成分分析表明，红光学中超过99%的光谱变化可以归因于三个“波动本征光谱”，这可能与每个样本中存在的巨星数量及其沿等时线的分布有关。第一本征谱有效地编码了最冷的巨星分支恒星的光谱，相当于以前文献中讨论的高通量和低通量像素之间的比率。第二和第三本征谱携带更高阶的信息，原则上可以重建巨星的光谱序列。我演示的方法在实践中使用的NGC 5128的一部分，获得与MUSE窄场自适应光学模式的意见。预期的第一本征谱很容易从数据中恢复，并密切匹配的模型结果，除了周围的钙II三重态的小差异。第二特征谱低于目前观测的噪声水平。该方法的未来应用将是巨大椭圆星系的核心，以探测高金属丰度和银河系中无法获得的元素丰度模式的冷巨星的光谱。
2021-11-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the serendipitous discovery of a Li-rich giant in the globular cluster NGC 362
我们偶然发现了第一颗富含锂的巨星，它位于一个球状星团的红巨星分支凸起附近。通过中等分辨率的火焰光谱，我们得出了锂的丰度A（Li）=2.55（假设当地的化学平衡），这是非常高的考虑到恒星的演化阶段。运动学和光度分析确认该天体是球状星团NGC 362的成员。这是在球状星团中发现的第四颗富锂巨星，但也是唯一一颗已知存在于光度接近凸点星等的巨星。前面的三个探测器显然更加进化，位于红巨星分支的尖端附近或之外。我们的观测能够排除行星/褐矮星的吸积，以及作为这种罕见物体形成通道的增强质量损失机制。虽然这颗恒星刚好位于星团凸点光度的上方，但它的温度使它在颜色-星等图中朝向巨分支的蓝色一侧。我们需要进一步的专门观测，以明确地确定这颗恒星是红巨星：我们目前无法确认Li的产生是否发生在光度函数的凸点上，或者这颗恒星是否在零年龄前的水平分支上。后一种情况为恒星提供了在核心氦闪光期间快速合成锂的机会，或者在红巨星分支上升期间通过一些额外的混合过程逐渐合成锂。
2015-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Three open clusters containing Cepheids: NGC 6649, NGC 6664 and Berkeley 55
疏散星团中的经典造父变星在基准恒星演化模型、锚定宇宙距离尺度和确保哈勃常数方面发挥着重要作用。NGC 6649、NGC 6664和Berkeley 55是三个拥有经典造父变星和红（超）巨星的相关星系团，因此开始了一项分析，以评估新获得的光谱（$\approx$ 50）、档案测光和$Gaia$ DR 2数据。重要的是，首次确定了NGC 6649和NGC 6664演化成员的化学丰度。我们发现，他们是轻微的金属贫相对于平均银河系梯度，和过剩的Ba观察。这些星团可能属于薄盘，后者的发现支持D 'Orazi等人（2009）的“$s$ -增强”方案。NGC 6664和Berkeley 55的径向速度与银河系的自转一致，而NGC 6649则显示出一种特殊的速度。由此产生的年龄估计的集群（$\approx$ 70马）意味着群众的（超）巨大人口$\approx$ 6 M $_{sun}$。最后，观测到的黄-红（超）巨星比率低于预期，相对于模型的总体差异反映了突出的理论不确定性。
2020-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Five groups of red giants with distinct chemical composition in the globular cluster NGC 2808
通过对大质量球状星团NGC~2808中140颗红巨星支星的均匀丰度再分析，研究了该星团中多星族的化学组成。用我们在FLAMES巡天中对23个GC中大约2500颗巨星所用的相同程序分析了31颗恒星的UVES光谱和其他巨星的GIRAFFE光谱，得出了Fe，O，Na，Mg，Si，Ca，Ti，Sc，Cr，Mn和Ni的丰度。铁，元素从α-捕获，并在铁组不显示内在的散射。在我们的UVES标度上，NGC~2808的金属丰度为[Fe/H]=-1.129+/-0.005+/-0.034 $（+/-统计+/-系统误差），σ =0.030（31颗星）。与质子捕获元素相关的主要特征被检索，但改进的统计数据和较小的相关内部误差允许发现五个不同的恒星群沿Na-O关系。我们观察到大量的镁，镁相关的增强Na和Si，暗示异常高的温度质子捕获。大约14%的样本是由太阳或太阳下的[Mg/Fe]比率的巨星形成的。使用[Na/Mg]比，我们确认存在五个种群具有不同的化学组成，我们称之为P1，P2，I1，I2，和E，以减少镁和增加钠丰度的顺序。统计检验表明，任何一对组中的平均比值都不能从相同的父分布中提取。与最近从紫外光度法检测到的五个种群的重叠是好的，但不完美，确认更不同的成分可能存在于这个复杂的GC。
2015-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
TESS Asteroseismology of Red Giants in the Old Metal-Rich Open Clusters NGC 188 & NGC 6791
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；University of Florida（佛罗里达大学）
本文利用TESS数据研究了两个古老金属丰度高的开放星团中的红巨星，发现TESS数据中存在系统性偏移，同时确定了星团的平均演化相质量损失，并识别出三个可能的二星体相互作用候选星。
2026-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of NGC5824, a globular cluster without iron spread but with an extreme Mg-Al anticorrelation
NGC 5824是一个巨大的银河系球状星团，根据钙三重线的强度，它的铁含量被怀疑有内在的扩散。我们目前的化学丰度的117个星团巨星使用高分辨率光谱获得的多目标摄谱仪火焰。87颗红巨星分支星的金属丰度分布峰值在[Fe/H]=-2.11+-0.01dex，而30颗渐近巨星分支星的金属丰度分布峰值在[Fe/H]=-2.20+-0.01dex。这两种分布都与零散布兼容，并指出该星系团没有保留超新星的喷出物。这两组恒星之间的铁丰度偏移量很小，与其他星团中的红巨星和渐近巨星分支恒星之间已经观察到的相似。缺乏内在的铁扩散排除了NGC 5824是一个分裂的矮星系的残余物的可能性，正如以前所建议的那样。我们还发现了通常在球状星团中观察到的化学异常的证据，即Na-O和Mg-Al的关系。特别是，NGC 5824表现出巨大的[Mg/Fe]丰度范围，仅在少数贫金属和/或大规模集群中观察到。我们的结论是，NGC 5824是一个正常的球状星团，没有扩展在[Fe/H]，但有一个异常大的扩展在[Mg/Fe]，可能是由于一个有效的自富集驱动的大质量渐近巨星分支星。
2018-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial velocities and metallicities of red giant stars in the old open cluster NGC 7762
我们提出并讨论了径向速度和第一次测量的金属丰度为9个演变的恒星在鲜为人知的老疏散星团NGC 7762。我们分离出八个径向速度星系团成员和一个闯入者。径向速度与以前的研究结果一致。NGC 7762的金属丰度在不确定度范围内（[Fe/H]=0.04 $\pm$ 0.12）。对于这个金属丰度来说，星团的年龄是2.5 $\pm$ 0.2 Gyr，并且落在一个只有几个老的疏散星团已知的年龄范围内。相对于以前的研究，我们发现一个更大的距离，这意味着集群位于900 $^{+70}_{-50}$ pc从太阳。对于大多数元素，我们测量太阳尺度的丰度比。我们在文献中搜索了太阳附近类似年龄的疏散星团，发现NGC 7762可以被认为是鲁普雷希特147的孪生兄弟，鲁普雷希特147是一个类似年龄的星团，距离太阳只有300 pc。事实上，除了年龄，金属丰度和丰度比也非常接近Ruprecht 147值的观测不确定性。
2016-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of giant stars in NGC 5053 and NGC 5634, two globular clusters associated with the Sagittarius dwarf Spheroidal galaxy?
人马座矮椭球星系（Sgr dSph）的潮汐破裂正在产生银河系（MW）晕中最突出的子结构-人马座流。除了场星，Sgr dSph被怀疑已经失去了一些球状星团（GC）。许多银河系GC被怀疑起源于Sgr dSph。虽然对于一些候选者来说，由于化学相似性，Sgr dSph的起源已被证实，但其他候选者的化学成分从未被研究过。NGC 5053和NGC 5634是其中两个研究较少的Sgr dSph候选成员星系团。为了描述它们的组成，我们分析了NGC 5053中的一颗巨星和NGC 5634中的两颗巨星。我们分析高分辨率和信噪比光谱的MyGIsFOS代码的装置，确定大气参数和丰度之间的O和Eu多达21种。的丰度进行了比较与MW晕场星，“不相关”MW晕球状星团，和金属穷人Sgr dSph主体人口。NGC 5053的金属丰度[Fe Ⅱ/H]=-2.26+-0.10，NGC 5634的[Fe Ⅰ/H]=-1.99+-0.075和-1.97+-0.076。这使得NGC 5053成为MW中最缺乏金属的球状星团之一。这两个集群显示一个阿尔法增强类似的晕在可比的金属丰度。NGC 5634中的两颗恒星清楚地显示出在MW球状星团中广泛存在的Na-O关系。大多数其他丰度与标准MW晕趋势吻合良好。Sgr dSph主体种群的化学性质与低金属丰度的晕相似。因此，很难区分NGC 5053和NGC 5634在Sgr dSph中的起…
2015-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Local Group Galaxy NGC 6822 and its Asymptotic Giant Branch Stars
本文介绍了对不规则星系NGC 6822中心区3.5年巡天的JHK测光结果。形态的颜色星等和颜色颜色图进行了讨论，特别是参考M，S和C-型AGB星和M-超巨星。给出了11个富O和50个假定富C的Miras的平均JHK星等和周期。还列出了27颗无周期大振幅AGB星和69颗小振幅AGB变星的数据。富碳Miras的测热周期-光度关系的斜率与LMC的测热周期-光度关系的斜率吻合得很好。距离模量来自C-和O-丰富的Miras与其他估计。NGC6822中富碳Miras的周期分布与麦哲伦云相似，但与本星系群矮椭球体的周期分布不同。在后者有一个显着比例的大振幅，短周期的变量表明人口生产老富碳AGB星。
2012-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The Gaia-ESO Survey: an extremely Li-rich giant in the globular cluster NGC 1261
球状星团中的富锂恒星非常罕见。事实上，到目前为止只发现了14个，处于从侏儒到巨人的不同进化阶段。已经提出了不同的机制来解释这种增强，但它仍然是一个悬而未决的问题。利用在盖亚-ESO调查中收集的光谱，在ESO甚大望远镜的GIRAFFE摄谱仪获得，我们提出了在星团NGC 1261中发现的第一颗富锂恒星，这是红巨星分支碰撞阶段的第二颗恒星。这颗恒星显示出一个极端的锂过剩，A（Li）_LTE=3.92 \pm 0.14，对应于A（Li）_NLTE=3.40 dex。我们认为，锂的增强是由新鲜的锂生产通过额外的混合过程（有时被称为{ \em冷底燃烧}）或可能是一个预先存在的锂过剩造成的二元质量转移，可能是从红巨星分支星，因为低钡丰度。然而，为了明确地解释球状星团中Li的增强，需要可靠地确定关键物种的丰度，如Be，6Li，12 C/13 C和几个s过程元素，以及色球活动指标的详细建模。
2020-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
