Mean proper motions, space orbits and velocity dispersion profiles of Galactic globular clusters derived from Gaia DR2 data
利用Gaia DR 2自行和地面视速度资料，计算了154个银河系球状星团的平均自行和空间速度，以及141个球状星团的速度色散剖面。结合新的内部质量函数的测量的速度色散曲线，使我们能够模拟144个星系团的内部运动学，超过90%的目前已知的银河系球状星团人口。我们还推导出初始集群质量通过计算集群轨道向后的时间应用合适的食谱来考虑质量损失和动力学摩擦。我们发现一个球状星团的恒星质量函数和从集群中丢失的质量量之间的相关性，指向动力学演化的机制之一，塑造在集群中的恒星的质量函数。质量函数也显示出强有力的证据，球状星团开始与底部轻的初始质量函数。我们的模拟显示，目前幸存的球状星团人口已经失去了约80%的质量，因为形成的时间。如果球状星团从对数正态质量函数出发，我们估计银河系最初包含大约500个球状星团，它们的总质量大约为$2.5 \cdot 10^8$ $M_\odot$。对于幂律初始质量函数，球状星团的初始质量可能高出三倍。
2018-11-05 astro-ph.GA
Globular cluster orbital decay in dwarf galaxies with MOND and CDM: Impact of supernova feedback
本研究通过模拟对比牛顿引力与QUMOND MOND框架下矮星系中球状星团的轨道衰减，发现超新星反馈无法阻止MOND中大质量球状星团沉降，该结果更支持牛顿引力，还提出引力势涨落与超新星风对矮星系结构的潜在作用。
2024-07-15 astro-ph.GA
The kinematics of star clusters undergoing gas expulsion in Newtonian and Milgromian dynamics
我们研究了在标准牛顿动力学和Milgromian动力学（MOND）中进行气体排出的星团中恒星的运动学。气体的排出可以解释观测到的视线（LoS）的速度分布在牛顿动力学的NGC2419。对于一个给定的恒星形成效率（SFE），速度色散分布的形状，这是归一化的速度色散在投影半质量半径，几乎是不可区分的牛顿动力学的不同SFE模型。星系外晕中的星团在气体排出后，其速度弥散在牛顿动力学中确实具有很强的径向各向异性。MOND显示了几个与牛顿动力学不同的性质。特别是，中心速度色散剖面的斜率是不太陡峭的MOND相同的SFE。此外，对于一个给定的超临界流体，更大质量的嵌入式集群模型导致更迅速下降的最终星团的中心速度色散曲线，而质量较小的嵌入式集群模型导致平坦的速度色散曲线的最终产品。本文讨论了气体排出后MOND模型中径向轨道不稳定性的发生。低至百分之几的SFE，典型的分子云，导致幸存的超漫射物体。在MOND中观测到的NGC 2419的速度色散剖面，气体排出本身不太可能是物理机制。
2019-05-30 astro-ph.GA
Testing for Dark Matter in the Outskirts of Globular Clusters
利用球状星团外围恒星的自行来估算星团速度色散剖面，使之尽可能在其潮汐半径范围内。我们使用个人的颜色星等图，选择高概率星团恒星的25个金属贫球状星团在20千秒差距的太阳，其中19个有大量的恒星在大半径。在这19个星系团中，有11个星系团在3-6个半质量半径范围内具有下降速度色散，6个星系团是平坦的，2个星系团可能具有上升速度色散。的配置文件都在预期的范围内从模拟集群开始在高红移放大宇宙学模拟。这11个星系团的速度色散曲线下降，与银河系背景之上没有暗物质是一致的。这6个具有近似平坦的速度色散剖面的星系团可能有局部的暗物质，但不明确。这两个具有上升速度色散剖面的星系团与残留的局部暗物质晕一致，但需要成员确认和详细的轨道模型来进一步测试这些初步结果。
2021-09-07 astro-ph.GA
A Monte Carlo analysis of the velocity dispersion of the globular cluster Palomar 14
我们提出了一个详细的分析结果的球状星团Palomar 14执行使用最近的高分辨率光谱数据和广泛的蒙特卡罗模拟的投影速度色散。通过与一系列动力学模型（双星分数、各向异性程度、质光比M/L、星团轨道和引力理论不同）的比较表明，观测到的该恒星系统的速度色散可以用牛顿模型很好地再现，双星分数f_b<30%，M/L与恒星演化模型的预测相一致。相反，模型计算了一个大部分的二进制系统高估了集群的速度色散。我们还表明，在我们的模拟采样的参数空间，模型的基础上修改牛顿动力学理论可以调和的观察，只有假设值的M/L低于标准假设下的恒星演化模型预测。
2011-11-07 astro-ph.GA
The dynamical phase transitions of stellar systems and the corresponding kinetimacs
Migromian动力学中的外场（MD或MOND，Milgrom 1983）打破了强等效原理（SEP），改变了在空间变化背景引力场中运动的自约束恒星系统的动力学。我们研究了两种恒星系统的重新维里化：剧烈的相变和绝热的相变的径向轨道上运动的系统，其中的外场从强到弱的演变，其相应的动力学从牛顿到Milgromian的变化。我们发现，对于质量在$10^4\msun$ ~ $10^6\msun$之间的低密度球状星团，从牛顿引力到Milgromian引力相变的时间尺度仅在一个到几个交叉时间之内。因此，一个球状星团可以在牛顿体系中冻结，尽管它在米尔格罗米安体系中的时间不超过几次。我们还研究了系统的运动学和各向异性配置文件。在相变后，系统的速度频散增大，特别是在恒星系统的外围区域。此外，各向同性系统在动力学相变过程之后，变得径向各向异性，特别是对于外部部分。更深的Milgromian系统具有更多的径向各向异性速度频散函数。我们还发现，密度，速度色散和各向异性的最终配置文件不依赖于相变的细节。也就是说，球状星团终态的质量分布和运动学不依赖于从牛顿引力向米氏引力转变的快慢。因此，从牛顿到Milgromian制度的过渡自然会导致一个显着的径向各向异性的速度分布在球状星团。
2013-07-19 astro-ph.GA
Orbits of globular clusters computed with dynamical friction in the Galactic anisotropic velocity dispersion field
本文初步分析了动力学摩擦对银河系部分球状星团轨道的影响。我们的研究认为，各向异性的速度色散场近似使用文献中的研究结果。一个轴对称的银河系模型的质量组成部分，包括一个磁盘，一个凸起，和一个黑暗的晕的计算。我们提供了一种方法来计算在速度空间中具有相似密度的椭球、扁球和长球速度分布函数中的动态摩擦加速度。本文用$R,z$柱坐标计算了位于银河系区域$R \lesssim$ 10 kpc，$|z| \lesssim$ 5 kpc的球状星团的轨道性质，如近银河系和远银河系距离的平均时变、能量和角动量的z分量。这些包括在轨道上逆行和逆行运动的集群。有几个星系团受到动力学摩擦的强烈影响，特别是Liller 1，Terzan 4，Terzan 5，NGC 6440和NGC 6553，它们位于银河系的内部区域。我们评论我们的研究结果对银河系球状星团的动态，如他们可能的类别之间的错误分类“晕”，“膨胀”，“厚盘”，由此产生的偏置的球状星团样本，可能不正确的关联的球状星团与它们的父矮星系吸积事件，和可能形成的“核星团”的更相关的影响。
2021-12-22 astro-ph.GA
Current data on the globular cluster Palomar 14 are not inconsistent with MOND
某些类型的球状星团有一个非常重要的性质，即在牛顿和修正的牛顿动力学（MOND）背景下对它们运动学的预测是不同的。在这里，我们要提醒最近声称的恒星运动学数据（使用17颗恒星）的球状星团帕洛玛14是不一致的MOND。我们使用Kolmogorov-Smirnov检验将观测结果与理论预测进行比较，该检验适用于小样本。我们发现，与目前可用的数据，MOND预测的速度分布只能被排除在一个非常低的置信水平，显然不足以声称MOND是伪造的。
2009-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Application of three-body stability to globular clusters: II. Observed velocity dispersions
在球状星团（GCs）的速度色散剖面的解释，而不必依赖于暗物质或牛顿动力学（MOND）的修改。在某些银河系GC的大半径的速度色散的平坦化，或缺乏，是解释求助于牛顿动力学的三体问题的稳定性。本系列的前一篇论文确定了GC中恒星稳定轨道和不稳定轨道之间过渡半径的解析公式。这个稳定性边界在这里被用来预测的速度色散曲线预计将在GC变平，已知的GC星系轨道的轨道参数。这里使用的是已发表的观测数据的速度色散作为半径的函数的15个银河系GC与近似已知的轨道参数。我们发现，稳定性边界预测在大多数集群的扁平化。虽然轨道参数的观测不确定性使MOND无法完全排除在某些星团之外，但它并不是任何星团的首选模型。基于本研究的结果，我们建议对NGC 6171和NGC 6341进行进一步的速度色散观测和轨道测定，因为它们是区分牛顿模型和MOND模型的有希望的候选者。特别是，NGC 6171可能已经显示出恒星混乱扩散的证据，导致在预测的稳定边界处变平。
2014-11-09 astro-ph.GA
The effect of unresolved binaries on globular cluster proper-motion dispersion profiles
对球状星团进行高精度的运动学研究需要对所有可能的污染源有准确的了解。在其他来源中，双星可以在运动学中引入系统偏差。使用一组Monte Carlo集群模拟不同的浓度和二进制分数，我们调查未解决的二进制自行运动色散曲线的影响，处理模拟像HST自行运动样本。由于球状星团朝着部分能量均分的状态演化，更多的大质量恒星会失去能量，降低它们的速度色散。因此，平均而言，双星有较低的速度色散，因为它们是更大质量的运动示踪剂。我们表明，在具有高二元分数（初始二元分数为50%）和高浓度（即，接近能量均分），未分辨的双星会在主序星的速度色散中引入一个依赖于颜色的偏差，其量级为0.1-0.3 km s $^{-1}$（相当于速度色散的$1-6$ %），最红的恒星具有较低的速度色散，这是由于污染双星的比例较高。这种偏差取决于区分双星和单星的能力，颜色-星等图的细节和光度误差。我们将我们的分析应用于NGC 7078（M15）的HSTPROMO数据集，并表明没有观察到归因于双星的影响，与星团的低双星比例一致。我们的工作表明，双星不显着偏置自行速度色散配置文件，但应考虑到运动学分析的误差预算。
2016-03-07 astro-ph.GA
Galactic globular clusters: a new catalog of masses, structural parameters, velocity dispersion profiles, proper motions and space orbits
我们收集了156个银河系球状星团（GGC）中超过50.000颗恒星的径向速度，并将它们与HST测光和盖亚DR 2自行进行了匹配。这使我们能够推导出GGC的平均自行和空间速度。通过拟合一个大的N体模拟其速度色散和表面密度分布，结合新的测量其内部径向依赖的质量函数，我们已经确定了他们的现今的质量和结构参数，并为144 GGC他们的内部运动学。我们还推导出初始集群质量通过计算集群轨道向后的时间应用合适的食谱来考虑质量损失和动力学摩擦。全球政府捐助新的基本参数可通过在线数据库公开获取，该数据库将定期更新。
2019-08-07 astro-ph.GA
No Heavy Element Dispersion in the Globular Cluster M92
虽然最近有人声称，在旧银河系球状星团M92的重中子捕获元素的丰度有很大的分散，我们表明，测量的分散度的绝对丰度的4个稀土元素内的12个发光红巨星在M92（小于或等于0.07德克斯）的样本不超过相关的不确定性来源。正如以前的研究所预期的那样，重元素显示出r过程的特征。它们的丰度比基本上与附近另一个金属丰度相似的球状星团M30相同。
2011-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ESO Multi-Instrument Kinematic Survey (MIKiS) of Galactic Globular Clusters: solid body rotation and anomalous velocity dispersion profile in NGC 5986
作为银河系球状星团ESO-VLT多仪器运动学巡天（MIKiS）的一部分，我们详细研究了NGC 5986的内部运动学。分析是基于大约300颗位于离星团中心不同距离的恒星的径向速度，最大为300角秒（大约4个半质量半径）。我们的分析揭示了存在的固体旋转从集群中心延伸到最外面的区域探测的数据，和速度色散曲线最初下降的距离从集群的中心，但平坦化，并保持恒定在约5公里/秒的距离大于约一半的质量半径。这是第一个在外部速度色散剖面中发现固体旋转和扁平化共同存在的证据的球状星团。这两个运动学特征的结合为阐明球状星团动力学的基本方面提供了一个独特的机会，并探索内部弛豫、恒星逃逸、角动量输运和损失，星系团与银河系潮汐场的相互作用可以影响星系团的动力学演化，并决定其当前的运动学性质。我们提出了一系列的N体模拟的结果，说明可能的动力学路径，导致像在这个集群中观察到的运动学特征和基本的动力学过程，支持他们。
2018-08-03 astro-ph.GA
Revisiting physical properties of mock globular cluster tidal tails
本文分析Grondin等人（2024）的银河系球状星团模拟潮汐尾，通过宽度、角动量及速度弥散检验核球或银盘起源，发现多数指标不支持原位形成。
2025-03-18 astro-ph.GA
Stellar streams as gravitational experiments II. Asymmetric tails of globular cluster streams
球状星团（GC）的运动学冷潮汐流是中等银心距离下银河系引力势的极好示踪剂，也可以用作银河系尺度上引力定律的探测器。在这里，我们比较了第一次在牛顿和Milgromian重力（MOND）产生这样的流。我们首先计算分析结果，以调查在这两个框架的GC引力势的预期形状，然后我们运行N体模拟与幻影拉美西斯代码。我们发现，GC往往成为不平衡的MOND。这是外场效应打破强等效原理的结果。当GC充满其潮汐半径时，不平衡性产生强烈不对称的潮汐流。在牛顿动力学中，这种明显不对称的流一般只能是与暗物质暗晕、巨型分子云或银河棒相互作用的结果。在这些牛顿的例子中，不对称是流中非常大的间隙的结果，而在MOND中，它是真正的不对称。因此，这将使我们能够在未来通过对Palomar 5的非对称恒星流环境进行深入观察来区分这些不同的场景。此外，我们的模拟表明，高的内部速度色散的Palomar 5的小恒星质量将是自然的MOND。
2017-09-06 astro-ph.GA
Do old globular clusters in low mass galaxies disprove modified gravity?
本文通过MOND自洽模拟检验“年老球状星团未沉降可证伪修改引力”的解析预言，发现核心停滞和超新星爆发可阻止球状星团沉降，从而化解观测矛盾。
2023-07-05 astro-ph.GA
A Revised Velocity for the Globular Cluster GC-98 in the Ultra Diffuse Galaxy NGC1052-DF2
我们最近发表了星系NGC 1052-DF 2中发光球状星团的速度测量结果，得出的结论是它远离典型的恒星质量-晕质量关系。在这里，我们提出了一个修正的速度之一的球状星团，GC-98，和修正的速度色散测量的星系。我们发现，本征色散$σ=5.6^{+5.2}_{-3.8}$公里/秒使用近似贝叶斯计算，或$σ=7.8^{+5.2}_{-2.2}$公里/秒使用的可能性。预计仅来自恒星的色散约为7 km/s。应ApJ Letters和RNAAS编辑的要求，我们还简要评论了Martin等人最近对我们测量的分析。
2018-06-18 astro-ph.GA
Testing Newtonian Gravity with AAOmega: Mass-To-Light Profiles and Metallicity Calibrations From 47 Tuc and M55
球状星团是弱加速度下牛顿引力理论的重要实验平台，它对我们理解引力相互作用的本质至关重要。最近有人声称，球状星团的速度色散剖面在大半径处变平，尽管在这样的天体中明显缺乏暗物质，这表明需要修改引力理论。我们继续调查这一说法，获得了有史以来最大的光谱样本47 Tuccenda和M55。此外，这个大样本允许基于钙三重线的等效宽度和红巨星分支尖端的K带幅度进行精确的金属丰度校准。假设一个等温分布，每个集群的旋转也被测量与两个集群表现出明确的旋转签名。本文还计算了小麦哲伦云中的两个球状星团NGC 121和Kron 3的整体速度色散。通过对47 Tuc和M55的速度色散分布应用一个简单的动力学模型，我们计算了它们的质光分布、总质量和中心速度色散。我们发现没有统计上显着的扁平化的速度分散在大半径的M55，和一个显着的增加，在47 Tuc的半径大于约一半的潮汐半径的配置文件。我们将这种增加解释为蒸发特征，表明47 Tuc正在经历或已经经历核心坍缩，但在任何一个星团中都不需要暗物质或修改引力理论。
2009-10-05 astro-ph.GA
Evolution of globular-cluster systems of ultra-diffuse galaxies due to dynamical friction in MOND gravity
动力学摩擦可以用来区分牛顿引力和修正的牛顿动力学（MOND），因为它在这些框架中的工作方式不同。然而，这个概念还有待于与MOND一起进行大量的探索。先前的模拟显示，MOND在主要合并过程中的动力学摩擦比牛顿引力与暗物质的动力学摩擦要弱。分析性的论点表明，小规模合并的情况正好相反。在这项工作中，我们通过高分辨率的$N$体模拟的球状星团（GC）在孤立的超扩散星系（UDG）中的运动来验证MOND的解析预测。我们测试的MOND模拟Sánchez-Salcedo提出的动力学摩擦力的Sánchez-Salcedo公式。我们还探索MOND是否允许孤立UDG的GC系统在不陷入核星团的情况下生存。使用自适应网格细化代码Phantom of Ramses运行模拟。质量分辨率为$20\,M_\odot$，空间分辨率为$50\,$ pc。GC被建模为点质量。包括单个GC的模拟表明，只要GC的远心超过约0.5有效半径，桑切斯-萨尔塞多公式就能很好地工作，有效库仑对数随着轨道圆度的增加而增加。一旦GC到达中心千秒差距，它的下沉几乎停止，可能是因为核心失速机制。在多个GC的模拟中，它们中的许多都向中心下沉，但核心失速效应似乎阻止了它们形成核星团。GC系统最终的速度色散比银河系的恒星要低。通过缩放模拟，我们将这些结果扩展到大多数UDG参数，只要这些UDG不是外场主导的。
2021-07-12 astro-ph.GA
Heavy Element Dispersion in the Metal-Poor Globular Cluster M92
轻元素之间的分散在球状星团（GC）中很常见，而重元素之间的分散则不太常见。我们目前检测的r-过程的分散相对于铁在19个红巨星的金属贫GC M92。利用基特峰国家天文台WIYN望远镜上的水螅多目标摄谱仪获得的光谱，我们推导出19种元素的21种元素的丰度差。Fe族元素，加上Y和Zr，在0.07-0.16 dex的水平上是均匀的。重元素La、Eu和Ho表现出明显的星-星色散，范围为0.5-0.8 dex。这些元素的丰度是相互关联的，我们表明，它们是由r-过程核合成。这种r-过程的分散度与M92中C、N或Na的分散度无关，表明r-过程的不均匀性存在于整个恒星形成过程的气体中。r过程的色散与以前在贫金属的GC M15中观察到的类似，但其在M15或M92中的起源目前尚不清楚。
2011-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
MIKiS: the Multi-Instrument Kinematic Survey of Galactic Globular Clusters. I. Velocity dispersion profiles and rotation signals of 11 globular clusters
我们提出的银河系球状星团，一个项目，旨在探索一个有代表性的样本的银河系球状星团从单个恒星的径向速度的内部运动学的多仪器运动学调查的第一批结果，覆盖整个径向延伸的每个系统。这是通过利用欧洲南方天文台甚大望远镜的多目标和积分场单位光谱设施的强大组合来实现的。作为第一步，在这里，我们讨论的结果获得的11个集群从高，中分辨率光谱通过结合火焰和KMOS观测。我们提供了NGC 1261和NGC 6496的第一个运动学特征。在所有调查的系统中，速度色散曲线随着半径的增加而下降，这与King模型的预期一致，该模型最适合密度/光度曲线。在大多数被调查的系统中，我们发现在距离中心几个半质量半径内旋转的证据。这些结果与最近的理论研究的预测总体上是一致的，这表明检测到的信号可能是在集群形成的时代设置的显着的内部旋转的遗物。
2018-04-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
N-body modeling of globular clusters: Masses, mass-to-light ratios and intermediate-mass black holes
我们已经确定了50个银河系球状星团的质量和质光比，通过比较它们的速度色散和表面亮度分布对一个大网格的900个N体模拟星团的不同初始浓度，大小和中央黑洞质量分数。我们的模型遵循的恒星演化和两体弛豫的综合影响下的集群的演化，使我们能够考虑到恒星之间的质量分离和能量均分自洽的影响。对于一个子集的16个观测良好的集群，我们还推导出它们的运动距离。我们发现银河系球状星团的平均质光比为$<M/L_V>=1.98 \pm 0.03$，如果星团的初始质量函数是标准的Kroupa或Chabrier质量函数，这与预期的M/L比非常吻合。我们没有发现证据的平均质光比与金属丰度的下降。大多数球状星团的表面亮度和速度色散分布与中等质量黑洞（IMBH）的存在是不相容的，其中有数千个以上的$M_\odot$。唯一明显的例外是$ω$ Cen，那里的速度色散剖面提供了强有力的证据，证明在星团中心存在一个$\sim$ 40，000 $M_\odot$ IMBH。
2016-09-28 astro-ph.GA
Accurate distances to Galactic globular clusters through a combination of Gaia EDR3, HST and literature data
我们已经得出了准确的距离银河系球状星团的数据相结合的盖亚早期数据发布3的距离的基础上哈勃空间望远镜HST数据和文献的距离。我们确定的距离直接从盖亚EDR3松弛，或运动学相结合的视线速度色散曲线与盖亚EDR3和HST的自行速度色散曲线。此外，我们计算集群距离拟合附近的亚矮星，其绝对光度，我们确定从他们的盖亚EDR3的视差，球状星团主序列。最后，我们使用基于HST的恒星数量计数来确定距离。我们发现，从不同的方法得到的平均距离下降到约2%的水平很好的协议。结合所有可用的数据，我们能够得出的距离162银河系球状星团，与约20个附近的球状星团的距离确定的精度为1%或更好。最后，我们讨论了我们的距离的本地哈勃常数值的影响。
2021-05-21 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
The dynamics of the globular cluster NGC3201 out to the Jacobi radius
作为在AAT上用2dF/AAOmega对附近5个球状星团进行化学动力学观测的一部分，我们获得了球状星团NGC 3201的运动学信息。我们的新观测结果证实了整个星系团中存在着显著的速度梯度，这几乎可以完全用星系团的高自行来解释。在减去这种透视旋转的贡献后，我们发现了一个剩余的旋转信号，其幅度为$\sim1\ km/s$，围绕一个不同的轴，我们期望从潮汐尾和潜在的逃生者，这表明这种旋转是内部的，可以是其形成过程的残余。在外部，我们发现了一个旋转信号，这可能是潜在的逃生者的结果。Bianchini等人报告的大半径自行色散先前被归因于暗物质。在这里，我们表明，0.5-1雅可比半径之间的LOS分散度较低，但高于我们为这项研究运行的NGC 3201的N体模型的预测。基于模拟，我们发现潜在的逃逸者不能完全解释所观察到的速度分散。我们还估计了不同数量的恒星质量的黑洞和未绑定的恒星的速度色散的影响，从潮汐尾不同的逃逸率，发现这些影响不能解释的LOS色散和N体模型之间的差异。鉴于最近在离星团很远的地方发现了潮汐尾星，暗物质晕是一个不太可能的解释。我们表明，双星的影响，这是不包括在N体模型，是重要的，可以解释部分的差异，分散。我们推测，其余的差异必须是不包括在N体模型的影响，如初始集群旋转，速度各向异性和银河系的子结构的结果。
2021-02-02 astro-ph.GA
Variable Modified Newtonian Mechanics VIII: Ultra faint dwarfs in Milky Way
Department of Electrical Engineering, City University of Hong Kong（香港城市大学电气工程系）
本文提出可变修正牛顿动力学模型，用于解释银河系中超微弱矮星系径向速度分散度偏离质子泰勒-费舍尔关系的现象。
2026-02-04 astro-ph.GA
Primordial r-process Dispersion in Metal-Poor Globular Clusters
传统上，除了少数贫金属的球状星团（GC）外，重元素（由中子俘获反应产生的重元素）在所有星团中都没有星与星的分散。最近检测到的低[Pb/Eu]的比率或上限在几个贫金属GC表明，在这些GC中的重元素完全由r-过程产生。重新检查文献中GC重元素丰度，我们发现4个贫金属GC（M5、M15、M92和NGC 3201）中[La/Fe]和[Eu/Fe]比之间存在明确的相关性，其中只有2个是以前已知的。这表明，总r-过程的丰度变化恒星到恒星（2-6倍）相对于每个GC内的铁。我们还确定了其他两个GC（M3和M13）的潜在分散。几个GC（M12，M80和NGC 6752）没有显示r过程分散的证据。r过程色散与众所周知的轻元素色散无关，表明它在恒星形成的整个过程中都存在于气体中。目前的观测结果表明，星到星的r-过程中的分散在金属贫乏的GC可能是一种常见的，但不是普遍存在的现象，既不是预测，也不占在目前的GC形成和演变的模型。
2011-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Energy equipartition in multiple-population globular clusters
本研究通过Monte Carlo模拟探讨了多星族球状星团中1G与2G恒星向能量均分演化的过程，发现两星族初始空间分布差异导致2G恒星演化更快，且该效应在切向速度弥散和半质量半径处最显著。
2024-10-16 astro-ph.GA
Globular cluster Observations for Luminosity-dispersion Distances (GOLD): Project description and velocity catalogue
University of Vienna（维也纳大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Swinburne University（斯威本科技大学）；Durham University（杜伦大学）；Faculty of Mathematics and Research Network Data Science, University of Vienna（维也纳大学数学学院与数据科学研究网络）；Masaryk University（马萨里克大学）
本研究介绍GOLD项目，利用甚大望远镜观测17个星系的球状星团，获取速度数据，构建含1062个球状星团和101个超致密矮星系的样本，公开速度星表，旨在确定独立距离并开展多方向科学研究。
2026-10-14 astro-ph.GA
Hubble Space Telescope proper motion (HSTPROMO) catalogs of Galactic globular clusters. II. Kinematic profiles and maps
我们使用最近在Bellini等人（2014）中提出的哈勃太空望远镜自行（HSTPROMO）目录对22个银河系球状星团进行了运动学分析。对于大多数星系团来说，这是有史以来第一次进行自行研究，对于许多星系团来说，这是任何类型的最详细的运动学研究。我们使用干净的明亮的恒星样本，以确定分箱速度色散和速度各向异性径向配置文件和二维速度色散空间地图。使用这些配置文件，我们寻找集群运动学和结构特性之间的相关性。我们发现：（2）平均而言，在二维1σ置信度下，球状星团的光度中心和运动中心在~1”范围内一致，星团与星团的均方根为4”（包括观测不确定性）;（3）平均而言，球状星团核心的速度分布各向同性在1%以内（σ_t/σ_r = 0.992 +/- 0.005），簇间均方根为2%（包括观测不确定性）;（4）团簇一般具有轻度径向各向异性的速度分布（σ t/σ r ~ 0.8-1.0），弛豫时间越长，偏离各向同性越大;（5）σ_minor/σ_major与椭圆率之间存在一定的关系，使得样品中更扁平的团簇更倾向于各向异性，σ_minor/σ_major约为0.9-1.0。除了这些一般性的结果和相关性，这里提出的配置文件和地图可以提供一个基础，详细的动力学建模的个别球状星团。考虑到数据的质量，这很可能为有关球状星团质量分布、结构和动力学的一系列主题提供新的见解。
2015-01-30 astro-ph.GA
Globular clusters as a probe for Weyl Conformal Gravity
银河系中某些球状星团的速度色散剖面最终变平，在牛顿引力理论的框架中无法得到解释，因此在弱场极限下的广义相对论中也无法得到解释，除非诉诸于潮汐效应的发生。我们探讨了解释这种偏离预期开普勒下降的色散配置文件内的上下文外尔共形重力的可能性。我们选择了一组20个球状星团，最近的运动学测量。我们的球状星团模型与近似Hernquist质量配置文件，并选择一个恒定的质光比在整个集群作为唯一的自由参数模型。我们的分析发现，合理的外尔重力符合所观察到的色散曲线，表现出开普勒下降和最终平坦化，可接受的质光比。通过Weyl引力，我们进一步恢复了球状星团中的Tully-Fisher标度关系。
2019-07-29 astro-ph.GA gr-qc
On the uniqueness of kinematical signatures of intermediate-mass black holes in globular clusters
在球状星团（GC）中找到中等质量黑洞（IMBH），或者证明它的不存在，是我们理解星系形成和演化的关键因素。挑战在于识别其他进程无法解释的IMBH的唯一签名。IMBH探测的观测声明通常基于对恒星运动学的分析，例如朝向中心的速度色散剖面的上升。在这篇文章中，我们讨论了这个IMBH信号和压力各向异性的GC之间的简并。我们表明，通过考虑各向异性模型，它是可能的，以部分解释的投影速度色散曲线的最里面的形状，即使模型，不占IMBH不表现出尖在中心。
2015-01-21 astro-ph.GA
Structural Parameters for 10 Halo Globular Clusters in M33
本文利用{ \it Hubble Space Telescope} Wide Field Planetary Camera 2在F555 W和F814 W波段的图像，给出了本星系群M33中10个光度为$L\simeq 5-7\times 10^5{L_\odot}$的晕状球状星团的性质。我们得到了它们的椭圆率、位置角和表面亮度分布。一般来说，M33样本团簇的椭圆度与M31相似。通过将轮廓拟合到三种不同的模型并结合来自种群合成模型的质光比（$M/L$值）来推导结构和动力学参数。结构参数包括芯半径、浓度、半光半径{ \bf和}中心表面亮度。动力学参数包括团簇的积分质量、积分结合能、中心表面质量密度{ \bf和}预测的团簇中心的视线速度色散。结果表明，对于大多数晕状球状星团，King模型和Wilson模型都能很好地拟合，但比Sérsic模型更好.一般来说，M33，M31和银河系中的星系团的性质落在相同的参数空间区域。团簇性质的紧密相关性表明团簇存在一个“基本面”，它反映了团簇形成时期的一些普遍的物理条件和过程。
2015-03-09 astro-ph.GA
Measuring distances to galaxies with globular cluster velocity dispersions
本文利用球状星团绝对星等与速度弥散的线性关系建立GCVD测距方法，成功测得M31、NGC 5128等星系距离，精度约3%，与独立测量高度一致。
2023-12-03 astro-ph.GA
Dynamics in the outskirts of four Milky Way globular clusters: it's the tides that dominate
利用英澳望远镜（AAT）的2dF/AAOmega和甚大望远镜（VLT）的FLAMES对NGC 1261、NGC 4590、NGC 1904和NGC 1851等4个球状星团的外围进行了光谱观测。我们提取了单个恒星的化学动力学信息，从中我们估计了每个星团的速度色散曲线和旋转。将观察结果与直接的$N$ -体模拟和每个聚类的适当的{ \sc limepy}/{ \sc spes}模型进行比较，以解释结果。在NGC 1851中，探测到的内部旋转与现有文献一致，NGC 1261显示出一些超出截断半径的旋转信号，可能来自逃逸恒星。我们发现NGC 1261、NGC 1851和NGC 1904的观测和模拟结果的色散分布并不随{ \sc limepy}/{ \sc spes}模型预测的截断半径的增大而减小，在截断半径以外，$N$体模拟显示逃逸星占主导地位; NGC 4590的色散分布遵循{ \sc limepy}/{ \sc spes}模型的预测，尽管数据没有有效地扩展到截断半径之外。模拟结果再现了NGC 1261、NGC 1851和NGC 1904外围的增加/平坦色散分布。因此，增加/平坦的分散配置文件的集群的问题可以解释的潮汐相互作用与银河系不引入暗物质。
2022-11-30 astro-ph.GA
Confirming the intrinsic abundance spread in the globular cluster NGC 6273 (M 19) with calcium triplet spectroscopy
本文基于钙三重态区的中分辨率GMOS-S谱，给出了球状星团NGC 6273中红巨星的金属丰度。对于42个径向速度成员与可靠的钙三线态强度测量，我们得到的金属丰度，[Fe/H]，使用标准球状星团建立校准。我们确认了Johnson等人（2015）确定的固有丰度分散的存在。[Fe/H]的总范围约为1.0 dex，考虑测量误差后，本征丰度分散度为σ [Fe/H]= 0.17 dex。在银河系的球状星团中，NGC 6273的丰度分散度仅被认为是破裂矮星系的残余的omega Cen和人马座矮星系的核星团M 54超过。如果这三个球状星团具有相同的形成机制，那么NGC 6273也可能是一个破裂的矮星系的残余核。
2016-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Evolution of the Globular Cluster System in NGC 1052-DF2: Dynamical Friction, Globular-Globular Interactions and Galactic Tides
超弥散星系NGC 1052-DF 2拥有过多的发光球状星团（GC），其运动学与几乎不存在暗物质的情况一致。由于GC之间的速度色散与单个GC的预期内部色散相当，因此该星系可能非常有利于GC-GC合并。如果这是真的，这就可以解释它的GC令人困惑的光度函数。在这里，我们通过重新模拟我们早期对GC系统的三个模拟来研究这种可能性（Dutta Chowdhury等人，2019），其中GC被建模为单个粒子，具有活的GC。令人惊讶的是，我们推断出$\sim 0.03\ \rm Gyr^{-1}$的合并率较低。主要原因是GC太密集，无法有效地捕获潮汐冲击，这是由它们之间的脉冲相遇引起的（我们推断潮汐捕获率仅为$\sim 0.002\ \rm Gyr^{-1}$）。因此，无论发生合并是由其他机制，我们发现捕获引起的动力摩擦和压缩潮汐从其他GC。这里推断的合并率低，使得它不太可能，异常大的光度的GC可以解释为过去的GC-GC合并的结果。我们的模拟还表明，如果NGC 1052-DF 2确实在很大程度上缺乏暗物质，那么它的潮汐场太弱，不足以引起GC的任何重大质量损失。因此，在这种情况下，我们预测GC不太可能揭示潮汐特征，这可以通过未来的深层观测进行测试。
2020-09-15 astro-ph.GA
Measuring Consistent Masses for 25 Milky Way Globular Clusters
我们目前的中心速度色散，质量，质量与光比（$M/L$），和旋转强度的25个银河系球状星团。利用MMT望远镜上的Hectochelle单级光谱，计算了12个球状星团中1951颗恒星的视向速度。在这个例子中，我们增加了对单个恒星的可用档案数据的分析。对于完整的数据集，我们适合国王模型，以获得一致的动力学参数的集群。我们发现单质量国王模型和所观察到的径向色散分布之间有很好的协议。大，均匀的样本动力学质量，我们得到使我们能够检查的趋势$M/L$与集群质量和金属丰度。$M/L$的总体值以及质量和金属丰度的趋势与M31星团大样本的现有测量结果一致。这包括$M/L$随团簇质量增加的明显趋势，以及低于富金属团簇的预期$M/L$。我们没有发现明显的趋势，增加旋转与增加集群金属量在以前的工作中提出的。
2014-11-06 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
Central kinematics of the globular cluster NGC 2808: Upper limit on the mass of an intermediate-mass black hole
球状星团是研究恒星星族和动力学的理想实验室。最近的研究表明，这些恒星系统并不像以前假设的那样简单。由于多个恒星星族以及外旋和质量分离，它们表现出高度的复杂性。这包括中等质量的黑洞，它们被认为位于一些大质量球状星团的中心。今天的高角分辨率地面光谱仪允许速度色散测量的空间分辨率相当于半径的影响，合理的IMBH质量，并检测内部的速度色散曲线的变化。结合来自HST的高质量光度数据，有可能通过运动学特征来约束黑洞质量。我们用VLT/FLAMES光谱测量了球状星团NGC 2808的中心速度色散剖面。结合HST/ACS数据，我们的目标是探测这个大质量星系团的中心是否有一个中等质量的黑洞，并限制星系团的质量与光的比率以及它的总质量。我们从中心的积分场谱和较大半径的法布里-珀罗数据中推导出速度色散曲线。高分辨率的HST数据被用来获得表面亮度轮廓。总之，这些数据集进行了比较，动力学模型与不同的参数，如质光比的配置文件和黑洞质量。使用分析的Jeans模型结合可变M/L配置文件从N体模拟，我们发现，最适合的模型是一个没有黑洞解。在应用各种蒙特卡罗模拟来估计不确定性之后，我们推导出背孔质量的上限为M_BH < 1 x 10^4 M_SUN（具有95%的置信限），并且全局质光比为M/L_V =（2.1 +-0.2）M_SUN/L_SUN。
2012-04-18 astro-ph.GA
A stellar census in globular clusters with MUSE. Metallicity spread and dispersion among first-population stars
该研究基于MUSE对21个银河系球状星团8000余颗RGB恒星的光谱，结合HST伪色划分P1、P2星族，测得金属度展宽与弥散均随星团质量变化，支持自增丰模型。
2025-01-16 astro-ph.GA
The specific frequency and the globular cluster formation efficiency in Milgromian dynamics
先前对球状星团（GC）系统的研究表明，似乎存在一个通用的特定GC形成效率$η$，它将GC的总质量与宿主暗物质晕的维里质量$M_{vir}$联系起来（Georgiev et al 2010，Spitler & Forbes 2009）。本文导出了Milgromian动力学中比频率$S_N$和比GC生成效率$η$作为$M_{vir}$的函数，即：修正牛顿动力学（Modified Newtonian Dynamics，MOND）在Milgromian动力学中，对于GC星系，GC系统的质量$M_{GC}$是$M_{vir}$的二分量函数，而不是简单的线性关系。一个在Milgromian宇宙中的观察者，如果将这个宇宙解释为牛顿/爱因斯坦宇宙，就会错误地推断出GC系统的质量与重子星系的（假）暗物质晕之间存在一个普适常数。与普适常数$η$相反，在Milgromian宇宙中，对于具有$M_{vir} <= 10^{12}\msun$的星系，$η$随$M_{vir}$的增大而减小，而对于具有$M_{vir}>10^{12}\msun$的大质量星系，$η$随$M_{vir}$的增大而增大.
2013-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Gaia-ESO Survey: Kinematics of seven Galactic globular clusters
盖亚-ESO巡天是一个大型的公共光谱巡天，旨在通过收集所有银河系恒星星族的代表性样本（约10^5颗银河系恒星）的光谱，在现场和星团中调查我们银河系的起源和形成历史。这次巡天使用球状星团作为巡天内和巡天间的校准器，导出恒星大气参数和星团中大量恒星的丰度，并确定径向速度。我们利用7个球状星团（NGC 1851、NGC 2808、NGC 4372、NGC 4833、NGC 5927、NGC 6752和NGC 7078）中大量恒星的精确径向速度来验证管道结果，并初步研究了星团内部运动学。径向速度测量值是从由勘测管道处理的FLAMES/GIRAFFE光谱中提取的，作为向ESO发布的数据产品的第二次内部数据的一部分。我们补充了我们的样本与ESO档案数据获得不同的仪器配置。总共获得了1513颗真正的星团成员的可靠径向速度测量结果。我们测量了系统旋转，估计中心速度色散，并提出所有选定的集群的速度色散配置文件，提供第一个速度色散曲线和第一次估计的集群NGC~5927的中心速度色散。最后，我们探讨集群运动学和其他物理参数之间的可能联系。我们在这里提出的分析表明，盖亚-ESO的调查数据是足够准确的，用于银河系的恒星系统和恒星星族的运动学研究。
2014-11-18 astro-ph.GA
Using Binaries in Globular Clusters to Catch Sight of Intermediate-Mass Black Holes
球状星团（GC）的动力学演化与它们的双星数量有关，因为双星向星团中心分离，导致核心双星比例增加。这种中央过剩的主要是硬双星可以作为一个能源的集群，并有显着的影响所观察到的运动学，如人为增加所观察到的视线速度分散。我们分析了95个模拟GC的二进制分数和分布，有和没有中间质量黑洞（IMBH）在其中心。我们表明，IMBH不仅会停止对集群中心的二进制文件的隔离，而且，直接和间接地，破坏二进制文件的隔离，从而耗尽二进制文件的集群核心。我们说明了这一点，表明集群与IMBH有较少的二进制和平坦的径向二进制分布比他们的同行没有一个。二元分数和分布的这些差异为GC中存在中央IMBH提供了额外的指标。此外，我们分析了模拟GC中的视线速度色散的二进制分数的影响，发现二进制可以导致高估的核心半径内的速度色散高达$70\%$。使用Giesers等人（2019）最近对NGC 3201的VLT/MUSE观测，我们发现速度分散中对$32.2\pm7.8\%$的高估与模拟一致，并说明了在进行运动学或动力学分析时准确考虑二元种群的重要性。
2021-10-01 astro-ph.GA
Anisotropic dispersion relation of ultralight Bose gases in modified Newtonian dynamics
Anqing Normal University（安庆师范大学）；Beijing Normal University（北京师范大学）
研究极轻玻色气体在修正牛顿动力学中的集体模色散关系，推导出依赖扰动波矢与背景引力场夹角的各向异性色散关系，揭示MOND场方程非线性结构导致的方向依赖 Jeans 不稳定性和临界波长质量变化。
2026-04-30 astro-ph.GA cond-mat.quant-gas cond-mat.stat-mech
MOCCA-SURVEY Database I: Eccentric Black Hole Mergers During Binary-Single Interactions In Globular Clusters
我们估计人口的偏心引力波（GW）的双黑洞（BBH）合并过程中形成的双单相互作用在球状星团（GC），使用~ 800 GC模型，使用MOCCA代码演变的星团模拟的MOCCA调查数据库I项目的一部分。通过使用包括2.5后牛顿水平的GW发射的N体代码重新模拟从这组GC模型中提取的二元-单一相互作用（仅涉及3个BH），我们发现在我们的GC模型中组装的所有BBH中，约10%在混沌二元-单一相互作用期间合并形成，并且大约一半的样本在10 Hz时具有> 0.1的偏心率。我们明确地表明，这种衍生率偏心合并是100倍以上的一个会发现一个纯粹的牛顿N体代码。此外，我们表明，偏心分数可以准确地估计使用一个简单的分析形式主义时，相互作用的BH是类似的质量，作为第一个成功的分析描述偏心GW合并过程中形成的三体相互作用在现实GC的结果。
2018-01-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
r-process Abundance Patterns in the Globular Cluster M92
本研究分析M92球状星团35颗恒星光谱，首次发现其轻元素与r过程丰度关联，并揭示r过程弥散仅存在于第一代恒星，提出污染源与世代时间间隔0.8百万年的形成情景。
2023-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic Confirmation of the Dwarf Galaxies Hydra II and Pisces II and the Globular Cluster Laevens 1
我们目前凯克/DEIMOS光谱的恒星在最近发现的银河系卫星九头蛇II，双鱼座II，和Laevens 1。我们测量到双鱼座II的速度色散为5.4（+3.6 -2.4）km/s，但我们没有解决Hydra II或Laevens 1的速度色散。我们勉强解决了Hydra II和Pisces II的金属丰度分散，但不是Laevens 1。此外，长蛇座II和双鱼座II符合银河系矮星系的光度-金属丰度关系（<[Fe/H]> = -2.02 +/- 0.08和-2.45 +/- 0.07），而Laevens 1则不符合（<[Fe/H]> = -1.68 +/- 0.05）。运动学和化学性质表明，长蛇座II和双鱼座II是矮星系，而Laevens 1是一个球状星团。我们确定了之前观测到的两颗靠近Laevens 1中心的蓝色恒星不是该星团的成员。第三颗蓝星的成员资格不明确。Hydra II的径向速度<v_helio>为303.1 +/- 1.4 km/s，类似于麦哲伦星系的前缘。双鱼座II的质光比为370（+310 -240）M_sun/L_sun。它并不是暗物质占主导地位的矮星系之一，但它仍然值得包括在寻找伽马射线从暗物质自我毁灭。
2015-07-28 astro-ph.GA
Testing QUMOND theory with Galactic globular clusters in a weak external field
本研究构建QUMOND框架下自洽恒星动力学模型，拟合18个银河系球状星团观测数据，发现两种引力理论均与观测无显著冲突，证明弱外场球状星团运动学可用于检验替代引力理论。
2023-07-18 astro-ph.GA
Modeling the kinematics of globular cluster systems
球状星团（GC）是古老的大质量星团，是星系形成的“化石”。盖亚天文台的出现使银河系GC的详细运动学研究成为可能，并彻底改变了我们对GC属性和星系组装之间联系的理解。然而，缺乏河外GC的运动学测量限制了GC系统的样本量，我们可以充分研究。在这项工作中，我们提出了一个模型GC的形成和演变，其中包括个别GC的位置和运动学信息，通过将它们分配给粒子在Illustris TNG 50 -1模拟的年龄和位置的基础上。我们校准的三个可调模型参数，利用银河系和河外GC系统的观测特性，包括位置分布，系统速度，速度色散，各向异性参数，轨道作用，和金属丰度。我们还分析了不同来源的GC的性质。在外星系中，离地星系团比原地星系团更占优势。这导致GC金属丰度向外降低，由于越来越多的吸积，贫金属集群。我们还发现，离位GC有更大的速度色散和轨道的行动，在协议与他们的吸积起源。
2022-07-10 astro-ph.GA
Gas expulsion in MOND: the possible origin of diffuse globular clusters and ultra-faint dwarf galaxies
我们研究了位于星系外部区域的星团的演化经历了突然的质量损失，通过气体驱逐在Milgromian动力学（MOND）的框架内，通过N体模拟。我们发现，离开一个束缚星团，恒星形成效率（SFE）的嵌入集群占主导地位的深MOND引力可以降低到$2.5\%$。对于一个给定的超临界流体，在MOND中存活的星团可以结合比牛顿动力学更大比例的质量。此外，嵌入的星团越弥散，最终星团的尺寸膨胀就越小。一个幸存的星团的密度分布是更尖锐的中心更大质量的嵌入式集群，和中心的密度分布是平坦的质量较小的嵌入式集群或较低的SFE。这项工作有助于理解银河系周围遥远的低密度球状星团（GCs）和超暗弥散卫星星系的低浓度和延伸。
2017-12-06 astro-ph.GA
Hubble Space Telescope proper motion (HSTPROMO) catalogs of Galactic globular clusters. III. Dynamical distances and mass-to-light ratios
我们提出了15个银河系球状星团的动力学距离估计，并使用这些检查动力学和光度距离估计的一致性。对于大多数集群，这是有史以来第一次确定的动态距离估计。我们使用Bellini等人（2014）最近提出的哈勃太空望远镜自行星表中的明亮恒星的清洁样本提取自行色散曲线，并从各种文献来源中编译了一组视线速度色散曲线。距离，然后估计拟合球形，非旋转，各向同性，恒定的质量与光（M/L）的动力学模型的自行车和视线色散曲线在一起。我们比较了我们的动力学距离估计与文献光度估计从哈里斯（1996年，2010年版）球状星团目录，发现这两种类型之间的平均分数差是一致的，只有$-1.9 \pm 1.7 \%$为零。这表明两种估计方法都没有明显的偏差，并为作为测光距离估计基础的恒星演化理论提供了重要的验证。分析还估计了我们的集群的动态M/L比;平均而言，动态推断的M/L比与现有的基于恒星种群的M/L比一致，假设Chabrier初始质量函数（IMF）在$-8.8 \pm 6.4 \%$内，这意味着这样的IMF与我们的数据是一致的。我们的结果也与Kroupa IMF一致，但强烈排除了Salpeter IMF。我们没有检测到我们的M/L从文献值的偏移量和我们的距离从文献值的偏移量之间的相关性，强烈表明我们的方法是可靠的，我们的结果是强大的。
2015-09-01 astro-ph.GA
Radial velocities from VLT-KMOS spectra of giant stars in the globular cluster NGC 6388
我们提出了新的径向速度测量的82颗恒星，银河系球状星团NGC 6388的成员，从ESO-VLT KMOS光谱获得的仪器科学验证。波长校准的准确性进行了讨论，并提出了一些测试的KMOS响应。得到的星系团系统速度（81.3 +/- 1.5公里/秒）与以前的测定结果非常一致。虽然在距离星团中心9“和20”之间发现了有序旋转的迹象，但径向速度的分布显然是双峰的，在得出任何确切的结论之前还需要更多的数据。所获得的径向速度样本也被用来确定~ 9“和70”之间的团速度色散分布，补充了以前分别用ESO-SINFONI和ESO-FLAMES光谱在r <2“和r > 60”处获得的测量结果。速度弥散分布的新部分很好地匹配了以前的部分，更好地定义了分布的拐点。目前的工作清楚地表明了可部署的积分场单元在测量单个恒星的径向速度，以确定银河系球状星团的速度色散分布的有效性。它代表了正在进行的大型项目的试点项目，与KMOS和FLAMES在ESO-VLT，旨在确定下一代的速度色散和旋转剖面的球状星团的代表性样本。
2014-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
$r$-process Abundance Dispersion in the Globular Cluster M5 using Keck Archival Data
本研究利用 Keck 档案高分辨率光谱分析球状星团 M5 中 28 颗 RGB 星的 Ba、Nd、Eu 丰度，发现依赖于恒星代的微弱 r-过程弥散，表明星团气体曾受非均匀污染。
2025-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
