The extended Main Sequence Turn Off cluster NGC1856: rotational evolution in a coeval stellar ensemble
麦哲伦星云中年轻星团的多次或延长的转折最近受到了极大的关注。许多研究表明，它们可能被解释为一个显著的年龄扩散（在1- 2 Gyr的星团中有几个10^8年），而其他研究则将它们归因于恒星自转的扩散。我们聚焦于星系团NGC 1856，显示出主序上部的分裂，颜色m_{F336W} - m_{F555W} $清晰可见，以及一个非常宽的关闭区域。利用Geneva恒星模型中的星族合成，我们证明了星团数据可以解释为两个年龄相同（~ 3.5亿年）的主要星族的叠加，其中2/3的快速旋转恒星定义了上转折区和红序，而1/3的慢速/非旋转恒星组成。由于快速自转是B-A型恒星的共同特性，这个模型提出的主要问题是关于缓慢/非旋转分量的起源。双星同步是缓慢/非旋转星群背后的一个可能过程;在这种情况下，许多缓慢/非旋转的恒星仍然应该是轨道周期在4到500天范围内的双星系统的一部分。这样的时期意味着，在主序的原生演化过程中，发生了罗氏瓣溢出，因此大多数原生体可能无法点燃核心氦燃烧，这就是缓慢旋转的种群缺乏红色团块后代的原因。
2015-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extended Main-Sequence Turnoff and Red Clump in intermediate-age star clusters: A study of NGC 419
本研究通过哈勃空间望远镜的精确自行数据，分析小麦哲伦云星团NGC 419的成员星分布，发现缺乏分离现象，支持自转假说而非年龄散布，并指出当前演化模型的不足。
2023-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Interpretation of Sub-Giant Branch Morphologies of Intermediate-Age Star Clusters with Extended Main Sequence Turnoffs
最近对麦哲伦星云中许多年龄为1 $\,-\,$ 2 Gyr的星团进行的高质量测光显示，主序星序转折点（MSTO）比简单的恒星星族（SSP）所能解释的要宽得多。这种扩展的MSTO（eMSTO）通常被解释为几个$10^8$ yr的年龄跨度，挑战了星团在单个恒星形成事件中形成的传统观点。Li等人和Bastian & Niederhofer最近研究了NGC 1651、NGC 1806和NGC 1846的次巨星分支（SGBs），这三个星团位于大麦云（LMC）中，表现出eMSTO。他们认为这些星团的SGB只能用SSP来解释。我们研究这些和其他两个类似的星团在大麦哲伦星系，使用广泛的模拟的SSP，包括未解决的二进制。我们发现，在我们的样本中的所有星团的交叉SGB配置文件的形状实际上是一致的，其交叉MSTO配置文件时，后者被解释为年龄分布。相反，SGB形态的星团与eMSTO被发现是不一致的模拟SSP。最后，我们创建PARSEC等时线的轨道具有网格的对流过冲水平和一个非常好的网格的恒星质量。与这些等时线的观测测光的比较表明，这种星团的红团（RC）的形态也是一致的，暗示他们的MSTO在年龄扩散的情况下。我们的结论是，具有eMSTO的星团的SGB和RC形态是一致的情况下，eMSTO是由恒星年龄的分布所造成的。
2015-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Study of 26 Galactic open clusters with extended main-sequence turnoffs
本文识别26个新的含eMSTO银河疏散星团，通过CMD拟合分析其参数与成因，指出双星、自转及年龄展宽对eMSTO形态的作用。
2024-04-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extended main-sequence turnoffs in the double cluster $h$ and $χ$ Persei: The complex role of stellar rotation
利用{ \sl Gaia} Data Release 2测光技术，我们在$\sim 14$ Myr古老的双星团$h$和英仙座星$χ$（NGC 869和NGC 884）的色-星等图（CMD）中探测到了扩展的主序关闭（eMSTO）区域。我们发现，在$h$和$χ$英仙座中，质量低于$\sim$ 1.3 $M_{\odot}$的恒星都居住在狭窄的主序列（MS）中，而质量更大的恒星则定义了eMSTO，这与年轻的银河和麦哲伦星团（年龄大于$\sim$ 3000万年）的观测结果非常相似。先前基于年龄超过$\sim$ 3000万年的星团的研究发现，快速旋转的MS星比类似光度的慢速旋转星更红，这表明恒星旋转可能是eMSTO的主要驱动力。通过结合测光和投影旋转速度从文献中的恒星在$h$和$χ$英仙座，我们发现没有明显的关系之间的旋转速度和颜色的非发射线的eMSTO星，与观察到的老星团。与麦哲伦星团中观察到的情况类似，大多数旋转速度极快的恒星，通过它们强烈的H $α$发射线来识别，都位于eMSTO的红色部分。这表明恒星自转在MSTO恒星的颜色和星等分布中起着重要作用。通过将观测结果与模拟的CMD进行比较，我们发现，一个简单的人口组成的同时代的恒星，跨越广泛的旋转速率是无法重现的集群的MS的颜色传播。我们认为，变星，二进制的相互作用，恒星旋转影响这些非常年轻的集群的eMSTO形态。
2019-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotational Variation Allows for Narrow Age Spread in the Extended Main Sequence Turnoff of Massive Cluster NGC 1846
中等年龄星团（小于2 Gyr）的色星等图（CMD）比同时代非自转恒星演化模型所预测的要复杂得多。他们观察到的扩展主序转折（eMSTO）可能是恒星年龄、恒星自转或两者的变化造成的。eMSTO的物理解释主要基于恒星模型之间的复杂映射-它们本身是质量，旋转，方向和双星的函数-和CMD。在本文中，我们计算连续的概率密度在三维颜色，星等，和vsini空间的单个恒星在一个集群的eMSTO，旋转恒星演化模型的基础上。这些密度使得从恒星模型中可以严格推断出星团的性质，或者，从星团的CMD中可以对恒星模型进行约束。我们使用MIST恒星演化模型来联合推断大麦云星系团NGC 1846的年龄色散、自转分布和双星分数。我们得出一个年龄分散的~ 70-80百万年，大约一半的早期估计，由于非旋转模型。这一发现与旋转变化是eMSTO主要原因的猜想一致。然而，MIST模型并没有提供一个令人满意的适合所有的恒星在集群中，并实现他们的最佳协议，在一个不切实际的高双星分数。在主序星转折点附近缺乏一致性，这表明恒星演化模型发生了特定的物理变化，包括卡夫断裂的质量较低，以及快速旋转恒星的主序星寿命可能增加。
2022-06-16 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Extended Main Sequence Turnoffs in Intermediate-Age Star Clusters: Stellar Rotation diminishes, but does not eliminate, Age Spreads
扩展的主序星关闭区（eMSTO）是麦哲伦星云中年轻和中等年龄星团色星等图的一个共同特征。eMSTO的性质在文献中仍有争议。目前最流行的场景是扩展的恒星形成活动和恒星旋转速率的范围。在这里，我们研究MSTO形态的差异，预计从年龄的传播与传播的旋转速率的细节，使用蒙特卡罗模拟与日内瓦SYCLIST等时线模型，包括恒星旋转的影响。我们证实了Niederhofer等人最近的一项发现，即恒星自转速度的分布产生了与星系团年龄成正比的MSTO范围，正如所观察到的那样。然而，我们发现，恒星旋转产生的MSTO横切宽度一般小于观测到的在给定的年龄。我们比较模拟与高质量的哈勃太空望远镜数据的NGC 1987和NGC 2249，这是两个相对较大的星团的年龄为~1 Gyr，这样的数据是可用的。我们发现，在这些集群的eMSTO的恒星分布不能解释仅仅由恒星旋转速度的分布，除非快速旋转的恒星的方向严重偏向赤道上的配置。在随机视角的假设下，恒星自转可以分别解释NGC 1987和NGC 2249的eMSTO观测到的半高宽的60%和40%。相比之下，恒星自转速度和恒星年龄的分布相结合，符合观测到的eMSTO形态非常好。
2017-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
At what mass are stars braked? The implication from the turnoff morphology of NGC 6819
在大多数年轻和中等年龄的星团（小于2 Gyr）中明显存在的扩展的主序列关闭是由快速旋转的早型（早于F型）恒星引起的已知特征。晚型恒星不是快速旋转的恒星，因为它们的初始角动量由于磁制动而迅速分散。然而，恒星被磁制动的质量极限并没有被观测很好地限制。在本文中，我们提出了一个分析的eMSTO的NGC 6819，一个疏散星团的一个中等年龄（~2.5 Gyr），被认为是可比的寿命附近的恒星的质量极限磁制动。通过与合成CMD的比较，我们发现NGC 6819没有明显的eMSTO。它的TO区的形态可以很容易地解释为一个简单的恒星星族考虑到观测的不确定性以及微分红化。此外，NGC 6819中的MSTO恒星的平均自转速度和色散值非常小，表明它们经历了显著的磁制动。结合在文献中的结果的集群的年轻的年龄，我们目前的工作表明，在星团中的eMSTO消失的临界年龄必须更短，但非常接近的年龄NGC 6819，这反过来又意味着一个临界恒星质量的磁制动在太阳金属丰度以上，但接近1.54 $M_{\odot}$的基础上PARSEC模型。我们强调，eMSTO现象可以提供一种独特的方式来约束磁制动的起始质量。
2021-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar rotation and the extended main sequence turnoff in the open cluster NGC 5822
中等年龄星团（1-3 Gyr）扩展主序星转折（eMSTO）的起源是当前星团研究中最有趣的问题之一。不像在某些球状星团中发现的分裂主序。这是由年龄和/或化学丰度的双峰种群引起的，eMSTO被认为是由于恒星旋转。我们提出了一个光谱调查的MSTO恒星附近，中等年龄（\unit [0.9]{Gyr}），低质量（$\sim 1.7\times10^3 M_\odot$）银河系疏散星团，NGC 5822。我们推导出一个干净的样本的成员星的基础上\textit{Gaia}自行和弛豫和确认的eMSTO的存在。使用中等分辨率（$R\sim 4000$）南部非洲大望远镜光谱，我们推导出24颗成员星的自转速度（代表eMSTO区域周围20%的完整性）并发现eMSTO区域的主序星轨迹与投影旋转速度有明显的相关性，即快转星位于eMSTO的红色一侧，慢转星位于在蓝色的一面。通过与合成星团模型的比较，我们发现NGC 5822的恒星自转速度和eMSTO可以很好地再现，我们认为恒星自转是导致NGC 5822 eMSTO的主要原因。
2019-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Population Parameters of Intermediate-Age Star Clusters in the Large Magellanic Cloud. II. New Insights from Extended Main Sequence Turnoffs in 7 Star Clusters
我们讨论了新的测光从高分辨率图像的7个中等年龄（1-2 Gyr）星团的大麦云与先进的相机上的哈勃太空望远镜的调查。我们适合颜色星等图（CMD）与几个不同的理论等时线，并确定系统的不确定性人口参数时，使用任何一组等时线。星团CMD显示了几个有趣的特征，包括扩展的主序星关闭（MSTO）区域，狭窄的红巨星分支，以及清晰的未分辨双星序列。我们表明，扩展的MSTO不是由光度的不确定性，污染场星，或双星的存在。增强的氦丰度在一小部分星团恒星也排除了延长MSTO的原因。与模拟的定量比较表明，MSTO区域的年龄分布比双峰年龄分布更好地描述，虽然我们不能正式排除后者的三个最低质量的集群在我们的样本（其质量低于约3E 4太阳质量）。这一结论不同于以往的一些工作，这表明在我们的样本中的大规模集群的年龄分布是双峰。这表明任何次级恒星的形成都是以一种延长的方式发生的，而不是通过短暂的爆发。我们讨论这些结果的背景下，在星团中的多个恒星星族的性质。
2011-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Population Parameters of Intermediate-Age Star Clusters in the Large Magellanic Cloud. III. Dynamical Evidence for a Range of Ages Being Responsible for Extended Main Sequence Turnoffs
我们提出了新的分析的基础上，哈勃太空望远镜成像数据的大麦云中的11个中等年龄（1-2 Gyr）星团。其中7个星团的特征是主序星关闭（MSTO）区域比一个简单的恒星星族所能解释的要宽，而它们的红巨星分支则显示出单一的[Fe/H]值。这些星团的质量范围约为1 E4至2 E5太阳质量。我们比较了MSTO区域上部和下部恒星的径向分布，并计算了从现在到1000万年前的星团质量和逃逸速度。我们的主要结果是，对于我们样本中所有年龄为1000万年的估计逃逸速度> 15 km/s的星团，MSTO区域最亮的一半中的恒星比最暗的一半中的恒星更集中，并且更大质量的红巨星分支和渐近巨星分支恒星。对于年龄为1000万年的逃逸速度< 10 km/s的星团，情况并非如此。我们认为，广泛的MSTO区域的这样的集群主要是由一个200 - 500百万年的范围内的星团恒星的年龄，由于扩展的恒星形成的集群内的材料脱落的第一代恒星具有缓慢的恒星风。如果当第二代恒星在星团中形成时，[Fe/H]在周围气体中的扩散非常小，那么通过周围星际物质的吸积稀释这种富集的物质被认为是合理的。
2011-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of rotation on the main-sequence turnoff of intermediate-age massive star clusters
在大麦云星云中的中等年龄大质量星团的色星等图（CMD）中，双重或扩展的主序星转折（MSTO）通常被解释为几百万年的年龄扩展。然而，这样的年龄差距并不存在于较年轻的集群中（即，40-300百万年），这对这种解释提出了挑战。旋转对星团MSTO的影响在以前的工作中已经被研究过，但得到的结果是相互矛盾的。与以往的工作相比，我们考虑了旋转对恒星MS寿命的影响。我们的计算表明，旋转模型有一个更暗，更红的MSTO相对于非旋转的同行，年龄约为0.8和2.2 Gyr之间，但有一个更明亮，更蓝的MSTO时，年龄大于2.4 Gyr。由典型自转速率引起的MSTO的扩展相当于约2亿年的年龄扩展的影响。自转可能导致年龄在0.8 - 2.2 Gyr之间的星团CMD中的MSTO加倍或扩展。然而，这种延伸并不显著;它甚至不存在于更年轻的集群中。如果混合的效率足够高，在演化的后期，混合的影响将抵消离心支持的影响;在年老的中等年龄星团中，旋转诱导的伸展将消失;但年轻的星团将有一个扩展的MSTO。此外，自转的影响可能有助于理解球状星团中某些“多种群”的形成。
2013-08-22 astro-ph.SR
Extended main sequence turnoff as a common feature of Milky Way open clusters
我们提出了12个银河系疏散星团的光度分析，并表明在麦哲伦云（MC）中观察到的相同的多人口现象存在于附近的疏散星团。几乎所有年龄小于$\sim$ 2.5 Gyr的两个MC的簇都表现出扩展的主序列关闭（eMSTO），所有年龄小于$\sim$ 7亿年的簇都表现出加宽/分裂的主序列（MS）。高解析度光谱显示，这些星团中的恒星在观测到的投影旋转中有很大的分散。除了旋转，内部年龄的变化表示为一个可能的负责eMSTO，使这些系统可能的年轻对应的球状星团与多个人口。最近的工作表明，eMSTO+加宽MS不是MCs簇的特性。在一些银河系的疏散星团中也发现了类似的光度特征，这挑战了这些系统的色星等图（CMD）类似于单一等时线的观点，并为探索eMSTO现象打开了新的窗口。我们利用Gaia DR 2的测光+自行研究了小于$\sim$ 1.5 Gyr的疏散星团的CMD。我们的分析表明：（i）12个疏散星团显示出eMSTO和/或加宽的MS，这既不是由于场污染，也不是由于双星;（ii）在小于$\sim$ 7亿年的星团中观察到分裂/加宽的MS，而较老的天体只显示出eMSTO，类似于MC星团;（iii）eMSTO，如果被解释为纯年龄扩散，则随着年龄增加而增加，根据在MCs团簇中观察到的关系，并证明旋转是造成这一现象的原因。
2018-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of the overshooting of the convective core on main-sequence turnoffs of young- and intermediate-age star clusters
最近的研究表明，扩展的主序星转折点（eMSTO）是麦哲伦星云中中等年龄星团的一个共同特征。eMSTO也出现在100年星团的色星等图（CMD）中。eMSTO的起源仍然是一个悬而未决的问题。此外，星震学表明，对流核的过冲参数$δ_{\rm ov}$的值对于质量近似相等的恒星是不固定的。因此，星团的MSTO可能会受到对流核心（OVCC）过冲的影响。我们计算了不同$δ_{\rm ov}$的OVCC对年轻和中等年龄星团MSTO的影响。\textbf{If $δ_{\rm ov}$ varies between stars in a cluster,}观测到的年轻和中等年龄星团的eMSTO可以很好地解释的影响。由OVCC引起的MSTO的等效年龄扩展与星团的年龄有关，并且与许多星团的观测结果符合得很好。此外，观测到的NGC 1856的eMSTO被具有不同$δ_{\rm ov}$的同时代人群所复制。星团的eMSTO可能与OVCC效应有关。OVCC的影响\textbf{are similar to that of rotation in some respects. But the effects cannot result in a significant split of main sequence of young star clusters at $m_{U}\lesssim 21$.}快速…
2017-01-21 astro-ph.SR
Investigating Extended Main-Sequence Turnoffs in Galactic Open Clusters
Institute of Astronomy, National Central University（国立中央大学天文研究所）；Department of Physics, National Central University（国立中央大学物理系）
本文通过调查53个银河系开放星团，探讨恒星自转、视差消光和星团属性对eMS和eMSTO形成的影响，发现部分星团中快慢自转恒星分布于MSTO的不同颜色区域，视差消光影响颜色-自转区分并导致MSTO宽度扩大。
2026-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Age and Distance of the Kepler Open Cluster NGC 6811 from an Eclipsing Binary, Turnoff Star Pulsation, and Giant Asteroseismology
我们提出了一个偏心，部分食长周期（$P=19.23$ d）的双星系统KIC 9777062，包含附近的中间年龄疏散星团NGC 6811的岔道主序星的分析。主星是一颗有金属衬里的Am星，其径向速度可能会发生对流蓝移，而其中一颗恒星（可能是第二颗）可能是$γ$ Dor星。组件质量为$1.603\pm0.006$（统计）$\pm0.016$（系统）和$1.419\pm0.003\pm0.008 M_\odot$，半径为$1.744\pm0.004\pm0.002$和$1.544\pm0.002\pm0.002 R_\odot$。恒星的等时线年龄有轻微的不一致：主恒星（$1.05\pm0.05\pm0.09$ Gyr，最后引用的是来自模型和金属丰度的系统不确定性）的质量-半径组合年龄小于副恒星（$1.21\pm0.05\pm0.15$ Gyr）的年龄，并且与色星等图（$1.00\pm0.05$ Gyr）的推断一致。我们改进了星团中氦燃烧恒星的小行星地震参数$Δν$和$ν_{\rm max}$的测量。恒星的质量似乎比用食星年龄推算的等时线所预测的要大（或者半径似乎要小）。大多数恒星附近的集群关闭脉动星：我们确定了一个样本的28 $δ$ Sct，15 $γ$多尔，和5个混合类型。我们使用高振幅$δ$ Sct星的周期光度关系来拟合星团成员最强频率的系综，找到了$(m-M)_V = 10.37\p…
2016-08-12 astro-ph.SR
Extended Main Sequence Turnoffs in Open Clusters as Seen by Gaia: I. NGC 2818 and the Role of Stellar Rotation
我们提出了一个相对较低的质量（$\sim2400$ ~M $_{\odot}$），$\sim800$ ~Myr，银河系疏散星团，NGC~2818的分析，使用盖亚DR 2的结果结合VLT/FLAMES光谱。使用盖亚DR 2自行和视差测量，我们能够选择一个干净的样本集群成员。这个星团显示出明显的扩展主序关闭（eMSTO），这是以前主要在麦哲伦星云中年轻和中等年龄的大质量星团中研究的现象。NGC~2818的主序列非常狭窄，宽度为$\sim0.01$等（G $_{\rm BP} - $ G $_{\rm RP}$），表明差异消光水平非常低。利用60个星团成员的VLT/FLAMES光谱测量恒星的自转速度（Vsini），发现eMSTO红侧的恒星具有高Vsini（$>160$ ~km/s），而蓝侧的恒星具有低Vsini（$<160$ ~km/s），与模型预测一致。该集群还遵循之前发现的集群年龄和eMSTO范围之间的趋势。我们的结论是，恒星旋转是可能的原因eMSTO现象。
2018-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The overlooked role of stellar variability in LMC intermediate-age clusters
在大多数中龄（1-3 Gyr）大麦哲伦星系星团中看到的广泛、延伸的主序星序转折，被解释为恒星形成历史延长和/或极端恒星自转的结果。一个更基本的解释可能是恒星的变化。对于这些年龄范围内的星团，不稳定带穿过主序上部，产生了许多变星（称为盾牌座δ），如果没有适当考虑，可能会出现一个延伸的转折。LMC星系团NGC 1846中的变率程序的第一个结果揭示了相当数量的这种类型的变量，尽管仍然太低而不能产生有意义的扩展，但需要注意的是，只有通过专门的HST程序才能揭示LMC中这个和其他星系团中心的真正变量内容。
2018-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Populations of rotating stars III. SYCLIST, the new Geneva Population Synthesis code
我们提出了一个新的工具，用于建立合成色星等图的同时代的恒星星族。我们研究，从理论的角度来看，恒星的轴向旋转的影响，对各种观察到的性能的单年龄恒星星族：在关闭的幅度，光度特性的演变恒星，表面速度，表面丰度，和旋转的影响，年龄测定的集群的等时线拟合。不同的初始质量，金属丰度，和零年龄的主序列（ZAMS）的旋转速度的恒星模型被用来建立内插恒星轨道，等时线，和合成集群的各种年龄和金属丰度。合成人口占ZAMS的旋转速度的初始分布的影响，倾角的影响和重力和临边昏暗，未解决的二进制和光度误差的影响。内插轨迹、等时线和合成簇可以通过公共网络界面计算。对于金属丰度在[0.002，0.014]范围内，年龄在30万年和1 Gyr之间的星系团，在主序列（MS）带上的快旋子的比例是最大的，就在关闭的下方。这是由于旋转而增加MS寿命的自然结果。在3000万年和1千兆年之间，快旋星的比例也随着星团年龄的增加而增加。当金属丰度降低时，富集恒星的比例会增加。我们表明，使用的等时线计算旋转恒星模型的初始旋转，这是代表的平均初始旋转的恒星在集群提供了一个合理的估计年龄，即使在一个真正的集群中的恒星没有开始他们的演化与相同的初始旋转。
2014-04-28 astro-ph.SR
WOCS 40007: A Detached Eclipsing Binary near the Turnoff of the Open Cluster NGC 6819
我们分析了WOCS 40007（Auner 259; KIC 5113053）的广泛的BVR_cI_c时间序列测光和径向速度测量，一个双线分离食双星和疏散星团NGC 6819的成员。利用拉古纳山天文台1米望远镜的光度观测和WIYN 3.5米望远镜的光谱，我们测量了双星组件的精确和准确的质量（~1.6%的不确定性）和半径（~0.5%）。此外，我们发现了第三颗恒星轨道的二元周期大于3000天，使用径向速度和开普勒日食计时。由于食双星中的恒星靠近星团的转折点，它们的大小变化很快，对年龄很敏感。NGC 6819的金属丰度[Fe/H]=+0.09+/-0.03，用CMD等时线拟合得到的年龄约为2.4 Gyr，用质量-半径（M-R）数据分析得到的年龄约为3.1+/-0.4 Gyr。M-R年龄高于该集群的先前确定值，但在1 sigma不确定性内一致。当包含另外一颗星团双星WOCS 23009的主星的M-R数据时，加权年龄估计值下降到2.5+/-0.2 Gyr，系统不确定度至少为0.2 Gyr。我们的CMD和M-R发现之间的年龄差异可能是模型中使用的金属丰度或氦丰度的系统误差的结果，或者是由于WOCS 40007双星中一颗或两颗恒星的轻微半径膨胀。
2013-07-01 astro-ph.SR
Extended main sequence turnoffs in open clusters as seen by Gaia -- II. The enigma of NGC 2509
利用Gaia测光方法，对疏散星团NGC 2509的色星等图（CMD）形态进行了研究，并与银河系中年龄相近的其他疏散星团进行了比较。在$\sim900$，我们的样本中的银河疏散星团都显示出扩展的主序关闭（eMSTO），只有NGC 2509例外，它呈现出异常狭窄的CMD。我们对盖亚数据的分析排除了差异消光、恒星密度和双星是该星团中奇异MSTO形态的原因。我们解释这一功能的结果，在集群内的恒星旋转分布，并提出了分析与MIST恒星演化模型，包括恒星旋转的影响，我们根据我们的结论。特别是，这些模型指出星团内恒星自转速率（$Ω/Ω_{\rm{crit,ZAMS}} = [0.4, 0.6]$）的异常狭窄范围是NGC 2509 CMD中这种奇异特征的原因。有趣的是，不包括旋转的模型在再现该集群中观察到的CMD形态方面并不好。
2019-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The wide upper main sequence and main sequence turnoff of the ~ 800 Myr old star cluster NGC1831
利用哈勃太空望远镜上的宽视场照相机3获得的深、高分辨率光度测量数据，分析了大麦云星云中年龄约为8亿年的星团NGC 1831的色星等图（CMD）形态。我们进行了广泛的上主序列和主序列关闭观察到的集群的同时分析，以验证这些功能是否是由于一个扩展的恒星形成或恒星自转速率的范围内，或这两种效果的组合。将观测到的CMD与合成恒星星族的蒙特卡罗模拟进行比较，我们得出，NGC 1831的形态可以在旋转速度情景的背景下得到充分的解释，假设旋转恒星的双峰分布，其中约40%的恒星是慢转恒星（$Ω$ / $Ω_{crit}$ < 0.5），其余约60%是快转恒星（$Ω$ / $Ω_{crit}$ > 0.9）。我们推导了该星系团的动力学性质，计算了目前的星系团质量和逃逸速度，并预测了它们从1000万年开始的演化历史。我们发现NGC 1831的逃逸速度为$v_{esc}$ = 18.4 km/s，年龄为1000万年，高于先前建议的15 km/s的阈值，低于该阈值，星团无法保留创建第二代恒星所需的物质。这些结果，结合CMD形态分析得到的结果，表明对于那些形态不能简单地用自转速度解释的星系团，其阈值至少应该是~ 20 km/s。
2021-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stars caught in the braking stage in young Magellanic Clouds clusters
许多麦哲伦星团（年龄高达20亿年）的色星等图显示恒星离开主序星的延伸关闭区域，表明存在多个年龄可能相差数亿年的恒星星族（Mackey et al. 2008，Milone et al. 2009，Girardi et al. 2011）。一个有争议的问题是，这种延长的关闭是否是由于不同恒星自转的种群造成的（Girardi et al. 2011，Goudfrooij et al. 2011，Rubele et al. 2013，Li et al. 2014）。最近在一些较年轻的星团（大约8000 - 40000万年）中发现了一个“分裂”的主序列，这为这个谜团增添了另一块拼图。主序的蓝（红）侧与缓慢（快速）旋转的恒星模型一致（D 'Antona et al. 2015，Milone et al. 2016，Correnti et al. 2017，Milone et al 2016），但观察到的颜色-星等图的完整理论表征似乎还需要年龄分布（Correnti et al. 2017）。我们在这里表明，在迄今为止分析的三个星团中，如果用一直缓慢旋转的模型来解释蓝色主序星，它们必须比星团的其余部分年轻约30%。如果它们被解释为恒星最初快速旋转，但后来变慢了，那么年龄差异就消失了，而“制动”也有助于解释延长的转折点的明显年龄差异。麦哲伦星云的年龄分布是旋转恒星演化的一种表现。建议进行观察性试…
2017-07-24 astro-ph.SR
On the role of dust and mass loss in the extended main sequence turnoff of star clusters: the case of NGC 1783
本研究针对NGC 1783星团紫外暗星现象，提出Be星排泄盘尘埃环遮挡模型，指出尘埃可解释eMSTO结构，挑战传统年龄/自转弥散结论，同时解释主序上段非单调分布。
2023-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
No evidence of chemical anomalies in the bimodal turnoff cluster NGC 1806 in the LMC
我们研究了NGC 1806的化学组成，这是一个巨大的、中等年龄的球状星团，显示出双主序的转折。我们分析了该星团中8颗巨星的高分辨率光谱样本（用甚大望远镜的FLAMES进行了加密），发现平均铁含量为[Fe/H]=--0.60 +- 0.01 dex，没有证据表明轻元素（Na，O，Mg，Al）的丰度存在内在的星与星之间的变化。结合光学测光和近紫外哈勃空间望远镜测光得到的（m_（F814 W）; m_（F336 W）-m_（F814 W））色星等图显示了一个狭窄的红巨星分支，从而排除了星团中C和N丰度的内在变化。这些发现表明，NGC 1806并没有拥有化学上不同的子种群，与在古老的球状星团中发现的不同。反过来，这表明双主序列关闭现象不能用通常用来解释在旧球状星团中观察到的化学异常的自富集过程来解释。其他解决方案（即，恒星旋转、星团之间的合并或与巨大分子云的碰撞）应该被设想来解释这类球状星团。
2014-08-31 astro-ph.SR
A uvbyCaHbeta CCD Analysis of the Open Cluster Standard, M67,and its Relation to NGC 752
本文介绍了老星团M67的高精度CCD紫外-CaH β测光，覆盖范围为1平方度，典型的内精度为0.005-0.020星等（V~17）。光度测量是使用NGC 752在很宽的光度和温度范围内的标准进行校准的，并通过已发表的光电观测将其归零到标准系统。相对于NGC 752，红化和金属丰度的差异偏移量是使用天体测量成员推导出来的，并辅以径向速度信息。从单星成员，抵消的意义上说，（M67 - NGC 752）的δ E（b-y）= -0.005 +/-0.001（sem）mag（来自327个F/G矮星）和δ [Fe/H] = 0.062 +/-0.006（sem）dex（来自249个F矮星的m1和hk综合指数），导致对于M67，E（b-y）= 0.021 +/-0.004（sem），和[Fe/H] = +0.030 +/-0.016（sem），假设[Fe/H]{Hyades} =+0.12。用c1，（b-y）指数排除可能的双星后，83个相对视差误差< 0.02的成员产生NGC 752的（m-M）_0 = 8.220 +/- 0.005（sem），等时年龄为1.45 +/- 0.05 Gyr。对312颗恒星使用相同的视差限制，M67的（m-M）= 9.77 +/- 0.02（sem），导致年龄仅与次巨星分支的光度3.70 +/- 0.03 Gyr有关。关闭的颜色扩散意味着+/- 0.1 Gyr，但…
2023-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The White Dwarf Age of NGC 2477
本文利用HST/WFPC 2对疏散星团NGC 2477进行了深测光观测。通过识别七个星团白矮星候选者，我们提出了一个分析的白矮星年龄的这个集群，使用传统的方法拟合等时线的白矮星冷却序列，并采用一种新的贝叶斯统计技术，已开发出我们的小组。这种新的方法进行客观的，同时模型拟合的集群和恒星参数（即年龄，金属量，距离，红化，以及个别恒星的质量，质量比，和集群成员）的测光。基于这一分析，我们测量了一个白矮星的年龄为1.035 +/- 0.054 +/- 0.087 Gyr（不确定性分别代表模型拟合的良好性和模型之间的差异），与星团的主序星关闭年龄吻合得很好。这项工作是我们正在进行的利用疏散星团标定主序星熄灭和白矮星年龄的工作的一部分，并将星团年龄的精度提高到~5%的水平。
2011-02-17 astro-ph.SR
Analysis of Detached Eclipsing Binaries near the Turnoff of the Open Cluster NGC 7142
本文分析了老疏散星团NGC 7142中三颗双线深食双星的BVRI测光和视向速度测量结果。短周期（P = 1.9096825 d）的分离双星V375 Cep是一个高概率的星团成员，它有一次伴星的全食。主恒星（M=1.288+/-0.017太阳）在星团转折处的特征显示其年龄为3.6 Gyr（随机不确定度为0.25 Gyr），与先前对色星等图的分析一致。第二颗恒星（M = 0.871+/-0.008 Msun）预计不会有显著的演化，但其半径比模型预测的大10%以上。因为这个双星系统有一个已知的年龄，它是有用的测试的想法，半径膨胀可以发生在短周期的双星与显着的对流信封由于能量传输的抑制磁场。联星中较亮的恒星也产生了距离模数的精确估计，与红化估计无关：（m-M）_V=12.86+/-0.07。另外两个食双星系统不是星团成员，尽管其中一个系统（V2）只有在恒星特征被确定后才能最终排除是现在或以前的成员。这颗双星的边缘在0.5度以内，是一颗相当长周期的偏心双星，包含两颗几乎无法分辨的恒星。另一颗双星（V1）虽然轨道周期小于5 d，但离心率却很小（e=0.038）。
2013-06-25 astro-ph.SR
WIYN Open Cluster Study, LXXVI. Li Evolution Among Stars of Low/Intermediate Mass: The Metal-Deficient Open Cluster, NGC 2506
本文分析了NGC 2506从分叉到巨分支的视场中287颗恒星的HYPERANE光谱。根据以前的数据，22颗被确定为可能的双星; 90多颗被归类为潜在的非成员。使用谱线等效宽度和神经网络方法对~60颗红巨星和缓慢旋转的关闭星进行光谱分析，得到[Fe/H] = -0.27 +/-0.07（s.d.）和[Fe/H] = -0.27 +/-0.06（s.d.），分别Li丰度是由145个可能的单星成员得出的，44个是上限。在Li倾角以外的转折星中，A（Li）= 3.04 +/- 0.16（s.d.），没有颜色、亮度或旋转速度的趋势。从穿过亚巨星分支的分叉处开始，在巨星分支的底部有一个清晰的下降到A（Li）~1.25，伴随着旋转速度从~20到70 km/s之间下降到小于20 km/s的恒星进入亚巨星分支和更远。A（Li）从巨星分支底部到红巨星团水平保持有效常数。在星团上方的一个新成员重新定义了第一个上升红巨星分支的路径;它的Li比第一个上升红巨星低0.6 dex。除了一个例外，所有氦闪光后的恒星都有A（Li）的上限，在或低于最亮的第一颗红巨星的水平。的模式是在良好的定性协议与模型预测的低/中等质量的恒星进行旋转诱导的混合在关闭和亚巨星分支，第一次疏浚，和热盐混合超出红巨星凸点。
2018-02-09 astro-ph.SR
Precise Stellar Age Constraints and Habitable Zone Evolution in Exoplanet Systems
Embry-Riddle Aeronautical University（埃姆布里-阿瑟航空大学）；Northwestern University（西北大学）；The University of Alabama（阿拉巴马大学）
本研究使用BASE-9代码对146颗主星周围149颗宜居带行星的主星年龄进行精确约束，追踪宜居带迁移以确定后续高分辨率表征的理想目标，为行星宜居性演化研究提供支撑。
2026-09-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Variable Stars in the Open Cluster NGC 7142
我们在旧的疏散星团NGC 7142的岔道附近发现了新的变星。与以往的研究相反，我们检测到8个接触或近接触食双星（包括三个附近的集群关闭），其中大多数有很好的概率是集群成员。我们还发现了一个长周期变星，它位于星团巨星分支的红色部分，以及四个新的分离食双星。我们重新研究了距离和红化的集群的问题，并发现距离更大，红化低于大多数以前的研究。这意味着NGC 7142可能比M67稍年轻，大约3 Gyr。以这个年龄，NGC 7142将是一小群在对流和辐射核心之间过渡的主序星关闭恒星的星团之一。
2011-10-22 astro-ph.SR
A Long-Period Totally Eclipsing Binary Star at the Turnoff of the Open Cluster NGC 6819 Discovered with Kepler
我们提出了发现的全蚀长周期（P = 771.8 d）的二元系统WOCS 23009在旧的疏散星团NGC 6819，其中包含一个演变的恒星近中央氢耗尽和低质量（0.45 Msun）的恒星。这个系统以前被认为是一个单线光谱双星，但是使用开普勒太空望远镜的数据发现了一个在阿帕斯特附近的日食，这清楚地表明这个系统的倾角非常接近90度。虽然次级恒星还没有在光谱中被识别出来，但主星的质量可以通过星团中其他的食双星来确定。结合日全食和主星的质量限制，我们可以确定一个可靠的质量为二级恒星和半径为两颗恒星，并限制集群的年龄。与场双星中质量相似的恒星不同，低质量的次级恒星的半径与模型预测相比并没有显着膨胀。主星的特徴，结合星团测光和其他星团双星的质量，显示出最佳年龄为2.62+/-0.25 Gyr，虽然恒星模型物理学可能会引入约10%的系统不确定性。我们发现初步证据表明，在这个星团中红巨星质量的星震预测系统性过高，高达8%。
2012-11-12 astro-ph.SR
The K2 M67 Study: Precise Mass for a Turnoff Star in the Old Open Cluster M67
本文研究了疏散星团M67中明亮的分离食主序星WOCS 11028（Sanders 617）。虽然双星每个轨道周期只有一次日食，但由于轨道倾角有很强的约束，我们可以非常精确地推导出恒星的质量：$M_A = 1.222\pm0.006 M_\odot$和$M_B = 0.909\pm0.004 M_\odot$。我们使用光谱能量分布拟合的方法来获得的组成星的特性，而不是精确的半径，通常会来自一个双食双星。SED的反卷积显示，双星中较亮的部分位于星团的微弱关闭点--这是一个明显的演化点，发生在对流核心建立之后，而恒星正处于其向较低表面温度运动的中间，在主序结束时所谓的钩子之前。这些测量结果与太阳金属丰度演化模型存在明显分歧：需要更高的金属丰度才能重现WOCS 11028 A的特征。我们讨论了模型物理的变化，可能需要解决的差异。最清楚的结论是，扩散可能是必要的，以调和光谱丰度的M67恒星需要更高的金属丰度模型，并减少强度对流过冲发生的恒星在岔道。在超太阳体金属丰度，各种指标同意之间的集群年龄约3.5和4.0 Gyr。
2020-11-17 astro-ph.SR
The Open Cluster Chemical Abundances and Mapping Survey: IX. Measuring the Effects of Stellar Diffusion in the Open Clusters NGC 752 and Ruprecht 147 using APOGEE
Universidade Federal de Sergipe（塞尔希培联邦大学）；Texas Christian University（德克萨斯基督教大学）；Maunakea Spectroscopic Explorer, Canada-France-Hawaii-Telescope（莫纳克天文光谱仪，加拿大法国夏威夷望远镜）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Observatório Nacional/MCTIC（国家天文台/巴西科技与创新部）；University of Florida（佛罗里达大学）
利用SDSS/APOGEE数据研究开放星团NGC 752和鲁普雷希特147中恒星的原子扩散，分析多种元素丰度差异，拟合观测模式获星团年龄，碳为关键诊断元素，结果进一步约束原子扩散模型，影响主序拐点附近恒星年龄估计。
2026-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Eclipsing binaries in the open cluster Ruprecht 147. III: The triple system EPIC 219552514 at the main-sequence turnoff
本文报道了位于老疏散星团疏散星团Ruprecht 147分叉处的2.75天双线分离食双星EPIC 219552514的光谱观测结果。对我们的径向速度测量和K2光变曲线的联合分析得出M1 = 1.509（+0.063 / -0.056）MSun和M2 = 0.649初级和次级的MSun为（+0.015 / -0.014），半径分别为R1 = 2.505（+0.026 / -0.031）RSun和R2 = 0.652（+0.013 / -0.012）RSun。有效温度为6180 +/- 100 K的F7小学和4010 +/- 170 K的后期K中学。轨道是圆形的，恒星的自转似乎与轨道运动同步。这是继我们早期对EPIC 219394517和EPIC 219568666的研究之后，在同一星团中分析的第三个食系统。通过与PARSEC系列的恒星演化模型比较，我们推断出2.67（+0.39 / -0.55）Gyr的年龄与其他两个系统的估计一致。EPIC 219552514是一个三级系统，其轨道周期为463天。看不见的第三纪要么是低质量的M矮星，要么是白矮星。
2020-04-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Turnoff Detached Binary Star V568 Lyr in the Kepler Field of the Oldest Open Cluster (NGC 6791) in the Galaxy
利用开普勒光度计对高金属量老疏散星团NGC 6791场中的晚型双线双星系统V568 Lyr进行了光变分析。同时分析了该系统的径向速度和高质量的短节奏光变曲线。组成星的质量、半径和光度是$M_1 = 1.0886\pm0.0031\, M{\odot}$、$M_2 = 0.8292 \pm 0.0026\, M{\odot}$、$R_1 = 1.4203\pm 0.0058\, R{\odot}$、$R_2 = 0.7997 \pm 0.0015\, R{\odot}$、$L_1 = 1.85\pm 0.15\, L{\odot}$、$L_2 = 0.292 \pm 0.018\, L{\odot}$，它们的距离是$a = 31.060 \pm 0.002\, R{\odot}$。通过对该双星系统的分析，确定其与NGC 6791的距离为$4.260\pm 0.290\,$ kpc。我们适合这个良好分离的双星系统的组件与剑桥星和TWIN代码的演化模型，以测试低质量的双星演化。我们发现一个很好的适合与金属的$Z = 0.04$和年龄的$7.704\,$陀螺仪。TWIN中包含的标准潮汐耗散不足以达到观测到的圆形轨道，除非它一开始就形成相当圆的轨道。
2015-08-18 astro-ph.SR
A Census of Blue Stragglers in Gaia DR2 Open Clusters as a Test of Population Synthesis and Mass Transfer Physics
我们使用测光和自行从盖亚DR 2，以确定16岁（1-10 Gyr），附近（$d< 3500$ pc）疏散星团的蓝离散星（BSS）人口。我们发现，BSS的分数相比，RGB星的年龄增加，开始接近零1 Gyr和平坦的$\sim 0.35$ 4 Gyr。拟合恒星的演化轨迹，这些BSS，我们发现，它们的质量分布峰值在太阳质量的十分之几以上的主序星关闭。高于临界值0.5 $M_\odot$以上的BSS仅占样本的$\sim25$ %，高于临界值1.0 $M_\odot$以上的BSS很少。我们比较这人口合成模型的BSS形成通过质量传递使用紧凑的对象合成和蒙特卡罗调查代码（COSMIC）。我们发现，标准的人口合成的假设显着不足，产生旧的疏散星团的BSS的数量。我们还发现，这些模型过度产生高质量BSS相对于低质量BSS。通过动态形成的BSS的预期数量并不能完全解释这种差异。我们的结论是，为了解释所观察到的BSS人口从罗氏瓣溢出，从巨大的捐助者的传质必须更稳定，比假设在典型的传质处方，包括非保守的传质是很重要的，在生产现实的BSS群众。即使有了这些修改，也很难实现在最古老的疏散星团中观察到的大量BSS。我们讨论了一些额外的物理，可以解释大量的老恒星星族中观察到的蓝离散。
2021-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
WOCS XCIII: NGC 7789: the Evolution of Li, Stellar Rotation, and Extended Main Sequence Turnoffs
本研究结合多波段测光与Gaia等数据，分析疏散星团NGC 7789的红化、年龄、锂丰度演化及主序色展，证实自转速度分布是锂谷结构与延伸主序拐点的成因，并对比了NGC 752的相关差异。
2025-10-29 astro-ph.SR
Grids of rotating stellar models with masses between 1.0 and 3.0 Msun
计算了质量在1.0 ~ 3.0 $M_{\odot}$之间、分辨率为$δM \leq 0.02$ $M_{\odot}$的旋转模型的演化轨迹网格，可用于研究旋转对恒星演化和星团特征的影响。$\sim$ 2.05 $M_{\odot}$是自转对恒星结构和演化影响的临界质量。对于$M >$ 2.05 $M_{\odot}$的恒星，旋转导致对流核的增加和主序（MS）寿命的延长;旋转模型的演化比非旋转模型慢;旋转对这些恒星演化的影响与对流核过冲的影响相似。然而对于$< M/M_{\odot}<$为1.1 $< M/M_{\odot}<$ 2.05的恒星，自转会导致对流核心的减少，并缩短MS的寿命;自转模型比非自转模型演化得更快。当质量位于$\sim$ 1.7 - 2.0 $M_{\odot}$的范围内时，由旋转引起的不稳定性引起的混合是无效的;流体静力学效应在这些恒星的演化中占主导地位。对于质量在1.6 ~ 2.0 $M_{\odot}$之间的模型，在MS阶段，旋转模型的有效温度总是低于相同年龄的非旋转模型。对于给定的年龄，质量越低，有效温度的变化越小。因此，旋转可能会导致在中等年龄星团的色星等图中MS关闭附近的颜色扩散。
2012-12-07 astro-ph.SR
Color-Magnitude Diagram Constraints on the Metallicities, Ages, and Star Formation History of the Stellar Populations in the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy
用$-0.4 \le$ [alpha/Fe] $\le +0.4$和广泛的[Fe/H]等时线以及互补的零年龄水平分支（ZAHB）位点绘制了隆凸的色幅图（CMD）。我们所使用的颜色变换已经过“校准”，因此，当假定球状星团（GC）的红化和金属丰度的估计得到很好的支持时，等时线可以很好地拟合M3和M92的$[(B-V)_0,\,M_V]$图。所采用的距离模数，为GC和船底座，是基于我们的ZAHB模型，这是能够再现老HB组件（以及HB块的光度）的矮球状星系相当不错-即使它跨越范围[Fe/H]的~ 1.5德克斯，提供[阿尔法/Fe]变化与[Fe/H]的方式，已被派生光谱。这里得出的年龄与以前发现的老的和中等年龄的关闭恒星，以及可忽略的恒星形成（SF）活动（~ 6-10 Gyr ago）的年龄相当吻合。CMD模拟已经进行了最暗的关闭和亚巨星。他们表明，一个明显的偏好SF持续几个Gyr，而不是一个短的爆发，一些迹象表明，年龄随着[Fe/H]的增加而减少。一般来说，假设光谱金属丰度的恒星模型提供了令人满意的观测结果，包括船底座的薄巨分支，尽管比所采用的[α/Fe]值所暗示的更高的氧丰度将产生有利的结果。
2015-03-27 astro-ph.SR
The initial spin distribution of B-type stars revealed by the split main sequences of young star clusters
对年轻疏散星团中恒星的光谱观测显示出恒星自转速度的二分分布，其中10-30%的恒星自转缓慢，而其余70-90%的恒星自转相当快。与此同时，年轻星团的高精度多波段测光显示出分裂的主序星带，这再次被解释为由于自旋二分法。最近的论文表明，极端的旋转需要恢复光度分裂。然而，我们新的MESA模型网格和流行的SYCLIST模型表明，初始缓慢（0-35%的线性开普勒旋转速度）和中间（开普勒旋转速度的50-65%）旋转足以解释光度分裂。这些值与最近对星团和场星的光谱测量结果相一致，并且可能反映了上主序星的出生自旋分布。一小部分最初旋转速度较快的恒星可能在主序星演化结束时达到近临界旋转，并在年轻星团的关闭区域产生Be星。然而，我们发现，被明星的存在下，集群关闭两个幅度主张在创建被明星的二进制相互作用的关键作用。我们认为，表面化学成分的测量可能有助于区分这两个恒星形成通道。虽然只有最快速旋转的，因此富含氮的，单颗恒星可以演变成Be星，缓慢的前质量转移旋转和低效的吸积允许温和或没有富集，即使在临界旋转吸积诱导的Be星。我们的研究结果揭示了新的起源的自旋分布的年轻和演化的B型主序星。
2022-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Multi-Wavelength Study of the Segue 3 Cluster
我们提出了新的SDSS和华盛顿测光的年轻，外晕恒星系统，Segue 3。结合存档VI观测，我们最一致的结果产生：$Z=0.006$，$\log(Age)=9.42$，$(m-M)_0=17.35$，$E(B-V)=0.09$，具有高的二进制分数的$0.39\pm 0.05$，使用帕多瓦模型。我们证实，质量隔离已经发生，支持这一集群被潮汐破坏的假设。一个3参数的King模型产生的星团半径为$r_{cl}=0.017^\circ$，核心半径为$r_{c}=0.003^\circ$，潮汐半径为$r_t=0.04^\circ \pm 0.02^\circ$。帕多瓦和达特茅斯模型网格的比较表明，集群是没有显着的$α$增强，平均[Fe/H] $=-0.55^{+0.15}_{-0.12}$ dex，和人口年龄只有$2.6\pm 0.4$ Gyr。我们排除了一个显著的年龄分布在主序星关闭，因为一个狭窄的亚巨星分支，并讨论了恒星自转和星团年龄的作用，使用达特茅斯和日内瓦模型：大约70%的赛格3星或低于主序星关闭增强旋转。我们对Segue 3的研究结果表明，它比迄今为止所有以前的研究报告都更年轻，更富含金属。从涉及华盛顿-C和SDSS-U过滤器的颜色，我们确定了几个巨人和未来的后续光谱研究可能的蓝离散，我们产生光谱能量分布以前已知的成员和潜在的Segue 3源与华盛顿（$CT_1$），斯隆（ugri…
2017-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deep 2MASS Photometry of M67 and Calibration of the Main Sequence J-Ks Color Difference as an Age Indicator
本文分析了老疏散星团M67（NGC 2682）的2微米全天巡天（2 MASS）定标测光。由这些数据得到的适当运动净化的色星等图（CMD）比基于点源星表的数据的图深3个星等。CMD从氦燃烧的红色团块上方延伸到一个微弱的极限，该极限比Ks波段的主序列关闭处低7个星等以上。在采用红化E（B-V）= 0.041 +/- 0.004和金属丰度[Fe/H] = -0.009 +/- 0.009的基础上，利用2 MASS测光和依巴谷星表拟合了M67的未演化主序星。该分析得出的距离模量为（m-M）Ks = 9.72 +/- 0.05和（m-M）o = 9.70 +/- 0.05，这与公布的值一致。我们比较了Girardi等人和Dotter等人的理论等时线与M67的CMD，并评论了每组模型的相对优点。这些比较表明M67的年龄在3.5和4.0 Gyr之间。M67数据的深度使其成为校准Calamida等人最近设计的新年龄指标的理想选择。主层序关闭点（TO）与主层序下部向下关闭点（TD）并变为几乎垂直的点之间的（J-Ks）颜色差异[D（J-Ks）]。结合其他三个疏散星团NGC 2516、M44和NGC 6791的深2 MASS测光，我们用年龄校准了D（J-Ks），发现D（J-Ks）=（3.017 +/- 0.347）-（0.259 +/- 0.037）*Log Age（yrs）。
2009-04-20 astro-ph.SR
The role of binarity and stellar rotation in the split main sequence of NGC 2422
除了在年轻和中等年龄（约6亿年-2千兆年）的星团中广泛发现的扩展主序列关闭外，一些年轻的星团甚至表现出分裂的主序列（MS）。不同的恒星自转速率被提出来解释分叉的MS模式，红色和蓝色MS（rMS和bMS）分别由快速和缓慢旋转的恒星组成。利用盖亚早期数据第三版的测光，我们报告了一个银河系疏散星团，它有一个分叉的MS，NGC 2422（~ 9000万年）。我们排除的可能性，分叉MS模式是由光度噪声或微分红化。我们的目标是研究恒星旋转是否可以解释分裂MS。我们使用加拿大-法国-夏威夷望远镜和南部非洲大望远镜观测到的光谱，并直接测量v sin i，投影旋转速度，为bMS和rMS中的恒星。我们发现，它们的v sin i值与它们在色星等图中的位置相关性很弱，因为大部分RMS星的低投影旋转速度造成的污染。基于光谱能量分布拟合的方法，我们认为这些缓慢旋转的恒星可能隐藏着一个双星伴星，这打破了预期的v sin i色相关。未来的时域研究重点是这些缓慢旋转的恒星是否是径向速度变量是至关重要的，以测试恒星旋转和双星在产生分裂MS的作用。
2022-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
An asteroseismic age estimate for the Pleiades using a neural-network emulator of rotating $δ$ Scuti pulsation models
Centre for Astrophysics, University of Southern Queensland（昆士兰南方大学天体物理中心）
本研究利用约4600万个旋转δ Scuti脉动模型训练的神经网络模拟器，结合嵌套采样法对TESS观测的5颗昴星团δ Scuti星进行星震学分析，得到昴星团年龄为113.3±4.5 Myr，验证了δ Scuti星震学作为年轻恒星年龄估算补充方法的可行性。
2026-10-14 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
Globular clusters in the outer Galactic halo: new HST/ACS imaging of 6 globular clusters and the Galactic globular cluster age-metallicity relation
本文给出了由哈勃空间望远镜（HST）F606 W、F814 W高级巡天照相机测光得到的6个球状星团的色星等图（CMD）。这6个星系在银河中心距离（Rgc）上形成了两个松散的分组：IC 4499、NGC 6426和鲁普雷希特106在约15-20 kpc，NGC 7006、帕洛马15和Pyxis在约40 kpc。CMD允许在每种情况下从主序列关闭来估计年龄。此外，Palomar 5的年龄（Rgc ~ 18 kpc）是使用档案HST宽视场行星照相机2 V，I测光估计的。年龄分析显示：IC 4499，Ruprecht 106和Pyxis比具有类似金属丰度的内晕GC年轻1-2 Gyr; NGC 7006和Palomar 5比它们的内晕对应物稍微年轻; NGC 6426和Palomar 15是样品中最贫金属的两个GC，在不确定性范围内与所有其他贫金属GC同时代。结合我们以前的努力，目前的样本提供了强有力的证据，银河系GC年龄-金属丰度关系由两个不同的分支。一个表明在银河系内部的快速化学富集，而另一个则表明在外晕中长时间的GC形成。后者是一致的外晕GC形成于矮星系，后来被银河系吸积。
2011-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The HST Large Programme on NGC 6752. III. Detection of the Peak of the White Dwarf Luminosity Function
我们报告的白矮星冷却序列的老球状星团NGC 6752，这是化学复杂，主机的蓝色水平分支。这是最后一个球状星团白矮星（WD）冷却序列可由哈勃太空望远镜成像。测光和完备性检验表明，WD冷却序列的光度函数在m_F606W=29.4+/-0.1处达到峰值，与~ 14 Gyr的形式年龄相一致。这个年龄也与主序的转折点（13- 14 Gyr）的年龄相一致，加强了我们的结论，即我们观察到沿着冷却序的白矮星的预期积累。
2019-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium in the Intermediate-Age Open Cluster, NGC 3680
我们获得了疏散星团NGC 3680的70个潜在成员的以Li 6708 A线为中心的高色散光谱，重点是在关闭区的恒星。一个可测量的锂丰度已被推导出53颗恒星，其中39个具有径向速度和自行一致的集群成员。在被转移到共同的温度和丰度尺度，以前的锂估计已被合并，以产生一个样本的49名成员，其中40括号集群锂浸。8颗巨星和5颗变星的光谱元素分析结果分别为[Fe/H] = -0.17 +/- 0.07（sd）和-0.07 +/- 0.02（sd）。我们还报告测量的钙，硅和镍是一致的缩放太阳比内的错误。采用[Fe/H] = -0.08（第3.6节），Y^2等时线比较得出该星团的年龄为1.75 +/- 0.10 Gyr，表观模量为（m-M）= 10.30 +/- 0.15，锂下沉的中心质量为1.35 +/- 0.03太阳质量。在这些巨星中，9个星团成员中有5个现在已知具有可测量的Li，A（Li）接近1.0。毕宿星团和普雷塞佩的矮星样本被用来描绘出锂倾斜的轮廓，其中心质量为1.42 +/- 0.02太阳质量，并指出在其红色边界可能存在二次倾斜。当演化到星系团NGC 752、IC 4651和NGC 3680的典型年龄时，Hyades/Praesepe Li-dip剖面再现了观测到的中间年龄星团CMD内组合Li-dip的形态，同时暗示Li-dip中心质量的金属丰度依赖性，由质量=（1.38 +/-0.0…
2009-08-14 astro-ph.SR
Bright Variable Stars in NGC 6819 - An Open Cluster in the Kepler Field
我们描述了一个中等年龄的疏散星团NGC 6819的变率研究。我们在星团的分岔处发现了4个新的分离食双星（其中一个可能是三重系统）。其中一些系统应该能够提供质量和半径信息，因此可以限制星团的年龄。我们还新发现了一个可能的分离双星成员，大约在关闭点以下3.5等。一个EW型双星（可能不是星团成员）在相隔8年的观测中显示出异常强烈的夜间光变曲线变化。根据目前最好的信息，我们检测到的三个最亮的变量（其中两个是新的）是集群成员，使它们成为蓝色离散者。一个是δ Scu脉动变星，一个是接近但分离的双星，第三个包含一个分离的短周期双星，显示日全食。然而，在每一种情况下，都有证据表明该系统可能是通过两颗以上恒星的相互作用产生的。
2010-08-25 astro-ph.SR
Determining the Age of the Kepler Open Cluster NGC 6819 With a New Triple System and Other Eclipsing Binary Stars
作为我们在开普勒视野中研究老（~2.5 Gyr）疏散星团NGC 6819的一部分，我们提出了测光（开普勒和地基BVRcIc）和光谱观测的分离食双星WOCS 24009（Auner 665; KIC 5023948）的短轨道周期为3.6天。WOCS 24009是一个三线系统，我们使用径向速度和日食时间变化来验证最亮的恒星实际上是围绕食双星运行的。食双星的质量M_B =1.090+/-0.010 Msun，M_C =1.075+/-0.013 Msun，半径R_B =1.095+/-0.007 Rsun，R_C =1.057+/-0.008 Rsun。这颗明亮的不食星位于星团的转折处，最终它的质量将直接限制转折处的质量：我们的初步测定是M_A =1.251+/-0.057 Msun。对光变曲线的仔细检查表明，食双星中较暗的恒星经历了一个非常短暂的全蚀期，这使我们能够精确地分解三颗恒星的光，并将它们放在颜色-星等图中。我们还对NGC 6819中两颗先前讨论过的分离食星（WOCS 40007和WOCS 23009）进行了改进的分析，以联合确定该星团的距离模数（m-M）_V=12.38+/-0.04。由于本文显着增加了星团中测量恒星的数量，我们可以更好地将色星等图的年龄限制为2.21+/-0.10+/-0.20 Gyr。此外，使用所有测得的食双星质量和半径，我们将年龄限制为2.38+/-0.…
2016-01-15 astro-ph.SR
New Clues to the Cause of Extended Main Sequence Turn-Offs in Intermediate-Age Star Clusters in the Magellanic Clouds
我们使用哈勃太空望远镜（HST）上的宽视场相机3（WFC 3），以获得深，高分辨率图像的两个中等年龄的星团在大麦云的相对较低的质量（$\approx$ $10^4$ $M_{\odot}$）和显着不同的核心半径，即NGC2209和NGC2249。为了进行比较，我们还重新分析了NGC1795和IC 2146的档案HST图像，这是另外两个相对较低质量的星团。通过与蒙特卡罗模拟的比较，发现NGC 2209和NGC 2249的主序关闭区明显宽于简单恒星星族模拟的主序关闭区，而NGC 1795和IC 2146的主序关闭区并不宽于简单恒星族模拟的主序关闭区.我们确定的集群的质量和逃逸速度的演变，从一个10万年的年龄到现在的年龄。我们发现，这些集群之间的差异可以解释的动力学演化参数，如果目前扩展的集群（NGC 2209和IC 2146）经历了更强的初始质量分离比目前紧凑的（NGC 2249和NGC 1795）。在此假设下，我们发现，NGC 2209和NGC 2249估计逃逸速度$V_{\rm esc}$ $\geq$ 15公里秒$^{-1}$在10万年的年龄，大到足以保留第一代恒星的慢风喷出的物质，而两个集群，不具有扩展的MSTO有$V_{\rm esc}$ $\leq$ 12公里秒$^{-1}$在该年龄。这些结果表明，扩展的MSTO现象可以更好地解释了一系列的恒星年龄，而不是一系列的恒星自转速…
2014-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Intermediate-to-Low Mass Stars in Open Clusters and the Evolution of Li
年龄为1-3 Gyr的疏散星团（OC）包含处于与理解Li演化具有多重相关性的演化阶段的中低质量恒星。在固定年龄从锂浸（LD）的热侧离开主序（MS）的恒星可以包括一系列的质量，不同程度的核心简并，以及在静止或闪光条件下的氦点火。正在进行的一项调查的一个重要样本的恒星从巨大的分支低于LD在关键的疏散星团揭示了模式，提供关键的线索，潜在的来源，锂变化的恒星之间的不同质量和年龄。虽然LD在这个年龄的OC中已经很好地建立起来，但LD热侧的恒星可以显示出从表观原始星团值到类似于LD中心的上限的Li，尽管占据了色星等图（CMD）的相同区域。第一个上升巨星分支上的恒星显示出可测量的Li的急剧下降，这与年龄的增加和关闭质量的减少密切相关。我们将讨论如何解释这些趋势的背景下，LD本身的存在和个别恒星的时间演化。
2020-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The C+N+O abundances and the splitting of the subgiant branch in the Globular Cluster NGC 1851
在球状星团中多个恒星星族的新发现的特征中，星团NGC 1851拥有一个双亚巨星分支，这可以用两个恒星世代来解释，只是年龄略有不同，年轻的一个具有增加的总C+N+O丰度。由于这种化学差异，可以对次巨星分支进行拟合，大致与20年前已经发现的C+N+O丰度变化一致，并被最近的光谱数据所证实。我们计算理论等时线的主要序列关闭，采用四种化学混合物的不透明度和核反应速率。根据文中描述的元素丰度分布，标准混合物具有Z=10 $^{-3}$和[ $α$ /Fe]=0.4，其它的C+N+O分别等于标准混合物的2、3和5倍。我们比较轨道和等时线，并显示结果如何取决于总CNO丰度。我们注意到，不同的初始CNO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闭形态，可以很容易地归因于年龄差异。我们模拟了NGC 1851的主序星和次巨星分支的数据，结果表明，C+N+O增加$\sim$ 3倍最能再现次巨星分支之间的位移。我们比较了m $_{F336W}$ -m $_{F814W}$彩色谱中的主序列宽度与模型，发现与数据相符的最大氦丰度为Y $\simeq$ 0.29。我们认为，在框架中的第二代恒星形成的球状星团，其中大部分，我们估计的氦丰度Y $\simlt 0.26$的结果。
2009-07-10 astro-ph.SR
