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
On the Origin of Planetary Nebula K648 in Globular Cluster M15
我们研究两种情况下形成的行星状星云K648：一个提示的情况下，行星状星云被弹出，并立即形成后，氦壳闪光和延迟的情况下，第三次疏浚发生，并在下面的脉冲间阶段的信封弹出。我们提出了这两种情况下的模型，并发现每一个可以产生K648样的系统。我们认为即时情景更有利，但不能排除延迟情景。
1997-07-10 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
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
Fast rotating massive stars and the origin of the abundance patterns in galactic globular clusters
我们提出了快速旋转大质量恒星风的设想来解释在球状星团中观测到的丰度异常的起源。我们计算并提出了初始金属丰度Z = 0.0005（[Fe/H]=-1.5），初始质量在20~120 Msun之间的快速旋转恒星模型。我们讨论了这些物体的氢燃烧核心的核合成，并介绍了它们喷出物的化学成分。我们考虑了相关核反应速率不确定性的影响。快速旋转的恒星在其演化开始时达到临界速度，并在主序星的其余部分和氦燃烧阶段保持在临界极限附近。因此，它们通过机械风失去了大量的物质，这可能导致形成一个缓慢的外流盘。在这种缓慢的风中的物质富含氢燃烧产物，并呈现出类似于在球状星团恒星中观察到的化学异常的丰度模式。特别是，C，N，O，Na和Li的变化很好地再现了我们的模型。然而，24Mg（p，γ）的速率必须在50 MK附近增加1000倍，以便再现所观察到的Mg-Al γ关系的整个幅度。我们讨论了目前在球状星团中观察到的长寿低质量恒星是如何从大质量恒星喷出的慢风物质中形成的。
2006-11-13 astro-ph
Origin of the abundance patterns in Galactic globular clusters: constraints on dynamical and chemical properties of globular clusters
目标。我们分析了第一代快速旋转大质量恒星对球状星团动力学和化学性质的影响。方法.我们使用快速旋转的大质量恒星的恒星模型，通过缓慢的机械赤道风失去质量，产生富含氢燃烧产物的物质。我们认为，高Na和低O丰度的恒星（以下称为异常星）是由单个大质量恒星的慢风和星际物质组成的。慢风和星际物质的比例是固定的，以重现在NGC 6752中观察到的Li-Na关系。结果在这种情况下，球状星团，在他们的生活中，没有失去任何恒星，我们发现，重现正常到异常恒星的观测比率，需要一个平坦的初始质量函数（IMF），通常斜率x=0.55（萨尔彼得IMF的x=1.35）。在球状星团遭受正常恒星蒸发的情况下，IMF的斜率可能会更陡：如果x=1.35，大约96%的正常恒星会消失。我们预测了恒星的分布作为其[O/Na]的函数，并获得了相当合理的协议，观察到的NGC 6752。讨论了不同氦值、12 C/13 C和16 O/17 O比值的恒星数分数的预测，以及[O/Na]值与氦值、[C/N]值、12 C/13 C值和16 O/17 O值之间的预期关系。未来的观察可能会验证这些预测。我们还提供了预测的今天的质量表示在用于形成恒星的气体的质量单位的集群，并为今天的质量之间的第一代和第二代恒星和恒星残骸的分布方式。
2007-09-26 astro-ph
Origin of multiple stellar populations in globular clusters and their helium enrichment
提出的各种方案的起源的多个，氦丰富的人口在大规模的球状星团的关键相比，相关的约束性意见。在既存恒星吸积富氦物质、大质量AGB恒星或快速旋转大质量恒星喷出物形成恒星、以及第三星族恒星污染的情况下，只有AGB选项似乎是可行的。从外流盘中吸积或恒星形成将导致氦丰度的扩散，从而无法产生独特的、化学上均匀的子种群，如星团$ω$ Cen和NGC 2808中的子种群。第三星族恒星的污染将无法产生选择性地富含氦的子星族，但保持相同的重元素丰度。尽管如此，有人认为，要使AGB选项发挥作用，应该满足两个条件：i）AGB恒星经历热底部燃烧过程（即，那些比$\sim 3 \msun$更大的星系团）在到达AGB时应该迅速地喷射出它们的包层，因此只经历了几个三分之一的疏浚事件，和ii）具有多个氦富集群体的星系团应该是更大质量系统的残余物，例如有核矮星系，正如人们普遍认为的那样。
2008-08-29 astro-ph
On the formation and evolution of the globular cluster Omega Centauri
通过N体/流体动力学模拟，我们模拟了原始10 ^{8}太阳质量密度峰值的演化，该峰值最终形成了一个非常类似于现在的球状星团欧米茄半人马座的天体。我们成功地再现了星团的主要特征，即结构，运动学和金属丰度分布。我们认为半人马座欧米茄可能是一个宇宙学上的椭圆形矮星系，形成于高红移，在孤立和自我富集中演化，最终落入银河系的势阱中，与Searle-Zinn（1978）关于星系球状星团形成的范式一致。最后，我们认为半人马座欧米茄可能是由一个扩展的暗物质（DM）晕，目前没有观测证据。我们预计，签名，如果有的话，DM晕可以发现在恒星的运动学外约20弧分。
2000-03-24 astro-ph
Dynamical Formation of Close Binaries in Globular Clusters II: Cataclysmic Variables
我们回答了长期存在的问题，即生产机制是负责的激变变量（CV）在球状星团。争论的范围从主要是原始的存在到后来在近距离恒星相遇中动力学形成的重大贡献。我们的结论是，一个均匀的{ \it钱德拉}数据集的全面分析的基础上，大多数的CV球状星团有一个动力学的起源。
2006-05-02 astro-ph
Super Helium-Rich Population and the Origin of Extreme Horizontal-Branch Stars in Globular Clusters
最近对巨大的球状星团半人马座欧米茄的色星等图（CMD）的观测表明，它有一个惊人的双主序（MS），少数更蓝更暗的MS星与大多数MS星分离。在这里，我们确认，与最新的Y2等时线，这种特殊的功能只能通过假设一个大的变化（Δ Y = 0.15）的原始氦丰度在这个集群中的几个不同的人群之间复制。我们进一步表明，MS上的这种特殊功能所需的相同的氦增强本身就可以重现在欧米茄Cen中观察到的极端水平分支（HB）恒星，这些恒星比正常的HB恒星更热。类似地，其他球状星团（如NGC 2808）的HB上的复杂特征可以用氦丰度的巨大内部变化来解释。这些星团中的极端HB星的远紫外（FUV）观测也提供了支持富氦人口的证据，其中氦的增强可以自然地解释这些恒星观测到的较暗的FUV光度。在某些球状星团中存在的超富氦粒子表明，除了金属丰度和年龄之外，第三个参数也影响这些星团的CMD形态。
2005-01-24 astro-ph
Evolution of Globular Clusters Formed in Mergers
在星系合并中形成的球状星团（例如，现在可以在它们进化的不同阶段对它们进行研究。在年轻的合并残余中（例如，NGC 7252），这些“第二代”球状星团以数百个年轻的晕状星团出现，其金属丰度大致相当于太阳。虽然一开始比旧的贫金属球状星团更蓝，更亮，但在1 - 1.5 Gyr之后它们变得更红，然后可以在受扰动的E和S 0星系中观察到中等年龄的仍然过亮的红色星团（例如，NGC 1316、NGC 1700和NGC 3610）。从颜色分布、投影径向分布以及光度函数中有证据表明，这些星系团最终具有在许多巨型椭圆星系中观察到的红色富金属球状星团的性质。对正在进行的合并中的球状星团和年轻残留物的研究表明，第二代球状星团是由合并引起的星爆中压力迅速增加的巨大分子云形成的。这种压力诱导的形成为Cen（2001）的论点提供了证据，即在z ~= 7 - 15的宇宙再电离过程中，一般压力的增加引发了在所有类型星系中观察到的第一代贫金属球状星团的普遍人口的几乎同时形成。
2001-06-20 astro-ph
Constraints on Elliptical Galaxy Formation from the Properties of Their Globular Cluster Systems
球状星团是其宿主星系形成和演化的宝贵化石记录。椭圆星系球状星团系统的颜色分布表明了一个阶段性的形成历史，与这些星系的合并起源相一致。球状星团系统的光谱研究是进一步限制椭圆星系形成模型的一条有前途的途径。它们也提供了一个有用的探针的质量分布的椭圆在大半径。
1996-11-23 astro-ph
Intracluster Globular Clusters
超巨型椭圆星系的球状星团数量变化很大，从人口非常多的系统，如UGC 9799，Abell 2052中的中心优势星系，到球状星团贫乏的星系，如Abell 2666中的NGC 5629。在这里，我们提出，这些变化强烈地指向人口的球状星团的存在，不绑定到个别星系，而是自由地移动整个星系团的核心。这样的团内球状星团可能起源于星系相互作用和合并的潮汐剥离碎片，或者它们可能在球状星团形成的某些场景中原位形成。
1995-08-29 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
Mergers of Globular Clusters
具有复合色星等图的球状星团，如NGC 1851、NGC 2808和天炉座3号，可能是通过合并形成的。建议这些对象中的每一个都有两个父集群，一个具有红色水平分支，另一个具有蓝色水平分支。如果这两个祖先天体最初都是一个内部速度色散很低的矮球状星系的成员，那么这种合并就可能发生。
1996-09-13 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
Kinematic Decoupling of Globular Clusters with Extended Horizontal-Branch
银河系中约有25%的球状星团（GC）在水平分支（HB）阶段表现出异常的扩展色分布。这种现象现在被最好地理解为由于氦增强的第二代亚群的存在，这提出了一种可能性，即这些奇特的GC可能具有独特的起源。在这里，我们表明，这些GC与扩展HB明显不同于其他正常GC的运动学和质量。具有扩展HB的GC比正常GC更大，并且以随机运动为主，运动学和金属丰度之间没有相关性。然而，令人惊讶的是，当它们被排除在外时，内晕中的大多数正常GC都显示出明显的耗散坍缩迹象，这显然导致了盘的形成。外晕中的正常GC与扩展的HB GC具有相同的运动学性质，这与吸积起源一致。我们的研究结果进一步表明GC的异质起源，我们预计这将是一个起点，更详细的调查银河系的形成，包括早期合并，崩溃，后来吸积。
2007-04-04 astro-ph
Virgo's Intracluster Globular Clusters as Seen by the Advanced Camera for Surveys
我们报道了在室女星系团的一个深HST ACS场中发现的4个候选团内球状星团（IGCs）。我们发现，每个集群大致是球形的，有一个接近室女座球状星团光度函数的峰值的幅度，有一个径向的配置文件，是最适合的国王模型，并包围了一个多余的点源的颜色和大小的集群红巨星。尽管我们的IGC候选者中有两个的综合颜色比M87球状星团系统的平均值更红，但我们认为所有的天体都是贫金属的，[M/H] <-1。我们发现，我们的星团内球状星团的潮汐半径都大于银河系星团的平均值，并建议集群经历了比银河系的潮汐应力。最后，将我们的观测结果归一化到团内恒星的光度上，得到室女座团内球状星团的比频值S_N ~ 6。我们使用这些数据来限制室女座的星团内人口的起源，并建议，球状星团在我们的星团内领域有一个不同的起源比球状星团在附近的M87。特别是，我们认为，矮椭圆星系可能是一个重要的源内集群的恒星。
2006-09-08 astro-ph
The Origin of the Gaussian Initial Mass Function of Old Globular Cluster Systems
[摘要]近年来积累了支持高斯初始球状星团质量函数的证据。我们表明，一个近似高斯的质量函数自然产生的幂律质量分布的原球状云驱逐恒星形成气体由于超新星活动的原星团，只要幂律质量分布显示出较低的质量限制。由于气体的损失，原星团的引力势变弱，只有一小部分新形成的恒星被保留下来。结合星的质量分数范围从零到1，取决于当地的恒星形成效率$ε$。假设$ε$是独立的原球状云质量，我们调查如何影响这种变化的映射的原球状云质量函数得到的球状星团初始质量函数。截断的幂律云质量谱产生钟形的集群初始质量函数，与营业额的位置最敏感的云质量范围的下限。我们还表明，高斯质量函数的原球状星云与平均${\rm log}m_G \simeq 6.1-6.2$和标准差$σ\lesssim 0.4$提供的结果非常相似，从截断的幂律云的质量谱，也就是说，原球状星云的质量分布函数的影响只有微弱的形状所产生的球状星团初始质量函数。气体的去除过程和原球状云的质量尺度决定了相关的物理过程。此外，在大质量星云中恒星形成过程中的气体移除可能是场星在星系晕中占优势的主要原因。
2007-02-09 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
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
Globular Cluster Formation in Mergers
富含气体的星系合并会导致引力驱动的气压增加，从而引发恒星和团簇形成的强烈爆发。虽然恒星形成本身是聚集的，但大多数新生的恒星聚集体都是无约束的协会和分散的。存在至少10-20个内部穿越时间（约20-40百万年）的引力束缚星团相对罕见，似乎包含了所有在恒星爆发中形成的恒星的10%。在现今的合并过程中形成的最大质量的年轻球状星团，其质量比欧米茄Cen大一个数量级，但似乎具有正常的恒星初始质量函数。在本地宇宙中，最近的主要富含气体的盘合并的残余物表现为原椭圆星系，在它们的晕中通常有100-1000个年轻的富含金属的球状星团。现在有充分的证据表明，这些“第二代”球状星团是由合并盘中的巨大分子云形成的，它们被大规模的冲击和高气压挤压坍缩，而不是被高速的云-云碰撞挤压坍缩。类似地，第一代贫金属球状星团可能是在宇宙再电离过程中由低金属量的巨分子云在宇宙再电离压力的挤压下形成的。
2006-06-01 astro-ph
Reconstructing Galaxy Histories from Globular Clusters
在星系作为遥远的“岛屿宇宙”的真实性质被确立近一个世纪后，它们的起源和演化仍然是现代天体物理学未解决的重大问题。研究星系形成最有希望的方法之一是研究大多数星系周围无处不在的球状星团。最近我们对银河系和其他星系的球状星团系统的理解取得了进展，指出了一幅复杂的星系起源的图景，这幅图景是由同类相食、碰撞、恒星形成爆发和其他动荡事件驱动的。
2004-01-19 astro-ph
The globular cluster system of an ``old'' merger: NGC 5018
我们研究了“老”合并星系NGC 5018的球状星团系统的性质。我们探测到一个相对较差的球状星团系统，根据颜色至少可以分为两个种群：一个是蓝色星团的小种群，年龄在几百万年到6千兆年之间，它的形成可能是由星系群中最后一次相互作用引起的;一个（可能是两个）古老的星团种群可以与原始星系相关联。(...)
1996-05-09 astro-ph
Retention Fractions for Globular Cluster Neutron Stars
本文用Fokker-Planck模型估算了球状星团中新生中子星的滞留分数随反冲速度的变化。这些可以用来计算当今球状星团中中子星的数量，并解决毫秒双星的起源等问题。作为一个例子，Lyne & Lorimer（1994）的星族I反冲速度分布被用来估算起源于单星和双星系统的中子星的保留分数。对于合理的初始条件，只有不到4%的单个中子星被保留下来。来自二元体系的保留分数可以高2至5倍。被保留的中子星的主要来源被发现是通过在第一颗超新星之后仍然结合的双星系统，即。高质量X射线双星保留分数随着祖细胞数量的增加而减少，但保留分数的减少比祖细胞数量的增加更慢。总的来说，更多的祖星会在星团中产生更多的中子星。
1995-12-28 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
Constraining white-dwarf kicks in globular clusters : III. Cluster Heating
最近对球状星团中白矮星的观测表明，这些恒星在成为巨星期间可能会得到一个速度反冲。如果在渐近巨星分支上的质量损失是稍微不对称的，那么这种速度反冲就可以自然地产生。这种反冲可能大到足以戏剧性地改变年轻白矮星的径向分布，使它们比星团中的其他恒星具有更大的能量。当这些充满能量的白矮星穿过星团时，它们可以将多余的能量传递给星团中的其他恒星。这个新的球状星团热源预计在星团的青年时期是最大的。
2009-03-31 astro-ph
Formation of Globular Clusters in Merging Galaxies
富含气体的星系的碰撞和合并引发了恒星和团簇形成的爆发。在一次大的合并过程中通常会形成数千个星团，只有最大和最紧凑的巨型星团作为球状星团（GC）幸存下来。在<1 Gyr的合并残留物中，这些“第二代”GC以数百个大约太阳金属量的年轻晕团出现。它们可能的后代，富含金属的中等年龄（2 - 5 Gyr）的GC，最近在大约10个椭圆星系中被发现，在那里它们看起来像是稍微过亮的红色GC，光度函数仍然是幂律的。它们的颜色和径向分布表明，它们演化成在古老的椭圆星系中观察到的红色富金属GC。有很好的证据表明，第二代GC是由合并引起的星爆中压力迅速增加而形成的巨大分子云。这个机制支持了宇宙再电离过程中宇宙压力的增加可能触发了在所有类型星系中观察到的贫金属球状体的形成。
2002-12-10 astro-ph
Second-Parameter Globular Clusters in the Milky Way and in M33 as Tracers of Mass Loss from M31 in the Early Epoch?
我认为，在我们银河系外晕中观察到的大部分“年轻”的第二参数球状星团（SPGC）以及最近在本星系群（LG）的另一个大质量螺旋星系M33中发现的SPGC，可能是由于早期M31的质量外流以及随后在银河系和M33上的气体吸积而产生的。
2001-06-13 astro-ph
Perhaps they are not Globular Clusters after all
我们的2dF天炉座星系团光谱巡天（FCSS）和室女室女星系团的后续工作表明，这两个星系团的核心都包含一个以前未知的对象，超紧凑矮（UCD）星系。我们提出了高分辨率光谱和深多色成像显示，这些神秘的对象是动态不同的球状星团（GC）和有核矮星系（dE，NS）。我们对它们起源的假设可以解释在中央星系团星系中观察到的高“特定频率”的GC。
2003-10-16 astro-ph
The Fundamental Straight Line of Galactic Globular Clusters
对球状星团的基本面性质进行了详细的分析。如果考虑一个普通的King模型簇的例子，我们发现，在由参数（logr_c，logsigma_0，mu_V（0））定义的“S-空间”中，它们的构形类似于一条直线。结果表明，相当简单的假设，同时解释所有观察到的S-空间参数之间的相关性可以提供。这表明，在更早的时候，球状星团在三维S空间中占据一条线，即它们最初的动力学结构完全由一个物理参数决定。
1998-02-09 astro-ph
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
A Young Globular Cluster in the Galaxy NGC 6946
在附近的螺旋星系NGC 6946中发现了一个年龄约为15 My的球状星团，在半径为11 pc的范围内包含5 × 10^5 Msun的恒星，它被尘埃云和半径为300 pc的巨大圆形气泡内的较小年轻星团所包围。在气泡的边缘是一个规则间隔的簇弧，可能是在气泡形成过程中触发的。该区域位于旋臂的末端，表明起源于旋臂气体的不对称坍缩。这个球状星团是与银河系中巨大的古老球状星团相似的星团中最接近的例子之一。我们考虑的能量的气泡和可能的形成机制的球状星团，包括合并较小的集群。
2000-01-29 astro-ph
The Young Globular Clusters of the Milky Way and the Local Group Galaxies: Playing With Great Circles
最近发现的一小群银河系球状星团（GGC）（GGC 12，Terzan 7，Ruprecht 106，Arp 2）比银河系的平均星团人口年轻得多（约3-4 Gyr），它们位于通过银河系一些卫星星系附近和银河系中心本身的平面附近。假设这些配置代表了银河系与这些星系团起源的同伴之间相互作用的化石记录，我们沿着其中一个发现了另一个候选者“”GGC，即IC 4499，其颜色-星等图。各种假说的可能起源的“”GGC“也简要讨论了一个框架内的位置上的优惠飞机可能被视为一个一般特征的本地组成员。
1995-07-18 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
Age Estimates for Globular Clusters in NGC 1399
我们提出了高信号噪声凯克光谱的10个球状星团与巨大的天炉座椭圆NGC 1399，并比较测量线指数与当前的恒星星族模型。我们的数据首次令人信服地证明，在一个巨大的椭圆星系中，至少有一些星团具有类似于宿主星系的超太阳丰度比。从β线强度来看，大部分星团的年龄在11 Gyrs（2 sigma以内），与NGC 1399的光度加权恒星年龄相似。其中两个簇（也显示丰度比增强）显示出比其他簇显著更高的H β值。目前尚不清楚这是由于年轻（~2 Gyr）的年龄，或极老（> 15 Gyr）的年龄与温暖的蓝色水平分支。然而，如果年轻的年龄是有利的，与当前宇宙学参数的冲突是避免的。这两种选择都表明了富金属星系团之间复杂的年龄分布，并对它们在晚期的化学富集设置了有趣的限制。
2001-11-09 astro-ph
On the Origin of Mass--Metallicity Relations, Blue Tilts, and Scaling Relations for Metal-poor Globular Cluster Systems
利用高分辨率的球状星团宇宙学模拟研究了星系中球状星团系统的形成过程和物理性质。我们主要研究贫金属星系团（MPC）及其与宿主星系的相关性，假设MPC的形成在高红移（z_trun > 6）处被截断。我们发现MPC的平均金属丰度（Z_gc）与其宿主星系光度（L）的相关性在z=z_trun到z=0范围内变化。我们还发现，如果在z = z_trun时质光比为常数，当z_trun ~ 10时，在Z_gc ~ L^0.5的模型中可以很好地再现MPC中观测到的关系（Z_gc ~ L^0.15）.然而，更好的协议与观察到的关系，发现模型与不同的质光比之间的z=z_trun和z=0。还发现，所观察到的发光MPC的颜色-幅度关系（即，"蓝倾“）可能只对矮星系的剥离恒星核有很小的贡献，矮星系的核质量与它们在z=z_trun的总质量相关。模拟的蓝色倾斜在质量较大的星系中看得更清楚，这反映了这样一个事实，即质量较大的星系在z=0时是由大量的矮星形成的，这些矮星的恒星核形成在z>z_trun。GCSs的半数半径（R_e）、速度色散（σ）和宿主星系质量（M_h）之间存在着一定的相关性，使得R_e ~ M_h^{0.57}和σ ~ M_h^{0.32}。
2007-02-03 astro-ph
The Specific Frequency of Globular Clusters in Galaxies
每单位星系光度的球状星团数量的变化，这是特定的频率，和每单位总可用质量的球状星团的质量，进行了审查。与星系光度和形态的相关性，并与相关的星系团的属性进行了讨论，是球状星团人口的颜色分布。这些变化的起源的几个模型进行了总结，包括潮汐剥离和相互作用/星爆模型。椭圆星系比频的变化大多是由总质量与光的比值的变化引起的，气体转化为球状星团质量的效率几乎是恒定的。较小的额外变化可能来自潮汐剥离，特别是在cD星系。
1999-11-10 astro-ph
On the Origin of Bimodal Horizontal-Branches in Massive Globular Clusters: The Case of NGC 6388 and NGC 6441
尽管在过去的十年中，在一些球状星团（GC）中发现的双峰水平支（HB）的起源仍然是一个谜。受{ \it most massive}银河系GC（$ω$ Centauri）中发现多个恒星星族的启发，我们研究了两个不同种群共存的可能性，并对{ \it third}和{ \it fifth}最亮GC（NGC 6388和NGC 6441）中的双峰HB负责。使用群体合成技术，我们研究了两种不同的化学"自富集“假说，其中原始GC足够大，包含两个或更多个不同的群体，如在$ω$ Cen中发现的群体所建议的：（1）年龄-金属丰度关系情景，两个不同金属丰度和年龄的人群共存，遵循一种内在的年龄-金属丰度关系，（2）超富氦假设，即GCs中含有一定比例的氦增强星，例如，由第一颗氦增强星的喷出物形成的第二代星。比较研究表明，NGC 6388和NGC 6441中详细的颜色-星等图形态和RR天琴座变量的性质支持后一种情况;即，该模型假设氦过剩（Y $\simeq$ 0.3）恒星的一小部分（$\sim$ 15%）。结果表明，氦含量是大规模GC中最常见的HB双峰背后的主要驱动因素。如果得到证实，氦丰度的GC到GC变化应被视为{ \it局部}效应，进一步支持年龄是HB形态的{ \it全局}第二参数的论点。
2007-12-24 astro-ph
The Surface Brightness Fluctuations and Globular Cluster Populations of M87 and its Companions
利用HST WFPC-2图像中的表面亮度波动，我们确定M87，NGC 4486 B和NGC 4478都位于~16 Mpc的距离，而NGC 4476位于~21 Mpc的背景中。我们还使用存档的HST场研究了M87的球状星团。我们检测到双峰的颜色分布，并发现红色峰值相对于蓝色峰值的幅度是最大的中心附近。这一特征与椭圆星系形成的合并模型非常吻合，其中一些星系团起源于祖先星系，而另一些则是在合并过程中形成的。
1997-12-29 astro-ph
Forming Globular Cluster Systems in a Semi-analytic Scheme
我们应用Cole等人的半解析星系形成程序研究了等级星系团中球状星团系统的形成。该模型的性质使我们能够在宇宙学框架内，在广泛的动态范围内的质量和时间分辨率的GC系统和它们的母星系的属性进行调查。假设GC的形式在合并的气体系统，富金属峰的经典的“双峰”金属丰度分布的GC自然落在我们的模型，这种合并发生在很宽的红移范围。旧的贫金属GC（贫金属峰）的物理起源更难理解，因为它们的形成必须与这些系统中高红移（z~5）的恒星形成脱钩。在一般的半解析模型的背景下，一个可能的解决方案在于在GC形成效率的特征本地恒星形成率的截止。
2002-10-24 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
Blue Stragglers as Tracers of Globular Cluster Evolution
蓝离散星是星团中的自然现象。它们起源于孤立双星中的质量转移，以及两颗或多颗恒星之间的相遇，恒星动力学和恒星演化之间复杂的相互作用。虽然这种相互作用目前还无法定量建模，但我们将能够在一两年内做到这一点。在此背景下，本文主要是作为一个前瞻性的研究。
1993-03-08 astro-ph hep-lat
