The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. XXII. Relative ages of multiple populations in five Globular Clusters
目标。提出了一种新的方法来估算NGC 104（47 Tuc）、NGC 6121（M4）、NGC 6352、NGC 6362和NGC 6723等5个球状星团中多个恒星星族的相对年龄。方法.我们利用“HST紫外球状星团巡天（HUGS）”数据库中的星表，绘制了球状星团的色星等图和双色图。我们确定了每个球状星团内的多个种群，并将它们分为两个主要的恒星星族：POPa或第一代（1G）和POPb，由所有连续的恒星代组成。新技术使我们能够获得一个精确的估计之间的相对年龄POPa和POPb。结果NGC 6352、NGC 6362和NGC 6723的多个种群分别在3.36亿年、4.74亿年和6.34亿年内同时代。这些结果是结合所有不确定性来源获得的。
2020-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Ages and Metallicities of the Globular Clusters in the Sparkler
本文使用 MCMAME 代码重新分析了 The Sparkler 星系中球状星团的测光数据，发现其年龄和金属丰度在 1σ 内一致，并证实该星团群体追踪了星系的自增丰历史。
2023-06-20 astro-ph.GA
Some Systematics of Galactic Globular Clusters
本文研究了所有已知的银河系球状星团的整体性质。银河系球状星团的光度与金属丰度之间的关系是复杂的。在发光的星系团之间存在着一种相关性，即最古老的星系团比年轻的星系团更缺乏金属。然而，在最暗的球状星团中却没有发现这种明确的关系。发现球状星团的中心浓度指数C与金属丰度无关。球状星团的半光半径与它们的银心距离的关系可以近似为$R_h α R^{2/3}_{gc}$。具有坍缩核心的星团大多位于银河系核心附近。对于$R_{gc} < 10$ kpc的光度和半径的集群似乎是不相关的。银河系与大麦哲伦星系和小麦哲伦星系的不同之处在于，它似乎缺乏高度扁平的发光星团。年龄为$\geq$ 13.0 Gyr的银河系球状星团都属于奥斯特霍夫II型，而年龄为$<$ 13.0 Gyr的几乎所有球状星团都属于奥斯特霍夫I型。年龄为$<$ 11.5 Gyr的球状星团都位于外星系晕中，光度低于平均值，半径高于平均值。另一方面，非常古老的球状星团NGC 6522位于银河系核心附近。
2011-08-02 astro-ph.GA
The Ages, Metallicities and Alpha Element Enhancements of Globular Clusters in the Elliptical NGC 5128: A Homogeneous Spectroscopic Study with Gemini/GMOS
我们提出了新的综合光谱的球状星团（GC）在NGC 5128，以测量径向速度和推导年龄，金属丰度，和α元素丰度比。我们用Gemini-S 8-m/GMOS对72个S/N > 30 /AA的GC进行了~3400-5700 AA的光谱测量，并在NGC 5128中发现了35个新的GC。我们测量并比较了从HdeltaA到Fe 5406的Lick指数与Thomas等人的单恒星星族（SSP）模型。(2003，2004）。我们还测量了Puzia等人（2002）和Schiavon等人（2005）的41个银河系GC的Lick指数，并采用相同的方法进行直接比较。我们的研究结果表明，68%的NGC 5128 GC具有老年（> 8 Gyr），14%具有中间年龄（5-8 Gyr），18%具有年轻年龄（< 5 Gyr）。然而，当我们将GC的金属丰度作为年龄的函数时，我们发现NGC 5128中92%的贫金属GC和56%的富金属GC的年龄> 8 Gyr，这表明GC的大多数金属丰度亚群形成较早，年轻和富金属GC形成较晚。我们的金属丰度分布函数直接从光谱利克指数是明显的双峰，因为是同一组GC的颜色分布。因此，金属性双峰是真实的，而不是颜色到金属性转换的伪影。α/Fe值是超日的，平均值为0.14pm ~ 0.04，表明它的形成时间很快。然而，NGC 5128中的GC并不像本研究中检查的银河系GC那样[alpha/Fe]增…
2009-11-05 astro-ph.GA
The influence of the C+N+O abundances on the determination of the relative ages of Globular Clusters: the case of NGC 1851 and NGC 6121 (M4)
NGC 1851的色星等图（CMD）呈现出两个次巨星分支（SGB），可能是由于存在两个总CNO含量不同的星群。我们测试的想法，总CNO的差异可能会模拟年龄差异时，比较CMD的集群，以获得相对年龄。我们比较了NGC 1851和NGC 6121（M4），一个非常相似的[Fe/H]星系团。我们发现，适当的CMD位移使两个红巨星水平分支处于同一星等水平，未演化的主序星和红巨星分支匹配，但NGC 6121的SGB及其红巨星分支“bump”比NGC 1851的暗。特别是，NGC 6121的SGB甚至比NGC 1851中微弱的SGB还要微弱。如果NGC 6121的总CNO大于NGC 1851，即使这两个星团是同时代的，这两个特征也可以得到解释。我们的结论是警告，不同的初始C+N+O丰度之间的两个集群，否则类似的金属丰度和年龄，可能会导致差异的关断形态，可以很容易地归因于年龄差异。
2009-08-12 astro-ph.GA
The tidal evolution of the Fornax dwarf spheroidal and its globular clusters
从天炉座矮球状星系的运动学推断其暗物质（DM）含量远低于LCDM宇宙学模拟的预期。我们使用N体模拟来检查这是否可能是银河潮汐的结果。我们发现，尽管盖亚任务改善了自行，但天炉座的近心距离仍然没有受到很好的约束，主要是因为它的最大速度分量大致与太阳运动反平行。因此，将天炉座的自行转化为银心速度，敏感地依赖于天炉座的假设距离：观测到的距离不确定性$\pm 8\%$，意味着近心距离在$r_{\rm peri}\sim 50$和$r_{\rm peri}\sim 150$ kpc之间变化。我们的模拟表明，对于$r_{\rm peri}$在较低的范围内的估计，LCDM subhalo的最大圆周速度$V_{\rm max}=40$公里秒$^{-1}$（或维里质量$M_{200}\approx 10^{10} M_\odot$，预期从LCDM）将潮汐剥离到$V_{\rm max} \sim 23$公里秒$^{-1}$超过$10$陀螺仪。这将使天炉座恒星半质量半径内的DM质量减少到初始值的一半左右，使其与观测结果一致。潮汐剥离主要影响天炉座的DM晕;它的恒星成分受到的影响很小，在此过程中损失的质量小于其初始质量的$5\%$。我们还探讨了银河潮汐的影响，对动态摩擦衰减时间的天炉座的人口的球状星团（GC），并发现很少的证据，实质性的变化，与模型运行在隔离。一个人口的GC与初始轨道半径之间的$1$和$2$…
2021-10-12 astro-ph.GA
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。
2010-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2017-07-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Intermediate-age Globular Clusters in Four Galaxy Merger Remnants
我们提出的结果相结合的哈勃空间望远镜的光学光度测量和地基KS波段光度测量的双子座成像仪NIRI和FLAMINGOS-I研究的球状星团人口在四个早期类型的星系，是最近合并的候选残余物（NGC 1700，NGC 2865，NGC 4382，和NGC 7727）。这些星系的选择是基于它们的蓝色和精细结构，例如贝壳和涟漪，这表明过去的相互作用。我们适合组合VIKs球状集群数据与简单的玩具模型的混合集群人口，包含三个不同年龄和金属丰度的亚群。通过卡方参数空间映射完成的拟合，为每个星系中存在中等年龄的星系团提供了明确的证据。我们发现，这些球状星团子种群的1-2 Gyr的年龄与先前估计的合并年龄的宿主星系是一致的。
2014-08-04 astro-ph.GA
Ages and structural and dynamical parameters of two globular clusters in the M81 group
GC-1和GC-2是Jang等人利用{ \it HST}（\it HST）图像发现的两个位于M81群中M81和M82遥远晕中的球状星团（GC）。这两个GC是北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）多色巡天的一部分，使用了14个覆盖4000- 10000 nm波长范围的中频滤波器。通过比较这两个星系团的光谱能量分布，我们精确地确定了它们的年龄和质量（从2267年到20000年，包括{ \it星系演化探测器}、14 BATC中波段和2微米全天空巡天近红外$JHK_{\rm s}$滤光片的近紫外测光数据）和理论恒星种群合成模型，导致GC-1的年龄为$15.50\pm3.20$，GC-2的年龄为$15.10\pm2.70$ Gyr。这里得到的GC-1和GC-2的质量分别为$1.77-2.04\times 10^6$和$5.20-7.11\times 10^6 \rm~M_\odot$。此外，使用{ \it HST}上的高级巡天照相机和宽视场照相机3进行的深层观测，提供了GC-1和GC-2的表面亮度剖面。的结构和动力学参数来自拟合的配置文件，以三种不同的模式，特别是内部的速度色散的GC-1和GC-2的推导，这可以与光谱观测的基础上获得的比较在未来。本文首次用$r_h$对$M_V$的图表明GC-2是M81群中的一颗超致密矮星。
2017-05-24 astro-ph.GA
Chemical composition and ages of four globular clusters in M31 from the analysis of their integrated-light spectra
我们比较了M31中四个球状星团（Bol 6，Bol 20，Bol 45，Bol 50）的化学组成的结果（Maricheva M. 2021年）。M31中四个球状星团的积分光谱研究。占星术。Bull.76：389 - 404.土井：https：//doi.org/10.1134/S199034132104009X）与我们银河系和M31中具有相似年龄和化学丰度的GC的积分光光谱学以及两个星系中恒星的化学丰度的现有文献数据进行比较。簇合物和它们的文献类似物具有中等的金属丰度-1.1 <[Fe/H]<-0.75 dex和年龄（10 Gyr）。Mg、Ca和C的丰度均高于M31中GCs的[Fe/H]-1dex值。使用文献数据，我们没有找到我们银河系和M31中所研究的星系团在年龄，氦质量分数（Y）和化学成分方面的完全类似物。在[Fe/H]~（-1）dex，四个星团的α元素丰度比银河系中恒星的平均丰度高0.2 dex。我们认为，这些和M. Maricheva's（Maricheva M. 2021）关于所研究物体的金属丰度低于M31晕中红巨星的平均金属丰度以及阿尔法-它们中的过程元素对应于M31内晕中恒星的平均值，这可能表明，在我们的样本团簇形成时，M31附近的恒星形成过程是复杂的，与SNe II爆发有关的星系际介质和剧烈的恒星形成事件。
2022-03-21 astro-ph.GA
The Stellar Population and Orbit of the Galactic Globular Cluster Palomar 3
本文介绍了银河系中最遥远的球状星团之一Palomar 3的深恒星测光，它是基于VLT在Johnson-Rumins宽带V和Ifilters中拍摄的帧，以及用上普罗旺斯天文台CARELEC摄谱仪获得的星团中心区域的中等分辨率恒星光谱和综合光谱的Lick光谱指数的测量。还计算了Palomar 3和9个金属丰度和年龄相近的银河系球状星团的轨道参数。估计了Palomar 3的轨道参数、年龄、金属丰度和距离。星际吸收与文献中的值一致，并补充了文献中的值。需要获得更准确的数据自行，年龄和星团恒星的化学成分，以阐明这个球状星团的起源强调。
2020-07-31 astro-ph.GA
Star Clusters in M31: II. Old Cluster Metallicities and Ages from Hectospec Data
我们提出了新的高信噪比光谱数据的M31球状星团系统，获得与Hectospec多光纤光谱仪上的6.5米MMT。在5A的分辨率下，已经观察到300多个星团。本文的主要重点是确定平均金属丰度，年龄和红化。金属丰度估计使用校准舔指数与[Fe/H]提供的银河GC。金属丰度分布一般不是双峰的，与双峰的银河系球状分布有很大区别。相反，M31的分布显示了一个宽峰，中心在[Fe/H]=-1，这表明M31和银河系的星系团系统有不同的形成历史。用自动恒星星族分析程序EZ_Ages测定了[Fe/H] > -1的星团的年龄。我们没有发现M31中存在中等年龄的大质量星团的证据。此外，我们还发现，在金属丰度方面，古老GC的平均年龄在大约十年的时间里是非常稳定的（-0.95 < [Fe/H] < 0.0）。（节略）
2011-01-19 astro-ph.GA
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。
2020-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Recent Formation of a Spiral Disk Hosting Progenitor Globular Clusters at the center of the Perseus Brightest Cluster Galaxy: II. Progenitor Globular Clusters
我们讨论了Holtzman等（1992）在距英仙座星系团中心的巨大椭圆星系NGC 1275中心$\sim$ $5\,\rm kpc$半径范围内发现的超级星团（SSC）的性质和起源。我们表明，与随后从该星系中心发现的数量更多的SSC种群（直到$\sim$ $30\,\rm kpc$）相比，中心SSC种群的最大质量高出一个数量级，质量函数具有较浅的幂律斜率。此外，尽管外部SSC群体具有跨越几个$\rm Myr$到至少$\sim$ $1\,\rm Gyr$的年龄，但中心SSC群体具有强烈集中在$\sim$ $500 \rm \, Myr$周围的年龄，其中$\sim$ $100\,\rm Myr$的$1\,σ$分散。这些SSC与“中央螺旋”有着密切的空间和时间关系，后者的半径$\sim$ $5\,\rm kpc$也以NGC 1275为中心，特征恒星年龄为$\sim$ $150\,\rm Myr$（论文I）。我们认为，无论是中央SSC人口和中央螺旋形成的气体沉积的剩余冷却流，与SSC形成第一，其次是形成的恒星体的中央螺旋$\sim$ $300$ - $400\,\rm Myr$后。中心SSC群的年龄意味着它们能够承受NGC 1275中心附近非常强的潮汐场，使它们成为真正的祖先球状星团。显然，最近在一个巨大的椭圆星系的中心形成了一个包含祖先球状星团的螺旋盘。
2022-03-08 astro-ph.GA
The Ages of 55 Globular Clusters as Determined Using an Improved delta V_TO^HB Method Along with Color-Magnitude Diagram Constraints, and Their Implications for Broader Issues
利用等时线叠加在关断测光上的方法，计算了55个球状星团（GC）的年龄，假定距离是基于零年龄水平支（ZAHB）模型与观测到的HB星分布下限的拟合。仅由ZAHB和等时线的“拟合”产生的误差棒为~ +/- 0.25 Gyr，而与距离和化学丰度不确定性相关的误差棒为~ +/- 1.5-2 Gyr。年龄从[Fe/H] < -1.7的12.5 Gyr的平均值到[Fe/H] >-1.0的11 Gyr不等。在中间金属丰度，年龄-金属丰度关系（AMR）似乎是分叉的：一个分支显然包含集群盘状运动学，而另一个分支的人口与晕型轨道的集群。银河中心距（R_G）与年龄无明显相关性，HB类型与年龄无明显相关性。[Fe/H] < -1.5 GC的次巨星支（SGB）斜率的细微变化暂时归因于氦丰度的差异。奇怪的是，具有陡峭的“M13-like”SGBs的GC往往是位于小R_G的大质量系统，这显示了多个恒星星族的最强有力的证据。其他的是典型的低质量系统，目前，不应该能够保留质量损失的恒星失去的物质。如果所有GC的初始质量都是其当前质量的20倍，则很难理解这两组在其当前气体保留特性方面的明显分离。最低质量的系统可能永远无法保留足够的气体来产生大量的第二代恒星;在这种情况下，观察到的轻元素丰度变化可能存在于形成观察到的星团恒星的气体中。
2013-08-09 astro-ph.GA
Not all nitrogen-rich field stars originate from globular clusters
Universitá degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所-阿切里天文台）；School of Physics & Astronomy, University of Birmingham（伯明翰大学物理与天文学学院）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所-博洛尼亚天文科学与空间观测站）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所-卡塔尼亚天文台）；Stellar Astrophysics Centre, Department of Physics & Astronomy, Aarhus University（奥胡斯大学物理与天文学系恒星天体物理学中心）
研究通过开普勒场中的恒星数据，探讨了富含氮的恒星是否可能源自球状星团，发现大部分恒星年龄偏年轻，可能源于二星系统或合并而非球状星团。
2026-03-02 astro-ph.GA
NGC 2419 does not challenge MOND
我表明，在MOND的上下文中，非等温模型，近似高阶多变球，是一致的观测的视线速度分散在遥远的球状星团，NGC 2419的径向分布。这就对Ibata等人声称该天体对MOND构成了严峻挑战的说法提出了质疑。一般来说，球状星团的存在和性质对LCDM来说比对MOND来说更成问题。
2011-09-11 astro-ph.GA
Ages, metallicity, and alpha-enhancement of the globular cluster populations in NGC 3311
本研究利用MUSE积分场光谱数据，对NGC 3311的49个球状星团候选体分内外区叠加后开展恒星族分析，发现其均为年老富金属星团，内外区性质差异符合两阶段形成图景，α元素丰度比在误差范围内一致。
2023-12-15 astro-ph.GA
Relative Ages of Nine Inner Milky Way Globular Clusters from Proper Motion Cleaned Color-Magnitude Diagrams
我们对银河系球状星团（MWGCs）年龄-金属丰度关系的研究还很不完整，而且大多数MWGCs缺乏自洽的年龄测量。在这里，我们利用深，均匀的多时代哈勃太空望远镜（HST）的9个MWGC位于朝向银河系内部的成像来测量它们的相对年龄，在大多数情况下是第一次。我们的相对年龄测量旨在与VandenBerg等人（2013，V13）提出的大规模MWGC年龄集直接可比，使用相同的过滤器，进化模型和测热校正，扩展到与我们的目标集群相关的更高的消光值。采用V13 MWGC年龄尺度，我们的相对年龄测量意味着我们的目标集群一直非常古老，平均年龄为12.9 $\pm$ 0.4 Gyr，年轻的富金属MWGC NGC 6342除外。我们进行了两个测试，以验证我们的方法的精度，并讨论了我们的目标集群位点在MWGC年龄金属丰度平面的影响。此外，我们使用我们的完全自洽的热辐射校正，以评估系统的影响，在总的选择性消光比$R_{V}$相对年龄测量的变化。
2021-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2011-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of metal-poor and metal-rich globular clusters in E-MOSAICS
为什么观测到的不同金属丰度的球状星团在年龄和空间分布上存在差异，其中贫金属的球状星团年龄更大，径向分布更广，这一直是一个悬而未决的问题。我们使用一套25银河系质量宇宙放大模拟从E-MOSAICS项目，自洽模型的形成和演化的星团和他们的宿主星系，了解观察到的GC人口的属性。我们发现贫金属和富金属GC的不同年龄和空间分布是在高红移的星系分级组装背景下规则团簇形成的结果。我们还发现，金属丰度本身并不是一个很好的吸积示踪剂，和其他属性，如运动学，需要考虑。
2019-08-01 astro-ph.GA
Physical characterization of recently discovered globular clusters in the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy II. Metallicities, ages and luminosities
球状星团是重建星系吸积历史的重要工具。在人马座矮星系中发现了一些新的GC，它们可以作为银河系吸积事件的探测器。我们的主要目的是通过测量其主要物理参数来表征Sgr GC系统。我们使用Via Lactea扩展巡天（VVVX）近红外数据库中的VISTA变量，结合Gaia EDR 3光学数据库，为21个新的Sgr GC构建了光学和近红外色星等图（CMD）。我们得出的金属丰度和年龄的所有目标，使用等时线拟合方法和RGB斜率和金属丰度的关系。计算了近红外和可见光下的总光度。我们构造了Sgr GC系统的金属丰度分布（MD）、球状星团光度函数（GCLF）和年龄-金属丰度关系。在新的Sgr GC样品中发现了17个富金属GC（-0.9<[Fe/H]<-0.3）和4个贫金属GC（-2.0<[Fe/H]<-1.1）。尽管我们的年龄估计是粗略的，但我们发现，贫金属GC与平均年龄约为13 Gyr的老年人群一致，而富金属GC显示出更广泛的年龄范围，在6-8 Gyr和10-13 Gyr之间。我们比较了Sgr GC系统与MW、M31和大麦云（LMC）星系的MD和GCLF。我们的结论是，大多数富金属GC位于Sgr星系的主体。我们确认，GCLF是不是一个普遍的分布，因为Sgr GCLF的峰值比MW，M31和LMC的GCLF的亮度更暗。MD显示出双峰分布，我们注意到富含金属的群体看起来像MW凸起GC。我们将我们的结果与文…
2021-07-21 astro-ph.GA
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。
2017-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Cluster Ages to Reconstruct the Milky Way Assembly (CARMA). II. The age-metallicity relation of Gaia-Sausage-Enceladus globular clusters
Universidade de Vigo（维戈大学）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（博洛尼亚天文物理与空间科学研究所）；INAF – Osservatorio Astronomico di Roma（罗马天文台）；INAF – Osservatorio Astronomico di Abruzzo（阿布鲁佐天文台）；INFN - Sezione di Pisa, Universitá di Pisa（比萨大学及意大利国家核物理研究所比萨分部）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文学系）；Universidad de Granada（格拉纳达大学）
通过分析Gaia-Sausage-Enceladus合并事件中13个球状星团的年龄和金属丰度关系，发现存在两个球状星团形成时期，揭示了银河系组装过程中的周期性恒星形成事件。
2025-07-15 astro-ph.GA
Globular cluster candidates in the Sagittarius dwarf galaxy
最近，新的人马座矮星系球状星团被发现，这对人马座球状星团的实际大小提出了疑问，从而对我们理解人马座星系形成和银河系吸积历史提出了疑问。基于Gaia EDR 3和SDSS IV DR 16（APOGEE-2）数据集，我们对通过对银河系和Sgr场星的污染进行合理清理而发现的8个新Sgr球状星团的色星等图（CMD）进行了分析，并补充了Minniti等人（2021 b）可用的运动学和金属丰度信息。清洁CMD和空间恒星分布揭示了存在的恒星具有广泛的集群成员的概率。明尼332被证明是一个比M54更年轻（< 9 Gyr）和更富金属（[M/H] > -1.0 dex）的球状星团，M54是核Sgr球状星团，明尼342、348和349也可能是这样，尽管他们的结果不太令人信服。明尼341可能是一个疏散星团候选者（年龄< 1 Gyr，[M/H] ~ -0.3 dex），而明尼335、343和344的分析并不允许我们确认它们的物理真实性。我们还利用Sgr球状星团的年龄建立了Sgr星团频率（CF），并将其与从Sgr恒星形成历史中获得的数据进行了比较。两个CF非常一致。然而，八个新的球状星团的年龄和金属丰度分布根据Sgr年龄-金属丰度关系的增加，在一个显着不同的CF。
2021-09-14 astro-ph.GA
Chemical abundance ratios of galactic globular clusters from modelling integrated light spectroscopy
我们使用我们的新的，通量校准的恒星星族模型的吸收线指数，以获得年龄，金属丰度，和各种元素的丰度比从银河系球状星团的综合光谱。年龄与文献吻合得很好，都与宇宙的年龄相一致。尽管如此，还是有相当大的分散性，我们得到的年龄系统地大于CMD测定的年龄，主要是富金属的球状星团。如果我们采用铁丰度[Fe/H]的年龄与CMD年龄一致的那些集群的金属丰度与文献值的Zinn & West标度吻合得很好。结果表明，在[Fe/H]<-1 dex时，单个元素丰度比的推导不可靠，而[alpha/Fe]比在所有金属丰度下都是可靠的。我们发现一般的增强轻和阿尔法元素，如预期的那样，与一些元素的显着变化。元素O和Mg遵循相同的总体增强，具有几乎相同的[O/Fe]和[Mg/Fe]分布。相反，我们获得了稍低的[C/Fe]和非常高的[N/Fe]比。这种化学异常通常归因于自富集，在单个恒星光谱学的球状星团中是众所周知的。这是第一次也从集成光中获得这种图案。α元素遵循这样的模式，使得较重的元素Ca和Ti被较少地增强。更具体地，[Ca/Fe]和[Ti/Fe]比[O/Fe]和[Mg/Fe]低约0.2 dex。在最近对银河系球状星团和场星的元素丰度测定中也发现了这种趋势。这表明Ia型超新星对核合成计算和星系化学演化模型所预测的较重α元素的富集有重要贡献。
2010-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
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%。
2018-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Bifurcated Age-Metallicity Relation of Milky Way Globular Clusters and its Implications For the Accretion History of the Galaxy
利用最近获得的61个银河系（MW）球状星团（GC）的年龄数据表明，它们的年龄-金属丰度关系（AMR）在[Fe/H] $\ga -1.8$上可分为两个不同的平行序列。大约有三分之一的星团形成了一个跨越整个年龄范围的偏移序列（$\sim 10.5$ -13 Gyr），但在给定的年龄下，在[Fe/H]中的$\sim 0.6$ dex更富含金属。所有的集群，但在偏移序列中的一个轨道特性是一致的MW磁盘的成员资格。它们不仅是最富金属的GC，长期以来一直被认为具有盘状运动学，而且它们是所有年龄段中最富金属的星系团。星系的质量-金属丰度关系（MMR）的斜率意味着AMR的两个分支的金属丰度的偏移对应于2 dex的质量递减，这表明属于更贫金属AMR的GC的宿主星系质量为$M_{*} \sim 10^{7-8} \msol$。我们认为，富含金属的AMR分支由在盘中原位形成的集群组成，而贫金属的GC在相对低质量（矮）星系中形成，后来被MW吸积。所观察到的AMR MW盘星，LMC，SMC和WLM矮星系被证明是与这种解释相一致的，和相对分布的隐含的祖先质量的晕GC集群是在很好的协议与MW subhalo质量函数模拟预测。分叉AMR的一个值得注意的含义是，对于富金属和贫金属GC，相同的平均年龄和年龄分布难以与后一种人群的原位形成相一致。
2013-09-03 astro-ph.GA
Nature and nurture: the dynamical ages of in situ and accreted globular clusters in the Milky Way
INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）
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。
2026-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ages and metallicities of globular clusters in M81 using GTC/OSIRIS spectra
本文利用 GTC/OSIRIS 光谱分析了 M81 中 42 个球状星团候选体，通过光谱指数图区分了年老与中年期星团，并结合邻近星系数据揭示了球状星团在宇宙学背景下的形成历史与金属丰度演化规律。
2024-01-04 astro-ph.GA
Deep MOS Spectroscopy of NGC 1316 Globular Clusters
巨大的椭圆星系NGC 1316是天炉座星系团中最明亮的星系，它的许多形态特征可能被解释为一个中等年龄的合并星云（$\sim$ 3 Gyr）。基于球状星团系统（GCS）是其宿主星系形成和演化的真正示踪剂的想法，我们对与这个有趣星系有关的大约40个球状星团（GC）候选者进行了光谱研究。我们确定的年龄，金属丰度，和$α$元素丰度为每个GC存在于样品中，通过测量不同的舔指数和随后的比较与简单的恒星星族模型（SSP）。
2017-09-04 astro-ph.GA
The SLUGGS survey: Globular cluster stellar population trends from weak absorption lines in stacked spectra
作为SLUGGS巡天的一部分，我们叠加了来自10个星系的球状星团的1137个凯克DEIMOS光谱，以详细研究它们的恒星星族。堆叠光谱具有$\sim 90$-$^{-1}$的中值信噪比。除了钙三重态，我们还研究了较弱的钠，镁，钛和铁线以及H $α$和高阶Paschen氢线。在一般情况下，堆叠的光谱是一致的老年龄和银河系的初始质量函数。然而，我们看到不同的金属线指数强度在固定的颜色和大小，和不同的钙三重态-颜色关系从星系到星系。我们认为这是球状星团颜色-星系间金属丰度关系变化的有力证据。颜色-金属丰度关系的变化有两种可能的解释，一种是星系间球状星团的平均年龄不同，另一种是星系间轻元素（即He、C、N和O）的平均丰度不同。按星等叠加光谱，我们看到颜色变得更红，金属线指数随着更亮的星等而增强。这些趋势与以前报告的“蓝倾”是质量-金属丰度关系相一致。
2014-09-30 astro-ph.GA
Cluster Ages to Reconstruct the Milky Way Assembly (CARMA) I. The final word on the origin of NGC6388 and NGC6441
本文提出 CARMA 项目，通过同质化测光、理论等龄线和统计方法精确测定银河系球状星团年龄，并首次应用于六个富金属星团，证明 NGC6388 和 NGC6441 具有原位起源而非并合吸积。
2023-10-02 astro-ph.GA
The impact of enhanced He and CNONa abundances on globular cluster relative age-dating methods
研究了银河系球状星团化学模式中未被认识到的差异对它们相对年龄测定的影响。两个最广泛使用的相对年龄测定方法，水平和垂直，以及最近的相对MS拟合方法，仔细分析了纯理论的基础上。采用BaSTI库进行本分析。我们发现，相对年龄的水平和垂直方法在很大程度上取决于初始He含量和重元素分布。未被识别的星团间化学丰度差异可能导致推导出的相对年龄误差高达~0.5 Gyr（或~6 Gyr，如果采用12.8 Gyr的年龄进行归一化），在某些极端情况下甚至更大。结果表明，相对MS拟合方法是迄今为止的年龄测定技术，其中未检测到的集群到集群的差异，他丰富的影响较小。目前的结果是为了构成限制的基础上的估计-从文献中-的银河系球状星团的相对年龄分散的各种相对年龄测定技术的最大可能的传播，他和CNONa元素丰度。最后，它表明，年龄-金属丰度关系发现年轻的银河系球状星团的GC国库计划是一个真正的年龄序列，不能产生的变化，他和/或重元素分布。
2010-03-29 astro-ph.GA
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。
2023-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Next Generation Virgo cluster Survey (NGVS). XXVI. The issues of photometric age and metallicity estimates for globular clusters
利用精确的多波长光度测量获得的大样本球状星团（GC）越来越多，并可用于约束星系的形成历史。我们提出的银河系（MW）和室女座核心GC的五个光学近红外颜色和十个合成恒星星族模型的基础上的分析结果。对于MW GC，模型往往同意光度年龄和金属丰度，与以前的研究所获得的值类似。当与室女座核心GC一起使用时，下一代室女星系团巡天（NGVS）为室女座核心GC提供测光，相同的模型通常返回更年轻的年龄。这是一个结果，观察到的系统性差异之间的轨迹所占据的室女座核心GC和模型在全色颜色空间。只有对我们可用的可调参数进行极端精细的调整，才能使大多数最适合的年龄变老。虽然我们不能排除处女座核心的形成历史可能会导致更明显的人口相对年轻的GC比在其他环境中，我们强调，处女座GC的内在属性可能会系统地不同于那些假设的模型。因此，现代GC样品的大波长覆盖范围和光度测定质量，如这里使用的，本身不足以更好地约束GC形成历史。为了改善这种状况，需要在多维颜色空间中匹配GC的环境依赖特性的模型。
2017-06-13 astro-ph.GA
Time to Sparkler. Accurate ages of lensed globular clusters at $z=1.4$ with JWST photometry
本研究利用 JWST/NIRCam 测光数据与贝叶斯推断，测定了 Sparkler 星系中红移 z=1.378 的透镜球状星团年龄，证实其作为宇宙钟可有效约束宇宙总年龄，与 Planck18 的 ΛCDM 模型高度吻合。
2024-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
LBT/MODS spectroscopy of globular clusters in the irregular galaxy NGC 4449
本文介绍了用大双筒望远镜上的多目标双谱仪获得的麦哲伦不规则星系NGC 4449中14个球状星团的$\sim$ 3500- 10，000 A范围的中分辨率（R $\sim$ 1000）光谱。我们推导了光学的Lick指数和近红外的Call三重态指数，以推断星团的恒星布居性质。推断的星团年龄通常比$\sim$ 9 Gyr更老，尽管年龄的推导有很大的不确定性。这些团簇表现出中等的金属丰度，在$-1.2\lesssim$ [Fe/H] $\lesssim-0.7$范围内，典型的是亚太阳[ $α/Fe$ ]比率，峰值在$\sim-0.4$。这些性质表明：i）在最初的几个Gyrs期间，NGC 4449缓慢而低效地形成恒星，银河风可能有助于$α$ -元素的驱逐; ii）NGC 4449中的球状星团形成相对“晚”，来自已经富含Ia型超新星产物的介质。与银河系晕球状星团相比，大多数星团的CN丰度也不足，这可能是因为缺乏像银河系球状星团那样明显的富含N的第二代恒星。利用星系团速度，我们推知NGC 4449在2.88 kpc内的动力学质量为M（$<$ 2.88 kpc）= $3.15^{+3.16}_{-0.75} \times 10^9~M_\odot$ .我们还报告了在一个目标星团内偶然发现的行星状星云，这是一个相当罕见的事件。
2018-02-08 astro-ph.GA
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。
2018-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining Globular Cluster Formation Through Studies of Young Massive Clusters - IV. Testing the Fast Rotating Massive Star Scenario
在球状星团中形成多个恒星星族的主要模型之一是“快速旋转大质量恒星”（FRMS）模型，即快速旋转大质量恒星的喷出物与恒星形成过程中遗留下来的原始物质混合，在高质量恒星的衰变盘中形成第二代恒星。这个模型的一个要求，至少在目前的形式下，是年轻的大质量（即原球状）星团在第一代恒星形成后的2000万年到3000万年内不能从星团中喷出恒星形成过程中未使用的气体和尘埃，也就是说，星团仍然嵌入在它形成的气体云中。在这里，我们测试这一预测进行了文献搜索年轻的大质量星系团在附近的星系，年龄小于20万年，没有嵌入。我们报告说，存在许多这样的星团，质量接近或明显超过10^6兆太阳，年龄在几百万年到1500万年之间，这表明即使是高质量的星团也能够在形成后的几百万年内清除其中的任何出生气体。此外，ESO~338-IG 04中的第23星团，其金属丰度低于一些被发现拥有多个恒星星族的银河系球状星团，这减轻了比较中金属丰度差异的任何潜在影响。这里报告的集群与财政资源管理系统设想方案的预期相矛盾，至少以目前的形式是这样。
2014-08-28 astro-ph.GA
The globular cluster system of the isolated elliptical NGC 6411: An old system in an intermediate-age galaxy?
利用Gemini/GMOS g '，r'，i'测光方法对孤立椭圆星系NGC 6411及其球状星团（GC）系统进行了测光研究。这个星系是一个SNIA的宿主。光谱研究表明，在它的内部区域有一个中等年龄和非常富含金属的恒星星族。球状星团系统的范围约为65千秒差距。它的星群包含$700\pm45$成员，这意味着一个相当差的系统，就像通常在孤立的椭圆星系中发现的那样。颜色双峰和光度分布是旧GC系统的典型特征。过多的中间颜色的明亮GC可能证明了一个中间年龄的合并，但它们的颜色表明了一个比来自星系漫射光光谱研究的年龄更老的事件。
2018-12-21 astro-ph.GA
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
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
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。
2016-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectral Energy Distributions and Age Estimates of 39 Globular Clusters in M31
本文补充了Jiang等（2003）在北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）测光系统综合测光的基础上研究了172个M31球状星团（GC）和Battistini等（1987）的球状星团候选者的工作。在这里，我们提出了剩余的39个M31 GC和候选者的CCD测光数据（在BATC系统中）。此外，通过比较我们的精确测光与更新的理论恒星合成模型，35个GC的年龄受到限制。我们在远紫外和近紫外以及2 MASS红外$JHK_s$数据中使用GALEX的光度测量，并结合光学光度测量。除两个星系团外，其余样品GC的年龄均大于1Gyr。它们的年龄分布表明，大多数样本集群的年龄小于6 Gyr，峰值约为3 Gyr，尽管众所周知的旧GC的“通常”补充（即，与银河系大多数GC年龄相似的GC也存在。
2009-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
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）.
2017-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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。
2017-03-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2024-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
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）。
2016-12-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2018-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2013-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The innermost globular clusters of M87
我们提出了一个全面的多波长光度分析的最内部（3 × 3平方千秒差距）110球状星团（GC）的M87。他们的光谱能量分布（SED）的建立利用新的地面高分辨率近红外成像辅助自适应光学在甚大望远镜（VLT）结合哈勃太空望远镜（HST）紫外-光学档案数据。这些GC SED是最好的光度采样河外GC SED之一。为了与我们的SED进行比较，我们构建了银河系GC的等采样SED。利用这两个银河系星团模板和不同的恒星星族模型，年龄>10 Gyr和金属丰度[Fe/H] -0.6 dex的一致推断的内部GC的M87。此外，这些GC的金属丰度较低（Dif（[Fe/H]）0.8 dex），与其宿主星系相比。这些结果与M87中GC的形成比星系中心部分的大部分恒星更早停止的观点一致。M87内部GC的年龄支持星系的这些中心部分首先形成的观点。我们的数据不支持最近的湿合并的证据。
2014-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
