Assessing the Fornax globular cluster timing problem in different models of dark matter
我们调查的球状星团（GC）在天炉座矮球状（dSph）星系的轨道可以教我们关于暗物质（DM）。这个问题最近被研究的超轻暗物质（ULDM）。我们考虑两个额外的模型：（i）费米子简并暗物质（DDM），其中泡利阻塞应考虑在动力学摩擦计算;和（ii）自相互作用暗物质（SIDM）。我们给出了一个简单而直接的福克-普朗克推导动力学摩擦，新的情况下DDM和再现以前的结果在文献中的ULDM和冷DM。ULDM、DDM和SIDM在过去被认为会导致dSphs的核心，这一特征可以抑制动力学摩擦并延长GC轨道。对于DDM，我们推导出一个版本的宇宙学自由流的限制，是独立的DM生产机制，发现DDM不能产生一个可观的核心天炉座不违反Ly- $α$限制。如果Ly- $α$极限由于某种原因而被忽略，那么恒星运动学数据确实允许DDM核心可以延长GC轨道。对于SIDM，我们发现GC轨道的显着延长，可以得到的自相互作用的截面在以前的工作中考虑的值。除了重新评估的inspiral时间使用更新的观测数据，我们给出了一个新的视角，对所谓的GC定时问题，表明一个尖冷DM配置动态摩擦预测$z=0$径向分布的最内层GC是独立的初始条件。观测到的天炉座GC的轨道与这一预期一致，在$\sim25\%$水平上有轻微的明显微调。
2021-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Fornax globular cluster distributions: implications for the cusp-core problem
我们重新研究了天炉座的尖核问题，利用观测结果的空间和质量分布的球状星团（GC），以把约束的暗物质配置文件。我们使用高分辨率的N体模拟与完全活的系统，即自引力系统组成的恒星和暗物质，正确的帐户之间的动态摩擦和潮汐效应的天炉座和球状星团。我们测试两个备选的假设，这是一个核心和一个尖状晕天炉座探索一个合理的范围内的初始条件球状星团。对于天炉座核心的暗物质晕，我们推导出核心尺寸的下限为$r_{c}\gtrsim$ 0.5 kpc。与许多以前的工作相反，我们还表明，对于不同的初始条件下，一个尖状晕不排除在我们的模拟的基础上观测的天炉座球状星团。
2019-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the fuzzy dark matter mass using globular clusters in dwarf galaxies from Euclid ERO data
LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台 LIRA 实验室，PSL 大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY 塞吉-蓬图瓦兹大学，法国国家科学研究中心）；Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg, UMR 7550（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）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 Kavli 宇宙物理学与数学起源研究所（WPI），UTIAS）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）
本研究利用欧几里得早期释放数据中矮星系球状星团，结合模糊暗物质密度轮廓与动力学摩擦模型，约束模糊暗物质粒子质量，发现其上限分别为福纳克斯星系团$m_{22}\leq1.46$和英仙座星系团$m_{22}\leq1.09$，并缓解了球状星团时间问题。
2026-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical friction in Bose-Einstein condensed self-interacting dark matter at finite temperatures, and the Fornax dwarf spheroidal
本工作的目的是更好地理解引力拖曳力，即动力学摩擦，作用于在有限温度下通过自相互作用的玻色-爱因斯坦凝聚体（也称为超流体）运动的大质量物体。这是相关的轻标量模型的暗物质与弱自相互作用，需要非零温度，或已被加热的星系内。我们推导出表达式的动态摩擦使用线性微扰理论，并比较这些数值模拟中，包括非线性效应。在检验了线性结果后，将其应用于天炉座矮球状星系及其两个引力束缚的球状星团。矮球状体非常适合于间接探测暗物质的性质，因此通过估计这些球状星团由于动力学摩擦而沉入其宿主晕的速率，我们推断出超流暗物质参数空间的限制。在有限温度的超流体的动力学摩擦的行为非常相似的零温度极限，即使当热的贡献很大。然而，当超流体流动的临界速度被包括在内时，摩擦力可以从零温度值过渡到常规流体中的值。增加扰动物体的质量会引起与降低临界速度时类似的转变。当应用到两个天炉座的球状星团，我们发现，在文献中的参数空间首选的零温度超流体产生的衰变时间与观察一致。然而，目前的工作表明，增加温度，预计将改变首选的参数空间，可能会导致非常小的衰变时间，因此提出了一个问题的有限温度超流体模型的暗物质。
2021-01-15 astro-ph.CO
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
The test for suppressed dynamical friction in a constant density core of dwarf galaxies
动力学摩擦问题是关于矮星系中球状星团（以下简称GCs）的一个长期难题。在矮星系中，GC受到动力学摩擦的强烈影响，并被认为会落入星系中心。但是，GC确实存在于矮星系中。提出了解决问题的方法。如果矮星系的核心有一个密度恒定的暗物质晕，那么动力学摩擦的影响将大大减弱，GCs应该能够存活到宇宙年龄之后。该解认为，在有核暗晕中，动力学摩擦的抑制是由于暗晕与GC相互作用形成的一个新的平衡态引起的，在这个平衡态中，部分暗晕随GC转动（同向转动态）.在这项研究中，我测试的解决方案是否是合理的，并重新考虑为什么一个恒定的密度，核心晕抑制动力学摩擦，通过N体模拟。因此，我的结论是，真正的机制抑制动力学摩擦是不是同向旋转状态，虽然核心晕实际上可以抑制动力学摩擦GC显着。
2009-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Old Massive Globular Clusters and the Stellar Halo of the Dwarf Starburst Galaxy NGC 4449
我们使用哈勃太空望远镜的图像显示，附近的矮星暴星系NGC 4449有一个不寻常的丰富的发光红色星团。综合测光、低分辨率光谱、动态质光比和分辨色星等图的联合约束提供了证据，证明其中一些星团是古老的球状星团。两个大质量星系团的光谱数据显示中间金属丰度（[Fe/H] ~ -1）和日下Mg增强（[Mg/Fe] ~ -0.1 ~-0.2）。其中一个星团可能是潮汐扰动矮星系的核心;另一个质量非常大（~ 3 x 10^6 M_sun）。我们还发现了一群遥远的晕状球状星团。NGC 4449与矮星系中普遍存在恒星晕的新图像相一致，对其球状星团的研究可能有助于区分吸积和这种晕的原位情景。
2011-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving the timing problem of the globular clusters orbiting the Fornax dwarf galaxy
我们重新调查的生存的五个球状星团围绕天炉座矮星系在标准和修改后的牛顿动力学的老问题。对于第一次在历史上的主题，我们使用精确的质量模型的天炉座矮，通过牛仔裤建模最近发表的视线速度色散数据，我们也不辞职圆形轨道的球状星团。以前设想的问题源于将球状星团的起始距离固定为小于潮汐半径的一半。我们放松了这个限制，因为绝对没有证据证明它，并表明暗物质的范例，无论是尖或核心暗物质配置文件，没有麻烦维持两个最小的质量球状星团的轨道哈勃时间几乎无论其初始距离天炉座。三个最大的球状星团可以留在轨道上，只要它们的起始距离稍微在潮汐半径之外。修正后的牛顿动力学的前景也不像以前报道的那样暗淡。虽然在MOND中潮汐半径内的动力学摩擦要强得多，但由于没有恒星，外部的动力学摩擦可以忽略不计。这使得高径向轨道得以生存，但更重要的是，距离超过天炉座潮汐半径85%的圆形轨道可以无限期地生存。讨论了球状星团在这个距离上的圆轨道上的概率，并与它们目前的投影距离进行了比较。最后，如果我们忽略最大质量的球状星团的存在（给它一个大的视线距离），我们证明了剩下的四个球状星团可以在哈勃时间的潮汐半径内生存，具有完美的合理轨道。
2009-03-16 astro-ph.CO
Chandrasekhar's Dynamical Friction and non-extensive statistics
质量为$M$的点状物体在通过大质量无碰撞粒子（$m << M$）的背景势时，会受到一种称为动力学摩擦的稳定减速。在他的经典工作中，Eschrasekhar假设晕中的麦克斯韦速度分布，忽略了质量$M$的引力聚焦引起的尾流的自引力。在本文中，通过放宽麦克斯韦分布的有效性，由于长程力的存在下，我们推导出的$q$ -非广延动力学理论的背景下的动力学摩擦的解析公式。在广义极限情形（$q = 1$）下，恢复了经典的Gaussian Schumrasekhar结果.作为应用，得到了球状星团螺旋运动到银心的动力学摩擦时标。我们的研究结果表明，有关的大时间尺度的数值$N$体模拟或半解析模型得出的问题可以理解为偏离标准的广泛麦克斯韦制度所测量的Tsallis非广泛的$q$参数。
2016-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revisiting dynamical friction: the role of global modes and local wakes
在一个较大的系统中，微扰的轨道衰变在许多天体物理系统的动力学中起着关键作用--从星系中的核星团或球状星团，到星系核中的大质量黑洞，再到更大质量星系的暗物质晕中的矮星系卫星。几十年来，已经有各种尝试，以确定潜在的物理和时间尺度的阻力机制，从本地动态摩擦的方法来描述的基础上的背景系统中诱导的全球模式的反作用。我们提出了超高分辨率的$N$体模拟的大规模卫星绕银河系般的星系（与$> 10^8$粒子），似乎捕捉本地的“唤醒”和全球的“模式”在主晕诱导。我们直接从局部和全局扰动的联合作用中解决轨道衰减的机制，并具体分析了大部分扭矩的来源。
2021-05-27 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
The survival of globular clusters in a cuspy Fornax
长期以来，人们一直认为，球状星团（GC）在天炉座矮星系中的径向分布要求其暗物质晕具有$\sim 1$ kpc大小的核心。我们重新审视这一论点，通过调查类似的天炉座形成的E-MOSAICS，宇宙学流体动力学模拟，自洽以下的形成和演化的GCs在鹰星系形成模型。在EAGLE中，天炉座质量晕是尖的，可以用Navarro-Frenk-White剖面很好地描述。我们后处理的E-MOSAICS占GC轨道衰变的动力学摩擦，这是不包括在原来的模型。动力摩擦导致33%的质量为$M_{\rm GC}\geq4\times10^4 {~\rm M_\odot}$的GC下沉到它们的宿主中心，在那里它们被潮汐破坏。天炉座共有五个GC，与其他类似恒星质量的星系相比，这是一个非常大的数量。在模拟中，我们发现只有3%的天炉座类似物有五个或更多的GC，而30%只有一个，35%没有。我们发现，GC系统的卫星更集中比在外地矮星，而那些在原地形成（45%）更集中比那些被吸积。GC的存活概率随着其形成时的径向距离（$r_{\rm init}$）而迅速增加：对于具有$r_{\rm init} \leq 1$ kpc的GC，存活概率为37%，对于具有$r_{\rm init} \geq 1$ kpc的GC，存活概率为92%。E-MOSAICS中GC的现今径向分布与天炉座中的GC的径向分布是无法区分的，这表明，与文献中的说法相反，…
2020-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The mass distribution of the Fornax dSph: constraints from its globular cluster distribution
天炉座是银河系中唯一的矮球状（dSph）卫星星系，拥有球状星团。为什么动力学摩擦还没有把天炉座的五个球状星团中的任何一个拖到中心，以及为什么没有证据表明任何类似的星团在过去（对于天炉座或任何其他dSph），这仍然是一个谜。我们建立了一套2800个N体模拟，这些模拟采样了与天炉座所有现有观测约束一致的全范围球状星团轨道和质量模型。与以前的工作一致，我们发现，如果天炉座有一个大的暗物质核心，那么它的球状星团保持接近他们目前观察到的位置很长一段时间。此外，我们发现以前未报告的行为集群内的核心区域开始。这些被推出核心并获得轨道能量，我们称之为“动力浮力”。因此，天炉座的核心质量分布自然会导致核心半径附近的壳状球状星团分布，而与初始条件无关。相比之下，CDM类型的尖点质量分布导致至少一个星团在Δt = 1- 2 Gyr范围内快速坠落，除非为星团轨道选择不太可能的初始条件（\sim 2%的概率），并且几乎所有星团在Δt = 10 Gyr范围内。或者，如果天炉座只有一个弱尖点质量分布，动力学摩擦会大大减少。虽然在Δt = 10 Gyr以上，这仍然会导致1-4个星团从它们现在的轨道上坠落，但在Δt = 1- 2 Gyr范围内的任何星团坠落的可能性都要小得多（概率为0- 70%，取决于Δt和尖点的强度）。要想解决时间问题，就需要在过去，球状星团离天炉座的距离要比现在远一些;它们很可能不是在天炉座内部…
2012-05-29 astro-ph.CO
Constrain the Dark Matter Distribution of Ultra-diffuse Galaxies with Globular-Cluster Mass Segregation: A Case Study with NGC5846-UDG1
本研究开发了球状星团演化的半解析模型，通过正向建模匹配 NGC5846-UDG1 中球状星团的观测分布，发现该星系相对缺乏暗物质且晕浓度偏低，并警告不应直接用球状星团丰度推断超弥散星系的暗物质晕质量。
2024-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical Friction in a Fuzzy Dark Matter Universe
我们提出了一个深入的探索宇宙中的动力学摩擦的现象，其中的暗物质是完全由所谓的模糊暗物质（FDM），超轻玻色子的质量$m\sim\mathcal{O}(10^{-22})\,$ eV。我们回顾了经典的处理动态摩擦提出的分析结果的情况下，FDM的点质量，扩展的质量分布，有限的速度色散和FDM背景。然后，我们将这些结果与一系列完全非线性模拟进行测试，从而使我们能够评估分析结果的适用性。我们将这些结果应用于各种感兴趣的天体物理问题，包括银河系暗物质背景中的坠落卫星，并确定\emph{(1)} ~对于FDM质量$m\gtrsim 10^{-21}\, {\rm eV}\, c^{-2}$，天炉座矮球状星团的计时问题不再解决，\emph{(2)} ~对于总质量为$M$、相对速度为$v_{\rm rel}$的卫星来说，有限差分法对动力摩擦过程的影响，需要详细地说明$\left(M/10^9~M_{\odot}\right) \left(m/10^{-22}~{\rm eV}\right)\left(100~{\rm km}~{\rm s}^{-1}/v_{\rm rel}\right) \sim 1$的数值模拟，由于瞬态波结构的时间依赖性，这些参数超出了任何当前开发的分析理论的有效适用范围。
2019-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical Friction in Cuspidal Galaxies
动力学摩擦是物质以大质量物体的形式向星系内部区域传输的过程，如中等质量黑洞，球状星团和小卫星星系。虽然非常明亮的星系在内部区域显示出几乎平坦的光度轮廓，但较暗的星系通常具有朝向中心的尖峰尖形轮廓。这使得在这些情况下，在局部近似中使用经典的动力学摩擦力公式变得不可靠。利用N体模拟和半解析方法，我们获得了尖状星系中大质量天体轨道衰变的可靠结果。一个相关的结果是，一个较浅的依赖动力摩擦制动卫星质量比通常的Alasrasekhar的本地表达式，至少在一个范围内的大卫星质量。
2013-02-17 astro-ph.CO
Impact of Dynamical Friction on the Tidal Formation of NGC 1052-DF2
本文利用自洽N体模拟研究动力学摩擦对NGC 1052-DF2潮汐形成的影响，发现其加速轨道衰减与暗物质剥离，并给出可观测特征。
2024-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultra Diffuse Galaxies in the IC1459 Group from the VEGAS Survey
利用VEGAS巡天的深g，r，i图像，我们在IC 1459星系群中寻找了超弥散星系（UDG）。假设它们是星系群成员，我们确定了9个星系的物理大小和表面亮度在我们的测量不确定性范围内符合UDG标准。它们的平均颜色为g-i = 0.6，恒星质量为$\sim$ 10 $^8$ M $_{\odot}$。几个星系似乎有紧密天体的关联系统，例如球状星团。两个UDG包含一个中央明亮的核，第三个UDG揭示了一个显着的双核。这似乎是第一次报道在UDG中检测到双核-其起源目前尚不清楚。
2020-04-22 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
Globular cluster populations and the kinematical fingerprints of minor mergers
我们利用Monte Carlo $Λ$ CDM组装历史、小合并N体模拟以及晕质量与球状星团（GC）丰度之间的经验关系，用$M_{vir}(z=0)=10^{13.5}M_\odot$研究了大质量星系中晕GC的运动学性质.虽然吸积恒星晕的贡献占主导地位的大规模的卫星，我们表明，低维里质量的卫星（即低卫星-主机维里质量比，VMRs）是重要的贡献者人口的吸积GC。低VMR的吸积事件的相对贡献是最高的晕人口的蓝色GC和逐渐减少的红色GC和吸积星。作为一个结果的动力学摩擦的效率降低，轻微的合并，我们的人口宇宙吸积的蓝色GC系统的空间扩展，并具有较高的速度色散比红色GC，与观测结果一致。出于同样的原因，组装的历史，包括一个较小的合并更高的分数，在空间上扩展的GC人口的结果。GC视线速度分布的峰度为负值$κ$，最近观察到，在我们的模型中无处不在。因此，$κ<0$与吸积情景并不矛盾，事实上，它是小合并重要贡献的指纹。然而，我们的人口的吸积GC仍然主要是径向偏置，与配置文件的各向异性参数$β$是温和的径向中心（$β(r<10~{\rm kpc})\sim0.2$）和强烈的径向各向异性在大galactocentric距离（$β(r>30~{\rm kpc})\gtrsim0.6$），红色和蓝色的人口。
2018-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Properties of globular clusters formed in dark matter mini-halos
我们试图区分动力学和形态属性之间的球状星团（GC），形成自己的暗物质（DM）的迷你晕，和那些谁没有。我们采用高分辨率的全N体模拟的GPU的GC与DM的迷你晕，轨道上的天炉座一样的矮星系。对于GC与DM，我们观察到，这个黑暗的额外的质量触发潮汐半径的增长，使迷你晕作为一个保护屏障，防止潮汐剥离，本身被剥离之前的恒星。我们证明，这种屏蔽效应变得可以忽略不计时，潮汐半径小于半质量半径的迷你晕。与以前的预测相反，我们发现，膨胀的外部恒星速度色散配置文件是预期的GC和没有一个小晕，作为主机的潮汐场的结果。此外，我们观察到，GC与DM迷你晕应该有，在一般情况下，相对更多的径向外速度各向异性分布在其所有的轨道，较小的内部旋转度，并作为后者的结果，其恒星分布的椭圆度较小。由于动力学摩擦，我们观察到一个明确的双峰演化分布的GC与DM和没有DM的运动空间的积分，并表明，GC最初嵌入DM，这种方法是不可靠的关联与以前的吸积事件。最后，我们提供了参数的质量配置文件的中断DM迷你晕从GC中使用的牛仔裤建模和轨道整合研究。
2022-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations of Nuclear Cluster formation
本文给出了一个由四个大质量球状星团组成的样本的完全自洽N体模拟的初步结果。星系团和星系的N体表象（总共N=1.5x10^6个粒子）允许以自然和自洽的方式包括动力学摩擦和潮汐相互作用。结果证实了球状星团的衰变和合并是形成/吸积致密核团簇的可行方案。具体而言：结果表明：（1）摩擦轨道的衰减比广义Krasekhar公式预测的快2倍;（2）先驱星系团在小于20个星系核穿越时间内发生合并;（3）NC组态至少在70个星系核穿越时间内保持准稳定状态。
2009-02-03 astro-ph.CO astro-ph.IM
Testing the galaxy collision induced formation scenario for the trail of dark matter deficient galaxies with the susceptibility of globular clusters to the tidal force
有人认为，在NGC 1052附近的一条弥散星系的尾迹，包括两个暗物质缺乏星系（DMDG），是由于两个富含气体的矮星系之间的高速碰撞而形成的，其中一个是在NGC 1052的束缚轨道上，另一个是在非束缚轨道上。碰撞压缩了碰撞星系的气体库，这反过来又引发了恒星形成的爆发。由于压缩气体中的高压有利于大质量球状星团（GCs）的形成，这种假设可以解释具有大量大质量GCs的DMDG的形成，与NGC 1052-DF 2（DF 2）和NGC 1052-DF 4的观测结果一致。这一“小型子弹头集群”设想的一个潜在困难是，所观察到的DMDG中GC的空间分布被扩展。GC经历动力学摩擦，导致它们的轨道随时间衰减。因此，它们在形成时的分布应该比目前观察到的更广。使用半解析模型，我们表明，在DF 2中观察到的GC的位置和速度意味着，它们必须形成在从DF 2中心的径向距离为5- 10 kpc。然而，正如我们所证明的那样，这种情况很难与NGC 1052的强潮汐力剥离DF 2中广泛分布的GC的事实相一致，需要在碰撞时形成33-59个大质量GC来解释观测结果。
2022-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Co-Evolution of Galactic Nuclei and Globular Cluster Systems
我们重新审视了致密星系核是由螺旋形球状星团形成的假设。最近的进展，在理解的连续形成的球状星团在宇宙的时间和星系恒星分布的同时演变，使我们能够构建一个简单的模型，在银河系和巨型椭圆星系M87中观察到的空间和质量分布的集群相匹配。为了与观测结果进行比较，我们模拟了动力学摩擦和动力学演化的影响，包括恒星质量损失，恒星的潮汐剥离和星系团的潮汐破裂。我们发现，吸气球状星团形成一个密集的中心结构，质量和半径的典型值在晚型和低质量的早型星系中观察到的核星团（NSCs）。与NSC相关的密度对比在巨型椭圆星系中不太明显。我们的结果表明，NSC质量占星系恒星椭球质量的比例为M_NSC/M_* = 0.0025 M_{*,11} ^{-0.5}.因此，在恒星质量低于10^{11} Msun的星系中，破裂的球状星团可以贡献大部分的NSC质量。聚集星系团的内部可能通过恒星动力学核心坍缩为中心黑洞的生长播下种子，从而缓解了如何形成高红移发光类星体的问题。在球状星团开始形成的1 Gyr内，种子黑洞可能达到大约10^5 Msun。
2014-01-13 astro-ph.CO
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。
2009-12-02 astro-ph.CO
Does Fornax have a cored halo? Implications for the nature of dark matter
天炉座是银河系中质量最大的矮球状星系，有五个球状星团在暗物质密集的背景下绕轨道运行。观测分析表明，球状星团最初的质量要大得多，它们的大部分恒星都消失在了天炉座的磁场中。我们重新研究了天炉座的尖核问题，以澄清关于暗物质晕密度分布的模拟和观测之间的紧张关系。N体模拟预测了中心陡峭的幂律密度分布，而球状星团的观测似乎更倾向于中心的暗物质晕密度是恒定的。这是我们第一次用完全活跃的系统运行纯N体模拟，即由粒子（包括恒星和暗物质）组成的自引力系统。只有这种数值方法才能正确地解释天炉座和球状星团之间的动力摩擦和潮汐效应。我们发现，一个弱的尖点（$r_{s}=$ 1.5千秒差距）或一个大的核心（$r_{c}=$ 848秒差距）是不兼容的，目前观察到的位置和质量的天炉座星系团。相比之下，天炉座的一个小的暗物质核心（$r_{c}=$ 282 pc）自然地再现了初始球状星团质量范围很广的星团空间和质量分布。我们推导出一个上限为$r_{c}\lesssim$ 282 pc。这个核心大小范围只有利于暖暗数据（WDM）。如果初始晕的中央尖点被气体加热形成一个小的核心，那么也有可能从冷暗物质（CDM）理论中获得一个兼容的核心尺寸范围。
2019-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the nature of the brightest globular cluster in M81
我们分析了M81中最亮的球状星团（GC 1）的光度、化学、恒星形成历史和结构特性，旨在确定它的性质和起源。我们发现它是一个富金属（[Fe/H]=-0.60+/-0.10），α增强（[Alpha/Fe]=0.20+/0.05），核坍缩（核半径r_c=1.2 pc，潮汐半径r_t = 76 r_c），老（>13 Gyr）的星团。它的紫外线过量相当于约2500颗蓝色水平分支恒星。它在X射线中被探测到，表明存在低质量双星。质量为1000万太阳质量，质量与M31-G1相当，是欧米茄Cen的四倍。GC 1的r_c、绝对星等和平均表面亮度表明，它可能和其他巨星系中的大质量GC一样，是矮星系溶解后的遗留核。
2013-09-18 astro-ph.CO
Tidal Disruption Events and Gravitational Waves from Intermediate-mass Black Holes in Evolving Globular Clusters Across Space and Time
我们提出了一个半解析模型的自洽发展人口的球状星团（GC）在一个给定的宿主星系在宇宙时间。我们计算的GCs仍然托管中等质量黑洞（IMBHs）在给定的红移在早期和晚期类型的星系不同的质量和大小的分数，以及相应的潮汐破裂事件（TDEs）的速率，主序星（MS）和白矮星（WD）。我们发现，整个GC人口的综合TDE率可以超过相应的速率在一个给定的星系核和$\sim 90$ %的TDE驻留在GC内的最大半径为$\sim 2-15$千秒差距从宿主星系的中心。这表明，旨在识别TDE的观测工作不应该仅仅局限于星系核，还应该考虑外星系晕，那里有大量的古老GC，它们将居住在IMBH中。事实上，这里预测的这种偏离中心的TDE可能已经被观察到了。在$z\leq 0.5$（$z=2$），MS TDE率比WD TDE率常见30（100）倍。我们还计算了整个宇宙时间的IMBH-SBH合并率，发现在低红移时典型的IMRI率为$\sim 0.5-3$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$的数量级，在GC形成的峰值附近，它变得高达$\sim 100$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$。先进的LIGO与VIRGO、KAGRA、ET和LISA相结合，将能够分别观察IMBH群体的底端和顶端。
2018-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectroscopy of M81 Globular Clusters
我们获得了M81中74个球状星团的光谱。这些球状星团在HST ACS I波段巡天中被确认为候选星团。这74个簇中有68个位于M81核的7'端。其中62个星系团被光谱学证实，使M81星系团的数量从46个增加到108个。我们确定了我们观察到的74个星系团的金属丰度使用基于银河系球状星团的经验校准。结合文献中的34个M81球状星团速度和33个金属丰度数据，对M81球状星团系统的运动学和金属丰度进行了分析。107个金属丰度样本的平均值为-1.06 +/-0.07，高于M31或银河系。我们怀疑这种高的平均金属丰度是由于我们的样品中富含金属的集群的HST I波段调查的空间限制造成的过度代表性。金属丰度分布显示双峰性的边缘证据，富金属和贫金属的峰值近似匹配M31和银河系。GC系统作为一个整体，和金属贫GC单独，显示径向金属丰度梯度的证据。M81球状星团系统整体上表现出强烈的自转迹象，整体的V_r（反投影）= 108 +/- 22 km/s。这个结果可能偏向于高旋转速度，因为富含金属的内部星系团的代表性过高。球状星团子群体的旋转模式与银河系的大致相似：小投影半径的星团和富含金属的星团旋转强烈，而大投影半径的星团和贫金属的星团显示出较弱的旋转证据。
2010-04-15 astro-ph.CO
The Two-Dimensional Spatial Distributions of the Globular Clusters and Low-Mass X-Ray Binaries of NGC4649
我们报道了巨大的室女座椭圆星系NGC 4649（M60）的球状星团（GCs）的二维投影空间分布的显著各向异性。在低质量X射线双星（LMXB）的二维分布中也发现了类似的特征，这两种双星都与GC和恒星场有关。偏离方位角对称性表明，在NGC 4649长轴东侧，在4-15 kpc的银河中心半径处，有一个向北延伸的弧形多余GC。该特征对于红色GC更突出，但在蓝色GC的2D分布中仍然存在。高光度和低光度的GC也显示出一定的隔离沿此弧，高光度的GC优先位于南端和低光度的GC在弧的北段。GC-LMXB遵循红色GC的各向异性，其中大多数都存在;然而，在GC弧的南部存在一个显着的高密度（高光度）场LMXB。这些结果表明，NGC 4649在演化过程中经历了较小质量卫星星系的合并和/或多次吸积，弧中的GC可能是其化石遗迹。我们推测，观察到的各向异性领域LMXB空间分布表明，这些X射线双星可能是残余的恒星形成事件与合并，或者可能是从母红GC喷射，如果这些集群的整体运动是显着的动力学摩擦的影响。我们还发现了伴螺旋星系NGC 4647的X射线源群体的光度增强。我们认为，这些可能是年轻的高质量X射线双星形成的潮汐相互作用的结果，该星系与NGC 4649。
2014-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The globular cluster system of NGC 1316. II - The extraordinary object SH2
SH 2被描述为一个孤立的HII区，位于NGC 1316（天炉座A）的核心以南约6.5弧分，是天炉座星系团外围的合并残骸。我们给出了第一个，初步的描述恒星的内容和环境的这个显着的对象。我们使用华盛顿系统的光度数据和哈勃遗产档案馆的HST光度数据进行形态描述和初步孔径光度测定。低分辨率光谱学提供了SH 2中最亮的星团和附近一个中等年龄星团的径向速度。SH 2不是一个正常的HII区，被非常年轻的恒星电离。它包含了许多年龄约为0.1 Gyr的星团。一个环形的形态是惊人的。SH 2似乎与一个中等年龄的大质量球状星团有着相似的径向速度，而球状星团本身是一组较暗星团的主要天体。根据发射谱线估算金属丰度仍然不明确。目前的数据还不允许关于SH 2的性质或起源的确切结论。它可能是一个矮星系，经历了一次极其密集的恒星形成。我们可以见证球状星团是如何捐赠给母星系的。
2012-03-12 astro-ph.CO
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。
2012-08-10 astro-ph.CO
Dynamical Friction in fuzzy dark matter: circular orbits
研究了模糊暗物质（FDM）背景中作用于圆周运动微扰的动力学摩擦。凝聚后，FDM由满足薛定谔-泊松方程的单个波函数描述。通过马德隆变换可以得到等效的流体动力学公式。在这里，我们考虑这两种描述，并限制我们的分析线性响应理论。我们利用的流体动力学制剂，推导出一个完全解析解的DF在稳态和有限的时间扰动。我们比较我们的预测，包括一个非零FDM速度色散$σ$的波的方法的数值实现。只要$σ$不显著地超过轨道速度$v_\text{circ}$，我们的解对于圆周运动的单个和二元摄动都是有效的。虽然（超音速）气体DF的短距离库仑发散不再存在，但FDM情况下的DF表现出红外发散，这源于薛定谔方程的（也）扩散性质。有限时间扰动的情况下，我们的分析表明，密度尾流扩散通过FDM介质，直到它到达它的外边界。一旦该瞬态状态结束，径向和切向DF都围绕稳态解以指数衰减包络振荡。因此，永远不会达到稳态。我们使用我们的结果来重新审视的DF衰变时间尺度的5天炉座球状星团。我们还指出，紧凑双星的内旋可能会失速，因为DF扭矩的质量中心，有时翻转的符号，成为一个推力，而不是阻力（删节）。
2022-08-05 astro-ph.CO
Cosmic Train Wreck by Massive Black Holes: Discovery of a kpc-Scale Triple Active Galactic Nucleus
等级星系合并将导致双星的形成，并且在双星合并之前的后续合并的情况下，三个超大质量黑洞（SMBHs），因为大多数大质量星系都有SMBHs。当黑洞同时吸积大量气体时，三重SMBH就变成了三重活动星系核（AGN）。在这里，我们报告发现一个kpc规模的三重活动星系核，SDSSJ 1027 +1749在z = 0.066，从我们的系统搜索的层次合并的活动星系核。该星系包含三个发射线核，其中两个在速度上偏移约450和110 km/s，在投影上与中央核的距离为2.4和3.0 kpc。根据光学诊断发射线比，这三个核都被归类为模糊活动星系核，根据在相关恒星成分中测量的恒星速度色散，黑洞质量估计为M_BH ~> 10^8 M_sun。根据动力学摩擦时间尺度的估计，SDSSJ 1027 +1749中的三个恒星成分将在约4000万年后合并，而它们相关的SMBH可能在约<20000万年后演化成一个引力相互作用的三重系统。我们的结果为z ~ 0.1的光选活动星系核中kpc尺度的三重态的分数设定了一个下限~ 5 × 10^（-5）。
2011-06-21 astro-ph.CO
