Globular Cluster Luminosity Functions and the Hubble Constant from WFPC2 Imaging: Galaxies in the Coma I Cloud
在后发座I附近（d ~ 12 Mpc）的星系中，有些星系的成员是不确定的.在这里，我们提出了球状星团光度函数（GCLF）从HST的两个明亮的椭圆可能属于这个群体。在拟合GCLF之后，我们发现NGC 4278的转换幅度为m_V^0 = 23.23 +/- 0.11，NGC 4494的转换幅度为m_V^0 = 23.07 +/- 0.13。我们的极限星等比这些值暗大约两个星等，使这些数据成为迄今为止公布的最完整的GCLF之一。拟合的GCLF色散（~ 1.1 mag.）比其他椭圆星系的典型值稍小。假设绝对转换星等M_V^0 =-7.62，并在应用一个小的金属丰度校正后，我们得出NGC 4278的距离模为（m-M）= 30.61 +/- 0.14，NGC 4494的距离模为30.50 +/- 0.15。将这些距离估计值与其他方法进行比较，并在公布的值范围内。我们的结论是，这两个星系位于相同的距离，都是后发座I云的成员。
1996-11-18 astro-ph
Globular cluster systems in elliptical galaxies of Coma
对后发座星系团中17个椭圆星系组成的球状星团系统进行了研究。表面亮度波动被用来确定球状星团的总人口和特定的频率（S_N）已被评估为每个单独的星系。发现相似星系之间的S_N存在着巨大的差异，特别是不同星系之间的S_N值相差一个数量级。极端的情况如下：a）在范围的低端，NGC 4673的SN = 1.0 +/- 0.4，这对于椭圆星系来说是一个令人惊讶的值，但对于螺旋星系和不规则星系来说是典型的; b）在上限，MCG +5 - 31 - 063的SN = 13.0 +/- 4.2，IC 4051的SN = 12.7 +/- 3.2，它们更可能属于超巨cD星系而不是“正常”椭圆星系。此外，后发座星系团中央的超巨星cD星系NGC 4874也具有较高的比频（SN = 9.0 +/-2.2）。其它星系的SN值在[2，7]范围内，平均值为SN = 5.1。似乎没有单一的方案可以解释观测到的特定频率，因此每个星系的历史必须通过适当地结合不同的模型（原位，合并和吸积）来单独推导。昏迷是由几个小组的可能性也被认为是。如果只使用Gurzadyan & Mazure（2001）定义的主子群的星系，则S_N的趋势是在密度较高的区域S_N更大。这一结果需要进一步证实。
2001-12-10 astro-ph
The Globular Cluster Systems in the Coma Ellipticals. III: The Unique Case of IC 4051
使用档案\hst WFPC 2数据，我们得到的金属丰度分布，光度函数，和球状星团系统周围的IC 4051，一个巨大的E星系的后发座星系团核心的外围的空间结构。由（V-I）色导出的金属丰度分布平均值[Fe/H] =-0.3，几乎完全没有贫金属的团簇，并且只有一个小的金属丰度梯度半径;然而，它可能有两个大致相等的金属丰度子分量，中心在[Fe/H] ~ 0.0和-1.0。光度分布（GCLF）具有在所有其他巨型E星系中观察到的高斯型形式，峰值（周转率）在V = 27.8，与后发座距离100 Mpc一致。GCS和晕光的径向轮廓都显示出异常陡峭的衰减，这可能表明该星系的晕已被潮汐截断。最后，GCS的比频非常大：我们发现S_N = 11 +-2，类似于中心的cD型星系，尽管IC 4051不是一个cD或最亮的椭圆星系团。一个与大多数观测结果一致的形成模型是，这个星系在球状星团形成的主要阶段后不久，可能是第一次穿过后发座核心，就被去除了大部分原星系气体。自那时以来，没有发生由于增生或合并而造成的重大增加。
2000-02-14 astro-ph
A Constraint on the Formation of Dwarf Elliptical Galaxies in the Dense Coma Cluster Core
本文分析了后发座星系团核心中一个新的$\simeq 250$矮椭圆星系的深CCD测光和位置。一个显着的颜色梯度被检测到在其投影的径向分布，给出了$Δ(B$- $R)/Δ(\log R_{\rm cc}) = -0.08\pm0.02$马格。校准这些dE星系对银河系球状星团产生相应的金属丰度梯度，这是$Z \propto R_{\rm cc}^{-0.29}$。模拟显示，投影径向分布中的该梯度对应于真实（三维）径向颜色梯度，其在相同的径向范围上表现为$Δ(B$- $R)/Δ(\log r) \simeq -0.20$ mag或$Z \propto r^{-0.69}$。如果这个径向梯度是一个原始的，它是一致的模型，其中的团内气体施加了显着的限制压力，阻碍了超新星驱动的富含金属的气体从年轻的dE星系外流。
1996-07-25 astro-ph
The Color-Magnitude Relation in Coma: Clues to the Age and Metallicity of Cluster Populations
我们用窄带（改进的Stromgren）滤波系统观测了后发座星系团的三个场。观测到的星系包括31个在NGC 4889附近，48个在NGC 4874附近，60个在NGC 4839附近，在所有三个子星系团中完成M_5500=-18。分光光度分类发现后发座的所有三个子星系团都是以红色E型（椭圆星系/S 0）星系为主，平均蓝色分数f_B为0.10。蓝色部分增加到更暗的光度，可能是矮恒星暴人口的残余物，或者是动力学摩擦的影响，通过合并将明亮的蓝色星系从星团人口中移除。我们发现色星等（CM）的关系是很好地定义和线性范围内的M_5500=-13到-22。经过多金属丰度模型的校正，明亮的椭圆星系的光度加权平均值[Fe/H]在-0.5和+0.5之间，而低光度椭圆星系的[Fe/H]值在-2到太阳之间。在我们的连续色中CM关系的缺乏表明，系统的年龄效应抵消了这个带通中的金属性效应。这一点得到了我们的年龄指数的证实，我们发现椭圆星系中的亮度和平均恒星年龄之间的相关性很弱，因此明亮椭圆星系的恒星星族比低亮度椭圆星系年轻2到3陀螺。
2002-09-18 astro-ph
The Infrared Diameter -- Velocity Dispersion Relation for Elliptical Galaxies
本文利用文献中的单道红外测光方法，导出了后发座星系团和室女星系团中椭圆星系的K波段直径-速度色散关系。Coma星系团关系在K点的散射比B或V点的散射小1.5倍，排除4个异常值，Coma星系团中24个星系在K点的RMS散射仅为4.8%，接近观测误差的极限。基于IR \Dsig关系的距离估计将比从光学数据导出的距离估计更准确。红外光谱的改善是由于对恒星星族参数（年龄、金属丰度和IMF斜率）的敏感性降低，以及与光学光谱相比，尘埃的内部消光较低。\Dsig关系在光学上有较大的散射，这表明后发座椭圆星系之间存在着可探测的，但很小的恒星星族或尘埃含量的差异。由于\Dsig关系是基于基本平面的，因此该结果保证了基本平面在红外中比在光学中薄。室女座的红外测光数据仅限于13个天体;由于星团的深度而导致的距离分布排除了B和V的任何显着改善。K波段数据得出的后发座-室女座相对距离为5.56，与其他颜色和使用其他技术的估计一致，表明室女座和后发座椭圆星系之间没有显着的年龄差异。
1995-06-28 astro-ph
On the Origin of Faint Intracluster Starlight in Coma
利用N体数值模拟，我们研究了最近发现的后发座星系团的星系团内星光特征的起源可能的机制。我们表明，潮汐相互作用的“正常”的椭圆星系对称分布的暗物质潜力不产生观察到的集群内星光功能。然而，两个正常椭圆星系的正面碰撞确实解释了表面亮度约为26 mag/arcsec（$^2$）的星团内特征的起源。另一个可能的解释是星系团内星光的特点是银河潮汐相互作用与大规模的星系团内部的子结构。后发座中存在密度为星系中心密度的$\sim$ 0.1倍的子结构，总质量比正常椭圆星系的质量大三个数量级，这可以解释观测结果。
2000-11-17 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
The Globular Cluster Systems of Ellipticals and Spirals
在这篇关于球状星团（GC）系统的关键性质的综述中，我指出椭圆星系和螺旋星系中的GC比以前认为的有更多的共同点。在对比了这些性质之后，我简要地评论了GC的形成。
2001-06-04 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
Photometry and Spectroscopy of Coma Dwarf Ellipticals
我们使用后发座星系团核心中心约700弧分^2（以及相关的约270弧分^2控制场）的深R波段和B波段CCD图像（视宁度约为1.2弧秒）来研究早期型矮椭圆（dE）星系群。对色限制控制场校正色星等图（CMD）的分析表明，dE星系序列在15.5 <= R <= 22.5等的范围内是线性的，斜率为Delta（B-R）/Delta R = -0.056+/-0.002。该样品中最暗的dE的颜色（B-R）= 1.15 mag，这在漫射的簇内光测量的颜色范围内。完整性校正的背景扣除径向数密度分布的分析表明，微弱的dEs是缺乏在集群核心，符合他们在这个密集的环境中的破坏。为了确定这些后发座彗星的子样本的年龄和丰度，我们使用了凯克一号望远镜和低分辨率成像光谱仪（LRIS）在~1.0角秒的看到。我们获得了四个场的2x 1800秒曝光，每个场约22个物体。我们的波长覆盖范围为3800 < λ< 6200 nm，分辨率为8 nm，信噪比为50。对NGC 4874以西约3.8弧分的LRIS场的初步分析显示，17个目标物体中只有4个具有后发座速度，而对控制场CMD的分析预计有9-10个。
1997-09-05 astro-ph
Global Metallicities From Globulars Through To Elliptical Galaxies
我们提供了近距离（室女座，天炉座）和中等红移星系团（A2125，A2218）的矮椭圆星系的窄带数据，以研究它们的平均年龄和金属丰度。在所有四个星团中，有核矮椭圆星系显示的颜色使它们位于银河系球状星团序列的高金属丰度端。正常的矮椭圆星系显示颜色，以及由此产生的金属丰度和年龄，使它们与明亮的椭圆星系对齐。这表明dE，N's可能是许多椭圆星系周围发现的红色GC种群的祖先。
2003-03-11 astro-ph
Globular Clusters in Elliptical Galaxies: Constraints on Mergers
了解球状星团的形成将有助于我们约束星系的演化历史。对于今天正在进行的合并，似乎新产生的原球状星团的数量随着祖先类型的不同而变化，并且在总星团人口中增加的百分比是100%或更少。椭圆星系，通常被认为是这种合并的最终结果，经常显示出两个群体的球状星团的证据。这已被视为支持合并的图片，但我们表明，有几个问题时，详细检查。强有力的证据，一个椭圆星系的单一人口的球状星团。简要地提到了星系形成的影响。
1997-11-14 astro-ph
The Globular Cluster Systems in the Coma Ellipticals. II: Metallicity Distribution and Radial Structure in NGC 4874, and Implications for Galaxy Formation
利用深HST/WFPC 2（V，I）测光研究后发座星系团中央cD星系NGC 4874中的球状星团系统（GCS）。星系团的光度函数具有正常的类高斯形状和周转水平。该系统的其他特征令人惊讶：GCS是（a）空间延伸，核心半径r_c = 22 kpc，（b）完全贫金属（窄，单峰金属丰度分布，平均[Fe/H] = -1.5），（c）适度填充，特定频率S_N = 3.7 +-0.5。基于一些简单的模型，我们认为这个星系中有一半可能是从低质量的卫星星系中吸积而来的，但是星系形成的三种经典模式（吸积、星系盘合并、原位形成）中没有一种能提供一个完全令人满意的形成图像。即使将它们结合起来使用，这些模式仍然面临巨大挑战。这个GCS的主要异常基本上是完全缺乏富含金属的星团。如果除了已经存在的贫金属星系外，这些星系还以正常（类似M87）的数量存在，那么GCS的总数将更接近我们在许多其他巨型E星系中看到的情况。
1999-12-06 astro-ph
The Formation of Globular Cluster Systems in Massive Elliptical Galaxies: Globular Cluster Multimodality from Radial Variation of Stellar Populations
质量最大的椭圆星系在它们的球状星团系统颜色分布中表现出突出的多模态。了解导致多个球状星团子群的机制对于完整地了解大质量星系形成是至关重要的。通过假设球状星团的形成与恒星的形成相一致，并考虑到Pipino & Matteucci（2004）多带光化学演化程序预测的复合恒星星族的径向变化，我们计算了球状星团性质随银河系中心半径的分布。我们将我们的结果与Puzia等人（2006）对附近早型星系中球状星团的光谱测量结果进行了比较，并表明在大质量椭圆星系的球状星团系统中观察到的多模态可以至少部分地归因于恒星星族混合的径向变化。我们的模型预测了在大多数质量椭圆星系中存在超富金属的球状星团，这与光谱观测非常一致。此外，我们还研究了其他非线性机制对球状星团系统金属丰度分布的影响，特别是合并诱导的球状星团形成和非线性颜色-金属丰度转换的作用，并讨论了它们在我们的模型中的影响。
2007-04-04 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
On the Formation of Giant Elliptical Galaxies and Globular Clusters
我回顾了目前的理解状态时，多久，以及如何巨大的椭圆星系形成，专注于球状星团。几个观测证据表明，大质量椭圆星系形成于$z>2$（$>10$ Gyr ago）。巨椭圆星系大多呈现出球状星团的双峰色分布，表明两个峰值之间存在$\approx 20$金属丰度差异。红色球状星团（RGC）与恒星晕在颜色和空间分布上有密切的关系，而蓝色球状星团（BGC）与恒星晕的颜色和空间分布关系不大。RGC和BGC的数量比例因星系而异。结果表明，BGC可能形成于12- 13 Gyr前，而RGC和巨椭圆星系可能形成于10-11 Gyr前。现在需要解释的是RGC形成时期和BGC形成时期之间的间隙的存在，以及间隙期间金属丰度的快速增加（$Δt \approx 2$ Gyr）。如果等级合并可以形成大量的巨型椭圆星系$>10$ Gyr ago，那么椭圆星系中恒星和球状星团的几个观测限制就可以得到解释。
2003-08-15 astro-ph
Evidence for Stellar Streaming in the Cores of Elliptical Galaxies: A Kinematic Signature of Mergers?
我们提出的证据，非高斯速度场的核心发光椭圆星系。这一证据是基于高信噪比，中等分辨率光谱的核心的早期类型的成员室女座和后发座星系团获得的WIYN 3.5米望远镜。Virgo数据是使用积分场单元（DensePak）获得的，该单元允许在各种空间尺度上对速度场进行采样。Coma数据是通过单根直径为2弧秒的光纤获得的。明亮椭圆星系的互相关轮廓显示出相当大的结构，通常具有几个特征，其幅度高达互相关峰本身的10%。这种结构在半径为1.5弧秒（室女座）或< 100 pc的范围内最为明显，当数据在R < 15弧秒或< 1 kpc的范围内时几乎无法检测到。后发座星系团中发光椭圆星系的单纤维光谱中也发现了类似的特征，这表明它们在巨型椭圆星系中无处不在。有趣的是，只有最明亮的椭圆星系才显示出这种现象;低光度椭圆星系的中心区域具有规则的高斯状轮廓。我们解释这种运动学结构为“恒星流”，并认为这种现象可能是一个遗迹签名的合并历史的发光椭圆星系。
2000-01-14 astro-ph
The Elliptical Galaxy formerly known as the Local Group: Merging the Globular Cluster Systems
在一个新的M31球状星团星表的支持下，我们收集了本星系群中球状星团的单个金属丰度值。虽然我们简要地描述了个别本群星系的球状星团系统，我们的主要目的是检查集体性质。通过这种方式，我们模拟了本星系群的无耗散合并，可能是一个椭圆星系。这样的合并主要是由银河系和M31，这似乎是相当典型的例子球状星团系统的螺旋星系。本星系群“椭圆”大约有700 +/- 125个球状星团，光度函数类似于“普适”函数。金属丰度分布在[Fe/H] ~ -1.55和-0.64处具有峰值，贫金属与富金属之比为2.5：1。本星系群椭圆星系的比频率最初约为1，但当年轻的恒星星族逐渐消失，星系看起来像一个老椭圆星系时，它的比频率会上升到3。其金属丰度分布和恒星星族校正比频率与已知的早型星系相似。根据我们的结果，我们对星系中球状星团系统的起源作了简要的推测。
2000-01-27 astro-ph
HST photometry of dwarf elliptical galaxies in Coma, and an explanation for the alleged structural dichotomy between dwarf and bright elliptical galaxies
我们分析了后发座星系团中18个矮椭圆星系候选者的档案HST F606 W图像。我们通过同时拟合PSF卷积的Sersic R^（1/n）模型以及在必要时拟合中心点源或中心PSF卷积的高斯模型来模拟它们的光剖面的全径向范围。中心分量的光度L_nuc与宿主星系的光度L_gal成比例，L_nuc = 10^（4.76 +/- 0.10）*（L_gal/10^7）^（0.87 +/- 0.26）。基本的宿主星系显示系统偏离指数模型，与模型无关的宿主星系光度，而不是由于从核组件的偏见。log（n）与中心星系表面亮度μ_0（不包括中心无关分量的通量）的Pearson相关系数为-0.83，显著性水平为99.99%。Sersic指数“n”的对数与宿主星系星等之间的Pearson相关系数为-0.77，显著性为99.9%。我们解释了观测到的dE星系光度和内部对数剖面斜率（伽玛素数）之间的关系作为光度和Sersic指数n之间的相关性的副产品。包括文献中232个绝对星等（M）为10等的dE和E星系，dE星系与较亮的E星系呈现连续序列，μ 0随M线性增亮，直到核心形成导致最亮（M_B < -20.5等）的E星系偏离这种关系。dE和E星系在M-mu_e（和M-<mu>_e）图和<mu>_e-log（R_e）图中的不同行为与核的形成无关，实际上是由M与mu_0和M与log（n）之间的连续线性关系所预期的。
2003-03-17 astro-ph
A deep wide survey of faint low surface brightness galaxies in the direction of the Coma cluster of galaxies
我们报告了在后发座星系团为中心的0.72x0.82 deg 2区域内寻找微弱（R总星等小于21）和低表面亮度星系（R中心表面亮度小于~24）（fLSB）。我们分析了在CFHT使用CFH 12 K相机获得的深B和R波段CCD成像，发现了735 fLSB。后发座星系团红移时的总B星等在-13到-9之间，B中心表面亮度为27等/角秒2。使用空字段比较，我们表明，这些fLSB中的大多数可能是昏迷集群内。我们提出的结果比较投影的fLSB分布与正常星系的分布和已知的X射线过密度。我们还研究了它们的投影分布相对于它们在颜色星等关系中的位置。对于2/3的样品，fLSB的颜色在B-R~0.8和~1.4之间变化，这部分与已知的后发座明亮（R<18）椭圆星系的CMR红色序列一致。这些fLSB很可能遵循与巨型椭圆星系相同的演化，这与简单的反馈/坍缩形成和被动演化一致。这些fLSB主要聚集在NGC 4889周围。我们发现了另外两个不同的fLSB种群。与巨大的椭圆红色序列相比，这些星系群的颜色分别更红和更蓝，可能是由剥离的微弱椭圆星系和螺旋星系剥离的物质形成的。
2006-10-06 astro-ph
Globular cluster system erosion and nucleus formation in elliptical galaxies
星系中球状星团的径向分布总是比晕星的径向分布向中心的峰值要小。扩展以前的工作HST球状星团系统在椭圆星系的一个样本，我们评估的星系团的数量失去了银河系中心的积分之间的差异观察到的球状星团系统分布和基本的晕光剖面。结果表明，球状星团的初始种群比现在丰富25%~ 50%。这一数量可观的球状星团支持了一个假设，即大量的球状星团质量以球状星团的形式衰变和毁灭，已经丢失到银河系中心，在那里可能有助于形成和喂养一个大质量的物体。值得注意的是，观测到的球状星团系统核心半径与母星系光度之间的相关性可以解释为演化的结果。
1998-06-25 astro-ph
Globular Cluster Halos around the brightest Fornax Ellipticals
本文比较了天炉座星系团中心最亮的三个早型星系NGC 1399、NGC 1404和NGC 1380周围的球状星团的性质。这些球状星团系统在性质上非常相似，表明它们的形成机制相似。然而，NGC 1399的球状星团比其他两个星系多10倍，但亮度只有0.3-0.4等。此外，NGC 1399周围的球状星团的运动学倾向于它们中的大部分与星系团而不是与巨大的椭圆星系团联系在一起。因此，球状星团在星团中心的剥离和积累似乎在建立这个cD星系的高比频率中发挥了重要作用。
1997-12-04 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
X-ray Binaries and Globular Clusters in Elliptical Galaxies
正常椭圆星系的X射线辐射主要由两部分组成：来自扩散气体的软辐射和来自吸积（低质量）恒星X射线双星（LMXB）的硬辐射。如果LMXB的星族与星系中的场恒星星族相联系，那么它们的总X射线光度应该与星系的光学光度成正比。然而，最近的ASCA和钱德拉X射线观测表明，在给定的光学光度下，椭圆星系中LMXB分量的全球光度表现出显着的散射。这种分散可能反映了一系列的LMXB种群在不同年龄的椭圆形的进化阶段。如果是这样的话，LMXB X射线光度与银河系光学光度的比值L_LMXB/L_opt就可以用来确定大部分恒星是在个别椭圆星系中形成的。为了测试这一点，我们比较的变化L_LMXB/L_opt的LMXB人口在椭圆光学衍生的估计在同一星系的恒星年龄。我们发现没有相关性，这意味着L_LMXB/L_opt变化不是很好的椭圆星系的年龄指标。另外，LMXB可能主要形成于球状星团（通过恒星潮汐相互作用），而不是在星系的恒星场中。由于椭圆星系在一个给定的银河系光度下呈现出大范围的球状星团种群，这可能会导致具有相似光学光度的椭圆星系在LMXB种群中的分散。事实上，我们发现LMXB/Lopt比值与椭圆星系中特定的球状星团频率有很强的相关性。这表明大多数LMXB是在球状星团中形成的。
2002-04-10 astro-ph
Globular Cluster Systems as Probes of Elliptical Galaxy Formation
球状星团系统提供了其母星系形成历史的宝贵化石记录。这篇评论特别集中在使用颜色分布的球状星团系统的椭圆星系，以区分这些星系的形成竞争模型。讨论了测试各种地层模型的观测要求，并回顾了过去和现在的研究结果。这些研究的结论是，大多数颜色分布似乎有两个或两个以上的峰值，表明一个幕式的形成历史。这一结果与以前的合并模型的椭圆星系形成的预测是一致的。并提出了今后改进的可能性。
1996-01-22 astro-ph
Massive stars, globular clusters and elliptical galaxies
像$ω$ Cen和NGC 2808这样的球状星团似乎拥有非常富氦的恒星。从理论的观点来看，人们期望在所有的球状星团中都有富氦星的存在，它们呈现出氧-钠（O-Na）的关系。在本文中，我们简要回顾了如何快速旋转的大质量恒星可能是富氦恒星形成的主要物质来源。我们推测，在所有椭圆星系中观察到的紫外线上转现象可能是由于富氦星。如果这个假设是正确的，那么快速旋转的大质量恒星在这些系统的早期演化阶段可能扮演了与它们在新生球状星团中扮演的角色相似的角色。
2008-01-10 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
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
Confrontation of Intracluster and Interstellar Gas in Cluster-Centered Elliptical Galaxies: M87 in Virgo and NGC 4874 in Coma
对室女星系团中的M87和后发座中的NGC 4874的X射线观测表明，这些cD星系中超过50 kpc的气体温度与星系团的维里温度相当，分别为3或9 keV，但在光学星系中，温度下降到星系维里温度，约为1 keV。我们表明，这些陡峭的热（和密度）梯度自然遵循通常的冷却流入假设，而不求助于热导率。为了避免未观测到的中心质量集中，大多数气体在流向星系核心之前必须进行辐射冷却（“脱落”），即气体必须是多相的。M87最近的XMM光谱表明，在每个半径处都有单相流动，没有明显的辐射冷却到低温。然而，多相冷却的X射线光谱证据开始在较低的温度接近1千电子伏（约10千秒差距内）可能是不太明显，可能已经逃脱检测。最后，我们表明，标准的分解方法所使用的X射线观测器，以确定质量流量dM/dt（r）可能会失败，而严重的，由于从完美的稳态流的小偏差。当应用于我们的轻微非定常计算流时，这种分解（不正确地）给出了通常的结果，dM/dt与r成比例，并且高估了大半径处的质量丢失dM/dt（r）。
2001-11-06 astro-ph
Constraints on the Merger Models of Elliptical Galaxies from their Globular Cluster Systems
在现今的许多合并中发现了原球状星团候选者，这使我们能够更好地了解合并事件对星系球状星团系统的可能影响，并预测最终产物的性质。通过比较这些预期的性质球状星团系统的今天的椭圆星系，我们可以限制合并模型。观测数据表明，i）每一个气体合并诱导新的星团的形成，ii）在这样的合并中形成的新的星团的数量增加的气体含量的祖星系。低光度（约M_V>-21）的碟状椭圆星系通常被认为是气体合并的结果。因此，新的球状星团有望形成，但迄今尚未发现。我们调查的各种原因，在低光度的椭圆形，即没有一个老的人口，没有一个新的人口，人口之一的破坏，最后，年龄-金属丰度阴谋，使老的和新的球状星团出现在目前的时代无法区分的子种群。所有这些可能性都让我们得出了一个类似的结论，即低光度椭圆星系不是最近（z<1）在富含气体的合并中形成的，也可能根本不是在恒星系统的大合并中形成的。高光度的椭圆星系确实揭示了球状星团的子种群。然而，仅从合并的角度来解释这两个种群是困难的，特别是，我们可以排除第二个子种群是最近的气体贫乏合并的产物的情况。
1998-04-24 astro-ph
Regularized orbit models unveiling the stellar structure and dark matter halo of the Coma elliptical NGC 4807
这是致力于揭示后发座星系团中扁平早期星系样本的质量结构和轨道内容的一系列论文中的第二篇。我们的轨道库重建内部恒星运动和质量组成的一个典型的椭圆样本的能力进行了研究，通过蒙特卡罗模拟的各向同性转子模型。模拟允许确定轨道叠加中所需的最佳正则化量。它表明，在现实的观测条件下，并与适当的正则化内部速度矩可以重建到约15%的精度，可以实现相同的精度为圆周速度和暗物质分数。相比之下，晕的展平保持不受约束。正则轨道叠加适用于我们的样本中的第一个星系，NGC 4807，恒星运动学观测扩展到3 Reff。这个星系似乎是暗物质在2 Reff之外占主导地位。对数暗物质潜力是一致的数据，以及NFW的配置文件，模仿对数电位在观测采样的径向范围。在这两种情况下，推导出的恒星质量-光比与独立获得的质量-光比恒星星族分析一致。在运动学上，NGC 4807的特征是在r>0.5 Reff之外具有轻度径向各向异性，朝向中心变得各向同性。我们的轨道模型暗示，在星系的外部，要么有一个明显的恒星组成部分，要么有弱的三轴性。
2005-04-21 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
Elliptical galaxy nuclei activity powered by infalling globular clusters
星系中的球状星团系统由于内外动力学和潮汐现象而演化。演化的原因之一，动力学摩擦，是大质量星系团进入银河系最里面区域的轨道衰减的原因。研究发现，这些星系团是供给银河系中心黑洞的有效物质源，使之成为活动星系核。
2004-01-26 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 Early-type Dwarf-to-Giant Ratio and Substructure in the Coma Cluster
我们获得了后发座星系团中央700弧分$^2$中$\simeq 800$早型星系（矮和巨椭圆星系）的新的CCD测光结果，其颜色和星等完全达到$R = 22.5$等（$M_R \simeq -12$等为$H_0 = 86$ km/sec/Mpc）。星系团核心的所有星系（不包括NGC 4874和NGC 4889）的合成光度函数被建模为巨星系的高斯分布和矮椭圆星系的Schechter函数之和。我们确定后发座的早期型矮星-巨星比（EDGR）与较不富裕的室女星系团的测量结果相同;即，EDGR不像EDGR-丰富度相关性所预测的那样增加。我们假设子结构的存在是决定星系团EDGR的一个重要因素，也就是说，后发座的EDGR与后发座星系团是由多个不太丰富的星系团合并而成的一致。
1996-05-15 astro-ph
X-ray sources in globular clusters of other galaxies
钱德拉望远镜在银河系以外的球状星团中发现了大量的X射线源。我们讨论三个问题，这些来源。M31的球状星团源的X射线光度函数（XLF）与银河系的球状星团的XLF在一定程度上是一致的。12个椭圆星系的XLF经不完整性校正后，彼此相容，没有破裂，但将椭圆星系的XLF相加后，发现在L_x处有一个约5 × 10（38）尔格/s的破裂。目前还没有证据表明椭圆星系的球状星团内部和外部的XLF源之间存在差异。还没有（？）可以决定在球状星团外的椭圆星系中的低质量X射线双星的哪一部分在球状星团内形成。
2005-03-07 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
The Ages of Dwarf Ellipticals
本文介绍了用Stromgren（uvby）滤光系统对后发座和天炉座星系团中91颗矮椭圆星系进行的窄带测光。将样品按侏儒形态分为有核（dEN）和无核（dE）侏儒揭示了两个不同的人口的早期类型系统的基础上集成的颜色。类dEN星系是红色的连续色相比，明亮的集群椭圆星系和dE型矮星，他们的位置在多色图只能解释为一个老的平均年龄为他们的基本恒星星族。通过与M87球状星团系统的窄带测光（Jordan et al. 2002）的比较，我们发现dENs是古老的、贫金属的球状星团颜色序列和M87球状星团蓝色星群的高金属丰度延续。另一方面，明亮的椭圆星系和dE矮星遵循富含金属的红色M87球状星团的颜色序列。比较SED模型，卷积到一个简单的金属丰度模型，发现dENs和蓝色球状星团是3至4个Gyrs比集群椭圆星系和5个Gyrs比dE型星系。这意味着球状星团和dEN星系是原始的，并且具有由外部约束（例如其形成云的富集）设定的金属丰度。明亮的椭圆星系和dE星系的金属丰度和年龄表明初始恒星形成的扩展阶段产生一个年轻的平均年龄，即使它们的形成时代类似于dEN和蓝色球状星团，以及内部驱动的化学演化历史。
2003-12-03 astro-ph
Quasars Lensed by Globular Clusters of Spiral and Elliptical Galaxies
基于SDSS星表，我们发现了新的类星体-星系对。投射到较近星系晕上的类星体，在离我们不同距离的众多类星体中也会遇到。其中有类星体，不仅在角距上，而且在红移上都接近星系。这样的类星体星系对被称为近距离星系对。我们进一步发展了这样的假设，即这种对的出现是因为更远星系核上的通量穿过更近星系的晕球状星团，导致我们解释为类星体的源的图像放大和分裂。为了证实这一假设，我们分析了类星体在这些星系晕平面上的分布。在椭圆星系和旋涡星系的晕中，发现密偶类星体的密度分布遵循球状星团的密度分布，椭圆星系和旋涡星系的密度分布的斜率分别为-1.5和-2.4。这表明类星体并非偶然出现在星系附近，而是通过晕状球状星团与星系联系在一起。
2007-05-03 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
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
Keck Spectroscopy of Globular Clusters in the Virgo Cluster Dwarf Elliptical VCC 1386
本文介绍了与室女星系团矮椭圆VCC 1386有关的球状星团的Keck光谱研究结果。我们分析了13个球状星团候选者在3500-5500 A之间的蓝色光谱吸收线，并确认其中5个与VCC 1386有关。通过比较这些球状星团的金属和巴耳末线指数与α增强的单恒星星族模型，我们发现这些系统是贫金属的[Fe/H] < -1.35和老，年龄> 5 Gyr在3 sigma的信心，把它们的形成在z >1。这是第一个光谱研究的球状星团周围的矮星系在一个集群，揭示了一些低质量的星系在丰富的环境中形成至少部分的恒星质量在宇宙的历史早期。我们进一步发现VCC 1386本身的光度加权恒星星族比它的球状星团更年轻，更富金属，与哈勃太空望远镜成像的（V-I）_0颜色一致。这意味着VCC 1386和本星系群dEs一样，有多个恒星形成的插曲。然而，与低光度系统相关的球状星团似乎与巨星系相关的星团一样古老，这与它们的大部分恒星星族的“缩小”形成相反。
2005-11-01 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
Globular Clusters in Dwarf Elliptical Galaxies
球状星团（GC）提供了一种确定矮椭圆星系（dE）中最重要的恒星形成时期的方法。因此，它们也有助于比较矮星系和巨星系的恒星形成历史。我们目前的GC系统的24个附近的dE星系与哈勃太空望远镜成像的结果。我们发现，比GC频率S_N随M_V的增加而增加，dEs中的S_N更接近于巨椭圆星系中的S_N值，而不是螺旋星系中的S_N值，有核dEs的平均S_N大约是无核dEs的2倍。颜色表明，大多数GC在星系中的大部分恒星之前形成。
1998-06-05 astro-ph
Radial Velocities of Globular Clusters in the Giant Elliptical Galaxy NGC 1399
本文报道了在天炉座星系团的主要星系--巨椭圆星系NGC 1399的视场中对18个球状星团和一个dE星系的径向速度测量结果。我们也给出了一些年轻的和超金属丰富的球状星团的候选者的径向速度测量结果，这些候选者是前景或背景物体，即28颗恒星和7个星系。根据它们的大小和颜色，选出的真正的球状星团富含金属。对于这个星团样本，我们测量到平均径向速度为v_{rad} = 1353 +/- 79 km/s，速度色散为338 +/- 56 km/s。使用几种不同的质量估计值，这意味着在28千秒差距半径内M/L值在50-130的范围内，与M/L随半径增加一致。我们的速度色散估计值之间的计算值从集成恒星光在较小的半径，并计算在大半径从最近的X射线观测。
1997-10-09 astro-ph
On the structure of globular cluster systems in elliptical galaxies
椭圆星系中球状星团系统的径向密度分布随宿主星系的总光度而变化。为了阐明GCSs这种结构非同源性的起源，我们数值研究了由一系列主要的无耗散星系合并形成的椭圆星系中GCSs的结构特性。我们发现椭圆星系中GCSs的径向密度分布随着星系经历更多的合并事件而逐渐变平。椭圆星系中GCSs的密度分布符合幂律，斜率（$α_{\rm gc}$）在-2.0到-1.0之间。它们比其宿主星系的恒星密度剖面的斜率（$α_{\rm s}$）更平坦，并与之成线性比例。我们还发现，GCS核心半径（$r_{\rm c}$）的密度分布较大的椭圆，经历了更多的合并。通过对模拟结果应用一个合理的星系光度和大小的标度关系，我们得到了星系的$α_{\rm gc} \approx -0.36 M_{\rm V}-9.2$、$r_{\rm c} \approx -1.85 M_{\rm V}$和$α_{\rm gc} \approx 0.93 α_{\rm s}$，其中$M_{\rm V}$是星系的总$V$ -带绝对星等.
2005-09-18 astro-ph
The Globular Cluster Luminosity Function and Specific Frequency in Dwarf Elliptical Galaxies
利用HST WFPC 2矮椭圆星系快照巡天的全部69个星系样本，研究了矮椭圆星系中的球状星团光度函数、比球状星团频率、SN、比球状星团质量、T_MP和球状星团质量分数。dE的GCLF用峰值在M_{V,Z} ^0（dE，HST）= -7.3 +/- 0.1的t_5函数很好地表示。这比巨螺旋星系和椭圆星系中的GCLF峰值暗约0.3等，但结果在不确定性范围内是一致的。亮度分布的亮端斜率具有幂律形式，斜率α = -1.9 +/- 0.1。证实了随着宿主星系光度的减小，S_N或T_MP增大的趋势。dE，N星系的T_MP平均值比无核星系的T_MP平均值高出一倍左右，且dE，N和dE，noN星系的T_MP分布有统计上的差异。这些数据与文献中广泛的星系类型和环境的结果相结合。在低宿主星系质量下，dE、noN和dI星系的T_MP分布相似。这支持了dE，noN星系的形成途径之一是dIs的剥离. dE，N星系的核形成和较大的T_MP值可能是由于星系团环境中的相互作用导致的较高的恒星形成速率和恒星团簇形成效率.
2007-08-18 astro-ph
Globular cluster systems of early--type galaxies in Fornax
本文研究了天炉座星系团中的五个早型星系NGC 1374、NGC 1379、NGC 1387、NGC 1427和中央巨椭圆星系NGC 1399的球状星团系统的性质。通过对它们的球状星团数量、比频、颜色分布、表面密度剖面和空间分布的研究，我们得出结论：我们的暗椭圆星系并不比相同质量的螺旋星系多出球状星团，而且它们的其他性质也没有什么不同。对于这些星系，没有必要暗示球状星团系统的不同形成方案。中央的巨型椭圆星系拥有更多的球状星团，并在其球状星团系统的形成过程中显示出不同历史的特征。
1996-08-13 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
The globular cluster system of the young elliptical NGC 6702
利用凯克望远镜在B、V和I波段进行的测光观测，研究了尘埃带椭圆星系NGC 6702的球状星团（GC）系统。这个星系的光谱年龄约为2Gyrs，表明它是最近形成的恒星。我们发现了强有力的证据，双峰GC颜色分布，蓝色峰值具有类似的颜色的星系晕GC。假设蓝色GC确实是古老而贫金属的，我们估计红色GC亚群的年龄为2- 5 Gyrs和超太阳金属丰度。尽管有很大的不确定性，这是在合理的协议与光谱星系的年龄。此外，我们估计NGC 6702的特定频率为S_{N} =2.3 \pm 1.1。我们预测NGC 6702的被动演化将使它的比频率在10 Gyrs内进一步增加到S_{N} ~2.7，与典型的现代椭圆星系的比频率更接近。我们还讨论了合并/吸积事件，发生了几个回转前涉及高气体分数的证据。
2000-11-14 astro-ph
Towards an Understanding of the Globular Cluster Over--abundance around the Central Giant Elliptical NGC 1399
我们研究了NGC 1399周围74个球状星团的运动学。它们的高速色散随半径增加，支持它们与星系团的引力势而不是NGC 1399本身的引力势的联系。我们发现没有证据表明在整个样本旋转，但一些迹象表明在外部地区的旋转。这些数据不允许我们检测球状星团的蓝色和红色子种群之间的运动学差异。NGC 1399的球状星团系统与NGC 1404和NGC 1380的比较表明，这三个星系中的球状星团很可能是通过相似的机制和相似的时代形成的。NGC 1399球状星团系统与其他星系的唯一区别就是它的丰度要高出10倍。我们总结了这些过剩的球状星团与星系团，而不是与NGC 1399本身相关联的证据，并建议过剩可以解释潮汐剥离，在早期的时代，邻近星系和随后的球状星团的积累在星系团的引力势。
1998-11-24 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
Issues in the Formation of Globular Cluster Systems
本文讨论了与星系中球状星团系统形成有关的最新进展，包括：（1）最古老星系团的年龄分布，（2）星系晕中的子群和可能的吸积与合并残留，（3）巨椭圆星系中球状星团系统的主要特征（金属丰度分布函数、光度分布函数、比频）。总结了巨椭圆星系的形成过程。
1998-01-21 astro-ph
