The Global Mass Functions of 35 Galactic globular clusters: II. Clues on the Initial Mass Function and Black Hole Retention Fraction
在本文中，我们将Sollima & Baumgardt（2017）最近确定的银河系球状星团的质量函数斜率与一组包含65，000至200，000颗恒星的星团的专用N体模拟进行了比较。我们从一系列的初始质量函数（IMF），黑洞保留分数和母星系的轨道参数开始研究星系团。我们发现，当今的质量函数的球状星团同意与预期的星团开始与Kroupa或Chabrier IMF的，是不兼容的集群开始与单一的幂律质量函数的低质量恒星。Sollima & Baumgardt（2017）研究的球状星团中看到的质量分离量可以完全解释为来自最初未分离的星团的两体弛豫驱动的质量分离。基于目前的全球质量函数，我们预计，一个典型的球状星团在我们的样本已经失去了约75%的质量，因为形成，而最演化的集群已经失去了超过90%的初始质量，并应在未来1至2 Gyr溶解。Sollima和Baumgardt研究的大多数星团也显示出它们的中心和全球MF斜率之间的巨大差异，这意味着大多数银河系球状星团要么接近要么已经过去核心坍缩。在大多数星团中看到的强烈的质量分离也意味着在球状星团中形成的所有黑洞中只有一小部分仍然存在于其中。
2017-10-26 astro-ph.GA
Resolving the X-ray emission from the Lyman continuum emitting galaxy Tol 1247-232
钱德拉天文台对附近的莱曼连续体（LyC）发射星系Tol 1247-232的观测解析了X射线的发射，并显示它是由一个具有硬光谱（$Γ= 1.6 \pm 0.5$）和高光度（$(9 \pm 2) \times 10^{40} \rm \, erg \, s^{-1}$）的点状源所主导。与早期的XMM-牛顿观测相比，通量变化为2倍。因此，X射线的发射很可能来自一个吸积的X射线源：一个低光度的活动星系核或者一个或几个X射线双星。钱德拉的X射线源类似于哈罗11中的点状硬光谱（$Γ= 1.2 \pm 0.2$），高光度（$10^{41} \rm \, erg \, s^{-1}$）源，哈罗11是唯一一个被证实的X射线解析的LyC发射星系。我们讨论了吸积X射线源有助于LyC逃逸的可能性。
2017-08-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
An old, metal-poor globular cluster in Sextans A and the metallicity floor of globular cluster systems
我们报告确认了一个古老的，贫金属的球状星团在附近的矮不规则星系六分仪A，第一个球状星团已知在这个星系。我们将这个星系团命名为六分仪座A-GC 1，它位于星系中心西南方约4.4角分（$\sim1.8$ kpc）处，在亚角秒的地面观测图像中可以清晰地分辨出恒星。我们测量了一个积分星等$V=18.04$，对应于一个绝对星等$M_{V,0} = -7.85$。这给出了推断的质量$M\sim$ 1.6 $\times10^5~M\odot$，假设为Kroupa IMF。六分仪A-GC 1的综合光谱揭示了日心径向速度$v_{\rm helio}=305\pm15$ ~ km/s，与六分仪A的系统速度一致。候选红巨星分支星在星团中的位置，以及星团综合光谱的恒星族群分析，显示金属丰度[Fe/H] $\sim$ --2.4，年龄$\sim9$ Gyr。我们测量半光半径，$R_h = 7.6\pm0.2$ pc。归一化到星系积分星等，我们得到一个$V$波段的特定频率，$S_N=2.1$ .我们收集了28个星系中1,928个GC的光谱金属丰度样本，发现六分仪A-GC 1的低金属丰度接近于银河系、M31、M87和大麦哲伦云等球状星团中[Fe/H] $\sim-2.5$处的“金属丰度底”。这种金属丰度底似乎在宿主星系恒星质量的6 dex范围内保持不变，并且在有和没有吸积GC亚群的星系中都可以看到。
2019-05-23 astro-ph.GA
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。
2009-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The X-ray Emissivity of Low-Density Stellar Populations
低质量X射线双星和更亮的激变变星（CV）在稠密的球状星团中的动力学产生是公认的。我们研究了较暗的X射线双星（主要是CV和日冕活动双星）的X射线发射率在不同环境之间的变化。我们编制的计算（主要是从文献）的X射线发射率的老恒星星族，包括开放和球状星团和几个星系。我们调查了三个文献声称的低密度恒星星族中不寻常的X射线源。我们发现疏散星团NGC 6819中的一颗静止中子星是一颗前景M矮星。我们发现，建议的弥漫X射线发射从一个老新星壳的球状星团NGC 6366实际上是一个背景星系团。我们表明，建议人口的静态X射线双星在玉夫座矮星系的大部分（也许完全）的背景星系。我们发现，当$10^4$ M $_{\odot}$ /pc $^3$的密度高于这个密度时，球状星团的X射线发射率增加，这是由于X射线发射系统的动力学产生。低于这个密度，球状星团的X射线发射率比其他种群低，我们没有看到由于密度效应而对X射线发射率的强烈依赖。我们发现X射线发射率和二元分数，金属丰度和密度之间的显着相关性。通过自举技术对这些拟合进行采样，得到了不太显著的相关性，但证实了金属丰度对低密度种群的影响，以及密度对完整球状星团样本的影响。
2020-01-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Youngest Globular Clusters
很可能所有的恒星都是在星团中诞生的，但大多数星团并不是结合在一起的，而是分散的。我们银河系中的许多原星团都不可能发展成长寿的束缚星团。在星暴星系中看到的超级星团（SSC）更大，更紧凑，生存的机会更大。SSC的诞生和早期发展发生在分子云深处，在这个关键阶段，嵌入的星团对光学或紫外观测是不可见的，但通过它们激发的无线电红外超星云（RISN）进行研究。我们回顾嵌入式集群的观测，并确定RISN在10 Mpc的令人兴奋的集群有一百万太阳质量或更多的几个立方秒差距的体积，这是很可能不仅生存的绑定集群，但演变成大规模和紧凑的银河球状体的对象。这些星团的特点是非常高的恒星形成效率eta，至少比银河系中看到的百分之几高出10倍，可能是由于它们的宿主星系经历了剧烈的扰动。我们回顾了最近的观察RISN中的电离气体的运动学显示通过低密度通道在周围的分子云流出，这可能会保护云从嵌入式HII区域的反馈。
2014-12-02 astro-ph.GA
Radio jet emission from GeV-emitting narrow-line Seyfert 1 galaxies
研究了四个射电强和伽玛射线强窄线塞弗特1星系的射电辐射。目标是调查是否有一个相对论性喷流在源操作，并量化其特性。我们依靠对厘米和毫米无线电波段的这种系统进行的最系统的监测，这种监测是用Effelsberg 100米和IRAM 30米望远镜进行的，涵盖了迄今为止最长的时间基线和最多的射频。我们提取变异参数和计算变异亮度温度和多普勒因子。从光变曲线计算喷射功率以估计能量输出。对射电频谱能量分布的动力学进行了研究，以了解引起变化的机制。所有的来源都显示出强烈的变化，其速度比在耀变体中常见的要快。耀斑事件表现出强烈的光谱演化，表明激波演化。亮温和多普勒因子适中，表明存在轻度相对论性喷流。计算出的喷流功率显示出很高的能量流。在一种情况下，射电偏振清楚地暗示了递归耀斑活动背后的静止喷流。尽管通量密度普遍较低，但这些源似乎显示出由相对论喷流驱动的耀变体的所有典型特征。
2015-01-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Globular clusters and their contribution to the formation of the Galactic halo
这是一个“有偏见”的评论，因为我将展示最近的证据，通过GC中多个种群的新范例的镜头，看到球状星团（GC）对我们银河系晕的贡献。我将展示几个例子，其中多个种群的化学有助于回答热点问题，包括GC是否对晕圈种群有贡献以及有多少贡献，如果我们有GC-晕圈联系的证据，关于这种贡献的优点和缺点是什么。
2015-10-02 astro-ph.GA
A Model for Clumpy Self-Enrichment in Globular Clusters
对球状星团（GCs）的详细观测揭示了自富集的证据：我们今天在恒星中看到的一些重元素是由星团恒星本身产生的。此外，GC内部的子种群具有不同的元素丰度，包括在某些情况下，由超新星产生的元素，如铁。本文提出了一个GC形成的理论模型，其动机是对银河系恒星形成区的观测和对恒星形成的模拟，其中巨大的分子云碎片成多个团块，这些团块在略微不同的时间进行恒星形成。来自早期形成的星团的核心坍缩超新星可以丰富后来形成的星团，使喷出物可以保留在引力势阱中，从而导致一旦星团合并形成最终的星团，就会产生具有不同总金属丰度的亚群。该模型匹配的质量金属丰度的关系，在GC人口周围的大规模椭圆星系，并预测金属丰度的传播与银河系GC中看到的非常一致的集群内，即使对于那些内部丰度的传播是如此之大，他们的整个身份作为GC的问题。内部金属丰度分布是一个很好的测量有多少自富集发生在一个集群，一个结果是非常强大的模型参数的变化。
2018-07-04 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
Enrichment by supernovae in globular clusters with multiple populations
银河系中质量最大的球状星团半人马座欧米茄被认为是一个分裂的矮星系的剩余核心，正如分级合并模型所预期的那样。它包含几个恒星星族，它们有不同的重元素丰度，由超新星提供--一个被称为金属富集的过程。虽然M22看起来与半人马座欧米伽相似，但其他奇特的球状星团却不是。因此，欧米茄Cen和M22被视为例外，而其他星团中存在的化学不均匀性被视为来自正常球状星团中预期的中等质量渐近巨星分支恒星的"污染"。在这里，我们报告的钙丰度为7个球状星团，并比较他们的欧米茄Cen。钙和其他重元素只能通过这些恒星系统中大质量恒星的超新星爆炸来提供，但现今星团的引力势无法保护这些爆炸的大部分喷出物。我们的结论是，这些球状星团，像欧米茄岑，最有可能是更大规模的原始矮星系的合并和分裂，形成原银河系的遗迹。
2009-11-25 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
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
The GALAH Survey: Chemically tagging the Fimbulthul stream to the globular cluster $ω$ Centauri
利用盖亚的运动学和GALAH巡天第二次数据发布的大元素丰度空间，我们确定了Fimbulthul恒星流的两个新成员，并将其化学标记为大质量多金属球状星团$ω$半人马座。最近对盖亚第二次数据发布的分析揭示了银河系晕中的Fimbulthul恒星流。曾有人提出，这条星流与半人马座$ω$有关，但这一命题完全依赖于恒星的运动学和金属丰度来建立这种联系。在这项工作中，我们发现我们的两个新成员的流是贫金属的恒星，增强钠和铝，典型的第二人口球状星团星，但没有看到其他领域的明星。此外，恒星共享的s-过程丰度模式中看到的$ω$半人马座，这是罕见的场星。除了一颗恒星在1.5度的$ω$半人马座，我们没有发现其他恒星观测到GALAH空间附近的$ω$半人马座或Fimbulthul流，可以运动学和化学链接到集群。对Fimbulthul流中的恒星与半人马座$ω$进行化学标记证实了早期的工作，并进一步将银河系晕中的潮汐特征与半人马座$ω$联系起来。
2019-11-05 astro-ph.GA
The bulge globular cluster Terzan 6 as seen from multi-conjugate adaptive optics and HST
研究利用自适应光学与HST多波段数据，首次详细测光分析核球星团Terzan 6，获得成员星、消光、距离、结构、年龄及金属丰度关系。
2025-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Butterfly in a Cocoon, Understanding the origin and morphology of Globular Cluster Streams: The case of GD-1
潮汐扰动的球状星团流通常被观测到，因此被认为是6D相空间中的窄的、线性的和一维的结构。在这里，我们表明，GD-1恒星流（$\approx$ 30 pc宽），这是一个被破坏的球状星团的潮汐碎片，具有次级扩散和扩展的恒星成分（$\approx$ 100 pc宽）在它周围，检测在>5 $σ$的置信水平。类似的形态特征也可以在合成流中看到，这些合成流是由在暗物质子晕中形成的星团产生的，然后吸积到大质量的宿主星系上。这使人们相信，GD-1流的祖先最初是在银河系外一个现已不复存在的暗卫星星系中形成的。我们认为，在未来的研究中，这个新发现的$cocoon$组件可能作为一个结构标志，以区分原位和异位（吸积）形成的球状星团流。
2019-06-30 astro-ph.GA
Far-ultraviolet investigation into the galactic globular cluster M30 (NGC 7099): I. Photometry and radial distributions
我们对球状星团M30（NGC 7099）进行了远紫外（FUV）研究。这些图像是使用哈勃太空望远镜（HST）上的高级巡天相机（ACS/SBC，F150 LP，FUV）和宽视场行星相机2（WFPC 2，F300 W，UV）获得的。FUV-UV颜色星等图（CMD）显示在FUV $\approx$ 22等和FUV-UV $\approx$ 3等处有一个主层序（MS）的转折点。MS延伸到转折点以下4等，可以看到一个突出的水平分支（HB）和蓝离散（BS）层序。总共鉴定了1218颗MS星、185颗红巨星分支星、47颗BS星和41颗HB星，以及MS蓝向的78个源，包括白矮星（WD）和WD与MS之间的间隙中的物体，包括潜在的激变变星（CV）候选者。BS种群的径向分布向集群中心集中，表明已经发生了质量分离。双BS序列的蓝色和红色亚群在紫外CMD中混合出现，并且在该簇中没有观察到CV候选物的显著中心浓度。
2022-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Absolute V-band magnitudes and mass-to-light ratios of Galactic globular clusters
我们已经使用HST和地基测光来确定超过150个银河系球状星团的总$V$波段星等和质光比。我们通过总结它们各自成员星的星等来做到这一点，使用颜色星等信息，盖亚DR 2自行和径向速度来区分星团恒星和背景恒星。我们的新星等证实了文献对V<8的明亮星系团的估计，但对于较暗的星系团，可能会与文献值偏差高达两个星等。它们导致绝对质光比被限制在1.4<M/L_V<2.5的狭窄范围内，明显小于以前发现的值。我们还发现星系团的M/L_V值与其年龄之间存在相关性，这与理论预测一致。球状星团的M/L_V值也与恒星等时线的预测值吻合得很好，这与球状星团内部存在大量暗物质的观点相矛盾。我们最终发现，与M31中所观察到的一致，外晕球状星团的星等分布有一个朝向暗星团的尾部，这在银河系内部是不存在的。
2020-09-21 astro-ph.GA
Fading of the X-ray flux from the black hole in the NGC 4472 globular cluster RZ 2109
本文报道了室女星系团NGC 4472中球状星团RZ 2109中黑洞XMMU 122939.7+075333的X射线观测结果。在最近几次斯威夫特和钱德拉观测中，未探测和边缘探测的组合表明，在过去6年中，源至少变化了20倍，而且变化似乎不仅仅是“闪烁”。“这种变化可以用源固有的吸收柱的变化来解释，吸收柱的变化不大于以前在1989年银河系BH X射线双星V404 Cyg爆发的峰值附近看到的吸收柱的变化。大幅度的变化也是一个自然的预期，从一个层次的三重系统与Kozai周期-机制最近提出的产生BH-白矮星（WD）的双星在球状星团。另一方面，在几年而不是几个世纪的时间尺度上，如此大的因子的变化很难与XMMU 122939.7+075333的X射线发射是由于潮汐破坏或引爆WD的物质回落的情况相一致。
2010-09-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Shadows of the Colossus: Hierarchical Black Hole Mergers in a 10-million-body Globular Cluster Simulation
University of California, San Diego（加州大学圣迭戈分校）；Northwestern University（西北大学）
本研究通过1000万体模拟展示大规模球状星团中分层黑洞并合的可能性，产生质量达250个太阳质量的黑洞，为理解高质量黑洞形成提供新视角。
2026-02-09 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Dynamical Simulations of the First Globular Clusters
潮汐限制星团开始于近圆形轨道上的暗物质子晕存在于高红移和演化的n体代码增强与集群中的引力相互作用。潮汐移走的恒星和剩余的高红移星团从一个红移8开始比暗物质更集中，正如预期的那样。然而，从低质量次晕开始的星团中的恒星子集的分布比暗物质晕更广，平均星系半径约为60 kpc，在150 kpc内。来自低质量次晕的星团，其最高圆周速度为$ 12-18$ \kms，也产生了大部分人口的稀薄恒星流。恒星星族分布对次晕质量的依赖性在以较低的红移开始的星系团模拟中是看不到的。星系团的半质量半径由星系团初始轨道的潮汐场决定，导致平均半质量半径随着星系团形成红移的增加而减小。如果星系团的初始质量大于红移4，那么星系团的半质量半径就会与银河系中的相似，而红移越小，星系团的质量就越大。如果极度贫金属的球状星团优先在高红移、低质量的矮星系中形成，那么这些星团应该几乎均匀地分布在暗晕上，连同它们的潮汐移走的恒星。
2020-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rediscovering the origins of the stellar halo with chemical tagging
星系晕具有复杂的组装历史，这可以从其丰富的运动学和化学亚结构中看出。球状星团通过与银河系的潮汐相互作用和星团蒸发过程失去恒星，这意味着它们不可避免地是晕星的来源。这些来自球状星团的“移民”可以在晕场中通过特征性的轻元素丰度关系来识别，这种关系通常只在球状星团中观察到，并且可以化学标记到球状星团的晕星的数量可以用来限制这些星团的形成路径。
2017-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Isolated elliptical galaxies and their globular cluster systems. II. NGC 7796 - globular clusters, dynamics, companion
我们研究了孤立椭圆星系NGC 7796的球状星团系统，提出了该星系的新测光方法，并利用已发表的运动学数据来约束暗物质含量。B和R的深层图像，由VLT的可见多目标光谱仪（VIMOS）获得，形成数据库。我们提出了各向同性和各向异性的琼斯模型，并给出了一个形态学的描述的同伴矮星系。这个球状星团系统大约有2000个成员，所以它不像那些具有可比恒星质量的星系团中的巨型椭圆星系那样丰富，但比许多其他孤立椭圆星系团系统丰富。GC的颜色分布是双峰的，这并不一定意味着金属丰度双峰。运动学文献数据有些不确定。在各向同性的情况下，没有暗物质的存在，内部的速度弥散也可以再现。径向各向异性模型需要一个低的恒星质光比，这将与星系的年龄形成对比。MONDian模型得到了X射线分析和以前的动力学模型的支持，但需要更好的数据进行确认。矮伴星系NGC 7796-1呈现出潮汐尾、多核和非常方形的等照度线。NGC 7796是一个古老的大质量孤立椭圆星系，没有迹象表明后来的主要恒星形成事件在其他孤立椭圆星系中经常出现。它相对丰富的球状星团系统表明，孤立并不总是意味着一个贫穷的星团系统。矮伴星的性质可能表明矮-矮合并。（节略）
2014-11-26 astro-ph.GA
A single population of red globular clusters around the massive compact galaxy NGC 1277
大质量星系的形成被认为分为两个阶段：最初的早期气体坍缩和中心恒星形成的巨大爆发，随后是后来的物质吸积，形成了它们的恒星和暗物质晕。这些星系的球状星团系统被认为是以类似的方式形成的。最初的中心爆发形成了富含金属的（红色）星团，而更多的贫金属（蓝色）星团则是由质量较小的卫星吸积而来的。这个形成过程被认为是导致在大质量星系的球状星团系统中看到的多模态光学颜色分布的创造。在这里，我们报告的HST/ACS观测的大规模遗迹星系NGC 1277和它的球状星团，附近的一个未演化的例子高红移“红块”。星系团的g-z颜色分布表明该星系的球状星团系统是单峰的，并且是唯一的红色。这与具有类似和更大恒星质量的正常星系形成强烈对比，正常星系的星系团系统总是呈现蓝色星系团（并且通常由蓝色星系团主导）。我们认为，NGC 1277的球状星团系统表明，该星系经历了很少（如果有的话）的质量吸积后，其最初的崩溃，并使用分析合并树表明，总的恒星质量吸积可能小于~ 10%。这些结果证实了NGC 1277是一个真正的遗迹星系，并表明，蓝色的，贫金属的球状星团构成了今天的大质量星系吸积人口。
2018-03-13 astro-ph.GA
Young accreted globular clusters in the outer halo of M31
本文报道了双子座/GMOS对M31外围两个新发现的球状星团的观测结果。这些天体，PAdAS-7和PAdAS-8，位于银河中心半径约87千秒差距，并以约19千秒差距投射到被称为西南云的场晕子结构上。我们测量径向速度的两个集群，确认它们几乎肯定是物理上与此功能。色星等图显示PA-7和PA-8的水平分支都非常短，只有红色;两者的光度[Fe/H] = -1.35 +/-0.15。在这个金属丰度，水平分支的形态是最敏感的年龄，我们使用PA-7和PA-8中看到的独特的配置，以证明这两个对象很可能是至少2 Gyr年轻比最古老的银河系球状星团。我们的观测结果为年轻的球状星团被吸积到M31遥远的外部区域提供了强有力的证据，这种吸积的方式与银河系的既定图像完全一致，并增加了这样一种观点的可信度，即类似的过程在确定一般大型螺旋星系中球状星团系统的组成方面发挥着核心作用。
2012-11-06 astro-ph.GA
The Effect of Stellar Helium Abundance on Dynamics of Multiple Populations in Globular Clusters
我们将一个富氦星主序星寿命的半解析公式应用于多星族球状星团的N体模拟中，以研究富氦星对球状星团动力学的影响.我们表明，具有富氦集中布居的球状星团将略小于具有正常氦第二代的球状星团，其中最大的差异出现在扩展的正常氦布居中。这种效果显示在孤立的集群和一个现实的银河系潮汐场。我们发现，这种效应是质量分离的结果，更大质量的恒星在一个富含氦的集中人口由于其主序寿命下降的早期损失。因此，这两个群体将在比具有相同氦丰度的情况稍早的时间动态混合。此外，我们发现，它是可能的氦丰富的人口变得比正常氦人口更广泛，如果它形成一个低的初始浓度或集群是能够发展为大量的弛豫时间。我们的结论是，氦对恒星质量的动力学影响是温和的，和两个人口的初始浓度和银河系潮汐场的强度是更重要的，在确定多个人口的相对径向分布。
2018-09-04 astro-ph.GA
APOGEE Chemical Abundances of Globular Cluster Giants in the Inner Galaxy
我们报告的化学丰度SDSS-III/APOGEE获得的巨星在5个球状星团位于银河系中心的2.2千秒差距。我们在其中四个星团（NGC 6553、NGC 6528、Terzan 5和Palomar 6）中探测到多个恒星星族的存在，并在NGC 6522中找到了它们存在的有力证据。所有星团的N、C、Na和Al丰度都有显著的分布，在其他球状星团中，各种丰度之间存在通常的相关性和反相关性。我们的研究结果提供了重要的定量约束理论模型的自富集的球状星团，通过测试他们的预测，如钠，N，C和Al的金属丰度的产量的依赖。他们还证实，在假设场富N星起源于球状星团的破坏，他们可以被用来作为他们的父母系统在高金属度制度的示踪剂。
2016-11-09 astro-ph.GA
Search for Extratidal Features Around 17 Globular Clusters in the Sloan Digital Sky Survey
从理论上详细研究了单个球状星团以及整个银河系球状星团系统的动力学演化。特别是，模拟显示了“丢失”的恒星如何分布在从星团中出现的潮汐尾中。我们调查了银河系球状星团恒星在天空中的分布，以确定潮汐尾等特征。斯隆数字巡天提供了大部分天空的一致测光，以研究其调查区域内17个球状星团的投影二维结构。我们使用一个颜色-星等加权计数算法来映射天空中的（潜在的）星团成员星。我们恢复了已知的NGC 5466和NGC 5465的潮汐尾。对于NGC 4147，我们发现了双臂形态。在NGC 5053和NGC 7078周围也可能看到潮汐尾的迹象，支持了早期的建议。此外，我们还发现了NGC 5904和NGC 14周围的潜在尾巴。特别是对于Palomar星系团，要确认或排除尾的存在，需要更深层次的数据。对于我们样本中的许多剩余星系团，我们观察到明显的潮外晕，NGC 7006和NGC 1001特别大。在某些情况下，潮外晕可能与人马座矮球状星系的气流有关（例如，NGC 4147、NGC 5024、NGC 5053）。
2010-08-17 astro-ph.GA
No evidence for multiple stellar populations in the low-mass Galactic globular cluster E 3
多重恒星星族是银河系球状星团中普遍存在的现象。尽管产生新一代恒星的浓缩物质的来源仍然不清楚，但自我浓缩很可能只在质量足以保留这种浓缩物质的星团中才是可行的。利用SOAR/Goodman多目标光谱技术，分析了低质量（M~1.4 x 10^4 M_sun）球状星团E3中23颗红巨星支星的蓝CN吸收特征，寻找了该星团中的多星族.我们发现，CN丰度并不呈现典型的双峰行为中看到的集群托管多恒星星族，而是一个单峰分布，表明存在一个真正的单一恒星星族，或丰富的水平远远低于集群，从高分辨率光谱显示两个人口的证据。E3将是第一个真正的银河系古老的球状星团，没有发现自我富集的迹象。
2015-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origin of rotational kinematics in the globular cluster system of M31: A new clue to the bulge formation
我们认为M31中的球状星团系统（GCS）的旋转运动学可能是由过去的一次主要合并事件造成的，该事件可能形成了它的凸出部分。本文用数值方法研究了两个盘状星系合并残留物中的球状星团（GCs）的运动学性质。我们发现，在合并过程中形成的GCS可以显示出强烈的旋转运动学，最大旋转速度为140 - 170 km/s的合并轨道参数的一定范围内。我们还发现，一个旋转的恒星酒吧，这可以在形态上被确定为一个四方形的凸起，如果看到的边缘上，可以形成的模型，GCSs显示强烈的旋转运动学。因此，我们认为，在M31中观察到的旋转运动学的GC具有不同的金属丰度可以密切相关的古代主要合并事件。我们讨论了M31中旋转凸起/棒的形成是否可能是由于古老的合并。
2009-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar mass segregation as separating classifier between globular clusters and ultra-faint dwarf galaxies
我们利用深空望远镜和地基测光方法测定了50多个球状星团和超暗矮星系候选者的恒星质量分离量。我们发现，在球状星团的质量偏析量与他们的弛豫时间，并与他们的年龄或更长的顺序弛豫时间的所有集群有很少或没有质量偏析。对于每个星团，所看到的质量分离量与最初未分离的星团动力学演化所预期的量完全一致，表明球状星团在其低质量恒星之间没有原始质量分离。超微弱的矮星系候选者分为两组，星团遵循与球状星团相同的弛豫时间和质量分离量之间的趋势，而暗物质占主导地位的矮星系尽管弛豫时间小于哈勃时间，但没有分离。恒星丰度和速度色散数据，在可用的情况下，证实了我们的分类。通过对超暗矮星系候选者的分类，我们发现外晕星团在半光半径内的平均密度为0.03 M $_\odot$ /pc $^3 \lesssim ρ_h \lesssim$ 1 M $_\odot$ /pc $^3$，而矮星系的恒星密度为0.001 M $_\odot$ /pc $^3 \lesssim ρ_h \lesssim $ 0.03 M $_\odot$ /pc $^3$ .这种密度分离的原因很可能是系统形成的初始条件和承受外部潮汐力的要求的结合。
2021-12-09 astro-ph.GA
Chemical abundances in bright giants of the globular cluster M62 (NGC 6266)
除了泰山5之外，所有银河系的球状星团都具有显著的金属丰度分布，例如欧米茄Cen和M22，它们都是具有延伸的水平分支的更明亮的星团。在这里，我们介绍了球状星团M62中七颗亮巨星的径向速度和化学丰度，这是一个以前很少研究的星团。M62的M_V =-9.18，是银河系中亮度排名第九的球状星团，并有一个延伸的水平分支。在我们的样本中，我们发现（i）没有证据表明金属丰度[Fe/H]的分散，超出了测量的不确定性，（ii）恒星与恒星之间的C，O，Na和Al的丰度变化与这些元素之间的通常相关性在其他球状星团中看到的，和（iii）元素Zr，Ba和La的全球富集水平[X/Fe] = +0.4 dex。对于比La重的元素，丰度比与标度太阳$r$过程分布一致。低于La，丰度是异常的，当相比，缩放太阳的S-过程或R-过程分布。对于这些元素，M62中的丰度特征与快速旋转大质量恒星的s过程的预测一致，尽管我们测量的高[Rb/Y]比可能对这种情况构成挑战。
2014-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reconstructing the mass accretion histories of nearby Red Nuggets with their globular cluster systems
人们普遍认为，大质量星系是通过原位坍缩和非原位吸积的结合形成的。原位成分形成较早，其中气体塌陷和压实导致在$z>1$中看到的大量致密系统（蓝色和红色“金块”）的形成。随后的卫星吸积带来了非原位物质，使这些金块的大小和质量增加，成为我们在当地看到的大质量早期星系（ETG）。由于吸积过程中的随机性，在少数罕见的情况下，红块将演变到今天经历了很少的异位质量吸积。由此产生的巨大、紧凑和古老的物体被称为“遗迹星系”。详细的恒星星族和运动学分析是研究这些系统所必需的。然而，另一个关键方面在于确定它们自形成以来所累积的异地质量的比例。球状星团系统可以用来限制这一部分，因为大质量星系中最古老和最贫金属的球状星团主要是吸积的，非原位人口。遗迹星系及其球状星团系统的形成模型表明，由于它们的早期压实和有限的吸积暗物质为主的卫星，遗迹星系应该有特征性的低暗物质质量分数相比，ETG相同的恒星质量。
2020-06-04 astro-ph.GA
Lyman-alpha spectroscopy of extreme [OIII] emitting galaxies at $z\simeq2-3$: Implications for Ly$α$ visibility and LyC leakage at $z>6$
光谱观测的大规模$z>7$星系选择有非常大的[OIII]+H $β$等效宽度（EW $\sim1500$）最近发现大的Ly $α$检测率，在一般人群中看到的微弱的发射。为什么这些系统在Ly $α$中唯一可见，在红移处IGM可能是显着中性的尚不清楚。为了更好地理解这些结果，我们已经开始与MMT和麦哲伦一起在$z\simeq2-3$具有类似[OIII]+H $β$ EW的星系中测量Ly $α$。在这些红移，IGM是高度电离的，使我们能够清楚地解开如何Ly $α$属性依赖于[OIII]+H $β$ EW。在这里，我们提出了在$z=2.2-3.7$强[OIII]+H $β$线发射（EW $=300-3000$）的$49$星系的Ly $α$ EW。我们的研究结果表明，强的Ly $α$发射（EW $>20$）变得更常见的星系与较大的[OIII]+H $β$ EW，反映了越来越有效的电离光子生产和增强传输的Ly $α$的组合。在具有最极端的[OIII]+H $β$发射（EW $\sim1500$）的星系中，我们发现强Ly $α$发射并不普遍，只有$50$ %的人口显示Ly $α$ EW $>20$发射。我们的数据表明，该范围内的Ly $α$强度与所观察到的椭圆率，与那些系统，出现边缘上或拉长有较弱的Ly $α$发射。我们用这些结果来解释异常的Ly $α$属性中看到的$z>7$星系极端[OIII]…
2021-03-06 astro-ph.GA
The global mass functions of 35 Galactic globular clusters: I. Observational data and correlations with cluster parameters
通过比较深哈勃空间望远镜测光和合适的多质量动力学模型，我们导出了35个银河系球状星团的整体质量函数。对于一个子集的29个集群与可用的径向速度信息，我们也能够确定动力学参数，质光比和质量分数的黑暗遗迹。导出的整体质量函数在质量范围$0.2 < m/M_\odot < 0.8$内用单次幂律描述，质量函数斜率为$α>-1$。演化程度较低的星系团显示出偏离单次幂定律的现象，这表明它们的质量分布的原始形状不是幂定律。我们发现一个紧密的联系，今天的质量函数的斜率和半质量弛豫时间，这可以理解，如果集群开始从同一个普遍的IMF和内部动力学演化是主要的驱动力，在塑造今天的质量函数。或者，IMF的差异与当今的半质量弛豫时间需要解释所观察到的相关性。我们的星团质量函数斜率范围很大，这意味着大多数球状星团都是动态高度演化的，这一事实似乎很难与星团动态演化的标准估计相一致。质量函数的斜率也与黑暗的残余分数表示优先保留的大规模的残余集群受到高质量损失率。
2017-08-31 astro-ph.GA
On the evolution of structural parameters of old globular clusters in the Large Magellanic Cloud
本文利用DECam SDSS i PSF测光方法对大麦云（LMC）老球状星团（GCs）NGC 1841、2210、Hodge 11和网状星团（Reticulum）的径向恒星密度分布进行了测量。我们发现，所研究的LMC GC似乎没有表现出像在银河系球状星团（GGC）中经常看到的那样的扩展恒星结构，这可能表明LMC引力场在剥离其GC上的恒星方面并不有效。所研究的大麦哲伦星系GC的浓度参数$c$似乎取决于内部动力学和GC在星系中的位置，雅可比与星系团半径比也是如此。当将它们与具有相似质量和年龄与半质量弛豫时间比的GGC进行比较时，所研究的LMC GC似乎具有最小的浓度参数$c$值，并且在核心与半光半径比（$r_c/r_h$）与半光与潮汐半径比（$r_h/r_t$）平面中偏离了GGC关系。这些观测差异可能表明，其他条件，如宿主星系的引力势和/或轨道参数（例如晕或盘状轨道），可能在这两个GC种群的结构参数的演变中发挥一定作用。
2018-04-24 astro-ph.GA
Detecting Globular Cluster Tidal Extensions with Bayesian Inference: I. Analysis of $ω$ Centauri with Gaia EDR3
球状星团（GC）的外围区域是非常具有挑战性的研究，由于其低表面亮度的性质和银河系污染物的人口沿其视线的主导地位。我们已经开发了一个概率的方法来解决这个问题，通过利用混合物模型在空间和自行空间分别模拟集群，潮外和污染物恒星星族。我们证明了我们的方法的有效性，通过应用到盖亚EDR3测光和天体测量的方向NGC 5139（$ω$岑），一个极具挑战性的目标，由于其银河纬度（$b\approx 15^{\circ}$）和低自行对比度与周围的领域。我们恢复壮观的潮汐延伸，跨越$10^{\circ}$的天空探索这里，看到在早期的工作和量化的恒星计数配置文件和椭圆率的系统到一个集群为中心的半径$4^{\circ}$。我们发现，RR天琴座和蓝色的水平分支恒星符合属于$ω$岑发现在潮汐尾，并计算出这些扩展包含至少$\approx 0.1$ %的系统中的总恒星质量。我们的高概率成员为$ω$ Cen的未来光谱研究提供了前所未有的半径。
2021-08-05 astro-ph.GA
A Hubble Space Telescope Survey for Novae in the Globular Clusters of M87
巨大的椭圆星系M87在2001年连续拍摄了30天，在2005 - 2006年连续拍摄了60天，在2016 - 2017年的265天跨度中每5天拍摄一次，导致整个M87中检测到137颗经典新星。在这些图像中，我们已经确认了M87中的2134个球状星团（GC），并在这些星团中寻找在它们内部或附近爆发的经典新星。在2001年的数据中发现了一颗GC CN，而在2005 - 2006年的观测中发现了零颗新星。在2016 - 2017年的观测中，在可见光中（几乎）检测到了四颗候选GC新星，但在近紫外光中没有发现这四颗新星，导致我们拒绝了它们。结合这些结果与我们的一个M87 GC新星的检测出的137个检测CN，我们得出结论，这样的新星可能是过剩的相对于该领域，但少数统计占主导地位，这个（和所有其他）搜索。要确定气相色谱氯化萘丰度是否过剩，需要大量的样本，而LSST应在未来十年提供这些样本。
2018-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fluorine Abundances in the Globular Cluster M 4
我们目前的化学丰度元素碳，钠，氟在15个红巨星的球状星团M 4，以及6个红巨星的球状星团$ω$半人马座。通过光谱合成在LTE中计算化学丰度。所分析的光谱是在$λ$ 2.3 $μ$ m附近的近红外区域获得的高分辨率光谱，使用8.1 m双子座南望远镜上的Phoenix摄谱仪，麦克唐纳天文台2.7 m望远镜上的IGRINS摄谱仪和ESO 8.2 m甚大望远镜上的CRIRES摄谱仪。结果表明，由于分析中使用的HF（1-0）R9线的激发电位向下修正，与文献中M 4和$ω$ Centauri的先前值相比，氟丰度显著降低。获得的M 4红巨星的氟丰度被发现是反相关的Na，下面的典型模式的丰度变化之间的球状星团不同的恒星星族。在M4中，随着Na丰度增加$\sim$ +0.4 dex，F丰度减少$\sim$ -0.2 dex。通过比较两组恒星演化模型的丰度预测发现，对于Na的+0.4 dex的相同增加，模型预测的F耗尽（$\sim$ -0.1 dex）要少一些。
2019-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spitzer Spectroscopy of Mass Loss and Dust Production by Evolved Stars in Globular Clusters
我们用斯皮策空间望远镜的红外光谱仪观测了23个银河系球状星团附近的35个长周期变星和4个造父变星。样本中的长周期变量涵盖了从近太阳到约1/40太阳的金属丰度范围。尘埃质量损失率随脉动周期和辐射光度的增加而增加。更高的质量损失率与硅酸盐颗粒的更大贡献有关。尘埃的质量损失率也取决于金属丰度。的依赖性是最清楚的分离时，样品的灰尘成分，不太清楚时，分离的辐射热的大小，和不存在时，分离的周期。光谱具有丰富的固态和分子特征。氧化铝粉尘的排放在金属丰度范围内都很明显。光谱与13微米的尘埃排放功能，以及在20微米的相关功能，也出现在大多数金属丰度。光谱中的分子特征包括H_2O在6.4-6.8 μ m的发射和吸收带，SO_2在7.3-7.5 μ m的吸收带，CO_2在13.5 - 16.8 μ m的窄发射带。恒星Lynga 7 V1的红外光谱显示它是一颗碳星，增加了与银河系球状星团有关的少量碳星。
2010-06-25 astro-ph.GA
A Blue Tilt in the Globular Cluster System of the Milky Way-like Galaxy NGC 5170
在这里，我们提出的HST/ACS成像，在B和I波段，边缘上的Sb/Sc星系NGC 5170。不包括中心盘区域，我们检测到142个物体的颜色和大小典型的球状星团（GC）。我们的主要结果是发现了一个“蓝色倾斜”（质量金属丰度关系），在3sigma水平，在这个银河系的金属贫GC子群。这种倾斜与大质量椭圆星系中的倾斜一致，也与Bailin & Harris的自富集模型一致。对于线性质量-金属丰度关系，倾斜的形式为Z ~ L^{0.42 +/- 0.13}。我们得出GC系统的总人口为600 +/- 100，比银河系丰富得多。然而，当这个数字被宿主星系光度或恒星质量归一化时，它与M31相似。最后，我们报告了一个潜在的超致密矮星的存在，其大小约为6pc，亮度M_I ~-12.5，假设它与NGC 5170有物理联系。
2009-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multiple Stellar Populations of Globular Clusters from Homogeneous Ca-CN-CH-NH Photometry. VI. M3 (NGC 5272) is not a Prototypical Normal Globular Cluster
本文报道了著名的球状星团（GC）M3（NGC 5272）的Ca-CN-CH-NH测光。我们发现了两个M3种群具有明显不同的碳和氮丰度的新证据，在M3中CN-弱和CN-强红巨星分支（RGBs）之间存在明显的划分。CN-强布居显示出CN循环的自然结果的C-N关系，而CN-弱布居不显示或显示出弱的C-N关系。此外，CN-弱人口表现出拉长的空间分布，这可能与其快速旋转。我们推导的金属丰度揭示了两个种群中的双峰金属丰度分布，$\langle$ [Fe/H] $\rangle\approx-$ 1.60和$-$ 1.45，这似乎是CN-弱和大$W^{1G}_{F275W-F814W}$范围内离散双RGB凸起的原因。根据这一发现，我们提出M3由两个GC组成，即C1（23%，$\langle$ [Fe/H] $\rangle\approx-1.60$）和C2（77%，$\langle$ [Fe/H] $\rangle\approx-1.45$），它们都有自己的C-N键关系和结构及运动学性质，这是M3中独立体系的有力指示. CN-弱人口的C1和C2的分数是高的相比，银河系GC，但它们是在良好的协议与GC在麦哲伦云。M3被认为是两个GC合并后的残留物，最有可能是在矮星系环境中，并在稍后的时间内吸积到我们的银河系。这与最近提出的M3的异地起源是一致的。
2021-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
M31 Globular Cluster Abundances from High-Resolution, Integrated-Light Spectroscopy
本文首次报道了M31中5个球状星团的高分辨（R ~ 25，000）积分光谱的详细化学丰度。这些GC是作为正在进行的研究M31及其球状星团形成历史的项目的一部分而观察到的更大规模星系团中的第一个。这里提供的数据获得的HIRES阶梯光栅摄谱仪的凯克我望远镜，并使用一种新的集成光谱分析方法，我们已经开发的分析。在这些星系团中，我们测量了Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Y和Ba的丰度，年龄>10 Gyrs，[Fe/H]范围为-0.9至-2.2。作为典型的银河系GC，我们发现这些M31 GC的α-元素Ca，Si和Ti相对于Fe增强。我们还发现[Mg/Fe]相对于其他[α/Fe]较低，而[Al/Fe]在综合光丰度中增强。这些结果意味着，镁，铝（和可能的O，Na）的丰度恢复综合光显示在个别银河系GC星之间和集群内的丰度变化，并应特别注意在未来的解释低或高分辨率的综合光丰度的球状星团是基于镁为主的吸收功能。Fe峰和中子俘获元素Ba和Y也遵循银河系丰度趋势。我们还提出了高精度的速度色散测量的所有5 M31 GC，以及独立的约束条件的红向集群从我们的分析。
2009-08-26 astro-ph.GA
The extreme chemistry of multiple stellar populations in the metal-poor globular cluster NGC 4833
我们对球状星团（GCs）中Na-O关系的FLAMES观测扩展到NGC 4833，这是一个贫金属的GC，在水平支（HB）上有一条蓝色的长尾巴。本文利用ESO-VLT的UVES和GIRAFFE光谱对78颗红巨星进行了丰度分析。计算出Na、O、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Cu、Zn、Y、Ba、La、Nd等元素的丰度。这是第一次从高分辨率光谱学对这个星系团进行广泛的研究。在我们的观测尺度上，用UVES观测到的12颗恒星的金属丰度为[Fe/H]=-2.015+/-0.004+/-0.084 dex（rms=0.014 dex），其中第一个误差来自统计，第二个误差来自系统效应。NGC 4833中的铁丰度均匀，超过6%。另一方面，在高温下参与质子捕获反应的轻元素显示了迄今为止在几乎所有研究的GC中观察到的大的恒星间变化。NGC 4833中的Na-O比值相当大，正如HB上的恒星达到的高温所预期的那样，NGC 4833包含了一个明显的[O/Na]比值极端的恒星。更引人注目的是，发现Mg也存在较大的星与星变化，在该GC中其范围超过0.5 dex。镁的贫化与O的丰度相关，与Na、Al和Si的丰度反相关。这种模式表明核反应在异常高温下进行，产生了在NGC 4833恒星世代中观察到的极端化学反应。这种极端的变化也出现在质量更大的GC M 54和omega Cen的巨…
2014-01-28 astro-ph.GA
The Formation of Globular Clusters
本综述探讨了球状星团（GCs）作为高红移星系中高压恒星形成自然结果的新认识，综合了GC形成与破坏的最新理论模型和星系形成模拟，并展望了利用新一代望远镜在完整演化历史中测试这些模型的前景。
2025-01-27 astro-ph.GA
Resolving white dwarf binaries within globular clusters with LISA
Radboud University（拉德堡德大学）；Leiden University（莱顿大学）；University of Auckland（奥克兰大学）；SRON, Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所（SRON））；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
LISA可分辨球状星团中的白矮星双星，尤其在47 Tucanae中具有较高潜力。
2025-11-25 astro-ph.GA gr-qc
Evidence for Two Phases of Galaxy Formation from Radial Trends in the Globular Cluster System of NGC 1407
在这里，我们提出了巨大的椭圆星系NGC 1407周围的单个球状星团（GC）的颜色，以140千秒差距或17星系有效半径（R $_e$）的投影银河中心半径。这些数据是晕金属丰度的代表。在5-8.5 R_e（40-70 kpc）范围内，蓝色（贫金属）和红色（富金属）GC亚群的金属丰度梯度均为-0.4 dex/dex。在较大的半径，平均GC颜色（金属丰度）是恒定的。在对M87 GC系统的广域研究中，以及在我们自己的银河系中，也可以看到类似的行为。我们解释这些径向金属丰度的趋势，以表明早期原位耗散过程形成的内部区域和正在进行的吸积低质量星系及其GC形成的外晕。这些结果为大质量星系由内而外形成的两个阶段的星系形成模型提供了观测支持。我们还搜索了文献中其他大规模的早型星系报告GC金属丰度梯度在其内部区域。没有发现与星系质量或环境的明显相关性，但目前样本很小。
2011-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemodynamics of newly identified giants with globular cluster like abundance patterns in the bulge, disk, and halo of the Milky Way
本文分析了最新版的APOGEE-2/DR 14星表和Ting等人首次发布的APOGEE丰度测定的\texttt{Payne}数据。我们确定了31个以前未被发现的贫金属巨星，在[Fe/H]和[N/Fe]定义的化学空间中具有非常高的氮水平。这些天体的APOGEE化学丰度模式显示，它们在大多数化学元素中与银河系（MW）不同。我们发现所有这些天体都有一个[N/Fe] $>+0.5$，因此在这里被确定为富氮星。对这些天体的轨道分析显示，其中少数天体具有棒/凸起的轨道特性，可能与被困在棒组件中的幸存球状星团的潮汐碎片有关。在31颗恒星中，有3颗实际上是晕闯入者，这表明在研究银河系内部发现的富N星时，晕污染并不是微不足道的，而其余的富N星与晕人口共享轨道特性。大多数新发现的群体表现出类似于所谓的\textit{second-generation}球状星团恒星的化学性质（富含铝，[Al/Fe] $>+0.5$），而其中少数人表现出较低的铝丰度，[Al/Fe] $<+0.5$，这被认为是与恒星的\textit{first-generation}化学相关，如在球状星团中所见，或者与潮汐破裂的矮星系的起源相容。
2019-04-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Detailed Chemical Properties of M31 Star Clusters I. Fe, Alpha and Light Elements
利用高分辨率、高信噪比（SNR $>60$）的阶梯光栅光谱，计算了M31中31个球状星团的年龄、α元素Ca I、Si I、Ti I、Ti II和轻元素Mg I、Na I和Al I的丰度、[Fe/H]和[Fe/H]。所有的丰度和年龄是使用我们原来的高分辨率积分光丰度分析的球状星团的技术。这个样品提供了一个从未见过的M31化学史的图片。球状星团分散在整个内部和外部晕，从2.5 kpc $<$ R $_{\rm M31}$ $<$ 117 kpc。我们发现在M31中心附近20 kpc范围内有一个[Fe/H]的变化范围，而外晕团簇的[Fe/H] $\sim-1.6$是一个常数。我们发现的证据，至少有一个大规模的球状星团在M31与年龄之间的1和5 Gyr。α-元素的比率通常与银河系球状星团和场星的比率相似。我们还发现了至少一个集群的晚期吸积起源的化学证据，它具有不同的丰度模式比其他集群在类似的金属丰度。我们发现在我们的样本中的球状星团的Mg，Na和Al的恒星到恒星的丰度变化的证据，并找到相关的Ca，Mg，Na，和可能的Al丰度比与集群光度和速度色散，这可能是用来限制球状星团自我富集的情况。这里提供的数据是用凯克一号望远镜上的HIRES阶梯光栅摄谱仪获得的。
2014-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of the Mass and Luminosity Functions of Globular Star Clusters
我们重新研究了球状星团（GCMF和GCLF）的质量和光度函数的动力学演化。Fall & Zhang（2001，以下简称FZ 01）指出，在年轻星系团系统中常见的幂律MF，会在哈勃时间内通过动力学过程演化成峰值MF，其形状与银河系和其他星系中观测到的GCMF非常相似。为了简化计算，半解析FZ 01模型采用了恒星从星团逃逸的“经典”理论，忽略了星团$M/L$比的变化。Kruijssen & Portegies Zwart（2009，以下简称KPZ 09）修改了FZ 01模型，加入了“延迟”和质量相关的恒星逃逸，后者导致了显著的$M/L$变化。KPZ 09声称他们的模型与观测结果相符，而FZ 01模型则不然。我们在这里表明，这种说法是不正确的; FZ 01和KPZ 09模型同样适合观测到的银河系GCLF。我们还表明，在银河系和仙女座星系的GC中，$M/L$和$L$之间没有可检测到的相关性，与KPZ 09模型相矛盾。我们的FZ 01和KPZ 09模型与观测结果的比较可以解释得最简单，如果恒星逃逸的速度接近经典的高质量集群的限制，正如理论上所预期的那样。
2016-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey. Mg-Al anti-correlation in iDR4 globular clusters
我们使用Gaia-ESO Survey iDR 4数据来探索球状星团中的Mg-Al反相关性，这些星团被观察为校准物，作为Gaia-ESO Survey数据和分析质量的证明。在考虑UVES和GIRAFFE数据之间0.10-0.15 dex的小偏移（与内部价差相比）后，结果与现有文献在0.1 dex或更小范围内进行了良好的比较。特别是，我们提出的第一次数据NGC 5927，最富金属的球状星团的研究文献中迄今为止，[Fe/H]=-0.49 dex，这是包括连接与疏散星团制度的盖亚-ESO调查内部校准。Mg-Al反关联的大小和形状对球状星团中的多重布居现象提供了强有力的约束。特别是，我们研究了镁铝反相关扩展与金属丰度，现今的质量和年龄的集群的依赖性，结合一个大的一组均匀的文献测量GES数据。我们发现金属丰度和质量的依赖性，这是显而易见的，当同时拟合两个参数，但没有显着的依赖性与年龄。我们证实，镁铝反相关是不是在所有的集群，但消失的质量较小或最富金属的。我们还使用我们的数据集，看看一个正常的反相关是否可以解释在一些河外球状星团中观察到的低[Mg/ $α$ ]，但发现在我们的样本中没有一个集群可以复制它，更极端的化学成分（如NGC 2419）将需要。我们的结论是，GES iDR 4数据已经满足了主要调查目标的要求，即使分析程序不是专门为它们设计的，也可以用来详细研究球状星团。
2017-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundance ratios of galactic globular clusters from modelling integrated light spectroscopy
我们使用我们的新的，通量校准的恒星星族模型的吸收线指数，以获得年龄，金属丰度，和各种元素的丰度比从银河系球状星团的综合光谱。年龄与文献吻合得很好，都与宇宙的年龄相一致。尽管如此，还是有相当大的分散性，我们得到的年龄系统地大于CMD测定的年龄，主要是富金属的球状星团。如果我们采用铁丰度[Fe/H]的年龄与CMD年龄一致的那些集群的金属丰度与文献值的Zinn & West标度吻合得很好。结果表明，在[Fe/H]<-1 dex时，单个元素丰度比的推导不可靠，而[alpha/Fe]比在所有金属丰度下都是可靠的。我们发现一般的增强轻和阿尔法元素，如预期的那样，与一些元素的显着变化。元素O和Mg遵循相同的总体增强，具有几乎相同的[O/Fe]和[Mg/Fe]分布。相反，我们获得了稍低的[C/Fe]和非常高的[N/Fe]比。这种化学异常通常归因于自富集，在单个恒星光谱学的球状星团中是众所周知的。这是第一次也从集成光中获得这种图案。α元素遵循这样的模式，使得较重的元素Ca和Ti被较少地增强。更具体地，[Ca/Fe]和[Ti/Fe]比[O/Fe]和[Mg/Fe]低约0.2 dex。在最近对银河系球状星团和场星的元素丰度测定中也发现了这种趋势。这表明Ia型超新星对核合成计算和星系化学演化模型所预测的较重α元素的富集有重要贡献。
2010-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dense molecular clumps in the envelope of the yellow hypergiant IRC+10420
超巨星IRC+10420的星周包层在SiO J=2-1和CO J = 1-0和CO J = 2-1的范围内都被追踪到，与巨星和超巨星的中心凝聚（热）SiO-但扩展的CO-发射包层形成鲜明对比。在这里，我们提出了一个观察的拱星信封在SiO J=1-0，当结合以前的观察{ \sioii }，提供更严格的限制的SiO发射气体的密度比迄今为止可能的。SiO中的发射峰在$\sim$ 2 \arcsec 1的半径处，而SiO J=2-1中的发射峰在$\sim$ 1 \arcsec的较小半径处，从而产生它们的环状外观。SiO J=1-0和SiO J=2-1之间的亮度温度比从最内侧可测量半径处的远高于1的值减小到$\sim$ 2 \arcsec半径处的约1，超过该值，该比保持近似恒定。将信封分为三个区域，在模型中的CO J = 1-0和CO J = 2-1排放，我们表明，SiO-排放气体的密度是可比的CO-排放气体在内部区域，但至少一个数量级高的比较，在中间和外部区域。因此，SiO-emitting气体来源于致密的团块，可能与散射光中看到的尘埃团块有关，周围是更弥散的CO-emitting interclumps气体。我们认为，SiO分子从尘埃颗粒中释放出来，由于密集的SiO发射团块和扩散的CO发射团块间气体之间的冲击相互作用。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A connection between extremely strong Damped Lyman-alpha Systems and Lyman-alpha Emitting Galaxies at small impact parameters
我们研究了在重子振荡光谱巡天SDSS-III DR 11的类星体光谱中探测到的~100个高红移（z~2-4）极强阻尼莱曼-α系统（ESDLA，N（HI）>0.5x10^22 cm^-2）。我们研究了中性氢，金属和尘埃含量的这个难以捉摸的人口的吸收剂，并确认我们以前的发现，高柱密度结束的N（HI）频率分布有一个相对较浅的斜率与幂律指数-3.6，类似于从21厘米的地图在附近的星系。叠加的吸收光谱表明典型的金属丰度约为1/20太阳，类似于整个DLA人口的平均金属丰度。相对较小的速度范围内的低电离线表明，ESDLA不产生大规模的中性气体流。这种高密度的柱状体与伽马射线暴余辉（GRB-DLAs）相关的DLAs更相似，后者通常发生在恒星形成区附近。这表明，ESDLA产生的视线通过在非常小的碰撞参量从宿主星系，在附近的星系观察。这也支持简单的理论考虑和最近的高Z流体动力学模拟。我们首次统计检测到<L>了ESDLA核心（对应于z~2-3处的约0.1 L*）中的Lya发射，通过叠加纤维光谱（半径为1”，对应于z~2.5处的约8 kpc）获得，从而有力地证实了这一图像。[截短]
2014-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
