Structural parameters of 11 faint Galactic globular clusters derived with 2MASS
确定11个暗淡的银河系球状星团的结构参数，在大多数情况下，以前没有在这方面进行过研究。这些星团是IC 1257、Lynga 7、Terzan 4、Terzan 10、BH 176、ESO 452-SC 11、ESO 280-SC 08、2 MASS-GC 01、2 MASS-GC 02、GLIMPSE-C 01和AL 3，它们被投射到离银河系中心区域不远的地方。场星污染在颜色-星等图中很显着。恒星径向数密度和表面亮度配置文件是建立与2 MASS测光，目前的集群，基本上对应于巨分支星。场星去污对密集场中的团簇是必不可少的。我们还计算了四个这样的球状星团的总MV，使用M4作为模板。类王函数拟合的径向配置文件，从核心，半光，半星计数和潮汐半径，以及浓度参数。这里推导出的参数进行了比较，在文献中提供的其他银河系球状星团的等效的。本文所讨论的大多数暗球状星团的结构参数和光度与Palomar型（低质量、结构松散）球状星团的结构参数和光度一致。这项工作有助于提高球状星团参数空间的覆盖率。
2007-11-09 astro-ph
Compact objects in globular clusters
球状星团长期以来一直被认为含有大量过量的各种物体，这些物体是通过动力学过程形成的。在过去的几年里，我们对这些系统的了解急剧增加。
2007-09-24 astro-ph
Spectroscopic Binaries in Globular Clusters. I. A Search for Ultra-Hard Binaries on the Main Sequence in M4
用CTIO 4.0米望远镜上的多目标光谱仪Argus对附近球状星团M4的主序星进行了光谱双星的搜寻。在16.9 $\le$ V $\le$ 17.4等范围内，对33个转折矮星获得了一对径向速度（中位精度为$\simeq$ 2 km/s），间隔11个月。蒙特卡罗模拟已被用来获得一个二元分数，X，为系统的周期范围为2天$\lae {\rm P} \lae$ 3年和质量比在0.2和1.0之间。这种短周期的截止比现有的径向速度测量小一个数量级以上，并且可以与主序星的最短周期相媲美。因此，我们的调查提供了第一个一瞥到丰富的“超硬”光谱双星在球状星团。虽然没有恒星的速度变化大于14 km/s，但观察到两个物体的卡方概率低于0.1%。在33个样本中没有这样的恒星。我们发现一个最佳拟合的二进制分数X $\simeq$ 0.15，这是一个值，这是符合最近的估计的基础上深HST色星等图，以及与X $\simeq$ 0.1的二进制分数附近的太阳型恒星具有类似的周期和质量比。我们推导出的双星分数表明，与预先存在的双星的交换相互作用是解释包含脉冲星PSR 1620-26的分层三重系统起源的一种合理手段。
1996-05-02 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
The dichotomy of early-type galaxies from their globular cluster systems
越来越多的证据表明存在两类椭圆星系，这就要求比较它们的球状星团系统的性质。我收集了50多个球状星团系统的暗和亮早型星系的性质信息，并根据母星系的性质对它们进行了研究。球状星团系统的性质似乎分为两类，而不是遵循连续的关系，其主机星系的性质。球状星团系统在暗淡的，盘状的早期类型的星系与未解决的核心似乎基本上未受扰动，并没有显示出明确的迹象合并过去，而系统在明亮的，四四方方的椭圆形与解决的核心显示出所有的迹象后，合并事件预期。因此，球状星团系统与主要的合并事件可能是早期星系二分法的原因的想法是一致的。
1996-10-03 astro-ph
Globular Cluster Systems as Probes of Elliptical Galaxy Formation
球状星团系统提供了其母星系形成历史的宝贵化石记录。这篇评论特别集中在使用颜色分布的球状星团系统的椭圆星系，以区分这些星系的形成竞争模型。讨论了测试各种地层模型的观测要求，并回顾了过去和现在的研究结果。这些研究的结论是，大多数颜色分布似乎有两个或两个以上的峰值，表明一个幕式的形成历史。这一结果与以前的合并模型的椭圆星系形成的预测是一致的。并提出了今后改进的可能性。
1996-01-22 astro-ph
Family ties: abundances in Terzan 7, a Sgr dSph globular cluster
利用高分辨率UVES-VLT光谱研究了人马座矮球状星系（Sgr dSph）的球状星团Terzan 7中5颗巨星的化学组成。我们确认了以前高分辨率调查发现的金属丰度：[Fe/H] ~-0.6。我们还表明，这个集群显示相同的低α-元素铁比发现在类似的金属量的Sgr dSph场恒星，以及相同的低Ni/Fe比。这些化学特征是Sgr dSph系统的特征，并且似乎被球状星团12和15所共享，前者很可能是由于潮汐作用而从Sgr剥离出来的，而后者在过去也可能属于Sgr dSph系统。有趣的是，即使是球状星团鲁普雷希特106，虽然与Sgr没有关联，也显示出类似的特征。
2005-05-14 astro-ph
M31N-2007-06b: A Nova in the M31 Globular Cluster Bol 111
我们报告了新星M31 N-2007- 06 b的光谱观测结果，发现它与M31球状星团Bol 111在空间上一致。在过去的一个世纪里，在M31中发现了700多颗新星，这是第一颗与银河系的球状星团有关的新星。在发现后的第3、6和36天共获得了三个光谱。数据显示宽（FWHM ~3000 km/s）的巴耳末，NII和NIII发射线，并表明新星属于He/N光谱类。氦/氮类新星相对较少，约占M31中有光谱测量的新星的15%，约占银河系中有光谱数据的新星的20-25%。讨论了发生在球状星团中的新星，特别是He/N新星的意义。
2007-11-02 astro-ph
Spectroscopy of globular clusters in the low-luminosity spiral galaxy NGC 45
背景：在椭圆星系和一些明亮的旋涡星系中，人们已经对河外球状星团进行了研究，但对低光度旋涡星系中的球状星团却知之甚少。目标：ACS过去的观测表明，NGC 45拥有大量的球状星团（19），以及几个年轻的星团。在这项工作中，我们的目标是确认真正的球状星团的地位，为19个球状星团候选人中的8个，并获得金属丰度，年龄和速度。方法：VLT/FORS 2多狭缝光谱与Lick/IDS系统相结合，用于推导速度和限制金属丰度和[α/Fe]元素比的球状星团。结果：我们确认了这8个球状星团是真正的球状星团。它们的速度表明晕或隆起状运动学，很少或没有整体旋转。从H_β、H_γ、H_δ等吸收指数和结合的[MgFe]'指数，我们发现球状星团是贫金属的[Z/H]<=-0.33dex和[alpha/Fe]<=0.0元素比。这些结果支持了在星系的聚集过程中形成的球状星团。
2008-08-06 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
On the Maximum Binary Fraction in Globular Cluster Cores
我们研究了球状星团中双星的演化，采用了一种新的方法，结合了一个国家的最先进的人口合成代码与一个简单的处理在致密的集群核心的动力学相互作用。我们发现，结合恒星演化和动力学相互作用（双星单和双星双星）导致快速耗尽的双星人口在集群的核心。在一个典型的稠密星系团如47 Tuc的核心，假设初始双星比例为100%，今天最大的双星比例只有5%左右。我们表明，这是在很好的协议与最近的HST观测的近距离双星的核心47图克，提供了一个现实的分布的二进制周期来解释的结果。我们的研究结果也有重要的后果的动力学建模的球状星团，这表明“现实的模型”应纳入更大的初始二进制分数比通常在过去做的。
2003-12-18 astro-ph
Red giant depletion in globular cluster cores
我们研究了在核坍缩后的球状星团中观测到的红巨星的耗尽现象。特别是，我们考虑的演化场景是一个由两个低质量的恒星，经历了两个共同的信封阶段组成的二进制。当主星是红巨星，导致氦白矮星和主序星在一个分离的双星系统中时，第一个共同的包层相就会出现。第二个共同的包层阶段发生在次级恒星变成红巨星之后不久。在第二个共同包层阶段，简并氦核合并，导致核心质量大于氦燃烧极限，并形成水平分支星。我们表明，这种演化路线是增强后核心坍缩集群恒星遭遇。这些相遇增加了双星系统的数量，而双星系统在不久的过去可能会进化到红巨星分支。
2003-01-23 astro-ph
Structural parameters for globular clusters in M31 and generalizations for the fundamental plane
球状星团的结构反映了它们的动力学状态和过去的历史。高分辨率成像允许探索其他星系团的形态。本文介绍了哈勃空间望远镜对M31中34个球状星团的新观测资料的表面亮度剖面，以及几种不同结构模型对每个星团的拟合。M31星系团似乎可以用标准的King模型来拟合，并且显然不需要用相对较强的晕来替代描述，比如需要用其他邻近星系的GC来拟合。推导出的结构参数相结合，在早期的调查中测量的校正版本，以构建一个全面的目录的结构和动力学参数M31 GC的样本量类似于银河系。M31、银河系、麦哲伦星云、天炉座矮椭球星系和NGC 5128中的星团都定义了一个非常紧密的基本面，具有相同的斜率。这些差异很大的星系的综合证据强烈地加强了这样一种观点，即无论宿主环境如何，古老的球状星团都具有近乎普遍的结构特性。
2007-04-16 astro-ph
The Globular Clusters in M87: A Bimodal Colour Distribution
本文给出了距离室女座星系团中的cD星系M87中心弧分为$\sim 2.5$的$20 < V < 27$的$\sim 150$球状星团的$V$和$I$测光。这些数据是用哈勃太空望远镜获得的，它的有效分辨率为0.1角秒，使我们能够第一次根据形态区分球状星团和大多数背景星系，并获得精确的测光，即使在微弱的星等。的$(V-I)$分布的集群是明确的双峰，这意味着相应的双峰的金属度分布，在[Fe/H] $\approx -1.5$和$-0.5$峰。我们还发现，最明亮的集群主要是金属贫，而较暗的集群之间的金属贫和金属丰富的大致eaually划分。我们的样本基本上是完整的$ V\approx 25$，一个完整的幅度过去的预期峰值的"通用”光度函数，和观察到的光度函数是很好地代表了标准高斯分布与$<M_V>=-7.2$和$σ= 1.4$。
1995-06-22 astro-ph
An explanation for long flares from extragalactic globular cluster X-ray sources
Sivakoff和他的合作者最近在NGC 4697中发现了重复闪烁的X射线双星。我们发现，这些耀斑可以解释为结果的偏心双星在球状星团更迅速地在近星点比在其余的双轨道。我们表明，理论上的时间尺度生产偏心率和circularising的二进制是一致的，需要生产的观测人口的耀斑源，虽然circularisation的时间尺度是高度不确定的观测和理论的理由。这个模型作出了两个明确的理论预测：（1）如果提供足够的采样，耀斑应该被看作是严格周期性的，周期应该是大约15小时;（2）这类耀斑行为应该只在球状星团源中看到，主要是在密集的球状星团中。我们还测试模型通过飞的第三颗恒星附近的二进制在一个球状星团对一个更大的数据库毫秒脉冲星观测比过去的工作中使用的偏心率，并发现，理论截面产生偏心率的二进制是在合理的协议与大多数的数据，假设脉冲星的年龄约为$4\times10^9$年。
2005-09-21 astro-ph
The Evolution of Binary Fractions in Globular Clusters
我们研究了球状星团中双星的演化，使用一种新的Monte Carlo方法结合人口合成代码（StarTrack），和一个简单的治疗的动力学相互作用的密集的集群核心使用一个新的工具计算3-体和4-体相互作用（Fewbody）。我们发现，结合恒星演化和动力学相互作用（双星单和双星双星）导致快速耗尽的双星人口在集群的核心。在一个典型的稠密星系团如47 Tuc的核心，假设初始双星比例为100%，今天最大的双星比例只有5- 10%。我们表明，这是在很好的协议与最近的HST观测的近距离双星的核心47图克，提供了一个现实的分布的二进制周期来解释的结果。我们的研究结果也有重要的后果的动力学建模的球状星团，这表明“现实的模型”应纳入更大的初始二进制分数比通常在过去做的。
2005-01-07 astro-ph
Evolution of Tidally Truncated Globular Clusters with Anisotropy
通过对二维Fokker-Planck方程的积分，考虑速度各向异性的发展，研究了潮汐截断球状星团的演化。我们从各向同性的Plummer模型与潮汐截止，并遵循的演变，通过coordinate lapses。包括三个双星的加热，以获得过去的coolescape的演变。速度频散的各向异性在崩塌前的演化过程中得到发展。然而，各向异性变得高度压抑在后坍缩的演变，因为径向轨道的快速损失。最大径向各向异性出现在膨胀开始之后，并且各向异性程度随着团簇总质量的减小而缓慢减小。因此，它可能会确定一个集群的演化状态，如果速度各向异性可以测量的意义上说，postcollapse集群总是有很小程度的各向异性。坍缩后星系团的结构可以很好地拟合King模型，因为各向异性程度相当小。
1997-05-03 astro-ph
The Formation and Evolution of Star Clusters and Galaxies
本文讨论了我们所了解的关于致密星团如何以及何时形成的问题，以及星团的研究揭示了星系形成和演化的问题。一个重要的观察是，球状星团被观察到在星系合并和恒星爆发中形成，这两个都提供了球状星团形成模型的限制，并表明当大多数早期类型的星系和它们的球状星团在过去形成时，存在类似的物理条件。第二个重要的观察是球状星团系统通常具有双峰颜色分布。这是由合并模型预测的，并表明椭圆星系的形成历史。第三个也是最近的一个结果是，通过使用光学到近红外的颜色，在几个椭圆星系中发现了大量的中间年龄的球状星团。这些提供了一个重要的联系，年轻的星团系统之间观察到的星爆和合并和旧的星团系统。富金属球状星团系统的这种连续年龄也表明，富金属球状星团的形成没有特殊的年龄或时代，它们占星团人口的一半左右。最后，本文简要讨论了球状星团与低质量X射线双星联系的最新结果。
2003-09-25 astro-ph
The Globular Cluster Systems of the Early-type Galaxies NGC3379, NGC4406, and NGC4594 and Implications for Galaxy Formation
本文研究了Virgo椭圆星系NGC 4406、场椭圆星系NGC 3379和场S 0星系NGC 4594的球状星团（GC）系统的全局性质。这些星系被观察到的一部分，宽视场CCD调查的GC人口的样本正常星系超出本星系群。在Kitt Peak 4-m上使用Mosaic探测器获得的图像提供至少24 '或70-100 kpc的径向覆盖。我们使用BVR光度法和图像分类来选择GC候选物，从而减少非GC的污染，并使用HST数据来帮助量化残留的污染。所有三个星系的GC系统都有至少两个峰值的颜色分布，并显示出适度的负颜色梯度。蓝色GC的比例范围为总人口的60-70%。NGC 4406的GC比频率（S_N）为3.5+/-0.5，比过去的估计低20%，与我们巡天中的另一个椭圆室女星系团NGC 4472的S_N几乎相同。NGC 3379和NGC 4594的S_N分别为1.2+/-0.3和2.1+/-0.3;这些值与过去的值相似，但误差已减少了2-3倍。我们将我们的结果与大质量星系及其GC系统的形成模型进行比较。在我们考虑的情况下，一个分层合并的图片-其中贫金属GC在原银河系建筑块中形成高红移，富金属GC人口在随后的富气体合并过程中建立-似乎与数据最一致。[删节]
2003-10-09 astro-ph
Heavy elements and chemical enrichment in globular clusters
高分辨率在VLT-Kueyen装置上用UVES获得了R > 40000和高信噪比的光谱（智利ESO帕拉纳尔天文台）的几颗主序星（V ~ 17等）和红巨星分支底部的次巨星（V ~ 16星等）在三个不同金属丰度（[Fe/H] = -2.0; -1.5;-0.7 $）的球状星团（NGC 6397，NGC 6752和47 Tuc/NGC 104）中的观测结果。25个场晕次矮星样本的光谱也以相同的分辨率拍摄，但S/N更高。这些数据已被用来确定在这三个集群中的几个中子捕获元素的丰度：锶，钇，钡和铕。这是对这三个球状星团中未演化恒星的重元素丰度的首次测定。这些值，连同[Ba/Eu]和[Sr/Ba]丰度比，已被用来测试自富集的情况。与场晕星和其他已知的银河系球状星团进行了比较，其中重元素在过去已经被测量过，至少在亮巨星（V > 11-12等）中。我们的研究结果清楚地表明，球状星团已被均匀富集的r-和s-过程的合成，而且它们中的大多数似乎遵循完全相同的丰度模式场晕星，这放弃了“经典”的自我富集方案的起源金属丰度和重元素的球状星团。
2004-08-18 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
Globular Cluster Systems in Four BCGs: A262, A3560, A3565 and A3742
我们利用HST档案中的深I波段（F814 W）图像研究了Abell 262、3560、3565和3742中最亮星系团周围的球状星团系统。其中三个BCGs具有内部尘埃带和特殊的结构特征，表明过去的低层相互作用和吸积的历史。深I波段WFPC 2图像的光度限制，所有四个星系，达到或刚刚超过GCLF周转点。它们的比频率分别为8.24 \pm 1.65、4.66 \pm 0.93、2.58 \pm 0.52和2.62 \pm 0.52，都在巨型椭圆星系正常范围的两倍之内。我们得到了新的GCLF周转星等的估计值，在室女座的基本GCLF校准E星系（M87等）d=16 Mpc的距离尺度上，在GCLF周转视星等与红移的“哈勃常数”上，这与所采用的哈勃常数H_0 ~ 70 km s^{-1} Mpc^{-1}是一致的。
2001-10-29 astro-ph
A review on success and problem of MOND on globular cluster scale
过去许多试图杀死MOND的尝试只是加强了这一理论。更好的星系速度曲线数据明显支持MOND（没有微调）而不是冷暗物质。对经典MOND的不完全性的批评促使贝肯斯坦提出了修正的相对论。在概述了MOND中的宇宙学和透镜之后，我们在小尺度上回顾了MOND。指出了MOND在两体弛豫和潮汐截断中可能存在的问题。我们认为，在任何MOND类引力理论的潮汐场预测的洛希瓣的大小的二元系统是简单的比例的二元重子质量比的1/3次方。这一结果的直接应用是百万星球状星团和百万星矮星系（例如，银河系的卫星NGC 2419和船底座）将非常相似，因为重力和重子分布之间存在一一对应的关系。然而，这一预测似乎与{ \it all}球状星系被截断到比{ \it all}矮星系小得多的事实不一致。潮汐是否唯一地由重子决定，也可以用来证伪任何类似MOND的引力理论，无论是经典的还是相对论的。
2005-08-30 astro-ph
Star Cluster Evolution with Primordial Binaries
观测和理论工作表明，球状星团可能在诞生时就具有非常大的双星比例。我们提出的第一个结果，从我们新修改的蒙特卡罗集群演化代码，它对待二进制相互作用，正是通过直接N体积分。结果表明，二进制散射相互作用产生的能量显着低于预测的配方，在过去已经被用来模拟他们在近似集群演化方法。在长寿命双星燃烧阶段，球状星团的核心比先前预测的要小，这一新的结果削弱了与观测的一致性，从而意味着在塑造我们今天观测到的球状星团的过程中，不仅仅是恒星动力学在起作用。
2005-12-01 astro-ph
Hubble Space Telescope Imaging of the Globular Cluster System around NGC 5846
双峰球状星团金属丰度分布现在已经在少数几个大的椭圆星系中被发现。在这里，我们报告的双峰分布的优势集团椭圆NGC 5846的发现，使用哈勃太空望远镜的宽视场和行星相机2（WFPC 2）。两个峰位于V-I = 0.96和1.17处，其分别大致对应于[Fe/H] = -1.2和-0.2的金属丰度。蓝色和红色子群体的光度函数似乎是相同的，表明光度与单个星系球状星团系统内的金属丰度无关。我们的WFPC 2数据覆盖了三个点，使我们能够检查出30千秒差距（或2.5星系有效半径）的球状星团的空间分布。我们发现一个幂律面密度与一个非常平坦的斜坡，和一个倾向的球状星团排列接近星系短轴。外推表面密度分布到50千秒差距，给出特定频率S_N = 4.3 +/- 1.1。因此，NGC 5846的比频比星系团中的其他主要椭圆星系低得多，但与星系团中的椭圆星系相似。星系中心区域显示出一些尘埃特征，可能来自于过去的合并或富含气体的星系的吸积。这些尘埃到达了核心，因此为无线电核心提供了一个明显的燃料来源。我们已经搜寻了可能由合并/吸积产生的原始球状星团，但没有找到。最后，我们简要地讨论了我们的结果的影响球状星团的形成机制。
1996-12-18 astro-ph
All Quiet in Globular Clusters
激变变星（CV）应该大量存在于球状星团（GC）中。在过去几年中，许多低光度X射线源被确定为GC中的候选CV支持这一概念。然而，很少有“灾难”，这类对象在外地的特点，已被观察到在GC。我们在这里解决这个矛盾，CV爆发的标准磁盘不稳定性模型的框架内。我们认为，GC爆发的缺乏可能不是捐助者的低金属丰度的直接后果。我们提出的诊断的基础上，允许测试的假设，罕见的灾难是完全由于较低的质量传递速率在GC相对于外地的爆发属性，我们反对这种解释。相反，我们认为低质量传递速率（>~ 10^14-15 g/s）和中等强度的白矮星磁矩（>~ 10^30 G cm ^3）的组合稳定了GC中的CV盘，从而防止了大多数GC经历频繁的爆发。如果是这样的话，GC中罕见的灾难将标志着场CV和集群CV之间重要的进化差异。
2005-11-28 astro-ph
Destruction of the Galactic Globular Cluster System
我们调查的动态演化的银河系球状星团系统在相当大的细节比迄今为止已经完成，发现破坏率显着大于以前的估计。超过一半的现有星系团（OC星系模型为52%-58%，BSS模型为75%-86%）将在下一个哈勃时间被摧毁。对于个别集群的演变，我们使用的福克-普朗克代码，包括两体松弛，潮汐截断集群，压缩引力冲击，而集群通过银河系盘，潮汐冲击，由于通过靠近凸起。利用Kundic & Ostriker（1995）最近的一个结果，即驱动能量的额外色散的激波诱导弛豫项通常比通常的能量转移项更重要，对引力激波进行了全面的处理。我们讨论了一些影响的球状星团系统的过去的历史，和初始分布的破坏时间提高的可能性，目前的人口，但一个非常小的一部分的初始人口与被摧毁的集群的残余物构成目前的大部分球状体（凸起+晕）恒星星族。
1996-03-12 astro-ph
Luminosity Function of Faint Globular Clusters in M87
利用30轨道\textit{Hubble Space Telescope (HST)} WFPC 2成像程序，给出了M87中球状星团的亮度函数。非常深的图像和相应的改进的假源拒绝使我们能够探测质量函数进一步超越营业额比以前做的。我们比较了我们的光度函数和过去观测到的光度函数，证实了M87和银河系周转光度的相似性。我们还发现，具有高度的统计意义，M87的光度函数是更广泛的比银河系。我们讨论了如何确定低质量的集群系统的质量函数可以约束球状星团系统的动力学演化的理论模型。我们的质量函数是一致的依赖于初始集群质量的经典蒸发的质量损失，并与较新的建议，有一个较浅的质量依赖有点不一致。此外，质量损失率与标准蒸发模型一致，而不是与最近一些非常年轻的星系团系统研究提出的更高的速率。我们还发现质量-尺寸关系的斜率很小，这表明团簇的尺寸几乎没有随着质量的增加而增加。
2006-07-11 astro-ph
Chemo-dynamical evolution of Globular Cluster Systems
通过< v_{rot} >对盘状星系形成和演化的简单化学动力学模型所预言的旋转速度与速度色散的比值与盘状星系球状星团系统（GCS）的运动学和化学性质之间的关系进行比较，研究了旋转速度与速度色散的比值与GCS的金属丰度（/σ v-金属丰度关系）之间的关系。我们的结论是，原盘星系经历了一个缓慢的初始坍缩，然后是一个快速的收缩，并得出初始坍缩时间尺度与活跃恒星形成时间尺度之比，我们银河系为\sim 6，M31为\sim 15。基于简单的化学动力学模型，在假设星系角动量守恒的前提下，模拟了盘状星系的基本形成过程。我们认为< v_{rot} >盘星系GCS的/σ v-金属丰度关系具有典型的普适模式。银河系和M31中GCSs的观测特性支持了这一观点。然而，如果大尺度合并事件在星系化学动力学演化中起主要作用，这种关系将偏离普遍模式，并将反映这种合并事件的时代。我们讨论了M81的GCS的性质，并提出了过去的主要合并事件的存在。
2002-06-03 astro-ph
Imaging of the protoelliptical NGC 1700 and its globular cluster system
NGC 1700是年轻椭圆星系或“原椭圆”星系的最佳候选者。在这里，我们提出了新的B，V和I波段成像使用凯克望远镜和重新分析现有的V和I波段图像从哈勃太空望远镜。在从凯克图像中减去星系模型后，NGC 1700揭示了两个对称的潮汐尾状结构。如果这种解释是正确的，它表明过去的合并事件涉及两个螺旋星系。这些尾巴是主要负责的“boxiness”的星系等照度线观察半径约为13千秒差距。我们还证明了球状星团系统的B-I色分布是双峰的。蓝色星群的平均颜色与古老的银河系球状星团一致。相对于这个老的，金属贫乏的人口，我们发现红色人口更年轻，金属更丰富。这个年轻的群体与中心恒星的年龄和金属丰度相似，这表明它们都与可能形成星系的合并引发的恒星形成事件有关。虽然拥有很大的误差，我们发现，大多数的年龄估计的NGC 1700是合理的一致，我们采用了“最佳估计”的年龄为3.0 +/-1.0 Gyr。这个相对年轻的年龄使NGC 1700处于明显缺乏原椭圆星系候选者的年龄范围内。总的球状星团的特定频率是相当低的一个典型的椭圆，即使考虑到衰落的星系在未来10 Gyr。我们推测NGC 1700最终将形成一个相对“球状星团贫穷”的椭圆星系。
2000-04-03 astro-ph
Tracing the Dynamical History of the Globular Cluster 47 Tucanae
我们利用球状星团47 Tuccenda中的两个恒星星族：蓝离散星和低质量主序星来追踪它的动力学历史。我们假设蓝离散星是通过星系团所有区域的恒星碰撞形成的。我们发现，在集群的核心，碰撞蓝离散星的模型与观测结果吻合得很好，只要蓝离散星仍在继续形成，集群中的质量函数是非常偏向于大质量恒星（x=-8，其中萨尔彼得质量函数x=+1.35）。我们表明，这样一个极端的质量函数是支持直接测量的光度函数的主序星在集群的中心。在我们数据集的中间区域（距离星团中心25“到130”），蓝色离散星的形成似乎在大约半个陀螺仪之前就停止了。在星系团的外围，我们的模型在再现蓝离散星数据方面是最不成功的。从表面上看，它们表明蓝色离散星的形成在过去的10亿年里是微不足道的，并且适用于萨尔皮特质量函数。然而，更有可能的是，占主导地位的形成机制，在这一部分的集群是不是碰撞之一，我们的模型是不适合这一地区的集群。我们的结论是，蓝离散星可以作为动力学的示踪剂在球状星团，尽管我们不完全了解他们如何和在哪里形成。
2006-07-04 astro-ph
Effects of Tidal Shocks on the Evolution of Globular Clusters
我们提出了新的福克-普朗克模型的演化球状星团，包括引力潮汐冲击。我们扩展我们的计算以外的核心崩溃，采用三体双加热。通过在普通的福克-普朗克方程中加入潮震扩散系数，包括了潮震的影响：一阶加热项<dE>和二阶能量弥散项<dE^2>。作为一个例子，我们研究了球状星团NGC 6254模型的演化。使用依巴谷自行，我们现在能够构建这个星系团在银河系中的轨道。潮汐冲击显著加速了星系团的核塌缩和蒸发，并将其破坏时间从24 Gyr缩短到18 Gyr。我们研究了各种类型的绝热修正，发现它们是精确计算演化的关键。没有绝热修正，团簇的破坏时间缩短了一倍。我们研究集群演化的浓度和潮汐冲击参数的范围很广，并确定潮汐冲击占主导地位的演变的参数空间的区域。给出了堆芯坍塌时间和破坏时间的拟合公式，涵盖了所有合理的初始条件。在强震极限下，堆芯坍塌时间的典型值从10 t_{rh}减小到3 t_{rh}或更小，而破坏时间仅为该数字的两倍。潮汐冲击的影响是迅速自我限制的：随着星系团失去质量并变得更加紧凑，冲击的重要性也就降低了。这意味着潮汐冲击在过去更重要。
1999-05-18 astro-ph
Blue straggler production in globular clusters
最近HST对大样本球状星团的观测显示，每个星团包含40到400个蓝色离散星。这个星族与恒星碰撞率（如果所有蓝离散星都是通过碰撞形成的话）或总质量（如果所有蓝离散星都是通过恒星星族的一个子集不受阻碍的演化形成的话）都没有关系。在本文中，我们支持的想法，蓝离散通过这两个渠道。通过碰撞产生的数量往往随着团簇质量的增加而增加。在本文中，我们将展示如何从原始的二进制产生的当前人口随着集群质量的增加而减少;交换遇到第三，单，在最大质量的集群中的恒星往往会减少包含一个主要的接近当前关闭质量的二进制文件的比例。相反，它们的主星往往质量更大（约1-3 M_sun），并且已经从主序演化出来，在过去填满了它们的洛希叶，经常将它们的次级星转化为蓝色的离散星（但大约在1 Gyr之前，因此它们不再是可见的蓝色离散星）。我们表明，这种下降的原始蓝离散人口很可能会被抵消的蓝色离散通过碰撞产生的数量增加。因此，预测的蓝离散星总人口是相对独立的集群质量，从而匹配观察到的人口。这个结果不依赖于任何特定的假设蓝离散寿命。
2004-01-23 astro-ph
An extended star cluster at the outer edge of the spiral galaxy M33
我们报告了在旋涡星系M33的外缘发现一个扩展的球状星团M33-EC 1。它与星团的距离为890 kpc，距离M33中心的投影距离为12.5 kpc。年龄大（>~7 Gyr）和金属丰度低（[M/H] <~ -1.4）是根据等时线拟合估计的。给出了该星团区域内恒星的色星等图、光度参数和结构参数。星团的光度（M_V = -6.6）和半光半径（r_h = 20.3 pc）与在更明亮的本群星系、银河系和M31中发现的扩展球状星团相当。扩展的球状星团被怀疑是吸积矮星系的残余，在晚型矮旋涡星系M33中发现这样的星团意味着过去复杂的合并历史。
2008-02-04 astro-ph
Galaxy Transformation by Merging
理论上的考虑和观测数据都支持这样一种观点，即兼并在过去更为频繁。在高红移时，剧烈的相互作用和合并可能与莱曼破裂星系、亚毫米级星暴和活动星系核的起源有关。椭圆星系团中的大多数恒星可能在红移z > 2时形成，就像银河系中的大多数晕和球状星团一样;这些事件可能都与合并有关。但是，什么样的星系在高红移时合并，这些早期事件与现在的合并有什么联系呢？我将通过描述银河系、椭圆星系和球状星团的形成来探讨这些问题。
1999-03-15 astro-ph
The Globular Cluster System in the Outer Regions of NGC 4472
为了检验星系形成模型的预测，我们对椭圆星系和旋涡星系的大样本球状星团（GC）系统进行了研究。在这里，我们介绍了巨大的室女座椭圆NGC 4472（M49）的结果。这个星系是用基特峰4米望远镜上的马赛克成像仪在3个滤光片（BVR）中观测的。我们的图像大约是之前NGC 4472 CCD观测的径向覆盖范围的两倍。我们将Mosaic数据与光谱数据和HST数据相结合，以充分表征GC样品中的污染水平。GC系统的径向轮廓在17弧分（~80 kpc）时符合德·沃库勒定律，但在17到23弧分之间略低于德·沃库勒定律。在过去的研究中观察到的双峰颜色分布出现在我们的数据。我们发现一个小的金属丰度梯度内8弧分钟的GC系统，由于蓝色到红色集群的比例增加。然而，当考虑数据的整个径向范围时，梯度消失。我们估计NGC 4472中总共有5，900个GC在23弧分之外，在这个半径内产生的特定频率为3.6+/-0.6。这一数值小于之前对NGC 4472的研究结果。我们研究了这些结果的影响，关于四个星系形成模型的预测，发现所有四个模型至少有一个不一致的数据。[删节]
2000-10-03 astro-ph
Mergers and Galaxy Assembly
理论上的考虑和观测数据都支持这样一种观点，即兼并在过去更为频繁。在红移z = 2到5时，剧烈的相互作用和合并可能与莱曼破裂星系、亚毫米级星暴和活动星系核的观测有关。椭圆星系团中的大多数恒星可能都是在这样的红移下形成的，就像银河系中的大多数光环和球状星团一样;这些事件可能都与合并有关。但是，什么样的星系在高红移时合并，现在的合并对这些早期碰撞有用吗？我将通过描述银河系、椭圆星系和球状星团系统的形成来探讨这些问题。
1998-11-16 astro-ph
Dynamics of the Globular Cluster System Associated with M49 (NGC4472): Cluster Orbital Properties and the Distribution of Dark Matter
我们测量了室女星系团中最亮的成员M49周围的196个球状星团（GC）的径向速度。结合已发表的数据，他们使该星系中具有测量径向速度的GC总数达到263个。使用这个样本，我们提取的预测运动学的完整样本的GC，和单独的金属贫和富金属的子样品。在协议与以前的结果为全球GC运动学的基础上较小的数据集，我们发现，GC系统作为一个整体表现出缓慢的整体旋转，这几乎完全是由于净旋转的金属贫GC子系统单独。在空间平均中，富含金属的GC基本上没有显示旋转。然而，我们注意到，存在一个定义明确的10个富含金属的GC组，它们位于沿星系长轴的两极，并且似乎以近300公里/秒的速度绕短轴旋转。这种组合可能是过去合并或增生事件的遗迹。使用Jeans方程分析，我们表明，GC径向速度单独明确地点（和独立的X射线观测），需要一个大规模的黑暗晕与M49和室女座B子集团在它周围。我们还表明，GC系统作为一个整体是一致的，几乎完全各向同性的速度椭球。M49现在是第二个椭圆星系（在M87之后），我们已经能够证明速度各向同性的球状星团系统的整体，当没有基于GC颜色或金属丰度的划分尝试。因此，这两个星系的数据有助于支持一般假设的各向同性时，使用GC运动学研究暗物质分布的早型星系。（简略）
2003-03-11 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 \mv vs \fe Calibration: I. HST Color-Magnitude Diagrams of 8 Globular Clusters in M 31
利用哈勃太空望远镜获得了M31中8个球状星团中单个恒星的色星等图，这些星团的亮度比水平支低约1等（V $\sim 26.5$）。特别是，我们观察到G280和G351的FOC（f/96+ F430 W，f/96+ F480 LP），而G1，G58，G105，G108，G219+ Bo 468的WFPC 2（F555 W，F814 W）帧是从HST存档中检索的。簇金属度- \fe -范围从-1.8到-0.4。再加上足够精确的（到$\sim\pm0.1$ mag）测量HB的平均亮度-- \vhb --，对每个星团红化的适当估计，以及采用到M31的距离模数\dmo = 24.43，这使我们能够产生在不稳定带处HB的平均绝对星等-- \mv --随\fe的变化的直接校准：M_V^{HB} =（0.13 \pm 0.07）\fe +（0.95 \pm 0.09），其中相关误差由测量和最佳拟合过程中采用的全局误差产生。导出的关系的斜率是完全一致的标准和规范模式（$\sim0.15$）的预测和各种地面观测获得的，而它只是勉强兼容更高的值（$\sim0.30$），也在过去获得。零点对绝对年龄的测定至关重要，它取决于到M31的距离，而且还受到\hst光度零点（至少是$\sim0.05$等）的残余不确定性所引起的附加误差的影响。如果得到证实，这种\mv \vs \fe关系的校准将意味着最古老的银河系球状…
1996-07-31 astro-ph
Globular Clusters in NGC 4365: New K-band Imaging and a Reassessment of the Case for Intermediate-age Clusters
利用新的宽视场VIK成像技术研究了室女座巨椭圆星系NGC 4365的球状星团（GC）系统。GC的颜色分布（至少）有两个峰值，但与大多数其他大型椭圆星系和综合星系光相比，红色GC的颜色更倾向于中间色。中间色/红色峰值本身可能由两个子群组成，中间色的星团比蓝色和红色GC更集中在星系中心。在我们的样本中，几乎所有的中间色和红色GC在（V-K，V-I）图中显示出向红色V-K和/或蓝色V-I颜色的偏移，与老年的SSP模型相比。这在过去被解释为中间年龄的证据。我们还结合我们的VIK数据与以前发表的光谱。观测到的颜色-金属丰度关系与模型之间的差异与双色图中观测到的偏移一致，与给定金属丰度的模型相比，富金属GC在V-K中太红（约0.2等），在V-I中太蓝（约0.05等）。这些抵消不能简单地解释为年轻的影响。我们的结论是，虽然中间GC年龄不能明确排除，另一种情况是更有可能的，即所有的GC是旧的，但中间金属丰度GC的相对数量大于典型的巨型椭圆。得出明确结论的主要障碍是缺乏对具有近太阳金属丰度的恒星星族的综合光谱和光度特性的可靠校准。在任何情况下，令人困惑的是，NGC 4365中的中间色GC并没有伴随着相应的星系光向蓝色的转变。
2005-08-07 astro-ph
UBVI CCD Photometry of the Old Open Cluster Berkeley 17
介绍了NGC 188和Berkeley 17的UBVI CCD测光方法。颜色-星等图（CMD）的构建和达到过去的主序列关闭两个集群。用等时线拟合星系团的CMD来确定星系团的年龄。这些拟合被限制同意光谱金属丰度和红化的估计。星系团的年龄被确定为NGC 188的7.0+/-0.5 Gyr，伯克利17的10.0+/-1.0 Gyr，其中的误差指的是相对年龄测定的不确定性。这些年龄进行了比较，相对丰富的金属内晕/厚盘球状星团和其他老疏散星团的年龄。Berkeley 17和NGC 6791是最古老的疏散星团，年龄为10 Gyr。它们比厚盘球状星团年轻2 Gyr。这些结果证实了伯克利17是银河系中已知最古老的疏散星团之一，它的年龄为银河系盘的年龄提供了一个下限。
2005-12-05 astro-ph
Massive young clusters in the disc of M31
我们研究了从博洛尼亚修订的球状星团表中抽取的67个M31中非常蓝的、可能年轻的大质量星团的性质，这些星团是根据它们的颜色[（B-V）< 0.45]和/或它们的H β谱指数（H β> 3.5 A）的强度来选择的。它们在M31中的存在在过去已经被几位作者注意到了;我们在这里表明，这些蓝色发光致密星团（BLCC）是M31整个球状星团系统的重要组成部分（>~ 15%）。与M31球状星团系统的整体性质相比，它们似乎本质上更暗，形态上更不集中，并且在光谱中具有较浅的巴耳末跳跃和增强的$Hβ$吸收。与已知年龄的星系团的综合性质以及与理论SSP模型的经验比较一致地表明，它们的典型年龄小于~ 2Gyr，而如果认为它们是老的，它们可能并不像推断的那样贫金属。无论是选择BLCC的（B-V）颜色或强度的Hbeta指数的集群样本原来是分布在外围的M31盘，共享薄，快速旋转盘组件的运动学特性。如果这些星团被证实是年轻的，并且不是贫金属的，那么它们表明在M31的薄盘中发生了一个重要的近期恒星形成，尽管它们没有限制其早期形成的时代。
2005-03-08 astro-ph
Time-Variation of Newton's Constant and the Age of Globular Clusters
牛顿常数$G$在宇宙学时间尺度上的变化将改变球状星团（GC）恒星的主序星时间。我们已经计算了低质量恒星的演化典型的GC无论是标准的非变$G$和假设下的线性变化的$G$。然后选择由后一种模型产生的等时线的年龄，使得等时线模仿岔道处的标准等时线。假设GC的真实年龄介于$8$和$20\,\rm Gyr$之间，并且因为它们的表观年龄介于$14$和$18\,\rm Gyr$之间，我们发现今天的$-35{\times}10^{-12}\,{\rm yr}^{-1}\la\dot{G}/G\la 7{\times}10^{-12}\,{\rm yr}^{-1}$。这个上限（过去引力较弱）与直接来自天体力学的现代边界是有竞争力的。在独立确定的$\dot{G}/G$限制了随时间变化的$G$作为宇宙膨胀年龄和表观GC年龄之间的差异的解释是可以想象的。
1995-09-18 astro-ph gr-qc hep-ph
Precise reddening and metallicity of NGC6752 from FLAMES spectra
球状星团的准确红度可以通过比较无红指示剂（H α）的色温和标准色温校准得到。通过在VLT 2下用FLAMES进行1300秒的单次曝光，我们获得了NGC 6752关闭附近120颗恒星的光谱，这些恒星的光谱以H α（R=6000，5<S/N<50）为中心。这组光谱被用来获得有效的温度从拟合的Halpha配置文件与典型的错误约+/- 200 K和红化估计与个人的错误为0.05马格。平均所有个人的红化，高精度的红化估计已获得的集群：E（B-V）=0.046 +/- 0.005。同样的曝光提供了红巨星分支隆起附近7颗恒星的UVES光谱（R=40000，20<S/N<40），其Fe丰度的内部误差为0.026 dex，平均金属丰度[Fe/H]= -1.48 +/- 0.01 +/- 0.06 dex（随机+系统）。获得了其他几种元素的丰度，例如，可以准确估计α元素和Fe之间的比率（[α/Fe]=+0.27 +/-0.01）。从UVES数据中可以明显看出O-Na的相互关系，这与过去的结果一致。这个分析显示了FLAMES分析球状星团的能力：通过这里描述的程序获得的精确的红化和金属丰度，结合从星团动力学或主序拟合的距离测定，以及高质量的颜色星等图，可以允许推导出单个球状星团的年龄，误差小于1 Gyr。
2005-05-10 astro-ph
A New Color-Magnitude Diagram for Palomar 11
我们提出了银河系厚盘球状星团Palomar 11的新测光方法，该星团在V带和I带的主序截止区之外延伸。这张测光图显示了明显的红巨星和次巨星分支。红水平分支（红团）和次巨星分支之间的星等差异被用来确定Palomar 11的年龄为10.4 +/-0.5 Gyr。红色团块用于推导距离d_PDMATHABMM = 14.3 +/-0.4 kpc，以及平均聚类红化E（V-I）= 0.40 +/-0.03。整个星系团都有不同程度的红化，其数量级为δ E（V-I）~0.07。Palomar 11的颜色星等图与厚盘球状星团NGC 5927的颜色星等图几乎相同，这意味着这两个星团具有相似的年龄和金属丰度。帕洛玛11的红巨星分支比47 Tuc略红，这意味着帕洛玛11的金属丰度比47 Tuc高0.15 dex，或比47 Tuc老1 Gyr。Ca II三重态观测（Rutledge et al. 1997）支持Palomar 11与Tuc 47年龄相同，但金属含量略高的假设。
2006-01-13 astro-ph
Interactions as a Driver of Galaxy Evolution
引力相互作用和合并正在塑造和重塑整个可观测宇宙中的星系。虽然在低红移时对相互作用星系的观测产生了有关工作过程的详细信息，但在高红移时的观测表明，相互作用和合并在过去更为频繁。附近盘星系的主要合并形成了与椭圆星系有许多共同性质的残余物，本质上就是今天的原椭圆星系。还有诱人的证据表明，伴星的微小合并可能有助于在盘状星系中形成凸起。气体在这种相互作用中起着至关重要的作用。由于它的耗散性质，它往往会被压缩成分子形式，变成恒星爆发和活性核的燃料。除了持续相互作用的证据之外，过去星系相互作用和合并的特征比比皆是：潮汐尾和波纹，反向旋转的盘和凸起，极环，年轻的球状星团系统和老化的恒星爆发。星系形成和转变显然是一个持续到现在的漫长过程。总体而言，目前可用的观测证据指向哈勃的形态序列主要是一个合并损害减少的序列。
2000-02-12 astro-ph
The double main sequence of Omega Centauri
利用哈勃空间望远镜对银河系最大的球状星团半人马座欧米茄进行了高精度测光。颜色幅值图揭示了主序列（MS）中颜色的意外分叉。新发现的双MS，多个岔道和亚巨星分支，以及过去沿着这个星团的红巨星分支发现的其他序列，加起来是一个迷人但令人沮丧的谜题。在对蓝色主序的可能解释中，提出了氦的异常过剩。我们将用我们最近获得的一组FLAMES@VLT数据（ESO DDT计划）和即将到来的ACS@HST图像来检验这一假设。
2004-06-03 astro-ph
Young Massive Clusters - Formation Efficiencies and (Initial) Mass Functions
球状星团通常被认为是其宿主星系中主要恒星形成事件的良好示踪剂。虽然过去20年的观测已经证实在许多星系中存在具有类似球状星团性质的年轻天体，但仍然没有很好地理解束缚星团相对于场星的形成效率及其质谱如何依赖于外部因素。团簇初始质量函数通常表现为与幂律一致，斜率约为-2，但大多数限制CIMF上限的尝试都受到样本大小效应的限制。然而，证据开始积累可能截断的集群质量函数。暂时认为银河系盘的质量上限可能是10^5 Msun，而有迹象表明M51的质量上限是5x10^5 Msun，银河系盘的质量上限是2x10^6 Msun。一些极端的星爆（如Arp 220，NGC 7252）能够形成质量为10^7 Msun的星团。在银河核球中的星团（相对于场星）的整体形成效率可能与今天的盘没有太大的不同，但对于晕中的贫金属GC来说可能要高得多。
2006-06-26 astro-ph
