Detecting Eccentric Globular Cluster Binaries with LISA
来自偏心双星的引力波信号中携带的能量分布在轨道频率的几个谐波上。在引力波信号的分析中包含谐波增加了其基频低于银河系混淆限制噪声截止的双星的检测信号的信噪比。这可以允许轨道周期大于2000 s的源的改进的角分辨率。球状星团的来源包括可能的双星黑洞和可能具有高偏心率的中子星。星系团动力学也可能增强双白矮星双星和白矮星-中子星双星在星系源上方的偏心率。本文给出了所选球状星团双星的预期信噪比的初步结果。
2001-06-05 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
CN Bimodality at Low Metallicity: The Globular Cluster M53
我们对球状星团M53（[Fe/H]=-1.84）中的红巨星进行了低分辨率的紫外-蓝光光谱观测，通过CN和CH吸收带研究了原始丰度变化和深度混合。M53的金属丰度使其成为一个有吸引力的目标：CN谱带强度为3883埃的双峰分布在中等和高金属丰度的球状星团（[Fe/H] > -1.6）中很常见，但在金属丰度较低的球状星团（[Fe/H] < -2.0）中却不常见。我们发现，M53是一个中间的情况下，并有一个广泛的，但不强烈的CN带强度双峰分布，CN和CH带强度在进化程度较低的恒星中是相互关联的。像许多其他球状星团一样，M53也表现出CH带强度和[C/Fe]丰度的普遍下降，而红巨星分支的亮度则上升。
2007-10-30 astro-ph
Could Black-Hole X-Ray Binaries Be Detected in Globular Clusters?
本文研究了在致密球状星团中心存在~1恒星质量黑洞的可能性。我们发现，通过交换相互作用形成的BH X射线双星可能具有极低的占空比（<0.001），与银河系球状星团中没有BH X射线瞬态相一致。相反，我们发现通过潮汐俘获形成的BH X射线双星将是持久的、明亮的X射线源。由于没有任何这样的来源和非常高的相互作用率，我们得出结论，潮汐捕获的主序星的BH最有可能导致完全中断的明星。
2003-12-16 astro-ph
Age and metallicity of a globular cluster in the dwarf spheroidal galaxy DDO78
本文报道了M81群矮球状星系DDO~78中一个球状星团的中分辨光谱学研究结果。用6米望远镜（SAO RAS，俄罗斯）的长缝摄谱仪观测了DDO 78球状星团、4个银河系球状星团、光谱标和视向速度标。在Burstein等人（1984）采用的带通中测定舔分光光度指数。根据几个吸收特征的强度，对金属丰度进行加权平均，得到DDO 78中球状星团的平均金属丰度为[Fe/H] = -1.6 +-0.1dex。我们估计的球状星团的年龄为9-12 Gyr，与银河系球状星团NGC 362的年龄相似，后者在化学丰度和综合分光光度特性上与我们的星团相似。
2002-08-23 astro-ph
Effect of metallicity on low mass X-ray binaries in globular clusters
我们认为，在富金属和贫金属球状星团中观测到的明亮低质量X射线双星形成速率的差异可以通过考虑不同金属丰度下质量在~0.85 Msun和~1.25 Msun之间的主序星施主的恒星结构的差异来解释。这种差异是由缺乏金属的主序星在这个质量范围内的外部对流区的情况下造成的。结果，磁制动，一个强大的机制，轨道收缩，不工作和动态形成的主序-中子星双星未能开始质量转移或出现明亮的低质量X射线双星。
2005-09-18 astro-ph
Compact binaries in globular clusters
在致密恒星系统中，恒星之间频繁的动力学相互作用对致密双星的形成和演化起着至关重要的作用。我们研究这些过程中使用一种新的方法相结合的国家的最先进的二进制人口合成代码与一个简单的处理致密星团核心的动力学相互作用。在这里，我们集中在动力学和演化过程中导致形成的致密双星包含白矮星在密集的球状星团。我们证明，动力学可以增加2 - 100倍的生产率的有趣的二进制文件，如激变变量，"nonflickerers“（他白矮星与较重的黑暗同伴），合并白矮星二进制文件的总质量以上的Erasekhar限制，和白矮星二进制文件发射引力波在LISA波段。
2004-02-23 astro-ph
Chaos and the Dynamical Evolution of Tidal Capture Binaries in Globular Clusters
球状星团的核心有许多低质量的X射线双星、激变变星和毫秒脉冲星双星，它们很可能是通过潮汐捕获过程形成的。潮汐捕获双星最初被认为是负责停止核心崩溃，并通过“双星加热”过程进行随后的再膨胀。标准模型，现在表明，这些双星不再是可行的直接能源。我们提出的研究结果表明，潮汐捕获双星可能确实是一个显着的直接能源的核心球状星团。我们发现，捕获后，这些二进制经历了一个短暂的，暴力的混乱阶段，轨道偏心率（因此潮汐能）遭受很大的变化在一个很短的时间尺度。接下来是一个长时间的静止阶段，其中潮汐能仍然很小，而轨道仅通过正常的耗散效应循环。这个静止阶段允许捕获的主序星在没有大潮汐的情况下演化，这对产生低质量X射线双星和激变变星很重要。
1994-03-23 astro-ph
SED, Metallicity and Age of Halo Globular Clusters in M33
本文研究了邻近旋涡星系M33中十个晕状球状星团的性质。M33的CCD图像是作为BATC天空颜色巡天的一部分，在3800到10000流明的13个中间波段滤波器中获得的。通过孔径测光，我们得到了这些球状星团的光谱能量分布。我们估计我们的样本集群的年龄，通过比较每个对象的测光与理论恒星星族合成模型的不同值的金属丰度。我们的结果表明，10个样本晕球状星团中有8个具有“中等”年龄，即在1到8 Gyr之间。
2002-01-28 astro-ph
Age-metallicity relation and Chemical evolution of the LMC from UVES spectra of Globular Cluster giants
我们报告的第一个高分辨率光谱的10个巨人在大麦哲伦球状星团在很宽的年龄范围内，获得了新委托光谱仪UVES在VLT UT 2。这些观测结果被用来推导这些星系团的氧和铁的含量，然后使用丰度铸造一个更精确的视图，不仅在大麦哲伦星系的年龄-金属丰度关系，而且在这个矮不规则星系的化学演化。
2000-09-18 astro-ph
Formation and evolution of compact binaries with an accreting white dwarf in globular clusters
致密恒星系统中致密双星的数量受恒星间频繁的动力学相互作用及其与恒星演化的相互作用的强烈影响。在这方面的贡献，我们认为这些影响的双星与白矮星吸积，特别是激变变量和AM CVns。我们研究哪些过程可以成功地导致创建这样的X射线双星。使用数值模拟，我们确定主要的形成渠道和预测的可检测系统的预期数量。我们还讨论了为什么激变变量的分布有一个较弱的依赖于集群密度比静态低质量X射线双星的分布，为什么矮新星爆发可能不会发生之间的球状星团激变变量。
2004-12-21 astro-ph
Formation of Compact Binaries in Globular Clusters
我们在这里报告两个互补的人口合成的研究，直接关系到中子星双星的形成和演化的球状星团。首先，我们计算了球状星团中中子星的保留概率，定量地证实了双星系统中诞生的中子星的保留率比孤立星中诞生的中子星的保留率大得多的观点。然而，保留分数可能不足以解释目前的人口中子星双星。在第二项研究中，我们遵循了大量的原始双星和中子星的整个生命周期的一个球状星团的性质可能类似于47 Tuc。我们直接计算了整个星系团历史上双星系统、中子星和孤立场星之间的所有三体相互作用。某些类型的中子星双星的演化跟踪到当前的时代。的数量密切，回收，二进制无线电双星的无线电观测结果进行了评估和比较。
2001-01-30 astro-ph
Self-enrichment of Galactic halo globular clusters: stimulated star formation and consequences for the halo metallicity distribution
我们从恒星形成的角度探讨了球状星团形成的自富集假说。在这种情况下，第一代恒星的大质量恒星通过化学方法使球状祖先云富集到星系晕的金属丰度，并将其扫入一个不断膨胀的球形气体壳层。本文探讨了这种扫过的原球状云的能力，成为引力不稳定，因此，种子的形成第二代恒星，可能以后形成一个球状星团。我们使用一个简单的模型的基础上的线性微扰理论的横向运动在壳的气体来证明，祖云的约束压力和所需的超新星数量，以实现星系晕金属支持壳横向崩溃的成功发展。有趣的是，控制通过自富集实现的金属丰度的两个参数，即超新星的数量和外部压力，也决定了壳层的表面密度，从而决定了壳层进行横向坍缩的能力。这样一个超新星引起的起源的球状星团恒星，因此打开了道路的晕金属丰度分布的理解。该模型也能解释晕状球状星团金属丰度的下限。
2004-03-10 astro-ph
A New Globular Cluster Metallicity Scale Based on the Abundance of FeII
当使用Fe作为"金属性“的替代物时，金属性最好由Fe的优势物种来表示。据此，我们根据巨星高分辨光谱中Fe Ⅱ谱线的等效宽度，导出了一个新的球状星团金属丰度标度。这个星表主要是基于利克-得克萨斯小组对11个星团中的149颗恒星的分析结果，并辅之以另外5个星团中的其他高分辨率研究。我们还推导出从头算的真实距离模量M3，M5，M13，M15，和M92作为一种手段设置恒星表面重力。我们发现[Fe/H]II与Rutledge等人（1997）定义的近红外Ca II三重态的约化强度W '呈线性相关，尽管相关系数取决于所采用的恒星大气模型。除了在最近的PASP综述中提出的66个球状星团金属丰度估计值之外，我们在这里提出了另外39个球状星团金属丰度估计值，这些估计值是基于Q39的转换，Q39是Zinn（1980）定义的光度指数。
2003-05-20 astro-ph
Interacting X-ray Binaries in Globular Clusters: 47Tuc vs. NGC 6397
我们对47 Tuc的深Chandra曝光和对NGC 6397的中等曝光揭示了球状星团中相互作用X射线双星的大量新现象。在这篇（后期）综述中，我总结了最近和正在进行的对毫秒双星、包含白矮星和中子星的致密双星以及两个球状星团中的色球活动双星的分析。光谱变异性分析使新的见解源属性和演化历史。这些二元种群，现在是如此“容易”可见，足够大，它们的属性和空间分布揭示了紧凑的物体形成和二元相互作用的新线索。相对于白矮星，在47 Tuc和NGC 6397中，中子星显得过多。包含中子星的IXB（即，MSPs和qLMXBs），作为最大质量和最古老的致密双星样本，可能在47Tuc中追踪到原星团盘，而致密双星可能在NGC 6397最近的核心坍缩期间优先沿着星团旋转赤道喷出。
2005-12-30 astro-ph
Binary formation within globular clusters : X-ray clues
本文研究了原始双星数目对球状星团内探测到的双星总数与碰撞率之间关系的影响。我们模拟了球状星团中的双星种群：原始双星和通过引力相互作用形成的双星。我们发现，原始双星的初始数量的影响，检测到的源的数量和碰撞率之间的关系，我们发现是一个幂律。我们还表明，观察一个不完整的样本提供了与一个完整的样本获得相同的结果。我们利用XMM-牛顿和钱德拉的观测结果来约束X射线光度大于10^{31} erg/s的源的形成机制，并表明球状星团中的一些激变变星应该是原始天体。我们指出了一个可能隐藏在高质量球状星团中子星人口与低碰撞率。
2004-12-03 astro-ph
The Binary Zoo: The Calculation of Production Rates of Binaries Through 2+1 Encounters in Globular Clusters
在研究双星和单星之间的相遇时，人们对三类事件感兴趣：恒星的交换，第三颗恒星对原始双星的强化，以及合并物体的产生。我们提出了一种方法来计算横截面为这三个结果的任意二进制和单星可能会发现在一个球状星团的核心。然后计算了不同恒星星族中一些双星的散射截面。我们认为，多次遇到和人口的最终命运的二进制文件送入不同的球状星团模型的核心。我们看到，只有相对较少数量的双星（包含10%的恒星）的存在将提高天体物理学上有趣的物体的产生率，至少是单星之间相遇的预期率的几倍。特别是，窒息中子星与低质量X射线双星（LMXB）的比例可能会大大增加，这可能部分解释了毫秒双星相对于LMXB的过剩。
1995-07-07 astro-ph
Bright Stars and Metallicity Spread in the Globular Cluster Omega Centauri
半人马座球状星团Omega Centauri（NGC 5139）是银河系中质量最大、亮度最高的星团。它也有一个中等高的质量与光比（3.6）和一个球状星团的异常扁平（0.83）。这个星团也非常有趣，因为它是少数几个金属丰度分布可测量的球状星团之一（见Da Costa & Willumsen 1981，Norris et al. 1996，Suntzeff and Kraft 1996及其参考文献），然后它提供了一个独特的，大样本的附近恒星具有相同的距离和红化，但显示出不同的金属丰度（和年龄？）方面的影响. Norris等人（1997年）最近的一篇论文也显示了运动学与金属丰度之间的有趣相关性。
1998-10-20 astro-ph
Color and Metallicity Distributions of M81 Globular Clusters
本文给出了M81球状星团（GCs）的光度和光谱数据。该星表包括95个GC的B-和V-光度和红化数据，以及M81中40个GC的光谱金属丰度。利用这些数据，我们做了一些统计相关性。结果表明，银河系和M31的B、V色和金属丰度呈双峰分布，金属丰度峰值分别位于[Fe/H]=-1.45和-0.53。光谱金属丰度与内禀B色和V色之间的关系也存在于银河系和M31中。
2005-03-29 astro-ph
Photometric binaries in fifty Globular Clusters
HST/ACS银河系球状星团巡天（GGC）是HST财政部的一个项目，旨在获得大样本球状星团的高精度测光。Anderson等人（2008）从这些数据中获得的均匀光度星表代表了许多天体物理研究的金矿。在本文中，我们使用的目录分析的性质的MS-MS二元系统从一个样本的50 GGCs。我们测量了双星的分数（分为不同的组），研究了它们的径向分布和约束的质量比分布。我们调查了可能的关系的分数的二进制文件和他们的主机GGC的主要参数。我们发现了一个显着的反相关性之间的二元分数在一个集群和它的绝对光度（质量）。
2008-01-21 astro-ph
Deep Mixing and Metallicity: Carbon Depletion in Globular Cluster Giants
我们提出的观测研究结果的深度混合的效率在球状星团红巨星恒星金属丰度的函数。我们确定[C/Fe]丰度的基础上采取的低分辨率光谱与Kast摄谱仪上的3米沙恩望远镜在利克天文台。我们对11个银河系球状星团中的42颗明亮红巨星拍摄了以4300埃CH吸收带为中心的光谱，这些星团的金属丰度从M92（[Fe/H]=-2.29）到NGC 6712（[Fe/H]=-1.01）不等。通过比较从数据测量的CH带强度指数S2（CH）的值与从SSG合成光谱的大网格测量的值，得出碳丰度。现在的丰度与理论计算的时间相结合，因为混合的开始，这也是恒星金属丰度的函数，计算碳消耗率在我们的金属丰度范围。我们发现在[Fe/H]=-2.3的金属丰度下，碳的消耗速率是[Fe/H]=-1.3的两倍，这是通过对深度混合过程的一些理论解释定性预测的结果。
2008-09-25 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
On the calibration of Red Giant Branch metallicity indicators in Globular Clusters: new relations based on an improved abundance scale
本文根据Carretta & Gratton（1997）提出的新的球状星团金属丰度标度，并基于24个球状星团中160颗恒星的直接高分辨率光谱，提出了一种改进的光度金属丰度指标的定标方法。我们已经仔细地重新校准了传统的丰度指数的基础上红巨星分支（RGB）的形态，无论是在V，B-V和V，V-I平面，即在亮度水平的水平分支（HB），和HB和RBG之间的大小差异，在一个给定的去红颜色的去红颜色。最后，我们给出了新的精确关系，用于Sarajedini（1994）的同时金属丰度变红方法，也与Carretta & Gratton（1997）丰度标度有关。
1997-08-27 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
Formation and evolution of compact binaries in globular clusters: I.Binaries with white dwarfs
本文是系列文章的第一篇，我们研究了致密球状星团中包含白矮星的致密双星形成的恒星动力学和演化过程。我们研究的过程导致创建的X射线双星，如激变变量和AM CVn系统。使用数值模拟，我们确定了占主导地位的形成渠道，我们预测的预期数量和可检测系统的特点，强调如何集群源不同的领域人口。我们探讨集群属性的形成率的依赖，我们特别解释了为什么灾难变量的分布只有一个弱的集群密度的依赖。我们还讨论了球状星团中矮新星爆发的频率及其与中等强度白矮星磁场的关系。我们研究Ia型超新星的速率通过单和双退化通道在集群中，我们认为，这些速率可能有助于总SN Ia率在椭圆星系。考虑到合并白矮星双星，我们讨论了可能的限制，其祖先的共同信封演变，我们得到的LISA的引力波探测的理论期望。
2006-04-04 astro-ph
Color-Magnitude Diagrams of Merged Globular Clusters: Metallicity Effects
曾经与矮球状（dSph）星系相关的球状星团（GC）的合并最近被认为是一些银河系GC的双峰水平分支（HB）的解释，最著名的是NGC 1851，NGC 2808和NGC 6229。通过对天炉座和人马座dSph星系中GC的色星等图及其金属丰度分布的分析，我们认为两个GC的合并很可能会产生红巨星分支（RGB）颜色的双峰分布，或者至少是RGB的显着加宽，这是由于两个合并球状体之间金属丰度的预期差异。目前已知没有具有双峰RGB的GC，并且上述双峰-HB GC中RGB序列的紧密性意味着它们的HB双峰的合并起源是不可能的。
1997-01-14 astro-ph
Evidence for metallicity spreads in three massive M31 globular clusters
我们量化的内在宽度的红巨星分支的三个大规模的球状星团在M31中的金属丰度在这些对象内的传播搜索。本文介绍了HST/ACS对M31、G78、G213和G280中三个大质量星系团的观测结果。光度提取和校准的一个彻底的描述。在推导出色星等图之后，我们量化了每个星系团红巨星分支的固有宽度。这种宽度转化为金属丰度的分散，表明这种类型的系统有复杂的恒星形成历史。对于G78，σ_[Fe/H]}=0.86 \pm 0.37;对于G213，σ_[Fe/H]}= 0.89 \pm 0.20;对于G280，σ_[Fe/H]}= 1.03 \pm 0.26。我们发现，金属丰度分散的集群不标度与平均金属丰度。我们也没有发现集群质量的趋势。我们讨论了一些可能的形成方案，将解释我们的结果。
2008-03-21 astro-ph
Globular Clusters in the Sombrero Galaxy (NGC 4594)
草帽星系NGC 4594是附近螺旋星系中数量最多的球状星团系统。它是研究球状星团并与本星系群螺旋星系进行对比的理想对象。在这里，我们提出了从CTIO施密特望远镜的B和I成像，它提供了31 'x 31'的视野。我们用DAOPHOT探测了400多个球状星团，并导出了它们的星等、B-I色和光度金属丰度。我们试图根据星系中的位置，将我们的样本分为盘状和隆起/晕状球状星团种群。有一些证据表明，盘人口是更多的金属-比隆起/晕球状星团丰富，但污染，尘埃红化和小数字的统计，使这一结果非常试探性。结果表明，球晕球状星团的金属丰度中值为[Fe/H]=-0.8。这一金属丰度与先前基于较小样本的估计值一致。它也类似于球状星团金属度-星系光度关系所预测的金属度。与我们的银河系一样，在晕状球状星团中没有径向金属丰度梯度。这表明NGC 4594的球状组成部分不是通过耗散过程形成的。
1997-01-20 astro-ph
Galactic Globular Cluster Metallicity Scale from the Calcium Triplet. II. Rankings, Comparisons and Puzzles
我们比较我们的汇编的W'钙指数的71银河系球状星团广泛使用的Zinn和West（1984年ApJS，55，45）[Fe/H]规模和Carretta和Gratton（1997年A&A补充121，95）的规模从高色散光谱分析与Kurucz（1992年，私人通讯）模型大气。我们发现我们的钙排名与每个比较集密切相关，分别以非线性和线性方式。通过将我们的钙指数信息与Zinn和West等级相结合，我们能够对样品中的球状星团进行等级划分，在Zinn和West等级上，[Fe/H] < -0.5时的典型精度为+/-0.05 dex;对于比这更富金属的星团，等级划分的精度较低。这些金属丰度尺度之间的显着差异提出了我们对银河系形成和化学富集过程的理解的重要问题。此外，尽管银河系球状星团的金属丰度排序有了明显的改善，这是由于我们将Ca II三线态的信息添加到其他金属丰度指标的混合物中，但在使用W'作为金属丰度的替代物时，特别是对于年龄和金属丰度可能在一定范围内的系统，可能需要谨慎--也许是相当大的谨慎。
1997-07-04 astro-ph
The Role of Binaries in the Dynamical Evolution of Globular Clusters
有三个重要的发展，大大增加了我们对双星在球状星团动力学演化中所扮演角色的了解。从观测的角度来看，哈勃太空望远镜向我们展示了坍缩后星团核心中致密区域的详细照片。从计算方面来说，Grape-4专用硬件现在允许我们在逐星的基础上模拟小型球状星团，并且已经为我们提供了在此类系统中发生重力热振荡的第一个直接证据。从理论天体物理学的角度来看，将恒星动力学与恒星演化和流体动力学结合起来的综合模拟现在变得可行。鉴于这三个发展，我们可以预期，在可预见的未来，我们对球状星团演化的理解将以更高的速度继续下去。本文简要介绍了球状星团模拟的现状和未来五年的发展趋势。
1996-02-29 astro-ph
The Role of Binaries in the Dynamical Evolution of the Core of a Globular Cluster
核心的大小是判断球状星团演化状态的主要指标之一。在过去的几年里，人们已经了解了很多关于核心半径在核心坍缩期间和之后的行为，在各种不同的条件下，与大量双星的存在或不存在有关。概述的基本物理原理，可用于估计核心半径。讨论了四种不同的情况，并给出了核心半径与半质量半径之比$r_c/r_h$的表达式。这些制度是：没有原始双星时的深坍缩;原始双星被烧毁后的稳定坍缩后演化;在相同条件下的混沌坍缩后演化;以及原始双星存在时的坍缩后演化。此外，修改所有这些情况下，表示更现实的情况下，银河系潮汐场的影响考虑在内。
1996-05-04 astro-ph
Recent Breakthroughs in Detecting Neutron Star Binaries in Globular Clusters
长期以来，双星一直被认为在球状星团的演化中扮演着至关重要的角色，并且提供了在相同的、确定的距离上研究系统的优势。然而，早期的搜索尝试一直受到拥挤的阻碍（特别是在光学方面），最初的探测仅限于少量的低质量X射线双星（LMXB）和少数其他系统。HST和Chandra的高超空间分辨率和灵敏度（由无线电观测的进步支持）大大克服了这一分辨率障碍，使单个集群中的探测超过10个，在某些情况下超过100个，二进制。本文将重点介绍中子星双星的探测，包括最近的光学鉴定，多个LMXB在静止期的令人兴奋的发现（具有限制中子星状态方程的潜力）和毫秒双星（MSP）在X射线和光学图像中的探测。
2002-10-23 astro-ph
Galactic Globular Clusters with Luminous X-Ray Binaries
明亮的X射线双星（> 1 E34 erg/s，LMXB）有一个中子星或黑洞，在球状星团中，这些近距离双星中的大多数预计是通过与其他恒星的动力学相互作用从更宽的双星演化而来的。我们试图找到一个预测这种形成率是代表的初始属性的球状星团，而不是高度演变的核心量。模型表明，半光量最能反映初始条件，因此我们检验了与L^1.5 r^-2.5成正比的相关动力学相互作用率是否有助于理解银河系球状星团系统中发光LMXB的存在。我们发现，虽然L^1.5 r^-2.5较大的LMXB团簇优先容纳LMXB，但该系统的半质量弛豫时间也必须低于约1 E9 yr。这种弛豫时间效应可能是因为需要几个弛豫时间来修改二元分离，时间尺度必须短于星系团的年龄。发现LMXB簇的频率增加，如果该簇是富含金属的，如果它是接近的凸起区域。对金属丰度的依赖很可能是由于在高质量端不同的初始质量函数，或者因为隆起系统从与隆起的潮汐相互作用中发展得更快。这种方法可以用来研究星系外的球状星团系统，在那里的核心性质是悬而未决的。
2005-11-21 astro-ph
The Birthplace of Low-Mass X-ray Binaries: Field Versus Globular Cluster Populations
最近钱德拉对早型星系内低质量X射线双星（LMXB）的研究发现，LMXB通常位于星系的球状星团内。然而，是否所有的LMXB都是在球状星团内形成的，仍然是一个悬而未决的问题。如果所有的LMXB都是在球状星团中形成的，那么星系中LMXB的X射线亮度总和应该与星系中球状星团的数量成正比，而不管LMXB目前位于何处。我们已经比较了这两个量在相同的角面积的样本的12个椭圆形和S 0星系观察钱德拉和发现，这两个量之间的相关性弱于预期，如果所有的LMXB形成的球状星团。这表明大量的LMXB是在磁场中形成的，自然也解释了LMXB在星系间的分布。我们还发现，“污染”的球状星团LMXB到外地一直是最小的椭圆星系内，但有证据表明，大约一半的LMXB原来在球状星团的S0星系在我们的样本已经逃到外地。这是由于更高的球状星团的破坏率在S0的更强的引力冲击所造成的球状星团通过磁盘的S0星系，是在椭圆星系缺席。
2005-08-23 astro-ph
Gravitational Radiation From Globular Clusters
天基引力波探测器将有能力观测来自双星系统的连续低频引力辐射。它们可以确定连续源的方向，其角分辨率接近数十弧分。这个分辨率应该足以将双星源识别为附近球状星团的成员。因此，引力辐射可以用来确定球状星团中硬双星的数量。对于特别硬的双星，轨道周期可能会因引力波发射而改变。如果这些双星中的一个可以被识别为球状星团，那么到那个星团的距离就可以确定了。因此，引力辐射可以提供与红化无关的球状星团距离测量。
1998-10-29 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
X-Ray Binaries and the Dynamical States of Globular Clusters
我们总结和讨论最近的工作（Fregeau 2007）提出了三个结果的汇合，表明大多数银河系球状星团仍处于核心收缩的过程中，尚未达到由二元散射相互作用驱动的热平衡阶段：1）在每单位相遇频率的X射线双星中出现过多的三个星团在观测上被归类为“核心坍缩”，2）最近对带有原始双星的星系团演化的数值模拟表明，处于双星燃烧阶段的星系团的结构参数只与“核心坍缩”的星系团一致; 3）处于双星燃烧阶段的星系团在最后几个Gyr的动力学形成的X射线源应该是处于核心收缩阶段的星系团的5倍左右。
2008-01-07 astro-ph
The self-enrichment scenario in intermediate metallicity globular clusters
我们目前的恒星产量计算的详细模型的中等质量的渐近巨分支星的低金属丰度。在这项工作中，整个主要的微观物理输入已被更新，特别是α-增强被明确地考虑到在不透明度和状态方程。本工作的目的是为检验中等金属丰度球状星团的AGB自富集假设的可靠性提供依据。这些球状星团表现出明确的丰度模式，这通常被解释为大质量AGB喷出物污染星际介质的结果。我们计算了金属丰度Z=0.001的中间质量模型的网格;沿着整个AGB阶段的前主序列的演化序列。我们把注意力集中在球状星团恒星光谱研究中大量研究的那些元素上，即氧、钠、铝、镁和氟。我们的模型的预测显示出令人鼓舞的协议与自我富集的情况下，关注的氧，铝，氟和镁的丰度的需求。钠的问题更棘手，因为Ne-Na循环的横截面有很大的不确定性。目前的结果表明，只有一个相对较小的初始质量范围（M= 5，6太阳质量）可以负责的自富集。
2007-12-03 astro-ph
Globular Cluster Mass and Metallicity Distributions: Reconstructing the Events During Halo Formation
大多数大型星系中的球状星团是贫金属和富金属的混合体（双峰），但晕星几乎完全是富金属的。这一证据和其他证据表明，贫金属的球状星团形成于广泛分布的10^8-10^9太阳质量的气体云（超巨星GMC）中，在早期的爆发中，大部分气体被喷射或未被使用，直到后来的恒星形成。对早期宇宙中银河系前势阱增长的新模拟表明，球状星团质量分布的初始幂律形式（dN/dM ~ M^-1.8）是SGMC自身质量分布的微型复制品，SGMC在大型原星系的CDM势阱中分层增长。
2001-08-22 astro-ph
The Dependence of the Soft X-ray Properties of LMXBs on the Metallicity of Their Environment
利用ROSAT PSPC测量了M31球状星团中的低质量X射线双星（LMXB）以及银河系球状星团和大麦云云中的5个LMXB的X射线光谱特性。我们发现LMXB的X射线性质随球状星团金属丰度的变化趋势。LMXB的光谱随着其环境金属含量的增加而逐渐变软。在我们的样本中，一个金属丰度大于太阳的M31球状星团LMXB的光谱性质与M31的隆起中的LMXB相似，但与M31和银河系中的低金属丰度球状星团中的LMXB明显不同。这种高金属丰度的LMXB的光谱性质也类似于那些X射线微弱的早型星系。这支持了这样一种说法，即这些X射线微弱的早型星系的大部分X射线发射来自LMXB，而不是像它们的X射线明亮的对应物那样来自热气体。
1998-11-04 astro-ph
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
X-ray Binaries in the Globular Cluster 47 Tucanae
钱德拉对球状星团的观测提供了对X射线双星的形成、演化和X射线发射机制的深入了解。我们最近（2002年）的深度观测47 Tuc允许其人口的静态LMXB，CV，MSP和活动的双星（AB）的详细研究。第一个结果包括确认的磁性CV在一个球状星团，31个额外的色球活跃的双星的识别，并确定三个额外的可能是静态的LMXB包含中子星。将47 Tuc中已知MSP的X射线特性与性质不确定的源的特性进行比较，表明相对较少的X射线源是MSP，可能只有~30个，不超过60个。考虑到30个隐含的MSP和5个（候选者）静止的LMXB，它们的典型寿命分别为10和1Gyr，47个Tuc中MSP和LMXB的相对出生率是相当的。
2005-03-07 astro-ph
Expected Planets in Globular Clusters
我们认为，在球状星团中寻找行星的所有瞬时搜索都具有非常低的检测概率。低金属量恒星的行星通常不会居住在小的轨道间隔。当我们考虑Ie=Mp[a（1-e）]^2时，可以清楚地看到行星系统性质对金属丰度的依赖性; Mp、a、e分别是行星质量、半长轴和离心率。在高金属丰度的系统中，有一个集中的系统在高和低的值的Ie，与低人口的差距接近Ie~0.3 M_J AU ^2，其中M_J是木星的质量。在低金属量体系中，浓度仅在I_e的较高范围内，并有一个向低Ie值的尾部。因此，在主序恒星周围的球状星团中仍然有可能存在行星，尽管由于金属量较低，数量较少，并且轨道周期>~10天。我们讨论了我们的结论的影响的作用，同伴可以发挥其母星在球状星团的演化，例如，影响某些球状星团的Hertzsprung-Russell图上水平分支星的分布，以及形成低质量白矮星。
2007-07-25 astro-ph
Metallicity distribution of bulge globular clusters in M31
本文给出了19个球状星团（或候选星团）在M31中心区投影的3600-5400角积分谱，r ≤ 5.3弧分（约1.2kpc）。我们检查这些对象的集群性质，并得出它们的年龄，金属丰度和红化。从最初的样本中，有16个物体被证明是真正的星团，两个是银河系矮星，一个是高红移背景星系。只有两个集群被发现是超级金属丰富，这表明这种现象并不常见。对于某些星系团，我们不能排除它们处于中间年龄的可能性;这需要通过对钙三重态的观测来证实。我们还提出了这个中央隆起样本的金属丰度直方图，并讨论了可能的情况下，以解释其属性。
1998-02-20 astro-ph
Spectroscopic Binaries in Globular Clusters. II. A Search for Long-Period Binaries in M22
一个包含383颗球状星团M22中红巨星径向速度的星表是根据文献和1972年至1994年间积累的新观测资料编制的。这22年的基线是所有球状星团恒星样本中最长的。使用333重复速度为109个集群成员，我们已经进行了一个搜索的光谱双星的周期范围在0.2 - 40年，质量比在0.1和1.0之间。虽然这些演化恒星的速度显示了大气运动的明显证据，但没有令人信服地发现任何恒星的速度变化大于7 km/s。通过比较观测到的速度变化，发现在一系列的蒙特卡罗模拟，我们估计集群的二进制分数为X = 0.01（圆形轨道）和X = 0.03（热轨道）。这些结果将与附近具有类似质量比和周期的太阳型恒星的X = 0.12的相应双星分数进行比较。我们推测，无论是相对丰度的短周期和长周期的二进制的球状星团和测量的二进制分数的大的差异，具有高的二进制电离率的集群（M22，欧米茄Cen）相比，那些具有低电离率的集群（M71，M4，NGC 3201）点的频率周期分布中，软二进制已被破坏的恒星相遇。最后，我们注意到，在我们的调查中，没有三个CH星显示速度变化的证据，这是在形成鲜明对比的领域CH星，几乎所有的双星。我们认为，M22中的双星，具有类似于场CH星的结合能，不太可能被恒星碰撞破坏，并建议CH星簇是正常的红巨星，位于簇金属丰度的富碳尾部
1996-05-02 astro-ph
Binaries and Globular Cluster Dynamics
总结了近年来关于含原始双星的球状星团动力学演化的理论研究结果。即使是非常小的初始二进制分数（例如，10%）可以发挥关键作用，支持集群对重力热塌缩许多弛豫时间。双星与单星或其他双星之间的非弹性碰撞为星团提供了非常重要的能量来源。这些动力学相互作用也导致了大量奇异系统的产生，如超紧X射线双星、回收的射电双星、双简并系统和蓝离散星。我们的工作是基于一个新的并行超级计算机代码实现Henon的蒙特卡罗方法模拟致密恒星系统的动态演化的福克-普朗克近似。这个新的代码使我们能够非常准确地计算一个包含实际数量的恒星（N ~ 10^5 - 10^6）的星团的演化，通常只需几个小时到几天的计算时间。在模拟中，离散的，逐星的星团表示使得自然地处理一些重要的过程成为可能，包括单星和双星的演化，单星和双星的所有动力学相互作用，以及与银河系的潮汐相互作用。
2001-03-01 astro-ph
Creating ultra-compact binaries in globular clusters through stable mass transfer
一个稍微演化的恒星开始向中子星进行质量转移的双星，在磁制动的影响下，可以朝着超短轨道周期演化。这被称为磁捕获。我们详细调查的初始轨道周期和初始施主质量二进制演化周期小于30-40分钟内的哈勃时间。我们表明，只有小范围的初始周期和质量导致超短周期，并且对于那些只有很小的时间间隔是在超短周期。因此，在任何时候，只有非常小的一部分X射线双星在超短周期内被观测到。如果球状星团中13个明亮的X射线源中有2到6个具有超短周期，就像最近的观测所表明的那样，它们的形成不能用磁捕获模型来解释。
2004-11-09 astro-ph
Dynamics and Interactions of Binaries and Neutron Stars in Globular Clusters
我们模拟测试双星的动力学在各向同性，多质量模型的星系球状星团。模拟了双星轨道通过星系团势的演化，包括二阶扩散项，并计算了与场星近距离相遇的概率。本文用蒙特卡罗模拟了双星-单星碰撞对星团中双星的布居和分布的影响，并估算了不同结构参数的球状星团中不同恒星星族的碰撞率。假设一个Salpeter IMF，对于低浓度的集群，核心的遭遇率主要是由关闭质量的主序星和中等质量的白矮星。对于高浓度、高密度的星系团，遇到概率越来越多地由中子星和重白矮星主导。因此，我们预测一个较小的比率，蓝离散和激变变量的高浓度集群的恒星。毫秒脉冲星的总数，以及单双星脉冲星的比例，与观测到的人口大致一致，这表明双星-单星相遇对球状星团的脉冲星形成率有很大的贡献，对于整个范围的球状星团类型。不同球状星团中毫秒级中子星的数量和比例最好用与星系相当的总双星比例和球状星团中适度数量的原始中子星来解释。
1994-12-20 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
Metallicity distributions of globular cluster systems in galaxies
我们收集了100个星系的样本，不同的观察者已经确定了球状星团候选者的颜色指数。样本包括各种形态类型和不同光度的星系的代表。根据Kissler-Patig（1998）的关系，颜色指数（大多数情况下为（V-I），但也有（B-I）和（C-T1））转化为金属度[Fe/H]。用KMM软件分析这些数据，以估计分布与单峰或双峰高斯分布的相似性。我们发现，100个系统中有45个具有双峰金属丰度分布。这些星系贫金属组分的平均金属丰度为<[Fe/H]>=-1.40 \pm 0.02，富金属组分<[Fe/H]>=-0.69 \pm 0.03。分布的离散度分别为0.15和0.18。单峰金属丰度分布较广。这些数据将在随后的论文中进行分析，以找到与星系和星系环境参数的相关性。
2002-12-23 astro-ph
Truncation of the Binary Distribution Function in Globular Cluster Formation
我们调查人口的原始双星在星团演化的初始阶段。在我们的计算中，我们假设等质量恒星在潮汐截断的气体云中迅速形成，$\sim10$ \%的恒星是双星，并且由此产生的星团经历了一个剧烈弛豫的时期。我们研究了双星与单星的碰撞相互作用，特别是双星的电离和双星与单星之间的能量交换。我们发现，对于大的$N$系统（$N > 10^3$），即使是最激烈的开始留下的二元分布函数基本上完好无损。因此，最初束缚在云的原恒星对中的结合能在弛豫过程中被保留下来，并且双星可以在以后的维里化集群中相互作用。
1995-10-25 astro-ph
Were most Low Mass X ray Binaries born in Globular Clusters?
我们总结了低质量X射线双星（LMXB）长期演化的现状，并仔细研究了LMXB和双星毫秒双星（MSP）的轨道周期分布，假设后者是LMXB演化的结果。周期间隙以下的系统缺陷（在灾变双星中发生在~ 2和3小时之间）表明LMXBs的长期演化与包含白矮星致密天体的对应物非常不同。几个超短周期的LMXB（其中一些也是X射线毫秒双星）的存在，在0.1和1天之间的周期的二进制MSP的重要部分，周期（26和32小时）的两个“相互作用”的球状星团中的MSP是周期分布中的其他部分。我们认为这些特点的可能的解释，并指出，Grindlay的旧的建议，所有（大多数）LMXB领域最初诞生于球状星团必须仔细重新考虑。
2006-12-21 astro-ph
Binary evolution and neutron stars in globular clusters
对球状星团观测的改进发现了大量的射电望远镜和X射线源。后者包括由中子星或白矮星从伴星吸积物质而成的双星、再循环双星和磁活性双星。这些来源大多来自于星团核心恒星之间的近距离相遇;磁活跃双星和一些激变变星是从原始双星演化而来的。通过近距离相遇的形成率与星团的中心密度和核心半径的比例不同，而不是单个双星被相遇扰动的概率。这在近距离接触假说的一些初步观察测试中得到了利用。在球状星团和其他星系中已经发现了吸积黑洞;在银河系星团中没有这样的黑洞与预期的小数量是一致的。
2002-10-02 astro-ph
Bimodal Infrared Colors of the M87 Globular Cluster System: Peaks in the Metallicity Distribution
许多星系的球状星团（GC）系统呈现出双峰的光学颜色分布。基于恒星演化模型和双峰的颜色和金属丰度的银河系GC，这被认为是反映了一个潜在的双峰金属丰度分布。然而，处于恒星演化许多不同阶段的恒星都对可见光有贡献。I-H颜色是金属丰度的更清晰的示踪剂，因为它主要对金属丰度敏感的巨型分支进行采样。因此，我们使用深HST-NICMOS H和WFPC 2光学观测，M87 GC的金属丰度分布研究。M87星团在I-H中呈双峰态，除了双峰金属丰度分布外，没有已知的物理解释。此外，由B-I和I-H颜色定义的两种模式由大致相同的两组物体组成，证实了光学颜色也主要追踪金属丰度。这是不一致的，最近的建议的基础上的一个模型的金属丰度影响的水平分支，双峰性来自一个潜在的单峰金属丰度分布，由于一个特定的颜色-金属丰度关系。我们还发现，由于红-蓝GC的比例下降，M87 GC的峰值颜色在大约75 kpc处没有明显的变化，正如这个模型所暗示的那样。类似地，没有证据表明具有大的蓝-红GC比的系统的双峰更蓝。我们的观察结果证实，双峰性的主要原因是集群系统中的一个潜在的双峰金属丰度分布，而不是特定的颜色金属丰度的关系定义的水平分支模型。
2007-03-19 astro-ph
