Detecting Bimodality in Astronomical Datasets
我们讨论了用于检测和量化天文数据集中双峰性的统计技术。我们集中在KMM算法，估计双峰在这样的数据集的统计意义和客观的分区数据到子群体。通过模拟双峰分布与一系列的属性，我们研究的敏感性KMM数据集具有不同的特性。我们的研究结果有利于规划的最佳观测策略的双峰被怀疑的系统。混合建模算法类似的KMM算法已被用于在以前的研究中划分的恒星星族的银河系到子系统。我们通过分析已发表的球状星团金属丰度分布、星系团中星系的速度分布和伽玛射线源爆发持续时间的数据，说明了KMM的广泛适用性。表格和图表的非正式版本，以及KMM的FORTRAN代码和使用说明，可通过匿名FTP从kula.phsx.ukans.edu获得。
1994-08-10 astro-ph
The Color Bimodality in Galaxy Clusters since z = 0.9
利用从红序星系团巡天（RCS）中选取的约1000个星系团的均匀样本，研究了z = 0.45 ~ z = 0.9的星系团的色星等分布的演化。星系的红色部分减少作为增加红移的函数，所有集群中心半径，符合屠夫-Oemler效应，并建议集群蓝色人口可能与新落入星系。我们还发现，在核心的红色部分有一个较浅的演变相比，在集群的外围。对蓝色星系颜色分布的详细研究表明，它们的颜色与正常的螺旋星系一致，并且可能会随着时间的推移而略微变红。星暴光谱类型的星系贡献不到5%的增加，在高红移的蓝色人口，这意味着所观察到的布彻-Oemler效应不是由一个清晰的星暴，但更符合正常的同时代的现场人口。
2008-02-26 astro-ph
Some Remarks on Extragalactic Globular Clusters
我评论（以评论的方式）在河外球状星团领域的几个选定的主题，重点是最近的工作。主题是：双峰的颜色分布的集群系统，年轻的大规模集群，和最明亮的老集群。球状星团的研究，也许比以往任何时候都更重要，导致重要的（至少对天文学家）进展和星系结构和形成的问题。
2005-12-21 astro-ph
Globular Cluster Metallicity Subpopulations in NGC 4472
双峰性是星系中球状星团颜色分布的一个共同特征。虽然银河系GC系统的金属丰度是双峰的，这一点在椭圆星系中还没有得到直接的证明。我们使用舔指数测量从文献中推导出47 GC在巨大的室女座椭圆星系NGC 4472的金属丰度。由此产生的分布显示了明显的证据，两个金属丰度亚群的GC。
2007-01-15 astro-ph
GMASS Ultradeep Spectroscopy of Galaxies at z~2. III: The emergence of the color bimodality at z~2
本工作的目的是研究星系静止系色分布随红移的演化，特别是在临界区间1.4<z<3。我们结合超深光谱从GMASS项目（银河质量大会超深光谱调查）与GOODS多波段光度学（从光学到中红外），研究1021个星系的样本高达m（4.5 $μ$ m）=23。我们发现，在（U-B）色与恒星质量平面的星系的分布是双峰至少红移z=2。我们定义了一个质量完整的样本的星系居住的红色序列，选择对象与log（M/ M_{\odot}）>10.1，我们研究了它们的形态和分光光度特性。我们发现，这个样本的早期类型的星系，定义为星系的球状形态和没有恒星形成，从60-70%，在z<0.5下降到约50%，红移z=2。在z>2时，我们仍然可以在质量完全的样本中找到红星系，即使双峰性不再出现。在z>2的红色星系中，大约有25%是被动演化的，它们的大部分恒星都是在红移z> 3时形成的。
2008-04-07 astro-ph
HST Imaging of the Globular Clusters in the Fornax Cluster: NGC 1379
本文对天炉座星团中的E0星系NGC 1379中的~300个球状星团候选星系进行了B和I测光。我们的数据来自哈勃太空望远镜（HST）和地面观测。HST测光（仅B）基本上是完整的，没有前景/背景污染，比球状星团光度函数的峰值暗约2等。用高斯函数拟合光度函数，我们发现<B>σ_B =24.95 ± 0.30，σ_B = 1.55 ± 0.21。我们估计球状星团的总数为436+-30。对于70角秒的半径，我们导出一个中等的比频，S_N=3.5 ± 0.4。在半径r~ 3-6 kpc处，球状星团系统的表面密度轮廓与其下的星系光的表面密度轮廓是不可区分的。当r \ltsim为2.5 kpc时，球状星团系统的轮廓是椭圆形的，而当r \ltsim为1 kpc时，数密度似乎减小.球状星团的（B-I）颜色分布（来自地面数据）与银河系球状星团的颜色分布相似，但对背景污染进行了校正。未显示双峰或存在[Fe/H] \gtsim-0.5的群体的证据。与更大的、位于中心的椭圆星系团不同，NGC 1379球状星团系统的形成既不需要合并也不需要多相坍缩。我们强调校正背景污染的重要性：背景星系的颜色分布是强烈的峰值略蓝于一个典型的球状星团分布的峰值。这可能会造成扭曲的颜色分布或双峰性的印象，而不存在。
1997-10-03 astro-ph
New Insights from a study of the Globular Cluster Systems of 60 Early-Type Galaxies
我们提出了我们详细的WFPC 2为基础的测光研究的球状星团系统（GCS）的60多个椭圆星系和S 0星系的结果。大约50%的椭圆星系GCSs和至少15- 20%的S 0在颜色分布上显示双峰性。我们跟踪的变化与哈勃类型的GCS属性，并讨论了各种模型的星系（和集群系统）形成的影响。我们还提供了证据表明，球状星团光度函数是一个很好的距离指标与表面亮度波动方法的精度相媲美。
2001-11-26 astro-ph
Globular clusters and galaxy fomation
我们首先讨论了最近的进展，使用银河系球状星团（GC）系统作为一个“试验台"的综合光谱和恒星星族模型的属性。标准技术可能会在低金属丰度下产生虚假的高α元素比率。然后，我们讨论早期（z > 2）形成的证据，大多数GC在今天的星系。最近的GCs（和他们的宿主星系）的吸积作出了很小的贡献，但最近的合并形式很少，如果任何新的GCs在今天的椭圆星系。早期形成的金属贫GC和双峰看到GC的具体频率需要一个“截断”，这可能是由于再电离。
2006-05-08 astro-ph
The VIMOS-VLT Deep Survey. Color bimodality and the mix of galaxy populations up to z~2
本文利用第一历元VIMOS-VLT深空巡天（VVDS）观测数据，讨论了z~2范围内的恒星形成星系和被动星系的混合，发现星系静止坐标系颜色分布在z<=1处服从双峰分布，并建立了这种双峰分布在z~2范围内也是成立的。然而，静止坐标系颜色分布的细节取决于红移和星系的光度：在我们数据的整个红移范围内，暗星系比亮星系更蓝，随着红移的增加，星系变得更蓝。这种蓝化趋势在一级近似下并不依赖于星系的光度。使用我们的光谱数据集，我们还可以根据恒星形成来分离星系，结合[OII]发射线的等效宽度和Dn（4000）断裂的强度进行估计。这个光谱分类与静止坐标系颜色的比较显示，大约35- 40%的红色天体是恒星形成星系。因此，我们的结论是，红色序列不能用来有效地隔离一个样本的纯粹被动演变的对象在宇宙学调查。我们还发现，颜色和光谱选择的早期型星系的颜色-星等关系具有显着相似的属性，与污染的恒星形成星系内的红色序列对象引入没有显着的偏移在休息帧的颜色。因此，红色天体的平均颜色并不是衡量早期型星系演化的一个非常敏感的指标。最后，我们利用多波段VVDS测光数据和SED拟合得到多色星系类型，它在分离VVDS样本中的被动非恒星形成星系方面比静止坐标系颜色的效率略高。
2007-01-19 astro-ph
Color bimodality: Implications for galaxy evolution
利用SDSS中的69726个星系样本研究了双峰色星等分布随环境的变化。用环境（Sigma_5）和光度（-23<M_r<-17）划分星系的总体，用双高斯函数模拟u-r色函数。这使得能够将CM分布解卷积为两个群体：红色和蓝色序列。随着环境密度的增加，变化可以分为两种效果：在红色分布的星系的比例大幅增加，和每个分布的CM关系中的一个小的色移。对于红色和蓝色分布，平均色移分别为0.05 ± 0.01和0.11 ± 0.02，在投影相邻密度的100倍上。红色部分在低光度星系中约为0%至70%，在高光度星系中约为50%至90%。这种差异也表现在光度函数随环境的变化上。我们证明了环境和亮度的影响是可以统一的。一个组合量Sigma_mod = Sigma_5/Mpc^{-2} + L_r/ L_{-20.2}预测了红星系的比例，这可能与转变事件的概率有关。我们的研究结果是一致的主要相互作用（合并和/或骚扰）导致星系从蓝色到红色的分布。我们讨论了这一点和其他影响星系的演化从早期的结果和模型的颜色函数上的缓慢转变的效果。
2004-12-01 astro-ph
Explaining the Color Distributions of Globular Cluster Systems in Elliptical Galaxies
大部分大椭圆星系中的球状星团的颜色是双峰的。这通常被认为是存在两个具有不同基因的集群亚群的证据。然而，在这里，我们发现，由于非线性性质的金属性颜色转换，一个同时代的一组古老的集群与单峰金属性传播可以表现出颜色双峰。星团颜色模型表明，水平分支恒星是经验非线性背后的主要驱动力。我们表明，该方案给出了简单和连贯的解释，所有的关键意见，并可以简化理论的椭圆星系形成。
2006-03-01 astro-ph
Abundance variations in the globular cluster M71 (NGC 6838)
中等富金属的球状星团的绝对变化可以为球状星团的形成和化学富集提供线索。测量了富含金属的球状星团M71的89颗恒星光谱中的CN、CH、Na、Mg和Al指数，并讨论了它们对内部混合的影响。分析了双子座望远镜GMOS多目标摄谱仪观测到的从关闭到红巨星分支（0.87 $<$ log g $<$ 4.65）的恒星。测定了样品的径向速度、颜色、有效温度、重力和光谱指数。证实了以前在M71恒星中发现的CN双峰态和CN-CH双峰关系。我们还发现CN-Na的相关性，和Al-Na，以及Mg $_2$ -Al的相关性。对流混合和原始污染的组合AG或大质量恒星在球状星团形成的早期阶段需要解释的意见。
2008-06-16 astro-ph
The origin of globular cluster systems from cosmological simulations
基于高分辨率宇宙学N体模拟，结合星系和球状星团（GC）形成的半解析模型，采用自洽的方法研究了不同哈勃类型星系中球状星团系统（GCSs）的结构、运动学和化学性质.我们集中研究了位于暗物质晕中心的大约10^5个模拟星系（即我们不考虑次晕中的卫星星系）的GCSs和它们的宿主星系的物理性质之间的相关性。我们的主要结果如下，这些结果可以用观测来检验。大多数（约90%）目前在晕中的GC是在红移大于3的低质量星系中形成的，贫金属GC（MPC）和富金属GC（MRC）的平均形成红移分别为z = 5.7（12.7 Gyrs ago）和4.3（12.3 Gyrs ago）。大约52%的星系在其金属丰度分布函数中表现出明显的双峰性，而亮度小于-17的M_B的星系由于几乎没有或没有金属丰度而不太可能表现出双峰性。MRC的数量分数并不依赖于哈勃类型，但通常是较小的亮度较低的星系。椭圆星系中GCSs的比频（SN）（SN ~ 4.0）通常高于螺旋星系（SN ~ 1.8），而位于星系团中心的星系又高于螺旋星系（SN ~ 5.0）。每单位晕质量的GC总数与宿主星系的M_B或哈勃类型没有很强的依赖关系。MPC和MRC的平均金属丰度依赖于M_B，在较亮的星系中，它们的平均金属丰度较高，但MPC的依赖性较弱。
2008-04-11 astro-ph
A new look at globular cluster colors in NGC 3311 and the case for exclusively metal-rich globular cluster systems
NGC 3311是长蛇座星系团的中央cD星系，以前被认为是已知金属最丰富的球状星团系统。华盛顿天文台的地面测光表明，在[Fe/H] ~ -1 dex附近几乎完全没有球状星团的星族，而在巨椭圆星系的金属丰度分布函数中，[Fe/H] ~ -1 dex通常占主导地位。NGC 3311缺乏正常的贫金属球状星团人口，是星系中一个突出的例外，在目前的任何球状星团形成方案下都不容易理解。我们的HST/WFPC 2数据产生正常的球状星团颜色，因此该星系的金属丰度。我们发现了双峰颜色分布，其峰值在（V-I）=0.91 +/- 0.03和1.09 +/- 0.03处，对应于[Fe/H] ~ -1.5和-0.75 dex（在某种程度上取决于颜色和金属丰度之间转换关系的选择）。我们回顾了在其他星系中发现的富含金属的球状星团系统的证据，并简要讨论了这些证据对我们理解球状星团和星系形成的意义。
2000-08-22 astro-ph
Ages and Metallicities of Globular Clusters in NGC 4472
我们利用与巨椭圆星系NGC 4472有关的131个球状星团的共加光谱，计算了它们的年龄和金属丰度。基于对银河系球状星团的校准，我们发现NGC 4472中的球状星团的金属丰度范围约为-1.6 <= [Fe/H] <= 0 dex。有证据表明，在球状星团系统中存在着径向金属丰度梯度，这比在下面的星光中看到的要陡峭。球状星团的绝对年龄还不确定，但正式地说，球状星团中贫金属的年龄为14.5 +/- 4 Gyr，富金属的年龄为13.8 +/- 6 Gyr。蒙特卡罗模拟表明，这些数据中的球状星团人口是在95%的置信水平超过6 Gyr。我们发现，在不确定性，球状星团是古老的和同时代的，这意味着双峰看到的宽带颜色主要反映金属丰度，而不是年龄差异。
2000-07-06 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
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
Deep VLT search for globular clusters in NGC 5128: color-magnitude diagrams and globular cluster luminosity function
在距离NGC 5128（3.6 \pm 0.2 Mpc）的地方，可以从地面上用高分辨率的图像分辨球状星团，从而主要通过它们的形态特征来选择球状星团候选者。我报告了在NGC 5128中发现的71个球状星团的VLT UT 1 + FORS 1图像，包括该星系中迄今已知的最暗成员（Mv ~ -5）以及5个以前已知的星团。对所有的候选天体都进行了U和V波段的测光测量，并构造了亮度函数，范围为-10.1<Mv<-4.9和-9.3<Mu<-3.3。这是迄今为止在椭圆星系中测定的最深的球状星团光度函数。Kolmogorov-Smirnov统计表明，NGC 5128的球状星团光度函数与MW的差异并不大于M31的光度函数与MW的差异。（U-V）o颜色直方图显示双峰分布。对于23个球状星团，我在拉西拉的NTT用SOFI获得了K波段图像。他们在（U-V）和（U-V）中的位置。(V-K)色图表明它们确实是古老的球状星团。假设NGC 5128中的球状星团的年龄范围与银河系中的球状星团相似，并采用金属丰度与（U-V）o色之间的线性拟合，富金属星团的峰值在[Fe/H]=-0.6 dex，贫金属星团的峰值在[Fe/H]=-1.7 dex。
2001-02-07 astro-ph
The Peculiar Globular Cluster System of the S0 Galaxy NGC 7457
介绍了S 0星系NGC 7457中球状星团的HST测光和Keck谱学。GC的V-I色星等图缺乏大多数早期类型星系中存在的明显双峰性;可能有大量的中间色天体。在13个光谱观察到的GC中，有两个异常富含金属，并具有明亮的[O III]发射线。我们的结论是，一个可能拥有行星状星云，另一个可能是超新星遗迹。这种发射线天体在中等年龄的恒星星族中应该比在老恒星族中更常见。因此，我们建议，除了典型的老富金属和老贫金属GC亚群，可能有第三个亚群的中间年龄。这样一个亚星群可能在2-3 Gyr前形成，与支配星系中心恒星星族的恒星形成事件相同。
2008-04-28 astro-ph
Testing population synthesis models with globular cluster colors
我们已经测量了M31球状星团的大量UBVRIJHK色[Barmby et al. 2000]。我们比较预测的简单的恒星星族颜色的人口合成模型的银河系和M31球状星团的固有颜色。最佳拟合模型非常适合聚类颜色-加权平均颜色偏移均< 0.05 mag。模型和数据之间最显著的偏移位于U和B通带中;这些并不意外，可能是由于模型使用的光谱库存在问题。富金属团簇（[Fe/H] > -0.8）最适合年轻的（8 Gyr）模型，而贫金属团簇最适合老的（12- 16 Gyr）模型。如果这个球状星团的年龄范围是正确的，它意味着团簇形成的条件必须存在于星系生命的相当一部分。
2000-01-06 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
The Colors of Dwarf Elliptical Galaxy Globular Cluster Systems, Nuclei and Stellar Halos
本文介绍了哈勃空间望远镜WFPC 2 F555 W和F814 W对室女座、天炉座和狮子座星系群中69个矮椭圆星系的观测结果。的$V-I$颜色的dE球状星团，核，和潜在的场星人口被用来跟踪的dE恒星形成的历史。我们发现dE球状星团候选者和银河系中贫金属的球状星团一样蓝。观测到的dE球状星团系统的$V-I$颜色与宿主dE的光度之间的相关性，有力地证明了球状星团是在dE的晕中形成的，并且没有银河系前的起源。假设大多数dE星团都是老的，平均球状星团颜色-宿主星系光度相关性意味着星团金属丰度$-$星系光度关系为$Z_{GC} \propto L_B^{0.22 \pm 0.05}$，这比在本星系群矮星（$Z_{FS} \propto L^{0.4}$）中观察到的场星金属丰度-宿主星系光度关系要浅得多。dE恒星包层在$V-I$中的$0.1-0.2$星等比其球状星团和核更红。这种颜色偏移意味着星团和场星的dE内有独立的恒星形成事件，而两个dE核的蓝色则表明在这些dE中，第三个恒星形成事件的发生时间小于一个陀螺。
2004-05-31 astro-ph
Globular Clusters in Early-Type Galaxies with GMOS
本文介绍了Gemini/GMOS对早型星系中球状星团的长期研究结果。到目前为止，我们已经获得了NGC 3379，4649，524，7332和IC 1459中团簇的光度和光谱。我们发现一个明确的双峰NGC 4649集群的颜色分布，与蓝/红集群的比例增加与galactocentric半径。我们计算了NGC 3379中22个星团的年龄和金属丰度，发现大多数星团看起来很老（10-15 Gyr）;然而，有一组4个富含金属的年轻星团，年龄为2-6 Gyr。NGC 3379星系团的速度色散随半径的增加而减小，推断的（局部）质光比也是如此：根据我们的球状星团数据，没有证据表明NGC 3379中存在暗物质晕。
2003-10-13 astro-ph
Discovery of another peculiar radial distribution of Blue Stragglers in Globular Clusters: The case of 47 Tuc
我们利用高分辨率WFPC 2-HST和宽视场地面观测资料，在球状星团47 Tuc中建立了一个覆盖整个星团径向范围的蓝离散星（BSS）星表。BSS分布在集群中心达到高峰，在中间半径处迅速减小，最后在较大半径处再次上升。观察到的分布与Ferraro等人（1993，1997）在M3中发现的分布非常相似。到目前为止，完整的BSS调查，涵盖了整个径向范围（HST在中心和广泛的领域CCD地面观测的外部）已经完成了这两个集群。尽管它们的动力学性质不同，但都显示出双峰径向分布。BSS调查，覆盖更多的球状星团的整个空间范围内，显然需要确定如何共同双峰是什么样的后果是BSS的形成和集群动力学的理论。
2003-11-13 astro-ph
The Color Distributions of Globular Clusters in Virgo Elliptical Galaxies
这封信介绍了12个室女座椭圆星系的球状星团（GC）系统的颜色分布，使用哈勃太空望远镜的数据测量。明亮的星系与大量的检测GC的显示两个不同的集群人口的平均V-I颜色接近1.01和1.26。M86的GC群体是一个明显的例外;其颜色分布在V-I=1.03附近显示出单个尖锐峰。在这个星系中没有红色人口，而在其他星系中峰值颜色的一致性，可能是在大多数明亮的椭圆星系中发现的两个人口起源的迹象。
1999-03-01 astro-ph
Origin of Abundance Inhomogeneity in Globular Clusters
我们采用一种新的"外部污染“方案，数值研究了银河系球状星团（GC）的丰度特性。在这个框架中，GC被认为是起源于形成低质量的矮星嵌入在暗物质subhalos在非常高的红移（z），因此在早期GC形成过程中的化学影响的领域AGB的矮星。在这种外部污染情景下，在矮星GC形成过程中，气体沉降的总质量与AGB喷出物的总质量之比（s）和气体沉降的时间尺度（sigma_I）是决定GC丰度性质的最重要的关键参数。我们主要研究轻元素之间的丰度不均匀性（例如，C，N，O，Na，和Al）的恒星GCs通过使用最新的恒星产额模型的贫金属AGB星和没有第三次疏浚。对于没有第三次挖掘的模型，我们的主要结果与观测结果更一致，如下。由于来自AGB星的化学污染，GC内不同恒星的[N/Fe]和[C/Fe]可能不同。[N/Fe]分布在某些GC中可以清楚地显示双峰性，而[C/Fe]在大多数模型中是单峰性的。[N/Fe]分布取决于s，使得具有较小$s$的模型（即，用于GC形成的AGB喷出物的质量分数越大，则[N/Fe]双峰性越明显。富氮、贫碳的GCs恒星也有更高的氦丰度，这是由于大质量AGB恒星富氦喷出物的污染。对于3 < s <24和10^5 < sigma_I < 10^7 yr，具有较小s和较短sigma_I的模型，富He星（Y >0.30）的数量分数较高。
2007-02-11 astro-ph
A Color-Magnitude Diagram for a Globular Cluster In the Giant Elliptical Galaxy NGC 5128
利用哈勃空间望远镜对巨大椭圆星系NGC 5128（d = 4 Mpc）外晕中的大量恒星进行了WFPC 2（V，I）测光。球状星团N5128-C44位于行星照相机视场的中心，分辨率足够高，可以为它绘制一张色星等图（CMD），它覆盖了巨星分支中最亮的两个星等。CMD与一个正常的老的、中等低金属量的星团一致（[Fe/H] = -1.30球状星团，明显比同一投影位置的大多数场晕星（平均[Fe/H] ~ -0.5）更贫金属。这是迄今为止最遥远的球状星团，其中直接色星等测光已经实现，第一个属于一个巨大的E星系。
1998-06-30 astro-ph
Bimodal Color Distribution in Hierarchical Galaxy Formation
我们如何观察到的双峰性的颜色分布的星系可以解释的框架中的层次聚类图片的合并历史和反馈/恒星形成过程中的祖先的本地星系的属性之间的相互作用。利用一个半解析的分层星系形成模型，计算了不同光度星系的颜色分布，并与观测结果进行了比较。我们的基准模型符合观测分布的基本性质，即：1）亮度大于M_r = -18的天体的分布明显是双峰的，红色天体的比例随亮度增加而增加：2）亮度大于M_r = -21的天体的颜色分布主要是红色天体，颜色u-r = 2.2-2.4; 3）红色星群分布的扩散小于蓝色星群; 4）在密度较大的环境中，红色星系的比例较大，即使对于低光度天体也是如此; 5）分布中的双峰性持续到z = 1.5。我们讨论了模型中不同物理过程在产生上述结果中的作用。
2005-06-16 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
Integrated Light 2MASS IR Photometry of Galactic Globular Clusters
我们对2 MASS图像进行了镶嵌处理，得到了104个银河系球状星团在JHK中的表面亮度轮廓。我们适合这些国王的配置文件，并表明，核心半径是相同的，在这些IR颜色的错误，并在V的核心半径相同，在基本上所有的情况下。我们导出了这些球状星团的积分光色V-J、V-H、V-K_s、J-H和J-K_s。每种颜色都显示出去红颜色与金属丰度之间的合理紧密关系。每种颜色都适合这些。由于2 MASS巡天的全天空光度校准，IR-IR颜色具有非常小的误差，而V-IR颜色具有相当大的不确定性。我们发现相当好的协议与Aaronson，Malkan和Kleinmann从1977年的银河系球状星团的一个较小的样本的综合光色的测量。我们的结果提供了一个校准的综合光的遥远的单爆发老恒星星族从很低的太阳金属丰度。将我们的去红测量颜色与几个模型的单次爆发老种群的综合光的预测进行比较，表明V-K_s颜色在低金属丰度域中具有良好的一致性，但在J-K_s中在固定的~0.1等[Fe/H]处存在偏移，我们将其归因于光度系统转换问题。有些模型不能再现太阳金属丰度附近的银河系球状星团的积分光色行为。
2006-09-13 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
Age Dating of Globular Clusters Using UBV(RI) Main-sequence Photometry in the Two-color Diagram: Age of NGC 6397
本文提出并应用了一种基于U-B指数双色图主序年龄指标的贫金属球状星团（GCs）年龄计算方法。使用Demarque等人（1996）的耶鲁等时线，估计贫金属GC NGC 6397的年龄接近16 Gyr，前提是星系团金属丰度接近[Fe/H]=-2.0。
2001-06-26 astro-ph
Peculiar Multimodality on the Horizontal Branch of the Globular Cluster NGC 2808
利用哈勃空间望远镜WFPC 2的B、V波段图像和紫外滤光片（F218 W），给出了球状星团NGC 2808水平分支上恒星的颜色分布。这个星团的HB是已知的强烈双峰，大约相等大小的HB人口广泛分离的颜色-星等图。我们的图像显示了一条长长的蓝色尾巴，有两个缺口，总共有四个几乎不同的HB组。这些间隙非常窄，对应于仅为\sim 0.01 Msun的样品质量差。这种显着的多模态可能是质量损失过程，微妙的成分变化，或动力学效应的签名，我们简要总结的可能性。HB上不同团块之间存在狭窄的间隙，这对试图解释HB双峰或其他特殊HB结构的模型提出了挑战。
1997-02-06 astro-ph
Globular Cluster Systems I: V-I Color Distributions
我们已经从HST WFPC 2档案中汇编了50个星系的球状星团系统的数据，其中43个是S 0或更早的类型。在本文中，我们提出的数据集，并推导出V-I颜色分布。我们推导出的颜色分布的前四个时刻，以及他们的非单峰性的措施。每个星系中的球状星团数量从18个（NGC 2778）到781个（NGC 5846）不等。对于那些具有超过100个簇的系统，十六个中的七个（44%）显示出显著的双峰性。总的来说，我们的样本中大约有一半的系统显示出双峰颜色分布的迹象。一般来说，暗星系的分布是一致的单峰，而那些较亮的星系不是。通过比较早型星系V-I分布的矩与不同星系性质的关系，发现场星系与团星系的相关性存在如下差异：对于团环境中的星系，球状星团分布的峰值V-I颜色与中心速度色散相关，从而与Mg 2指数和总光度相关;场星系不存在这种相关性。团星系和场星系之间的这种差异可能反映了它们的球状星团系统的不同形成情景。在对这种相关性的解释中，我们认为要么是一个更大的年龄分布在现场人口或星系团星系总是受到显着吸积的可能性，而一些场星系可以主机纯“原位”形成的人口。
1999-06-30 astro-ph
Globular Clusters with Tidal Tails: Deep Two-Color Star Counts
我们用星数分析方法研究了12个银河系球状星团的外部结构。深，双色，照相测光是用来选择和计数恒星的颜色和星等一致的集群特定的，颜色-星等序列。由此产生的污染前景恒星数量的减少使我们能够将恒星数量推到比以前可能的更低的表面密度。我们发现，我们的大多数样本集群显示在其表面密度剖面潮外翼。表面密度分布的形式与最近对球状星团潮汐剥离的数值研究是一致的。几个星系团的二维表面密度图与预期的潮汐尾外观一致，考虑到轨道形状，轨道相位和视线方向的影响。我们确定的额外潮汐物质的恒星仍在被从集群中删除的过程中。潮外星有效地限制了我们分辨球状星团“潮汐”半径的精度。然而，通过追踪其母星团的轨道路径，这些恒星也可能有助于重新解决确定球状星团轨道和银河势场形状的问题。
1995-02-07 astro-ph
Deep Luminosity Functions of Old and Intermediate-Age Globular Clusters in NGC 1316: Evidence for Dynamical Evolution of Second-Generation Globular Clusters
哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机已被用来获得巨大的早期型星系NGC 1316的深高分辨率图像，这是一个明显的合并残留物。这些观测结果取代了先前较浅的观测结果，这些观测结果揭示了中间年龄（~ 3 Gyr）的富含金属的球状星团的存在。我们总共检测到1496个候选聚类，几乎是之前WFPC 2图像的4倍。我们确认的双峰的颜色分布的集群，即使在V-I，峰值颜色0.93和1.06。大量的检测到的集群，使我们能够评估的球状星团光度函数作为一个函数的银河中心半径。我们发现，内部的50%的中间年龄，富含金属（“红色”）人口的集群的光度函数显着不同的外部50%。特别是，内部50%的红色星团的光度函数显示出明显的平坦化，这与比蓝色星团的营业额暗约1.0等的营业额一致。这构成了第一个直接的证据，富金属的星系团人口形成的主要合并过程中的气体丰富的星系团可以动态演变（通过中断过程）成红色，富金属的星系团人口是无处不在的“正常”的巨型椭圆。
2004-08-05 astro-ph
Globular Clusters Color-Magnitude Diagrams with HST
本文给出了Piotto等人在同一程序中讨论的13个B和V色星等图。这些数据是用HST上的WFPC 2相机收集的。我们着重在两个富金属的球状星团NGC 6388和NGC 6441中发现了蓝色水平分支，在NGC 2808中发现了四模HB。本文还对NGC2808的HB中的空位的意义进行了评价。
1997-01-21 astro-ph
HST color-magnitude diagrams of 74 galactic globular clusters in the HST F439W and F555W bands
本文给出了用HST/WFPC 2相机在F439 W和F555 W波段观测到的74个银河系球状星团的完整光度数据库和色星等图。文中还详细讨论了各种换算步骤，以及将仪器星等转换成HST F439 W和F555 W飞行系统以及标准Johnson B和V系统的程序。我们还描述了人造星的实验，已进行推导的颜色星等图的所有相关分支的恒星计数的完整性。整个光度数据库和完整性功能将在本文件出版后立即在网上提供。
2002-07-04 astro-ph
Globular Clusters in NGC 5128
我们使用哈勃太空望远镜上的宽视场行星照相机2在附近的巨大椭圆星系NGC 5128的内部区域寻找球状星团。这个星系被认为是一个大椭圆星系和一个小的晚型螺旋星系在1亿6千万年到5亿年前合并的产物。我们确定了21个球状星团候选者，并测量了它们的核心半径、潮汐半径、半质量半径、椭圆度、位置角和V-I色。我们发现的证据表明，NGC 5128球状星团的候选者是系统更椭圆比银河系。大约有一半的候选者具有（V-I）_0的颜色，这与它们是古老的、未变红的球状星团（类似于银河系中发现的）或年轻的、变红的球状星团（可能在最近的合并事件中形成）相一致。其余大部分的颜色与它们是古老的球状星团相一致，与银河系中发现的相似。我们发现了一个蓝色物体，其（V-I）_0 < 0.26 +/- 0.09。这个天体的颜色、变红和积分星等都与它是一个年龄约为1亿年、质量（基于其积分亮度）<= 4000太阳质量的小型球状星团相一致。我们没有发现任何证据表明，在我们的样本中的球状星团候选者的颜色双峰超出了可以解释的不确定性的差异红化。
1999-06-15 astro-ph
Constraints on the Formation History of the Elliptical Galaxy NGC 3923 from the Colors of Its Globular Clusters
本文研究了与椭圆星系NGC 3923有关的球状星团的颜色。我们的最终样品包括华盛顿系统C和T_1测光的143个球状星团候选者，预期的污染不超过10%。我们发现NGC 3923球状星团系统（GCS）的颜色分布很宽，并且至少有两个峰。颜色分布的混合建模分析表明，在高置信度（>99%）下，双组分模型优于单组分模型。NGC 3923星系群中存在不止一个星族的证据，与之前发表的其他四个椭圆星系的类似数据相似。此外，我们发现，NGC 3923 GCS比以前研究的类似光度的椭圆星系的GCS更红。由（C-T_1）_0颜色推断的金属丰度中值为[Fe/H]_{med} =-0.56，由平均颜色的所有不确定性来源产生的不确定度为0.14 dex。这比使用相同方法在M87的GCS中发现的中值金属丰度[Fe/H]_{med} =-0.94更富金属。由于M87比NGC 3923更明亮，这一结果表明，随着星系光度的增加，GCS金属丰度的任何趋势都存在显着的分散。我们还表明，在NGC 3923 GCS中存在对应于Delta[Fe/H]Δ（log r）中约-0.5 dex的颜色梯度。我们的结论是，如果椭圆星系形成于单一的原星系中，则很难理解椭圆星系的单个GCSs的颜色分布的形状和GCSs之间平均颜色的变化
1994-11-07 astro-ph
HST Imaging of the Globular Clusters in the Fornax Cluster: Color and Luminosity Distributions
利用哈勃空间望远镜Wide Field/Planetary Camera 2的成像数据研究了天炉座星系团中三个早型星系的球状星团的亮度和B-I色分布。在大多数情况下，我们推导出的光度函数在B = 26.6时完成了50%以上。我们发现NGC 1399中心区域的球状星团和它的近邻NGC 1404的颜色分布是双峰的，在统计上是不可区分的。从这两个星系的颜色分布推断，它们的金属丰度分布与M 87非常相似。NGC 1399的光度函数也与M 87非常相似，比较它们各自的峰值星等表明，天炉座星团与本星系群的距离与室女星系团的距离几乎相同。由此我们导出H_0 = 82 +/- 8 km/s/Mpc，这里的不确定性只反映了随机误差的影响。我们在距离NGC 1399 440 kpc的投影距离处发现的未分辨物体的数量与紧凑的背景星系一致，尽管WFPC 2的小视场不允许我们对星系际球状星团的数量进行严格的限制。在NGC 1316周围探测到的天体的光度函数更接近于指数而不是对数正态分布，这些天体的颜色和大小分布都将它们与NGC 1399周围的星团区分开来。我们认为这些天体更类似于银河系中的老疏散星团，而不是典型的早型星系中的球状星团。
1998-09-17 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
M31 Globular Clusters: Colors and Metallicities
本文给出了一个新的M31球状星团的光度和光谱数据表。该目录包括新的光学和近红外测光的435个集群和集群候选人的很大一部分。我们使用这些数据来确定单个星系团的变红和固有颜色，并发现银河系和M31的消光规律没有显着差异。有显着的（高达0.2等的V-K）之间的集群的固有颜色和简单的恒星星族的颜色预测人口合成模型的偏移，我们认为，这些是由于系统误差的模型。M31团簇的金属丰度和金属丰度敏感色的分布呈双峰型，峰值分别位于[Fe/H]-1.4和-0.6。在椭圆星系的球状星团系统中，V-I的分布往往是双峰的，但在M31和星系团系统中，V-I对金属丰度的敏感性不足以显示双峰性。两个M31金属丰度组的径向分布和运动学意味着它们类似于银河系的“晕”和“盘/球”星系团系统。M31中的球状星团有一个小的径向金属丰度梯度，表明在GCS形成过程中发生了一些耗散。M31 GC的光度与金属丰度之间缺乏相关性，表明自富集在GC形成中并不重要。
1999-11-09 astro-ph
Synthetic Color-Magnitude Diagrams for omega Centauri and Other Massive Globular Clusters with Multiple Populations
我们对欧米茄Cen和其他具有明显特殊色星等形态的大质量球状星团进行了色星等合成图的绘制。我们的人口模型，采用最新的输入物理和参数，表明所观察到的CMD的欧米茄Cen可以通过采用（1）多峰金属量分布函数，从所观察到的颜色分布的红巨星分支（RGB）的恒星，和（2）内部年龄金属量之间的关系，其中的人口。对于其他具有双峰水平分支的大质量球状星团也得到了类似的结果。特别是，我们发现，在NGC 6388和NGC 6441中观察到的RR天琴座星的独特CMD形态（宽RGB，双峰HB）和性质可以通过两个不同的人口与温和的内部年龄-金属丰度关系的复合物再现。这表明，这些星系团，以及欧米茄Cen，可能代表了分裂的矮星系的遗迹。
2001-10-31 astro-ph
The Multiplicity of Main Sequence Turnoffs in Globular Clusters
我们给出了自富集和预富集模型下球状星团的色星等图。如果球状星团在超新星爆炸中损失的质量分数不超过95- 97%，则自富集模型在色星等图中有两个或更多的主序转折点。具有预富集的模型只能有一个主层序转折点。我们认为，集群wCen演变根据自我富集的情况。
2008-08-06 astro-ph
B-R Colors of Globular Clusters in NGC 6166 (A2199)
本文分析了冷却流星系团A2199中的cD星系NGC 6166中球状星团的新R波段测光。结合Pritchet \& Harris（1990）早期的B测光，我们得到了NGC 6166中$\sim$ 40球状星团的B $-$ R色。平均B $-$ R为1.26 $\pm$ 0.11，对应于平均[Fe/H] = $-$ 1 $\pm$ 0.4。鉴于NGC 6166是迄今为止研究的最明亮的cD星系之一，我们的结果意味着在平均星系团[Fe/H]和母星系光度之间的关系显着的分散。我们得到一个球状星团的特定频率的S $_N$ $\sim$ 9，可能的范围在5和18之间。这个值与Pritchet和Harris（1990）根据B波段光度测定法测定的S $_N$ $\leq$ 4值不一致，我们讨论了这种不一致的可能原因。最后，我们重新评估是否冷却流是一个重要的机制，形成球状星团在gE/cD星系。
1996-04-26 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
Old Metal-rich Globular Cluster Populations: Peak Color and Peak Metallicity Trends with Mass of Host Spheroids
我们解决的问题的影响因素的峰值颜色趋势的老富金属球状星团（MRGC）人口与质量的主机，早型星系和球状子系统的螺旋（球体）。在年龄效应很小或可忽略不计的假设下，色量趋势通常转换为金属量趋势。虽然对MRGC种群年龄的直接估计既不能排除也不能可靠地支持种群的年龄趋势，但关于球体形成时间的关键数据和其他间接证据在某种意义上暗示：球体越大，平均年龄越大。我们发现，MRGC种群的允许年龄趋势对其峰值颜色趋势的贡献可以达到约50%。在这种情况下，颜色趋势的可比值约为30%，这是由于α-元素比率系统变化的δ [α/Fe]约为0.1至0.2 dex，因为[α/Fe]比率与年龄之间存在相关性。因此，[Fe/H]比值的系统性变化在贡献者中可能不太重要，其范围比通过假设没有年龄趋势而推导出的相应范围低许多倍，即δ [Fe/H] ~ 0.1或甚至没有。
2007-05-15 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
The globular cluster system around the low-luminosity S0 galaxy NGC 7457
用深B、V、I测光方法研究了低光度S 0星系NGC 7457周围的球状星团系统。根据V测光，银河系周围的球状星团总数估计为178 +- 75。采用M_V = -19.55等，估算出该星系的比频为S_N = 2.7 ± 1.1。我们根据它们的颜色（B-I，V-I和B-V）选择了89个球状星团候选者。B-I和V-I色分布均为单峰分布，平均金属丰度[Fe/H] ~-1。德克斯然而，发现B-I色分布的宽度大于预期的一个单一的人口的球状星团，并与存在一个以上的人口是一致的。如果是后者，则由于两个群体的平均金属丰度的小统计量和/或小差异，在B-I中将不会检测到两个峰。在NGC 7457周围没有发现类似于银河系晕的贫金属球状星团。
1999-04-08 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
The Globular Cluster System of NGC 1316 (Fornax A)
本文用CCD BVI测光方法研究了天炉座合并星系NGC 1316的球状星团系统。从宽带颜色中没有检测到明显的双峰性。然而，在B-I=1.75处将样品分为红色（可能富含金属）和蓝色（贫金属）亚群，我们发现它们遵循惊人不同的角分布。红色的星团与星系的伸长有很强的相关性，而蓝色的星团呈圆形分布。在它们的径向轮廓中没有看到系统性差异，两者都是同样集中的。我们推导出NGC 1316的一个非常低的比频率，只有Sn=0.9，这证实了Grillmair等人（1999）以前的发现。假设一个“正常”的Sn ~4的早期型星系，我们使用恒星星族合成模型估计在2 Gyr的年龄，这个星系，如果一个中等年龄的人口来解释我们观察到的低Sn。这个数值与Kuntschner & Davies（1998）和Mackie & Fabbiano（1998）得出的NGC 1316的光度加权平均年龄一致。通过将t5函数与球状星团光度函数（GCLF）拟合，我们得出了以下周转星等：B=24.69 +/- 0.15，V=23.87 +/- 0.20和I=22.72 +/- 0.14。他们证实，NGC 1316尽管位置偏远，但与天炉座星团的核心距离相同。
2001-03-29 astro-ph
A multi-color and Fourier study of RR Lyrae variables in the globular cluster NGC 5272 (M3)
利用高精度的5个历元的BVI数据，对球状星团NGC 5272（M3）中133颗RR型天琴座星的脉动和演化特征进行了详细的研究。M3似乎包含不少于~32%的Blazhko星，并详细分析了Blazhko效应的发生和特征。我们已经确定了大量（约14%）过亮的RR型天琴座恒星，它们可能处于零年龄水平分支（ZAHB）之外的更高级的演化阶段。物理参数（即温度，光度，质量）已从（B-V）颜色和精确的色温校准，并与水平分支演化模型和恒星脉动理论的要求进行了比较。通过V光变曲线的傅立叶分解进行的额外分析证实，正如预期的那样，M3中不存在金属丰度分布。ZAHB的演化不影响[Fe/H]的测定，而低振幅相位的Blazhko星确实影响[Fe/H]分布，因为它们看起来更富含金属。从傅立叶系数导出的绝对星等可能提供有用的恒星群平均估计值，如果适用的话，但不能给出可靠的{ \em个体}值。由傅里叶系数导出的固有颜色与观测到的显着差异，因此得到的温度和温度相关参数是不可靠的。
2004-09-23 astro-ph
Wide field photometry of the M104 globular cluster system
本文介绍了对草帽星系NGC4594的球状星团系统进行宽视场研究的初步结果。该星系在B、V和R三个方向上被ESO 2.2米望远镜的广角成像仪观测到。利用颜色和形状的标准来选择一个高度可能的球状星团候选者的样本，我们测量了星系晕中40'（100 Kpc）外的星团的径向密度分布。颜色与先前研究中观察到的双峰颜色分布一致。相对于蓝色集群，红色集群候选者显示出明显的中心集中。红色星团的数量并没有明显变平，这表明它们与星系核球有关，而不是与盘有关。
2002-10-31 astro-ph
