Stellar Exotica produced from Stellar Encounters
综述了恒星碰撞在稠密星团中产生奇异星的重要性。我们讨论了如何主序星之间的碰撞可能是负责在球状星团的蓝色离散的生产。我们还讨论了X射线双星、激变变星和毫秒双星在球状星团中产生的可能途径。球状星团中的中子星很可能会交换成包含中等质量主序星的双星，取代原始系统中的低质量成分。一旦中等质量恒星脱离主序星，这些双星将成为中等质量X射线双星（IMXB），因为质量转移到中子星上，可能在这个过程中使中子星旋转起来。这样的系统可能是造成在球状星团中观测到的毫秒双星（MSP）的原因。此外，绝大多数这样的系统的质量转移（以及X射线可见性）发生在5 - 10 Gyr之前，这解释了今天观测到的X射线双星相对较少，因为MSP人口众多。
2001-10-20 astro-ph
Collisional Hardening of Compact Binaries in Globular Clusters
我们认为，轨道收缩或“硬化”的球状星团中的紧凑的双星的罗奇瓣接触和X射线发射阶段的点的基本机制，集中在碰撞硬化的过程中，由于遇到双星和单星之间的集群核心。这种硬化之间的相互作用，由于发射引力辐射产生的特征标度的轨道收缩时间与单星双星相遇率$γ$在集群中，我们介绍，澄清，并探讨。我们调查可能的影响，这种缩放在球状星团中的X射线双星的人口在一个简单的“玩具”计划的框架内描述的前X射线双星在球状星团的演变。我们发现预期的定性趋势充分支持银河系球状星团中的X射线双星的数据，鼓励我们走向更定量的研究。
2006-09-29 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
Discovery of a quiescent neutron star binary in the globular cluster M13
我们用XMM-Newton在球状星团M13的核心发现了一个X射线源，其X射线光谱特征表明它是一个静止的中子星X射线双星。该光谱可以很好地拟合纯氢大气模型，T=76 +/- 3 eV，R=12.8 +/- 0.4 km，X射线光度为7.3 +/- 0.6 x 10^{32} erg/s。根据这一结果，我们发现了恒星相遇率和在XMM-牛顿或钱德拉观测到的10个球状星团中发现的静止中子星的数量之间有很强的相关性。这一结果有力地支持了这样一种观点，即这些系统主要是由球状星团核心的恒星相遇产生的。
2003-03-25 astro-ph
Dynamical Formation of Close Binaries in Globular Clusters II: Cataclysmic Variables
我们回答了长期存在的问题，即生产机制是负责的激变变量（CV）在球状星团。争论的范围从主要是原始的存在到后来在近距离恒星相遇中动力学形成的重大贡献。我们的结论是，一个均匀的{ \it钱德拉}数据集的全面分析的基础上，大多数的CV球状星团有一个动力学的起源。
2006-05-02 astro-ph
Four-Body Effects in Globular Cluster Black Hole Coalescence
在球状星团的高密度核心中，多体相互作用被认为是常见的，其结果是双星中的黑洞被相互作用硬化。Sigurdsson & Hernquist（1993）和其他人证明，10个太阳质量的黑洞只通过三体相遇相互作用，不会在星团中合并，因为反冲力会在双星系统足够紧密合并之前将它们踢出星团。在这里，我们考虑一个新的机制，涉及四体相遇。一些作者的数值模拟表明，大约20-50%的双星相遇会抛出一颗恒星，但留下一个稳定的三颗恒星。如果内双星的轨道平面相对于外天体的轨道平面有很大的倾斜，那么在太阳系小行星的背景下首次研究的长期Kozai共振可以显着增加内天体的离心率。我们表明，在相当一部分的情况下，偏心率驱动到一个足够高的值，内部的二进制将合并的引力辐射，没有一个强大的伴随踢。因此，合并后的物体仍然留在星团中;根据黑洞的二进制分数和新形成的分层三元组的倾斜分布，这种机制可能允许大质量黑洞通过连续合并在球状星团的核心中积累。它也可能增加球状星团中恒星质量黑洞被引力辐射探测到的可能性。
2002-02-15 astro-ph
Red giant depletion in globular cluster cores
我们研究了在核坍缩后的球状星团中观测到的红巨星的耗尽现象。特别是，我们考虑的演化场景是一个由两个低质量的恒星，经历了两个共同的信封阶段组成的二进制。当主星是红巨星，导致氦白矮星和主序星在一个分离的双星系统中时，第一个共同的包层相就会出现。第二个共同的包层阶段发生在次级恒星变成红巨星之后不久。在第二个共同包层阶段，简并氦核合并，导致核心质量大于氦燃烧极限，并形成水平分支星。我们表明，这种演化路线是增强后核心坍缩集群恒星遭遇。这些相遇增加了双星系统的数量，而双星系统在不久的过去可能会进化到红巨星分支。
2003-01-23 astro-ph
Are there brown dwarfs in globular clusters?
我们提出了一个分析方法来约束在球状星团的初始质量函数，根据观测到的凌日事件的频率。球状星团通常有非常高的恒星密度，在那里近距离相遇是相对常见的，因此潮汐捕获可以发生，形成近距离双星系统。主序星与低质量天体的相遇，如果质量比大于0.01，则会导致潮汐捕获。如果棕矮星的数量相当可观，它们也会在近距离双星中被发现，当它们经过它们的恒星同伴时，它们数量的一部分应该会被发现。我们计算了棕矮星的潮汐捕获率在分离和未分离的集群，并发现潮汐捕获更有可能发生在一个初始的弛豫时间之前均分发生。在最近的HST对47 Tuc的监测中没有任何这样的凌日现象，这意味着褐矮星的频率上限（相对于恒星<15%）明显低于在银河场和年轻星团中测量的频率。
2003-06-23 astro-ph
Tidal Interactions of Red Giants with Environment Stars in Globular Clusters
利用光滑粒子流体动力学方法研究了球状星团致密星核中红巨星与主序星的潮汐相互作用。两个表面半径为20和$85 R_\sun$的$0.8 \msun$红巨星模型被使用，0.6或$0.8M_\sun$主序星被视为质点。我们证明，即使是广泛的遭遇，两颗恒星飞离，轨道运动的角动量可以存入红巨星信封到这样一个程度，以触发旋转混合和解释观察到的水平分支星的快速旋转，也可以吸积足够的质量主序星，以掩饰其表面对流区与红巨星信封的物质。在现有结果的基础上，我们讨论了考虑非线性效应时这些转移特性的参数依赖性，并导出了作为恒星参数和相遇碰撞参量的函数的红巨星的能量和角动量以及微扰子的质量的拟合公式。这些公式不仅适用于红巨星的碰撞，而且适用于主序星的碰撞，对于考虑星-星相互作用的恒星系统演化的研究也是有用的。
2008-01-17 astro-ph
Dynamical Formation of Close Binary Systems in Globular Clusters
我们从观测中知道，球状星团是形成不寻常的短周期双星系统或其后代的非常有效的催化剂，例如低质量X射线双星（LMXB;从低质量恒星伴星吸积物质的中子星），激变变星（CV;从恒星伴星吸积物质的白矮星）和毫秒双星（MSP;旋转周期为几毫秒的旋转中子星）。虽然没有直接的证据，但许多作者将这些天体在球状星团中的过剩归因于核心的高密度，这导致了通过近距离恒星相遇增加了外来双星系统的形成率。许多这样的近距离双星系统在低光度（L_x < 10^{34} erg/s）下发射X射线，并且通过钱德拉X射线天文台的观测大量发现。在这里，我们提出了确凿的观测证据之间的联系，在一个球状星团的X射线和恒星遇到率的集群。我们还估计了银河系中球状星团中LMXB的总数。
2003-04-30 astro-ph
Tidal Tails around 20 Galactic Globular Clusters
我们研究了20个银河系球状星团潮汐尾的二维结构，这些结构是通过小波变换检测大尺度上的弱结构并滤除低银纬星团的强背景噪声而获得的（Leon，Meylan & Combes 2000）。我们还提出了N体模拟的球状星团，在银河系周围的轨道，以定量和几何研究的潮汐效应，他们遇到（Combes，莱昂和Meylan 2000）。
1999-12-02 astro-ph
Detection Rate Estimates of Gravity-waves Emitted During Parabolic Encounters of Stellar Black Holes in Globular Clusters
随着引力波探测设备的快速发展，对可能探测到的引力波事件发生率的估计变得非常重要。我们认为GW爆发的另一种可能性，在抛物面遇到（PE）的恒星质量紧凑的对象。我们估计了特定探测器的成功探测率：最初的激光干涉引力波天文台（InLIGO），法国-意大利引力波天线VIRGO，不久的将来的高级LIGO（AdLIGO），天基激光干涉空间天线（LISA）和下一代LISA（NGLISA）。简单的GC模型被构造来解释致密物体的质量函数、质量分离、数密度分布和速度分布。我们计算遇到经典和帐户广义相对论修正外推的结果为无限的质量比。我们还包括宇宙学红移的波形和事件率。我们发现，典型的PE质量m_1=m_2=40 Msun是可检测的匹配滤波超过信噪比为5的距离d_L~ 200 Mpc的InLIGO和VIRGO，z=1的AdLIGO，0.4Mpc的LISA和1Gpc的NGLISA。对于合理保守的假设，我们估计InLIGO、VIRGO、AdLIGO、LISA和NGLISA每年的单个数据流总检测率分别为5.5 x 10^{-5}、7.2 x 10 ^{-5}、0.063 x 10^{-6}和1.0 x 10^{-6}。这些估计是受GC参数的不确定性，最重要的是在集群核心的黑洞（BH）的总数和质量分布。在合理乐观的情况下，我们每年可以检测到>~1个AdLIGO。在PE期间定期检测GWs将为约束致密星团的恒星BH质量…
2006-05-08 astro-ph
X-ray sources in globular clusters
BeppoSAX、RXTE和Chandra的观测表明，球状星团中的许多明亮X射线源都具有超短的双星周期。这是值得注意的，因为这样的系统不容易形成。通过对HST图像进行精确的光学天体测量，钱德拉发现的大量低光度X射线源可以分为静止的低质量X射线双星、双星、激变变星和磁活动双星。激变变星的数量与近距离恒星相遇的数量成比例。
2004-12-20 astro-ph
Constraints on massive black holes as dark matter candidates using Galactic globular clusters
这项工作认为，大规模的黑洞的银河系暗物质晕的成分的想法。通过研究黑洞对银河系中球状星团数量的影响，将黑洞的最大质量限制在$\mbh \sil 5 \times 10^4 \msun$。在所采用的晕模型中，球状星团暴露于穿过银河系的晕天体在其轨道上的不断轰击，因此将稳定地获得内部能量。根据这些晕状天体的质量和球状星团的结构参数，它们可以在几十亿年或更短的时间尺度上被破坏。这些中断的时间尺度计算使用修改的众所周知的（经典的）脉冲近似，并与直接N-体模拟这样的遭遇事件，以确保该方法的正确工作。对于一组10个原型球状星团模型和从$10^3$到$10^7\:\msun$的黑洞质量，分别在三个不同的银河系中心距离\mbox{$R = 5$}、$10$和$15\, \kpc$上计算了100亿年期间$10\,000$相遇历史的Monte-Carlo模拟。这些数据与银河系中的实际球状星团人口进行了比较，并用于获得$\mbh \sil 5 \times 10^4 \msun$的上述约束。
1995-11-08 astro-ph
Probing the presence of a single or binary black hole in the globular cluster NGC 6752 with pulsar dynamics
与球状星团中已知的所有其他彗星相比，NGC 6752中的五颗毫秒彗星显示出的位置或加速度非常不寻常。特别是PSR-A，一个双脉冲星，生活在集群晕，而PSR-B和PSR-E，位于核心，显示出显着高的负自旋导数。这表明，一些不寻常的动力学过程是在发挥作用的集群核心，我们归因于一个大规模的扰动的存在。在这里，我们调查是否一个单一的中等质量的黑洞，躺在星系球状体中观察到的质量与西格玛关系的外推，或一个较小的质量由两个黑洞组成的二进制可以发挥所要求的作用。为此，我们模拟了PSR-A、它的伴星和黑洞的双星相遇。详细讨论了各种情况。在我们的近距离四体相遇中，一个黑洞-黑洞双星可能会在一个长期稳定的轨道上吸引一颗毫秒脉冲星。对捕获的卫星脉冲星进行计时测量，可以明确地揭示球状星团核心中黑洞的存在。
2003-08-31 astro-ph
Chandra Studies of Millisecond Pulsars in Globular Clusters
钱德拉X射线天文台的ACIS相机所实现的高分辨率X射线成像和宽带中等分辨率光谱为我们研究毫秒双星（MSP）打开了一个新的窗口。由于球状星团中的MSP相对于磁场来说有很大的过剩，因此球状星团是MSP研究的最佳场所。球状星团（GC）提供了已知距离和可能的MSP形成机制的优点，但复杂（或更有趣！）后续MSP动态相互作用的复杂性。在这里，我回顾了最近的X射线研究，重点是我们最近的深钱德拉研究47 Tuc，它提供了新的限制光谱（热和非热）和演化的MSP和他们遇到的集群和场星。
2004-12-30 astro-ph
Gravitational waves from stellar encounters
在四极近似下研究了椭圆形、双曲形和抛物形轨道上相互作用的大质量物体系统的引力波发射。推导了引力波光度、总能量输出和引力辐射振幅的解析表达式。对特殊目标（即球状星团）的事件的预期数量的粗略估计也给出了。特别是，每年的事件率得到的密集星团在银河系中心。
2008-07-25 astro-ph
Star Cluster Ecology II: Binary evolution with single-star encounters
三体效应使恒星演化变得非常复杂。我们的模型遇到的双星与单星的影响，从球状星团的核心普遍的条件下选择的参数的基础上。对于我们的三体相遇，我们从一个原始双星群体开始，并从Portgies Zwart，Hut和Verbunt（1997）进化的单星群体中选择进入的恒星。此外，我们还研究了通过单星之间的潮汐俘获形成新双星的过程。在本系列的后续文章中，我们将把恒星演化与完整N体系统的动力学结合起来。
1997-06-10 astro-ph
Twenty Years of Searching for (and Finding) Globular Cluster Pulsars
球状星团每单位质量产生的毫秒微扰比银河系圆盘多几个数量级。自从第一颗星团脉冲星在20年前被发现以来，至少有138颗被确认，其中大部分是毫秒双星。由于它们的起源涉及恒星相遇，这些系统中的许多都是在银河系中永远不会被观察到的奇异物体。例子包括脉冲星-主序星双星、极快速的自转星（包括目前的纪录保持者），以及在高偏心轨道上的毫秒双星。这些系统允许新的探测器的星际介质，在超核密度的物质状态方程，中子星的质量分布，和动态的球状星团。
2007-10-19 astro-ph
HST - WFPC2 photometry of the globular cluster ngc 288: binary systems, blue stragglers and very blue stars
本文报道了对球状星团NGC 288的WFPC 2新观测结果，并将注意力集中在特殊恒星上。在色星等图（CMD）中可以清楚地观察到一个非常明显的二进制序列，平行于普通的主序星（MS），并且测量到蓝离散星的相对比例很大。该数据集提供了在低密度环境中研究大量二进制（和二进制进化副产品）的进化的机会，在这种环境中，这种系统的进化不受碰撞和相遇的支配。三个（非常）极端水平分支恒星被发现，都位于星团核心之外。
1999-10-28 astro-ph
Distortion of Globular Clusters by Galactic Bulges
影响球状星团人口的外场之一是星系凸起。在极端的情况下，近银河系距离$r_p \le 100$ pc，球状星团可能会遭受完全破坏，在一个单一的通道。更常见的情况是，对于具有$r_p \ge 200$ pc的星团轨道。我们研究了这种碰撞中来自球丘的潮汐力对球状星团形状的影响。我们发现扭曲的特点是“扭曲等照度线”，并考虑这种效果的可观测性的潜力。在银河系中，一个典型的球状星团必须在距离中心几百pc的范围内通过，才能经历相当大的扭曲，而且最近可能有一两个现在的星团发生了这种情况。我们估计，这种扭曲可以观察到，即使是在致密领域的球状星团对隆起。在更极端的环境中，如巨大的椭圆星系或合并产物与新形成的球状星团，这种效应可能更常见，延伸到轨道，通过在1千秒差距的凸起中心。这将导致这些星系中球状星团的偏心率分布发生重大变化。
1998-12-01 astro-ph
Canaries in a Coal Mine: Using Globular Clusters to Place Limits on Massive Black Holes in the Galactic Halo
我们探索的可能性，大质量黑洞包括我们的星系的暗物质的一个重要部分，通过研究的银河系球状星团的溶解，他们轰击。在我们的模拟中，我们沿着一系列的国王模型确定的状态变化与黑洞碰撞所产生的集群。结果自然分为“小”和“大”黑洞质量的制度。“小”黑洞不会在单次碰撞中摧毁星系团;它们的效应主要是累积的，导致$\mbh$和$\fhalo$之间的关系，$\fhalo$是质量为$\mbh$的黑洞中晕的分数，它是$\fhalo\mbh < $常数（直到对数修正）。对于$\fhalo=1$，我们通过要求Moore（1993）研究的相同团簇的生存来找到$\mbh \simless 10^{3} \msun$，Moore在他的估计中忽略了团簇演化、质量损失和能量输入的随机性，但得出了类似的结论。“大”黑洞可能无法穿透星团而不破坏它;它们的影响主要是灾难性的（近距离碰撞），但也有部分是累积性的（远距离碰撞）。在大的$\mbh$限制中，可以通过计算集群在近距离破坏性遭遇和远距离非破坏性遭遇的组合中幸存的概率来约束$\fhalo$（但不约束$\mbh$）。我们发现，$\fhalo \simgreat 0.3$不太可能要求摩尔集群在$10^{10}$年内的生存概率为50%。
1998-11-23 astro-ph
Far-Ultraviolet Surveys of Globular Clusters: Hunting for the Products of Stellar Collisions and Near Misses
球状星团是一种受引力束缚的恒星系统，包含大约100，000颗恒星。由于这些星团核心的恒星密度很高，恒星之间的近距离接触甚至物理碰撞是不可避免的。这些动力学相互作用可以产生奇异类型的单星和双星，这在银河系中是极其罕见的，但这可能是重要的动力学演化的主机集群。这些动态形成的恒星星族的一个共同特征是它们的许多成员相对较热，因此在远紫外（FUV）波段很亮。在这篇简短的评论中，我描述了如何天基FUV观测被用来寻找和研究这些人口。
2004-07-02 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
Binary Disruption by Massive Black Holes in Globular Clusters
一个位于球状星团中心的大质量（~10^2-10^4 Msun）黑洞将潮汐地扰乱足够近距离经过的双星。这样的相遇会导致一个双星被黑洞捕获，另一颗恒星被抛出。一个10^3 Msun的黑洞每隔1 ~ 1000万年就会破坏一个双星系统;被捕获的恒星以几天到几十年的初始周期运行。虽然在1 Gyr内捕获的恒星数量超过100颗，但周期小于10年的恒星数量在任何时候都可能少于10颗，这是由恒星间的相互作用和黑洞的潮汐扰动所决定的。为了证实这里给出的分析结果，并权衡可能的观测结果，应该用详细的数值模拟来严格审查双星破裂和恒星捕获。
2005-03-21 astro-ph
THE ORBITAL ECCENTRICITIES OF BINARY MILLISECOND PULSARS IN GLOBULAR CLUSTERS
低质量毫秒双星（LMBP）的轨道偏心率非常小，通常为$e_i\sim10^{-6}$-$10^{-3}$。然而，在球状星团中，更高的偏心率$e_f\gg e_i$可以通过与经过的恒星的动力学相互作用来诱导。在这里，我们表明，这个过程的横截面比以前估计的要大得多。这是因为，即使对于最初的圆形双星，与近心分离$r_{\rm p}$超过几倍的二进制半长轴$a$遇到的诱导偏心率$e_f$下降仅作为一个幂律，$e_f\propto(r_{\rm p}/a)^ {-5/2}$，和{ \it不\/}作为一个指数。我们发现，{ \it所有\/}目前已知的\lmbps集群可能受到相互作用，其目前的偏心率通常是一个数量级或更大的比出生时。
1995-02-28 astro-ph
Star Cluster Evolution: From young massive star clusters to old globulars
年轻的大质量星团是由星系碰撞、合并和近距离相遇引发的剧烈恒星形成事件中最引人注目和最重要的最终产物。然而，问题仍然存在，是否至少有一小部分在河外星爆中大量出现的致密YMC可能是球状星团（GC）型天体的祖先。然而，由于缺乏统计学上显著的附近类似物体的样本，我们需要诉诸统计参数或对更遥远星系中的单个物体进行个案研究的艰苦方法。尽管最终解决这个问题存在固有的困难，但越来越多的观测证据支持曾经被认为是星系最古老的组成部分的GC今天仍在形成的假设。
2006-03-07 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
Detailed Chemical Abundances of Extragalactic Globular Clusters
我们概述了一种方法来测量河外（未解决的）球状星团（GC）的详细化学成分从阶梯光谱的积分光。我们的目标是使用这种方法来测量遥远螺旋星系和椭圆星系中GC的丰度模式，以限制它们的形成历史。为了开发这种技术，我们通过在曝光过程中扫描整个星系团，获得了银河系和LMC中分辨GC的集成光谱的“训练集”。我们的训练集还包括GC中单个恒星的光谱，从中可以以正常方式获得丰度，以检查我们的积分光结果。我们在这里介绍了我们的训练集NGC 104（47 Tuc）中的一个GC的初步集成光分析，并概述了分析中使用的一些技术和遇到的问题。
2005-07-01 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
Blue Stragglers as Tracers of Globular Cluster Evolution
蓝离散星是星团中的自然现象。它们起源于孤立双星中的质量转移，以及两颗或多颗恒星之间的相遇，恒星动力学和恒星演化之间复杂的相互作用。虽然这种相互作用目前还无法定量建模，但我们将能够在一两年内做到这一点。在此背景下，本文主要是作为一个前瞻性的研究。
1993-03-08 astro-ph hep-lat
X-Ray Binaries and the Current Dynamical States of Galactic Globular Clusters
30多年来，人们已经知道银河系球状星团（GC）相对于星盘的数量来说，每单位质量的明亮X射线源数量级过多。最近，人们对这种现象有了定量的了解，星系团中X射线源的数量（$N_X$）与星系团相遇频率（$Γ$）之间的相关性变得越来越明显。我们推导出一个改进的$Γ$，它结合了有限寿命的X射线源和集群的动力学演化。我们发现，我们能够解释的几个集群，谎言的$N_X$ - $Γ$相关性，并解决GC核心半径观测值和理论预测值之间的差异。我们的结果表明，大多数GC仍然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。
2007-12-03 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
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
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
N-Body Simulations of Star-Disc Captures in Globular Clusters
原恒星盘的存在可以大大增加近距离恒星相遇时的耗散，导致在星团的初始坍缩和维里化过程中形成大量的双星。我们使用N体模拟坍缩的球状星团，以找到主要的因素，决定通过星盘捕获的二进制形成的效率。这项工作具有双重目的，即验证早期分析工作的结果，以及检查该工作无法测试的参数。在早期的工作中，发现了几个百分点的典型的二进制fractions.For参数的研究，结果被发现依赖于磁盘的演变，恒星的质量分布，或其空间分布，虽然分布，其中的恒星是高度聚集产生的二进制分数大的几个因素。直接N体积分将模型限制在相对较小的N值。半经验的关系，但是，它允许的结果被外推到适当的N值的球状星团。
1993-06-25 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
Close Approach during Hard Binary--Binary Scattering
我们报告了一系列广泛的数值实验的二进制-二进制散射，分析的横截面密切的做法在相互作用的范围内的硬二元参数的兴趣在球状星团核心。我们认为不同的球状星团的潮汐相互作用的隐含速率和比较我们的结果与以前的，补充估计恒星碰撞率在球状星团。我们发现，碰撞率的二进制-二进制遇到占主导地位，在低密度集群中，如果集群中的二进制分数是大于$0.2$的宽主序星。在稠密的星系团中，二元-单元相互作用控制着碰撞率，在半长轴上，核心的二元分数必须是每十年$\ltorder 0.1$，否则与观测结果相比，发生了太多的碰撞。率是一致的，如果二进制的半长轴$\sim 100 AU$是过剩的低密度集群，或者如果分裂和喷射大大降低了二进制部分在密集的集群。对于低密度星团如NGC~5053的核心中双星的比例，我们给出了合理的假设，我们不能解释所有观测到的蓝离散星，这表明很大一部分可能是由于紧密的原始双星的合并。
1996-03-11 astro-ph
Heavy Element Diffusion in Metal Poor Stars
计算了初始铁丰度为[Fe/H] =-2.3、-2.1、-1.9和-1.7的恒星演化模型，考虑了氦和重元素扩散的影响。这些模型是针对大量不同的质量和三个独立的混合长度（α= 1.50、1.75和2.00）进行计算的（其中α= 1.75是太阳校准的混合长度）。不同质量的恒星表面铁丰度的变化被确定为年龄11，13和15 Gyr。铁沉积在主层序的表面对流区之外;当对流区在巨大的分支上加深时，这些铁被疏浚回来。在所有情况下，关闭恒星的表面[Fe/H]丰度至少比相同年龄的巨分支恒星的表面[Fe/H]丰度低0.28 dex。然而，最近对球状星团NGC 6397中恒星的高色散光谱发现，关闭恒星和巨型分支恒星的铁丰度相同（在几个百分点之内），[Fe/H] =-2.03（Gratton et al. 2001）。这些观测结果证明，在贫金属星的表面层中，重元素扩散必须受到抑制。当扩散在恒星模型的外层被抑制时，模型的预测温度与没有扩散的模型相似，而预测寿命与扩散不受抑制的恒星相似。由扩散被抑制的模型构造的等时线落在无扩散的等时线和全扩散的等时线之间的一半。结果表明，基于绝对关断星等的球状星团绝对年龄比完全扩散等时线的年龄大4%，比无扩散等时线的年龄小4%。
2001-08-07 astro-ph
Dynamics of Planetary Systems in Star Clusters
至少有10-15%的类太阳恒星附近有已知的类太阳行星。相比之下，在成熟的开放和球状星团中，如毕宿星团和47 Tuc中，很少发现行星。在这里，我们探讨这种二分法的可能性，是由于形成后的行星系统与恒星在长寿命的集群遇到中断。支持这一假设的一个证据是在恒星形成区发现了自由漂浮的低质量物体。我们使用两个独立的数值方法，一个混合蒙特卡罗和直接$N$体方法，模拟的遭遇的影响。我们表明，数值模拟的结果是在合理的协议与分析确定的绝热和脉冲限制。他们指出，遥远的恒星遭遇一般不会显着修改紧凑和近圆形的轨道。然而，适度接近的恒星相遇，可能发生在密集的星团中，可能会激发行星的轨道偏心率，并在密集的多行星系统中引起动力学不稳定。我们计算有效的横截面溶解的行星系统，并表明，对于所有的初始偏心率，溶解发生在时间尺度上，这是长于分散的小恒星协会，但短于典型的开放和球状星团的年龄。虽然破坏短周期行星要困难得多，但近距离接触可以激发它们之间适度的偏心率，因此随后的潮汐耗散导致轨道衰变，潮汐膨胀，甚至破坏近距离行星。
2008-12-23 astro-ph
From nuclear clusters to halo globulars: Star clusters as basic galactic building blocks
我评估的相似性和差异的恒星形成模式在静止的螺旋星系与那些在激烈的星爆地区，包括星系核。相对于静止的恒星形成模式，目前的经验证据表明，在极端的恒星形成过程中，星系碰撞引起的高压环境强烈表明，恒星团簇形成是一个重要的，甚至可能是主要的恒星形成模式，在这样的星爆事件。这意味着，通过使用星团作为独特的诊断探针，我们可以很好地追踪星系最激烈的恒星形成历史，至少在过去的几个Gyr。年轻的大质量星团的大小、光度和质量估计与年轻的银河系型球状星团（GC）的预期完全一致。最近的证据支持这样一种说法，即曾经被认为是星系最古老的组成部分的GC今天仍在形成。
2006-09-05 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
The Dynamical Evolution of Dense Rotating Systems: Paper I. Two-Body Relaxation Effects
本文和它的同伴，研究由于两体引力相遇，物理碰撞和恒星演化的影响，致密恒星系统的演化。我们的目标是模拟像M32这样的星系的密度中心，这些星系的恒星密度接近每立方秒差距100万太阳质量，可能存在黑洞。这些系统与球状星团相比有着不同的Safronov数（恒星结合能与平均恒星动能的无量纲比值），大大增加了物理碰撞相对于引力相遇的重要性。在本文中，我们只关注引力相遇。我们证明，首先，我们的模拟与小N与Hernquist树代码产生的结果基本上符合多年的努力研究球状星团。第二，我们调查（粗略）核心崩溃旋转系统的质量分离，分离出纯粹由于两个身体遇到的影响，从那些看到更复杂的第二篇论文。与以前的研究一致，我们发现，系统的组成粒子遵循萨尔彼得初始质量函数迅速通过斯皮策的质量分离不稳定性进行核心崩溃。所有的旋转扁平的系统都显示出随着时间的推移扁平化的减少，与福克-普朗克计算一致。一个有趣的新结果涉及到公认的模拟器无法识别一个静态中心，在他们的碰撞系统的模拟。我们发现，凝聚在中心的大质量恒星团以布朗运动绕着核心运动。
1998-10-13 astro-ph
The Helium White Dwarf orbiting the Millisecond Pulsar in the halo of the Globular Cluster NGC 6752
我们使用ESO甚大望远镜拍摄的深高分辨率多波段图像来识别位于银河系球状星团NGC 6752晕中的毫秒脉冲星（PSR J1911- 5958 A）的光学双星伴星。该天体是一颗蓝色恒星，其色星等图上的位置与低质量（M~0.17- 0.20 Mo）、低金属丰度氦白矮星（He-WD）在星团距离处的冷却序列一致。这是第二个被发现在GGC中绕毫秒脉冲星运行的He-WD。奇怪的是，这两个物体都被发现位于相同的He-WD冷却序列上。PSR J1911- 5958 A相对于球状星团中心（~ 6 '）的异常位置表明，该系统最近（<1 Gyr）由于强动力学相互作用而被从星团核心抛射出去。这里提供的数据可以将伴星的冷却年龄限制在一个相当窄的范围内（~1.2-2.8 Gyr），因此表明这种动力学遭遇必须作用于已经回收的毫秒脉冲星。
2003-09-04 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
Various Modes of Helium Mixing in Globular Cluster Giants and Their Possible Effects on the Horizontal Branch Morphology
很久以前人们就知道，球状星团中的一些红巨星在轻元素丰度方面表现出巨大的星与星之间的变化，而这是场巨星所没有的。这一事实可以作为证据，在球状星团巨星中运行的额外混合机制可能是致密恒星环境中恒星-恒星相互作用的结果。为了限制额外的混合机制，我们研究了红巨星分支（RGB）中氦的富集对通过水平分支的恒星演化的影响。三种可能的氦富集模式被认为是与密切接触的恒星在球状星团。我们表明，作为一个结果的核心质量的变化，以及在总质量由于质量损失，水平分支模型的颜色分布在几乎所有的范围内的水平分支。结果进行了讨论的情况下，丰度异常的起源和水平分支的形态上的影响。我们认为，星-星相互作用不仅可以解释快速自转角动量的来源，而且还为某些球状星团的自转速率双峰分布提供了一种机制。我们还提出了在重力-热振荡过程中，从最近的核心坍缩阶段开始所经过的时间作为第二个参数来解释球状星团之间HB形态的变化。
2006-02-08 astro-ph
Globular Clusters and X-ray Point Sources in Centaurus A (NGC 5128)
我们检测到353个X射线点源，主要是低质量的X射线双星（LMXB），在四个钱德拉观测半人马座A（NGC 5128），最近的巨型早型星系，并将此点源人口与最大的已确认的和可能的球状星团与该星系相关的合奏。在X射线源中，31个与30个球状星团重合，这些球状星团通过径向速度测量被确认为星系的成员（2个X射线源与我们搜索半径内的一个球状星团相匹配），而1个X射线源与HST图像解析的一个球状星团重合。另外36个X射线点源可能与球状星团候选者相匹配，但光谱学上还没有证实。球状星团和Cen A中的候选星团的颜色分布是双峰的，并且红色的、富含金属的GC候选星团中包含LMXB的概率至少是蓝色的、缺乏金属的GC候选星团中包含LMXB的概率的1.7倍。如果我们仅考虑光谱学证实的GC，则该比率增加至~3。我们发现，LMXB出现在更明亮的（大规模）GC优先。这两种效应是独立的，后者很可能是在更大质量的星系团中增强动力学相遇率的结果，这些星系团平均具有更致密的核心。在GC中发现的LMXB和那些与GC不匹配的LMXB的X射线光度函数揭示了相似的基本种群，尽管有一些迹象表明，在球状星团中发现的X射线微弱的LMXB比X射线明亮的少。我们的研究结果与早期星系中GC和LMXB的联系的观测结果一致，并扩展了以前对半人马座A星系的研究。
2008-01-10 astro-ph
Atypical Thermonuclear Supernovae from Tidally Crushed White Dwarfs
越来越多的证据表明，中等质量黑洞（IMBH）存在于某些球状星团中。当恒星在星团中扩散时，一些恒星将不可避免地离黑洞足够近，以至于它们遭受潮汐破坏。IMBH假说的一个吸引人的特点是它不仅有可能破坏太阳型恒星，而且有可能破坏致密的白矮星。注意力集中在靠近黑洞的白矮星的命运上，这些白矮星被破坏和压缩到可能引发爆炸性核燃烧的程度。精确的动力学建模的遭遇加上核网络允许一个现实的确定爆炸能量释放，有人认为，点火是一个自然的结果，所有品种的白矮星通过潮汐半径内。虽然事件发生率估计明显低于正常的Ia型超新星的发生率，但这种遭遇可能在拥有IMBH的球状星团中足够频繁，足以保证对这类新超新星的搜索。
2007-12-15 astro-ph
Explaining the mysterious age gap of globular clusters in the Large Magellanic Cloud
大麦云（LMC）有一个独特的团簇形成历史，几乎所有的球状星团都是在$\sim$ 13 Gyr前或不到$\sim$ 3 Gyr前形成的。目前还不清楚是什么物理机制导致了最近的团簇形成事件，从而导致了大麦哲伦星系团之间神秘的年龄差距。我们首先提出的气体动力学N-体模拟的LMC在其银河系轨道和相互作用的背景下，与SMC的演变的结果，特别注意潮汐力的影响。我们发现，LMC和小麦哲伦云（SMC）之间的第一次近距离接触约4 Gyr前是一个时期的强潮汐相互作用的开始，这可能会引起戏剧性的气体云碰撞，导致增强的形成球状星团一直持续到今天的强潮汐相互作用。潮汐的相互作用导致在LMC中形成一个有条纹的、椭圆形的厚圆盘。该模型还预测存在一个大的，弥漫的恒星流围绕银河系，它起源于大麦哲伦星系。
2004-06-20 astro-ph
Analysis of the Quiescent Low-Mass X-ray Binary Population in Galactic Globular Clusters
利用钱德拉或XMM X射线观测，利用它们的软热谱，在几个球状星团中发现了含有中子星的静止低质量X射线双星（qLMXB）。我们报告了这些集群中qLMXB群体的完整普查，在NGC 6440中确定了另外三个可能的qLMXB。我们对qLMXB总体进行了几次分析，并将其与较硬的主要是CV的低光度X射线源总体进行了比较，其亮度为10^31<L_X<10^32.5尔格/秒。我们的qLMXB样品的径向分布表明，平均系统质量为1.5^{+0.3}_{-0.2} Msun，与中子星和低质量伴星一致。光谱分析表明，没有球状星团qLMXB，在NGC 6440的瞬态以外，需要一个额外的硬幂律分量，经常在现场qLMXB观察。我们确定了球状星团qLMXB的经验光度下限为10^32尔格/秒。qLMXBs的热光度范围意味着（在布朗和合作者的深地壳加热模型中）低的时间平均质量传递速率，低于盘稳定性标准。NGC 6397和47 Tuc中单独CV群的X射线发光度函数显示出不同。qLMXB在球状星团中的分布与它们通过潮汐捕获或交换相遇的动力学形成是一致的，这使我们能够估计球状星团中的qLMXB比明亮的LMXB多7倍。较硬源（主要是CV）的分布对密度的依赖性比qLMXB的依赖性弱。最后，我们讨论了核心坍缩和球状星团破坏对X射线源布居的可能影响。
2003-05-22 astro-ph
Evolution of the dust mass loss with luminosity along the giant branch of the globular cluster 47 Tuc
本文利用ISOCAM和DENIS资料，研究了球状星团47 Tuc巨分支恒星尘埃质量损失的性质。光栅地图的5个领域，覆盖面积从4 × 4到15 × 15弧分2，在不同的距离从集群的中心已获得ISOCAM在11.5妈妈（LW 10过滤器）。覆盖的字段包括该集群中已知的大多数红色变量。实现了约0.2毫焦耳的检测阈值，允许检测巨星在11.5妈妈所有的方式下降到水平分支。与LMC/SMC球状星团中的情况相反，在观测场中没有发现尘埃遮蔽的渐近巨星分支星。颜色指数[12]-[2]（基于ISO 11.5 μ m通量和DENIS Ks量级）用作粉尘排放（以及粉尘质量损失）的诊断。它的光度沿巨星分支的演变表明，尘埃质量损失只存在于V3（本研究中观察到的唯一星团Mira变量）和V18中，这是一颗呈现间歇性变化的恒星。这一结论证实了恒星脉动在尘埃形成和随后的质量损失中的重要性。
2001-05-02 astro-ph
Evolution of Compact-Binary Populations in Globular Clusters: A Boltzmann Study II. Introducing Stochasticity
我们继续探索Banerjee和Ghosh（2007，以下简称论文I）提出的研究球状星团致密双星种群演化的Boltzmann方案，在本文中介绍了我们处理球状星团中双星形成、破坏和硬化动力学过程中固有随机性的方法。我们描述这些随机过程为“维纳过程”，于是玻尔兹曼方程成为一个随机偏微分方程，其解决方案需要使用“伊藤演算”（这是第一次使用，据我们所知，在这个主题），除了普通的微积分。我们着重研究了球状星团中X射线双星$N_{XB}$的数量和轨道周期分布的演化。我们表明，虽然在上述数量的波动的细节不同，从一个“实现”到另一个随机过程，一般的趋势遵循那些发现在连续极限研究的论文我，和平均结果在许多这样的实现是接近连续极限的结果。我们研究了通过这些计算得到的$N_{XB}$对两个基本的球状星团参数的依赖性，这两个参数是恒星-恒星和恒星-双星的加速率参数$Γ$和$γ$，我们在论文I中为它们取了Verbunt参数的名字。我们比较了我们的计算结果与银河系球状星团的CHANNEL观测结果，表明预期的$N_{XB}$与Verbunt参数的标度与观测结果吻合得很好。我们指出什么额外的功能可以纳入该计划在未来，以及如何更复杂的问题可以解决。
2008-04-14 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
Low-Mass X-ray Binaries and Globular Clusters in Centaurus A
本文介绍了哈勃空间望远镜和钱德拉X射线天文台对半人马座A中心区域的球状星团（GC）和低质量X射线双星（LMXB）的观测结果。在440个GC候选者中，我们发现41个主机最有可能是LMXB的X射线点源。我们将King模型拟合到GC候选物，以测量其结构参数。我们发现，GC主机LMXB更密集，更紧凑，并有更高的遭遇率和浓度比GC人口作为一个整体。我们发现，较高的浓度和质量是LMXB发病率对中心密度和大小的依赖性的结果，再加上一般的趋势，密集的GC具有较高的质量和浓度。我们的结论是，无论是浓度还是质量的基本变量，在确定存在的LMXB在GC中，和更基本的参数涉及到中心的密度和大小。
2007-11-14 astro-ph
