ω星团中后主序星的光谱图集：运动学、演化、增丰及星际介质

我们展示了银河系中质量最大的球状星团ω星团 (omega Centauri) 后主序星族的光谱图集。光谱数据取自 van Leeuwen 等人 (2000) 确定的自行星团成员候选者，这些恒星尽可能均匀地选自 (B, B-V) 颜色 - 星等图。光谱使用 Anglo Australian Telescope 上的 2dF 多光纤光谱仪获取，覆盖波长范围约为 $\lambda \sim 3840-4940$ Angstroem。通过拟合 ATLAS9 恒星大气模型，我们测量了径向速度、有效温度、金属丰度和表面重力。我们分析了星团成员资格和恒星运动学、3933 Angstroem 处 Ca II K 线的星际吸收、RR Lyrae 不稳定带和极端水平支、红巨星的金属丰度弥散和双峰 CN 丰度分布、氮和 s-过程增丰、碳星、渐近巨星支 (AGB) 上脉动诱导的 Balmer 线发射，以及后 -AGB 星和紫外亮星的性质。绝大多数恒星的成员资格得到确认，径向速度清晰地显示了星团核心的自转。我们识别出了具有低重力的长周期 RR Lyrae 型变星，以及与温暖 RR Lyrae 星重合的低振幅变星。最冷红巨星中的钡增丰表明ω星团中的 AGB 星存在第三次挖掘 (3rd dredge-up)。这与更高质量 AGB 星的预增丰现象有所区别，后者也在我们的数据中可见。AGB、后 -AGB 和紫外亮星的性质表明，在极低金属丰度 ($[Fe/H] \ll -1$) 下，RGB 质量损失可能效率较低，从而增加了 AGB 阶段质量损失的重要性。星表和光谱已通过 CDS 发布。