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
Extragalactic Globular Clusters in the Near Infrared: III. NGC 5846 and NGC 7192
本文是早型星系中球状星团系统的近红外和光学测光系列的第三篇文章，我们集中讨论了NGC 5846和NGC 7192两个椭圆星系群的测光结果，并对迄今为止所研究的球状星团系统进行了首次比较。在NGC 5846中，颜色-颜色图在（V-K）中显示出清晰的双峰，这通过KMM测试得到证实。两个峰的平均颜色估计为（V-K）=2.57+/-0.06（蓝色）和（V-K）=3.18+/-0.06（红色）。NGC 7192的情况有所不同，因为它的色-色图没有给出明显的第二个球状星团的证据。利用模拟的球状星团系统的颜色分布，我们在量化球状星团系统的累积年龄分布方面迈出了第一步。另外，NGC 5846的结果使我们得出结论，它的富金属球状星团人口包含两个球状星团人口，其年龄相差几个Gyr。NGC 7192的年龄结构与单年龄种群表现出很强的相似性。
2003-04-25 astro-ph
Age Estimation of Extragalactic Globular Cluster Systems Using H beta Index
考虑到，第一次，详细的系统变化的水平分支（HB）的形态与年龄和金属丰度，我们的人口合成模型表明，综合H β指数显着影响的存在下，蓝色HB星。我们的模型表明，由于蓝色HB星，H β指数的强度增加了0.75 A。根据我们的模型，如果巨椭圆星系中的球状星团系统平均比银河系中的对应系统老几十亿年，那么在H β vs. Mg 2图中，银河系中的球状星团系统和NGC 1399中的球状星团系统之间的系统差异就可以理解了。
2001-04-10 astro-ph
Extragalactic Globular Clusters in the Near Infrared: IV. Quantifying the Age Structure using Monte-Carlo Simulations
在该系列的前几篇论文中，我们使用了光学和近红外颜色的组合来推导球状星团系统中相对年龄结构的约束。在这里，我们提出的细节，强度和限制，我们的方法的基础上蒙特卡罗模拟的颜色-颜色图和累积年龄分布。模拟是基于一般信息的球状星团系统（如颜色范围，子种群之间的数量比）和不同的单恒星星族模型（SSP的），用于推导相对年龄。对于模拟的系统和观测的球状星团系统，我们推导出累积年龄分布，并引入两个参数来定义它，所谓的50%年龄和模型与观测之间的比较的简化$χ$ $^2$检验的结果。该方法在几个系统上成功地进行了测试，并允许在其中两个系统中揭示显着的中间年龄群体。
2004-03-02 astro-ph
Extragalactic Globular Cluster Systems: A new Perspective on Galaxy Formation and Evolution
综述了河外球状星团系统的观测研究进展。球状星团不仅是研究星系中恒星形成历史的极好示踪剂，而且也是研究大半径星系运动学的极好示踪剂。它们的性质可以用来有效地约束星系形成和演化。在简要介绍了目前的研究方法和未来的发展前景之后，我们通过对球状星团的研究，总结了星系研究各个领域的知识。特别是，我们解决的早型星系的恒星形成的历史;球状星团人口晚型星系和他们的联系，早型星系合并和激烈的相互作用过程中的恒星和团簇形成;和运动学在大半径的早型星系。不同的观点在星系形成和演化的背景下进行审查。最后，我们重新讨论了球状星团光度函数作为距离指示器。尽管它在文献中的受欢迎程度低，我们证明，它是最精确的距离指标之一，以早期型星系，只要它是适当的应用。
2000-03-10 astro-ph
On the Metallicity-Color Relations and Bimodal Color Distributions in Extragalactic Globular Cluster Systems
我们进行了一系列数值实验，研究不同星族模型预测的非线性金属丰度-颜色关系对河外球状星团系统中观测到的颜色分布的影响。我们提出了模拟的基础上，五个不同的简单的恒星星族（SSP）模型的$UBVRIJHK$带通。也包括颜色中光度散射的存在。我们发现单峰金属丰度分布经常“投影”成双峰颜色分布。这种效应的可能性取决于金属丰度分布的平均值和离散度，当然也取决于用于转换的SSP模型。在参考Teramo-SPoT SSP模型的基础上，我们发现光学到近红外的颜色应该优先于其他颜色，以避免\citet{yoon06}讨论的球状星团颜色分布中的偏置效应。特别地，诸如\vh\或\vk的颜色对于金属度-颜色关系的非线性更稳健，并且在这样的颜色中观察到的双峰分布更可能指示真实的潜在双峰金属度分布。类似的结论来自不同的SSP模型的基础上的模拟，虽然我们也确定了例外的这一结果。
2007-09-07 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
Extragalactic Globular Clusters in the Near-Infrared II. The Globular Clusters Systems of NGC 3115 and NGC 4365
我们结合VLT/ISAAC仪器和档案HST/WFPC 2光学图像获得的近红外测光来确定两个早型星系NGC 3115和NGC 4365中球状星团的VIK星等和颜色。近红外光谱与光学光度法的结合为提高年龄-金属丰度简并度提供了一条途径。对于NGC 3115，球状星团的颜色揭示了两个主要的子群，与以前的研究一致。通过对NGC 3115球状星团的V-I、V-K色与SSP模型的比较，我们发现两个年龄大于10 Gyr的主要子星群的颜色差异主要是由于金属丰度的差异。我们发现Δ[Fe/H] = 1.0 +/- 0.3 dex，蓝、红球状星团子居群在3 Gyr内是同时存在的。与NGC 3115球状星团相比，NGC 4365中的球状星团系统具有更复杂的年龄和金属丰度结构。我们发现了一个显着的人口中间年龄非常富金属的球状星团随着老人口的富金属和贫金属的集群。具体来说，我们观察到一个大的人口球状星团与V-K和V-I颜色，所有目前的SSP模型给出的年龄和金属丰度的范围内~2-8 Gyr和~0.5-3 Z_太阳，分别。经过10 Gyr的被动演化后，NGC 4365中的中间年龄球状星团的颜色将与巨椭圆星系（如M87）中富含金属的球状星团一致。我们的研究结果为球状星团系统是一致的，与以前的年龄和金属丰度的研究弥漫银河光。除了NGC 3115和NGC 4365中的主要球状星团外，我们还报告了对极红色天体的探测。
2002-06-10 astro-ph
Extragalactic Globular Clusters and Galaxy Formation
球状星团（GC）系统现在已经在从矮星到巨星的星系中进行了研究，并涵盖了整个哈勃序列的形态类型。哈勃太空望远镜和大型地面望远镜的成像和光谱学共同确定，大多数星系具有双峰颜色分布，反映了两个古老的GC亚群：贫金属和富金属。这两个子群的特征都与它们的母星系相关。我们认为，贫金属GC形成于低质量的暗物质晕在早期宇宙和他们的属性反映了偏见的星系组装。富含金属的GC诞生于其母星系随后的耗散积累中，它们的年龄和丰度表明大多数大质量早型星系在早期形成了它们的大部分恒星。对这两个子群的详细研究提供了一些在近场中可以获得的对分层星系形成的最强约束。
2006-02-27 astro-ph
Extragalactic Globular Clusters in the Near-Infrared: V. IC 4051 and NGC 3311
本文给出了巨椭圆星系IC 4051和NGC 3311的球状星团系统的光学和近红外测光组合结果。我们使用（V-I）与（V-I）中的约化年龄-金属性简并度。(V-H)色-色图来推导出球状星团的红色子种群内的累积年龄分布，并寻找年龄子种群。年龄分布，然后比较模拟球状星团系统，以设置这些球状星团子人口的相对年龄和大小的限制。在这两个星系中，我们发现了一个显着的比例球状星团的年龄在2- 5 Gyr之间。我们还调查了两个系统中的金属丰度分布。小数目的统计数据使我们无法对NGC 3311做出任何明确的陈述，但我们发现，IC 4051星系团的金属丰度分布强烈依赖于假设的年龄分布。基于我们最有可能的结果，即在选定的球状星团样本中发现了大量的年轻/中等年龄的星团（~2 Gyr），我们发现老星团的金属丰度峰值为$\sim$ -0.2，年轻星团的金属丰度峰值为+0.8。我们只发现了很少的贫金属星系团，然而，年轻/中间球状星团中的金属丰度分布受我们所应用的单恒星星族模型的影响很大。第二代球状星团的平均金属丰度从上述极高的+0.8 dex变化到+0.2 dex。请注意，随着集群人口年龄的增加，模型依赖性变得不那么严重。
2005-05-05 astro-ph
The Luminosity Function of Globular Clusters as an Extragalactic Distance Indicator
球状星团光度函数（GCLF）峰值的绝对星等M* 可用高斯近似，分别在银河系和M 31中通过天琴座RR型星和造父变星进行独立标定。它们得到完全一致的M*_B = -6.93+-0.08和M*_V = -7.62+-0.08。将这些值应用于狮子座星系团（n=2）、室女星系团（n=8）和后发座星系团（n=2）的GCLF，给出的距离与其他方法的最佳测定结果一致。然而，天炉座星系团（n=7）的对应距离被显著低估，并且几个场星系的距离不一致。第二个参数，如GCLF的宽度或峰的颜色，显然需要控制GC形成历史的差异。
1999-02-28 astro-ph
Color Bimodality in M87 Globular Clusters
本文分析了50轨道HST ACS对M87球状星团系统的观测。我们使用这个数据集的非凡深度来测试颜色和星等是否显示球状星团种群中质量-金属丰度关系的证据。我们只发现球状星团贫金属子群的颜色和星等之间的关系很弱或不存在。色星等关系的微弱或缺失是在从$M_V=-11$到$M_V=-6$的广泛光度范围内建立的，包括大部分的M87球状星团。我们在50个轨道上观测到的贫金属子群颜色的恒定性与单轨道ACS数据的建议形成对比，该数据表明M87和其他几个星系中的贫金属球状星团显示出“蓝色倾斜”。“在我们更深的数据中，贫金属亚群的质量-金属丰度关系的正式最佳拟合是$Z\propto M^{0.08\pm0.05}$。我们对这些数据的分析还显示，在富含金属的球状星团子种群中可能存在一个小的“红色倾斜”。虽然这些微小的倾斜可能是真实的，但它们也可能说明了即使在如此非常深入的数据中，质量-金属丰度关系也可以确定的极限。我们专门测试了广泛的系统效应，发现虽然小的倾斜不能被证实或拒绝，但数据对$|0.20|\pm0.05$的任何倾斜都有很强的上限。这个上限比一些早期的单轨道数据要小得多，并且强烈地限制了球状星团内的自富集。这种球状星团的质量-金属丰度关系也比星系的关系浅，这表明这两种类型的天体的形成机制是不同的。
2008-11-03 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 in the Near Infrared I: A comparison between M87 and NGC 4478
我们比较了M87中的球状星团，室女座中央的巨型椭圆星系和NGC 4478的光学和近红外颜色，NGC 4478是室女座的一个中等光度星系，靠近M87的投影。结合V和I光度与WFPC 2获得的HST和Ks光度与NIRC获得的凯克1，我们发现了广泛的颜色范围和先前检测到的双峰M87。我们确认NGC 4478中只有一个蓝色的球状星团子星群，并且这些星团的V-I和V-K颜色与银河系和M31中的晕球状星团非常相似。最有可能的是，这个星系周围从来没有形成过富含金属的子群（而不是形成后又被摧毁），这可能是因为它的富含金属的气体在穿过室女星系团的中心时被剥离了。V-I、V-K颜色与SSP模型预测的老年群体颜色相近。然而，M87拥有几个红色星团，最好用中间年龄（几个Gyr）来解释。一般来说，有证据表明，红色的，富含金属的子群体具有复杂的颜色结构，本身是由集群跨越一个大的金属丰度，并可能，年龄范围。这与迄今为止观察到的所有星系中蓝色，金属贫乏的人口形成鲜明对比。
2002-06-10 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
Clues to Globular Cluster Evolution from Multiwavelength Observations of Extragalactic Systems
我们提出了一个研究的球状星团（GC）系统附近的椭圆星系和S0星系在各种波长的X射线到红外线。我们的分析表明，大约一半的低质量X射线双星（LMXB），即吸积中子星或黑洞系统的发光示踪剂，在集群。有一个令人惊讶的LMXB频率和GC的金属丰度之间的强相关性，与富金属GC托管的三倍多的LMXB的金属贫乏的，并没有令人信服的证据与GC年龄的相关性到目前为止。在一些星系中，LMXB的形成率随GC颜色而变化，甚至在典型的双峰星系团颜色分布的红色峰值内也是如此，这提供了一些迄今为止最有力的证据，表明在富含金属的GC峰值内存在金属丰度变化，正如在分层星系形成场景中所预期的那样。我们还注意到，任何对GC颜色分布中细微变化的分析都必须仔细考虑统计误差和系统误差。我们警告说，一些已发表的GC相关性，如明显的“蓝色倾斜”或质量金属丰度效应可能没有物理起源，可能是由系统性观测偏差引起的。
2007-10-16 astro-ph
Stellar Objects of Extragalactic Origin in the Galactic Halo
我们确定了河外起源的球状星团和场星，并研究了它们的化学、物理和运动学性质。这个物体被认为是在不同的时间被银河系捕获的，来自于被其潮汐力破坏的矮卫星星系的碎片。结果如下。(1)银河系中绝大多数贫金属恒星都起源于河外。(2)吸积后的球状星团的质量随着远离星系中心和平面而减小。(3)吸积恒星和遗传连接恒星中化学元素的相对丰度有本质的区别。(4)吸积场星的相对镁丰度随轨道大小和倾角的增大而减小。(5)半人马座移动星群的恒星是从物质中诞生的，其中恒星形成率比早期银河系低得多。在此基础上得出结论：随着其中矮星系质量的减小，球状星团的平均质量和超新星SNe II的最大质量同时减小。也就是说，后一个事实导致贫金属星中α元素的相对丰度降低。
2007-10-24 astro-ph
Relative Ages of Globular Clusters
河外球状星团的年龄可以为星系的形成和演化提供有价值的见解。本文总结了测定老球状星团系统年龄的光度测定方法。光谱的方法进行审查，强调正确选择的年龄诊断。我们提出了一种新的方法，量化相对最好的年龄敏感的光谱指数给定的数据集的质量和一定的理论恒星合成模型。相对最好的诊断图是从一组Lick指数和年龄日期球状星团在几个早期型星系的一部分，河外球状星团系统的大型光谱调查。我们发现，与宿主星系无关，贫金属（[Fe/H] < -0.8）的球状星团似乎是古老的（t > 8 Gyr）和同时代的。富金属星团的年龄范围很广，从~15到几个Gyr。
2002-10-18 astro-ph
The Identification of Blue Horizontal Branch Stars in the Integrated Spectra of Globular Clusters
河外球状星团光谱测年中的一个主要不确定性涉及年龄和水平分支形态对巴耳末线强度的简并效应。在这封信中，我们表明，Hdelta和Hbeta的等效宽度之间的比率是更敏感的水平分支形态比年龄，从而有可能打破简并。我们表明，这是可能的区分中间年龄的球状星团的巴耳末线的存在下，蓝色的水平支星加强，纯粹的集群的综合光谱的基础上。在S/N >= 30/埃的光谱中，用H β和H δ谱线强度可以提高年龄和水平分支形态之间的简并度，这是目前河外球状星团积分光谱研究的典型特征。
2004-04-29 astro-ph
WLM-1: A Non-Rotating, Gravitationally Unperturbed, Highly Elliptical Extragalactic Globular Cluster
球状星团长期以来一直以（有时）明显偏离球形对称而闻名。虽然旋转是主要的解释，但其他复杂的因素，如它们与宿主星系的强引力势的持续相互作用，使得很难达成共识。为了解决这个问题，我们已经获得了高分辨率的光谱WLM-1，孤独的球状星团与孤立的，低质量的矮不规则星系WLM。使用存档的HST WFPC 2数据，我们测量了WLM-1的径向椭圆率分布，发现它是高度椭圆的，在0.5-5”区域的平均值为0.17-这与我们银河系中最椭圆的球状星团相当。除了星团最里面的区域（r < 0.5”）外，没有等照度线扭曲的证据。为了研究所观察到的扁平化是否可以归因于旋转，我们已经获得了长缝高分辨率VLT/UVES光谱的这个集群沿和垂直于轴的扁平化。使用互相关，我们发现，集群的速度分布是一致的零旋转沿任一轴。因此，无论是星系团的旋转，也不是银河潮汐可以负责扁平形态的WLM-1。我们认为，所需的半长轴和半短轴之间的速度色散各向异性，将需要考虑所观察到的扁平化是相对较小的，1公里/秒的顺序。尽管我们的错误使我们无法最终确定这种差异确实存在，但速度各向异性仍然是目前对这个星系团形状最合理的解释。
2005-11-16 astro-ph
Fitting Dynamical Models to Observations of Globular Clusters
本文综述了球状星团内部动力学模型的基本组成，着重于平衡位形的描述。逐步复杂的模型的发展进行跟踪，集中在速度各向异性，旋转和积分的运动，而不是能量的列入。应用河外球状星团的观测和结合径向速度和自行数据集进行了讨论。
2003-02-14 astro-ph
Integrated Colours of Milky Way Globular Clusters and Horizontal Branch Morphology
在河外球状星团的研究中，宽带颜色常被用作金属丰度的代用指标。一个共同的关注是水平分支（HB）形态的变化的影响-第二个参数的影响-对这些颜色。我们已经使用UBVI，华盛顿，和DDO测光的80多个银河系球状星团的汇编来解决这个问题。我们的方法是拟合颜色和[Fe/H]之间的线性关系，并研究这些拟合和HB形态的两个定量测量的残差之间的相关性。虽然在U-B中观察到显著的HB效应，但是对于常用的颜色B-V、V-I和C-T_1，与基线颜色-[Fe/H]关系的偏差与HB形态的关系不太强。在B-V和C-T_1中可能有微弱的信号，但这些信号都在观测不确定度的极限范围内。这些结果可能有利于在河外球状星团的研究中使用B-I，特别是考虑到它的高[Fe/H]-灵敏度。
2007-02-09 astro-ph
Colour-colour diagrams and extragalactic globular cluster ages. Systematic uncertainties using the (V-K)-(V-I) diagram
我们研究了由（V-K）-（V-I）图估算的星系团年龄和[Fe/H]的偏差，这些偏差是由不一致的水平分支形态、金属混合物、观察到的星系团之间的核心对流处理以及用于年龄和金属丰度测定的理论色网格引起的。我们还研究了所观察到的颜色的统计波动所起的作用，所造成的典型的球状星团的低总质量。水平分支形态可能是最大的不确定性来源。一个单一的年龄系统窝藏一个大部分的集群与HB形态系统蓝比占在理论的颜色网格，可以模拟一个双峰人口的年龄差异大至8 Gyr。当只考虑红巨星团时，这种不确定性几乎可以忽略不计，除非红巨星分支阶段有极端的质量损失。金属混合物的影响主要是红色的集群，颜色波动的影响变得可以忽略不计的红色集群，或当集成MV是明亮的超过-8.5马格。核心对流的治疗是相关的年龄低于4 Gyr。检索的[Fe/H]分布总体上仅受到轻度影响。颜色波动和对流核心延伸的影响最大。当1 sigma光度误差达到0.10 mag时，我们分析中发现的所有偏差都被消除，年龄差异高达~8 Gyr的双峰年龄人群未被检测到。使用（U-I）-（V-K）和（V-I）-（V-K）图可能有助于揭示理论颜色校准中未考虑的蓝色HB星的存在。
2006-10-09 astro-ph
Ages and Metallicities of Extragalactic Globular Clusters from Spectral and Photometric Fits of Stellar Population Synthesis Models
星系的光谱包含了大量关于组成恒星的年龄和金属丰度的相对混合信息。我们提出了一个全面的研究，旨在提取最大的信息，从光谱的数据质量典型的大型星系调查。利用Bruzual-Charlot 2003年的高分辨率简单恒星星族合成模型对M31和麦哲伦星云中101个球状星团的年龄和金属丰度进行了拟合测试。这些星团的年龄和金属丰度范围很广，从400万年到2000万年，[Fe/H]为-1.6 <+0.3。我们比较了模型拟合光谱和光度法的结果，发现在整个可用范围内（通常为350-1000 nm）拟合连续归一化（CN）光谱提供了最佳结果。对于年龄大于1 Gyr的簇，我们同意文献年龄为0.16 dex（35%）和[Fe/H]为0.12 dex。对于年轻的集群，我们同意文献年龄为0.3德克斯（63%），但不能限制金属丰度。特别重要的是，使用整个CN光谱，以避免年轻天体的模型连续性问题，并打破宽带测光的年龄-金属丰度简并。在5-25埃的光谱分辨率上，我们要求的S/N = 15-30（20%的年龄不确定度）和30-55（10%的不确定度）。这种技术应该很好地工作的年龄金属丰度参数空间预期的早期类型的星系在z~1，虽然个别星系光谱S/N可能需要coaddition的几个类似的对象。
2006-10-09 astro-ph
Extragalactic Planetary Nebulae
行星状星云（PNe）可以用来追踪星系中的中、老恒星星族以及大约20 Mpc的星团内介质。PNe可以很容易地用窄带测量来识别，它们的化学丰度和径向速度可以用多狭缝或多光纤光谱仪来测量。我们简要地回顾了迄今为止已经完成的工作，并包括表格（与参考），总结了42个星系和室女座和天炉座星系团的群内介质中的PNE观测。对星团内PNe的调查表明，星团总质量的20%到50%都在星团内介质中！我们说明了实用的PNe动力学研究的结果，从最近完成的调查岑A（NGC 5128）与NOAO镶嵌相机的CTIO 4米望远镜。PNE和球状星团巡天分别延伸到80 Kpc和50 Kpc的距离。我们比较了恒星的运动学在Cen A（736 PN速度）的红色和蓝色的球状星团（188集群测量速度）的运动学。后者包括125个新确认的球状星团从我们的调查。
2001-11-02 astro-ph
Post-AGB Stars as Standard Extragalactic Candles
从渐近巨星分支演化出来并通过光谱类型F和A的恒星是新的河外烛光的绝佳候选者。这些后AGB（PAGB）恒星是星族II系统中最明亮的成员。它们应该有一个狭窄的光度函数，从上到下以更大质量和更明亮的残余物的较短过渡时间为界，从下到上以离开主序星的最低质量恒星的核心质量为界。此外，PAGB A-F超巨星很容易识别，因为它们有巨大的巴耳末跳跃，应该位于椭圆星系和螺旋星系的晕中。我描述了一个测光系统，结合Gunnu与标准的BVI带通，并报告成功的搜索PAGB星的晕M31使用此uBVI系统。零点校准将来自银河系球状星团中的PAGB A和F星。目前已知的有四颗，它们的平均Mv = -3.4，散射只有0.2 mag.有了这个Mv，我们精确地再现了M31与它的晕PAGB星的距离。未来的计划包括对银河系球状星团和本星系群星系进行uBVI调查，以加强零点校准。最终，我们可以通过一个只有三个梯级的距离阶梯到达室女星系团：亚矮星星团，银河系球状星团，然后直接到达室女座（用HST）。
1997-02-01 astro-ph
Some clues on the tilt of the Horizontal Branches in metal-rich clusters
本文讨论了富金属星系团球状星团NGC 6388和NGC 6441水平分支中观测到的大倾斜的一些线索。这一尚未被理解的特征从理论和观测两方面进行了研究。
2002-09-27 astro-ph
Washington Photometry of New Globular Clusters in M31
本文报告了最近在我们新的球状星团CCD巡天中发现的几百个新的M31球状星团候选者的华盛顿测光的进展。华盛顿CMT 1过滤器，我们使用的是非常有效的调查河外GC和估计GC的金属丰度。得到了M31中新的GC候选者和已知GC的初步色-星等图和色-色图。
2001-09-14 astro-ph
High resolution imaging of the early-type galaxy NGC 1380: an insight into the nature of extended extragalactic star clusters
NGC 1380是一个透镜状星系，位于NGC 1399东北方向的天炉座星团中心附近。这个星系的球状星团系统以前只从地面上进行过研究。最近对类似的早期星系，特别是透镜状星系的研究，揭示了星团的存在，显然打破了传统的开放/球状星团二分法。利用HST/WFPC 2的高质量测光，我们研究了NGC 1380中的星团，测量了它们的星等，颜色，大小和距离星系中心的投影距离。我们在B和V频段中使用了深度存档HST/WFPC 2。我们建立了颜色幅度图，从中我们选择了一个样本的集群候选人。我们还分析了它们的颜色分布并测量了它们的大小。根据它们在光度-尺寸图中的位置，我们估计了它们是银河系中发现的典型球状星团的概率。在V=26.5的情况下，总共发现了大约570个簇候选者。我们测量了其中大约200个的尺寸。观察到的颜色分布有三个明显的峰。尺寸分布也是如此。我们发现，人口较少的主要是典型的球状星团，而更广泛的对象有小的概率是这样的对象。不同的绝对大小，大小，颜色和位置之间的相关性推断这些集群子种群。大多数扩展星系团（Reff > 4 pc）与室女座星系团中的早型星系中的弥散星团具有相似的性质，例如表面亮度低，比MV-8暗。我们还报道了一个位于NGC 1380中心附近的一小群（Reff ~ 10 pc），-8< MV <-6的红色星团，它们可能被解释为微弱的模糊星团。
2007-02-27 astro-ph
Globular Clusters and the Mira Period-Luminosity Relation
基于依巴谷次矮星的距离尺度的球状星团的M_K值被用来估算Miras星团的M_K值，包括SMC球状星团NGC 121中的一个。这导致了Mira红外周期光度关系PL（K）的零点，与来自附近场Miras的依巴谷天体的结果吻合得很好。这两个估计值的平均值与LMC Miras上的数据一起得出LMC距离模量为18.60 +/- 0.10，与金属量校正的造父变星模量（18.59 +/- 0.10）明显一致。使用明亮的AGB星作为河外人口指标进行了讨论。
2001-11-06 astro-ph
Calibration of the Faber-Jackson relation for M31 globular clusters using Hipparcos data
在本文中，我们提出了一个数据分析球状星团作为可能的河外距离指标。为此，我们收集了所有的速度色散测量发表的银河系和M31球状星团。费伯-杰克逊关系的斜率和零点是用依巴谷距离测量校准的，并将该关系应用于M31的河外球状星团。发现距离模为24.12 \pm 0.45等，这与对球状星团红巨星分支的拟合结果一致（24.47 \pm 0.07，Holland 98），并从球状星团光度函数的峰值中发现（24.03 \pm 0.23，Ostriker和Gnedin 97），但短于24.7 \pm 0.2 mag（Lanoix等，98）和24.77 \pm 0.11等（Feast和Catchpole，97），通过使用依巴谷数据校准造父变星周期光度获得。这个校准的Faber-Jackson关系现在可以直接用于其他具有分辨球状星团的Sc星系，一旦大量的光谱可用，例如，通过VLT。
1998-10-14 astro-ph astro-ph.CO
Extragalactic Star Clusters in Merging Galaxies
用8米级望远镜和现代仪器研究星系团的人口作为星系演化的示踪剂是完全可能的。星系团的星族分布可以作为并合系统恒星形成阶段的一个很好的示踪剂。本文介绍了两个年轻星系合并系统NGC3256和NGC4038，以及对这两个系统中年轻星系团布居的研究。我们发现这些团簇的年龄与合并年龄一致，它们的金属丰度与它们是椭圆星系中古老的富金属球状星团的祖先相一致。
2006-05-06 astro-ph
HST multiband photometry of the globular cluster NGC 6388
本文给出了球状星团NGC 6388的HST多波段测光（F255 W，F336 W，F439 W，F555 W）色星等图。在本文中，我们集中我们的注意力在这个集群的特殊水平分支。经过仔细的红化校正后，我们用理论模型拟合了观测到的CMD。我们首次证明了这个富含金属的球状星团的HB延伸到Te > 30.000 K，显示了蓝钩星（D'Cruz et al.2000，Brown et al.2001）的明显证据。此外，我们可以证明，HB倾斜（斜率）不是一个红化的效果，并存在于所有的光度带。
2003-08-20 astro-ph
The Peculiar Horizontal Branch Morphology of the Galactic Globular Clusters NGC6388 and NGC6441
我提出了多波段光学和紫外哈勃空间望远镜测光的两个银河系球状星团NGC6388和NGC6441，以调查的物理机制（S）的性质负责存在一个扩展的蓝色尾巴和一个斜坡的水平分支。进一步的证据表明，水平分支倾斜不能被解释为差分红化的效果，而我表明，一个可能的解决方案的难题是假设一小部分的恒星星族在两个集群是强烈的氦丰富。
2007-12-21 astro-ph
Chemical Abundance Study of One Red Giant Star in NGC 5694 : A Globular Cluster with Dwarf Spheroidals' Chemical Signature?
报道了贫金属外晕球状星团NGC 5694中一颗红巨星分支星的丰度分析。我们得到[Fe/H] =-1.93，基于电离线，我们的金属丰度测量与以前的估计是一致的。我们发现NGC 5694的[Ca+Ti/2Fe]和[Cu/Fe]比其它具有类似金属丰度的球状星团低0.3 - 0.4 dex，但与某些矮球状星系中的LMC星团和恒星相似。然而，在中子俘获元素的丰度方面仍然存在差异。独特的化学丰度模式和巨大的银心距离（30 kpc）和径向速度（-138.6 +/-1.0 km/sec）表明NGC 5694有着河外起源。
2006-06-16 astro-ph
An extragalactic supernebula confined by gravity
对于被称为球状星团的巨大星团的起源知之甚少。几十万颗恒星是如何同时形成的？它们的体积只有几个光年，距离太阳最近的邻居只有几个光年。来自明亮的年轻恒星的辐射压力和恒星风应该会驱散恒星形成气体，破坏星团的形成。我们银河系中的球状星团无法提供答案;它们有数十亿年的历史。在这里，我们报告的测量红外氢复合线从一个年轻的，形成的超星团在矮星系，NGC 5253。这些线条出现在被一个估计有百万颗恒星的星团加热的气体中，这些恒星如此年轻，以至于它仍然被气体和尘埃所笼罩，从光学上看是隐藏的。我们证实，该星团包含4000-6000大质量，热的“O”型恒星。我们发现，星团内的气体是由引力束缚的，这可能解释了为什么这些多风和发光的O型恒星还没有吹走气体，使星团从它的诞生茧中出现。在本地和遥远宇宙中的“星爆”星系中的年轻星系团可能同样受到引力的限制和隐藏。
2003-11-06 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
The Metal-rich Globular Cluster NGC6553: Observations with WFPC2, STIS, and NICMOS
利用WFPC 2、NICMOS和STIS对富金属球状星团NGC 6553进行了HST研究。我们的主要动机是校准STIS宽带LP星等对$V_{555}$和$I_{814}$已知的恒星的金属丰度和绝对（视觉）的星等，应用到我们的研究大麦哲伦球状星团。NGC 6553在早期的研究中已经被证明有一个非常不寻常的颜色星等图，所以我们也使用我们的数据来研究这个星团的红化，距离，光度函数和结构。我们推导出一个更高的金属丰度和更小的距离模量比以前的一些研究，但强调，非常大的斑片状消光小的角尺度上禁止准确测定这个集群的参数。（$V,V-I$）中NGC 6553的水平分支以接近红化矢量的角度倾斜。然而，我们发现灭绝并不能解释倾斜，这可能是一种金属丰度效应。颜色-星等图显示了一个明显的第二个转折点，比星团的暗约1.5等。我们表明，这是最有可能的背景银河系的隆起：然而，在这种情况下，色星等图的NGC 6553是不是一个很好的匹配，外地隆起人口。这个星团可能比平均场核球星更富含金属。
2001-02-19 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
A Quantitative Link Between Globular Clusters and the Stellar Halos in Elliptical Galaxies
本文探讨了球状星团与其所属星系的弥散恒星星族之间的定量关系。NGC 1399和NGC 4486（M87）都非常适合这种分析，因为它们的球状星团数量很大。我们的Monte Carlo模型的主要假设是，每个球状星团都是与一个具有相同空间分布、化学成分和年龄的弥散恒星质量一起形成的。主要的球状星团子群，确定所观察到的双峰颜色分布，分解避免先验参数（如高斯）拟合和使用一个新的颜色（C-T1）金属丰度关系。最后还讨论了蓝球状星团亚群的彩色星等图中的蓝色倾斜的可探测性。通过假设每个相关弥散恒星质量t的球状星团数量是总丰度[Z/H]的函数，并表现为t=gamma*exp（delta[Z/H]）（即当丰度降低时增加），建立了球状星团和恒星星系晕之间的成功联系。
2007-10-03 astro-ph
Star Cluster Evolution: From young massive star clusters to old globulars
年轻的大质量星团是由星系碰撞、合并和近距离相遇引发的剧烈恒星形成事件中最引人注目和最重要的最终产物。然而，问题仍然存在，是否至少有一小部分在河外星爆中大量出现的致密YMC可能是球状星团（GC）型天体的祖先。然而，由于缺乏统计学上显著的附近类似物体的样本，我们需要诉诸统计参数或对更遥远星系中的单个物体进行个案研究的艰苦方法。尽管最终解决这个问题存在固有的困难，但越来越多的观测证据支持曾经被认为是星系最古老的组成部分的GC今天仍在形成的假设。
2006-03-07 astro-ph
A Principal Components Analysis of the Lick Indices of Galactic Globular Clusters
我们提出了一个主成分分析（PCA）的高质量的Lick/IDS吸收线测量的11个指数的波长范围4100 - 5400安的39个银河系球状星团（GC）。只有第一个主成分似乎是物理意义。我们发现，在[m/H]（-1.8 <=[m/H]<= 0）的宽范围内，第一分量（PC 1）与GC金属丰度之间存在着紧密的线性关系，这表明PC 1可以用来从古老的河外GC的积分光谱中准确地估算其金属丰度。经典的GC“第二参数效应”在Balmer指数中很明显，尽管它没有出现在我们的PCA中。我们发现很少有证据表明银河系GC之间的广泛丰度模式存在实质性差异。其中一个含义是，贫金属和富金属的GC亚群形成非常相似的物理过程。
2004-06-30 astro-ph
Ellipticals with Kinematically--Distinct Cores: WFPC2 Imaging of Globular Clusters
在这里，我们提出了14个运动学-不同的核心椭圆星系的HST WFPC 2成像检查他们的球状星团系统。特别是，我们探测星系中心区域，我们可能会看到一些形成和破坏过程的最强签名。这些数据大大增加了迄今为止研究的河外球状星团系统的数量。我们发现，球状星团的光度和颜色，只有微弱的变化，如果有的话，与银河系的距离。球状星团的平均颜色与球状星团的星等是常数。还出现了几个明显的趋势。首先，在任何给定的银河系中心距离上，球状星团的颜色都比下面的星系星光更蓝（金属含量少约0.5德克斯）。第二，我们发现球状星团的平均金属丰度与母星系亮度之间的相关性大约超过10个星等，其形式为Z = L^0.4。这种关系包括矮椭圆星系、螺旋星系凸起和巨椭圆星系。第三，我们发现球状星团的表面密度分布可以用核模型来描述，核半径与星系光度有关。我们的研究结果有利于方案中，椭圆形的形式从大规模的，富含气体的祖先在早期的时代。详细模拟球状星团系统的形成对得出更坚定的结论是有价值的。
1996-04-24 astro-ph
Chemical Abundances and Kinematics in Globular Clusters and Local Group Dwarf Galaxies and Their Implications for Formation Theories of the Galactic Halo
本文综述了星系晕形成的理论和支持证据，特别是一些相关的球状星团以及本群矮星系中恒星的运动学和详细的化学丰度。外晕红HB星团倾向于有大的离心率，并居住在矮球状恒星居住的区域，有利于银河系外的起源。老的球状星团显示出全部的偏心率，而年轻的球状星团似乎更倾向于高偏心率，这再次暗示了它们的银河系外起源。我们详细比较了各种元素之间的晕和所有矮星系研究的日期，包括矮椭球和不规则的丰度。其显著特征是晕的丰度基本上是独一无二的。特别是，研究的13个星系中有12个的α与[Fe/H]模式彼此相似，与银河系非常不同。射手座似乎是唯一可能的例外。看来很大一部分富含金属的晕不太可能来自低质量的分裂矮星系。然而，至少有一部分贫金属晕可能来自典型的矮星，而一部分中等金属量的晕可能来自非常巨大的系统。矮星和晕之间的化学差异是由于前者的低恒星形成效率和高银河风效率的结合。如果大多数晕星都是在几颗质量非常大的卫星很早就吸积形成的，那么形成问题就可以解决。然而，任何这样的卫星要么必须比假设的早得多，在Ia超新星爆发之前，要么必须阻止恒星形成，直到它们被吸积之前不久。
2007-08-03 astro-ph
Globular Cluster Systems As Distance Indicators: Metallicity Effects On The Luminosity Function
我们调查的普遍性的球状星团光度函数（GCLF）和使用此功能作为河外距离指标。以前的研究发现GCLF距离与其他技术获得的距离之间存在偏移。我们表明，这种偏移可以理解的金属丰度效应。具体来说，用于距离尺度研究的球状星团系统传统上是围绕椭圆星系的。这些系统比银河系球状星团系统具有更高的平均金属丰度。因此，在椭圆星系周围的系统中的GCLF峰值在$B$和$V$中比银河系中的GCLF峰值明显更暗。我们计算了一系列球状星团金属丰度的GCLF峰相对于银河系球状星团的$B$、$V$、$R$、$I$和$J$的位移。应用这些修正，我们发现GCLF距离和使用表面亮度波动方法获得的距离之间有很好的一致性。金属性校正的GCLF之间的相似性表明，球状星团系统的基本质量函数从一个星系到另一个星系是非常恒定的。我们的研究结果允许GCLF被用作改进的距离指标。
1995-06-09 astro-ph
Extragalactic Ultracompact HII Regions: Probing the Birth Environments of Super Star Clusters
近年来，人们发现了一些仍然深深嵌入其诞生物质中的河外大质量星团。这些天体代表了迄今为止观测到的大质量星团演化的最年轻阶段，其中质量最大、密度最大的可能是原始球状星团。它们的性质似乎类似于银河系中超紧凑的HII区域，但在总质量和光度上按比例增加。在许多情况下，这些星团只在中红外到无线电波长可见，它们通常被检测为“反向”频谱射电源。然而，现有的观测结果是贫血的，我们目前对这些出生星团的物理模型过于简单。本文将概述我们认为我们根据现有的观察对这些物体的了解，并概述我们目前理解中的一些最重要的差距。
2004-05-06 astro-ph
M31 Globular Clusters in the HST Archive: II. Structural Parameters
我们分析了空间分辨的河外球状星团的最大样本的结构参数。M31 GC的图像是在对HST档案数据的搜索中发现的，在一篇配套论文中描述。我们测量了星系团的椭圆度和位置角，并得出结论，椭圆度是由旋转引起的。我们发现，大多数星系团的表面亮度分布都能很好地用二维单质量的Monte-King模型拟合。一些星团显示出可能的幂律分布特征的核心崩溃，但空间分辨率不够高，使明确的索赔。与其他星系一样，富金属星系团比贫金属星系团略小。与银河系星系团一样，M31星系团的结构性质之间有很强的相关性，并且这两个种群在参数空间中靠近同一个“基本面”。
2002-01-15 astro-ph
Sizes of Confirmed Globular Clusters in NGC 5128: A Wide-Field High-Resolution Study
使用Magellan/IMACS图像覆盖1.2 x 1.2 sq.本文利用卷积技术对NGC 5128视场中364个已确认的球状星团的光分布进行了分析，得到了它们的结构参数。将这些参数与Harris et al.（2004）现有的华盛顿测光结合起来，我们能够检查贫金属（蓝色）和富金属（红色）球状星团之间的大小差异。这是第一次，这可以解决一个样本的确认集群，延伸到银河系中心的距离约8倍的有效半径，R $_{eff}$，星系。在1 R $_{eff}$中，红色星团平均比蓝色星团小30%左右，这与绝大多数研究过的河外球状星团系统一致。然而，随着银河系距离的增加，这种差异变得微不足道。因此，我们的研究结果表明，在集群的有效半径，r $_e$的差异，可以解释纯粹的投影效应，与红色集群更集中的蓝色和内在的r $_e$ -R $_{gc}$的依赖性，像一个观察到的银河系。
2007-10-09 astro-ph
Faint X-ray Sources in the Globular Cluster Terzan 5
我们报告了我们对富球状星团Terzan 5的Chandra X射线观测的分析，在该星团的半质量半径内，我们探测到50个1.0-6 keV极限X射线亮度为3*10^{31}尔格/秒的源。其中有33个的L_X>10^{32}尔格/秒，这是迄今为止在任何球状星团中看到的最大数量。除了静止的低质量X射线双星（LMXB，由Wijnands等人鉴定），另外12个相对软的源可以是静态LMXB。我们比较了泰山5号中较硬源的X射线颜色与穆诺及其合作者研究的银河系中心源，发现银河系中心源具有较硬的X射线颜色，表明可能存在人口差异。我们不能清楚地确定在银河系球状星团中产生低光度X射线双星的金属丰度依赖性，但Jordan等人提出的河外LMXB的金属丰度依赖性与我们的数据是一致的。
2006-06-13 astro-ph
The Extragalactic Distance Scale
造父变星被用来推导出室女星系团的距离为16.0 +/- 1.5 Mpc。结合后发座速度和公认的后发座/室女座距离比，这产生了哈勃帕帕米Ho = 81 +/- 8 km/s/Mpc。将这个值与至少16.8 +/- 2.1 Gyr的宇宙年龄相结合，即从贫金属的球状星团M92得出的宇宙年龄，我们得到f（Ω，λ）> 1.39 +/- 0.22。这个值仅与Einstein-de Sitter宇宙在Ω =0和λ =0的情况下，f=1的宇宙稍微一致。一个Ω =1、λ =0、f=2/3的爱因斯坦-德西特宇宙似乎在3-sigma水平上被排除在外。它表明，一些小的最近值的Ho导致的内在色散的线性直径的星系，并从一个事实，即观察良好的Ia型超新星在最大光的光度范围~20。
1996-04-12 astro-ph
The Space Motion of the Globular Cluster NGC 6397
作为一个高精度的副产品，超深恒星测光的银河系球状星团NGC 6397与哈勃太空望远镜，我们能够测量大量的背景星系的图像几乎是点状的。这些提供了一个前所未有的精确度的河外参考系，相对于它，我们测量了有史以来最精确的球状星团的绝对自行。我们发现mu_alpha = 3.56 +/- 0.04 mas/yr和mu_delta = -17.34 +/- 0.04 mas/yr。我们注意到，NGC 6397自行的正式统计误差不包括可能不可避免的系统误差，如星团旋转。这不太可能超过百分之几。我们利用这个新的自行计算了NGC 6397的UVW空间速度和它绕银河系的轨道，发现该星团经常通过银河系盘。
2007-02-06 astro-ph
The First Orbital Period for a Dwarf Nova in a Globular Cluster: V101 in M5
我们首次测定了一颗位于星云星团中的矮新星（DN）的轨道周期：M5中的V101的轨道周期为5.796 ± 0.036小时。我们从I波段测光获得的卡里普索天文台高分辨率相机与倾斜倾斜自适应光学校正操作这一时期。还分析了南非天文台在V波段的观测结果，结果显示出同一周期的周期性信号。这个轨道周期表明V101有一个次级的中晚期K光谱型，Mv = +8.2 +- 0.5。预测的光谱类型是一致的，与以前的光谱观测静止，显示了相当红色的连续。从观测到的最小亮度V = 22.5，我们得到了到DN的距离模（m-M）v = 14.3 +-0.5，这支持了V101在球状星团M5中的成员资格。对椭圆效应的测量表明V101系统的轨道平面是适度倾斜的，但不足以显示日食。
2002-03-08 astro-ph
Washington CCD Photometry of the Globular Cluster System of the Giant Elliptical Galaxy M60 in Virgo
利用华盛顿CT_1 CCD深空宽视场图像对室女星系团中的巨椭圆星系M60中的球状星团进行了测光研究。色星等图显示M60中有大量的球状星团，而在M60西北方的一个小型伴旋星系NGC 4647中有大量年轻的发光星团。M60中球状星团的颜色分布呈明显的双峰分布，在（C-T_1）=1.37处有一个蓝色峰，在（C-T_1）=1.87处有一个红色峰。本文利用银河系中球状星团和M49的数据，导出了（C-T_1）_0色与[Fe/H]的两个新的变换关系。利用这些关系，我们得到了M60中球状星团的金属丰度分布，它也是双峰的：一个主要的贫金属组分，中心在[Fe/H]=-1.2，和一个较弱的富金属组分，中心在[Fe/H]=-0.2。球状星团的径向数密度剖面比星晕的径向数密度剖面更宽，蓝色球状星团的径向数密度剖面比红色球状星团的径向数密度剖面更宽。球状星团的数密度图显示，蓝色球状星团的空间分布大致呈圆形，而红色球状星团的空间分布则类似于恒星晕的空间分布。我们估计M60中的球状星团总数为3600+/-5000个，比频为SN =3.8+/-0.4。明亮的蓝色球状星团的平均颜色随着它们在M60的内部和外部区域变得更亮而变得更红。这种蓝色的倾斜也可以在最明亮的室女座星系M49的外部区域看到。这些结果的影响进行了讨论。
2008-02-12 astro-ph
RR Lyrae-based calibration of the Globular Cluster Luminosity Function
我们测试了球状星团亮度函数（GCLF）的峰值绝对星等Mv（TO）是否可以用于可靠的河外距离测定。本文从Harris星表中银河系球状星团的光度函数出发，利用RR型天琴座星的绝对星等Mv（RR）与星团金属含量[Fe/H]的函数关系，并采用选定的星团样本，确定了Mv（TO）。我们发现，峰值幅度略有影响所采用的Mv（RR）-[Fe/H]的关系，而它取决于标准选择的集群样本。对于其他星系外的GCLF，我们利用表面亮度起伏（SBF）测量，证明了蓝星系的光度函数（贫金属）球状星团在~0.2等内以相同的亮度达到峰值，而对于红色（富含金属）样品，即使考虑到具有类似年龄和质量分布的星团所预期的理论金属丰度校正，一致性也在~0.5等内。然后，使用由在到LMC的基准距离上校准的造父变星距离标尺提供的SBF绝对星等（m（LMC）=18.50 mag），我们表明，外星系贫金属星系团的Mv（TO）值（-7.67+/-0.23等）与银河系（-7.66+/-0.11等）和M31（-7.65+/-0.19等）的值非常一致。
2005-11-04 astro-ph
