No globular cluster progenitors in Milky Way satellite galaxies
为了寻找银河系球状星团的可能祖先，我们对银河系中170个球状星团和11个典型的银河系卫星星系进行了轨道积分，并在银河系+卫星势中回溯了11 Gyr，包括MW对大麦云云的响应以及动力学摩擦对卫星星系的影响。为了评估可能的过去协会，我们设计了一个球状星团-卫星结合标准的基础上，卫星的潮汐半径和逃逸速度，我们测试球状星团与人马座矮星系和矮星系与大麦云云。对于这些，我们成功地恢复了以前的研究所强调的动力学协会，我们通过使用盖亚EDR 3数据推导出银河系的吸积时间。假设银河系球状星团是和一直免费的暗物质，因此由恒星单独组成，我们证明，没有任何球状星团显示任何明确的关联与8个经典矮球状星系，即使他们中的一大部分被认为是吸积。这意味着吸积的球状星团要么是作为现在被破坏的卫星星系的一部分进入的，要么是球状星团过去可能有暗物质晕--正如球状星团和矮星系之间类似的金属丰度所暗示的那样。
2022-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clues on the Missing Sources of Reionization from Self-consistent Modeling of Milky Way and Dwarf Galaxy Globular Clusters
球状星团是古老恒星形成的独特痕迹。我们通过模拟银河系类型星系的球状星团种群的形成和动力学演化，利用Via Lactea II模拟的合并树，确定了整个宇宙时间内球状星团的形成效率。所有的模型都被限制在再现孤立矮星中观测到的球状星团的比频率和初始质量函数。球状星团的轨道，然后计算在一个随时间变化的引力势后，他们无论是吸积从卫星晕或形成在原位，在银河系晕。我们发现，银心距离和球状星团的金属丰度分布是非常敏感的球状星团的形成效率的红移和晕质量的函数。我们最精确的模型揭示了球状星团形成效率在z~2和z~7-12处的两个明显的峰值，并且倾向于形成效率随着晕质量的减少而适度增加，这与反馈调节恒星形成的预期相反。这个模型精确地再现了银河系中球状星团的位置、速度、质量函数、金属丰度分布和年龄分布，并预测约40%的球状星团是在银河系晕内原位形成的，而其他约60%是从大约20个Vc > 30 km/s的卫星矮星系中吸积而来的，约29%或所有的球状星团是在红移z > 7时形成的。这些结果进一步加强了球状星团的形成是高红移星系中恒星形成的一种重要模式的观点，并可能在星系际介质的再电离中发挥重要作用
2014-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling Formation of Globular Clusters: Beacons of Galactic Star Formation
星系形成的现代流体动力学模拟能够准确地预测早期星系中巨大分子云聚集的速率和位置。这些星云中可能存在质量和大小与真正的球状星团相当的星团。我描述了当前国家的最先进的模拟，旨在了解集群质量函数和金属丰度分布的起源。球状星团系统的金属丰度双峰性是星系中冷气体的等级形成和逐渐减少的自然结果。球状星团的形成在红移z>3时最为显著，此时大质量星团可能贡献了所有星系恒星形成的20%。
2010-10-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for an accretion origin for the outer halo globular cluster system of M31
我们使用一个新发现的球状星团的样本从泛仙女座考古调查（PAndAS）结合以前编目的对象映射的空间分布的球状星团在M31晕。在投影半径超过~30千秒差距的地方，大的相干恒星流很容易在现场区分，这些功能和球状星团的位置之间有一个惊人的相关性。采用一个简单的蒙特卡罗方法，我们测试的意义，这种关联的概率计算，它可能是由于机会对齐的球状星团顺利分布在M31晕。我们发现这种可能性的可能性很低，低于1%，并得出结论，观测到的空间重合之间的球状星团和多个潮汐碎片流的外晕的M31反映了一个真正的物理协会。我们的研究结果表明，大多数的远程球状星团系统的M31已组装作为一个结果的吸积星团轴承卫星星系。这构成了迄今为止最直接的证据，表明某些星系中的外晕球状星团种群在很大程度上是吸积的。
2010-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Microlensing in globular clusters: the first confirmed lens
对球状星团的微透镜观测对于探测它们的低质量恒星和褐矮星的含量是非常有用的。利用迄今为止在银河系中心探测到的大量微透镜事件，我们研究了一些观测到的事件的透镜是否位于银河系球状星团中。事实上，我们发现，在四种情况下，一些事件可能是由于透镜位于球状星团本身。此外，我们还讨论了在M22中发现的微透镜事件。使用ESO VLT的自适应光学系统NACO，有可能识别出透镜，它原来是球状星团M22中的一颗质量约为0.18太阳质量的低质量恒星。
2013-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Microlensing events from galactic globular clusters
我们提出了一个大的一套微透镜事件检测到目前为止对银河系中心的目的，调查是否有一些黑暗的透镜位于银河系球状星团的分析。我们发现，在四种情况下，一些事件可能确实是由于透镜位于球状星团本身。我们还粗略估计了与银河系球状星团中心高度一致的事件的平均透镜质量，并发现在合理的假设下，偏转器很可能是褐矮星、M星或恒星残骸。
2010-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Properties of Globular Clusters in Galaxy Clusters: Sensitivity from the Formation and Evolution of Globular Clusters
我们在宇宙学的背景下，用半解析的粒子标记方法研究了星系团中球状星团的性质。我们假设球状星团是由暗物质晕合并形成的，它们的金属丰度是根据宿主暗物质晕的恒星质量和GC的形成红移来分配的。用半解析方法研究了球状星团的动力学演化和破裂，这些演化和破裂受几个自由参数控制。在本文中，我们研究我们的结果是如何改变自由参数的选择。我们比较我们的基准结果与代表性的观测，包括球状星团系统和它的宿主星系之间的质量比，球状星团的占有率，蓝色球状星团的数量分数，和金属丰度梯度与球状星团质量。因为我们可以知道球状星团随时间的位置，所以可以与其他观测结果进行比较，例如，单个星系球状星团系统的中位半径，团内球状星团的平均投影密度分布，具有团心半径的球状星团的金属丰度和年龄梯度。我们还发现每个星系中球状星团系统的比质量随团心半径的不同而不同。
2022-10-27 astro-ph.GA
On the relationship between the ellipticity of Galactic globular clusters and their X-ray luminosity
研究通过现代目录和文献数据探讨银河球状星团椭圆率与X射线光度的关系，发现X射线光度和光学光度共同考虑时椭圆率分布存在显著差异，高X射线光度星团平均椭圆率更高。
2026-04-17 astro-ph.GA
Zwicky Transient Facility and Globular Clusters: the Period-Luminosity and Period-Luminosity-Color Relations for Late-Type Contact Binaries
本文利用Zwicky瞬态工厂（ZTF）收集的均匀光变曲线，首次推导了位于球状星团中的晚型接触双星的$gri$带周期光度（PL）和周期光度色（PLC）关系。我们从15个球状星团中的79个接触双星开始，并在10个球状星团中保留了30个接触双星，这些星团在ZTF光变曲线中有足够数量的数据点，并且不受混合的影响。这些接触双星的平均和最大亮度的星等是使用四阶傅立叶展开确定的，而消光校正是使用{ \tt Bayerstar 2019} 3D红化图以及采用到其宿主球状星团的均匀距离进行的。在去除早期型和“异常”接触双星后，我们推导的$gri$ -波段PL和周期-Wesenchant（PW）关系表现出更大的色散，在拟合系数上有很大的误差。然而，基于这个小样本的球状星团中的接触双星的$gr$带PL和PW关系与基于更大样本的邻近接触双星的关系是一致的。PL和PW关系的良好的协议表明，在本地太阳附近的接触双星和遥远的球状星团的样本可以结合起来，并用于推导和校准PL，PW和PLC关系。最终导出的$gr$带PL、PW和PLC关系比基于有限的球状星团接触双星样本的关系有了很大的改进。
2021-05-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Intra-cluster Globular Clusters in a Simulated Galaxy Cluster
使用星系团晕的宇宙学暗物质模拟，我们跟踪了其球状星团种群的时间演化。为了模拟红色和蓝色球状星团的人口，我们选择在高红移$(z\sim 1)$两套粒子从个别星系晕约束的事实，即在红移$z=0$，他们的密度分布类似于观察到的。在红移$z=0$，我们选择的球状星团中大约有60%从它们原来的晕中被移除，形成了星团内的球状星团种群，而剩下的40%仍然被引力束缚在它们原来的星系晕中。由于蓝色星族比红色星族更广，所以星团内的球状星团以蓝色球状星团为主，其相对比例从红移$z=0$的60%上升到红移$z\sim 2$的83%.与室女座星系团的观测结果一致，蓝色的星系团内球状星团人口在空间上比红色的更广泛，指向潮汐中断的起源。
2017-12-14 astro-ph.GA
Notes on counter-orbiting globular clusters in the Milky Way
认为银河系中逆行旋转的球状星团可能起源于麦哲伦云星系引力扰动引起角动量改变的反对称球状星团。结果表明，轨道靠近“银河-麦哲伦云”系统拉格朗日点的银河系球状星团，在几个Gyr时间尺度内可以改变角动量的符号。
2014-07-07 astro-ph.GA
Some Systematics of Galactic Globular Clusters
本文研究了所有已知的银河系球状星团的整体性质。银河系球状星团的光度与金属丰度之间的关系是复杂的。在发光的星系团之间存在着一种相关性，即最古老的星系团比年轻的星系团更缺乏金属。然而，在最暗的球状星团中却没有发现这种明确的关系。发现球状星团的中心浓度指数C与金属丰度无关。球状星团的半光半径与它们的银心距离的关系可以近似为$R_h α R^{2/3}_{gc}$。具有坍缩核心的星团大多位于银河系核心附近。对于$R_{gc} < 10$ kpc的光度和半径的集群似乎是不相关的。银河系与大麦哲伦星系和小麦哲伦星系的不同之处在于，它似乎缺乏高度扁平的发光星团。年龄为$\geq$ 13.0 Gyr的银河系球状星团都属于奥斯特霍夫II型，而年龄为$<$ 13.0 Gyr的几乎所有球状星团都属于奥斯特霍夫I型。年龄为$<$ 11.5 Gyr的球状星团都位于外星系晕中，光度低于平均值，半径高于平均值。另一方面，非常古老的球状星团NGC 6522位于银河系核心附近。
2011-08-02 astro-ph.GA
The SLUGGS Survey: Measuring globular cluster ages using both photometry and spectroscopy
球状星团年龄不仅是对球状星团形成模型的一个重要检验，也是研究星系聚集历史的有力手段。不幸的是，测量尚未解决的古老恒星星族的年龄已被证明是具有挑战性的。在这里，我们提出了一种新的技术，结合光学光度法与金属量的限制，从近红外光谱，以测量年龄。在对银河系中的球状星团及其卫星星系进行了测试之后，我们利用SLUGGS巡天的数据将我们的方法应用于三个大质量早型星系。这三个SLUGGS星系和银河系显示出明显不同的球状星团年龄和金属丰度分布，NGC 1407和银河系显示出大多数古老的球状星团，而NGC 3115和NGC 3377显示出一系列的球状年龄。这种多样性意味着不同的星系形成的历史和球状星团的光学颜色-金属丰度关系是不普遍的，因为通常假设在球状星团的研究。我们发现富含金属的球状星团人口的中位数年龄和场星人口的年龄之间的相关性，符合球状星团形成是高强度恒星形成的自然结果的模型。
2019-09-12 astro-ph.GA
Substructure in the Globular Cluster Populations of the Virgo Cluster Elliptical Galaxies M84 and M86
我们在室女星系团中的两个巨大椭圆星系M84（NGC 4374）和M86（NGC 4406）的球状星团系统中进行了亚结构的研究。我们使用宽视场（36弧分x 36弧分），多色宽带成像来识别这两个星系以及附近其他几个低质量星系中的球状星团候选者。我们对候选球状星团的空间位置的分析揭示了几个子结构，包括：球状星团在M86中的投影数密度的峰值偏离系统中心，至少部分可能是由于矮椭圆星系NGC 4406 B的存在;连接M84和M86球状星团系统的桥梁;以及沿着M86球状星团系统东南侧的方形等密度等高线。我们将样本分为红色（富含金属）和蓝色（缺乏金属）球状星团候选者，以寻找两个种群空间分布的差异，并发现蓝色星团候选者是我们识别的每个子结构中的主导种群。我们还将从两个径向速度调查的球状星团在该地区的测量，并发现桥子结构是由球状星团与混合的速度是一致的M86和M84，可能提供进一步的证据，两个星系之间的相互作用签名。
2020-08-04 astro-ph.GA
Search for possibly evolutionary linked globular and open clusters
基于133个银河系球状星团的大样本，我们得到了一个新的估计，球状星团撞击银河系平面的频率，我们发现等于每百万年三次事件。利用新的运动学数据进行的计算不支持疏散星团Stephenson~2可能起源于大质量球状星团$ω$ Cen穿过银盘的著名假设。我们的结果也不支持著名的假设，即球状星团NGC 6397可以触发疏散星团NGC 6231的形成。我们第一次发现了六个球状星团，它们可能在穿越银河平面时引发了一个疏散星团的形成。它们是球状星团NGC 104、NGC 2808、NGC 6362、NGC 6540、NGC 6749和NGC 6752。对于每一个星团，我们确定一个或几个疏散星团，这可能是通过这种情况下诞生。在我们看来，最令人感兴趣的是NGC 104-Ruprecht 129和NGC 6362-Pismis 11。
2019-01-19 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
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
Dwarf Galaxies and Globular Clusters
我简要地探讨了矮星系和球状星团演化路径之间的一些相关联系和差异。
2012-10-23 astro-ph.GA
A marvelous contribution from Michel Henon to globular cluster's study : the isochrone cluster
Michel Henon对球状星团系统研究的贡献综述。
2014-11-17 astro-ph.GA
The Globular Cluster System of NGC 5128: Ages, Metallicities, Kinematics, and Structural Parameters
本文综述了我们最近对NGC 5128的球状星团系统的研究。首先，我们已经获得了低分辨率，高信号噪声光谱的72球状星团使用Gemini-S/GMOS获得的年龄，金属丰度，和α富集的金属贫乏和金属丰富的球状星团子种群的水平。其次，我们已经探索了超过560个球状星团的径向速度测量的旋转签名和速度色散的星系晕。我们还比较了这些性质对银河中心距离、球状星团年龄和金属丰度的依赖性。用球状星团作示踪天体，分析了NGC 5128的质量和M/L比。最后，我们测量了570多个球状星团的结构参数，如半光半径，从一个极好的1.2平方度麦哲伦/IMACS图像。我们将介绍这些研究的结果，并讨论与NGC 5128形成和演化的联系。
2009-12-18 astro-ph.GA
Gravitational interactions between globular and open clusters: an introduction
从历史上看，人们一直认为球状星团和疏散星团从来没有相互作用。然而，最近的证据表明：球状星团通过磁盘可能能够扰动巨大的分子云（GMC）触发形成疏散星团和一些老的疏散星团可能与吸积球状星团。在这里，我们进一步探索球状星团和疏散星团之间可能存在的动力学联系，并认识到最明显的联系必须以引力相互作用的形式存在。如果疏散星团是从巨星系中诞生的，它们必须在相似的轨道上运动。如果我们接受球状星团可以与GMC相互作用，触发恒星形成，那么球状星团和疏散星团也必须相互作用。一致的，理论上的争论和观测上的证据都表明球状星团和疏散星团确实是相互作用的群体，它们之间的相互作用比通常认为的要普遍得多，特别是对于凸起/圆盘的物体。蒙特卡洛计算证实了这一结论。球状星团似乎不仅能够导致疏散星团的形成，而且更经常的是，它们的消亡。相对频繁的高速星团相遇或星团骚扰也可能导致长期的缓慢侵蚀和对所涉及球状星团的潮汐截断。有争议的物体FSR 1767（2 MASS-GC 04）可能是统计学上正在进行的交互的最佳示例。
2013-09-24 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
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
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
Homogeneous metallicities and radial velocities for Galactic globular clusters. II. New CaT metallicities for 28 distant and reddened globular clusters
虽然银河系中的球状星团已经被研究了很长一段时间，但它们中的相当一部分缺乏均匀的金属丰度和径向速度测量。在以前的论文中，我们提出了一个项目的第一部分，以获得金属丰度和径向速度的银河系球状星团从多目标光谱的成员星使用ESO甚大望远镜。在本文中，我们增加了金属丰度和径向速度的一个新的样本的28个球状星团，特别是包括球状星团的MW晕和银河系的凸起。与我们以前的结果一起，本研究使具有均匀测量的球状星团的数量达到了W.哈里斯的目录。在我们以前的工作中，我们已经使用的CaII三重线，以获得金属丰度和径向速度。对于这项研究中的大多数星团，这是第一次基于单个成员恒星的光谱分析。来自CaII三重态的金属丰度，然后比较我们的平行研究的结果的基础上，在光学区域的光谱拟合和不同的校准的CaII三重态线强度的影响进行了讨论。我们还对一些有趣的星团进行了评论，并研究了在球状星团中丰度分布的存在。发现NGC 6256可能存在内在扩散的暗示，因此似乎是进一步研究的好候选者。
2018-08-11 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
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
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
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
Effects of Cosmic String Velocities and the Origin of Globular Clusters
在假设宇宙弦环是球状星团的种子的前提下，我们研究了这些弦的速度在决定球状星团质量分布中的作用。具有足够高速度的环不会形成紧凑和大致球形的物体，因此不能成为球状星团的种子。我们计算了球状星团的期望数密度和质量函数作为弦张力和峰值环速度的函数，并将结果与银河系中球状星团质量分布的观测数据进行了比较。我们确定的临界峰值弦环速度超过该协议之间的起源球状星团（忽略环速度）和观测数据的弦环模型丢失。
2015-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
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
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
About Synchronized Globular Cluster Formation over Supra-galactic Scales
观测和理论的论据支持这样的想法，即与$AGN$活动和/或激烈的恒星形成情节的暴力事件在高红移的星系形成的早期阶段发挥了重要作用。作为古老的恒星系统，球状星团似乎有足够的候选者来寻找那些高能现象可能留下的最终签名。对室女座和天炉座星系团中数千个球状星团颜色分布的分析揭示了一些有趣的和以前未被发现的特征的存在。一个简单的模式识别技术，表明存在“颜色调制”，为每个星系团独特的。结果表明，球状星团的形成过程并不是完全随机的，而是包括了一个同步的方式和超银河系的空间尺度形成的球状星团的显着比例。
2017-02-10 astro-ph.GA
Cosmic Strings and the Origin of Globular Clusters
我们假设宇宙弦环是球状星团吸积的种子。通过要求在弦环上吸积的天体质量分布的峰值与银河系中观测到的球状星团质量分布的峰值一致来固定宇宙弦张力，然后计算了期望的球状星团的数密度和质量函数，并与观测值进行了比较。我们的假设自然地解释了为什么球状星团是星系中最古老、密度最大的天体，以及为什么它们会在星系的晕中被发现。
2015-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
A New kinetic model of Globular clusters
一个新的动力学模型的球状星团的基础上修改的速度分布函数进行了比较，最常用的国王的模型。一个假设的贡献的暗物质被认为是。
2014-03-30 astro-ph.GA gr-qc
CN Variations in High Metallicity Globular and Open Clusters
本文比较了高金属量球状星团NGC 6356和NGC 6528与老的疏散星团NGC 188、NCG 2158和NGC 7789中CN带强度的变化。恒星与恒星之间的丰度变化，CN差异是一个容易观察到的迹象，在中等金属丰度的晕球状星团中很常见，但在野外或疏散星团中看不到。我们发现，疏散星团有狭窄的，单峰分布的CN带强度，从文献中预期，而球状星团有广泛的，双峰分布的CN带强度，类似于中等金属丰度晕球状星团。这一结果有有趣的影响，提出了各种机制来解释球状星团丰度不均匀的起源，并建议在团簇形成的时代，当地的环境起着至关重要的作用，在调节团内富集过程。
2009-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. XXII. Relative ages of multiple populations in five Globular Clusters
目标。提出了一种新的方法来估算NGC 104（47 Tuc）、NGC 6121（M4）、NGC 6352、NGC 6362和NGC 6723等5个球状星团中多个恒星星族的相对年龄。方法.我们利用“HST紫外球状星团巡天（HUGS）”数据库中的星表，绘制了球状星团的色星等图和双色图。我们确定了每个球状星团内的多个种群，并将它们分为两个主要的恒星星族：POPa或第一代（1G）和POPb，由所有连续的恒星代组成。新技术使我们能够获得一个精确的估计之间的相对年龄POPa和POPb。结果NGC 6352、NGC 6362和NGC 6723的多个种群分别在3.36亿年、4.74亿年和6.34亿年内同时代。这些结果是结合所有不确定性来源获得的。
2020-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dark Matter Effects on Stellar Populations in Globular Clusters
根据球状星团的经典观点，球状星团内部的恒星都是从同一个巨大的分子云演化而来的。那么它们的恒星的化学成分一定是相同的。但是最近对球状星团的光度和光谱研究揭示了在球状星团中存在不止一个恒星星族。这一发现挑战了我们对球状星团的经典看法。在这项工作中，我们研究了在暗物质假设下解决球状星团中多恒星星族问题的可能性。我们发现，球状星团内暗物质的存在改变了物理参数（例如化学成分，光度，温度，年龄等）。星星在里面。我们假设暗物质在球状星团中的分布是不均匀的。这意味着在高暗物质密度环境中的恒星（如球状星团的中心区域）更容易受到暗物质的影响。利用这一假设，我们发现，在球状星团的不同位置（对应于不同的暗物质密度）的恒星遵循不同的演化路径（例如，在赫兹斯普朗-罗素图上）。我们利用这张纸条来推断，球状星团内暗物质的存在可能是多个恒星星族的原因。
2022-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters XIV: Bayesian Single-Population Analysis of 69 Globular Clusters
我们使用哈勃太空望远镜（HST）从ACS财政部调查的图像，以确定适合69个银河系球状星团的单种群等时线。使用强大的贝叶斯分析技术，我们同时确定的年龄，距离，applications，和氦值为每个集群的情况下，一个“单一”的恒星星族模型网格与太阳比重元素丰度。使用贝叶斯分析套件BASE-9以一致和可重复的方式确定所有聚类的聚类参数集。我们的结果被用来重新审视年龄-金属丰度关系。我们发现与氦和其他几个参数，如金属丰度，二进制分数，集群质量和代理的相关性。氦丰度的集群也被认为是在CNO丰度和多人口的情况下。
2017-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
A wide field map of intracluster globular clusters in Coma
通过对哈勃空间望远镜/高级巡天照相机观测数据的分析，得到后发座星系团中心区域球状星团的大尺度分布。为了得到后发座核球状星团的全表面密度图，我们把三个不同的HST观测计划的数据结合起来。通过对F475 W（Sloan g）和F814 W（I）两个波段的详细形态观测和星等和颜色分析，共选出22，426个球状星团候选者。球状星团的空间分布定义了后发座中三个主要的高密度星系，它们与NGC 4889、NGC 4874和IC 4051有关，但空间尺度比单个星系大5到6倍。后发座中球状星团的最高面密度在空间上与NGC 4889一致。球状星团中最大的超密度星系与NGC 4874有关。星团内的球状星团也在后发星系之间形成了清晰的桥梁。红色球状星团聚集在三个主要子群的中心，其表面密度比蓝色星团高。
2018-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Light from the Darkness: Detecting Ultra-Diffuse Galaxies in the Perseus Cluster through Over-densities of Globular Clusters with a Log-Gaussian Cox Process
介绍了一种通过寻找星系际球状星团中的过密度来探测超弥散星系的新方法。我们的方法是基于对数高斯考克斯过程，这是一个常用的模型在空间统计文献中，但很少用于天文学的应用。该方法适用于从PIPER调查，一个\textit{Hubble Space Telescope}成像程序针对英仙座集群获得的球状星团数据。我们成功地发现了所有已确认的超扩散星系与已知的球状星团人口的调查。我们还确定了一个潜在的星系，没有检测到弥漫恒星的内容。初步分析表明，它不太可能仅仅是一个偶然的球状星团或其他物体。如果得到证实，这将是第一个此类系统。模拟被用来评估超漫射星系内的球状星团系统的物理参数如何影响他们的可探测性使用我们的方法。我们量化了探测概率与星系中球状星团总数的相关性以及与球状星团系统半数半径增加的反相关性。球状星团分布的Sérsic指数对可探测性的影响很小。
2022-06-16 astro-ph.GA stat.AP
Chemical abundances of multiple stellar populations in massive globular clusters
银河系球状星团中的多个恒星星族表现出很大的多样性。虽然轻元素（包括He）的化学丰度变化是普遍存在的，但这些变化的数量在不同的球状星团中是不同的。在一些球状星团中已经发现了具有明显的Fe、C+N+O和慢中子俘获元素的恒星星族，其数量可能会增加。所有这些化学特征都对应于特定的光度模式。我回顾了球状星团中多个恒星星族的化学+光度特征，并讨论了如何解释数据越来越具有挑战性。非常令人兴奋的是，球状星团的起源和演化是一个复杂的难题。
2015-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular cluster contributions to Galactic halo assembly
我讨论了寻找红巨星在银河系晕轻元素丰度类似于第二代球状星团恒星，并讨论了这样一个人口的影响球状星团形成模型和原位恒星形成和吸积之间的平衡组装的星系晕。
2012-11-15 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
Globular clusters in the outer Galactic halo: new HST/ACS imaging of 6 globular clusters and the Galactic globular cluster age-metallicity relation
本文给出了由哈勃空间望远镜（HST）F606 W、F814 W高级巡天照相机测光得到的6个球状星团的色星等图（CMD）。这6个星系在银河中心距离（Rgc）上形成了两个松散的分组：IC 4499、NGC 6426和鲁普雷希特106在约15-20 kpc，NGC 7006、帕洛马15和Pyxis在约40 kpc。CMD允许在每种情况下从主序列关闭来估计年龄。此外，Palomar 5的年龄（Rgc ~ 18 kpc）是使用档案HST宽视场行星照相机2 V，I测光估计的。年龄分析显示：IC 4499，Ruprecht 106和Pyxis比具有类似金属丰度的内晕GC年轻1-2 Gyr; NGC 7006和Palomar 5比它们的内晕对应物稍微年轻; NGC 6426和Palomar 15是样品中最贫金属的两个GC，在不确定性范围内与所有其他贫金属GC同时代。结合我们以前的努力，目前的样本提供了强有力的证据，银河系GC年龄-金属丰度关系由两个不同的分支。一个表明在银河系内部的快速化学富集，而另一个则表明在外晕中长时间的GC形成。后者是一致的外晕GC形成于矮星系，后来被银河系吸积。
2011-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Far Ultra-Violet Insights Into NGC 1399's Globular Cluster Population
本文利用哈勃空间望远镜ACS/SBC F140 LP对NGC~1399的观测资料，寻找河外球状星团中存在多个恒星星族的证据。增强的FUV人口被认为是在球状星团，特别是极端/蓝色水平分支恒星的氦增强的第二代人口的指标。在视野中的149个球状星团中，有58个具有远紫外（FUV）对应物，亮度超过28.5。其中六个FUV探测到的球状星团也在X射线中被探测到，包括一个超亮X射线源（$L_X > 10^{39}$ erg/s）。虽然光学明亮的集群对应于更明亮的FUV对应物，我们观察到富金属和贫金属集群的FUV发射，这意味着FUV过量不依赖于光学颜色。我们也没有发现任何证据表明，集群的大小影响FUV发射。具有X射线发射的星系团并不是异常的FUV亮，这表明即使是超亮的X射线源也不能提供显著的FUV贡献。NGC 1399是第四个对其球状星团系统进行探测以寻找FUV增强的证据的星系，我们将这些星系团与之前对银河系、M31、M87和M81中最亮的星系团的研究进行了比较。这些来源表明，许多球状星团可能拥有极端HB星和/或第二代星，并强调需要更完整的河外球状星团系统的FUV观测。
2022-10-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia supernovae in globular clusters: observational upper limits
在球状星团稠密的恒星环境中，致密双星是动态产生的。因此，在球状星团中爆炸的Ia型超新星的比例预计将高于这些球状星团中的质量比例。我们在观测到的Ia型超新星位置上寻找球状星团。我们使用了档案HST图像和文献数据，覆盖了超新星爆炸前的位置，或者超新星在球状星团的光度以下消失足够长的时间。我们没有在任何超新星位置发现球状星团的证据。对于18颗Ia型超新星，观测足够灵敏，任何球状星团都可以被探测到，对于另外17颗Ia型超新星，更明亮的球状星团都可以被探测到。修正不完整性，我们得出了一个90%的上限为0.09的比例Ia型超新星爆炸的球状星团的完整样本和0.22的样本超新星在晚型星系。这使我们能够在90%（99%）置信度下限制同时期人口eta_{co} <50（100）的每单位恒星质量的增强。我们发现，通过观测早型星系外围少于100颗Ia型超新星样本的位置，将有可能探测到目前比较受欢迎的eta_{co} ~1-10范围。
2011-11-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
