Primordial Globular Clusters, X-Ray Binaries & Cosmological Reionisation
球状星团是致密的恒星系统，典型的年龄约为130亿年，这意味着它们形成于红移z> 6的时候。新形成或原始球状星团中的大质量恒星可能在宇宙再电离（z>~6）时期发挥了重要作用，作为高能中性氢电离紫外光子的来源。我们调查这些恒星在死亡时是否像它们在主序星生命中那样，作为高能X射线光子的来源一样重要。大多数大质量恒星都是以双星的形式形成的，其中相当一部分（约30%）将演化成X射线发光（L_X~10^38 erg/s）的高质量X射线双星（HMXB）。这些源将在z>~6处对X射线背景作出贡献。利用球状星团的蒙特卡罗模型，我们估算了HMXB的总X射线光度。我们比较和对比这与大质量恒星的总紫外线光度在其主要序列的生活。为了进行合理的估计，我们发现星团的热光度在最初的几百万年中达到峰值约为10^42 erg/s，但在大约500万年后，随着大质量恒星从主序星演化出来，它会下降到约10^41 erg/s。从这时起，总的热光度由HMXB主导，并在约5000万年后逐渐下降到约10^40 erg/s。假设一个幂律的光谱能量分布的HMXB，我们计算的中性氢电离每HMXB的有效数量，并表明，HMXB可以作为电离辐射源的大质量恒星一样重要。最后，我们讨论了我们的研究结果的影响，在高红移星系形成和使用球状星团作为探针的再电离的前景。
2009-02-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Globular Clusters in a Cosmological N-body Simulation
将恒星动力学模型球状星团引入到Via-Lactea II（VL-2）模拟的暗物质晕的重构版本中，以跟踪星团潮汐质量损失和恒星流形成。星系团最初是在其局部的次星系晕中演化，后来被吸积到主星系晕中。恒星不断地从星团中移出，但是那些出现在次星系晕中的恒星在吸积到主晕中时，会分散成一条宽阔的溪流。一旦星团进入主晕，存活至今的稀薄潮汐流就可以开始形成。一个更高的红移开始将星团置于更密集的晕中，在那里它们受到更强的潮汐，导致更高的平均质量损失率。一个z=3的开始导致了一组丰富的星流，几乎所有在100 kpc以内的星流中都有一个残留的祖先星团。相比之下，在z=8的开始，所有吸积到主晕上的星团都完全溶解。这些结果进行了比较，现有的数据牛奶路流，其中大多数流没有明确关联的球状星团。这一点，如果一般来说是正确的话，就意味着在高红移处，质量大的球状星团的数量至少是原来的两倍。
2018-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The globular cluster system of the Milky Way: accretion in a cosmological context
我们研究了银河系的球状星团（GC）的空间分布中的平面排列的意义。我们发现，当分离的水平分支形态和金属丰度的基础上，最外的典型的年轻晕GC样品（在银河系中心半径超过10千秒差距）表现出各向异性的分布，可以等同于一个平面（24 +/- 4）千秒差距厚（rms）和倾斜8度+/- 5度的银河系盘的极轴。为了量化这个平面的重要性，我们确定了各向同性分布复制蒙特卡罗试验中观察到的分布的时间分数。在10 kpc的银河中心半径外，该平面在>95%的水平上保持显著性，在此半径内，空间分布明显各向同性。相比之下，10 kpc以外的旧晕样本的空间分布与各向同性分布很好地匹配。年轻晕球状星团的外表面与银河系的卫星星系的外表面在方向上是不可区分的。模拟显示，当周围大尺度结构的细丝进入银河系的势能时，卫星的平面排列可能会出现。因此，我们认为我们的结果是外部年轻晕球状星团人口吸积起源的直接观测证据。这一结论证实了众多的证据线，同样表明了一个吸积的起源，这组集群从推断集群的属性。
2011-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the Cosmological Coupling of Black Holes from the Globular Cluster NGC 3201
本文利用球状星团 NGC 3201 中两个黑洞候选体的质量函数，对黑洞随宇宙膨胀增长的宇宙学耦合给出严格概率与质量约束。
2023-04-03 astro-ph.CO gr-qc
Crossing Statistic: Bayesian interpretation, model selection and resolving dark energy parametrization problem
通过引入交叉函数和超参数，我证明了交叉统计量的贝叶斯解释[1]可以平凡地用于宇宙学模型中的模型选择。在这种证伪宇宙学模型的方法中，不需要将它与其他模型进行比较，也不需要假设任何特定形式的宇宙学量的参数化，如光度距离、哈勃参数或暗能量的状态方程。相反，交叉函数的超参数作为正确和错误模型之间的鉴别器。使用这种方法，人们可以伪造任何假设的宇宙学模型，而不把先验知识放在宇宙的基本实际模型及其参数上，从而解决了暗能量参数化的问题。它也将被证明，该方法的内在分散的数据的敏感性是小的，这是另一个重要的特点，该方法在测试宇宙学模型处理具有高不确定性的数据。
2012-05-13 astro-ph.CO physics.data-an
Resolving the Hubble tension at late times with Dark Energy
本文研究了利用暗能量解决哈勃常数张力的方法，分析了暗能量对晚期宇宙学观测量的影响，并探讨了晚期测量对相关暗能量模型的约束及这些模型的性能表现。
2023-09-13 astro-ph.CO gr-qc
Formation of Globular Cluster Candidates in Merging Proto-galaxies at High Redshift: A View from the FIRE Cosmological Simulations
利用FIRE计划中最先进的高红移合并原星系的宇宙学模拟，通过对恒星形成和星际介质中恒星反馈的明确处理，我们研究了星团的形成，并检验了当今贫金属球状星团的一个形成假说.我们发现，在高红移原星系的频繁合并可以提供一个肥沃的环境，以产生持久的绑定星团。剧烈的合并事件扰乱了引力势，并将~> 1 e5 -6 Msun的大气体质量集体推向高密度，在恒星反馈可以阻止恒星形成之前，它迅速变成恒星。高动态范围的模拟报告是至关重要的，实现这样的密集的恒星形成云与一个小的动力学时标，t_ff <~ 3百万年，短于大多数恒星反馈时标。然后，我们的模拟使我们能够跟踪集群如何变得维里化和紧密结合，直到模拟结束为止，生存长达4.2亿年。由于星团紧密结合的核心是在一次短暂的爆发中形成的，而附近最初与星团组合在一起的较老恒星往往会被优先移除，因此在模拟结束时，星团的年龄分布很小。
2018-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-consistent proto-globular cluster formation in cosmological simulations of high-redshift galaxies
我们报告了在FIRE项目中z>5星系的高分辨率宇宙学放大模拟样本中束缚星团的形成。我们发现，束缚星系团优先在气体表面密度超过10^4 Msun pc^-2的高压云中形成，在那里，云尺度的恒星形成效率接近1，在这些区域诞生的年轻恒星在诞生时受到引力束缚。这些高压云被反馈驱动的风和/或高度富含气体的湍流环境中较小云/气流的碰撞压缩。新形成的团簇遵循幂律质量函数dN/dM~M^-2。在恒星质量为10^7-10^10兆太阳的星系中，团簇形成的效率在z>5时是相似的。星团恒星的年龄分布通常是几百万年，并随着星团质量的增加而增加。在[Z/H]上，团簇成员的金属丰度离散度约为0.08 dex，对团簇质量的依赖性不明显。我们的发现支持了这样一种假设，即现今的古老球状星团（GC）是在高红移星系中相对正常的恒星形成过程中形成的。用更严格/更宽松的恒星形成模型进行模拟，形成了一个因子，即每形成一个恒星质量，就会有更多/更少的束缚星团，而质量函数的形状不变。在模拟中，较低的局部恒星形成效率会在束缚星团中形成更多的恒星。由于有限的分辨率，模拟的集群比观察到的GC大。我们的模拟是第一个宇宙学模拟，在广泛的高红移星系中形成自洽的束缚星系团。
2020-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Opacity of the Intergalactic Medium During Reionization: Resolving Small-Scale Structure
在再电离过程的早期，星系际介质（IGM）在小尺度上是非常不均匀的，这是由于中性IGM中的低金斯质量和冷暗物质宇宙中结构的分层生长。这个小尺度的结构在再电离时期充当了重要的汇，阻碍了从第一个电离辐射源扫出的电离前沿的进展。在这里，我们提出了高分辨率的宇宙学流体动力学模拟，解决了宇宙学的牛仔裤质量的中性IGM在代表性的卷数兆位差距。绝热流体动力学，我们遵循的是适当的，在未加热IGM，气体有机会响应光电离加热之前。我们的重点是确定宇宙学模拟所需的分辨率，以充分采样和解决小尺度结构调节不加热IGM的不透明度。我们发现需要质量为mdm 1 Mpc的暗物质粒子< 50 Msun and box size of L >.我们的收敛结果显示如何电离辐射的平均自由程和电离氢的聚集因子依赖于紫外背景（UVB）流量和红移。例如，我们发现，在z = 10时，电离率为γ ~ 0.3 ~ 3 x 1 e-12 s^-1时，聚集因子通常为10 ~ 20，相应的平均自由程为~ 3 ~ 15 Mpc，这将先前关于平均自由程演化的工作扩展到了更小的尺度和更早的时间。
2013-10-18 astro-ph.CO
The large cores of dark matter and globular clusters in AS1063. Possible evidence of self-interacting dark matter. Or not
Instituto de Física de Cantabria (CSIC-UC)（坎塔布里亚物理研究所（CSIC-UC））
AS1063星系团中球状星团与暗物质的大核心分布可能暗示自相互作用暗物质的存在，但需进一步高分辨率模拟验证。
2026-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Review on Resolving the Hubble Tension via Late-Universe Physics
Nanjing University（南京大学）；Qufu Normal University（曲阜师范大学）
综述通过晚期宇宙新物理解决哈勃张力的进展，结合DESI BAO和未校准Ia超新星数据得到的高H0值表明张力源于低红移新物理。
2026-06-12 astro-ph.CO
Dynamics of the NGC 4636 globular cluster system II. Improved constraints from a large sample of globular cluster velocities
本文给出了室女星系团最南端的巨型椭圆星系NGC 4636周围289个球状星团的新径向速度。这些数据是在甚大望远镜上用FORS 2/MXU获得的。结合早期研究（Schuberth et al. 2006）中分析的数据，我们现在有一个半径为12弧分（60 kpc）的460个球状星团的样本-这是同类中最大的一个。这个新的数据集还提供了一个更完整的角度覆盖。此外，我们还提供了NGC 4636内部恒星星族的新的运动学数据。我们进行更新的牛仔裤分析，使用恒星和GC数据，以更好地约束暗晕属性。我们发现在R波段的恒星M/L比为5.8，高于单颗恒星星族合成的预期。我们模拟的黑暗晕的核心和尖点分析晕配置文件，并考虑不同的各向异性的示踪剂人口。NFW晕的性质完全在宇宙学模拟的预期范围内。核心晕给出了中心暗物质密度，这是NGC 4636光度的椭圆星系的典型特征。暗物质晕的表面密度高于旋涡星系。我们比较了修正的牛顿动力学的预测与派生的晕属性，并找到令人满意的协议。因此，NGC 4636因此属于螺旋星系的重子塔利-费舍尔关系。与Johnson等人（2009）的X射线质量剖面的比较显示，只有在考虑热等离子体丰度梯度的情况下，才能令人满意地一致。这可能表明，在所有系统中，包括具有强丰度梯度的星系团，基于X射线的质量分布都倾向于更高的质量。
2012-05-09 astro-ph.CO
Sign Switching in Dark Sector Coupling Interactions as a Candidate for Resolving Cosmological Tensions
本研究提出一种带符号翻转机制的相互作用暗能量模型，可在暗组分等密度红移后反转能量转移方向，利用多类观测数据验证其有望同时缓解哈勃张力与S₈张力，且在特定造父变星校准下贝叶斯证据优于ΛCDM模型。
2025-02-24 astro-ph.CO gr-qc
Formation of proto-globular cluster candidates in cosmological simulations of dwarf galaxies at $z>4$
本文通过FIRE宇宙学模拟研究矮星系前身中原球状星团候选体的形成，发现超新星反馈或云团碰撞触发致密气体形成自束缚星团，并预测这些星团偏离宿主星系且可能被JWST探测到。
2022-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
A new classification of ex-situ and in-situ Galactic globular clusters based on a method trained on Milky Way analogues in the TNG50 cosmological simulations
Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学，法国国家科学研究中心）；Lund Observatory, Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学天体物理系隆德天文台）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿基米德天体物理研究所）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学宇宙学国际研究前沿中心）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡大学，法国国家科学研究中心，斯特拉斯堡天文台）
基于TNG50模拟，提出新的方法区分银河系中球状星团的在立与出立种群，揭示其能量阈值下的动态差异及起源预测。
2025-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inferring the Age of the Universe with Globular Clusters
利用全色星等图中恒星的分布，估算了68个银河系球状星团的绝对年龄。特别是，我们共同估计的绝对年龄，距离，红化，金属丰度（[Fe/H]）和[ $α$ /Fe]的每个集群，实施独立的观测动机先验，我们还估计可能的恒星建模的系统。我们推导出的球状星团样本的距离与GAIA使用主序星（如果可用）获得的距离一致，推断的年龄与以前发表的年龄一致。我们方法的新颖之处在于，利用所采用的先验知识，我们能够从球状星团色星等图中稳健地估计这些参数。在68%的置信水平下，我们发现最老的球状星团的平均年龄为$t_{\rm GC}=13.32 \pm 0.1 {\rm (stat.)} \pm 0.5 {\rm (sys.)}$，包括恒星模型的系统不确定性。这些测量可以用来推断宇宙的年龄，在很大程度上独立于宇宙学参数：我们发现宇宙的年龄$t_{\rm U}=13.5^{+0.16}_{-0.14} {\rm (stat.)} \pm 0.5 ({\rm sys.})$在68\%的置信水平，占球状星团的形成时间和它的不确定性。这个值与$13.8 \pm 0.02$ Gyr相容，后者是普朗克任务假设$Λ$ CDM模型推断出的宇宙学模型相关值。
2020-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Zooming in on the circumgalactic medium: resolving small-scale gas structure with the GIBLE cosmological simulations
本研究推出GIBLE宇宙学放大模拟套件，采用超拉格朗日细化方案提升星系周介质分辨率，解析小尺度气体结构，实现了部分关键CGM性质与可观测量的数值收敛。
2023-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving the high redshift Lyman-alpha forest in smoothed particle hydrodynamics simulations
我们使用大量宇宙学平滑粒子流体动力学（SPH）模拟来研究质量分辨率和盒子大小对2 \leq z \leq 5处合成Lya森林光谱的影响。在z=5处，平均Lya通量和通量功率谱收敛的质量分辨率要求比在较低红移处严格得多。这是因为在高红移的Lya森林中的传输主要是由于星系际介质（IGM）中的低密度区域，与在z~2-3处主导Lya森林不透明度的中等过密度区域相比，这些区域的分辨率较低。我们进一步发现，在我们的模拟中的气体密度分布显着不同的文献中的结果在大的超密度（Δ>10）。我们的结论是，使用SPH模拟在z=5时对Lya森林的研究需要M_gas \leq 2 × 10^5 M_sol/h的气体粒子质量，这是z=2时所需值的8倍以上。在所有红移下，最好是至少40 Mpc/h的盒子大小。
2009-06-16 astro-ph.CO
Globular clusters as cosmic clocks: new cosmological hints from their integrated light
本文通过集成光分析77个银河系球状星团，验证了Lick指数和全光谱拟合方法测量年龄、金属丰度与质量的可靠性，并利用24个年老星团将宇宙年龄下限约束转化为H0=70.5 km/s/Mpc，为高红移球状星团宇宙学研究奠定基础。
2024-10-29 astro-ph.CO 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
Dynamical friction for circular orbits in self-interacting ultralight dark matter and Fornax globular clusters
该研究基于Gross-Pitaevskii-Poisson方程推导强自相互作用ULDM中的圆轨道动力学摩擦，解释天炉座球状星团下落时间问题并约束粒子参数。
2025-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
JWST Photometry of Globular Cluster Populations in Abell 2744 at $z=0.3$
本文利用 JWST 深场测光在 Abell 2744 中探测到超过一万个球状星团，分析了其光度函数、金属丰度弥散、质量演化及空间分布与引力透镜图的一致性。
2023-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way's stellar streams and globular clusters do not align in a Vast Polar Structure
越来越多的证据表明，银河系的卫星星系中有相当一部分是在旋转支撑的卫星平面上排列的，这在星系形成的宇宙学模拟中是罕见的。有人认为银河系的其他子结构（即年轻的晕球状星团和恒星/气体流）同样倾向于与这个平面对齐，因此被称为巨大的极地结构（VPOS）。利用从盖亚数据推断的系统自行，我们发现，球状星团轨道极点不聚集在VPOS方向，虽然人口与最高的VPOS成员分数是年轻的晕星系团（~30%）。我们还提供了一个当前的恒星流普查，包括新的流发现使用暗能量调查和盖亚数据集，并发现恒星流法线也没有聚集在VPOS正常的方向。我们还发现，基于轨道模型，NGC 3201和Gjöll恒星流之间可能存在关联，并且基于其轨道极，NGC 4147可能不是人马座球状星团。银河系的吸积球状星团和流并不像它的卫星一样排列在同一个平面上，这表明卫星的平面要么是一个特别稳定的轨道结构，要么是一群最近吸积的卫星。根据最近的其他研究，这两种解释都不太可能，使得卫星平面问题成为星系形成和宇宙学中更重要的开放问题之一。
2020-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A profile in FIRE: resolving the radial distributions of satellite galaxies in the Local Group with simulations
虽然通过最近的宇宙学模拟，本星系群（LG）卫星星系和LCDM宇宙学之间的许多紧张关系已经得到缓解，但卫星的空间分布仍然是物理模型和模拟中物理与数值干扰的重要测试。利用FIRE-2宇宙学放大重子模拟，我们研究了8个孤立的银河系质量主星系和4个类LG主星系对周围Mstar > 10^5 Msun的卫星星系的径向分布。我们证明了这些模拟解决了Mstar >~ 10^5 Msun的卫星的生存和物理破坏。模拟结果与LG观测结果基本一致，涵盖了MW和M31周围的径向剖面。这种一致性并不强烈依赖于卫星质量，即使在距离<~ 100千秒差距。主机到主机的变化占主导地位的分散在300千秒差距内的主机的卫星计数，而时间变化占主导地位的分散在50千秒差距内。在我们的样本中，质量越大的宿主星系在小距离处的卫星越少，这可能是因为通过宿主星系的重子盘增强了对卫星的潮汐破坏。此外，我们量化并提供适合的潮汐耗尽的subhalos在重子相对于暗物质-只有模拟作为距离的函数。我们的模拟轮廓表明，即使在M星大于~ 10^5 Msun的情况下，LG的观测也是不完整的：我们预测在MW周围会发现2-10颗这样的卫星，在M31周围可能会发现6-9颗。为了提供宇宙学的背景下，我们比较我们的结果与卫星周围的MW类似物在SAGA调查的径向配置文件，发现我们的模拟与大多数SAGA系统是大致一致的。
2020-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of the cosmological expansion on spectral energy density of radiation in the intergalactic medium and once more about Olbers' paradox
本研究分析宇宙膨胀对星系际介质辐射谱能量密度的影响，解释膨胀宇宙中奥伯斯佯谬的三大解决因素，并结合再电离时期估算得出，少量中等温度热谱的球状星团或矮星系即可在z=6时实现星系际氢的完全电离。
2025-03-21 astro-ph.CO gr-qc
Modeling the Metallicity Distribution of Globular Clusters
观测到的球状星团的金属丰度反映了它们高红移宿主星系的星际介质的物理条件。大多数大型星系中的球状星团系统显示出双峰的颜色和金属丰度分布，这通常被解释为表明团簇形成的两种不同模式。富金属和贫金属星系团在其宿主星系中具有系统性的不同位置和运动学。然而，红色和蓝色星团具有相似的内部性质，例如质量，大小和年龄。因此，有趣的是，探索是否富金属和贫金属的集群可以形成一个共同的机制，仍然是符合双峰分布。我们提出了这样一个模型，它规定形成的球状星团半分析使用星系组装历史的宇宙学模拟再加上观测到的比例关系的数量和金属量的冷气体可用于恒星形成。我们假设大质量的星团只形成在合并的大规模的富含气体的星系和调整模型参数，以重现在银河系中观察到的分布。一个广泛的，但不是全部的，范围内的模型实现产生的金属丰度分布与数据一致。我们发现，早期合并的较小的主机创建专门的蓝色集群，而随后合并的更大的星系创建红色和蓝色集群。因此，双峰性是少数晚期大规模合并事件的自然结果。这一结论并没有受到我们对高红移星系中恒星质量和冷气体质量的知识的巨大不确定性的显著影响。锁定在球状星团中的银河系恒星质量的比例从z>3时的10%以上下降到目前的0.1%。
2010-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
FORGE'd in FIRE: Resolving the End of Star Formation and Structure of AGN Accretion Disks from Cosmological Initial Conditions
California Institute of Technology（加州理工学院）；Harvard University（哈佛大学）；Wesleyan University（卫斯理安大学）；University of Connecticut（康涅狄格大学）；Flatiron Institute（平托研究所）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Toronto（多伦多大学）；Northwestern University（西北大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；University of California San Diego（加利福尼亚大学圣地亚哥分校）
本文通过结合FIRE和STARFORGE物理，研究了从宇宙学尺度到亚解析角尺度的恒星形成结束和AGN吸积盘结构。
2024-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
On the origin of globular cluster bimodality
大多数大星系中的球状星团系统显示双峰的颜色和金属丰度分布，这通常被解释为指示两种不同的团簇形成模式。富金属（红色）和贫金属（蓝色）的星系团在其宿主星系中具有系统性的不同位置和运动学。然而，红色和蓝色星团具有相似的内部性质，例如质量，大小和年龄。因此，有趣的是，探索是否富金属和贫金属的集群可以形成一个共同的机制，仍然是符合双峰分布。我们表明，如果所有的球状星团的形成，只有在合并的大质量富含气体的原星系盘，它们的金属丰度分布可能是统计上一致的银河系球状星团。我们从宇宙学暗物质模拟中获取星系组装的历史，并将其与观测到的可用于恒星形成的冷气体量的标度关系相结合。在最佳拟合模型中，早期较小宿主的合并只产生蓝色星系团，而随后具有一定质量范围的祖先星系合并产生红色和蓝色星系团。因此，双峰性是少数晚期大规模合并事件的自然结果。我们计算了星系团的质量损失，包括两体散射和恒星演化的影响，发现蓝色星系团比红色星系团更多地被破坏，这是因为它们的初始质量较小，年龄较大。最佳拟合模型中的现今质量函数与银河系分布一致。然而，模型集群的空间分布比观察到的要广泛得多，并且与我们模型的参数无关。
2009-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
A visual tool for assessing tension-resolving models in the $H_0$-$σ_8$ plane
本研究提出一种可视化 $H_0$ 与 $σ_8$ 参数关系的方法，用于分析多种超越ΛCDM的宇宙学模型对哈勃张力和$σ_8$张力的联合作用，为多参数复杂宇宙学模型的张力研究提供诊断工具。
2024-05-15 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Lithium in the Globular Cluster NGC 6397: Evidence for dependence on evolutionary status
大多数球状星团被认为拥有单一的恒星星族。因此，他们可以被认为是一个很好的地方，研究斯皮特高原和探针可能的进化修改的锂含量。我们想测定古老的、贫金属的球状星团NGC 6397的次巨星（SG）和主序星（MS）的锂含量。这项工作的目的不仅是研究可能的锂丰度变化，但调查宇宙学锂的差异。在这里，我们提出了火焰/GIRAFFE观测的样本84 SG和79 MS星在NGC 6397中选择在一个狭窄的范围内的B-V颜色，因此，有效温度。我们确定Teff和A（Li）使用3D流体动力学模型大气的所有MS和SG星的样本。我们发现SG星和MS星之间的Li丰度存在显着差异，SG星的A（Li）平均高出近0.1 dex。我们还发现，随着Teff的降低，在MS和SG恒星中，A（Li）也会降低，尽管这两类恒星的斜率显著不同。这表明，这些恒星中的锂丰度确实被某种过程改变，这是Tef依赖的。在NGC 6397中观测到的锂丰度模式与在场星中发现的不同，这使得人们对球状星团恒星作为第二星族的代表在锂丰度方面产生了一些怀疑。现有的锂耗尽理论似乎都不能令人满意地描述我们的观测结果。
2009-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
How stars in globular clusters reveal the depletion of the Spite plateau of lithium
我总结了15年来对球状星团中恒星表面丰度的研究结果。球状星团恒星为塑造斯皮特高原及以外恒星表面丰度的物理过程提供了独特的视角，因为人们可以研究处于不同进化阶段且出生时成分相同的恒星。主要结果是发现了重元素（Mg、Ca、Ti、Cr、Fe、Ba）表面丰度的观测趋势，其范围从~0.1 dex（M4 at [Fe/H]=-1.1）到~0.3 dex（M30 at [Fe/H]=-2.3），关闭星和次巨星的丰度通常低于巨星。任何试图通过恒星物理学解决宇宙学锂差异的模型都必须同时描述矮星和巨星之间的这些系统性重元素趋势。通过一些额外的混合调节的原子扩散模型确实可以解释观察到的丰度趋势，并对锂的耗尽进行定量预测。推测的Spite-plateau恒星的诞生云锂丰度高出约0.3 dex，留下一个小的（约0.15 dex）名义偏移的原始值。
2021-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Beyond the Standard models of particle physics and cosmology
暴胀宇宙论和重子合成的现代标准宇宙学模型深入涉及超越标准模型（BSM）的粒子理论。不可避免的是，BSM物理模型会导致超出标准宇宙学范式的宇宙学场景。讨论了暗原子宇宙学中的直接和间接暗物质搜索之谜、大质量原初黑洞团作为引力波信号源和反物质球状星团作为宇宙反氦源的情景。
2018-11-22 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
A Common Origin for Globular Clusters and Ultra-faint Dwarfs in Simulations of the First Galaxies
在本文中，第一个在一系列的星系形成再电离之前，我们专注于了解是什么决定了恒星物体的大小和形态的第一个低质量星系，使用秒差距尺度的宇宙学模拟进行自适应网格流体动力学代码。虽然形成恒星的致密气体倾向于具有盘状结构，但恒星被发现在几乎没有旋转的球状体中。质量在10^6 M_sun到5x10^8 M_sun之间的晕形成了随机星，恒星质量在10^4 M_sun到2x10^6 M_sun之间。几乎独立的恒星质量，我们观察到一个大范围的半光半径的恒星，从几个秒差距到几百秒差距和表面亮度和质光比范围从典型的球状星团超微弱的矮星。在我们的模拟中，恒星形成于致密的星团中，具有高的气体-恒星转换效率和相当均匀的金属丰度。这些星团中的一小部分在气体被反馈移除后仍保持束缚，但其他的则被摧毁，它们的恒星通常具有20至40 km/s的速度色散，膨胀直到它们被暗物质晕束缚。因此，我们推测，在超微弱的矮星系的恒星可能会显示出运动学和化学特征与它们的起源在几个不同的星团。另一方面，一些球状星团可能形成于原始矮星系的中心，并且可能含有暗物质，也许在外部可以检测到。
2016-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Co-Varying Coupling Constants from Globular Cluster Age
控制恒星演化的方程涉及多个耦合常数。因此，它作为主序星所花费的时间可以预期取决于这些常数是否在恒星演化的时间尺度上变化。当恒星属于球状星团时，恒星的年龄不能超过球状星团的年龄，而后者不能超过宇宙的年龄。这一事实可用于约束或验证耦合常数的变化，即，光速c，引力常量G，普朗克常量h和玻耳兹曼常量k。在固定和变化的耦合常数的情况下，我们通过分析将所有氢合成为氦所需的时间来估计主序星的年龄。当我们允许四个常数（$G\thicksim c^{3}\thicksim h^{3}\thicksim k^{3/2}$）的相关变化并区分宇宙能量守恒定律和局域能量守恒定律时，我们可以表明，在我们早期的研究中建立的常数的变化，即，当前宇宙时间的$(\dot{G}/G)_{0}=3(\dot{c}/c)_{0}=(\dot{h}/h)_{0}=1.5 (\dot{k}/k)_{0}=5.4H_{0} =3.90(\pm 0.04)\times 10^{-10} yr^{-1}$与目前的工作是一致的。然而，挑战仍然是提出一个实验，天体测量或地面，可以明确地证明或证伪预测的变化。
2023-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Evaluating the Merger Rate of Binary Black Holes from Direct Captures and Third-Body Soft Interactions Using the Milky Way Globular Clusters
在引力波中探测到的大量双黑洞合并重新引起了我们对可能成为这些合并摇篮的环境的兴趣。在这项工作中，我们研究合并率的双黑洞的球状星团，是最密集的恒星环境和自然的地方，创造的黑洞双星。为了模拟这些系统的所有变化，我们依赖于已知的银河系球状星团的观测特性。我们认为，直接捕获事件之间的黑洞，以及软相互作用的黑洞双星与恒星作为第三机构，加速这些双星的演化。我们发现，从直接捕获的双黑洞合并的平均速率为$0.3-5 \times 10^{-11}$年$^{-1}$每个集群。第三体软相互作用是一个更为突出的渠道，每个集群的平均速率为$2-4 \times 10^{-10}$/年$^{-1}$。在球状星团中，这些速率可以导致每年约100次合并的累积合并率，最高可达红移1，即在不久的将来的双星黑洞合并事件中可检测到的相当大的一部分。进一步观测星团的质量、轮廓特性、恒星的速度色散及其宇宙学分布，将使我们能够更好地约束这些环境对可检测的合并事件率的贡献。
2020-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Age of the Universe with Globular Clusters: Reducing Systematic Uncertainties
银河系球状星团年龄测定的主要系统不确定性是恒星对流包层的深度。这个参数是部分退化的金属丰度，这反过来是退化的年龄。然而，如果金属含量，距离和消光是已知的，红巨星分支的位置和形态的颜色-星等图大多是敏感的对流包层的深度值。因此，使用外部的、精确的金属丰度测定，可以减少这种简并性，从而减少年龄上的系统误差。或者，红巨星分支形态的球状星团颜色星等图也可以用来实现同样的效果。我们证明，球状星团红巨星分支很好地拟合的对流信封的深度值与太阳得到的一致，这一发现是强大的恒星物理学的治疗所采用的。有了这些发现，对流包层深度的不确定性不再是最古老的球状星团年龄测定中系统误差的主要贡献，将其从$0.5$减少到$0.23$或$0.33$ Gyr，这取决于所采用的方法：无论是诉诸外部数据（光谱金属丰度测定）或仅依赖于星系团的颜色-星等图的形态。这导致宇宙年龄$t_{\rm U}=13.5^{+0.16}_{-0.14} {\rm (stat.)} \pm 0.23(0.33) ({\rm sys.})$在68%的置信水平，占形成时间的球状星团和它的不确定性。如果以正交方式添加，则不确定度为0.27（0.36）Gyr。这与$13.8 \pm 0.02$ Gyr吻合得很好，后者是普朗克任务假设$Λ$ CDM模型推断出的宇宙学模型相关值。
2021-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Age of the Universe with Globular Clusters IV: Multiple Stellar Populations
Berkeley Center for Cosmological Physics and Department of Physics, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；ICC, University of Barcelona（巴塞罗那大学）；ICREA（加泰罗尼亚高级研究学院）；Dipartimento di Fisica e Astronomia “Augusto Righi Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所波洛尼亚天文与空间科学观测站）；Lawrence Berkeley National Lab（劳伦斯伯克利国家实验室）
通过分析球状星团的多星族Population，研究发现宇宙年龄为13.81±0.25Gyr，同时测量了金属含量和氦含量。
2026-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Some Old Globular Clusters (and Stars) Inferring That the Universe Is Older Than Commonly Accepted
本研究利用球状星团内蓝离散星测算星团年龄，发现部分星团年龄超普遍认可的宇宙年龄，推断宇宙约260亿年，与CCC+TL模型及JWST观测一致，呼吁重审宇宙学模型。
2024-04-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
