Finite Mass Isothermal Spheres and the Structure of Globular Clusters
利用最近导出的扩展麦克斯韦玻尔兹曼分布的低占领数（西蒙斯1994年），这项调查讨论了恒星动力学等温球的结构。由此产生的模型，这类似国王模型，构成了一个新的序列的物理动机良好的球形平衡配置的有限质量，并给出了很好的拟合前核心崩溃的球状星团的数据。
1996-01-23 astro-ph
Binary Globular Clusters
研究了一个由球状星团组成的密近双星系统的动力学。结果表明，恒星从一个组成部分转移到另一个组成部分的过程应导致第一个集团的维数减少，同时增加的第二个集团的维数。估算了由于组分间的相互潮汐作用而引起的星系团大小的变化率，以及双星系统的轨道自转对星系团大小演化的影响。这一结果可能归因于在某些星系中观测到的双核。
2000-07-17 astro-ph
Formation of Binary Pulsars in Globular Clusters
在23个球状星团中已经发现了近70个射电双星，仅在47个Tuc中就观察到了创纪录的22个射电双星。精确的时间解决方案，包括在集群中的位置，是已知的许多卫星。这些最近的观测结果提供了一个独特的机会，重新从理论上研究球状星团中循环星的形成和演化。本文简要介绍了中子星与原始双星之间的动力学交换作用，通过这种交换作用，中子星可以获得中等质量的双星伴星。这些中等质量双星的后期演化自然导致了在星团中观测到的两种主要类型的毫秒双星。
2002-12-09 astro-ph
The Evolution of Binary Fractions in Globular Clusters
我们研究了球状星团中双星的演化，使用一种新的Monte Carlo方法结合人口合成代码（StarTrack），和一个简单的治疗的动力学相互作用的密集的集群核心使用一个新的工具计算3-体和4-体相互作用（Fewbody）。我们发现，结合恒星演化和动力学相互作用（双星单和双星双星）导致快速耗尽的双星人口在集群的核心。在一个典型的稠密星系团如47 Tuc的核心，假设初始双星比例为100%，今天最大的双星比例只有5- 10%。我们表明，这是在很好的协议与最近的HST观测的近距离双星的核心47图克，提供了一个现实的分布的二进制周期来解释的结果。我们的研究结果也有重要的后果的动力学建模的球状星团，这表明“现实的模型”应纳入更大的初始二进制分数比通常在过去做的。
2005-01-07 astro-ph
Binary formation within globular clusters : X-ray clues
本文研究了原始双星数目对球状星团内探测到的双星总数与碰撞率之间关系的影响。我们模拟了球状星团中的双星种群：原始双星和通过引力相互作用形成的双星。我们发现，原始双星的初始数量的影响，检测到的源的数量和碰撞率之间的关系，我们发现是一个幂律。我们还表明，观察一个不完整的样本提供了与一个完整的样本获得相同的结果。我们利用XMM-牛顿和钱德拉的观测结果来约束X射线光度大于10^{31} erg/s的源的形成机制，并表明球状星团中的一些激变变星应该是原始天体。我们指出了一个可能隐藏在高质量球状星团中子星人口与低碰撞率。
2004-12-03 astro-ph
XMM-Newton results on the ultracompact Low Mass X-ray Binary 4U~1850-087 in the Globular Cluster NGC6712
我们报告的初步结果，从我们的XMM牛顿观测的低质量X射线双星4U 1850-087，位于银河系球状星团NGC 6712。它是一个超紧凑的双星系统，轨道周期为20.6分钟。在以前的低分辨率X射线观测中，4U 1850-087显示了0.7千电子伏左右的软过剩残留，可能表明存在高Ne/O比。本文讨论了4U 1850 -087的高分辨X射线谱的初步分析和计时结果。
2004-04-02 astro-ph
A Correlation between Blue Straggler and Binary Fractions in the core of Galactic Globular Clusters
上下文蓝离散星（BSS）被认为是球状星团中两个主要的形成通道：i）恒星碰撞引起的合并和ii）双星系统中伴星之间的合并或质量转移。因此，对BSS性质的详细研究对于理解双星演化机制以及致密恒星系统中动力学与恒星演化之间的复杂相互作用至关重要。目标。我们提出了第一个比较BSS的特定频率和二进制分数的核心样本的银河系球状星团，调查的相对效率的两个建议的形成机制的目的。方法.利用ACS@HST观测资料，计算了13个低密度银河系球状星团核心的BSS频率，并研究了BSS频率与双星分数和其他星团参数的相关性。结果我们观察到BSS特定频率和二进制分数之间的相关性。的相关性的意义增加，包括进一步依赖于集群的中心速度分散。结论.我们的结论是原始双星的未受干扰的演变可能是主要的BSS形成过程，至少在低密度环境。
2008-01-29 astro-ph
A Binary Millisecond Pulsar in Globular Cluster NGC6544
本文报道了在球状星团NGC 6544中用傅立叶域"加速度“搜索探测到一颗新的3.06 ms脉冲双星。它的伴星质量约为0.01太阳质量，轨道周期仅为P_b~1.7小时，与许多被伴星风遮蔽的双星具有非常相似的轨道特性。它的轨道周期是已知双星中第二短的，仅次于47 Tuc R。在1332 MHz下测得的通量密度为1.3 +/- 0.4 mJy，表明脉冲星几乎肯定是NGC 6544核心附近已知的陡谱点源。
2000-10-12 astro-ph
The globular cluster mass/low mass X-ray binary correlation:implications for kick velocity distributions from supernovae
对六个邻近星系的光学和X射线研究表明，球状星团成为X射线源的概率与其质量成线性比例。我们表明，这一结果是一致的孤立的射电双星的速度踢分布的一些最近的估计-这些是两个麦克斯韦的总和，与较慢的分布在约100公里/秒-只要一个大部分的保留的双星系统与其他大质量的恒星。我们确认，在一个大样本的星系，金属丰度显然是一个因素，在确定一个球状星团是否将包含一个X射线二进制，我们估计的颜色和金属丰度之间的转换为大量的光学滤波器组合。我们还表明，核心的相互作用率是大致线性成正比的恒星质量的球状星团的银河系时，一个箱的集群质量。
2006-08-01 astro-ph
Binary Disruption by Massive Black Holes in Globular Clusters
一个位于球状星团中心的大质量（~10^2-10^4 Msun）黑洞将潮汐地扰乱足够近距离经过的双星。这样的相遇会导致一个双星被黑洞捕获，另一颗恒星被抛出。一个10^3 Msun的黑洞每隔1 ~ 1000万年就会破坏一个双星系统;被捕获的恒星以几天到几十年的初始周期运行。虽然在1 Gyr内捕获的恒星数量超过100颗，但周期小于10年的恒星数量在任何时候都可能少于10颗，这是由恒星间的相互作用和黑洞的潮汐扰动所决定的。为了证实这里给出的分析结果，并权衡可能的观测结果，应该用详细的数值模拟来严格审查双星破裂和恒星捕获。
2005-03-21 astro-ph
Discovery of short-period binary millisecond pulsars in four globular clusters
我们报告的发现使用帕克斯射电望远镜的二进制毫秒双星在四个集群，没有相关的双星是以前已知的。这四颗双星的脉冲周期在3到6毫秒之间，都在圆形轨道上，有低质量的伴星，轨道周期为几天或更短，其中一颗伴星的轨道周期为1.7小时。另一颗虽然在相对较宽的轨道上，但在双星周期的40%时间里被来自其伴星的风所遮蔽。这些发现是由于使用了改进的技术，并证明在球状星团中仍有许多毫秒双星有待发现。
2000-10-13 astro-ph
HST - WFPC2 photometry of the globular cluster ngc 288: binary systems, blue stragglers and very blue stars
本文报道了对球状星团NGC 288的WFPC 2新观测结果，并将注意力集中在特殊恒星上。在色星等图（CMD）中可以清楚地观察到一个非常明显的二进制序列，平行于普通的主序星（MS），并且测量到蓝离散星的相对比例很大。该数据集提供了在低密度环境中研究大量二进制（和二进制进化副产品）的进化的机会，在这种环境中，这种系统的进化不受碰撞和相遇的支配。三个（非常）极端水平分支恒星被发现，都位于星团核心之外。
1999-10-28 astro-ph
Discovery of a quiescent neutron star binary in the globular cluster M13
我们用XMM-Newton在球状星团M13的核心发现了一个X射线源，其X射线光谱特征表明它是一个静止的中子星X射线双星。该光谱可以很好地拟合纯氢大气模型，T=76 +/- 3 eV，R=12.8 +/- 0.4 km，X射线光度为7.3 +/- 0.6 x 10^{32} erg/s。根据这一结果，我们发现了恒星相遇率和在XMM-牛顿或钱德拉观测到的10个球状星团中发现的静止中子星的数量之间有很强的相关性。这一结果有力地支持了这样一种观点，即这些系统主要是由球状星团核心的恒星相遇产生的。
2003-03-25 astro-ph
Dynamics and Interactions of Binaries and Neutron Stars in Globular Clusters
我们模拟测试双星的动力学在各向同性，多质量模型的星系球状星团。模拟了双星轨道通过星系团势的演化，包括二阶扩散项，并计算了与场星近距离相遇的概率。本文用蒙特卡罗模拟了双星-单星碰撞对星团中双星的布居和分布的影响，并估算了不同结构参数的球状星团中不同恒星星族的碰撞率。假设一个Salpeter IMF，对于低浓度的集群，核心的遭遇率主要是由关闭质量的主序星和中等质量的白矮星。对于高浓度、高密度的星系团，遇到概率越来越多地由中子星和重白矮星主导。因此，我们预测一个较小的比率，蓝离散和激变变量的高浓度集群的恒星。毫秒脉冲星的总数，以及单双星脉冲星的比例，与观测到的人口大致一致，这表明双星-单星相遇对球状星团的脉冲星形成率有很大的贡献，对于整个范围的球状星团类型。不同球状星团中毫秒级中子星的数量和比例最好用与星系相当的总双星比例和球状星团中适度数量的原始中子星来解释。
1994-12-20 astro-ph
[OIII] 5007 Emission from the Black-Hole X-ray Binary in a NGC 4472 Globular Cluster
我们提出的[OIII] 5007发射的发现与黑洞的X射线双星最近在一个球状星团在室女座椭圆星系NGC 4472。这个天体是第一个在球状星团中被确认的黑洞X射线双星。[OIII] 5007从黑洞的主机球状星团发射的识别是基于两个独立的光纤光谱获得的VLT与火焰，其覆盖波长范围为5000-5800埃，光谱分辨率约为6000。在这些光谱中，我们发现在5031.2埃处的发射线具有零点几埃的不确定性。这与先前通过分析球状星团的吸收线确定的球状星团在1475 +/- 7 km/s径向速度下的[OIII] 5007发射是一致的。在小的不确定性范围内的这种一致性强烈支持将该线解释为来自容纳球状星团的黑洞的[OIII] 5007发射。我们还发现，发射线最有可能有几百公里/秒的速度宽度。这样的速度宽度排除了行星状星云对[OIII] 5007发射的解释，并暗示黑洞是驱动星云发射的动力源。
2007-09-19 astro-ph
Dynamical Formation of Close Binary Systems in Globular Clusters
我们从观测中知道，球状星团是形成不寻常的短周期双星系统或其后代的非常有效的催化剂，例如低质量X射线双星（LMXB;从低质量恒星伴星吸积物质的中子星），激变变星（CV;从恒星伴星吸积物质的白矮星）和毫秒双星（MSP;旋转周期为几毫秒的旋转中子星）。虽然没有直接的证据，但许多作者将这些天体在球状星团中的过剩归因于核心的高密度，这导致了通过近距离恒星相遇增加了外来双星系统的形成率。许多这样的近距离双星系统在低光度（L_x < 10^{34} erg/s）下发射X射线，并且通过钱德拉X射线天文台的观测大量发现。在这里，我们提出了确凿的观测证据之间的联系，在一个球状星团的X射线和恒星遇到率的集群。我们还估计了银河系中球状星团中LMXB的总数。
2003-04-30 astro-ph
The fingerprint of binary intermediate mass black holes in globular clusters: supra-thermal stars and angular momentum alignment
本文研究了中等质量双黑洞对球状星团恒星速度和角动量的影响。通过模拟一颗恒星和一个双星IMBH的三体碰撞，我们发现双星IMBH产生了一个由几百颗恒星组成的家族（约100-300颗），这些恒星仍然束缚在球状星团（GC）中，并且它们的速度明显高于弥散速度。因此，我们称它们为“超热”星。我们还注意到，在相互作用之后，相当一部分（55-70%）的恒星倾向于将它们的轨道角动量与双星IMBH的角动量对齐，从而在星团恒星的角动量分布中引入各向异性。我们模拟了这些超热恒星在热化前的动力学演化，发现这些恒星倾向于在离GC中心几个核心半径的距离处成团。我们的结论是，这种签名的可探测性与目前的望远镜出现问题。
2005-09-28 astro-ph
HST Observations of the Central-Cusp Globular Cluster NGC 6752. The Effect of Binary Stars on the Luminosity Function in the Core
我们考虑双星对球状星团核心观测到的主序星光度函数的影响，具体参考NGC 6752。我们发现，质量偏析的结果在增加的二元分数在微弱的幅度沿主序列。如果在分析光度函数时不考虑这种影响，就会对单个恒星的分布和星团的动力学状态得出错误的结论。在NGC 6752的核心，我们的HST数据揭示了一个平坦的光度函数，与以前的结果一致。然而，当我们在微弱的星等上校正增加的双星分数时，LF开始立即下降到关闭点以下。这种效应似乎仅限于团簇的内核半径。
1999-01-25 astro-ph
The binary fraction in the globular cluster NGC 6397
利用哈勃空间望远镜（HST）对球状星团NGC 6397的观测，我们对该星团的双星分数进行了约束。观测由两个场组成：主要科学场，一个ACS指向中心约5'从集群中心;和平行场，一个WFPC 2场集中在集群中心。利用这些观测的精密测光精度，我们通过检查位于主序星之外的恒星来确定星团这些区域的双星比例。二进制分数在ACS字段中被限制为0.012 +/- 0.004，在WFPC字段中被限制为0.051 +/- 0.010。Hurley等人（2007）的N体模拟表明，在星系团的生命周期中，双星的比例在半质量半径之外几乎保持不变。在这些模拟的背景下，我们的结果表明NGC 6397的原始双星比例仅为~ 1%。
2008-03-04 astro-ph
Short gamma-ray bursts from binary neutron star mergers in globular clusters
短伽马射线暴（GRB）在椭圆星系中的首次定位表明，它们是由古老的恒星星族中的双中子星（DNS）双星合并产生的。在球状星团中，星团核心中非常古老的恒星的极端密度有效地产生和交换紧凑的双星，这是产生合并NS的自然环境。它们还允许一些短的伽玛暴从它们的宿主星系偏移，而不是由大质量双星形成的DNS系统，这些双星似乎留在星系盘中。从一个简单的缩放从第一个DNS观察到的一个星系球状，这将产生一个短的伽玛暴在~ 300 My，我们提出的数值模拟表明，~10-30%的短伽玛暴可能产生的球状星团与更多的DNS合并和短伽玛暴预测的星系盘。对速率的计算表明，盘状短伽玛暴的光束更多，这可能是由于DNS自旋轨道对准（球状星团中DNS系统的随机性）增加了合并角动量，以及次级NS上更大的磁场。
2005-12-30 astro-ph
Binary evolution and neutron stars in globular clusters
对球状星团观测的改进发现了大量的射电望远镜和X射线源。后者包括由中子星或白矮星从伴星吸积物质而成的双星、再循环双星和磁活性双星。这些来源大多来自于星团核心恒星之间的近距离相遇;磁活跃双星和一些激变变星是从原始双星演化而来的。通过近距离相遇的形成率与星团的中心密度和核心半径的比例不同，而不是单个双星被相遇扰动的概率。这在近距离接触假说的一些初步观察测试中得到了利用。在球状星团和其他星系中已经发现了吸积黑洞;在银河系星团中没有这样的黑洞与预期的小数量是一致的。
2002-10-02 astro-ph
THE ORBITAL ECCENTRICITIES OF BINARY MILLISECOND PULSARS IN GLOBULAR CLUSTERS
低质量毫秒双星（LMBP）的轨道偏心率非常小，通常为$e_i\sim10^{-6}$-$10^{-3}$。然而，在球状星团中，更高的偏心率$e_f\gg e_i$可以通过与经过的恒星的动力学相互作用来诱导。在这里，我们表明，这个过程的横截面比以前估计的要大得多。这是因为，即使对于最初的圆形双星，与近心分离$r_{\rm p}$超过几倍的二进制半长轴$a$遇到的诱导偏心率$e_f$下降仅作为一个幂律，$e_f\propto(r_{\rm p}/a)^ {-5/2}$，和{ \it不\/}作为一个指数。我们发现，{ \it所有\/}目前已知的\lmbps集群可能受到相互作用，其目前的偏心率通常是一个数量级或更大的比出生时。
1995-02-28 astro-ph
Probing the presence of a single or binary black hole in the globular cluster NGC 6752 with pulsar dynamics
与球状星团中已知的所有其他彗星相比，NGC 6752中的五颗毫秒彗星显示出的位置或加速度非常不寻常。特别是PSR-A，一个双脉冲星，生活在集群晕，而PSR-B和PSR-E，位于核心，显示出显着高的负自旋导数。这表明，一些不寻常的动力学过程是在发挥作用的集群核心，我们归因于一个大规模的扰动的存在。在这里，我们调查是否一个单一的中等质量的黑洞，躺在星系球状体中观察到的质量与西格玛关系的外推，或一个较小的质量由两个黑洞组成的二进制可以发挥所要求的作用。为此，我们模拟了PSR-A、它的伴星和黑洞的双星相遇。详细讨论了各种情况。在我们的近距离四体相遇中，一个黑洞-黑洞双星可能会在一个长期稳定的轨道上吸引一颗毫秒脉冲星。对捕获的卫星脉冲星进行计时测量，可以明确地揭示球状星团核心中黑洞的存在。
2003-08-31 astro-ph
BeppoSAX study of the X-ray binary XB 1832-330 located in the globular cluster NGC 6652
介绍了2001年3月17日至20日对位于球状星团NGC 6652中的X射线双星XB 1832-330进行的BeppoSAX观测结果。与大多数发光的球状星团X射线源不同，BeppoSAX（0.1-200 keV）光谱不能用盘黑体和康普顿模型拟合，除非包括部分覆盖。这证实了Mukai & Smale（2000）的ASCA检测部分覆盖。最佳拟合光谱参数与轨道周期<1小时的球状星团源相似，这意味着XB 1832-330也是一个超紧凑系统。最近Heinke等人（2001年）发现了XB 1832-330的一个合理的光学候选者，该候选者显示了可能的0.92、2.22或4.44小时周期的证据。我们没有发现任何2-10 keV的周期性调制在任何这些周期与2西格玛上限的任何正弦曲线的半振幅<1.5%的证据。
2001-10-22 astro-ph
The Binary Zoo: The Calculation of Production Rates of Binaries Through 2+1 Encounters in Globular Clusters
在研究双星和单星之间的相遇时，人们对三类事件感兴趣：恒星的交换，第三颗恒星对原始双星的强化，以及合并物体的产生。我们提出了一种方法来计算横截面为这三个结果的任意二进制和单星可能会发现在一个球状星团的核心。然后计算了不同恒星星族中一些双星的散射截面。我们认为，多次遇到和人口的最终命运的二进制文件送入不同的球状星团模型的核心。我们看到，只有相对较少数量的双星（包含10%的恒星）的存在将提高天体物理学上有趣的物体的产生率，至少是单星之间相遇的预期率的几倍。特别是，窒息中子星与低质量X射线双星（LMXB）的比例可能会大大增加，这可能部分解释了毫秒双星相对于LMXB的过剩。
1995-07-07 astro-ph
Binary Stars and Globular Cluster Dynamics
在这篇简短的论文集文章中，我总结了我在意大利卡普里举行的IAU 246会议上发表的评论讲话，对文献中众所周知的结果进行了掩饰，但特别注意新的，以前未发表的材料。这份新材料包括对两种独立方法的明显矛盾的结果进行仔细比较，这两种方法用于模拟致密恒星系统中双星种群的演化（Hurley等人2007年的直接N体方法和Ivanova等人2005年的近似Monte Carlo方法），这表明这两种方法实际上可能不会产生矛盾的结果，并建议未来的工作更直接地比较这两种方法。
2007-10-16 astro-ph
Monte Carlo Simulations of Globular Cluster Evolution. III. Primordial Binary Interactions
我们研究了球状星团的动力学演化，使用我们的二维Monte Carlo代码包括原始的二元相互作用的等质量的恒星。我们使用近似的解析截面的能量产生的二元二元和二元单相互作用。在最初的几个弛豫时间内，核心经过短暂的轻微收缩或膨胀后，所有的星系团都进入了一个更长的稳定的“二元燃烧”阶段，持续数十个弛豫时间。在这个阶段，我们的模型的结构参数相匹配，以及大多数观察到的球状星团。在这一阶段结束时，幸存下来的潮汐破坏集群经历深核心崩溃，其次是重力热振荡。我们的研究结果清楚地表明，即使是一小部分的二进制文件在集群中的存在是足以支持对崩溃的核心显着超过正常的核心崩溃时间预测没有二进制文件的存在。对于潮汐截断系统，崩溃很容易延迟到足以使集群将经历完整的潮汐瓦解之前，核心崩溃。作为实现使用动力学三体和四体积分精确计算所有相互作用的最终目标的第一步，我们在代码中加入了对二元-单元相互作用的精确处理。我们表明，使用分析截面的结果是在良好的协议与使用精确的三体积分，即使是小的二元分数，二元单相互作用是最重要的精力。
2003-05-09 astro-ph
Pulsar timing and the detection of black hole binary systems in globular clusters
球状星团中可能存在中等质量双星黑洞，这为探测时空振荡提供了一个独特的几何条件。对于某些可能在GC内的脉冲星IMBBH配置，通常的远场平面波近似的IMBBH度量扰动严重低估了诱导脉冲星脉冲到达时间（TOA）波动的幅度。在这封信中，预期TOA的波动所引起的IMBBH躺在靠近脉冲星和地球之间的视线的第一次计算。对于一个由10兆太阳能和10^3兆太阳能组成的IMBBH，10年的轨道周期，距离地球-脉冲星视线0.1光年，感应脉冲星定时剩余振幅将在5到500纳秒的量级。
2005-05-29 astro-ph
X-rays from the Globular Cluster G1: Intermediate Mass Black Hole or Low Mass X-ray Binary?
M31中的球状星团G1（Mayall II）是本星系群中质量最大的星团（~10^7 M_sun），它的中心速度色散最大（~28 km/s）。有人声称它拥有一个中心约20，000 M_太阳的黑洞，但这些说法一直存在争议。本文报道用XMM-牛顿法探测G1的X射线发射，其能级为Lx ~ 2 × 10 ^{36} erg/s。这种辐射可能是电离的星系团气体被中心黑洞吸积的结果，也可能是由传统的低质量X射线双星产生的。X射线发射的精确定位可以区分这些可能性，这在目前的XMM数据中是不可能的。虽然这种衡量可能很困难，但它具有足够的潜在重要性。
2006-05-02 astro-ph
Formation of Short-Period Binary Pulsars in Globular Clusters
我们提出了一个新的动力学方案，在球状星团的短周期双毫秒双星的形成。我们的工作的动机是最近的观察20个无线电望远镜在47图克。在像47 Tuc这样的致密星团中，大多数中子星通过与原始双星的交换相互作用获得双星伴星。得到的系统的半长轴在0.1- 1AU范围内，伴星质量为1-3 Msun的中子星.对于许多这样的系统，我们发现，当伴星脱离主序星并充满洛希瓣时，随后的质量传递是动态不稳定的。这导致了一个共同的包络相和短周期中子星-白矮星双星的形成。对于这些双星中的相当一部分，由于引力辐射导致的轨道衰减之后将是一段由引力辐射和伴星潮汐加热共同驱动的稳定质量转移时期。由此产生的短周期双星的属性匹配以及在47 Tuc观测到的双星双星。
2000-01-28 astro-ph
The Low-Mass X-ray Binary X1822-330 in the Globular Cluster NGC 6652: A Serendipitous ASCA Observation
NGC 6652中的低质量X射线双星（LMXB）X 1822 -330是在球状星团中发现的12个明亮或短暂的X射线源之一。我们报告一个偶然的ASCA观察这个球状星团LMXB，在此期间，I型爆发被检测到和持久的，非爆发的源发射是在其最明亮的水平记录至今。没有探测到轨道的变化，这与X1822-330系统的高倾角有争议。持续发射的光谱可以用幂律加上部分覆盖吸收体来拟合，尽管不排除其他模型。我们通过爆发的时间分辨光谱分析首次显示了在衰变期间从kT=2.4+/-0.6 keV到kT=1.0+/0.1 keV的光谱冷却的明确证据。对于一颗1.4 Msun的中子星，在爆发期间测得的峰值通量约为爱丁顿光度的10%。这些都是I型爆发的特征，在相对较低的静态亮度的X1822-330的背景下。
1999-11-20 astro-ph
A search for spectroscopic binaries in the galactic globular cluster M4. Based on 5973 individual spectra collected at VLT
我们提出了一个大的多历元高分辨率光谱调查的搜索双星候选人在银河系球状星团（GGC）M4。我们工作的目的是识别的二进制候选人，并确定的二进制分数和二进制径向分布。我们提出了一个大的多历元高分辨率光谱调查的搜索双星候选人在银河系球状星团（GGC）M4。我们工作的目的是识别的二进制候选人，并确定的二进制分数和二进制径向分布。观测到的星团成员的平均径向速度为70.29 +/-0.07（+/-0.3）（+/-0.1）km/s。通过多历元观测寻找恒星间径向速度的变化产生了57颗候选双星。我们的径向速度测量精度使我们能够在3 σ水平上识别出径向速度变化大于~0.3km/s的目标星，V<15，大于~0.5km/s的目标星。我们在核心半径内的97个观测目标中确定了4个双星候选者，在核心半径外的2372个观测恒星中确定了53个候选者。考虑到影响我们调查的不完整性，总二进制分数的下限为f=3.0+/-0.3%。团簇核心中二元分数的下限为f=5.1+/-2.3%，而在核心之外则降至f=3.0+/-0.4%。类似地，我们发现对于半质量半径内和外的二元分数，f=4.5+/-0.4%和f=1.8+/-0.6%。
2008-10-10 astro-ph
Gravitational Radiation from Black Hole Binaries in Globular Clusters
在球状星团中可能存在大量的恒星质量黑洞双星。球状星团演化的动力学特征表明，最多可能有一个黑洞双星是一个球状星团。预计双星的轨道周期将大于几个小时，并具有离心率的热分布。在LISA波段，来自这些双星的引力波信号将由轨道频率的几个高次谐波组成。银河球状星团系统的蒙特卡罗模拟表明，LISA将在10%的星团中探测到双星，其角分辨率足以识别双星的主星团。
2001-10-01 astro-ph
Cluster AgeS Experiment: The Age and Distance of the Globular Cluster omega Centauri Determined from Observations of the Eclipsing Binary OGLEGC17
我们使用的质量，半径和光度的分离食双星OGLEGC 17来自光度和光谱观测计算的年龄和距离的球状星团欧米茄Cen。Girardi等人（2000年）的年龄与关闭质量和年龄与光度的关系产生了两个独立的年龄估计值，9.1<t<16.7 Gyr和12.9<t<18.5 Gyr。用红外线与表面亮度的关系导出的距离和距离模数为d =5385 ± 300 pc和（m-M）_V=14.06 ± 0.11。根据我们的红外表面亮度与颜色关系和Sekiguchi & Fukugita（2000）的Teff与B-V颜色关系得出的距离不一致约10%。通过更好地测量OGLEGC 17组分的质量，可以大大提高估计年龄和距离的准确性。
2000-12-23 astro-ph
Gravitational Radiation From Globular Clusters
天基引力波探测器将有能力观测来自双星系统的连续低频引力辐射。它们可以确定连续源的方向，其角分辨率接近数十弧分。这个分辨率应该足以将双星源识别为附近球状星团的成员。因此，引力辐射可以用来确定球状星团中硬双星的数量。对于特别硬的双星，轨道周期可能会因引力波发射而改变。如果这些双星中的一个可以被识别为球状星团，那么到那个星团的距离就可以确定了。因此，引力辐射可以提供与红化无关的球状星团距离测量。
1998-10-29 astro-ph
Low-energy absorption towards the ultra-compact binary 4U1850-087 located in the globular cluster NGC6712
本文报道了对银河系球状星团NGC 6712中超致密低质量X射线双星4U 1850 - 087的两次XMM-牛顿观测结果。一个广泛的发射功能在0.7千电子伏的早期ASCA观测中检测到的，并解释为一个不寻常的Ne/O丰度比的结果，在当地的吸收材料的来源。我们没有发现这一特征的证据，并得出Ne/O比在0.14 - 0.21的范围内，与星际介质一致。在第二次观测中，当光源的亮度增加10%时，有一些证据表明Ne/O比略高，并有额外的吸收。另一颗超致密双星4U 1543 - 624也发现了Ne/O丰度比的变化。我们建议，这些变化的结果从X射线引起的风，这是从O和Ne丰富的简并施主蒸发。随着源X射线强度的增加，蒸发量也增加，从而柱密度和Ne和O的丰度比也增加。
2005-07-11 astro-ph
PSR J1740-5340: accretion inhibited by radio-ejection in a binary millisecond pulsar in the Globular Cluster NGC 6397
我们提出了一个演化方案的自旋和演化的二进制毫秒双星，根据该方案的同伴的脉冲星PSR J 1740-5340，最近发现的一个双星的轨道周期为32.5小时的球状星团NGC 6397，目前是在一个阶段的“无线电喷射”的质量损失从系统。目前，由于脉冲星伴星的核演化和磁制动引起的系统角动量损失所导致的洛希瓣溢出仍在继续，但吸积被脉冲星辐射在内拉格朗日点处对物质施加的动量所抑制。这种物质在系统周围的存在与系统中看到的长期持续的不规则射电日食是一致的。质量损失部件的罗氏波瓣变形也是与光学光变曲线兼容所必需的。我们最近提出了“射电喷射”相，以解决亚毫秒射电望远镜缺乏的问题（Burderi等，2001，ApJ，560，L71）。
2002-09-19 astro-ph
Truncation of the Binary Distribution Function in Globular Cluster Formation
我们调查人口的原始双星在星团演化的初始阶段。在我们的计算中，我们假设等质量恒星在潮汐截断的气体云中迅速形成，$\sim10$ \%的恒星是双星，并且由此产生的星团经历了一个剧烈弛豫的时期。我们研究了双星与单星的碰撞相互作用，特别是双星的电离和双星与单星之间的能量交换。我们发现，对于大的$N$系统（$N > 10^3$），即使是最激烈的开始留下的二元分布函数基本上完好无损。因此，最初束缚在云的原恒星对中的结合能在弛豫过程中被保留下来，并且双星可以在以后的维里化集群中相互作用。
1995-10-25 astro-ph
Is a binary fraction-age relation responsible for the lack of EHB binaries in globular clusters?
最近发现的银河系球状星团中的极水平支（EHB）星缺乏近距离双星，迄今为止已经构成了一个主要的难题，鉴于蓝亚矮星-星团EHB星的场对应物-是众所周知的呈现高双星比例。在这封信中，我们提供了新的结果，确认缺乏密切的EHB双星在球状星团，并提出了第一个方案来解释场和集群EHB星之间的差异。首先，为了证实球状星团中缺乏EHB双星是一个统计上可靠的结果，我们对NGC 6752中的145颗水平分支星进行了新的分析，其中41颗属于EHB。为了寻找径向速度随时间的变化，我们重复了所有恒星的高分辨率（R=18500）光谱，在一个晚上的观测中进行了四次。我们检测到一个单一的，热（25000 K），径向速度变星作为一个近双星候选人。根据这些结果，我们估计NGC 6752 EHB恒星中近距离（周期P < 5天）双星分数f的上限为16%（95%置信水平），最可能的值为f= 4%。因此，我们的研究结果清楚地证实了缺乏密切的双星之间的热HB恒星在这个集群。我们认为，确认的差异之间的字段和集群EHB星的二进制分数是一个F-年龄关系的后果，与密切的二进制更可能在年轻的系统的情况下。我们分析了文献中的理论和观测结果，这些结果支持这种情况。如果是这样的话，在田间和集群中的EHB祖细胞之间的年龄差异，前者年轻（平均）高达几个Gyr，自然会解释两个种群之间二元分数的惊人差异。
2008-01-30 astro-ph
A possible solution for the lack of EHB binaries in globular clusters
银河系球状星团中的极水平支（EHB）星的双星比例比它们的对应物--场热亚矮星的双星比例低一个数量级。这使人们对它们的形成渠道产生了严重的怀疑。在这封{ \em Letter}中，我用Han等人（2002，2003）关于EHB星形成的双星模型解释了场EHB星和星团EHB星之间的区别。利用Han et al.（2002，2003）的二元星族合成程序，跟踪了由单星爆发产生的简单恒星星族的演化（注意Han et al.2002，2003在过去15 Gyr内采用恒定的恒星形成速率来产生场EHB星），得到了不同恒星星族年龄的EHB星。我发现EHB星的双星比例随着恒星星族年龄的增加而减少。在标准模拟集中，当恒星星族为10 Gyr时，轨道周期为$P<5 {\rm d}$的EHB双星的比例为$\sim 2.5%$。Han et al.（2002，2003）的双星模型能够解释球状星团中EHB双星的缺乏。我还建议，在GCs密切EHB双星的物理参数的精确测定可以导致最严格的约束，共同的包络弹射效率。
2008-05-02 astro-ph
W UMa-type Binary Stars in Globular Clusters
本文分析了14个球状星团中86个具有（B-V）或（V-I）色指数数据的接触双星样品。至少有三分之一的星系是在星系团的长视线上的大量前景银河系盘投影。由于星系团成员的选择是基于MV（logP，颜色）校准，金属性校正的问题需要特别注意，结果是，这种校正显然是不需要在目前的精度水平。色-星等和周期-色关系的分析表明，相对于银盘接触系统，球状星团的成员是欠亮的，这主要是因为它们的尺寸较小，因此轨道周期较短;减少的覆盖层的色指数效应不太重要，特别是对于（V-I）。蓝掉队者系统的变化幅度显示出与关闭点（TOP）以下系统的变化幅度显著不同的分布：BS系统仅显示出小幅度，而TOP以下系统的分布仅包含大幅度系统。这种差异与观测的选择效应有关，因此确定TOP以下的接触系统出现频率的努力被认为是过早的; BS星之间的频率可能是每一个接触BS双星大约45+-10 BS星。
2000-01-10 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
The Blue Straggler and Main-sequence Binary Population of the Low-Mass Globular Cluster Palomar 13
我们提出了高精度的VI测光的恒星从中间的巨大的分支，约5个星等以下的主序关闭的球状星团Palomar 13的基础上获得的图像与凯克II 10米望远镜。我们将星团中大约18个核心半径的蓝离散星的完整样本制成表格。蓝离散星比巨星样本更集中，而巨星样本又比主序星样本更集中。在所有已知的球状星团中，帕洛玛13拥有最高的蓝离散星比频率，但是在星团外围的蓝离散星比频率并没有像在更密集的星团中那样增加。我们还发现了一组微弱的蓝色离散星（比转弯处更蓝，但具有相同的星等），其数量超过了较亮的离散星2倍以上。该星团的色星等图显示，在主序带的红色部分有大量的恒星，这表明该星团的双星比例至少为30% +/-4%，这似乎与低质量星团E3相似，但明显高于质量更大的星团E15和NGC 288。
2004-09-10 astro-ph
The Low Mass X-ray Binary-Globular Cluster Connection II: NGC 4472 X-ray Source Properties and Source Catalogs
我们提出了一个钱德拉/HST研究的NGC 4472的点源的结果。我们确定了144个X射线源，72个与HST匹配。光学数据显示了1102个源，其中829个具有球状星团的颜色。发现了30个匹配的双星--可能是球状星团中的低质量X射线双星，而42个没有与V~25和I~24光学对应的双星--可能主要是场星群中的LMXB。因此，大约40%的X射线源位于球状星团中，约4%的球状星团包含X射线源。蓝色GC源可以具有比红色GC源更硬的X射线光谱。场源和GC源的X射线特性没有显著差异。这项研究，以及我们以前在本系列论文I中关于LMXB、球状星团LMXB和球状星团本身空间轮廓相似性的结果表明，在观测到的低质量X射线双星中，很大一部分可能是在一个球状星团中产生的，然后通过恒星相互作用被弹射到场中;然而，通过将NGC 4472的结果与其他几个星系的结果进行比较，我们发现了球状星团的比频与LMXB在球状星团中所占比例之间存在相关性的初步证据，如果某些场源是在原地产生的，那么这种相关性就很容易解释。我们发现，孤立的吸积非常大质量的黑洞是不太可能被观察到与当前的X射线仪器，这些来源，因此不会污染LMXB人口。我们讨论的可能性，几个赤道点源可能表明存在一个盘风负责在这个源的核中观察到的低辐射效率。（节略）
2002-12-11 astro-ph
Eclipsing Binary Pulsars
第一颗脉冲双星PSR B1957+20于1987年被发现。从那时起，又发现了13颗食的低质量双星，其中12颗在球状星团中。本文列出了已知的食双星及其性质，特别是47 Tuc中的食系统。我们发现有两组完全不同的食双星，被它们的伴星质量分开。质量较小的系统（M_c ~ 0.02 M_sun）是双星系统中可预测的恒星演化的产物。具有较大质量伴星（M_c ~ 0.2 M_sun）的系统是在球状星团中通过交换相遇形成的，因此是这些环境所特有的。这类系统可以用来了解中子星在活跃形成的球状星团中的再循环分数。我们认为这些双星系统中的大多数在无线电波段是无法探测到的。
2004-04-05 astro-ph
Mass Segregation in the Globular Cluster Palomar 5 and its Tidal Tails
我们提出的恒星主序星光度函数（LF）的中断，低质量，低浓度的球状星团帕洛玛5和它的定义明确的潮汐尾巴，这是从集群作为其与银河系的潮汐相互作用的结果。我们的深（B ~ 24.5）宽视场测光的结果明确地表明，优先暗淡的恒星被从集群中删除，使集群的主体LF表现出显着程度的平坦相比，其他球状星团。有明显的证据表明，质量偏析，这是反映在径向变化的LF。潮汐尾的低频明显地被微弱的低质量恒星增强。1955年展示了一个二进制的主序列，我们估计光度二进制的频率约为10%。此外，双星显示出质量分离的证据，更大质量的双星系统更强烈地集中在星团中心。
2004-08-11 astro-ph
Formation of Compact Binaries in Globular Clusters
我们在这里报告两个互补的人口合成的研究，直接关系到中子星双星的形成和演化的球状星团。首先，我们计算了球状星团中中子星的保留概率，定量地证实了双星系统中诞生的中子星的保留率比孤立星中诞生的中子星的保留率大得多的观点。然而，保留分数可能不足以解释目前的人口中子星双星。在第二项研究中，我们遵循了大量的原始双星和中子星的整个生命周期的一个球状星团的性质可能类似于47 Tuc。我们直接计算了整个星系团历史上双星系统、中子星和孤立场星之间的所有三体相互作用。某些类型的中子星双星的演化跟踪到当前的时代。的数量密切，回收，二进制无线电双星的无线电观测结果进行了评估和比较。
2001-01-30 astro-ph
Analysis of the Quiescent Low-Mass X-ray Binary Population in Galactic Globular Clusters
利用钱德拉或XMM X射线观测，利用它们的软热谱，在几个球状星团中发现了含有中子星的静止低质量X射线双星（qLMXB）。我们报告了这些集群中qLMXB群体的完整普查，在NGC 6440中确定了另外三个可能的qLMXB。我们对qLMXB总体进行了几次分析，并将其与较硬的主要是CV的低光度X射线源总体进行了比较，其亮度为10^31<L_X<10^32.5尔格/秒。我们的qLMXB样品的径向分布表明，平均系统质量为1.5^{+0.3}_{-0.2} Msun，与中子星和低质量伴星一致。光谱分析表明，没有球状星团qLMXB，在NGC 6440的瞬态以外，需要一个额外的硬幂律分量，经常在现场qLMXB观察。我们确定了球状星团qLMXB的经验光度下限为10^32尔格/秒。qLMXBs的热光度范围意味着（在布朗和合作者的深地壳加热模型中）低的时间平均质量传递速率，低于盘稳定性标准。NGC 6397和47 Tuc中单独CV群的X射线发光度函数显示出不同。qLMXB在球状星团中的分布与它们通过潮汐捕获或交换相遇的动力学形成是一致的，这使我们能够估计球状星团中的qLMXB比明亮的LMXB多7倍。较硬源（主要是CV）的分布对密度的依赖性比qLMXB的依赖性弱。最后，我们讨论了核心坍缩和球状星团破坏对X射线源布居的可能影响。
2003-05-22 astro-ph
XMM-Newton observations of the low-mass X-ray binary XB1832-330 in the galactic globular cluster NGC 6652
我们报告了2006年对位于银河系球状星团NGC 6652中的发光低质量X射线双星XB 1832 -330进行的两次XMM-牛顿观测，它可能是一颗超紧凑双星（轨道周期小于1小时）。这些观测的目的是研究NGC 6652的低能吸收，特别是寻找二进制的富Ne材料，这被认为是一个可能的光谱特征的氖丰富的简并同伴。XMM-牛顿在2006年9月和10月两次观测到这个源。高分辨率光谱与RGS被用来估计的比例的中性氖，氧柱密度，以寻找一个异常的Ne丰度在这个X射线的二进制。我们没有发现异常Ne/O比的证据，发现Ne/O=0.18+/-0.06和Ne/O=0.17+/-0.03（1 sigma不确定性），在两个观测中，分别。这些数值与星际介质中的数值一致。EPIC数据的时间分析表明，可能的周期在9170+/-235秒和18616 +/-531秒，这需要确认。这些观测的副产品包括源场的空间分析，这导致在EPIC视场内检测到46个微弱的源，这些源在第二XMM-牛顿偶然源目录中不存在。所有这些微弱的光源都可能是前景物体。我们进行了第一次高光谱分辨率的观测XB 1832 -33，一个可能的超紧凑的二进制，没有发现任何证据的异常Ne丰度。
2008-05-27 astro-ph
An ultracompact X-ray binary in the globular cluster M15 (NGC7078)
我们使用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机在远紫外波段对球状星团M15的核心进行了成像。基于这些观测结果，我们确定了最近发现的低质量X射线二进制M15 X-2的FUV对应物。我们的时间分辨FUV测光显示调制与0.062+/-0.004 mag半振幅，我们清楚地检测到一个周期为22.5806+/-0.0002 min。我们已经进行了广泛的蒙特卡罗模拟表明，该信号是一致的，在整个观测时间范围内超过3000个周期的相干。这有力地表明它代表了双星系统的轨道周期。M15 X-2是FUV明亮的（约17 mag），其特征在于极蓝的光谱能量分布（F_lambda ~ lambda^{-2.0}）。我们还发现了1500和1600之间的过剩通量的证据，可能在1600和2000之间，这可能是由于CIV 1550和HeII 1640发射线。我们还表明，M15 X-2的X射线光度可以由吸积提供动力，吸积速率与引力波驱动的质量转移在这一双星周期的速率相同。观测到的FUV辐射似乎是由中子星周围的辐射吸积盘主导的，并且如果系统的倾角约为100 °，则可以通过低质量白矮星施主的辐射来解释这种变化。34度我们的结论是，所有的观测特征M15 X-2是一致的，它是一个超紧凑的X射线双星，只有第三个确认这样的对象在一个球状星团。
2005-10-14 astro-ph
The Discovery of a Second Luminous Low Mass X-ray Binary in the Globular Cluster M15
我们报道了钱德拉X射线天文台对4U 2127 +119的观测结果，该X射线源与球状星团M15一致。钱德拉天文台的观测显示，4U 2127 +119实际上是两个明亮的光源，相距2.7”。其中一个来源与AC 211有关，AC 211是先前确定的4U 2127 +119的光学对应物，是一个低质量X射线双星（LMXB）。第二个源M15-X2与距离星团核心3.3”的一颗U等19等蓝色恒星重合。M15-X2的Chandra计数率是AC 211的2.5倍。在钱德拉的0.5”成像能力之前，两个如此紧密分离的明亮光源的存在是无法解决的。M15-X2的光学对应物、X射线光度和光谱与它也是一个LMXB系统是一致的。这是第一次在一个球状星团中发现两个LMXB同时活动。在M15中发现的第二个活跃的LMXB解决了一个长期存在的难题，即AC 211的性质似乎与它由扩展的吸积盘日冕主导一致，但4U 2127 +119也显示出明亮的X射线爆发，需要中子星直接可见。4U 2127 +119分解为两个源表明，X射线爆发不是来自AC 211，而是来自M15-X2。我们讨论了这一发现的影响，了解的起源和演化的LMXB的GC以及X射线观测的球状星团在附近的星系。
2001-09-20 astro-ph
Interacting X-ray Binaries in Globular Clusters: 47Tuc vs. NGC 6397
我们对47 Tuc的深Chandra曝光和对NGC 6397的中等曝光揭示了球状星团中相互作用X射线双星的大量新现象。在这篇（后期）综述中，我总结了最近和正在进行的对毫秒双星、包含白矮星和中子星的致密双星以及两个球状星团中的色球活动双星的分析。光谱变异性分析使新的见解源属性和演化历史。这些二元种群，现在是如此“容易”可见，足够大，它们的属性和空间分布揭示了紧凑的物体形成和二元相互作用的新线索。相对于白矮星，在47 Tuc和NGC 6397中，中子星显得过多。包含中子星的IXB（即，MSPs和qLMXBs），作为最大质量和最古老的致密双星样本，可能在47Tuc中追踪到原星团盘，而致密双星可能在NGC 6397最近的核心坍缩期间优先沿着星团旋转赤道喷出。
2005-12-30 astro-ph
A Blue Straggler Binary System with at least Three Progenitors in the Core of a Globular Cluster?
我们发现位于球状星团47 Tuccenda核心的X射线源W31与亮蓝离散星BSS-7有物理联系。这两个源在天体测量上匹配到0.061 \arcsec，偶然重合概率小于1%。然后，我们分析了光学时间序列测光获得的{ \em哈勃太空望远镜}（HST），发现BSS-7显示了1.56天的周期信号在I波段。我们还构建了一个宽波段（远紫外到远红）光谱能量分布BSS-7，并适合这与单一和二元模型。双星模型是一个更好的拟合数据，我们得出相应的恒星参数。我们所有的发现都与BSS-7是一个分离的双星系统相一致，它由一个蓝色的离散星和一个X射线活跃的上主序伴星组成。这样一个系统的形成必然涉及至少三颗恒星，这与最近的N体模型相一致，在N体模型中，蓝离散星通常通过多次相遇形成，这些相遇可能涉及单星和双星。然而，我们还不能完全排除BSS-7通过质量转移直接从二元系统下降的可能性。明确区分这些场景所需的系统参数可以从时间分辨光谱学获得。
2005-12-10 astro-ph
Red giant depletion in globular cluster cores
我们研究了在核坍缩后的球状星团中观测到的红巨星的耗尽现象。特别是，我们考虑的演化场景是一个由两个低质量的恒星，经历了两个共同的信封阶段组成的二进制。当主星是红巨星，导致氦白矮星和主序星在一个分离的双星系统中时，第一个共同的包层相就会出现。第二个共同的包层阶段发生在次级恒星变成红巨星之后不久。在第二个共同包层阶段，简并氦核合并，导致核心质量大于氦燃烧极限，并形成水平分支星。我们表明，这种演化路线是增强后核心坍缩集群恒星遭遇。这些相遇增加了双星系统的数量，而双星系统在不久的过去可能会进化到红巨星分支。
2003-01-23 astro-ph
