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
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
Abundances of C, N, Sr and Ba on the red giant branch of omega Centauri
在半人马座球状星团的红巨星分支上，有33颗恒星的碳、氮、锶和钡相对于铁的丰度。它们是基于使用光谱合成技术分析的蓝色光谱区域的中间分辨率光谱数据。这些数据揭示了这些元素的丰度存在广泛的范围，并与主序星的类似数据进行比较，使我们能够深入了解星团的演化历史。大多数红巨星分支星被发现是贫碳的，即[C/Fe]<0，而相同恒星的[N/Fe]范围为~1 dex，从[N/Fe]~0.7到1.7 dex。锶与铁的丰度比从太阳能到轻度增强（0.0<=[Sr/Fe]<=0.8）不等，[Ba/Fe]通常等于或大于[Sr/Fe]。ROA 279是一颗已知的CH星，其碳和氮的丰度比分别为[C/Fe]=0.6和[N/Fe]=0.5 dex。红巨星分支上的演化混合的证据被发现的事实，相对碳丰度的主序列上普遍高于红巨星分支。然而，红巨星分支和主序样品的比较表明，两套样品中氮增强的上限相似，都在[N/Fe]~2.0dex。这很可能是原始混合过程而不是进化混合过程的结果。其中一颗红巨星分支星ROA 276被发现有Sr和Ba的丰度比。ROA 276的高分辨率光谱是由麦哲伦望远镜/MIKE摄谱仪组合获得的，以证实这一结果，揭示ROA 276确实是一颗不寻常的恒星。对于这颗恒星的计算的耗尽效应强烈表明，在ROA 276中观察到的Sr增强是原始起源，而不是源于表面吸积事件。
2010-03-25 astro-ph.SR
Chemical Abundances for 855 Giants in the Globular Cluster Omega Centauri (NGC 5139)
我们目前的855红巨星分支（RGB）恒星的球状星团半人马座欧米茄（w Cen）的光谱与布兰科4米望远镜和水螅多光纤摄谱仪的元素丰度。样本包括几乎所有比V=13.5亮的RGB恒星，以及斯潘的w Cen的完整金属丰度范围。重α元素（Si，Ca和Ti）通常增强约+0.3 dex，并表现出金属丰度依赖的形态，这可能归因于质量和金属丰度依赖的II型超新星（SN）产量。重α和Fe峰丰度表明Ia型SNe的贡献很小。轻元素（O、Na和Al）在所有金属丰度下都表现出>0.5 dex的丰度离散度，大多数[Fe/H]>-1.6的恒星的[O/Fe]、[Na/Fe]和[Al/Fe]丰度与单核球状星团相似，除了最富金属的恒星外，所有恒星的O-Na、O-Al丰度关系和Na-Al相关关系也相似。来自中等质量渐近巨星分支（AGB）恒星的污染和原位混合的组合可以解释轻元素丰度模式。大部分（27%）的w Cen星是贫氧的（[O/Fe]<0），并且优先位于星团中心的5-10'内。贫O巨星在空间上相似，位于相同的金属丰度范围内，与蓝色主序星的比例几乎相等。这表明贫O巨星和蓝色主序星可能有着共同的起源。[La当[Fe/H]>-1.6时，[La/Fe]急剧增加，[La/Eu]比值表明这种增加是由于几乎纯的s过程产生。
2010-08-12 astro-ph.SR
Direct Evaluation of the Helium Abundances in Omega Centauri
从He I在1.08 μ m处的近红外跃迁直接测量了半人马座球状星团中两颗几乎相同的红巨星的氦丰度。其中一颗星显示出He I线，而另一颗星的He I线很弱或没有。详细的非LTE半经验模型，包括在球形几何膨胀的发展，以匹配色球H-α，H-β，和钙II K线，以预测氦的配置文件，并获得氦丰度。红巨星的光谱显示氦的丰度Y小于或等于0.22（LEID 54064）和Y=0.39-0.44（LEID 54084），对应的丰度差值Δ Y大于或等于0.17。这种对氦丰度的直接评估为理论推测提供了观测支持，即除了高温氢燃烧产物的轻元素外，多个种群还含有增强的氦。我们表明，1.08微米的He I线可以产生氦丰度在冷星的半经验色球模型的约束时，由其他光谱功能。
2013-07-22 astro-ph.SR
Modelling chromospheric line profiles as diagnostics of velocity fields in ω Centauri red giant stars
上下文星族II红巨星（RGB）的质量损失约为0.1-0.3 M $_{\odot}$是恒星演化理论的一个要求，以解释球状星团中的一些观测证据。目标。本研究的目的是探测星团ω Cen中六颗明亮红巨星的向外速度场，这是质量外流的指示。方法.我们比较合成线配置文件计算使用相关的模型色球观察到的Hα和Ca II K线的配置文件。光谱是用UVES（R= 45，000）拍摄的，恒星被选择为其中三颗属于富金属星群，三颗属于贫金属星群，并且采样比各自的RGB尖端暗1到2.5等。结果我们确实揭示了六个目标中的四个存在低速向外运动，与天体物理参数没有任何明显的相关性。结论.这提供了直接的证据，向外的速度场和质量运动存在于RGB恒星中，比尖端暗2.5等。假设质量外流最终可能导致恒星的质量损失，我们估计质量损失率约为10^{-9}-10 ^{-10} M $_{\odot}$ yr^{-1}，这与恒星演化的要求是一致的。这些速率似乎与光度有关，而不是与金属丰度有关。
2010-11-04 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
A Large Sample Study of Red Giants in the Globular Cluster Omega Centauri (NGC 5139)
我们提出了几个轻，α，铁峰，和中子捕获元素的66红巨星分支（RGB）在银河系球状星团欧米茄半人马座恒星的丰度。我们的观测范围为12.0<V<13.5，主要集中在中间和富金属的RGB。我们发现金属度分布函数中至少有四个峰，位于[Fe/H]=-1.75、-1.45、-1.05和-0.75处，分别对应于我们样品的约55%、30%、10%和5%。此外，最富金属的恒星位于最中心的位置。Na和Al的相关性尽管表现出超过10倍的恒星间分散，但这些元素的分布似乎是金属丰度依赖的，并在[Fe/H]~-1.2处分开。约40-50%的恒星具有[Fe/H] <-1.2 have Na and Al abundances consistent with production solely in Type II supernovae and match observations of disk and halo stars at comparable metallicity. The remaining metal-poor stars are enhanced in Na and Al compared to their disk and halo counterparts and are mostly consistent with predicted yields from >5 M_sun渐近巨星分支…
2009-04-22 astro-ph.SR
Chemical composition of stellar populations in Omega Centauri
我们得到丰富的铁，钠，O，和S-元素的GIRAFFE@VLT光谱在银河系卫星欧米茄半人马座超过200颗红巨星。我们的初步结果是：（i）我们确认半人马座欧米茄存在大的恒星间金属丰度变化（ii）金属丰度分布揭示了至少存在5个具有不同[Fe/H]的恒星星族;（iii）对于贫金属和金属-中间人群，而显然是最富金属的人口消失的ESTA关系。有趣的是，钠水平随着铁的增加而增加。
2010-01-10 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
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
Curiouser and curiouser: the peculiar chemical composition of the Li/Na-rich star in Omega Centauri
我们提出了一个多仪器光谱分析的独特的锂/钠丰富的巨星25664在半人马座欧米茄使用光谱获得的火焰-GIRAFFE，X-SHOOTER，UVES和竖琴。锂和钠的丰度已来自UVES光谱使用过渡弱敏感的非局部热力学平衡和假设的同位素比。这项新的分析证实了这颗恒星令人惊讶的Li和Na丰度（A（Li）=+2.71+-0.07 dex，[Na/Fe]=+1.00+-0.05 dex）。此外，我们提供了新的证据，其化学特性。12 C/13 C同位素比值（15+-2）显示这颗恒星还没有经历通常与红巨星分支碰撞有关的额外混合事件。因此，我们可以排除在红巨星分支阶段有效的深度额外混合的情况，以解释高Li和Na丰度。此外，该恒星的C和N丰度都很高（[C/Fe]=+0.45+-0.16 dex和[N/Fe]=+0.99+-0.20 dex），这与在球状星团中观察到的典型C-N丰度关系不一致。我们在25664中发现了径向速度变化的证据，这表明该恒星可能是一个双星系统的一部分，当后者在AGB阶段演化时，可能已经从一个更大质量的伴星吸积了物质。施主星的可行候选者是3-4 Msun的AGB星和超级AGB星（~7-8 Msun），两者都能够产生富含锂和钠的物质。或者，这颗恒星可能是由超级AGB恒星的纯粹喷出物形成的，在被原始气体稀释之前。
2021-06-08 astro-ph.SR
A wide-orbit giant planet in the high-mass b Centauri binary system
行星形成发生在大范围的恒星质量和恒星系统结构周围。通过研究整个参数空间，特别是极端参数空间，可以更好地理解形成过程。早期对高质量恒星附近轨道上行星的研究表明，随着恒星质量的增加，巨行星的频率增加，直到1.9太阳质量的转换点，频率迅速下降。这可能意味着，在质量更大的恒星周围，行星形成受到阻碍，而在质量超过3个太阳的恒星周围，巨大的行星可能是罕见的或不存在的。然而，用于检测小轨道行星的方法对宽轨道行星不敏感。在这里，我们证明了存在一个行星在560倍的太阳-地球距离6-10太阳质量二进制b半人马座通过直接成像。行星与恒星的质量比为0.10-0.17%，与木星与太阳的质量比相似，但探测到的行星的距离比木星宽约100倍。我们的研究结果表明，行星可以居住在更大质量的恒星系统比从以前的结果外推预期。这颗行星不太可能是通过传统的核心吸积机制在原地形成的，但可能是在其他地方形成的，并通过动力学相互作用到达现在的位置，或者可能是通过引力不稳定性形成的。
2021-12-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stromgren photometry of Galactic Globular Clusters. II Metallicity distribution of red giants in Omega Centauri
我们提出了新的中间带Stroemgren测光的基础上超过300 u，v，b，y图像的银河系球状星团欧米茄岑。光学数据得到了新的多波段近红外测光（350 J、H、K_s图像）的补充。最终的光学近红外目录覆盖了整个星团中心超过20*20弧分平方的区域。我们使用不同的光学-近红外颜色-颜色平面，结合文献中的自行数据来识别候选星团红巨星（RG）。通过采用不同的Stroemgren金属丰度指数，我们估计了约4,000个RG的光度金属丰度，这是有史以来收集的最大样本。金属丰度分布呈多峰型（[Fe/H]_phot=-1.73+/-0.08，-1.29+/-0.03，-1.05+/-0.02，-0.80+/-0.04，-0.42+/-0.12和-0.07+/-0.08 dex）和贫金属尾部的锐截止（[Fe/H]_phot<=-2 dex），这与光谱测量非常一致。我们将其划分为四个亚群，即贫金属（MP，[Fe/H]<=-1.49）、中间金属（MI，-1.49<[Fe/H]<=-0.93）、富金属（MR，-0.95<[Fe/H]<=-0.15）和太阳金属丰度（SM，[Fe/H]~0）。最后一组只包括一小部分恒星（~8+/-5%），应该通过光谱确认。此外，利用不同光度指数的金属丰度差异，我们发现19+/-1%的RG是候选CN-强星。这个分数与最近的光谱估计相当吻合，可能意味着很大一部分双星。Stroem…
2009-09-25 astro-ph.SR
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
Sodium-oxygen anticorrelation and neutron capture elements in Omega Centauri stellar populations
半人马座欧米茄不再是已知的唯一一个包含多个恒星星族的球状星团，但它仍然是最令人费解的。由于这个星团中多个恒星星族现象的极端表现，有人认为它可能是一个更大恒星系统的残余。在这项工作中，我们提出了一个光谱调查的恒星星族主办的球状星团欧米茄半人马座阐明其，仍然令人费解的，化学富集的历史。为此，我们使用FLAMES+GIRAFFE@VLT观测了沿该星团多峰红巨星分支分布的300颗恒星，对不同金属丰度的恒星星族进行了良好的统计采样。我们确定了化学丰度的铁，钠，O和N-捕获元素Ba和La。我们证实，半人马座欧米茄表现出大恒星间的变化，铁与[Fe/H]范围从~ -2.0到~ -0.7德克斯。贫金属恒星的钡和镧丰度与铁相关，最高可达[Fe/H]-1.5，而在金属更丰富的恒星中，它们几乎是恒定的（或至少只有适度的增加）。当[Fe/H]<-1.3时，存在一个扩展的Na-O关系，而富金属的恒星几乎都是富Na的。在所有的金属度范围内，钠与铁一起中度增加。
2011-02-08 astro-ph.SR
Nucleosynthesis in helium-enriched asymptotic giant branch models: Implications for Heavy Element Enrichment in Omega Centauri
本文研究了氦富集对低质量渐近巨星分支（AGB）恒星演化和核合成的影响，AGB恒星的质量分别为1.7Msun和2.36Msun，金属丰度Z=0.0006（[Fe/H] = -1.4）.我们计算了原始氦丰度（Y = 0.24）和富氦成分（Y = 0.30，0.35，0.40）的进化序列。为了比较，我们计算了相同质量但金属丰度较低的模型，Z=0.0003（[Fe/H] = -1.8），Y=0.24。对每个进化序列进行后处理核合成计算，以确定从氢到铋的元素的产生。元素表面丰度的预测和恒星产量为每个模型。与原始氦模型相比，富氦模型的主序寿命和AGB寿命较短，进入AGB时的氢耗尽核质量更大。主要结果是：1）具有增强氦的低质量AGB模型将以两倍以上的速度演化，使它们有机会更快地为形成中的球状星团的化学演化做出贡献; 2）相对于原始氦，恒星产额将大幅减少。在给定质量下，Δ Y = 0.10的增加使碳的产率降低高达~ 60%，使氟的产率降低高达80%，并且使s过程元素钡和镧的产率降低约45%。虽然第一s过程峰元素锶、钇和锆的产率降低了50%，但铷的产率没有变化或增加。
2014-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The subgiant branch of omega Cen seen through high-resolution spectroscopy. I. The first stellar generation in omega Centauri?
我们分析了半人马座omega亚巨星支6颗恒星的高分辨率UVES光谱，并得出了19种化学元素（Al，Ba，C，Ca，Co，Cr，Cu，Fe，La，Mg，Mn，N，Na，Ni，Sc，Si，Sr，Ti和Y）的丰度比。与以前的红巨星丰度测定结果进行比较，提供了显着的一致性，并使我们能够确定我们的目标所属的子种群。我们发现三个靶在[Fe/H]~-2.0 dex，[alpha/Fe]~+0.4 dex和[s/Fe]~0 dex处属于低金属丰度的布居。具有类似特征的恒星在过去的红巨星调查中发现了少量。我们讨论的可能性，他们属于一个单独的子人口，我们命名为VMP（非常金属贫，最多5%的总集群人口），这-在自富集假说-是最好的候选人的第一代恒星在欧米茄岑。其中两个靶在[Fe/H]~-1.7 dex处属于贫金属优势群（MP），另一个靶在[Fe/H]~-1.2 dex处属于金属中间态（MInt）。新定义的VMP群体的存在可以帮助理解基于低分辨率光谱的一些令人困惑的结果（Sollima等人，Villanova等人）因为这些研究的金属丰度分辨率可能不足以检测VMP群体。VMP也可能对应于在最新的HST测光（Bellini et al.）中发现的亚巨星分支区域的一些额外子结构。在尝试将化学丰度与ω Cen亚巨星分支的子结构相关联后，我们发现VMP和MP种群之间的年龄差异应该很小（0+/-2 Gyr），而MP和…
2010-12-21 astro-ph.SR
Radial distribution of the multiple stellar populations in omega Centauri
我们提出了一个详细的研究，在银河系球状星团欧米茄岑确定的多个人口的径向分布。我们使用了天基图像（ACS/WFC和WFPC 2）和地基图像（FORS1@VLT和WFI@2.2米ESO望远镜）来绘制从内核到外围（约20弧分）的星团。这些数据集已被用来提取高精度测光的建设颜色星等图和天体测量位置的约900 000颗恒星。结果表明，在核半径内2处，蓝主序星的数量略多于红主序星。在离星团中心更远的地方，bMS星相对于rMS的相对数量急剧下降，下降到约8角分，然后保持不变，直到我们观测的极限。我们还发现，最适合的颜色分布内的bMS的高斯的色散显着大于最适合的颜色分布内的rMS的高斯的色散。此外，包括bMS后代在内的中等金属丰度红巨星分支星相对于贫金属组分（rMS后代）的相对数量也遵循与主序星数比N_bMS/N_rMS相似的趋势。红巨星分支中最富金属的组分与中等金属量组分的分布相同。我们简要地讨论了所观察到的径向分布的不同的恒星组成部分在欧米茄岑可能产生的影响。
2009-09-25 astro-ph.SR
Stellar populations in $ω$ Centauri: a multivariate analysis
我们对半人马座球状星团$ω$中三个大样本恒星的光度和化学丰度参数进行了多元统计分析。基于7种化学丰度的735颗恒星的样本的统计分析与最大简约法（分支）产生最有前途的结果：发现7组，分布在三个分支具有不同的化学，空间和运动学特性。一个渐进的化学演化可以从一个组追溯到下一个组，但也在组内，暗示着初始星际物质的不均匀化学富集。恒星演化模型的调整表明，金属丰度为[Fe/H] \textgreater{} -1.5的恒星群是富氦的，推测为第二代恒星。基团的空间浓度随着化学演化而增加，除了两个基团，它们在其他性质上也很突出。旋转的幅度随着化学演化而减小，除了三个富含金属的基团中的两个，它们旋转得最快，正如最近的流体动力学模拟所预测的那样。的属性的群体解释在恒星形成的气体云的不同来源。总之，我们的多变量分析表明，金属丰度单独不能隔离不同的人口$ω$半人马座。
2015-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Serendipitous X-ray Sources in the Chandra HRC Field around Alpha Centauri
十多年来，钱德拉天文台一直对半人马座α AB（G2 V + K1 V）进行观测，以跟踪这两颗类似太阳的恒星的日冕（T~ 1 MK）活动周期。在2008.4-2017.8期间，进行了19次HRC-I暴露，每次持续时间约为10 ks，间隔约为6个月。除了监测AB X射线光度外，HRC-I序列还代表了一个独特的十年记录，记录了大约12个在半人马座α星区域偶然发现的X射线源，该区域位于银河系低纬度，因此由附近的恒星主导。在本研究中，考虑了10名最聪明的候选人。其中只有少数是持久的;大多数是可变的，有些非常如此，在少数时代闪耀，在其他时代微弱或缺席。所有10个X射线源都有大约2角秒的盖亚天体;大多数是晚型矮星，但也有一些巨星。然而，所提出的光学对应物中的两个具有统计上显著的偏移，并且X射线和光学性质之间可能存在冲突。另一个候选者在一次曝光中在X射线中变亮了100倍，短暂地达到了超级耀斑的状态。盖亚对应物的绝对G星等是蓝色的，很可能是WD+dM对。就银河系低纬度场具有代表性而言，钱德拉时域观点强调高能恒星天空偏向于瞬变源，因此任何快照调查肯定会错过许多最有趣的物体。
2018-10-27 astro-ph.SR
VISTA variables in the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy: pulsation- vs. dust-driven winds on the giant branches
在超过260万颗恒星覆盖11平方度的人马座矮球状星系（Sgr dSph）的核心VISTA Z波段观测的变化进行了检查。一般来说，Sgr dSph巨分支上的脉动似乎是由内部kappa机制激发的。脉动振幅在红色和渐近（RGB/AGB）巨星之间，以及在相同光度下未红化的富碳和富氧恒星之间出现相同。富氧恒星之间的红外过量和变化之间缺乏相关性表明脉动对Sgr dSph中富氧恒星的风驱动没有显着贡献，尽管这些恒星的低振幅意味着这可能不适用于其他地方。在我们观测到的恒星中，被尘埃包裹的碳星具有最高的振幅。只有在这些恒星中，外部卡帕机制驱动的脉动似乎是可能的，这是由它们更不透明的富碳分子或尘埃的变化引起的。这可能使脉动驱动风在碳星中有效。可变性可以简化为幂律（振幅与L/T^2成比例），就像在其他系统中一样。总共，我们识别了3026颗变星（与r.m.s.δ Z的变化>~ 0.015等），其中176个是与Sgr dSph的上部巨分支有关的长周期变星。我们还在SgrdSph中确定了324个候选天琴座RR变星，在银河系外隆中确定了340个候选天琴座RR变星。
2014-01-15 astro-ph.SR
The mosaic multiple stellar populations in $ω$ Centauri : the Horizontal Branch and the Main Sequence
我们解释的恒星星族的$ω$半人马座的人口综合分析的手段，根据最新的观测准则输入金属丰度，氦和[（C+N+O）/Fe]的内容。同时处理了主层序、次巨层序和水平分支资料。再现所观察到的颜色星等的功能是非常令人满意的，并承担有趣的线索，关于这个奇特的恒星合奏的演化历史。我们的主要结果是：1）不需要显着的年龄分布来拟合颜色-星等图。实际上，我们可以使用合成人口的同时代等时线，我们估计年龄落在$\sim 0.5$ Gyr时间间隔内;特别是最富金属的人口可以是同时代的（在上面的意思）与其他的，如果它的恒星是非常氦-丰富（Y $\sim$ 0.37）和观察到的CNO增强（[（C+N+O）/Fe] = + 0.7）; 2）获得整个HB的满意拟合，与提供主层序和次巨星数据的良好再现的总体选择一致。3)假设在观测到的两个不同序列中存在两个恒星星族，那么在红色HB中观测到的星等分裂就可以很好地再现：一个是由从蓝色侧演化的恒星组成的贫金属星族（发光分支），另一个是其恒星处于更接近零年龄HB的阶段的富金属星族（较暗分支）。这种模型化也令人满意地拟合的周期和[Fe/H]分布的RR天琴座星。
2016-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spitzer spectra of evolved stars in omega Centauri and their low-metallicity dust production
利用新的Spitzer IRS光谱研究了银河系球状星团欧米茄半人马座14颗贫金属（[Fe/H] = -1.91 ~-0.98）巨星周围的尘埃产生。这个样本包括星团的后AGB和碳星，因此是第一个对贫金属（[Fe/H] < -1）星群中尘埃产生的代表性光谱研究。只有更多的金属丰富的恒星V6和V17（[Fe/H] =-1.08，-1.06）显示硅酸盐发射，而其他五颗中红外过量的恒星只显示出一个无特征的连续体，我们认为这是由金属铁尘埃颗粒造成的。我们对V42的金属丰度进行了研究，发现它可能是富金属族的一部分（[Fe/H] ~ -0.8）。除了AGB后的恒星V1，我们没有发现星团中大部分贫金属（[Fe/H] < -1.5）的恒星-包括碳星-产生可检测到的尘埃量。我们将尘埃产生与Las Campanas天文台的麦哲伦/克莱望远镜获得的恒星H-α线轮廓进行了比较，发现最强的散射器（V6，V17和V42）中的脉动令人震惊，但所有其他恒星都有外流的证据。我们的结论是，尘埃产生的开始并不意味着离开恒星的物质发生根本性变化。我们的数据增加了越来越多的证据表明，在贫金属、富氧的恒星中，金属铁主导着尘埃的产生，但尘埃可能不是这种质量金属度制度中风的主要加速剂。
2011-04-27 astro-ph.SR
Magnetic fields in single late-type giants in the Solar vicinity: How common is magnetic activity on the giant branches?
我们提出了我们的第一个结果，在一个新的样本，包含所有单一的G，K和M巨星下降到V = 4等在太阳附近，适合光谱偏振（斯托克斯V）的观察Narval在TBL，法国。对于磁场（MF）的探测和测量，应用了最小二乘反卷积（LSD）方法（Donati等人，1997），在目前的情况下，该方法能够探测甚至比太阳磁场更弱的大规模MF（我们纵向MF测量的典型精度为0.1-0.2 G）。恒星的演化状态是基于旋转的演化模型确定的（Lagarde et al. 2012; Charbonnel et al.，（正在编写中）和Massarotti等人（1998）给出的基本参数。这些恒星的质量范围在1-4太阳质量之间，处于主序星（MS）之后到渐近巨星分支（AGB）的不同演化阶段。该样本包含45颗恒星。到目前为止，观测到29颗恒星（即约占样本的64%），每颗至少观测两次。对于在赫兹普龙间隙中的两颗恒星，其中一颗肯定是塞曼探测到的。只有5个G和K巨星，主要位于红巨星分支（RGB）的底部和He燃烧阶段。令人惊讶的是，许多恒星上升到RGB尖端，并在早期AGB阶段被检测到（13个观察到的恒星中的8个）。对于所有塞曼探测到的恒星，vsin i都被重新确定，出现在2-3 km/s的区间，但很少有具有MF的巨星具有更大的vsin i。
2013-11-03 astro-ph.SR
Imaging low-mass planets within the habitable zone of α Centauri
巨大的系外行星在广阔的轨道上已经被直接成像在年轻恒星周围。如果中红外线的热背景可以减轻，那么质量较低的系外行星也可以成像。在这里，我们提出了一种基于地面的中红外观测方法，可以对附近恒星周围的低质量温带系外行星进行成像，特别是在最近的恒星系统Alpha Centauri内。基于100小时累积观测中75-80%的最佳质量图像，我们证明了在半人马座阿尔法A的大部分宜居带中对温暖的亚海王星大小的行星的敏感性。这比最先进的系外行星成像质量检测极限更敏感一个数量级。我们还讨论了在半人马座阿尔法A周围可能探测到的系外行星或系外黄道盘。然而，不能排除来源不明的仪器伪影。这些结果证明了用当前和即将到来的望远镜成像岩石可居住区系外行星的可行性。
2021-04-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
A stellar census in globular clusters with MUSE. A new perspective on the multiple main sequences of $ω$ Centauri
$ω$ Cen是一个罕见的球状星团，其中恒星的铁丰度跨越一个数量级以上。对它的红巨星和次巨星分支的许多光谱研究揭示了铁丰度分布的多个峰。由于恒星的模糊性和数据的缺乏，主序星的金属丰度分布还没有得到很好的表征。到目前为止，几乎所有对MS星的研究都是基于光度测量。我们的目标是研究$ω$ Cen中具有统计学意义的MS星样本的金属丰度分布。特别是，我们的目标是重新审视的金属丰度之间的差异，红色和蓝色MS的集群。我们使用MUSE光谱获得的中心区域的$ω$ Cen推导金属丰度为$\approx$ 4200 MS恒星。我们发现，蓝色MS星平均$\approx$ 0.1德克斯比他们的红色同行更丰富的金属。在此基础上，我们发现这两个序列可以拟合在哈勃空间望远镜的色星等图上，两个等时线具有相同的全球金属丰度和年龄，但蓝色MS的氦丰度较高，即$ΔY \lesssim$ 0.1。此外，我们确定的平均金属丰度的五个主要人口沿$ω$岑MS和这些估计是一致的预期从以前的光度研究。
2021-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution and nucleosynthesis of helium-rich asymptotic giant branch models
现在有强有力的证据表明，一些恒星出生时的He质量分数高达$Y \approx 0.40$（例如，在$ω$ Centauri中）。然而，富氦恒星的高级演化、化学产额和最终命运在很大程度上尚未被探索。我们研究了氦增强对3、4、5和6 M $_\odot$的中等质量渐近巨星分支（AGB）模型的演化和核合成的影响，其中金属丰度为$Z = 0.0006$（[Fe/H] $\approx -1.4$）。我们比较模型与氦增强的组合物（$Y=0.30, 0.35, 0.40$）与那些原始的他（$Y=0.24$）。我们发现，具有CO（Ne）或ONe核的C燃烧和超AGB星的最小初始质量从我们的最高质量6 M $_\odot$以上降低到具有$Y=0.40$的$\sim$ 4-5 M $_\odot$。我们还通过慢中子俘获过程（S-过程）的反式铁元素的生产模型。He增强显著降低了第三次挖掘效率和s过程元素的恒星产额（例如，6 M $_\odot$、$Y=0.40$的Ba减少90%）。对于3 M $_\odot$出现了一个例外，其中如果包括$^{13}$ C中子源，则使用$Y=0.40$的热脉冲数量几乎加倍，导致Ba峰元素和Pb的$\sim$产率高出50%。然而，较薄的中间壳层和对流包络底部的温度增加与$Y=0.40$可能会抑制$^{13}$ C中子源在这个质量。未来的化学演化模型与我们的产量可能解释的s-…
2015-07-02 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
Close stellar conjunctions of alpha Centauri A and B until 2050 - An mK = 7.8 star may enter the Einstein ring of alpha Cen A in 2028
快速自行的α Cen对（3.7弧秒/年）和它的位置接近银道面上丰富的恒星背景相结合，使他们成为优秀的候选人与遥远的恒星的恒星结合。通过在已有的天体测量数据基础上，进一步修正了α Cen的轨道参数、重心自行和视差，并计算了其在未来几十年内的视轨迹。我们提出了一个到2050年预期的闭合的目录。2028年5月初将发生一个特殊的事件，届时α Cen A将进入mK = 7.8恒星2 MASS 14392160-6049528（以下简称S5）的0.015 +/- 0.135角秒范围内。就碰撞参量和对比度而言，这是至少在未来30年内最有利的半人马座α星合。角直径为LD = 0.47 +/- 0.05 mas，S5可能是一颗位于数千秒差距的红巨星或超巨星。接近的恒星将作为移动的光探测器，在半人马座α星的环境中传输。对这些紧密结合的观测为使用测光和天体测量在α-Cen系统中寻找行星和其他低质量天体提供了巨大的希望。接近的恒星图像的相对论偏转将在毫角秒范围内。与S5的结合的小碰撞参量意味着这颗恒星有45%的概率进入α Cen A的爱因斯坦环。S5的通量的引力放大可以达到两个透镜图像组合的五倍。自行，轨道参数和视差的α Cen将测量与一个极端的精度从差分天体测量与S星。这将是有价值的，例如准备突破Starshot倡议将星际纳米飞船发送到半人马座阿尔法星。
2016-10-19 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
Chromospheric Models and the Oxygen Abundance in Giant Stars
半人马座欧米茄中两颗典型贫金属巨星的真实恒星大气模型，包括色球层影响氧I光学线的形成：禁戒线（630 nm，636 nm）和红外三线（777.1-777.5 nm）。一维半经验非LTE模型的基础上，观察到的巴耳末线。一个完整的非LTE制定适用于评估线强度的O I包括光电离的莱曼连续和光激发的Ly-alpha和Ly-beta。色球模型（英语：Chromosphere models）产生的禁戒氧跃迁比辐射/对流平衡（英语：Radiation/Conventional equilibrium）模型（英语：Radiation/Conventional equilibrium model）更强。来自高水平的三重态氧谱线也比RCE模型中产生的更强。这两颗恒星的实际CO2模型中推断的氧丰度与RCE模型中的值相比减少了3倍。较低的氧丰度表明，中等质量的AGB星有助于观察到的丰度模式在球状星团。贫金属场巨星的氧丰度的变化可能会影响红巨星分支的深混合事件模型。氧丰度的变化会影响其他对天体物理学至关重要的丰度测定，包括化学标记技术和星系化学演化。
2016-03-23 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
Axion and neutrino bounds improved with new calibrations of the tip of the red-giant branch using geometric distance determinations
红巨星分支（TRGB）尖端的亮度允许人们限制新的能量损失，这将导致氦点火时更大的核心质量，从而使TRGB比标准恒星模型预期的更亮。所需的绝对TRGB校准大大提高了可靠的几何距离，已成为可用的星系NGC 4258主机的水megamaser和大麦云云的基础上，20个分离的食双星。此外，我们修改了以前的TRGB校准球状星团$ω$半人马座最近的运动学距离测定的基础上盖亚DR 2数据。所有这些校准都有类似的不确定性，它们彼此一致，并与最近的专用恒星模型一致。使用NGC 4258作为最干净的河外星系的情况下，我们因此发现一个更新的约束的轴子-电子耦合的$g_{ae}<1.6\times10^{-13}$和$μ_ν<1.5\times10^{-12}μ_{\rm B}$（95\% CL）上可能的中微子偶极矩，而$ω$半人马座作为最好的银河系目标，而不是提供$g_{ae}<1.3\times10^{-13}$和$μ_ν<1.2\times10^{-12}μ_{\rm B}$。观测误差的减小意味着恒星演化理论和测热改正开始主导总体的不确定性。
2021-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR hep-ph
HST/ACS Imaging of Omega Centauri: Optical Counterparts of Chandra X-Ray Sources
我们目前的搜索结果的光学对应的X射线源和朝向球状星团欧米茄半人马座（NGC 5139）使用的高级相机的调查（ACS）的哈勃太空望远镜。ACS数据由使用F625 W、F435 W和F658 N滤波器获得的宽场通道（WFC）图像组成;我们用9个点覆盖了星团的中心~10'x10'，并包含109个已知的钱德拉源。我们发现有前途的光学对应的59个来源，其中40个可能与集群。其中包括27个候选激变变星（CV），其中24个是首次报道。其中14个CV候选者非常微弱，绝对星等在M_625 = 10.4 - 12.6之间，使它们的亮度与SDSS中发现的最小周期附近的场CV相当（Gansicke et al. 2009）。其他的光学对应物包括三个BY Dra候选者，一个可能的蓝离散星，和一个先前报道的静态低质量X射线双星（Haggard等人，2004）。我们还确定了三个前景恒星和11个可能的活动星系核。最后，我们报告了一组七颗恒星的发现，它们的X射线性质暗示着磁活动双星，它们的光学对应物位于ω Cen中富含金属的异常巨星和亚巨星分支上或非常接近。如果这七颗恒星与RGB/SGB-a恒星之间的明显关联是真实的，那么这个富含金属的恒星群中的X射线源的频率相对于星团中的其他巨星和次巨星群至少增加了5倍。如果这些恒星不是富金属星族的成员，那么它们将使ω Cen中已确认的红色离散星（也称为次亚巨星）的总数达到20颗…
2012-12-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining white-dwarf kicks in globular clusters : IV. Retarding Core Collapse
对球状星团NGC 6397和半人马座欧米茄中的白矮星的观测表明，这些恒星在成为巨星期间可能会获得速度。如果在渐近巨星分支上的质量损失是稍微不对称的，那么所产生的白矮星就可能以这样的速度反冲诞生。这些充满活力的白矮星在穿过星团时会将多余的能量传递给其他恒星。结合对白矮星相空间扩散的估计，对白矮星碰撞的蒙特卡罗模拟表明，当白矮星平衡时，它们在星系团的中心区域损失了大部分能量。它们可能会增加双星的影响，延迟核心崩溃或增加球状星团核心的大小。
2009-05-29 astro-ph.SR
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
Fluorine Abundances in the Globular Cluster M 4
我们目前的化学丰度元素碳，钠，氟在15个红巨星的球状星团M 4，以及6个红巨星的球状星团$ω$半人马座。通过光谱合成在LTE中计算化学丰度。所分析的光谱是在$λ$ 2.3 $μ$ m附近的近红外区域获得的高分辨率光谱，使用8.1 m双子座南望远镜上的Phoenix摄谱仪，麦克唐纳天文台2.7 m望远镜上的IGRINS摄谱仪和ESO 8.2 m甚大望远镜上的CRIRES摄谱仪。结果表明，由于分析中使用的HF（1-0）R9线的激发电位向下修正，与文献中M 4和$ω$ Centauri的先前值相比，氟丰度显著降低。获得的M 4红巨星的氟丰度被发现是反相关的Na，下面的典型模式的丰度变化之间的球状星团不同的恒星星族。在M4中，随着Na丰度增加$\sim$ +0.4 dex，F丰度减少$\sim$ -0.2 dex。通过比较两组恒星演化模型的丰度预测发现，对于Na的+0.4 dex的相同增加，模型预测的F耗尽（$\sim$ -0.1 dex）要少一些。
2019-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The State-of-the-Art HST Astro-Photometric Analysis of the core of $ω$ Centauri. I. The Catalog
我们已经为球状星团（GC）构建了迄今为止最全面的测光表和自行表。$ω$ Cen的核心已经通过WFC3的紫外和红外通道成像超过650次，用于探测器校准。通过26个过滤器中的每一个存在从4到60多个曝光，从紫外线的F225W到红外线的F160W连续延伸。此外，这些数据与2002年ACS调查之间的11年基线使我们能够将自行精度提高一倍以上，并将测量良好的恒星数量增加两倍。这一前所未有的完整光谱覆盖了星团核心内超过47万颗恒星，从红巨星分支的尖端到白矮星，为理解任何GC中的多星群现象提供了最好的天文观测光度数据库。在本系列的第一篇论文中，我们详细描述了数据处理过程，并向天文学界提供了天文光度表。
2017-05-04 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Light Element Chemistry and the Double Red Giant Branch in the Galactic Globular Cluster NGC 288
球状星团NGC 288在钙（HK）和斯特伦格伦（Strömgren）的b和y窄带中表现出两个不同的红巨星分支（RGBs）。为了进一步研究这一现象，我们用Cerro Tololo Inter-American Observatory的Blanco 4 m望远镜上的Hydra多光纤摄谱仪获得了NGC 288中27颗RGB星的中等分辨率（R $\sim$ 18，000）光谱。从这些数据中我们可以得出铁（$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ =-1.19; $σ$ =0.12），氧气（$\langle$ [O/Fe] $\rangle$ = $+$ 0.25; $σ$ =0.13），和钠（$\langle$ [Na/Fe] $\rangle$ = $\langle$ THABMQ 0.15; $σ$ =0.26）丰度。将这些数据与文献中可用的数据结合起来表明，这两个巨大的分支具有明显不同的轻元素化学性质，但在[Fe/H]方面没有表现出显着的差异。一个新的传输跟踪CTIO钙过滤器，获得了这个项目，表明CN污染的主要光谱特征驱动分裂的RGB。有趣的是，CN泄漏在目前的CTIO钙过滤器可以被用来作为一种有效的手段来搜索CN-弱和CN-强的恒星系统，否则小的钙丰度变化。
2014-06-19 astro-ph.SR
Hubble Space Telescope reveals multiple Sub-Giant Branch in eight Globular Clusters
在过去的几年中，许多球状星团（GC）揭示了复杂的色星等图，存在多个主序（MS），加宽或多个次巨星分支（SGBs）和MS转折，以及宽或分裂的红巨星分支（RGBs）。本文介绍的利用哈勃空间望远镜进行的高精度测光，经过对微分红化的仔细校正后，揭示了另外5个银河系GC：NGC 362、NGC 5286、NGC 6656、NGC 6715和NGC 7089中的加宽甚至分裂的SGB。此外，我们确认（新的和存档的HST数据）在47 Tuc，NGC 1851和NGC 6388中存在分裂的SGB。暗SGB星在整个SGB星群中所占的比例因星团而异，从NGC 362的$\sim$ 0.03到NGC 6715的~0.50不等。亮星带和暗星带的平均星等差在不同波长下几乎相同。这种特殊性与两组恒星的存在是一致的，这两组恒星的年龄相差约1-2 Gyrs，或者它们的整体C+N+O含量存在显着差异。
2012-08-09 astro-ph.SR
The Asymptotic Giant Branches of GCs: Selective Entry Only
对银河系球状星团中AGB星的少数观测表明，GC AGB星群主要由氰弱星组成。这与RGB（和其他）群体中的分布形成强烈对比，RGB（和其他）群体中的CN谱带强度通常显示50：50双峰。如果AGB星族的分布确实有很大的不同，那么这就给低质量恒星演化理论带来了一个严重的问题，因为从RGB到AGB的这种表面丰度变化是恒星模型无法预测的。然而，这只是一个初步结论，因为它是基于非常小的AGB样本量。为了测试这个问题是否真的存在，我们进行了一项专门针对GC中AGB星的观测活动。我们利用AAT（2df/AAOmega）多目标摄谱仪获得了9个银河系GC中约250颗AGB星的中分辨率光谱。我们介绍了GC第二个参数三重奏：NGC 288、NGC 362和NGC 1851研究的一些初步结果。结果确实表明，在AGB上缺乏具有强CN带的恒星。为了证实这一现象的可靠性，而不仅仅局限于CN带强度及其变化，我们利用FLAMES/VLT对NGC 6752进行了观测，并给出了一些初步结果。我们的钠丰度结果最终表明，只有GC中的一部分恒星经历了AGB演化阶段。这是对这一现象的第一次直接、具体的证实。
2013-02-11 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
How dusty is alpha Centauri? Excess or non-excess over the infrared photospheres of main-sequence stars
主序恒星周围的碎片盘表明存在较大的岩石天体。附近的半人马座双星的成分比太阳的金属丰度高，这被认为是促进巨型行星形成的原因。我们的目标是确定aCen系统中碎片的排放水平。在已经探测到aCenA的最低温度Tmin之后，我们在这里也尝试对伴星aCenB进行探测。使用aCen恒星作为模板，我们研究了Tmin可能对其他恒星周围未解决的尘埃盘的可探测性产生的影响。我们使用Herschel和APEX测光来确定恒星的光谱能量分布。此外，我们使用APEX进行谱线映射，以研究光度图像中看到的aCen周围的复杂背景。恒星大气和圆盘的模型被用来估计这些恒星周围的碎片数量。对于太阳型的恒星，一个分数尘埃光度fd 2 e-7可以解释不表现出Tmin效应的SED。在24 μ处观察到两颗恒星在2.5 sigma水平上的轻微过量，如果解释为尘埃，则对应于fd（1-3）e-5。动力盘模型可以粗略估计出aCen恒星周围的佐迪带的质量，即小于4 e-6 MMoon的4 ~ 1000 mu大小的颗粒，按照n a^-3.5分布。同样，对于填充的Tmin发射，相应的EKB可以解释约1 e-3 MMoon的尘埃。由exo-Zodi盘散射和/或热发射的光将对未来旨在寻找类地行星大气中生物标志物的光谱任务产生深远的影响。aCenB的F-IR SED与高层大气中存在的最低温度区域略微一致。我们还表明，aCenA的温度最低可能会导致错误…
2014-01-28 astro-ph.SR
The future influence of six exoplanets on the envelope properties of their parent stars on the giant branches
我们研究了六个系外行星系统的恒星演化代码MESA的演化，并得出结论，他们可能会自旋的信封上的红巨星分支（RGB）或后来的渐近巨星分支（AGB）的质量损失过程可能成为非球形的程度，他们的母星。我们选取了六个观测到的半长轴为1-2AU的系外行星系统，利用MESA的双星模式跟踪系统的演化。在RGB上，有四个系统的恒星吞没了行星，在AGB上，有两个系统的恒星吞没了行星，这些系统进入了共同的包络演化（CEE）。在两个系外行星质量为Mp~ 10 MJ（MJ是木星质量）的系统中，行星的自转速度约为分离速度的10%。这种包层可能具有显著的非球形质量损失几何形状。在Mp~MJ的其他四个系统中，行星将包层旋转到约1-2%的分裂速度。即使在这些情况下，影响尘埃形成的包层中的磁活动也可能导致与球形质量损失的微小偏离。在AGB上的CEE的两种情况下，行星将能量沉积到包络上，相当于包络结合能的10%以上。我们预计这将导致非球形的质量损失，在每种情况下都会形成椭圆行星状星云。
2021-06-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
The connection between missing AGB stars and extended horizontal branches
最近的观测证实了早期的结果，即球状星团（GCs）的渐近巨星分支（AGB）上缺乏或甚至没有CN-强星，尽管星团与星团之间的变化相当大。一般来说，这与CN带强度在第一个上升的红巨星分支（RGB）恒星之间的分布不一致。诺里斯等人提出，在某些星团中缺乏CN强恒星是因为这些恒星的质量较小，无法通过完整的AGB阶段演化。在这篇简短的论文中，我们发现AGB星的相对频率在不同的星团之间可以改变两倍。我们还发现，沿水平分支的恒星的最小质量（Gratton et al. 2010）与AGB恒星的相对频率之间存在非常好的相关性，并进一步依赖于金属丰度。我们的结论是，HB上质量最小的恒星确实不能通过完整的AGB阶段演化，是AGB manque。这些恒星可能有大量的He和N含量，以及大量的O-消耗。然后，我们认为，不应该有AGB星极端O耗尽，他们中的一些温和的。
2010-10-28 astro-ph.SR
Measuring Hydrogen-to-Helium Ratio in Cool Stars
本研究利用Mg I与MgH谱线测得的镁丰度差异，在球状星团半人马座ω巨星中首次光谱发现轻度缺氢或氦增丰恒星。
2024-01-17 astro-ph.SR
oMEGACat V: Helium Enrichment in $ω$ Centauri as a Function of Metallicity
本研究结合哈勃望远镜测光与MUSE光谱数据，首次探究半人马座ω全金属丰度范围的氦丰度升高规律，明确了升高幅度与富氦恒星占比随金属丰度的变化特征，为该星团形成历史与富集机制提供新约束。
2024-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fundamental parameters, integrated RGB mass loss and dust production in the Galactic globular cluster 47 Tucanae
本文研究了银河系球状星团47 Tuccino（NGC 104）中后主序星的基本参数和质量损失的时间演化。这是通过将光谱能量分布（SED）拟合到现有的光学和红外光度学和光谱学来实现的，以产生真正的Hertzsprung-Russell图。我们确认星团的距离为4611（+213，-200）pc，年龄为12 +/- 1 Gyr。水平分支模型似乎证实，在47 Tuc中发生的RGB质量损失并不比在更贫金属的欧米茄半人马座中发生的更多，尽管由于模型之间的不一致而出现了困难。使用我们的SEDs，我们确定了那些表现出红外过剩的恒星，只在最亮的巨星中发现过剩：尘埃质量损失开始于~ 1000 Lsun的光度，在2000 Lsun以上变得无处不在。尽管使用了同样的斯皮策档案图像，但最近关于低光度巨星周围产生尘埃的说法无法重现。
2011-01-05 astro-ph.SR
The Class of Jsolated Stars and Luminous Planetary Nebulae in old stellar populations
我们认为，恒星的角动量（J）不增加的伴星，恒星或行星，沿着他们的后主序星演化有低得多的质量损失率沿其巨大的分支。将它们分类到一个单独的组可以使人们了解它们的晚期进化阶段。我们把这些恒星称为孤立星。我们认为，孤立星的质量损失率是不好确定的，因为巨分支上的质量损失率表达式是基于经验的样本，这些样本包含经历强烈二元相互作用的恒星，与恒星或亚恒星同伴，例如，行星状星云（PN）的前身。我们使用我们的早期索赔的渐近巨星分支（AGB）的恒星，不旋转的恒星或亚恒星的同伴，以表明我们可以解释神秘的发现，最明亮的PNE在老恒星星族达到相同的光度在年轻的人口最明亮的PNE。很可能，在老的恒星星族中存在明亮PNe的最佳解决方案是结合更高的AGB光度，如在一些新的恒星模型中获得的，以及这里引用的较低的质量损失率。
2018-06-22 astro-ph.SR
Machine Learning the Tip of the Red Giant Branch
本文提出用机器学习模拟器预测红巨星分支尖端I波段星等，并通过贝叶斯方法约束恒星参数，成功测量了三个星系的金属丰度。
2025-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Nucleosynthesis in the Stellar Systems omega Cen and M22
半人马座欧米茄恒星系统以其成员恒星的丰富程度而闻名。最近的研究表明，球状星团M22（NGC 6656）也有一个内部丰度范围，尽管比ω Cen小得多。在这里，我们比较，作为一个功能的[Fe/H]，元素铁比在两个系统中的一些不同的元素使用数据从红巨星分支恒星的丰度分析。看来，核合成富集过程是非常相似的，在这两个系统中，尽管在总质量的实质性差异。
2010-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binary evolution along the Red Giant Branch with BINSTAR: The barium star perspective
钡（Ba）、CH和外生或贫Tc的S-型恒星是演化的低质量和中等质量恒星，其表面的慢中子捕获过程元素增强，这表明前渐近巨星分支（AGB）伴星的质量吸积，现在是一颗白矮星（WD）。Ba星和CH星可以在主序星、次巨星和巨星相中找到，而外来的S型星只分布在巨星分支中。随着这些被污染的恒星的演化，它们可能会与现在的白矮星同伴发生第二阶段的相互作用。在本文中，我们考虑的系统组成的主序星Ba和WD的同伴时，前者沿着红巨星分支（RGB）的发展。我们想确定是否可以从它们被怀疑的矮祖先的演化中推断出已知的Ba、CH和S巨星的轨道特性。为了这个目的，我们使用的BARGAR二进制演化代码和模型MS+WD二进制系统，考虑不同的二进制相互作用机制，如潮汐增强风质量损失和循环效率降低。为了探索它们对第二次RGB上升的影响，我们将模拟的轨道与Ba和相关巨星的观测周期和偏心率分布进行了比较。我们表明，独立考虑的机制，有一个强大的时期切断低于核心，他燃烧的恒星不应该被发现在二进制系统与WD同伴。对于质量更大的RGB恒星和更贫金属的系统，这个极限更短。然而，我们仍然发现了一些低质量的短周期巨系统，很难用我们的模型来解释，以及两个系统具有非常高的偏心率。
2020-05-11 astro-ph.SR
