Pollution versus diffusion: Abundance patterns of blue horizontal branch stars in globular clusters NGC6388, NGC6397, and NGC6752
本研究分析三个球状星团的蓝水平支星丰度，以区分氦增丰污染与辐射悬浮效应，并揭示 NGC6388 可能存在氦增丰。
2024-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on Helium Enhancement in the Globular Cluster M3 (NGC 5272): The Horizontal Branch Test
最近有人提出，在球状星团中，存在多个群体，表现出不同数量的氦增强是规则，而不是例外。氦增强的一个重要预测是，氦增强的蓝色水平分支（HB）恒星应该比没有氦增强的红色HB恒星更亮。在这封信中，我们在银河系球状星团M3（NGC 5272）的情况下测试了这一预测，其中氦增强情景预测几乎所有蓝色HB星的氦增强> 0.02。使用高精度Stroemgren测光和光谱重力的蓝色HB星，我们发现，任何氦的增强在大多数集群的蓝色HB星是非常可能小于0.01，从而排除了更高的氦增强，已在文献中提出。
2009-02-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGC6362: the least massive globular cluster with chemically distinct multiple populations
我们提出的第一个措施的铁和钠丰度在NGC 6362，一个低质量的球状星团的第一代和第二代恒星完全空间混合。在甚大望远镜的多目标摄谱仪FLAMES上，总共观测到了160颗成员星（沿着红巨星分支和红水平分支）。我们发现该团簇的铁丰度为[Fe/H]=-1.09 $\pm$ 0.01 dex，没有内禀色散的证据。另一方面，[Na/Fe]分布原来是固有的宽和双峰。贫钠星和富钠星分别位于包括U滤波器在内的色星等图中最蓝和最红的红巨星分支。红巨星分支由第一代和第二代恒星以相似的比例混合组成，而几乎所有的红色水平分支恒星都属于第一代星团。到目前为止，NGC 6362是质量最小的球状星团，在那里已经检测到多个群体的光度和光谱特征。
2016-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the Chemical Composition and Double Horizontal Branch of the Bulge Globular Cluster NGC 6569
光度和光谱分析表明，银河系膨胀星团Terzan 5拥有几个具有不同金属丰度和年龄的人口，表现为双红色水平分支（HB）。最近对大质量球状星团NGC 6569的研究揭示了类似的HB光度分裂，尽管扩展程度较低，但对该星团的详细化学成分知之甚少。因此，我们使用Magellan-M2 FS和VLT-FLAMES光谱仪的高分辨率光谱来研究NGC 6569中红巨星分支星和HB星的化学成分和径向速度分布。我们发现该星团的平均日心径向速度为-48.8 km/s（sigma = 5.3 km/s; 148颗恒星），平均[Fe/H] =-0.87 dex（19颗恒星），但该星团0.05 dex [Fe/H]的色散排除了显着的金属丰度分布。NGC 6569的轻元素和重元素分布在古老的星系核/内星系球状星团中很常见，包括[O/Fe]、[Na/Fe]和[Al/Fe]之间的明显（反）相关。轻元素数据表明，NGC 6569可能由至少两个不同的种群组成，该星团的低平均值[La/Eu] = -0.11 dex表明r-过程物质的严重污染。我们确认，这两个HB包含集群成员，但金属丰度和轻元素的变化在很大程度上被排除作为亮度差异的来源。然而，不能排除小至Δ Y ~ 0.02的He质量分数差异，并且可能足以再现双HB。
2018-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
UV photometry of spotted stars in the horizontal branch of the globular cluster NGC 2808 using AstroSat
最近对球状星团（GC）中热（20，000至30，000 K）极水平分支（EHB）恒星的研究发现了它们的可变性。有人建议，这种变化是由恒星表面上的磁点的投影旋转驱动，预计在较短的波长有较高的振幅。在这里，我们提出了这样的热恒星的分析，在大规模的GC NGC 2808使用紫外成像望远镜（UVIT），搭载AstroSat。我们使用的紫外线吸收光谱数据结合哈勃太空望远镜紫外球状星团调查（HUGS）数据的中心区域（内$\sim$ $2.7'$ $\times$ $2.7'$）和地基光学测光的集群的外部。我们产生的远紫外（FUV）-光学色星等图（CMD），在这些我们发现一个人口的热EHB星比零年龄水平分支（ZAHB）模型暗淡。已经报道的可变EHB星（vEHBs）的FUV星等的比较表明，最长的周期vEHBs是最微弱的，随着旋转周期和UV星等之间的初步相关性斑点星。为了牢固地确立任何相关性，必须进行进一步研究。
2020-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Light-Element Abundance Variations at Low Metallicity: the Globular Cluster NGC 5466
利用麦克唐纳天文台2.7米Harlan J. Smith望远镜的VIRUS-P积分场摄谱仪，对低金属量球状星团NGC 5466中的67颗渐近巨星支（AGB）、水平巨星支和红巨星支（RGB）星进行了低分辨率（R~850）光谱测量。66颗恒星被确认，一个拒绝，作为集群成员的径向速度的基础上，我们测量到的精度为16公里秒-1通过模板匹配技术。CN和CH带强度已被测量的29 RGB和AGB星在NGC 5466，和从VIRUS-P数据测量的带强度指数显示出密切的协议，从Keck/LRIS光谱测量先前采取的五个目标星。我们还确定碳丰度与合成光谱的比较。在我们的数据集中，RGB恒星的绝对V星等范围从+2到-3，这使我们能够研究巨大分支上的碳消耗速率以及它的开始点。数据显示，随着光度函数在巨星分支“凸点”以上的光度上升，碳丰度明显下降，CN带强度也在一个较低的范围内，这表明单个恒星正在进行内部混合，但在轻元素丰度方面，原始恒星与恒星之间的变化很小或没有变化。
2010-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of NGC5824, a globular cluster without iron spread but with an extreme Mg-Al anticorrelation
NGC 5824是一个巨大的银河系球状星团，根据钙三重线的强度，它的铁含量被怀疑有内在的扩散。我们目前的化学丰度的117个星团巨星使用高分辨率光谱获得的多目标摄谱仪火焰。87颗红巨星分支星的金属丰度分布峰值在[Fe/H]=-2.11+-0.01dex，而30颗渐近巨星分支星的金属丰度分布峰值在[Fe/H]=-2.20+-0.01dex。这两种分布都与零散布兼容，并指出该星系团没有保留超新星的喷出物。这两组恒星之间的铁丰度偏移量很小，与其他星团中的红巨星和渐近巨星分支恒星之间已经观察到的相似。缺乏内在的铁扩散排除了NGC 5824是一个分裂的矮星系的残余物的可能性，正如以前所建议的那样。我们还发现了通常在球状星团中观察到的化学异常的证据，即Na-O和Mg-Al的关系。特别是，NGC 5824表现出巨大的[Mg/Fe]丰度范围，仅在少数贫金属和/或大规模集群中观察到。我们的结论是，NGC 5824是一个正常的球状星团，没有扩展在[Fe/H]，但有一个异常大的扩展在[Mg/Fe]，可能是由于一个有效的自富集驱动的大质量渐近巨星分支星。
2018-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Double Horizontal Branches in NGC 6440 and NGC 6569 unveiled by the VVV Survey
本文报道了在距银心4千秒差距内的银河系核球中发现的两个大质量的富金属球状星团NGC 6440和NGC 6569中的一个特殊的水平分支（HB）。在这两个集群中，在集群HB的水平上检测到两个不同的团块，在Ks带中仅相隔约0.1个量级。它们是用“Via Lactea中的VISTA变量”（VVV）调查收集的红外光度数据检测到的，并在文献中提供的独立红外目录和HST光学光度法中得到证实。我们的分析表明，这些团块是真正的集群功能，而不是场污染或星际红化的产物。观察到的分裂的HB可能是两个具有不同化学成分和/或年龄的恒星子种群的特征，正如最近在Terzan 5中发现的那样，但不能排除它们是由进化效应引起的，特别是对于NGC 6440。然而，这种解释需要非常高的氦含量（Y > 0.30）。我们的发现表明，这样一个独特的HB形态可能是一个共同的特点，大规模的，富含金属的凸起GGC。
2012-11-14 astro-ph.SR
The tight subgiant branch of the intermediate-age star cluster NGC 411 implies a single-aged stellar population
在大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的中间年龄星团中，存在着扩展的主序关闭区（eMSTO），这通常被解释为是恒星形成历史（SFH）延长的结果，持续了$\geq$ 3亿年。这与星团中占主导地位的恒星形成模式的传统观点强烈冲突，星团被认为是单年龄的恒星星族。在这里，我们提出了一个测试这种解释，通过探索NGC 411的亚巨星分支（SGB）的形态，它可能是所有已知的中间年龄星团中最广泛的eMSTO。我们发现，NGC 411 SGB的宽度有利于单年龄的恒星星族的解释，并排除了扩展的SFH。此外，当考虑红团（RC）的形态，并采用未经证实的前提下，所有功能的颜色-星等图的宽度是由一个基本的年龄范围，我们发现，SFH暗示仍然非常接近，从一个单一的年龄恒星星族，与一小部分的恒星散射到年轻的年龄相比，大部分的人口。从SGB和RC导出的SFH都与从eMSTO区域导出的SFH不一致。NGC 411的逃逸速度非常低，而且在早期阶段不太可能经历显著的质量损失，因此表明它可能缺乏捕获大部分来自恒星演化过程的初始排出气体的能力，而这通常是扩展SFH扎根所需的条件。
2016-06-20 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
Hubble Space Telescope reveals multiple Sub-Giant Branch in eight Globular Clusters
在过去的几年中，许多球状星团（GC）揭示了复杂的色星等图，存在多个主序（MS），加宽或多个次巨星分支（SGBs）和MS转折，以及宽或分裂的红巨星分支（RGBs）。本文介绍的利用哈勃空间望远镜进行的高精度测光，经过对微分红化的仔细校正后，揭示了另外5个银河系GC：NGC 362、NGC 5286、NGC 6656、NGC 6715和NGC 7089中的加宽甚至分裂的SGB。此外，我们确认（新的和存档的HST数据）在47 Tuc，NGC 1851和NGC 6388中存在分裂的SGB。暗SGB星在整个SGB星群中所占的比例因星团而异，从NGC 362的$\sim$ 0.03到NGC 6715的~0.50不等。亮星带和暗星带的平均星等差在不同波长下几乎相同。这种特殊性与两组恒星的存在是一致的，这两组恒星的年龄相差约1-2 Gyrs，或者它们的整体C+N+O含量存在显着差异。
2012-08-09 astro-ph.SR
A sequence of nitrogen-rich very red giants in the globular cluster NGC 1851
本文给出了特殊球状星团NGC 1851中红巨星分支（RGB）上62颗恒星的N丰度。[N/Fe]比的值是通过比较观测光谱中测得的通量与合成光谱中测得的通量得到的，最多可达CN的15个特征。这是第一次获得这样一个大样本的RGB恒星的N丰度在这个集群中的中分辨率光谱。有了这些丰度，我们提供了从NGC 1851的几项研究中发现的分裂红巨星分支的化学标记。第二个，RGB上最红的序列几乎完全由富N星组成，证实了我们之前基于Stromgren星等和颜色的建议。平均而言，这些巨星也富含Ba等s-过程元素，可能是在渐近巨星分支阶段经历第三次疏浚的低质量恒星污染的结果。
2014-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
New asteroseismic scaling relations based on Hayashi track relation applied to red-giant branch stars in NGC 6791 and NGC 6819
恒星质量$M$、半径$R$和引力$g$是恒星物理学中重要的基本参数。这些参数的精确值可以从多个系统中恒星之间的引力相互作用或从星震学中获得。星团中的恒星被认为是由相同的星际气体和尘埃云共同形成的。因此，集群成员应该具有一些共同的属性。这些共同的属性加强了我们的能力，以约束恒星模型和小行星地震派生的$M$，$R$和$g$时，对集群恒星的合奏测试。本文基于Hayashi轨道上恒星的关系（$\sqrt{T_{\rm eff}} \sim g^pR^q$）推导了新的标度关系，并利用全局振荡参数$Δν$（大频率间隔）和$ν_{\rm max}$（最大振荡功率频率）确定了疏散星团NGC 6791和NGC 6819中红巨星分支星的质量和金属丰度。$Δν$和$ν_{\rm max}$值源自\kepler \观测。从这些新关系的分析中，我们得出：（1）在不确定度范围内，红巨星分支星质量相同的直接观测证据;（2）由$Δν$和$ν_{\rm max}$自洽地导出星团的$M$和$z$的新方法，具有较低的内禀不确定度;（3）红巨星支星的$Δν$ - $ν_{\rm max}$关系中的质量依赖性。
2013-12-13 astro-ph.SR
An HST/WFC3 view of stellar populations on the Horizontal Branch of NGC 2419
我们使用哈勃空间望远镜广角相机3和新模型获得的图像来探测银河系球状星团（GC）NGC 2419的水平分支（HB）人口。对复合HB的详细分析突出了三个群体：（1）蓝色发光的HB，拥有质量分布非常小的标准氦星（Y=0.25），（2）中等氦含量的小群体（0.26<Y<=0.29），以及（3）人口稠密的极端HB。我们可以用具有高氦丰度（Y \sim 0.36）的模型来拟合最后一组，其中一半（最热的部分，“蓝钩”星）被确定为可能的“晚闪混合星”。这个极端人口的初始氦丰度与预测的氦丰度在大质量渐近巨星分支（AGB）恒星的喷出物中的NGC 2419相同的金属丰度很好的协议。这一结果进一步支持了GC中的第二代恒星是由中等质量AGB恒星的灰烬形成的假设。我们发现蓝钩星的星等分布比理论模型预测的要大。我们讨论了可能的不确定性的星等尺度和不同的尝试来模拟这组恒星。最后，我们建议，可以更好地实现一致性，如果我们假设核心质量大于我们的模型预测。如果祖先是主序列上的快速旋转体，这可能是可能的。如果进一步的研究证实了这一解释，快速的初始旋转将是GC中极端第二代恒星特殊性的强烈标志。
2015-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Chemical Compositions of Field and Globular Cluster RR Lyrae Stars: I. NGC 3201
本文对球状星团NGC 3201中的水平分支星进行了详细的光谱分析。我们用位于Las Campanas天文台的6.5米麦哲伦望远镜的多光纤光谱仪M2 FS收集了11颗RR型天琴座星和一颗红色水平分支星的光学（4580-5330 A）、高分辨率（~ 34，000）、高信噪比（~200）光谱。由测量的等效宽度，我们导出了大气参数和α（Mg，Ca，Ti），铁峰（Sc，Cr，Ni，Zn）和s过程（Y）元素的丰度比。我们发现NGC 3201是一个均匀的单金属团簇（[Fe/H]=-1.47 +-0.04），α增强（[α/Fe]=0.37 +-0.04）。铁峰和S过程元素的相对丰度与太阳值一致。与其他大型恒星样本相比，NGC 3201 RR型天琴座与其他古老（t>10 Gyr）的Halo成分（球状星团、红巨星、蓝色和红色水平分支星、天琴座RR型）具有相似的化学富集历史。为了克服变星单历元测量的局限性，我们还利用模板速度曲线给出了NGC 3201的平均视向速度的新估计：Vrad=494 +-2 km s-1（σ=8 km s-1）。
2018-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on Helium Enhancement in the Globular Cluster M4 (NGC 6121): The Horizontal Branch Test
最近的证据表明，大多数，甚至可能是所有的球状星团都是由不同化学成分的恒星组成的。从这个意义上说，也有人认为，从一个种群到下一个种群的初始氦丰度（$Y$）的变化也是规律，而不是例外。在金属中间体球状星团M4（NGC 6121）的情况下，最近对蓝色水平分支（HB）恒星（即，HB星的温度比天琴座RR不稳定带高）表明，大部分蓝色HB星是由高氦丰度形成的第二代恒星。在本文中，我们测试这种情况下，使用最近的光度和光谱数据与理论进化计算不同的$Y$值。将测光数据与理论推导的色星等图进行比较，我们发现M4中大部分蓝色HB星相对于星团的红色HB星具有$ΔY \lesssim 0.01$（即，HB星的温度比天琴座RR星的温度低）--这一结果通过与光谱学推导的重力和温度的比较得到了证实，这也有利于氦的增强。然而，一个少数民族的可能存在的蓝色HB的集群与一个显着的他增强水平也进行了讨论。
2013-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The globular cluster NGC 6528 the ferrous side of the Galactic Bulge
本文介绍了膨胀球状星团NGC 6528的一种新的、精确的光学测光方法。这些图像是在HST用ACS收集的，与WFC 3（UVIS，IR）一起使我们能够测量自行以分离星团和场星。我们采用了两个经验校准器，我们发现NGC 6528与47 Tuc是同时代的，并且比47 Tuc更富金属。此外，它看起来比超富金属的旧疏散星团NGC 6791更老，更贫金属。我们还利用NTT的SOFI收集的地基近红外测光对NGC 6528和NGC 6522周围的现场恒星星族进行了初步分析。演化的恒星成分（红巨星分支，红水平分支，红团星）的比较表明，它们在巴德窗的这一区域具有相似的性质。
2014-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
A high resolution study of isotopic composition and chemical abundances of blue horizontal branch stars in the globular clusters NGC6397 and NGC6752
以前在水平分支B型恒星中已经发现了大的丰度异常。本文首次对球状星团NGC 6397和NGC 6752中的六颗水平支B型星进行了高分辨率的同位素异常和化学丰度研究，并与HgMn星的观测结果进行了比较。获得了6颗B型星（T183，T191，T193，B652，B2151，B2206）的高分辨率（R~115000）UVES光谱。这是首次对水平支B型星UVES光谱中探测到的所有谱线元素进行丰度分析。我们对这些恒星的研究表明，没有任何氦同位素异常的迹象，这些异常会产生不同于太阳的^3He/^4He比值。在所有六颗研究的恒星中都检测到Ca的同位素异常。化学丰度分析表明，过剩的太阳值的P，Ti，Mn，Fe和Y和过剩的Mg，Ca和Cr的集群金属丰度。这一行为在两个星团的所有六颗研究恒星中非常相似，只有少数例外：在B652中，Na丰度比星团金属丰度大1.4dex以上，在B2206中，Na丰度比星团金属丰度大0.8dex以上; T191的Co丰度比太阳丰度高1.0dex，而B2206的Zr丰度比太阳丰度高0.4dex。在光谱中没有观察到Hg或其他重元素的谱线。在一颗水平分支B型星T191中发现了Ti II的弱发射线，类似于在HgMn星中经常观察到的发射线。此外，我们还探测到T183和B2151的径向速度变化分别为0.9 km·s^-1和0.4 km·s^-1。
2009-03-30 astro-ph.SR
The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters -- XI. The horizontal branch in NGC\,6388 and NGC\,6441
哈勃太空望远镜对银河系球状星团（GC）的紫外线遗产调查正在描述其多个恒星星族的许多不同方面。Grundahl-jump（G-jump）是蓝色水平支（HB）恒星紫外线亮度的不连续性，标志着辐射金属悬浮的开始。HB Legacy数据证实，G跳跃在几乎所有簇中位于相同的T $_{eff}$（$\simeq$ 11，500 K）。唯一的例外是富含金属的星系团NGC 6388和NGC 6441，它们的G跃变发生在T $_{eff}\simeq$ 13- 14，000 K。我们计算合成HB模型的基础上新的演变轨迹，包括氦扩散的影响，并近似占金属悬浮在稳定的大气中的效果。我们的模型表明，在T $_{eff}$ = 11，500 K $\lessapprox$ T $_{eff}\lessapprox$ = 14，000 K的范围内，G跃的位置取决于扩散时间尺度和演化时间尺度之间的相互作用.只有在T $_{eff}$范围内氦质量分数Y>0.35的恒星，G跃变才会变得比11，500 K更热。类似的高Y值也与NGC 6388和NGC 6441中的HB模型一致。在这些星系团中，我们预测有相当一部分的HB星在11,500 K以上的光谱中显示氦，并且只有在更热的G跃变之外才能找到完整的氦沉降。
2016-10-26 astro-ph.SR
On the serendipitous discovery of a Li-rich giant in the globular cluster NGC 362
我们偶然发现了第一颗富含锂的巨星，它位于一个球状星团的红巨星分支凸起附近。通过中等分辨率的火焰光谱，我们得出了锂的丰度A（Li）=2.55（假设当地的化学平衡），这是非常高的考虑到恒星的演化阶段。运动学和光度分析确认该天体是球状星团NGC 362的成员。这是在球状星团中发现的第四颗富锂巨星，但也是唯一一颗已知存在于光度接近凸点星等的巨星。前面的三个探测器显然更加进化，位于红巨星分支的尖端附近或之外。我们的观测能够排除行星/褐矮星的吸积，以及作为这种罕见物体形成通道的增强质量损失机制。虽然这颗恒星刚好位于星团凸点光度的上方，但它的温度使它在颜色-星等图中朝向巨分支的蓝色一侧。我们需要进一步的专门观测，以明确地确定这颗恒星是红巨星：我们目前无法确认Li的产生是否发生在光度函数的凸点上，或者这颗恒星是否在零年龄前的水平分支上。后一种情况为恒星提供了在核心氦闪光期间快速合成锂的机会，或者在红巨星分支上升期间通过一些额外的混合过程逐渐合成锂。
2015-02-04 astro-ph.GA 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
The Horizontal Branch of NGC 1851: Constraints from its RR Lyrae Variables
利用球状星团NGC 1851中天琴座RR型变星的脉动特性，得到了沿其水平分支存在的各种亚恒星星族的详细约束。在详细的合成水平分支模拟的基础上，我们发现较小的氦变化（Y~0.248-0.280）能够再现观测到的RR天琴座变星的周期和振幅，以及基本和第一泛音RR天琴座星的频率。比较蓝色和红色水平分支和两个观测到的亚巨星分支之间的数量比也表明，RR天琴座变星起源于明亮的亚巨星分支的后代。具有轻微增强氦的RR型天琴座变星（Y~0.270-0.280）在给定振幅下具有较长的周期，如Oosterhoff II（OoII）RR型天琴座变星所见，而Y~0.248-0.270的RR型天琴座变星具有较短的周期，表现出Oosterhoff I（OoI）变星的特性。这种相关性确实表明天琴座RR星的脉动特性对于追踪各种子种群非常有用，并且可以对多种群现象提供适当的约束。探索这一结论是否可以推广到其他拥有多个种群的球状星团，似乎是非常有趣的。
2012-11-14 astro-ph.SR
Multiple Populations in NGC 1851: Abundance Variations and UV Photometric Synthesis in the Washington and HST/WFC3 Systems
对球状星团中的多星族（MP）进行光谱和光度分析是理解其形成和演化的关键。相对较窄的约翰逊U，F336 W，斯特劳格伦和斯隆U过滤器在展示这些MP光度至关重要，但在纸我，我们表明，更广泛的华盛顿C过滤器可以更有效地检测MP的测试案例球状星团NGC 1851。在论文I中，我们还发现了一个在NGC 1851以前的观测中没有发现的双MS。我们现在将这种测光与NGC 1851公布的RGB丰度进行匹配，发现在C中观察到的两个RGB分支通常在各种元素中表现出不同的丰度特征（例如，Ba，Na和O）和CN带强度，但没有一个单一的元素可以定义两个RGB分支。然而，同时考虑[Ba/Fe]或CN强度与[Na/Fe]，[O/Fe]或CN强度可以将两个光度RGB分支分成两个不同的丰度组。NGC 1851公布的SGB和HB丰度与华盛顿测光的匹配显示了MP的一致特征，可以定义为O-富/N-正常人口和O-贫/N-富人口。光度合成的华盛顿C过滤器和F336 W过滤器发现，这些丰富的特点，与适当的变化，他，可以重现两个过滤器的光度观测在RGB和MS。这种光度合成也证实了吞吐量的优势，C过滤器在检测MP。
2017-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Digging into the Galactic Bulge: stellar population and structure of the poorly studied cluster NGC 6316
高分辨率的哈勃太空望远镜光学观测已经被用来分析恒星星族和缺乏研究的核球球状星团NGC 6316的结构。我们构建了第一个高分辨率的红化地图的集群方向，这使我们能够纠正的颜色星等图（CMD）的差异红化的影响的进化序列。比较NGC 6316和47 Tuccino的CMD发现，它们的恒星星族惊人地相似，两个系统基本上都有相同的关断、次巨星分支和水平分支形态，这表明它们的年龄相当。NGC 6316中的红巨星分支看起来比47图奎斯略蓝，这表明它的金属含量较低。这一点已经被观测到的CMD的等时线拟合所证实，该等时线拟合为我们提供了星系团年龄、距离、平均颜色过剩和金属丰度的更新值。我们估计绝对年龄为13.1 $\pm$ 0.5 Gyr，与47 Tuccino的年龄一致，平均颜色过量E（B-V）= 0.64 $\pm$ 0.01，真实距离模量（m-M）0 = 15.27 $\pm$ 0.03，将星团距离太阳的距离设定为11.3 kpc。此外，对星团金属丰度的光度估算结果为[Fe/H] $\approx$-0.9，比47 Tuccino小$\sim$ 0.2 dex。我们还确定了引力中心和密度分布的系统从解决恒星。后者很好地再现了国王模型。我们的研究结果证实了NGC 6316是银河系组装历史上另一个非常古老的遗迹。
2022-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Horizontal Branch morphology of the globular cluster NGC 1261 using AstroSat
利用Astrosat卫星上的紫外成像望远镜（UVIT）获得的远紫外（FUV）和近紫外（NUV）图像，对球状星团NGC 1261进行紫外测光。我们利用UVIT数据结合HST，GAIA和地基光学光度数据构建不同的UV颜色-星等图（CMD）。我们在FUV中探测到了蓝色HB（BHB）和两颗极端HB（EHB）星，而完整的HB，即，在NUV CMD中检测到红色HB（RHB）、BHB以及EHB。在NUV和FUV中发现的两颗EHB星，是该星团的确认成员。HB星在紫外光学CMD中形成一个紧密的序列，几乎与帕多瓦等时线对齐。这项研究揭示了紫外成像探测GC中HB形态的意义。
2020-10-01 astro-ph.SR
Mass loss along the red giant branch of the intermediate stellar populations in NGC6752 and NGC2808
本研究结合星族合成模型与HST测光，约束NGC6752和NGC2808中等氦增强星族的HB参数，发现红巨星支平均质量损失随氦含量升高而增大。
2025-02-17 astro-ph.SR
Sounding open clusters: asteroseismic constraints from Kepler on the properties of NGC 6791 and NGC 6819
我们提出的一些性质的疏散星团NGC 6791和NGC 6819来自美国宇航局的开普勒任务获得的asteroseismic数据的初步结果。除了估计这些星团红巨星分支上恒星的质量、半径和log g外，我们还估计了到星团的距离和它们的年龄。我们对NGC 6791的距离模的模型无关估计是（m-M）_0= 13.11 \pm 0.06。我们发现NGC 6819的（m-M）_0= 11.85 \pm 0.05。NGC 6791红巨星分支上恒星的平均质量为1.20 \pm 0.01 M太阳，而NGC 6819的平均质量为1.68 \pm 0.03 M太阳。应该注意的是，我们没有涵盖整个红巨星分支的数据，实际质量会略低。我们已经确定了这些集群的年龄依赖模型的估计。我们发现NGC 6791的年龄在6.8到8.6 Gyr之间，然而，大多数模型给出的年龄都在7 Gyr左右。我们得到的年龄在2和2.4 Gyr之间的NGC 6819。
2011-02-10 astro-ph.SR
Slowly cooling white dwarfs in NGC 6752
最近，在球状星团M13中发现了一类新的白矮星（"缓慢冷却的白矮星“）。这些恒星的冷却时间会因残余包层中稳定的热核氢燃烧而增加。这些WDs被认为是由水平分支（HB）星产生的，它们分布在HB蓝尾，跳过了渐近巨星分支阶段。为了进一步探索这一现象，我们利用深测光数据与哈勃太空望远镜在近紫外线和调查的WD冷却序列在NGC 6752，另一个银河系球状星团的金属丰度，年龄和HB形态类似于M13的明亮部分。在NGC 6752中导出的归一化WD光度函数与在M13中观测到的非常相似，这与这两个系统沿HB的恒星质量分布几乎相同的事实相一致。与M13的情况一样，与理论预测的比较与所研究的WD的$\sim 70\%$相一致，所研究的WD以比标准的纯冷却WD更慢的速率演化。由于它离地球的距离相对较短，NGC 6752的光度比M13的光度要暗一个数量级，这使我们能够在冷却时间延迟达到$\sim 300$ Myr的情况下对标准WD模型进行采样。本文提出的结果提供了新的证据，缓慢冷却WD的存在，并进一步支持的情况下，提出这种现象和主机星团的水平分支形态之间的直接因果关系。
2022-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Why the globular cluster NGC 6752 contains no sodium-rich second-generation AGB star
球状星团拥有多个恒星星族，显示出不同的钠富集度。这些不同的种群可以沿着主序列，红巨星和水平分支阶段观察到。然而，最近的研究表明，至少在球状星团NGC 6752中，沿着早期渐近巨星分支没有观测到富钠恒星，这对恒星演化提出了一个明显的问题。我们提出了一个解释，这种缺乏钠丰富的恒星在该地区的颜色星等图。
2013-09-09 astro-ph.SR
The Horizontal Branch population of NGC 1851 as revealed by the Ultra-violet Imaging Telescope (UVIT)
利用ASTROSAT卫星上的紫外成像望远镜（UVIT）拍摄的图像，对球状星团NGC 1851进行了紫外测光。从两个远紫外（FUV）过滤器和一个近紫外（NUV）过滤器中的图像导出的PSF拟合光度数据被用来构建颜色-星等图（CMD），结合HST和地基光学光度学。在FUV中，我们只探测到星团水平分支（HB）最蓝的部分;在NUV中，我们探测到HB的全部范围，包括红色HB，蓝色HB和少量的RR天琴座星。在18颗天琴座RR型星中检测到了紫外光的变化，在中心区域还检测到了3个新的变星。然后将UV/光学CMD与不同年龄和金属丰度的等时线（使用Padova和BaSTI模型生成）和合成HB（使用氦增强的$Y^2$模型）进行比较。我们能够在HB星中识别出两个种群，它们的年龄范围为10-12 Gyr，或者Y $_{ini}$的范围为0.23 - 0.28，金属丰度为[Fe/H] = $-$ 1.2至$-$ 1.3。这些估计从紫外CMD是一致的，从光学研究。几乎完整的HB星样本倾向于显示蓝色和红色HB星之间空间/方位角分布的边缘差异。因此，这项研究表明，UVIT的能力，其优良的分辨率和大视场，研究银河系球状星团的热恒星星族。
2017-10-10 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
The peculiar Horizontal Branch of NGC 2808
基于HST获得的大质量星系团球状星团NGC 2808中央区域的高分辨率远紫外和光学图像，对该星团的特殊水平分支（HB）进行了精确的分析。我们确认沿HB的恒星的多峰分布：4个由间隙分开的子群是可区分的。与合适的理论模型的详细比较表明：（i）不可能用单一的氦丰度再现整个HB的光度，而通过假设在0.24 < Y < 0.4的范围内不同的氦丰度与在主序列中观察到的多个群体一致，对三个HB群进行适当的建模是可能的;（ii）典型的HB模型不能正确地匹配观测到的HB分布的最热端（所谓的“蓝钩区”）的恒星的观测特性。这些天体可能是“热闪光星”，即在到达顶端之前从红巨星分支上剥离下来并在高有效温度下点燃氦的恒星。这两个结论都是基于HB在光学和紫外波段的光度，而不依赖于关于质量损失的特定假设。
2010-08-26 astro-ph.SR
Long period variables and mass loss in the globular clusters NGC 362 and NGC 2808
长周期变星（LPV）的脉动周期取决于它们的质量和氦丰度，以及它们的光度和金属丰度。将观测到的球状星团中LPV的周期与模型进行比较，能够揭示巨分支上的质量损失量和氦丰度。{We目的是确定低金属量球状星团NGC 362和NGC 2808的巨大分支上发生的质量损失量。我们还想看看NGC 2808中的LPV是否能告诉我们这个星系团中氦丰度的变化。我们已经使用光学监测NGC 362和NGC 2808，以确定在这些集群的LPV的周期。我们已经取得了线性脉动模型的脉动恒星在这些集群考虑到质量和氦丰度的变化。NGC 362中的11个LPV和NGC 2808中的15个LPV的可靠周期已经确定。在logP-K图中将观测到的变量与模型进行比较，结果表明，在这些星系团的第一个巨分支上需要约0.15-0.2 Msun的质量损失，这与其他方法的估计一致。在NGC 2808中，有证据表明氦的高丰度（Y~0.4）才能解释几个LPV的周期。确定银河系其他球状星团中的LPV的周期将是有趣的，在这些星团中，氦丰度的变化被怀疑，看看LPV提供的高氦丰度的完全独立的测试是否可以证实高氦丰度的估计。
2011-03-28 astro-ph.SR
Constraints on the Distance Moduli, Helium and Metal Abundances, and Ages of Globular Clusters From Their RR Lyrae and Non-Variable Horizontal-Branch Stars. III. M55 and NGC 6362
M55（NGC 6809）和NGC 6362是为数不多的球状星团，它们的质量和半径已经被高精度地推导出来。它们还包含RR Lyrics变量，连同其不可变的水平分支（HB）人口，提供严格的限制集群reddenings和距离模量，通过适合恒星模型，其脉动和演化特性。可靠的（m-M）_V估计可得到精度相当的双星M_V和M_bol值，因为适用于它们的V波段辐射热改正对有效温度（T_eff）和[Fe/H]的依赖性很弱。由二元质量-M_V关系导出的化学丰度与光谱测定结果无关。双星的温度，这是直接从它们的光度和测量的半径计算，完全排除了低T_eff标度，已被确定为缺乏金属的恒星在最近的光谱和干涉研究。如果[α/Fe] = 0.4和[O/Fe] = 0.5 +/- 0.1，我们发现M55的（m-M）_V = 13.95 +/- 0.05，[Fe/H] = -1.85 +/- 0.1，年龄为12.9 +/- 0.8 Gyr，而NGC 6362的（m-M）_V = 14.56 +/- 0.05，[Fe/H] = -0.90 +/- 0.1，年龄为12.4 +/- 0.8 Gyr。NGC 6362的HB显示了多个恒星星族的明确证据。简要讨论了来自天琴座RR标准烛光和来自本地次矮星（带有盖亚DR 2视差）的约束。
2018-06-07 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
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
RR Lyrae Variables in NGC 2808
NGC 2808是一个独特的球状星团，它不仅有一个双峰水平支（HB），而且在蓝色水平支上还有空区。充分解释的性质检测到的特殊性在“双峰”和“差距”集群是至关重要的理解的性质的第二个参数的现象和方案的形成银河系。虽然RR天琴座变星是HB星，可以为双峰HB的起源模型提供强大的约束，但不幸的是，直到最近，在这个星团中只有一个RR天琴座变星是已知的。在这里，我们提出了第一个校准的时间序列CCD测光新发现的基本模式RR天琴座变量在NGC 2808，在二十年的观测范围。在这个特殊的双峰水平分支球状星团中，对天琴座RR变星进行了研究，以解释它的形成，以及氦富集和差异红化的影响。Oosterhoff分类的NGC $\,$ 2808，这是最近与一个以前未知的矮星系在大犬座，也进行了讨论。
2011-04-29 astro-ph.SR
Multiple stellar populations in the Galactic globular cluster NGC 6752
我们对银河系球状星团NGC 6752的大量档案HST图像进行了高精度测光，以寻找多个恒星星族的迹象。我们发现一个扩大的主序列，并证明，这种扩大不能归因于二进制或光度误差。也有一些迹象表明主序星分裂。然而，在次巨星分支上没有发现明显的扩散。地基测光显示，在U与（U-B）色星等图中，红巨星分支表现出明显的颜色扩散，我们已经能够将其与Na和O丰度的变化联系起来。特别是Carretta等人（2007）发现的富钠贫氧恒星定义了红巨星分支红色一侧的序列，而贫钠富氧恒星则分布在红巨星分支更蓝、更分散的部分。
2009-12-10 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
A lack of close binaries among hot horizontal branch stars in globular clusters. II. NGC\,2808
基于它们的双星起源的模型已经非常成功地再现了场亚矮星B的性质，但是在球状星团中观察它们的类似物提出了新的问题，而多个种群的发现为这些恒星的形成提供了一个有吸引力的替代方案。我们在NGC 2808中的蓝色水平分支恒星（Teff=12000-22000 K）样本中搜索周期P<200天的双星，该星团已知拥有三个不同的恒星星族和一个多模态水平分支。最终样本由64个目标组成。目标的径向速度在14个时期内测量，跨越约75天的时间间隔。在温度低于测光G1间隙的17000 K恒星中，我们没有发现RV变星，而在温度较高的目标中发现了两个近周期（P<10天）和两个中间周期（P=10-50天）系统。在95%的置信度下，温度低于间隙的恒星的近周期和中周期双星比例分别为fc<5%和fip<10%。在较热的恒星中，最可能的值是fc~20%和fip~ 30%，但90%的置信区间很大（分别为6-42%和11- 72%）。G1的差距出现作为一个不连续的二进制的派别，与较高的发病率的二进制之间的较热的恒星，但不断增加的f与温度，而不是不连续不能排除从我们的观察。我们发现，中期双星，从来没有调查过的集群HB恒星之间，可以发挥重要的作用，超过15-20%的最热的恒星，我们的样本。我们的研究结果表明，热HB星之间的FC是最有可能更高的年轻的集群，确认最近提出的年龄FC的关系。然而，观察到的星系团（如NGC 2808和NGC…
2011-02-08 astro-ph.SR
The Na-O anticorrelation in horizontal branch stars. V. NGC 6723
我们在VLT上使用FLAMES+GIRAFFE（美杜莎模式）获得了低浓度、中等金属富集的球状星团NGC 6723（[Fe/H]=-1.22+/-0.08）中30颗红色水平分支（RHB）星、4颗RR天琴座变星和17颗蓝色水平分支（BHB）星的中等高分辨率光谱。光谱进行了优化，以获得O和Na丰度。此外，我们还获得了其他元素的丰度，包括N、Fe、Mg、Ca、Ni和Ba。我们使用这些数据来讨论恒星沿水平支（HB）的分布与通常存在于球状星团中的多种群之间的联系。我们发现，所有的RHB和大多数（17个中的13个）BHB恒星都是富O、贫Na和贫N的，这些恒星可能属于该星团的第一代恒星。只有四颗观测到的最温暖的恒星是（适度）贫氧、富钠和富氮的，它们可能属于第二代。虽然我们的样本不能完全代表NGC 6723中的整个HB种群，但我们的数据表明，在这个星团中，只有温度高于~9000 K的HB恒星，即总数的四分之一，属于第二代，如果有的话。由于在许多其他星系团中这个比例大约是三分之二，我们得出结论，在球状星团中的第一/第二代的比例可能是强可变的。此外，化学性质均匀的第一代HB星的颜色范围很广，需要相当大的质量损失（>0.10 Mo）。这种传播的原因尚待了解。最后，我们发现了一个高Ba丰度，具有统计学意义的径向丰度梯度。
2014-10-30 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
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
Hot horizontal branch stars in NGC 288 - effects of diffusion and stratification on their atmospheric parameters
NGC 288是一个球状星团，有一个非常发达的蓝色水平分支覆盖着u型跳跃，表明扩散的开始。因此，它非常适合于研究蓝色水平分支（HB）恒星的扩散效应。我们比较观测到的丰度与预测恒星演化模型计算扩散和分层大气模型。我们验证了使用分层模式谱推导大气参数的效果。此外，我们调查的性质，过亮的蓝色HB星周围的u-跳跃。我们定义了一个新的光度指数sz从uvby测量是重力敏感的8000和12000 K之间。利用中等分辨率光谱和Stroemgren测光，我们确定了蓝HB星的大气参数（T_eff，log g）和丰度。我们使用均匀和分层模型光谱进行光谱分析。NGC 288中的热HB星的大气参数和质量显示出在9000 K和14000 K之间的温度下在其他星团中也可以看到的行为。然而，在这个温度范围之外，他们反而遵循在欧米茄Cen中发现的这些恒星的结果。从我们的观测中得到的大多数元素（除了He和P）的丰度都在演化模型所预期的丰度范围内，演化模型考虑了原子扩散的影响，并假设表面混合质量为10^-7 M0。除Mg外，由分层模式大气预测的丰度一般比观察到的要极端得多。当有效温度，表面重力和质量确定分层模型光谱，较热的恒星同意更好地与规范的演化预测。我们的研究结果表明，对解决长期存在的问题，表面重力和质量差异热HB星的明确承诺，但仍需要大量的工作，以达到一个自洽的解决方案。
2014-05-20 astro-ph.SR
The RR Lyrae variables and Horizontal Branch of NGC6656 (M22)
首次对NGC 6656（M22）中的天琴座RR变星进行了宽波段UBVI时间序列测光校准，观测时间跨度为22年。我们还重新确定了先前通过照相观测确定的RR型天琴座星的变率类型和周期，将基本模态RR型天琴座变星的数量（RR 0）修改为10，将第一泛音变星的数量（RR 1）修改为16。RR 0和RR 1变量的平均周期分别为<P>_{RR 0}=0.66 \pm 0.02 d和<P>_{RR 1}=0.33 \pm 0.01 d，支持聚类的Oosterhoff II分类。RR 1-与所有RR型变星的数量比为N_1/ N_{RR} =0.61，也与Oosterhoff II命名一致。无论是天琴座RR型星的最低亮度颜色，还是天琴座RR型星不稳定带的蓝色边缘，都表明E（B-V）=0.36 \pm 0.02等，朝向M22。关于M22的HB形态，我们发现（B-R）/（B+V+R）=+0.97 \pm 0.1，并且至少有一个“间隙”位于蓝HB的一个不寻常的部分，在所谓的热HB星的中间。
2013-08-29 astro-ph.SR
Helium enhanced stars and multiple populations along the horizontal branch of NGC2808: direct spectroscopic measurements
本文对NGC 2808中的96颗水平支星进行了丰度分析。NGC 2808是一个呈现复杂多恒星星族分布的球状星团。这些恒星分布在HB的不同部分，覆盖了很大的温度范围。通过研究这个样品的化学丰度，我们探索HB形态和多个恒星星族的化学富集历史之间的联系。对于位于红HB上的恒星，我们使用GIRAFFE和UVES光谱来确定Na，Mg，Si，Ca，Sc，Ti，Cr，Mn，Fe，Ni，Zn，Y，Ba和Nd的丰度。对于较冷，蓝色HB星，我们得到的钠丰度，主要从GIRAFFE光谱。我们还能够直接测量NLTE He丰度的一个子集，这些蓝色HB星的温度高于~9000 K。我们的研究结果表明：（i）NGC 2808中的HB星根据其在色星等图中的位置而显示出不同的钠含量，蓝色HB星的钠含量高于红色HB星;（ii）红色HB与均匀的化学丰度不一致，稍微温暖的恒星表现出统计上显着更高的钠含量;（iii）我们的具有He丰度的蓝HB星子样本显示出相对于预测的原始He含量的增强的证据，Δ（Y）=+0.09+-0.01。我们的研究结果有力地支持理论模型，预测他增强之间的第二代（S）恒星在球状星团，并提供观测约束的第二个参数控制HB形态。
2013-10-16 astro-ph.SR
The helium abundance in the metal-poor globular clusters M30 and NGC6397
我们给出了两个贫金属星系团M30和NGC 6397的氦丰度。通过使用ESO甚大望远镜上的高分辨率光谱仪FLAMES和测量M30和NGC 6397中分别有24颗和35颗水平分支星的4471 A处的HeI线，已经获得了氦的估计值。这个样本代表了迄今为止在贫金属星系团中收集的最大的He丰度数据集。M30的He质量分数为Y=0.252 ± 0.003（σ =0.021），NGC 6397的He质量分数为Y=0.241 ± 0.004（σ =0.023）。这些值与宇宙学丰度完全一致，因此表明水平分支恒星的He含量并不强烈。Y分布的小范围与观测到的主序列分裂的预期一致。最后，我们发现了一个暗示，在NGC 6397中Y和[O/Fe]之间存在弱的负相关关系，这与贫氧星是由热质子捕获反应产物污染的（富He）气体形成的预测一致。
2014-03-03 astro-ph.SR
Peculiarities in the horizontal branch stars of globular cluster NGC 1851: Discovery of a Blue straggler companion to an EHB star
我们提出了一个研究远紫外（FUV）明亮的水平分支（HB）的恒星，以了解在HB序列的球状星团NGC 1851的特点，使用地面和空间为基础的多波长数据。利用光学和紫外色星等图对HST和Gaia DR 2数据中的HB星及其成员进行了分类。构造了从核心到潮汐半径的热HB星的光谱能量分布。SEDs显示，HB星附近的G-跳跃显示减少的FUV通量时，大气模型的集群金属丰度进行拟合，但更好的拟合发现与更高的金属丰度模型，如预期的那样，由于大气扩散。我们报告四个特别有趣的极端HB（EHB）的明星，两个在内部和外部区域。我们检测到一个亚发光的EHB和一个“蓝钩”的候选人与温度Teff ~ 25,000 K和31,000 K，分别。我们发现了一颗EHB星（Teff ~ 17，000 K），其半径介于BHB和正常EHB星之间。我们最奇特的EHB星（Teff ~ 28，000 K）被发现是一个光度双星到蓝离散星（BSS）（Teff ~ 7，000 K），这是光谱研究的重要目标。EHB+BSS双星系统的发现有助于解释RGB阶段的质量损失，导致EHB恒星的形成。
2020-10-14 astro-ph.SR
The double sub-giant branch of NGC 6656 (M22): a chemical characterization
本文对球状星团M22中的101颗次巨星支（SGB）星进行了丰度分析。使用低分辨率火焰/GIRAFFE光谱，我们已经确定了中子捕获锶和钡和轻元素碳的丰度。有了这些数据，我们探索观察到的SGB光度分裂在这个集群和两个恒星群的特点是不同含量的铁，慢中子捕获过程（S-过程）的元素，和α元素钙，我们以前发现在M22的红巨星之间的关系。我们发现，SGB星相关的化学成分和色星等图的位置：具有较高的金属丰度和相对的S-过程丰度的恒星定义一个较暗的SGB，而具有较低的金属丰度和S-过程内容的恒星驻留在一个相对较亮的SGB。这一结果对M22的两个恒星群的相对年龄有影响。特别是，这与两个SGBs年龄的巨大差异不一致。通过计算两个恒星群的化学成分，双SGB的等时线拟合表明它们的年龄相差不超过3亿年。
2012-02-13 astro-ph.SR
A proper motion study of the globular clusters M4, M12, M22, NGC 3201, NGC 6362 and NGC 6752
利用1997 - 2008年期间收集的统一观测数据，计算了球状星团M4、M12、M22、NGC 3201、NGC 6362和NGC 6752场中恒星的相对自行。我们为每个恒星分配一个成员类与测量自行，并表明，这些成员类可以成功地用于消除场星的颜色星等图的集群。它们还允许有效地选择稀有天体，如蓝/黄/红离散星和渐近巨星分支中的恒星。超过87000颗恒星的自行和测光表通过互联网公开提供。
2013-01-07 astro-ph.SR
Failure of rotation and notable success of age spread to reproduce the CMDs of star clusters NGC 1831, NGC 1868 and NGC 2249
我们详细研究了NGC 1831，NGC 1868和NGC 2249三个星团的高质量CMD，通过两个最可能的原因（恒星旋转和年龄扩展）与扩展的主序星关闭CMD。结果表明，恒星自转（包括分辨和未分辨双星）解释三个星团的CMD的明显失败，和年龄传播的意外成功。特别是，关闭和红团部分的特殊结构不能由恒星旋转产生，但年龄传播完美地再现了所观察到的特征。这表明这三个星团包含多个恒星群，而不是单一的旋转恒星和双星群。NGC 1831的粗亚巨星分支对此提供了最有力的支持。结果表明，恒星自转不能保存广泛接受的观点（简单的人口）的星团，和一个扩展的恒星形成历史需要解释所观察到的CMD。此外，这项工作表明，一个狭窄的次巨星分支并不对应于一个简单的人口。用前人的工作对NGC 1651的简单总体的判断是不可靠的。我们期望我们的试验是一个起点，更精确的研究星团的赫兹斯普朗-罗素图。这涉及许多因素，如双星，旋转恒星和恒星形成历史（SFH）。
2015-04-10 astro-ph.CO astro-ph.SR
The AGB population of NGC 6822
利用渐近支星（AGB）对本星系群矮星系NGC 6822的金属丰度梯度和恒星分布进行了光度学研究。为了研究恒星和金属丰度的分布，富碳和富氧的AGB星已被分离使用深高质量的近红外UKIRT测光。它们之间的比率，即C/M比率，已被用来推导星系内的[Fe/H]丰度。[Fe/H]丰度和恒星分布作为银河系半径的函数进行了分析。已发现平均C/M比为0.288 +/- 0.014，对应于铁丰度[Fe/H] =-1.14 +/-0.08 dex，在北部和南部以及较大的银河系中心距离处存在变化。红巨星分支尖端的大小变化也被探测到。
2010-11-19 astro-ph.SR
