X-ray sources in globular clusters
BeppoSAX、RXTE和Chandra的观测表明，球状星团中的许多明亮X射线源都具有超短的双星周期。这是值得注意的，因为这样的系统不容易形成。通过对HST图像进行精确的光学天体测量，钱德拉发现的大量低光度X射线源可以分为静止的低质量X射线双星、双星、激变变星和磁活动双星。激变变星的数量与近距离恒星相遇的数量成比例。
2004-12-20 astro-ph
Cataclysmic Variables and a New Class of Faint UV Stars in the Globular Cluster NGC 6397
我们提出的证据表明，球状星团NGC 6397包含两个不同的中央集中的紫外亮恒星类。从HST/WFPC 2获得的U、B、V和I数据构建的色星等图显示了七颗比主序星的亮度更暗的紫外亮恒星，其中三颗先前被确定为激变变星（CV）。这些恒星的光变曲线显示出CV的“闪烁”特征，以及长期的变化。第四颗星被确定为CV候选者的基础上，其可变性和紫外线过剩。另外三颗紫外线明亮的恒星没有光度变化，并且具有B星的宽带颜色特征。这些不闪烁的紫外线恒星太暗了，不可能是延伸的水平分支恒星。我们认为它们可能是低质量的氦白矮星，当红巨星的演化被中断时形成，这是由于罗氏瓣溢出到双星上，或者是由于潮汐捕获双星中的共同包络相之后的包络喷射。或者，它们可能是非常低质量的核心燃烧氦的恒星。CV和新的暗UV星都强烈地集中在星团中心，以至于单靠2体弛豫的质量分离可能无法解释它们的分布。
1998-09-26 astro-ph
X-ray sources in globular clusters
球状星团中的12个明亮的X射线源（Lx>10（36）erg/s）的亮度比我们星系凸起中最亮的源要低。球状星团中的暗X射线源（Lx<10（35）erg/s）比我们星系盘中的激变变星达到更高的光度。第一个区别是统计上的侥幸，与M31的比较表明了这一点。第二个区别是因为最亮的暗淡的来源不是激变变量，但软X射线瞬态在平静。本文介绍了BeppoSAX、ROSAT和第一次钱德拉观测得出这些结论的情况。
2001-11-22 astro-ph
Far-Ultraviolet Observations of the Globular Cluster NGC 2808 Revisited: Blue Stragglers, White Dwarfs and Cataclysmic Variables
利用哈勃空间望远镜对球状星团NGC 2808进行了远紫外观测。这些数据首先由布朗和同事分析，重点是该星团中明亮的蓝色水平分支（HB）恒星。在这里，我们的重点是人口较暗的FUV源，其中包括白矮星（WD），蓝离散星（BS）和激变变量（CV）。因此，我们构建了NGC 2808的最深FUV-NUV色星等图，并寻找我们的FUV源之间的变化。总的来说，我们已经找到了。40 WD，约60 BS和大约。60个CV候选人;其中三个BS和两个CV候选人是可变的。我们还在NGC 2808的核心发现了一颗已知的天琴座RR型恒星，它具有巨大的质量（约100000）。4 mag）FUV可变性。我们研究了径向分布，发现我们的CV和BS候选人比HB和WD候选人更集中。这可能是质量分离的影响，但也可能是由于在致密的星团核心中优先形成这种动态形成的物体。对于我们的CV候选人之一，我们在Piotto及其同事发表的WFPC 2光学数据中找到了对应的数据。
2005-04-29 astro-ph
Faint Cataclysmic Variables in Quiescence: Globular Cluster and Field Surveys
目前的演化模型表明，大多数激变变星（CV）的P_orb<2小时，是矮新星（DN）系统，大部分时间处于静止状态。对附近静止的DN的观测发现，紫外光谱主要由热的白矮星（WD）控制，这表明除了静止的圆盘和主序星伴星之外，它还提供了相当大一部分的可见光。因此，确定一个微弱的，静态CV在任何领域或球状星团（GC）从宽带颜色取决于我们的能力，预测WD的贡献在静止。我们正在进行WD的压缩加热的理论研究，延伸到非常低的时间平均吸积率，<Mdot>~10^{-11}M_sun/yr，这使我们能够自洽地找到WD的T_eff}。我们在这里证明，大部分的压缩加热发生在新鲜吸积信封和WD核心温度达到一个固定值的时间尺度小于典型的进化时间。由于核燃烧在这些温度下是不稳定<Mdot>的，为了找到T_eff关系，我们把WD核在整个经典新星极限环中的周期性加热和冷却结合<Mdot>起来。通过与DN场观测值的比较，证实<Mdot>了中断磁制动的-P_orb关系.我们还预测宽带颜色的一个静态CV作为一个函数<Mdot>和同伴的质量，并表明，这导致识别什么可能是许多CV在深HST图像的GC。
2001-12-12 astro-ph
Cataclysmic Variables and a Candidate Helium White Dwarf in the Globular Cluster NGC 6397
我们利用HST/FOS研究了附近球状星团NGC 6397核心的暗紫外星。我们确认了NGC 6397（CV 4）中存在第4个激变变星（CV），并利用Cool等（1998）的测光方法证明CV 1- 4都有暗淡的盘和可能较低的吸积率。结合CV 1的新紫外光谱和Grindlay等（1995）发表的光谱，我们提出了CV 1- 3可能是DQ Her系统的新证据，并指出CV 4可能是矮新星或另一个磁系统。另一种可能性是，CV可能是在新星爆发之间冬眠的老新星。我们还介绍了NGC 6397中一类新的紫外亮星的成员的第一个光谱。与CV不同的是，这些暗淡、炽热的恒星没有变化，因此被称为“非闪烁星”（NF）。与CV一样，它们的空间集中度强烈地集中在聚类中心。利用恒星大气模型，我们确定了该NF的log g = 6.25，T_eff = 17，500 K。使用这些线参数和NF的光度，我们表明，NF光谱是一致的氦WD具有~0.25太阳质量的质量和年龄之间的0.1和0.5 Gyr（取决于所使用的模型）。NF光谱似乎与预期的波长有明显的多普勒位移，这表明存在一个黑暗的大质量伴星，可能是碳氧WD。
1998-11-09 astro-ph
Cataclysmic and Close Binaries in Star Clusters. V. Erupting Dwarf Novae, Faint Blue Stars, X-ray sources, and the Classical Nova in the Core of M80
长期以来，人们一直预测在球状星团中存在大量激变变星（CV），但在球状星团中已知的绝对确定的星团CV数量仍然少于10个。HST和钱德拉观测者最近在几个人口稠密的球状星团中发现了几十个灾变变星候选者。这些候选人的确认和表征是极其困难的，因此确定明确的简历仍然很重要。我们已经搜索了致密球状星团M80的所有档案HST图像，以寻找爆发的矮新星（DN），并检查十年前首次发现的两个非常蓝色的物体的爆发行为。在8个搜索纪元中发现了两个新的爆发矮新星，使M80成为爆发DN的记录保持者。M80中静止的经典新星在几分钟到几年的时间尺度上变化不超过十分之几个星等，而一个类似的暗淡的蓝色物体也有类似的变化。模拟和完全性检验表明，M80中最多有3个类SS Cyg的爆发型DN和9个类U Gem的DN。要么这个非常密集的星团包含的CV比理论预测的少一个数量级，要么大多数M80 CV都非常微弱和/或像WZ Sge一样很少喷发。我们已经探测到了一个由54个天体组成的序列，它们与主序星平行，并且在主序星的蓝色方向上有十分之几个星等，这些蓝色天体比主序星更加集中，但不像蓝色离散星那样集中。我们认为这些天体是白矮星-红矮星双星，有些是M80的暗CV星群。
2005-08-18 astro-ph
Photometric study of the variable star population in the globular cluster NGC 6397
本文介绍了对邻近的球状星团NGC 6397中心区域变星的测光观测结果。样本包括12个新天体，其中6个显示周期性光变曲线，2个是未知周期的食双星。钱德拉天文台探测到的六个变量具有确定的X射线对应物，三个具有可能的X射线对应物。其中四颗是激变变星，一颗是前景食双星。激变变星CV 2可能在2003年5月爆发过一次矮新星类型的爆发。在5次观测中，激变变星CV 3的观测值为18.5<V<20.0，但在2003年5月达到V>22时进入低态。我们发现毫秒脉冲星PSRJ 1740 -5340的光学伴星的光变曲线在几个月的时间尺度上有明显的振幅变化。在星团的一颗关闭星上发现了DeltaV =0.03等的浅食，表明轨道上存在一颗大行星或褐矮星。
2005-09-14 astro-ph
Time Series Photometry of Variable Stars in the Globular Cluster NGC 6397
本文给出了球状星团NGC 6397中心区16个短周期变星的BVI测光时间序列。样本包括9个新检测到的变量。激变变星CV 6的光变曲线的周期为0.2356天。我们证实了先前报道的0.472天的激变变量CV1。两个CV的相位光变曲线都呈现出类似正弦的光变曲线，在每个轨道周期中出现两个极小值。CV1的次级成分具有0.83 g/cm^{3}的低平均密度，表明它不可能是一颗正常的主序星。蓝离散星中的变星包括一颗轨道周期为0.787天的食双星，三颗新的SX Phe星（其中一颗的轨道周期非常短，只有0.0215天），以及三颗低振幅变星，它们可能是剑鱼座γ变星。
2002-10-29 astro-ph
Chaos and the Dynamical Evolution of Tidal Capture Binaries in Globular Clusters
球状星团的核心有许多低质量的X射线双星、激变变星和毫秒脉冲星双星，它们很可能是通过潮汐捕获过程形成的。潮汐捕获双星最初被认为是负责停止核心崩溃，并通过“双星加热”过程进行随后的再膨胀。标准模型，现在表明，这些双星不再是可行的直接能源。我们提出的研究结果表明，潮汐捕获双星可能确实是一个显着的直接能源的核心球状星团。我们发现，捕获后，这些二进制经历了一个短暂的，暴力的混乱阶段，轨道偏心率（因此潮汐能）遭受很大的变化在一个很短的时间尺度。接下来是一个长时间的静止阶段，其中潮汐能仍然很小，而轨道仅通过正常的耗散效应循环。这个静止阶段允许捕获的主序星在没有大潮汐的情况下演化，这对产生低质量X射线双星和激变变星很重要。
1994-03-23 astro-ph
Combined Chandra, XMM-Newton and Hubble Space Telescope observations of the Galactic globular cluster NGC 2808
利用新的钱德拉X射线观测和现有的XMM-牛顿X射线和哈勃远紫外观测，我们的目标是检测和识别属于银河系球状星团NGC 2808的微弱X射线源，以了解它们在球状星团演化中的作用。本文介绍了银河系球状星团NGC 2808的钱德拉X射线观测。我们通过分析它们的颜色和变异性来对与集群相关的X射线源进行分类。以前的观测与XMM牛顿和远紫外观测与哈勃太空望远镜重新调查，以帮助确定钱德拉源与集群。我们比较我们的结果人口合成模型和其他银河系球状星团的观测。我们探测到113个源，其中16个落在NGC 2808的半质量半径内，并集中在星团核心。从统计分析来看，这16个污染源极有可能与该集群有关。我们检测到短期（1天）的变化，在X射线的7个来源，其中2落在半质量半径内，和长期（28个月）的变化为10个进一步的来源，其中2落在半质量半径内。紫外对应物被发现的8个钱德拉源的核心，其中2个有良好的匹配概率和紫外性质的激变变量预期。我们在NGC 2808的核心发现了一颗可能的中子星-静止低质量X射线双星和7颗激变变星候选者。其他8个源是灾变变星候选者，但有些可能是活跃的双星或毫秒双星。与47 Tuc相比，我们发现可能的X射线源不足，这可能与NGC 2808的金属含量和演化的复杂性有关。
2008-08-19 astro-ph
Properties of the Galactic population of cataclysmic variables in hard X-rays
利用INTEGRAL全天空巡天测量了17-60 keV能区激变变星的空间分布和硬X射线光度函数。绝大多数INTEGRAL探测到的CV都是亮度在10^{32}-10 ^{34} erg/sec范围内的中间极。银河系盘的CV人口的标度高度被发现是130{+90}{-50} pc。用INTEGRAL在硬X射线中测量的CV光度函数与先前用RXTE探测到的一个很大程度上独立的源样本（位于|b| > 10度，与INTEGRAL样本相反，强烈集中在银河平面）在较低能量（3- 20 keV）下确定的CV光度函数是一致的。在17-60 keV的能量范围内，CV每单位恒星质量的累积光度密度为（1.3+/-0.3 x10 ^{27} erg/sec/Msun），因此可以与低质量X射线双星在这个能量范围内的光度密度相媲美。因此，微弱但众多的CV预计将提供一个重要的贡献，累积硬X射线发射的星系。
2008-05-17 astro-ph
Newly Discovered Cataclysmic Variables from the INT/WFC Photometric H alpha Survey of the Northern Galactic Plane
我们报告发现了11个新的激变变量（CV）候选人的艾萨克牛顿望远镜（INT）光度H阿尔法调查的北银河平面（IPHAS）。对其中三个系统作了进一步的后续观察。对于CV候选者IPHAS J013031.90+622132.4和IPHAS J051814.34+294113.2，已经获得了时间分辨光谱，并且H α发射线的径向速度测量已经被用来估计它们的轨道周期。第三个CV候选者（IPHAS J062746.41+ 014811.3）被光度法观察到，并发现是食。所有三个系统的轨道周期都在CV周期间隔2-3 h以上。我们还强调了另一个系统，IPHAS J025827.88+635234.9，其光谱将其区分为具有不寻常的C和N丰度的可能的高光度物体。
2007-10-26 astro-ph
First XMM-Newton Observations of the Globular Cluster M22
我们已经检查了球状星团M22的初步数据，从EPIC MOS探测器上的XMM-牛顿。我们已经在视场中心探测到27个X射线源，其中24个是新探测到的。在集群的核心内发现了三个来源。从X射线源的光谱分析，有可能核心中心的物体是一个静态的X射线瞬变，而那些更远的物体可能是灾难性的变量。
2001-10-30 astro-ph
The Luminous Erupting Dwarf Nova CV1 in the Dense Globular Cluster M15
尽管几十年前就预测在球状星团的核心存在几十个灾难性的变量，但无可辩驳的，爆发的候选者的数量仍然很少。使用多波长，多历元的HST图像，我们产生了爆发和宁静的光变曲线，最近发现的大振幅变量CV 1的核心后核心坍缩球状星团M15。光变曲线和蓝色显示该天体是一颗真正的矮新星，在最大亮度下的绝对星等可与已知最明亮的矮新星相媲美。
2004-08-27 astro-ph
XMM-Newton observations of the Galactic globular clusters NGC 2808 and NGC 4372
银河系的球状星团中有双星系统，它们被探测为微弱的X射线源。这些密近双星被认为通过释放能量和延迟球状星团不可避免的核心坍缩在星团的稳定性中发挥了重要作用。因此，密近双星的清单及其识别是必不可少的。本文介绍了对两个银河系球状星团NGC 2808和NGC 4372的XMM-牛顿观测。我们使用X射线光谱和变异性分析，结合紫外线观测与XMM-牛顿光学监测器和公布的数据从哈勃太空望远镜，以确定与集群相关的源。我们比较我们的观察结果与人口合成模型的估计。96个来源中有5个可能与NGC 2808有关。在NGC 4372的视野中发现了9个源，没有一个位于其半质量半径内。我们在NGC 2808的核心发现了一颗静止的中子星低质量X射线双星候选者，并提出NGC 2808的中心源主要是激变变星。据估计，大约有20+/-10个激变变星的光度大于4.25 x 10^31 erg s^-1。NGC 2808的核心也可能存在毫秒级的辐射源，而在半质量半径以外的一些辐射源可能与该星团有关。
2008-01-07 astro-ph
Formation and evolution of compact binaries in globular clusters: I.Binaries with white dwarfs
本文是系列文章的第一篇，我们研究了致密球状星团中包含白矮星的致密双星形成的恒星动力学和演化过程。我们研究的过程导致创建的X射线双星，如激变变量和AM CVn系统。使用数值模拟，我们确定了占主导地位的形成渠道，我们预测的预期数量和可检测系统的特点，强调如何集群源不同的领域人口。我们探讨集群属性的形成率的依赖，我们特别解释了为什么灾难变量的分布只有一个弱的集群密度的依赖。我们还讨论了球状星团中矮新星爆发的频率及其与中等强度白矮星磁场的关系。我们研究Ia型超新星的速率通过单和双退化通道在集群中，我们认为，这些速率可能有助于总SN Ia率在椭圆星系。考虑到合并白矮星双星，我们讨论了可能的限制，其祖先的共同信封演变，我们得到的LISA的引力波探测的理论期望。
2006-04-04 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
Two Confirmed Cataclysmic Variables in the Old Stellar Cluster NGC 6791
基于新的CCD光度学和光谱学，我们证实了在非常古老的疏散星团NGC 6791中存在两个激变变星（CV）。Rucinski，Kaluzny & Hilditch（1996）在1995年观测到其中一个变星B8，并发现它在1995年发生了一次大规模的爆发。我们用MMT获得的这颗恒星在爆发之外的光谱清楚地显示出矮新星特有的发射线。我们观察到第二颗恒星，被称为B7，经历了大的（$\sim3 mag$）下降，其亮度超过$\sim 10 days$。在高态下获得的B7的光谱类似于类新星CV的光谱。这颗星可能是CV的UX~UMa亚型的成员.变星B7和B8只代表疏散星团中已知的第二和第三颗激变变星。变星B7的观测特征使得它很难用目前在球状星团中观测变星的一些方法来识别。
1997-05-24 astro-ph
Multi-wavelength observations of stellar populations in Galactic globular clusters
我报告的框架内的一个复杂的项目，旨在描述银河系球状星团的恒星星族的光度特性的一些最近的结果。
2003-01-14 astro-ph
The Self-Enrichment of Galactic Halo Globular Clusters: the mass-metallicity relation
本文讨论了星系晕球状星团之间质量-金属丰度关系的存在性。在球状星团系统中，光度与金属丰度之间没有任何相关性，这一直被用来作为反对团簇形成的自富集模型的论据。我们表明，这样的关系是统计存在于银河系的老晕球状星团。这种观测相关性意味着质量最小的老星系团是最富金属的。这与以下观点相矛盾：如果球状星团是自富集系统，那么最富金属的星团也将是最大的。我们进一步表明，这种反相关性是预测的自富集模型。
2001-08-28 astro-ph
Galactic Globular Clusters Database: a progress report
简要评述了银河系球状星团数据库的现状。本文描述了在撰写本文时实现的功能，以及未来改进的计划。
2007-11-19 astro-ph
Spatial distribution and galactic model parameters of cataclysmic variables
根据459个激变变星（CV）的样本，计算了太阳邻域内CV的空间分布、星系模型参数和光度函数。该示例包含所有CV，其距离是根据CV的周期-亮度-颜色（PLC）关系计算的，该关系是最近使用{ \em 2 MASS}光度学数据导出和校准的。研究发现，指数函数最适合样本中所有CV、非磁性CV和矮新星的观测z分布，而sech^{2}函数更适合于类新星恒星和极星。CV的垂直刻度高度为158 $\pm$ 14 pc，对应于{ \em 2 MASS} J带极限视星等15.8。矮新星和类新星的垂直尺度高度分别为128 $\pm$ 20和160 $\pm$ 5 pc。CV的局域空间密度为$\sim3\times10^{-5}$ pc^{-3}，与理论预测的下限一致。CV的光度函数在低光度下显示出向更高空间密度增加的趋势，这意味着短周期系统的数量应该很高。如果对于空间密度的z依赖性使用sech^{2}密度函数，则CV的理论和观测总体研究之间的差异将几乎消失。
2007-08-08 astro-ph
Galactic globular clusters contribution to microlensing events?
在这篇文章中，我们对迄今为止在银河系中心探测到的大量微透镜事件进行了分析，目的是调查一些暗透镜是否位于银河系球状星团中。我们发现，在四种情况下，一些事件可能确实是由于透镜位于球状星团本身。我们也给出了一个粗略的估计的平均透镜质量的事件的子集高度对准银河系球状星团中心，并发现，在合理的假设下，偏转器可能是最有可能的棕矮星，M-星或恒星残骸。
2008-02-26 astro-ph
Observational evidence for the origin of X-ray sources in globular clusters
在球状星团中观测到低质量X射线双星、再循环双星、激变变星和磁活动双星等X射线源。我们讨论了这些系统的分类，并发现一些假定的活动双星比预期的要亮。我们讨论了一种新的统计方法来确定从观测如何形成的X射线源取决于恒星相遇的数量和/或对集群的质量。我们表明，集群质量是不是一个代理的遭遇数，光学鉴定是必不可少的，在证明存在的原始双星之间的低光度X射线源。
2007-10-09 astro-ph
The Evolution of the Globular Cluster System in a Triaxial Galaxy: Can a Galactic Nucleus Form by Globular Cluster Capture?
场星引起的动力学摩擦和中心核引起的潮汐扰动是决定椭圆星系中球状星团系统演化的关键。本文研究了某些星系核是由在三轴势场中运动的衰变球状星团形成的可能性。最初的快速增长的核心，主要是由于大规模的集群盒轨道下降到银河系的中心在很短的时间尺度，被发现是后来放缓的潮汐中断引起的核心本身对质量较小的集群的方式所描述的Ostriker，宾尼和萨哈。动力学摩擦的效率是这样的，携带到星系中心足够的球状星团质量，可形成一个紧凑的核心，但其无碰撞形成的实际模式仍有待研究。核的质量是由上述两个过程的相互反馈以及已知的球状星团族的初始空间、速度和质量分布决定的。此外，我们还讨论了球状星团坠落到银河系中心是原始剧烈星系活动原因的可能性。最后给出了该模型在M31上的应用。
1993-01-14 astro-ph
Far-Ultraviolet Surveys of Globular Clusters: Searching for the Products of Stellar Collisions and Near Misses
哈勃太空望远镜的远紫外线观测是发现和研究球状星团核心中炽热的蓝色恒星星族的一种极好的方法。这些星群包括动力学形成的蓝离散星和相互作用的双星（如激变变星），即恒星碰撞和近距离碰撞的产物。以星团47 Tuc为例，我们展示了如何将FUV成像和无缝光谱相结合来发现和研究这些种群。
2004-01-28 astro-ph
Six New Galactic Orbits of Globular Clusters in a Milky-Way-Like Galaxy
最近测定了六个新的球状星团的绝对自行。这促使我们获得这六个星系团在轴对称银河系势和禁止势（如我们的银河系）中的银河系轨道。轨道也得到了银河系的潜力，包括旋臂。对这三种情况的轨道特征进行了比较和讨论。潮汐半径和破坏率也进行了计算和讨论。
2007-10-29 astro-ph
The ellipticities of Galactic and LMC globular clusters
大麦哲伦星系的球状星团被发现比银河系的球状星团明显更椭圆，但在几乎所有其他方面都非常相似。大麦哲伦球状星团的椭圆率与星团的年龄和质量无关。我们认为这种椭圆度的差异是由于大麦哲伦星云和银河系的潮汐场强度不同造成的。强大的银河潮汐场消除了初始速度的各向异性，并消除了球状星团的角动量，使它们更接近球形。LMC的潮汐场不足以完成这些任务，它的球状星团仍然接近它们的初始状态。
1997-02-03 astro-ph
Chandra observations of the globular cluster M54
我们对球状星团M54进行了Chandra观测。我们探测到了7个位于M54半质量半径内的源，在0.3-8 keV的能带中，通量极限为1.5 × 10 ^-15 erg/s/cm。7个源的空间分布和颜色/光谱特征表明它们可能是球状星团中的激变变星或LMXB。与其他使用钱德拉和XMM-牛顿观测到的球状星团相比，M54显示了最多的亮度大于10^32尔格/秒的X射线源。我们寻找了这个光度水平以上的源的数量与球状星团参数之间的相关性。我们发现的证据表明，源的数量峰值在国王浓度参数c~1.7-1.9，与球状星团的核心崩溃或具有低c值有较少的来源。我们推测可能的原因。
2005-10-07 astro-ph
The globular cluster distributions in the Galaxy, M31 and M87: are many globulars disappeared to the galactic centres?
本文研究了银河系、M31和M87中球状星团的径向分布，并与晕星的径向分布作了比较。球状星团的分布似乎明显比恒星凸起的分布平坦。假设这是这些星系中的球状星团分布演化的结果，与（未演化的）恒星分布的比较使我们能够获得丢失的星团的数量和总质量的估计，这些星团可能去喂养这些星系中存在的大质量中心天体。结果表明，所研究的星系团系统最初应该分别比我们银河系和M31中的星系团系统的丰度高出三分之一和四分之一，而M87中的星系团系统的丰度则是现在的两倍。丢失的球状星团的估计质量与星系核质量是一致的。
1997-01-17 astro-ph
The contribution of primordial globular clusters to the central galactic activity
星系中的球状星团与环境之间存在着相互反馈，这种反馈受其动力学演化的调节。这种反馈可以解释球状星团系统和宿主星系的各种特征。与此相关的例子是球状星团的径向分布和星系活动星系核的剧烈初始活动。
2001-09-06 astro-ph
X-ray sources and their optical counterparts in the globular cluster M 22
利用XMM-Newton EPIC成像数据，我们在M22的视场中探测到了50个低光度X射线源，其中5 +/- 3个可能与星团有关。使用差分光学光度法，我们已经确定了可能的对应物，这些来源属于集群。利用X射线光谱和计时研究，并结合光学颜色，我们认为星团中最中心的X射线源是激变变星、毫秒双星、活动双星和蓝离散星。我们还发现了这个球状星团后面的一个星系团。
2004-05-28 astro-ph
Tidal Tails around 20 Galactic Globular Clusters
我们研究了20个银河系球状星团潮汐尾的二维结构，这些结构是通过小波变换检测大尺度上的弱结构并滤除低银纬星团的强背景噪声而获得的（Leon，Meylan & Combes 2000）。我们还提出了N体模拟的球状星团，在银河系周围的轨道，以定量和几何研究的潮汐效应，他们遇到（Combes，莱昂和Meylan 2000）。
1999-12-02 astro-ph
Factor analysis of Galactic globular clusters on structural parameters
用主成分方法研究了星系球状星团在7轴和8轴结构参数空间中的运动。结果表明，具有这组参数的簇的流形性质主要由两个独立的因素决定。这一结果对团簇的形成和演化理论有一定的参考价值。
2000-11-08 astro-ph
Can Galactic Nuclei Activity be Explained by Globular Cluster Mass Accretion?
球状星团可以衰变到其母星系的中心，携带的质量足以维持一个小的预先存在的核的引力活动，并以显着的方式吸积它。活动星系核的亮度和寿命取决于球状星团系统的性质，对核的初始质量很不敏感。
1996-12-10 astro-ph
Galactic nuclear activity induced by globular cluster merging
本文从球状星团系统演化的角度讨论了椭圆星系中球状星团与晕球星径向分布差异的解释。本文简要总结了球状星团系统的动力学演化不仅能够解释它们的分布向星系中心方向变平的现象，而且还可能对母星系的原始活动起着重要的作用。
2001-01-05 astro-ph
Binary formation within globular clusters : X-ray clues
本文研究了原始双星数目对球状星团内探测到的双星总数与碰撞率之间关系的影响。我们模拟了球状星团中的双星种群：原始双星和通过引力相互作用形成的双星。我们发现，原始双星的初始数量的影响，检测到的源的数量和碰撞率之间的关系，我们发现是一个幂律。我们还表明，观察一个不完整的样本提供了与一个完整的样本获得相同的结果。我们利用XMM-牛顿和钱德拉的观测结果来约束X射线光度大于10^{31} erg/s的源的形成机制，并表明球状星团中的一些激变变星应该是原始天体。我们指出了一个可能隐藏在高质量球状星团中子星人口与低碰撞率。
2004-12-03 astro-ph
Completing the Census of (Bright) Variable Stars in Galactic Globular Clusters
我们提出了一个长期的项目，旨在完成普查（亮）变星在银河系球状星团。虽然我们的主要目标是获得银河系球状星团系统中天琴座RR型和造父变星II型的人口的可靠的评估，适当的注意也被支付给其他类型的变量，包括SX凤凰星，长周期变量，和食双星。
2005-09-21 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
X-ray sources in old stellar clusters: the contribution of ROSAT
ROSAT在球状星团中发现了两个新的明亮的X射线源，在球状星团和老的疏散星团中发现了许多亮度较低的X射线源。用ROSAT卫星获得的精确位置有助于用光学物体进行识别，但在球状星团中这一点仍然很不完整。一个暗淡的球状星团的来源已经被确认为是一颗再循环的射电脉冲星，其他几个可能是激变变星。在旧的疏散星团M67中发现的四个最亮的X射线源令人困惑，因为我们不明白它们为什么会发射X射线。与迄今为止研究的两个旧的疏散星团相比，球状星团在X射线下明显不亮。
1999-01-14 astro-ph
A Probable New Globular Cluster in the Galactic Disk
我们报道了在银河系盘中发现的一个可能的新球状星团。它的绝对星等和红巨星分支的光度函数与距离为4-8 kpc的一个老的球状星团的绝对星等和光度函数最为一致，这个星团的质量是太阳质量的几倍。
2008-08-12 astro-ph
The Relative Ages of Galactic Globular Clusters
我们提出了一个审查的知识现状有关银河系球状星团的相对年龄。首先，我们讨论了相关的星系形成模型，并描述了详细的预测，他们相对于形成的时间尺度和化学演化的球状星团。其次，描述和评价了用于估算球状星团年龄的技术，特别强调了每种方法的优点和缺点。以这些技术为基础，我们提出了支持以下论断的论点：1）球状星团的年龄是最有可能成为全局第二参数的候选者，它与金属丰度一起控制着球状分支的形态。2)在银河系的大部分球状星团中，总年龄范围高达$\sim$ 5 Gyr。3)当\mvrr - \feh关系的斜率小于$\sim$ 0.23时，银河系球状星团的年龄与金属丰度之间存在显著的关系.这些结论以及其他支持性证据支持这样一种形成情景：星系晕的内部区域在远小于1 Gyr的短时间内以单调的方式坍缩。相比之下，光环的外部区域在几个Gyrs内以混乱的方式分裂和崩溃。
1997-10-22 astro-ph
Ages of Galactic Globular Clusters from the New Yale Isochrones
本文根据耶鲁恒星演化程序，利用OPAL和Kurucz不透明度，构造了一个新的理论等时线网格。等时线的网格涵盖了广泛的金属丰度、氦丰度和质量。构造的等时线的描述和比较银河系球状星团的观测。太阳校准的混合长度（$α= 1.7$）产生一个很好的适合球状星团的颜色星等图。用\dv方法测定了40个球状星团的年龄，并讨论了晕的形成。
1994-11-07 astro-ph
Statistical Study of the Blue Straggler Properties in Galactic Globular Clusters
在本文中，我们报告的统计分析的主要性质的球状星团蓝色离散星（BSS）的光度均匀CMD（Piotto等，2002）的HST快照数据库中提取的最重要的结果。BSS相对频率与碰撞率和星系团总绝对光度呈显著的负相关关系。
2003-03-13 astro-ph
Unveiling the core of the Globular Cluster M15 in the Ultraviolet
利用哈勃空间望远镜上的高级巡天照相机获得了致密球状星团M15内部区域的深远紫外和近紫外图像。FUV-NUV色星等图显示了一条清晰的水平分支星轨迹，以及一条蓝离散星和白矮星的轨迹。在FUV~23.5等和FUV-NUV~3等的主序星上可以清楚地看到主序星的关闭，主序星形成了一条突出的轨道，延伸到主序星关闭点以下至少两个星等。因此，这是迄今为止最深的球状星团的FUV-NUV色星等图。激变变星和蓝离散星候选者是最集中的恒星星族，这可能是质量分离的影响，也可能反映了这种动态形成的物体在密集的星团核心中的首选出生地。我们发现41 FUV源表现出显着的变化。我们对变量进行分类的基础上，他们的紫外线颜色和可变性的分析。我们发现4个以前已知的RR Lyeclio和13个进一步的RR Lyeclio候选人，一个已知的造父变星和6个进一步的候选人，6个激变变量，一个已知的和一个可能的SX Phoeneclio星，以及众所周知的低质量X射线二进制AC 211。我们的分析代表了在FUV中首次探测到SX Phoeneca脉动。我们发现造父变星，天琴座RR和凤凰座SX在这个波段表现出巨大的变化幅度（几个mags）。
2007-11-16 astro-ph
Galactic Nuclei Activity Sustained by Globular Cluster Mass Accretion
球状星团衰变到其母星系中心的过程，相当于携带了足够的质量，足以维持一个小的预先存在的核的引力活动，并以一种重要的方式使其吸积。这是由于场星的动力学摩擦和致密核的潮汐破坏。本文提出的简化模型的结果表明，活动星系核的光度和寿命取决于球状星团系统的特性，对核的初始质量很不敏感。
1997-10-31 astro-ph
RR Lyrae variables in Galactic Globular Clusters: distribution of periods and synthetic models
我们提出了我们的合成水平分支（SHB）模拟的一些应用，旨在再现属于银河系球状星团M3和M5的RR天琴座的特殊周期分布。我们展示了一些证据，支持SHBs在获得参数，如不稳定带内的质量分布的重要性。
2005-10-04 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
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
A Statistical Investigation of the Contamination of Binary Gravitational Lens Candidates by Cataclysmic Variables
在各种会议上，一个常见的说法是：“由于二元透镜模型有大量的参数，所以可以用它来拟合任何光变曲线！“特别诱人的是，声称银河系微透镜搜索中的一些可能的二元事件可能是由灾难性变量引起的，因为这两种现象都表现出不对称的光变曲线。本文对激变变星的光变曲线和由双星透镜模型产生的光变曲线进行了统计分析。结果表明，高振幅激变变星的光变曲线是不能用二元透镜模型解释的光变曲线的一个例子。因此，灾变变量不仅不太可能，而且也不可能污染二元微透镜候选者。
1996-06-17 astro-ph
A Gauss-Hermite Expansion of the Galactic Globular Cluster Luminosity Function
我们将球状星团的光度函数分解为正交高斯-厄米函数之和。该方法量化了分布的非对称三阶（$h_3$）和对称四阶（$h_4$）项，同时最大限度地减少了数据中离群值的影响。对于138个银河系球状星团，我们得到了$<M_V>=-7.41\pm0.11$、$σ(M_V)=1.24$ mag、$h_3=0.02\pm 0.05$和$h_4=0.06 \pm 0.05$，{ \em即\/}分布的核心与高斯分布没有显著差异。对于一个低金属丰度的子样本103球状星团与$[Fe/H]<-0.8$，我们发现$<M_V>=-7.48\pm0.11$，$σ(M_V)=1.08$马格，$h_3=0.05 \pm 0.05$，和$h_4=0.13 \pm 0.05$。
1994-07-15 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
Exotic populations in Galactic Globular Clusters
最近对银河系球状星团中心区域的高分辨率观测表明，存在着大量各种各样的奇异星体，它们的形成和演化可能受到动力学相互作用的强烈影响。本文综述了两类奇异天体的主要性质：所谓的蓝离散星和最近发现的毫秒脉冲星的光学伴星。这两类对象是非常宝贵的工具，以调查在非常密集的环境中的二进制的演变，是强大的示踪剂的动力学历史的父集群。
2006-01-10 astro-ph
