Globular Cluster Candidates in NGC 891
我们使用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机拍摄的盘状星系NGC 891的深层图像来寻找球状星团的候选者。这个星系长期以来一直被认为在大小和结构上与银河系非常相似，并且几乎是侧边的，这有利于对其晕群的研究。这些平面外的ACS图像，最初是为了研究晕场恒星的种群，达到足够深，以揭示即使是最微弱的球状星团，将类似于那些在银河系。从这三个点，我们已经确定了43个候选对象的形态，大小和颜色后，淘汰。我们目前（V，I）测光所有这些，以及测量其有效半径和椭圆率。整个样本中的16个最高等级的候选者被发现落在与经典银河系球状星团所占据的参数空间非常相同的区域。我们从这次调查中得出的初步结论是，NGC 891中的总球状星团人口作为一个整体可能几乎与银河系一样大。
2009-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Blue Tilt in the Globular Cluster System of the Milky Way-like Galaxy NGC 5170
在这里，我们提出的HST/ACS成像，在B和I波段，边缘上的Sb/Sc星系NGC 5170。不包括中心盘区域，我们检测到142个物体的颜色和大小典型的球状星团（GC）。我们的主要结果是发现了一个“蓝色倾斜”（质量金属丰度关系），在3sigma水平，在这个银河系的金属贫GC子群。这种倾斜与大质量椭圆星系中的倾斜一致，也与Bailin & Harris的自富集模型一致。对于线性质量-金属丰度关系，倾斜的形式为Z ~ L^{0.42 +/- 0.13}。我们得出GC系统的总人口为600 +/- 100，比银河系丰富得多。然而，当这个数字被宿主星系光度或恒星质量归一化时，它与M31相似。最后，我们报告了一个潜在的超致密矮星的存在，其大小约为6pc，亮度M_I ~-12.5，假设它与NGC 5170有物理联系。
2009-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
A New Catalog of Globular Clusters in the Milky Way
银河系球状星团麦克马斯特星表的一个新的修订版是可用的。这是自2003年以来的第一次更新，也是自1996年出版的原始目录版本以来最大的一次修订。该列表现在总共包含157个被归类为球状星团的天体。主要的升级已经完成，特别是对星系团坐标，金属丰度和结构剖面参数，参数列表现在还包括中心速度分散。注：这篇论文是一个独立的出版物，只能在astro-ph档案中找到;它不会单独发表在期刊上。
2010-12-15 astro-ph.GA
Discovery of rotation axis alignments in Milky Way globular clusters
近年来越来越多的观测结果表明，某些球状星团在绕银河系中心运行的轨道上表现出内旋现象。基于这些发现，我们寻找球状星团的轨道相对于银河系平面的倾角与它们的自转倾角之间的任何关系。我们发现相对倾角，在旋转轴倾角-轨道轴倾角的意义上，是球状星团轨道倾角的函数。旋转轴和轨道轴对准，倾角为~ 56度，而旋转轴倾角远离轨道倾角，在~ 20度和-20度之间，后者从0度增加到90度。我们进一步研究了这种线性关系的起源，发现与球状星团轨道的半长轴和偏心率无关，也与内部旋转强度、球状星团的大小、实际质量和潮汐扰动质量、半质量弛豫时间等无关。揭示的关系将影响到球状星团内旋转的数值模拟的发展，我们对球状星团与银河系引力场的相互作用的理解，并对观测活动，以增加研究的球状星团检测到内旋转的数量。
2020-06-11 astro-ph.GA
On the tidal tails of Milky Way globular clusters
我们报告的整体运动学或结构条件，使一些银河系球状星团目前发展潮汐尾巴的搜索。为此，我们建立了一个全面的球状星团的目录，研究集中在他们的最外层区域，并将它们分为三类：观察到的潮汐尾，那些与潮汐尾不同的潮汐外的功能和那些没有任何签名的扩展恒星密度分布。当探索不同的运动学和结构参数空间时，我们发现球状星团--无论是否存在潮汐尾，或任何其他类型的潮汐外特征--的行为都是相似的。一般来说，轨道相对更偏心且相对于银河系平面非常倾斜的球状星团会因潮汐扰动而经历更大的质量损失。后者还加速了内部动力向相对更高级的进化阶段发展。这些结果表明，要找到一组特定的参数空间和动力学条件来明确预测银河系中球状星团的潮汐尾并不容易。
2020-04-24 astro-ph.GA
CN Anomalies in the Halo System and the Origin of Globular Clusters in the Milky Way
我们探讨的运动学和轨道性质的样本红巨星的晕系统的银河系，被认为是形成在球状星团，基于其强烈的UV/蓝色CN带。CN-强晕星的轨道参数与内晕和外晕种群的轨道参数进行了比较，和球状星团的轨道参数与研究充分的银河系轨道。CN-强场星和球状星团都表现出与内晕星族相似的运动学和轨道性质，表明剥离或破坏的球状星团可能是内晕场星的重要来源，并表明CN-强场星和大多数球状星团都主要与内晕星族有关。
2013-03-18 astro-ph.GA
FORS2/VLT survey of Milky Way globular clusters II. Fe and Mg abundances of 51 Milky Way globular clusters on a homogeneous scale
（删节）球状星团追溯了银河系和周围星系的形成和演化，并勾勒出它们的化学富集历史。为了完成这些任务，重要的是要有大样本的集群同质数据和分析，以得出运动学，化学丰度，年龄和位置。我们获得均匀的金属丰度和α-元素增强超过800红巨星在51银河系的球，盘，晕球状星团是最遥远的和/或高度红化的银河系的球状星团系统。我们观测了456 - 586nm波长范围内的R~2000谱，并应用全谱拟合技术。我们比较了所有集群的平均丰度与以前的工作和场星。我们使用的平均金属丰度和水平分支形态定义的所有集群之间的关系，以选择离群值进行讨论。我们发现我们的金属丰度与高分辨率数据得出的结果相当，在-2.5 <[Fe/H]<0.0的区间内，σ = 0.08 dex。我们还发现51个星团的[Mg/Fe]和[α/Fe]与[Fe/H]的分布遵循场星的一般趋势。这是第一次在大样本的同质恒星光谱观测和金属丰度推导中包括以下星团：BH 176，Djorg 2，NGC 10，NGC 6426，Lynga 7和Terzan 8。特别是，前三个星团的金属丰度只有光度测定，而NGC 6426的金属丰度是基于综合光谱学和光度测定。另外两个星团HP 1和NGC 6558被确认为银河系中最古老的球状星团的候选者。这里使用的技术也可以应用于球状星团系统在附近的星系与现有的仪器和遥远的星系与ELT的到来。
2016-03-08 astro-ph.GA
Milky Way Subsystems from Globular Clusters Kinematics Using Gaia DR2 and HST Data
我们采用Vasiliev（2019）的151个银河系球状星团的Gaia DR 2自行，结合距离和视线速度来推导它们的运动学性质。为了将星系团分配给银河系厚盘，凸起和晕，我们遵循Posti等人（2018）的方法，他们使用恒星的轨道区分不同的银河系恒星成分。特别是，我们使用的比率$L_{z}/e$，的$Z$投影的角动量的偏心率，人口示踪剂，我们补充从文献和蒙特卡罗模拟中提取的化学丰度。我们发现20个球状星团属于银河系的棒/凸起，35个表现出盘的性质，96个是晕的成员。此外，我们还发现晕状球状星团的自转速度接近于零，平均值为$<Θ>$ =1 $\pm$ 4 km s $^{-1}$ .另一方面，样品的集群，属于厚盘具有显着的旋转与平均旋转速度179 $\pm$ 6公里s $^{-1}$。20个球状星团在银河系的棒/球区域内运行，平均自转速度为49 $\pm$ 11 km s $^{-1}$。
2020-04-28 astro-ph.GA
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。
2010-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Clusters in M 31. IV. A Comparative Analysis of Absorption Line Indices in Old M 31 and Milky Way Clusters
我们提出的吸收线指数测量的综合光谱的球状星团从银河系和M 31。我们的样本包括41个银河系的球状星团和300多个M31星团.仪器的等效宽度到利克系统的转换进行了说明，零点不确定性。比较老M 31星团和银河系球状星团的线指数表明，这两个星团系统之间的化学组成没有重要的差异。特别是，CN指数的光谱中的M31和银河系星团基本上是一致的，在与以前的几个作品的分歧。我们重新分析了以前的一些数据，并得出结论，报告CN之间的差异M31和银河系的集群主要是由于数据校准的不确定性。我们的数据支持这样的结论，即银河系和M 31球状星团的化学组成没有实质性的不同，并且没有必要求助于增强的氮丰度来解释M 31球状星团的光谱。
2011-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for the First Globular Cluster Stellar Stream beyond the Milky Way
University of Copenhagen（哥本哈根大学）；DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间中心）；Princeton University（普林斯顿大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Northwestern University（西北大学）
本研究在超弥散星系UGC9050-Dw1中发现首个银河系外球状星团恒星流，通过生成式流建模约束其前身质量，为超弥散星系暗物质晕提供了首个基于恒星流的观测约束，拓展了暗物质科学的研究范畴。
2026-08-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accreted versus In Situ Milky Way Globular Clusters
在这里，我们研究银河系的GC系统，估计吸积与原位形成的GC的分数。我们首先组装一个高质量的数据库的年龄和金属丰度的93银河系GC文献深色星等数据。银河系GC的年龄-金属丰度关系揭示了两个不同的轨道-一个具有约12.8 Gyr的近恒定老年，另一个分支到更年轻的年龄。我们发现，后者年轻的轨道占主导地位的球状星团与人马座和大犬座矮星系。尽管过于简单，它的年龄-金属丰度关系可以很好地表示为一个简单的封闭的盒子模型与连续的恒星形成。推断的化学富集历史与大麦云云相似，但在给定的年龄比小麦哲伦云更丰富。在排除了人马座和大犬座GC之后，仍然有几个年轻的轨道GC。它们的水平分支形态通常是红色的，因此被归类为Young Halo天体，但它们并不倾向于显示出延伸的水平分支（可能是吸积的残余核的特征）。逆行轨道GC（吸积的一个关键特征）通常在年轻的轨道上发现。我们还研究了位于靠近由几个卫星星系定义的天炉座狮子座雕塑家大圆的GC。我们发现，几个GC是一致的年轻的轨道，我们推测，他们可能已经吸积随着他们的主机矮星系，其核心可能生存的GC。最后，我们认为来自6-8个矮星系的27-47个GC（约占整个系统的1/4）被吸积形成了我们今天看到的银河系GC系统。
2010-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Orbits of 152 Globular Clusters of the Milky Way Galaxy Constructed from the Gaia DR2 data
我们介绍了银河系152个球状星团的轨道及其性质，这些星团是使用Vasiliev（2019）列表中的平均Gaia DR 2自行和其他天体测量数据获得的。对于轨道积分，我们使用了基于Navarro-Frenk-White暗晕的银河势的轴对称模型，并由Bajkova和Bobylev（2016）使用Bhattacharjee et.al.（2014）目录中银河系天体在银河系中心距离的广泛区域（高达200 kpc）的圆速度进行了修改。在对所得到的轨道进行分析的基础上，我们修正了Massari等人提出的球状星团子系统的组成。（2019）.
2021-03-03 astro-ph.GA
The Age-Metallicity-Specific Orbital Energy Relation for the Milky Way's Globular Cluster System Confirms the Importance of Accretion for Its Formation
球状星团可以在它们的宿主星系内部形成，在高红移时，气体密度较高，富含气体的合并是常见的。它们也可以在低质量星系内部形成，这些星系已经被吸积和潮汐破坏，留下它们的球状星团补充物与高质量晕结合在一起。我们认为，星系球状星团系统中年龄-金属丰度-特定轨道能量关系可以用来确定其起源。富含气体的合并应该产生紧密结合的系统，其中富含金属的集群比缺乏金属的集群年轻。球状星团形成于大质量盘中，然后分散成晕，它们的年龄和比轨道能量之间应该没有关系。吸积的球状星团应产生弱束缚系统，其中年龄和金属丰度相互相关，但与特定轨道能量呈负相关。我们使用精确的相对年龄，自洽的金属丰度，和基于空间的自行通知轨道表明，银河系的金属贫乏的球状星团系统位于一个平面中的年龄金属丰度特定的轨道能量空间。我们发现，相对年轻或贫金属的球状星团与银河系的结合较弱，而相对古老或富金属的球状星团与银河系的结合较紧密。虽然富含金属的球状星团可能是在原位或非原位形成的，但我们的研究结果表明，贫金属的星团是在银河系外的矮星系中形成的。我们预测，这种年龄之间的关系，金属丰度，和特定的轨道能量在$L^{*}$星系的球状星团系统是一个自然的结果星系形成的$Λ$ CDM宇宙。
2021-04-21 astro-ph.GA
Milky Way globular cluster dynamics: are they preferentially co-rotating?
银河系中重子成分的运动受银河系中发光物质和暗物质含量的支配。因此，银河系球状星团的动力学可以作为示踪剂来推断大半径范围内的银河系质量模型。在这项工作中，我们使用直接观察到的视线速度来测试，如果动态的球状星团人口是一致的，假设银河系的轴对称引力势。为此，我们数值计算了球状星团人口的相空间分布，其中轨道是随机取向或共同/反旋转相对于恒星盘。然后我们将观测到的$\sim$ 150个球状星团的位置和视向速度分布与模型的结果进行了比较。我们发现，对于所采用的质量模型，同向旋转的情况下，是基于各种统计检验的青睐模型。我们做了分析，有和没有与早期合并事件的祖先相关的GC。在不久的将来，这种分析可以扩展到包括精确和丰富的数据，以更好地将银河系的潜力限制在一个大的半径。
2020-03-28 astro-ph.GA
The WAGGS project - I. The WiFeS Atlas of Galactic Globular cluster Spectra
我们提出了银河系球状星团光谱的WiFeS图集，银河系和本星系团球状星团的综合光谱库。我们使用澳大利亚国立大学2.3米望远镜上的WiFeS积分场摄谱仪观测了64个银河系球状星团和22个由银河系低质量卫星星系组成的球状星团的中心区域。该光谱比现有的银河系球状星团光谱库具有更宽的波长覆盖范围（3300 nm至9050 nm）和更高的光谱分辨率（R = 6800）。通过包括大麦哲伦星云和小麦哲伦星云星团，我们扩大了覆盖面的参数空间的现有图书馆对年轻和中年。虽然测试恒星星族合成模型和分析技术是这个库的主要目的，观测也可以进一步我们的了解本群球状星团的恒星星族，并有可能直接比较河外球状星团的综合光观测与银河系中的已知球状星团。综合光谱可通过项目网站公开获取。
2017-03-21 astro-ph.GA
Initial conditions for globular clusters and assembly of the old globular cluster population of the Milky Way
比较N体计算，包括原始的残余气体驱逐与观测到的性质的20个银河系球状星团（GC）的恒星质量函数（MF）已被测量，我们约束的时间尺度，其中嵌入对应的气体必须已被删除，恒星形成的效率的祖先云必须有和集群的潮汐场的强度必须已形成。这三个参数决定了残余气体排出过程中的膨胀和质量损失。应用恒星和动力学演化的校正后，我们发现出生集群的质量，大小和密度的GC样品和相同的数量的祖先气体云。星系团形成前的云核质量在10^5-10^7 Msun之间，半质量半径通常低于1 pc，最低可达0.2 pc。我们发现，低质量现今MF斜率，初始半质量半径和初始密度的集群与集群金属，揭示金属作为一个重要的参数驱动团簇形成和气体排出过程。这项工作预测，PD低浓度集群应该有一个更高的二进制分数比PD高浓度集群。由于最古老的GC是从银河系（MW）形成的早期残留物和派生的初始条件探测的环境中形成的集群，我们使用的结果作为一个新的工具来研究银河系内部GC系统的形成。我们实现了时间分辨的洞察力的前MW气体云的演化在短时间尺度（几百万年）通过集群金属丰度。结果表明是一致的收缩和自引力云，其中波动的前MW潜力随时间的增长。一个最初相对平滑的潮汐场演变成一个粒状的潜力内的动态时间尺度的崩溃云。
2010-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Different Sodium enhancements among multiple populations of Milky Way globular clusters
我们寻找线索，以了解不同的钠丰度测量的第一代和第二代恒星的古老银河系球状星团。为此，我们收集了最近的文献中提到的钠丰度，轨道参数，结构和内部动力学性质和年龄在一个均匀的规模的28个球状星团。我们发现，集群内的Na富集，测量的第一代和第二代恒星之间的Na丰度的差异，表现出一种趋势，作为第一代恒星的Na丰度的函数，在这个意义上，越Na贫的第一代恒星，Na富集更大。利用球状星团轨道的倾角，分析的Na富集也暗示了在~0.3 dex处的边界，以区分具有吸积或原位起源的球状星团，吸积的球状星团具有更大的Na富集。由于在吸积的球状星团中观察到相对较大的星系团内钠增强，而在原位形成的球状星团中观察到较小的钠增强（尽管不是唯一的），我们推测钠富集的幅度可能与构建模块范式有关。球状星团在第一代和第二代恒星形成时，似乎保留了这种分层星系形成过程的记忆。
2020-09-25 astro-ph.GA
DECam photometry reveals extra-tidal stars around the Milky Way globular cluster NGC 6864 (M75)
球状星团在绕银河系运动时容易丢失恒星。这些恒星逃离星团，分布在扩展的包层或潮汐尾中。然而，这样的潮外结构并不是在所有的球状星团中都能观测到，而且还没有结构或动力学参数可以预测它们的存在或不存在。NGC 1，6864是一个外晕球状星团，没有观测到潮汐尾。我们使用暗能量照相机（DECam）测光达到$\sim$ 4等下的主序列关闭，以确信地检测到一个额外的潮汐信封，恒星碎片遍布星团的郊区。这些功能出现了一次强大的领域明星过滤技术应用到观察到的集群主序列的较暗端。NGC 1，6864与{ \it Gaia}-土卫二矮星系以及其他28个球状星团有关。到目前为止，已经有近64个$\%$被作为目标寻找潮汐尾，其中大多数已被证实具有潮汐尾。因此，目前的结果使我们能够推测的可能性，{ \it盖亚}-土卫二球状星团共享一个共同的模式，质量损失的潮汐破坏。
2021-11-03 astro-ph.GA
Globular clusters in \textsc{OrbIT}: complete dynamical characterisation of the globular cluster population of the Milky Way through updated orbital reconstruction
Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF（意大利国家天体物理研究所）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Instituto Milenio de Astrofísica MAS（MAS 天体物理研究所）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）
通过更新的轨道重建，研究银河系球状星团群体的动力学特性，以揭示银河系的组装历史和并合事件。
2025-12-05 astro-ph.GA
The puzzling assembly of the Milky Way halo - contributions from dwarf Spheroidals and globular clusters
虽然最近的巡天发现了大量越来越暗的银河系卫星，但它们的分类是星团，低光度星系还是潮汐超密度仍然不清楚。同样，它们对光环形成的贡献也仍有争议。在这篇文章中，我们将讨论这些令人费解的卫星中的恒星星族和化学动力学的现有知识，特别关注矮球状星系和外星系晕中的球状星团。此外，一些最外层的晕对象是否动态地与（银河系）晕在所有的问题是解决在远程狮子座I和II矮星系的适当测量。
2011-09-08 astro-ph.GA
Globular clusters in the stellar stream surrounding the Milky Way analog NGC 5907
为了更好地了解螺旋星系NGC~5907的起源，我们研究了以其壮观的恒星流而闻名的螺旋星系NGC~5907中的球状星团（GCs）。利用宽视场Subaru/Suprime-Cam $gri$图像和深Keck/DEIMOS多目标光谱，我们识别并获得叠加在恒星流和星系盘上的几个GC的运动学。我们估计NGC 5907中的球状星团总数为$154\pm44$，特定频率为$0.73\pm0.21$。我们的分析还揭示了一个重要的，新的年轻星团候选人的人口主要是沿着恒星盘的外围发现。利用GCs流的性质，我们估计该破裂星系的恒星质量类似于银河系吸积的人马座矮星系，即$\sim10^8~M_\odot$。
2019-12-02 astro-ph.GA
The origin of the Milky Way globular clusters
我们提出了一个宇宙学放大模拟银河系般的星系，用于探索星团的形成和演化。我们特别调查的双峰观察到的颜色和金属的球状星团的起源，并通过宇宙时间的潮汐张量的形式的环境演变。我们的研究结果自洽地证实了以前的发现，即蓝色的，金属贫乏的星系团形成于吸积到银河系上的卫星星系中，而红色的，富含金属的星系团主要在原位形成，或者在较低程度上在与银河系合并的大规模自富集星系中形成。通过监测这些人口的潮汐场的经验，我们发现，集群形成在原地（一般集中）的感觉显着更强的潮汐比吸积的，无论是在今天，当平均在他们的整个生命。此外，我们注意到，银河系星团所经历的潮汐场是显着弱于在过去比现在的一天，确认它是不可能的，一个幂律的集群初始质量函数一样，年轻的大质量的集群，被转化为观察到的峰值分布在银河系与弛豫驱动的蒸发在潮汐场。
2016-11-14 astro-ph.GA
A new catalog of homogenised absorption line indices for Milky Way globular clusters from high-resolution integrated spectroscopy
我们对24个银河系球状星团进行了综合光谱分析。从一个核心半径的光谱观察到每个集群与高波长分辨率~2.0 A的FWHM。结合Puzia et al.（2002）和Schiavon et al.（2005）的两个现有数据集，我们构建了一个包含53个银河系球状星团的Lick光谱指数的大型数据库，这些球状星团具有广泛的金属丰度范围，-2.4 < [Fe/H] < 0.1，以及各种水平分支形态。经验指数到金属丰度的转换关系提供了20舔指数用于推导金属丰度的远程，未解决的恒星系统。
2016-10-25 astro-ph.GA
Multiple stellar populations: from old Milky Way globulars to young star clusters
我介绍了我们小组关于老银河系球状星团和麦哲伦云和银河系年轻系统中多个恒星星族的最新结果。对于我们银河系中的古老GC，我总结了在染色体图上观察到的恒星星族的化学性质。讨论了I型和II型GC。对于最年轻的星团，我将简要地报告我们对大麦云NGC1818和银河系疏散星团NGC6705（M11）的最新光谱分析，这支持了具有不同旋转速率的恒星星族的共存。
2019-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Likelihood of Undiscovered Globular Clusters in the Outskirts of the Milky Way
目前已知的银河系球状星团的最大星系中心距离为$\sim$ 145 kpc，其特点是最外层的星团主要具有向内的速度。轨道平均发现，这种配置是偶然发生的$6\%$的时间，这表明几个球状星团与积极的径向速度仍然未被发现。我们估计的预期数量的未被发现的集群在大的距离下的假设，集群人口有一个平滑的径向分布，并在银河系的维里半径内处于平衡。通过比较目前的外星系团的运动学性质的随机轨道配置的银河系球状星团系统通过轨道平均，我们估计的可能性$73\%$有至少一个未被发现的球状星团在银河系内。该估计值假设当前人口已达到50千秒差距，如果人口已达到150千秒差距，则增加到$91\%$。存在两个未发现的簇的可能性在$60\%$和$70\%$之间，存在三个未发现的簇的可能性在$50\%$的量级。最有可能的情况是，未被发现的集群正在向外移动，这导致外部集群人口与平衡状态一致。通过即将进行的深层成像调查，将能够对遥远的、可能相当低的浓度和非常低的金属量的球状星团进行探测。
2020-12-15 astro-ph.GA
A catalogue of masses, structural parameters and velocity dispersion profiles of 112 Milky Way globular clusters
通过对银河系112个球状星团的速度色散和面密度分布进行N体模拟，确定了它们的质量、恒星质量函数和结构参数。速度弥散分布是根据我们从档案ESO/VLT和Keck谱中获得的15，000多个高精度径向速度以及文献中发表的约20，000个径向速度的组合计算的。我们的拟合还包括球状星团的恒星质量函数，在我们的样本中有47个星团，使我们能够自洽地考虑质量分离和正在进行的星团溶解的影响。我们证实了Sollima & Baumgardt（2017）最近发现的球状星团的整体质量函数与其弛豫时间之间的强相关性。我们还发现球状星团中心的逃逸速度与Milone et al.（2017）最近为57个球状星团导出的星团中第一代恒星（FG）的比例相关，但FG恒星比例与球状星团的整体质量函数之间没有相关性。这可能表明，球状星团阻止污染恒星的风喷射物的能力是决定第二代恒星的存在和比例的关键参数，而不是它后来的动力学质量损失。
2018-06-30 astro-ph.GA
Multi-Wavelength, Optical (VI) and Near-Infrared (JHK) Calibration of the Tip of the Red Giant Branch Method based on Milky Way Globular Clusters
利用46个低红化银河系球状星团的高精度地基测光，结合Gaia DR 2自行选择成员星，在两个光学（$VI$）和三个近红外（$JHK$）波长上标定了红巨星分支（TRGB）方法的零点。在这样做的过程中，我们利用这些集群的sharpen定义的零年龄水平分支（ZAHB）将我们的集群样本相对校准到一个跨越广泛金属丰度的复合色星等图中，然后使用几何分离食双星距离设置这个复合物的绝对零点到半人马座PDMATHAMO。我们测量的$I-$带零点[ $M_I = -4.056 \pm 0.02 \text{ (stat}) \pm 0.10 \text{ (sys)} $ ]与之前发表的两个独立校准值的一个sigma一致，使用的是LMC [ $M_I = $ -4.047 mag; Freedman et al. 2019，2020]和脉泽星系NGC 4258 [ $M_{F814W} = $ -4.051 mag; Jang et al. 2020]中的TRGB星。我们还发现我们的$J,H,K$零点与几个文献研究非常一致。
2020-12-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the physical size of the Milky Way globular cluster NGC 7089 (M 2)
利用暗能量照相机（DECam）的新观测资料研究了银河系球状星团NGC 7089的外围区域。由此产生的背景清理恒星密度剖面揭示了一个扩展的信封的存在。我们证实了以前的结果，发现星团恒星~ 1度从集群的中心，这是近三倍的最强大的潮汐半径估计值。我们还使用了直接N体模拟的结果，以便与观测结果进行比较。我们发现一个相当好的协议之间的观察和数值生成的恒星密度分布。由于球状星团潮尾附近存在间隙和亚结构，我们仔细研究了超出雅可比半径的星团外区的结构。我们将分析扩展到35个球状星团的样本，其中20个观测到潮汐尾。我们发现，如果恒星密度分布遵循幂律~ r**（-α），α斜率与球状星团目前的质量相关，在这个意义上，更大的质量的球状星团的α值较小。这种趋势在没有观测到潮汐尾的球状星团中没有发现。除其他原因外，这种现象的起源可能与所谓的潜在逃逸者或暗物质迷你晕内球状星团的形成有关。
2022-05-04 astro-ph.GA
Characteristic radii of the Milky Way Globular Clusters
我们报告的银河系的引力场在塑造其球状星团人口的结构参数和内部动力学的影响程度。我们利用一个均匀的，最新的数据集与运动学，结构特性，当前和初始质量的156个球状星团。一般来说，星系团半径随着银河系势的减弱而增加;核心半径和雅可比半径分别以最慢和最快的速度增加。我们解释这一结果的最里面的区域的球状星团是不太敏感的变化，在潮汐力与银心距离。银河系的引力场似乎也有差异地加速了单个星系团的内部动力学演化，那些朝向凸起的星系团在动力学上看起来更老。最后，我们发现一个子人口组成的紧凑和扩展的球状星团（定义为他们的rh/rJ比）超过8千秒差距，似乎已经失去了很大一部分的初始质量失去了通过中断。此外，我们还发现了rh/rJ > 0.4的第三组，它们由于破裂而失去了更大部分的初始质量。在这两种情况下，质量损失的高比例可能是由于它们的大轨道偏心率和倾角，这导致它们在近银河系和圆盘交叉期间经历更多的潮汐冲击。比较个别集群的结构和轨道参数允许的约束，以放置在其演变是否是松弛或潮汐为主。
2019-09-04 astro-ph.GA
The surroundings of the Milky Way globular cluster NGC 6809
我们利用暗能量相机（DECam）对银河系球状星团NGC 6809的外围区域进行了观测，该区域位于星团主序（MS）关闭点以下近6等。为了揭示其最外层的结构，我们建立了恒星密度图使用集群MS星，一旦污染的场星被删除的集群颜色星等图。我们发现，只有最轻恒星的恒星密度图显示了一些过剩的恒星在相对两侧的集群中心，减少后不久在~ 0.32度。所研究的球状星团的远距星系距离小于NGC 6809（5.5千秒差距）没有观察到潮汐尾。在所研究的内部球状星团样本中没有检测到潮汐尾，可能是由于这些球状星团轨道的运动学混沌性质减少了潮汐尾的扩散时间，从而缩短了可以检测到潮汐尾的时间间隔。进一步的调查与扩大集群的样本，以确认是否混沌和非混沌轨道是负责存在的球状星团与潮汐尾巴和那些与潮外的功能是不同的潮汐尾巴或没有任何签名的扩展恒星密度分布。
2021-05-24 astro-ph.GA
Comparison of the Orbital Properties of the Milky Way Globular Clusters from the Data of the Gaia DR2 and EDR3 Catalogs
我们提供了152个球状星团的轨道参数的新值，这些参数是使用从盖亚EDR 3目录数据获得的新的平均自行计算的。轨道被集成5 Gyr回在轴对称的三分量的潜力与球形凸起，磁盘组件，和球形暗晕的Navarro-Frenk-White形式，我们使用的旋转曲线与大的银河系中心的距离高达200千秒差距的对象进行了改进。所获得的轨道参数进行了比较的轨道参数的相同的球状星团计算之前在相同的重力位使用自行盖亚DR 2目录数据。确定了轨道发生重大变化的物体。
2021-08-19 astro-ph.GA
Roche volume filling of star clusters in the Milky Way
利用观测和模拟的数据，研究了银河系中疏散星团和球状星团的投影半质量与Jacobi半径之比$r_h/r_J$以及潮汐半径与Jacobi半径之比$r_t/r_J$。我们应用改进的$r_J$计算了球状星团的偏心轨道。Piskunov等人的236个疏散星团的样本在最近的千秒差距内围绕太阳被使用。对于银河系球状星团，数据取自哈里斯星表。我们特别使用的子样本的38银河系球状星团的轨道已被整合Dinescu等人。我们的目标是量化开放和球状星团之间的差异，并了解，为什么他们形成两个本质上不同的人口。我们发现在某些假设下，或者换句话说，在某些近似下，（i）球状星团目前是罗氏体积填充不足的，（ii）至少有$3σ$的置信度，在我们的样本中，目前平均疏散星团的半质量和雅可比半径之比$r_h/r_J$比平均球状星团大$3 - 5$倍，（iii）球状星团的一个重要部分可能是罗氏体积过度填充在近心点与$r_t > r_J$。本文的另一个目的是揭示半质量半径和银河中心半径之间存在vandenBergh关联的潜在理论原因。
2012-12-10 astro-ph.GA
Multiple populations in globular clusters. Lessons learned from the Milky Way globular clusters
近年来对球状星团的研究表明，球状星团不是简单的恒星星族，而是由多个世代组成的。证据来自光度学和光谱学。一个新的范例是形成大质量的星团，其中包括几个情节的恒星形成。虽然这为球状星团的几个特征提供了解释，包括第二个参数问题，但它也为球状星团和我们银河系的晕之间的关系开辟了新的视角，并通过扩展所有具有高特定频率的球状星团的种群，例如，巨大的椭圆星系我们回顾了这方面的进展，重点是最近的研究。有几点仍有待正确理解，特别是关于在星团中产生丰度模式的污染物的性质和典型的时间尺度，这种现象活跃的星团质量范围，以及球状星团和我们银河系其他卫星之间的关系。
2012-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Surviving tidal tails around the Milky Way bulge globular cluster NGC 6355
本文利用暗能量相机观测银河系核球球状星团NGC 6355，通过构建恒星密度图发现其周围存在指向银河系中心的潮汐尾和延展包层，超密度为场星涨落的4-6倍，证明混沌轨道星团的潮汐尾可被探测。
2024-05-02 astro-ph.GA
The Pristine Dwarf-Galaxy survey -- III. Revealing the nature of the Milky Way globular cluster Sagittarius II
我们提出了一个新的光谱研究暗淡的银河系卫星人马座II。利用光纤大阵列多元素光谱仪的多目标光谱，我们用47颗新观测到的恒星补充了Longeard等人（2020）的数据集，其中19颗被确定为卫星的成员。这些额外的成员星被用来对系统的动力学和金属丰度特性施加更严格的约束。我们发现SgrII v = 1.7 +/- 0.5 km s-1的低速色散，与类似光度的银河系球状星团的色散一致。我们确认了该卫星的贫金属性质（[Fe/H]_Sgr II = -2.23 +/- 0.07），并发现Sgr II的金属丰度分散度没有得到解决，在95%的置信限下仅达到0.20。没有发现金属丰度低于-2.5的恒星。因此，尽管这个系统的尺寸非常大（rh = 35.5 + 1.4 - 1.2 pc），我们还是得出结论，Sgr II是银河系中一个古老而贫金属的球状星团。
2020-05-12 astro-ph.GA
Isolated elliptical galaxies and their globular cluster systems. II. NGC 7796 - globular clusters, dynamics, companion
我们研究了孤立椭圆星系NGC 7796的球状星团系统，提出了该星系的新测光方法，并利用已发表的运动学数据来约束暗物质含量。B和R的深层图像，由VLT的可见多目标光谱仪（VIMOS）获得，形成数据库。我们提出了各向同性和各向异性的琼斯模型，并给出了一个形态学的描述的同伴矮星系。这个球状星团系统大约有2000个成员，所以它不像那些具有可比恒星质量的星系团中的巨型椭圆星系那样丰富，但比许多其他孤立椭圆星系团系统丰富。GC的颜色分布是双峰的，这并不一定意味着金属丰度双峰。运动学文献数据有些不确定。在各向同性的情况下，没有暗物质的存在，内部的速度弥散也可以再现。径向各向异性模型需要一个低的恒星质光比，这将与星系的年龄形成对比。MONDian模型得到了X射线分析和以前的动力学模型的支持，但需要更好的数据进行确认。矮伴星系NGC 7796-1呈现出潮汐尾、多核和非常方形的等照度线。NGC 7796是一个古老的大质量孤立椭圆星系，没有迹象表明后来的主要恒星形成事件在其他孤立椭圆星系中经常出现。它相对丰富的球状星团系统表明，孤立并不总是意味着一个贫穷的星团系统。矮伴星的性质可能表明矮-矮合并。（节略）
2014-11-26 astro-ph.GA
The inhomogenous reionization of the inter-galactic medium by metal-poor globular clusters
我们提出了详细的辐射转移模拟的再电离历史的银河系的贫金属球状星团。我们确定潜在的金属贫球状星团候选人在宝瓶座模拟使用暗物质晕速度色散。我们通过光子守恒的三维非平衡化学代码计算局部电离场，并允许模型传播到今天。该模型的主要特点是，如果局部气体被电离，则球状星团的形成被抑制。我们发现，我们的电离场的空间处理导致显着不同的数字和空间分布相比，球状星团的形成是简单地截断在一个给定的红移模型。我们发现，它是可能的贫金属球状星团已形成通过暗物质晕形成通道作为我们的第二个模型（延迟形成）结合截断在z = 10产生的径向分布与银河系贫金属球状星团的统计一致。如果球状星团确实形成于高红移的暗物质晕中，即使只是部分形成，它们对红移10的局部（即以主星系为中心的2^3 h^-3 Mpc ^3）体积和质量的再电离的贡献可能分别高达98%和90%。在我们的光子最贫穷模型中，这种贡献下降到60%和50%。所有模型中幸存的星团都有一个狭窄的平均年龄范围（平均值= 13.34 Gyr，σ= 0.04 Gyr），与目前对银河系贫金属球状星团的年龄估计一致。我们还测试了一个简单的动力学破坏模型，并估计约60%的贫金属球状星团形成在高红移已被摧毁，通过潮汐与宿主星系的相互作用。
2012-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way globular clusters on cosmological timescales. II. Interaction with the Galactic centre
本研究利用phi-GPU和IllustrisTNG-100势模拟147个球状星团10 Gyr轨道，量化其与银心近距交会频率，并指出仅靠周期性恒星捕获难以解释核星团质量，需考虑早期星团完全潮汐瓦解。
2023-04-05 astro-ph.GA
The VPOS: a vast polar structure of satellite galaxies, globular clusters and streams around the Milky Way
长期以来，人们一直认为银河系的卫星星系具有显著的相空间相关性，它们分布在一个高度倾斜的圆盘状星系中。我们首次分析了恒星流和气体流的方向以及球状星团在MW晕中的分布，从而扩展了以往对DoS的研究。结果表明，被归类为年轻晕团（YH GC）的MW球状星团的空间分布与DoS非常相似，而14个分析流中有7个与DoS一致。当假设各向同性时，发现所观察到的流聚集的概率仅为0.3%。因此，MW被一个巨大的极地结构（VPOS）的子系统（卫星星系，球状星团和流）所包围，从银河系中心的距离小到10 kpc到250 kpc。这些发现表明，一个接近各向同性的宇宙学子结构组件的下落到MW基本上被排除，因为大量的下落物体将不得不高度相关，在一定程度上不自然的暗物质子结构。大多数卫星、溪流和YH GC必须形成一个相关的种群。这在由相互作用的星系排出的物质组成的潮汐尾中是可能的。我们讨论了潮汐的情况下形成的VPOS，包括成功和可能的挑战。MW卫星是潮汐矮星系的潜在后果是严重的。如果所有的卫星星系和银河星系都是在年轻的MW和另一个富含气体的星系在大约10-11 Gyr前相遇时形成的，那么MW就没有任何发光的暗物质子结构，卫星失踪的问题就成为标准宇宙学模型的灾难性失败。
2012-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematic characteristics of the Milky Way globular clusters based on Gaia DR2 data
利用Gaia（ESA）Data Release 2的数据，对银河系中的球状星团（GCs）进行了轨道计算。为了探索GC之间可能的近距离接触（或碰撞），使用我们自己开发的高阶phi-GRAPE代码，我们向后和向前整合了119个具有可靠位置和自行的物体的轨道。在计算中，我们采用了一个现实的轴对称银河势（球+盘+晕）。使用不同的撞击条件，我们发现了六个GC中的四对可能在过去5Gyr的半质量半径（碰撞）之和的两倍内经历了一次相遇：Terzan 3- NGC 6553，Terzan 3 - NGC 6218，Liller 1 - NGC 6522和Djorg 2 - NGC 6553。
2023-01-17 astro-ph.GA
Proper motions and dynamics of the Milky Way globular cluster system from Gaia DR2
我们使用盖亚数据发布2，以确定150银河系球状星团（几乎整个已知的人口）的平均自行，与一个典型的不确定性为0.05质量/年的限制，主要是由系统误差。结合他们的距离和视线速度测量从文献中，我们分析了球状星团在6d相空间中的分布，使用位置/速度和动作/角度坐标。在中心10 kpc的星系团的平均旋转速度达到50-80 km/s，速度色散接近各向同性100-120 km/s，而在外部星系团的轨道是强烈的径向各向异性。我们确认在银河系的外部区域的高径向作用的集群的浓度。最后，我们探讨了一系列的平衡分布函数为基础的模型，为整个球状星团系统，以及它们提供的信息，银河系的潜力。星系团的动力学最好用圆周速度在10至50千秒差距之间、保持在210至240公里/秒范围内的模型来描述。
2019-01-14 astro-ph.GA
Dynamics of the Local Group: the Outer Galactic Globular Star Clusters
一个模型的质量和周围的本地集团以前用于适应红移矮星系的距离在50千秒差距和2.6百万秒差距之间的条件下，小和不断增长的原始偏离均匀的允许适合的距离和红移的12个星系球状星团在银河系中心的距离大于30千秒差距。这些解也与三组观测到的球状星团自行和一次观测到的潮汐尾的方向相吻合。在某些解中，这些外围的球状星团已经绕银河系转了好几圈，失去了关于它们初始条件的信息。在其他轨道中，球状星团第一次从质量浓度适中到具有小的内部速度的形成中接近银河系，并且最初以接近宇宙一般膨胀率的速度远离原银河系。
2017-08-15 astro-ph.GA
Discovery of RR Lyrae Stars in the Nuclear Bulge of the Milky Way
银河系的核心，像银河系的核心一样，是恒星密度很高的极端地方，在大多数情况下，拥有一个超大质量黑洞。银河系核心形成的一种假设是原始球状星团的合并（Capuzzo-Dolcetta 1993）。这个模型的一个含义是，这个区域应该拥有在旧银河系球状星团中发现的典型恒星。天琴座RR型星是主要的距离指示星，是古老和贫金属恒星星族的代表，因此经常在球状星团中发现。在这里，我们报告了在银河系中心附近发现的十几颗天琴座RR型恒星，即在银河系所谓的核恒星隆起中。这一发现提供了第一个直接的观测证据，表明银河系核恒星隆起包含古老的恒星（>10 Gyr）。在此基础上，我们得出结论，合并球状星团可能有助于建立在银河系的核恒星隆起的高恒星密度。
2016-10-15 astro-ph.GA
Light-element Abundance Variations in the Milky Way Halo
我们提出的证据的贡献，高质量的球状星团的恒星晕的银河系。使用SDSS-II/SEGUE光谱超过1900 G-和K-型晕巨星，我们首次确定了一个子集的恒星CN带强度显着较大，CH带强度较低，比大多数晕场星，在固定的温度和金属丰度。由于CN带强的不均匀性和通常伴随的丰度变化目前被理解为恒星形成的结果，在球状星团，我们解释这个子集的晕巨星的结果，球状星团溶解到星系晕。我们发现，我们的样本中有2.5%是CN-强，并可以推断，根据最近的球状星团演化模型，晕场星最初形成的分数内球状星团可能高达50%。
2010-05-21 astro-ph.GA
Forecasting the Population of Globular Cluster Streams in Milky Way-type Galaxies
本研究通过层级模型预测类银河系中球状星团流的族群特征，发现当前银河系球状星团流统计严重不全，未来深度巡天可发现大量星流用于暗物质子晕探测。
2024-10-07 astro-ph.GA
Globular Cluster Intrinsic Iron Abundance Spreads: II. Protocluster Metallicities and the Age-Metallicity Relations of Milky Way Progenitors
内在铁丰度在球状星团中分布，虽然通常很小，但非常普遍，是自我富集的标志：星团内的一些恒星已经被来自同一星团内其他恒星的超新星喷出物富集。我们使用Bailin（2018）自富集模型来预测原星系团的性质-其质量和原星系团气体云的金属丰度-与今天最终可观察到的性质-其当前金属丰度和内部铁丰度分布之间的关系。我们将此模型应用于银河系球状星团的初始质量和/或铁丰度分布的更新目录，以重建其初始金属丰度。我们发现，除了已知的异常隆起集群泰山5和三个集群强烈怀疑是核星团剥离矮星系，该模型提供了一个很好的镜头，了解他们的铁传播和初始金属丰度。然后，我们使用这些初始金属丰度构建年龄金属丰度关系的运动学确定的主要吸积事件在银河系的历史。我们发现，使用初始的金属丰度，而不是当前的金属丰度不会改变银河系的历史的整体图片，因为差异通常是小的，但确实提供了信息，可以帮助区分吸积事件的一些个人球状星团与模糊的运动学应该与，并指出吸积事件本身的潜在复杂性。
2021-10-27 astro-ph.GA
Milky Way Globular Clusters: Nurseries for Dynamically-Formed Binary Black Holes
Sapienza, Università di Roma（罗马大学）；Tor Vergata, Università di Roma（罗马托尔维加塔大学）；INAF/Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INFN, Sezione di Roma I（意大利国家核物理研究所罗马第一分部）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究提出自洽框架，结合银河系形成模型与球状星团人口合成代码，揭示动态形成双黑洞的起源与演化，发现约30%球状星团可能源自卫星星系，并展示高红移下双黑洞并合率增加。
2026-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Impact of the low solar abundance on the ages of globular clusters
本文介绍了Asplund及其合作者（2004）关于低太阳丰度对基于等时线拟合的最古老星团年龄的影响的研究结果。我们已经建立了新的恒星模型和相应的等时线使用这种新的太阳混合适当的太阳校准。我们发现使用Asplund et al.（2004）的金属丰度会导致银河系中老球状星团的典型年龄大约增加10%。虽然这可能看起来很小，但它对解释银河系球状星团的形成时代有重要影响。Asplund等人（2004）的丰度可能不一定会威胁到目前的和谐宇宙学，但会表明银河系球状星团在再电离之前和主星系体开始形成之前形成。这与目前对星系形成的理解形成对比。
2010-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed study of the Milky Way globular cluster Laevens 3
我们提出了一个光度和光谱研究银河系卫星Laevens 3。使用MegaCam/CFHT g和i测光和Keck II/DEIMOS多目标光谱学，我们细化系统的结构和恒星性质。Laevens 3的色星等图显示它是一颗非常贫金属的老恒星（13.0 +-1.0 Gyr），距离为61.4+-1.0 kpc，部分是基于两颗天琴座RR星。该系统较暗（Mv = -2.8+0.2-0.3mag），结构紧凑（r = 11.4 ± 1.0pc）。从光谱，我们限制了系统的金属丰度（[Fe/H]spectro = -1.8+-0.1 dex），但金属丰度和速度色散都是未解决的。利用盖亚DR 2，我们推断出该系统的平均自行为（mu_alpha，mu_delta）=（0.51+-0.28，-0.83+-0.27）masyr-1，结合径向速度（<vr>= -70.2+-0.5kms-1），可转化为近心点和远心点分别为40.7+5.6-14.7和85.6+17.2- 5.9kpc的晕轨道。总的来说，Laevens 3具有银河系外晕球状星团的典型特性。此外，我们发现这个系统显示出质量分离的迹象，这加强了我们的结论，Laevens 3是一个球状星团。
2019-09-18 astro-ph.GA
Gaia Parallax of Milky Way Globular Clusters -- A Solution of Mixture Model
我们建立了一种混合模型方法来计算银河系球状星团的视差。它避免了星系团成员的确定问题，并提供了一个完全独立的天体测量解决方案，通过纯粹使用视差数据。用\cite{2017MNRAS.467..412P}的模拟簇对该方法进行了验证。利用\gaia第二次数据发布的数据，我们用混合模型分辨了120个真实的球状星团。他们构造了迄今为止最大的直接视差样本。通过与其他基于簇成员的直接视差结果（包括\cite{2018A&A...616A..12G}的75个簇）的比较，证明了该方法的准确性，特别是对于某些特定簇。在与其他间接视差测量比较中发现$-27.6\pm1.7$ $μ$的系统偏移as以及$22.8\pm1.3$ $μ$的分散as。这与当前\gaia弛豫的全局值和零点变化相一致。讨论了几个特定的邻近球状星团的距离，而最近的球状星团即使考虑到系统误差也能达到很高的精度。
2019-08-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
LISA sources in Milky Way globular clusters
我们探索了银河系（MW）球状星团（GC）中双致密天体双星的形成，这些双星可能可以被激光干涉仪空间天线（LISA）检测到。我们使用一组137完全进化的GC模型，总体而言，有效地匹配MW中观察到的GC的属性。我们估计，总的来说，MW GC含有可通过LISA检测到的$\sim21$源。这些可探测的源包含黑洞（BH）、中子星和白矮星成分的所有组合。我们预测这些源中的$\sim7$将是BH-BH双星。此外，我们表明，这些BH-BH双星可以有信噪比大到足以在仙女座星系，甚至室女星系团的距离检测。
2018-05-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Extragalactic Globular Cluster Populations from High Resolution Integrated Light Spectra
本文对大质量星系和矮星系中的银河系和河外球状星团的高分辨率、积分光、详细化学丰度进行了比较。我们包括在银河系，M31，大麦云云和NGC 5128的球状星团样品的Fe，Ca，Si，Na和Al的测量。这些和我们小组最近在M31和NGC 5128上的其他结果是第一次从银河系及其最近邻居以外的老恒星的离散吸收特征中得出的化学丰度。这些丰度不仅可以提供星系的富集历史，还可以对球状星团的形成和演化提供制约。
2013-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling the Milky Way's globular cluster system
我们构造了一个银河系球状星团系统的模型的基础上，一个现实的引力势和分布函数（DF）解析的作用积分。DF包括盘和晕组件，其功能形式类似于最近用来描述恒星盘和恒星晕。我们使用贝叶斯方法确定模型参数的后验分布。这让我们了解了球状星团数据对我们模型的约束程度。的光盘和晕DF的青睐的参数值是类似的，以前获得的值从适合恒星盘和晕，虽然集群晕系统显示更清晰的旋转比恒星晕。我们的模型再现了球状星团系统的一般特征，即密度分布，平均自转速度。盘簇的分数与所观察到的富金属簇的分数相一致。然而，这些数据表明，要么是编目的星团距离与目前对银河系中心距离的估计不一致，要么是未能识别出凸起后面的星团。随着我们银河系组成部分的数据在未来几年内在数量和精度上的增加，重新审视目前的分析将是有益的。
2017-01-24 astro-ph.GA
