Discovery of > 200 RR Lyrae Variables in M62: An Oosterhoff I Globular Cluster with a Predominantly Blue HB
我们报告了在中等金属丰度的银河系球状星团M62（NGC 6266）中发现了大量天琴座RR变星，这使其成为已知的前三个最富含天琴座RR变星的球状星团之一。根据我们的初步计数，在我们所研究的领域中，可能的集群成员包括大约130个基本模式（RRab）振荡器，<P（ab）> = 0.548 d，以及大约75个第一泛音（RRc）振荡器，<P（c）> = 0.300 d。平均周期和具有明确光变曲线的RRab变星在Bailey图中的位置都表明该星系团属于Oosterhoff I型。然而，该星团的水平分支（HB）的形态与奥斯特霍夫II型球状星团M15（NGC 7078）惊人地相似，都有一个占主导地位的蓝色HB成分和一个非常延伸的蓝色尾部。由于M15和M62的金属丰度相差约一个dex，我们得出结论，在一个固定的HB型，金属丰度是一个关键参数，决定Oosterhoff状态的球状星团和它的变量在贝利图中的位置。
2005-03-11 astro-ph
Serendipitous Discovery of a Cataclysmic Variable in the Globular Cluster NGC 6624
尽管有迹象表明，在一般的球状星团中，特别是在星团NGC 6624中，经典的激变变星（CV）是罕见的，但我们偶然发现了这样一颗距离星团中心约6“的恒星。哈勃太空望远镜对m~22天体的光谱显示出强烈的、宽的发射线，这是许多场CV的典型特征，推断出的光学和紫外光度也是相似的。我们的偶然观测也提供了球状星团CV的第一个高质量紫外光谱。我们在一个观测中检测到这样一个对象，它只包括集群中心区域的百分之几，这可能表明集群CV比以前认为的更常见，至少在核心附近。
1999-09-20 astro-ph
Discovery of more than two thousand white dwarfs in the globular cluster Omega Centauri
我们提出了深多波段（F435 W，F625 W和F658 N）光度数据的球状星团欧米茄Cen收集的先进相机上的哈勃太空望远镜的调查。我们在（F435 W-F625 W，F435 W）平面上用九个可用点中的三个确定了超过2000个白矮星（WD）候选者。这样一个大的样本出现在协议的基础上WD和水平分支（HB）的进化寿命之间的比率的预测。我们还在（F658 N-F625 W，F625 W）平面上检测到约1600个WD，这支持了目前大部分簇WD是$H_α$明亮的证据。
2005-01-28 astro-ph
Discovery of an Optical Counterpart to the Supersoft X-ray Source in the Globular Cluster M3
我们报告的检测，与HST，光学对应的瞬态超软X射线源1 E 1339.8+2837，在球状星团M3。在V与V-I色星等图中，对应的恒星位于亚巨星分支的暗端附近，但在U星上非常明亮。在一个时间尺度范围内检测到的变化表明存在一个吸积盘，也可能是椭球形的变化的次巨星二级。该双星的光学颜色与最近在47 Tuccott和NGC 6397中发现的激变变星相似。我们认为，磁通道吸积可以解释相对较低的X射线光度的这个源的超软状态。
2004-04-28 astro-ph
Discovery of Blue Hook Stars in the Massive Globular Cluster M54
介绍了以球状星团M54（NGC 6715）为中心的BV测光。彩色星等图清楚地显示了一个蓝色的水平分支，它延伸到零年龄水平分支理论模型之外。这些类型的水平分支恒星（也称为"蓝钩“星），超过了标准水平分支热恒星的包层质量下限，迄今为止已知只存在于少数球状星团中：NGC 2808，半人马座欧米茄（NGC 5139），NGC 6273和NGC 6388。这些星团，像M54一样，是我们银河系中最明亮的星团之一，表明这些类型的水平分支恒星的存在与星团的总质量之间可能存在相关性。在观测到的M54水平分支中，T（eff）= 27000 K附近的一个缺口可以在晚期氦闪理论的场景中解释，这是对这些恒星起源的一个可能的解释。
2003-11-12 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
Discovery of another peculiar radial distribution of Blue Stragglers in Globular Clusters: The case of 47 Tuc
我们利用高分辨率WFPC 2-HST和宽视场地面观测资料，在球状星团47 Tuc中建立了一个覆盖整个星团径向范围的蓝离散星（BSS）星表。BSS分布在集群中心达到高峰，在中间半径处迅速减小，最后在较大半径处再次上升。观察到的分布与Ferraro等人（1993，1997）在M3中发现的分布非常相似。到目前为止，完整的BSS调查，涵盖了整个径向范围（HST在中心和广泛的领域CCD地面观测的外部）已经完成了这两个集群。尽管它们的动力学性质不同，但都显示出双峰径向分布。BSS调查，覆盖更多的球状星团的整个空间范围内，显然需要确定如何共同双峰是什么样的后果是BSS的形成和集群动力学的理论。
2003-11-13 astro-ph
Discovery of X-Ray Burst Oscillations from a Neutron-Star X-Ray Transient in the Globular Cluster NGC 6440
本文报道了在球状星团NGC 6440的X射线瞬变SAXJ1748.9 -2021中发现的一个X射线爆发的毫秒振荡。在2001年发生的爆发期间，罗西X射线定时探测器上的正比计数器阵列观测到的九个X射线爆发中的一个爆发中存在频率为409.7 +/- 0.3 Hz的振荡。这次爆发是最暗的两次之一，持续时间和衰减时间最长。两次爆发的平均峰值亮度显示半径膨胀为（3.6 +/- 0.4）x 10^38 erg/s，与1.4太阳质量和10 km半径的中子星燃烧贫氢物质的爱丁顿光度一致。我们推测，爆发振荡的源与持续发射的kHz准周期振荡的频率差的两倍之间观察到的二分法可能与磁场的中子星的几何形状。
2003-03-17 astro-ph
The discovery of two extremely low luminosity Milky Way globular clusters
我们报道了在银河系晕中发现的两个极低光度的球状星团。这些天体在斯隆数字巡天数据发布5中被发现，并在卡拉尔阿尔托天文台进行了更深入的成像确认。星团Koposov 1和Koposov 2位于$\sim 40-50$ kpc，似乎有古老的恒星星族，光度只有$M_V \sim -1$等。它们观测到的$\sim 3$ pc大小完全在该距离预期的$\sim$ 10 pc潮汐极限之内。与Palomar 1，AM 4和Whiting 1一起，这些新的星团是绕银河系运行的最低光度球状星团，其中Koposov 2是最极端的。Koposov 1似乎位于人马座流的遥远分支附近。Koposov 1和2的半质量弛豫时间分别只有$\sim 70$和$\sim 55$ Myr（比恒星星族的年龄短2个数量级），因此它们似乎经历了剧烈的质量分离。由于它们看起来不是很浓，它们的蒸发时间尺度可能与$\sim 0.1 t_{\rm Hubble}$一样低。这些发现表明，银河系晕中球状星团的结构参数空间还没有被完全探索。他们还补充说，通过他们短暂的生存时间，重要的直接证据，曾经有一个更大的人口球状星团。
2007-09-14 astro-ph
The White Dwarf Distance to the Globular Cluster 47 Tucanae and its Age
根据Renzini等（1996）提出的方法，利用已知三角视差的白矮星（WD）冷却序列与局部WD经验基准序列的拟合，对银河系球状星团47 Tuccenda（NGC 104）的距离（和年龄）进行了新的测定。使用相同的仪器设置，用HST+ WFPC 2对簇和局部WD进行成像。我们得到了一个表观距离模数$(m-M)_V=13.27\pm0.14$与以前的地面确定和短于使用依巴谷亚矮星。耦合我们的距离测定与一个新的措施的视震级的主要序列关闭，根据我们的HST数据，我们得出了年龄的$13\pm2.5$陀螺仪。
2001-01-26 astro-ph
The Discovery of a Second Luminous Low Mass X-ray Binary in the Globular Cluster M15
我们报道了钱德拉X射线天文台对4U 2127 +119的观测结果，该X射线源与球状星团M15一致。钱德拉天文台的观测显示，4U 2127 +119实际上是两个明亮的光源，相距2.7”。其中一个来源与AC 211有关，AC 211是先前确定的4U 2127 +119的光学对应物，是一个低质量X射线双星（LMXB）。第二个源M15-X2与距离星团核心3.3”的一颗U等19等蓝色恒星重合。M15-X2的Chandra计数率是AC 211的2.5倍。在钱德拉的0.5”成像能力之前，两个如此紧密分离的明亮光源的存在是无法解决的。M15-X2的光学对应物、X射线光度和光谱与它也是一个LMXB系统是一致的。这是第一次在一个球状星团中发现两个LMXB同时活动。在M15中发现的第二个活跃的LMXB解决了一个长期存在的难题，即AC 211的性质似乎与它由扩展的吸积盘日冕主导一致，但4U 2127 +119也显示出明亮的X射线爆发，需要中子星直接可见。4U 2127 +119分解为两个源表明，X射线爆发不是来自AC 211，而是来自M15-X2。我们讨论了这一发现的影响，了解的起源和演化的LMXB的GC以及X射线观测的球状星团在附近的星系。
2001-09-20 astro-ph
The RR Lyrae Period - K Luminosity relation for Globular Clusters: an observational approach
本文导出了15个银河系球状星团和大麦哲伦球状星团网中的RR型天琴座星的周期-金属丰度- K波段光度（PLK）关系.它是基于精确的近红外（K）光度结合2 MASS和其他文献数据。PLK关系已被校准，并与以前的经验和理论文献中的测定比较。绝对定标的零点是由天琴座RR的K星等得到的，天琴座RR的距离模是用HST通过三角视差测得的。利用这一关系，我们得到了（m-M）_0 = 18.54 \pm 0.15等的大麦哲伦星系距离模量，与最近基于造父变星分析的结果相一致。
2006-08-18 astro-ph
The determination of the age of Globular Clusters: a statistical approach
我们提出了一个统计方法来确定年龄的球状星团（GC），允许估计年龄来自CMD更准确地比传统的方法的等时线拟合。我们衡量如何密切的一组合成CMD构建从不同的进化模型类似于观察到的，通过确定使用Saha和卡方统计的可能性。在一组合理的模型中，与观测数据最匹配的模型是具有最高估计值的模型。我们将这种方法应用到一组三个不同的进化模型，由三个不同的作者。这些集合中的每一个又由各种化学丰度、年龄、输入物理等的许多不同模型组成。我们随后推导出GC NGC 6397、M92和M3的年龄。在99%的置信水平下，我们发现NGC 6397的年龄最佳估计值为14.0 Gyrs，范围为13.8至14.4 Gyrs，M92的年龄最佳估计值为14.75 Gyrs，范围为14.50至15.40 Gyrs，M3的年龄最佳估计值为16.0 Gyrs，范围为15.9至16.3 Gyrs。
2001-06-12 astro-ph
Determination of the globular cluster and halo stellar mass functions and stellar and brown dwarf densities
We use recent low-mass star models, which reproduce accurately the observed sequences of various globular clusters , to convert the observed luminosity functions into bolometric luminosity functions and mass functions down to the bottom of the main sequence. These mass functions are well describedby a slowly rising power-law $dN/dm\propto m^{-α}$ , with $0.5\wig < α\wig < 1.5$ , down to $\sim 0.1 \msol$ , independently of the metallicity, suggesting a rather universal behaviour of the cluster initial mass functions. We predict luminosity functions in the NICMOS filters in the stellar and in th…
1997-05-09 astro-ph
Variable stars in the core of the globular cluster M3
介绍了对球状星团M3核心变星的巡天结果。我们的研究结果包括发现11个新的或可疑的变量，包括一个可能的W Vir，以及13个以前已知的变量的第一个周期测定。
2002-08-08 astro-ph
Discovery and analysis of three faint dwarf galaxies and a globular cluster in the outer halo of the Andromeda galaxy
我们在仙女座星系（M31）的晕中发现了三个暗淡的矮星系和一个球状星团，这是在我们的MegaCam巡天中发现的，它跨越了M31的南象限，投影距离约为50 kpc到150 kpc。虽然调查涵盖57平方米。四颗卫星彼此相距不到2°。我们估计这个球状星团距离M31的总距离为175+/-55 kpc，是已知距离最远的M31球状星团。它还显示出明亮的球状星团的典型特征，半光半径为2.3+/-0.2 pc，V带绝对星等为M_{V,0} =-8.5+/-0.3，包含一个非常古老的种群，金属丰度为[Fe/H]~-1.3。这三个矮星系都非常微弱，绝对星等在-7.3< M_{V,0} <-6.4之间，并且显示出惊人的相似特征，金属丰度为[Fe/H]~-1.4，半光半径为~120+/-45 pc，这使得这些矮星系比以前已知的最小的M31卫星小两到三倍。我们估计它们距离太阳740到955 kpc。从观测范围外推，我们估计M31轨道上应该有45+/-20颗亮于M_V~-6.5的卫星。因此，微弱的矮星系不能单独解释$Λ$ CDM模型预测的丢失的卫星，除非它们存在于暗物质迷你晕中，这些迷你晕的质量比目前从它们的中心径向速度色散推断的10^7太阳质量的典型值更大。（节略）
2006-07-20 astro-ph
Very Large Telescope Observations of the peculiar globular cluster NGC6712. Discovery of a UV, H-alpha excess star in the core
本文介绍了用欧洲南方天文台甚大望远镜对星系团NGC 6712中心区域进行多波段观测的结果。使用高分辨率图像，我们已经确定了三个紫外线过量的恒星。特别是其中两个在星团核心内，相隔几角秒：第一个物体是恒星“S”，先前的研究确定它是在这个星团中检测到的发光X射线源的光学对应物的最佳候选者。另一个UV天体显示出清晰的H-α发射，因此是另一个有希望的相互作用双星候选者（静止的LMXB或CV）。在这个低密度星系团的核心存在两个不相关的相互作用的双星系统，相隔几个角秒，这有点令人惊讶，并支持这样一个假设，即星系团的（内部）动力学历史和/或与银河系的（外部）相互作用可能在这些特殊物体的形成中发挥重要作用。
2000-08-31 astro-ph
The Discovery of a Very Faint X-ray Transient in the Globular Cluster M15
我们已经确定了X射线瞬变（以下简称M15 X-3）在球状星团M15从档案钱德拉光栅观测。M15 X-3的X射线光度为6*10^{33}尔格/秒，光谱符合光子指数为1.51 ± 0.14的吸收功率定律。该天体在钱德拉HRC-1的档案观测中可以辨认，其X射线光度为2-6*10^{31}尔格/秒，颜色明显柔和，表明是一颗处于静止状态的中子星低质量X射线双星。我们还观察到它在爆发中的2007年钱德拉HRC-I观测，并在档案1994-1995年ROSAT HRI观测。我们确定了一个可能的光学/紫外线对应（可能是短暂的）紫外线过剩的档案HST数据，这表明一个主要的序列伴侣。我们认为，M15 X-3的行为是类似的非常微弱的X射线瞬变已被观察到在银河系中心。我们讨论了它的X射线亮度非常低的几种解释，假设我们已经发现了它的同伴。M15 X-3独特的低消光和确定的距离使其成为未来研究的理想目标。
2008-10-21 astro-ph
Newly Discovered Variable Stars in the Globular Clusters NGC 5634, Arp 2 and Terzan 8
我们报告了在人马座矮球状球状星团NGC 5634、Arp 2和Terzan 8中发现的一个相当大的、以前未知的变星种群。位置，初步脉动周期和B波段光变曲线的相对通量单位提供了所有这些恒星。
2005-08-05 astro-ph
Discovery of 442-Hz Pulsations from an X-ray Source in the Globular Cluster NGC 6440
我们报告了在Rossi X射线定时探测器（RXTE）对球状星团NGC 6440的观测中偶然发现的一颗442赫兹脉冲星。在观测开始时衰减的突发事件之后检测到振荡。衰变的时间尺度表明，我们可能已经看到了一个长时间爆发的尾端。已知低质量X射线双星（LMXB）会发射热核X射线爆发，这种爆发有时会受到恒星自旋频率的调制，即所谓的爆发振荡。如果把这里报道的脉动解释为典型的爆发振荡，那么它是奇特的。特别地，脉冲训练持续约500 s，比标准突发振荡长得多。该信号具有高度的相干性，并向下漂移了约2 × 10 ^-3 Hz，远小于在正常爆发期间通常观察到的~Hz漂移。这些脉动让人想起在能量更大的“超级爆发”期间观察到的脉动，然而，爆发的时间轮廓和能量学表明，它既不是超级爆发的尾端，也不是其前兆特征。我们可能捕捉到了一颗新的“吸积”X射线毫秒脉冲星爆发的尾端，这种现象到目前为止只在HETE J1900.1 $-$ 2455中看到过（Galloway等人，2007年）。我们注意到（Kaaret等人，2003年）报告发现了来自SAX J1748.9-2021的409.7 Hz突发振荡，也位于NGC 6440中。然而，钱德拉天文台的X射线成像表明它包含几个点状X射线源，因此442 Hz的物体可能是不同的来源。
2007-08-06 astro-ph
The discovery of 2.78 hour periodic modulation of the X-ray flux from globular cluster source Bo 158 in M31
我们报道了在M31的球状星团Bo 158中发现的X射线源XMMU J004314.1+410724的周期性强度下降。在2002年1月6日至7日进行的XMM-牛顿观测中，X射线通量在2.78小时（10017秒）的周期内调制了约83%。X射线强度下降不显示能量依赖性。我们检测到较弱的下降与同期采取的观察2000年6月25日（XMM牛顿）和1991年6月26日（ROSAT/PSPC）。调制幅度与源X射线通量成正比，随源强度的增大而减小。Bo 158的能谱从一个观测到另一个观测都是稳定的，其特征截止值在~4-6 keV。光电吸收与银河前景值一致。在下降过程中没有观察到显著的光谱变化。如果2.78小时的周期是Bo 158的双星周期，则该系统是高度紧凑的，双星间隔约为10 e11 cm。该源与一个球状星团的关联，以及与银河系中子星源一致的光谱参数，表明X射线是由一颗吸积的中子星发射的。Bo 158的性质有点像银河系的X射线源，表现出类似倾角的调制。我们讨论了两种可能的机制来解释在Bo 158中观察到的能量无关调制：i）中心源被高度电离的物质遮蔽，该物质将X射线散射到视线之外; ii）由不透明的吸收体部分覆盖扩展源，该吸收体遮蔽源的不同部分。
2002-09-18 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
Discovery of Extended Blue Horizontal Branches in Two Metal-Rich Globular Clusters
我们用WFPC 2绘制了NGC 104（47 Tuc）、NGC 5927、NGC 6388和NGC 6441四个富金属球状星团的B、V色星等图。所有四个星团都有大量的红色水平分支（RHB），正如其金属丰度所预期的那样。然而，NGC 6388和6441也表现出明显的蓝色HB（BHB）扩展，包括V亮度达到关闭光度的恒星。这一发现第一次直接证明了一个主要的热HB星群可以存在于古老的、富含金属的系统中。这可能对解释椭圆星系的综合光谱具有重要意义。这种现象的原因仍然不确定。我们研究了NGC 6388和6441比其他星系团更老的可能性，但简单的年龄差异可能不足以产生沿HB观察到的分布。NGC 6388和6441的高中心密度表明，蓝色HB（BHB）尾巴的存在可能是由这些星团的致密核心中的恒星相互作用引起的，我们计算出这些星团在银河系中的球状星团中具有最高的碰撞率。潮汐碰撞可能会以各种方式增加外壳质量的损失，因此会填充HB的蓝色一侧。然而，潮汐碰撞的相对频率似乎不够大（与纯RHB的集群相比），以解释HB形态的如此巨大的差异。虽然年龄差异和动力学相互作用的结合可能会有所帮助，但BHB/RHB恒星比率缺乏径向梯度的初步证据似乎反对动力学效应发挥作用。
1997-05-06 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
Metal-rich globular clusters of the Galaxy: morphology of the helium-burning "clump," and the determination of relative ages through the "$ΔV$" method
在水平支星和红巨星支星恒星演化模型的基础上，分析了富金属球状星团$V, \bv$图的形态学特征。这些已被纳入详细的合成HB模型，微分红化后的影响也进行了讨论。合成HB模型被发现是非常clusified在颜色星等图，虽然更多的扩展结构偶尔会导致由于远离零年龄HB的进化效果。特别地，对于足够高的氦丰度，可以自然地预期“倾斜的”团块。差异变红被发现有一个较小的影响比进化本身的形态上的团块。在“$ΔV$“方法的基础上，还利用合成的HB模型研究了富金属团簇之间的年龄差异。我们强调的重要性，提前知道的相对丰度的氦和金属，以估计这种年龄差异定量。我们提出的化学演化模型，用于说明的效果，并表明，对于两个集群的相同的[Fe/H]和$ΔV$，一个丰富的主要是由喷出物超新星II型爆炸将出现比其他也遭受富集超新星Ia型喷出物。根据最近的观测和理论结果，讨论了红巨星分支特征“凸点”的隐含位置。我们的相应预测应该与哈勃太空望远镜获得的精确观测数据进行核对。
1995-11-07 astro-ph
Discovery of a Probable CH Star in the Globular Cluster M14 and Implications for the Evolution of Binaries in Clusters
我们报告了在银河系球状星团M14的核心发现一颗可能的CH星，它是由CFHT上的MOS摄谱仪获得的星团的积分光谱确定的。利用WIYN望远镜上的Hydra光纤定位器和台式摄谱仪获得的同一颗恒星的高分辨率阶梯光谱，我们测量了$-53.0\pm1.2$ km·s $^{-1}$的径向速度。虽然这个速度与已发表的M14的系统径向速度的估计值（例如，${\bar {v_r}} \approx -123$ km s $^{-1}$）不一致，我们使用高精度的长蛇座速度为20颗恒星在中央2.6弧分的M14计算改进的值的集群平均速度和一维速度色散：$-59.5\pm1.9$ km s $^{-1}$和$8.2\pm1.4$ km s $^{-1}$，分别。这颗恒星在星团色星等图中位于红巨星分支的顶端附近，其径向速度也因此证明它属于M14。由于中分辨率MOS光谱不仅显示出CH吸收增强，而且还显示出C $_2$的强天鹅带，因此M14加入了欧米茄Cen，成为唯一已知包含经典CH星的球状星团。虽然它的双重性的证据必须等待额外的径向速度测量，在M14的CH星很可能是，像所有的场CH星，一个光谱联星与退化（白矮星）的中学。在M14和欧米茄Cen中的候选和确认的CH星，以及一些银河系dSph星系中，它们的存在可能是由于在低浓度环境中硬双星的收缩和合并的长时间尺度。
1997-01-04 astro-ph
GBT Discovery of Two Binary Millisecond Pulsars in the Globular Cluster M30
本文报道了用绿岸望远镜（GBT）在20厘米处发现的两颗在核心坍缩的球状星团M30中的毫秒双星。PSR J2140- 2310 A（M30 A）是一颗11毫秒的脉冲星，在一个4小时的圆形轨道上运行，PSR J2140- 23 B（M30 B）是一颗13毫秒的脉冲星，在一个尚未确定但很可能是高偏心率（e>0.5）和相对论性轨道上运行。对M30 A的20个月基线定时观测提供了脉冲星位置（距星团光学质心4”以内）、自旋和轨道参数的精确测定，这些参数将伴星的质量限定为m_2 >~ 0.1Msun。M30 A的位置与钱德拉存档数据中发现的一个可能的热X射线点源相吻合，这很可能是由于中子星上热极帽的发射。此外，在存档的HST F555 W数据中还可以看到一颗微弱的（V_555 ~ 23.8）恒星，它可能是脉冲星的伴星。M30 A的脉冲射电辐射被致密伴星的电离风所激发，其持续时间与频率有关（\propto v ^{-α}，α~ 0.4-0.5），并将日食入口和出口附近的脉冲到达时间延迟2-3 ms。来自M30 B的开普勒轨道参数和由于强衍射闪烁效应而探测到的新恒星。
2003-11-20 astro-ph
Intergalactic Globular Clusters
我们确认并扩展了我们以前在Abell 1185中探测到的星系间球状星团，并报告了在附近的室女星系团中首次发现的星系间球状星团。这些天体的数量、颜色和光度可以限制它们的起源，这反过来可能会对稠密环境中星系的演化产生新的见解。
2003-09-23 astro-ph
Age and Metallicity Estimation of Globular Clusters from Stromgren Photometry
提出了一种利用Stromgren滤波器测定复合恒星星族年龄和金属丰度的新方法。使用主成分（PC）分析的多色模型，我们隔离的范围内的值必须独特地确定年龄和金属丰度的影响。本文提出的方法只适用于由简单恒星星族组成的老（τ> 3 Gyrs）恒星系统，如球状星团和椭圆星系。使用新的光度学方法对40个球状星团进行了校正，用光谱[Fe/H]值和主序拟合年龄将PC值与Strömgren颜色联系起来，金属丰度的准确度为0.2 dex，年龄为0.5 Gyrs。
2004-12-08 astro-ph
Globular Cluster Formation
年轻球状星团的发现为直接研究球状星团的形成过程提供了机会。从经验上看，球状星团的形成似乎优先发生在恒星形成速度快、效率高的区域。此外，这些区域的星际介质可能比不太活跃的恒星形成环境的压力更高。另一个观测到的关于球状星团形成过程的线索是，年轻的球状星团几乎没有质量-半径关系。在本文中，我认为，高压力和高恒星形成效率是负责目前的球状星团的形成。我认为，球状星团的前身是分子云，这种云所表现出的质量-半径关系被变星形成效率所消除。
2002-10-27 astro-ph
The Globular Cluster System of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy: The age of Terzan 8
我们提出的深V，I CCD测光的球状星团泰山8，最近发现的人马座矮球状星系的球状星团系统的成员。我们准确地估计了Ter 8的金属丰度，并首次直接确定了该星系团的颜色过剩。我们可靠的年龄估计证实了这个星团确实与典型的金属含量相当的银河系球状星团同时代，因此它可能比至少其他两个人马座星团Terzan 7和Arp 2要古老得多。这一结果的人马座星系的恒星形成历史的影响进行了简要的讨论。
1997-10-22 astro-ph
Globular Cluster X-ray Sources
在简要的历史回顾之后，我们讨论了银河系球状星团中的发光X射线源。其次是概述了非常明亮的X射线源研究的球状星团的其他14个星系，并讨论其形成和球状星团外的X射线源的关系。本文介绍了低光度X射线源的发现和分类，并对球状星团中X射线源的形成和演化作了评述。观察结果总结在三个表中。非常欢迎评论。请将它们发送到F.W.M. astro.uu.nl和lewin@mit.edu。
2005-07-22 astro-ph
Globular Cluster Distances from RR Lyrae Stars
本文综述了用RR型天琴座变星计算球状星团距离的最常用方法，并特别介绍了在过去几年中取得显著进展的方法。根据这些最新测定的加权平均值，在[Fe/H]=-1.5的天琴座RR型星的绝对星等为Mv = 0.59 +/- 0.03等，对应于LMC（m-M）o = 18.48 +/- 0.05的距离模数。
2003-01-30 astro-ph
Recent Globular Cluster Searches with Arecibo and the Green Bank Telescope
本文报道了利用最近升级的阿雷西博望远镜和新的绿岸望远镜（GBT）对19个球状星团进行20厘米搜索时发现的7个新的毫秒双星。其中五颗双星是紧密双星，其中三颗是食双星。其中一个系统是在一个偏心轨道，这几乎可以肯定是高度相对论。更多的搜索和时间观测正在进行中。
2002-11-08 astro-ph
Hot Stars in Globular Cluster - A Spectroscopist's View
球状星团是研究低质量恒星演化的理想实验室。在这项工作中，我们集中在三种类型的热恒星观察到的球状星团：水平支星，紫外亮星，和白矮星。在提供了一些历史背景和关于空区和蓝尾的信息之后，我们广泛地讨论了贫金属球状星团中的热水平支星，特别是它们的丰度异常及其对确定它们的大气参数和演化状态的影响。富含金属的球状星团中的热水平分支恒星被发现形成一个小的，但相当不均匀的群体，不能用一个进化的场景来解释。炽热的紫外线明亮恒星显示出缺乏经典的后AGB恒星，这可能解释了球状星团中缺乏行星状星云的原因。最后讨论了球状星团中白矮星光谱观测的初步结果。
2001-05-09 astro-ph
Wide-Field Imaging from Space of Early-Type Galaxies and Their Globular Clusters
来自空间的宽视场成像将揭示关于这一飞行任务所观测到的局部宇宙中任何星系的球状星团系统的大量信息。局部宇宙中星系周围的单个球状星团具有紧凑的尺寸，非常适合天基成像提供的出色空间分辨率，而这些球状星团的系统具有很大的空间范围，只能通过宽视场成像进行充分探索。这种研究的科学回报的一个例子是，通过光学到近红外颜色确定的球状星团的年龄来确定星系的主要形成时代。第二个例子是从宇宙学的偏差中确定贫金属球状星团的形成地点，这限制了宇宙早期结构的形成。
2004-09-08 astro-ph
Ages of globular clusters: breaking the age-distance degeneracy with the luminosity function
我们扩展了我们以前的方法来确定球状星团年龄使用的光度函数（Jimenez \& Padoan 1996）。我们表明，光度函数取决于年龄和距离模量，它是可能区分两者。这种方法提供了在同一时间的距离和年龄的GC通过简单地计数内发现指定的光度箱恒星的数量独立的测定。在其他传统的方法来确定GC年龄的主要不确定性是不存在的（例如，混合长度，颜色- $T_{\rm eff}$校准，颜色-幅度图的形态）。距离模量是确定GC年龄的最大不确定性。在这里，我们表明，可以确定的年龄与小的不确定性，任何值的距离模量使用LF和LF允许确定的距离模量本身。这是解释的事实，即光度函数的影响，在距离模量的变化的方式，是从它的时间演变不同。如果GC恒星计数的统计误差不大于$3\%$，年龄可以确定的不确定性约为0.4 Gyr（独立于距离模量，混合长度和颜色校准）和距离模量的不确定性约为0.04马格。
1996-03-14 astro-ph
Rotation, Statistical Dynamics and Kinematics of Globular Clusters
对于自相似核坍缩，讨论了质量偏析的演化和核旋转的演化。演化的角速度与密度的平方根成正比。关于球状星团的动力学主序星双星的能量发射平衡了扩展晕所消耗的能量。牛顿的精确解决N体问题，然后给出，随着最近的概括，所有这些都没有暴力松弛，但一种新的类型的统计平衡进行了讨论。最后，我们将银河系晕中的流的产生置于它们被发现的历史背景中。
2000-07-10 astro-ph
Ages and Metallicities of Globular Clusters in NGC 4472
我们利用与巨椭圆星系NGC 4472有关的131个球状星团的共加光谱，计算了它们的年龄和金属丰度。基于对银河系球状星团的校准，我们发现NGC 4472中的球状星团的金属丰度范围约为-1.6 <= [Fe/H] <= 0 dex。有证据表明，在球状星团系统中存在着径向金属丰度梯度，这比在下面的星光中看到的要陡峭。球状星团的绝对年龄还不确定，但正式地说，球状星团中贫金属的年龄为14.5 +/- 4 Gyr，富金属的年龄为13.8 +/- 6 Gyr。蒙特卡罗模拟表明，这些数据中的球状星团人口是在95%的置信水平超过6 Gyr。我们发现，在不确定性，球状星团是古老的和同时代的，这意味着双峰看到的宽带颜色主要反映金属丰度，而不是年龄差异。
2000-07-06 astro-ph
Globular cluster abundances in the light of 3D hydrodynamical model atmospheres
利用新一代的三维流体动力学模型大气研究了恒星对流对球状星团恒星元素丰度测定的影响。由于与相应的流体静力学1D模型相比，3D贫金属模型中光学薄大气层的温度结构有很大不同，因此可以怀疑某些物种在现有分析中受到大系统误差的阻碍。特别是，基于少数物种和低激发线的一维分析可能高估丰度>0.3 dex。更容易误导人的是，用分子谱线来描述贫金属的球状星团。然而，突出的观测到的丰度（反）相关性和集群的变化在很大程度上免疫模型大气的选择。
2003-10-16 astro-ph
An Accurate Age Determination for the SMC Star Cluster NGC121 with HST/ACS
作为致力于研究小麦哲伦星云中星团和场中的旧恒星星族的系列论文的第一篇，我们提出了用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机在F555 W和F814 W滤波器中对NGC 121的深度观测。由此产生的颜色星等图达到主序关闭以下约3.5等，比以前的任何数据都要深。我们采用绝对和相对年龄法对NGC 121进行了年龄测定。将ACS测光系统中的等时线与NGC 121观测到的山脊线拟合，得出年龄为11.8 +- 0.5 Gyr（Teramo），11.2 +- 0.5 Gyr（Padova）和10.5 +- 0.5 Gyr（Dartmouth）。星系团脊线最接近阿尔法增强达特茅斯等时线。将我们的相对年龄放在绝对年龄尺度上，我们发现年龄分别为10.9 +- 0.5 Gyr（从主序关闭和水平分支之间的震级差异）和11.5 +- 0.5 Gyr（从水平分支的绝对震级）。这五个不同的年龄测定都低于2 - 3 Gyr的年龄最古老的银河系球状星团可比的金属丰度。因此，我们证实了早期的发现，最古老的球状星团在小麦哲伦云，NGC 121，是几个陀螺年轻比它最古老的同行在银河系和其他附近的矮星系，如大麦云，天炉座，人马座。如果它被吸积到银河系的晕中，NGC 121将类似于“年轻的晕球状星团”，尽管它没有与人马座矮星相关的最年轻的球状星团年轻。NGC 121的年轻年龄可能是由于小麦哲伦星云中团簇形成的延迟，或者是由于最初少数…
2008-01-07 astro-ph
Velocity Dispersions and Mass-to-Light Ratios for 9 Globular Clusters in M31
我们提出的内部速度色散测定的高分辨率光谱观测的样本M31中的9个球状星团。全面的数值模拟表明，我们的速度色散测量的典型不确定性约为5%。使用这些新的速度色散与来自HST观测的结构参数，我们估计这些集群的质光比，并发现它们是典型的银河系集群测量。我们给出了银河系、麦哲伦星云、天炉座、M31和半人马座A等球状星团的速度色散、光度和物理尺度之间的关系。所有星系的平均关系和散射度是相似的。这揭示了属于这些不同星系的球状星团在结构和质光比方面的显著相似性。我们简要地讨论了可能使用的个别球状星团作为河外距离指标。
1996-10-24 astro-ph
An X-ray emitting black hole in a globular cluster
我们目前的光学和X射线数据的第一个对象显示强有力的证据是一个黑洞的球状星团。我们展示了最初的X射线光变曲线和X射线光谱，这使我们发现这是一个非常明亮、高度可变的源，因此必须是一个黑洞。我们提出的光谱，明确识别的光学对应物作为一个球状星团，并显示出强大的，广泛的[O III]发射线，最有可能来自外流驱动的吸积源。
2007-10-17 astro-ph
A contribution of 26Al to the O-Al anticorrelation in globular cluster red giants
我们修改我们的组合（"深混合"加上"原始"）的情况下解释的恒星到恒星的丰度变化在球状星团红巨星在这样一种方式，它证实了新的实验数据：（i）新的和更好的约束（NACRE）热核反应速率反应速率和（ii）发现的O-Na的关系，在恒星低于主序列关闭在集群NGC6752。对于后者，我们提出，在球状星团中的一些主序星矮星吸积的物质失去了红巨星的主要组成部分的紧密的双星在一个共同的信封事件。根据新的反应速率，我们得出结论：球状星团红巨星中[Al/Fe]的异常实际上是深部混合产生的26 Al（而不是稳定同位素27 Al）丰度变化的表现。
2001-07-11 astro-ph
Discovery of New Milky Way Star Clusters Candidates in the 2MASS Point Source Catalog
对覆盖47%天空的2MASS点源星表进行了系统搜索，旨在揭示银河系中任何隐藏的球状星团。八个新的星团是通过一种搜索算法发现的，该算法基于发现视恒星表面密度的峰值，对它们附近的目视检查又发现了两个。它们都集中在银河平面上，隐藏在Av=20等的后面，这是它们被发现得很晚的原因。大多数新的星团都与H II区或未确认的IRAS源有关，这表明它们是年轻的，可能类似于拱形或疏散星团。只有一个候选者的形态类似于球状星团，其性质的验证将需要比2MASS数据更深入的观测和更高的角分辨率。
2002-08-20 astro-ph
Stellar Populations and Variable Stars in the Core of the Globular Cluster M5
我们报道了在球状星团M5的核心发现了一个可变的蓝色离散星，这是基于哈勃太空望远镜上的行星照相机获得的长达12小时的一系列图像。此外，我们提出了28个以前未知的或研究不足的大振幅变星（除了一个是RR天琴座）在集群核心的光变曲线。（V，U-I）色星等图显示了24颗蓝离散星，位于星团中心2个核心半径内。蓝离散星比水平分支和红巨星更集中。
1997-11-13 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
A $BVI$ Photometric Study of the Near-Galactic Center Globular Cluster NGC 6517 (C1759-089)
利用CFHT主焦点的CCD图像对球状星团NGC 6517进行了$BVI$测光研究。从由此产生的颜色星等图，我们推断，该集群是差异变红，并制定了一种方法来确定这种效果的幅度，这相当于\( \sim 0.4 \)在\( (V-I) \)在我们的$\sim 4$弧分钟字段的mag。由修正后的$V_0,$ $(V-I)_0$色星等图，我们导出了该星系团的金属丰度和距离模数。我们的平均前景红化（$E(B-V) = 1.10 \pm 0.10$）和金属丰度（\feh \ = -1.58 $\pm$ 0.05）的值与以前的测定结果一致。然而，我们的表观距离模数为18.3 $\pm$ 0.2，大于之前唯一的测定值。当距离模量被修正为吸收时，假设$R_V = 3.8 $在这条视线上，我们发现NGC 6517距离银河系中心在3千秒差距之内，使它成为一个凸出的成员。这使得NGC 6517成为第四个可以获得精确CMD的贫金属星系团。
1994-11-22 astro-ph
GMRT Discovery of A Millisecond Pulsar in a Very Eccentric Binary System
本文报道了在NGC 1851的球状星团中发现的第一颗毫秒脉冲星J 0514 - 4002 A，它也是利用巨米波射电望远镜（GMRT）发现的第一颗脉冲星。脉冲星的自转周期为4.99毫秒，轨道周期为18.8天，是迄今为止测量到的最偏心的脉冲星轨道（e = 0.89）。伴星的最小质量为0.9 M太阳，其性质目前尚不清楚。在吸积了一颗低质量伴星的物质后，这颗脉冲星将其旋转到（几个）毫秒的旋转周期，最终将低质量恒星换成了它现在更大质量的伴星。这与可能形成包含毫秒脉冲星和黑洞的系统的过程完全相同; NGC 1851 A的发现表明，宇宙中可能存在这样的系统，前提是恒星质量的黑洞存在于球状星团中。
2004-03-18 astro-ph
Extragalactic Globular Clusters in the Near-Infrared
本文利用可见光和近红外颜色鉴别早型星系中的中间年龄球状星团。在NGC 5846和NGC 4365中，色图（V-I vs. V-K）显示了球状星团系统中的一个子星群，其年龄比预期的老星群（13-15 Gyr）年轻得多。与SSP模型的比较，可以追溯到2-7年前这个年轻人口的形成。两个系统的年龄分布和模型的比较给出了多个恒星形成事件的进一步证据。我们的光度年龄测定证实了光谱的一个小样本的集群在NGC 4365。
2002-10-18 astro-ph
On the self-enrichment scenario of galactic globular clusters: Constraints on the IMF
银河系球状星团（GC）星的丰度分布与其他星系星不同。在广泛接受的GC“自富集”假设的框架下，我们提出了一种利用观测到的O/Na丰度分布来推导污染星初始质量函数（IMF）的新方法。我们专注于NGC 2808，GC的O和Na丰度测定的最大样本是目前可用的。我们考虑两类可能的“罪魁祸首”：大质量渐近巨星分支（AGB）恒星（4-9 Msun）和大质量恒星风（WMS）在质量范围10-100 Msun。我们得到的斜率的上限IMF（假设是由幂律）的恒星最初更大的质量比目前的关闭质量。我们还得到了恒星残留物的量的下限。我们发现，污染IMF必须比目前观察到的IMF在星团，在协议的结果与其他两种方法的GC IMF确定平坦得多。此外，我们还发现，如果污染源是AGB星，GC的质量应该完全由恒星残余物控制，但在WMS的情况下则不是这样。我们批判性地分析了每个潜在污染者类别的优点和缺点，我们发现WMS方案更具吸引力。
2006-06-06 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
An Accurate, Easy to Use Abundace Scale for Globular Clusters Based on 2.2um Spectra of Giant Stars
本文提出了一种测定球状星团[Fe/H]的新方法。这种新方法是基于中等分辨率（R~1500）的近红外光谱在K波段的6至10个最明亮的巨星在一个集群。我们的定标是由15个球状星团中105颗恒星的光谱导出的。通过测量这些光谱中Na、Ca和CO这三个特征的等效宽度，我们能够重现Zinn & West（1984）的丰度标度，该丰度标度由Harris（1996）更新为优于0.10 dex，对于[Fe/H]接近太阳的星系团，[Fe/H]降至-1.8。这种方法的三个优点是，它可以用于在拥挤的领域中的金属丰富，严重红化的球状星团，它不需要任何其他集群或恒星参数的任何知识，如红化，距离或光度，它只需要最少的望远镜时间。如果恒星（J-K）0和MK值也可用，[Fe/H]估计的准确性将进一步提高。每个星团只有三颗恒星的观测仍然给出了[Fe/H]的估计，其可靠性几乎与基于两到三倍恒星的估计一样。的[Fe/H]值的准确性的基础上的CO吸收单独的观察是显着小于从三个光谱指数的结果。然而，我们预测，在恒星系统的综合光这一功能的天基观测将被证明是具有很大的价值，在距离远的后发座星系团的丰度测定。
2001-01-16 astro-ph
Discovery of a New Low-Latitude Milky Way Globular Cluster using GLIMPSE
斯皮策太空望远镜作为银河遗产中面巡天（GLIMPSE）的一部分，揭示了一个先前未被识别的低纬度富星团，接近l=31.3度，b=-0.1度。怀俄明红外天文台的近红外JHK测光表明星团成员的消光为A_V ~ 15+/-3等。沿同一视线的13 CO特征的分析表明，可能的运动学距离为3.1 - 5.2千秒差距。这个星团的角直径约为1-2秒差距，总星等m_{K_0} =2.1，在3.1千秒差距处的光度为M_K ~ -10.3。与年龄小于1亿年的年轻大质量星系团相比，新星系团没有显著的射电辐射。与理论K波段光度函数的比较表明，它的年龄至少为几个陀螺，质量至少为10^5太阳质量。与已知的旧疏散星团不同，这个新星团位于银河系内部，距离R_{GC}约6.1 kpc。我们将这个天体命名为“GLIMPSE-C 01”，并将其归类为一个穿过银盘的银河系球状星团。我们还确定了一个区域的恒星形成和扇形流出的年轻恒星的物体在同一领域的集群。星系团穿过银河系分子层可能触发了这种恒星形成活动。
2004-10-16 astro-ph
