Extending the baseline: Spitzer Mid-Infrared Photometry of Globular Cluster Systems in the Centaurus A and Sombrero Galaxies
介绍了NGC 5128（“半人马座A”）和NGC 4594（“宽边帽”）星系的球状星团（GC）系统的Spitzer IRAC中红外测光。现有的光学光度和光谱与这一新的数据相结合，在一个全面的光学中红外颜色目录的260 GC。经验的颜色，金属丰度的关系推导出所有的光学中红外颜色组合。这些颜色被证明是非常有效的量来测试光度预测的简单恒星星族（SSP）模型。一般来说，四个SSP模型显示彼此之间的差异较大，在蓝波长的数据，特别是在高金属丰度。当试图使用颜色-颜色模型预测来限制恒星星族的年龄时，这种差异变得非常重要。此外，从颜色-颜色图和Beasley等人（2008）的光谱年龄的91个NGC 5128 GC确定的年龄-子结构是不一致的，这表明任何由颜色-颜色分析暗示的明显GC系统年龄-子结构必须独立验证。与蓝色波段不同，某些光学到中红外的颜色对来自热水平分支恒星的通量不敏感，因此提供了一个很好的金属丰度代理。NGC 5128 GC系统在光学R波段至中红外颜色分布中显示出强烈的双峰性，因此证明它在金属丰度方面是双峰的。在这个新的颜色空间中，在NGC 5128贫金属GC数据中发现了一种颜色星等趋势，即“蓝色倾斜”。NGC 5128年轻的GC对这一趋势没有贡献。[删节]
2008-06-26 astro-ph
HST/ACS Wide-Field Photometry of the Sombrero Galaxy Globular Cluster System
利用哈勃空间望远镜高级巡天照相机的六幅图像拼接，对草帽星系（NGC 4594）的球状星团（GC）系统进行了详细的成像分析。数据的质量是这样的，前景恒星和背景星系的污染可以忽略不计，除了最微弱的5%的GC光度函数（GCLF）。这使得能够研究659个GC的有效纯样品，直到比周转星等暗约2 mags，这发生在M_V=-7.60+/-0.06，假设m-M=29.77。两个GC金属丰度亚群是很容易区分的，与金属贫亚群表现出较小的内在色散的颜色相比，富含金属的亚群。三个新发现包括：（1）贫金属色星等趋势。(2)确认对于小的投影银河中心半径（小于~2弧分），富金属GC比贫金属GC小~17%。然而，两个亚群的中值半光半径在距中心约3弧分处变得相同。如果大小差异是投影效应的结果，这是最容易解释的。(3)GC系统中最亮的成员（M_V < -9.0）表现出大小-星等的上升趋势，平均GC大小随光度的增加而增加。证据表明，支持这一功能的内在起源，而不是从吸积矮椭圆核的结果。此外，富含金属的GC显示出较浅的正大小-星等趋势，类似于以前对年轻星团的研究。
2006-06-27 astro-ph
Wide field photometry of the M104 globular cluster system
本文介绍了对草帽星系NGC4594的球状星团系统进行宽视场研究的初步结果。该星系在B、V和R三个方向上被ESO 2.2米望远镜的广角成像仪观测到。利用颜色和形状的标准来选择一个高度可能的球状星团候选者的样本，我们测量了星系晕中40'（100 Kpc）外的星团的径向密度分布。颜色与先前研究中观察到的双峰颜色分布一致。相对于蓝色集群，红色集群候选者显示出明显的中心集中。红色星团的数量并没有明显变平，这表明它们与星系核球有关，而不是与盘有关。
2002-10-31 astro-ph
2dF Spectroscopy of M104 Globular Clusters
本文给出了阔边帽星系（M104）中球状星团的2dF谱的初步结果。我们发现了56个新的集群，并编制了103个速度与以前的数据相结合的总样本。我们的2dF数据扩展到20弧分半径（~50 kpc），比以前的研究更远。在合并的样本中，我们初步发现一个陡峭的下降，在半径的速度色散，这可能表明一个截断晕。在所有半径范围内都没有明显的固体自转，但对半径在25 kpc以内和以外的星团的单独拟合显示出了反自转的诱人证据。各向同性轨道的投影质量估计值得出M104的质量为1.2 × 10^12太阳质量，在50 kpc内，（M/L）_B = 30：该星系中存在暗物质晕的确凿证据。
2002-11-18 astro-ph
The planet in M4: implications for planet formation in globular clusters
研究了球状星团M4中行星系统PSR B1620-26的形成和演化。我们认为，由于M4是一个非常低的金属丰度环境的标准模型的行星形成周围的主序星通过吸积气体到金属岩石核心不应该被应用。因此，以前建议的形成方法是不可能的。我们认为，这颗行星是在内双星演化的共同包络阶段，通过一颗路过的恒星与一个环双星盘的相互作用而形成的。这种形成路线是由密集的恒星系统，如球状星团。
2004-09-30 astro-ph
Implications of Intermediate Mass Black Hole in globular cluster G1 on Dark Matter detection
最近有越来越多的证据支持仙女座星系球状星团G1中存在中等质量黑洞。在本文中，我们探讨是否绝热增长的暗物质密度，由于黑洞的存在可能会导致一个可观察到的伽马射线信号，由于暗物质湮灭在这个球状星团。从一个初始的NFW的物质配置文件，与G1观测的密度参数一致，我们发现，事实上，如果在密度尖峰已经形成，并一直存活到现在，信号可以观察到GLAST和当前的ACT检测器。
2008-08-07 astro-ph
Properties of Globular Cluster Systems in Nearby Early-type Galaxies
利用HST/WFPC 2 F555 W和F814 W深空影像对17个相对较近的早型星系中的球状星团（GCs）进行了研究。我们比较的颜色分布，集群的大小和光度函数与银河系中的GC。在几乎所有的情况下，KMM测试返回一个高置信水平的假设，两个高斯的总和提供了一个更好的拟合所观察到的颜色分布比一个单一的高斯，虽然直方图的V-I分布并不总是明显的双峰。蓝色和红色的峰值颜色都与宿主星系B带绝对星等和中心速度色散（大约在2-3 sigma水平）相关，但我们没有看到与宿主星系V-I或J-K颜色的明显相关性。红色GC通常比蓝色GC小约20%。这种大小差异在所有半径都可以看到，并且在银河系和草帽星系（M104）中也存在。分别拟合t5函数到蓝色和红色GC群体的光度函数，我们发现，蓝色GC的V-带翻转一般比红色的明亮约0.3等，如预期的，如果两个GC群体具有相似的年龄和质量分布，但不同的金属丰度。亮度大于M_V ~-7.5时，光度函数（LF）符合幂律，指数约为-1.75。这与年轻星团的LF相似，表明年轻和年老的球状星团是由相同的基本机制形成的。我们讨论了GC形成的情况，并得出结论，我们的数据似乎有利于“原位”模型，其中所有的GC在星系中形成后，原星系的主体已经组装成一个单一的势阱。
2001-02-21 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
Theoretical Implications of the 47 Tuc Pulsars
在球状星团47 Tuc中已经观测到了20个毫秒射电双星。这是迄今为止已知的球状星团中最大的射电望远镜样本。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。
1999-11-09 astro-ph
The Chemical Evolution of Helium in Globular Clusters: Implications for the Self-Pollution Scenario
我们调查的建议，有恒星星族在一些球状星团增强氦（Y从0.28到0.40）相比，原始值。我们假设上一代的大质量渐近巨星分支（AGB）恒星污染了星团。两套独立的AGB产量被用来遵循氦和CNO的演变，使用Salpeter初始质量函数（IMF）和两个头重脚轻的IMF。在任何情况下，我们都不能产生假设的大Y ~ 0.35，而不违反CNO含量几乎恒定的观测约束。
2006-08-17 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
Very Broad [O III]4959,5007 Emission from the NGC 4472 Globular Cluster RZ2109 and Implications for the Mass of Its Black Hole X-ray Source
本文介绍了室女座椭圆星系NGC 4472中黑洞所在的球状星团RZ 2109的凯克LRIS光谱。我们发现，这个对象有非常广泛的[OIII]5007和[OIII]4959发射线，速度宽度约为2,000 k/ms。这一结果具有重要意义的性质，这个吸积黑洞系统和质量的球状星团黑洞。我们表明，广泛的[OIII]5007排放必须产生高速驱动的黑洞系统的材料。这是因为在黑洞附近可用的体积太小了许多数量级，以至于没有足够的[OIII]发射原子来解释在高速下观察到的L（[OIII]5007），即使该体积充满了处于[OIII]5007的临界密度的氧。巴尔末辐射也很弱，表明观察到的[OIII]不是由于冲击。因此，我们得出结论，[OIII] 4959，5007是由穿过团簇的材料的光电离产生的。唯一已知的以高速驱动重要物质的方法是系统吸积接近或超过其爱丁顿极限的质量，这表明恒星质量的黑洞。由于在一个具有中等质量黑洞（IMBH）的球状星团中形成一个吸积恒星质量的黑洞系统在动力学上是不可能的，所以这个大质量球状星团似乎没有IMBH。我们讨论了这一结论的进一步检验及其对M_BH - M_stellar和M_BH - sigma关系的意义.
2008-07-25 astro-ph
The Dynamical Implications of Multiple Stellar Formation Events in Galactic Globular Clusters
各种银河系球状星团显示丰度异常，影响其颜色星等图的形态。本文讨论了NGC 2808异常水平分支中氦增强的可能性。我们研究了一个自富集的情况下，一个头重脚轻的初始质量函数的恒星的初始一代丰富的星际介质通过其渐近巨星分支恒星的低速喷出物与氦的动力学。这种富集的介质然后产生第二代恒星，它们本身也是氦富集的。我们使用一个直接的N体方法进行五个模拟，并得出结论，这样的两代集群都是可能的，不会显着不同的单代对应的动力学的基础上。然而，我们发现，这样的集群的恒星星族将不同于单代集群与标准的初始质量函数，特别是将增强在白矮星。我们的结论是，至少从动力学的角度来看，两代球状星团是可行的。
2007-02-27 astro-ph
Near-Infrared Observations of Globular Clusters in NGC 4472, NGC 4594, NGC 3585 and NGC 5813 and Implications for their Ages and Metallicities
本文介绍了早型星系NGC 4472、NGC 4594、NGC 3585和NGC 5813的球状星团系统的近红外测光。我们结合这些近红外数据，获得PANIC在麦哲伦巴德6.5米望远镜，与档案光学HST和FORS/VLT数据，并使用光学近红外的颜色来约束目标星系周围的球状星团的年龄和金属丰度。对于NGC 4472，我们拥有最广泛的近红外和光学光度数据集。这些颜色显示出NGC 4472球状星团系统有着广泛的金属丰度分布，并且星团主要是古老的（即年龄约为10 Gyr或更大）。这一结果与早期对NGC 4472的光谱研究结果一致，证明了光学和近红外颜色的组合可以识别主要是古老的系统，并将其与具有大量中间年龄成分的系统区分开来。基于较小的光学和近红外数据组合样本，NGC 4594和NGC 3585似乎主要具有古老的球状星团系统，而NGC 5813可能具有更显着的年龄分布。我们还匹配我们的样本球状星团与近红外和光学测光钱德拉X射线源探测在这些星系，并讨论如何的概率，一个球状星团主机低质量的X射线双星取决于金属丰度和年龄。
2007-03-14 astro-ph
Globular Cluster Populations: Signatures and Implications
人口众多的次级星团系统的形成是富气体星系合并中的一个普遍现象。这些星团中的许多（如果不是大多数的话）质量和密度都足以成为年轻的球状星团（GC）。在大多数E/S 0星系的GC系统具有双峰的颜色分布与一个相当普遍的蓝峰类似的银河系（MW）和M31晕GC的蓝峰，和一个可变的红色峰值。由于众所周知的年龄-金属丰度简并的光学宽带的颜色，金属丰度和年龄，因此，红色峰值GC的起源还不知道。我们用演化合成模型研究了不同金属丰度的GC { \bf系统}在不同波段U，.，K和它们的颜色分布。通过与通用的蓝色峰值GC人口的比较，我们调查的年龄和金属丰度的组合第二GC人口可以或不能被确定在典型的观察GC颜色分布，我们讨论的GC LF作为距离指标的影响。
2002-09-18 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
Globular Cluster Systems and the Missing Satellite Problem: Implications for Cold Dark Matter Models
本文分析了Kundu & Whitmore（2001）巡天中28个早型星系的球状星团的金属丰度分布。一个蒙特卡罗算法，它模拟的化学演化的星系，通过无耗散合并的层次增长被用来确定最可能的原星系质量函数为每个星系。与Kundu和Whitmore的说法相反，我们发现观察到的金属丰度分布与这种分层形成模型的预测非常一致。我们样本中星系的原星系碎片的质谱具有幂律行为，指数约为-2。这个光谱与冷暗物质结构形成模型预测的暗物质晕的质谱是无法区分的。我们认为，这些原星系的碎片，在早期宇宙中的球状星团形成的可能网站，是“失踪”的卫星星系的冷暗物质模型预测的破坏的遗骸。我们的研究结果表明，失踪的卫星问题的解决方案是通过抑制气体吸积在低质量晕再电离后，或通过自相互作用的暗物质，并反对模型与抑制小规模的权力或温暖的暗物质。
2001-11-20 astro-ph
The Abundance Evolution of Oxygen, Sodium and Magnesium in Extremely Metal-Poor Intermediate Mass Stars: Implications for the Self-Polution Scenario in Globular Clusters
本文给出了一颗贫金属中等质量恒星M_ZAMS=5M_sun，Z=0.0001中O_（16），Ne_（22），Na_（23）和镁同位素表面丰度演化的完整恒星演化和参数模型。O 16和Ne 22是由渐近巨星分支上热脉冲后的第三次上挖注入包层的。这些物种和最初存在的Mg 24被耗尽的热底部燃烧（HBB）在脉冲间阶段。结果，Na 23、Mg 25和Mg 26被增强。如果HBB温度足够高以使该过程有效地耗尽氧，则首先产生Na 23，然后在脉冲间阶段期间耗尽。虽然同时耗尽的O 16和增强的Na 23是可能的，所需的微调的疏浚和HBB投下了一些怀疑这个过程的鲁棒性的起源观察到的O-Na反相关的球状星团恒星。然而，一个非常强大的预测，我们的模型是低Mg 24/Mg 25和Mg 24/Mg 26的比例，只要显着的O 16耗尽可以实现。这似乎与最近在球状星团NGC 6752中观测到的镁同位素比率形成鲜明对比。
2003-05-26 astro-ph
The Globular Cluster Systems in the Coma Ellipticals. I: The Luminosity Function in NGC 4874, and Implications for Hubble's Constant
我们用V（F606 W）和I（F814 W）的深HST/WFPC 2图像测量了后发座星系团中央cD星系NGC 4874中球状星团的光度分布。我们发现球状星团光度函数（GCLF）的“转折点”位于V = 27.88 +/- 0.12，而GCLF的整体形状与标准的高斯型形式相匹配，色散SIGMA_V = 1.49 +/- 0.12。我们将GCLF作为标准烛光，将NGC 4874和另一个后发座椭圆星系IC 4051的转换点与室女星系团（M87和其他五个）中的巨型椭圆星系的转换点进行匹配。结果是（m-M）_（Coma-Virgo）= 4.06 +/- 0.11量级，如果Virgo距离模数为（m-M）_0 = 30.99 +/- 0.04，则转换为Coma距离d = 102 Mpc。从我们的GCLF测量中得出的哈勃常数是H 0 =（69 +/- 9）km/s/Mpc。我们证实了这一H 0值与一个新的介绍“哈勃望远镜”的GCLFs在巨大的E星系。在后发座椭圆星系中测量额外的GCLF，以及在室女座和天炉座校准星系，有很好的潜力在不久的将来完善这一结果。
1999-11-11 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 Low Mass X-ray Binary - Globular Cluster Link and its Implications
对附近椭圆星系和S0星系的研究表明，大约有一半的低质量X射线双星（LMXB）是吸积中子星或黑洞系统的发光示踪物，它们位于星系团中。有一个令人惊讶的倾向，LMXB优先与富金属的球状星团（GC），与富金属的GC托管三倍的LMXB的金属贫乏的。到目前为止，还没有令人信服的证据表明与GC年龄相关。在某些星系中，LMXB的形成率随GC颜色而变化，即使在典型的双峰星系团金属丰度分布的富金属峰内也是如此。这提供了一些迄今为止最有力的证据，证明在富含金属的GC峰内存在金属丰度变化，正如在分层星系形成情景中所预期的那样。我们还注意到，在GC和LMXB频率的相互作用速率之间的明显的相关性可能是不可靠的，因为在一些GC参数的不确定性。我们认为，事实上，有相当大的不确定性，即使是经常被忽视的银河系星团的综合性能。
2008-01-28 astro-ph
Dissolution of Globular Clusters
球状星团是星系中最古老的天体之一，了解它们形成和演化的细节可以为星系的早期历史带来有价值的见解。本文综述了当前关于星团溶解的知识，并讨论了星团溶解对星系中星团系统质量函数演化的影响。
2006-05-04 astro-ph
Discovery of Globular Clusters in the Proto-Spiral NGC2915: Implications for Hierarchical Galaxy Evolution
我们在哈勃空间望远镜高级巡天照相机拍摄的富含气体的暗物质占主导地位的蓝色致密矮星系NGC 2915的图像中发现了三个位于霍姆伯格半径之外的球状星团。这些星团都开始分解成恒星，M_{V606} = -8.9到-9.8等，明显比银河系球状星团的光度函数的峰值更亮。它们的颜色表明金属丰度[Fe/H] ~ -1.9 dex，这是典型的贫金属银河系球状星团。与螺旋星系相比，星系团的特定频率处于最低正常值。然而，由于只有一小部分的系统已经被调查，它更有可能是光度和质量标准化的集群内容更高，像在椭圆星系和星系团。这表明NGC 2915类似于早期星系等级组合的一个关键阶段--在这个时期，大部分古老的恒星星族已经形成，但恒星盘很少。根据随后的相互作用历史，这样的系统可能会继续建立更大的椭圆星系，演变成正常的螺旋星系，或者在罕见的情况下保持暂停发展成为像NGC 2915这样的系统。
2003-11-13 astro-ph
The Globular Cluster Systems in the Coma Ellipticals. II: Metallicity Distribution and Radial Structure in NGC 4874, and Implications for Galaxy Formation
利用深HST/WFPC 2（V，I）测光研究后发座星系团中央cD星系NGC 4874中的球状星团系统（GCS）。星系团的光度函数具有正常的类高斯形状和周转水平。该系统的其他特征令人惊讶：GCS是（a）空间延伸，核心半径r_c = 22 kpc，（b）完全贫金属（窄，单峰金属丰度分布，平均[Fe/H] = -1.5），（c）适度填充，特定频率S_N = 3.7 +-0.5。基于一些简单的模型，我们认为这个星系中有一半可能是从低质量的卫星星系中吸积而来的，但是星系形成的三种经典模式（吸积、星系盘合并、原位形成）中没有一种能提供一个完全令人满意的形成图像。即使将它们结合起来使用，这些模式仍然面临巨大挑战。这个GCS的主要异常基本上是完全缺乏富含金属的星团。如果除了已经存在的贫金属星系外，这些星系还以正常（类似M87）的数量存在，那么GCS的总数将更接近我们在许多其他巨型E星系中看到的情况。
1999-12-06 astro-ph
HST WFPC2 Color-Magnitude Diagrams of Halo Globular Clusters in M33: Implications for the Early Formation History of the Local Group
利用哈勃空间望远镜宽视场行星照相机2在F555 W（~V）和F814 W（~I）滤波器下的观测资料，构造了附近旋涡星系M33晕中10个球状星团的色星等图（CMD）。这些数据揭示了HB的形态，并允许我们使用红巨星分支的形状和颜色来估计星团金属丰度。本文报道的主要结果是，10个团簇中有8个团簇只具有红色HB形貌，但它们的金属丰度为[Fe/H] ~-1.6。事实上，这8个星团基本上只是巨大的分支星团，让人想起麦哲伦星云中的中间年龄星团。此外，两个集群形成第二个参数对，其具有相似的金属性，但非常不同的HB类型。在假设星系团年龄是第二参数的情况下，M33中晕状球状星团的平均年龄比银河系中的晕状星团年轻几个Gyr。利用观测到的M31和M33中HB星的性质以及已发表的银河系球状星团、LMC、SMC和人马座矮椭球（Sgr）的主序星熄灭年龄，我们试图勾勒出这些星系的早期形成历史。这表明银河系、M31、M33、LMC和Sgr都在大爆炸后不久经历了它们的第一个团簇形成时期。三到四个回旋后，SMC开始形成它的第一代星团; M33星团的大部分形成得更晚。我们注意到，M33中的晕团形成的时间比银河系和M31中的要长得多。
1998-09-22 astro-ph
Comparing the properties of local globular cluster systems: implications for the formation of the Galactic halo
通过Zinn的“老晕”、“年轻晕”和“凸起/盘”子系统与本地矮星系中的球状星团的详细比较，研究了目前在星系晕中观测到的球状星团中有一部分是在外部矮星系中形成的假说。银河子系统具有不同的空间和年龄分布，年龄-金属丰度关系，和轨道参数，虽然我们观察到一些OH集群的年龄和轨道更相似的YH对象。大核半径的球状星团几乎都属于YH子系统，而OH和BD系综则以致密星团为特征。大多数的外部星团在HB形态上与银河系的YH天体无法区分，但20-30%的外部星团的HB形态与银河系的OH星团最为相似。此外，外部星团的r_c分布与YH天体的分布非常接近。由83-85%具有BD星团典型结构的天体和15-17%具有外部星团典型结构的天体组成的复合分布可以很好地代表旧晕r_c分布。总之，我们的结果完全支持吸积假说。我们的结论是，所有30个YH集群和15-17%的OH集群（10-12个对象）是外部起源。因此，银河系在其一生中可能经历了约7次与带有星团的dSph-type星系的合并事件，积累了45-50%的恒星晕质量。最后，我们确定了一些OH对象的吸积集群的特性。与最近提出的CMa矮星相关的几个星团都属于这一类。
2004-08-23 astro-ph
Globular Clusters in Elliptical Galaxies: Constraints on Mergers
了解球状星团的形成将有助于我们约束星系的演化历史。对于今天正在进行的合并，似乎新产生的原球状星团的数量随着祖先类型的不同而变化，并且在总星团人口中增加的百分比是100%或更少。椭圆星系，通常被认为是这种合并的最终结果，经常显示出两个群体的球状星团的证据。这已被视为支持合并的图片，但我们表明，有几个问题时，详细检查。强有力的证据，一个椭圆星系的单一人口的球状星团。简要地提到了星系形成的影响。
1997-11-14 astro-ph
Chemical Abundances and Kinematics in Globular Clusters and Local Group Dwarf Galaxies and Their Implications for Formation Theories of the Galactic Halo
本文综述了星系晕形成的理论和支持证据，特别是一些相关的球状星团以及本群矮星系中恒星的运动学和详细的化学丰度。外晕红HB星团倾向于有大的离心率，并居住在矮球状恒星居住的区域，有利于银河系外的起源。老的球状星团显示出全部的偏心率，而年轻的球状星团似乎更倾向于高偏心率，这再次暗示了它们的银河系外起源。我们详细比较了各种元素之间的晕和所有矮星系研究的日期，包括矮椭球和不规则的丰度。其显著特征是晕的丰度基本上是独一无二的。特别是，研究的13个星系中有12个的α与[Fe/H]模式彼此相似，与银河系非常不同。射手座似乎是唯一可能的例外。看来很大一部分富含金属的晕不太可能来自低质量的分裂矮星系。然而，至少有一部分贫金属晕可能来自典型的矮星，而一部分中等金属量的晕可能来自非常巨大的系统。矮星和晕之间的化学差异是由于前者的低恒星形成效率和高银河风效率的结合。如果大多数晕星都是在几颗质量非常大的卫星很早就吸积形成的，那么形成问题就可以解决。然而，任何这样的卫星要么必须比假设的早得多，在Ia超新星爆发之前，要么必须阻止恒星形成，直到它们被吸积之前不久。
2007-08-03 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
Integrated Spectroscopy of Bulge Globular Clusters and Fields. II. Implications for stellar population models and elliptical galaxies
综合Lick指数（如Mg_2、Fe等）首次用银河系球状星团（GCs）样本（其中包括银河系球核的富金属GCs）对简单恒星星族（SSP）模型进行了太阳金属丰度的标定。这个金属丰度范围与椭圆星系有关。它示出的凸出GC和集成的光遵循相同的相关性镁和铁指数的椭圆星系，在给定的镁指数相对于模型，假设太阳尺度的丰度显示较弱的铁指数。这种相似性是椭圆星系中恒星星族α/Fe比增强的有力经验证据，因为球状星团是独立已知的α增强。这个阿尔法过剩的解决方案的唯一性检查探索整个范围内的模型成分。我们认为，标准模型再现镁铁相关性在低金属丰度，因为在合成中使用的恒星模板是α增强的恒星的星系晕。然而，这些相同的模型，无法恢复镁铁图案的膨胀团和椭圆星系在高金属丰度，因为高金属丰度的模板是盘星，这是不是阿尔法增强。Thomas，Maraston & Bender（2002）的新SSP模型包含了对α/Fe的依赖性，重现了所有金属丰度下GC的Mg和Fe指数，α/Fe=+0.3，这与光谱丰度测定结果一致。巴尔末指数（Hbeta，Hdelta，Hgamma）是非常好的校准，提供水平分支形态考虑在内。特别是，我们重现了NGC 6388和NGC 6441的巴耳末线，它们是富含金属的GC，尾部是温暖的水平分支恒星。【摘要】
2002-12-20 astro-ph
A new look at globular cluster colors in NGC 3311 and the case for exclusively metal-rich globular cluster systems
NGC 3311是长蛇座星系团的中央cD星系，以前被认为是已知金属最丰富的球状星团系统。华盛顿天文台的地面测光表明，在[Fe/H] ~ -1 dex附近几乎完全没有球状星团的星族，而在巨椭圆星系的金属丰度分布函数中，[Fe/H] ~ -1 dex通常占主导地位。NGC 3311缺乏正常的贫金属球状星团人口，是星系中一个突出的例外，在目前的任何球状星团形成方案下都不容易理解。我们的HST/WFPC 2数据产生正常的球状星团颜色，因此该星系的金属丰度。我们发现了双峰颜色分布，其峰值在（V-I）=0.91 +/- 0.03和1.09 +/- 0.03处，对应于[Fe/H] ~ -1.5和-0.75 dex（在某种程度上取决于颜色和金属丰度之间转换关系的选择）。我们回顾了在其他星系中发现的富含金属的球状星团系统的证据，并简要讨论了这些证据对我们理解球状星团和星系形成的意义。
2000-08-22 astro-ph
New Insights from a study of the Globular Cluster Systems of 60 Early-Type Galaxies
我们提出了我们详细的WFPC 2为基础的测光研究的球状星团系统（GCS）的60多个椭圆星系和S 0星系的结果。大约50%的椭圆星系GCSs和至少15- 20%的S 0在颜色分布上显示双峰性。我们跟踪的变化与哈勃类型的GCS属性，并讨论了各种模型的星系（和集群系统）形成的影响。我们还提供了证据表明，球状星团光度函数是一个很好的距离指标与表面亮度波动方法的精度相媲美。
2001-11-26 astro-ph
Discovery of a Probable CH Star in the Globular Cluster M14 and Implications for the Evolution of Binaries in Clusters
我们报告了在银河系球状星团M14的核心发现一颗可能的CH星，它是由CFHT上的MOS摄谱仪获得的星团的积分光谱确定的。利用WIYN望远镜上的Hydra光纤定位器和台式摄谱仪获得的同一颗恒星的高分辨率阶梯光谱，我们测量了$-53.0\pm1.2$ km·s $^{-1}$的径向速度。虽然这个速度与已发表的M14的系统径向速度的估计值（例如，${\bar {v_r}} \approx -123$ km s $^{-1}$）不一致，我们使用高精度的长蛇座速度为20颗恒星在中央2.6弧分的M14计算改进的值的集群平均速度和一维速度色散：$-59.5\pm1.9$ km s $^{-1}$和$8.2\pm1.4$ km s $^{-1}$，分别。这颗恒星在星团色星等图中位于红巨星分支的顶端附近，其径向速度也因此证明它属于M14。由于中分辨率MOS光谱不仅显示出CH吸收增强，而且还显示出C $_2$的强天鹅带，因此M14加入了欧米茄Cen，成为唯一已知包含经典CH星的球状星团。虽然它的双重性的证据必须等待额外的径向速度测量，在M14的CH星很可能是，像所有的场CH星，一个光谱联星与退化（白矮星）的中学。在M14和欧米茄Cen中的候选和确认的CH星，以及一些银河系dSph星系中，它们的存在可能是由于在低浓度环境中硬双星的收缩和合并的长时间尺度。
1997-01-04 astro-ph
Dynamical Evolution of Globular Clusters in the Magellanic Clouds and Other Local Systems
丰富的LMC和SMC集群的观测显示，随着年龄的增长，核心半径的扩展。这种趋势可能代表了这些系统中真正的物理进化。老麦哲伦星云团看起来要么是扩展的，要么是紧凑的。类似的核心半径分布观察到天炉座和人马座dSph集群系统和在''晕'银河系子系统。这些观测对银河系的形成和球状星团的动力学演化都有意义。
2002-11-04 astro-ph
The Globular Cluster Systems of the Early-type Galaxies NGC3379, NGC4406, and NGC4594 and Implications for Galaxy Formation
本文研究了Virgo椭圆星系NGC 4406、场椭圆星系NGC 3379和场S 0星系NGC 4594的球状星团（GC）系统的全局性质。这些星系被观察到的一部分，宽视场CCD调查的GC人口的样本正常星系超出本星系群。在Kitt Peak 4-m上使用Mosaic探测器获得的图像提供至少24 '或70-100 kpc的径向覆盖。我们使用BVR光度法和图像分类来选择GC候选物，从而减少非GC的污染，并使用HST数据来帮助量化残留的污染。所有三个星系的GC系统都有至少两个峰值的颜色分布，并显示出适度的负颜色梯度。蓝色GC的比例范围为总人口的60-70%。NGC 4406的GC比频率（S_N）为3.5+/-0.5，比过去的估计低20%，与我们巡天中的另一个椭圆室女星系团NGC 4472的S_N几乎相同。NGC 3379和NGC 4594的S_N分别为1.2+/-0.3和2.1+/-0.3;这些值与过去的值相似，但误差已减少了2-3倍。我们将我们的结果与大质量星系及其GC系统的形成模型进行比较。在我们考虑的情况下，一个分层合并的图片-其中贫金属GC在原银河系建筑块中形成高红移，富金属GC人口在随后的富气体合并过程中建立-似乎与数据最一致。[删节]
2003-10-09 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
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 Efficiency of Globular Cluster Formation
（摘要）：讨论了球状星团系统的总人口与球状团簇形成效率的关系--星系晕中能够形成束缚星团而不是孤立恒星或非束缚星协的恒星形成气体的质量分数。本文评述了观测到的GCS比频（S_N=N_gc/L_gal）随星系核半径的变化，以及星系核半径随星系核半径的变化。有人认为，S_N的变化趋势并不反映团簇形成的潜在效率的任何实际变化，而是由于忽略了许多大椭圆星系中的热气体。这一说法在M87、M49和NGC 1399中都得到了检验和证实，结合现有的数据，我们发现球状星团的体积密度分布rho_cl与大半径下的（rho_gas+rho_stars）之和成正比。比例常数在每种情况下都是相同的：平均值=0.0026 +/- 0.0005。这与球状团簇形成效率有关。97个早型星系的GCS、银河系的GCS以及正在形成的疏散星团的数据都支持了这一结论。这些结果对GCS和星系形成中的一些问题有具体的意义，它们应该作为更一般的恒星和团簇形成理论的强有力的约束。
1999-01-21 astro-ph
Could Black-Hole X-Ray Binaries Be Detected in Globular Clusters?
本文研究了在致密球状星团中心存在~1恒星质量黑洞的可能性。我们发现，通过交换相互作用形成的BH X射线双星可能具有极低的占空比（<0.001），与银河系球状星团中没有BH X射线瞬态相一致。相反，我们发现通过潮汐俘获形成的BH X射线双星将是持久的、明亮的X射线源。由于没有任何这样的来源和非常高的相互作用率，我们得出结论，潮汐捕获的主序星的BH最有可能导致完全中断的明星。
2003-12-16 astro-ph
Galactic nuclei formation and activity induced by globular cluster merging
不同类型的观测，加上一致的物理模型，建议作为现实的假说，丰富的星系核的手段，大质量球状星团轨道衰变和合并在早期类型的星系的内部区域。在此背景下，球状星团合并和随后的三轴星系中心的致密超级星团的形成的情况下，提出和讨论，连同它的天体物理意义，包括大质量黑洞喂养和吸积在一个三轴星系的中心。
2006-12-04 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
Astrophysical implications of gravitational microlensing of gravitational waves
研究了旋转中子星发射的引力波引力微透镜效应的天体物理意义。特别是，注意力集中在以下情况：i）星系核球中的NS由中心黑洞$2.6\times 10^6 M_{\odot}$或由分布在星系核球、盘和地球与源之间的晕中的恒星和MACHO透镜; ii）球状星团中的NS由中心黑洞$\sim 10^3 M_{\odot}$或由分布在整个银河系中的恒星和MACHO透镜。对这种微透镜现象的探测将为银河系中心区域和球状星团的清晰测绘提供一个独特的机会。此外，对这类事件的探测将为广义相对论提供新的检验。此外，引力微透镜将增加从NS探测引力波的挑战。
2000-11-30 astro-ph
Globular Cluster Systems of Elliptical Galaxies
我们回顾了球状星团系统的观测性质及其对星系形成模型的影响。观测结果表明，球状星团形成于富含气体的合并，双峰金属丰度分布在椭圆星系的球状星团系统中很常见，贫金属人口比富金属人口更广泛。这是Ashman & Zepf（1992）简单合并模型的四个预测中的三个。第四个预言是关于球状星团螺旋系统的性质，还有待观测的检验。采用奥卡姆剃刀理论，从年轻和年老的球状星团系统中证实了合并模型的基本预言，有力地证明了典型的椭圆星系是由旋涡星系合并而成的。然而，Ashman-Zepf合并模型的简化假设限制了它对某些复杂情况的适用性，例如cD星系的形成。最后，我们介绍了新的观测和理论方案，将进一步了解的物理机制的球状星团和星系形成的评论。
1997-12-16 astro-ph
Abundance variations in the globular cluster M71 (NGC 6838)
中等富金属的球状星团的绝对变化可以为球状星团的形成和化学富集提供线索。测量了富含金属的球状星团M71的89颗恒星光谱中的CN、CH、Na、Mg和Al指数，并讨论了它们对内部混合的影响。分析了双子座望远镜GMOS多目标摄谱仪观测到的从关闭到红巨星分支（0.87 $<$ log g $<$ 4.65）的恒星。测定了样品的径向速度、颜色、有效温度、重力和光谱指数。证实了以前在M71恒星中发现的CN双峰态和CN-CH双峰关系。我们还发现CN-Na的相关性，和Al-Na，以及Mg $_2$ -Al的相关性。对流混合和原始污染的组合AG或大质量恒星在球状星团形成的早期阶段需要解释的意见。
2008-06-16 astro-ph
M31N-2007-06b: A Nova in the M31 Globular Cluster Bol 111
我们报告了新星M31 N-2007- 06 b的光谱观测结果，发现它与M31球状星团Bol 111在空间上一致。在过去的一个世纪里，在M31中发现了700多颗新星，这是第一颗与银河系的球状星团有关的新星。在发现后的第3、6和36天共获得了三个光谱。数据显示宽（FWHM ~3000 km/s）的巴耳末，NII和NIII发射线，并表明新星属于He/N光谱类。氦/氮类新星相对较少，约占M31中有光谱测量的新星的15%，约占银河系中有光谱数据的新星的20-25%。讨论了发生在球状星团中的新星，特别是He/N新星的意义。
2007-11-02 astro-ph
2MASS Studies of Differential Reddening Across Three Massive Globular Clusters
利用2微米全天巡天（2MASS）的J、H和K_S波段数据，研究了半人马座球状星团Omega、NGC 6388和NGC 6441三个大质量星系团的差异红化效应。有证据表明，变量灭绝可能会产生错误的检测周围欧米茄半人马座的潮汐尾巴。我们还调查了NGC 6388和NGC 6441相对较强的差异变红，发现差异消光可能夸大了金属丰度分布的需要，以解释这两个星系团红巨星分支的宽度。最后，我们考虑这些结果之间的连接不寻常的，多人口的球状星团和矮球状星系（dSph）的核心的影响。
2003-07-04 astro-ph
Dynamics of the Globular Cluster System Associated with M87 (NGC 4486). II. Analysis
本文对与室女星系团动力中心附近的cD星系M87（= NGC 4486）有关的球状星团系统进行了动力学分析。该分析利用了一个新的光谱和光度数据库，该数据库在一篇配套论文中进行了描述（Hanes等人，2001年）。使用一个样本的278球状星团测量的径向速度和金属丰度，和新的表面密度分布的基础上宽场华盛顿测光，我们研究的M87球状星团系统的动力学全球-为整个集群样本--和单独-为富金属和贫金属的球状星团样本。这构成了迄今为止为任何星系组装的纯星族II示踪剂的最大径向速度样本。我们讨论了我们的研究结果的巨大的椭圆星系，球状星团系统，和室女星系团的形成模型的影响。（简略）
2001-05-31 astro-ph
Formation of the Galactic disk globular clusters in early dissipative minor merging
银河系中富含金属的、高度扁平的、快速旋转的盘状球状星团系统的起源是星系形成中的一个长期争论的问题。我们的数值模拟提出了一个新的"双重“方案，即盘状球状星团首先在富含气体的矮星系的高压致密中心区域形成，这是在与银河系预先存在的年轻薄盘的潮汐相互作用过程中引起的，然后由于合并的矮星系的最终潮汐破坏而分散到盘区域。我们还表明，在这个较小的合并中形成的集群的空间分布，总数和金属丰度分布依赖于主机的质量比矮星系和合并的轨道配置。基于这些结果，我们讨论了一个大约10 Gyr前的小合并事件是否可以解释银河系厚盘和盘状球状星团。本文还讨论了盘状星系和它们的盘状球状星团的性质之间可能存在的关系的其它几个意义。
2002-02-14 astro-ph
Helium Mixing in Globular Cluster Stars
在球状星团红巨星中观测到的丰度变化表明，这些恒星可能将氦从氢壳层向外混合到包层中，这可能是内部旋转的结果。我们已经调查的影响，这样的氦混合的红巨星支（RGB）和水平支（HB）阶段通过计算一些非典型的进化序列不同的假设混合深度和质量损失率。我们发现，氦混合模型在RGB阶段发展到更高的光度，因此失去了更多的质量比他们的典型同行。这种增强的质量损失与氦混合模型的更高的包层氦丰度一起产生了明显更蓝和更亮的HB形态。因此，氦混合可以模拟年龄作为第二个参数，并可以减少来自HB和主序列关闭之间的光度差异的贫金属球状星团的年龄。氦的混合也可能导致更大的RR型Lyrics周期偏移和RR型Lyrics光度-金属丰度关系的更陡的斜率，如果混合在低金属丰度更广泛，如所观察到的丰度变化。我们讨论了氦混合的其他一些主题，包括低重力的蓝色HB星，极端HB星的起源，和sdO星的演化状态的影响。各种各样的观测测试，以测试这种氦混合的情况。
1997-08-18 astro-ph
Expected Planets in Globular Clusters
我们认为，在球状星团中寻找行星的所有瞬时搜索都具有非常低的检测概率。低金属量恒星的行星通常不会居住在小的轨道间隔。当我们考虑Ie=Mp[a（1-e）]^2时，可以清楚地看到行星系统性质对金属丰度的依赖性; Mp、a、e分别是行星质量、半长轴和离心率。在高金属丰度的系统中，有一个集中的系统在高和低的值的Ie，与低人口的差距接近Ie~0.3 M_J AU ^2，其中M_J是木星的质量。在低金属量体系中，浓度仅在I_e的较高范围内，并有一个向低Ie值的尾部。因此，在主序恒星周围的球状星团中仍然有可能存在行星，尽管由于金属量较低，数量较少，并且轨道周期>~10天。我们讨论了我们的结论的影响的作用，同伴可以发挥其母星在球状星团的演化，例如，影响某些球状星团的Hertzsprung-Russell图上水平分支星的分布，以及形成低质量白矮星。
2007-07-25 astro-ph
A Principal Components Analysis of the Lick Indices of Galactic Globular Clusters
我们提出了一个主成分分析（PCA）的高质量的Lick/IDS吸收线测量的11个指数的波长范围4100 - 5400安的39个银河系球状星团（GC）。只有第一个主成分似乎是物理意义。我们发现，在[m/H]（-1.8 <=[m/H]<= 0）的宽范围内，第一分量（PC 1）与GC金属丰度之间存在着紧密的线性关系，这表明PC 1可以用来从古老的河外GC的积分光谱中准确地估算其金属丰度。经典的GC“第二参数效应”在Balmer指数中很明显，尽管它没有出现在我们的PCA中。我们发现很少有证据表明银河系GC之间的广泛丰度模式存在实质性差异。其中一个含义是，贫金属和富金属的GC亚群形成非常相似的物理过程。
2004-06-30 astro-ph
Influence of the Stellar Mass Function on the Evaporation Rate of Tidally Limited Postcollapse Globular Clusters
我们研究了恒星质量服从幂律分布的潮汐限制坍缩后球状星团的逃逸率（"蒸发“）。我们使用多质量福克-普朗克代码，并假设一个稳定的潮汐场。恒星动力学过程导致星团内部膨胀，这反过来又导致恒星溢出潮汐边界。恒星演化造成的质量损失在这些后期演化阶段被认为是不重要的。每半质量弛豫时间（$\trh$）损失的星团质量分数大致恒定，与等质量恒星的简单同源模型一致。然而，如果$\trh$是用传统的方法从平均恒星质量计算出来的，那么一个宽的恒星质量函数可以使每$\trh$的质量损失加倍。我们讨论了我们的研究结果在我们自己和其他星系的球状星团系统的演变的影响。特别是，仅因蒸发而被摧毁的星系团数量可能与目前的星系团数量一样多，甚至更大。
1994-10-31 astro-ph
Faint Stars in the Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy: Implications for the Low-Mass Stellar Initial Mass Function at High Redshift
高红移恒星的初始质量函数是第一个恒星系统形成的重要定义性质，也可能在各种暗物质问题中发挥作用。在这里，我们确定在一个明显的暗物质占主导地位的外部星系，其中的恒星形成在高红移微弱的恒星光度函数。小熊座矮球状星系是一个拥有特别简单的恒星星族的系统--所有的恒星都是年老且贫金属的--类似于经典的晕状球状星团。直接比较UMi球体和类似的金属丰度，老球状星团的微弱光度函数相当于初始质量函数的比较，并在这里提出，基于深HST WFPC 2和STIS成像数据。我们发现，这些光度函数是不可区分的，下至0.3太阳质量的光度。我们的研究结果表明，在非常高的红移形成的恒星的低质量恒星IMF显然是不同的环境，如极低的表面亮度，暗物质占主导地位的矮星系和无暗物质，高密度的球状星团在银河系内是不变的。
2002-06-10 astro-ph
Washington CCD Photometry of the Globular Cluster System of the Giant Elliptical Galaxy M60 in Virgo
利用华盛顿CT_1 CCD深空宽视场图像对室女星系团中的巨椭圆星系M60中的球状星团进行了测光研究。色星等图显示M60中有大量的球状星团，而在M60西北方的一个小型伴旋星系NGC 4647中有大量年轻的发光星团。M60中球状星团的颜色分布呈明显的双峰分布，在（C-T_1）=1.37处有一个蓝色峰，在（C-T_1）=1.87处有一个红色峰。本文利用银河系中球状星团和M49的数据，导出了（C-T_1）_0色与[Fe/H]的两个新的变换关系。利用这些关系，我们得到了M60中球状星团的金属丰度分布，它也是双峰的：一个主要的贫金属组分，中心在[Fe/H]=-1.2，和一个较弱的富金属组分，中心在[Fe/H]=-0.2。球状星团的径向数密度剖面比星晕的径向数密度剖面更宽，蓝色球状星团的径向数密度剖面比红色球状星团的径向数密度剖面更宽。球状星团的数密度图显示，蓝色球状星团的空间分布大致呈圆形，而红色球状星团的空间分布则类似于恒星晕的空间分布。我们估计M60中的球状星团总数为3600+/-5000个，比频为SN =3.8+/-0.4。明亮的蓝色球状星团的平均颜色随着它们在M60的内部和外部区域变得更亮而变得更红。这种蓝色的倾斜也可以在最明亮的室女座星系M49的外部区域看到。这些结果的影响进行了讨论。
2008-02-12 astro-ph
