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 of blue straggler stars in Galactic Globular Clusters
通过使用高分辨率光谱仪FLAMES@VLT，我们进行了第一次系统的活动，专门测量蓝离散星（BSS）的化学丰度。这些恒星的存在是经典恒星演化理论所不能预测的，它们很可能是球状星团稠密环境中恒星之间相互作用的产物。两个主要的情况下BSS的形成（质量传递在二进制系统和恒星碰撞）已被提出和流体动力学模拟预测不同的化学模式，在这两种情况下，特别是C和O耗尽的质量传递BSS。本文讨论了6个球状星团中BSS样品的主要结果及其对BSS形成过程的解释。首次发现了温度高于$\sim$ 8000 K的BSS的浅包层中存在辐射悬浮的证据，并在47 Tuccenda、M30和$ω$ Centauri中检测到了某些BSS的C和O耗尽，从而表明这些BSS的质量传递起源。低百分比的CO耗尽BSS表明，耗尽可能是一个短暂的现象。
2014-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cosmic-Lab: Chemical and kinematical properties of Blue Straggler stars in Galactic Globular Clusters
蓝离散星（BSSs）比主序星（MS）更亮、更蓝、质量更大，其形成有两种可能：碰撞诱导恒星合并（COL-BSSs）和双星系统质量转移（MT-BSSs）。MT和COL-BSS都应该快速旋转，但制动机制可能会以未知的效率和时间尺度进行干预，从而阻止对预期旋转速度的明确预测。在这种情况下，正在使用FLAMES@VLT进行广泛的调查，目的是获得银河系GC中BSS代表性样本的丰度模式和旋转速度。在47 Tuc中已经确定了一个CO耗尽的BSS子群，仅检测到一颗快速旋转的恒星（Ferraro等人，2006）。在这篇博士论文中，我分析了4个GC中130多个BSS的FLAMES光谱：M4、NGC 6397、M30和ωCentauri。这是迄今为止光谱学研究的最大BSS样品。仅在4-5个案例中观察到CO耗尽的迹象（在M30和ωCentauri中），表明大多数BSS具有碰撞起源，或者CO-耗尽是一种瞬态现象。不幸的是，由于辐射悬浮的影响，在大量情况下无法得出关于形成机制的结论。值得注意的是，这是第一次在温度高于8200 K的BSS中发现辐射悬浮的证据。最后，我们还发现了在任何GC中观测到的最大比例的快速旋转BSS：M4中的40%和ωCentauri中的30%。虽然没有解决BSS形成的问题，但这些结果提供了有关BSS物理性质的宝贵信息，这对于建立其演化的现实模型至关重要。
2014-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical analysis of the Bulge Globular Cluster NGC 6553
球状星团是银河系中最古老的天体之一，因此它们的研究人员是了解银河系早期经历的演化和形成过程的关键。光谱学研究使我们能够对球状星团的化学组成进行详细的分析。我们研究的目的是对膨胀球状星团NGC 6553的恒星样本进行详细的化学丰度分析，以确定化学模式，使我们能够欣赏银河系中金属最丰富的球状星团之一的多重星群现象。正在利用FLAMES/GIRAFFE摄谱仪、VVV Survey和盖亚任务DR 2获得的数据进行分析。我们分析了20颗红色水平支星，这是该星团的第一次广泛的光谱丰度分析，并测量了8种化学元素（O，Na，Mg，Si，Ca，Ti，Cr和Ni），得出了平均铁含量$[Fe/H] = -0.10\pm0.01$和平均值$[α/Fe] = 0.21\pm0.02$，考虑到Mg，Si，Ca和Ti（平均值的误差）。我们发现Na的含量有显著的扩散，而O的含量很小或可以忽略不计。我们没有发现$α$和铁峰元素含量的内在变化，显示出与膨胀场恒星的趋势很好的一致性，表明类似的起源和演化。
2021-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
FLAMES and XSHOOTER spectroscopy along the two BSS sequences of M30
本文利用甚大望远镜的FLAMES和XSHOOTER对球状星团（GC）M30中的15颗蓝离散星（BSS）进行了光谱观测。已经选择了目标来对发现的两个BSS序列进行采样，沿着蓝色序列有7个BSS，沿着红色序列有8个BSS。特别是，几乎所有观测到的BSS的自转速度都小于~30 km/s，只有一个（蓝色）快速旋转的BSS（>90 km/s）被确认为WUMa双星。这一旋转速度分布类似于在47 Tuccott和NGC 6397中获得的结果，而M4仍然是迄今为止研究的唯一一个拥有大部分快速旋转BSS的GC。所有温度超过~7800 K的恒星（无论母恒星的BSS序列如何）都显示出比正常星团恒星更大的铁丰度，并且随着有效温度的变化趋势明显。这种行为表明，由辐射悬浮驱动的粒子传输机制发生在这些恒星的光球层中，就像已经在NGC 6397中观察到的BSS一样。最后，4个属于红色序列的BSS（不受辐射悬浮的影响）显示出强烈的[O/Fe]耗尽，相对于红巨星分支和水平分支恒星的丰度。这种O-耗尽是相容的化学签名预期在BSS中形成的二元系统中的传质过程，在协议中提出的机制形成BSS中的红色序列。
2013-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of NGC5824, a globular cluster without iron spread but with an extreme Mg-Al anticorrelation
NGC 5824是一个巨大的银河系球状星团，根据钙三重线的强度，它的铁含量被怀疑有内在的扩散。我们目前的化学丰度的117个星团巨星使用高分辨率光谱获得的多目标摄谱仪火焰。87颗红巨星分支星的金属丰度分布峰值在[Fe/H]=-2.11+-0.01dex，而30颗渐近巨星分支星的金属丰度分布峰值在[Fe/H]=-2.20+-0.01dex。这两种分布都与零散布兼容，并指出该星系团没有保留超新星的喷出物。这两组恒星之间的铁丰度偏移量很小，与其他星团中的红巨星和渐近巨星分支恒星之间已经观察到的相似。缺乏内在的铁扩散排除了NGC 5824是一个分裂的矮星系的残余物的可能性，正如以前所建议的那样。我们还发现了通常在球状星团中观察到的化学异常的证据，即Na-O和Mg-Al的关系。特别是，NGC 5824表现出巨大的[Mg/Fe]丰度范围，仅在少数贫金属和/或大规模集群中观察到。我们的结论是，NGC 5824是一个正常的球状星团，没有扩展在[Fe/H]，但有一个异常大的扩展在[Mg/Fe]，可能是由于一个有效的自富集驱动的大质量渐近巨星分支星。
2018-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Relative Ages of Nine Inner Milky Way Globular Clusters from Proper Motion Cleaned Color-Magnitude Diagrams
我们对银河系球状星团（MWGCs）年龄-金属丰度关系的研究还很不完整，而且大多数MWGCs缺乏自洽的年龄测量。在这里，我们利用深，均匀的多时代哈勃太空望远镜（HST）的9个MWGC位于朝向银河系内部的成像来测量它们的相对年龄，在大多数情况下是第一次。我们的相对年龄测量旨在与VandenBerg等人（2013，V13）提出的大规模MWGC年龄集直接可比，使用相同的过滤器，进化模型和测热校正，扩展到与我们的目标集群相关的更高的消光值。采用V13 MWGC年龄尺度，我们的相对年龄测量意味着我们的目标集群一直非常古老，平均年龄为12.9 $\pm$ 0.4 Gyr，年轻的富金属MWGC NGC 6342除外。我们进行了两个测试，以验证我们的方法的精度，并讨论了我们的目标集群位点在MWGC年龄金属丰度平面的影响。此外，我们使用我们的完全自洽的热辐射校正，以评估系统的影响，在总的选择性消光比$R_{V}$相对年龄测量的变化。
2021-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Intrinsic iron spread and a new metallicity scale for Globular Clusters
我们利用FLAMES@VLT（每个星系团中分别有100颗GIRAFFE和10颗UVES星）收集了19个星系团球状星团（GC）中约2000颗红巨星分支（RGB）星的光谱。这些观测提供了一个前所未有的，精确的，均匀的数据集的铁丰度在GC。我们用它来研究铁的宇宙散射，发现就铁而言，大多数GC仍然可以被认为是单金属的，因为铁的散射上限小于0.05 dex，这意味着均匀度优于12%。我们发现Fe的散射似乎依赖于光度，这可能是由于众所周知的上RGB恒星的恒星大气不足和/或固有的变化。它似乎也与集群的性质，如质量，表明更大的散射在更大的质量GC这可能是一个（小）真正的内在散射。这19个GC涵盖了银河系GC大部分的金属丰度范围，定义了一个准确和更新的金属丰度尺度。我们提供了一些现有的尺度变换方程。我们还提供了新的值[Fe/H]，在我们的规模，所有的GC在哈里斯的目录。
2009-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundances as a tracer of AGB stars pollution in the globular cluster NGC 6752
本文对贫金属球状星团NGC 6752中从转折到低红巨星分支的217颗恒星进行了化学丰度分析。铝和锂的丰度是通过光谱合成得到的，应用于火焰收集的光谱，在GIRAFFE和UVES模式。这项工作的目的是深入了解污染物（S）的性质负责的丰度变化和C-N，Na-O，Al-Mg的反相关与多重人口现象。我们在未演化恒星中发现了A（Li）=2.33 $\pm$ 0.06 dex的平台，在红巨星分支的底部，平均Li含量持续下降到$\sim$ 1.25 dex。正如在经典的反相关情景中所预期的那样，我们发现了Al含量低、Li含量高的恒星，以及Al含量高、Li含量低的恒星。然而，除此之外，我们还发现了富铝的证据，第二代恒星具有高Li含量。这一发现表明需要锂生产，已知发生在中等质量（$\sim$ 4- 8 M $_{sun}$）AGB星通过卡梅隆-福勒机制。值得注意的是，富铝星中观测到的Li丰度从未超过贫铝星。
2021-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the serendipitous discovery of a Li-rich giant in the globular cluster NGC 362
我们偶然发现了第一颗富含锂的巨星，它位于一个球状星团的红巨星分支凸起附近。通过中等分辨率的火焰光谱，我们得出了锂的丰度A（Li）=2.55（假设当地的化学平衡），这是非常高的考虑到恒星的演化阶段。运动学和光度分析确认该天体是球状星团NGC 362的成员。这是在球状星团中发现的第四颗富锂巨星，但也是唯一一颗已知存在于光度接近凸点星等的巨星。前面的三个探测器显然更加进化，位于红巨星分支的尖端附近或之外。我们的观测能够排除行星/褐矮星的吸积，以及作为这种罕见物体形成通道的增强质量损失机制。虽然这颗恒星刚好位于星团凸点光度的上方，但它的温度使它在颜色-星等图中朝向巨分支的蓝色一侧。我们需要进一步的专门观测，以明确地确定这颗恒星是红巨星：我们目前无法确认Li的产生是否发生在光度函数的凸点上，或者这颗恒星是否在零年龄前的水平分支上。后一种情况为恒星提供了在核心氦闪光期间快速合成锂的机会，或者在红巨星分支上升期间通过一些额外的混合过程逐渐合成锂。
2015-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chrono-chemodynamical analysis of the globular cluster NGC 6355: Looking for the fundamental bricks of the Bulge
关于银河系集合时间的信息印刻在球状星团的化学动力学上。这使它们成为帮助我们了解银河系形成和演化的重要探测器。当我们研究银河系中最复杂和最混合的组成部分--银河系凸起时，很难区分这些天体的原位和非原位起源。为了研究银河系核球的早期演化，我们分析了球状星团NGC 6355。我们推导出的化学丰度和运动学和动力学特性，收集信息，从高分辨率光谱与火焰-UVES，光度与哈勃太空望远镜，和银河系动力学计算应用到球状星团NGC 6355。我们推导出NGC 6355的年龄为$13.2\pm1.1$ Gyr，金属丰度为[Fe/H] $=-1.39\pm0.08$，$α$ -增强为[ $α$ /Fe] $=+0.37\pm0.11$。球状星团的丰度模式与膨胀场RR型天琴座恒星和原位研究良好的球状星团是一致的。轨道参数表明，当我们考虑$8.54\pm0.19$ kpc的日心距离和$R_V = 2.84\pm0.02$的消光系数时，该星系团目前被限制在凸起体积内。NGC 6355极有可能来自主要的凸起祖先。{尽管如此，它仍然}有一个低的概率是由一个吸积事件，因为它的年龄是不确定的，因为组合[Mg/Mn] [Al/Fe]丰度。相对于古老的和中等金属贫乏的内星系团，它的金属丰度相对较低，这可能表明早期银河系隆起中原位形成的球状星团的金属丰度较低。
2023-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundance analysis of red giant branch stars in the globular cluster E3
上下文球状星团是已知的主机多个恒星星族，这是他们的形成过程的一个标志。球状星团E3是为数不多的被认为没有多个种群的低质量球状星团之一。目的。我们调查了E3中的红巨星分支星，目的是为这个星团提供第一个详细的化学清单，我们确定了它的径向速度，并为这个星团中可能存在的多个种群提供了额外的见解。方法.我们获得了四颗红巨星分支星的高分辨率FLAMES-UVES/VLT光谱，它们可能是E3的成员。我们进行了本地热力学平衡丰度分析的基础上，一维平面平行ATLAS 9模式大气。丰度来自线等效宽度或光谱合成。结果我们测量了Na和铁峰（Fe、V、Cr、Ni、Mn）、$α$（Mg、Si、Ca、Ti）以及中子俘获元素（Y、Ba、Eu）的丰度。星团的平均日心径向速度、金属丰度和钠丰度比分别为v $_{helio}$ =12.6 $\pm$ 0.4 km/s（$σ$ =0.6 $\pm$ 0.2 km/s）、[Fe/H]=-0.89 $\pm$ 0.08 dex和[Na/Fe]=0.18 $\pm$ 0.07 dex。低钠丰度，没有明显的蔓延是暗示一个集群为主的第一代恒星与低分辨率光谱的基础上的结果。观测到的恒星数量很少，不能排除第二代恒星的少数。观测到的化学丰度与在银河系恒星中观测到的趋势是一致的。
2018-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A chemical trompe-l'œil: no iron spread in the globular cluster M22
我们提出的分析高分辨率光谱与UVES和UVES-FLAMES在甚大望远镜的17个巨星在球状星团M22，恒星系统怀疑有一个内在的扩展在铁丰度。我们发现，根据以前的分析，当表面重力是光谱（通过强加获得相同的铁丰度从FeI和FeII线）的[Fe/H]分布跨度~0.5 dex。然而，以这种方式获得的重力对应于不切实际的低恒星质量（0.1-0.5 Msun）的大多数调查巨星。相反，当测光重力采用，[铁II/H]分布显示没有证据的差异与[铁I/H]分布的蔓延。这种差异最近已在其他集群中观察到，可能是由于过度电离机制驱动的非局部热平衡效应，主要影响中性物质（从而提供较低的[Fe I/H]），但留下[Fe II/H]不变。我们确认，S-过程元素显示出显着的恒星到恒星的变化和它们的丰度似乎与[Fe I/H]和[Fe II/H]之间的差异。这一令人困惑的发现表明，某些星团恒星的特殊化学成分可能与能够虚假地降低[FeI/H]的效应有关。我们的结论是，M22是一个球状星团，没有证据表明内在的铁扩散，排除了它保留了超新星喷出物在其引力势井。
2015-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGC 6535: the lowest mass Milky Way globular cluster with a Na-O anti-correlation? Cluster mass and age in the multiple population context
要了解球状星团（GCs），我们需要了解它们的形成过程是如何产生轻元素丰度分布的。特别是，我们试图找出哪些恒星留下了GC的特殊化学特征。最好的方法之一是在大样本的GC中研究轻元素的反相关，这些GC是均匀分析的。作为我们的光谱调查的GC与火焰的一部分，我们在这里介绍了我们的研究结果，约30红巨星成员星的低质量，低金属量的银河系星团NGC 6535。我们测量了金属丰度（发现[Fe/H]=-1.95，rms=0.04 dex在我们的均匀尺度）和其他元素的集群，特别是，我们集中在这里的O和Na丰度。这些元素定义了经典GC的正常Na-O反相关性，使NGC 6535可能是确认存在多个种群的最低质量星系团。我们更新了银河系和河外GC的人口普查，其中关于多个种群的存在或不存在的声明可以优先基于高分辨率光谱学，或者测光和低分辨率光谱学，否则;我们还讨论了作为多个种群因素的星团质量和年龄的重要性。
2017-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fast Rotating Blue Straggler Stars in the globular cluster NGC 1851
Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台与空间科学观测站）；Universidad Andres Bello, Facultad de Ciencias Exactas, Departamento de Física y Astronomía - Instituto de Astrofísica（安德烈斯贝略大学精确科学学院物理与天文学系-天体物理研究所）；INAF-OATs（意大利国家天体物理研究所的的里雅斯特天文台）
研究发现NGC 1851球状星团中部分蓝滞后星具有高旋转速度，占比27±14%，支持近期BSS形成发生在低密度环境中。
2025-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The incidence of binaries in Globular Cluster stellar populations
双星分数和轨道特征提供了恒星形成条件的指示，因为它们揭示了它们诞生的环境。多系统在低密度环境中比在高密度环境中更常见。在目前关于球状星团的形成及其多种群的争论中，研究它们所在种群的二进制发生率提供了关于它们出生的环境及其随后的动力学演化的关键信息。通过多年的观测活动，使用火焰在VLT，我们监测了968红巨星分支恒星的径向速度位于半光半径的10个银河系球状星团的样本。我们发现总共有21个径向速度变量被识别为{ \it bona fide}双星，双星分数为2.2% $\pm$ 0.5%。当将样本分离为第一代和第二代恒星时，我们发现双星的分数分别为4.9%、$\pm$ 1.3%和1.2%、$\pm$ 0.4%。通过模拟，考虑到可能的来源的偏见，在检测径向速度的变化，在两个人口，我们表明，差异是显着的，只有轻微的影响，这种影响。这种不同的双星分数强烈表明第一代和第二代恒星形成和演化的环境不同，后者出生在密度更大的环境中。因此，我们的结果强烈支持的想法，第二代形式在一个密集的子系统的中心的松散分布的第一代，（松散）二进制文件被有效地销毁。
2015-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple stellar populations in the high-temperature regime: Potassium abundances in the globular cluster M 54 (NGC 6715)
在球状星团（GCs）中的多个恒星星族中，能够产生钾元素的高温氢燃烧区仍然很少被探索。在这里，我们提出了第一个K的丰度分析42巨星的NGC 6715（M 54）与均匀的丰度轻元素先前在我们的火焰调查。由于大质量和低金属丰度，在这个位于人马座矮星系核心的GC中，可以预期有大量的K过剩。实际上，我们发现[K/Fe]的分布范围约为1 dex，[K/Fe]与[O/Fe]比值呈显著的反相关性，无论M 54中的金属丰度组分如何。也存在K-Mg反相关的证据，但这在统计上是边缘的，因为在这个GC中缺乏非常贫镁的恒星。然而，我们发现，K和Ca之间有很强的相关性。这些观测结果清楚地表明，M 54的K增强可能是由于在非常高的温度范围内产生多个恒星星族现象的相同核反应网络。与最近的结果在欧米茄Cen的比较是阻碍了一个无法解释的趋势与温度K丰度从光学光谱，有点由有限的样本量为红外APOGEE数据。然而，几乎没有人怀疑银河系中最大的两个GC具有K-Mg反相关性。
2022-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Wide Field Near-Infrared Photometry of 12 Galactic Globular Clusters: Observations Versus Models on the Red Giant Branch
本文报道了银河系中12个球状星团的宽视场近红外测光，这些星团通常从红巨星分支（RGB）的顶端延伸到主序星的分岔处。使用最近的均匀值的集群距离，红化和金属丰度，由此产生的光度直接比较最近的几个图书馆的恒星演化模型的预测。在所研究的模型中，达特茅斯和里贾纳模型最好地再现了所观察到的RGB形态，尽管J-Ks颜色的偏移量在所有观测不确定性来源的意义上有所不同。因此，我们还提出了新的近红外光度指数之间的关系，描述了上RGB与集群铁丰度以及全球金属丰度。分析了α元素和氦元素的增强效应，发现前者对上RGB的形态影响与模型预测一致。同时，我们得出的经验关系与以前的结果吻合得很好，微小的差异可能是由于假设的聚类距离和红化的差异。此外，我们目前的水平分支（HB）和RGB凹凸幅度的测量，发现一个不可忽略的依赖近红外HB幅度集群金属丰度。最后，我们讨论了假设的集群距离，reddenings和金属对我们的结果的影响，发现我们的经验关系一般是不敏感的，这些因素在其不确定性。
2015-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Horizontal-branch morphology and multiple stellar populations in the anomalous globular cluster M22
M22是一个异常的球状星团，包含两组不同金属丰度和s元素丰度的恒星。这两个星系团中恒星间的轻元素变化，以及单独的Na-O和C-N关系的存在，表明这颗银河卫星经历了复杂的恒星形成历史。我们已经分析了火焰/UVES光谱覆盖一个小的颜色间隔，在最红的水平分支（HB）的部分，这个集群和研究可能的关系之间的化学成分的恒星和它的位置沿HB。我们的化学丰度分析考虑了偏离局部热力学平衡（NLTE效应）所带来的影响，这对我们恒星所跨越的大气参数范围内的测量谱线很重要。我们发现，所有的分析的恒星是钡贫和钠贫，从而支持的想法，沿着HB的恒星的位置是严格相关的化学成分，HB形态的影响，存在不同的恒星星族。
2013-02-24 astro-ph.SR
The origin of the spurious iron spread in the globular cluster NGC 3201
NGC 3201是一个球状星团，被怀疑在铁含量上有内在的扩散。我们重新分析了在甚大望远镜上用紫外线火焰观测到的21颗星团恒星的样本，Simmerer等人发现了0.4 dex宽的[Fe/H]分布，具有贫金属的尾部。我们证实，当采用光谱引力时，导出的[Fe/H]分布跨度约为0.4 dex。另一方面，当使用光度重力时，来自Fe I线的金属丰度分布仍然很大，而来自Fe II线的金属丰度分布很窄，并且与没有铁扩散相容。我们证明了Simmerer等人所声称的贫金属组分是由渐近巨星分支星组成的，这些恒星可能受到铁过电离驱动的非局部热平衡效应的影响。这导致Fe I丰度降低，而Fe II丰度不变。类似的发现已经在球状星团M5和47 Tuccino的渐近巨星分支中发现。我们的结论是，NGC 3201是一个正常的集群，没有内在的铁扩散的证据。
2015-01-08 astro-ph.SR
Aluminium abundances in five discrete stellar populations of the globular cluster NGC 2808
利用FLAMES/GIRAFFE和HR 21高分辨率光栅对NGC 2808中的90颗红巨星分支（RGB）恒星进行了观测。这些恒星具有精确的大气参数和丰富的轻元素。我们从强双态Al I 8772-8773埃中推导出它们的铝丰度，正如我们小组以前的工作一样。此外，我们能够从大量CN特征的强度估计89颗恒星的CN相对丰度。当我们的团队从以前的UVES光谱分析中添加自洽丰度时，我们收集了NGC 2808中总共108颗RGB恒星的[Al/Fe]比率。质子捕获元素的完整数据集被用来详细探索在这个球状星团的光谱检测到的五个离散的组件。我们发现，不同类别的污染物需要再现（反）的相关性之间的所有质子捕获元素的人口P2，I1，和I2的中间组成。这与在较低RGB的第二代恒星中检测到锂是一致的，需要至少两种污染物。为了具有化学上同质的种群，我们的样本的最佳细分是从统计聚类分析中得出的六个组分。通过比较不同的图表[元素/铁]与[元素/铁]，我们第一次表明，一个简单的稀释模型是不能够重现在这个集群中的所有子种群。需要不同质量的污染物。NGC 2808被证实对任何球状星团的形成都是一个严峻的挑战。
2018-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The vertical Na-O relation in the bulge globular cluster NGC 6553
在这篇文章中，我们使用VLT FLAMES的高分辨率光谱对NGC 6553的七个红巨星成员进行了详细的化学分析。我们从光谱中获得了这些恒星的恒星参数（Teff，Log（g），vt，[Fe/H]），并测量了20种元素的化学丰度，包括轻元素、铁峰元素、α元素和中子俘获元素。在我们的样本恒星的金属丰度是一致的均匀分布。我们发现平均值[Fe/H]=-0.14+/-0.07 dex，与其他研究一致。使用α-元素Mg、Si、Ca和Ti，我们获得[α/Fe]=0.11+/-0.05的平均值。我们发现了Na和O之间的垂直关系，其特征在于Na的显著扩散和O的几乎不存在的扩散。事实上，Na和Al是仅有的两种具有大的内在扩散的轻元素，这证明了多种群（MP）的存在。本研究中未检测到Mg的固有扩散。α，铁峰和中子捕获元素显示出良好的协议与膨胀场星的趋势，表明类似的起源和演化，与我们以前的研究一致的其他两个膨胀GC（NGC 6440和NGC 6528）。
2019-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Compositions of Field and Globular Cluster RR~Lyrae Stars: II. omega Centauri
本文对球状星团NGC 5139（ω Cen）中的天琴座RR（RRL）变星进行了详细的光谱分析。我们在拉斯坎帕纳斯天文台的麦哲伦/克莱望远镜上用多光纤摄谱仪M2 FS收集了113个RRL的光学（4580-5330 A）、高分辨率（R = 34，000）、高信噪比（200）光谱。我们还分析了在VLT使用FLAMES/GIRAFFE收集的122个RRL的高分辨率（R = 26，000）光谱，可在ESO档案中获得。目前的样本加倍的文献丰度的集群和领域的RRL在银河系的基础上高分辨率光谱。等效宽度测量用于估计大气参数、铁和α（Mg、Ca、Ti）、铁峰值（Sc、Cr、Ni、Zn）和s-过程（Y）元素的丰度比。我们确认ω Cen是一个复杂的簇，其特征在于铁含量的大范围分布：-2.58 < [Fe/H] <-0.85。我们估计平均团簇丰度为[Fe/H] = -1.80 +-0.03，sigma = 0.33 dex。我们的研究结果还表明，两个不同的RRL人口共存的集群。前者更贫金属（[Fe/H] < -1.5），Y几乎为太阳丰度。后者数量较少，金属含量更高，钇含量更高（[Y/Fe] > 0.4）。这种特殊的双峰富集只出现在s-过程元素中，而在较轻的元素中没有观察到，其[X/Fe]比值是银河系球状星团的典型特征。
2019-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Blood ties: the real nature of the LMC binary globular clusters NGC 2136 and NGC 2137
本文利用欧洲南方天文台甚大望远镜FLAMES多光纤观测系统获得的高分辨率光谱数据，计算了两个年轻大麦云星团NGC 2136和NGC 2137的运动学和化学性质。这两个星团代表了一个被怀疑是双星系统中的LMC星团对的典型例子：事实上，星团的重心在天空中的角距小于1.4弧分。对NGC 2136中7颗巨星和NGC 2137中4颗巨星的光谱分析表明，这两个星团具有非常相似的系统径向速度，即Vrad=271.5 \pm 0.4 km/s（sigma=1.0 km/s）和Vrad=270.6 \pm 0.5 km/s（σ =0.9 km/s），它们也具有不可区分的丰度模式。NGC 2136的铁含量为[Fe/H]=-0.40 \pm 0.01 dex（sigma=0.03 dex），NGC 2137的铁含量为-0.39 \pm 0.01 dex（sigma=0.01 dex），而两个星团的[α/Fe]比率大致与太阳相同。这些发现表明，这两个星系团是引力结合的，它们是由化学上均匀的同一分子云的碎片形成的。这是第一次明确证实大麦哲伦星系团对的二元性质。这个系统最有可能的命运是在与其轨道周期相当的时间尺度上合并成一个单一的结构。
2012-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ba stars and other binaries in first and second generation stars in globular clusters
球状星团（GC）中Ba丰度的测定是一个非常强大的测试，以解决在多人口的框架下的几个问题。我们使用高分辨率的FLAMES/Giraffe光谱测量了15个银河系GC中1200多颗恒星样本的Ba含量。我们发现每个星团内不同恒星星族的[Ba/Fe]比没有变化;这意味着低质量渐近巨星分支星对星团内污染没有显着贡献。非常有趣的是，我们得到的第一代（FG）星的Ba-星的分数是接近的值（$\sim$ 2\%），另一方面，第二代（SG）星提出了一个显着的低分数。通过对NGC~6121巨星径向速度变化的独立测试，证实了我们的发现：FG星的双星比例约为$\sim$ 12%，SG星的双星比例约为$\sim$ 1%.这证明SG星形成于密度较高的环境中，在这种环境中，双星系统的婴儿死亡率特别高。
2010-07-22 astro-ph.SR
Atomic Diffusion and Mixing in Old Stars VIII: Chemical abundance variations in the globular cluster M4 (NGC 6121)
本研究通过高分辨率光谱分析M4星团86颗恒星的化学丰度，发现丰度反相关与双峰族群，证实演化丰度变化符合含高效额外混合的原子扩散模型，测得初始锂丰度略低于原初BBN值。
2023-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Five groups of red giants with distinct chemical composition in the globular cluster NGC 2808
通过对大质量球状星团NGC~2808中140颗红巨星支星的均匀丰度再分析，研究了该星团中多星族的化学组成。用我们在FLAMES巡天中对23个GC中大约2500颗巨星所用的相同程序分析了31颗恒星的UVES光谱和其他巨星的GIRAFFE光谱，得出了Fe，O，Na，Mg，Si，Ca，Ti，Sc，Cr，Mn和Ni的丰度。铁，元素从α-捕获，并在铁组不显示内在的散射。在我们的UVES标度上，NGC~2808的金属丰度为[Fe/H]=-1.129+/-0.005+/-0.034 $（+/-统计+/-系统误差），σ =0.030（31颗星）。与质子捕获元素相关的主要特征被检索，但改进的统计数据和较小的相关内部误差允许发现五个不同的恒星群沿Na-O关系。我们观察到大量的镁，镁相关的增强Na和Si，暗示异常高的温度质子捕获。大约14%的样本是由太阳或太阳下的[Mg/Fe]比率的巨星形成的。使用[Na/Mg]比，我们确认存在五个种群具有不同的化学组成，我们称之为P1，P2，I1，I2，和E，以减少镁和增加钠丰度的顺序。统计检验表明，任何一对组中的平均比值都不能从相同的父分布中提取。与最近从紫外光度法检测到的五个种群的重叠是好的，但不完美，确认更不同的成分可能存在于这个复杂的GC。
2015-07-27 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
NGC 362: another globular cluster with a split red giant branch
我们获得了球状星团（GC）NGC 362中第一代和第二代红巨星分支（RGB）恒星的火焰GIRAFFE+UVES光谱，并用它们推导出92颗恒星样本中21种原子的丰度。所测元素包括质子俘获元素（O、Na、Mg、Al、Si）、α俘获元素（Ca、Ti）、Fe峰元素（Sc、V、Mn、Co、Ni、Cu）和中子俘获元素（Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd、Eu、Dy）。分析是完全一致的，在本系列以前的文件中提出的20个GC。NGC 362中的恒星似乎沿着Na-O反相关聚集成两个离散的群，在[O/Na] 0 dex处有一个间隙。富钠、富二代明星呈现出向更中央集中的趋势，虽然自信程度不是很高。与具有相似金属丰度、不同水平分支类型和低得多的总质量的经典第二参数双星NGC 288相比，NGC 362的质子捕获过程似乎更为极端，证实了先前的分析。我们发现了一个次级RGB序列的存在，比RGB的大部分更红：初步估计表明，这个序列包括大约6%的RGB恒星。我们的光谱数据和文献测光表明，这个序列几乎完全由富含Ba的巨星组成，并且可能富含所有s过程元素，就像在其他星团中发现的那样。在这方面，NGC 362加入了以前研究过的GC，如NGC 1851，NGC 6656（M 22）和NGC 7089（M 2）。
2013-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple populations in the old and massive Small Magellanic Cloud globular cluster NGC121
我们使用了光学和近紫外哈勃空间望远镜测光和FLAMES/ESO-VLT高分辨率光谱相结合的老和大质量的球状星团（GC）NGC 121的小麦哲伦云（SMC）的恒星内容的特点。我们报告的检测多个恒星星族，在SMC星团系统的第一例。这一结果加强了新出现的情况下，多个恒星星族的存在是一个显着的特点，旧的和大规模的GC，无论环境，至于轻元素分布的关注。我们发现，第二人口（SG）的明星更集中比第一（FG）的。更有趣的是，与通常在银河系GC中观察到的不一致，我们发现NGC 121是迄今为止唯一一个由FG星主导的星团，占总星团质量的65%以上。在GC与90-95%的FG星一起诞生的框架中，这一观测发现表明NGC 121相对于银河系GC经历了更温和的恒星质量损失，或者它形成了更小比例的SG星。
2016-07-19 astro-ph.SR
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
A VLT/FLAMES survey for massive binaries in Westerlund 1. III. The WC9d binary W239 and implications for massive stellar evolution
越来越多的证据表明，处理OB星之间的双星是必不可少的恒星演化的完整理论。然而，大质量恒星的双星性质-频率，质量比和轨道分离-仍然受到很大的限制。为了解决这一缺点，我们进行了多历元光谱研究的恒星星族的年轻大质量集群韦斯特隆德1。在本文中，我们提出了一个调查的性质的尘埃沃尔夫-拉叶星和候选的二进制W239。我们确定的轨道周期只有5.05天-使其成为迄今为止最紧凑的WC双星之一-而我们解释了2004年至2006年之间的一个显着的近红外耀斑作为系统中第三个大质量恒星组成部分在一个广泛的偏心轨道的证据。在每一个时代的热尘埃的近红外过剩特性的存在是一致的期望，持久的尘埃形成WC星的子集是短周期的双星。与以前的结果相结合，同时存在的短周期沃尔夫-拉叶双星和冷超巨星内Wd 1提供了令人信服的证据，分叉后主序星演化的大质量恒星由于双星。短周期O+OB双星将直接演化到沃尔夫-拉叶相，这可能是由于双星介导的质量损失事件，也可能是通过化学均匀演化。相反地，长周期双星和单星则会在HR图上通过冷超巨星相形成一个红色环。未来对Wd 1的完整光谱数据集的分析将限制经历每种路径的大质量恒星的比例，从而量化双星在大质量恒星演化中的重要性，直到超新星和由此产生的相对论遗迹和X射线双星。[删节]
2011-05-04 astro-ph.SR
Empirical estimates of the Na-O anti-correlation in 95 Galactic globular clusters
大的恒星间丰度变化是银河系球状星团（GC）中存在多个恒星种群的直接证据。主要和最广泛的化学签名是恒星Na和O丰度的反相关。[O/Na]比的四分位距（IQR）非常适合量化反相关的程度，并探索其与全局聚类参数的联系。然而，因为它是相当耗时的，以获得精确的丰度从光谱的大样本的恒星在GC中，在这里，我们显示的经验校准的IQR [O/Na]的基础上的O，Na丰度均匀地来自2000多个红巨星在我们的火焰调查22 GC。我们发现一个统计上强大的二元相关性的IQR作为总光度（代理质量）和集群浓度c的函数。校准和观察值位于沿身份线时，占水平分支（HB）形态的一个术语被添加到校准，从中我们得到的经验值为95 GC。质子捕获元素O和Na的扩散被发现为所有GC的亮度范围从Mv =-3.76到Mv =-9.98。这种校准再现在一个自洽的图片中的轻元素的丰度变化与他的增强和它的作用上的恒星分布的HB的链接。我们表明，轻元素的蔓延似乎已经依赖于初始GC群众。IQR对结构参数的依赖性源于众所周知的c和Mv之间的相关性，这可能是原始起源。经验估计可以用来扩展我们的调查，多个恒星星族的GC在外部星系，直到M31，即使是集成的光光谱目前可能只提供了一个提示这样的现象。
2019-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution abundance analysis of red giants in the metal-poor bulge globular cluster HP~1
球状星团HP~1的投影距离银河系中心仅为3.33度。再加上它的距离，这使它成为银河系中最中心的球状星团之一。它有一个蓝色的水平分支（BHB），金属丰度为[Fe/H]~-1.0。这意味着它可能是银河系中最古老的物体之一。像差比可以揭示早期恒星的核合成模式以及早期化学富集和恒星星族的早期形成。分析了六颗恒星的高分辨率光谱，得出了轻元素C、N、O、Na和Al，α元素Mg、Si、Ca和Ti，以及重元素Sr、Y、Zr、Ba、La和Eu的丰度。利用8 m VLT UT 2-Kueyen望远镜的UVES光谱仪，在FLAMES-UVES配置下，获得了6颗已确认为球状球状星团HP~1成员的红巨星的高分辨光谱。光谱参数的推导是基于FeI和FeII的激发和电离平衡。我们确认平均金属丰度为[Fe/H] = -1.06 0. 10，加上之前在HP~1中分析的两颗恒星。α-元素O和Mg增加了约+0.3<[O，Mg/Fe]<+0.5dex，Si适度增加了+0.15<[Si/Fe]<+0.35dex，而Ca和Ti显示出较低的值-0.04<[Ca，Ti/Fe]<+0.28dex。r元素Eu的含量也增加到[Eu/Fe]~+0.4，与O和Mg一起指示II型超新星早期富集。Na和Al含量较低，但不清楚Na-O是否与钙有关。重元素有中等程度的富集，-0.20<[La/Fe]<+0.43dex和0.0<[Ba/Fe]<+0.…
2016-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ceci n'est pas a globular cluster: the metallicity distribution of the stellar system Terzan 5
我们提出了新的测定铁丰度的220颗恒星属于恒星系统泰山5在银河系的隆起。光谱是由欧洲南方天文台甚大望远镜的火焰和凯克II望远镜的DEIMOS获得的。这是迄今为止在这个恒星系统中观测到的最大的恒星光谱样本。从这个数据集，一个子样本的光谱不受TiO波段的目标提取和统计净化场星。一旦与我们小组先前公布的34颗其他恒星相结合，覆盖系统整个径向范围的135颗成员星的总样本已被用于确定Terzan 5的金属丰度分布函数。铁的分布清楚地显示出三个峰值：在[Fe/H] $\simeq0.25$ dex处的超太阳组分，占样品的29%，在[Fe/H] $\simeq-0.30$ dex处的占主导地位的亚太阳群体，对应于总量的62%，以及在[Fe/H] $\simeq-0.8$ dex处的次要（6%）贫金属组分。如此广泛的多模态金属丰度分布表明，泰山5不是一个真正的球状星团，而是一个复杂得多的恒星系统的残余。
2014-09-05 astro-ph.SR
Chemical Study of the Metal-rich Globular Cluster NGC 5927
球状星团（GC）是天然的实验室，在那里可以详细研究恒星和化学演化。此外，它们的化学模式和运动学特征还可以告诉我们星系团属于哪种银河系结构（盘状、隆起、晕或河外）。NGC 5927是银河系中最富金属的GC之一，其运动学将其与厚盘联系起来。本文根据7颗巨星的高分辨率光谱，对它们的丰度进行了分析。这些数据是使用安装在欧洲南方天文台UT 2望远镜上的FLAMES/UVES光谱仪获得的。这项工作的主要动机是进行广泛而详细的化学丰度分析的集群，并寻找可能的多种群（MP）。测定了22个元素，包括轻元素（Na，Al），α元素（O，Mg，Si，Ca，Ti），铁峰元素（Sc，V，Cr，Mn，Fe，Co，Ni，Cu，Zn）和重元素（Y，Zr，Ba，Ce，Nd，Eu）。我们发现平均铁含量为[Fe/H]=-0.47 $\pm$ 0.02（平均值误差）。我们确认存在的MP在此GC与O-Na反相关，和适度的传播铝丰度。我们估计平均值[ $α$ /Fe]=0.25 $\pm$ 0.08。铁峰元素没有表现出明显的扩散。[Ba/Eu]比表明SNeII对簇的形成有主要贡献。
2017-11-08 astro-ph.SR
Sodium abundances of AGB and RGB stars in Galactic globular clusters II. Analysis and results of NGC 104, NGC 6121 and NGC 6809
我们分析了银河系球状星团（GC）NGC 104、NGC 6121和NGC 6809中大量AGB和RGB星样本的高分辨率光谱，并确定了它们的Na丰度。这是NGC 6809中的AGB星首次被瞄准。此外，我们用同样的方法重新分析了NGC 6752的数据档案。为了研究AGB Na丰度分散对GC参数的依赖性，我们将我们获得的AGB [Na/H]分布（包括本系列第一篇论文中提出的NGC 2808）与其他四个GC的文献数据进行了比较，即，总共九个GC，涵盖广泛的GC参数。我们发现NGC 104和NGC 6809具有可比较的AGB和RGB Na丰度分布，而NGC 6121显示缺乏非常富Na的AGB星。通过分析所有9个GC，Na丰度和多个人口的AGB星显示了一个复杂的图片。在某些GC中，AGB星与RGB星具有相似的Na丰度和/或第二人口分数，而有些GC则没有富Na的第二人口AGB星，并且存在两个极端之间的各种情况。此外，AGB第二布居分数与GC全局参数的拟合关系表明，AGB第二布居分数与GC中心浓度有较弱的相关性，而与其他GC参数的相关性不强。目前的数据基本支持FRMS情景的预测。然而，考虑到微弱的观测和理论趋势，分散和例外的存在，第二人口AGB星的比例可以受到不止一个或两个因素的影响，甚至可能是随机性的结果。
2017-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
No evidence of chemical anomalies in the bimodal turnoff cluster NGC 1806 in the LMC
我们研究了NGC 1806的化学组成，这是一个巨大的、中等年龄的球状星团，显示出双主序的转折。我们分析了该星团中8颗巨星的高分辨率光谱样本（用甚大望远镜的FLAMES进行了加密），发现平均铁含量为[Fe/H]=--0.60 +- 0.01 dex，没有证据表明轻元素（Na，O，Mg，Al）的丰度存在内在的星与星之间的变化。结合光学测光和近紫外哈勃空间望远镜测光得到的（m_（F814 W）; m_（F336 W）-m_（F814 W））色星等图显示了一个狭窄的红巨星分支，从而排除了星团中C和N丰度的内在变化。这些发现表明，NGC 1806并没有拥有化学上不同的子种群，与在古老的球状星团中发现的不同。反过来，这表明双主序列关闭现象不能用通常用来解释在旧球状星团中观察到的化学异常的自富集过程来解释。其他解决方案（即，恒星旋转、星团之间的合并或与巨大分子云的碰撞）应该被设想来解释这类球状星团。
2014-08-31 astro-ph.SR
Na-O Anticorrelation and HB. VIII. Proton-capture elements and metallicities in 17 globular clusters from UVES spectra
我们提出了均匀的丰度为铁和一些元素参与质子捕获反应（O，钠，镁，铝，硅）的202红巨星在17个银河系球状星团（GC）的高分辨率UVES光谱与FLAMES@ ESO-VLT 2获得的分析。我们的程序集群几乎涵盖了GC金属丰度的整个范围，并被选择用于对最广泛的全球参数（HB形态，质量，浓度等）进行采样。本文着重讨论了Na-O和Mg-Al的热力学关系及相关问题。我们的研究发现，在所有GC中，Na和O的恒星丰度存在明显的变化。除少数GC外，所有GC中均存在Al的变化。最后，镁和硅的丰度分布也存在于少数簇中。镁是稍微少过剩和硅稍微过剩的最富铝的恒星。Si和Al丰度之间的相关性是在少数簇中从Mg-Al循环泄漏的28 Si的产生的标志。在循环中进行适当反应所需的截面表明，对于有利的生产位置，温度超过约65 MK。我们使用稀释模型来推断的总范围内的铝丰度从铝丰度的UVES光谱，和钠丰度分布发现从分析的更大的一组恒星GIRAFFE光谱可用。我们发现，第一代污染物产生的第二代恒星在每个集群中的组合物的额外的铝的最大量是密切相关的金属丰度和集群光度再现从GIRAFFE光谱中发现的最低O丰度相同的组合。然后，我们认为，镁铝循环所需的高温，只有在最庞大的和最贫金属的污染物达到。
2009-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundance in lower red giant branch stars of Omega Centauri
我们目前的锂，钠，铝和铁丰度的199个较低的红巨星分支恒星系统欧米茄半人马座成员，使用高分辨率光谱获得火焰在甚大望远镜。A（Li）分布在A（Li）~ 1 dex处达到峰值，具有朝向较低值的突出尾部。分布的峰值与球状星团中较低的红巨星分支星和银河场星中测得的锂丰度一致。当金属丰度低于[Fe/H]-1.3dex时，A（Li）~ 1dex的恒星出现，当金属丰度高于[Fe/H] ~-1.3dex时，A（Li）~ 1dex的恒星消失。另一方面，在所有的金属丰度中都发现了贫锂星。大多数贫金属恒星表现出明显的Li-Na关系，大约30%的样本A（Li）低于~ 0.8 dex，而在正常的球状星团中，这些恒星只占一小部分。[Fe/H] >-1.6dex的恒星大多贫Li富Na。在这些恒星中测得的锂耗尽没有观察到类似的金属丰度的球状星团，我们证明，它不是由拟议的氦增强和/或年轻的年龄。因此，这些恒星是由已经耗尽锂的气体形成的。最后，我们注意到，半人马座欧米茄包括所有的人口（锂正常/钠正常，锂正常/钠丰富和锂穷人/钠丰富的恒星）观察到，在较小程度上，在单金属GC。
2018-07-19 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
Three discrete groups with homogeneous chemistry along the red giant branch in the globular cluster NGC 2808
利用高分辨UVES/FLAMES光谱对球状星团NGC 2808中31颗红巨星的Mg和Al丰度进行了均匀再分析。我们发现了一个定义良好的Mg-Al丰度关系，达到了太阳下Mg丰度比的制度，[Al/Fe]的扩散约为1.4 dex。从我们的样本的改进统计的主要结果是，恒星的分布是不连续的沿的关系，因为它们整齐地聚集成三个不同的团块，每个具有不同的化学成分。一组（P）显示了类似金属丰度的场星的原始组成，而另外两组（I和E）具有增加的Al丰度和减少的Mg丰度。我们在这三个组成部分中发现的恒星比例（P：68%，I：19%，E：13%）与NGC 2808中三个不同的主序列的数量比非常一致：第一次在离散的光度序列的矮星和具有均匀化学性质的不同的巨星群之间存在明确的对应关系。I族的组成不能通过在热氢燃烧中经过极端处理的物质与原始的、未经处理的气体混合来重现，正如最近对NGC 6752中三个离散族的分析所发现的那样。这一发现表明，不同类别的污染物可能也在NGC 2808中起作用。
2014-10-13 astro-ph.SR
UVES analysis of red giants in the bulge globular cluster NGC 6522
NGC 6522是一个中等贫金属的球型球状星团（[Fe/H] $\sim$ $-$ 1.0），它是位于球型中的一系列中等贫金属的蓝色水平分支星团中的一个代表。NGC 6522的丰度模式可以提供银河系中央最早的化学富集的线索。本研究的目的是获得丰度的轻元素C和N; α元素O，Mg，Si，Ca和Ti;奇数Z元素Na和Al;中子捕获元素Y，Zr，Ba，La和Nd;和r-过程元素Eu。我们验证了是否存在第一代和第二代恒星：我们发现了Na-Al，Na-N和Mg-Al相关的明确证据，但我们无法从数据中识别Na-O反相关。在FLAMES+UVES位形下，用8 m VLT UT 2-Kueyen望远镜获得了膨胀球状星团NGC 6522中6颗红巨星的高分辨光谱。根据盖亚的数据，其中两人是非成员，但也进行了分析。光谱参数来自通过激发和电离平衡的FeI和FeII线从UVES光谱。用光谱合成法获得丰度。结合UVES观测结果，本文给出NGC 6522的平均视向速度vrhel = -15.62+-7.7 km·s-1，金属丰度[Fe/H] = -1.05+-0.20。α元素的平均丰度分别为[O/Fe]=+0.38，[Mg/Fe]=+0.28，[Si/Fe]=+0.19，[Ca/Fe]=+0.13，铁峰元素[Ti/Fe]=+0.13，r过程元素[Eu/Fe]=+0.40。La在+0.08 < [Y/Fe] <+…
2021-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Intrinsic Metallicity Variation in the Intermediate Mass Type II Globular Cluster NGC 1261
球状星团（GCs）几乎普遍地表现出多重星族（MP）。HST紫外线遗产调查的大量银河系GC在紫外线过滤器优化探索MP发现，一小部分GC，称为II型，也显示出更复杂，异常的行为。几个研究充分的II型GC显示内在的Fe丰度变化，这表明其他研究较少的II型GC也应该表现出类似的行为。我们的目标是对NGC 1261（一个中等质量的II型GC）进行第一次详细的金属丰度分析，以确定该天体是否显示出内在的Fe变化。我们使用Magellan-MIKE和UVES-FLAMES高分辨率，高信噪比光谱仪测定了8颗红巨星成员的Fe丰度。来自光谱的整个样品的[Fe/H]的全范围为-1.05至-1.43 dex，观察到的扩展sigma_obs=0.133 dex。与总内误差σ tot= 0.06相比，σ int=0.119 dex的本征金属丰度分布显著。我们发现了一个非常相似的变化[Fe/H]使用一个独立的方法来推导基于近红外测光的大气参数。更重要的是，五颗正常金属量恒星的平均金属量为-1.37+/-0.02，而三颗异常/高金属量恒星的平均金属量为-1.18+/-0.09。该差异在$\pm$ 2.4 Sigma水平上具有显著性。我们从其他II型GC的现有数据中发现迹象，其中几个假定具有真实金属丰度差异的GC实际上可能没有。GC获得本征Fe扩散所需的最小质量似乎是$\pm$ 10^5 Msun。我们发现没有很强的…
2021-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Na-O Anticorrelation and HB. VII. The chemical composition of first and second-generation stars in 15 globular clusters from GIRAFFE spectra
利用高分辨率FLAMES/GIRAFFE光谱的均匀性分析，给出了15个星系团球状星团中1409颗红巨星的Fe、Na和O丰度。结合目前的数据和以前的结果，我们获得了1958颗恒星的19个星团，这是迄今为止最大和最均匀的数据库。我们的GC的[Fe/H]为-2.4至-0.4，具有各种各样的全局参数（水平分支的形态、质量、浓度等）。对于所有的星系团，我们发现的Na-O的关系，质子捕获反应的经典签名H-燃烧在高温下在上一代更大质量的恒星，现在灭绝。利用定量标准（从形态学和Na-O关系的扩展），我们可以定义GC中恒星星族的三个组成部分：第一代恒星的原始组成部分（P）和第二代恒星的两个组成部分（中间I族和极端E族，因为它们的化学组成不同）。P组分存在于所有GC中，其分数几乎恒定在约三分之一。I分量表示群集总体的大部分。E分量并不存在于所有的GC中，它在一些（但不是所有）最大质量的GC中更为明显。我们讨论的分数和空间分布，这些组件在我们的样本和在两个额外的集群（M3和M13）从文献中。我们还发现，斜率的反相关性（定义的最小O和最大Na丰度）的变化，从集群到集群，一个变化，以及集群金属丰度和光度的双线性关系。这第二种依赖关系表明，污染者的平均质量与集群质量之间存在相关性。
2009-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical analysis of NGC 6528: one of the most metal-rich bulge globular cluster
凸出的球状星团（GC）是我们银河系中央古老组成部分的关键示踪剂。了解它们的形成和演化对于研究球核的形成和演化，以及它们与银河系其他GC系统（晕和盘GC）的关系至关重要。我们的主要目标是获得NGC 6528的7个红巨星成员样本的详细丰度，以表征其化学组成，并研究该GC与凸起以及与其他凸起，晕和盘GC的关系。此外，我们分析了这个集群$'$的行为与多种群（MP）现象。利用FLAMES-UVES高分辨光谱仪获得了NGC 6528的7个红巨星成员的恒星参数和轻元素（Na、Al）、铁峰元素（V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Cu）、α元素（O、Mg、Si、Ca、Ti）和重元素（Zr、Ba、Eu）的化学丰度。我们在我们的样品中的六颗星中获得了[Fe/H]=-0.14+/-0.03 dex的平均铁含量，与其他研究结果一致。我们没有发现明显的内部铁扩散。我们探测到一颗候选变星，它的铁含量被排除在平均值之外，我们推导出这颗变星的金属丰度为[Fe/H]=-0.55+/-0.04 dex。此外，我们发现没有扩展的O-Na的关系，而是只有一个内在的钠蔓延。此外，NGC 6528没有表现出Mg-Al的双折射关系，Mg和Al的扩散也不明显。α和铁峰元素与球磁场的星趋势有很好的一致性。重元素略受r过程控制。化学分析表明，它的起源和演化与典型的老膨胀场恒星相似。最后，我们发现NGC 6528和另一个凸起GC NGC…
2018-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discrepancies between spectroscopy and HST photometry in tagging multiple stellar populations in 22 globular clusters
本研究针对球状星团多星族标记中光谱学与HST测光的差异问题，构建22个球状星团的伪色图并匹配光谱丰度数据，发现伪色与钠丰度无单调趋势、测光标记存在约16%的偏差且高估第一代恒星比例，同时公开相关数据以支持复现。
2024-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Mg-K anti-correlation in Omega Centauri
我们目前的[K/Fe]丰度比的样本中的450颗恒星在半人马座欧米茄，使用高分辨率光谱获得的多目标光谱仪火焰@VLT。还导出了Fe、Na和Mg的丰度。我们检测到的内在K变化分析的恒星。[K/Fe]与[Na/Fe]呈显著正相关，与[Mg/Fe]呈显著负相关。明显的Mg-K反相关使得半人马座欧米茄成为继NGC 2419和NGC 2808之后的第三个恒星系统，拥有[Mg/Fe]<0.0 dex的恒星，相对于富Mg恒星（[Mg/Fe]>0.0 dex），半人马座欧米茄的K富集约0.3 dex。K和其他轻元素之间的相关/反相关参与化学异常支持的想法，在[K/Fe]的蔓延可以与相同的自富集过程典型的球状星团。我们认为，在最大质量和/或贫金属的球状星团中，K丰度的显著变化可能是极端自富集过程的表现。理论模型在解释球状星团中K的产生时面临问题。事实上，渐近巨星分支星负责Mg-K反相关的模型只在定性上与观测一致。最后，我们发现了一颗特殊的恒星，相对于其他具有类似[Mg/Fe]的恒星，它具有非凡的K过剩（[K/Fe]=+1.60 dex）。我们认为，这颗富钾恒星可能是由AGB恒星在被原始物质稀释之前的纯喷出物形成的。
2022-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photo-chemo-dynamical analysis and the origin of the bulge globular cluster Palomar 6
帕洛玛6（Palomar 6）是一个中等贫金属的球状星团，投射到银河系的凸起。对星系团的全面分析可以为银河系早期的化学富集和星系团的可能起源提供线索。这项研究的目的有三个方面：详细分析欧洲南方天文台甚大望远镜（VLT）上UVES摄谱仪获得的高分辨率光谱数据，从哈勃太空望远镜（HST）光度数据中推导出年龄和距离，并进行轨道分析以确定星团的可能起源。在配备FLAMES $+$ UVES配置的UVES摄谱仪的$8$ m VLT UT 2-Kueyen望远镜上获得了Palomar 6方向上6颗红巨星的高分辨率光谱。通过\ion{Fe}{I}和\ion{Fe}{II}谱线的激发和电离平衡推导光谱参数，并通过光谱合成获得丰度。根据HST光度数据，通过统计等时线拟合得出年龄和距离。最后，在两种不同的银河系势下对星团进行了动力学分析。该星团的平均视向速度为$174.3\pm1.6$ km\，s $^{-1}$，平均金属丰度为[Fe/H] $\,=-1.10\pm0.09$。我们发现$α$ -元素（O、Mg、Si和Ca）$0.29<\,$ [X/Fe] $\,<0.38$和[Ti/Fe] $\,\sim+0.3$的铁峰元素Ti的增强。奇数Z元素（Na和Al）显示出[X/Fe] $\,\sim +0.25$的温和增强。第一峰重元素（Y和Zr）和第二峰重元素（Ba和La）的丰度较高，分别为$+0.4<\…
2021-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed Abundances for a Large Sample of Giant Stars in the Globular Cluster 47 Tucanae (NGC 104)
47 Tuc是研究大质量更富金属GC中化学演化和GC形成的理想目标，因为它是最接近的大质量GC。我们目前的化学丰度为O，Na，Al，Si，Ca，Ti，Fe，Ni，La和Eu在164红巨星分支（RGB）恒星的大规模球状星团47 Tuc使用光谱获得的水螅多光纤摄谱仪在布兰科4米望远镜和火焰多目标摄谱仪在甚大望远镜。我们发现平均[Fe/H]=-0.79 $\pm$ 0.09 dex，与文献值一致，以及α元素（$[α/\mbox{Fe}]\sim0.3$ dex）的过量。n-俘获过程元素表明47 Tuc是r-过程控制的（[Eu/La]=+0.24），轻元素O、Na和Al表现出星-星变化。在47 Tuc中存在Na-O反相关，这是典型的在银河系球状星团中看到的特征，并延伸到包括少数[O/Fe] $\sim$ \，--0.5的恒星。此外，我们的样本的[O/Na]比表明，星团恒星可以分为三个不同的群体。KS检验表明贫O/富Na星比富O/贫Na星更集中。观测到的47个图克星恒星星族的数量和径向分布，以它们的轻元素组成为特征，与光度数据得到的结果非常一致。我们没有发现证据支持一个强大的钠铝相关性在47 Tuc，这是符合目前的AGB核合成产率模型。
2013-11-06 astro-ph.SR
A comparative high-resolution spectroscopic analysis of in situ and accreted globular clusters
本研究利用VLT高分辨率光谱数据对比原位与吸积球状星团的化学丰度，发现特定元素丰度不仅能区分原位与吸积星团，还能辨别不同前身星系，并推断Ruprecht 106源于更小质量的星系。
2024-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium and sodium in the globular cluster M4. Detection of a Li-rich dwarf star: preservation or pollution?
上下文在球状星团（GCs）中观测到的轻元素丰度的不均匀性，特别是普遍存在的Na-O反相关，通常被解释为GCs包含几代恒星的证据。关于产生不均匀元素的恒星的性质一直存在争论，研究几种元素的行为是一种对这个问题有新认识的方法。目标。我们的目的是调查GC M 4的Li和Na含量，这是已知的具有良好定义的Na-O反相关。方法.利用FLAMES/VLT ESO的Giraffe摄谱仪获得了91颗M4主序星/次巨星分支星的中等分辨率（R= 17000 - 18700）光谱。使用模型大气分析，我们测量了锂和钠的丰度。结果我们检测到一个弱的Li-Na反相关之间的未演化的MS星。样本中的一颗恒星，编号37934，显示出非常高的锂丰度A（Li）=2.87，与目前对原始锂丰度的估计相符。结论.发现的Li-Na反相关性的浅斜率表明锂与钠平行产生。这一证据，再加上它富含钠的性质，表明37934号恒星的高锂丰度可能来自前几代恒星的污染。最近在球状星团NGC 6397中探测到的一颗富锂矮星也可能指向这个方向。尽管如此，没有明确的证据可以证明37934号恒星的原始锂丰度可能存在。
2012-08-28 astro-ph.SR
