GALEX Ultraviolet Photometry of Globular Clusters in M31: Three Year Results and a Catalog
我们目前的紫外（UV）测光的M31球状星团（GC）中发现的23银河演化探测器（GALEX）的图像覆盖整个M31。我们检测485和273 GC（和GC候选人）在近紫外（NUV; 2267 A）和远紫外（FUV; 1516 A），分别。利用粒子数模型比较了M31和银河系GC的紫外线数据，发现M31和星系晕中老GC的年龄范围是相似的。M31中的三个富金属（[Fe/H]>-1）GC产生显著的FUV通量，使得它们的FUV-V颜色相对于它们的金属丰度而言异常蓝。它们被认为是两个特殊的银河系GC NGC 6388和NGC 6441的类似物，它们都有扩展的蓝色HB星。基于模型，除了大多数人口有一个正常的氦丰度的氦富集的亚群，我们建议，即使是一小部分的超氦丰富的亚群在GC可以重现所观察到的UV明亮的富金属GC。M31中的年轻星系团显示出与银河系GC不同的紫外和光学性质。群体模型表明，其典型年龄小于~ 2岁。年轻的GC的大部分具有薄的，快速旋转的磁盘组件的运动学。然而，旧GC的一个子集也分享了年轻星系团的薄盘运动学。在M31盘的外围存在年轻的GC表明在M31的薄盘中发生了一个重要的近期恒星形成。老薄盘GC可能会对M31薄盘的早期形成时代设置限制。我们在NUV（FUV）中检测到12（10）个中年GC候选人。我们认为，一些光谱鉴定的中年GC可能不是真正的中间年龄，而是拥有发达HB的老年GC。
2006-12-08 astro-ph
Merging of globular clusters within inner galactic regions. I. Do they survive the tidal interaction?
本文主要研究在星系内部运动的球状星团（GCs）的相互作用模式。这是通过高分辨率N体模拟，其第一个结果在本文中提出的。我们的模拟处理了原始的非常大质量（10^7太阳质量的数量级）的GC，由于动力学摩擦，这些GC能够在比内部弛豫时间短得多的时间内衰变到三轴星系的内部区域。为了检查潮汐力和GC-GC碰撞的破坏性作用，我们最大限度地考虑准径向轨道上的GC的潮汐相互作用。利用现有的CPU资源，我们跟踪了GC沿轨道的8次振荡，主要发现有：i）初始King浓度参数足够高的星系团（c>=1.2），保留了50%的初始质量：ii）幸存的团簇内部密度分布保持King模型轮廓;（3）GC-GC碰撞对通过银心的影响可以忽略不计;（4）潮汐相互作用引起的轨道能量耗散与动力学摩擦引起的轨道能量耗散在同一量级上; v）形成了复杂的子结构，如“波纹”和“团块”，如在真实集群周围观察到的。这些发现支持了银河系中心区域合并GC假设的有效性，其模式值得进一步仔细研究。
2006-03-01 astro-ph
The Globular Cluster System of the Canis Major Dwarf Galaxy
由于发现了吸积的大犬座矮星系及其相关的球状星团（GC）系统（Martin等人），我们研究了吸积GC对银河系的贡献。大犬座GC，和那些与人马座矮星系，表现出一系列的银河系中心半径，逆行和逆行运动，和水平分支形态，表明这些属性是有限的使用在识别吸积GC。通过对比，我们发现这些矮星系的年龄-金属丰度关系（AMR）在中-高金属丰度（[Fe/H] > -1.3）时与银河系GC分布的年龄-金属丰度关系（AMR）不同。具有明显AMR的GC的吸积可以解释银河系GC系统中大部分表观年龄的分布。大犬座和人马座AMR与其他本星系群矮星系的AMR相似，并且与简单的闭盒化学富集模型一致-进一步表明这些GC在银河系之外形成。大犬座GC的银河中心距离都小于平均值，这进一步支持了它们起源于银河系之外。我们的研究结果表明，类似质量的矮星的吸积似乎并没有在建立银河系厚盘或凸起的恒星质量方面发挥主要作用。
2004-03-05 astro-ph
Identifying nearby field T dwarfs in the UKIDSS Galactic Clusters Survey
我们提出了两个新的晚T矮星的发现，在UKIRT红外深空巡天（UKIDSS）星系团巡天（GCS）数据发布2（DR 2）中确定。这些T型矮星是位于UKIDSS GCS瞄准的恒星形成区和疏散星团视线范围内的老T型矮星。它们分别朝向Alpha Per星团和猎户座复合体，从五个过滤器中调查的54平方度的搜索中找到。光度候选人拿起双色图，在一个非常类似的方式从UKIDSS大面积调查（LAS），但利用Z过滤器所采用的GCS提取的候选人。这两个候选者都表现出近红外J带光谱，具有晚T矮星的特征甲烷和水吸收带。我们推导出T6.5+/-0.5和T7+/-1的光谱类型，并分别估计UGCS J030013.86+490142.5和UGCS J053022.52-052447.4的光度距离小于50 pc。在GCS中发现的T矮星的空间密度似乎与UKIDSS大区域巡天中发现的更大区域相一致，表明在6-11平方度内有一颗T矮星。最后一个由GCS测量的区域，在5个通带中测量1000平方度，将允许LAS搜索区域扩大25%，增加发现超冷棕矮星的可能性，并在深度测量中提供旧场棕矮星污染的最佳估计，以识别疏散星团和恒星形成区域中的此类天体。
2008-12-12 astro-ph
Kinematics of Globular Cluster Systems
我回顾了球状星团系统（GCS）的运动学领域，包括一个简短的观测方法入门。到目前为止，螺旋星系GCSs的运动学结构似乎大致相似。椭圆星系晕的自转和质量分布具有多样性，需要更系统的观测和理论研究。
2006-09-08 astro-ph
Absorption Line Survey of H3+ toward the Galactic Center Sources I. GCS 3-2 and GC IRS3
我们提出了高分辨率（R = 20000）光谱的H3+吸收朝向发光的银河系中心源GCS 3-2和GC IRS 3。在Subaru IRCS提供的有效波长覆盖范围内，在3.5至4.0 μ m的每个源中检测到六条H3+吸收线，其中三条是新的。特别是在星际介质中首次试探性地探测到了亚稳态（J，K）=（3，3）产生的R（3，3）^l跃迁的3.543 μ m吸收线，以前对H3+的观测仅限于最低能级的吸收线：（J，K）=邻位H3+的（1，0）和对位H3+的（1，1）。朝向银河系中心的H3+吸收发生在沿着视线的稠密和弥漫的云以及靠近银河系核心的分子复合体中。在H3+吸收线中发现至少有四个运动分量。我们建议识别的速度分量与HI，CO，和H2 CO先前报告的无线电和红外观测。H3+组件的速度相匹配的弱和尖锐的CO和H2 CO线归因于扩散云。我们的观察揭示了H3+和CO的吸收曲线之间的显着差异，表明H3+的光谱提供的信息互补，从CO光谱。R（3，3）^l谱线的探测和其他J > 1能级的谱线的未探测为（3，3）能级的亚稳性提供了观测证据，这是理论上预期的。这表明具有更高J的其他亚稳J = K能级也可以被填充。
2002-12-06 astro-ph
Globular Cluster System evolution in early type galaxies
球状星团（GC）是一个由于与银河系环境的各种相互作用而不断演化的系统。演化可以解释许多观测到的球状星团系统（GCS）的特征; GCS和早期类型星系的恒星成分的不同径向分布可以用动力学摩擦和潮汐效应来解释，后者既作用于大尺度（膨胀晕星），也作用于小尺度（核，通常包含一个中心大质量黑洞）。快速轨道衰变的大质量GC合并导致超级星团（SSC）的形成，它丰富了星系核，是位于中心的黑洞的质量-能量储备
2006-05-05 astro-ph
Observational Biases Masquerading as Cosmological Effects? A Cautionary Tale about Blue Tilts and Other Trends in Globular Cluster Systems
哈勃太空望远镜（HST）的高空间分辨率在天文学的许多领域都取得了巨大的进步。HST能够窥视星系明亮的内部区域，并区分球状星团（GC）和背景天体，这对星团的研究特别有益。但是，如果不详细考虑优越的角分辨率的后果，那么HST的优点（这是此类研究的资产）可能是其陷阱。最近的HST研究表明，在附近星系的贫金属晕GC中存在一个小的，但一致的颜色-星等相关性。这种"蓝倾斜"被解释为质量-金属丰度关系，意味着在更高质量的GC中自我富集。我们表明，“蓝色倾斜”可能是一个小的，但可测量的HST，质量大小的关系在GC的后果。泊松噪声和表面亮度波动的综合影响可以解释其他明显的相关性的“蓝倾斜”与环境。一些基于HST的研究同样表明，蓝色、贫金属的晕簇的平均金属丰度随着宿主星系质量的增加而增加，这表明GC金属丰度与宿主星系晕的大小有关。我们发现，这种相关性也可能是由于GC的大小在高分辨率HST图像的影响。我们还指出，由于GC的大小趋势和超紧凑型矮星可能只是反映了球状星团分布的尾部，GC本身的假定的基本面随银河中心距离而变化。
2008-06-16 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
Old globular clusters in magellanic-type dwarf irregular galaxies
我们提出了一个研究的老球状星团（GC）使用档案F606 W和F814 W HST/ACS图像的19个麦哲伦型矮不规则（dIrr）星系发现在附近（2 - 8 Mpc）协会的唯一矮星系。所有dIrrs的绝对星等都比SMC（Mv = -16.2等）暗。我们在13 dIrrs中检测到50个GC候选者，其中37个具有与“蓝色”（旧的，金属贫乏）GC（bGC）一致的（V-I）颜色。在我们的样本中，bGC的光度函数（LF）在Mv = -7.41 +/- 0.22等处达到峰值，与其他星系类型一致。LF的宽度为sigma = 1.79 +/- 0.31，这是dIrrs的典型宽度，但比大质量星系的典型宽度更宽。我们样本中GC的半光半径和椭圆度（rh ~ 3.3 pc，e ~ 0.1）与麦哲伦云中的老GC和银河系中的“老晕”（OH）GC相似，但不如银河系中的“年轻晕”（YH）GC（rh ~ 7.7 pc，e ~ 0.06）那样扩展和球形。e分布显示了周转率，而不是银河系GC所观察到的幂律。这可能表明dIrrs中的GC在运动学上是年轻的，尚未完全放松。目前的特定频率（SN）范围很广：0.3 < SN < 11。假设星系光的无耗散年龄衰减，SN值将增加约2.5到16倍，与早期型矮星的值（dE/dSphs）相当。一个明亮的中央GC候选者，类似于dEs的核簇，在我们的dIrrs之一：NGC 1959中观察到。这…
2008-04-16 astro-ph
Spectropolarimetry of the 3.4 micron Feature in the Diffuse ISM toward the Galactic Center Quintuplet Cluster
脂肪族碳氢化合物在3.4微米处表现出吸收特征，朝向星际介质的扩散区域取样的源观察。造成这一特征的吸收剂被认为存在于星际尘埃的某些成分中，但粒子的物理性质（大小，形状，结构等）不确定。星际极化的观测提供了鉴别。由于已知携带硅酸盐吸收特征的颗粒是对齐的，因此跨越3.4微米烃特征的极化可用于测试硅酸盐核-有机耐火地幔颗粒理论。虽然3.4微米的特征已经被观察到在朝向银河系中心的一条视线上没有偏振，但在同一条视线上没有相应的硅酸盐偏振测量。在这里，我们目前的光谱偏振观测GCS 3-II和GCS 3-IV对银河系中心，在那里的9.7微米硅酸盐偏振已被观察到。我们发现，在3.4微米的特征上没有检测到极化，极限为0.06 +/-0.13%（GCS 3-II）和0.15 +/-0.31%（GCS 3-IV），远低于核幔模型基础上的最低极化预测。我们的结论是，碳氢化合物在弥漫ISM不驻留在相同的颗粒作为硅酸盐和可能形成一个单独的人口的小颗粒。
2006-07-12 astro-ph
Primordial pollution of globular clusters within their host dwarfs embedded in dark matter halos at high redshifts
最近的观测研究揭示了轻元素之间恒星与恒星之间丰度的不均匀性（例如，银河系球状星团（GCs）主序星的碳、氮、氧、钠和铝）。对这一结果的一个有希望的解释是，观察到的丰度不均匀性是由于第二代恒星由第一代演化恒星的喷出物形成（例如，AGB星）。然而，目前尚不清楚这种原始污染是否以及如何在GC内发生。在这里，我们提出了一个新的方案，其中原始污染的GC是非常有可能发生的，如果GC位于中心区域的高红移暗物质subhalos，可以主机低质量的矮星系。在这种情况下，从第一代GCs恒星喷出的气体可以有效地被捕获在其宿主晕的深层引力势中，因此可以被消耗用于第二代恒星的形成，而不会因星际和星系间介质的冲压压力剥离而损失大量气体。在这些晕与原银河系合并的过程中，由于银河系的强潮汐场，这些晕被完全破坏。最初位于晕中心区域的自污染GCs由于其致密性而能够在潮汐破坏中幸存下来，并最终成为星系晕GCs。在这种情况下，中央GC周围的场星的喷出物也可以转化为宿主矮星内的恒星，最终成为GC的第二代恒星。我们还讨论了不同的GC，如$ω$半人马座和NGC6752之间的丰度不均匀性程度的差异的起源，在主机之间的差异，GC起源晕的物理性质。
2005-12-19 astro-ph
The Geneva-Copenhagen Survey of the Solar neighbourhood III. Improved distances, ages, and kinematics
太阳附近恒星的年龄、化学成分、速度矢量和银河系轨道是星系演化模型的基本检验数据。我们的目标是通过实施最近修订的依巴谷海平面图来提高日内瓦-哥本哈根调查数据的准确性。新的天体测量仪改进了GCS中12，506颗恒星的天体测量距离。我们还检查了GCS II量表的T_eff和[Fe/H]，发现没有必要改变。引入新的距离，我们重新计算了16,086颗恒星的M_V，以及13,520颗恒星的U，V，W和银河系轨道参数。我们还使用新的M_V值从GCS I-II中使用的Padova恒星演化模型中重新计算了恒星年龄，并将它们与Yale-Yonsei模型和Yaka-Regina模型的年龄进行了比较。最后，我们比较观察到的年龄-速度关系在W与三个模拟磁盘加热的情况下，显示数据的潜力。通过这些修订，GCS恒星的基本数据现在应该尽可能可靠。进一步的改进必须等待由角直径和通量的T_eff标度以及盖亚三角松弛的合并。我们讨论的条件，以提高计算恒星年龄从新的输入数据，并区分不同的磁盘加热的情况下，从数据集的大小和精度的GCS。
2008-11-24 astro-ph
GALEX Ultraviolet Photometry of Globular Clusters in M31
利用银河演化探测器（GALEX）对M31中的球状星团进行了15平方度的紫外测光。我们检测到200和94 GC与肯定的近紫外（NUV; 1750 - 2750埃）和远紫外（FUV; 1350 - 1750埃）带通，分别。我们的检测率约为50%，在NUV和23%，在FUV，到一个近似的限制V的幅度为19。在NUV中观察到的6个[Fe/H]>-1的簇中，在FUV带通中没有检测到。此外，我们没有发现具有显著FUV通量的候选富金属星系团，这是因为蓝水平支（HB）星的贡献，如NGC 6388和NGC 6441，它们是富金属的银河系GC，具有热HB星。我们表明，我们的GALEX测光遵循一般的颜色趋势，建立在以前的UV研究GC在M31和银河系。比较我们的数据与银河系GC的UV和人口合成模型，我们认为，M31和星系晕GC的年龄范围是相似的。
2004-11-12 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 Ages and Abundances of a Sample of Globular Clusters in M49 (NGC 4472)
本文研究了室女星系团中最亮的星系M49（NGC 4472）的球状星团系统的金属丰度和年龄。我们测量LRIS/Keck光谱的M49中47个GC的Lick指数，并与银河系GC和已发表的150个M87 GC的数据进行比较，定性地建立它们的金属丰度参数。然后，我们将我们的测量结果与Worthey和Thomas，Maraston和Bender的旧单次爆发恒星系统的集成光模型的预测进行比较。我们发现M49 GC系统的金属丰度范围为[Fe/H]_Z = -2.0 ~+0.4dex。我们发现，这两个GC系统的金属丰度和年龄参数基本相同，除了M49 GC达到略高于M87。我们发现，这两个巨大的椭圆星系的GC的α增强约2倍以上的太阳值，也是真实的银河系GC。虽然采用α增强的TMB模型消除了大多数以前的观测差异，但大多数富含金属的M49 GC的NaD线仍然比任何模型预测的都要强得多，并且仍然存在涉及这些模型的金属量尺度的问题。我们发现，平均而言，M49 GC至少有10 Gyr的历史。然而，我们使用的模型网格在如何处理水平分支方面有所不同，这明显影响了预测的Hbeta指数。因此，我们目前对水平分支作用的不完全理解限制了我们获得M49和M87中GC年龄更详细分布的能力。
2003-04-17 astro-ph
Evolution of globular cluster systems in elliptical galaxies. II. Power-law initial mass function
我们研究了椭圆星系中球状星团系统的演化，其初始质量函数（GCMF）（$f(M) \propto M^{-α}$）与某些球状星团形成的理论研究所预言的相似，也与合并星系中观测到的年轻星团系统的相似。我们对大量不同的宿主星系进行了调查，并考虑了初始幂律GCMF的指数$α$的不同值（$α=1.5,1.8,2.0$）;我们显示了GCS的主要最终属性的依赖性（最终GCMF的平均质量和分散度，存活簇的分数，GCMF参数的径向梯度）对宿主星系结构和初始GCMF斜率的影响。对于有效质量和半径的值等于那些使用一些巨大的，正常的和矮星系的观测数据所确定的宿主星系的子样本，我们的结果表明，最终GCMF属性和宿主星系之间的关系，以及最终GCMF参数对银河系中心距离的依赖性在个别星系内不同于在旧GCS中观察到的：最终GCS平均质量值总体上小于观测值（4.2 < log M_final < 5.0），并且星系与星系之间的logM_final分散度大于观测分析报告的值。结果进行了比较，与同伴的论文中，我们调查了GCS的演变与对数正态初始GCMF，并在其中最终GCS属性是完全一致的观测。
2000-10-05 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
The Age, Metallicity and Alpha-Element Abundance of Galactic Globular Clusters from Single Stellar Population Models
建立可靠的恒星星族参数可以测量是至关重要的河外天文学。银河GC提供了一个很好的媒介来测试单一恒星星族（SSP）模型的一致性，因为它们应该是我们对均匀（单一）恒星星族的最佳模拟。在这里，我们提出了年龄，金属丰度和$α$ -元素丰度测量的48个银河系球状星团（GC）确定的综合光谱使用舔指数和SSP模型从托马斯，马拉斯顿和科恩，Lee & Worthey和Vazdekis等人通过将我们的新测量结果与独立测定结果进行比较，我们能够评估这些SSP得出一致结果的能力-这是应用于像星系这样的异质恒星星族之前的一个关键要求。我们发现，金属丰度的测定是非常强大的，在这里检查的所有模型，包括一系列的增强方法显示出良好的协议。年龄和$α$元素丰度对于我们模型的一个子集是准确的，但需要注意的是，这些参数在银河系GC中的范围是有限的。我们能够表明，已公布的利克指数响应函数的应用程序与固定的丰度比模型，使我们能够测量合理的$α$元素丰度从各种模型。我们还研究了SSP模型预测的年龄-金属丰度和[ $α$ /Fe]-金属丰度关系，并讨论了不同模型水平分支形态对我们整体结果的可能影响。
2007-05-31 astro-ph
Deep Near Infrared Photometry of New Galactic Globular Clusters
本文对2 MASS发现的新的银河系球状星团候选者--2 MASS GC 01和2 MASS GC 02（以下简称GC 01和GC 02）进行了首次深红外测光研究。它们似乎都是真正的磁盘GC，但高度模糊。两个GC的位置表明它们是富金属的- [Fe/H]~-0.5。我们利用红巨星分支（RGB）凸起的K_s波段亮度和RGB的J-K_s颜色估计了它们的距离和红化，其中GC 01和GC 02的M_K=-3 mag：D=3.1+/-0.5，3.9 +/-0.6kpc和A_V=20.9+/-0.7，17.2 +/-1.2mag。金属丰度的变化可以在30- 35%内改变我们的结果。
2000-09-22 astro-ph
X-Ray Binaries and the Current Dynamical States of Galactic Globular Clusters
30多年来，人们已经知道银河系球状星团（GC）相对于星盘的数量来说，每单位质量的明亮X射线源数量级过多。最近，人们对这种现象有了定量的了解，星系团中X射线源的数量（$N_X$）与星系团相遇频率（$Γ$）之间的相关性变得越来越明显。我们推导出一个改进的$Γ$，它结合了有限寿命的X射线源和集群的动力学演化。我们发现，我们能够解释的几个集群，谎言的$N_X$ - $Γ$相关性，并解决GC核心半径观测值和理论预测值之间的差异。我们的结果表明，大多数GC仍然处于核心收缩的过程中，尚未达到由二元散射相互作用驱动的热平衡阶段。
2007-12-03 astro-ph
Modeling the dynamical evolution of the M87 globular cluster system
本文通过数值模拟研究了M87球状星团系统的动力学演化。我们探讨了一系列不同的初始条件的GCS质量函数（GCMF），GCS的空间分布和GCS的速度分布。我们确认，一个初始的幂律GCMF一样，在年轻的集群系统中观察到的，可以很容易地通过动力学过程转化为钟形GCMF。然而，只有模型的初始速度分布的特点是一个强大的径向各向异性增加的galactocentric距离能够重现观测到的恒定的GCMF在所有radiations.We表明，这种强烈的径向轨道分布是不一致的观测运动学的M87 GCS。与钟形GCMF的营业额类似，目前在旧GCS观察到的模型的演变也进行了研究。结果表明，采用这种初始GCMF的模型能够满足目前对GCS空间分布、GCS速度分布和GCMF性质的所有观测约束，特别是这些模型成功地再现了最近在分析M87多个位置的HST图像时发现的GCS平均质量径向梯度的缺乏，我们的模拟还表明，演化过程通过导致许多团簇的破裂和改变幸存团簇的质量，显著地影响了初始GCS的性质，内部团簇的优先破裂改变了初始GCS的数密度分布我们发现，在M87 GCS空间分布中观察到的内部平坦化可能是动力学演化对初始陡峭密度轮廓影响的结果。（节略）
2003-05-05 astro-ph
Keck spectroscopy of globular clusters in the spiral galaxy NGC 2683
我们分析了与螺旋星系NGC 2683有关的24个候选球状星团（GC）的Keck光谱。我们确定了19个真正的GC的基础上，他们的衰退速度，其中15个是适合的恒星星族分析。年龄和金属含量测定显示，15个GC中有14个年龄较大。这些古老的GC表现出与银河系GC系统相似的年龄和金属丰度分布。发现NGC 2683中的一个GC的年龄约为3 Gyr。这个位于中心的GC的年龄，金属丰度和α元素丰度与银河系中心本身的值非常相似，为NGC 2683最近的恒星形成事件提供了进一步的证据。
2007-11-07 astro-ph
Globular Cluster Systems of Spirals
总结了近年来对螺旋星系球状星团系统的观测结果。虽然具有良好研究的GCS的螺旋的数量仍然很少，但新的研究承诺在未来几年内迅速增加。新的望远镜和技术已经为像M31和M33这样的本星系群星系中GC的越来越详细的研究做出了贡献，而像M81和M104这样更遥远的螺旋星系终于得到了应有的关注。银河系GCS看起来是相当典型的螺旋，仍然有很多关于银河系历史的信息要告诉我们。
2002-10-29 astro-ph
Bulge Globular Clusters in Spiral Galaxies
现在有强有力的证据表明，我们银河系中心附近的富含金属的球状星团（GC）与银河系凸起有关，而不是以前认为的圆盘。在这里，我们扩展了核球GC的概念，附近的旋涡星系的GC系统。特别是，GC系统的运动学和金属丰度属性有利于凸起，而不是磁盘的起源。在邻近的旋涡星系中，用球隆光度归一化的富金属GC的数目大致为常数（即球隆S_N ~ 1），这一数值与只考虑红（富金属）GC时的椭圆星系相似。我们认为，在螺旋星系和椭圆星系中的GC金属丰度分布是非常相似的，它们服从相同的平均GC金属丰度与宿主星系质量的相关性。我们进一步认为，富含金属的GC的螺旋是直接类似的红色GC中看到的椭圆。球核/球状体恒星系统的形成伴随着富金属GC的形成。螺旋星系和椭圆星系中GC系统之间的相似性似乎大于差异。
2001-06-26 astro-ph
Color-Magnitude Diagrams of Merged Globular Clusters: Metallicity Effects
曾经与矮球状（dSph）星系相关的球状星团（GC）的合并最近被认为是一些银河系GC的双峰水平分支（HB）的解释，最著名的是NGC 1851，NGC 2808和NGC 6229。通过对天炉座和人马座dSph星系中GC的色星等图及其金属丰度分布的分析，我们认为两个GC的合并很可能会产生红巨星分支（RGB）颜色的双峰分布，或者至少是RGB的显着加宽，这是由于两个合并球状体之间金属丰度的预期差异。目前已知没有具有双峰RGB的GC，并且上述双峰-HB GC中RGB序列的紧密性意味着它们的HB双峰的合并起源是不可能的。
1997-01-14 astro-ph
From nuclear clusters to halo globulars: Star clusters as basic galactic building blocks
我评估的相似性和差异的恒星形成模式在静止的螺旋星系与那些在激烈的星爆地区，包括星系核。相对于静止的恒星形成模式，目前的经验证据表明，在极端的恒星形成过程中，星系碰撞引起的高压环境强烈表明，恒星团簇形成是一个重要的，甚至可能是主要的恒星形成模式，在这样的星爆事件。这意味着，通过使用星团作为独特的诊断探针，我们可以很好地追踪星系最激烈的恒星形成历史，至少在过去的几个Gyr。年轻的大质量星团的大小、光度和质量估计与年轻的银河系型球状星团（GC）的预期完全一致。最近的证据支持这样一种说法，即曾经被认为是星系最古老的组成部分的GC今天仍在形成。
2006-09-05 astro-ph
Neutron stars in globular clusters: formation and observational manifestations
粒子数合成被用来模拟球状星团中被观测为LMXB和毫秒PSR的中子星的数量。双星和单星之间的动力学相互作用是在一个不断补充的单星“背景”下发生的，其密度分布与星团整体演化和单星演化保持一致。我们采用Podsiadlowski等人的假设，即在简并O-Ne-Mg核的电子俘获坍缩过程中，由初始质量为\sim 8-12 M_（\odot）的组分形成的双星系统中的NS没有获得高的空间速度（反冲）。其余的NS（即来自M>8 M_ \odot的单星或M>12 M_ \odot的双星）被认为是高反冲的，这是从单恒星的观测中发现的（Hobbs et al. 2005）。在这种假设下，相当大一部分NS保留在GC中（质量为5 \times 10 ^5 M_ \odot的GC中约有1000个NS）。在双星中通过吸积自旋形成的ms PSR的数量大约是10，这与观测结果一致。我们的模型再现了在具有正常和简并分量的双星中吸积NS的X射线光度函数的观测形状，以及在假设NS的吸积驱动的磁场衰减达到10^8 G的底值的情况下，GC中ms PSR的自旋周期分布。还计算从GC动态排出的LMXB和ms PSR的数量。
2006-05-04 astro-ph
UV Bright Globular Clusters in M87: More Evidence for Super-helium-rich Stellar Populations?
利用HST/STIS和WFPC 2仪器对M87中38个大质量GC的紫外和光学性质进行了研究。这些GC中的大多数在FUV中看起来非常明亮-大约比具有类似金属丰度的银河系对应物亮一个数量级。观测到的FUV通量比经典的旧恒星星族模型的预测大几倍。这些正则模型假定氦的富集度参数为dY/dZ=2，只有当年龄比宇宙的WMAP年龄大3- 5 Gyr时，才能再现观测到的FUV通量，尽管对于小于WMAP年龄的星系和M31 GC，同样的模型也适用于紫外测光。在大质量银河系GC ω Cen的质量加权年龄和紫外光度加权年龄之间也发现了类似的差异，其CMD（包括其人口稠密的水平分支上的特殊特征）可以通过调用一个小的超富He（dY/dZ ~ 90）恒星成分来准确地再现。通过与omega Cen的比较，我们提出，我们的样品中的大多数M87 GC都包含类似的次要超氦富集子成分的强烈特征。虽然我们目前无法证明或反驳极端氦的情况，但我们表明，导致ω Cen扩展水平分支的相同现象解释了我们样品的紫外亮度。如果这确实是由于极端氦造成的，那么这项研究将是第一个在河外天体中发现其特征的研究。
2007-03-09 astro-ph
The Metallicity of Pre-Galactic Globular Clusters: Observational consequences of the first stars
我们探讨的情况下，贫金属球状星团（GC）的丰富的第一个超新星在宇宙中。如果10^7 Msun暗晕中的第一批恒星质量非常大（>180 Msun），那么来自单个大质量恒星的一对不稳定超新星可以产生足够的铁，将10^6 Msun的原始气体浓缩为[Fe/H] ~-2。在这种情况下，一颗大质量恒星作为晕GC的种子，GC星的精确丰度分析将允许直接测量星族III的初始质量。利用质量范围为140-260 Msun的零金属量恒星的最新理论产额，我们发现从~230 Msun恒星中排出的金属与GC星中观测到的[Si/Fe]和[Ca/Fe]一致。然而，在这个质量范围内，没有一颗恒星可以同时解释所有的晕GC重元素丰度比，如[V/Fe]，[Ti/Fe]和[Ni/Fe]。这就要求第三星族恒星的祖先有一个组合质量。这种情况下的各种观测结果进行了讨论。
2003-09-06 astro-ph
Revisiting the Globular Cluster System of the Merger Remnant Elliptical NGC 3610
我们获得了动态年轻的椭圆星系NGC 3610中6个候选球状星团（GC）的Keck谱，补充了我们先前对8个已确认GC的Keck谱（Strader et al. 2003）。我们的新候选人中有五位被确认为GC。在13个GC中，有11个位于7 kpc的K波段有效半径内。在这13个星团中，有2个是年轻的（~ 2Gyr）和非常富金属的（[Z/H] ~ +0.5），3个是年老的和贫金属的，其余8个是年老的和富金属的。年轻星系团的年龄与最近的光谱年龄估计值1.6+/-0.5 Gyr（Denicolo et al. 2003）相一致，并表明这些星系团是在盘-盘合并中形成的，这可能创造了NGC 3610。有趣的是，这两个年轻的GC都有[alpha/Fe] ~+0.3，而大多数老的星系团没有α增强，这与银河系和M31 GC相反，也与核合成计算的预测相反。这两个古老的GC亚群可以归因于合并的祖细胞。旧的和新的富含金属的GC的相对数量的限制很差，因为预期的差异，在径向分布的两个亚群。然而，根据我们的光谱结果和哈勃太空望远镜的色星等图（惠特莫尔等，2002年）与恒星星族模型的比较，我们认为，超过一半的富含金属的GC可能是老的。
2003-10-21 astro-ph
Testing modified gravity with globular cluster velocity dispersions
银河系中的球状星团（GC）具有与牛顿引力理论相一致的速度弥散特征，但可能与修正的牛顿动力学理论（MOND）相悖。我们讨论了一个修改的重力（MOG）理论，成功地预测星系旋转曲线，星系团的质量和速度分散，透镜，和宇宙学观测，但产生的预测与牛顿理论的较小的系统，如GC。MOG产生的GC速度色散预测与星系中心的距离无关，这可能不是MOND的情况。对遥远GC的新观测可能会产生强有力的标准，可用于区分相互竞争的引力理论。
2008-02-29 astro-ph gr-qc
