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
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
A Method for Simultaneous Determination of Metallicity and Reddening of a Globular Cluster based on the $V vs. (B-R)$ Color-Magnitude Diagram
本文介绍一种同时计算球状星团的金属丰度和红化的方法。该方法是基于对星系团Vvs.（B-R）色星等图上红巨星分支的形状和水平分支的V星等的分析。应用我们的方法对球状星团NGC 7006进行测光，得到了金属度$[Fe/H] = - 1.78 \pm0.11$和变红的$E_{B-R} = 0.^{m}25 \pm0.^{m}02$。
2009-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Chemical Composition of Red Giant Branch Stars in the Galactic Globular Clusters NGC 6342 and NGC 6366
本文给出了银河系核球球状星团NGC 6342和NGC 6366中红巨星分支星的径向速度和化学丰度。速度和丰度是根据MMT-Hectochelle和WIYN-Hydra摄谱仪获得的高分辨率（R> 20，000）光谱测量得出的。我们发现NGC 6342的日心径向速度为+112.5 km/s（sigma = 8.6 km/s），NGC 6366的日心径向速度为-122.3 km/s（sigma = 1.5 km/s），两个星系团的金属丰度几乎相同（[Fe/H]~-0.55）。NGC 6366显示了适度扩展的O-Na反相关的证据，但NGC 6342需要更多的数据来确定这个星团是否也表现出在所有其他银河系球状星团中可能发现的典型O-Na关系。这两个星系团与类似的金属丰度场星不同，它们具有更大的[Na/Fe]分布和更高的[La/Fe]比，但我们发现NGC 6342和NGC 6366显示出α和Fe峰元素丰度模式，这是其他富含金属（[Fe/H]>-1）的内星系团的典型模式。然而，中值[La/Fe]丰度可能因簇而异。
2016-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundance analysis of red giant branch stars in the globular cluster E3
上下文球状星团是已知的主机多个恒星星族，这是他们的形成过程的一个标志。球状星团E3是为数不多的被认为没有多个种群的低质量球状星团之一。目的。我们调查了E3中的红巨星分支星，目的是为这个星团提供第一个详细的化学清单，我们确定了它的径向速度，并为这个星团中可能存在的多个种群提供了额外的见解。方法.我们获得了四颗红巨星分支星的高分辨率FLAMES-UVES/VLT光谱，它们可能是E3的成员。我们进行了本地热力学平衡丰度分析的基础上，一维平面平行ATLAS 9模式大气。丰度来自线等效宽度或光谱合成。结果我们测量了Na和铁峰（Fe、V、Cr、Ni、Mn）、$α$（Mg、Si、Ca、Ti）以及中子俘获元素（Y、Ba、Eu）的丰度。星团的平均日心径向速度、金属丰度和钠丰度比分别为v $_{helio}$ =12.6 $\pm$ 0.4 km/s（$σ$ =0.6 $\pm$ 0.2 km/s）、[Fe/H]=-0.89 $\pm$ 0.08 dex和[Na/Fe]=0.18 $\pm$ 0.07 dex。低钠丰度，没有明显的蔓延是暗示一个集群为主的第一代恒星与低分辨率光谱的基础上的结果。观测到的恒星数量很少，不能排除第二代恒星的少数。观测到的化学丰度与在银河系恒星中观测到的趋势是一致的。
2018-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near Infrared properties of 12 Globular Clusters toward the inner Bulge of the Galaxy
我们提出了近红外色-星等图和物理参数的12个星系球状星团的样本位于向内隆起区。对于每个集群，我们提供测量的红化，距离，光度金属丰度，亮度的水平分支红团，红巨星分支凸点和尖端。这里讨论的样本与Valenti，Ferraro & Origlia（2007）中的样本一起代表了有史以来最大的膨胀球状星团同质星表（包括整个膨胀星团人口的约80%）。该汇编的电子版可在万维网上查阅（http：//www.bo.astro.it/GC/ir_archive）。
2009-11-06 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
Horizontal branch morphology: A new photometric parametrization
理论和观测表明，银河系球状星团水平支的恒星分布主要取决于金属含量。然而，存在的球状星团具有相似的金属含量和绝对年龄，但不同的水平分支形态，表明存在另一个参数影响沿分支的恒星分布。为了研究银河系球状星团中水平分支形态的变化，我们定义了一个新的光度水平分支形态指数，克服了文献中影响类似指数的局限性和退化性.我们利用了64个银河系球状星团的样本，在五个不同的波段（$U$，$B$，$V$，$R$，$I$）的天基成像数据和均匀的地基测光目录。新的指数$τ_{HB}$被定义为沿水平分支的所有恒星的星等累积数量分布（$I$）和颜色累积数量分布（$V-I$）所对向的面积之间的比率。这个新的指数在我们的银河系球状星团样本所覆盖的整个金属丰度范围内（-2.35 $\leq$ [Fe/H] $\leq$ -0.12）显示出线性趋势。我们发现$τ_{HB}$和绝对星系团年龄之间存在线性关系。我们还发现了与[Fe/H]的二次反相关性，当我们消除年龄对$τ_{HB}$值的影响时，该反相关性变为线性。此外，我们确定了一个子样本的八个集群是特殊的，根据他们的$τ_{HB}$值。这些集群有蓝色的水平分支形态相比，类似的金属丰度的典型的。这些发现使我们能够将它们定义为样本中的“第二参数”聚类。与合成水平分支模型的比较表明，它们不能完全用氦含量的分布来解释。
2019-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity relations in LMC and SMC from the slope of Red Giant Branch stars in globular clusters
基于23个LMC/SMC球状星团的近红外JHK测光，本文测量RGB斜率并建立其与年龄、金属丰度的关系，发现斜率无显著年龄依赖，但年轻与年老星团呈现不同正负趋势。
2024-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium in the lower red giant branch of 5 Galactic globular clusters
锂是宇宙早期大爆炸核合成过程中产生的少数元素之一。此外，它的脆弱性使它可以作为恒星环境条件的代表。因此，旧系统中的锂丰度是不同天体物理问题的核心。红巨星下部分支的恒星可以用来研究球状星团，因为那里的主序星太暗而无法观测到。我们使用这些恒星来分析星团的初始锂含量，并将其与宇宙学预测进行比较，以测量不同恒星星族之间的锂扩散，并研究这些巨星中额外耗尽的迹象。我们用GIRAFFE谱测量了5个球状星团中低红巨星支星的锂和钠丰度。这些涵盖了广泛的金属度范围，从[Fe/H] $\sim-0.7$到[Fe/H] $\sim-2.3$ dex。我们发现，这些低红巨星分支星中的锂丰度形成一个平台，其值从$\mathrm{A(Li)_{NLTE}}=0.84$到$1.03$ dex，与金属丰度没有明显的相关性。当使用恒星演化模型来计算这些集群的原始丰度时，我们恢复值$\mathrm{A(Li)_{NLTE}}=2.1-2.3$ dex，与在温暖的贫金属晕星中观察到的恒定值一致，Spite高原。此外，我们发现每个星团中第一和第二人口恒星的锂丰度没有差异。我们还报道了在星系团NGC 3201中发现的一个富锂巨星，其$\mathrm{A(Li)_{NLTE}}=1.63\pm0.18$ dex的富集机制可能是外来污染。
2021-09-28 astro-ph.GA 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
Clear evidence for the presence of second-generation asymptotic giant branch stars in metal-poor Galactic globular clusters
已知银河系球状星团（GC）拥有多个恒星星族：第一代具有典型的晕场星化学模式，第二代（SG）富含Na和Al，贫含O和Mg。这两代恒星都处于不同的进化阶段（例如，主序星断层、次巨星分支和红巨星分支）。在几个贫金属（[Fe/H] < -1）的GC中没有检测到SG渐近巨星分支（AGB）星，这表明并非所有的SG星都上升到AGB相，并且失败的AGB星在贫金属GC中可能很常见。这一观测结果对于恒星演化和GC形成/演化理论来说是一个严重的问题。我们在4个贫金属星系（M13，M5，M3和M2）中发现了14颗SG-AGB星，它们具有不同的观测性质：水平支（HB）形态、金属丰度和年龄。通过结合APOGEE巡天获得的H波段Al丰度和地基光学光度测量，我们在这四个GC中识别出SG富Al AGB星，并表明富Al RGB/AGB GC星应该是富Na的。我们的观测结果为目前的标准恒星模型提供了强有力的支持，即，不包括一个强大的质量损失效率，低质量HB星。事实上，目前的经验证据是一致的FG和SG星的预测分布在氦燃烧阶段的基础上，这些标准的恒星模型。
2015-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Star Models and Globular Cluster Planetary Nebulae I: The Model
利用合成模型计算了球状星团恒星的热脉冲渐近巨星分支模型，目的是再现已知的4个球状星团行星状星云的化学成分、核心质量和其它观测参数，并与星团的整体性质大致匹配。模拟了氦丰度增强的恒星（$Y$）和蓝离散星的演化。用Padova恒星演化模型\citep{berta,bertb}计算了红巨星分支星和早期渐近巨星分支星的新的热脉冲前渐近巨星分支质量损失。计算新的质量损失以获得由于氦丰度增加而导致的质量损失的相对差异。用这些模型再现了球状星团行星状星云的整体性质。中心恒星的金属丰度、质量、总金属丰度、氦丰度和星云质量与观测值相匹配。再现了球状星团行星状星云JaFu 1和JaFu 2 { \it通过假设祖先星}，质量接近球状星团典型的主序转折点，氦丰度增强，与通过拟合等时线到球状星团色星等图推断的增强非常相似。球状星团PN GJJC-1可以粗略地与一颗在关闭附近具有非常极端氦增强（$Y\approx0.40$）的祖星相匹配，这颗祖星产生了一颗与观测推断的质量相同的中心星和一颗非常低的星云质量。用蓝离散星模型再现了行星状星云Ps 1及其中心恒星K648的丰度和核质量。然而，事实证明不可能重现它的星云质量，并得出结论，可能需要某种双星方案来解释K648。
2011-10-06 astro-ph.SR
Stellar Populations in Globular Cluster Cores: Evidence for a Peculiar Trend Among Red Giant Branch Stars
我们以56个球状星团为样本，研究了一个球状星团核心的质量与其各个恒星星族大小之间的关系。核心红巨星分支星的数量被发现与核心质量在3- $σ$置信水平下呈次线性关系，而主序星和次巨星分支星的关系在一个标准差内呈线性关系。我们解释我们的结果作为证据的盈余红巨星分支星在最小的质量集群核心，这是没有看到主序星关闭和次巨星分支星。我们探讨这种差异的来源的各种可能性，讨论我们的结果主要是在集群动力学和恒星演化之间的相互作用。
2009-09-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
Inferring the Helium abundance of extragalactic Globular Clusters using Integrated Spectra
确定河外球状星团的相关恒星星族参数的主要方法是通过研究它们的积分光谱，其中巴耳末线强度指数被认为是年龄敏感的。在此之前，在一个银河系球状星团的样本中观察到了高度优化的谱线强度指数H $β_o$的分裂，导致了H $β_o$ - [MgFe]图中球状星团明显的“上支”和“下支”。这被认为是由于热蓝离散星（BSS）的存在，导致上支的光谱年龄被低估。十多年后，我们希望重新评估这些发现。我们利用新的，大型银河系球状星团集成光谱数据集。为了产生一个大的，均匀结合的样品，我们已经考虑了一些因素，包括径向依赖的巴耳末和金属线。使用这个新的样品，与以前的工作不一致，我们发现H $β_o$中的分裂只发生在中间到高金属丰度（[M/H] $>-1$），并且不是BSS分数增加的结果，而是由于氦丰度增加。我们探讨了氦的变化对简单的恒星星族模型的可能影响，为我们的假设提供了理论基础，然后利用上支候选性和增强氦之间的关系来预测三个M31星团的氦含量。我们讨论这可以告诉我们关于他们的质量和第一代恒星的分数。
2022-03-01 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
Automated Identification of the Tip of the Red Giant Branch in Globular Clusters with Gaia Data
Beijing Academy of Science and Technology（北京科学院）；Beijing Normal University（北京师范大学）；Tsinghua University（清华大学）
本研究提出利用Gaia数据自动识别球状星团红巨星分支末端的方法，通过算法提高识别效率并提供新的天文数据分析工具开发见解。
2026-02-26 astro-ph.GA astro-ph.IM 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
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
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
Hubble Space Telescope analysis of stellar populations within the globular cluster G1 (Mayall II) in M31
在本文中，我们提出了一个复杂的恒星星族内的大质量球状星团Mayall II（G1），一个卫星的附近仙女座星系投影在距离40千秒差距的多波长分析。我们使用哈勃太空望远镜在紫外线，蓝色和光学过滤器中收集的图像来探索G1托管的多个恒星星族。$m_{\rm F438W}$与$m_{\rm F438W}- m_{\rm F606W}$的颜色星等图显示了红巨星分支的显著扩展，这将$\sim 1$等划分为比红色团块更亮的星等。一个可能的解释是存在两个人口具有不同的铁丰度或不同的C+N+O含量，或不同的氦含量，或三种原因的组合。银河系球状星团NGC 6388也观察到类似的红巨星分支分裂。我们的多波长分析也给出了明确的证据，即G1的恒星位于一个扩展的蓝色水平分支上。G1的水平分支表现出与NGC6388和NGC6441相似的形态，它们拥有极高氦丰度（Y>0.33）的恒星星族。因此，我们认为，G1也可能表现出大的恒星到恒星的氦变化。
2019-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The horizontal branch morphology of M31 globular clusters. Extreme second parameter effect in outer halo clusters
我们使用深，高品质的彩色星等图获得的哈勃太空望远镜计算简化版本的米罗诺夫指数[SMI; B/（B+R）]参数化的水平分支（HB）形态的23个球状星团在M31星系（样本-A），所有位于外晕在10 kpc和100 kpc之间的投影距离。这使我们能够将它们与银河系的对应物进行比较，我们以完全相同的方式估计SMI，在SMI与[Fe/H]平面中。我们发现，大多数被认为是M31星系团位于一个显着不同的轨迹，在这个平面上，相对于银河系星系团躺在任何距离的银河系中心。特别是在给定的金属丰度下，它们具有更红的HB形态，或者换句话说，具有相同SMI值的星系团在银河系中比M31中的金属丰度高出约0.4 dex。我们讨论了这种差异的可能来源，我们得出的结论是，最有可能的解释是，许多球状星团在M31的外晕形成约1-2 Gyr比他们的同行在银河系外晕，而在集群之间的差异，个别恒星的He丰度分布也可能发挥作用。对另一个25个明亮的M31星团样本（其中18个M_V<=-9.0，Sample-B）的分析表明，在质量最大的M31球状星团中，延伸的蓝色HB尾可能相对频繁，这可能暗示了多个星团的存在。
2012-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Wide Field Near-Infrared Photometry of 12 Galactic Globular Clusters: Observations Versus Models on the Red Giant Branch
本文报道了银河系中12个球状星团的宽视场近红外测光，这些星团通常从红巨星分支（RGB）的顶端延伸到主序星的分岔处。使用最近的均匀值的集群距离，红化和金属丰度，由此产生的光度直接比较最近的几个图书馆的恒星演化模型的预测。在所研究的模型中，达特茅斯和里贾纳模型最好地再现了所观察到的RGB形态，尽管J-Ks颜色的偏移量在所有观测不确定性来源的意义上有所不同。因此，我们还提出了新的近红外光度指数之间的关系，描述了上RGB与集群铁丰度以及全球金属丰度。分析了α元素和氦元素的增强效应，发现前者对上RGB的形态影响与模型预测一致。同时，我们得出的经验关系与以前的结果吻合得很好，微小的差异可能是由于假设的聚类距离和红化的差异。此外，我们目前的水平分支（HB）和RGB凹凸幅度的测量，发现一个不可忽略的依赖近红外HB幅度集群金属丰度。最后，我们讨论了假设的集群距离，reddenings和金属对我们的结果的影响，发现我们的经验关系一般是不敏感的，这些因素在其不确定性。
2015-11-06 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
WFPC2 UV survey of Galactic Globular Clusters. The Horizontal Branch temperature distribution
紫外线观测是研究热恒星星族的最佳工具，这些恒星族发射的大部分光都是短波长的。作为一个大型项目的一部分，致力于银河系球状星团（GGC）的紫外特性的表征，我们收集了中/远紫外和光学图像与WFPC2@HST的31 GGC。这些集群涵盖了广泛的金属丰度和结构参数，从而代表了一个理想的样品与理论模型进行比较。在这里，我们提出了第一个正在进行的分析，旨在推导出GGC中水平分支恒星的温度分布的结果。
2014-10-01 astro-ph.SR
On the magnitude difference between the main sequence turn off and the red giant branch bump in Galactic globular clusters
我们提出了新的测量的幅度的主要序列关闭和红巨星分支颠簸的亮度函数的样本的银河系球状星团与更新的估计[Fe/H]和[ $α$ /Fe]，采用测光数据收集的高级相机上的调查HST。我们比较测量和预测值之间的大小差异，这两个功能，很少采用诊断的内部结构的低质量恒星在红巨星演化的开始。我们的分析揭示了理论和观测之间的明显差异，理论红巨星分支隆起的星等过于明亮，平均值为$\sim0.2$ ~ ma。这证实了更广泛研究的水平分支和红巨星隆起之间的星等差异的结果，避免了与从彩色星等图确定水平分支水平相关的众所周知的问题，以及水平分支恒星模型光度的不确定性。我们简要地讨论了这种差异的几个潜在的解决方案。
2010-12-02 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
The Origins of Neutron-capture Elements In Globular Cluster M22
本文通过主r过程、弱r过程及低质量渐近巨星分支恒星s过程贡献的组合拟合，解释了球状星团M22中贫s与富s恒星的化学丰度，并揭示s过程贡献随金属丰度升高而增加的趋势。
2025-09-23 astro-ph.GA 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
Effects of tidally enhanced stellar wind on the horizontal branch morphology of globular clusters
金属丰度是影响球状星团（GCs）水平分支（HB）形貌的首要参数。然而，已经发现，一些其他参数也可能在影响形态方面起重要作用。虽然这些重要参数的性质仍不清楚，但它们被认为可能与红巨星的风质量损失有关，因为这种质量损失决定了它们在HB上的后续位置。不幸的是，在恒星演化的红巨星阶段的质量损失目前知之甚少。红巨星的星风可能会被双星系统中的伴星潮汐增强。我们调查的红巨星双星的演化后果，包括潮汐增强恒星风，并研究对HB形态的GC的影响。我们发现，红色，蓝色，和极端的水平分支恒星的潮汐增强的恒星风的影响下产生的质量损失色散没有任何额外的假设。此外，发现水平分支形态对潮汐增强参数Bw不敏感。将我们的理论结果与观测到的球状星团NGC 2808的水平分支形态进行了比较，发现我们的理论结果可以很好地再现水平分支的基本形态。然而，在我们的计算中，蓝色水平分支恒星的数量低于NGC 2808。
2012-12-13 astro-ph.SR
Red Giant Branch Bump Brightness and Number Counts in 72 Galactic Globular Clusters Observed with the Hubble Space Telescope
我们提出了最广泛和最精确的红巨星分支凸块（RGBB）的亮度和数量计数进行了实证调查。我们实现了一种新的方法，并使用来自两个\textit{Hubble Space Telescope (HST)}球状星团（GC）调查的数据来测量72个GC中RGBB的亮度和恒星计数。亮度测量精度优于0.01 mag，计数精度达到10%。在适当的情况下，主序星关闭（MSTO）的位置和水平分支（HB）星的数量被用作比较。几个独立的科学结论是新的可能与我们的参数化的RGBB。亮度和计数被证明有第二个参数，除了他们的强烈依赖于金属丰度。在GC NGC 2808、5286、6388和6441中发现RGBB异常，可能是由于存在多个种群。最后，我们使用我们的经验校准来预测的性质的星系核球RGBB，如果类似的恒星物理的核球和银河系GC系统的假设成立。的RGBB性质的凸起被证明是不同的银河系GC系统，与前者具有较低的数量计数，较低的亮度色散和更明亮的峰值亮度比预期从后者。这种差异很好地解释了银河系隆起有一个更高的氦丰度比预期的GC，$Δ$ Y $\sim +$ 0.06的金属丰度中位数。
2013-03-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Oxygen and Sodium Abundances in M13 (NGC 6205) Giants: Linking Globular Cluster Formation Scenarios, Deep Mixing, and Post-RGB Evolution
我们目前的O，Na和Fe的丰度，以及径向速度，为113红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）恒星的球状星团M13。丰度和速度是基于WIYN-Hydra摄谱仪获得的光谱，观测范围从水平分支（HB）到RGB尖端。研究结果的背景下，最近的球状星团的形成方案。我们发现，M13具有许多关键特征，表明其形成和化学富集是由当前模型很好地描述。其中一些观测结果包括：贫氧星的中心浓度，[O/Fe]随光度增加而显著降低（但[Na/Fe]略有增加），主要影响“极端”的人口，一小部分恒星具有类似晕的成分，以及缺乏贫氧AGB星。与最近的工作一致，我们得出结论，最贫氧的M13巨星可能是He丰富的，大多数（所有？）O-贫RGB星演化成为极端HB和AGB-manqué星。相比之下，“原始”和“中间”人口恒星似乎经历了标准的HB和AGB演化。
2012-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple stellar populations along the red Horizontal Branch and Red Clump of Globular Clusters
我们利用多波段哈勃空间望远镜测光研究了14个富含金属的球状星团（GC）的红色水平分支（HB）和红色团块上的多种群（MP），其中包括12个银河系GC和麦哲伦云GC NGC 1978和NGC 416。基于适当的双色图，我们发现银河系GC中1G恒星的比例与星团质量相关，证实了以前基于红巨星分支（RGB）恒星的结果。麦哲伦云GC比银河系GC具有更高的1G恒星比例，这表明环境影响MP现象。我们将基于HB的人口比例与之前的MS和RGB估计进行了比较和组合，并使用了基于地面的UBVI测光（适用于NGC 104，NGC 5927，NGC 6366，NGC 6838），以扩大调查范围。除了NGC 416外，所有研究的GC都与1G和2G恒星在距星团中心约1弧分内的平坦分布一致，其中2G更集中。NGC 104和NGC 5927的2G恒星比1G更集中，而NGC 6366和NGC 6838的分布是平坦的。我们发现，大多数分析的GC表现出扩展的1G星序列沿红色HB，不符合一个简单的人口。适当的合成和观察到的CMD之间的比较表明，这些扩展的分布是一致的，无论是恒星到恒星的氦变化或内部金属丰度的传播，回顾沿ChMs的1G恒星的不均匀性。
2020-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple stellar populations in Asymptotic Giant Branch stars of Galactic Globular Clusters
多个恒星星族是球状星团的一个显著特征。它们的一般性质在主序星、红巨星支（RGB）星和水平支（HB）星中得到了广泛的研究，但在后来的演化阶段仍然缺乏一个共同的框架。我们研究了MP现象沿AGB序列在58 GC，观察与哈勃太空望远镜在紫外线（UV）和光学过滤器。通过使用紫外光色幅图，我们选择了每个集群的AGB成员，并确定了AGB候选人的金属增强的人口在II型GC。我们研究了AGB星的光度特性，并将它们与合成光谱分析得出的理论模型进行了比较。我们观察到以下特征：（1）AGB星的光度指数分布对轻元素和氦的变化敏感，通常比光度误差所预期的要大：（2）在大多数II型GC中，AGB星中金属增强星的比例低于RGB星; iii）1G星在15个GC中的比例大于RGB星; v）AGB/HB频率与最富氦星群的平均质量相关。这些发现代表了银河系GC的AGB中存在MP的明确证据，并表明在HB中具有较低质量的富氦恒星中有很大一部分没有演化到AGB阶段，使HB序列朝着更高的有效温度发展，正如AGB-manqué情景所预测的那样。
2021-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A stellar census in globular clusters with MUSE -- Extending the CaT-metallicity relation below the horizontal branch and applying it to multiple populations
目的。我们使用超过30，000红巨星分支（RGB）恒星的光谱在25个球状星团（GC），在银河系球状星团的MUSE调查中获得的，校准钙II三重态（CaT）的金属丰度关系，并获得所有个别恒星的金属丰度。我们调查的整体金属丰度分布，以及每个集群内的不同人群。方法. Ca II三重态在8498、8542和8662 AA处的近红外线在光谱类型介于F和M之间的恒星中可见，可以用来确定它们的金属丰度。在这项工作中，我们校准的关系，使用平均集群金属丰度从文献和MUSE光谱，并将其扩展到水平分支以下-传统上是为了避免非线性关系的截止-使用二次函数。除了基于V-VHB的经典关系外，我们还提出了基于绝对星等和光度的校准。然后使用所获得的关系来计算样本中所有恒星的金属丰度，并推导出一个星团内不同种群的金属丰度分布，这些种群已使用基于HST测光的所谓“染色体图”进行分离。结果我们发现，尽管相对较低的光谱分辨率的MUSE（R=1900-3700），我们可以得到单星金属丰度的平均统计内集群的不确定性为~0.12 dex。我们目前的金属丰度分布的RGB恒星在25 GC，并调查不同的金属丰度的人口P3（和更高）在所谓的金属络合物或II型集群，发现金属丰度的变化，在所有这些。我们还在I型星团NGC 2808中发现了意想不到的金属丰度变化，并确认了NGC 7078的II型状态。
2020-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGC 362: another globular cluster with a split red giant branch
我们获得了球状星团（GC）NGC 362中第一代和第二代红巨星分支（RGB）恒星的火焰GIRAFFE+UVES光谱，并用它们推导出92颗恒星样本中21种原子的丰度。所测元素包括质子俘获元素（O、Na、Mg、Al、Si）、α俘获元素（Ca、Ti）、Fe峰元素（Sc、V、Mn、Co、Ni、Cu）和中子俘获元素（Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd、Eu、Dy）。分析是完全一致的，在本系列以前的文件中提出的20个GC。NGC 362中的恒星似乎沿着Na-O反相关聚集成两个离散的群，在[O/Na] 0 dex处有一个间隙。富钠、富二代明星呈现出向更中央集中的趋势，虽然自信程度不是很高。与具有相似金属丰度、不同水平分支类型和低得多的总质量的经典第二参数双星NGC 288相比，NGC 362的质子捕获过程似乎更为极端，证实了先前的分析。我们发现了一个次级RGB序列的存在，比RGB的大部分更红：初步估计表明，这个序列包括大约6%的RGB恒星。我们的光谱数据和文献测光表明，这个序列几乎完全由富含Ba的巨星组成，并且可能富含所有s过程元素，就像在其他星团中发现的那样。在这方面，NGC 362加入了以前研究过的GC，如NGC 1851，NGC 6656（M 22）和NGC 7089（M 2）。
2013-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The case of the disappearing CN-strong AGB stars in Galactic globular clusters -- Preliminary Results
以前的文献检索表明，银河系球状星团中的AGB星可能显示出不同的CN-强和CN-弱星的分布相比，他们的RGB星。在大多数情况下，GCs的第二个巨大分支似乎缺乏具有强CN带的恒星。然而，当时AGB恒星的样本量太小，无法给出一个明确的图片。因此，提出了一个以GC AGB星为目标的观测计划。我们现在有大约250个GC AGB星的中等分辨率光谱观测9个球状星团，获得了2dF/AAOmega仪器的英澳望远镜。本文报道了关于CN-强星和CN-弱星在一组球状星团的两个巨星系分支上分布的一些初步结果。我们发现，一些GC显示完全缺乏CN-强星的AGB，而一些显示减少CN-强星相比，RGB。标准的恒星演化并没有预测到这两个巨大分支之间表面丰度的变化。我们讨论了这种意外现象的一些可能原因。
2010-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Yellow Post-Asymptotic-Giant-Branch Stars as Standard Candles. I. Calibration of the Luminosity Function in Galactic Globular Clusters
我们使用银河系（和LMC）球状星团中的低表面重力恒星的调查结果表明，“黄色”后渐近巨分支（yPAGB）恒星可能是优秀的河外标准烛光，能够产生到早期类型星系的距离，精确到百分之几。我们发现，球状星团中10颗已知的yPAGB星的平均热星等为<Mbol>= -3.38 +/- 0.03，比最新的后水平分支演化轨道预测的亮约0.2等。更重要的是，我们表明，在分布中观察到的色散只有0.10等，即，小于单个造父变星的离散度。我们描述的物理，可以产生这样一个小的色散，并表明，如果一个限制调查的颜色范围0 <（B-V）0 < 0.5，那么样本的不变yPAGB星可以很容易地识别与最小的污染。这些恒星明亮的绝对V星等（<Mv>= -3.37）使它们成为到目前为止，在旧的恒星星族和理想的星族II标准烛光中视觉上最明亮的天体，用目前的仪器测量到~10 Mpc。因此，哈勃太空望远镜对M81和玉夫座星系团星系晕的观测可以作为造父变星和TRGB距离尺度的有效交叉检查。
2022-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA 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. II. Multiple stellar populations in 47Tuc, M3, and M13
我们提出了一组使用MESA恒星演化代码计算的新水平分支（HB）模型。该模型采用$α$ -增强的\cite{ags09}金属混合物，并包括He的重力沉降。它们被用于我们的HB人口合成工具，以产生HB星的理论分布，以描述在球状星团47 Tuc，M3和M13的多个恒星星族。我们对[Fe/H] $= -0.70$和[ $α$ /Fe] $= +0.4$的模拟很好地再现了47 Tuc中观测到的HB，如果初始氦质量分数变化$ΔY_0 \sim 0.03$，大约21%，37%和42%的恒星分别具有$Y_0 = 0.257$，0.270和0.287。这些模拟产生了$(m-M)_V = 13.27$，意味着年龄接近13.0 Gyr。在M3和M13的情况下，如果M3具有$ΔY_0 \sim 0.01$和$(m-M)_V = 15.02$，则我们合成的[Fe/H] $= -1.55$和[ $α$ /Fe] $= 0.4$的HB与观察到的HB相当匹配，导致年龄为12.6 Gyr，而M13具有$ΔY_0 \sim 0.08$和$(m-M)_V = 14.42$，这意味着年龄为12.9 Gyr。巨分支演化过程中的质量损失和$ΔY_0$似乎是M3和M13的主要第二参数。本文还报道了M13中9个已知RR型天琴座中7个的新观测结果。令人惊讶的是，$c$型变量的预测周期往往太高（高达$\sim 0.1$ ~d）.
2017-10-09 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
Core collapse and horizontal-branch morphology in galactic globular clusters
上下文球状星团（GC）中的恒星碰撞率似乎与水平支（HB）形态无关，这表明动力学在第二参数问题中不起作用。然而，核心密度和碰撞率来自表面亮度可能会被大大低估的GC的表面亮度轮廓不一定是一个很好的指标GC核心的动态状态。如果中心有高密度的暗遗迹，地核坍缩可能不会被注意到。目标。我们测试GC HB形态数据是否支持所谓的第二参数效应的动态贡献。方法.为了消除第一参数的依赖性，我们在54个银河系GC样本中拟合了沿HB的最大有效温度作为金属度的函数。我们将残差绘制为第二个参数候选者的函数，即动力学年龄和总光度。我们认为动力学年龄（即年龄和半光弛豫时间之间的比率）之间可能的第二个参数。我们使用了一组直接的N体模拟，包括黑暗的残余物，以说明如何核心密度峰值，由于核心崩溃，在一个动态的年龄范围内，类似于蓝色的HB是过剩的金属丰度的预期，特别是对于低浓度的初始条件。结果GC总光度表现出与自富集图像相一致的非线性行为。然而，数据是服从不同的解释的基础上的第二个参数的效果的动力学起源。由于坍缩核心中的恒星相互作用，红巨星分支阶段后期的质量剥离增强是一个可行的候选机制。在这幅图中，具有比基于金属丰度的预期更蓝的HB的GC是那些正在经历核心塌陷的GC。
2013-05-07 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
The nature of medium-period variables on the extreme horizontal branch I. X-shooter study of variable stars in the globular cluster $ω$ Cen
本文利用 X-shooter 相位分辨光谱研究 $ω$ Cen 中三颗极端水平支变星，未发现支持表面黑子的相位锁定丰度变化，而检测到温度和重力变化，指向前所未见的长周期脉动可能。
2024-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass loss on the red giant branch: the value and metallicity dependence of Reimers' η in globular clusters
通过金属丰度对水平分支星参数的影响，研究了金属丰度对红巨星分支星质量损失率的影响。根据Reimers（1975）和Schroder & Cuntz（2005）的研究结果，我们对56个已被充分研究的银河系球状星团（GC）进行了标度因子的测定。聚类中的中值分别为η_R = 0.477 +/- 0.070（+0.050/-0.062）和η_SC = 0.172 +/- 0.024（+0.018/-0.023）（分别为标准差和系统不确定度）。RGB上的质量损失机制对金属丰度的依赖性很小：在铁丰度的200倍以上，η变化<~ 30%，在目前星系团年龄和演化模型的系统不确定性范围内。由于η包含了聚类年龄，聚类之间η的低标准差（~ 14%）表明年龄几乎可以完全解释“第二参数问题”。η的剩余扩展与团簇质量和密度相关，表明氦富集提供了解释GC HB形态的第三个参数。如果球状星团比通常认为的更同时代，金属丰度的变化会进一步减少。这也将更好地再现所观察到的AGB尖端光度，这是不能很好地通过外推RGB η到后来的进化时期来建模的。
2015-01-05 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
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
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
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
Horizontal-branch morphology and multiple stellar populations in the anomalous globular cluster M22
M22是一个异常的球状星团，包含两组不同金属丰度和s元素丰度的恒星。这两个星系团中恒星间的轻元素变化，以及单独的Na-O和C-N关系的存在，表明这颗银河卫星经历了复杂的恒星形成历史。我们已经分析了火焰/UVES光谱覆盖一个小的颜色间隔，在最红的水平分支（HB）的部分，这个集群和研究可能的关系之间的化学成分的恒星和它的位置沿HB。我们的化学丰度分析考虑了偏离局部热力学平衡（NLTE效应）所带来的影响，这对我们恒星所跨越的大气参数范围内的测量谱线很重要。我们发现，所有的分析的恒星是钡贫和钠贫，从而支持的想法，沿着HB的恒星的位置是严格相关的化学成分，HB形态的影响，存在不同的恒星星族。
2013-02-24 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
Dark matter limits from the tip of the red giant branch of globular clusters
利用Gaia数据，通过22个球状星团的TRGB光度限制暗物质-核子截面，并预测161个星团的灵敏度，证明TRGB作为标准烛光对暗物质效应非常稳健。
2024-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
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
