Black holes have been found over a wide range of masses, from stellar remnants with masses of 5-150 solar masses (M

Abstract ω Centauri, the most massive globular cluster in the Milky Way, has long been suspected to be the stripped nucleus of a dwarf galaxy that fell into the Galaxy a long time ago. There is considerable evidence for this scenario including a large spread in metallicity and an unusually large number of distinct subpopulations seen in photometric studies. In this work, we use new Multi-Unit Spectroscopic Explorer spectroscopic and Hubble Space Telescope photometric catalogs to investigate the underlying metallicity distributions as well as the spatial variations of the populations within the cluster up to its half-light radius. Based on 11,050 member stars, the [M/H] distribution has a median of (−1.614 ± 0.003) dex and a large spread of ∼1.37 dex, reaching from −0.67 to −2.04 dex for 99.7% of the stars. In addition, we show the chromosome map of the cluster, which separates the red giant branch stars into different subpopulations, and analyze the subpopulations of the most metal-poor component. Finally, we do not find any metallicity gradient within the half-light radius, and the different subpopulations are well mixed.

Abstract We present age estimates for over 8100 subgiant branch (SGB) stars in Omega Centauri ( ω Cen) to study its star formation history. Our large data set, which combines multi-wavelength Hubble Space Telescope photometry with MUSE metallicities, provides an unprecedented opportunity to measure individual stellar ages. We do this by fitting each star’s photometry and metallicity with theoretical isochrones that are embedded with an empirical [C + N + O]–[Fe/H] relation specific to ω Cen. The bulk of the stars have ages between 13 and 10 Gyr, with the mean stellar age being 12.08 ± 0.01 Gyr and the median age uncertainty being 0.68 Gyr. From these ages we construct the most complete age–metallicity relation for ω Cen to date. We find that the mean age of stars decreases with increasing metallicity and find two distinct streams in the age–metallicity plane, hinting at different star formation pathways. We derive an intrinsic spread in the ages of 0.75 ± 0.01 Gyr for the whole cluster, with the age spread showing a clear increase with metallicity. We verify the robustness of our age estimations by varying isochrone parameters and constraining our systematics. We find the C + N + O relation to be the most critical consideration for constraining the age–metallicity relation. We also present an SGB chromosome map with age information. In the future these stellar ages could be combined with chemical abundances to study age differences in subpopulations and uncover the chemical evolution history of this massive nuclear star cluster.