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
VLT/UVES Spectroscopy of Individual Stars in Three Globular Clusters in the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个高分辨率（R ~ 43000）的丰度分析，共九颗恒星在三个与附近的天炉座矮球状星系有关的五个球状星团。这三个星团（1、2和3）追踪了天炉座中最古老、最贫金属的恒星星族。我们确定了O，Mg，Ca，Ti，Cr，Mn，Fe，Ni，Zn，Y，Ba，La，Nd和Eu在大多数恒星中的丰度，以及一些恒星的Mn和La。我们证明，经典的间接方法（等时线拟合和积分光谱）的金属丰度测定导致的值[Fe/H]这是0.3至0.5 dex太高，这主要是由于这些研究通常使用的基本参考校准。我们发现，星团1，[Fe /H] =-2.5，现在保持最低金属丰度球状星团的记录。我们还测量了一个过剩的铕在3号星团的恒星，以前只在M15的一个恒星群中检测到。我们发现，天炉座球状星团的性质是一个全球性的匹配，发现在银河系的同行，包括深混合丰度模式在两颗恒星。我们的结论是，在时代的形成球状星团的银河系和天炉座矮球状星系共享相同的初始条件，大概是由相同的过程，具有相同的核合成模式的预富集。
2006-03-13 astro-ph
Gas Accretion by Globular Clusters and Nucleated Dwarf Galaxies and the Formation of the Arches and Quintuplet Clusters
本文研究了在星际介质中运动的球状星团和矮星系对气体的集体吸积。在ISM的高速度和/或声速的限制下，星系团的集体势能不足以吸积大量的气体，系统内的恒星单独吸积气体。然而，我们表明，当周围介质的声速或相对速度小于集群的中心速度色散，它被吸积到集群的集体潜力之前，被吸积到集群内的单个恒星。集体费率相对于个人费率大大提高。这种效应可能潜在地改变了低倾角和低离心率银河系轨道的球状星团中白矮星的冷却序列，并导致银河系中心附近的球状星团和有核矮星系的一些边缘幸存的核心的复兴。这种效应很少发生，但可能解释了银河系中心附近年轻的大质量恒星群的存在。
2007-03-30 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 Clusters in Mergers
从分光光度和化学演化模型的相互作用和合并的星系，我们预测的爆发恒星和球状星团（GC），可能会形成在强烈的爆发丰度。合并残留物中年轻GC的观测证实了预测的金属丰度。我们调查他们的形成，作为一个强大的恒星爆发的结果，在一个大体积的合并残留物的高恒星形成效率。根据宽带颜色和恒星金属指数，模拟了各种金属丰度GC的演化。将我们的结果与NGC 7252中GC的V-I，Mgb和Fe 5270观测结果进行比较，在很大程度上消除了年龄金属丰度简并性，并允许准确的年龄测定以及估计自富集的影响。
1995-04-13 astro-ph
Intracluster Globular Clusters
超巨型椭圆星系的球状星团数量变化很大，从人口非常多的系统，如UGC 9799，Abell 2052中的中心优势星系，到球状星团贫乏的星系，如Abell 2666中的NGC 5629。在这里，我们提出，这些变化强烈地指向人口的球状星团的存在，不绑定到个别星系，而是自由地移动整个星系团的核心。这样的团内球状星团可能起源于星系相互作用和合并的潮汐剥离碎片，或者它们可能在球状星团形成的某些场景中原位形成。
1995-08-29 astro-ph
The Spatially-Resolved Mass Function of the Globular Cluster M22
HST对M22的成像首次提供了球状星团质量分离的详细而统一的图像。亮度和质量函数从关闭到中到低的主序列的M22的环形箱从集群的中心到五个核心半径。在核心内，0.5-0.8 M（太阳）恒星的比例与核心外的数量相比显着增加。M22空间质谱的数值模拟表明，所观察到的质量分离程度可以解释为集群内的弛豫过程。M22的整体团簇质量函数比Salpeter IMF更平坦，不能用单一的幂律来表示。
2002-07-12 astro-ph
Can high-velocity stars reveal black holes in globular clusters?
我们估计的个人，快速移动的恒星观察到的球状星团的假设下，集群包含大规模的中央黑洞遵循银河系黑洞质量与西格玛关系的数量。我们发现径向速度测量不太可能检测到这样的恒星，但自行研究可以揭示这样的恒星，如果它们存在的话，在最有可能的集群。因此，HST自行研究可以在附近的几个星团中检验这一假设。
2003-09-18 astro-ph
The Initial Helium Abundance of the Galactic Globular Cluster System
我们根据最近发布的HST色星等图快照数据库（Piotto等人2002）进行的新恒星计数，估计了约30%的银河系球状星团（GGC）中的初始He含量。更详细地说，我们使用所谓的$R$参数和估计的He含量从校准的基础上最近更新的一组恒星模型。我们进行了准确的统计分析，以评估是否GGC显示其初始He丰度的统计学显着的传播，以及是否有与金属丰度的相关性。我们没有发现任何显着的依赖关系，他丰富的GC金属丰度，这提供了一个重要的约束模型的星系形成和演化。除了具有最蓝HB形态的GGC之外，在个体He丰度中观察到的扩散在统计上与个体误差相容。这意味着在GGC之间不存在固有的He扩散，或者这被误差掩盖。在后一种情况下，我们已经估计了一个坚定的1 $σ$上限为0.019可能的内在蔓延。在具有最蓝HB形态的GGC的情况下，我们检测到与个体误差不一致的朝向更高丰度的显著扩散。在假设单个He丰度的固有色散为零的情况下，考虑到单个R参数估计的误差以及GGC [M/H]标度和理论校准的不确定性，我们已经确定了初始He丰度Y（GGC）= 0.250 \pm 0.006 a值与当前基于CMB辐射分析和宇宙学核合成计算的估计完全一致。
2004-03-25 astro-ph
The Globular Cluster Luminosity Function: New Progress in Understanding an Old Distance Indicator
本文综述了球状星团光度函数（GCLF）的最新观测数据和理论进展。众所周知，翻转星等（TOM）是一个很好的距离指标的早型星系的数据质量和足够数量的对象设置的限制。与来自表面亮度波动的距离与可用的TOM在V波段的比较揭示，然而，许多不一致的情况下。这些情况经常违反了在旧的球状星团系统中TOM只能用作距离指示器的条件。早期类型星系中存在的中间年龄人口可能是造成这些差异的原因。本文在模拟星系团系统动力学演化的基础上，讨论了年轻星系团系统光度函数与年老星系团系统光度函数之间的联系。最后，我简要介绍了为什么存在这样一个普遍的结构，如GCLF目前的想法。
2003-04-16 astro-ph
A search for spectroscopic binaries in the galactic globular cluster M4. Based on 5973 individual spectra collected at VLT
我们提出了一个大的多历元高分辨率光谱调查的搜索双星候选人在银河系球状星团（GGC）M4。我们工作的目的是识别的二进制候选人，并确定的二进制分数和二进制径向分布。我们提出了一个大的多历元高分辨率光谱调查的搜索双星候选人在银河系球状星团（GGC）M4。我们工作的目的是识别的二进制候选人，并确定的二进制分数和二进制径向分布。观测到的星团成员的平均径向速度为70.29 +/-0.07（+/-0.3）（+/-0.1）km/s。通过多历元观测寻找恒星间径向速度的变化产生了57颗候选双星。我们的径向速度测量精度使我们能够在3 σ水平上识别出径向速度变化大于~0.3km/s的目标星，V<15，大于~0.5km/s的目标星。我们在核心半径内的97个观测目标中确定了4个双星候选者，在核心半径外的2372个观测恒星中确定了53个候选者。考虑到影响我们调查的不完整性，总二进制分数的下限为f=3.0+/-0.3%。团簇核心中二元分数的下限为f=5.1+/-2.3%，而在核心之外则降至f=3.0+/-0.4%。类似地，我们发现对于半质量半径内和外的二元分数，f=4.5+/-0.4%和f=1.8+/-0.6%。
2008-10-10 astro-ph
Simulations of globular clusters merging in galactic nuclear regions
我们提出了详细的N体模拟的结果，关于四个大质量的球状星团在一个三轴星系的中心区域的相互作用。这些系统经历了一个完全的合并事件，产生了一种“超级星团”（SSC），其特征接近于最初合并的叠加。与其他类似的模拟结果相比，得到的SSC结构参数位于观测到的球状星团的标度关系中。这些发现似乎支持了这样一种观点，即一个巨大的SSC可能在母星系演化的早期阶段形成，并促成了一个巨大的星系核的生长。
2006-04-29 astro-ph
Probing the Galactic Halo with Globular Cluster Tidal Tails
我们讨论了最近的观测和数值计算工作的潮汐尾巴在球状星团。潮汐尾的证据已经在16个银河系球状星团和4个M31球状星团中发现。模拟表明，这些潮汐尾在大多数典型的集群的轨道映射可能是非常可行的。在这方面，相对适度的努力将为那些潮汐尾可以追踪到几度或更大角距的星团提供可靠的空间速度。挖掘即将到来的数据库应该使我们能够追踪大部分天空中球状星团的单个轨道路径。这将使我们能够更好地约束银河系坍缩的模型，并建立星系晕中物质分布的准确图像。
1997-11-19 astro-ph
The Double Cluster G185 in M31
我们已经在M31中发现了一个小的球状星团，它位于M31球状星团G185西北约4角秒处。虽然在麦哲伦星云中已经观察到了几个多个球状星团，但在银河系或M31中都没有发现。我们估计，这种机会的视线对准发生在M31的核附近的概率为0.09 +/- 0.03，并没有发现任何明显的迹象表明，任何潮汐变形的集群，如预期的集群相互作用。二维模型表明G185的King（1966）[AJ，71，64]浓度为c = 1.11 +/- 0.08，而伴星的c = 0.67 +/- 0.17，物理上小于G185。这两个天体都有类似于银河系球状星团的去红颜色。
1995-02-11 astro-ph
On the relation between globular cluster specific frequency and galaxy type
球状星团光度函数（GCLF）的普遍性与特定频率（$S_N$）的变化形成对比。对于最亮的星系团，$S_N$的变化与$L_X$呈线性关系（Blakeslee，J. 1997，Harris，W.E.等人，1998）。此外，在单个巨型椭圆星系中，$S_N$随星系半径的变化被认为是气体密度的一个常数（McLaughlin 1998）。现在有许多星系可以根据球状星团的径向速度直接估算质量。通过比较以这种方式确定的星系的质量与这些星系内的星系团的数量，我们表明，质量的比例，这是转换成球状星团是恒定的星系类型或环境无关。这意味着球状星团的形成过程不受宿主星系的影响，并支持了普遍的GCLF的概念。
1998-06-05 astro-ph
Wide-Field Imaging from Space of Early-Type Galaxies and Their Globular Clusters
来自空间的宽视场成像将揭示关于这一飞行任务所观测到的局部宇宙中任何星系的球状星团系统的大量信息。局部宇宙中星系周围的单个球状星团具有紧凑的尺寸，非常适合天基成像提供的出色空间分辨率，而这些球状星团的系统具有很大的空间范围，只能通过宽视场成像进行充分探索。这种研究的科学回报的一个例子是，通过光学到近红外颜色确定的球状星团的年龄来确定星系的主要形成时代。第二个例子是从宇宙学的偏差中确定贫金属球状星团的形成地点，这限制了宇宙早期结构的形成。
2004-09-08 astro-ph
An attempt to model globular cluster red-giant abundance anomalies with a simulated hydrogen shell instability
在球状星团红巨星中观察到的Na、Mg和Al异常可能是热不稳定氢壳层的结果。目前接受的反应速率表明，需要约70-75百万K的温度来产生所观察到的Na和Al的增加以及Mg的消耗。这里提出的工作试图通过一个简单的机制，改变在该地区的H壳的能量生产模型的H壳不稳定性。我们表明，即使是极端的情况下，只会引起小的间歇性温度升高，对表面丰度的影响很小。采用这种技术的完全进化建模只是加速了RGB阶段的进化，产生与其他模型相同的表面丰度，但在更早的时间。我们的结论是，除非氢壳层不稳定性表现出完全不同，他们不太可能导致所需的温度和替代解释的丰度异常更有希望。
2002-01-20 astro-ph
Microlensing of Globular Clusters as a Probe of Galactic Structure
我们银河系中致密暗物质的空间分布可以在几年内通过监测银河系球状星团的微透镜来确定。球状星团是唯一一个遍布三维晕的恒星密集场，因此非常适合探测其结构。不同星系团的微透镜光学深度分别来自星系的薄盘、厚盘、凸起和晕。虽然测量个人的光学深度的所有集群是一项艰巨的任务，我们表明，有趣的银河系结构信息可以提取与$40$ - $120$事件在整个球状星团系统（可观察的2- 5年的监测）。球状星团微透镜效应对晕质量分布的核心半径、薄盘的尺度长度、表面质量密度和径向尺度高度变化特别敏感。
1997-10-22 astro-ph
Velocity Dispersions and Mass-to-Light Ratios for 9 Globular Clusters in M31
我们提出的内部速度色散测定的高分辨率光谱观测的样本M31中的9个球状星团。全面的数值模拟表明，我们的速度色散测量的典型不确定性约为5%。使用这些新的速度色散与来自HST观测的结构参数，我们估计这些集群的质光比，并发现它们是典型的银河系集群测量。我们给出了银河系、麦哲伦星云、天炉座、M31和半人马座A等球状星团的速度色散、光度和物理尺度之间的关系。所有星系的平均关系和散射度是相似的。这揭示了属于这些不同星系的球状星团在结构和质光比方面的显著相似性。我们简要地讨论了可能使用的个别球状星团作为河外距离指标。
1996-10-24 astro-ph
The Formation of the First Globular Clusters in Dwarf Galaxies Before the Epoch of Reionization
我们探索的机制形成的第一个球状星团，在高红移，z > 10的矮星系的组装过程中运作。暗物质中的亚结构和相应的势阱决定了~10^5 M_sun的星系团尺度。形成问题中的第二个质量尺度，即~1 M太阳的恒星尺度，又由冷却气体的过程决定。我们通过对坍缩的暗物质和气体成分的三维数值模拟，讨论了第一个星系团尺度的起源。我们发现，气体落入最深的黑暗subhalos，导致在一个系统的~ 5原球状云。早期的球状星团在剧烈的弛豫过程中失去了它们各自的暗晕，导致在矮星系周围形成普遍的暗晕。
2002-01-05 astro-ph
M82, Starbursts, Star Clusters, and the Formation of Globular Clusters
我们观测了CO中邻近的星暴星系M82的高频（2- 1）跃迁，在目标处获得了低于1角秒或17秒差距的角分辨率。我们将分子气体分解成大量致密的云，质量从2x10^3到2x10^6太阳质量不等。质量谱的标度为N（M）~ M^-1.5，与年轻的大质量星团的质量谱相似，这表明单个的分子云在星爆中转化为单个的星团。较大的云被超新星和HII区域包围，这表明恒星的形成是从云的外部进行的，并与外部压力突然增加的触发一致。具有内部恒星形成的云具有速度梯度和反向P-Cygni谱线轮廓，表明向内运动35公里，与冲击驱动压缩一致。云周围的弥散自由射电辐射和X射线辐射提供了足以驱动压缩的过热电离气体的证据。云的谱线表明膨胀显示内部恒星形成的动力学之前，并负责恒星的形成，而不是相反。已知M82与邻近的M81相互作用。整体图像与大质量星团的形成是一致的，这些星团是由单个巨大的分子云粉碎的，这些分子云是由与邻近星系近距离碰撞产生的动态变化所产生的外部压力突然增加而形成的。今天的球状星团可能是以类似的方式在原始星系中形成的。
2005-08-26 astro-ph
The first stages of the evolution of Globular Clusters
球状星团（GC）恒星化学成分的不均匀性主要是由原始富集引起的。今天研究最多的模型声称，在星团生命的第一个~ 1亿年期间演化的高质量渐近巨星分支（AGB）恒星的喷出物直接形成了具有丰度异常的第二代恒星。在这次演讲中，我们回顾了关于这个模型的最新技术，其主要问题是i）化学异常的建模仍然没有完全完成，ii）它需要在中等质量恒星中特别增强的IMF。该模型预测了在显示化学异常的恒星中氦丰度的增强，并且氦丰度分布可以大致从水平分支的形态得出。这样的分布可能有助于证伪GC演化的第一阶段的模型。作为示例，我们比较了一些簇的HB形态分析结果。
2006-12-21 astro-ph
Formation of Globular Clusters in Galaxy Mergers
我们对星系合并中球状星团的形成进行了高分辨率的模拟。在这样的模拟中，第一次直接识别出单个星团，并跟踪它们的轨道。我们定量比较恒星形成的合并，在未扰动的星系。合并中的星系显示出强烈的星暴，与它们孤立的祖先形成鲜明对比。大多数星团形成于潮汐地貌中。它们的质量范围为$5\times10^{5}$ - $5\times 10^{6} M_{\odot}$，被确认为球状星团。合并后的残骸是一个椭圆星系。不同质量或年龄的星系团在星系中有不同的径向分布。我们的研究结果表明，在椭圆星系中观察到的高比频率和双峰分布的金属丰度的天然产物丰富的气体合并，支持合并起源的椭圆星系及其球状星团系统。
2005-01-28 astro-ph
The Spectra of Main Sequence Stars in Galactic Globular Clusters I. CH and CN Bands in M13
本文给出了位于主序星关闭点之下的M13的50颗恒星的高信噪比光谱。它们产生CH和紫外CN带强度的指数。在这个中等金属丰度的球状星团中，没有证据表明这两种特征的强度在恒星之间存在差异，因此也没有证据表明M13中C和N丰度的原始变化。这支持了Suntzeff（1981）在M13演化恒星中发现的轻元素丰度变化的假设，这种变化通常出现在金属丰度相当的球状星团的巨星和亚巨星分支上，主要或完全是由于个别恒星演化过程中的一小部分混合造成的。
1999-01-26 astro-ph
The Flattening of Globular Clusters
在离我们最近的三个发光星系中，即银河系、仙女座星系和NGC 5128，最亮的球状星团比最暗的球状星团要圆。另一方面（与以前的一些结果相反）的扁平化的个别LMC集群被发现是独立于他们的光度。这暗示了星系团的光度和扁平度之间的关系可能取决于宿主星系的光度。发现银河系老晕、年轻晕和星系核/盘团的内禀扁率分布没有显著差异。如果潮汐力（在银心距离小的地方最大）从球状星团中去除了角动量，那么这种依赖性也许是可以预期的。诺里斯的初步结论是，蓝色水平分支的集群比红色HB集群更平坦，这一结论并没有得到现有更大数据库的证实。换句话说，没有证据证明银河系球状星团的扁平化和水平分支形态之间令人困惑的相关性。
2008-02-27 astro-ph
Spectroscopy of Globular Clusters in the Fornax dwarf galaxy
我们提出了低分辨率，综合凯克光谱的五个球状星团（GC）的天炉座矮球状星系。我们发现一个暂定的年龄之间的集群，与GC H5年轻2-3 Gyr比别人。团簇通常表现为非常贫金属（[Fe/H] ~ -1.8），团簇H4在[Fe/H] =-1.5处稍微富金属。我们推测，星团H4类似于银河系GC Ruprecht 106，它缺乏银河系贫金属GC中典型的[alpha/Fe]增强。需要对单个星团和场星进行高分辨率的光谱分析，以理清这个星系中GC形成和演化的惊人复杂历史。
2002-11-30 astro-ph
Future Opportunities for Globular Cluster Astronomy at Ground Based Facilities
尽管在过去的$\sim 10$年里取得了很大的进展，特别是由于HST，一些令人兴奋的开放问题仍然困扰着天文学家在我们自己和其他星系的球状星团工作。这些问题包括确定更准确的年龄以评估大质量黑洞是否隐藏在某些星团的中心，从确定红巨星风的物理起源以评估星团结构和动力学是否对单个星团恒星的演化产生影响，从证明一些星团是否拥有自己的暗物质晕，到最终了解球状星团的形成，星系形成的背景等等。在这篇评论中，我简要地概述了地面望远镜及其仪器如何帮助解决这些问题，通过本十年，2001-2010年。还对下一个十年进行了展望。
2002-09-03 astro-ph
Testing the COBE/IRAS All-Sky Reddening Map Using the Galactic Globular Clusters
我们生活在一个充满尘埃的宇宙中，对尘埃消光和变红的校正影响着光学天文学的几乎所有方面。最近，Schlegel、Finkbeiner和Davis发表了一张基于COBE/DIRBE和IRAS/ISSA红外巡天的全天空红化图。他们的地图旨在取代较早的Burstein & Heiles红化估计。在本文中，我测试这个新的红化地图比较的红化值的110 $|b|>5°$银河系球状星团从哈里斯汇编选择的样本。我发现一个很好的协议球状星团与银河纬度$|b|>20°$和公平的整体协议球状星团与$20>|b|>5°$，但有几个显着的偏差。我讨论了四个具有最大偏差的星系团，NGC 6144，Terzan 3，NGC 6355和IC 1276，以调查这些大偏差的原因。新的红化图似乎高估了一些大灭绝地区的红化程度。然而，由于其高空间分辨率的新的红化图可以用来估计尺度$\lesssim 10'$的红化的相对变化。
1998-02-08 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
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 Spectra of Main Sequence Stars in Galactic Globular Clusters II. CH and CN Bands in M71
本文给出了位于M71主序转折点之下的79颗恒星的高信噪比光谱。它们给出了CH的G带和3885 ° C紫外CN带的强度指数。这些指数都是一阶双峰的，它们是反相关的。M71中CN弱/CH强和CN强/CH弱主序星的数量大致相等。目前还不清楚这些恒星间的变化是来自原始的变化，还是来自一小部分恒星在演化过程中的混合。
1999-01-26 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
Age dating old globular clusters in early-type galaxies
本文介绍了椭圆星系中球状星团年龄测定的各种方法。我们首先介绍了单个球状星团的光谱学（随着10米级望远镜的出现而变得可行），以及巴耳末线指数的测量。其次，通过与星群合成模型的比较，讨论了球状星团子星群的测光和平均年龄的确定。第一种方法是耗时的，但是一旦获得具有足够高的信噪比的光谱就精确。然而，一个警告是巴耳末线指数的定义通常包括金属特征，并且本身并不独立于金属丰度。第二种方法需要测量两个光度量，这两个光度量与年龄和金属丰度不同。两者的结合可以打破宽带颜色中存在的年龄-金属性简并。近红外颜色在这方面可以有力地补充光学研究。然而，总的来说，星团越老，就越难确定它的精确年龄。种群综合模型也需要进一步完善，这里比较的模型显示出显著的差异。
1999-12-13 astro-ph
Globular cluster formation from gravitational tidal effects of merging and interacting galaxies
利用N-body/SPH模拟方法研究了在合并星系和相互作用星系中形成的球状星团系统的空间、运动学和化学性质。虽然我们不能解决个别集群在我们的模拟中，我们假设，他们形成在崩溃的分子云时，当地外部气体压力超过10 $^5$ $k_B$（其中$k_B$是玻耳兹曼常量）。几个模拟进行了一系列的初始条件和星系质量比。输入的螺旋模型是一个类似于银河系和M31的晕状球状星团系统。星系合并和相互作用过程中的引力潮汐效应导致气体压力急剧增加，超过了我们的阈值，从而触发了新的球状星团的形成。我们研究了残留星系中球状星团系统的数密度、比频、运动学性质和金属丰度分布等性质。不同的轨道条件和质量比导致了球状星团性质的变化，特别是对于相互作用模型。我们的主要结果如下：新形成的富金属团簇集中在合并残余椭圆的中心，而贫金属的由于较强的角动量转移而分布到外部。（节略本）
2002-06-02 astro-ph
Constraining the equation of state of supra-nuclear dense matter from XMM-Newton observations of neutron stars in globular clusters
我们报告的详细建模的X射线光谱的三个可能的中子星。用XMM-牛顿观测到的中子星是在球状星团中的三个静止X射线双星中发现的：欧米茄Cen，M 13和NGC 2808。无论它们是以非常低的速率吸积还是从吸积加热的核心辐射能量，它们的X射线光谱都被认为是氢大气的X射线光谱。我们使用和比较公开的氢大气模型，恒定和变化的表面重力约束的质量和半径的中子星。由于XMM-牛顿的高吞吐量，以及这些星团的精确距离，使用最新的科学分析软件版本和XMM-牛顿EPIC相机的校准，我们得出了迄今为止从这些系统获得的中子星的质量和半径的最严格的约束。模型的比较表明，以前使用的氢大气模型（假设恒定的表面重力）往往低估了质量和高估了中子星的半径。我们的数据限制允许的状态方程，那些涉及正常的核子物质和一个可能的奇怪的夸克物质模型，从而约束半径为8公里，质量高达2.4 M $_\odot$。
2007-08-28 astro-ph
Mass Segregation in Globular Clusters
我们提出了一个新的研究结果的质量分离的两个组成部分的星团，大量的数值N体模拟的基础上，使用我们最近开发的动态蒙特卡罗代码。具体地说，我们跟踪了包含单个质量为m_1的恒星的星团的动力学演化，以及单个质量为m_2=μm_1的天体的示踪物种群，使用N=10^5颗恒星。对于重示踪剂，这可能代表恒星的残余物，如中子星或黑洞在球状星团，我们的特点在各种方式的倾向，这些对象集中在或附近的集群核心。与简单的理论论证一致，我们发现这种质量分离过程的特征时间变化为1/μ。对于示踪物非常轻（μ<~ 10^-2）的模型，这可能代表自由漂浮的行星或褐矮星，我们发现在星团核心轻天体的预期耗尽，但有时在晕中也有显着的增强。利用这些结果，我们估计了典型球状星团中行星质量天体或棕矮星引力微透镜的光学厚度。在某些初始条件下，由于质量非常低的物体，晕中的光学深度可能比发光恒星大得多。如果我们将我们的结果应用于M22，使用Sahu，Anderson和King（2001）最近的零检测，我们发现在63%的置信水平下，M22当前质量分数的上限为25%。
2002-01-28 astro-ph
The Most Exciting Massive Binary Cluster in NGC 5128: Clues to the Formation of Globular Clusters
利用BVI的VLT图像，确定了以Sersic 13为中心的电离源，Sersic 13是巨大的邻近星系NGC 5128的最大HII区，log L_H α =39.6 erg/s。这个电离源原来是一对接近的明亮和蓝色星团候选者。麦哲伦一号望远镜获得的光谱证实，这些是巨大的年轻星团，与巨大的HII区域Sersic 13有物理联系。这两个星团的光谱都显示出明显的沃尔夫-拉叶型发射特征，以及HI和HeI的明显谱线，表明它们的年龄非常年轻（t ~几× 10^6年）。它们的光度至少与剑鱼座30中的大质量年轻星团R136一样明亮，它们的质量估计为1-7.5x10^5太阳质量。此外，簇对的预测分离为42 pc。测量到的星系团之间的速度差很小，ΔV=49+/-21 km/s，如果它们是结合在一起的话，在预期轨道速度V_orb=5-12 km/s的2 sigma范围内。动力学模型预测，具有这些性质的双星团将在几个轨道周期的短时间尺度内合并（P=20-50x10^6年）。这个双星星系团的发现表明，年轻的大质量星系团的合并可能导致最大质量的球状星团的形成，例如我们银河系中的欧米茄Cen和M31中的G1。或者，如果它们不受引力束缚，这些天体将各自演化成两个正常的球状星团。
2004-05-24 astro-ph
Towards a working model for the abundance variations within Globular Clusters stars
一个流行的自我--富集的球状星团的形成方案假设，在许多集群中的恒星所显示的丰度异常是由于恒星形成的第二阶段发生的大质量渐近巨星分支（AGB）恒星的风失去的物质。直到今天，由于不同的原因，几个不同的小组对AGB演化的模型化都未能解释化学异常的模式。在这里，我们表明，我们自己的建模可以提供一个一致的图片，如果我们约束的三个主要参数，调节AGB的演变：1）采用高效率的对流模型; 2）采用的质量损失率与恒星光度的高度依赖; 3）假设一个非常小的过冲低于正式的对流区在热脉冲（TP）阶段。第一个假设是为了在AGB包层中获得有效的氧耗尽，第二个假设是为了在几个热脉冲内失去整个恒星包层，这样CNO元素的总和不会增加太多，与观测结果一致。第三个假设是需要充分了解钠的生产。我们还指出，采用Mg 25和Mg 26俘获质子的NACRE速率上限解释了Mg-Al的相关性，该模型与最近发现的F-Al相关性是一致的。问题仍然存在，以充分解释所观察到的镁同位素比值。
2005-11-21 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
A New Method for Estimating Dark Matter Halo Masses using Globular Cluster Systems
所有的星系都被认为存在于巨大的暗物质晕中，暗物质的性质只能通过间接观测来确定。星系的形成和聚集取决于这些暗物质晕和它们所承载的重子物质之间的相互作用。虽然统计关系可以用来估计星系晕的质量，但很少有个别星系直接测量它们的晕质量。我们提出了一种方法来直接估计总质量的星系的暗晕使用其系统的球状星团。球状星团系统和晕质量之间的联系与星系的类型和环境无关，这与星系晕和恒星质量之间的关系相反。这种趋势在模型中是可以预期的，其中球状星团形成于早期，在冷暗物质密度场中的罕见密度峰值，并且再电离的时代在整个宇宙中大致相同。我们通过证明星系的超大质量黑洞质量和全球X射线光度与其宿主暗晕质量成正比来说明这种关系的一般效用，正如我们的新方法所推断的那样。
2008-09-29 astro-ph
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
Internal Motions in Globular Clusters
对球状星团内部运动的观测为我们提供了对星团动力学的独特见解。我们最近开发了使用HST的WFPC 2相机进行高精度天体测量的方法，这使我们能够测量单个恒星的内部自行。这些新数据为星系团的研究开辟了许多新的途径。自行的分散与径向速度的比较提供了什么是潜在的最好的方法来测量集群的距离，但可靠的结果将需要每个集群的动力学建模。自行能比径向速度更好地测量恒星运动的各向异性。在图47中，我们测量了中心附近的数千个自行;它们的速度分布是显著的高斯分布。在两个外部领域，我们已经开始研究各向异性，它出现在高速度，但不是在较低的，相反的球状速度分布，通常被假定。
2000-07-03 astro-ph
A Spitzer search for cold dust within globular clusters
已知从主序星演化出来的球状星团恒星会失去质量，预计一些失去的物质会作为星团内介质（ICM）留在星团内。大多数探测这种ICM的尝试都没有成功。斯皮策空间望远镜上的斯皮策多波段成像光度计被用来观测八个银河系球状星团，试图探测ICM尘埃的热辐射。大多数星团在70微米处没有明显的探测结果;其中一个星团NGC 6341有初步证据表明尘埃的存在，但90微米的观测结果并没有证实探测结果。个别70微米的点源出现在几个星系团的图像很可能是背景星系。推断的尘埃质量和上限是<4 e-4太阳质量，远低于红色和渐近巨星分支恒星质量损失产生的星团尘埃的预期。这意味着球状星团尘埃的产生效率较低，或者ICM的去除或尘埃的破坏比以前认为的更有效。我们探讨了几种可能的ICM删除，并得出结论，目前的数据还不允许我们区分它们。
2008-10-10 astro-ph
Spectroscopy of Main Sequence Stars in Globular Clusters
虽然球状星团的化学成分一般都是均匀的，但有时候甚至在未演化的主序星之间也会看到大量的丰度变化，尤其是CNO族元素。多目标中色散光谱系统现在正被用来确定大样本恒星的丰度变化模式，而8m级望远镜上的高色散光谱仪正在提供单个微弱恒星的良好光谱。在某些情况下，许多相似恒星的光谱可以结合起来，产生极高的S/N光谱。已被研究的星团样本仍然很小，但似乎许多更富金属的星团必须经历某种自我富集，要么在原星团阶段，要么通过连续的恒星形成事件或其他一些过程在它们的生命早期。贫金属的星系团提供了同样明确的证据，证明在不断演化的红巨星内部，经过处理的物质会发生内部混合和被挖掘出来。
2002-10-15 astro-ph
Globular clusters in the blue compact galaxy ESO~338-IG04 (Tol~1924-416), as tracers of the star formation history. Results from HST/WFPC2 observations
利用WFPC 2/HST获得了一个恒星暴贫金属蓝色致密星系ESO 338-IG 04的多色图像。在这些图像中，我们发现许多点状源集中在星系的主体，我们确定为球状星团的候选者。我们表明，这些对象是物理上与星系，他们在空间上扩展。由于它们的高固有光度，这些物体不可能是单独的恒星。利用光度演化模型，我们发现这些天体构成了大量的大质量星团，年龄从几百万年到10千兆年不等，质量从10^4到10^7太阳质量不等。我们发现这些天体很可能是不同年龄的球状星团。星团的年龄分布有峰值：<3000万年、~ 10000万年、~ 60000万年、2.5- 5Gyr和~10 Gyr。最年轻的天体位于拥挤的星暴区。该星系目前似乎正在合并，这可能是目前球状星团形成的原因。许多中间年龄（2.5至5 Gyr）的球状星团的存在，表明以前的合并可能已经发生。随着星暴的消退，这个星系将变得非常丰富的球状星团。将所有天体的年龄转换到与银河系球状星团相当的年龄，揭示了一个类似于银河系的光度函数。我们认为，这个星系是一个矮椭圆星系和一个富含气体的矮星系合并的结果。确定球状星团的年代的可能性为研究这个星系和类似星系中剧烈恒星形成的历史提供了一种有效的方法。
1998-04-07 astro-ph
Relativistic Binaries in Globular Clusters
银河系中的球状星团是古老而致密的恒星系统，其中一个典型的星团包含$10^4 - 10^6$恒星。球状星团是一个古老的星族，其中包含许多坍缩和退化的天体。球状星团是一个密集的恒星群体，是许多有趣的恒星间密切动力学相互作用的场所。这些动力学相互作用可以改变单个恒星的演化，并可以产生包含一个或两个紧凑物体的紧密双星系统。在这篇综述中，我们讨论了球状星团演化和双星演化的理论模型，用于模拟这种演化导致相对论双星的技术，以及当前和未来可能的观测证据。球状星团的演化将集中在促进硬双星系统产生的特性以及星系与星团的潮汐相互作用上，这往往会随着时间的推移改变球状星团的结构。硬双星系统的组成部分之间的相互作用改变了两个天体的演化，并可能导致奇异的物体。直接$N$体积分和福克-普朗克模拟的球状星团的演化，将潮汐相互作用，并导致相对论性的二元人口的预测进行了讨论。我们讨论了目前的观测证据的激变变量，毫秒双星，低质量的X射线双星，以及未来可能探测到的相对论性双星与引力辐射。
2006-03-04 astro-ph gr-qc
