The Blue Straggler Population of the Globular Cluster M5: Comparison with M3
我们已经调查了银河系球状星团M5的蓝离散星人口使用高分辨率的核心图像以及宽视场地面图像达到超过19个核心半径。为了衡量M5产生离散星的相对效率，我们将我们的样本与其他球状星团的五项研究进行了比较（主要是Ferraro et al. 1997 b; Ferraro et al 2003;和Piotto et al. 2004）。使用与Ferraro等人1997 b相同的方法选择的“明亮”样本，我们发现了与其他三个发光星系团相似的双峰径向分布。当使用核心半径来缩放不同簇的径向分布时，在核心离散样品的大小和“回避区”的中心方面，簇与簇之间存在良好的一致性。然而，M5在迄今为止测量的任何星团的回避区中具有最小的离散星分数，并且其回避区似乎比M3更宽（以r /rc计），M3具有非常相似的表面亮度轮廓。这两个事实都表明，M5的掉队者种群比M3在更大程度上动态进化。使用从哈勃空间望远镜中选取的紫外样本，我们发现M5中蓝离散星的频率比所研究的所有星系团都低，只有两个例外。我们还发现了7颗明亮的蓝色离散星，它们之前被Sandquist等人（2004）误认为是HB星。这些明亮的离散星很可能是双星碰撞的结果。
2006-05-02 astro-ph
Blue Stragglers in Galactic Globular Clusters: Playing with Specific Quantities
我们提出了初步的结果，从比较的特定频率的蓝色离散星（BSS）检测到迄今为止，在26个银河系球状星团的样本。BSS的数量似乎增加几乎线性增加的采样光的数量在松散的集群，而它突然下降的集群具有中高中心密度。特别是，一个简单的解释的情况下，BSS在松散的集群产生的原始双星和高密度球状星团中检测到的是由于恒星相互作用，导致二进制的形成，合并。这似乎与这些早期的结果相一致。这种观测证据可能归因于系统性偏差的可能性，主要是与越来越难检测BSS候选人与集群浓度的增加，也进行了讨论。
1994-06-22 astro-ph
The Blue Straggler Population of the Globular Cluster M5
通过结合高分辨率HST和宽视场地面观测，在紫外和光学波段，我们研究了银河系球状星团M5（NGC 5904）的蓝色离散星（BSS）人口从它的非常中心的区域到它的边缘。BSS分布在集群中心达到高峰，在中间半径处减小，向外再次上升。这种双峰分布与以前在其他球状星团（M3，47 Tuccott，NGC 6752）中观察到的相似。对于这些星团，动力学模拟表明，虽然M5中的大部分BSS可能起源于恒星碰撞，但原始双星中质量转移过程产生的BSS中有很大一部分（20-40%）需要重现观测到的径向分布。一个候选BSS已被检测到超出集群潮汐半径。如果得到证实，这可能是一个有趣的“蒸发”BSS案例。
2007-04-02 astro-ph
The dynamical state and blue straggler population of the globular cluster NGC 6266 (M62)
我们利用多波段高分辨率和宽视场地面观测的适当组合对银河系球状星团NGC 6266（M62）进行了成像。广泛的测光数据集使我们能够确定的重心，并构建有史以来最广泛的径向分布公布了这个集群，包括第一次，详细的恒星计数在非常内部的区域。恒星密度分布很好地再现了一个标准的国王模型与扩展的核心（$\sim 19''$）和一个适度的值的浓度参数（$c=1.5$），表明该集群尚未经历核心崩溃。毫秒脉冲星群（其成员都在双星系统中）和X射线发射群（在星团半质量半径内有50多个源）表明NGC 6266处于一个动力学阶段，通过动力学相遇产生双星特别活跃。中心区域的紫外线观测被用来探测蓝色离散星的数量，其起源也可能受到动力学相互作用的影响。与其他以类似策略观测到的球状星团相比，NGC 6266中的蓝离散星含量相对较低，这表明产生包含中子星或白矮星的双星系统的形成通道在显着增加蓝离散星数量方面并不有效。此外，球状星团中毫秒脉冲星含量与蓝离散星比频之间的相关性也越来越明显。
2006-01-09 astro-ph
Discovery of another peculiar radial distribution of Blue Stragglers in Globular Clusters: The case of 47 Tuc
我们利用高分辨率WFPC 2-HST和宽视场地面观测资料，在球状星团47 Tuc中建立了一个覆盖整个星团径向范围的蓝离散星（BSS）星表。BSS分布在集群中心达到高峰，在中间半径处迅速减小，最后在较大半径处再次上升。观察到的分布与Ferraro等人（1993，1997）在M3中发现的分布非常相似。到目前为止，完整的BSS调查，涵盖了整个径向范围（HST在中心和广泛的领域CCD地面观测的外部）已经完成了这两个集群。尽管它们的动力学性质不同，但都显示出双峰径向分布。BSS调查，覆盖更多的球状星团的整个空间范围内，显然需要确定如何共同双峰是什么样的后果是BSS的形成和集群动力学的理论。
2003-11-13 astro-ph
Tracing the Dynamical History of the Globular Cluster 47 Tucanae
我们利用球状星团47 Tuccenda中的两个恒星星族：蓝离散星和低质量主序星来追踪它的动力学历史。我们假设蓝离散星是通过星系团所有区域的恒星碰撞形成的。我们发现，在集群的核心，碰撞蓝离散星的模型与观测结果吻合得很好，只要蓝离散星仍在继续形成，集群中的质量函数是非常偏向于大质量恒星（x=-8，其中萨尔彼得质量函数x=+1.35）。我们表明，这样一个极端的质量函数是支持直接测量的光度函数的主序星在集群的中心。在我们数据集的中间区域（距离星团中心25“到130”），蓝色离散星的形成似乎在大约半个陀螺仪之前就停止了。在星系团的外围，我们的模型在再现蓝离散星数据方面是最不成功的。从表面上看，它们表明蓝色离散星的形成在过去的10亿年里是微不足道的，并且适用于萨尔皮特质量函数。然而，更有可能的是，占主导地位的形成机制，在这一部分的集群是不是碰撞之一，我们的模型是不适合这一地区的集群。我们的结论是，蓝离散星可以作为动力学的示踪剂在球状星团，尽管我们不完全了解他们如何和在哪里形成。
2006-07-04 astro-ph
Another Non-segregated Blue Straggler Population in a Globular Cluster: the Case of NGC 2419
为了研究遥远的银河系球状星团NGC 2419的整个延伸范围内的蓝离散星（BSS）种群，我们使用了ACS-HST高分辨率和宽视场SUBARU数据的组合。这里呈现的BSS人口是有史以来在任何恒星系统中观测到的最大的人口之一，在序列的最亮部分有超过230个BSS。选定的BSS的径向分布基本上是相同的，与其他集群的恒星。从这个意义上说，BSS的径向分布与半人马座欧米茄相似，而与迄今为止研究的所有银河系球状星团不同，后者具有高度中心分离的分布，并且在大多数情况下，在外部区域有明显的上升。与半人马座ω的情况一样，这些证据表明NGC 2419即使在中心区域也没有弛豫。这一观测事实与估计的半质量弛豫时间是一致的，这是星系团年龄的顺序。
2008-03-14 astro-ph
A Correlation between Blue Straggler and Binary Fractions in the core of Galactic Globular Clusters
上下文蓝离散星（BSS）被认为是球状星团中两个主要的形成通道：i）恒星碰撞引起的合并和ii）双星系统中伴星之间的合并或质量转移。因此，对BSS性质的详细研究对于理解双星演化机制以及致密恒星系统中动力学与恒星演化之间的复杂相互作用至关重要。目标。我们提出了第一个比较BSS的特定频率和二进制分数的核心样本的银河系球状星团，调查的相对效率的两个建议的形成机制的目的。方法.利用ACS@HST观测资料，计算了13个低密度银河系球状星团核心的BSS频率，并研究了BSS频率与双星分数和其他星团参数的相关性。结果我们观察到BSS特定频率和二进制分数之间的相关性。的相关性的意义增加，包括进一步依赖于集群的中心速度分散。结论.我们的结论是原始双星的未受干扰的演变可能是主要的BSS形成过程，至少在低密度环境。
2008-01-29 astro-ph
Evidence for Blue Straggler Stars Rejuvenating the Integrated Spectra of Globular Clusters
综合光谱学是推导未分辨恒星系统年龄的首选方法。然而，热恒星的演化阶段，如热水平分支星和蓝离散星（BSS），可以影响使用巴耳末线测量的综合年龄。这种热的“非正则”恒星可能会导致高估主序星关闭的温度，从而低估了恒星星族的综合年龄。使用优化的Hbeta指数结合HST/WFPC 2色星等图（CMD），我们表明，银河系球状星团表现出大的分散在其表观“光谱”年龄，这并不对应于在其CMD派生的年龄。我们发现的第一次，特定频率的BSS，定义在同一孔径内的综合光谱，显示出明确的对应关系，在这个意义上说，在固定的金属丰度，较高的BSS比导致年轻的“表观”光谱年龄与Hbeta。因此，球状星团中BSS的特定频率对球状星团光谱年龄的准确性设置了基本限制，可能对其他恒星系统如星系。这一结果的观测影响进行了讨论。
2008-10-21 astro-ph
Stellar Populations and Variable Stars in the Core of the Globular Cluster M5
我们报道了在球状星团M5的核心发现了一个可变的蓝色离散星，这是基于哈勃太空望远镜上的行星照相机获得的长达12小时的一系列图像。此外，我们提出了28个以前未知的或研究不足的大振幅变星（除了一个是RR天琴座）在集群核心的光变曲线。（V，U-I）色星等图显示了24颗蓝离散星，位于星团中心2个核心半径内。蓝离散星比水平分支和红巨星更集中。
1997-11-13 astro-ph
Photometry of the Globular Cluster NGC 5466: Red Giants and Blue Stragglers
我们目前的宽视场BVI测光约11,500颗恒星的低金属量集群NGC 5466。我们第一次探测到了红巨星分支隆起，尽管它比预期的要暗至少0.2等。红巨星的数量（相对于主序星的关闭星）与延世-耶鲁和泰拉莫星系群的恒星模型非常吻合，比延世-里贾纳星系群的模型略高。这进一步证明红巨星与主序星的异常大比例与星团金属丰度无关。我们讨论了来自不同研究小组的理论预测，发现氦扩散和强极限库仑相互作用的包含或排除可能是部分原因。我们还研究了动力学历史的指标：质量函数指数和蓝离散频率。NGC 5466的质量函数非常浅，与大质量损失和最近发现的潮汐尾相一致。蓝色离散星的样本比HB或RGB星更集中。我们没有看到任何证据表明，在距离中心很远的地方，蓝离散星的频率会上升。动力学摩擦时间尺度表明，如果星团目前的密度结构在其历史的大部分时间里都存在，那么离散星应该更加集中。NGC 5466的中心密度也比类似光度的星团低得多。尽管如此，蓝离散星的特定频率，使它正确的频率-集群M_V关系观察到的其他集群。
2007-04-06 astro-ph
The small Blue Straggler star population in the dense Galactic Globular Cluster NGC 6752
利用高分辨率WFPC 2-HST和宽视场地面观测资料，建立了一个覆盖球状星团NGC 6752整个径向范围的蓝离散星（BSS）星表。BSS样本是有史以来获得的最广泛的这个集群。虽然NGC 6752是一个高密度的星系团，拥有大量的双星，但我们发现它的BSS含量非常低：BSS的具体数量是有史以来测量的最低的星系团之一。BSS分布在集群中心达到高峰，在中间半径处迅速下降，最后在更大的距离处再次上升。这种分布与Ferraro等人（1993年）和Ferraro等人（2003年c）在M3和47 Tuc中观察到的分布非常相似。迄今为止，仅对这三个星团进行了覆盖中心区域的哈勃空间望远镜和覆盖外围区域的宽视场CCD地面观测的BSS调查。尽管不同的动力学性质，双峰径向分布已被发现在每个。观测到的BSS光度和温度分布与理论模型的详细比较揭示了一个人口的发光，热BSS这是不容易解释。
2004-08-31 astro-ph
Collisions of Main-Sequence Stars and the Formation of Blue Stragglers in Globular Clusters
本文报道了球状星团中两颗主序星抛物碰撞的新SPH计算结果。这种碰撞与蓝离散星的形成直接相关。特别地，我们考虑质量为$M/M_{TO}=0.2,0.5,0.75$和$1$的母星，其中$M_{TO}$是星团的关闭质量（通常约为$0.8\,M_\odot$）。低质量恒星（具有$M=0.2 M_{TO}$或$0.5 M_{TO}$）被假定为完全对流的，因此被模拟为$n=1.5$多面体。在岔道处的恒星（有$M= M_{TO}$）被假定为主要是辐射的，并被模拟为$n=3$多面体。中等质量恒星（具有$M=0.75 M_{TO}$）被模拟为复合多变体，由多变指数为$n=3$的辐射核和$n=1.5$的对流包层组成。我们的研究重点是氦和氢的流体动力学混合问题，这在确定蓝离散星的可观测特性方面起着至关重要的作用。在所有的情况下，我们发现，有可以忽略不计的流体动力学混合氦到合并残留物的外层信封。混合到合并核心的氢的数量在很大程度上取决于两颗碰撞恒星的熵分布。与以往的研究相比，由恒星直接碰撞形成的蓝离散星不一定要假设最初具有均匀的成分分布。
1995-11-16 astro-ph
Blue Straggler Stars in the Unusual Globular Cluster NGC 6388
利用多波段高分辨率HST WFPC 2和ACS观测资料，结合宽视场地面观测资料，对银河系球状星团NGC 6388中的蓝离散星（BSS）进行了研究。在其他几个集群，我们已经研究过，BSS分布被发现是双峰：在集群中心的高峰，迅速减少在中间半径，并再次上升，在更大的半径。在其他星系团中，人口稀少的中间半径区域（或“回避区”）与星系团中动力学摩擦会导致更大质量的BSS或其双星祖先定居到星系团中心的那部分相对应。相反，在NGC 6388中，BSS仍然占据了一个应该被动力学摩擦效应清除的区域，因此表明动力学摩擦的效率比预期的要低。作为这些观测的副产品，水平分支（HB）的特殊形态也得到了证实。特别是，在HB的（非常广泛的）蓝色部分，我们能够清楚地描述三个子群：普通的蓝色HB星，极端HB星和蓝色钩星。这些星群中的每一个都有一个径向分布，与正常的星团恒星无法区分。
2007-12-27 astro-ph
A Blue Straggler Binary System with at least Three Progenitors in the Core of a Globular Cluster?
我们发现位于球状星团47 Tuccenda核心的X射线源W31与亮蓝离散星BSS-7有物理联系。这两个源在天体测量上匹配到0.061 \arcsec，偶然重合概率小于1%。然后，我们分析了光学时间序列测光获得的{ \em哈勃太空望远镜}（HST），发现BSS-7显示了1.56天的周期信号在I波段。我们还构建了一个宽波段（远紫外到远红）光谱能量分布BSS-7，并适合这与单一和二元模型。双星模型是一个更好的拟合数据，我们得出相应的恒星参数。我们所有的发现都与BSS-7是一个分离的双星系统相一致，它由一个蓝色的离散星和一个X射线活跃的上主序伴星组成。这样一个系统的形成必然涉及至少三颗恒星，这与最近的N体模型相一致，在N体模型中，蓝离散星通常通过多次相遇形成，这些相遇可能涉及单星和双星。然而，我们还不能完全排除BSS-7通过质量转移直接从二元系统下降的可能性。明确区分这些场景所需的系统参数可以从时间分辨光谱学获得。
2005-12-10 astro-ph
Blue Straggler Stars: a direct comparison of Star counts and population ratios in six Galactic Globular Clusters
用HST-WFPC 2和紫外滤光片（F255 W，F336 W）对六个银河系球状星团（GGC）（M3，M80，M10，M13，M92和NGC 288）的中心区域进行了成像。所选样品的中心密度和金属丰度（[Fe/H]）范围很大。在本文中，我们提出了一个直接的集群到集群的比较蓝离散星（BSS）人口选择（m_{255}，m_{255} - m_{336}）色星等图（CMD）。我们发现：（a）其中三个星系团（M3，M80，M92）的BSS比红巨星更集中于星系团的中心;由于其他星系团的BSS样本较小，我们只能注意到BSS径向分布与中心浓度一致;（b）BSS的具体频率在星系团之间变化很大。最有趣的结果是，具有最大BSS特定频率的两个集群位于我们样本的中心密度极端：NGC 288（最低中心密度）和M80（最高）。这一证据与理论碰撞模型的比较表明，在高密度集群核心和至少一个其他的替代通道操作低密度GGC恒星相互作用在BSS的生产中发挥了重要作用。我们还注意到HB形态和蓝色离散光度函数之间的可能联系，在这六个集群。
2003-01-14 astro-ph
Far-Ultraviolet Observations of the Globular Cluster NGC 2808 Revisited: Blue Stragglers, White Dwarfs and Cataclysmic Variables
利用哈勃空间望远镜对球状星团NGC 2808进行了远紫外观测。这些数据首先由布朗和同事分析，重点是该星团中明亮的蓝色水平分支（HB）恒星。在这里，我们的重点是人口较暗的FUV源，其中包括白矮星（WD），蓝离散星（BS）和激变变量（CV）。因此，我们构建了NGC 2808的最深FUV-NUV色星等图，并寻找我们的FUV源之间的变化。总的来说，我们已经找到了。40 WD，约60 BS和大约。60个CV候选人;其中三个BS和两个CV候选人是可变的。我们还在NGC 2808的核心发现了一颗已知的天琴座RR型恒星，它具有巨大的质量（约100000）。4 mag）FUV可变性。我们研究了径向分布，发现我们的CV和BS候选人比HB和WD候选人更集中。这可能是质量分离的影响，但也可能是由于在致密的星团核心中优先形成这种动态形成的物体。对于我们的CV候选人之一，我们在Piotto及其同事发表的WFPC 2光学数据中找到了对应的数据。
2005-04-29 astro-ph
Where the Blue Stragglers Roam: Searching for a Link Between Formation and Environment
蓝离散星的形成至今仍不完全清楚，特别是形成环境与形成机制之间的关系。我们利用57个球状星团核心中大量均匀的蓝离散星样本，研究了蓝离散星种群与环境之间的关系。我们使用一个一致的定义“蓝离散星”的基础上的位置在颜色-星等图，并规范化的人口相对于红巨星分支恒星的数量在核心。我们发现，之前确定的蓝离散星频率与星系团总质量之间的反相关性存在于纯粹的核心种群中。我们发现一些弱的相关性与中心速度色散和半质量弛豫时间。蓝离散星频率与其它星系团参数没有任何变化趋势。虽然碰撞可能是一个占主导地位的蓝离散形成过程中的球状星团核心，我们发现没有相关性的蓝离散的频率和碰撞率的核心。我们还研究了蓝离散星的光度函数形状，发现蓝离散星在色星等图中的分布与星系团参数无关。我们的结果是不一致的一些最近的模型，包括碰撞形成机制的蓝离散星形成，并可能表明，几乎所有观察到的蓝离散星形成的二元系统。
2008-08-15 astro-ph
HST Observations of Blue Straggler Stars in the Core of the Globular Cluster M3
银河系球状星团M3（NGC 5272）的核心已经用WFPC 2通过滤光器F255 W、F336 W、F555 W和F814 W观测到。利用这些观测结果以及对早期星表的彻底重新分析，我们制作了一个跨越星团的蓝离散星（BSS）星表。早期的研究和我们样本中较暗的部分遭受了严重的选择偏差。我们的分析是基于一个更可靠的明亮的全球样本122 BSS。我们证实了早先的建议，径向BSS分布在M3是双峰。它在中心有一个强烈的峰值，在距离中心100- 200”处有一个明显的倾角，在更大的半径处再次上升。观测到的分布与Sigurdsson等人（1994）的动力学模型一致，该模型考虑了恒星碰撞和原始双星合并对BSS起源的影响。观测到的星系团内部和外部的BSS光度函数是不同的。用Bailyn & Pinsonneault（1995）的模型来解释这些现象，我们认为内部星团的BSS是由恒星碰撞形成的，而外部星团的BSS是由合并的原始双星形成的。
1997-03-05 astro-ph
Relative Frequencies of Blue Stragglers in Galactic Globular Clusters: Constraints for the Formation Mechanisms
我们讨论了银河系球状星团（GC）蓝离散星（BSS）的主要性质，从我们的新目录包含近3000 BSS推断。该目录已提取的光度均匀V与（B-V）色星等图（CMD）的56 GC，基于WFPC 2图像的中央核心。在我们的分析中，我们使用了基于相同测光和校准的一致相对距离。利用从CMD中提取的不同恒星星族，对BSS的数目进行归一化，得到相对频率（F_{BSS}）和比密度（N_S）。簇F_{BSS}显著小于场BSS的相对频率。我们发现一个显着的反相关性之间的BSS的相对频率在一个集群和它的总绝对光度（质量）。BSS频率和预期冲突率之间没有统计学显著趋势。F_{BSS}不依赖于其他集群参数，除了对中心密度的轻度依赖。就BSS频率而言，PCC集群像正常集群一样起作用。我们还表明，最明亮的集群的BSS光度函数是显着不同的，与一个更明亮的峰值，并扩展到更明亮的亮度比在不太明亮的集群。这些结果意味着BSS生产机制的效率和它们的相对重要性随团簇质量而变化。
2004-02-25 astro-ph
The surprising external upturn of the Blue Straggler radial distribution in M55
通过结合高分辨率的HST和宽视场的地面观测，在紫外和光学波段，我们研究了低密度星系团球状星团M55（NGC 6809）在其整个径向范围内的蓝离散星（BSS）的人口。BSS预计的径向分布被发现是双峰，与一个中心峰，一个广泛的最小值在中间半径，和一个上翘在大半径。类似的双峰分布在其他球状星团（M3，47 Tuccott，NGC 6752，M5）中也被发现，但M55的外部上升是迄今为止发现的最大的。这可能表明在M55的外围区域有很大比例的原始双星，这似乎与最近在该星团核心测量到的相对较低（\sim 10%）的双星比例形成了对比。
2007-09-11 astro-ph
Evolution of Stellar Collision Products in Globular Clusters - II. Off-axis Collision
我们将继续探索色星等图中蓝色离散星区域的碰撞合并恒星。本文报道了两颗主序星抛物碰撞的新SPH计算结果，其母星的初始结构和成分分布已由恒星演化计算确定。SPH程序的并行化使得流体力学的数值分辨率大大提高。我们还提出了由此产生的碰撞产物，出现快速旋转的蓝色离散演化轨道。旋转的碰撞产物比非旋转的碰撞产物更亮、更蓝，并且在主序上停留的时间更长。此外，它们在整个主层序的生命周期内保持着快速的自转速率。旋转引起的混合强烈影响碰撞产物的演化，尽管它不足以混合整个恒星。我们讨论了这些结果的影响，在集群中的蓝离散人口的研究。这项工作表明，离轴碰撞产物不能成为蓝离散，除非他们失去了很大一部分的初始角动量。这种损失的机制是不明显的，虽然一些可能性进行了讨论。
2000-08-16 astro-ph
A Panchromatic Study of the Globular Cluster NGC 1904. I: The Blue Straggler Population
利用高分辨率（HST-WFPC-2）、宽视场（2. 2 mESO-WFI）地基观测和空间（GALEX）观测相结合的方法，收集了银河系球状星团NGC 1904（M79）的多波长测光数据库（从远紫外到近红外）。样本覆盖了整个星系团的延伸，从非常中心的区域到潮汐半径。在本文中，这样的数据集被用来研究BSS人口及其径向分布。总共有39个明亮的（$m_{218}\le 19.5$）BSS已被检测到，他们已被发现是高度分离的集群核心。在NGC 1904的外围没有观察到BSS频率的显著上升，与用相同技术研究的其他星系团（M3，47 Tuc，NGC 6752，M5）形成对比。这些证据，加上NGC 1904的大半径回避（$r_{avoid}\sim 30$核心半径），表明绝大多数星团重星（双星）已经沉入核心。因此，广泛的动力学模拟表明，BSS形成的原始双星的质量转移活动，在孤立的集群郊区的发展，代表只有一个可以忽略不计的（0- 10%）部分的总人口。
2007-04-11 astro-ph
The Formation Rate of Blue Stragglers in 47 Tucanae
我们研究了球状星团中蓝离散星形成率的变化对蓝离散星在色星等图上分布的影响。我们发现，蓝离散分布是高度敏感的过去的形成率。将我们的模型与靠近47 Tuccenda核心区域的新UBV观测结果进行比较，表明这个星团可能在几个Gyr前就已经停止形成蓝色离散星。这种形成的停止可能与原始双星燃烧的时代有关，这在其他星系团中被引用来推断核心崩溃的临近。
1999-11-02 astro-ph
Modeling the Radial Distribution of Blue Stragglers in M3
最近对银河系球状星团M3（NGC 5272）中蓝离散星（BS）的调查首次完整地描述了整个球状星团中BS的数量密度与半径的关系。M3中的BS在大半径处过量，而在中等半径处显著不足。在这里，我们提出了一个多质量模型的M3中的BS人口的动力学演化的模拟结果。假设BS是通过二元相互作用在核心中形成的（Hut \&\ Verbunt 1983，Leonard 1989，Sigurdsson \&\ Phinney 1993，Hut \etal 1992，Davies，Benz and Hills 1994），并给出了一些关于相互作用双星中恒星合并时反冲的一般假设;我们发现一个很好的拟合观测到的径向分布的BS，强烈表明，大多数的BS在M3的形成通过在核心的二元碰撞。
1994-06-01 astro-ph
Blue Stragglers as Stellar Collision Products: the Angular Momentum Question
研究了球状星团中由主序星直接碰撞形成的蓝离散星的结构和演化。特别是，我们看看旋转的离轴碰撞的产品的演变。在先前的工作中发现，这样的蓝离散星最初有太高的角动量，无法收缩到主序星。我们认为角动量损失通过光盘锁定或锁定外流风，并表明这两种方法都允许合并的对象摆脱足够的角动量收缩到主序星。
2005-01-10 astro-ph
Blue Stragglers After the Main Sequence
我们研究后主序星（蓝离散星）之间的碰撞产物的主序星演化，特别感兴趣的水平分支和渐近巨星分支阶段。我们发现蓝离散子星在红巨星分支的颜色-星等图上稍微偏蓝，并且比水平分支亮0.2到1等。我们还发现水平分支上碰撞产物的寿命与许多作者在一些球状星团中发现的所谓“演化蓝离散星”（E-BSS）的数目一致，并且几乎与质量或初始成分分布无关。观测到的E-BSS与蓝离散星的数量比表明蓝离散星的主序列寿命平均约为1-2 Gyr。
2008-11-18 astro-ph
First Evidence of Circumstellar Disks around Blue Straggler Stars
本文分析了球状星团M3、NGC 6752和NGC 6397中发现的6个蓝离散星的HST/STIS和HST/FOS光谱。这些恒星是一组约50个蓝色离散星和恒星以上的主序关闭在四个球状星团，这将在即将发表的论文的子样本。除了这里介绍的6颗星之外，所有的星星都可以很好地适应非LTE模型的大气。另一方面，这6个不合适的，拥有巴耳末跳跃，这是太大的有效温度所暗示的Paschen连续。我们发现，我们的数据，这些恒星是一致的模型，只有当我们考虑到额外的吸收恒星巴耳末光子的电离拱盘。HI和CaII的柱密度被导出为盘的厚度。这是第一次在蓝色离散星周围发现拱星盘。存在的磁性锁定磁盘连接到恒星已被建议作为一种机制，以失去大的角动量所赋予的碰撞事件在这些恒星的诞生。我们的研究所暗示的圆盘可能没有足够的质量来构成这样一个角动量汇，但它们可能是曾经更大的圆盘的剩余物。
2004-04-02 astro-ph
The blue plume population in dwarf spheroidal galaxies: young stellar population or genuine blue stragglers?
在矮球状星系的背景下，很难将一个真正的蓝离散星系（BSS）从一个正常的年轻主星系（MS）序列中分离出来。这种困难是持久的。对于9个非恒星形成的本群矮星系的样本，我们计算了"BSS频率“，并将其与银河系球状/疏散星团和晕中发现的频率进行了比较。比较结果表明，在任何给定的Mv下，矮星系的BSS频率总是高于光度相近的球状星团。此外，最低光度矮星系的BSS频率的估计与银河系晕和疏散星团中观察到的非常一致。我们的结论是，低密度，几乎没有碰撞的环境，我们的矮星系样本点，他们非常低的动力学演化和随之而来的碰撞BSS可以忽略不计的生产。
2007-11-06 astro-ph
Second-Parameter Globular Clusters in the Milky Way and in M33 as Tracers of Mass Loss from M31 in the Early Epoch?
我认为，在我们银河系外晕中观察到的大部分“年轻”的第二参数球状星团（SPGC）以及最近在本星系群（LG）的另一个大质量螺旋星系M33中发现的SPGC，可能是由于早期M31的质量外流以及随后在银河系和M33上的气体吸积而产生的。
2001-06-13 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Variable Stars in Globular Clusters - II. Fields 5139D-F in Omega Centauri
在搜寻变星的过程中，观测了三个靠近球状星团欧米茄中心的区域。我们提出了32个周期变量的V波段光变曲线。这个样本包括10颗SX Phe星、19颗食双星和3颗可能的斑点变星（FK Com或RS CVn型星）。这些变量中只有4个是以前已知的（包括两个对象中报告的文件I）。我们样本中的所有SX Phe星和8个食双星都属于蓝离散星。五个双星占据了星团上部的主序带，另外四个位于次巨星分支的底部。特别感兴趣的是检测一个分离的双星系统，周期P=4.64天。对这颗恒星的进一步研究可以提供有关半人马座变星性质的直接信息。还发现了一个位于欧米茄Cen水平分支上方的分离或半分离系统。在我们的调查中发现的所有SX Phe星和大多数食双星都可能是星团成员。我们提出了V与V-I色幅图的监测领域。在这些图中可以注意到一个人口众多的可能的热亚矮星群以及许多蓝离散星的候选者。我们的数据表明，欧米茄Cen拥有所有银河系球状星团中最多的蓝色离散星。
1996-04-04 astro-ph
Globular Cluster Photometry with the Hubble Space Telescope. VI. WF/PC-I Observations of the Stellar Populations in the Core of M13 (NGC 6205)
为了探索恒星在稠密环境中演化的本质，我们利用哈勃太空望远镜拍摄的行星照相机-I的图像研究了球状星团M13的致密核心。我们在M13的这个区域发现了15颗蓝离散星候选者和10颗其他可能的蓝离散星。它们的比频率在0.04-0.07之间，与其他密集星团中心附近的观测结果相当。M13观测到的V波段恒星光度函数与古老、贫金属星系团光度函数的理论模型（Bergbusch & Vandenberg 1992）之间的比较表明，该模型预测的最亮红巨星（V~12.5-15）太少，相对于亚巨星/关闭星（> 6西格玛效应）的两倍。红巨星、蓝离散星和次巨星的径向分布是一致的。然而，在M13的蓝色水平分支中的恒星，相对于其他恒星类型，似乎是中心耗尽的。我们结合了来自三个密集的“国王模型集群”，M13，M3，和47 Tuc，和两个后核心坍缩集群，M30和M15的数据，并比较了各种恒星类型的分布作为（r/r_half light）和（r/r_core）的函数。合并样本中的水平分支恒星相对于巨星似乎是中心亏损的（97%的显著性）-这种亏损在每个单独的星团中只是边缘的（<约1.5 sigma）。合并样本中的蓝离散星相对于巨星集中在中心。
1996-11-20 astro-ph
Globular Clusters in Blue Compact Galaxies as Tracers of the Starburst History
球状星团（GCs）代表单个恒星星族，相对容易建模，从而为研究星系演化提供了强有力的工具。这已经在蓝色致密星系ESO 338-IG 04中得到了证明。星系中的GC系统可能是星暴和合并的化石。因此，对本宇宙中GC的研究可能会增加我们对星系和遥远宇宙的形成和演化的理解。
1998-12-16 astro-ph
The Blue Straggler population in the globular cluster M53 (NGC5024): a combined HST, LBT, CFHT study
我们使用了一个适当的组合，多波段高分辨率和宽视场多波长观测收集在三个不同的望远镜（HST，LBT和CFHT）探测蓝色离散星（BSS）人口的球状星团M53。在整个集群扩展范围内已确定了近200个BSS。这些恒星的径向分布是双峰的（类似于其他几个星团的分布），在距星团中心约60“（~2 r_c）处有一个明显的倾角。这个值比回避半径（r_avoid，在哈勃时间内，由于动力学摩擦效应，所有~1.2 M_sun的恒星都沉入核心的半径）小2倍。虽然在大多数具有双峰BSS径向分布的集群中，已发现r_avoid位于观察到的最小值区域中，但这是第二种情况（在NGC 6388之后），其中注意到这种差异。这一证据表明，在少数星系团中，动力学摩擦的效率似乎比预期的要低。我们还使用这个数据库来构建星团的径向恒星密度分布图：这是迄今为止为该星团发布的最广泛和最准确的径向分布图，包括非常内部区域的详细恒星计数。恒星的密度分布是由一个标准的King模型再现的，该模型具有一个扩展的核心（~ 25“）和一个中等的浓度参数值（c=1.58）。在簇的最外部区域（距中心r>6.5'处）注意到与模型的偏离。这一特点需要进一步研究，以解决可能存在的潮汐尾在这个集群。
2008-02-19 astro-ph
High-resolution simulations of stellar collisions between equal-mass main-sequence stars in globular clusters
我们进行了高分辨率的模拟两个恒星碰撞相关的恒星在球状星团。我们考虑了两颗0.6M太阳主序星之间的一次正面碰撞和一次离轴碰撞。我们发现，约100 000粒子的分辨率是足够的大多数研究的结构和演变的蓝色离散。我们最终证明，球状星团中的主序星之间的碰撞产物不具有大于0.004 M_sun的表面对流区碰撞后，也没有开发对流区在“前主序星”的热弛豫阶段的碰撞后演化。因此，任何需要表面对流区的机制（即化学混合或通过磁风的角动量损失）都不能在这些恒星中运作。我们表明，没有磁盘的材料周围的碰撞产品产生的离轴碰撞。对流区和盘的缺乏证明了球状星团中蓝离散星角动量演化的一个持续问题。
2001-12-12 astro-ph
Blue Straggler Stars: The Spectacular Population in M80
利用HST-WFPC 2对高密度星系团球状星团（GGC）M80中心区域的两个紫外滤光片（F225 W和F336 W）的观测，我们识别出了305颗蓝离散星（BSS），这是迄今为止在GGC中观测到的最大和最集中的BSS星群。我们还确定了最大的，干净的样本演变BSS尚未发现。高恒星密度本身不能解释BSS，我们认为，在M80中，我们正在目睹一个瞬态动力学状态，在此期间，恒星相互作用延迟的核心坍缩过程中导致一个异常大的人口碰撞BSS。
1999-04-15 astro-ph
Blue Stragglers in Low-Luminosity Star Clusters
本文研究了13个低光度（M_V_t >-6）球状星团和2个老疏散星团的蓝离散星布居。这些星系团测试了蓝色离散星在介于高光度（通常是高密度）星系团和银河场之间的环境中的形成。蓝离散星的相对频率（F_BSS = N_BSS / N_HB）与星团光度之间的反相关一直延续到最低光度的星团，这些星团的频率达到或超过了场星的频率。此外，我们还发现，当星系团的密度小于300 L_V，sun pc^-3时，离散子频率与中心密度之间的反相关消失，尽管这似乎是星系团光度与中心密度之间的相关造成的假象。我们认为观测（宽，偏心双星包含蓝色离散在M67，并存在非常明亮的离散在我们的样本中的大多数集群）和理论的理由，恒星碰撞仍然产生了显着的一部分蓝色离散在低光度星团由于长期生存的宽双星。
2005-10-26 astro-ph
A Chandra X-ray Study of the Globular Cluster M80
我们对富球状星团M80的钱德拉X射线观测进行了分析，在半质量半径范围内，我们探测到了19个极限0.5-2.5 keV X射线亮度为7*10^30尔格/秒的源。X射线光谱表明，其中两个源是静态的低质量X射线双星（qLMXB）包含中子星。我们确定了五个来源可能的激变变量（CV），其中之一似乎是大量吸收，这意味着高倾斜。最亮的CV可能是Nova 1860 T Sco的X射线对应物。星团核心内X射线源的浓度意味着平均质量为1.2+/-0.2 Msun，这与这些系统的双星性质一致，并且与该星团中蓝色离散星的径向分布非常相似。将M80的X射线和蓝离散星源的星群与类似的球状星团47 Tuc的星群进行了比较。
2003-05-22 astro-ph
Monte Carlo Simulations of Star Clusters - V. The globular cluster M4
我们描述了附近的球状星团M4的动力学演化的蒙特卡罗模型。该代码包括治疗的两体松弛，三，四体相互作用，涉及原始的双星和动态形成的，银河潮汐，以及内部演化的单和双星。我们到达一组初始参数的集群，经过12 Gyr的演变，给出了一个令人满意的匹配的表面亮度分布，速度色散分布，和光度函数在两个领域的模型。我们特别描述的核心的演变，并发现M4（具有经典的国王配置文件）实际上是一个崩溃后的集群，其核心半径持续的二元燃烧。我们还考虑了它的双星的分布，包括那些将被观察到的光度双星和径向速度双星。我们还考虑了白矮星，中子星，黑洞和蓝离散星的人口，虽然不是所有的通道，蓝离散星的形成，但在我们的模拟。
2008-01-25 astro-ph
Globular Cluster Photometry with the Hubble Space Telescope VII. Color Gradients and Blue Stragglers in the Central Region of M30 (NGC 7099) from WFPC2 Observations
本文给出了来自HST WFPC 2图像的致密核后坍缩星团M30（NGC 7099）中央2'区9507颗恒星的F555 W（V）、F439 W（B）和F336 W（U）测光结果。这些数据被用来研究星团中心区域的恒星星族的混合。48颗蓝离散星被确定，并被发现强烈集中向中心。在M30的内部区域，蓝离散子的比频率F_BSS \equiv N（BSS）/N（V<V_HB+2）为0.25 \pm 0.05（r<20“），显著高于其他簇中的频率。M30的BSS光度函数的形状类似于碰撞形成模型的预测，与Bailyn和Pinsonneault的二元合并模型不一致。一颗异常蓝色的恒星（B= 18.6，B-V=-0.97），根据它的颜色可能是一颗激变变星，距离中心约1.2“。相对于较暗的巨星、次巨星和MSTO星，明亮的RG星在内部r<10“处的损耗似乎是2- 3倍（95%的显著性）。我们证实，有一个径向梯度的颜色集群光，从B-V=0.82在r=1'到B-V=0.45在中央10“。明亮RG的中心耗尽约占观察到的颜色梯度的一半;其余的梯度是由中心附近的微弱红色MS星相对不足引起的（可能是质量分离的结果）。M30演化恒星的光度函数与标准恒星演化模型的光度函数形状不匹配：在M_V=-2 ~+2范围内，亮巨星与暗恒星的比率比模型预测的高30%（3.8σ效应），与RG亮度基本无关。（节略）
1998-05-29 astro-ph
Tidal tails around globular clusters: are they good tracers of cluster orbits?
在过去的十年里，观测研究表明，在许多银河系球状星团的外部存在潮汐流。具有明确潮汐尾的星团最引人注目的例子是Palomar 5和NGC 5466（两者都是在斯隆数字巡天的框架下观测到的），它们的结构长度分别为4 kpc和1 kpc。不幸的是，大多数关于球状星团（GC）的观测研究都没有像SDSS那样覆盖如此大的天空区域。在此框架下，通过一个并行的，自适应的树代码，我们进行了详细的N体模拟的GC运动在一个现实的三个组成部分，（凸起，盘和晕）银河系的潜力，以澄清是否和在何种程度上的尾巴在集群的外部地区（几个潮汐半径）是当地轨道的示踪剂，而且，如果在星团轨道相位和这些流的方向之间存在某种相关性。
2006-05-10 astro-ph
Clearing the Dust from Globular Clusters
最近斯皮策对球状星团M15的观测发现了与其内部介质有关的尘埃。令人惊讶的是，这些观测结果意味着，尘埃必须是非常短暂的时间相比，自最后一个银河系平面穿越的集群。在这里，我们提出了一个简单的机制来解释这个短的寿命。我们认为，在恒星碰撞过程中喷出的物质的动能可能足以将气体和尘埃完全从星团中清除，或者将气体作为风清除，除了部分摧毁尘埃。通过计算率的恒星碰撞使用的N-体模型的集群，我们发现显着的协议之间的平均时间碰撞和推断的尘埃寿命在这个集群，这表明可能的密切关系，这两种现象。此外，我们还得到了M15中碰撞形成的蓝离散星的诞生率。通过与观测到的蓝离散星的数量进行比较，我们得到了它们的平均寿命的上限，这与最近的模型计算结果是一致的，从而进一步支持了我们的模型。
2008-05-15 astro-ph
Stellar Collisions and Blue Straggler Formation
我们回顾了最近的3D流体动力学计算的恒星碰撞的光滑粒子流体动力学（SPH）方法，我们讨论的结果的影响的形成和演化的蓝色离散的球状星团。我们还讨论了合并残留物的简单分析模型的建设，近似的质量损失，冲击加热，混合，和角动量输运在碰撞过程中，可以使用我们的3D流体动力学结果校准的简单算法。这些简单的模型预测的热力学和化学成分的配置文件进行比较，从我们的SPH模拟，表明我们的新模型提供了准确的表示真正的碰撞合并残留物。
2001-01-05 astro-ph
Blue Straggler Stars in Galactic Open Clusters and the effect of field star contamination
我们研究了蓝离散星在三个疏散星团场中的分布。主要目的是突出一般银河系盘前/背景场恒星所扮演的关键角色，这些恒星通常与蓝离散星位于色星等图的同一区域。我们分析了3个富含蓝离散星的中/老年龄疏散星团的测光结果，并将它们投射到英仙座臂的方向，研究了它们的空间分布和色星等图。正如我们所预期的那样，我们发现这些星团中的大部分蓝离散星都是属于旋臂的年轻场星，这一结果对不同星群环境中蓝离散星的形成和统计理论有重要的影响：疏散星团、球状星团和矮星系。正如许多作者先前强调的那样，在将星团中的蓝离散星人口与理论模型进行比较之前，必须进行详细的成员分析。此外，这些年轻的恒星序列（蓝色羽状物）是银河系结构的潜在强大示踪剂，需要进一步考虑。
2008-02-25 astro-ph
Discovery of Carbon/Oxygen depleted Blue Straggler Stars in 47 Tucanae: the chemical signature of a mass-transfer formation process
我们使用ESO甚大望远镜获得的高分辨率光谱来测量47 Tuc中43颗蓝离散星（BSS）的表面丰度模式。我们发现，一个亚种群的BSS显示出显着的碳和氧的消耗相对于占主导地位的人口。这一证据表明，BSS表面上的CNO燃烧产物的存在来自一个深度剥离的母星，如预期的情况下的质量转移过程。这是第一次探测到一个化学特征，清楚地指向一个特定的BSS形成过程中的球状星团。
2006-10-03 astro-ph
Exotic populations in Galactic Globular Clusters
最近对银河系球状星团中心区域的高分辨率观测表明，存在着大量各种各样的奇异星体，它们的形成和演化可能受到动力学相互作用的强烈影响。本文综述了两类奇异天体的主要性质：所谓的蓝离散星和最近发现的毫秒脉冲星的光学伴星。这两类对象是非常宝贵的工具，以调查在非常密集的环境中的二进制的演变，是强大的示踪剂的动力学历史的父集群。
2006-01-10 astro-ph
CCD Photometry of Variable Stars in the Globular Cluster NGC 288
观测球状星团NGC 288的中心部分是为了寻找短周期变星。我们获得了4颗SX Phe星和2颗RR Lyrant变星的V波段光变曲线，其中5颗是新发现的。所有的SX Phe星都属于蓝离散星。给出了红巨星分支顶端到主序星分叉水平的色星等图。三个可能的热次矮星位于星团蓝色水平分支的延伸部分。
1996-01-11 astro-ph
Globular Clusters as Tracers of Stellar Bimodality in Elliptical Galaxies: The Case of NGC 1399
球状星团系统（GCS）的星团积分颜色经常呈现双峰分布。这项工作探讨的论点，以支持相同的功能是共享的弥漫恒星星族的星系，他们是与。在NGC 1399的特殊情况下，结果表明，星系亮度剖面和颜色梯度以及球状星团累积特定频率的行为，与两个主要的恒星星族的存在是相容的，与所谓的“蓝色”和“红色”球状星团家族。这些球状星团家族的特征在于不同的固有频率（根据每个恒星星族定义）：红色球状星团的Sn=3.3 +/- 0.3，蓝色球状星团的Sn=14.3 +/- 2.5。我们强调，这一结果并不一定与最近的作品，指出（解决）晕星和球状星团的金属丰度分布之间的明显差异时，比较他们的数量统计相矛盾。推断出的特定频率意味着，就其相关的恒星星族而言，蓝色球状体的形成效率比红色球状体高出约6倍。蓝色球状体的空间分布与推断的暗物质的相似性，以及与NGC 1399相关的发射热气体的X射线的相似性。一个相对不显眼的低金属丰度人口的影响，共享的蓝色球状星团的属性，作为一个可能的来源的化学富集早期的星系的形成历史也简要讨论。
2004-11-02 astro-ph
ON BLUE STRAGGLER FORMATION BY DIRECT COLLISIONS OF MAIN-SEQUENCE STARS
我们报告的新的SPH计算的主序（MS）恒星之间的抛物碰撞的结果。这些恒星被假设在球状星团中靠近MS的转折点，因此被建模为$n=3$，$Γ=5/3$多面体。我们发现，在这些恒星的中心质量集中度高的流体力学有着深远的影响。特别是，非常少的流体动力学混合之间发生的密集，氦丰富的内核和外层信封。因此，与先前研究中的假设相反，由恒星直接碰撞形成的蓝离散星不一定在其包层中具有非常高的氦丰度，或者其核心补充有新鲜的氢燃料。
1995-02-28 astro-ph
Search and analysis of blue straggler stars in open clusters
目的：提出一个新的银河系疏散星团蓝离散星均匀星表。方法：从文献中收集了216个聚类的光度数据，并从其中的76个聚类中提取了2782个BSS候选。结果如下：我们发现，在银河系球状星团上进行的类似研究中确定的BSS频率与总星等的关系延伸到疏散星团制度：具有较小总星等的星团往往具有较高的BSS频率。此外，一个明确的BSS频率之间的相关性（获得标准化的BSS的总数，无论是总的集群质量或，对于老的集群，集群恒星的总数）和年龄的集群被发现。一个简单的模型是在这里试图解释这最后一个新的结果。该模型使我们能够确定质量损失在疏散星团演化中所起的重要作用。
2006-08-22 astro-ph
Multiple Stellar Populations in the Globular Cluster omega Centauri as Tracers of a Merger Event
人马座矮星系的发现，它被银河系潮汐干扰并与银河系合并，支持了银河系晕至少部分是由类似矮系统吸积而形成的观点。人马座矮星包含几个不同的恒星群体，并包括作为其核心的M54，这是与银河系相关的第二大质量的球状星团。质量最大的球状星团是半人马座欧米茄，在这里我们报告说，半人马座欧米茄也有几个不同的恒星星族，跟踪红巨星分支恒星。最富金属的红巨星分支恒星比占主导地位的贫金属成分年轻约2 Gyr，表明半人马座ω在这个时间尺度上富集。在一个球状星团中存在一个以上的恒星形成时期是相当令人惊讶的，这表明半人马座欧米茄曾经是一个更大的系统的一部分，该系统与银河系合并，就像人马座矮星系现在正在做的那样。在银河系的早期历史中，合并可能要频繁得多，而半人马座欧米伽似乎是这个时代的遗迹。
1999-11-09 astro-ph
The Distribution of Collisionally Induced Blue Stragglers in the Colour-Magnitude Diagram
球状星团中蓝离散星的主要产生机制被认为是碰撞诱导的合并，可能是由涉及双星的动力学相遇介导的。我们模拟了这种蓝离散星的形成和演化，并给出了它们在色星等图中的理论分布。我们使用一个粗糙的集群动态表示和详细的双星单星遭遇模拟产生各种碰撞的截面和速率。碰撞的结果是根据真实恒星模型的SPH模拟确定的。碰撞产物的演变，然后详细。我们使用我们的结果来探索各种输入假设的碰撞产生的蓝色离散星的数量和种类的影响。特别是，我们描述的蓝色离散分布的变化，而不是使用现实的碰撞产品的“完全混合”的假设，并从原始的二进制人口的数量和轨道周期分布的假设的变化。然后，我们将我们的模型应用于M3核心的现有数据，其中大型蓝色离散星人口被认为是由碰撞产物主导的。我们发现，我们很难成功地模拟观察到的蓝离散下一个单一的一致的假设。然而，如果3个特别明亮的蓝色离散星被认为是一个不同的观察群体的一部分，其余的可以成功地使用现实的遭遇产品，并假设一个20%的二进制分数与合理的周期分布建模。
1998-05-11 astro-ph
Blue Stragglers, Young White Dwarfs and UV-excess stars in the core of 47 Tuc
我们使用一组存档的HST/WFPC 2图像来探测附近银河系球状星团（GGC）47 Tuc核心的恒星星族。根据在行星照相机（PC）视场内探测到的约4,000颗恒星的紫外（UV）色星等图（CMD），我们确定了一些有趣的天体：（i）43颗蓝离散星（BSS），包括20颗新候选星;（ii）12颗明亮（年轻）的冷白矮星（WD），位于UV-CMD的极蓝区;（iii）大量的紫外线过量（UVE）恒星，位于BSS和WD序列之间。这里确定的WD候选定义CMD中的干净图案，其定义WD冷却序列。此外，UV-CMD上的位置和WD的数量都与理论预期非常一致。这里发现的UVE恒星代表了在球状星团中观察到的最大的异常蓝色物体群体-如果这样一个大群体的存在得到证实，我们终于找到了该理论预测的长期搜索的相互作用双星群体。最后，我们研究了Chandra最近探测到的二元X射线源的伴星和位于47 Tuc核心的二元毫秒脉冲星（MSP）的光学识别的可行性。不幸的是，MSP伴星的极度昏暗，加上星团中心巨大的恒星拥挤，使得只能根据位置巧合进行统计上可靠的识别成为可能。
2001-07-04 astro-ph
Globular clusters in the blue compact galaxy ESO~338-IG04 (Tol~1924-416), as tracers of the star formation history. Results from HST/WFPC2 observations
利用WFPC 2/HST获得了一个恒星暴贫金属蓝色致密星系ESO 338-IG 04的多色图像。在这些图像中，我们发现许多点状源集中在星系的主体，我们确定为球状星团的候选者。我们表明，这些对象是物理上与星系，他们在空间上扩展。由于它们的高固有光度，这些物体不可能是单独的恒星。利用光度演化模型，我们发现这些天体构成了大量的大质量星团，年龄从几百万年到10千兆年不等，质量从10^4到10^7太阳质量不等。我们发现这些天体很可能是不同年龄的球状星团。星团的年龄分布有峰值：<3000万年、~ 10000万年、~ 60000万年、2.5- 5Gyr和~10 Gyr。最年轻的天体位于拥挤的星暴区。该星系目前似乎正在合并，这可能是目前球状星团形成的原因。许多中间年龄（2.5至5 Gyr）的球状星团的存在，表明以前的合并可能已经发生。随着星暴的消退，这个星系将变得非常丰富的球状星团。将所有天体的年龄转换到与银河系球状星团相当的年龄，揭示了一个类似于银河系的光度函数。我们认为，这个星系是一个矮椭圆星系和一个富含气体的矮星系合并的结果。确定球状星团的年代的可能性为研究这个星系和类似星系中剧烈恒星形成的历史提供了一种有效的方法。
1998-04-07 astro-ph
