Competition of Supermassive Black Holes and Galactic Spheroids in the Destruction of Globular Clusters
我们在星系中观测到的球状星团可能只是初始种群的一小部分。在演化过程中，当球状星团穿过一个圆盘、一个凸起和/或一个假定的核组件（黑洞）的影响场时，潮汐力会对星团的演化产生影响。我们通过包含黑洞和球状分量的势对球状星团在束缚和边缘束缚轨道上进行了一系列N体模拟。球状组分的集中程度对球状星团被破坏的程度有相当大的影响。如果$10^{10} \msun$球体的一半质量集中在800 pc以内，那么只有质量为$>10^9 \msun$的黑洞才能对凸起已经施加的潮汐产生显着的影响。然而，如果球状星团中的物质不是如此强烈地集中在星系中心，一个更温和的中心黑洞（低至$10^8 \msun$）可能会对球状星团的分布产生主导性影响，特别是如果许多星团最初处于高度径向轨道上。我们的模拟显示，从球状星团剥离出来的恒星遵循与初始星团轨道大致相同的偏心率轨道，沿着轨道像“一串珍珠”一样展开。由于只有靠近径向轨道的星团会受到严重的破坏，被剥离的恒星将位于高偏心率的轨道上。
1994-11-03 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
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
Near-Infrared Imaging of the Central Regions of Metal-Poor Inner Spheroid Globular Clusters
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）自适应光学罩（AOB）获得的JHK图像，研究了8个RGC < 2 kpc的贫金属球状星团中红巨星支星（RGB）和水平支星（HB）的近红外光度特性。RGB在（K，J-K）CMD上的斜率证实了这些簇的贫金属性质，其中四个似乎具有与M92相当的金属丰度。内球状体和外晕星团中RGB星的光度函数有相似的斜率，尽管核心坍缩的星团比非坍缩的星团有稍微平坦的光度函数的趋势。在[Fe/H]-1.5和2.2的内球状星团中，红HB星在（K，J-K）CMD上的分布有很大的不同，说明金属丰度是决定红HB星含量的主要参数。在四个内部球体簇中检测到RGB凹凸，并且该特征用于计算到这些对象的距离。最后，结合星系核核的早期演化，讨论了内星系球状星团的出现频率。如果内星系的球状星团形成效率与其他球状系统中测量到的相似，那么凸起的主体可能是由原位化学富集的气体形成的。
2001-04-26 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
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
Metal-Rich Globular Clusters: an Unaccounted Factor Responsible for Their Formation?
目前尚不清楚，但很可能是“化学因素”可能是负责形成老的富含金属的球状星团（MRGCs）的球状体，以及他们的对立面，年轻（中间年龄）的大质量星团（MSC）的不规则。它们的形成可能发生在宿主星系化学演化的同一阶段，并且与在相同金属丰度Zsol/3（[Fe/H]~-0.5）附近宿主星系中SF活动的显著增加有关。在大质量的球状体中很快就能实现，稍后在质量较低的球状体中实现，而在不规则天体中实现的时间要晚得多。
2006-05-03 astro-ph
A Near-Infrared Photometric Survey of Metal-Poor Inner Spheroid Globular Clusters and Nearby Bulge Fields
用J、H、K、2.2微米连续谱和CO滤光片记录了银河系内球状体中一个贫金属（[Fe/H] < -1.3）球状星团的图象。在（K，J-K）CMD上的上巨星分支的形状和颜色，结合RGB-尖端的K亮度，被用来估计每个星团的金属丰度，红化和距离。CO指数用于识别凸出星，如果不从数据中删除，它将使金属丰度和距离估计产生偏差。在每个簇附近也观察到凸出区域。虽然巴德窗和NGC 6273附近的低频比平均值要浅得多，但球巨星分支光度函数的斜率在大多数区域之间并没有变化。这些数据还表明，在整个凸起中，HB的含量可能并不均匀，从某种意义上说，在最接近银河系中心的区域中，可能会出现比平均数量更多的红HB星。
2000-08-25 astro-ph
Second Parameter Globulars and Dwarf Spheroidals around the Local Group Massive Galaxies: What Can They Evidence?
我们认为，大多数的“年轻的”，所谓的“第二参数”球状星团（SPGC）起源于外星系晕由于一个过程以外的矮球状（dSph）星系的潮汐破坏。关于dSphs和SPGC的基本观测证据，再加上最新的数据，即在M33的球状星团中有相当大的相对数量的这样的星团，而在M31中它们的比例很低，似乎与怀疑的过程一致。它可能发生在本星系群（LG）中最大质量星系的系统中，在它们形成和演化的最早阶段。我们认为，SPGC的起源和基本特征可以自然地解释为M31的质量外流的结果，期间和由于其Pop.II恒星的形成，以及随后的气体吸积到其大质量的同伴，银河系和M33。在银河系外的星系晕中，不仅有大量的气体被吸积到银河系中，而且还有许多像SPGC一样年轻的dSphs星系被吸积到银河系中。一个不太重要的，但值得注意的质量转移从恒星爆发的原银河系到LG的大规模成员可能也发生了。
2002-09-26 astro-ph
Gemini/GMOS Spectroscopy of the Spheroid and Globular Cluster System of NGC 3923
提出了一种从河外球状星团（GC）系统的标准多目标光谱观测中提取超深漫射光谱的方法。这种技术允许一个干净的提取光谱的主机星系漫射光从相同的狭缝作为GC的目标。我们显示的实用程序的方法调查的运动学和恒星星族的星系半径远大于通常探测长缝研究，在望远镜的时间方面没有额外的费用。为了证明这种技术，我们提出了双子座/GMOS光谱与椭圆星系NGC 3923相关的29个GC。我们比较了GC系统和NGC 3923椭球体在相同投影半径下测得的恒星星族参数，发现GC具有老年龄（> 10 Gyr），[α/Fe]~0.3，金属丰度范围为[Z/H] = -1.8 ~+0.35。星系的漫射光被发现有年龄，金属丰度和[α/Fe]丰度比无法区分的红色GC。
2007-12-12 astro-ph
The elusive old population of the dwarf spheroidal galaxy Leo I
我们报告发现一个显着的老人口在矮球状（dSph）星系狮子座我作为一个广域搜索的结果与ESO新技术望远镜。对本星系群矮星系恒星组成的研究表明，几乎所有的矮椭球中都存在古老的恒星星族。唯一的例外是狮子座I，它似乎将其最初的恒星形成期推迟到几个Gyr之前。狮子座I的色星等图现在显示了一个延伸的水平分支，明确地表明在这个星系的外部区域存在一个古老的，金属贫乏的人口。然而，我们几乎没有发现恒星星族梯度的证据，至少在R > 2'（0.16 kpc）之外，因为狮子座I的老水平分支恒星是放射状分布的，因为它们的中间年龄的氦燃烧恒星数量更多。在年轻的矮球状星系狮子座I中发现了一个绝对古老的人口，这表明所有本星系群dSph以及银河系的晕都有一个明确的恒星形成的第一个时代。
1999-12-31 astro-ph
Remnants of Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy around the young globular cluster Palomar 12
对年轻的球状星团Palomar 12周围的大视场进行测光，揭示了一个低表面亮度恒星系统的主序星。这个主序表明，恒星星族的金属丰度和/或年龄存在显着差异，但平均而言比Pal 12更贫金属。在对这一星群的性质作不同假设的情况下，我们发现它与太阳的距离在17-24 kpc之间，这包括了到12，$19.0\pm0.9$ kpc的距离。该恒星系统也被探测到位于北12 ° 2 $\arcdeg$的区域，这表明它的最小直径为$\sim0.9$ kpc。Dinescu et al. 2000）的轨道、恒星系统的色星等图、它们在天空中的位置和它们的距离都表明它们是Sgr dSph星系潮汐破裂的碎片。我们简要地讨论了Sgr和星系晕的演变的影响。
2002-05-27 astro-ph
Massive Star Cluster Populations in Irregulars as Probable Younger Counterparts of Old Metal-Rich Globular Cluster Populations in Spheroids
属于不同质量的球状体的GC的富金属（MR）群体的峰值金属丰度落在稍微保守的-0.7 <=[Fe/H]<=-0.3范围内。事实上，如果考虑到可能的年龄效应，这个金属丰度范围可能会变得更小。像LMC这样的不规则星团，其形成时间较长，恒星形成效率较低，不包含[Fe/H]>-1.0的MRGCs，但它们被观察到形成质量超过10^4 Msol的年轻/中期大质量星团（MSC）。人们普遍认为，它们的形成是一个完全依赖于外部因素的偶然过程。通过对大麦哲伦星系中的星族及其宿主（包括星族星团）的数据分析，我们发现它们的最可能平均金属丰度落在-0.7 <=[Fe/H]<=-0.3之间，与MRGCs的峰值金属丰度一样，与相互作用的信号无关。此外，无论是大麦哲伦星云中的盘巨星金属丰度分布函数（ψ），还是大质量球状体晕中老巨星的金属丰度分布函数（MDF），在[Fe/H]~-0.5附近都有显著的增加。这与星系中SF活动与其金属丰度之间的相关性一致。在球状体中的旧MRGCs和不规则星系中的MSC种群的形成可能发生在宿主星系化学演化的同一阶段，并且与在大质量球状体中很快实现的相同金属丰度周围的宿主中基本上增加的SF活动有关，稍后在低质量球状体中，更晚在不规则星系中。（节录）
2006-05-23 astro-ph
A peculiar planetary nebula candidate in a globular cluster in the Fornax dwarf spheroidal galaxy
背景：到目前为止，在天炉座矮球状星系中只知道一个行星状星云（PN）。目的：报告发现了第二个PN候选者，与天炉座矮星中的5个球状星团之一有关。方法：光谱的球状星团H5，获得的UVES阶梯光谱仪上的ESO甚大望远镜，显示[O III]线发射的径向速度一致的成员的天炉座矮星。在哈勃太空望远镜上的宽视场行星照相机2的档案图像中确定了[O III]发射的可能对应物。发射源位于星团中心西南约1.5”（小于一个核心半径）处。结果：发射线源被确定为一个可能的PN，虽然有几个特殊的属性。未检测到H β、He I或He II谱线发射，且[O III]/H β比值>25（2 sigma）。由[O III] 5007 AA线推断的膨胀速度约为55 km/s，这对PN来说是很大的。在HST图像上测得的直径约为0.23”或0.15 pc（在天炉座dSph的距离处）。结论：这个天体使天炉座中已知的PNe数量增加了一倍，并且是与旧GC相关的第五个PN，可以直接成像。它可能是一种罕见的极缺氢PNe，第二个这样的情况下发现的GC。
2007-11-14 astro-ph
Globular Clusters and Galaxy Formation
球状星团为星系形成和演化提供了独特的探测器。在这里，我简要地总结了球状星团系统的已知观测特性。一个反复出现的主题是，螺旋星系和椭圆星系组成的球状星团系统非常相似。光度计，有限的光谱，是一致的，形成的主要球状体组成部分之前，金属贫乏的集群和富含金属的形成在同一时间作为球状体的恒星形成的爆发。这些意见进行了比较，在LCDM层次宇宙的球状星团形成的模型。本文报道的一个模型结果是，S_N在早期确定，受晚期合并的影响很小。
2002-06-20 astro-ph
Surface Brightness Profiles and Structural Parameters for Globular Clusters in the Fornax and Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxies
我们目前的径向表面亮度配置文件的所有五个球状星团在天炉座矮球状星系，和人马座矮球状星系的四个成员。这些配置文件是来自档案哈勃太空望远镜的观测，并已计算使用相同的技术，我们测量配置文件在我们以前的研究LMC和SMC集群（astro-ph/0209031和astro-ph/0209046分别），除了一些小的修改。从表面亮度分布，我们已经确定了每个集群的结构参数，包括核心半径和光度和质量的估计。我们还提供了一个简短的总结文献测量这些集群的其他参数，包括他们的年龄，金属丰度和距离。我们的核心半径的测量大多是在较好的协议与以前的低分辨率的研究，虽然我们的新值是显着不同的几个集群。天炉座星团5的轮廓似乎不适合国王型模型，我们认为它是一个后核心崩溃的候选者。我们研究的两个矮星系系统中的每一个集群的核心半径的分布，并比较这些与老大麦哲伦星系团的核心半径的分布。这三种分布在测量误差和小样本量的范围内匹配。我们讨论了这方面的影响，我们以前强调的麦哲伦星系团的半径年龄的趋势。
2002-11-18 astro-ph
From old Globular Clusters to early Structures in the Universe: the Formation of old, metal-poor Halos around early-type Galaxies
古老的、贫金属的球状星团记录了早期星系的形成和演化。它们是最好的探测器，在低红移，在高红移星系晕的建设。它们的性质限制了它们的祖先的特征。最近的研究结果表明，在z>3的DLA是它们形成的可能宿主。最后，他们揭示了可能存在于所有早期星系周围的古老的、贫金属的晕。
2001-12-20 astro-ph
The Effect of the Galactic Spheroid on Globular Cluster Evolution
我们研究了弛豫、潮汐加热和双星加热对球状星团演化的综合影响，探索了外部效应的物理后果，并研究了银河系人口的演化趋势。我们的分析表明，加热圆形和低偏心率轨道可以主导集群的演变。研究结果还预测了偏心轨道上的快速演化，无论是由于强弛豫所需的潮汐限制的高密度或由于有效的低密度集群的隆起冲击。这些效应的结合导致了整个种群的强烈进化。例如，在太阳圈内，潮汐限制的10^5 M_太阳星团在10 Gyr内至少损失40%的质量。在高离心率下，这些星团中的大多数完全蒸发。膨胀冲击破坏40千秒差距以内的星团，这些星团的质量不到80%在它们的近心内拉格朗日点内。我们的研究结果是一致的建议，集群光度函数的形状的结果从蒸发和破坏的低质量的集群，他们进一步预测，净速度色散的集群系统在银河系内部已随时间的推移而减少。形成模型的初步限制进行了讨论。我们的结论是，观察到的集群系统在很大程度上是由动态选择。
1996-04-10 astro-ph
The globular cluster system of an ``old'' merger: NGC 5018
我们研究了“老”合并星系NGC 5018的球状星团系统的性质。我们探测到一个相对较差的球状星团系统，根据颜色至少可以分为两个种群：一个是蓝色星团的小种群，年龄在几百万年到6千兆年之间，它的形成可能是由星系群中最后一次相互作用引起的;一个（可能是两个）古老的星团种群可以与原始星系相关联。(...)
1996-05-09 astro-ph
The ACS LCID Project: RR Lyrae stars as tracers of old population gradients in the isolated dwarf spheroidal galaxy Tucana
我们提出了一个研究的径向分布RR天琴座变量，它提出了一系列的光度和脉动特性，在矮球状星系杜鹃。我们发现，较暗的RR天琴座恒星，有一个较短的周期，更集中的比更明亮，较长的周期RR天琴座变量。通过与恒星演化和恒星脉动理论模型的比较，我们将较暗的RR型天琴座星解释为更富金属的子样本。此外，我们还证明了它们的年龄必须大于10 Gyr。因此，金属丰度梯度在这个星系的历史中很早就出现了。
2008-03-07 astro-ph
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters: M54 and Young Populations in the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了新的哈勃太空望远镜测光的大质量球状星团M54（NGC 6715）和重叠的核心潮汐破坏人马座（Sgr）dSph星系的一部分，ACS调查银河系球状星团。我们的深（F606 W ~26.5），高精度测光产生了前所未有的详细的颜色星等图，显示了扩展的蓝色水平分支和M54+Sgr系统的多个主序列。用等时线和主层序拟合修正了M54的距离和红化，修正后的结果为（m-M）_0=17.27，E（B-V）=0.15。初步评估发现，M54+Sgr区域主要由Sgr和球状星团的旧贫金属族群所控制。多个转折点表明至少存在两个中等年龄的恒星形成时期，年龄为4和6 Gyr，[Fe/H]=-0.4到-0.6。我们还清楚地表明，第一次，一个突出的，2.3 Gyr老Sgr人口近太阳丰度。还显示了一个更年轻（0.1-0.8 Gyr）、更富含金属（[Fe/H] \sim 0.6）的恒星的踪迹。Sgr的年龄-金属丰度关系与闭箱模型和多个（4-5）恒星形成爆发在整个卫星的生命周期，包括时间以来Sgr开始破坏是一致的。
2007-07-31 astro-ph
3-Gyr-old Globular Clusters in the Merger Remnant NGC 1316: Implications for the Fate of Globular Clusters Formed During Gas-rich Galaxy Mergers
早型合并残留星系NGC 1316是一个理想的探测器，用于研究一次大合并对其球状星团（GC）系统的长期影响，我们在最近的一篇论文中报道了它的光谱学合并年龄为3 Gyr。在这里，我们报告了几个光度证据，表明NGC 1316中的第二代GC处于一个进化阶段，介于在年轻的合并残留物中发现的发光GC之间，例如（例如）。NGC 7252和在“正常的，老的”椭圆星系中发现的“红色”GC。在主要合并过程中形成的大质量第二代GC可以存活至少3 Gyr，这一观察提供了强有力的证据，表明这些星团可以具有“正常”质量功能，包括低质量恒星，因此它们可以存活到与“正常”椭圆星系类似的“老年”。
2001-08-13 astro-ph
X-ray sources in old stellar clusters: the contribution of ROSAT
ROSAT在球状星团中发现了两个新的明亮的X射线源，在球状星团和老的疏散星团中发现了许多亮度较低的X射线源。用ROSAT卫星获得的精确位置有助于用光学物体进行识别，但在球状星团中这一点仍然很不完整。一个暗淡的球状星团的来源已经被确认为是一颗再循环的射电脉冲星，其他几个可能是激变变星。在旧的疏散星团M67中发现的四个最亮的X射线源令人困惑，因为我们不明白它们为什么会发射X射线。与迄今为止研究的两个旧的疏散星团相比，球状星团在X射线下明显不亮。
1999-01-14 astro-ph
Constraints on Cluster Formation from Old Globular CLuster Systems
星系晕中古老的球状星团系统（GCSs）的性质为我们提供了独特的视角，来了解在任何时代形成任何一般星团的物理过程。这里介绍的是从以下方面获得的信息的摘要：（1）特定频率（总人口）和空间结构（密度与银河系中心半径）的GCSs在早期类型的星系，因为它们涉及到的效率（或概率）的约束团簇形成，和（2）之间的星系团的质量和能量的缩放在设置其其他结构相关性的基本作用，以及作为气态原星团质量函数的恒星形成效率的可能含义。
2000-02-03 astro-ph
The age of the oldest globular clusters
三个最古老的星团-- M15、M68和M92 --的年龄已经被重新确定。我们使用最新的EOS和不透明度数据计算等时线和零年龄水平分支，并采用关闭和水平分支之间的亮度差来确定集群的年龄。我们对这三个星团的最佳年龄大约是13 Gyr，甚至更小的年龄是可能的。我们的研究结果有助于调和星系团年龄与最近的结果确定的宇宙年龄从哈勃常数。
1996-03-18 astro-ph
The Low-Mass Stellar IMF at High Redshift: Faint Stars in the Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy
低质量恒星，即那些主序寿命与宇宙年龄相当的恒星，在它们形成时对初始质量函数（IMF）提供了独特的约束。简单的恒星形成历史的系统中的恒星计数特别容易解释，而旧系统中的恒星计数允许人们在大的回望时间和高的红移下确定低质量恒星的IMF。我们提出了微弱的恒星光度函数（基于光学HST数据）在外部星系，小熊座矮椭球（dSph）。这个距离银河系相对较近（距离70 kpc）的伴星系有一个恒星星族，其年龄和金属丰度的分布都很窄，与经典的晕状球状星团（如M92或M15）非常相似，也就是说，它们既古老又缺乏金属。与球状星团相比，小熊座dSph的内部速度色散表明存在大量的暗物质。我们发现，小熊座dSph的主序星光度函数，并暗示IMF，下降到0.4的太阳质量是无法区分的晕球状星团M92和M15。因此，低质量恒星IMF的恒星，形成在高红移是不变的，从一个低表面亮度，暗物质占主导地位的外部星系，银河系内的球状星团。
1999-11-18 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
Dwarf Spheroidals and the Evolution of Not-Too-Old Population II Stars
之前关于质量在“红巨星过渡阶段”范围内的恒星的进化计算被扩展到较低的金属丰度。集群等时线的两个值的金属丰度Z（Z= 10 E-4，4 E-4）和年龄下降到10亿年，讨论选定的演化特征的恒星的结构在H或他燃烧阶段。人们发现，年龄约为10 - 20亿年、Z约等于1 E-4的星团，其特征可能是在LogL= 2.0-2.2（太阳单位）的光度下出现异常的He燃烧变星。
1994-06-22 astro-ph
The Formation of Galaxies, the Formation of Old Globular Clusters and the Link with High-Redshift Objects
在这篇论文中，我们正在探索星系中古老的、贫金属的球状星团的性质。我们研究它们的性质是否与它们的宿主星系的性质有关，以及我们是否可以限制它们的形成。主要结果是，旧GC系统的平均金属丰度在-1.7 < [Fe/H] < -1.1（占总体的80%）的窄范围内。此外，没有发现之间的相关性的平均金属丰度和其他星系的性质，这意味着GC的形成独立的宿主星系。此外，我们试图确定旧的，金属贫乏的GC形成的网站，与任何目前已知的高红移对象。我们发现在红移1.6 < z < 4范围内阻尼Ly $α$系统的金属丰度与我们的GC金属丰度一致，这表明这些高密度中性气体天体可能是古老的贫金属球状星团的祖先。
2000-02-11 astro-ph
Newly Discovered Variable Stars in the Globular Clusters NGC 5634, Arp 2 and Terzan 8
我们报告了在人马座矮球状球状星团NGC 5634、Arp 2和Terzan 8中发现的一个相当大的、以前未知的变星种群。位置，初步脉动周期和B波段光变曲线的相对通量单位提供了所有这些恒星。
2005-08-05 astro-ph
Did Globular Clusters Reionize the Universe?
在宇宙学中，一个尚未解决的问题是确定能在星系际介质（IGM）中以z~6反射HI的辐射源。理论工作和观测似乎表明，逃逸到IGM的星系HI电离辐射的分数，fesc，在本地宇宙中是很小的（fesc < 10%）。在高红移星系更紧凑，可能是气体丰富，这意味着较小的值的f_esc从他们的磁盘或球体。但如果恒星形成的位置偏离盘或球体，且原星团的恒星形成效率较高，则fesc应约为1。这种恒星形成的情景与球状星团形成的几种模型是一致的。使用简单的参数的基础上观察到的球状星团系统在本地宇宙中的数量，并假设最古老的球状星团形成前再电离，并有f_esc~1，我表明，他们产生足够的电离光子，以在z=6再电离IGM。
2002-08-19 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
Young Globular Clusters in an old S0: Clues to the Formation History of NGC 4570
在这里，我们提出了我们的第一次尝试使用球状星团作为其母星系的形成历史的示踪剂。大多数早型星系的球状星团系统的光学色分布具有双峰特征。蓝峰球状星团通常被认为是古老而贫金属的。关于红峰球状星团的年龄、金属丰度和起源，人们一直在争论。我们在这里提出我们的年龄和金属丰度的红峰球状星团在室女座S0 NGC 4570使用深KS波段测光从NTT/SOFI（ESO程序ID 079.B-0511）的红峰球状星团结合HST-ACS档案数据打破年龄金属丰度简并。我们分析相结合的G，Z，和Ks光谱能量分布的比较与一个大网格的GALEV演化合成模型的星团具有不同的年龄和金属丰度。这一分析揭示了大量的中间年龄（1 - 3 Gyr）和金属丰富（太阳金属丰度）的球状星团。我们讨论了它们的年龄和金属丰度分布，以及文献中关于母星系的信息，以深入了解该星系的形成历史。我们的研究结果证明了这种方法的权力，揭示（暴力）恒星的形成和化学富集历史的星系的基础上结合光学和近红外测光。
2008-04-08 astro-ph
The Globular Cluster Luminosity Function: New Progress in Understanding an Old Distance Indicator
本文综述了球状星团光度函数（GCLF）的最新观测数据和理论进展。众所周知，翻转星等（TOM）是一个很好的距离指标的早型星系的数据质量和足够数量的对象设置的限制。与来自表面亮度波动的距离与可用的TOM在V波段的比较揭示，然而，许多不一致的情况下。这些情况经常违反了在旧的球状星团系统中TOM只能用作距离指示器的条件。早期类型星系中存在的中间年龄人口可能是造成这些差异的原因。本文在模拟星系团系统动力学演化的基础上，讨论了年轻星系团系统光度函数与年老星系团系统光度函数之间的联系。最后，我简要介绍了为什么存在这样一个普遍的结构，如GCLF目前的想法。
2003-04-16 astro-ph
Evidence for the Hierarchical Formation of the Galactic Spheroid
银河系的球状体是从许多化学不同的，原银河系碎片组装的可能性进行了研究，使用蒙特卡罗技术，旨在模拟化学演化的银河系在分层形成的情况下，不涉及气体耗散。通过比较银河系球状星团和晕场星的金属丰度分布的观测值和模拟值，我们估计了坍缩的原银河系的碎片化程度。虽然形成过程是高度随机的，模拟往往表现出良好的协议与观测到的金属丰度分布，提供了原银河系碎片的光度函数具有幂律形式的指数~-2。虽然这个陡峭的斜率与目前观测到的本星系群的光度函数非常不一致，但它与分层星系形成的半解析和数值模型的预测非常一致。我们讨论了一些可能的解释这种差异。这些模拟表明，星系晕和它的球状星团系统是通过约1000个贫金属的原银河碎片的吸积和破坏而组装起来的，这些碎片是由占主导地位的银河积木组成的：一个原凸起，它自己的富金属球状星团系统优先被动力学过程侵蚀。我们认为，同样的过程（即，层次增长涉及很少的气体耗散）是负责形成两个巨大的椭圆星系和膨胀晕组成部分的螺旋星系。（简略）。
1999-11-30 astro-ph
Star Cluster Evolution: From young massive star clusters to old globulars
年轻的大质量星团是由星系碰撞、合并和近距离相遇引发的剧烈恒星形成事件中最引人注目和最重要的最终产物。然而，问题仍然存在，是否至少有一小部分在河外星爆中大量出现的致密YMC可能是球状星团（GC）型天体的祖先。然而，由于缺乏统计学上显著的附近类似物体的样本，我们需要诉诸统计参数或对更遥远星系中的单个物体进行个案研究的艰苦方法。尽管最终解决这个问题存在固有的困难，但越来越多的观测证据支持曾经被认为是星系最古老的组成部分的GC今天仍在形成的假设。
2006-03-07 astro-ph
Age dating old globular clusters in early-type galaxies
本文介绍了椭圆星系中球状星团年龄测定的各种方法。我们首先介绍了单个球状星团的光谱学（随着10米级望远镜的出现而变得可行），以及巴耳末线指数的测量。其次，通过与星群合成模型的比较，讨论了球状星团子星群的测光和平均年龄的确定。第一种方法是耗时的，但是一旦获得具有足够高的信噪比的光谱就精确。然而，一个警告是巴耳末线指数的定义通常包括金属特征，并且本身并不独立于金属丰度。第二种方法需要测量两个光度量，这两个光度量与年龄和金属丰度不同。两者的结合可以打破宽带颜色中存在的年龄-金属性简并。近红外颜色在这方面可以有力地补充光学研究。然而，总的来说，星团越老，就越难确定它的精确年龄。种群综合模型也需要进一步完善，这里比较的模型显示出显著的差异。
1999-12-13 astro-ph
Self-Induced Formaton of Metal-Rich Globulars in Bulges?
综上所述，最新的关键观测假设：（i）在凸起中的老的富含金属的球状星团种群（MRGCPs）能够形成，由于本质上增加，自我（内部）诱导的恒星形成率（SFR）在主机，而星系合并发挥了额外的作用;（ii）在不规则的大质量星团种群（MSCPs）可能是年轻的，不太突出的对应物的老MRGCPs在球状体。
2003-09-19 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
Mergers of Globular Clusters
具有复合色星等图的球状星团，如NGC 1851、NGC 2808和天炉座3号，可能是通过合并形成的。建议这些对象中的每一个都有两个父集群，一个具有红色水平分支，另一个具有蓝色水平分支。如果这两个祖先天体最初都是一个内部速度色散很低的矮球状星系的成员，那么这种合并就可能发生。
1996-09-13 astro-ph
Keck Spectroscopy of Globular Clusters in the Elliptical Galaxy NGC 3610
我们提出了中等分辨率的凯克光谱的九个候选球状星团在可能的合并残余椭圆星系NGC 3610。其中8个天体似乎是NGC 3610的真正球状星团。我们发现，两个集群属于一个老的金属贫人口，五个老的金属丰富的人口，只有一个中间年龄的金属丰富的人口。中期年龄星团的估计年龄为1-5 Gyr，这与早期对合并年龄的估计一致，并表明该星团是在合并期间形成的。然而，五个古老的富金属星系团的存在表明，NGC 3610中大量的富金属星系团可能来自祖先星系，尽管古老和中等年龄的富金属星系团的全球比例仍然非常不确定。
2002-11-09 astro-ph
037-B327 in M31: Luminous Globular Cluster or Core of a Former Dwarf Spheroidal Companion to M31?
037-B327是M31中最亮和最红的星团。哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机提供了F606 W波段的光度数据，也显示这个星团被一条尘埃带穿过。我们通过将观测到的表面亮度分布拟合到King模型来确定037-B327的结构参数，其中r_c=0.72”（=2.69 pc），r_t=5.87”（=21.93 pc），浓度指数c=log（r_t/r_c）=0.91。表面亮度分布在中心0.25”以内基本上是平坦的，没有显示出核心塌陷的迹象。虽然尘埃带影响测光，国王模型拟合地表亮度轮廓很好，除了严重影响的地区的尘埃带。我们还计算了半光半径r_h=1.11”（=4.15 pc）。结合以前的测光结果，我们发现该天体与银河系中的半人马座Omega、M54和NGC 2419以及M31中的大质量星系团G1处于同一区域。所有这四个物体都被声称是前矮星系的剥离核心。这表明037-B327也可能是M31的前矮伴星的剥离核心。
2005-12-07 astro-ph
Extragalactic Globular Clusters: Old Spectroscopic Ages and New Views on Their Formation
我们提出的Keck光谱的河外球状星团（GC）的样本中的8个星系，从矮到大质量椭圆星系的荟萃分析的结果。通过与银河系GC的比较，我们推断了这些星系中贫金属和富金属GC的年龄。这两个亚群似乎都不比银河系的同类年轻，年龄都在10亿年以上。这是年龄被光谱限制的星系中最大的样本。我们的研究结果支持了大质量星系在高红移时大部分GC的形成。我们提出了一个方案的GC亚群的形成，综合方面的吸积和原位方法的背景下，星系形成通过分层合并。
2005-06-13 astro-ph
Globular Cluster and Galaxy Formation: M31, the Milky Way and Implications for Globular Cluster Systems of Spiral Galaxies
银河系的球状星团（GC）系统和我们邻近的螺旋星系M31，包括两个不同的实体，在3个方面有所不同。1. M31有年轻的GC，年龄从1亿年到5亿年不等，也有古老的球状星团。在银河系中没有这样年轻的GC。2.我们确认，最古老的M31 GC有更高的氮丰度比银河系GC在同等的金属丰度。3. Morrison等人发现M31有一个GC的子成分，它紧密地跟随着M31的盘旋转曲线。在我们自己的银河系中还没有发现这样的GC系统。这些数据被解释为星系形成的层次-聚类-合并（HCM）范式。我们推断M31吸收了比银河系更多的矮星系。这个推论有三个含义：1.所有的螺旋星系在GC性质上可能都不同，这取决于每个星系有多少同伴，以及母星系何时吸收它们。银河系束缚了这个光谱的一端，因为几乎所有的GC都在10-12 Gyr之前被吸收。2.这表明年轻的GC优先在母星系的矮伴星系中形成，然后在合并过程中被母星系吸收。3.在潮汐相互作用星系中看到的年轻GC可能来自这些星系的矮伴星，而不是在潮汐相互作用中形成的。对于老M31 GC相对于最老的银河系GC在氮丰度上的显著差异，目前还没有现成的解释。Li & Burstein关于球状星团中氮丰度起源的预言与老的M31 GC的预言相一致，而与两个5 Gr的M31 GC的预言相一致。
2004-06-24 astro-ph
The Old Halo metallicity gradient: the trace of a self-enrichment process
基于前一篇论文中提出的球状星团自富集模型，我们提出了一个解释整个银河系老晕中观测到的金属丰度梯度。我们的自富集模型是基于球状星团的祖先云保留第一代II型超新星的喷出物的能力。关键是，这种能力取决于周围原银河系介质施加在祖云上的压力，因此取决于云在原银河系中的位置。由于没有显着的（如果有的话）在整个晕的金属丰度梯度，我们也提出了一个审查赞成星系晕部分建立通过吸积和合并的卫星系统。其中一些带有自己的球状星团，因此“污染”了“原位”形成的球状星团系统，即在银河系的原始势阱中。因此，我们的自富集模型和观测数据之间的比较应该限于真正的银河系球状星团，即所谓的老晕群。
2000-09-29 astro-ph
Globular Cluster Populations in Four Early-Type Poststarburst Galaxies
利用哈勃太空望远镜（HST）ACS相机的深g波段和I波段图像，对四个早期型星暴后星系的球状星团系统进行了研究。所有的星系都有分布在其主体周围的壳层，因此很可能是合并的残余物。所有四个星系中的球状星团的颜色分布都显示出一个以g-I ~ 1.4为中心的宽峰，而PGC 6240和PGC 42871则显示出相当数量的g-I ~ 1.0的球状星团。后一个球状星团的年龄被解释为约5亿年，可能是在合并过程中形成的。红色峰值的颜色与正常星系周围常见的旧金属贫乏人口的预期一致。然而，除了PGC 10922外，所有星系都包含几个球状星团，它们的亮度明显高于单一古老贫金属星系的最大亮度。为了测试重叠的g-I颜色的多年龄人口，我们模拟的球状星团的光度函数的复合材料的一个老的金属贫亚人口与一系列合理的特定频率和太阳金属丰度的中间年龄亚人口。我们发现，四个样本星系中的三个显示的证据存在一个中间年龄（~ 1 Gyr）的球状星团人口，除了旧的金属贫GC人口在正常的早期类型的星系。没有一个星系显示出与早期星系中通常看到的古老的、富含金属的红色星系团人口相一致的显著的星系团人口。
2008-10-25 astro-ph
Ages and Metallicities of Globular Clusters in NGC 4472
我们利用与巨椭圆星系NGC 4472有关的131个球状星团的共加光谱，计算了它们的年龄和金属丰度。基于对银河系球状星团的校准，我们发现NGC 4472中的球状星团的金属丰度范围约为-1.6 <= [Fe/H] <= 0 dex。有证据表明，在球状星团系统中存在着径向金属丰度梯度，这比在下面的星光中看到的要陡峭。球状星团的绝对年龄还不确定，但正式地说，球状星团中贫金属的年龄为14.5 +/- 4 Gyr，富金属的年龄为13.8 +/- 6 Gyr。蒙特卡罗模拟表明，这些数据中的球状星团人口是在95%的置信水平超过6 Gyr。我们发现，在不确定性，球状星团是古老的和同时代的，这意味着双峰看到的宽带颜色主要反映金属丰度，而不是年龄差异。
2000-07-06 astro-ph
Direct Evidence for Dynamical Evolution of Luminosity Functions of Globular Cluster Systems: HST/ACS observations of the 3-Gyr-old merger remnant NGC 1316
最近观测到的球状星团（GCs）在中间年龄（2-4 Gyr老），早期型合并残留物提供了迄今为止的“失踪环节”之间的年轻合并残留物和“正常的”椭圆星系的GC子系统的形式与人口合成模型预测的年龄和~太阳金属丰度一致的颜色和光度。在这里，我们提出了新的，深入的观察GC系统的中期合并残留物NGC 1316，使用哈勃太空望远镜上的ACS相机，这使我们能够创建光度函数（LF）作为银河系中心半径的函数。我们发现，内部的50%的“红色”GC系统显示了一个明确的营业额在其LF，在约1马格比“老”的蓝色GC微弱。这构成了直接的动力学证据，即在富含气体的合并过程中形成的富含金属的GC种群可以演变成“红色”的富含金属的GC种群，这些种群在“正常”的巨型椭圆星系中无处不在。
2004-04-08 astro-ph
Determination of the globular cluster and halo stellar mass functions and stellar and brown dwarf densities
We use recent low-mass star models, which reproduce accurately the observed sequences of various globular clusters , to convert the observed luminosity functions into bolometric luminosity functions and mass functions down to the bottom of the main sequence. These mass functions are well describedby a slowly rising power-law $dN/dm\propto m^{-α}$ , with $0.5\wig < α\wig < 1.5$ , down to $\sim 0.1 \msol$ , independently of the metallicity, suggesting a rather universal behaviour of the cluster initial mass functions. We predict luminosity functions in the NICMOS filters in the stellar and in th…
1997-05-09 astro-ph
Dynamical evidence for intermediate mass black holes in old globular clusters
基于核心与半质量半径比（rc/rh）的测量，我们提出了间接动力学证据，表明我们银河系中很大一部分年龄大于10个半质量弛豫时间（t_rh）的球状星团存在中等质量质量的黑洞（IMBH）。质量黑洞（IMBH）。事实上，经过几个t_rh后，关于初始条件的细节的大部分记忆被擦除，rc/rh仅由核心中的恒星遭遇能量产生与由于星团的全球膨胀而导致的耗散的平衡来确定。在这里，我们比较了观测值的rc/rh从一个样本的57个星系球状星团，选择动力学年龄和不强烈的潮汐力的影响，与理论预期的rc/rh比的分析模型和详细的数值模拟的基础上。所考虑的星团演化的模拟包括单星，原始双星和IMBH的组合。对于我们样本中至少一半的簇，观察到的rc/rh比似乎太大，如果不调用系统中心的IMBH的存在，就无法解释。
2006-12-01 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
New HST Views at Old Stellar Systems
HST最近揭示了许多最大质量的球状星团中拥有多个恒星星族，最令人惊讶的是，其中一些非常富含氦。这些星团是如何设法产生如此复杂的恒星星族的，以及是什么过程导致如此戏剧性的氦富集，是今天恒星系统天体物理学中最令人兴奋的谜题之一。HST还有助于证明我们银河系和M31的凸起都是由古老的恒星星族主导的，与银河系球状星团同时代。超深HST影像也显示，M31晕的一个主要组成部分是富含金属的，而且比古老的球状星团年轻得多。
2007-08-09 astro-ph
The Self-Enrichment of Galactic Halo Globular Clusters: the mass-metallicity relation
本文讨论了星系晕球状星团之间质量-金属丰度关系的存在性。在球状星团系统中，光度与金属丰度之间没有任何相关性，这一直被用来作为反对团簇形成的自富集模型的论据。我们表明，这样的关系是统计存在于银河系的老晕球状星团。这种观测相关性意味着质量最小的老星系团是最富金属的。这与以下观点相矛盾：如果球状星团是自富集系统，那么最富金属的星团也将是最大的。我们进一步表明，这种反相关性是预测的自富集模型。
2001-08-28 astro-ph
