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
Globular Cluster Streams as Galactic High-Precision Scales - The Poster Child Palomar 5
以银河系球状星团Palomar 5（PAL 5）的潮汐流为例，我们演示了如何有效地降低流的观测数据的维数，并在贝叶斯框架中建模。我们的方法结合检测流overdensities的差分高斯过程与快速条纹线模型，从这些模型建立的连续似然函数，并与MCMC推理。通过生成$\approx10^7$模型流，我们表明，的几何形状的105碎片产生强大的约束太阳的位置和运动，银河系和105本身。允许所有10个模型参数在大范围内变化，而无需额外的先验信息。仅用SDSS数据和文献中的一些径向速度，我们发现太阳到银河系中心的距离为$8.30\pm0.25$ kpc，横向速度为$253\pm16$ km/s。这两个估计值都与这些量的独立测量值非常一致。假设一个标准的盘和隆起模型，我们确定银河系质量范围内的银河系5的远距星系半径为19 kpc的$(2.1\pm0.4)\times10^{11}$ M $_\odot$。此外，我们发现潜在的黑暗晕与平坦的$q_z = 0.95^{+0.16}_{-0.12}$基本上是球形的径向范围内，是有效地探测到的。我们还独立于其他方法确定了E15的质量，距离和自行，这使我们能够进行重要的交叉检查。我们的结论是，更多的观测数据，并通过使用额外的先验信息，这种方法的精度可以显着提高。
2015-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Stellar Population and Orbit of the Galactic Globular Cluster Palomar 3
本文介绍了银河系中最遥远的球状星团之一Palomar 3的深恒星测光，它是基于VLT在Johnson-Rumins宽带V和Ifilters中拍摄的帧，以及用上普罗旺斯天文台CARELEC摄谱仪获得的星团中心区域的中等分辨率恒星光谱和综合光谱的Lick光谱指数的测量。还计算了Palomar 3和9个金属丰度和年龄相近的银河系球状星团的轨道参数。估计了Palomar 3的轨道参数、年龄、金属丰度和距离。星际吸收与文献中的值一致，并补充了文献中的值。需要获得更准确的数据自行，年龄和星团恒星的化学成分，以阐明这个球状星团的起源强调。
2020-07-31 astro-ph.GA
A supra-massive population of stellar-mass black holes in the globular cluster Palomar 5
帕洛玛5是星系晕中的一个亮晶晶的星团，以其壮观的潮汐尾而闻名，它横跨天空超过20度。与N体模拟，我们表明，这两个显着的功能可以从一个恒星质量的黑洞人口，包括~20%的现今集群质量。在这种情况下，Palomar 5形成时的“正常”黑洞质量分数为百分之几，但恒星的损失率高于黑洞，因此黑洞分数逐渐增加。这使星团膨胀，增强了潮汐剥离和尾部形成。十亿年后，这个星系团将溶解成一个百分之百的黑洞星系团。最初密度较大的星系团最终会有较低的黑洞分数，较小的尺寸，并且没有可观察到的尾巴。因此，黑洞主导的扩展星团很可能是最近在星系晕中发现的薄恒星流的祖先。
2021-07-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Direct $N$-body simulations of globular clusters - II. Palomar 4
本文利用直接$N$体计算方法研究了异常扩展的外晕球状星团Palomar 4（Palomar 4）在其整个生命周期中的演化，再现了它在不同半径处的观测质量、半光半径、速度色散和质量函数斜率。我们发现，在圆形轨道上演化的模型，从非质量分离的典型初始质量函数（IMF）开始，既不能再现Pal 4的总体质量函数斜率，也不能再现观察到的质量分离量。包括原始质量分离或最初平坦的IMF不再现所观察到的质量分离和质量函数平坦化的同时。未解析的二进制文件也不能调和这种差异。我们发现，只有具有平坦IMF和原始隔离的模型才能够拟合观测结果。在这种情况下，δ ~4的初始（即气体排出后）质量和半质量半径分别约为57000 M ${\odot}$和10 pc。这种配置比我们观察到的大多数球状星团都要大，这表明γ ~4形成的条件肯定与大多数球状星团的条件有很大的不同。我们讨论了这种不寻常的配置的可能的情况下，在其早期的~4。
2014-04-23 astro-ph.GA
The Tidal Tails of the Ultra-Faint Globular Cluster Palomar 1
使用最佳过滤技术应用于斯隆数字巡天测光，我们已经发现延长尾巴伸展约1度（或几十个半光半径）的任何一方的超微弱球状星团帕洛玛1。尾部包含的恒星数量与星团本身大致相同。利用哈勃太空望远镜的数据，我们看到等照度线从星团中心向外向尾部扭曲成一个特征性的S形。我们认为，形成尾巴的主要机制可能是弛豫驱动的蒸发，而E101可能是从一个现在被破坏的矮星系中吸积出来的，距今约5亿年。
2010-08-11 astro-ph.GA
Lifting the dust veil from the Globular Cluster Palomar2
本工作采用高质量的{ \em Hubble Space Telescope}（{ \em HST}）Advanced Camera for Surveys（ACS）F606 W和F814 W测光来校正影响研究不足的球状星团（GC）Palomar 2的色星等图（CMD）的微分红化。通过假设跨Palomar 1，2的视场提取的CMD之间的形态差异基本上对应于由于不均匀的灰尘分布而导致的沿着红化矢量的移位（根据$δE(B-V)$量化）来考虑差异红化。所有部分CMD的平均变红差异为$\overline{δE(B-V)}=0.24\pm0.08$，最高达到$δE(B-V) =0.52$。修正后的CMD显示出较窄的演化序列，特别是对于已演化的恒星，即红巨星、水平巨星和渐近巨星分支（分别为RGB、HB和AGB）。校正后的CMD图像的上主序列和RGB轮廓的平均宽度为原始图像的56%。在这个CMD上测量的参数表明，Palomar 2是$\approx13.25$ \，Gyr old，具有储存在恒星中的质量$M\sim1.4\times10^5\,m_\odot$，受到前景$E(B-V)\approx0.93$的影响，位于距离太阳的$d_\odot\approx26$ \，Kpc，其特征是全球金属丰度$Z/Zo\approx0.03$，对应于$-1.9\leq [Fe/H] \leq-1.6$（对于$…
2020-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
RR Lyrae stars in the globular cluster Palomar 2
本研究利用11年的 CCD VI 成像时间序列结合 Gaia-DR3 数据，在球状星团 Palomar 2 中发现并确认了多颗天琴座 RR 型变星，通过傅里叶光变曲线分解独立估算了星团距离和金属丰度，并确认其属于 Oo I 型。
2022-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Current data on the globular cluster Palomar 14 are not inconsistent with MOND
某些类型的球状星团有一个非常重要的性质，即在牛顿和修正的牛顿动力学（MOND）背景下对它们运动学的预测是不同的。在这里，我们要提醒最近声称的恒星运动学数据（使用17颗恒星）的球状星团帕洛玛14是不一致的MOND。我们使用Kolmogorov-Smirnov检验将观测结果与理论预测进行比较，该检验适用于小样本。我们发现，与目前可用的数据，MOND预测的速度分布只能被排除在一个非常低的置信水平，显然不足以声称MOND是伪造的。
2009-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal tails around the outer halo globular clusters Eridanus and Palomar 15
我们报告的潮汐尾巴周围的两个外晕球状星团，波江座和Palomar 15的发现，基于$gi$波段图像获得的DECam在CTIO 4米布兰科望远镜。潮汐尾是目前银河系光环中已知的最遥远的恒星流之一。集群成员已被确定的颜色星等图，并用于建立径向密度分布，这表明，在这两种情况下，一个强大的偏离在外部区域的最佳拟合国王配置文件。空间密度图显示潮汐尾在两个星团的相对两侧延伸，波江座的长度为$\sim$ 760 pc，帕洛玛15的长度为$\sim$ 1160 pc。帕洛玛15号潮汐尾投射出的大圆环绕着银河系中心，而波江座的大圆则靠近四个矮卫星星系，其中一个（玉夫座）与波江座的距离相当。
2017-04-25 astro-ph.GA
Photo-chemo-dynamical analysis and the origin of the bulge globular cluster Palomar 6
帕洛玛6（Palomar 6）是一个中等贫金属的球状星团，投射到银河系的凸起。对星系团的全面分析可以为银河系早期的化学富集和星系团的可能起源提供线索。这项研究的目的有三个方面：详细分析欧洲南方天文台甚大望远镜（VLT）上UVES摄谱仪获得的高分辨率光谱数据，从哈勃太空望远镜（HST）光度数据中推导出年龄和距离，并进行轨道分析以确定星团的可能起源。在配备FLAMES $+$ UVES配置的UVES摄谱仪的$8$ m VLT UT 2-Kueyen望远镜上获得了Palomar 6方向上6颗红巨星的高分辨率光谱。通过\ion{Fe}{I}和\ion{Fe}{II}谱线的激发和电离平衡推导光谱参数，并通过光谱合成获得丰度。根据HST光度数据，通过统计等时线拟合得出年龄和距离。最后，在两种不同的银河系势下对星团进行了动力学分析。该星团的平均视向速度为$174.3\pm1.6$ km\，s $^{-1}$，平均金属丰度为[Fe/H] $\,=-1.10\pm0.09$。我们发现$α$ -元素（O、Mg、Si和Ca）$0.29<\,$ [X/Fe] $\,<0.38$和[Ti/Fe] $\,\sim+0.3$的铁峰元素Ti的增强。奇数Z元素（Na和Al）显示出[X/Fe] $\,\sim +0.25$的温和增强。第一峰重元素（Y和Zr）和第二峰重元素（Ba和La）的丰度较高，分别为$+0.4<\…
2021-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance analysis of the outer halo globular cluster Palomar 14
我们测定了属于Palomar 14（P14）的9颗红巨星的元素丰度。星云14是一个外晕球状星团（GC），距离\sim 70千秒差距。我们的丰度分析是基于高分辨率光谱和一维恒星模型大气，导出了铁峰元素Sc、V、Cr、Mn、Co、Ni，α元素O、Mg、Si、Ca、Ti，轻奇元素Na，中子俘获元素Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd、Eu、Dy、Cu的丰度。我们的数据不允许我们研究轻元素（即，O到Mg）丰度变化。中子俘获元素显示出r过程的特征。我们比较我们的测量与内部和其他外部晕GCs，晕场星，公认的河外起源的GCs和矮球状星系（dSphs）的恒星的丰度比。14的丰度模式与14之后的下一个外晕GC族成员13和14几乎相同。1414的丰度模式也类似于内晕GC、晕场星和公认的河外起源的GC，但与通常在dSphs场星中发现的不同。因此，14的丰度特性以及其他外晕GC的丰度特性与dSphs的吸积起源是相容的。无论GC吸积是否起作用，似乎外晕GC和dSphs中GC的形成条件相似。
2011-10-24 astro-ph.GA
Direct N-body simulations of globular clusters: (I) Palomar 14
我们提出了有史以来第一个直接的$N$体计算的老银河系球状星团在其整个生命周期的恒星逐星的基础上。使用波恩大学最新的GPU硬件，我们进行了一系列全面的$N$体计算，以对遥远的外晕球状星团Palomar 14（Pal 14）进行建模。通过改变初始条件，我们的目标是找到一个初始的$N$体模型，再现观测数据最好的基本参数，即半光半径，质量和速度色散。此外，我们专注于再现的恒星质量函数斜率的14被发现是显着浅于大多数球状星团。虽然我们的一些模型可以很好地再现14的基本参数，但我们发现，从经典的Kroupa初始质量函数（IMF）开始时，动力学质量分离不能单独解释14的质量函数斜率。为了寻求对这种差异的解释，我们计算了不同程度的原始质量分离以及平坦的IMF的额外的初始模型。原始物质分离的必要程度是非常高的。这个模型已经表明，在气体排出后的初始条件是大约20 pc的半质量半径，大约50000 M $_{\odot}$的质量，并且可能有一些质量分离或已经建立的非正则IMF在低质量恒星中耗尽。这样的条件可能是由一个激烈的早期气体驱逐阶段，从一个嵌入的集群出生的质量分离。只有在大的银心半径下，星团才有可能作为束缚实体存在，我们似乎已经在2014年揭示了破坏性的气体排出过程。此外，我们计算了一个模型与5%的原始二进制分数，以测试如果这样的人口对集群的演化的影响。
2010-10-11 astro-ph.GA
Detailed Chemical Abundances of Four Stars in the Unusual Globular Cluster, Palomar 1
利用斯巴鲁望远镜高色散光谱仪（HDS）的高分辨率（R=36000）光谱，给出了异常外晕球状星团Palomar 1中4颗红巨星21种元素的详细化学丰度（$R_{\rm{GC}} = 17.2$ kpc，$Z=3.6$ kpc）。由于其低表面亮度，稀疏的红巨星分支，年轻的年龄，以及它可能与两个河外恒星流的关联，它一直被认为是不寻常的-这篇论文表明，它的化学进一步证实了它的不寻常性质。$[\rm{Fe/H}] = -0.60 \pm 0.01$这四颗恒星的平均金属丰度对于远离银河系中心的球状星团来说很高，但对于典型的疏散星团来说却很低。[ $α$ /Fe]比尽管在$1σ$误差范围内与银河系恒星一致，但与矮星系中的较低值最一致。虽然Na在所有四颗恒星中似乎都略高，但没有发现Na/O关系的迹象。超新星1的中子俘获元素也是不寻常的：它的高[Ba/Y]比与矮星系最一致，这意味着第二峰超过第一峰的s过程元素，而它的[Eu/ $α$ ]和[Ba/Eu]比表明，超新星1对r过程的贡献一定与正常的银河系恒星不同。因此，B11在化学上是不寻常的，在其他性质上也是如此。与人马座矮星系残骸和中龄大麦哲伦星系团相关的年轻星团，都有一些不寻常的丰度特征，并且在化学上可能与大犬座的过密度有关;然而，它似乎与麒麟座/银河系的Anticenter星流并不相似。
2011-07-26 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
Discovery of Extended Tidal Tails around the Globular Cluster Palomar 13
我们使用测光从DECam遗产调查，以检测候选潮汐尾延伸约5度的帕洛玛13球状星团的两侧。尾巴与帕洛玛13的自行一致，与它古老的、贫金属的恒星星族一致。我们确定了三个RR天琴座恒星，除了四个以前已知的集群中的尾巴，这是可能相关的。从这些天琴座RR型恒星中，我们发现到星团和尾部的平均距离为$23.6 \pm 0.2$ kpc，并估计星团的总（初始）光度为$L_V=5.1^{+9.7}_{-3.4}\times 10^3 L_\odot$，这与以前的说法一致，即它的初始光度高于它的当前光度。结合先前确定的自行和径向速度测量的集群，我们发现，帕洛玛13是在一个高偏心轨道（$e\sim 0.8$）的近心约9千秒差距和远心约69千秒差距，和最近的近心通过集群约75万年前。我们注意到一个突出的线性结构的星际尘埃图，平行于候选潮汐功能，但得出结论，由于尘埃变红是不太可能占我们观察到的结构。如果得到证实，Palomar 13恒星流将是已知祖先系统的极少数恒星流之一，使其成为研究球状星团破裂，恒星晕形成以及银河系内物质分布的独特强大力量。
2020-06-22 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
Has the Palomar 14 globular cluster been captured by the Milky Way?
本研究通过直接N体模拟提出Pal 14球状星团可能起源于已瓦解的矮星系，经20-30亿年演化后被银河系捕获，最终在115亿年时达到观测特征，解释了其偏浅的恒星质量函数斜率。
2024-10-08 astro-ph.GA
Feeling the pull, a study of natural Galactic accelerometers. I: photometry of the delicate stellar stream of the Palomar 5 globular cluster
我们提出了一个分析的Palomar 5球状星团和它的恒星流的宽场测光调查，g-和r-波段的措施，以及窄带DDO 51测光的基础上。在第一项研究中，我们使用深（g，r）数据来测量沿流的间隙和峰值的发生率。检查星计数配置文件的流加上污染的人口，我们没有发现任何证据显着不足的密度，并发现只有一个显着的过度密度。这是不一致的早期研究的基础上匹配的过滤器地图来自较浅的SDSS数据，如果污染人口具有合理的空间属性。沿流缺乏实质性的子结构可能会被用于未来的动力学模拟，以检查发病率的暗物质子晕的星系晕。我们还提出了一个测量的相对距离沿流，我们用它来创建最深的宽视场地图，该系统的日期。
2015-12-09 astro-ph.GA
Galactic Pal-eontology: Abundance Analysis of the Disrupting Globular Cluster Palomar 5
我们提出了一个潮汐破坏的球状星团（GC）Palomar 5的化学丰度分析。通过共同添加来自星团主体的15颗成员星的高分辨率光谱，用Keck/HIRES光谱仪在低信噪比下拍摄，我们能够测量20种元素的24种元素的综合丰度比，包括所有主要的核合成通道（即轻元素Na; $α$ -元素Mg、Si、Ca、Ti; Fe峰和重元素Sc、V、Cr、Mn、Co、Ni、Cu、Zn;以及中子俘获元素Y、Zr、Ba、La、Nd、Sm、Eu）。$-1.56\pm0.02\pm0.06$ dex的平均金属丰度（统计和系统误差）与个别恒星的个别低分辨率测量值吻合得很好，但低于文献中少数恒星的高分辨率结果。与星系晕星和其他分裂和未受扰动的GC相比，使E1 ~5成为银河系晕群的典型代表，正如前面所指出的，强调这类星团的早期化学演化与它们后来的动力学历史是脱钩的。我们还进行了一项测试，以轻元素的变化，在这种共同添加的丰度分析技术的检测能力，并发现，这种方法是不敏感的，即使在广泛的钠的$\sim$ 0.6 dex，一个值通常发现在旧的晕GC的存在。因此，虽然确定这类天体的全球丰度模式的方法非常适合于研究其总体富集历史，但其多个恒星星族的化学区别最好还是通过对单个恒星的测量来获得。
2017-03-08 astro-ph.GA
Direct N-body simulations of globular clusters -- III. Palomar\,4 on an eccentric orbit
帕洛玛4是一个低密度球状星团，目前的质量为$\approx30000 M_{\odot}$，位于银河系外晕，其两体弛豫时间为哈勃时间。然而，它是强烈的质量分离，并包含一个恒星质量函数耗尽低质量恒星。2004年要么是以这种方式诞生的，要么是非凡的动态进化的结果。由于两体弛豫不能单独解释这些特征，通过潮汐冲击增强的质量损失可能对1944年产生了强烈的影响。在这里，我们计算一个网格的直接N体模拟模型在银河系内的各种偏心轨道上的潜力，找到可能的初始条件，重现其观测到的质量，半光半径，恒星MF斜率和视线速度色散。我们发现，双星4极有可能在一个偏心轨道上运行，偏心率为$e\approx 0.9$，近心距为$R_p\approx5$ kpc。在这种情况下，出生时所需的3D半质量半径类似于典型GC的平均尺寸（$R_h\approx4-5$ pc），而其出生质量约为$M_0\approx10^5 M_{\odot}$。我们还发现星团恒星之间存在高度的原始质量分离，这似乎在我们考虑的每一种情况下都是必要的。因此，利用潮汐效应来约束双星4轨道的近银河距离，我们预测双星4的自行应在$-0.52\leqμ_δ\leq-0.38$ mas\，yr $^{-1}$和$-0.30\leqμ_{α\cosδ}\leq-0.15$ mas\，yr $^{-1}$范围内。
2017-01-22 astro-ph.GA
All quiet in the outer halo: chemical abundances in the globular cluster Pal 3
外晕中的球状星团是研究银河系恒星晕组成和起源的重要探针。目的：我们推导出红巨星的化学元素丰度比属于远程（R~90千秒差距）GC 103和比较我们的测量的红巨星在内部和外部晕GCs。研究方法：从高分辨率光谱的四个红巨星，获得与麦哲伦/MIKE摄谱仪在适度高的S/N，我们推导出25 α，铁峰，和中子捕获元素的化学丰度。这些丰度比证实了共同添加低S/N HIRES光谱的19颗恒星沿红巨星分支。结果如下：M13显示出α增强的丰度模式，它的Fe峰和中子俘获元素比率与晕场星和具有相同金属丰度的代表性内晕GC（如M13）中发现的完全一致。重元素的形成似乎受r-过程核合成的控制。我们有限的样本并没有显示出任何显着的恒星之间的丰度变化，在这个集群，虽然一个弱的Na-O反相关不能排除由目前的数据。结论：因此，G33看起来像是一个原型GC，其丰度比与矮球状恒星不同，排除了与这种外部系统的直接联系。这一结论是强调缺乏显着的丰度分布在此GC，在矮星系中看到的广泛的丰度分布。银河系外晕和内晕的GC在化学上似乎是同时代演化的，经历了类似的富集历史。
2009-08-18 astro-ph.GA
APOGEE Detection of N-rich stars in the tidal tails of Palomar 5
最近使用APOGEE数据进行化学标记研究的结果表明，在球状星团内发现的恒星的化学丰度模式与星系晕场中化学性质特殊的种群之间存在着密切的联系。在本文中，我们分析了恒星的化学成分内的集群机构和潮汐流的Palomar 5，一个球状星团，这是潮汐干扰与银河系引力势的相互作用。我们报告的富氮（N-富）恒星的识别内和超出帕洛玛5潮汐半径，后者被清楚地与集群潮汐流对齐，这作为确认，富N星丢失的星系晕从球状星团，并提供支持的假设，即场富N星确定由不同的团体有一个球状星团的起源。
2021-12-03 astro-ph.GA
Testing Cluster Membership of Planetary Nebulae with High-Precision Proper Motions. I. HST Observations of JaFu 1 Near the Globular Cluster Palomar 6
本研究利用HST高精度自行运动数据检验PN JaFu 1是否属于球状星团Palomar 6，发现其自行运动与星团存在显著差异，排除了成员资格，但其核心仍属于罕见的“EGB 6型”中心星而具有天体物理研究价值。
2024-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing Red Giant Members of the Globular Cluster Palomar 5 with APOGEE and Gaia
本研究结合 APOGEE DR17 与 Gaia DR3 数据，通过位置、自行、HDBSCAN 聚类及化学标记识别 Pal 5 红巨星成员，并支持其潮汐星流存在密度变化。
2025-07-28 astro-ph.GA
An outer shade of Pal: Abundance analysis of the outer halo globular cluster Palomar 13
银河中心距离为27千秒差距的天球13是一个位于外晕的古老球状星团。我们提出了一个化学丰度分析，这个远程系统从高分辨率光谱与凯克/HIRES。由于数据的低信噪比，我们的分析是基于18个成员星的光谱的共同添加。我们能够确定14种元素的16种元素的综合丰度比，包括$α$ -元素（Mg，Si，Ca，Ti），Fe-峰（Sc，Mn，Cr，Ni，Cu和Zn）和n-捕获元素（Y，Ba）。虽然平均钠丰度被发现略有增强和晕状，我们的方法不允许我们探测丰度的传播，这将是预期在这个轻元素，如果多个人口存在于2013年。我们发现一个贫金属平均金属丰度为$-1.91\pm0.05$（统计）$\pm$ 0.22（系统），证实了13是一个典型的外晕贫金属的代表。虽然个别$α$ -元素之间存在一些差异，例如晕状Mg和Si相对于略低的Ca和Ti丰度，但平均[ $α$ /Fe]为0.34 $\pm$ 0.06，与晕场和GC星中略低的$α$成分一致。我们讨论我们的结果的背景下，其他对象的外晕，并考虑这些对象可能吸积。我们还讨论了它们的祖先的性质。虽然在化学上，土卫二13与盖亚-土卫二和它的一些GC相似，但它的运动学性质并不支持这一点。此外，它的化学动力学与NGC 5466，红杉吸积事件的后代相似，可能表明在这个祖先的共同起源。然而，这种比较在整个丰度空间中的模糊性强调了明确地将单个GC标记为吸积物体的困难，更不用说将其分…
2019-10-29 astro-ph.GA
Globular Clusters Lost by the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
在这项工作中，进行了搜索属于人马座（Sgr）潮汐流的球状星团的空间位置，径向速度相对于银河系静止标准（V_{GSR}），自行和比率的“年龄-金属丰度”（[Fe/H]）的分析球状星团和潮汐流中的恒星。结果，得到了三类球状星团：A --最肯定在流中：Terzan 8，Whiting 1，Arp 2，NGC 6715，Terzan 7，NGC 12; B --运动学异常：NGC 5904，NGC 5024，NGC 5053，NGC 5272，NGC 288; C --最低等级的候选者：NGC 6864，NGC 5466，NGC 5897，NGC 7492，NGC 4147。
2021-05-20 astro-ph.GA
Feeling the pull, a study of natural Galactic accelerometers. II: kinematics and mass of the delicate stellar stream of the Palomar 5 globular cluster
我们提出了两个光谱调查的Palomar 5球状星团的潮汐恒星流，进行了VLT/FLAMES和AAT/AAOmega仪器。我们使用这些数据结合光度数据在本系列中的前一份贡献中提出的调查恒星属于帕洛玛5恒星流的概率进行分类。我们发现，高概率的候选人只发现在一个非常狭窄的空间间隔周围的轨迹流的天空。PanSTARRS RR天琴座恒星在这一区域的分布也是类似的。这一恒星流没有明显的“扇形”，证实了帕洛玛5号并没有遵循混沌轨道。以前的研究发现，帕洛玛5是在很大程度上缺乏低质量的恒星，我们表明，这也是真实的恒星星族沿拖臂到$6°$。在这一区域内，包含了73%的被探测到的恒星，其星群在统计上与核心相同，这意味着低质量恒星的抛射发生在星流形成之前。我们还提出了一个更新的结构模型，适合绑定的残余物，产生的总质量为$4297\pm98 {\rm\,M_\odot}$和潮汐半径$0.145\pm0.009$千秒差距。我们估计所观察到的系统，包括流的质量是$12200\pm400 {\rm\,M_\odot}$，和初始质量已$\sim47000\pm1500 {\rm\,M_\odot}$。这些观测约束将在我们的下一个研究中详细模拟系统的动力学。
2017-08-21 astro-ph.GA
HST/WFC3 Observations of Low-Mass Globular Clusters AM 4 and Palomar 13: Physical Properties and Implications for Mass Loss
利用HST/WFC 3 F606 W和F814 W测光系统，研究了已知最暗的两个球状星团AM 4和Palomar 13中低质量恒星的损失。为了确定每个星团的物理性质--年龄，质量，金属丰度，灭绝，现今质量函数（MF）--我们使用极大似然色星等图（CMD）拟合程序MATCH和达特茅斯，帕多瓦和BaSTI恒星演化模型。对于AM 4，达特茅斯模型提供了与CMD的最佳匹配，并得出年龄>13 Gyr，金属丰度log Z/Z_solar = -1.68 +/- 0.08，距离模量（m-M）_V = 17.47 +/- 0.03和红化A_V = 0.19 +/- 0.02。达特茅斯模型给出的13.4 +/- 0.5 Gyr，log Z/Z_solar = -1.55 +/- 0.06，（m-M）_V = 17.17 +/- 0.02和A_V = 0.43 +/- 0.01。我们发现，系统的不确定性，由于选择在假设的恒星模型大大超过了随机的不确定性，突出了使用多个恒星模型时，分析恒星星族的重要性。假设一个单斜率的幂律MF，我们发现AM 4和AM 13的光谱指数分别为alpha = +0.68 +/- 0.34和alpha = -1.67 +/- 0.25（其中Salpeter MF的alpha = +1.35）。将我们导出的斜率与已有的星系团积分星等（MV）和MF斜率的测量值进行比较，发现AM4是…
2013-08-20 astro-ph.GA
The Effect of Dwarf Galaxies on the Tidal Tails of Globular Clusters
球状星团的潮汐尾已被证明对外部潮汐场很敏感。我们通过模拟有和没有矮星系的星系模型中的尾巴，研究了有观测到的尾巴的银河系球状星团如何受到卫星矮星系的影响。模拟表明，潮汐尾可以根据它们如何受到矮星系的影响而分为三类：1）矮星系扰动了祖先星系团的轨道（NGC 4590，1991，1995），2）矮星系扰动了祖星系团的轨道和单个尾星（NGC 362，NGC 1851，NGC 4147，NGC 5466，NGC 7492，NGC 14，NGC 15）; 3）矮星系对潮汐尾的影响可以忽略不计（NGC 288，NGC 5139，NGC 5904，波江座）。当矮星系经过星系团的轨道时，星系团的轨道就会受到扰动，从而改变轨道和尾星路径的大小和形状。一个或多个矮星系和尾星之间的直接相互作用会导致扭结和毛刺，但我们发现这些特征在投影中更难观察到。我们进一步发现，在矮星系模型中，由于距离远心较近，所以E15的尾部较短，这导致尾部被压缩。额外的模拟显示，两个星系模型中潮汐尾的差异主要是由于大麦云云。了解矮星系如何影响潮汐尾，可以利用潮汐尾来绘制矮星系和银河系中物质的分布。
2021-11-26 astro-ph.GA
Chemical composition of the outer halo globular cluster Palomar 15
银河系外晕中的球状星团（GCs）是我们银河系聚集历史的重要示踪物。这些天体中只有少数显示出重元素的扩散，超出了基本上在整个银河系GC系统中发现的典型轻元素变化，这表明这些天体的起源和演化更为复杂。在这里，我们提出的第一个丰度分析的三个红巨星在远程（$R_{\rm GC}=38$ kpc）外晕GC Palomar 15，根据中等分辨率的光谱与凯克/ESI仪器。我们的研究结果确定了低铁丰度$-$ 1.94 $\pm$ 0.06 dex，没有任何显着的丰度分布的证据，虽然这是基于低数字统计。总体上，测量了16种物质的丰度比，包括碳、Na、Al、$α$峰（Mg、Si、Ca、Ti）和Fe峰（Sc、V、Cr、Fe、Co、Ni）元素，以及三种中子俘获元素Sr、Ba和Eu。大多数的丰度是兼容的晕场星和那些在其他GC中发现的外晕和内晕在类似的金属丰度。Mg 15增加到[Mg/Fe]=0.45 dex，而其它$α$ -元素Ca和Ti降低0.3 dex。以Mg作为[ $α$ /Fe]的代表，再加上在任何研究的元素中没有任何显著的扩散，我们得出结论，15是典型的外晕，因为它与基准外晕星系团NGC 7492的化学相似性。其中一颗恒星显示出Na和Al丰度升高的证据，暗示该星团中存在多个恒星星族。
2019-07-03 astro-ph.GA
Mass segregation in the diffuse outer-halo globular cluster Palomar 14
我们提出了一个弥漫的外晕球状星团Palomar 14的恒星质量函数的径向依赖性的分析。利用HST/WFPC 2记录的星团中心39 pc（对应于~0.85*r_h）的数据，我们发现在0.55到0.85太阳质量的质量范围内，质量函数在所有半径上都很好地近似于幂律。质量函数随着半径的增加而变陡，从星团中心的0.66+/-0.32的幂律斜率到超过核心半径的1.61+/-0.33的斜率，表明星团是质量分离的。这似乎与其现今约20 Gyr的长半质量弛豫时间相矛盾，并且与Beccari等人（2011）的最新发现相矛盾，Beccari等人将该星团的蓝离散星的非集中人口解释为动力学分离尚未影响该星团的证据。我们讨论了这一明显的冲突，并认为，集群必须要么形成与原始的质量分离，或其弛豫时间尺度必须在过去小得多，即集群必须经历了显着的扩张。
2013-01-21 astro-ph.GA
The influence of black holes on the binary population of the globular cluster Palomar 5
本研究通过N体模拟探讨黑洞对球状星团Palomar 5双星群体的影响，发现原初双星对长期演化影响极小，且包含双星的模型更符合观测数据，为约束黑洞存在提供了观测建议。
2023-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The velocity dispersion and mass function of the outer halo globular cluster Palomar 4
我们利用凯克一号望远镜的高分辨率中阶梯摄谱仪（HIRES）获得了遥远的晕球状星团Palomar 4（Palomar 4）的23颗成员星的视向速度。我们还测量了集群的质量函数的限制幅度V~28马格使用档案HST/WFPC 2成像。我们根据WFPC 2的数据和凯克II望远镜的低分辨率成像光谱仪（LRIS）的宽带成像得出了星团的表面亮度分布。我们发现星系团的平均速度为72.55+/-0.22 km/s，速度色散为0.87+/-0.18 km/s。在0.55<=M<=0.85 M_solar的质量范围内，星团的整体质量函数比Kroupa质量函数浅，并且与外围相比，星团中心的低质量恒星明显减少。由于E14的弛豫时间是哈勃时间的量级，这表明在这个星团中存在着原始的质量分离。外推测量的质量函数向低质量的恒星，包括紧凑的残余物的贡献，我们得出一个总的集群质量为29800 M太阳。对于这个质量，测得的速度分散与牛顿动力学的预期一致，低于修正牛顿动力学（MOND）的预测。越来越多的证据表明，外星系晕中星团的动力学很难用MOND来解释，而MOND 4则为这一证据提供了新的补充。
2016-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass segregation in the outer halo globular cluster Palomar 14
我们提出了外晕球状星团Palomar 14的质量分离的证据，这是直观上意想不到的，因为它的现今两体弛豫时间大大超过了哈勃时间。基于哈勃空间望远镜的影像资料，我们分析了在0.53-0.80 M_sun质量范围内，星团内部39.2 pc的恒星质量函数的径向依赖性，范围从主序关闭下降到V波段27.1 mag.在不同半径的质量函数很好地近似于幂律，并从0.6+/-的浅斜率上升0.2在集群的核心，以1.6+/-0.3的斜率超过18.6 pc。这似乎与Beccari等人（2011年）的发现相矛盾，他们解释说，与（质量较小的）红巨星和水平分支恒星相比，该星团的（质量较大的）蓝离散星的未分离人口，作为该星团尚未经历动力学分离的证据。我们将讨论如何协调这两种结果。我们的研究结果表明，集群要么是原始的大规模隔离和/或用于显着更紧凑的过去。对于后一种情况，我们提出潮汐冲击作为驱动集群的膨胀，这将意味着帕洛玛14是在一个高度偏心的轨道机制。相反，如果星团形成时已经扩展，并且有原始的质量分离，这可能支持星团的吸积起源。
2014-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Peculiar Globular Cluster Palomar 1 and Persistence in the SDSS-APOGEE Database
SDSS-III APOGEE DR 12是一个独特的资源，用于搜索星团潮汐半径以外的恒星。我们已经检查了APOGEE DR 12数据库中年轻星团Palomar 1的新候选者，Palomar 1是一个具有先前报道的潮汐尾的系统（Niederste-Ostholt et al. 2010）。APOGEE ASPCAP数据库包含了两颗已知的恒星I和II的光谱和恒星参数，但这些数据与Sakari等人（2011）根据光谱确定的恒星参数不一致。我们发现这两颗恒星的APOGEE分析受到已知持久性问题的强烈影响（Mauriski et al. 2015; Nidever et al. 2015）。通过重新检查个人的访问，并删除蓝色（有时绿色）APOGEE探测器光谱的持久性影响，然后我们发现在重新分析的组合光谱非常一致。这些方法被应用到另外五颗星的APOGEE领域与类似的径向速度和金属丰度的那些的RISK 1。只有一个新的候选者，星F，可能是位于潮汐尾的成员，基于它的日心径向速度，金属丰度和化学。其他四个候选者并没有很好地与潮汐尾对齐，与贝桑松模型（Robin et al. 2003）的比较表明，它们更有可能是非成员，即星系晕的一部分。如果可以从APOGEE光谱数据库中消除持久性问题，则可以重新检查该APOGEE字段以寻找其他新的候选者。
2017-06-27 astro-ph.GA
Pal 13: its moderately extended low density halo and its accretion history
我们目前的结果的基础上暗能量相机遗产调查（DECaLS）DR 8天文测量和光度数据集的银河系球状星团13。由于它的大小和质量相对较小，关于它周围是否存在潮汐外结构还没有普遍的共识。虽然以前的一些结果声称不存在这样的特征，但其他一些结果表明该星团受到潮汐剥离的影响。从DECaLS g，在颜色星等图中沿着星团主序星放置的恒星的r星等-先前通过星际变红校正-，我们建立了星团恒星密度图。由此产生的密度图显示了大约1.13的几乎平滑的轮廓，是其最新估计的雅可比半径的1.6倍，通过考虑其沿轨道运动的变化而得出。这一结果支持恒星逃离星系团的存在，这种现象经常在球状星团中看到，它们已经穿过银河系盘相当多的次数。特别是，这个吸积的球状星团的轨道高偏心率和大倾角可能是造成相对大量的星团质量损失的原因。
2020-02-07 astro-ph.GA
Globular Cluster Streams as Galactic High-Precision Scales
球状星团的潮汐流是银河系引力势的理想示踪物。与少数已知的、复杂且弥漫的矮星系流相比，它们在运动学上很冷，形态较薄，并且在银河系的晕中含量丰富。它们的冷和薄，再加上流祖附近潜在的周转子结构，使它们成为高精度的尺度。以Palomar 5为例，我们演示了如何建模的球状星团流，使我们能够同时测量的破坏球状星团，其轨道运动，银河系的引力势的属性。
2015-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaps in stellar streams as a result of globular cluster fly-bys
本研究通过模拟发现球状星团飞掠可像暗物质子晕一样在恒星流中产生间隙，并强调在构建银河系暗物质子晕分布函数时必须考虑球状星团的贡献。
2025-02-06 astro-ph.GA
Variations in the width, density, and direction of the Palomar 5 tidal tails
逃离球状星团的恒星会形成潮汐尾，这些潮汐尾主要由银河系的全球质量分布所塑造，但也保留了小尺度扰动的历史记录。使用深$grz$测光从DECaLS，我们提出了高度可能的成员的潮汐尾与破坏球状星团帕洛玛5。这些数据提供了$\sim20\,\rm kpc$以外的恒星流的最清晰的图像，并揭示了：（1）前尾的宽而低的表面亮度延伸;（2）沿流的显著密度变化;（3）前尾和后尾方向的急剧变化。在基准银河系模型中，一个旋转的棒扰动了帕洛玛5号的尾巴，可以产生与观测到的宽度和密度分布相似的流。然而，在这个简单的模型中，流径的偏差与在Palomar 5尾中观察到的偏差不匹配，这表明需要额外的扰动源。这些发现开辟了测量银河系中的扰动人口的可能性，包括暗物质的subhalos，与恒星流的合奏和深测光。
2019-10-01 astro-ph.GA
Structural parameters and blue stragglers in Sagittarius dwarf spheroidal galaxy globular clusters
本文介绍了四个人马座矮球状星系球状星团：Arp 2，NGC 5634，Palomar 12和Terzan 8的BV测光，获得了在ESO-La Silla的丹麦望远镜。我们测量的结构参数的集群使用国王配置文件拟合，获得第一个可靠的测量的潮汐半径的Arp 2和泰山8。这两个星系团非常分散，而且浓度很低; Terzan 8的浓度只有c = 0.41 +/- 0.02，比我们银河系中的任何星系团都要低。在这四个星团中发现了蓝离散星，并将它们的空间分布与水平分支星和红巨星分支星的空间分布进行了比较。蓝离散星的性质并没有提供泰山8号质量分离的证据，而Arp 2可能也有同样的状态，尽管信心较低。在NGC 5634和Palomar 12的情况下，蓝色离散星的数量明显较少，他们的分析表明这两个星团可能经历了质量分离。
2012-03-05 astro-ph.GA
Extraction of globular clusters members with Gaia DR2 astrometry
在这项工作中，我们提出了一种方法来确定可能的成员的球状星团使用数据从盖亚DR 2。该方法包括两个阶段：第一个基于聚类算法，和第二个基于不同的自行恒星的投影空间分布的分析。为了证实该方法提取的星团成员与实际的球状星团相对应，对星团的空间分布、自行矢量点图和色星等图进行了分析。我们应用开发的方法对八个星系团：NGC 1261，NGC 3201，NGC 6139，NGC 6205，NGC 6362，NGC 6397，NGC 6712和Palomar 13;我们显示了提取的成员数，从他们得出的平均自行，最后我们与其他作者比较我们的结果。为了分析提取方法的效率，我们执行的完整性和提取的成员的污染程度的估计。
2019-07-04 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Gaps and length asymmetry in the stellar stream Palomar 5 as effects of Galactic bar rotation
最近的Pan-STARRS数据显示，球状星团Palomar 5（Palomar 5）的主导臂似乎比拖曳臂短，而对Palomar 5的模拟预测了类似的角度范围。我们证明，包括适当的图案速度的银河系旋转棒的动力学建模的1005可以重现泛星数据。当磁棒扫过时，一些恒星在近心点附近的净力矩会有差异。这导致了沿1955年潮汐流形成明显的间隙，这些间隙由于与其他流成员的能量抵消而增长。我们的结论是，只有远离银河系中心的流或逆行轨道上的流（相对于酒吧）可以用来明确地约束暗物质晕下的相互作用。此外，我们预计，2015年的主导臂碎片应该重新出现在泛星密度截断的南部。
2017-10-31 astro-ph.GA
The proper motion of Palomar 5
Palomar 5（Palomar 5）是一个与狭窄的潮汐尾有关的微弱晕状球状星团。这是一个有用的系统，了解潮汐溶解的过程，以及限制银河系的潜力。一个确定的轨道将有助于对这些悬而未决的问题进行详细研究。在这里，我们提出了第一个基于CCD的自行测量的1005获得使用SDSS作为第一个时代和新的LBT/LBC图像作为第二个，给出了15年的基线。我们进行相对天体测量，使用SDSS作为无失真的参考，和集群的图像，也是LBC的失真校正的推导的1005流。参考系由背景星系组成。我们校正差分色折射使用SDSS颜色以及从通量校准光谱获得的关系，发现恒星和星系的校正关系是不同的。我们得到了μ_α =-2.296+/-0.186 mas/yr和μ_δ =-2.257+/-0.181 mas/yr的自行。我们使用这种运动，和公开可用的代码galpy，模拟在不同的银河系模型组成的一个凸起，一个磁盘和一个球形暗物质晕的中断的105。我们的适合所观察到的流属性（条纹和径向速度梯度）的结果在一个相对较大的约24千秒差距的距离的偏好。一个比我们测量的稍大的绝对自行也会导致更好的匹配，但最好的解决方案需要改变距离。我们发现，在V_0=220 km/s，V_（20 kpc）的球形银河系模型中，大约在远心点218 km/s，可以很好地匹配数据，至少对于我们选择的磁盘和凸起参数化。
2016-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the differential reddening in globular clusters
利用HST WFC/ACS F606 W和F814 W光度学资料，建立了66个银河系球状星团（GC）的微分红化图。由于GC大小（以半光半径$R_h$为特征）和到太阳的距离不同，WFC/ACS视场（$200\arcsec\times200\arcsec$）覆盖范围（$R_{obs}$）约85%的样品位于$1\la R_{obs}/R_h\la15$范围内，约10%仅覆盖内部（$R_{obs}\la R_h$）部分。我们将WFC/ACS的视场划分为规则的单元格网格中的每个集群，并从每个单元格中提取恒星密度赫斯图，沿着变红矢量在颜色和幅度上移动它，直到匹配平均图。因此，这些图对应于平均值周围红化的内部分散。根据可用恒星的数量（即具有足够光度误差的可能成员），地图的角分辨率范围从$\approx7\arcsec\times7\arcsec$到$\approx20\arcsec\times20\arcsec$。我们在研究的66个球状星团中探测到了空间变化的消光，平均值从$\mEBV\approx0.018$（NGC\，6981）到$\mEBV\approx0.16$（Palomar\，2）不等。差分红化校正降低了观测到的前景红化和表观距离模数，但是，由于它们与相同的\EBV值有关，到太阳的距离是守恒的。对高度红化和光度散射的球状星团Palomar 2的平均脊线拟合表明，年龄和金属丰度在微分红…
2013-07-15 astro-ph.GA
Proper motions and kinematics of selected bulge globular clusters
我们计算了自行选定的样本球状星团投影在中央隆起，采用CCD图像收集在过去25年的ESO-NTT，ESO-Danish和HST望远镜。我们提出了一种方法来推导它们的自行，和一组坐标变换，以获得三维银河系的速度矢量的集群。我们分析了10个球状星团，它们是Terzan 1，Terzan 2，Terzan 4，Terzan 9，NGC 6522，NGC 6558，NGC 6540，AL~3，ESO 456-SC 38和Palomar 6。为了比较的目的，我们也研究了外核星系团NGC 6652。我们讨论的一般性质的适当的运动清洁色幅图，推导出的第一次为他们中的大多数。一个普遍的结论是，内鼓球状星团有明显较低的横向运动（和空间速度）比晕星团，似乎是被困在鼓酒吧。
2015-04-07 astro-ph.GA
Disentangling the Morphology of Palomar~5: Effects of the Bar, Spiral Arms, LMC, and Halo Flattening
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area（中国空间站科学中心粤港澳大湾区分中心）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Surrey（萨里大学）
研究 Pal~5 球状星团及其潮汐尾在银河系势场中的演化，用碰撞直接 \(N\) 体模拟，考虑多种因素，发现不同因素对其形态有不同影响，现有模型无法完全匹配观测，未来可结合多种方法研究差异。
2026-07-21 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
Line-of-sight velocity and metallicity measurements of the Palomar 5 tidal stream
我们提出了斯巴鲁/FOCAS和凯克/DEIMOS中分辨率光谱的潮汐干扰银河系（MW）球状星团帕洛玛5和它的潮汐流。观测场的位置覆盖$\sim 17$ \arcdeg沿流的角度范围，提供了一个机会，以调查沿流的视线速度（$V_{\rm los}$）的趋势，这是必不可少的限制其轨道和银河系的暗物质晕的潜在引力势。利用光谱拟合技术得到目标星的恒星参数和金属丰度（[Fe/H]）。最有可能属于中央星团的19颗恒星的平均$V_{\rm los}$为$-58.1\pm 0.7$ km s $^{-1}$和金属丰度[Fe/H] $=-1.35\pm 0.06$ dex，这两个值与以前的高分辨率光谱研究结果吻合得很好。假设流星的[Fe/H]与祖先星团的[Fe/H]相同，导出的[Fe/H]和$V_{\rm los}$值被用来估计成员星在沿流的每个位置的可能的$V_{\rm los}$范围。由于重污染的领域MW星，估计$V_{\rm los}$范围取决于事先假设流的$V_{\rm los}$，这突出了更明确地确定成员星使用自行和化学丰度，以获得一个公正的信息$V_{\rm los}$在外部的105流的重要性。的MW的暗物质晕，是兼容的估计$V_{\rm los}$范围的引力势模型进行了讨论。
2016-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Proper-Motion Membership Tests for Four Planetary Nebulae in Galactic Globular Clusters
四个行星状星云（PNe）被认为是银河系球状星团（GC）的可能成员。它们是M15中的Ps 1 = K648，M22中的GJJC 1 = IRAS 18333-2357，Palomar 6中的JaFu 1和NGC 6441中的JaFu 2。除了在天空中靠近主GC外，这些PNe的径向速度在误差和恒星速度色散范围内与星团成员一致。其余的成员标准是中心恒星的自行（PM）是否与主星团的自行一致。我们已经对所有四个PNE进行了PM测试。其中两颗中心恒星-Ps 1和GJJC 1-在最近的盖亚数据发布2（DR 2）中列出了PM。我们使用哈勃太空望远镜（HST）的档案帧更新了Ps 1中心恒星的PM，使其更精确。两个PM在统计上与集群成员一致。对于其他两个PNe，我们使用档案HST图像，以获得其细胞核的PM。对于JaFu 2，有几个历元的HST图像，测量的核PM与宿主星团的PM非常一致。对于JaFu 1，现有的档案HST图像不太理想，结果也不太确定;中心恒星的测量PM与星团成员资格略有一致，但需要额外的天体测量观测来进行更强大的成员资格测试。
2020-05-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-resolution spectroscopy of main sequence stars belonging to 12 Galactic globular clusters. I. CH and CN band strength variations
球状星团显示出轻元素丰度的变化，但这些变化还没有得到很好的理解。首选的解释涉及一个自我富集的场景，有两个后续的恒星。对主序星的观测使我们能够在没有内部混合的复杂影响的情况下研究这种化学处理材料的特征。我们的目标是利用低分辨率光谱研究7个球状星团（NGC 288、NGC 1851、NGC 5927、NGC 6352、NGC 6388和Pal 12）中比第一次打捞更暗的20 - 50颗恒星的C-N反相关。我们补充了我们的观察与47~Tuc档案数据，与四个额外的集群从文献（M15，M22，M55，NGC362），并与其他文献数据NGC288。在这第一篇论文中，我们测量了CN和CH波段指数的强度，并研究了这些指数的反相关性和双峰性。我们将r_CN（属于CN-强群和弱群的恒星比例）与15个不同的星系团参数进行了比较。我们清楚地看到在富金属团簇（Pal 12，47Tuc，NGC 6352，NGC 5927）中CH和CN带强度的双峰反相关。只有M15的贫金属集群显示出明显的双峰反相关。我们发现，弱相关性（略高于1 σ）的rCN与集群轨道参数，现今的总质量，集群浓度和年龄。我们的研究结果支持自我富集的情况下，并建议在GGC中出现两个以上的主要世代的恒星应该是罕见的。少量的额外世代（<总数的10 - 20%）将难以用我们的样品检测到。第一代对应CN-弱星，通常比第二代包含更多的恒星（= 0.82 +…
2010-09-08 astro-ph.GA
High Resolution HDS/SUBARU chemical abundances of the young stellar cluster Palomar 1
上下文Palomar 1是一个特殊的球状星团（GC）。它是最年轻的银河系GC，它被暂时与最近在银河系（MW）中发现的几个子结构联系在一起，包括大犬座（CMa）过密度和银河系正中心恒星结构（GASS）。目标。为了对红巨星的起源提供更深入的认识，我们首次对Pal 1，1中的一颗红巨星进行了高分辨率的化学丰度分析。方法.利用SUBARU望远镜的高色散摄谱仪（HDS）获得了Pal 1中一颗红巨星的高分辨率（R=30000）光谱。我们使用ATLAS-9模式大气，结合SYNTHE和WIDTH计算程序，从测量的$α$、铁峰、轻元素和重元素之间的18个谱线等效宽度推导出化学丰度。结果Palomar~1的化学结构与MW疏散星团的化学结构基本一致，与盘星相似。相反，它与人马座（Sgr）矮球状星系有着显著的不同。结论.如果Pal 1，1与CMa或GASS的关联被证实，这将意味着这些系统具有类似于银河系盘的化学演化。
2010-12-08 astro-ph.GA
In search of massive single-population Globular Clusters
到目前为止，大多数球状星团都（至少）拥有两个恒星星族。这一特征需要一个两步的过程，在这个过程中，来自第一代恒星（FG）的核处理物质产生了第二代恒星（SG），它具有完全hoc循环物质的指纹。由于目前大多数球状星团的人口主要是由SG星组成，FG的相当大的一部分（>~90%）必须丢失。然而，应该存在两种由简单恒星星族（FG星团）主导的星团：一种是最初太小而不能保持冷却流并形成SG（仅FG星团），另一种是大质量的星团，它们可以保留CNO处理过的喷出物并形成SG，但不能失去相当大一部分FG（主要FG星团）。我们尝试的FG集群的分类，根据其水平分支（HB）的形态，显示在photomectric目录为106集群。FG候选者是其中HB可以通过几乎唯一的质量的演化来再现的簇。<20%的[Fe/H]<-0.8的团簇似乎是FG，但只有~10%可能具有足以形成SG的质量。这个小的百分比证实了更广泛的数据库，SG是今天的集群的主要组成部分，这表明它的形成是一个必要的成分，球状星团的生存在银河系潮汐场的动态演化过程中。Pal 3被证明是仅限FG的集群的一个很好的例子。HB模拟和各分量的空间分布表明，M53是一个“主FG”星系团。主要FG候选者也可以是NGC 5634、NGC 5694和NGC 6101。相比之下，NGC 2419包含超过30%的SG星，其目前的动力学状态比分析其恒星的化学丰度和HB形态更少地提…
2011-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the reality of density substructures in the Palomar 5 stellar stream
我们提出了一个分析的存在下的帕洛玛5球状星团的恒星流的子结构，来自斯隆数字巡天数据。使用匹配滤波器技术，我们恢复的位置和大小的overdensities在以前的研究报告。为了探索这些结构的真实性，我们还创建了一个人造的流模型，在这个模型中，我们构建了一个逼真的背景，在这个背景之上，我们添加了一个完美平滑的流结构，考虑到光度完整性和星际消光的影响。我们发现，光滑的人工流，然后显示出类似的显着的子结构作为真正的结构。有趣的是，我们的最佳拟合N体模拟确实显示了与恒星周转运动相关的真实投影密度变化，但当考虑SDSS恒星计数约束时，这些变化变得不那么重要。因此，将我们的匹配滤波器技术应用于转换为可观测恒星的N体粒子时发现的子结构大多与这些周转运动无关。这一分析表明，大多数以前检测到的子结构沿潮汐尾巴的Palomar 5是人工制品的观测不均匀性。
2016-05-18 astro-ph.GA
