Effect of metallicity on low mass X-ray binaries in globular clusters
我们认为，在富金属和贫金属球状星团中观测到的明亮低质量X射线双星形成速率的差异可以通过考虑不同金属丰度下质量在~0.85 Msun和~1.25 Msun之间的主序星施主的恒星结构的差异来解释。这种差异是由缺乏金属的主序星在这个质量范围内的外部对流区的情况下造成的。结果，磁制动，一个强大的机制，轨道收缩，不工作和动态形成的主序-中子星双星未能开始质量转移或出现明亮的低质量X射线双星。
2005-09-18 astro-ph
Compact binaries in globular clusters
在致密恒星系统中，恒星之间频繁的动力学相互作用对致密双星的形成和演化起着至关重要的作用。我们研究这些过程中使用一种新的方法相结合的国家的最先进的二进制人口合成代码与一个简单的处理致密星团核心的动力学相互作用。在这里，我们集中在动力学和演化过程中导致形成的致密双星包含白矮星在密集的球状星团。我们证明，动力学可以增加2 - 100倍的生产率的有趣的二进制文件，如激变变量，"nonflickerers“（他白矮星与较重的黑暗同伴），合并白矮星二进制文件的总质量以上的Erasekhar限制，和白矮星二进制文件发射引力波在LISA波段。
2004-02-23 astro-ph
Chaos and the Dynamical Evolution of Tidal Capture Binaries in Globular Clusters
球状星团的核心有许多低质量的X射线双星、激变变星和毫秒脉冲星双星，它们很可能是通过潮汐捕获过程形成的。潮汐捕获双星最初被认为是负责停止核心崩溃，并通过“双星加热”过程进行随后的再膨胀。标准模型，现在表明，这些双星不再是可行的直接能源。我们提出的研究结果表明，潮汐捕获双星可能确实是一个显着的直接能源的核心球状星团。我们发现，捕获后，这些二进制经历了一个短暂的，暴力的混乱阶段，轨道偏心率（因此潮汐能）遭受很大的变化在一个很短的时间尺度。接下来是一个长时间的静止阶段，其中潮汐能仍然很小，而轨道仅通过正常的耗散效应循环。这个静止阶段允许捕获的主序星在没有大潮汐的情况下演化，这对产生低质量X射线双星和激变变星很重要。
1994-03-23 astro-ph
Formation and evolution of compact binaries with an accreting white dwarf in globular clusters
致密恒星系统中致密双星的数量受恒星间频繁的动力学相互作用及其与恒星演化的相互作用的强烈影响。在这方面的贡献，我们认为这些影响的双星与白矮星吸积，特别是激变变量和AM CVns。我们研究哪些过程可以成功地导致创建这样的X射线双星。使用数值模拟，我们确定主要的形成渠道和预测的可检测系统的预期数量。我们还讨论了为什么激变变量的分布有一个较弱的依赖于集群密度比静态低质量X射线双星的分布，为什么矮新星爆发可能不会发生之间的球状星团激变变量。
2004-12-21 astro-ph
Formation of Compact Binaries in Globular Clusters
我们在这里报告两个互补的人口合成的研究，直接关系到中子星双星的形成和演化的球状星团。首先，我们计算了球状星团中中子星的保留概率，定量地证实了双星系统中诞生的中子星的保留率比孤立星中诞生的中子星的保留率大得多的观点。然而，保留分数可能不足以解释目前的人口中子星双星。在第二项研究中，我们遵循了大量的原始双星和中子星的整个生命周期的一个球状星团的性质可能类似于47 Tuc。我们直接计算了整个星系团历史上双星系统、中子星和孤立场星之间的所有三体相互作用。某些类型的中子星双星的演化跟踪到当前的时代。的数量密切，回收，二进制无线电双星的无线电观测结果进行了评估和比较。
2001-01-30 astro-ph
Interacting X-ray Binaries in Globular Clusters: 47Tuc vs. NGC 6397
我们对47 Tuc的深Chandra曝光和对NGC 6397的中等曝光揭示了球状星团中相互作用X射线双星的大量新现象。在这篇（后期）综述中，我总结了最近和正在进行的对毫秒双星、包含白矮星和中子星的致密双星以及两个球状星团中的色球活动双星的分析。光谱变异性分析使新的见解源属性和演化历史。这些二元种群，现在是如此“容易”可见，足够大，它们的属性和空间分布揭示了紧凑的物体形成和二元相互作用的新线索。相对于白矮星，在47 Tuc和NGC 6397中，中子星显得过多。包含中子星的IXB（即，MSPs和qLMXBs），作为最大质量和最古老的致密双星样本，可能在47Tuc中追踪到原星团盘，而致密双星可能在NGC 6397最近的核心坍缩期间优先沿着星团旋转赤道喷出。
2005-12-30 astro-ph
Binary formation within globular clusters : X-ray clues
本文研究了原始双星数目对球状星团内探测到的双星总数与碰撞率之间关系的影响。我们模拟了球状星团中的双星种群：原始双星和通过引力相互作用形成的双星。我们发现，原始双星的初始数量的影响，检测到的源的数量和碰撞率之间的关系，我们发现是一个幂律。我们还表明，观察一个不完整的样本提供了与一个完整的样本获得相同的结果。我们利用XMM-牛顿和钱德拉的观测结果来约束X射线光度大于10^{31} erg/s的源的形成机制，并表明球状星团中的一些激变变星应该是原始天体。我们指出了一个可能隐藏在高质量球状星团中子星人口与低碰撞率。
2004-12-03 astro-ph
The Binary Zoo: The Calculation of Production Rates of Binaries Through 2+1 Encounters in Globular Clusters
在研究双星和单星之间的相遇时，人们对三类事件感兴趣：恒星的交换，第三颗恒星对原始双星的强化，以及合并物体的产生。我们提出了一种方法来计算横截面为这三个结果的任意二进制和单星可能会发现在一个球状星团的核心。然后计算了不同恒星星族中一些双星的散射截面。我们认为，多次遇到和人口的最终命运的二进制文件送入不同的球状星团模型的核心。我们看到，只有相对较少数量的双星（包含10%的恒星）的存在将提高天体物理学上有趣的物体的产生率，至少是单星之间相遇的预期率的几倍。特别是，窒息中子星与低质量X射线双星（LMXB）的比例可能会大大增加，这可能部分解释了毫秒双星相对于LMXB的过剩。
1995-07-07 astro-ph
Photometric binaries in fifty Globular Clusters
HST/ACS银河系球状星团巡天（GGC）是HST财政部的一个项目，旨在获得大样本球状星团的高精度测光。Anderson等人（2008）从这些数据中获得的均匀光度星表代表了许多天体物理研究的金矿。在本文中，我们使用的目录分析的性质的MS-MS二元系统从一个样本的50 GGCs。我们测量了双星的分数（分为不同的组），研究了它们的径向分布和约束的质量比分布。我们调查了可能的关系的分数的二进制文件和他们的主机GGC的主要参数。我们发现了一个显着的反相关性之间的二元分数在一个集群和它的绝对光度（质量）。
2008-01-21 astro-ph
Formation and evolution of compact binaries in globular clusters: I.Binaries with white dwarfs
本文是系列文章的第一篇，我们研究了致密球状星团中包含白矮星的致密双星形成的恒星动力学和演化过程。我们研究的过程导致创建的X射线双星，如激变变量和AM CVn系统。使用数值模拟，我们确定了占主导地位的形成渠道，我们预测的预期数量和可检测系统的特点，强调如何集群源不同的领域人口。我们探讨集群属性的形成率的依赖，我们特别解释了为什么灾难变量的分布只有一个弱的集群密度的依赖。我们还讨论了球状星团中矮新星爆发的频率及其与中等强度白矮星磁场的关系。我们研究Ia型超新星的速率通过单和双退化通道在集群中，我们认为，这些速率可能有助于总SN Ia率在椭圆星系。考虑到合并白矮星双星，我们讨论了可能的限制，其祖先的共同信封演变，我们得到的LISA的引力波探测的理论期望。
2006-04-04 astro-ph
The Role of Binaries in the Dynamical Evolution of Globular Clusters
有三个重要的发展，大大增加了我们对双星在球状星团动力学演化中所扮演角色的了解。从观测的角度来看，哈勃太空望远镜向我们展示了坍缩后星团核心中致密区域的详细照片。从计算方面来说，Grape-4专用硬件现在允许我们在逐星的基础上模拟小型球状星团，并且已经为我们提供了在此类系统中发生重力热振荡的第一个直接证据。从理论天体物理学的角度来看，将恒星动力学与恒星演化和流体动力学结合起来的综合模拟现在变得可行。鉴于这三个发展，我们可以预期，在可预见的未来，我们对球状星团演化的理解将以更高的速度继续下去。本文简要介绍了球状星团模拟的现状和未来五年的发展趋势。
1996-02-29 astro-ph
The Role of Binaries in the Dynamical Evolution of the Core of a Globular Cluster
核心的大小是判断球状星团演化状态的主要指标之一。在过去的几年里，人们已经了解了很多关于核心半径在核心坍缩期间和之后的行为，在各种不同的条件下，与大量双星的存在或不存在有关。概述的基本物理原理，可用于估计核心半径。讨论了四种不同的情况，并给出了核心半径与半质量半径之比$r_c/r_h$的表达式。这些制度是：没有原始双星时的深坍缩;原始双星被烧毁后的稳定坍缩后演化;在相同条件下的混沌坍缩后演化;以及原始双星存在时的坍缩后演化。此外，修改所有这些情况下，表示更现实的情况下，银河系潮汐场的影响考虑在内。
1996-05-04 astro-ph
Recent Breakthroughs in Detecting Neutron Star Binaries in Globular Clusters
长期以来，双星一直被认为在球状星团的演化中扮演着至关重要的角色，并且提供了在相同的、确定的距离上研究系统的优势。然而，早期的搜索尝试一直受到拥挤的阻碍（特别是在光学方面），最初的探测仅限于少量的低质量X射线双星（LMXB）和少数其他系统。HST和Chandra的高超空间分辨率和灵敏度（由无线电观测的进步支持）大大克服了这一分辨率障碍，使单个集群中的探测超过10个，在某些情况下超过100个，二进制。本文将重点介绍中子星双星的探测，包括最近的光学鉴定，多个LMXB在静止期的令人兴奋的发现（具有限制中子星状态方程的潜力）和毫秒双星（MSP）在X射线和光学图像中的探测。
2002-10-23 astro-ph
Galactic Globular Clusters with Luminous X-Ray Binaries
明亮的X射线双星（> 1 E34 erg/s，LMXB）有一个中子星或黑洞，在球状星团中，这些近距离双星中的大多数预计是通过与其他恒星的动力学相互作用从更宽的双星演化而来的。我们试图找到一个预测这种形成率是代表的初始属性的球状星团，而不是高度演变的核心量。模型表明，半光量最能反映初始条件，因此我们检验了与L^1.5 r^-2.5成正比的相关动力学相互作用率是否有助于理解银河系球状星团系统中发光LMXB的存在。我们发现，虽然L^1.5 r^-2.5较大的LMXB团簇优先容纳LMXB，但该系统的半质量弛豫时间也必须低于约1 E9 yr。这种弛豫时间效应可能是因为需要几个弛豫时间来修改二元分离，时间尺度必须短于星系团的年龄。发现LMXB簇的频率增加，如果该簇是富含金属的，如果它是接近的凸起区域。对金属丰度的依赖很可能是由于在高质量端不同的初始质量函数，或者因为隆起系统从与隆起的潮汐相互作用中发展得更快。这种方法可以用来研究星系外的球状星团系统，在那里的核心性质是悬而未决的。
2005-11-21 astro-ph
The Birthplace of Low-Mass X-ray Binaries: Field Versus Globular Cluster Populations
最近钱德拉对早型星系内低质量X射线双星（LMXB）的研究发现，LMXB通常位于星系的球状星团内。然而，是否所有的LMXB都是在球状星团内形成的，仍然是一个悬而未决的问题。如果所有的LMXB都是在球状星团中形成的，那么星系中LMXB的X射线亮度总和应该与星系中球状星团的数量成正比，而不管LMXB目前位于何处。我们已经比较了这两个量在相同的角面积的样本的12个椭圆形和S 0星系观察钱德拉和发现，这两个量之间的相关性弱于预期，如果所有的LMXB形成的球状星团。这表明大量的LMXB是在磁场中形成的，自然也解释了LMXB在星系间的分布。我们还发现，“污染”的球状星团LMXB到外地一直是最小的椭圆星系内，但有证据表明，大约一半的LMXB原来在球状星团的S0星系在我们的样本已经逃到外地。这是由于更高的球状星团的破坏率在S0的更强的引力冲击所造成的球状星团通过磁盘的S0星系，是在椭圆星系缺席。
2005-08-23 astro-ph
Gravitational Radiation From Globular Clusters
天基引力波探测器将有能力观测来自双星系统的连续低频引力辐射。它们可以确定连续源的方向，其角分辨率接近数十弧分。这个分辨率应该足以将双星源识别为附近球状星团的成员。因此，引力辐射可以用来确定球状星团中硬双星的数量。对于特别硬的双星，轨道周期可能会因引力波发射而改变。如果这些双星中的一个可以被识别为球状星团，那么到那个星团的距离就可以确定了。因此，引力辐射可以提供与红化无关的球状星团距离测量。
1998-10-29 astro-ph
X-Ray Binaries and the Dynamical States of Globular Clusters
我们总结和讨论最近的工作（Fregeau 2007）提出了三个结果的汇合，表明大多数银河系球状星团仍处于核心收缩的过程中，尚未达到由二元散射相互作用驱动的热平衡阶段：1）在每单位相遇频率的X射线双星中出现过多的三个星团在观测上被归类为“核心坍缩”，2）最近对带有原始双星的星系团演化的数值模拟表明，处于双星燃烧阶段的星系团的结构参数只与“核心坍缩”的星系团一致; 3）处于双星燃烧阶段的星系团在最后几个Gyr的动力学形成的X射线源应该是处于核心收缩阶段的星系团的5倍左右。
2008-01-07 astro-ph
Observational evidence for the origin of X-ray sources in globular clusters
在球状星团中观测到低质量X射线双星、再循环双星、激变变星和磁活动双星等X射线源。我们讨论了这些系统的分类，并发现一些假定的活动双星比预期的要亮。我们讨论了一种新的统计方法来确定从观测如何形成的X射线源取决于恒星相遇的数量和/或对集群的质量。我们表明，集群质量是不是一个代理的遭遇数，光学鉴定是必不可少的，在证明存在的原始双星之间的低光度X射线源。
2007-10-09 astro-ph
X-ray Binaries in the Globular Cluster 47 Tucanae
钱德拉对球状星团的观测提供了对X射线双星的形成、演化和X射线发射机制的深入了解。我们最近（2002年）的深度观测47 Tuc允许其人口的静态LMXB，CV，MSP和活动的双星（AB）的详细研究。第一个结果包括确认的磁性CV在一个球状星团，31个额外的色球活跃的双星的识别，并确定三个额外的可能是静态的LMXB包含中子星。将47 Tuc中已知MSP的X射线特性与性质不确定的源的特性进行比较，表明相对较少的X射线源是MSP，可能只有~30个，不超过60个。考虑到30个隐含的MSP和5个（候选者）静止的LMXB，它们的典型寿命分别为10和1Gyr，47个Tuc中MSP和LMXB的相对出生率是相当的。
2005-03-07 astro-ph
Spectroscopic Binaries in Globular Clusters. II. A Search for Long-Period Binaries in M22
一个包含383颗球状星团M22中红巨星径向速度的星表是根据文献和1972年至1994年间积累的新观测资料编制的。这22年的基线是所有球状星团恒星样本中最长的。使用333重复速度为109个集群成员，我们已经进行了一个搜索的光谱双星的周期范围在0.2 - 40年，质量比在0.1和1.0之间。虽然这些演化恒星的速度显示了大气运动的明显证据，但没有令人信服地发现任何恒星的速度变化大于7 km/s。通过比较观测到的速度变化，发现在一系列的蒙特卡罗模拟，我们估计集群的二进制分数为X = 0.01（圆形轨道）和X = 0.03（热轨道）。这些结果将与附近具有类似质量比和周期的太阳型恒星的X = 0.12的相应双星分数进行比较。我们推测，无论是相对丰度的短周期和长周期的二进制的球状星团和测量的二进制分数的大的差异，具有高的二进制电离率的集群（M22，欧米茄Cen）相比，那些具有低电离率的集群（M71，M4，NGC 3201）点的频率周期分布中，软二进制已被破坏的恒星相遇。最后，我们注意到，在我们的调查中，没有三个CH星显示速度变化的证据，这是在形成鲜明对比的领域CH星，几乎所有的双星。我们认为，M22中的双星，具有类似于场CH星的结合能，不太可能被恒星碰撞破坏，并建议CH星簇是正常的红巨星，位于簇金属丰度的富碳尾部
1996-05-02 astro-ph
Binaries and Globular Cluster Dynamics
总结了近年来关于含原始双星的球状星团动力学演化的理论研究结果。即使是非常小的初始二进制分数（例如，10%）可以发挥关键作用，支持集群对重力热塌缩许多弛豫时间。双星与单星或其他双星之间的非弹性碰撞为星团提供了非常重要的能量来源。这些动力学相互作用也导致了大量奇异系统的产生，如超紧X射线双星、回收的射电双星、双简并系统和蓝离散星。我们的工作是基于一个新的并行超级计算机代码实现Henon的蒙特卡罗方法模拟致密恒星系统的动态演化的福克-普朗克近似。这个新的代码使我们能够非常准确地计算一个包含实际数量的恒星（N ~ 10^5 - 10^6）的星团的演化，通常只需几个小时到几天的计算时间。在模拟中，离散的，逐星的星团表示使得自然地处理一些重要的过程成为可能，包括单星和双星的演化，单星和双星的所有动力学相互作用，以及与银河系的潮汐相互作用。
2001-03-01 astro-ph
Creating ultra-compact binaries in globular clusters through stable mass transfer
一个稍微演化的恒星开始向中子星进行质量转移的双星，在磁制动的影响下，可以朝着超短轨道周期演化。这被称为磁捕获。我们详细调查的初始轨道周期和初始施主质量二进制演化周期小于30-40分钟内的哈勃时间。我们表明，只有小范围的初始周期和质量导致超短周期，并且对于那些只有很小的时间间隔是在超短周期。因此，在任何时候，只有非常小的一部分X射线双星在超短周期内被观测到。如果球状星团中13个明亮的X射线源中有2到6个具有超短周期，就像最近的观测所表明的那样，它们的形成不能用磁捕获模型来解释。
2004-11-09 astro-ph
Dynamics and Interactions of Binaries and Neutron Stars in Globular Clusters
我们模拟测试双星的动力学在各向同性，多质量模型的星系球状星团。模拟了双星轨道通过星系团势的演化，包括二阶扩散项，并计算了与场星近距离相遇的概率。本文用蒙特卡罗模拟了双星-单星碰撞对星团中双星的布居和分布的影响，并估算了不同结构参数的球状星团中不同恒星星族的碰撞率。假设一个Salpeter IMF，对于低浓度的集群，核心的遭遇率主要是由关闭质量的主序星和中等质量的白矮星。对于高浓度、高密度的星系团，遇到概率越来越多地由中子星和重白矮星主导。因此，我们预测一个较小的比率，蓝离散和激变变量的高浓度集群的恒星。毫秒脉冲星的总数，以及单双星脉冲星的比例，与观测到的人口大致一致，这表明双星-单星相遇对球状星团的脉冲星形成率有很大的贡献，对于整个范围的球状星团类型。不同球状星团中毫秒级中子星的数量和比例最好用与星系相当的总双星比例和球状星团中适度数量的原始中子星来解释。
1994-12-20 astro-ph
Spectroscopic Binaries in Globular Clusters. I. A Search for Ultra-Hard Binaries on the Main Sequence in M4
用CTIO 4.0米望远镜上的多目标光谱仪Argus对附近球状星团M4的主序星进行了光谱双星的搜寻。在16.9 $\le$ V $\le$ 17.4等范围内，对33个转折矮星获得了一对径向速度（中位精度为$\simeq$ 2 km/s），间隔11个月。蒙特卡罗模拟已被用来获得一个二元分数，X，为系统的周期范围为2天$\lae {\rm P} \lae$ 3年和质量比在0.2和1.0之间。这种短周期的截止比现有的径向速度测量小一个数量级以上，并且可以与主序星的最短周期相媲美。因此，我们的调查提供了第一个一瞥到丰富的“超硬”光谱双星在球状星团。虽然没有恒星的速度变化大于14 km/s，但观察到两个物体的卡方概率低于0.1%。在33个样本中没有这样的恒星。我们发现一个最佳拟合的二进制分数X $\simeq$ 0.15，这是一个值，这是符合最近的估计的基础上深HST色星等图，以及与X $\simeq$ 0.1的二进制分数附近的太阳型恒星具有类似的周期和质量比。我们推导出的双星分数表明，与预先存在的双星的交换相互作用是解释包含脉冲星PSR 1620-26的分层三重系统起源的一种合理手段。
1996-05-02 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
Were most Low Mass X ray Binaries born in Globular Clusters?
我们总结了低质量X射线双星（LMXB）长期演化的现状，并仔细研究了LMXB和双星毫秒双星（MSP）的轨道周期分布，假设后者是LMXB演化的结果。周期间隙以下的系统缺陷（在灾变双星中发生在~ 2和3小时之间）表明LMXBs的长期演化与包含白矮星致密天体的对应物非常不同。几个超短周期的LMXB（其中一些也是X射线毫秒双星）的存在，在0.1和1天之间的周期的二进制MSP的重要部分，周期（26和32小时）的两个“相互作用”的球状星团中的MSP是周期分布中的其他部分。我们认为这些特点的可能的解释，并指出，Grindlay的旧的建议，所有（大多数）LMXB领域最初诞生于球状星团必须仔细重新考虑。
2006-12-21 astro-ph
Binary evolution and neutron stars in globular clusters
对球状星团观测的改进发现了大量的射电望远镜和X射线源。后者包括由中子星或白矮星从伴星吸积物质而成的双星、再循环双星和磁活性双星。这些来源大多来自于星团核心恒星之间的近距离相遇;磁活跃双星和一些激变变星是从原始双星演化而来的。通过近距离相遇的形成率与星团的中心密度和核心半径的比例不同，而不是单个双星被相遇扰动的概率。这在近距离接触假说的一些初步观察测试中得到了利用。在球状星团和其他星系中已经发现了吸积黑洞;在银河系星团中没有这样的黑洞与预期的小数量是一致的。
2002-10-02 astro-ph
A possible solution for the lack of EHB binaries in globular clusters
银河系球状星团中的极水平支（EHB）星的双星比例比它们的对应物--场热亚矮星的双星比例低一个数量级。这使人们对它们的形成渠道产生了严重的怀疑。在这封{ \em Letter}中，我用Han等人（2002，2003）关于EHB星形成的双星模型解释了场EHB星和星团EHB星之间的区别。利用Han et al.（2002，2003）的二元星族合成程序，跟踪了由单星爆发产生的简单恒星星族的演化（注意Han et al.2002，2003在过去15 Gyr内采用恒定的恒星形成速率来产生场EHB星），得到了不同恒星星族年龄的EHB星。我发现EHB星的双星比例随着恒星星族年龄的增加而减少。在标准模拟集中，当恒星星族为10 Gyr时，轨道周期为$P<5 {\rm d}$的EHB双星的比例为$\sim 2.5%$。Han et al.（2002，2003）的双星模型能够解释球状星团中EHB双星的缺乏。我还建议，在GCs密切EHB双星的物理参数的精确测定可以导致最严格的约束，共同的包络弹射效率。
2008-05-02 astro-ph
High Resolution X-ray Imaging of a Globular Cluster Core: Compact Binaries in 47Tuc
利用Chandra X射线天文台获得了球状星团47 Tuccino（NGC 104）的高分辨率（<1”）深X射线图像，研究了致密双星在高密度核心的星群分布。70千秒的曝光揭示了星团中心集中的微弱（Lx ~10^{30-33} erg/s）X射线源，其中至少有108个位于中心2 arcmin × 2.5 arcmin范围内，至少有一半的Lx <10^{30.5} erg/s。所有最近通过射电观测精确定位的15毫秒双星（MSP）都被识别出来，尽管有两颗还没有被钱德拉发现。X射线光谱和时间特征，以及哈勃太空望远镜的初步光学鉴定，表明>~50%是毫秒双星，~30%是吸积白矮星，~15%是耀斑爆发中的主序星双星，只有2到3个是静止的低质量X射线双星，包含中子星，常规的MSP祖先。导出了星系团中吸积中心黑洞质量的近似上限为~ 470 Msun。这些观测提供了第一张球状星团的X射线“色星等”图，以及对其致密天体和双星群体的普查。
2001-05-30 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
Binaries among Extreme Horizontal Branch Stars in Globular Clusters
在回顾了我们目前对球状星团中蓝亚矮星的认识之后，我们概述了在这些恒星中搜索近距离双星的结果，包括以前发表在文献中的结果和报告最近的新数据的初步结果。先前的研究显示NGC 6752缺乏封闭系统，我们通过新的更广泛的观测证实了这一点。我们估计这个星团中的密近双星比例只有4%。通过对相关文献的回顾，有迹象表明极水平分支（EHB）恒星中的低密近双星比例是球状星团的一个共同特征。另一方面，现场EHB人口显示出一个非常高的二进制分数的证据。这种差异之间的球状星团和外地人口，虽然尚未详细解释的理论模型的基础上，必须与不同的形成历史的EHB恒星在外地和集群。在这个框架下，初步的结果表明，封闭系统可能在特殊的球状星团NGC 2808中相对常见，尽管研究的恒星样本仍然很小。这意味着，就EHB恒星的形成而言，并非所有的星团都有相同的行为。我们简要探讨这些结果的可能解释。
2007-11-04 astro-ph
Modeling the Retention Probability of Black Holes in Globular Clusters: Kicks and Rates
我们模拟黑洞的二元相互作用，检查合并和黑洞的增长和引力辐射信号的概率，使用一个特定的初始质量分布的黑洞在球状星团和一个简单的半解析形式主义的动力学相互作用。我们包括三体反冲和最新的结果，在数值相对论的引力辐射反冲。据发现，虽然99%的双星喷出低金属丰度，低质量的集群，富金属的大质量集群保留5%的双星。一个有趣的部分弹射双星，特别是那些从高质量，高金属系统，合并的时间尺度足够短，引力辐射源在他们的合并率接近预期的银河场黑洞双星。虽然合并率相当，但这些双星的质量要大得多，而且它们的本地化将使它们成为先进LIGO的吸引力目标。我们挑选出两个可能的银河系星系团（NGC 6441和NGC 6388）具有良好的保留概率的属性。
2008-09-09 astro-ph
Is a binary fraction-age relation responsible for the lack of EHB binaries in globular clusters?
最近发现的银河系球状星团中的极水平支（EHB）星缺乏近距离双星，迄今为止已经构成了一个主要的难题，鉴于蓝亚矮星-星团EHB星的场对应物-是众所周知的呈现高双星比例。在这封信中，我们提供了新的结果，确认缺乏密切的EHB双星在球状星团，并提出了第一个方案来解释场和集群EHB星之间的差异。首先，为了证实球状星团中缺乏EHB双星是一个统计上可靠的结果，我们对NGC 6752中的145颗水平分支星进行了新的分析，其中41颗属于EHB。为了寻找径向速度随时间的变化，我们重复了所有恒星的高分辨率（R=18500）光谱，在一个晚上的观测中进行了四次。我们检测到一个单一的，热（25000 K），径向速度变星作为一个近双星候选人。根据这些结果，我们估计NGC 6752 EHB恒星中近距离（周期P < 5天）双星分数f的上限为16%（95%置信水平），最可能的值为f= 4%。因此，我们的研究结果清楚地证实了缺乏密切的双星之间的热HB恒星在这个集群。我们认为，确认的差异之间的字段和集群EHB星的二进制分数是一个F-年龄关系的后果，与密切的二进制更可能在年轻的系统的情况下。我们分析了文献中的理论和观测结果，这些结果支持这种情况。如果是这样的话，在田间和集群中的EHB祖细胞之间的年龄差异，前者年轻（平均）高达几个Gyr，自然会解释两个种群之间二元分数的惊人差异。
2008-01-30 astro-ph
WFCAM Survey of M31 Globular Clusters: Low Mass X-ray Binaries
利用UKIRT对M31的观测和已有的Chandra、XMM-Newton和ROSAT星表，研究了低质量X射线双星（LMXB）和球状星团（GC）之间的关系。通过拟合King模型，我们估计了239个GCs的结构参数和恒星碰撞率。我们显示了一个非常显着的趋势之间的存在LMXB和恒星碰撞率的集群。恒星碰撞率被发现是一个更强的预测集群将主机LMXB比主机集群质量。我们认为，我们的研究结果表明，恒星碰撞率的集群是有关的生产LMXB的基本参数。这与LMXB的形成是一致的，通过动力学相互作用与中子星保留分数或集群质量的直接依赖性很小。
2008-11-03 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
Spectroscopic search for binaries among EHB stars in globular clusters
我们在球状星团中的热水平分支恒星中进行了光谱搜索。我们目前的最终结果为样本的51颗恒星在NGC 6752，和初步结果的前15颗恒星在M80分析。观测到的恒星分布在8000 < Teff < 32000 K范围内的所有HB上，并在四个晚上进行了观测。径向速度的变化已被测量的互相关技术。我们仔细分析了与测量相关的统计和系统误差，以评估观察到的变化的统计显著性。在较冷的恒星和热的EHB恒星样本中（NGC 6752中有18颗恒星的Teff > 22000 K），都没有发现近距离双星系统。仪器效应校正的数据表明，径向速度的变化总是低于3sigma水平的~15公里/秒。这些结果与场热亚矮星的结果形成鲜明对比，并对球状星团中EHB星的形成以及场亚矮星的形成提出了新的问题。
2005-12-21 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Variable Stars in Globular Clusters -I. Fields 5139A-C in Omega Centauri
在搜寻变星的过程中，对覆盖球状星团欧米茄的中心部分的三个区域进行了观测。本文给出了22颗周期变星的V波段光变曲线，其中包括9颗SX~Phe型星、7颗接触双星、5颗分离或半分离双星和1颗斑点变星（FK Com或RS CVn型星）。这些变量中只有两个是以前已知的。所有的SX Phe星和我们样本中的所有接触双星都属于蓝离散星。观测到的这些恒星的性质与它们的星团成员是一致的。特别令人感兴趣的是检测两个良好分离的双星，周期P=1.50天和P=2.47天。对这两个双星的进一步研究可以提供有关半人马座变星性质的直接信息。得到了一个名为V2的Mira变星的不完整光变曲线。我们提出了V与V-I色星等图的监测部分的集群。
1996-01-11 astro-ph
CCD Photometry of Variable Stars in the Field of the Globular Cluster NGC 6397
在寻找短周期变星的过程中，观测了覆盖球状星团NGC~6397中心部分的$13.6\times 13.6$ arcmin $^{2}$场。获得了6颗密近双星、2颗SX~Phe星和1颗RR~ Lyrics变星的光变曲线，其中7颗为新发现。这两个被识别的SX~Phe变量可能是集群的成员。其中一个确定的食双星是最有可能的一个领域的明星，而其余5个双星，我们的数据不排除集群成员。给出了从红巨星分支顶端到主序星转折点以下的$V$与$B-V$的色星等图。
1996-01-31 astro-ph
Ultracompact X-ray Binaries in Globular Clusters: Variability of the Optical Counterpart of X1832-330 in NGC 6652
越来越多的证据表明，球状星团核心的发光X射线源可能经常由超紧凑（P < 1 hr）双星组成，甚至可能是一个由超紧凑（P < 1 hr）双星主导的类别。除了已知的两个这样的系统，即NGC 6624和NGC 6712，我们现在又增加了另外两个这样的系统的证据。我们检测到大幅度的变化，在候选人的光学对应的X射线源的核心NGC6652。虽然现有的观测结果相对较短，但现有的哈勃太空望远镜数据表明，可见光通量的半振幅30%的强烈的43.6分钟周期调制。此外，虽然NGC 1851中的源的轨道周期尚未明确测量，但我们证明，以前的光学光度与X射线光度和吸积盘大小的相关性，最近的数据加强，强烈暗示该系统的周期也小于1小时。因此，目前有证据表明，7个具有约束周期的球状星团X射线源中有4个是超紧的，这一比例远远大于在该领域的X射线双星中发现的比例。
1999-12-14 astro-ph
An explanation for long flares from extragalactic globular cluster X-ray sources
Sivakoff和他的合作者最近在NGC 4697中发现了重复闪烁的X射线双星。我们发现，这些耀斑可以解释为结果的偏心双星在球状星团更迅速地在近星点比在其余的双轨道。我们表明，理论上的时间尺度生产偏心率和circularising的二进制是一致的，需要生产的观测人口的耀斑源，虽然circularisation的时间尺度是高度不确定的观测和理论的理由。这个模型作出了两个明确的理论预测：（1）如果提供足够的采样，耀斑应该被看作是严格周期性的，周期应该是大约15小时;（2）这类耀斑行为应该只在球状星团源中看到，主要是在密集的球状星团中。我们还测试模型通过飞的第三颗恒星附近的二进制在一个球状星团对一个更大的数据库毫秒脉冲星观测比过去的工作中使用的偏心率，并发现，理论截面产生偏心率的二进制是在合理的协议与大多数的数据，假设脉冲星的年龄约为$4\times10^9$年。
2005-09-21 astro-ph
Multi-wavelength observations of stellar populations in Galactic globular clusters
我报告的框架内的一个复杂的项目，旨在描述银河系球状星团的恒星星族的光度特性的一些最近的结果。
2003-01-14 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
Galactic Globular Clusters Database: a progress report
简要评述了银河系球状星团数据库的现状。本文描述了在撰写本文时实现的功能，以及未来改进的计划。
2007-11-19 astro-ph
Galactic globular clusters contribution to microlensing events?
在这篇文章中，我们对迄今为止在银河系中心探测到的大量微透镜事件进行了分析，目的是调查一些暗透镜是否位于银河系球状星团中。我们发现，在四种情况下，一些事件可能确实是由于透镜位于球状星团本身。我们也给出了一个粗略的估计的平均透镜质量的事件的子集高度对准银河系球状星团中心，并发现，在合理的假设下，偏转器可能是最有可能的棕矮星，M-星或恒星残骸。
2008-02-26 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
The Role of Chaos in the Circularization of Tidal Capture Binaries. II. Long-Term Evolution
本文提出了一个描述潮汐俘获双星{ \it long-time}行为的自洽绝热模型。结果表明，大多数捕获轨道的行为混乱，与偏心率以下的准随机游走之间的值$\appless 1$和一些较低的限制与捕获时的近星点分离。如果考虑到耗散，双星会经历一个短暂而剧烈的混沌阶段，然后是一个长时间的静止阶段，在这个阶段中，它会在比以前想象的更长的时间尺度上从高偏心率缓慢地循环。结果是，合并的可能性比以前认为的要小，因此这种双星将成为球状星团核心的热源，特别是当它们处于不那么紧密的结合状态时，高度偏心。如果这个模型是正确的，那么在包含主序星的球状星团中观测到的任何高偏心双星的周期导数都很可能比标准模型预测的要小得多。我们还预测，NGC 6342中PSR B 1718 -19的伴星质量约为$0.2M_\odot$，它是一个球状星团双星，可能是由潮汐捕获形成的（Wijers \& Paczyrobski 1993）。该模型可用于描述球状星团中大量存在的低质量X射线双星、脉冲星双星和激变双星的演化。
1993-12-22 astro-ph
The Evolution of the Globular Cluster System in a Triaxial Galaxy: Can a Galactic Nucleus Form by Globular Cluster Capture?
场星引起的动力学摩擦和中心核引起的潮汐扰动是决定椭圆星系中球状星团系统演化的关键。本文研究了某些星系核是由在三轴势场中运动的衰变球状星团形成的可能性。最初的快速增长的核心，主要是由于大规模的集群盒轨道下降到银河系的中心在很短的时间尺度，被发现是后来放缓的潮汐中断引起的核心本身对质量较小的集群的方式所描述的Ostriker，宾尼和萨哈。动力学摩擦的效率是这样的，携带到星系中心足够的球状星团质量，可形成一个紧凑的核心，但其无碰撞形成的实际模式仍有待研究。核的质量是由上述两个过程的相互反馈以及已知的球状星团族的初始空间、速度和质量分布决定的。此外，我们还讨论了球状星团坠落到银河系中心是原始剧烈星系活动原因的可能性。最后给出了该模型在M31上的应用。
1993-01-14 astro-ph
Six New Galactic Orbits of Globular Clusters in a Milky-Way-Like Galaxy
最近测定了六个新的球状星团的绝对自行。这促使我们获得这六个星系团在轴对称银河系势和禁止势（如我们的银河系）中的银河系轨道。轨道也得到了银河系的潜力，包括旋臂。对这三种情况的轨道特征进行了比较和讨论。潮汐半径和破坏率也进行了计算和讨论。
2007-10-29 astro-ph
The ellipticities of Galactic and LMC globular clusters
大麦哲伦星系的球状星团被发现比银河系的球状星团明显更椭圆，但在几乎所有其他方面都非常相似。大麦哲伦球状星团的椭圆率与星团的年龄和质量无关。我们认为这种椭圆度的差异是由于大麦哲伦星云和银河系的潮汐场强度不同造成的。强大的银河潮汐场消除了初始速度的各向异性，并消除了球状星团的角动量，使它们更接近球形。LMC的潮汐场不足以完成这些任务，它的球状星团仍然接近它们的初始状态。
1997-02-03 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
The globular cluster distributions in the Galaxy, M31 and M87: are many globulars disappeared to the galactic centres?
本文研究了银河系、M31和M87中球状星团的径向分布，并与晕星的径向分布作了比较。球状星团的分布似乎明显比恒星凸起的分布平坦。假设这是这些星系中的球状星团分布演化的结果，与（未演化的）恒星分布的比较使我们能够获得丢失的星团的数量和总质量的估计，这些星团可能去喂养这些星系中存在的大质量中心天体。结果表明，所研究的星系团系统最初应该分别比我们银河系和M31中的星系团系统的丰度高出三分之一和四分之一，而M87中的星系团系统的丰度则是现在的两倍。丢失的球状星团的估计质量与星系核质量是一致的。
1997-01-17 astro-ph
The contribution of primordial globular clusters to the central galactic activity
星系中的球状星团与环境之间存在着相互反馈，这种反馈受其动力学演化的调节。这种反馈可以解释球状星团系统和宿主星系的各种特征。与此相关的例子是球状星团的径向分布和星系活动星系核的剧烈初始活动。
2001-09-06 astro-ph
Formation and evolution of compact binaries in globular clusters: II. Binaries with neutron stars
本文是系列研究的第二篇，我们研究了致密球状星团（GC）中含有中子星（NS）的致密双星形成的恒星动力学和演化过程。在这项研究中，70个致密星团被独立地模拟，总恒星质量约为2 × 10^7 Msun，超过了我们银河系中所有致密GC的总质量。我们发现，为了重现经验推导的低质量X射线双星（LMXB）的形成率，我们必须假设，NS可以通过电子捕获超新星（ECS）形成，典型的出生踢小于核心坍缩超新星。我们的研究结果解释了观察到的LMXB的数量对“碰撞数”的依赖性，以及不同GC之间观察到的大的散射。我们预测，在不同的GC的静态LMXB的数量不应该有很强的金属依赖性。在我们的集群模型中，以下质量增加事件产生的MSP群体与观测结果不匹配：（i）在一个共同的信封事件与通过ECS形成的NS期间的吸积，以及（ii）来自WD供体的质量转移（MT）。有些过程只导致温和的回收。此外，对于MSP，我们区分低磁场（长寿命）和高磁场（短寿命）人群。有了这种区别，并考虑只有那些质量增加的事件，似乎导致NS回收，我们得到很好的协议，我们的模型与观察到的MSP在47图克和泰山5的数量和特点，以及与累积统计的MSP检测到不同的动力学性质的GC。我们发现，合并的双NS可能检测到的短伽马射线暴的显着生产只发生在非常密集的，最有可能是核心塌陷的GC。（节略）
2008-02-01 astro-ph
Faint X-ray sources in globular clusters in the XMM-Newton and Chandra era
X射线成像和光谱学可以用来探测球状星团的二元含量。双星被认为在星系团的动力学演化中起着关键作用，因为它是一种内部能量来源，可以抵消星系团核心坍缩的趋势。在X射线的星系团中发现了各种各样的双星，包括BY Dra或RS CVn系统、激变变星和低质量X射线双星以及毫秒双星。在这篇综述中，我们将介绍最新的X射线观测的球状星团所执行的XMM-牛顿和钱德拉。我们将说明X射线观测的力量，以区分不同的X射线源人口，并强调如何在理解的二元形成过程的结果是重要的。
2004-11-17 astro-ph
