Shedding Light on Lithium Evolution: The Globular Cluster Perspective
我将回顾20年来在属于贫金属球状星团的恒星中进行锂观测所学到的东西。重点将放在小进化的主序星，转折点（TOP）和次巨星分支（SGB）的明星，预计将显示Spite-plateau锂丰度像那些在大多数类似的金属丰度场星。但是球状星团的Spite平台与场星的Spite平台相同吗？什么影响，例如，星团内部污染对现在占主导地位的第二代恒星的锂丰度有什么影响？它将表明，这主要是我们的星族II恒星的温度标度的不完整的知识，目前限制了球状星团的恒星表面演化的锂的诊断能力。
2012-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Identification of Faint Chandra X-ray Sources in the Core-Collapsed Globular Cluster NGC 6752
利用哈勃空间望远镜ACS/WFC对B435、R625和H α的深空成像，我们对位于附近（d = 4.0 kpc）、核心坍缩的球状星团NGC 6752的1.9弧分半质量半径范围内的39个钱德拉X射线源进行了光学鉴别。这些图像的光度学允许我们主要基于颜色-幅度和颜色-颜色图位置对候选对应物进行分类。颜色-颜色图对于量化H α线等效宽度特别有用。除了恢复11个以前检测到的光学对应物，我们提出了20个新的光学ID。总共有16个可能或不太确定的激变变星（CV），9个可能或不太确定的色球活动双星，3个星系和3个活动星系核（AGN）。后三个来源，这已被确定为可能的CV由以前的调查，现在似乎是河外天体的基础上，他们的自行。正如我们之前在NGC 6397中发现的那样，NGC 6752中的CV候选者分为一个明亮的组，相对于关闭质量恒星集中在中心，以及一个暗淡的组，其空间分布与关闭质量恒星更相似。这是一致的进化的情况下，CV是由集群中心附近的动力学相互作用和扩散到更大的半径轨道，因为他们的年龄。
2017-06-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Hubble Space Telescope Study of the Enigmatic Milky Way Halo Globular Cluster Crater
我们根据哈勃太空望远镜拍摄的深光学成像，分析了暗淡恒星系统陨石坑的已解析的恒星星族。HST/ACS为基础的颜色-星等图（CMD）的火山口扩展$\sim$ 4级以下的最古老的主序列关闭，提供了很好的杠杆作用火山口的物理性质。从结构上看，陨石坑的半光半径为$\sim$ 20 pc，没有潮汐扭曲的证据。陨石坑可以用一个简单的恒星星族来描述，其年龄为$\sim$ 7.5 Gyr，[M/H] $\sim-1.65$，a M $_{\star}\sim10^4$ M $_{\odot}$，M $_{\rm V}\sim -5.3$，距离d $\sim$ 145 kpc，由于基础恒星演化模型的差异，这些性质存在适度的不确定性。在分叉和次巨星分支上方的稀疏采样的恒星可能是1.0-1.4 M的$_{\odot}$双星系统（蓝色离散星）和它们进化的后代，而不是中间年龄的主序星。这些人口的混乱突出了一个巨大的挑战，在准确地描述人口稀少的恒星系统。我们的分析表明，火山口不是一个矮星系，而是一个异常年轻的星系团，因为它位于银河系最外层的恒星晕中。陨石坑与SMC星系团Lindsay 38相似，其位置和速度与麦哲伦星系流碎片的观测和模型非常一致，表明它可能是从麦哲伦星云中吸积而来的。然而，它的年龄和金属丰度也与低质量矮星系如狮子座I或船底座的年龄-金属丰度关系一致。尽管不确定其前身系统，陨石坑似乎已被纳入银河系…
2015-11-03 astro-ph.GA
Radial trends in Galactic globular clusters and their possible origin
银河系球状星团（GGC）在半质量半径处的弛豫时间通常在几个Gyr之内。因此，考虑到它们的年龄在12-13 Gyr左右，预计大多数GGC都是很好的弛豫系统。因此，主序（MS）上相同初始质量的恒星之间的任何初始径向分离，特别是现在的亚巨星和红巨星分支（SGB，RGB）恒星的祖先应该已经消散。然而，迄今为止，已经积累了一系列与这些期望相矛盾的证据。这个悖论可以通过考虑恒星碰撞的影响来解决。它们发生在特别高的速度在崩溃的GGC核，似乎是主要负责未放松的中心区域和径向偏析观察。我们提请注意，实际观察到的碰撞蓝离散应该比他们的低质量的同行形成和积累在和低于目前的MS关闭。这样做的结果是，具有给定光度的MS/SGB/RGB恒星的质量并不相同，而是落在一个质量范围内。
2018-12-27 astro-ph.GA
Stellar rotation and the extended main sequence turnoff in the open cluster NGC 5822
中等年龄星团（1-3 Gyr）扩展主序星转折（eMSTO）的起源是当前星团研究中最有趣的问题之一。不像在某些球状星团中发现的分裂主序。这是由年龄和/或化学丰度的双峰种群引起的，eMSTO被认为是由于恒星旋转。我们提出了一个光谱调查的MSTO恒星附近，中等年龄（\unit [0.9]{Gyr}），低质量（$\sim 1.7\times10^3 M_\odot$）银河系疏散星团，NGC 5822。我们推导出一个干净的样本的成员星的基础上\textit{Gaia}自行和弛豫和确认的eMSTO的存在。使用中等分辨率（$R\sim 4000$）南部非洲大望远镜光谱，我们推导出24颗成员星的自转速度（代表eMSTO区域周围20%的完整性）并发现eMSTO区域的主序星轨迹与投影旋转速度有明显的相关性，即快转星位于eMSTO的红色一侧，慢转星位于在蓝色的一面。通过与合成星团模型的比较，我们发现NGC 5822的恒星自转速度和eMSTO可以很好地再现，我们认为恒星自转是导致NGC 5822 eMSTO的主要原因。
2019-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Signatures of tidal disruption in the Milky Way globular cluster NGC 6981 (M72)
我们研究了银河系球状星团NGC 6981的外部区域，从公开的$BV$测光和新的暗能量相机（DECam）的观测，都达到近4等以下的集群主序列（MS）关闭。虽然$BV$数据集揭示了星团周围的潮汐外特征，但DECam观测的更大视野使我们能够识别一些其他潮汐特征，这些特征从星团向银河系中心的相反方向延伸。这些星团结构特征来自于使用MS星建立的恒星密度图，一旦星团颜色-星等图被清除了场星的污染。我们还进行了$N$体模拟，以帮助我们了解的潮汐外碎片的空间分布。结果表明，存在的长尾和领导大多平行于集群速度矢量的方向。我们发现，在银河系附近的通道，持续近20万年，每个集群已经失去了它的大部分质量的潮汐破坏。因此，从我们的$N$体模拟中可以预期，星团附近逃逸恒星的密度会降低，这反过来意味着可以通过探索NGC 6891周围更大的区域来发现更强的潮汐外特征。
2021-01-05 astro-ph.GA
Globular clusters in the outer Galactic halo: new HST/ACS imaging of 6 globular clusters and the Galactic globular cluster age-metallicity relation
本文给出了由哈勃空间望远镜（HST）F606 W、F814 W高级巡天照相机测光得到的6个球状星团的色星等图（CMD）。这6个星系在银河中心距离（Rgc）上形成了两个松散的分组：IC 4499、NGC 6426和鲁普雷希特106在约15-20 kpc，NGC 7006、帕洛马15和Pyxis在约40 kpc。CMD允许在每种情况下从主序列关闭来估计年龄。此外，Palomar 5的年龄（Rgc ~ 18 kpc）是使用档案HST宽视场行星照相机2 V，I测光估计的。年龄分析显示：IC 4499，Ruprecht 106和Pyxis比具有类似金属丰度的内晕GC年轻1-2 Gyr; NGC 7006和Palomar 5比它们的内晕对应物稍微年轻; NGC 6426和Palomar 15是样品中最贫金属的两个GC，在不确定性范围内与所有其他贫金属GC同时代。结合我们以前的努力，目前的样本提供了强有力的证据，银河系GC年龄-金属丰度关系由两个不同的分支。一个表明在银河系内部的快速化学富集，而另一个则表明在外晕中长时间的GC形成。后者是一致的外晕GC形成于矮星系，后来被银河系吸积。
2011-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of the C+N+O abundances on the determination of the relative ages of Globular Clusters: the case of NGC 1851 and NGC 6121 (M4)
NGC 1851的色星等图（CMD）呈现出两个次巨星分支（SGB），可能是由于存在两个总CNO含量不同的星群。我们测试的想法，总CNO的差异可能会模拟年龄差异时，比较CMD的集群，以获得相对年龄。我们比较了NGC 1851和NGC 6121（M4），一个非常相似的[Fe/H]星系团。我们发现，适当的CMD位移使两个红巨星水平分支处于同一星等水平，未演化的主序星和红巨星分支匹配，但NGC 6121的SGB及其红巨星分支“bump”比NGC 1851的暗。特别是，NGC 6121的SGB甚至比NGC 1851中微弱的SGB还要微弱。如果NGC 6121的总CNO大于NGC 1851，即使这两个星团是同时代的，这两个特征也可以得到解释。我们的结论是警告，不同的初始C+N+O丰度之间的两个集群，否则类似的金属丰度和年龄，可能会导致差异的关断形态，可以很容易地归因于年龄差异。
2009-08-12 astro-ph.GA
Exploring the nature and synchronicity of early cluster formation in the Large Magellanic Cloud: II. Relative ages and distances for six ancient globular clusters
我们分析了哈勃太空望远镜在第23周期的GO-14164计划中观测到的大麦云星云中的六个球状星团。这是对大麦哲伦星系球状星团的最深入观测;它们的一致性有助于与银河系中的球状星团进行精确的比较。测量主序转折点相对于银河系球状星团模板的星等，可以确定星团的相对年龄，平均精度为8.4%，单个天体的精度可降至6%。我们发现，我们的LMC集群合奏的平均年龄是相同的银河系晕中最古老的贫金属集群的平均年龄为0.2 $\pm$ 0.4 Gyr。这提供了最敏感的测试日期的同步性最早的时代球状星团形成在两个独立的星系。水平分支的星等和次矮星拟合的主要序列，使我们能够确定每个集群的距离估计，并检查它们的几何分布在LMC。使用两种不同的方法，我们发现到LMC的平均距离为18.52 $\pm$ 0.05。
2017-07-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extended main sequence turnoff as a common feature of Milky Way open clusters
我们提出了12个银河系疏散星团的光度分析，并表明在麦哲伦云（MC）中观察到的相同的多人口现象存在于附近的疏散星团。几乎所有年龄小于$\sim$ 2.5 Gyr的两个MC的簇都表现出扩展的主序列关闭（eMSTO），所有年龄小于$\sim$ 7亿年的簇都表现出加宽/分裂的主序列（MS）。高解析度光谱显示，这些星团中的恒星在观测到的投影旋转中有很大的分散。除了旋转，内部年龄的变化表示为一个可能的负责eMSTO，使这些系统可能的年轻对应的球状星团与多个人口。最近的工作表明，eMSTO+加宽MS不是MCs簇的特性。在一些银河系的疏散星团中也发现了类似的光度特征，这挑战了这些系统的色星等图（CMD）类似于单一等时线的观点，并为探索eMSTO现象打开了新的窗口。我们利用Gaia DR 2的测光+自行研究了小于$\sim$ 1.5 Gyr的疏散星团的CMD。我们的分析表明：（i）12个疏散星团显示出eMSTO和/或加宽的MS，这既不是由于场污染，也不是由于双星;（ii）在小于$\sim$ 7亿年的星团中观察到分裂/加宽的MS，而较老的天体只显示出eMSTO，类似于MC星团;（iii）eMSTO，如果被解释为纯年龄扩散，则随着年龄增加而增加，根据在MCs团簇中观察到的关系，并证明旋转是造成这一现象的原因。
2018-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters XIV: Bayesian Single-Population Analysis of 69 Globular Clusters
我们使用哈勃太空望远镜（HST）从ACS财政部调查的图像，以确定适合69个银河系球状星团的单种群等时线。使用强大的贝叶斯分析技术，我们同时确定的年龄，距离，applications，和氦值为每个集群的情况下，一个“单一”的恒星星族模型网格与太阳比重元素丰度。使用贝叶斯分析套件BASE-9以一致和可重复的方式确定所有聚类的聚类参数集。我们的结果被用来重新审视年龄-金属丰度关系。我们发现与氦和其他几个参数，如金属丰度，二进制分数，集群质量和代理的相关性。氦丰度的集群也被认为是在CNO丰度和多人口的情况下。
2017-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Photometric Study of the Outer Halo Globular Cluster NGC 5824
用21年多的多波长CCD测光方法，对银河系球状星团NGC 5824的变星进行了深色星等图和光变曲线的测量。21个新的星团RR天琴座恒星被确定，使总数达到47个，其中42个首次确定了可靠的周期。色星等图用年龄为$13$~Gyr的BaSTI等时线拟合。并且发现变红是$E(B-V) = 0.15 \pm0.02$;使用两种颜色中的周期-韦森格林函数关系，距离模量是对应于30.9Kpc的距离的$(m-M)_0=17.45 \pm 0.07$。观测结果没有显示出明显比$13$~Gyr星年轻的星群的迹象。红巨星分支的宽度不允许[Fe/H]的扩散大于$σ= 0.05$ dex，并且没有增宽或平行序列的光度证据。$V, c_{UBI}$伪彩色星等图显示了红巨星分支的一个分叉，通过与其他星团的类比，可以解释为由于第一代（75\ %）和第二代（25\ %）恒星的光谱特征不同，这些恒星的年龄差异非常接近，以至于色星等图中的主序星的转折点没有得到解决。星团主序相对于背景可见，径向距离为$\sim17$ arcmin。我们的结论是，NGC 5824似乎是一个经典的奥斯特霍夫II型球状星团，没有明显的迹象表明是一个现在分裂的矮星系的残余。
2017-05-15 astro-ph.GA
Validation of optimised population synthesis through mock spectra and Galactic globular clusters
优化的人口合成提供了一个经验的方法来提取恒星演化阶段的相对混合和大气参数的分布在未解决的恒星系统，但这种方法仍然缺乏一个强大的验证。在这里，我们提供了一个校准的人口合成通过非线性约束优化的恒星星族的光学光谱的模拟恒星系统和观测到的银河系球状星团（GGC）的基础上。MILES恒星库被用作模拟光谱的基础以及Schiavon等人（2005）合成深GGC光谱的模板。应用于模拟光谱的优化的人口合成恢复平均轻加权恒星大气参数的平均不确定度为240 K，0.04 dex，和0.03 dex的T_eff，log（g），和[Fe/H]，分别。模拟和GGC光谱的分解证实了该方法在无尘条件下恢复预期平均轻金属丰度的能力（E[B-V] < 0.15），其不确定性与进化群体合成方法相当。灰尘条件下，需要适当的灰尘建模时，拟合到全光谱，或拟合只选择光谱特征。我们从GGC的人口合成拟合中获得了恒星演化阶段的轻权重分数，平均组合25+/-6%来自主序星和转折矮星，64+/-7%来自亚巨星，红巨星和渐近巨星分支星，15+/-7%来自水平分支星和蓝离散星。发现这些馏分和从深HST/ACS CMD估计的馏分之间的良好协议。总的来说，优化的人口合成仍然是一个强大的工具，了解综合光的星系和球状星团内的恒星星族。
2014-03-06 astro-ph.GA
A High-Precision Trigonometric Parallax to an Ancient Metal-Poor Globular Cluster
利用哈勃空间望远镜（HST）上的WFC-3相机，我们获得了最近的贫金属球状星团NGC 6397的直接三角视差。虽然三角视差以前已经在许多附近的疏散星团中测量过，但这是第一个古老的贫金属人口的视差-在许多恒星星族研究中被用作基本模板。这种高精度的测量是由HST/WFC 3空间扫描模式实现的，它为星团中的数十颗恒星以及同一视线上的银河场恒星提供了数百个天体测量。我们发现视差为0.418 +/- 0.013 +/- 0.018 mas（统计的，系统的），对应的真实距离模数为11.89 +/- 0.07 +/- 0.09 mag（2.39 +/- 0.07 +/- 0.10 kpc）。恒星主序星转折处的V光度意味着星团的绝对年龄为13.4 +/- 0.7 +/- 1.2 Gyr。
2018-03-16 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Helium-Core White Dwarfs in the Globular Cluster NGC 6397
我们目前的研究结果的中心区域的NGC 6397使用哈勃太空望远镜的先进相机的调查，集中在一组24个微弱的蓝色恒星，形成一个序列平行，但比更明亮，人口更多的序列的碳氧白矮星（CO WD）。使用F625 W、F435 W和F658 N滤波器和宽场通道，我们发现这些恒星（其中18颗是新发现的）的星等和颜色与质量约为0.2-0.3 Msun的氦核白矮星（He WD）一致。它们的H-alpha-R625颜色表明它们有很强的H-alpha吸收线，这将它们与星团中的激变变星区分开来。He WDs的径向分布比CO WDs或关闭星更集中于星团中心，并且最接近于星团的蓝色离散星。二元伴星需要解释隐含的动力学质量。我们表明，同伴不能主序星，最有可能是重CO WD。如果在星团半质量半径范围内的主序星中，有1-5%的恒星在到达转折点时有轨道周期在1-20天范围内的白矮星伴星，那么就可以理解观测到的He WD的数量和光度质量。与CO WD序列不同，He WD序列在R625 ~ 24.5处结束，远高于观测的震级极限。我们探讨了这一发现的意义，在厚与薄氢包层模型的背景下，并比较我们的结果与现有的理论预测。此外，我们发现强有力的证据表明，NGC 6397中绝大多数的CO WD下降到Teff ~ 10，000 K是DA类。最后，我们使用CO WD序列测量到2.34 +- 0.13 kpc的集群的距离。
2009-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial Dependence of the Proto-Globular Cluster Contribution to the Milky Way Formation
最近对银河系（MW）核球的彩色$-$星等图的解释表明，观察到的双红团特征可能是MW核球中氦增强的恒星星族的自然结果。这意味着，球状星团（GC），其中氦增强的第二代（SG）的恒星可以有效地创建，是最有可能的候选富氦星的MW隆起的贡献者。我们将这一想法扩展到银河系内晕，并研究作为银心距离的函数的SG星的分数。我们使用更蓝的蓝水平分支（bBHB）星，这被认为是起源于富氦SG人口，作为SG星的代理，并发现bBHB星的比例增加，减少银心距离。MW潮汐场中GC演化的模拟定性地支持了观测到的内晕bBHB增强的趋势。在这些模拟中，随着银心距离的减小，潮汐力的增加不仅会导致恒星从GC的外围剥离，而且还会从GC的中心区域剥离，在那里SG恒星更丰富。最后，讨论了这些发现的意义和前景。
2019-09-03 astro-ph.GA
Wide-field multi-color photometry of the Galactic globular cluster NGC 1261
（节略）这项工作更详细地研究了很少研究的南银河系球状星团NGC 1261中的恒星星族，包括其光度特性和特征。我们专注于集群的颜色星等图（CMD）的较亮的序列。像我们以前的工作一样，我们依赖于几个通带中的光度测量来获得更可靠的结果和结论。我们进行了新的多色测光的NGC 1261在UBVI达到关闭点以下的所有通带在一个相当广泛的集群领域，约14'x14'。我们在恒星星族中发现了几个不均匀性（“多重性”）的迹象。其中最突出的是：（1）星团中次巨星分支（SGB）星的径向分布与它们的U星等有关，较亮的星比较暗的星集中在99.9水平;（2）红巨星分支（RGB）星在U-（U-B）CMD中的位置与它们到星团中心的径向距离的关系，在（U-B）颜色中，蓝色的恒星部分向星团外围增加。此外，RGB亮度函数在凹凸区域中的径向变化是可疑的。我们假设在U方向较亮的SGB星和在（U-B）方向较蓝的RGB星都可能与蓝色水平分支星有关，因为它们在星团中的径向分布相似。我们从基于U的CMD中RGB的斜率和分支上RGB凸起的位置估计了NGC 1261的金属性。这些金属丰度指标分别给出[Fe/H]zw = -1.34 +/- 0.16 dex和[Fe/H]zw = -1.41 +/- 0.10 dex。我们分离出了18个可能的蓝离散者。它们比亮度在97.9%水平的低红巨星更集中。
2010-04-30 astro-ph.GA
Monte Carlo Simulations of Star Clusters - VII. The globular cluster 47 Tuc
本文描述了大质量球状星团47 Tuc（NGC 104）动力学演化的Monte Carlo模型。该代码包括两体松弛的治疗，大多数类型的三体和四体相互作用，涉及原始双星和动态形成的，银河潮汐，以及单星和双星的内部演化。我们到达了一组初始参数的集群，经过12 Gyr的演变，给出了一个模型与一个相当令人满意的匹配表面亮度和密度分布，速度色散分布，在两个领域的光度函数，和加速的恒星。我们的模型似乎需要一个相对陡峭的初始质量函数的恒星以上约关闭，与指数约为2.8（其中萨尔彼得质量函数的指数为2.35），和一个相对平坦的初始质量函数（指数约0.4）较低的主序。根据该模型，目前的质量估计为90万太阳质量，其中约34%由残余物组成。我们发现，原始双星逐渐取代质量损失的恒星演化作为主要的动力驱动器的核心。尽管星系团高度集中，核心坍缩至少还需要20 Gyr。
2010-08-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Effect of Age and Stellar Model Choice on Globular Cluster Color-to-Metallicity Conversions
本文基于既有光谱校准研究，检验不同恒星模型与球状星团年龄假设对颜色-金属丰度转换关系的影响，发现模型差异虽明显，但对所得 GCS 金属丰度分布的净影响较小。
2024-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Ages of 55 Globular Clusters as Determined Using an Improved delta V_TO^HB Method Along with Color-Magnitude Diagram Constraints, and Their Implications for Broader Issues
利用等时线叠加在关断测光上的方法，计算了55个球状星团（GC）的年龄，假定距离是基于零年龄水平支（ZAHB）模型与观测到的HB星分布下限的拟合。仅由ZAHB和等时线的“拟合”产生的误差棒为~ +/- 0.25 Gyr，而与距离和化学丰度不确定性相关的误差棒为~ +/- 1.5-2 Gyr。年龄从[Fe/H] < -1.7的12.5 Gyr的平均值到[Fe/H] >-1.0的11 Gyr不等。在中间金属丰度，年龄-金属丰度关系（AMR）似乎是分叉的：一个分支显然包含集群盘状运动学，而另一个分支的人口与晕型轨道的集群。银河中心距（R_G）与年龄无明显相关性，HB类型与年龄无明显相关性。[Fe/H] < -1.5 GC的次巨星支（SGB）斜率的细微变化暂时归因于氦丰度的差异。奇怪的是，具有陡峭的“M13-like”SGBs的GC往往是位于小R_G的大质量系统，这显示了多个恒星星族的最强有力的证据。其他的是典型的低质量系统，目前，不应该能够保留质量损失的恒星失去的物质。如果所有GC的初始质量都是其当前质量的20倍，则很难理解这两组在其当前气体保留特性方面的明显分离。最低质量的系统可能永远无法保留足够的气体来产生大量的第二代恒星;在这种情况下，观察到的轻元素丰度变化可能存在于形成观察到的星团恒星的气体中。
2013-08-09 astro-ph.GA
Wide Field Near-Infrared Photometry of 12 Galactic Globular Clusters: Observations Versus Models on the Red Giant Branch
本文报道了银河系中12个球状星团的宽视场近红外测光，这些星团通常从红巨星分支（RGB）的顶端延伸到主序星的分岔处。使用最近的均匀值的集群距离，红化和金属丰度，由此产生的光度直接比较最近的几个图书馆的恒星演化模型的预测。在所研究的模型中，达特茅斯和里贾纳模型最好地再现了所观察到的RGB形态，尽管J-Ks颜色的偏移量在所有观测不确定性来源的意义上有所不同。因此，我们还提出了新的近红外光度指数之间的关系，描述了上RGB与集群铁丰度以及全球金属丰度。分析了α元素和氦元素的增强效应，发现前者对上RGB的形态影响与模型预测一致。同时，我们得出的经验关系与以前的结果吻合得很好，微小的差异可能是由于假设的聚类距离和红化的差异。此外，我们目前的水平分支（HB）和RGB凹凸幅度的测量，发现一个不可忽略的依赖近红外HB幅度集群金属丰度。最后，我们讨论了假设的集群距离，reddenings和金属对我们的结果的影响，发现我们的经验关系一般是不敏感的，这些因素在其不确定性。
2015-11-06 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
NLTE Stellar Population Synthesis of Globular Clusters using Synthetic Integrated Light Spectra I: Constructing the IL Spectra
我们对McWilliam & Bernstein（2008）的球状星团星族合成方法进行了研究，重点讨论了NLTE模型效应和CMD离散化的影响。用两种不同的离散化方法和三种不同程度的NLTE处理，对96个合成积分光谱产生了Johnson-Bessel U-B，B-V，V-I和J-K颜色。这些颜色值用于比较NLTE和LTE推导的人群年龄。测量了不同光谱类型对不同波段的积分光谱的相对贡献。集成光NLTE光谱被证明是更明亮的UV和光学比LTE光谱，但在IR中显示更强的吸收功能。显示NLTE和LTE集成光光谱之间的差异的主要功能可能是由于轻金属，主要是Fe I，Ca I，和Ti I，以及TiO分子带。主序星被证明有可以忽略不计的NLTE的影响，在红外波长相比，更先进的恒星。光度颜色值的CMD离散化的功能，在毫米级的变化。对上部主层序和岔道、红巨星分支的底部和水平分支进行更精细的CMD采样可以最大限度地减少这种变化。从LTE和NLTE IL光谱得出的年龄差异范围为0.55至2.54 Gyr，与从颜色指数得出的GC年龄的不确定性相当，其观测不确定性为0.01星等，这是Harris星表的极限精度（Harris 1996）。
2016-12-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clear evidence for the presence of second-generation asymptotic giant branch stars in metal-poor Galactic globular clusters
已知银河系球状星团（GC）拥有多个恒星星族：第一代具有典型的晕场星化学模式，第二代（SG）富含Na和Al，贫含O和Mg。这两代恒星都处于不同的进化阶段（例如，主序星断层、次巨星分支和红巨星分支）。在几个贫金属（[Fe/H] < -1）的GC中没有检测到SG渐近巨星分支（AGB）星，这表明并非所有的SG星都上升到AGB相，并且失败的AGB星在贫金属GC中可能很常见。这一观测结果对于恒星演化和GC形成/演化理论来说是一个严重的问题。我们在4个贫金属星系（M13，M5，M3和M2）中发现了14颗SG-AGB星，它们具有不同的观测性质：水平支（HB）形态、金属丰度和年龄。通过结合APOGEE巡天获得的H波段Al丰度和地基光学光度测量，我们在这四个GC中识别出SG富Al AGB星，并表明富Al RGB/AGB GC星应该是富Na的。我们的观测结果为目前的标准恒星模型提供了强有力的支持，即，不包括一个强大的质量损失效率，低质量HB星。事实上，目前的经验证据是一致的FG和SG星的预测分布在氦燃烧阶段的基础上，这些标准的恒星模型。
2015-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Atomic Diffusion and Mixing in Old Stars VIII: Chemical abundance variations in the globular cluster M4 (NGC 6121)
本研究通过高分辨率光谱分析M4星团86颗恒星的化学丰度，发现丰度反相关与双峰族群，证实演化丰度变化符合含高效额外混合的原子扩散模型，测得初始锂丰度略低于原初BBN值。
2023-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Red Giant Branch Bump Brightness and Number Counts in 72 Galactic Globular Clusters Observed with the Hubble Space Telescope
我们提出了最广泛和最精确的红巨星分支凸块（RGBB）的亮度和数量计数进行了实证调查。我们实现了一种新的方法，并使用来自两个\textit{Hubble Space Telescope (HST)}球状星团（GC）调查的数据来测量72个GC中RGBB的亮度和恒星计数。亮度测量精度优于0.01 mag，计数精度达到10%。在适当的情况下，主序星关闭（MSTO）的位置和水平分支（HB）星的数量被用作比较。几个独立的科学结论是新的可能与我们的参数化的RGBB。亮度和计数被证明有第二个参数，除了他们的强烈依赖于金属丰度。在GC NGC 2808、5286、6388和6441中发现RGBB异常，可能是由于存在多个种群。最后，我们使用我们的经验校准来预测的性质的星系核球RGBB，如果类似的恒星物理的核球和银河系GC系统的假设成立。的RGBB性质的凸起被证明是不同的银河系GC系统，与前者具有较低的数量计数，较低的亮度色散和更明亮的峰值亮度比预期从后者。这种差异很好地解释了银河系隆起有一个更高的氦丰度比预期的GC，$Δ$ Y $\sim +$ 0.06的金属丰度中位数。
2013-03-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hidden Figures of Globular Clusters: Integrated Stellar Populations Impacted by Hot Subdwarfs
本研究通过分析两个银河系球状星团的集成光谱，发现纳入热演化恒星（如水平分支星）能显著改善模型与观测的一致性，对准确测定不可分辨星系年龄和追踪其形成历史至关重要。
2025-10-14 astro-ph.GA
New Cataclysmic Variables and other Exotic Binaries in the Globular Cluster 47 Tucanae
我们在非核坍缩的球状星团47 Tuccus（47 Tuc）中发现了22个新的（+3个确认的）激变变星（CV）。星团中CV的总数现在是43个，是迄今为止所有球状星团中最大的样本。为了进行识别，我们使用了哈勃太空望远镜的近紫外（NUV）和光学图像，并结合钱德拉X射线天文台的X射线结果。这使我们能够建立迄今为止最深的NUV CV光度函数。我们发现47 Tuc中的CV比主序星更集中于星团中心。我们比较了我们的结果的CV人口的核心塌陷的球状星团NGC 6397和NGC 6752。我们发现47 Tuc每单位质量的明亮CV比其他两个集群少。这表明，核心坍缩星系团中的动力学相互作用在创造新的CV中起着重要作用。在47 Tuc，CV人口可能是由原始和旧的动态形成的系统。我们估计47 Tuc中的CV总质量约为。1.4 M_sun。我们还发现，在三个集群的CV的X射线光度函数是双峰。此外，我们讨论了一个可能的双退化系统和一个有趣的/未分类的对象。最后，我们提出了四个系统，可能是毫秒脉冲星的同伴给予他们的X射线和NUV/光学颜色。对于其中之一，我们提出了非常有力的证据，作为一个消融的同伴。其他三个可能是CO-或He-WD。
2018-01-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
J-PLUS: A catalogue of globular cluster candidates around the M81/M82/NGC3077 triplet of galaxies
球状星团（GC）是其宿主星系形成集合体的替代物。然而，很少有研究存在针对GC系统的螺旋星系几个有效半径。通过12波段Javalambre测光局部宇宙巡天（J-PLUS）成像，我们研究了M81/M82/NGC 3077三元组周围的点源，以寻找新的GC候选者。我们开发了一个量身定制的分类方案，通过主成分分析（PCA）投影，根据其与已知GC的相似性来搜索GC候选人。我们的方法占丢失的数据和光度误差。我们报告了642个新的GC候选人在3.5度$^2$周围的三重，根据他们的盖亚天体测量自行时，可用的排名。我们发现了一个诱人的证据，GC候选源形成了一个连接M81和M82的桥梁。最后，GC候选者$(g-i)$颜色的空间分布与晕/星团内GC一致，即当它们远离场中最近的星系时，颜色会变得更蓝。我们进一步采用基于回归树的模型来估计基于其J-PLUS带的GC候选物的金属丰度分布。候选样品的金属丰度分布很宽，并显示出朝向富金属端的凸起。我们的名单增加了人口的GC候选人周围的三倍，强调多波段调查在寻找这些对象的有用性，并提供了一个测试平台，为进一步研究分析其周围的空间分布附近（螺旋）星系。
2022-07-13 astro-ph.GA
New Observational Evidence of Flash Mixing on the White Dwarf Cooling Curve
蓝钩星是在大质量球状星团欧米茄Cen和NGC 2808的紫外图像中发现的一类亚发光的极端水平分支星。这些恒星占据了HR图中一个无法用经典恒星演化理论解释的区域。使用新的理论演化和大气模型，我们已经表明，蓝钩星很可能是恒星的后代，经历了广泛的内部混合在后期氦核闪光的白矮星冷却曲线。这种“闪速混合”产生了比正常温度更高的EHB恒星，其大气中的氦和碳显着增强。较大的热辐射修正，加上氢不透明度的降低，使得这些恒星在光学和紫外线下看起来是亚发光的。闪速混合更可能发生在氦丰度高的恒星中，因为它们在主序星序转折处的质量较低。由于这个原因，这种现象在那些大质量的球状星团中更为常见，这些星团显示出氦中次级粒子数增加的证据。然而，高氦丰度本身并不能解释大质量球状星团中蓝钩星的存在。在这里，我们提出了新的观测证据闪光混合，使用最近的HST观测。其中包括六个大质量球状星团的紫外色星等图以及其中一个星系团（NGC 2808）中热亚矮星的远紫外光谱。
2012-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Short period variability in the globular cluster NGC 419 and the SMC field
盾牌座δ（$δ$ Sct）恒星在我们的银河系中得到了广泛的研究，但在河外系统中的研究却少得多。本文利用$g,r,i$ Gemini-S/GMOS时间序列观测资料，研究了小麦哲伦云（SMC）中的一个中等年龄球状星团NGC 419中的$δ$ Sct变星的总体。我们的目标是研究这些变量在集群扩展主序列关闭（MSTO）中的作用。本文报道了在NGC 419天区发现的54颗$δ$ Sct星和3颗食双星。我们在NGC 419的MSTO中只发现了少数$δ$ Sct星，而大多数都比较暗，这表明该星团比以前认为的要年轻（$\lesssim 1.2$ Gyr）。考虑到它们的径向分布，我们确定只有6个$δ$ Sct星作为NGC 419的可能成员，而其余的48个可能是SMC领域的$δ$ Sct星。星团$δ$ Sct星出现在MSTO的红色边缘附近，支持扩展的MSTO起源于年龄扩展的想法。48个场$δ$ Sct星代表了SMC中最大的$δ$ Sct星探测。这些新发现的$δ$ Sct星（$0.04 \lesssim P \lesssim 0.15$ d）的周期分布与其他系统中发现的相似。振幅分布（$0.05 \lesssim Δr \lesssim 0.60$ mag）可能是有偏差的，因为缺乏低振幅的恒星。最后，我们使用$δ$ Sct星计算距离使用不同的周期光度关系。获得的平均距离模量是NGC 419的$18.76…
2020-12-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The HST Large Programme on NGC 6752. III. Detection of the Peak of the White Dwarf Luminosity Function
我们报告的白矮星冷却序列的老球状星团NGC 6752，这是化学复杂，主机的蓝色水平分支。这是最后一个球状星团白矮星（WD）冷却序列可由哈勃太空望远镜成像。测光和完备性检验表明，WD冷却序列的光度函数在m_F606W=29.4+/-0.1处达到峰值，与~ 14 Gyr的形式年龄相一致。这个年龄也与主序的转折点（13- 14 Gyr）的年龄相一致，加强了我们的结论，即我们观察到沿着冷却序的白矮星的预期积累。
2019-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Clusters AgeS Experiment (CASE). IV. Analysis of the Eclipsing Binary V69 in the Globular Cluster 47 Tuc
我们使用的食双星V69-47 Tuc的光度和光谱观测推导出的质量，半径和光度的组成恒星。根据测量的系统速度、距离和自行，该系统是球状星团47 Tuc的成员。该系统的轨道周期为29.5 d，轨道稍微偏心，e=0.056。我们得到初级太阳的Mp=0.8762 +-0.0048 M（Sun），Rp=1.3148 +-0.0051 R（Sun），Lp=1.94 +-0.21 L（Sun）;次级太阳的Ms=0.8588 +-0.0060 M（Sun），Rs=1.1616 +-0.0062 R（Sun），Ls=1.53 +-0.17 L（Sun）。V69的这些组成部分是第一个直接推导出质量和半径的星族II恒星，精确度优于1%。我们测量了（m-M）v=13.35 +-0.08到V69的表观距离模量。我们将V69的绝对参数与五套恒星演化模型进行了比较，并利用质量-光度-年龄、质量-半径-年龄和关闭质量-年龄关系估算了V69的年龄。组成恒星的质量、半径和光度都已经确定得足够好，因此年龄的测量主要取决于演化模型之间的系统差异，特别是所采用的氦丰度。通过将观测结果与达特茅斯模型等时线进行比较，我们估计V69的年龄为11.25 +- 0.21（随机）+- 0.85（系统）Gyr，假设[Fe/H]=-0.70，[alpha/Fe]=0.4，Y=0.255。当获得该变星的红外日食测光时，可以进一步改进到V69…
2009-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Cold Stellar Stream in Pegasus
我们报告了在南银河半球的飞马座中偶然发现的恒星流。恒星流是使用SDSS数据发布14通过匹配滤波器在颜色-星等图中检测到的，该图针对8 Gyr年龄的恒星星族进行了优化，[Fe/H] = $-$ 0.46 dex，位于日心距离18 kpc处。候选流是微弱的（关闭点在$r_0 \sim$ 19.6），稀疏的，在SDSS测光中几乎不可见。它也在（较浅的）泛STARRs数据中检测到。$(u-g)_0$、$(g-r)_0$色图中的剩余恒星密度给出了该恒星星族的年龄和[Fe/H]的相同估计。该星系流位于银河系坐标$(l,b) = (79.4,-24.6)$，延伸超过9 $^\circ$（2.5 kpc），宽度为112 pc。狭窄的宽度暗示着一个球状星团的前身。
2019-03-21 astro-ph.GA
Inference of black-hole mass fraction in Galactic globular clusters. A multi-dimensional approach to break the initial-condition degeneracies
本文针对球状星团黑洞质量占比推断中的初始条件简并问题，基于101个蒙特卡洛模拟和30个银河系球状星团的HST观测，提出将质量分层指标与速度弥散比相结合的多维方法，以有效打破单一观测量带来的简并。
2024-09-02 astro-ph.GA
The bulge globular cluster Terzan 6 as seen from multi-conjugate adaptive optics and HST
研究利用自适应光学与HST多波段数据，首次详细测光分析核球星团Terzan 6，获得成员星、消光、距离、结构、年龄及金属丰度关系。
2025-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Proper Motions in Kapteyn Selected Area 103: A Preliminary Orbit for the Virgo Stellar Stream
本文给出了Kapteyn选定区域（SA）103中的绝对自行。该区域位于室女座恒星流中心以西7度（VSS，Duffau等人，2006），具有代表该恒星流的明确的主层序。在SA 103中，我们根据它的金属丰度、径向速度和距离将一颗RR型天琴座星确定为VSS的成员。VSS候选关闭星和次巨星的自行与天琴座RR星一致。三维速度数据表明，轨道的近心点为11千秒差距，远心点约为90千秒差距。因此，VSS包括在高度破坏性轨道近心附近发现的潮汐碎片。通过对距离银河系中心大于50千秒差距的6个球状星团和VSS的轨道进行研究，我们发现了一个暂定的星协，NGC 2419。我们推测NGC 2419可能是一个破裂系统的核心，VSS是其中的一部分。
2009-07-07 astro-ph.GA
Cosmic-Lab: Chemical and kinematical properties of Blue Straggler stars in Galactic Globular Clusters
蓝离散星（BSSs）比主序星（MS）更亮、更蓝、质量更大，其形成有两种可能：碰撞诱导恒星合并（COL-BSSs）和双星系统质量转移（MT-BSSs）。MT和COL-BSS都应该快速旋转，但制动机制可能会以未知的效率和时间尺度进行干预，从而阻止对预期旋转速度的明确预测。在这种情况下，正在使用FLAMES@VLT进行广泛的调查，目的是获得银河系GC中BSS代表性样本的丰度模式和旋转速度。在47 Tuc中已经确定了一个CO耗尽的BSS子群，仅检测到一颗快速旋转的恒星（Ferraro等人，2006）。在这篇博士论文中，我分析了4个GC中130多个BSS的FLAMES光谱：M4、NGC 6397、M30和ωCentauri。这是迄今为止光谱学研究的最大BSS样品。仅在4-5个案例中观察到CO耗尽的迹象（在M30和ωCentauri中），表明大多数BSS具有碰撞起源，或者CO-耗尽是一种瞬态现象。不幸的是，由于辐射悬浮的影响，在大量情况下无法得出关于形成机制的结论。值得注意的是，这是第一次在温度高于8200 K的BSS中发现辐射悬浮的证据。最后，我们还发现了在任何GC中观测到的最大比例的快速旋转BSS：M4中的40%和ωCentauri中的30%。虽然没有解决BSS形成的问题，但这些结果提供了有关BSS物理性质的宝贵信息，这对于建立其演化的现实模型至关重要。
2014-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Relative evolution of eclipsing binaries: A tool to measure globular cluster ages and He abundances
本研究提出利用分离食双星的差分测量方法，更稳健且更少依赖模型地约束球状星团的He丰度和年龄，并以47 Tuc中的V69双星验证了该方法的有效性。
2024-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revealing the stellar population of the ultra-obscured Galactic globular cluster Glimpse-C02
Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF - Astrophysics and Space Science Observatory Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台）
本文通过详细的光度分析，确定了银河系中最暗淡的球状星团Glimpse-C02的主序星转折点，并提供了其距离、金属licity、年龄等关键参数，揭示其可能位于银河中心附近，属于晕星团。
2026-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine survey VIII: The metallicity distribution function of the Milky Way halo down to the extremely metal-poor regime
原始巡天使用窄带测光法来获得精确的金属丰度，精确到极贫金属区（[Fe/H] < -3），目前在$\sim 2~500\, \mathrm{deg}^2$的天空区域内有超过400万颗FGK型恒星。我们把我们的分析集中在一个子样本的$\sim 80~000$主序星关闭与日心距离6和20千秒差距之间，我们采取的是一个有代表性的样本的内晕。得到的金属丰度分布函数（Imax）在[Fe/H] =-1.6处具有峰值，并且$Δ$（LogN）/ $Δ[Fe/H] = 1.0 \pm 0.1$的斜率在-3.4 < [Fe/H] <-2.5的金属丰度范围内。这与一个简单的闭盒化学富集模型在这个范围内，但比以前的光谱MDF在文献中提出的浅，这表明可能有一个更大的比例贫金属恒星的内晕比以前报道。我们确定了Monoceros/TriAnd/ACS/EBS/A13结构的金属丰度空间在低纬领域的反中心方向，并讨论了内晕是由一个单一的，大的合并事件，但不能有力地支持或反驳这一想法与现有的数据。最后，基于场星的数量，我们估计银河系晕中贫金属球状星团的数量在[Fe/H] < -2.5时为5.4，在[Fe/H] <-3时为1.5，这表明银河系中缺乏低金属丰度球状星团不仅仅是由于统计欠采样。
2020-01-14 astro-ph.GA
JWST's PEARLS: 119 multiply imaged galaxies behind MACS0416, lensing properties of caustic crossing galaxies, and the relation between halo mass and number of globular clusters at $z=0.4$
本文利用HST和JWST数据为星系团MACS J0416.1-2403构建了包含119个多重成像星系的新透镜模型，提供了焦散穿越弧的时间延迟和放大率预测，并证实球状星团数量可作为暗晕质量的有效代理。
2024-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
New insights into the star formation histories of candidate intermediate-age early-type galaxies from K'-band imaging of globular clusters
利用新的Gemini/NIRI K '波段成像和现有的光学V，I测光资料，研究了候选中龄早型星系NGC 3610，NGC 584和NGC 3377中亮球状星团（GC）的年龄和金属丰度分布。发现V-I vs I-K'色-色图打破了光学颜色中存在的年龄-金属丰度简并，因为I-K'主要测量种群的金属丰度，并且与光谱学不同，对已知存在于大质量古老GC中的热水平分支（HB）星的影响相对不敏感。我们推导出GC的光度年龄、Z和质量。一般来说，贫金属（[Z/H]<-0.7dex）GC比富金属GC更老。对于NGC 3610中质量最大的GC（M>6x10^5 M_sol），根据现有的光谱数据，光度年龄要老约2 Gyr，并且这种差异对于贫金属GC更为明显。然而，光度和光谱金属丰度是在良好的协议。我们认为，这表明存在一个热HB在这些大规模的集群，这使得光谱年龄从巴耳末线强度被低估。为了支持这一观点，我们指出，除了47 Tuc外，所有M>6x10^5 M_sol的银河系GC都有热的HB。利用最大质量的GC质量和星系的SFR之间的关系，我们发现星系的峰值SFR是在最古老的（贫金属）GC形成的时期达到的。富金属GC的年龄和[Z/H]分布很宽，表明星系恒星形成历史较长。GC年龄和[Z/H]分布的峰值与宿主星系积分年龄和[Z/H]相关，表明GC确实可以作为星系恒星形成历史的相关代理。（节录）
2011-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The WFC3 Galactic Bulge Treasury Program: Relative Ages of Bulge Stars of High and Low Metallicity
HST/WFC 3多波段光度测量包括银河球核四个区域的紫外到近红外波段，以及六个模板球状星团和疏散星团的多波段光度测量，在排除大部分前景盘污染物后，对这些区域的恒星金属丰度[Fe/H]进行光度标记。色星等图和光度函数，然后构建，特别是最富金属和最贫金属的恒星在每个领域。我们没有发现任何显着的差异之间的$I$ -带和$H$ -带光度函数，因此关闭光度和年龄，富金属和贫金属的成分，因此出现基本上是同时代的。特别是，我们发现，不超过$\sim 3\%$的富金属组分可以是$\sim 5$ Gyr老，或年轻。相反，理论上的光度函数给出了一个很好的匹配，以观察到的年龄为10 Gyr。假设这个年龄是大部分核球恒星的代表，那么我们回顾一下在10 Gyr回望时间观察到的恒星形成星系的性质，即，在z~2处，并推测在该背景下的凸起形成。我们认为，酒吧的形成和屈曲的不稳定性，导致观察到的四四方方/花生，X形凸起可能已经出现在银河系的历史后期，一旦它的气体分数相比，典型的高红移星系的高值下降。本文是继公开发布这四个领域的测量恒星的光度和天体测量星表之后的又一篇文章。
2018-06-29 astro-ph.GA
Determination of dynamical ages of open clusters through the A$^+$ parameter -- II
本研究扩展先前工作，利用Gaia EDR3数据和ML-MOC算法分析23个疏散星团，通过A+参数估算其动力学年龄，发现NGC 2682和King 2最演化，Berkeley 18最不演化，并识别出两个特殊星团。
2023-09-06 astro-ph.GA
The Case for the Dual Halo of the Milky Way
最近，Alberlo等人将银河系晕中的恒星星族分解为至少两个不同的组成部分：内晕和外晕。这一结果受到了Schoenrich等人的批评，他们声称与外晕相关的逆行签名是由于采用了错误的距离。我们反驳了这一说法，并证明Schoenrich等人的测光距离本身是有缺陷的，因为他们从Ivezić等人的工作中采用了不正确的主序星绝对星等关系。与银河系球状星团的距离尺度有关，并考虑了年龄和金属丰度的影响，Schoenrich等人采用的关系式使主序星转折点（TO）附近的恒星距离缩短了18%。使用正确的关系式，可以使Eschallo等人和Ivezić等人对低金属量矮星的距离在6- 10%之间达成一致。Schoenrich等人还指出，中等重力恒星（3.5 <= log g <= 4.0）的颜色比TO区域更红，这可能是错误的分类，我们同意这一点。我们实施了一个新的程序来重新分配光度分类的TO恒星，需要it. New推导的旋转行为表明，逆行签名和高速色散的外晕人口仍然存在。我们总结了额外的双晕线的证据，包括测试的逆行签名的基础上自行车，并得出结论，优势的证据强烈拒绝单晕的解释。
2011-12-03 astro-ph.GA
Atomic Diffusion and Mixing in Old Stars. III. Analysis of NGC 6397 Stars under New Constraints
我们以前曾报道过在VLT的FLAMES光谱分析中发现的球状星团NGC 6397的化学丰度趋势和演化状态。在这里，我们重新调查了18颗恒星的FLAMES-UVES样本，范围从关闭点（TOP）上方到凸起下方的红巨星分支。受红外通量方法新校准的启发，我们采用了一组更热的温标。化学丰度测定六种元素（锂，镁，钙，钛，铬和铁）。在Mg的分析中识别和校正了簇内部污染的签名。在修正的温标上，Mg和Fe丰度的演化趋势分别在2σ和3σ水平显著。所有六种元素的丰度的详细演变与理论等时线一致，计算原子扩散和弱到中等强度的湍流混合效率的影响。这些模型的年龄是兼容的外部测定从白矮星冷却序列。我们发现，丰度分析不能与其他地方推断的晕场星的强磁混合效率。弱混合效率最好地再现了观测结果，表明扩散校正的原始锂丰度log ε（Li）= 2.57 +- 0.10。在1.2σ时，这个值与WMAP校准的大爆炸核合成预测吻合得很好。
2012-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Long Period Stellar-Mass Black Hole Binary in $ω$ Centauri
University of Utah（犹他大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Michigan State University（密歇根州立大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；INAF – Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦分部）；Northwestern University（西北大学）；Center for Interdisciplinary Exploration & Research in Astrophysics (CIERA)（天体物理学跨学科探索与研究中心）；University of North Carolina at Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）；Osservatorio Astrofisico di Arcetri（阿切特里天文台）；University of Vienna（维也纳大学）
利用哈勃和韦伯望远镜23年的数据，在半人马座ω中发现一个恒星级黑洞-主序星双星，轨道周期约94年，黑洞质量约4.46太阳质量，是首个在球状星团中通过天体测量发现的恒星级黑洞。
2026-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A study of the blue straggler population of the old open cluster Collinder 261
蓝离散星是位于恒星星族颜色星等图中一个意想不到的区域的恒星，因为它们看起来比在关闭区域的恒星更蓝更亮。它们是无处不在的，因为它们已经在银河系的场星、疏散星团和球状星团以及本星系群的其他星系中被发现。在这里，我们提出了一个研究的蓝色离散人口的老和富含金属的疏散星团科林斯261，根据盖亚DR 2数据和多时代的径向速度调查进行FLAMES@VLT。我们还分析了蓝离散星粒子数的径向分布，以探讨星系团的动力学状态。蓝离散星的候选者首先被确定为盖亚DR 2，根据它们在CMD上的位置，自行和松弛。它们的径向分布与主序星、红巨星和红团星的径向分布进行了比较，以评估质量分离。此外，他们的径向速度（和相关的不确定性）进行了比较，平均径向速度和速度分散的集群。在可能的情况下，还根据不同时期的径向速度变化识别了密近双星和长周期双星。我们还寻找黄色的散兵游勇，即，可能是进化后的蓝掉队者我们发现了53颗蓝离散星，其中6颗已经在之前的星表中被确认。在蓝离散星的径向速度测量候选者中，我们发现了一个长周期双星，五个密近双星系统，三个非变星，我们还确定了一个黄离散星。
2019-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
