The Mass Function of Dark Matter Haloes in a Cosmological Model with a Running Primordial Power Spectrum
我们提出了第一个研究的质量函数的詹金斯等人（J 01）和估计其相应的最大维里化暗晕在宇宙中的各种暗能量宇宙学模型与运行的光谱指数。与PL-CDM模型相比，RSI-CDM模型在较低红移处可以提高小质量晕的暗晕质量丰度，但在大质量晕尺度上并不明显。特别地，这种差异随着红移的减小而增大，并且RSI-CDM模型可以在更高的红移处抑制晕质量在任何尺度上的质量丰度。在最大维里化晕质量方面，空间平坦的$Λ$ CDM模型在PL-CDM和RSI-CDM两种功率谱指数下都比其他模型给出了更大的维里化晕质量，而RSI-CDM模型对所有模型都能增强最大维里化晕质量.因此，在今后的星系团巡天中，我们有可能通过最大维里化晕来区分PL-CDM和RSI-CDM模型。
2005-04-09 astro-ph
The non-linear correlation function and the shapes of virialized halos
在非线性区域中，物质的关联函数xi（r）由密度分布ρ（r）和维里化晕的质量分布n（M）决定。使用Press-Schechter方法计算n（M），并使用稳定聚类假设确定这些Press-Schechter晕的密度分布。因此，小尺度上xi（r）的形状和振幅与密度涨落的初始功率谱有关。无标度初始条件下的聚类的情况下进行了详细的处理。如果n是密度波动的初始功率谱的斜率，则稳定聚类要求xi（r）\propto r^{-gamma}，其中gamma是n的已知函数。如果可以忽略晕-晕相关，则ρ（r）\propto r^{-n}，其中n =（gamma+3）/2 = 3（4+n）/（5+n）。对于当前感兴趣的所有n值，这个斜率比霍夫曼和沙汉在处理塌陷晕外部区域形状时获得的值3（3+n）/（4+n）更陡。我们的主要结果是预测的幅度的非线性关联函数。预测的振幅和它对n的依赖性是在良好的定量协议与N体模拟的自相似聚类。如果稳定的集群是一个很好的近似，只有在半质量半径的新闻-Schechter晕，然后所需的密度对比度的发病稳定的集群可以估计。这种密度对比度在~300-600的范围内，并且随着初始斜率n而增加，与N体模拟的估计一致。
1996-02-20 astro-ph
The imprints of primordial non-gaussianities on large-scale structure: scale dependent bias and abundance of virialized objects
我们研究了原始非高斯性对大尺度结构的影响，重点是最大质量的维里化对象。使用解析参数和N体模拟，我们计算了质量函数和集群的暗物质晕在一系列的红移和水平的非高斯。我们提出了一个简单的拟合函数的质量函数有效的整个范围内，我们的模拟。我们发现显着的非高斯效应上的集群的暗物质晕，导致强烈的规模依赖的偏见。这表明，稀有天体的大规模聚集可能为原始非高斯性提供了一个灵敏的探测器。我们非常粗略地估计，即将进行的调查可以限制非高斯在|fNL| <~ 10的水平，与预测的微波背景的限制竞争。
2008-03-27 astro-ph
Dynamical friction and the evolution of satellites in virialized halos: the theory of linear response
利用动力学摩擦的线性响应理论和N体模拟方法研究了小卫星在大质量截断等温球晕中的演化。分析方法包括引力尾流的影响，潮汐变形和重心的主要移动，从而统一的本地与全球解释的动力摩擦。大小，质量，轨道能量和偏心率的选择，如预期的分层聚类模型。我们发现，在一般情况下，自引力背景中的阻力是弱于均匀介质中的轨道衰减并不伴随着显着的圆化。我们还表明，动力学摩擦时间尺度是弱依赖于初始圆度。我们提供了一个拟合公式的衰减时间，包括质量和角动量损失的影响。尽管最初选择了轨道参数，但具有致密核心的活卫星可以在主要的哈勃时间内幸存下来。银河系的矮球状卫星，如人马座A和天炉座，已经遭受了质量剥离，以它们目前的质量，下沉时间超过10 Gyr，即使它们在非常偏心的轨道上。
1999-07-07 astro-ph
The Mass-To-Light Function of Virialized Systems and the Relationship Between Their Optical and X-ray Properties
我们比较了B波段的维里化晕的光度函数与冷暗物质宇宙演化中Press-Schechter理论预测的质量函数。我们发现，所有的宇宙学模型不符合我们的结果，如果一个恒定的质光比假设。为了使这些模型与光度函数的暗端相匹配，需要质光比随光度减小为$L^{-0.5\pm 0.06}$。对于$Λ$ CDM模型，质量-光函数在$B$ -波段有一个以太阳为单位的最小值$\sim 100 h^{-1}_{75}$，对应于恒星形式的重子的$\sim 25%$，这个最小值发生在接近$L^*$星系的光度处。在高质量端，$Λ$ CDM模型要求质光比随亮度增加，如$L^{+0.5 \pm 0.26}$。我们还得到了晕占据数，即在一个维里化系统中比$\lgal^*$亮的星系数。我们发现晕占据数与系统、$N\sbr{gal}(>\lgal^*) \propto m^{0.55\pm0.026}$或$Λ$ CDM模型的总质量成非线性关系。我们发现一个突破幂律斜率的X射线光学光度关系，独立的宇宙学模型。这一比例的下降与贫困群体相对应。在$Λ$ CDM模型中，贫群质量也是维里化系统的质光比开始增加的尺度。这种对应关系表明恒星形成和晕圈的X射线性质之间存在物理联系，可能是由于超新星的预热或低熵气体进入星系的有效冷却。
2001-09-10 astro-ph
The virialized mass of dark matter haloes
维里质量被用来估计暗物质晕的质量。然而，通常使用的恒定过密度判据并不能反映晕的动力学结构。在这里，我们分析了暗物质宇宙学模拟，以获得不同质量的晕的性质集中在零平均径向速度的区域的大小。这个区域内的暗物质是静止的，因此这个区域的质量是维里质量的一个更好的近似。我们称这种质量为静态质量，以区别于通常使用的恒定密度质量。我们还研究了这种静态质量与传统维里质量的关系，我们发现星系大小的晕内的物质被维里质量低估了近两倍。在红移为零的维里质量是接近静态质量的集群大小的晕。相同的模式--大晕的M_vir > M_static --存在于所有的红移中，但是跃迁质量M_0 = M_vir = M_static随着红移的增加而急剧减小。当重新标度到相同的M_0晕时，清楚地显示出自相似行为，这在统计意义上给出了静态质量和维里质量之间的关系。令我们惊讶的是，我们发现具有给定静态质量的晕的丰度，即静态质量函数，在z=0时非常精确地由Press & Schechter近似拟合，但这种近似在更高的红移处破裂。相反，维里质量函数像往常一样通过Sheth & Tormen近似很好地拟合。我们找到了一个解释，为什么静态半径可以是2-3倍大，相比，恒定的过密度估计。应用非定常Jeans方程，我们发现，压力梯度的作用是显着更大的小晕。
2008-06-12 astro-ph
Lower Metal Enrichment of Virialized Gas in Minihalos
我们区分金属富集的气体在维里化的迷你晕和星系际介质在高红移，宇宙学再电离有关，与最初的期望，气体在高密度区域内形成的暗物质晕可能更强大，从而抵抗与低密度星系际介质混合。作为一个例子，我们对小晕中的气体云进行了详细的流体动力学模拟，发现对于速度为10- 100 km/s的实际激波，小晕中rho>500 rhob的高密度气体中有90%以上（65%）在质量z=10处维里化（10^7，10^6）Msun的金属丰度仍然低于星系际介质的3%，红移z=6。可以预期，当它们被纳入更大的晕中时，小晕中的高密度气体成为随后恒星形成的燃料，在那里有效的原子冷却可以诱导气体冷凝，从而形成恒星。由于小晕在高红移时会维里化，而此时宇宙并没有显著的再电离，这意味着维里化的小晕中的气体可能提供了丰富的原始气体库，从而可能允许第三族无金属恒星的形成延伸到比基于星系际介质富集的其他预期低得多的红移。
2007-04-26 astro-ph
How universal are the density profiles of dark halos?
我们使用高分辨率N体模拟研究了由于无碰撞物质的引力坍缩而形成的维里化晕。各种各样的形成方案进行了研究，从层次聚类到单片径向崩溃。这些实验的目的是研究最近发现的宇宙学背景下出现的普遍密度分布的偏离。然而，我们发现，即使是表现出相当不同的形成历史的模型，密度和速度色散曲线的维里化晕是惊人的相似。即使在具有初始幂律分布和没有初始子结构或非径向运动的模型中，也不会产生幂律密度分布。这样的初始条件引起径向轨道不稳定性，导致弯曲的速度色散和密度分布。在我们所有的模型中的密度分布的形状是很好的参数化的轮廓晕形成在一个通用的宇宙学设置。我们的研究结果表明，暗晕密度分布的普遍性并不像最近在文献中所建议的那样主要依赖于分层合并。相反，它的出现是因为明显不同的坍缩历史在晕粒子之间产生了一种近乎普遍的角动量分布。我们的结论是，在膨胀的宇宙中的维力化晕的密度和速度色散剖面是引力坍缩的强大的结果，几乎独立于初始条件和形成历史。
1998-03-10 astro-ph
The X-ray Scaling Properties of Virialized Systems
维里化系统，如星系团和星系群，是研究最大尺度结构形成和演化的理想实验室。此外，气体内介质的性质提供了重要的非引力过程的影响，如能量注入和辐射冷却，例如与恒星形成相关的反馈。我们已经组装了一个非常大的X射线样品的维里化系统，跨越二十多年的晕质量。每个物体都有高质量的X射线数据，可以进行完整的解投影分析;对于子样品，我们还确定了解投影的光学光分布。我们发现了明显的证据，偏离了简单的自相似性的期望。在较小的晕中，星系团内的介质在空间上更广，系统密度更低，并且有证据表明热气体中存在熵过剩。我们的研究结果有利于非引力加热和辐射冷却在修改这种气体的性质中发挥重要作用，尽管我们没有发现明显增强恒星形成效率的明确证据。
2003-03-17 astro-ph
The Equilibrium Structure of Cosmological Halos: From Dwarf Galaxies to X-ray Clusters
描述了一个新的模型，为坍缩后的平衡结构的维里化对象的宇宙背景宇宙凝聚出来，并与观测和模拟的宇宙晕从矮星系的X射线集群。该模型是基于这样的假设，即维里化晕是等温的，这导致一个独特的非奇异的等温球的平衡结构的预测，与核心半径的大小约为1/30倍，核心密度是成比例的平均背景密度在崩溃的时代。这些预测的非奇异等温球与暗物质占主导地位的晕从矮星系到X射线星系团的内部结构的观测结果是一致的。
2000-03-29 astro-ph
Self-enrichment of Galactic halo globular clusters: stimulated star formation and consequences for the halo metallicity distribution
我们从恒星形成的角度探讨了球状星团形成的自富集假说。在这种情况下，第一代恒星的大质量恒星通过化学方法使球状祖先云富集到星系晕的金属丰度，并将其扫入一个不断膨胀的球形气体壳层。本文探讨了这种扫过的原球状云的能力，成为引力不稳定，因此，种子的形成第二代恒星，可能以后形成一个球状星团。我们使用一个简单的模型的基础上的线性微扰理论的横向运动在壳的气体来证明，祖云的约束压力和所需的超新星数量，以实现星系晕金属支持壳横向崩溃的成功发展。有趣的是，控制通过自富集实现的金属丰度的两个参数，即超新星的数量和外部压力，也决定了壳层的表面密度，从而决定了壳层进行横向坍缩的能力。这样一个超新星引起的起源的球状星团恒星，因此打开了道路的晕金属丰度分布的理解。该模型也能解释晕状球状星团金属丰度的下限。
2004-03-10 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
Properties of the Outer Halos of Galaxies from the Study of Globular Clusters
本文综述了近年来有关星系外晕性质的一些研究工作。我特别关注球状星团研究的最近和即将取得的进展。球状星团可以在距离星系中心约100千秒差距的范围内被观测到，这使得对星系晕的研究远远超出了许多其他技术所探测的区域，例如对星系积分光的观测。迄今为止，对球状星团系统的研究为椭圆星系周围的暗物质晕提供了动力学证据，并揭示了不同球状星团种群之间的运动学差异，从而揭示了其宿主星系的形成历史。
2001-09-21 astro-ph
Globular Clusters with Dark Matter Halos. II. Evolution in Tidal Field
在我们系列的第二篇论文中，我们继续测试球状星团形成的原始情景，这些情景预测球状星团形成于早期宇宙中的暗物质微晕的潜力。在本文中，我们使用高分辨率的N体模拟的原始暗物质为主的球状星团在宿主矮星系的静态引力位经历的潮汐剥离。我们测试两个尖的Navarro-Frenk-White（NFW）和扁平核心Burkert模型的暗物质晕。我们的原始球状星团与NFW暗物质晕生存严重的潮汐剥离，并在10个轨道后，仍然是主要的暗物质在其外围。我们的星系团与Burkert暗物质晕失去了几乎所有的暗物质潮汐剥离，并开始失去恒星在我们的模拟结束。本文的结果加强了我们在论文I中的结论，即目前对球状星团的观测与球状星团形成的原始图像是一致的。
2004-09-26 astro-ph
SED, Metallicity and Age of Halo Globular Clusters in M33
本文研究了邻近旋涡星系M33中十个晕状球状星团的性质。M33的CCD图像是作为BATC天空颜色巡天的一部分，在3800到10000流明的13个中间波段滤波器中获得的。通过孔径测光，我们得到了这些球状星团的光谱能量分布。我们估计我们的样本集群的年龄，通过比较每个对象的测光与理论恒星星族合成模型的不同值的金属丰度。我们的结果表明，10个样本晕球状星团中有8个具有“中等”年龄，即在1到8 Gyr之间。
2002-01-28 astro-ph
Newly Discovered Globular Clusters in the Outer Halo of M31
我们提出了9个新发现的球状星团在外晕的M31，发现了一个半自动化的程序，从一个INT宽视场相机调查的地区。这个样本包括一个候选者，它位于距M31最大的已知投影银河系中心半径处。
2003-12-11 astro-ph
A New Method for Estimating Dark Matter Halo Masses using Globular Cluster Systems
所有的星系都被认为存在于巨大的暗物质晕中，暗物质的性质只能通过间接观测来确定。星系的形成和聚集取决于这些暗物质晕和它们所承载的重子物质之间的相互作用。虽然统计关系可以用来估计星系晕的质量，但很少有个别星系直接测量它们的晕质量。我们提出了一种方法来直接估计总质量的星系的暗晕使用其系统的球状星团。球状星团系统和晕质量之间的联系与星系的类型和环境无关，这与星系晕和恒星质量之间的关系相反。这种趋势在模型中是可以预期的，其中球状星团形成于早期，在冷暗物质密度场中的罕见密度峰值，并且再电离的时代在整个宇宙中大致相同。我们通过证明星系的超大质量黑洞质量和全球X射线光度与其宿主暗晕质量成正比来说明这种关系的一般效用，正如我们的新方法所推断的那样。
2008-09-29 astro-ph
The redshift space power spectrum in the halo model
最近有很多注意力集中在一个维里化晕为基础的方法来理解的物质和星系功率谱的属性。我们表明，这个模型允许自然治疗的大规模和小规模的红移空间扭曲，我们在这里开发，这扩展了教学价值的方法。
2000-05-04 astro-ph
Halo and Bulge/Disk globular clusters in the S0 galaxy NGC 1380
用深BVR测光研究了天炉座星系团中的S 0星系NGC 1380的球状星团系统。我们发现了两个可能很古老的球状星团。蓝色的球状星团似乎是我们银河系中晕状球状星团的对应物。它们的颜色和星等相当，呈球形分布在椭圆星系周围，但表面密度分布非常平坦。红色星群在椭圆率和位置角上与恒星光一致，星等分布与蓝色星群相似，表面密度分布与其他天炉座椭圆星系中的球状星团相当。从颜色上看，红色星团比银河系中富含金属的球状星团略富金属。我们把这个红色的星群与NGC 1380的凸起和盘联系起来。虽然这两个群体与合并形成是相容的，但不幸的是，我们没有看到其他支持或反对这个星系过去合并事件的暗示。这将是第一次通过颜色和空间分布来识别早期星系中的晕和鼓球状星团，并可能暗示所有星系中都存在晕和鼓球状星团。
1997-06-30 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
The Equilibrium Structure of Cosmological Halos: Dwarf Galaxies to X-ray Clusters
本文描述了一个解析模型，它描述了从宇宙学背景宇宙中凝聚出来的维里化物体的坍缩后平衡结构，并与宇宙学晕的观测和模拟进行了比较。该模型是基于这样的假设，即维里化晕是等温的，这导致一个独特的非奇异的等温球的平衡结构的预测，与核心密度成正比的平均背景密度在崩溃的时代。这些预测的非奇异等温球与暗物质占主导地位的晕从矮星系到X射线集群的内部结构的观测结果吻合得很好。我们的模型还再现了许多平均性能的光环在CDM模拟良好的精度，这表明它是一个有用的分析近似的光环，从现实的初始条件。虽然CDM N-体模拟发现与中央尖点的配置文件，我们的非奇异模型匹配的最里面的区域以外的模拟晕。这个模型也可能是一个有趣的描述晕在非标准的CDM模型，如自相互作用的暗物质，已被提出来消除标准CDM模拟的尖状晕和观察到的晕均匀密度的核心之间的差异。
2000-06-13 astro-ph
New Light on the Initial Mass Function of the Galactic Halo Globular Clusters
我们提出了新的限制银河系旧晕球状星团的初始质量谱。到目前为止，这一点仍然知之甚少，因为初始的幂律质量谱和初始的对数正态质量函数都可能演变成目前观测到的球状星团质量分布，使得现在丢失的低质量天体的初始贡献无法确定。我们的方法是比较球状星团系统的径向质量密度分布和数密度分布随时间的演化。利用Vesperini和Heggie建立的稳定银河势中圆轨道上球状星团质量随时间演化的解析表达式，我们从不同的初始星团质量谱和初始星团空间密度出发，演化出了许多假定的球状星团系统的质量和数密度分布。然后，我们比较模拟的配置文件与旧的光环集群系统，以调查系统（S）提供（S）的最佳一致性的数据。（节略）
2005-07-22 astro-ph
A comparison of the globular cluster luminosity functions of the inner and outer halo of the Milky Way and M31
我们发现银河系内晕的球状星团光度函数（GCLF）与外晕的GCLF在统计上是不同的。我们还发现了类似的差异之间的内部和外部晕人口的M31。我们断言，这种差异是某种形式的集群人口的动态演化和/或GCLF形状的集群人口形成的环境的依赖性的证据。我们还发现，周转光度的GCLF是不受这些差异，并进一步断言，周转光度的这种稳定性肯定了它的有用性作为一个指标的宇宙距离。
1996-08-28 astro-ph
Probing the Galactic Halo with Globular Cluster Tidal Tails
我们讨论了最近的观测和数值计算工作的潮汐尾巴在球状星团。潮汐尾的证据已经在16个银河系球状星团和4个M31球状星团中发现。模拟表明，这些潮汐尾在大多数典型的集群的轨道映射可能是非常可行的。在这方面，相对适度的努力将为那些潮汐尾可以追踪到几度或更大角距的星团提供可靠的空间速度。挖掘即将到来的数据库应该使我们能够追踪大部分天空中球状星团的单个轨道路径。这将使我们能够更好地约束银河系坍缩的模型，并建立星系晕中物质分布的准确图像。
1997-11-19 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
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
Globular Clusters in the Outer Galactic Halo: AM-1 and Palomar 14
AM-1，约120千秒差距，和AM 14，约70千秒差距，是两个已知的最遥远的银河系球状星团。我们提出了哈勃空间望远镜WFPC 2测光的AM-1和AM 14，揭示了前所未有的深度和细节，在这两个集群的颜色星等图。绝对和相对年龄测量证实，两者都比内晕球状星团M 3年轻1.5-2 Gyr，假设所有三个星团都有相似的成分。因此，AM-1和AM 14加入了AM 3、AM 4和波江座（由Stetson等人研究）。作为遥远的银河系球状星团与红色的水平分支和年轻的年龄相对于内晕。在第二参数球状星团年龄的整个研究领域内，观察到的年龄和水平分支形态之间的相关性表明，年龄是第二参数的最佳候选者。然而，这一结论是缓和的第二参数球状星团的一个重要部分缺乏精确的化学丰度测定。
2008-07-07 astro-ph
Globular clusters and the formation of the outer Galactic halo
外晕（R_gc > 15 kpc）中的球状星团比银心距较小的星团系统地暗。在外晕中，半光半径R_h < 10 pc的致密星系团只在R_gc < 40 kpc处出现，而R_h > 10 pc的较大星系团则在所有的银心距离处出现。在R_h为15kpc的致密星系团中< 10 pc that have R_gc >，有两个天体的金属丰度高得惊人.其中之一是Terzan 7，它是人马座矮星的伴侣。另一个是Palomar 1。关于这两个物体的数据表明，它们可能有着相似的进化历史。我们还注意到，除了一个例外，外晕中的发光球状星团都是紧凑的，而暗淡的星团可以有任何半径。这也适用于LMC、SMC和天炉座矮星中的球状星团。唯一的例外是大型发光球状星团NGC 2419。可能这个天体不是一个正常的球状星团，而是一个前矮球状星团的剥离核心。在这方面，它可能类似于欧米茄半人马座。
2004-07-16 astro-ph
Nitrogen Overabundance: Globular Cluster and Halo Formation
晕球状星团提出了四个简洁的问题，必须解决在任何情况下，他们的形成：单一年龄，单一的金属丰度恒星星族;一个下限（[Fe/H] ~ -2.3），他们的平均金属丰度;组成只有1%的恒星晕质量，是我们银河系中最古老的恒星之一。本文给出了银河系恒星的新光谱和银河系球状星团的积分光谱，其范围扩展到3250埃。这些光谱表明，最贫金属和最好的研究银河系球状星团显示出强烈的NH 3360吸收，即使他们的光谱能量分布在近紫外线的蓝色水平分支，AF型恒星占主导地位。这些强烈的北半球特征一定来自这些星团中的主序星。这些新的数据与现有的数据相结合的碳和氮丰度范围很广的金属贫（[Fe/H] < -3.5）晕巨星和矮星，以及最近的模型的零金属恒星形成，使一个稻草人的球状星团的形成，可以重现上述四个问题中的三个，以及相关的两个问题有关的氮过剩。这个strawman的建议使得观测和理论预测是可检验的，需要模型建立者的具体帮助来理解球状星团和晕形成的所有元素约束。
2003-10-15 astro-ph
Outer Versus Inner Halo Globular Clusters: NGC 7492 Abundances
我们对外晕球状星团NGC 7492（R{GC} 25 kpc）中的4颗RGB星样品中的21种元素进行了详细的丰度分析;我们发现[Fe/H] = -1.82 dex，这是利用凯克天文台HIRES获得的高色散（R= 35，000）光谱从FeI线（FeII线为-1.79）推断的。在我们有限的样本中，大多数元素没有显示出星与星之间的变化。然而，我们已经检测到O和Na丰度之间的反相关性，类似于我们以前的分析中看到的内晕GC以及其他人在相对附近的GC的研究。我们比较了NGC 7492的丰度比与我们以前确定的更接近的老晕GC M3和M13。在对晕星金属丰度特征的丰度比趋势进行修正后，我们发现，对于这三个GC中的每一个元素，我们推断出Fe的丰度比在可能的测量不确定性范围内是相同的。因此，以贫金属外晕球状星团NGC 7492为例的外晕的化学历史与以M3和M13为例的内晕的化学历史是无法区分的，至少在这些古老的球状星团形成的时期是如此。这也适用于中子俘获过程。
2004-11-22 astro-ph
Halo enrichment by disrupted globular clusters
我们研究了银河系球状星团系统的演化，以确定它的初始质量函数和晕星的比例，可能来自破裂的球状星团。我们研究了两种破坏机制下的团簇演化：两体弛豫和动力学摩擦。N体模拟的新结果被用于两体松弛的影响下溶解的团簇的寿命。两种不同的质量函数进行了研究：一个高斯初始分布的log（M_C）的平均质量和散射类似于观察到的银河系球状星团系统，和一个幂律分布类似于所看到的集群合并和相互作用的星系。我们发现，在星系的内部，这两种分布的演变方式，他们是一致的观测。在外部，高斯初始分布给出了更好的拟合。然而，如果考虑椭圆轨道，或者在星系晕中有未被发现的低质量星系团，这可能会改变。无论如何，只有一小部分银河系的恒星晕起源于球状星团。
2000-12-21 astro-ph
A Quantitative Link Between Globular Clusters and the Stellar Halos in Elliptical Galaxies
本文探讨了球状星团与其所属星系的弥散恒星星族之间的定量关系。NGC 1399和NGC 4486（M87）都非常适合这种分析，因为它们的球状星团数量很大。我们的Monte Carlo模型的主要假设是，每个球状星团都是与一个具有相同空间分布、化学成分和年龄的弥散恒星质量一起形成的。主要的球状星团子群，确定所观察到的双峰颜色分布，分解避免先验参数（如高斯）拟合和使用一个新的颜色（C-T1）金属丰度关系。最后还讨论了蓝球状星团亚群的彩色星等图中的蓝色倾斜的可探测性。通过假设每个相关弥散恒星质量t的球状星团数量是总丰度[Z/H]的函数，并表现为t=gamma*exp（delta[Z/H]）（即当丰度降低时增加），建立了球状星团和恒星星系晕之间的成功联系。
2007-10-03 astro-ph
The self-enrichment of galactic halo globular clusters : a clue to their formation ?
我们提出了一个球状星团自富集模型。在原星系中，嵌入热原星系介质中的冷而致密的云被认为是星系晕球状星团的祖先。第一代无金属恒星的大质量恒星诞生于原球状星团云的中心区域，爆炸时成为II型超新星。相关的冲击波引发了超级壳层的膨胀，席卷了云的所有物质，这些大质量恒星释放的重元素丰富了超级壳层。第二代恒星就诞生在这些被压缩和富集的气体层中。这些恒星会发生坍缩并形成一个球状星团。这项工作的目的是修改最经常遇到的反对自富集的论点，即假设少数超新星有能力破坏原球状星团云。我们描述了一个模型的动力学的超壳层和其渐进的化学富集。我们表明，原始星团云所需的最小质量，以避免破坏几十个II型超新星是兼容的质量通常假设为原球状星团云。此外，相应的自富集水平与晕状球状星团的金属丰度一致。
1999-11-15 astro-ph
Density profiles and clustering of dark halos and clusters of galaxies
最近，宇宙维力化系统或暗晕的密度分布引起了人们的广泛关注。我首先提出了一个简短的历史回顾的数值模拟，以量化晕密度分布。然后，我描述了最新的结果，普遍的密度轮廓和他们的观测对抗。最后，我讨论了这些晕的集群模型，特别强调宇宙学的光锥效应。
2002-07-09 astro-ph
VI Photometry of Globular Clusters NGC6293 and NGC6541: The Formation of the Metal-Poor Inner Halo Globular Clusters
本文介绍了利用HST上的WFPC 2行星照相机对贫金属内晕球状星团NGC 6293和NGC 6541进行的VI测光。我们的颜色星等图的集群显示定义良好的BHB人口，符合其低金属和老年人。NGC 6293似乎在星团的中心区域有蓝色的离散星。讨论了NGC 6293和NGC 6541的星际红化和距离模，得到NGC 6293的E（B-V）= 0.40和（m-M）_0 = 14.61，NGC 6541的E（B-V）= 0.14和（m-M）_0 = 14.19。我们的结果证实了NGC 6293和NGC 6541明显位于银河系的中心区域（R_{GC} < 3 kpc）。我们还讨论了NGC 6293的差异红化。在我们的小视场内，NGC 6293的星际红化值似乎变化Δ E（B-V）~ 0.02 - 0.04等。最值得注意的结果是，内晕星系团NGC 6293和NGC 6541的年龄与M92基本相同，证实了HST NIC 3对NGC 6287的观测结果。
2006-06-29 astro-ph
Synchronized Formation of Sub-Galactic Systems at Cosmological Reionization: Origin of Halo Globular Clusters
富含气体的亚星系晕质量Mt <= 10^7.5 Msun，虽然由于缺乏足够的冷却剂而不能形成恒星，但在宇宙学再电离时含有很大一部分重子质量。我们表明，宇宙在z=10-20的再电离对这些晕有一个有趣的物理效应。外部辐射场导致电离前沿向每个晕同步向内传播，导致向内的会聚激波。质量为Mb~10^4-10^7 Msun、速度色散σ v <= 11 km/s的低自旋（初始无量纲自旋参数λ <= 0.01）晕中的驻留气体将被半径压缩约100倍，形成自引力重子系统。假设这样的压缩气体系统会碎裂成恒星，最终的恒星系统大小为2- 40秒差距，速度色散为1- 10 km/s，恒星总质量为M* 10^3-10^6 Msun。这些系统的特性似乎与观测到的晕状球状星团的特性相匹配。预期的数密度与观测到的晕状球状星团的数密度是一致的。用该模型预测了高质量端斜率为-2的观测质量函数。速度色散和光度（或表面亮度）之间的强相关性和速度色散和大小之间缺乏相关性，与观测结果一致。平均而言，金属丰度预计是低的，不应该与任何其他数量的球状星团，除了一个更大的分散的金属丰度之间的球状星团预计较大的星系。观测到的比频随星系类型的变化趋势可能在模型中产生。我们认为，这些恒星系统被视为晕球状星团今天。
2001-06-07 astro-ph
Dynamical limits on galactic winds, halo machos and intergalactic globular clusters
我们认为，任何暴力的星系风后，早期的恒星爆发将显着削弱星系的潜力，并留下持久的签名，如降低暗晕密度和优先径向/逃逸轨道的晕示踪剂，如球状星团。如果一个星系的动力学质量有一半以上被吹走，它就会解体。星系中存在致密晕，而没有星系际/逃逸的球状星团，这意味着在星系风中损失的重子数量的上限约为星系总质量的4%。这就限制了参与早期恒星爆发的重子和被锁定在恒星残余物中的重子，比如白矮星。在最近的自行搜索和星系晕中的微透镜观测中，所声称的晕白矮星的数量太高，与我们的动力学上限不一致。类似的论点也暗示了星系晕中中子星和恒星黑洞数量的上限。然而，一个温和的外流是可取的，特别是在矮星系，既降低其冷暗物质中心密度和注入金属的星系际介质。
2002-07-04 astro-ph
Globular Cluster Mass and Metallicity Distributions: Reconstructing the Events During Halo Formation
大多数大型星系中的球状星团是贫金属和富金属的混合体（双峰），但晕星几乎完全是富金属的。这一证据和其他证据表明，贫金属的球状星团形成于广泛分布的10^8-10^9太阳质量的气体云（超巨星GMC）中，在早期的爆发中，大部分气体被喷射或未被使用，直到后来的恒星形成。对早期宇宙中银河系前势阱增长的新模拟表明，球状星团质量分布的初始幂律形式（dN/dM ~ M^-1.8）是SGMC自身质量分布的微型复制品，SGMC在大型原星系的CDM势阱中分层增长。
2001-08-22 astro-ph
Globular Cluster Halos around the brightest Fornax Ellipticals
本文比较了天炉座星系团中心最亮的三个早型星系NGC 1399、NGC 1404和NGC 1380周围的球状星团的性质。这些球状星团系统在性质上非常相似，表明它们的形成机制相似。然而，NGC 1399的球状星团比其他两个星系多10倍，但亮度只有0.3-0.4等。此外，NGC 1399周围的球状星团的运动学倾向于它们中的大部分与星系团而不是与巨大的椭圆星系团联系在一起。因此，球状星团在星团中心的剥离和积累似乎在建立这个cD星系的高比频率中发挥了重要作用。
1997-12-04 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
Tracing the Sgr Stream with 2MASS. Detection of Stream stars around Outer Halo Globular Clusters
我们使用红外色星等图从2微米全天巡天（2MASS）搜索恒星属于潮汐流的人马座矮球状星系（Sgr dSph）周围选定的银河系球状星团。在统计上显著的探测到的情况下，NGC 12和NGC 4147，强烈支持的想法，这些集群与Sgr流，他们是以前的成员Sgr dSph星系。
2003-04-28 astro-ph
On the origin of the radial mass density profile of the Galactic halo Globular Cluster System
我们调查什么可能是目前观察到的银河系老晕球状星团系统的质量的空间分布的起源。我们认为它的径向质量密度分布是原银河系中冷重子物质分布的遗迹。假设这一结果来自于整个原银河系的轮廓，减去暗物质的贡献（以及束缚原球状云的热气的一小部分贡献），我们表明，围绕银河系中心的冷气体和旧晕的质量分布令人满意地一致。为了更有说服力地证明我们的假设，我们模拟了随时间的演化，年龄为15 Gyr，一个假定的球状星团系统，其初始质量分布在星系晕如下的配置文件的冷原星系气体。我们发现，超过银河系的距离为2至3千秒差距，这样的质量密度分布的初始形状被保存，尽管一些球状星团的完全破坏和部分蒸发的一些人。这个结果几乎与球状星团初始质量函数的选择无关，初始质量函数仍然是不确定的。这些演化的星系团系统质量密度分布的形状也与目前观测到的旧晕球状星团系统的分布一致，从而加强了我们的假设。我们的结果可能表明，在距离银河系中心很近的地方，旧晕质量密度剖面所显示的扁平化，至少部分是原始起源的。
2005-02-22 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
Young Galactic Globular Clusters
9个目前已知的“年轻”银河系球状星团，其年龄比具有类似金属丰度的最古老星团小/ 3 Gyr，都具有大于15 kpc的RGC。此外，这些年轻的球状星团被发现有低于平均光度。这些结果表明：（1）在星系晕的最外层，球状星团的形成持续了相当长的一段时间;（2）这种外晕星团的典型光度（质量）随时间而减小。
1998-02-12 astro-ph
Whiting 1: a new Halo Young Globular Cluster
本文报道了银河星团Whiting~1至$V=23.0$区域中心场的$BVI$ CCD测光。这个集群从来没有被研究到目前为止，我们提供了第一次估计其基本参数，即，径向范围，年龄，距离和红化。Whiting~1原来是一个直径约为1 $^{\prime}$的致密星团。我们发现该星系团的年龄约为5 Gyr，金属丰度约为[Fe/H]=-1.20。它位于$b=-60^{o}.64$，日心距离约为45千秒差距，这使它成为一个相当奇怪的天体，肯定不是一个盘状的疏散星团，但可能是迄今为止已知的最年轻的晕状球状星团。
2005-01-21 astro-ph
Chemical Abundances Of Three Metal-Poor Globular Clusters (NGC 6287, NGC 6293, And NGC 6541) In The Inner Halo
我们对NGC 6287、NGC 6293和NGC 6541三个内部古老的晕簇进行了化学丰度研究，发现[Fe/H]分别为-2.01 +/- 0.05、-1.99 +/- 0.02和-1.76 +/- 0.02，我们的金属丰度测量结果与以前的估计值吻合得很好。我们的程序集群的平均α元素丰度与其他球状星团，证实了以前的结果很好的协议。然而，单个α元素似乎遵循不同的趋势。内晕团簇的硅丰度似乎被增强，钛丰度似乎被耗尽相比，中间晕团簇。我们的研究结果似乎也与McWilliam和Rich研究的富含金属的凸状巨星相反，他们发现凸状巨星是钛增强和硅缺乏的。特别是，[Si/Ti]比似乎与银心距离有关，在这个意义上，[Si/Ti]比随着银心距离的减小而减小。我们认为，来自不同质量的SNe II祖先的贡献，丰富了原球状星团云的元素丰度，以及原球状星团云周围不同的初始物理环境，是造成“老晕”球状星团[Si/Ti]比与银心距离的这种梯度的原因。另一方面，我们的程序团的增强的s-过程元素丰度表明，我们的程序团的形成时间尺度可能是几倍10^8年后，恒星形成开始在银河系的中心区域，如果s-过程网站是中等质量的AGB星。
2002-05-23 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
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 Clusters with Dark Matter Halos. I. Initial Relaxation
在一系列的两篇论文中，我们使用高分辨率N体模拟的结果来测试球状星团形成的原始场景。在这第一篇论文中，我们研究了早期宇宙中活的暗物质微晕内恒星核心的初始弛豫。我们的暗物质占主导地位的球状星团显示的功能，这通常是归因于主星系的潮汐场的行动。其中有一个明显的截止（“潮汐半径”）或“中断”的径向表面亮度分布的外部部分，和一个平坦的视线速度色散分布在外围的集群的存在。我们的混合（恒星+暗物质）球状星团的表观质光比非常接近于纯星团。我们认为，需要额外的观测证据，如明显的潮汐尾的存在，以排除在当今球状星团中存在大量的暗物质。
2004-09-26 astro-ph
Evolution of isolated halos and halos inside of groups and clusters in a LCDM model
宇宙中很大一部分质量被认为是以暗物质的形式存在的。由于重力不稳定性，DM塌缩成DM晕。在这篇文章中，我们提出了一个研究的形成和演化的这样的DM晕在COBE归一化的空间平坦的LCDM模型（Omega_0=1-Omega_L=0.3; h=0.7）使用高分辨率N体模拟。这项研究的新颖之处是使用新开发的晕发现算法来研究孤立和卫星（位于维里半径较大的组和集群大小的系统）晕的演变。模拟的晕在典型的星系团和星系团的高密度环境中生存所需的力和质量分辨率很高：分别为1-3 kpc和10^9 M_sun。我们使用高分辨率的自适应细化树（ART）N体代码来跟踪256^3个暗物质粒子的演化，其动态范围在空间分辨率为32，000的60/h Mpc的盒子中。我们发现，这些晕的关联函数是反偏暗物质的关联函数，是高和陡峭的比孤立的维里化对象的关联函数。关联函数在z=3和z=1之间仅温和地演变。从模拟中确定的孤立维里化对象的质量演化与半解析模型的预测吻合得很好。然而，如果我们将卫星晕纳入晕目录中，则存在差异。
1998-10-13 astro-ph
Globular Clusters in the Sombrero Galaxy (NGC 4594)
草帽星系NGC 4594是附近螺旋星系中数量最多的球状星团系统。它是研究球状星团并与本星系群螺旋星系进行对比的理想对象。在这里，我们提出了从CTIO施密特望远镜的B和I成像，它提供了31 'x 31'的视野。我们用DAOPHOT探测了400多个球状星团，并导出了它们的星等、B-I色和光度金属丰度。我们试图根据星系中的位置，将我们的样本分为盘状和隆起/晕状球状星团种群。有一些证据表明，盘人口是更多的金属-比隆起/晕球状星团丰富，但污染，尘埃红化和小数字的统计，使这一结果非常试探性。结果表明，球晕球状星团的金属丰度中值为[Fe/H]=-0.8。这一金属丰度与先前基于较小样本的估计值一致。它也类似于球状星团金属度-星系光度关系所预测的金属度。与我们的银河系一样，在晕状球状星团中没有径向金属丰度梯度。这表明NGC 4594的球状组成部分不是通过耗散过程形成的。
1997-01-20 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
Globular clusters, satellite galaxies and stellar haloes from early dark matter peaks
银河系包含几个不同的古老恒星组成部分，提供了其形成的化石记录。通过将Searle和Zinn（1978）设想的原星系碎片与能够冷却在红移z>10处坍缩的冷暗物质密度场中的气体的罕见峰值联系起来，我们可以理解它们在分层形成情景中的空间分布和运动学。我们使用层次结构形成模拟，探索这些早期的恒星形成结构的运动学和空间分布在今天的星系晕。大多数原星系迅速合并，它们的恒星物质和暗物质变得平滑分布，形成内部的星系晕。贫金属的球状星团和古老的晕星成为这个早期演化阶段的示踪物，中心偏置，自然再现了观察到的半径急剧下降。最外围的山峰很晚才落下，并作为卫星星系存活到今天。该模型成功地再现了观测到的银河系晕星的径向速度色散分布和局部径向速度各向异性。如果这个结构形成的时期与进一步冷却到较低的sigma峰值的抑制相一致，那么我们可以重现Bullock等人（2000）提出的卫星星系的稀有性，运动学和空间分布。在z=12+/-2处的再电离为丢失卫星问题提供了自然的解决方案。测量球状星团的分布和从星系到星系团的晕光，可以用来限制全球与局部再电离模型。如果再电离发生当代，我们的模型预测一个恒定的频率的蓝色球状相对于主机晕质量，除了矮星系的平均相对频率变得更小。
2005-10-12 astro-ph
A Comparison of Copper Abundances in Globular Cluster and Halo Field Giant Stars
我们计算了10个球状星团（M3，M4，M5，M10，M13，M15，M71，NGC 7006，NCG 288和NGC 362）中117颗巨星的[Cu/Fe]，发现球状星团Cu丰度似乎遵循[Cu/Fe]的趋势。这一结果很有趣，因为最近的研究表明，球状星团欧米茄半人马座在丰度范围为-2.0 <[Fe/H]<-0.8时，[Cu/Fe]与[Fe/H]没有趋势。特别感兴趣的是两个集群M4和M5。虽然在相似的金属丰度（[Fe/H] ~- 1.2）下，它们在某些元素丰度上有很大差异：M4在Si、Ba和La中的丰度远远超过M5。我们发现，它也是过剩的铜相对于M5，虽然这种过剩是符合[Cu/Fe]的比例在现场发现。
2003-03-07 astro-ph
