Helium variation in four Small Magellanic Cloud GCs
银河系中$\sim$ 11-13 Gr年龄的球状星团（GC）的多恒星星族（MP）具有几种轻元素含量不同的特征。这些元素描述了定义明确的模式，如C-N和Na-O的相互关系以及He-N和Na-N的相关性。麦哲伦云GC中MPs的发现为研究不同年龄和物理性质的团簇中的化学异常开辟了新的途径。在此背景下，我们使用哈勃空间望远镜测光研究了小麦哲伦云中的四个$\sim$ 6-11 Gyr河外GC，即NGC 121，NGC 339，NGC 416和Lindsay 1的MP，并限制了它们的化学组成。恒星颜色与合成光谱的比较表明，NGC 121，NGC 339，NGC 416的第二群体恒星相对于第一群体的氦浓度分别略有增加，分别为：$δ$ Y = 0.009 $\pm$ 0.006，0.007 $\pm$ 0.004和0.010 $\pm$ 0.003，而我们在Lindsay 1中没有发现显著的氦变化（$δ$ Y = 0.000 $\pm$ 0.004）。此外，所有星团中的第二人口恒星平均而言，氮含量增加，碳和氧含量减少，这与我们在银河系GC中观察到的情况非常相似。
2018-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemically Self-Consistent Modeling of the Globular Cluster NGC 2808 and its Effects on the Inferred Helium Abundance of Multiple Stellar Populations
本研究首次构建NGC 2808的化学自洽恒星模型，用新工具Fidanka拟合测光数据，发现第二代恒星氦丰度比第一代高15±3%，且化学自洽模型对氦丰度推断无显著影响。
2024-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple stellar populations at less evolved stages: detection of chemical variations among main-sequence dwarfs in NGC 1978
具有不同化学成分的多个恒星星族（MP）并不是古老GC（年龄大于10 Gyr）的独有特征。事实上，最近的研究表明，麦哲伦云中较年轻的星系团（$\sim$ 2- 6 Gyr-old）也在进化恒星中表现出恒星与恒星之间的化学变化。然而，MP是否存在于这些中等年龄集群中进化程度较低的侏儒中仍然不清楚。在这项工作中，我们在$\sim$ 2 Gyr-old星团NGC 1978中寻找GK型矮星之间的化学变化，这是最年轻的具有MP的星团。我们利用哈勃太空望远镜的深紫外和可见光观测来限制MS恒星中氮（N）和氧（O）的变化。要做到这一点，我们比较适当的光度图，是敏感的N和O与简单的恒星星族和MP的合成图。我们认为NGC 1978中的G-型和K-型MS星是MP的宿主星。我们的统计分析表明，富N星的比例范围从$\sim$ 40\%到$\sim$ 80\%，这取决于氮和氧的详细分布。
2020-10-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Helium and Multiple Populations in the Massive Globular Cluster NGC6266 (M62)
最近的研究表明，球状星团中多个恒星星族的氦含量是不均匀的。氦的范围因星系团而异，更大质量的GC具有更大的氦分布。具有较大氦变化的GC也显示扩展的蓝色水平分支（HB）。我利用哈勃空间望远镜测光研究NGC 6266中的多个恒星星族，并推断它们的相对氦丰度。这个星系团是研究氦、星系团质量和HB形态之间可能联系的理想目标，因为它具有扩展的HB，是银河系中十个更明亮的GC之一。多波长光度学的色星等图分析显示，NGC 6266与其他大质量GC类似，拥有双主序（MS），红色和蓝色分量分别占恒星的79+-1%和21+-1%。红色MS与原始氦的恒星星族一致，而蓝色MS则是高度氦增强的，Δ Y=0.08+-0.01。此外，红色MS表现出固有的增宽，不能仅归因于光度误差，并且与氦中~0.025 dex的扩展一致。NGC 6266与其他富含氦的恒星星族的GC之间的比较支持氦变化、星团质量和HB扩展之间存在相关性。
2014-09-25 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
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
CNO abundances and carbon isotope ratios in evolved stars of the open clusters NGC 2324, NGC 2477, and NGC 3960
我们的主要目标是确定疏散星团NGC 2324、NGC 2477和NGC 3960中已演化巨星的碳-氮和碳同位素比，这些星团的关闭质量约为2 Msun，并将它们与理论模型的预测进行比较。使用差分合成光谱法分析高分辨率光谱。使用C2 Swan（0，1）带头在5135和5635.5 A处推导碳丰度。对具有强烈CN特征的波长区间7940-8130 A进行了分析，以确定氮丰度和碳同位素比值。氧丰度由6300 A处的[Oi]线确定。CNO丰度的平均值为[C/Fe]=-0.35+-0.06（s.d.），NGC 2324的7颗星[N/Fe]=0.28 ± 0.05，[O/Fe]=-0.02 ± 0.10，NGC 2477的6颗星[C/Fe]=-0.26 ± 0.02，[N/Fe]=0.39 ± 0.04，[O/Fe]=-0.11 ± 0.06; NGC 3960的6颗恒星的[C/Fe]=-0.39+-0.04，[N/Fe]=0.32+-0.05，[O/Fe]=-0.19+-0.06。平均C/N比分别为0.92 ± 0.12、0.91 ± 0.09和0.80 ± 0.13。平均12 C/13 C比值分别等于21+-1，20+-1和16+-4。将所研究的疏散星团中恒星的12 C/13 C和C/N比值与恒星演化模型预测的比值进行了比较。NGC 2324和NGC 2477的12 C/13 C和C/N比值的…
2016-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple stellar populations at less evolved stages. IV. evidence of helium enrichments in four Magellanic globular clusters
本研究利用哈勃望远镜深度测光分析四个大麦哲伦云球状星团的主序展宽，发现星族存在显著氦富集，富氦恒星占比40%到80%以上，结果可能为受拥挤效应影响的上限值。
2025-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the maximum helium content of multiple populations in the globular cluster NGC6752
球状星团中的多星族通常被解释为恒星的形成是由具有化学成分的物质组成的，这些物质在不同程度上受到各种类型的短寿命大质量恒星喷出物的污染。除此之外，这些污染物在周围介质中扩散的氦气量不同。在这项研究中，我们调查了目前用于推断多个种群的氦含量的测光方法是否确实给出了真实的值，或者由于错过了非常富含氦但稀有的恒星而低估了它。我们重点讨论了NGC6752的具体情况。我们计算大气模型和合成光谱沿等时线产生的这个集群的一个非常广泛的他的丰度覆盖不同的污染情况下的预测，包括极端情况下的快速旋转的大质量恒星（FRMS）的情况。我们计算的合成光度HST过滤器最适合研究氦含量。随后，我们建立了各种分布的恒星合成集群。最后，我们确定了最大的氦质量分数的这些合成集群使用类似的方法，适用于观测数据。我们建立了具有多种种群分布的聚类玩具模型，并确保我们能够恢复输入的最大值Y。然后，我们用FRMS情景预测的人口构建合成星团，并发现虽然我们稍微低估了最大Y值，但我们仍然能够检测到比当前观测到的最大Y值更富He的恒星。在主序星上比在红巨星分支星上更容易确定Y的最大值，但是定性的结果不受样本选择的影响。我们表明，在NGC6752是不太可能的，恒星更多的氦丰富比目前的观测极限约0.3。
2021-04-28 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
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 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
Radial velocity and chemical composition of evolved stars in the open clusters NGC 6940 and Tombaugh 5
本文介绍和讨论了疏散星团NGC 1，6940和Tombaugh 1，5的中分辨率（R $\sim$ 13000）、高信噪比（$\mathrm{\frac{S}{N}} \sim 100$）光谱观测。光谱记录了两个星团中的七颗候选红巨星。对于后者，我们提出了第一个化学丰度分析。我们得到了NGC 1，6940中所有恒星的径向速度，确认了它们都是星团的成员，而在同一个地面上，我们排除了To 1，5中的两颗恒星。我们对不同的原子种类进行化学丰度分析，特别是FeI，SiI，CaI，TiI和NiI。NGC 6940的平均金属丰度为[Fe/H]=+0.09 $\pm$ 0.06\，dex，与前人的工作一致;而T01，5的平均金属丰度为[Fe/H]=+0.06 $\pm$ 0.11\，dex。因此，这两个星系团的化学组成接近太阳值，并且不偏离[Fe/H]银河系径向丰度梯度。在从\textit{Gaia} DR 2数据库中导出聚类距离后，我们使用这些新值估计基本聚类参数。通过采用这些距离，我们得到了星系团年龄的更新估计值：NGC 1，6940为1.0 $\pm$ 0.1，Gyr，Tombaugh 1，5为0.25 $\pm$ 0.05 Gyr.
2018-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Helium Abundance of NGC 6791 from Modeling of Stellar Oscillations
恒星的氦丰度是演化时间尺度的强大驱动力，但在冷恒星中很难测量。我们对NGC 6791进行了星震分析，这是一个古老的、富含金属的疏散星团，以前的研究表明它也有很高的氦丰度。该星团被开普勒观测到，并且对于星团中的许多红巨星分支恒星来说具有前所未有的光变曲线。以前用开普勒数据进行的星震研究通过对全球星震参数（$Δν$和$ν_{\mathrm{max}}$）进行基于网格的建模来限制年龄。然而，有了开普勒数据的精确性，有可能对单个模式频率进行详细的星震学研究，以更好地限制恒星参数，这对这些星团恒星来说还没有做到。在这项工作中，我们使用在27个氢壳燃烧红巨星观测到的模式频率，以更好地约束初始氦丰度（$Y_0$）和年龄的集群。每个红巨星的氦丰度和年龄的分布被结合起来，以创建整个星系团的年龄和氦丰度的最终概率分布。我们发现氦丰度为$Y_0=0.297\pm0.003$，相应的年龄为$8.2\pm0.3$ Gyr。
2019-03-01 astro-ph.SR
Spectroscopic analysis of BPS CS 22940-0009: connecting evolved helium stars
BPS CS 22940-0009是一颗富氦B星，它与富氦B次矮星和极端氦星都有相同的特征。从SALT观测中分析了BPS CS 22940-0009的光谱。发现大气参数为$T_{\rm eff} = 34970 \pm 370$ K、$\log g/{\rm cm \, s^{-2}} = 4.79 \pm 0.17$、$n_{\rm H}/n_{\rm He} \simeq 0.007$、$n_{\rm C}/n_{\rm He} \simeq 0.007$、$n_{\rm N}/n_{\rm He} \simeq 0.002$，但需要进一步改进氦线拟合。这将恒星作为$g$ - $T$空间中He-sdB和EHe群体之间的联系。丰度剖面显示，N富集来自Hoc加工，C富集来自$3α$燃烧。Al、Si、S的耗尽和Fe的上限较低表明该恒星本质上是贫金属的。这一结果与BPS CS 22940-0009是由两颗氦白矮星合并而成，目前正朝着氦主序星的方向演化的结论一致。
2022-08-16 astro-ph.SR
A second candidate magnetic helium core white dwarf and 3 other variable white dwarfs in the globular cluster NGC 6397
利用哈勃档案数据在球状星团NGC 6397中发现四颗变低质量白矮星，其中一颗为候选磁氦核白矮星，自转周期5.21小时，另三颗呈非周期变化，凸显高频率测光巡天的重要性。
2024-12-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
BD+30$^\circ$549: young helium-weak silicon star in NGC 1333 star-forming region
本文报道了NGC 1333年轻恒星形成区的一颗特殊恒星BD+30 $^\circ$ 549的光谱研究结果。我们发现，该恒星具有可忽略的旋转和氦弱光谱图案与强烈增强的Si II和Si III线。恒星$T_{eff}$ =13100~K和$\log (L/L_{\odot})$ =2.1的基本参数表明它的年龄约为270万年，在赫罗图上位于前主序星演化轨迹的末端，接近零龄主序星。元素分析表明，除Si、Fe、Ca、P等元素含量过高外，其余元素含量均为中等偏低。我们对Si II/Si III、Mg II和Ca II进行了非LTE计算，以检查偏离LTE对线形成的影响。非LTE计算导致更好地再现个别硅线的配置文件，但并没有完全消除Si II和Si III线之间的丰度差异。我们还研究了BD+30 $^\circ$ 549中可能的化学分层的影响。我们推测，在BD+30 $^\circ$ 549谱中观测到的“Si II/Si III异常”是在垂直和水平丰度梯度以及非LTE效应的共同作用下产生的。我们假设，在BD+30 $^\circ$ 549中观察到的演化状态和现象表明，在主序前阶段，已经建立了有利于选择性扩散和形成表面化学成分特性（缓慢旋转和稳定大气）的条件。
2023-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Four stellar populations and extreme helium variation in the massive outer-halo globular cluster NGC 2419
最近的研究表明，无论是球状星团（GC）内的氦变化，还是第一代和第二代恒星（1G，2G）的相对数量，都取决于主星团的质量。精确测定氦的内部变化和1G恒星的比例是多星族形成的关键约束条件。我们利用多波段哈勃空间望远镜测光研究NGC 2419中的MP，NGC 2419是银河系中最大和最遥远的GC之一，几乎与其潮汐影响无关。我们发现，1G主机的分析恒星的~37%，并确定了三个2G恒星，即2GA，2GB和2GC，其中包括~ 20%，~31%和~12%的恒星，分别。我们比较观察到的颜色，这四个群体的颜色来自适当的合成光谱，以推断相对氦丰度。我们发现2GA、2GB和2GC星的氦质量分数相对于具有原始氦的1G星（Y=0.246）分别增加了约0.01、0.06和0.19。2GC恒星的高氦丰度很难与目前大多数MP的情况相协调。此外，与其他大质量GC相比，1G恒星的比例相对较大（约37%）。利用文献的结果，我们发现，1G星的GC具有大的近星系距离的分数通常高于其他GC具有类似的质量。这表明NGC 2419与其他遥远的GC类似，失去了较低比例的1G恒星。
2019-02-06 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
Variability in the Massive Open Cluster NGC 1817 from K2: A Rich Population of Asteroseismic Red Clump, Eclipsing Binary, and Main Sequence Pulsating Stars
我们提出了一个调查中发现的变星K2活动13大规模的中间年龄（$\sim1$陀螺仪）疏散星团NGC 1817。我们确定了一个完整的样本的44个红色星团的恒星，并测量了其中29个的星震量（$ν_{\rm max}$和/或$Δν$）。五颗星表现出抑制偶极模式，发生率表明，模式抑制是不受演化通过核心氦燃烧。NGC 1817（以及年龄相近的星系团NGC 6811）中的一部分巨星的$ν_{\rm max}$和$Δν$的值达到或接近核心氦燃烧恒星的最大值，表明它们的核心质量接近完全非简并氦燃烧的最小值。对这些恒星的进一步的星震研究可以限制红色团簇恒星的最小氦核心质量以及决定这一极限的物理学。两颗巨星在时间尺度上的光度变化与以前测量的光谱轨道相似。有13个星系出现日食，但只有5个可能是星团成员。我们确定了32个$δ$ Sct突变体、27个$γ$ Dor候选体和7个可能是簇成员的杂交体，其中大多数是新检测到的。我们利用$δ$ Sct星的系综性质来识别可能具有径向脉动模式的恒星。我们发现的奇异之处包括：一个包含$δ$ Sct脉动星的短周期双星的偏心轨道;一个在赫兹斯普林间隙内显示$δ$ Sct脉动的罕见亚巨星;以及两个热的$γ$ Dor脉动星候选者。
2020-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating episodic mass loss in evolved massive stars: I. Spectroscopy of dusty massive stars in ten southern galaxies
本研究利用VLT对十个南方星系中的尘埃大质量星进行多目标光谱观测，构建了包含541个光谱分类源（含185颗大质量星）的目录，为研究大质量星偶发性质量损失提供了本星系群之外最大的演化大质量星样本。
2023-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. X. The radial distribution of stellar populations in NGC 2808
由于其极端的氦丰度，球状星团NGC 2808的多个恒星星族已经从光度学、光谱学和运动学的角度进行了广泛的研究。NGC 2808的色星等图中最显著的特征是三重主序（MS），红色的MS对应于含有原始氦的恒星星族，中间和蓝色的MS被氦增强到Y $\sim$ 0.32和$\sim$ 0.38。最近的一项研究表明，这个巨大的星团至少有五个不同的恒星星族（A、B、C、D和E）。其中，人口A，B和C对应的红色MS，而人口C和D连接到中间和蓝色MS。在本文中，我们利用哈勃空间望远镜测光研究的径向分布的红色，中间和蓝色MS从集群中心到约8.5弧分。我们的分析表明，每个MS的径向分布是不同的。特别是，如从多群体形成模型预测的，蓝色MS和中间MS似乎比红色MS更集中，该结果的显著性水平高于3σ。
2016-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple stellar populations and their influence on blue stragglers
近年来，球状星团并不是简单的恒星星族，而是可能拥有化学性质不同的子族，通常具有更高的氦丰度。这些富含氦的恒星可以构成所有星团恒星的一个重要组成部分。蓝离散星的形成途径之一是两颗恒星的物理碰撞和合并。在多个种群的背景下，具有不同氦丰度的恒星之间的碰撞应该会发生，并有助于观察到的蓝离散星种群。这将影响预测的蓝色离散星的颜色和光度函数。我们通过计算不同氦丰度的恒星之间的碰撞所产生的合并模型，并使用这些模型来模拟合并人口来量化这种影响。然后，我们将这些结果与四个观测到的星系团NGC 1851，NGC 2808，NGC 5634和NGC 6093进行比较。与以前的研究一样，我们的模型偏离了观测结果，特别是在颜色分布方面。然而，我们的结果与这些集群中多个群体的观察结果一致。在NGC 2808中，我们最好的拟合模型包括正常和氦增强的人口，在协议中推断氦增强在这个集群。其他三个集群显示更好的协议与模型，不包括氦增强。我们讨论了未来的前景，以改善建模的蓝色离散人口和我们在这里提出的模型可以在这样的研究中发挥的作用。
2010-06-15 astro-ph.SR
3D core kinematics of NGC$~$6362: central rotation in a dynamically evolved globular cluster
我们提出了一个详细的三维运动学分析的中心区域（$R<30''$）的低质量和动态演化的银河系球状星团NGC 6362。这项研究是根据欧洲南方天文台-甚大望远镜/MUSE与自适应光学模块结合使用所获得的数据进行的，并提供了$\sim3000$视线径向速度，这些速度已被哈勃空间望远镜自行补充。数据的质量和可用的径向速度的数量允许我们第一次检测到一个显着的旋转信号沿视线在集群核心的振幅$\sim 1$公里/秒，并与峰值位于只有$\sim20''$从集群中心，对应的只有$\sim10\%$的集群半光半径。这一结果进一步支持的检测的中心和显着的切向各向异性的集群最里面的区域。这是迄今为止在球状星团中观测到的最中心的旋转信号之一。我们还探讨了这个集群托管的多个人口的旋转特性，并发现富钠恒星旋转速度约为2倍，比钠穷人的子人口，从而表明，解释当今的球状星团属性需要一个多组分的化学动力学方法。由于长期的动力学演化和与银河系的相互作用，系统的旋转幅度和峰值位置都定性地符合理论预期。然而，为了更定量地匹配观测结果，还需要进一步的理论研究来探索团簇的初始动力学性质。
2021-05-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asteroseismic analysis of eight solar-like oscillating evolved stars in the open cluster NGC 6811
{ \emph{Kepler} }太空望远镜提供了精确的数据来对演化的恒星群进行星震分析。研究星团提供了对恒星演化和结构的重要见解，因为有大量的恒星具有基本相同的年龄，距离和化学成分。这项研究分析了疏散星团NGC 6811中的八颗类似太阳的振荡演化恒星，并首次对它们进行了建模。恒星的基本参数是从内部模型使用观测的asteroseismic和非asteroseismic的限制。利用{ \small {MESA}}演化程序建立了恒星内部模型。质量损失法包含在恒星的内部模型中。恒星的质量和半径范围分别为2.23-2.40 $M_{\odot}$和8.47-12.38 $R_{\odot}$。质量和半径的典型不确定度分别为$\sim$ 0.11 $M_{\odot}$和$\sim$ 0.09 $R_{\odot}$。模型的质量和半径进行了比较，从asteroseisic和非asteroseisic方法（比例关系和经典方法）获得的质量和半径。恒星年龄落在$0.71$和$0.82$ Gyr之间的范围内，典型的不确定度为$\sim$ $18$ %。
2021-07-30 astro-ph.SR
Helium-Core White Dwarfs in the Globular Cluster NGC 6397
我们目前的研究结果的中心区域的NGC 6397使用哈勃太空望远镜的先进相机的调查，集中在一组24个微弱的蓝色恒星，形成一个序列平行，但比更明亮，人口更多的序列的碳氧白矮星（CO WD）。使用F625 W、F435 W和F658 N滤波器和宽场通道，我们发现这些恒星（其中18颗是新发现的）的星等和颜色与质量约为0.2-0.3 Msun的氦核白矮星（He WD）一致。它们的H-alpha-R625颜色表明它们有很强的H-alpha吸收线，这将它们与星团中的激变变星区分开来。He WDs的径向分布比CO WDs或关闭星更集中于星团中心，并且最接近于星团的蓝色离散星。二元伴星需要解释隐含的动力学质量。我们表明，同伴不能主序星，最有可能是重CO WD。如果在星团半质量半径范围内的主序星中，有1-5%的恒星在到达转折点时有轨道周期在1-20天范围内的白矮星伴星，那么就可以理解观测到的He WD的数量和光度质量。与CO WD序列不同，He WD序列在R625 ~ 24.5处结束，远高于观测的震级极限。我们探讨了这一发现的意义，在厚与薄氢包层模型的背景下，并比较我们的结果与现有的理论预测。此外，我们发现强有力的证据表明，NGC 6397中绝大多数的CO WD下降到Teff ~ 10，000 K是DA类。最后，我们使用CO WD序列测量到2.34 +- 0.13 kpc的集群的距离。
2009-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Re-Evaluation of the Evolved Stars in the Globular Cluster M13
本文给出了M13中心10'以内的所有亮红巨星支（RGB）、水平支（HB）和渐近巨星支（AGB）恒星的测光结果。我们发现支持的想法，人口的HB明星红比主要的组显着的演变，解决了距离模数之间的分歧来自RGB的尖端和附近的不稳定带的恒星。HB红端的尖锐切割提供了强有力的证据，表明来自占主导地位的HB组的恒星必须仍然经历蓝色环，这意味着扩散受到抑制。我们认为，M13的HB是一个有点病态的情况下-占主导地位的HB人口发生在非常接近“膝盖”的光学CMD，和进化的恒星只出现在红色的峰值，导致不正确的外观的延续未进化的HB。M13有一组独特的HB星，先前被确认为第二次U跃迁，这可能是早期的热闪星，在离开RGB后不久就引发核心氦聚变。然而，没有令人信服的证据表明大部分恒星在氦闪光之前离开RGB。我们重新考察了氦敏感R比，发现M13的R比与原始氦丰度Y_P = 0.245的理论值一致，而与氦增强DY = 0.04的理论值不一致。HB的亮度（与标准HB的末端和RGB的末端相比）似乎也排除了最红的HB星的包层明显富含氦的想法。M3和M13的绝对颜色可能被用来寻找它们的平均氦丰度的差异。（简略）
2010-03-30 astro-ph.SR
Age and helium content of the open cluster NGC 6791 from multiple eclipsing binary members. III. Constraints from a subgiant
恒星结构和演化的模型可以用疏散星团食双星成员参数的精确测量来约束。多颗双星提供了收紧约束的手段，反过来，提高了主星团年龄估计的精度和准确性。在本系列的前两篇论文中，我们已经演示了使用旧疏散星团NGC 6791中的多个食双星的测量来对恒星模型的属性设置比以前更严格的约束，从而提高了星团年龄的准确性和精确度。我们确定和测量的性质的非食集群成员，V56，在NGC 1，6791和演示如何提供额外的模型约束，支持和加强我们以前的发现。我们分析多历元光谱V56火焰结合现有的测光和测量的食双星在NGC 6971。发现V56组分的参数为$M_{\rm p}=1.103\pm 0.008 M_{\odot}$和$M_{\rm s}=0.974\pm 0.007 M_{\odot}$，$R_{\rm p}=1.764\pm0.099 R_{\odot}$和$R_{\rm s}=1.045\pm0.057 R_{\odot}$，$T_{\rm eff,p}=5447\pm125$ K和$T_{\rm eff,s}=5552\pm125$ K，以及表面[Fe/H]= $+0.29\pm0.06$，假设它们具有相同的丰度。导出的属性加强了我们以前的最佳估计的星团年龄的$8.3\pm0.3$陀螺仪和质量的恒星在较低的红巨星分支（RGB），这是$M_{\rm RGB} = 1.15\pm0.02M_{\odot…
2021-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical Properties of the star-forming clusters in NGC 6334
我们研究了高质量恒星形成复合体NGC 6334与ALMA在连续辐射频率为87.6 GHz，实现了1300 au的空间分辨率。检测分布在整个观察区域的142个紧凑源，然后使用机器学习算法将紧凑核心分组到不同的集群中。总共有四个主要的星团被确定：NGC 6334-E，NGC 6334-I，NGC 6334-I（N）和NGC 6334-I（NW）。星团成员（4000-12000 au）与核心质量（0.2-100 $M_{\odot}$）之间的典型分离与0.1 pc尺度下的湍流碎裂相一致。我们发现，CMFs（核心质量函数）显示出大量的核心相比，国际货币基金组织。典型的温度不确定性或无法分辨的多重性可能会模拟观测到的大质量核心过剩。在NGC 6334-I和NGC 6334-I（N）中发现了质量分离的证据，即质量最大的核心位于中心附近，并研究了星系团的物理性质与其演化阶段之间的关系，发现在演化程度较高的星系团中，核心之间的分离更大，这有利于气体驱逐和恒星喷射的作用。根据这些结果，我们认为NGC 6334-I（N）是原始分离的，而NGC 6334-I可能由于动力学效应而随着时间的推移变得质量分离。最后，在最演化的星系团中缺乏大规模的核心表明，天然气储层可能已经耗尽，而演化程度较低的星系团仍然可以获得更大的天然气储层。一般来说，在大尺度（约1 pc）的NGC 6334的碎裂是由湍流压力，而在较小的…
2019-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical composition of evolved stars in the open cluster NGC 2506
在这项研究中，我们提供了疏散星团NGC 2506的两颗第一个上升巨星和两颗核心燃烧氦的“团块”恒星的12 ^C，13 ^C，N，O和多达26种其他化学元素的丰度。用C_2 Swan（0，1）带头在5635.5A处测得碳丰度。对具有强烈CN特征的波长区间7940-8130 A进行了分析，以确定氮丰度和碳同位素比率。氧丰度由6300 A处的[O I]线确定。发现NGC 2506具有平均[Fe/H]=-0.24 +-0.05（标准偏差）。与太阳和其他银盘矮星相比，所研究的团簇星的平均丰度表明，碳约亏损0.2德克斯，氮约过剩0.3德克斯，其他化学元素的丰度比接近太阳。C/N和12^C/13^C的比值分别降低到1.25 +-0.27和11 +-3。
2011-05-25 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
A Study on the Evolution of NGC6822. I. Investigating the Star Formation History through Evolved Stellar Populations
School of Astronomy, Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（基础科学研究所天文学院）；Astrophysics Group, Lennard-Jones Laboratories, Keele University（基尔大学天体物理组伦纳德-琼斯实验室）；Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台匈牙利研究与教育网络天文学与地球科学研究中心）
本研究利用329颗长周期变星数据，通过演化恒星族方法重建了NGC6822的恒星形成历史，发现棒状区域有三次恒星形成峰值，外部区域有一次，并支持其曾穿过银河系维里半径的假设。
2026-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-infrared observations of RR Lyrae and Type II Cepheid variables in the metal-rich bulge globular cluster NGC 6441
NGC 6441是一个凸出的球状星团，具有不寻常的水平分支形态，以及丰富的天琴座RR型变星（RRL）和造父变星II型变星（T2 C），这是它相对高的金属丰度所意想不到的。我们提出了近红外（NIR，$JHK_s$）时间序列观测的42 RRL，8 T2 Cs，和10食双星候选变量在NGC 6441。多历元观测是使用8米双子座南望远镜上的FLAMINGOS-2仪器获得的。利用多波段资料研究了RRL和T2 C变星的脉动特性，包括它们的光变曲线、不稳定带、周期-振幅图以及周期-光度和周期-韦森关系（PLR和PWR）在$JHK_s$滤波器中的应用。NGC 6441（[Fe/H] $=-0.44\pm0.07$ ~dex）的正则氦含量和平均金属丰度的理论模型与RRL变星的近红外脉动特性吻合较好。氦增强的RRL模型预测更明亮的近红外星等和更蓝的颜色比在集群中的RRL的观测。这表明NGC 6441中的这些RRL变量要么没有像以前认为的那样显著地增强氦，要么这种增强的影响在NIR中比脉动模型的预测要小。我们还利用RRL周期-光度-金属丰度（PLZ）关系的理论校准，同时估计平均红化，$E(J-K_s)=0.26\pm0.06$ ~mag，和距离，$d=12.67\pm0.09$ ~kpc，到NGC 6441。我们的平均红化值和距离分别与基于红团星和最新盖亚数据的凸起红化图的独立估计一致。我们的距离和红化…
2022-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The 10830 Angstrom Helium Line Among Evolved Stars in the Globular Cluster M4
氦是理解在某些球状星团中观察到的多个主序列和延伸的水平分支的关键元素。在这里，我们提出了在附近的球状星团M4氦的光谱研究。我们获得了16颗红水平支星、红巨星支星和渐近巨星支星的色球He I 10830 A谱线。大多数恒星都有明显的He I吸收或发射。有效温度是与10830 A谱线强度相关的主要参数. T_eff < 4450 K的恒星没有氦线。红色水平支星是我们样本中最热的恒星，它们都有很强的He I线吸收。这些恒星中的一些显示出非常宽的10830 A线，其短轴延伸表明外流高达80-100 km/s，可能存在质量损失。我们还导出了[Na/Fe]和[Al/Fe]丰度，以观察这些“第二代”星团星的标准示踪物是否与He I线强度相关。与我们以前对欧米茄Cen的研究不同，没有观察到明显的相关性。这可能是因为样品没有覆盖M4中发现的丰度变化的全部范围，或者仅仅是因为色球层中的物理条件，而不是氦丰度，主要决定了He I 10830 A线的强度。我们需要在T_eff和光度的狭窄范围内，对“第一”和“第二”代红巨星的高质量He I光谱进行更大的样本，以测试M4中He I预期的微妙光谱变化。
2015-06-21 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
C, N, O abundances and carbon isotope ratios in evolved stars of the open clusters Collinder 261 and NGC 6253
上下文对疏散星团演化恒星大气中碳和氮丰度的研究，可以提供由恒星演化引起的化学成分变化的综合信息。目标。我们的主要目标是增加疏散星团的数量与确定的碳，氮和碳同位素比。方法.高分辨率光谱进行了分析，使用差分模型大气方法。碳的丰度是用C_2 Swan（0，1）带头在5635.5毫微米（FEROS谱）和C_2 Swan（1，0）带头在4737毫微米（UVES谱）得到的。对具有强烈CN特征的波长区间7980-8130 nm进行了分析，以确定氮丰度和12^C/13^C同位素比值。氧丰度由6300 ℃下的[Oi]线确定。结果在疏散星团NGC 6253的四颗巨星中，Cr 261的12 ^C/13 ^C同位素比值的平均值等于18 \pm 2，在两颗星团中等于12 \pm 1;在四颗星团中等于16 \pm 1。Cr 261和NGC 6253的平均C/N比分别等于1.67 \pm 0.06和1.37 \pm 0.09。结论. Cr 261和NGC 6253中的12 ^C/13 ^C和C/N值在不确定度范围内与热盐诱导混合的理论模型以及冷底处理模型一致
2012-03-29 astro-ph.SR
Bayesian Analysis of Two Stellar Populations in Galactic Globular Clusters II: NGC 5024, NGC 5272, and NGC 6352
我们使用第21周期哈勃太空望远镜（HST）观测和HST档案ACS财政部对银河系球状星团的观测来发现和表征NGC 5024（M53），NGC 5272（M3）和NGC 6352中的两个恒星星族。对于这三个聚类，使用单群体和双群体分析来确定最佳拟合等时线。我们采用了一个复杂的贝叶斯分析技术，同时适合集群参数（年龄，距离，吸收，和金属丰度），每个集群的特点。对于两个人口的分析，独特的人口水平氦值也适合每个不同的人口的集群和人口的相对比例确定。我们发现氦的差异范围从$\sim$ 0.05到0.11这三个集群。采用太阳$α$ -元素丰度（[ $α$ /Fe] =0.0）和增强的$α$ -元素（[ $α$ /Fe]=0.4）的模型网格。
2016-04-20 astro-ph.SR
AstroSat study of the globular cluster NGC 2298: probable evolutionary scenarios of hot HB stars
利用AstroSat卫星上的UVIT图像进行远紫外测光，探测银河系球状星团NGC 2298的水平支（HB）星族。结合HST紫外球状星团巡天（HUGS）的中心区域和盖亚的数据以及外部区域的地基光度数据，构建了成员星的紫外光学色星等图（CMD）。蓝HB（BHB）序列与传播和四个热HB星检测在所有FUV光学CMD和理论更新BaSTI等时线和合成HB模型与氦丰度的范围进行了比较，这表明热HB星氦增强时相比，BHB。估计的有效温度，半径和亮度的HB星，使用最佳的SED拟合，进行了比较与各种HB模型。BHB星的温度范围为7，500 - 12，250 K。三颗热HB星的K值为35，000 - 40，000 K，而其中一颗恒星的K值约为100，000 K。我们提出了以下的演化假设：两颗恒星可能是极端HB（EHB）星的后代，它们是通过早期的热闪形成的;一颗可能是一颗可能富含氦的EHB星，最热的HB星即将进入WD冷却阶段，可能是从BHB阶段演化而来的。尽管如此，这些都是有趣的光谱目标，以了解进化的后期阶段。
2021-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolved Eclipsing Binaries and the Age of the Open Cluster NGC 752
本文分析了位于疏散星团NGC 752岔道上的两个分离食双星：1.01天的双星DS And和15.53天的BD $+$ 37 410。对于DS And，我们发现$M_1 = 1.692\pm0.004\pm0.010 M_\odot$、$R_1 = 2.185\pm0.004\pm0.008 R_\odot$、$M_2 = 1.184\pm0.001\pm0.003 M_\odot$和$R_2 = 1.200\pm0.003\pm0.005 R_\odot$。我们要么确认或新发现的不寻常的特点，这两颗恒星的双星：主星被发现是略热于主序星关闭，有一个更大的差异，其光度相比，模型（模型光度太大了约40%），而二级恒星是超大型和冷却器相比，其他主序星在同一个集群。证据表明这两颗恒星的演化都是非标准的，但大多数可能的路径都无法解释主星的低光度。BD $+$ 37 410每个周期只有一次日食，但广泛的光谱观测和TESS光变曲线很好地限制了恒星质量：$M_1 = 1.717\pm0.011 M_\odot$和$M_2 = 1.175\pm0.005 M_\odot$。$2.9R_\odot$附近主序星的半径决定性地要求其质量模型中有大的对流核心过冲（$> 0.2$压力刻度高度），并且多条证据线指向$1.61\pm0.03\pm0.05$ Gyr的年龄（统计和系统的不确定性）。由于NGC 752的…
2022-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Not-So-Simple Stellar Populations in the Intermediate-age Large Magellanic Cloud Star Clusters NGC 1831 and NGC 1868
利用高分辨率的哈勃空间望远镜/WFPC 2观测资料，结合色星等图，研究了大麦云星云中两个中间年龄星团NGC 1831和NGC 1868中恒星星族的物理性质。我们发现，这两个集群表现出扩展的主序列关断。为了解释观测结果，我们考虑了氦丰度，双星，年龄分散和星团成员恒星的快速旋转的变化。所观察到的狭窄的主序列排除了两个集群中氦丰度的显着变化。我们首先建立集群的主序星双星分数使用大部分集群的主序星恒星星族>1等低于他们的关闭。关闭区域的颜色-星等空间的程度，校正的影响的二进制，意味着年龄蔓延的顺序为300万年可以推断两个集群，如果恒星分布在颜色-星等空间是完全由于存在多个人口的年龄范围。以单一年龄为特征的星团成员种群的快速旋转也使我们能够详细地匹配观测数据。然而，当考虑到颜色-星等空间中的红色团块的程度时，我们遇到了NGC 1831的年龄分散之间的明显冲突，该年龄分散是基于主序关闭的程度和紧凑的红色团块所暗示的。因此，我们的结论是，对于这个集群，在恒星自转速率的变化是首选的年龄分散。对于NGC 1868，两个模型的表现同样出色。
2013-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Five Stellar Populations in M22 (NGC 6656)
本文报道了金属络合物球状星团（GC）M22（NGC 6656）的Ca-CN-CH测光。由于平均金属丰度的差异，我们的测光清楚地显示了M22红巨星支（RGB）恒星中离散的双CN-CH反相关关系。两个主要群体之间的人口数量比为n（G1）：n（G2）= 63：37（+/-3），G1更贫金属。G1可分为2个亚群，其数量比为n（CN-w）：n（CN-s）= 51：49（+/-4），G2可分为3个亚群，其数量比为n（CN-w）：n（CN-i）：n（CN-s）= 24：32：44（+/-5）。星团中单个恒星的自行显示了内部旋转的证据，显示G2旋转更快，证实了我们之前从径向速度得出的结果。各亚群的累积径向分布（CRD）在以下几个方面有着重要的意义：（1）在两个主群中，CN-s亚群的CRD比其它亚群更集中。(2)G1 CN-和G2 CN-的CRD非常相似。(3)同样，G1 CN-w和G2 CN-w和CN-i具有几乎相同的CRD。我们还通过比较它们的RGB凸起幅度来估计各个亚群的相对氦丰度，发现在G1中看不到氦丰度的变化，而在G2中需要Δ Y = 0.03 ~ 0.07的显着氦丰度增强。我们的研究结果支持了M22是由两个GC合并而成的观点。
2020-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometry and spectroscopy of multiple populations along the AGB of NGC2808 and NGC6121 (M4)
对中等金属量球状星团NGC 2808和NGC 6121（M4）的渐近巨星分支（AGB）上的多个星族进行了光度和光谱研究。通过高分辨率FLAMES+UVES@VLT光谱对AGB星中O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Fe、Co、Ni、Zn、Y和Ce的化学丰度进行了研究。我们的光谱结果已经结合了多波长光度法从HST紫外线调查银河GC和地面测光，加上自行得出的恒星位置从地面图像和盖亚DR 1。我们的分析表明，这两个集群的AGB主机多个种群具有不同的化学成分。在M4中，我们发现了两个主要的Na/O含量不同的星族，它们分别位于mF 438 W和C_F275W、F336 W、F438 W以及V和C_U、B、I伪CMD的不同AGB上。在更大质量和复杂的GC NGC 2808中，三组具有不同化学丰度的恒星在所谓的“染色体图”光度图上占据不同的位置。沿AGB和这个GC的红巨星的恒星星族的光谱+光度比较表明，AGB主机恒星星族的范围内的氦丰度跨越从原始到高含量的Y~0.32。另一方面，从我们的数据集来看，没有证据表明AGB上有极端氦丰度（Y~0.38）的恒星，这表明NGC 2808中最富氦的恒星没有达到这个阶段。
2017-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolved Massive Stars at Low-metallicity IV. Using 1.6 $μ$m "H-bump" to identify red supergiant stars: a case study of NGC 6822
我们提出了一个案例研究，使用一种新的方法来识别红超巨星（RSG）的候选人在NGC 6822，基于他们的1.6 $μ$ m的“H-凹凸”。我们收集了NGC 6822从光学到MIR的32个波段的光度数据。通过使用MARCS的理论光谱，我们证明了低表面重力（LSG）和高表面重力（HSG）目标之间在1.6 $μ$ m（“H凸”）附近存在显著差异。利用这一特点，我们确定有效的颜色-颜色图（CCD）的rzH和rzK分离HSG和LSG目标的光学和近红外数据的交叉匹配。此外，ATLAS 9的合成测光也给出了类似的结果。通过使用NIR CMD的半经验标准，进一步将RSG候选者与其余的LSG候选者分离，得到323个RSG候选者。同时，Besançon模型对前景星的模拟也表明，我们的选择标准在很大程度上没有受到银河巨星的污染。除了“H-bump”方法之外，我们还使用传统的BVR方法作为比较和/或补充，通过应用稍微激进的切割来选择尽可能多的RSG候选者（358个目标）。此外，盖亚天体测量解决方案被用来约束样本，其中181和193目标分别从“H-凸”和BVR方法中选择。两种方法中选定靶标的百分比相似，均为$\sim$ 60\%，表明两种方法的准确度相当。总共有234个RSG候选者，在组合来自两种方法的靶标之后，其中140个（$\sim$ 60\%）是共同的。最终的RSG候选者在MIR CMD上的预期位置，而…
2021-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of donors in AM CVn stars and ultra-compact X-ray binaries: observational tests of their formation
我们研究了超致密双星（AM CVn星和超致密X射线双星）的形成，重点是这些系统中施主的表面化学丰度。在这些系统的光谱中没有令人信服地检测到氢。三种不同的形成方案涉及不同的施主星，白矮星，氦星或演化的主序星。使用详细的演化计算，我们表明，氦WD捐助者和演变的主序星的丰度接近平衡的Hoc处理的材料，和详细的丰度与核心温度，从而MS祖先的质量。演化的MS供体通常留下痕量的H。对于混合或CO白矮星供体，碳和氧的丰度取决于氦燃烧的温度，从而取决于祖先的氦核心质量。对于氦星的施主，除了它们的质量外，丰度还强烈地依赖于在质量转移开始前燃烧的氦的量，范围可以从未加工的，因此几乎等于hoc加工的物质，到强烈加工的，因此富含C/O和缺乏N。我们简要地讨论了这些情况下的相对频率氦星捐助者，根据人口合成结果。最后，我们给诊断应用我们的结果观察到的系统，并发现最重要的测试是N/C比，这可以表明形成的情况下，以及在某些情况下，质量的捐助者的祖先。此外，如果观测到，N/O、O/He和O/C比值可以区分氦星和WD施主。应用到已知的系统，我们发现WD捐助者的证据在AM CVn系统GP Com，CE 315和SDSS J 0804 +16和证据的混合WD或非常演化的氦星捐助者的UCXB 4U 1626-67和4U 0614+09。[删节]
2009-09-18 astro-ph.SR
A detailed study of the main sequence of the Globular Cluster NGC 6397: can we derive constraints on the existence of multiple population?
如果NGC 6397包含大量的第二代恒星（根据最近的分析，超过70%），其恒星的氦丰度可能也会受到影响，显示出一些恒星与恒星之间的变化，并大于标准的大爆炸丰度Y~0.24。我们能否从主序星宽度的分析和光度函数推导出这个问题的约束条件？我们建立了新的模型的关闭质量和主序列的氢燃烧的最小质量，采用两个版本的更新状态方程（EOS），包括OPAL状态方程。模型考虑了不同的初始氦和CNO丰度，以涵盖第一代和第二代恒星之间可能的变化范围。我们将模型与观测到的主序列进行了比较。我们还模拟的理论光度函数，不同的选择的质量函数和第一代和第二代恒星的混合物，并比较它们与观测到的光度函数，通过Kolmogorov Smirnov-KS- test。对不同震级区间主层序宽度的研究与两个世代都存在于星团中的假设是一致的。如果考虑到光谱观测表明的CNO增加，NGC 6397主序的小氦扩散意味着第一代和第二代恒星之间的氦相当均匀（DY~0.02）。如果考虑到CNO的更大增加，氦中可能的扩散加倍。光度函数在任何情况下都与观测数据很好地一致。
2009-12-16 astro-ph.SR
Age and helium content of the open cluster NGC 6791 from multiple eclipsing binary members. I. Measurements, methods, and first results
早期对疏散星团NGC 6791中脱离的食双星V20的质量和半径的测量是足够精确的，足以证明目前的恒星模型之间存在着显着的差异。在这里，我们改进了这些结果，并增加了两个额外的独立食双星的测量，星系团成员V18和V80。扩大的样本对恒星模型的性质设定了比迄今为止可能的更严格的约束，从而提高了星系团年龄的准确性和精确度。我们采用（i）V18，V20和V80的高分辨率UVES光谱来确定它们的光谱有效温度，[Fe/H]值和光谱轨道要素，以及（ii）北欧光学望远镜的时间序列测光来获得测光要素。发现V18和V20组件的质量和半径具有高精度，质量误差在0.27-0.36%的范围内，半径误差在0.61- 0.92%的范围内。V80被发现是磁活性的，需要更多的观测来准确地确定它的参数。根据双星和几颗单星的解纠缠光谱，测得NGC 6791的金属丰度为[Fe/H]= +0.29 \pm 0.03（随机）\pm 0.07（系统）。团簇红化和表观距离模量分别为E（B-V）= 0.160 \pm 0.025和（m-M）V = 13.51 \pm 0.06 .第一个模型比较表明，我们可以限制NGC 6791恒星的氦含量，从而达到比以前更准确的年龄。可以约束附加参数，特别是C、N和O丰度。这将在第二篇论文中进行研究。
2010-09-28 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
WIYN Open Cluster Study. LIX. Radial-Velocity Membership of the Evolved Population of the Old Open Cluster NGC 6791
疏散星团NGC 6791是最近研究的焦点，因为它的年龄和高金属丰度（$\sim$ 8 Gyr，[Fe $/$ H]= $+$ 0.30），以及它在开普勒视野内的位置。作为WIYN疏散星团研究的一部分，我们提出了精确的（$σ=0.38$公里的$^{-1}$）径向速度为适当的运动候选成员的NGC 6791从Platais等人。我们的调查，向下延伸到$g^\prime\sim16.8$，是由进化的集群人口，包括蓝离散星，巨星，和水平分支星。在280颗自行选择的恒星中，93%至少有一次径向速度测量，79%在至少200天的时间内有三次测量，足以确保非速度变星的径向速度确定成员资格。Platais等人的自行星表包括了12个异常的水平分支候选者，在红团的蓝色方向，我们发现其中只有4个是星团成员。三个落在红丛的稍微偏蓝的地方，第四个与蓝色的散兵游勇一致。这张清晰的颜色星等图显示了一个人口稠密的红巨星分支和一个蓝色离散星。一半的蓝离散星都是双星。从我们的径向速度测量分布，我们发现集群的径向速度色散是$σ_c=0.62\pm0.10$公里秒$^{-1}$。这对应于$\sim$ 4600 $M_\odot$的动态质量。
2014-08-13 astro-ph.SR
Age and helium content of the open cluster NGC 6791 from multiple eclipsing binary members. II. age dependencies and new insights
恒星结构和演化的模型可以通过测量疏散星团中分离食双星的精确参数来约束。多颗双星提供了确定这些古老恒星系统中氦丰度的方法，从而改善了对它们年龄的估计。在本系列的第一篇论文中，我们演示了如何在旧的疏散星团NGC 6791中测量多个食双星，从而对恒星模型的属性设置比以前更严格的约束，从而可能提高星团年龄的准确性和精确度。在这里，我们增加了额外的约束条件，并进行了广泛的模型比较，以确定最佳的估计集群的年龄和氦含量，尽可能多的观测约束条件。我们改进了我们的测光和纠正经验的差异红化的影响。然后，我们进行了广泛的比较的CMD和食二进制测量维多利亚和DSEP等时线估计集群参数。我们还重新分析了恒星2-17的光谱，以改善[Fe/H]约束。我们发现一个最好的估计年龄的~8.3 Gyr，同时表明，剩余的年龄不确定性是由CNO丰度的不确定性。氦的质量分数被很好地限制在Y = 0.30 \pm 0.01，从而得到dY/dZ ~ 1.4，假设存在这样的关系。在分析过程中，我们确定了蓝离散星，包括恒星2-17，并发现了它们进化的对应物存在的迹象。我们的分析支持了从星震学中发现的RGB质量损失，我们精确地确定了较低RGB上恒星的绝对质量，1.15 \pm 0.02 Msun。这将是一个重要的一致性检查详细的星团恒星的星震学。
2012-05-18 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
Multiple stellar populations in Magellanic Cloud clusters. II. Evidence also in the young NGC1844?
我们利用HST观测研究了大麦哲伦星系团的年轻星系团NGC1844。我们估计的分数和质量比分布的光度双星和报告的主要序列提出了一个内在的宽度，不能解释的光度误差，是不太可能的，由于差分红化。我们试图解释这一特征，包括恒星自转，双星，和存在多个恒星星族与不同的年龄，金属丰度，氦，或C+N+O丰度。虽然我们排除年龄，氦，和C+N+O的变化负责的主序传播没有其他的解释是决定性的。
2013-02-06 astro-ph.SR
Measuring helium abundance difference in giants of NGC 2808
在几个球状星团（GC）中发现了多个种群，这些星团没有显示出金属丰度的分布。它们的CMD的不寻常特征可以解释为属于子种群的恒星的氦含量的差异。He丰度的差异从未被直接观察到。我们试图测量这些差异在两个巨大的NGC 2808恒星非常相似的参数，但不同的Na和O丰度，因此，可能属于不同的子群体，通过直接比较他们的He I 10830线。He 10830谱线形成于色球上层。我们的详细模型推导出色球结构使用Ca II和H $α$，并模拟相应的He I 10830线轮廓。我们表明，在一个给定的值，他丰富，他我10830等效宽度不能显着改变，而相应的更大的变化，在钙II线。我们用VLT-CRIRES获得了10830 nm区域的高分辨率光谱，用VLT-UVES获得了目标星的Ca II和H $α$线的光谱。这两颗靶星有非常相似的Ca II和H $α$线，但在He区的外观不同。一条线，蓝移17公里秒$^{-1}$相对于他10830休息波长，检测到的光谱中的钠丰富的恒星，而钠贫星光谱是一致的非检测。光谱的差异是一致的，最接近的解释是两颗恒星的He丰度差异为$ΔY \ge$ 0.17。我们提供了直接的证据，证明NGC 2808中不同亚族的巨星存在显著的He线强度差异，这是以前用其他光度和光谱方法探测到的。
2011-05-02 astro-ph.SR
The white dwarf cooling sequence of NGC 6791: a unique tool for stellar evolution
NGC 6791是一个被充分研究的富含金属的疏散星团，它离我们如此之近，以至于可以成像到比其白矮星冷却序列终止时更暗的光度，从而允许对其白矮星人口进行深入研究。我们使用蒙特卡罗模拟器，采用最新的进化冷却序列的白矮星与富氢和缺氢的气氛，与碳氧和氦的核心。碳-氧核的冷却顺序可以解释液相中Ne ^[22]的沉降和结晶时碳-氧相分离所引起的延迟。我们没有发现大量氦核白矮星的证据，因此我们的结果支持这样的建议，即白矮星光度函数的明亮峰值的起源只能归因于未解决的二进制白矮星的人口。此外，我们的研究结果表明，未解决的二进制人口的二次质量的数量分布增加的质量比之间的祖先系统的二次和主要组件。我们还发现，所观察到的冷却序列似乎能够限制存在的祖子群体具有不同的化学成分和非DA白矮星的分数。我们的模拟对NGC 6791的恒星星族的重要特征进行了有趣的限制。特别地，我们发现单个氦核白矮星的比例必须小于5%，金属丰度为零的恒星子种群必须小于12%，而如果子种群的金属丰度为太阳，上限为~ 8%。最后，我们还发现非DA白矮星在这个星系团中所占的比例非常小，小于6%。
2011-07-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Blue Hook Populations of Massive Globular Clusters
我们给出了5个大质量银河系球状星团：NGC 2419，NGC 6273，NGC 6715，NGC 6388和NGC 6441的新的HST紫外色星等图。获得这些观测结果是为了研究之前在球状星团欧米茄Cen和NGC 2808的紫外图像中观察到的“蓝钩”现象。蓝钩星（英语：Blue hook stars）是一类热的（约35，000 K）亚亮水平分支星，在HR图上占据了一个无法用正则恒星演化理论解释的区域。通过耦合新的恒星演化模型，适当的非LTE合成光谱，我们调查这些恒星的各种理论解释。具体来说，我们比较我们的测光标准集群丰度，规范模型与增强氦（符合集群自富集在早期），并通过后期氦核心闪光的白矮星冷却曲线上形成的闪光混合模型。我们发现，闪光混合模型需要解释蓝钩星的微弱光度，虽然无论是典型的模型，也没有闪光混合模型可以解释在这样的恒星，特别是那些在最富金属的集群中观察到的颜色范围。除了颜色范围的变化，没有明显的趋势出现在形态的蓝钩人口的金属丰度。
2010-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
