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
Detailed chemical composition and orbit of the new globular cluster FSR1758: Implications for the accretion of the Sequoia dwarf galaxy onto the Milky Way
我们提出了详细的化学丰度，径向速度和轨道参数的FSR 1758，最近发现的星团在银河系隆起的方向。用麦哲伦/克莱望远镜和MIKE中阶梯光栅摄谱仪，在4900-8700 nm波长范围内获得了高分辨率（R~ 42，000）光谱。星系团的成员是使用盖亚DR 2自行确定的，并与我们的径向速度测量确认。我们发现这个星团的金属丰度与以前的光度估计一致，[Fe/H] = -1.58+-0.03 dex，有一个小的，0.08 dex，扩展。虽然其他研究表明，这个大质量的对象可能是以前的吸积事件的结果，我们的结果是一致的银河系晕球状星团与特征钠-O反相关发现的金属贫乏的集群成员。该星团的平均径向速度为+226.8+-1.6 km/s，速度色散为4.9+-1.2 km/s，是典型的球状星团。我们还确认了一个逆行的银河系轨道，似乎是高度偏心。
2019-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
A large C+N+O abundance spread in giant stars of the globular cluster NGC 1851
在四颗明亮的红巨星中测定了C、N和O的丰度，它们跨越了球状星团NGC 1851中轻元素（Na和Al）和s过程元素（Zr和La）的已知丰度范围。C+N+O丰度和的变化范围为0.6 dex，是其他星团的4倍，而其他星团中没有发现明显的C+N+O扩散。这样的丰度范围为Cassii et al.（2008）的假设提供了支持，在该假设中，双次巨星分支种群是同时代的，但具有不同的C+N+O丰度混合物。此外，Na，Al，Zr和La的丰度与C+N+O相关，因此，NGC 1851是第一个为AGB星负责球状星团轻元素丰度变化的情景提供强有力支持的星团。
2009-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Detailed Chemical Abundance Patterns of M31 Globular Clusters
我们详细介绍了M31中$\sim$ 30球状星团中$>$ 20元素的化学丰度。这些结果是使用其积分光的高分辨率（$λ/Δλ\sim$ 24，000）光谱获得的，并使用我们的原始方法进行分析。这些球状星团的银河中心半径在2.5 kpc到117 kpc之间，因此提供了记录在M31内外晕中的星系形成不同阶段的丰度模式。我们发现在我们的调查团簇有一个范围的金属丰度的$-2.2<$ [Fe/H] $<-0.11$。内晕星系团覆盖了这个完整的范围，而外晕球状星团在R $>$ 20 kpc的[Fe/H] $=-1.6 \pm 0.10$丰度范围很小。我们还测量了α，R-和S-过程元素的丰度。这些结果构成了M31中老种群的第一个丰度模式限制，与银河系晕中已知的那些相当。
2012-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Light-element abundance variations in globular clusters
在银河系所有已被彻底研究的球状星团中，在所有演化阶段的恒星中，都观察到了轻元素碳、氮、氧和钠丰度的星与星之间的变化。可用于研究这一现象的数据，以及关于其起源的假设，都与观测技术共同发展;一旦球状星团中的主序星的高分辨率光谱可用，涉及多个紧密间隔的恒星世代的场景，通过中等质量和高质量恒星的反馈而丰富，开始在文献中获得吸引力。本文简要回顾了球状星团丰度不均匀性的观测历史，讨论了目前流行的丰度不均匀性起源模型，并对该问题需要进一步研究的几个方面进行了思考。
2011-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Confirming the intrinsic abundance spread in the globular cluster NGC 6273 (M 19) with calcium triplet spectroscopy
本文基于钙三重态区的中分辨率GMOS-S谱，给出了球状星团NGC 6273中红巨星的金属丰度。对于42个径向速度成员与可靠的钙三线态强度测量，我们得到的金属丰度，[Fe/H]，使用标准球状星团建立校准。我们确认了Johnson等人（2015）确定的固有丰度分散的存在。[Fe/H]的总范围约为1.0 dex，考虑测量误差后，本征丰度分散度为σ [Fe/H]= 0.17 dex。在银河系的球状星团中，NGC 6273的丰度分散度仅被认为是破裂矮星系的残余的omega Cen和人马座矮星系的核星团M 54超过。如果这三个球状星团具有相同的形成机制，那么NGC 6273也可能是一个破裂的矮星系的残余核。
2016-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structure and Internal Kinematics of Nine Inner Milky Way Globular Clusters
这项研究构成了一个更大的努力，旨在更好地描述银河系球状星团（GGC）位于朝向内银河系隆起和磁盘的一部分。在这里，我们专注于内部运动学的九个GGC，从空间为基础的成像随着时间的基线$>$ 9年。我们利用多种途径来评估目标GGC的动态状态，构建投影恒星密度，自行色散和各向异性的径向配置文件。我们认为，我们的目标GGC的三分之二（6/9）是在一个先进的动力学状态，并接近（或最近经历）核心崩溃，至少有两条证据支持：首先，我们发现相对陡峭的自行色散曲线，符合文献值的核心崩溃GGC。第二，我们发现，我们的样品是，在平均，各向同性，甚至到他们的半光半径，虽然我们的目标集群（NGC 6380）是切向各向异性的$>$ 1 $σ$超出其半光半径，在符合集群在强潮汐场演化的理论预测。我们的自行色散和各向异性分布是公开的。
2020-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The Relationship Between Globular Cluster Mass, Metallicity, and Light Element Abundance Variations
我们调查铝丰度变化的恒星星族的球状星团使用文献测量的钠和铝和APOGEE测量的氮和铝丰度。对于后者，我们表明，佩恩是最合适的五个可用的丰度管道为我们的目的。我们的42个球状星团的组合样本在[Fe/H]中的跨度约为2 dex，在$\log{M_{GC}/M_{\odot}}$中的跨度约为1.5 dex。我们发现不少于五个球状星团的氮和/或钠的显着内部变化，几乎没有相应的变化，在铝，和铝富集在富含金属的系统中，最小的现代集群质量是$\log{M_{GC}/M_{\odot}} \approx 4.50 + 2.17(\rm{[Fe/H]}+1.30)$。我们证明了不具有类场丰度的恒星的[Al/Fe]与[Na/Fe]和[Al/Fe]与[N/Fe]关系的斜率近似地与球状星团的金属丰度和恒星质量呈对数线性关系。相反，[Na/Fe]和[N/Fe]之间的关系没有显示出这种依赖性的证据。这表明，在早期宇宙中（至少）有两类非超新星化学污染物是常见的，它们在球状星团中的相对贡献与球状星团的金属丰度和质量成比例。这些类中的第一类主要是负责CNO和NeNa丰度的变化，同样第二的MgAl丰度的变化。47 Tuc和M4是这种二分法的特别突出的例子。作为一个辅助发现，我们认为，泰山5星之间的丰度变化是一致的，它是一个正常的球状星团。
2019-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching in the dark: the dark mass content of the Milky Way globular clusters NGC288 and NGC6218
本文对银河系两个球状星团NGC 6218（M12）和NGC 288的最内层暗物质的比例和分布进行了观测估计。这种评估是通过比较对这些恒星系统进行的最广泛的光谱和光度调查的准确分析得出的动态和发光质量分布图进行的。我们发现，在我们的数据探测区域（R<1.6 arcmin~r_h），在两个星系团中，非发光物质占总质量的60%以上。我们仔细分析了双星和潮汐加热对我们估计的影响，并排除了我们的结果是这些影响的虚假结果的可能性。暗成分似乎比大质量恒星更集中，这表明它可能是由分离在星团核心的暗残留物组成的。
2016-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fluorine Abundances in the Globular Cluster M 4
我们目前的化学丰度元素碳，钠，氟在15个红巨星的球状星团M 4，以及6个红巨星的球状星团$ω$半人马座。通过光谱合成在LTE中计算化学丰度。所分析的光谱是在$λ$ 2.3 $μ$ m附近的近红外区域获得的高分辨率光谱，使用8.1 m双子座南望远镜上的Phoenix摄谱仪，麦克唐纳天文台2.7 m望远镜上的IGRINS摄谱仪和ESO 8.2 m甚大望远镜上的CRIRES摄谱仪。结果表明，由于分析中使用的HF（1-0）R9线的激发电位向下修正，与文献中M 4和$ω$ Centauri的先前值相比，氟丰度显著降低。获得的M 4红巨星的氟丰度被发现是反相关的Na，下面的典型模式的丰度变化之间的球状星团不同的恒星星族。在M4中，随着Na丰度增加$\sim$ +0.4 dex，F丰度减少$\sim$ -0.2 dex。通过比较两组恒星演化模型的丰度预测发现，对于Na的+0.4 dex的相同增加，模型预测的F耗尽（$\sim$ -0.1 dex）要少一些。
2019-03-25 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
Chemical abundances in bright giants of the globular cluster M62 (NGC 6266)
除了泰山5之外，所有银河系的球状星团都具有显著的金属丰度分布，例如欧米茄Cen和M22，它们都是具有延伸的水平分支的更明亮的星团。在这里，我们介绍了球状星团M62中七颗亮巨星的径向速度和化学丰度，这是一个以前很少研究的星团。M62的M_V =-9.18，是银河系中亮度排名第九的球状星团，并有一个延伸的水平分支。在我们的样本中，我们发现（i）没有证据表明金属丰度[Fe/H]的分散，超出了测量的不确定性，（ii）恒星与恒星之间的C，O，Na和Al的丰度变化与这些元素之间的通常相关性在其他球状星团中看到的，和（iii）元素Zr，Ba和La的全球富集水平[X/Fe] = +0.4 dex。对于比La重的元素，丰度比与标度太阳$r$过程分布一致。低于La，丰度是异常的，当相比，缩放太阳的S-过程或R-过程分布。对于这些元素，M62中的丰度特征与快速旋转大质量恒星的s过程的预测一致，尽管我们测量的高[Rb/Y]比可能对这种情况构成挑战。
2014-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Beryllium abundances in turn-off stars of globular clusters with the CUBES spectrograph
球状星团拥有多个恒星星族，这些恒星族显示出受热氢燃烧影响的轻元素的星与星变化（例如，He，C，N，O）。有人提出了几种设想来解释这些差异。大多数涉及多个恒星形成事件，其中后代是由前一代恒星的核合成产物污染的物质产生的。模拟这种情况的一个困难是了解加工材料和原始材料混合的程度。在这方面，在不同世代的关闭恒星中测量的铍丰度可以提供新的信息。铍来自宇宙射线，只能在恒星内部被破坏。因此，铍的丰度可以直接衡量形成球状星团中恒星的物质的污染程度。然而，球状星团中的关闭恒星是暗淡的，这种研究超出了现有仪器的能力。在这项工作中，我们展示了CUBES摄谱仪将给这一领域带来的进展。我们的模拟表明，CUBES将能够检测到的变化约0.6德克斯之间的恒星从不同的世代，在附近的几个球状星团的关闭幅度下降到$V$ = 18马格的Be丰度。
2022-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemodynamics of newly identified giants with globular cluster like abundance patterns in the bulge, disk, and halo of the Milky Way
本文分析了最新版的APOGEE-2/DR 14星表和Ting等人首次发布的APOGEE丰度测定的\texttt{Payne}数据。我们确定了31个以前未被发现的贫金属巨星，在[Fe/H]和[N/Fe]定义的化学空间中具有非常高的氮水平。这些天体的APOGEE化学丰度模式显示，它们在大多数化学元素中与银河系（MW）不同。我们发现所有这些天体都有一个[N/Fe] $>+0.5$，因此在这里被确定为富氮星。对这些天体的轨道分析显示，其中少数天体具有棒/凸起的轨道特性，可能与被困在棒组件中的幸存球状星团的潮汐碎片有关。在31颗恒星中，有3颗实际上是晕闯入者，这表明在研究银河系内部发现的富N星时，晕污染并不是微不足道的，而其余的富N星与晕人口共享轨道特性。大多数新发现的群体表现出类似于所谓的\textit{second-generation}球状星团恒星的化学性质（富含铝，[Al/Fe] $>+0.5$），而其中少数人表现出较低的铝丰度，[Al/Fe] $<+0.5$，这被认为是与恒星的\textit{first-generation}化学相关，如在球状星团中所见，或者与潮汐破裂的矮星系的起源相容。
2019-04-10 astro-ph.GA 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
Detailed Abundances of 15 Stars in the Metal-Poor Globular Cluster NGC 4833
我们用麦哲伦天文台的稻盛京瓷Echelle摄谱仪观测了质量相对较大的贫金属球状星团NGC 4833中的15颗红巨星。我们计算了每颗恒星的恒星参数，并进行了标准丰度分析，得出了43种39种元素的丰度，其中包括20种比铁族重的元素。我们从Fe Ⅰ线得到<[Fe/H]> = -2.25 +/- 0.02，从Fe Ⅱ线得到<[Fe/H]> = -2.19 +/- 0.013。我们证实了早期的结果，发现在NGC 4833中没有内部金属丰度分布，并且在铁族（19 <= Z <= 30）中的任何元素之间都没有显着的恒星间丰度分布。我们恢复了轻元素C、N、O、Na、Mg、Al和可能的Si之间通常的丰度变化。重元素的分布反映了r-过程核合成的富集（[Eu/Fe] = +0.36 +/- 0.03），正如在许多其他贫金属的球状星团中所发现的那样。我们调查小恒星之间的中子捕获元素的变化，我们得出结论，这些可能不是真正的变化。Th丰度的上限，log Th/Eu < -0.47 +/- 0.09，表明NGC 4833，像其他研究Th的球状星团一样，没有经历所谓的“锕系元素的提升”。"
2015-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia DR2 orbital properties for field stars with globular cluster-like CN band strengths
对银河系进行的大型光谱观测显示，晕中有一小部分恒星的轻元素丰度与球状星团中的相当。对于这些恒星的特殊丰度，最受欢迎的解释是它们起源于一个球状星团内，随后消失了。使用轨道计算，我们评估的可能性，现有的样本的57场星与球状星团，CN带强度起源于任何目前已知的银河系球状星团。使用斯隆数字巡天和盖亚数据，我们确定我们的场星样本的轨道和运动积分，并使用这些值和金属丰度，以确定可能的匹配球状星团。枢轴假说认为，如果这些恒星被从这样的物体上剥离，它们将保持在非常相似的轨道上。我们发现~ 70%的场星样本具有与银河系晕一致的轨道特性;然而，只有20颗星可能与现有的球状星团有轨道关联。其余约30%的样本的轨道将它们置于银河系外盘。在类似的圆盘轨道上，没有已知的类似金属丰度的星团。晕星的轨道特性似乎与球状星团逃逸的情况相一致。外盘中的恒星特别令人惊讶，值得进一步研究以确定它们的性质。
2019-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Heavy element abundances in Galactic Globular Clusters
本研究通过分析18个银河系球状星团中210颗巨星的重元素丰度，发现Cu与Na无相关性，且多数星团化学演化与场星相似，中等金属丰度下Y与Na呈弱相关，为银河系化学演化提供了约束。
2024-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular Cluster Streams as Galactic High-Precision Scales
球状星团的潮汐流是银河系引力势的理想示踪物。与少数已知的、复杂且弥漫的矮星系流相比，它们在运动学上很冷，形态较薄，并且在银河系的晕中含量丰富。它们的冷和薄，再加上流祖附近潜在的周转子结构，使它们成为高精度的尺度。以Palomar 5为例，我们演示了如何建模的球状星团流，使我们能够同时测量的破坏球状星团，其轨道运动，银河系的引力势的属性。
2015-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisited fluorine abundances in the globular cluster M22 (NGC 6656)
氟是球状星团中多个恒星星族形成历史的一个相当好的示踪剂，这一点已经被一些研究所揭示。最近有两个不同的研究小组报道了球状星团M22中红巨星氟丰度的巨大变化。然而，其中一项研究声称，氟的丰度与该星团中的钠丰度反相关，从而得出了关于M22化学历史的强有力结论。为了验证这一重要发现，我们重新研究了一些以前研究过的恒星的F丰度测定。因此，我们重新分析了M22中发现的RGB星的一些高分辨率VLT/CRIRES光谱，以便从2.336微米HF线的光谱合成重新估计它们的氟丰度。与以前的估计不同，我们表明，只有上限或可疑的氟丰度与大的不确定性，在M22 RGB恒星可以推导出来。这可能是由于不正确的识别连续波动的HF签名结合错误的恒星径向速度的校正。这种连续波动可能是分析光谱中仍然存在的大地残留物的结果。因此，目前还不能从这个星团的氟含量中得出关于M22第一代恒星所造成的化学污染的明确结论。
2013-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon Abundance of Globular Cluster M22 (NGC 6656) and the Surface Carbon Depletion Rates of the Milky Way Globular Clusters
本研究基于测光碳丰度测量推导了银河系多个球状星团（M22、M5、M3、M92）RGB恒星的碳消耗率，发现其具有金属丰度依赖性，且第二代恒星消耗率大于第一代，为理论模型混合效率和晕族恒星碳丰度演化提供了关键约束。
2023-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparison of Alpha-Element Enhanced Simple Stellar Population Models with Milky Way Globular Clusters
我们提出了简单的恒星星族（SSP）模型与标度太阳和α-元素丰度增强。SSP模型是基于达特茅斯恒星演化数据库，我们的图书馆的合成恒星光谱，和详细的系统变化的水平分支（HB）形态与年龄和金属丰度。为了检验各种SSP模型成分的相对重要性，我们将我们的SSP模型与Schiavon等人（2005）的41个银河系球状星团（MWGC）的积分光谱进行了比较。使用Mg b和Ca 4227指数，我们确认Mg和Ca分别增强了约+0.4和+0.2 dex，与MWGC中单个恒星高分辨率光谱的结果一致。巴耳末线，特别是Hgamma和Hdelta，MWGCs是由我们的α增强SSP模型再现，不仅是因为等时线和光谱效应的组合，而且还因为我们合理的HB治疗。此外，它表明，镁丰度显着影响巴耳末和铁线指数。最后，对幂律初始质量函数（IMF）变化的研究表明，比Salpeter更浅的IMF是不现实的，因为巴耳末线在贫金属一侧太强，与观测结果不相容。
2009-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Peculiar Chemical Inventory of NGC 2419 -- An Extreme Outer Halo "Globular Cluster"
NGC 2419是一个巨大的外晕星系球状星团，其恒星先前已被证明具有某种特殊的丰度模式。我们用Keck/HIRES在合理的信噪比下观测到了NGC 2419的7颗亮巨星。其中一颗巨行星非常特殊，[Mg/Fe]极低，[K/Fe]极高，但大多数其他元素的丰度正常。丰度模式与任何超新星模型的核合成产率都不匹配。其他六颗恒星的丰度比是典型的内晕星系球状星团，图中以附近球状星团M30中的巨星为代表。虽然我们的测量表明NGC 2419在某些方面是不寻常的，但它的整体性质并没有提供令人信服的证据来证明内晕和外晕球状星团之间的差异。
2011-07-13 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
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
Can slow pulsars in Milky Way globular clusters form via partial recycling?
本研究通过解析论证和N体模拟证明，低质量X射线双星动力学中断导致的部分再循环机制无法形成球状星团中的慢脉冲星，提出大质量白矮星坍缩或中子星碰撞是更可行的形成途径。
2025-05-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Tracing the Early Milky Way with Globular Clusters: The Diagnostic Power of Neutron-Capture Elements
Istituto Nazionale di Astrofisica – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（国家天体物理研究所-阿切特里天文台）；Istituto Nazionale di Astrofisica – Osservatorio Astronomico di Padova（国家天体物理研究所-帕多瓦天文台）；Istituto Nazionale di Astrofisica - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（国家天体物理研究所-博洛尼亚天文与空间科学观测站）
通过研究球状星团中的中子捕获元素，揭示银河系早期化学演化和形成环境。
2025-12-15 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Extragalactic Globular Cluster Populations from High Resolution Integrated Light Spectra
本文对大质量星系和矮星系中的银河系和河外球状星团的高分辨率、积分光、详细化学丰度进行了比较。我们包括在银河系，M31，大麦云云和NGC 5128的球状星团样品的Fe，Ca，Si，Na和Al的测量。这些和我们小组最近在M31和NGC 5128上的其他结果是第一次从银河系及其最近邻居以外的老恒星的离散吸收特征中得出的化学丰度。这些丰度不仅可以提供星系的富集历史，还可以对球状星团的形成和演化提供制约。
2013-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Atomic diffusion and mixing in old stars IV: Weak abundance trends in the globular cluster NGC 6752
恒星中原子的扩散可以产生具有演化阶段的表面丰度的系统趋势。球状星团提供了有用的实验室，将观测限制在这一理论上，因为人们需要比较未演化和演化恒星的丰度，所有恒星都来自同一个恒星星族。本文给出了球状星团NGC 6752中恒星丰度的研究结果，表明Fe、Sc、Ti和Ca的丰度随演化阶段呈弱而系统的变化趋势。最好的解释的趋势是恒星结构模型，包括原子扩散与有效的额外混合。该模型允许纠正亚原始恒星锂丰度的恒星上的Spite高原，并将其匹配到WMAP校准的大爆炸核合成预测的相互1西格玛误差内。
2013-05-10 astro-ph.SR
MOCCA-SURVEY Database I. Intermediate mass black holes in Milky Way globular clusters and their connection to supermassive black holes
在本文中，我们探讨了中等质量黑洞（IMBHs）和他们的护理球状星团（GC）之间的相互作用，利用超过2000蒙特卡罗GC模型。我们发现，IMBHs的影响球的平均密度可以唯一地连接到主机GC的亮度和半光半径通过一个基本平面。我们提出了一种统计方法来系统地确定潜在的银河系GC窝藏IMBH或恒星BH组成的大规模子系统。我们的模型表明，IMBH往往是绑定到一个恒星伴星或恒星BH，这可能会导致潮汐破裂事件或低频引力波。我们表明，GC轨道接近银河系中心有一个更大的概率见证IMBH形成在其早期的演变。这些低轨道GC可以将几个IMBH送入星系最内部区域，对电磁和GW发射都有潜在影响。我们讨论了IMBHs和SMBHs居住在星系核之间的潜在联系，探索在某些情况下，它们共享类似的形成途径的可能性。
2019-05-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Chemical abundances in the globular clusters NGC 5024 and NGC 5466 from optical and infrared spectroscopy
利用高分辨率光学光谱（来自霍比-埃伯利望远镜）和红外光谱（来自SDSS-III APOGEE巡天），给出了银河系两个球状星团NGC 5466和NGC 5024中五颗恒星的详细化学丰度。我们发现NGC 5466的[Fe/H] = -1.97 +/- 0.13 dex，NGC 5024的[Fe/H] = -2.06 +/- 0.13 dex，其余元素的丰度模式为典型的球状星团，两者都显示出轻元素丰度比（C、N）混合的证据，以及AGB对重元素丰度（Y、Ba和Eu）的贡献。选择这些星团是为了检查可能将它们与Sgr矮星系残骸联系起来的化学趋势，但在这些低金属丰度下，没有发现与银河系丰度模式的明显差异。我们比较了光学和红外分析的结果，发现从红外谱线确定的氧和硅丰度与其它α-元素比和较小的随机误差。
2014-12-16 astro-ph.SR
The Abundance of Lithium in an AGB Star in the Globular Cluster M3 (NGC 5272)
用WIYN 3.5米望远镜上的Hydra多目标摄谱仪对球状星团M3中的红巨星进行了一次观测，发现红巨星vZ 1050中有一个突出的Li I 6707 $Å$特征。ARC 3.5米望远镜的后续光谱学证实了这一观测结果，并得出A（Li）$_{NLTE}$的丰度= 1.6 $\pm$ 0.05。此外，从同一光谱测量到的高氧和低钠丰度表明vZ 1050是第一代星团恒星。在星系团的色星等图中，位于红巨星水平分支上方和红巨星蓝色分支上方的位置vZ 1050将vZ 1050置于M3的渐近巨星分支上。锂丰度增加的可能来源是在vZ 1050中运行的Cameron-Fowler机制。
2016-08-03 astro-ph.SR
Properties of the Young Milky Way Globular Cluster Whiting 1 from Near-Infrared Photometry
惠廷1是银河系晕中快速成长的年轻球状星团群的一员。它的基本参数的初步估计已提供使用光学光度法和低分辨率光谱。为了加强我们对怀汀1的认识，在这项研究中，我们采用了一种互补的方法。等时线拟合法应用于近红外色-星等图，得出年龄t=5.7 $\pm$ 0.3 Gyr，金属度$z$ =0.006 $\pm$ 0.001（[Fe/H]= $-$ 0.5 $\pm$ 0.1），距离模量$(m-M)_0$ =17.48 $\pm$ 0.10。我们的研究结果证实了Whiting 1是一个年轻的、中等富金属的球状星团。它是Sgr dSph中最年轻的成员之一。我们拟合了Elson，Fall和Freeman（EFF）配置文件的近红外数计数，并测量集群核心半径$r_c$ =9.1 ${\prime\prime}$ $\pm$ 3.9 ${\prime\prime}$。通过多历元$V$波段测光发现了两个可能的食变星。最后，在我们的$K$与$(J-K)$色星等图上发现了一个未知的星系团。它有一个红移z $\sim$ 1，它位于距离怀汀1中心约1 ${\prime}$的$α_{J2000}=02^{h} 02^{m} 56.6^{s}$，$δ_{J2000}=-03^{\circ} 16{\prime} 09{\prime\prime}$，污染了星系团测光。
2014-10-13 astro-ph.SR
Galactic globular cluster 47 Tucanae: new ties between the chemical and dynamical evolution of globular clusters?
今天人们普遍认为，银河系球状星团（GGC）至少由两代恒星组成，这两代恒星的化学成分不同，年龄也可能不同。然而，这些恒星世代的运动学性质的知识，这可能提供重要的信息，约束GGC的进化方案，仍然是有限的。因此，我们研究了银河系球状星团47 Tuc中不同恒星世代的化学和运动学性质之间的联系。为了实现这一目标，我们使用了丰富的锂，O和Na确定在101主序星关闭（TO）的帮助下，三维流体动力学模型大气和NLTE丰度分析方法。根据TO星在[Li/Na]-[Na/O]平面上的位置，我们将TO星分为三组，研究它们的空间分布和运动学性质。我们发现，有统计上显着的径向依赖性的锂和氧的丰度，A（Li）和A（O），以及[Li/Na]丰度比。我们的研究结果表明，第一代恒星的中心集中度和动态热比恒星属于后代。我们还发现了一个显着的相关性之间的速度色散和O和Na的丰度，和之间的速度色散和[Na/O]丰度比。
2014-07-29 astro-ph.SR
Globular clusters as laboratories for stellar evolution
球状星团一直被认为是天体物理学中最接近物理学家实验室的东西，因此是（低质量）恒星演化的理想实验室。然而，最近的观察给这种长期存在的范式蒙上了阴影，表明存在着多个丰度模式差异很大的种群，而且-至关重要的是-氦丰度也差异很大。在这篇评论中，我们讨论了赫兹-罗素图的功能，可用作氦丰度指标，并提出了一个概述可用的限制在球状星团的氦丰度。
2009-10-07 astro-ph.SR
CNO abundances in the globular clusters NGC 1851 and NGC 6752
我们测量了银河系两个球状星团NGC 1851和NGC 6752中红巨星的C+N+O丰度和。NGC 1851有一个分裂的亚巨星分支，这可能是由于不同的年龄或C+N+O含量，而NGC 6752是最不复杂的球状星团的代表。对于NGC 1851和NGC 6752，我们分别得到A（C+N+O）= 8.16 +/- 0.10（σ= 0.34）和7.62 +/- 0.02（σ= 0.06）。当考虑测量误差时，我们发现NGC 6752中的C+N+O丰度和是恒定的。C+N+O丰度离散度仅为0.06 dex，这一结果要求轻元素丰度变化的来源不增加该星团的C+N+O之和。对于NGC 1851，我们确认了C+N+O的大范围分布。在这个集群中，异常RGB具有比规范RGB高四倍（~0.6 dex）的C+N+O含量。这一结果进一步支持了NGC 1851中的两个次巨星分支大致上是同时代的，但具有不同的CNO丰度。
2014-11-06 astro-ph.SR
Lithium abundances in red giants of M4: evidence for asymptotic giant branch star pollution in globular clusters?
在球状星团（GC）巨人的Li和质子捕获元素丰度的测定，使我们能够限制在GC中的多个人口情景的几个关键问题，从形成和早期演化，污染和稀释机制。在这封信中，我们提出了我们的结果，对大样本的巨人在中间金属丰度GC NGC 6121（M4），其中钠和O已经确定了马里诺等人。分析的恒星都低于和高于红巨星分支凸点光度。我们发现第一代和第二代恒星具有相同的Li含量，这表明Li生产一定发生过。这是一个强有力的观测证据，支持渐近巨星分支星是GC污染者的假设。
2010-05-26 astro-ph.SR
Evolution of long-lived globular cluster stars. II. Sodium abundance variations on the asymptotic giant branch as a function of globular cluster age and metallicity
GC中的长寿恒星相对于它们的晕对应物表现出化学特性。特别是，钠富集的恒星被认为属于一个2d恒星星族，它是由第一个恒星星族的氢燃烧灰烬污染的星团物质产生的。它们在CMD的不同位置的存在和数量对自浓缩情景提供了重要的限制。特别是，最近发现AGB上贫钠星和富钠星的比例在星团之间变化很大，而RGB上的比例相对恒定。我们调查的年龄和金属丰度的影响，理论上的钠传播沿AGB的框架内的快速旋转的大质量恒星的GC自富集的情况。(tb（续）
2015-12-10 astro-ph.SR
Light element abundances in the Galactic globular cluster 47 Tuc
大多数（也许是所有）银河系球状星团（GGC）很可能经历了两次甚至更多的恒星形成事件。这是特别表明，由特殊的化学组成的星团的恒星，显示大的变化，轻元素，如Li，C，N，O，Na，Mg，和Al的丰度。我们研究了Na，Mg，和Al的丰度在103红巨星支星位于下方（49颗恒星）和上方（54颗恒星）的RGB凸点在GGC 47 Tuc的大气。我们的结果表明，[Na/Fe]丰度比的扩展约为[Mg/Fe]的三倍。我们的数据也证实了弱Na-Al相关性的存在，类似于在其他GGC中观察到的。与此同时，我们没有发现Carretta et al.（2013）最近报道的三种具有不同铝丰度特征的恒星群存在的证据。
2014-02-17 astro-ph.SR
Spectral matching for abundances of 848 stars of the giant branches of the globular cluster ω Centauri
本文给出了半人马座球状星团ω的848颗巨支星的有效温度、表面重力和铁、碳、钡的丰度，其中557颗还具有明确的氮丰度。这项工作使用光度计源和较低分辨率的光谱进行丰度分析。光谱指数被用来估计恒星的氧丰度，从而确定特定恒星是富氧还是贫氧。在进化群体的背景下分析了557颗恒星的子集，确定了四个广泛的群体。这些小组表明，星团中至少有四个主要的四个恒星形成时期。这些恒星形成事件的确切顺序还不清楚。这些结果与在较高分辨率下发现的结果进行了比较，并显示了更广泛的低分辨率光谱调查的价值。他们还强调了在处理像ω Cen这样的复杂物体时需要大样本的恒星。
2013-05-15 astro-ph.SR
