Discovery of Globular Clusters in the Proto-Spiral NGC2915: Implications for Hierarchical Galaxy Evolution
我们在哈勃空间望远镜高级巡天照相机拍摄的富含气体的暗物质占主导地位的蓝色致密矮星系NGC 2915的图像中发现了三个位于霍姆伯格半径之外的球状星团。这些星团都开始分解成恒星，M_{V606} = -8.9到-9.8等，明显比银河系球状星团的光度函数的峰值更亮。它们的颜色表明金属丰度[Fe/H] ~ -1.9 dex，这是典型的贫金属银河系球状星团。与螺旋星系相比，星系团的特定频率处于最低正常值。然而，由于只有一小部分的系统已经被调查，它更有可能是光度和质量标准化的集群内容更高，像在椭圆星系和星系团。这表明NGC 2915类似于早期星系等级组合的一个关键阶段--在这个时期，大部分古老的恒星星族已经形成，但恒星盘很少。根据随后的相互作用历史，这样的系统可能会继续建立更大的椭圆星系，演变成正常的螺旋星系，或者在罕见的情况下保持暂停发展成为像NGC 2915这样的系统。
2003-11-13 astro-ph
An outline of radiatively-driven cosmology
一个大爆炸宇宙在复合前由H、D、3 He、4 He、6 Li和7 Li离子、电子、光子和无质量中微子组成，处于闭合密度，具有星系大小的扰动谱，但没有大尺度结构，将演化成我们现在所观察到的宇宙。球状星团是由辐射驱动的内爆形成的，星系是由球状星团系统的辐射触发的引力坍缩形成的，空洞是由辐射驱动的膨胀形成的。在这一时期之后，强辐射源耗尽，宇宙膨胀到由引力和宇宙膨胀决定进一步演化的程度。
2000-03-31 astro-ph
First Starbursts at high redshift: Formation of globular clusters
对银河系大小星系的数值模拟表明，在λ-CDM和谐宇宙学中，具有与观测相似性质的球状星团可以在z > 3时自然形成。在我们的模型中，星系团形成于超巨星分子云的重子占主导地位的核心。第一簇在z = 12处形成，而峰形成似乎在z = 3-5处。球状星团的零年龄质量函数可以近似为幂律dN/dM ~ M^-2，这与对年轻大质量星团的观测结果一致。
2003-09-16 astro-ph
Forming Globular Cluster Systems Semi-analytically
本文用星系形成的半解析模型描述了早型星系中球状星团系统的形成方案。在Lambda CDM宇宙学中，我们假设贫金属的球状星团是在高红移的前银河碎片中形成的，随后这些碎片的富气体合并导致富金属的星团的形成。我们比较我们的结果与当代的数据，并期待在球状星团和恒星金属丰度分布函数的附近的椭圆星系半人马座A的特殊情况。
2002-07-08 astro-ph
On the Formation of Globular Cluster Systems in a Hierarchical Universe
在Cole等人的半解析星系形成模型中，我们研究了球状星团（GC）系统的形成。我们假设GC是在高红移（z > 5）的原星系碎片中以及这些碎片随后的富气体合并过程中形成的。我们发现富金属GC的平均年龄依赖于宿主星系的光度和晕圆速度，而贫金属GC的平均年龄则不依赖。我们发现，气体合并的原星系碎片导致一个显着的年龄分布之间的金属丰富的GC，这增加了低光度星系。我们发现GC总星族与宿主星系光度的比例为L^1.25，这是由于模型中星系晕的质光比（随质量）的系统性增加。比较了模型椭圆星系的光度增长和GC形成，发现在z < 2时，合并对SN没有显著影响。我们的结论是，气体合并，其中大部分发生在1 < z < 4的Lambda-CDM模型，导致的富金属峰的形成的GC系统的椭圆星系。我们认为，贫金属GC的形成和随后的截断与原银河系碎片中的恒星形成率密切相关，该速率在早期可能显着更高（删节）。
2002-02-09 astro-ph
Evidence for the Hierarchical Formation of the Galactic Spheroid
银河系的球状体是从许多化学不同的，原银河系碎片组装的可能性进行了研究，使用蒙特卡罗技术，旨在模拟化学演化的银河系在分层形成的情况下，不涉及气体耗散。通过比较银河系球状星团和晕场星的金属丰度分布的观测值和模拟值，我们估计了坍缩的原银河系的碎片化程度。虽然形成过程是高度随机的，模拟往往表现出良好的协议与观测到的金属丰度分布，提供了原银河系碎片的光度函数具有幂律形式的指数~-2。虽然这个陡峭的斜率与目前观测到的本星系群的光度函数非常不一致，但它与分层星系形成的半解析和数值模型的预测非常一致。我们讨论了一些可能的解释这种差异。这些模拟表明，星系晕和它的球状星团系统是通过约1000个贫金属的原银河碎片的吸积和破坏而组装起来的，这些碎片是由占主导地位的银河积木组成的：一个原凸起，它自己的富金属球状星团系统优先被动力学过程侵蚀。我们认为，同样的过程（即，层次增长涉及很少的气体耗散）是负责形成两个巨大的椭圆星系和膨胀晕组成部分的螺旋星系。（简略）。
1999-11-30 astro-ph
Cold dark matter cosmology conflicts with fluid mechanics and observations
基于Jeans 1902引力不稳定性判据的冷暗物质等级聚类（CDMHC）宇宙学给出了与流体力学和观测相反的关于早期宇宙的预测。金斯忽略了粘性、扩散率和湍流：这些因素决定了引力结构的形成，并与非重子暗物质候选粒子形成的小结构（CDM晕）相矛盾。从流体-引力-动力学（HGD）宇宙学的观点来看，超星系团是由粘滞-引力碎裂作用产生的（10^46千克）、星系团和星系质量（10^42 kg）原始等离子体中具有大化石密度湍流的云（rho_o ~ 3x 10 -17 kg m-3）在10^12 s时的第一次碎裂，在10^13 s的等离子体-气体转换时，原星系的线性和螺旋形团块形态反映了等离子体湍流涡旋线附近的最大拉伸。气体原星系分裂成原球状星团质量（10^36公斤）的原行星气体云，现在被冻结成地球质量（10^24-^25公斤）的木星重子暗物质，每颗恒星大约有30，000，000颗流氓行星。观测结果与CDMHCC预测的在10^16 s时爆发的第三星族第一颗大恒星相矛盾，但支持在10^13 s时在HGD的球状星团中立即温和地形成第二星族第一颗小恒星。
2006-10-23 astro-ph
The Galactic globular cluster system as a fossil record of reionization
我们认为银河系球状星团的结构、运动学和化学性质包含着宇宙再电离历史的化石信息。我们首先总结了再电离对银河系GC形成影响的可能观测证据。然后，我们展示了如何在星系中的GC系统（GCS）的结构特性可以通过抑制GC形成的影响，由于再电离在星系形成通过层次合并的次星系团，通过使用数值模拟与不抑制GC形成再电离。特别是，我们表明，如果GC形成的矮星系，银河系的基石和维里化后再电离时代（$z_{reion}$）被完全抑制，目前的银河系GC的径向分布强烈依赖于$z_{reion}$。我们的数值计算结果意味着，如果GC形成后，$z_{reion}$ $\sim$ 15强烈抑制，银河系GCS的观测到的结构特性的起源可以更自然地解释的框架下的层次聚类的情况。
2005-06-22 astro-ph
Globular Clusters and Galaxy Formation
球状星团为星系形成和演化提供了独特的探测器。在这里，我简要地总结了球状星团系统的已知观测特性。一个反复出现的主题是，螺旋星系和椭圆星系组成的球状星团系统非常相似。光度计，有限的光谱，是一致的，形成的主要球状体组成部分之前，金属贫乏的集群和富含金属的形成在同一时间作为球状体的恒星形成的爆发。这些意见进行了比较，在LCDM层次宇宙的球状星团形成的模型。本文报道的一个模型结果是，S_N在早期确定，受晚期合并的影响很小。
2002-06-20 astro-ph
Globular Cluster Systems and the Missing Satellite Problem: Implications for Cold Dark Matter Models
本文分析了Kundu & Whitmore（2001）巡天中28个早型星系的球状星团的金属丰度分布。一个蒙特卡罗算法，它模拟的化学演化的星系，通过无耗散合并的层次增长被用来确定最可能的原星系质量函数为每个星系。与Kundu和Whitmore的说法相反，我们发现观察到的金属丰度分布与这种分层形成模型的预测非常一致。我们样本中星系的原星系碎片的质谱具有幂律行为，指数约为-2。这个光谱与冷暗物质结构形成模型预测的暗物质晕的质谱是无法区分的。我们认为，这些原星系的碎片，在早期宇宙中的球状星团形成的可能网站，是“失踪”的卫星星系的冷暗物质模型预测的破坏的遗骸。我们的研究结果表明，失踪的卫星问题的解决方案是通过抑制气体吸积在低质量晕再电离后，或通过自相互作用的暗物质，并反对模型与抑制小规模的权力或温暖的暗物质。
2001-11-20 astro-ph
Are Globular Clusters the Remnant Nuclei of Progenitor Disk Galaxies?
典型球状星系的球状星团系统约占星系总质量的0.25%（McLaughlin 1999）。这与大多数附近低质量星系中的恒星核团（或恒星核）中所含的质量分数大致相同。受这种“巧合”的启发，这封信讨论了这样一种情况，即现代星系的球状星团是矮星系的幸存核，根据星系形成的分层合并范式，矮星系构成了现代大质量星系的“积木”。这种情况最早由Freeman（1993）提出，最近的研究表明，在许多大质量球状星团中存在复杂的恒星形成历史。
2007-11-28 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
Near-Field Cosmology with Horizontal Branch and RR Lyrae Stars
水平分支和RR天琴座星的重要性进行了讨论的背景下，宇宙学的论点形成的星系晕和卫星矮星系。它表明，特别是，星系晕球状星团系统不可能从“原星系碎片”的吸积形成类似于今天的银河系矮卫星星系的非常早期的同行，否则它的RR天琴座属性将是非常不同的，从目前观察到的。
2006-04-03 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
Globular Cluster Mass and Metallicity Distributions: Reconstructing the Events During Halo Formation
大多数大型星系中的球状星团是贫金属和富金属的混合体（双峰），但晕星几乎完全是富金属的。这一证据和其他证据表明，贫金属的球状星团形成于广泛分布的10^8-10^9太阳质量的气体云（超巨星GMC）中，在早期的爆发中，大部分气体被喷射或未被使用，直到后来的恒星形成。对早期宇宙中银河系前势阱增长的新模拟表明，球状星团质量分布的初始幂律形式（dN/dM ~ M^-1.8）是SGMC自身质量分布的微型复制品，SGMC在大型原星系的CDM势阱中分层增长。
2001-08-22 astro-ph
Did Globular Clusters Reionize the Universe?
在宇宙学中，一个尚未解决的问题是确定能在星系际介质（IGM）中以z~6反射HI的辐射源。理论工作和观测似乎表明，逃逸到IGM的星系HI电离辐射的分数，fesc，在本地宇宙中是很小的（fesc < 10%）。在高红移星系更紧凑，可能是气体丰富，这意味着较小的值的f_esc从他们的磁盘或球体。但如果恒星形成的位置偏离盘或球体，且原星团的恒星形成效率较高，则fesc应约为1。这种恒星形成的情景与球状星团形成的几种模型是一致的。使用简单的参数的基础上观察到的球状星团系统在本地宇宙中的数量，并假设最古老的球状星团形成前再电离，并有f_esc~1，我表明，他们产生足够的电离光子，以在z=6再电离IGM。
2002-08-19 astro-ph
On Modelling a Relativistic Hierarchical (Fractal) Cosmology by Tolman's Spacetime. II. Analysis of the Einstein-de Sitter Model
本文研究了在相对论层次（分形）宇宙学的背景下，在文件I（0807.0866）中发展的空间均匀爱因斯坦-德西特宇宙模型。爱因斯坦-德西特模型被视为勒梅特-托尔曼时空的一个特例，通过适当选择后者的三个任意函数得到。计算了该模型沿过去光锥的观测关系，并对它是否具有分形行为进行了研究。结果发现，爱因斯坦-德西特模型似乎并不保持均匀沿测地线，它也没有沿向后零锥的分形特征。
2008-07-07 astro-ph gr-qc
Globular clusters, satellite galaxies and stellar haloes from early dark matter peaks
银河系包含几个不同的古老恒星组成部分，提供了其形成的化石记录。通过将Searle和Zinn（1978）设想的原星系碎片与能够冷却在红移z>10处坍缩的冷暗物质密度场中的气体的罕见峰值联系起来，我们可以理解它们在分层形成情景中的空间分布和运动学。我们使用层次结构形成模拟，探索这些早期的恒星形成结构的运动学和空间分布在今天的星系晕。大多数原星系迅速合并，它们的恒星物质和暗物质变得平滑分布，形成内部的星系晕。贫金属的球状星团和古老的晕星成为这个早期演化阶段的示踪物，中心偏置，自然再现了观察到的半径急剧下降。最外围的山峰很晚才落下，并作为卫星星系存活到今天。该模型成功地再现了观测到的银河系晕星的径向速度色散分布和局部径向速度各向异性。如果这个结构形成的时期与进一步冷却到较低的sigma峰值的抑制相一致，那么我们可以重现Bullock等人（2000）提出的卫星星系的稀有性，运动学和空间分布。在z=12+/-2处的再电离为丢失卫星问题提供了自然的解决方案。测量球状星团的分布和从星系到星系团的晕光，可以用来限制全球与局部再电离模型。如果再电离发生当代，我们的模型预测一个恒定的频率的蓝色球状相对于主机晕质量，除了矮星系的平均相对频率变得更小。
2005-10-12 astro-ph
Crisis in Cosmology : Observational Constraints on Omega and H_0
由于新的观测技术和粒子物理学的新投入，宇宙学在观测和理论方面都取得了进展。因此，现在正是我们对宇宙学现状进行评估，并研究目前的观测和理论约束的时候。在这篇评论的底线是，尽管可用的宇宙学常数作为一个额外的参数平坦弗里德曼模型，允许的参数空间，这样的模型是非常小的。我们在这里考虑的观测包括球状星团的年龄、哈勃常数的测量、富星系团的丰度、富星系团中重子贡献的质量分数和高红移天体的丰度。
1995-11-22 astro-ph
Extragalactic Globular Clusters: Old Spectroscopic Ages and New Views on Their Formation
我们提出的Keck光谱的河外球状星团（GC）的样本中的8个星系，从矮到大质量椭圆星系的荟萃分析的结果。通过与银河系GC的比较，我们推断了这些星系中贫金属和富金属GC的年龄。这两个亚群似乎都不比银河系的同类年轻，年龄都在10亿年以上。这是年龄被光谱限制的星系中最大的样本。我们的研究结果支持了大质量星系在高红移时大部分GC的形成。我们提出了一个方案的GC亚群的形成，综合方面的吸积和原位方法的背景下，星系形成通过分层合并。
2005-06-13 astro-ph
The Fluid Mechanics of Gravitational Structure Formation
天体物理学、天文学和宇宙学中引力结构形成的标准模型受到质疑。冷暗物质（CDM）等级聚类宇宙学忽略了粒子碰撞，粘性，湍流和扩散，并使预测与观测相冲突。根据Jeans 1902和CDMHC，非重子暗物质NBDM在大爆炸后的等离子体时期形成小的团块，然后“聚集”成更大的团块。CDM晕团通过引力收集重子物质（H和He），因此在3亿年的“黑暗时代”之后，巨大的爆炸性（第三星族）第一批恒星出现，然后是星系和星系团。与CDMHC宇宙学相反，“水引力动力学”HGD宇宙学表明扩散性NBDM材料不能聚集，团块也不能聚集。根据HGD，大爆炸是普朗克尺度（10^{-35} m）的放热湍流不稳定性的结果。湍流应力导致空间膨胀和化石密度湍流残留物，引发氢氦等离子体中原超星系团质量（10^{46} kg）的引力不稳定性。这些碎片沿着等离子体湍流涡旋线形成原星系质量（10^{42} kg），就在过渡到气体之前。这种气体的粘性比太阳系小10 ^{-13}倍，因此它会在行星和球状星团质量（10^{25}和10^{36}千克）时碎裂，形成重子暗物质（BDM）。哈勃太空望远镜的观测显示，线性星系团中的原星系（PG）反映了它们在等离子体涡旋线上可能的碎片。在大爆炸之后，这些行星在小于100万年的时间里逐渐形成小的球状星团，而没有出现暗时代、超级恒星或CDM宇宙学中的再电离。
2006-10-20 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
Substructure in the Andromeda Galaxy Globular Cluster System
在当前最突出的星系形成的场景中，星系通过较小系统的合并而分层形成。这种合并可能会留下动态特征，这些特征可能会在事件发生后很长时间内持续存在。特别是，合并卫星星系的球状星团系统（GCS）可能仍然是大质量星系的GCS中的一个独特的子群。利用最新的球状星团的速度和金属丰度，我们提出了一个搜索的结果，分组在我们最近的大螺旋星系邻居，M31的GCS。一个改进的朋友的朋友算法被用来识别一些可能的合并残留物在投影位置，径向速度和[Fe/H]参数空间。数值模拟被用来检查，这种合并的残余物确实是合理的时间尺度上的利益。为了确认它们是合并的残余物，需要鉴定与这些群有关的恒星流。
2003-02-25 astro-ph
Can cosmology detect hierarchical neutrino masses?
我们仔细分析了未来宇宙微波背景（CMB）和大尺度结构（LSS）测量探测中微子质量的潜力。我们在一个9维的宇宙学参数空间上进行了Fisher矩阵分析，发现普朗克CMB实验结合斯隆数字巡天（SDSS）的数据在95%置信度下可以测量到0.12 eV的中微子质量，这几乎与当前中微子振荡数据所建议的0.06 eV质量相当。未来的星系巡天，如果巡天体积比SDSS大一个数量级，就可以确定0.03 - 0.05 eV（95%置信度）的中微子质量。
2002-11-18 astro-ph hep-ph
Generalized statistical models of voids and hierarchical structure in cosmology
发展了宇宙学中空洞和等级结构的广义统计模型。经常引用的负二项模型和经常使用的热力学模型被证明是一个更一般的分布，其中包含一个参数“a”的特殊情况。该参数与Levy指数α和Fisher临界指数τ有关，后者描述了相变周围物质团块的幂律下降。参数“a”、指数tau或指数alpha可以从空隙比例函数的性质获得。在描述星系结构粘附生长的统计模型中引入了一个随机概率变量p。当p<1/2时，星系数分布随大小呈指数快速衰减。当p>1/2时，粘着生长可以无限地进行，从而形成无限大的超星系团。当p=1/2时，星系数分布呈现无标度幂律分布。随机描述也导致了一些与宇宙弦结果、渗流理论和相变相似的结果。
2007-12-07 astro-ph nucl-th
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
A review on success and problem of MOND on globular cluster scale
过去许多试图杀死MOND的尝试只是加强了这一理论。更好的星系速度曲线数据明显支持MOND（没有微调）而不是冷暗物质。对经典MOND的不完全性的批评促使贝肯斯坦提出了修正的相对论。在概述了MOND中的宇宙学和透镜之后，我们在小尺度上回顾了MOND。指出了MOND在两体弛豫和潮汐截断中可能存在的问题。我们认为，在任何MOND类引力理论的潮汐场预测的洛希瓣的大小的二元系统是简单的比例的二元重子质量比的1/3次方。这一结果的直接应用是百万星球状星团和百万星矮星系（例如，银河系的卫星NGC 2419和船底座）将非常相似，因为重力和重子分布之间存在一一对应的关系。然而，这一预测似乎与{ \it all}球状星系被截断到比{ \it all}矮星系小得多的事实不一致。潮汐是否唯一地由重子决定，也可以用来证伪任何类似MOND的引力理论，无论是经典的还是相对论的。
2005-08-30 astro-ph
Mapping Tidal Streams around Galactic Globular Clusters
外晕中的球状星团周围是寻找古代矮卫星遗迹的最佳地点之一。Searle & Zinn（1978）关于银河系形成的经典设想，即晕状球状星团形成于较大的矮星系中，现在可以认为是等级星系形成的局部表现。现在众所周知，一些银河系球状星团实际上与矮卫星吸积产生的潮汐星流有关，从而证实了这一过程在银河系球状星团系统的建造中起着重要作用。此外，最近的几项研究表明，银河系中最明亮的两个球状星团（M54，与人马座和半人马座欧米茄有关）可能是矮星系的核。van den Bergh（2000）扩展了以前的建议，认为位于外晕的“”球状体可能是已灭绝矮星系的核，并建议寻找这方面的证据可能是值得的。如果这些星团是在较大的恒星系统中形成的，我们就可以预期它们被一个恒星星族所包围，而这个恒星族应该可以通过在一个广阔的区域内进行深测光来揭示。在本文中，我们提出了第一个（最有趣的）初步结果，从一个长期的项目，旨在寻找潮汐碎片周围的远程晕球状星团，碎片，可能是这些集群形成的较大系统的遗迹。
2004-09-06 astro-ph
Extragalactic Globular Clusters and Galaxy Formation
球状星团（GC）系统现在已经在从矮星到巨星的星系中进行了研究，并涵盖了整个哈勃序列的形态类型。哈勃太空望远镜和大型地面望远镜的成像和光谱学共同确定，大多数星系具有双峰颜色分布，反映了两个古老的GC亚群：贫金属和富金属。这两个子群的特征都与它们的母星系相关。我们认为，贫金属GC形成于低质量的暗物质晕在早期宇宙和他们的属性反映了偏见的星系组装。富含金属的GC诞生于其母星系随后的耗散积累中，它们的年龄和丰度表明大多数大质量早型星系在早期形成了它们的大部分恒星。对这两个子群的详细研究提供了一些在近场中可以获得的对分层星系形成的最强约束。
2006-02-27 astro-ph
Discovery of an accreted stellar system within the globular cluster omega Centauri
最近的宽视场光度测量（Lee等人; Pancino等人）已经证明了在半人马座球状星团欧米伽星系中存在一个以前未知的富含金属（[Fe/H] -0.6）的恒星星族。这个新的组成部分的发现，它只占整个星团人口的一小部分（~5%），为这个恒星系统的恒星形成和化学演化的已经令人困惑的画面增添了新的一部分。在这封信中，我们表明，属于新发现的富金属人口的恒星相对于其他星团恒星具有相干的整体运动，从而证明它们形成于一个独立的自引力恒星系统。这是第一个明确的证据，表明极端金属丰富的恒星是一个小恒星系统的一部分（半人马座ω的卫星？）被星系团的主体所吸积。在这种情况下，我们正在目睹一个在亚银河系尺度上的层次合并的活体例子。
2002-06-10 astro-ph
Metal-Poor Globular Clusters and the Formation of Their Host Galaxies
我们测定了八个旋涡星系和早型星系中蓝色贫金属球状星团的总数和比频。这些数据，以及从文献中的五个测量，显示出增加蓝色GC的特定频率与宿主星系的质量增加的趋势。在一个简单的星系形成模型中，椭圆星系和它们的GC系统是由典型的螺旋星系合并而成的，这个增加并没有被解释。这些数据似乎与分层形成的情景大致一致，在这种情景中，贫金属GC在星系组装的初始阶段在早期宇宙的有限时期内形成。在这张图片中，观察到的趋势与偏置有关，在这个意义上，今天更大的星系开始更早地聚集，因此在这个贫金属GC形成的早期时期形成了相对更多的GC。我们讨论了如何比较所观察到的特定频率的金属贫GC模型计算可以约束这些对象的形成红移。
2005-07-22 astro-ph
Forming Globular Cluster Systems in a Semi-analytic Scheme
我们应用Cole等人的半解析星系形成程序研究了等级星系团中球状星团系统的形成。该模型的性质使我们能够在宇宙学框架内，在广泛的动态范围内的质量和时间分辨率的GC系统和它们的母星系的属性进行调查。假设GC的形式在合并的气体系统，富金属峰的经典的“双峰”金属丰度分布的GC自然落在我们的模型，这种合并发生在很宽的红移范围。旧的贫金属GC（贫金属峰）的物理起源更难理解，因为它们的形成必须与这些系统中高红移（z~5）的恒星形成脱钩。在一般的半解析模型的背景下，一个可能的解决方案在于在GC形成效率的特征本地恒星形成率的截止。
2002-10-24 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
On the Eccentricity Distribution of Coalescing Black Hole Binaries Driven by the Kozai Mechanism in Globular Clusters
在球状星团中，通过双星-双星相互作用可以产生三重黑洞系统。最近有人提出，Kozai机制可以驱动三重系统的内部双星在与其他场星的相互作用中断之前合并。我们定性地和数值地研究了这些双星在引力辐射（GR）作用下的偏心率演化。我们预测，当系统发射的引力波通过10 Hz频率时，约30%的系统具有>0.1的偏心率。讨论了对引力波探测的意义，特别是对宽带激光干涉仪引力波探测器数据分析的意义。
2002-11-22 astro-ph gr-qc
Hierarchical Structure Formation and Chemical Evolution of Galaxies
我们提出了一个分析和唯象模型的金属富集晕层次结构的形成的基础上。这个模型假设正常恒星星族和SNe II的消失已经发生在非常高的红移。对于没有被SN II爆炸破坏的晕，气体和恒星的化学演化明显取决于气体的流入速率，与气体中每个H原子的吸收速率和相应的SN II金属产生速率相比。该模型在红移0.5 < z < 5的宽范围内对阻尼Ly α系统的[Fe/H]数据提供了很好的描述。对于所有没有被SN II爆炸破坏的晕，如果气体停止流入，恒星的金属丰度遵循双峰分布。这种分布的特征是在[Fe/H]值处有一个尖锐的峰值，对应于落入停止的时间，而在[Fe/H]值较高的地方有一个宽峰，对应于随后的停止期，在此期间，大部分剩余的气体形成恒星。这样的分布可以与观测到的星系晕星的分布相比较。如果晕中的气体在下落停止时迅速消失，那么留下的恒星组合[Fe/H]值非常清晰。这个恒星组合可能被一个更大的系统吸积，并成为更大系统的一个球状星团。我们还讨论了该模型中球状星团的质量和金属丰度。（节录）
2004-05-24 astro-ph
On Modelling a Relativistic Hierarchical (Fractal) Cosmology by Tolman's Spacetime. I. Theory
本文研究了观测到的大尺度结构的不均匀性的相对论模型，提出了这种结构可以被描述为自相似分形系统的假设。层次聚类的概念是确定与分形分布和使用分形思想在相对论模型中提出的问题进行了讨论，以及它们的关系，哥白尼和宇宙学原理。空洞，星系团和超星系团被假定为一个平滑的分形结构的一部分，描述了一个勒梅特-托尔曼解决方案。对Pietronero（1987）提出的牛顿模型的基本概念进行了重新解释，并将其应用于这种非均匀弯曲时空。这个分形系统也被假定有一个交叉的同质性，导致一个“瑞士奶酪”型模型，由内部勒梅特-托尔曼度量和外部灰尘弗里德曼解决方案。计算了两个时空之间的Darmois连接条件，并获得了内部区域的观测关系，以便将模型与观测进行比较。建立了内部时空的微分方程，并设计了一种数值策略来寻找代表过去光锥分形行为的特定托尔曼解。
2008-07-07 astro-ph gr-qc
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. VII. Relative Ages
ACS银河系球状星团巡天是哈勃太空望远镜（HST）财政部的一项计划，旨在提供一个新的大型，深入和均匀的光度数据库。根据该计划的观测结果，我们通过比较星团主序关闭的相对位置，使用主序拟合来交叉比较样本内的星团，测量了64个银河系球状星团样本的精确相对年龄。该方法提供的相对年龄的形式精度为2- 7%。我们证明，计算的相对年龄是独立的理论模型的选择。我们发现银河系球状星团样本可以分为两组--一组年龄离散度约为5%且没有年龄-金属丰度关系的老星团，和一组年龄-金属丰度关系与人马座矮星系相关的球状星团相似的年轻星团。这些结果与银河系晕形成于两个阶段或过程相一致。第一个可能与晕的快速（<0.8 Gyr）组装过程相一致，在这个过程中形成了老星系团中的星系团。此外，这些星系团可能是在矮星系再电离之前形成的，矮星系后来会合并，形成Lambda-CDM宇宙学预测的银河系晕。然而，这些星系团所显示的银河系中心金属丰度梯度似乎很难与后者相调和。至于较年轻的星团，很容易认为它们的起源与后来被吸积的银河系卫星星系内的形成有关，但年龄-金属丰度关系的起源仍然不清楚。
2008-12-24 astro-ph
Metal-Poor Globular Clusters and Galaxy Formation
我们证明了贫金属球状星团（GC）系统的平均颜色与母星系光度之间的显著（> 5-sigma）相关性。本文介绍了一种贝叶斯马尔可夫链蒙特卡罗方法来计算平均颜色，并且很容易推广到其他天文数据集的多模态量化。我们导出了GC色-星系光度关系式Z ~ L^（0.15 +/-0.03）。当结合对一个单一的原始GC金属丰度-星系光度关系的原星系碎片的证据，这样一个相关性的存在是证据对吸积和主要合并的情况下，作为一个解释整个贫金属GC系统的发光星系。然而，我们的关系自然出现在GC形成的原位图片，并与截断的金属贫GC形成的再电离是一致的。进一步的含义是，矮星系中贫金属GC的年龄限制了等级模型中星系形成的主要时代。如果在本星系群矮星（> 11 Gyr）中的旧贫金属GC的年龄是其他地方矮星的典型年龄，那么大部分星系的聚集（至少在星团和星系群中）必须发生在z > 2.5，这与一些结构形成模型的预测相反。
2004-03-05 astro-ph
The Low Mass X-ray Binary - Globular Cluster Link and its Implications
对附近椭圆星系和S0星系的研究表明，大约有一半的低质量X射线双星（LMXB）是吸积中子星或黑洞系统的发光示踪物，它们位于星系团中。有一个令人惊讶的倾向，LMXB优先与富金属的球状星团（GC），与富金属的GC托管三倍的LMXB的金属贫乏的。到目前为止，还没有令人信服的证据表明与GC年龄相关。在某些星系中，LMXB的形成率随GC颜色而变化，即使在典型的双峰星系团金属丰度分布的富金属峰内也是如此。这提供了一些迄今为止最有力的证据，证明在富含金属的GC峰内存在金属丰度变化，正如在分层星系形成情景中所预期的那样。我们还注意到，在GC和LMXB频率的相互作用速率之间的明显的相关性可能是不可靠的，因为在一些GC参数的不确定性。我们认为，事实上，有相当大的不确定性，即使是经常被忽视的银河系星团的综合性能。
2008-01-28 astro-ph
Tidal disruption of dark matter halos around proto-globular clusters
采用半宇宙学N-body/SPH方法，在标准冷暗物质模型（$Ω_0 = 1$）下，研究了小星系晕中原球状星团周围暗物质晕的潮汐破裂.我们对银河系及其亚结构的形成和演化的分析一直保存到$z = 2.0$。在这样一个高红移的宇宙中，爱因斯坦-德西特宇宙仍然是一个很好的近似最近青睐的$Λ$占主导地位的宇宙，然后我们的结果不依赖于宇宙学的选择。为了解决星系周围的小引力约束团块，并考虑辐射冷却低于$T = 10^4 K$，我们采用了一个精细的质量分辨率（$m_{\rm SPH} = 1.12 \times 10^3 \Msun$）。由于冷却，每个团块立即形成一个由重子核心和暗物质晕组成的“核心晕”结构。来自宿主星系的潮汐力主要是从团块中剥离出暗物质晕，结果这些团块被重子所控制。一旦一个团块被宿主晕捕获，它的质量在每一次近心点通过时都会急剧减少。在$z = 2$，超过一半的团簇成为重子主导系统（重子质量/总质量$> 0.5$）。我们的结果支持了冷暗物质宇宙背景下形成球状星团和重子主导矮星系的潮汐演化方案。
2005-11-24 astro-ph
Globular cluster systems II: On the formation of old globular clusters and their sites of formation
我们研究了大量星系（绝对亮度约为10等的47个星系）的贫金属球状星团（GC）种群，并将它们的平均[Fe/H]与宿主星系的性质进行了比较。系统的平均[Fe/H]在-1.65<[Fe/H]<-1.20范围内（占总体的74%）。仅使用探测到6个以上物体的GC系统，85%的总体位于-1.65<[Fe/H]<-1.20的范围内。贫金属GC系统的平均[Fe/H]与其宿主星系的Mv之间的关系呈现出一个非常低的斜率，包括零。平均[Fe/H]与其他星系性质的相关性分析也得出结论，不存在强相关性。缺乏相关性表明在类似的气体碎片中形成了所有贫金属的GC。贫金属GC的平均[Fe/H]与主星系金属丰度之间可能存在弱相关性。这意味着一些贫金属GC形成的碎片已经嵌入了最终星系的更大的暗物质晕中（与后来吸积的独立卫星相反）。我们的结果表明，在所有星系中，贫金属GC的形成都是均匀的，在典型的10^9-10^10太阳质量的碎片中，金属丰度非常相似，与星系的分级形成情景相一致。我们比较了平均值[Fe/H]的金属贫GC人口与典型的金属丰度的高z对象。如果我们加上GC需要高柱密度的气体来形成的约束，则DLA是形成贫金属GC群体的最可能的位点。
2001-01-19 astro-ph
Interpretation of the Stephan Quintet Galaxy Cluster using Hydro-Gravitational-Dynamics: Viscosity and Fragmentation
斯蒂芬五重星系（SQ）是一个紧凑的星系群，自1877年被发现以来一直得到很好的研究，但使用冷暗物质等级聚类宇宙学（CDMHCC）是神秘的。SQ中星系间的异常红移$z = (0.0027,0.019, 0.022, 0.022, 0.022)$要么使它与来自CDMHCC的两个极不可能的入侵者形成三重奏，要么支持Arp（1973）的假设，即它的红移是内在的。另一种方法是Gibson 1996-2006的流体引力动力学（HGD）理论，其中超星系团、星系团和星系都起源于超粘性等离子体时代的引力碎裂，以及膨胀宇宙原始气体中的行星和星团质量尺度。根据这种流体力学宇宙学，SQ星系轻轻地分离，并精确地保持在视线上，这是因为它们的粘性粘性引力开始时允许的透视和小的横向速度。哈勃太空望远镜观测到的恒星和气体桥以及球状星团（YGC）轨迹是在SQ星系通过冻结的地球质量原始雾粒子（PFP）的黑暗原球状星团（PGC）团块的粘性重子暗物质晕分离时触发的。
2007-10-31 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
On Modelling a Relativistic Hierarchical (Fractal) Cosmology by Tolman's Spacetime. III. Numerical Results
本文提出了数值解的特殊Lemaitre-Tolman模型近似的分形行为沿过去的光锥，如本系列的论文I（0807.0866）中讨论的。讨论了数值问题的初始条件，给出了进行数值积分的算法。结果发现，数值解是刚性跨越平曲界面所需的初始条件的问题。空间均匀的弗里德曼模型被视为特殊情况下的Lemaitre-Tolman解决方案和数值求解。将论文II（0807.0869）关于爱因斯坦-德西特模型的结果推广到$K = \pm 1$模型，发现开和闭弗里德曼模型沿着后向零锥也不保持均匀，随着接近大爆炸奇点超曲面，体积（平均）密度消失。分形解，即代表平均和平滑的单一分形的解，在所有三类勒梅特-托尔曼度规中都得到了，但只有双曲的解与观测结果一致，这意味着可能的弗里德曼背景宇宙必须是开放的。通过数值模拟得到的最佳分形度量的演化，位似自相似性，比较各自的空间均匀的情况下，在宇宙学中的拟合问题进行了分析。最后，对一些学者提出的反对分形宇宙学的意见进行了讨论。
2008-07-07 astro-ph gr-qc
Clues to Globular Cluster Evolution from Multiwavelength Observations of Extragalactic Systems
我们提出了一个研究的球状星团（GC）系统附近的椭圆星系和S0星系在各种波长的X射线到红外线。我们的分析表明，大约一半的低质量X射线双星（LMXB），即吸积中子星或黑洞系统的发光示踪剂，在集群。有一个令人惊讶的LMXB频率和GC的金属丰度之间的强相关性，与富金属GC托管的三倍多的LMXB的金属贫乏的，并没有令人信服的证据与GC年龄的相关性到目前为止。在一些星系中，LMXB的形成率随GC颜色而变化，甚至在典型的双峰星系团颜色分布的红色峰值内也是如此，这提供了一些迄今为止最有力的证据，表明在富含金属的GC峰值内存在金属丰度变化，正如在分层星系形成场景中所预期的那样。我们还注意到，任何对GC颜色分布中细微变化的分析都必须仔细考虑统计误差和系统误差。我们警告说，一些已发表的GC相关性，如明显的“蓝色倾斜”或质量金属丰度效应可能没有物理起源，可能是由系统性观测偏差引起的。
2007-10-16 astro-ph
Hubble Space Telescope Observations of cD Galaxies and their Globular Cluster Systems
我们使用哈勃空间望远镜上的WFPC 2获得了4个cD星系（Abell 194中的NGC 541、Abell 779中的NGC 2832、Abell 1656中的NGC 4839和Abell 2666中的NGC 7768）在5400 < cz < 8100 km s^{-1}范围内的F450 W和F814 W图像。对于NGC 541，HST数据由VLT上FORS 1获得的地基B和I图像补充。我们目前的表面亮度和颜色配置文件的四个星系，确认其分类为cD星系。等光度分析显示，在NGC 541和NGC 7768的核中存在亚弧秒尺度的尘埃盘。尽管这些星系在空间范围和光度方面具有极端的性质，但我们对它们的球状星团系统的分析表明，在特定频率、金属丰度梯度、平均金属丰度或球状星团和宿主星系之间的金属丰度偏移方面没有异常。我们发现，后者的偏移量似乎大致恒定在Δ[Fe/H] ~ 0.8 dex的早型星系跨越大约四个数量级的光度范围。我们结合球状星团的金属丰度分布与一系列早期的论文中描述的经验技术，调查这些cD星系的原星系质谱的形式。我们发现，所观察到的GC金属丰度分布是一致的，如果cD星系的形成，通过大量的星系和原星系碎片，形成他们的恒星和球状星团捕获和破坏之前的同类相食。然而，它们的GC系统的性质表明，动力学摩擦不是这些星系组装的主要机制。我们认为，CD，而不是迅速形成，通过层次合并，集群viria…
2003-09-29 astro-ph
Dwarf Galaxies from Cosmology
标准宇宙学的一个局部性质--原始扰动的增长--意味着矮星系至少有六种不同的形成机制。一个全球性的属性-宇宙的拓扑结构-可能使直接观测研究个别星系的老化。矮星系（按质量计算）可以在低质量暗物质晕中形成恒星，在分层的星系形成场景中，暗物质晕通常会在早期坍塌。然而，也存在其他一些形成路径，包括低红移、最近坍缩、低质量暗晕，其中包含低金属丰度的恒星星族。后一种可能性纯粹是引力坍缩的性质-不需要特殊的机制来延缓恒星的形成。与“自然”相反，“养育”也是可能的。
1998-06-08 astro-ph
Cosmology and the Stellar Halo
如果这个受欢迎的等级宇宙学模型是正确的，那么在过去的12 Gyr里，银河系应该已经吸积了大约100个低质量星系，并随后潮汐地摧毁了它们。我们使用混合半解析加N-体方法模拟这个过程，并表明被破坏的系统自然导致恒星晕的质量和密度分布非常像我们自己的银河系的恒星晕。我们提出的恒星晕的性质的预测，并表明，我们的可能是占主导地位的子结构超过50 kpc和更空间平滑的半径内。平均恒星晕密度分布预计会比暗物质更快地随半径下降，因为恒星晕是由下落系统中最紧密结合的物质形成的，而大多数吸积的暗物质被剥离并沉积在更大的半径处。我们认为，与内晕相关的恒星在化学上应该与幸存的卫星中的恒星完全不同，也不同于外晕中的恒星或在最近的破坏事件中释放的恒星。我们将讨论如何深晕调查和化学探针可能是有用的工具，发现吸积的证据。这种类型的观测提供了一个直接的测试，以检验宇宙学在小尺度上是否真的是有等级的。
2004-01-30 astro-ph
Interpretation of the Stephan Quintet Galaxy Cluster using Hydro-Gravitational Theory
斯蒂芬五重星系（SQ）是一个紧凑的星系群，自1877年被发现以来一直得到很好的研究，但使用冷暗物质等级聚类宇宙学（CDMHCC）是神秘的。SQ中星系之间的异常红移z =（0.0027，0.019，0.022，0.022，0.022）;将其简化为三重奏，其中有两个来自CDMHCC的极不可能的入侵者，或者支持Arp（1973）的假设，即其红移可能是内在的。Gibson 1996-2000的流体引力理论（HGT）提供了一个替代方案，其中超星系团、星系团和星系都起源于超粘性等离子体时期的宇宙膨胀和引力碎裂（之后气体凝结为10^{24} kg的雾粒子，亚稳态10^{36} kg的暗物质团块）。根据这种流体力学宇宙学，SQ星系最近轻轻地分离，并精确地保持在一条视线上，这是因为它们的粘性，粘性引力，开始允许的小横向速度。恒星和气体桥和HST观察到的球状星团（YGC）的痕迹被触发，因为SQ星系通过彼此的冻结重子暗物质晕的暗原球状星团（PGC）团块的行星质量的原始雾粒子（PFP）分离。角星系团和明亮星系之间的不协调的红移（来自CDMHCC）同样可以用HGT来解释。
2003-04-06 astro-ph
Binary-Binary Interactions and the Formation of the PSR B1620-26 Triple System in M4
M4中包含毫秒脉冲星PSR B1620-26的三级三星系统是在球状星团中发现的第一个三星系统。这样的系统应该形成在球状星团中，作为双星之间动力学相互作用的结果。我们认为，含有PSR B 1620 -26的三重系统是由一颗宽的原始双星与一颗{ \it\/}预先存在的毫秒脉冲双星之间的交换相互作用形成的.这种情况的优点是，可以将脉冲星的$\sim10^9\,$ yr计时年龄与M4核心的三重系统的短得多的寿命相协调。
1994-09-22 astro-ph
A New Scale-Dependent Cosmology with the Generalized Robertson--Walker Metric and Einstein Equation
基于观测到的$Ω_0$随宇宙尺度的增加而增加的事实，本文推广了Robertson-Walker度规和爱因斯坦方程，使$ Ω_0$、$H_0$和宇宙年龄$t_0$都成为我们观测到的宇宙尺度的函数。计算出的宇宙的局部（在我们的星系内）年龄大约是18 Gyr，与我们星系中最古老的恒星和球状星团的年龄一致，而遥远尺度的年龄比局部年龄短，解决了年龄之谜。它还表明，$H_0$增加规模的增加，定性与最近的观察。
1995-01-25 astro-ph gr-qc hep-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
Cosmological Evolution of Supergiant Star-Forming Clouds
在探索球状星团诞生地的过程中，我们提出了一个分层宇宙学模型，仔细研究了自引力气体云在聚集的暗物质晕中的形成。我们的高分辨率平滑粒子流体动力学模拟旨在确定是否假设超巨星分子云（SGMCs）的形式，如果他们这样做，以确定其物理性质和质谱。在早期的工作中，人们认为在星系形成的过程中，中等质量为几个10^8太阳质量的云会聚集在一起，而球状星团就在这些SGMC中形成。我们的模拟表明，具有预测性质的云确实是在我们的宇宙模型中合并的暗物质晕内较小的云碰撞和聚集而产生的。我们发现，这些云的质量谱服从相同的幂律形式观察到的球状星团，分子云，它们的内部团块在星系中，并预测超巨星云，其中球状星团可能形成。我们遵循小暗物质晕内的气体云的演化和物理特性，直到z = 1，之后预计将发生多产的恒星形成。最后，我们讨论了我们的结果可能会导致更多的物理动机的“规则”恒星形成的宇宙学模拟的星系形成。
2001-03-16 astro-ph
Globular Cluster Systems in Brightest Cluster Galaxies: Bimodal Metallicity Distributions and the Nature of the High-Luminosity Clusters
利用哈勃空间望远镜上的ACS/WFC照相机，对八个布里渊星系团（BCGs）中的球状星团系统进行了新的（B，I）测光。在这些巨大星系中非常丰富的星系团系统中，我们发现它们都具有强烈的双峰颜色分布。所有的BCGs都显示出人口梯度，在其中心的5 kpc范围内，红色星系团的相对数量要高得多，这与它们形成的时间晚于蓝色，金属贫乏的人口相一致。从我们的数据中出现的颜色分布的一个引人注目的新特征是，对于最亮的集群（M_I < -10.5）的颜色分布变得广泛，不太明显的双峰。我们认为这可能是许多BCGs的一个特征。此外，蓝色（贫金属）星系团随着光度的增加而逐渐变红，其质量/金属丰度的比例关系为Z ~ M ^[0.55]。我们认为，这些GCS特征与分层合并形成的图像是一致的，在这种图像中，贫金属的星系团形成于原星系云或致密的星暴复合体中，气体质量在10^7 - 10^10 M_Sun之间，但平均而言，质量更大的星系团形成于更大的云中，具有更深的势阱，可以发生更多的预富集。
2005-08-08 astro-ph
