The outer structure of old star clusters in the Small Magellanic Cloud
本研究通过SMASH数据分析了小麦哲伦云外部老年星团的内部动力学，发现无潮汐效应但雅可比体积未填满，且靠近中心的星团演化更先进，与银河系球状星团演化路径相似。
2025-01-22 astro-ph.GA
The Search for Multiple Populations in Magellanic Cloud Clusters II: The Detection of Multiple Populations in Three Intermediate-Age SMC Clusters
这是我们关于使用哈勃太空望远镜在麦哲伦星云星团中寻找多个种群的系列论文中的第二篇。在这里，我们报告的检测多个恒星星族的颜色星等图的中间年龄集群林赛1，NGC 416和NGC 339。这些星团的年龄在6.0至7.5 Gyr之间，是迄今为止发现的化学丰度分布最年轻的星团。这证实了多星族的出现并不局限于古老的球状星团，在6 Gyr的年轻星团中也可能是一个共同的特征。我们的研究结果与最近对Lindsay 1的光谱研究一致。我们发现，NGC 416中的富集星比例约为45%，而NGC 339中约为25%，Lindsay 1中约为36%。与NGC 121类似，这些分数低于银河系中球状星团的平均值。
2016-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the nature of 12 new low-luminosity Galactic Globular Cluster Candidates
银河系球状星团系统是不完整的，特别是在银河系球和盘的低纬度区域。我们报告了银河系中12个星团的物理特征，其中大部分是第一次探索。我们的目标是确定它们的主要物理参数，如红化和消光，金属丰度，年龄，总光度，平均集群自行（PMs），距离，以揭示其物理性质。我们使用光学和近红外（NIR）数据集研究集群。我们使用盖亚早期数据发布3（EDR 3）PM来执行PM净化程序并构建最终目录。我们将盖亚EDR 3与Vía Láctea扩展（VVVX）巡天和NIR中的2微米全天巡天（2 MASS）中的VISTA变星进行匹配，以构建完整的颜色-星等图（CMD）并研究星系团的性质。使用现有的红化图，分别在NIR和光学中跨越$0.09\lesssim A_{Ks}\lesssim 0.86$ mag和$0.89 \lesssim A_{G}\lesssim 4.72$ mag，评价反射。我们获得了它们的日心距离，范围从4到20千秒差距，将这些星团放置在距离银河系中心$3\lesssim R_{G}\lesssim 14$千秒差距处。最佳PARSEC等时线拟合得到金属丰度范围为$-1.8<$ [Fe/H] $<+0.3$，近似年龄范围为$2<$年龄$<14$ Gyr。我们发现，所有的集群有低光度，与$-6.9<M_{V}<-3.5$马格。基于我们的光度分析，我们确认的OC性质Kronberger 100，而我们分…
2021-12-27 astro-ph.GA
Structural Parameters of Seven SMC Intermediate-Age and Old Star Clusters
本文给出了小麦哲伦星云中7个中老年星团NGC 121、Lindsay 1、Kron 3、NGC 339、NGC 416、Lindsay 38和NGC 419的结构参数。我们适合国王配置文件和埃尔森，秋天，和弗里曼配置文件的表面亮度和恒星计数的数据与先进的相机上的哈勃太空望远镜的调查。年龄大于1 Gyr的星团核心半径随年龄增加而增加，而最年轻的星团核心相对紧凑。没有发现核后坍缩的证据。我们发现核半径和到SMC中心的距离之间没有相关性，尽管与其他矮星系的研究一致，一些相对古老和大质量的星系团具有低密度。最古老的SMC星团，唯一的球状星团NGC 121，是研究的星团中最椭圆的天体。没有相关性之间的椭圆度和距离SMC中心。因此，这些巨大的中间年龄（1-8 Gyr）SMC星团的结构似乎主要是内部进化过程的结果。
2009-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Extragalactic Chromosome Map: The intermediate age SMC Cluster Lindsay 1
恒星间丰度变化的发现（又名在球状星团（GCs）中的多种群（MP）（通常在野外或较低质量的疏散星团中找不到）导致了对GCs的独特性质的研究，这些性质允许它们承载这种现象。最近的研究表明，MP不仅限于古老的GC，而且还存在于年龄低至（至少）2 Gyr的大规模集群中。这一发现对于理解MP现象的物理学很重要，因为这些年轻的星团可以提供比老星团更强的约束（例如对星团内潜在年龄分布的约束）。然而，由于在研究中采用了不同的过滤器，因此还不可能直接比较古老的GC和中间星系团。在这里，我们提出了新的HST紫外测光的7.5陀螺仪，大规模SMC集群，林赛1，为了比较其伪彩色彩色图的银河系GC。我们发现，它们几乎是相同的，并得出结论，MPs现象是相同的，无论集群的年龄和宿主星系。
2019-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Some Systematics of Galactic Globular Clusters
本文研究了所有已知的银河系球状星团的整体性质。银河系球状星团的光度与金属丰度之间的关系是复杂的。在发光的星系团之间存在着一种相关性，即最古老的星系团比年轻的星系团更缺乏金属。然而，在最暗的球状星团中却没有发现这种明确的关系。发现球状星团的中心浓度指数C与金属丰度无关。球状星团的半光半径与它们的银心距离的关系可以近似为$R_h α R^{2/3}_{gc}$。具有坍缩核心的星团大多位于银河系核心附近。对于$R_{gc} < 10$ kpc的光度和半径的集群似乎是不相关的。银河系与大麦哲伦星系和小麦哲伦星系的不同之处在于，它似乎缺乏高度扁平的发光星团。年龄为$\geq$ 13.0 Gyr的银河系球状星团都属于奥斯特霍夫II型，而年龄为$<$ 13.0 Gyr的几乎所有球状星团都属于奥斯特霍夫I型。年龄为$<$ 11.5 Gyr的球状星团都位于外星系晕中，光度低于平均值，半径高于平均值。另一方面，非常古老的球状星团NGC 6522位于银河系核心附近。
2011-08-02 astro-ph.GA
SMASHing the low surface brightness SMC
小麦哲伦云（SMC）的外围可以揭示相互作用系统中有关星系形成和演化的重要信息。在这里，我们提出了一个详细的研究扩展恒星结构的SMC使用深色星等图（CMD），作为调查的MAgellanic恒星历史（SMASH）的一部分。特别注意的是，在我们的数据从MW前景恒星，包括前景球状星团NGC 362和47 Tuc的净化。我们推导出SMC表面亮度使用“保守”的方法，从我们计算的SMC的一般参数，发现交错的表面亮度分布。我们还通过绘制恒星密度分布图来追踪较暗的外围。这种方法基于对最古老的主序星（MSTO）的恒星计数，发现了一个潮汐中断的恒星特征，距离SMC中心12度。我们还意外地发现了一个不明来源的微弱特征，位于距离SMC中心$\sim 14$度的位置，我们暂时将其与一个更遥远的结构联系起来。我们将我们的结果与$1\times10^{9} M_\odot$ SMC的内部模拟进行了比较，发现其椭圆形形状可以通过MW和LMC共同存在下的潮汐破坏来解释。最后，我们发现，较老的恒星星族显示出一个平滑的轮廓，而年轻的组件呈现出一个跳跃的密度，其次是一个平坦的轮廓，证实了严重干扰的SMC的性质。
2020-07-31 astro-ph.GA
Variable stars in the field of the Galactic globular cluster M71
Universidad Central de Chile（智利中央大学）；Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica (INAOE)（国家天体物理学、光学和电子学研究所）；Secretaría de Ciencia, Humanidades, Tecnología e Innovación (Secihti)（科学、人文、技术和创新秘书处）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autonoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Observatorio Astronómico, Universidad Nacional de Córdoba（科尔多瓦国立大学天文台）
本文通过精修周期和分类，识别M71中的变星并消除场星影响，构建去污染的CMD以约束其物理性质，发现21颗新变星并确认其参数。
2026-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VMC survey - XVII. The proper motion of the Small Magellanic Cloud and of the Milky Way globular cluster 47 Tucanae
在这项研究中，我们使用多历元近红外观测从VISTA调查的麦哲伦星系（VMC）测量自行的不同恒星星族在一个瓷砖的1.5度平方英寸。银河系球状星团47 Tuc的方向。我们得到的自行的集群本身，小麦哲伦云（SMC），和现场银河系恒星。三个主要恒星组成部分的恒星是从它们的空间分布和它们在颜色星等图中的分布中选出的。它们的平均坐标位移是从多个KS-波段观测到的KS = 19等微弱恒星之间的差异计算出来的。自行是从10个VMC历元之间的最佳拟合线的斜率在~1年的时间基线上推导出来的。背景星系被用来标定绝对天体测量参考系。由此得到的47 Tuc的绝对自行为（mu_alpha cos（delta），mu_delta）=（+7.26 +/-0.03，-1.25 +/-0.03）mas/yr。这个测量是指大约35000源分布在10和60弧分之间的集群中心。对于SMC，我们从大约5250颗红巨星和红巨星分支星中得到（mu_alpha cos（delta），mu_delta）=（+1.16 +/-0.07，-0.81 +/-0.07）mas/yr。在VISTA瓦片的视线（l = 305.9，b =-44.9）中银河系人口的绝对自行是（mu_alpha cos（delta），mu_delta）=（+10.22 +/-0.14，-1.27 +/-0.12）mas/yr，由大约4000个源得到。与天体测量参考系…
2015-10-26 astro-ph.GA
Swift, UVOT and Hot Stars
我们目前的结果，我们正在进行调查的性质，热恒星和年轻的恒星星族使用雨燕/UVOT望远镜。我们介绍了疏散星团和球状星团的UVOT测光，并表明UVOT能够表征各种罕见的热星，包括后渐近巨星分支和极端水平分支星。我们还提供了小麦哲伦云中恒星星族调查的早期结果。我们发现，SMC经历了最近的恒星形成的较量，但限制确切的恒星形成的历史将取决于找到一个有效的模型内的SMC变红。
2015-04-09 astro-ph.GA
Rotation and H$α$ emission in a young SMC cluster: a spectroscopic view of NGC 330
本文通过对年轻SMC星团NGC 330中30颗eMSTO恒星的高分辨率光谱分析，揭示了由快速自转Be星和慢速自转较热恒星组成的双族群结构，并发现了窄Hα/Hδ发射特征及星云Hα发射对观测的影响。
2024-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star cluster formation from giant molecular clouds in the Small Magellanic Cloud about 2 Gyr ago: their origin, structures, and kinematics
最近的观测发现，小麦哲伦星云（SMC）中星团（SC）的年龄分布在2 Gyr前有一个尖峰。然而，理论上尚不清楚是什么物理过程导致SMC中SC的突然形成。在这里，我们调查是否可以形成大规模的SC与初始质量超过$10^5$ $\text{M}_\odot$的SMC与大麦云云（LMC）的潮汐相互作用约2 Gyr ago，根据我们的新的模拟，其中包括分子氢形成的尘埃颗粒和SC内形成的巨型分子云（GMCs）。我们发现，由于LMC-SMC相互作用的潮汐力，质量大于$10^5$ $\text{M}_\odot$的GMCs的形成可以显著增强。我们还发现，引力束缚的大质量SC可以形成在这些GMC，虽然他们的平均恒星密度（$10^4$ $\text{M}_\odot \text{pc}^{-3}$）系统低于那些真正的球状星团（GC）。所有模拟的SC都具有扩散扩展的恒星包络，这些包络是由它们的出生GMC内的子集群的多次合并形成的。此外，我们发现，一些模拟的SC可以有相当大的全球内部旋转和周围的子结构。基于这些模拟结果，我们讨论了观测到的SMC中的SC的不同属性的起源和星系相互作用在从GMC形成大规模SC的物理作用。
2021-12-28 astro-ph.GA
A Deep, Wide-Field, and Panchromatic View of 47 Tuc and the SMC with HST: Observations and Data Analysis Methods
在HST第17周，我们利用ACS和WFC 3的紫外和红外通道（GO-11677，PI - H）对著名的球状星团47 Tuccenda进行了121个轨道的成像。Richer）。这个独特的数据集是为了解决许多科学问题而获得的，这些问题需要一个非常深的，全色的，全景的星团恒星星族的视图。在2010年9个月的时间跨度内，该计划总共使用三台HST相机获得了超过0.75毫秒的成像曝光时间。在两个宽带滤波器F606 W和F814 W滤波器中，对所有121个轨道在13个方向上对初级ACS场进行成像。平行WFC 3成像提供了一个全色（0.4 - 1.7微米）和连续的成像条带超过250度的方位角范围内的影响半径为6.5 - 17.9秒差距在47图克。这次成像的总面积超过60弧分^[2]，使用了WFC 3/UVIS上的F390 W和F606 W宽带滤光片以及WFC 3/IR上的F110 W和F160 W宽带滤光片。在本文中，我们描述了新巡天的观测设计以及用于分析所有成像数据的方法之一。该分析将三个HST相机拍摄的700多张全帧图像组合成六个滤镜中的一小部分超深、采样良好的组合图像。结果揭示了前所未有的颜色星等图（CMD）的集群延伸到> 30级的光学，29级的紫外线，和27级的IR。数据集提供了一个完整的恒星星族的47图克，从最微弱的氢燃烧的矮星，通过主序星和巨分支，非常冷的白矮星残留物在集群中的特性。该…
2011-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cracking the relation between mass and 1P-star fraction of globular clusters: II. The masses in 1P and 2P stars as a second tool
本文扩展了球状星团1P恒星比例与质量的模型，揭示了 $F_{1P}$ 与原始及污染群体质量的反相关性机制，并发现麦哲伦云星团质量与潮汐场关系异常。
2024-10-15 astro-ph.GA
Low-Metallicity Globular Clusters in the Low-Mass Isolated Spiral Galaxy NGC 2403
低质量晚型星系的球状星团（GC）系统，如NGC 2403，迄今为止研究得很少。作为一个低质量星系（M $_{\ast}$ = 7 $\times$ 10 $^{9}$ M $_{\odot}$），宇宙学模拟预测NGC 2403包含很少的吸积GC。它也是孤立的，有一个非常不受干扰的HI磁盘。根据候选人从文献中，斯隆数字巡天和超Suprime-Cam成像，我们选择了几个GC后续光谱使用凯克宇宙网络成像仪。从它们的径向速度和其他属性，我们确定了8个真正的GC与内晕或这个无凸起星系的磁盘。一项恒星星族分析表明，从大爆炸后不久到现在，GC年龄的范围很广。我们发现所有的旧GC都是贫金属的[Fe/H] $\le$ -1。所观察到的GC的年龄-金属丰度的关系表明，它们形成了许多Gyr从气体具有低的有效产量，类似于在SMC中观察到的。浓缩材料的外流可能是产量低的原因之一。预计整个系统将有$\sim$ 50个GC，我们的研究是在空间和时间上全面绘制NGC 2403星团历史的第一步。
2022-02-21 astro-ph.GA
Gaia-IGRINS synergy: Orbits of Newly Identified Milky Way Star Clusters
最近，盖亚精密的天体测量、光度测量和径向速度（RV）测量为确定古老星团的轨道带来了实质性的进步，包括最古老的银河系球状星团（MW GC）。本文的主要目标是使用盖亚DR 3和VVVX测量来获得近12个新的银河系GC候选者的轨道，这些候选者的研究很差或以前未被探索过。我们使用盖亚DR 3和VVVX数据库来识别银河系GC候选者的真正成员：VVV-CL 160，Patchick 122，Patchick 125，Patchick 126，Kronberger 99，Kronberger 119，Kronberger 143，ESO 92 -18，ESO 93 -08，Gaia 2和Ferrero 54。相关的平均星系团的物理参数推导（距离，银河系坐标，自行，RV）。我们测量精确的平均RV GC VVV-CL 160和Patchick 126，使用在双子座南望远镜与IGRINS高分辨率摄谱仪获得的观测。每个星系团的轨道然后使用GravPot 16模型计算，假设典型的银河系条形图案速度。我们第一次重建了这些星团的轨道。这些包括逆行和逆行轨道运动的星团，无论是在银河系的凸起和磁盘。轨道特性，如平均时间变化的近星系和远星系距离，偏心率，从银河系平面的垂直偏移，和Z分量的角动量得到我们的样本。我们的主要结论是，根据轨道参数，Patchick 125和Patchick 126是真正的MW凸起/晕GC;…
2022-12-13 astro-ph.GA
Accurate radial velocity and metallicity of the Large Magellanic Cloud old globular clusters NGC 1928 and NGC 1939
本文介绍了对位于大麦云云（LMC）、球状星团（GCs）、NGC 1928和NGC 1939中的红巨星的光谱观测结果。我们使用GMOS和AAOmega+2dF光谱仪获得以CaII三重态为中心的光谱，从中我们推导出个体径向速度（RV）和金属丰度。由星系团成员计算得到RV_NGC 1928和RV_NGC 939的平均RV分别为249.58 ± 4.65 km/s和258.85 ± 2.08 km/s，[Fe/H]_NGC 1928和[Fe/H]_NGC 1939的平均金属丰度分别为-1.30 ± 0.15 dex和-2.00 ± 0.15 dex。我们发现这两个GC都有RV和位置，与LMC盘的一部分一致，因此我们排除了任何可能的起源，但在同一个星系中。通过计算完全包含每个GC的圆盘的最佳解，我们获得了15个已知LMC GC的圆周速度。我们发现11/15的GC共享由$HST$和$Gaia$ DR 2自行导出的LMC旋转。这一结果表明，大麦哲伦星系盘自星系形成的非常早期就存在，并经历了GC金属丰度所显示的急剧相对快速的化学富集。剩下的四个GC原来具有与原位团簇形成不相容的圆速度，而是与从SMC剥离的圆速度。
2018-08-21 astro-ph.GA
First evidence of a stripped star cluster from the Small Magellanic Cloud
我们目前的结果，最近发现的恒星系统YMCA-1，其物理性质和属于任何麦哲伦星系已被不确定的分析。我们使用SMASH和{ \it Gaia} EDR 3数据集得出结论，我们正在处理一个小星团。它的红化自由，现场明星净化颜色星等图进行了探索，以获得集群参数。我们发现YMCA-1是一个小型（435 M $_{\odot}$）、中等年龄（年龄= 9.6 Gyr）、中等贫金属（[Fe/H] = -1.16 dex）的星团，位于距离太阳近小麦哲伦云（SMC）的位置（60.9 kpc），距离大麦云（LMC）中心以东$\sim$ 17.1 kpc。由此得到的星团亮度和大小似乎与最近发现的银河系外晕中的暗星团有些相似，尽管它与它们的年龄-金属量关系不匹配，也与原位或非原位形成的MW球状星团的年龄-金属量关系不匹配，也与LMC星团的年龄-金属量关系不匹配，但与SMC老星团的年龄-金属量关系一致。我们进行了数值蒙特卡罗模拟集成其轨道运动向后的MW-LMC-SMC系统与径向扩展的暗物质晕，经历动力学摩擦，并通过探索不同的径向速度（RV）制度的YMCA-1。对于速度为$\gtrsim$ 300 km/s的RV，在过去的5亿年中，星系团仍然与大麦哲伦星系结合。YMCA-1的详细跟踪运动学表明，它可能在两个星系之间的任何密切相互作用期间被LMC从SMC剥离，这是以前通过数值模拟预测的情况。
2022-07-11 astro-ph.GA
Age and metallicity of star clusters in the Small Magellanic Cloud from integrated spectroscopy
内容：麦哲伦星云星团的年龄和金属丰度分析为研究麦哲伦星云和其他矮不规则星系的化学演化提供了信息。目的：目的是从小麦哲伦星云中14个星团的综合光谱中获得年龄和金属丰度，其中包括一些中/老年星团。研究方法：利用全谱拟合技术，我们比较了三组不同的单恒星星族模型，使用文献中的两个拟合代码的样品团的综合光谱。结果：我们得出的年龄和金属丰度的9个中间/老年集群，其中一些以前未研究，和5个年轻的集群。结论：我们指出新确定的中/老年组群HW 1，NGC 152，Lindsay 3，Lindsay 11和Lindsay 113的兴趣。我们还确认了NGC 361、NGC 419、Kron 3和著名的最古老的SMC星团NGC 121的年龄。
2011-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric metallicity and distance estimates for $\sim$ 136,000 RR Lyrae stars from Gaia DR3
我们提出了一个样本的135,873 RR天琴座恒星（RRL）与精确的光度金属丰度和距离估计从我们新校准的$P-ϕ_{31}-R_{21}-$ [Fe/H]/$P-R_{21}-$ [Fe/H]和$G$带绝对星等金属丰度关系。RRab型和RRc型恒星的$P-ϕ_{31}-R_{21}-$ [Fe/H]和$P-R_{21}-$ [Fe/H]关系是从近2700个盖亚识别的RRL中获得的，其中精确的$ϕ_{31}$和$R_{21}$测量来自光变曲线，金属丰度估计来自光谱学。使用236个附近的RRL与准确的距离估计视差测量与盖亚EDR 3，新的$G$带绝对星等金属丰度关系和近红外周期绝对星等金属丰度关系的构建。外部检查，使用其他高分辨率的光谱样本的领域RRL和RRL成员的球状星团（GC），表明在我们的光度金属丰度估计的典型不确定性约为0.24和0.16德克斯RRab/c型星，分别没有显着的系统偏差，相对于高分辨率光谱金属丰度测量。这些金属丰度估计的准确性大大提高，特别是对于RRab星，与盖亚DR 3版本提供的那些相比。我们的距离估计的验证，再次使用GC的成员，表明典型的距离误差只有3- 4%。LMC的距离模量$μ_0=18.503\pm0.001(stat)\pm0.040(syst)$ mag和SMC的距离模量$μ_0=19.030\pm0.003(stat)\pm0.043(syst)$…
2022-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Bifurcated Age-Metallicity Relation of Milky Way Globular Clusters and its Implications For the Accretion History of the Galaxy
利用最近获得的61个银河系（MW）球状星团（GC）的年龄数据表明，它们的年龄-金属丰度关系（AMR）在[Fe/H] $\ga -1.8$上可分为两个不同的平行序列。大约有三分之一的星团形成了一个跨越整个年龄范围的偏移序列（$\sim 10.5$ -13 Gyr），但在给定的年龄下，在[Fe/H]中的$\sim 0.6$ dex更富含金属。所有的集群，但在偏移序列中的一个轨道特性是一致的MW磁盘的成员资格。它们不仅是最富金属的GC，长期以来一直被认为具有盘状运动学，而且它们是所有年龄段中最富金属的星系团。星系的质量-金属丰度关系（MMR）的斜率意味着AMR的两个分支的金属丰度的偏移对应于2 dex的质量递减，这表明属于更贫金属AMR的GC的宿主星系质量为$M_{*} \sim 10^{7-8} \msol$。我们认为，富含金属的AMR分支由在盘中原位形成的集群组成，而贫金属的GC在相对低质量（矮）星系中形成，后来被MW吸积。所观察到的AMR MW盘星，LMC，SMC和WLM矮星系被证明是与这种解释相一致的，和相对分布的隐含的祖先质量的晕GC集群是在很好的协议与MW subhalo质量函数模拟预测。分叉AMR的一个值得注意的含义是，对于富金属和贫金属GC，相同的平均年龄和年龄分布难以与后一种人群的原位形成相一致。
2013-09-03 astro-ph.GA
Metallicity of RR Lyrae stars from the Gaia Data Release 3 catalogue computed with Machine Learning algorithms
本文利用 Gaia DR3 光变曲线参数和机器学习贝叶斯方法，建立了天琴座 RR 型变星金属丰度新定标关系，并成功测量了约 13.4 万颗恒星及麦哲伦云的距离和金属丰度。
2024-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploration about the origin of galactic and extragalactic star clusters through simulated H-R diagrams
本文通过模拟的H-R图探讨了银河系和小麦哲伦星云中星团形成的起源，并与观测到的星团进行了比较。模拟研究以恒星形成历史（SFH）、光度函数（LF）、重金属丰度（Z）和大量的等时线数据库为基本输入，利用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）技术生成了合成的H-R图，并与各种星团的观测H-R图进行了比较。在最佳选择面元大小和合适的距离函数后，通过色幅图（CMD）中的点的二维匹配来进行这两个图之间的基于距离的比较。结果表明，贫重元素介质（Z = 0.0004）Gaia LF和多种高斯分布的SFH混合物可能是形成球状星团（GC）的起源。相反，富集介质（Z = 0.019）有利于Gaia LF以及双幂律（即单峰）SFH。对于SMC星团，指数LF和指数SFH的选择是一个适当的组合为穷人介质，而盖亚LF与β型SFH是首选的富集介质中的星团的形成。
2020-10-30 astro-ph.GA
A Hubble Space Telescope Study of the Enigmatic Milky Way Halo Globular Cluster Crater
我们根据哈勃太空望远镜拍摄的深光学成像，分析了暗淡恒星系统陨石坑的已解析的恒星星族。HST/ACS为基础的颜色-星等图（CMD）的火山口扩展$\sim$ 4级以下的最古老的主序列关闭，提供了很好的杠杆作用火山口的物理性质。从结构上看，陨石坑的半光半径为$\sim$ 20 pc，没有潮汐扭曲的证据。陨石坑可以用一个简单的恒星星族来描述，其年龄为$\sim$ 7.5 Gyr，[M/H] $\sim-1.65$，a M $_{\star}\sim10^4$ M $_{\odot}$，M $_{\rm V}\sim -5.3$，距离d $\sim$ 145 kpc，由于基础恒星演化模型的差异，这些性质存在适度的不确定性。在分叉和次巨星分支上方的稀疏采样的恒星可能是1.0-1.4 M的$_{\odot}$双星系统（蓝色离散星）和它们进化的后代，而不是中间年龄的主序星。这些人口的混乱突出了一个巨大的挑战，在准确地描述人口稀少的恒星系统。我们的分析表明，火山口不是一个矮星系，而是一个异常年轻的星系团，因为它位于银河系最外层的恒星晕中。陨石坑与SMC星系团Lindsay 38相似，其位置和速度与麦哲伦星系流碎片的观测和模型非常一致，表明它可能是从麦哲伦星云中吸积而来的。然而，它的年龄和金属丰度也与低质量矮星系如狮子座I或船底座的年龄-金属丰度关系一致。尽管不确定其前身系统，陨石坑似乎已被纳入银河系…
2015-11-03 astro-ph.GA
Standard Galactic Field RR Lyrae II: A Gaia DR2 calibration of the period-Wesenheit-metallicity relation
天琴座RR型星长期以来一直是流行的标准烛光，但近年来在方法和技术方面取得了重大进展，以提高其作为距离指示器的精度。我们提出了多波长（光学$UBVR_cI_c$和盖亚$G, BP, RP$ ;近红外$JHK_s$ ;中红外$[3.6], [4.5]$）周期光度金属量（PLZ），周期Weseneirs金属量（PWZ）的关系，校准使用从卡内基RR天琴座计划获得的测光和从盖亚第二次数据发布的55银河场RR天琴座星。金属丰度斜率，这一直是预测的理论关系，现在可以在所有通带测量。在PLZ关系的分散是在0.2等的顺序，并仍然是由不确定性的不确定性的控制。作为PLZ关系的一致性检验，我们还测量了到球状星团M4、大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）的距离模，结果与前人的估计非常吻合.
2019-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing Newtonian Gravity with AAOmega: Mass-To-Light Profiles and Metallicity Calibrations From 47 Tuc and M55
球状星团是弱加速度下牛顿引力理论的重要实验平台，它对我们理解引力相互作用的本质至关重要。最近有人声称，球状星团的速度色散剖面在大半径处变平，尽管在这样的天体中明显缺乏暗物质，这表明需要修改引力理论。我们继续调查这一说法，获得了有史以来最大的光谱样本47 Tuccenda和M55。此外，这个大样本允许基于钙三重线的等效宽度和红巨星分支尖端的K带幅度进行精确的金属丰度校准。假设一个等温分布，每个集群的旋转也被测量与两个集群表现出明确的旋转签名。本文还计算了小麦哲伦云中的两个球状星团NGC 121和Kron 3的整体速度色散。通过对47 Tuc和M55的速度色散分布应用一个简单的动力学模型，我们计算了它们的质光分布、总质量和中心速度色散。我们发现没有统计上显着的扁平化的速度分散在大半径的M55，和一个显着的增加，在47 Tuc的半径大于约一半的潮汐半径的配置文件。我们将这种增加解释为蒸发特征，表明47 Tuc正在经历或已经经历核心坍缩，但在任何一个星团中都不需要暗物质或修改引力理论。
2009-10-05 astro-ph.GA
Bruck 88 : a young star cluster with an old age resemblance in the outskirts of the Small Magellanic Cloud
我们目前的光谱和光度的小麦哲伦云（SMC）集群布鲁克88的结果。通过比较星系团的积分谱和模板谱，我们发现银河系球状星团的模板谱与Bruck 88最相似，但提取的星团色星等图显示Bruck 88是一个年轻的星团（log（t）= 8.1 ± 0.1）。推导出的星团年龄与位于距星团中心约2.6角秒的天空中的亮红巨星（BRG）的存在是相容的。我们偶然观察到HW 33，一个位于布鲁克88东南约3角分的星团。我们得到的星团年龄与Bruck 88相同，令人惊讶的是，位于星团半径内的BRG星似乎也与星团年龄相一致。我们估计Bruck 88视场中BRG星的MK型在G9 II/Ib - K1 III范围内。通过将MK型范围内的恒星光谱与100- 1.5亿年的模板星团综合光谱相结合，我们发现BRG/模板的比例为85/15，其光谱与Bruck 88的光谱最相似。这一结果证实了BRG星在星团积分光谱中占主导地位，从而导致了其积分光的球状星团外观。
2014-09-12 astro-ph.GA
Ultra-Deep Hubble Space Telescope Imaging of the Small Magellanic Cloud: The Initial Mass Function of Stars with M <~ 1 Msun
我们提出了一个新的测量恒星初始质量函数（IMF）的基础上超深，高分辨率测光的>5,000颗恒星的外围小麦哲伦云（SMC）星系。哈勃太空望远镜（HST）高级巡天照相机（ACS）的观测揭示了前景球状星团47 Tuc背后的这种丰富的共空间人口，我们的目标是121个HST轨道。SMC的恒星主序星在F606 W、F814 W色星等图（CMD）中测量到约30等，并使用自行将其与前景星团的人口清楚地分离。我们模拟SMC人口提取恒星质量（单一和未解决的双星）从特定的IMF，并将这些质量转换为光度在我们的带通。这些模拟恒星的相应光度直接来自400万颗人造恒星的丰富云，从而解释了真实的光度散射和数据的完整性。在M = 0.37 - 0.93 Msun的连续和良好填充的质量范围内（即，下至F606 W = 28.7时的~75%完整性极限），我们证明IMF可以用斜率α= -1.90（^{+0.15}_{-0.10}）（3 sigma误差）的单一幂律形式很好地表示（即，dN/dM \propto M^α）。这比萨尔彼得斜率α=-2.35要浅，后者与观测到的更高质量恒星光度函数一致。我们的研究结果表明，IMF不{ \it不}转向更浅的幂律形式在这个质量范围内。我们讨论了这一结果对恒星形成理论、星系推断质量以及IMF随金属丰度（缺乏）变化的影响。
2012-12-31 astro-ph.GA
Constraints on Upper Cutoffs in the Mass Functions of Young Star Clusters
我们测试的年轻星团（年龄$\lesssim\mbox{few}\times10^8$ ~年）的幂律质量函数的物理上限在$M_*\sim10^5~M_{\odot}$。具体来说，我们执行最大似然拟合的Schechter函数，$ψ(M)=dN/dM\propto M^β~\mbox{exp}(-M/M_*)$，观察到的星系团质量在八个充分研究的星系（LMC，SMC，NGC 4214，NGC 4449，M83，M51，NGC 3256）。在大多数情况下，我们发现，一个广泛的截止质量是允许的（$10^5~M_\odot \lesssim M_* < \infty$）。我们发现一个弱的检测在$M_* \sim 10^5~M_\odot$在一个案件（M51）和强有力的证据反对这一价值在两个案件。然而，当我们在我们的分析中包括集群质量中的实际误差时，对$M_*$的约束变得更弱，并且没有显著的检测（即使对于M51）。我们的数据通常与$M_*\sim\mbox{few}\times10^6~M_{\odot}$的更大截止值一致。这是从动力学模型中预测的截止值，在动力学模型中，今天观察到的老球状星团和年轻星团是由类似的物理过程和类似的初始质量函数形成的。
2018-11-14 astro-ph.GA
On the stellar content of the Carina dwarf spheroidal galaxy
我们提出了U，B，V，I光度的船底座矮球状星系，基于4,000多CCD图像。特别注意的光度校准，B，V，I波段的精度优于0.01马格。我们比较了V，B-V和V，B-I色星等图（CMD）的船底座与三个球状星团（GC，M53，M55，M79）。我们发现，只有更贫金属的GC（M55，[Fe/H]=-1.85; M53，[Fe/H]=-2.02 dex）提供了一个很好的匹配与隆凸巨分支。我们在V，V-I CMD中与三个SMC中年组（IAC，Kron 3，NGC 339，Lindsay 38）进行了类似的比较。我们发现两个富金属的IAC（Kron 3，[Fe/H]=-1.08; NGC 339，[Fe/H]=-1.36 dex）的SGB的颜色范围小于船底座的中间年龄恒星的范围。然而，更贫金属的IAC（Lindsay 38，[Fe/H]=-1.59 dex）的脊线与船底座中等年龄的恒星非常一致。这些发现表明船底座古老的恒星星族是贫金属的，金属丰度的分布似乎有限（δ [Fe/H]=0.2--0.3 dex）。船底座中等年龄的恒星几乎不可能比林赛38更富金属，它的金属丰度分布似乎很温和。我们还发现，合成CMD假设金属丰度传播0.5德克斯中期年龄恒星预测的演化特征不支持的观测。上述结果与最近的光谱研究表明船底座星的金属丰度范围很宽（δ [Fe/H]~1- 2 dex）的结论不一致。我们提出了一种新的…
2010-04-15 astro-ph.GA
Evidence for a bottom-light initial mass function in massive star clusters
本研究通过比对哈勃测光数据与N体模拟，测定120个银河系及大小麦哲伦云星团的质量函数，发现底部偏轻的初始质量函数，其大质量恒星占比更高，可缓解球状星团多族群质量预算问题，且黑洞出生抛射的模拟能匹配观测相关性。
2023-03-03 astro-ph.GA
47 Tuc in Rubin Data Preview 1: Exploring Early LSST Data and Science Potential
该研究分析Rubin DP1对47 Tuc天区的早期多波段观测，通过恒星轨迹拟合、sigma裁剪与多信息匹配滤波改善源分类并构建成员星表，验证了其变星探测和未来LSST科学潜力。
2025-08-28 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
An estimation of the Gaia EDR3 parallax bias from stellar clusters and Magellanic Clouds data
上下文盖亚EDR 3的数据集构成了目前可用于确定太阳附近恒星距离的最详细和最准确的数据集。尽管如此，在校准方面仍有改进的余地，在某些情况下，系统效应可进一步降低。目标。本文的目的是确定一个改进的盖亚EDR 3视差偏差作为一个功能的星等，颜色，和黄道纬度使用一个单一的方法适用于恒星在疏散星团，球状星团，大麦哲伦星云，和SMC。方法.我研究的行为之间的残差或差异的个人（恒星）的星系团的星系团，这是假定为常数的相应的集群或星系。首先应用Lindegren等人（2021）的零点，然后根据第一次分析的残差计算新的零点。结果林德格伦零点在G < 13的情况下显示出非常小的残差，作为个体和群体间的星等函数，但对于较亮的恒星，特别是蓝色的恒星，则有显著的残差。新的零点减少了这些残差，特别是在9.2 < G < 13的范围内。用于从星表视差不确定性转换为外部不确定性的k因子对于9.2 < G 13是小的（1.1-1.7）< 11 and G >，对于11 < G < 13是中等的（1.7-2.0），并且对于G <9.2是大的（>2.0）。因此，需要进行重大修正来计算某些恒星的盖亚EDR 3视差的距离不确定度。如果未来的分析增加来自其他星团的信息，特别是G < 11的红色恒星和G < 9.2的蓝色恒星，仍然有改进的空间。我还计算了RUWE值在1.4和8.0之间…
2021-11-05 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
New Tests for Disruption Mechanisms of Star Clusters: The Large and Small Magellanic Clouds
我们比较了观测到的大麦哲伦星系中星团质量（M）和年龄（t）的二元分布与3种理想化星团破裂模型的预测分布g（M，t）：（1）突然的质量依赖破裂;（2）逐渐的质量依赖破裂;（3）逐渐的质量无关破裂。具有质量-{ \em in}依赖性破坏的模型提供了对这些星系团种群的良好的一级描述，g（M，t）propto M^{beta} t^{gamma}，beta=-1.8+/-0.2和gamma=-0.8+/-0.2，至少对于年龄t<10^9 yr和质量M<10^3 M_sol的星系团是如此（更具体地说，t<10^7（M/10^2 M_sol）^{1.3} yr）。该模型预测星系团的光度函数应该是幂律的，dN/dL propto L^-1.8，与观测结果一致。另一方面，前两个模型在描述观测结果时表现不佳，驳斥了以前的说法，即在所研究的M-t域上，在LMC中观察到星团的质量依赖性破坏。SMC中的集群可以用与LMC相同的g（M，t）分布来描述，但样本较小，因此不确定性较大。麦哲伦星云中星系团的g（M，t）模型实际上与合并中的麦哲伦星系团的g（M，t）模型是相同的，但将有效域扩展到较低的质量和较老的年龄。这表明，至少在t<10^8年，也可能在t<10^9年的时间里，这些差异很大的星系的主导破裂过程是相似的。LMC中年轻星团的质量函数为幂律，而古老球状星团的质量函数为峰值。我们发现，这些质量函数的观察到…
2010-03-12 astro-ph.GA
