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
Optical photometry and basic parameters of 10 unstudied open clusters
本文给出了10个北半球疏散星团Berkeley 43、Berkeley 45、Berkeley 47、NGC 6846、Berkeley 49、Berkeley 51、Berkeley 89、Berkeley 91、Tombaugh 4和Berkeley 9的BVI CCD测光结果，并估算了它们的基本参数。其中8个星团位于第一银河象限，2个位于第二银河象限。这是首次对8个星团进行光学测光。它们都嵌入在丰富的星系场中，并有很大的红化（E（B-V）= 1.0 - 2.3等）。有一种可能性是，这些难以研究的星系团中的一些可能是星系团，而不是物理系统，但假设它们是物理星系团，我们发现其中8个位于2 kpc以上，6个星系团（60%的样本）位于银河平面的上方或下方。7个星团的年龄为5亿年或更少，其他3个星团的年龄为1亿年或更长。这个星系团的样本增加了星系团在第一象限的后半部分，超过2千秒差距，从10到15。NGC 6846是银河系中最遥远的星团之一。
2010-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A CCD Search for Variable Stars in the Open Cluster NGC 6611
本文介绍了年轻疏散星团NGC 6611的$UBVI_C$变率巡天观测结果。我们总共发现了95颗变星。这些恒星中的大多数被归类为周期性和不规则的前主序星（PMS）。对$JHK_S$ 2质量测光和四色IRAC测光的分析揭示了165个II类年轻恒星源，其中20个是不规则变星，一个是食双星。这些分类，补充$JHK$ UKIDSS测光和$riHα$ VPHAS测光，被用来确定24个候选的经典金牛座T星和30个弱线金牛座T星。除了PMS变量，我们还发现了8个$δ$ Scuti候选变量。这些都是以前不知道的。此外，我们发现了17个食双星，其中两个是以前已知的。根据盖亚EDR3星表提供的自行信息，计算了91颗变星的星团成员概率。对于61个变量，确定了高于80%的概率，这使得它们成为聚类成员。只有25个概率小于20%的变量被认为是非成员。
2023-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass function and dynamical study of the open clusters Berkeley 24 and Czernik 27
用$UBVI$测光方法研究了疏散星团Berkeley 24（Be 24）和Czernik 27（Cz 27）. Be 24和Cz 27的团簇半径分别为2 \farcm 7和2 \farcm 3。我们使用盖亚数据发布2（GDR 2）目录估计的平均自行集群。我们发现Be 24在赤经和赤经上的平均自行为$0.35\pm0.06$ mas yr $^{-1}$和$1.20\pm0.08$ mas yr $^{-1}$，Cz 27为$-0.52\pm0.05$ mas yr $^{-1}$和$-1.30\pm0.05$ mas yr $^{-1}$。我们使用可能的集群成员选择适当的运动数据的基本参数的估计。我们推断两个簇的红化$E(B-V)$ = $0.45\pm0.05$ mag和$0.15\pm0.05$ mag。对这两个星系团消光曲线的分析表明，它们在光学和近红外波段都有正常的星际消光定律。通过紫外过量测量，我们得到了Be 24和Cz 27的金属丰度分别为[Fe/H]= $-0.025\pm0.01$ dex和$-0.042\pm0.01$ dex.根据主序列拟合确定的距离为$4.4\pm0.5$ kpc和$5.6\pm0.2$ kpc。比较所观察到的CMD与$Z=0.01$等时线，导致的年龄$2.0\pm0.2$陀螺和$0.6\pm0.1$陀螺分别为Be 24和Cz 27。此外，我们…
2018-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Embedded clusters: upgrading visual and infrared photometric analysis with Gaia DR2 and ASteCA
嵌入式星团是一组恒星，它们还没有分散它们出生的母体云的残余，因此获得这些群体的精确距离和属性是一项重要的任务。我们提出了五个嵌入式集群的结果：[DBS2003]5，[DBS2003]60，[DBS2003]98，[DBS2003]116和[DBS2003]117。结果来自深CCD UBVI测光适合于确定蓝色微弱的恒星和红外信息，从现有的调查相结合。反过来，测光与盖亚DR 2的自行和自行有关。使用ASeCA在多空间中处理每个物体，ASeCA是一种专门设计用于进行自动数据分析的代码，目的是提供星群的基本参数，以防它们组成一个真实的实体。
2020-07-31 astro-ph.GA
Two young open clusters in Cygnus and their vicinity: combining multicolor photometry with Gaia DR3 astrometry
Astronomical Observatory of Vilnius University（维尔纽斯大学天文台）；Vatican Observatory Research Group, Steward Observatory（梵蒂冈天文台研究组，斯图尔德天文台）；Vatican Observatory（梵蒂冈天文台）
研究贝克勒尔86和87星团的消光特性及其空间运动，结合多色photometry和Gaia数据确定星团年龄和质量，揭示其可能的共同起源。
2026-04-08 astro-ph.GA
A Search for variable stars in the four open star clusters
我们提出了一个CCD测光调查的变星在四个疏散星团，即伯克利69，国王5，国王7，伯克利20搜索。在1998年对每个星团进行了1和/或2个夜晚的时间序列观测，这导致在这些星团中识别出19颗变星。在这19颗变星中，有5颗星显示出类似盾牌座δ的变率，2颗星显示出W Uma型的变率。在其他恒星中，由于缺乏足够的数据，我们无法找到周期，因此无法找到变化的类型。发现盾牌座δ型恒星的周期在0.13到0.21天之间，而星团Berkeley 20中的两颗恒星，显示出W UMa型的变化，其轨道周期分别为0.396和0.418天。利用Gaia的观测数据，对Berkeley 69、King 7和King 5星系团的基本参数进行了修正。年龄和变红估计为0.79 \pm 0.09 Gyr和0.68 \pm Gyr伯克利69号的0.03倍，0.79 \pm 0.09 Gyr和1.22 \pm King 7和1.59 \pm 0.19 Gyr和0.63 \pm 0.03 mag MM 0.02 mag，用于簇King 5。在King 7和King 5星系团中发现了大规模分离的迹象。
2020-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric studies of open star clusters Haffner 11 and Czernik 31
本文介绍了两个疏散星团Haffner 11和Czernik 31区域的宽波段UBVI CCD测光研究。Haffner 11和Czernik 31的星团半径分别为3.5弧分和3.0弧分。利用双色（U-B）-（B-V）图，我们确定了星团Haffner 11和Czernik 31的红化E（B-V）分别为0.50+/-0.05等和0.48+/-0.05等。使用2 MASS JHK和光学数据，我们确定了Haffner 11的E（J-K）= 0.27+/-0.06 mag和E（V-K）= 1.37+/-0.06 mag，Czernik 31的E（J-K）= 0.26+/-0.08 mag和E（V-K）= 1.32+/-0.08 mag。我们的分析表明，正常的星际消光定律在两个集群的方向。通过比较ZAMS和星团的CM图，确定Haffner 11和Czernik 31的星团距离分别为5.8+/-0.5 Kpc和3.2+/-0.3 Kpc。根据恒星金属丰度等时线Z = 0.019，Haffner 11的年龄估计为800+/-100 Myr，Czernik 31的年龄估计为160+/-40 Myr。
2013-04-30 astro-ph.GA
CCD Washington photometry of 10 open clusters or candidates projected close to the Galactic plane
本文介绍了华盛顿星系C和T1通带下T1 ~ 19.5等10个银河系疏散星团（OC）或靠近银道投影的候选星团的高质量CCD测光，它们是：ESO 313-SC03，BH 54，Ruprecht 87，ESO 129-SC32，BH 217，Collinder 347，Basel 5，Ruprecht 144，Archinal 1和Berkeley 82。其中四个天体位于银河系中心方向，立体角为21度。迄今为止，没有关于其中5个物体的光域光电或CCD测光的报告。团簇半径估计径向密度分布（RDPs）在集群领域。使用集群华盛顿（C-T1，T1）的颜色星等图（CMD），统计清洗场星污染，我们估计红化，日心距离和年龄的集群拟合帕多瓦理论等时线计算的华盛顿系统。在所有的情况下，最好的拟合得到了接近太阳能金属含量等时线。RDPs和CMD都表明我们处理的是真正的OC，除了Ruprecht 87和Archinal 1，它们可能不是物理系统。在ESO 313-SC 03、ESO 129-SC 32、BH 217、Collinder 347和Basel 5的油田中似乎存在差异红化。所研究的OCs位于距太阳d = 1.0-5.0 kpc，银心距离RGC = 6.0-10.6 kpc，平均红化E（B-V）在0.10-1.30等之间，年龄在500万年（Collinder 347）和~ 1000万年（Basel 5…
2019-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
A deep study of an intermediate age open cluster SAI 35 (Juchert 20) using ground based imaging and Gaia EDR3 astrometry
本文首次报道了对中等年龄疏散星团SAI 35（Juchert 20）的CCD $UBVI$测光研究。为了完成这项研究，我们还使用了LAMOST DR 5，2 MASS和Gaia EDR 3数据库。我们确定了214个最可能的集群成员的成员资格概率高于50%。星团的平均自行为μ_αcosδ=1.10 \pm 0.01和μ_δ=-1.66 \pm 0.01 mas/yr。我们使用各种双色图找到正常的星际消光定律。该星团的年龄、距离、红化和径向速度估计为360 \pm 4000万年、2.9 \pm 0.15千秒差距、0.72 \pm 0.05等和-91.62 \pm 6.39公里/秒。在1.1-3.1 M_（\odot）范围内，主序星的总质量函数斜率为1.49 \pm 0.16，在不确定度范围内与Salpeter的值一致。本研究表明，SAI 35是一个动态松弛。银河系轨道参数是用银河系势模型确定的。我们发现这个物体沿着银河系中心的圆形路径运动。
2021-02-07 astro-ph.GA
WIYN Open Cluster Study LXXX: HDI CCD $UBVRI$ Photometry of the Old Open Cluster NGC 7142 and Comparison to M67
我们目前的$UBVRI$测光的8702颗恒星在一个$0.5 ^\circ\times0.5 ^\circ$领域的NGC 7142的方向，采取了半度成像仪（HDI）在WIYN 0.9米望远镜，以提高知识，这个集群的基本参数。我们的测光范围为$U$ 10.6 - 20.4 mag、$B$ 10.6 - 22.0 mag、$V$ 10.0 - 21.8 mag、$R$ 9.2 - 20.7 mag和$I$ 8.5 - 19.9 mag。使用包括$U$和$B-V$在内的所有四种颜色组合的颜色-颜色图，我们推导出该星团的变红-金属度关系，主层序左边缘基准点的优选值为$E(B-V$ = 0.338 $\pm$ 0.031 mag，[Fe/H] = 0.0 $\pm$ 0.1 dex，其中毕宿星团被用作未红化的参考星团，Cardelli的消光关系被采用，并假定了Yonsei-Yale（$Y^2$）等时线的金属丰度依赖性。我们的数据比较$Y^2$等时线在多个颜色星等图（CMD）产生距离金属丰度和年龄金属丰度的关系，与首选值的$m-M\ =\ 12.65\ \pm\ 0.23$镁和年龄= $4.0 ^{-0.7}_{+1.3}$陀螺。使用Stetson的$UBVI$光度法重新评估M67的参数，得到[Fe/H] = -0.02 $\pm$ 0.05 dex，$E(B-V$）= 0.04 $\pm$ 0…
2020-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distance and the Initial Mass Function of Young Open Clusters In The Eta Carina Nebula: Tr 14 and Tr 16
本文报道了船底座η星云中年轻疏散星团Trumpler 14（Tr 14）和Trumpler 16（Tr 16）的UBVI_C CCD测光结果。我们还确定了光学对应的钱德拉X射线源和两个微米全天巡天点源。星系团的成员是从自行研究、光谱类型、红化特征以及X射线或近红外过量发射中选出的。利用141颗具有高自行成员概率（P_u \geq 70）的早型星，得到了船底座η星云中恒星的反常红化规律R_V，cl=4.4 \pm 0.2。我们确定了到每个簇的距离，并得出结论，Tr 14和Tr 16实际上具有相同的距离模数，即V_0-M_V=12.3 \pm 0.2 mag（d=2.9 \pm 0.3 kpc）。对于log m \geq 0.2的恒星，Tr 14的初始质量函数的斜率被确定为Γ =-1.3 \pm 0.1，Tr 16的初始质量函数的斜率被确定为Γ=-1.3 \pm 0.1，Tr 16的初始质量函数的斜率被确定为Γ=-1.4 \pm 0.1。根据演化恒星和低质量前主序星的演化阶段，我们还估算了星团的年龄约为1 - 300万年。
2012-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric distances to young stars in the inner galactic disk
我们提出的第一次广泛和深入的CCD测光调查的结果进行了领域的疏散星团Trumpler 27，一个对象在星座的人马座不远处的星系中心。我们寻找可能与螺旋结构有关的年轻恒星团块。宽视场UBVI测光结合红外信息，使我们能够重建红化和距离的年轻恒星在现场使用的颜色-颜色和颜色-星等图的分布。对我们的数据的分析，再加上从文献中获取的大量光谱学资料，表明特朗普勒27作为一个疏散星团的真实实体还远未得到坚定的陈述。事实上，我们没有发现一个相对紧凑的恒星群局限在一个小的距离范围内，我们发现与特朗普勒27相关的恒星确实是沿着视线延伸到银河系中心以外几千秒差距的早期类型恒星的叠加。我们证明，在每个距离范围内，它成为可能产生类似的一个疏散星团的颜色星等图。这样，我们的分析表明，被认为是一个疏散星团的特点是一个显着的年龄分布是一个恒星连续体，达到其最大数量的恒星约3.5千秒差距，从太阳，盾牌臂的距离约。与此同时，在分析了早期类型恒星随距离的分布方式后，我们发现其中一些恒星群可能在距离误差范围内与银河系的其他内旋臂相连，包括距离太阳约5 kpc的近3 kpc臂。然而，非常年轻的恒星本身似乎并不强烈地追踪内旋臂，因为它们均匀地分布在朝向银河系中心的几千秒差距内。
2012-09-14 astro-ph.GA
Updated properties of the old open cluster Melotte 66: Searching for multiple stellar populations
在球状星团中经常会遇到多代恒星，但迄今为止在银河系疏散星团中还没有发现令人信服的证据。在本文中，我们使用新的光度和光谱数据，以寻找多个恒星星族签名，在老的，大质量的疏散星团，Melotte~66。已知该星团有一个红色的巨分支，颜色很宽，这可能是金属丰度分布的指示。此外，主序列比仅从光度误差预期的更宽。这一证据可能与差异红化或双星有关。然而，这两种假设都必须在反复讨论多个恒星星族的存在之前进行详细的评估。新的，高品质的，CCD UBVI测光已获得了这一目标的高分辨率光谱的七个星团星，补充与文献数据。我们的测光研究证实，关闭点附近的主序列的宽度完全是由双星和差分红化，没有必要提倡更sofisticated的情况下，如金属丰度蔓延或多个主序列。通过构造合成色星等图，我们推断出双星的分数必须高达30个$%$，它们的质量比在0.6-1.0之间。作为我们的模拟的副产品，我们提供了新的集群基本参数的估计。我们测量了红化E（B-V）=0.15 $\pm$ 0.02，并确认存在边缘差异红化。到星团的距离是$4.7^{+0.2}_{-0.1} $ kpc，年龄是3.4 $\pm$ 0.3 Gyr，这比以前的估计要年轻一些，也更好地受到限制。我们详细的丰度分析显示，总的来说，Melotte~66看起来像是一个典型的旧薄盘种群。
2014-04-27 astro-ph.GA
