Ruprecht 106: the first single population Globular Cluster?
迄今为止，所有经过详细研究的旧银河系球状星团都至少有两代恒星，其中第二代恒星是由第一代大质量恒星产生的加工物质污染的气体形成的。如果星团的初始质量超过了一个阈值，这个过程就会发生，超过这个阈值，喷出物就会被保留下来，并形成第二代。为了了解GC的形成方式，必须确定该质量阈值。我们分析了属于星团Ruprecht 106的9颗RGB恒星。用UVES@VLT2光谱仪观察目标。光谱覆盖范围很广，使我们能够测量轻（O，Na，Mg，Al），α（Si，Ca，Ti），铁峰（Sc，V，Cr，Mn，Fe，Co，Ni，Cu，Zn）和中子捕获（Y，Zr，Ba，La，Ce，Pr，Nd，Sm，Eu，Dy，Pb）元素的丰度。基于这些丰度，我们表明，鲁普雷希特106是第一个令人信服的例子，一个单一的人口GC（即一个真正的简单的恒星星族），虽然样本是相对较小的。这一结果也支持一个独立的光度测试和HB形态和动态状态。它是旧的（~12 Gyrs），与其他GC不一致，没有α增强。它形成的材料被s-和r-过程元素污染。丰度模式指向河外起源。它现在的质量（M=10^4.83 Msun）可以被认为是初始质量阈值的一个很强的下限，低于这个下限就不会形成第二代。很明显，它的初始质量一定要大得多，但我们目前对它在演化过程中的质量损失没有限制。
2013-10-22 astro-ph.GA
Five old open clusters more in the outer Galactic disk
新的光度测量材料是为6个外盘推测古老的银河系星团：伯克利76，哈夫纳4，鲁普雷希特10，哈夫纳7，哈夫纳11和哈夫纳15，这是对丰富和复杂的大犬座过度密度在$225^o \leq l \leq 248^o $，$-7^o \leq b \leq -2^o$投影。该CCD数据集，在UBVI通带，用于推导其基本参数，特别是年龄和距离。四个程序簇的年龄超过1 Gyr。这一事实使它们成为未来光谱活动的理想目标，旨在获得其金属丰度。这反过来又有助于增加被充分研究的外盘旧疏散星团的数量。只有哈夫纳15，以前被认为是一个古老的星团，被发现是一个年轻的，显着变红的星团，在银河系第三象限的英仙座臂的成员。至于Haffner~4，我们建议年龄约为半个Gyr。我们发现的最有趣的结果是，Berkeley~76可能位于距离银河系中心超过17 kpc的位置，因此是迄今为止探测到的最外围的老疏散星团之一。此外，对于Ruprecht~10和Haffner~7这两个以前从未研究过的星系，我们提出它们的年龄大于1Gyr。这个样本中所有的老星系团几乎没有人口，并显示出与银河系潮汐相互作用的证据，因此最有可能处于动力溶解的高级阶段。
2012-09-22 astro-ph.GA
Characterisation of 15 overlooked Ruprecht clusters with ages within 400Myr and 3Gyr
我们得到的基本，结构和光度参数的15个被忽视的鲁普雷希特（以下简称Ru）星团通过2 MASS光度和场星去污。Ru 1，10，23，26，27，34，35，37，41，54，60，63，66和152位于银河系的第三象限，而Ru 1，174位于第一象限。利用去污染色星等图（CMD）和恒星径向密度剖面（RDPs）的约束条件，我们得到了400万年~ 1万年的年龄，除了较老的Ru，37，用$\sim3$，Gyr。与太阳的距离在$\rm1.5\la\ds(kpc)\la8.0$范围内。RDPs的定义很好，可以描述为一个国王般的轮廓的大部分径向范围内，除了Ru，23，27，41，63和174，这是一个明显的恒星密度过剩的中心区域。这些星团位于英仙座和人马座-船底座臂之间（或附近）。我们得到的证据有利于集群的大小增加与距离银河平面（$\zgc$），这是一致的潮汐应力与高$|\zgc|$地区的低频率。这些星团即使在近红外波段也相当微弱，其表观积分\jj \星等在$6.4\la m_J\la9.8$内，而它们的绝对星等为$-6.6\la M_J\la-2.6$。外推的$M_V$和$M_J$之间的关系，来自球状星团，表明它们是低光度的光学星团，与$-5\la M_V\la-1$。
2010-05-11 astro-ph.GA
The nearby Galaxy structure toward the Vela Gum nebula
我们报告的$UBVI$测光和光谱MK分类的目的进行的领域的五个疏散星团预计对船帆座胶在银河系第三象限。它们是Ruprecht 20，Ruprecht 47，Ruprecht 60，NGC 2660和NGC 2910。我们可以改进/确认之前导出的这些对象的参数。光谱视差法已被应用于位于五个星团中的四个的领域的几颗恒星，以获得它们的距离和红化。通过这种方法，我们在NGC 2910的视野中发现了两颗蓝色恒星，它们的距离也使它们可能是船帆座OB1的成员。此外，在鲁普雷希特20和鲁普雷希特47的磁场投影下，我们还探测到了其他年轻恒星，它们不仅支持船尾座OB 1和OB 2的存在，而且还与一个距离太阳$\sim1$千秒差距并向银河系外延伸6千秒差距以上的年轻恒星群相一致。如果是这样的话，那么在距离太阳2 - 3 kpc的地方，薄的银河系盘的厚度超过300 pc。Ruprecht 60和NGC 2660都是非常古老的天体，它们与我们讨论的星系团没有任何物理联系。一个令人惊讶的结果是在Ruprecht 47的背景中发现了一颗年轻的恒星，距离太阳9.5 kpc，可能是外臂最里面的一员。另一颗在NGC 2660领域的年轻恒星，接近6.0 kpc，可能成为英仙座臂或本星系臂内部的一个成员。年轻星团和恒星在第三银河象限的分布与最近的研究结果一致，恒星形成区域的松弛所揭示的局部旋臂。我们还展示了一些证据，这些…
2015-04-07 astro-ph.GA
When Do Stalled Stars Resume Spinning Down? Advancing Gyrochronology with Ruprecht 147
最近对基准疏散星团Praesepe（6.7亿年）、NGC 6811（1千亿年）和NGC 752（1.4千亿年）的自转周期（$P_\text{rot}$）的测量表明，在会聚到质量$-$周期空间中的缓慢旋转恒星的紧密序列上之后，恒星暂时停止向下旋转。这些数据还表明，这种停滞的自旋下降时期的持续时间随着质量的降低而增加。为了确定停滞的恒星何时恢复旋转，我们使用$K2$任务和Palomar瞬态工厂的数据来测量2.7 Gyr-old星团Ruprecht 147的58个矮成员的$P_\text{rot}$，其中39个满足我们的标准，旨在消除短周期或接近相等质量的双星。结合近似同时代星团NGC 6819（30颗具有$M_\star > 0.85$ M $_\odot$的恒星）的$Kepler$ $P_\text{rot}$数据，我们的新测量结果使$\approx$ 2.5 Gyr基准旋转体的数量增加了一倍多，并将该样本扩展到$\approx$ 0.55 M $_\odot$。与年轻簇的序列相比，该联合样本的缓慢旋转序列显得相对平坦（22 $\pm$ 2天）。这个序列也与$Kepler$中期周期间隙相交，表明这个间隙不是由恒星形成的间歇造成的。我们计算的时间，恒星恢复自旋下降，并发现0.55 M $_\odot$恒星保持停滞至少1.3 Gyr。为了准确地确定低质量恒星的年龄，陀螺年代学公式必须修改…
2020-10-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The complex stellar populations in the lines of sight to open clusters in the third Galactic quadrant
对银河系第三象限内以星团NGC 2215、NGC 2354、Haffner 22、Ruprecht 11和ESO 489 SC 01为中心的五个区域中的恒星星族进行多色测光，并解释为银河系盘的弯曲和张开，而不求助于外部实体，如流行的麒麟座或大犬座超密度。除了NGC 2215之外，其他星系团的研究都很少。这些数据生成每个星团的基本参数，包括恒星沿视线的分布。我们使用恒星计数和光度分析，而不求助于基于银河系模型的预测或解释，并确认了NGC 2215和NGC 2354的早期结果。ESO 489 SC 01不是一个真正的星团，而Haffner~22是一个被忽略的星团，年龄约为2.5 Gyr。Ruprecht~11的结论是初步的，集群的证据是边缘的。星团周围的磁场显示出年轻和中年恒星星族的特征。NGC~2354和鲁普雷希特~11的年轻星群背景位于距离太阳8-9 kpc，距离银河平面下$\sim$ 1 kpc处，追踪到了诺玛-天鹅座臂的一部分，挑战了银河系模型，该模型采用了距离银河系中心12-14 kpc的圆盘的急剧切断。年老的星群是贫金属的，年龄为2-3 Gyr，类似于Tombaugh 2或NGC 2158等星团。它有很大的颜色范围，很难精确定位。年轻和年老的种群遵循一种模式，这种模式严重依赖于薄和/或厚圆盘的垂直位置，以及特定的视线是否与其中一个相交，两者相交或不相交。
2015-11-10 astro-ph.GA
The putative old, nearby cluster Lodén 1 does not exist
天文学家可以接触到附近为数不多的中年基准星团。在500秒内，只有NGC 752和Ruprecht 147（R147），分别为1.5和3 Gyr。银河系疏散星团数据库（WEBDA）也将洛登1列为距离360 pc的2 Gyr星团。如果这是真的，Lodén 1可以成为一个有用的基准集群。这项工作详细介绍了我们对Lodén 1的调查。我们组装档案天体测量（PPMXL）和测光（2 MASS，Tycho-2，APASS），并获得中等分辨率的光谱径向速度测量与罗伯特Stobie光谱仪（RSS）在南部非洲大型望远镜。我们没有观察到一个集群的主序列关闭或红巨星分支之间的所有恒星在外地亮于$J < 11$的迹象。考虑到L.O. Lodén和SIMBAD上列出的Lodén 1的成员，我们没有发现令人信服的证据，在自行或径向速度的运动聚类。这些候选者中的大多数是A星和红巨星，它们的观测性质与银河平面中Lodén 1方向的远场星一致。我们的结论是，老的邻近星团Lodén 1既不老，也不近，也不是一个星团。
2016-05-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Comprehensive HST BVI Catalogue Of Star Clusters In Five Hickson Compact Groups Of Galaxies
我们提出了一个光度计星表的候选星团在希克森紧凑组（HCGs）7，31，42，59和92，根据观测与先进的调查相机和宽视场相机3的哈勃太空望远镜。星表包含了星系团的精确位置（赤经赤经和赤经）、星等和BVI滤镜中的颜色。检测到的来源的数量范围从2200到5600每组，从我们构建的高置信度的样本，通过应用一些标准，旨在减少前景和背景污染物。此外，我们样本中16个星系中每个星系的高置信度星系团候选者被分成两个子群：一个可能包含年轻星团，另一个由球状老星团主导。年轻星团与球状星团候选者的比例在不同的星团组之间是不同的，从相等的数量到HCG 31的极端比例为8比1，这是由于最近的星爆引起的。我们发现，与$M_V < -9$的蓝色集群的数量与当前的恒星形成率在一个单独的星系，而与$M_V < -7.8$的球状星团候选人的数量相关性很好（虽然与大的散射）与恒星质量。本文提出的高置信度样本的分析表明，星团可以成功地用来推断主机组的总恒星形成历史，从而确定它们的位置在一个拟议的致密星系群的演化序列。
2015-03-18 astro-ph.GA
Photometry of the Four Anti-Galactocentric Old Open Clusters: Czernik 30, Berkeley 34, Berkeley 75, and Berkeley 76
利用智利CTIO的SMARTS 1.0 m望远镜观测数据，对银河系Czernik 30、Berkeley 34、Berkeley 75和Berkeley 76四个老的疏散星团（OCs）进行了BVI测光研究。这四个OCs位于反银河中心方向和银河平面内。我们确定的基本物理参数的四个OC，如年龄，金属丰度，距离模量，和颜色过剩，使用红色团块和PARSEC等时线拟合方法后，找到中心和大小的四个OC。这四个旧的OC年龄为2-3 Gyr，距离太阳6 - 8 kpc。四种有机碳的金属丰度（[Fe/H]）值在-0.6到0.0 dex之间。我们结合这四个OCs的数据与来自五篇文献的236个天体的旧OCs数据来研究银河系径向金属丰度分布。这种银河系中心[Fe/H]分布的单一线性拟合的梯度为-0.052 +/- 0.004 dex/kpc。如果我们假设在这个径向金属丰度分布中存在一个不连续性，那么在银心半径< 12 kpc处的梯度为-0.070 +/- 0.006 dex/kpc，而在外部的梯度为-0.016 +/- 0.010，比内部的梯度平坦。虽然在外部没有太多的样本聚类，但破线性拟合似乎更好地遵循观察数据。
2022-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Identification of a new relatively old star cluster in the Small Magellanic Cloud
我们目前的年龄和金属丰度的估计结果，未经研究的SMC集团ESO 51-SC 09，从CCD BVI测光获得的ESO NTT与EMMI附加。ESO 51-SC 09是一个相对较小的星系团（FWHM =（10 +- 1）pc），位于星系中心偏北约4度。我们首次报道了ESO 51-SC 09的平均年龄为（7.0 ± 1.3）Gyr，平均金属丰度为[Fe/H] =（-1.00 ± 0.15）dex，从而认为ESO 51-SC 09属于最古老的SMC星系团。我们发现，该星团被投射到一个占主导地位的领域恒星星族老（年龄~ 10-13 Gyr）和更多的金属贫（[Fe/H] = -1.3 +-0.2 dex），使该集团可以达到它的当前位置，因为它的轨道运动。
2012-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Homogeneous photometry and star counts in the field of 9 Galactic star clusters
我们提出了均匀的$V,I$ CCD测光的九个恒星领域的两个内象限的银河平面。大部分这些场的观测线都指向银河系的最内部，那里的银河场非常密集，消光率很高，而且是不规则的。根据几个星表，我们的九个区域都集中在银河系的星团上，即Trumpler 13、Trumpler 20、Lynga 4、Hogg 19、Lynga 12、Trumpler 25、Trumpler 26、Ruprecht 128和Trumpler 34。除了它们的坐标，以及在某些情况下额外的基本数据（主要来自2 MASS档案），它们的属性知之甚少。通过恒星计数技术和场星净化色星等图，这些视觉超密度的性质和大小已经建立，并在可能的情况下，新的集群的基本参数已经推导出来。为了加强我们的研究结果，我们补充我们的数据集与JHK $_{s}$光度从2 MASS档案，我们分析使用适当定义的Q参数。大多数星系团都投射到船底座-人马座旋臂上，因此，我们在大多数其他领域的彩色星等图中发现了几个由旋臂内年轻人口产生的独特序列。我们的研究发现的最有趣的例子可能是特朗普勒20，它似乎比以前认为的要古老得多，正如它突出的双红色团块所表明的那样;霍格19，一个以前被忽视的古老疏散星团，它在银河系的这些区域的存在令人费解。
2009-05-19 astro-ph.GA
Ages of Star Clusters in the Tidal Tails of Merging Galaxies
我们研究恒星的内容，在潮汐尾附近的三个合并星系，NGC 520，NGC 2623，和NGC 3256，使用BVI成像与先进的相机上的哈勃太空望远镜的调查。这三个星系的潮汐尾都包含着紧凑而相当巨大的年轻星团，它们嵌在一片弥漫的、无法分辨的恒星光海洋中。我们比较测得的颜色和光度与人口合成模型的预测，估计集群的年龄，并发现集群开始形成的潮汐尾巴期间或不久后形成的尾巴本身。我们发现缺乏非常年轻的星团（$\le 10$ Myr老），这意味着随着气体的耗尽或分散，最终恒星的形成在尾部关闭。在每个尾巴中有几个星团的估计年龄比模型尾巴本身更老，这表明它们可能是从原始星系盘中剥离出来的。尾星系团的光度函数可以用一个单一的幂律方程$dN/dL \propto L^α$来描述，其中有$-2.6 < α< -2.0$。我们发现在一些潮汐尾上存在恒星年龄梯度，我们将其解释为1）沿着潮汐尾密集中心的新形成恒星和星团的叠加，以及2）从祖先星系喷射出的广泛分布的较老恒星物质的海洋。
2015-04-21 astro-ph.GA
Old open clusters and the Galactic metallicity gradient: Berkeley 20, Berkeley 66, and Tombaugh 2
为了研究银心距离在12和16 kpc之间的关键范围，在那里几乎没有信息，我们已经获得了伯克利20和伯克利66和汤博2，三个遥远的，古老的疏散星团的BVI CCD成像的VI CCD图像。利用合成彩色星等图（CMD）技术，对不同金属丰度的三种演化轨迹进行了年龄、距离、红化和指示金属丰度的测定。Be 20的CMD最好由金属丰度约为太阳的一半（Z=0.008或0.01）的恒星模型再现，与高分辨率光谱估计完全一致。在有过冲的恒星模型中，它的年龄在5 ~ 6 Gyr之间，而在没有过冲的模型中，它的年龄在4.3 ~ 4.5 Gyr之间。最佳拟合模型的距离模总是（m-M）0=14.7（对应的银心半径约为16 kpc），红化E（B-V）在0.13 ~ 0.16之间。稍低的金属丰度（Z ~ 0.006）似乎更适合Be 66。该集群更年轻（年龄为3 Gyr），并且更接近，（m-M）0=13.3（即，距离银河系中心12千秒差距），比Be 20，并遭受高消光，1.2 < E（B-V）< 1.3，变化在2- 3%的水平。最后，To 2的结果表明，它是一个中等年龄的集群，年龄约为1.4 Gyr或1.6-1.8 Gyr的模型没有和有超调，分别。金属丰度约为太阳的一半（Z=0.006至0.01），与光谱测定一致。距离模数为（m-M）0=14.5，意味着距离银河系中心约14 kpc;红化E（B-V）为0.31-0.4…
2010-11-10 astro-ph.GA
Weak Galactic Halo--Fornax dSph Connection from RR Lyrae Stars
首次在星系形成和演化的广泛背景下讨论了天炉座矮球状星系（dSph）古老变星的精确脉动特性。均匀的多波段$BVI$光学光度计跨越{ \it二十}年，使我们能够识别和表征超过1400 RR天琴座星（RRL）在这个星系。其中70%是新发现。我们研究了天炉座的周期振幅分布，发现天炉座缺乏高振幅（A $_V\gsim$ 0.75 mag）短周期基模RRL（P $\lsim$ 0.48 d，HASP）。这些天体出现在比[Fe/H] $\sim$ -1.5更富金属的恒星群中，它们在星系晕（Halo）和球状星团中很常见。这一证据表明，老（年龄大于10 Gyr）的天炉座恒星是相对贫金属的。对现在的天炉座dSph在再现晕周期分布中的作用的详细统计分析表明，当它与大质量矮星系（人马座dSph，大麦哲伦云）中的RRL结合时，它只能占晕的几到20%。这一发现表明，与大质量的矮星相比，类似天炉座的系统在形成光环方面发挥了次要作用。我们还讨论了HASP的发生与附近矮星系的光度和早期化学成分的关系。我们发现，独立于它们各自的恒星形成历史，明亮的（M $_V\lsim$-13.5等）星系有HASP，而暗淡的（M $_V\gsim$-11等）没有。有趣的是，天炉座属于一个光度范围（--11 $<$ M $_V<$ --13.5等），在这个范围内，HASP的出现似乎与宿主星系的早期恒星形成和化学富集有关。
2016-12-09 astro-ph.GA
The horizontal branch luminosity vs metallicity in M31 globular clusters
由于HST的杰出能力，我们目前对M31球状星团（GC）的了解与我们在20世纪60年代至70年代对银河系GC的了解相似，这为使用这些天体作为示踪剂研究晕和星系形成奠定了基础，并确立了它们在定义宇宙距离尺度方面的重要性。我们打算利用HST存档的M31中的旧GC的大型光度数据库，导出一个新的M_V（HB）-[Fe/H]关系的校准。我们收集了M31中48个旧GC的BVI数据，并通过对所有对象应用相同的方法和程序对其进行分析。我们得到了一组均匀的颜色星等图（CMD），最适合与选定的银河系模板GC的基准CMD脊线。红化，金属丰度，水平分支（HB）光度和距离确定自相一致的每个集群。本研究的主要结果有三个：i）关系M_V（HB）=（0.25+/-0.02）[Fe/H]+（0.89+/-0.03），它是从上述参数中获得的，并根据模板银河系GC的距离进行校准; ii）到M31的距离模量为（m-M）_0=24.42+/-0.06 mag，通过使用V_0（HB）将参考值[Fe/H]=-1.5处的该关系归一化为类似关系而获得。这是第一次根据银河系GC校准的GC系统的特征确定M31的距离; iii）到大麦云云（LMC）的距离，根据以前的结果估计为18.54+/-0.07等。这些值与最近基于银河系造父变星和天琴座RR星的HST星矢的估计以及最近的方法非常一致。
2012-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Differential abundances of open clusters and their tidal tails: chemical tagging and chemical homogeneity
在太阳附近被研究得很好的疏散星团（OC）被用作检验银河系和恒星理论的参考对象。为此目的，需要以高置信度了解其化学成分。本工作的目的是（1）利用大量处于不同演化状态的恒星，精确测定毕宿星团、天母星团和鲁佩希特147中22种化学物质（从Na到Eu）的丰度，（2）评价这些OC的化学均一性水平，（3）比较它们的化学特征。我们收集了三个OC中$\sim$ 100个成员的$\sim$ 800个高分辨率和高S/N光谱，这些光谱是根据盖亚DR 2数据获得的最新成员资格。我们建立了一个管道，计算大气参数和严格的线之间的差分丰度的双星在我们的样本，这使我们能够达到一个非常高的精度丰度（0.01-0.02德克斯在大多数元素）。我们发现，在一些元素的绝对丰度，这可以归因于扩散，NLTE效应或系统的分析中存在很大的差异。对于这三个OC，我们发现强相关性的不同对元素之间的差异丰度，这可以解释一定程度的化学不均匀性。我们比较了毕宿和Praesepe尾巴的几颗恒星的丰度差异：化学丰度差异更大的恒星也有不同的运动学，即使它们已被确定为尾巴的成员。用这种技术我们发现毕宿星团和Preasepe有相同的化学签名时，G矮星和K巨星被认为是。尽管每个星团都有一定程度的不均匀性，但与其他星团相比，仍然可以清楚地区分出较老的星团Ruprecht~147的化学特征。
2019-12-18 astro-ph.GA
Probing the LMC age gap at intermediate cluster masses
大麦哲伦星系有一个丰富的星团系统，跨越了广泛的年龄和质量。大麦哲伦星系团系统的一个显著特征是存在3-10光年的年龄差距。但这一特征在场星中并不明显。用南方天文物理研究望远镜（SOAR）的光学成像仪（SOI）在英属维尔京群岛拍摄了三个包含相对贫乏和稀疏星团的LMC场，它们的综合颜色与中间年龄简单恒星星族一致。在这些场中总共研究了6个星系团，其中5个估计的初始质量M < 10^4M_sun。进行光度测定，并使用标准点扩散函数拟合方法构建色幅图（CMD）。测量到的最暗的恒星达到V ~ 23。CMD通过利用三维颜色和星等空间来清除场污染，以便选择相对于场过量的恒星。为此，开发了统计CMD比较方法。减法已被证明是成功的，产生清洁的CMD与简单的恒星星族一致。中间年龄的候选人被发现是最古老的在我们的样本中，年龄在1-2 Gyrs之间。在SOAR/SOI中发现的其余星团的年龄从1亿到2亿年不等。我们的分析已经得出结论，我们研究的相对低质量的集群不属于LMC年龄差距。
2010-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
