Young star clusters: Progenitors of globular clusters!?
恒星团簇形成是在星系相互作用和剧烈的星暴的极端条件下恒星形成的一种主要模式。年轻的星系团被观测到形成于各种这样的星系中，相当数量的星系团在质量和大小上类似于球状星团的祖先，但金属丰度显著增强。通过对星系中贫金属和富金属星团的研究，我们可以了解这些星系的剧烈恒星形成历史，并最终了解星系形成和演化。我们提出了一套新的进化合成模型，我们的GALEV代码，特别强调目前形成的星团的气体排放，和一个新的工具，比较广泛的模型网格与多色宽带观测，以确定个别集群的质量，金属丰度，年龄和灭绝值独立。本文给出了矮星暴星系NGC 1569中年轻星团的初步结果。年轻的星团的质量分布确定动态星团系统演化模型提供了宝贵的输入，关于集群的生存和破坏。我们计划调查星系合并的年龄序列，以了解过程中的动力学破坏效应。
2003-09-04 astro-ph
A Young Globular Cluster in the Galaxy NGC 6946
在附近的螺旋星系NGC 6946中发现了一个年龄约为15 My的球状星团，在半径为11 pc的范围内包含5 × 10^5 Msun的恒星，它被尘埃云和半径为300 pc的巨大圆形气泡内的较小年轻星团所包围。在气泡的边缘是一个规则间隔的簇弧，可能是在气泡形成过程中触发的。该区域位于旋臂的末端，表明起源于旋臂气体的不对称坍缩。这个球状星团是与银河系中巨大的古老球状星团相似的星团中最接近的例子之一。我们考虑的能量的气泡和可能的形成机制的球状星团，包括合并较小的集群。
2000-01-29 astro-ph
The initial conditions of young globular clusters in the LMC
用N体模拟方法模拟了球状星团的早期演化。这些模拟包括残余气体，这些气体没有变成恒星，而是被大质量恒星的作用从球状星团中排出。这些模拟的结果进行了比较的观测8 LMC球状星团小于1亿年。这些观测结果用于约束可能产生这些聚类的初始条件。研究发现，年轻的大麦哲伦球状星团的整个品种可以解释在一个模型中，他们形成从一个相当均匀的人口大致球形，放松的原星团云非常类似于在银河系中的巨型分子云，与恒星形成效率之间的25%和60%。这篇论文已被接受在MNRAS发表。
1996-11-12 astro-ph
Retention Fractions for Globular Cluster Neutron Stars
本文用Fokker-Planck模型估算了球状星团中新生中子星的滞留分数随反冲速度的变化。这些可以用来计算当今球状星团中中子星的数量，并解决毫秒双星的起源等问题。作为一个例子，Lyne & Lorimer（1994）的星族I反冲速度分布被用来估算起源于单星和双星系统的中子星的保留分数。对于合理的初始条件，只有不到4%的单个中子星被保留下来。来自二元体系的保留分数可以高2至5倍。被保留的中子星的主要来源被发现是通过在第一颗超新星之后仍然结合的双星系统，即。高质量X射线双星保留分数随着祖细胞数量的增加而减少，但保留分数的减少比祖细胞数量的增加更慢。总的来说，更多的祖星会在星团中产生更多的中子星。
1995-12-28 astro-ph
Young Galactic globular clusters II. The case of Palomar 12
本文介绍了宽波段V、I CCD测光方法。银河系球状星团Palomar 12的1700颗恒星，覆盖了10.7' x 10.7'的区域。从这些数据中，我们得到了一个从红巨星分支尖端到大约1000米的色星等图。获得低于簇的关断的2 mag。通过与47 Tuc和M5的色星等图的比较，并使用不同的理论模型，我们确认了T12更年轻，发现两个模板星团的年龄为68% +/- 10%。还获得了修正的结构参数：r（c）= 37.8 +/- 0.6和c = 1.08 +/- 0.02。
1998-09-09 astro-ph
Can globular clusters be as young as 10 Gyr?--The Uncertainties in the Age of Globular Clusters from Their Helium Abundance and Mass Loss
从观测结果推断出的球状星团的年龄敏感地依赖于诸如初始氦丰度和质量损失率等假设。高氦丰度（例如，$Y\approx$ 0.28），以及在恒星模型中包含氦扩散和氧增强，可以将目前对贫金属球状星团的年龄估计从14 $\pm 1.5$ Gyr降低到大约11 $\pm 1$ Gyr，大大放松了对哈勃常数的限制，对于具有临界密度的宇宙，允许值高达60 km/sec/Mpc，对于只有重子的宇宙，允许值高达90 km/sec/Mpc。讨论了球状星团中高氦丰度和不稳定带引起的质量损失的不确定性。年龄低于10 Gyr是不可能的，即使这两种机制的运作，除非初始氦丰度在球状星团是$>0.28$，这是很难容纳的间接推断的氦丰度在球状星团。
1994-10-09 astro-ph
Supernova 1987A: A young supernova remnant in an aspherical progenitor wind
超新星1987A的喷出物与周围物质之间的相互作用正在产生稳定的增亮无线电和X射线辐射。新诞生的超新星遗迹已显着减速，这种相互作用，而其形态反映了轴对称性质的祖风。
1999-09-23 astro-ph
Whiting 1: a new Halo Young Globular Cluster
本文报道了银河星团Whiting~1至$V=23.0$区域中心场的$BVI$ CCD测光。这个集群从来没有被研究到目前为止，我们提供了第一次估计其基本参数，即，径向范围，年龄，距离和红化。Whiting~1原来是一个直径约为1 $^{\prime}$的致密星团。我们发现该星系团的年龄约为5 Gyr，金属丰度约为[Fe/H]=-1.20。它位于$b=-60^{o}.64$，日心距离约为45千秒差距，这使它成为一个相当奇怪的天体，肯定不是一个盘状的疏散星团，但可能是迄今为止已知的最年轻的晕状球状星团。
2005-01-21 astro-ph
The Young Globular Clusters of the Milky Way and the Local Group Galaxies: Playing With Great Circles
最近发现的一小群银河系球状星团（GGC）（GGC 12，Terzan 7，Ruprecht 106，Arp 2）比银河系的平均星团人口年轻得多（约3-4 Gyr），它们位于通过银河系一些卫星星系附近和银河系中心本身的平面附近。假设这些配置代表了银河系与这些星系团起源的同伴之间相互作用的化石记录，我们沿着其中一个发现了另一个候选者“”GGC，即IC 4499，其颜色-星等图。各种假说的可能起源的“”GGC“也简要讨论了一个框架内的位置上的优惠飞机可能被视为一个一般特征的本地组成员。
1995-07-18 astro-ph
To Be or Not To Be: Very Young Globular Clusters in M31
我们目前的意见与新委托凯克激光导星自适应光学系统的6个对象在M31，被指控在最近的多项研究是年轻的球状星团（GC），都应该有年龄小于5 Gyr。在我们的图像中所得到的PSF核心的FWHM为~70 mas。这些天体中最年轻的四个是星团，它们肯定不是M31中的年轻GC。根据它们的形态，最古老的两个是M31中的GC。虽然M31年龄为5 - 8 Gyr的GC似乎大多是真实的，但M31中许多所谓的非常年轻的GC似乎都是伪造的。这个问题在目前正在进行的更遥远的旋涡星系GC系统的研究中将更加严重，因为我们在M31中观测的空间分辨率成像可能不足以检测样品的污染。
2005-10-21 astro-ph
Constraining white-dwarf kicks in globular clusters : II. Observational Significance
如果渐近巨星分支恒星的恒星风足够强并且稍微不对称，它们可以改变恒星通过球状星团的轨道;因此，如果这些恒星风是不对称的，人们可以预期年轻的白矮星在径向上的集中程度比它们的祖先或球状星团中的老年白矮星要低。最近观察到后一种效应。此外，年轻的白矮星应该比它们的祖先有更大的典型速度。在相位混合之后，后一种效应相对于年轻的白矮星的空间分布变化而言大大减弱，因此它比空间分布的变化更难检测。最有力的运动学特征是轨道偏心率的变化，这是通过自行位置角的分布揭示的。
2007-09-19 astro-ph
Spectroscopy of Candidate Young Globular Clusters in NGC 1275
我们目前的光谱的人口紧凑的蓝色物体发现的特殊星系NGC 1275由霍尔茨曼等人。使用哈勃太空望远镜图像。这些光谱显示出强烈的巴耳末吸收线，就像在A型恒星中观察到的那样，如果该物体是一个年轻的球状星团，这是预期的。根据巴耳末线的强度估计的年龄约为0.5 Gyr，但根据目前的恒星星族模型，年龄范围在0.1 Gyr到0.9 Gyr之间并不能完全排除。如果把这些年龄估计值作为NGC 1275年轻星团总体的年龄，则由恒星星族模型预测的恒星族的衰落给出的光度函数与银河系球状星团系统的光度函数和NGC 1275系统的观测选择函数的卷积是一致的。我们还使用的等效宽度的Mg $b$和Fe 5270功能，以限制年轻的集群的金属丰度。结合这些吸收线的宽度与年龄估计的巴尔末线和恒星星族模型，我们发现一个金属丰度大致太阳的基础上的Mg $b$指数和Fe 5270指数略高。星团光谱的吸收线径向速度与星系光谱的发射线在同一位置偏移了$-130$ \kms，为该天体为球状星团的鉴定提供了进一步的证据，也开启了未来研究年轻星团系统运动学的可能性。在NGC 1275中发现的具有年轻球状星团特征的天体，显示了最近相互作用或合并的证据，支持了星系相互作用和合并是形成球状星团的有利场所的假设。
1995-03-13 astro-ph
Residual gas expulsion from young globular clusters
本文给出了年轻球状星团中残余气体排出的N体模拟结果。研究了初始质量、银心半径、浓度和初始质量函数斜率变化的球状星团，恒星形成效率（SFE）小于50%。星团中的残余气体被简单地视为作用在恒星粒子上的外部势，该外部势以多种方式减少以模拟气体的损失。将5000万年后的星系团状态与Escherff和Shapiro（1987）的结果进行比较，以估计星系团是否能够存活一个哈勃时间或将被破坏。大量初始质量的快速排出对团簇的结构有很大的影响，但它们可以在远低于50%的SFE下存活。这表明，银河系球状星团人口可能是由一个原星团人口的SFE约40%和中心密度近似相同的巨型分子云。
1996-07-17 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
Keck Spectroscopy of Two Young Globular Clusters in the Merger Remnant NGC 3921
本文给出了合并残留物NGC 3921中两个候选球状星团的低分辨率紫外-可见光谱。这两个视星等为V = 22.2（Mv = -12.5）的星团位于距离中心约5 kpc的投影距离处，相对于当地星系背景以晕型径向速度移动。它们的光谱显示出强烈的巴耳末吸收线，表明主序星的关闭主要由A型恒星控制。与Bruzual和Charlot等人计算的模型星团光谱进行比较，得出星团年龄在200- 5.3亿年之间，太阳金属丰度在三倍之内。考虑到它们的小半光半径（Reff < 5 pc）和对应于大约100个核心穿越时间的年龄，这些星团是引力束缚的，因此确实是年轻的球状星团。假设它们具有夏布里埃型的初始质量函数，则它们目前的估计质量分别为2.3（+-0.1 x10 ^6 Msun和1.5（+-0.1 x10 ^6 Msun，或大约是ω Cen质量的一半。由于NGC 3921本身显示出许多迹象表明它是一个0.7（+-0.3）Gyr的原椭圆星系，这两个年轻的球状星团和哈勃太空望远镜观测到的许多类似的球状星团提供了支持性证据，即在形成椭圆状遗迹的过程中，富含气体的盘的主要合并也可以增加富含金属的球状星团的数量。（节录）
2004-04-21 astro-ph
Dynamical Evidence for a Luminous, Young Globular Cluster in NGC 1569
哈勃太空望远镜（HST）最近的高分辨率观测显示，在各种星爆系统中通常会发现异常亮度和紧凑的星团。有很多推测认为这些星团代表了现代年轻球状星团的类似物。利用凯克10米望远镜上的HIRES阶梯光栅摄谱仪，我们获得了附近矮星系NGC 1569中一个"超级星团“（星团" A”）的高色散光谱。集群的大小是从公布的HST图像中得知的。通过对可见光波段积分谱的互相关分析，测得了视距速度色散（15.7 ± 1.5km/s）。如果星系团是引力束缚的，速度是各向同性的，那么维里定理的应用意味着星系团的总恒星质量为（3.3+-0.5）× 10 $^5$太阳质量。这个物体的质量，质量密度，以及老化10- 15 Gyr后可能的质光比与银河系球状星团的典型值完全一致。我们的结果强烈地表明，至少有一些明亮的，紧凑的，年轻的星团被发现与{ \it HST}确实会演变成正常的球状星团的类型在银河系中看到的。
1996-05-30 astro-ph
High-resolution simulations of galaxy mergers: Resolving globular cluster formation
在星系合并中观察到的大质量星团通常被认为是球状星团的祖先。为了研究这一假设，我们进行了迄今为止最高分辨率的富含气体的星系合并模拟。由星系相互作用触发的10^5到10^7 Mo的大质量星团的形成在这个模型中直接解决。我们表明，这些集群是紧密结合的结构，几乎没有净旋转，由于演变成紧凑的长寿恒星系统。因此，在星系合并中形成的大质量星团是长寿球状星团的祖先的有力候选者。模拟的团簇质谱与理论和观测结果一致。10^8-9 Mo的潮汐矮星系可以同时形成，并且似乎是不同类别物体的一部分，更延伸和旋转。
2008-06-09 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
Young Globular Clusters in an old S0: Clues to the Formation History of NGC 4570
在这里，我们提出了我们的第一次尝试使用球状星团作为其母星系的形成历史的示踪剂。大多数早型星系的球状星团系统的光学色分布具有双峰特征。蓝峰球状星团通常被认为是古老而贫金属的。关于红峰球状星团的年龄、金属丰度和起源，人们一直在争论。我们在这里提出我们的年龄和金属丰度的红峰球状星团在室女座S0 NGC 4570使用深KS波段测光从NTT/SOFI（ESO程序ID 079.B-0511）的红峰球状星团结合HST-ACS档案数据打破年龄金属丰度简并。我们分析相结合的G，Z，和Ks光谱能量分布的比较与一个大网格的GALEV演化合成模型的星团具有不同的年龄和金属丰度。这一分析揭示了大量的中间年龄（1 - 3 Gyr）和金属丰富（太阳金属丰度）的球状星团。我们讨论了它们的年龄和金属丰度分布，以及文献中关于母星系的信息，以深入了解该星系的形成历史。我们的研究结果证明了这种方法的权力，揭示（暴力）恒星的形成和化学富集历史的星系的基础上结合光学和近红外测光。
2008-04-08 astro-ph
Pal 1: Another Young Galactic Halo Globular Cluster?
用INT获得了星系团球状星团B1及其周围区域的深V和深I CCD像，并绘制了色星等图和光度函数图，色星等图可达V（lim）~ 24，光度函数可达V（lim）~ 23.25。采用红化E（V-I）=0.20+/-0.04，并将47 Tuccino与47 Tuccino的CMD进行比较，我们得到距离模数（m-M）o=15.25+/-0.25，表明47 Tuccino位于银盘上方3.7+/-0.4 kpc，距离银心17.3+/-1.6 kpc。与47 Tuc和M71的比较表明，M71必须显着年轻。最合适的等时线（Bertelli et al，1994）给出的年龄在6.3到8个旋年之间，这将使E11成为迄今为止发现的最年轻的银河系球状星团，这让人们对该天体的真实性质产生了一些怀疑。光度函数显示了质量分离的一些证据，与非常短的弛豫时间一致。整体质量函数可以用斜率x=-1.4+/-0.7的幂律拟合。这个质量函数是非常平坦的，这表明它要么是一个强有力的动力学演化，要么是初始质量函数与大多数其他晕状球状星团明显不同。讨论的可能性质的EST 1。
1997-10-22 astro-ph
Some Constraints on The Formation of Globular Clusters
我们探讨了球状星团形成的约束条件所提供的恒星爆发球状星团目前正在形成，并观察到的年轻和年老的球状星团的属性。我们注意到，在ISM的恒星爆发和合并的压力意味着，在这些环境中的分子云的半径相似的球状星团。因此，这种分子云是球状星团的可行前体，如果在云中的恒星形成效率很高的话。恒星形成的高效率可能是在这样的环境中分子云的高密度、高结合能和短动力学时间尺度的结果。我们还注意到，在年轻和年老的球状星团系统中明显缺乏质量-半径关系，这对球状星团形成模型造成了重要的限制。这是因为观察到分子云遵循质量和半径之间的维里标度关系。我们认为，变星形成效率可能会削弱或消除分子云的质量-半径关系，因为它们碎片形成球状星团。我们把像银河系这样的普通星系盘中缺少年轻的球状星团的原因归结于这些系统中相对较低的环境压力。
2001-07-09 astro-ph
Ages and Metallicities of Young Globular Clusters in the Merger Remnant NGC 7252
本文介绍了用托洛洛山上的布兰科4米望远镜获得的合并遗迹和原椭圆星系NGC 7252中8个年轻星团的紫外-可见光谱。这些星团位于距中心3-15 kpc的投影距离处，在视线范围内以140+/-35 km/s的速度色散移动。其中七个星团在其光谱中显示出强的巴耳末吸收线[EW（H-β）= 6-13埃]，而第八个星团位于巨大的HII区域，没有显示出可检测的吸收特征。根据Bruzual & Charlot（1996）和Bressan，Chiosi，& Tantalo（1996）的模型星团光谱比较，其中6个吸收线星团的年龄在4 - 6亿年之间，表明它们是在最近的合并过程中早期形成的。这些星团是球状星团，根据它们小的有效半径和对应于~100个核心穿越时间的年龄来判断。其中一个发射线天体的年龄小于1000万年，可能是一个新生的球状星团或OB星协。三个星系团的平均金属丰度都在太阳的+/-0.15 dex范围内，这表明NGC 7252中两个可能的Sc星系合并形成了一个具有双峰金属丰度分布的球状星系团系统。由于NGC 7252本身显示出0.5-1 Gyr年龄的原椭圆星系的特征，它的第二代太阳金属丰度球状星团提供了直接的证据，表明具有双峰球状星团系统的巨型椭圆星系可以通过富含气体的盘状星系的主要合并形成。
1998-09-03 astro-ph
Formation of giant globular cluster G1 and the origin of the M31 stellar halo
我们首先证明了球状星团G1可能是由M31和一个有核矮星系（dE，N）之间的潮汐相互作用形成的。我们的完全自洽的数值模拟表明，在潮汐相互作用期间M31和G1的祖先dE，N与$M_{\rm B}$ $\sim$-15 MAG和它的核质量的$\sim$ $10^7$ $M_{\odot}$，暗物质和dE，N的外层恒星信封几乎完全剥离，而核可以生存的潮汐剥离，因为它最初的紧凑的性质。裸核（即，G1）的轨道性质与它的祖先dE，N相似。剥离的恒星在M31周围形成贫金属（[Fe/H] $\sim$ -1）恒星晕，其结构和运动学强烈依赖于G1的祖先dE，N的初始轨道。我们认为，观测到的G1到M31的大投影距离（$\sim$ 40 kpc）可以对dE，N的暗物质晕的中心密度提供一些强有力的约束。我们讨论的背景下，最近发现的M31的恒星晕的子结构。（2002年）。
2004-01-13 astro-ph
Circumstellar Nebulae in Young Supernova Remnants
超新星起源于大质量恒星，其爆炸介质已被其祖先的质量损失和紫外线辐射改变。超新星喷出物首先会与演化后期的祖先所流出的星周物质相互作用，然后再与星际物质相互作用。超新星遗迹中的星周星云可以通过其小的膨胀速度和高的[N II]/H $α$比值来诊断。在已知的年轻超新星遗迹中，星周星云似乎无处不在。这些星云可以与进化的大质量恒星周围的星云进行比较，以评估其超新星祖先的性质。在超新星和/或年轻超新星遗迹中观察到三种类型的超新星祖先考古文物：（1）临终喷出物，（2）星周星云，（3）星际气泡。这三种类型的例子。
2000-12-29 astro-ph
On the Radial Distribution of White Dwarfs in the Globular Cluster NGC 6397
我们研究了邻近的球状星团NGC 6397中单个HST/ACS场中白矮星的径向分布。在松弛的星族中，例如在球状星团中，恒星的速度色散，因此径向分布，直接取决于恒星的质量。非常年轻的星团白矮星的祖先质量约为0.8太阳质量，而白矮星本身的质量约为0.5太阳质量。因此，我们预计年轻的白矮星有一个集中的径向分布（就像他们的祖先），变得更加扩大了几个弛豫时间，模仿约0.5太阳质量的主序星。然而，我们观察到年轻的白矮星有一个显着延长径向分布相比，最大质量的主序星在集群和老白矮星。
2007-09-26 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
Remnants of Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy around the young globular cluster Palomar 12
对年轻的球状星团Palomar 12周围的大视场进行测光，揭示了一个低表面亮度恒星系统的主序星。这个主序表明，恒星星族的金属丰度和/或年龄存在显着差异，但平均而言比Pal 12更贫金属。在对这一星群的性质作不同假设的情况下，我们发现它与太阳的距离在17-24 kpc之间，这包括了到12，$19.0\pm0.9$ kpc的距离。该恒星系统也被探测到位于北12 ° 2 $\arcdeg$的区域，这表明它的最小直径为$\sim0.9$ kpc。Dinescu et al. 2000）的轨道、恒星系统的色星等图、它们在天空中的位置和它们的距离都表明它们是Sgr dSph星系潮汐破裂的碎片。我们简要地讨论了Sgr和星系晕的演变的影响。
2002-05-27 astro-ph
Globular Cluster Formation
年轻球状星团的发现为直接研究球状星团的形成过程提供了机会。从经验上看，球状星团的形成似乎优先发生在恒星形成速度快、效率高的区域。此外，这些区域的星际介质可能比不太活跃的恒星形成环境的压力更高。另一个观测到的关于球状星团形成过程的线索是，年轻的球状星团几乎没有质量-半径关系。在本文中，我认为，高压力和高恒星形成效率是负责目前的球状星团的形成。我认为，球状星团的前身是分子云，这种云所表现出的质量-半径关系被变星形成效率所消除。
2002-10-27 astro-ph
Young and Massive Binary Progenitors of Type Ia Supernovae and Their Circumstellar Matter
我们提出了新的Ia型超新星（SN Ia）祖先的演化模型，引入质量剥离效应的主序星（MS）或轻微演变的伴星风的质量吸积白矮星（WD）。质量汽提减弱了从同伴到WD的传质速率。因此，相当大的MS伴星可以避免形成共同的包层，并增加WD质量直到SN Ia爆炸。在考虑质量剥离效应的情况下，我们跟踪了各种WD + MS系统的双星演化，得到了Ia型超新星在初始施主质量-轨道周期平面上的参数区域。新获得的SN Ia区扩展到6-7 M_（\sun）的施主质量，尽管它的扩展依赖于质量剥离效应的效率。剥离的物质主要分布在轨道平面上，并在超新星Ia的祖星周围形成非常大质量的星周物质（CSM）。它可以解释SNe Ia/IIn（IIa）2002 ic和2005 gj周围的大规模CSM以及正常SNe Ia 2006 X周围的稀薄CSM。我们的新模型表明存在非常年轻（\lesssim 10^8岁）的Ia型SNe人群，这与最近观察到的年轻人群Ia型SNe的迹象一致。
2008-01-27 astro-ph
A Blue Straggler Binary System with at least Three Progenitors in the Core of a Globular Cluster?
我们发现位于球状星团47 Tuccenda核心的X射线源W31与亮蓝离散星BSS-7有物理联系。这两个源在天体测量上匹配到0.061 \arcsec，偶然重合概率小于1%。然后，我们分析了光学时间序列测光获得的{ \em哈勃太空望远镜}（HST），发现BSS-7显示了1.56天的周期信号在I波段。我们还构建了一个宽波段（远紫外到远红）光谱能量分布BSS-7，并适合这与单一和二元模型。双星模型是一个更好的拟合数据，我们得出相应的恒星参数。我们所有的发现都与BSS-7是一个分离的双星系统相一致，它由一个蓝色的离散星和一个X射线活跃的上主序伴星组成。这样一个系统的形成必然涉及至少三颗恒星，这与最近的N体模型相一致，在N体模型中，蓝离散星通常通过多次相遇形成，这些相遇可能涉及单星和双星。然而，我们还不能完全排除BSS-7通过质量转移直接从二元系统下降的可能性。明确区分这些场景所需的系统参数可以从时间分辨光谱学获得。
2005-12-10 astro-ph
Evolution of Globular Clusters Formed in Mergers
在星系合并中形成的球状星团（例如，现在可以在它们进化的不同阶段对它们进行研究。在年轻的合并残余中（例如，NGC 7252），这些“第二代”球状星团以数百个年轻的晕状星团出现，其金属丰度大致相当于太阳。虽然一开始比旧的贫金属球状星团更蓝，更亮，但在1 - 1.5 Gyr之后它们变得更红，然后可以在受扰动的E和S 0星系中观察到中等年龄的仍然过亮的红色星团（例如，NGC 1316、NGC 1700和NGC 3610）。从颜色分布、投影径向分布以及光度函数中有证据表明，这些星系团最终具有在许多巨型椭圆星系中观察到的红色富金属球状星团的性质。对正在进行的合并中的球状星团和年轻残留物的研究表明，第二代球状星团是由合并引起的星爆中压力迅速增加的巨大分子云形成的。这种压力诱导的形成为Cen（2001）的论点提供了证据，即在z ~= 7 - 15的宇宙再电离过程中，一般压力的增加引发了在所有类型星系中观察到的第一代贫金属球状星团的普遍人口的几乎同时形成。
2001-06-20 astro-ph
Infrared Emission from the Radio Supernebula in NGC 5253: A Proto-Globular Cluster?
在矮星系NGC 5253的星暴区，隐藏着一个具有不寻常光谱的强烈射电源，可以被不同的解释为年轻星团电离的星云气体，或者来自射电超新星或活动星系核的非热发射。我们在凯克望远镜上获得了这个区域的11.7和18.7微米图像，发现它是一个非常强的中红外发射器。红外线与无线电流量的比值排除了超新星的可能性，并且与由密集的年轻恒星群激发的HII区域相一致。这个“超级星云”提供了至少15%的星系总辐射光度。它的激发需要10^5-10^6颗恒星，使它的总质量和大小（1-2 pc直径）相当于一个球状星团。然而，它的高遮蔽度，小尺寸和高气体密度都表明它非常年轻，不超过几十万年。这可能是迄今观测到的最年轻的球状星团。
2001-04-06 astro-ph
Measuring Sizes of Marginally Resolved Young Globular Clusters with HST
我们提出了一种方法来获得的边缘解决星团的大小从HST/WFPC 2观测拟合国王模型的观测。我们描述的模拟图像和观测结果的年轻紧凑的星系团在NGC 3597和NGC 1275。从模拟中，我们发现，如果数据具有高S/N（对于积分亮度>~ 500），则对于所有感兴趣的c和King半径（r_0）的组合，我们可以测量King模型浓度（c）到大约两倍的精度。如果浓度被精确测量，我们就可以精确地测量King半径。对于较低的S/N，边缘解决国王配置文件遭受简并;不同的浓度值给出不同的r_0，但有可比的减少卡方值。在这种情况下，纤芯半径和浓度都不能单独约束，但可以精确地恢复半光半径。在NGC 3597中，我们只能区分非常明亮的星团的浓度;这些星团的浓度约为2。假设其他天体的浓度为2，我们发现NGC 3597中星团的平均King半径为0.7 pc，而NGC 1275中的星团平均半径为1.1 pc。这与银河系球状星团的平均核心半径相似，为0.92秒差距。我们发现NGC 3597和NGC 1275年轻星团的平均半光半径分别为5.4pc和6.2pc，而银河系球状星团的平均半光半径为3.4pc。在派生的径向参数在每个集群系统的传播是在银河系球状星团系统中观察到的。
2001-09-25 astro-ph
Open, Massive and Globular Clusters - Part of the same family?
年轻星团的数量甚至在“正常”的盘状星系中也有显著的差异。在这篇文章中，我讨论了年轻的星系团系统的属性是如何与他们的宿主星系，最近的研究的基础上，在一个样本的22个附近的螺旋星系的集群。在其中几个星系中存在类似于恒星爆发和合并中观测到的“超级”星团的明亮年轻星团，并且发现最亮星团的光度以及星团系统的比光度都与宿主星系的恒星形成率有很好的相关性。当考虑在不同环境中的星团时，传统的“开放”、“大质量”和“球状”星团之间的区别就被打破了，这强调了对团簇形成的通用物理描述的需要。
2001-05-28 astro-ph
Extremely alpha-Enriched Globular Clusters in Early-Type Galaxies: A Step towards the Dawn of Stellar Populations?
我们比较[α/Fe]，金属丰度，和年龄分布的球状星团在椭圆形，透镜状和螺旋星系，我们来自舔线指数测量。我们在椭圆星系中发现了大量的球状星团，它们的[α/Fe]值比透镜星系和螺旋星系中的任何星团都要高得多（>0.5）。大多数这些极度富集α的球状星团都很古老（t > 8 Gyr），覆盖的金属丰度范围为-1 <~ [Z/H] <~ 0。与超新星产额模型的比较表明，这些球状星团的原始气体云必须主要由大质量恒星（>~20 M_sol）富集，而低质量恒星的贡献很小。测得的[α/Fe]比也与非常大质量的对不稳定超新星（~130-190 M_sol）的产率一致。这两种情况都意味着，原始气体的化学富集是在极短的时间尺度上完成的，大约为几百万年。考虑到早期型星系中弥漫恒星星族的平均[alpha/Fe]比值较低，我们的研究结果表明，这些α增强的球状星团可能是第一代星团的成员，它们的形成时代将早于巨型早期型星系中大多数恒星的形成。
2006-05-09 astro-ph
The Spin of M87 as measured from the Rotation of its Globular Clusters
我们重新研究了M87晕中204个球状星团的运动学数据。沿着星系光的主轴超过3 r_eff，这些球状星团表现出相当大的旋转（~ 300 +/- 70 km/s），转化为相当大的自旋（λ ~ 0.18）。M87目前的外观很可能是一次重大合并的产物，因为这一事件最能解释如此大的旋转。如此大的旋转使得合并后不可能有任何显著的物质吸积，因为那会稀释旋转信号。我们看到了贫金属和富金属群体的运动学差异的微弱证据，在这个意义上，贫金属球状星团似乎主导旋转。如果像我们猜想的那样，M87的最后一次主要合并事件主要是无耗散的，并且没有触发大量球状星团的形成，那么两者之间的运动学差异可能反映了它们在祖先星系中的轨道特性;这些差异将与这些祖先星系在耗散合并中形成的一致。然而，考虑到星系的复杂历史和它最后一次主要的合并事件，对球状星团本身的起源施加强有力的运动学约束是困难的。
1998-07-22 astro-ph
Galaxy Deconstruction: Clues from Globular Clusters
现今的球状星团星系群反映了数十亿年来星系演化的累积效应，这些演化过程包括合并、潮汐剥离、吸积，以及在某些情况下其他星系的部分甚至完全毁灭。如果大星系是通过吞噬其较小的邻居，或通过吸积从其他星系剥离的物质而成长起来的，那么它们所观测到的球状星团系统就是其祖先的球状星团系统的合并。仔细分析球状星团的星系群可以让天文学家重建它们的动力学历史。
2001-07-02 astro-ph
Merging of globular clusters within inner galactic regions. II. The Nuclear Star Cluster formation
在本文中，我们提出了两个详细的N体模拟的结果，在一个三轴星系的内部区域的四个大质量球状星团的样本的相互作用。星系团的完全合并发生，导致一个缓慢演变的星系团，这与观察到的核星系团非常相似。实际上，无论是密度和速度色散的配置文件匹配定性，定量缩放后，与许多有核星系的观测功能。在密集的初始集群的情况下，合并残留物显示出更集中的密度分布比的祖先，与中央密度高于中央祖先的中央密度的总和。这些发现支持了这样一种观点，即一个巨大的核团可能在母星系演化的早期阶段形成，并导致核的形成，在许多星系中，核的光度分布确实与扩展的King模型相似。建议与银河系核活动的相关性。
2008-01-07 astro-ph
Dynamical masses of two young globular clusters in the blue compact galaxy ESO 338-IG04
我们目前的高分辨率阶梯光谱，ESO/VLT上的UVES摄谱仪获得的两个发光的星团在贫金属的蓝色紧凑星系ESO 338-IG 04在距离为37.5 Mpc。与模板星互相关，我们得到的视线速度分散33和17公里/秒。通过结合哈勃太空望远镜图像的大小估计，我们推断这两个星团的动力学质量分别为1.3x10^7和4.0x10^6太阳质量，使它们成为已知质量最大的星团之一。质量较小的星系团是迄今为止获得动力学质量的最暗的星系团。在这两个集群中，我们检测到巴耳末吸收线，我们用来估计他们的年龄。从更年轻（~ 600万年）和更大的集群，我们检测到He II 4686发射的中等宽度，表明存在非常大质量的O-星。此外，对年轻星团附近区域的[O III] 5007和H-α发射线的分析表明，它与一个以约40 km/s的速度膨胀的气泡有关。我们还看到从Na I D吸收线的中性气体流向年轻的集群的迹象。我们比较动力学质量与来自测光和讨论的恒星初始质量函数（IMF）在每个集群的影响。这两个星团都与相当正常的IMF兼容，这将有利于它们长期生存并演变成大规模的真正的球状星团。
2006-09-28 astro-ph
The Formation and Evolution of Young Globular Clusters in NGC 3256
我们目前的图像，最近的星系合并NGC 3256获得的WFPC 2的哈勃太空望远镜在B和I过滤器。我们发现，在这个星系中，在7 kpc x 7 kpc的研究区域内，有超过1,000个紧凑的明亮蓝色物体。这些天体的大小、颜色和光度与预期的年轻银河系球状星团相似，年龄从几百万年到几百万年不等。在此基础上，我们确定至少有一部分的紧凑，明亮的蓝色物体在NGC 3256作为年轻的球状星团。在所研究的区域内，年轻星系团系统的亮度占B星系亮度的15-20%，占I星系亮度的一半，这表明在星系范围内团簇形成的效率很高。我们发现，固有的颜色分布是广泛的，并没有显着的颜色与幅度的趋势。观察到的广泛颜色和在较暗的量级上缺乏更红的颜色趋势的结合不能仅仅通过广泛的年龄分布和/或差异变红来拟合，尽管后者显然存在。观测结果可以解释为随着年龄的增长，低质量星系团的优先消耗/破坏，或者星系团人口的年龄非常年轻（<= 2000万年），相当于或小于星系团观测区域的动力学时间。我们还发现，年轻星系团系统的光度函数可以用指数为-1.8的幂律近似拟合，初步证据表明它在微弱的星等上是稳定的。星团的大小很紧凑，典型的估计半光半径为5-10秒差距，但没有明显的较大半径的截止值，只有一个浅的大小与光度的趋势。（略加删节）。
1999-04-19 astro-ph
Cygnus OB2 - a young globular cluster in the Milky Way
天鹅座OB 2星协的形态和恒星含量已经用2 MASS在J、H和K波段的红外观测确定。分析表明，这是一个球对称的星协，直径为2度，半光半径为13“，对应于Rh = 6.4 pc，假设距离为1.7 kpc。成员星的星际消光范围从Av = 5 m到20 m，这导致以前的光学研究大大低估了星协的大小和丰富度。根据红外色星等图，OB成员星的数量估计为2600 +/- 400，而O成员星的数量为120 +/- 20。这是在银河系大质量恒星协会中发现的最大数量的O型恒星。初始质量函数的斜率已经从颜色-星等图确定为Gamma=-1.6 +/- 0.1。天鹅座OB 2的总质量估计为（4-10）*10^4 Msol，其中主要的不确定性来自未知的较低质量截止值。利用星群的径向密度剖面，确定中心质量密度为rho 0 =40-150 Msol pc^-3。考虑到天鹅座OB 2的质量、密度和大小，仍然将其归类为OB星协似乎是站不住脚的。天鹅座OB 2更像一个年轻的球状星团，就像在大麦云或河外恒星形成区观察到的那样。因此建议将天鹅座OB 2重新分类为年轻的球状星团--这一想法可以追溯到Reddish等人（1966）。天鹅座OB 2将是银河系中第一个此类天体。
2000-07-28 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
Galaxy Formation from Spectroscopy of Extragalactic Globular Cluster Systems
我讨论了河外球状星团的光谱学如何提供了一个强有力的探测星系的形成历史和质量分布。一个关键领域是光谱学的对象已被确定为候选人的年轻球状星团通过星系合并的HST成像。我将讨论这些数据如何约束球状星团和星系形成的模型。作为一个例子，我提出了新的光谱，证实了年轻的球状星团在NGC 1275的存在。宽场光谱学可以用来探测星系的形成历史和质量分布的第二种方法是通过椭圆星系周围大量球状星团的光谱学。从这些数据中获得的金属丰度对星系形成的模型有很强的约束，从相同的数据中确定的速度提供了$\sim 100$ kpc距离的质量分布的运动学示踪剂。
1994-11-01 astro-ph
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters: M54 and Young Populations in the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了新的哈勃太空望远镜测光的大质量球状星团M54（NGC 6715）和重叠的核心潮汐破坏人马座（Sgr）dSph星系的一部分，ACS调查银河系球状星团。我们的深（F606 W ~26.5），高精度测光产生了前所未有的详细的颜色星等图，显示了扩展的蓝色水平分支和M54+Sgr系统的多个主序列。用等时线和主层序拟合修正了M54的距离和红化，修正后的结果为（m-M）_0=17.27，E（B-V）=0.15。初步评估发现，M54+Sgr区域主要由Sgr和球状星团的旧贫金属族群所控制。多个转折点表明至少存在两个中等年龄的恒星形成时期，年龄为4和6 Gyr，[Fe/H]=-0.4到-0.6。我们还清楚地表明，第一次，一个突出的，2.3 Gyr老Sgr人口近太阳丰度。还显示了一个更年轻（0.1-0.8 Gyr）、更富含金属（[Fe/H] \sim 0.6）的恒星的踪迹。Sgr的年龄-金属丰度关系与闭箱模型和多个（4-5）恒星形成爆发在整个卫星的生命周期，包括时间以来Sgr开始破坏是一致的。
2007-07-31 astro-ph
Constraining white-dwarf kicks in globular clusters
渐近巨星分支恒星的风足够强，如果它稍微不对称，它可以将恒星推出其诞生的疏散星团，或者显著改变其通过球状星团的轨道;因此，如果这些恒星风是不对称的，我们可以预期，在疏散星团中，所有年龄的白矮星都是不足的，而年轻的白矮星的径向集中度要低于它们的径向集中度。球状星团中的祖先或更老的白矮星。最近观察到后一种效应。因此，对球状星团中年轻白矮星径向分布的详细研究可以提供一个独特的探测器，探测渐近巨星分支和行星状星云形成过程中的质量损失，这两个过程都是金属丰度和恒星质量有限范围的函数。
2007-09-07 astro-ph
High-Dispersion Spectroscopy of Luminous, Young Star Clusters: Evidence for Present-Day Formation of Globular Clusters
我们提出的证据表明，最近发现的一些紧凑，明亮，年轻的星团通过与哈勃太空望远镜（HST）拍摄的图像具有质量相媲美的老银河系球状星团。利用凯克10米望远镜上的HIRES阶梯光栅摄谱仪，在光学波长上以高色散观测到了附近无定形星系NGC 1705中心的“超级星团”。在综合光谱中，已经探测到许多来自冷超巨星大气层的弱金属谱线，这使得我们可以通过与模板星的互相关直接测量恒星的视向速度色散;结果是$σ_*$ = 11.4 $\pm$ 1.5 \kms。假设系统是引力约束的，并使用从HST图像测量的集群大小，我们应用维里定理来获得动力学质量。它的推导质量[（8.2 $\pm$ 2.1）x 10 $^4$ $M_{\odot}$ ]、质量密度（2.7 x 10 $^4$ $M_{\odot}$ pc $^{-3}$）和老化10- 15 Gyr后的预测质光比[0.6- 1.6（$M/L_V$）$_{\odot}$ ]与大多数演化的银河系球状星团非常相似。NGC 1705的中心星团在性质上似乎与NGC 1569中的一个明亮星团非常相似，Ho \& Filippenko（1996）对此进行了讨论。我们还观察到麦哲伦不规则星系NGC 4214中最亮的星系团，但没有检测到适合测量其速度色散的线，很可能是因为该星系团非常年轻。虽然这些观测需要扩展到更大的物体样本，然后才能对在其他星系中观测到的类似星系团的性质进…
1996-06-05 astro-ph
Population Synthesis for Progenitors of Type Ia Supernovae
讨论了双星星族合成在Ia型超新星祖先星中的应用。我们发现，唯一的候选系统能够支持的速度SNe Ia $\sim 10^{-3} yr^{-1}$在老年和年轻的人口正在合并白矮星。在年轻的人口（$\sim 1$ Gyr）的边缘点燃爆炸在半分离系统与非简并氦星捐助者也能够支持类似的速率。目前估计的Ia型超新星的银河系速率为$\sim 10^{-4} yr^{-1}$。
2004-09-28 astro-ph
The Old Halo metallicity gradient: the trace of a self-enrichment process
基于前一篇论文中提出的球状星团自富集模型，我们提出了一个解释整个银河系老晕中观测到的金属丰度梯度。我们的自富集模型是基于球状星团的祖先云保留第一代II型超新星的喷出物的能力。关键是，这种能力取决于周围原银河系介质施加在祖云上的压力，因此取决于云在原银河系中的位置。由于没有显着的（如果有的话）在整个晕的金属丰度梯度，我们也提出了一个审查赞成星系晕部分建立通过吸积和合并的卫星系统。其中一些带有自己的球状星团，因此“污染”了“原位”形成的球状星团系统，即在银河系的原始势阱中。因此，我们的自富集模型和观测数据之间的比较应该限于真正的银河系球状星团，即所谓的老晕群。
2000-09-29 astro-ph
Globular Clusters in Elliptical Galaxies: Constraints on Mergers
了解球状星团的形成将有助于我们约束星系的演化历史。对于今天正在进行的合并，似乎新产生的原球状星团的数量随着祖先类型的不同而变化，并且在总星团人口中增加的百分比是100%或更少。椭圆星系，通常被认为是这种合并的最终结果，经常显示出两个群体的球状星团的证据。这已被视为支持合并的图片，但我们表明，有几个问题时，详细检查。强有力的证据，一个椭圆星系的单一人口的球状星团。简要地提到了星系形成的影响。
1997-11-14 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: 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
Massive Young Clusters
在过去的十年里，我们逐渐认识到，将星团分为疏散星团和球状星团的传统分类不能轻易地扩展到银河系之外，即使对我们的银河系来说，它也不是完全有效的。传统分类的主要缺陷是存在大质量年轻星团（MYC），它们既像球状星团（GC），又像疏散星团。我们在这里描述的质量和年龄分布的集群一般的重点MYCs。我们还讨论了什么构成集群的问题，并尝试建立一个通用的分类方案。
2003-10-09 astro-ph
The Unique History of the Globular Cluster Omega Centauri
利用目前的观测数据和简单的动力学模型，我们证明，欧米茄Cen是不是特殊的银河系球状星团在其产生和保留的重元素分散在AGB阶段的恒星演化的能力。在欧米茄Cen观测到的多个恒星星族无法解释，如果它是作为一个孤立的星团形成的。虽然欧米茄星的独特性质仍然是一个谜，但它更有可能是在银河系的一个祖先星系中形成的。
2002-03-14 astro-ph
Globular Cluster and Galaxy Formation: M31, the Milky Way and Implications for Globular Cluster Systems of Spiral Galaxies
银河系的球状星团（GC）系统和我们邻近的螺旋星系M31，包括两个不同的实体，在3个方面有所不同。1. M31有年轻的GC，年龄从1亿年到5亿年不等，也有古老的球状星团。在银河系中没有这样年轻的GC。2.我们确认，最古老的M31 GC有更高的氮丰度比银河系GC在同等的金属丰度。3. Morrison等人发现M31有一个GC的子成分，它紧密地跟随着M31的盘旋转曲线。在我们自己的银河系中还没有发现这样的GC系统。这些数据被解释为星系形成的层次-聚类-合并（HCM）范式。我们推断M31吸收了比银河系更多的矮星系。这个推论有三个含义：1.所有的螺旋星系在GC性质上可能都不同，这取决于每个星系有多少同伴，以及母星系何时吸收它们。银河系束缚了这个光谱的一端，因为几乎所有的GC都在10-12 Gyr之前被吸收。2.这表明年轻的GC优先在母星系的矮伴星系中形成，然后在合并过程中被母星系吸收。3.在潮汐相互作用星系中看到的年轻GC可能来自这些星系的矮伴星，而不是在潮汐相互作用中形成的。对于老M31 GC相对于最老的银河系GC在氮丰度上的显著差异，目前还没有现成的解释。Li & Burstein关于球状星团中氮丰度起源的预言与老的M31 GC的预言相一致，而与两个5 Gr的M31 GC的预言相一致。
2004-06-24 astro-ph
