Young Globular Clusters and Dwarf Spheroidals
星系晕主体中的大多数球状星团几乎是同时形成的。然而，矮球状星系中的球状星团的形成似乎已经延长了哈勃时间的很大一部分。这表明，在星系晕主体中抑制球状星团晚期形成的因素在矮球状星系中并不起作用。在R_{GC} > 15 kpc处存在大量的“”球状体，可能是因为假设这些天体中有许多是在类似人马座（但不是类似天炉座）的矮球状星系中形成的，后来被银河系的潮汐力摧毁。在波江座、帕洛玛1、3、14和泰山7号球状星团周围寻找其母矮椭球体的低光度遗迹将是一件有趣的事情。此外，多色测光可以用来寻找超星协的残余物，外晕球状星团最初就形成于超星协内部。这样的包层被认为是在内晕中被潮汐剥离的球状星团。
1999-10-13 astro-ph
Globular Clusters in Dwarf and Giant Galaxies
球状星团的光度分布显示出对母星系光度的显著依赖性。矮星系包含的暗球状体比亮星系多得多。这种差异在99.7%的水平上是显著的。另一方面，矮星系中球状星团的光度分布似乎并不强烈地依赖于它们的宿主的形态类型。球状星团质量的二分法发生在主星系质量约为4 x 10^8太阳质量时，这比《福布斯》最近注意到的球状星团颜色特征二分法发生在约3 x 10^10太阳质量时低了近两个数量级。
2005-12-08 astro-ph
The Globular Clusters of Dwarf Spheroidal Galaxies
讨论了人马座矮椭球体可能是在银河系外晕中形成的塞尔-津恩碎片的可能性。支持这一假说的论据是：（1）人马座和外晕（Rgc > 80 kpc）中的球状星团的光度分布似乎是双峰的，峰值在MV ~ -5和MV ~-10附近;（2）人马座和外晕中的球状星团的年龄分布明显大于银河系内晕中的球状星团。然而，一个相反的论点是，与Sgr相关的四个球状星团中只有一个具有大的半光直径，这是外晕星团的特征。所有比MV = -12暗的本星系群矮球状星系中都没有球状星团，这表明它们的特定球状星团频率一定低于天炉座矮球状星系。这一结果表明，天炉座可能有一个不寻常的进化历史。
1998-08-14 astro-ph
Spectral Types and Masses of White Dwarfs in Globular Clusters
球状星团中的白矮星为确定球状星团的距离和年龄提供了额外的可能性，前提是它们的光谱类型和质量是已知的。因此，我们开始了一个项目，以获得球状星团NGC 6397和NGC 6752中白矮星的光谱。所有观测到的白矮星都显示出富氢光谱，因此被归类为DA。分析NGC 6752中白矮星的多色测光，得到球状星团白矮星的平均重力为log g = 7.84，最可能的平均质量为0.53 M太阳。利用这个平均重力，我们试图通过拟合白矮星的光谱来确定独立的温度。虽然从光谱学和光度学确定的恒星参数通常在相互误差条内一致，但光谱的低分辨率和S/N使我们无法设置比单独从光度学获得的约束更强的约束。由于同样的原因，不幸的是，NGC 6397的白矮星光谱没有提供足够精确的独立距离估计，以区分球状星团的长距离和短距离尺度。
2004-03-10 astro-ph
Constraining white-dwarf kicks in globular clusters
渐近巨星分支恒星的风足够强，如果它稍微不对称，它可以将恒星推出其诞生的疏散星团，或者显著改变其通过球状星团的轨道;因此，如果这些恒星风是不对称的，我们可以预期，在疏散星团中，所有年龄的白矮星都是不足的，而年轻的白矮星的径向集中度要低于它们的径向集中度。球状星团中的祖先或更老的白矮星。最近观察到后一种效应。因此，对球状星团中年轻白矮星径向分布的详细研究可以提供一个独特的探测器，探测渐近巨星分支和行星状星云形成过程中的质量损失，这两个过程都是金属丰度和恒星质量有限范围的函数。
2007-09-07 astro-ph
Constraining white-dwarf kicks in globular clusters : III. Cluster Heating
最近对球状星团中白矮星的观测表明，这些恒星在成为巨星期间可能会得到一个速度反冲。如果在渐近巨星分支上的质量损失是稍微不对称的，那么这种速度反冲就可以自然地产生。这种反冲可能大到足以戏剧性地改变年轻白矮星的径向分布，使它们比星团中的其他恒星具有更大的能量。当这些充满能量的白矮星穿过星团时，它们可以将多余的能量传递给星团中的其他恒星。这个新的球状星团热源预计在星团的青年时期是最大的。
2009-03-31 astro-ph
The Luminous Erupting Dwarf Nova CV1 in the Dense Globular Cluster M15
尽管几十年前就预测在球状星团的核心存在几十个灾难性的变量，但无可辩驳的，爆发的候选者的数量仍然很少。使用多波长，多历元的HST图像，我们产生了爆发和宁静的光变曲线，最近发现的大振幅变量CV 1的核心后核心坍缩球状星团M15。光变曲线和蓝色显示该天体是一颗真正的矮新星，在最大亮度下的绝对星等可与已知最明亮的矮新星相媲美。
2004-08-27 astro-ph
Globular Clusters in Dwarf Galaxies
本文综述了近年来有关本星系群外矮星系中球状星团系统的研究工作。最近使用哈勃太空望远镜进行的大型成像勘测和使用8 m级望远镜进行的后续光谱学现在使我们能够比较各种星系类型和环境中大质量星团的特性。这些工作为星系和恒星团簇形成和演化的理论提供了重要的限制。
2006-06-02 astro-ph
Constraining white-dwarf kicks in globular clusters : II. Observational Significance
如果渐近巨星分支恒星的恒星风足够强并且稍微不对称，它们可以改变恒星通过球状星团的轨道;因此，如果这些恒星风是不对称的，人们可以预期年轻的白矮星在径向上的集中程度比它们的祖先或球状星团中的老年白矮星要低。最近观察到后一种效应。此外，年轻的白矮星应该比它们的祖先有更大的典型速度。在相位混合之后，后一种效应相对于年轻的白矮星的空间分布变化而言大大减弱，因此它比空间分布的变化更难检测。最有力的运动学特征是轨道偏心率的变化，这是通过自行位置角的分布揭示的。
2007-09-19 astro-ph
Helium-Core White Dwarfs in Globular Clusters
我们研究了球状星团中低质量氦核白矮星种群的理论意义。特别是，我们专注于在NGC 6397的核心，几个低质量的白矮星候选人已被确定为"非flickerers“的酷和合作者观察到的人口。根据冷却模型的年龄和质量估计，结合动力学和演化的考虑，我们推断暗双星是C/O白矮星而不是中子星。此外，我们发现，祖双星很可能在过去的1.e9年内经历了交换相互作用。我们研究了在其他球状星团中检测类似人口的前景，特别注意47 Tuc的情况。
2002-06-03 astro-ph
Age and metallicity of a globular cluster in the dwarf spheroidal galaxy DDO78
本文报道了M81群矮球状星系DDO~78中一个球状星团的中分辨光谱学研究结果。用6米望远镜（SAO RAS，俄罗斯）的长缝摄谱仪观测了DDO 78球状星团、4个银河系球状星团、光谱标和视向速度标。在Burstein等人（1984）采用的带通中测定舔分光光度指数。根据几个吸收特征的强度，对金属丰度进行加权平均，得到DDO 78中球状星团的平均金属丰度为[Fe/H] = -1.6 +-0.1dex。我们估计的球状星团的年龄为9-12 Gyr，与银河系球状星团NGC 362的年龄相似，后者在化学丰度和综合分光光度特性上与我们的星团相似。
2002-08-23 astro-ph
The galactic stellar nucleation by globular cluster interactions in dwarf galaxies
动力学摩擦问题是关于矮星系中球状星团的一个长期存在的难题。在矮星系中，GC受到动力学摩擦的强烈影响，并被推测落入星系中心。但是GC确实存在于矮星系中。Recentry提出了一种新的解决方案。如果矮星系有一个核心的暗物质晕，那么动力学摩擦的影响将大大减弱，GCs能够在宇宙年龄之后继续存在。在这项研究中，我们讨论了为什么恒定密度核心晕停止动力学摩擦，通过N体模拟。
2008-02-19 astro-ph
On the Radial Distribution of White Dwarfs in the Globular Cluster NGC 6397
我们研究了邻近的球状星团NGC 6397中单个HST/ACS场中白矮星的径向分布。在松弛的星族中，例如在球状星团中，恒星的速度色散，因此径向分布，直接取决于恒星的质量。非常年轻的星团白矮星的祖先质量约为0.8太阳质量，而白矮星本身的质量约为0.5太阳质量。因此，我们预计年轻的白矮星有一个集中的径向分布（就像他们的祖先），变得更加扩大了几个弛豫时间，模仿约0.5太阳质量的主序星。然而，我们观察到年轻的白矮星有一个显着延长径向分布相比，最大质量的主序星在集群和老白矮星。
2007-09-26 astro-ph
White Dwarfs in Globular Clusters - Progenitors, Successors and the Real Thing
我将从讨论白矮星 * 祖先 * 的进化状态开始，白矮星是热的紫外线明亮恒星。对球状星团中的太阳系选择性紫外亮星的观测表明，它们中有很高比例的恒星能够从水平分支演化到白矮星区域，而没有经过热脉冲AGB阶段，从而避免了行星状星云阶段。白矮星的继任者是在氦白矮星冷却曲线上经历了非常晚的氦核心闪光的恒星。虽然它们在理论上已经存在了相当长的一段时间，但强有力的候选人只是最近才得到验证。最后，同样重要的是，白矮星本身提供了新的机会来推导球状星团的距离和年龄，我将讨论这一点。关于双星系统中白矮星的讨论，请参阅本卷中艾德丽安·库尔和弗兰克·韦尔邦特的评论。
2002-09-16 astro-ph
The White Dwarf Cooling Sequence of the Globular Cluster Messier 4
本文根据哈勃空间望远镜123轨道曝光量，给出了球状星团M4的白矮星序列，极限星等V = 30，I = 28。当I >25.5时，白矮星的光度函数会急剧上升，这与预期的爆发行为一致。M4的白矮星延伸到比本地银盘白矮星光度函数的峰值暗约2.5等。这表明银河系盘和晕状球状星团M4之间存在明显的年龄差异。使用相同的标准白矮星模型（Hansen 1999）来拟合每个光度函数，得出的盘的年龄为7.3 +/- 1.5 Gyr，M4的年龄为12.7 +/- 0.7 Gyr（2-sigma统计误差）。
2002-05-06 astro-ph
Formation of Globular Clusters: In and Out of Dwarf Galaxies
尽管对年轻大质量星团的观测研究取得了快速进展，但对球状星团的形成仍然知之甚少。然而，球状星团形成与银河系的形成密切相关。我讨论了一个通用的方案内的祖星系的团簇形成，根据现有的观测限制。最古老的星系团在红移z = 7左右形成，但该过程至少持续到z = 3。由于它们的高密度，球状星团在它们的祖先星系被银河系潮汐场破坏时幸存下来。
2002-10-24 astro-ph
The Globular Cluster System of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy: The age of Terzan 8
我们提出的深V，I CCD测光的球状星团泰山8，最近发现的人马座矮球状星系的球状星团系统的成员。我们准确地估计了Ter 8的金属丰度，并首次直接确定了该星系团的颜色过剩。我们可靠的年龄估计证实了这个星团确实与典型的金属含量相当的银河系球状星团同时代，因此它可能比至少其他两个人马座星团Terzan 7和Arp 2要古老得多。这一结果的人马座星系的恒星形成历史的影响进行了简要的讨论。
1997-10-22 astro-ph
The Globular Cluster Luminosity Function
评述了球状星团光度函数需要用一般的团簇形成理论来解释的主要方面，指出了在这种理论中同时理解球状星团系统学（基本面）的重要性。
2003-02-14 astro-ph
The Formation of the First Globular Clusters in Dwarf Galaxies Before the Epoch of Reionization
我们探索的机制形成的第一个球状星团，在高红移，z > 10的矮星系的组装过程中运作。暗物质中的亚结构和相应的势阱决定了~10^5 M_sun的星系团尺度。形成问题中的第二个质量尺度，即~1 M太阳的恒星尺度，又由冷却气体的过程决定。我们通过对坍缩的暗物质和气体成分的三维数值模拟，讨论了第一个星系团尺度的起源。我们发现，气体落入最深的黑暗subhalos，导致在一个系统的~ 5原球状云。早期的球状星团在剧烈的弛豫过程中失去了它们各自的暗晕，导致在矮星系周围形成普遍的暗晕。
2002-01-05 astro-ph
The Globular Cluster M54 and the Star Formation History of the Sagittarius Dwarf Galaxy
本文给出了人马座矮星系球状星团M54的VI通带深色星等图。这些数据延伸到星团的主序关闭之下，使我们能够估计星团的年龄。我们发现M54比银河系球状星团M68和M5老0.5- 1.5千兆年。在绝对值上，它的年龄与其他成员星团Arp 2和Terzan 8的年龄估计相当，但比成员星团Terzan 7要老得多。相对于M54的人马座星群年龄估计表明，M54比人马座星群年龄大\gtrsim 3 Gyr。我们简要地讨论了人马座矮星系的恒星形成历史。
1997-06-16 astro-ph
Comparing the old Stellar Population in Globulars and Dwarf Galaxies: The Cases of Phoenix and Leo A
由于它们的恒星形成历史（SFH），矮星系（DG）中的恒星星族可能具有金属丰度分布，最好通过红巨星分支（RGB）的形态来追踪。我们在这里探索一个纯粹的经验方法，旨在估计平均金属丰度（Z）和Z传播的比较颜色-星等图（CMD）的星系球状星团（GC）与两个DG：狮子座A（HST数据）和Phoe（VLT Fors 2数据）。
2002-09-13 astro-ph
Keck Spectroscopy of Globular Clusters in the Virgo Cluster Dwarf Elliptical VCC 1386
本文介绍了与室女星系团矮椭圆VCC 1386有关的球状星团的Keck光谱研究结果。我们分析了13个球状星团候选者在3500-5500 A之间的蓝色光谱吸收线，并确认其中5个与VCC 1386有关。通过比较这些球状星团的金属和巴耳末线指数与α增强的单恒星星族模型，我们发现这些系统是贫金属的[Fe/H] < -1.35和老，年龄> 5 Gyr在3 sigma的信心，把它们的形成在z >1。这是第一个光谱研究的球状星团周围的矮星系在一个集群，揭示了一些低质量的星系在丰富的环境中形成至少部分的恒星质量在宇宙的历史早期。我们进一步发现VCC 1386本身的光度加权恒星星族比它的球状星团更年轻，更富金属，与哈勃太空望远镜成像的（V-I）_0颜色一致。这意味着VCC 1386和本星系群dEs一样，有多个恒星形成的插曲。然而，与低光度系统相关的球状星团似乎与巨星系相关的星团一样古老，这与它们的大部分恒星星族的“缩小”形成相反。
2005-11-01 astro-ph
A New Milky Way Companion: Unusual Globular Cluster or Extreme Dwarf Satellite?
本文报道了SDSSJ 1049 +5103的发现，它是一颗高密度的蓝色恒星，其位置为（α 2000}，δ 2000}）=（162.343，51.051）。该天体看起来是一个古老的贫金属恒星系统，距离为45 +/- 10 kpc，半光半径为23 $\pm 10$ pc，绝对星等为M_V =-3.0 ^{+2.0}_{-0.7}。有一颗恒星可能与这颗伴星有关，它的SDSS光谱证实它是一颗48 kpc的蓝色水平分支恒星。SDSSJ 1049 +5103的色星等图包含很少的水平或红巨星分支星，类似于非常暗淡的球状星团AM 4。SDSSJ 1049 +5103的大小和光度将它置于已知球状星团和银河系矮椭球体的大小-光度关系的交叉点。如果SDSSJ 1049 +5103是一个球状星团，那么它的性质与已确立的最大半径银河系球状星团都在外晕的趋势是一致的。然而，五个已知的球状星团都有类似微弱的绝对星等，它们的半质量半径都比SDSSJ 1049 +5103小$\gtrsim$ 5倍。如果它是一个矮球状体，那么它是迄今为止已知的最暗的两个数量级，并且是一些理论预测的超暗矮星的第一个例子。这个新系统的不确定性强调了球状星团和矮椭球体之间有时模糊的区别。一个简单的朋友的朋友搜索类似的蓝色，小尺度的星团检测到所有已知的球状星团和矮星接近50千秒差距的SDSS区域，但没有产生其他候选人一样强大的SDSSJ 1…
2005-02-24 astro-ph
A globular cluster in the dwarf galaxy Sextans B
我们目前的光谱观测的一个巨大的球状星团的矮不规则星系六分仪B，我们发现的哈勃太空望远镜宽视场和行星相机2（HST WFPC 2）的图像。长缝光谱是用俄罗斯科学院特殊天体物理观测站6米望远镜上的SCORPIO摄谱仪获得的。我们确定了该球状星团的年龄、金属丰度和α元素丰度比分别为$ 2 \pm 1$ Gyr、$-1.35 \pm 0.25$ dex和$ 0.1 \pm 0.1$ dex。利用我们的表面光度学方法，在HST图像上测定了它的主要光度参数和结构参数。质量（$\sim 10^5 M \sun$），光度和结构参数似乎是典型的球状星团在我们自己的银河系。我们的发现为六分仪B的进化史提供了新的线索。
2007-04-30 astro-ph
Gas Accretion by Globular Clusters and Nucleated Dwarf Galaxies and the Formation of the Arches and Quintuplet Clusters
本文研究了在星际介质中运动的球状星团和矮星系对气体的集体吸积。在ISM的高速度和/或声速的限制下，星系团的集体势能不足以吸积大量的气体，系统内的恒星单独吸积气体。然而，我们表明，当周围介质的声速或相对速度小于集群的中心速度色散，它被吸积到集群的集体潜力之前，被吸积到集群内的单个恒星。集体费率相对于个人费率大大提高。这种效应可能潜在地改变了低倾角和低离心率银河系轨道的球状星团中白矮星的冷却序列，并导致银河系中心附近的球状星团和有核矮星系的一些边缘幸存的核心的复兴。这种效应很少发生，但可能解释了银河系中心附近年轻的大质量恒星群的存在。
2007-03-30 astro-ph
Some Constraints on Galaxy Evolution Imposed by the Specific Frequency of Globular Clusters
早型矮星系被发现具有高的比球状星团频率，这与在E型和S0型发光星系中观察到的高S值相似。在矮星系合并过程中的团簇形成似乎不太可能解释在早期型矮星系中观察到的高比球状星团频率。简要讨论了一些替代方案。
1995-09-22 astro-ph
A Comparison of Elemental Abundance Ratios in Globular Clusters, Field Stars, and Dwarf Spheroidal Galaxies
我们从文献中收集了一个具有高质量恒星丰度的球状星团样本，并将其与银河系和矮球状星系中的恒星化学进行了比较。在所研究的45个球状星团中，有29个还具有运动学信息。大多数的球状星团属于星系晕，然而也有相当数量的球状星团具有星系盘运动学特征或属于星系核凸起。集中在[α/Fe]和轻r-过程元素的比例，我们发现，大多数球状星团的恒星模仿那些类似的金属丰度的场星，并没有明显类似于目前可用的恒星丰度在矮星系（包括球状星团在大麦云）。这些一般元素比比较的例外情况在文献中已经知道，例如，半人马座ω、帕洛玛12和与人马座遗迹有关的泰山7，以及具有高径向速度和低[α/Fe]比的鲁普雷希特106。其他几个球状星团表现出更多的边缘特性。最值得注意的是晕星系团M68，它具有高的银河系自转速度、稍年轻的年龄和独特的[Si/Ti]比。[Si/Ti]比值在中等金属丰度时随着[Fe/H]的增加而降低，这与超大质量恒星在银河系早期化学演化中发挥更大作用是一致的。球状星团和[Fe/H]<-1.0的场星之间的化学相似性表明，在一个混合良好的早期银河系中，有着共同的化学历史。矮球状星系中恒星的化学成分与已发表的不同之处表明，无论是球状星团、晕星还是厚盘星，它们都不是起源于像现在的银河系矮卫星这样的小型孤立系。
2005-06-10 astro-ph
Chemical Abundance Study of One Red Giant Star in NGC 5694 : A Globular Cluster with Dwarf Spheroidals' Chemical Signature?
报道了贫金属外晕球状星团NGC 5694中一颗红巨星分支星的丰度分析。我们得到[Fe/H] =-1.93，基于电离线，我们的金属丰度测量与以前的估计是一致的。我们发现NGC 5694的[Ca+Ti/2Fe]和[Cu/Fe]比其它具有类似金属丰度的球状星团低0.3 - 0.4 dex，但与某些矮球状星系中的LMC星团和恒星相似。然而，在中子俘获元素的丰度方面仍然存在差异。独特的化学丰度模式和巨大的银心距离（30 kpc）和径向速度（-138.6 +/-1.0 km/sec）表明NGC 5694有着河外起源。
2006-06-16 astro-ph
Radio Emission as a Test of the Existence of Intermediate Mass Black Holes in Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
我们采取黑洞质量，X射线光度和射电光度之间建立的关系，并表明，中等质量的黑洞，如那些预测存在于中心的球状星团，将是很容易识别的对象在深射电观测。我们表明，射电观测将远比任何可能的X射线观测更敏感。我们还讨论了可能的光学光度和光谱出现这样的系统中的事件，无线电探测。
2004-03-22 astro-ph
Constraints on the Global Mass-to-Light Ratios and Extent of Dark Matter Halos in Globular Clusters and Dwarf Spheroidals
在星系晕中，对正被潮汐从球状星团和矮椭球体中移除的恒星的探测，对它们的质量与光的比率以及它们可能的暗物质晕的程度提供了强有力的约束。如果一个显著的暗物质成分存在于观测到的恒星分布之内或之外，那么恒星就不会被移除。我们使用数值模拟来研究质量损失的两个组成部分的星团轨道内更深的潜力。我们发现球状星团的质光比存在一个整体上限，M/L \lsim 2.5，并排除了它们具有低光度物质扩展晕的可能性。同样，矮椭球体的潮汐尾表明，它们的暗物质晕必须在\sim 400 pc处被截断，因此它们的总质量与光的比率为\lsim 100。
1995-11-29 astro-ph
The Colors of Dwarf Elliptical Galaxy Globular Cluster Systems, Nuclei and Stellar Halos
本文介绍了哈勃空间望远镜WFPC 2 F555 W和F814 W对室女座、天炉座和狮子座星系群中69个矮椭圆星系的观测结果。的$V-I$颜色的dE球状星团，核，和潜在的场星人口被用来跟踪的dE恒星形成的历史。我们发现dE球状星团候选者和银河系中贫金属的球状星团一样蓝。观测到的dE球状星团系统的$V-I$颜色与宿主dE的光度之间的相关性，有力地证明了球状星团是在dE的晕中形成的，并且没有银河系前的起源。假设大多数dE星团都是老的，平均球状星团颜色-宿主星系光度相关性意味着星团金属丰度$-$星系光度关系为$Z_{GC} \propto L_B^{0.22 \pm 0.05}$，这比在本星系群矮星（$Z_{FS} \propto L^{0.4}$）中观察到的场星金属丰度-宿主星系光度关系要浅得多。dE恒星包层在$V-I$中的$0.1-0.2$星等比其球状星团和核更红。这种颜色偏移意味着星团和场星的dE内有独立的恒星形成事件，而两个dE核的蓝色则表明在这些dE中，第三个恒星形成事件的发生时间小于一个陀螺。
2004-05-31 astro-ph
Formation and evolution of compact binaries with an accreting white dwarf in globular clusters
致密恒星系统中致密双星的数量受恒星间频繁的动力学相互作用及其与恒星演化的相互作用的强烈影响。在这方面的贡献，我们认为这些影响的双星与白矮星吸积，特别是激变变量和AM CVns。我们研究哪些过程可以成功地导致创建这样的X射线双星。使用数值模拟，我们确定主要的形成渠道和预测的可检测系统的预期数量。我们还讨论了为什么激变变量的分布有一个较弱的依赖于集群密度比静态低质量X射线双星的分布，为什么矮新星爆发可能不会发生之间的球状星团激变变量。
2004-12-21 astro-ph
Globular cluster candidates within the Fornax Cluster: intracluster globulars?
本文介绍了用华盛顿测光系统的C和T1滤光片获得的CCD图像在属于天炉座星系团的15个低表面亮度矮星系周围寻找球状星团的结果。候选的球状星团显示出扩展的，可能是双峰（C-T1）的颜色分布，这与在几个矮星系中检测到的单一贫金属星团的存在是不一致的。这些候选星系的表面数密度显示，它们在各自的矮星系外围没有集中。相反，如果将候选星团按距中心的投影距离分为两组，则离中心较近的星团投影密度比离中心较远的星团投影密度大，这表明潜在的球状星团可能不与矮星系结合。另外，这些球状星团可能是NGC 1399（天炉座星系团的中央星系）最外围区域的一部分，甚至可能属于星团内的介质。
2002-12-23 astro-ph
Are there brown dwarfs in globular clusters?
我们提出了一个分析方法来约束在球状星团的初始质量函数，根据观测到的凌日事件的频率。球状星团通常有非常高的恒星密度，在那里近距离相遇是相对常见的，因此潮汐捕获可以发生，形成近距离双星系统。主序星与低质量天体的相遇，如果质量比大于0.01，则会导致潮汐捕获。如果棕矮星的数量相当可观，它们也会在近距离双星中被发现，当它们经过它们的恒星同伴时，它们数量的一部分应该会被发现。我们计算了棕矮星的潮汐捕获率在分离和未分离的集群，并发现潮汐捕获更有可能发生在一个初始的弛豫时间之前均分发生。在最近的HST对47 Tuc的监测中没有任何这样的凌日现象，这意味着褐矮星的频率上限（相对于恒星<15%）明显低于在银河场和年轻星团中测量的频率。
2003-06-23 astro-ph
Cluster AgeS Experiment (CASE): Detection of a dwarf nova in the globular cluster M55
本文报道在球状星团M55的核心区域探测到一颗矮新星。在1997-2004年期间的8个观测季节中观测到6次爆发。在ROSAT望远镜拍摄的图像上发现了该变量的X射线对应物。虽然我们不能提供星系团成员的证据，但我们可以看到H-R图上的位置和X射线通量都与星系团距离处的明亮DN一致。根据我们的爆发统计数据，在我们的视野中，不可能有超过一个类似的DN未被检测到，集中在集群核心。
2005-02-22 astro-ph
The Ages of Dwarf Ellipticals
本文介绍了用Stromgren（uvby）滤光系统对后发座和天炉座星系团中91颗矮椭圆星系进行的窄带测光。将样品按侏儒形态分为有核（dEN）和无核（dE）侏儒揭示了两个不同的人口的早期类型系统的基础上集成的颜色。类dEN星系是红色的连续色相比，明亮的集群椭圆星系和dE型矮星，他们的位置在多色图只能解释为一个老的平均年龄为他们的基本恒星星族。通过与M87球状星团系统的窄带测光（Jordan et al. 2002）的比较，我们发现dENs是古老的、贫金属的球状星团颜色序列和M87球状星团蓝色星群的高金属丰度延续。另一方面，明亮的椭圆星系和dE矮星遵循富含金属的红色M87球状星团的颜色序列。比较SED模型，卷积到一个简单的金属丰度模型，发现dENs和蓝色球状星团是3至4个Gyrs比集群椭圆星系和5个Gyrs比dE型星系。这意味着球状星团和dEN星系是原始的，并且具有由外部约束（例如其形成云的富集）设定的金属丰度。明亮的椭圆星系和dE星系的金属丰度和年龄表明初始恒星形成的扩展阶段产生一个年轻的平均年龄，即使它们的形成时代类似于dEN和蓝色球状星团，以及内部驱动的化学演化历史。
2003-12-03 astro-ph
Spectroscopy of Globular Clusters in the Fornax dwarf galaxy
我们提出了低分辨率，综合凯克光谱的五个球状星团（GC）的天炉座矮球状星系。我们发现一个暂定的年龄之间的集群，与GC H5年轻2-3 Gyr比别人。团簇通常表现为非常贫金属（[Fe/H] ~ -1.8），团簇H4在[Fe/H] =-1.5处稍微富金属。我们推测，星团H4类似于银河系GC Ruprecht 106，它缺乏银河系贫金属GC中典型的[alpha/Fe]增强。需要对单个星团和场星进行高分辨率的光谱分析，以理清这个星系中GC形成和演化的惊人复杂历史。
2002-11-30 astro-ph
Discovery of more than two thousand white dwarfs in the globular cluster Omega Centauri
我们提出了深多波段（F435 W，F625 W和F658 N）光度数据的球状星团欧米茄Cen收集的先进相机上的哈勃太空望远镜的调查。我们在（F435 W-F625 W，F435 W）平面上用九个可用点中的三个确定了超过2000个白矮星（WD）候选者。这样一个大的样本出现在协议的基础上WD和水平分支（HB）的进化寿命之间的比率的预测。我们还在（F658 N-F625 W，F625 W）平面上检测到约1600个WD，这支持了目前大部分簇WD是$H_α$明亮的证据。
2005-01-28 astro-ph
Mayall II = G1 in M31: Giant Globular Cluster or Core of a Dwarf Elliptical Galaxy ?
Mayall II = G1是仙女座星系M31中最明亮的球状星团之一。我们对HST/WFPC 2的观测提供了（I vs. V-I）和（V vs. V-I）色星等图的数据。从模型拟合，我们确定了一个相当高的平均金属丰度[Fe/H] = --0.95 +- 0.09，有点类似于47 Tuccino。我们发现一个更大的传播V-I比可以解释的测量误差，我们把这归因于一个内在的金属丰度之间的恒星G1分散。到目前为止，只有半人马座欧米茄，巨大的银河系球状星团，已经知道表现出这样的内在金属丰度分散。这个球状星团的总质量有三个估计值：King质量= 15 x 10^6，M/Lv ~ 7.5;维里质量= 7.3 x 10^6，M/Lv ~ 3.6; King-Michie质量在14到17 x 10^6之间。虽然不确定，但所有这些质量估计都使G1的质量是半人马座ω的两倍多。如此大的质量与金属丰度分布有关，其来源仍然未知（要么是自富集，要么是不均匀的原星团云，要么是矮星系的剩余核心）。当考虑G1在Kormendy（1985）定义的不同图中的位置时，G1总是出现在由球状星团定义的序列上，并且肯定远离由椭圆星系、凸起星系和矮球状星系定义的序列。半人马座ω星和矮椭圆星系NGC 205的核心也是如此。这并不能证明所有（大质量）球状星团都是有核矮星系的残余核心。
2001-05-01 astro-ph
Are Omega Centauri and G1 like massive globular clusters the remnant cores of infalling dwarf galaxies? -- Dynamical constraints
我们模拟了盘星系势中矮卫星星系轨道衰变的结果。卫星被宿主星系盘内的强潮汐场剥离，迅速减少了卫星的质量，并大大减缓了轨道的衰减。结果通常是一个星系团在一个大的晕轨道上，像银河系中人马座星系的M54星系团和M31外晕中的大质量G1星系团。一般来说，这种机制很难将球状星团质量的物体送到观测到的非常接近的欧米茄Cen轨道上，除非矮星系在银河系盘的几个尺度长度内诞生。
2001-12-06 astro-ph
Bondi-Hoyle-Lyttleton Accretion Model for Low-luminosity X-ray Sources in Globular Clusters
本文提出了一个新的球状星团低光度X射线源模型，其Lx < 10^34 erg/s。我们提出的模型是一个单一的中子星吸积从集群气体已积累作为自然产物的恒星演化。假设星团中心区中子星的速度分布服从麦克斯韦分布，气体的密度和温度均匀，导出了一个解析光度函数。模型的预测和球状星团的气体含量的影响进行了讨论。
2000-11-23 astro-ph
Deep VLT search for globular clusters in NGC 5128: color-magnitude diagrams and globular cluster luminosity function
在距离NGC 5128（3.6 \pm 0.2 Mpc）的地方，可以从地面上用高分辨率的图像分辨球状星团，从而主要通过它们的形态特征来选择球状星团候选者。我报告了在NGC 5128中发现的71个球状星团的VLT UT 1 + FORS 1图像，包括该星系中迄今已知的最暗成员（Mv ~ -5）以及5个以前已知的星团。对所有的候选天体都进行了U和V波段的测光测量，并构造了亮度函数，范围为-10.1<Mv<-4.9和-9.3<Mu<-3.3。这是迄今为止在椭圆星系中测定的最深的球状星团光度函数。Kolmogorov-Smirnov统计表明，NGC 5128的球状星团光度函数与MW的差异并不大于M31的光度函数与MW的差异。（U-V）o颜色直方图显示双峰分布。对于23个球状星团，我在拉西拉的NTT用SOFI获得了K波段图像。他们在（U-V）和（U-V）中的位置。(V-K)色图表明它们确实是古老的球状星团。假设NGC 5128中的球状星团的年龄范围与银河系中的球状星团相似，并采用金属丰度与（U-V）o色之间的线性拟合，富金属星团的峰值在[Fe/H]=-0.6 dex，贫金属星团的峰值在[Fe/H]=-1.7 dex。
2001-02-07 astro-ph
On the radial distribution of white dwarfs in the Galactic globular cluster Omega Cen
本文介绍了用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机（ACS）对银河系球状星团欧米茄Cen进行的深度和精确的测光（F435 W，F625 W，F658 N）。我们确定了约6,500颗白矮星（WD）候选星，并将它们的径向分布与主序星（MS）的径向分布进行了比较。我们发现了一个温和的证据，表明年轻的WD（0.1 < t < 0.6 Gyr）与25 <F435 W < 26.5等的MS星相比，中心集中度较低。
2007-12-04 astro-ph
Globular Clusters in Dwarf Elliptical Galaxies
球状星团（GC）提供了一种确定矮椭圆星系（dE）中最重要的恒星形成时期的方法。因此，它们也有助于比较矮星系和巨星系的恒星形成历史。我们目前的GC系统的24个附近的dE星系与哈勃太空望远镜成像的结果。我们发现，比GC频率S_N随M_V的增加而增加，dEs中的S_N更接近于巨椭圆星系中的S_N值，而不是螺旋星系中的S_N值，有核dEs的平均S_N大约是无核dEs的2倍。颜色表明，大多数GC在星系中的大部分恒星之前形成。
1998-06-05 astro-ph
Hubble Space Telescope Imaging of Globular Cluster Candidates in Low Surface Brightness Dwarf Galaxies
利用哈勃空间望远镜WFPC 2的V和I波段图像，对57个邻近的低表面亮度矮星系进行了球状星团候选者（GCCs）的搜索。该样本由18个角尺寸小于3.7千秒差距的矮球状（dSph）、36个不规则（dIrr）和3个“过渡”型（dIrr/dSph）星系组成，它们位于视场中距离2-6百万秒差距的星系群和附近的星系群：M81、半人马座A、玉夫座、犬座金星I云。我们发现，约50%的dSph，dIrr/dSph和dIrr星系包含GCC。位于矮球状星系中心附近的GCCs的比例比dIrrs高2倍以上。GCCs的平均积分色（V-I = 1.04+/-0.16等）与银河系球状星团的相应值一致，并且与大质量早型星系中的蓝色球状星团子种群相似。在dIrrs的GCC的颜色分布显示出一个明确的双峰与V-I = 0.5和1.0马格附近的峰值。蓝色GCC大概是年轻的年龄t < 1 Gyr，而红色GCC人口可能是老年人。我们发现在dSph和dIrr星系中存在着过量的M_V > -6.5等的微弱GCC，这使我们联想到在邻近的本群旋涡星系中存在着过量的微弱球状星团。用King-profile拟合方法测量的结构参数表明，大部分GCCs的结构参数与银河系和M31中的扩展外晕球状星团以及最近发现的透镜状星系中的“暗模糊”星团类似。
2005-05-31 astro-ph
On the White Dwarf distances to Galactic Globular Clusters
我们详细分析了各种可能的来源的系统误差的距离球状星团通过拟合本地模板DA白矮星序列的集群对应（所谓的WD拟合技术）。我们发现星团中白矮星氢层的未知厚度起着不可忽视的作用。对于星团白矮星未知的质量和氢层厚度的合理假设--由少数几个稀疏的可用观测约束支持--，距离的系统误差的现实估计在+-0.10 mag.之内。然而，白矮星质量和包层厚度的特定组合--目前不能先验地排除--可能产生更大的误差。在Mv/（V-I）平面上，非DA白矮星对星团DA序列的污染引入了一个很小的系统误差，约为-0.03 mag，但在Mv/（B-V）平面上，系统误差达到~ +0.20 mag。最后，我们得到了WD拟合距离的导数D（（m-M）v）/D（E（B-V））~ -5.5，这与使用主序列拟合技术时发现的依赖性非常相似。
2001-03-20 astro-ph
Mapping Tidal Streams around Galactic Globular Clusters
外晕中的球状星团周围是寻找古代矮卫星遗迹的最佳地点之一。Searle & Zinn（1978）关于银河系形成的经典设想，即晕状球状星团形成于较大的矮星系中，现在可以认为是等级星系形成的局部表现。现在众所周知，一些银河系球状星团实际上与矮卫星吸积产生的潮汐星流有关，从而证实了这一过程在银河系球状星团系统的建造中起着重要作用。此外，最近的几项研究表明，银河系中最明亮的两个球状星团（M54，与人马座和半人马座欧米茄有关）可能是矮星系的核。van den Bergh（2000）扩展了以前的建议，认为位于外晕的“”球状体可能是已灭绝矮星系的核，并建议寻找这方面的证据可能是值得的。如果这些星团是在较大的恒星系统中形成的，我们就可以预期它们被一个恒星星族所包围，而这个恒星族应该可以通过在一个广阔的区域内进行深测光来揭示。在本文中，我们提出了第一个（最有趣的）初步结果，从一个长期的项目，旨在寻找潮汐碎片周围的远程晕球状星团，碎片，可能是这些集群形成的较大系统的遗迹。
2004-09-06 astro-ph
Cluster AgeS Experiment (CASE): Dwarf Novae and a Probable Microlensing Event in the Globular Cluster M22
本文报道了在球状星团M22中发现的一个新的激变变星（记作CV 2）和一个可能的微透镜事件。CV 2观察到两次爆发。其中一次光变曲线出现P_sh= 0.08875d的超峰。CV 2具有由XMM-牛顿检测到的X射线对应物。一个非常可能的微透镜事件在半径为2.3弧分从集群中心被检测到。其振幅为Δ V=0.75等，特征时间为15.9天。基于模型的考虑，我们表明，最有可能的配置有源在银河系的隆起与透镜在集群。在已知的矮新星CV1中观测到了两次爆发。
2005-09-27 astro-ph
Formation and evolution of compact binaries in globular clusters: I.Binaries with white dwarfs
本文是系列文章的第一篇，我们研究了致密球状星团中包含白矮星的致密双星形成的恒星动力学和演化过程。我们研究的过程导致创建的X射线双星，如激变变量和AM CVn系统。使用数值模拟，我们确定了占主导地位的形成渠道，我们预测的预期数量和可检测系统的特点，强调如何集群源不同的领域人口。我们探讨集群属性的形成率的依赖，我们特别解释了为什么灾难变量的分布只有一个弱的集群密度的依赖。我们还讨论了球状星团中矮新星爆发的频率及其与中等强度白矮星磁场的关系。我们研究Ia型超新星的速率通过单和双退化通道在集群中，我们认为，这些速率可能有助于总SN Ia率在椭圆星系。考虑到合并白矮星双星，我们讨论了可能的限制，其祖先的共同信封演变，我们得到的LISA的引力波探测的理论期望。
2006-04-04 astro-ph
From Globular Clusters to Tidal Dwarfs: Structure Formation in Tidal Tails
星团可以在星系合并中找到，不仅在中心区域，而且在潮汐碎片中。在NGC 3256的东部和西部潮汐尾中，都有几十个年轻的星团，它们的蓝色和更大的集中指数证实了这一点。其他星系对的潮汐尾没有如此广泛的团簇形成，这表明环境对恒星形成过程或恒星包装的影响。
2000-09-13 astro-ph
Globular Cluster Systems in Nearby Dwarf Galaxies: I. HST/ACS Observations and Dynamical Properties of Globular Clusters at Low Environmental Density
利用F606 W和F814 W滤波器拍摄的HST/ACS影像，研究了位于附近（<12 Mpc）松散星系团晕区和野外环境中的68个暗（Mv>-16等）矮星系的老球状星团（GC）种群。175个GC候选者的组合颜色分布峰值在（V-I）=0.96 +/- 0.07等，整个样品的GC光度函数转换在Mv，to = -7.6 +/- 0.11等，类似于旧的贫金属LMC GC群体。我们的数据揭示了一个试探性的趋势Mv，从晚型到早型星系变得越来越暗。以dIrrs为单位的GC的光度和颜色分布显示缺乏淡蓝色GC。我们的分析表明，这可能反映了一个相对年轻的GC系统比通常发现的明亮的早型星系。如果通过光谱学证实，这将表明矮星系中第一个贫金属星团的形成时代较晚。我们发现了几个明亮的（大规模的）GC居住在其宿主星系的核区域。这些核团的光度和结构参数与被怀疑是吸积矮星系残留核的特殊星系团相似，如M54和wCen。除了这些核星系团，GC在半光半径与星系团质量平面上的dIrrs分布非常类似于银河系年轻的晕星系团，这表明可比较的形成和动力学演化历史。与星系团破裂理论模型的比较表明，在良性潮汐环境中，低质量星系中的GCs动态地演化为自引力系统。
2008-10-21 astro-ph
VLT/UVES Spectroscopy of Individual Stars in Three Globular Clusters in the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个高分辨率（R ~ 43000）的丰度分析，共九颗恒星在三个与附近的天炉座矮球状星系有关的五个球状星团。这三个星团（1、2和3）追踪了天炉座中最古老、最贫金属的恒星星族。我们确定了O，Mg，Ca，Ti，Cr，Mn，Fe，Ni，Zn，Y，Ba，La，Nd和Eu在大多数恒星中的丰度，以及一些恒星的Mn和La。我们证明，经典的间接方法（等时线拟合和积分光谱）的金属丰度测定导致的值[Fe/H]这是0.3至0.5 dex太高，这主要是由于这些研究通常使用的基本参考校准。我们发现，星团1，[Fe /H] =-2.5，现在保持最低金属丰度球状星团的记录。我们还测量了一个过剩的铕在3号星团的恒星，以前只在M15的一个恒星群中检测到。我们发现，天炉座球状星团的性质是一个全球性的匹配，发现在银河系的同行，包括深混合丰度模式在两颗恒星。我们的结论是，在时代的形成球状星团的银河系和天炉座矮球状星系共享相同的初始条件，大概是由相同的过程，具有相同的核合成模式的预富集。
2006-03-13 astro-ph
Global Metallicities From Globulars Through To Elliptical Galaxies
我们提供了近距离（室女座，天炉座）和中等红移星系团（A2125，A2218）的矮椭圆星系的窄带数据，以研究它们的平均年龄和金属丰度。在所有四个星团中，有核矮椭圆星系显示的颜色使它们位于银河系球状星团序列的高金属丰度端。正常的矮椭圆星系显示颜色，以及由此产生的金属丰度和年龄，使它们与明亮的椭圆星系对齐。这表明dE，N's可能是许多椭圆星系周围发现的红色GC种群的祖先。
2003-03-11 astro-ph
The White Dwarf Distance to the Globular Cluster 47 Tucanae and its Age
根据Renzini等（1996）提出的方法，利用已知三角视差的白矮星（WD）冷却序列与局部WD经验基准序列的拟合，对银河系球状星团47 Tuccenda（NGC 104）的距离（和年龄）进行了新的测定。使用相同的仪器设置，用HST+ WFPC 2对簇和局部WD进行成像。我们得到了一个表观距离模数$(m-M)_V=13.27\pm0.14$与以前的地面确定和短于使用依巴谷亚矮星。耦合我们的距离测定与一个新的措施的视震级的主要序列关闭，根据我们的HST数据，我们得出了年龄的$13\pm2.5$陀螺仪。
2001-01-26 astro-ph
