Multiple stellar population in the Sextans dwarf spheroidal galaxy?
本文介绍了表面亮度很低的矮椭球星系六分仪的宽视场（33 × 34弧分^2）多波段（BVI）CCD测光（I ≤ 20.5）。在推导出的色星等图中，我们发现了证据，表明在这个dSph中存在多个恒星星族。我们特别发现：{ \it（i）}一个蓝色水平分支（HB）的尾巴，相对于突出的红色HB和天琴座RR星，它似乎位于一个更亮的序列上，与Maublski等人（1999）对Sculptor dSph的发现非常相似; {\it（ii）}暗示RGB星的颜色呈双峰分布; { \it（iii）}一个双RGB隆起。所有这些特征表明，在该星系的老恒星星族中至少存在两个组分：一个是[Fe/H]~ -1.8的主组分，另一个是[Fe/H]<~-2.3的次组分。与玉夫座的相似之处可能表明，多个恒星形成事件在最近的dSphs中也很常见，这些dSphs在很早的时候就停止了恒星形成活动。
2001-08-31 astro-ph
Extended Star Formation in Dwarf Spheroidal Galaxies: the Cases of Draco, Sextans, and Ursa Minor
利用化学演化模型和色星等图（CMD）模拟程序研究了天龙座、六分仪座和小熊座矮球状星系（dSphs）的恒星形成和化学富集历史。CMD模拟程序充分考虑了化学演化对恒星演化和光度性质的影响。化学演化模型和观测到的丰度模式之间的比较表明，恒星形成率非常低（太阳邻域盘的1-5%），并且在这些dSphs中，最初的恒星形成持续了很长一段时间（> 3.9-6.5 Gyr）。这一恒星形成历史可以再现观测到的CMD的形态，如狭窄的红巨星分支和红色水平分支。因此，这两个丰富的模式和形态的CMD可以解释的恒星形成的历史，其特点是低恒星形成率和长时间的恒星形成期。由于恒星形成率低，在恒星形成的最后阶段仍有大量气体残留。我们认为，气体剥离的银河系的结果终止恒星形成的dSphs。
2002-04-24 astro-ph
Systemic Proper Motions of Milky Way Satellites from Stellar Redshifts: the Carina, Fornax, Sculptor and Sextans Dwarf Spheroidals
附近的矮椭球（dSPH）星系的横向运动有助于视线的组成部分，增加角距离从dSPH中心，诱导恒星红移可检测的梯度。在没有固有速度梯度的情况下（例如，由于旋转或流动），在日心静止框架（HRF）中观察到的梯度简单地与dSph的系统自行（PM）有关。银河系最亮的dSph卫星的运动学样本现在足够大，我们可以使用恒星红移来约束独立于天体测量数据的系统PM。密歇根/MIKE纤维系统（MMFS）调查的数据显示，隆突、穹窿和雕刻者有显著的HRF速度梯度，而六分仪没有显著的梯度。假设没有内禀梯度，这些数据提供了一个相对严格的关于天炉座PM的约束，（mu_{alpha} ^{HRF}，mu_{delta} ^{HRF}）=（+48 +/- 15，-25 +/- 14）mas/century，这与已发表的HST天体测量结果一致。较小的数据集在其余星系中产生较弱的约束，但我们的船底座测量值（mu_{alpha} ^{HRF}，mu_{delta} ^{HRF}）=（+25 +/- 36，+16 +/- 43）mas/century，与已发表的天体测量值一致。我们的Sculptor测量值（mu_{alpha} ^{HRF}，mu_{delta} ^{HRF}）=（-40 +/- 29，-69 +/- 47）mas/century与天体测量值的不一致是预期的，如果Sculptor具有Battaglia等人（20…
2008-10-08 astro-ph
Abundance Patterns in the Draco, Sextans and Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxies
凯克一号望远镜已被用来获得属于天龙座、六分仪座和小熊座矮球状（dSph）星系的红巨星的HIRES光谱。这些光谱的分析，以及超过20种元素的丰度比。由此产生的数据库的元素丰度为17颗恒星是最广泛的尚未组装的恒星dSph环境。我们的主要发现总结如下：（1）有明确的证据表明，在这三个星系中，金属丰度的内部分布都很大：我们的程序星在天龙座、六分仪座和小熊座中的分布范围分别为[Fe/H] = 1.53、1.40和0.73 dex。(2)dSph恒星之间的丰度模式非常一致，这表明所有三个星系都有类似的核合成历史。(3)将我们的dSph星样品的测量丰度比与星系晕和盘场星的公布值进行比较，表明dSph星系的金属丰度为0.02 < [alpha/Fe] < 0.13 dex，而晕场星样品的金属丰度为[alpha/Fe] ~ 0.28 dex。(4)在我们的样本中最富金属的dSph星的[Y/Fe]丰度显着低于类似的金属量的晕场星的测量值，而测得的[Ba/Eu]比的dSph星表明，这些星系的早期化学演化的r-过程为主。综上所述，这些结果表明，星系晕不太可能是通过类似于这里研究的低光度dSphs的矮星系的分裂而整体组装起来的。（简略）。
2000-09-29 astro-ph
The Local Group Census: planetary nebulae in IC 10, Leo A and Sextans A
在本星系群窄带巡天的框架内，我们给出了在矮不规则星系IC 10、LeoA和SextansA中寻找行星状星云的结果。使用标准的带内/带外技术，在最近的星暴星系IC 10中发现了16个新的候选PNe。这个星系的光学尺寸估计比以前认为的要大得多，考虑到新PNE的位置在3.6 kpc X 2.7 kpc的区域内。我们还确认了其他两个矮不规则星系的先前研究的结果，在LeoA和SextansA中检测到一个候选PN。我们回顾了迄今为止在本星系群中发现的行星状星云的数量及其与金属丰度的关系。我们认为当[Fe/H] $<<$为-1.0时，观测到的PNe数可能下降，这可能表明在此点以下，PNe的形成速率比太阳丰度附近的恒星星族低得多。我们还发现不可忽略的金属丰度的影响[OIII]光度的最亮的PN的星系。
2003-05-07 astro-ph
The Progenitors of Planetary Nebulae in Dwarf Irregular Galaxies
我们目前的化学丰度的行星状星云和H II区域的本群矮不规则星系NGC 6822的基础上获得的光谱在加拿大-法国-夏威夷望远镜使用的多目标摄谱仪。根据这些以及从麦哲伦星云、六分仪A、六分仪B和狮子座A行星状星云文献中收集的类似数据，我们考虑了矮不规则星系中明亮行星状星云的恒星祖先的起源和演化。平均而言，在这些星系中明亮的行星状星云中观测到的氧丰度与在星际介质中测量到的氧丰度一致，这表明，一般来说，矮不规则星系中明亮的行星状星云主要（尽管不完全）来自相对较近的过去形成的恒星。我们还发现，在这些明亮的行星状星云的氖氧丰度的比例是相同的，在星际介质中测量，这表明既不丰富的显着改变作为其恒星的祖先的演变的结果。我们确实发现了两个行星状星云，在六分仪A和NGC 6822的S33中，氧气似乎已经被挖掘出来，但这是例外而不是规则。事实上，我们发现即使是氮也不总是被清除，所以看起来氧的清除对于样品的丰度范围来说是不常见的。
2006-11-28 astro-ph
Wide Field HR diagrams of Local Group Dwarf Galaxies
我们提出了新的六分仪和狮子座I矮星系的观测，提供了新的见解，他们的恒星星族。在六分仪中测量的大量恒星样本使我们能够对该星系的金属含量进行可靠的估计，研究人口空间梯度，并调查大量蓝色离散星的性质。在狮子座I中，我们发现了一个重要的天琴座RR型变星群体。对探测到的变星的脉动性质的分析表明，这个星系是一个奥斯特霍夫中间天体，类似于大麦哲伦星系和本星系群中的其他矮星系。
2001-10-03 astro-ph
Deep Wide Field BVI CCD Photometry of the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy
本文对本星系群中的六分仪矮球状星系（dSph）进行了深宽视场$VI$ CCD测光，观测视场为42'× 28'，位于星系中心。六分仪座dSph的色星等图显示了清晰的红巨星支（RGB）、蓝水平支（BHB）、显著红水平支（RHB）、渐近巨星支（AGB）、约120颗变星候选星，包括天琴座RR和异常造父变星，约230颗蓝离散星（BS）和主序星（MS）。到银河系的距离是用RGB尖端的$I$波段星等在I（TRGB）=15.95+/-0.04：（m-M）_0=19.90+/-0.06处得到的，红化E（B-V）=0.01。RGB的平均金属丰度从（V-I）颜色估计：[Fe/H]=-2.1+/-0.1（统计误差）+/-0.2（标准校准误差）dex，其中σ [Fe/H]=0.2 dex的分散。主要老星族的MSTO年龄估计与M92相似，也有一些年龄较轻的恒星星族。在V=19.95+/-0.05 mag（Mv =0.03 mag）处发现一个RGB凸起，并且在V=19.35+/-0.05 mag（Mv=-0.58 mag）处发现一个弱的较亮凸起，其可能是AGB凸起。RGB星和MS星的V波段光度函数与M92的V波段光度函数大致相似，只是在亮度范围内比MSTO亮的恒星比M92略多。亮BS比暗BS更集中在中心。有几种星群具有显著的径向梯度：与BHB、蓝色RGB、蓝色SGB和暗淡BS相比，RHB、红色RGB、红色次巨星…
2003-08-27 astro-ph
Dwarf Spheroidals in MOND
我们取8个银河系矮椭球星系的视速度色散作为半径的函数，用Jeans分析方法计算了修正牛顿动力学（MOND）中的质光比（M/L）。利用最新的结构参数、距离和变速各向异性，我们发现6/8的矮星具有明显的M/L，仅使用恒星星族。然而，六分仪和天龙座的M/L分别为9.2 - 3.0 ^{+5.3}和43.9 - 19.3 ^{+29.0}，这带来了一个问题。除了需要对六分仪的综合星等进行审查外，我们还提出了MOND固有的潮汐效应，可以用数值模拟进行测试，但完全依赖于轨道，这会破坏Draco。麦哲伦流的产生也在MOND中重新讨论，该方案是当麦哲伦流穿过LMC时，从SMC中剥离出的冲压压力。
2008-04-23 astro-ph
Population Gradients in Local Group Dwarf Spheroidals
我们提出了一个系统的和均匀的分析人口梯度的本地组矮球状体（dSphs）船底座，雕刻家，六分仪，杜鹃，仙女座I-III，V和VI。对于这里研究的所有银河系同伴，我们发现显着的人口梯度。位于LG外围的远距离dSph杜鹃也是如此，在M 31 dSph伴星中，只有仙女座I和VI显示出明显的梯度。在HB形态梯度可见的所有情况下，红色HB星都更加集中。HB形态梯度的出现与红巨星分支的形态梯度相关。金属丰度似乎是六分仪座、玉夫座、杜鹃座和仙女座VI的梯度的驱动力，而年龄是船底座的一个重要因素。我们没有发现任何证据表明附近的大质量螺旋星系影响人口梯度的形成。
2001-09-07 astro-ph
Recent Star Formation in Sextans A
本文研究了本星系群矮星系不规则星系六分仪A中恒星星族的空间分布与中性气体和电离气体的空间分布之间的关系。这个星系目前正在经历一次局部恒星形成的爆发，其触发因素尚不清楚。我们已经解决了各种人口的恒星通过深UBV（RI）_C成像的直径\sim 5的区域。'3.我们比较了我们的测光与理论等时线适用于六分仪A，以确定这些人口的年龄。我们已经绘制出恒星形成的历史，最准确的是\lesssim 1亿年的时间。我们发现六分仪A的恒星形成在时间和空间上都是相关的，特别是最近的（\lesssim 1200万年）时间。银河系中最年轻的恒星主要是沿着大的H I壳的内边缘形成的。在最年轻的恒星内部发现了年龄稍大的恒星群，大约为\lesssim 5000万年。从\sim 5000万年到10000万年的逐渐老的恒星形成，似乎有一些空间相干的结构，并且更加集中。我们可以精确采样的最古老的恒星似乎具有近似均匀的空间分布，其表面亮度超过μ B \simeq 25.9 mag arcsec^{-2}（或半径r \simeq 2。'3$）。虽然其他过程也是可能的，我们的数据提供了支持的中性气体的超新星驱动的膨胀机制，导致冷气体堆积和压缩沿H I壳和连续的恒星形成在最近的时间。
1998-08-01 astro-ph
White Dwarfs in Globular Clusters
我们回顾了银河系球状星团中白矮星的经验和理论发现。由于他们的检测是一个关键问题，我们详细介绍了各种努力，以寻找白矮星在球状星团。然后，我们概述了使用集群白矮星调查白矮星的形成和演化的优势，并集中在演化的渠道，似乎是独特的球状星团。我们还讨论了有用的球状星团白矮星提供独立的信息的距离和年龄的球状星团，信息是非常重要的，远远超出了直接领域的白矮星的研究。最后，我们提到了球状星团白矮星未来可能的研究方向，如奇异夸克物质或等离子体中微子的研究。
2011-06-30 astro-ph
First VLT spectra of white dwarfs in a globular cluster
我们提出的第一个光谱与甚大望远镜获得的白矮星在一个球状星团。大气参数的估计，获得和比较的演变轨迹。我们讨论了球状星团和白矮星演化的距离尺度的可能影响，并演示了如何白矮星可能被用来建立一个独立的距离尺度球状星团。
2000-02-09 astro-ph
The Luminosity Distribution of Globular Clusters in Dwarf Galaxies
大多数与人马座矮星系有关的球状星团都是暗淡的。在这方面，它与围绕着典型巨星系的球状星团系统有着显著的不同。银河系外晕中的大多数球状星团也是亚发光的，这一观测结果可以通过假设这些星团曾经也属于暗淡的富含星团的矮系统来理解，这些矮系统随后被银河系捕获并摧毁。
2007-04-17 astro-ph
Luminosity-Diameter Relations for Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
结果表明，银河系的球状星团和矮球状星团具有不同的扁平值分布，它们似乎占据了M_v与log R_h平面的相邻区域，这些区域可以被称为Shapley线的东西分开。令人惊讶的是，银河系的典型矮球状星团比一般的银河系球状星团要暗。
2008-07-17 astro-ph
Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
传统上，球状星团和矮球状星系是通过以下一个或多个标准来区分的：（1）质量，（2）光度，（3）大小，（4）质光比和（5）金属丰度分布。然而，一些最近发现的对象显示一些重叠的参数空间中的域所占据的星系和星系团。在本说明中，它表明，在某些情况下，椭圆率可以用来帮助区分球状星团和矮球状星系。
2007-11-29 astro-ph
Globular Clusters in Dwarf Galaxies
目前有101个与低光度母星系有关的球状星团的光度和半光半径数据。研究发现，嵌入在具有$M_{v} > -16$的矮星系中的球状星团的光度分布与围绕具有$M_{v} < -16$的巨宿主星系的球状星团的光度分布有很大的不同。巨星系中球状星团的光度分布在$M_{v} \sim -7.5$处达到峰值，而矮星的光度分布在$M_{v} \sim -5.0$处单调增加，直到星团数据的完整性极限。出乎意料的是，由矮星系主办的球状星团的光度的幂律分布被认为是比与巨星系关联的球状星团的亮度分布的明亮的未演化的部分平坦得多。比$M_{v} = -7.5$更暗的球状星团的频率在矮星系中特别高。大麦哲伦球状星团的光度分布与巨星系相似，而与矮星系中的球状星团不同。目前的数据似乎没有显示出球状星团的光度对它们的母星系的形态类型的强烈依赖。没有试图解释这个意外的发现，即球状星团的光度分布严重依赖于母星系的光度（质量？），但对宿主星系的形态类型不敏感。
2005-10-11 astro-ph
The central region of the Fornax cluster -- III. Dwarf galaxies, globular clusters, and cD halo - are there interrelations?
本文简要地介绍了天炉座星系团核心的矮星系群的性质，以及异常丰富的球状星团系统和围绕中心星系NGC 1399的cD晕的性质。反过来，矮星系在星系团中心吸积和溶解的情况下是否可以解释所观察到的性质的问题得到解决。本文讨论了一定数量的矮星系吸积、球状星团和气体剥离以及剥离的下落气体形成新的球状星团的可能性。只有当剥离的矮星系的下落气体非常有效地形成球状星团和/或吸积和剥离的矮星系本身拥有丰富的球状星团系统时，中央球状星团系统的特定频率才有可能增加。总之，我们认为，虽然矮星系的陷落是一个非常有吸引力的方案来解释系统中的一些属性，可能还有其他的物理机制，也发生。
1999-05-10 astro-ph
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 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
Deep HST Imaging of Sextans A I. The Spatially Resolved Recent Star Formation History
利用哈勃空间望远镜/WFPC 2对矮不规则星系六分仪A的深周期7图像测量了恒星测光。在三个滤波器中进行成像：F555 W（$V$ ; 8个轨道）、F814 W（$I$ ; 16个轨道）和F656 N（H $α$ ; 1个轨道）。将这些数据与第5周期WFPC 2观测相结合，几乎完全覆盖了星系的光学可见部分。第7周期的观测比第5周期的观测灵敏近2个星等，第5周期的观测提供了从污染物种群中明确分离出的微弱蓝色氦燃烧星（BHeB星）。测光的深度使我们能够比较最近的恒星形成历史恢复的主序星（MS）和BHeB恒星的最后3亿年。这些独立恒星形成率（SFR）计算之间的良好一致性是对使用BHeB恒星计算最近SFR的合法性的有力确认。利用BHeB恒星，我们计算了过去7亿年的全球恒星形成历史。从第7周期数据计算的历史与从第5周期数据计算的历史非常相同，这意味着星系的两个部分都形成了一致的恒星。我们还计算了空间分辨的恒星形成历史，结合了第5周期和第7周期的数据。我们对恒星形成模式的解释是，它是一个有序的随机过程。
2001-10-10 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
The Ratio of Blue to Red Supergiants in Sextans A from HST Imaging
我们研究了矮不规则星系六分仪A中蓝红超巨星的比例。这些超巨星是在先前发表的哈勃太空望远镜成像测量的恒星光度学中确定的。高分辨率成像和低尘埃环境提供了高光度精度，使得主序星和蓝色的氦燃烧超巨星被清楚地分开。这使我们能够在所谓的“蓝环”的红端和蓝端分离出氦燃烧阶段。B/R超巨星比提供了对这两个阶段的相对寿命的观测约束，这是对对流，质量损失和旋转参数的敏感测试。这些参数对造父变星的周期光度关系有直接的影响。以前的研究使用一个数字来代表这个比例。然而，由于B/R比是单一年龄恒星星族的质量的一个相当强的函数，因此近期恒星形成率的变化和光度截止值的选择都会显著影响结果。我们已经分析了这个比率作为年龄的函数，或者等价地，质量。这种方法消除了未知恒星形成历史的混淆，使B/R成为一种更可靠的诊断工具。我们比较的结果与一个模型的基础上恒星演化轨道的适当的金属丰度。观察到的比率的函数形式与模型非常匹配。然而，观察到的B/R比低于模型的两倍。这一结果表明，恒星自转是这些恒星演化的重要影响。
2002-03-18 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
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
