Rediscovering the origins of the stellar halo with chemical tagging
星系晕具有复杂的组装历史，这可以从其丰富的运动学和化学亚结构中看出。球状星团通过与银河系的潮汐相互作用和星团蒸发过程失去恒星，这意味着它们不可避免地是晕星的来源。这些来自球状星团的“移民”可以在晕场中通过特征性的轻元素丰度关系来识别，这种关系通常只在球状星团中观察到，并且可以化学标记到球状星团的晕星的数量可以用来限制这些星团的形成路径。
2017-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Bizarre Chemical Inventory of NGC 2419, An Extreme Outer Halo Globular Cluster
我们提出了新的凯克/HIRES观测六红巨星的球状星团NGC 2419。虽然这个星系团是银河系中最遥远、最明亮的星系团之一，但直到最近它才被认为是化学上普通的。我们之前的工作表明，近红外Ca II三线态强度的变化比化学均匀的星团所预期的要大，并且至少有一颗恒星具有不寻常的Mg和K丰度。在这里，我们确认，NGC 2419窝藏人口的恒星，包括约三分之一的质量，这是在镁耗尽的8倍，并增强了K的6倍，相对于镁正常人口。虽然大多数，镁正常人口似乎有一个普通的，内晕球状星团的化学丰度模式无法区分，镁穷人人口表现出分散的几个元素。K和Sc的丰度与Mg呈强反相关，而其他一些元素（Si和Ca等）与Mg呈弱反相关。这些丰度模式表明，NGC 2419的不同种群除了采集AGB喷出物外，还采集了不同超新星的喷出物。除Sc外，Fe峰元素的丰度没有星间变化。我们没有发现核合成源，令人满意地解释了所有的丰度变化，在这个集群。因为NGC 2419看起来不像其他球状星团，我们重申我们之前的建议，它根本不是一个球状星团，而是一个吸积矮星系的核心。
2013-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical tagging in the SDSS-III/APOGEE survey: new identifications of halo stars with globular cluster origins
我们提出了新的鉴定星系晕中的五个红巨星的化学丰度模式，表明它们最初形成于球状星团。使用来自阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）调查的数据，通过斯隆数字巡天数据发布12（DR 12），我们首先确定可能的晕巨星，然后搜索那些与球状星团相关的众所周知的化学标记，特别是氮和铝的富集。我们发现在我们的样本中有2%的晕巨星具有这种化学特征，与以前的结果一致。根据我们以前对这个主题的工作的解释，这意味着至少有13%的晕星最初形成于球状星团。球状星团形成的理论认识的最新进展提出了有关的解释问题，我们承认，这些移民代表的晕场的一小部分的可能性。在晕场中，具有球状星团化学标记的恒星数量与球状星团中的数量大致相同，无论它们是否伴随着更大数量的前球状星团恒星。
2016-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple populations in low mass globular clusters: Palomar 13
自从上个世纪在球状星团中发现化学奇特的恒星以来，考虑到几乎所有的球状星团中都存在化学不均匀性，对多星族的研究变得越来越重要。尽管有各种各样的理论试图解释这一现象，但要用一个单一的理论来拟合球状星团中的所有观测证据仍然非常困难，目前还没有成功。为了改进现有模型并激发新模型，我们正在临界条件下观察球状星团，例如，富金属端、贫金属端和低质量端。在本文中，我们首次尝试研究低质量球状星团中的多种群。我们使用安装在加那利大望远镜上的OSIRIS/多目标摄谱仪获得了帕洛玛13球状星团30个成员在4000 A左右的低分辨率光谱。红巨星分支星的成员是由最新的自行从盖亚DR 2和文献速度确认。在将测量的CN和CH光谱指数与恒星模型的光谱指数进行比较后，我们发现了红巨星分支星之间氮变化的明显迹象。Palomar 13可能是质量最低的球状星团，显示出多个种群。
2020-12-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
O, Na, Ba and Eu abundance patterns in open clusters
疏散星团在历史上被认为是代表银河系盘内恒星形成的单年龄恒星星族。最近的文献质疑这一观点，根据不一致的钠丰度相对于字段，并关注的长寿的束缚集群有助于选择的偏见：也许长寿的疏散星团是化学不同的恒星形成事件，有助于银河系盘。我们从文献中探索了大量高分辨率Na、O、Ba和Eu丰度的样品，尽可能合理地均匀化，包括考虑NLTE效应、分析变化和谱线选择。与模板球状星团和代表性的场星相比，我们没有发现明显的丰度趋势，证实了球状星团中产生Na-O反相关的过程不存在于疏散星团中。此外，以前报道的钠增强的疏散星团被发现是一个人工制品的NLTE效应，与疏散星团匹配的一个子集的化学标记的场星。
2014-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
ESO452-SC11: The lowest mass globular cluster with a potential chemical inhomogeneity
我们提出了最大的光谱调查的一个最暗的和研究最少的星团的银河系，ESO 452-SC 11。使用英澳望远镜AAOmega和凯克HIRES摄谱仪，我们已经确定了该星团的11个成员，并发现了星与星之间轻元素丰度变化的迹象，主要是使用蓝氰（CN）吸收特征。从恒星密度分布，我们估计总集群质量的$(6.8\pm3.4)\times10^3$太阳质量。这将使ESO 452-SC 11成为具有多个种群证据的最低质量集群。这些数据也被用来测量星系团的径向速度（$16.7\pm0.3$ km s $^{-1}$），并确认ESO 452-SC 11是相对富含金属的球状星团（[Fe/H] $=-0.81\pm0.13$）。所有已知的大质量星团都被详细研究，显示出多个恒星群体，每个群体都有不同的化学成分，但许多低质量的球状星团似乎是化学均匀的。ESO 452-SC 11为多重恒星星族现象设定了一个质量下限。
2017-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of two stellar populations in globular clusters II. Effects of primordial gas expulsion
我们研究了在超新星驱动的原始气体排出的影响下，球状星团中两种不同的低质量恒星群体的早期演化，以研究这一过程是否可以增加观测所需的水平上的第二代恒星的比例。我们分析N体模型，考虑到原始气体排出的影响。我们把恒星分成两个群体，模仿恒星的化学和动力学性质的球状星团，使第二代恒星开始与一个更集中的分布。气体驱逐的主要作用是优先驱逐第一代恒星，而第二代恒星仍然束缚在星团中。在最有利的情况下，第二代恒星可以占我们今天看到的束缚恒星的60%。我们还发现，在气体驱逐阶段结束时，两个种群的径向分布仍然是不同的，因此长期的演化将进一步增加第二代恒星的比例。如果球状星团遭受爆炸性的残余气体驱逐，恒星形成效率约为0.33，那么大部分化学异常的恒星很容易被解释为快速旋转的大质量恒星的慢风形成的第二代恒星。
2010-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cool stars as tracers of multiple stellar populations in the Galactic globular cluster 47 Tuc
尽管对银河系球状星团中恒星的光度和光谱研究表明，迄今为止研究的大多数星团中存在几代恒星，但对这些恒星代的运动学性质仍然知之甚少。在这篇文章中，我们提出了我们的化学标记的恒星星族在银河系球状星团47 Tuc的运动学性质的研究的第一个结果。我们的分析揭示了47 Tuc中存在三个恒星世代，它们的[Li/Na]和[Na/O]比不同。此外，我们发现，这三代也不同，在他们的运动学性质：恒星属于原始一代的集中程度较低，运动学热比在随后的几代。
2014-09-10 astro-ph.SR
Globular cluster abundance patterns inherited from giant molecular clouds
研究球状星团轻元素丰度差异及反相关性成因，用宇宙辐射流体动力学模拟，发现巨分子云内部丰度模式可再现球状星团关键特征，表明球状星团化学丰度模式可从星际气体继承，为高红移星系化学富集等提供化石记录。
2026-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rapidly-oscillating {\it TESS} A--F main sequence stars: are the roAp stars a distinct class?
从扇区1- 44 { \em TESS}观测，19个新的roAp星，发现了103颗具有类roAp频率的表面非奇特星和617颗具有roAp典型独立频率的$δ$ ~Scuti星，通过对所有化学奇特星的{ \em TESS}检验，发现了199颗Ap星，它们的脉动频率为$δ$ ~Sct或$γ$ ~多尔变量。脉动Ap星的比例与脉动化学正常星的比例相同。化学奇特的$δ$ ~Sct星和roAp星在频率和径向序上没有明显的区别。事实上，过去将roAp与$δ$ ~Sct星区分开来的所有特征都消失了。没有理由假设roAp星的高频率是由与化学正常的恒星不同的机制驱动的。然而，化学性质特殊的恒星更有可能以高频率脉动。“roAp”这个词应该去掉：所有的roAp星都是正常的$δ$ ~Scuti星。
2021-12-26 astro-ph.SR
Multiple populations in globular clusters: the distinct kinematic imprints of different formation scenarios
人们提出了几种方案来解释球状星团中多个恒星星族的存在。他们中的许多人援引多代恒星来解释观察到的化学丰度异常，但也有人认为，自我富集可能通过吸积大质量恒星的喷出物到低质量前主序星的星周盘上而发生。这些情况意味着不同的恒星星族的运动学的初始条件不同。给定一些净角动量最初，第二代形成的模型，从气体收集在冷却流到集群的核心预测一个最初较大的旋转幅度相比，原始的恒星污染的恒星。这与吸积模型的预期相反，在吸积模型中，污染的恒星是穿过核心的恒星，并且优先处于径向（低角动量）轨道上，因此它们的旋转幅度较低。在这里，我们提出了一套$N$体模拟的初始条件，以捕捉这些污染的情况下不同的运动学特性的结果。我们表明，污染和原始恒星的运动学的初始差异可以生存到目前的时代在外部的一大部分银河系球状星团。原始恒星和污染恒星的差异旋转被确定为一个独特的运动学特征，可以让我们区分各种场景，而其他运动学印记通常非常相似，从一个场景到另一个。
2015-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
An extreme paucity of second population AGB stars in the normal globular cluster M4
银河球状星团（GCs）现在已知拥有多个恒星星族，这些恒星族在许多轻元素丰度上具有化学上的不同。越来越清楚的是，GCs中的渐近巨星分支（AGB）恒星与红巨星分支（RGB）和其他阶段的恒星相比，在轻元素中显示出不同的丰度分布，偏向于更原始的，类似于场星的丰度，我们称之为子种群1（SP1）。作为一个更大的计划的一部分，针对GCs中的巨星，我们使用英澳望远镜上的2dF+HERMES设备获得了Messier 4（NGC 6121）中106颗RGB和15颗AGB恒星的高分辨率光谱。在这封信中，我们报告了M4中[Na/O] > -0.17的AGB星的极度缺乏，这与[Na/O] =0.55的丰度形成对比。AGB的丰度分布与所有来自SP1的AGB星一致。这一结果似乎意味着，所有的子星族二星（SP2;富Na，贫O）都避免了AGB阶段。考虑到M4的水平分支形态，这是一个意想不到的结果-它没有延伸的蓝色水平分支。这是第一个利用HERMES光谱仪进行的丰度研究。
2016-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Monte Carlo simulations of multiple populations in globular clusters: constraints on the cooling flow vs. accretion scenario using million bodies simulations
我模拟的恒星系统的演化托管两个恒星星族，其初始设置是根据两个主要的情况下提出的银河系球状星团的多个人口的起源定义：（i）形成的第二代从冷却流的原始+污染气体和（ii）吸积污染气体到原恒星盘的一部分低质量恒星。为此，蒙特卡罗模拟包含从$10^{5}$到$3\cdot 10^{6}$粒子已经运行，包括恒星演化的影响，二元相互作用，外部潮汐场和原恒星盘结构的详细建模。早期吸积的气体到原恒星盘是无法产生离散的人口和改变的化学成分的显着（$>10\%$）部分的恒星，除非磁盘寿命（$t_{disk}\sim20~Myr$）比模型预测的假设。此外，在这种情况下，两个种群的混合时间尺度太短，无法重现所观察到的化学富集种群的分离。另一方面，模拟运行在冷却流的情况下，可以演变成一个哈勃时间后的恒星系统的第一至第二人口质量比类似于观察到的球状星团，提供了一个初始的填充因子$r_{h}/r_{J}>0.15$。然而，在弱潮汐场制度的径向分离的第二人口强于在银河系球状星团在大银心距离的预测。这种差异消失在模拟偏心轨道在一个现实的轴对称潜力。
2021-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Five groups of red giants with distinct chemical composition in the globular cluster NGC 2808
通过对大质量球状星团NGC~2808中140颗红巨星支星的均匀丰度再分析，研究了该星团中多星族的化学组成。用我们在FLAMES巡天中对23个GC中大约2500颗巨星所用的相同程序分析了31颗恒星的UVES光谱和其他巨星的GIRAFFE光谱，得出了Fe，O，Na，Mg，Si，Ca，Ti，Sc，Cr，Mn和Ni的丰度。铁，元素从α-捕获，并在铁组不显示内在的散射。在我们的UVES标度上，NGC~2808的金属丰度为[Fe/H]=-1.129+/-0.005+/-0.034 $（+/-统计+/-系统误差），σ =0.030（31颗星）。与质子捕获元素相关的主要特征被检索，但改进的统计数据和较小的相关内部误差允许发现五个不同的恒星群沿Na-O关系。我们观察到大量的镁，镁相关的增强Na和Si，暗示异常高的温度质子捕获。大约14%的样本是由太阳或太阳下的[Mg/Fe]比率的巨星形成的。使用[Na/Mg]比，我们确认存在五个种群具有不同的化学组成，我们称之为P1，P2，I1，I2，和E，以减少镁和增加钠丰度的顺序。统计检验表明，任何一对组中的平均比值都不能从相同的父分布中提取。与最近从紫外光度法检测到的五个种群的重叠是好的，但不完美，确认更不同的成分可能存在于这个复杂的GC。
2015-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of multiple stellar populations in massive globular clusters
银河系球状星团中的多个恒星星族表现出很大的多样性。虽然轻元素（包括He）的化学丰度变化是普遍存在的，但这些变化的数量在不同的球状星团中是不同的。在一些球状星团中已经发现了具有明显的Fe、C+N+O和慢中子俘获元素的恒星星族，其数量可能会增加。所有这些化学特征都对应于特定的光度模式。我回顾了球状星团中多个恒星星族的化学+光度特征，并讨论了如何解释数据越来越具有挑战性。非常令人兴奋的是，球状星团的起源和演化是一个复杂的难题。
2015-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Inhomogeneities Amongst First Population Stars in Globular Clusters: Evidence for He variations
在恒星之间传播轻元素丰度（又名。多种群）在几乎所有的球状星团中都能观察到。使用高精度测光绘制这种化学变化的一种方法是在F275W、F336W、F438W和F814W滤波器中使用恒星星等的适当组合（所谓的“染色体图”），以最大限度地分离不同的多个种群。对于每个单独的星系团，其染色体图谱将所谓的第一种群（具有场晕星典型的金属丰度模式）与第二种群（显示特定轻元素组之间独特的丰度变化）区分开来。令人惊讶的是，第一星族恒星在几个（但不是所有）星团的染色体图中的分布被发现比纯粹的观测误差所预期的更广泛，这表明了化学上的不均匀起源。我们考虑了三个具有相似金属丰度（[Fe/H]~-1.3）和不同染色体图谱的星系团，即NGC 288，M3和NGC 2808，并认为第一个群体扩展分布（如在其中两个星系团中所观察到的）是由于初始氦丰度的扩展以及可能的小范围的氮丰度。传统上被认为具有均匀组成的恒星之间存在一系列初始He和N丰度，加上这些扩散仅出现在某些星团中的事实，挑战了迄今为止提出的解释多人口现象的方案。
2018-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
O and Na abundance patterns in open clusters of the Galactic disk
目标。在球状星团中观察到了一个全球性的O-Na丰度反相关，这在银河系的场群中是不存在的。疏散星团被认为是化学均匀的内部。我们的目标是探索银河系盘的疏散星团人口之间的O和Na丰度模式。方法.我们结合疏散星团丰度比的O和Na的高分辨率光谱研究在文献中，并将它们归一化到一个共同的太阳尺度。我们将疏散星团的丰度与球状星团和星盘相比较。结果我们发现，不同的环境表现出不同的丰度模式。疏散星团在O-耗尽/Na-增强的极端情况下不表现出球状星团中观察到的O-Na反相关。此外，疏散星团中的高Na丰度与盘场星不匹配。如果这是真的，它可能表明，今天的疏散星团的溶解对银河系盘的形成没有重大贡献。对团簇和场的大规模均匀研究将进一步证实Na增强的真实性。
2009-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Aluminium abundances in five discrete stellar populations of the globular cluster NGC 2808
利用FLAMES/GIRAFFE和HR 21高分辨率光栅对NGC 2808中的90颗红巨星分支（RGB）恒星进行了观测。这些恒星具有精确的大气参数和丰富的轻元素。我们从强双态Al I 8772-8773埃中推导出它们的铝丰度，正如我们小组以前的工作一样。此外，我们能够从大量CN特征的强度估计89颗恒星的CN相对丰度。当我们的团队从以前的UVES光谱分析中添加自洽丰度时，我们收集了NGC 2808中总共108颗RGB恒星的[Al/Fe]比率。质子捕获元素的完整数据集被用来详细探索在这个球状星团的光谱检测到的五个离散的组件。我们发现，不同类别的污染物需要再现（反）的相关性之间的所有质子捕获元素的人口P2，I1，和I2的中间组成。这与在较低RGB的第二代恒星中检测到锂是一致的，需要至少两种污染物。为了具有化学上同质的种群，我们的样本的最佳细分是从统计聚类分析中得出的六个组分。通过比较不同的图表[元素/铁]与[元素/铁]，我们第一次表明，一个简单的稀释模型是不能够重现在这个集群中的所有子种群。需要不同质量的污染物。NGC 2808被证实对任何球状星团的形成都是一个严峻的挑战。
2018-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origin of chemically distinct discs in the Auriga cosmological simulations
银河系的恒星盘显示出复杂的空间和丰度结构，这对于理解塑造银河系的关键物理机制至关重要。在这项研究中，我们使用六个非常高分辨率的宇宙学变焦模拟银河系大小的晕研究的流行和形成的化学不同的磁盘组件。我们发现，我们的模拟开发一个明确的双峰分布在$[\rm α/Fe]$ - $[\rm Fe/H]$平面。我们发现两个主要途径，以创造这种二分法，在不同地区的星系运作：a）早期（$z>1$）和内部区域强烈的高$\rm[α/Fe]$恒星形成阶段（$R\lesssim 5$ kpc）由富气体合并引起，随后是更多的静止低$\rm[α/Fe]$星形成;以及b）在外盘中高$\rm[α/Fe]$星形成的早期阶段，随后由于暂时降低的气体吸积速率而导致气体盘收缩，之后盘生长恢复。在过程b）中，围绕着圆盘收缩的时间和半径的双峰恒星形成历史强调了这种二分法。如果早期的恒星形成阶段是延长的（而不是短暂和激烈的），化学演化在内部区域按照过程a）进行，但二分法不太清楚。在外围区域，只有当恒星形成的第一个强烈阶段在盘收缩发生之前覆盖了足够大的径向范围时，这种二分法才是明显的;否则，外围盘只由低$\rm[α/Fe]$序列恒星组成。我们讨论的含义，这两个过程发生在银河系。
2017-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Blood ties: the real nature of the LMC binary globular clusters NGC 2136 and NGC 2137
本文利用欧洲南方天文台甚大望远镜FLAMES多光纤观测系统获得的高分辨率光谱数据，计算了两个年轻大麦云星团NGC 2136和NGC 2137的运动学和化学性质。这两个星团代表了一个被怀疑是双星系统中的LMC星团对的典型例子：事实上，星团的重心在天空中的角距小于1.4弧分。对NGC 2136中7颗巨星和NGC 2137中4颗巨星的光谱分析表明，这两个星团具有非常相似的系统径向速度，即Vrad=271.5 \pm 0.4 km/s（sigma=1.0 km/s）和Vrad=270.6 \pm 0.5 km/s（σ =0.9 km/s），它们也具有不可区分的丰度模式。NGC 2136的铁含量为[Fe/H]=-0.40 \pm 0.01 dex（sigma=0.03 dex），NGC 2137的铁含量为-0.39 \pm 0.01 dex（sigma=0.01 dex），而两个星团的[α/Fe]比率大致与太阳相同。这些发现表明，这两个星系团是引力结合的，它们是由化学上均匀的同一分子云的碎片形成的。这是第一次明确证实大麦哲伦星系团对的二元性质。这个系统最有可能的命运是在与其轨道周期相当的时间尺度上合并成一个单一的结构。
2012-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigation of the Globular Cluster NGC 2808 with the Ultra-Violet Imaging Telescope
球状星团代表恒星实验室，在那里观测可以用来验证恒星演化的模型。在这项研究中，我们提出了银河系球状星团NGC 2808中恒星的新的紫外测光结果。已知NGC 2808拥有多个恒星星族，其中包括至少四组不同的水平分支（HB）恒星。我们已经观察到这个集群与AstroSat-Ultraviolet成像望远镜在两个远紫外（FUV）和五个近紫外（NUV）过滤器，分别。这些紫外线过滤器使识别HB人口的恒星。从四个NUV滤波器的结果表现出双峰分布的幅度直方图。双峰性的性质已经根据不同的恒星类型对这些波段的贡献进行了研究。利用FUV和NUV滤波器构造的色星等图可以定位热恒星星族，即红HB、蓝HB、极端HB、蓝钩分支和后渐近巨星分支的恒星。在紫外色-星等图中观察到显著的间隙。我们报告的第一次，光度差距在NUV色星等图，隔离RHB人口这个集群成两组，这是可能与不同的世代的恒星。我们已经建立并检验了热紫外星光学对应物的GAIA色星等图。我们还调查了星团中各组恒星的空间密度分布，并对提出的多种群形成模型进行了评论。
2019-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Chemical and Kinematic Consistency Between N-rich Metal-poor Field Stars and Enriched Populations in Globular Clusters
有趣的化学奇特场星可能反映了它们的恒星演化历史，以及它们在与现在发现的地方不同的环境中的可能起源，这是银河系考古学中最重要的研究领域之一。为了进一步探索这一点，我们已经使用了CN-CH波段约4000 A，以确定富N金属贫场星在LAMOST DR 3。在这里，我们将我们的富N贫金属场星样本扩展到LAMOST DR 5中的~100颗恒星，其中53颗是在这项工作中新发现的。我们研究了我们的样品和APOGEE DR 14之间的共同恒星的轻元素。虽然Mg、Al和Si的丰度通常与富N贫金属场星来自球状星团中富集的星族的假设一致，但对于C、N和O的丰度仍然没有定论。在整合了我们的富N场星和正常贫金属场星的对照样本的轨道之后，我们发现富N场星与对照样本相比具有不同的轨道参数分布，具体地，远心距离，最大垂直振幅（Zmax），轨道能量和z方向角动量（Lz）。富N场星的轨道参数表明它们大多数是内晕星。富N场星的运动学支持它们可能的GC起源。我们真正的富N场星样本的空间和速度分布是重要的观测证据，以限制模拟这些有趣的物体的起源。
2020-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the metallicity distribution of the peculiar globular cluster M22
在我们以前的研究中，我们发现特殊的球状星团（GC）M22包含两个不同的恒星星族，即具有不同物理性质的Ca-w和Ca-s族，它们具有不同的化学组成、空间分布和运动学特征。我们认为M22最有可能是在矮星系环境中通过两个具有异质金属丰度的GC合并形成的，后来吸积到我们的银河系中。在最近的研究中，Mucciarelli等人声称M22是一个正常的单金属球状星团，在两组恒星之间没有任何可感知的金属量分布，这对我们的结果和其他人的结果提出了挑战。我们设计了新的策略，本地热力学平衡（LTE）丰度分析的红巨星分支（RGB）的恒星在GC中，并显示存在一个蔓延的铁丰度分布在M22。
2016-08-30 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
The s-process enriched star HD 55496: origin from a globular cluster or from the tidal disruption of a dwarf galaxy?
我们对HD 55496进行了新的丰度分析，HD 55496以前被称为贫金属钡星。我们发现HD 55496具有金属丰度[Fe/H] $=-1.55$，并且是s-过程富集的。我们发现HD 55496具有四个化学特征：（i）Na-O丰度反相关;（ii）富铝;（iii）对于s-过程富集的恒星来说，它是贫碳的;（iv）重的2 $^{nd}$ s-过程峰元素，如Ba、La、Ce和Nd，比轻的s-过程元素，如Sr、Y和Zr呈现出更小的丰度，这在这种金属丰度的特殊双星中是不常见的。重元素丰度模式表明中子的主要来源是$^{22}$ Ne（$α$，n）$^{25}$ Mg反应。综合考虑所有这些丰度证据，这强烈表明HD 55496是一个“第二代球状星团恒星”，由已经强烈富集s过程元素的气体形成，现在是一个场晕天体。然而，我们的动力学分析表明，过去遇到已知的球状星团的概率是非常小的（$\leq 6\%$）。这一证据，加上有一个逆行运动的事实，指出一个晕入侵者可能起源于一个矮星系的潮汐破裂。
2019-05-20 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
Two Groups of Red Giants with Distinct Chemical Abundances in the Bulge Globular Cluster NGC 6553 Through the Eyes of APOGEE
在球状星团中发现的多星族是研究这些恒星系统形成和演化的重要窗口。银河系隆起中富含金属的GC是这张照片中不可或缺的一部分，但该地区的高光学消光阻碍了广泛的研究。在这项工作中，我们使用APOGEE的高分辨率近红外（NIR）光谱数据来研究NGC 6553的化学丰度，这是最富金属的凸起GC之一。我们确定了10个红巨星集群成员使用他们的位置，径向速度，铁丰度，和近红外测光。我们的样本星显示出平均径向速度为$-0.14\pm5.47$ km s $^{-1}$，平均[Fe/H]为$-0.15\pm 0.05$。我们清楚地分开两个人口的恒星在C和N在这个GC的第一次。NGC 6553是迄今为止发现多恒星星族现象的最富金属的GC。大量的化学变化也被发现在Na，O和Al。然而，这两个人口显示出相似的Si，Ca和铁峰元素丰度。因此，我们推断CNO、NeNa和MgAl循环已经被激活，但MgAl循环太弱而不能显示其对Mg的影响。Ia型和II型超新星似乎没有严重污染第二代恒星。与其他GC研究相比，NGC 6553显示出与其他相对富金属GC相似的化学变化。我们也面对目前的GC形成理论与我们的研究结果，并提出可能的途径，改进模型。
2016-10-21 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 Most Metal-poor Stars in Omega Centauri (NGC 5139)
银河系中最大质量和最复杂的球状星团被认为起源于现在潮汐破裂的矮星系的核核心，但是球状星团和矮星系之间的联系是脆弱的，只有M54/人马座系统代表了唯一明确的联系。半人马座球状星团Omega Centauri（w Cen）比M 54质量更大，化学成分更多样化，被认为是红杉星系或盖亚-土卫二星系的核星团。质量与这些系统相当的本星系群矮星系通常拥有大量的贫金属恒星（[Fe/H] < -2.5），人们可能会在w Cen中找到这样的天体。使用麦哲伦-M2 FS的高分辨率光谱，我们在395个目标样本中检测到11颗恒星，其[Fe/H]范围从-2.30到-2.52。它们是星团中发现的金属含量最低的恒星，比半人马座w的主要恒星少5倍。然而，这些恒星并不是那么缺乏金属，以至于可以明确地与矮星系起源联系起来。该星系团的贫金属尾似乎包含[Fe/H] ~ -2.1和-2.4附近的两个种群，它们非常集中，但没有表现出任何特殊的运动学特征。这些恒星的几个可能的起源进行了讨论。
2020-04-20 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
A Wide View of the Galactic Globular Cluster NGC 2808: Red Giant and Horizontal Branch Star Spatial Distributions
本研究结合DECam与HST观测数据，分析银河系球状星团NGC 2808内红巨星支子族和水平支恒星的空间分布特征，揭示其化学子族的空间差异与演化关联，并通过与ω Cen的对比推测二者可能具有相似起源。
2023-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Aquarius Co-Moving Group is Not a Disrupted Classical Globular Cluster
本文详细分析了用麦哲伦粘土望远镜上的MIKE摄谱仪观测到的5颗宝瓶座星的高分辨率、高信噪比光谱。我们的样本代表了流中15个已知成员的三分之一。我们发现该流不是单金属的：金属度范围从[Fe/H] = -0.63到-1.58。Na-O丰度没有反相关，我们发现一个很强的正Mg-Al关系，类似于在厚盘中观察到的。我们没有发现任何证据表明，该流是一个被破坏的经典球状星团的结果，相反，以前发表的声明。流中的高[（Na，Ni，alpha）/Fe]和低[Ba/Y]丰度比表明它也不是来自破裂的矮星系的潮汐尾。除了一颗候选星C222531-145437外，这条星流在化学上与银河系的场星无法区分。从它的位置、速度和详细的化学丰度来看，C222531-145437很可能是一颗从半人马座ω星潮汐分裂出来的恒星。我们建议宝瓶座流是银河系的起源，并可能是从银河系厚盘上的几个陀螺前的顺序盘卫星扰动的结果：导出的轨道，UVW速度和角动量的宝瓶座成员提供定性支持我们的假设。假设C222531-145437是半人马座欧米茄的潮汐扰动成员，这个系统最有可能是圆盘扰动。在没有令人信服的化学和/或动力学证据表明，宝瓶座流是一个中断的卫星潮汐尾，我们主张“宝瓶座组”作为一个更合适的描述。就像大犬座的超密度，以及武仙座和麒麟座一样，宝瓶座群加入了运动学上确定的子结构列表，这些子结构实际上不是吸积物质：它们只是银河系结构丰富复杂性…
2014-05-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple stellar populations in Galactic globular clusters: observational evidence
在过去的几年里，越来越多的光度和光谱观测表明，在许多银河系球状星团中存在着不同的子种群，并打破了球状星团拥有单一，简单的恒星星族的范式。这些多个种群在星团颜色-星等图和恒星间丰度变化中表现为不同进化序列的分裂。在本文中，我们将总结观察情景。
2010-12-06 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
Exploring the dynamical evolution of binary stars in multiple-population globular clusters
Indiana University（印第安纳大学）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Dipartimento di Fisica e Astronomia "Galileo Galilei", Univ. di Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理与天文系）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）；A. Mickiewicz University（亚当·密茨凯维奇大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）
研究多星群球状星团中双星的动态演化，揭示双星在不同群体中的行为差异及其对星团动态的影响。
2026-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The first Delta a observations of three globular clusters
球状星团是检验和修正演化模型的主要天体物理实验室。被认为是相当均匀的局部元素分布的成员，结果表明各种各样的化学特性。除了被认为是由氦丰度不同引起的不同的主序外，还发现了蓝色水平分支恒星和红巨星分支恒星的特殊性。这整个动物园的特殊物体必须在恒星形成和演化的背景下进行解释。为了探测整个光谱范围内的特殊恒星，采用了Delta a测光工具。该三滤波器窄带系统测量从4900到5600 A的区域中的通量分布，以便找到5200 A附近的任何特性。它对探测银河系和麦哲伦云中的上主序星、Be/Ae星、壳层星和弱金属天体具有很高的效率。本文给出了三个球状星团（NGC 104、NGC 6205和NGC 7099）的109幅单帧2266颗恒星的δ a测光结果。与公布的丰度比较，只有三个水平分支的恒星，产生一个很好的协议。根据每个球状星团的3 σ探测极限，约有3%的恒星位于诊断图的异常区。对三种截然不同的聚集体的首次观测给出了非常有希望的结果，这将为后续观测（包括光度和光谱研究）奠定坚实的基础。
2014-08-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
An unexpected detection of bifurcated blue straggler sequences in the young globular cluster NGC 2173
蓝离散星在色-星等图上的分叉图案引起了人们的极大关注。这种特殊的（但罕见的）两个不同的蓝离散星序列的模式通常被解释为星团核心坍缩驱动的恒星碰撞作为一种有效的形成机制的证据。在这里，我们报告的一个分叉的蓝色离散分布在一个年轻的大麦哲伦星系团，NGC 2173的检测。由于该星团中心恒星数密度低且年龄年轻，动力学分析显示，单靠恒星碰撞无法解释观测到的蓝离散星。因此，双星演化是这些蓝色离散星起源的最可行的解释。然而，为什么双星演化会使蓝掉队星的色-星等分布分叉的原因仍然不清楚。
2018-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances and Globular Clusters of Milky Way Dwarf Galaxies
Sun Yat-sen University（中山大学）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area（中国空间站科学中心粤港澳大湾区分中心）；Universidad Católica del Norte（北天主教大学）；Universidad de Concepción（康塞普西翁大学）；Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Nanjing University（南京大学）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（现代天文学与天体物理学教育部重点实验室（南京大学））
该研究通过GASTRONOMI项目的化学动力学分析，揭示了银河系矮星系恒星的化学丰度特征、星族二分性及球状星团的演化关联，开发了球状星团化学分类法以重建银河系吸积历史。
2026-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
A WFC3/HST view of the three stellar populations in the Globular Cluster NGC6752
哈勃太空望远镜的多波段测光显示，球状星团NGC 6752的主序星、次巨星和红巨星分支分裂成三个主要部分，与其水平分支恒星的三个不同部分非常相似。这些三重序列与三个恒星群一致：化学成分类似于场晕星的恒星星族（种群a），具有增强的钠和氮、贫化的碳和氧以及增强的氦丰度的种群（c（Δ Y ~0.03），以及具有中间（在群体a和c之间）化学组成和略微氦增强（Δ Y ~0.01）的群体（b）。这些组成部分包含约25%（星族a），约45%（星族b）和约30%（星族c）的恒星。在大约2.5个半质量半径的范围内，没有发现三个种群相对数量的径向梯度。
2013-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Three discrete groups with homogeneous chemistry along the red giant branch in the globular cluster NGC 2808
利用高分辨UVES/FLAMES光谱对球状星团NGC 2808中31颗红巨星的Mg和Al丰度进行了均匀再分析。我们发现了一个定义良好的Mg-Al丰度关系，达到了太阳下Mg丰度比的制度，[Al/Fe]的扩散约为1.4 dex。从我们的样本的改进统计的主要结果是，恒星的分布是不连续的沿的关系，因为它们整齐地聚集成三个不同的团块，每个具有不同的化学成分。一组（P）显示了类似金属丰度的场星的原始组成，而另外两组（I和E）具有增加的Al丰度和减少的Mg丰度。我们在这三个组成部分中发现的恒星比例（P：68%，I：19%，E：13%）与NGC 2808中三个不同的主序列的数量比非常一致：第一次在离散的光度序列的矮星和具有均匀化学性质的不同的巨星群之间存在明确的对应关系。I族的组成不能通过在热氢燃烧中经过极端处理的物质与原始的、未经处理的气体混合来重现，正如最近对NGC 6752中三个离散族的分析所发现的那样。这一发现表明，不同类别的污染物可能也在NGC 2808中起作用。
2014-10-13 astro-ph.SR
Light Element Chemistry and the Double Red Giant Branch in the Galactic Globular Cluster NGC 288
球状星团NGC 288在钙（HK）和斯特伦格伦（Strömgren）的b和y窄带中表现出两个不同的红巨星分支（RGBs）。为了进一步研究这一现象，我们用Cerro Tololo Inter-American Observatory的Blanco 4 m望远镜上的Hydra多光纤摄谱仪获得了NGC 288中27颗RGB星的中等分辨率（R $\sim$ 18，000）光谱。从这些数据中我们可以得出铁（$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ =-1.19; $σ$ =0.12），氧气（$\langle$ [O/Fe] $\rangle$ = $+$ 0.25; $σ$ =0.13），和钠（$\langle$ [Na/Fe] $\rangle$ = $\langle$ THABMQ 0.15; $σ$ =0.26）丰度。将这些数据与文献中可用的数据结合起来表明，这两个巨大的分支具有明显不同的轻元素化学性质，但在[Fe/H]方面没有表现出显着的差异。一个新的传输跟踪CTIO钙过滤器，获得了这个项目，表明CN污染的主要光谱特征驱动分裂的RGB。有趣的是，CN泄漏在目前的CTIO钙过滤器可以被用来作为一种有效的手段来搜索CN-弱和CN-强的恒星系统，否则小的钙丰度变化。
2014-06-19 astro-ph.SR
Surface abundance and the hunt for stratification in chemically peculiar hot subdwarfs: PG 0909+276 and UVO 0512-08
Edelmann（2003）发现了两颗化学性质特殊的次矮星PG 0909+276和UVO 0512-08，它们的铁族元素丰度非常高。我们获得了高分辨率的紫外光谱，以测量在光学上无法观察到的物种的丰度，并寻找证据，在光球层的化学分层。在三个波长范围内测量丰度;重新分析光学3900 nm-6900 nm范围，以确认与Edelmann的一致性。利用哈勃太空望远镜（HST）上的空间望远镜成像光谱仪（STIS）获得了紫外光谱，覆盖远紫外（1140 nm-1740 nm）和近紫外（1740 nm-2500 nm）。我们计算了理论LTE光谱的网格，以找到基本参数（有效温度，表面重力，表面氢和氦分数）。我们使用光谱合成方法测量了每个波长范围内的丰度。我们确认，几个铁族金属高度富集，包括钴，铜和锌，相对于典型的sdB星。我们探测到镓，锗，锡和铅，类似于其他一些sdB星的紫外光谱分析。我们的研究结果证实，PG 0909+276和UVO 0512-08表现出的特殊性，使他们不同于正常的富氢sdB和中间富氦sdB星。导致这种特殊组合物的过程仍有待确定。
2017-10-04 astro-ph.SR
The optical companion to the binary millisecond pulsar J1824-2452H in the globular cluster M28
本文报道了对银河系球状星团M28（NGC 6626）中食毫秒脉冲星PSR J1824- 2452 H伴星的光学鉴别。这颗恒星距离脉冲星的标称位置只有0.2”，它显示出与脉冲星轨道周期很好相关的光学变化（~ 0.25等）。它位于星团主序的蓝色一侧，比转折点暗约1.5等。观测到的光变曲线显示了两个不同的不对称的极小值，这表明伴星正在遭受来自脉冲星的潮汐扭曲。这一发现增加了迄今为止在球状星团中光学识别的非简并MSP同伴的数量（7个中有4个），这表明这些系统可能是脉冲星回收过程的共同结果，至少在密集的环境中，它们可以通过交换相互作用产生。
2010-10-13 astro-ph.SR
Stratification of the elements in the atmospheres of blue horizontal-branch stars
蓝色水平分支（BHB）恒星的$T_{\rm eff}$大约大于11500 K显示出几个观测异常。在球状星团中，它们表现出较低的旋转速度、丰度异常（与星团丰度相比）、光度跳跃和间隙以及低于正则模型预测的光谱重力。人们普遍认为，这些恒星的低旋转速度允许原子在其大气中有效扩散，从而导致观察到的异常。最近在几颗BHB恒星中探测到的铁（和其他一些化学元素）的垂直分层与这一框架一致。在本文中，改进的模型大气，包括垂直分层的元素被应用到BHB星，以验证他们是否可以解释他们的观测异常。理论模型大气的结果与观测到的球状星团中BHB星的光度跳跃和光度间隙是一致的。结果表明，理论模型中的铁层结与观测结果有相似的趋势。我们的研究结果还表明，光谱重力，而使用化学均匀的模型大气，以适应观测被低估。这些结果大大加强了这样的信念，即原子扩散是负责这些BHB星异常。
2010-07-22 astro-ph.SR
Bayesian Analysis of Two Stellar Populations in Galactic Globular Clusters II: NGC 5024, NGC 5272, and NGC 6352
我们使用第21周期哈勃太空望远镜（HST）观测和HST档案ACS财政部对银河系球状星团的观测来发现和表征NGC 5024（M53），NGC 5272（M3）和NGC 6352中的两个恒星星族。对于这三个聚类，使用单群体和双群体分析来确定最佳拟合等时线。我们采用了一个复杂的贝叶斯分析技术，同时适合集群参数（年龄，距离，吸收，和金属丰度），每个集群的特点。对于两个人口的分析，独特的人口水平氦值也适合每个不同的人口的集群和人口的相对比例确定。我们发现氦的差异范围从$\sim$ 0.05到0.11这三个集群。采用太阳$α$ -元素丰度（[ $α$ /Fe] =0.0）和增强的$α$ -元素（[ $α$ /Fe]=0.4）的模型网格。
2016-04-20 astro-ph.SR
