Multiple populations in the old and massive Small Magellanic Cloud globular cluster NGC121
我们使用了光学和近紫外哈勃空间望远镜测光和FLAMES/ESO-VLT高分辨率光谱相结合的老和大质量的球状星团（GC）NGC 121的小麦哲伦云（SMC）的恒星内容的特点。我们报告的检测多个恒星星族，在SMC星团系统的第一例。这一结果加强了新出现的情况下，多个恒星星族的存在是一个显着的特点，旧的和大规模的GC，无论环境，至于轻元素分布的关注。我们发现，第二人口（SG）的明星更集中比第一（FG）的。更有趣的是，与通常在银河系GC中观察到的不一致，我们发现NGC 121是迄今为止唯一一个由FG星主导的星团，占总星团质量的65%以上。在GC与90-95%的FG星一起诞生的框架中，这一观测发现表明NGC 121相对于银河系GC经历了更温和的恒星质量损失，或者它形成了更小比例的SG星。
2016-07-19 astro-ph.SR
Evidence for multiple populations in the massive globular cluster NGC 2419 from deep uVI LBT photometry
我们提出了精确的宽视场uVI测光的远程和大规模的银河系球状星团NGC 2419，旨在寻找u-V的颜色沿红巨星分支（RGB），通常被解释为测光签名的存在下，多个人口的球状星团。对19.8<V<22.0等的RGB星，我们发现：（a）RGB脊线的u-V，u-I和V-I扩散明显大于观测误差所预期的，并通过大量的人造星实验精确地量化;（b）u-V和u-I的本征色扩散大于V-I，（c）在u-V和u-I中，位于RGB脊线蓝色处的恒星比位于该线红色处的恒星明显更集中于星团中心。所有上述观测事实都可以在这样一种情况下得到解释，即相当大一部分星团恒星属于第二代氦含量丰富的恒星。最后，我们发现[Mg/Fe]<0.0的明亮RGB星（17.5<V<19.0）优先位于星团RGB的红色一侧，而[Mg/Fe]>0.0的明亮RGB星优先位于星团RGB的蓝色一侧。
2013-02-18 astro-ph.SR
Helium and Multiple Populations in the Massive Globular Cluster NGC6266 (M62)
最近的研究表明，球状星团中多个恒星星族的氦含量是不均匀的。氦的范围因星系团而异，更大质量的GC具有更大的氦分布。具有较大氦变化的GC也显示扩展的蓝色水平分支（HB）。我利用哈勃空间望远镜测光研究NGC 6266中的多个恒星星族，并推断它们的相对氦丰度。这个星系团是研究氦、星系团质量和HB形态之间可能联系的理想目标，因为它具有扩展的HB，是银河系中十个更明亮的GC之一。多波长光度学的色星等图分析显示，NGC 6266与其他大质量GC类似，拥有双主序（MS），红色和蓝色分量分别占恒星的79+-1%和21+-1%。红色MS与原始氦的恒星星族一致，而蓝色MS则是高度氦增强的，Δ Y=0.08+-0.01。此外，红色MS表现出固有的增宽，不能仅归因于光度误差，并且与氦中~0.025 dex的扩展一致。NGC 6266与其他富含氦的恒星星族的GC之间的比较支持氦变化、星团质量和HB扩展之间存在相关性。
2014-09-25 astro-ph.SR
Massive binaries and the enrichment of the interstellar medium in globular clusters
在球状星团中观察到的异常现象表明，氢燃烧产生的物质污染了环境。有两个主要的来源：渐近巨星分支星和大质量恒星在分裂极限附近旋转。我们讨论了潜在的大规模二进制作为一个有趣的替代来源的处理材料。我们讨论了相互作用的双星质量脱落的观测证据。与大质量恒星的快速辐射驱动风相反，这种物质通常以低速喷射。我们预计它会留在球状星团的势阱中，并成为第二代恒星形成或污染的可能。我们估计，处理后的低速物质的量，可以喷出的大质量的二进制文件是大于贡献的两个先前提出的来源相结合。
2009-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deciphering the Origins of the Elements Through Galactic Archeology
本研究利用低金属丰度恒星的高分辨率丰度数据，分析铁与多种元素的相关性，以探究这些元素是否与铁在核心坍缩超新星中共同产生，还是需要其他天体物理起源。
2025-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple Populations in Globular Clusters: The Possible Contributions of Stellar Collisions
球状星团被认为是简单的恒星星族，但最近的光度和光谱证据表明，星团的早期形成历史更为复杂。特别是，星团显示出恒星与恒星之间的丰度变化，以及在它们的颜色-星等图中的多重序列。这些效应似乎仅限于球状星团，而在疏散星团或磁场中没有发现。在本文中，我们结合了这两个竞争的模型，这些多个人口，包括恒星碰撞的影响的考虑。碰撞是少数只发生在致密恒星环境中的现象之一，比如（原）球状星团。我们发现，大质量恒星之间的失控碰撞可以产生的物质，其丰度与观察到的第二代相当，但这个通道产生的总质量很少。然后，我们加入了快速旋转的大质量恒星的贡献（假设大质量恒星是通过碰撞和相互作用旋转的），以及渐近巨星分支星的贡献。我们发现，碰撞可以帮助产生极端的丰度，这是在一些集群。然而，这些世代产生的物质总量仍然太少（至少是10倍），无法与观测结果相匹配。最后，我们讨论了解决这一特定问题可能需要考虑的额外影响。
2010-04-23 astro-ph.SR
Spectroscopic studies of stellar populations in globular clusters and field stars: implications for globular cluster and Milky Way halo formation
本文综述了球状星团中多个恒星星族的光谱研究结果。星团的初始质量是决定第二代星比例的最重要的参数。多重人口现象的起始阈值是1-3x10^5 MSun。核合成的影响，金属：Na/O和Mg/Al反相关性更广泛的金属贫比富金属的集群。大质量星系团是比小星系团更复杂系统，有几个种群具有不同的化学组成。在中等第二代恒星中观测到的高锂丰度强烈支持中等质量AGB星作为这类恒星的污染源;然而，极端第二代恒星的污染源很可能是快速旋转的大质量恒星或超大质量恒星，这些恒星通常没有可测量的锂。质量预算因子应该是集群质量的函数，并且仅在大规模集群中需要很大。
2019-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Four stellar populations and extreme helium variation in the massive outer-halo globular cluster NGC 2419
最近的研究表明，无论是球状星团（GC）内的氦变化，还是第一代和第二代恒星（1G，2G）的相对数量，都取决于主星团的质量。精确测定氦的内部变化和1G恒星的比例是多星族形成的关键约束条件。我们利用多波段哈勃空间望远镜测光研究NGC 2419中的MP，NGC 2419是银河系中最大和最遥远的GC之一，几乎与其潮汐影响无关。我们发现，1G主机的分析恒星的~37%，并确定了三个2G恒星，即2GA，2GB和2GC，其中包括~ 20%，~31%和~12%的恒星，分别。我们比较观察到的颜色，这四个群体的颜色来自适当的合成光谱，以推断相对氦丰度。我们发现2GA、2GB和2GC星的氦质量分数相对于具有原始氦的1G星（Y=0.246）分别增加了约0.01、0.06和0.19。2GC恒星的高氦丰度很难与目前大多数MP的情况相协调。此外，与其他大质量GC相比，1G恒星的比例相对较大（约37%）。利用文献的结果，我们发现，1G星的GC具有大的近星系距离的分数通常高于其他GC具有类似的质量。这表明NGC 2419与其他遥远的GC类似，失去了较低比例的1G恒星。
2019-02-06 astro-ph.SR
Are there any first-generation stars in globular clusters today?
几个模型竞相解释球状星团中恒星星族的丰度特性。其中一个主要的限制是目前根据钠含量识别的第一代和第二代恒星的比例。我们提出了另一种解释所观察到的钠分布，并建议低钠丰度的恒星被视为第一代恒星的成员，实际上可能是第二代恒星。我们计算的第二代恒星的数量比沿Na分布的快速旋转的大质量恒星模型使用相同的约束条件，从有据可查的情况下，NGC 6752在我们以前的发展。我们再现了低钠星的典型百分比通常被归类为第一代恒星，通过调用大质量恒星喷出的物质，并与原始球状星团材料混合的比例，占在这个集群中的锂钠反相关的第二恒星形成。球状星团今天可能完全没有第一代低质量恒星。这一点可以通过测定关闭型球状星团恒星的碳同位素比值和氮丰度来检验。简要讨论了后果和相关问题。
2014-10-15 astro-ph.SR
Massive binaries as the source of abundance anomalies in globular clusters
在球状星团中观察到的异常现象表明，氢燃烧产生的物质污染了环境。两个主要的来源被认为是：渐近巨星分支（AGB）恒星和在分裂极限附近旋转的大质量恒星（自旋星）。我们建议大规模的二进制文件作为替代来源。我们计算了一个20 Msun的恒星在密近双星的演化，发现它的脱落约10 Msun。喷出物富含He，N，Na和Al，C和O贫乏，类似于在球状星团中观察到的丰度模式。与大质量恒星的快速辐射驱动风相反，这种物质通常以低速喷射。我们预计它会留在球状星团的势阱中，并成为第二代恒星形成或污染的可能。我们估计，大量的处理低速物质喷出的量大于AGB星和自旋星的贡献相结合，假设大多数的大质量恒星在一个原始球状星团相互作用。如果我们考虑到双星中中等质量恒星的可能贡献，并假设喷出物被等量的未处理物质稀释，我们发现这种情况可以提供足够的物质形成第二代低质量恒星，其数量与第一代低质量恒星一样多。在这种情况下，没有必要做通常采用的假设，如第一代恒星的优先损失，星团的外部污染，或异常的初始质量函数。[删节]
2009-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
What Young Massive Clusters in the Magellanic Clouds teach us about Old Galactic Globular Clusters?
渐近巨星分支（AGB）的情况下，归因于多个人口在旧的银河系球状星团（GGC）的恒星形成的插曲，在气体中的大规模AGB和超级AGB的喷出物污染的第一个恒星星族。这些AGB的质量（4- 8 Msun）今天占据了麦哲伦云的年轻大质量星团（YMC），在那里快速旋转和减速在形成彩色星等图特征方面发挥了重要作用。因此，我们必须重新考虑这些质量的旋转演化是否会影响产额，以及由此产生的丰度是否与GGC中观察到的化学模式相容。我们显示的差分分析的第一个结果，通过计算热的底部燃烧的演变与增加的HOC-Na丰度在2DU的非旋转模型，MESA旋转模型的结果。
2019-09-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Space Velocities of Southern Globular Clusters VII. NGC 6397, NGC 6626 (M 28) and NGC 6656 (M 22)
作为我们正在进行的南方自行计划的一部分，我们测量了球状星团NGC 6397，NGC 6626（M 22）和NGC 6656（M 28）的绝对自行。参考系是这三个低银河纬度星团的依巴谷经ICRS星。形式误差范围在~0.3和0.7 mas/yr之间。值得注意的是，NGC 6397的结果与两次HST测定结果相差2.5 mas/yr，但与以前的地基测定结果一致。我们确定所有三个集群的银河系的轴对称和酒吧模型的轨道，并讨论这些在球状星团的形成。M 22是一个著名的铁丰度分布的星团;现在认为这样的星团是在大规模的母星系中形成的，这些母星系可以保留核心坍塌的SNe的喷出物。我们发现，五个目前公认的球状星团与铁/钙丰度分布显示轨道彼此无关，从而表明至少有五个独立的，大规模的祖先，有助于建立牛奶路晕。
2013-05-31 astro-ph.SR
NGC6362: the least massive globular cluster with chemically distinct multiple populations
我们提出的第一个措施的铁和钠丰度在NGC 6362，一个低质量的球状星团的第一代和第二代恒星完全空间混合。在甚大望远镜的多目标摄谱仪FLAMES上，总共观测到了160颗成员星（沿着红巨星分支和红水平分支）。我们发现该团簇的铁丰度为[Fe/H]=-1.09 $\pm$ 0.01 dex，没有内禀色散的证据。另一方面，[Na/Fe]分布原来是固有的宽和双峰。贫钠星和富钠星分别位于包括U滤波器在内的色星等图中最蓝和最红的红巨星分支。红巨星分支由第一代和第二代恒星以相似的比例混合组成，而几乎所有的红色水平分支恒星都属于第一代星团。到目前为止，NGC 6362是质量最小的球状星团，在那里已经检测到多个群体的光度和光谱特征。
2016-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances in the Metal-Poor Globular Cluster ESO 280-SC06: A Formerly Massive, Tidally Disrupted Globular Cluster
University of Chicago（芝加哥大学）；Syracuse University（雪城大学）；University of New South Wales（新南威尔士大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学促进会）；University of Florida（佛罗里达大学）
研究发现ESO 280-SC06的低金属度和第二群体恒星比例，推断其初始质量较高且经历潮汐破坏。
2026-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dissolved Massive Metal-Rich Globular Clusters Can Cause the Range of UV Upturn Strengths Found among Early-type Galaxies
我讨论的方案中，紫外线（UV）的巨大的早型星系（ETGs）的向上翻转主要是由于富氦恒星星族，形成在大规模的富含金属的球状星团（GC），随后溶解在强大的潮汐场在大规模的主星系的中心区域。这些大质量的GC被认为显示出与最近在M87中观察到的类似的紫外线上升，M87是室女星系团的中央巨型椭圆星系。从文献中获取的数据揭示了紫外线上升的强度和ETG中富含金属的GC的特定频率之间的强相关性。采用Schechter函数参数化的GC质量函数，模拟GC系统的长期动力学演化表明，所观察到的紫外上弯强度和GC比频率之间的相关性可以解释的特征截断质量${\cal{M}}_{\rm c}$的变化，使${\cal{M}}_{\rm c}$增加ETG光度的方式是一致的，在ETG中观察到的GC光度函数。这些研究结果表明，ETG中的紫外线上升的性质和ETG之间的强度的变化是因果关系的大规模GC中的富氦人口，而不是大规模星系球状体中的场星的内在属性。考虑到这一点，我预测，未来的研究将发现，[N/Fe]随着大规模ETG中的银河中心半径的增加而减小，并且这种梯度在具有最强UV上升的ETG中具有最大的振幅。
2018-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Blue Hook Populations of Massive Globular Clusters
我们给出了5个大质量银河系球状星团：NGC 2419，NGC 6273，NGC 6715，NGC 6388和NGC 6441的新的HST紫外色星等图。获得这些观测结果是为了研究之前在球状星团欧米茄Cen和NGC 2808的紫外图像中观察到的“蓝钩”现象。蓝钩星（英语：Blue hook stars）是一类热的（约35，000 K）亚亮水平分支星，在HR图上占据了一个无法用正则恒星演化理论解释的区域。通过耦合新的恒星演化模型，适当的非LTE合成光谱，我们调查这些恒星的各种理论解释。具体来说，我们比较我们的测光标准集群丰度，规范模型与增强氦（符合集群自富集在早期），并通过后期氦核心闪光的白矮星冷却曲线上形成的闪光混合模型。我们发现，闪光混合模型需要解释蓝钩星的微弱光度，虽然无论是典型的模型，也没有闪光混合模型可以解释在这样的恒星，特别是那些在最富金属的集群中观察到的颜色范围。除了颜色范围的变化，没有明显的趋势出现在形态的蓝钩人口的金属丰度。
2010-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular cluster systems in nearby dwarf galaxies - II. Nuclear star clusters and their relation to massive Galactic globular clusters
利用HST/ACS成像的低质量矮星系核区球状星团（GCs）的光度和结构参数，我们计算了现今恒星喷出物到达星团潮汐半径时的逃逸速度（v_esc），并将其与具有扩展（热）水平分支的银河系GCs（EST-GCs）进行了比较。对于EHB-GC，我们发现它们的金属丰度和（V-I）_0颜色与现今的v_esc有相关性。nGCs和EHB-GCs的vesc，（V-I）_0分布相似，说明nGCs也可能具有复杂的恒星星族. v_esc-[Fe/H]关系可以反映已知的恒星风速增加与金属丰度的关系，这反过来可以解释为什么在相同质量的情况下，更多的贫金属星系团比更多的富金属星系团在其恒星星族中表现出更多的特殊性。因此，可以用簇的v_esc作为描述自富集程度的参数。nGC填充与EHB-GC相同的Mv vs. rh区域，尽管它们没有达到最大的EHB-GC如wCen和NGC 2419的大小。我们认为，在吸积过程中的相对湿度的nGC可能会增加，由于在集群附近的显着的质量损失和由此产生的下降，一旦矮星系溶解在核心的外部潜力。我们的研究结果支持的情况下，银河系EHB-GCs起源于前银河系积木或矮星系，后来被银河系吸积的中心。
2009-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Very Young Massive Clusters and implications for globular clusters
非常年轻的大质量星团（VYMCs;也被称为“星爆”星团），通常是$\gtrsim 10^4M_\odot$，并且有几百万年的历史，是如何从巨大的分子云中形成的，这在很大程度上仍然是一个悬而未决的问题。对年轻星团和恒星形成分子云的越来越详细的观测和计算研究为它们的形成情景和所涉及的基本物理过程提供了线索。本章重点回顾了长达十年的研究，这些研究试图通过计算重现观测良好的VYMC，如猎户座星云团，R136和NGC 3603年轻星团，从而揭示大质量星团的诞生条件。在这方面，重点是直接N体模拟的真实大小的大质量星团，具有整体结构，并进行残余气体的驱逐，这一直复制观察到的几个VYMCs和年轻的星团的特点，一般。这些相对简化的模型计算与致密分子云的结构丰富性和恒星团簇形成的流体动力学计算的复杂性的连接详细介绍。此外，这种VYMC与球状星团，这是几乎一样古老的我们的宇宙，讨论的连接。本章的结论是解决长期深气体嵌入（至少表面上）和子结构系统，如W3主。虽然大部分的结果引用现有的和最新的文献，在一个综合的方式，提供了一些新的见解和讨论。
2015-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGC 6139: a normal massive globular cluster or a first-generation dominated cluster? Clues from the light elements
球状星团（GC）形成机制的信息可以通过研究组成这些恒星系统的多个种群的化学特征来收集。特别是，我们正在研究O，Na，Al和Mg之间的相互关系，以探索银河系和河外星系中星系团质量和环境对GC的影响。我们在这里获得的结果NGC 6139，其水平分支形态的基础上，已被提出由第一代恒星为主。在我们基于高分辨率光谱学的广泛研究中，我们发现了[Fe/H]= -1.579 +/- 0.015 +/- 0.058（rms=0.040 dex，45颗真正的成员星）。NGC 6139中的恒星显示了GC的正常化学模式，具有相当扩展的Na-O（和Mg-Al）的关系。NGC 6139的行为与预期的一样，包含很大一部分（约三分之二）的第二代恒星。
2015-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Explaining the multiple populations in globular clusters by multiple episodes of star formation and enrichment without gas expulsion from massive star feedback
为了研究银河系光环和凸起中的球状星团（GC）中发现的多个恒星星族的起源，我们为其推定的低质量祖先构建了化学演化模型。根据最新的理论发展，我们假设超新星爆炸波在没有排出预先富集的环境气体的情况下发生井喷，而大质量恒星的相对缓慢的风，以及从低质量到高质量的渐近巨星分支恒星的风和喷出物，都保留在这些质量较小的系统中。有趣的是，我们发现，所观察到的Na-O反相关的贫金属GC可以再现时，多个事件的星爆和富集被允许继续在这些子系统。一个特定形式的恒星形成的历史与连续恒星世代之间的时间间隔减少，但是，需要获得这一结果，这是在很好的协议与合成水平分支模型获得的参数。“质量预算问题”也大大减轻了我们的模型没有特别的假设恒星形成效率，初始质量函数，和第一代恒星的优先损失。我们还应用这些模型研究了Lee等人（2015）提出的富含金属的隆起中的超氦富红团星的起源。我们发现，大质量恒星的风的化学富集可以自然地再现所需的强大的他在富含金属的子系统增强。我们的研究结果进一步强调，气体排出或保留是理解GC中多种群的关键因素。
2018-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple populations within globular clusters in Early-type galaxies Exploring their effect on stellar initial mass function estimates
现在已经确定的是，大多数（如果不是全部的话）古老的球状星团拥有多个种群，其特征在于不同的化学特征，例如氦丰度变化以及N-C和Na-O反相关，固定[Fe/H]。这些非常独特的化学特征与在大质量早型星系中心发现的相似，并可能影响星系整体性质的测量。此外，最近的研究结果表明，在大质量早型星系中心发现的M/L变化可能是由于底部重的恒星初始质量函数。分析了类球状星团的多重布居对早型星系综合性质的影响。特别是，我们专注于综合光谱和全球质量-光比，已被用来推断恒星初始质量函数的变化的光谱特征。为了实现这一目标，我们开发适当的恒星星族合成模型，并考虑到，第一次，考虑到不同的He丰度的初始-最终质量关系。我们的结论是，虽然多个人口可能存在于大规模的早期型星系，他们可能不负责观察到的质量-光比和IMF敏感线强度的变化。最后，我们估计的恒星与多个人口的化学成分，来自大规模的椭圆形内被破坏的球状星团的比例，并发现它们可以解释一些观察到的化学图案在这些星系的中心。
2018-05-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Linking globular cluster formation at low and high redshift through the age-metallicity relation in E-MOSAICS
我们开始比较年龄金属丰度关系（AMR）的大规模集群的麦哲伦云质量星系的E-MOSAICS套件的数值宇宙学模拟与合并的观测数据的大规模集群的大，小麦哲伦云（LMC/SMC）。我们的目标是测试：（1）恒星团簇形成遵循普遍的物理过程，暗示了大质量星系团（YMC）、中龄星系团（IAC）和古老球状星团（GC）的共同形成机制;（2）所有年龄的大质量星系团都遵循连续的AMR;（3）与大质量星系相比，小质量星系的AMR关系较浅。我们的研究结果表明，在不确定性，预测AMR的L/SMC质量的星系与类似的恒星形成历史的L/SMC遵循相同的关系，观测。我们还发现，AMR饱和的金属丰度随着星系质量的增加而增加，这也被发现为场星AMR。这表明相对低金属量的星系团仍然可以在矮星系中形成。鉴于我们的研究结果，我们认为，古老的GC共享其形成机制与IACs和YMCs，其中GC是一个普遍的过程中的恒星团簇形成在其宿主星系的恒星形成的早期情节的结果。
2020-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of massive stars in the turbulent infancy of Galactic globular clusters: Feedback on the intracluster medium, and detailed timeline
一个重大的范式转变最近彻底改变了我们对球状星团（GC）的看法，长期以来，这些球状星团被认为是由同质物质产生的同时代恒星组成的简单系统。事实上，用8- 10米级望远镜对GC长寿低质量恒星进行的详细丰度研究，以及用HST对银河系GC进行的高精度测光，已经为单个GC中存在多个恒星星族提供了令人信服的线索。这些恒星亚群可以通过它们不同的化学性质（更准确地说，是通过从碳到铝的轻元素丰度的差异，见《布拉加利亚》，本卷）和颜色-星等图中多峰序列的出现（见《皮奥托》，本卷）来识别。这严重影响了我们对GC早期演化的理解，特别是大质量恒星在塑造星团内介质（ICM）和诱导次级恒星形成中可能发挥的作用。在这里，我们总结了详细的时间轴，我们最近提出的第一个40个百万年的典型GC的生命周期后，我们所谓的“快速旋转的大质量恒星的情况”（FRMS，Decressin等，2007年b）的一般思想，并考虑到星际气泡的动力学产生的恒星风和超新星。更多细节可参见Krause et al.（2012，2013）。
2013-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
A supra-massive population of stellar-mass black holes in the globular cluster Palomar 5
帕洛玛5是星系晕中的一个亮晶晶的星团，以其壮观的潮汐尾而闻名，它横跨天空超过20度。与N体模拟，我们表明，这两个显着的功能可以从一个恒星质量的黑洞人口，包括~20%的现今集群质量。在这种情况下，Palomar 5形成时的“正常”黑洞质量分数为百分之几，但恒星的损失率高于黑洞，因此黑洞分数逐渐增加。这使星团膨胀，增强了潮汐剥离和尾部形成。十亿年后，这个星系团将溶解成一个百分之百的黑洞星系团。最初密度较大的星系团最终会有较低的黑洞分数，较小的尺寸，并且没有可观察到的尾巴。因此，黑洞主导的扩展星团很可能是最近在星系晕中发现的薄恒星流的祖先。
2021-07-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of globular clusters with multiple stellar populations from massive gas clumps in high-z gas-rich dwarf galaxies
对于具有多个恒星星族的球状星团（GC）的形成，目前最受欢迎的方案之一是，最初的大质量恒星系统形成（“第一代”，FG），随后产生气态喷出物，这些喷出物转化为第二代恒星（SG），形成GC。我们调查，第一次，FG和SG星的顺序形成过程中的恒星形成的大质量气体团在富含气体的矮盘星系。我们采用一种新的方法来解决矮星系流体动力学模拟中GCs形成的两阶段问题，即当新恒星进入渐近巨星分支（AGB）阶段时，在每个新恒星粒子周围产生质量远小于母恒星粒子的新气体粒子.此外，对AGB气体粒子采用了更细的最大时间步长（<10^5 yr）和更小的软化长度（<2 pc），以更好地解决AGB星的气体喷射和AGB反馈效应。因此，次级恒星的形成从AGB喷出物可以适当地研究在星系尺度的模拟。FG恒星系统可以首先从一个巨大的气体团形成，由于其宿主富含气体的矮星系内的引力不稳定性。最初FG恒星系统不是一个单一的大质量星团，而是由几个总质量大于10^6 Msun的不规则恒星团（或丝状体）组成。当FG系统动态松弛时，来自AGB星的气态喷出物可以被FG系统引力捕获，随后转化为新的恒星，在FG系统内形成紧凑的SG恒星系统。有趣的是，大约40%的AGB喷出物来自不属于FG系统的恒星（“外部气体吸积”）。SG恒星系统的质量-密度关系可以近似为rho_SG ~ M_SG ^[1.5]。
2018-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
In search of massive single-population Globular Clusters
到目前为止，大多数球状星团都（至少）拥有两个恒星星族。这一特征需要一个两步的过程，在这个过程中，来自第一代恒星（FG）的核处理物质产生了第二代恒星（SG），它具有完全hoc循环物质的指纹。由于目前大多数球状星团的人口主要是由SG星组成，FG的相当大的一部分（>~90%）必须丢失。然而，应该存在两种由简单恒星星族（FG星团）主导的星团：一种是最初太小而不能保持冷却流并形成SG（仅FG星团），另一种是大质量的星团，它们可以保留CNO处理过的喷出物并形成SG，但不能失去相当大一部分FG（主要FG星团）。我们尝试的FG集群的分类，根据其水平分支（HB）的形态，显示在photomectric目录为106集群。FG候选者是其中HB可以通过几乎唯一的质量的演化来再现的簇。<20%的[Fe/H]<-0.8的团簇似乎是FG，但只有~10%可能具有足以形成SG的质量。这个小的百分比证实了更广泛的数据库，SG是今天的集群的主要组成部分，这表明它的形成是一个必要的成分，球状星团的生存在银河系潮汐场的动态演化过程中。Pal 3被证明是仅限FG的集群的一个很好的例子。HB模拟和各分量的空间分布表明，M53是一个“主FG”星系团。主要FG候选者也可以是NGC 5634、NGC 5694和NGC 6101。相比之下，NGC 2419包含超过30%的SG星，其目前的动力学状态比分析其恒星的化学丰度和HB形态更少地提…
2011-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of young massive white dwarfs in core-collapsed globular cluster NGC 362
本文利用 UVIT 和 HST 数据研究核心坍缩球状星团 NGC 362 中的 17 颗远紫外明亮白矮星，首次发现核心坍缩星团中形成大质量白矮星的证据，为球状星团中快速射电暴前身天体的形成提供了缺失环节。
2025-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nuclear Star Clusters in Cosmological Simulations
我们研究了最大质量的球状星团，如$ω$ Cen和M54，以及在年龄和金属丰度方面表现出相似差异的矮星系核星团之间的可能联系。我们在$z \approx 1.5$的宇宙学星系形成模拟中研究星系核，以探索它们的年龄和金属丰度分布是否可以解释这些大规模的球状星团。我们得到这些核区域的结构特性，包括质量，大小，旋转和形状。通过使用理论超新星产量模型的超新星富集在模拟中，我们得到个人的元素丰度为Fe，O，Na，Mg和Al。我们的核是系统的金属丰富比他们的宿主星系，这取决于预期的质量-金属丰度关系。有些星系核的Fe分布和年龄与银河系的大质量球状星团相当，这支持了矮星系的核星团可能是这些天体的祖先的假设。我们的核区域都不包含球状星团所特有的轻元素丰度分布，即使存在大的年龄分布。我们的研究结果表明，延长恒星形成的历史内的集群，与金属污染提供的超新星喷出物，是能够复制的金属丰度蔓延的大规模球状星团，但仍然需要另一个污染物产生的轻元素的变化。
2018-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Peculiar Radial Distribution of Multiple Populations in the massive globular cluster M80
利用哈勃空间望远镜的紫外和光学观测数据，详细分析了大质量致密球状星团M80中轻元素多重布居的径向分布.令人惊讶的是，我们发现，第一代恒星（FG）是显着集中比极端的第二代（SG）出$\sim 2.5 r_h$从集群中心。为了理解这种特殊行为的起源，我们使用了一组$N$体模拟LE-MP的长期动力学演化。我们发现，由于先进的集群的动力学状态，所观察到的差异不依赖于原始的FG和SG星的相对分布。相反，需要两个子群体的平均质量之间的差异$\sim 0.05-0.10 M_{\odot}$来解释观察到的径向分布。我们认为，这样的质量差异可能是高的结果，他丰富的SG星（$ΔY\sim 0.05-0.06$的顺序）相对于FG。有趣的是，我们发现，一个类似的他的变化是必要的复制M80的水平分支形态。这些结果表明，LE-MP之间的质量差异，由于不同的He含量，应适当考虑到正确的解释其径向分布，至少在动态演化系统。
2018-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
An extremely metal-deficient globular cluster in the Andromeda Galaxy
球状星团（GC）是由数千至数百万颗恒星组成的致密、引力束缚的系统。它们优先与星系中最古老的成分相关，因此测量它们的成分可以深入了解早期宇宙中星系中化学元素的积累。我们报告了仙女座星系（M31）中的一个巨大的GC，它的重元素极度耗尽。它的铁丰度比太阳低约800倍，比以前已知的最缺铁的GC低约3倍。它也严重缺乏镁。这些测量结果挑战了GC金属丰度下限的概念，以及大规模GC不可能在如此低的金属丰度下形成的理论预期。
2020-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of NGC5824, a globular cluster without iron spread but with an extreme Mg-Al anticorrelation
NGC 5824是一个巨大的银河系球状星团，根据钙三重线的强度，它的铁含量被怀疑有内在的扩散。我们目前的化学丰度的117个星团巨星使用高分辨率光谱获得的多目标摄谱仪火焰。87颗红巨星分支星的金属丰度分布峰值在[Fe/H]=-2.11+-0.01dex，而30颗渐近巨星分支星的金属丰度分布峰值在[Fe/H]=-2.20+-0.01dex。这两种分布都与零散布兼容，并指出该星系团没有保留超新星的喷出物。这两组恒星之间的铁丰度偏移量很小，与其他星团中的红巨星和渐近巨星分支恒星之间已经观察到的相似。缺乏内在的铁扩散排除了NGC 5824是一个分裂的矮星系的残余物的可能性，正如以前所建议的那样。我们还发现了通常在球状星团中观察到的化学异常的证据，即Na-O和Mg-Al的关系。特别是，NGC 5824表现出巨大的[Mg/Fe]丰度范围，仅在少数贫金属和/或大规模集群中观察到。我们的结论是，NGC 5824是一个正常的球状星团，没有扩展在[Fe/H]，但有一个异常大的扩展在[Mg/Fe]，可能是由于一个有效的自富集驱动的大质量渐近巨星分支星。
2018-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
An ongoing tidal capture in the Large Magellanic Cloud: the low-mass star cluster KMK88-10 captured by the massive globular cluster NGC 1835?
利用 HST/WFC3 深场图像分析 NGC 1835 附近的 KMK88-10，测定其年轻族群、结构与质量，并发现指向 NGC 1835 的潮汐桥迹象，可能是首次观测到小星团被大质量球状星团捕获。
2023-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Optical Colors of Giant Elliptical Galaxies and their Metal-Rich Globular Clusters Indicate a Bottom-Heavy Initial Mass Function
我们报道了7个大质量椭圆星系的光学（g-z或B-I）颜色与其相关的大质量富金属球状星团（GC）的平均颜色之间的系统和统计上的显著偏移，在这个意义上，母星系在给定的银河系中心距离下红了0.12-0.20等。然而，蓝色的光谱指数表明，这些星系的光度加权年龄和金属丰度等于它们在给定的银河系中心距离上的平均大质量富金属GC，在很小的不确定性范围内。红色GC系统和它们的母星系之间观察到的颜色差异不能用大质量富含金属的GC中存在多个恒星世代来解释，因为后者对群体的综合g-z或B-I颜色的影响可以忽略不计。然而，我们表明，这种悖论可以解释，如果在这些大规模的椭圆星系的恒星初始质量函数（IMF）是显着陡峭的亚太阳质量比典型的IMF来自恒星计数在太阳附近，与GC的颜色已成为蓝色由于动力学演化，造成显着平坦的恒星MF的平均幸存GC。
2013-01-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
On the coexistence of stellar-mass and intermediate-mass black holes in globular clusters
在本文中，我们解决的问题：什么是恒星质量黑洞（BH）双星共存于一个球状星团与中等质量黑洞（IMBH）的概率是多少？我们的研究结果表明，一个或多个BH双星的检测可以强烈地限制在大多数银河系球状星团的IMBH的存在。更具体地说，一个或多个BH二进制的检测可以强烈地指示在我们的样本中大约80%的集群中存在比$\gtrsim 10^3$ M $_{\rm \odot}$更大的IMBH。为了说明这一点，我们使用的N体模拟和分析方法相结合，以权衡BH双星的形成率对他们的喷射和/或中断率通过强引力相互作用的中心（最）大质量BH。恒星质量的黑洞（无论是否有双星伴星）的最终命运是所有黑洞都被中央的IMBH从星团中抛出，只留下最大质量的黑洞与IMBH形成一个近距离双星。在每个阶段的演变，我们讨论了中央BH-BH对作为一个功能的属性的二进制和它的主机集群的inspiral率。
2014-07-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A critical look at the merger scenario to explain multiple populations and rotation in iron-complex globular clusters
有人提出合并来解释球状星团（GCs）中的多个种群，其中铁丰度分布广泛（以下称为铁络合物GCs）。通过N体模拟，我们调查，如果合并是一致的，在铁络合物GC的子群体和旋转的观察。关键的参数是原始细胞的初始质量和密度比。当密度相似时，质量较大的前身星占据了合并残留物的中心部分，质量较小的前身星形成了一个扩展的旋转星群。只有当低质量的祖先的初始密度比合并残留物的质量比高出大约1倍时，它才能在合并残留物的中心区域成为大多数人口。为了匹配两个铁络合物GC（ω Cen和NGC 1851）中多个种群的径向分布，质量较小的祖先需要是较大祖先的四倍。我们的合并残留物显示内部的固体旋转，在外部变得不同。旋转速度V和椭圆率ε与具有各向同性色散的扁转子模型一致。我们讨论了几个运动学签名的合并与一个更密集的低质量的祖先，可以测试与未来的观测。
2016-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopy and photometry of the least-massive Type-II globular clusters: NGC1261 AND NGC6934
最近的工作揭示了两类球状星团（GC），称为I型和II型。II型GC的特征是由不同金属丰度的恒星组成的蓝-和红-红巨星分支，通常伴随着慢中子捕获元素（s-元素）的不同丰度。在这里，我们继续化学标记的第二类GC增加了两个最小的质量集群，NGC 1261和NGC 6934。基于光谱学和光度学，我们发现NGC 1261中的红色恒星的[Fe/H]略有增加~0.1 dex，并确认NGC 6934中的红色恒星的铁增加~0.2 dex。无论是NGC 1261还是NGC 6934都没有显示出S-元素的内部变化，这表明发生S-过程富集的GC质量阈值。我们发现了一个显着的相关性之间的额外的铁锁定在红色恒星的II型GC和现今的质量的集群。然而，大多数II型GC保留了SNe II产生的一小部分铁，低于2%; NGC 6273，M54和欧米茄半人马座是显着的例外。在附录中，我们第一次推断了位于人马座矮星系核中的GC M54中的镧的化学丰度，镧被认为是s元素的代表。红序星的[La/Fe]略增0.10 \pm 0.06 dex，与大多数II型GC的大[La/Fe]扩散形成对比。我们认为，不同的过程是负责富集铁和S-元素的II型GC。
2021-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Confirmation of Enhanced Dwarf-sensitive Absorption Features in the Spectra of Massive Elliptical Galaxies: Further Evidence for a Non-universal Initial Mass Function
我们最近发现大质量椭圆星系团具有强的Na I 8183、8195和FeH 9916 Wing-Ford带吸收，表明存在着质量<0.3Msun的大量恒星。在这里，我们通过比较椭圆星系光谱和与M31相关的发光球状星团的光谱来检验这一结果。这些球状星团与大质量椭圆星系具有相似的金属丰度、丰度比和年龄，但它们的低动力学质光比排除了陡峭的恒星初始质量函数（IMF）。从高质量的Keck谱中我们发现，球状星团中的矮敏感吸收线明显弱于椭圆星系，并且与正常的IMF一致。Na I和Wing-Ford指数的差值分别为0.027 ± 0.007 mag和0.017 ± 0.006 mag。我们直接比较这两类对象减去平均球状星团光谱的平均椭圆星系光谱。差分谱与具有底重IMF和底轻IMF的恒星星族合成模型之间的差异很好地拟合。我们推测，IMF的斜率可能会随着速度分散而变化，尽管目前还不清楚是什么物理机制导致了这种关系。
2011-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2012-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular cluster formation with multiple stellar populations: self-enrichment in fractal massive molecular clouds
内部化学丰度分布是银河系中球状星团的基本性质之一。为了了解这样的丰度蔓延的起源，我们用我们新的流体动力学模拟的超新星（SNe）和渐近巨星分支（AGB）恒星的形成和反馈效应的分形结构的大规模分子云（MCs）的GC形成进行了数值研究。我们特别研究了恒星形成的气体化学污染的SNe和AGB星内的MCs具有不同的初始条件和环境。主要结果如下。多代星的GC可能是由分形MC高密度区发展而来的等级星团复合体合并而成的。SNe星和AGB星的反馈效应可以控制MCs原始气体和AGB星喷出气体形成恒星的效率。模拟的GC在中央3 pc内具有氦丰度的径向梯度。对于一个标准的初始恒星质量函数（IMF），原始MC质量需要达到10^7 Msun，这样由AGB喷出物形成的恒星的最终质量就可以达到10^5 Msun。由于AGB喷出物的恒星形成时间相当长（10^8年），因此它们的形成可以被恒星本身的SNe强烈抑制。这一结果意味着，所谓的质量预算问题是更严重的比以往任何时候都认为在GC形成的自富集的情况下。因此，第二代恒星的IMF应该是“顶光”。
2017-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
MOCCA SURVEY Database I: Binary Black Hole Mergers from Globular Clusters with Intermediate Mass Black Holes
由于引力波的作用，球状星团中黑洞双星的动力学形成在恒星密度较高的地方发生得更频繁。同时，形成中等质量黑洞（IMBHs）的概率也随着密度的增加而增加。为了探讨IMBH的形成和增长对来自球状星团的恒星质量黑洞双星布居的影响，我们分析了现有的大型Monte-Carlo球状星团模拟数据（MOCCA SURVEY Database I）。当IMBH质量不够大或IMBH种子形成较晚时，我们发现二元黑洞合并的数目与基于星系团初始性质的预测一致。然而，与预测相比，当现今IMBH质量比$\sim10^4 \rm M_{\odot}$更大或现今IMBH质量超过集群初始总质量的1%时，二元黑洞形成和随后的合并事件显着减少。通过考察系统中黑洞逃逸时刻的最大黑洞质量，我们发现在IMBH形成和增长之前，$\sim$ 90%的并合黑洞逃逸。此外，大部分恒星质量的黑洞被合并到IMBH或在大质量IMBH的情况下作为单个黑洞从球状星团中逃逸，这可能导致与引力波合并的二元黑洞的显着不足，取决于星团的初始分布。
2020-08-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Very Massive Stars: a metallicity-dependent upper-mass limit, slow winds, and the self-enrichment of Globular Clusters
天体物理学中的一个关键问题是关于恒星是否存在质量上限，如果存在，是什么物理机制设定了这个上限，这也可能决定了质量上限是否与金属丰度（Z）有关。我们认为，由辐射驱动的风介导的线不透明度的质量损失是设置质量上限的主要候选人之一。我们目前的质量损失预测（dM/dt_wind）的Monte Carlo辐射转移模型的相对较冷（Teff = 15 kK）膨胀的非常大质量的恒星（VMS）与大爱丁顿伽马因子在质量范围100-1000 Msun作为金属丰度的函数下降到1/100 Z/Zsun。我们采用我们的Monte Carlo方法的流体动力学版本，使我们能够同时预测质量损失率（dM/dt_wind）和终端风速（vinf）。有趣的是，我们发现风的终极速度（vinf）是低（100-500公里/秒）在一个广泛的Z-范围内，我们建议，从VMS的慢风是一个重要的来源，自我富集的球状星团。我们还发现质量损失率（dM/dt_wind），超过了典型的质量吸积率（dM/dt_accr）的0.001 Msun/yr在恒星形成。我们将我们的质量损失预测表示为质量和Z的函数，发现log dM/dt = -9.13 +2.1 log（M/Msun）+0.74 log（Z/Zsun）（Msun/yr）。即使恒星风不会直接停止和逆转恒星形成过程中的质量吸积，如果最大质量的恒星是通过恒星合并形成的，恒星风的质量损失可能会主导恒星…
2018-04-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of Intermediate-Mass Black Holes in Globular Clusters Using Gravitational Lensing
最近的观测表明，在许多星系的中心存在着超大质量黑洞。在球状星团中存在中等质量黑洞（IMBHs）也被预言过。我们专注于引力透镜作为一种新的方式来探索这些实体。众所周知，像球状星团这样的自引力系统的质量分布会随着中心大质量天体的存在与否而发生很大的变化。在考虑了一个属于银河系的球状星团可能的质量分布后，我们估计IMBH对引力透镜分离角的影响为毫弧秒量级。
2020-12-29 astro-ph.GA astro-ph.SR gr-qc
