Deep Luminosity Functions of Old and Intermediate-Age Globular Clusters in NGC 1316: Evidence for Dynamical Evolution of Second-Generation Globular Clusters
哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机已被用来获得巨大的早期型星系NGC 1316的深高分辨率图像，这是一个明显的合并残留物。这些观测结果取代了先前较浅的观测结果，这些观测结果揭示了中间年龄（~ 3 Gyr）的富含金属的球状星团的存在。我们总共检测到1496个候选聚类，几乎是之前WFPC 2图像的4倍。我们确认的双峰的颜色分布的集群，即使在V-I，峰值颜色0.93和1.06。大量的检测到的集群，使我们能够评估的球状星团光度函数作为一个函数的银河中心半径。我们发现，内部的50%的中间年龄，富含金属（“红色”）人口的集群的光度函数显着不同的外部50%。特别是，内部50%的红色星团的光度函数显示出明显的平坦化，这与比蓝色星团的营业额暗约1.0等的营业额一致。这构成了第一个直接的证据，富金属的星系团人口形成的主要合并过程中的气体丰富的星系团可以动态演变（通过中断过程）成红色，富金属的星系团人口是无处不在的“正常”的巨型椭圆。
2004-08-05 astro-ph
The self-enrichment scenario in intermediate metallicity globular clusters
我们目前的恒星产量计算的详细模型的中等质量的渐近巨分支星的低金属丰度。在这项工作中，整个主要的微观物理输入已被更新，特别是α-增强被明确地考虑到在不透明度和状态方程。本工作的目的是为检验中等金属丰度球状星团的AGB自富集假设的可靠性提供依据。这些球状星团表现出明确的丰度模式，这通常被解释为大质量AGB喷出物污染星际介质的结果。我们计算了金属丰度Z=0.001的中间质量模型的网格;沿着整个AGB阶段的前主序列的演化序列。我们把注意力集中在球状星团恒星光谱研究中大量研究的那些元素上，即氧、钠、铝、镁和氟。我们的模型的预测显示出令人鼓舞的协议与自我富集的情况下，关注的氧，铝，氟和镁的丰度的需求。钠的问题更棘手，因为Ne-Na循环的横截面有很大的不确定性。目前的结果表明，只有一个相对较小的初始质量范围（M= 5，6太阳质量）可以负责的自富集。
2007-12-03 astro-ph
Detecting metal-rich intermediate-age Globular Clusters in NGC 4570 using K-band photometry
早型星系的球状星团系统（GCSs）的光学色分布具有双峰特征。蓝峰GC被认为是古老和贫金属的，而红峰GC的年龄，金属丰度和起源仍有争议。我们获得了深K波段测光，并将其与HST观测g和z相结合，以产生从光学到近红外的完整SED。这使我们能够打破年龄-金属性简并。我们使用我们的演化合成模型GALEV星团计算一个大网格的模型与不同的金属丰度和广泛的年龄。将这些模型与我们的观测结果进行比较，发现了大量的中间年龄（1-3 Gyr）和富含金属（~太阳金属丰度）的球状星团，这将使我们进一步了解该星系的形成历史。
2008-01-15 astro-ph
A Genuine Intermediate-Age Globular Cluster in M33
我们提出了深积分光光谱的九个M33球状星团采取的Hectospec仪器在MMT天文台。根据我们的光谱和以前的深色星等图获得的HST/WFPC 2，我们提出的证据存在一个真正的中等年龄的球状星团在M33。Lick线指数的分析表明，所有的球状星团都是贫金属的（[Z/H] <~ -1.0），星团M33-C38比其余的M33样本星团年轻5-8 Gyr。我们没有发现在M33-C38的CMD中存在蓝色水平分支恒星的证据，这排除了由于热恒星的存在而人为年轻的光谱年龄的可能性。我们推断M33-C38的总质量为5-9 x 10^4 M_sol，这意味着M33-C38比一些动力学演化模型预测的M33中的星团存活时间长约2-3倍，尽管目前还不清楚M33的哪个动力学组成部分-薄盘，厚盘，晕-与星团有关。
2006-06-19 astro-ph
Evidence for An Intermediate-Age, Metal-rich Population of Globular Clusters in NGC 4365
我们提出的光谱球状星团（GC）的椭圆星系NGC 4365，获得与LRIS光谱仪的凯克一号望远镜。先前的研究表明，NGC 4365中GC的光学颜色分布缺乏球状星团系统中常见的双峰结构，只显示出单一的宽峰。GC光谱上Balmer线指数（H β、H γ和H δ）的测量结果支持Puzia等人最近的建议，基于光学和近红外测光，NGC 4365中的一些星团是中等年龄（2-5 Gyrs）和富金属（-0.4<[Z/H]<0），而不是老（~10-15 Gyrs）和贫金属。我们还发现了一些真正的贫金属，老集群，这表明两个人口的年龄和金属合谋产生单一的广泛分布观察到的光学颜色。
2002-11-19 astro-ph
Supersoft and Quasisoft X-Ray Sources in the Globular Clusters of NGC 4472: Are they candidates for intermediate-mass black holes?
报道了室女座椭圆星系NGC 4472（M49）中6个球状星团与亮（$L_x > 10^{38}$ erg s $^{-1}$）甚软X射线源（VSS）之间的可能联系。其中两个VSS具有与发光超软X射线源（SSS）一致的宽带光谱特性。其他VSS稍微硬一些，kT值可能在大约150 eV和250 eV之间。这些源可能太热，无法用白矮星模型来解释，它们是新建立的类准软源（QSS）的成员。我们检查白矮星，中子星，黑洞模型的VSS。其中一个SSS的温度和亮度足以成为Ia型超新星的可能祖先，而其他VSS最自然的模型是吸积物是中等质量的黑洞。无论它们的物理性质如何，这些源都不同于银河系球状星团中的任何X射线源。没有一个银河系球状星团拥有准软源，只有一个，M3，包含一个昏暗的（$L_x \sim 10^{36}$ erg s $^{-1}$）瞬态SSS。
2003-12-15 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
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
Near-Infrared photometry and spectroscopy of NGC 6539 and UKS 1: two intermediate metallicity Bulge Globular Clusters
利用ESO/NTT的SofI成像仪和NIRSPEC摄谱仪，我们获得了中等金属丰度Bulge球状星团NGC6539和UKS1的J、K像和覆盖1.5 - 1.8微米范围的阶梯光栅光谱。我们发现[Fe/H]分别为-0.76和-0.78，平均α增强为+0.44 dex和+0.31 dex，与先前对富含金属的Bulge簇的测量一致，并有利于快速化学富集的情况。我们还测量了非常低的12 C/13 C = 4.5 +/-1同位素比值在两个集群，这表明额外的混合机制，由于冷底加工在沿红巨星分支的演化过程中。最后，我们分别测量了NGC6539和UKS1的精确径向速度=+31 +/-4Km/s和=+57 +/-6Km/s，以及约8Km/s和11Km/s的速度色散。<v_r><v_r>
2005-08-05 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
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
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
Self-enrichment by AGB stars in Globular Clusters: comparison between intermediate and high metallicities
我们提出了中等质量恒星（M=3-6.5太阳质量）与金属丰度Z=0.004的理论演化序列。我们的目标是检验大质量渐近巨星分支星的自富集方案是否适用于高金属丰度的球状星团，因为同一小组以前的工作表明，这类天体的理论产额可以再现在中等金属丰度（[Fe/H]=-1.3）下观察到的某些元素丰度之间的趋势，即O-Al和O-Na的关系。我们发现，在金属丰度的增加有利于只有一个温和的降低的光度和温度在底部的信封为相同的核心质量，也是第三次挖掘的效率几乎没有改变。相反，由于具有相同效率的过程对具有不同金属丰度的包层的总体丰度的不同影响，在产率中发现了差异。我们预期与中等金属丰度情况下相同的定性模式，但某些元素丰度之间的某些关系的斜率不同。我们比较了中间金属丰度（Z~0.001）和大金属丰度（Z~0.001）的团簇的钠-氧关系。虽然观测数据仍然太少，但只要只有M>5太阳质量的恒星有助于自我浓缩，模型就与观测到的趋势一致。
2008-01-17 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
Growth of Intermediate-Mass Black Holes in Globular Clusters
本文给出了稠密恒星环境中黑洞的二元-单元散射事件序列的数值模拟结果。模拟涵盖了广泛的质量比，从相等的质量物体到1000：10：10的太阳质量，并将纯牛顿模拟与牛顿遇到的模拟进行比较，其中牛顿遇到的模拟中穿插着来自双星的引力波发射。在这两种情况下，当双星的引力辐射合并时间小于下一个闯入者的到达时间时，序列就会终止。我们发现黑洞双星通常以非常高的偏心率合并（0.93 < e < 0.95纯牛顿; 0.85 < e < 0.90与引力波发射），并且增加引力波发射使双星在合并之前硬化的时间减少约30%至40%。我们讨论了这项工作的影响，中等质量黑洞的形成和引力波探测。
2004-02-23 astro-ph
Which Globular Clusters contain Intermediate-mass Black Holes?
人们一直认为，球状星团中的中等质量黑洞（IMBH）只能存在于最集中的星团中，具有所谓的“核心塌陷”密度分布。虽然这是一个自然的猜测，但事实上是错误的。通过详细的N-体模拟，我们跟踪了包含IMBH的星团的演化，其质量在125 \le M_{BH} \le 1000 M_{\odot}之间，我们发现一个包含IMBH的星团，在投影中，似乎有一个相对较大的“核心”，表面亮度只向中心略微上升。这使得任何一个“核心坍缩”的星团都不太可能拥有IMBH。相反，寻找IMBH的地方是那些可以用中等浓度King模型很好地拟合的集群。在具有IMBH的球状星团中，可见星的速度色散在视核半径内几乎是恒定的。对于一个质量为M_C的星系团，其IMBH的质量为M_{BH}，IMBH的影响只有在半质量半径的2.5分之M_{BH} /M_C处才变得显著，在核心深处，它只会影响少数恒星。总之，IMBH的观测检测可能是可能的，但将是具有挑战性的。
2004-10-25 astro-ph
The intermediate-age globular cluster NGC 1783 in the Large Magellanic Cloud
利用哈勃空间望远镜ACS对大麦云星云中的中等年龄球状星团NGC 1783进行了深测光。通过使用该光度数据集，我们已经确定了集群的椭圆度（$ε$ =0.14 $\pm$ 0.03）和径向密度分布。用扩展核（r_c= 24.5“）和低浓度（c=1.16）的标准King模型很好地再现了这一分布，表明团簇没有经历核的坍缩。我们还推导出集群的年龄，通过使用比萨进化图书馆（PEL）等时线，有三个不同的超调量（即，$Λ_{os}$ =0.0，0.10和0.25）。通过比较观测到的色星等图（CMD）和主序星（MS）的光度函数（LF）与理论上的等时线和LF，我们发现，只有包含一定过冲（$Λ_{os}$ =0.10-0.25）的模型才能再现观测值。利用He团平均水平与SGB平坦区之间的幅度差$δV_{SGB}^{He-Cl}=0.90$，我们得出年龄$τ$ =1.4 $\pm$ 0.2 Gyr。
2007-07-31 astro-ph
Erupting Cataclysmic Variable Stars in the Nearest Globular Cluster, NGC 6397: Intermediate Polars?
NGC 6397是距离我们最近的球状星团，因此也是寻找暗弱恒星星族如激变变星（CV）的理想地点。HST和钱德拉天文台的观测员已经在这个附近的星团中确定了9个确定和可能的CV，其中包括几个磁性CV候选者。我们将最近的紫外图像与NGC 6397的档案HST图像相结合，以寻找新的CV候选者，特别是寻找矮新星样的爆发事件。我们发现了两个著名的灾变系统CV 2和CV 3的显著的和有点意想不到的矮新星样爆发。这两个天体被认为是{ \it magnetic} CV，正如它们的氦发射线光谱所示。CV中的磁场通常被认为可以防止导致矮新星爆发的磁盘不稳定性。事实上，大多数磁场CV被观察到没有经历爆发。如果CV 2和CV 3都是罕见喷发的中间极，类似于EX Hya，那么我们对矮新星喷发的观察可以与这些物体的HeII发射线相一致。如果这是大多数球状星团CV的情况，那么我们可以调和钱德拉和HST所看到的许多X射线和紫外线明亮的CV候选者与星团核心中观察到的极少数爆发的矮新星。
2005-07-01 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 Peculiar Globular Cluster System of the S0 Galaxy NGC 7457
介绍了S 0星系NGC 7457中球状星团的HST测光和Keck谱学。GC的V-I色星等图缺乏大多数早期类型星系中存在的明显双峰性;可能有大量的中间色天体。在13个光谱观察到的GC中，有两个异常富含金属，并具有明亮的[O III]发射线。我们的结论是，一个可能拥有行星状星云，另一个可能是超新星遗迹。这种发射线天体在中等年龄的恒星星族中应该比在老恒星族中更常见。因此，我们建议，除了典型的老富金属和老贫金属GC亚群，可能有第三个亚群的中间年龄。这样一个亚星群可能在2-3 Gyr前形成，与支配星系中心恒星星族的恒星形成事件相同。
2008-04-28 astro-ph
The Luminosity Functions of Old and Intermediate-Age Globular Clusters in NGC 3610
HST上的WFPC 2相机已被用于获得NGC 3610的高分辨率图像，NGC 3610是一个动态年轻的椭圆星系。这些观测取代了较短的、未经抖动的HST观测，在HST观测中首次发现了一个中等年龄的球状星团。新的观测结果更清楚地显示了球状星团的双峰颜色分布，峰值在（V-I）o = 0.95和1.17。NGC 3610中蓝色贫金属星团的光度函数（LF）发生了翻转，符合高斯分布，峰值Mv =-7.0，与椭圆星系中古老的球状星团相似。红色的、富含金属的星团人口有一个LF，它向明亮和暗淡的两端延伸得更远，正如对中等年龄的星团人口所预期的那样。它与指数α = -1.78 +-0.05或-1.90+-0.07的幂律很好地拟合，当校正观测散射时。Kolmogorov-Smirnov检验证实了红色和蓝色聚类的LF之间的显著差异，它们来自同一种群的概率小于0.1%。与Fall & Zhang集群破坏模型的比较表明，与所观察到的LF的边际协议，虽然有细节上的差异。特别是，没有明确的证据表明，在微弱的结束预测的营业额。分析的一个副产品是证明，在任何给定的金属丰度下，LF的峰值应该在1.5 Gyr到12 Gyr之间保持几乎恒定，因为微弱星系团的破坏效应几乎完全被星系团的衰落所平衡。这可能有助于解释球状星团光度函数峰值的普遍性。（节录）
2002-05-01 astro-ph
Production of Intermediate-Mass Black Holes in Globular Clusters
在几个星暴星系中发现了许多光度L>10^39 erg/s的非核X射线点源，这激发了人们对它们的性质和起源的猜测。在几个来源中看到的强烈变化表明大质量黑洞是中心引擎。如果通量是各向同性的，则光度的范围大约为10^41 erg/s，这意味着如果光度是亚爱丁顿的，则质量M>10^3 Msun。在这里，我们探索这些来源的模型。我们认为，在百分之几十的球状星团中，形成了一个非常大的黑洞，M>50 Msun。这个黑洞在不到10^6年的时间里下沉到星系团的中心，在星系团10^10年的寿命中，它主要以较轻的黑洞的形式吸积了大约10^3 Msun。不像双星中质量较小的黑洞，它们在引力作用下合并之前就被反冲力从星系团中甩了出来，一个大于50兆太阳的黑洞有足够的惯性保持与星系团的结合。我们认为，10^3 Msun黑洞可能在致密的球状星团中心很常见，因此可能存在于当前球状星团的百分之几十中。如果星团后来与它的宿主星系合并，黑洞从分子云中的年轻星团吸积可以产生与观测一致的光度。我们还考虑了球状星团中大质量黑洞的可探测性，如LISA和LIGO的引力波探测器，并推测未来的观测可能会测试我们的预测。
2001-06-11 astro-ph
Globular Clusters in NGC 4365: New K-band Imaging and a Reassessment of the Case for Intermediate-age Clusters
利用新的宽视场VIK成像技术研究了室女座巨椭圆星系NGC 4365的球状星团（GC）系统。GC的颜色分布（至少）有两个峰值，但与大多数其他大型椭圆星系和综合星系光相比，红色GC的颜色更倾向于中间色。中间色/红色峰值本身可能由两个子群组成，中间色的星团比蓝色和红色GC更集中在星系中心。在我们的样本中，几乎所有的中间色和红色GC在（V-K，V-I）图中显示出向红色V-K和/或蓝色V-I颜色的偏移，与老年的SSP模型相比。这在过去被解释为中间年龄的证据。我们还结合我们的VIK数据与以前发表的光谱。观测到的颜色-金属丰度关系与模型之间的差异与双色图中观测到的偏移一致，与给定金属丰度的模型相比，富金属GC在V-K中太红（约0.2等），在V-I中太蓝（约0.05等）。这些抵消不能简单地解释为年轻的影响。我们的结论是，虽然中间GC年龄不能明确排除，另一种情况是更有可能的，即所有的GC是旧的，但中间金属丰度GC的相对数量大于典型的巨型椭圆。得出明确结论的主要障碍是缺乏对具有近太阳金属丰度的恒星星族的综合光谱和光度特性的可靠校准。在任何情况下，令人困惑的是，NGC 4365中的中间色GC并没有伴随着相应的星系光向蓝色的转变。
2005-08-07 astro-ph
A populous intermediate-age open cluster and evidence of an embedded cluster among the FSR globular cluster candidates
本文研究了从\citet{FSRcat}星表中选出的候选球状星团FSR 1603和FSR 1755的性质。利用2 MASS场星净化测光研究了它们的性质，并将其用于建立色星等图（CMD）和恒星径向密度剖面（RDP）。FSR 1603有疏散星团（OC）Ruprecht 101作为光学对应物，我们证明它是一个巨大的中间年龄星团（IAC）。FSR 1603的相关参数是年龄$\approx1$ Gyr、到太阳的距离$\ds\approx2.7$ kpc、银心距离$\dgc\approx6.4$ kpc、核心半径$\rc\approx1.1$ pc、质量函数斜率$χ\approx1.8$、观测到的恒星质量（对于质量在$\rm 1.27 \ms\leq m\leq2.03 \ms$范围内的恒星）$\mObs\approx500 \ms$和总的（外推到$\rm m=0.08 \ms$）恒星质量$\mTot\approx2300 \ms$。另一方面，FSR 1755不是一个人口稠密的星团。它可能是一个稀疏的年轻的集群嵌入在H II区域Sh 2 -3，受到吸收$\aV\approx4.1$，位于$\ds\approx1.3$ kpc。重要的场星污染，空间可变的重尘埃遮蔽，即使在\ks，和气体排放的影响其领域。一个几乎垂直的、稀疏的蓝色恒星序列出现在CMD中。
2007-12-17 astro-ph
Dynamical Evolution of Globular Cluster Systems formed in Galaxy Mergers: Deep HST/ACS Imaging of Old and Intermediate-Age Globular Clusters in NGC 3610
哈勃太空望远镜上的ACS相机被用来获取巨大椭圆星系NGC 3610的深层图像，这是一个公认的耗散星系合并遗迹。这些观测结果取代了之前WFPC 2的图像，这些图像显示了一群富含金属的球状星团（GC）的存在，年龄在1.5-4 Gyr之间。我们总共检测到580个GC候选者，比之前的WFPC 2图像多46%。新的光度法加强了以前发现的双峰的颜色分布的GC的意义。蓝色和红色亚群的V-I峰值颜色分别为0.93 +/-0.01和1.09 +/-0.01。的光度函数（LF）的内部50%的富金属（“红色”）人口的GC显着不同的外部50%。特别是，内部50%的红色GC的LF显示出与周转一致的平坦化，其周转比蓝色GC LF的周转弱约1.0等。这与最近的GC破坏模型预测的上述年龄范围和金属丰度是一致的，与人口合成模型预测的红色GC的峰值颜色。我们确定了NGC 3610中GC的特定频率，并发现S_N = 1.4 +/- 0.6。我们估计，在10 Gyr年龄时，这个值将增加到S_N = 3.8 +/- 1.7，这与“正常”椭圆星系的典型S_N值是一致的。我们的研究结果构成了进一步的证据，支持的概念，富金属的GC人口在涉及富含气体的星系的主要合并过程中形成的动态演变（通过中断过程）成红色的，富含金属的GC人口是无处不在的“正常”巨型椭圆。
2007-02-19 astro-ph
An Intermediate-Mass Black Hole in the Globular Cluster G1: Improved Significance from New Keck and Hubble Space Telescope Observations
我们提出了大质量球状星团G1的动力学模型。其目标是测量任何中心黑洞的质量，或者给其设定一个重要的上限。球状星团是否包含中心大质量黑洞对各种研究都有重要影响。我们使用新的运动学数据与凯克和新的测光从哈勃太空望远镜。凯克光谱使我们能够获得大半径的运动学，这是确定动力学模型和轨道结构的质光比所必需的。哈勃太空望远镜的观测为我们提供了两个更好的表面亮度轮廓空间分辨率的因素。通过拟合非参数的、球形的、各向同性的模型，我们找到了一个最佳拟合的黑洞质量为1.7（+-0.3 e 4 Msun。完全通用的轴对称轨道模型给出了类似的结果，其中黑洞质量为1.8（+-0.5 e4 Msun。无黑洞模型的Δ chi ^2 = 5（在质光比上被边缘化），意味着显著性小于3%。我们已经考虑到了由于恒星残余物而导致的中心质量与光比的任何变化。这些结果与我们先前在Gebhardt，Rich & Ho（2002）中的估计一致，但与Baumgardt等人（2003）的分析不一致，后者声称G1没有显示出黑洞的证据。这些新结果使G1成为包含中等质量黑洞的星系团的最佳例子。
2005-08-10 astro-ph
Primordial binaries and intermediate mass black holes in globular clusters
我们提出了第一个研究的星团，结合了一个显着的人口的原始双星的存在下，一个中央黑洞的动态演化。我们使用直接N体模拟，黑洞的质量约为星系团总质量的百分之一。双星群体的演化受到黑洞存在的强烈影响，这使得星系团有一个大的核心，中心有一个密度尖点。从普卢默配置文件开始，我们首先遇到一个阶段，最后约10个半质量弛豫时间，其中二进制文件被破坏的速度比没有黑洞的类似模拟。然而，随后，由于大的核心尺寸，二进制中断显着减慢。原始双星和黑洞之间的动力学相互作用，从而介绍了新的功能，到目前为止，调查的情况下，黑洞和双星的影响已被分别考虑。具体来说，中等质量黑洞的二元毁灭模式可能会留下一个可以通过观测检测到的指纹。
2005-08-24 astro-ph
The Chemical Properties of Milky Way and M31 Globular Clusters: II. Stellar Population Model Predictions
利用M31中23个球状星团的积分光谱，通过对两个恒星星族模型的多元拟合，计算了它们的年龄、金属丰度和[α/Fe]比。同时，我们分析了21个银河系球状星团的光谱，以便于差分分析。我们发现，M31球状星团在年龄和金属丰度上分为三个不同的组成部分。我们鉴定出一个古老的贫金属组（7个），一个古老的富金属组（10个）和一个中间年龄（3-6 Gyr）、中间金属丰度（[Z/H]-1）组（6个）。这第三组在银河系球状星团样本中没有被发现。大多数球状星团在这两个样本中出现增强的α-元素，增强的程度是依赖于模型。中间年龄的GC似乎是最增强的，[α/Fe]~0.4。相对于模型和M31和银河系样本的大部分，这些星系团在CN中明显被压低。与M31、M32和NGC 205的核球相比，这些星团在年龄、金属丰度和CN丰度方面与NGC 205中的恒星星族最为相似。我们使用Rose（1984）Ca II指数推断M31星团的水平分支形态，并证明蓝色水平分支在我们的分析中不会导致错误的年龄估计。中间年龄的星团通常比M31星团的大部分有更高的速度。在空间上，这些集群中的三个被投影到凸起区域，其余三个分布在大半径。我们讨论这些对象的背景下建立的M31晕，并建议这些集群可能起源于一个富含气体的矮星系，这可能是或可能不是目前可观察到的M31。
2004-11-22 astro-ph
Hubble Space Telescope Evidence for an Intermediate-Mass Black Hole in the Globular Cluster M15: II. Kinematical Analysis and Dynamical Modeling
我们分析了致密球状星团M15中心区域的HST/STIS谱（见论文I）。我们推断出64颗恒星的速度，其中三分之二的速度是首次测量的。这使得在M15中心1角秒内测量到速度的恒星数量增加了两倍，在中心2角秒内测量到速度的恒星数量增加了一倍。结合现有的地面数据，我们得到的投影运动学量的径向轮廓。在中心几角秒内，均方根速度sigma_RMS上升到14 km/s，略高于先前从地面数据推断的10-12 km/s的值。为了解释这些结果，我们构建了基于Jeans方程的动力学模型，这意味着M15必须有一个中心浓度的非发光材料。如果这是由单个黑洞造成的，那么它的质量是M_BH =（3.9 +/- 2.2）x 10^3太阳质量。这与已经建立的星系M_BH和sigma_RMS之间的关系是一致的。此外，球状星团中存在中等质量黑洞与文献中提出的球状星团演化的几种假设是一致的。因此，这些结果对于我们理解球状星团的演化、黑洞的生长、球状星团与星系形成之间的联系，以及最近在邻近星系中发现的“超亮”X射线源的性质都有重要的意义。M15不是一个单一的黑洞，它可能有一个中心集中的黑暗残余物（例如，中子星）。然而，先前为M15构建的最佳拟合的福克-普朗克模型并没有预测足以解释所观察到的运动学的中心质量浓度。[删节]
2002-10-19 astro-ph
Asymptotic Giant Branch Stars in Interacting Galaxy Globular Clusters
我们提出了新的建模的中间年龄恒星星族在近红外光谱（NIR）的分光光度特性。我们考虑到的渐近巨星分支（AGB）的恒星，占主导地位的综合近红外辐射的人口的演化和光谱特性。分光光度窄带分子指数的预测需要使用一个有效的温度-颜色（或光谱）校准AGB星;合成指数显示强烈依赖于此校准。本文介绍了在典型的合并遗迹NGC 7252中对一个年龄为5亿年的超大质量星团进行近红外观测的初步结果。光谱确实是一致的中间年龄模型占主导地位的光从AGB恒星，其中很大一部分可能是富碳。对中等年龄恒星星族及其近红外辐射的模拟中所用的恒星输入的影响进行了讨论。
2000-03-30 astro-ph
The Ages of Globular Clusters in NGC 4365 Revisited with Deep HST Observations
本文介绍了新的哈勃空间望远镜（HST）-NIC 3，NGC 4365和NGC 1399周围球状星团（GC）的近红外H波段测光，并结合HST-WCPC 2和ACS光学数据。我们发现NGC 4365有一些球状星团，它们的光学颜色比预期的更蓝，因为它们的红色光学到近红外颜色和年龄。唯一已知的解释这些颜色的方法是在这个椭圆星系中有大量的中间年龄（2-8 Gyr）星团。而NGC 1399则没有发现这样的星群。我们对NGC 1399的研究结果与以前的光谱工作一致，表明它的星系团具有很大的金属丰度分布，并且几乎都很古老。在文献中，对NGC 4365球状星团的少量样品进行光谱研究得到了各种结果。光谱数据允许存在或不存在一个显着的人口的中间年龄集群，考虑到指数的不确定性，通过比较对象之间的共同这些研究和少数光谱候选人与光学近红外颜色指示中间年龄。我们新的NGC 4365 GC系统的近红外数据具有更高的信噪比，与早期发表的光度学一致，都提供了有力的证据，一个显着的中间年龄的组成部分。NGC 1399和其他系统的光度和光谱结果之间的一致性进一步证实了这一结论，以及近红外技术的有效性。
2005-10-11 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
Three-Body Encounters of Black Holes in Globular Clusters
越来越多的证据表明，与星团有关的黑洞的质量在10^2到10^4太阳质量之间。这样的中等质量黑洞（IMBH）将在这些星系团的致密核心遇到其他黑洞。在这些相互作用中产生的双星也会受到其他物体的扰动，从而改变双星的轨道特征。这些双星及其随后的引力辐射合并是引力波的重要来源。我们提出了高质量比遭遇的数值模拟结果，这有助于澄清球状星团中的中等质量黑洞的相互作用，并帮助确定什么类型的可检测的引力波签名是可能的。
2003-07-01 astro-ph
Old Globular Clusters Masquerading as Young in NGC 4365?
对NGC 4365中的22个球状星团（GC）进行了高信噪比、低分辨率的光谱测量。其中一些被选为可能代表一个中间年龄（2-5 Gyr），非常富含金属的GC亚群。这种亚群的存在是从这个典型的室女座椭圆星系中GC不寻常的光学和近红外颜色分布推断出来的。然而，从舔指数得出的年龄一致的所有GC在我们的样本中的平均年龄。金属丰度的集群显示了一些证据的三峰分布。最贫金属和最富金属的峰值与这种光度的椭圆星系的预期值一致，但似乎有一个额外的中间金属丰度峰值位于它们之间。新哈勃太空望远镜的测光结果与此一致。一种可能的情况是，在早期的数据中，这三个峰值合并成一个单一的广泛分布。我们的研究结果表明，这是很难确定中年GC亚群单独与光度，即使是光学和近红外颜色使用。
2005-02-22 astro-ph
Extragalactic Globular Clusters in the Near-Infrared II. The Globular Clusters Systems of NGC 3115 and NGC 4365
我们结合VLT/ISAAC仪器和档案HST/WFPC 2光学图像获得的近红外测光来确定两个早型星系NGC 3115和NGC 4365中球状星团的VIK星等和颜色。近红外光谱与光学光度法的结合为提高年龄-金属丰度简并度提供了一条途径。对于NGC 3115，球状星团的颜色揭示了两个主要的子群，与以前的研究一致。通过对NGC 3115球状星团的V-I、V-K色与SSP模型的比较，我们发现两个年龄大于10 Gyr的主要子星群的颜色差异主要是由于金属丰度的差异。我们发现Δ[Fe/H] = 1.0 +/- 0.3 dex，蓝、红球状星团子居群在3 Gyr内是同时存在的。与NGC 3115球状星团相比，NGC 4365中的球状星团系统具有更复杂的年龄和金属丰度结构。我们发现了一个显着的人口中间年龄非常富金属的球状星团随着老人口的富金属和贫金属的集群。具体来说，我们观察到一个大的人口球状星团与V-K和V-I颜色，所有目前的SSP模型给出的年龄和金属丰度的范围内~2-8 Gyr和~0.5-3 Z_太阳，分别。经过10 Gyr的被动演化后，NGC 4365中的中间年龄球状星团的颜色将与巨椭圆星系（如M87）中富含金属的球状星团一致。我们的研究结果为球状星团系统是一致的，与以前的年龄和金属丰度的研究弥漫银河光。除了NGC 3115和NGC 4365中的主要球状星团外，我们还报告了对极红色天体的探测。
2002-06-10 astro-ph
X-ray Localization of the Globular Cluster G1 with XMM-Newton
本文利用XMM-牛顿法和哈勃空间望远镜（HST）给出了大质量球状星团G1的精确X射线位置。G1的X射线发射是最近用XMM-Newton探测到的。X射线发射的来源有两种可能性。它可能是由于中心中等质量黑洞的吸积，也可能是由于普通的低质量X射线双星。X射线发射的精确位置可能会区分这两种情况。通过改进XMM-牛顿和HST数据的天体测量，我们将XMM-牛顿误差圆减小到1.5”。尽管误差圆较小，但精度不足以区分中等质量黑洞和发光的低质量X射线双星。然而，这一结果表明，未来的钱德拉观测可能会揭示X射线发射的起源。
2007-03-26 astro-ph
Normal Globular Cluster Systems in Massive Low Surface Brightness Galaxies
我们提出的球状星团系统的6个大质量的螺旋星系，最初编目为低表面亮度星系，但在这里显示，跨越了广泛的中央表面亮度值，包括两个中间到低表面亮度星系的研究结果。我们使用HST上的高级巡天照相机在F475 W和F775 W波段获得测光，并选择具有与球状星团一致的测光和形态特性的源。在我们的目标星系中总共确定了206个候选者。从与银河系球状星团系统的直接比较中，我们得到了每个星系的特定频率值，这些频率值在晚型星系的预期范围内。我们发现，所有星系中的球状星团候选者在光度，大小和颜色方面与以前研究的星系中的球状星团系统具有一致的性质。我们建立了球状星团的存在下，在我们的样本中的两个中间到低表面亮度的星系，并表明它们的属性没有任何显着的偏离行为观察到的其他样本星系。我们的研究结果与低表面亮度星系遵循与正常（即高表面）亮度星系大致相同的演化历史的情况大致一致，除了在一个低得多的速率，但需要存在一个初始阶段的恒星形成足够的强度，以允许形成大质量的星团。
2007-12-04 astro-ph
A new method to separate star forming from AGN galaxies at intermediate redshift: The submillijansky radio population in the VLA-COSMOS survey
我们利用一种新发展的基于光学颜色的方法，在中等红移（z<1.3）处分离活动星系核和恒星形成星系，研究了20 cm波段亚毫扬斯基射电群的性质。虽然使用光学静止坐标系的颜色，我们的分离方法被证明是有效的，而不是对尘埃星暴星系的偏见。这种分类方法已被校准和本地无线电选择的光学样品上测试。由于精确的多波段测光和红移，它具有普遍适用于任何星系样本的潜力，其中SF和AGN星系是两个占主导地位的人口。为了量化亚毫扬斯基射电群的性质，我们分析了在VLA-COSMOS巡天中在20厘米处探测到的约2,400个射电源。其中90%的通量密度低于毫流。我们将这些天体分为：1）候选恒星，2）类恒星天体，3）活动星系核，4）SF，5）高红移（z>1.3）星系。我们发现，对于submillijansky射电人口的组成，SF星系是不是占主导地位的人口在submillijansky通量水平，如以前经常假设的，但它们构成了一个近似恒定的比例为30-40%的流量密度范围为~50微焦耳至0.7毫焦耳。总之，基于整个VLA-COSMOS在20 cm处的射电总体，我们发现在这些流量密度下的射电总体是大约30-40%的SF和50-60%的AGN星系的混合物，类星体的贡献很小（约10%）。
2008-03-06 astro-ph
Millisecond pulsars around intermediate-mass black holes in globular clusters
本文研究了单星和双星的IMBH对毫秒脉冲星（MSP）的动态捕获过程，模拟了各种类型的单双星和双星-双星碰撞。据发现，[IMBH，MSP]二进制形成在宇宙时间在一个集群，通过遇到宽轨道的二进制MSP关闭的单一IMBH，并在较低的速度，通过（二进制或单一）MSP的相互作用与IMBH的轨道由一个典型的集群恒星。如果IMBH被恒星质量的黑洞环绕，[IMBH，MSP]系统的形成会受到强烈的抑制。形成的[IMBH，MSP]双星相对来说是短命的，$\lsim 10^{8-9}$ yr，因为它们的轨道通过发射引力波而衰减。当从GC中的MSP的当前样本推断时，[IMBH，MSP]系统的检测具有低发生概率。如果下一代射电望远镜，如SKA，将在GC中检测到更大数量级的MSP种群，预计至少有一个[IMBH，MSP]。因此，一个完整的搜索低光度MSP在GC的银河系与SKA将有可能测试的假设，IMBH的顺序$100 \msun$通常托管在GC。
2007-06-12 astro-ph
Extragalactic Globular Clusters in the Near-Infrared: V. IC 4051 and NGC 3311
本文给出了巨椭圆星系IC 4051和NGC 3311的球状星团系统的光学和近红外测光组合结果。我们使用（V-I）与（V-I）中的约化年龄-金属性简并度。(V-H)色-色图来推导出球状星团的红色子种群内的累积年龄分布，并寻找年龄子种群。年龄分布，然后比较模拟球状星团系统，以设置这些球状星团子人口的相对年龄和大小的限制。在这两个星系中，我们发现了一个显着的比例球状星团的年龄在2- 5 Gyr之间。我们还调查了两个系统中的金属丰度分布。小数目的统计数据使我们无法对NGC 3311做出任何明确的陈述，但我们发现，IC 4051星系团的金属丰度分布强烈依赖于假设的年龄分布。基于我们最有可能的结果，即在选定的球状星团样本中发现了大量的年轻/中等年龄的星团（~2 Gyr），我们发现老星团的金属丰度峰值为$\sim$ -0.2，年轻星团的金属丰度峰值为+0.8。我们只发现了很少的贫金属星系团，然而，年轻/中间球状星团中的金属丰度分布受我们所应用的单恒星星族模型的影响很大。第二代球状星团的平均金属丰度从上述极高的+0.8 dex变化到+0.2 dex。请注意，随着集群人口年龄的增加，模型依赖性变得不那么严重。
2005-05-05 astro-ph
New Photometry for the Intermediate-age LMC Globular Cluster NGC 2121 and the Nature of the LMC Age Gap
我们报道了大麦云星云中NGC 2121的新测光结果，它显示了一个突出的氢核耗尽间隙，以及银河系疏散星团的下降亚巨星分支。我们使用Girardi等时线获得了极好的拟合，发现年龄为3.2 +/- 0.5Gyr，[Fe/H]=-0.6 +/- 0.2。等时线与分叉和次巨星分支的颜色和形状非常吻合，我们可以精确地确定金属丰度和年龄。Smae等时线也与SL 663和NGC 2155相吻合，尽管我们对这些星团的测光误差要大得多。我们发现这些集群是0.8 Gyr年轻，和0.4德克斯更多的金属丰富，比最近在文献中报道。因此，我们认为NGC 2121，NGC 2155和SL 663没有被正确地分配到LMC的年龄差距，而是第一批形成的星系团中相对富含金属，年轻的LMC星系团。我们提出了一个新的定义，LMC年龄差距从3.2到13 Gyr，ESO 121-SCO 3仍然是唯一剩下的候选人的成员年龄差距。
2001-05-31 astro-ph
The star ingesting luminosity of intermediate mass black holes in globular clusters
在附近的球状星团（GCs），如G1的内部区域的恒星的动力学表明存在中央集中的暗质量，人们想知道这些是否确实是中等质量的黑洞（IMBH）。由于周围恒星的数量和它们的运动是大致已知的，捕获率可以估计;然后出现的问题是，这些GC的核的明显静止是否与IMBH的存在相容。在这里采用三维流体动力学模拟的作用，碎片从破坏的恒星在激活静止的核的GC研究。有人认为，当单个恒星被破坏时，与连续破坏之间的间隔相比，大部分碎片将被迅速吞噬或排出。只有一小部分紧密结合的物质可能被吞噬，产生高效率的辐射，多余的物质被辐射驱动的风排出。一个瞬变信号（主要是软X射线发射）可以稳定地持续最多几十年，其L ~ L_Edd =10^{41}（M_h/10^3M_sun）erg/s，之后耀斑将迅速消退。虽然下落速率随t^{-5/3}而下降，但某些物质可能在吸积盘中储存更长的时间。IMBH的光度在分裂后的几百年内都可以保持在L_X > 10^{39} erg/s的高水平。在一个给定的物体中，这种超亮的X射线活动将具有10^{-4}量级的占空比。静止的GC，那些IMBH现在缺乏燃料的GC，应该大大超过活跃的GC;观测约束不会那么严格，直到我们观察到足够的候选人，构成一个适当的系综平均。（节略）
2009-04-10 astro-ph
The presence of intermediate-mass black holes in globular clusters and their connection with extreme horizontal branch stars
利用一个包含中心中等质量黑洞（IMBH）自洽处理的多质量各向同性球形模型，研究了IMBH对球状星团的形态和物理性质的影响.与最近的数值研究结果一致，发现在黑洞的引力影响区域之外，一个具有IMBH（质量为M_BH）的星团（质量为M）显示出类似于浓度c < 2的King轮廓的核状轮廓，尽管在核区域的行为稍陡一些。特别地，对于相当低的IMBH质量（M_BH < M/100），核心对数斜率为s < 0.25，并且c随M_BH单调减小。完全幂律密度分布（类似于坍缩星系团的密度分布）只有在存在不切实际的M_BH > M的黑洞时才被承认。通过考虑广泛的模型，推导出依赖于形态参数的质量范围估计12 s- 4.8 < log（M_BH/M）< -1.1c-0.69。将这一估计应用于一组39个球状星团，发现NGC 2808、NGC 6388、M80、M13、M62、M54和G1（在M31中）可能拥有IMBH。通过加权最小二乘拟合，确定了它们的标度律M_BH ~ 0.09（M/M_sol）^{0.7} M_sol和M_BH ~ 50[sigma/（km s^-1）]^{1.2} M_sol。这项“集体”研究的一个重要结果是，极蓝水平分支的存在和IMBH的存在之间存在着很强的相关性。特别是，M13和NGC 6388的中央IMBH的存在可以解释为什么这些星团拥有极端的水平分支恒星，而不是它们的“第二参数”对…
2007-08-17 astro-ph
New Light on the Formation and Evolution of M31 and its Globular Cluster System
我们目前的光谱年龄，金属丰度，和[α/Fe]比的70个球状星团在M31中，来自Lick线指数测量。除了一个年龄较大（>10 Gyr）的球状星团的人口与广泛的金属丰度，从约-2.0德克斯太阳值，我们发现的证据，人口的中间年龄球状星团的年龄约5和8 Gyr和平均金属丰度约[Z/H]=-0.6。我们还确认了Beasley等人（2004）最近发现的年轻M31球状星团的存在，它们的年龄小于1 Gyr，金属丰度相对较高，约为-0.4 dex。M31球状星团系统具有明显的超太阳平均值[alpha/Fe]=0.14 \pm 0.04 dex。中龄和年轻的天体大致显示出太阳的丰度比。我们发现的年龄-[α/Fe]关系的意义上说，年轻的集群有较小的平均[α/Fe]比的证据。从比较的指标，主要是敏感的碳和/或氮的丰度，与SSP模型预测的氮增强的恒星星族，我们发现一个二分法，在年轻和年老的M31球状星团之间的氮增强。年龄大于5 Gyr的对象的指数是一致的，与他们的年轻同行相比，在氮增强的三个或更高的因素。利用Morrison et al.（2004）的运动学数据，我们发现具有晕运动学的球状星团子星群是古老的（>9 Gyr），具有双峰金属丰度分布和超太阳[alpha/Fe]。盘状球状星团的年龄范围更广，平均来说更富含金属，平均[α/Fe]比也稍小。（节略）
2005-01-25 astro-ph
The globular cluster NGC 6388: $XMM$-Newton and $Chandra$ observations
通过对球状星团NGC 6388的光学亮度面密度的研究，最近有人提出它的中心存在一个质量为$\simeq 5.7\times 10^3$ M $_{\odot}$的中等质量黑洞。我们预计，NGC 6388中心的致密天体由于周围物质的吸积而发出$X$射线波段的辐射。我们搜索了NGC 6388的$XMM$ -Newton和$Chandra$观测结果来检验这一假设。$Chandra$卫星解开了几个点状$X$射线源，可能是低质量的$X$射线双星，正好在球状星团的核心半径内。然而，其中三个，与集群的重心重合，仍然没有得到解决。它们的总光度为$L_X^{Obs}\simeq 2.7\times 10^{33}$ erg s $^{-1}$。如果这些源之一是NGC 6388中中等质量黑洞的$X$射线对应物，则相对于爱丁顿光度，吸积效率的相应上限为$3\times 10^{-9}$。如果对该区域进行了中等深度的无线电观测，这种测量可能会更严格。
2007-12-17 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
Globular Clusters in the Inner Regions of NGC5128 (Cen A)
我们已经在NGC 5128（Cen A）内部3 kpc的区域中发现了26个新的球状星团候选者，这是已知的最近的大星系，可能是合并的产物。根据WFPC HST存档图像测量的结构参数（观察到的核心直径和椭圆度）选择集群。在ESO/MPI 2.2-m望远镜上用IRAC 2B获得的红外测光与光学HST测光相结合。这些星团中的大多数都具有像银河系和M31中发现的那些古老的球状星团的典型颜色。我们根据R-K_0颜色估计了它们的金属丰度，证实了NGC 5128内部区域存在金属丰度梯度。富含金属的球状星团的存在表明，其中一个碰撞星系是一个膨胀主导的星系（E或早期S）。一些星团的颜色和星等与麦哲伦星云中含有碳星的中间年龄星团相似。如果中间年龄的星团是在合并过程中形成的，那么这一幕一定发生在几个Gyr之前。或者，我们正在观察其中一个碰撞星系的星系团成员，这将是一个晚型盘星系。
1996-04-02 astro-ph
Spectroscopy of a Globular Cluster in the Local Group dIrr NGC 6822
我们提出了低分辨率凯克光谱的球状星团H VIII在本群dIrr星系NGC 6822。我们发现星团的金属丰度为[Fe/H]= -1.58 +/- 0.28，星团的年龄为3-4 Gyr，比以前的年龄估计稍老，但与以前的年龄估计一致。H VIII似乎比本星系群中大多数中等年龄的球状星团更贫金属，与异常的小麦哲伦星系团Lindsay 113和NGC 339最为相似。
2002-11-02 astro-ph
Modelling self-pollution of globular clusters from AGB stars
提出了一个球状星团NGC 6752化学演化的自洽模型，以检验一个流行的理论，即观测到的丰度异常是由于中等质量渐近巨星分支星的“内部污染”。我们模拟了团内介质的化学演化，假设II型SNe的产物被完全从球状星团中排出，而从m < 7 M_sun的恒星中排出的物质由于它们的弱星风而被保留。通过追踪团内气体的化学演化，我们测试了内部污染的情况下，从中等质量的恒星的Na和Al增强喷出物要么吸积到其他恒星的表面上，或走向形成新的恒星。再现了Na和Al中观察到的扩散，但没有再现O-Na和Mg-Al的扩散关系。特别是，无论是O还是Mg都没有被充分耗尽以解释观察结果。我们预测富钠星团中的Mg含量主要是由25，26 Mg同位素决定的，而最新的数据显示26 Mg含量只有轻微的增加，与25 Mg没有相关性。此外，恒星轴承中等质量的恒星喷出物的印记被预测为强烈增强的C和N，与经验数据相冲突。我们发现，虽然标准的AGB恒星模型确实显示了热氢燃烧，似乎需要解释的意见，这是伴随着他燃烧，产生初级C，N，Mg和Na（通过HBB），这不符合的意见。（节录）
2004-06-15 astro-ph
The Formation Histories of Metal-Rich and Metal-Poor Globular Clusters
本文介绍了贫金属和富金属球状星团及其宿主星系形成历史的研究进展。我首先讨论了强有力的观测证据，大多数椭圆星系的球状星团系统具有双峰金属丰度分布。然后，我专注于新的结果，贫金属和富金属的球状星团系统。贫金属的球状星团往往与早期结构的形成，我审查新的限制其形成时代的基础上的“偏见”的数量与宿主星系质量的贫金属的集群。对于富含金属的球状星团，我讨论了新的结果，从正在进行的光学近红外光度研究，既确认了一个中间年龄的人口在NGC 4365和一般揭示了各种形成的历史，现在静止的椭圆。
2006-05-15 astro-ph
The Chemistry of Extragalactic Globular Clusters
本文给出了邻近早型星系中球状星团VLT/FORS光谱的初步结果。我们的项目旨在研究球状星团（子）种群的化学组成并确定其年龄。第一个结果表明，不同的星系主机从少到显着的中间年龄人口，后者有α元素比铁比接近太阳比老人口，显示α元素增强类似于漫射恒星光。
2002-10-18 astro-ph
A Spectroscopic Analysis of Blue Stragglers, Horizontal Branch and Turn-Off Stars in Four Globular Clusters
本文对四个球状星团（47 Tuccott，M3，NGC 6752，NGC 6397）中的55颗恒星（关断星，水平分支星和蓝离散星）的HST/STIS和FOS低、中分辨率光谱进行了分析。利用非局域热力学平衡模型大气对恒星进行了分析，获得了它们的有效温度、重力和一些自转速率的值。使用光度通量，我们还得到了半径，光度和光谱质量。
2005-11-16 astro-ph
Global Metallicities From Globulars Through To Elliptical Galaxies
我们提供了近距离（室女座，天炉座）和中等红移星系团（A2125，A2218）的矮椭圆星系的窄带数据，以研究它们的平均年龄和金属丰度。在所有四个星团中，有核矮椭圆星系显示的颜色使它们位于银河系球状星团序列的高金属丰度端。正常的矮椭圆星系显示颜色，以及由此产生的金属丰度和年龄，使它们与明亮的椭圆星系对齐。这表明dE，N's可能是许多椭圆星系周围发现的红色GC种群的祖先。
2003-03-11 astro-ph
Hubble Space Telescope Evidence for an Intermediate-Mass Black Hole in the Globular Cluster M15: I. STIS Spectroscopy and WFPC2 Photometry
在这一系列的两篇论文中，我们描述了一个项目与STIS的HST测量的视线速度的恒星在中央的几个角秒的密集球状星团M15。这第一篇论文的重点是观察和减少的数据。我们通过在18个相邻位置连续放置一个0.1弧秒的狭缝，用光谱法“扫描”了M15的中心区域。需要对数据进行仔细和复杂的简化和分析。光谱像素大小超过了M15的速度分散，这使得该项目处于STIS可行的极限。我们对以下影响进行了校正：在HST轨道期间STIS波长尺度的漂移; HST沿星团视线的轨道速度分量及其在HST轨道期间的变化;以及对于不在狭缝中心的恒星所感知的明显波长偏移。为了进行这些修正，我们提出了一个详细的研究HST/STIS点扩散函数和线扩散函数。我们还提出了一个目录的位置和U，B和V等的31,983颗恒星在M15中，从现有的HST/WFPC 2数据创建。我们从STIS数据中提取了19，200个一维光谱，每个光谱都对应于M15中的不同位置，每个光谱的速度标度都精确到优于2.5 km/s。我们开发了一种算法，共同增加了光谱的各个孔径，并用它来提取光谱的单个恒星最小的混合和最大的S/N。在论文II中，我们使用这些光谱来提取单个恒星的视线速度。这些速度制约了星系团的中心结构、动力学和质量分布，并为星系团中心存在中等质量黑洞提供了证据。[删节]
2002-09-16 astro-ph
