Extragalactic globular cluster near-infrared spectroscopy: II. The stellar population synthesis model zero-point problem extends to the near-infrared
本研究首次将河外星系球状星团近红外光谱用于检验恒星种群合成模型，发现年龄零点问题延伸至近红外波段，凸显了完善模型的必要性。
2024-12-18 astro-ph.GA
Possible Extragalactic Origins of Five LMC Globular Clusters: Proper Motion Deviations in Gaia DR3
研究发现五颗LMC球状星团的自行偏差可能源于与矮星系的相互作用或与LMC的合并，触发了Tarantula星云的恒星形成活动。
2026-03-10 astro-ph.GA
Extragalactic Globular Cluster Populations from High Resolution Integrated Light Spectra
本文对大质量星系和矮星系中的银河系和河外球状星团的高分辨率、积分光、详细化学丰度进行了比较。我们包括在银河系，M31，大麦云云和NGC 5128的球状星团样品的Fe，Ca，Si，Na和Al的测量。这些和我们小组最近在M31和NGC 5128上的其他结果是第一次从银河系及其最近邻居以外的老恒星的离散吸收特征中得出的化学丰度。这些丰度不仅可以提供星系的富集历史，还可以对球状星团的形成和演化提供制约。
2013-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Using Machine Learning to Identify Extragalactic Globular Cluster Candidates from Ground-Based Photometric Surveys of M87
球状星团（GCs）一直是天文学许多子领域中许多长期存在的问题的核心，因此，系统地识别外部星系中的GCs具有巨大的影响。在这项研究中，我们利用M87的研究良好的GC系统来实现监督机器学习（ML）分类算法-特别是随机森林和神经网络-使用加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）的地基测光从前景恒星和背景星系中识别GC。我们将这两种ML分类方法与“人类选择”GC的研究进行比较，发现性能最好的随机森林模型可以重新选择61.2% $\pm$ 8.0%的从HST数据（ACSVCS）中选择的GC，性能最好的神经网络模型可以重新选择95.0% $\pm$ 3.4%。当与人类分类的GC和从CFHT数据中选择的污染物相比时-独立于我们的训练数据-表现最好的随机森林模型可以正确地分类91.0% $\pm$ 1.2%，表现最好的神经网络模型可以正确地分类57.3% $\pm$ 1.1%。天文学中的ML方法一直受到极大的关注，Vera C.鲁宾天文台准备迎接第一缕曙光。本研究中的观测值被选择为与早期的鲁宾天文台数据直接可比，并且在即将到来的数据集上运行ML算法的前景产生了有希望的结果。
2022-05-19 astro-ph.GA
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
Discovery of an extended Horizontal Branch in the Large Magellanic Cloud globular cluster NGC1835
本研究通过紫外引导搜索在大麦哲伦星云球状星团NGC1835中发现延展水平分支，跨越4.5个星等，含大量RR Lyrae，并重新测定距离模数、红化和年龄，证明此类特征在银河系外星团中普遍存在。
2024-02-28 astro-ph.GA
Constraints on Helium Enhancement in the Globular Cluster M3 (NGC 5272): The Horizontal Branch Test
最近有人提出，在球状星团中，存在多个群体，表现出不同数量的氦增强是规则，而不是例外。氦增强的一个重要预测是，氦增强的蓝色水平分支（HB）恒星应该比没有氦增强的红色HB恒星更亮。在这封信中，我们在银河系球状星团M3（NGC 5272）的情况下测试了这一预测，其中氦增强情景预测几乎所有蓝色HB星的氦增强> 0.02。使用高精度Stroemgren测光和光谱重力的蓝色HB星，我们发现，任何氦的增强在大多数集群的蓝色HB星是非常可能小于0.01，从而排除了更高的氦增强，已在文献中提出。
2009-02-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Signatures of multiple stellar populations in unresolved extragalactic globular/ young massive star clusters
我们提出了在最近形成的河外星团的多个恒星星族形成的潜在签名的调查。所有的银河系球状星团都有个别恒星丰度的良好样本，显示出多个种群的证据。这似乎要求恒星形成和轻元素富集的多个事件是球状星团历史上的常态。我们发现，有可检测的观测签名的多个形成事件的大规模，年轻的河外星团的未解决的光谱。我们提出了一个试点计划的结果，以寻找一个最干净的签名，我们确定-的组合存在的发射线从最近形成的人口和吸收线从一个有点老的人口。这种系统的一个可能的例子是在银河系中发现的。这个来源的光谱显示了两个年龄分别为800万年和8000万年的恒星星族的证据。进一步的研究表明，这些种群实际上是物理上分开的，但只有59 pc的投影距离。我们表明，集群是一致的被绑定和讨论的可能性，他们的合并可能会导致一个单一的球状星团托管多个恒星星族。虽然不是大多数理论提出的多种群集群形成的原型系统，但在小样本中检测到这个系统既令人鼓舞又有趣。我们的调查表明，对大质量年轻星团的扩大调查应该会发现更多具有这种特征的星团。
2013-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
In-situ or accreted? Using deep learning to infer the origin of extragalactic globular clusters from observables
球状星团（GC）是星系聚集过程的强有力的示踪剂，并且已经被用来获得银河系祖先的详细图像。使用E-MOSAICS宇宙学模拟（34.4 Mpc）的$^3$体积，遵循的形成和共同演化的星系和他们的星团人口，我们开发了一种方法来链接GC的起源，其可观测的属性。我们使用在模拟上训练的监督式深度学习算法来捕捉这个复杂的联系，并仅基于河外观测数据来预测单个GC的起源（无论它们是在主要祖先中形成的还是从卫星上吸积的）。在$\sim 700$模拟星系主持的$\sim50,000$ GC上训练的人工神经网络分类器成功地预测了测试集中GC的起源，对于[Fe/H]<-0.5的具有明确分类的物体，平均准确率为$89$ %。该网络主要依赖于α元素丰度，金属丰度，投影位置和星团的投影角动量来预测它们的起源。使用银河系GC的已知祖先协会进行的真实世界测试达到了高达$90$ %的准确性，并成功地识别出与Kraken祖先相关的内银河系中的大多数GC以及所有的盖亚-土卫二GC。我们证明了该模型对观测不确定性的鲁棒性，并开发了一种方法来预测观测星系的分类精度。分类器可以针对可用的观测数据进行优化（例如，通过包括GC年龄来提高精度），使其成为在即将到来的宽场调查中重建星系组装历史的有价值的工具。
2023-01-13 astro-ph.GA
The high mass end of extragalactic globular clusters
在过去的十年中，一种新的恒星系统已经建立，表现出介于球状星团（GC）和早期型矮星系之间的性质。这些所谓的超致密矮星系（UCD）的质量在10^6到10^8太阳质量之间，半光半径为10-100 pc。迄今为止已知的最大的UCD主要是富含金属的，并且位于附近星系团的核心。问题是，UCD是否只是丰富的球状星团系统中质量最大的球状星团？虽然UCD和“正常”GC在几个参数空间中形成连续序列，但对于质量大于~2.5x10^6 M_sun的恒星系统，标度律似乎有一个突破。与GC不同，UCD遵循质量大小关系，它们的质光比大约是具有可比金属丰度的GC的两倍。在这篇文章中，我提出了最明亮的球状星团和超紧凑的矮星系的属性，并讨论所观察到的结果是否是兼容的“星团”起源的UCD或它们是否更有可能与暗物质为主的矮星系。
2009-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Data Analysis of Globular Cluster Harris Catalogue in view of the King models and their dynamical evolution. II. Observational Evidences
总结了与King模型演化有关的球状星团（GCs）布居特征的一些观测比较。为了强调主体对动力学演化的影响，我们还与一些河外GC系统进行了比较。
2014-05-19 astro-ph.GA
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
Three Parameters for the Horizontal-Branch Morphology in Globular Clusters
球状星团（GCs）的水平支（HB）形态主要由金属丰度来描述。一些具有几乎相同金属丰度的团簇表现出不同的HB，这一事实表明其他参数在起作用。我们目前的结果，从分析的CMD的72 GC获得的高级相机的调查（ACS）的哈勃太空望远镜（HST）。我们发现HB的颜色扩展和主机集群的质量之间存在显着的相关性，而HB和红巨星分支（RGB）之间的颜色距离取决于金属丰度和年龄。我们认为，年龄和金属丰度是主要的全球参数的HB形态在GC，而HB的扩展主要是由于内部氦的变化，与多个恒星星族。
2013-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accreted Globular Clusters and Horizontal Branch Morphology in the Outer Halo of M31
基于HST测光分析M31外晕48个球状星团水平支形态，发现极红HB星团与吸积子结构显著相关，首次直接证实红HB晕星团起源于卫星吸积，揭示M31比银河系具有更漫长的吸积历史。
2025-06-26 astro-ph.GA
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
Optimal Integrated Abundances for Chemical Tagging of Extragalactic Globular Clusters
高分辨率积分光（IL）光谱学提供了无法分辨恒星的遥远球状星团的详细丰度。与其他系统的粗略比较（例如化学标记）需要了解星团之间可能发生的系统偏移，例如由于基础恒星星族的不确定性而产生的偏移。本文分析了银河系球状星团47 Tuc、M3、M13、NGC 7006和M15的高分辨率IL光谱，以（1）量化Fe、Ca、Ti、Ni、Ba和Eu的潜在系统不确定性，（2）确定最稳定的丰度比，这将有助于未来对未解决目标的分析。当恒星星族被很好地模拟时，仅根据对大气参数的敏感性，不确定性约为0.1-0.2 dex;在最坏的情况下，不确定性可上升到0.2-0.4 dex。[Ca I/Fe I]比值被确定为最佳综合[alpha/Fe]指标（偏移<0.1 dex），而[Ni I/Fe I]也非常稳定，在<0.1 dex范围内。的[Ba II/Eu II]的比例也是稳定的，当底层的人口是很好的建模，也可能是有用的化学标记。
2014-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Chemical Composition of Globular Clusters of Different Nature in our Galaxy
编制了一个银河系球状星团表，并利用它分析了星团化学参数和运动学参数之间的关系。该星表包括157个球状星团的位置、距离、光度、金属岩和水平分支形态指数，以及72个球状星团的空间速度。对于69个球状星团，这些数据补充了各种核合成过程中产生的28种化学元素的相对丰度，取自1986 - 2018年发表的101篇论文。讨论了在低金属量吸积的球状星团中水平分支变红的趋势。被认为是基于化学和运动学性质的厚盘和晕子系统的集群成员资格的标准之间的差异。这一点可以通过以下事实得到证明：所有富含金属的（$\rm{[Fe/H]} > -1.0$）星团都位于银河系的中心和平面附近，而不管它们在特定的银河系子系统中的运动学成员。一个例外是人马座的一个矮星系丢失了三个吸积星团。与此同时，在任何运动学选择的银河系子系统中，更遥远的星系团在金属贫乏的星系团中所占的比例都很高。
2019-04-12 astro-ph.GA
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
Modeling the kinematics of globular cluster systems
球状星团（GC）是古老的大质量星团，是星系形成的“化石”。盖亚天文台的出现使银河系GC的详细运动学研究成为可能，并彻底改变了我们对GC属性和星系组装之间联系的理解。然而，缺乏河外GC的运动学测量限制了GC系统的样本量，我们可以充分研究。在这项工作中，我们提出了一个模型GC的形成和演变，其中包括个别GC的位置和运动学信息，通过将它们分配给粒子在Illustris TNG 50 -1模拟的年龄和位置的基础上。我们校准的三个可调模型参数，利用银河系和河外GC系统的观测特性，包括位置分布，系统速度，速度色散，各向异性参数，轨道作用，和金属丰度。我们还分析了不同来源的GC的性质。在外星系中，离地星系团比原地星系团更占优势。这导致GC金属丰度向外降低，由于越来越多的吸积，贫金属集群。我们还发现，离位GC有更大的速度色散和轨道的行动，在协议与他们的吸积起源。
2022-07-10 astro-ph.GA
The role of cluster mass in the multiple populations of Galactic and extragalactic globular clusters
基于哈勃空间望远镜（$HST$）测光的F275 W、F336 W和F438 W研究表明，球状星团（GC）中多星族（MP）的发生率和复杂性取决于星团质量。然而，这个结果是基于附近的低红化银河GC，我们可以获得精确的F275 W测光。在这项工作中，我们利用$HST$测光F336 W，F438 W，和F814 W的特点MP在68个银河系和河外GC使用伪彩色$C_{F336W,F438W,F814W}$，这是更有效的观测时间比伪彩色$C_{F275W,F336W,F438W}$在以前的作品。我们首先单独分析了银河系GC，发现RGB颜色宽度与[Fe/H]密切相关。在消除对金属丰度的依赖性后，我们获得了与簇质量的强相关性，从而证实了之前的发现。然后，我们利用RGB宽度比较银河系和河外GC中的MP。类似于银河系GC，麦哲伦云GC的RGB宽度与星系团质量相关，去除金属丰度的依赖性后。这一事实表明，团簇质量是影响MPs性能的主要因素。平均而言，麦哲伦星系团的RGB比银河系GC更窄，具有相似的质量和金属丰度。我们认为这种差异是银河系GC中恒星质量损失的标志。作为替代，质量-RGB-宽度关系将取决于宿主星系。最后，我们利用地面测光通过$C_{U,B,I}$伪彩色、地面类似物$C_{F336W,F438W,F814W}$对Terzan 1，7进行了研究，发现该星团与简单总体一致。
2019-09-18 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
Extragalactic globular cluster near-infrared spectroscopy: I. Integrated near-infrared spectra of Centaurus A/NGC 5128
本文通过SOAR/TripleSpec4获取NGC 5128的21个球状星团近红外光谱，旨在测试近红外模型并改进恒星族估计。
2024-12-18 astro-ph.GA
Intermediate-Mass Black Holes in Extragalactic Globular Clusters
中等质量黑洞（IMBH）的质量约为100至100，000太阳质量。他们仍然难以捉摸。在现今的球状星团（GC）中观测IMBH将验证早期宇宙中种子黑洞的形成通道，并为引力波设施的事件预测提供信息。每个星系达到大量的GC是关键，因为模型预测只有百分之几的星系会保留它们的引力波促进IMBH。相关的，许多星系将需要进行检查，以建立一个强大的样本IMBHs在GC。这些需求可以通过使用下一代超大型阵列（ngVLA）来满足，以在数百个星系的GC中搜索IMBHs，距离为25 Mpc。这些星系总共拥有数万个GC。我们描述了如何转换的ngVLA信号从GC到IMBH质量根据半经验吸积模型。模拟气相色谱中的气体流动将有助于提高转化的稳健性。此外，自洽的动力学模型的GC，恒星和二进制的演变中存在的IMBH，将有助于提高IMBH保留的预测，为当今的GC。
2019-03-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Young accreted globular clusters in the outer halo of M31
本文报道了双子座/GMOS对M31外围两个新发现的球状星团的观测结果。这些天体，PAdAS-7和PAdAS-8，位于银河中心半径约87千秒差距，并以约19千秒差距投射到被称为西南云的场晕子结构上。我们测量径向速度的两个集群，确认它们几乎肯定是物理上与此功能。色星等图显示PA-7和PA-8的水平分支都非常短，只有红色;两者的光度[Fe/H] = -1.35 +/-0.15。在这个金属丰度，水平分支的形态是最敏感的年龄，我们使用PA-7和PA-8中看到的独特的配置，以证明这两个对象很可能是至少2 Gyr年轻比最古老的银河系球状星团。我们的观测结果为年轻的球状星团被吸积到M31遥远的外部区域提供了强有力的证据，这种吸积的方式与银河系的既定图像完全一致，并增加了这样一种观点的可信度，即类似的过程在确定一般大型螺旋星系中球状星团系统的组成方面发挥着核心作用。
2012-11-06 astro-ph.GA
Exploring the formation mechanisms of tidal structures in globular clusters of extragalactic origin
Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
本研究通过分析 extragalactic 来源球状星团的潮汐结构，发现内部属性与轨道配置共同影响形态，吸积历史与潮汐特征无直接关联。
2026-02-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Variable Stars in CMa Globular Cluster Candidates
本文介绍了银河系球状星团M79（NGC 1904）减影分析的初步结果，以及对NGC 1851中变星种群的新调查。M79和NGC 1851之前都与大犬座的过密度有关，这被认为是银河系外的起源。我们在M79中发现了6个新的RR型天琴座，并回收了3个以前已知的RR型天琴座。5个ab型RR天琴座的平均周期为0.68 ~ d，对应于奥斯特霍夫II分类-这对于河外起源的系统来说是不寻常的，尽管不是前所未有的。我们还报告了在NGC 1851中发现了至少4个以前未知的变量。
2011-05-04 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
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
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
On the Fundamental Line of Galactic and Extragalactic Globular Clusters
在以前的论文中，我们发现我们银河系的球状星团位于log（Re），SBe，log（sigma）参数空间中的一条线周围，具有中等程度的分散性和显著的轴对称性。这意味着存在一个纯粹的光度标度律，通过将这样一条线投影到log（Re），SBe平面上获得。这样的光度学量很容易获得大样本的集群，而不是恒星速度色散数据。我们研究了129个银河系和河外星系团的样本在这样的光度平面上的V波段。我们寻找SBe和log（Re）之间的线性关系，并研究它周围的散射如何受到年龄和动力学环境的影响。我们将我们的结果解释为对基本线进化起源与原始起源的测试。我们进行了详细的分析表面亮度分布，这使我们能够提出一个目录的结构特性，而不依赖于一个给定的动力学模型。我们发现SBe与log（Re）之间存在线性关系，其形式为SBe =（5.25 +- 0.44）log（Re）+（15.58 +- 0.28），其中SBe的单位是mag/arcsec ^[2]，Re的单位是parsec。年轻和年老的星团都遵循标度律，在SBe中的散射约为1等。然而，年轻的集群显示出更多的分散性和明显的趋势，这种分散随着年龄的增长，老集群没有。如果以簇半光弛豫时间为单位来测量簇龄，则这种趋势变得更紧密。因此，两体弛豫起着重要作用，与被动恒星星族的演变，在塑造SBe，日志（Re）和集群年龄之间的关系。我们认为log（Re）-SBe关系和基线标度律并不是初…
2010-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
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
Sizes of Galactic Globular Clusters
本文研究了银心距与银河系球状星团半光半径之间偏离平均幂律关系的情况。令人惊讶的是，偏离平均R_h与R_gc的关系似乎并不与集群光度，集群金属丰度，或水平分支形态。发现轨道形状的差异对银河系球状星团的R_h与R_gc关系中的散射有贡献。
2012-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Exploring the nature and synchronicity of early cluster formation in the Large Magellanic Cloud: III. Horizontal Branch Morphology
利用哈勃空间望远镜GO-14164观测到的高质量数据，研究了大麦云星云（LMC）中球状星团水平分支形态的变化。我们的新观测导致测光的精度与银河系球状星团人口相当。我们的分析表明，一旦金属丰度占，集群在大麦哲伦星系在很大程度上共享相似的水平分支形态，无论其在系统内的位置。此外，大麦哲伦星系团拥有，平均而言，略红的形态比大多数内晕银河系人口，我们发现，相反，他们的特点往往是更相似的集群所表现出的外星系晕。我们的研究结果是一致的，与以前的研究表明水平分支形态和年龄之间的相关性。
2017-12-29 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
A Giant Planet Around a Metal-poor Star of Extragalactic Origin
处于演化后期的恒星，如水平分支恒星，仍然在很大程度上未被探索为行星。我们报告的HIP 13044，一个非常贫金属的红色水平分支的恒星，在2.2米MPG/ESO望远镜的高分辨率摄谱仪的径向速度观测的基础上检测到的行星伴星。这颗恒星由行星引起的径向速度变化周期为P=16.2天，可以从恒星活动指标的周期中区分出来。它的最小质量是1.25木星质量，轨道半长轴是0.116天文单位。由于HIP 13044属于一组从银河系分裂的卫星星系中吸积的恒星，因此这颗行星很可能起源于银河系外。
2010-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA
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
Multiple populations along the asymptotic giant branch of the globular cluster M 4
几乎所有的银河系球状星团的恒星都显示出特征性的丰度反相关，就像典型的场晕星的富O/贫Na模式，以及贫O/富Na的额外成分。最近的一项光谱研究质疑在星团M4的渐近巨星分支恒星样本中存在贫氧/富钠星，这与沿着星团红巨星分支和水平分支的贫氧/富钠成分的光谱检测不同。这与星团水平分支形态学和水平分支恒星演化模型的预期相反。在这里，我们研究了这个问题，采用CUBI=（U-B）-（B-I）指数，以前的研究已经证明是非常有效的分离多个人口沿红巨星和渐近巨星分支序列。我们证实了以前的结果，RGB是本质上广泛的V-CUBI图，与存在的两个组件，很好地对应于两个人口确定的高分辨率光谱。我们发现，AGB星分布在广泛的CUBI值，在密切的类比观察到的RGB，表明M4的AGB也主机多个恒星星族。
2016-12-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of extragalactic Ultra-Compact Dwarfs and Globular Clusters using Explainable AI techniques
Bernoulli Institute for Mathematics, Computer Science and Artificial Intelligence（伯努利数学、计算机科学与人工智能研究所）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Faculty of Science and Engineering, University of Groningen（格罗宁根大学科学与工程学院）
星系周围的致密恒星系统，如超致密矮星（UCD）和球状星团（GC），被认为是形成这些星系的合并事件的示踪剂。因此，识别这样的系统可以研究星系的质量组装，形成和演化。然而，在缺乏光谱信息的情况下，使用成像数据检测UCD/GC是非常不确定的。在这里，我们的目标是训练一个机器学习模型，使用6个过滤器，即u，g，r，i，J和Ks中的天炉座星系团的多波长成像数据，将这些物体从前景恒星和背景星系中分离出来。对象的类别是高度不平衡的，这对于许多自动分类技术是有问题的。因此，我们使用合成少数过采样来处理训练数据的不平衡。然后，我们比较了两个分类器，即局部广义矩阵学习矢量量化（LGMLVQ）和随机森林（RF）。这两种方法都能够以> 93%的精度和召回率识别UCD/GC，并提供反映每个特征维度%（颜色和角度大小）对于分类的重要性的相关性。这两种方法检测角度大小作为这个分类问题的重要标志。虽然天文学期望u-i和i-Ks的颜色指数是最重要的颜色，但我们的分析表明，诸如g-r的颜色信息量更大，这可能是因为较高的信噪比。除了出色的性能，LGMLVQ方法允许进一步的解释性，通过提供每个单独的类，类的代表性样本的特征重要性和非线性可视化的数据的可能性，在这方面的贡献。我们的结论是，采用机器学习技术来识别UCD/GC可以带来有希望的结果。
2022-01-07 astro-ph.GA cs.AI
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. IX. Horizontal Branch Morphology and the Second Parameter Phenomenon
球状星团（GCs）的水平分支（HB）形态受金属丰度的影响最大。第二个参数的现象承认，金属丰度单独是不够的，以描述HB形态的所有GC。特别是，外星系晕包含的GC在给定的金属丰度比太阳圈内发现的更红的HB。因此，需要至少第二参数来表征HB形态。在这里，我们分析的HB和红巨星分支（RGB），d（V-I），从HST ACS测光的60个GCs在银河系中心的~20千秒差距内测量之间的中值色差。对这一均匀数据集的分析表明，在去除金属丰度的影响后，d（V-I）和年龄之间的相关性比考虑的任何其他参数都强。扩大样本，包括6个最遥远的银河系GC的HST测光提供额外的支持，d（V-I）和年龄之间的相关性。这一结果相对于所采用的金属丰度标度和年龄测定方法而言是可靠的，但必须注意的是，样本中很大一部分无法获得高质量、详细的丰度信息。当一个子集的GC具有类似的金属丰度和年龄被认为是d（V-I）和中心光度密度之间的相关性被曝光。对于在给定金属丰度下存在的具有红色血红蛋白的GC，我们得出结论，年龄是第二个参数，中心密度最有可能是第三个参数。与GC中HB形态相关的重要问题，特别是多模态分布和淡蓝色尾部，仍有待解释。（节录）
2009-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Far Ultra-Violet Insights Into NGC 1399's Globular Cluster Population
本文利用哈勃空间望远镜ACS/SBC F140 LP对NGC~1399的观测资料，寻找河外球状星团中存在多个恒星星族的证据。增强的FUV人口被认为是在球状星团，特别是极端/蓝色水平分支恒星的氦增强的第二代人口的指标。在视野中的149个球状星团中，有58个具有远紫外（FUV）对应物，亮度超过28.5。其中六个FUV探测到的球状星团也在X射线中被探测到，包括一个超亮X射线源（$L_X > 10^{39}$ erg/s）。虽然光学明亮的集群对应于更明亮的FUV对应物，我们观察到富金属和贫金属集群的FUV发射，这意味着FUV过量不依赖于光学颜色。我们也没有发现任何证据表明，集群的大小影响FUV发射。具有X射线发射的星系团并不是异常的FUV亮，这表明即使是超亮的X射线源也不能提供显著的FUV贡献。NGC 1399是第四个对其球状星团系统进行探测以寻找FUV增强的证据的星系，我们将这些星系团与之前对银河系、M31、M87和M81中最亮的星系团的研究进行了比较。这些来源表明，许多球状星团可能拥有极端HB星和/或第二代星，并强调需要更完整的河外球状星团系统的FUV观测。
2022-10-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The horizontal branch luminosity vs metallicity in M31 globular clusters
由于HST的杰出能力，我们目前对M31球状星团（GC）的了解与我们在20世纪60年代至70年代对银河系GC的了解相似，这为使用这些天体作为示踪剂研究晕和星系形成奠定了基础，并确立了它们在定义宇宙距离尺度方面的重要性。我们打算利用HST存档的M31中的旧GC的大型光度数据库，导出一个新的M_V（HB）-[Fe/H]关系的校准。我们收集了M31中48个旧GC的BVI数据，并通过对所有对象应用相同的方法和程序对其进行分析。我们得到了一组均匀的颜色星等图（CMD），最适合与选定的银河系模板GC的基准CMD脊线。红化，金属丰度，水平分支（HB）光度和距离确定自相一致的每个集群。本研究的主要结果有三个：i）关系M_V（HB）=（0.25+/-0.02）[Fe/H]+（0.89+/-0.03），它是从上述参数中获得的，并根据模板银河系GC的距离进行校准; ii）到M31的距离模量为（m-M）_0=24.42+/-0.06 mag，通过使用V_0（HB）将参考值[Fe/H]=-1.5处的该关系归一化为类似关系而获得。这是第一次根据银河系GC校准的GC系统的特征确定M31的距离; iii）到大麦云云（LMC）的距离，根据以前的结果估计为18.54+/-0.07等。这些值与最近基于银河系造父变星和天琴座RR星的HST星矢的估计以及最近的方法非常一致。
2012-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Pollution versus diffusion: Abundance patterns of blue horizontal branch stars in globular clusters NGC6388, NGC6397, and NGC6752
本研究分析三个球状星团的蓝水平支星丰度，以区分氦增丰污染与辐射悬浮效应，并揭示 NGC6388 可能存在氦增丰。
2024-12-02 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
Chemical abundances in bright giants of the globular cluster M62 (NGC 6266)
除了泰山5之外，所有银河系的球状星团都具有显著的金属丰度分布，例如欧米茄Cen和M22，它们都是具有延伸的水平分支的更明亮的星团。在这里，我们介绍了球状星团M62中七颗亮巨星的径向速度和化学丰度，这是一个以前很少研究的星团。M62的M_V =-9.18，是银河系中亮度排名第九的球状星团，并有一个延伸的水平分支。在我们的样本中，我们发现（i）没有证据表明金属丰度[Fe/H]的分散，超出了测量的不确定性，（ii）恒星与恒星之间的C，O，Na和Al的丰度变化与这些元素之间的通常相关性在其他球状星团中看到的，和（iii）元素Zr，Ba和La的全球富集水平[X/Fe] = +0.4 dex。对于比La重的元素，丰度比与标度太阳$r$过程分布一致。低于La，丰度是异常的，当相比，缩放太阳的S-过程或R-过程分布。对于这些元素，M62中的丰度特征与快速旋转大质量恒星的s过程的预测一致，尽管我们测量的高[Rb/Y]比可能对这种情况构成挑战。
2014-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origin and Chemical Evolution of the Exotic Globular Cluster NGC3201
NGC 3201是一个球状星团（GC），它显示出非常特殊的运动学特征，包括极端的径向速度和高度逆行的轨道，强烈暗示着银河系外的起源。我们的目标是在多种群（MP）的背景下研究NGC 3201，希望通过研究化学丰度模式来限制可能的自我富集候选者，并深入了解这个有趣的集群的起源。我们提出了一个详细的化学丰度分析的八个红巨星分支（RGB）的恒星使用高分辨率光谱。我们测量了29种元素，发现[Fe/H]=-1.53+/-0.01，我们不能排除~0.12 dex的金属丰度分布，以及晕GC的典型α增强。但除Mg外，所有轻元素的丰度都有显著的差异。我们确认存在一个扩展的Na-O的关系。n-俘获元素通常由r-过程控制，与银河系GC的大部分一致。总的（C+N+O）丰度略超太阳，需要对等时线年龄进行小的向下修正，得到11.4 Gyr。从运动学上看，NGC 3201似乎有可能起源于银河系外，但它的化学演化与大多数其他可能是银河系本土的GC相似。
2013-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
UV Properties of Galactic Globular Clusters with GALEX I. The Color-Magnitude Diagrams
我们目前的GALEX数据的44个银河系球状星团在2004年和2008年之间的3个GALEX观测周期。这是有史以来收集到的关于银河系球状星团紫外光度特性的最大均匀数据集。讨论了样品的选择和光度分析，给出了色-星等图。蓝色和中蓝色水平支是老星系球状星团紫外色星等图的主要特征。我们的样本足够大，足以显示在古老的恒星星族中发现的各种各样的水平分支形状。其他明显被探测到的恒星类型是蓝离散星和核心后燃烧的氦星。简要讨论了银河系球状星团紫外色星等图的主要特征。我们在紫外色星等图中建立了核后He燃烧星的轨迹，并在我们的星团样本中给出了候选AGB-manqu é、后早期AGB和后AGB星的星表。
2012-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
