Orbital evolution with white-dwarf kicks
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。如果白矮星受到一个与双星轨道速度相当的反冲，轨道的初始龙格-伦茨矢量（偏心率矢量）就会被一个指向初始角动量和力的叉积的分量所取代。最后的偏心率可能是统一的，如果反冲足够大，系统可能会被破坏。这些结果可能对双星和行星系统的演化产生重要的影响
2007-09-10 astro-ph
Constraining the equation of state of supra-nuclear dense matter from XMM-Newton observations of neutron stars in globular clusters
我们报告的详细建模的X射线光谱的三个可能的中子星。用XMM-牛顿观测到的中子星是在球状星团中的三个静止X射线双星中发现的：欧米茄Cen，M 13和NGC 2808。无论它们是以非常低的速率吸积还是从吸积加热的核心辐射能量，它们的X射线光谱都被认为是氢大气的X射线光谱。我们使用和比较公开的氢大气模型，恒定和变化的表面重力约束的质量和半径的中子星。由于XMM-牛顿的高吞吐量，以及这些星团的精确距离，使用最新的科学分析软件版本和XMM-牛顿EPIC相机的校准，我们得出了迄今为止从这些系统获得的中子星的质量和半径的最严格的约束。模型的比较表明，以前使用的氢大气模型（假设恒定的表面重力）往往低估了质量和高估了中子星的半径。我们的数据限制允许的状态方程，那些涉及正常的核子物质和一个可能的奇怪的夸克物质模型，从而约束半径为8公里，质量高达2.4 M $_\odot$。
2007-08-28 astro-ph
Four-Body Effects in Globular Cluster Black Hole Coalescence
在球状星团的高密度核心中，多体相互作用被认为是常见的，其结果是双星中的黑洞被相互作用硬化。Sigurdsson & Hernquist（1993）和其他人证明，10个太阳质量的黑洞只通过三体相遇相互作用，不会在星团中合并，因为反冲力会在双星系统足够紧密合并之前将它们踢出星团。在这里，我们考虑一个新的机制，涉及四体相遇。一些作者的数值模拟表明，大约20-50%的双星相遇会抛出一颗恒星，但留下一个稳定的三颗恒星。如果内双星的轨道平面相对于外天体的轨道平面有很大的倾斜，那么在太阳系小行星的背景下首次研究的长期Kozai共振可以显着增加内天体的离心率。我们表明，在相当一部分的情况下，偏心率驱动到一个足够高的值，内部的二进制将合并的引力辐射，没有一个强大的伴随踢。因此，合并后的物体仍然留在星团中;根据黑洞的二进制分数和新形成的分层三元组的倾斜分布，这种机制可能允许大质量黑洞通过连续合并在球状星团的核心中积累。它也可能增加球状星团中恒星质量黑洞被引力辐射探测到的可能性。
2002-02-15 astro-ph
Formation Scenarios for Globular Clusters and Their Host Galaxies
本文主要介绍星系及其球状星团系统的形成过程。我首先讨论现在相当令人信服的证据，一些球状星团形成于星系恒星爆发/合并。这些观测的价值之一在于，它们对球状星团形成的物理过程提出了重要的限制。此外，这是自然的，以典型的富金属的星系团合并形成的椭圆星系周围的球状星团的大量富金属人口，从而暗示了一个重要的作用，星系合并在椭圆星系的演化。我还强调了一些新的观测努力，旨在限制如何和何时椭圆星系及其球状星团系统形成。其中包括星系周围球状星团数量作为形态类型函数的系统研究，椭圆星系中球状星团种群运动学的研究，以及旨在限制星系内球状星团相对年龄作为星团金属丰度函数的各种观测计划。近年来，对球状星团系统及其宿主星系形成的理解有了显著的增长，未来看起来同样充满希望。
2001-07-17 astro-ph
Constraining the nature of galaxy haloes with gravitational mesolensing of QSOs by halo substructure objects
研究了背景致密天体如活动星系核和类星体被扩展的中等质量透镜如球状星团和质量为10^5 - 10^8 M_sun的暗物质团的引力透镜效应。结果表明，对星系-类星体成协的观测研究是对大质量星系晕性质的一个有力的直接观测检验。VLTI和Keck仪器的光学干涉观测能够约束质量和数量的子结构晕对象。本文给出了螺旋星系晕和椭圆星系晕中球状星团的引力透镜的证据。
2008-09-19 astro-ph
A Comprehensive Study of Neutron Star Retention in Globular Clusters
对银河系圆盘中中子星之间非常高的速度的观测，提出了一个关于球状星团中中子星的难题。银河系中单个球状星团的特征速度是最大质量球状星团的中心逃逸速度的$\sim 5-10$倍。于是，我们就有理由问为什么在球状星团中会发现任何类星体，而事实上，已经探测到了相当多的类星体，而且据信在一些最富的星团中存在着多达$\sim 1000$的类星体。我们使用蒙特卡罗方法来产生大量的原始二进制人口。如果我们利用关于质量转移和中子星反冲的传统假设，我们发现最初形成于大质量星团中的中子星中只有< 5%可以保留下来。我们认为，这部分是太低，占所观察到的，我们推测可能的替代解决方案的保留问题。
2001-06-07 astro-ph
Neutron stars in globular clusters: formation and observational manifestations
粒子数合成被用来模拟球状星团中被观测为LMXB和毫秒PSR的中子星的数量。双星和单星之间的动力学相互作用是在一个不断补充的单星“背景”下发生的，其密度分布与星团整体演化和单星演化保持一致。我们采用Podsiadlowski等人的假设，即在简并O-Ne-Mg核的电子俘获坍缩过程中，由初始质量为\sim 8-12 M_（\odot）的组分形成的双星系统中的NS没有获得高的空间速度（反冲）。其余的NS（即来自M>8 M_ \odot的单星或M>12 M_ \odot的双星）被认为是高反冲的，这是从单恒星的观测中发现的（Hobbs et al. 2005）。在这种假设下，相当大一部分NS保留在GC中（质量为5 \times 10 ^5 M_ \odot的GC中约有1000个NS）。在双星中通过吸积自旋形成的ms PSR的数量大约是10，这与观测结果一致。我们的模型再现了在具有正常和简并分量的双星中吸积NS的X射线光度函数的观测形状，以及在假设NS的吸积驱动的磁场衰减达到10^8 G的底值的情况下，GC中ms PSR的自旋周期分布。还计算从GC动态排出的LMXB和ms PSR的数量。
2006-05-04 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
Gravitational Wave Recoil and the Retention of Intermediate Mass Black Holes
在双黑洞的涡卷和合并过程中，由于合并位形的不对称性，引力辐射是各向异性的。这种各向异性辐射导致引力波反冲或反冲速度，高达~ 4000 km/sec。研究了引力反冲对银河系球状星团中中等质量黑洞（IMBH）滞留的影响。假设我们目前对IMBH形成的理解是正确的，并且在每个球状星团中都产生了IMBH种子，我们发现在典型的合并丰富的球状星团环境中保留低质量IMBH（1000 $\Msun$）是一个重要的问题。给定一个均匀的黑洞自旋分布和方向和Kroupa IMF，我们发现，在最多3%的球状星团可以保留一个IMBH大于1000 $\Msun$今天。对于更好地近似于风和超新星的质量损失的黑洞种群，我们发现16%的球状星团可以保留大于1000 $\Msun$的IMBH。我们的计算表明，如果在一个星系团中存在质量为$M > 60 \Msun$的黑洞，重复的IMBH-BH相遇最终将以大于30%的概率喷射出1000个$\Msun$ IMBH。因此，在我们的银河系晕中可能存在大量的流氓黑洞。我们讨论了这个子群的动力学影响，以及它与超亮X射线源（ULXs）的可能联系。
2007-07-09 astro-ph
Self-Enrichment in Globular Clusters: Is There a Role for the Super-Asymptotic Giant Branch Stars?
在四个球状星团（GC）中，一个不可忽略的恒星部分只能被解释为一个非常富氦的人口。证据来自$ω$ Cen和NGC 2808中存在的“蓝色”主序列，以及NGC 6441和NGC 6388中非常特殊的水平分支形态。虽然人们普遍认为，自富集是GC的共同特征，但这些恒星所需的氦含量是Y $\simgt$ 0.35，很难理解如何在没有任何-或者对于$ω$ Cen来说，没有相当大的-相关金属增强的情况下产生氦。我们研究了超级AGB星可能的作用，并表明它们可能提供所需的高氦。然而，最大质量的超级AGB的喷出物显示出全球CNO富集的$\simeq$ 4倍，由于疏浚-出过程发生在第二个疏浚阶段。如果这些星团没有证据表明CNO的富集，我们可以排除至少最大质量的超AGB演化成O-Ne白矮星并参与第二代恒星的形成。后一种假说可能有助于解释GC中存在大量中子星的原因。最大质量的超级AGB实际上会演变成电子捕获超新星。它们的外壳很容易被弹出星团，但残留的中子星仍然留在星团中，这要归功于它们的小超新星诞生踢。
2008-03-03 astro-ph
Origin of multiple stellar populations in globular clusters and their helium enrichment
提出的各种方案的起源的多个，氦丰富的人口在大规模的球状星团的关键相比，相关的约束性意见。在既存恒星吸积富氦物质、大质量AGB恒星或快速旋转大质量恒星喷出物形成恒星、以及第三星族恒星污染的情况下，只有AGB选项似乎是可行的。从外流盘中吸积或恒星形成将导致氦丰度的扩散，从而无法产生独特的、化学上均匀的子种群，如星团$ω$ Cen和NGC 2808中的子种群。第三星族恒星的污染将无法产生选择性地富含氦的子星族，但保持相同的重元素丰度。尽管如此，有人认为，要使AGB选项发挥作用，应该满足两个条件：i）AGB恒星经历热底部燃烧过程（即，那些比$\sim 3 \msun$更大的星系团）在到达AGB时应该迅速地喷射出它们的包层，因此只经历了几个三分之一的疏浚事件，和ii）具有多个氦富集群体的星系团应该是更大质量系统的残余物，例如有核矮星系，正如人们普遍认为的那样。
2008-08-29 astro-ph
Globular Clusters in Fornax: Does $M^0$ Depend on Environment?
本文给出了天炉座星系团NGC 1344、NGC 1380、NGC 1399和NGC 1404的$V$带球状星团光度函数。我们的观测达到了$V = 24.8$，大约比GCLF周转量$m^0_V$高出一个量级，具有$\sim90\%$的完整性。从星系表面亮度波动的幅度，我们还估计了比这个截止星等更暗的球状星团的数量。这些星系的GCLF很好地拟合了高斯;其周转星等和色散的加权平均值分别为$\langle m^0_V\rangle = 23.88 \pm 0.10$等和$\langleσ\rangle = 1.35\pm 0.07$等。周转$M^0_V$绝对星等的普遍值的假设使天炉座星系团$0.13 \pm 0.11$等比室女座星系团更远。然而，根据最近的造父变星和其他高精度距离测量，以及正在进行的HST观测GCLF以确定河外距离尺度，我们选择重新检查通用GCLF假设。基于星系群和星系团的数据，我们发现了$M^0_V$随着星系局域密度的增加而变暗的证据。我们推测这一趋势的可能原因，如果它得到证实，GCLF观测将是确定距离的有用性较低，但可能会提供重要的信息约束理论的恒星形成的原始星系晕。
1996-04-28 astro-ph
Formation and evolution of compact binaries in globular clusters: II. Binaries with neutron stars
本文是系列研究的第二篇，我们研究了致密球状星团（GC）中含有中子星（NS）的致密双星形成的恒星动力学和演化过程。在这项研究中，70个致密星团被独立地模拟，总恒星质量约为2 × 10^7 Msun，超过了我们银河系中所有致密GC的总质量。我们发现，为了重现经验推导的低质量X射线双星（LMXB）的形成率，我们必须假设，NS可以通过电子捕获超新星（ECS）形成，典型的出生踢小于核心坍缩超新星。我们的研究结果解释了观察到的LMXB的数量对“碰撞数”的依赖性，以及不同GC之间观察到的大的散射。我们预测，在不同的GC的静态LMXB的数量不应该有很强的金属依赖性。在我们的集群模型中，以下质量增加事件产生的MSP群体与观测结果不匹配：（i）在一个共同的信封事件与通过ECS形成的NS期间的吸积，以及（ii）来自WD供体的质量转移（MT）。有些过程只导致温和的回收。此外，对于MSP，我们区分低磁场（长寿命）和高磁场（短寿命）人群。有了这种区别，并考虑只有那些质量增加的事件，似乎导致NS回收，我们得到很好的协议，我们的模型与观察到的MSP在47图克和泰山5的数量和特点，以及与累积统计的MSP检测到不同的动力学性质的GC。我们发现，合并的双NS可能检测到的短伽马射线暴的显着生产只发生在非常密集的，最有可能是核心塌陷的GC。（节略）
2008-02-01 astro-ph
Upper Limits on Central Black Hole Masses of Globular Clusters from Radio Emission and a Possible Black Hole Detection in the Ursa Minor Dwarf Galaxy
中等质量的黑洞在球状星团的中心很常见，或者几乎不可能形成并保留在球状星团的中心。由于最近的研究表明，射电观测是目前探测这类天体最灵敏的观测技术，我们获得了欧米茄Cen的新的深射电观测，并重新分析了M~15的旧观测，希望能限制它们中心可能存在的黑洞的质量。在这两种情况下，在GHz频率处发现约100 $μ$ μ的上限。我们发现，如果邦迪-霍伊尔吸积率真正代表球形吸积率到一个黑洞，那么在这两个星系的中心的黑洞的质量受到严重的限制-在这两种情况下的质量限制小于约100个太阳质量。如果根据最近的工作做出更现实的假设，表明邦迪率被严重高估，那么欧米茄Cen的数据与一个黑洞的质量大约是星团质量的1/1000（即大约1000 $M_\odot$）勉强一致。因此，M~15的数据与以前关于$\sim2000$太阳质量黑洞的报道仅在边缘上一致，我们注意到，无论是探测到黑洞还是用现有的仪器改进这个上限都有相当大的希望。最后，我们讨论了小熊座矮球状星系核心附近的射电源是$\sim10^4$ $M_\odot$黑洞的可能性。
2004-11-04 astro-ph
Light Element Abundance Inhomogeneities in Globular Clusters: Probing Star Formation and Evolution in the Early Milky Way
元素C、N和O的光谱分布是恒星核合成过程的敏感探针，此外，O丰度也是恒星年龄测定的重要输入。了解这些元素的观测分布的性质是限制原星系恒星形成历史的关键。模式推导出低分辨率光谱的CN，CH，NH和CO分子的低质量恒星在其核心氢或第一壳氢燃烧阶段在已知的最古老的合奏，银河系球状星团，进行审查。NGC 104（47 Tuc，C 0021 -723）中暗星的新结果显示，在发光演化恒星中发现的CN和CH强度的双峰，与CN相关的模式也存在于接近主序星寿命结束的恒星中。在缺乏已知机制的情况下，将新合成的元素从内部混合到这些未演化恒星的可观测表面层，这些特殊的不均匀性意味着大约150亿年前形成恒星的原始材料在C和N元素中是化学不均匀的。然而，在其他星团中，丰度比和碳同位素比的观测表明，随着恒星从主序星到红巨星分支的演化，表面化学成分会发生变化。因此，目前观测到的C、N和O在最亮恒星（也是最常观测到的恒星）中的分布可能并不能反映原星团云形成的真实分布。在球状星团中出现的C、N和O丰度模式的图像可能是这样一幅图像，
1994-08-02 astro-ph
Constraining A General-Relativistic Frame-Dragging Model for Pulsed Radiation from a Population of Millisecond Pulsars in 47 Tucanae using GLAST/LAT
虽然目前已知球状星团47 Tuccenda中只有22个毫秒双星（MSP），但这个星团可能有30 - 60个MSP，甚至多达200个。在这封信中，我们的脉冲曲率辐射（CR）伽马射线通量的预期人口的MSP在47个Tuccenda模型。这些MSP通过沿着弯曲的磁场线移动的加速电子初级在其磁层中产生伽马射线。一个GC像47 Tuccenda包含大量的MSP提供了一个机会，研究一组随机的脉冲星几何。几何平均光谱使基础脉冲星模型的测试更加可靠，因为在这种情况下，相对于单个脉冲星的预期变化（如果可见脉冲星的数量N = 100），相对通量的不确定性减少了一个数量级。我们预测的光谱违反EGRET上限在1 GeV，约束产品的数量的可见脉冲星N和1 GeV以上的平均积分通量。GLAST/LAT应该对该产品施加更严格的限制，并且还可以通过探测CR谱尾来限制最大平均加速潜力。对于N = 22 - 200，GLAST/LAT未检测将导致每个脉冲星的平均积分通量应比当前模型预测低0.03 - 0.003倍的约束。
2008-05-13 astro-ph
The Variable Stars and Blue Horizontal Branch of the Metal-Rich Globular Cluster NGC 6441
本文介绍了富金属（[Fe/H] = -0.53）球状星团NGC 6441的时间序列VI测光。我们的色星等图显示，在哈勃太空望远镜的数据中看到的延伸的蓝色水平分支存在于星团的最外层。红色束的斜率几乎与变红矢量平行。这个斜率的一个组成部分是由于微分红化，但部分是内在的。蓝色的水平支星比红色的丛星更集中。我们在NGC 6441附近发现了大约50颗新的变星，其中8颗或更多的RR型天琴座星很可能是星团成员。在0.2-1.0天的范围内进行综合周期搜索，与具有相同金属丰度的RR型天琴座相比，基本型天琴座的周期异常长（0.5-0.9天）。在其他富含金属的球状星团中也发现了三个类似的长周期RR天琴座。有超过十个例子在手，似乎一个独特的子类RR天琴座正在出现。观测到的水平分支恒星的性质与最近的模型，调用深度混合，以提高大气中的氦丰度是合理的协议，而他们与模型，假设高初始氦丰度冲突。C型天琴座RR的光变曲线似乎有着异常长的上升时间和尖锐的极小值。在恒星脉动模型中重现这些光变曲线可能提供另一种方法来约束NGC 6441中观测到的异常蓝色水平分支延伸和倾斜红色团块的物理变量。
1998-12-07 astro-ph
Starcounts in the Hubble Deep Field: Constraining Galactic Structure Models
恒星源在哈勃深场中被识别，并提供准确的颜色和星等。一个银河系恒星计数模型的预测进行了比较，在这个领域的微弱的恒星计数。该模型在21.0 < V < 26.4的星等范围内很好地再现了观测结果，而在26.4 < V < 30.0的范围内，它将计数高估了四倍。晕状天体的光度函数必须比盘状恒星的太阳邻域光度函数外推预测的小2倍（置信度为95%）。这一结果，以前在哈勃太空望远镜拍摄的球状星团的深空图像中看到过，因此在晕场的总体中得到了证实。还研究了一组淡蓝色物体的可能性质，得出的结论是它们很可能是非恒星。排除了它们是类星体的可能性。如果我们坚持它们的恒星性质，它们将是晕状白矮星，要么具有非常陡峭的晕状白矮星光度函数（Mv >+11.0），要么恒星密度是太阳附近圆盘状白矮星的0.4倍。
1996-11-06 astro-ph
Addendum: "Hubble Space Telescope Evidence for an Intermediate-Mass Black Hole in the Globular Cluster M15: II. Kinematical Analysis and Dynamical Modeling"
据报道，Dull等人（1997，D97）在Fokker-Planck模型中显示M15径向M/L分布的图中存在错误。我们讨论如何修改我们的运动学数据的解释。这意味着在M15中心附近存在着一个黑暗而致密的质量成分，可能是一个单一的黑洞（BH），也可能是由于质量分离而下沉到星团中心的黑暗残余物的集合。我们以前表明，后者的解释是在冲突与D97 M/L配置文件，支持BH的解释。我们在这里用校正的D97曲线重复我们的分析。现在发现没有BH的模型在统计学上是可以接受的（在1-sigma内），尽管包含BH仍然提供了稍微更好的拟合。这并不一定意味着暗遗迹现在是对数据的首选解释。D97模型，以及Baumgardt等人（2002）的N体模型，都假设所有的中子星在星团演化过程中都被保留下来。这与基于脉冲星反冲速度的中子星留存率（通常低于10%）的预测相冲突。因此，单一BH的存在仍然是对数据的可行解释。修正后的D_（97）M/L分布与BH质量的最佳拟合值为M_BH = 1.7^{+2.7}_{-1.7} × 10^3太阳质量，M/L为常数时为M_BH = 3.2^{+2.2}_{-2.2} × 10^3太阳质量。一个同时包括中子星逃逸和质量分离的模型可能会产生一个介于这两个数字之间的值。这与星系速度色散和BH质量之间的相关性一致。然而，根据目前可用的模型和数据，既不能唯一地暗示也不能排除M15有一个中等质量…
2002-10-15 astro-ph
Detection Rate Estimates of Gravity-waves Emitted During Parabolic Encounters of Stellar Black Holes in Globular Clusters
随着引力波探测设备的快速发展，对可能探测到的引力波事件发生率的估计变得非常重要。我们认为GW爆发的另一种可能性，在抛物面遇到（PE）的恒星质量紧凑的对象。我们估计了特定探测器的成功探测率：最初的激光干涉引力波天文台（InLIGO），法国-意大利引力波天线VIRGO，不久的将来的高级LIGO（AdLIGO），天基激光干涉空间天线（LISA）和下一代LISA（NGLISA）。简单的GC模型被构造来解释致密物体的质量函数、质量分离、数密度分布和速度分布。我们计算遇到经典和帐户广义相对论修正外推的结果为无限的质量比。我们还包括宇宙学红移的波形和事件率。我们发现，典型的PE质量m_1=m_2=40 Msun是可检测的匹配滤波超过信噪比为5的距离d_L~ 200 Mpc的InLIGO和VIRGO，z=1的AdLIGO，0.4Mpc的LISA和1Gpc的NGLISA。对于合理保守的假设，我们估计InLIGO、VIRGO、AdLIGO、LISA和NGLISA每年的单个数据流总检测率分别为5.5 x 10^{-5}、7.2 x 10 ^{-5}、0.063 x 10^{-6}和1.0 x 10^{-6}。这些估计是受GC参数的不确定性，最重要的是在集群核心的黑洞（BH）的总数和质量分布。在合理乐观的情况下，我们每年可以检测到>~1个AdLIGO。在PE期间定期检测GWs将为约束致密星团的恒星BH质量…
2006-05-08 astro-ph
