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
A Merger Model and Globular Cluster Formation
基于Mathews和Schramm（1993）的并合模型，我们提出了一个自洽的球状星团形成模型。当原星系云碰撞时，恒星和星团在合并界面处爆发形成。我们描述了这些星团的形成与一个简单的示意性ananterior，考虑到热和开尔文-亥姆霍兹不稳定性。结果表明，该模型与球状星团的年龄分布、金属丰度分布、球状星团的总数以及不同大小宿主星系中球状星团数目的近似恒定性等观测性质相一致。该合并模型的大部分特征对参数的选择不敏感。然而，该模型并没有表现出两个不同的群体的球状星团，即晕状星团和盘状星团。对此可能的解释。
1994-08-17 astro-ph
Intermediate-Age Globular Clusters in Merger Remnants
最近对中等年龄（2-4 Gyr）合并残留物中的球状星团的观测提供了年轻合并残留物与正常椭圆星系之间迄今为止“缺失的一环”。“蓝色”球状星团的光度函数（LF）呈现出以M_V ~ -7.2为中心的高斯形状，这与巨型椭圆星系的情况相同，而“红色”星团的LF则向亮端和暗端扩展，这与中等年龄星团的情况相同。这些系统的特定频率已经计算出不断发展的LF的“红色”集群和母星系光度的年龄为10 Gyr。他们被发现是一致的，发现在贫穷的集群巨椭圆形的值。这些发现支持了在巨大的早期星系中形成“红色”GC的“合并情景”的可行性。
2002-11-08 astro-ph
Short gamma-ray bursts from binary neutron star mergers in globular clusters
短伽马射线暴（GRB）在椭圆星系中的首次定位表明，它们是由古老的恒星星族中的双中子星（DNS）双星合并产生的。在球状星团中，星团核心中非常古老的恒星的极端密度有效地产生和交换紧凑的双星，这是产生合并NS的自然环境。它们还允许一些短的伽玛暴从它们的宿主星系偏移，而不是由大质量双星形成的DNS系统，这些双星似乎留在星系盘中。从一个简单的缩放从第一个DNS观察到的一个星系球状，这将产生一个短的伽玛暴在~ 300 My，我们提出的数值模拟表明，~10-30%的短伽玛暴可能产生的球状星团与更多的DNS合并和短伽玛暴预测的星系盘。对速率的计算表明，盘状短伽玛暴的光束更多，这可能是由于DNS自旋轨道对准（球状星团中DNS系统的随机性）增加了合并角动量，以及次级NS上更大的磁场。
2005-12-30 astro-ph
High-resolution simulations of galaxy mergers: Resolving globular cluster formation
在星系合并中观察到的大质量星团通常被认为是球状星团的祖先。为了研究这一假设，我们进行了迄今为止最高分辨率的富含气体的星系合并模拟。由星系相互作用触发的10^5到10^7 Mo的大质量星团的形成在这个模型中直接解决。我们表明，这些集群是紧密结合的结构，几乎没有净旋转，由于演变成紧凑的长寿恒星系统。因此，在星系合并中形成的大质量星团是长寿球状星团的祖先的有力候选者。模拟的团簇质谱与理论和观测结果一致。10^8-9 Mo的潮汐矮星系可以同时形成，并且似乎是不同类别物体的一部分，更延伸和旋转。
2008-06-09 astro-ph
Formation of globular clusters in galaxy mergers
我们的数值模拟首次表明，ISM的压力在一个主要的合并变得如此之高（$>$ $10^5$ $\rm k_{\rm B}$ K $\rm cm^{-3}$），合并中的GMC可以崩溃，形成球状星团（GC）在几万年。在星系合并中，GMC内的恒星形成效率可以从几个百分点上升到$\sim$ 80%，这取决于GMC的形状和温度。这种内爆GC形成由于外部高压的温暖/热ISM可以更有效地在潮汐尾或合并的中心区域。所开发的集群具有国王般的轮廓与几个pc的有效半径。这些GC系统的结构、运动学和化学性质取决于主要合并物的轨道和化学性质。
2003-08-15 astro-ph
Galaxy mergers at high resolution: From elliptical galaxies to tidal dwarfs and globular clusters
星系并合的数值模拟是研究星系等级结构中这些基本事件的有力工具。由于改进了建模、提高了分辨率和大量统计样本，最近取得了进展。我们在这里提出的最高分辨率的合并模型进行到目前为止。各种子结构的形成，从运动学解耦的核心，球状集群直接解决。在分辨率的研究中，我们发现，椭圆形合并残留物的大尺度结构可以受到分辨率的影响，太小的分辨率可能会影响主要合并残留物的性质的数值预测：准确地了解哪种事件或事件的继承形成了各种类型的椭圆星系仍然是一个公开的挑战。
2008-09-05 astro-ph
Globular Cluster Systems of Elliptical Galaxies
我们回顾了球状星团系统的观测性质及其对星系形成模型的影响。观测结果表明，球状星团形成于富含气体的合并，双峰金属丰度分布在椭圆星系的球状星团系统中很常见，贫金属人口比富金属人口更广泛。这是Ashman & Zepf（1992）简单合并模型的四个预测中的三个。第四个预言是关于球状星团螺旋系统的性质，还有待观测的检验。采用奥卡姆剃刀理论，从年轻和年老的球状星团系统中证实了合并模型的基本预言，有力地证明了典型的椭圆星系是由旋涡星系合并而成的。然而，Ashman-Zepf合并模型的简化假设限制了它对某些复杂情况的适用性，例如cD星系的形成。最后，我们介绍了新的观测和理论方案，将进一步了解的物理机制的球状星团和星系形成的评论。
1997-12-16 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
Globular Clusters in Mergers
从分光光度和化学演化模型的相互作用和合并的星系，我们预测的爆发恒星和球状星团（GC），可能会形成在强烈的爆发丰度。合并残留物中年轻GC的观测证实了预测的金属丰度。我们调查他们的形成，作为一个强大的恒星爆发的结果，在一个大体积的合并残留物的高恒星形成效率。根据宽带颜色和恒星金属指数，模拟了各种金属丰度GC的演化。将我们的结果与NGC 7252中GC的V-I，Mgb和Fe 5270观测结果进行比较，在很大程度上消除了年龄金属丰度简并性，并允许准确的年龄测定以及估计自富集的影响。
1995-04-13 astro-ph
Ages and Metallicities of Young Globular Clusters in the Merger Remnant NGC 7252
本文介绍了用托洛洛山上的布兰科4米望远镜获得的合并遗迹和原椭圆星系NGC 7252中8个年轻星团的紫外-可见光谱。这些星团位于距中心3-15 kpc的投影距离处，在视线范围内以140+/-35 km/s的速度色散移动。其中七个星团在其光谱中显示出强的巴耳末吸收线[EW（H-β）= 6-13埃]，而第八个星团位于巨大的HII区域，没有显示出可检测的吸收特征。根据Bruzual & Charlot（1996）和Bressan，Chiosi，& Tantalo（1996）的模型星团光谱比较，其中6个吸收线星团的年龄在4 - 6亿年之间，表明它们是在最近的合并过程中早期形成的。这些星团是球状星团，根据它们小的有效半径和对应于~100个核心穿越时间的年龄来判断。其中一个发射线天体的年龄小于1000万年，可能是一个新生的球状星团或OB星协。三个星系团的平均金属丰度都在太阳的+/-0.15 dex范围内，这表明NGC 7252中两个可能的Sc星系合并形成了一个具有双峰金属丰度分布的球状星系团系统。由于NGC 7252本身显示出0.5-1 Gyr年龄的原椭圆星系的特征，它的第二代太阳金属丰度球状星团提供了直接的证据，表明具有双峰球状星团系统的巨型椭圆星系可以通过富含气体的盘状星系的主要合并形成。
1998-09-03 astro-ph
Damp Mergers: Recent Gaseous Mergers without Significant Globular Cluster Formation?
在这里，我们测试的想法，新的球状星团（GC）形成在相同的气体（“湿”）合并或相互作用，产生年轻的恒星星族看到在许多早期类型的星系的中心区域。我们比较平均GC颜色与中央星系星暴的年龄。红色的GC亚群显示出与星系年龄无关的非常恒定的平均颜色。不能排除红色GC子群是新旧GC（与中央星系星暴形成于同一事件）的组合的情况;尽管这需要新形成的GC的年龄-金属丰度关系比银河系关系更陡峭。然而，这些数据也很好地描述了一个场景，其中大多数红色GC是旧的，很少，如果有的话，在最近的气体合并形成。这与从外部系统中GC的一些光谱研究中推断的古老年龄是一致的。因此，导致中央星系星暴的事件可能涉及的气体质量不足以形成大量的GC。我们把这种缺乏天然气的事件称为“潮湿”合并。
2006-12-15 astro-ph
The Spatial Distributions of Red and Blue Globular Clusters in Major Dry Merger Remnants
使用高分辨率的N体模拟，我们研究是否一个主要的干合并减轻红色和蓝色的球状星团（GC）之间的径向密度分布的差异。为此，我们研究了当密度分布用$n_{\rm GC}\propto r^{-α}$描述时，合并前体和合并残留物中GC密度斜率之间的关系。我们还研究了我们的结果如何依赖于合并轨道和初始GC密度分布的核心半径的大小。我们发现，一个主要的干合并，使GC的配置文件更平坦，和陡峭的初始GC配置文件导致更显着的平坦化，特别是如果初始斜率是陡峭的比$α\sim3.5$。我们的研究结果表明，如果有一个主要的干合并的椭圆星系的红色GC有一个陡峭的径向轮廓比蓝色GC，目前观察到的，和他们的斜率比$α\sim3.5$，两个人口之间的斜率差异变小后干合并。因此，观察到的红色和蓝色GC的斜率可以诊断干合并的重要性。目前的观测数据表明，在一些明亮的星系中，红色和蓝色GC具有更大的可比性和更浅的斜率，这可能表明它们经历了干合并。
2008-09-22 astro-ph
Direct Evidence for Dynamical Evolution of Luminosity Functions of Globular Cluster Systems: HST/ACS observations of the 3-Gyr-old merger remnant NGC 1316
最近观测到的球状星团（GCs）在中间年龄（2-4 Gyr老），早期型合并残留物提供了迄今为止的“失踪环节”之间的年轻合并残留物和“正常的”椭圆星系的GC子系统的形式与人口合成模型预测的年龄和~太阳金属丰度一致的颜色和光度。在这里，我们提出了新的，深入的观察GC系统的中期合并残留物NGC 1316，使用哈勃太空望远镜上的ACS相机，这使我们能够创建光度函数（LF）作为银河系中心半径的函数。我们发现，内部的50%的“红色”GC系统显示了一个明确的营业额在其LF，在约1马格比“老”的蓝色GC微弱。这构成了直接的动力学证据，即在富含气体的合并过程中形成的富含金属的GC种群可以演变成“红色”的富含金属的GC种群，这些种群在“正常”的巨型椭圆星系中无处不在。
2004-04-08 astro-ph
Substructure in the Andromeda Galaxy Globular Cluster System
在当前最突出的星系形成的场景中，星系通过较小系统的合并而分层形成。这种合并可能会留下动态特征，这些特征可能会在事件发生后很长时间内持续存在。特别是，合并卫星星系的球状星团系统（GCS）可能仍然是大质量星系的GCS中的一个独特的子群。利用最新的球状星团的速度和金属丰度，我们提出了一个搜索的结果，分组在我们最近的大螺旋星系邻居，M31的GCS。一个改进的朋友的朋友算法被用来识别一些可能的合并残留物在投影位置，径向速度和[Fe/H]参数空间。数值模拟被用来检查，这种合并的残余物确实是合理的时间尺度上的利益。为了确认它们是合并的残余物，需要鉴定与这些群有关的恒星流。
2003-02-25 astro-ph
Keck Spectroscopy of Two Young Globular Clusters in the Merger Remnant NGC 3921
本文给出了合并残留物NGC 3921中两个候选球状星团的低分辨率紫外-可见光谱。这两个视星等为V = 22.2（Mv = -12.5）的星团位于距离中心约5 kpc的投影距离处，相对于当地星系背景以晕型径向速度移动。它们的光谱显示出强烈的巴耳末吸收线，表明主序星的关闭主要由A型恒星控制。与Bruzual和Charlot等人计算的模型星团光谱进行比较，得出星团年龄在200- 5.3亿年之间，太阳金属丰度在三倍之内。考虑到它们的小半光半径（Reff < 5 pc）和对应于大约100个核心穿越时间的年龄，这些星团是引力束缚的，因此确实是年轻的球状星团。假设它们具有夏布里埃型的初始质量函数，则它们目前的估计质量分别为2.3（+-0.1 x10 ^6 Msun和1.5（+-0.1 x10 ^6 Msun，或大约是ω Cen质量的一半。由于NGC 3921本身显示出许多迹象表明它是一个0.7（+-0.3）Gyr的原椭圆星系，这两个年轻的球状星团和哈勃太空望远镜观测到的许多类似的球状星团提供了支持性证据，即在形成椭圆状遗迹的过程中，富含气体的盘的主要合并也可以增加富含金属的球状星团的数量。（节录）
2004-04-21 astro-ph
The Spin of M87 as measured from the Rotation of its Globular Clusters
我们重新研究了M87晕中204个球状星团的运动学数据。沿着星系光的主轴超过3 r_eff，这些球状星团表现出相当大的旋转（~ 300 +/- 70 km/s），转化为相当大的自旋（λ ~ 0.18）。M87目前的外观很可能是一次重大合并的产物，因为这一事件最能解释如此大的旋转。如此大的旋转使得合并后不可能有任何显著的物质吸积，因为那会稀释旋转信号。我们看到了贫金属和富金属群体的运动学差异的微弱证据，在这个意义上，贫金属球状星团似乎主导旋转。如果像我们猜想的那样，M87的最后一次主要合并事件主要是无耗散的，并且没有触发大量球状星团的形成，那么两者之间的运动学差异可能反映了它们在祖先星系中的轨道特性;这些差异将与这些祖先星系在耗散合并中形成的一致。然而，考虑到星系的复杂历史和它最后一次主要的合并事件，对球状星团本身的起源施加强有力的运动学约束是困难的。
1998-07-22 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
Formation Scenarios for Globular Clusters and Their Host Galaxies
本文主要介绍星系及其球状星团系统的形成过程。我首先讨论现在相当令人信服的证据，一些球状星团形成于星系恒星爆发/合并。这些观测的价值之一在于，它们对球状星团形成的物理过程提出了重要的限制。此外，这是自然的，以典型的富金属的星系团合并形成的椭圆星系周围的球状星团的大量富金属人口，从而暗示了一个重要的作用，星系合并在椭圆星系的演化。我还强调了一些新的观测努力，旨在限制如何和何时椭圆星系及其球状星团系统形成。其中包括星系周围球状星团数量作为形态类型函数的系统研究，椭圆星系中球状星团种群运动学的研究，以及旨在限制星系内球状星团相对年龄作为星团金属丰度函数的各种观测计划。近年来，对球状星团系统及其宿主星系形成的理解有了显著的增长，未来看起来同样充满希望。
2001-07-17 astro-ph
Multiple Stellar Populations in the Globular Cluster omega Centauri as Tracers of a Merger Event
人马座矮星系的发现，它被银河系潮汐干扰并与银河系合并，支持了银河系晕至少部分是由类似矮系统吸积而形成的观点。人马座矮星包含几个不同的恒星群体，并包括作为其核心的M54，这是与银河系相关的第二大质量的球状星团。质量最大的球状星团是半人马座欧米茄，在这里我们报告说，半人马座欧米茄也有几个不同的恒星星族，跟踪红巨星分支恒星。最富金属的红巨星分支恒星比占主导地位的贫金属成分年轻约2 Gyr，表明半人马座ω在这个时间尺度上富集。在一个球状星团中存在一个以上的恒星形成时期是相当令人惊讶的，这表明半人马座欧米茄曾经是一个更大的系统的一部分，该系统与银河系合并，就像人马座矮星系现在正在做的那样。在银河系的早期历史中，合并可能要频繁得多，而半人马座欧米伽似乎是这个时代的遗迹。
1999-11-09 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
Keck Spectroscopy of Globular Clusters in the Elliptical Galaxy NGC 3610
我们提出了中等分辨率的凯克光谱的九个候选球状星团在可能的合并残余椭圆星系NGC 3610。其中8个天体似乎是NGC 3610的真正球状星团。我们发现，两个集群属于一个老的金属贫人口，五个老的金属丰富的人口，只有一个中间年龄的金属丰富的人口。中期年龄星团的估计年龄为1-5 Gyr，这与早期对合并年龄的估计一致，并表明该星团是在合并期间形成的。然而，五个古老的富金属星系团的存在表明，NGC 3610中大量的富金属星系团可能来自祖先星系，尽管古老和中等年龄的富金属星系团的全球比例仍然非常不确定。
2002-11-09 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
Dynamical Evolution of Globular Cluster Systems formed in Galaxy Mergers: Deep HST/ACS Imaging of Old and Intermediate-Age Globular Clusters in NGC 3610
哈勃太空望远镜上的ACS相机被用来获取巨大椭圆星系NGC 3610的深层图像，这是一个公认的耗散星系合并遗迹。这些观测结果取代了之前WFPC 2的图像，这些图像显示了一群富含金属的球状星团（GC）的存在，年龄在1.5-4 Gyr之间。我们总共检测到580个GC候选者，比之前的WFPC 2图像多46%。新的光度法加强了以前发现的双峰的颜色分布的GC的意义。蓝色和红色亚群的V-I峰值颜色分别为0.93 +/-0.01和1.09 +/-0.01。的光度函数（LF）的内部50%的富金属（“红色”）人口的GC显着不同的外部50%。特别是，内部50%的红色GC的LF显示出与周转一致的平坦化，其周转比蓝色GC LF的周转弱约1.0等。这与最近的GC破坏模型预测的上述年龄范围和金属丰度是一致的，与人口合成模型预测的红色GC的峰值颜色。我们确定了NGC 3610中GC的特定频率，并发现S_N = 1.4 +/- 0.6。我们估计，在10 Gyr年龄时，这个值将增加到S_N = 3.8 +/- 1.7，这与“正常”椭圆星系的典型S_N值是一致的。我们的研究结果构成了进一步的证据，支持的概念，富金属的GC人口在涉及富含气体的星系的主要合并过程中形成的动态演变（通过中断过程）成红色的，富含金属的GC人口是无处不在的“正常”巨型椭圆。
2007-02-19 astro-ph
Kinematics of globular cluster systems and the formation of early-type galaxies
本文用数值方法研究了由旋涡星系无耗散合并形成的E/S 0星系中球状星团系统的运动学性质。在合并的祖先中的贫金属球状星团（MPC）和富金属星团（MRC）最初被假定为具有与银河系GC系统一致的空间分布。我们的主要结果如下，这些结果可以用观测来检验。在大合并形成的椭圆星系中，MPC和MRC都可以在大半径（$\sim$ 20 kpc）处表现出显著的旋转，这是由于初始轨道角动量转化为残余物的内禀角动量。对于大多数主要的合并模型，MPC显示出比MRC更高的中心速度色散。$V_{\rm m}/σ_{0}$（其中$V_{\rm m}$和$σ_{0}$分别为GCS最大旋转速度和中心速度离散度）对于MPC和MRC的范围分别为0.2- 1.0和0.1- 0.9，对于剩余椭圆形的范围在$6R_{\rm e}$之内。对于大多数合并残留椭圆星系，$6R_{\rm e}$内GCS的$V_{\rm m}/σ_{0}$大于$2R_{\rm e}$内场星的$V_{\rm m}/σ_{0}$。GCSs的旋转速度和速度色散的径向分布取决于合并祖星的轨道构型、质量比和视角。例如，较扁平的早期型星系，通过合并形成的质量比小（$\sim$ 0.1），在外部的MRC中几乎没有旋转。合并残留椭圆星系的GCSs的二维速度色散分布对于MPC和MRC来说都是平坦的，反映了GCSs具有各向异性速度色散的事实。
2005-09-05 astro-ph
The globular cluster distributions in the Galaxy, M31 and M87: are many globulars disappeared to the galactic centres?
本文研究了银河系、M31和M87中球状星团的径向分布，并与晕星的径向分布作了比较。球状星团的分布似乎明显比恒星凸起的分布平坦。假设这是这些星系中的球状星团分布演化的结果，与（未演化的）恒星分布的比较使我们能够获得丢失的星团的数量和总质量的估计，这些星团可能去喂养这些星系中存在的大质量中心天体。结果表明，所研究的星系团系统最初应该分别比我们银河系和M31中的星系团系统的丰度高出三分之一和四分之一，而M87中的星系团系统的丰度则是现在的两倍。丢失的球状星团的估计质量与星系核质量是一致的。
1997-01-17 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
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
Revisiting the Globular Cluster System of the Merger Remnant Elliptical NGC 3610
我们获得了动态年轻的椭圆星系NGC 3610中6个候选球状星团（GC）的Keck谱，补充了我们先前对8个已确认GC的Keck谱（Strader et al. 2003）。我们的新候选人中有五位被确认为GC。在13个GC中，有11个位于7 kpc的K波段有效半径内。在这13个星团中，有2个是年轻的（~ 2Gyr）和非常富金属的（[Z/H] ~ +0.5），3个是年老的和贫金属的，其余8个是年老的和富金属的。年轻星系团的年龄与最近的光谱年龄估计值1.6+/-0.5 Gyr（Denicolo et al. 2003）相一致，并表明这些星系团是在盘-盘合并中形成的，这可能创造了NGC 3610。有趣的是，这两个年轻的GC都有[alpha/Fe] ~+0.3，而大多数老的星系团没有α增强，这与银河系和M31 GC相反，也与核合成计算的预测相反。这两个古老的GC亚群可以归因于合并的祖细胞。旧的和新的富含金属的GC的相对数量的限制很差，因为预期的差异，在径向分布的两个亚群。然而，根据我们的光谱结果和哈勃太空望远镜的色星等图（惠特莫尔等，2002年）与恒星星族模型的比较，我们认为，超过一半的富含金属的GC可能是老的。
2003-10-21 astro-ph
NGC 3256: Kinematic anatomy of a merger
我们利用澳大利亚望远镜紧凑阵列对合并系统NGC 3256中的中性氢进行了成像，以验证球状星团（GC）是在盘状星系相互作用和合并过程中形成的观点。我们比较我们的观察与流体动力学数值模拟，从文献中，检查的假设，质量大于10 $^{7\pm1} \mo$的H I片段的GC形成的网站。我们似乎在NGC3256附近检测到了分离的H I片段。这些碎片的质量约为10^7太阳质量，可能含有少量的暗物质，这也是球状星团的一个特征，因此我们的观测结果支持了这样一个假设，即球状星团是在导致NGC 3256的相互作用中形成的。
2003-02-11 astro-ph
Huddled Masses Yearning to Stream Free: Globular Clusters in the Hearts of Galaxy Clusters
极其丰富的球状星团，数量超过一万个，围绕着中心的巨大星系。我讨论了这些丰富的球状星团人口最近的光谱和光度观测。在非常接近的星系团中，球状星团的速度可以用来追踪从星系势到更大的星系团势的转变。超过cz \approx 3000 km/s，球状星团太暗了，即使用最大的望远镜也无法进行光谱研究，不再是有用的动力学示踪剂。然而，球状星团的空间分布和大小也包含了星团中心质量分布的信息，可以测量到cz > 20，000 km/s。总的来说，这些数据表明，这些丰富的球状星团人口是由正常的，老的球状星团，其中大多数是在星团中心组装之前，大多数恒星在cD星系形成。
2000-09-19 astro-ph
The Connection between Globular Cluster Systems and the Host Galaxies
现在已知大量的早期类型星系拥有蓝色和红色的球状星团子群。我们已经编制了一个包含28个表现出双峰球状星团颜色分布的此类星系的数据库。在转换为常见的V-I颜色系统后，我们研究了蓝色和红色亚群的平均颜色与星系速度色散之间的相关性。我们支持先前的说法，即蓝色球状星团的平均颜色与它们的宿主星系无关。它们的形成一定与它们现在所处的星系势无关。平均蓝色类似于我们银河系中的晕球状星团和M31。另一方面，红色的球状星团显示出与星系速度色散的强烈相关性。然而，在研究充分的星系中，红色子种群与星系晕星的颜色相似，甚至可能相同。我们的研究结果表明，红色球状星团和宿主星系之间有着密切的联系，它们有着共同的形成历史。对这些趋势的一个自然的解释是在星系坍缩过程中红色球状星团的形成。
2000-05-24 astro-ph
Galaxy Deconstruction: Clues from Globular Clusters
现今的球状星团星系群反映了数十亿年来星系演化的累积效应，这些演化过程包括合并、潮汐剥离、吸积，以及在某些情况下其他星系的部分甚至完全毁灭。如果大星系是通过吞噬其较小的邻居，或通过吸积从其他星系剥离的物质而成长起来的，那么它们所观测到的球状星团系统就是其祖先的球状星团系统的合并。仔细分析球状星团的星系群可以让天文学家重建它们的动力学历史。
2001-07-02 astro-ph
Galaxy Formation from Spectroscopy of Extragalactic Globular Cluster Systems
我讨论了河外球状星团的光谱学如何提供了一个强有力的探测星系的形成历史和质量分布。一个关键领域是光谱学的对象已被确定为候选人的年轻球状星团通过星系合并的HST成像。我将讨论这些数据如何约束球状星团和星系形成的模型。作为一个例子，我提出了新的光谱，证实了年轻的球状星团在NGC 1275的存在。宽场光谱学可以用来探测星系的形成历史和质量分布的第二种方法是通过椭圆星系周围大量球状星团的光谱学。从这些数据中获得的金属丰度对星系形成的模型有很强的约束，从相同的数据中确定的速度提供了$\sim 100$ kpc距离的质量分布的运动学示踪剂。
1994-11-01 astro-ph
Modeling the Retention Probability of Black Holes in Globular Clusters: Kicks and Rates
我们模拟黑洞的二元相互作用，检查合并和黑洞的增长和引力辐射信号的概率，使用一个特定的初始质量分布的黑洞在球状星团和一个简单的半解析形式主义的动力学相互作用。我们包括三体反冲和最新的结果，在数值相对论的引力辐射反冲。据发现，虽然99%的双星喷出低金属丰度，低质量的集群，富金属的大质量集群保留5%的双星。一个有趣的部分弹射双星，特别是那些从高质量，高金属系统，合并的时间尺度足够短，引力辐射源在他们的合并率接近预期的银河场黑洞双星。虽然合并率相当，但这些双星的质量要大得多，而且它们的本地化将使它们成为先进LIGO的吸引力目标。我们挑选出两个可能的银河系星系团（NGC 6441和NGC 6388）具有良好的保留概率的属性。
2008-09-09 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
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
Metal-rich and metal-poor globular clusters in ellipticals: Did we learn anything? or Constraints on galaxy formation and evolution from globular cluster sub-populations
本文简要介绍了星系中球状星团的子群及其对星系形成和演化的制约。贫金属和富金属的亚种群放在一个历史的背景下，他们的属性，迄今为止，总结。我们回顾为什么这些子群的研究是非常有用的星系形成和演化的研究，但强调了一些警告与目前的解释。我们重新访问当前的球状星团系统的形成方案，并显示它们如何归结为一个单一的方案，为贫金属的集群（即形成“通用”，小碎片在高$z$）和层次的形成似乎有利于富金属的集群。
2001-05-22 astro-ph
The Formation of Giant Elliptical Galaxies and Their Globular Cluster Systems
许多巨型椭圆星系的双模态球状星团（GC）金属丰度分布常被引用作为这类星系是通过富含气体的螺旋星系合并而形成的证据。在这些模型中，富含金属的GC被认为是在合并过程中形成的.我们探索一种替代的可能性：这些富含金属的集群代表星系的固有GC人口和所观察到的GC金属丰度分布的金属贫组成部分来自其他星系的GC捕获，无论是通过合并或通过潮汐剥离。从合理的假设的初始星系光度函数和GC金属丰度的依赖于母星系光度，我们表明，一个预先存在的种子星系通过合并和潮汐剥离的增长是伴随着捕获的金属贫GC的属性是类似于那些被观察到围绕巨大的椭圆。我们描述了一种方法，使用所观察到的金属贫和金属丰富的GC的数量来推断合并历史的个别椭圆星系，并使用这种技术来获得限制的星系数量和总光度吸积到目前为止的M49。我们认为，虽然GC特定的频率是保守的星系合并，同样可能不是真的潮汐剥离的主机星系团的平均场。模型GC金属丰度分布和特定频率的比较，观察到的充分研究的星系M49和M87表明，这是可能的，以解释其双峰GC金属丰度分布和不协调的特定频率，而不诉诸于合并中形成新的GC或通过调用多个爆发的GC形成。
1998-04-29 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
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 Richness of the Globular Cluster System of NGC 3923: Clues to Elliptical Galaxy Formation
我们提供了椭圆星系NGC 3923的球状星团系统的新数据，这些数据表明，它是迄今为止观测到的任何非椭圆星系团中每单位光度最多的球状星团，具有$S_N=6.4 \pm1.4$。NGC 3923也是星系团之外最明亮的椭圆星系之一，其中球状星团的数量已经确定。我们观察到大量的集群每单位亮度（高$S_N$值）的一个明亮的椭圆在稀疏的环境是一致的建议Djorgovski \&圣地亚哥的球状星团的数量是一个指数大于1的光度的幂律函数。我们将这种更高的特定频率的球状星团在更明亮的星系的其他观测表明，在椭圆星系的形成时，其内部的物理条件依赖于星系质量。
1994-08-30 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
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
The Globular Cluster System of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy: The age of Terzan 8
我们提出的深V，I CCD测光的球状星团泰山8，最近发现的人马座矮球状星系的球状星团系统的成员。我们准确地估计了Ter 8的金属丰度，并首次直接确定了该星系团的颜色过剩。我们可靠的年龄估计证实了这个星团确实与典型的金属含量相当的银河系球状星团同时代，因此它可能比至少其他两个人马座星团Terzan 7和Arp 2要古老得多。这一结果的人马座星系的恒星形成历史的影响进行了简要的讨论。
1997-10-22 astro-ph
Globular Clusters and Galaxy Formation
球状星团为星系形成和演化提供了独特的探测器。在这里，我简要地总结了球状星团系统的已知观测特性。一个反复出现的主题是，螺旋星系和椭圆星系组成的球状星团系统非常相似。光度计，有限的光谱，是一致的，形成的主要球状体组成部分之前，金属贫乏的集群和富含金属的形成在同一时间作为球状体的恒星形成的爆发。这些意见进行了比较，在LCDM层次宇宙的球状星团形成的模型。本文报道的一个模型结果是，S_N在早期确定，受晚期合并的影响很小。
2002-06-20 astro-ph
Evolution of the Globular Cluster System in a Triaxial Galaxy
动力学摩擦和潮汐破裂是球状星团系统演化的有效机制，特别是在具有致密核心的非轴对称星系中。基于动力学摩擦和潮汐扰动效应对相关参数的依赖性的知识，我们采用半解析的方法，在一个三轴星系模型中跟踪了球状星团系统的时间演化，并给出了它的可观测性质，与观测数据进行了比较。一个重要的结果是，球状星团系统相对于恒星核球的分布较平坦，正如在许多星系中所观察到的那样，可以用球状星团系统的演化来解释，从相同的密度分布开始。
1997-01-17 astro-ph
On the relation between globular cluster specific frequency and galaxy type
球状星团光度函数（GCLF）的普遍性与特定频率（$S_N$）的变化形成对比。对于最亮的星系团，$S_N$的变化与$L_X$呈线性关系（Blakeslee，J. 1997，Harris，W.E.等人，1998）。此外，在单个巨型椭圆星系中，$S_N$随星系半径的变化被认为是气体密度的一个常数（McLaughlin 1998）。现在有许多星系可以根据球状星团的径向速度直接估算质量。通过比较以这种方式确定的星系的质量与这些星系内的星系团的数量，我们表明，质量的比例，这是转换成球状星团是恒定的星系类型或环境无关。这意味着球状星团的形成过程不受宿主星系的影响，并支持了普遍的GCLF的概念。
1998-06-05 astro-ph
The Evolution of the Globular Cluster System in a Triaxial Galaxy: Can a Galactic Nucleus Form by Globular Cluster Capture?
场星引起的动力学摩擦和中心核引起的潮汐扰动是决定椭圆星系中球状星团系统演化的关键。本文研究了某些星系核是由在三轴势场中运动的衰变球状星团形成的可能性。最初的快速增长的核心，主要是由于大规模的集群盒轨道下降到银河系的中心在很短的时间尺度，被发现是后来放缓的潮汐中断引起的核心本身对质量较小的集群的方式所描述的Ostriker，宾尼和萨哈。动力学摩擦的效率是这样的，携带到星系中心足够的球状星团质量，可形成一个紧凑的核心，但其无碰撞形成的实际模式仍有待研究。核的质量是由上述两个过程的相互反馈以及已知的球状星团族的初始空间、速度和质量分布决定的。此外，我们还讨论了球状星团坠落到银河系中心是原始剧烈星系活动原因的可能性。最后给出了该模型在M31上的应用。
1993-01-14 astro-ph
Six New Galactic Orbits of Globular Clusters in a Milky-Way-Like Galaxy
最近测定了六个新的球状星团的绝对自行。这促使我们获得这六个星系团在轴对称银河系势和禁止势（如我们的银河系）中的银河系轨道。轨道也得到了银河系的潜力，包括旋臂。对这三种情况的轨道特征进行了比较和讨论。潮汐半径和破坏率也进行了计算和讨论。
2007-10-29 astro-ph
Some Constraints on Galaxy Evolution Imposed by the Specific Frequency of Globular Clusters
早型矮星系被发现具有高的比球状星团频率，这与在E型和S0型发光星系中观察到的高S值相似。在矮星系合并过程中的团簇形成似乎不太可能解释在早期型矮星系中观察到的高比球状星团频率。简要讨论了一些替代方案。
1995-09-22 astro-ph
Globular clusters in the blue compact galaxy ESO~338-IG04 (Tol~1924-416), as tracers of the star formation history. Results from HST/WFPC2 observations
利用WFPC 2/HST获得了一个恒星暴贫金属蓝色致密星系ESO 338-IG 04的多色图像。在这些图像中，我们发现许多点状源集中在星系的主体，我们确定为球状星团的候选者。我们表明，这些对象是物理上与星系，他们在空间上扩展。由于它们的高固有光度，这些物体不可能是单独的恒星。利用光度演化模型，我们发现这些天体构成了大量的大质量星团，年龄从几百万年到10千兆年不等，质量从10^4到10^7太阳质量不等。我们发现这些天体很可能是不同年龄的球状星团。星团的年龄分布有峰值：<3000万年、~ 10000万年、~ 60000万年、2.5- 5Gyr和~10 Gyr。最年轻的天体位于拥挤的星暴区。该星系目前似乎正在合并，这可能是目前球状星团形成的原因。许多中间年龄（2.5至5 Gyr）的球状星团的存在，表明以前的合并可能已经发生。随着星暴的消退，这个星系将变得非常丰富的球状星团。将所有天体的年龄转换到与银河系球状星团相当的年龄，揭示了一个类似于银河系的光度函数。我们认为，这个星系是一个矮椭圆星系和一个富含气体的矮星系合并的结果。确定球状星团的年代的可能性为研究这个星系和类似星系中剧烈恒星形成的历史提供了一种有效的方法。
1998-04-07 astro-ph
Imprint of galaxy formation and evolution on globular cluster properties
本文从星系形成和演化过程的角度讨论了星系中球状星团系统物理性质的起源。通过对星系中GCSs动力学演化的数值模拟，我们着重讨论了（1）GCSs径向密度分布的起源，（2）椭圆星系中GCSs的运动学，（3）有核矮星系向GCSs的转化（例如，（4）GCSs起源于大麦云云（LMC）。
2006-05-13 astro-ph
Keck Imaging of the Globular Cluster Systems in the Early--type Galaxies NGC 1052 and NGC 7332
早型星系中两个球状星团子群的存在现在是常态而不是例外。在这里，我们提出了两个例子，其中宿主星系似乎经历了最近的合并。利用NGC 1052和NGC 7332的多色凯克成像，我们发现了两个星系中双峰球状星团颜色分布的证据，蓝色和红色球状星团的数量大致相等。蓝色的那些与银河系晕中的那些颜色相似，因此可能非常古老且金属贫乏。如果红色的GC子种群至少是太阳的金属丰度，那么恒星星族模型表明年龄很年轻。我们在形成模型的框架内讨论了球状星团的起源。我们的结论是，最近在这两个星系的合并事件对他们的整体GC系统的影响不大。我们还得到了球状星团的密度分布、整体比频率以及NGC 1052的径向色梯度和方位角分布。一般来说，这些球状星团的性质对于早型星系来说是正常的。
2001-03-28 astro-ph
