Ellipticals with Kinematically--Distinct Cores: WFPC2 Imaging of Globular Clusters
在这里，我们提出了14个运动学-不同的核心椭圆星系的HST WFPC 2成像检查他们的球状星团系统。特别是，我们探测星系中心区域，我们可能会看到一些形成和破坏过程的最强签名。这些数据大大增加了迄今为止研究的河外球状星团系统的数量。我们发现，球状星团的光度和颜色，只有微弱的变化，如果有的话，与银河系的距离。球状星团的平均颜色与球状星团的星等是常数。还出现了几个明显的趋势。首先，在任何给定的银河系中心距离上，球状星团的颜色都比下面的星系星光更蓝（金属含量少约0.5德克斯）。第二，我们发现球状星团的平均金属丰度与母星系亮度之间的相关性大约超过10个星等，其形式为Z = L^0.4。这种关系包括矮椭圆星系、螺旋星系凸起和巨椭圆星系。第三，我们发现球状星团的表面密度分布可以用核模型来描述，核半径与星系光度有关。我们的研究结果有利于方案中，椭圆形的形式从大规模的，富含气体的祖先在早期的时代。详细模拟球状星团系统的形成对得出更坚定的结论是有价值的。
1996-04-24 astro-ph
On the Formation of Giant Elliptical Galaxies and Globular Clusters
我回顾了目前的理解状态时，多久，以及如何巨大的椭圆星系形成，专注于球状星团。几个观测证据表明，大质量椭圆星系形成于$z>2$（$>10$ Gyr ago）。巨椭圆星系大多呈现出球状星团的双峰色分布，表明两个峰值之间存在$\approx 20$金属丰度差异。红色球状星团（RGC）与恒星晕在颜色和空间分布上有密切的关系，而蓝色球状星团（BGC）与恒星晕的颜色和空间分布关系不大。RGC和BGC的数量比例因星系而异。结果表明，BGC可能形成于12- 13 Gyr前，而RGC和巨椭圆星系可能形成于10-11 Gyr前。现在需要解释的是RGC形成时期和BGC形成时期之间的间隙的存在，以及间隙期间金属丰度的快速增加（$Δt \approx 2$ Gyr）。如果等级合并可以形成大量的巨型椭圆星系$>10$ Gyr ago，那么椭圆星系中恒星和球状星团的几个观测限制就可以得到解释。
2003-08-15 astro-ph
The Elliptical Galaxy formerly known as the Local Group: Merging the Globular Cluster Systems
在一个新的M31球状星团星表的支持下，我们收集了本星系群中球状星团的单个金属丰度值。虽然我们简要地描述了个别本群星系的球状星团系统，我们的主要目的是检查集体性质。通过这种方式，我们模拟了本星系群的无耗散合并，可能是一个椭圆星系。这样的合并主要是由银河系和M31，这似乎是相当典型的例子球状星团系统的螺旋星系。本星系群“椭圆”大约有700 +/- 125个球状星团，光度函数类似于“普适”函数。金属丰度分布在[Fe/H] ~ -1.55和-0.64处具有峰值，贫金属与富金属之比为2.5：1。本星系群椭圆星系的比频率最初约为1，但当年轻的恒星星族逐渐消失，星系看起来像一个老椭圆星系时，它的比频率会上升到3。其金属丰度分布和恒星星族校正比频率与已知的早型星系相似。根据我们的结果，我们对星系中球状星团系统的起源作了简要的推测。
2000-01-27 astro-ph
Globular cluster system erosion and nucleus formation in elliptical galaxies
星系中球状星团的径向分布总是比晕星的径向分布向中心的峰值要小。扩展以前的工作HST球状星团系统在椭圆星系的一个样本，我们评估的星系团的数量失去了银河系中心的积分之间的差异观察到的球状星团系统分布和基本的晕光剖面。结果表明，球状星团的初始种群比现在丰富25%~ 50%。这一数量可观的球状星团支持了一个假设，即大量的球状星团质量以球状星团的形式衰变和毁灭，已经丢失到银河系中心，在那里可能有助于形成和喂养一个大质量的物体。值得注意的是，观测到的球状星团系统核心半径与母星系光度之间的相关性可以解释为演化的结果。
1998-06-25 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
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
X-ray Binaries and Globular Clusters in Elliptical Galaxies
正常椭圆星系的X射线辐射主要由两部分组成：来自扩散气体的软辐射和来自吸积（低质量）恒星X射线双星（LMXB）的硬辐射。如果LMXB的星族与星系中的场恒星星族相联系，那么它们的总X射线光度应该与星系的光学光度成正比。然而，最近的ASCA和钱德拉X射线观测表明，在给定的光学光度下，椭圆星系中LMXB分量的全球光度表现出显着的散射。这种分散可能反映了一系列的LMXB种群在不同年龄的椭圆形的进化阶段。如果是这样的话，LMXB X射线光度与银河系光学光度的比值L_LMXB/L_opt就可以用来确定大部分恒星是在个别椭圆星系中形成的。为了测试这一点，我们比较的变化L_LMXB/L_opt的LMXB人口在椭圆光学衍生的估计在同一星系的恒星年龄。我们发现没有相关性，这意味着L_LMXB/L_opt变化不是很好的椭圆星系的年龄指标。另外，LMXB可能主要形成于球状星团（通过恒星潮汐相互作用），而不是在星系的恒星场中。由于椭圆星系在一个给定的银河系光度下呈现出大范围的球状星团种群，这可能会导致具有相似光学光度的椭圆星系在LMXB种群中的分散。事实上，我们发现LMXB/Lopt比值与椭圆星系中特定的球状星团频率有很强的相关性。这表明大多数LMXB是在球状星团中形成的。
2002-04-10 astro-ph
Globular Cluster Systems as Probes of Elliptical Galaxy Formation
球状星团系统提供了其母星系形成历史的宝贵化石记录。这篇评论特别集中在使用颜色分布的球状星团系统的椭圆星系，以区分这些星系的形成竞争模型。讨论了测试各种地层模型的观测要求，并回顾了过去和现在的研究结果。这些研究的结论是，大多数颜色分布似乎有两个或两个以上的峰值，表明一个幕式的形成历史。这一结果与以前的合并模型的椭圆星系形成的预测是一致的。并提出了今后改进的可能性。
1996-01-22 astro-ph
Massive stars, globular clusters and elliptical galaxies
像$ω$ Cen和NGC 2808这样的球状星团似乎拥有非常富氦的恒星。从理论的观点来看，人们期望在所有的球状星团中都有富氦星的存在，它们呈现出氧-钠（O-Na）的关系。在本文中，我们简要回顾了如何快速旋转的大质量恒星可能是富氦恒星形成的主要物质来源。我们推测，在所有椭圆星系中观察到的紫外线上转现象可能是由于富氦星。如果这个假设是正确的，那么快速旋转的大质量恒星在这些系统的早期演化阶段可能扮演了与它们在新生球状星团中扮演的角色相似的角色。
2008-01-10 astro-ph
Explaining the Color Distributions of Globular Cluster Systems in Elliptical Galaxies
大部分大椭圆星系中的球状星团的颜色是双峰的。这通常被认为是存在两个具有不同基因的集群亚群的证据。然而，在这里，我们发现，由于非线性性质的金属性颜色转换，一个同时代的一组古老的集群与单峰金属性传播可以表现出颜色双峰。星团颜色模型表明，水平分支恒星是经验非线性背后的主要驱动力。我们表明，该方案给出了简单和连贯的解释，所有的关键意见，并可以简化理论的椭圆星系形成。
2006-03-01 astro-ph
The Color Distributions of Globular Clusters in Virgo Elliptical Galaxies
这封信介绍了12个室女座椭圆星系的球状星团（GC）系统的颜色分布，使用哈勃太空望远镜的数据测量。明亮的星系与大量的检测GC的显示两个不同的集群人口的平均V-I颜色接近1.01和1.26。M86的GC群体是一个明显的例外;其颜色分布在V-I=1.03附近显示出单个尖锐峰。在这个星系中没有红色人口，而在其他星系中峰值颜色的一致性，可能是在大多数明亮的椭圆星系中发现的两个人口起源的迹象。
1999-03-01 astro-ph
Constraints on the Merger Models of Elliptical Galaxies from their Globular Cluster Systems
在现今的许多合并中发现了原球状星团候选者，这使我们能够更好地了解合并事件对星系球状星团系统的可能影响，并预测最终产物的性质。通过比较这些预期的性质球状星团系统的今天的椭圆星系，我们可以限制合并模型。观测数据表明，i）每一个气体合并诱导新的星团的形成，ii）在这样的合并中形成的新的星团的数量增加的气体含量的祖星系。低光度（约M_V>-21）的碟状椭圆星系通常被认为是气体合并的结果。因此，新的球状星团有望形成，但迄今尚未发现。我们调查的各种原因，在低光度的椭圆形，即没有一个老的人口，没有一个新的人口，人口之一的破坏，最后，年龄-金属丰度阴谋，使老的和新的球状星团出现在目前的时代无法区分的子种群。所有这些可能性都让我们得出了一个类似的结论，即低光度椭圆星系不是最近（z<1）在富含气体的合并中形成的，也可能根本不是在恒星系统的大合并中形成的。高光度的椭圆星系确实揭示了球状星团的子种群。然而，仅从合并的角度来解释这两个种群是困难的，特别是，我们可以排除第二个子种群是最近的气体贫乏合并的产物的情况。
1998-04-24 astro-ph
A Color-Magnitude Diagram for a Globular Cluster In the Giant Elliptical Galaxy NGC 5128
利用哈勃空间望远镜对巨大椭圆星系NGC 5128（d = 4 Mpc）外晕中的大量恒星进行了WFPC 2（V，I）测光。球状星团N5128-C44位于行星照相机视场的中心，分辨率足够高，可以为它绘制一张色星等图（CMD），它覆盖了巨星分支中最亮的两个星等。CMD与一个正常的老的、中等低金属量的星团一致（[Fe/H] = -1.30球状星团，明显比同一投影位置的大多数场晕星（平均[Fe/H] ~ -0.5）更贫金属。这是迄今为止最遥远的球状星团，其中直接色星等测光已经实现，第一个属于一个巨大的E星系。
1998-06-30 astro-ph
Elliptical galaxy nuclei activity powered by infalling globular clusters
星系中的球状星团系统由于内外动力学和潮汐现象而演化。演化的原因之一，动力学摩擦，是大质量星系团进入银河系最里面区域的轨道衰减的原因。研究发现，这些星系团是供给银河系中心黑洞的有效物质源，使之成为活动星系核。
2004-01-26 astro-ph
Metal-rich and metal-poor globular clusters in ellipticals: Did we learn anything? or Constraints on galaxy formation and evolution from globular cluster sub-populations
本文简要介绍了星系中球状星团的子群及其对星系形成和演化的制约。贫金属和富金属的亚种群放在一个历史的背景下，他们的属性，迄今为止，总结。我们回顾为什么这些子群的研究是非常有用的星系形成和演化的研究，但强调了一些警告与目前的解释。我们重新访问当前的球状星团系统的形成方案，并显示它们如何归结为一个单一的方案，为贫金属的集群（即形成“通用”，小碎片在高$z$）和层次的形成似乎有利于富金属的集群。
2001-05-22 astro-ph
X-ray sources in globular clusters of other galaxies
钱德拉望远镜在银河系以外的球状星团中发现了大量的X射线源。我们讨论三个问题，这些来源。M31的球状星团源的X射线光度函数（XLF）与银河系的球状星团的XLF在一定程度上是一致的。12个椭圆星系的XLF经不完整性校正后，彼此相容，没有破裂，但将椭圆星系的XLF相加后，发现在L_x处有一个约5 × 10（38）尔格/s的破裂。目前还没有证据表明椭圆星系的球状星团内部和外部的XLF源之间存在差异。还没有（？）可以决定在球状星团外的椭圆星系中的低质量X射线双星的哪一部分在球状星团内形成。
2005-03-07 astro-ph
Galaxy mergers at high resolution: From elliptical galaxies to tidal dwarfs and globular clusters
星系并合的数值模拟是研究星系等级结构中这些基本事件的有力工具。由于改进了建模、提高了分辨率和大量统计样本，最近取得了进展。我们在这里提出的最高分辨率的合并模型进行到目前为止。各种子结构的形成，从运动学解耦的核心，球状集群直接解决。在分辨率的研究中，我们发现，椭圆形合并残留物的大尺度结构可以受到分辨率的影响，太小的分辨率可能会影响主要合并残留物的性质的数值预测：准确地了解哪种事件或事件的继承形成了各种类型的椭圆星系仍然是一个公开的挑战。
2008-09-05 astro-ph
The Ages of Dwarf Ellipticals
本文介绍了用Stromgren（uvby）滤光系统对后发座和天炉座星系团中91颗矮椭圆星系进行的窄带测光。将样品按侏儒形态分为有核（dEN）和无核（dE）侏儒揭示了两个不同的人口的早期类型系统的基础上集成的颜色。类dEN星系是红色的连续色相比，明亮的集群椭圆星系和dE型矮星，他们的位置在多色图只能解释为一个老的平均年龄为他们的基本恒星星族。通过与M87球状星团系统的窄带测光（Jordan et al. 2002）的比较，我们发现dENs是古老的、贫金属的球状星团颜色序列和M87球状星团蓝色星群的高金属丰度延续。另一方面，明亮的椭圆星系和dE矮星遵循富含金属的红色M87球状星团的颜色序列。比较SED模型，卷积到一个简单的金属丰度模型，发现dENs和蓝色球状星团是3至4个Gyrs比集群椭圆星系和5个Gyrs比dE型星系。这意味着球状星团和dEN星系是原始的，并且具有由外部约束（例如其形成云的富集）设定的金属丰度。明亮的椭圆星系和dE星系的金属丰度和年龄表明初始恒星形成的扩展阶段产生一个年轻的平均年龄，即使它们的形成时代类似于dEN和蓝色球状星团，以及内部驱动的化学演化历史。
2003-12-03 astro-ph
Quasars Lensed by Globular Clusters of Spiral and Elliptical Galaxies
基于SDSS星表，我们发现了新的类星体-星系对。投射到较近星系晕上的类星体，在离我们不同距离的众多类星体中也会遇到。其中有类星体，不仅在角距上，而且在红移上都接近星系。这样的类星体星系对被称为近距离星系对。我们进一步发展了这样的假设，即这种对的出现是因为更远星系核上的通量穿过更近星系的晕球状星团，导致我们解释为类星体的源的图像放大和分裂。为了证实这一假设，我们分析了类星体在这些星系晕平面上的分布。在椭圆星系和旋涡星系的晕中，发现密偶类星体的密度分布遵循球状星团的密度分布，椭圆星系和旋涡星系的密度分布的斜率分别为-1.5和-2.4。这表明类星体并非偶然出现在星系附近，而是通过晕状球状星团与星系联系在一起。
2007-05-03 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
Formation Scenarios for Globular Clusters and Their Host Galaxies
本文主要介绍星系及其球状星团系统的形成过程。我首先讨论现在相当令人信服的证据，一些球状星团形成于星系恒星爆发/合并。这些观测的价值之一在于，它们对球状星团形成的物理过程提出了重要的限制。此外，这是自然的，以典型的富金属的星系团合并形成的椭圆星系周围的球状星团的大量富金属人口，从而暗示了一个重要的作用，星系合并在椭圆星系的演化。我还强调了一些新的观测努力，旨在限制如何和何时椭圆星系及其球状星团系统形成。其中包括星系周围球状星团数量作为形态类型函数的系统研究，椭圆星系中球状星团种群运动学的研究，以及旨在限制星系内球状星团相对年龄作为星团金属丰度函数的各种观测计划。近年来，对球状星团系统及其宿主星系形成的理解有了显著的增长，未来看起来同样充满希望。
2001-07-17 astro-ph
Keck Spectroscopy of Globular Clusters in the Virgo Cluster Dwarf Elliptical VCC 1386
本文介绍了与室女星系团矮椭圆VCC 1386有关的球状星团的Keck光谱研究结果。我们分析了13个球状星团候选者在3500-5500 A之间的蓝色光谱吸收线，并确认其中5个与VCC 1386有关。通过比较这些球状星团的金属和巴耳末线指数与α增强的单恒星星族模型，我们发现这些系统是贫金属的[Fe/H] < -1.35和老，年龄> 5 Gyr在3 sigma的信心，把它们的形成在z >1。这是第一个光谱研究的球状星团周围的矮星系在一个集群，揭示了一些低质量的星系在丰富的环境中形成至少部分的恒星质量在宇宙的历史早期。我们进一步发现VCC 1386本身的光度加权恒星星族比它的球状星团更年轻，更富金属，与哈勃太空望远镜成像的（V-I）_0颜色一致。这意味着VCC 1386和本星系群dEs一样，有多个恒星形成的插曲。然而，与低光度系统相关的球状星团似乎与巨星系相关的星团一样古老，这与它们的大部分恒星星族的“缩小”形成相反。
2005-11-01 astro-ph
Globular Clusters in Dwarf Elliptical Galaxies
球状星团（GC）提供了一种确定矮椭圆星系（dE）中最重要的恒星形成时期的方法。因此，它们也有助于比较矮星系和巨星系的恒星形成历史。我们目前的GC系统的24个附近的dE星系与哈勃太空望远镜成像的结果。我们发现，比GC频率S_N随M_V的增加而增加，dEs中的S_N更接近于巨椭圆星系中的S_N值，而不是螺旋星系中的S_N值，有核dEs的平均S_N大约是无核dEs的2倍。颜色表明，大多数GC在星系中的大部分恒星之前形成。
1998-06-05 astro-ph
Radial Velocities of Globular Clusters in the Giant Elliptical Galaxy NGC 1399
本文报道了在天炉座星系团的主要星系--巨椭圆星系NGC 1399的视场中对18个球状星团和一个dE星系的径向速度测量结果。我们也给出了一些年轻的和超金属丰富的球状星团的候选者的径向速度测量结果，这些候选者是前景或背景物体，即28颗恒星和7个星系。根据它们的大小和颜色，选出的真正的球状星团富含金属。对于这个星团样本，我们测量到平均径向速度为v_{rad} = 1353 +/- 79 km/s，速度色散为338 +/- 56 km/s。使用几种不同的质量估计值，这意味着在28千秒差距半径内M/L值在50-130的范围内，与M/L随半径增加一致。我们的速度色散估计值之间的计算值从集成恒星光在较小的半径，并计算在大半径从最近的X射线观测。
1997-10-09 astro-ph
On the structure of globular cluster systems in elliptical galaxies
椭圆星系中球状星团系统的径向密度分布随宿主星系的总光度而变化。为了阐明GCSs这种结构非同源性的起源，我们数值研究了由一系列主要的无耗散星系合并形成的椭圆星系中GCSs的结构特性。我们发现椭圆星系中GCSs的径向密度分布随着星系经历更多的合并事件而逐渐变平。椭圆星系中GCSs的密度分布符合幂律，斜率（$α_{\rm gc}$）在-2.0到-1.0之间。它们比其宿主星系的恒星密度剖面的斜率（$α_{\rm s}$）更平坦，并与之成线性比例。我们还发现，GCS核心半径（$r_{\rm c}$）的密度分布较大的椭圆，经历了更多的合并。通过对模拟结果应用一个合理的星系光度和大小的标度关系，我们得到了星系的$α_{\rm gc} \approx -0.36 M_{\rm V}-9.2$、$r_{\rm c} \approx -1.85 M_{\rm V}$和$α_{\rm gc} \approx 0.93 α_{\rm s}$，其中$M_{\rm V}$是星系的总$V$ -带绝对星等.
2005-09-18 astro-ph
The Globular Cluster Luminosity Function and Specific Frequency in Dwarf Elliptical Galaxies
利用HST WFPC 2矮椭圆星系快照巡天的全部69个星系样本，研究了矮椭圆星系中的球状星团光度函数、比球状星团频率、SN、比球状星团质量、T_MP和球状星团质量分数。dE的GCLF用峰值在M_{V,Z} ^0（dE，HST）= -7.3 +/- 0.1的t_5函数很好地表示。这比巨螺旋星系和椭圆星系中的GCLF峰值暗约0.3等，但结果在不确定性范围内是一致的。亮度分布的亮端斜率具有幂律形式，斜率α = -1.9 +/- 0.1。证实了随着宿主星系光度的减小，S_N或T_MP增大的趋势。dE，N星系的T_MP平均值比无核星系的T_MP平均值高出一倍左右，且dE，N和dE，noN星系的T_MP分布有统计上的差异。这些数据与文献中广泛的星系类型和环境的结果相结合。在低宿主星系质量下，dE、noN和dI星系的T_MP分布相似。这支持了dE，noN星系的形成途径之一是dIs的剥离. dE，N星系的核形成和较大的T_MP值可能是由于星系团环境中的相互作用导致的较高的恒星形成速率和恒星团簇形成效率.
2007-08-18 astro-ph
Globular cluster systems of early--type galaxies in Fornax
本文研究了天炉座星系团中的五个早型星系NGC 1374、NGC 1379、NGC 1387、NGC 1427和中央巨椭圆星系NGC 1399的球状星团系统的性质。通过对它们的球状星团数量、比频、颜色分布、表面密度剖面和空间分布的研究，我们得出结论：我们的暗椭圆星系并不比相同质量的螺旋星系多出球状星团，而且它们的其他性质也没有什么不同。对于这些星系，没有必要暗示球状星团系统的不同形成方案。中央的巨型椭圆星系拥有更多的球状星团，并在其球状星团系统的形成过程中显示出不同历史的特征。
1996-08-13 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
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
The globular cluster system of the young elliptical NGC 6702
利用凯克望远镜在B、V和I波段进行的测光观测，研究了尘埃带椭圆星系NGC 6702的球状星团（GC）系统。这个星系的光谱年龄约为2Gyrs，表明它是最近形成的恒星。我们发现了强有力的证据，双峰GC颜色分布，蓝色峰值具有类似的颜色的星系晕GC。假设蓝色GC确实是古老而贫金属的，我们估计红色GC亚群的年龄为2- 5 Gyrs和超太阳金属丰度。尽管有很大的不确定性，这是在合理的协议与光谱星系的年龄。此外，我们估计NGC 6702的特定频率为S_{N} =2.3 \pm 1.1。我们预测NGC 6702的被动演化将使它的比频率在10 Gyrs内进一步增加到S_{N} ~2.7，与典型的现代椭圆星系的比频率更接近。我们还讨论了合并/吸积事件，发生了几个回转前涉及高气体分数的证据。
2000-11-14 astro-ph
Towards an Understanding of the Globular Cluster Over--abundance around the Central Giant Elliptical NGC 1399
我们研究了NGC 1399周围74个球状星团的运动学。它们的高速色散随半径增加，支持它们与星系团的引力势而不是NGC 1399本身的引力势的联系。我们发现没有证据表明在整个样本旋转，但一些迹象表明在外部地区的旋转。这些数据不允许我们检测球状星团的蓝色和红色子种群之间的运动学差异。NGC 1399的球状星团系统与NGC 1404和NGC 1380的比较表明，这三个星系中的球状星团很可能是通过相似的机制和相似的时代形成的。NGC 1399球状星团系统与其他星系的唯一区别就是它的丰度要高出10倍。我们总结了这些过剩的球状星团与星系团，而不是与NGC 1399本身相关联的证据，并建议过剩可以解释潮汐剥离，在早期的时代，邻近星系和随后的球状星团的积累在星系团的引力势。
1998-11-24 astro-ph
Constraints on the Formation History of the Elliptical Galaxy NGC 3923 from the Colors of Its Globular Clusters
本文研究了与椭圆星系NGC 3923有关的球状星团的颜色。我们的最终样品包括华盛顿系统C和T_1测光的143个球状星团候选者，预期的污染不超过10%。我们发现NGC 3923球状星团系统（GCS）的颜色分布很宽，并且至少有两个峰。颜色分布的混合建模分析表明，在高置信度（>99%）下，双组分模型优于单组分模型。NGC 3923星系群中存在不止一个星族的证据，与之前发表的其他四个椭圆星系的类似数据相似。此外，我们发现，NGC 3923 GCS比以前研究的类似光度的椭圆星系的GCS更红。由（C-T_1）_0颜色推断的金属丰度中值为[Fe/H]_{med} =-0.56，由平均颜色的所有不确定性来源产生的不确定度为0.14 dex。这比使用相同方法在M87的GCS中发现的中值金属丰度[Fe/H]_{med} =-0.94更富金属。由于M87比NGC 3923更明亮，这一结果表明，随着星系光度的增加，GCS金属丰度的任何趋势都存在显着的分散。我们还表明，在NGC 3923 GCS中存在对应于Delta[Fe/H]Δ（log r）中约-0.5 dex的颜色梯度。我们的结论是，如果椭圆星系形成于单一的原星系中，则很难理解椭圆星系的单个GCSs的颜色分布的形状和GCSs之间平均颜色的变化
1994-11-07 astro-ph
Issues in the Formation of Globular Cluster Systems
本文讨论了与星系中球状星团系统形成有关的最新进展，包括：（1）最古老星系团的年龄分布，（2）星系晕中的子群和可能的吸积与合并残留，（3）巨椭圆星系中球状星团系统的主要特征（金属丰度分布函数、光度分布函数、比频）。总结了巨椭圆星系的形成过程。
1998-01-21 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
Mayall II = G1 in M31: Giant Globular Cluster or Core of a Dwarf Elliptical Galaxy ?
Mayall II = G1是仙女座星系M31中最明亮的球状星团之一。我们对HST/WFPC 2的观测提供了（I vs. V-I）和（V vs. V-I）色星等图的数据。从模型拟合，我们确定了一个相当高的平均金属丰度[Fe/H] = --0.95 +- 0.09，有点类似于47 Tuccino。我们发现一个更大的传播V-I比可以解释的测量误差，我们把这归因于一个内在的金属丰度之间的恒星G1分散。到目前为止，只有半人马座欧米茄，巨大的银河系球状星团，已经知道表现出这样的内在金属丰度分散。这个球状星团的总质量有三个估计值：King质量= 15 x 10^6，M/Lv ~ 7.5;维里质量= 7.3 x 10^6，M/Lv ~ 3.6; King-Michie质量在14到17 x 10^6之间。虽然不确定，但所有这些质量估计都使G1的质量是半人马座ω的两倍多。如此大的质量与金属丰度分布有关，其来源仍然未知（要么是自富集，要么是不均匀的原星团云，要么是矮星系的剩余核心）。当考虑G1在Kormendy（1985）定义的不同图中的位置时，G1总是出现在由球状星团定义的序列上，并且肯定远离由椭圆星系、凸起星系和矮球状星系定义的序列。半人马座ω星和矮椭圆星系NGC 205的核心也是如此。这并不能证明所有（大质量）球状星团都是有核矮星系的残余核心。
2001-05-01 astro-ph
VLT photometry in the Antlia Cluster: the giant ellipticals NGC 3258 and NGC 3268 and their globular cluster systems
我们提出了一个深VLT测光的Antlia星系团的两个主要星系，巨大的椭圆星系NGC 3258和NGC 3268周围的区域。我们构造了它们的球状星团系统（GCS）的光度函数，并通过翻转星等确定了它们的距离。这些距离与SBF方法得到的结果吻合得很好。有一些但不是决定性的证据表明，到NGC 3268的距离要大几个Mpc。GCSs的颜色分布是双峰的，但最明亮的球状星团（GCs）显示一个中间色峰的单峰分布。这两个GCS的径向分布很好地拟合de Vaucouleurs法律高达5弧分。红色GC呈现出比蓝色GC更陡峭的径向密度轮廓，并且紧密地跟随星系的亮度轮廓。在NGC 3258中，总GC种群估计为约6000+/-150 GC，在NGC 3268中为4750+/-150 GC。我们讨论了可能存在的GC位于两个巨大的星系之间的领域（内集群GC）。它们的光度函数和数密度与两个GCS在投影上的重叠一致。
2008-02-17 astro-ph
Modelling Kinematics and Dark Matter: The Halos of Elliptical Galaxies
这篇评论的重点是椭圆星系的外晕。它的重点是：（一）行星状星云作为测试粒子，追踪大半径恒星运动学;（二）椭圆星系晕中观测到的角动量及其理论相关性;（三）恒星运动学数据的动力学模型;（四）从广泛的测量结果中讨论椭圆星系中暗物质晕的证据。
2005-02-02 astro-ph
The Specific Globular Cluster Frequencies of Dwarf Elliptical Galaxies from the Hubble Space Telescope
本文给出了用哈勃空间望远镜拍摄的室女座、天炉座和狮子座星系群中24个矮椭圆星系的比球状星团频率（S_N）。综合现有资料，我们发现，对于星系团中空间分布类似于巨型椭圆星系的有核dE，S_N（dE，N）=6.5 ± 1.2，且S_N随M_V而增大;而对于晚型星系分布类似于无核dE，S_N（dE，N）= 6.5 ± 1.2，且S_N随M_V而增大。noN）=3.1 ± 0.5，与M_V几乎没有变化趋势。因此，dE星系的SN值平均明显高于SN < 1的晚型星系。这表明dE星系更类似于巨型Es而不是晚型星系。如果有休眠或剥离不规则隐藏在dE人口，他们很可能是在无核dE。此外，球状星团的性质以及dE、Ns和巨Es的空间分布的相似性表明，星系质量和星系金属丰度都不是导致S_N值高的原因。相反，大多数贫金属的GC可能是在合并成更大星系的矮尺寸碎片中形成的。
1998-09-30 astro-ph
Globular Cluster Luminosity Functions and the Hubble Constant from WFPC2 Imaging: The Dominant Group Elliptical NGC 5846
在研究球状星团光度函数（GCLF）和距离测定方面，HST的WFPC 2比地面观测有几个优点。在这里，我们提出WFPC 2数据的球状星团与NGC 5846。这个巨大的椭圆星系是位于室女星系团外约13 Mpc的一个小型紧凑星系团中的主导星系。我们已经在三个不同的点（中央，北部和南部）探测到超过1200个球状星团。这些点的光度函数在统计上是相同的，表明平均光度（质量）在距离星系中心3到30 kpc之间没有变化。这表明动力摩擦和膨胀冲击破坏过程是微不足道的。我们已经将高斯分布和t_5分布拟合到（组合点的）GCLF上，发现它可以很好地用周转量m^0_V = 25.05 +/- 0.10和离差σ = 1.34 +/- 0.06来表示。我们50%的完成度比营业额要弱1个mag。在对“通用”GCLF周转量进行金属丰度校正后，我们得出距离模数为（m-M）= 32.32 +/- 0.23。当群速度V_{CMB} = 1883 +/- 28 km/s时，哈勃常数为H_o = 65 +/- 8 km/s/Mpc。
1996-11-18 astro-ph
The Globular Cluster System in the Inner Region of the Giant Elliptical Galaxy NGC 4472
利用HST WFPC 2的观测数据，对巨椭圆星系NGC 4472内部区域的球状星团进行了研究。我们已经发现了大约1560个在银河系中心半径r < 4弧分的球状星团候选者。这些天体的V-（V-I）图显示了一个主要的垂直结构，它显然由两个组成部分组成：蓝色球状星团（BGC）和红色球状星团（RGC）。通过高斯拟合得到球状星团的光度函数在V（max）=23.50+/-0.16处有一个峰值。距NGC 4472的距离估计为d=14.7+/-1.3Mpc，RGC的峰值光度与BGC相似，这表明RGC可能比BGC年轻几个Gyr。在9弧分的范围内，亮BGC的平均光度随半径的增大而减小0.2等，而RGC的平均光度则不随半径的增大而减小。观察到的这些球状星团的颜色分布是明显的双峰峰在（V-I）= 0.98和1.23。所有V < 23.9等的球状星团的平均观测色为（V-I）=1.11。这些颜色与M87中球状星团的颜色完全相同。结果表明，BGC与RGC的相对数目随银河系半径的增加而增加。在中心区域，BGC和RGC的表面数密度分布都变得平坦，球状星团系统的核心半径分别为：BGC的rc = 1.9 arcmin，RGC的rc = 1.2 arcmin，总样本的rc = 1.3 arcmin，远大于星系的恒星核心半径。一般来说，NGC 4472内部区域的球状星团的性质与NGC 4472外部区域的球状星团的性质是一致…
2000-04-08 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
Dynamical friction on Globular Clusters in core-triaxial galaxies: is it a cause of massive black hole accretion?
本文通过对5个具有中心核和不同轴比的自洽三轴星系模型中的大量轨道进行数值积分，扩展和深化了以往对椭圆星系中球状星团轨道演化的研究。这些模型构成了一个有效的和完整的代表性规则的椭圆星系的轨道。动力学摩擦确实被证明是任何质量和轴比的椭圆星系中的球状星团系统演化的有效原因。此外，我们的计算轨道的统计显著样本证实，球状星团的轨道衰变时间，在广泛的现实的初始条件下，比星系的年龄短得多。因此，以衰变的球状星团的形式进入银河系最内层区域的大量质量可能对其中的致密物体的喂养和吸积做出了重大贡献。
2004-02-13 astro-ph
Globular cluster systems in elliptical galaxies of Coma
对后发座星系团中17个椭圆星系组成的球状星团系统进行了研究。表面亮度波动被用来确定球状星团的总人口和特定的频率（S_N）已被评估为每个单独的星系。发现相似星系之间的S_N存在着巨大的差异，特别是不同星系之间的S_N值相差一个数量级。极端的情况如下：a）在范围的低端，NGC 4673的SN = 1.0 +/- 0.4，这对于椭圆星系来说是一个令人惊讶的值，但对于螺旋星系和不规则星系来说是典型的; b）在上限，MCG +5 - 31 - 063的SN = 13.0 +/- 4.2，IC 4051的SN = 12.7 +/- 3.2，它们更可能属于超巨cD星系而不是“正常”椭圆星系。此外，后发座星系团中央的超巨星cD星系NGC 4874也具有较高的比频（SN = 9.0 +/-2.2）。其它星系的SN值在[2，7]范围内，平均值为SN = 5.1。似乎没有单一的方案可以解释观测到的特定频率，因此每个星系的历史必须通过适当地结合不同的模型（原位，合并和吸积）来单独推导。昏迷是由几个小组的可能性也被认为是。如果只使用Gurzadyan & Mazure（2001）定义的主子群的星系，则S_N的趋势是在密度较高的区域S_N更大。这一结果需要进一步证实。
2001-12-10 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
The Globular Cluster Systems in the Coma Ellipticals. IV: WFPC2 Photometry for Five Giant Ellipticals
我们分析了后发座星系团中五个巨型椭圆星系（NGC 4874、4881、4889、4926和IC 4051）中球状星团（GC）系统的V和I测光数据。我们发现GC光度函数彼此非常相似，在V = 27.71 +-0.07（M_V = -7.3）处由9，000多个GC的复合样本导出的转换。简单的高斯曲线和演化的谢克特函数都同样适合GCLF的亮半部分，尽管Coma GCLF比任何处女座巨星都更宽并且具有更高的“截止质量”（M_c ~ 3 x 10^6 M_Sun）。这5个后发座的GC比频率变化范围很大，从NGC 4881的SN = 0.7到IC 4051和NGC 4874的SN = 12。没有一个单一的形成场景似乎能够解释这些差异，否则类似的星系。超巨星NGC 4874拥有已知最丰富的球状星团系统，可能拥有超过30，000个星团;它的真实范围尚未确定，可能会延伸到后发座势阱。对于三个最大的GC系统（NGC 4874，4889，IC 4051），所有三个种群都由红色，富金属的星系团主导。它们的金属丰度分布也可能都具有正常的双峰形式，两个序列的预期平均颜色<V-I>（蓝色）= 0.98和<V-I>（红色）= 1.15。然而，富金属星系团的颜色分布和相对数量显示了Peng等人2008年（ApJ 681，197）为处女座星系建立的趋势的有趣反例。在以后发座超巨星为代表的密度最高、质量最大的区域，富含…
2008-11-10 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 Cluster Evolution in M87 and Fundamental Plane Ellipticals
由于弛豫、双星加热和含时潮汐扰动的动力学演化，M87中的球状星团数量明显减少。对于基本面椭圆星系来说，星系团在较小的星系中由于质量密度较高而演化得更快。一个简单的演化模型再现了观测到的特定频率与光度的趋势，最初的恒定关系。理论上演化的星族与McLaughlin等（1994）的M87星团数据的拟合表明：1）动力学效应驱动初始质量和空间分布的演化，可以解释空间分布中的大核以及产生的质谱径向依赖性;（2）在16kpc以内，演化使S_N降低了50%，在50kpc以内，演化使S_N降低了35%，表明该地区S_N最初为26。我们估计，15%的"失踪"的集群低于检测阈值与质量小于10^5 M太阳。
1996-02-13 astro-ph
Stellar X-ray Binary Populations in Elliptical Galaxies
钱德拉的高角分辨率可以分辨出恒星X射线双星的发射，而不是椭圆星系内气体大气的弥漫X射线发射。在X射线二进制人口的变化（每单位银河系光学光度）与特定的频率的变化在椭圆星系的球状星团。这表明X射线双星主要是在球状星团中形成的，而不是一个原始的场种群。
2001-11-15 astro-ph
Gemini/GMOS Spectra of Globular Clusters in the Virgo Giant Elliptical NGC 4649
NGC 4649（M60）是少数巨型室女座椭圆星系之一。我们获得了与该星系有关的38个GC的Gemini/GMOS谱。应用Proctor & Sansom（2002）的多指数chi^2最小化技术和Thomas、Maraston & Korn（2004）的单恒星星族模型，我们可以得到年龄、金属丰度和α元素丰度比。我们发现了几个年轻的（2- 3 Gyrs）超太阳金属丰度GC，而大多数是老的（>10 Gyrs），跨越从太阳到[Z/H]=-2的金属丰度范围。这些年轻的GC中至少有两个是在17-20 kpc的大投影半径。银河系本身没有显示出最近恒星暴增、相互作用或合并的明显迹象。α元素比值随金属丰度的增加而减小。
2006-01-24 astro-ph
Globular Cluster Metallicity Subpopulations in NGC 4472
双峰性是星系中球状星团颜色分布的一个共同特征。虽然银河系GC系统的金属丰度是双峰的，这一点在椭圆星系中还没有得到直接的证明。我们使用舔指数测量从文献中推导出47 GC在巨大的室女座椭圆星系NGC 4472的金属丰度。由此产生的分布显示了明显的证据，两个金属丰度亚群的GC。
2007-01-15 astro-ph
Globular Clusters as Tracers of Stellar Bimodality in Elliptical Galaxies: The Case of NGC 1399
球状星团系统（GCS）的星团积分颜色经常呈现双峰分布。这项工作探讨的论点，以支持相同的功能是共享的弥漫恒星星族的星系，他们是与。在NGC 1399的特殊情况下，结果表明，星系亮度剖面和颜色梯度以及球状星团累积特定频率的行为，与两个主要的恒星星族的存在是相容的，与所谓的“蓝色”和“红色”球状星团家族。这些球状星团家族的特征在于不同的固有频率（根据每个恒星星族定义）：红色球状星团的Sn=3.3 +/- 0.3，蓝色球状星团的Sn=14.3 +/- 2.5。我们强调，这一结果并不一定与最近的作品，指出（解决）晕星和球状星团的金属丰度分布之间的明显差异时，比较他们的数量统计相矛盾。推断出的特定频率意味着，就其相关的恒星星族而言，蓝色球状体的形成效率比红色球状体高出约6倍。蓝色球状体的空间分布与推断的暗物质的相似性，以及与NGC 1399相关的发射热气体的X射线的相似性。一个相对不显眼的低金属丰度人口的影响，共享的蓝色球状星团的属性，作为一个可能的来源的化学富集早期的星系的形成历史也简要讨论。
2004-11-02 astro-ph
Intermediate-Age Globular Clusters in Merger Remnants
最近对中等年龄（2-4 Gyr）合并残留物中的球状星团的观测提供了年轻合并残留物与正常椭圆星系之间迄今为止“缺失的一环”。“蓝色”球状星团的光度函数（LF）呈现出以M_V ~ -7.2为中心的高斯形状，这与巨型椭圆星系的情况相同，而“红色”星团的LF则向亮端和暗端扩展，这与中等年龄星团的情况相同。这些系统的特定频率已经计算出不断发展的LF的“红色”集群和母星系光度的年龄为10 Gyr。他们被发现是一致的，发现在贫穷的集群巨椭圆形的值。这些发现支持了在巨大的早期星系中形成“红色”GC的“合并情景”的可行性。
2002-11-08 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
WLM-1: A Non-Rotating, Gravitationally Unperturbed, Highly Elliptical Extragalactic Globular Cluster
球状星团长期以来一直以（有时）明显偏离球形对称而闻名。虽然旋转是主要的解释，但其他复杂的因素，如它们与宿主星系的强引力势的持续相互作用，使得很难达成共识。为了解决这个问题，我们已经获得了高分辨率的光谱WLM-1，孤独的球状星团与孤立的，低质量的矮不规则星系WLM。使用存档的HST WFPC 2数据，我们测量了WLM-1的径向椭圆率分布，发现它是高度椭圆的，在0.5-5”区域的平均值为0.17-这与我们银河系中最椭圆的球状星团相当。除了星团最里面的区域（r < 0.5”）外，没有等照度线扭曲的证据。为了研究所观察到的扁平化是否可以归因于旋转，我们已经获得了长缝高分辨率VLT/UVES光谱的这个集群沿和垂直于轴的扁平化。使用互相关，我们发现，集群的速度分布是一致的零旋转沿任一轴。因此，无论是星系团的旋转，也不是银河潮汐可以负责扁平形态的WLM-1。我们认为，所需的半长轴和半短轴之间的速度色散各向异性，将需要考虑所观察到的扁平化是相对较小的，1公里/秒的顺序。尽管我们的错误使我们无法最终确定这种差异确实存在，但速度各向异性仍然是目前对这个星系团形状最合理的解释。
2005-11-16 astro-ph
