Binary stars as dynamical tracers in globular clusters .II. Evolution of the radial distribution of the binary star fraction
Indiana University（印第安纳大学）；INAF – Astrophysics and Space Science Observatory of 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）；University of Bologna（博洛尼亚大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
研究球状星团中双星分数径向分布的演化，通过蒙特卡罗模拟，发现多种群球状星团的多尺度结构对双峰分布起源起关键作用，证明双星可作动力学示踪剂，揭示其与星团动力学年龄及分布最小值径向位置的关系。
2026-07-13 astro-ph.GA
The Globular Cluster Origin of the Milky Way Outer Bulge: Evidence from Sodium Bimodality
最近对银河系球核色星等图中的双红团的研究使人们对外球核的结构和形成起源产生了严重的怀疑。与以前基于X形凸起的解释不同，恒星演化模型和CN波段观测表明，这一特征是在球状星团（GC）中观察到的多恒星星族现象的另一种表现。这种新的情况需要一个显着的比例外球星的化学模式独特的GC观察。在这里，我们从均匀的高质量的光谱数据表明，红巨星分支恒星的外凸（> 5.5度，从银河系中心）明显分为两组，根据钠丰度在[Na/Fe] - [Fe/H]平面。富Na星的Al含量也有所增加，而O和Mg的含量在两个Na族之间没有差别。两组之间的人口比例和Na和Al的差异也与在富含金属的GC中观察到的相似。对这些化学模式和特征的唯一合理解释似乎是，外部凸起主要是由银河系早期历史中被破坏的原始GC组装而成的。
2019-05-21 astro-ph.GA
Binary Stars as Dynamical Tracers in Globular Clusters .I. First Observations of Bimodal Spatial Distributions
University of Bologna（博洛尼亚大学）；INAF – Astrophysics and Space Science Observatory of Bologna（意大利国家天体物理研究所波洛尼亚天文与空间科学观测站）；Indiana University（印第安纳大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
研究六个银河系球状星团双星分数径向分布，用哈勃太空望远镜和地面数据测量，发现其非单调下降，呈双峰分布，最小值与弛豫时间尺度及星团动态年龄指标相关，数值模拟显示源于双星破坏和质量分离综合效应。
2026-07-13 astro-ph.GA
The minimum metallicity of globular clusters and its physical origin -- implications for the galaxy mass-metallicity relation and observations of proto-globular clusters at high redshift
在本域宇宙中，金属丰度为$[{\rm Fe}/{\rm H}]<-2.5$的球状星团（GC）极为罕见。在这封信中，GC的形成和星系演化之间的密切联系是用来表明，这GC金属'地板'的结果从星系的质量-金属丰度关系的超低光度星系（ULLGs）在高红移，最贫金属GC必须形成。金属丰度为$[{\rm Fe}/{\rm H}]\lesssim-2.5$的镓的质量太低，无法形成初始质量为$M_{\rm i}\gtrsim10^5~{\rm M}_\odot$的GC，而初始质量是维持哈勃时间所需的。这将星系质量-金属丰度关系转化为$[{\rm Fe}/{\rm H}]\lesssim-1.8$的最大初始星系团质量-金属丰度关系，这自然导致在$z=0$（“蓝倾”）观察到的贫金属GC的颜色-星等关系。它的强度跟踪的斜率的气相质量金属丰度关系的ULLG。基于室女座和天炉座星系团中GC的蓝色倾斜，预测了在$z\gtrsim2$处的$10^5\lesssim M_\star/{\rm M}_\odot\lesssim10^7$的星系质量-金属丰度关系具有$α=0.4\pm0.1$的斜率。GC金属丰度底意味着GC形成的最小宿主星系质量和最大红移。任何在$z>9$发现的原始GC最有可能出现在比银河系更大的星系中，而低质量星系中的GC，如天炉座dSph（$M_\star\approx4\times10^7~{\…
2019-04-22 astro-ph.GA
Hint of bimodal Mg-Al anticorrelation in the metal-poor Globular Cluster NGC 4372
Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Universidad Central de Chile（智利中央大学）；Universidad Andres Bello（安德烈斯贝略大学）
本研究通过高分辨率UVES光谱分析NGC 4372的7颗红巨星，证实其含至少两类恒星族，发现潜在双峰型镁-铝反相关，为理解银晕早期化学富集提供关键依据。
2026-09-07 astro-ph.GA
Nonlinear Color--Metallicity Relations of Globular Clusters. VI. On Calcium II Triplet Based Metallicities of Globular Clusters in Early-type Galaxies
星系中球状星团（GCs）的金属丰度分布函数是理解星系形成和演化的关键。钙II三重态（CaT）指数由于其对GC金属丰度的敏感性，最近已成为一种流行的金属丰度指标。在这里，我们重新审视和评估的可靠性CaT作为金属丰度指标，使用我们的新的恒星星族合成模拟的基础上经验，高分辨率通量。该模型表明，旧（$>$ 10 Gyr）GC的CaT强度与低于$-0.5$的${\rm [Fe/H]}$成正比。然而，在适度的富金属区，由于最冷的红巨星对CaT吸收的贡献很小，CaT不再随${\rm [Fe/H]}$增加。色- $CaT$关系的非线性性质被附近早型星系GC的观测所证实。这表明在计算富金属恒星星族的金属丰度时应谨慎使用CaT。我们的结果提供了一个解释的颜色和$CaT$分布的GC在同一星系中观察到的急剧差异。我们把这作为一个类比，认为金属-颜色和金属-舔指数的GC的非线性是主要负责他们观察到的“双峰”分布的颜色和吸收指数。
2016-01-04 astro-ph.GA
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. XI. Nonlinearity Effect Revealed by NGC 5128 (Centaurus A) and NGC 4594 (Sombrero) Galaxies
球状星团（GC）的金属丰度分布（MD）为其宿主星系的聚集和恒星形成历史提供了重要线索。GC颜色，当GC是旧的，已被用作GC金属丰度的代理。在大多数早期星系中观测到的双峰GC颜色分布（CD）几十年来一直被解释为双峰MD，这表明单个星系中只存在两个GC亚群。然而，传统的观点受到了一个新的理论的挑战，非线性金属性到颜色的转换可以导致双峰CD从单峰MD。单峰MD似乎是自然的，因为MD涉及数千个原星系。这个新理论已经过各种观测和理论研究的检验和证实。在这里，我们研究的非线性性质的GC颜色金属丰度关系（CMR）使用光度和光谱GC数据的NGC 5128（半人马座A）和NGC 4594（草帽），在比较恒星星族模拟。我们发现，在颜色上有轻微的偏移，观察到的和建模的CMR的整体形状同意以及所有可用的颜色。通过我们的CMR模型，基于观测到的光谱MD，很好地再现了这两个星系GC CD的不同颜色依赖的形态。结果证实了非线性CMR解释的GC颜色双峰，进一步阐明了星系形成的理论。
2022-09-06 astro-ph.GA
The Age-Metallicity-Specific Orbital Energy Relation for the Milky Way's Globular Cluster System Confirms the Importance of Accretion for Its Formation
球状星团可以在它们的宿主星系内部形成，在高红移时，气体密度较高，富含气体的合并是常见的。它们也可以在低质量星系内部形成，这些星系已经被吸积和潮汐破坏，留下它们的球状星团补充物与高质量晕结合在一起。我们认为，星系球状星团系统中年龄-金属丰度-特定轨道能量关系可以用来确定其起源。富含气体的合并应该产生紧密结合的系统，其中富含金属的集群比缺乏金属的集群年轻。球状星团形成于大质量盘中，然后分散成晕，它们的年龄和比轨道能量之间应该没有关系。吸积的球状星团应产生弱束缚系统，其中年龄和金属丰度相互相关，但与特定轨道能量呈负相关。我们使用精确的相对年龄，自洽的金属丰度，和基于空间的自行通知轨道表明，银河系的金属贫乏的球状星团系统位于一个平面中的年龄金属丰度特定的轨道能量空间。我们发现，相对年轻或贫金属的球状星团与银河系的结合较弱，而相对古老或富金属的球状星团与银河系的结合较紧密。虽然富含金属的球状星团可能是在原位或非原位形成的，但我们的研究结果表明，贫金属的星团是在银河系外的矮星系中形成的。我们预测，这种年龄之间的关系，金属丰度，和特定的轨道能量在$L^{*}$星系的球状星团系统是一个自然的结果星系形成的$Λ$ CDM宇宙。
2021-04-21 astro-ph.GA
On the origin of globular cluster bimodality
大多数大星系中的球状星团系统显示双峰的颜色和金属丰度分布，这通常被解释为指示两种不同的团簇形成模式。富金属（红色）和贫金属（蓝色）的星系团在其宿主星系中具有系统性的不同位置和运动学。然而，红色和蓝色星团具有相似的内部性质，例如质量，大小和年龄。因此，有趣的是，探索是否富金属和贫金属的集群可以形成一个共同的机制，仍然是符合双峰分布。我们表明，如果所有的球状星团的形成，只有在合并的大质量富含气体的原星系盘，它们的金属丰度分布可能是统计上一致的银河系球状星团。我们从宇宙学暗物质模拟中获取星系组装的历史，并将其与观测到的可用于恒星形成的冷气体量的标度关系相结合。在最佳拟合模型中，早期较小宿主的合并只产生蓝色星系团，而随后具有一定质量范围的祖先星系合并产生红色和蓝色星系团。因此，双峰性是少数晚期大规模合并事件的自然结果。我们计算了星系团的质量损失，包括两体散射和恒星演化的影响，发现蓝色星系团比红色星系团更多地被破坏，这是因为它们的初始质量较小，年龄较大。最佳拟合模型中的现今质量函数与银河系分布一致。然而，模型集群的空间分布比观察到的要广泛得多，并且与我们模型的参数无关。
2009-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SLUGGS Survey: Calcium Triplet-based Spectroscopic Metallicities for Over 900 Globular Clusters
虽然大质量星系中球状星团的颜色分布是双峰分布，但只有少数星系的光谱金属丰度分布被测量到。在重新定义了钙三重态指数-金属丰度关系之后，我们用这个关系计算了11个早型星系中903个球状星团的金属丰度。这是迄今为止收集到的最大的光谱球状星团金属丰度样本。我们比较这些金属丰度与那些来自舔指数找到很好的协议。在6的8个星系有足够数量的高质量的光谱，我们发现双峰的光谱金属丰度分布。我们的研究结果意味着，大多数大规模的早型星系有双峰金属丰度，以及颜色，分布。这种双峰性表明，大多数大质量星系的早期型星系经历了两个时期的恒星形成。
2012-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The bimodality in the mass-metallicity relation in SDSS-MaNGA galaxy pairs
目的：相互作用星系的金属丰度稀释相比，孤立的星系类似的质量在全球尺度上的质量金属丰度空间。我们研究了SDSS-MaNGA巡天中星系对的空间分辨质量-金属丰度关系（MZR），以证实恒星质量表面密度与金属丰度之间的局部关系与全球尺度的MZR是一致的。研究方法：我们调查恒星质量表面密度和金属丰度之间的关系，12+日志（O/H），恒星形成spaxels属于298星系对确定使用视觉和运动学指标的SDSS-MANGA调查。我们还调查了a）相对于星系中心的spectum的位置和b）星系对分离是否对局部MZR有任何影响。结果：我们发现，质量和金属丰度之间的相关性在相互作用星系的本地水平。然而，我们发现两个峰的spectral分布，一个峰的金属丰度富集和其他稀释金属丰度。我们发现，属于星系中心区域（即在较低的R/Reff）的spaxels集中在两个峰值附近。我们还发现，金属丰度稀释的spaxels属于星系对更密切的投影分离和富集金属丰度的spaxels属于星系对更大的投影分离。结论：我们发现两个离散的峰在空间分辨MZR的恒星形成的spaxels属于星系对。这些峰值可能与星系投影分离或星系对相互作用过程的阶段有关。
2022-02-28 astro-ph.GA
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。
2018-12-04 astro-ph.GA
An old, metal-poor globular cluster in Sextans A and the metallicity floor of globular cluster systems
我们报告确认了一个古老的，贫金属的球状星团在附近的矮不规则星系六分仪A，第一个球状星团已知在这个星系。我们将这个星系团命名为六分仪座A-GC 1，它位于星系中心西南方约4.4角分（$\sim1.8$ kpc）处，在亚角秒的地面观测图像中可以清晰地分辨出恒星。我们测量了一个积分星等$V=18.04$，对应于一个绝对星等$M_{V,0} = -7.85$。这给出了推断的质量$M\sim$ 1.6 $\times10^5~M\odot$，假设为Kroupa IMF。六分仪A-GC 1的综合光谱揭示了日心径向速度$v_{\rm helio}=305\pm15$ ~ km/s，与六分仪A的系统速度一致。候选红巨星分支星在星团中的位置，以及星团综合光谱的恒星族群分析，显示金属丰度[Fe/H] $\sim$ --2.4，年龄$\sim9$ Gyr。我们测量半光半径，$R_h = 7.6\pm0.2$ pc。归一化到星系积分星等，我们得到一个$V$波段的特定频率，$S_N=2.1$ .我们收集了28个星系中1,928个GC的光谱金属丰度样本，发现六分仪A-GC 1的低金属丰度接近于银河系、M31、M87和大麦哲伦云等球状星团中[Fe/H] $\sim-2.5$处的“金属丰度底”。这种金属丰度底似乎在宿主星系恒星质量的6 dex范围内保持不变，并且在有和没有吸积GC亚群的星系中都可以看到。
2019-05-23 astro-ph.GA
On the relationship between metallicity distributions of globular clusters and of circumgalactic gas
在球状星团的恒星中，α元素和铁的丰度显示了它们形成的气体介质的组成。本文讨论了在红移为0.1<z<1.1的100 - 130 kpc星系附近观测到的环星系气体稠密云（部分莱曼极限系统和莱曼极限系统）作为其中形成了球状星团的云的残余部分的可能性。根据对球状星团和环星系云中镁和铁丰度的统计分析以及这两类天体的空间位置得出了结论。
2018-09-22 astro-ph.GA
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. II. A Test on the Nonlinearity Scenario for Color Bimodality Using the u-band Colors: The Case of M87 (NGC 4486)
大多数大椭圆星系中的球状星团（GCs）的光学色分布是双峰的。基于GC颜色与其金属丰度之间的线性关系，双峰性被认为是每个星系中存在两个具有不同金属丰度的GC子系统的证据，并在星系形成的背景下产生了许多理论。然而，最近的观察和GC建模表明，颜色-金属丰度关系（CMR）是有变化的，因此颜色可能以非线性方式跟踪金属丰度。非线性可以从广泛的潜在金属丰度分布产生双峰颜色分布，即使它是单峰的。尽管意义深远，但CMR是否是非线性的，以及非线性是否确实导致了颜色双峰性仍然是一个悬而未决的问题。鉴于CMRs的光谱细化仍然是非常具有挑战性的，我们在这里提出了一种新的光度技术来探测可能的非线性性质的CMRs。本质上，GC的颜色分布是其金属丰度的“投影”分布。由于CMR的形式取决于所使用的颜色，因此颜色分布的形状根据颜色而显著变化。在其他光学颜色中，u波段相关颜色（例如，u-g和u-z）在理论上被预测比其它优选的CMR（例如，对于g-z）。作为一个案例研究，我们进行了HST/WFPC 2档案U带光度的M87（NGC 4486）GC系统与确认的颜色双峰。我们发现，u带的颜色分布是显着不同的g - z，并与我们的模型预测一致。随着更多的u波段测量，该方法将支持或排除非线性CMR的情况下，GC颜色双峰的起源具有高的置信度。[删节]
2011-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The difference in metallicity distribution functions of halo stars and globular clusters as a function of galaxy type: A tracer of globular cluster formation and evolution
对巨型椭圆星系Cen A和旋涡星系M31晕中的球状星团（GC）和场星的观测表明，星团与恒星的数量比（“特定频率”）范围很大。星团与恒星的比率随着金属丰度的增加而减少，在所有的银河系中心半径上，其斜率似乎并不取决于半径。在矮星系中，GC也比场星平均更贫金属。这些观察结果表明，无论是团簇形成效率或团簇破坏率的金属丰度和环境的强烈依赖。我们的目标是解释这些趋势，考虑各种影响，可能会影响观察到的集群恒星比作为金属丰度，环境和宇宙学历史的函数。我们发现，无论是团簇形成效率和最大团簇质量的增加与金属丰度，所以他们不能解释所观察到的趋势。潮汐剥离和动力摩擦破坏GC破坏星系团在太小的范围内的银河中心半径。我们表明，集群破坏的潮汐冲击巨大的分子云在高密度的形成环境中的GC变得越来越有效，对高星系质量，因此，对高金属丰度。预测的星团与恒星的比率在高金属丰度的情况下会降低100-1000倍，并且应该只对银河系中心半径有微弱的依赖，这是由于星系合并过程中的轨道混合，与观测结果一致。所观察到的，强烈的依赖性的集群，恒星比的金属丰度和独立性的斜率对银河半径可以解释集群的破坏和星系的层次增长。因此，我们发现，金属度依赖的集群到星的比例并不反映GC的形成效率，但存活分数。（节录）
2017-06-03 astro-ph.GA
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. IX. Different Radial Number Density Profiles between Blue and Red Clusters
大部分早型星系中的球状星团（GC）的光学色是双峰的。蓝色和红色GC在其表面数密度的径向分布中显示出明显的差异，在这个意义上，红色GC比蓝色GC更集中。一个即时的解释是存在两个具有不同径向分布的不同GC子系统。然而，这一观点受到了一种情况的挑战，在这种情况下，由于旧的（$\gtrsim$ 10 Gyr）GC的GC金属量-颜色转换的非线性性质，宽单峰金属量分布可以表现出双峰颜色分布。在这里，我们表明，通过模拟的径向趋势的GC颜色分布的四个附近的巨大的椭圆星系（M87，M49，M60，和NGC 1399），在径向轮廓之间的差异蓝色和红色GC的天然干从金属度颜色的非线性加上众所周知的径向金属度梯度的GC系统。该模型表明，即使到$\sim$ 20 ${R}_{\rm eff}$，GC年龄也没有或只有很小的径向变化。我们的研究结果提供了一个更简单的解决方案，以不同的径向分布的蓝色和红色的GC，不一定会引起两个GC子系统的存在，并进一步加强非线性的情况下，GC颜色双峰现象。
2020-11-24 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
G2C2 II: Integrated colour-metallicity relations for Galactic Globular Clusters in SDSS passbands
我们使用我们的综合SDSS测光的96个球状星团在$g$和$z$，以及$r$和$i$测光的一个子集的56个集群，推导出综合色金属丰度关系（CMR）的银河系球状星团。我们比较这种关系，以前的工作，包括河外星系团，并检查年龄的影响，现今的质量函数的变化，结构参数和形态的水平分支的关系。此外，我们仔细研究了前景消光（包括微分红化）引入的散射，并表明，在颜色-金属丰度关系的散射可以显着减少结合两个红化法律从文献中。在所有的CMR中，我们发现一些低红化的年轻GC是抵消CMR。这些异常值中的大多数与射手座系统有关。模拟表明，这与其说是由于年龄，不如说是由于不同的富集历史。最后，我们介绍了基于红外钙三重态的颜色-金属度关系，当与$(g^\prime-i^\prime)$和$(g^\prime-z^\prime)$颜色相比时，它们显然是非线性的。
2013-10-17 astro-ph.GA
New g'r'i'z' Photometry of the NGC 5128 Globular Cluster System
本文介绍了在$g'r'i'z'$滤光系统中首次测量的NGC 5128（半人马座A）中323个球状星团的新测光结果。颜色指数直接校准到$g'r'i'z'$系统中的标准恒星，并用于建立蓝色和红色（低和高金属丰度）球状星团序列的基准平均颜色。我们还使用光谱测量的丰度来建立最金属敏感的颜色（$(g'-r')_0$，$(g'-i')_0$）和金属度之间的转换，[Fe/H]。
2010-09-21 astro-ph.GA
Identification of Faint Chandra X-ray Sources in the Core-Collapsed Globular Cluster NGC 6397: Evidence for a Bimodal Cataclysmic Variable Population
我们已经用哈勃太空望远镜的高级巡天照相机在H-α、R和B波段对79个钱德拉X射线源进行了光学识别，这些X射线源位于附近的核心坍缩的球状星团NGC 6397的半质量半径内。这些图像的光度使我们能够根据颜色-幅度图位置对候选对应物进行分类。除了恢复9个先前检测到的激变变星（CV），我们已经确定了6个额外的微弱CV候选者，共42个活动双星（AB），两个毫秒双星（MSP），一个候选的活动星系核，和一个候选的相互作用星系对。在79个源中，有69个有可能的光学对应物。NGC 6397中的15个可能的CV主要分为两组：一组较亮的6个，其光学发射主要来自次级和吸积盘;另一组较暗的7个，其光学发射主要来自白矮星。有两个可能的过渡对象位于这些组之间。最暗的CV可能位于CV周期分布的最小值附近，预计会出现累积。较亮CV的空间分布比较暗CV和活动双星的空间分布更集中。这可能代表了一个演化过程的结果，在这个过程中，CV是由动力学相互作用产生的，例如在星团中心附近的交换反应，并且随着它们的年龄和变得更暗，在它们的寿命中分散到更大的轨道半径。
2011-06-09 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
Wide-field study of the peculiar globular cluster system hosted by the field lenticular NGC 1172
基于GMOS/Gemini（光学）、FourStar/Magellan（近红外）和ACS/HST（光学）的观测资料，对透镜状星系NGC 1172的球状星团系统（GCS）进行了宽视场研究。这一分析涵盖了整个GCS的范围，并得出了一个比频值（S_N=8.6 +/- 1.5），对于像这样的低密度环境中的中等质量星系来说，这个值特别高。我们发现，GCS似乎是双峰，虽然颜色分布是狭窄的，不允许一个准确的分离的亚群。然而，光学和近红外滤波器的组合使我们能够获得基于支持双峰性的光度测量的金属丰度分布的估计。我们的结论是，存在一个大部分的金属贫球状星团（GC）和高比频率点NGC 1172吸积了大量的GC从低质量的卫星在过去。
2020-09-23 astro-ph.GA
CII*/CII ratio in high-redshift DLAs: ISM phase separation drives the observed bimodality of [CII] cooling rates
讨论了类星体中高红移干扰阻尼Lyman- $α$系统中由于[CII] $\,$ 158 $μ$ m辐射引起的CII*/CII比和冷却速率的观测结果。我们发现，所观察到的双峰的CII冷却速率实际上反映了双峰的CII*/CII-金属丰度平面，可以自然地解释中性介质的相分离，而不调用恒星形成的情况下的差异。假设现实的物理参数的分布来计算相图，我们也重现定性的金属依赖性的双峰。我们强调，高z DLAs主要探测低金属含量气体（$Z\lesssim 0.1 Z_{\odot}$），其中加热主要由宇宙射线（和/或湍流），而不是由光电加热。因此，即使DLA的气体主要是冷的（其中冷却由[CII]主导），CII的激发也可以用于导出宇宙射线电离率（和/或湍流加热），但不能导出UV场，如先前所考虑的。或者，如果DLA中的气体主要是热的，则可以使用CII*/CII来约束其数密度。最后，我们还讨论了电离介质的重要性，如果电离介质也沿视线存在，则可以显著增加平均CII*/CII比率。
2021-12-20 astro-ph.GA
A stellar stream remnant of a globular cluster below the metallicity floor
恒星喷出物逐渐富集气体，随后形成恒星，使化学物质最少的恒星系统直接形成早期宇宙中形成的结构化石。虽然银河系中已知有几百颗恒星的金属含量低于太阳铁含量的千分之一，但它们都没有居住在球状星团中，而球状星团是已知最古老的恒星结构。这些显示金属含量至少为太阳金属丰度的0.2%（[Fe/H] > -2.7）。这个金属丰度底似乎是普遍存在的，有人提出，合并成我们今天观察到的星系的原星系的质量不足以形成存活到今天的星系团。在这里，我们报告发现了一个恒星流，C-19，其金属丰度小于太阳金属丰度的0.05%（[Fe/H]=-3.38 +/- 0.06（统计）。+/- 0.20（系统））。C-19恒星的低金属丰度色散和化学丰度表明，这条流是迄今发现的最贫金属的球状星团的潮汐遗迹，并且明显低于所谓的金属丰度底：金属丰度明显低于今天观测到的星团在过去存在，并将它们的恒星贡献给银河系晕。
2022-01-04 astro-ph.GA
Globular clusters of NGC 3115 in the near-infrared. Demonstrating the correctness of two opposing scenarios
我们结合新的近红外VLT/HAWK-I数据的球状星团（GC）在孤立的边缘上的S 0星系NGC 3115的光学和光谱从文献中获取的，目的是分析多波段GC颜色分布。SLUGGS巡天最近的一项研究表明，该星系中的GC遵循Ca II三重态指数的双峰分布。因此，NGC 3115提出了一个具有多个不同金属丰度亚群的GC系统的关键例子，这可能会反对“投影”方案，该方案假定普遍存在的颜色双峰性主要是由颜色-金属丰度关系中的非线性引起的。使用光学，近红外光谱和光谱数据，我们发现了强有力的和一致的证据，指数双峰，独立地证实了NGC 3115 GC中的金属丰度双峰。同时，我们也发现了一些颜色-颜色非线性的证据。在以前研究的更广泛背景下，NGC 3115中GC双峰的一致性表明，在GC系统的光学和光学-近红外颜色分布之间存在明显差异的情况下（如在一些巨型椭圆星系中），明显的不一致性很可能是由颜色-金属丰度关系的非线性引起的。
2014-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The bimodal [Mg/Fe] versus [Fe/H] bulge sequence as revealed by APOGEE DR14
银河系核球具有双峰金属丰度分布函数：不同的运动学、空间和潜在的年龄分布表征了贫金属和富金属组分。尽管观察到这种二分法，认为这些恒星的形成通道不同，但到目前为止，在$α$ -丰度与金属丰度平面上，凸起恒星的分布被发现是一个相当平滑的单一序列。我们使用的数据从第十四次发布的APOGEE光谱巡天（DR 14）调查的分布在镁丰度（作为示踪剂的$α$ -元素）-与金属丰度平面的样本恒星被选择在内部区域的隆起。使用一组数据和管道标记从DR 14中选择干净的样品，以确保其基本参数和元素丰度的质量。另一个选择是利用计算出的分光光度距离来选择一个可能的核突星样本，作为那些具有${\rm R_{GC}\leq 3.5~kpc}$的恒星。我们采用镁丰度作为清洁样品的$α$丰度替代，因为它已被证明是由APOGEE光谱数据产品管道ASPCAP确定的最准确的$α$元素。从[Mg/Fe]-对-[Fe/H]平面上的凸出样品的分布，我们发现该序列是双峰的。这种双峰性是由于在太阳金属丰度附近的$\sim 0.5$ ~dex范围内存在与主高镁序列平行的低镁恒星序列。这两个序列在${\rm [Fe/H]\sim0.15~ dex}$之上合并成一个序列，其在[Mg/Fe]中的分散度大于在较低金属丰度下可见的两个序列中的任一个。当我们根据可靠的盖亚DR 2距离考虑我们样本中位于凸起区域内的恒星时，这一结果得到了证实。
2019-05-03 astro-ph.GA
Properties of Globular Clusters in Galaxy Clusters: Sensitivity from the Formation and Evolution of Globular Clusters
我们在宇宙学的背景下，用半解析的粒子标记方法研究了星系团中球状星团的性质。我们假设球状星团是由暗物质晕合并形成的，它们的金属丰度是根据宿主暗物质晕的恒星质量和GC的形成红移来分配的。用半解析方法研究了球状星团的动力学演化和破裂，这些演化和破裂受几个自由参数控制。在本文中，我们研究我们的结果是如何改变自由参数的选择。我们比较我们的基准结果与代表性的观测，包括球状星团系统和它的宿主星系之间的质量比，球状星团的占有率，蓝色球状星团的数量分数，和金属丰度梯度与球状星团质量。因为我们可以知道球状星团随时间的位置，所以可以与其他观测结果进行比较，例如，单个星系球状星团系统的中位半径，团内球状星团的平均投影密度分布，具有团心半径的球状星团的金属丰度和年龄梯度。我们还发现每个星系中球状星团系统的比质量随团心半径的不同而不同。
2022-10-27 astro-ph.GA
A Possible Solution for the $M/L-\mathrm{[Fe/H]}$ Relation of Globular Clusters in M31. II. the Age-Metallicity Relation
这是一系列论文中的第二篇，我们提出了一个新的解决方案，以协调单恒星星族（SSP）模型的预测与观测到的恒星质量光（$M/L$）比的球状星团（GCs）在M31和它的趋势相对于$\mathrm{[Fe/H]}$。在目前的工作中，我们的重点是年龄和金属丰度的GC之间的经验关系和它对$M/L$比的影响。假设M31 GC的年龄与其金属丰度之间存在反相关关系，我们发展了GC的动力学SSP模型，以建立$M/L$比值（在$V$和$K$波段）与金属丰度之间的关系。然后，我们证明了所建立的$M/L-\mathrm{[Fe/H]}$关系与M31 GC的关系完全一致。在我们的模型中，我们考虑了由Marks等人独立从银河系GC和超致密矮星系导出的依赖于星系团诞生密度和金属丰度的正则初始质量函数（IMF）和顶重IMF。我们的结果表明，依赖于密度和金属丰度的顶重IMF，年龄和金属丰度之间的反相关，恒星演化和标准动力学演化的结果与观测到的M31 GC的$M/L-\mathrm{[Fe/H]}$趋势最吻合。
2017-03-14 astro-ph.GA
Star Clusters in M31: VII. Global Kinematics and Metallicity Subpopulations of the Globular Clusters
我们进行了一个联合的空间-运动学-金属丰度分析的球状星团（GC）周围的仙女座星系（M31），使用均匀的，高质量的光谱数据集。特别是，我们删除了污染的年轻集群，困扰了许多以前的分析。我们发现这些团簇可以根据其径向分布分为三个主要的金属丰度组：（1）内部富金属组（[Fe/H] > -0.4），（2）中间金属组（[Fe/H]中值=-1），（3）贫金属组（[Fe/H] <-1.5）。富含金属的星系团具有像M31圆盘一样的运动学和空间特性，而另外两个贫金属的星系团总体上表现出温和的顺时针旋转，分散度更大-与之前声称的更强的旋转相反。贫金属的GC是最不集中的一组，这样的集群发生在中央隆起的频率比集群的金属含量高的五倍。尽管M31和银河系GC系统之间存在一些众所周知的差异，但我们修订后的分析指出它们的化学动力学性质具有显着的相似性，这可能有助于阐明星系及其GC的不同形成阶段。特别是，M31的结果激发了进一步探索富含金属的GC形成模式原位，高红移，cluerous星系盘内。
2016-03-22 astro-ph.GA
Radial Velocity and Metallicity of the Globular Cluster IC4499 Obtained with AAOmega
我们目前的径向速度和金属丰度的测量银河系遥远的南部球状星团IC 4499。我们从2 MASS点源星表中选取了几百颗位于星团内部和周围的红巨星，利用AAOmega摄谱仪获得了近红外钙三重态的光谱。对球状星团M4、M22和M68中的巨星进行了观测，以提供径向速度和金属丰度的比较对象。根据速度数据，我们得出结论，我们的目标中有43个是星团成员，这是迄今为止光谱研究的最大的IC 4499巨星样本。我们确定该星团的平均日心径向速度为31.5 ± 0.4 km/s，并发现最可能的中心速度色散为2.5 ± 0.5 km/s。这导致了一个动态的质量估计为93 ± 37000太阳质量的集群。我们是敏感的集群旋转的幅度约为1公里/秒，但没有证据表明集群旋转。在Carretta-Gratton标度上，团簇的金属丰度为[Fe/H] = -1.52 ± 0.12。星团的径向速度，以前高度不确定，是一致的成员在麒麟潮汐流，但也与晕的起源。该星团的水平分支形态比其金属丰度的平均值略红，但与晕的其他星团相比，它可能并不异常年轻。对星团运动学和金属丰度的新约束可能会使人们深入了解RR型天琴座恒星极高的比频率。
2010-10-04 astro-ph.GA
CN Variations in High Metallicity Globular and Open Clusters
本文比较了高金属量球状星团NGC 6356和NGC 6528与老的疏散星团NGC 188、NCG 2158和NGC 7789中CN带强度的变化。恒星与恒星之间的丰度变化，CN差异是一个容易观察到的迹象，在中等金属丰度的晕球状星团中很常见，但在野外或疏散星团中看不到。我们发现，疏散星团有狭窄的，单峰分布的CN带强度，从文献中预期，而球状星团有广泛的，双峰分布的CN带强度，类似于中等金属丰度晕球状星团。这一结果有有趣的影响，提出了各种机制来解释球状星团丰度不均匀的起源，并建议在团簇形成的时代，当地的环境起着至关重要的作用，在调节团内富集过程。
2009-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Possible Solution for the M/L-[Fe/H] Relation of Globular Clusters in M31: A metallicity and density dependent top-heavy IMF
在M31的GC的大样本的观察到的质量与光（$M/L$）的比率显示出相反的趋势与金属丰度相比，从简单的恒星星族（SSP）模型与不变的典型恒星IMF的预期，在这个意义上，观察到的$M/L$的比例随着金属丰度的增加而减少。我们发现，结合动力学演化的影响，SSP模型与一个典型的IMF不能解释减少$M/L$比例增加金属丰度的M31 GC。最近推导出的顶重IMF作为金属丰度和嵌入集群密度的函数，提出了解释低于预期的$M/L$比率的富金属GC。我们发现，SSP模型与头重脚轻的IMF，保留了金属丰度和集群质量依赖的部分残留在集群内，并考虑到标准的动力学演化可以成功地解释所观察到的$M/L-[Fe/H]$关系的M31 GC。因此，我们建议，GCs的运动学数据可以用来约束顶重的GCs中的IMF。
2016-05-16 astro-ph.GA
APOGEE-2 Discovery of a Large Population of Relatively High-Metallicity Globular Cluster Debris
我们报告了一个新的，化学上不同的人口相对高金属（[Fe/H] $> -0.7$）红巨星与超太阳[N/Fe]（$\gtrsim +0.75$）内的凸起，磁盘和银河系的晕确定。这颗恒星的样本是在阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE-2）的第二阶段观测到的;这些恒星的光谱是斯隆数字巡天第17次数据发布（DR 17）的一部分。我们假设，这个新发现的种群是在各种各样的祖先中形成的，并且可能由完全或部分被破坏的富含金属的球状星团组成，我们称之为球状星团碎片（GCD），通过其不寻常的光球氮丰度来识别。一些GCD恒星可能是盖亚-土卫二-香肠吸积事件的成员，以及在原地形成的星团。
2021-09-06 astro-ph.GA
Full spectral fitting of Milky Way and M31 globular clusters: ages and metallicities
背景：盘状星系的形成和演化是天文学中长期存在的问题。了解球状星团系统的性质可以导致对其宿主星系演化的重要见解。目的：我们的目标是获得恒星星族参数-年龄和金属丰度-的一个样本的M31和银河系球状星团。研究它们的球状星团系统是全面了解它们形成和演化的重要一步。研究方法：我们的分析采用了现代像素到像素的光谱拟合技术，以适应观察到的综合光谱更新的恒星星族模型。通过比较观测和模型，我们得到了它们的恒星星族的年龄和金属丰度。我们将这种技术应用于M31中的38个球状星团和41个银河系球状星团的样本，作为对照样本。结果：我们的M31球状星团样本的年龄跨度从1.5亿年到宇宙的年龄。金属度[Fe/H]范围从-2.2 dex到太阳值。年龄-金属丰度关系可以描述为两个组成部分：一个老的人口与平坦的年龄-[Fe/H]的关系，可能与晕和/或隆起，和第二个年龄和金属丰度之间的大致线性关系，较高的金属丰度对应于年轻的年龄，可能与M31磁盘。虽然我们恢复了非常著名的银河系GC金属丰度双峰性，但我们自己对M31金属丰度分布函数的分析表明，这两个GC系统基本上覆盖了相同的[Fe/H]范围，但M31的金属丰度分布函数并不是明显的双峰性。这些结果表明，这两个星系经历了不同的恒星形成和吸积的历史。
2012-11-21 astro-ph.GA
Isolated elliptical galaxies and their globular cluster systems. II. NGC 7796 - globular clusters, dynamics, companion
我们研究了孤立椭圆星系NGC 7796的球状星团系统，提出了该星系的新测光方法，并利用已发表的运动学数据来约束暗物质含量。B和R的深层图像，由VLT的可见多目标光谱仪（VIMOS）获得，形成数据库。我们提出了各向同性和各向异性的琼斯模型，并给出了一个形态学的描述的同伴矮星系。这个球状星团系统大约有2000个成员，所以它不像那些具有可比恒星质量的星系团中的巨型椭圆星系那样丰富，但比许多其他孤立椭圆星系团系统丰富。GC的颜色分布是双峰的，这并不一定意味着金属丰度双峰。运动学文献数据有些不确定。在各向同性的情况下，没有暗物质的存在，内部的速度弥散也可以再现。径向各向异性模型需要一个低的恒星质光比，这将与星系的年龄形成对比。MONDian模型得到了X射线分析和以前的动力学模型的支持，但需要更好的数据进行确认。矮伴星系NGC 7796-1呈现出潮汐尾、多核和非常方形的等照度线。NGC 7796是一个古老的大质量孤立椭圆星系，没有迹象表明后来的主要恒星形成事件在其他孤立椭圆星系中经常出现。它相对丰富的球状星团系统表明，孤立并不总是意味着一个贫穷的星团系统。矮伴星的性质可能表明矮-矮合并。（节略）
2014-11-26 astro-ph.GA
Isolated ellipticals and their globular cluster systems III. NGC 2271, NGC 2865, NGC 3962, NGC 4240 and IC 4889
球状星团作为恒星形成、星系聚集和质量分布的示踪物，为我们认识早型星系提供了重要线索。但他们的研究主要局限于早期星系占主导地位的星系群和星系团，使孤立椭圆星系的球状星团系统（GCS）的性质成为一个未知的领域。本文介绍了Gemini-South/GMOS对NGC 3962、NGC 2865、IC 4889、NGC 2271和NGC 4240五个孤立椭圆星系的$g'i'$观测结果。对他们的GCS进行的光度测量显示，其中三人有明显的颜色双峰，而另外两人的颜色双峰尚未确定。所有研究的GCSs都相当差，平均比频率为$S_N\sim 1.5$，与母星系光度无关。也考虑到以前的工作，很明显，双峰，特别是存在一个显着的，甚至占主导地位的，人口的蓝色集群发生在即使是最孤立的系统，铸造怀疑的可能吸积的起源金属贫集群所建议的一些模型。此外，我们还讨论了孤立椭圆星系NGC 3962周围可能存在超致密矮星的问题。
2015-02-21 astro-ph.GA
Milky Way Globular Cluster Metallicity and Low-Mass X-ray Binaries: The Red Giant Influence
银河系和河外星系的研究表明，富金属球状星团（GC）比贫金属球状星团（GC）拥有明亮的低质量X射线双星（LMXB）的可能性大约高出三倍。对于这种金属丰度效应还没有令人满意的解释。我们测试的假设，红巨星分支（RGB）的恒星的数量密度是在富含金属的GC较大，因此可能的金属丰度效应的原因。利用哈勃空间望远镜对109个银河系GC进行测光，研究了RGB星密度与GC金属丰度之间的关系。等时线拟合用于计算RGB星的数量，其由GC质量和观测到的GC光度的分数归一化，并使用半光半径$r_{h}$处的体积确定密度。RGB星密度与金属丰度[Fe/H]弱相关，Spearman和Kendall秩检验$p$ -值分别为0.00016和0.00021，系数分别为$r_{s} = 0.35$和$τ= 0.24$。虽然研究表明$r_{h}$与银心距相关，而与[Fe/H]无关，但这种相关性可能因$r_{h}$对[Fe/H]的可能依赖性而有偏差。动力学起源的$r_{h}$ -金属丰度相关性（潮汐剥离）表明，富含金属的GC可能有更活跃的动力学历史，这将促进LMXB的形成。没有发现RGB星数密度和金属丰度之间的相关性时，只使用GC托管静态LMXB。我们需要对银河系中静止的LMXB进行全面普查，以进一步探测金属丰度效应，这将随着即将推出的eROSITA而成为可能。
2017-11-08 astro-ph.GA
Simulations of globular clusters within their parent galaxies: Metallicity spreads and anomalous precursor populations
最近对球状星团（GC）的观测表明，第一代（1G）恒星之间可能存在元素丰度的变化。我们建议，金属丰度（“金属度”）的GC内传播形成巨大的分子云（GMCs）可以影响未来集群成员的铁丰度。为了研究这一点，我们使用原来的流体动力学模拟GMC形成在高红移矮星系。我们的模拟自洽模型的物理过程，如恒星反馈，尘埃的形成和破坏，以及尘埃颗粒上的分子气体形成，使它们非常适合GMC形成的研究。我们的结论是铁丰度的变化是由于合并的气体团块和自富集过程。GC形成团块的金属丰度分散度约为0.1 dex，反映了越来越多的研究声称GC内存在非零分散度。银河系的气体分数是一个关键参数的团块的形成和金属丰度'地板'观察到的银河系和河外GCs与母星系的能力，形成大规模的GMC。最后，我们认为，GMCs有可能捕获周围的贫金属星系盘星，我们解释为前体人口（0 G）。这些低金属量的恒星代表了主星矮星的[Fe/H]值，因此这颗0 G的化学成分可能是母星系的一个简化记录。这些结果依赖于星系的初始金属丰度和径向梯度，恒星形成的阈值气体密度，以及恒星形成的处方。
2021-12-28 astro-ph.GA
The SLUGGS Survey: Measuring globular cluster ages using both photometry and spectroscopy
球状星团年龄不仅是对球状星团形成模型的一个重要检验，也是研究星系聚集历史的有力手段。不幸的是，测量尚未解决的古老恒星星族的年龄已被证明是具有挑战性的。在这里，我们提出了一种新的技术，结合光学光度法与金属量的限制，从近红外光谱，以测量年龄。在对银河系中的球状星团及其卫星星系进行了测试之后，我们利用SLUGGS巡天的数据将我们的方法应用于三个大质量早型星系。这三个SLUGGS星系和银河系显示出明显不同的球状星团年龄和金属丰度分布，NGC 1407和银河系显示出大多数古老的球状星团，而NGC 3115和NGC 3377显示出一系列的球状年龄。这种多样性意味着不同的星系形成的历史和球状星团的光学颜色-金属丰度关系是不普遍的，因为通常假设在球状星团的研究。我们发现富含金属的球状星团人口的中位数年龄和场星人口的年龄之间的相关性，符合球状星团形成是高强度恒星形成的自然结果的模型。
2019-09-12 astro-ph.GA
Metallicity field and selection effects in spatial distribution of the Galactic globular cluster system
利用目前的球状星团（GCs）的银河系的金属丰度的数据，把约束的距离银河系中心，$R_0$，被认为是前景。我们发现富金属和贫金属子系统的GC分别在金属丰度图中形成了一个棒状结构，其参数与银河系棒的参数非常接近。结果表明，存在一个酒吧内的富金属和贫金属的子系统的GC组件。条形GC可能是在已经存在的银河系条形内形成的，也可能是后来与条形共振锁定的。我们的结论是，大量的限制$R_0$值可以得到只有与非轴对称模型的GC金属丰度的空间分布与津贴的GC细分成子系统。我们发现了一个酒吧灭绝组件的证据，导致在银河酒吧的远侧和“后中央”地区的GC观测不完整。当从GC的空间分布确定$R_0$时，应考虑这种选择效应。
2013-11-05 astro-ph.GA
The Bimodal Absorption System Imaging Campaign (BASIC) I. A Dual Population of Low-metallicity Absorbers at z $<1$
双峰吸收系统成像活动（BASIC）的目的是在$z \lesssim 1$的23个类星体场中表征36个HI选择的部分莱曼极限系统（pLLS）和莱曼极限系统（LLS）样本的星系环境。这些pLLS/LLS提供了一个独特的吸收体样本，具有无偏和良好的约束金属丰度，使我们能够在$z<1$探索富含金属和低金属丰度的环星系介质（CGM）的起源。在这里，我们提出了凯克/KCWI和VLT/MUSE观测的11个这些类星体领域（19 pLLS），我们结合HST/ACS成像，以确定和表征的银河系相关的星系。我们发现了23个独特的吸收体相关星系，平均每个吸收体有一个相关星系。对于七个吸收体，所有的$<10\%$太阳金属丰度，我们没有发现关联的星系与$\log M_\star \gtrsim 9.0$内$ρ/R_{vir}$和$|Δv|/v_{esc} \le$ 1.5相对于吸收体。除了星系的恒星质量外，我们没有发现气体的金属丰度或HI柱密度与大多数星系性质之间有任何强相关性：低金属丰度（[X/H] $\le -1.4$）系统在$ρ/R_{vir} \le 1.5$中有一个含$\log M_\star \ge 9.0$的宿主星系的概率为$0.39^{+0.16}_{-0.15}$，而高金属丰度吸收体的概率为$0.78^{+0.10}_{-0.13}$。这意味着$z<1$中富含金属的pLLS/LLS通常与具有$…
2023-01-03 astro-ph.GA
Suppression of globular cluster formation in metal-poor gas clouds by Lyman-alpha radiation feedback
研究了Ly $α$辐射反馈对球状星团（GC）形成的影响.在这封信中，我们解析地推导了在Ly $α$辐射反馈下球形云中恒星形成效率（SFE）与金属丰度之间的关系。我们的模型表明，随着金属丰度的降低，SFE变小。在贫金属气体云中，Ly $α$光子被长时间捕获，并对气体施加强辐射力，导致恒星形成受到抑制。我们发现，在初始质量为$10^5~{\rm M}_\odot$，半径为5 pc的情况下，只有当金属丰度大于$\sim 10^{-2.5}~Z_{\odot}$时，才能形成束缚星团（SFE $\gtrsim$ 0.5）。我们的模型成功地再现了所观察到的GC金属丰度的下限。因此，我们认为，赖氨酸$α$辐射反馈可以理解GC的形成是必不可少的。
2018-01-31 astro-ph.GA
The Integrated Calcium II Triplet as a Metallicity Indicator: Comparisons with High Resolution [Fe/H] in M31 Globular Clusters
本文给出了M_（31）球状星团积分光谱中Ca Ⅱ近红外线（8498、8542和8662）的中等分辨率（R= 4，000 ~ 9，000）光谱。在个别恒星的钙II三重态（CaT）的痕迹恒星金属丰度，本文比较集成CaT的强度，以及确定，高精度[Fe/H]值从高分辨率的综合光谱。目标球状星团的金属丰度范围很广（[Fe/H] = -2.1 ~-0.2）。虽然大多数年龄超过10年，但有些可能是中间年龄（2-6年）。少数（3-6）有详细的丰度（例如低[Ca/Fe]），表明它们可能是从矮星系吸积而来的。使用各种测量和CaT强度的定义，证实了对于[Fe/H] < -0.4和2 Gyr以上的GC，积分CaT迹线簇[Fe/H]在约0.2 dex内，与年龄无关。富金属GC中的CaT线对附近的原子线（以及大多数富金属GC中的TiO分子线）非常敏感，这主要是由于连续区中的线覆盖。[Ca/Fe]比对贫金属GC中的综合CaT强度具有温和的影响。因此，集成的CaT可以安全地用于确定粗糙的金属丰度为遥远的，未解决的集群，只要注意到测量技术的限制。
2015-11-20 astro-ph.GA
From globular clusters to the disc: the dual life of our Galaxy
星系晕和盘状球状星团的星族可以作为银河系形成的原始时代的示踪物。在这项工作中，文献数据的球状星团年龄，化学丰度和结构参数进行了研究，明确集中在起源的年龄-金属丰度关系的球状星团已知分裂。当α-元素丰度，这是不太强烈的影响，内部轻元素扩散的球状星团（硅，钙），被认为是一个非常低的观测分散之间的贫金属集群观察。在[SiCa/Fe]~0.35 dex处观察到稳定期，分散度仅为0.05 dex，直至金属丰度约为-0.75 dex。在这个金属丰度区间中，只有少数贫金属簇存在低[SiCa/Fe]丰度。此外，富金属球状星团在[Fe/H]-0.75 dex附近的[α/Fe]对[Fe/H]平面上出现了一个拐点。因此，如果相当一部分的星系球状星团有一个外部的起源，他们必须主要形成的星系是足够大的，以确保高水平的[α/Fe]元素丰度，即使在中等金属丰度，或在低质量的矮星系由银河系吸积在其形成的早期阶段。最后，在贫金属的AMR分支的集群提出了反相关的[SiCa/Fe]与总集群的大小，而这是不是这种情况下，为富金属的分支集群。此外，这种缺乏微弱的高α集群在年轻的金属贫人口与所观察到的老的和更多的金属贫集群，可能反映了更高的异质性的形成环境在较低的金属丰度。高质量卫星的吸积，作为一个主要的贡献，目前的银河系球状星团系统中的金属贫和金属中间制度是兼容的意见。
2018-11-12 astro-ph.GA
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$E_{B-R} = 0.^{m}25 \pm0.^{m}02$。
2009-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The tidal remnant of an unusually metal-poor globular cluster
球状星团是宇宙中观测到的最古老的恒星结构。它们在大型星系中无处不在，被认为是强烈的恒星形成事件和结构分层的痕迹。对银河系中的球状星团和其他各种各样的星系的观测发现了“金属丰度底”的证据，即没有发现化学（“金属”）丰度低于太阳丰度的0.3%至0.4%的球状星团。这个金属丰度底的存在可能反映了幸存的球状星团形成的最小质量和最大红移，这两个组成部分都是理解宇宙质量积累的关键。在这里，我们报告测量从南恒星流光谱调查的空间薄，动态冷凤凰恒星流在银河系的晕。凤凰星流的性质与它是一个球状星团被潮汐破坏的残骸相一致。然而，其金属丰度（[Fe/H] = -2.7）大大低于经验金属丰度下限。因此，凤凰星流代表了迄今为止发现的最贫金属的球状星团的碎片，它的前身与本宇宙中现在的球状星团种群截然不同。它的存在意味着在金属丰度底以下的球状星团可能曾经存在，但在星系演化中被摧毁。
2020-07-29 astro-ph.GA
Cluster Ages to Reconstruct the Milky Way Assembly (CARMA). II. The age-metallicity relation of Gaia-Sausage-Enceladus globular clusters
Universidade de Vigo（维戈大学）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（博洛尼亚天文物理与空间科学研究所）；INAF – Osservatorio Astronomico di Roma（罗马天文台）；INAF – Osservatorio Astronomico di Abruzzo（阿布鲁佐天文台）；INFN - Sezione di Pisa, Universitá di Pisa（比萨大学及意大利国家核物理研究所比萨分部）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文学系）；Universidad de Granada（格拉纳达大学）
通过分析Gaia-Sausage-Enceladus合并事件中13个球状星团的年龄和金属丰度关系，发现存在两个球状星团形成时期，揭示了银河系组装过程中的周期性恒星形成事件。
2025-07-15 astro-ph.GA
New Constraints on Early-Type Galaxy Assembly from Spectroscopic Metallicities of Globular Clusters in M87
观测到的球状星团（GC）系统的特征，如金属丰度分布，通常被用来限制星系形成模型。然而，获得可靠的金属丰度值是特别困难的，因为我们有限的手段，以获得高质量的光谱河外GC。通常，“颜色-金属丰度关系”被调用来转换发光器获得光度测量到金属丰度，但没有共识，这些关系应该采取什么形式。本文利用多个光度数据集和铁金属度值，从应用全光谱恒星星族合成模型，深Keck/LRIS光谱的177个GC中心位于M87周围，以获得一个新的颜色-金属度关系。我们的新的关系与以前的关系在蓝色，我们提出的证据表明，M87关系不同于银河系GC，表明GC属性的环境依赖性。我们利用色-金属丰度关系导出了红、蓝GC的新的GC金属丰度-主星系光度关系，发现蓝GC的光度关系比以前的工作更浅，贫金属GC比以前的工作更富集，这可能表明，现在构成早期星晕的祖先卫星星系可能是早期星晕的起源星系。型星系的质量更大，形成时间比以前认为的要晚，或者贫金属GC的性质对它们现在的宿主依赖性更小，这表明它们有共同的起源。
2019-05-29 astro-ph.GA
APOGEE-2S Discovery of Light- and Heavy-Element Abundance Correlations in the Bulge Globular Cluster NGC 6380
我们推导出相对高金属丰度的球状星团球状星团NGC 6380中9颗恒星的丰度比。我们发现一个平均集群金属丰度之间的[Fe/H] $= -0.80$和$-0.73$，没有明确的证据，铁丰度的变化超出了观测误差。[N/Fe]丰度比强烈增强的恒星居住在星团中，并且与[C/Fe]反相关，这种趋势被认为是该星团中多人口现象的信号。我们检测到一个明显的内在的星-星传播（$\gtrsim 0.27$ dex）在慢中子捕获过程元素（S-元素）铈II。此外，[Ce/Fe]丰度比与[N/Fe]可能存在相关性，而与[Al/Fe]的相关性较弱。如果得到证实，NGC 6380可能是第一个检测到N-Ce相关性的高金属量球状星团。此外，这种相关性表明，铈也可能是一个涉及多人口现象的元素。目前，这种明显的N-Ce相关性在高金属丰度星系团的起源缺乏共识的解释。我们初步认为，它可以复制不同的渠道-低质量渐近巨星分支星在高金属度制度或快速旋转的大质量恒星（“自旋星”），由于旋转混合。它也可能是几次污染事件的累积效应，包括特殊恒星的出现。我们的研究结果应该指导恒星核合成模型，以了解其在相对高金属量的球状星团中明显的排他性的原因。
2021-09-06 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
Light element variations within the different age-metallicity populations in the nucleus of the Sagittarius dwarf
星团M54位于人马座矮球状星系的中心，因此可能是最接近核星团的例子。无论是原地恒星形成，螺旋形球状星团，或组合已被援引来解释各种各样的恒星子群的核星团。已知球状星团会表现出轻元素的变化，这可以用称为染色体图的光度结构来识别。在这封信中，我们创建了三个不同的年龄金属丰度亚群在附近的M54的染色体图谱。我们发现，老年人，金属贫人口显示轻元素变化的签名，而年轻和中年金属丰富的人口没有。我们的结论是人马座的核心是通过原位恒星形成和球状星团吸积的结合而形成的。这封信表明，正确构建的铁复合球状星团的染色体图可以提供洞察不同的恒星星族的形成位置。
2019-09-30 astro-ph.GA
Zwicky Transient Facility and Globular Clusters: The RR Lyrae gri-Band Period-Luminosity-Metallicity and Period-Wesenheit-Metallicity Relations
利用Zwicky瞬变观测站（ZTF）的时间序列观测资料，推导了球状星团RR型天琴座的周期-光度-金属丰度（PLZ）和周期-Wesenfeld-金属丰度（PWZ）关系。我们已经应用了各种选择标准来排除有问题或虚假光变曲线的RR Lyrics。这些选择标准利用关于每个光变曲线的数据点的数量、振幅、颜色和关于周期-光度和/或周期-韦森关系的残差的信息。由于混合，球状星团中的一些RR天琴座被发现是异常明亮的，并且它们的ZTF光变曲线振幅很小。我们用我们最终的~750 RR天琴座的46个球状星团的样本，覆盖了一个宽的金属丰度范围（-2.36 < [Fe/H] < -0.54 dex），导出了GRI带的PLZ和PWZ关系。此外，我们还推导出了周期颜色金属丰度（PCZ）和第一次，PQZ关系，其中Q指数是无反射的建设。我们已经比较了我们的各种关系的经验和理论的关系，在文献中，并发现了一个很好的协议与大多数研究。最后，我们将我们推导的PLZ关系应用于矮星系Crater II，发现它的真实距离模量应该大于最近的测定。
2022-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effect of Age and Stellar Model Choice on Globular Cluster Color-to-Metallicity Conversions
本文基于既有光谱校准研究，检验不同恒星模型与球状星团年龄假设对颜色-金属丰度转换关系的影响，发现模型差异虽明显，但对所得 GCS 金属丰度分布的净影响较小。
2024-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
