星团AgeS实验（CASE）：球状星团中的变星M4

集群AgeS实验（CASE）。球状星团M10场中的变星

The Cluster AgeS Experiment (CASE). Variable stars in the field of the globular cluster M10

球状星团M10（NGC 6254）的磁场在1998年至2015年期间被监测，以寻找变星。对40个变量或可能的变量导出了V -光变曲线，其中大部分是新的检测。在CASE项目中获得的自行表明，18个新发现的变星和14个以前已知的变星是星团的成员或可能的成员，包括一个RR型变星，三个II型造父变星，14个SX Phe型变星，一个接触双星和六个半规则红巨星。作为搜索的副产品，我们发现了一个由主序星组成的候选双星，其轨道周期为0.042 d。我们还证实了Shishkovsky等人（2018）暗示的红色离散星M10-VLA 1的光度变化，他们通过光谱发现了这个物体。在附录1中，我们表明CASE自行测量结果与从盖亚档案中检索到的结果非常一致，而附录2提供了属于M10的SX Phe星低频γ Doradus型振荡的证据。

集群AgeS实验（CASE）。VI。球状星团M55中两个分离食双星的分析

The Clusters AgeS Experiment (CASE). VI. Analysis of two detached eclipsing binaries in the Globular Cluster M55

本文分析了球状星团M55中的两颗食双星V44和V54。对于V54，我们获得了以下绝对参数：主要的$M_p=0.726\pm 0.015\,M_\odot$、$R_p=1.006\pm 0.009\,R_\odot$、$L_p=1.38\pm 0.07\,L_\odot$，次要的$M_s=0.555\pm 0.008\,M_\odot$、$R_s=0.528\pm 0.005\,R_\odot$、$L_s=0.16\pm0.01\,L_\odot$。V54的年龄和视距离模量估计分别为13.3 - 14.7 Gyr和$13.94\pm0.05$等。这个年龄比我们从47 Tuc和M4的双星系统分析中得出的年龄大得多。由于V44的次级在光域中很弱，因此只能得到该系统各分量的质量函数和相关参数。然而，有一个很好的机会，二次的速度曲线可以从近红外光谱。由于V44的原生代比V54进化得更快，因此这些数据将对M55的年龄和距离施加更严格的限制。

集群AgeS实验（CASE）。球状星团NGC 3201视场中的变星

The Clusters AgeS Experiment (CASE). Variable stars in the field of the globular cluster NGC 3201

在1998年至2009年期间，为了寻找变星，对球状星团NGC 3201的磁场进行了监测。$BV$光变曲线获得了152个周期或可能的周期变量，其中57个是新的检测。37个新检测到的变量是集群的自行成员。其中我们发现了7个分离或半分离的食双星，4个接触双星和8个SX Phe双星。其中四颗食双星位于转折区，一颗在主序带的下部，其余两颗则位于次巨星分支的上方。两个接触系统是蓝离散星，另外两个位于关闭区域。在蓝离散星区域，总共发现了266个天体，其中140个是NGC 3201的自行（PM）成员，另外19个是场星。剩下的78个我们没有PM数据的天体位于星团中心的半光半径内，其中大多数可能是真正的蓝色离散星。在我们的视野中有四个变星被发现与X射线源一致：三颗色球活跃星和一颗红移为$z\approx0.5$的类星体。

太阳丰度低对球状星团年龄的影响

Impact of the low solar abundance on the ages of globular clusters

本文介绍了Asplund及其合作者（2004）关于低太阳丰度对基于等时线拟合的最古老星团年龄的影响的研究结果。我们已经建立了新的恒星模型和相应的等时线使用这种新的太阳混合适当的太阳校准。我们发现使用Asplund et al.（2004）的金属丰度会导致银河系中老球状星团的典型年龄大约增加10%。虽然这可能看起来很小，但它对解释银河系球状星团的形成时代有重要影响。Asplund等人（2004）的丰度可能不一定会威胁到目前的和谐宇宙学，但会表明银河系球状星团在再电离之前和主星系体开始形成之前形成。这与目前对星系形成的理解形成对比。

探索大麦云早期团簇形成的性质和同步性：II。六个古老球状星团的相对年龄和距离

Exploring the nature and synchronicity of early cluster formation in the Large Magellanic Cloud: II. Relative ages and distances for six ancient globular clusters

我们分析了哈勃太空望远镜在第23周期的GO-14164计划中观测到的大麦云星云中的六个球状星团。这是对大麦哲伦星系球状星团的最深入观测;它们的一致性有助于与银河系中的球状星团进行精确的比较。测量主序转折点相对于银河系球状星团模板的星等，可以确定星团的相对年龄，平均精度为8.4%，单个天体的精度可降至6%。我们发现，我们的LMC集群合奏的平均年龄是相同的银河系晕中最古老的贫金属集群的平均年龄为0.2 $\pm$ 0.4 Gyr。这提供了最敏感的测试日期的同步性最早的时代球状星团形成在两个独立的星系。水平分支的星等和次矮星拟合的主要序列，使我们能够确定每个集群的距离估计，并检查它们的几何分布在LMC。使用两种不同的方法，我们发现到LMC的平均距离为18.52 $\pm$ 0.05。

哈勃太空望远镜对银河系球状星团的UV遗产调查。XX。七个球状星团中单个和多个恒星星族的年龄

The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. XX. Ages of single and multiple stellar populations in seven bulge globular clusters

在目前的工作中，我们分析了七个球状星团从他们的位置在银河系的隆起和金属丰度值的范围$-1.30\lesssim\rm{[Fe/H]}\lesssim-0.50$。本工作的目的是首先推导出假设单个恒星星族的星团年龄，其次，从主序、亚巨星和红巨星分支中识别出第一代（1G）和第二代（2G）恒星，并推导出它们的年龄差。基于紫外滤光片和光学滤光片的组合，我们应用高斯混合模型来区分多个恒星星族。应用统计等时线拟合，我们得到自洽的年龄，距离，金属丰度，和红化值的样本集群。$12.3\pm0.4$ Gyr的平均值都是使用Dartmouth和BaSTI（考虑原子扩散效应）等时线得到的，除了NGC 6717和内晕NGC 6362具有$\sim 13.5$ Gyr之外，在中等贫金属和更富金属的凸起星系团之间没有明显的区别。我们得出了一个加权平均年龄差异的多个人口主办的每个球状星团的$41\pm170$ Myr采用典型的他的丰度，而较高的他在2G恒星，这种差异减少到$17\pm170$ Myr，但与个人的不确定性$500$ Myr。

集群AgeS实验（CASE）。球状星团M55中的变星

The Cluster AgeS Experiment (CASE). Variable Stars in the Globular Cluster M55

本文报道了位于球状星团M55中心的55颗变星的时间序列测光。样本包括28个新发现的天体，其中13个是食双星。其中三个是独立的系统，位于星系团颜色-星等图上的关闭区域。其中两个是自行（PM）的M55成员，是一个详细的后续研究，旨在确定集群的年龄和距离的优秀候选人。其他的分离双星位于星团主序的未演化部分。大多数变星都是星团中的蓝离散星。这组包括35颗SX Phe星，两颗接触双星和一颗半分离双星。V60是一个低质量、短周期的大陵五，其洛希叶充满了质量较小、温度较低的成分。质量较大的部分是SX Phe变星。V60的轨道周期以dP/P = 3.0E-9的速率增加。除了众多的变量蓝色离散，我们还报告了两个红色离散显示周期性变化的检测。这两个人都是M55的成员。我们注意到并讨论了在M55和NGC 6752中未演化的主序星之间观测到的接触双星的缺乏。这种明显的缺乏支持了一个演化模型，在这个模型中，接触双星的形成是由主序星关闭时的恒星演化触发的。

集群AgeS实验（CASE）。球状星团M22场中的变星

The Cluster AgeS Experiment (CASE). Variable stars in the field of the globular cluster M22

球状星团M22（NGC 6656）的磁场在2000年至2008年期间被监测，以寻找变星。$BV$光变曲线，获得了359个周期性的，可能的周期性的，长期的变量，其中238个是新的检测。39个新发现的变星和63个已知的变星是星团的成员或可能成员，包括20个SX Phe，10个RRab和16个RRc型变星，1个BL Her型变星，21个接触双星和9个分离或半分离食双星。其中最有趣的是V112 -一颗明亮的多模式SX Phe双星，V125 -一颗位于蓝色水平分支上的$β$天琴座型双星，V129 -一颗蓝/黄离散星，具有类似于W UMa的光变曲线，位于极端水平分支和红巨星分支之间，和V134 -具有$P=2.33$ d和接近正弦光变曲线的极端水平分支物体;它们都是星团的自行（PM）成员。在非成员中，发现了一颗$P=2.83$ d的分离食双星，其中有一颗$δ$ Sct型变星，以及一颗特殊的$P=0.93$ d双星，它具有椭球调制，并且在正弦曲线的一个下降肩部中间有狭窄的极小值。我们还收集了大量的新数据，以前已知的变量，特别是我们修订的统计发生的Blazhko效应的RR七弦琴型变量的M22。

三个古老的晕次巨星：精确的视差、成分、年龄和对球状星团的影响

Three Ancient Halo Subgiants: Precise Parallaxes, Compositions, Ages, and Implications for Globular Clusters

最古老恒星的最精确年龄是那些附近的晕次巨星，因为它们几乎完全依赖于测量的弛豫和绝对氧丰度。在这项研究中，我们使用哈勃太空望远镜上的精细制导传感器来确定星族II亚巨星HD 84937、HD 132475和HD 140283的三角视差，精度为2.1%或更高。高质量的光谱已被用来获得它们的表面丰度的O，Fe，Mg，Si，和Ca，这是假定为0.1 - 0.15德克斯小于其初始丰度由于扩散的影响。将等时线与$(\log\,T_{\rm eff}, M_V)$图上的三颗次巨星进行比较，依次得出HD 84937、HD 132475和HD 140283的年龄分别为$12.08 \pm 0.14, 12.56 \pm 0.46$和$14.27 \pm 0.38$ Gyr，其中每个误差条只包括视差不确定性。总的不确定度估计为$\sim\pm 0.8$ Gyr（在接近关闭的恒星HD 84937的情况下更大）。虽然HD 140283的年龄比宇宙微波背景辐射$\sim$ 0.4 - 0.5 Gyr的年龄大，但这种差异是在$< 1\,σ$的水平上。然而，第一颗星族II恒星显然是在大爆炸后不久形成的。（忽略扩散过程的恒星模型似乎被排除在外，因为它们预测HD 140283是比宇宙更古老的$\sim 1.5$ Gyr。晕场亚巨星似乎比金属丰度相似的球状星团更老：如果假设距离接近天琴座RR标准烛光所暗示的距离，M92…

球状星团年龄测定的新方法：棕矮星冷却序列

New Way to Date Globular Clusters: Brown Dwarf Cooling Sequences

利用詹姆斯·韦伯空间望远镜的多波段成像数据，提出一种基于似然的直方图自由方法，通过棕矮星冷却行为测定球状星团年龄，有效降低系统误差，提升年龄测定精度。

Relative Ages of Nine Inner Milky Way Globular Clusters from Proper Motion Cleaned Color-Magnitude Diagrams

Our picture of the age-metallicity relation for Milky Way globular clusters (MWGCs) is still highly incomplete, and the majority of MWGCs lack self-consistent age measurements. Here, we exploit deep, homogenous multi-epoch Hubble Space Telescope (HST) imaging of nine MWGCs located towards the inner Milky Way to measure their relative ages, in most cases for the first time. Our relative age measurements are designed to be directly comparable to the large set of MWGC ages presented by VandenBerg et al. (2013, V13), using identical filters, evolutionary models, and bolometric corrections, extende…

高分辨率积分光光谱学的球状星团丰度。III。大麦云云：Fe和年龄

Globular Cluster Abundances from High-Resolution, Integrated-Light Spectroscopy. III. The Large Magellanic Cloud: Fe and Ages

在本文中，我们改进了我们的方法的高分辨率光谱的积分光的未解决的球状星团（GC）的丰度分析。这种方法以前被证明用于分析旧的（$>$ 10 Gyr）银河系GC。在这里，我们使用的训练集的9个GC在大麦云（LMC）的年轻的集群扩展的技术。根据数据的信噪比，我们使用每个星团20-100条Fe线成功地将老星团的年龄限制在$\sim$ 5 Gyr范围内，将$\sim$ 2 Gyr星团的年龄限制在1-2 Gyr范围内，将最年轻的星团（0.05-1 Gyr）的年龄限制在$\sim$ 2亿年的范围内。我们还表明，我们可以测量[Fe/H]在任何年龄小于12 Gyrs的集群与类似的或只有稍大的不确定性（0.1-0.25德克斯）比老银河系GC（0.1德克斯），稍大的不确定性是由于快速演化的恒星星族在这些年龄。在本文中，我们只提出了铁的丰度和年龄。在本系列的下一篇文章中，我们将对我们能够测量丰度的$\sim 20$元素进行完整的分析。对于这个样本中的几个星团，在文献中没有来自单个成员星的高分辨率丰度;我们的结果是第一个详细的化学丰度。本文中使用的光谱是在Las Campanas用杜邦望远镜上的阶梯光栅和麦哲伦粘土望远镜上的MIKE摄谱仪获得的。

冷却棕矮星的球状星团绝对年龄

Globular cluster absolute ages from cooling brown dwarfs

球状星团是我们银河系中最古老的恒星聚集体，可以成为测试从恒星演化到宇宙学理论的有用实验室。本文提出了一种利用棕矮星的观测资料估算球状星团绝对年龄的新方法。在主序末端和褐矮星区域之间的过渡区域，其特征是缺乏作为星等函数的天体。最亮的冷却棕矮星很容易通过颜色-星等图中的密度增加来识别，因为你的星等变暗，这些最亮的棕矮星随着年龄的增长而变暗。通过识别最亮的棕矮星，就有可能在1 Gyr的精度内确定球状星团的年龄，并具有4 σ的置信度。这种新方法独立于目前的年龄估计方法，也不依赖于星团与地球距离的知识，由于詹姆斯韦伯太空望远镜的高空间分辨率和令人难以置信的红外灵敏度，这种方法将变得可行。

球状星团距离模量、氦和金属丰度以及年龄与它们的RR天琴座和不变水平分支星的约束。III。M55和NGC 6362

Constraints on the Distance Moduli, Helium and Metal Abundances, and Ages of Globular Clusters From Their RR Lyrae and Non-Variable Horizontal-Branch Stars. III. M55 and NGC 6362

M55（NGC 6809）和NGC 6362是为数不多的球状星团，它们的质量和半径已经被高精度地推导出来。它们还包含RR Lyrics变量，连同其不可变的水平分支（HB）人口，提供严格的限制集群reddenings和距离模量，通过适合恒星模型，其脉动和演化特性。可靠的（m-M）_V估计可得到精度相当的双星M_V和M_bol值，因为适用于它们的V波段辐射热改正对有效温度（T_eff）和[Fe/H]的依赖性很弱。由二元质量-M_V关系导出的化学丰度与光谱测定结果无关。双星的温度，这是直接从它们的光度和测量的半径计算，完全排除了低T_eff标度，已被确定为缺乏金属的恒星在最近的光谱和干涉研究。如果[α/Fe] = 0.4和[O/Fe] = 0.5 +/- 0.1，我们发现M55的（m-M）_V = 13.95 +/- 0.05，[Fe/H] = -1.85 +/- 0.1，年龄为12.9 +/- 0.8 Gyr，而NGC 6362的（m-M）_V = 14.56 +/- 0.05，[Fe/H] = -0.90 +/- 0.1，年龄为12.4 +/- 0.8 Gyr。NGC 6362的HB显示了多个恒星星族的明确证据。简要讨论了来自天琴座RR标准烛光和来自本地次矮星（带有盖亚DR 2视差）的约束。

球状星团与它们的RR天琴座和非变星水平支恒星的距离模量、氦和金属丰度以及年龄的约束。I. M3、M15和M92

Constraints on the Distance Moduli, Helium and Metal Abundances, and Ages of Globular Clusters from their RR Lyrae and Non-Variable Horizontal-Branch Stars. I. M3, M15, and M92

最新的等时线，零年龄水平分支（ZAHB）的轨迹，和核心氦燃烧的恒星的演化轨迹被应用到M3，M15和M92的颜色-星等图（CMD），特别是集中在RR天琴座人口。ab型和c型变星的周期是用最新的理论校准的log P_ab和log P_c作为光度、质量、有效温度和金属丰度的函数计算的。我们的模型一般能够重现测量周期，以及在恒星的脉动周期所依赖的属性所暗示的不确定性，以及平均周期和集群到集群的差异，<P_ab><P_c>并假设良好的支持值的E（B-V），（m-M）_V，和[Fe/H]。虽然M3中的许多RR天琴座靠近相同的ZAHB，适合蓝色或红色的最暗的HB星，但M92变星都是在不稳定带蓝色一侧的ZAHB位置显着演化的恒星。M15似乎包含与M92相似的HB星，以及后者不存在的额外的氦增强星，这些星组成了它的大部分RR天琴座星。M15中的大量变量以及M15和M92中观测值的相似性<P_ab><P_c>可以通过HB模型来解释，该模型允许Y的变化。这三个星团的年龄相似（约12.5 Gyr），比场晕亚巨星HD 140283年轻得多。我们的分析表明，恒星模型，考虑扩散过程的偏好。

聚类年龄实验（CASE）。VII。球状星团NGC 6362中两个食双星的分析

The cluster ages experiment (CASE). VII. Analysis of two eclipsing binaries in the globular cluster NGC 6362

我们利用对球状星团NGC 6362中分离的食双星V40和V41的测光和分光观测，推导出其组成星的质量、半径和光度。这两个系统的轨道周期分别为5.30和17.89 d。V40和V41的主要和次要组分（$M_p$、$M_s$）的实测质量分别为（0.8337 $\pm$ 0.0063，0.7947 $\pm$ 0.0048）M $_\odot$和（0.8215 $\pm$ 0.0058，0.7280 $\pm$ 0.0047）M $_\odot$。V40的实测半径（$R_p$，$R_s$）为（1.3253 $\pm$ 0.0075，0.997 $\pm$ 0.013）R $_\odot$，V41的实测半径为（1.0739 $\pm$ 0.0048，0.7307 $\pm$ 0.0046）R $_\odot$。根据得到的光度值，我们发现该星系团的距离模为14.74 $\pm$ 0.04等，与CMD拟合得到的14.72等一致.在质量-半径图和质量-光度图中，我们将组分星的绝对参数与理论等时线进行了比较。假设丰度[Fe/H] =-1.07，[ $α$ /Fe] = 0.4，Y = 0.25，我们发现V40的最可能年龄为11.7 $\pm$ 0.2 Gyr，与CMD拟合得到的星团年龄（12.5 $\pm$ 0.5 Gyr）一致。V41似乎比V40年轻得多。如果得到独立证实，这一结果将表明V41属…

膨胀球状星团NGC 6522和NGC 6626（M28）的年龄

Ages of the Bulge globular clusters NGC 6522 and NGC 6626 (M28) from HST Proper-motion-cleaned Color-Magnitude Diagrams

金属丰度[Fe/H] <~ -1.0和蓝色水平分支的凸出球状星团（GC）是银河系中最古老种群的候选者。在分析滤波器F435 W和F625 W的HST自行清洗色星等图的基础上，我们确定了老的核球球状星团NGC 6522和NGC 6626（M28）的物理参数。我们将这些结果与内晕星系团NGC 6362的类似数据进行了比较。这些团簇具有相似的金属丰度（-1.3 <= [Fe/H] <= -1.0），由高分辨率光谱获得。我们得出的年龄，距离模量，和红化值的统计比较观察到的和合成的基准线采用似然统计和马尔可夫链蒙特卡罗方法。合成基准线是使用α增强的BaSTI和达特茅斯恒星演化模型生成的，采用了典型的（Y ~ 0.25）和增强的（Y~ 0.30-0.33）氦丰度。RR型天琴座星被用来确定HB星等水平，提供了一个独立的指标来限制视距离模量和氦增强。观测到的基准线的形状可能与NGC 6522和NGC 6626的一些氦增强相一致，但是天琴座RR型恒星的平均星等倾向于排除这种假设。假设正则氦丰度，BaSTI和达特茅斯模型表明，这三个星团都是同时代的，年龄在~ 12.5和13.0 Gyr之间。目前的研究还表明，NGC 6522至少有两个恒星星族，因为它的CMD显示了一个非常宽的亚巨星分支，第一代和第二代分别为14% +/- 2%和86% +/- 5%。

天性与教养：银河系内原生和吸积球状星团的动力学年龄

Nature and nurture: the dynamical ages of in situ and accreted globular clusters in the Milky Way

利用Gaia数据，通过动力学年龄统计发现银河系中吸积球状星团比原生星团更年轻，并支持低能球状星团早期吸积假说。

聚类年龄实验（CASE）。球状星团M4中三个食双星的分析

The cluster ages experiment (CASE). V. Analysis of three eclipsing binaries in the globular cluster M4

本文利用对球状星团M4场中食双星V65、V66和V69的测光和分光观测，导出了它们的质量、半径和光度。这些系统的轨道周期分别为2.29、8.11和48.19 d。V65的一次和二次分量（Mp和Ms）的测量质量分别为0.8035 ± 0.0086和0.6050 ± 0.0044 Msun，V66的测量质量分别为0.7842 ± 0.0045和0.7443 ± 0.0042 Msun，V69的测量质量分别为0.7665 ± 0.0053和0.7278 ± 0.0048 Msun。测量的半径（Rp和Rs）对于V66为1.147 ± 0.010和0.6110 ± 0.0092 Rsun，对于V66为0.9347 ± 0.0048和0.8298 ± 0.0053 Rsun，对于V69为0.8655 ± 0.0097和0.8074 ± 0.0080 Rsun。V65和V66的轨道是圆形的，而V69的离心率为0.38。基于系统速度和相对自行，我们表明，所有这三个系统的集群的成员。我们发现到M4的距离是1.82+-0.04 kpc -与最近基于完全不同方法的估计非常一致。我们比较了V66和V69的绝对参数与质量-半径和质量-光度图中的两组理论等时线，并在假定[Fe/H] =-1.20，[alpha/Fe] = 0.4，Y = 0.25的条件下，发现M4的最可能年龄在11.2 ~ 11.3 Gyr之…

三个球状星团的动力学年龄经验测量及关于动力学时钟使用的一些考量

Empirical measurement of the dynamical ages of three globular clusters and some considerations on the use of the dynamical clock

研究使用“动力学时钟”测量了三个银河系球状星团的动力学演化水平，通过 $A^+_{rh}$ 参数量化蓝离散星的中心聚集程度，证明该方法可作为不同星系环境中星团动力学年龄的可靠示踪器。

利用主序膝（鞍）点测量球状星团年龄

On the use of the main sequence knee (saddle) to measure globular cluster ages

在本文中，我们回顾了所谓的主序列膝关节（MS膝关节），在颜色-幅度图（CMD）中发生在MS的低质量端的功能的操作定义。这个功能的大小预测是独立于年龄在固定的化学成分。基于这个原因，它相对于MS截止点（MS-TO）的星等差异被认为是估计球状星团（GC）绝对年龄的一种可能的诊断方法。我们首先证明，目前在文献中采用的MS-膝关节的操作定义是指MS的拐点（我们在这里更恰当地命名为MS鞍），一个功能，这是很好地区别于膝盖，不能用作其代理。MS-膝关节仅在近红外CMD中可见，而MS-鞍形也可以在光学NIR CMD中检测到。通过使用不同的等时线，我们证明了MS膝的绝对星等从一个模型到另一个模型的变化为十分之几，从而表明目前恒星模型可能无法捕获方法中的全部系统误差。我们还表明，虽然MS鞍的绝对幅度几乎是一致的，在不同的模型，它有一个系统的依赖于所采用的颜色组合，这是没有预测的恒星模型。因此，它不能作为确定绝对年龄的可靠参考。此外，当适当考虑统计和系统不确定性时，MS-TO和MS鞍之间的幅度差异并不能提供比MS拟合等其他方法更好的准确性的绝对年龄。

集群AgeS实验（CASE）。IV。球状星团47 Tuc中双星V69的分析

The Clusters AgeS Experiment (CASE). IV. Analysis of the Eclipsing Binary V69 in the Globular Cluster 47 Tuc

我们使用的食双星V69-47 Tuc的光度和光谱观测推导出的质量，半径和光度的组成恒星。根据测量的系统速度、距离和自行，该系统是球状星团47 Tuc的成员。该系统的轨道周期为29.5 d，轨道稍微偏心，e=0.056。我们得到初级太阳的Mp=0.8762 +-0.0048 M（Sun），Rp=1.3148 +-0.0051 R（Sun），Lp=1.94 +-0.21 L（Sun）;次级太阳的Ms=0.8588 +-0.0060 M（Sun），Rs=1.1616 +-0.0062 R（Sun），Ls=1.53 +-0.17 L（Sun）。V69的这些组成部分是第一个直接推导出质量和半径的星族II恒星，精确度优于1%。我们测量了（m-M）v=13.35 +-0.08到V69的表观距离模量。我们将V69的绝对参数与五套恒星演化模型进行了比较，并利用质量-光度-年龄、质量-半径-年龄和关闭质量-年龄关系估算了V69的年龄。组成恒星的质量、半径和光度都已经确定得足够好，因此年龄的测量主要取决于演化模型之间的系统差异，特别是所采用的氦丰度。通过将观测结果与达特茅斯模型等时线进行比较，我们估计V69的年龄为11.25 +- 0.21（随机）+- 0.85（系统）Gyr，假设[Fe/H]=-0.70，[alpha/Fe]=0.4，Y=0.255。当获得该变星的红外日食测光时，可以进一步改进到V69…

集群年龄实验（CASE）。VIII。从两个分离双星的分析看球状星团47 Tuc的年龄和距离

The Cluster Ages Experiment (CASE). VIII. Age and Distance of the Globular Cluster 47 Tuc from the Analysis of Two Detached Eclipsing Binaries

我们利用测光和光谱观测的食双星E32在球状星团47 Tuc推导出的质量，半径和光度的组成部分的恒星。该系统的轨道周期为40.9 d，是一个明显的偏心轨道，e = 0.24，并且被证明是该星团的成员或最近的逃逸者。我们得到了初级的Mp = 0.862（5）Msun，Rp = 1.183（3）Rsun，Lp = 1.65（5）Lsun和次级的Ms = 0.827（5）Msun，Rs = 1.004（4）Rsun，Ls = 1.14（4）Lsun。基于这些数据和早期的分析，在47 Tuc的二进制V69，我们测量的距离从距离模数的组成恒星的集群，并独立地，从颜色表面亮度校准。我们分别获得4.55（3）和4.50（7）kpc-值与最近基于Gaia DR 2松弛的估计值在1 sigma内兼容。通过比较这两个双星的M-R图和47 Tuc与Dartmouth模型等时线的色星等图，我们估计该星团的年龄为12.0 pm 0.5 Gyr，氦丰度为Y约0.25。

用IR色幅图约束球状星团年龄解算

Constraining Globular Cluster Age Uncertainties Using the IR Color-Magnitude Diagram

银河系球状星团是确定最古老恒星星族年龄和测量恒星色-星等关系的主要实验室。在红外色星等图（CMD）中，恒星主序星（MS）由于M矮星的不透明度效应而呈现出一个“扭结”，使得质量较低和温度较低的矮星在红外色基线上变得更蓝。这种诊断提供了一个新的机会来模拟GC CMD，并减少集群属性的不确定性（例如，衍生年龄）。在这种情况下，我们分析了哈勃太空望远镜宽视场相机3红外档案观测的四个GC-47 Tuc，M4，NGC 2808和NGC 6752-其中的数据是足够深的充分采样的低质量MS，达到至少2等以下的“扭结”。我们推导出每个集群的基准线，并将它们与大范围参数空间内的等时线网格进行比较，允许年龄，金属丰度，距离和红化在合理的选定范围内变化。四个星团的年龄分别为11.6、11.5、11.2和12.1 Gyr，其随机不确定度为σ~ 0.7 - 1.1 Gyr。我们的研究结果表明，近红外MS“扭结”，结合MS关闭，提供了一个有价值的工具来测量GC年龄，并提供了一个有前途的机会，推动绝对年龄的GC亚陀螺精度与下一代红外望远镜，如詹姆斯韦伯太空望远镜和宽视场红外巡天望远镜。

球状星团与它们的RR天琴座和不变水平分支恒星的距离模量、氦和金属丰度以及年龄的约束。II。47 Tuc、M3和M13中的多个恒星星族

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）.

四个外晕球状星团中的蓝离散星星族

The central Blue Straggler population in four outer-halo globular clusters

利用HST/WFPC 2观测数据，我们对球状星团AM 1、波江座、Palomar 3和Palomar 4中心区域的蓝离散星（BSS）种群进行了比较研究。位于距离银河系中心RGC > 50 kpc的位置，它们（连同Palomar 14和NGC 2419）是光环中最遥远的星团。我们确定它们的色星等图和重心。这四个星团的年龄相似（10.5-11 Gyr），明显小于内晕球状星团的年龄，金属丰度也相似。通过利用宽场地面数据，我们建立了最广泛的径向密度分布，从解决这些系统的恒星计数。这些是很好地再现各向同性国王模型的相对较低的浓度。在所有球状星团中，BSS似乎比红巨星更集中地分离，这与估计的核心和半质量弛豫时间小于星团年龄一致。假设这是一个大规模分离的标志，我们得出结论，AM 1和波江座比AM3和AM4在动态上进化得更快。

球状星团中的多种群。从Milky Way球状星团获得的经验

Multiple populations in globular clusters. Lessons learned from the Milky Way globular clusters

近年来对球状星团的研究表明，球状星团不是简单的恒星星族，而是由多个世代组成的。证据来自光度学和光谱学。一个新的范例是形成大质量的星团，其中包括几个情节的恒星形成。虽然这为球状星团的几个特征提供了解释，包括第二个参数问题，但它也为球状星团和我们银河系的晕之间的关系开辟了新的视角，并通过扩展所有具有高特定频率的球状星团的种群，例如，巨大的椭圆星系我们回顾了这方面的进展，重点是最近的研究。有几点仍有待正确理解，特别是关于在星团中产生丰度模式的污染物的性质和典型的时间尺度，这种现象活跃的星团质量范围，以及球状星团和我们银河系其他卫星之间的关系。

22个GC绝对年龄和距离的Monte Carlo主序列拟合

Absolute Ages and Distances of 22 GCs using Monte Carlo Main-Sequence Fitting

最近的盖亚数据发布1的恒星弛豫提供了充足的机会，找到金属贫主序星与精确的弛豫。我们选择了21个这样的恒星，视差不确定性优于$σ_π/π\leq0.10$和准确的丰度测定适合于测试贫金属恒星演化模型和确定银河系球状星团的距离。考虑到模型构造参数的不确定性，使用蒙特卡罗分析生成恒星模型和等时线，以适应校准恒星。然后用最适合校准星的等时线确定了22个金属丰度在-2.4 dex到-0.7 dex之间的球状星团的距离和年龄。我们发现的平均不确定度为0.15等和绝对年龄范围从10.8 - 13.6 Gyr的平均不确定度为1.6 Gyr的距离。使用文献自行数据，我们计算轨道的集群发现六个居住在银河系盘/凸起，而其余的被认为是晕集群。我们没有发现有力的证据年龄和银心距之间的关系，但我们确实发现了一个减少的年龄-[Fe/H]关系。

食双星的相对演化：测量球状星团年龄和He丰度的工具

Relative evolution of eclipsing binaries: A tool to measure globular cluster ages and He abundances

本研究提出利用分离食双星的差分测量方法，更稳健且更少依赖模型地约束球状星团的He丰度和年龄，并以47 Tuc中的V69双星验证了该方法的有效性。

用合成积分光谱合成球状星团的NLTE恒星星族I：构造IL光谱

NLTE Stellar Population Synthesis of Globular Clusters using Synthetic Integrated Light Spectra I: Constructing the IL Spectra

我们对McWilliam & Bernstein（2008）的球状星团星族合成方法进行了研究，重点讨论了NLTE模型效应和CMD离散化的影响。用两种不同的离散化方法和三种不同程度的NLTE处理，对96个合成积分光谱产生了Johnson-Bessel U-B，B-V，V-I和J-K颜色。这些颜色值用于比较NLTE和LTE推导的人群年龄。测量了不同光谱类型对不同波段的积分光谱的相对贡献。集成光NLTE光谱被证明是更明亮的UV和光学比LTE光谱，但在IR中显示更强的吸收功能。显示NLTE和LTE集成光光谱之间的差异的主要功能可能是由于轻金属，主要是Fe I，Ca I，和Ti I，以及TiO分子带。主序星被证明有可以忽略不计的NLTE的影响，在红外波长相比，更先进的恒星。光度颜色值的CMD离散化的功能，在毫米级的变化。对上部主层序和岔道、红巨星分支的底部和水平分支进行更精细的CMD采样可以最大限度地减少这种变化。从LTE和NLTE IL光谱得出的年龄差异范围为0.55至2.54 Gyr，与从颜色指数得出的GC年龄的不确定性相当，其观测不确定性为0.01星等，这是Harris星表的极限精度（Harris 1996）。

高金属量球状星团和疏散星团中的CN变化

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。

在Milky Way之外的蓝色离散星。IV。径向分布和动力学含义

Blue straggler stars beyond the Milky Way. IV. Radial distributions and dynamical implications

蓝离散星被认为是测量银河系球状星团动力学状态的有力指标。在这里，我们第一次检查，如果这个框架的蓝色掉队星作为动力钟，这是专门为银河系球状星团，也可能持有年轻的球状星团在大麦云。利用哈勃太空望远镜的观测资料，我们研究了7个年龄在7亿年到7 Gyr之间的大麦云星团。我们确认，我们的样本集群是一致的经验相关性先前得出的银河系球状星团，在一个适度的公差。我们建议，要进一步研究，如果蓝掉队星可以测量其主机集群的动态状态在一个扩展的范围内的动态年龄，需要更多的研究动态老麦哲伦星云团。我们讨论了我们的结果在其中心，无量纲国王潜力，以及初始保留分数的黑洞的物理意义。

命运多舛的星团：单个恒星的星震学年龄与其宿主星团年龄存在矛盾

Star-crossed Clusters: Asteroseismic Ages for Individual Stars are in Tension with the Ages of their Host Clusters

该研究通过元分析发现，NGC 6819等多个星团中单个恒星的星震学年龄与星团整体基于等时线的年龄存在显著矛盾，其离散度远超已知不确定度，推测需考虑双星过程或额外校正来解决这一问题。

早期型星系持续高恒星形成率的化学证据：NGC 5128球状星团的高[Ca/Fe]

Chemical Abundance Evidence of Enduring High Star Formation Rates in an Early Type Galaxy: High [Ca/Fe] in NGC 5128 Globular Clusters

我们目前的[Fe/H]，年龄和Ca丰度的初始样品的10个球状星团在NGC 5128获得高分辨率，高信噪比阶梯光谱的积分光。所有的丰度和年龄是使用我们原来的高分辨率积分光丰度分析的球状星团的技术。簇的[Fe/H]范围在-1.6至-0.2之间。在该样品中，[Fe/H]<-0.4的簇的平均[Ca/Fe]为+0.37 $\pm$ 0.07，而在我们的MW和M31 GC样品中的平均[Ca/Fe]分别为+0.29 $\pm$ 0.09和+0.24 $\pm$ 0.10。这可能意味着NGC 5128的化学富集历史比银河系或M31更快。这个样本提供了NGC 5128化学历史的第一个定量图像，可以直接与银河系的化学历史进行比较。这里提供的数据是用麦哲伦粘土望远镜上的MIKE中阶梯光谱仪获得的。

Dark Matter Effects on Stellar Populations in Globular Clusters

According to the classical view of globular clusters, stars inside globular clusters are evolved from the same giant molecular cloud. Then their stars' chemical compositions must be the same. But recent photometric and spectroscopic studies of globular clusters reveal the presence of more-than-one stellar populations inside globular clusters. This finding challenges our classical view of globular clusters. In this work, we investigated the possibility of solving multiple stellar populations problem in globular clusters using dark matter assumptions. We showed that the presence of dark matter i…