The global mass functions of 35 Galactic globular clusters: I. Observational data and correlations with cluster parameters
通过比较深哈勃空间望远镜测光和合适的多质量动力学模型，我们导出了35个银河系球状星团的整体质量函数。对于一个子集的29个集群与可用的径向速度信息，我们也能够确定动力学参数，质光比和质量分数的黑暗遗迹。导出的整体质量函数在质量范围$0.2 < m/M_\odot < 0.8$内用单次幂律描述，质量函数斜率为$α>-1$。演化程度较低的星系团显示出偏离单次幂定律的现象，这表明它们的质量分布的原始形状不是幂定律。我们发现一个紧密的联系，今天的质量函数的斜率和半质量弛豫时间，这可以理解，如果集群开始从同一个普遍的IMF和内部动力学演化是主要的驱动力，在塑造今天的质量函数。或者，IMF的差异与当今的半质量弛豫时间需要解释所观察到的相关性。我们的星团质量函数斜率范围很大，这意味着大多数球状星团都是动态高度演化的，这一事实似乎很难与星团动态演化的标准估计相一致。质量函数的斜率也与黑暗的残余分数表示优先保留的大规模的残余集群受到高质量损失率。
2017-08-31 astro-ph.GA
Potassium in globular cluster stars: comparing normal clusters to the peculiar cluster NGC 2419
最近，两项独立的研究在遥远的大质量球状星团（GC）NGC 2419中发现了两个不同的巨星群。其中一个群体具有正常的晕星镁（Mg）和钾（K）丰度：增强的Mg和大致的太阳K。另一个种群的镁含量极度缺乏，钾含量却非常高。为了更好地确定NGC 2419的特殊化学组成，我们研究了NGC 6752、NGC 6121、NGC 1904和欧米茄Cen中几颗红巨星分支星的K行为。为了验证高K丰度是内在的，而不是由于巨星的某些大气特征，我们还推导出了星团47 Tuc，NGC 6752，NGC 6397和NGC 7099中演化较少的关闭和次巨星的K丰度。我们规范化的K丰度作为一个功能的集群金属丰度使用21场星分析在一个均匀的方式。对于我们样本中的所有GC，恒星都位于K-Mg丰度平面上，与NGC 2419中的Mg正常星族和场星所占据的轨迹相同。这对巨星和进化程度较低的恒星都适用。目前，NGC 2419在GC中似乎是独一无二的。
2013-03-19 astro-ph.GA
From light to mass: accessing the initial and present-day Galactic globular cluster mass functions
本文根据球状星团的观测光度、恒星演化和动力学质量损失过程以及质光比，构造了球状星团的初始质量函数和现今质量函数（ICMF和PDMF）。在这些条件下，一个Schechter类ICMF的演变约哈勃时间，并转换成光度函数（LF），这需要找到5个自由参数的值：平均GC年龄（\tA），溶解时间尺度的$10^5 \ms$集群（$τ_5$），指数截断质量（\mc）和2 MLR参数化常数。这是通过最小化演化和观测到的LF之间的残差来实现的，其中最小残差和现实参数是用随光度（或质量）增加的MLR获得的。最佳的PMDFs表明仍然束缚在GC上的总恒星质量为$\sim4\times10^7$ \ms \，代表了无气体演化开始时星团质量的$\sim15%$。相应的ICMF类似于在局部宇宙中观察到的年轻星系团和分子云的无标度MF，而PDMF密切遵循对数正态分布，其周转率为$\mto\sim7\times10^4$ \，\ms。对于大多数GC质量范围，我们发现MLR低于通常采用的值，这解释了\mto偏低的原因。我们的研究结果证实，MLR增加集群质量（或光度），并建议GC和年轻的集群共享一个共同的起源在物理过程中形成。
2012-03-20 astro-ph.GA
Diluting the material forming the second generation stars in Globular Clusters: the contribution by unevolved stars
在这篇简短的通讯中，我们考虑了这样一种可能性，即演化程度低于污染源的恒星是解释第二代球状星团（GC）恒星的观测组成以及Na-O和Mg-Al关系所需的稀释源。如果这些恒星在相关的历元中损失了0.5-1%的质量，就有足够的稀释物质来产生观测到的质量关系。在这种情况下，原始GC的质量是GC当前质量的几十倍。虽然严格来说并非不可能，但这是一个需要更多支持的严格假设。如果这一假设成立，那么GC中的原始（第一代）种群与实地种群之间的联系将非常强。
2010-07-28 astro-ph.GA
Two distinct sequences of blue straggler stars in the globular cluster M30
球状星团中的恒星通常被认为是在银河系历史的早期同时形成的。“蓝离散星”是质量足够大的恒星，它们应该在很久以前就进化成了白矮星。它们的形成有两种可能的机制：双星伴星之间的质量转移和两颗恒星直接碰撞导致的恒星合并。最近，二元解释被认为是占主导地位。在这里，我们报告说，有两个不同的平行序列的蓝离散M30。这个球状星团被认为经历了“核心碰撞”，在此期间，双星系统中的碰撞率和质量传递活动都将得到增强。我们认为，这两个观察到的序列产生的集群核心崩溃，与蓝人口所产生的直接恒星碰撞和红一个所产生的近距离双星的演化，可能仍在经历一个活跃的阶段的质量转移。
2010-01-07 astro-ph.GA
A family picture: tracing the dynamical path of the structural properties of multiple populations in globular clusters
我们研究了20个球状星团（GC）样本中多个恒星星族（MP）的空间分布，这些星团的动力学年龄跨度很大。通过参数$A^+$测量第一星族（FP）和第二星族（SP）恒星之间的差异，参数$A^+$定义为它们累积径向分布之间的面积。我们提供了第一个纯粹的观测证据的动力学路径的MP从初始条件走向一个完整的FP-SP空间混合。动态演化程度较低的星团中SP星比FP星更集中，而在动态演化程度较高的系统中，FP星和SP星之间的空间差异会减小并最终消失。通过一组数值模拟的适当的比较，我们表明，这些观测结果是一致的演化序列所期望的长期动力学演化的集群形成一个最初更集中的SP子系统。这一结果进一步支持的证据之间的趋势$A^+$和GC动力学演化的阶段推断的比率之间的今天和初始质量的集群。
2019-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Light-element abundance variations in globular clusters
在银河系所有已被彻底研究的球状星团中，在所有演化阶段的恒星中，都观察到了轻元素碳、氮、氧和钠丰度的星与星之间的变化。可用于研究这一现象的数据，以及关于其起源的假设，都与观测技术共同发展;一旦球状星团中的主序星的高分辨率光谱可用，涉及多个紧密间隔的恒星世代的场景，通过中等质量和高质量恒星的反馈而丰富，开始在文献中获得吸引力。本文简要回顾了球状星团丰度不均匀性的观测历史，讨论了目前流行的丰度不均匀性起源模型，并对该问题需要进一步研究的几个方面进行了思考。
2011-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Global Mass Functions of 35 Galactic globular clusters: II. Clues on the Initial Mass Function and Black Hole Retention Fraction
在本文中，我们将Sollima & Baumgardt（2017）最近确定的银河系球状星团的质量函数斜率与一组包含65，000至200，000颗恒星的星团的专用N体模拟进行了比较。我们从一系列的初始质量函数（IMF），黑洞保留分数和母星系的轨道参数开始研究星系团。我们发现，当今的质量函数的球状星团同意与预期的星团开始与Kroupa或Chabrier IMF的，是不兼容的集群开始与单一的幂律质量函数的低质量恒星。Sollima & Baumgardt（2017）研究的球状星团中看到的质量分离量可以完全解释为来自最初未分离的星团的两体弛豫驱动的质量分离。基于目前的全球质量函数，我们预计，一个典型的球状星团在我们的样本已经失去了约75%的质量，因为形成，而最演化的集群已经失去了超过90%的初始质量，并应在未来1至2 Gyr溶解。Sollima和Baumgardt研究的大多数星团也显示出它们的中心和全球MF斜率之间的巨大差异，这意味着大多数银河系球状星团要么接近要么已经过去核心坍缩。在大多数星团中看到的强烈的质量分离也意味着在球状星团中形成的所有黑洞中只有一小部分仍然存在于其中。
2017-10-26 astro-ph.GA
Shedding Light on Lithium Evolution: The Globular Cluster Perspective
我将回顾20年来在属于贫金属球状星团的恒星中进行锂观测所学到的东西。重点将放在小进化的主序星，转折点（TOP）和次巨星分支（SGB）的明星，预计将显示Spite-plateau锂丰度像那些在大多数类似的金属丰度场星。但是球状星团的Spite平台与场星的Spite平台相同吗？什么影响，例如，星团内部污染对现在占主导地位的第二代恒星的锂丰度有什么影响？它将表明，这主要是我们的星族II恒星的温度标度的不完整的知识，目前限制了球状星团的恒星表面演化的锂的诊断能力。
2012-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Study of Integrated Far-ultraviolet Emissions from Galactic Globular Clusters using AstroSat/UVIT observations
National Institute of Technology, Rourkela（鲁尔基拉国家理工学院）；Lalit Narayan Mithila University（拉利特·纳亚恩·米提拉大学）；University of Tartu（塔尔图大学）
通过AstroSat/UVIT观测测量30个银河球状星团的整合远紫外和可见光亮度，利用FUV-V与FUV颜色-光度图和BaSTI-IAC等时线分类恒星群体，并量化其对总远紫外辐射的贡献。
2026-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
An analysis of the blue straggler population in the Sgr dSph globular cluster Arp 2
本文介绍并讨论了人马座矮椭球星系中的球状星团Arp~2的BVI CCD测光新方法。本研究的主要目的是研究星团中蓝离散星的统计和空间分布。蓝离散星是被观测到的恒星，它们比周围环境中具有相同光度的其他恒星更热、更蓝。因此，它们似乎比其他恒星星族年轻得多。有两个主要的途径可以产生这样的恒星：（1）星团中恒星之间的碰撞，或者（2）原始短周期双星组成部分之间的质量转移或合并。这些恒星在星团内的空间分布，与不同演化阶段的恒星分布相比，可以揭示工作中最有效的生产机制。在Arp~2的情况下，我们发现蓝离散星的聚集度明显高于主序星，而与演化星（红巨星或水平分支星）的聚集度相同。由于Arp~2不是一个非常密集的星团，我们认为，这种高的中心浓度是一个迹象，蓝离散星大多是原始双星。
2010-11-08 astro-ph.GA
LISA sources in Milky Way globular clusters
我们探索了银河系（MW）球状星团（GC）中双致密天体双星的形成，这些双星可能可以被激光干涉仪空间天线（LISA）检测到。我们使用一组137完全进化的GC模型，总体而言，有效地匹配MW中观察到的GC的属性。我们估计，总的来说，MW GC含有可通过LISA检测到的$\sim21$源。这些可探测的源包含黑洞（BH）、中子星和白矮星成分的所有组合。我们预测这些源中的$\sim7$将是BH-BH双星。此外，我们表明，这些BH-BH双星可以有信噪比大到足以在仙女座星系，甚至室女星系团的距离检测。
2018-05-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Time-Series BVI Photometry for the Globular Cluster NGC 6981 (M72)
我们提出了新的BVI测光的球状星团NGC 6981（M72），主要是基于地基CCD档案图像。我们提出了一个新的颜色幅度图（CMD），达到近四个幅度低于关闭水平。我们对演化序列的金属丰度和形态参数进行了新的推导，得到了新UVES标度下的[Fe/H] ~ -1.50。我们还确定了集群的蓝色离散人口。比较这些恒星的径向分布与红巨星分支人口，我们发现，蓝离散更集中，在以前的研究中发现的蓝色离散的球状星团。利用我们的研究所覆盖的大视场，我们分析了星团的表面密度分布，发现了r ~ 14.1弧分或大约两倍于潮汐半径的潮外主序星。我们推测，这可能是由于M72轨道过程中的潮汐干扰，在这种情况下，与星团相关的潮汐尾可能存在。我们还重新审视了星团中的变星，恢复了所有以前已知的变星，包括三颗SX凤凰星，并将三颗以前未知的RR天琴座（1颗c型和2颗ab型）添加到总人口普查中。最后，将我们的CMD与M3（NGC 5272）的未发表数据进行比较，M3是一个具有相似金属丰度和水平分支形态的星团，我们发现这两个天体基本上都是同时代的。
2013-08-29 astro-ph.GA
Dark Matter Effects on Stellar Populations in Globular Clusters
根据球状星团的经典观点，球状星团内部的恒星都是从同一个巨大的分子云演化而来的。那么它们的恒星的化学成分一定是相同的。但是最近对球状星团的光度和光谱研究揭示了在球状星团中存在不止一个恒星星族。这一发现挑战了我们对球状星团的经典看法。在这项工作中，我们研究了在暗物质假设下解决球状星团中多恒星星族问题的可能性。我们发现，球状星团内暗物质的存在改变了物理参数（例如化学成分，光度，温度，年龄等）。星星在里面。我们假设暗物质在球状星团中的分布是不均匀的。这意味着在高暗物质密度环境中的恒星（如球状星团的中心区域）更容易受到暗物质的影响。利用这一假设，我们发现，在球状星团的不同位置（对应于不同的暗物质密度）的恒星遵循不同的演化路径（例如，在赫兹斯普朗-罗素图上）。我们利用这张纸条来推断，球状星团内暗物质的存在可能是多个恒星星族的原因。
2022-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
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
Spectral Energy Distributions of Globular Clusters in VV191a
School of Earth and Space Exploration, Arizona State University（亚利桑那州立大学地球与空间探索学院）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Department of Physics and Astronomy, Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学物理与天文学系）；Department of Astronomy, Indiana University（印第安纳大学天文学系）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）
研究利用JWST的NIRCam及HST存档图像，对与椭圆星系VV191a相关的球状星团候选体进行研究。通过形态学滤波等方法得到61个可能的球状星团样本，分析其年龄、金属丰度等特征，揭示了该星系中球状星团群体情况及相关研究局限性。
2026-07-21 astro-ph.GA
A stellar-mass black hole population in the globular cluster NGC 6101?
Dalessandro等人在银河系球状星团NGC 6101中观测到类似的蓝离散星和主序星的分布，并将这一特征解释为该星团没有质量分离的迹象。使用直接N体模拟，我们发现，一个显着的量的质量分离，预计与NGC 6101的质量，半径和年龄的集群。因此，不能用星系团还没有动态演化的论点来解释没有质量分离的现象。通过改变恒星质量黑洞的保留分数，我们发现，在具有高黑洞保留分数的星系团中（超新星爆发后>50%，动力学演化后>50%），分离是不可观察的。然而，所有的模型星团都有相同数量的质量分离，即恒星和残骸的平均质量随着距离中心的距离而下降。我们还讨论了如何运动学可以用来进一步限制恒星质量的黑洞人口的存在，并将其与中等质量黑洞的影响区分开来。我们的结果意味着黑洞的反冲速度低于中子星的反冲速度。NGC 6101在动力学演化过程中的大滞留分数可以解释为它是在银河系卫星中以大初始半径形成的。
2016-09-06 astro-ph.GA
Understanding globular cluster abundances through nuclear reactions
球状星团包含多个恒星星族，一些上一代的恒星用较重的元素污染了现在的恒星。了解球状星团的历史有助于了解星系是如何合并和演化的，因此限制这种历史性污染的地点是一个优先事项。这些污染点的可接受温度和密度条件取决于临界反应速率。在本文中，三个实验研究有助于限制天体物理重要的反应速率简要讨论。
2022-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR nucl-ex
The globular cluster NGC 6642: Evidence for a depleted mass function in a very old cluster
利用哈勃空间望远镜上的ACS/WFC第三代照相机，使用F606 W和F814 W滤光片，对球状星团NGC 6642进行测光。彩色幅度图显示了在m_F606W中达到关闭以下约6个mags的源。进行了理论等时线拟合，并获得了演化参数，如金属丰度[Fe/H] = -1.80 +/- 0.2和log年龄（年龄）= 10.14 +/- 0.05。我们确定NGC 6642位于银河系的核球中，距太阳d_{\odot} = 8.05 +/- 0.66 kpc$，红化E（B-V）= 0.46 +/- 0.02。这些值与以前的作者的值基本一致。在NGC 6642中央1.6秒差距内发现了大约30颗蓝离散星。他们主要集中在中部地区。该星团显示出一个发达的水平分支，其形态比类似金属丰度的典型老晕球状星团要红得多。得到了以NGC 6642为中心的不同环的完全校正的光度和质量函数。它们的空间变化表明低质量恒星存在质量分凝和贫化。最引人注目的是质量函数本身的反转形状，数量的增加是质量增加的函数。这在以前的其他球状星团中已经观察到，也是N体模拟恒星系统的结果，这些恒星系统经历了~ 90%的寿命，并受到强烈的潮汐效应。我们还分析了密度分布，并得出结论，NGC 6642有一个坍缩的核心，如果完整性效应被正确地解释。因此，我们得出结论，从独立的手段，NGC 6642是一个非常古老的，高度发展的，核心塌陷的球状星团具有非典…
2009-03-25 astro-ph.GA
Blue Straggler Star Populations in Globular Clusters: II. Proper-Motion Cleaned HST Catalogs of BSSs in 38 Galactic GCs
利用哈勃空间望远镜的多通带多历元观测数据，给出了银河系38个球状星团中的蓝离散星（BSS）星表。我们测量精确的天体测量和相对自行的恒星在所有目标集群，并进行了随后的集群成员的选择。我们研究的准确性，我们的自行测量中心速度分散的估计，并找到很好的协议与以前的研究文献。最后，我们提出了一个同质BSS选择方法，扩展了经典的BSS选择参数空间，以更先进的BSS进化阶段。我们将这种方法应用于自行清洁GC星表，以定义自行清洁BSS目录在所有38个GC，我们公开提供，使进一步的研究和后续观测。
2016-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
No Energy Equipartition in Globular Clusters
人们普遍认为，球状星团经过许多两体弛豫时间后会演化到能量均分的状态，因此速度色散与恒星质量的关系为σ~ m^{-η}，其中η= 0.5。我们表明，这是不正确的，使用直接N体模拟与各种现实的IMF和初始条件。没有一个模拟系统能达到接近均分的状态。在中心附近，亮主序星的最大值η_{max}达到0.15 \pm 0.03。在大的时间，所有径向箱收敛于渐近值η_{ \infty } ~ 0.08 \pm 0.02。这种“部分均分”的发展是惊人的相似，在我们的模拟，尽管采用的初始条件的范围。致密残留物的η值往往比主序星高（但仍< 0.5），这是因为它们的质量函数更陡峭（演化）。中等质量黑洞（IMBH）的存在降低了η，这与我们以前在这些条件下发现的质量分离淬灭一致。所有这些结果都可以理解为双组分系统斯皮策不稳定性的结果，并由维什尼亚克扩展到连续质谱。质量分离（较重的恒星向核心下沉的趋势）经常被观测研究，但能量均分还没有。由于来自哈勃太空望远镜的高质量自行数据集的出现，现在可以测量η。详细的数据模型比较为球状星团动力学和演化开辟了一个新的观测窗口。比较我们的模拟欧米茄Cen观测产生良好的协议，确认球状星团一般不是在能量均分。假设按构造均分的建模技术（例如，多质量的M-K模型）最多是近似的。
2013-08-13 astro-ph.GA
MOCCA-SURVEY database I. Accreting white dwarf binary systems in globular clusters -- III. Cataclysmic variables -- Implications of model assumptions
在这第三个一系列的文件有关的激变变量（CV）和相关的对象，我们分析了人口的CV在一组12个球状星团模型的MOCCA蒙特卡罗代码演变，两个初始的二进制人口（IBP），两个选择的共同包络相位（CEP）参数，和三个不同的模型的演变CV和角动量损失的治疗。当更现实的模型和参数被认为是，我们发现，目前的集群CV占空比是非常低的（$\lesssim 0.1$ %），这使得他们的检测在爆发过程中，而困难。此外，IBP在塑造CV总体特性方面起着重要作用，并且遵循Kroupa IBP的模型受增强的角动量损失的影响较小。我们还预测，从我们的模拟，在过去的几个Gyr（大规模的CV）动态形成的CV对应于明亮的CV（如预期），和微弱的CV形成几个Gyr前（动态或不）代表绝大多数。关于CV形成率，我们排除了这样的概念，即它是相似的，而不管集群的属性。最后，我们讨论了与IBP相关的现今CV性质的差异，初始集群条件，CEP参数，形成通道，CV演化模型和角动量损失处理。
2017-03-06 astro-ph.GA
Mid-UV Narrow-Band Indices of Evolved Simple Stellar Populations
我们探索简单恒星星族（SSP）的中紫外（1900-3200埃）光谱指数的性质。我们将高分辨率的UVBLUE恒星光谱库到一个进化的人口合成代码，基于最近的帕多瓦等时线。我们分析了紫外线指数与年龄和化学成分的趋势。作为第一个测试对观测，我们比较我们的结果与经验的中紫外光谱指数的银河系球状星团，观察与国际紫外探测器（IUE）。我们发现，综合指数表现出各种性质，主要的一个是轻微的年龄敏感性，其中大多数年龄>2 Gyr。然而，对于高金属丰度，两个指数，Fe II 2332和Fe II 2402，显示出显着不同的模式，在前两个Gyr急剧增加，此后，迅速下降。这些指数清楚地标志着年轻（~1 Gyr）富金属（Z > Z_sun）恒星星族的存在。我们补充现有的银河系球状星团的紫外线指数与新的测量，并仔细确定一个子样本的10个指数适合与理论模型进行比较。比较显示出公平的协议，特别是，与金属丰度指数的强劲趋势是很好地再现。我们还讨论了在未来的建模中应考虑的主要改进，其中包括光谱能量分布中α增强的影响。
2009-05-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence of differential tidal effects in the old globular cluster population of the Large Magellanic Cloud
我们首次提出了几乎所有已知的大麦云（LMC）老球状星团（GC）的扩展恒星密度和/或表面亮度径向轮廓。这些都是建立在DECam图像和达到~ 4倍的GC的潮汐半径。背景减去径向配置文件显示，GC位于距离LMC中心小于5千秒差距包含在其最外层区域的恒星密度相对于预期的国王配置文件的恒星过剩。这样的恒星剩余量（在距离大麦哲伦星系中心超过5 kpc的GC中看不到），以及GC的尺寸，显示出明显的依赖于GC在星系中的位置，在这个意义上，GC离大麦哲伦星系中心越远，其外围的恒星和大小都越大。虽然质量的GC位于内部和外部的~ 5千秒差距是相称的，最外层的区域的GC位于更接近于~ 5千秒差距从LMC中心似乎有动态演变得更快。这些结果可以完全解释在光的GC径向速度盘状运动学，从GC已经在某种程度上大多经历了大麦哲伦引力场的影响，在各自的平均距离LMC中心。
2018-04-24 astro-ph.GA
Chemical evolution of star clusters
我讨论了星团的化学演化，重点是古老的球状星团，与它们的形成历史有关。球状星团显然是以一种复杂的方式形成的，形成的条件与目前已知的任何年轻星团都明显不同。这些特殊情况一定与银河系的早期形成时代有关，而且一定是从那以后没有发生过的。虽然有人认为矮星系与球状星团的形成有关，但现今的矮星系并不能代表形成球状星团的重力势阱。相反，在原银河系深处或暗物质迷你晕内形成可能是有利的。并不是所有的球状星团都是以相似的方式形成和演化的。特别是，我们可能需要区分星系晕和星系核团。
2009-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing Photometric Diagnostics for the Dynamical State and Possible IMBH presence in Globular Clusters
表面测光是确定星团动力学状态的必要工具。我们产生现实的HST类图像从N-体模型的星团和没有中央中间质量黑洞（IMBHs），以测量其表面亮度轮廓。这些模型包含约600，000颗独立的恒星，质量在总质量的0%到2%之间的各种黑洞，并在哈勃时间内进化。我们测量表面亮度和恒星计数的配置文件，以测试中等质量的黑洞的中心对数斜率，核心半径和半光半径的影响。我们使用这些量来测试诊断工具的存在，中央黑洞使用测光。我们发现，唯一的模型，显示中心浅尖与对数斜率之间的-0.1和-0.4是那些包含中心黑洞。因此，中心对数斜率似乎是一个很好的方法来选择集群怀疑包含中等质量的黑洞。具有陡峭中央尖点的星系团绝对可以被排除在IMBH的宿主之外。对于没有发生核心坍缩的星系团和含有中心黑洞的星系团，测量的r_c/r_h比具有相似的值。我们注意到观测到的银河系球状星团的中心斜率和r_c/r_h值的跨度比我们模拟的星团大，并提出了可能的原因，可以解释这一点，并有助于改善未来的模型。
2011-08-22 astro-ph.GA
Globular Clusters in the Galaxy Cluster MACS0416 at z = 0.397
Arizona State University（亚利桑那州立大学）；McMaster University（麦克马斯特大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；AURA for the European Space Agency (ESA), Space Telescope Science Institute（欧洲空间局（ESA）AURA，太空望远镜科学研究所）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR)（国际射电天文研究中心）；International Space Centre (ISC), The University of Western Australia（西澳大利亚大学国际航天中心）；University of Arizona（亚利桑那大学）；University of Louisville（路易斯维尔大学）；University of Alabama（阿拉巴马大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；University of Missouri（密苏里大学）
本研究基于PEARLS项目的JWST/NIRCam深度成像数据，对红移z=0.397的星系团MACS J0416.1-2403中的球状星团开展测光分析，刻画了其族群的完备度、星族性质与光度函数特征。
2025-11-18 astro-ph.GA
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。
2012-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulating Globular Clusters in Dark Matter Sub-Halos
一个宇宙学的放大模拟开始于红移7，它发展成一个类似银河系的晕。最初的暗物质分布是以密集的星团为种子的，中等质量的$5\times 10^5 M_\sun$被放置在最大的子晕中，其峰值圆周速度的中值为25 \kms。三个模拟初始化使用相同的暗物质分布，与星团开始在近似圆形的轨道上具有初始中值半径6.8千秒差距，0.14千秒差距，并在子晕的确切中心。模拟演化到当前的时代，此时三组星系团的银河系轨道半径中值分别为30、5和16 kpc，星系团的质量分别损失约2%、50%和15%。在小轨道半径处开始的星团有如此多的潮汐力，以至于它们经常不平衡。在较大的子晕半径开始的集群有一个速度分散平稳下降到$\simeq$ 20\%的中心值在$\simeq$ 20半质量半径。从次晕中心开始的星系团在超过3-5个半质量半径时，速度色散会增加。也就是说，没有本地暗物质形成的集群总是在所有半径的恒星质量主导的运动学，而大约25%的集群开始在次晕中心有残余的本地暗物质。
2021-08-29 astro-ph.GA
N-body models of globular clusters: metallicity, half-light radii and mass-to-light ratios
大小差异接近。在球状星团的红色（富金属）和蓝色（贫金属）子群体之间观察到20%的差异，这引起了一个持续的争论，即这些差异是来自投影效应还是金属丰度的差异。我们提出了直接N体模拟的富金属和贫金属的恒星星族演化研究金属丰度对集群演化的影响。该模型开始与N = 100000恒星，包括原始的二进制。我们还考虑了与金属丰度相关的恒星演化和外部潮汐场。我们发现这些模型的半质量半径没有显着差异，表明集群结构相似。然而，利用观测工具来拟合半光（或有效）半径证实，与恒星演化相关的金属丰度效应与质量分离等动力学效应相结合，产生了平均17%的表观尺寸差异。金属丰度对整个星系团光度的影响也导致富金属星系团的质光比更高。
2012-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on blue straggler formation mechanisms in Galactic globular clusters from proper motion velocity distributions
对于38个银河系球状星团（GCs）的样本，我们从Simunovic & Puzia的BS星表中观测到的BS自行和质量的分布（来自等时线拟合）与理论预测的两个主要的竞争BS形成机制。这些是质量转移从一个进化的捐助者对一个主序列（MS）星在一个封闭的二元系统，并直接碰撞涉及MS星在二元遭遇。我们使用的\texttt{FEWBODY}代码进行模拟单二进制和二进制二进制的相互作用。这提供了碰撞速度和质量分布，用于与观察到的分布进行比较。大多数集群是一致的BS来自一个动态放松的人口，支持的二进制质量转移的情况。在一些星系团中，包括我们样本中所有的核后坍缩星系团，碰撞速度提供了最佳拟合。
2018-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Has the Palomar 14 globular cluster been captured by the Milky Way?
本研究通过直接N体模拟提出Pal 14球状星团可能起源于已瓦解的矮星系，经20-30亿年演化后被银河系捕获，最终在115亿年时达到观测特征，解释了其偏浅的恒星质量函数斜率。
2024-10-08 astro-ph.GA
MOCCA-SURVEY database I. Accreting white dwarf binary systems in globular clusters -- IV. cataclysmic variables -- properties of bright and faint populations
我们在这里调查人口的激变变量（CV）在一组288个球状星团（GC）模型与MOCCA代码演变。这是迄今为止GC模型中关于CV分析的最大样本。与长期以来的争论相反，我们发现在GC中原始CV祖细胞的动力学破坏比CV的动力学形成强得多，并且动力学形成的CV和在没有/弱动力学影响下形成的CV具有相似的白矮星质量分布。此外，我们发现，平均而言，可检测的CV人口主要是由CV通过典型的共同包络相（CEP）（$\gtrsim70$百分比）形成的，只有$\approx2-4$百分比的GC中的所有CV可能是可检测的，和核心塌陷的模型往往有更高的分数比非核心塌陷的明亮的CV。我们还一致表明，第一次，明亮和暗淡的CV的属性可以理解的手段的前CV和CV的形成率，其属性在其形成时间和集群半质量弛豫时间。最后，我们证明了遵循Kroupa提出的初始二进制种群的模型和具有低CEP效率的集合更好地再现了NGC 6397，NGC 6752和47 Tuc中观察到的CV和CV候选者的数量。为了进一步进行比较，关键的下一个步骤是将候选物适当地表征为CV（例如，通过获得轨道周期和质量比）。
2018-11-12 astro-ph.GA
The globular cluster NGC 6528 the ferrous side of the Galactic Bulge
本文介绍了膨胀球状星团NGC 6528的一种新的、精确的光学测光方法。这些图像是在HST用ACS收集的，与WFC 3（UVIS，IR）一起使我们能够测量自行以分离星团和场星。我们采用了两个经验校准器，我们发现NGC 6528与47 Tuc是同时代的，并且比47 Tuc更富金属。此外，它看起来比超富金属的旧疏散星团NGC 6791更老，更贫金属。我们还利用NTT的SOFI收集的地基近红外测光对NGC 6528和NGC 6522周围的现场恒星星族进行了初步分析。演化的恒星成分（红巨星分支，红水平分支，红团星）的比较表明，它们在巴德窗的这一区域具有相似的性质。
2014-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The peculiar kinematics of the multiple populations in the globular cluster Messier 80 (NGC 6093)
我们结合MUSE光谱学和哈勃太空望远镜紫外（UV）测光来研究银河系球状星团Messier 80（M80，NGC 6093）的化学和动力学。先前的研究揭示了三个恒星星族，不仅在轻元素丰度上不同，而且在径向分布上也不同，浓度随着氮富集度的增加而降低。这一显著的趋势使M80与银河系其他球状星团区别开来，指向一个复杂的形成和演化历史。为了更好地理解M80是如何形成和进化的，揭示其内部运动学是关键。我们发现，最N-丰富的人口旋转速度比其他两个人口在2西格玛置信水平。虽然我们的数据进一步表明，中间人口显示出最少的旋转，这种趋势是相当边际（1 - 2西格玛）。使用轴对称的金斯模型，我们表明，这些发现可以解释从径向分布的人口，如果他们拥有不同的角动量。我们的研究结果表明，人口形成的原始运动学差异。
2019-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances along the 1G sequence of the chromosome maps: The Globular Cluster NGC 3201
哈勃太空望远镜（HST）的银河球状星团（GC）紫外遗产巡天（UV Legacy Survey）通过“染色体图谱”（ChM）诊断工具研究了多个恒星星族，该工具最大限度地分离了具有不同化学成分的恒星。ChMs分析揭示的最具挑战性的特征之一是属于第一种群的恒星之间的明显不均匀性，这一现象主要归因于He变化。然而，这种解释并不支持这些恒星的p-捕获元素的均匀性。HST的测量显示，GC NGC 3201在中国大陆M的Delta（F275 W，F814 W）参数中显示出异常广泛的覆盖范围。本文对该星系第一星群中的18颗巨星（F275 W、F814 W）进行了24种元素的化学丰度分析。就p-捕获元素而言，化学丰度是典型的1G恒星，正如我们在ChM中的目标位置所预期的那样。基于径向速度和化学丰度参数，我们发现具有最低Delta值的三颗恒星（F275 W，F814 W）是双星候选者。这表明，至少这些恒星可以用双星现象来解释。这些结果是一致的证据推断，从多波段测光，进化的蓝色离散填充的1G序列中的中国大陆最蓝的一部分。剩下的15个光谱目标显示出约0.10 dex的整体金属丰度的小范围，具有更高Delta值（F275 W，F814 W）的恒星具有更高的绝对丰度。我们认为，金属和二进制的一个小的变化，治理的颜色传播的1G中的ChM，和进化的蓝色离散有助于最蓝的尾巴的1G序列。
2019-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular clusters as probes of dark matter cusp-core transformations
矮星系中爆发性的恒星形成可以慢慢地将陡峭的暗物质尖端转变为恒定密度的核心。我们探讨的可能性，球状星团（GC）保留了这种转变的动态记忆。为了验证这一点，我们使用nbody6df代码来模拟GC的动态演化，包括恒星演化，在静态和随时间变化的潜力为哈勃时间的轨道。我们发现，GC内的核心暗物质晕，或在一个光环，经历了一个尖核转换，增长到一个大小，是实质上大于（$R_{\rm eff} > 10$ PC）比静态尖暗物质晕。它们产生的潮汐碎屑也少得多。我们发现，最干净的信号的一个历史性的尖核转换是存在的大型GC潮汐碎片。然而，这种影响很小，在真实的星系中观察将是一个挑战。最后，我们定性地比较了我们模拟的GC与观测到的GC人口在天炉座，NGC6822，IKN和人马座矮星系。我们发现，在这些矮星系的GC系统更大（$\langle R_{\rm eff}\rangle \simeq 7.8$ pc），并有实质上更多的分散在他们的大小，比原位金属丰富的GC在银河系和年轻的大质量星团形成的M83（$\langle R_{\rm eff} \rangle \simeq 2.5$ pc）。我们表明，在矮星系的GC的大小，分散和生存都是一致的，他们已经在一个恒定的密度核心，或潜力，经历了一个尖核转换，但不是在一个暗物质尖。
2019-09-10 astro-ph.GA
All quiet in the outer halo: chemical abundances in the globular cluster Pal 3
外晕中的球状星团是研究银河系恒星晕组成和起源的重要探针。目的：我们推导出红巨星的化学元素丰度比属于远程（R~90千秒差距）GC 103和比较我们的测量的红巨星在内部和外部晕GCs。研究方法：从高分辨率光谱的四个红巨星，获得与麦哲伦/MIKE摄谱仪在适度高的S/N，我们推导出25 α，铁峰，和中子捕获元素的化学丰度。这些丰度比证实了共同添加低S/N HIRES光谱的19颗恒星沿红巨星分支。结果如下：M13显示出α增强的丰度模式，它的Fe峰和中子俘获元素比率与晕场星和具有相同金属丰度的代表性内晕GC（如M13）中发现的完全一致。重元素的形成似乎受r-过程核合成的控制。我们有限的样本并没有显示出任何显着的恒星之间的丰度变化，在这个集群，虽然一个弱的Na-O反相关不能排除由目前的数据。结论：因此，G33看起来像是一个原型GC，其丰度比与矮球状恒星不同，排除了与这种外部系统的直接联系。这一结论是强调缺乏显着的丰度分布在此GC，在矮星系中看到的广泛的丰度分布。银河系外晕和内晕的GC在化学上似乎是同时代演化的，经历了类似的富集历史。
2009-08-18 astro-ph.GA
Are most Cataclysmic Variables in Globular Clusters dynamically formed?
我们一直在调查人口的激变变量（CV）在一组超过300球状星团（GC）的MOCCA代码演变的模型。我们想要回答的主要问题之一是GC中的大多数CV是否是动态形成的。与长期争论的相反，我们发现原始CV祖细胞的动态破坏在GC中比CV的动态形成强得多。特别是，我们发现，平均而言，可检测的CV群体主要由通过典型的共同包络相形成的CV组成（> 70%）。然而，核心坍缩模型往往比非核心坍缩模型有更高比例的明亮CV，这表明CV的形成确实稍微有利于通过核心坍缩GC中的强动力学相互作用，由于其核心中的高恒星密度。
2019-07-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
MOCCA-SURVEY Database I: Eccentric Black Hole Mergers During Binary-Single Interactions In Globular Clusters
我们估计人口的偏心引力波（GW）的双黑洞（BBH）合并过程中形成的双单相互作用在球状星团（GC），使用~ 800 GC模型，使用MOCCA代码演变的星团模拟的MOCCA调查数据库I项目的一部分。通过使用包括2.5后牛顿水平的GW发射的N体代码重新模拟从这组GC模型中提取的二元-单一相互作用（仅涉及3个BH），我们发现在我们的GC模型中组装的所有BBH中，约10%在混沌二元-单一相互作用期间合并形成，并且大约一半的样本在10 Hz时具有> 0.1的偏心率。我们明确地表明，这种衍生率偏心合并是100倍以上的一个会发现一个纯粹的牛顿N体代码。此外，我们表明，偏心分数可以准确地估计使用一个简单的分析形式主义时，相互作用的BH是类似的质量，作为第一个成功的分析描述偏心GW合并过程中形成的三体相互作用在现实GC的结果。
2018-01-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Abundance analysis of a sample of evolved stars in the outskirts of Omega Centauri
半人马座球状星团$ω$（NGC 5139）是一个令人困惑的恒星系统，它包含了几个不同的恒星星族，它们的起源仍然是一个独特的天体物理挑战。目前的设想范围从母云中的原始化学不均匀性到不同子单元和/或后代富集恒星的合并-具有各种不同的污染源-在同一个势阱中。在本文中，我们研究了半人马座欧米茄外围的化学丰度模式，（覆盖距离星团中心20-30弧分的范围），并将其与星团内部区域的化学趋势进行比较，试图探索是否同样的人口结构和化学成分的趋势，经常发现在更中心的地区也存在于集群的边缘。我们采用等效宽度法从48颗RGB星的FLAMES/UVES光谱中提取多种元素的丰度，然后分析观测恒星的金属丰度分布函数和丰度比。我们发现，在不确定性的小数字的统计和略有不同的进化阶段，在外部地区的人口混合不能区分从更中心的地区，虽然很明显，更多的数据是必要的，以获得一个更坚定的描述的情况。从丰度分析中，我们没有发现明显的径向梯度中的任何测量元素。
2009-12-21 astro-ph.GA
A novel look at energy equipartition in globular clusters
两体相互作用在球状星团（GCs）长期演化过程中的结构和动力学性质的形成中起着重要的作用。特别是，GC朝着部分能量均分的状态发展，导致其运动学的质量依赖性。通过使用一组Monte Carlo集群模拟演化准隔离，我们表明，恒星质量的速度色散$σ(m)$的依赖性可以描述为一个指数函数$σ^2\propto \exp(-m/m_\mathrm{eq})$，与参数$m_\mathrm{eq}$量化的部分能量均分的系统的程度。这个简单的参数化成功地捕捉到了在较低和较高的恒星质量，即制度，预计系统接近完全均分的速度色散的行为。我们发现GC和它的动力学状态达到的均分程度之间的紧密相关性，表明超过约20个核心弛豫时间的集群，已经达到了最大程度的均分。这种均分$-$动力学状态关系可以作为一种工具来描述与$m_\mathrm{eq}$参数的运动学措施的集群的松弛条件。反之亦然，运动学的质量依赖性可以预测知道的弛豫时间的基础上的光度测量。此外，任何偏离这种紧密关系的情况都可以用来探测星系团特殊的动力学历史。最后，我们的新方法是很重要的国家的最先进的哈勃太空望远镜自行数据的解释，现在可以测量的运动学的质量依赖，并考虑到多质量组件和质量分离的建模技术的应用。
2016-03-02 astro-ph.GA
Effects of massive central objects on the degree of energy equipartition of globular clusters
本文通过101个球状星团蒙特卡洛模拟，系统研究恒星质量黑洞系统和中等质量黑洞对能量均分程度的影响，发现二者可阻止或反转能量均分演化，并与银河系球状星团观测相符，为识别候选体提供依据。
2023-08-07 astro-ph.GA
Constraining Intermediate-Mass Black Holes in Globular Clusters
在首次预言球状星团（GC）中存在中等质量黑洞（IMBH）的几十年后，仍然没有明确的观测证据证明它们的存在。IMBH最有希望的签名被发现在GC的核心，现在的证据来自恒星的速度分布，表面密度分布，并在非常深的观测，质量分离的档案集群中心附近。然而，解释的数据，特别是中央IMBH群众的限制，需要使用详细的集群动力学模型。在这里，我们提出的结果，从Monte Carlo集群模拟的GC港口IMBHs。作为应用的一个例子，我们比较速度色散，表面亮度和质量偏析的GC M10的观测资料，并限制在这个集群中可能的中央IMBH的质量。我们发现，虽然M10似乎不具有尖形的表面密度分布，存在的IMBH的质量高达0.75%的总集群质量，对应于约600 Msun，不能被排除。这也与表面亮度轮廓一致，尽管我们发现它的约束较少，因为它由巨星的光主导，导致它显著波动。我们还发现，质量分离的配置文件不能用来区分模型与不IMBH。原因是M10还没有动态地演化到足以使质量偏析的淬灭生效。最后，在中心密度与M10一样低的星团中检测速度色散尖点是非常具有挑战性的，并且必须依赖于只有20-40颗明亮的恒星。只有当质量低至0.3 Msun的恒星被包括在内时，速度尖点才被采样到足够接近IMBH的地方，以便在核心速度色散以上显着增加，从而变得可以检测到。
2012-07-10 astro-ph.GA
Probing the nature of dark matter with accreted globular cluster streams
低质量星系晕（如矮星系）中暗物质（DM）中心密度剖面的陡度是对DM性质的一个强有力的探索。我们提出了一个新的计划，探测星系晕内的配置文件使用恒星流。我们发现，今天的形态和动力学性质的吸积球状星团（GC）流-那些产生的潮汐剥离的GC最初演变的卫星星系，后来合并的银河系（MW）-是敏感的中央DM密度分布和质量的母卫星。GCs在尖状CDM晕内的吸积产生的流比在核心晕内的吸积产生的流物理上更宽，动态上更热。MW流“GD-1”和“Jhelum”（可能是吸积GC起源）与我们的模拟的第一次比较表明，核心subhalos的偏好。如果这些结果在未来的数据中成立，这意味着要么DM尖点被重子反馈擦除，要么它们的subhalo自然具有核心密度分布，暗示DM模型超越CDM。此外，增生的GC流是高度结构化的并且表现出复杂的形态特征（例如，并行结构和“支线”）。这意味着，吸积的情况下，自然可以解释最近观察到的一些MW流的特点。我们还提出了一种新的机制，形成“间隙”流时，残留的父subhalo后来通过流。这种遭遇可能比先前考虑的DM subhalo的随机遭遇持续更长的时间（并产生更大的影响），因为GC流和它的母subhalo在相似的轨道上，相对速度很小。目前和未来的调查MW晕将发现许多微弱的恒星流，并提供所需的数据，以证实我们的初步测试与这个新的探头DM。
2020-12-16 astro-ph.GA
Extending the [C/N]-Age Calibration: Using Globular Clusters to Explore Older and Metal-Poor Populations
Texas Christian University（德克萨斯基督教大学）；Emory University（埃默里大学）；Whitman College（惠特曼学院）；University of Florida（佛罗里达大学）；Vanderbilt University（范德堡大学）；University of California Observatories, University of California Santa Cruz（加州大学天文台，加州大学圣克鲁兹分校）
本文结合疏散星团与四个球状星团，将 APOGEE DR17 红巨星的 [C/N]-年龄化学时钟扩展至更年老、贫金属范围，并经星震学年龄验证。
2025-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Masses of Population II White Dwarfs
球状星团是银河系中最早形成的恒星星族之一，因此它们最初的恒星类型光谱中只有一小部分至今仍在主序星上燃烧氢。几乎所有出生时质量大于0.8 M太阳的恒星都演化形成了这些系统的白矮星冷却序列，这些残留物的分布和性质独特地提供了与现在演化的祖星性质有关的线索。通过超深HST成像观测，最近发现了附近四个银河系球状星团中丰富的白矮星种群，并发现它们在H-R图的淡蓝色区域中延伸了令人印象深刻的5 - 8等。在本文中，我们的特点，这些人口II残余物的性质，提出了第一个直接测量的个别白矮星附近的冷却序列的尖端在最近的银河系球状星团，M4。基于Gemini/GMOS和Keck/LRIS多目标光谱观测，我们的结果表明，0.8M太阳星族II主序星演化形成了0.53 +/-0.01M太阳白矮星。我们讨论了这一结果的影响，因为它涉及到我们的理解恒星结构和演化的人口II恒星和年龄的星系晕，测量与白矮星冷却理论。
2009-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the serendipitous discovery of a Li-rich giant in the globular cluster NGC 362
我们偶然发现了第一颗富含锂的巨星，它位于一个球状星团的红巨星分支凸起附近。通过中等分辨率的火焰光谱，我们得出了锂的丰度A（Li）=2.55（假设当地的化学平衡），这是非常高的考虑到恒星的演化阶段。运动学和光度分析确认该天体是球状星团NGC 362的成员。这是在球状星团中发现的第四颗富锂巨星，但也是唯一一颗已知存在于光度接近凸点星等的巨星。前面的三个探测器显然更加进化，位于红巨星分支的尖端附近或之外。我们的观测能够排除行星/褐矮星的吸积，以及作为这种罕见物体形成通道的增强质量损失机制。虽然这颗恒星刚好位于星团凸点光度的上方，但它的温度使它在颜色-星等图中朝向巨分支的蓝色一侧。我们需要进一步的专门观测，以明确地确定这颗恒星是红巨星：我们目前无法确认Li的产生是否发生在光度函数的凸点上，或者这颗恒星是否在零年龄前的水平分支上。后一种情况为恒星提供了在核心氦闪光期间快速合成锂的机会，或者在红巨星分支上升期间通过一些额外的混合过程逐渐合成锂。
2015-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
AstroSat study of the globular cluster NGC 2298: probable evolutionary scenarios of hot HB stars
利用AstroSat卫星上的UVIT图像进行远紫外测光，探测银河系球状星团NGC 2298的水平支（HB）星族。结合HST紫外球状星团巡天（HUGS）的中心区域和盖亚的数据以及外部区域的地基光度数据，构建了成员星的紫外光学色星等图（CMD）。蓝HB（BHB）序列与传播和四个热HB星检测在所有FUV光学CMD和理论更新BaSTI等时线和合成HB模型与氦丰度的范围进行了比较，这表明热HB星氦增强时相比，BHB。估计的有效温度，半径和亮度的HB星，使用最佳的SED拟合，进行了比较与各种HB模型。BHB星的温度范围为7，500 - 12，250 K。三颗热HB星的K值为35，000 - 40，000 K，而其中一颗恒星的K值约为100，000 K。我们提出了以下的演化假设：两颗恒星可能是极端HB（EHB）星的后代，它们是通过早期的热闪形成的;一颗可能是一颗可能富含氦的EHB星，最热的HB星即将进入WD冷却阶段，可能是从BHB阶段演化而来的。尽管如此，这些都是有趣的光谱目标，以了解进化的后期阶段。
2021-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical Simulations of the First Globular Clusters
潮汐限制星团开始于近圆形轨道上的暗物质子晕存在于高红移和演化的n体代码增强与集群中的引力相互作用。潮汐移走的恒星和剩余的高红移星团从一个红移8开始比暗物质更集中，正如预期的那样。然而，从低质量次晕开始的星团中的恒星子集的分布比暗物质晕更广，平均星系半径约为60 kpc，在150 kpc内。来自低质量次晕的星团，其最高圆周速度为$ 12-18$ \kms，也产生了大部分人口的稀薄恒星流。恒星星族分布对次晕质量的依赖性在以较低的红移开始的星系团模拟中是看不到的。星系团的半质量半径由星系团初始轨道的潮汐场决定，导致平均半质量半径随着星系团形成红移的增加而减小。如果星系团的初始质量大于红移4，那么星系团的半质量半径就会与银河系中的相似，而红移越小，星系团的质量就越大。如果极度贫金属的球状星团优先在高红移、低质量的矮星系中形成，那么这些星团应该几乎均匀地分布在暗晕上，连同它们的潮汐移走的恒星。
2020-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cracking the relation between mass and 1P-star fraction of globular clusters: I. Present-day cluster masses as a first tool
本研究通过假设2P恒星形成的固定质量阈值、1P恒星分数与新星团质量的幂律关系及其时间恒定性，演化模型至12Gyr，成功重现了银河系球状星团当前的质量与1P恒星分数分布，并推断出多重种群星团长期演化的最小质量为$4 \cdot 10^5~M_{\odot}$。
2024-02-12 astro-ph.GA
Evolution of the disky second generation of stars in globular clusters on cosmological timescale
本研究通过直接N体模拟考察IllustrisTNG-100随时间变化银河势中盘状第二代恒星对球状星团演化的影响，发现质量损失主要由轨道决定，而旋转特征的保留取决于轨道类型。
2025-01-29 astro-ph.GA
Is the overconcentration of pristine populations in Galactic globular clusters real? An N-body approach to the problem
Main Astronomical Observatory, National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院主天文台）；Nicolaus Copernicus Astronomical Centre, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天体物理中心）；Fesenkov Astrophysical Institute（费森可夫天体物理研究所）；Department of Physics, New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学物理系）；Center for Astrophysics and Space Science (CASS), New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学天体物理学与空间科学中心）；Dipartimento di Fisica, Sapienza, Universitá di Roma（罗马智慧大学物理系）
研究通过N体模拟验证了银河球状星团中原始红巨星分支恒星的集中现象是否真实，发现该现象可能是由于黑洞子系统与随机波动共同作用导致的暂时性效应。
2026-05-18 astro-ph.GA
Exploring the Chemistry and Mass Function of the Globular Cluster 47 Tucanae with New Theoretical Color-Magnitude Diagrams
本研究开发恒星建模方法，利用多波段测光测定47 Tucanae球状星团下主序星化学丰度，推断化学扩散非源于恒星相互作用，并预测棕矮星成员的颜色-星等图。
2023-10-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
