The self-enrichment scenario in intermediate metallicity globular clusters
我们目前的恒星产量计算的详细模型的中等质量的渐近巨分支星的低金属丰度。在这项工作中，整个主要的微观物理输入已被更新，特别是α-增强被明确地考虑到在不透明度和状态方程。本工作的目的是为检验中等金属丰度球状星团的AGB自富集假设的可靠性提供依据。这些球状星团表现出明确的丰度模式，这通常被解释为大质量AGB喷出物污染星际介质的结果。我们计算了金属丰度Z=0.001的中间质量模型的网格;沿着整个AGB阶段的前主序列的演化序列。我们把注意力集中在球状星团恒星光谱研究中大量研究的那些元素上，即氧、钠、铝、镁和氟。我们的模型的预测显示出令人鼓舞的协议与自我富集的情况下，关注的氧，铝，氟和镁的丰度的需求。钠的问题更棘手，因为Ne-Na循环的横截面有很大的不确定性。目前的结果表明，只有一个相对较小的初始质量范围（M= 5，6太阳质量）可以负责的自富集。
2007-12-03 astro-ph
3-Gyr-old Globular Clusters in the Merger Remnant NGC 1316: Implications for the Fate of Globular Clusters Formed During Gas-rich Galaxy Mergers
早型合并残留星系NGC 1316是一个理想的探测器，用于研究一次大合并对其球状星团（GC）系统的长期影响，我们在最近的一篇论文中报道了它的光谱学合并年龄为3 Gyr。在这里，我们报告了几个光度证据，表明NGC 1316中的第二代GC处于一个进化阶段，介于在年轻的合并残留物中发现的发光GC之间，例如（例如）。NGC 7252和在“正常的，老的”椭圆星系中发现的“红色”GC。在主要合并过程中形成的大质量第二代GC可以存活至少3 Gyr，这一观察提供了强有力的证据，表明这些星团可以具有“正常”质量功能，包括低质量恒星，因此它们可以存活到与“正常”椭圆星系类似的“老年”。
2001-08-13 astro-ph
Detecting metal-rich intermediate-age Globular Clusters in NGC 4570 using K-band photometry
早型星系的球状星团系统（GCSs）的光学色分布具有双峰特征。蓝峰GC被认为是古老和贫金属的，而红峰GC的年龄，金属丰度和起源仍有争议。我们获得了深K波段测光，并将其与HST观测g和z相结合，以产生从光学到近红外的完整SED。这使我们能够打破年龄-金属性简并。我们使用我们的演化合成模型GALEV星团计算一个大网格的模型与不同的金属丰度和广泛的年龄。将这些模型与我们的观测结果进行比较，发现了大量的中间年龄（1-3 Gyr）和富含金属（~太阳金属丰度）的球状星团，这将使我们进一步了解该星系的形成历史。
2008-01-15 astro-ph
Theoretical Implications of the 47 Tuc Pulsars
在球状星团47 Tuc中已经观测到了20个毫秒射电双星。这是迄今为止已知的球状星团中最大的射电望远镜样本。这些最近的观测结果提供了一个独特的机会，重新从理论上研究球状星团中循环星的形成和演化。
1999-11-09 astro-ph
A Genuine Intermediate-Age Globular Cluster in M33
我们提出了深积分光光谱的九个M33球状星团采取的Hectospec仪器在MMT天文台。根据我们的光谱和以前的深色星等图获得的HST/WFPC 2，我们提出的证据存在一个真正的中等年龄的球状星团在M33。Lick线指数的分析表明，所有的球状星团都是贫金属的（[Z/H] <~ -1.0），星团M33-C38比其余的M33样本星团年轻5-8 Gyr。我们没有发现在M33-C38的CMD中存在蓝色水平分支恒星的证据，这排除了由于热恒星的存在而人为年轻的光谱年龄的可能性。我们推断M33-C38的总质量为5-9 x 10^4 M_sol，这意味着M33-C38比一些动力学演化模型预测的M33中的星团存活时间长约2-3倍，尽管目前还不清楚M33的哪个动力学组成部分-薄盘，厚盘，晕-与星团有关。
2006-06-19 astro-ph
The Chemical Evolution of Helium in Globular Clusters: Implications for the Self-Pollution Scenario
我们调查的建议，有恒星星族在一些球状星团增强氦（Y从0.28到0.40）相比，原始值。我们假设上一代的大质量渐近巨星分支（AGB）恒星污染了星团。两套独立的AGB产量被用来遵循氦和CNO的演变，使用Salpeter初始质量函数（IMF）和两个头重脚轻的IMF。在任何情况下，我们都不能产生假设的大Y ~ 0.35，而不违反CNO含量几乎恒定的观测约束。
2006-08-17 astro-ph
Evidence for An Intermediate-Age, Metal-rich Population of Globular Clusters in NGC 4365
我们提出的光谱球状星团（GC）的椭圆星系NGC 4365，获得与LRIS光谱仪的凯克一号望远镜。先前的研究表明，NGC 4365中GC的光学颜色分布缺乏球状星团系统中常见的双峰结构，只显示出单一的宽峰。GC光谱上Balmer线指数（H β、H γ和H δ）的测量结果支持Puzia等人最近的建议，基于光学和近红外测光，NGC 4365中的一些星团是中等年龄（2-5 Gyrs）和富金属（-0.4<[Z/H]<0），而不是老（~10-15 Gyrs）和贫金属。我们还发现了一些真正的贫金属，老集群，这表明两个人口的年龄和金属合谋产生单一的广泛分布观察到的光学颜色。
2002-11-19 astro-ph
Supersoft and Quasisoft X-Ray Sources in the Globular Clusters of NGC 4472: Are they candidates for intermediate-mass black holes?
报道了室女座椭圆星系NGC 4472（M49）中6个球状星团与亮（$L_x > 10^{38}$ erg s $^{-1}$）甚软X射线源（VSS）之间的可能联系。其中两个VSS具有与发光超软X射线源（SSS）一致的宽带光谱特性。其他VSS稍微硬一些，kT值可能在大约150 eV和250 eV之间。这些源可能太热，无法用白矮星模型来解释，它们是新建立的类准软源（QSS）的成员。我们检查白矮星，中子星，黑洞模型的VSS。其中一个SSS的温度和亮度足以成为Ia型超新星的可能祖先，而其他VSS最自然的模型是吸积物是中等质量的黑洞。无论它们的物理性质如何，这些源都不同于银河系球状星团中的任何X射线源。没有一个银河系球状星团拥有准软源，只有一个，M3，包含一个昏暗的（$L_x \sim 10^{36}$ erg s $^{-1}$）瞬态SSS。
2003-12-15 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
The globular cluster mass/low mass X-ray binary correlation:implications for kick velocity distributions from supernovae
对六个邻近星系的光学和X射线研究表明，球状星团成为X射线源的概率与其质量成线性比例。我们表明，这一结果是一致的孤立的射电双星的速度踢分布的一些最近的估计-这些是两个麦克斯韦的总和，与较慢的分布在约100公里/秒-只要一个大部分的保留的双星系统与其他大质量的恒星。我们确认，在一个大样本的星系，金属丰度显然是一个因素，在确定一个球状星团是否将包含一个X射线二进制，我们估计的颜色和金属丰度之间的转换为大量的光学滤波器组合。我们还表明，核心的相互作用率是大致线性成正比的恒星质量的球状星团的银河系时，一个箱的集群质量。
2006-08-01 astro-ph
Density Dependence of the Mass Function of Globular Star Clusters in the Sombrero Galaxy and its Dynamical Implications
我们构造了草帽星系中球状星团在不同内部半质量密度rho_h和投影银河中心距离R的仓中的质量函数。这是基于Spitler等人（2006）在HST上使用ACS拍摄的BVR图像中发布的星团大小和有效半径的测量结果。我们发现质量函数M_p的峰值随rho_h的增大而增大约4倍，但随R的增大而几乎保持不变。我们的结果与McLaughlin & Fall（2007）最近提出的银河系球状星团的结果几乎相同。在这两个星系的质量函数同意一个简单的，近似的模型，在该模型中的集群形式与Schechter初始质量函数和演化随后由内部两体弛豫驱动的恒星逃逸。因此，这些发现推翻了最近的主张，即球状星团的质量函数的峰值必须建立在初始条件中。
2007-09-10 astro-ph
VLA Limits for Intermediate Mass Black Holes in Three Globular Clusters
球状星团中心黑洞的观测证据已经被广泛讨论，它们的存在对星团的形成和演化都有重要的影响。大多数证据来自动力学的论点，但解释是困难的，考虑到短的弛豫时间和年龄的集群。黑洞存在的最有力的标志之一是无线电和/或X射线发射。我们观测到三个球状星团，NGC 6093（M80），NGC 6266（M62）和NGC 7078（M15），其VLA分别为A和C组态，3-sigma噪声分别为36，36和25 microJy。我们没有发现任何的三个集群从中央区域的无线电发射的显著证据。NGC 6266显示了2-sigma检测。由于中心气体密度、吸积速率和吸积模型的不确定性，很难从这些上限推断出质量。
2007-10-01 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
Near-Infrared photometry and spectroscopy of NGC 6539 and UKS 1: two intermediate metallicity Bulge Globular Clusters
利用ESO/NTT的SofI成像仪和NIRSPEC摄谱仪，我们获得了中等金属丰度Bulge球状星团NGC6539和UKS1的J、K像和覆盖1.5 - 1.8微米范围的阶梯光栅光谱。我们发现[Fe/H]分别为-0.76和-0.78，平均α增强为+0.44 dex和+0.31 dex，与先前对富含金属的Bulge簇的测量一致，并有利于快速化学富集的情况。我们还测量了非常低的12 C/13 C = 4.5 +/-1同位素比值在两个集群，这表明额外的混合机制，由于冷底加工在沿红巨星分支的演化过程中。最后，我们分别测量了NGC6539和UKS1的精确径向速度=+31 +/-4Km/s和=+57 +/-6Km/s，以及约8Km/s和11Km/s的速度色散。<v_r><v_r>
2005-08-05 astro-ph
Radio Emission from the Intermediate-mass Black Hole in the Globular Cluster G1
我们利用甚大射电望远镜阵（VLA）对M31中的球状星团G1（Mayall-II）进行了射电观测。Gebhardt等人报告G1包含一个中等质量黑洞（IMBH），质量约为2 x 10^4太阳质量。无线电发射在星团中心的弧秒内被检测到，功率为2 x 10^{15} W/Hz，频率为8.4 GHz。G1的射电/X射线比率比星团中心的高质量X射线双星的预期值高出几百倍，但与报告质量的IMBH吸积的预期值一致。脉冲星风星云也可能是G1射电和X射线辐射的候选者;未来的高灵敏度VLBI观测可能会区分这种可能性和IMBH。如果射电源是IMBH，并且银河系球状星团中假设的~ 1000个太阳质量的黑洞也会发生类似的吸积和流出过程，那么它们就在当前VLA的范围之内，并且当2010年扩展VLA上线时，应该可以很容易地检测到。
2007-04-11 astro-ph
X-rays from the Globular Cluster G1: Intermediate Mass Black Hole or Low Mass X-ray Binary?
M31中的球状星团G1（Mayall II）是本星系群中质量最大的星团（~10^7 M_sun），它的中心速度色散最大（~28 km/s）。有人声称它拥有一个中心约20，000 M_太阳的黑洞，但这些说法一直存在争议。本文报道用XMM-牛顿法探测G1的X射线发射，其能级为Lx ~ 2 × 10 ^{36} erg/s。这种辐射可能是电离的星系团气体被中心黑洞吸积的结果，也可能是由传统的低质量X射线双星产生的。X射线发射的精确定位可以区分这些可能性，这在目前的XMM数据中是不可能的。虽然这种衡量可能很困难，但它具有足够的潜在重要性。
2006-05-02 astro-ph
The Abundance Evolution of Oxygen, Sodium and Magnesium in Extremely Metal-Poor Intermediate Mass Stars: Implications for the Self-Polution Scenario in Globular Clusters
本文给出了一颗贫金属中等质量恒星M_ZAMS=5M_sun，Z=0.0001中O_（16），Ne_（22），Na_（23）和镁同位素表面丰度演化的完整恒星演化和参数模型。O 16和Ne 22是由渐近巨星分支上热脉冲后的第三次上挖注入包层的。这些物种和最初存在的Mg 24被耗尽的热底部燃烧（HBB）在脉冲间阶段。结果，Na 23、Mg 25和Mg 26被增强。如果HBB温度足够高以使该过程有效地耗尽氧，则首先产生Na 23，然后在脉冲间阶段期间耗尽。虽然同时耗尽的O 16和增强的Na 23是可能的，所需的微调的疏浚和HBB投下了一些怀疑这个过程的鲁棒性的起源观察到的O-Na反相关的球状星团恒星。然而，一个非常强大的预测，我们的模型是低Mg 24/Mg 25和Mg 24/Mg 26的比例，只要显着的O 16耗尽可以实现。这似乎与最近在球状星团NGC 6752中观测到的镁同位素比率形成鲜明对比。
2003-05-26 astro-ph
Keck Spectroscopy of Globular Clusters in the Elliptical Galaxy NGC 3610
我们提出了中等分辨率的凯克光谱的九个候选球状星团在可能的合并残余椭圆星系NGC 3610。其中8个天体似乎是NGC 3610的真正球状星团。我们发现，两个集群属于一个老的金属贫人口，五个老的金属丰富的人口，只有一个中间年龄的金属丰富的人口。中期年龄星团的估计年龄为1-5 Gyr，这与早期对合并年龄的估计一致，并表明该星团是在合并期间形成的。然而，五个古老的富金属星系团的存在表明，NGC 3610中大量的富金属星系团可能来自祖先星系，尽管古老和中等年龄的富金属星系团的全球比例仍然非常不确定。
2002-11-09 astro-ph
Self-enrichment by AGB stars in Globular Clusters: comparison between intermediate and high metallicities
我们提出了中等质量恒星（M=3-6.5太阳质量）与金属丰度Z=0.004的理论演化序列。我们的目标是检验大质量渐近巨星分支星的自富集方案是否适用于高金属丰度的球状星团，因为同一小组以前的工作表明，这类天体的理论产额可以再现在中等金属丰度（[Fe/H]=-1.3）下观察到的某些元素丰度之间的趋势，即O-Al和O-Na的关系。我们发现，在金属丰度的增加有利于只有一个温和的降低的光度和温度在底部的信封为相同的核心质量，也是第三次挖掘的效率几乎没有改变。相反，由于具有相同效率的过程对具有不同金属丰度的包层的总体丰度的不同影响，在产率中发现了差异。我们预期与中等金属丰度情况下相同的定性模式，但某些元素丰度之间的某些关系的斜率不同。我们比较了中间金属丰度（Z~0.001）和大金属丰度（Z~0.001）的团簇的钠-氧关系。虽然观测数据仍然太少，但只要只有M>5太阳质量的恒星有助于自我浓缩，模型就与观测到的趋势一致。
2008-01-17 astro-ph
SED, Metallicity and Age of Halo Globular Clusters in M33
本文研究了邻近旋涡星系M33中十个晕状球状星团的性质。M33的CCD图像是作为BATC天空颜色巡天的一部分，在3800到10000流明的13个中间波段滤波器中获得的。通过孔径测光，我们得到了这些球状星团的光谱能量分布。我们估计我们的样本集群的年龄，通过比较每个对象的测光与理论恒星星族合成模型的不同值的金属丰度。我们的结果表明，10个样本晕球状星团中有8个具有“中等”年龄，即在1到8 Gyr之间。
2002-01-28 astro-ph
Very Broad [O III]4959,5007 Emission from the NGC 4472 Globular Cluster RZ2109 and Implications for the Mass of Its Black Hole X-ray Source
本文介绍了室女座椭圆星系NGC 4472中黑洞所在的球状星团RZ 2109的凯克LRIS光谱。我们发现，这个对象有非常广泛的[OIII]5007和[OIII]4959发射线，速度宽度约为2,000 k/ms。这一结果具有重要意义的性质，这个吸积黑洞系统和质量的球状星团黑洞。我们表明，广泛的[OIII]5007排放必须产生高速驱动的黑洞系统的材料。这是因为在黑洞附近可用的体积太小了许多数量级，以至于没有足够的[OIII]发射原子来解释在高速下观察到的L（[OIII]5007），即使该体积充满了处于[OIII]5007的临界密度的氧。巴尔末辐射也很弱，表明观察到的[OIII]不是由于冲击。因此，我们得出结论，[OIII] 4959，5007是由穿过团簇的材料的光电离产生的。唯一已知的以高速驱动重要物质的方法是系统吸积接近或超过其爱丁顿极限的质量，这表明恒星质量的黑洞。由于在一个具有中等质量黑洞（IMBH）的球状星团中形成一个吸积恒星质量的黑洞系统在动力学上是不可能的，所以这个大质量球状星团似乎没有IMBH。我们讨论了这一结论的进一步检验及其对M_BH - M_stellar和M_BH - sigma关系的意义.
2008-07-25 astro-ph
The Dynamical Implications of Multiple Stellar Formation Events in Galactic Globular Clusters
各种银河系球状星团显示丰度异常，影响其颜色星等图的形态。本文讨论了NGC 2808异常水平分支中氦增强的可能性。我们研究了一个自富集的情况下，一个头重脚轻的初始质量函数的恒星的初始一代丰富的星际介质通过其渐近巨星分支恒星的低速喷出物与氦的动力学。这种富集的介质然后产生第二代恒星，它们本身也是氦富集的。我们使用一个直接的N体方法进行五个模拟，并得出结论，这样的两代集群都是可能的，不会显着不同的单代对应的动力学的基础上。然而，我们发现，这样的集群的恒星星族将不同于单代集群与标准的初始质量函数，特别是将增强在白矮星。我们的结论是，至少从动力学的角度来看，两代球状星团是可行的。
2007-02-27 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
Which Globular Clusters contain Intermediate-mass Black Holes?
人们一直认为，球状星团中的中等质量黑洞（IMBH）只能存在于最集中的星团中，具有所谓的“核心塌陷”密度分布。虽然这是一个自然的猜测，但事实上是错误的。通过详细的N-体模拟，我们跟踪了包含IMBH的星团的演化，其质量在125 \le M_{BH} \le 1000 M_{\odot}之间，我们发现一个包含IMBH的星团，在投影中，似乎有一个相对较大的“核心”，表面亮度只向中心略微上升。这使得任何一个“核心坍缩”的星团都不太可能拥有IMBH。相反，寻找IMBH的地方是那些可以用中等浓度King模型很好地拟合的集群。在具有IMBH的球状星团中，可见星的速度色散在视核半径内几乎是恒定的。对于一个质量为M_C的星系团，其IMBH的质量为M_{BH}，IMBH的影响只有在半质量半径的2.5分之M_{BH} /M_C处才变得显著，在核心深处，它只会影响少数恒星。总之，IMBH的观测检测可能是可能的，但将是具有挑战性的。
2004-10-25 astro-ph
Near-Infrared Observations of Globular Clusters in NGC 4472, NGC 4594, NGC 3585 and NGC 5813 and Implications for their Ages and Metallicities
本文介绍了早型星系NGC 4472、NGC 4594、NGC 3585和NGC 5813的球状星团系统的近红外测光。我们结合这些近红外数据，获得PANIC在麦哲伦巴德6.5米望远镜，与档案光学HST和FORS/VLT数据，并使用光学近红外的颜色来约束目标星系周围的球状星团的年龄和金属丰度。对于NGC 4472，我们拥有最广泛的近红外和光学光度数据集。这些颜色显示出NGC 4472球状星团系统有着广泛的金属丰度分布，并且星团主要是古老的（即年龄约为10 Gyr或更大）。这一结果与早期对NGC 4472的光谱研究结果一致，证明了光学和近红外颜色的组合可以识别主要是古老的系统，并将其与具有大量中间年龄成分的系统区分开来。基于较小的光学和近红外数据组合样本，NGC 4594和NGC 3585似乎主要具有古老的球状星团系统，而NGC 5813可能具有更显着的年龄分布。我们还匹配我们的样本球状星团与近红外和光学测光钱德拉X射线源探测在这些星系，并讨论如何的概率，一个球状星团主机低质量的X射线双星取决于金属丰度和年龄。
2007-03-14 astro-ph
The intermediate-age globular cluster NGC 1783 in the Large Magellanic Cloud
利用哈勃空间望远镜ACS对大麦云星云中的中等年龄球状星团NGC 1783进行了深测光。通过使用该光度数据集，我们已经确定了集群的椭圆度（$ε$ =0.14 $\pm$ 0.03）和径向密度分布。用扩展核（r_c= 24.5“）和低浓度（c=1.16）的标准King模型很好地再现了这一分布，表明团簇没有经历核的坍缩。我们还推导出集群的年龄，通过使用比萨进化图书馆（PEL）等时线，有三个不同的超调量（即，$Λ_{os}$ =0.0，0.10和0.25）。通过比较观测到的色星等图（CMD）和主序星（MS）的光度函数（LF）与理论上的等时线和LF，我们发现，只有包含一定过冲（$Λ_{os}$ =0.10-0.25）的模型才能再现观测值。利用He团平均水平与SGB平坦区之间的幅度差$δV_{SGB}^{He-Cl}=0.90$，我们得出年龄$τ$ =1.4 $\pm$ 0.2 Gyr。
2007-07-31 astro-ph
Erupting Cataclysmic Variable Stars in the Nearest Globular Cluster, NGC 6397: Intermediate Polars?
NGC 6397是距离我们最近的球状星团，因此也是寻找暗弱恒星星族如激变变星（CV）的理想地点。HST和钱德拉天文台的观测员已经在这个附近的星团中确定了9个确定和可能的CV，其中包括几个磁性CV候选者。我们将最近的紫外图像与NGC 6397的档案HST图像相结合，以寻找新的CV候选者，特别是寻找矮新星样的爆发事件。我们发现了两个著名的灾变系统CV 2和CV 3的显著的和有点意想不到的矮新星样爆发。这两个天体被认为是{ \it magnetic} CV，正如它们的氦发射线光谱所示。CV中的磁场通常被认为可以防止导致矮新星爆发的磁盘不稳定性。事实上，大多数磁场CV被观察到没有经历爆发。如果CV 2和CV 3都是罕见喷发的中间极，类似于EX Hya，那么我们对矮新星喷发的观察可以与这些物体的HeII发射线相一致。如果这是大多数球状星团CV的情况，那么我们可以调和钱德拉和HST所看到的许多X射线和紫外线明亮的CV候选者与星团核心中观察到的极少数爆发的矮新星。
2005-07-01 astro-ph
Globular Cluster Populations: Signatures and Implications
人口众多的次级星团系统的形成是富气体星系合并中的一个普遍现象。这些星团中的许多（如果不是大多数的话）质量和密度都足以成为年轻的球状星团（GC）。在大多数E/S 0星系的GC系统具有双峰的颜色分布与一个相当普遍的蓝峰类似的银河系（MW）和M31晕GC的蓝峰，和一个可变的红色峰值。由于众所周知的年龄-金属丰度简并的光学宽带的颜色，金属丰度和年龄，因此，红色峰值GC的起源还不知道。我们用演化合成模型研究了不同金属丰度的GC { \bf系统}在不同波段U，.，K和它们的颜色分布。通过与通用的蓝色峰值GC人口的比较，我们调查的年龄和金属丰度的组合第二GC人口可以或不能被确定在典型的观察GC颜色分布，我们讨论的GC LF作为距离指标的影响。
2002-09-18 astro-ph
Formation of Binary Pulsars in Globular Clusters
在23个球状星团中已经发现了近70个射电双星，仅在47个Tuc中就观察到了创纪录的22个射电双星。精确的时间解决方案，包括在集群中的位置，是已知的许多卫星。这些最近的观测结果提供了一个独特的机会，重新从理论上研究球状星团中循环星的形成和演化。本文简要介绍了中子星与原始双星之间的动力学交换作用，通过这种交换作用，中子星可以获得中等质量的双星伴星。这些中等质量双星的后期演化自然导致了在星团中观测到的两种主要类型的毫秒双星。
2002-12-09 astro-ph
The Peculiar Globular Cluster System of the S0 Galaxy NGC 7457
介绍了S 0星系NGC 7457中球状星团的HST测光和Keck谱学。GC的V-I色星等图缺乏大多数早期类型星系中存在的明显双峰性;可能有大量的中间色天体。在13个光谱观察到的GC中，有两个异常富含金属，并具有明亮的[O III]发射线。我们的结论是，一个可能拥有行星状星云，另一个可能是超新星遗迹。这种发射线天体在中等年龄的恒星星族中应该比在老恒星族中更常见。因此，我们建议，除了典型的老富金属和老贫金属GC亚群，可能有第三个亚群的中间年龄。这样一个亚星群可能在2-3 Gyr前形成，与支配星系中心恒星星族的恒星形成事件相同。
2008-04-28 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
The Luminosity Functions of Old and Intermediate-Age Globular Clusters in NGC 3610
HST上的WFPC 2相机已被用于获得NGC 3610的高分辨率图像，NGC 3610是一个动态年轻的椭圆星系。这些观测取代了较短的、未经抖动的HST观测，在HST观测中首次发现了一个中等年龄的球状星团。新的观测结果更清楚地显示了球状星团的双峰颜色分布，峰值在（V-I）o = 0.95和1.17。NGC 3610中蓝色贫金属星团的光度函数（LF）发生了翻转，符合高斯分布，峰值Mv =-7.0，与椭圆星系中古老的球状星团相似。红色的、富含金属的星团人口有一个LF，它向明亮和暗淡的两端延伸得更远，正如对中等年龄的星团人口所预期的那样。它与指数α = -1.78 +-0.05或-1.90+-0.07的幂律很好地拟合，当校正观测散射时。Kolmogorov-Smirnov检验证实了红色和蓝色聚类的LF之间的显著差异，它们来自同一种群的概率小于0.1%。与Fall & Zhang集群破坏模型的比较表明，与所观察到的LF的边际协议，虽然有细节上的差异。特别是，没有明确的证据表明，在微弱的结束预测的营业额。分析的一个副产品是证明，在任何给定的金属丰度下，LF的峰值应该在1.5 Gyr到12 Gyr之间保持几乎恒定，因为微弱星系团的破坏效应几乎完全被星系团的衰落所平衡。这可能有助于解释球状星团光度函数峰值的普遍性。（节录）
2002-05-01 astro-ph
Production of Intermediate-Mass Black Holes in Globular Clusters
在几个星暴星系中发现了许多光度L>10^39 erg/s的非核X射线点源，这激发了人们对它们的性质和起源的猜测。在几个来源中看到的强烈变化表明大质量黑洞是中心引擎。如果通量是各向同性的，则光度的范围大约为10^41 erg/s，这意味着如果光度是亚爱丁顿的，则质量M>10^3 Msun。在这里，我们探索这些来源的模型。我们认为，在百分之几十的球状星团中，形成了一个非常大的黑洞，M>50 Msun。这个黑洞在不到10^6年的时间里下沉到星系团的中心，在星系团10^10年的寿命中，它主要以较轻的黑洞的形式吸积了大约10^3 Msun。不像双星中质量较小的黑洞，它们在引力作用下合并之前就被反冲力从星系团中甩了出来，一个大于50兆太阳的黑洞有足够的惯性保持与星系团的结合。我们认为，10^3 Msun黑洞可能在致密的球状星团中心很常见，因此可能存在于当前球状星团的百分之几十中。如果星团后来与它的宿主星系合并，黑洞从分子云中的年轻星团吸积可以产生与观测一致的光度。我们还考虑了球状星团中大质量黑洞的可探测性，如LISA和LIGO的引力波探测器，并推测未来的观测可能会测试我们的预测。
2001-06-11 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
Globular Clusters in NGC 4365: New K-band Imaging and a Reassessment of the Case for Intermediate-age Clusters
利用新的宽视场VIK成像技术研究了室女座巨椭圆星系NGC 4365的球状星团（GC）系统。GC的颜色分布（至少）有两个峰值，但与大多数其他大型椭圆星系和综合星系光相比，红色GC的颜色更倾向于中间色。中间色/红色峰值本身可能由两个子群组成，中间色的星团比蓝色和红色GC更集中在星系中心。在我们的样本中，几乎所有的中间色和红色GC在（V-K，V-I）图中显示出向红色V-K和/或蓝色V-I颜色的偏移，与老年的SSP模型相比。这在过去被解释为中间年龄的证据。我们还结合我们的VIK数据与以前发表的光谱。观测到的颜色-金属丰度关系与模型之间的差异与双色图中观测到的偏移一致，与给定金属丰度的模型相比，富金属GC在V-K中太红（约0.2等），在V-I中太蓝（约0.05等）。这些抵消不能简单地解释为年轻的影响。我们的结论是，虽然中间GC年龄不能明确排除，另一种情况是更有可能的，即所有的GC是旧的，但中间金属丰度GC的相对数量大于典型的巨型椭圆。得出明确结论的主要障碍是缺乏对具有近太阳金属丰度的恒星星族的综合光谱和光度特性的可靠校准。在任何情况下，令人困惑的是，NGC 4365中的中间色GC并没有伴随着相应的星系光向蓝色的转变。
2005-08-07 astro-ph
A populous intermediate-age open cluster and evidence of an embedded cluster among the FSR globular cluster candidates
本文研究了从\citet{FSRcat}星表中选出的候选球状星团FSR 1603和FSR 1755的性质。利用2 MASS场星净化测光研究了它们的性质，并将其用于建立色星等图（CMD）和恒星径向密度剖面（RDP）。FSR 1603有疏散星团（OC）Ruprecht 101作为光学对应物，我们证明它是一个巨大的中间年龄星团（IAC）。FSR 1603的相关参数是年龄$\approx1$ Gyr、到太阳的距离$\ds\approx2.7$ kpc、银心距离$\dgc\approx6.4$ kpc、核心半径$\rc\approx1.1$ pc、质量函数斜率$χ\approx1.8$、观测到的恒星质量（对于质量在$\rm 1.27 \ms\leq m\leq2.03 \ms$范围内的恒星）$\mObs\approx500 \ms$和总的（外推到$\rm m=0.08 \ms$）恒星质量$\mTot\approx2300 \ms$。另一方面，FSR 1755不是一个人口稠密的星团。它可能是一个稀疏的年轻的集群嵌入在H II区域Sh 2 -3，受到吸收$\aV\approx4.1$，位于$\ds\approx1.3$ kpc。重要的场星污染，空间可变的重尘埃遮蔽，即使在\ks，和气体排放的影响其领域。一个几乎垂直的、稀疏的蓝色恒星序列出现在CMD中。
2007-12-17 astro-ph
Dynamical Evolution of Globular Cluster Systems formed in Galaxy Mergers: Deep HST/ACS Imaging of Old and Intermediate-Age Globular Clusters in NGC 3610
哈勃太空望远镜上的ACS相机被用来获取巨大椭圆星系NGC 3610的深层图像，这是一个公认的耗散星系合并遗迹。这些观测结果取代了之前WFPC 2的图像，这些图像显示了一群富含金属的球状星团（GC）的存在，年龄在1.5-4 Gyr之间。我们总共检测到580个GC候选者，比之前的WFPC 2图像多46%。新的光度法加强了以前发现的双峰的颜色分布的GC的意义。蓝色和红色亚群的V-I峰值颜色分别为0.93 +/-0.01和1.09 +/-0.01。的光度函数（LF）的内部50%的富金属（“红色”）人口的GC显着不同的外部50%。特别是，内部50%的红色GC的LF显示出与周转一致的平坦化，其周转比蓝色GC LF的周转弱约1.0等。这与最近的GC破坏模型预测的上述年龄范围和金属丰度是一致的，与人口合成模型预测的红色GC的峰值颜色。我们确定了NGC 3610中GC的特定频率，并发现S_N = 1.4 +/- 0.6。我们估计，在10 Gyr年龄时，这个值将增加到S_N = 3.8 +/- 1.7，这与“正常”椭圆星系的典型S_N值是一致的。我们的研究结果构成了进一步的证据，支持的概念，富金属的GC人口在涉及富含气体的星系的主要合并过程中形成的动态演变（通过中断过程）成红色的，富含金属的GC人口是无处不在的“正常”巨型椭圆。
2007-02-19 astro-ph
An Intermediate-Mass Black Hole in the Globular Cluster G1: Improved Significance from New Keck and Hubble Space Telescope Observations
我们提出了大质量球状星团G1的动力学模型。其目标是测量任何中心黑洞的质量，或者给其设定一个重要的上限。球状星团是否包含中心大质量黑洞对各种研究都有重要影响。我们使用新的运动学数据与凯克和新的测光从哈勃太空望远镜。凯克光谱使我们能够获得大半径的运动学，这是确定动力学模型和轨道结构的质光比所必需的。哈勃太空望远镜的观测为我们提供了两个更好的表面亮度轮廓空间分辨率的因素。通过拟合非参数的、球形的、各向同性的模型，我们找到了一个最佳拟合的黑洞质量为1.7（+-0.3 e 4 Msun。完全通用的轴对称轨道模型给出了类似的结果，其中黑洞质量为1.8（+-0.5 e4 Msun。无黑洞模型的Δ chi ^2 = 5（在质光比上被边缘化），意味着显著性小于3%。我们已经考虑到了由于恒星残余物而导致的中心质量与光比的任何变化。这些结果与我们先前在Gebhardt，Rich & Ho（2002）中的估计一致，但与Baumgardt等人（2003）的分析不一致，后者声称G1没有显示出黑洞的证据。这些新结果使G1成为包含中等质量黑洞的星系团的最佳例子。
2005-08-10 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
The Chemical Properties of Milky Way and M31 Globular Clusters: II. Stellar Population Model Predictions
利用M31中23个球状星团的积分光谱，通过对两个恒星星族模型的多元拟合，计算了它们的年龄、金属丰度和[α/Fe]比。同时，我们分析了21个银河系球状星团的光谱，以便于差分分析。我们发现，M31球状星团在年龄和金属丰度上分为三个不同的组成部分。我们鉴定出一个古老的贫金属组（7个），一个古老的富金属组（10个）和一个中间年龄（3-6 Gyr）、中间金属丰度（[Z/H]-1）组（6个）。这第三组在银河系球状星团样本中没有被发现。大多数球状星团在这两个样本中出现增强的α-元素，增强的程度是依赖于模型。中间年龄的GC似乎是最增强的，[α/Fe]~0.4。相对于模型和M31和银河系样本的大部分，这些星系团在CN中明显被压低。与M31、M32和NGC 205的核球相比，这些星团在年龄、金属丰度和CN丰度方面与NGC 205中的恒星星族最为相似。我们使用Rose（1984）Ca II指数推断M31星团的水平分支形态，并证明蓝色水平分支在我们的分析中不会导致错误的年龄估计。中间年龄的星团通常比M31星团的大部分有更高的速度。在空间上，这些集群中的三个被投影到凸起区域，其余三个分布在大半径。我们讨论这些对象的背景下建立的M31晕，并建议这些集群可能起源于一个富含气体的矮星系，这可能是或可能不是目前可观察到的M31。
2004-11-22 astro-ph
The Globular Cluster Systems in the Coma Ellipticals. I: The Luminosity Function in NGC 4874, and Implications for Hubble's Constant
我们用V（F606 W）和I（F814 W）的深HST/WFPC 2图像测量了后发座星系团中央cD星系NGC 4874中球状星团的光度分布。我们发现球状星团光度函数（GCLF）的“转折点”位于V = 27.88 +/- 0.12，而GCLF的整体形状与标准的高斯型形式相匹配，色散SIGMA_V = 1.49 +/- 0.12。我们将GCLF作为标准烛光，将NGC 4874和另一个后发座椭圆星系IC 4051的转换点与室女星系团（M87和其他五个）中的巨型椭圆星系的转换点进行匹配。结果是（m-M）_（Coma-Virgo）= 4.06 +/- 0.11量级，如果Virgo距离模数为（m-M）_0 = 30.99 +/- 0.04，则转换为Coma距离d = 102 Mpc。从我们的GCLF测量中得出的哈勃常数是H 0 =（69 +/- 9）km/s/Mpc。我们证实了这一H 0值与一个新的介绍“哈勃望远镜”的GCLFs在巨大的E星系。在后发座椭圆星系中测量额外的GCLF，以及在室女座和天炉座校准星系，有很好的潜力在不久的将来完善这一结果。
1999-11-11 astro-ph
Hubble Space Telescope Evidence for an Intermediate-Mass Black Hole in the Globular Cluster M15: II. Kinematical Analysis and Dynamical Modeling
我们分析了致密球状星团M15中心区域的HST/STIS谱（见论文I）。我们推断出64颗恒星的速度，其中三分之二的速度是首次测量的。这使得在M15中心1角秒内测量到速度的恒星数量增加了两倍，在中心2角秒内测量到速度的恒星数量增加了一倍。结合现有的地面数据，我们得到的投影运动学量的径向轮廓。在中心几角秒内，均方根速度sigma_RMS上升到14 km/s，略高于先前从地面数据推断的10-12 km/s的值。为了解释这些结果，我们构建了基于Jeans方程的动力学模型，这意味着M15必须有一个中心浓度的非发光材料。如果这是由单个黑洞造成的，那么它的质量是M_BH =（3.9 +/- 2.2）x 10^3太阳质量。这与已经建立的星系M_BH和sigma_RMS之间的关系是一致的。此外，球状星团中存在中等质量黑洞与文献中提出的球状星团演化的几种假设是一致的。因此，这些结果对于我们理解球状星团的演化、黑洞的生长、球状星团与星系形成之间的联系，以及最近在邻近星系中发现的“超亮”X射线源的性质都有重要的意义。M15不是一个单一的黑洞，它可能有一个中心集中的黑暗残余物（例如，中子星）。然而，先前为M15构建的最佳拟合的福克-普朗克模型并没有预测足以解释所观察到的运动学的中心质量浓度。[删节]
2002-10-19 astro-ph
Asymptotic Giant Branch Stars in Interacting Galaxy Globular Clusters
我们提出了新的建模的中间年龄恒星星族在近红外光谱（NIR）的分光光度特性。我们考虑到的渐近巨星分支（AGB）的恒星，占主导地位的综合近红外辐射的人口的演化和光谱特性。分光光度窄带分子指数的预测需要使用一个有效的温度-颜色（或光谱）校准AGB星;合成指数显示强烈依赖于此校准。本文介绍了在典型的合并遗迹NGC 7252中对一个年龄为5亿年的超大质量星团进行近红外观测的初步结果。光谱确实是一致的中间年龄模型占主导地位的光从AGB恒星，其中很大一部分可能是富碳。对中等年龄恒星星族及其近红外辐射的模拟中所用的恒星输入的影响进行了讨论。
2000-03-30 astro-ph
The Ages of Globular Clusters in NGC 4365 Revisited with Deep HST Observations
本文介绍了新的哈勃空间望远镜（HST）-NIC 3，NGC 4365和NGC 1399周围球状星团（GC）的近红外H波段测光，并结合HST-WCPC 2和ACS光学数据。我们发现NGC 4365有一些球状星团，它们的光学颜色比预期的更蓝，因为它们的红色光学到近红外颜色和年龄。唯一已知的解释这些颜色的方法是在这个椭圆星系中有大量的中间年龄（2-8 Gyr）星团。而NGC 1399则没有发现这样的星群。我们对NGC 1399的研究结果与以前的光谱工作一致，表明它的星系团具有很大的金属丰度分布，并且几乎都很古老。在文献中，对NGC 4365球状星团的少量样品进行光谱研究得到了各种结果。光谱数据允许存在或不存在一个显着的人口的中间年龄集群，考虑到指数的不确定性，通过比较对象之间的共同这些研究和少数光谱候选人与光学近红外颜色指示中间年龄。我们新的NGC 4365 GC系统的近红外数据具有更高的信噪比，与早期发表的光度学一致，都提供了有力的证据，一个显着的中间年龄的组成部分。NGC 1399和其他系统的光度和光谱结果之间的一致性进一步证实了这一结论，以及近红外技术的有效性。
2005-10-11 astro-ph
First VLT spectra of white dwarfs in a globular cluster
我们提出的第一个光谱与甚大望远镜获得的白矮星在一个球状星团。大气参数的估计，获得和比较的演变轨迹。我们讨论了球状星团和白矮星演化的距离尺度的可能影响，并演示了如何白矮星可能被用来建立一个独立的距离尺度球状星团。
2000-02-09 astro-ph
Gravitational Wave Recoil and the Retention of Intermediate Mass Black Holes
在双黑洞的涡卷和合并过程中，由于合并位形的不对称性，引力辐射是各向异性的。这种各向异性辐射导致引力波反冲或反冲速度，高达~ 4000 km/sec。研究了引力反冲对银河系球状星团中中等质量黑洞（IMBH）滞留的影响。假设我们目前对IMBH形成的理解是正确的，并且在每个球状星团中都产生了IMBH种子，我们发现在典型的合并丰富的球状星团环境中保留低质量IMBH（1000 $\Msun$）是一个重要的问题。给定一个均匀的黑洞自旋分布和方向和Kroupa IMF，我们发现，在最多3%的球状星团可以保留一个IMBH大于1000 $\Msun$今天。对于更好地近似于风和超新星的质量损失的黑洞种群，我们发现16%的球状星团可以保留大于1000 $\Msun$的IMBH。我们的计算表明，如果在一个星系团中存在质量为$M > 60 \Msun$的黑洞，重复的IMBH-BH相遇最终将以大于30%的概率喷射出1000个$\Msun$ IMBH。因此，在我们的银河系晕中可能存在大量的流氓黑洞。我们讨论了这个子群的动力学影响，以及它与超亮X射线源（ULXs）的可能联系。
2007-07-09 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
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
Dissolution of Globular Clusters
球状星团是星系中最古老的天体之一，了解它们形成和演化的细节可以为星系的早期历史带来有价值的见解。本文综述了当前关于星团溶解的知识，并讨论了星团溶解对星系中星团系统质量函数演化的影响。
2006-05-04 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
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
The Globular Cluster Systems in the Coma Ellipticals. II: Metallicity Distribution and Radial Structure in NGC 4874, and Implications for Galaxy Formation
利用深HST/WFPC 2（V，I）测光研究后发座星系团中央cD星系NGC 4874中的球状星团系统（GCS）。星系团的光度函数具有正常的类高斯形状和周转水平。该系统的其他特征令人惊讶：GCS是（a）空间延伸，核心半径r_c = 22 kpc，（b）完全贫金属（窄，单峰金属丰度分布，平均[Fe/H] = -1.5），（c）适度填充，特定频率S_N = 3.7 +-0.5。基于一些简单的模型，我们认为这个星系中有一半可能是从低质量的卫星星系中吸积而来的，但是星系形成的三种经典模式（吸积、星系盘合并、原位形成）中没有一种能提供一个完全令人满意的形成图像。即使将它们结合起来使用，这些模式仍然面临巨大挑战。这个GCS的主要异常基本上是完全缺乏富含金属的星团。如果除了已经存在的贫金属星系外，这些星系还以正常（类似M87）的数量存在，那么GCS的总数将更接近我们在许多其他巨型E星系中看到的情况。
1999-12-06 astro-ph
Extragalactic Globular Clusters in the Near-Infrared II. The Globular Clusters Systems of NGC 3115 and NGC 4365
我们结合VLT/ISAAC仪器和档案HST/WFPC 2光学图像获得的近红外测光来确定两个早型星系NGC 3115和NGC 4365中球状星团的VIK星等和颜色。近红外光谱与光学光度法的结合为提高年龄-金属丰度简并度提供了一条途径。对于NGC 3115，球状星团的颜色揭示了两个主要的子群，与以前的研究一致。通过对NGC 3115球状星团的V-I、V-K色与SSP模型的比较，我们发现两个年龄大于10 Gyr的主要子星群的颜色差异主要是由于金属丰度的差异。我们发现Δ[Fe/H] = 1.0 +/- 0.3 dex，蓝、红球状星团子居群在3 Gyr内是同时存在的。与NGC 3115球状星团相比，NGC 4365中的球状星团系统具有更复杂的年龄和金属丰度结构。我们发现了一个显着的人口中间年龄非常富金属的球状星团随着老人口的富金属和贫金属的集群。具体来说，我们观察到一个大的人口球状星团与V-K和V-I颜色，所有目前的SSP模型给出的年龄和金属丰度的范围内~2-8 Gyr和~0.5-3 Z_太阳，分别。经过10 Gyr的被动演化后，NGC 4365中的中间年龄球状星团的颜色将与巨椭圆星系（如M87）中富含金属的球状星团一致。我们的研究结果为球状星团系统是一致的，与以前的年龄和金属丰度的研究弥漫银河光。除了NGC 3115和NGC 4365中的主要球状星团外，我们还报告了对极红色天体的探测。
2002-06-10 astro-ph
X-ray Localization of the Globular Cluster G1 with XMM-Newton
本文利用XMM-牛顿法和哈勃空间望远镜（HST）给出了大质量球状星团G1的精确X射线位置。G1的X射线发射是最近用XMM-Newton探测到的。X射线发射的来源有两种可能性。它可能是由于中心中等质量黑洞的吸积，也可能是由于普通的低质量X射线双星。X射线发射的精确位置可能会区分这两种情况。通过改进XMM-牛顿和HST数据的天体测量，我们将XMM-牛顿误差圆减小到1.5”。尽管误差圆较小，但精度不足以区分中等质量黑洞和发光的低质量X射线双星。然而，这一结果表明，未来的钱德拉观测可能会揭示X射线发射的起源。
2007-03-26 astro-ph
