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
$r$-process Abundance Dispersion in the Globular Cluster M5 using Keck Archival Data
本研究利用 Keck 档案高分辨率光谱分析球状星团 M5 中 28 颗 RGB 星的 Ba、Nd、Eu 丰度，发现依赖于恒星代的微弱 r-过程弥散，表明星团气体曾受非均匀污染。
2025-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Heavy elements in Globular Clusters: the role of AGB stars
最近对球状星团中重元素的观测揭示了与早期星系核合成的标准范式的有趣偏差。如果r-过程污染是晕星的共同特征，那么s-过程增强只在少数球状星团中发现。我们发现，质量范围在3至6 M $_\odot$的AGB星的组合污染可以解释M4和M22的s-过程过剩的大部分功能。在这些恒星中，s过程是两个不同的中子俘获核合成事件的混合。第一个是由于13 C（a，n）16 O反应，发生在脉冲间隔期间。第二个是由于22 Ne（a，n）25 Mg反应，发生在热脉冲产生的对流区。最重的元素（从Ba到Pb）的产生需要第一次中子爆发，而第二次中子爆发产生大量的轻元素（Sr，Y，Zr）。第一个主要在质量较小的AGB星中运行，而第二个在质量较大的AGB星中占主导地位。从重S/轻S的比例，我们得出的污染阶段应该持续$150\pm 50$百万年，一个足够短的时期相比，形成的时间尺度的球状星团系统，但足够长的时间来解释为什么S-过程的污染只在少数情况下观察到。除了少数例外，我们的理论预测提供了一个合理的再现所观察到的S-过程的丰度，从锶铪。然而，Ce可能是我们的模型生产不足，而Rb和Pb的生产过剩。可能的解决方案进行了讨论。
2014-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Is the distant globular cluster Pal 14 in a deep-freeze?
我们研究了银河系外银河系球状星团--银河系外银河由于这一低密度的恒星，双星的数量可能接近原始双星。人造星系团是由观测到的17颗14星的性质产生的，这些星系团内的速度色散是测量的，就像Jordi等人（2009）对17颗14星所做的那样。我们讨论了双星布居对这些测量结果的影响，发现Jordi等人（2009）发现的0.38 km/s的小速度色散意味着双星的分数小于0.1，即使从恒星密度1014我们预计双星的分数大于0.5。我们还讨论了质量偏析对速度弥散的影响作为这种差异的可能解释，但发现它会进一步增加速度弥散。因此，要么是双星14有着非常不寻常的恒星星族，它的诞生过程与我们在今天的恒星形成区看到的有很大不同，要么是双星族是规则的，我们必须修正观测到的0.38 km/s的双星。在这种情况下，1014的真实速度色散将比这个值小得多，并且该星系团必须被认为是“运动学上寒冷的”，从而可能对牛顿动力学提出挑战，但在相反的意义上MOND。
2010-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Proper Motions and Internal Dynamics in the Core of the Globular Cluster M71
我们使用双子座北与NIRI-ALTAIR自适应光学成像仪在H和K波段探索银河系球状星团M71（NGC 6838）的核心。我们获得了217颗恒星的自行，并解决了它的内部自行色散。使用3.8年的基线，在核心的自行分散被发现是179 +/- 17微弧秒/年。我们发现没有证据的各向异性的议案和没有径向变化的自行车相对于距离集群中心。我们还将任何中心黑洞的上限设定为~150 Msun，置信水平为90%。
2012-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Peeking beneath the precision floor I: metallicity spreads and multiple elemental dispersions in the globular clusters NGC 288 and NGC 362
将球状星团（GC）视为简单系统的观点继续被解开，揭示出拥有多种化学特性的复杂物体。利用差丰度分析方法，首次在2%水平上对NGC 288和NGC 362的化学性质进行了研究。我们测量20个元素，并发现差分测量的不确定性在这两个集群的顺序为0.01-0.02德克斯。最小的不确定性测量Fe I在两个集群中，与$\sim$ 0.013 dex的平均不确定性。在NGC 288中回收了Na、Al、Ti I、Ni、Fe I、Y、Zr、Ba和Nd丰度的分散，其中没有一个可以用He的分散来解释。据我们所知，这是第一次在NGC 288中检测到$s$过程元素的统计学显著分布和金属丰度的潜在分布。在NGC 362中，我们发现了与NGC 288相同的元素的显着分散，并添加了Co，Cu，Zn，Sr，La，Ce和Eu。在NGC 362中回收了两个不同的组，其平均差异$s$ -过程丰度以0.3 dex分离。由于Al和几个$s$ -过程元素之间的强相关性，以及Mg和Si之间的显著相关性，我们建议$s$ -过程丰富的组是年轻的。这同意渐近巨星分支星（AGB）的富集世代之间，如果有低和中等质量的AGB之间的重叠。在我们的方案中，老年人群主要由$r$过程控制，其$Δ^{\mathrm{La}}-Δ^{\mathrm{Eu}}$比率为$-0.16\pm0.06$。我们认为在NGC 362中发现的$r$过程优势和分散是原始的…
2022-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structure and Internal Kinematics of Nine Inner Milky Way Globular Clusters
这项研究构成了一个更大的努力，旨在更好地描述银河系球状星团（GGC）位于朝向内银河系隆起和磁盘的一部分。在这里，我们专注于内部运动学的九个GGC，从空间为基础的成像随着时间的基线$>$ 9年。我们利用多种途径来评估目标GGC的动态状态，构建投影恒星密度，自行色散和各向异性的径向配置文件。我们认为，我们的目标GGC的三分之二（6/9）是在一个先进的动力学状态，并接近（或最近经历）核心崩溃，至少有两条证据支持：首先，我们发现相对陡峭的自行色散曲线，符合文献值的核心崩溃GGC。第二，我们发现，我们的样品是，在平均，各向同性，甚至到他们的半光半径，虽然我们的目标集群（NGC 6380）是切向各向异性的$>$ 1 $σ$超出其半光半径，在符合集群在强潮汐场演化的理论预测。我们的自行色散和各向异性分布是公开的。
2020-12-01 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
Investigating Dynamical Properties of Globular Clusters through a Family of Lowered Isothermal Models
为了研究球状星团的动力学性质，收集了球状星团的表面亮度和运动学数据，并将其拟合到一个称为LIMEPY模型的低等温模型族中。对于18个研究的球状星团，浓度，截断，和各向异性的金额进行了测定。此外，还得到了团簇的质量、半质量半径、距离和质光比。一般来说，LIMEPY模型可以很好地描述这些集群。在这18个星团中，NGC 5139、NGC 6388和NGC 7078在文献中被认为是中等质量黑洞的候选者。这些模型不能很好地拟合NGC 5139的中心自行速度频散和NGC 6388的自行速度-频散剖面的斜率。因此，可能需要考虑在星团中心有中等质量黑洞或一组恒星质量黑洞的更专用的模型。考虑到NGC 7078，我们的模型具有一定程度的各向异性，可以拟合的数据。最后，发现了强的浓度截断反关联和截断半长轴关联，这可能是球状星团动力学演化的观测印记。
2023-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The iron dispersion of the globular cluster M 2, revised
M2被认为是由三种不同的恒星组成，它们的铁含量相对增加。我们使用14颗红巨星分支恒星的等效宽度测量值，Yong等人从中检测到$\sim$ 0.8 dex宽的三峰铁分布，以重新确定星团的金属丰度。与Yong等人相比，这些方法只遵循经典的光谱方法来获得大气参数，我们使用三种不同的方法来约束有效温度和表面重力来进行化学分析。当大气参数的光谱推导出，我们测量的三峰金属丰度分布，以及类似于由勇等人。我们发现，铁II线的金属丰度分布强烈不同于从铁I功能时，通过光度重力的分布。Fe I分布模拟了用光谱参数得到的金属丰度分布，而Fe II显示只有两个恒星群存在，金属丰度[Fe/H]为$\simeq$ -1.5和-1.1 dex，它们内部的铁是均匀的。这一发现，再加上高分辨率的光度证据，表明M 2是由一个占主导地位的人口（$\sim$ 99%）均匀的铁和少数组件（$\sim$ 1%）富集铁相对于主集群人口。
2015-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Population-Dependent r-process Scatter in the Globular Cluster M15
本文基于 Keck/DEIMOS 光谱对球状星团 M15 中 89 颗恒星的重元素丰度进行分析，发现第一代恒星比第二代具有更大的 Ba、La、Eu 弥散，表明第一代恒星形成时气体混合不均匀，并暗示相关 r-过程事件具有短延迟时间。
2025-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
A High Stellar Velocity Dispersion and ~100 Globular Clusters for the Ultra Diffuse Galaxy Dragonfly 44
最近在后发座星系团中发现了一群巨大的、表面亮度非常低的球状星系。这些超弥散星系团（UDG）在富星系团中的明显存活表明它们具有非常高的质量。在这里，我们提出了恒星运动学的蜻蜓44，最大的后发座UDG之一，使用33.5小时的集成与DEIMOS的凯克II望远镜。我们发现速度色散为47 km/s，这意味着在其去投影的半光半径r_1/2=4.6 kpc内，动力学质量为M_dyn=0.7x10^10 M_sun。质光比为M/L=48 M_sun/L_sun，半光半径内的暗物质比例为98%。蜻蜓44的高质量伴随着大量的球状星团。从0.4”时拍摄的双子座深空影像中，我们推断蜻蜓44有94个球状星团，与这个质量范围内的其他星系类似。我们的研究结果补充了其他最近的证据，即许多UDG是“失败”的星系，其大小，暗物质含量和球状星团系统的亮度要高得多。我们估计的总暗晕质量的蜻蜓44通过比较的暗物质的量在r=4.6千秒差距内封闭的质量配置文件的NFW晕。封闭的质量表明总质量约为10^12 M_太阳，与银河系的质量相似。具有这种质量的近暗天体的存在是出乎意料的，因为星系形成被认为在这种情况下效率最高。
2016-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Absolute Magnitudes and Colors of RR Lyrae stars in DECam Passbands from Photometry of the Globular Cluster M5
利用暗能量照相机（DECam）的ugriz滤光系统，对球状星团M5中的天琴座RR型星的绝对星等和颜色进行了表征。基于47颗ab型RR型天琴座星和14颗c型星，我们提供了所有5个波段的经验周期-光度（PL）关系。发现基模天琴座RR星的P-L关系在riz通带中受到更好的约束，色散分别为0.03、0.02和0.02等。在最低光下的颜色色散很小，支持使用这个参数作为一种手段，以获得准确的星际距离沿视线的距离的天琴座RR星。我们发现了在最小光下具有脉动周期的颜色的趋势，如果考虑到这一点，那么对于（r-i）、（i-z）和（r-z）颜色，在最小光下的颜色色散将< 0.016量级。这些定标将是非常有用的使用RR天琴座恒星从DECam观测作为标准蜡烛的距离测定和红化测量的颜色标准。
2017-07-13 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
Investigating a predicted metallicity [Fe/H] variation in the Type II Globular Cluster NGC 362
NGC 362是一个不常见的II型银河系球状星团，显示了一个复杂的伪双色图或“染色体图”。在色星等图中，它的恒星族群明显分离，而巨恒星在染色体图中的分布则强烈暗示NGC 362可能拥有星团名义上和增强重元素丰度的恒星，其中之一可能是铁。然而，尽管之前对NGC 362进行了光谱观测，但没有检测到这种铁的变化。我们的主要目标是通过寻找[Fe/H]的任何内部变化来证实或反驳这一结果，这将使我们深入了解这个有趣的球状星团的形成和演化。本文利用安装在麦哲伦-克莱望远镜上的MIKE中阶梯光谱仪获得的高分辨率、高信噪比的光谱，对11颗红巨星分支成员进行了丰度分析。HST和GAIA测光和天体测量已被用于确定大气参数和成员。用三种不同的方法测量了目标星的T $_{\text{eff}}$、log（g）和v $_{\text{t}}$，并测量了样品的平均铁含量及其色散，得到[Fe/H] $_1$ =-1.10 $\pm0.02$，[Fe/H] $_2$ =-1.09 $\pm0.01$和[Fe/H] $_3$ =-1.10 $\pm0.01$，而内部色散分别为$σ_{[\text{Fe/H}]_1}$ =0.06 $\pm0.01$、$σ_{[\text{Fe/H}]_2}$ =0.03 $\pm0.01$和$σ_{[\text{Fe/H}]_3}$ =0.05 $\pm0.01$。误差分析给出了一个…
2022-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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 strong rotation of M5 (NGC 5904) as seen from the MIKiS Survey of Galactic Globular Clusters
在银河系球状星团的ESO-VLT多仪器运动学巡天（MIKiS）的背景下，我们给出了M5（NGC 5904）的视向旋转曲线和速度色散剖面，这是由距中心700”（~ 5个半质量半径）观测到的800多颗恒星的径向速度确定的。我们发现了球状星团迄今为止观测到的最清晰、最连贯的旋转模式之一，它有一个非常稳定的旋转轴（在所有被测半径上的位置角都是145 °）和一条定义明确的旋转曲线。密度分布在垂直于旋转轴的方向上变得平坦，最大椭圆率为0.15。在大约0.6个半质量半径处观察到旋转速度峰值（投影中为大约3 km/s），其与中心速度色散的比值（在4个投影半质量半径处为大约0.3-0.4）表明有序运动起着重要的动力学作用。这一结果加强了银河系球状星团运动学复杂性的经验证据，并激发了角动量在碰撞恒星动力学中的作用的基本调查的需要。
2018-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hubble Space Telescope proper motion (HSTPROMO) catalogs of Galactic globular clusters. IV. Kinematic profiles and average masses of blue straggler stars
我们利用Bellini等人（2014）导出的哈勃空间望远镜自行星表，首次获得了银河系球状星团（GC）中蓝离散星（BSS）的径向速度色散分布σ（R），以及整个BSS种群平均质量的首次动力学估计。我们发现，BSS通常具有较低的速度色散比恒星的质量等于主序星的关闭质量，因为人们会期望一个更大的人口的恒星。由于GC预计会经历某种程度的能量均分，我们使用关系式sigma~M^-eta（其中eta与能量均分的程度有关）以及我们的速度-色散曲线来估计BSS质量。我们从Bianchini等人（2016 b）最近的Monte Carlo集群模拟中估计eta作为集群弛豫的函数，然后从19个GC的598个BSS中得出平均质量比M_BSS /M_MSTO=1.50+/-0.14和M_BSS=1.22+/-0.12 M_Sun。最终的误差条包括不同聚类之间随机的任何系统误差，但不包括我们的方法所固有的任何潜在偏差。我们的结果与文献中银河系GC中35个BSS的平均质量M_BSS=1.22+/-0.06 M_Sun很好地吻合，其性质允许单独的质量测定。
2016-06-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing the Heavy Elements in Globular Cluster M22 and an Empirical s-process Abundance Distribution Derived from the Two Stellar Groups
我们提出了一个经验的s-过程的丰度分布与明确的知识，在低金属丰度球状星团M22的r-过程组件。我们用坎帕纳斯天文台麦哲伦-克莱望远镜的MIKE摄谱仪获得了M22中6颗红巨星的高分辨率、高信噪比光谱。在每颗恒星中，我们得到44种40种元素的丰度，其中包括24种比中子捕获反应产生的锌（Z=30）重的元素。先前的研究确定，其中3颗恒星（r+s组）相对于其他3颗恒星（r组）具有s过程物质的增强。我们确认，R+S组是适度富集铅相对于R-只组。这两组恒星在诞生时都含有相同数量的r-过程物质，但s-过程物质也存在于形成r+s组的气体中。s-过程的丰度与M =< 3 Msun的AGB星的预测不一致，并表明起源于更大质量的AGB星，能够激活Ne-22（alpha，n）Mg-25反应。我们通过从r+s组中的丰度减去仅r组中的r过程模式来计算s过程“残差”。与以前的r-和s-过程分解相比，这种方法不假设太阳系中的r-和s-过程分布，并提供了一个独特的机会来探索在贫金属环境中的s-过程产量。
2011-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Complexity in the Eu-enhanced Monometallic Globular Cluster NGC 5986
NGC 5986是一个研究较少但相对质量较大的银河系球状星团，它与“铁络合物”星团有着一些共同的物理和形态特征，这些星团表现出显著的金属丰度和重元素分散。为了确定NGC 5986是否加入铁复合星团类，我们使用Magellan-M2 FS仪器获得的高分辨率光谱研究了25颗红巨星分支和渐近巨星分支星团恒星的化学组成。通过结合径向速度和[Fe/H]的测量结果来验证星系团的成员资格，我们发现该星系团的平均日心径向速度为+99.76 km s^-1（σ = 7.44 km s^-1）。我们推导出的平均金属丰度[Fe/H] = -1.54 dex（sigma = 0.08 dex），但该簇的[Fe/H]分散度小，[La/Eu]丰度低，排除了它是一个铁络合物簇。NGC 5986的<[Eu/Fe]> = +0.76 dex（sigma = 0.08 dex），这是在银河系星团中检测到的最高比率之一。NGC 5986具有典型的球状星团特征，如均匀增强的[α/Fe]比，Fe峰丰度的小分散，和（反）相关轻元素的变化。与NGC 2808类似，我们发现证据表明NGC 5986可能拥有至少4-5个具有不同轻元素组成的种群，并且存在明显的Mg-Al反相关以及Al-Si相关，表明星团气体在温度>65-70 MK时经历了处理。然而，目前的数据不支持燃烧温度超过~100 MK。我们发现一些证据表明，NGC 5986中…
2017-05-30 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
Probing Abundance Variations among Multiple Stellar Populations in the Metal-Poor Globular Cluster NGC 2298 using Gemini-South/GHOST
本文利用 Gemini-South/GHOST 观测贫金属球状星团 NGC 2298 的 13 颗红巨星，发现第一代与第二代恒星在 Sc、Sr、Eu 等元素丰度弥散上存在显著差异，揭示了由多种核合成事件驱动的复杂早期化学增丰过程。
2025-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
MUSE crowded field 3D spectroscopy of over 12,000 stars in the globular cluster NGC 6397 - II. Probing the internal dynamics and the presence of a central black hole
我们提出了一个详细的分析银河系球状星团NGC 6397的运动学的基础上获得的新的积分场摄谱仪MUSE超过18,000光谱。虽然NGC 6397通常被认为是一个核心坍缩星团，但我们的分析表明，在最小半径处，表面亮度分布是平坦的。虽然它是最近的球状星团之一，但NGC 6397的低速色散<5 km/s，这对运动学数据的质量提出了很高的要求。我们表明，尽管其有限的光谱分辨率，MUSE达到1 km/s的恒星光谱分析的精度。我们发现轻微的证据表明，在集群中的旋转组件和速度色散曲线，我们得到了一个温和的中央尖点。为了研究这一特点的性质，我们计算球形牛仔裤模型，并比较这些模型，我们的运动学数据。这种比较表明，如果假设一个恒定的质光比，增加一个质量为600 M_sun的中等质量黑洞会使模型预测与我们的数据一致，因此可能是速度色散曲线的起源。我们进一步调查的情况下，不同的质光比，并发现一个紧凑的暗恒星成分也可以解释我们的观察。然而，这样的一个组成部分将非常类似于恒定质光比模型中的黑洞，因为这个组成部分必须被限制在星团的中心~ 5角秒，并且必须具有相似的质量。对星团中恒星残骸分布的独立限制或在尽可能高的空间分辨率下的运动学测量应该能够区分这两种选择。
2016-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
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 Optical Colors of Giant Elliptical Galaxies and their Metal-Rich Globular Clusters Indicate a Bottom-Heavy Initial Mass Function
我们报道了7个大质量椭圆星系的光学（g-z或B-I）颜色与其相关的大质量富金属球状星团（GC）的平均颜色之间的系统和统计上的显著偏移，在这个意义上，母星系在给定的银河系中心距离下红了0.12-0.20等。然而，蓝色的光谱指数表明，这些星系的光度加权年龄和金属丰度等于它们在给定的银河系中心距离上的平均大质量富金属GC，在很小的不确定性范围内。红色GC系统和它们的母星系之间观察到的颜色差异不能用大质量富含金属的GC中存在多个恒星世代来解释，因为后者对群体的综合g-z或B-I颜色的影响可以忽略不计。然而，我们表明，这种悖论可以解释，如果在这些大规模的椭圆星系的恒星初始质量函数（IMF）是显着陡峭的亚太阳质量比典型的IMF来自恒星计数在太阳附近，与GC的颜色已成为蓝色由于动力学演化，造成显着平坦的恒星MF的平均幸存GC。
2013-01-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic globular cluster 47 Tucanae: new ties between the chemical and dynamical evolution of globular clusters?
今天人们普遍认为，银河系球状星团（GGC）至少由两代恒星组成，这两代恒星的化学成分不同，年龄也可能不同。然而，这些恒星世代的运动学性质的知识，这可能提供重要的信息，约束GGC的进化方案，仍然是有限的。因此，我们研究了银河系球状星团47 Tuc中不同恒星世代的化学和运动学性质之间的联系。为了实现这一目标，我们使用了丰富的锂，O和Na确定在101主序星关闭（TO）的帮助下，三维流体动力学模型大气和NLTE丰度分析方法。根据TO星在[Li/Na]-[Na/O]平面上的位置，我们将TO星分为三组，研究它们的空间分布和运动学性质。我们发现，有统计上显着的径向依赖性的锂和氧的丰度，A（Li）和A（O），以及[Li/Na]丰度比。我们的研究结果表明，第一代恒星的中心集中度和动态热比恒星属于后代。我们还发现了一个显着的相关性之间的速度色散和O和Na的丰度，和之间的速度色散和[Na/O]丰度比。
2014-07-29 astro-ph.SR
Kinematics of a globular cluster with an extended profile: NGC5694
利用GIRAFFE@VLT中分辨率光谱对遥远的球状星团NGC 5694的运动学进行了研究。我们选取了165颗位于红巨星分支上的恒星作为样本，并考虑了色星等图。使用径向速度和钙三重态的金属丰度，我们能够选择83个真正的集群成员。加上六个先前已知的成员，总共有89个星团巨星的样本，其径向速度估计的典型不确定性<1.0 km/s。样本覆盖了从星团中心到投影距离的广泛范围，从~0.2弧分到6.5弧分= 23个半光半径（r_h）。我们只发现非常弱的旋转，这是典型的贫金属球状星团。在~2 arcmin = 7.1= rh处，速度弥散从中心值σ =6.1 km/s逐渐下降到σ = 2.5 km/s，然后平缓地下降到弥散剖面的下一个（也是最后一个）测量点，在~4 arcmin = 14.0 rh处，这与各向同性King模型的预测不一致。我们表明，各向同性的单质量非碰撞模型和多质量各向异性模型可以重现所观察到的表面亮度和速度色散分布。
2014-10-29 astro-ph.SR
Young Radio Pulsars in Galactic Globular Clusters
目前，在97个被调查的银河系球状星团中，已知有三颗孤立的射电脉冲星和一颗双星射电脉冲星，没有任何以前回收的证据。正如Lyne等人所指出的，这些超新星的存在不能用核心坍缩的超新星来解释，就像通常认为的银河系盘中的超新星一样。我们对球状星团中射电天体的观测结果进行了贝叶斯分析，发现所有星团中存在的潜在可观测的非回收射电天体的数量< 3600。考虑到辐射和保留的因素，假设麦克斯韦速度分布的离散度为10 km/s^{-1}，所有97个星团的任何形成情景的隐含出生率都小于0.25亿亿年。对于更高速度的弥散，隐含的出生率大大高于银河系圆盘中这类恒星的推断。这表明，球状星团中年轻双星的速度色散明显低于盘状双星。这些数字可能被大大高估了，因为目前已知的年轻恒星样本只在富含金属的星团中观察到。我们认为年轻的类星体可能只形成于金属丰度log[Fe/H] >-0.6的球状星团中。在这种情况下，可能观测到的这种年轻人的数量是447^{+1420}_{-399}（误差线给出了95%的置信区间），他们的出生率是每世纪0.012^{+0.037}_{-0.010}人。最有可能解释这些超新星的创造方案是OMgNe白矮星的电子捕获超新星。
2011-08-22 astro-ph.SR
Constraining heavy axion-like particles by energy deposition in Globular Cluster stars
重类轴子粒子（ALPs），质量高达几百keV，并与光子耦合，可以有效地产生在恒星等离子体中，导致显着的能量损失。这个论点已被应用到球状星团（GC）的氦燃烧的恒星，以获得严格的限制ALP光子耦合$g_{aγ}$。然而，对于足够大的ALP质量和光子耦合值，我们应该预期有相当一部分ALP在恒星内部衰变。这些ALP不会导致能量损失，而是导致恒星内部的有效能量转移。我们提出了一个新的弹道配方，涵盖了能量损失和能量转移制度，我们进行了第一次专门的模拟GC星，包括ALP能量转移。这个论点允许我们用$m_a \lesssim 0.4$ MeV和$g_{aγ} \simeq 10^{-5}$ GeV $^{-1}$来约束ALP，探测ALP参数空间的一部分，非正式地称为“宇宙学三角形”。这个区域特别有趣，因为它只被排除在标准宇宙学的论点之外，而这些论点在非标准的情况下是可以逃避的。
2022-06-29 astro-ph.SR hep-ph
Low mass variable stars in the globular cluster NGC 6397
为了寻找变星，我们对球状星团NGC 6397进行了光度测量。我们用一台新的欧洲南方天文台-甚大望远镜，使用FOcal Reducer和低色散摄谱仪成像仪，连续两个晚上获得了~ 11小时的时间分辨测光图像。我们用465 nm滤光片分析了8391颗亮度超过23等的恒星的光变曲线，并确定了412颗变星，在0.004到2天的时间尺度上达到了~ 4.8 ± 0.2%的变化，振幅变化大于± 0.2等。
2017-05-24 astro-ph.SR
Yellow Post-Asymptotic-Giant-Branch Stars as Standard Candles. I. Calibration of the Luminosity Function in Galactic Globular Clusters
我们使用银河系（和LMC）球状星团中的低表面重力恒星的调查结果表明，“黄色”后渐近巨分支（yPAGB）恒星可能是优秀的河外标准烛光，能够产生到早期类型星系的距离，精确到百分之几。我们发现，球状星团中10颗已知的yPAGB星的平均热星等为<Mbol>= -3.38 +/- 0.03，比最新的后水平分支演化轨道预测的亮约0.2等。更重要的是，我们表明，在分布中观察到的色散只有0.10等，即，小于单个造父变星的离散度。我们描述的物理，可以产生这样一个小的色散，并表明，如果一个限制调查的颜色范围0 <（B-V）0 < 0.5，那么样本的不变yPAGB星可以很容易地识别与最小的污染。这些恒星明亮的绝对V星等（<Mv>= -3.37）使它们成为到目前为止，在旧的恒星星族和理想的星族II标准烛光中视觉上最明亮的天体，用目前的仪器测量到~10 Mpc。因此，哈勃太空望远镜对M81和玉夫座星系团星系晕的观测可以作为造父变星和TRGB距离尺度的有效交叉检查。
2022-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on the coupling with photons of heavy axion-like-particles from Globular Clusters
我们更新的球状星团绑定在大量（$m_a$高达几个100千电子伏）轴子类粒子（ALP）与光子相互作用。这种粒子在恒星核心的产生主要是由Primakoff $γ+ Ze\to Ze +a$和光子聚结过程$γ+γ\to a$决定的。后者在高质量时占主导地位，未包括在以前的估计中。此外，我们考虑了轴子在恒星核心内衰变的可能性，这是我们在这里考虑的质量和耦合的不可忽略的影响。因此，我们的结果大大修改了以前的约束，特别是$m_a \gtrsim 50$ keV。来自球状星团恒星SN 1987 A和束流收集实验的综合约束在$m_a \sim 0.5-1\,$ MeV和$g_{aγ} \sim 10^{-5}$ GeV $^{-1}$周围的参数空间中留下了一个小的三角形区域。这被非正式地称为ALP“宇宙学三角形”，因为它只能用标准的宇宙学论证来排除。然而，正如我们将要提到的，有一些可行的宇宙学模型与参数在这一区域的类轴子粒子相容。我们还讨论了在即将到来的加速器实验中探索宇宙学三角形的可能性。
2020-09-03 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
