The horizontal branch morphology of M31 Globular Clusters
M. Bellazzini, A. Buzzoni, C. Cacciari, L. Federici, F. Fusi Pecci, S. Galleti, S. Perina
我们提出了第一个全球性的分析结果的水平分支形态的球状星团在附近的螺旋M31的基础上，他们的颜色星等图。
We present the results of a first global analysis of the Horizontal Branch morphology of Globular Clusters in the nearby spiral M31, based on their Color Magnitude Diagrams.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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HST/ACS color-magnitude diagrams of candidate intermediate-age M 31 globular clusters. The role of blue horizontal branches
我们提出了深（V ~ 28. 0）BV测光获得的宽视场通道的高级相机的调查上HST的4个M31球状星团，被确定为候选的中间年龄（年龄~ 1-9 Gyr）的不同作者，根据其综合光谱和/或宽/中间带的颜色。其中两个（B292和B350）显示出明显的蓝色水平分支，表明它们与银河系最古老的球状星团一样古老。另一方面，对于显示红色水平分支的另外两个（B 058和B337），不可能确认或否定来自积分光谱的年龄估计。通过对M31和银河系水平分支可分为红色和蓝色两类的星系团的光谱指数Mg_2和H_β分布的分析表明，经典的基于积分光谱的年龄诊断可能受到星系团HB形态的显著影响，从而导致错误的年龄分类。我们还提供了另外两个集群的CMD落在该领域的主要目标，B336，一个老的和贫金属的球状体与一个显着的人口的RR-Lyrant变量，和新发现的B531，一个集群与一个非常红的红巨星分支。
Butterfly in a Cocoon, Understanding the origin and morphology of Globular Cluster Streams: The case of GD-1
潮汐扰动的球状星团流通常被观测到，因此被认为是6D相空间中的窄的、线性的和一维的结构。在这里，我们表明，GD-1恒星流（$\approx$ 30 pc宽），这是一个被破坏的球状星团的潮汐碎片，具有次级扩散和扩展的恒星成分（$\approx$ 100 pc宽）在它周围，检测在>5 $σ$的置信水平。类似的形态特征也可以在合成流中看到，这些合成流是由在暗物质子晕中形成的星团产生的，然后吸积到大质量的宿主星系上。这使人们相信，GD-1流的祖先最初是在银河系外一个现已不复存在的暗卫星星系中形成的。我们认为，在未来的研究中，这个新发现的$cocoon$组件可能作为一个结构标志，以区分原位和异位（吸积）形成的球状星团流。
A lack of close binaries among hot horizontal branch stars in globular clusters - M80 and NGC5986
最近的研究发现，在球状星团NGC 6752的极水平支（EHB）星中，与类似的sdB场星不同，令人惊讶地缺乏近距离双星。另一个令人困惑的结果是关于一些EHB恒星的光谱质量。本文将我们对NGC 6752的研究扩展到M80和NGC 5986。在连续4个夜晚观测到NGC 5986的21颗水平支星（其中5颗EHB）和M80的31颗水平支星（其中11颗EHB）。我们测量了径向速度变化、温度、重力和氦丰度。通过统计分析，我们检测到一个EHB接近二进制候选每个集群。在M80中，密近双星EHB分数的最佳估计是f= 12%，即使是场sdB星中双星分数的最低估计也可以在90%的置信水平内排除。由于观察到的样本较小，因此无法对NGC 5986的接近EHB二元分数得出强有力的结论，尽管我们的最佳估计值相当低（f=25%）。对于NGC 6752中观测到的光谱导出质量与理论模型的差异，我们对M80 EHB星的分析显示出类似的趋势。这是第一次，我们报告了一个明确的趋势，表面氦丰度与温度。我们的研究结果表明，EHB星之间的紧密双星的不足，现在被证实在两个，可能是三个，球状星团。因此，此功能不是NGC 6752的特性。我们的分析还证明，EHB恒星中奇怪的高光谱质量现在至少在第二个星团中得到证实。我们的研究结果证实，f可能是一个函数的年龄sdB恒星人口，但我们发现，最近的模型有一些问题，重现所有的意见。
ROLLIN': Rotating globular cluster simulations II. The complex morphology of globular clusters driven by multi-scale dynamics
该研究通过ROLLIN'系列直接N体模拟，揭示旋转球状星团的形态受多尺度动力学影响，为相关观测关系及异常值提供物理解释，将助力大型测光巡天对球状星团演化的研究。
Constraints on Helium Enhancement in the Globular Cluster M3 (NGC 5272): The Horizontal Branch Test
最近有人提出，在球状星团中，存在多个群体，表现出不同数量的氦增强是规则，而不是例外。氦增强的一个重要预测是，氦增强的蓝色水平分支（HB）恒星应该比没有氦增强的红色HB恒星更亮。在这封信中，我们在银河系球状星团M3（NGC 5272）的情况下测试了这一预测，其中氦增强情景预测几乎所有蓝色HB星的氦增强> 0.02。使用高精度Stroemgren测光和光谱重力的蓝色HB星，我们发现，任何氦的增强在大多数集群的蓝色HB星是非常可能小于0.01，从而排除了更高的氦增强，已在文献中提出。
Horizontal branch structure, age, and chemical composition for very metal-poor extragalactic globular clusters
本文研究了非常金属贫乏extragalactic球状星团的水平分支结构、年龄和化学组成，首次确定了这些星团的参数及元素丰度。
Discovery of an extended Horizontal Branch in the Large Magellanic Cloud globular cluster NGC1835
本研究通过紫外引导搜索在大麦哲伦星云球状星团NGC1835中发现延展水平分支，跨越4.5个星等，含大量RR Lyrae，并重新测定距离模数、红化和年龄，证明此类特征在银河系外星团中普遍存在。
Three Parameters for the Horizontal-Branch Morphology in Globular Clusters
球状星团（GCs）的水平支（HB）形态主要由金属丰度来描述。一些具有几乎相同金属丰度的团簇表现出不同的HB，这一事实表明其他参数在起作用。我们目前的结果，从分析的CMD的72 GC获得的高级相机的调查（ACS）的哈勃太空望远镜（HST）。我们发现HB的颜色扩展和主机集群的质量之间存在显着的相关性，而HB和红巨星分支（RGB）之间的颜色距离取决于金属丰度和年龄。我们认为，年龄和金属丰度是主要的全球参数的HB形态在GC，而HB的扩展主要是由于内部氦的变化，与多个恒星星族。
UV photometry of spotted stars in the horizontal branch of the globular cluster NGC 2808 using AstroSat
最近对球状星团（GC）中热（20，000至30，000 K）极水平分支（EHB）恒星的研究发现了它们的可变性。有人建议，这种变化是由恒星表面上的磁点的投影旋转驱动，预计在较短的波长有较高的振幅。在这里，我们提出了这样的热恒星的分析，在大规模的GC NGC 2808使用紫外成像望远镜（UVIT），搭载AstroSat。我们使用的紫外线吸收光谱数据结合哈勃太空望远镜紫外球状星团调查（HUGS）数据的中心区域（内$\sim$ $2.7'$ $\times$ $2.7'$）和地基光学测光的集群的外部。我们产生的远紫外（FUV）-光学色星等图（CMD），在这些我们发现一个人口的热EHB星比零年龄水平分支（ZAHB）模型暗淡。已经报道的可变EHB星（vEHBs）的FUV星等的比较表明，最长的周期vEHBs是最微弱的，随着旋转周期和UV星等之间的初步相关性斑点星。为了牢固地确立任何相关性，必须进行进一步研究。
Accreted Globular Clusters and Horizontal Branch Morphology in the Outer Halo of M31
基于HST测光分析M31外晕48个球状星团水平支形态，发现极红HB星团与吸积子结构显著相关，首次直接证实红HB晕星团起源于卫星吸积，揭示M31比银河系具有更漫长的吸积历史。
The Chemical Composition of Globular Clusters of Different Nature in our Galaxy
编制了一个银河系球状星团表，并利用它分析了星团化学参数和运动学参数之间的关系。该星表包括157个球状星团的位置、距离、光度、金属岩和水平分支形态指数，以及72个球状星团的空间速度。对于69个球状星团，这些数据补充了各种核合成过程中产生的28种化学元素的相对丰度，取自1986 - 2018年发表的101篇论文。讨论了在低金属量吸积的球状星团中水平分支变红的趋势。被认为是基于化学和运动学性质的厚盘和晕子系统的集群成员资格的标准之间的差异。这一点可以通过以下事实得到证明：所有富含金属的（$\rm{[Fe/H]} > -1.0$）星团都位于银河系的中心和平面附近，而不管它们在特定的银河系子系统中的运动学成员。一个例外是人马座的一个矮星系丢失了三个吸积星团。与此同时，在任何运动学选择的银河系子系统中，更遥远的星系团在金属贫乏的星系团中所占的比例都很高。
Horizontal branch morphology: A new photometric parametrization
理论和观测表明，银河系球状星团水平支的恒星分布主要取决于金属含量。然而，存在的球状星团具有相似的金属含量和绝对年龄，但不同的水平分支形态，表明存在另一个参数影响沿分支的恒星分布。为了研究银河系球状星团中水平分支形态的变化，我们定义了一个新的光度水平分支形态指数，克服了文献中影响类似指数的局限性和退化性.我们利用了64个银河系球状星团的样本，在五个不同的波段（$U$，$B$，$V$，$R$，$I$）的天基成像数据和均匀的地基测光目录。新的指数$τ_{HB}$被定义为沿水平分支的所有恒星的星等累积数量分布（$I$）和颜色累积数量分布（$V-I$）所对向的面积之间的比率。这个新的指数在我们的银河系球状星团样本所覆盖的整个金属丰度范围内（-2.35 $\leq$ [Fe/H] $\leq$ -0.12）显示出线性趋势。我们发现$τ_{HB}$和绝对星系团年龄之间存在线性关系。我们还发现了与[Fe/H]的二次反相关性，当我们消除年龄对$τ_{HB}$值的影响时，该反相关性变为线性。此外，我们确定了一个子样本的八个集群是特殊的，根据他们的$τ_{HB}$值。这些集群有蓝色的水平分支形态相比，类似的金属丰度的典型的。这些发现使我们能够将它们定义为样本中的“第二参数”聚类。与合成水平分支模型的比较表明，它们不能完全用氦含量的分布来解释。
The Helium content of Globular Clusters: light element abundance correlations and HB morphology. I. NGC6752
氦被认为是解释球状星团（GC）中观测到的多个主序（MS）、次巨星支（SGB）和红巨星支（RGB）以及复杂水平支（HB）形态的关键元素。然而，到目前为止，还没有在合适的GC星（8500<Teff<11500 K）中直接测量He，以验证这一假设。我们研究了GC NGC 6752中7颗热蓝水平支星（Teff<11500 K）的氦含量。此外，还测定了Fe、Cr、Si、Ti、O、Na和Ba的丰度。我们只能测量温度高于Teff=8500 K的恒星的He丰度。我们所有的可测量He的目标都是零年龄HB（ZAHB）天体，结果表明具有均匀的He含量，平均值为Y=0.245+-0.012，与宇宙原始He含量的最新测量值（Y~0.25）相一致。整个恒星样本的金属丰度为[Fe/H]=-1.56+-0.03和[alpha/Fe]=+0.21+-0.03。我们的HB目标显示出在TO-SGB-RGB恒星中识别出的相同的Na-O关系。这是第一次直接测量的He丰度的一个有意义的样品GC星的温度制度中，他的内容是不改变沉降处理或极端混合建议的最热的，晚氦闪烁HB星。
Exploring the nature and synchronicity of early cluster formation in the Large Magellanic Cloud: III. Horizontal Branch Morphology
利用哈勃空间望远镜GO-14164观测到的高质量数据，研究了大麦云星云（LMC）中球状星团水平分支形态的变化。我们的新观测导致测光的精度与银河系球状星团人口相当。我们的分析表明，一旦金属丰度占，集群在大麦哲伦星系在很大程度上共享相似的水平分支形态，无论其在系统内的位置。此外，大麦哲伦星系团拥有，平均而言，略红的形态比大多数内晕银河系人口，我们发现，相反，他们的特点往往是更相似的集群所表现出的外星系晕。我们的研究结果是一致的，与以前的研究表明水平分支形态和年龄之间的相关性。
Constraints on Helium Enhancement in the Globular Cluster M4 (NGC 6121): The Horizontal Branch Test
最近的证据表明，大多数，甚至可能是所有的球状星团都是由不同化学成分的恒星组成的。从这个意义上说，也有人认为，从一个种群到下一个种群的初始氦丰度（$Y$）的变化也是规律，而不是例外。在金属中间体球状星团M4（NGC 6121）的情况下，最近对蓝色水平分支（HB）恒星（即，HB星的温度比天琴座RR不稳定带高）表明，大部分蓝色HB星是由高氦丰度形成的第二代恒星。在本文中，我们测试这种情况下，使用最近的光度和光谱数据与理论进化计算不同的$Y$值。将测光数据与理论推导的色星等图进行比较，我们发现M4中大部分蓝色HB星相对于星团的红色HB星具有$ΔY \lesssim 0.01$（即，HB星的温度比天琴座RR星的温度低）--这一结果通过与光谱学推导的重力和温度的比较得到了证实，这也有利于氦的增强。然而，一个少数民族的可能存在的蓝色HB的集群与一个显着的他增强水平也进行了讨论。
Young accreted globular clusters in the outer halo of M31
本文报道了双子座/GMOS对M31外围两个新发现的球状星团的观测结果。这些天体，PAdAS-7和PAdAS-8，位于银河中心半径约87千秒差距，并以约19千秒差距投射到被称为西南云的场晕子结构上。我们测量径向速度的两个集群，确认它们几乎肯定是物理上与此功能。色星等图显示PA-7和PA-8的水平分支都非常短，只有红色;两者的光度[Fe/H] = -1.35 +/-0.15。在这个金属丰度，水平分支的形态是最敏感的年龄，我们使用PA-7和PA-8中看到的独特的配置，以证明这两个对象很可能是至少2 Gyr年轻比最古老的银河系球状星团。我们的观测结果为年轻的球状星团被吸积到M31遥远的外部区域提供了强有力的证据，这种吸积的方式与银河系的既定图像完全一致，并增加了这样一种观点的可信度，即类似的过程在确定一般大型螺旋星系中球状星团系统的组成方面发挥着核心作用。
A Wide View of the Galactic Globular Cluster NGC 2808: Red Giant and Horizontal Branch Star Spatial Distributions
本研究结合DECam与HST观测数据，分析银河系球状星团NGC 2808内红巨星支子族和水平支恒星的空间分布特征，揭示其化学子族的空间差异与演化关联，并通过与ω Cen的对比推测二者可能具有相似起源。
The horizontal branch morphology of M31 globular clusters. Extreme second parameter effect in outer halo clusters
我们使用深，高品质的彩色星等图获得的哈勃太空望远镜计算简化版本的米罗诺夫指数[SMI; B/（B+R）]参数化的水平分支（HB）形态的23个球状星团在M31星系（样本-A），所有位于外晕在10 kpc和100 kpc之间的投影距离。这使我们能够将它们与银河系的对应物进行比较，我们以完全相同的方式估计SMI，在SMI与[Fe/H]平面中。我们发现，大多数被认为是M31星系团位于一个显着不同的轨迹，在这个平面上，相对于银河系星系团躺在任何距离的银河系中心。特别是在给定的金属丰度下，它们具有更红的HB形态，或者换句话说，具有相同SMI值的星系团在银河系中比M31中的金属丰度高出约0.4 dex。我们讨论了这种差异的可能来源，我们得出的结论是，最有可能的解释是，许多球状星团在M31的外晕形成约1-2 Gyr比他们的同行在银河系外晕，而在集群之间的差异，个别恒星的He丰度分布也可能发挥作用。对另一个25个明亮的M31星团样本（其中18个M_V<=-9.0，Sample-B）的分析表明，在质量最大的M31球状星团中，延伸的蓝色HB尾可能相对频繁，这可能暗示了多个星团的存在。
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. VIII. Reproducing Color Distributions of Individual Globular Cluster Systems in the Virgo and Fornax Galaxy Clusters
早型星系中球状星团的颜色分布在形态上表现出很大的差异。基于GC的颜色和金属丰度之间的传统的“线性”关系，从颜色推断的GC金属丰度分布，反过来他们的形成历史，应该是多样的，因为他们出现。相比之下，在这里，我们表明，一个替代方案植根于“非线性”性质的金属到颜色的转换点到一个更简单，更连贯的图片。我们对ACS室女座星系团巡天和天炉座星系团巡天的早型星系中$\sim$ 80 GC系统颜色分布的模拟表明，大多数早型星系（$\sim$ 70 $\%$）具有古老（$\sim$ 13 Gyr）和同时代的GC。它们在颜色分布形态上的变化主要源于一个参数，即GC系统的平均金属丰度。此外，剩余（$\sim$ 30 $\%$）GC系统的颜色分布也可通过非线性方案进行解释，假设额外的年轻或中年GC的数量分数为$\sim$ 20 $\%$。我们的结果加强了GC色双峰的非线性解释，并提供了一个新的视角，早期型星系形成在集群环境中，如室女座和天炉座星系团。
Dark Matter Halos in Galaxies and Globular Cluster Populations. II: Metallicity and Morphology
越来越多的数据显示星系晕质量与其球状星团（GC）总质量之间存在一对一的线性相关关系，M_{GCS} ~ M_h^{1.03 \pm 0.03}，在5个数量级以上有效。我们探讨这种相关性的性质，不同形态类型的星系，以及贫金属（蓝色）和富金属（红色）GC的亚群。对于不同金属丰度的亚群，我们发现M_{GCS}（蓝色）~ M_h^{0.96 \pm 0.03}和M_{GCS}（红色）~ M_h^{1.21 \pm 0.03}具有相似的散射。这些指数的数值可以从红色和蓝色GC分数与星系质量的详细行为中推导出来，并提供了一组自洽的关系。此外，所有的形态类型（E，S 0，S/Irr）遵循相同的关系，但与螺旋星系的二阶趋势，有一个稍高比例的富金属GC为一个给定的质量。这些结果表明，在高红移的GC形成可用的气体的量几乎是成正比的暗物质晕的潜力，在强烈的对比显着的非线性行为的总恒星质量与晕质量。在几个直接讨论GC形成的理论处理中，Kravtsov & Gnedin（2005）的模型最符合这些观察结果。他们发现，蓝色的贫金属GC在$z > 3$的小晕中形成，并且几乎与晕质量成正比。对于一幅全面的图像，仍然需要类似的模型来处理红色、富含金属的GC的形成速率，并继续降低红移。
The nature of medium-period variables on the extreme horizontal branch I. X-shooter study of variable stars in the globular cluster $ω$ Cen
本文利用 X-shooter 相位分辨光谱研究 $ω$ Cen 中三颗极端水平支变星，未发现支持表面黑子的相位锁定丰度变化，而检测到温度和重力变化，指向前所未见的长周期脉动可能。
The impact of enhanced He and CNONa abundances on globular cluster relative age-dating methods
研究了银河系球状星团化学模式中未被认识到的差异对它们相对年龄测定的影响。两个最广泛使用的相对年龄测定方法，水平和垂直，以及最近的相对MS拟合方法，仔细分析了纯理论的基础上。采用BaSTI库进行本分析。我们发现，相对年龄的水平和垂直方法在很大程度上取决于初始He含量和重元素分布。未被识别的星团间化学丰度差异可能导致推导出的相对年龄误差高达~0.5 Gyr（或~6 Gyr，如果采用12.8 Gyr的年龄进行归一化），在某些极端情况下甚至更大。结果表明，相对MS拟合方法是迄今为止的年龄测定技术，其中未检测到的集群到集群的差异，他丰富的影响较小。目前的结果是为了构成限制的基础上的估计-从文献中-的银河系球状星团的相对年龄分散的各种相对年龄测定技术的最大可能的传播，他和CNONa元素丰度。最后，它表明，年龄-金属丰度关系发现年轻的银河系球状星团的GC国库计划是一个真正的年龄序列，不能产生的变化，他和/或重元素分布。
A new calibration for the Blue Horizontal Branch
我们提出了一个简单的解析近似的星等，因此距离蓝水平分支（BHB）的恒星在斯隆颜色。先前的公式没有提供一个简单的封闭式，也没有涵盖所有的依赖关系，例如对金属丰度的依赖关系。此外，使用BHB星样本从斯隆数字巡天（SDSS），我们验证我们的距离校准直接对场星，而不是球状星团，并评估其他可用的距离校准的性能。我们的方法来统计测量距离是足够准确的测量颜色和金属丰度依赖于我们的样品，并可以应用于其他组的恒星或过滤器。
Multiple stellar populations along the red Horizontal Branch and Red Clump of Globular Clusters
我们利用多波段哈勃空间望远镜测光研究了14个富含金属的球状星团（GC）的红色水平分支（HB）和红色团块上的多种群（MP），其中包括12个银河系GC和麦哲伦云GC NGC 1978和NGC 416。基于适当的双色图，我们发现银河系GC中1G恒星的比例与星团质量相关，证实了以前基于红巨星分支（RGB）恒星的结果。麦哲伦云GC比银河系GC具有更高的1G恒星比例，这表明环境影响MP现象。我们将基于HB的人口比例与之前的MS和RGB估计进行了比较和组合，并使用了基于地面的UBVI测光（适用于NGC 104，NGC 5927，NGC 6366，NGC 6838），以扩大调查范围。除了NGC 416外，所有研究的GC都与1G和2G恒星在距星团中心约1弧分内的平坦分布一致，其中2G更集中。NGC 104和NGC 5927的2G恒星比1G更集中，而NGC 6366和NGC 6838的分布是平坦的。我们发现，大多数分析的GC表现出扩展的1G星序列沿红色HB，不符合一个简单的人口。适当的合成和观察到的CMD之间的比较表明，这些扩展的分布是一致的，无论是恒星到恒星的氦变化或内部金属丰度的传播，回顾沿ChMs的1G恒星的不均匀性。
Chemical Compositions of Field and Globular Cluster RR Lyrae Stars: I. NGC 3201
本文对球状星团NGC 3201中的水平分支星进行了详细的光谱分析。我们用位于Las Campanas天文台的6.5米麦哲伦望远镜的多光纤光谱仪M2 FS收集了11颗RR型天琴座星和一颗红色水平分支星的光学（4580-5330 A）、高分辨率（~ 34，000）、高信噪比（~200）光谱。由测量的等效宽度，我们导出了大气参数和α（Mg，Ca，Ti），铁峰（Sc，Cr，Ni，Zn）和s过程（Y）元素的丰度比。我们发现NGC 3201是一个均匀的单金属团簇（[Fe/H]=-1.47 +-0.04），α增强（[α/Fe]=0.37 +-0.04）。铁峰和S过程元素的相对丰度与太阳值一致。与其他大型恒星样本相比，NGC 3201 RR型天琴座与其他古老（t>10 Gyr）的Halo成分（球状星团、红巨星、蓝色和红色水平分支星、天琴座RR型）具有相似的化学富集历史。为了克服变星单历元测量的局限性，我们还利用模板速度曲线给出了NGC 3201的平均视向速度的新估计：Vrad=494 +-2 km s-1（σ=8 km s-1）。
Constraints on the distance moduli, helium and metal abundances, and ages of globular clusters from their RR Lyrae and non-variable horizontal-branch stars. II. Multiple stellar populations in 47Tuc, M3, and M13
我们提出了一组使用MESA恒星演化代码计算的新水平分支（HB）模型。该模型采用$α$ -增强的\cite{ags09}金属混合物，并包括He的重力沉降。它们被用于我们的HB人口合成工具，以产生HB星的理论分布，以描述在球状星团47 Tuc，M3和M13的多个恒星星族。我们对[Fe/H] $= -0.70$和[ $α$ /Fe] $= +0.4$的模拟很好地再现了47 Tuc中观测到的HB，如果初始氦质量分数变化$ΔY_0 \sim 0.03$，大约21%，37%和42%的恒星分别具有$Y_0 = 0.257$，0.270和0.287。这些模拟产生了$(m-M)_V = 13.27$，意味着年龄接近13.0 Gyr。在M3和M13的情况下，如果M3具有$ΔY_0 \sim 0.01$和$(m-M)_V = 15.02$，则我们合成的[Fe/H] $= -1.55$和[ $α$ /Fe] $= 0.4$的HB与观察到的HB相当匹配，导致年龄为12.6 Gyr，而M13具有$ΔY_0 \sim 0.08$和$(m-M)_V = 14.42$，这意味着年龄为12.9 Gyr。巨分支演化过程中的质量损失和$ΔY_0$似乎是M3和M13的主要第二参数。本文还报道了M13中9个已知RR型天琴座中7个的新观测结果。令人惊讶的是，$c$型变量的预测周期往往太高（高达$\sim 0.1$ ~d）.
Sizes of Galactic Globular Clusters
本文研究了银心距与银河系球状星团半光半径之间偏离平均幂律关系的情况。令人惊讶的是，偏离平均R_h与R_gc的关系似乎并不与集群光度，集群金属丰度，或水平分支形态。发现轨道形状的差异对银河系球状星团的R_h与R_gc关系中的散射有贡献。
A stellar census in globular clusters with MUSE -- Extending the CaT-metallicity relation below the horizontal branch and applying it to multiple populations
目的。我们使用超过30，000红巨星分支（RGB）恒星的光谱在25个球状星团（GC），在银河系球状星团的MUSE调查中获得的，校准钙II三重态（CaT）的金属丰度关系，并获得所有个别恒星的金属丰度。我们调查的整体金属丰度分布，以及每个集群内的不同人群。方法. Ca II三重态在8498、8542和8662 AA处的近红外线在光谱类型介于F和M之间的恒星中可见，可以用来确定它们的金属丰度。在这项工作中，我们校准的关系，使用平均集群金属丰度从文献和MUSE光谱，并将其扩展到水平分支以下-传统上是为了避免非线性关系的截止-使用二次函数。除了基于V-VHB的经典关系外，我们还提出了基于绝对星等和光度的校准。然后使用所获得的关系来计算样本中所有恒星的金属丰度，并推导出一个星团内不同种群的金属丰度分布，这些种群已使用基于HST测光的所谓“染色体图”进行分离。结果我们发现，尽管相对较低的光谱分辨率的MUSE（R=1900-3700），我们可以得到单星金属丰度的平均统计内集群的不确定性为~0.12 dex。我们目前的金属丰度分布的RGB恒星在25 GC，并调查不同的金属丰度的人口P3（和更高）在所谓的金属络合物或II型集群，发现金属丰度的变化，在所有这些。我们还在I型星团NGC 2808中发现了意想不到的金属丰度变化，并确认了NGC 7078的II型状态。
Synthetic horizontal branch morphology for different metallicities and ages under tidally enhanced stellar wind
我们认为，除了金属丰度外，还需要其他一些参数来解释球状星团（GC）的水平分支（HB）形态。此外，这些参数被认为与红巨星分支（RGB）恒星的质量损失相关。在我们以前的工作中，我们提出了潮汐增强的恒星风在双星演化过程中可能会影响HB的形态，通过加强红巨星的质量损失的主要。作为进一步的研究，我们现在调查的金属丰度和年龄HB形态的影响，考虑潮汐增强恒星风在二进制的演变。在Eggleton的恒星演化程序中加入了潮汐增强的星风模型来研究双星的演化。为了研究金属丰度和年龄对我们最终结果的影响，我们进行了两组模型计算：（i）对于固定的年龄，我们使用三种金属丰度，即Z=0.0001，0.001和0.02。(ii)对于固定的金属丰度，Z=0.001，我们在模型计算中使用了五个年龄：14，13，12，10和7 Gyr。我们发现GC的HB形态随着金属丰度的降低而变蓝，并且老GC呈现出比年轻GC更蓝的HB形态。这些结果与以前的工作是一致的。虽然潮汐增强星风产生的零年龄HB星的质量分布对于不同的金属丰度是相似的，但Z=0.02的潮汐增强星风下的合成HB在红色和蓝色HB之间呈现出明显的差距。然而，在Z=0.001和0.0001的合成HB中没有清楚地看到该特征。我们还发现，更高的二进制分数可能会使HB形态变得更蓝，我们讨论了最近的观察结果。
Core collapse and horizontal-branch morphology in galactic globular clusters
上下文球状星团（GC）中的恒星碰撞率似乎与水平支（HB）形态无关，这表明动力学在第二参数问题中不起作用。然而，核心密度和碰撞率来自表面亮度可能会被大大低估的GC的表面亮度轮廓不一定是一个很好的指标GC核心的动态状态。如果中心有高密度的暗遗迹，地核坍缩可能不会被注意到。目标。我们测试GC HB形态数据是否支持所谓的第二参数效应的动态贡献。方法.为了消除第一参数的依赖性，我们在54个银河系GC样本中拟合了沿HB的最大有效温度作为金属度的函数。我们将残差绘制为第二个参数候选者的函数，即动力学年龄和总光度。我们认为动力学年龄（即年龄和半光弛豫时间之间的比率）之间可能的第二个参数。我们使用了一组直接的N体模拟，包括黑暗的残余物，以说明如何核心密度峰值，由于核心崩溃，在一个动态的年龄范围内，类似于蓝色的HB是过剩的金属丰度的预期，特别是对于低浓度的初始条件。结果GC总光度表现出与自富集图像相一致的非线性行为。然而，数据是服从不同的解释的基础上的第二个参数的效果的动力学起源。由于坍缩核心中的恒星相互作用，红巨星分支阶段后期的质量剥离增强是一个可行的候选机制。在这幅图中，具有比基于金属丰度的预期更蓝的HB的GC是那些正在经历核心塌陷的GC。
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. IX. Horizontal Branch Morphology and the Second Parameter Phenomenon
球状星团（GCs）的水平分支（HB）形态受金属丰度的影响最大。第二个参数的现象承认，金属丰度单独是不够的，以描述HB形态的所有GC。特别是，外星系晕包含的GC在给定的金属丰度比太阳圈内发现的更红的HB。因此，需要至少第二参数来表征HB形态。在这里，我们分析的HB和红巨星分支（RGB），d（V-I），从HST ACS测光的60个GCs在银河系中心的~20千秒差距内测量之间的中值色差。对这一均匀数据集的分析表明，在去除金属丰度的影响后，d（V-I）和年龄之间的相关性比考虑的任何其他参数都强。扩大样本，包括6个最遥远的银河系GC的HST测光提供额外的支持，d（V-I）和年龄之间的相关性。这一结果相对于所采用的金属丰度标度和年龄测定方法而言是可靠的，但必须注意的是，样本中很大一部分无法获得高质量、详细的丰度信息。当一个子集的GC具有类似的金属丰度和年龄被认为是d（V-I）和中心光度密度之间的相关性被曝光。对于在给定金属丰度下存在的具有红色血红蛋白的GC，我们得出结论，年龄是第二个参数，中心密度最有可能是第三个参数。与GC中HB形态相关的重要问题，特别是多模态分布和淡蓝色尾部，仍有待解释。（节录）
Exploring the Chemical Composition and Double Horizontal Branch of the Bulge Globular Cluster NGC 6569
光度和光谱分析表明，银河系膨胀星团Terzan 5拥有几个具有不同金属丰度和年龄的人口，表现为双红色水平分支（HB）。最近对大质量球状星团NGC 6569的研究揭示了类似的HB光度分裂，尽管扩展程度较低，但对该星团的详细化学成分知之甚少。因此，我们使用Magellan-M2 FS和VLT-FLAMES光谱仪的高分辨率光谱来研究NGC 6569中红巨星分支星和HB星的化学成分和径向速度分布。我们发现该星团的平均日心径向速度为-48.8 km/s（sigma = 5.3 km/s; 148颗恒星），平均[Fe/H] =-0.87 dex（19颗恒星），但该星团0.05 dex [Fe/H]的色散排除了显着的金属丰度分布。NGC 6569的轻元素和重元素分布在古老的星系核/内星系球状星团中很常见，包括[O/Fe]、[Na/Fe]和[Al/Fe]之间的明显（反）相关。轻元素数据表明，NGC 6569可能由至少两个不同的种群组成，该星团的低平均值[La/Eu] = -0.11 dex表明r-过程物质的严重污染。我们确认，这两个HB包含集群成员，但金属丰度和轻元素的变化在很大程度上被排除作为亮度差异的来源。然而，不能排除小至Δ Y ~ 0.02的He质量分数差异，并且可能足以再现双HB。
Multiple populations along the asymptotic giant branch of the globular cluster M 4
几乎所有的银河系球状星团的恒星都显示出特征性的丰度反相关，就像典型的场晕星的富O/贫Na模式，以及贫O/富Na的额外成分。最近的一项光谱研究质疑在星团M4的渐近巨星分支恒星样本中存在贫氧/富钠星，这与沿着星团红巨星分支和水平分支的贫氧/富钠成分的光谱检测不同。这与星团水平分支形态学和水平分支恒星演化模型的预期相反。在这里，我们研究了这个问题，采用CUBI=（U-B）-（B-I）指数，以前的研究已经证明是非常有效的分离多个人口沿红巨星和渐近巨星分支序列。我们证实了以前的结果，RGB是本质上广泛的V-CUBI图，与存在的两个组件，很好地对应于两个人口确定的高分辨率光谱。我们发现，AGB星分布在广泛的CUBI值，在密切的类比观察到的RGB，表明M4的AGB也主机多个恒星星族。
The horizontal branch luminosity vs metallicity in M31 globular clusters
由于HST的杰出能力，我们目前对M31球状星团（GC）的了解与我们在20世纪60年代至70年代对银河系GC的了解相似，这为使用这些天体作为示踪剂研究晕和星系形成奠定了基础，并确立了它们在定义宇宙距离尺度方面的重要性。我们打算利用HST存档的M31中的旧GC的大型光度数据库，导出一个新的M_V（HB）-[Fe/H]关系的校准。我们收集了M31中48个旧GC的BVI数据，并通过对所有对象应用相同的方法和程序对其进行分析。我们得到了一组均匀的颜色星等图（CMD），最适合与选定的银河系模板GC的基准CMD脊线。红化，金属丰度，水平分支（HB）光度和距离确定自相一致的每个集群。本研究的主要结果有三个：i）关系M_V（HB）=（0.25+/-0.02）[Fe/H]+（0.89+/-0.03），它是从上述参数中获得的，并根据模板银河系GC的距离进行校准; ii）到M31的距离模量为（m-M）_0=24.42+/-0.06 mag，通过使用V_0（HB）将参考值[Fe/H]=-1.5处的该关系归一化为类似关系而获得。这是第一次根据银河系GC校准的GC系统的特征确定M31的距离; iii）到大麦云云（LMC）的距离，根据以前的结果估计为18.54+/-0.07等。这些值与最近基于银河系造父变星和天琴座RR星的HST星矢的估计以及最近的方法非常一致。
On the red giant branch mass loss in 47 Tucanae: Constraints from the horizontal branch morphology
通过比较基于恒星演化轨道的合成模型与观测到的恒星在色星等图中沿水平分支的分布，我们得到了银河系球状星团47 Tuc中红巨星分支恒星质量损失实际效率的严格约束。我们确认，所观察到的，楔形分布的水平分支可以复制，只有通过占一系列的初始他丰度-在协议的推论从分析的主要序列-和红巨星分支质量损失与一个小的分散。我们仔细研究了几种可能的不确定性来源，可能会影响水平分支建模的结果，源于恒星模型计算和集群属性，如重元素丰度，红化和年龄的不确定性。我们确定了红巨星分支恒星质量损失的一个可靠下限为~0.17$Mo，对应于水平分支恒星质量在~0.65Mo和~0.73Mo之间（由初始氦丰度范围驱动的范围）。我们还推导出，在这个集群中的质量损失量沿渐近巨星分支恒星是可比的质量损失在以前的红巨星分支阶段。这些结果证实了这个集群的颜色星等图分析和推断之间的分歧，从最近的研究集群恒星的动力学，预测一个效率低得多的红巨星分支质量损失。需要将这两种技术应用于其他集群的结果进行比较，以获得有关这种分歧起源的更多见解。
Pollution versus diffusion: Abundance patterns of blue horizontal branch stars in globular clusters NGC6388, NGC6397, and NGC6752
本研究分析三个球状星团的蓝水平支星丰度，以区分氦增丰污染与辐射悬浮效应，并揭示 NGC6388 可能存在氦增丰。
NGC6362: the least massive globular cluster with chemically distinct multiple populations
我们提出的第一个措施的铁和钠丰度在NGC 6362，一个低质量的球状星团的第一代和第二代恒星完全空间混合。在甚大望远镜的多目标摄谱仪FLAMES上，总共观测到了160颗成员星（沿着红巨星分支和红水平分支）。我们发现该团簇的铁丰度为[Fe/H]=-1.09 $\pm$ 0.01 dex，没有内禀色散的证据。另一方面，[Na/Fe]分布原来是固有的宽和双峰。贫钠星和富钠星分别位于包括U滤波器在内的色星等图中最蓝和最红的红巨星分支。红巨星分支由第一代和第二代恒星以相似的比例混合组成，而几乎所有的红色水平分支恒星都属于第一代星团。到目前为止，NGC 6362是质量最小的球状星团，在那里已经检测到多个群体的光度和光谱特征。
Chemical abundances in bright giants of the globular cluster M62 (NGC 6266)
除了泰山5之外，所有银河系的球状星团都具有显著的金属丰度分布，例如欧米茄Cen和M22，它们都是具有延伸的水平分支的更明亮的星团。在这里，我们介绍了球状星团M62中七颗亮巨星的径向速度和化学丰度，这是一个以前很少研究的星团。M62的M_V =-9.18，是银河系中亮度排名第九的球状星团，并有一个延伸的水平分支。在我们的样本中，我们发现（i）没有证据表明金属丰度[Fe/H]的分散，超出了测量的不确定性，（ii）恒星与恒星之间的C，O，Na和Al的丰度变化与这些元素之间的通常相关性在其他球状星团中看到的，和（iii）元素Zr，Ba和La的全球富集水平[X/Fe] = +0.4 dex。对于比La重的元素，丰度比与标度太阳$r$过程分布一致。低于La，丰度是异常的，当相比，缩放太阳的S-过程或R-过程分布。对于这些元素，M62中的丰度特征与快速旋转大质量恒星的s过程的预测一致，尽管我们测量的高[Rb/Y]比可能对这种情况构成挑战。
A Method for Simultaneous Determination of Metallicity and Reddening of a Globular Cluster based on the $V vs. (B-R)$ Color-Magnitude Diagram
本文介绍一种同时计算球状星团的金属丰度和红化的方法。该方法是基于对星系团Vvs.（B-R）色星等图上红巨星分支的形状和水平分支的V星等的分析。应用我们的方法对球状星团NGC 7006进行测光，得到了金属度$[Fe/H] = - 1.78 \pm0.11$和变红的$E_{B-R} = 0.^{m}25 \pm0.^{m}02$。
UVIT Observations of UV-Bright Stars in four Galactic Globular Clusters
我们使用AstroSat卫星上的紫外成像望远镜（UVIT）的远紫外和近紫外滤光片对四个银河系球状星团（GGC）：NGC 4147、NGC 4590、NGC 5053和NGC 7492进行了光度分析。利用色星等图（CMD），我们在这四个GGC中识别出了150颗蓝水平支星（BHB）和40颗蓝离散星（BSS）。我们研究了四个GGC的BHB和BSS的温度和径向分布。
Spectrum Syntheses of High Resolution Integrated Light Spectra of Galactic Globular Clusters
本文给出了银河系球状星团47 Tuc、M3、M13、NGC 7006和M15的高分辨积分光谱中Mg、Na和Eu三种元素的光谱合成，以及太阳和大角星光谱的定标合成。铁丰度的目标集群也来自集成光等效宽度分析。在仔细考虑原子和分子光谱特征后，这五个球状星团光谱中的线轮廓非常合适，提供的精度水平优于相同积分光谱的等效宽度分析，并且与单个恒星分析的精度相当。来自5528和5711 A Mg I线、6154和6160 A Na I线以及6645 A Eu II线的积分光丰度落在单个恒星的观测范围内;然而，这些积分光丰度并不总是与文献中的平均丰度一致。用第二个参数簇M3、M13和NGC 7006进行的测试表明，假设不正确的水平分支形态可能对这些Mg、Na和Eu丰度只有很小的影响（< 0.06 dex）。因此，这些测试表明，集成的光谱合成可以应用于未解决的球状星团在很宽的范围内的金属丰度和水平分支形态。这种高精度的综合光谱合成对于解释其他星系周围球状星团系统的化学丰度是有价值的。
Zero-Age Horizontal Branch Models for -2.5 <= [Fe/H] <= -0.5 and Their Implications for the Apparent Distance Moduli of Globular Clusters
本文构建了覆盖 -2.5 <= [Fe/H] <= -0.5 的零龄水平分支模型网格，拟合 37 个球状星团以测定其视距离模数，并发现恒星自转和质量损失比氦丰度变化更能解释第二参数星团的异常蓝色水平分支。
UVIT study of UV bright stars in the globular cluster NGC 4147
利用\mbox{\em AstroSat}卫星搭载的紫外成像望远镜（UVIT）的BaF 2（F154 W）、Sapphire（F169 M）和SiO2（F172 M）滤光片对NGC 4147的球状星团进行了远紫外（FUV）观测。我们确认了集群成员的UVIT观测源使用自行盖亚数据发布2（GAIA DR 2）。利用紫外光学色星等图（CMD），我们鉴定了37颗蓝色水平支星（BHB）、1颗蓝色离散星（BSS）和15颗变星。我们发现所有的FUV亮BHB都是第二代人口星。利用紫外光学CMD，我们确定了两个子群体，BHB 1和BHB 2，在紫外亮BHB中的恒星计数比为24：13的集群BHB 1和BHB 2。利用BaSTI-IAC零龄水平支（ZAHB）的色温关系，推导出BHB 1和BHB 2的有效温度（T $_{\mathrm{eff}}$）。我们发现BHB 1星比BHB 2星更集中。我们还通过拟合年轻的BaSTI-IAC等时线的光学和紫外-光学CMD得到检测到的FUV亮BSS的物理参数。
Near Infrared properties of 12 Globular Clusters toward the inner Bulge of the Galaxy
我们提出了近红外色-星等图和物理参数的12个星系球状星团的样本位于向内隆起区。对于每个集群，我们提供测量的红化，距离，光度金属丰度，亮度的水平分支红团，红巨星分支凸点和尖端。这里讨论的样本与Valenti，Ferraro & Origlia（2007）中的样本一起代表了有史以来最大的膨胀球状星团同质星表（包括整个膨胀星团人口的约80%）。该汇编的电子版可在万维网上查阅（http：//www.bo.astro.it/GC/ir_archive）。
On the Anomalous Balmer Line Strengths in Globular Clusters
综合球状星团和简单的恒星星族模型的光谱特征指数图经常显示一些星团具有弱的H β，弱到即使是最古老的模型也无法与观测到的特征深度相匹配。在这项工作中，我们排除的可能性，丰度混合物的影响是负责弱指数，除非这样的变化操作，以冷却整个等时线。我们讨论了这一结果的背景下，其他的解释，包括水平分支形态，蓝离散人口，和星云或恒星的排放填充，发现一个偏好的耀斑在M巨星的H β异常的解释。
Hubble Space Telescope analysis of stellar populations within the globular cluster G1 (Mayall II) in M31
在本文中，我们提出了一个复杂的恒星星族内的大质量球状星团Mayall II（G1），一个卫星的附近仙女座星系投影在距离40千秒差距的多波长分析。我们使用哈勃太空望远镜在紫外线，蓝色和光学过滤器中收集的图像来探索G1托管的多个恒星星族。$m_{\rm F438W}$与$m_{\rm F438W}- m_{\rm F606W}$的颜色星等图显示了红巨星分支的显著扩展，这将$\sim 1$等划分为比红色团块更亮的星等。一个可能的解释是存在两个人口具有不同的铁丰度或不同的C+N+O含量，或不同的氦含量，或三种原因的组合。银河系球状星团NGC 6388也观察到类似的红巨星分支分裂。我们的多波长分析也给出了明确的证据，即G1的恒星位于一个扩展的蓝色水平分支上。G1的水平分支表现出与NGC6388和NGC6441相似的形态，它们拥有极高氦丰度（Y>0.33）的恒星星族。因此，我们认为，G1也可能表现出大的恒星到恒星的氦变化。
UV Properties of Galactic Globular Clusters with GALEX I. The Color-Magnitude Diagrams
我们目前的GALEX数据的44个银河系球状星团在2004年和2008年之间的3个GALEX观测周期。这是有史以来收集到的关于银河系球状星团紫外光度特性的最大均匀数据集。讨论了样品的选择和光度分析，给出了色-星等图。蓝色和中蓝色水平支是老星系球状星团紫外色星等图的主要特征。我们的样本足够大，足以显示在古老的恒星星族中发现的各种各样的水平分支形状。其他明显被探测到的恒星类型是蓝离散星和核心后燃烧的氦星。简要讨论了银河系球状星团紫外色星等图的主要特征。我们在紫外色星等图中建立了核后He燃烧星的轨迹，并在我们的星团样本中给出了候选AGB-manqu é、后早期AGB和后AGB星的星表。
UV Properties of Galactic Globular Clusters with GALEX II. Integrated colors
本文给出了银河系演化探测器（GALEX）在FUV和NUV波段观测到的44个银河系球状星团（GGC）的紫外积分色。这个数据库是我们银河系中恒星系统有史以来最大的紫外线颜色均匀目录。GGC的接近使得即使GALEX的空间分辨率有点低，也有可能分辨出许多单独的恒星。这使我们能够确定如何综合紫外线颜色是由热恒星星族，主要是水平分支恒星及其后代。的UV颜色被发现与各种参数通常用于定义的水平分支形态。我们还研究了UV颜色如何随金属丰度，年龄，氦丰度和浓度等参数而变化。我们首次发现，GCs与人马座矮星系有（FUV-V）的颜色系统红比GCs具有相同的金属丰度。最后，我们推测存在一个有趣的趋势，这表明GC的紫外线颜色可能与宿主星系的质量相关，在这个意义上，更大质量的星系拥有更蓝的星系团。
The SLUGGS Survey: NGC 3115, A Critical Test Case for Metallicity Bimodality in Globular Cluster Systems
由于它的接近（9 Mpc）和光谱采样良好的球状星团（GC）系统的强烈双峰颜色分布，早期型星系NGC 3115提供了一个最好的测试，在GC系统中广泛观察到的颜色双峰是否反映了真正的金属丰度双峰。颜色双峰性也被归因于强烈的非线性颜色-金属丰度关系，反映了热水平分支星的影响。在这里，我们将斯巴鲁Suprime-Cam gi光度法与Keck/DEIMOS光谱法相结合，以准确测量GC颜色和测量CaII三重态的CaT指数。我们发现NGC 3115 GC系统在颜色和CaT指数方面都是明确的双峰。使用简单的恒星星族模型，我们表明，CaT指数基本上是不受影响的水平分支形态的变化范围内的金属丰度相关的GC系统（因此是一个强大的金属丰度指标），并确认双峰的金属丰度分布。我们评估了现有的证据和反对多个金属丰度亚群在早期和晚期类型的星系，并得出结论，金属丰度双/多模态是常见的。我们简要地讨论了如何将这一基本特征直接链接到恒星的形成和星系的组装历史。
Study of UV bright sources in globular cluster NGC 4590 using Ultraviolet Imaging Telescope (UVIT) observations
利用\mbox{\em AstroSat}卫星上的紫外成像望远镜（UVIT）研究了银河系球状星团（GGC）NGC 4590中的紫外亮源。利用紫外光色星等图（CMD），我们已经确定并表征了不同进化阶段的来源，即，我们利用恒星大气模型拟合光谱能量分布（SED），估算了这些热恒星的有效温度（T $_{\mathrm{eff}}$）、重力（$\log$（g））、光度（L $_{bol}$），进而估算了它们的半径（R）。两个新的远紫外（FUV）明亮的星团成员星位于星团的核心附近，其中一个是EHB星，另一个是在其后蓝钩演化阶段或白矮星阶段。利用各种演化模型研究了星团中所有热星的演化状态。我们发现，大规模和年轻的BS集中在集群的中心，而老的和小规模的BS分布在整个集群。BS归一化径向分布似乎是双峰的，最小值位于r $_{\mathrm{min}}$ = 4.3 r $_c$。利用水平支星和水平支星的累积归一化径向分布，计算了该星团的$^+$参数。我们测量了这个值的半质量半径的集群是$+ 0.13$，这表明NGC 4590是一个最年轻的集群中的动态中间年龄的GGC的动力学年龄为$0.423\pm0.096$陀螺仪。
Empirical Globular Cluster Ridgeline Construction on Gaia Data
提出一种新方法及代码，将球状星团的颜色-星等图压缩为代表性脊线，便于与等龄线模型比较，同时保留星团物理性质与CMD形态。
The Age of the Universe with Globular Clusters: Reducing Systematic Uncertainties
银河系球状星团年龄测定的主要系统不确定性是恒星对流包层的深度。这个参数是部分退化的金属丰度，这反过来是退化的年龄。然而，如果金属含量，距离和消光是已知的，红巨星分支的位置和形态的颜色-星等图大多是敏感的对流包层的深度值。因此，使用外部的、精确的金属丰度测定，可以减少这种简并性，从而减少年龄上的系统误差。或者，红巨星分支形态的球状星团颜色星等图也可以用来实现同样的效果。我们证明，球状星团红巨星分支很好地拟合的对流信封的深度值与太阳得到的一致，这一发现是强大的恒星物理学的治疗所采用的。有了这些发现，对流包层深度的不确定性不再是最古老的球状星团年龄测定中系统误差的主要贡献，将其从$0.5$减少到$0.23$或$0.33$ Gyr，这取决于所采用的方法：无论是诉诸外部数据（光谱金属丰度测定）或仅依赖于星系团的颜色-星等图的形态。这导致宇宙年龄$t_{\rm U}=13.5^{+0.16}_{-0.14} {\rm (stat.)} \pm 0.23(0.33) ({\rm sys.})$在68%的置信水平，占形成时间的球状星团和它的不确定性。如果以正交方式添加，则不确定度为0.27（0.36）Gyr。这与$13.8 \pm 0.02$ Gyr吻合得很好，后者是普朗克任务假设$Λ$ CDM模型推断出的宇宙学模型相关值。
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