Different Sodium enhancements among multiple populations of Milky Way globular clusters
我们寻找线索，以了解不同的钠丰度测量的第一代和第二代恒星的古老银河系球状星团。为此，我们收集了最近的文献中提到的钠丰度，轨道参数，结构和内部动力学性质和年龄在一个均匀的规模的28个球状星团。我们发现，集群内的Na富集，测量的第一代和第二代恒星之间的Na丰度的差异，表现出一种趋势，作为第一代恒星的Na丰度的函数，在这个意义上，越Na贫的第一代恒星，Na富集更大。利用球状星团轨道的倾角，分析的Na富集也暗示了在~0.3 dex处的边界，以区分具有吸积或原位起源的球状星团，吸积的球状星团具有更大的Na富集。由于在吸积的球状星团中观察到相对较大的星系团内钠增强，而在原位形成的球状星团中观察到较小的钠增强（尽管不是唯一的），我们推测钠富集的幅度可能与构建模块范式有关。球状星团在第一代和第二代恒星形成时，似乎保留了这种分层星系形成过程的记忆。
2020-09-25 astro-ph.GA
The colour-magnitude relation of Globular Clusters in Centaurus and Hydra - Constraints on star cluster self-enrichment with a link to massive Milky Way GCs
我们研究了Hydra和Centaurus星系团中贫金属球状星团的颜色-星等关系，并限制了星团自富集的原始条件。利用FORS 1@VLT资料，分析了Hydra和Centaurus中心区域约2500个球状星团的U、I测光。我们将测得的颜色-星等关系转换为质量-金属丰度空间，并获得半人马座GC的Z \propto M^{0.27 \pm 0.05}和水螅GC的Z \propto M^{0.40 \pm 0.06}的标度，与其他环境中的结果一致。我们发现，GC质量-金属丰度关系在现今太阳质量只有10^5倍的时候就已经成立，并且在像半人马座ω这样的大质量MW星团的光度范围内也得到了很好的建立。我们将质量-金属丰度关系与Bailin & Harris（2009）的星团自富集模型的预测进行了比较。为此，我们包括动力学和恒星演化的影响和物理上动机良好的原始质量半径缩放。自富集模型较好地再现了原始半光半径r_h ~ 1-1.5 pc，恒星形成效率f_* ~ 0.3-0.4，[Fe/H] ~ -1.7 dex的观测关系。在自我富集的情况下，观察到的蓝色倾斜意味着GC质量和恒星金属丰度分布的宽度之间的相关性。我们发现，这种隐含的相关性与银河系GC中测量的GC质量的宽度趋势相匹配，包括像欧米茄Cen和M54这样的极端情况。我们得出结论，1。一个原始星团的质量半径关系提供了一个显着的改善自我富集模型拟合。2…
2014-06-16 astro-ph.GA
Evidence for Enrichment by Supernovae in the Globular Cluster NGC 6273
在我们最近的研究（Lim et al. 2015）中，我们已经证明窄带测光可以与低分辨率光谱学相结合，以有效地搜索具有超新星（SNe）富集的球状星团（GC）。本文将这一技术应用于贫金属核球星系团NGC 6273，发现该星系团中的红巨星分支星明显地分为两个不同的钙丰度亚群。富Ca亚群在GC中也在CN和CH中增强，显示它们之间的正相关性。这一趋势与我们在M22中发现的结果相同，表明这可能是GC在化学演化中受到SNe更强烈影响的普遍存在的性质。我们的研究结果表明，NGC 6273的质量足以保留SNe喷出物，这将使该星团成为具有银河系构建块特征的GC群体，如ω Centauri和Terzan 5。
2015-10-20 astro-ph.GA
Fluorine abundances and the puzzle of globular cluster chemical history
在银河系的几个球状星团中，氟的丰度因恒星而异。这些意想不到的化学性质进一步证实了在几个GC中已经发现的化学不均匀性，可能是由这些系统中形成的第一代恒星造成的。这篇文章的目的是补充我们的理解的F-行为的GC星，并寻找新的限制其多个恒星星族的形成历史。我们收集了15个RGB恒星的近红外光谱，这些恒星属于GC，金属丰度范围很广：47 Tuc，M4，NGC 6397和M30。F，Na和Fe的丰度已估计光谱合成。对于样品中最富金属的簇（47 Tuc），没有发现F和Na丰度之间的关系。在这个GC中，RGB恒星确实在[F/Fe]上表现出相当小的差异，而不像在[Na/Fe]比率上发现的较大差异。这揭示了一个相当不均匀的恒星系统和复杂的化学演化历史47 Tuc。在M4中，我们研究的一颗星证实了另一个小组在2005年报告的Na-F分布。对于两个非常贫金属的GC（NGC 6397和M30），只有上限的F丰度已被导出。我们表明，只有在发现意想不到的富F巨星和/或满足特殊的观测条件下，才能用现有的望远镜和摄谱仪在这种贫金属GC中估计F丰度。GC中F和Na丰度的分布表明，它们的RGB成员似乎属于两个分离良好的区域。到目前为止，在不同的GC中分析的所有RGB恒星确实都被发现是富F Na贫或富F Na贫。这种分离良好的双峰制度是一致的独立的形成情节怀疑在大多数星系GC。
2013-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Model for Clumpy Self-Enrichment in Globular Clusters
对球状星团（GCs）的详细观测揭示了自富集的证据：我们今天在恒星中看到的一些重元素是由星团恒星本身产生的。此外，GC内部的子种群具有不同的元素丰度，包括在某些情况下，由超新星产生的元素，如铁。本文提出了一个GC形成的理论模型，其动机是对银河系恒星形成区的观测和对恒星形成的模拟，其中巨大的分子云碎片成多个团块，这些团块在略微不同的时间进行恒星形成。来自早期形成的星团的核心坍缩超新星可以丰富后来形成的星团，使喷出物可以保留在引力势阱中，从而导致一旦星团合并形成最终的星团，就会产生具有不同总金属丰度的亚群。该模型匹配的质量金属丰度的关系，在GC人口周围的大规模椭圆星系，并预测金属丰度的传播与银河系GC中看到的非常一致的集群内，即使对于那些内部丰度的传播是如此之大，他们的整个身份作为GC的问题。内部金属丰度分布是一个很好的测量有多少自富集发生在一个集群，一个结果是非常强大的模型参数的变化。
2018-07-04 astro-ph.GA
Globular Cluster Formation at High Density: A model for Elemental Enrichment with Fast Recycling of Massive-Star Debris
大质量星团的自我富集的p-处理的元素显着增加，随着气体密度的增加，作为增强的恒星形成率和恒星散射的结果相比，一个大质量恒星的寿命。考虑到可能形成球状星团的云核类型，我们跟踪气体的演化和富集以及恒星质量的时间依赖性。一个关键的假设是，大质量恒星之间的相互作用在高密度下是重要的，包括大质量恒星和大质量恒星双星之间的相互作用，它们可以撕碎恒星的外壳。大质量恒星之间的相互作用也会将低质量恒星从星团中散射出去。当云核质量约为4 × 10^6太阳质量，密度约为2 × 10^6 cm^{-3}时，得到的结果与观测值相当吻合。结果主要取决于几个无量纲参数，包括，最重要的是，气体消耗时间与大质量恒星寿命的比率，必须很低，约10%，以及每单位动力学时间散射低质量恒星的效率，必须相对较大，例如百分之几。同样在这些条件下，嵌入的球状星团的速度分散度应该与当时星系的高气体分散度相当，因此多星相互作用的恒星抛射可能导致低质量恒星完全离开矮星系宿主。这可以解决在天炉座和WLM的晕中缺少第一代恒星的问题。
2017-01-04 astro-ph.GA
Can Neutron-Star Mergers Explain the r-process Enrichment in Globular Clusters?
在相当数量的老的、贫金属的球状星团中观测到了r过程元素的星-星色散。我们调查早期的中子星合并作为这种富集的机制。通过数值模拟和分析参数，我们表明，中子星合并不能通过动力学相互作用诱导早期的集群的历史，即使是最自由的假设中子星隔离。因此，如果中子星合并是球状星团中r过程弥散的主要机制，那么它们很可能是星团中孤立的原始双星演化的结果。通过人口建模，我们发现，只有当大量的双中子星祖星通过案例BB质量转移进行时，中等比例的富集GC才是可能的-在对球状星团初始性质的各种假设下，如果这种质量转移稳定地（不稳定地）进行，则在约15-60%（约30-90%）的球状星团中将发生具有浓缩潜力的中子星合并。由于超新星的质量损失，超新星爆发前的轨道分离和超新星爆发后的系统速度之间存在强烈的反相关性，这导致大多数浓缩候选物从其宿主星团中有效地喷射出来。因此，大多数浓缩事件发生在双中子星诞生后不久。这就要求在恒星形成的初始爆发后，在球状星团中存在能够吸收r过程喷出物的恒星形成气体。如果气体在球状星团中重新分布的情景不能在这些时间尺度上起作用，中子星合并富集候选者的数量就会严重下降，很可能是另一种机制在起作用，比如来自于中微子的r过程富集。
2019-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evolution of long-lived globular cluster stars IV. Initial helium content and white-dwarf properties
上下文球状星团中的恒星具有特殊的化学性质。一般来说，相关的氦富集预计会影响恒星的演化，以及低质量恒星，特别是白矮星（WD）的祖先。目标。我们研究了不同初始氦含量对白矮星的质量、成分和形成时间等性质的影响。结果在一个特定年龄的球状星团中，氦的富集意味着在一个特定阶段恒星的初始质量较低。从而导致到达冷却序列的白矮星质量减少。此外，氦的富集增加了白矮星的总质量和数量，并最终允许单个祖先的氦白矮星的存在。结论.用不同的方法在大多数球状星团中测定的低He富集对白矮星性质的影响可以忽略不计。然而，在少数显示出高He富集的球状星团中，这可能会显著影响白矮星的特征。在NGC 2808和半人马座ω中，氦的高度富集甚至导致了从单个富氦祖先形成氦白矮星。因此，研究高氦丰度球状星团中的白矮星质量域将为测量和约束氦丰度提供一种间接的方法。
2017-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stochastic self-enrichment, pre-enrichment, and the formation of globular clusters
建立了一个球状星团形成过程中的随机预富集和自富集模型。GC开始形成时，其初始金属丰度由周围原云的预富集决定，但也可以在形成过程中进行内部自富集。金属丰度的随机变化是由于超新星的数量有限而产生的。我们构建了一个分析公式的预富集和自富集的综合影响，并使用蒙特卡罗模型来验证该模型准确地封装了平均金属丰度和金属丰度之间的传播真正的GC。预测的金属丰度传播由于自富集单独，一个强大的预测模型，是远远小于实际GC之间观察到的传播。这一结果排除了自富集作为大多数气相色谱中金属含量的一个重要贡献因素的可能性，从而使预富集成为可行的替代方法。然而，对于质量远高于10^6兆太阳的星团来说，自富集可能是重要的，即使没有任何外部压力限制，这些星团的质量也足以容纳相当大一部分的SN喷出物。这个转变点与许多大星系中贫金属星系团序列中出现的质量-金属丰度关系（“蓝倾”）的质量很好地对应。因此，我们认为自富集是质量-金属丰度关系的主要驱动力。从我们的模型的其他预测是，集群到集群的金属丰度传播之间的最高质量的集群减少;和红色GC序列也应该显示一个更温和的质量金属丰度的趋势，如果它可以追溯到类似的高质量。
2009-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of Fluorine Abundances with the ν-Process
我们用核塌缩超新星的ν-过程计算了氟在太阳邻域的演化，所得结果与场星的观测结果符合得很好.超新星中的ν-过程导致[F/O]比在[O/H] <-1.2时达到平台，随后由于渐近巨星分支星的贡献，[O/H] ~ -0.5迅速增加。[F/O]的平台值取决于核心坍缩超新星释放的中微子光度，并可能受到未来低金属丰度场星观测的限制。对于球状星团，少量的[F/O]测量表明，低质量超新星在这些系统中的相对贡献比在野外的小。
2011-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-resolution Spectroscopy for the Globular Clusters with Signs of Supernova Enrichment: M22, NGC 1851 and NGC 288
在大质量球状星团（GC）的色星等图中，有越来越多的证据表明存在多个红巨星分支（RGBs）。为了研究RGB分裂的起源，我们对M22，NGC 1851和NGC 288进行了新的窄带Ca测光和低分辨率光谱学。我们发现显着差异（超过4西格玛）的钙丰度从光谱HK'指数M22和NGC 1851。我们还发现这些GC的Ca-强亚群和Ca-弱亚群之间的CN带强度存在超过8 sigma的差异。然而，对于NGC 288，只有CN强度存在较大差异。本GC中RGB星的钙丰度在误差范围内是相同的。这与我们新的Ca测光的结论一致，其中RGB分裂在M22和NGC 1851中得到证实，但在NGC 288中没有。我们还发现有趣的差异，这些GC之间的CN-CH相关性。CN和CH在NGC 288中是反相关的，而在M22中则是正相关的。然而，NGC 1851在CN强度不同的两组恒星之间的CH没有差异。我们认为，所有这些系统的差异将最好地解释如何强烈II型超新星富集，这些GC的化学演化作出了贡献。
2014-12-04 astro-ph.GA
Fluorine Abundances of Galactic Low-Metallicity Giants
利用7颗贫金属场巨星的F丰度和2σ上限，讨论了低金属丰度下恒星F的核合成。这些测量值来自23358 nm的HF（1-0）R9线，使用甚大望远镜CRIRES获得的近红外K波段高分辨率光谱。该样品的金属丰度低于先前对场巨星F的研究，范围从[Fe/H] = -1.56到-2.13。三维模型大气的影响上导出的F和O丰度的定量估计，并显示程序星是微不足道的。将观测到的F产额[F/O]与两套银河系化学演化模型进行了比较，定量地说明了II型超新星（SN II）ν-过程和渐近巨星分支/Wolf-Rayet星的贡献。结果发现，在这个低金属丰度区，模型不能很好地预测观测到的[F/O]分布，而考虑中微子能量为E_v = 3 × 10^53 erg的SN II ν-过程的模型能更好地拟合观测结果。我们的样本包含HD 110281，一个逆行的低α晕星，显示出与球状星团相似的F演化。这支持了这样一种理论，即晕星可能是从晕中球状星团的矮星系祖先吸积而来的。
2013-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Celestial Buffet: multiple populations and globular cluster formation in dwarf galaxies
我们提出了一个框架，解释通常观察到的变化轻元素丰度的球状星团。如果球状星团在矮星系的中心形成，随着恒星形成的进程，它们将被抽到更大的轨道上。势阱将只保留中等速度的AGB喷出物，预期的浓缩源，但不是超新星喷出物。没有必要增加星团的初始质量，这是自我浓缩的要求，因为矮星内的所有恒星都可以贡献。当星团穿过矮星系中心时，它们将AGB喷出物和下落的原始气体混合起来，形成第二代恒星。具体的混合将随时间而变化，因此能够解释在不同集群中观察到的第二代丰度的传播。这些球状星团将存活到今天，或者作为更大星系分层合并过程的一部分被剥离。我们说明了这个过程可能会使用高分辨率的模拟矮星系在高红移。
2014-01-29 astro-ph.GA
Massive binaries and the enrichment of the interstellar medium in globular clusters
在球状星团中观察到的异常现象表明，氢燃烧产生的物质污染了环境。有两个主要的来源：渐近巨星分支星和大质量恒星在分裂极限附近旋转。我们讨论了潜在的大规模二进制作为一个有趣的替代来源的处理材料。我们讨论了相互作用的双星质量脱落的观测证据。与大质量恒星的快速辐射驱动风相反，这种物质通常以低速喷射。我们预计它会留在球状星团的势阱中，并成为第二代恒星形成或污染的可能。我们估计，处理后的低速物质的量，可以喷出的大质量的二进制文件是大于贡献的两个先前提出的来源相结合。
2009-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple stellar populations at less evolved stages. IV. evidence of helium enrichments in four Magellanic globular clusters
本研究利用哈勃望远镜深度测光分析四个大麦哲伦云球状星团的主序展宽，发现星族存在显著氦富集，富氦恒星占比40%到80%以上，结果可能为受拥挤效应影响的上限值。
2025-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Insights into the chemical composition of the metal-poor Milky Way halo globular cluster NGC 6426
我们提出了我们的详细光谱分析的化学成分的晕球状星团NGC 6426中的四个红巨星。我们使用麦哲伦2/MIKE摄谱仪获得了高分辨率的光谱，从中我们推导出了等效宽度，并随后计算了22种化学元素的24种丰度。为了测量等效宽度，我们开发了一种新的半自动工具，称为EWCODE。我们报告的平均铁含量为[Fe/H]=-2.34 $\pm$ 0.05 dex（stat）。根据以前的研究。在平均$α$-丰度[（Mg，Si，Ca）/3 Fe]= 0.39 $\pm$ 0.03 dex时，NGC 6426落在银河系晕和其他金属丰度极低的球状星团所画的趋势上。较轻的$α$-元素的分布以及增强的比值[Zn/Fe]= 0.39 dex可能来自于簇前介质的超新星富集。我们发现了镁，硅和锌元素的传播，表明富集的情况下，在那里喷出物的进化大质量恒星的稍老的人口污染了一个新出生的年轻人的初步证据。这个星团中的重元素丰度与贫金属的球状星团非常吻合，在这方面，球状星团看起来非常均匀。重于Zn的中子俘获元素的模式指向由R过程控制的富集历史，只有很少的-如果有的话-S过程的贡献。这一发现得到了我们的程序星与贫金属场星HD 108317惊人相似性的支持。
2016-12-18 astro-ph.GA
Magnesium isotopes: a tool to understand self-enrichment in Globular Clusters
在球状星团（GCs）中形成多个种群的渐近巨星分支（AGB）自富集模型中的一个关键问题是不能再现镁同位素比率，尽管该模型原则上可以解释镁的耗尽。在这项工作中，我们分析了各种p-捕获截面上的不确定性如何影响AGB星喷出物中镁含量的相关结果。当25 Mg在100 MK的温度下的质子捕获率，特别是25 Mg（p，γ）26 Alm通道，相对于最近的实验测定提高了3倍时，成功地再现了在M13和NGC 6752中观察到的镁同位素分布和总体Mg-Al趋势。这一假设也允许再现在NGC 2419中观察到的Mg扩散和Mg-Si扩散关系的全部范围。在感兴趣的温度下的25 Mg（p，γ）26 Alm反应速率的不确定性在这里留下空间，我们的假设，我们建议，需要新的实验测量来解决这个问题。我们还讨论了基于超大质量恒星核合成的竞争模型。
2018-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Second Generation Stars in Globular Clusters from Rapid Radiative Cooling of Pre-Supernova Massive Star Winds
在Wünsch及其合作者的工作之后，我们研究了球状星团中第二代恒星形成的自富集情景，其中来自第一代大质量恒星的风物质快速辐射冷却。辐射能量的损失使得快速风保留在星团的中心区域，在那里它促进了恒星的形成。二级恒星形成发生在$\sim3-5$ Myr，在超新星之前，在两个群体中产生均匀的铁丰度。我们推导出了大质量恒星风辐射冷却的临界准则和第二代质量随星团质量、半径和金属丰度的变化关系。我们推导出了一个关于$M/R$的临界条件，在此条件之上，第二代恒星的形成可以发生。我们推测，在这个阈值以上的集群风的能量和动量的强烈减少允许周围的气体保持从团簇形成过程。我们重现大观察到的第二代馏分的$\sim30-80\%$，如果风材料与环境气体混合。重要的是，所需的环境气体质量仅为第一代恒星质量的量级。第二代氦富集度$ΔY$与第二代中的质量分数成反比;大的第二代可以与$ΔY\sim0.001-0.02$形成，而小的第二代可以达到$ΔY\sim0.16$。像其他的自富集模型的第二代，我们不能同时占的Na-O的关系和第二代分数的全部范围。
2017-07-06 astro-ph.GA
Globular cluster abundance patterns inherited from giant molecular clouds
研究球状星团轻元素丰度差异及反相关性成因，用宇宙辐射流体动力学模拟，发现巨分子云内部丰度模式可再现球状星团关键特征，表明球状星团化学丰度模式可从星际气体继承，为高红移星系化学富集等提供化石记录。
2026-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A view of the H-band light-element chemical patterns in Globular Clusters under the AGB self-enrichment scenario
通过分析9个银河系球状星团（GCs）中的巨星数据，讨论了AGB星在球状星团（GCs）中形成多星族的自富集过程，这些巨星覆盖了广泛的金属丰度范围，并同时获得了C、N、O、Mg、Al、Si等元素的测量数据。为此，我们计算了6组AGB模型，与属于每个GC的第一代的恒星具有相同的化学成分。我们发现，AGB产量可以重现一组可用的观测，不仅在每个GC中的恒星所示的污染程度，但更重要的是，还观察到的趋势与金属丰度，这与AGB演化模型的预测吻合得很好。虽然需要进一步的观测证据来明确确定新一代恒星在GC中形成的星际介质污染的主要参与者，但目前的结果证实，在AGB阶段期间，质量在$4~\rm M_{\odot} \leq \rm M \leq 8~\rm M_{\odot}$范围内的恒星喷出的气体具有与GC中恒星相同的化学模式。
2017-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for a chemical enrichment coupling of globular clusters and field stars in the Fornax dSph
球状星团H4位于天炉座矮球状星系的中心，对于理解低质量星系环境中星团的形成和化学演化至关重要。H4是一个特殊的星团，因为它比其他星团更富含金属，位于星系中心附近，也可能是星系中最年轻的星团。在这项研究中，我们提出了详细的化学丰度来自高分辨率（R~28000）光谱的一个孤立的H4成员星与附近的22个天炉座场星的样本进行比较。我们发现H4段贫α元素Si、Ca和Ti，[Si/Fe]=-0.35+-0.34，[Ca/Fe]=+0.05+-0.08，[Ti/Fe]=-0.27+-0.23，平均[α/Fe]=-0.19+-0.14。如果这个结果代表了平均的星系团性质，那么H4就是唯一已知的在完整的出生环境中具有低[α/Fe]比和中等低金属丰度的系统。对于场星，我们发现了一个明确的序列，被视为早期耗尽在[α/Fe]在低金属丰度，与以前的测量结果很好地吻合。H4落在观测到的场星[alpha/Fe]序列的顶部，显然不符合银河系晕星的性质。因此，我们的结论是，在一个星系内，球状星团的化学富集可能与场星人口的富集模式密切相关。天炉座中H4和类似金属量场星的低[alpha/Fe]比提供了证据，表明缓慢的化学富集环境，如矮星系，可能是银河系和M31晕中α耗尽星系团的原始宿主。
2015-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
A General Abundance Problem for All Self-Enrichment Scenarios for the Origin of Multiple Populations in Globular Clusters
一些恒星源被认为是解释古代球状星团（GC）丰度异常所需的富集物质的来源。迄今为止，大多数研究都比较了潜在来源（渐近巨星分支星（AGB），快速旋转大质量星（FRMS），高质量相互作用双星（IB）和超大质量星（VMS））的收益与观察到的GC中恒星与恒星之间的特定元素的观测结果，重点是极端GC，如NGC 2808，显示出大的He变化。然而，拟合极端情况的结果与更典型的集群的要求之间的一致性检查，很少做。考虑到目前可用的GC中He丰度的限制，这种检查特别及时。在这里，我们表明，所有流行的富集源未能再现GC中观察到的趋势，主要集中在Na，O和He。特别是，我们表明，任何模型，可以适应集群，如NGC 2808，将必然失败（通过建设），以适应更典型的集群，如47 Tuc或NGC 288。对于大多数簇来说，所有来源都严重过量生产He。此外，由于大的差异，他之间的传播集群，但类似的传播观察到的钠-O，只有来源与大程度的随机性所产生的收益将能够适合的意见。我们的结论是，迄今为止提出的富集源（AGB，FRMS，IBs，VMS -或其组合）与GC的观测结果是一致的。最后，所观察到的趋势增加[N/Fe]和他的蔓延随着集群质量的增加不能解决的自富集框架内，而不会进一步加剧的质量预算问题。
2015-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
CNO enrichment by rotating AGB stars in globular clusters
长期以来，AGB星一直被认为是银河系球状星团中观测到的重要的星与星之间轻元素变化的原因。我们分析了第一代旋转中等质量恒星对第二代球状星团恒星化学性质的主要影响。旋转模型的计算没有磁场和内部重力波的影响。它们解释了纬向流和湍流的输送。我们计算了银河系球状星团所覆盖的金属丰度范围内的初始质量在2.5和8 Msun之间的标准和旋转恒星模型的演化。在中心氦燃烧，旋转混合运输新鲜的CO丰富的材料从核心向氢燃烧的外壳，导致初级14 N的生产。在质量大于M > 4 Msun的恒星中，对流包层在第二次疏浚期间到达这个水库，导致恒星表面和恒星风中的总C+N+O含量大幅增加。相应的污染取决于初始金属丰度。在中低金属丰度时，它与在球状星团低质量恒星中观察到的C+N+O的恒定性不一致。与给定的输入物理，我们的模型表明，大质量旋转AGB星没有塑造在低和中等金属丰度球状星团中观察到的丰度模式。另一方面，我们的非旋转模型不能预测表面C+N+O的增强，因此更适合作为球状星团化学异常的来源，显示出C+N+O的恒定性。然而，目前没有理由认为中等质量的恒星没有旋转。
2009-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
No evidence for multiple stellar populations in the low-mass Galactic globular cluster E 3
多重恒星星族是银河系球状星团中普遍存在的现象。尽管产生新一代恒星的浓缩物质的来源仍然不清楚，但自我浓缩很可能只在质量足以保留这种浓缩物质的星团中才是可行的。利用SOAR/Goodman多目标光谱技术，分析了低质量（M~1.4 x 10^4 M_sun）球状星团E3中23颗红巨星支星的蓝CN吸收特征，寻找了该星团中的多星族.我们发现，CN丰度并不呈现典型的双峰行为中看到的集群托管多恒星星族，而是一个单峰分布，表明存在一个真正的单一恒星星族，或丰富的水平远远低于集群，从高分辨率光谱显示两个人口的证据。E3将是第一个真正的银河系古老的球状星团，没有发现自我富集的迹象。
2015-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Explaining the multiple populations in globular clusters by multiple episodes of star formation and enrichment without gas expulsion from massive star feedback
为了研究银河系光环和凸起中的球状星团（GC）中发现的多个恒星星族的起源，我们为其推定的低质量祖先构建了化学演化模型。根据最新的理论发展，我们假设超新星爆炸波在没有排出预先富集的环境气体的情况下发生井喷，而大质量恒星的相对缓慢的风，以及从低质量到高质量的渐近巨星分支恒星的风和喷出物，都保留在这些质量较小的系统中。有趣的是，我们发现，所观察到的Na-O反相关的贫金属GC可以再现时，多个事件的星爆和富集被允许继续在这些子系统。一个特定形式的恒星形成的历史与连续恒星世代之间的时间间隔减少，但是，需要获得这一结果，这是在很好的协议与合成水平分支模型获得的参数。“质量预算问题”也大大减轻了我们的模型没有特别的假设恒星形成效率，初始质量函数，和第一代恒星的优先损失。我们还应用这些模型研究了Lee等人（2015）提出的富含金属的隆起中的超氦富红团星的起源。我们发现，大质量恒星的风的化学富集可以自然地再现所需的强大的他在富含金属的子系统增强。我们的研究结果进一步强调，气体排出或保留是理解GC中多种群的关键因素。
2018-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on mass loss and self-enrichment scenarios for the globular clusters of the Fornax dSph
最近，高色散光谱已经确定地表明，在天炉座矮球状星系的五个球状星团（GC）中，有四个是非常贫金属的，[Fe/H]<-2。剩下的星团，天炉座4，[Fe/H]=-1.4。这与场星的金属丰度分布形成鲜明对比，场星的金属丰度分布在[Fe/H]=-1附近有一个宽峰，只有少数恒星的[Fe/H]<-2。如果我们只考虑[Fe/H]<-2的恒星和星团，我们会发现一个极高的GC比频率，SN=400，这意味着迄今为止已知的GC与场星的最高比率。我们估计在天炉座dSph中[Fe/H]<-2的所有恒星中，约有1/5-1/4属于四个最贫金属的GC。因此，这些GC最初最多可能是4-5倍大。然而，天炉座GC似乎与银河系GC具有相同的异常化学丰度模式，通常归因于星团内存在多个恒星世代。在天炉座dSph中，贫金属GC与场星的极端比例很难与GC的自富集和早期演化相协调，其中大部分（90%-95%）的第一代恒星已经丢失。它还表明，GC可能没有形成一个更大的人口的一部分，现在中断集群与初始的幂律质量分布。天炉座dSph可能是限制星团形成、自富集和早期动力学演化理论的罗塞塔石碑。
2012-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Chemical Evolution of Globular Clusters I. Reactive Elements and Non-Metals
我们提出了一个新的化学演化模型，旨在解释球状星团（GC）恒星的化学性质。我们的模型依赖于存在的（i）一个特殊的预富集阶段，在GC的母星系与非常低的金属丰度II型超新星（SNeII），和（ii）本地化的不均匀富集从一个单一的Ia型超新星（SNeIa）和中等质量（4 7Msun）渐近巨星分支（AGB）场星。GC的形成，然后假设发生在这个化学特有的区域。因此，在我们的模型中，第一批形成的低质量GC恒星是那些具有特殊丰度的恒星（即，O耗尽和Na增强），而"正常"恒星（即，富氧和钠贫化）形成在第二阶段时，从SNeII的自污染发生和特殊的污染从前一阶段分散。在这项研究中，我们专注于三种不同的GC：NGC6752，NGC6205（M13）和NGC2808。我们证明，在这个框架内，可以构建一个模型，这是一致的（i）元素丰度反相关，（ii）同位素丰度模式，（iii）极端的[O/Fe]值观察到的NGC2808和M13，而不违反全球约单峰[Fe/H]和C + N + O的约束。
2009-02-03 astro-ph.GA
Superbubble dynamics in globular cluster infancy II. Consequences for secondary star formation in the context of self-enrichment via fast rotating massive stars
球状星团（GC）的自富集方案需要在第一代恒星形成后有大量的残余气体。最近，Krause等人（2012年）发现超新星可能无法排出气体，这是解释其目前无气体状态所必需的，并提出在II型超新星停止的阶段，黑暗遗迹上的突然吸积可能会导致快速的气体排出。在这里，我们探讨这些结果的后果，通过快速旋转的大质量恒星（FRMS）的自我富集的情况。我们分析了FRMS与星团内介质（ICM）的相互作用，特别是在哪里，何时以及如何形成第二代恒星。从结果中，我们开发了一个时间轴的第一个约40万年的GC的演变。论文I的结果暗示了三个阶段，在这三个阶段中，ICM处于一种根本不同的状态，即风泡阶段（持续350万年至880万年），超新星阶段（持续26.2到31.5百万年），以及黑暗的残余物吸积阶段（持续0.1至400万年）：（i）在第一代大质量恒星形成后不久，恒星风气泡将ICM压缩成细丝。在这个阶段，由于莱曼-维尔纳通量密度很高，没有恒星会以正常的方式形成。然而，如果第一代大质量恒星有赤道喷出物，正如我们在FRMS方案中提出的那样，吸积可能会在赤道喷出物的阴影中恢复。第二代恒星可能会形成，因为这些圆盘中的引力不稳定性是由FRMS喷出物和原始气体供给的。[...]
2013-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Using $^{26}$Al to detect ongoing self-enrichment in young massive star clusters
本研究提出通过探测年轻大质量星团中的放射性$^{26}$Al来验证球状星团的自富集理论，评估了利用ALMA、COSI等设备探测$^{26}$Al的可行性，并指出大麦哲伦云的R136是最有希望的候选目标。
2024-09-24 astro-ph.GA
Globular Cluster Intrinsic Iron Abundance Spreads: II. Protocluster Metallicities and the Age-Metallicity Relations of Milky Way Progenitors
内在铁丰度在球状星团中分布，虽然通常很小，但非常普遍，是自我富集的标志：星团内的一些恒星已经被来自同一星团内其他恒星的超新星喷出物富集。我们使用Bailin（2018）自富集模型来预测原星系团的性质-其质量和原星系团气体云的金属丰度-与今天最终可观察到的性质-其当前金属丰度和内部铁丰度分布之间的关系。我们将此模型应用于银河系球状星团的初始质量和/或铁丰度分布的更新目录，以重建其初始金属丰度。我们发现，除了已知的异常隆起集群泰山5和三个集群强烈怀疑是核星团剥离矮星系，该模型提供了一个很好的镜头，了解他们的铁传播和初始金属丰度。然后，我们使用这些初始金属丰度构建年龄金属丰度关系的运动学确定的主要吸积事件在银河系的历史。我们发现，使用初始的金属丰度，而不是当前的金属丰度不会改变银河系的历史的整体图片，因为差异通常是小的，但确实提供了信息，可以帮助区分吸积事件的一些个人球状星团与模糊的运动学应该与，并指出吸积事件本身的潜在复杂性。
2021-10-27 astro-ph.GA
The origin of the 'blue tilt' of globular cluster populations in the E-MOSAICS simulations
球状星团（GC）系统的贫金属子群表现出GC平均颜色和光度之间的相关性，特别是在那些与大质量椭圆星系相关的系统中。更明亮（更大质量）的GC通常更红，因此更富含金属。这种“蓝色倾斜”通常被解释为来自GC自富集的质量-金属丰度关系，即质量更大的GC保留了更大部分的由其演化的恒星喷出的富集气体，促进了更多富含金属的第二代的形成。我们研究的E-MOSAICS模拟的星系和它们的GC人口的形成和演化，并发现它们的GC表现出类似于在本地星系中观察到的颜色-光度关系，而不需要调用依赖于质量的自富集。我们发现，蓝色的倾斜是最恰当的解释为缺乏大规模的，金属贫乏的GC：大规模GC的形成需要高星际气体表面密度，条件是最常见的最大质量，因此最富金属，星系，在GC形成的高峰时期。因此，蓝色倾斜是GC形成的小尺度物理学与分级组装星系所承载的星际气体的演化特性之间密切耦合的结果。
2018-07-09 astro-ph.GA
The Globular Cluster System of NGC 5128: Ages, Metallicities, Kinematics, and Structural Parameters
本文综述了我们最近对NGC 5128的球状星团系统的研究。首先，我们已经获得了低分辨率，高信号噪声光谱的72球状星团使用Gemini-S/GMOS获得的年龄，金属丰度，和α富集的金属贫乏和金属丰富的球状星团子种群的水平。其次，我们已经探索了超过560个球状星团的径向速度测量的旋转签名和速度色散的星系晕。我们还比较了这些性质对银河中心距离、球状星团年龄和金属丰度的依赖性。用球状星团作示踪天体，分析了NGC 5128的质量和M/L比。最后，我们测量了570多个球状星团的结构参数，如半光半径，从一个极好的1.2平方度麦哲伦/IMACS图像。我们将介绍这些研究的结果，并讨论与NGC 5128形成和演化的联系。
2009-12-18 astro-ph.GA
Concurrent formation of supermassive stars and globular clusters: implications for early self-enrichment
我们提出了一个球状星团（GCs）和超大质量恒星（SMSs，$>10^3\,{\rm M}_\odot$）同时形成的模型，以解决GCs中HeCNONaMgAl丰度异常的起源。GC形成于会聚的气流中，并积累低角动量气体，这些气体吸积在原恒星上。这导致了星系团的绝热收缩和恒星碰撞率的增加。如果星系团在两体弛豫停止收缩之前达到足够高的密度，那么SMS可以通过失控碰撞形成。如果恒星的数量$\gtrsim10^6$和气体吸积率$\gtrsim10^5\,{\rm M}_\odot$ /Myr满足这个条件，这让人想起在高气体密度环境中形成的GC，例如-但不限于-早期宇宙。强烈的SMS风与流入的原始气体混合，使得原恒星吸积SMS的稀释热氢燃烧产率。由于连续再生，SMS释放的加工材料的量可以比其最大质量高一个数量级。这种热氢燃烧产物的“走廊带”生产为困扰其他方案的质量预算问题提供了解决方案。此外，释放的物质中氦含量较低，其他热氢燃烧产物相对丰富，与今天GC的丰度一致。最后，我们发现一个超线性标度之间的处理材料的量和集群质量，提供了一个解释所观察到的增加的部分处理材料与GC质量。我们讨论了这个新的GC富集方案的公开问题，并提出了观测测试。
2018-04-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular cluster formation with multiple stellar populations: self-enrichment in fractal massive molecular clouds
内部化学丰度分布是银河系中球状星团的基本性质之一。为了了解这样的丰度蔓延的起源，我们用我们新的流体动力学模拟的超新星（SNe）和渐近巨星分支（AGB）恒星的形成和反馈效应的分形结构的大规模分子云（MCs）的GC形成进行了数值研究。我们特别研究了恒星形成的气体化学污染的SNe和AGB星内的MCs具有不同的初始条件和环境。主要结果如下。多代星的GC可能是由分形MC高密度区发展而来的等级星团复合体合并而成的。SNe星和AGB星的反馈效应可以控制MCs原始气体和AGB星喷出气体形成恒星的效率。模拟的GC在中央3 pc内具有氦丰度的径向梯度。对于一个标准的初始恒星质量函数（IMF），原始MC质量需要达到10^7 Msun，这样由AGB喷出物形成的恒星的最终质量就可以达到10^5 Msun。由于AGB喷出物的恒星形成时间相当长（10^8年），因此它们的形成可以被恒星本身的SNe强烈抑制。这一结果意味着，所谓的质量预算问题是更严重的比以往任何时候都认为在GC形成的自富集的情况下。因此，第二代恒星的IMF应该是“顶光”。
2017-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of globular clusters in atomic-cooling halos via rapid gas condensation and fragmentation during the epoch of reionization
利用宇宙辐射流体动力学模拟研究了两个暗物质晕中心的贫金属球状星团（GC）的形成，其中$M_{\rm halo} \sim4\times10^7 M_\odot$在$z>10$。我们发现，非常紧凑的（$\lesssim$ 1 pc）和大规模（$\sim6\times10^5 M_\odot$）集群迅速形成时，原始气体崩溃等温的援助下，有效的LY $α$发射从分子冷却晕过渡到原子冷却晕。由于致密的恒星形成气体的局部自由落体时间非常短（$\ll 1\,{\rm Myr}$），在恒星反馈过程吹出气体并停止恒星形成之前，很大一部分坍缩的气体已经变成了恒星。虽然恒星形成的早期阶段仅限于中央恒星形成盘的一小部分区域，但我们发现由于超新星的金属富集，盘很快就会破碎。在碎片云中形成的子星团最终与中心的主星团合并。模拟集群的质量和大小与当地GC非常相似，但金属丰度分布比当地GC中发现的要宽得多。我们讨论的作用，前富集流行III和II明星作为一个潜在的解决方案，后者的问题。虽然并非没有缺点，但令人鼓舞的是，一个天真的盲目（未调整）宇宙学模拟为至少一些大质量GC的形成提供了一个可能的渠道。
2016-04-05 astro-ph.GA
Manganese Abundances in the Globular Cluster Omega Centauri
我们目前的锰丰度在10个红巨星成员的球状星团欧米茄半人马座; 8颗恒星是从最贫金属的人口（RGB MP和RGB MInt 1），而两个目标是成员的金属更丰富的群体（RGB MInt 2和MInt 3）。这是第一次在这个特殊的恒星系统中研究Mn丰度。欧米茄Cen中[Mn/Fe]的LTE值与贫金属欧米茄Cen中银河系恒星的LTE值重叠（[Fe/H] ~ -1.5至-1.8），但与在银河系晕和盘星中观察到的不同，[Mn/Fe]在两个更富金属的RGB MInt 2和MInt 3目标中下降。进行非LTE计算，以获得对LTE Mn丰度的校正。Omega Cen的非LTE结果与银河系获得的非LTE [Mn/Fe]与[Fe/H]趋势相比，证实并加强了Omega Cen中锰行为独特的结论。这些结果表明，II型或Ia型的低金属丰度超新星（金属丰度< -2）主导了欧米茄Cen中金属丰度更高的恒星的富集。低金属丰度恒星在欧米茄Cen化学演化中的主导地位已经在S-过程元素中被注意到，其中贫金属AGB恒星的富集被指示。此外，铜也具有金属丰度依赖性产量，在RGB MInt 2和MInt 3 Omega Cen群体中表现出较低的[Cu/Fe]值。
2010-05-13 astro-ph.GA
JWST Identification of Extremely Low C/N Galaxies with [N/O]$\gtrsim 0.5$ at $z\sim 6-10$ Evidencing the Early CNO-Cycle Enrichment and a Connection with Globular Cluster Formation
本文利用JWST/NIRSpec数据在z~6-10发现3个具有极低C/N和高N/O的星系，其化学丰度偏向CNO循环平衡态并与球状星团恒星特征一致，表明它们由CNO循环产物增丰且与球状星团形成相关。
2023-12-04 astro-ph.GA
Not all nitrogen-rich field stars originate from globular clusters
Universitá degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所-阿切里天文台）；School of Physics & Astronomy, University of Birmingham（伯明翰大学物理与天文学学院）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所-博洛尼亚天文科学与空间观测站）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所-卡塔尼亚天文台）；Stellar Astrophysics Centre, Department of Physics & Astronomy, Aarhus University（奥胡斯大学物理与天文学系恒星天体物理学中心）
研究通过开普勒场中的恒星数据，探讨了富含氮的恒星是否可能源自球状星团，发现大部分恒星年龄偏年轻，可能源于二星系统或合并而非球状星团。
2026-03-02 astro-ph.GA
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
Iron-peak elements Sc, V, Mn, Cu and Zn in Galactic bulge globular clusters
球状星团是早期银河系恒星形成和化学富集历史的示踪物。它们的丰度模式有助于了解它们的化学富集过程。特别是，到目前为止，对银河系核球中的铁峰元素的研究相对较少。计算了样本星团的铁峰元素丰度，并与核球场星、厚盘星进行了比较。我们计算了5个球状星团（NGC 6528，NGC 6553，NGC 6522，NGC 6558，HP 1）和参考星团Tuccenda 47（NGC 104）的铁峰元素Sc，V，Mn，Cu和Zn的丰度。多年来，甚大望远镜的UVES摄谱仪获得了高分辨率的光谱。样本球状星团研究跨度金属丰度范围为-1.2<Fe/H]<0.0。V和Sc似乎与Fe同步变化，表明它们与Fe是在同一超新星中产生的。我们发现，锰是缺乏金属贫星，确认它是生产不足的大质量恒星;锰超过铁稳步增加在较高的金属丰度，由于金属丰度依赖富集Ia型超新星。铜的行为作为一个次要元素，表明它的生产在一个弱s过程中的大质量恒星。Zn在低金属丰度时具有类似α的行为，这可以用超新星的核合成来解释。在富金属端，Zn随着金属量的增加而减少，类似于α-元素。
2018-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the role of Type Ia supernovae in the second generation star formation in globular clusters
通过三维流体动力学模拟，研究了Ia型超新星（SNe）爆发对球状星团（GC）中第二代（SG）星的恒星形成历史和化学性质的影响.假设SG星是在第一代渐近巨星分支（AGB）星开始释放喷出物时形成的;在此阶段，系统吸积外部气体，超新星Ia开始爆炸，雕刻出炽热而脆弱的气泡。由于超新星Ia爆炸时间的不确定性很大，我们测试了两个不同的值的“延迟时间”。我们运行两个不同的模型的外部气体密度：在低密度的情况下，延迟时间短，爆炸开始在SG恒星形成的开始，停止它在其最早的阶段。外部气体很难穿透系统，因此大多数SG星都呈现极端的氦丰度（Y > 0.33）。延迟SN爆炸的低密度模型具有更长的SG恒星形成时期，包括具有适度氦富集的SG恒星。相反，高密度模型是弱SN爆炸的影响，最终SG质量类似于没有SNe Ia获得的。大多数恒星都是由AGB喷出物和原始气体混合而成，并有适度的氦富集。我们发现，从超新星Ia的气体可能会产生一个铁扩散的$\sim 0.14$ dex，在银河系GC中发现的约20%的传播一致，这表明超新星Ia可能发挥了关键作用，在形成这个子样本的GC。
2021-07-16 astro-ph.GA
How many explosions does one need? -- Quantifying supernovae in globular clusters from iron abundance spreads
许多球状星团（GCs）都拥有多个可以通过轻元素含量区分的种群。不太常见的是GC显示铁丰度分布，这被视为通过核心塌陷超新星（SNe）富集的证据。我们提出了一个简单的分析方法来估计SNe的数量需要发生在GC从其金属丰度和铁丰度的蔓延。然后，我们使用这个结果来估计恒星形成（SF）持续了多长时间来建造GC。我们将我们的方法应用到最新的测量结果，发现，假设这些测量的正确性，多个SNe（高达$10^5$）需要在大多数GC与铁丰度的蔓延。SNe事件的数量，这有助于丰富的GC研究这里通常是一个因素的10个小于预期的SNe在一个典型的初始质量函数（IMF）的数量。这表明，在SNe爆炸的前10%之后，气体从形成中的GC中排出。我们计算出，对于GC，典型的SF仅在几百万年后结束（在少数情况下延伸到$\approx 30 ~\rm Myr$）。我们还讨论了这种方法的可能改进，特别是它的灵敏度的误差的铁丰度测量的单个恒星的GC。这里提出的方法可以快速地给出一个估计的SNe的数量所需的解释在GC的铁丰度蔓延，而不需要任何流体动力学模拟。
2021-07-29 astro-ph.GA
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. III. On the Discrepancy in Metallicity between Globular Cluster Systems and their Parent Elliptical Galaxies
河外天文学的难题之一是观测到的早期型星系的两个主要恒星组成部分--球状星团（GC）和晕场星之间的金属丰度分布函数（MDF）的差异。这通常被认为是GC系统和它们的母星系之间高度分离的演化历史的证据。然而，在这里，我们表明，在连接所观察到的GC颜色，其内在的金属性的新发展建议非线性颜色-金属性转换，这将观察到的颜色分布转化为强峰值，单峰的MDF与广泛的贫金属的尾巴。值得注意的是，推断的GC MDFs是类似的解析场星附近的椭圆星系的MDFs和化学演化模型的星系。气相色谱仪的形状，其特征是一个尖锐的峰与金属贫尾部，表明一个几乎连续的化学富集与一个相对较短的时间尺度。特征形状出现在宿主星系质量的三个数量级上，表明各种GC系统之间存在普遍的化学富集过程。由于GC比同一星系中的场星更蓝，因此GC的化学富集过程可能比场恒星星族的化学富集过程更早停止，如果是这样的话，GC优先追踪星系形成中主要的、充满活力的恒星形成事件。我们进一步提出了GC系统之间可能存在的系统性年龄差异，即在更明亮的星系中GC系统更老。这与星系的缩小范例一致，并支持GC和场星共享的类似性质。我们的发现表明GC系统和它们的母星系比以前认为的有着更共同的起源，因此大大简化了星系形成的理论。
2011-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Calcium and light-elements abundance variations from high resolution spectroscopy in globular clusters
我们利用来自17个球状星团（GC）中200颗红巨星的高分辨率UVES光谱的Ca、O、Na、Al丰度，研究Lee等人（2009）发现的SN II化学富集与GC星轻元素星间变化之间的相关性。我们发现：（1）在大多数GC中，第一代和第二代恒星之间的[Ca/H]变化很小（~0.02-0.03 dex，与典型的观测误差相当）。此外，（ii）利用Marino et al.（2008）的UVES光谱，我们发现M 4中的大量红巨星样本中的Ca和Fe丰度在贫Na和富Na恒星的两个种群中是相同的。这些事实表明，在使用U带或hk指数的色星等图中看到的分离（如Han等人2009年在NGC 1851中观察到的）不是由于Ca变化。与hk变化相关的[Ca/H]的微小差异可能是由于丰度分析中的小系统效应，因为大多数贫氧/富钠（富氦）恒星的[Fe/H]比第一代恒星略大（平均为0.027 dex，由于H比下降），然后位于V，hk平面中更红的位置。虽然少数GC（M 54，omega Cen，M 22，甚至可能是NGC 1851）确实显示出不同程度的金属丰度分布，但我们的研究结果消除了核心塌陷SNe富集与Na-O关系机制之间的密切联系。
2010-01-29 astro-ph.GA
A Survey of CN and CH Variations in Galactic Globular Clusters from SDSS Spectroscopy
我们提出了一个均匀调查的CN和CH带强度在8个银河系球状星团观察过程中的斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）的SDSS子调查。我们证实了在所有金属丰度大于[Fe/H] = -1.7的星系团中，RGB星之间存在CN双峰分布;具有CN双峰的最低金属丰度星系团是M53，[Fe/H] ~-2.1。在M92、M2和M13的次巨星分支上，以及在M92和NGC 5053的红巨星分支上也有个别CN群存在的证据。最后，我们量化的整体集群金属丰度和CN带强度-光度图的斜率之间的相关性，作为进一步证明集群巨人CN富集水平的一种手段。我们的研究结果与文献报道的研究结果一致。
2011-05-26 astro-ph.GA
Spectroscopy Unveils the Complex Nature of Terzan 5
我们提出了33个红巨星的化学丰度分析属于复杂的恒星系统泰山5。我们确认发现了两个具有不同铁丰度的恒星星族（Ferraro等人，2009，Nature，462，483）：一个相对贫金属的组分，[Fe/H]=-0.25 +/- 0.07 r.m.s.，另一组分的[Fe/H]=+0.27 +/-0.04 r.m.s.，超过了任何已知的银河系球状星团。这两个种群也显示出不同的[α/Fe]丰度比。贫金属组分的平均值[α/Fe]=+0.34 +/-0.06 r.m.s.，这与核心坍缩超新星（SNe）快速富集的典型情景一致。富金属组分具有[α/Fe]=+0.03 +/-i 0.04 r.m.s.，这表明形成它的气体在较长的时间尺度上受到II型和Ia型SNe的污染。这两个群体都没有显示出[Al/Fe]超过[O/Fe]反相关的证据，这通常在银河系球状星团中观察到。由于这些化学丰度模式是独特的，我们认为泰山5不是一个真正的球状星团，而是一个恒星系统，具有更复杂的恒星形成和化学富集的历史。
2010-12-09 astro-ph.GA
Low-resolution spectroscopy of main sequence stars belonging to 12 Galactic globular clusters. I. CH and CN band strength variations
球状星团显示出轻元素丰度的变化，但这些变化还没有得到很好的理解。首选的解释涉及一个自我富集的场景，有两个后续的恒星。对主序星的观测使我们能够在没有内部混合的复杂影响的情况下研究这种化学处理材料的特征。我们的目标是利用低分辨率光谱研究7个球状星团（NGC 288、NGC 1851、NGC 5927、NGC 6352、NGC 6388和Pal 12）中比第一次打捞更暗的20 - 50颗恒星的C-N反相关。我们补充了我们的观察与47~Tuc档案数据，与四个额外的集群从文献（M15，M22，M55，NGC362），并与其他文献数据NGC288。在这第一篇论文中，我们测量了CN和CH波段指数的强度，并研究了这些指数的反相关性和双峰性。我们将r_CN（属于CN-强群和弱群的恒星比例）与15个不同的星系团参数进行了比较。我们清楚地看到在富金属团簇（Pal 12，47Tuc，NGC 6352，NGC 5927）中CH和CN带强度的双峰反相关。只有M15的贫金属集群显示出明显的双峰反相关。我们发现，弱相关性（略高于1 σ）的rCN与集群轨道参数，现今的总质量，集群浓度和年龄。我们的研究结果支持自我富集的情况下，并建议在GGC中出现两个以上的主要世代的恒星应该是罕见的。少量的额外世代（<总数的10 - 20%）将难以用我们的样品检测到。第一代对应CN-弱星，通常比第二代包含更多的恒星（= 0.82 +…
2010-09-08 astro-ph.GA
Insights into Pre-Enrichment of Star Clusters and Self-Enrichment of Dwarf Galaxies from their Intrinsic Metallicity Dispersions
已知星团比矮星系具有更小的内在金属丰度分布，因为它们的恒星形成时间尺度更短。在这里，我们使用个人的光谱[Fe/H]测量的恒星在19个本星系群矮星系，13个银河系疏散星团，和49个球状星团显示，星团和矮星系线性金属丰度分布是二项式的形式，与所有的对象表现出很强的相关性之间的平均线性金属丰度$\bar{Z}$和内在的金属丰度$σ(Z)^{2}$传播。$σ(Z)^{2}$与$\bar{Z}$的关系图表明，矮星系与星团的相关关系是偏移的。这些线性金属丰度分布的共同二项式性质可以用简单的非均匀化学演化模型来解释（例如，Oey 2000），其中星团和矮星系的行为在$σ(Z)^{2}-\bar{Z}$图中再现的富集事件的数量，覆盖分数，和丰富的区域的内在大小。自富集的不均匀性决定了观测到的矮星系$σ(Z)^{2}-\bar{Z}$相关性的斜率。从矮星系的星团序列的偏移是由于预富集，和星团序列的斜率代表的残余签名的自富集的历史，他们的宿主星系。这个偏移量可以用来将星团从矮星系中分离出来，而不需要事先知道它们的光度或动力学质量。非均匀模型在$σ(Z)^{2}-\bar{Z}$关系中的应用提供了一种数值形式，可以使用物理激发的化学富集参数将星团和矮星系之间的自富集和预富集联系起来。
2012-09-20 astro-ph.GA
Multiple Populations and a CH Star Found in the 300S Globular Cluster Stellar Stream
University of Chicago（芝加哥大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Australian National University（澳大利亚国立大学）
研究发现300S球状星团前身具有较低的富集恒星比例，可能处于MSPs形成的关键质量阈值，同时发现一个可能来自双星伴星的CH星。
2026-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multivariate analysis of the globular clusters in M87
本文用两种多元分析方法对巨椭圆星系M87内区的147个球状星团进行了客观分类。首先用独立成分分析确定一组独立变量，这些变量是球状星团的各种观测参数（主要是Lick指数）的线性组合。接下来，将K-均值聚类分析应用于独立成分，以找到具有底层结构的同质组的最佳数量。由此揭示的四组球状星团的性质被用来解释宿主星系的形成机制。建议M87形成于两个连续阶段。首先是一个整体性的坍缩，它产生了一个内部的富含金属的星系团，几乎没有系统的旋转和一个外部的贫金属的星系团在偏心轨道。在第二阶段，星系以无耗散的方式吸积了低质量的卫星，从气体中形成了另外两组球状星团。给出了{ \bf在更富金属的星系团中存在蓝色恒星星族的证据，我们用氦的富集来解释。}最后，我们发现M87的一些化学性质（NaD，TiO 1，轻元素丰度）与银河系中的球状星团和M31不同。
2015-10-02 astro-ph.GA
Evidence of Supernova Between Formation of Stellar Populations in a Globular Cluster
University of Notre Dame（圣母大学）；Northwestern University（西北大学）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astronomy, Northwestern University（西北大学跨学科天文探索与研究中心）；Fordham University（福特汉姆大学）；City University of New York（纽约市立大学）
通过对M92球状星团中不同钠丰度恒星进行逐线分析，发现第二族（富钠）恒星比第一族恒星具有更高的铁丰度，表明星团在形成过程中保留了部分超新星抛射物。
2026-06-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
GN-z11 in context: possible signatures of globular cluster precursors at redshift 10
发光星系GN-z 11的第一个JWST光谱同时确定了它的红移在$z=10.6$，并揭示了一个由高度电离的氮的特征主导的静止紫外光谱，到目前为止，这还没有得到明确的解释。在这里，我们提出了一个重新评估的背景下，详细的星云建模和附近的贫金属参考星系的光谱。NIV]发射使得$z>10$的恒星形成星系中的第一个星云密度测量成为可能，并揭示了极高密度$n_e\gtrsim 10^5$ $\mathrm{cm^{-3}}$的证据。我们最终建立了一套光电离模型，无论电离机制和占耗尽和这种密度增强，ISM基本上富含氮（$[\mathrm{N/O}]=+0.52$）是必需的，以重现所观察到的线。对本地紫外数据库的搜索证实，附近的贫金属星系为N IV]发射提供动力，但这种发射与比GN-z11所暗示的更低的密度一致相关。我们比较了一个独特的附近星系，Mrk~996，在那里高浓度的沃尔夫-拉叶星和他们的hoc处理的风喷出物产生的紫外光谱非常相似的GN-z11和吕克泄漏的超级星团在朝阳弧。整理银河系恒星丰度的背景下，这一证据，我们认为，独特的氮功能突出的GN-z11可能是一个独特的签名激烈和密集的恒星形成的演化链中的当今球状星团，符合现场早期富集与核处理的恒星喷出物在大规模。结合来自本地星系的洞察力，这些和未来的JWST数据打开了一个强大的新窗口，了解恒星形成的物理条件和最高红移处的化学富集。
2023-03-07 astro-ph.GA
APOGEE discovery of a chemically atypical star disrupted from NGC 6723 and captured by the Milky Way bulge
银河系的中央（“隆起”）区域充满了相当大一部分轻度金属缺乏的恒星，其大气层富含氰（$^{12}$ C $^{14}$ N）。其中一些天体，也被称为氮增强星，被假设为银河系古代组装历史的遗迹。虽然氮增强型恒星的化学性质与球状星团中观察到的独特化学模式相似，但场星和球状星团之间的直接联系尚未得到证实。在这项工作中，我们报告了对球状星团NGC 6723的高分辨率近红外光谱观测，以及在星团外偶然发现的一颗恒星2 M18594405 $-$ 3651518（接近潮汐半径），但在类似的轨道上移动，提供了第一个明确的证据，证明一颗恒星很可能曾经是星团的成员，最近被驱逐出去。它的氮丰度比（[N/Fe] $\gtrsim + 0.94$）远高于典型的银河系场星水平，它表现出明显的重$s$过程元素（Ce，Nd和Yb）富集，以及适度的碳富集;所有特征都是已知的球状星团的例子。这一结果表明，核球中的一些氮增强型恒星可能起源于球状星团的潮汐破裂。
2021-02-02 astro-ph.GA
Very Massive Stars: a metallicity-dependent upper-mass limit, slow winds, and the self-enrichment of Globular Clusters
天体物理学中的一个关键问题是关于恒星是否存在质量上限，如果存在，是什么物理机制设定了这个上限，这也可能决定了质量上限是否与金属丰度（Z）有关。我们认为，由辐射驱动的风介导的线不透明度的质量损失是设置质量上限的主要候选人之一。我们目前的质量损失预测（dM/dt_wind）的Monte Carlo辐射转移模型的相对较冷（Teff = 15 kK）膨胀的非常大质量的恒星（VMS）与大爱丁顿伽马因子在质量范围100-1000 Msun作为金属丰度的函数下降到1/100 Z/Zsun。我们采用我们的Monte Carlo方法的流体动力学版本，使我们能够同时预测质量损失率（dM/dt_wind）和终端风速（vinf）。有趣的是，我们发现风的终极速度（vinf）是低（100-500公里/秒）在一个广泛的Z-范围内，我们建议，从VMS的慢风是一个重要的来源，自我富集的球状星团。我们还发现质量损失率（dM/dt_wind），超过了典型的质量吸积率（dM/dt_accr）的0.001 Msun/yr在恒星形成。我们将我们的质量损失预测表示为质量和Z的函数，发现log dM/dt = -9.13 +2.1 log（M/Msun）+0.74 log（Z/Zsun）（Msun/yr）。即使恒星风不会直接停止和逆转恒星形成过程中的质量吸积，如果最大质量的恒星是通过恒星合并形成的，恒星风的质量损失可能会主导恒星…
2018-04-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
