Sizes of Galactic Globular Clusters
本文研究了银心距与银河系球状星团半光半径之间偏离平均幂律关系的情况。令人惊讶的是，偏离平均R_h与R_gc的关系似乎并不与集群光度，集群金属丰度，或水平分支形态。发现轨道形状的差异对银河系球状星团的R_h与R_gc关系中的散射有贡献。
2012-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
JWST Photometry of Globular Clusters in Abell 2744. II: luminosity and color distributions
本研究利用JWST深度成像数据研究Abell 2744星系团的球状星团族群，构建光度函数与颜色分布并修正测光不完备性，估算星团总数超11万，且与EMP-Pathfinder模拟结果整体吻合，仅高金属度星团数量存在差异。
2024-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
How tidal erosion has shaped the relation between globular cluster specific frequency and galaxy luminosity
我们量化到什么程度的潮汐侵蚀的球状星团（GC）所观察到的GC比频率S_N和宿主星系光度M_V之间的U形关系作出了贡献。我们使用我们的MUESLI代码计算GC生存率的典型早期类型的星系潜力，涵盖了广泛的观测到的星系属性。我们这样做的各向同性和径向各向异性GC速度分布。我们发现，在星系的半光半径范围内，GC存活分数fs与三维质量密度rho_3D的对数成线性关系，fs与（rho_3D）^（-0.17）成正比。对于一个给定的星系，生存率较低的径向各向异性配置比各向同性GC的情况下。我们将这些关系应用于Harris et al.（2013）的219个早型星系的文献样本，M_V=[-24.5：-15.5] ma。预期GC存活分数范围从最大半径的最大质量星系的~50%到最紧凑星系的~10%。我们发现中等光度星系M_V=[-20.5：-17.5]等具有最强的GC侵蚀。在所考虑的文献样本中，预测的GC存活分数因此与M_V定义了u形关系，类似于比频率S_N和M_V之间的关系。因此，当针对GC侵蚀的影响校正S_N值时，S_N与M_V的u形几乎完全被消除。我们的结论是，潮汐侵蚀是一个重要的贡献者GC比频率和宿主星系光度之间的U形关系。当从对附近宇宙GC系统的观测中推断原始恒星团簇形成效率时，必须考虑到这一点。
2014-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Gamma-Ray Pulsar Population of Globular Clusters: Implications for the GeV Excess
有人认为，从银河系中心周围的区域观测到的GeV过量可能来自于形成于球状星团中的毫秒双星。考虑到这一点，我们采用公开可用的费米数据来研究157个球状星团的伽马射线发射，从其中25个源（其中10个在现有的伽马射线目录中找不到）中识别出统计上显著的信号。我们将这些观测结果与基于每个球状星团的恒星相遇率预测的脉冲星形成率相结合，以约束银河系球状星团系统中毫秒脉冲星的伽马射线光度函数。我们发现，这个脉冲星人口表现出的光度函数，是非常相似的，在银河系（即厚盘）领域中观察到的毫秒脉冲星。然而，当恒星被球状星团驱逐后，它们会继续失去旋转动能，变得不那么明亮，导致它们的光度函数偏离稳态分布。使用这个光度函数和模型的球状星团破裂率，我们表明，毫秒诞生的球状星团球状星团可以占百分之几或更少的观测到的GeV过剩。在其他挑战中，整个GeV的过剩都是由这些恒星产生的，这与银河系中央星团的观测质量相冲突。
2016-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Globular Cluster Luminosity Function Distance to NGC 4993 Hosting a Binary Neutron Star Merger GW170817/GRB 170817A
NGC 4993是一个中子星合并的双星，它发射引力波和电磁波，编号为GW170817/GRB 170817A。到这个星系的距离还没有很好的确定。我们从NGC 4993的Hubble Space Telescope/ACS F606 W图像中选择球状星团候选者，使用检测到的源的结构参数。这些候选星系的径向数密度分布显示，它们在银河系中心距离$r<50''$处有一个显著的中心集中，这表明它们大多是NGC 4993的成员。这些候选者的光度函数也由高斯函数拟合得很好。因此，$r<50''$所选的候选者大多被认为是NGC 4993中的球状星团。我们在球状星团$20''<r<50''$，F606 W（max）$_0= 25.36\pm0.08$（$V_0 =25.52\pm0.11$）} mag的光度函数中导出了一个经消隐校正的周转Vega星等，并采用球状星团周转星等的定标，$M_V({\rm max})=-7.58\pm0.11$，导出了到NGC 4993的距离，$d=41.65\pm3.00$ Mpc（$(m-M)_0=33.10\pm0.16$）.该方法的系统误差可达$\pm0.3$ MAg，这一数值与文献中基于基本平面关系和引力波方法的距离估计值一致。本研究中的距离可以用来约束引力波分析模型中双星系统倾角等参数的取值。
2018-05-03 astro-ph.GA
Dynamical friction of star clusters against disk field stars in galaxies: Implications on stellar nucleus formation and globular cluster luminosity functions
我们数值研究了在星系盘中嵌入暗物质晕的场星的动力学摩擦作用下星团的轨道演化。我们发现，在盘质量M_d小于10^9 M_sun的星系中，由于盘场星的动力学摩擦，质量大于2 * 10^5 M_sun的SC可以在小于1 Gyr的范围内表现出显著的轨道衰减。我们还发现，在具有较小的M_d和较大的盘与暗物质晕质量比的盘星系中，由于动力学摩擦引起的SC轨道衰变更为显著。研究发现，由于盘星系动力学摩擦的作用，在Md < 10^9 Msun的低质量盘星系中，盘星系SC系统的半数半径Rh，sc和Rh，sc内的平均质量随时间显著变化.更大质量的SC可以螺旋进入盘的中心区域，可以形成多个速度分散较小的SC系统，以便它们可以相互合并，形成质量相当于其宿主盘质量的0.4%的单个恒星核。基于这些结果，我们认为质量大于2 * 10^5 M_sun的大质量球状星团（GC）的光度函数（LF）会变陡，这是由于在亮度较低的星系中，大质量的GC通过GC合并转化为单个星核。我们还认为，只有当星系总质量小于~ 10^{10} M_sun时，GC系统的半数半径才能因动力学摩擦而演化。
2009-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Gemini/GMOS Study of Intermediate Luminosity Early-Type Virgo Cluster Galaxies. I. Globular Cluster and Stellar Kinematics
利用Gemini/GMOS观测资料，对室女星系团中的四个中等光度（$L^{\ast}$）早型星系的球状星团系统和漫射星光进行了运动学分析。我们的星系样本比以前的大多数研究都要暗（$-23.8<M_K<-22.7$），几乎是这个星等范围内具有GC运动学的星系数量的两倍。漫射光的数据扩展到$4R_e$，球状星团的数据达到8- $12R_e$。我们发现，在这些外部区域的运动学都是不同的，尽管这四个星系有类似的光度特性，并统一归类为“快速旋转”从他们的恒星运动学内$1R_e$。球状星团系统具有广泛的运动学形态。旋转轴和幅度可以在内区域和外区域之间改变，包括反向旋转的情况。这种差异表明了宽场运动学研究的重要性，并表明恒星和GC运动学可以显着改变，因为一个移动到星系的内部区域以外。此外，球状星团系统的运动学可能与恒星的运动学不同，这表明两个种群的形成也是不同的。
2015-05-20 astro-ph.GA
Globular Cluster Systems in Brightest Cluster Galaxies: A Near-Universal Luminosity Function?
本文介绍了HST Brilliant Cluster Galaxy（BCG）对七个中央超巨星团星系及其球状星团（GC）系统的首次巡天结果。我们总共测量了48000 GC在所有七个星系，代表最大的单个GC数据库。我们发现，一个对数正态形状准确地匹配观测到的GCs的光度函数（LF）下降到GCLF周转点，这是我们的光度限制附近。此外，LF在所有七个星系中具有几乎相同的形状。我们的数据强调了不同星系环境中大质量星团形成机制的相似性。在最高光度（log L > 10^7 L_Sun）时，我们在其中五个星系中发现了少量的“超亮”天体;它们的光度和颜色范围至少部分与超致密矮星（UCD）一致。最后，我们发现初步证据表明，在外晕（R > 20 kpc）中，LF翻转点显示出对投影距离的弱依赖性，标度为L_0 ~ R^-0.2，而LF色散几乎保持不变。
2014-10-23 astro-ph.GA
Zwicky Transient Facility and Globular Clusters: The Period-Luminosity and Period-Wesenheit Relations for Anomalous Cepheids Supplemented with Large Magellanic Cloud Sample
本文给出了基模反常造父变星的第一个gri带周期-光度（PL）和周期-韦森（PW）关系。这些PL和PW关系是从球状星团M92和大麦云云中的5颗异常造父变星的组合样本中导出的，这两颗变星的距离精度都可以从文献中得到~1%。我们的g-带PL关系是类似的B-带PL关系，在以前的研究报告。我们将我们的PL和PW关系应用于矮星系火山口II中发现的异常造父变星，并发现了一个比最近基于RR天琴座测量的更大但一致的距离模量。我们的gri波段PL和PW关系的校准，即使不太精确，由于少数异常造父变星，将是有用的距离测量矮星系。
2022-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Zwicky Transient Facility and Globular Clusters: The RR Lyrae gri-Band Period-Luminosity-Metallicity and Period-Wesenheit-Metallicity Relations
利用Zwicky瞬变观测站（ZTF）的时间序列观测资料，推导了球状星团RR型天琴座的周期-光度-金属丰度（PLZ）和周期-Wesenfeld-金属丰度（PWZ）关系。我们已经应用了各种选择标准来排除有问题或虚假光变曲线的RR Lyrics。这些选择标准利用关于每个光变曲线的数据点的数量、振幅、颜色和关于周期-光度和/或周期-韦森关系的残差的信息。由于混合，球状星团中的一些RR天琴座被发现是异常明亮的，并且它们的ZTF光变曲线振幅很小。我们用我们最终的~750 RR天琴座的46个球状星团的样本，覆盖了一个宽的金属丰度范围（-2.36 < [Fe/H] < -0.54 dex），导出了GRI带的PLZ和PWZ关系。此外，我们还推导出了周期颜色金属丰度（PCZ）和第一次，PQZ关系，其中Q指数是无反射的建设。我们已经比较了我们的各种关系的经验和理论的关系，在文献中，并发现了一个很好的协议与大多数研究。最后，我们将我们推导的PLZ关系应用于矮星系Crater II，发现它的真实距离模量应该大于最近的测定。
2022-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Yellow Post-Asymptotic-Giant-Branch Stars as Standard Candles. I. Calibration of the Luminosity Function in Galactic Globular Clusters
我们使用银河系（和LMC）球状星团中的低表面重力恒星的调查结果表明，“黄色”后渐近巨分支（yPAGB）恒星可能是优秀的河外标准烛光，能够产生到早期类型星系的距离，精确到百分之几。我们发现，球状星团中10颗已知的yPAGB星的平均热星等为<Mbol>= -3.38 +/- 0.03，比最新的后水平分支演化轨道预测的亮约0.2等。更重要的是，我们表明，在分布中观察到的色散只有0.10等，即，小于单个造父变星的离散度。我们描述的物理，可以产生这样一个小的色散，并表明，如果一个限制调查的颜色范围0 <（B-V）0 < 0.5，那么样本的不变yPAGB星可以很容易地识别与最小的污染。这些恒星明亮的绝对V星等（<Mv>= -3.37）使它们成为到目前为止，在旧的恒星星族和理想的星族II标准烛光中视觉上最明亮的天体，用目前的仪器测量到~10 Mpc。因此，哈勃太空望远镜对M81和玉夫座星系团星系晕的观测可以作为造父变星和TRGB距离尺度的有效交叉检查。
2022-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Zwicky Transient Facility and Globular Clusters: The Period-Luminosity and Period-Wesenheit Relations for Type II Cepheids
利用Zwicky瞬变观测站的测光数据，首次给出了18个球状星团中37颗II型造父变星的Gr波段周期光度（PL）和周期韦森轨道（PW）关系。我们还使用到球状星团的最新均匀距离更新了24个球状星团中58个TIIC的BV IJHK波段绝对星等。g/r/i和B/V/I带PL关系的斜率被发现是统计上一致的，当使用相同的样本的距离和红化。我们利用PAndromeda项目中的~270 TIIC样本，通过对球状星团的ri波段PL/PW关系的校正，估算了M31的距离。利用校准的ri-band PW关系得到的到M31的距离模量与最近基于经典造父变星的测定结果吻合得很好。然而，使用校准的r-和i-波段PL关系导出的距离模量系统地小约0.2 mag，表明PL关系上可能存在额外的系统误差。最后，我们还推导出了周期颜色（PC）的关系，并首次周期Q指数（PQ）的关系，其中Q指数是红自由，为我们的样本TIIC。基于（r-i）和近红外颜色的PC关系和PQ关系被发现是相对独立的脉动周期。
2022-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Zwicky Transient Facility and Globular Clusters: the gr-Band Period-Luminosity Relations for Mira Variables at Maximum Light and Their Applications to Local Galaxies
本研究利用ZTF数据和球状星团Mira变星建立最大亮度处gr波段周光关系，测定五个近邻星系距离，并明确其仅适用于短周期Mira变星。
2023-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for a high-energy tail in the gamma-ray spectra of globular clusters
毫秒双星很可能是球状星团伽马射线辐射的主要来源。然而，两个独立的发射过程的相对贡献--毫秒脉冲星磁层的曲率辐射与毫秒脉冲星发射到球状星团环境中的相对论对的逆康普顿发射--长期以来一直不清楚。为了解决这个问题，我们在8年的$\textit{Fermi}$ -LAT数据中寻找逆康普顿发射的证据，从157个银河系球状星团的方向。我们发现一个温和的统计显着（3.8 $σ$）之间的相关性测量的球状星团伽马射线光度和它们的光子场能量密度。然而，这也可以用光子场密度和球状星团的恒星相遇率之间隐藏的相关性来解释。通过对$\textit{in toto}$的分析，我们证明了球状星团的γ射线辐射可以在光谱上分解为两个分量：i）指数截止幂律和ii）纯幂律。后一个成分--我们发现其显著性为8.2 $σ$ --的功效指数为2.79 $\pm$ 0.25。它最自然地被解释为由毫秒微扰星注入的宇宙射线电子和正电子的逆康普顿发射。我们发现这个幂律分量的光度与弯曲分量的光度相当，或略小于弯曲分量的光度，这表明毫秒脉冲星自旋向下光度到相对论轻子的分数与自旋向下光度到瞬发磁层辐射的分数相似。
2021-09-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Complex Luminosity Function for the Anomalous Globular Clusters in NGC1052-DF2 and NGC1052-DF4
NGC 1052-DF 2和NGC 1052-DF 4是超扩散星系（UDG），它们的速度色散极低，表明它们几乎没有暗物质。这两个星系都拥有非常明亮的球状星团（GC）系统，其GC光度函数（GCLF）的峰值幅度是$\sim1.5$等，比接近普遍的$M_V \approx -7.5$值更亮。在这里，我们提出了一个分析的联合GCLF的两个星系，利用新的HST测光和凯克光谱，最近改进的距离测量。我们对DF 2和DF 4的组合GC样品应用均相光度选择法。新的分析表明，结合GC光度函数的峰值仍然在$M_V \approx -9$马格。此外，我们发现一个亚群的亮度较低的GC在$M_V \approx -7.5$马格，在接近普遍的GCLF峰的位置。在$-5$到$-8$的星等范围内，GC的数量在DF 2中是$7.1_{-4.34}^{+7.33}$，在DF 4中是$8.6_{-4.83}^{+7.74}$，与其他相同光度的星系类似。$-5$的$M_V$与$-11$之间的总GC数为DF 2的$18.5_{-4.42}^{+8.99}$和DF 4的$18.6_{-4.92}^{+9.37}$，由扣除背景的GCLF计算。两个星系中GC的更新总数是$37^{+11.08}_{-6.54}$。GC的数量不与DF 2或DF 4中的晕质量成比例，这表明$N_{GC}$不是由晕的合并直接决定的。
2020-10-14 astro-ph.GA
Discovery of a red ultra-diffuse galaxy in a nearby void based on its globular cluster luminosity function
就光谱时间而言，极低表面亮度星系的距离测定是昂贵的。正因为如此，它们的距离通常是通过将这些星系与更大的结构（如星系团或星系团）联系起来来推断的，这导致了在高密度环境中选择物体的系统性偏差。在这里，我们报告发现一个红色的超弥漫星系（S82-DG-1：$r_{\mathrm{eff}}$ = 1.6千秒差距; $<μ_{g}>$ = 25.7等角秒$^{-2}$ ; $g-i$ = 0.78等）位于附近的宇宙空洞。我们利用球状星团的多波段光度函数得到了S82-DG-1的距离，为28.7 $_{-3.6}^{+4.2}$ Mpc。GTC望远镜后续的深层光谱测量得到了3353 $\pm$ 29 km s $^{-1}$的红移，这使得它与NGC 1211星系（已知最孤立的星系之一）的关联非常有可能。这两个星系的距离和红移是一致的，它们都有很高的奇特速度（$\sim$ 1000 km s $^{-1}$），并且位于半径为7 Mpc的空洞内。局部表面密度为$Σ_5 \sim 0.06$ Mpc $^{-2}$，比现场总体小一个数量级，与GAMA调查中发现的空隙相似。我们的工作表明：i）使用相关球状星团的光学地基测光来探索超漫射星系的距离的潜力很大，ii）即使在最稀疏的环境中也存在红色超漫射星系，这表明了广泛的形成机制。
2019-03-19 astro-ph.GA
The Luminosity Function and stellar Mass to Light ratio of the massive globular cluster NGC2419
我们使用哈勃空间望远镜WFC 3的存档图像来获得遥远的球状星团NGC 2419的亮度函数，从水平分支水平以上的两个星等到关闭点以下的\sim 3.0星等（到M_I \sim 6.4），大约覆盖了初始恒星质量0.5 M_sun<= m <= 0.9 M_sun的范围。完整性校正的亮度函数在WFC 3数据覆盖的半径范围内没有显示形状的任何变化，直到~6个核心半径（r_c），或者等效地，到~2个半光半径。在这一径向范围内的光度函数与从距星团中心远得多的距离（12r_c<= R<= 22r_c）的地面数据得到的光度函数在两个分布重叠的星等范围（M_I<= 4.0）内也是相同的。这些结果支持了Dalessandro等人的结论，即星团恒星之间没有明显的质量分离，因此恒星的质光比随着距离星团中心的距离而保持不变。我们用不同的恒星演化模型中的相应年龄和金属丰度来拟合观测到的光度函数，通过外推到氢燃烧极限，我们一致地得到了总V带质光比1.2<= M/L_V<= 1.7，最佳拟合值M/L_V=1.5 +/-0.1。另一方面，假设不存在m<= 0.3 Msun的星团星，我们建立了一个稳健的下限M/Lv> 0.8。这些估计提供了有用的限制集群的动力学模型，被迫考虑恒星的质光比作为一个（几乎）自由参数。
2012-03-14 astro-ph.GA
DDO216-A1: a central globular cluster in a low-luminosity transition type galaxy
利用哈勃空间望远镜ACS成像，我们确认DDO 216-A1是位于本群星系DDO 216（飞马座矮不规则星系）中心的一个大型球状星团。通过拟合等时线，我们得到了该星系团的金属丰度[M/H] = -1.6 +/-0.2，红化E（B-V）= 0.16 +/-0.02，最佳年龄为12.3 +/-0.8 Gyr。星团中有约30个RR型天琴座变星;基模变星的星等给出的距离模数为24.77 +/-0.08 -与宿主星系相同。泛音与基模变量的比值和它们的平均周期使DDO 216-A1成为奥斯特霍夫I型星团。我们发现一个I波段的中心表面亮度为20.85 +/-0.17 F814 W等每平方角秒，半光半径为3.1角秒（13.4秒差距），绝对星等M814 = -7.90 +/-0.16（约10^5太阳质量）。用King模型拟合团簇，得到团簇的核心半径和浓度指数，r_c = 2.1”+/-0.9”，c = 1.24 +/-0.39。这个星系团是一个“延伸”的星系团，有些典型的矮星系和银河系的外晕。该星团位于DDO 216中心以南30秒差距处，与大多数矮星系球状星团相比，它位于中心位置。动力摩擦和潮汐破坏的分析模型表明，它可能形成在一个更大的距离，高达~1千秒差距，并向内迁移。DDO 216具有普通的集群特定频率，S_N = 10。DDO 216是本星系群中光度最低的拥有10^5太阳质量球状星团的星系，也是…
2017-02-03 astro-ph.GA
Precision distances to dwarf galaxies and globular clusters from Pan-STARRS1 3$π$ RR Lyrae
基于Pan-STARRS 1（PS1）3 $π$巡天中的天琴座RR（RRab）星，我们提出了新的空间模型和对绕银河系运行的球状星团（GC）和矮椭球（dSphs）的距离估计。利用Sesar等人（2017）在16个球状星团和5个矮星系中的RRab星PS1样本，我们在$(l,b,D)$空间拟合结构模型;对于13个球状星团和6个矮星系，我们只给出了它们的平均日心距离$D$。我们验证了Sesar等人（2017）中使用的周期光度（PL）关系的准确性，以限制与这些恒星的距离，并将其与Carretta等人（2009）使用金属丰度的周期光度金属丰度（PLZ）关系进行比较。我们将我们的Sesar et al.（2017）距离与Bailer-Jones et al.（2018）的基于Bullax的\textit{Gaia} DR 2距离估计值进行了比较，发现我们的距离是一致的，并且更加精确。
2018-11-27 astro-ph.GA
The faint globular cluster in the dwarf galaxy Andromeda I
对矮星系中球状星团的观测可以用来研究各种课题，包括暗物质晕的结构和低质量星系中旺盛的恒星形成历史。本文报道了仙女座M31矮星系中一个暗球状星团（M_V ~ -3.4）的性质。这个天体增加了拥有单个球状星团的低光度本星系群的数量。
2017-08-11 astro-ph.GA
Evolution of the Mass and Luminosity Functions of Globular Star Clusters
我们重新研究了球状星团（GCMF和GCLF）的质量和光度函数的动力学演化。Fall & Zhang（2001，以下简称FZ 01）指出，在年轻星系团系统中常见的幂律MF，会在哈勃时间内通过动力学过程演化成峰值MF，其形状与银河系和其他星系中观测到的GCMF非常相似。为了简化计算，半解析FZ 01模型采用了恒星从星团逃逸的“经典”理论，忽略了星团$M/L$比的变化。Kruijssen & Portegies Zwart（2009，以下简称KPZ 09）修改了FZ 01模型，加入了“延迟”和质量相关的恒星逃逸，后者导致了显著的$M/L$变化。KPZ 09声称他们的模型与观测结果相符，而FZ 01模型则不然。我们在这里表明，这种说法是不正确的; FZ 01和KPZ 09模型同样适合观测到的银河系GCLF。我们还表明，在银河系和仙女座星系的GC中，$M/L$和$L$之间没有可检测到的相关性，与KPZ 09模型相矛盾。我们的FZ 01和KPZ 09模型与观测结果的比较可以解释得最简单，如果恒星逃逸的速度接近经典的高质量集群的限制，正如理论上所预期的那样。
2016-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Eight more low luminosity globular clusters in the Sagittarius dwarf galaxy
上下文人马座矮星系正在与银河系合并，对其球状星团（GCs）的研究对于了解这一过程的历史和结果具有重要意义。目标。我们的主要目标是描述Sgr矮星系的GC系统。这一任务受到了前景恒星污染的阻碍，主要来自银河系的膨胀。方法.我们使用Via Lactea扩展巡天（VVVX）近红外巡天和盖亚早期数据发布3（EDR3）光学数据库中的VISTA变量的组合数据进行了专门针对该矮星系主体内新GC成员的GC搜索。结果我们应用自行（PM）削减丢弃前景的凸起和磁盘的恒星，我们发现了一些GC候选人的主体的Sgr矮星系。我们选择了最好的GC，这些对象具有显着的超密度以上的恒星背景的Sgr星系，并拥有颜色星等图（CMD）与明确的红巨星分支（RGBs）一致的距离和红化的这个星系。结论.我们发现了Sgr星系的八个新GC成员，这使得这个矮星系中已知的GC总数达到29个。GC的总数表明Sgr矮星系拥有相当丰富的GC系统。大多数新的GC似乎主要是富含金属，光度低。此外，我们还确定了其他10个GC候选人，这些候选人更不确定，需要更多的数据来进行适当的确认。
2021-06-07 astro-ph.GA
The evolution of the UV luminosity function of globular clusters in the E-MOSAICS simulations
我们提出了在宇宙流体动力学模拟的E-MOSAICS套件中形成的球状星团（GC）种群及其宿主星系的静止帧紫外（UV）特性的演化。我们计算与25个模拟银河系质量的星系，在以前的作品中讨论的，在休息帧紫外和光学波段的所有集群的光度相结合的瞬时集群属性（年龄，质量，金属丰度）与简单的恒星种群模型，从红移$z=0$到10。由于年轻恒星群在紫外线下的快速衰减，大多数模拟星系的GC亮度不足以在哈勃太空望远镜（HST）的观测中单独识别，即使在高度放大的系统中也是如此。紫外线最亮的GC的年龄中位数是$<10$ Myr（假设没有消光），红色滤光片的年龄增加到$\gtrsim 100$ Myr。我们估计，这些GC通常只占百分之几的总紫外线光度的宿主星系在任何时代。我们预测，紫外明亮的原GC（或集群团块）的数密度将达到峰值之间的红移$z=1-3$。在银河系质量星系的主要祖星系中，在红移为$1 \lesssim z \lesssim 3$的星系中，有%的星系团比$M_{\rm UV} < -15$亮，而在其他时期，有%的星系团比$10$亮。$z>2$星系样本中最亮的星团通常是$M_{\rm UV} \sim -16$，与观测到的紧凑、高红移源的光度一致。
2019-06-04 astro-ph.GA
RR Lyrae and Type II Cepheid Variables in Globular Clusters: Optical and Infrared Properties
球状星团既是星系演化和形成的原始化石，也是制约低质量和贫金属恒星演化的理想实验室。天琴座RR型变星和造父变星II型变星都是低质量的径向脉动恒星，它们追踪着年老的恒星星族。这些球状星团中的恒星标准烛光对于测量它们的精确距离和绝对年龄以及校准河外距离尺度至关重要。本文讨论了天琴座RR型和造父变星II型的演化阶段，并给出了它们的脉动性质，包括光变曲线、色-星等图、周期-振幅图以及球状星团在可见光和红外波段的周期-光度关系。本文还详细讨论了RR天琴座视星等-金属丰度关系和覆盖较宽金属丰度范围的球状星团的多带周期-光度-金属丰度关系在RR天琴座距离尺度中的应用。
2022-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hidden in the Haystack: Low-luminosity globular clusters towards the Milky Way bulge
最近的大面积调查使我们能够以前所未有的细节研究银河系。它的内部区域，隐藏在尘埃和气体之后，随着近红外光度和光谱数据集的到来而部分揭开。在最近的发现中，有一群低质量的球状星团，已知是失踪的，特别是在银河系的凸起。在这项工作中，五个新的低光度球状星团位于靠近隆起区。它们是通过在盖亚EDR3目录中的坐标，颜色和自行的多维空间中搜索群体而发现的，后来通过更深的VVV调查近红外测光得到证实。星系团显示出定义明确的红巨星分支，在某些情况下，水平分支与其成员在自行空间中形成动力学相干结构。其中四个通过ESO VLT上的MUSE仪器的光谱跟踪确认。导出了光度参数，并在有数据时确定了金属丰度、径向速度和轨道。新的星团Gran 1和5是凸起的球状星团，而Gran 2、3和4则呈现出类似晕的性质。初步轨道表明，Gran 1可能与主要祖先或所谓的“低能量”群体有关，而Gran 2，3和5似乎遵循Gaia-Enceladus-Sausage。这项研究表明，盖亚自行，结合光谱的后续行动和颜色星等图，需要确认的性质，集群候选人对内银河系。高恒星拥挤和差异消光可能隐藏其他低光度的星团。
2021-09-13 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Constraints on the [CII] luminosity of a proto-globular cluster at z~6 obtained with ALMA
我们报道了对D1的ALMA观测，D1是一个z~6.15的系统，恒星质量M_* ~ 10^7 M_sun，含有球状星团（GC）的前体，被星系团MACS J0416.1-2403强烈放大。自从发现高红移的GC祖先以来，我们首次尝试通过红外观测直接探测其中性气体的物理性质。我们对数据集进行了仔细的分析，并采用了一种合适的程序来识别微弱的窄线，该程序可以测试未知线宽值的各种可能值，使我们能够识别出一个4-sigma的[CII]发射的试探性检测，其本征光度L_CII=（2.9 +/- 1.4）10^6 L_sun，这是在高红移时检测到的最低值之一。这项研究提供了第一次洞察以前未知的领域的L_CII-SFR关系。尽管很大的不确定性影响我们的恒星形成率的测量，如果采取面值我们的估计是超过1德克斯低于本地和高红移系统中观察到的值。我们微弱的探测表明[CII]发射不足，可能归因于各种解释，例如低密度气体和/或强烈的恒星反馈引起的强辐射场，以及低金属含量。从连续谱中的非探测性，我们得到了对尘埃质量的限制，3-sigma上限值低至几个10^4 M_sun，与在局部贫金属星系中测量的值一致。
2020-10-14 astro-ph.GA
Near-infrared Census of RR Lyrae variables in the Messier 3 globular cluster and the Period--Luminosity Relations
我们提出了新的近红外（$JHK_s$）时间序列观测RR天琴座变量的Messier 3（NGC 5272）球状星团使用WIRCam仪器在3.6米加拿大法国夏威夷望远镜。我们的观测覆盖了星团中心周围的$\sim 21'\times 21'$天区，并提供了平均20个时期的均匀$JHK_s$波段测光。新的均匀光度学被用来估计175个基本模式（RRab），47个泛音模式（RRc）和11个混合模式（RRd）变量的鲁棒平均星等。我们的样本233 RR天琴座变量是迄今为止最大的一个单一的集群与时间分辨，多波段近红外测光。在Messier 3中，天琴座RR的近红外与光学振幅比表现出从RRc到短周期（$P < 0.6$ ~天）和长周期（$P \gtrsim 0.6$ ~天）RRab变量的系统性增加。我们推导出$JHK_s$ -波段周期-亮度关系RRab，RRc，和合并样本的变量。基于理论上预测的天琴座RR型星的周期-光度-金属丰度关系的绝对校准产生了到M3的距离模数，$μ= 15.041 \pm 0.017~(\textrm{statistical}) \pm 0.036~(\textrm{systematic})$ ~mag。当锚定到附近的RR天琴座恒星的三角视差从{ \it哈勃太空望远镜}和{ \it盖亚}任务，我们的距离估计是一致的，从理论校准的结果，虽然相对较大的系统不确定性。
2020-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
VVVX-Gaia Discovery of a Low Luminosity Globular Cluster in the Milky Way Disk
银河系球状星团（MW GC）在银河系低纬度地区很难识别，因为高的差异消光和严重的恒星拥挤。新的深近红外图像和来自Via Láctea扩展巡天（VVVX）中VISTA变量的光度测量使我们能够绘制以前未探索的区域。我们的长期目标是完成对MW GC的普查。目前的目标是估计天体物理参数，测量它们的红度、光度、距离、总光度、自行、大小、金属丰度和年龄。我们使用近红外VVVX调查数据库，结合盖亚DR 2光学测光，并与2微米全天巡天（2 MASS）测光。我们在$RA =$ 14：09：00.0; $DEC=-$ 65：37：12（J2000）报告了对迄今为止未知的银河系球状星团的检测。我们计算了这种新GC的红化为$E(J-K_s)=(0.3\pm 0.03)$ mag，消光为$A_{K_s}=(0.15\pm 0.01)$ mag。其距离模量和相应的距离分别测量为$(m-M)=(15.93\pm0.03)$ mag和$D=(15.5\pm1.0)$ kpc。我们通过与已知GC的比较以及通过拟合PARSEC和达特茅斯等时线来估计金属丰度和年龄，发现了$[Fe/H]=(-0.70\pm0.2)$ dex和$t=(11.0\pm1.0)$ Gyr。来自盖亚的平均GC PM为$μ_{α^\ast}=(-4.68 \pm 0.47 )$ mas $yr^{-1}$和$μ_δ=(-1.34 \pm 0.45…
2020-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Luminosity functions of globular clusters in five nearby spiral galaxies using HST/ACS images
本文利用哈勃空间望远镜的F435 W、F555 W和F814 W三种滤光镜的镶嵌图像，计算了五个邻近旋涡星系中球状星团（GC）的亮度函数。我们的搜索，这超过了所有以前的搜索在这些星系中覆盖的分数区域，导致在M81中检测到158个GC候选者，在M101中检测到1123个，在NGC 4258中检测到226个，在M51中检测到293个，在NGC 628中检测到173个。从这个数据集构建的LF，在校正相对较小的污染后，从变红的年轻星系团，是对数正态的性质，这是迄今为止只建立了银河系（MW）和仙女座螺旋星系之间。在四个哈勃光谱类型为Sc或更早的星系中，翻转时的星等（TO）对应于Mv（TO）=-7.41+/-0.14，与MW的Mv（TO）=-7.40+/-0.10非常一致。TO星等相当于一个老的、缺乏金属的星群的质量约为3 × 10^5 Msun。第五个星系M101的Mv（TO）比第一个星系暗约1.16等，它是哈勃望远镜类型的Scd。TO依赖于哈勃类型意味着早期型螺旋星系中的GC是经典的GC，具有普遍的TO，而晚期型星系中的GC人口主要是由旧的盘状星系团，这是在一般情况下质量较低。在我们的样本星系中的GC的径向密度分布遵循指数幂律指数的Sérsic函数，有效半径为4.0-9.5 kpc。样本星系中的GC在校正了星等和径向不完整因子后，平均比频为1.10+/-0.24。
2021-10-02 astro-ph.GA
X-ray Binary Luminosity Function Scaling Relations in Elliptical Galaxies: Evidence for Globular Cluster Seeding of Low-Mass X-ray Binaries in Galactic Fields
研究了Chandra探测到的24个早型星系足迹内低质量X射线双星（LMXB）的X射线双星（XRB）光度函数（XLF）标度关系。我们的样本包括Chandra和HST观测到的D < 25 Mpc的星系，这些星系具有文献中报道的球状星团（GC）特定频率（SN）的估计。因此，我们能够直接将X射线检测到的源分类为与不相关的背景/前景物体（GC）或星系目标范围内的源一致。我们分别为所有星系的GC和现场LMXB人口XLF建模，然后构建全球模型，表征LMXB XLF如何随星系恒星质量和SN而变化。我们发现，我们的领域LMXB XLF模型需要一个组件，规模与SN，并有一个形状一致的GC LMXB XLF。我们认为这表明，GC是“播种”银河场LMXB人口，通过喷射的GC-LMXB和/或扩散的GC在银河场本身。然而，我们还发现，一个重要的LMXB XLF组件是需要所有的星系，与恒星质量的比例，这意味着大量的LMXB人口形成“原位”，这主导了LMXB人口发射与SN < 2的星系。这是第一次，我们提供了一个框架，量化如何直接关联的GC LMXB，GC播种LMXB，并在原位LMXB有助于LMXB XLF在更广泛的早期类型的星系人口。
2020-04-27 astro-ph.GA
Chemical tagging in the SDSS-III/APOGEE survey: new identifications of halo stars with globular cluster origins
我们提出了新的鉴定星系晕中的五个红巨星的化学丰度模式，表明它们最初形成于球状星团。使用来自阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）调查的数据，通过斯隆数字巡天数据发布12（DR 12），我们首先确定可能的晕巨星，然后搜索那些与球状星团相关的众所周知的化学标记，特别是氮和铝的富集。我们发现在我们的样本中有2%的晕巨星具有这种化学特征，与以前的结果一致。根据我们以前对这个主题的工作的解释，这意味着至少有13%的晕星最初形成于球状星团。球状星团形成的理论认识的最新进展提出了有关的解释问题，我们承认，这些移民代表的晕场的一小部分的可能性。在晕场中，具有球状星团化学标记的恒星数量与球状星团中的数量大致相同，无论它们是否伴随着更大数量的前球状星团恒星。
2016-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Precise Empirical Determination of Metallicity Dependence of Near-infrared Period-Luminosity Relations for RR Lyrae Variables
天琴座RR型变星是星族II距离的极好指标，这要归功于它们在红外波长下定义良好的周期光度关系（PLR）。我们目前的近红外（NIR）监测银河系球状星团的结果，经验量化RR天琴座变量的近红外PLR的金属丰度依赖。我们的样本包括均匀的，准确的，精确的光度数据，964 RR天琴座变量在11个球状星团覆盖了大的金属丰度范围（$Δ\textrm{[Fe/H]}\sim2$ ~dex）。我们利用346颗银河系场RR型天琴座星和{ \it Gaia}星系，导出了$JHK_s$带周期-光度-金属丰度（PLZ）和周期-Wesenchant-metallicity（PWZ）关系，并同时求解了到球状星团的独立距离.我们发现一个显着的金属依赖性的$\sim0.2$ ~mag/dex在$JHK_s$频带PLZ和PWZ关系的RR天琴座星独立的金属丰度尺度。金属丰度系数和经验PLZ和PWZ关系的零点与水平分支演化和脉动模型的预测非常一致。此外，RR天琴座为基础的距离，我们的样本的球状星团也统计上与其他独立的测量文献中一致。我们推荐的经验$JHK_s$频带PLZ关系也提供了RR天琴座为基础的距离测量。
2023-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The X-ray luminosity function of low mass X-ray binaries in early-type galaxies, their metal-rich, and metal-poor globular clusters
本文给出了球状星团中低质量X射线双星的X射线光度函数和七个早型星系的X射线光度函数。这些星系被选择有两个深钱德拉观测，这使得他们的LMXB人口被观察到的X射线光度$10^{37}-10^{38}$ erg/s，和HST光学马赛克，使X射线源被分离成外地LMXB，GC LMXB，污染的背景和前景源。我们发现，在所有的光度场LMXB每恒星质量的数量是相似的，在这些星系。这表明这些星系中的LMXB种群不受GC特定频率的影响，并且诸如二元分数和恒星初始质量函数之类的属性在整个样本中是相似的，或者以不影响LMXB数量的方式变化。我们将现场LMXB的XLF与GC LMXB的XLF进行比较，发现它们具有显著差异，p值为$3\times10^{-6}$（对于正态分布，相当于4.7 $σ$）。不同之处在于GC LMXB的XLF比场LMXB的XLF更平坦，GC拥有相对更多的亮源和更少的暗源。富金属和贫金属GC的XLF的比较提示，贫金属GC可能具有更多明亮的LMXB，但差异不具有统计学显著性。
2015-12-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fermi Detection of a Luminous Gamma-ray Pulsar in a Globular Cluster
我们报道了费米大天区望远镜对球状星团NGC 6624中脉冲星J1823- 3021 A的γ射线（>100兆电子伏）脉动的高显著性（~7 sigma）探测。它的伽玛射线光度L_gamma =（8.4 +/- 1.6）x10^34尔格/秒，是迄今为止观测到的毫秒脉冲星（MSP）中最高的，它占了星团发射的大部分。在非脉冲阶段没有检测到星团意味着它包含< 32个伽马射线MSP，而不是之前估计的~100个。伽马射线的光度表明，其周期异常大的变化率是由其内在的自旋下降引起的。这意味着J1823- 3021 A具有最大的磁场，是有史以来探测到的最年轻的MSP，并且这种异常物体的形成速度可能与更正常的MSP相当。
2011-11-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the serendipitous discovery of a Li-rich giant in the globular cluster NGC 362
我们偶然发现了第一颗富含锂的巨星，它位于一个球状星团的红巨星分支凸起附近。通过中等分辨率的火焰光谱，我们得出了锂的丰度A（Li）=2.55（假设当地的化学平衡），这是非常高的考虑到恒星的演化阶段。运动学和光度分析确认该天体是球状星团NGC 362的成员。这是在球状星团中发现的第四颗富锂巨星，但也是唯一一颗已知存在于光度接近凸点星等的巨星。前面的三个探测器显然更加进化，位于红巨星分支的尖端附近或之外。我们的观测能够排除行星/褐矮星的吸积，以及作为这种罕见物体形成通道的增强质量损失机制。虽然这颗恒星刚好位于星团凸点光度的上方，但它的温度使它在颜色-星等图中朝向巨分支的蓝色一侧。我们需要进一步的专门观测，以明确地确定这颗恒星是红巨星：我们目前无法确认Li的产生是否发生在光度函数的凸点上，或者这颗恒星是否在零年龄前的水平分支上。后一种情况为恒星提供了在核心氦闪光期间快速合成锂的机会，或者在红巨星分支上升期间通过一些额外的混合过程逐渐合成锂。
2015-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Period-Luminosity Relation for Type II Cepheids
我们估计了OGLE-III调查中发现的LMC II型造父变星的JHK震级，并将其校正为平均强度。周期光度关系（PLR）的JHKs，以及在一个无红VI参数。BL Her星（P<4d）和W Vir星（P=4 ~ 20 d）在这些PLR中共线。红外关系的斜率与以前发现的球状星团中的II型造父变星一致。使用V553 Cen和SW Tau的脉动振幅，数据得出LMC模量为18.46 ± 0.10等，未对任何金属丰度效应进行校正。我们现在已经确定了II型造父变星的PLR作为距离指标，通过确认（几乎）相同的PLR满足（至少）两个不同系统中II型造父变星PL图中的分布，即LMC和银河系球状星团，并通过校准PLR的零点。在大麦哲伦星云中的RV Tau星，作为一个群体，与红外PLR中的短周期II型造父变星并不共线，这与球状星团中的这类恒星形成了鲜明的对比。我们注意到在大麦哲伦星云、球状星团和银河场中的RV Tau星在周期分布和红外线颜色上的差异。我们还比较了II型造父变星与经典造父变星的PLR。
2009-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
