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
A peculiar HI cloud near the distant globular cluster Pal 4
我们提出了四个银河系球状星团的21厘米观测，作为正在进行的GALFA-HI调查在阿雷西博的一部分。我们发现了一个奇特的HI云在附近的遥远的（109千秒差距）集群E104，并讨论其性质和可能的协会与集群。我们的结论是，HI云和A14的关联是可能的，但A14和附近的致密高速云之间的偶然巧合不能完全排除。另外三个星系团：M3、NGC 5466和NGC 13，也得到了新的更严格的上限。我们简要地讨论了球状星团气体的命运和致密云与星系晕气体的相互作用。
2009-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Bottom-Light Present Day Mass Function of the Peculiar Globular Cluster NGC 6535
动力学质量计算表明，银河系球状星团NGC 6535属于一个具有高质轻比的星团群体，这可能是由于底部重的恒星初始质量函数。我们使用已发表的哈勃太空望远镜数据来测量这个星团在其半光半径内的现今恒星质量函数，但发现它是底部光，加剧了动态测量与其已知恒星含量之间的差异。该星系团靠近银河系凸起和其相对较强的速度各向异性都是怀疑动力学质量测量的原因，但我们发现两者都不能直接解释差异的意义和大小。虽然对于高的质光比有其他可能的解释，例如存在大量的恒星残骸或暗物质，但我们发现这个星团非常令人困惑，因此我们现在将其排除在初始质量函数可能变化的讨论之外。因为这是唯一已知的老，银河系星团的人口中的高动态质光比集群，一些可能的解释集群属性的差异再次开放考虑。
2015-11-04 astro-ph.GA
The Chemical Evolution of Globular Clusters I. Reactive Elements and Non-Metals
我们提出了一个新的化学演化模型，旨在解释球状星团（GC）恒星的化学性质。我们的模型依赖于存在的（i）一个特殊的预富集阶段，在GC的母星系与非常低的金属丰度II型超新星（SNeII），和（ii）本地化的不均匀富集从一个单一的Ia型超新星（SNeIa）和中等质量（4 7Msun）渐近巨星分支（AGB）场星。GC的形成，然后假设发生在这个化学特有的区域。因此，在我们的模型中，第一批形成的低质量GC恒星是那些具有特殊丰度的恒星（即，O耗尽和Na增强），而"正常"恒星（即，富氧和钠贫化）形成在第二阶段时，从SNeII的自污染发生和特殊的污染从前一阶段分散。在这项研究中，我们专注于三种不同的GC：NGC6752，NGC6205（M13）和NGC2808。我们证明，在这个框架内，可以构建一个模型，这是一致的（i）元素丰度反相关，（ii）同位素丰度模式，（iii）极端的[O/Fe]值观察到的NGC2808和M13，而不违反全球约单峰[Fe/H]和C + N + O的约束。
2009-02-03 astro-ph.GA
Exploring the outskirts of globular clusters: the peculiar kinematics of NGC 3201
球状星团（GCs）的外围同时保留了关于其形成机制和宿主星系性质的关键信息。由于精密天体测量学的出现，它们的形态学和运动学特性现在都可以获得。在这里，我们提出了逆行GC NGC 3201的外围的第一个动力学研究，直到两倍的雅可比半径（< 100 pc），使用专门选择的高质量的天体测量数据从盖亚DR 2。我们报告的东南/西北方向，我们确定为潮汐尾恒星过密度的发现。GC的特点是全球性的径向各向异性和暗示的各向同性的外部部分，与多余的切向轨道周围的叶片对应的潮汐尾巴，定性与N-体模拟。此外，我们测量平坦的速度色散曲线，达到$3.5\pm0.9$ km/s的值，直到超出雅可比半径。虽然潮汐尾可能有助于这种扁平化，这种高速度的分散值是在不同意的预期，从唯一存在的潜在的逃生者。为了解释这一令人困惑的观察，我们讨论的可能性的吸积起源的GC，一个暗物质晕的存在-其形成在高红移-和非牛顿动力学的可能影响。我们的研究揭示了一个新的路径GC的形成和银河系的潜力在精密天体测量的时代的性质的研究。
2019-12-04 astro-ph.GA
The peculiar kinematics of the multiple populations in the globular cluster Messier 80 (NGC 6093)
我们结合MUSE光谱学和哈勃太空望远镜紫外（UV）测光来研究银河系球状星团Messier 80（M80，NGC 6093）的化学和动力学。先前的研究揭示了三个恒星星族，不仅在轻元素丰度上不同，而且在径向分布上也不同，浓度随着氮富集度的增加而降低。这一显著的趋势使M80与银河系其他球状星团区别开来，指向一个复杂的形成和演化历史。为了更好地理解M80是如何形成和进化的，揭示其内部运动学是关键。我们发现，最N-丰富的人口旋转速度比其他两个人口在2西格玛置信水平。虽然我们的数据进一步表明，中间人口显示出最少的旋转，这种趋势是相当边际（1 - 2西格玛）。使用轴对称的金斯模型，我们表明，这些发现可以解释从径向分布的人口，如果他们拥有不同的角动量。我们的研究结果表明，人口形成的原始运动学差异。
2019-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Wide-field Photometric Survey of Globular Clusters in the Peculiar Early-type Galaxy M85
我们利用加拿大-法国-夏威夷望远镜3.6米MegaCam拍摄的$1^{\circ} \times 1^{\circ}$场的$ugi$波段图像观测M85中的球状星团。我们确定了1318 GC候选人与20.0马格$< g_0 <$ 23.5马格在整个调查区域。它们的径向数密度分布与S{é}rsic分布很好地拟合，$n$ = 2.58 $^{+0.43}_{-0.33}$，有效半径$R_{\rm e,GCS}$ = 4 $\rlap{.}{'}$ 14（= 22 kpc），表明$R < 20'$的候选物大多是M85中真正的GC。我们估计GC的总数，$N$（total）= $1216^{+82}_{-50}$，以及特定频率，$S_N = 1.41^{+0.10}_{-0.06}$。在M85中的GC的整体颜色分布是双峰的，但在$R < 2'$中心区域的GC没有显示出明显的双峰分布。蓝色GC（BGC）的径向数密度分布和表面数密度图显示出比红色GC（RGC）更多的延伸结构。BGC和RGC的空间分布都是拉长的，类似于星系恒星光的空间分布。在中心区域的RGC的数量分数是小得多的其他早型星系的光度相似。M85中RGCs的平均$(g-i)_0$颜色比其他类似光度的室女座早型星系的典型值蓝约0.1等，表明M85中相当一部分的RGCs可能比典型的GC年轻。这些结果表明，M85最近可能经历了一次重大的湿合并。
2019-02-11 astro-ph.GA
The Peculiar Globular Cluster Palomar 1 and Persistence in the SDSS-APOGEE Database
SDSS-III APOGEE DR 12是一个独特的资源，用于搜索星团潮汐半径以外的恒星。我们已经检查了APOGEE DR 12数据库中年轻星团Palomar 1的新候选者，Palomar 1是一个具有先前报道的潮汐尾的系统（Niederste-Ostholt et al. 2010）。APOGEE ASPCAP数据库包含了两颗已知的恒星I和II的光谱和恒星参数，但这些数据与Sakari等人（2011）根据光谱确定的恒星参数不一致。我们发现这两颗恒星的APOGEE分析受到已知持久性问题的强烈影响（Mauriski et al. 2015; Nidever et al. 2015）。通过重新检查个人的访问，并删除蓝色（有时绿色）APOGEE探测器光谱的持久性影响，然后我们发现在重新分析的组合光谱非常一致。这些方法被应用到另外五颗星的APOGEE领域与类似的径向速度和金属丰度的那些的RISK 1。只有一个新的候选者，星F，可能是位于潮汐尾的成员，基于它的日心径向速度，金属丰度和化学。其他四个候选者并没有很好地与潮汐尾对齐，与贝桑松模型（Robin et al. 2003）的比较表明，它们更有可能是非成员，即星系晕的一部分。如果可以从APOGEE光谱数据库中消除持久性问题，则可以重新检查该APOGEE字段以寻找其他新的候选者。
2017-06-27 astro-ph.GA
The Peculiar Radial Distribution of Multiple Populations in the massive globular cluster M80
利用哈勃空间望远镜的紫外和光学观测数据，详细分析了大质量致密球状星团M80中轻元素多重布居的径向分布.令人惊讶的是，我们发现，第一代恒星（FG）是显着集中比极端的第二代（SG）出$\sim 2.5 r_h$从集群中心。为了理解这种特殊行为的起源，我们使用了一组$N$体模拟LE-MP的长期动力学演化。我们发现，由于先进的集群的动力学状态，所观察到的差异不依赖于原始的FG和SG星的相对分布。相反，需要两个子群体的平均质量之间的差异$\sim 0.05-0.10 M_{\odot}$来解释观察到的径向分布。我们认为，这样的质量差异可能是高的结果，他丰富的SG星（$ΔY\sim 0.05-0.06$的顺序）相对于FG。有趣的是，我们发现，一个类似的他的变化是必要的复制M80的水平分支形态。这些结果表明，LE-MP之间的质量差异，由于不同的He含量，应适当考虑到正确的解释其径向分布，至少在动态演化系统。
2018-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
EMU detection of mysterious multiple component radio-continuum emission from nearby spiral Seyfert I type galaxy 'Sand-timer' (NGC 7213)
Western Sydney University（西悉尼大学）；Australia Telescope National Facility, CSIRO（澳大利亚望远镜国家设施，CSIRO）；Dominion Radio Astrophysical Observatory, Herzberg Astronomy & Astrophysics, National Research Council Canada（多明尼奥射电天文台，赫茨伯格天文学与天体物理学研究所，加拿大国家研究委员会）；Department of Physics, University of Alberta（阿尔伯塔大学物理系）；Faculty of Engineering, Gifu University（岐阜大学工学部）；INAF-Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）
本研究通过ASKAP的EMU项目探测近邻赛弗特I型星系NGC 7213，发现其中心SMBH相关的奇特射电辐射，提出其可能是AGN喷流早期活动或超大质量双黑洞的潮汐瓦解事件所致。
2026-10-19 astro-ph.GA
Footprints in the sand: What can globular clusters tell us about NGC 4753 past?
NGC 4753是一个明亮的透镜星系（M_V约为-22.3）。由于它的低密度环境和复杂的结构，它是一个非常有趣的目标，以测试不同的透镜星系形成理论。利用Gemini/GMOS和CTIO/MosaicII图像对NGC 4753球状星团系统（GCS）进行了首次综合研究。我们的结果表明，一个相当差的GCS约1000名成员。它的方位角分布遵循星系凸起的形状。GC的颜色分布是独特的，除了蓝色和红色的，呈现出一个中间亚群。这个中间子群可以用年龄为1.5-3 Gyr和0.5-1 Zo的单个恒星星族来解释。GC比频率S_N = 1.3+/-0.15对于这类星系来说是非常低的。GC光度函数（GCLF）也是奇特的，与预期的高斯分布相比，明亮的GC过多。其下的星系体具有重要的亚结构，残留着旋臂、尘埃丝和等照度线扭曲。这一点，以及NGC 4753拥有两个Ia型SNe的事实，支持了中间GC亚群可能起源于1-3 Gyr前最近的合并。
2015-08-31 astro-ph.GA
HST observations of the globular cluster NGC 6402 (M14) and its peculiar multiple populations
本文介绍了哈勃空间望远镜（HST）对NGC 6402的测光结果，NGC 6402是一个高度变红的非常明亮的银河系球状星团（GC）。最近对它的红巨星的光谱观测表明，它的多个种群的化学行为相当奇特。这些结果促使紫外和光学HST观测，旨在获得集群的“染色体图”（ChM），一个有效的工具来分类GC和表征其多个种群。我们发现，从光谱推断的O，Mg，Al和Na的丰度分布中的不连续性在ChM中更为微妙，这是最敏感的氮。然而，在光学波段的测光揭示了一个双主序列，表明人口的氦含量的不连续性。具有最大化学异常（极端）的总体在氦质量分数Y~0.31处达到峰值。这个氦含量与水平分支恒星的分布分析和红巨星的分光光度测量结果一致。ChM图和色星等图与NGC 2808（一个氦丰度高达Y > 0.35的原型GC）的图进行了比较，两者都证实NGC 6402没有拥有如此极端氦含量的恒星星族。此外，ChM还揭示了一组具有较大金属丰度的恒星的存在，从而表明NGC 6402是一个II型星团。本文概述了NGC 6402中多星族的形成方式，主要是渐近巨星分支和超大质量恒星模型，以及可能的星团合并。
2022-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Strömgren uvby photometry of the peculiar globular cluster NGC 2419
NGC 2419是一个特殊的银河系球状星团，在大小/光度和化学丰度异常方面。在这里，我们提出了Strömgren $uvby$测光的集群。使用重力和金属敏感的$c_1$和$m_1$指数，我们确定了一个样本的可能集群成员远远超出了正式的潮汐半径，估计污染的非成员只有1%。我们推导出红巨星的光度[Fe/H]，并根据我们使用的文献金属丰度关系，找到合理的光谱[Fe/H]极好的协议。我们明确表明，光度误差不是高斯，并使用一个现实的模型的光度不确定性，找到一个正式的内部[Fe/H]蔓延的$σ=0.11^{+0.02}_{-0.01}$德克斯。这是星系团真实[Fe/H]分布的上限，可能部分/全部反映了光度金属丰度估计和系统效应的有限精度。个别恒星的光谱和光度[Fe/H]之间缺乏相关性，进一步证明了[Fe/H]在0.1 dex水平上的扩散。CN敏感的$δ_4$与Mg丰度呈强烈的反相关，表明第二代恒星是富N的。缺乏类似的相关性，在其他一些CN敏感指数支持第二代氦丰富，这在这些指数近似补偿的移动，由于CN。与具有有限色散的单个连续分布相比，所观察到的$δ_4$分布由两个离散的星群稍微更好地拟合，其中N增强星占53 $\pm$ 5%。NGC 2419似乎与其他贫金属的银河系球状星团非常相似，具有类似的N增强的第二代，[Fe/H]变化很小或没有变化，这使它与其他疑似吸积核（如ωCen）区分开来。（节略）
2015-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Enrichment by supernovae in globular clusters with multiple populations
银河系中质量最大的球状星团半人马座欧米茄被认为是一个分裂的矮星系的剩余核心，正如分级合并模型所预期的那样。它包含几个恒星星族，它们有不同的重元素丰度，由超新星提供--一个被称为金属富集的过程。虽然M22看起来与半人马座欧米伽相似，但其他奇特的球状星团却不是。因此，欧米茄Cen和M22被视为例外，而其他星团中存在的化学不均匀性被视为来自正常球状星团中预期的中等质量渐近巨星分支恒星的"污染"。在这里，我们报告的钙丰度为7个球状星团，并比较他们的欧米茄Cen。钙和其他重元素只能通过这些恒星系统中大质量恒星的超新星爆炸来提供，但现今星团的引力势无法保护这些爆炸的大部分喷出物。我们的结论是，这些球状星团，像欧米茄岑，最有可能是更大规模的原始矮星系的合并和分裂，形成原银河系的遗迹。
2009-11-25 astro-ph.GA
Reading the book: from "chemical anomalies" to "standard composition" of globular clusters
现在人们普遍认为球状星团（GC）经历了复杂的形成过程，它们至少拥有两代恒星。这是一个最近的范例，并建立在光度和光谱证据。我们专注于高分辨率光谱的基础上，我们如何从单一到多个恒星星族的概念GC的结果。我们强调，GC星的特殊化学成分是建立多种群情景的基础，并简要概述了从观测中可以学到的东西。最后讨论了近年来对不同演化阶段恒星的大样本观测结果。
2013-01-15 astro-ph.GA
Testing the sources of the peculiar abundances in globular clusters
本研究通过APOGEE巡天和HST数据测试三类球状星团自增丰污染天体场景，构建经验模型验证丰度关联，发现现有模型无法完整解释观测丰度模式，CNO循环元素与Al、He丰度的解耦为后续研究提供了新约束。
2024-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
An excess of luminous white dwarfs in the peculiar Galactic globular cluster NGC 2808
本研究利用哈勃深近紫外数据和BaSTI模型，发现特殊球状星团NGC 2808存在30%-70%的亮白矮星超量，该现象或与星团内氦核白矮星及延展蓝水平支相关。
2025-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular clusters: a chemical roadmap between anomalies and homogeneity
几十年来，球状星团一直被认为是简单恒星星族的最好例子，拥有同时代和化学均匀的恒星。过去十年的光谱学和光度学研究揭示了它们的化学成分更复杂的观点，铁含量具有高度的均匀性，但一些轻元素的恒星与恒星之间的变化。本文总结了球状星团中恒星成分化学异常的主要证据，并讨论了一些铁含量具有内禀色散的特殊天体。
2014-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia-ESO Survey: Detailed elemental abundances in red giants of the peculiar globular cluster NGC 1851
上下文NGC 1851是几个球状星团中的一个，其中多个恒星星族的亚巨星分支已经被清楚地识别出来，并检测到金属丰度的差异。A（C+N+O）丰度的总和可以提供有关该星团形成历史的重要信息。然而，迄今为止，这些价值观缺乏普遍共识。次巨星分支的分离可以基于年龄和/或A（C+N+O）丰度的差异。目标。我们的主要目的是确定球状星团NGC 1851中演化巨星的碳、氮和氧丰度，以检查双重星族是否是同时代的。方法.使用差分模型大气方法分析了用欧洲南方天文台VLT望远镜上的FLAMES-UVES摄谱仪观测到的高分辨率光谱。结果我们提供了NGC 1851中45颗巨星样品的多达29种化学元素的丰度。被调查的恒星可以分为两个群体的差异0.07德克斯的平均金属丰度，0.3德克斯的平均C/N，和0.35德克斯的平均s-过程占主导地位的元素-铁丰度比[s/Fe]。A（C+N+O）的平均值以及碳、α-和铁峰元素和铕的丰度与铁的比值没有显著差异。结论.由于两个星群的平均A（C+N+O）值没有差异，因此有额外的证据表明NGC 1851是由两个星团组成的，富金属的星团比贫金属的星团老约0.6 Gyr。对NGC 1851性质的全球概述和化学元素的详细丰度有利于它在被银河系吸积的矮球状星系中形成。
2021-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Likelihood of Undiscovered Globular Clusters in the Outskirts of the Milky Way
目前已知的银河系球状星团的最大星系中心距离为$\sim$ 145 kpc，其特点是最外层的星团主要具有向内的速度。轨道平均发现，这种配置是偶然发生的$6\%$的时间，这表明几个球状星团与积极的径向速度仍然未被发现。我们估计的预期数量的未被发现的集群在大的距离下的假设，集群人口有一个平滑的径向分布，并在银河系的维里半径内处于平衡。通过比较目前的外星系团的运动学性质的随机轨道配置的银河系球状星团系统通过轨道平均，我们估计的可能性$73\%$有至少一个未被发现的球状星团在银河系内。该估计值假设当前人口已达到50千秒差距，如果人口已达到150千秒差距，则增加到$91\%$。存在两个未发现的簇的可能性在$60\%$和$70\%$之间，存在三个未发现的簇的可能性在$50\%$的量级。最有可能的情况是，未被发现的集群正在向外移动，这导致外部集群人口与平衡状态一致。通过即将进行的深层成像调查，将能够对遥远的、可能相当低的浓度和非常低的金属量的球状星团进行探测。
2020-12-15 astro-ph.GA
The peculiar Na-O anticorrelation of the bulge globular cluster NGC 6440
上下文银河系球状星团（GC）是了解银河系最早时代的重要工具，因为它们是宇宙中最古老的物体之一，可以用来追踪它的形成和演化。目前的研究使用高分辨率光谱学的许多恒星在每个大样本的GC使我们能够开发一个详细的观测图片，它们的形成和它们与银河系的关系。然而，有必要通过包括属于银河系所有主要组成部分的GC来完成这张照片，包括凸起。目的。我们的目标是对凸出的GC NGC 6440进行详细的化学分析，以确定该物体是否具有多重种群（MP），并研究其与银河系凸出和其他银河系GC的关系，特别是与凸出有关的GC，这些GC在很大程度上研究得很差。方法.利用FLAMES@UVES高分辨率光谱仪测定了NGC 6440的7个红巨星成员的恒星参数和轻元素（Na、Al）、铁峰元素（Fe、Sc、Mn、Co、Ni）、$α$ -元素（O、Mg、Si、Ca、Ti）和重元素（Ba、Eu）的化学丰度。结果我们发现平均铁含量[Fe/H]=-0.50 $\pm$ 0.03 dex与其他研究一致。我们没有发现体内铁扩散。另一方面，Na和Al表现出显着的内在扩散，但团簇没有显着的O-Na反相关性，也没有表现出Mg-Al反相关性。的$α$ -元素表现出良好的协议与膨胀场明星的趋势，虽然他们是在高α端，也高于其他GC可比的金属丰度。重元素主要由r-过程，表明SNeII的强大的贡献。化学分析表明，它的起源类似于膨胀场恒星。
2017-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A peculiar galaxy near M104
作者在研究M104星晕的HST图像时，发现了一个直径约4角秒的特殊天体，经VO工具分析确认其为带有AGN（Seyfert）的SBc星系。
2023-08-11 astro-ph.GA
The Presence of Two Distinct Red Giant Branches in the Globular Cluster NGC 1851
越来越多的证据表明在一些球状星团中存在多个恒星星族，包括NGC 1851。对于大多数这些奇特的球状星团，然而，证据表明，多个红色巨分支（RGBs）具有不同的重元素丰度观察到半人马座欧米茄是迄今为止缺乏，虽然在一些较轻的元素传播的报告。因此不清楚它们是否也与欧米茄Cen的矮星系起源相同。这里我们从球状星团NGC 1851的CTIO 4 m UVI测光中发现，它的RGB在U-I颜色上明显地分裂为两个。这两个不同的RGB族群在重元素的丰度上也有明显的分离，这表明II型超新星的富集也是原因之一，除了中等质量渐近巨星分支星或快速旋转的大质量恒星的轻元素污染。然而，RGB分裂并没有显示在V-I颜色中，正如前面的观察所示。我们的恒星星族模型表明，这和NGC 1851中的双峰水平分支分布的存在，可以自然再现，如果富金属的第二代恒星也在氦增强。
2009-11-27 astro-ph.GA
Evolution of long-lived globular cluster stars III. Effect of the initial helium spread on the position of stars in a synthetic Hertzsprung-Russell diagram
上下文球状星团中有许多长寿的低质量恒星，它们的起源仍然是一个悬而未决的问题。已经提出了几种方案来解释相关的光度和光谱特性。例如，他们对第二星群恒星的最大氦丰度的预测不同，这些恒星在出生时可以继承第一星群不同类型恒星对星团内部的污染。目的。我们提出了富氦恒星在现今球状星团中的分布，正如在快速旋转大质量恒星情景（FRMS）的原始框架中所预期的那样。我们关注NGC 6752。(to（续）
2016-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Precise abundance analysis of the outer halo globular cluster M 75
球状星团（GC）是银河系中最古老的恒星系统。长期以来，我们认为它们是简单的恒星星族，现在我们通过对单个星团成员中各种化学元素的精确丰度分析来认识它们复杂的恒星形成历史。虽然我们不一定在所有GC颜色星等图中看到多个种群的线索，但所有GC都呈现出显着的扩散和它们的光和α元素丰度之间的某些关系。此外，原始世代个别恒星的重元素丰度及其与晕场星和矮星系的比较可以为我们提供有关可能在GC中形成的第一批恒星的宝贵信息。M75是一个独特的外晕（银河系中心距约15 kpc）GC，具有独特的水平分支形态。在这里，我们提出了第一次丰度测量的16个单独的红巨星从高分辨率光谱。该星系团富含金属（[Fe/H] = -1.17 +/- 0.02），α增强，并显示出0.07 dex的[Fe/H]边缘扩展，这是大多数具有类似光度的GC的典型特征。O-Na关系清晰可见，显示至少有两代恒星在短时间内形成。我们还讨论了R-和S-过程元素丰度的背景下，最早的集群富集阶段。
2012-06-21 astro-ph.GA
APOGEE Detection of N-rich stars in the tidal tails of Palomar 5
最近使用APOGEE数据进行化学标记研究的结果表明，在球状星团内发现的恒星的化学丰度模式与星系晕场中化学性质特殊的种群之间存在着密切的联系。在本文中，我们分析了恒星的化学成分内的集群机构和潮汐流的Palomar 5，一个球状星团，这是潮汐干扰与银河系引力势的相互作用。我们报告的富氮（N-富）恒星的识别内和超出帕洛玛5潮汐半径，后者被清楚地与集群潮汐流对齐，这作为确认，富N星丢失的星系晕从球状星团，并提供支持的假设，即场富N星确定由不同的团体有一个球状星团的起源。
2021-12-03 astro-ph.GA
Broad [OIII] in the globular cluster RZ 2109: X-ray ionized nova ejecta?
我们研究了在球状星团RZ 2109中观测到的非常宽（~1500 km/s）和明亮（L_5007 ~ 1.4e37 erg/s）的[OIII]谱线发射可能是由同一个球状星团中的明亮（L_X ~ 4 e39 erg/s）X射线源产生的新星喷出物的光电离所解释的。我们发现这种假设是合理的，并解释了RZ 2109光谱的大部分特征（线亮度，H发射线的缺失，线轮廓的特殊不对称性）;另一方面，它要求新星喷出物相对较大（>~ 0.5 e-3 Msun}），并且新星位于距离X射线源<~ 0.1 pc的位置。我们还预测了RZ 2109谱线发射的时间演化，以便将来的观测可以用来测试这种情况。
2012-03-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Fluorine variations in the globular cluster NGC 6656 (M22): implications for internal enrichment timescales
观测到的球状星团恒星之间质子捕获元素的化学（反）相关性目前被认为是已经灭绝的前几代恒星自我富集的标志。这定义了多人口情景。由于氟也受到质子捕获的影响，因此确定其在球状星团中的丰度为这些前几代的性质提供了新的补充线索，并为化学富集时间尺度提供了强有力的观测约束。在本文中，我们提出了我们的近红外CRIRES光谱观测NGC 6656（M22）中的六个冷巨星的结果：主要目的是推导F的内容和它的内部变化，在这个特殊的集群，表现出显着的变化，在轻和重元素丰度。我们检测到F的变化在我们的样品超出了测量的不确定性，并发现F丰度正相关的O和Na相关，正如预期的多人口框架。此外，我们的观察揭示了两个不同的子组之间的F含量的增加，S-过程丰富和S-过程穷人，托管在M22。与理论模型的比较表明，质量在4到5 Msun之间的渐近巨星是观测到的化学模式的原因，证实了以前工作的证据：M22中两个子成分之间的年龄差异不超过几百万年。
2012-11-17 astro-ph.GA
N-enhancement in GN-z11: First evidence for supermassive stars nucleosynthesis in proto-globular clusters-like conditions at high redshift ?
该研究通过比较GN-z11与银河系球状星团的元素丰度，提出超大质量恒星核合成可解释其氮增强，支持原球状星团起源假说。
2023-04-17 astro-ph.GA
Discovery of a red ultra-diffuse galaxy in a nearby void based on its globular cluster luminosity function
就光谱时间而言，极低表面亮度星系的距离测定是昂贵的。正因为如此，它们的距离通常是通过将这些星系与更大的结构（如星系团或星系团）联系起来来推断的，这导致了在高密度环境中选择物体的系统性偏差。在这里，我们报告发现一个红色的超弥漫星系（S82-DG-1：$r_{\mathrm{eff}}$ = 1.6千秒差距; $<μ_{g}>$ = 25.7等角秒$^{-2}$ ; $g-i$ = 0.78等）位于附近的宇宙空洞。我们利用球状星团的多波段光度函数得到了S82-DG-1的距离，为28.7 $_{-3.6}^{+4.2}$ Mpc。GTC望远镜后续的深层光谱测量得到了3353 $\pm$ 29 km s $^{-1}$的红移，这使得它与NGC 1211星系（已知最孤立的星系之一）的关联非常有可能。这两个星系的距离和红移是一致的，它们都有很高的奇特速度（$\sim$ 1000 km s $^{-1}$），并且位于半径为7 Mpc的空洞内。局部表面密度为$Σ_5 \sim 0.06$ Mpc $^{-2}$，比现场总体小一个数量级，与GAMA调查中发现的空隙相似。我们的工作表明：i）使用相关球状星团的光学地基测光来探索超漫射星系的距离的潜力很大，ii）即使在最稀疏的环境中也存在红色超漫射星系，这表明了广泛的形成机制。
2019-03-19 astro-ph.GA
Two distinct red giant branch populations in the globular cluster NGC 2419 as tracers of a merger event in the Milky Way
最近对外晕球状星团（GC）NGC 2419的光谱观测表明，它在GC中是独一无二的，就化学丰度模式而言，有些人认为它起源于矮星系的核。在这里，我们表明，从斯巴鲁窄带测光采用钙过滤器，该GC的红色巨分支（RGB）被分成两个不同的亚群。与光谱学的比较已经证实，在$hk$ [=（Ca $-b)-(b-y)$ ]指数中，较红的RGB星与较蓝的RGB星相比，在[Ca/H]中增加了$\sim$ 0.2 dex。我们的星族模型进一步表明，富钙的第二代恒星的氦丰度也增加了大量（$Δ$ Y = 0.19）。我们的测光，以及其他大规模GC的结果（例如，$ω$ Cen，M22，and NGC 1851），表明RGB星在$hk$指数中的离散分布可能是这个不断增长的奇特GC群的普遍特征。计划对本星系群矮星系进行的窄带钙测光将有助于在这些GC与星系形成的分层合并范例中的原始构件之间建立经验联系。
2013-10-16 astro-ph.GA
Excess of Ca (and Sc) produced in globular cluster multiple populations: a first census in 77 Galactic globular clusters
球状星团（GCs）中的多恒星星族由于轻元素丰度的不同而不同。丰度反相关指向核合成起源由于高温H燃烧，但仍有待评估哪种类型的恒星改变原始丰度的GC。特别是，在非常高的温度下形成钾以及钙和钪的变化的机制，已经在NGC 2419和NGC 2808等几个著名的案例中检测到，仍然很少探索。我们开始了一个系统的搜索过量的Ca（和Sc）在GC星相对于未修改的场星的水平。在少数GC（NGC 4833，NGC 6715，NGC 6402，NGC 5296，NGC 5824和NGC 5139/omega Centauri）中发现了这种过量的统计学证据，这些GC加入了先前已知的两个星团。这是我们第一次发现NGC 4833可能存在反相关的K和Mg丰度。所有这些GC都是银河系中最大的GC。我们发现，在3sigma以上的场星分布与钙增强的恒星的分数是一个多元函数的GC质量和金属丰度，在GC中的多人口现象的其他表现形式。我们认为，这些变化，只有少数GC可以复制两个不同的渠道：要么一类普通的恒星，这是共同的所有GC，只在特定的环境中的行为，或开关机制是由一个特殊类型的恒星（或缺乏这样的恒星）的发生。在低金属量区域的渐近巨星分支星的热底部燃烧是第一类的一个很好的候选者。另外，金属丰度的依赖性也预计超大质量恒星，这是预测优先形成大规模的GC。（节略）。
2020-11-16 astro-ph.GA
APOGEE-2S Discovery of Light- and Heavy-Element Abundance Correlations in the Bulge Globular Cluster NGC 6380
我们推导出相对高金属丰度的球状星团球状星团NGC 6380中9颗恒星的丰度比。我们发现一个平均集群金属丰度之间的[Fe/H] $= -0.80$和$-0.73$，没有明确的证据，铁丰度的变化超出了观测误差。[N/Fe]丰度比强烈增强的恒星居住在星团中，并且与[C/Fe]反相关，这种趋势被认为是该星团中多人口现象的信号。我们检测到一个明显的内在的星-星传播（$\gtrsim 0.27$ dex）在慢中子捕获过程元素（S-元素）铈II。此外，[Ce/Fe]丰度比与[N/Fe]可能存在相关性，而与[Al/Fe]的相关性较弱。如果得到证实，NGC 6380可能是第一个检测到N-Ce相关性的高金属量球状星团。此外，这种相关性表明，铈也可能是一个涉及多人口现象的元素。目前，这种明显的N-Ce相关性在高金属丰度星系团的起源缺乏共识的解释。我们初步认为，它可以复制不同的渠道-低质量渐近巨星分支星在高金属度制度或快速旋转的大质量恒星（“自旋星”），由于旋转混合。它也可能是几次污染事件的累积效应，包括特殊恒星的出现。我们的研究结果应该指导恒星核合成模型，以了解其在相对高金属量的球状星团中明显的排他性的原因。
2021-09-06 astro-ph.GA
Tails and streams around the Galactic globular clusters NGC1851, NGC1904, NGC2298 and NGC2808
本文介绍了银河系特有的球状星团NGC 1851、NGC 1904（M79）、NGC 2298和NGC 2808的DECam成像。我们的深测光显示，所有的集群有一个重要的贡献，恒星超过他们的国王潮汐半径和目前的尾巴与不同的形态。我们还探索了星团的周围环境，在那里，大犬座的过密度和/或低银河纬度的麒麟座环在d~ 8 kpc是明显的。第二个恒星系统位于d~ 17 kpc，在天空中的跨度至少为18度x15度。作为解释这一特征的可能方案之一，我们提出，这个揭示的系统是麒麟座的一部分，被解释为一个向银河系外移动的密度波。另外，这个被揭开的系统可能与其他已知的晕子结构有关，或者与NGC 1851和NGC 1904的祖先矮星系有关，它们被广泛认为是吸积的球状星团。
2017-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Identification of the Long Stellar Stream of the Prototypical Massive Globular Cluster $ω$ Centauri
半人马座欧米茄是银河系中质量最大的球状星团，拥有许多奇特的性质。特别是，该星团包含不同的多个恒星星族，金属丰度和不同的运动学作为轻元素丰度的函数，这意味着它形成了很长一段时间。这导致的建议，$ω$岑是一个吸积矮星系的残余核心。如果这种假设是正确的，$ω$ Cen应该是潮汐有限的，人们应该会发现潮汐碎片沿着它的轨道散布。在这里，我们使用N体模拟表明，最近发现的“Fimbulthul”结构，在盖亚任务的第二次数据发布（DR2）中确定，是长期寻求的潮汐流的$ω$岑，从集群延伸到$28°$。对该星系流中5颗恒星的后续高分辨率光谱分析显示，它们在速度上是紧密分组的，并且具有与起源于该星系团一致的金属丰度。在我们的N体模拟的指导下，我们设计了一个选择过滤器，我们应用于盖亚数据，也揭示了在$ω$岑的$10°$内的高度污染和拥挤的领域流的一部分。对该流的进一步建模可能有助于限制这个破坏系统的矮星系祖先的动力学历史，并指导未来在银河系中寻找其残余恒星。
2019-02-25 astro-ph.GA
Star Formation Histories of Globular Clusters with Multiple Populations. I. ω Cen, M22, and NGC 1851
越来越多的证据表明，一些大质量球状星团（GC）拥有多个恒星星族，这些恒星族具有不同的重元素丰度，并被超新星富集。它们通常伴随着多个红巨星分支（RGBs）的颜色星等图（CMD），并从大多数其他GC显示的变化，只有轻元素丰度的区别。为了研究这些特殊GC的恒星形成历史，我们合成了ω Cen，M22和NGC 1851的CMD。我们的模型是基于更新版本的Yonsei-Yale（Y^2）等时线和水平分支（HB）演化轨迹，其中包括氦和总CNO丰度增强的情况。为了估计每个GC中子群的年龄和氦丰度，我们采用χ^2最小化技术将我们的模型与赫斯图上的观测结果进行了比较。我们发现，在这些GC中的每一个富含金属的亚群也增强了氦丰度，富金属和贫金属亚群之间的年龄差异是相当小的（~0.3-1.7 Gyr），即使在模型中观察到的变化，在总CNO含量。这些都需要同时重现所观察到的扩展HB和分裂的主序星，次巨星分支，和RGB。我们的研究结果是一致的假设，这些GC是更大规模的原始矮星系的合并和分裂，形成原星系的遗迹。
2012-11-07 astro-ph.GA
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
Manganese Abundances in the Globular Cluster Omega Centauri
我们目前的锰丰度在10个红巨星成员的球状星团欧米茄半人马座; 8颗恒星是从最贫金属的人口（RGB MP和RGB MInt 1），而两个目标是成员的金属更丰富的群体（RGB MInt 2和MInt 3）。这是第一次在这个特殊的恒星系统中研究Mn丰度。欧米茄Cen中[Mn/Fe]的LTE值与贫金属欧米茄Cen中银河系恒星的LTE值重叠（[Fe/H] ~ -1.5至-1.8），但与在银河系晕和盘星中观察到的不同，[Mn/Fe]在两个更富金属的RGB MInt 2和MInt 3目标中下降。进行非LTE计算，以获得对LTE Mn丰度的校正。Omega Cen的非LTE结果与银河系获得的非LTE [Mn/Fe]与[Fe/H]趋势相比，证实并加强了Omega Cen中锰行为独特的结论。这些结果表明，II型或Ia型的低金属丰度超新星（金属丰度< -2）主导了欧米茄Cen中金属丰度更高的恒星的富集。低金属丰度恒星在欧米茄Cen化学演化中的主导地位已经在S-过程元素中被注意到，其中贫金属AGB恒星的富集被指示。此外，铜也具有金属丰度依赖性产量，在RGB MInt 2和MInt 3 Omega Cen群体中表现出较低的[Cu/Fe]值。
2010-05-13 astro-ph.GA
Evolution of long-lived globular cluster stars IV. Initial helium content and white-dwarf properties
上下文球状星团中的恒星具有特殊的化学性质。一般来说，相关的氦富集预计会影响恒星的演化，以及低质量恒星，特别是白矮星（WD）的祖先。目标。我们研究了不同初始氦含量对白矮星的质量、成分和形成时间等性质的影响。结果在一个特定年龄的球状星团中，氦的富集意味着在一个特定阶段恒星的初始质量较低。从而导致到达冷却序列的白矮星质量减少。此外，氦的富集增加了白矮星的总质量和数量，并最终允许单个祖先的氦白矮星的存在。结论.用不同的方法在大多数球状星团中测定的低He富集对白矮星性质的影响可以忽略不计。然而，在少数显示出高He富集的球状星团中，这可能会显著影响白矮星的特征。在NGC 2808和半人马座ω中，氦的高度富集甚至导致了从单个富氦祖先形成氦白矮星。因此，研究高氦丰度球状星团中的白矮星质量域将为测量和约束氦丰度提供一种间接的方法。
2017-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A lack of close binaries among hot horizontal branch stars in globular clusters - M80 and NGC5986
最近的研究发现，在球状星团NGC 6752的极水平支（EHB）星中，与类似的sdB场星不同，令人惊讶地缺乏近距离双星。另一个令人困惑的结果是关于一些EHB恒星的光谱质量。本文将我们对NGC 6752的研究扩展到M80和NGC 5986。在连续4个夜晚观测到NGC 5986的21颗水平支星（其中5颗EHB）和M80的31颗水平支星（其中11颗EHB）。我们测量了径向速度变化、温度、重力和氦丰度。通过统计分析，我们检测到一个EHB接近二进制候选每个集群。在M80中，密近双星EHB分数的最佳估计是f= 12%，即使是场sdB星中双星分数的最低估计也可以在90%的置信水平内排除。由于观察到的样本较小，因此无法对NGC 5986的接近EHB二元分数得出强有力的结论，尽管我们的最佳估计值相当低（f=25%）。对于NGC 6752中观测到的光谱导出质量与理论模型的差异，我们对M80 EHB星的分析显示出类似的趋势。这是第一次，我们报告了一个明确的趋势，表面氦丰度与温度。我们的研究结果表明，EHB星之间的紧密双星的不足，现在被证实在两个，可能是三个，球状星团。因此，此功能不是NGC 6752的特性。我们的分析还证明，EHB恒星中奇怪的高光谱质量现在至少在第二个星团中得到证实。我们的研究结果证实，f可能是一个函数的年龄sdB恒星人口，但我们发现，最近的模型有一些问题，重现所有的意见。
2009-03-11 astro-ph.GA
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
Ghosts of Milky Way's past: the globular cluster ESO 37-1 (E 3)
上下文在银河系中，大多数球状星团都是几个世纪前发现的非常显眼的物体。然而，其中有几十个是微弱的，人口稀少的系统，主要是在上个世纪下半叶发现的。其中最暗的是ESO 37-1（E 3），因此它的研究仍然很少，到目前为止还没有发表光谱观测结果，尽管它在1976年被发现。目标。我们研究了球状星团E3，试图更好地约束它的基本参数.这里首次显示了E3区域的恒星光谱.方法.本文介绍并分析了低至V=26等E3的深、精密VI-CCD测光.低分辨率，中等信噪比光谱的9个候选成员进行了研究，以获得径向速度和金属丰度。利用UCAC 4星表中的自行数据，研究了E3明亮成员的运动学。结果等时线拟合表明，E3可能非常古老，年龄约为13 Gyr;它与太阳的距离接近10 kpc。它也有点富含金属，[Fe/H]=-0.7。关于它的运动学，我们初步估计它的自行是（-7.0+/-0.8，3.5 +/-0.3）mas/yr（或切向速度为382+/-79 km/s），径向速度为45+/-5 km/s，在太阳静止框架中。结论. E3是银河系中最有趣的球状星团之一。年老和富含金属显然是一种奇特的组合，只有在少数天体中才能看到，比如更引人注目的NGC 104（图卡坦半岛47）。此外，它的低光度和稀疏的人口使它成为研究星团生命最后演化阶段的独特模板。不幸的是，E3是已知的最难以捉摸和最具挑战性的球状星团之一，因为场污染严重阻碍了光谱…
2015-07-23 astro-ph.GA
Stellar collisions in globular clusters: the origin of multiple stellar populations
银河系球状星团（GCs）通常由两代恒星G1和G2组成。G2恒星的起源尚不清楚。我们揭示了GC特征之间的两个经验依赖关系，这可以解释为G2主序星（MS）的形成是由于其原始对应物（G1）的碰撞\merging。G2恒星和像LMXB和毫秒双星这样的特殊天体也有类似的成因。事实上，我们发现G1红巨星（$N_{G1}/N_{tot}$）的分数和51个GC之间的恒星相遇率之间存在显着（置信水平> 99，9%）的反相关性。此外，一个类似银河系的初始质量函数（IMF）需要至少50%的MS恒星位于质量范围[0.1-0.5] $M\odot$。与星团的质量损失不同，恒星碰撞\merging通过将这些G1恒星转化为质量更大的G2恒星来保留它们，主要是M_ms > 0.5 $M\odot$。这一过程加上随着GC质量的增加而减少的相对质量损失意味着在具有较浅的现今MF的更大质量的GC中较小的（$N_{G1}/N_{tot}$）。从35个GC的数据中，我们发现，这种反相关性是显着的，在98.3%的置信水平（斯皮尔曼的相关性）为12个最大规模的GC（$M_{GC} > 10^{5.3}$），它是在89%的置信水平为12个最小规模的GC（$M_{GC} < 10^{5.1} M_\odot$）。在MS底部观察到的G1和G2恒星的其他部分与少数GC中的红巨星分支相比较，与所提出的方案一致。
2022-03-17 astro-ph.GA
Limits on the significant mass-loss scenario based on the globular clusters of the Fornax dwarf spheroidal galaxy
许多解释球状星团（GC）中化学性质特殊的恒星起源的方案都需要显著的质量损失（$\ge95\%$）来解释观测到的这类恒星的比例。在天炉座矮星系的GC中，显著的质量损失可能是一个问题。Larsen等人（2012）的研究表明，天炉座中的GCs与贫金属场星的比例很大，所有具有${\rm [Fe/H]}<-2$的星中约有$20-25\%$属于四个贫金属GCs。这就规定了可能在天炉座GC中发生的$\sim80\%$质量损失的上限。在本文中，我们提出了一个解决这个问题的建议，恒星可以离开天炉座星系。我们使用了一系列的$N$体模拟，以确定从天炉座质量损失的限制作为一个功能的初始轨道半径的GC和速度与恒星离开天炉座GC。我们考虑一组核心和尖点的天炉座密度分布。我们的结果表明，在尖点模型下，当GCs的初始轨道半径为$R=2-3\,\rm{kpc}$，恒星的初速度为$v>20\,\rm{km\,s^{-1}}$时，离开星系的恒星比例可以达到$\sim90\%$.我们表明，这样大的速度可以通过气体驱逐引起的质量损失，但不是恒星演化引起的质量损失。我们的研究结果意味着，一个不能解释的金属丰度分布的天炉座场星的证据，对天炉座GC显着的质量损失，如果质量损失是由于气体排出。
2016-01-21 astro-ph.GA
Space Velocities of Southern Globular Clusters VI. Nine Clusters in the Inner Milky Way
我们测量了9个低纬星系内球状星团的绝对自行，它们是NGC 6273（M 19），NGC 6284，NGC 6287，NGC 6293，NGC 6333（M 9），NGC 6342，NGC 6356，NGC 6388和NGC 6441。这是对这些星系团的首次测定。自行是通过依巴谷在ICRS上。自行误差范围在0.4和0.9质量/年之间，并占主导地位的可测量的集群成员的数量在这些地区是非常拥挤的凸起/酒吧和厚盘。这个样本包含5个贫金属（[Fe/H < -1.0）和4个富金属的星系团; 7个星系团位于距离银河系中心4kpc的范围内，而剩下的两个星系团，即NGC 6356和NGC 6284位于距离银河系中心7.5kpc的隆起背景中。通过结合适当的运动与径向速度和距离，从文献中，我们得出三维速度。在许多情况下，距离的不确定性使运动学分类模糊不清。两个富金属星系团NGC 6388和NGC 6441的速度与银河系厚盘或棒中的成员不相容。它们可以被认为是银河系内部一个运动学热系统的成员。奇怪的是，这两个星系团有着相似的速度分量。再加上它们在银河系中相似的位置和奇特但相似的恒星群特征，这两个星团可能有着共同的起源。它们的速度也非常低，表明这两个星团现在处于远心点或近远心点，它们不会离开银河系内部的~4 kpc。
2010-08-26 astro-ph.GA
Gemini/GMOS Spectroscopy of Globular Clusters in the Merger Remnant Galaxy M85
M85是室女座内一个奇特的S 0星系，也是一个著名的合并遗迹。本文首次对M85中的球状星团进行了光谱研究。我们获得的光谱21 GC候选人和核的M85使用双子座多目标光谱仪的双子座北8.1米望远镜。从它们的径向速度，20个GC被发现是M85的成员。我们发现一个很强的旋转信号的M85 GC系统的旋转幅度为235公里秒$^{-1}$。GC系统的旋转轴的位置角约为161 $^{\circ}$，比恒星光的位置角大51 $\rlap{.}{^\circ}$ 5。GC系统的旋转校正径向速度色散估计为$σ_{\rm r,cor} = $ 160 km s $^{-1}$。GC系统的自转参数$ΩR_{\rm icor}/σ_{\rm r,cor}$为1.47 $^{+1.05}_{-0.48}$，是已知早型星系中最大的。GC的年龄和金属丰度是通过全谱拟合（ULySS）得出的，与基于Lick指数的结果显示出相同的趋势。大约一半的GC是中年人口，其平均年龄为$\sim$ 3.7 $\pm$ 1.9 Gyr，平均[Fe/H]值为-0.26。另一半是旧的和金属贫乏的。这些结果表明，M85在大约4 Gyr前经历了一次湿合并事件，形成了大量的星团。GC系统的强旋转特征可以用偏离中心的主合并来解释。
2018-05-10 astro-ph.GA
The ultra-diffuse dwarf galaxies NGC 1052-DF2 and 1052-DF4 are in conflict with standard cosmology
最近van Dokkum等人（2018 b）报道，星系NGC 1052-DF 2（DF 2）如果位于地球的$20$ Mpc，则缺乏暗物质。相比之下，DF 2是一个暗物质占主导地位的矮星系，如果它在$10$ Mpc附近的距离要短得多，则具有正常的球状星团人口。然而，DF 2则具有高的特有速度wrt。$886$ $\rm{km\,s^{-1}}$的宇宙微波背景，它不同于本群（LG）速度矢量的宇宙微波背景，$1298$ $\rm{km\,s^{-1}}$的宇宙微波背景与本群速度矢量的宇宙微波背景的夹角为$117 \, ^{\circ}$。考虑到动力学$M/L$比、恒星质量、半光半径、特有速度、相对于LG的运动以及球状星团的光度，我们证明了在λ冷暗物质（$Λ$ CDM）TNG 100 -1模拟中发现类DF 2星系的概率在$11.5$ Mpc处至多为$1.0\times10^{-4}$，在$20.0$ Mpc处至多为$4.8\times10^{-7}$.在$11.5$ Mpc中，奇特的速度与TNG 100 -1、TNG 300 -1和Millennium的模拟有很大的张力，但在Milgromian宇宙学中自然发生。在$20.0$ Mpc，不寻常的球状星团人口将挑战任何宇宙学模型。估计$100$星系的内部速度色散，恒星质量和距离的精确测量存在，DF 2是在$2.6σ$（$11.5$ Mpc）和…
2019-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling and Analysis of a Spectrum of the Globular Cluster NGC 2419
NGC 2419是外星系晕中最遥远的大质量球状星团。它的不寻常之处还在于近年来在其红巨星中发现的化学特性。我们研究的恒星星族这个不寻常的对象使用光谱在1.93米望远镜的上普罗旺斯天文台。在差异与常用的方法，高分辨率光谱只适用于明亮的恒星，我们采用光谱信息的综合光的集群。我们进行人口合成建模的中等分辨率光谱合成恒星大气模型的基础上，理论等时线准确地对应于所观察到的颜色-星等图。研究了某些元素的非定域热力学平衡对结果的影响。得到的年龄（12.6 Gyr），[Fe/H]=-2.25 dex，氦含量Y=0.25，以及其他12种化学元素的丰度与已发表的红巨星成员的高分辨率光谱估计有很好的定性一致。另一方面，导出的元素丰度[alpha/Fe]=0.13 dex（[O/Fe]、[Mg/Fe]和[Ca/Fe]的平均值）与已发表的星系团中某些红巨星的丰度[alpha/Fe] =0.4 dex不同，这可能是由于最近在NGC 2419中发现的α元素丰度存在很大的分散性。我们建议，在不同波长区域使用高分辨率光谱仪的集群{ \it集成}光的研究将有助于了解这些化学异常的性质。
2012-11-23 astro-ph.GA
Aluminum abundances of multiple stellar generations in the globular cluster NGC 1851
研究了特殊的球状星团NGC 1851中红巨星的铝丰度分布。铝的丰度是从强双重态Al I 8772-8773 A中获得的50颗星团恒星的中分辨率火焰光谱测量的，这些恒星是在盖亚-ESO公众调查中获得的。我们将这些丰度与先前推导的O，Na，Mg丰度相结合，以充分表征NGC 1851早期恒星世代中高温下H燃烧的NeNa和MgAl循环的相互作用。在我们的样本中的恒星显示出Al，Na和Si之间的良好定义的相关性; Al与O和Mg之间的相关性很好。[Al/Fe]比的平均值从第一代恒星到第二代恒星稳步增加，第二代恒星具有中间和极度修改的成分。我们在一个更大的数据库上证实了我们最近获得的结果（Carretta et al. 2011 a）：质子捕获元素的丰度模式意味着NGC 1851中有适度的Al产生。我们发现的证据，在NGC 1851中的红巨星的更丰富的金属成分的Al和Ba丰度之间的统计上显着的正相关性。
2012-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
A novel look at energy equipartition in globular clusters
两体相互作用在球状星团（GCs）长期演化过程中的结构和动力学性质的形成中起着重要的作用。特别是，GC朝着部分能量均分的状态发展，导致其运动学的质量依赖性。通过使用一组Monte Carlo集群模拟演化准隔离，我们表明，恒星质量的速度色散$σ(m)$的依赖性可以描述为一个指数函数$σ^2\propto \exp(-m/m_\mathrm{eq})$，与参数$m_\mathrm{eq}$量化的部分能量均分的系统的程度。这个简单的参数化成功地捕捉到了在较低和较高的恒星质量，即制度，预计系统接近完全均分的速度色散的行为。我们发现GC和它的动力学状态达到的均分程度之间的紧密相关性，表明超过约20个核心弛豫时间的集群，已经达到了最大程度的均分。这种均分$-$动力学状态关系可以作为一种工具来描述与$m_\mathrm{eq}$参数的运动学措施的集群的松弛条件。反之亦然，运动学的质量依赖性可以预测知道的弛豫时间的基础上的光度测量。此外，任何偏离这种紧密关系的情况都可以用来探测星系团特殊的动力学历史。最后，我们的新方法是很重要的国家的最先进的哈勃太空望远镜自行数据的解释，现在可以测量的运动学的质量依赖，并考虑到多质量组件和质量分离的建模技术的应用。
2016-03-02 astro-ph.GA
Constraining the formation of NGC1052-DF2 from its unusual globular cluster population
超漫射星系NGC 1052-DF 2的暗物质含量很低，并且拥有一个非常不寻常的球状星团（GC），它的中位光度是大多数星系的$\sim4$倍，包含了大约5%的星系恒星。我们应用一个理论模型，预测作为银河系环境的函数的初始集群质量函数调查DF 2的奇特GC系统的起源。利用GC质量函数，该模型约束了星系GC形成时的恒星形成条件，即$\sim9~\rm{Gyr}$之前。我们预测，GC形成的环境中具有非常高的气体表面密度，$Σ_{\rm ISM} \gtrsim 10^3 M_{\odot} \rm{pc}^{-2}$，和强大的离心力的支持，$Ω\gtrsim 0.7~\rm{Myr}^{-1}$，类似于附近的环核恒星爆发和银河系的中心区域。这些极端的条件需要形成观察到的GC人口意味着一个非常高的团簇形成效率的$\gtrsim 78$ %，并与目前的星系的弥漫性形成强烈的对比。由于核星爆会导致GC的快速螺旋，并且由于没有核星团而被排除，我们认为GC可能是在$z\sim1.3$的一次主要合并过程中形成的。合并后的残余物一定经历了恒星（或许还有暗物质）成分的显著膨胀，才达到目前的低表面亮度，这导致了一个有趣的可能性，即DF 2的极端GC人口的形成导致了它成为UDG。如果这是真的，那么这种强有力的结构演变将对理解UDG的起源产生重要影响。
2022-02-03 astro-ph.GA
Star Clusters in the Elliptical Galaxy NGC 4589 Hosting a Calcium-rich SN Ib (SN 2005CZ)
NGC 4589是一个明亮的E2合并残余星系，拥有独特的快速而微弱的富钙Ib型超新星（SN）SN 2005 cz。富钙SNe Ib的前身一直存在争议：它可能是a）一颗双星系统中的年轻大质量恒星，$\odot$为6-12 M，或者b）一颗双星系统中的老的低质量恒星，被踢出星系中心。此外，以前对这个星系的距离估计显示了一个很大的范围，从20 Mpc到60 Mpc。因此，使用档案$Hubble$ $Space$ $Telescope$ /ACS $F435W$，$F555W$和$F814W$图像，我们在NGC 4589中搜索星团，以帮助解决这些问题。我们发现一个小的人口与$25<V\leq27$（$-7.1<M_V\leq-5.1$）等和年龄$< 1$陀螺仪的年轻星团在中心区域的$R<0.5'$（$<3.8$千秒差距），从而支持SN 2005 cz的恒星祖先的情景。除了年轻的星团，我们还发现了大量的老球状星团。与文献中的结果相比，我们发现球状星团的颜色分布明显是双峰的。在蓝色（贫金属）球状星团的$V$带光度函数的营业额（织女星）的幅度被确定为$V_0{(\rm max)}=24.40\pm0.10$马格。我们推导出球状星团的总数，$N_{\rm GC} =640\pm50$，和特定的频率，$S_N =1.7\pm0.2$。通过对贫金属球状星团$M_V({\rm max})=-7.66\p…
2018-12-04 astro-ph.GA
Globular cluster systems in nearby dwarf galaxies - II. Nuclear star clusters and their relation to massive Galactic globular clusters
利用HST/ACS成像的低质量矮星系核区球状星团（GCs）的光度和结构参数，我们计算了现今恒星喷出物到达星团潮汐半径时的逃逸速度（v_esc），并将其与具有扩展（热）水平分支的银河系GCs（EST-GCs）进行了比较。对于EHB-GC，我们发现它们的金属丰度和（V-I）_0颜色与现今的v_esc有相关性。nGCs和EHB-GCs的vesc，（V-I）_0分布相似，说明nGCs也可能具有复杂的恒星星族. v_esc-[Fe/H]关系可以反映已知的恒星风速增加与金属丰度的关系，这反过来可以解释为什么在相同质量的情况下，更多的贫金属星系团比更多的富金属星系团在其恒星星族中表现出更多的特殊性。因此，可以用簇的v_esc作为描述自富集程度的参数。nGC填充与EHB-GC相同的Mv vs. rh区域，尽管它们没有达到最大的EHB-GC如wCen和NGC 2419的大小。我们认为，在吸积过程中的相对湿度的nGC可能会增加，由于在集群附近的显着的质量损失和由此产生的下降，一旦矮星系溶解在核心的外部潜力。我们的研究结果支持的情况下，银河系EHB-GCs起源于前银河系积木或矮星系，后来被银河系吸积的中心。
2009-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
