从巨椭圆星系到球状星团的一个共同的色-星等关系？

室女座巨型椭圆星系球状星团的SUBARU光谱研究M86

SUBARU Spectroscopy of the Globular Clusters in the Virgo Giant Elliptical Galaxy M86

首次对室女星系团中的巨椭圆星系M86中的球状星团进行了光谱研究。利用斯巴鲁望远镜上的弱目标照相机和摄谱仪（FOCAS）的多目标光谱（MOS）模式获得的光谱，我们测量了M86中25个GC的径向速度。GCs的平均速度为vp = -354+81 -79 km/s，与M86核的速度（vgal = -234 \pm 41 km/s）不同。我们估计了GC的速度色散，σp = 292+32-32 km/s，并发现了M86 GC系统自转的线索。观测到的GC和恒星的速度色散分布与基于恒星质量分布的预测的比较强烈地表明，在M86中存在一个扩展的暗物质晕。我们还估计了金属丰度和年龄的16和8 GC，分别。M86 GC的金属丰度在-2.0 < [Fe/H] < -0.2的范围内，平均值为-1.13 \pm 0.47。这些GC的年龄分布很广，从4岁到15岁。

早型星系III球状星团的光学/近红外巡天。关于GC体系的颜色双峰性

An optical/NIR survey of globular clusters in early-type galaxies III. On the colour bimodality of GC systems

球状星团的双峰颜色分布反映了双峰金属丰度分布的解释受到了质疑。由水平分支（HB）恒星引起的颜色到金属丰度转换的非线性可能是将单峰金属丰度分布转变为双峰（光学）颜色分布的原因。我们研究了14个E/S 0星系中GC系统的光学/近红外（NIR）颜色分布。我们测试是否双峰功能，通常存在于光学颜色分布，仍然在光学/近红外的。后一种颜色组合是比前一种更好的金属含量指标。我们使用KMM和GMM测试来量化不同颜色分布的概率，更好地描述了双峰，而不是单峰分布。我们发现，双峰颜色分布更常见于光学比光学/近红外颜色。对于某些光学（g-z）分布明显为双峰的星系，（g-K）和（z-K）分布更好地描述为单峰分布。在我们的样本中，星系团最丰富的两个星系，NGC 4486和NGC 4649，显示出一些有趣的差异。NGC 4649的（g-K）分布可以用双峰分布来描述，而NGC 4486 GC的（g-K）分布只有在限制于K波段误差较小（< 0.05 mag）的较亮子样本时才是正确的。形式上，K波段光度误差不能导致双峰金属丰度分布模糊为单峰（g-K）颜色分布。然而，模拟包括额外的散射在颜色-颜色图（不完全考虑在光度误差）表明，这种散射可能有助于消失的双峰（g-K）的完整的NGC 4486样品。对于较少的星系团丰富的结果是不确定的，由于穷人的统计。[摘要]

从室女座矮椭圆星系的球状星团系统的运动学看室女座矮椭圆星系盘状起源的证据

Evidence for the disky origin of luminous Virgo dwarf ellipticals from the kinematics of their globular cluster systems

我们报告的证据动态显着旋转的球状星团系统的两个明亮的室女座矮椭圆星系，VCC 1261和VCC 1528。包括以前的结果VCC 1087，所有三个室女座矮椭圆星系的球状星团系统的详细研究，到目前为止表现出v_rot/sigma > 1。以球状星团中的旋转作为最大圆盘旋转，我们发现这三个dE都满足r带Tully-Fisher关系。我们认为，这些数据支持的假设，即明亮的dEs是改造后的盘星系的残余物。我们还获得了VCC 1261和VCC 1528中恒星的深长缝数据。这两个星系都在其内部区域显示出快速的旋转，空间尺度约为0.5 kpc。这些旋转速度与GC系统中看到的旋转速度相似。由于室女座dEs的长缝数据延伸到1-2个有效半径（典型的深空观测），而球状星团延伸到4- 7个有效半径，我们得出结论，在许多明亮的dEs中没有检测到旋转可能仅仅是由于恒星数据中缺乏径向覆盖，而球状星团代表了dEs动力学的异常敏感的探针。基于这些数据，我们认为气体盘是早期宇宙中球状星团形成的重要场所。

室女座巨型椭圆星系NGC 4636：II的球状星团系统。球状星团系统的动力学

The Globular Cluster System of the Virgo Giant Elliptical Galaxy NGC 4636: II. Kinematics of the Globular Cluster System

本文对室女星系团中的巨型椭圆星系NGC 4636中的球状星团系统进行了运动学分析。利用238个气相色谱的光度和光谱数据库，我们研究了气相色谱系统的运动学。NGC 4636 GC系统整体旋转较弱，主要由红色GC组成。然而，蓝色GC和红色GC在R<4.3 '的内部区域中均显示出一些旋转。所有GC的速度频散被导出为sigma_p = 225{+12-9} km/s。蓝色GC的速度色散（sig=251 km/s）略大于红色GC的速度色散（sig=205 km/s）。蓝色GC在平均速度和最佳拟合旋转曲线附近的速度离散度随银河系中心半径的变化而显著变化。观测到的恒星和GC速度色散曲线与从恒星质量分布计算的速度色散曲线的比较表明，质光比应增加的银河系的距离增加，表明存在一个扩展的暗物质晕。通过比较观测到的GC速度色散分布和文献中计算的X射线质量分布的速度色散分布，我们发现GC系统的轨道是切向的，而红色GC的轨道比蓝色GC的轨道略切向。我们将NGC 4636的GC运动学与其他6个星系的GC运动学进行了比较，发现GCs的运动学性质在星系间是不同的。我们发现几个GC的运动学和它们的宿主星系的全球参数之间的相关性。我们讨论的结果的GC系统的形成模式的gEs的含义，并提出了一个混合方案的GCs在gEs的起源。

NGC 4636的球状星团系统和巨型椭圆星系中球状星团的形成

The Globular Cluster System of NGC 4636 and Formation of Globular Clusters in Giant Elliptical Galaxies

本文对室女星系团中的巨型椭圆星系（gE）NGC 4636中的球状星团（GC）的金属丰度、年龄和α元素进行了光谱分析。线指数的GC测定从综合光谱获得的微弱对象相机和摄谱仪（FOCAS）的斯巴鲁8.2米望远镜。根据Brodie & Huchra方法计算了59个GC的[Fe/H]值，通过与单颗恒星星族模型的比较，计算了33个GC的[Z/H]、年龄和[a/Fe]值。NGC 4636 GC的金属丰度分布显示出双峰性的暗示，在[Fe/H]=-1.23（σ =0.32）和-0.35（σ =0.19）处具有两个峰。年龄跨度很大，从2 - 15岁不等，年龄< 5岁的年轻GC比例约为27%。GC的[a/Fe]呈宽分布，平均值约为0.14 dex。这些化学性质对银河中心半径的依赖性很弱。我们还利用与NGC 4636 GC相同的方法，从文献中的线指数数据中获得了其他附近gE（M87，M49，M60，NGC 5128，NGC 1399和NGC 1407）中GC的金属丰度，年龄和[a/Fe]值。发现包括NGC 4636在内的7个gE组合样本中GC的金属丰度分布呈双峰，KMM检验支持这一点，显着性水平> 99.9%。所有这些创业公司都有一些年龄小于5岁的年轻创业公司。富金属GC（[Fe/H] > -0.9）的平均年龄比贫金属GC年轻约3Gyr。gE GC的[a/Fe]平均值小于银河系GC。我们讨论了这些结果的背…

SLUGGS巡天：NGC 4278球状星团系统的宽视场成像

The SLUGGS Survey: Wide Field Imaging of the Globular Cluster System of NGC 4278

我们使用多点HST ACS和宽视场Subaru Suprime-Cam成像来研究L* 椭圆星系NGC 4278的球状星团系统。我们还用Keck/DEIMOS获得了一些新的球状星团谱。我们确定了球状星团的表面密度分布，并用它来计算球状星团的总数，发现该系统的人口略多于其光度的星系的平均数。我们找到了明确的证据双峰的球状星团的颜色分布和颜色的大小关系的蓝色子群（一个“蓝色倾斜”）。我们还发现负径向颜色梯度在两个颜色子群的强度相同，这是类似于在其他星系中报道的强度。NGC 4278的球状星团的大小随着颜色的变红而减小，随着银河中心半径的增大而增大。蓝色和红色球状星团的大小之比与星系中心半径无关，这表明内部效应是造成颜色大小差异的原因。

Scl-dE1 GC1：低光度矮椭圆星系中的扩展球状星团

Scl-dE1 GC1: An Extended Globular Cluster in a Low-Luminosity Dwarf Elliptical Galaxy

本文报道了利用哈勃空间望远镜ACS图像在玉夫座矮椭圆星系Scl-dE 1（Sc22）中发现的一个扩展的球状星团，记作Scl-dE 1 GC 1。在色星等图中，dE距离红巨星分支顶端的I星等为4.3 +/- 0.25 Mpc。在这个距离上，Scl-dE 1 GC 1的半光半径约为22 pc，是已知最大的星团之一，特别是与矮星系有关的球状星团。Scl-dE 1 GC 1的绝对星等为Mv = -6.7，在光度不确定性的范围内，星团的恒星星族似乎与dE无法区分。我们认为在矮星系中可能存在两种球状星团形成模式，一种是半光半径为3 pc的“正常”模式，另一种是半光半径为~10 pc或更大的“扩展”模式。

椭圆星系团的重子晕：球状星团的径向分布和热扩散气体

The Baryonic Halos of Elliptical Galaxies: Radial Distribution of Globular Clusters and Diffuse Hot Gas

对于一个样本的9个充分研究的巨型椭圆星系，我们比较了投影径向分布的红色和蓝色的球状星团（GC）的子人口与他们的宿主星系恒星和X射线表面亮度配置文件。我们支持以前的研究结果，红色（富含金属）GC的表面密度分布如下的宿主星系星光。我们发现蓝色GC表面密度的外斜率和星系X射线发射之间有很好的一致性。投影径向轮廓的这种重合可能是由于蓝色GC和X射线发射热气体在平衡时共享相同的引力势。当去投影时，X射线发射热气体具有径向密度依赖性，其是GC密度的平方根。我们进一步表明，每单位质量的蓝色GC的能量大约是一半的热气体。

巨椭圆星系团球状星团系统的色-星等关系：球状星团质量损失和恒星初始质量函数的影响

Color-Magnitude Relations within Globular Cluster Systems of Giant Elliptical Galaxies: The Effects of Globular Cluster Mass Loss and the Stellar Initial Mass Function

最近的几项研究为大质量椭圆星系中的“底部重”恒星初始质量函数提供了证据。在这里，我们研究了IMF形状对最近发现的此类星系中的球状星团（GC）之间的颜色-星等关系（CMR）的影响。为此，我们使用的GC质量损失的计算由于恒星和动力学演化评估（一）形状的恒星质量功能的GC后，12 Gyr的演化作为当前GC质量的函数，以及它们对集成光的颜色和质量-光比的影响，和（ii）它们的影响GC自富集的影响使用2009年的“参考”模型的Bailin & Harris。至于贫金属GC类，我们发现观察到的CMR的形状（通常被称为“蓝倾”）是非常好地再现贝林和哈里斯的参考自富集模型，一旦12 Gyr的GC质量损失被考虑在内。国际货币基金组织对这一结果的影响是微不足道的。然而，我们发现，如果IMF是底部重的（例如，在$dN/dM \propto M^α$中的$-3.0 <~ α<~ -2.3$），这使得太阳质量以下的恒星质量函数相对强烈地依赖于GC质量。这进一步证明了在巨型椭圆星系中富含金属的恒星星族是由底部重的IMF形成的。

MIUSCAT：扩展的MILES频谱覆盖。II。光学光度测量的限制

MIUSCAT: extended MILES spectral coverage. II. Constraints from optical photometry

在目前的工作中，我们展示了我们的新的恒星星族综合MIUSCAT模型与光度数据的球状星团和早期型星系的全面比较。在光学范围内，这些模型与银河系球状星团的颜色相当好。同样地，M31球状星团的颜色也可以用模型来解释，假设它们的年龄比银河系中的同类更小。与静止星系相比，我们再现了中等红移的颜色演化。另一方面，我们发现，附近的早型星系的颜色关系仍然是一个挑战，目前的恒星星族合成模型。我们研究了一些可能的解释，并建立了α增强模型的重要性，以降低与观察的差异。

处女座巨型椭圆星系的球状星团系统NGC 4636：I。Subaru/FOCAS光谱和数据库

The Globular Cluster System of the Virgo Giant Elliptical Galaxy NGC 4636: I. Subaru/FOCAS Spectroscopy and Database

对室女星系团中的巨型椭圆星系NGC 4636中的球状星团进行了光谱研究。我们选择目标GC候选人使用华盛顿测光来自深CCD图像在KPNO 4米。在此基础上，利用SUBARU 8.2米望远镜的弱天体照相摄谱仪（FOCAS）的多目标光谱（MOS）模式，获得了NGC 4636视场内164个目标天体的光谱。我们测量了122个天体的速度：NGC 4636中的105个GC，NGC 4636的核心，11颗前景星，2个背景星系，以及室女星系团中的3个可能的团内GC。NGC 4636中的GC位于投影的银河系中心半径10弧分（相当于43千秒差距）以内。GCs的速度变化范围为300 ~ 1600 km/s，平均值为932 - 22 ^{+25} km/s，与NGC 4636的核速度928 \pm 45 km/s符合得很好。NGC 4636中GC的速度频散为231 - 17 ^+15 km/s，蓝色GC的速度频散略大于红色GC。结合我们的结果与文献中的数据，我们产生了一个主目录的径向速度NGC 4636中的238 GC。总星表中的GC速度频散为225 - 9 ^{+12} km/s，108个蓝色GC为251 - 12 ^{+18} km/s，130个红色GC为205 - 13 ^{+11} km/s。

M31球状星团的HST/ACS色星等图

HST/ACS colour-magnitude diagrams of M31 globular clusters

为了增加M31星团的彩色星等图的样本，我们在HST档案中搜索了包含M31球状星团修订博洛尼亚目录中包含的天体的ACS图像。我们利用ACS图像对它们的分类进行了确认和修正，得到了11个老球状星团和6个明亮年轻星团的有效CMD。我们获得了同时估计的距离，红化，和金属的老集群通过比较他们观察到的领域净化CMD与银河系的模板集群的网格。通过拟合理论等时线，我们估计了年轻星系团的年龄。对于老的星系团，我们发现金属丰度在-0.4<=[Fe/H]<=-1.9范围内，这与现有的光谱估计基本一致。其中至少有四个显示清晰的蓝色HB，表明年龄>10 Gyr。所有六个候选的年轻星团都被发现年龄<1Gyr。随着目前的工作，具有可靠光学CMD的M31 GC的总数从35个增加到44个，对于老星系团，从7个增加到11个。老星系团表现出与MW星系团相似的特征。我们讨论了金属丰度[Fe/H] ~-0.6的星系团B407的情况，它位于距M31中心和星系长轴很远的投影距离上。富含金属的球状星团在大的银河系中心距离是罕见的，无论是在M31和MW。此外，B407的速度与大部分金属丰度相似的M31星团的旋转模式形成鲜明对比。这与其他经验证据一起，支持了这样一个假设，即该星团与M31晕中的一个子结构有关，该子结构被解释为合并事件的遗迹。

早型星系中的球状星团与恒星晕的联系

The globular clusters-stellar haloes connection in early type galaxies

本文探讨了早期型星系的恒星星族是否以及在多大程度上可以通过其球状星团系统的颜色分布来追踪。基于室女座ACS数据的星系样本的分析，是先前在巨型椭圆星系NGC 1399和NGC 4486的情况下取得成功的方法的扩展，并假设两个占主导地位的GC种群沿着扩散的恒星星族形成，共享集群化学丰度和空间分布。结果表明：（a）综合星系颜色可以在光度不确定度范围内匹配，并且与一个狭窄的年龄范围相一致;（b）推断的质量光度比和恒星质量在文献中可获得的数值范围内; c）大多数球状星团系统在由团簇形成效率定义的体积空间中占据厚平面，恒星总质量和投影表面质量密度。红色星团的形成效率参数显示出与投影恒星质量密度的依赖关系，而蓝色球状星团则没有。反过来，最亮的星系似乎明显脱离该平面，作为过去主要合并的可能结果; d）恒星质量-金属丰度关系相对较浅，但在$M_*\approx 10^{10} M_\odot$处显示出斜率变化。恒星质量较小的星系团主要表现为单峰球状星团颜色分布。这一结果可能表明，质量较小的星系无法保留化学富集的星际物质。

用多元统计分析揭示超致密矮星系的形成

Uncovering the formation of ultra-compact dwarf galaxies by multivariate statistical analysis

我们提出了一个大样本的动态热老恒星系统，从球状星团的巨型椭圆，这是为了调查超紧凑矮星系的起源进行的属性的统计分析。数据主要来自Forbes et al.（2008）。我们重新计算了一些有效半径，计算了平均表面亮度和质光比，估计了年龄和金属丰度。我们用M31的球状星团完成了这个样本。我们使用了多元统计技术（K-Means聚类），以及一种新的算法（间隙统计），用于找到样本中均匀子组的最佳数量，共使用六个参数（绝对星等，有效半径，维里质光比，恒星质光比和金属丰度）。我们发现了六个群体。FK 1和FK 5分别由高质量和低质量椭圆星系组成。FK 3和FK 6分别由高金属量和低金属量天体组成，都包括球状星团和超致密矮星系。两个非常小的星系群，FK 2和FK 4，是由本地星系群矮椭球体组成的。我们的群体在他们的平均质量和维里质光比不同。这两个参数之间的关系对于不同的群体也是不同的。这四个星系群的金属丰度概率密度分布与球状星团和UCD相似。最明亮的低金属丰度球状星团和超致密矮星系倾向于遵循椭圆星系的质量-金属丰度关系。FK 3的每单位有效光度密度比高质量椭圆星系更富含金属。

球状星团的非线性颜色-金属丰度关系。III。球状星团系统与其母星系椭圆星系金属丰度的差异

Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. III. On the Discrepancy in Metallicity between Globular Cluster Systems and their Parent Elliptical Galaxies

河外天文学的难题之一是观测到的早期型星系的两个主要恒星组成部分--球状星团（GC）和晕场星之间的金属丰度分布函数（MDF）的差异。这通常被认为是GC系统和它们的母星系之间高度分离的演化历史的证据。然而，在这里，我们表明，在连接所观察到的GC颜色，其内在的金属性的新发展建议非线性颜色-金属性转换，这将观察到的颜色分布转化为强峰值，单峰的MDF与广泛的贫金属的尾巴。值得注意的是，推断的GC MDFs是类似的解析场星附近的椭圆星系的MDFs和化学演化模型的星系。气相色谱仪的形状，其特征是一个尖锐的峰与金属贫尾部，表明一个几乎连续的化学富集与一个相对较短的时间尺度。特征形状出现在宿主星系质量的三个数量级上，表明各种GC系统之间存在普遍的化学富集过程。由于GC比同一星系中的场星更蓝，因此GC的化学富集过程可能比场恒星星族的化学富集过程更早停止，如果是这样的话，GC优先追踪星系形成中主要的、充满活力的恒星形成事件。我们进一步提出了GC系统之间可能存在的系统性年龄差异，即在更明亮的星系中GC系统更老。这与星系的缩小范例一致，并支持GC和场星共享的类似性质。我们的发现表明GC系统和它们的母星系比以前认为的有着更共同的起源，因此大大简化了星系形成的理论。

大质量椭圆星系光谱中矮敏感吸收增强特征的确认：非普适初始质量函数的进一步证据

Confirmation of Enhanced Dwarf-sensitive Absorption Features in the Spectra of Massive Elliptical Galaxies: Further Evidence for a Non-universal Initial Mass Function

我们最近发现大质量椭圆星系团具有强的Na I 8183、8195和FeH 9916 Wing-Ford带吸收，表明存在着质量<0.3Msun的大量恒星。在这里，我们通过比较椭圆星系光谱和与M31相关的发光球状星团的光谱来检验这一结果。这些球状星团与大质量椭圆星系具有相似的金属丰度、丰度比和年龄，但它们的低动力学质光比排除了陡峭的恒星初始质量函数（IMF）。从高质量的Keck谱中我们发现，球状星团中的矮敏感吸收线明显弱于椭圆星系，并且与正常的IMF一致。Na I和Wing-Ford指数的差值分别为0.027 ± 0.007 mag和0.017 ± 0.006 mag。我们直接比较这两类对象减去平均球状星团光谱的平均椭圆星系光谱。差分谱与具有底重IMF和底轻IMF的恒星星族合成模型之间的差异很好地拟合。我们推测，IMF的斜率可能会随着速度分散而变化，尽管目前还不清楚是什么物理机制导致了这种关系。

巨椭圆星系团及其富金属球状星团的光学色服从底重初始质量函数

The Optical Colors of Giant Elliptical Galaxies and their Metal-Rich Globular Clusters Indicate a Bottom-Heavy Initial Mass Function

我们报道了7个大质量椭圆星系的光学（g-z或B-I）颜色与其相关的大质量富金属球状星团（GC）的平均颜色之间的系统和统计上的显著偏移，在这个意义上，母星系在给定的银河系中心距离下红了0.12-0.20等。然而，蓝色的光谱指数表明，这些星系的光度加权年龄和金属丰度等于它们在给定的银河系中心距离上的平均大质量富金属GC，在很小的不确定性范围内。红色GC系统和它们的母星系之间观察到的颜色差异不能用大质量富含金属的GC中存在多个恒星世代来解释，因为后者对群体的综合g-z或B-I颜色的影响可以忽略不计。然而，我们表明，这种悖论可以解释，如果在这些大规模的椭圆星系的恒星初始质量函数（IMF）是显着陡峭的亚太阳质量比典型的IMF来自恒星计数在太阳附近，与GC的颜色已成为蓝色由于动力学演化，造成显着平坦的恒星MF的平均幸存GC。

SLUGGS调查：在巨型椭圆NGC 5846中使用球状星团子群打破暗物质、各向异性和IMF之间的简并

The SLUGGS Survey: Breaking degeneracies between dark matter, anisotropy and the IMF using globular cluster subpopulations in the giant elliptical NGC 5846

我们研究的质量和各向异性分布的巨大椭圆星系NGC 5846使用的恒星，以及红色和蓝色的球状星团（GC）的子群体。我们打破退化的动力学模型，利用不同的相空间分布的两个GC子群明确地约束星系的质量和各向异性的GC系统。红色GC表现出与星光相同的空间分布和行为，而蓝色GC具有较浅的密度分布，较大的速度色散和较低的峰度，所有这些都表明不同的轨道分布。我们使用的色散峰度Jeans分析，发现两个GC亚群的单独分析的解决方案重叠的晕参数空间。该解收敛于一个巨大的暗物质晕，与$Λ$ CDM和WMAP 7宇宙学在维里质量（$\log M_{DM} \sim13.3 M_{sun}$）和浓度（$c_{vir}\sim8$）方面的预期一致。这是第一个这样的分析，解决了不同的GC亚群的动力学在一个自洽的方式。我们的方法提高了晕参数确定的两个因素的不确定性，并开辟了新的途径，使用椭圆星系动力学的宇宙学模拟的预测测试。从动力学模型推导出的隐含的恒星质光比与Salpeter初始质量函数（IMF）完全一致，并排除了底光IMF。不同的GC亚群在大半径处显示出明显不同的轨道分布，红色GC在$\sim3R_e$之外具有各向异性参数$β\sim0.4$，而蓝色GC在相同半径处具有$β\sim0.15$，而中心（$\sim1R_e$）它们都是各向同性的。我们讨论了我们的研究结果的影响内的两个阶段的形成方案的早期型星系。

椭圆半导体的动力学模型-- II . M87及其球状星团

Dynamical Models of Elliptical Galaxies -- II. M87 and its Globular Clusters

我们研究了附近椭圆星系M87的球状星团（GC）系统，使用新获得的具有精确运动学的数据集（Strader et al.2011）。我们发现的三个不同的子群体的GC的颜色，运动学和径向配置文件的证据。我们发现，分解成三个人口（蓝色，中间和红色GC）是统计上首选的两个或四个人口，并将它们与恒星配置文件。我们利用子群体推导出动力学约束的质量和暗物质（DM）的内容M87出$\sim100$ kpc。我们使用一类全球质量估计（从纸I），在不同的位置获得质量测量。M87的DM分数从星光有效半径（6 kpc）处的$\approx$ 0.2变化到最扩展的蓝色GC探测距离（135 kpc）处的$\approx$ 0.95。我们补充这与\textit{virial decompositions}，利用动力学模型产生分离成多个组件。这些产生的发光质量为$5.5^{+1.5}_{-2.0}\times 10^{11}M_\odot$，135 kpc内的DM为$8.0^{+1.0}_{-4.0}\times 10^{12}M_\odot.$。内部DM密度表现为$ρ\sim r^{-γ}$和$γ\approx 1.6$。这比宇宙学上优选的尖点$ρ\sim r^{-1},$更陡，提供了DM收缩的证据。最后，我们将GC分离为三个子种群和Jeans方程结合起来，获得了GC系统轨道的信息。中心集中的红色GC表现出切向各…

Stellar Population Properties of Ultracompact Dwarfs in M87: a Mass-metallicity Correlation Connecting Low-metallicity Globular Clusters and Compact Ellipticals

We derive stellar population parameters for a representative sample of ultracompact dwarfs (UCDs) and a large sample of massive globular clusters (GCs) with stellar masses $\gtrsim$ 10$^{6}$ $M_{\odot}$ in the central galaxy M87 of the Virgo galaxy cluster, based on model fitting to the Lick-index measurements from both the literature and new observations. After necessary spectral stacking of the relatively faint objects in our initial sample of 40 UCDs and 118 GCs, we obtain 30 sets of Lick-index measurements for UCDs and 80 for GCs. The M87 UCDs have ages $\gtrsim$ 8 Gyr and [$α$/Fe] $\simeq…