VLT-FLAMES Analysis of 8 giants in the Bulge Metal-poor Globular Cluster NGC 6522: Oldest Cluster in the Galaxy?
NGC 6522是W.巴德尽管它的重要性，很少有高分辨率的丰度分析的恒星在这个集群是在文献中。核球贫金属星系团可能是银河系早期化学富集的重要示踪物。本研究的主要目的是确定NGC 6522单个恒星的金属丰度和元素比。在8米VLT UT 2-Kueyen望远镜上用FLAMES+GIRAFFE摄谱仪获得了核球球状星团NGC 6522中8颗巨星的高分辨光谱。采用多波段V、I、J、Ks光度法求取有效温度作为参考值。光谱参数来自铁I和铁II线，并通过推导丰度比。本分析提供了金属度[Fe/H] = -1.0+-0.2。α元素氧、镁和硅显示[O/Fe]=+0.4，[Mg/Fe]=[Si/Fe]=+0.25，而钙和钛显示较浅的[Ca/Fe]=[Ti/Fe]=+0.15的比率。中子俘获r过程元素铕似乎过剩[Eu/Fe]=+0.4。中子俘获S元素La和Ba的增强值分别为[La/Fe]=+0.35和[Ba/Fe]=+0.5。还讨论了Ba和Eu丰度的大的内部误差，表明Ba和Eu丰度的大的星-星变化。中等的金属丰度和蓝色的水平支（BHB），与HP~1和NGC 6558的特征相似，表明银河系核球中存在着非常古老的球状星团。此外，NGC 6522的丰度比与HP 1和NGC 6558相似。最终的结论是，隆突是古老的，并经历了早期的快速化学富集。
2009-08-25 astro-ph.GA
Oxygen and zinc abundances in 417 Galactic bulge red giants
氧和锌在银河系核球的化学演化的理解的关键元素。氧与铁的丰度比提供了一个最可靠的恒星形成率和核球化学演化的指标。锌在贫金属恒星中被增强，表现为一种$α$元素，其产生可能需要在超新星中进行核合成。大部分的中性气体在高红移是在阻尼莱曼α系统（DLAs），其中锌也被观察到作为一个α元素。本工作的目的是从中等分辨率（R~ 22，000）的FLAMES-GIRAFFE光谱中导出417颗球巨星中α元素氧、氮和铁峰元素锌的丰度。对于具有较高分辨率（R~ 45，000）UVES谱的恒星，进行了比较。结果与文献数据和化学动力学模型进行了比较。
2018-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Terzan 8: a Sagittarius-flavoured globular cluster
大质量球状星团（GC）至少包含两代年龄略有不同、轻元素丰度明显不同的恒星。Na-O关系是多代恒星的化学特征研究得最好的。低质量的团簇通常表现为化学上均匀的。我们正在研究低质量GC，以了解多个种群可以形成的质量下限是什么，主要使用Na和O丰度分布。我们使用VLT/FLAMES光谱的巨人在低质量，金属贫GC泰山8，属于人马座矮星系，以确定丰富的Fe，O，Na，α-，Fe峰，和中子捕获元素在6颗恒星与UVES观察和14个观察与GIRAFFE。根据六个高分辨率UVES光谱，平均金属丰度为[Fe/H]=-2.27+/-0.03（rms=0.08）。只有一颗星，观察与GIRAFFE，显示了增强的丰富的钠，我们暂定分配到第二代。在这个星系团中，与更大质量的GC中发生的情况不同，第二代似乎最多代表一小部分。我们讨论了我们的研究结果的影响，比较泰山8与其他Sgr dSph GCs，GCs和场星的大麦云，天炉座，和其他矮星系。
2013-11-11 astro-ph.GA
The Gaia-ESO Survey: The DR5 analysis of the medium-resolution GIRAFFE and high-resolution UVES spectra of FGK-type stars
本文描述Gaia-ESO巡天DR5中FGK型恒星光谱的均匀化分析，采用贝叶斯方法统一WG11和WG10的恒星参数与化学丰度，分别获得6,231和76,675颗恒星的高精度参数。
2024-02-08 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Dynamics in the outskirts of four Milky Way globular clusters: it's the tides that dominate
利用英澳望远镜（AAT）的2dF/AAOmega和甚大望远镜（VLT）的FLAMES对NGC 1261、NGC 4590、NGC 1904和NGC 1851等4个球状星团的外围进行了光谱观测。我们提取了单个恒星的化学动力学信息，从中我们估计了每个星团的速度色散曲线和旋转。将观察结果与直接的$N$ -体模拟和每个聚类的适当的{ \sc limepy}/{ \sc spes}模型进行比较，以解释结果。在NGC 1851中，探测到的内部旋转与现有文献一致，NGC 1261显示出一些超出截断半径的旋转信号，可能来自逃逸恒星。我们发现NGC 1261、NGC 1851和NGC 1904的观测和模拟结果的色散分布并不随{ \sc limepy}/{ \sc spes}模型预测的截断半径的增大而减小，在截断半径以外，$N$体模拟显示逃逸星占主导地位; NGC 4590的色散分布遵循{ \sc limepy}/{ \sc spes}模型的预测，尽管数据没有有效地扩展到截断半径之外。模拟结果再现了NGC 1261、NGC 1851和NGC 1904外围的增加/平坦色散分布。因此，增加/平坦的分散配置文件的集群的问题可以解释的潮汐相互作用与银河系不引入暗物质。
2022-11-30 astro-ph.GA
NLTE Analysis of Copper Abundances in the Galactic Bulge Stars
利用中高分辨率（R~ 20，000）、中等信噪比（S/N > 70）的FLAMES-GIRAFFE光谱，研究了银河系核球区129颗红巨星支星的铜丰度，[Fe/H]为-1.14到0.46 dex。铜的丰度是由局部热力学平衡（LTE）和非局部热力学平衡（NLTE）的光谱合成方法。我们发现，铜I线的NLTE效应表现出明显的金属丰度的依赖性，并逐渐增加与减少[Fe/H]为我们的样本星。我们的研究结果表明，铜的NLTE效应是重要的，不仅对金属贫乏的恒星，但也为超太阳金属丰富的和LTE的结果低估了铜的丰度。我们注意到，在金属丰度为-1.14 < [Fe/H] < 0.0 dex的范围内，核球星的[Cu/Fe]趋势与银盘星相似，当[Fe/H]为~-1.2到~-0.5 dex时，[Cu/Fe]比随着金属丰度的增加而增加，有利于Cu的二次（金属丰度相关）产生。
2019-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Carina Project. VIII. The α-element abundances
利用ESO/VLT的UVES（高分辨率）和FLAMES/GIRAFFE（高、中分辨率）光谱数据对船底座红巨星（RG）进行了新的丰度分析。前一个样本包括44个RG，而后者包括65个（高分辨率）和~800个（中分辨率）RG，覆盖了星系RG分支（RGB）的很大一部分，以及红团星。为了改善在微弱星等极限下的丰度分析，将FLAMES/GIRAFFE数据分为10个表面重力和有效温度箱。属于同一重力/温度仓的恒星的光谱被堆叠。这种方法使我们能够在微弱极限（V> 20.5等）下将信噪比提高至少五倍。我们利用Monelli等人（2014）引入的新测光指数cU，B，I作为年龄和可能的金属丰度指标，沿着RGB分裂恒星。这两个恒星星族显示出不同的[Fe/H]和[Mg/H]分布：它们的平均Fe丰度分别为-2.15 $\pm$ 0.06 dex（sig=0.28）和-1.75 $\pm$ 0.03 dex（sig=0.21）。两种铁分布在75%水平上不同。这支持了Lemasle等人（2012）和Monelli等人（2014）的初步结果。此外，我们还发现，老年和中年恒星星族的平均[Mg/H]丰度分别为-1.91 $\pm$ 0.05 dex（sig=0.22）和-1.35 $\pm$ 0.03 dex（sig=0.22）;它们在83%的水平上存在差异。船底座的α-元素丰度在1 sigma内与场晕星和星团（银河系…
2015-06-05 astro-ph.GA
Na-O Anticorrelation and HB. VIII. Proton-capture elements and metallicities in 17 globular clusters from UVES spectra
我们提出了均匀的丰度为铁和一些元素参与质子捕获反应（O，钠，镁，铝，硅）的202红巨星在17个银河系球状星团（GC）的高分辨率UVES光谱与FLAMES@ ESO-VLT 2获得的分析。我们的程序集群几乎涵盖了GC金属丰度的整个范围，并被选择用于对最广泛的全球参数（HB形态，质量，浓度等）进行采样。本文着重讨论了Na-O和Mg-Al的热力学关系及相关问题。我们的研究发现，在所有GC中，Na和O的恒星丰度存在明显的变化。除少数GC外，所有GC中均存在Al的变化。最后，镁和硅的丰度分布也存在于少数簇中。镁是稍微少过剩和硅稍微过剩的最富铝的恒星。Si和Al丰度之间的相关性是在少数簇中从Mg-Al循环泄漏的28 Si的产生的标志。在循环中进行适当反应所需的截面表明，对于有利的生产位置，温度超过约65 MK。我们使用稀释模型来推断的总范围内的铝丰度从铝丰度的UVES光谱，和钠丰度分布发现从分析的更大的一组恒星GIRAFFE光谱可用。我们发现，第一代污染物产生的第二代恒星在每个集群中的组合物的额外的铝的最大量是密切相关的金属丰度和集群光度再现从GIRAFFE光谱中发现的最低O丰度相同的组合。然后，我们认为，镁铝循环所需的高温，只有在最庞大的和最贫金属的污染物达到。
2009-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Large and small-scale structure of the Intermediate and High Velocity Clouds towards the LMC and SMC
利用大麦哲伦云和小麦哲伦云中早型星的CaII K和NaI D星际吸收线光谱研究了前景中高速云（I/HVC）的大尺度和小尺度结构。这些数据包括对4个疏散星团中403颗恒星的FLAMES-GIRAFFE CaII K观测，以及对大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中156颗恒星的FEROS或UVES光谱。FLAMES观测是迄今为止在20弧秒尺度上对CaII结构进行的最广泛的探测之一。从0.5度视场内的FLAMES数据来看，I/HVC分量中的CaII K等效宽度朝向三个集群变化>10倍。在中等速度或高速度的吸收中没有检测到分子气体，尽管在LMC和银河系速度下，分子吸收存在于某些视线中。视线显示，在EW的变化超过了一个因素7 CH+对NGC 1761超过尺度小于10弧分。FEROS/UVES数据显示，$\sim$ 60%的视线中有CaII K I/HVC吸收。除了对恒星LHA 120-S 93的试探性探测外，在非麦哲伦HVC速度下没有发现NaI D。I/HVC中CaII/NaI比值的范围为-0.45至+1.5 dex，与之前I/HVC的测量结果相似。在10个视线，我们发现CaII/OI比在I/HVC气体范围从0.2至1.5德克斯低于太阳值，表明无论是灰尘或电离效应。在9个视线中，I/HVC气体在HI和CaII中都被检测到，并且显示出与典型的I/HVC相似的CaII/HI比率和相似的速度，这意味着在这…
2015-11-03 astro-ph.GA
Searching for IMBHs in Galactic globular clusters through radial velocities of individual stars
我提出了一个概述，我们正在进行的项目，旨在建立一个新一代的速度色散剖面广告旋转曲线的银河系球状星团的代表性样本，从径向速度分布在不同的距离从集群中心的数百颗恒星。最里面的部分将被用来限制可能存在的中等质量黑洞。所采用的方法包括在合并获得的光谱观测与三个不同的仪器在欧洲南方天文台-甚大望远镜：自适应光学辅助，积分场单元（IFU）光谱仪SINFONI的最里面和高度拥挤的集群核心，多IFU光谱仪KMOS的中间区域，和多光纤仪器火焰/GIRAFFE-MEDUSA的郊区。NGC 6388的情况下，代表的试点项目，激励整个计划，描述了一些细节。
2015-02-16 astro-ph.GA
The blue straggler population of the open clusters Trumpler 5, Trumpler 20, and NGC 2477
本文基于盖亚DR 2对疏散星团Trumpler 5、Trumpler 20和NGC 2477中的蓝离散星（BSS）进行了研究。所有的候选者都是根据他们在色星等图中的位置、他们的自行分量和视差来选择的。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Trumpler 5拥有大量的BSS人口，这使我们能够分析它们的径向分布，作为集群动力学状态的探针。将BSS分布与红巨星分支星（RGB）的分布进行比较，以评估质量分离。我们的研究结果表明，蓝掉队星是不是更集中在任何集群中的RGB星。在Trumpler 5中BSS的径向分布是平坦的。此外，使用多历元的径向速度调查进行的高分辨率光谱仪FLAMES/GIRAFFE在VLT，我们测量的径向速度的样本的离散，为了比较的平均径向速度和速度分散的集群。根据不同历元的视向速度变化，我们粗略地将这些恒星分类为可能的近周期或长周期双星。
2020-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Intrinsic iron spread and a new metallicity scale for Globular Clusters
我们利用FLAMES@VLT（每个星系团中分别有100颗GIRAFFE和10颗UVES星）收集了19个星系团球状星团（GC）中约2000颗红巨星分支（RGB）星的光谱。这些观测提供了一个前所未有的，精确的，均匀的数据集的铁丰度在GC。我们用它来研究铁的宇宙散射，发现就铁而言，大多数GC仍然可以被认为是单金属的，因为铁的散射上限小于0.05 dex，这意味着均匀度优于12%。我们发现Fe的散射似乎依赖于光度，这可能是由于众所周知的上RGB恒星的恒星大气不足和/或固有的变化。它似乎也与集群的性质，如质量，表明更大的散射在更大的质量GC这可能是一个（小）真正的内在散射。这19个GC涵盖了银河系GC大部分的金属丰度范围，定义了一个准确和更新的金属丰度尺度。我们提供了一些现有的尺度变换方程。我们还提供了新的值[Fe/H]，在我们的规模，所有的GC在哈里斯的目录。
2009-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundances as a tracer of AGB stars pollution in the globular cluster NGC 6752
本文对贫金属球状星团NGC 6752中从转折到低红巨星分支的217颗恒星进行了化学丰度分析。铝和锂的丰度是通过光谱合成得到的，应用于火焰收集的光谱，在GIRAFFE和UVES模式。这项工作的目的是深入了解污染物（S）的性质负责的丰度变化和C-N，Na-O，Al-Mg的反相关与多重人口现象。我们在未演化恒星中发现了A（Li）=2.33 $\pm$ 0.06 dex的平台，在红巨星分支的底部，平均Li含量持续下降到$\sim$ 1.25 dex。正如在经典的反相关情景中所预期的那样，我们发现了Al含量低、Li含量高的恒星，以及Al含量高、Li含量低的恒星。然而，除此之外，我们还发现了富铝的证据，第二代恒星具有高Li含量。这一发现表明需要锂生产，已知发生在中等质量（$\sim$ 4- 8 M $_{sun}$）AGB星通过卡梅隆-福勒机制。值得注意的是，富铝星中观测到的Li丰度从未超过贫铝星。
2021-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of the Small Magellanic Cloud
小麦哲伦云是一个紧密的不规则星系，由于与大麦云云和银河系的强相互作用，它经历了复杂的恒星形成历史。尽管它的重要性，它的恒星星族的化学组成年龄超过1-2 Gyr仍然是很少的调查。我目前的光谱调查的200个小麦哲伦云巨星与火焰@VLT执行的第一个结果。导出的金属度分布峰值在[Fe/H] -0.9/-1.0 dex处，第二峰值在[Fe/H] -0.6 dex处。所有这些恒星的[α/Fe]丰度比都是太阳能或轻度增强（+0.1 dex）。此外，在SMC的外围还发现了三颗贫金属恒星（[Fe/H] -2.5 dex和增强的[alpha/Fe]比与星系晕的一致）：这些巨星是迄今为止在麦哲伦星云中发现的最贫金属的恒星。
2013-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical analysis of the Bulge Globular Cluster NGC 6553
球状星团是银河系中最古老的天体之一，因此它们的研究人员是了解银河系早期经历的演化和形成过程的关键。光谱学研究使我们能够对球状星团的化学组成进行详细的分析。我们研究的目的是对膨胀球状星团NGC 6553的恒星样本进行详细的化学丰度分析，以确定化学模式，使我们能够欣赏银河系中金属最丰富的球状星团之一的多重星群现象。正在利用FLAMES/GIRAFFE摄谱仪、VVV Survey和盖亚任务DR 2获得的数据进行分析。我们分析了20颗红色水平支星，这是该星团的第一次广泛的光谱丰度分析，并测量了8种化学元素（O，Na，Mg，Si，Ca，Ti，Cr和Ni），得出了平均铁含量$[Fe/H] = -0.10\pm0.01$和平均值$[α/Fe] = 0.21\pm0.02$，考虑到Mg，Si，Ca和Ti（平均值的误差）。我们发现Na的含量有显著的扩散，而O的含量很小或可以忽略不计。我们没有发现$α$和铁峰元素含量的内在变化，显示出与膨胀场恒星的趋势很好的一致性，表明类似的起源和演化。
2021-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Zinc in the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
利用ESO VLT/FLAMES/GIRAFFE光谱测量了玉夫座矮球状星系中$\approx$ 100颗红巨星支（RGB）星的Zn丰度。这是在银河系以外的恒星系统中单个锌丰度测量的最大样本。在观察到的金属丰度范围内，$-2.7\leq\text{[Fe/H]}\leq-0.9$，在玉夫座锌丰度的一般趋势是类似的$α$ -元素。也就是说，在低金属丰度下，[Zn/Fe]的超太阳丰度比随着[Fe/H]的增加而降低，最终达到太阳下的值。然而，在Sculptor的较高金属丰度处，$\text{[Fe/H]}\gtrsim-1.8$，我们发现了一个显著的分散体，$-0.8\lesssim\text{[Zn/Fe]}\lesssim+0.4$，这在任何$α$ -元素中都没有看到。我们的研究结果是一致的，与以前的观测数量有限的恒星在玉夫座和其他矮星系。这些结果表明，锌有一个复杂的核合成的起源，既不完全像一个$α$ -也不是一个铁峰元素。
2017-08-01 astro-ph.GA
The large- and small-scale CaII K structure of the Milky Way from observations of Galactic and Magellanic sightlines
目的：通过利用在同一天空区域中已知距离的早期恒星探测器的光谱，可以研究银河系ISM的大尺度和小尺度（pc）结构。本文确定了在3933.661 A的线强度的变化，作为一个函数的探针分离的恒星样本，包括许多视线的麦哲伦云。研究方法：利用VLT对CaII中3个银河系和4个麦哲伦疏散星团早型星的FLAMES-GIRAFFE观测数据，获得了657颗恒星（其中443颗为麦哲伦视线）的银河系Ca区IS星的速度、EW、柱密度和线宽。每个星团中有43-110颗恒星。此外，还提供了21颗银河系和154颗麦哲伦早期型恒星的FEROS和UVES CaII & NaI光谱，并结合文献资料研究了Ca柱密度/视差关系。结果如下：对于用FLAMES研究的四个麦哲伦星系团，发现在0.05-9 pc的横向尺度上，银河系IS CaII K EW的强度变化了1.8-3.0倍，对应于光学薄近似下0.3-0.5 dex的柱密度变化。使用FLAMES、FEROS和UVES存档光谱，发现MW气体的最小和最大还原EW分别位于CaII K和NaI D的35-125 mA和30-160 mA范围内。该范围与van Loon等人（2009年）发表的ISM的简单模型一致，该模型由填充因子为0.3的球形云团组成，尽管不排除其他几何形状。最后，得到视差和CaII柱密度的函数形式为pi（mas）=1/（2.39e-13 × N（CaII）（cm…
2015-11-02 astro-ph.GA
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
The observed multiplicity properties of B-type stars in the Galactic young open cluster NGC 6231
众所周知，大质量O型星经常（如果不是总是）出现在双星或更高阶的多重系统中，但这一事实在以B型星为代表的质量较低的大质量恒星中却没有得到有力的研究。获得B型星的双星分数和轨道参数分布对于理解多重性对核心坍缩超新星原型祖先的影响以及正确研究引力波祖先的形成通道至关重要。本工作的目的是通过80颗B型星的多历元光谱学研究年轻疏散星团NGC 6231的B星族的多重性。我们分析了80颗B型恒星的31个FLAMES/GIRAFFE观测结果，监测它们的径向速度（RV）并进行最小二乘谱分析（Lomb-Scargle），以寻找那些RV具有统计学显着变化的恒星的周期性。我们对NGC 6231的B型星观测到的光谱双星分数为$33\pm5$ %进行了约束，并对一阶偏差进行了修正，得到了真实的光谱双星分数为$52\pm8$ %。在27个B型双星候选者中，我们得到了20个系统的轨道解：15个单线（SB 1）和5个双线光谱双星（SB 2）。我们提出了这些轨道的解决方案和轨道参数分布与他们有关。我们的研究结果表明，银河系的B型星较少发现的双星系统比他们更大质量的O型同行，但他们的轨道性质一般类似的B型和O型恒星在银河系和大麦云云。
2021-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGC 362: another globular cluster with a split red giant branch
我们获得了球状星团（GC）NGC 362中第一代和第二代红巨星分支（RGB）恒星的火焰GIRAFFE+UVES光谱，并用它们推导出92颗恒星样本中21种原子的丰度。所测元素包括质子俘获元素（O、Na、Mg、Al、Si）、α俘获元素（Ca、Ti）、Fe峰元素（Sc、V、Mn、Co、Ni、Cu）和中子俘获元素（Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd、Eu、Dy）。分析是完全一致的，在本系列以前的文件中提出的20个GC。NGC 362中的恒星似乎沿着Na-O反相关聚集成两个离散的群，在[O/Na] 0 dex处有一个间隙。富钠、富二代明星呈现出向更中央集中的趋势，虽然自信程度不是很高。与具有相似金属丰度、不同水平分支类型和低得多的总质量的经典第二参数双星NGC 288相比，NGC 362的质子捕获过程似乎更为极端，证实了先前的分析。我们发现了一个次级RGB序列的存在，比RGB的大部分更红：初步估计表明，这个序列包括大约6%的RGB恒星。我们的光谱数据和文献测光表明，这个序列几乎完全由富含Ba的巨星组成，并且可能富含所有s过程元素，就像在其他星团中发现的那样。在这方面，NGC 362加入了以前研究过的GC，如NGC 1851，NGC 6656（M 22）和NGC 7089（M 2）。
2013-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Aluminium abundances in five discrete stellar populations of the globular cluster NGC 2808
利用FLAMES/GIRAFFE和HR 21高分辨率光栅对NGC 2808中的90颗红巨星分支（RGB）恒星进行了观测。这些恒星具有精确的大气参数和丰富的轻元素。我们从强双态Al I 8772-8773埃中推导出它们的铝丰度，正如我们小组以前的工作一样。此外，我们能够从大量CN特征的强度估计89颗恒星的CN相对丰度。当我们的团队从以前的UVES光谱分析中添加自洽丰度时，我们收集了NGC 2808中总共108颗RGB恒星的[Al/Fe]比率。质子捕获元素的完整数据集被用来详细探索在这个球状星团的光谱检测到的五个离散的组件。我们发现，不同类别的污染物需要再现（反）的相关性之间的所有质子捕获元素的人口P2，I1，和I2的中间组成。这与在较低RGB的第二代恒星中检测到锂是一致的，需要至少两种污染物。为了具有化学上同质的种群，我们的样本的最佳细分是从统计聚类分析中得出的六个组分。通过比较不同的图表[元素/铁]与[元素/铁]，我们第一次表明，一个简单的稀释模型是不能够重现在这个集群中的所有子种群。需要不同质量的污染物。NGC 2808被证实对任何球状星团的形成都是一个严峻的挑战。
2018-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium in NGC 2243 and NGC 104
我们的目标是确定两个金属丰度相似但年龄非常不同的星团的初始Li含量，这两个星团是古老的疏散星团NGC 2243和富含金属的球状星团NGC 104。我们比较了每个星团中大量恒星（从关闭到红巨星分支）的锂丰度。对于NGC 2243，Li丰度来自Gaia-ESO公共光谱调查发布的目录，而对于NGC 104，我们使用FLAMES/GIRAFFE光谱测量了Li丰度，其中包括档案数据和新观测。我们将NGC 2243的初始锂视为锂浸入热侧恒星中测量的锂。我们利用NGC 2243的初始丰度和一次后的Li值之间的差值，将这个值与NGC 104的一次后的Li值相加，就可以推断出该星团的初始Li值。此外，我们比较了我们的观测结果与理论恒星模型的预测之间的差异，初始锂丰度和后的第一次挖掘。通过对NGC 2243中锂丰度最高的5颗恒星的平均锂丰度的测量，得到了NGC 2243的初始锂含量为A（Li）i = 2.85dex。这个值比第一次挖掘后的恒星的锂丰度高1.69 dex。将此数与NGC~104中第一颗被挖出来的恒星的锂丰度相加，我们推断其初始锂含量的下限为A（Li）_i= 2.30dex。恒星模型预测了类似的值。因此，我们的结果提供了重要的见解，为进一步的理论发展。
2021-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Compositions of Field and Globular Cluster RR~Lyrae Stars: II. omega Centauri
本文对球状星团NGC 5139（ω Cen）中的天琴座RR（RRL）变星进行了详细的光谱分析。我们在拉斯坎帕纳斯天文台的麦哲伦/克莱望远镜上用多光纤摄谱仪M2 FS收集了113个RRL的光学（4580-5330 A）、高分辨率（R = 34，000）、高信噪比（200）光谱。我们还分析了在VLT使用FLAMES/GIRAFFE收集的122个RRL的高分辨率（R = 26，000）光谱，可在ESO档案中获得。目前的样本加倍的文献丰度的集群和领域的RRL在银河系的基础上高分辨率光谱。等效宽度测量用于估计大气参数、铁和α（Mg、Ca、Ti）、铁峰值（Sc、Cr、Ni、Zn）和s-过程（Y）元素的丰度比。我们确认ω Cen是一个复杂的簇，其特征在于铁含量的大范围分布：-2.58 < [Fe/H] <-0.85。我们估计平均团簇丰度为[Fe/H] = -1.80 +-0.03，sigma = 0.33 dex。我们的研究结果还表明，两个不同的RRL人口共存的集群。前者更贫金属（[Fe/H] < -1.5），Y几乎为太阳丰度。后者数量较少，金属含量更高，钇含量更高（[Y/Fe] > 0.4）。这种特殊的双峰富集只出现在s-过程元素中，而在较轻的元素中没有观察到，其[X/Fe]比值是银河系球状星团的典型特征。
2019-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical DNA of the Magellanic Clouds -- I. The chemical composition of 206 Small Magellanic Cloud red giant stars
我们目前的化学成分的206红巨星支星成员的小麦哲伦星云（SMC）使用光学，高分辨率光谱收集的多目标光谱仪火焰-GIRAFFE在ESO甚大望远镜。该样本包括位于母星系内不同位置的三个区域中的恒星。我们分析了主要的元素组，即轻-（Na），α-（O，Mg，Si，Ca，Ti），铁峰（Sc，V，Fe，Ni，Cu）和s-过程元素（Zr，Ba，La）。样品的金属丰度分布在[Fe/H] ~（-1）dex附近有一个主峰和一个弱的贫金属拖尾。然而，三个场的[Fe/H]分布各不相同，特别是最内层场和最外层场的平均金属丰度相差0.2dex，贫金属星的比例从最内层场到最外层场显著增加（从~ 1%增加到~20%），这可能反映了SMC中的年龄梯度。此外，我们发现了一个可能的化学/运动学不同的子结构的暗示。SMC恒星的丰度比与银河系恒星明显不同，特别是对于大质量恒星产生的元素（如Na、$α$和大多数铁峰元素），其丰度比系统地低于我们银河系中测量的丰度比。这表明，相对于银河系，大质量恒星对SMC化学富集的贡献较小，根据该星系的低恒星形成率预期。最后，我们确定了一些元素（Na，Ti，V和Zr）的丰度在两个最里面的领域，这表明在SMC的化学富集的历史是不均匀的小系统的差异。
2023-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulphur in the Sculptor dwarf spheroidal galaxy - Including NLTE corrections
在星系晕星中，硫的行为被证明与其他$α$ -元素相似，但到目前为止，还没有对其他星系恒星中的这种元素进行全面的研究。在这里，我们使用高分辨率的ESO VLT/FLAMES/GIRAFFE光谱，以确定在玉夫座矮球状星系的85颗恒星的硫丰度，覆盖金属丰度范围$-2.5\leq \text{[Fe/H]} \leq-0.8$。这些丰度值来自于9213、9228和9238~ π的S~I三重态。这些线已被证明是敏感的偏离当地的热力学平衡，即NLTE效应。因此，我们提出了新的NLTE校正网格的恒星参数覆盖的目标恒星。在玉夫座星系中，NLTE校正的硫丰度显示出与该星系中其他$α$ -元素（如Mg、Si和Ca）相同的行为。在较低的金属丰度（$\text{[Fe/H]}\lesssim-2$），丰度与$\text{[S/Fe]}\approx+0.16$的平台一致，类似于在星系晕$\text{[S/Fe]}\approx+0.2$中观察到的情况。随着[Fe/H]的增加，[S/Fe]比下降，在$\text{[Fe/H]}\gtrsim-1.5$处达到负值。样品还显示[S/Mg]随[Fe/H]增加，最有可能是因为Ia型超新星的富集。
2015-05-12 astro-ph.GA
The Carina Project. X. On the kinematics of old and intermediate-age stellar populations
我们提出了新的径向速度（RV）的测量老（水平分支）和中间年龄（红团）的船底座矮球体的恒星示踪剂。它们基于VIMOS在VLT收集的2，200多个低分辨率光谱。目标很微弱（20<V<21.5等），但在最微弱的极限下的精度<9公里/秒。这些数据与RV测量值进行了补充，RV测量值是基于在VLT使用FORS 2和FLAMES/GIRAFFE收集的光谱或文献中提供的光谱。我们最终得到了2748颗恒星的样本，其中1389颗是船底座候选恒星。我们发现，中间年龄的恒星组件显示出一个很好的定义围绕短轴旋转模式。与主RV峰相比，星系的西侧和东侧分别相差+5和-4 km s-1。老恒星的组成部分的特点是由一个较大的RV色散，并没有表现出RV模式的证据。我们将观察到的RV分布与围绕巨大MilkyWay星系的前盘状矮星系的N体模拟进行了比较（Lokas et al. 2015）。我们将模拟星系相对于长轴旋转60度，我们将观察者保持在矮星的轨道平面上，并提取了与观察到的恒星相似的恒星样本。观测到的和预测的Vrot/σ比值在整个中部地区是非常一致的。这些证据表明船底座是一个盘状矮星系，与银河系经历了几次强烈的潮汐相互作用。由于这些相互作用，船底座从盘状转变为长球体，旋转速度转变为随机运动。
2016-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sodium abundances of AGB and RGB stars in Galactic globular clusters II. Analysis and results of NGC 104, NGC 6121 and NGC 6809
我们分析了银河系球状星团（GC）NGC 104、NGC 6121和NGC 6809中大量AGB和RGB星样本的高分辨率光谱，并确定了它们的Na丰度。这是NGC 6809中的AGB星首次被瞄准。此外，我们用同样的方法重新分析了NGC 6752的数据档案。为了研究AGB Na丰度分散对GC参数的依赖性，我们将我们获得的AGB [Na/H]分布（包括本系列第一篇论文中提出的NGC 2808）与其他四个GC的文献数据进行了比较，即，总共九个GC，涵盖广泛的GC参数。我们发现NGC 104和NGC 6809具有可比较的AGB和RGB Na丰度分布，而NGC 6121显示缺乏非常富Na的AGB星。通过分析所有9个GC，Na丰度和多个人口的AGB星显示了一个复杂的图片。在某些GC中，AGB星与RGB星具有相似的Na丰度和/或第二人口分数，而有些GC则没有富Na的第二人口AGB星，并且存在两个极端之间的各种情况。此外，AGB第二布居分数与GC全局参数的拟合关系表明，AGB第二布居分数与GC中心浓度有较弱的相关性，而与其他GC参数的相关性不强。目前的数据基本支持FRMS情景的预测。然而，考虑到微弱的观测和理论趋势，分散和例外的存在，第二人口AGB星的比例可以受到不止一个或两个因素的影响，甚至可能是随机性的结果。
2017-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Light, Alpha, and Fe-Peak Element Abundances in the Galactic Bulge
本文给出了位于（l，b）=（+5.25，-3.02）和（0，-12）附近的两个星系核球场中的156颗红巨星支星的径向速度和O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Cr，Fe，Co，Ni和Cu的化学丰度。（+5.25，-3.02）区域也包括对核球球状星团NGC 6553的观测。这些结果基于通过ESO档案获得的高分辨率（R~ 20，000）、高信噪比（S/N>70）FLAMES-GIRAFFE光谱。然而，我们只选择了原始观测的一个子集，其中包括具有高S/N的光谱，并且没有显示出强的TiO吸收带。目前的工作扩展了以前的分析，这一数据集以外的铁和α-元素镁，硅，钙，钛。虽然我们发现与过去的工作有合理的一致性，但这里提供的数据表明，凸起可能表现出与局部厚盘不同的化学成分，特别是在[Fe/H]>-0.5时。特别是，凸起[α/Fe]比可以保持增强到比厚盘略高的[Fe/H]，并且Fe峰元素Co、Ni和Cu与盘相比似乎增强。也有一些证据表明，[Na/Fe]（而不是[Al/Fe]）之间的隆起和本地磁盘的趋势可能是不同的，在低和高金属丰度。我们还发现，速度色散作为增加的函数减少[Fe/H]为两个字段，并没有检测到任何显着的冷，高速人口。与化学富集模型的比较表明，需要很大一部分的超新星来解释核球的丰度趋势，而初始质量函数过于陡峭、头重脚轻（不包括强烈的外流），或者为了避免包括大于40个太阳质量的恒星的贡献而被截…
2014-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutron-capture element deficiency of the Hercules dwarf spheroidal galaxy
我们提出了一个评估的钡丰度比的红巨星成员星在暗淡的武仙座矮球状（dSph）星系。我们的结果是从中间分辨率火焰/GIRAFFE光谱周围的Ba II 6141.71 AA吸收线在低信噪比。对于三颗较亮的恒星，我们能够从直接的等效宽度测量中获得估计值，而对于其余八颗恒星，只能获得上限。这些结果以统计学方式进行研究，表明Ba丰度非常低，log Ba（Ba）< 0.7 dex（3 sigma）。我们讨论了各种可能的系统偏差，首先是与Fe I 6141.73 AA线的混合，但其中大多数只会导致更低的丰度。一个更好的匹配与贫金属晕和dSph星只能通过包括一个大的不确定性，在连续体的位置。这与这个星系中铁和钙的高度分散（超过1 dex）形成对比。虽然后者的扩散是典型的非常低的光度，暗物质占主导地位的dSphs，重元素的高水平消耗表明武仙座的化学富集是由非常大质量的恒星控制的，再加上非常低的恒星形成效率。虽然在其他矮星系的个别恒星中也发现了一些非常低丰度的重元素，但这是第一次在整个dSph范围内发现非常低的Ba丰度。
2013-04-09 astro-ph.GA
Lithium abundances of Main Sequence and Sub-Giant stars in the Globular Cluster NGC 6397
我们展示了在甚大望远镜（VLT）上获得的FLAMES/GIRAFFE光谱。利用这些观测结果，我们首次观测到了球状星团主序星中的Li I双星。我们还观察到Li在一个样本的次巨星相同的B-V颜色。我们的最终样本由84颗SG星和79颗MS星组成。尽管事实上，SG和MS跨越相同的温度范围内，我们发现，在SG星的Li I的双重线的等效宽度系统大于MS星，这表明SG星之间的Li含量较高。这一点通过我们的定量分析得到了证实，该分析使用了1D和3D模型大气。我们发现，SG星显示，平均而言，Li丰度高0.1德克斯比MS星。我们还发现Li丰度与有效温度呈正斜率，温度越高，Li丰度越高，SG和MS星都是如此，尽管MS星的斜率略陡。这些结果提供了一个明确的证据，锂丰度的变化与进化地位。造成这一现象的物理机制尚不清楚，因为没有一个提出的模型似乎能准确地描述观测结果。这种机制能否解释宇宙学上的锂问题，仍然是一个悬而未决的问题。
2009-12-21 astro-ph.GA
Supersonic turbulence in Giant HII Regions: clues from 30 Doradus
巨HII区的湍流和光度之间的紧密相关性还没有得到很好的理解。虽然光度是由于电离星团中大质量恒星的紫外线辐射，但不清楚是什么驱动了湍流。对本宇宙中两个典型的巨HII区（剑鱼座30和NGC 604）的观测表明，星云气体的部分动能来自最大质量恒星的恒星风--星团风，但不是全部。我们提出了一个研究的基础上档案VLT火焰/GIRAFFE数据和新的高分辨率观测HARPS的运动学的30剑鱼。我们发现，星云的结构和运动学是由一个热的星团风，而不是由个别恒星的恒星风。星云气体的大部分湍流都是由星团风提供的，恒星和气体的引力势也有一个很小但很重要的贡献。我们估计了剑鱼座30的总质量，我们认为该区域不包含大量的中性（HI）气体，并且在投影中靠近星云中心的巨大分子云30 Dor-10实际上是距离电离星团核心R136数十秒差距的膨胀云。我们排除了Kolmogorov型湍流动能叶栅作为大HII区超音速湍流源的可能性。
2021-02-17 astro-ph.GA
Insights on the Milky Way bulge formation from the correlations between kinematics and metallicity
两个主要方案的形成银河系的隆起调用，第一个通过引力坍缩或层次合并的子块，第二个通过长期的银河系盘的演变。我们的目标是通过研究Baade窗口（l=1，b=-4）和沿球短轴的另外两个区域（l=0，b=-6和b=-12）的运动学和金属丰度之间的相关性来约束银河球的形成。我们结合径向速度和[Fe/H]测量获得的火焰/GIRAFFE在VLT的光谱分辨率为R=20000，再加上巴德的窗口字段OGLE-II自行车，并比较这些与发表的N-体模拟银河系凸出。我们确认了Hill等人2010年发现的Baade窗口中存在两个不同的种群：富金属种群呈现棒状运动学，而贫金属种群则表现出与旧球体或厚圆盘相对应的运动学。在这种情况下，Zoccali等人（2008）观察到的沿凸起短轴的金属丰度梯度，也可以在运动学中看到，可以与这两个种群的不同混合有关，因为它们远离银河平面，缓解了棒的运动学证据与金属丰度梯度存在之间的明显矛盾。我们发现的证据表明，两个主要的方案的隆起形成共存的银河系内的隆起。
2010-05-21 astro-ph.GA
The Gaia-ESO survey: A spectroscopic study of the young open cluster NGC 3293
我们提出了一个光谱分析的GIRAFFE和UVES数据收集的盖亚-ESO调查的年轻疏散星团NGC 3293。还分析了在“大质量恒星甚大望远镜火焰巡天”框架内从同一仪器获得的档案光谱。大气参数，六种元素的非LTE化学丰度，或变异性信息，共约160个B型恒星的光谱类型（B1至B9.5）和旋转速率（高达350公里/秒）的范围广泛的报告。我们利用多历元观测来检测几个二元系统或本质上的线轮廓变量。反褶积算法用于推断当前的真实（解投影）旋转速度分布。我们发现了一个广泛的高斯分布，峰值在200-250 km/s左右。虽然有些恒星位于高速尾部，但星团中的大多数恒星似乎都远离临界旋转。我们讨论的化学性质的集群，包括低发生的丰度特性在晚B星和缺乏的对象显示CN循环燃烧产品在其表面。我们认为，前者的结果在很大程度上可以解释的扩散效应的抑制，因为快速旋转，而后者是一般符合单星演化模型的预测下，在一个广泛的初始自旋速率的假设在主序星演化的开始。然而，我们发现了一些证据，表明在我们样本中质量最大的两颗快速旋转的恒星中混合效率较低。最后，我们通过详细的，恒星对恒星的恒星旋转的影响，我们的结果进行校正，得到了一个星团的年龄~20万年。这比以前完全依赖于经典的非旋转等时线的关闭拟合估计要古老得多。[删节]
2022-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Atmospheric Parameters and Metallicities for 2191 stars in the Globular Cluster M4
我们报告了银河系球状星团M4恒星的新金属丰度，使用了在任何星团中以高光谱分辨率观察到的最大数量的恒星。我们分析了7250光谱的2771星团恒星收集的VLT火焰+GIRAFFE摄谱仪在VLT。这些中等分辨率光谱覆盖小的波长范围，并且通常具有非常低的信噪比。我们通过从头到尾重新考虑大型恒星样本丰度分析的整个方法来攻击这个数据集。我们开发了一种新的算法，可以自动确定恒星的大气参数。几乎所有光谱分析的数据准备步骤都是在合成上进行的，而不是在观察到的光谱上。对于322颗具有$V \leq 14.7$的红巨星支星，我们得到了一个几乎恒定的金属丰度，$<[{\rm Fe}/{\rm H}]> = -1.07$（$σ$ = 0.02）。在由\cite{Monelli:2013us}鉴定的两个RGB序列之间没有观察到$0.01 ~\textrm{dex}$水平下的金属丰度差异。对于1869颗次巨星和主序星$V > 14.7$，在固定微湍流速度后，我们得到了$<[{\rm Fe}/{\rm H}]> = -1.16$（$σ$ = 0.09）。这些值与以前的研究是一致的，这些研究在更高的光谱分辨率和波长覆盖范围内对更亮的RGB恒星进行了详细的分析。目前尚不清楚较亮和较暗的M4成员之间微小的平均金属丰度差异是真实存在的，还是较暗恒星的低信噪比特征的结果。我们的方法的强度是通过恢复一个金属丰度接近一个单一的…
2013-11-11 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The variable mass-loss in low-mass red giant stars: Chromospheric motion across stellar evolution in 47 Tuc
Universidad Andrés Bello（安德烈斯贝略大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Osservatorio Astronomico di Padova-INAF（帕多瓦天文台-意大利国家天体物理研究所）；Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF – Osservatorio di astrofisica e scienza dello spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所-博洛尼亚天文与空间科学观测站）
本研究通过47 Tuc星团红巨星Hα光谱监测，发现色球层变化随光度增强并出现外流迹象，特征时间尺度约一天，为理解低质量巨星质量损失提供了观测约束。
2026-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Manganese abundances in Galactic bulge red giants
锰主要是在硅爆炸燃烧过程中产生的，在不完全的硅燃烧区，并取决于几个核合成环境条件，如质量削减之间的物质喷射和回落到残余，电子和中子过剩，混合回落，和爆炸能量。锰也以Ia型SNe的形式产生。本工作的目的是研究56颗球巨星中铁峰元素Mn的丰度，其中13颗是红团簇星。检查沿短轴的四个凸起区域。研究Mn-over-Fe的丰度作为银河系核球中金属丰度的函数，可能有助于阐明其产生机制。使用甚大望远镜上的FLAMES+UVES摄谱仪获得了高分辨率光谱。这些光谱是在一个使用GIRAFFE摄谱仪观测800颗恒星的计划中获得的，同时还有目前的UVES光谱。我们的目标是确定锰的化学演化，作为金属丰度的函数，在银河系的凸起。在[Fe/H]~-1.3时，[Mn/Fe] ~-0.7，在接近太阳的金属丰度时，[Mn/Fe] ~-0.7，在-0.7<[Fe/H]<-0.2附近，与核球星Mn的研究结果一致。与化学演化模型也有很好的一致性。我们没有发现明显的差异，在行为的四个凸出领域。虽然[Mn/Fe]与[Fe/H]可以与厚盘星的行为相一致，但[Mn/O]与[O/H]的行为在金属丰度较高时与厚盘星平行，表明凸起富集可能与厚盘星不同。
2013-10-15 astro-ph.GA
An aluminium tool for multiple stellar generations in the globular clusters 47 Tuc and M 4
本文给出了银河系球状星团47 Tuc（NGC 104）和M 4（NGC 6121）中约100颗红巨星的铝丰度。我们从中等分辨率的火焰/长颈鹿光谱中得到了均匀的丰度。铝的丰度是来自于8772-8773 A的强双重态Al I，就像以前对NGC 6752和NGC 1851中的巨星所做的工作一样，氮的丰度是通过假设合适的碳丰度从CN分子的大量特征中提取出来的。我们增加了以前的均匀丰度的O和Na和新派生的丰度的Mg和Si为我们的样本的83颗恒星在M4和116颗恒星在47 Tuc获得完整的元素从质子捕获反应产生的不同的恒星世代在这些集群。通过同时研究在高温下氢燃烧的Ne-Na和Mg-Al循环，我们的主要目的是了解在第一代中工作的污染物的性质，并确定第二代星团星是否形成于一个或几个恒星形成事件中。我们的数据证实，在M4中，只有两个恒星星族是可见的。另一方面，对于47 Tuc，对我们的完整数据集进行的聚类分析表明，至少有三个不同的恒星群存在于巨分支上。O，Na，Mg和Al在中间组的丰度可以在一个污染的情况下产生的N的结果是模糊的，这取决于我们采用的C丰度为三组。
2012-12-05 astro-ph.GA
The lithium content of omega Centauri. New clues to the cosmological Li problem from old stars in external galaxies
WMAP卫星测量的宇宙锂丰度与标准大爆炸核合成理论的预测相结合，与在贫金属晕矮星（所谓的Spite高原）中测量的恒定锂丰度之间出现了差异。有几种模型被提出来解释这种差异，涉及新的物理学，原位耗尽，或在原始星系中的大质量第一代恒星的有效耗尽锂。通过观察不同星系中经历不同演化历史的恒星星族，可能性的范围可能会大大缩小。WCen恒星系统通常被认为是被银河系吸积的矮星系的残余。我们调查了这个对象中的一个显着的未进化的恒星样本的锂含量。利用FLAMES-GIRAFFE/VLT摄谱仪获得了91颗主序星/早亚巨星分支（MS/SGB）WCen星的中等分辨率（R=17000）光谱。Li丰度通过匹配LiI共振双峰在6708 A的等效宽度来获得，以预测用不同Li丰度计算的合成光谱。使用SYNTHE代码以及ATLAS 9模型大气计算合成光谱。恒星的有效温度是通过拟合的哈线的翅膀与合成的配置文件。我们得到WCen MS/SGB星的平均含量A（Li）=2.19+-0.14~dex。这与在具有类似金属丰度和温度的星系晕场星中观察到的情况相当。Spite高原似乎是古老、温暖的贫金属恒星的普遍特征。如果我们接受目前关于WCen起源的观点，它也存在于外部星系中。这意味着导致“宇宙学锂问题”的机制在MW和其他星系中可能是相同的。
2010-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Public Spectroscopic Survey: Implementation, data products, open cluster survey, science, and legacy
在过去的15年里，不同的地面光谱测量已经开始（并完成），其总体目标是提供银河系恒星大样本的恒星参数和元素丰度，补充盖亚天体测量。在这些调查中，盖亚-ESO公共光谱调查（GES）是唯一一个在8米级望远镜上进行的调查，旨在使用ESO VLT（长颈鹿和UVES光谱仪）上的火焰瞄准100，000颗恒星，覆盖所有银河系人口，特别关注疏散星团。本文概述了调查实施情况（观测、数据质量、分析及其成功、数据产品和发布）、疏散星团调查、科学成果和潜力以及调查遗产。一篇配套文章（Gilmore等人）审查总体调查动机、策略、Giraffe管道数据简化、组织和工作流程。GES已经确定了其110，000多颗独特目标恒星中很大一部分的均匀优质径向速度和恒星参数。元素丰度推导出高达31个元素与UVES观察到的目标。锂丰度约为样品的1/3。分析和均质化策略已被证明是成功的; Gaia-ESO联盟和社区已经解决了几个科学主题，并取得了许多突出成果。最终目录已于2022年5月底通过ESO档案发布，包括全套先进数据产品。除了这些结果之外，Gaia-ESO调查还将在未来许多年内为多个方面留下非常重要的遗产。
2022-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The metallicity distribution of bulge clump giants in Baade's Window
我们试图通过分析巴德窗口中大量红团星的详细化学成分来限制银河系核球的形成。我们测量[Fe/H]在219个凸起的红团星的样本中，从R=20000的分辨率光谱获得的火焰/GIRAFFE在VLT，使用自动程序，差分富金属的本地参考星muLeo。对于一个子样本的162颗恒星，我们还得到[Mg/H]从光谱合成周围的MgI三重态在6319 A。Fe和Mg金属丰度分布均不对称，中值分别为+0.16和+0.21。铁的分布是明显的双峰，揭示了两个反卷积（从观测误差）和高斯分解。将观测到的Fe和Mg金属丰度分布分解为高斯分量，得到两个大小相等的群体（各占50%）：以[Fe/H]=-0.30和[Mg/H]=-0.06为中心的贫金属分量，具有较大的分散度，以及以[Fe/H]=+0.32和[Mg/H]=+0.35为中心的窄的富金属分量。贫金属成分显示出高[Mg/Fe]比（约0.3），而富含金属成分的恒星被发现具有接近太阳的比率。Babusiaux等人（2010年）还发现两种组件之间的运动学差异：贫金属组件显示出与旧球体兼容的运动学，而富金属组件与支撑杆的群体一致。鉴于它们的化学和运动学性质，我们建议不同的形成方案的两个人口：一个快速形成的时间尺度作为一个旧的球体的金属穷人的组件（老凸起）和金属丰富的组件，形成在一个较长的时间尺度驱动的酒吧（伪凸起）的演变。
2011-07-26 astro-ph.GA
Lithium in the Globular Cluster NGC 6397: Evidence for dependence on evolutionary status
大多数球状星团被认为拥有单一的恒星星族。因此，他们可以被认为是一个很好的地方，研究斯皮特高原和探针可能的进化修改的锂含量。我们想测定古老的、贫金属的球状星团NGC 6397的次巨星（SG）和主序星（MS）的锂含量。这项工作的目的不仅是研究可能的锂丰度变化，但调查宇宙学锂的差异。在这里，我们提出了火焰/GIRAFFE观测的样本84 SG和79 MS星在NGC 6397中选择在一个狭窄的范围内的B-V颜色，因此，有效温度。我们确定Teff和A（Li）使用3D流体动力学模型大气的所有MS和SG星的样本。我们发现SG星和MS星之间的Li丰度存在显着差异，SG星的A（Li）平均高出近0.1 dex。我们还发现，随着Teff的降低，在MS和SG恒星中，A（Li）也会降低，尽管这两类恒星的斜率显著不同。这表明，这些恒星中的锂丰度确实被某种过程改变，这是Tef依赖的。在NGC 6397中观测到的锂丰度模式与在场星中发现的不同，这使得人们对球状星团恒星作为第二星族的代表在锂丰度方面产生了一些怀疑。现有的锂耗尽理论似乎都不能令人满意地描述我们的观测结果。
2009-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Gaia-ESO Survey: Kinematics of seven Galactic globular clusters
盖亚-ESO巡天是一个大型的公共光谱巡天，旨在通过收集所有银河系恒星星族的代表性样本（约10^5颗银河系恒星）的光谱，在现场和星团中调查我们银河系的起源和形成历史。这次巡天使用球状星团作为巡天内和巡天间的校准器，导出恒星大气参数和星团中大量恒星的丰度，并确定径向速度。我们利用7个球状星团（NGC 1851、NGC 2808、NGC 4372、NGC 4833、NGC 5927、NGC 6752和NGC 7078）中大量恒星的精确径向速度来验证管道结果，并初步研究了星团内部运动学。径向速度测量值是从由勘测管道处理的FLAMES/GIRAFFE光谱中提取的，作为向ESO发布的数据产品的第二次内部数据的一部分。我们补充了我们的样本与ESO档案数据获得不同的仪器配置。总共获得了1513颗真正的星团成员的可靠径向速度测量结果。我们测量了系统旋转，估计中心速度色散，并提出所有选定的集群的速度色散配置文件，提供第一个速度色散曲线和第一次估计的集群NGC~5927的中心速度色散。最后，我们探讨集群运动学和其他物理参数之间的可能联系。我们在这里提出的分析表明，盖亚-ESO的调查数据是足够准确的，用于银河系的恒星系统和恒星星族的运动学研究。
2014-11-18 astro-ph.GA
Carbon measurements in two ultra-faint dwarf galaxies: Grus II and Tucana IV
Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF/Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Alma Mater Studiorum, Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所空间科学天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
研究极暗矮星系Grus II和Tucana IV中的碳增强金属贫乏星，以探索宇宙早期恒星的化学演化和原始化学丰度。
2026-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extracting interstellar diffuse absorption bands from cool star spectra: Application to bulge clump giants in Baade's window
星际漫射带通常是从热星光谱中提取的，因为它们具有光滑连续谱的特征。它对可用目标的数量进行了严格的限制，并减少了对IS问题的潜在研究和对云映射的选择的使用。我们发展了一种新的自动拟合方法，适用于具有恒星大气参数的冷星光谱中的星际吸收。我们将此方法应用于红团簇星核球的高分辨率VLT FLAMES/GIRAFFE光谱中三个DIB的提取。结合所有恒星合成光谱、HITRAN-LBLRTM大气透射光谱和漫射带经验吸收剖面，确定了219颗目标星的6196、6204和6284 A DIB强度，并讨论了不确定性的来源。为了测试的DIB提取的灵敏度，我们相互比较的三个结果，并比较的DIB等效宽度与来自一个独立的消光图的基础上OGLE光度数据的变红。恒星、大气和星际混合模型可以很好地再现大多数恒星的光谱。对于宽而强的6284 A DIB，EW的测量不确定度较小，约为10- 15%。正如预期的那样，两个狭窄和较弱的DIB上的Underwear较大，并且发现从一个目标到另一个目标的变化很大。它们强烈地依赖于恒星的径向速度。三个频带之间的DIB-DIB相关性表明提取了有意义的信号。对于6284和6204 A DIB，等效宽度（EW）的恒星间变化也反映了OGLE消光图的特征。
2012-11-07 astro-ph.GA astro-ph.IM
Planetary Nebulae and their parent stellar populations. Tracing the mass assembly of M87 and Intracluster light in the Virgo cluster core
星系的弥漫延伸的外部区域很难研究，因为它们很微弱，典型的表面亮度只有黑暗夜空的1%。我们可以通过使用分辨的恒星示踪剂来解决这个问题，这些示踪剂在距离星系中心很远的地方仍然可见。本文介绍了使用行星状星云作为示踪剂和校准其性质的指标，恒星形成的历史，平均年龄和金属丰度的母星在银河系和本星系群星系。然后，我们报告的结果，从深，扩大，行星状星云调查在0.5平方度的区域为中心的最明亮的星系团星系NGC 4486（M87）在室女星系团的核心，进行与SuprimeCam@Subaru和FLAMES-GIRAFFE@VLT。在距离M87中心150千秒差距的范围内发现了两个PN种群。一个与M87晕有关，另一个与室女星系团核心的团内光有关。它们具有不同的视速度和空间分布，以及不同的行星状星云特定频率和光度函数。在观测区域内的星团内行星状星云的光度相当于大麦云云光度的四倍。M87晕状行星状星云是一个更古老、更富含金属的母恒星星族。在M87晕行星状星云的视向速度与长轴距离的投影相空间中检测到的子结构为一个光度为M33两倍的卫星星系最近的吸积事件提供了证据。卫星星在1 Gyr前被潮汐剥离，到达远心点，长轴距离M87中心60-90 kpc。M87的晕在探测到子结构的距离上仍在显著增长。
2015-11-06 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
Chemical abundances in LMC stellar populations. II. The bar sample
本文比较了大麦云云（LMC）和银河系（MW）的化学演化，并在棒形成的背景下研究了棒与LMC内盘的关系。我们获得了高分辨率和中等信噪比光谱与FLAMES/GIRAFFE在ESO/VLT和进行了详细的化学分析的106和58 LMC场红巨星（大部分年龄超过1 Gyr），分别位于酒吧和光盘的LMC。我们测量了O、Mg、Si、Ca、Ti、Na、Sc、V、Cr、Co、Ni、Cu、Y、Zr、Ba、La和Eu的元素丰度。结果表明，LMC中的α元素比[Mg/Fe]和[O/Fe]低于MW，而LMC中的[Si/Fe]、[Ca/Fe]和[Ti/Fe]与MW相近。对于重元素，[Ba，La/Eu]从[Fe/H]=-0.8 dex开始随着金属丰度的增加而显著增加，LMC的[Y+Zr/Ba+La]比低于MW。铜几乎是恒定的所有金属丰度和约0.5德克斯低LMC比MW。LMC棒和内部盘在[α/Fe]（金属丰度范围[-1，-0.5]内棒的分散度略大）、Eu（棒趋势高于盘趋势，[Fe/H] > -0.5 dex）、Y和Zr、Na和V（棒和盘分布之间的偏移）方面存在差异。我们的研究结果表明，LMC的化学历史经历了强大的贡献，Ia型超新星，以及强大的s-过程富集金属贫AGB风。与MW相比，大质量恒星对化学富集的贡献较小。观测到的棒和盘之间的差异有利于几个Gyr前增强恒星形成的插曲，发生在LMC的中心部分，并导致了棒的形成。这…
2013-06-18 astro-ph.GA
Ships Passing in the Night: Spectroscopic Analysis of Two Ultra-Faint Satellites in the Constellation Carina
我们提出麦哲伦/IMACS，英澳望远镜/AAOmega+2dF，甚大望远镜/GIRAFFE+FLAMES光谱的船底座II（车II）和船底座III（车III）矮星系候选人，最近发现的麦哲伦超新星巡天（MagLiteS）。我们确定了18个成员星在车II，包括2个变星径速度和2个RR天琴座星。其他14个成员的平均日心速度为$v_{\rm hel} = 477.2 \pm 1.2$ km/s，速度色散为$σ_v = 3.4^{+1.2}_{-0.8}$ km/s。假设车II处于动力学平衡，我们推导出半光半径范围内的总质量为$1.0^{+0.8}_{-0.4} \times 10^{6} M_\odot$，表明质光比为$369^{+309}_{-161} M_\odot/L_\odot$。通过对9颗RGB星的钙三线态线的等宽测量，得到了[Fe/H] = $-2.44 \pm 0.09$的平均金属丰度，色散为$σ_{\rm [Fe/H]} = 0.22 ^{+0.10}_{-0.07}$ .考虑到运动学和化学性质，我们得出结论，车II是一个以暗物质为主的矮星系。对于车III，我们确定了4颗成员星，从中我们计算出系统速度为$v_{\rm hel} = 284.6^{+3.4}_{-3.1}$ km/s。车III中最亮的RGB成员的金属丰度为[Fe/H] $= -1.97 \pm 0.12$。由于…
2018-02-19 astro-ph.GA
