早型星系中的球状星团与恒星晕的联系

早型银河系的形成与演化III恒星形成历史作为质量和过密度的函数

Formation and Evolution of Early-Type Galaxies. III Star formation history as a function of mass and over-density

我们调查的初始原星系的过度密度和质量对它们的演化的影响，了解是否原星系晕的内部属性是足以说明银河系人口的不同属性。通过完全流体动力学N体模拟与代码EvoL进行，我们产生了12个自相似模型的早期类型的星系不同的初始质量和过密度，以下其从z \geq 20到z \leq 1的演变。模拟包括辐射冷却，恒星形成，恒星能量反馈，再电离光加热背景，和化学富集的ISM。我们发现一个很强的相关性之间的初始属性的原晕和他们的恒星形成的历史。大规模（10^13 M \odot）晕经历一次单一的、强烈的恒星形成爆发（\geq 10^3 M \odot /yr），与观测结果一致，对初始超密度的依赖性不太明显;中等质量（10 ^11 M \odot）晕的历史强烈地依赖于它们的初始超密度，而小的（10^9 M \odot）晕总是有着支离破碎的历史，由于“星系呼吸”现象，导致了多个恒星星族。星系模型具有与真实星系相当的形态、结构和光度特性，通常与观测数据密切匹配;尽管仍然存在一些分歧，可能是一些数值选择的结果。我们的结论是，内部属性基本上是足够的解释许多早期类型的星系，特别是复杂的和不同的恒星形成的历史所示的晕的质量非常不同的观察到的功能。在这幅图景中，先天似乎起着主导作用，而后天教育则是次要的。

具有三轴暗物质晕的矮星系中球状星团的潮汐破裂

Tidal disruption of globular clusters in dwarf galaxies with triaxial dark matter haloes

利用N体模拟研究了矮球状星系中球状星团的潮汐演化。我们的模型采用了宇宙学动机的情况下，dSPH近似的静态NFW晕与三轴形状。我们将我们的模型应用于五个GC，跨越三个数量级的恒星密度和两个质量，选择代表的五个GC表现出的天炉座dSph的属性。我们发现，只有代表天炉座最低密度GC（F1）的物体才能被天炉座的内部潮汐场完全破坏-即使它们的轨道衰减到天炉座的中心，四个密度更大的星系团也能生存下来。对于一个大的轨道和投影角，我们研究的空间和速度分布的恒星碎片沉积在完全破坏的F1类GC。我们的模拟显示，在低表面亮度（>26 mag/arcsec ^[2]）下，这些碎片表现为壳层、孤立的团块和拉长的过密度，这让人想起在几个MW dSphs中观察到的亚结构。这些特征是由星系势的三轴性引起的，不会随着时间的推移而消失。碎片的运动学在很大程度上取决于前身的轨道。与盒和共振轨道相关的碎片不显示流运动，如果视角垂直/平行于祖先的轨道平面，则可能比dSph的场群“更冷”/“更热”。与此相反，与环轨道相关的碎片显示出的旋转速度，可能是从星系中心检测到几个千秒差距。化学标记，可以区分GC碎片场星可能会揭示是否合并的GC有助于形成多个恒星组件中观察到的dSphs。

早型星系的球状星团系统--我们了解它们吗？

Globular cluster systems of early-type galaxies - do we understand them?

我回顾最近和最近的工作球状星团系统的早期型星系。解释它们的性质和可能的组装方案，触及各种天体物理学主题，从团簇形成本身到星系形成和演化，甚至观测技术的细节。星系团中壮观的中央星系团系统的丰富可能要归功于过多的不太壮观的星系和它们的恒星形成过程。看来矮星系占据了特别重要的角色。

On the Constraints of Galaxy Assembly Bias in Velocity Space

If the formation of central galaxies in dark matter haloes traces the assembly history of their host haloes, in haloes of fixed mass, central galaxy clustering may show dependence on properties indicating their formation history. Such a galaxy assembly bias effect has been investigated by Lin et al. 2016, with samples of central galaxies constructed in haloes of similar mass and with mean halo mass verified by galaxy lensing measurements, and no significant evidence of assembly bias is found from the analysis of the projected two-point correlation functions of early- and late-forming central g…

早型星系中心超大质量黑洞与球状星团系统的关联

A correlation between central supermassive black holes and the globular cluster systems of early-type galaxies

椭圆星系、透镜星系和早型旋涡星系在其中心超大质量黑洞（SMBH）的质量M_BH和球状星团的数量N_GC之间表现出非常紧密的幂律相关：M_BH=m*N_GC^（1.08+/-0.04），m=1.7*10^5太阳质量。因此，SMBH的质量近似等于球状星团的总质量。基于有限的13个星系的样本，这个关系似乎是一个更好的预测SMBH质量（均方根散射0.2 dex）比SMBH质量和速度色散σ之间的M_BH-σ关系。小的散射反映了这样一个事实，即具有高球状星团比频率S_N的星系倾向于拥有比M_BH-σ关系所预期的更大质量的SMBH。

暗物质晕中自旋方向的早期演化及周围大尺度潮汐场的影响

Early evolution of spin direction in dark matter halos and the effect of the surrounding large-scale tidal field

针对线性潮汐力矩理论无法解释暗物质原初晕角动量早期重定向的问题，本文引入各向异性缩放因子修正TTT方程，利用大尺度潮汐场描述角动量方向随时间的演化，显著提升了坍缩前后的方向预测。

早型螺旋星系中球状体的形成：来自球状星团的线索

The Formation of Spheroids in Early-Type Spirals: Clues From Their Globular Clusters

我们使用哈勃太空望远镜的F475 W和F814 W滤镜拍摄的高级巡天照相机（ACS）的深空图像，研究了四个光度系数为4的Sa螺旋星系中的球状星团系统。在我们的样本中，星系中蓝色球状星团的比频在0.34 - 0.84之间，与后来发现的螺旋星系的典型值相似。与球状星团相关的红色球状星团的数量通常会随着球状星团光度的增加而增加，这与椭圆星系的观测结果相似，尽管在光度最低的球状星团中，球状星团的出现频率要比光度较高的球状星团低2-3倍。基于ACSVCS（ACS室女星系团巡天）对椭圆星系的研究，提出了一个新的红色球状星团比例与球核总光度之间的经验关系，并讨论了如何利用这个关系图来评估耗散过程在形成螺旋球核中的重要性.我们的研究结果表明，一个图片的耗散过程中，预计在富含气体的主要合并，更重要的是建设发光凸起的Sa星系，而长期的演变可能发挥了更大的作用，在建设低光度凸起的螺旋。

星系形状和旋转对早型星系- II X射线晕的影响。数值模拟

The effects of galaxy shape and rotation on the X-ray haloes of early-type galaxies - II. Numerical simulations

通过高分辨率的二维流体动力学模拟，我们研究了热ISM的演化为一个大的早期型星系模型，其特征在于不同程度的扁平和内部旋转。星系是由最先进的轴对称双组分模型描述的，该模型是为再现真实系统而量身定制的;暗物质晕遵循Navarro-Frenk-White或Einasto轮廓。这些气体是由演化中的恒星产生的，并被Ia型超新星加热。我们发现，在一般情况下，旋转星系的ISM的旋转场是非常相似的恒星，从而可以忽略不计的热量贡献从热化的有序运动。在决定热晕最终的X射线光度$L_x$和温度$T_x$时，扁率和自转的相对重要性是星系质量的函数。低质量星系的扁平和旋转有利于全球风的建立，从而减少了$L_x$。在中高质量星系中，扁率和旋转不足以引起全球风，然而，在旋转模型中，气体流动的性质深受角动量守恒的影响，导致$L_x$和$T_x$的减少。

早型星系中第二代粒子数对富金属球状星团积分色的影响

The effect of second generation populations on the integrated colors of metal-rich globular clusters in early-type galaxies

早型星系中球状星团的平均色一般比宿主星系中晕场星的积分色蓝。富含金属的GC通常比缺乏金属的GC更容易与场星联系在一起，但比它们的宿主星系光显示出更蓝的颜色。受银河系GC中多个恒星星族发现的启发，我们提出了一个新的假设：富金属GC和场星之间的颜色差异是由GC中第二代（SG）星的存在引起的.该模型假设SG人口有增强的氦丰度的观测所证明的，它给出了一个很好的解释，蓝色的光学颜色的富金属GC比场星，以及强巴耳末线和蓝色的紫外线颜色的富金属GC。我们的可能是补充最近的情况表明，恒星质量函数（MF）的差异作为GC到恒星的颜色偏移的起源。对SG模型和MF模型进行了定量比较。

早型星系中心暗物质含量：标度关系和与恒星形成历史的联系

The central dark matter content of early-type galaxies: scaling relations and connections with star formation histories

我们使用一套简单的动力学和恒星星族模型，研究了大量低红移早型星系的质量、大小和恒星形成历史之间的相关性。我们确认的大小和恒星年龄之间的反相关性，并调查与暗物质（DM）的中心内容的趋势。中心DM密度与星系大小之间的平均关系为<rho_DM>~ Reff^-2，这是第一次清楚地表明这些星系中存在尖形DM晕--类似于经历绝热收缩的标准LCDM晕。DM密度与星系质量的比例与预期一致，偏离矮星系和晚型星系的普遍晕轮廓的建议。我们引入了一个新的基本约束星系形成的发现，中央DM分数随恒星年龄的下降。这一结果只能部分解释的大小年龄的依赖性，和剩余的趋势是在相反的方向基本DM晕的预期。因此，我们认为，年龄和晕收缩之间可能存在联系，早期形成的星系有更强的重子反馈，扩大了他们的晕，否则笨重的重子吸积，避免晕收缩。另一种解释是较老的恒星星族有较轻的初始质量函数。

早期小晕中重子的稳健PCA和MIC统计

Robust PCA and MIC statistics of baryons in early mini-haloes

提出了一种基于鲁棒主成分分析（RPCA）和最大信息系数（MIC）的新方法，研究晕重子性质与红移的关系。我们的数据是由一组不同的物理量的原始小晕：暗物质质量（$M_{\mathrm{dm}}$），气体质量（$M_{\mathrm{gas}}$），恒星质量（$M_{\mathrm{star}}$），分子分数（${\mathrm{x_{mol}}}$），金属丰度（$Z$），恒星形成率（SFR）和温度。我们发现，$M_{\mathrm{dm}}$和$M_{\mathrm{gas}}$的方差是占主导地位的因素，特别是在高红移。尽管如此，随着第一批恒星和后续反馈机制的出现，${\mathrm{x_{mol}}}$、SFR和$Z$开始发挥更大的作用。标准主成分分析给出的三个主成分（PC）能够解释任何红移下97%以上的数据方差（两个PC通常占不低于92%），而RPCA分析的第一个PC解释了整个红移范围内不低于84%的总方差（两个PC在任何时候都能解释$ \gtrsim 95$ %）。我们的分析还表明，所有气体性质与$M_{\mathrm{gas}}$的相关性比与$M_{\mathrm{dm}}$的相关性更强，而$M_{\mathrm{gas}}$与${\mathrm{x_{mol}}}$的相关性比与$Z$或SFR的相关性更深。这表明气体分子含量在启动恒星形成和随后的原始星系中来自第III族和第II…

早型星系中球状星团的光学/近红外巡天。I.导言和数据简化程序

An optical/NIR survey of globular clusters in early-type galaxies. I. Introduction and data reduction procedures

内容：光学和近红外（NIR）颜色的组合有可能打破年龄/金属丰度简并性，并提供比单独的光学颜色更好的金属丰度灵敏度。然而，以前对具有这种颜色组合的河外球状星团（GC）的研究，样本量小，或者仅限于少数星系。目的：我们编制了一个均匀的和有代表性的样品的GC系统与多波段光度法用于在随后的论文中，年龄和金属丰度分布将进行研究。方法：我们获得了14个明亮的邻近早型星系的深K波段图像。这些图像是由威廉赫歇尔望远镜（WHT）的LIRIS近红外光谱仪和成像仪获得的，并与哈勃太空望远镜公共档案中的光学ACS g和z图像相结合。结果：首次观测到14个星系的GC光度，并在此波长范围内均匀还原。我们获得了K~20-21的极限星等。对于大多数星系，我们每个星系探测到大约70个GC。NGC 4486和NGC 4649是样本中星系团最丰富的星系，分别包含301个和167个GC。我们目前的表格包含坐标，测光和可用的GC的大小。

大质量星系晕和暗物质晕的双参数匹配方案

A Two-Parameter Matching Scheme for Massive Galaxies and Dark Matter Haloes

Halo Absolute Matching被用来建立星系和暗物质晕之间的单参数映射，假设晕质量和星系光度（或恒星质量）单调相关。虽然这种方法已经相当成功，但已知星系必须至少用两个参数来描述，这可以从大质量早型星系所在的双参数基本平面中看出。在本文中，我们推导出一个连接之间的初始暗物质密度扰动在早期宇宙和现今维里化的暗物质晕假设简单的球形坍缩结合质量和能量守恒。我们发现，$z = 0$晕浓度，或替代内斜率的晕密度分布$α$，是单调和正相关的崩溃红移的晕。这是定性的研究结果的一些以前的作品的基础上数值模拟，我们比较我们的结果。然后，我们描述了如何晕的质量和浓度（或内斜率$α$）可以作为两个晕参数结合两个参数的早期类型的星系，以创建一个改进的丰度匹配计划。

室女星系团中球状星团的形成

Globular Cluster Formation in the Virgo Cluster

贫金属球状星团（MPGC）是研究早期宇宙，特别是再电离时代的一个独特的探测器。星系团中的球状星团系统特别有趣，因为最早的再电离源就是在星系团的祖先中形成的。虽然球状星团的确切物理起源仍有争议，但人们普遍承认，球状星团形成于早期罕见的暗物质峰值（Moore et al. 2006; Boley et al. 2009）。我们提供了一个完全的数值分析的室女室女星系团球状星团系统，确定目前的球状星团系统正是这样的早期，罕见的暗物质峰。一个流行的假设是，所观察到的蓝色贫金属球状星团形成的截断是由于再电离（Spitler et al. 2012; Boley et al. 2009; Brodie & Strader 2006）;采用这种观点，限制MPGC的形成时期提供了对再电离时期的补充限制。通过分析视线速度色散和表面密度分布，我们能够约束红移和质量的暗物质峰的分布。我们发现和量化的依赖于这些量，其强度随红移而变化的视线，再加上恒星形成效率的参数找到一个最适合的形成质量和红移的$\simeq 5 \times 10^8 \rm{M}_\odot$和$z\simeq 9$。我们预测了室女星系团中的$\simeq 300$星系团内MPGC。我们的结果证实了Moore等人（2006）在应用于室女星系团时开创的技术，并在数值上扩展和改进了Spitler等人（2012）的分析结果。

LCDM宇宙高红移时的自旋和结构晕性质

Spin and structural halo properties at high redshift in a LCDM Universe

在这篇论文中，我们详细研究了高红移暗物质晕的关键结构特性随自旋参数的变化。我们执行和分析的LCDM宇宙中的结构的形成的高分辨率宇宙学模拟。我们研究了z = 15 - 6的大样本暗物质晕的质量函数、椭圆率、形状、密度分布、旋转曲线和维里化。我们还提出了详细的收敛测试个人晕。我们发现，高自旋晕有更强的集群强度（高达25%），在所有的质量和红移范围内，在这些早期的时代。高红移的球形晕也比非球形晕多50%的聚集。在这些红移的高自旋晕也优先在高密度环境中发现，并且比它们的低自旋对应物有更多的邻居。我们报告了一个系统的偏移量的峰值的圆速度曲线的高，低自旋晕相同的质量。因此，在没有自旋知识的情况下，仅使用圆速度估计晕质量会产生高达40%的误差。我们在这里报告的关键结构特性对自旋的强烈依赖可能对研究这些星系的恒星形成和反馈具有重要意义。

原始黑洞种群对球状星团的播种

Globular Cluster Seeding by Primordial Black Hole Population

原始黑洞（PBH）在早期宇宙中形成的修正阿弗莱克-戴恩（AD）机制的重子生成应该有内在的对数正态质量分布的PBH。我们表明，调整这个分布的参数，以提供所需的空间密度的大规模种子（$\ge 10^4 M_\odot$）的早期星系形成，而不违反暗物质密度的限制，预测存在的人口的中等质量PBH的数密度为$\sim 1000$ ~Mpc $^{-3}$。我们认为，人口的中等质量的AD PBH也可以种子形成的球状星团的星系。在这种情况下，每个球状星团都应该拥有一个质量为几千个太阳质量的中等质量黑洞，而不应该强制性地沉浸在大质量的暗物质晕中。

暗物质晕对早型星系尺寸和速度弥散演化的影响

The imprint of dark matter haloes on the size and velocity dispersion evolution of early-type galaxies

早期型星系（ETG）被观察到更紧凑，平均而言，在$z \gtrsim 2$比在$z\simeq 0$，在固定的恒星质量。最近的观测工作表明，这种大小的演变可能反映了类似的主机暗物质晕密度的星系淬火时间的函数的演变。我们通过研究晕中心速度色散（$σ_0$）和半质量半径（$r_{\rm h}$）的分布作为晕质量$M$和红移$z$的函数，在宇宙学$Λ$ -CDM $N$ -体模拟中探索了这一假设。在$0\lesssim z\lesssim 2.5$的范围内，我们发现$σ_0\propto M^{0.31-0.37}$和$r_{\rm h}\propto M^{0.28-0.32}$，接近同源病毒化系统的预期值。在$10^{11} M_\odot \lesssim M\lesssim 5.5 \times 10^{14} M_\odot$范围内的固定$M$处，我们发现$σ_0\propto(1+z)^{0.35}$和$r_{\rm h}\propto(1+z)^{-0.7}$。我们表明，这种演变的晕标度律是由个人的晕增长质量的演变轨道$σ_0\propto M^{0.2}$和$r_{\rm h}\propto M^{0.6}$，符合简单的无耗散合并模型，其中遇到轨道能量占。我们比较了$N$体数据与在$0\lesssim z\lesssim3$观测到的ETG，通过在简单但合理的假设下用恒星成…

作为Virgo早型矮星环境效应示踪剂的球状星团系统

Globular cluster systems as tracers of environmental effects on Virgo early-type dwarfs

早期型矮星（dEs）是到目前为止附近星系团中最丰富的星系群。这些物体是否是原始的，或者是一旦进入这些高密度环境就可以改变星系的不同物理机制的近期最终产物，仍然是一个争论的问题。在这里，我们提出了一种新的方法来测试这些情况下，比较性质的球状星团系统（GCSs）的室女座dEs和他们的潜在的祖先与简单的预测重力和流体动力学相互作用模型。我们发现，低质量（Mstar <2 E8 Msun）dEs具有与气体剥离晚型矮星的后代一致的GCS。另一方面，更高质量的dE具有与最近的环境驱动的进化不相容的特性-包括其GCS的高质量特定频率及其在室女座内的集中空间分布。它们主要包括有核系统，但也包括具有最近恒星形成和/或盘特征的dE。明亮的，有核的dEs似乎是一个人口，长期居住在集群的潜力，但令人惊讶地设法保留非常丰富的和空间扩展的GCS-可能是高总质量的指示。我们的分析不赞成暴力的演化机制，导致显着的恒星质量损失，但更温和的过程，涉及气体去除的内部和外部因素的结合，并强调了初始条件的相关作用。此外，我们还对发光星系团S 0 s的起源作了简要的评述。

低密度环境中早型星系团的球状星团系统

Globular Cluster Systems of Early-type Galaxies in Low-density Environments

利用哈勃空间望远镜上的高级巡天照相机（ACS）获得了10个早型星系在低密度环境中的深度图像。为了研究环境在星系形成和演化中的作用，导出了星系中球状星团（GC）系统的整体性质。使用ACS室女星系团调查（ACSVCS）作为一个高密度的对应物，在高密度和低密度环境中的GC属性之间的相似性和差异。我们发现了一个很强的相关性的GC平均颜色和颜色双峰的程度与宿主星系的光度在低密度的环境中，在高密度的环境中，良好的协议。相比之下，在给定的宿主亮度下，GC平均颜色比星系团的GC平均颜色要蓝一些（Δ（g-z）~ 0.05），这表明GC系统比致密环境中的GC系统更贫金属（Δ[Fe/H] ~ 0.10-0.15）和/或更年轻（Δ年龄> 2 Gyr）。此外，随着宿主光度的降低，颜色双峰消失得更快，与星系团环境中的星系相比。我们的研究结果表明：（1）在高密度和低密度环境中，主星系的质量对GC系统的性质都有主要的影响;（2）局部环境对GC系统的形成历史只有次要的影响;（3）GC的形成必须受到各种环境中共同的物理过程的控制。

早型星系中的X射线晕与恒星形成

X-ray haloes and star formation in early-type galaxies

描述早型星系轴对称双分量模型中热ISM演化的高分辨率二维流体动力学模拟很好地再现了观测到的X射线光度（$L_\mathrm{x}$）和温度（$T_\mathrm{x}$）随星系形状和旋转的变化趋势，但也揭示了旋转系统中超大质量冷却气体盘的形成。在这项研究的后续行动中，在这里，我们调查的影响，恒星形成的光盘，包括随之而来的注入质量，动量和能量的预先存在的星际介质。结果表明，后续世代的恒星在赤道区相继产生，新恒星的平均年龄为$> 5$ Gyr，所采用的恒星形成配方可以重现经验的Kennicutt-Schmidt关系。在没有恒星形成的情况下，对热气体的$L_\mathrm{x}$和$T_\mathrm{x}$的研究结果以及它们随星系形状和旋转的变化趋势进行了确认。与此同时，大部分的冷气盘被消耗成新的恒星，导致更现实的最终系统，其冷气质量和恒星形成率与在本地宇宙中观察到的结果吻合得很好。特别是，我们的模型可以解释在大质量，快速旋转的早期星系中观察到的运动学对齐的气体。

ACS天炉座星团巡天VII。早型星系中球状星团的半光半径

The ACS Fornax Cluster Survey VII. Half-Light Radii of Globular Clusters in Early-Type Galaxies

我们测量了ACS天炉座星系团巡天（ACSFCS）中43个星系的球状星团（GC）的半光半径。我们使用这些数据来扩展以前的工作，其中的环境依赖性的早期类型星系的GC在ACS室女星系团调查（ACSVCS）进行了研究，并建议作为一个可靠的距离指标的校正的平均半光半径（校正所观察到的环境趋势）。这项工作既增加了研究环境依赖性的样本量，又增加了研究校正后的半光半径作为可能的距离指标的杠杆作用（因为天炉座比室女星系团距离更远）。我们研究了环境的依赖性的GC的大小，使用主成分分析以及二维尺度关系。我们在很大程度上证实了Jordan et al.（2005）中所显示的环境依赖性，但发现有证据表明GC系统的平均半光半径与星系星等之间存在残余相关性，而其他相关性则存在细微差异-因此对于较低光度星系GC系统的半光半径可能不存在普适校正。决定早期星系GC大小的主要因素是GC颜色。红色GC具有<r_h>= 2.8+/-0.3 pc，而蓝色GC具有<r_h>= 3.4+/-0.3 pc。结果表明，对于明亮的早型星系（M_B &lt; -19等），GC系统的未校正平均半光半径本身就是一个很好的距离指示器（误差约为11%），在大型光学望远镜的高角分辨率自适应光学时代，它有可能达到宇宙学上感兴趣的距离。

从巨椭圆星系到球状星团的一个共同的色-星等关系？

A common colour-magnitude relation from giant elliptical galaxies to globular clusters?

本文讨论了贫金属球状星团和早型星系（巨椭圆星系、正常椭圆星系和椭圆星系、矮椭圆星系和椭圆星系、矮椭球星系）之间存在一个共同的色-星等关系（CMR）。这样的巨磁共振将覆盖~ 14等的范围，从最亮的星系延伸到较暗一侧的球状星团。

星系扰动对早型团矮星系球状星团系统的影响

The impact of galaxy harassment on the globular cluster systems of early-type cluster dwarf galaxies

星系周围的球状星团系统（GCSs）的动力学常被用来估算总的封闭质量，甚至用来约束暗物质的分布。星系中的球状星团系统通常被认为是在宿主星系的势能范围内处于动力学平衡状态。然而，星系团受到一个快速发展，有时，暴力破坏性的潮汐场。利用数值模拟研究了扰动对早型星团矮星周围GCs动力学的影响。我们发现，GCS的动力学行为的强烈影响的束缚暗物质f_{DM}留在星系的分数。只有当f_{DM}下降到~ 15%时，恒星和GC才开始被剥离。即使当f_{DM}低至约3%时，观察到的GC速度分散仍然可以用于测量真实的封闭质量，其系数在2以内。这是可能的，部分原因是未结合的GC很快从星系体中分离出来。然而，即使是{ \it{bound} } GC的分布也可以在空间上扩展2-3倍。一旦f_{DM}落入<3%的状态，星系就接近完全分裂，GCS动力学不再能可靠地估计封闭的质量。在这种情况下，剩余的结合GCS可能在空间上扩展4至8倍。通过测量恒星盘的动力学，也许可以测试一个星系是否处于这种状态。我们证明，如果一个恒星盘旋转支持，它很可能是一个星系有足够的暗物质，动力学的GCS可以用来可靠地估计封闭的质量。

室女座椭圆星系中膨胀星形成的第一个千兆年：来自它们的球状星团系统的约束

The first gigayear of bulge star formation in Virgo ellipticals: constraints from their globular cluster systems

利用“高级巡天照相机”室女星系团巡天的数据产品来了解红移z > 2的早期型星系的核球恒星形成历史。一种新的技术，利用观测到的高红移年龄金属丰度的关系来限制典型的形成时代的富金属或“隆起”的球状星团。这一分析支持了一个模型，即大质量室女座星系在z ~ 3.5经历了一个非常强烈的膨胀球状星团形成模式，随后是一个显着的膨胀增长和小球状星团生产的时代。中等质量的星系在z ~ 2.5处显示出一个不太强烈的球状星团形成时期，这与大部分核球恒星的生长是同步的。大质量和中等质量星系恒星形成模式之间的转变发生在星系恒星质量为M_stellar ~ 3 x 10^10 M_sun时，在这个质量下，许多其他星系的性质都发生了变化。室女座的矮早型星系可能没有经历过明显的球状球状星团形成时期，因此在红移z < 4时，与球状星团形成相关的强烈恒星爆发可能很难直接观测到。虽然上述结论是初步的，因为它们是基于年龄和金属丰度之间的不确定关系，但随着高红移星系观测和理论模型的改进，所采用的技术将产生更严格的限制。

“普通”早型星系的整体性质：NGC 4494中恒星和球状星团的光度学和光谱学

Global Properties of `Ordinary' Early-type Galaxies: photometry and spectroscopy of stars and globular clusters in NGC 4494

我们提出了一个全面的分析的空间，运动学和化学性质的恒星和球状星团（GC）的“普通”椭圆星系NGC 4494使用的数据从凯克和斯巴鲁望远镜。我们推导出星系表面亮度和颜色的配置文件，以大银河中心半径。我们将后者与使用近红外钙三重态获得的金属丰度进行比较。我们得到恒星的运动到~3.5有效半径。与相对较圆的光度等照度线相比，后者在超过约1.8有效半径时显得扁平或拉长。事实上，NGC 4494可能是一个扁平的星系，甚至可能是一个S 0，在45度的倾角看到。我们公布了431个GC候选人的目录，亮度比i=24的测光的基础上，其中109个光谱确认和54个光谱金属丰度测量。我们还报告了在NGC 4494周围发现了3个光谱证实的超致密矮星，测量的金属丰度为-0.4<[Fe/H]<-0.3。根据它们的性质，我们得出结论，它们只是明亮的GC。贫金属的球状星团的自转幅度与星系相似，而富金属的球状星团则表现为边缘自转。我们用现有的文献数据和结果补充我们的分析。利用星系形成的模型预测和一套合并模拟，我们发现NGC 4494的许多观测性质可以用相对较新的富含气体的主要合并来解释。对单个星系的完整研究结合了一系列的观测途径和方法，如这里所介绍的，将是一个宝贵的工具，用于限制星系形成模型的细节，特别是在大的银河系中心半径。

早型星系II球状星团的光学/近红外巡天。GC系统的年龄及其与星系形态的关系

An optical/NIR survey of globular clusters in early-type galaxies II. Ages of GC systems and the relation to galaxy morphology

内容：利用光学和近红外颜色组合对河外球状星团系统进行的一些光度学研究表明，存在着很大一部分中等年龄（2-8 Gyrs）的球状星团。目的：研究14个E/S 0星系GC系统的年龄分布。研究方法：我们对不同星系中GC系统的（g-z）与（g-K）双色图进行了差分比较，以了解是否存在年龄差异的迹象。我们还用几个简单的恒星星族模型比较了不同的GC系统。结果：椭圆星系GC的平均年龄没有显著差异。另一方面，S 0星系显示出年轻GC的证据。令人惊讶的是，这似乎是由更贫金属的集群驱动的。NGC 4365中GC的年龄分布似乎与其他大椭圆星系（如NGC 4486、NGC 4649）相似。帕多瓦SSPs最近发布的等时线为老年人（14陀螺仪）显示较少的偏移相对于测光比以前公布的模型。结论：我们认为E型星系大部分GC的形成时间比S 0型星系短，形成时间也比S 0型星系早。后一种星系类型似乎有更长的GC形成/聚集期。

矮星系附近的球状星团系统：III。老球状星团的形成效应

Globular Cluster Systems in Nearby Dwarf Galaxies: III. Formation Efficiencies of Old Globular Clusters

本文研究了球状星团（GC）系统的标度参数，即GC的比频（S_N）、比光度（S_L）、比质量（S_M）和比数（^T）与星系质量的关系。我们对星系光度（Mv = -11至-23等= 10^6 - 10^11 L_sol）、环境和形态的整个范围进行了采样。无论星系类型如何，我们证实了在Mv = -20等的星系星等以上和以下，S_N值都是增加的。在整个质量范围内，早型星系的S_L值平均是晚型星系的2倍。为了研究观测到的趋势，我们基于Dekel和Birnboim（2006）的模型推导了GC系统标度参数作为宿主星系质量的函数的理论预测，在该模型中，恒星形成过程受到恒星和超新星反馈的调节，恒星质量低于3x10^10 M_sol，我们发现，解析模型很好地描述了GC系统标度参数分布的形状，具有普遍的比GC形成效率η，它将GC中的总质量与星系晕的总质量联系起来。早型和晚型星系的平均eta值相似，都是5.5e-5，但越往低质量星系越分散。这可能是由于这种系统的恒星和恒星团簇形成过程的随机性增强。一些大质量星系的eta值比平均模型预测的亮度大于Mv = -20等（Lv=10^10L_sol）的星系的eta值要高。这可能是由于早期GC形成的效率非常高，场星的生产效率较低，或者主要是低质量/光度高eta星系的吸积，或者所有这些效应的混合。（节录）

SLUGGS巡天：利用宽视场成像研究三个早型星系的球状星团系统

The SLUGGS Survey: The globular cluster systems of three early-type galaxies using wide-field imaging

本文介绍了三个早型星系中球状星团系统的宽视场成像研究结果。利用Subaru/Suprime-Cam、CFHT/MegaCam和HST/WFPC 2/ACS的组合数据，对三个高度扁平星系NGC 720、NGC 1023和NGC 2768的GC系统性质进行了研究。这项工作是首次对NGC 720和NGC 2768中的GC系统进行了非常大的银河系中心半径（$\sim$ 100 kpc）的研究。这三个星系都有清晰的蓝色和红色GC亚群。GC系统的径向面密度与Sersic轮廓拟合，并分别检测到15，8和10个星系的有效半径。确定每个GC系统的GC总数和特定频率。红色子群的椭圆率比蓝色子群更符合宿主星系的性质，支持传统观点，即富金属GC与其宿主星系的大部分场星密切相关，而贫金属GC则反映出明显的恒星晕。通过对另外37个已有研究的星系的分析，给出了GC系统范围与宿主星系有效半径的新关系。我们发现一个依赖的相对比例的蓝色到红色的GC与宿主星系的环境密度透镜星系（但不是椭圆或螺旋星系）。我们认为，星系团环境中星系之间的潮汐相互作用可能是透镜状星系观察到的趋势背后的原因。

巨星系团球状星团：五个中亮度早型星系团的Mosaic成像

The Globular Cluster Populations of Giant Galaxies: Mosaic Imaging of Five Moderate-Luminosity Early-Type Galaxies

本文介绍了五个中等光度（M_V ~-21 ~-22）早型星系的球状星团（GC）系统的宽视场成像结果。其目的是通过测量大半径来精确量化GC系统的全局特性。利用KPNO 4 m望远镜和MOSAIC成像仪获得了4个透镜星系（NGC 5866，NGC 4762，NGC 4754，NGC 3384）和1个椭圆星系（NGC 5813）的BVR成像，并追踪了GC星群到投影的星系核半径范围为20 kpc ~ 120 kpc。我们将我们的成像与哈勃太空望远镜的数据相结合，以测量靠近星系中心的GC表面密度。我们从积分径向剖面计算了GC的总数（N_GC），发现NGC 5866的N_GC = 340 +/- 80，NGC 5813的N_GC = 2900 +/- 400，NGC 4762的N_GC = 270 +/- 30，NGC 4754的N_GC = 115 +/- 15$，NGC 3384的N_GC = 120 +/- 30。测得的GC比频率S_N在0.6 ~ 3.6之间，T在0.9 ~ 4.2之间。这些值与我们的调查和其他已发表的数据发现的星系形态类型的平均比频率一致。三个星系（NGC 5866，NGC 5813，NGC 4762）有足够数量的GC候选者来研究GC系统中的颜色双峰和颜色梯度。NGC 5813显示了双峰性和B-R颜色梯度的强有力证据（>3 sigma），这是由更集中的红色（富含金属）…

星系晕与暗物质晕的运动学联系

The Kinematic Connection Between Galaxies and Dark Matter Haloes

利用卫星运动学、弱引力透镜和晕丰度匹配对暗晕质量的估计，结合Tully-Fisher和Faber-Jackson关系，我们导出了早型和晚型星系在红移z~0处的光学圆速度V_opt和维里圆速度V_200之间的平均关系。对于晚型星系，V_opt ~ V_200的速度范围为V_opt=90-260 km/s，并且与V_opt = V_maxh（和谐LCDM宇宙学中NFW暗物质晕的最大圆速度）相一致。而早型星系V_opt \ne V_200，除了V_opt simeq为350 km/s的早型星系。这与早期类型的星系通常是全球等温的不一致。对于低质量（V_opt < 250 km/s）的早型，V_opt > V_maxh，表明重子对势阱的修正，而对于高质量（V_opt > 400 km/s）的早型，V_opt < V_maxh。在黑洞质量-速度色散关系的测量中，我们的结果意味着超大质量黑洞-晕质量关系的对数斜率从晕质量为~10^{12} Msun/h时的~1.4变化到晕质量为~10^{13.5} Msun/h时的~0.65。我们推断的银河系和M31的V_opt/V_200值低于目前直接观测和动力学模型所支持的值。这种偏移是由于银河系和M31与相同恒星质量的典型晚型星系相比具有更高的V_opt和更低的V_200。我们表明，目前的高分辨率宇宙流体动力学模拟不能同时再现V_opt/V_200和V_…

ACS天炉座星团巡天。X.早型星系中球状星团系统的色因子

The ACS Fornax Cluster Survey. X. Color Gradients of Globular Cluster Systems in Early-Type Galaxies

我们利用ACSVCS和ACSFCS中最大的均匀球状星团（GC）样本，研究了76个早型星系GC系统的颜色梯度。我们发现，大多数GC体系的g-z色都有明显的负梯度（向外蓝）。对于显示颜色双峰的GC系统，富金属和贫金属GC亚群平均呈现较浅但显著的颜色梯度，并且这两个亚群的平均梯度具有大致相等的强度。ACS的视场限制了我们对气相色谱系统内梯度的测量。然而，当从相对窄的中心点测量GC亚群的平均颜色时，这些梯度可以引入孔径偏差。推断更正以前的工作意味着减少的意义之间的关系的平均颜色的金属贫GC和他们的宿主星系光度。GC颜色梯度也显示出与宿主星系质量的相关性，在质量谱的两端-在大质量星系和矮星系中梯度最弱，在中等质量星系中最强，在恒星质量为M_stellar~10^10M_sun附近。我们还测量了宿主星系中场星的颜色梯度。我们发现，GC颜色梯度系统比场星的颜色梯度更陡，但两者的梯度-质量关系的形状是相同的。如果梯度是由快速耗散坍缩引起的，并因合并而减弱，这些颜色梯度支持这样一种图像，即大多数中等质量和大质量星系的内部GC系统形成得很早，而且很快，大多数大质量星系经历了更大的合并。缺乏强梯度的GC系统的矮星，这可能没有经历过许多最近的重大合并，表明低质量的晕是低效的保留和混合金属在GC形成的时代。

z~1处盘星系的星晕

Stellar haloes of disc galaxies at z~1

利用哈勃空间望远镜在哈勃超深场获得的超深近红外成像，首次探测和探索了两个类银河星系在z~1处的星晕性质。我们发现，这些晕的结构特性（大小和形状）是类似的本地宇宙中发现的。然而，这些高z恒星晕比它们的本地对应物亮大约3个星等，并且呈现出更蓝的颜色（（g-r）<0.3等）。z~1星晕的恒星星族与年龄<1 Gyr的恒星族是相容的。这意味着这些晕中的恒星基本上是在1<z<2时形成的。这一结果与理论预测非常吻合，理论预测将大部分恒星晕的形成定位在这些早期时期。一个纯粹的被动进化的情况下，我们的高Z晕的恒星星族只是褪色，以匹配在本地宇宙中发现的恒星晕属性，是符合我们的数据。

ACS室女星系团巡天。XVII。具有早型主星系团的球状星团系统的空间排列

The ACS Virgo Cluster Survey. XVII. The Spatial Alignment of Globular Cluster Systems With Early-Type Host Galaxies

利用ACS室女星系团巡天的数据，研究了早型星系中球状星团（GC）的方位角分布，并与其宿主星系进行了比较。我们发现，在可见光伸长（λ> 0.2）和中高光度（M_z<-19）的宿主星系中，GC优先沿恒星光的长轴排列。红色（富含金属）GC亚群显示出与宿主星系主轴的强烈对齐，这支持了这些GC与富含金属的场星相关的观点。透镜状星系中富含金属的GC显示出与盘而不是凸起有更强关联的迹象。令人惊讶的是，我们发现蓝色（贫金属）GC也可以显示出相同的相关性。如果贫金属GC是早期形成的晕的一部分，并建立了通过合并，那么我们的研究结果支持的图片晕的形成和合并发生各向异性，并在今天的主轴是一个指标的首选合并轴。

早型星系的球状星团系统有多大？它们与星系晕性质成比例吗？

How large are the globular cluster systems of early-type galaxies and do they scale with galaxy halo properties?

众所周知，星系的球状星团系统具有很大的银河系中心半径。在这里，我们量化的GC系统的大小使用的半数半径的22 GC系统周围的早型星系的文献。我们将GC系统的大小与其宿主星系的大小和质量进行比较。我们发现，GC系统通常扩展到4 $\times$的主机星系的大小，但这个因素随着星系恒星质量从约3 $\times$的M $^{\ast}$星系5 $\times$的最大质量的星系在宇宙中。GC系统的大小与维里半径（R $_{200}$）和晕质量（M $_{200}$）的1/3次方近似线性地成比例。银河系的GC系统遵循与早型星系相同的关系。对于超扩散星系，它们的GC系统大小与晕质量和维里半径成比例，对于更大质量的星系。UDG表明，GC系统的大小与恒星质量的线性标度的大质量星系的低恒星质量的星系。我们的缩放与Hudson \& Robison（2017）最近报告的缩放不同。

THESAN-HR：再电离如何影响早期星系演化？

THESAN-HR: How does reionization impact early galaxy evolution?

本文提出分辨率提高50倍的THESAN-HR辐射流体动力学模拟，自洽考察再电离对早期星系的反作用，并表明非均匀UV背景对准确预测低质量晕星系性质至关重要。

SLUGGS巡天：900多个球状星团的钙三重态光谱金属丰度

The SLUGGS Survey: Calcium Triplet-based Spectroscopic Metallicities for Over 900 Globular Clusters

虽然大质量星系中球状星团的颜色分布是双峰分布，但只有少数星系的光谱金属丰度分布被测量到。在重新定义了钙三重态指数-金属丰度关系之后，我们用这个关系计算了11个早型星系中903个球状星团的金属丰度。这是迄今为止收集到的最大的光谱球状星团金属丰度样本。我们比较这些金属丰度与那些来自舔指数找到很好的协议。在6的8个星系有足够数量的高质量的光谱，我们发现双峰的光谱金属丰度分布。我们的研究结果意味着，大多数大规模的早型星系有双峰金属丰度，以及颜色，分布。这种双峰性表明，大多数大质量星系的早期型星系经历了两个时期的恒星形成。

早型星系球状星团系统的金属丰度梯度：原位和吸积成分？

Metallicity gradients in the globular cluster systems of early-type galaxies: In-situ and accreted components?

大质量早型星系通常有两个球状星团（GC）的子群，它们经常显示径向颜色（金属丰度）梯度。整理从文献中的梯度，我们表明，在富含金属和贫金属的GC子群的梯度是相同的，在测量的不确定性，在一个给定的星系。此外，这些GC梯度在强度上类似于宿主星系的{ \it stellar}金属丰度梯度。在非常大的半径（例如大于8个星系有效半径），有一些证据表明GC梯度变得平坦，平均金属丰度接近恒定。使用恒星金属丰度梯度作为代理，我们探测大规模的早型星系的组装历史与流体动力学模拟的Magneticum套件的模型。特别是，我们测量的恒星金属丰度梯度的原位和吸积组件在一个类似的径向范围内观察到的GC子群。我们发现，在原位和吸积恒星的金属丰度梯度是相似的，但有一个更大的分散比富金属和贫金属的GC子种群梯度在一个给定的星系。我们的结论是，虽然富金属GC主要形成在原位阶段和贫金属GC在吸积阶段的大质量星系形成，他们没有严格的一对一的联系。

暗物质晕中致密星系对的成团

On the Clustering of Compact Galaxy Pairs in Dark Matter Haloes

我们用晕占据分布（HOD）模型分析了光度选择星系对的聚类。我们测量了三个体积有限的样本中星系和星系对的角两点自关联函数$ω(θ)$，并建立了一个HOD模型来模拟它们的聚类。我们的结果成功地拟合这些HOD模型，我们看到分离的“1-halo”和“2-halo”的集群条款的单个星系和星系对。我们的聚类测量和HOD模型拟合的单星系样本与以前的结果是一致的。我们发现星系对通常比单个星系有更大的聚类幅度，并且在HOD拟合过程中计算的量，例如，星系对的有效晕质量$M_{eff}$和线性偏差$b_{g}$也较大。我们发现星系对的中心分数明显高于单个星系，这证实了星系对是在更大质量的暗物质晕中心形成的。我们还模拟了星系对关联函数对红移、星系类型和光度的聚类依赖性。我们发现早早对（明亮的星系对）集群更强烈的晚对（昏暗的星系对），和集群不依赖于两个星系之间的光度对比的紧凑组。

暗物质-辐射相互作用：对暗物质晕的影响

Dark matter-radiation interactions: the impact on dark matter haloes

早期宇宙中的暗物质（DM）和辐射（光子或中微子）之间的相互作用抑制了小质量尺度上的密度波动。在这里，我们进行了彻底的分析，在完全非线性制度的结构形成与DM-辐射相互作用的模型使用N体模拟和比较的结果，DM只相互作用的引力的传统计算。由于相互作用的存在，在低质量DM晕的数量和它们的性质，如它们的自旋和密度分布方面，出现了显着的差异。甚至对于比密度波动被抑制的尺度更大的晕，也可以清楚地看到这些差异。我们还表明，在非线性制度的物质分布的半解析描述未能再现我们的数值结果，强调预测结构形成的物理模型超越碰撞DM的挑战。

ACS天炉座星团巡天。VIII。室女座和天炉座早型星系团中球状星团的光度函数及其作为距离指示的应用

The ACS Fornax Cluster Survey. VIII. The Luminosity Function of Globular Clusters in Virgo and Fornax Early-Type Galaxies and its Use as a Distance Indicator

我们利用室女座和天炉座星系团中132个早型星系的一组高度均匀的数据来研究球状星团光度函数（GCLF）的性质。每个星系的球状星团系统进行了研究，使用极大似然的方法来模拟的内在GCLF后，占污染和完整性的影响。这里给出的结果更新了我们的室女座测量结果，并证实了我们以前的结果，即GCLF的色散与母星系的绝对星等之间存在紧密的相关性。关于使用的GCLF作为标准蜡烛，我们已经发现，室女座和天炉座集群之间的相对距离模量是系统地低于其他距离估算得出的，特别是它是0.22mag低于从表面亮度波动测量相同的数据进行的值。从数值模拟，旨在再现观察到的分散的值的周转在每个星系团，我们估计一个内在的分散在这个参数上的室女座和天炉座分别为0.21等和0.15等。总而言之，我们的研究表明，GCLF的性质随星系质量的变化而系统地变化，没有证据表明巨和矮早型星系之间存在二分法。这些属性可能会受到宇宙学模拟所建议的集群环境的影响。

早期型星系持续高恒星形成率的化学证据：NGC 5128球状星团的高[Ca/Fe]

Chemical Abundance Evidence of Enduring High Star Formation Rates in an Early Type Galaxy: High [Ca/Fe] in NGC 5128 Globular Clusters

我们目前的[Fe/H]，年龄和Ca丰度的初始样品的10个球状星团在NGC 5128获得高分辨率，高信噪比阶梯光谱的积分光。所有的丰度和年龄是使用我们原来的高分辨率积分光丰度分析的球状星团的技术。簇的[Fe/H]范围在-1.6至-0.2之间。在该样品中，[Fe/H]<-0.4的簇的平均[Ca/Fe]为+0.37 $\pm$ 0.07，而在我们的MW和M31 GC样品中的平均[Ca/Fe]分别为+0.29 $\pm$ 0.09和+0.24 $\pm$ 0.10。这可能意味着NGC 5128的化学富集历史比银河系或M31更快。这个样本提供了NGC 5128化学历史的第一个定量图像，可以直接与银河系的化学历史进行比较。这里提供的数据是用麦哲伦粘土望远镜上的MIKE中阶梯光谱仪获得的。

早期宇宙中Lyman α发射星系中贫金属球状星团的形成

Formation of Metal-Poor Globular Clusters in Lyman alpha Emitting Galaxies in the Early Universe

在中高红移观测到的莱曼α发射（LAE）星系的大小、质量、光度和空间密度与形成贫金属晕球状星团（GC）的星系的性质的预期一致。这些星系团的低金属丰度是它们在低质量星系中形成的结果。贫金属的GC可以与它们的矮星系宿主一起进入螺旋星系，而不像富含金属的GC在螺旋星系中形成。考虑到初始GC质量大于当前质量以解释多个恒星星族，并考虑可能与大质量星团一起形成的其他星团，我们估计，今天质量大于2 × 10^5 Msun的每个GC可能是在总恒星质量约3 × 10^7 Msun，分子质量约10^9 Msun，和10^7到10^9 Msun的老恒星，取决于相对气体分数。恒星的形成速率可能是几个兆太阳/年，持续了大约10^7年，莱曼α光度可能是大约10^42 erg/s。积分的LAE星系光度函数以上的最小值，考虑Lyalpha光子的平均逃逸概率（25%），然后除以矮星系的概率，观察到在LAE阶段（0.4%），我们发现LAE的共同移动的空间密度和平均空间密度之间的协议贫金属球状星团今天。本地星系WLM，其早期的星暴和旧GC，可能是一个LAE残余，没有进入星系晕，因为它的偏远位置。

球状星团中SN Ia事例的产生率

The Production Rate of SN Ia Events in Globular Clusters

在球状星团中，动力学演化产生发光的X射线双星，其速率大约是在磁场中的200倍。如果球状星团也以很高的速率产生Ia超新星，那么它就可以解释早期类型星系中的大部分Ia超新星事件，并提供对它们形成的深入了解。在这里，我们使用档案的HST图像的附近星系的主机SNe Ia检查的速度，球状星团产生这些事件。超新星Ia的位置记录在事件发生前或超新星消失后获得的HST图像上。在被检查的36个邻近星系中，有21个有足够好的数据来寻找球状星团的宿主。这21颗超新星中没有一颗有明确的球状星团对应物，尽管有一些模棱两可的情况。这使得球状星团中超新星Ia产生的增强率的上限在95%的置信水平下约为42，这比发光X射线双星的增强率低一个数量级。即使所有的不确定情况都被认为有一个对应的球状星团，在95%的置信水平上，增强率的上限是82，不包括增强率200。除非有不可预见的选择效应，我们的结论是，球状星团是不是负责产生一个显着的分数的SN Ia事件在早期类型的星系。

NGC 4150中球状星团的WFC3研究

A WFC3 study of globular clusters in NGC 4150 - an early-type minor merger

利用哈勃空间望远镜（HST）上的宽视场相机3（WFC 3）的近紫外（NUV; 2250 nm）和光学（U，B，V，I）成像，对后发座I云中的一个次L *（MB ~ -18.48等）早期小型合并残留物NGC 4150中的球状星团（GC）群体进行了研究。本文利用WFC 3的宽波段紫外测光资料，估算了该星系中63个亮（M_V < -5等）GC的年龄、金属丰度、质量和视向距离[E_（B-V）]。除了一个小的GC人口年龄大于10 Gyr，我们发现一个占主导地位的人口年龄集中在6 Gyr左右的集群，符合预期的高峰期的恒星质量组装在微弱的早期类型居住在低密度环境。NGC 4150中老、中年龄GC为贫金属型，金属丰度小于0.1ZSun，处于低消光区（E_（B-V）< 0.05等）。我们还发现了一个年轻的、富含金属的（Z > 0.3ZSun）星团群，它们形成于最后一个Gyr内，并位于相对多尘的（E_（B-V）> 0.3mag）区域，这些区域与星系核心的一部分相吻合，那里有大量的近期恒星形成。星系团破裂模型（其中80%~ 90%的小于10^8年的天体在每个时间点都会溶解）表明，这些年轻的星系团大部分都是短暂的。

三轴暗物质晕中的条形Galerkin模拟：气体的影响

Simulations of Barred Galaxies in Triaxial Dark Matter Haloes: The Effects of Gas

星系的重子盘被认为改变了它们所处的暗物质晕的形状。我们使用具有气态成分的椭圆盘作为初始条件，对具有三轴暗物质晕的盘星系进行了一组流体动力学N体模拟。我们探索不同的晕三轴模型，也不同的初始气体分数，这使我们能够评估如何影响酒吧的形成。由于恒星的形成，所有光环形状和所有初始气体分数的模型在模拟结束时达到近似相同的气体含量。然而，我们发现，在早期阶段的气体的存在有重要的影响，随后的演变。当初始气体含量较大和晕三轴度较大时，砂体一般较弱。然而，气体的存在，是一个更有效的因素，在抑制形成一个强大的酒吧比晕三轴性。

SLUGGS巡天：早型星系的球状星团和暗物质含量

The SLUGGS Survey: globular clusters and the dark matter content of early-type galaxies

球状星团（GC）系统的总质量与宿主星系的维里晕质量之间存在很强的相关性。然而，在这种相关性中，总晕质量是在空间尺度上进行的统计测量，是典型GC系统的十倍左右。在这里，我们调查GC系统和星系的暗物质在可比的空间尺度之间的联系，使用动态质量测量的星系的基础上。我们的样本包括17个充分研究的大质量（恒星质量$\sim$ 10 $^{11}$ M $_{\odot}$）早期型星系从SLUGGS调查。我们发现，最强的相关性是蓝色（贫金属）GC亚群和暗物质含量。这种相关性意味着星系的暗物质质量可以通过对GC系统的仔细成像来估计，误差在2倍之内。GC系统的质量与封闭的暗物质的质量之比几乎是恒定的。我们还发现，蓝色GC的分数和封闭的暗物质的分数之间有很强的相关性，因此，一个典型的星系与蓝色GC的分数为60%有一个暗物质的分数为86%，在类似的空间尺度。晕的增长和去除（通过潮汐剥离）可能在形成这种趋势中发挥一定作用。在星系形成的两相模型的背景下，我们发现星系的吸积恒星的比例最高，有较高的暗物质分数为一个给定的分数的蓝色GC。

Constraining SIDM with halo shapes: revisited predictions from realistic simulations of early-type galaxies

We study the effect of self-interacting dark matter (SIDM) and baryons on the shape of early-type galaxies (ETGs) and their dark matter haloes, comparing them to the predictions of the cold dark matter (CDM) scenario. We use five hydrodynamical zoom-in simulations of haloes hosting ETGs ($M_{\rm vir}\sim 10^{13}M_{\odot}$ and $M_{*}\sim10^{11}M_{\odot}$), simulated in CDM and a SIDM model with constant cross-section of $σ_T/m_χ= 1\ \mathrm{cm}^2 \mathrm{g}^{-1}$. We measure the three-dimensional and projected shapes of the dark matter haloes and their baryonic content using the inertia tensor …

仅用恒星光约束暗物质晕的形状 II. 利用已知引力势天体对该技术的测试

Constraining the shape of dark matter haloes using only starlight II. Tests of the technique with objects of known gravitational potential

该研究验证了EIM-tool这一测光工具，其可通过恒星光区分核心状与尖峰状暗物质晕，在球状星团、矮椭球星系及数值模拟测试中表现可靠。

早期Z > 9结构中质量、恒星形成、化学含量和转动模式的统计性质

Statistical properties of mass, star formation, chemical content and rotational patterns in early z > 9 structures

我们研究了宇宙前5亿年中早期原星系的大量样本的重子、化学和动力学性质（红移z>9），从高分辨率数值，N体，流体动力学，化学模拟，包括原子和分子网络，气体冷却，恒星形成，根据适当的恒星产额和寿命，对第III族和第II-I族的恒星演化和金属扩散进行了研究。我们发现第一次恒星形成事件发生在暗物质质量M_{DM} > 2 \times 10 ^6 M_{sun}的晕中。早期的恒星形成天体的分子分数从静止结构的x_{mol} < 10^{-4}到活动区的x_{mol} > 0.1;恒星形成速率SFR约为10^{-8}-10 ^{-3} M_{sun} /年;金属丰度范围约为10^{-8}-10 ^{-2} Z_{sun}。大约有10%的高z晕承载着II-I星族恒星的形成，并主导着宇宙的SFR密度。它们通常是爆发型天体，在z~9处的平均比SFR约为10 Gyr^{-1}，并随着红移增加，最高可达10^2 Gyr^{-1}。恒星反馈效应改变了晕的重子含量，并局部影响它们的化学和热力学性质，这反映在各种物理关系的扩大上。气体旋转支撑核心的建立是相当罕见的，弱相关的大规模暗物质的行为和间歇性的方式演变。较冷的富含分子的相倾向于相对于较热的富含金属的组分保持任何既定的旋转运动更长时间，这对环境过程非常敏感。虽然具有大量同向旋转、富含分子的气体的晕的比例随着宇宙时间的增加而增加（从z~20的几个百分比增…

银河系加速尺度对球状星团系统的印记：天炉座星系团中的星系

Imprint of the galactic acceleration scale on globular cluster systems: Galaxies in the Fornax Cluster

本文通过分析天炉座星系团中星系的球状星团分布，证实a0半径与球状星团系统断裂半径的一致性适用于所有质量的早型星系及其红蓝子族群，为银河系加速尺度提供新证据。

小事情很重要：将超微弱卫星的丰度与宿主的组装历史联系起来

The little things matter: relating the abundance of ultrafaint satellites to the hosts' assembly history

超暗矮星系（$M_\star\lesssim10^{5-6}\,{\rm M}_\odot$）是星系形成早期阶段的遗迹。它们包含宇宙中最古老和最贫金属的恒星，可能在氢再电离时代之前形成。这些星系非常微弱，只能作为银河系的卫星被探测到。它们是如此之小，以至于在当前的宇宙流体力学模拟中几乎无法分辨。在这里，我们结合非常高分辨率的宇宙学$N$体模拟与半解析模型的星系形成研究人口和空间分布的超微弱卫星在银河系质量晕。我们发现，这些星系的丰度与主机晕的组装历史：在固定的质量，晕组装较早，平均包含更多的ultrafaint卫星今天比晕组装后。我们确定模拟的星系晕，经历了一个古老的盖亚-土卫二香肠和最近的LMC吸积事件，发现前者发生在33%的样本和后者在9%。只有3%的人经历了这两种事件，这些事件中的超微弱卫星特别丰富，大多数是在古代吸积事件中获得的。我们的模型预测，卫星的径向分布更集中在早期形成的晕。考虑到卫星与中央圆盘的潮汐相互作用，我们发现在整个径向范围内观测到的银河系卫星径向分布非常匹配。这一协议主要是由于我们的模型跟踪“孤儿”星系后，他们的subhaloes低于模拟的分辨率限制的能力。

地球质量晕和NFW密度剖面的出现

Earth-mass haloes and the emergence of NFW density profiles

我们模拟中性伴子暗物质（$χ$ DM）晕从它们最初的崩溃，在$\sim$地球质量，高达百分之几的太阳。我们的研究结果证实，第一晕的密度分布由$\sim r^{-1.5}$幂律描述。随着晕质量的增长，它们的密度分布也会发生显著的变化。在中心区域，它们变浅，平均达到$\sim r^{-1}$，即NFW剖面的渐近形式。使用非宇宙学控制的模拟，我们观察到，在引力势的时间变化所造成的主要合并导致变浅的内部配置文件。这种转换是更显着的较浅的初始配置文件和合并系统的数量较多。根据合并的细节，所产生的配置文件可以比NFW在其内部区域更浅或更陡。有趣的是，当曲线由内斜率为$-1$的破幂律曲线（如NFW或Hernquist曲线）给出时，合并的影响要弱得多。这为NFW样轮廓的出现提供了一个解释：在它们最初的崩溃之后，$r^{-1.5}$ $χ$ DM晕遭受大量的主要合并，这逐渐使轮廓变浅。一旦建立了类似NFW的配置文件，随后的合并就不再更改配置文件。这表明，晕轮廓并不是普遍的，而是（1）微晕形成的物理学和（2）它们早期的合并历史的结合-两者都由暗物质粒子的性质决定-以及（3）NFW样轮廓对扰动的弹性。

M31和银河系球状星团半光半径、亮度和UBV色的比较

A Comparison Between the Half-Light Radii, Luminosities, and UBV Colors of Globular Clusters in M31 and the Galaxy

银河系和仙女座星系经历了截然不同的进化历史。然而，我们发现这两个星系最终形成了球状星团系统，其中单个星系团的半光半径分布难以区分。此外，在M31和银河系中的球状星团都被发现具有与它们的光度无关的半径。在这方面，球状星团与半光半径和光度紧密相关的早型星系有很大的不同。M31中富含金属的球状星团比银河中的球状星团体积稍大。发现仙女座星系中的球状星团比频率明显高于银河系。目前的讨论是基于107个银河系球状星团和200个M31中假定的球状星团，它们的UBV测光是可用的。

球状星团形成的模拟：对银河系恒星形成的质疑

Modeling Formation of Globular Clusters: Beacons of Galactic Star Formation

星系形成的现代流体动力学模拟能够准确地预测早期星系中巨大分子云聚集的速率和位置。这些星云中可能存在质量和大小与真正的球状星团相当的星团。我描述了当前国家的最先进的模拟，旨在了解集群质量函数和金属丰度分布的起源。球状星团系统的金属丰度双峰性是星系中冷气体的等级形成和逐渐减少的自然结果。球状星团的形成在红移z>3时最为显著，此时大质量星团可能贡献了所有星系恒星形成的20%。