Multiple Sequences of M-dwarfs in NGC 2808 and Omega Centauri
哈勃太空望远镜上的广角相机3的红外通道揭示了球状星团NGC 2808和半人马座欧米茄中的多个非常低质量恒星的主要序列。在本文中，我总结了观察到的事实，并提供了一个可能的解释。
2012-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidal Debris Candidates from the $ω$ Centauri Accretion Event and its Role in Building Up the Milky Way Halo
本研究用基于ω Cen核心APOGEE观测训练的神经网络进行化学标记，识别463个潮汐残骸候选体，并结合运动学与N体模拟推断其来自独立的大质量矮星系吸积事件。
2025-05-13 astro-ph.GA
On the possible generation of the young massive open clusters Stephenson2 and BDSB122 by Omega Centauri
像球状星团这样的大质量物体穿过星系盘时，可以触发恒星的形成。我们测试的假设，银河系中最大的球状星团，$ω$半人马座，它穿过磁盘大约$24\pm2$万年前，可能引发了形成的疏散星团斯蒂芬森2和BDSB 122。在Johnston，Hernquist & Bolte的三分量模型下，考虑了盘、球和晕引力势，计算了半人马座$ω$、Stephenson 2和BDSB 122的轨道。随着$ω$半人马座的重建轨道，我们表明，最新的影响网站是一致的，在重要的不确定性，与年轻的大质量疏散星团BDSB 122和斯蒂芬森2的出生地。在不确定的情况下，这种情况是一致的时间尺度的向后运动的磁盘，冲击波传播和延迟恒星形成。再加上疏散星团的形成与螺旋臂中的密度波有关，本研究结果与大质量球状星团是疏散星团的额外祖先的想法是一致的，特别是大质量的。
2009-02-25 astro-ph.GA
Manganese evolution in Omega Centauri: a clue to the cluster formation mechanisms?
我们通过一个自洽的化学演化模型，模拟了半人马座球状星团的祖先系统中锰相对于铁的演化。我们使用的恒星产量，已经再现测量的[Mn/Fe]与[Fe/H]在银河系场盘和晕星，在银河系球核恒星和人马座矮球状星系。我们比较我们的模型预测的Mn丰度测量的样本中的10个红巨星成员和6个亚巨星成员的欧米茄Cen。在我们的标准，均匀的化学演化模型的框架内，不能解释的样品中的一些，富含金属的恒星中观察到的[Mn/Fe]的低值。引入冷却流，选择性地只将特定类别恒星的喷出物带到星团核心，无助于消除与观测结果的分歧。场星的捕获也不能提供一个可行的解释。如果系统经历了不均匀的化学演化，则原则上可以理解数据中观察到的扩散和最低[Mn/Fe]值。这种可能性是定性讨论本文件。然而，需要更多的测量在欧米茄Cen恒星的Mn解决这个集群中的Mn演化的问题。
2011-07-27 astro-ph.GA
Discrete dynamical modelling of omega Centauri
我们提出了一个新的框架建模离散运动学数据。当前技术通常涉及分箱。我们的方法直接使用离散数据，并使用最大似然方法来评估给定模型预测的数据集的概率。我们通过允许模型中的污染种群来避免对数据集进行硬切割。我们将我们的模型应用于银河系球状星团欧米茄半人马座的离散自行和视线速度数据，发现一个温和的径向速度各向异性β = 0.10 +/- 0.02，倾角i = 50 +/- 1度，a V-波段质光比Upf = 2.71 +/- 0.05 Msun/Lsun，距离d = 4.59 +/- 0.08 kpc。所有的参数都与以前的研究一致，证明了我们的方法的可行性。我们发现，模型返回较低的距离和较高的质光比预期的，当我们包括自行星高误差或有一些混合。我们认为这不是我们模型的错误，而是由于低估或遗漏了所提供误差中的系统不确定性。
2013-08-22 astro-ph.GA
Abundance analysis of a sample of evolved stars in the outskirts of Omega Centauri
半人马座球状星团$ω$（NGC 5139）是一个令人困惑的恒星系统，它包含了几个不同的恒星星族，它们的起源仍然是一个独特的天体物理挑战。目前的设想范围从母云中的原始化学不均匀性到不同子单元和/或后代富集恒星的合并-具有各种不同的污染源-在同一个势阱中。在本文中，我们研究了半人马座欧米茄外围的化学丰度模式，（覆盖距离星团中心20-30弧分的范围），并将其与星团内部区域的化学趋势进行比较，试图探索是否同样的人口结构和化学成分的趋势，经常发现在更中心的地区也存在于集群的边缘。我们采用等效宽度法从48颗RGB星的FLAMES/UVES光谱中提取多种元素的丰度，然后分析观测恒星的金属丰度分布函数和丰度比。我们发现，在不确定性的小数字的统计和略有不同的进化阶段，在外部地区的人口混合不能区分从更中心的地区，虽然很明显，更多的数据是必要的，以获得一个更坚定的描述的情况。从丰度分析中，我们没有发现明显的径向梯度中的任何测量元素。
2009-12-21 astro-ph.GA
Hubble Space Telescope Observations of an Outer Field in Omega Centauri: A Definitive Helium Abundance
我们重新审视的问题分裂的主序列（MS）的球状星团半人马座欧米茄，并报告两个时代的哈勃太空望远镜观测的外场，自行给我们一个纯粹的样本的集群成员，和改进的分离的两个分支的主序列的结果。使用一组新的恒星模型，涵盖了网格的氦和金属丰度的值，我们发现，最好的可能的估计氦丰度的蓝色分支的MS是Y = 0.39 +/- 0.02。对于星团中心，我们将新技术应用于旧的观测：我们使用光度质量指数来选择高质量的恒星样本，我们还校正了微分红化。然后，我们叠加的颜色星等图的外部领域的集群中心，并建议连接的蓝色分支的MS与一个更突出的许多序列中的亚巨星区域。我们还报告了一组被标记的星系团成员，它们的颜色与较低的MS的红色相当。
2012-05-16 astro-ph.GA
Direct Evidence for an Enhancement of Helium in Giant Stars in Omega Centauri
在半人马座球状星团中发现的双主序已经用等时线解释，表明氦丰度的变化很大。如果这是真的，氦的增强对这个星团的化学和恒星演化历史具有强烈的影响。然而，目前只有间接的措施支持这一猜想。我们报告发现的变化线强度的近红外He I 10830 A过渡在欧米茄半人马座的12个类似的红巨星与凤凰双子座-S观察。这些恒星的丰度来自Las Campanas天文台的麦哲伦/MIKE光谱，显示氦跃迁在大多数贫金属恒星（[Fe/H] < -1.8）中没有被探测到，但在大多数[Fe/H] >=-1.8的恒星中存在。这些观测首次直接证明了半人马座欧米茄中氦的增强。氦的出现似乎与[Al/Fe]和[Na/Fe]丰度的增加有更好的相关性，而不是[Fe/H]的函数，这为上一代恒星中存在高温氢燃烧提供了观测支持。
2010-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnesium Isotope Ratios in omega Centauri Red Giants
我们利用在AAT用UHRF（R ~ 100，000）和Gemini-S用b-HROS（R ~ 150，000）获得的高分辨率观测结果，确定了7颗半人马座欧米茄红巨星的镁同位素比，这些红巨星的铁丰度范围从[Fe/H] = --1.78到--0.78 dex，以及M4中的两颗红巨星（NGC 6121）。半人马座欧米茄恒星对“原始”（即，富O、贫Na、贫Al）和“极端”（贫O、富Na、富Al）两类。半人马座ω和M4中的原始人口星显示出（25 Mg，26 Mg）/24 Mg同位素比值，这与其他球状星团中原始人口的[Fe/H]值相似。半人马座欧米茄极端恒星的同位素比率也与其他星团中极端人口恒星的同位素比率一致。对极端星族星的研究结果表明，在中等金属丰度（[Fe/H] <-1.4dex）和最高[Al/Fe]值时，26 Mg/24 Mg比值最高。此外，极端星族星中26 Mg的相对丰度明显高于25 Mg，与模型预测相反。事实上，25 Mg/24 Mg同位素比值并不明显依赖于[Fe/H]或[Al/Fe]，有趣的是，原始恒星和极端人口恒星之间也没有明显的差异。
2013-04-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing Newtonian gravity in the low acceleration regime with globular clusters: the case of omega Centauri revisited
球状星团外部区域的恒星运动学可以用来研究牛顿定律在低加速度区域的有效性，而不需要考虑非重子暗物质。事实上，与研究星系时发生的情况相反，在球状星团中，速度色散剖面与预期的开普勒衰减的系统性偏差将提供牛顿动力学崩溃的迹象，而不是暗物质的存在。我们对半人马座球状星团的速度色散进行了详细的分析，以研究它是否像Sollima等人（2009）最近声称的那样随距离单调下降，或者它是否像Scarpa Marconi和Gilmozzi（2003 B）声称的那样朝着一个恒定值收敛。我们结合这两个作品的测量，几乎增加了一倍，在大半径的数据，以这种方式获得一个更好的确定在低加速度制度的速度色散曲线。我们发现半人马座欧米茄的内部区域显然是旋转的，而旋转速度趋于消失，并且与外部区域完全没有旋转一致。发现在离中心大半径处的团速度色散是相当恒定的。这项工作的主要结论是，球状星团和椭圆星系之间出现了很强的相似性，因为在这两类物体中，速度色散往往在大半径处保持恒定。在星系的情况下，这是由于存在大量的暗物质晕，这在球状星团的情况下是不可能的。这种相似性，如果得到证实，最好的解释是在临界加速度以下牛顿动力学的崩溃。
2010-06-23 astro-ph.GA
oMEGACat. VIII. A Subpopulation Census of ω Centauri
本研究借助oMEGACat数据集解析半人马座ω的14个子星族，明确不同星族的年龄与年龄弥散差异，首次关联染色体图与双流年龄-金属丰度关系，为星团组装模型提供观测约束。
2025-10-30 astro-ph.GA
M 54 + Sagittarius = omega Centauri
我们得到均匀的Fe，O，Na和α-元素的高分辨率FLAMES光谱的76红巨星在NGC 6715（M 54）和25红巨星在周围的人马座（Sgr）矮星系的核。我们的主要发现是：（1）我们确认M54具有内在的金属丰度分散性，~0.19dex r.m.s.; (ii)当包括Sgr核的恒星时，金属丰度分布与欧米茄Cen非常相似;然而，这两个天体中最富金属的恒星的相对贡献是不同的;（iii）在两个GC中都存在非常广泛的Na-O关系，这是星团内不同恒星世代的特征，M 54（和ω Cen）的贫金属和富金属组分显示出明显不同的Na-O关系的扩展，污染最严重的是富金属组分的恒星。我们提出了一个初步的团簇形成的情况下，可以解释这些功能。最后，在我们银河系中两个最大质量的GC中发现的相似性和差异可以很容易地解释，如果它们是在动力学演化的不同阶段观察到的相似物体（矮星系中的核簇）。
2010-02-09 astro-ph.GA
The dynamics of the outer parts of omega Centauri
英澳望远镜的多目标光纤光谱仪AAOmega已被用于确定和测量半人马座欧米伽恒星系统外部新成员样本的精确（<1公里/秒）径向速度。新的样本使已知的成员数量增加了一倍多，这些成员具有精确的速度，距离星团中心25'到45'之间。将这个样本与早期的工作相结合，证实了欧米茄Cen的视线速度色散在星团的外部保持近似恒定，约为6.5 kms-1，其中只包含星团总恒星质量的一小部分。有人认为，在外部区域近似恒定的速度分散是最有可能的外部影响的结果，如潮汐冲击加热发生在每次欧米茄Cen穿过银河系平面。因此，没有必要援引暗物质或非标准的引力理论。
2012-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical enrichment mechanisms in Omega Centauri: clues from neutron-capture elements
在球状星团（GC）中多个恒星星族的复杂图像中，NGC 5139欧米茄半人马座扮演着特殊的角色。与大多数GC不同，欧米茄Cen在金属丰度和相对中子捕获元素丰度比方面表现出显着的恒星与恒星之间的变化，以及从颜色星等图中揭示的分裂进化序列。结合光度学和光谱学的信息，一些研究表明，几个陀螺的年龄分布必须被调用来解释（至少部分地）一些观察到的特征。然而，对它的形成、演化和化学富集过程的全面了解还没有到手。相对富含金属的欧米茄岑星显示中子捕获丰度分布占主导地位的贡献，从s-过程，但目前还不清楚什么样的角色已经发挥了所谓的主要和弱的s-过程组件在产生这些丰度。为了更好地了解这个问题，我们推导出铅（Pb）丰度的几个集群成员，因为这种元素只能产生的主要S-过程。我们分析了12颗红巨星分支恒星的高分辨率UVES@VLT光谱，得出了Pb，Y，Zr，La，Ce，Eu和C+N+O总和的丰度。将光谱合成应用于所有特征，根据需要考虑同位素位移和/或超精细结构。我们首次测量了Omega Cen中的Pb含量，发现了在[Fe/H]>-1.7 dex时发生Pb产生的明确暗示。我们的数据表明，在生产的s-过程元素的弱分量的作用是微不足道的。此外，从其他元素的丰度收集的证据表明，发生在这个GC的主要成分是特殊的，并转向更高的质量污染物比标准的。
2011-08-26 astro-ph.GA
A chemical signature from fast-rotating low-metallicity massive stars: ROA 276 in omega Centauri
我们提出了一个贫金属的恒星，ROA 276，在恒星系统欧米茄半人马座的化学丰度分析。我们确认，这颗恒星有一个异常高的[Sr/Ba]丰度比。此外，ROA 276对从Cu到Mo的所有元素都表现出非常高的丰度比[X/Fe]，以及从Ba到Pb的元素的正常丰度比。ROA 276的化学丰度模式，相对于一颗原始的欧米伽Cen恒星ROA 46，最适合于20 Msun的快速旋转低金属丰度大质量恒星模型，[Fe/H] =-1.8，初始旋转为临界值的0.4倍;没有其他核合成源可以匹配中子捕获元素的分布。ROA 276可以说提供了迄今为止最明确的证据，证明快速旋转的大质量恒星有助于早期宇宙中重元素的产生。
2017-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
oMEGACat. VI. Analysis of the overall kinematics of Omega Centauri in 3D: velocity dispersion, kinematic distance, anisotropy, and energy equipartition
本文利用oMEGACat星表的高精度自行与视向速度数据，系统分析了半人马座ω的三维速度弥散、各向异性、运动学距离及能量均分，测得迄今最精确的运动学距离5494±61 pc，为后续动力学建模提供了新基准。
2025-04-10 astro-ph.GA
A mass estimate of an intermediate-mass black hole in omega Centauri
上下文球状星团中心是否存在中等质量黑洞是当前天体物理研究中的一个热点和有争议的问题，它对恒星和星系形成具有重要意义。目标。在本文中，我们的目的是进一步支持的存在下，IMBH在半人马座欧米茄，并提供一个独立的估计其质量。方法.我们采用自洽球模型与各向异性的速度分布。它包括在一个概括的国王模型，包括Bahcall-Wolf分布函数在IMBH附近。结果通过对最近的HST/ACS表面亮度剖面数据的参数拟合，我们发现IMBH与团簇的总质量比为M_BH/M = 5.8（+0.9-1.2）× 10^（-3）。它还发现，该模型产生的视线速度分散分布，更好地没有质量隔离比在隔离的情况下，适合。这证实了目前对这个特殊星系团的非松弛状态的看法。此外，对运动学数据的最佳拟合模型得出的星团总质量估计值为M =（3.1 +/- 0.3）x 10^6 Msol，因此IMBH质量的范围为13，000 < M_BH <23，000 Msol（1-sigma置信水平）。需要在外部区域（r > 12 '）中的轻微程度的径向速度各向异性来匹配外表面亮度轮廓。
2010-02-26 astro-ph.GA
The metallicity spread and the age-metallicity relation of Omega Centauri
半人马座欧米茄是一个由复杂的恒星星族组成的奇特球状星团。为了阐明这一点，我们研究了属于5个SGBs的172颗恒星，我们可以在测光中识别，以测量它们的[Fe/H]含量，并估计它们的年龄分散和年龄-金属丰度关系。第一个重要的结果是，所有这些SGBs的金属丰度分布范围超过了观测误差，通常会显示几个峰值，表明存在几个子种群。我们能够根据它们的平均[Fe/H]含量鉴定出其中至少6种。这些基于金属性的亚群在5个SGBs中的每一个中都不同程度地被看到。利用SGB的年龄敏感性，我们发现，首先，至少有一半的子人群的年龄分布至少为2 Gyrs。然后，我们得到了年龄-金属丰度关系，这是最完整的到目前为止，该集群。年龄-金属丰度关系的解释并不简单，但有可能这个星团（或者我们可以称之为它的祖先）最初是由两个具有不同金属丰度的种群组成的。由于它们的年龄，最富金属的不太可能通过某种化学演化过程从最贫金属的产生，因此它们必须被假设为两个独立的原始物体，或者可能是一个更大物体的两个独立部分，在过去合并形成今天的星团。
2014-06-19 astro-ph.GA
oMEGACat IV: Constraining Ages of Omega Centauri sub-giant branch stars with HST and MUSE
本研究结合HST多波长测光与MUSE金属丰度数据，拟合嵌入专属[C+N+O]-[Fe/H]关系的理论等年龄线，测得半人马座ω超8100颗亚巨星分支恒星的年龄，构建迄今最完整的年龄-金属丰度关系并揭示其恒星形成与化学演化线索。
2024-10-09 astro-ph.GA
The proper motion of sub-populations in Omega Centauri
半人马座欧米茄球状星团是这类星团中质量最大的一个，它是多个恒星星族的复杂混合体，具有几个运动学和动力学特性。不同的平均自行已检测到的三个主要的子群体，这意味着最富金属的是吸积起源。这一特殊的证据一直是一个有争议的问题，因为现有的数据要么不够精确，要么仅限于集群的一小部分，无法最终证实或反驳这一结果。利用第二次盖亚数据发布的天体测量和最近的高质量，多波段测光，我们现在能够解决争议。我们使用盖亚数据重现了原始分析，发现三个种群具有相同的平均自行。因此，没有必要为最富金属的子群援引一个增生起源。
2020-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Mg-K anti-correlation in Omega Centauri
我们目前的[K/Fe]丰度比的样本中的450颗恒星在半人马座欧米茄，使用高分辨率光谱获得的多目标光谱仪火焰@VLT。还导出了Fe、Na和Mg的丰度。我们检测到的内在K变化分析的恒星。[K/Fe]与[Na/Fe]呈显著正相关，与[Mg/Fe]呈显著负相关。明显的Mg-K反相关使得半人马座欧米茄成为继NGC 2419和NGC 2808之后的第三个恒星系统，拥有[Mg/Fe]<0.0 dex的恒星，相对于富Mg恒星（[Mg/Fe]>0.0 dex），半人马座欧米茄的K富集约0.3 dex。K和其他轻元素之间的相关/反相关参与化学异常支持的想法，在[K/Fe]的蔓延可以与相同的自富集过程典型的球状星团。我们认为，在最大质量和/或贫金属的球状星团中，K丰度的显著变化可能是极端自富集过程的表现。理论模型在解释球状星团中K的产生时面临问题。事实上，渐近巨星分支星负责Mg-K反相关的模型只在定性上与观测一致。最后，我们发现了一颗特殊的恒星，相对于其他具有类似[Mg/Fe]的恒星，它具有非凡的K过剩（[K/Fe]=+1.60 dex）。我们认为，这颗富钾恒星可能是由AGB恒星在被原始物质稀释之前的纯喷出物形成的。
2022-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidal debris from Omega Centauri discovered with unsupervised machine learning
本文利用GALAH DR3和Gaia eDR3高维数据及无监督机器学习，在半人马座ω周围发现延伸超过50°的潮汐剥离候选恒星，并通过模拟恒星流约束其吸积时间下限，支持其为瓦解矮星系残余核心。
2023-07-06 astro-ph.GA
Omega Centauri: weak MgH-band in red giants directly trace the helium content
利用高光谱分辨率和高信噪比的光学光谱分析了半人马座球状星团中红巨星的恒星参数和氦等15种元素的化学丰度。采用理论光球和He/H $-$比的组合对MgH和Mg线的同时丰度分析被证明是评估温度低于4400 K的红巨星的氦丰度的唯一强有力的探针，否则氦线跃迁（He { \scs I} 10830和5876）可用于直接谱线分析。氦增强模型光球对丰度比的影响小于0.15 dex，与过去的研究一致。本文测量的最富金属的星系团成员的第一个间接光谱氦丰度揭示了7个氦增强巨星的发现（$Δ$ $Y=+$ 0.15 $\pm$ 0.04），这是迄今为止光谱发现的最大的此类样品。$-$ 0.79 $\pm$ 0.06 dex的平均金属丰度和O、Na、Al、Si、Ca、Ti、Ni、Ba和La的丰度与半人马座欧米茄红巨星分支（RGB-a）和亚巨星分支（SGB-a）种群的值一致，表明样本之间存在进化联系。巨星中的He增强与较大的$s$过程元素丰度有关，这些元素与Al相关，而与O相关。这些结果支持在富含快速旋转大质量恒星、爆炸为超新星的双星和渐进巨星分支（AGB）恒星的喷出物的星际介质中形成氦增强、富含金属的半人马座欧米茄种群。
2020-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
New constraints on the central mass contents of Omega Centauri from combined stellar kinematics and pulsar timing
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；CNRS, Laboratoire d’Annecy-le-Vieux de Physique Théorique（法国国家科学研究中心，阿讷西勒维尤理论物理实验室）；CERN（欧洲核子研究组织）；University of Surrey（萨里大学）
通过结合恒星动力学和脉冲星视向加速度数据，研究ω人马座质量分布，发现中心质量分布更倾向于重星体残余集群而非中等质量黑洞，且脉冲星观测提供了更重且扩展的质量分布。
2026-06-16 astro-ph.GA
Constraints on annihilating dark matter in the Omega Centauri cluster
最近的伽玛射线和射电研究已经得到了一些严格的限制湮灭暗物质的属性。然而，只有少数研究集中在使用X射线数据来约束湮灭的暗物质。在这篇文章中，我们使用欧米茄半人马座星系团的数据进行湮灭暗物质的X射线分析。如果暗物质是半人马座欧米茄星系团中不发光质量分量的正确解释，那么假设扩散系数为$D_0 \le 10^{26}(10^{27})$ cm $^2$ /s，通过$τ^+τ^-$、$b\bar{b}$和$W^+W^-$通道的热暗物质质量湮灭的保守下限可以分别显著提高到104（43）GeV、650（167）GeV和480（137）GeV。这些限制可以安全地排除最近声称的暗物质解释的伽马射线过剩和反质子过剩看到我们的银河系。一般来说，非亲轻子湮灭通道的保守下限比通过附近矮星系的伽马射线分析得到的要严格得多。我们预计这将为限制湮灭的暗物质打开一扇新的窗户。
2022-05-18 astro-ph.GA hep-ph hep-th
Discovery of Millisecond Pulsars in the Globular Cluster Omega Centauri
半人马座球状星团是银河系中质量最大、亮度最高的星团。$γ$射线源FL8 Y J1326.7 $-$ 4729与星团的核心重合，这导致人们猜测星团核心可能存在迄今未知的射电暴或湮灭性暗物质。在这里，我们报告发现五毫秒半人马座欧米茄以下的观测与帕克斯射电望远镜。其中四颗星的自转周期分别为4.1、4.2、4.6和6.8毫秒，第五颗星的自转周期为4.8毫秒，属于食双星系统，轨道周期为2.1小时。澳大利亚望远镜紧凑阵列拍摄的星团中心的深射电连续图像显示了一小部分紧凑的射电源，这使得其他的射电星可能正在等待发现。我们认为，毫秒级双星极有可能是$γ$射线的发射源。这些恒星的长期定时为探索星团的动力学和星际介质提供了机会。
2019-12-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Pristine View of Galactic Globular Clusters and their Peripheries: Omega Centauri
本研究利用Pristine巡天和Gaia数据探索Omega Centauri外围及潮汐结构，通过概率方法恢复其潮汐尾，并首次证实星团外围的两个主要金属丰度族群延伸至潮汐尾，表明其由受潮汐剥离的恒星组成。
2025-02-03 astro-ph.GA
Bar-induced migration of $ω$ Centauri away from Gaia Sausage-Enceladus
University College London（伦敦大学学院）；University of Cambridge（剑桥大学）
研究球状星团$ω$ Cen是否起源于Gaia Sausage-Enceladus并因银河系棒扰动迁移至当前位置，通过模拟发现需极低的棒模式速度，挑战现有共识。
2026-09-02 astro-ph.GA
The HST Large Programme on omega Centauri -- VI. The radial gradient of the stellar populations
本文分析了球状星团Omega Centauri的HST观测数据，发现不同恒星群体比例存在显著径向变化，bMS群体比rMS群体更向中心集中，而MSa和MSd群体在较远处比例下降较弱，仅MSe群体无显著变化。
2024-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundance in lower red giant branch stars of Omega Centauri
我们目前的锂，钠，铝和铁丰度的199个较低的红巨星分支恒星系统欧米茄半人马座成员，使用高分辨率光谱获得火焰在甚大望远镜。A（Li）分布在A（Li）~ 1 dex处达到峰值，具有朝向较低值的突出尾部。分布的峰值与球状星团中较低的红巨星分支星和银河场星中测得的锂丰度一致。当金属丰度低于[Fe/H]-1.3dex时，A（Li）~ 1dex的恒星出现，当金属丰度高于[Fe/H] ~-1.3dex时，A（Li）~ 1dex的恒星消失。另一方面，在所有的金属丰度中都发现了贫锂星。大多数贫金属恒星表现出明显的Li-Na关系，大约30%的样本A（Li）低于~ 0.8 dex，而在正常的球状星团中，这些恒星只占一小部分。[Fe/H] >-1.6dex的恒星大多贫Li富Na。在这些恒星中测得的锂耗尽没有观察到类似的金属丰度的球状星团，我们证明，它不是由拟议的氦增强和/或年轻的年龄。因此，这些恒星是由已经耗尽锂的气体形成的。最后，我们注意到，半人马座欧米茄包括所有的人口（锂正常/钠正常，锂正常/钠丰富和锂穷人/钠丰富的恒星）观察到，在较小程度上，在单金属GC。
2018-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Helium Enhancement in the Metal Rich Red Giants of Omega Centauri
富氦半人马座欧米茄中富含（He）金属的红巨星，由Hema和Pandey使用Vainu Bappu望远镜（VBT）的低分辨率光谱发现，并通过分析从HRS-South African Large Telescope（SALT）获得的LEID 34225和LEID 39048的高分辨率光谱得到证实，在这里重新分析，以确定其程度的氦增强/氢缺乏（H-缺乏）。所观察到的MgH带结合模型大气具有不同的He/H比用于分析。这两颗巨星的He/H比是通过强制执行这样一个事实来确定的，即对于所采用的模型大气，从MgI谱线和从MgH谱带的从属谱线导出的Mg丰度必须相同。LEID 34225和LEID 39048的估计He/H比分别为0.15+/-0.04和0.20+/-0.04，而正常He/H比为0.10。根据对其他两颗比较星（LEID 61067和LEID 32169）的分析，得到正常的He/H比为0.10。0.15-0.20的He/H比对应于大约0.375-0.445的氦的质量分数（Z（He）=Y）。氦增强的范围和衍生的金属丰度的程序星是符合确定的欧米茄Cen蓝色主序星。因此，我们的研究为富含金属的氦增强型欧米茄Centuari种群的进化轨迹提供了缺失的环节。这项研究工作是第一次使用MgI和MgH线对半人马座欧米茄富含金属的红巨星中He增强量进行光谱测定。
2020-05-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching for tidal tails around $ω$ Centauri using RR Lyrae Stars
我们提出了一个调查的RR天琴座恒星在50度的区域$^2$周围的球状星团$ω$半人马座，旨在检测碎片材料从所谓的祖先星系的集群。我们探测到48颗天琴座RR型恒星，其中只有11颗以前报道过。在11颗已知的恒星中，有10颗是在星团的潮汐半径内发现的。其余的位于潮汐半径之外，距离星团中心$\sim 6$度。其中几颗恒星的距离与半人马座$ω$的距离相似。我们调查的概率，这些恒星可能已被剥离集群通过研究他们的属性（平均周期），计算预期的光环/厚盘人口的RR天琴座恒星在这部分的天空，分析径向速度的子样本的RR天琴座恒星，最后，研究可能的轨道，这个子样本围绕银河系。这些调查都不支持在半人马座$ω$周围有大量潮汐碎片的假设，证实了以前在该地区的研究。令人困惑的是，潮汐碎片在其他地方被发现，而不是在星团本身附近。
2014-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The HST large programme on omega Centauri -- IV. catalogue of two external fields
在这一系列的第四篇论文中，我们介绍并公开发布了哈勃空间望远镜为半人马座欧米伽大型方案观测到的其余两个平行场的最新目录和地图集。这两个区域位于距离球状星团中心约12'的位置（在西向和西南向），并在从紫外到红外的滤光片中成像。这两个领域被观察到的两个时期，间隔约2年，用于推导自行和计算成员概率。
2021-07-19 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Dark and luminous mass components of Omega Centauri with stellar kinematics
我们结合自行数据从$Gaia$ EDR3和HST的视线速度数据来研究半人马座球状星团的恒星运动学。使用稳态，轴对称动力学模型，我们测量的黑暗和明亮的质量分量的分布。假设高斯和NFW质量分布，根据数据集，我们测量的积分质量$\lesssim 10^6$ M $_\odot$内的欧米茄半人马座半光半径的黑暗组件，是从发光的恒星组件不同。对于HST和径向速度数据，具有非发光质量分量的模型相对于具有恒定质光比的仅恒星质量模型在统计上是强烈优选的。虽然恒星残骸的致密核心可以解释高达$\sim 5 \times 10^5$ M $_\odot$的动力学质量，但它们可能无法解释更高的范围。这就留下了一个可能性，即这种不发光的动力学质量成分是由非重子暗物质组成的。与矮球状星系周围的暗物质分布相比，半人马座欧米茄暗物质成分更加集中。将不发光的质量分布解释为粒子暗物质，我们使用这些结果来获得J因子，该因子设置了对湮灭截面的灵敏度。对于所考虑的数据集，中值J因子的范围是$\sim 10^{22} - 10^{24}$ GeV $^2$ cm $^{-5}$，这比任何矮球状星系得到的都要大。
2022-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Photometric Metallicities for 367,324 stars of Omega Centauri
Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Department of Physics and Astronomy, University of Notre Dame（圣母大学物理与天文系）；Joint Institute for Nuclear Astrophysics – Center for the Evolution of the Elements (JINA-CEE)（核天体物理联合中心——元素演化中心）
通过HST光度和MUSE光谱数据，研究omega巨蟹座多人口星团的光度金属度分布，构建包含20778颗巨星和346546颗矮星的金属度目录，发现半光度半径内无显著金属度梯度，且环状结构不明显，表明子群体已充分混合。
2026-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hot Horizontal Branch stars in omega Centauri: clues about their origin from the cluster Color Magnitude Diagram
我们调查了银河系球状星团欧米茄半人马座水平分支最热的蓝色末端的一个特殊特征，使用高精度和几乎完整的星表，该星表是从HST上的ACS进行的调查中构建的，覆盖了内部10 × 10弧分。它是一个在F435 W-（F435 W-F625 W）平面上几乎垂直的恒星密集团，我们称之为“蓝团”。与理论模型的比较得出的结论是，这一特征必须有热闪星，或典型的富氦星-在这个集群中观察到的蓝色主序星子种群的后代-或两种类型的混合物，加上可能的一个组成部分，从正常的He人口集群托管。来自理论的一个强约束是，“蓝色团块”中物体的质量必须非常精细地调整，最多只有$\sim$ 0.03 Mo的扩散。通过比较观测到的和理论上的恒星数，沿着H-和He-燃烧阶段，我们发现，至少有15%的预期的富He水平分支恒星是失踪的颜色星等图。这些失踪的人口可能是红巨星的后代，这些红巨星未能点燃中心的氦燃烧，并产生了氦核白矮星。我们的结论支持Calamida等人（2008）最近提出的解释半人马座ω中观测到的白矮星与主序星之比的方案。
2009-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
High resolution spectroscopy of the relatively hydrogen-poor metal rich giants in the globular cluster Omega Centauri
Hema和Pandey（2014）发现的四颗富金属、轻度贫氢或氦增强的巨星中的两颗，以及它们的比较正常（富氢）巨星欧米茄Cen的高分辨率光谱被分析。分析了程序星光谱中MgH带的强度，并由此导出了它们的恒星参数。样品（贫氢）恒星（LEID 39048和LEID 34225）的观测光谱显示出较弱的MgH带，这与正常的比较巨星（LEID 61067和LEID 32169）的光谱不同。LEID 39048和LEID 34225的MgH带的镁丰度比Mg I系的镁丰度低0.3倍或更多。这种差异不能通过在不确定性范围内改变恒星参数来调和。从Mg I谱线和MgH谱带得出的镁丰度的这种差异是不可接受的。这种差异归因于它们大气中的氢缺乏或氦增强。这些富含金属、贫氢或富氦的巨星为欧米茄Cen富含金属的子种群的进化提供了重要的联系。这些恒星提供了第一个直接的光谱证据，证明欧米茄Cen中富含金属的巨星中存在He增强。
2018-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence of tidal debris from Omega Cen in the Kapteyn Group
本文对Kapteyn移动群的16个成员进行了详细的运动学和化学分析。该基团在化学上似乎不均匀。然而，该组中14颗恒星的运动学和化学丰度模式与研究充分的星团半人马座欧米茄中观察到的相似。这个移动群中的一些成员可能是欧米茄Cen潮汐碎片的残留物，在合并事件中将欧米茄Cen放入银河系时留在银河系盘中。
2009-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Most Metal-poor Stars in Omega Centauri (NGC 5139)
银河系中最大质量和最复杂的球状星团被认为起源于现在潮汐破裂的矮星系的核核心，但是球状星团和矮星系之间的联系是脆弱的，只有M54/人马座系统代表了唯一明确的联系。半人马座球状星团Omega Centauri（w Cen）比M 54质量更大，化学成分更多样化，被认为是红杉星系或盖亚-土卫二星系的核星团。质量与这些系统相当的本星系群矮星系通常拥有大量的贫金属恒星（[Fe/H] < -2.5），人们可能会在w Cen中找到这样的天体。使用麦哲伦-M2 FS的高分辨率光谱，我们在395个目标样本中检测到11颗恒星，其[Fe/H]范围从-2.30到-2.52。它们是星团中发现的金属含量最低的恒星，比半人马座w的主要恒星少5倍。然而，这些恒星并不是那么缺乏金属，以至于可以明确地与矮星系起源联系起来。该星系团的贫金属尾似乎包含[Fe/H] ~ -2.1和-2.4附近的两个种群，它们非常集中，但没有表现出任何特殊的运动学特征。这些恒星的几个可能的起源进行了讨论。
2020-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
MgAl burning chain in Omega Centauri
本研究利用VLT/FLAMES光谱分析Omega Centauri中439颗恒星的Fe、Mg、Al、Si丰度，揭示了随金属丰度变化的Mg-Al反相关及Al产生与破坏双通道，为MgAl循环在多族群形成中的作用及极高温度下Mg燃烧提供了证据。
2023-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
A chromosome map to unveil stellar populations with different magnesium abundances. The case of Omega Centauri
从历史上看，测光主要用于识别球状星团中的恒星星族（MP），方法是使用基于颜色和星等的图表，这些图表对具有不同金属丰度或不同氦、碳、氮和氧丰度的恒星非常敏感。特别是，伪双色图称为染色体图（ChM），允许识别和表征的MP在约70 GC通过使用适当的过滤器的哈勃太空望远镜（HST）是敏感的恒星内容的He，C，N，O和Fe。在这里，我们使用高精度HST测光从F275 W，F280 N，F343 N，F373 N和F814 W图像的欧米茄半人马座调查其MP。我们引入了一个新的ChM，其横坐标和纵坐标分别对具有不同镁和氮的恒星星族最敏感。这是有效的，在解缠的MP的基础上，他们的镁化学丰度，使我们能够探索，第一次，可能的关系，这些元素物种的生产大样本的恒星在GC。通过比较不同的恒星星族的颜色与从适当的合成光谱中获得的颜色，我们提供了每个人口的化学成分的“光度”估计。我们的研究结果表明，除了第一代（1G）恒星，欧米茄半人马座的贫金属人口的主机四组不同的[N/Fe]，即2GA-D的第二代恒星。2GA星的[Mg/Fe]与1G星几乎相同，而2GB、2GC和2GD星的Mg亏损分别为~0.15、~0.25和~0.45 dex。我们提供的证据表明，金属中间人口的主机与耗尽[Mg/Fe]的恒星。
2020-06-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular Cluster UVIT legacy Survey (GlobUleS) III. Omega Centauri in Far-Ultraviolet
我们提出了第一个全面的研究最大的球状星团欧米茄半人马座在远紫外线（FUV）从中心延伸到潮汐半径的28%，使用紫外成像望远镜搭载AstroSat。FUV-光学色星等图与现有的正则模型的比较表明，水平分支（HB）恒星比膝盖（hHB）和白矮星（WD）更蓝，在FUV中比模型预测的暗约0.5等。它们也比另一个巨大的星团M13中的对应物更暗。我们模拟HB与至少五个亚群，包括三个富氦人口与大量的他富集Y高达0.43 dex，重现所观察到的FUV分布。我们发现，他丰富的年轻亚群径向分离比他正常的老年人，这表明在原位富集老一代。欧米茄Cen hHB的有效温度范围与M13相同，但有些半径较小，光度较低。这可能表明，一小部分欧米茄Cen hHB的质量比M13的质量小，类似于早期对外极端HB星的光谱研究结果。Omega Cen和M13中的WD具有相似的光度半径有效温度参数，并且发现0.44 - 0.46 M $_\odot$ He芯WD模型轨道从Y = 0.4 dex的祖星演化来符合其中的大多数。这项研究提供了限制欧米茄Cen的形成模型的基础上估计的年龄范围，[Fe/H]和Y（特别是），HB星。
2022-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Deep Multiwavelength View of Binaries in Omega Centauri
我们总结了使用钱德拉和HST在大质量球状星团欧米茄半人马座（NGC 5139）中搜索X射线发射双星的结果。ACIS-I成像显示了180个X射线源，我们估计其中45-70个与星团有关。我们提出了40个标识，其中大部分是我们已经获得了使用ACS/WFC成像与HST，覆盖中央10'x10'的集群。大约一半的光学ID是吸积双星，包括9颗非常微弱的蓝色恒星，我们认为它们是周期极限附近的灾难性变星。另一个四分之一由各种不同的系统组成，所有这些系统都可能包含日冕活跃的恒星。剩下的9颗X射线亮恒星是一个有趣的群体，出现在红巨星分支的红色区域，其中几颗位于异常的RGB区域。未来的光谱观测应该可以揭示这些恒星是否真的与异常的RGB有关，或者它们是否代表了一个大的“亚-亚巨星”群，就像在其他球状星团和疏散星团中看到的那样。
2010-12-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Deep Chandra X-ray Limit on the Putative IMBH in Omega Centauri
我们报告了一个敏感的X射线搜索建议的中间质量黑洞（IMBH）在大质量的银河系星团，半人马座欧米茄（NGC 5139）。结合钱德拉X射线观测数据从周期1和13，我们得到了一个深（~291 ks）曝光的中心区域的集群。我们没有发现任何证据表明在任何一个星系团的动力学中心附近存在X射线点源，并在校正吸收后，将来自中心源的X射线通量的上限设定为f_X（0.5-7.0 keV）≤ 5.0 × 10 ^-16 erg cm^-2 s^-1。这对应于未吸收的X射线光度L_X（0.5-7.0 keV）≤ 1.6 × 10^30 erg·s^-1，星系团距离为5.2 kpc，银河柱密度N_H = 1.2 × 10^21 cm^-2，幂律谱伽马= 2.3。如果像一些恒星动力学研究所建议的那样，在星团的核心存在一个~10^4 M的太阳IMBH，那么它的爱丁顿光度将是L_Edd ~10^42 erg·s^-1。新的X射线极限将使爱丁顿比L_X/L_Edd <~ 10^-12，比我们银河系中臭名昭著的低效超大质量黑洞Sgr A* 的静止状态还要低10倍，这意味着吸积效率低至eta <~ 10^-6 - 10^-8。这项研究留下了三种可能性：要么欧米茄Cen没有IMBH，要么如果IMBH确实存在，它必须经历非常少或非常低效的吸积。
2013-07-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
The non-peculiar velocity dispersion profile of the stellar system omega Centauri
我们提出了一个广泛的区域，从r~10弧分延伸到r~80弧分（~1.5潮汐半径）内的大质量星团半人马座欧米茄径向速度的调查结果。这次巡天是用FLAMES@VLT进行的，目的是研究这个恒星系统外部区域的速度色散分布。我们得出了准确的径向速度的样本2557个新观察到的恒星，确定318个真正的集群红巨星。将我们的数据与Pancino等人（2007）提供的数据合并，我们最终收集了946个星团成员的均匀样本，使我们能够跟踪从中心到r~32 arcmin的速度色散曲线。在此范围内，速度分散似乎单调减少，从中心值sigma_{v} ~17.2 Km/s下降到最小值sigma_{v} ~5.2 Km/s。所观察到的表面亮度分布，旋转曲线，速度色散分布和椭圆率分布的同时很好地再现了一个简单的动力学模型，其中质量遵循轻，在经典的牛顿引力理论。通过与一个N-体模型的比较，表明在进入银河系势的最后10个轨道中，一个模拟omega Cen的系统的演化表明：（a）位于星团内部~20弧分的恒星的旋转并不像其他作者所假设的那样是由于银河系潮汐场的影响，以及（b）总体观测情景仍然与星团外围区域受到某种潮汐搅动的可能性相一致。
2009-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
oMEGACat. X. Shedding light on the disrupted dwarf galaxy of Omega Centauri
Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Utah（犹他大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天体物理计算研究所）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Landessternwarte（海德堡大学天文学中心，州立天文台）
研究通过APOGEE和GALAH数据揭示Omega Centauri的化学结构，发现其内部区域富含α元素，支持其由矮星系合并形成，同时表明Sequoia和Thamnos符合向外剥离序列，而与GE的联系仍存疑问。
2026-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Intermediate Mass Black Hole in Omega Centauri: Constraints on Accretion from JWST
The George Washington University（乔治华盛顿大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；IRAP-Roche（红外天文研究所-罗歇）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；The University of Utah（犹他大学）
通过JWST观测分析ω人马座中心区域，研究中间质量黑洞的吸积限制，发现现有模型与观测结果不匹配，且JWST限制比现有射电限制更严格。
2026-03-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
The HST Large Program on Omega Centauri. I. Multiple stellar populations at the bottom of the main sequence probed in NIR-Optical
作为一个大型调查的一部分，哈勃太空望远镜研究最暗的恒星内的球状星团欧米茄半人马座，在这项工作中，我们提出了早期的结果，其主要序列（MS）的恒星的多样性，基于深光学和近红外观测。通过使用适当的色星等图，我们第一次确定了从关闭到氢燃烧极限的整个MS上的两个主要恒星星族I和II。我们将观测结果与MS星的合成光谱进行了比较，并得出结论，这两个MS与具有不同金属丰度、氦和轻元素丰度的恒星星族是一致的。具体来说，MS-1对应于贫金属恒星星族（[Fe/H]~-1.7），Y~ 0.25，[O/Fe]~0.30。MS-II的主恒星是富氦（Y~0.37-0.40）恒星，金属丰度范围为[Fe/H]~-1.7至-1.4。在MS拐点（mF 160 W ~19.5）以下，我们的测光结果显示，两个主要MS中的每一个都有不同氧丰度的恒星亚群，MS-II中有非常贫氧的恒星（[O/Fe]~-0.5）。这种复杂性在以前对球状星团中M矮星的研究中从未观察到。在詹姆斯·韦伯太空望远镜的午餐前几个月，这些结果证明了光学和近红外测光在研究球状星团中多个恒星星族中的作用。
2017-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Limits on an Intermediate Mass Black Hole in Omega Centauri: I. Hubble Space Telescope Photometry and Proper Motions
我们分析了哈勃太空望远镜的高级相机对球状星团欧米茄的调查数据。我们使用GO-9442，GO-10252和GO-10775数据集构建了一个光度和自行星表。观测之间的2.5到4年基线产生了大约10^5个自行的目录，在中心场有53，382个高质量的测量。我们使用两种不同的星计数方法和一种完全独立的方法，使用2 MASS图像确定聚类中心到1角秒的精度。我们还确定了自行的运动学中心，它与星数中心在其不确定性范围内一致。星团的自行色散逐渐向内增加，但在中心~15弧秒内，运动学没有随位置变化：没有色散尖点，也没有速度异常高的恒星。我们首次在任何球状星团中测量了沿主序的自行色散随质量的变化，并发现该星团尚未处于均分状态。我们的自行结果不证实Noyola，Gebhardt和Bergmann提出的怀疑欧米茄Cen中存在中等质量黑洞的论点。在第二篇论文中，我们提出了新的动力学模型的高质量的数据在这里，把定量约束的质量上的任何可能的IMBH的目的。
2009-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
From the CMD of Omega Centauri and (super-)AGB stellar models to a Galactic plane passage gas purging chemical evolution scenario
我们研究了半人马座欧米茄的色星等图，发现蓝色主序（bMS）只能由氦丰度在Y=0.35- $0.40. To explain the faint subgiant branch of the reddest stars ("MS-a/RG-a" sequence), isochrones for the observed metallicity ([Fe/H]\approx0.7) appear to require both a high age (~13Gyr) and enhanced CNO abundances ([CNO/Fe]\approx0.9$范围内的模型再现。还必须假设Y~0.35，以抵消高CNO对关闭颜色的影响，从而获得与该恒星星族的相对蓝色关闭的良好拟合。这表明Omega Cen的化学演化时间较短（<1 Gyr）。我们的中等质量（超）AGB模型能够再现高氦丰度，以及[N/Fe]~2和大量的O贫化，如果充分考虑对流处理的不确定性。这些丰度特征将bMS星与占主导地位的[Fe/H] $\approx1.7$星族区分开来。最大质量的超AGB恒星模型（M_zams>=6.8M_sun，M_He，核心>=1.245M_sun）预测的N增强太大，这限制了它们对极端人口的贡献。我们定量地表明，高度He和N-富集AGB喷出物具有特别有效的冷却性能。基于这些结果和重建的轨道欧米茄…
2012-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new formation model for omega Centauri: the crossroad of astrophysical processes
我们研究了银河系球状星团（GC）omega Cen与多个恒星星族的形成过程，基于我们最初的流体动力学模拟，包括II型超新星（SNe II）、渐近巨星分支（AGB）恒星和中子星合并（NSMs）的化学富集。主要结果如下。在其矮星系的中心区域，质量为2 × 10^7太阳质量的致密分子云在不到几百万年的时间内可以形成[Fe/H]变化范围很大的多个恒星星族。从SNe II和AGB星喷出的气体可以很好地混合，形成具有更高He丰度（Y）和更高[Fe/H]的新恒星。富He星强烈集中在GC的中心区域，因此GC可以显示出陡峭的Y负梯度。轻元素Fe的相对比例显示双峰分布为一个给定的[Fe/H]由于恒星形成的原始气体和AGB喷出物。[La[Ba/Fe]和[Ba/Fe]在[Fe/H]~-1.5时迅速增加，然后由于Fe从SNe Ⅱ排出而下降。虽然AGB喷出物几乎可以完全保留在集群内的介质，NSM喷出物可以保留只有部分。这种保留能力的差异是在ω Cen中观察到的独特的[Eu/Fe]-[Fe/H]和[La/Eu]-[Fe/H]关系的原因。一些观测结果，如[O/Na] $-$ [Fe/H]关系和径向[Fe/H]梯度，在本模型中还不能很好地再现。
2019-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Studying stellar populations in Omega Centauri with phylogenetics
本文首次将系统发育学方法（高斯混合模型和邻接法聚类）应用于半人马座ω星团的化学丰度数据，通过分析恒星间演化关系识别出球状星团来源与原位形成恒星，并发现一个此前未知的原位恒星族，支持该星团为被银河系吸积的约10^9倍太阳质量星系核星团。
2025-06-24 astro-ph.GA astro-ph.IM
oMEGACat II -- Photometry and proper motions for 1.4 million stars in Omega Centauri and its rotation in the plane of the sky
本研究利用HST长期数据构建ω Cen内部140万颗恒星的高精度测光与自行星表，并测得其天空平面自转及倾角。
2024-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Limits on an Intermediate Mass Black Hole in Omega Centauri: II. Dynamical Models
我们提出了一个详细的动力学分析的投影密度和运动学数据的球状星团欧米茄Cen。我们解决了球面各向异性的Jeans方程预测的RMS速度在每个三个正交坐标方向（视线，自行径向，自行切向）的投影轮廓。我们适合的模型，以新的HST恒星计数和自行数据附近的集群中心在纸我，结合现有的地面测量。我们还推导和模拟所观察到的自行分布的高斯-厄米矩。投影的密度分布与中心附近的平坦一致，中心对数斜率的上限γ =0.07。RMS自行轮廓也与中心附近的平坦一致，并且没有异常快速移动的恒星。该模型提供了一个很好的拟合，并产生一个可能的中等质量黑洞（IMBH）的质量上的1 σ上限MBH < 1.2E4太阳质量。推断的上限对应于MBH/Mtot <0.43%。我们结合其他集群的结果，并讨论了球状星团IMBH人口的影响。需要更严格的限制来排除或确定球状星团是否遵循与星系相同的黑洞人口统计相关性。Noyola等人（2008）提出的怀疑欧米茄Cen中存在IMBH的论点没有得到我们研究的证实;他们提出的IMBH质量被坚决排除。
2009-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
