RR Lyrae stars in the outer region of the globular cluster M3: a shortage of long periods at r ~ 3.5 to 6 arcmin ?
本文分析了球状星团M3外区r >= 0.83弧分的ab型天琴座RR星周期的径向分布。这一分析指出，在径向距离3.5至6弧分（或大约7至12个核心半径）的长周期恒星确实短缺。进行了简要的讨论。这种现象的起源仍然是一个悬而未决的问题。
2004-04-07 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
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
A comparison of the globular cluster luminosity functions of the inner and outer halo of the Milky Way and M31
我们发现银河系内晕的球状星团光度函数（GCLF）与外晕的GCLF在统计上是不同的。我们还发现了类似的差异之间的内部和外部晕人口的M31。我们断言，这种差异是某种形式的集群人口的动态演化和/或GCLF形状的集群人口形成的环境的依赖性的证据。我们还发现，周转光度的GCLF是不受这些差异，并进一步断言，周转光度的这种稳定性肯定了它的有用性作为一个指标的宇宙距离。
1996-08-28 astro-ph
Halo and Bulge/Disk globular clusters in the S0 galaxy NGC 1380
用深BVR测光研究了天炉座星系团中的S 0星系NGC 1380的球状星团系统。我们发现了两个可能很古老的球状星团。蓝色的球状星团似乎是我们银河系中晕状球状星团的对应物。它们的颜色和星等相当，呈球形分布在椭圆星系周围，但表面密度分布非常平坦。红色星群在椭圆率和位置角上与恒星光一致，星等分布与蓝色星群相似，表面密度分布与其他天炉座椭圆星系中的球状星团相当。从颜色上看，红色星团比银河系中富含金属的球状星团略富金属。我们把这个红色的星群与NGC 1380的凸起和盘联系起来。虽然这两个群体与合并形成是相容的，但不幸的是，我们没有看到其他支持或反对这个星系过去合并事件的暗示。这将是第一次通过颜色和空间分布来识别早期星系中的晕和鼓球状星团，并可能暗示所有星系中都存在晕和鼓球状星团。
1997-06-30 astro-ph
The Globular Clusters of Dwarf Spheroidal Galaxies
讨论了人马座矮椭球体可能是在银河系外晕中形成的塞尔-津恩碎片的可能性。支持这一假说的论据是：（1）人马座和外晕（Rgc > 80 kpc）中的球状星团的光度分布似乎是双峰的，峰值在MV ~ -5和MV ~-10附近;（2）人马座和外晕中的球状星团的年龄分布明显大于银河系内晕中的球状星团。然而，一个相反的论点是，与Sgr相关的四个球状星团中只有一个具有大的半光直径，这是外晕星团的特征。所有比MV = -12暗的本星系群矮球状星系中都没有球状星团，这表明它们的特定球状星团频率一定低于天炉座矮球状星系。这一结果表明，天炉座可能有一个不寻常的进化历史。
1998-08-14 astro-ph
New Light on the Initial Mass Function of the Galactic Halo Globular Clusters
我们提出了新的限制银河系旧晕球状星团的初始质量谱。到目前为止，这一点仍然知之甚少，因为初始的幂律质量谱和初始的对数正态质量函数都可能演变成目前观测到的球状星团质量分布，使得现在丢失的低质量天体的初始贡献无法确定。我们的方法是比较球状星团系统的径向质量密度分布和数密度分布随时间的演化。利用Vesperini和Heggie建立的稳定银河势中圆轨道上球状星团质量随时间演化的解析表达式，我们从不同的初始星团质量谱和初始星团空间密度出发，演化出了许多假定的球状星团系统的质量和数密度分布。然后，我们比较模拟的配置文件与旧的光环集群系统，以调查系统（S）提供（S）的最佳一致性的数据。（节略）
2005-07-22 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
Constraints on the Global Mass-to-Light Ratios and Extent of Dark Matter Halos in Globular Clusters and Dwarf Spheroidals
在星系晕中，对正被潮汐从球状星团和矮椭球体中移除的恒星的探测，对它们的质量与光的比率以及它们可能的暗物质晕的程度提供了强有力的约束。如果一个显著的暗物质成分存在于观测到的恒星分布之内或之外，那么恒星就不会被移除。我们使用数值模拟来研究质量损失的两个组成部分的星团轨道内更深的潜力。我们发现球状星团的质光比存在一个整体上限，M/L \lsim 2.5，并排除了它们具有低光度物质扩展晕的可能性。同样，矮椭球体的潮汐尾表明，它们的暗物质晕必须在\sim 400 pc处被截断，因此它们的总质量与光的比率为\lsim 100。
1995-11-29 astro-ph
From old Globular Clusters to early Structures in the Universe: the Formation of old, metal-poor Halos around early-type Galaxies
古老的、贫金属的球状星团记录了早期星系的形成和演化。它们是最好的探测器，在低红移，在高红移星系晕的建设。它们的性质限制了它们的祖先的特征。最近的研究结果表明，在z>3的DLA是它们形成的可能宿主。最后，他们揭示了可能存在于所有早期星系周围的古老的、贫金属的晕。
2001-12-20 astro-ph
Globular Clusters in the Outer Galactic Halo: AM-1 and Palomar 14
AM-1，约120千秒差距，和AM 14，约70千秒差距，是两个已知的最遥远的银河系球状星团。我们提出了哈勃空间望远镜WFPC 2测光的AM-1和AM 14，揭示了前所未有的深度和细节，在这两个集群的颜色星等图。绝对和相对年龄测量证实，两者都比内晕球状星团M 3年轻1.5-2 Gyr，假设所有三个星团都有相似的成分。因此，AM-1和AM 14加入了AM 3、AM 4和波江座（由Stetson等人研究）。作为遥远的银河系球状星团与红色的水平分支和年轻的年龄相对于内晕。在第二参数球状星团年龄的整个研究领域内，观察到的年龄和水平分支形态之间的相关性表明，年龄是第二参数的最佳候选者。然而，这一结论是缓和的第二参数球状星团的一个重要部分缺乏精确的化学丰度测定。
2008-07-07 astro-ph
Nitrogen Overabundance: Globular Cluster and Halo Formation
晕球状星团提出了四个简洁的问题，必须解决在任何情况下，他们的形成：单一年龄，单一的金属丰度恒星星族;一个下限（[Fe/H] ~ -2.3），他们的平均金属丰度;组成只有1%的恒星晕质量，是我们银河系中最古老的恒星之一。本文给出了银河系恒星的新光谱和银河系球状星团的积分光谱，其范围扩展到3250埃。这些光谱表明，最贫金属和最好的研究银河系球状星团显示出强烈的NH 3360吸收，即使他们的光谱能量分布在近紫外线的蓝色水平分支，AF型恒星占主导地位。这些强烈的北半球特征一定来自这些星团中的主序星。这些新的数据与现有的数据相结合的碳和氮丰度范围很广的金属贫（[Fe/H] < -3.5）晕巨星和矮星，以及最近的模型的零金属恒星形成，使一个稻草人的球状星团的形成，可以重现上述四个问题中的三个，以及相关的两个问题有关的氮过剩。这个strawman的建议使得观测和理论预测是可检验的，需要模型建立者的具体帮助来理解球状星团和晕形成的所有元素约束。
2003-10-15 astro-ph
Outer Versus Inner Halo Globular Clusters: NGC 7492 Abundances
我们对外晕球状星团NGC 7492（R{GC} 25 kpc）中的4颗RGB星样品中的21种元素进行了详细的丰度分析;我们发现[Fe/H] = -1.82 dex，这是利用凯克天文台HIRES获得的高色散（R= 35，000）光谱从FeI线（FeII线为-1.79）推断的。在我们有限的样本中，大多数元素没有显示出星与星之间的变化。然而，我们已经检测到O和Na丰度之间的反相关性，类似于我们以前的分析中看到的内晕GC以及其他人在相对附近的GC的研究。我们比较了NGC 7492的丰度比与我们以前确定的更接近的老晕GC M3和M13。在对晕星金属丰度特征的丰度比趋势进行修正后，我们发现，对于这三个GC中的每一个元素，我们推断出Fe的丰度比在可能的测量不确定性范围内是相同的。因此，以贫金属外晕球状星团NGC 7492为例的外晕的化学历史与以M3和M13为例的内晕的化学历史是无法区分的，至少在这些古老的球状星团形成的时期是如此。这也适用于中子俘获过程。
2004-11-22 astro-ph
Tracing the Sgr Stream with 2MASS. Detection of Stream stars around Outer Halo Globular Clusters
我们使用红外色星等图从2微米全天巡天（2MASS）搜索恒星属于潮汐流的人马座矮球状星系（Sgr dSph）周围选定的银河系球状星团。在统计上显著的探测到的情况下，NGC 12和NGC 4147，强烈支持的想法，这些集群与Sgr流，他们是以前的成员Sgr dSph星系。
2003-04-28 astro-ph
Halo enrichment by disrupted globular clusters
我们研究了银河系球状星团系统的演化，以确定它的初始质量函数和晕星的比例，可能来自破裂的球状星团。我们研究了两种破坏机制下的团簇演化：两体弛豫和动力学摩擦。N体模拟的新结果被用于两体松弛的影响下溶解的团簇的寿命。两种不同的质量函数进行了研究：一个高斯初始分布的log（M_C）的平均质量和散射类似于观察到的银河系球状星团系统，和一个幂律分布类似于所看到的集群合并和相互作用的星系。我们发现，在星系的内部，这两种分布的演变方式，他们是一致的观测。在外部，高斯初始分布给出了更好的拟合。然而，如果考虑椭圆轨道，或者在星系晕中有未被发现的低质量星系团，这可能会改变。无论如何，只有一小部分银河系的恒星晕起源于球状星团。
2000-12-21 astro-ph
A Quantitative Link Between Globular Clusters and the Stellar Halos in Elliptical Galaxies
本文探讨了球状星团与其所属星系的弥散恒星星族之间的定量关系。NGC 1399和NGC 4486（M87）都非常适合这种分析，因为它们的球状星团数量很大。我们的Monte Carlo模型的主要假设是，每个球状星团都是与一个具有相同空间分布、化学成分和年龄的弥散恒星质量一起形成的。主要的球状星团子群，确定所观察到的双峰颜色分布，分解避免先验参数（如高斯）拟合和使用一个新的颜色（C-T1）金属丰度关系。最后还讨论了蓝球状星团亚群的彩色星等图中的蓝色倾斜的可探测性。通过假设每个相关弥散恒星质量t的球状星团数量是总丰度[Z/H]的函数，并表现为t=gamma*exp（delta[Z/H]）（即当丰度降低时增加），建立了球状星团和恒星星系晕之间的成功联系。
2007-10-03 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
VI Photometry of Globular Clusters NGC6293 and NGC6541: The Formation of the Metal-Poor Inner Halo Globular Clusters
本文介绍了利用HST上的WFPC 2行星照相机对贫金属内晕球状星团NGC 6293和NGC 6541进行的VI测光。我们的颜色星等图的集群显示定义良好的BHB人口，符合其低金属和老年人。NGC 6293似乎在星团的中心区域有蓝色的离散星。讨论了NGC 6293和NGC 6541的星际红化和距离模，得到NGC 6293的E（B-V）= 0.40和（m-M）_0 = 14.61，NGC 6541的E（B-V）= 0.14和（m-M）_0 = 14.19。我们的结果证实了NGC 6293和NGC 6541明显位于银河系的中心区域（R_{GC} < 3 kpc）。我们还讨论了NGC 6293的差异红化。在我们的小视场内，NGC 6293的星际红化值似乎变化Δ E（B-V）~ 0.02 - 0.04等。最值得注意的结果是，内晕星系团NGC 6293和NGC 6541的年龄与M92基本相同，证实了HST NIC 3对NGC 6287的观测结果。
2006-06-29 astro-ph
Synchronized Formation of Sub-Galactic Systems at Cosmological Reionization: Origin of Halo Globular Clusters
富含气体的亚星系晕质量Mt <= 10^7.5 Msun，虽然由于缺乏足够的冷却剂而不能形成恒星，但在宇宙学再电离时含有很大一部分重子质量。我们表明，宇宙在z=10-20的再电离对这些晕有一个有趣的物理效应。外部辐射场导致电离前沿向每个晕同步向内传播，导致向内的会聚激波。质量为Mb~10^4-10^7 Msun、速度色散σ v <= 11 km/s的低自旋（初始无量纲自旋参数λ <= 0.01）晕中的驻留气体将被半径压缩约100倍，形成自引力重子系统。假设这样的压缩气体系统会碎裂成恒星，最终的恒星系统大小为2- 40秒差距，速度色散为1- 10 km/s，恒星总质量为M* 10^3-10^6 Msun。这些系统的特性似乎与观测到的晕状球状星团的特性相匹配。预期的数密度与观测到的晕状球状星团的数密度是一致的。用该模型预测了高质量端斜率为-2的观测质量函数。速度色散和光度（或表面亮度）之间的强相关性和速度色散和大小之间缺乏相关性，与观测结果一致。平均而言，金属丰度预计是低的，不应该与任何其他数量的球状星团，除了一个更大的分散的金属丰度之间的球状星团预计较大的星系。观测到的比频随星系类型的变化趋势可能在模型中产生。我们认为，这些恒星系统被视为晕球状星团今天。
2001-06-07 astro-ph
Dynamical limits on galactic winds, halo machos and intergalactic globular clusters
我们认为，任何暴力的星系风后，早期的恒星爆发将显着削弱星系的潜力，并留下持久的签名，如降低暗晕密度和优先径向/逃逸轨道的晕示踪剂，如球状星团。如果一个星系的动力学质量有一半以上被吹走，它就会解体。星系中存在致密晕，而没有星系际/逃逸的球状星团，这意味着在星系风中损失的重子数量的上限约为星系总质量的4%。这就限制了参与早期恒星爆发的重子和被锁定在恒星残余物中的重子，比如白矮星。在最近的自行搜索和星系晕中的微透镜观测中，所声称的晕白矮星的数量太高，与我们的动力学上限不一致。类似的论点也暗示了星系晕中中子星和恒星黑洞数量的上限。然而，一个温和的外流是可取的，特别是在矮星系，既降低其冷暗物质中心密度和注入金属的星系际介质。
2002-07-04 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
Globular Cluster Halos around the brightest Fornax Ellipticals
本文比较了天炉座星系团中心最亮的三个早型星系NGC 1399、NGC 1404和NGC 1380周围的球状星团的性质。这些球状星团系统在性质上非常相似，表明它们的形成机制相似。然而，NGC 1399的球状星团比其他两个星系多10倍，但亮度只有0.3-0.4等。此外，NGC 1399周围的球状星团的运动学倾向于它们中的大部分与星系团而不是与巨大的椭圆星系团联系在一起。因此，球状星团在星团中心的剥离和积累似乎在建立这个cD星系的高比频率中发挥了重要作用。
1997-12-04 astro-ph
The central region of the Fornax cluster -- III. Dwarf galaxies, globular clusters, and cD halo - are there interrelations?
本文简要地介绍了天炉座星系团核心的矮星系群的性质，以及异常丰富的球状星团系统和围绕中心星系NGC 1399的cD晕的性质。反过来，矮星系在星系团中心吸积和溶解的情况下是否可以解释所观察到的性质的问题得到解决。本文讨论了一定数量的矮星系吸积、球状星团和气体剥离以及剥离的下落气体形成新的球状星团的可能性。只有当剥离的矮星系的下落气体非常有效地形成球状星团和/或吸积和剥离的矮星系本身拥有丰富的球状星团系统时，中央球状星团系统的特定频率才有可能增加。总之，我们认为，虽然矮星系的陷落是一个非常有吸引力的方案来解释系统中的一些属性，可能还有其他的物理机制，也发生。
1999-05-10 astro-ph
On the origin of the radial mass density profile of the Galactic halo Globular Cluster System
我们调查什么可能是目前观察到的银河系老晕球状星团系统的质量的空间分布的起源。我们认为它的径向质量密度分布是原银河系中冷重子物质分布的遗迹。假设这一结果来自于整个原银河系的轮廓，减去暗物质的贡献（以及束缚原球状云的热气的一小部分贡献），我们表明，围绕银河系中心的冷气体和旧晕的质量分布令人满意地一致。为了更有说服力地证明我们的假设，我们模拟了随时间的演化，年龄为15 Gyr，一个假定的球状星团系统，其初始质量分布在星系晕如下的配置文件的冷原星系气体。我们发现，超过银河系的距离为2至3千秒差距，这样的质量密度分布的初始形状被保存，尽管一些球状星团的完全破坏和部分蒸发的一些人。这个结果几乎与球状星团初始质量函数的选择无关，初始质量函数仍然是不确定的。这些演化的星系团系统质量密度分布的形状也与目前观测到的旧晕球状星团系统的分布一致，从而加强了我们的假设。我们的结果可能表明，在距离银河系中心很近的地方，旧晕质量密度剖面所显示的扁平化，至少部分是原始起源的。
2005-02-22 astro-ph
Young Galactic Globular Clusters
9个目前已知的“年轻”银河系球状星团，其年龄比具有类似金属丰度的最古老星团小/ 3 Gyr，都具有大于15 kpc的RGC。此外，这些年轻的球状星团被发现有低于平均光度。这些结果表明：（1）在星系晕的最外层，球状星团的形成持续了相当长的一段时间;（2）这种外晕星团的典型光度（质量）随时间而减小。
1998-02-12 astro-ph
Young Globular Clusters and Dwarf Spheroidals
星系晕主体中的大多数球状星团几乎是同时形成的。然而，矮球状星系中的球状星团的形成似乎已经延长了哈勃时间的很大一部分。这表明，在星系晕主体中抑制球状星团晚期形成的因素在矮球状星系中并不起作用。在R_{GC} > 15 kpc处存在大量的“”球状体，可能是因为假设这些天体中有许多是在类似人马座（但不是类似天炉座）的矮球状星系中形成的，后来被银河系的潮汐力摧毁。在波江座、帕洛玛1、3、14和泰山7号球状星团周围寻找其母矮椭球体的低光度遗迹将是一件有趣的事情。此外，多色测光可以用来寻找超星协的残余物，外晕球状星团最初就形成于超星协内部。这样的包层被认为是在内晕中被潮汐剥离的球状星团。
1999-10-13 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
Chemical Abundances Of Three Metal-Poor Globular Clusters (NGC 6287, NGC 6293, And NGC 6541) In The Inner Halo
我们对NGC 6287、NGC 6293和NGC 6541三个内部古老的晕簇进行了化学丰度研究，发现[Fe/H]分别为-2.01 +/- 0.05、-1.99 +/- 0.02和-1.76 +/- 0.02，我们的金属丰度测量结果与以前的估计值吻合得很好。我们的程序集群的平均α元素丰度与其他球状星团，证实了以前的结果很好的协议。然而，单个α元素似乎遵循不同的趋势。内晕团簇的硅丰度似乎被增强，钛丰度似乎被耗尽相比，中间晕团簇。我们的研究结果似乎也与McWilliam和Rich研究的富含金属的凸状巨星相反，他们发现凸状巨星是钛增强和硅缺乏的。特别是，[Si/Ti]比似乎与银心距离有关，在这个意义上，[Si/Ti]比随着银心距离的减小而减小。我们认为，来自不同质量的SNe II祖先的贡献，丰富了原球状星团云的元素丰度，以及原球状星团云周围不同的初始物理环境，是造成“老晕”球状星团[Si/Ti]比与银心距离的这种梯度的原因。另一方面，我们的程序团的增强的s-过程元素丰度表明，我们的程序团的形成时间尺度可能是几倍10^8年后，恒星形成开始在银河系的中心区域，如果s-过程网站是中等质量的AGB星。
2002-05-23 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 with Dark Matter Halos. I. Initial Relaxation
在一系列的两篇论文中，我们使用高分辨率N体模拟的结果来测试球状星团形成的原始场景。在这第一篇论文中，我们研究了早期宇宙中活的暗物质微晕内恒星核心的初始弛豫。我们的暗物质占主导地位的球状星团显示的功能，这通常是归因于主星系的潮汐场的行动。其中有一个明显的截止（“潮汐半径”）或“中断”的径向表面亮度分布的外部部分，和一个平坦的视线速度色散分布在外围的集群的存在。我们的混合（恒星+暗物质）球状星团的表观质光比非常接近于纯星团。我们认为，需要额外的观测证据，如明显的潮汐尾的存在，以排除在当今球状星团中存在大量的暗物质。
2004-09-26 astro-ph
Globular Clusters in the Sombrero Galaxy (NGC 4594)
草帽星系NGC 4594是附近螺旋星系中数量最多的球状星团系统。它是研究球状星团并与本星系群螺旋星系进行对比的理想对象。在这里，我们提出了从CTIO施密特望远镜的B和I成像，它提供了31 'x 31'的视野。我们用DAOPHOT探测了400多个球状星团，并导出了它们的星等、B-I色和光度金属丰度。我们试图根据星系中的位置，将我们的样本分为盘状和隆起/晕状球状星团种群。有一些证据表明，盘人口是更多的金属-比隆起/晕球状星团丰富，但污染，尘埃红化和小数字的统计，使这一结果非常试探性。结果表明，球晕球状星团的金属丰度中值为[Fe/H]=-0.8。这一金属丰度与先前基于较小样本的估计值一致。它也类似于球状星团金属度-星系光度关系所预测的金属度。与我们的银河系一样，在晕状球状星团中没有径向金属丰度梯度。这表明NGC 4594的球状组成部分不是通过耗散过程形成的。
1997-01-20 astro-ph
The Colors of Dwarf Elliptical Galaxy Globular Cluster Systems, Nuclei and Stellar Halos
本文介绍了哈勃空间望远镜WFPC 2 F555 W和F814 W对室女座、天炉座和狮子座星系群中69个矮椭圆星系的观测结果。的$V-I$颜色的dE球状星团，核，和潜在的场星人口被用来跟踪的dE恒星形成的历史。我们发现dE球状星团候选者和银河系中贫金属的球状星团一样蓝。观测到的dE球状星团系统的$V-I$颜色与宿主dE的光度之间的相关性，有力地证明了球状星团是在dE的晕中形成的，并且没有银河系前的起源。假设大多数dE星团都是老的，平均球状星团颜色-宿主星系光度相关性意味着星团金属丰度$-$星系光度关系为$Z_{GC} \propto L_B^{0.22 \pm 0.05}$，这比在本星系群矮星（$Z_{FS} \propto L^{0.4}$）中观察到的场星金属丰度-宿主星系光度关系要浅得多。dE恒星包层在$V-I$中的$0.1-0.2$星等比其球状星团和核更红。这种颜色偏移意味着星团和场星的dE内有独立的恒星形成事件，而两个dE核的蓝色则表明在这些dE中，第三个恒星形成事件的发生时间小于一个陀螺。
2004-05-31 astro-ph
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
A Comparison of Copper Abundances in Globular Cluster and Halo Field Giant Stars
我们计算了10个球状星团（M3，M4，M5，M10，M13，M15，M71，NGC 7006，NCG 288和NGC 362）中117颗巨星的[Cu/Fe]，发现球状星团Cu丰度似乎遵循[Cu/Fe]的趋势。这一结果很有趣，因为最近的研究表明，球状星团欧米茄半人马座在丰度范围为-2.0 <[Fe/H]<-0.8时，[Cu/Fe]与[Fe/H]没有趋势。特别感兴趣的是两个集群M4和M5。虽然在相似的金属丰度（[Fe/H] ~- 1.2）下，它们在某些元素丰度上有很大差异：M4在Si、Ba和La中的丰度远远超过M5。我们发现，它也是过剩的铜相对于M5，虽然这种过剩是符合[Cu/Fe]的比例在现场发现。
2003-03-07 astro-ph
ACS photometry of newly-discovered globular clusters in the outer halo of M31
本文首次报道了M31远外区（15 < R_p < 100 kpc）10个经典球状星团的深ACS成像结果。其中八个星团，包括两个目前已知的最遥远的M31球状星团，都是第一次被描述。我们的F606 W、F814 W彩色星等图在水平分支下方延伸了约3个星等，清楚地表明这些天体中的大多数都是古老的（> 10 Gyr）、贫金属的星团。五个具有[Fe/H] ~-2.1，而另外四个具有-1.9 < [Fe/H] <-1.5。剩余的物体更富含金属，[Fe/H] ~-0.70。几个集群表现出第二个参数的影响。使用孔径光度学，我们估计积分亮度和结构参数的所有集群。许多星团，包括所有四个投影半径大于45 kpc的星团，都很紧凑，非常明亮，-8.9 < M_V <-8.3。因此，这四个最外层的星系团与银河系的对应星系团非常不同，后者通常是弥漫的，亚发光的（-6.0 < M_V < -4.7）和更富含金属的（-1.8 < [Fe/H] < -1.3）。
2006-12-20 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
The outer-halo globular cluster NGC 6229. III. Deep CCD photometry
本文报道了覆盖外晕球状星团NGC 6229的大视场深BV测光。首次获得了该星系团在主层序转折点以下的彩色星等图（CMD）。证实了以前的结果关于水平和巨大的分支的整体形态。此外，在我们的深空图像中还发现了9颗可能的极端水平分支恒星，以及33颗蓝色离散星。我们还发现，后者是更集中的亚巨星分支恒星覆盖相同的范围内的V等。比较星系团CMD和Sandquist et al.（1996）的M5（NGC 5904）山脊线发现：i）NGC 6229和M5的金属丰度基本相同; ii）NGC 6229和M5的年龄在误差范围内相同，尽管它们的水平分支形态不同。
1998-12-21 astro-ph
Deep HST V- and I-Band Observations of Two Globular Clusters in the Halo of M31
本文给出了M31晕内两个球状星团G302和G312的深（V ~= 27）V波段和I波段恒星测光结果。这些数据是使用哈勃太空望远镜的广域/行星相机2获得的。我们发现G302的铁丰度为[Fe/H] = -1.85 +/- 0.12，G312的铁丰度为[Fe/H] = -0.56 +/- 0.03，与光谱测量结果一致。每个星团的色星等图显示没有证据表明有中等年龄的恒星，或者水平分支形态的第二个参数效应。G302没有显示颜色梯度的证据，但G312的内部区域比外部区域更蓝。G312没有显示出椭圆率或扩展的未束缚恒星晕的证据。G302具有0.195 +/-0.012的投影椭圆率，其中投影长轴朝向M31的中心取向。G302还显示了一个扩展的不对称恒星晕的证据，该恒星晕至少延伸到了拟合的爱因斯坦-金潮汐半径的两倍。G302潮汐半径以外的质量与银河系潮汐场中球状星团的N体模拟预测的恒星逃逸率一致。
1997-08-25 astro-ph
s/alpha/Fe Abundance Ratios in Halo Field Stars: Is there a Globular Cluster Connection?
我们试图在Pagel & Tautvaisiene（1995，1997）关于这些元素的半经验分析模型的框架内理解Jehin等人（1999）导出的轻度贫金属星的s-和r-过程元素与Ti/Fe的关系图。Jehin等人区分了两个Pop II亚群：IIa，α/Fe和s-元素/Fe一起增加，他们将其归因于纯SNII活动; IIb，α/Fe恒定，s/Fe范围较大，他们将其归因于母球状星团中的吸积阶段延长。然而，他们的样本主要由厚盘星组成，只有4个清晰的晕成员，其中两个是Nissen和Schuster（1997）定义的“异常”。只有剩下的两颗晕星（其中一颗在Nissen & Schuster的样本中）与我们模型预测的Y/Ti（或s/alpha）比值有显著差异。
1999-12-15 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
Chemical Abundances and Kinematics in Globular Clusters and Local Group Dwarf Galaxies and Their Implications for Formation Theories of the Galactic Halo
本文综述了星系晕形成的理论和支持证据，特别是一些相关的球状星团以及本群矮星系中恒星的运动学和详细的化学丰度。外晕红HB星团倾向于有大的离心率，并居住在矮球状恒星居住的区域，有利于银河系外的起源。老的球状星团显示出全部的偏心率，而年轻的球状星团似乎更倾向于高偏心率，这再次暗示了它们的银河系外起源。我们详细比较了各种元素之间的晕和所有矮星系研究的日期，包括矮椭球和不规则的丰度。其显著特征是晕的丰度基本上是独一无二的。特别是，研究的13个星系中有12个的α与[Fe/H]模式彼此相似，与银河系非常不同。射手座似乎是唯一可能的例外。看来很大一部分富含金属的晕不太可能来自低质量的分裂矮星系。然而，至少有一部分贫金属晕可能来自典型的矮星，而一部分中等金属量的晕可能来自非常巨大的系统。矮星和晕之间的化学差异是由于前者的低恒星形成效率和高银河风效率的结合。如果大多数晕星都是在几颗质量非常大的卫星很早就吸积形成的，那么形成问题就可以解决。然而，任何这样的卫星要么必须比假设的早得多，在Ia超新星爆发之前，要么必须阻止恒星形成，直到它们被吸积之前不久。
2007-08-03 astro-ph
Formation of the Galactic globular clusters with He-rich stars in low-mass halos virialized at high redshift
最近的观测报告表明，银河系球状星团（GCs）具有异常扩展的水平支（EHB）形态，与整个银河系GC系统相比，其速度色散明显较低。我们认为，所观察到的独特的运动学的GC与EHB的GC的形成时代的有价值的信息，并相应地讨论了这一观测结果的基础上的宇宙学N体模拟与GC的形成模型。我们假设星系中的GC最初形成于高红移的低质量晕中，并在$z=0$研究了GC在其宿主晕中的最终运动学。我们发现，在z>10维里化的晕中形成的GC显示出比在z>6时形成的GC在z=0时的晕平均更低的速度色散。因此，我们认为，所观察到的银河系GCs与EHB的低速色散的起源是密切相关的早期形成时代（z>10）的晕最初托管的GC在星系形成的过程中。考虑到EHB的起源可能是由于氦增强的第二代恒星在GC中的存在，我们讨论了长期存在的GC的第二参数问题的背景下，不同程度的化学污染的GC形成的气体云内的低质量晕维里化在不同的红移。
2007-09-22 astro-ph
Building up the Galactic Halo: The Sagittarius dSph and the globular cluster M22
人马座矮椭球（Sgr）和一些球状星团（GGC）可以被认为是银河系晕的组成部分。我们提出了一系列的结果的基础上的宽视场测光的Sgr系统和GGC M22。特别是对于Sgr，我们提出：（1）RGB凸起的检测，这一特征与RGB的形状一起可用于限制年龄和金属丰度的允许范围，以及（2）检测一个清晰的蓝色水平分支，该分支探测金属贫乏群体的存在。在M22的情况下，我们提出了明确的证据表明，差异变红是观察到的进化序列的传播的主要原因。
2003-05-07 astro-ph
The Age of the Inner Halo Globular Cluster NGC 6652
对内晕球状星团NGC 6652进行了HST（V，I）测光。测光达到约4马格南以下的关闭，并包括一个良好的人口水平分支。这个星团位于银河系中心附近，距离银河系中心约2.0 kpc，红化E（V-I）= 0.15 +/- 0.02，金属丰度[Fe/H]约为-0.85。根据次巨星分支上比关闭点红0.05等的点与水平分支之间的Delta（V），NGC 6652的年龄为11.7 +/- 1.6 Gyr。利用这个Delta（V），我们获得了47 Tuc（一个厚盘球状星团）、M107和NGC 1851（都是晕星团）的精确微分年龄。NGC 6652似乎与47 Tuc和NGC 1851的年龄相同（在+/- 1.2 Gyr之内），而M107则比NGC 6652年长2.3 +/- 1.5 Gyr。由于这是一个小于2-sigma的结果，在对M107和NGC 6652的相对年龄做出明确的声明之前，这个问题需要进一步调查。
2000-08-28 astro-ph
Building up the globular cluster system of the Milky Way. The contribution of the Sagittarius galaxy
我们证明了外晕星系球状星团（具有10 kpc <= R_GC <= 40 kpc）的（X，Y，Z，V_r）相空间分布与Ibata & Lewis导出的人马座矮球状星系（Sgr dSph）的轨道之间存在明显的统计相关性。在这个距离范围内的35个球状星团样本中，至少有4个以前是Sgr星系的成员（在95%的置信水平上），现在沿着Sgr流分布，这是一个围绕银河系的巨大潮汐结构。这是第一次在星系晕的球状星团中发现与Sgr dSph相关的统计上显著的结构。加上位于这个潮汐扰动矮星系中心附近的四个著名的球状星团，这些星团构成了外晕（R_GC >= 10 kpc）星团人口的20%。因此，Sgr dSph不仅是晕场恒星群的重要贡献者，而且在银河系球状星团系统的形成中也扮演着重要角色。
2002-10-28 astro-ph
On the Origin of the Kinematical Differences Between the Stellar Halo and the Old Globular Cluster System in the Large Magellanic Cloud
通过对大麦云（LMC）形成过程的数值模拟，讨论了LMC中恒星晕和古老球状星团系统（GCS）的结构和运动学性质。我们特别讨论了观察到的可能的GCS的旋转运动学（V/sigma > 2），这似乎是显着不同的恒星晕的一个大的速度色散（~50公里/秒）。我们认为晕场星和古老的GC都可以起源于高红移（z >6）的低质量次晕。我们调查的最终动力学性质的两个老组件在LMC的晕合并形成的低质量的subhalos与场星和GC。我们发现，由高红移（z > 6）形成的古老球状星团（GC）组成的GCS几乎没有自转（V/sigma ~0.4），其结构和运动学与恒星晕相似。这种不一致的模拟GCS的运动学和观察到的一个被发现在不同的参数模型。因此，这种不一致性意味着，如果大麦哲伦星系中古老的贫金属GC具有旋转运动学，它们极不可能起源于形成恒星晕的低质量次晕。因此，我们讨论的情况下，恒星晕形成的低质量subhalos没有/很少的GC，而GCS形成的LMC的磁盘形成的早期阶段，通过耗散未成年人和主要合并的气体丰富的subhalos和气体的infall。我们认为，可以有一个阈值subhalo质量以上的GCs可以形成在subhalos在高红移，因此，这个阈值导致恒星晕和GCS之间的物理性质的差异，如LMC发光星系。
2007-07-15 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
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
Chronology of the halo globular cluster system formation
利用最新的恒星模型和等时线，我们确定了25个星系晕星团的年龄。根据金属丰度的不同，这些团簇可分为四组。我们测量每个组中一个参考聚类的绝对年龄，然后找到其他聚类相对于这个聚类的相对年龄。这种组合产生最可靠的结果。我们发现，最古老的星系团平均年龄为11.8+-0.9 Gyr或12.3+-0.3 Gyr，这取决于我们是否包括Arp 2和Rup 106。所有星团的平均年龄约为10.5 Gyr。所有集群的共同年龄和金属丰度和年龄之间的关系的问题得到解决。较低的金属丰度的群体似乎是同时代的，但我们的研究结果表明，在全球范围内的样本有一个年龄分布没有一个简单的年龄金属丰度的关系。
1997-04-24 astro-ph
Comparing the properties of local globular cluster systems: implications for the formation of the Galactic halo
通过Zinn的“老晕”、“年轻晕”和“凸起/盘”子系统与本地矮星系中的球状星团的详细比较，研究了目前在星系晕中观测到的球状星团中有一部分是在外部矮星系中形成的假说。银河子系统具有不同的空间和年龄分布，年龄-金属丰度关系，和轨道参数，虽然我们观察到一些OH集群的年龄和轨道更相似的YH对象。大核半径的球状星团几乎都属于YH子系统，而OH和BD系综则以致密星团为特征。大多数的外部星团在HB形态上与银河系的YH天体无法区分，但20-30%的外部星团的HB形态与银河系的OH星团最为相似。此外，外部星团的r_c分布与YH天体的分布非常接近。由83-85%具有BD星团典型结构的天体和15-17%具有外部星团典型结构的天体组成的复合分布可以很好地代表旧晕r_c分布。总之，我们的结果完全支持吸积假说。我们的结论是，所有30个YH集群和15-17%的OH集群（10-12个对象）是外部起源。因此，银河系在其一生中可能经历了约7次与带有星团的dSph-type星系的合并事件，积累了45-50%的恒星晕质量。最后，我们确定了一些OH对象的吸积集群的特性。与最近提出的CMa矮星相关的几个星团都属于这一类。
2004-08-23 astro-ph
HST WFPC2 Color-Magnitude Diagrams of Halo Globular Clusters in M33: Implications for the Early Formation History of the Local Group
利用哈勃空间望远镜宽视场行星照相机2在F555 W（~V）和F814 W（~I）滤波器下的观测资料，构造了附近旋涡星系M33晕中10个球状星团的色星等图（CMD）。这些数据揭示了HB的形态，并允许我们使用红巨星分支的形状和颜色来估计星团金属丰度。本文报道的主要结果是，10个团簇中有8个团簇只具有红色HB形貌，但它们的金属丰度为[Fe/H] ~-1.6。事实上，这8个星团基本上只是巨大的分支星团，让人想起麦哲伦星云中的中间年龄星团。此外，两个集群形成第二个参数对，其具有相似的金属性，但非常不同的HB类型。在假设星系团年龄是第二参数的情况下，M33中晕状球状星团的平均年龄比银河系中的晕状星团年轻几个Gyr。利用观测到的M31和M33中HB星的性质以及已发表的银河系球状星团、LMC、SMC和人马座矮椭球（Sgr）的主序星熄灭年龄，我们试图勾勒出这些星系的早期形成历史。这表明银河系、M31、M33、LMC和Sgr都在大爆炸后不久经历了它们的第一个团簇形成时期。三到四个回旋后，SMC开始形成它的第一代星团; M33星团的大部分形成得更晚。我们注意到，M33中的晕团形成的时间比银河系和M31中的要长得多。
1998-09-22 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
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
The influence of residual gas expulsion on the evolution of the Galactic globular cluster system and the origin of the Population II halo
本文给出了考虑残余气体排出效应的银河系球状星团系统质量函数演化的新结果。我们假设气体嵌入的星团以斜率β=2的幂律质量函数开始。然后，在大质量恒星的能量反馈、恒星质量损失、两体弛豫和外部潮汐场驱动的残余气体排出的综合影响下，研究了星团的溶解。残余气体排出的影响通过应用Baumgardt & Kroupa（2007）计算的N体模拟的大网格的结果来研究。在我们的模型中，质量小于10^5 Msun的星团在比它们的交叉时间短得多的时间尺度上失去它们的残余气体，残余气体排出是星团的主要溶解机制，在Myr的几十秒内摧毁了大约95%的星团。我们发现，在这种情况下，最终的质量函数的球状星团主要是建立在气体的驱逐，因此几乎独立于外部潮汐场的强度，并幂律质量函数的气体嵌入星团变成一个今天的对数正态。剩余气体排出和星团的婴儿死亡率的另一个结果是，星系晕星来自溶解的星团。由于场晕星主要来自低质量、短寿命的星团，我们的模型为观测到的球状星团星轻元素丰度的变化和场晕星之间没有这种变化提供了一个解释。
2007-12-10 astro-ph
