Constraining Neutrino Cooling using the Hot White Dwarf Luminosity Function in the Globular Cluster 47 Tucanae
利用哈勃空间望远镜观测了球状星团47 Tuccenda中白矮星冷却序列的上部（T_eff> 10 000 K），并测量了热白矮星的光度函数。与以前的大规模实地调查的结果比较表明，以前确定的高原在高有效温度可能是一个选择效应，因为没有这样的功能是在这个样本中看到。与理论模型的比较表明，目前对白矮星中微子发射的估计（主要是通过等离子体通道）是准确的，并且在95%的置信度下，变化在全球范围内不超过2倍。我们使用这些限制放置在各种建议的异国情调的排放机制，包括一个非零中微子磁矩，形成轴子，和排放的卡鲁扎-克莱因模式到额外的维度的限制。
2015-07-20 astro-ph.SR
Models of long-period variables of the globular cluster 47 Tuc
针对球状星团47 Tuc的长周期变星，通过恒星演化计算与脉动模型分析，明确其脉动红巨星不全为米拉变星，揭示米拉变星小质量导致长周期不规则振荡及外层不稳定的机制。
2025-11-12 astro-ph.SR
Dust production and mass loss in the Galactic globular cluster 47 Tucanae
利用红外光度学和光谱学研究了银河系球状星团47 Tuccino（NGC 104）中后主序星的尘埃产生。我们确定金属铁颗粒在这些风中可能占主导地位的不透明度来源。AGB星典型的演化时间尺度表明，我们报告的质量损失率太高。我们认为，这是因为铁颗粒小或拉长和/或铁冷凝更有效地比太阳的金属丰度。与其他作品的比较表明，金属铁被观察到更普遍地朝向较低的金属度。其原因是探讨，但仍不清楚。同时，尘埃质量损失开始时的光度在很大程度上与金属丰度无关，但它的存在与长周期变化密切相关。这表明，低质量恒星的风有一个重要的驱动因素，不是辐射压力，但可能是脉动的声学驱动。
2011-01-05 astro-ph.SR
Fundamental parameters, integrated RGB mass loss and dust production in the Galactic globular cluster 47 Tucanae
本文研究了银河系球状星团47 Tuccino（NGC 104）中后主序星的基本参数和质量损失的时间演化。这是通过将光谱能量分布（SED）拟合到现有的光学和红外光度学和光谱学来实现的，以产生真正的Hertzsprung-Russell图。我们确认星团的距离为4611（+213，-200）pc，年龄为12 +/- 1 Gyr。水平分支模型似乎证实，在47 Tuc中发生的RGB质量损失并不比在更贫金属的欧米茄半人马座中发生的更多，尽管由于模型之间的不一致而出现了困难。使用我们的SEDs，我们确定了那些表现出红外过剩的恒星，只在最亮的巨星中发现过剩：尘埃质量损失开始于~ 1000 Lsun的光度，在2000 Lsun以上变得无处不在。尽管使用了同样的斯皮策档案图像，但最近关于低光度巨星周围产生尘埃的说法无法重现。
2011-01-05 astro-ph.SR
Radio Continuum Observations of 47 Tucanae and Omega Centauri: Hints for Intermediate-mass Black Holes?
利用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对两个银河系球状星团47 Tucauri（47 Tuc）和Omega Centauri（Omega Cen）进行了深射电连续谱观测。没有统计学上显着的证据，无线电发射被发现从中心区域的两个集群。然而，这两个集群都显示了中心附近的2.5西格玛检测，这可能会被未来更深的射电观测所证实。无线电观测的3-sigma上限分别为欧米茄Cen和47 Tuc的20和40 microJy/beam。利用描述射电光度、X射线光度与黑洞质量之间关系的吸积黑洞基本平面，对球状星团中可能存在的中等质量黑洞（IMBH）的质量进行了约束.我们还将所得结果与其他球状星团的结果进行了比较，并讨论了球状星团中IMBH的存在性。
2011-02-08 astro-ph.SR
AGB Sodium Abundances in the Globular Cluster 47 Tucanae (NGC 104)
最近的一项分析比较了银河系球状星团NGC 6752中红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）恒星的[Na/Fe]分布，发现贫钠和富钠恒星的比例从RGB上的30：70变化到AGB上的100：0。在NGC 6752中，AGB上的富钠恒星令人惊讶地稀少，这需要进一步的研究来确定是否有相当一部分恒星未能上升到AGB是所有球状星团的共同属性。因此，我们目前的径向速度，[Fe/H]，和[Na/Fe]丰度的35 AGB恒星在银河系球状星团47 Tuccus（47 Tuc; NGC 104），并比较AGB [Na/Fe]分布与以前发表的类似RGB样本。丰度和速度来自高分辨率光谱获得的密歇根/麦哲伦光纤系统（M2 FS）和MSpec摄谱仪上的麦哲伦粘土6.5米望远镜。我们发现，平均日心径向速度和[Fe/H]值分别为<RV_helio.>=-18.56 km s^-1（σ =10.21 km s^-1）和<[Fe/H]>=-0.68（σ =0.08），与先前文献的估计值一致。与RGB样本相比，47 Tuc AGB样本的平均[Na/Fe]丰度低0.12 dex，AGB上贫Na星与富Na星的比例为63：37，RGB上为45：55。然而，与NGC 6752相反，这两个47 Tuc种群具有几乎相同的[Na/Fe]分散度和四分位距值。这里提供的数据表明，在47 Tuc中只有一小部分<20%…
2014-12-12 astro-ph.SR
Abundance of zirconium in the atmospheres of red giants in Galactic globular cluster 47 Tuc
我们测定了球状星团47 Tuc中327颗红巨星分支（RGB）恒星大气中的锆丰度。一维LTE丰度从档案VLT GIRAFFE光谱，使用一维流体静力学ATLAS 9恒星模型大气和合成Zr I线配置文件计算的SYNTHE包。在RGB星样本中测得的平均锆丰度[Zr/Fe] = +0.38 +/- 0.12，与银河系场星中在该金属丰度下测得的锆丰度以及在其他银河系球状星团中观测到的锆丰度吻合得很好。
2019-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of multiple populations in the globular cluster 47 Tuc
我们使用的光度和光谱数据相结合的47图克星重建可能形成的第二代恒星在集群的中心区域，从大规模的渐近巨星分支恒星，稀释与原始气体喷射的物质。具有适当金属丰度（Z=0.004，即[Fe/H]=-0.75）的大质量AGB星的产额与观测结果一致，就所观察到的模式的延伸和斜率而言，涉及氧，氮，钠和铝。基于测光研究提供的47颗Tuc星的最大氦的限制，以及喷出物的氦含量，我们估计第二代恒星形成的气体约由三分之一的中等质量恒星的气体组成，M>= 5 Mo，约三分之二的原始气体。我们试探性地确定了几颗恒星的Na，Al和O丰度类似于未稀释的AGB产量与小部分的47 Tuc星人口暗淡的亚巨星分支。从目前观察到的第一代和第二代恒星的相对比例，我们估计，在47 Tuc的初始FG人口约7.5倍以上的集群当前的总质量。
2013-11-04 astro-ph.SR
Distances to the globular clusters 47 Tucanae and NGC 362 using Gaia DR2 parallaxes
利用来自盖亚DR 2的视差，我们估计了到球状星团47 Tuc和NGC 362的距离，利用小麦哲伦云和类星体中的背景恒星来解释各种视差系统。我们发现视差是依赖于盖亚DR 2 G视星等的恒星与$13<\textrm{G}<18$，其中较亮的恒星有一个较低的视差零点比暗淡的恒星。发现到47 Tuc的距离为$4.45\pm0.01\pm0.12$ kpc，而对于NGC362 $8.54\pm0.20\pm0.44$ kpc，分别列出了随机误差和系统误差。这是第一次直接使用视差对这两个球状星团进行精确的距离测量。
2018-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance analysis for long-period variables II. RGB and AGB stars in the globular cluster 47\,Tuc
渐近巨星分支（AGB）星在星系重元素富集过程中起着关键作用。由于其大幅度的变化，元素丰度的测量是一个非常具有挑战性的任务，尚未以令人满意的方式解决。在我们以前的工作之后，我们使用流体静力学和动力学模型大气模拟观测到的高分辨率近红外光谱的12个可变和不变的红巨星在球状星团47 Tuc。47颗Tuc红巨星在重要参数（质量、金属丰度、光度）上都有独立的特征。主要目的是比较合成光谱的动力学模型与观测光谱的47 Tuc变量。假设这些低质量恒星的上巨星分支的丰度不变，我们的目标是估计大气动力学对丰度测定的影响。我们对47 Tuc中5颗不变红巨星的C/O和12 C/13 C比值进行了新的测量。我们测量的7颗变星的等效宽度与非变星有很大的不同，并且不能用流体静力学或动力学模型大气再现。尽管如此，动力学模型比任何流体静力学模型更适合观测到的长周期变量谱。对于某些光谱特征，在脉动周期内由动力学模型预测的线强度的变化给出了与具有变化的温度和恒定的表面重力的流体静力学模型序列相似的值。
2014-06-25 astro-ph.SR
Evolutionary history of four binary blue stragglers from the globular clusters ωCen, M55, 47 Tuc and NGC 6752
上下文球状星团中蓝离散星的起源和演化至今仍有争议。目的。本研究的目的是再现四个不同的集群，其中全球参数的精确值是已知的四个二进制蓝离散的演化历史。方法.利用我们之一（KS）提出的冷密近双星演化模型，找到了所有被研究的双星的祖先，并将它们的参数演化为目前的观测值。结果结果表明，蓝离散双星的前身星是周期为几天的冷密近双星，其质量较大的伴星通过内部临界Roche面的质量转移，使质量较小的伴星返老还童，从而转变为蓝离散双星。ωCen的V209参数表明该双星富含氦。这是该星系团中存在富氦亚族的一个独立而有力的证据。
2016-10-07 astro-ph.SR
Weighing stars: the identification of an Evolved Blue Straggler Star in the globular cluster 47 Tucanae
已知球状星团中有一些特殊的天体，被称为蓝离散星（BSS），它们比正常的恒星星族重得多。虽然这些恒星在核心氢燃烧阶段可以很容易地被识别，但在随后的演化高级阶段，它们与低质量的姐妹星在光度上无法区分。要清楚地识别这些天体，就需要直接测量恒星质量。我们使用的化学丰度来自中性和电离谱线作为一个强大的恒星“称重设备”，以测量恒星质量和确定一个进化的BSS在47图克坦半岛之间的详细比较。特别地，我们用UVES摄谱仪获得了位于47 Tuccenda色-星等图中“典型”水平分支序列水平稍上方的三颗亮星的高分辨率光谱。分别从中性线和电离线对铁和钛丰度进行的测量显示，两个目标的恒星参数与低质量后水平分支天体的预期参数完全一致，而对于另一个目标，元素电离平衡仅通过假设质量为~1.4Msol获得，这明显大于星团的主序星关闭质量（~0.85 Msol）。与理论恒星轨迹的比较表明，这是一个BSS的后代，可能正在经历其核心氦燃烧阶段。所提出的方法的大部分球状星团在我们的银河系的适用性打开了可能性，启动系统搜索进化的BSS，从而获得尚未探索的阶段，他们的演变。
2015-12-02 astro-ph.SR
The VMC Survey. XI. Radial Stellar Population Gradients in the Galactic Globular Cluster 47 Tucanae
本文给出了银河系球状星团47 Tuccott的深近红外色星等图，这是用可见光和红外巡天望远镜（VISTA）对麦哲伦星系（VMC）进行的近红外Y，J，K_s巡天的一部分。包括亚巨星和红巨星分支的星团恒星在色-星等空间中表现出明显的、连续的变化，作为半径的函数。半径较大的次巨星分支恒星系统性地比靠近星团核心的恒星亮;类似地，在星团外围的红巨星分支恒星比它们更中心的表亲更蓝。观测结果可以很好地用~0.5 Gyr的年龄分布以及星系团氦丰度（Y）和金属丰度（Z）的径向梯度来描述，它们从星系团核心的Y = 0.28，Z = 0.005逐渐变化到外围的Y = 0.25，Z = 0.003。我们的结论是，集群的内部区域主机的第二代恒星的一个显着的分数，随着半径的增加而减少，在47图克外围的恒星星族是很好的近似由一个简单的恒星星族。
2014-06-05 astro-ph.SR
Outliers: multicolour photometry guiding the search for evolved binary systems in the globular cluster 47 Tucanae
我们使用哈勃太空望远镜多色测光的球状星团47图卡坦半岛发现人口的24个对象，没有以前的分类，是离群值从单星模型轨道的颜色星等图，但可能是集群成员。通过将这些来源与演化模型和X射线源目录进行比较，我们能够表明，这些来源中的大多数可能是附近没有任何X射线源的双星系统，最有可能是由一颗白矮星和一颗主序星以及少量可能的双简并系统形成的。
2018-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances of lithium, oxygen, and sodium in the turn-off stars of Galactic globular cluster 47 Tuc
我们的目标是确定在110个关闭（TO）星的样本中的Li，O和Na的丰度，为了研究轻元素在这个集群的演变，并把我们的结果与其他球状星团和疏散星团，以及与场星的观测的角度。我们使用中等分辨率的光谱得到的GIRAFFE摄谱仪在ESO 8.2米Kueyen VLT望远镜，并使用最先进的1D模型大气和NLTE线转移，以确定丰度。我们还采用CO 5 BOLD流体动力学模拟来评估恒星颗粒化对线形成和推断丰度的影响。我们的研究结果证实了Na-O丰度反相关的存在，并暗示了47 Tuc的TO星可能存在Li-O反相关。我们没有发现令人信服的证据支持Li-Na相关的存在。获得的3D NLTE平均锂丰度在94 TO星的样本中，锂线被可靠地检测到，$\langle A({\rm Li})_{\rm 3D~NLTE}\rangle = 1.78 \pm 0.18$ dex，似乎是显着低于在其他球状星团中观察到的。与此同时，恒星与恒星之间的锂丰度分布也比其他星团中看到的要大。在47 Tuc中观测到的最高Li丰度比在贫金属的疏散星团NGC 2243的未耗尽恒星中观测到的最低Li丰度低约0.1 dex。Tuc 47的锂丰度，当与其他星团和场星的观测相结合时，表明比[FeH] \sim -1.0更富金属的恒星在其主序上的寿命期间经历了显着的锂耗尽，而金属更贫乏的恒星则没有。相当惊人的是，我们的结果表明，恒星形成时的初始…
2014-04-17 astro-ph.SR
Chandra studies of the globular cluster 47 Tucanae: A deeper X-ray source catalogue, five new X-ray counterparts to millisecond radio pulsars, and new constraints to r-mode instability window
我们结合了钱德拉ACIS对2000年，2002年和2014-15年的球状星团47 Tuc（以下简称47 Tuc）的观测，以创建一个更深的X射线源列表，并研究该星团中存在的一些微弱射电毫秒双星（MSP）。我们已经检测到370个X射线源的半质量半径（2 $'$ .79）的集群，其中81个是新确定的，包括新的数据和使用改进的源检测技术。大多数新发现的来源都在拥挤的核心区域，表明集群成员。我们将五个新的X射线源与Albrow等人（2001）确定的色球活性BY Dra或W UMa变量相关联。我们提出了替代的立场来自两种方法，质心和图像重建，微弱，拥挤的来源。我们能够提取最近发现的MSP 47 Tuc aa，47 Tuc ab，新定时的MSP 47 Tuc Z以及新分辨的MSP 47 Tuc S和47 Tuc F的X射线光谱。一般来说，它们很好地符合黑体或中子星大气模型，温度，光度和发射半径与47 Tuc的其他已知MSP相似，尽管47 Tuc aa和47 Tuc ab达到较低的X射线光度。我们限制X射线发射从快速旋转（542 Hz）MSP 47 Tuc aa的整个表面，并使用这个限制，把一个上限的r-模式振荡的振幅在这个脉冲星作为$α<2.5\times 10^{-9}$和约束的r-模式不稳定窗口的形状。
2017-09-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of near-ultraviolet counterparts to millisecond pulsars in the globular cluster 47 Tucanae
本文报道了在球状星团47 Tuca中发现射电毫秒双星47 Tuc Q和47 Tuc S的可能的白矮星伴星。这些蓝色恒星是在哈勃太空望远镜的近紫外图像中发现的，我们从中获得了精确的绝对天体测量，并且位于与射电坐标一致的位置，误差在0.016弧秒（0.2西格玛）以内。我们目前的近紫外和光学颜色为以前确定的同伴毫秒脉冲星47 Tuc U，我们毫不含糊地确认了初步的光学同行47 Tuc T和47 Tuc Y的识别。对于后者，我们首次提出了它的无线电定时解决方案。我们发现，所有五个近紫外对应物的U300-B390的颜色是一致的质量~0.16-0.3 Msun和冷却年龄~0.1-6 Gyr的He白矮星冷却模型。47 Tuc U和47 Tuc T的Ha-R625颜色表明存在一条强的Ha吸收线，正如对具有H包层的白矮星的预期。
2015-08-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Medium-resolution s-process Element Survey of 47 Tuc giant stars
利用球状星团47 Tuccino（47 Tuc）中97颗巨星的中分辨率（R~ 6，500）光谱，导出了其中13颗Teff和log g相似的恒星的C和N丰度敏感指数δ C，并推断了几种关键元素Fe、Na、Si、Ca、Zr和Ba的丰度。这些恒星的性质类似于已被研究的47 Tuc巨星Lee 2525，但具有一系列CN过量（deltaC）值，这是CN丰度的量度。的deltaC指数被证明是与钠丰度为这个样本，证实了以前的研究。铁，钙，硅和轻和重的S过程（慢中子捕获）的元素，锆和钡分别，有一个狭窄的范围内的丰度值在这些恒星，这表明一个均匀的丰度在这个人口的恒星。许多元素丰度（Fe，Si，Ca，Zr，Ba）的恒定性和δ C和Na丰度的相关性可能意味着在这个星团中有第二个恒星形成时代，揭示了通过热底部燃烧的CNO循环燃烧的产物（C的耗尽，N的增强和高δ C人口的Na的产生）。但是，在HR图中的给定位置上，在δ C值的范围内，没有在其他球状星团中看到的总体金属丰度变化。
2012-03-02 astro-ph.SR
New Cataclysmic Variables and other Exotic Binaries in the Globular Cluster 47 Tucanae
我们在非核坍缩的球状星团47 Tuccus（47 Tuc）中发现了22个新的（+3个确认的）激变变星（CV）。星团中CV的总数现在是43个，是迄今为止所有球状星团中最大的样本。为了进行识别，我们使用了哈勃太空望远镜的近紫外（NUV）和光学图像，并结合钱德拉X射线天文台的X射线结果。这使我们能够建立迄今为止最深的NUV CV光度函数。我们发现47 Tuc中的CV比主序星更集中于星团中心。我们比较了我们的结果的CV人口的核心塌陷的球状星团NGC 6397和NGC 6752。我们发现47 Tuc每单位质量的明亮CV比其他两个集群少。这表明，核心坍缩星系团中的动力学相互作用在创造新的CV中起着重要作用。在47 Tuc，CV人口可能是由原始和旧的动态形成的系统。我们估计47 Tuc中的CV总质量约为。1.4 M_sun。我们还发现，在三个集群的CV的X射线光度函数是双峰。此外，我们讨论了一个可能的双退化系统和一个有趣的/未分类的对象。最后，我们提出了四个系统，可能是毫秒脉冲星的同伴给予他们的X射线和NUV/光学颜色。对于其中之一，我们提出了非常有力的证据，作为一个消融的同伴。其他三个可能是CO-或He-WD。
2018-01-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Sulphur in the Globular Clusters 47 Tucanae and NGC 6752
在球状星团47 Tuc和NGC 6752中，轻元素Li、O、Na、Al和Mg显示出星与星之间的变化。这种变化被解释为是由于上一代恒星的加工造成的。在本文中，我们调查的α-元素硫的丰度，其中没有以前的测量存在。事实上，到目前为止，还没有在任何银河系球状星团中研究过这种元素。唯一一个可以进行这种测量的球状星团是泰山7，它属于Sgr dSph。我们使用高分辨率光谱的S I Mult。1，在8.2米的VLT-Kueyen望远镜上用UVES摄谱仪获得的，用于两个球状星团中的关闭星和巨星。利用ATLAS静止平面平行模式大气和SYNTHE光谱合成对光谱进行了分析。我们还计算CO 5 BOLD流体动力学模型的3D校正，并应用校正由于NLTE效应从文献中。在星团NGC 6752中，只有四颗次巨星被测量到硫。我们没有发现显著的星-星散射，平均<[S/Fe]> = +0.49 +- 0.15，与在相同金属丰度的场星中观察到的一致。在星团47 Tuc中，我们测量了4颗关闭星和5颗亚巨星的S，平均<[S/Fe]> = +0.18 +- 0.14。虽然这一结果与没有星间散射的情况是一致的，但我们注意到硫丰度与钠丰度之间存在统计学上的显著相关性，而与硅丰度之间存在试探性的相关性。
2009-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple Stellar Populations of Globular Clusters From Homogeneous Ca-CN-CH-NH Photometry. VII. Metal-Poor Populations in 47 Tucanae (NGC 104)
本文报道了富金属球状星团47 Tuccenda（NGC 104）的新的大视场（$\sim$ 1° $\times$ 1°）Ca-CN测光。我们的结果如下。(1)红巨星支（RGB）和红水平支（RHB）的种群数量比非常一致：n（CN-w）：n（CN-s）= 30：70（$\pm$ 1- 2），其中CN-w和CN-s分别代表CN-弱种群和CN-强种群。氯化萘的RGB和RHB种群比氯化萘的w种群更集中。(2)每个星群中单个RGB星的光度金属丰度可以用双峰分布很好地描述，其中有两个金属丰度峰，[Fe/H] $\sim$ $-$ 0.72和$-$ 0.92 dex，其中贫金属组分占RGB星总数的$\sim$ 13%。贫金属种群比富金属种群更显著地集中，显示出与我们在M3中发现的类似的结果。(3)单个粒子数的RGB凸点$V$值表明，两种贫金属粒子数之间的氦丰度没有差别，而两种富金属粒子数之间的氦丰度需要增加到$ΔY$ 0.02--0.03。(4)47 Tuc的RHB形态似乎支持我们的想法的双峰金属丰度分布的集群。我们认为47 Tuc可能是两个类似于M3和M22的球状星团合并残留物的另一个例子。
2022-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
ALMA reveals sunburn: CO dissociation around AGB stars in the globular cluster 47 Tucanae
ALMA的观测显示，在球状星团47 Tuccenda的四颗最明亮的渐近巨星分支（AGB）恒星周围没有检测到一氧化碳。恒星演化模型和恒星计数表明，这些恒星的质量损失率应该在每年1.2-3.5 x 10^-7太阳质量之间。我们天真地认为这样的恒星在这个距离（4.5 kpc）是可以探测到的。通过模拟后AGB星和白矮星在47 Tuc的紫外辐射场，我们得出结论，CO应该是异常分离的恒星附近。我们估计，CO信封将被截断在几百个恒星半径从他们的宿主恒星和线强度约两个数量级低于我们目前的检测极限。CO包层的截断对于稠密星团中的AGB星是重要的。观测CO（3-2）和更高的跃迁，并以远离星团中心的恒星为目标，应该会导致测量这些恒星外流速度所需的探测。
2015-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances of Na, Mg, and K in the atmospheres of red giant branch stars of Galactic globular cluster 47 Tucanae
我们研究了银河系球状星团（GGC）47 Tuc中32颗RGB恒星大气中Na、Mg和K的丰度，目的是研究Na-K和Mg-K相关/反相关的可能存在，类似于最近在另外两个GGC（NGC 2419和2808）中发现的相关。K，Na和Mg的丰度测定使用高分辨率2DF光谱获得的AAT。一维NLTE丰度估计是使用一维流体静力学ATLAS 9模型大气和用MULTI软件包合成的谱线剖面获得的。我们还使用了三维流体动力CO5BOLD和一维流体静力LHD模型大气计算三维-一维LTE丰度修正，$Δ_{\rm 3D-1D~LTE}$，用于我们研究中使用的钠，镁和钾的谱线。这些丰度校正被用来了解对流在形成谱线中的作用，以及估计与三维流体动力学和一维流体静力学模型大气中获得的丰度的差异。在我们的RGB恒星样本中，由于恒星与恒星之间的丰度差异，元素与铁的平均丰度比及其RMS变化为$\langle{\rm [Na/Fe]}\rangle^{\rm 1D~NLTE}=0.42\pm0.13$、$\langle{\rm [Mg/Fe]}\rangle^{\rm 1D~NLTE}=0.41\pm0.11$和$\langle{\rm [K/Fe]}\rangle^{\rm 1D~NLTE}=0.05\pm0.14$。我们发现，在这里研究的三种元素的丰度之间没有统计学上的显着关系。此外，没有丰度的趋势，从集群中心的距离，也没…
2017-07-27 astro-ph.SR
Binary properties of the globular cluster 47 Tuc (NGC 104). A dearth of short-period binaries
本研究通过VLT/MUSE对球状星团47 Tuc开展多历元光谱巡天，测定2万余颗恒星的视向速度，发现其总双星比例与此前估计一致，蓝离散星双星占比约为均值三倍，且短周期双星及大质量暗伴星双星匮乏，对现有演化模型提出挑战。
2024-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2020-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-ultraviolet detections of four dwarf nova candidates in the globular cluster 47 Tucanae
我们研究了银河系球状星团（GC）47 Tuccino（47 Tuc）的近紫外（NUV）光变。这项工作是在瞬态紫外线物体项目的GC分项目范围内进行的，该项目旨在寻找和研究瞬态和强可变紫外线源。球状星团是理想的目标，因为他们的高恒星密度和大量的变量系统。使用所有的档案观测47图克获得的紫外线/光学望远镜（UVOT）搭载尼尔Gehrels斯威夫特天文台与uvm 2过滤器，我们寻找紫外线的变化使用一个专门的管道，利用差分图像分析。我们发现了四个明显的瞬变，以下SW 1 -4，与已知的激变变量（CV）或CV候选人的位置一致，以前确定使用哈勃太空望远镜观测。所有四个源都表现出显著的爆发。根据推断的爆发属性和与已知CV的关联，我们初步确定的UV瞬态CV矮新星（DNe）。之前在47 Tuc中观测到两个DNe：V2，其位置与SW 4一致;和AKO 9，在任何UVOT观测期间都没有爆发。因此，我们将47 Tuc中已知的DNe数量增加到5个，并将所有银河系GC中检测到的DNe总数从14个增加到17个。我们讨论了我们的研究结果的背景下，明显缺乏DNE在GC。我们认为，可能的原因是观测偏差，如有限的灵敏度，由于高背景的未解决的恒星在GC和有限的角分辨率的望远镜使用。我们还在47 Tuc中发现了一个强变源，它可以被识别为已知的RR Lyrics恒星HV 810。我们发现，其期间有显着增加，从1988年采取的数…
2020-01-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Abundance of zinc in the red giants of Galactic globular cluster 47 Tucanae
本文研究了银河系球状星团47~Tuc红巨星支（RGB）星大气中锌和轻元素钠、镁、钾的丰度之间的可能关系，并研究了星团RGB星的化学组成与动力学性质之间的联系。利用1D局域热平衡（LTE）合成谱线轮廓拟合英澳望远镜（AAT）高分辨率2dF光谱，测定了27颗47~Tuc的RGB星中锌的丰度。拟合过程中使用的合成光谱计算与SYNTHE代码和一维ATLAS 9恒星模型大气。在27颗RGB星样品中测定的平均1D~LTE锌铁丰度比及其因星间丰度分布引起的均方根变化为$\langle{\rm[Zn/Fe]}\rangle^{\rm 1D~LTE}=0.11\pm0.09$。我们没有发现任何统计上显着的关系之间的丰度锌和轻元素。我们也没有发现个别恒星的锌丰度与它们距星团中心的投影距离之间有任何显着的相关性或正相关性。最后，没有发现个别恒星的绝对径向速度与其大气中锌的丰度之间存在统计学上的显著关系。测定的平均[Zn/Fe] $^{\rm~1DLTE}$比与早期研究中在该星团中测定的值一致，并且与该金属丰度的银河场星的值几乎一致。这些结果表明，在47~Tuc期，锌和轻元素的核合成是在独立的、不相关的途径中进行的。
2018-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Circumstellar CO in metal-poor stellar winds: the highly irradiated globular cluster star 47 Tucanae V3
我们首次在一个球状星团中探测到星周CO。ALMA的观测已经分别在345和344 GHz探测到了47 Tuccino（NGC 104; [Fe/H] = -0.72 dex）中V3附近的CO J=3-2和SiO v=1 J=8-7跃迁。CO谱线在7 σ，静止速度vLSR =-40.6km/s，膨胀速度3.2 +/- ~ 0.4km/s。较亮的、不对称的SiO谱线可能指示星周脉泽。与类似的银河系恒星相比，恒星风是缓慢的，但尘埃的不透明度仍然与银河系的比较相似。我们认为，质量损失率是由物质的悬浮到拱星环境的脉动，但终端风膨胀速度是由尘埃上的辐射压力决定的：一个脉冲增强的尘埃驱动的风。我们认为，恒星贫金属的性质减小了颗粒大小，减缓了风，增加了密度和不透明度。在光球层以上高海拔的金属合金也可以提供不透明度的增加。CO线比银河系AGB星的预期要弱，但它的强度证实了一个模型，该模型包括由球状星团内存在的强星际辐射场引起的CO离解。
2019-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
JWST unveils the brown dwarf sequence of 47 Tucanae
我们已经开发出一种技术，以恢复受损（公开）的图像收集与银河系球状星团NGC 104（47图森）的詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）的科学用途。尽管退化和有限的数据，我们能够恢复测光和天体测量有史以来最冷的恒星物体内观察到的球状星团，可能揭示了最明亮的部分褐矮星（BD）序列。这得到以下方面的支持：（i）自行成员，通过与哈勃太空望远镜早期档案中获得的位置进行比较而得出;（ii）BD序列的预测位置;（iii）来自模型的低质量恒星的质量函数。未来的JWST观测将提供必要的深度和精确的自行，以确认这里确定的属于这个球状星团的BD候选者的性质。
2023-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance of barium in the atmospheres of red giants in the Galactic globular cluster NGC 104 (47 Tuc)
上下文虽然大多数（如果不是全部的话）I型银河系球状星团（GGC）的特征是轻化学元素（如Li、N、O、Na、Mg、Al）丰度的分布，但还没有很好地确定s过程元素是否也存在类似的分布。目标。研究了银河系球状星团（GGC）47 Tuc（NGC 104）中原始星（1 P）和污染星（2 P）Ba丰度的可能差异。为此，我们在261颗红巨星分支（RGB）恒星的样本中获得了Fe，Na和Ba的均匀丰度，这是迄今为止在任何GGC中用于Na和Ba丰度分析的最大样本。方法.使用档案GIRAFFE/VLT光谱和一维非局部热力学平衡（NLTE）丰度分析方法确定Na和Ba的丰度。结果与Gratton等人（2013）的发现相反，我们在47 Tuc的261颗RGB恒星样本中没有检测到任何显着的Ba-Na相关性或2 P-1 P Ba丰度差异。这证实了D 'Orazi等人（2010）的结果，他们在GGC中的110颗RGB恒星中没有发现统计学上显着的Ba-Na相关性。在261颗RGB恒星的样本中获得的平均钡铁比$\langle{\rm Ba/Fe}_{\rm 1D~NLTE}\rangle = -0.01\pm0.06$与在此金属丰度下在银河场恒星中测定的值吻合得很好，因此可能代表了在星团随后的化学演化过程中没有改变的原始原星团气体的丰度。
2021-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The helium spread in the Globular cluster 47 Tuc
光谱学表明，在47 Tuc星系团中，有50- 70%的样品存在CN带二配位和Na-O配位关系，而47 Tuc星系团则被认为是光度分析中高金属丰度星系团的“正常”原型。最近，对大量星团核心的档案HST数据的重新分析已经能够证明次巨星分支中存在结构：它有一个较亮的组成部分，星等分布为$\sim$ 0.06等，第二个组成部分由大约10%的恒星组成，稍微暗淡（$\sim$ 0.05等）。这些数据还表明，星团的主序有一个内在的颜色分布，如果解释为由于氦丰度的小范围分布，则表明$Δ$ Y $\sim$ 0.027。在这项工作中，我们详细研究是否水平分支形态和子巨结构提供了进一步的独立迹象表明，一个真正的-虽然非常小的氦扩散是存在于集群。我们重新分析的HST档案数据的水平分支的47 Tuc，获得一个样本的$\sim$ 500恒星光度误差非常小，并建立人口合成的基础上，新的模型，以表明其特殊的形态可以更好地解释考虑到扩散的氦丰度的2%的质量。氦的变化也可以解释次巨星分支的光度分布，而第二代的一小部分则以C+N+O的小幅增加为特征，并为较暗的次巨星分支提供了解释。我们的结论是，三个光度特征一致形成的范例，一个小的，但真正的氦扩散是存在于一个集群，没有壮观的证据，多个人口一样，其他大规模集群。
2010-06-11 astro-ph.SR
Abundances of Mg and K in the atmospheres of turn-off stars in Galactic globular cluster 47 Tucanae
我们测定了银河系球状星团47 Tuc中53颗（Mg）和75颗（K）关闭（TO）恒星大气中Mg和K的丰度。所获得的丰度，连同那些Li，O和Na，被用来寻找K和其他轻元素，Li，O，Na和Mg的丰度之间的可能关系，以及TO恒星的化学成分和它们的运动学性质之间的联系。Mg和K的丰度使用档案VLT火焰/GIRAFFE光谱，结合一维NLTE光谱合成方法进行测定。谱线轮廓计算与MULTI代码，使用ATLAS 9恒星模型大气。我们还利用三维流体动力学CO 5 BOLD和一维流体静力LHD模型大气计算的3D-1D LTE丰度校正的谱线的Mg和K，以评估对流的影响，其形成在大气中的TO星。所确定的平均丰度与铁的比率及其RMS变化，由于恒星之间的丰度蔓延是$\langle{\rm[Mg/Fe]}\rangle^{\rm 1D NLTE}=0.47\pm0.12$，和$\langle{\rm [K/Fe]}\rangle^{\rm 1D NLTE}=0.39\pm0.09$。虽然数据表明在[K/Fe]-[Na/Fe]平面中可能存在弱相关性，但其统计显著性较低。K和其他轻元素的丰度之间没有统计学上的显着关系。此外，我们没有发现任何显着的相关性或反相关性之间的[Mg/Fe]和[K/Fe]比和投影距离集群中心。同样，没有发现个别恒星的绝对径向速度与其大气中Mg和K的丰度之间的关系。对于本研究中使用的Mg和K线…
2018-04-26 astro-ph.SR
Observations of the Bright Star in the Globular Cluster 47 Tucanae (NGC 104)
球状星团47 Tuccino（NGC 104）中的亮星是一颗光谱型为B8 III的后AGB星。晚B型恒星的紫外光谱表现出无数的吸收特征，其中许多是由于从地面无法观测到的物种。因此，明亮的星星代表了一个独特的窗口，进入47图克的化学。我们分析了远紫外光谱探测器（FUSE），宇宙起源光谱仪（COS）搭载的哈勃太空望远镜，和麦哲伦望远镜的MIKE光谱仪获得的观测。用合成光谱拟合这些数据，我们确定了该星团的各种恒星参数（T_eff = 10，850 +/- 250 K，log g = 2.20 +/- 0.13）和包括Ne，P，Cl，Ga，Pd，In，Sn，Hg和Pb在内的26种元素的光球丰度。中等质量元素（Mg到Ga）的丰度一般与Fe成比例，而最重的元素（Pd到Pb）的丰度大致与太阳的丰度相同。它的低C/O比表明这颗恒星没有经历第三次的挖掘，并表明它的重元素是由上一代恒星制造的。如果是这样的话，这种模式应该存在于整个星团中，而不仅仅是这颗恒星。恒星演化模型表明，亮星是由一个燃烧氦的外壳提供动力的，在热脉冲期间或之后立即离开了AGB。它的质量（0.54 +/- 0.16 M_sun）意味着47 Tuc中的单个恒星在AGB上损失0.1- 0.2 M_sun，仅略低于它们在RGB上的损失。
2021-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Forming short period sub-stellar companions in 47 Tuc: I. Dynamical model and brown dwarf tidal capture rates
球状星团中的恒星在最极端的环境中形成和演化：高密度和低金属丰度。如果恒星和行星的形成对环境条件非常敏感的话，那么这在球状星团中应该是显而易见的。观测表明，在球状星团47的中心区域，热彗星的数量级至少要比野外少一个数量级。在这项工作中，我们探讨了在文献中的索赔额外的后果低质量恒星初始质量函数。潮汐捕获，在球状星团中产生X射线双星的机制，也适用于棕矮星（BD）。这个过程产生了紧密的恒星-BD双星，可以通过凌日观测探测到。应用蒙特卡罗动力学演化模型，我们计算了整体BD捕获率。我们发现捕获的数量低于先前的估计。捕获效率随着恒星质量的增加而急剧增加，这意味着当BD和低质量恒星占据相同的区域时，质量分离会降低捕获效率。这种效应的结果是，目前对短周期伴星分数的限制与最初相等数量的BD和恒星保持勉强一致。然而，我们的研究结果表明，扩大样本在47 Tuc或调查其他球状星团密切的亚恒星同伴可以产生限制在这些环境中的亚恒星初始质量函数。我们估计在其他球状星团的捕获率，并建议47 Tuc仍然是一个有前途的目标，为未来的过境调查。
2021-11-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of red giants in 47 Tucanae I: Fundamental parameters and chemical abundance patterns
内容：球状星团化学丰度模式的研究对于确定轻元素团内污染的候选者具有重要意义。目的：我们的目标是在球状星团47 Tuccino（NGC 104）中获得大范围元素的精确丰度，为这个特定的星团的污染情景增加新的约束条件，扩大以前获得的元素丰度的范围。研究方法：使用量身定制的一维LTE大气模型，结合等效宽度测量，LTE和NLTE合成，我们从RGB尖端附近的13颗红巨星的高分辨率，高信噪比光谱中获得恒星参数和元素丰度。结果如下：我们得出了总共27种元素（O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Co，Ni，Cu，Zn，Y，Zr，Mo，Ru，Ba，La，Ce，Pr，Nd，Eu，Dy）的丰度。对于Na、Al和Ba，考虑了来自LTE的结果。我们发现平均[Fe/H] = $-0.78\pm0.07$和$[α/{\rm Fe}]=0.34\pm0.03$与以前的研究很好的协议。其余的元素与文献显示出良好的一致性，但列入铝的NLTE有显着的影响，这个关键元素的行为。结论：我们证实了其他几项研究发现的47个Tuccium中存在Na-O反相关。我们的NLTE分析的Al移动[Al/Fe]到较低的值，表明这可能是高估了早期的作品。在其余的元素中没有发现任何内在变化的证据。
2014-09-16 astro-ph.SR
The GeMS/GSAOI Galactic Globular Cluster Survey (G4CS) II: Characterization of 47 Tuc with Bayesian Statistics
本研究利用 G4CS 近红外与 HST 光学数据构建高质量颜色-星等图，并通过 BASE-9 软件进行 MCMC 贝叶斯分析，精确测定了球状星团 47 Tuc 的年龄、距离和消光等参数。
2023-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hubble Space Telescope Proper Motion (HSTPROMO) Catalogs of Galactic Globular Clusters. V. The rapid rotation of 47 Tuc traced and modeled in three dimensions
球状星团47 Tuc的高精度自行使我们能够首次测量星团在天球平面内的自转和从星团核心向外约13 '的速度各向异性剖面。这些配置文件与以前的测量沿视线和表面亮度配置文件，并配合所有一起与自洽模型，专门构造来描述准放松恒星系统与现实的差分旋转，轴对称和压力各向异性。最佳拟合模型在旋转轴和视线方向之间提供30度的倾斜角i，并且能够同时再现集群的完整三维运动学和结构，同时保持与投影形态的良好一致性。仅基于视线测量的文献模型意味着显著不同的倾角（i=45度），表明自行在约束47 Tuc的内在结构中起着关键作用。我们的最佳拟合的全球动力学模型意味着内部旋转高于以前的研究表明，并提出了一个峰值的内在V/sigma比约0.9在两个半光半径，与非单调的内在椭圆形轮廓达到值高达0.45。我们的研究揭示了47 Tuc中新程度的动力学复杂性，这可能有助于为球状星团的形成和演化提供新的见解。
2017-06-27 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Asteroseismology of red giants in the globular cluster 47 Tuc using the HST
University of New South Wales（新南威尔士大学）；University of Sydney（悉尼大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
本文通过哈勃空间望远镜的数据，对47 Tuc球状星团中的红巨星进行太阳型振荡搜索，确定了两颗恒星的质量，并推断出上红巨星分支的总质量损失，为未来的观测任务提供了依据。
2026-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Differential chemical abundance analysis of a 47 Tuc AGB star with respect to Arcturus
这项研究解决了在47 Tuccenda渐近巨星分支恒星Lee 2525中Zr丰度的差异。这颗恒星是用赛丁泉天文台2.3米望远镜的中阶梯摄谱仪观测到的。分析是通过校准Lee 2525相对于标准巨星大角星进行的。这项工作强调了使用标准恒星的重要性，其恒星参数与分析中的恒星相当，而不是相对于太阳进行校准（Koch & McWilliam 2008）。由于标准星和程序星之间大气结构的相似性，分析过程中的系统误差被最小化。除Zr外，Lee 2525的丰度与Brown & Wallerstein（1992）的值基本一致。在这项研究中，Zr与另一种轻s-过程元素Y（[Y/Fe]=+0.53 dex）具有类似的增强（[Zr/Fe] =+0.51 dex），这反映了当前关于AGB星内核过程富集s-过程元素的理论（Busso et al. 2001）。这与Brown & Wallerstein（1992）的结果相反，其中相对于Fe，Zr是不充足的（[Zr/Fe] = +0.51 dex），而Y是过量的（[Y/Fe] = +0.50 dex）。
2009-10-06 astro-ph.SR
The VMC Survey. XVIII. Radial dependence of the low-mass, 0.55--0.82 $M_\odot$ stellar mass function in the Galactic globular cluster 47 Tucanae
我们使用近红外观测的一部分，{PDMATHAMM可见光和红外天文巡天望远镜}（VISTA）麦哲伦云（VMC）的调查，以及两个互补的{PDMATHAMM哈勃太空望远镜}（{PDMATHAMM HST}）的数据集，研究的光度和质量函数作为集群中心半径的函数的主序星在银河系球状星团47 Tuccino。{ \sl HST}的观测结果表明，在$18.75\leq m_{\rm F606W}\leq 20.9$等（对应于$0.55<m_\ast/{M_\odot}<0.73$的恒星质量范围）的情况下，星团中心区域的暗星数量与其外围相比相对不足。来自星团核心的$6.7'$上的恒星数量显示出$17.62\leq m_{\rm F606W}\leq 19.7$等的不足（即，$0.65<m_\ast/{M_\odot}<0.82$），这与质量分离的预期一致。基于VMC的恒星质量函数在$0.55<m_\ast/{M_\odot}< 0.82$范围内呈现幂律形状。这些幂律的特征在于几乎恒定的斜率$α$。因此，幂律斜率$α$的径向分布显示了质量分离和潮汐剥离的重要性的证据，对于47 Tuc的第一代和第二代恒星。
2015-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Na-O anticorrelation in horizontal branch stars. III. 47 Tuc and M 5
为了检验球状星团的多星族假设对它们的HB的影响，我们分析了47个Tuccenda中110颗红色HB（RHB）星和M5中61颗蓝色HB（BHB）星和30颗RHB星的组成。在47 Tuc中，我们发现恒星的颜色与它们的p-捕获元素丰度之间存在紧密的关系。这有力地支持了这样一种观点，即氦含量-预计与p-捕获元素的丰度密切相关-是决定HB星颜色的第三个参数（在总体金属丰度和年龄之后）。然而，在47 Tuc中He丰度的范围必须很小（Δ Y<0.03）才能重现我们的观测结果;这与以前的分析一致。47 Tuc中p-和n-俘获元素丰度之间可能存在相关性。如果得到证实，这可能表明中等质量的AGB恒星对第二代恒星形成的气体做出了贡献。考虑我们样本中的选择效应（不包括温度高于11000 K和RR Lyrant变星）对于理解我们对M5的结果很重要。在这种情况下，我们发现，正如预期的那样，RHB星是贫Na和富O的，可能属于原始人口。有一个明确的相关性[Na/O]比和N丰度与颜色沿BHB。对这些恒星的He丰度进行推导，得出Y=0.22 \pm 0.03的低值。这是预料之中的，因为在这个星团中一个假定的氦丰富的人口HB星应该比11000 K温暖，因此不会被我们的分析采样。然而，我们需要一些额外的散射源在总质量损失的恒星爬上RGB重现我们的结果为M5。最后，我们在47 Tuc的HB上发现了一颗C星，在M5的HB上发…
2012-10-15 astro-ph.SR
Spatially resolving the AGB star V3 in the metal-poor globular cluster 47 Tuc with VLTI/GRAVITY
本研究利用VLTI/GRAVITY首次空间分辨贫金属球状星团47 Tuc中的AGB星V3，通过观测与建模分析其尘埃壳特征，为研究AGB星质量损失的金属丰度依赖性提供了新观测途径。
2024-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Monte Carlo Simulations of Star Clusters - VII. The globular cluster 47 Tuc
本文描述了大质量球状星团47 Tuc（NGC 104）动力学演化的Monte Carlo模型。该代码包括两体松弛的治疗，大多数类型的三体和四体相互作用，涉及原始双星和动态形成的，银河潮汐，以及单星和双星的内部演化。我们到达了一组初始参数的集群，经过12 Gyr的演变，给出了一个模型与一个相当令人满意的匹配表面亮度和密度分布，速度色散分布，在两个领域的光度函数，和加速的恒星。我们的模型似乎需要一个相对陡峭的初始质量函数的恒星以上约关闭，与指数约为2.8（其中萨尔彼得质量函数的指数为2.35），和一个相对平坦的初始质量函数（指数约0.4）较低的主序。根据该模型，目前的质量估计为90万太阳质量，其中约34%由残余物组成。我们发现，原始双星逐渐取代质量损失的恒星演化作为主要的动力驱动器的核心。尽管星系团高度集中，核心坍缩至少还需要20 Gyr。
2010-08-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical Identification of He White Dwarfs Orbiting Four Millisecond Pulsars in the Globular Cluster 47 Tucanae
我们使用超深紫外观测获得的哈勃太空望远镜，以寻找光学同伴的球状星团47 Tuccenda的二进制毫秒双星（MSP）。我们确定了四个新的对应物（MSP 47 TucQ，47 TucS，47 TucT和47 TucY），并确认了已知的对应物（MSP 47 TucU和47 TucW）。在彩色星等图中，发现的伴星位于主序和CO白矮星冷却序之间的区域，与质量在0.15 Msun和0.20 Msun之间的He白矮星的冷却轨迹一致。对于每一个确定的同伴，质量，冷却年龄，温度和脉冲星质量（作为倾角的函数）已被推导和讨论。对于47 TucU，我们还发现过去的吸积历史可能以亚爱丁顿速率进行。红背47 TucW的伴星被证实是一颗非简并恒星，其性质与黑寡妇系统的性质特别相似。在射电位置47 TucH和47 TucI的2-sigma天体测量不确定度范围内已经确定了两颗恒星，但是现有的数据阻止我们坚定地评估它们是否是这两颗MSP的真正伴星。
2015-09-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The white dwarf cooling sequence of 47 Tucanae
图47星团是最有趣、观测和理论研究最充分的球状星团之一。这使我们能够研究我们对白矮星冷却序列的理解的可靠性，面对不同的方法来确定它的年龄，并评估其他重要的特征，如它的恒星形成历史。在这里，我们提出了一个人口综合研究的球状星团47 Tuccino的冷却序列。特别是，我们研究了有效温度的分布，颜色-星等图的形状，以及相应的星等和颜色分布。我们这样做使用最新的人口合成代码的基础上蒙特卡罗技术，它结合了最新的和可靠的冷却序列和准确的建模的观测偏差。我们发现我们的理论模型和观测数据之间有很好的一致性。因此，我们的研究排除了以前的说法，即在中等高的有效温度下，白矮星冷却模型中仍然存在缺失的物理学。我们还得到了年龄的集群使用终止的冷却序列，获得一个很好的协议，使用主序列关闭的年龄测定。最后，我们发现该星团的恒星形成历史与使用主序星获得的一致，主序星预测了两个不同的种群的存在。我们的结论是正确的建模的白矮星人口的球状星团，结合使用的主序星的数量计数提供了一个独特的工具来模拟的球状星团的属性。
2014-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
An intermediate-mass black hole in the centre of the globular cluster 47 Tucanae
中等质量黑洞在理解恒星质量和超大质量黑洞之间的演化联系方面起着关键作用。然而，到目前为止，这些黑洞的存在仍然是模糊的，因此它们的形成过程是未知的。长期以来，人们一直怀疑质量为$10^{2}-10^{4}M_{\odot}$的黑洞应该形成并存在于致密的恒星系统中。因此，几十年来，专门的观测活动一直以球状星团为目标，寻找这些难以捉摸的天体的特征。在这些有针对性的搜索中发现的所有候选者似乎都是射电暗淡的，并且不具有基本平面预测的X射线与射电通量比，以用于吸积黑洞。基于缺乏电磁对应物的情况，分别根据射电和X射线观测，给出了47 Tuccenda（NGC 104）中一个假定的黑洞质量的$2060 M_{\odot}$和$470 M_{\odot}$上限。在这里，我们表明，有证据表明，在47 Tuc中心黑洞的质量为M $_{\bullet}\sim2300 M_{\odot}$ $_{-850}^{+1500}$时的球状星团的动力学状态探测与恒星。在其中一个致密星团的中心存在一个中等质量的黑洞，没有可探测到的电磁对应物，这表明黑洞没有以足够的速度吸积，因此与预期相反，它缺乏气体。这个中等质量的黑洞可能是电磁不可见的黑洞群体中的一员，而这些黑洞群体是导致星系中超大质量黑洞形成的难以捉摸的种子。
2017-05-09 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Ejection of globular cluster interstellar media through ionization by white dwarfs
来自白矮星的紫外辐射可以有效地清除银河系球状星团的团内介质。这解决了集群中缺少ICM的问题，否则期望建立容易观察的量。为了证明这一点，我们重新创建47 Tuc的电离通量，通过它们的AGB，后AGB和白矮星演化随机产生的恒星。每颗白矮星都可以吸收恒星风注入星团的所有物质，持续约300万年的演化：在任何一点上都存在约40颗这样的白矮星。每个GC的ICM都应电离。M15中的中性云应该是由暂时的高密度造成的。一个压力支持的ICM将在星团的潮汐半径范围内膨胀，在那里它将被截断，从而允许牛仔裤逃脱。模拟的金斯质量损失率近似于恒星总的质量损失率，可以有效地清除ICM。任何星系团的ICM质量应该等于其恒星在星系团核心和潮汐半径之间的声音传播时间内注入的质量。我们预测ICM在47 Tuc内的太阳质量约为11.3，清除超过400万年，而动力学时间尺度为430万年。我们提出了一个新的质量等级，讨论了球状星团矮星系之间的过渡。
2014-10-20 astro-ph.SR
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…
2009-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fundamental parameters of red giants in 47 Tucanae
在这些会议记录中，我们提出了初步的光谱分析结果的一个小样本的演变K-巨星的球状星团47图克坦。我们使用标准方法推导出所有目标的有效温度、表面重力和微湍流。此外，我们推导出[Fe/H]和[O/Fe]的LTE丰度以及钠的丰度，使用NLTE校正。我们发现一个平均金属丰度的集群[Fe/H] $=-0.75\pm0.10$，在极好的协议与其他几个研究。此外，我们证实了钠-氧的关系，以前报道的一些其他作者。最后，我们看到了富含钠的恒星也富含重镁同位素的迹象。
2013-01-14 astro-ph.SR
Models for Metal-Poor Stars with Different Initial Abundances of C, N, O, Mg, and Si. II. Application to the Colour-Magnitude Diagrams of the Globular Clusters 47 Tuc, NGC 6362, M5, M3, M55, and M92
我们用HST Wide Field Camera 3（WFC 3）对球状星团（GC）47 Tuc、NGC 6362、M5、M5、M55和M92的观测结果，比较了在C：N：O丰度比（[CNO/Fe]的两个不同值）变化下计算的-2.5 <= [Fe/H] <= -0.5的恒星模型。用于将模型转置到观察平面的测辐射热校正是基于新的MARCS合成光谱，该合成光谱结合了对涉及C、N和O原子的分子的改进处理。在距离模量和红度得到充分支持的假设下，其他α元素的[O/Fe] = 0.6和[m/Fe] = 0.4的等时线（这是GC中双星所青睐的）通常再现了观测到的颜色星等图（CMD）的主要特征，误差在~ 0.03 mag.它们似乎与观测到的（M_F336 W-M_F438 W）_0颜色的分布很好地匹配，这些颜色由CN-弱和CN-强恒星沿低巨星分支跨越，但不是最蓝的巨星，它们被怀疑是贫N的（[N/Fe] <~ -0.5）。无论是（M_F438 W-M_F606 W）_0的绝对颜色，还是在给定的M_F606W星等上这些颜色的变化，都很难解释，除非最红的恒星是富C的（[C/Fe] >~ +0.5）。允许适度的He丰度变化（Δ Y ~ 0.05）改善了对观测的拟合。
2021-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Is Dust Forming on the Red Giant Branch in 47 Tuc?
使用斯皮策IRAC观测SAGE-SMC遗产计划和存档的斯皮策IRAC数据，我们调查尘埃生产47 Tuc，附近的大规模银河系球状星团。先前的一项研究发现了红外线过量，表明星周尘埃，在47 Tuc的大量恒星中，跨越了整个红巨星分支（RGB）。我们表明，这些结果遭受恒星混合和成像文物所造成的影响，它很可能是没有恒星低于约1等的RGB的尖端正在产生尘埃。唯一看起来有尘埃的恒星是变星，它们也是星团中最冷、最亮的恒星。
2010-02-08 astro-ph.SR
Atomic diffusion and mixing in old stars IV: Weak abundance trends in the globular cluster NGC 6752
恒星中原子的扩散可以产生具有演化阶段的表面丰度的系统趋势。球状星团提供了有用的实验室，将观测限制在这一理论上，因为人们需要比较未演化和演化恒星的丰度，所有恒星都来自同一个恒星星族。本文给出了球状星团NGC 6752中恒星丰度的研究结果，表明Fe、Sc、Ti和Ca的丰度随演化阶段呈弱而系统的变化趋势。最好的解释的趋势是恒星结构模型，包括原子扩散与有效的额外混合。该模型允许纠正亚原始恒星锂丰度的恒星上的Spite高原，并将其匹配到WMAP校准的大爆炸核合成预测的相互1西格玛误差内。
2013-05-10 astro-ph.SR
The VMC survey XXVIII. Improved measurements of the proper motion of the Galactic globular cluster 47 Tucanae
利用可见光和红外巡天望远镜（VISTA）进行的深多历元PSF测光，对银河系球状星团47 Tuca（47 Tuc，NGC 104）内恒星的自行进行了测量和分析。这些观测是正在进行的麦哲伦云系统（VMC）近红外VISTA调查的一部分。这里分析的数据对应于一个VMC瓦片，覆盖的天空总面积为1.77 deg^2。本文用线性回归模型计算了~9070个背景星系的绝对自行，并将其应用于Ks滤波器中11个历元的恒星位置。数据涵盖约17个月的总时间基线。根据对距离星团中心5'到42'之间约35000个独立源的测量，我们发现了47 Tuc以内的恒星自行中值为（mu_a cos（d），mu_d）=（+5.89 +/-0.02（stat）+/- 0.13（sys），-2.14 +/- 0.02（stat）+/- 0.08（sys））mas/yr。我们将我们的结果与最新的美国海军天文台CCD天体仪目录（UCAC 5）的自行进行了比较，其中包括来自盖亚数据发布1的数据。选择星团成员（约2700颗恒星），我们发现自行的中位数为（mu_a cos（d），mu_d）=（+5.30 +/- 0.03（stat）+/- 0.70（sys），-2.70 +/- 0.03（stat）+/- 0.70（sys））mas/yr。从VMC数据得到的值与UCAC 5的结果一致，并且接近使用HST获得的文献测量值。我们结合我们的研究…
2018-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
