Remnants of Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy around the young globular cluster Palomar 12
对年轻的球状星团Palomar 12周围的大视场进行测光，揭示了一个低表面亮度恒星系统的主序星。这个主序表明，恒星星族的金属丰度和/或年龄存在显着差异，但平均而言比Pal 12更贫金属。在对这一星群的性质作不同假设的情况下，我们发现它与太阳的距离在17-24 kpc之间，这包括了到12，$19.0\pm0.9$ kpc的距离。该恒星系统也被探测到位于北12 ° 2 $\arcdeg$的区域，这表明它的最小直径为$\sim0.9$ kpc。Dinescu et al. 2000）的轨道、恒星系统的色星等图、它们在天空中的位置和它们的距离都表明它们是Sgr dSph星系潮汐破裂的碎片。我们简要地讨论了Sgr和星系晕的演变的影响。
2002-05-27 astro-ph
Palomar 13: a velocity dispersion inflated by binaries ?
最近，Cote等人（2002）结合Keck/HIRES阶梯光谱的径向速度和已发表的自行成员概率，观测到了一个包含21颗恒星的样本，它们可能是位于星系晕中的球状星团Palomar 13的成员。它们的投影速度色散σ_p = 2.2 +/-0.4 km/s，给出了质光比M/L_V = 40 + 24/-17，比通常对球状星团的估计大约大一个数量级。我们在这里提出的径向速度测量从三个不同的CCD帧的调试观测获得的新的ESO/VLT仪器火焰（光纤大阵列多元素光谱仪）。从这些数据，现在公开，我们测量的均匀径向速度的八个可能的成员，这个球状星团。新的速度色散σ_p = 0.6-0.9 +/-0.3 km/s意味着Palomar 13的质光比M/L_V = 3-7，类似于球状星团的通常值。我们简要地讨论了两个最明显的原因，以前不寻常的质光比发现：二进制，现在清楚地检测到，和更均匀的数据从多纤维火焰光谱仪。
2004-03-16 astro-ph
Unveiling Palomar 2: The Most Obscure Globular Cluster in the Outer Halo
我们提出了第一个颜色星等的帕洛玛2，一个遥远的和严重模糊的球状星团附近的银河系的反中心的研究。我们的（V，V-I）色星等图（CMD），在CFHT的UH 8 K相机获得的，达到V（lim）= 24，清楚地显示了集群的主要序列，虽然与大量的整体前景吸收和差分红化。CMD的形态显示了一个人口稠密的红色水平分支，与蓝色的延伸较稀疏，类似于NGC 1261，1851或6229，金属丰度接近[Fe/H] = -1.3 $. From an average of several indicators, we estimate the foreground reddening at E(B-V) = 1.24 +- 0.07 and obtain a true distance modulus (m-M)_0 = 17.1 +- 0.3$，距离银河系中心约34 kpc。我们使用明亮恒星的星数来测量星团的核心半径，半质量半径和中心浓度。它的积分亮度为M_V =-7.9，这使得它比外晕中的大多数其他星团更明亮，质量更大。
1997-07-03 astro-ph
Palomar 13: An Unusual Stellar System in the Galactic Halo
我们已经测量了Keck/HIRES径向速度的30个候选红巨星在帕洛玛13的方向：一个对象传统上编目为一个紧凑的，低光度的球状星团。从一个样本的21个确认的成员，我们发现一个系统的速度为24.1公里/秒，预计，固有的速度色散为2.2公里/秒。虽然很小，但这种色散比这种光度和中心浓度的球状星团预期的要大好几倍。从表面上看，这种色散意味着基于最佳拟合的King-Michie模型的质光比约为40（太阳能单位）。Palomar 13的表面密度分布在银河系的球状星团中似乎也是异常的--根据背景减除和模型拟合的细节，Palomar 13要么包含大量的"潮外"恒星，要么它在空间上的延伸比以前怀疑的要大得多。全表面密度分布同样很好地适合国王-米奇模型具有高浓度和大潮汐半径，或由NFW模型。我们检查-并暂时拒绝-一些可能的解释所观察到的帕洛玛13的特征（例如，（例如，红巨星之间的速度"抖动"、光谱双星、非标准质量函数、修正的牛顿动力学），并得出结论，两种最可能的情景要么是在最近的近银河系通过期间灾难性的加热，要么是存在一个巨大的暗晕。因此，现有的证据表明，帕洛玛13要么是一个球状星团，现在正在溶解成星系晕的过程中，要么是一个微弱的，暗物质占主导地位的恒星系统（ABRIDGED）。
2002-03-22 astro-ph
Kinematic study of the disrupting globular cluster Palomar 5 using VLT spectra
来自斯隆数字巡天的宽视场测光数据最近显示，银河系球状星团帕洛玛5号正处于潮汐分裂的过程中（Odenkirchen et al. 2001）。在这里，我们调查这个稀疏的远程星团的运动学使用高分辨率光谱从甚大望远镜（VLT）。利用VLT-UT 2上的紫外-可见中阶梯摄谱仪（UVES）观测到了20个位于距星团中心6弧分以内的候选巨星。光谱提供了径向速度，其典型精度为0.15 km/s。我们发现，该样本包含17个特定的集群成员非常连贯的运动学，两个无关的领域矮星，和一个巨人的偏离速度，这是最有可能的集群二进制显示快速轨道运动。根据已确认的成员，我们确定该星团的日心速度为-58.7 +-0.2 km/s。星团恒星的总视向速度色散为1.1 +- 0.2 km/s（所有成员）或0.9 +- 0.2 km/s（仅红巨星分支上的恒星）。这是迄今为止对被归类为球状星团的恒星系统测量到的最低速度色散。速度分布的形状表明，有一个显着的贡献，从轨道运动的双星和动力学部分的速度色散，因此仍然大大小于总的色散。...（节略）
2002-06-17 astro-ph
Palomar 5 and its tidal tails: New observational results
斯隆数字巡天对球状星团5的观测数据显示，在天空中存在着一条长而大的潮汐碎片流，它跨越了一个10度的弧线。因此，星云5为银河系中球状星团的潮汐破裂提供了一个杰出的例子。VLT光谱的径向速度显示，超新星5的速度色散极低，这与它的总光度得出的质量很低是一致的。
2002-09-26 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
The extended tails of Palomar 5: A ten degree arc of globular cluster tidal debris
利用斯隆数字巡天（SDSS）的宽视场测光数据，我们最近发现银河系球状星团帕洛玛5号正处于潮汐扰动的过程中。它的潮汐尾最初是在沿着天赤道的2.5度宽的带中被发现的。对SDSS数据进行的一项新的分析显示，1005的尾部具有更大的空间范围，可以在天空中的10度弧上追踪，对应于距离星团4kpc的投影长度。在尾部发现的前星团恒星的数量加起来大约是星团中恒星数量的1.2倍。尾部恒星表面密度的径向分布近似遵循幂律r ^gamma，其中-1.5 <gamma <-1.2。来自1955的碎片流是明显弯曲的，这表明它被银河系的势能加速了。该星团目前在远心附近，但在银河系内部多次经历了磁盘交叉，导致强烈的潮汐冲击。我们的研究结果表明，所观察到的碎片主要来自质量损失的最后2个陀螺仪。这个星团很可能在下一次磁盘穿越后被摧毁，这将在大约1亿年后发生。（节略）
2003-07-25 astro-ph
The Main Sequence Luminosity Function of Palomar 5 from HST
低质量、大的核心半径和强潮汐尾表明，随着时间的推移，球状星团帕洛玛5号已经失去了其初始质量的很大一部分。如果Palomar 5的动力学演化是由质量损失的影响所主导，那么光度函数在低质量恒星中应该是不足的。利用WFPC 2 F555 W和F814 W测光仪，我们测定了星团中心附近和半光半径附近的主序光度函数。没有令人信服的证据表明星团内的质量分离，但将帕洛玛5的整体质量函数与欧米茄Cen和M55的整体质量函数进行比较，表明质量逐渐降低的恒星越来越少。观测到的光度函数与理论模型的拟合产生了指数为-0.5的幂律质量函数。平坦的质量函数是一致的球状星团，已经失去了90%的原始恒星质量的顺序的动力学演化模型。我们认为，帕洛玛5已经失去了很大一部分的原始恒星的内容，作为潮汐冲击的结果。
2001-10-18 astro-ph
Horizontal-Branch Models and the Second-Parameter Effect. III. The Impact of Mass Loss on the Red Giant Branch, and the Case of M5 and Palomar 4/Eridanus
外晕球状星团Palomar 4和Eridanus的深HST测光最近已被提出。这些球状星团的新的高精度色星等图使得我们可以测量它们相对于M5（NGC 5904）的年龄，M5是一个观测良好的、距离更近的星团。假设两个球状星团有相同的化学成分，根据水平分支（HB）和分叉（turnoff）之间的星等差异，以及分叉和下亚巨星分支之间的颜色差异，已经报道了M4/波江座比M5年轻1-2 Gyr。在本文中，我们解决了以下问题：假设年龄是“第二个参数”，需要什么年龄差异来解释M5和M14/波江座之间HB类型的差异？我们发现，除非所有这些集群（包括M5）都小于10 Gyr，这样的年龄差异是大大大于基于集群关闭的分析。为了得出这样的结论，六个不同的分析质量损失率公式（报告在附录中），都意味着红巨星分支的质量损失依赖于年龄，被采用。我们的结果似乎与年龄可能是银河系球状星团系统中唯一的第二个参数的说法相冲突。
1999-10-19 astro-ph
Finding out the velocity anisotropy parameter for some globular clusters: the case of stationary model
本文讨论了由球状星团中的恒星密度剖面确定速度各向异性参数A的问题。对以下星系团进行了计算：M3，M12，M13，M15，M55，M56，Palomar 3，Palomar 14，NGC5139（Omega Centauri）和NGC6535。我们发现，对于大多数集群，A=0。对于M56，在极限星等B=21.5和B=19.0处计算参数，我们分别发现A=0.8和A=0.3。对于半人马座欧米茄的各向异性参数确定在三个单独的区域，我们发现：A=0的中心区域，A=0.1的中间区域和A=0.3的晕。
2001-04-03 astro-ph
Second Parameter Effects in and between M3 and Palomar 3
我们将球状星团M3和Palomar 3作为“第二参数（2ndP）对”进行了研究，结果表明：（1）M3具有非常强的内部2ndP;（2）M3和Palomar 3在水平分支（HB）上的质量离散度非常小，这导致了M3和Palomar 3在HB形态上最明显的差异; iii）忽略M3和M13之间HB质量分散的差异，它们的相对HB类型可以通过相当小的年龄差异（0.5-1 Gyr）来解释。
2001-05-21 astro-ph
The Extended Tidal Tails of Palomar 5: Tracers of the Galactic Potential
我们探测到了延伸的、弯曲的恒星潮汐尾，它从稀疏的、破坏性的晕球状星团5中发出，在天空中覆盖了10度。这些流使我们能够推断出1005的轨道，并最终将银河系的势能限制在它的位置。
2003-01-06 astro-ph
Infrared Echelle Spectroscopy of Palomar6 and M71
我们提出了高分辨率红外阶梯光谱的球状星团帕洛玛6和M71。Palomar 6的平均日心径向速度为+180.6 +/- 3.2 km/s，比Minniti在1995年发现的低20 km/s。与以前使用低分辨率光谱进行的金属丰度估计相反，我们的结果表明Palomar~6具有[Fe/H] = -1.0 +/- 0.1的中间金属丰度，并且比M71略贫金属。合理的表面温度或模型大气的微湍流速度的变化不影响[Fe/H]在+/- 0.2 dex以上。尽管Palomar~6的金属丰度很高，但根据单个星系团成员的光谱，其[Si/Fe]和[Ti/Fe]比值似乎分别增加了0.4 dex和0.5 dex，这表明银河系内晕可能经历了一个非常快速的化学富集历史。
2004-08-14 astro-ph
The metallicity of Palomar 1
帕洛玛1是一个奇特的星系球状星团，被怀疑比大部分的星系晕天体年轻。然而，只有在对金属丰度进行可靠的测定后，才能确认如此低的年龄。在本文中，我们使用的等效宽度（W）的钙II三重态的中等分辨率的光谱，以确定金属含量的101。通过比较Palomar 1中四颗恒星的光度校正W值与三个校准星团（M2，M15和M71）中每一个的样本恒星的光度校正W值，我们得出Zinn & West（1984）标度下的[Fe/H]=-0.6+/-0.2，Carretta & Gratton（1997）标度下的[Fe/H]=-0.7+/-0.2。我们还得到了一个径向速度Vr=-82.8+/-3.3 Km/s的1。
1997-10-22 astro-ph
A 22 Degree Tidal Tail for Palomar 5
利用Sloan数字巡天的数据Release 4，我们应用了一种最佳对比度匹配滤波技术，追踪了Palomar 5球状星团的潮汐尾，距离星团中心18.5度。这使已知的尾巴总长度增加了一倍多，达到天空中的22度。基于一个简单的银河系模型，我们发现，流的方向在天空中是一致的，在1.7西格玛水平与现有的自行测量。我们发现，一个球形的星系晕是足够的模拟流在其目前已知的长度，我们能够把新的限制，目前的空间运动的集群。
2006-03-02 astro-ph
Palomar 13's Last Stand
本文利用自行和CCD测光研究了遥远晕球状星团Palomar 13中的恒星。由中尺度照相底片以40年为基线计算出的银河系13相对于背景星系的绝对自行为每年$(μ_{αcos δ}, μ_δ) = (+2.30, +0.27) \pm (0.26, 0.25)$毫弧秒。由此产生的总空间速度（315 km/s $^{-1}$）意味着，双星13位于其轨道的内部，靠近近银河系。轨道积分显示星团拥有一个倾斜的、非常偏心的逆行轨道。这些数据证实了双星13是一个典型的“年轻晕”球状星团。导出的自行星团恒星被用来产生成员概率和清洁CCD UBV目录为1913年。有了这些数据，我们对1913的距离、金属丰度、位置和光分布进行了小的修改。四个先前报道的RR天琴座变星和一个按比例大的蓝色离散星组的成员被证实。正如预期的那样，蓝色散兵游勇集中在中央。这个星团的小尺寸，结合它的光剖面的形状，这表明它明显偏离了超越潮汐半径的经典King函数，这表明E13正处于最后的毁灭痛苦之中。这可以解释大型蓝色离散星的特定频率，因为破坏性的过程会优先剥离质量较小的恒星。
2000-11-10 astro-ph
The luminosity function of Palomar 5 and its tidal tails
给出了潮汐扰动球状星团Palomar 5及其潮汐尾的主序星光度函数。在这项工作中，我们分析了INT（La Palma）宽视场相机获得的成像数据和来自La Silla MPG/ESO 2.2 m望远镜宽视场成像仪的数据，这些数据下降到B的极限星等约24.5等。我们的研究结果表明，优先暗淡的恒星被从集群中删除，使集群的主体LF表现出显着程度的平坦化相比，其他GC。这归因于其先进的动力学演化。的LF的尾巴，反过来，增强了微弱的，低质量的恒星，我们解释为在集群中的质量分离的结果。
2003-07-29 astro-ph
Detection of a 45 Degree Tidal Stream Associated with the Globular Cluster NGC 5466
我们报告的检测斯隆数字巡天数据的45度潮汐流的恒星，从牧夫座延伸到大熊座，我们与晕球状星团NGC 5466。使用最佳对比度，匹配滤波器技术，我们发现一个长的，几乎线性的恒星流的平均宽度为1.4度。该流比与Palomar 5相关的流更稀薄一个数量级。流在天空中的方向或多或少与现有的集群自行测量一致。
2006-02-27 astro-ph
Newly Discovered Globular Clusters in the Outer Halo of M31
我们提出了9个新发现的球状星团在外晕的M31，发现了一个半自动化的程序，从一个INT宽视场相机调查的地区。这个样本包括一个候选者，它位于距M31最大的已知投影银河系中心半径处。
2003-12-11 astro-ph
Properties of the Outer Halos of Galaxies from the Study of Globular Clusters
本文综述了近年来有关星系外晕性质的一些研究工作。我特别关注球状星团研究的最近和即将取得的进展。球状星团可以在距离星系中心约100千秒差距的范围内被观测到，这使得对星系晕的研究远远超出了许多其他技术所探测的区域，例如对星系积分光的观测。迄今为止，对球状星团系统的研究为椭圆星系周围的暗物质晕提供了动力学证据，并揭示了不同球状星团种群之间的运动学差异，从而揭示了其宿主星系的形成历史。
2001-09-21 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
Globular clusters and the formation of the outer Galactic halo
外晕（R_gc > 15 kpc）中的球状星团比银心距较小的星团系统地暗。在外晕中，半光半径R_h < 10 pc的致密星系团只在R_gc < 40 kpc处出现，而R_h > 10 pc的较大星系团则在所有的银心距离处出现。在R_h为15kpc的致密星系团中< 10 pc that have R_gc >，有两个天体的金属丰度高得惊人.其中之一是Terzan 7，它是人马座矮星的伴侣。另一个是Palomar 1。关于这两个物体的数据表明，它们可能有着相似的进化历史。我们还注意到，除了一个例外，外晕中的发光球状星团都是紧凑的，而暗淡的星团可以有任何半径。这也适用于LMC、SMC和天炉座矮星中的球状星团。唯一的例外是大型发光球状星团NGC 2419。可能这个天体不是一个正常的球状星团，而是一个前矮球状星团的剥离核心。在这方面，它可能类似于欧米茄半人马座。
2004-07-16 astro-ph
A comparison of the globular cluster luminosity functions of the inner and outer halo of the Milky Way and M31
我们发现银河系内晕的球状星团光度函数（GCLF）与外晕的GCLF在统计上是不同的。我们还发现了类似的差异之间的内部和外部晕人口的M31。我们断言，这种差异是某种形式的集群人口的动态演化和/或GCLF形状的集群人口形成的环境的依赖性的证据。我们还发现，周转光度的GCLF是不受这些差异，并进一步断言，周转光度的这种稳定性肯定了它的有用性作为一个指标的宇宙距离。
1996-08-28 astro-ph
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. I. Overview and Clusters Without Previous HST Photometry
我们提出的第一个大ACS银河系球状星团调查的结果。这个哈勃空间望远镜（HST）金库项目的目的是使用高级巡天照相机（ACS）宽视场通道，在球状星团样本中获得信噪比> ~10质量> ~ 0.2 Msun的主序星的测光。在这里，我们专注于集群没有以前的HST成像数据。其中包括NGC 5466、6779、5053、6144、Palomar 2、E 3、Lynga 7、Palomar 1和NGC 6366。我们的CMD可靠地从水平分支延伸到比主序列关闭更微弱的七个星等，并代表了迄今为止这些集群公布的最深CMD。使用基准序列的三个标准集群（M92，NGC 6752，和47 Tuc）与众所周知的金属丰度和距离，我们进行主序列拟合的目标集群，以获得其距离和红化的估计。这些比较以及拟合的集群主序列的理论等时线产生的目标集群的年龄。我们发现，大多数集群的年龄是一致的标准集群在其金属丰度。例外的是E3，它比47 Tuc年轻约2 Gyr，而E31可能比47 Tuc年轻8 Gyr。
2006-12-20 astro-ph
Tracing the Sgr Stream with 2MASS. Detection of Stream stars around Outer Halo Globular Clusters
我们使用红外色星等图从2微米全天巡天（2MASS）搜索恒星属于潮汐流的人马座矮球状星系（Sgr dSph）周围选定的银河系球状星团。在统计上显著的探测到的情况下，NGC 12和NGC 4147，强烈支持的想法，这些集群与Sgr流，他们是以前的成员Sgr dSph星系。
2003-04-28 astro-ph
The Absolute Proper Motion of Palomar 12: A Case for Tidal Capture from the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
我们利用跨越40年时间基线的板块物质，测量了年轻球状星团E112相对于背景星系的绝对自行，测量的恒星星等低至V~22。测得的绝对自行在每个坐标上的不确定性为0.3 mas/yr。对于球状星团来说，E12的年轻年龄导致了这样一种假设，即该星团起源于大麦云（LMC），后来被银河系捕获（Lin and Richer 1992）。在这里，我们调查这一假设使用完整的运动学数据。我们给出了银河系12的轨道特征，并与大麦哲伦星系和人马座矮星系（Sgr）的轨道特征进行了比较。目前的运动学数据表明，从两个候选的母星系中，Sgr比LMC更有可能成为宿主星系。我们在轨道不确定性的背景下探索这种情况，并使用两种不同的分析：直接比较Sgr和Sgr的轨道作为时间的函数，以及Johnson（1998）开发的Sgr潮汐破坏的分析模型。我们发现，在目前的不确定性的观测，这种情况下是可行的，在这两种方法。此外，这两种方法都将此事件放置在同一时间点。我们对1912年Sgr潮汐捕获时间的最佳估计是1.7 Gyr前。
2000-06-21 astro-ph
The Globular Clusters of Dwarf Spheroidal Galaxies
讨论了人马座矮椭球体可能是在银河系外晕中形成的塞尔-津恩碎片的可能性。支持这一假说的论据是：（1）人马座和外晕（Rgc > 80 kpc）中的球状星团的光度分布似乎是双峰的，峰值在MV ~ -5和MV ~-10附近;（2）人马座和外晕中的球状星团的年龄分布明显大于银河系内晕中的球状星团。然而，一个相反的论点是，与Sgr相关的四个球状星团中只有一个具有大的半光直径，这是外晕星团的特征。所有比MV = -12暗的本星系群矮球状星系中都没有球状星团，这表明它们的特定球状星团频率一定低于天炉座矮球状星系。这一结果表明，天炉座可能有一个不寻常的进化历史。
1998-08-14 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
Formation and evolution of clumpy tidal tails around globular clusters
本文给出了一个球状星团在一组“圈”轨道上绕三轴星系中心区运行的数值模拟结果。在大约四分之一的球状星团轨道周期后，尾部开始形成，并且在大多数情况下，沿着星团轨道发展，显示出星团的子结构，例如在Palomar 5中观察到的。如果可以完全探测到的话，每个星团可以包含大约7，000个太阳质量，也就是说，大约是那个时期星团质量的10%。研究了尾和团簇的形态以及尾中恒星的运动学性质，并与现有的观测数据进行了比较。我们的发现是，恒星的速度色散往往在大半径趋于平稳，在协议中发现的M15和欧米茄半人马座。
2004-06-14 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
Outer Versus Inner Halo Globular Clusters: NGC 7492 Abundances
我们对外晕球状星团NGC 7492（R{GC} 25 kpc）中的4颗RGB星样品中的21种元素进行了详细的丰度分析;我们发现[Fe/H] = -1.82 dex，这是利用凯克天文台HIRES获得的高色散（R= 35，000）光谱从FeI线（FeII线为-1.79）推断的。在我们有限的样本中，大多数元素没有显示出星与星之间的变化。然而，我们已经检测到O和Na丰度之间的反相关性，类似于我们以前的分析中看到的内晕GC以及其他人在相对附近的GC的研究。我们比较了NGC 7492的丰度比与我们以前确定的更接近的老晕GC M3和M13。在对晕星金属丰度特征的丰度比趋势进行修正后，我们发现，对于这三个GC中的每一个元素，我们推断出Fe的丰度比在可能的测量不确定性范围内是相同的。因此，以贫金属外晕球状星团NGC 7492为例的外晕的化学历史与以M3和M13为例的内晕的化学历史是无法区分的，至少在这些古老的球状星团形成的时期是如此。这也适用于中子俘获过程。
2004-11-22 astro-ph
ACS photometry of newly-discovered globular clusters in the outer halo of M31
本文首次报道了M31远外区（15 < R_p < 100 kpc）10个经典球状星团的深ACS成像结果。其中八个星团，包括两个目前已知的最遥远的M31球状星团，都是第一次被描述。我们的F606 W、F814 W彩色星等图在水平分支下方延伸了约3个星等，清楚地表明这些天体中的大多数都是古老的（> 10 Gyr）、贫金属的星团。五个具有[Fe/H] ~-2.1，而另外四个具有-1.9 < [Fe/H] <-1.5。剩余的物体更富含金属，[Fe/H] ~-0.70。几个集群表现出第二个参数的影响。使用孔径光度学，我们估计积分亮度和结构参数的所有集群。许多星团，包括所有四个投影半径大于45 kpc的星团，都很紧凑，非常明亮，-8.9 < M_V <-8.3。因此，这四个最外层的星系团与银河系的对应星系团非常不同，后者通常是弥漫的，亚发光的（-6.0 < M_V < -4.7）和更富含金属的（-1.8 < [Fe/H] < -1.3）。
2006-12-20 astro-ph
The outer-halo globular cluster NGC 6229. III. Deep CCD photometry
本文报道了覆盖外晕球状星团NGC 6229的大视场深BV测光。首次获得了该星系团在主层序转折点以下的彩色星等图（CMD）。证实了以前的结果关于水平和巨大的分支的整体形态。此外，在我们的深空图像中还发现了9颗可能的极端水平分支恒星，以及33颗蓝色离散星。我们还发现，后者是更集中的亚巨星分支恒星覆盖相同的范围内的V等。比较星系团CMD和Sandquist et al.（1996）的M5（NGC 5904）山脊线发现：i）NGC 6229和M5的金属丰度基本相同; ii）NGC 6229和M5的年龄在误差范围内相同，尽管它们的水平分支形态不同。
1998-12-21 astro-ph
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
Globular clusters in the outer halo of M31: the survey
我们报告了40个新的球状星团（GC）的发现，已发现的晕的M31的基础上INT/WFC和CHFT/Megacam图像的调查。这些新GC的一个子集具有扩展的扩散性质，包括Huxor等人（2005）中已经发现的GC。搜索策略的描述和基本的位置和V和I光度数据，为每个集群。对于这些集群的一个子集，还给出了K波段测光。新的星系团继续被发现到测量区域的极限（~100 kpc），这表明M31的GC系统比以前认识到的要扩展得多。新的集群使M31中确认的GC总数增加了约10%，确认的GC数量超过1度（~14 kpc）超过75%。我们还利用巡天图像以及最近的HST档案数据更新了M31球状星团的修订博洛尼亚星表（RBC）。
2007-12-28 astro-ph
Tidal tails around globular clusters: are they good tracers of cluster orbits?
在过去的十年里，观测研究表明，在许多银河系球状星团的外部存在潮汐流。具有明确潮汐尾的星团最引人注目的例子是Palomar 5和NGC 5466（两者都是在斯隆数字巡天的框架下观测到的），它们的结构长度分别为4 kpc和1 kpc。不幸的是，大多数关于球状星团（GC）的观测研究都没有像SDSS那样覆盖如此大的天空区域。在此框架下，通过一个并行的，自适应的树代码，我们进行了详细的N体模拟的GC运动在一个现实的三个组成部分，（凸起，盘和晕）银河系的潜力，以澄清是否和在何种程度上的尾巴在集群的外部地区（几个潮汐半径）是当地轨道的示踪剂，而且，如果在星团轨道相位和这些流的方向之间存在某种相关性。
2006-05-10 astro-ph
Horizontal-Branch Models and the Second-Parameter Effect. IV. The Case of M3 and Palomar 3
本文对球状星团M3（NGC 5272）和Palomar 3的“第二参数对”进行了详细的分析。我们的主要结果可以总结如下：i）M3的水平分支（HB）形态在其内部区域（用哈勃太空望远镜观察）比在星团外围（从地面观察）显着更蓝，即，M3具有内部第二参数。最有可能的是，红巨星分支（RGB）的质量损失在星系团的内部区域比外部区域更有效。ii）发现103 HB的质量分散非常小-与零一致-我们认为这不太可能是由于统计波动。正是这种小的质量分散导致了M3和M13的HB形态的最明显差异。iii）M3和M3的相对HB类型，通过平均颜色或涉及蓝色，可变和红色HB星数量的参数来测量，可以很容易地通过这些星团之间相当小的年龄差异来解释，数量级为0.5-1 Gyr -这与VandenBerg（2000）基于星团关闭的相对年龄测量结果非常一致。
2001-06-29 astro-ph
FSR584 - a new globular cluster in the Galaxy?
我们研究了最近编目的候选星团FSR 584的性质，它被投射到分子云W3的方向，可能是离太阳最近的球状星团。利用2 MASS CMD、恒星径向密度分布和自行等资料，计算了恒星的基本参数和结构参数。CMD形态和径向密度剖面显示FSR 584是一个古老的星团。在自行的情况下，FSR 584的性质与贫金属的球状星团一致，具有明确的转折点和蓝色水平分支的证据。FSR 584可能是一个类似Palomar的晕状球状星团，正在向银道面移动。它与太阳的距离约为1.4kpc，位于太阳圈外约1 kpc处。径向密度分布的特征在于核心半径rc=0.3+/-0.1 pc。然而，我们不能排除旧的疏散星团的可能性。近红外测光加上自行支持的情况下，FSR 584是一个新的球状星团在银河系。吸收为A_V=9.2+/-0.6$，这使得它成为光学中的限制对象，并解释了为什么它迄今为止被忽视
2007-09-21 astro-ph
Infrared Spectroscopic Study of 8 Galactic Globular Clusters
我们已经获得了银河系凸起的7个严重变红的星系团中44颗巨星的中分辨率红外K波段光谱，以及半人马座ω中的12颗巨星。我们测量了Na双重线、Ca三重线和CO带头的等效宽度，然后应用Frogel等人的新技术来确定每颗恒星的金属丰度。平均这些值，我们估计每个集群的金属丰度，并比较我们的新的[Fe/H]值与以前的测定文献。我们对每个星团的估计是：NGC 6256（-1.35），NGC 6539（-0.79），HP 1（-1.30），Liller 1（-0.36），Palomar 6（-0.52），Terzan 2（-0.87）和Terzan 4（-1.62）。我们简要地讨论了各种[Fe/H]标度之间的差异，我们的校准，这是发现使用这种技术来确定金属丰度的最大不确定性。
2003-12-19 astro-ph
Orbits of Globular Clusters in the Outer Galaxy: NGC 7006
本文利用40年时间间隔的25张底片对遥远的球状星团NGC 7006的自行进行了观测研究。相对于河外天体的绝对自行是（-0.96，-1.14）+-（0.35，0.40）mas/yr。NGC 7006在银河系中心静止框架中的总空间速度为279 km/s，将该星团置于迄今为止已知距离银河系中心40 kpc以内的星团中最具活力的轨道之一（Ra =102 kpc）。我们比较了四个星团（NGC 5466，NGC 6934，NGC 7006和NGC 13）的离心半径大于80 kpc的轨道与银河系卫星的自行测量良好。这些星团的轨道是高度偏心的，相对于银河平面有各种倾角。相比之下，银河系卫星的轨道是低到中等偏心率和高度倾斜。基于轨道类型、化学丰度和星团参数，我们在Searle-Zinn范式下讨论了遥远球状星团的假设宿主系统的性质。很明显，像NGC 5466、NGC 6934和NGC 7006这样的星团形成于更像是天炉座dSph的系统中，而不是人马座dSph。我们还讨论了合理的原因之间的差异发现到目前为止的轨道类型的外晕星系团和银河系卫星和试探性的，但暗示性的相空间分散发现外晕星系团。
2001-06-14 astro-ph
The Kinematics of the Outer Halo of M87
本文给出了M87外晕中一个新的球状星团样本的径向速度，它距星系中心的距离为300至540弧秒（24至43千秒差距）。这些被用来增加我们以前发表的数据和分析的旋转和速度色散的M87球状星团系统进行。在R = 32 kpc时，旋转为$\sim300$ \kms，此时速度弥散也相当高，为$\sim450$ \kms。高旋转是有趣的。正如我们在前面的运动学分析中所发现的，M87的外晕质量非常大。
1999-09-28 astro-ph
Three contributions to the "A Half Century of Stellar Pulsation Interpretations" proceedings
论文I：“球状星团中的RR Lyrics变量和第二参数现象”作者：M。Catelan，A. V. Sweigart，J. Borissova摘要：我们建议使用RR Lyrant变量在球状星团探测的第二个参数现象的起源。论文II：“外晕球状星团Palomar 3中的新可能变量”作者：J. Borissova，N. Spassova，M. Catelan，V.D.伊万诺夫摘要：我们提出了一个列表中的10个可能的变星的球状星团103。七是新的可疑变量。伯比奇和桑德奇（1958）报告的天琴座RR候选星的变异性，以及格拉顿和奥托拉尼（1984）报告的造父二星和天琴座RR候选星的变异性都得到了证实。论文三：“在富金属球状星团中明亮RR型Lyrics变星的产生“作者：A。V. Sweigart，M. Catelan摘要：参见astro-ph/9708174。
1997-10-01 astro-ph
The Outer Cluster System of NGC 1399: Preliminary Results
本文介绍了对天炉座星系团中央星系NGC 1399的外球状星团系统动力学研究的初步结果。大约160个新的径向速度的球状星团在8和18角分之间的投影银河中心的距离表明，276公里/秒的恒定速度色散（所有集群）已经发现的内部区域可以追溯到80千秒差距。我们发现蓝色（贫金属）和红色（富金属）球状星团亚群的运动学性质似乎是不同的：虽然红色星团的速度分布相对于NGC 1399的系统速度是对称的，蓝色星团显示出有点不对称的分布，有更多的速度高于系统速度。
2005-01-10 astro-ph
Detection of massive tidal tails around the globular cluster Pal 5 with SDSS commissioning data
我们报告发现两个明确的潮汐尾出现在稀疏的偏远球状星团帕洛玛5。这些尾巴对称地伸展到星系团的两侧，方向是恒定的银河纬度，在天空中对着2.6度的角度。斯隆数字巡天（SDSS）的调试数据中已经检测到了这些尾巴，提供了沿赤道2.5度宽的深五色测光。在尾区的恒星构成了目前星等区间19.5 < i* < 22.0的星团恒星总数的相当大的一部分（约1/3）。这表明星系团遭受了严重的质量损失。尾巴的方向为确定星系团的银河系轨道提供了一个重要的关键。
2000-12-14 astro-ph
Using globular clusters to test gravity in the weak acceleration regime
我们对半人马座球状星团外围恒星的速度色散进行了研究，发现速度色散在大半径处保持不变，而不是单调下降。当重力的重力加速度为a = 2.1 e-8 cm/s/s时，色散开始保持不变。重新分析球状星团M15的现有数据也得到了类似的结果，其中a = 1.7 e-8 cm/s/s。在这两种情况下，加速度都与星系中暗物质的作用相当。在牛顿动力学中存在对这一结果的解释（例如，团簇蒸发、潮汐效应、暗物质的存在），但需要特别调整相关参数，以便使两个团簇中的色散曲线在相同的加速度下完全平坦。我们认为，这一结果，连同一个类似的帕洛玛13和太阳系外的航天器的异常行为，可能表明牛顿定律在弱加速度制度的故障。虽然不是决定性的，这些数据提示尽可能多的GC的内部动态的准确测定。
2003-05-21 astro-ph
The tidal perturbation of the low-mass globular cluster NGC 5466
在稀疏的球状星团NGC 5466的外部，恒星的分布提供了证据，证明最近在太阳圈附近发生了一次盘状激波后，可能发生了潮汐质量损失。
2003-07-28 astro-ph
On the Evolution of the Globular Cluster Luminosity Function: The Differences
我们考虑观测信号的动力学效应的光度函数的球状星团。对于银河系、M31和M87这三个研究得最好的系统，球状星团的内部和外部人口在统计上存在显著差异。在所有情况下，内部星团平均比外部星团（$0.26 < Δm_0 < 0.84$）更亮，并且具有较小的星等分散（$0.04 < Δσ< 0.53$），对于局部更好地观察到的样本具有较大的差异。如果内部种群被潮汐冲击耗尽，这种差异是可以预期的。结果表明，内布居从初始分布开始经历了实质性的演化，如果不进行动力学演化修正，就不能作为标准烛光。
1996-10-22 astro-ph
Initial Results from the Palomar Adaptive Optics Survey of Young Solar-Type Stars: a Brown Dwarf and Three Stellar Companions
我们目前的第一个结果，从帕洛玛自适应光学调查的年轻恒星进行黑尔5米望远镜。通过直接成像，我们发现了一颗褐矮星和两颗年轻太阳型恒星HD 49197、HD 129333（EK Dra）和V522 Per的低质量伴星，并证实了先前怀疑的RX J0329.1+0118的伴星（Sterzik等人，1997），分别为0.95”（43 AU）、0.74”（25 AU）、2.09”（400 AU）和3.78”（380 AU）。通过共同的自行和/或低分辨率红外光谱建立每个二元系统的物理关联。根据伴星的光谱类型，我们估计它们的质量分别为0.06、0.20、0.13和0.20 Msun。从我们的成像数据结合档案径向速度数据的分析，我们发现，空间分辨伴星HD 129333是可能相同的光谱伴星，以前确定的这颗星（Duquennoy & Mayor 1991）。然而，与绝对星等的差异表明这两个伴星也可能是不同的，被解析的伴星是三重星系的最外层。褐矮星HD 49197 B是越来越多直接成像的亚恒星伴星名单中的新成员，距离主序星10-1000 AU，这表明这样的褐矮星可能比最初推测的更常见。
2004-08-27 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
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
The Luminosity Distribution of Globular Clusters in Dwarf Galaxies
大多数与人马座矮星系有关的球状星团都是暗淡的。在这方面，它与围绕着典型巨星系的球状星团系统有着显著的不同。银河系外晕中的大多数球状星团也是亚发光的，这一观测结果可以通过假设这些星团曾经也属于暗淡的富含星团的矮系统来理解，这些矮系统随后被银河系捕获并摧毁。
2007-04-17 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
Building up the globular cluster system of the Milky Way. The contribution of the Sagittarius galaxy
我们证明了外晕星系球状星团（具有10 kpc <= R_GC <= 40 kpc）的（X，Y，Z，V_r）相空间分布与Ibata & Lewis导出的人马座矮球状星系（Sgr dSph）的轨道之间存在明显的统计相关性。在这个距离范围内的35个球状星团样本中，至少有4个以前是Sgr星系的成员（在95%的置信水平上），现在沿着Sgr流分布，这是一个围绕银河系的巨大潮汐结构。这是第一次在星系晕的球状星团中发现与Sgr dSph相关的统计上显著的结构。加上位于这个潮汐扰动矮星系中心附近的四个著名的球状星团，这些星团构成了外晕（R_GC >= 10 kpc）星团人口的20%。因此，Sgr dSph不仅是晕场恒星群的重要贡献者，而且在银河系球状星团系统的形成中也扮演着重要角色。
2002-10-28 astro-ph
