Chemical abundance anticorrelations in globular cluster stars: The effect on cluster integrated spectra
人们普遍认为，个别银河系球状星团拥有两个同时代的恒星代，第一个出生的“标准”$α$增强的金属混合物中观察到的领域晕对象，第二个的特点是一个与CN-ONa丰度模式叠加在第一代，$α$增强的金属混合物。我们用适当恒星星族合成模型研究了第二代恒星如何影响典型的富金属银河系球状星团（如47\，Tuc）的积分光谱，重点分析了广泛使用的Lick型指数。我们发现，受丰度比值关系影响的指标只有Ca 4227、G 4300、${\rm CN_1}$、${\rm CN_2}$和NaD。广泛用于确定河外星系年龄、Fe和总金属丰度的Balmer线、Fe线和[MgFe]指数对第二代星族基本不敏感。增强他在第二代恒星的综合光谱的巴耳末线指数的影响，通过关闭温度的变化和-在假设的质量损失历史的两个恒星世代是相同的-水平分支形态的基础等时线。
2011-04-08 astro-ph.GA
Modelling chemical abundance anticorrelations on globular cluster spectra
人们普遍认为，个别银河系球状星团拥有两个同时代的恒星，第一个出生的“标准”阿尔法增强金属混合物中观察到的领域晕对象，第二个的特点是一个与CN-ONa丰度模式叠加在第一代，阿尔法增强金属混合物。我们用适当恒星星族合成模型研究了这第二代恒星如何影响典型的富金属银河系球状星团（如47 Tuc）的综合光谱。我们的主要结论是：（1）广泛用于确定河外星系年龄、Fe和总金属丰度的Balmer线、Fe线和[MgFe]指数对第二代星族不敏感; 2）第二代星中He的增强通过改变等时线的关闭温度和水平分支形态来影响积分谱的巴耳末线指数，这就转化为对更年轻的年龄的偏好。
2012-03-20 astro-ph.GA
A lack of close binaries among hot horizontal branch stars in globular clusters - M80 and NGC5986
最近的研究发现，在球状星团NGC 6752的极水平支（EHB）星中，与类似的sdB场星不同，令人惊讶地缺乏近距离双星。另一个令人困惑的结果是关于一些EHB恒星的光谱质量。本文将我们对NGC 6752的研究扩展到M80和NGC 5986。在连续4个夜晚观测到NGC 5986的21颗水平支星（其中5颗EHB）和M80的31颗水平支星（其中11颗EHB）。我们测量了径向速度变化、温度、重力和氦丰度。通过统计分析，我们检测到一个EHB接近二进制候选每个集群。在M80中，密近双星EHB分数的最佳估计是f= 12%，即使是场sdB星中双星分数的最低估计也可以在90%的置信水平内排除。由于观察到的样本较小，因此无法对NGC 5986的接近EHB二元分数得出强有力的结论，尽管我们的最佳估计值相当低（f=25%）。对于NGC 6752中观测到的光谱导出质量与理论模型的差异，我们对M80 EHB星的分析显示出类似的趋势。这是第一次，我们报告了一个明确的趋势，表面氦丰度与温度。我们的研究结果表明，EHB星之间的紧密双星的不足，现在被证实在两个，可能是三个，球状星团。因此，此功能不是NGC 6752的特性。我们的分析还证明，EHB恒星中奇怪的高光谱质量现在至少在第二个星团中得到证实。我们的研究结果证实，f可能是一个函数的年龄sdB恒星人口，但我们发现，最近的模型有一些问题，重现所有的意见。
2009-03-11 astro-ph.GA
NGC 6139: a normal massive globular cluster or a first-generation dominated cluster? Clues from the light elements
球状星团（GC）形成机制的信息可以通过研究组成这些恒星系统的多个种群的化学特征来收集。特别是，我们正在研究O，Na，Al和Mg之间的相互关系，以探索银河系和河外星系中星系团质量和环境对GC的影响。我们在这里获得的结果NGC 6139，其水平分支形态的基础上，已被提出由第一代恒星为主。在我们基于高分辨率光谱学的广泛研究中，我们发现了[Fe/H]= -1.579 +/- 0.015 +/- 0.058（rms=0.040 dex，45颗真正的成员星）。NGC 6139中的恒星显示了GC的正常化学模式，具有相当扩展的Na-O（和Mg-Al）的关系。NGC 6139的行为与预期的一样，包含很大一部分（约三分之二）的第二代恒星。
2015-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Unique Na:O Abundance Distribution in NGC 6791: The First Open(?) Cluster with Multiple Populations
几乎所有被研究的球状星团都表现出轻元素丰度的扩散，研究最多的是Na：O关系。相比之下，疏散星团显示出均匀的组成，仍然被认为是简单的恒星星族。造成这种差异的最可能原因是球状星团的初始质量足够高，可以保留第一代恒星的原始气体和喷出物，因此形成了具有独特组成的第二代恒星，其初始质量超过了疏散星团。NGC 6791是一个大质量的疏散星团，需要对它的化学不均匀性进行详细的研究。我们收集了21个成员的高分辨率，高S/N光谱，涵盖了广泛的演化状态，并测量了它们的Na，O和Fe含量。我们发现[Fe/H]=+0.42 $\pm 0.01$，与以前的值非常一致，没有证据表明存在扩散。然而，Na：O分布是完全前所未有的。它成为第一个表现出无法用混合来解释的内在丰度变化的疏散星团，因此也是第一个被发现拥有多个种群的星团。它也是第一个在Na：O图中显示出两个子群的星团，其中一个是化学均匀的，而第二个具有内在的扩散，遵循迄今为止只有球状星团显示的关系。NGC 6791在许多方面都是独一无二的，表现出疏散星团的某些典型特征，其他一些更让人联想到球状星团，还有一些，特别是这里研究的Na：O行为，是完全前所未有的。它显然有一段复杂而迷人的历史。
2012-07-13 astro-ph.GA
The extreme chemistry of multiple stellar populations in the metal-poor globular cluster NGC 4833
我们对球状星团（GCs）中Na-O关系的FLAMES观测扩展到NGC 4833，这是一个贫金属的GC，在水平支（HB）上有一条蓝色的长尾巴。本文利用ESO-VLT的UVES和GIRAFFE光谱对78颗红巨星进行了丰度分析。计算出Na、O、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Cu、Zn、Y、Ba、La、Nd等元素的丰度。这是第一次从高分辨率光谱学对这个星系团进行广泛的研究。在我们的观测尺度上，用UVES观测到的12颗恒星的金属丰度为[Fe/H]=-2.015+/-0.004+/-0.084 dex（rms=0.014 dex），其中第一个误差来自统计，第二个误差来自系统效应。NGC 4833中的铁丰度均匀，超过6%。另一方面，在高温下参与质子捕获反应的轻元素显示了迄今为止在几乎所有研究的GC中观察到的大的恒星间变化。NGC 4833中的Na-O比值相当大，正如HB上的恒星达到的高温所预期的那样，NGC 4833包含了一个明显的[O/Na]比值极端的恒星。更引人注目的是，发现Mg也存在较大的星与星变化，在该GC中其范围超过0.5 dex。镁的贫化与O的丰度相关，与Na、Al和Si的丰度反相关。这种模式表明核反应在异常高温下进行，产生了在NGC 4833恒星世代中观察到的极端化学反应。这种极端的变化也出现在质量更大的GC M 54和omega Cen的巨…
2014-01-28 astro-ph.GA
Multiple Stellar Populations of Globular Clusters from Homogeneous Ca-CN-CH-NH Photometry. VI. M3 (NGC 5272) is not a Prototypical Normal Globular Cluster
本文报道了著名的球状星团（GC）M3（NGC 5272）的Ca-CN-CH-NH测光。我们发现了两个M3种群具有明显不同的碳和氮丰度的新证据，在M3中CN-弱和CN-强红巨星分支（RGBs）之间存在明显的划分。CN-强布居显示出CN循环的自然结果的C-N关系，而CN-弱布居不显示或显示出弱的C-N关系。此外，CN-弱人口表现出拉长的空间分布，这可能与其快速旋转。我们推导的金属丰度揭示了两个种群中的双峰金属丰度分布，$\langle$ [Fe/H] $\rangle\approx-$ 1.60和$-$ 1.45，这似乎是CN-弱和大$W^{1G}_{F275W-F814W}$范围内离散双RGB凸起的原因。根据这一发现，我们提出M3由两个GC组成，即C1（23%，$\langle$ [Fe/H] $\rangle\approx-1.60$）和C2（77%，$\langle$ [Fe/H] $\rangle\approx-1.45$），它们都有自己的C-N键关系和结构及运动学性质，这是M3中独立体系的有力指示. CN-弱人口的C1和C2的分数是高的相比，银河系GC，但它们是在良好的协议与GC在麦哲伦云。M3被认为是两个GC合并后的残留物，最有可能是在矮星系环境中，并在稍后的时间内吸积到我们的银河系。这与最近提出的M3的异地起源是一致的。
2021-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
APOGEE view of the globular cluster NGC 6544
APOGEE巡天的第二阶段是提供银河系晕、盘、棒和凸起中恒星的近红外、高分辨率、高信噪比光谱。近红外光谱窗口在研究星系核球时尤其重要，因为在星系核球中，恒星在其视线范围内被星盘的尘埃和气体所遮蔽。本文用高分辨光谱技术对球状星团NGC 6544进行了化学表征。集群的化学指纹的特性，鉴于其对银河系的隆起和明确的签名潮汐中断在其核心的“闯入者”的地位是至关重要的未来的化学标记的努力。星团成员是从APOGEE巡天的DR 16中选出的，使用单个恒星的化学动力学标准。选择了集群的23个成员的样本。考虑到集群内的丰度变化，已知的丰度关系的分析。根据簇的RGB含量，铁含量和$α$ -增强分别为[Fe/H] $= -1.44 \pm 0.04$ dex和[ $α$ /Fe] $= 0.20 \pm 0.04$ dex。簇成员显示出[Fe/H]和[Al/Fe]的显著分布，其大于基于测量误差的预期。观察到[Al/Fe]扩展，Mg-Al关系的信号，并用于约束团簇质量预算，以及C，N，Mg，Si，K，Ca和Ce元素的变化进行了讨论。在所有分析的演化阶段（RGB和AGB）中，大约$\sim2/3$（23个中的14个）显示出不同的化学模式，可能与第二代恒星有关。
2021-04-12 astro-ph.GA
On the radial distribution of horizontal branch stars in ngc2808
我们提出了准确的新的紫外和光学BVI测光的银河系球状星团ngc 2808，基于地面和档案HST图像。我们从中选取了约2，000颗HB星的样本;考虑到广泛的波长范围以及高角分辨率和宽视场光度覆盖的组合，我们的样本应该有最小的偏差。我们将HB星分为三个径向仓，发现冷，热和极端HB星的相对分数从中心移动到集群的外围时，不会从根本上改变：差异通常小于~ 2西格玛。这些结果反对存在强烈的径向分化之间的任何恒星子群具有明显不同的氦丰度。当从星团的最里面到最外面移动时，比ZAHB亮的HB星和RG星之间的比例稳步增加。差异大于~ 4 sigma，表明星团外围缺乏明亮的RG。
2009-03-26 astro-ph.GA
Discovery of an extended Horizontal Branch in the Large Magellanic Cloud globular cluster NGC1835
本研究通过紫外引导搜索在大麦哲伦星云球状星团NGC1835中发现延展水平分支，跨越4.5个星等，含大量RR Lyrae，并重新测定距离模数、红化和年龄，证明此类特征在银河系外星团中普遍存在。
2024-02-28 astro-ph.GA
Constraints on Helium Enhancement in the Globular Cluster M3 (NGC 5272): The Horizontal Branch Test
最近有人提出，在球状星团中，存在多个群体，表现出不同数量的氦增强是规则，而不是例外。氦增强的一个重要预测是，氦增强的蓝色水平分支（HB）恒星应该比没有氦增强的红色HB恒星更亮。在这封信中，我们在银河系球状星团M3（NGC 5272）的情况下测试了这一预测，其中氦增强情景预测几乎所有蓝色HB星的氦增强> 0.02。使用高精度Stroemgren测光和光谱重力的蓝色HB星，我们发现，任何氦的增强在大多数集群的蓝色HB星是非常可能小于0.01，从而排除了更高的氦增强，已在文献中提出。
2009-02-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pollution versus diffusion: Abundance patterns of blue horizontal branch stars in globular clusters NGC6388, NGC6397, and NGC6752
本研究分析三个球状星团的蓝水平支星丰度，以区分氦增丰污染与辐射悬浮效应，并揭示 NGC6388 可能存在氦增丰。
2024-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties and origin of the old, metal rich, star cluster, NGC 6791
在这篇文章中，我总结了古老的、富含金属的星团NGC 6791的独特性质，特别强调了它的极蓝水平分支恒星。最后，我将提供我个人对这个迷人星团起源的看法。
2013-08-23 astro-ph.GA
Multiple stellar populations along the red Horizontal Branch and Red Clump of Globular Clusters
我们利用多波段哈勃空间望远镜测光研究了14个富含金属的球状星团（GC）的红色水平分支（HB）和红色团块上的多种群（MP），其中包括12个银河系GC和麦哲伦云GC NGC 1978和NGC 416。基于适当的双色图，我们发现银河系GC中1G恒星的比例与星团质量相关，证实了以前基于红巨星分支（RGB）恒星的结果。麦哲伦云GC比银河系GC具有更高的1G恒星比例，这表明环境影响MP现象。我们将基于HB的人口比例与之前的MS和RGB估计进行了比较和组合，并使用了基于地面的UBVI测光（适用于NGC 104，NGC 5927，NGC 6366，NGC 6838），以扩大调查范围。除了NGC 416外，所有研究的GC都与1G和2G恒星在距星团中心约1弧分内的平坦分布一致，其中2G更集中。NGC 104和NGC 5927的2G恒星比1G更集中，而NGC 6366和NGC 6838的分布是平坦的。我们发现，大多数分析的GC表现出扩展的1G星序列沿红色HB，不符合一个简单的人口。适当的合成和观察到的CMD之间的比较表明，这些扩展的分布是一致的，无论是恒星到恒星的氦变化或内部金属丰度的传播，回顾沿ChMs的1G恒星的不均匀性。
2020-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
UV photometry of spotted stars in the horizontal branch of the globular cluster NGC 2808 using AstroSat
最近对球状星团（GC）中热（20，000至30，000 K）极水平分支（EHB）恒星的研究发现了它们的可变性。有人建议，这种变化是由恒星表面上的磁点的投影旋转驱动，预计在较短的波长有较高的振幅。在这里，我们提出了这样的热恒星的分析，在大规模的GC NGC 2808使用紫外成像望远镜（UVIT），搭载AstroSat。我们使用的紫外线吸收光谱数据结合哈勃太空望远镜紫外球状星团调查（HUGS）数据的中心区域（内$\sim$ $2.7'$ $\times$ $2.7'$）和地基光学测光的集群的外部。我们产生的远紫外（FUV）-光学色星等图（CMD），在这些我们发现一个人口的热EHB星比零年龄水平分支（ZAHB）模型暗淡。已经报道的可变EHB星（vEHBs）的FUV星等的比较表明，最长的周期vEHBs是最微弱的，随着旋转周期和UV星等之间的初步相关性斑点星。为了牢固地确立任何相关性，必须进行进一步研究。
2020-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the nature and synchronicity of early cluster formation in the Large Magellanic Cloud IV: Evidence for Multiple Populations in Hodge 11 and NGC 2210
本文对两个老的大麦云（LMC）球状星团Hodge 11和NGC 2210进行了多种群搜索。这项工作使用了第23周期GO-14164计划中哈勃空间望远镜上的高级巡天照相机和宽视场照相机3的数据。这两个簇都表现出加宽的主序列，其中第二群体代表NGC 2210的（$20 \pm \! \sim \! 5$）%和Hodge 11的（$30 \pm \! \sim \! 5$）%。在这两个集群中，较小的人口比主要人口更红，这表明CNO变异。霍奇11在水平分支中也显示出更蓝的第二粒子数，这是氦增强的证据。然而，尽管NGC 2210在主序列中显示出与霍奇11的相似性，但在NGC 2210的水平分支上似乎没有第二个种群。这是第一个光度证据表明，古代大麦哲伦星云球状星团表现出多个恒星星族。
2019-04-05 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
Extra-tidal stars and chemical abundance properties of two metal-poor globular clusters M53 (NGC 5024) and NGC 5053
我们利用近红外远红外光谱在两个贫金属的银河系球状星团M53和NGC 5053周围寻找潮外星。应用t-SNE算法的化学丰度和径向速度的结果识别两个孤立的恒星集团组成的星团成员星在t-SNE投影平面。随着径向速度，位置的颜色星等图，从手动化学分析和丰度的额外的选择标准，我们发现总共有73个集群成员的候选人，7个潮外星被发现超出了两个集群的潮汐半径。星团周围的潮外星倾向于沿着星团自行的主导方向，并且这些星的自行似乎也与星团的自行相一致。有趣的是，我们发现NGC 5053的一颗潮外星位于M53的南郊，这是两个星团之间潮汐相互作用的共同恒星包层的一部分。我们讨论的背景下，两个集群之间的潮汐相互作用，这颗星的性质。我们发现明显的Mg-Al双晶关系具有明显的间隙和扩展（$\sim$ 0.9 dex）的Al丰度的两个集群，和一个轻的Si丰度扩展（$\sim$ 0.3 dex）的NGC 5053。由于所有的潮外星都具有Mg增强和Al亏损的特征，它们可能是两个球状星团的第一代恒星。我们的研究结果支持M53和NGC 5053起源于矮星系，并被更多的星团人口的扩展恒星子结构所包围。
2020-08-24 astro-ph.GA
Chemical analysis of NGC 6528: one of the most metal-rich bulge globular cluster
凸出的球状星团（GC）是我们银河系中央古老组成部分的关键示踪剂。了解它们的形成和演化对于研究球核的形成和演化，以及它们与银河系其他GC系统（晕和盘GC）的关系至关重要。我们的主要目标是获得NGC 6528的7个红巨星成员样本的详细丰度，以表征其化学组成，并研究该GC与凸起以及与其他凸起，晕和盘GC的关系。此外，我们分析了这个集群$'$的行为与多种群（MP）现象。利用FLAMES-UVES高分辨光谱仪获得了NGC 6528的7个红巨星成员的恒星参数和轻元素（Na、Al）、铁峰元素（V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Cu）、α元素（O、Mg、Si、Ca、Ti）和重元素（Zr、Ba、Eu）的化学丰度。我们在我们的样品中的六颗星中获得了[Fe/H]=-0.14+/-0.03 dex的平均铁含量，与其他研究结果一致。我们没有发现明显的内部铁扩散。我们探测到一颗候选变星，它的铁含量被排除在平均值之外，我们推导出这颗变星的金属丰度为[Fe/H]=-0.55+/-0.04 dex。此外，我们发现没有扩展的O-Na的关系，而是只有一个内在的钠蔓延。此外，NGC 6528没有表现出Mg-Al的双折射关系，Mg和Al的扩散也不明显。α和铁峰元素与球磁场的星趋势有很好的一致性。重元素略受r过程控制。化学分析表明，它的起源和演化与典型的老膨胀场恒星相似。最后，我们发现NGC 6528和另一个凸起GC NGC…
2018-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the Chemical Composition and Double Horizontal Branch of the Bulge Globular Cluster NGC 6569
光度和光谱分析表明，银河系膨胀星团Terzan 5拥有几个具有不同金属丰度和年龄的人口，表现为双红色水平分支（HB）。最近对大质量球状星团NGC 6569的研究揭示了类似的HB光度分裂，尽管扩展程度较低，但对该星团的详细化学成分知之甚少。因此，我们使用Magellan-M2 FS和VLT-FLAMES光谱仪的高分辨率光谱来研究NGC 6569中红巨星分支星和HB星的化学成分和径向速度分布。我们发现该星团的平均日心径向速度为-48.8 km/s（sigma = 5.3 km/s; 148颗恒星），平均[Fe/H] =-0.87 dex（19颗恒星），但该星团0.05 dex [Fe/H]的色散排除了显着的金属丰度分布。NGC 6569的轻元素和重元素分布在古老的星系核/内星系球状星团中很常见，包括[O/Fe]、[Na/Fe]和[Al/Fe]之间的明显（反）相关。轻元素数据表明，NGC 6569可能由至少两个不同的种群组成，该星团的低平均值[La/Eu] = -0.11 dex表明r-过程物质的严重污染。我们确认，这两个HB包含集群成员，但金属丰度和轻元素的变化在很大程度上被排除作为亮度差异的来源。然而，不能排除小至Δ Y ~ 0.02的He质量分数差异，并且可能足以再现双HB。
2018-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
UB CCD photometry of the old, metal rich, open clusters NGC 6791, NGC 6819 and NGC 7142
本文报道了对古老的、富金属的疏散星团NGC 6791、NGC 6819和NGC 7142的紫外定向成像观测。这三个星团代表了非常接近和理想的恒星聚集体，以匹配演化的恒星星族的独特性质，如椭圆星系和螺旋星系的凸起。详细分析了这三个星团的CMD，特别强调了热恒星成分。在这方面，我们报告了NGC 6791中的一颗新的极端水平分支恒星候选者。对于NGC 6819和7142，恒星光度函数指出较暗的低主序星的径向分布较松散，这可能是星系团与银河系动力学相互作用的结果，也可能是星系团核心的双星比例增加的结果，就像在NGC 6791中实际观察到的那样。
2013-09-16 astro-ph.GA
Constraints on Helium Enhancement in the Globular Cluster M4 (NGC 6121): The Horizontal Branch Test
最近的证据表明，大多数，甚至可能是所有的球状星团都是由不同化学成分的恒星组成的。从这个意义上说，也有人认为，从一个种群到下一个种群的初始氦丰度（$Y$）的变化也是规律，而不是例外。在金属中间体球状星团M4（NGC 6121）的情况下，最近对蓝色水平分支（HB）恒星（即，HB星的温度比天琴座RR不稳定带高）表明，大部分蓝色HB星是由高氦丰度形成的第二代恒星。在本文中，我们测试这种情况下，使用最近的光度和光谱数据与理论进化计算不同的$Y$值。将测光数据与理论推导的色星等图进行比较，我们发现M4中大部分蓝色HB星相对于星团的红色HB星具有$ΔY \lesssim 0.01$（即，HB星的温度比天琴座RR星的温度低）--这一结果通过与光谱学推导的重力和温度的比较得到了证实，这也有利于氦的增强。然而，一个少数民族的可能存在的蓝色HB的集群与一个显着的他增强水平也进行了讨论。
2013-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Wide View of the Galactic Globular Cluster NGC 2808: Red Giant and Horizontal Branch Star Spatial Distributions
本研究结合DECam与HST观测数据，分析银河系球状星团NGC 2808内红巨星支子族和水平支恒星的空间分布特征，揭示其化学子族的空间差异与演化关联，并通过与ω Cen的对比推测二者可能具有相似起源。
2023-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
An HST/WFC3 view of stellar populations on the Horizontal Branch of NGC 2419
我们使用哈勃空间望远镜广角相机3和新模型获得的图像来探测银河系球状星团（GC）NGC 2419的水平分支（HB）人口。对复合HB的详细分析突出了三个群体：（1）蓝色发光的HB，拥有质量分布非常小的标准氦星（Y=0.25），（2）中等氦含量的小群体（0.26<Y<=0.29），以及（3）人口稠密的极端HB。我们可以用具有高氦丰度（Y \sim 0.36）的模型来拟合最后一组，其中一半（最热的部分，“蓝钩”星）被确定为可能的“晚闪混合星”。这个极端人口的初始氦丰度与预测的氦丰度在大质量渐近巨星分支（AGB）恒星的喷出物中的NGC 2419相同的金属丰度很好的协议。这一结果进一步支持了GC中的第二代恒星是由中等质量AGB恒星的灰烬形成的假设。我们发现蓝钩星的星等分布比理论模型预测的要大。我们讨论了可能的不确定性的星等尺度和不同的尝试来模拟这组恒星。最后，我们建议，可以更好地实现一致性，如果我们假设核心质量大于我们的模型预测。如果祖先是主序列上的快速旋转体，这可能是可能的。如果进一步的研究证实了这一解释，快速的初始旋转将是GC中极端第二代恒星特殊性的强烈标志。
2015-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The main sequences of NGC2808: constraints on the early disc accretion scenario
[摘要]最近提出了一种新的方案--早期盘吸积--来解释银河系球状星团中多重人口现象的起源。它设想的可能性是，一小部分低质量和非常低质量的星团恒星可能会在完全对流的主序前阶段吸积相互作用的大质量双星（也可能是快速旋转的大质量）的喷出物，以重现在单个星团中的恒星之间观察到的CN和ONa的关系。这种情况被认为能够解释银河系中大多数球状星团中多种群的存在（和性质）。在这里，我们考虑了研究得很好的星系团NGC 2808，它显示了一个三重的主序，具有明确的和单独的He丰度。这些丰富的知识，使我们能够把强有力的限制，他的质量分数和数量的物质被吸积的低质量前主序星。我们发现，在吸积气体中的最小He质量分数必须是$\sim0.44$，以产生所观察到的序列，并在固定的吸积恒星的初始质量，不同的吸积效率需要产生放置在多个主序列的恒星。这可以解释的祖先和/或不同的空间分布的不同空间分布的气体与不同的He丰度的轨道特性的差异。一旦考虑到污染物喷出物中He和CNONa丰度之间的预测关系，O-Na和C-N的关系自然会沿着主序列出现。作为吸积的结果，我们预测中间和蓝色主序星所涵盖的丰度范围之间没有不连续性，但我们发现中间和红色主序星上的物体之间的N和Na丰度存在相当大的（几个0.1 dex）不连续性。
2013-12-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Compositions of Field and Globular Cluster RR Lyrae Stars: I. NGC 3201
本文对球状星团NGC 3201中的水平分支星进行了详细的光谱分析。我们用位于Las Campanas天文台的6.5米麦哲伦望远镜的多光纤光谱仪M2 FS收集了11颗RR型天琴座星和一颗红色水平分支星的光学（4580-5330 A）、高分辨率（~ 34，000）、高信噪比（~200）光谱。由测量的等效宽度，我们导出了大气参数和α（Mg，Ca，Ti），铁峰（Sc，Cr，Ni，Zn）和s过程（Y）元素的丰度比。我们发现NGC 3201是一个均匀的单金属团簇（[Fe/H]=-1.47 +-0.04），α增强（[α/Fe]=0.37 +-0.04）。铁峰和S过程元素的相对丰度与太阳值一致。与其他大型恒星样本相比，NGC 3201 RR型天琴座与其他古老（t>10 Gyr）的Halo成分（球状星团、红巨星、蓝色和红色水平分支星、天琴座RR型）具有相似的化学富集历史。为了克服变星单历元测量的局限性，我们还利用模板速度曲线给出了NGC 3201的平均视向速度的新估计：Vrad=494 +-2 km s-1（σ=8 km s-1）。
2018-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Helium content of Globular Clusters: light element abundance correlations and HB morphology. I. NGC6752
氦被认为是解释球状星团（GC）中观测到的多个主序（MS）、次巨星支（SGB）和红巨星支（RGB）以及复杂水平支（HB）形态的关键元素。然而，到目前为止，还没有在合适的GC星（8500<Teff<11500 K）中直接测量He，以验证这一假设。我们研究了GC NGC 6752中7颗热蓝水平支星（Teff<11500 K）的氦含量。此外，还测定了Fe、Cr、Si、Ti、O、Na和Ba的丰度。我们只能测量温度高于Teff=8500 K的恒星的He丰度。我们所有的可测量He的目标都是零年龄HB（ZAHB）天体，结果表明具有均匀的He含量，平均值为Y=0.245+-0.012，与宇宙原始He含量的最新测量值（Y~0.25）相一致。整个恒星样本的金属丰度为[Fe/H]=-1.56+-0.03和[alpha/Fe]=+0.21+-0.03。我们的HB目标显示出在TO-SGB-RGB恒星中识别出的相同的Na-O关系。这是第一次直接测量的He丰度的一个有意义的样品GC星的温度制度中，他的内容是不改变沉降处理或极端混合建议的最热的，晚氦闪烁HB星。
2009-03-23 astro-ph.GA
Na-O Anticorrelation and HB. VII. The chemical composition of first and second-generation stars in 15 globular clusters from GIRAFFE spectra
利用高分辨率FLAMES/GIRAFFE光谱的均匀性分析，给出了15个星系团球状星团中1409颗红巨星的Fe、Na和O丰度。结合目前的数据和以前的结果，我们获得了1958颗恒星的19个星团，这是迄今为止最大和最均匀的数据库。我们的GC的[Fe/H]为-2.4至-0.4，具有各种各样的全局参数（水平分支的形态、质量、浓度等）。对于所有的星系团，我们发现的Na-O的关系，质子捕获反应的经典签名H-燃烧在高温下在上一代更大质量的恒星，现在灭绝。利用定量标准（从形态学和Na-O关系的扩展），我们可以定义GC中恒星星族的三个组成部分：第一代恒星的原始组成部分（P）和第二代恒星的两个组成部分（中间I族和极端E族，因为它们的化学组成不同）。P组分存在于所有GC中，其分数几乎恒定在约三分之一。I分量表示群集总体的大部分。E分量并不存在于所有的GC中，它在一些（但不是所有）最大质量的GC中更为明显。我们讨论的分数和空间分布，这些组件在我们的样本和在两个额外的集群（M3和M13）从文献中。我们还发现，斜率的反相关性（定义的最小O和最大Na丰度）的变化，从集群到集群，一个变化，以及集群金属丰度和光度的双线性关系。这第二种依赖关系表明，污染者的平均质量与集群质量之间存在相关性。
2009-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
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 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
The Horizontal Branch population of NGC 1851 as revealed by the Ultra-violet Imaging Telescope (UVIT)
利用ASTROSAT卫星上的紫外成像望远镜（UVIT）拍摄的图像，对球状星团NGC 1851进行了紫外测光。从两个远紫外（FUV）过滤器和一个近紫外（NUV）过滤器中的图像导出的PSF拟合光度数据被用来构建颜色-星等图（CMD），结合HST和地基光学光度学。在FUV中，我们只探测到星团水平分支（HB）最蓝的部分;在NUV中，我们探测到HB的全部范围，包括红色HB，蓝色HB和少量的RR天琴座星。在18颗天琴座RR型星中检测到了紫外光的变化，在中心区域还检测到了3个新的变星。然后将UV/光学CMD与不同年龄和金属丰度的等时线（使用Padova和BaSTI模型生成）和合成HB（使用氦增强的$Y^2$模型）进行比较。我们能够在HB星中识别出两个种群，它们的年龄范围为10-12 Gyr，或者Y $_{ini}$的范围为0.23 - 0.28，金属丰度为[Fe/H] = $-$ 1.2至$-$ 1.3。这些估计从紫外CMD是一致的，从光学研究。几乎完整的HB星样本倾向于显示蓝色和红色HB星之间空间/方位角分布的边缘差异。因此，这项研究表明，UVIT的能力，其优良的分辨率和大视场，研究银河系球状星团的热恒星星族。
2017-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new photometric study of M14 (NGC 6402): An interpretation of the Horizontal Branch and beyond
利用CCD $VI$测光研究了球状星团M14。特别注意的是变星。这允许新的分类和集群成员考虑。报告了新变量; 3个RRc、18个SR和1个SX Phe。通过对RR Lyrics光变曲线的傅里叶分解，得到了[Fe/H] $_{\rm ZW}= -1.3 \pm 0.2$的平均簇金属度。几种独立的方法得出的平均距离为$9.36 \pm 0.16$ kpc。星系团成员勾勒出的色星等图与等时线和零年龄水平分支的理论预测相匹配，其与观测值的拟合与上述距离和金属丰度非常一致。M14的Oosterhoff型被确认为Oo-int型，而RR型天琴座星在HB上的脉动模分布表明，RRab型和RRc型星共享不稳定带的双峰区。通过对氦闪光事件后RGB处的质量损失进行建模，我们能够使用0.48 $M_{\odot}$的核心质量和0.52-0.55 $M_{\odot}$的总质量来表示HB的蓝尾。MS为0.84 $M_{\odot}$的一颗祖星在大约12.5 Gyrs到达HB，与之前对该星团的年龄测定一致。M14的II型造父变星可能被解释为HB后演化的产物，由这些恒星的非常薄的低质量氢和氦壳层及其微小的包层燃烧的复杂过程驱动。没有证据显示M14是来自河外星系。
2022-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Helium variation in four Small Magellanic Cloud GCs
银河系中$\sim$ 11-13 Gr年龄的球状星团（GC）的多恒星星族（MP）具有几种轻元素含量不同的特征。这些元素描述了定义明确的模式，如C-N和Na-O的相互关系以及He-N和Na-N的相关性。麦哲伦云GC中MPs的发现为研究不同年龄和物理性质的团簇中的化学异常开辟了新的途径。在此背景下，我们使用哈勃空间望远镜测光研究了小麦哲伦云中的四个$\sim$ 6-11 Gyr河外GC，即NGC 121，NGC 339，NGC 416和Lindsay 1的MP，并限制了它们的化学组成。恒星颜色与合成光谱的比较表明，NGC 121，NGC 339，NGC 416的第二群体恒星相对于第一群体的氦浓度分别略有增加，分别为：$δ$ Y = 0.009 $\pm$ 0.006，0.007 $\pm$ 0.004和0.010 $\pm$ 0.003，而我们在Lindsay 1中没有发现显著的氦变化（$δ$ Y = 0.000 $\pm$ 0.004）。此外，所有星团中的第二人口恒星平均而言，氮含量增加，碳和氧含量减少，这与我们在银河系GC中观察到的情况非常相似。
2018-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Horizontal Branch of the Sculptor Dwarf galaxy
我们已经进行了第一次详细的模拟的水平分支的玉夫座矮球状星系的合成建模技术的手段，始终考虑到恒星形成的历史和金属量的演变，确定从主序列和红巨星分支光谱观测。整个分析中唯一的自由参数是红巨星分支星的综合质量损失。这是第一次计算与星系复杂的恒星形成历史一致的合成水平分支模型并与观测结果相匹配。我们发现，恒星形成的历史所涵盖的金属丰度范围，由观测的约束，再加上一个简单的质量损失法，使我们能够覆盖HB星的全星等和颜色范围。此外，沿着观测到的水平分支的数量分布，也可以重现，只要红巨星分支的质量损失是温和的金属丰度依赖，在固定的金属丰度非常小的分散。还很好地再现了天琴座RR型星的星等、金属丰度和周期分布。没有多余的明亮物体需要增强He模型。在水平支上没有增强He星的特征与在玉夫座和其他矮星系中观测到的O-Na关系的缺乏是一致的，并证实了本群矮星系和球状星团种群之间的内在差异。我们还比较了观测到的红巨星分支凸起的亮度与合成的对应物，并发现了一个差异-理论凸起更亮-类似于在银河系球状星团中观察到的。
2013-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
NGC6362: the least massive globular cluster with chemically distinct multiple populations
我们提出的第一个措施的铁和钠丰度在NGC 6362，一个低质量的球状星团的第一代和第二代恒星完全空间混合。在甚大望远镜的多目标摄谱仪FLAMES上，总共观测到了160颗成员星（沿着红巨星分支和红水平分支）。我们发现该团簇的铁丰度为[Fe/H]=-1.09 $\pm$ 0.01 dex，没有内禀色散的证据。另一方面，[Na/Fe]分布原来是固有的宽和双峰。贫钠星和富钠星分别位于包括U滤波器在内的色星等图中最蓝和最红的红巨星分支。红巨星分支由第一代和第二代恒星以相似的比例混合组成，而几乎所有的红色水平分支恒星都属于第一代星团。到目前为止，NGC 6362是质量最小的球状星团，在那里已经检测到多个群体的光度和光谱特征。
2016-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ages of the Bulge globular clusters NGC 6522 and NGC 6626 (M28) from HST Proper-motion-cleaned Color-Magnitude Diagrams
金属丰度[Fe/H] <~ -1.0和蓝色水平分支的凸出球状星团（GC）是银河系中最古老种群的候选者。在分析滤波器F435 W和F625 W的HST自行清洗色星等图的基础上，我们确定了老的核球球状星团NGC 6522和NGC 6626（M28）的物理参数。我们将这些结果与内晕星系团NGC 6362的类似数据进行了比较。这些团簇具有相似的金属丰度（-1.3 <= [Fe/H] <= -1.0），由高分辨率光谱获得。我们得出的年龄，距离模量，和红化值的统计比较观察到的和合成的基准线采用似然统计和马尔可夫链蒙特卡罗方法。合成基准线是使用α增强的BaSTI和达特茅斯恒星演化模型生成的，采用了典型的（Y ~ 0.25）和增强的（Y~ 0.30-0.33）氦丰度。RR型天琴座星被用来确定HB星等水平，提供了一个独立的指标来限制视距离模量和氦增强。观测到的基准线的形状可能与NGC 6522和NGC 6626的一些氦增强相一致，但是天琴座RR型恒星的平均星等倾向于排除这种假设。假设正则氦丰度，BaSTI和达特茅斯模型表明，这三个星团都是同时代的，年龄在~ 12.5和13.0 Gyr之间。目前的研究还表明，NGC 6522至少有两个恒星星族，因为它的CMD显示了一个非常宽的亚巨星分支，第一代和第二代分别为14% +/- 2%和86% +/- 5%。
2018-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
CAPOS: The bulge Cluster APOGEE Survey VI. Characterizing multiple stellar populations and chemical abundances in the bulge globular cluster NGC 6569
本文基于APOGEE-2高分辨率光谱和BACCHUS代码分析了核球球状星团NGC 6569中11颗巨星，首次报告Ce和Nd丰度，并通过C-N反相关确认其多重星族，揭示其快速均匀形成历史。
2025-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Study of UV bright sources in globular cluster NGC 4590 using Ultraviolet Imaging Telescope (UVIT) observations
利用\mbox{\em AstroSat}卫星上的紫外成像望远镜（UVIT）研究了银河系球状星团（GGC）NGC 4590中的紫外亮源。利用紫外光色星等图（CMD），我们已经确定并表征了不同进化阶段的来源，即，我们利用恒星大气模型拟合光谱能量分布（SED），估算了这些热恒星的有效温度（T $_{\mathrm{eff}}$）、重力（$\log$（g））、光度（L $_{bol}$），进而估算了它们的半径（R）。两个新的远紫外（FUV）明亮的星团成员星位于星团的核心附近，其中一个是EHB星，另一个是在其后蓝钩演化阶段或白矮星阶段。利用各种演化模型研究了星团中所有热星的演化状态。我们发现，大规模和年轻的BS集中在集群的中心，而老的和小规模的BS分布在整个集群。BS归一化径向分布似乎是双峰的，最小值位于r $_{\mathrm{min}}$ = 4.3 r $_c$。利用水平支星和水平支星的累积归一化径向分布，计算了该星团的$^+$参数。我们测量了这个值的半质量半径的集群是$+ 0.13$，这表明NGC 4590是一个最年轻的集群中的动态中间年龄的GGC的动力学年龄为$0.423\pm0.096$陀螺仪。
2022-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
CAPOS: The bulge Cluster APOgee Survey XI. Unraveling the chemical composition of the bulge globular cluster NGC 6304
Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Universidad de Concepción（康塞普西翁大学）；Universidad Andres Bello（安德烈斯贝略大学）
CAPOS研究NGC 6304的化学成分，发现其存在多重人口特征，揭示了Ce与N、Al的相关性，支持了高金属丰度球状星团中的元素富集机制。
2025-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The SLUGGS Survey: NGC 3115, A Critical Test Case for Metallicity Bimodality in Globular Cluster Systems
由于它的接近（9 Mpc）和光谱采样良好的球状星团（GC）系统的强烈双峰颜色分布，早期型星系NGC 3115提供了一个最好的测试，在GC系统中广泛观察到的颜色双峰是否反映了真正的金属丰度双峰。颜色双峰性也被归因于强烈的非线性颜色-金属丰度关系，反映了热水平分支星的影响。在这里，我们将斯巴鲁Suprime-Cam gi光度法与Keck/DEIMOS光谱法相结合，以准确测量GC颜色和测量CaII三重态的CaT指数。我们发现NGC 3115 GC系统在颜色和CaT指数方面都是明确的双峰。使用简单的恒星星族模型，我们表明，CaT指数基本上是不受影响的水平分支形态的变化范围内的金属丰度相关的GC系统（因此是一个强大的金属丰度指标），并确认双峰的金属丰度分布。我们评估了现有的证据和反对多个金属丰度亚群在早期和晚期类型的星系，并得出结论，金属丰度双/多模态是常见的。我们简要地讨论了如何将这一基本特征直接链接到恒星的形成和星系的组装历史。
2012-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
UVIT study of UV bright stars in the globular cluster NGC 4147
利用\mbox{\em AstroSat}卫星搭载的紫外成像望远镜（UVIT）的BaF 2（F154 W）、Sapphire（F169 M）和SiO2（F172 M）滤光片对NGC 4147的球状星团进行了远紫外（FUV）观测。我们确认了集群成员的UVIT观测源使用自行盖亚数据发布2（GAIA DR 2）。利用紫外光学色星等图（CMD），我们鉴定了37颗蓝色水平支星（BHB）、1颗蓝色离散星（BSS）和15颗变星。我们发现所有的FUV亮BHB都是第二代人口星。利用紫外光学CMD，我们确定了两个子群体，BHB 1和BHB 2，在紫外亮BHB中的恒星计数比为24：13的集群BHB 1和BHB 2。利用BaSTI-IAC零龄水平支（ZAHB）的色温关系，推导出BHB 1和BHB 2的有效温度（T $_{\mathrm{eff}}$）。我们发现BHB 1星比BHB 2星更集中。我们还通过拟合年轻的BaSTI-IAC等时线的光学和紫外-光学CMD得到检测到的FUV亮BSS的物理参数。
2020-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Homogeneous Analysis of Globular Clusters from the APOGEE Survey with the BACCHUS Code. II. The Southern Clusters and Overview
利用SDSS-IV APOGEE-2巡天在南、北半球观测到的高分辨率光谱，研究了31个球状星团中2283颗红巨星的Fe、C、N、O、Mg、Al、Si、K、Ca、Ce和Nd丰度。这个前所未有的同质数据集，迄今为止最大的，使我们能够讨论的内在Fe蔓延，形状和统计的Al-Mg和N-C的关系作为集群的质量，光度，年龄和金属丰度的函数为所有31个集群。我们发现，在我们的不确定性（包括星系团金属丰度）范围内，Fe分布并不取决于这些参数，这与早期的观察结果相矛盾。我们没有证实先前在M22和NGC 1851中观察到的金属丰度变化。一些集群显示出双峰Al分布，而另一些则表现出连续分布，如先前在文献中报道的。我们在$ω$ Cen和NGC 6752中确认了两个以上的种群，并在M79中发现了新的种群。我们讨论了铝的散射通过实施校正的标准化学演化的铝在银河系中。校正后，其对集群质量的依赖性增加，这表明作为质量的函数的Al富集的程度被抑制之前的校正。我们在$ω$ Cen中观察到极低Mg时Mg-Al间关系的周转，与先前在M15和M92中报告的模式相似。$ω$ Cen也可能有一个弱的K-Mg关系，如果得到证实，它将是已知的第三个显示这种模式的星系团。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
UVIT Observations of UV-Bright Stars in four Galactic Globular Clusters
我们使用AstroSat卫星上的紫外成像望远镜（UVIT）的远紫外和近紫外滤光片对四个银河系球状星团（GGC）：NGC 4147、NGC 4590、NGC 5053和NGC 7492进行了光度分析。利用色星等图（CMD），我们在这四个GGC中识别出了150颗蓝水平支星（BHB）和40颗蓝离散星（BSS）。我们研究了四个GGC的BHB和BSS的温度和径向分布。
2019-08-07 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
A time-series VI study of the variable stars of the globular cluster NGC 6397
本文介绍了一种新的球状星团NGC 6397的时间序列VICCD测光方法，从中获得并分析了在星团场中仔细鉴别的35个变星的光变曲线。我们根据\emph{Gaia} DR 2数据，通过天体测量分析评估了变量的隶属关系。星系团颜色星等图进行了差异去红处理，清除了非成员，这使我们能够拟合平均变红$E(B-V)=0.19$和距离为2.5 kpc的[Fe/H] $ = -2.0$ dex在13.0- 13.5 Gyr范围内的等时线。这个距离是用星团的5个SX凤凰变星（V10、V11、V15、V21和V23）的周期光度关系确认的，它们存在于蓝色离散星中，得到$2.24\pm0.13$ kpc。我们还模拟了四个食双星（V4、V5、V7和V8）的光变曲线，并给出了系统的参数;接触双星V7和V8的距离与星团的一致。NGC 6397似乎没有天琴座RR型恒星，因为它的水平分支非常蓝，很像它的类似星团M10。为了与水平分支星族的蓝尾相匹配，需要0.64- 0.66 $M_\odot$的模型，在RGB处有质量损失，这表明HB星的壳层质量相当薄。
2021-04-12 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 normal chemistry of multiple stellar populations in the dense globular cluster NGC 6093 (M 80)
我们提出了82红巨星分支星的丰度分析密集，贫金属的球状星团NGC 6093（M 80），最大的恒星样本，以这种方式分析该集群。根据14颗恒星的高分辨率UVES谱和其它恒星的中分辨率GIRAFFE谱，我们计算出O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Co，Ni，Cu，Zn，Y，Zr，Ba，La，Ce，Pr，Nd，Sm，Eu的丰度。在我们的UVES金属丰度表上，M 80的平均金属丰度为[Fe/H]=-1.791+/-0.006+/-0.076（+/-统计+/-系统误差），均方根=0.023（14颗星）。M 80显示了恒星之间质子捕获元素的变化，并且Na-O关系的扩展完全符合我们小组先前发现的（i）总星系团质量，（ii）水平分支形态和（iii）星系团浓度的关系。M 80中多个恒星星族的化学成分看起来并不极端。该星团也是晕状球状星团的典型代表，因为它涉及α-捕获和Fe族元素的模式。然而，我们发现需要s过程的显着贡献才能解释中子捕获元素的分布。M 80中的少数恒星似乎表现出略微增强的s-过程物种丰度，与M 22和NGC 1851中观察到的一致，但需要更大样本的进一步确认。
2015-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Slowly cooling white dwarfs in NGC 6752
最近，在球状星团M13中发现了一类新的白矮星（"缓慢冷却的白矮星“）。这些恒星的冷却时间会因残余包层中稳定的热核氢燃烧而增加。这些WDs被认为是由水平分支（HB）星产生的，它们分布在HB蓝尾，跳过了渐近巨星分支阶段。为了进一步探索这一现象，我们利用深测光数据与哈勃太空望远镜在近紫外线和调查的WD冷却序列在NGC 6752，另一个银河系球状星团的金属丰度，年龄和HB形态类似于M13的明亮部分。在NGC 6752中导出的归一化WD光度函数与在M13中观测到的非常相似，这与这两个系统沿HB的恒星质量分布几乎相同的事实相一致。与M13的情况一样，与理论预测的比较与所研究的WD的$\sim 70\%$相一致，所研究的WD以比标准的纯冷却WD更慢的速率演化。由于它离地球的距离相对较短，NGC 6752的光度比M13的光度要暗一个数量级，这使我们能够在冷却时间延迟达到$\sim 300$ Myr的情况下对标准WD模型进行采样。本文提出的结果提供了新的证据，缓慢冷却WD的存在，并进一步支持的情况下，提出这种现象和主机星团的水平分支形态之间的直接因果关系。
2022-06-20 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
