Relative Ages of Nine Inner Milky Way Globular Clusters from Proper Motion Cleaned Color-Magnitude Diagrams
我们对银河系球状星团（MWGCs）年龄-金属丰度关系的研究还很不完整，而且大多数MWGCs缺乏自洽的年龄测量。在这里，我们利用深，均匀的多时代哈勃太空望远镜（HST）的9个MWGC位于朝向银河系内部的成像来测量它们的相对年龄，在大多数情况下是第一次。我们的相对年龄测量旨在与VandenBerg等人（2013，V13）提出的大规模MWGC年龄集直接可比，使用相同的过滤器，进化模型和测热校正，扩展到与我们的目标集群相关的更高的消光值。采用V13 MWGC年龄尺度，我们的相对年龄测量意味着我们的目标集群一直非常古老，平均年龄为12.9 $\pm$ 0.4 Gyr，年轻的富金属MWGC NGC 6342除外。我们进行了两个测试，以验证我们的方法的精度，并讨论了我们的目标集群位点在MWGC年龄金属丰度平面的影响。此外，我们使用我们的完全自洽的热辐射校正，以评估系统的影响，在总的选择性消光比$R_{V}$相对年龄测量的变化。
2021-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Wide-field variability survey of the globular cluster NGC 4833
本文介绍了球状星团NGC 4833的观测结果。我们观测了星团中所有已知的34颗变星。此外，还发现了2颗新的凤凰SX星、1颗新的天琴座RR星、12个主要为大熊座W型的新的日食系统、9颗新的变星红巨星和10颗新的不规则变星。天琴座RR型星的性质表明NGC 4833是奥斯特霍夫II型球状星团。
2014-01-20 astro-ph.GA
Homogeneous Analysis of Globular Clusters from the APOGEE Survey with the BACCHUS Code. II. The Southern Clusters and Overview
利用SDSS-IV APOGEE-2巡天在南、北半球观测到的高分辨率光谱，研究了31个球状星团中2283颗红巨星的Fe、C、N、O、Mg、Al、Si、K、Ca、Ce和Nd丰度。这个前所未有的同质数据集，迄今为止最大的，使我们能够讨论的内在Fe蔓延，形状和统计的Al-Mg和N-C的关系作为集群的质量，光度，年龄和金属丰度的函数为所有31个集群。我们发现，在我们的不确定性（包括星系团金属丰度）范围内，Fe分布并不取决于这些参数，这与早期的观察结果相矛盾。我们没有证实先前在M22和NGC 1851中观察到的金属丰度变化。一些集群显示出双峰Al分布，而另一些则表现出连续分布，如先前在文献中报道的。我们在$ω$ Cen和NGC 6752中确认了两个以上的种群，并在M79中发现了新的种群。我们讨论了铝的散射通过实施校正的标准化学演化的铝在银河系中。校正后，其对集群质量的依赖性增加，这表明作为质量的函数的Al富集的程度被抑制之前的校正。我们在$ω$ Cen中观察到极低Mg时Mg-Al间关系的周转，与先前在M15和M92中报告的模式相似。$ω$ Cen也可能有一个弱的K-Mg关系，如果得到证实，它将是已知的第三个显示这种模式的星系团。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas-rich, field ultra-diffuse galaxies host few globular clusters
本文介绍了哈勃空间望远镜对14个富气低表面亮度星系的成像，星系距离为25-36 Mpc，平均有效半径为1.9 kpc，$g$带中心表面亮度为24.2 mag arcsec $^{-2}$。其中9个符合被认为是超漫射星系（UDG）的标准。对比球状星团光度函数的周转量更亮、每个星系半光半径两倍以内的点状光源的检查表明，与密度更大的环境不同，富含气体的场UDG拥有很少的旧球状星团（GC）。大多数目标（九个）都没有候选GC，其余的每个都有一个或两个候选GC。这些发现与对类似恒星质量的正常矮星系的预期大致一致。这排除了富含气体的场UDG作为通常在星系团中发现的富含GC的UDG的潜在祖先。然而，星系群中的一些可能是直接从磁场中吸积的。与其他最近的结果一致，这强烈表明UDG至少有两种不同的形成途径，并且这个子群体只是底层矮星系群体的极低表面亮度延伸。它们弥漫的恒星分布的根本原因仍然不清楚，但形成机制似乎只影响恒星（和潜在的暗物质）的分布，而不会强烈影响中性气体的分布，整体恒星质量或GC的数量。
2022-12-09 astro-ph.GA
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
Hyper Suprime-Cam Low Surface Brightness Galaxies II: A Hubble Space Telescope Study of the Globular Cluster Systems of Ultra-Diffuse Galaxies in Groups
我们增加了样本的超弥漫星系（UDG）在较低密度的环境与特征的球状星团（GC）人口使用新的哈勃太空望远镜观测的9个UDG组环境。虽然我们的大部分UDG具有与正常矮星系一致的GC丰度，但其中两个UDG具有过量的GC种群。这两个UDG都具有GC光度函数，与高表面亮度星系和星团UDG一致。然后，我们将我们的九个对象与以前的研究相结合，以创建一个UDG目录，并分析了跨越独特多样环境的GC种群。我们使用这个目录来研究低恒星质量星系GC种群的更广泛的趋势。GC丰度最高的是UDG集群，但是否UDG集群实际上是更极端的需要研究更多的UDG组。我们发现GC丰度和恒星质量之间可能存在正相关关系，并且在固定恒星质量下GC丰度和星系大小之间可能存在正相关关系。然而，在我们有限的恒星质量范围内，我们没有看到显著的恒星质量与星系大小的关系。我们认为GC丰度和星系大小之间的相关性可能的起源，包括这两个星系的属性都依赖于星系暗物质晕的可能性，或者它们是通过重子过程，如内部反馈。
2020-08-06 astro-ph.GA
Variables in Globular Cluster NGC 5024
我们提出的委托活动的结果，观察银河系球状星团的微透镜事件的搜索。2010年3月24日，我们使用2米长的喜马拉雅山钱德拉望远镜在R波段对球状星团NGC 5024的中央10' X 10'区域进行了约8小时的观测。使用改进的差分图像分析（DIA）技术获得了近10，000颗恒星的光变曲线。我们确定了我们视野内的所有已知变量，并修改了一些以前报告的短期变量的周期和状态。本文报道了约80个新的变星源，给出了它们的赤道坐标、周期、光变曲线和可能的类型。其中，16颗是SX Phe型星，10颗是W UMa型星，14颗可能是RR型天琴座星，2颗是分离食双星。新发现的SX Phe星中有九颗和两颗食双星属于蓝色离散星（BSS）。
2011-05-25 astro-ph.GA
Intermediate-mass black holes in Globular Clusters
对于9个银河系球状星团的样本，我们测量了内部的运动学轮廓与积分场光谱，我们结合现有的外部运动学测量和HST光度轮廓。有了这些信息，我们就能够探测到速度色散曲线的关键性上升，这表明中心黑洞的存在。此外，与我们的数据相比，N体模拟将使我们对含黑洞的星系团的性质有更深入的了解，并为进一步的研究提供更强的选择标准。我们首次获得了一个均匀的球状星团积分场光谱的样本，它允许直接比较有和没有中等质量黑洞的星团。
2013-01-14 astro-ph.GA
VEGAS-SSS. A VST survey of elliptical galaxies in the southern hemisphere: analysis of small stellar systems. Testing the methodology on the globular cluster system in NGC3115
我们提出了一个研究的球状星团（GC）和其他小恒星系统（SSS）在该领域的NGC 3115，观察的VEGAS成像调查的一部分，进行了VST望远镜。我们使用NGC 3115的深g和i数据，NGC 3115是一个研究得很好的透镜状星系，具有优秀的科学文献。这对于测试方法、验证结果和探测VEGAS-SSS的能力是至关重要的。利用VST的大视场使我们能够准确地研究SSSs的分布和特性作为银河系距离Rgc的函数，远远超过~20星系有效半径，以一种不太可能的方式。我们对SSS候选者的颜色，震级和大小的分析证实了现有研究的结果，其中一些研究是用8- 10米级望远镜进行的，并进一步将其扩展到未达到的Rgc距离，具有类似的精度。我们发现一个颜色双峰的GC人口和一个r1/4配置文件的GC的表面密度的星系光剖面。先前发现的蓝色和红色GC的径向颜色梯度，例如通过SLUGGS调查，进一步扩展到最大的Rgc检查，~65 kpc。分别取的蓝色和红色GC的表面密度分布很好地近似于r1/4密度分布，其中蓝色GC的分数在较大的Rgc处略大。我们没有发现红色GC和GC周转量随半径变化的趋势，但我们观察到蓝色和红色GC亚群的周转量存在约0.2等差异。通过检查SSS的大小和颜色，我们获得了适合未来光谱跟踪的UCD和GC候选物的列表。总之，我们的研究表明，在明亮的早期型星系领域的研究SSSs的方法的可靠性，以及VEGAS调查产…
2014-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Search for the evolutionary relationship between Galactic globular and open clusters using data from the Gaia DR2 Catalog
大质量天体如球状星团穿过银盘时，会触发恒星形成过程，导致疏散星团的诞生。在这里，我们分析了球状星团和疏散星团之间这种可能的演化关系。为了寻找天体之间最接近的关系，我们计算了150个银河系球状星团和232个疏散星团（小于1亿年）的自行轨道，这些轨道来自盖亚DR 2目录。轨道计算使用最近修改的三个组件（磁盘，凸起和晕）轴对称Navarro-Frenk-White势，这是补充非轴对称酒吧和螺旋密度波的潜力。我们得到了一个新的估计频率的球状星团的影响银河系的磁盘，这是等于4事件的100万年。在所考虑的情景的框架内，我们强调了以下九对球状星团和疏散星团，在最近的1亿年里，在银河系盘与一个球状星团相交时，它们的距离在1千秒差距以内：NGC 104 -特纳3，NGC 104 - NGC 6396，NGC 104 -鲁普雷希特127，NGC 5139 - Trumpler 17，NGC 5139 - NGC 6520，NGC 6341 - NGC 6613，NGC 6838 - NGC 6520，NGC 7078 - NGC 7063，NGC 6760 - Ruprecht 127。
2019-07-25 astro-ph.GA
Variability in Proto-Planetary Nebulae: VIII. A New Sample of Southern Hemisphere Objects
作为我们继续研究原行星状星云（PPNe）光变的一部分，我们提出了九个南半球天体的长期研究结果。我们在2010-2018年的九年时间间隔内监测了它们的光变化。这些数据得到了ASAS-SN和ASAS-3调查数据的补充，从而得出了2000年至2020年的综合光变曲线。在七个物体中发现了脉动周期，尽管最短的三个必须被视为试探性的。周期为24至73天。与以往研究结果相比，发现它们都表现出随温度升高，周期变短，光变小的趋势。根据光谱能量分布、红化和盖亚距离计算了亮度，这些都证实了除了一个以外，所有的天体都是后AGB天体。其中三颗恒星的长周期变化为5至19年。这很可能是由于恒星周期性地被盘遮蔽，暗示着双星伴星和环双星盘的存在。
2021-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The tidal remnant of an unusually metal-poor globular cluster
球状星团是宇宙中观测到的最古老的恒星结构。它们在大型星系中无处不在，被认为是强烈的恒星形成事件和结构分层的痕迹。对银河系中的球状星团和其他各种各样的星系的观测发现了“金属丰度底”的证据，即没有发现化学（“金属”）丰度低于太阳丰度的0.3%至0.4%的球状星团。这个金属丰度底的存在可能反映了幸存的球状星团形成的最小质量和最大红移，这两个组成部分都是理解宇宙质量积累的关键。在这里，我们报告测量从南恒星流光谱调查的空间薄，动态冷凤凰恒星流在银河系的晕。凤凰星流的性质与它是一个球状星团被潮汐破坏的残骸相一致。然而，其金属丰度（[Fe/H] = -2.7）大大低于经验金属丰度下限。因此，凤凰星流代表了迄今为止发现的最贫金属的球状星团的碎片，它的前身与本宇宙中现在的球状星团种群截然不同。它的存在意味着在金属丰度底以下的球状星团可能曾经存在，但在星系演化中被摧毁。
2020-07-29 astro-ph.GA
Discovery of a Faint Outer Halo Milky Way Star Cluster in the Southern Sky
我们报告在银河系外晕中发现一个新的低光度星团。高质量的$gr$测光，从它的颜色星等图的构建，并估计年龄，[Fe/H]，[ $α$ /Fe]，和距离的推导。这个星团，我们命名为Kim 2，位于日心距离为$\sim105$ kpc。它的半光半径为$\sim12.8$ pc，椭圆率为$ε\sim0.12$，除了具有较高的金属丰度（[Fe/H] $\sim-1.0$）和较低的光度（$M_{V}\sim-1.5)$）外，具有外晕GC的性质。这些参数与球状星团AM 4的参数相似，AM 4被认为与人马座矮球状星系有关。我们发现了动力学质量分离的证据，以及潮汐外恒星的存在，这表明Kim 2很可能是一个星团。为了进一步了解该物体的性质，需要进行径向速度成员和化学丰度测量的光谱观测。
2015-02-13 astro-ph.GA
Variable Stars in Sagittarius Globular Clusters I. Arp~2
我们提出了新的测光和分析的12个变星（9 RR天琴座，3 SX凤凰）属于人马座球状星团Arp 2。在星团中的九颗天琴座RR型恒星中，有八颗是RRab，一颗是RRc。从RRab星，我们确定了$\langle P_{ab}\rangle=0.581\pm0.047$天的平均周期，其中误差是平均值的标准误差。这使得Arp 2位于奥斯特霍夫I星团和奥斯特霍夫-Int星团之间的边界。利用天琴座RR型星的$V$波段数据，确定了距离模数$(m-M)_0=17.24\pm0.17$.从$I$波段数据中，我们发现了$(m-M)_0=17.34\pm0.07$ .我们还使用SX Phoenixel变量来确定$(m-M)_0=17.27\pm0.04$的距离模数。使用（$B-V$）和（$V-I$）颜色，根据RR Lyrics光变曲线确定颜色过量。平均变红值与文献中发现的值一致或略高。这两种方法都表明，在朝向Arp 2的变红过程中，恒星与恒星之间存在差异。在天琴座RR的九颗恒星中，有七颗被盖亚标记为变星，其中三颗的周期被确定。我们使用盖亚数据来调查七个盖亚RR天琴座的成员资格。虽然Arp 2距离太远，不可能有可靠的盖亚视差，但目前的数据并不排除本文中讨论的任何变量是Arp 2的成员。
2019-02-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable Stars in the Globular Cluster NGC 4590 (M68
本文介绍了在贫金属球状星团NGC 4590（M68）中寻找变星的时间序列测光结果。对40个已知变量的周期进行了修正，没有发现显著的变化，但对V25的Blazhko效应却发现了相当大的变化。在新发现的9颗候选变星中，5颗是RRc Bailey型变星，4颗是未分类的。根据文献中的视向速度数据，发现变星V10、V21、V50和V51是星团成员。
2013-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Is NGC 5824 the Core of the Progenitor of the Cetus Stream?
结合LAMOST DR 5和Gaia DR 2观测，利用6D运动学数据，从Cetus流（CS）的动力学空间聚类特征中识别出大量新成员（$\sim$ 150）。他们绘制了一个扩散结构，在银河系南北半球延伸至少100度，日心距离在20到50千秒差距之间。利用这个扩展的数据集，我们用一套量身定制的N体模拟来模拟流。我们的研究结果排除了NGC 5824球状星团是该流的祖先核心的可能性，正如以前的研究所假设的那样。我们最好的模型，成功地再现CS的功能表明，祖先可能是一个矮星系$\sim$ 2 $\times$ 10 $^9$ M $_{\odot}$，与弥漫盘形态。合并发生在$\sim$ 5 Gyr前，从那时起，它经历了大约8次远心通道。我们的研究结果表明，NGC 5824要么是一个位于矮祖先中心偏离的球状星团，要么是另一个矮星系的核星团，它与CS的祖先有非常相似的轨道。在这两种情况下，祖先系统会在NGC 5824周围留下流，但具有不同的距离分布。为了区分这些情况，GC周围预测流的检测和准确的距离测量是至关重要的，这将在即将到来的LSST时代成为可能。我们的模拟还预测，南部鲸鱼座流的一部分很可能是新发现的帕尔卡流，并可能与另一个，更分散的南部子结构，波江座，凤凰超密度。
2020-12-01 astro-ph.GA
The Phoenix stream: a cold stream in the Southern hemisphere
我们报告了在暗能量巡天（DES）第1年（Y1 A1）数据中发现的恒星流。这一发现是通过简单的颜色-星等过滤器和对Y1 A1数据的目视检查得出的。我们把这个新物体称为凤凰流，以它的常驻星座命名。在减去背景恒星星族后，我们检测到一个简单的恒星星族的清晰信号。通过在色星等空间中拟合星流的脊线，我们发现，距离太阳17.5 $\pm$ 0.9 kpc的年龄为$τ=11.5\pm0.5$ Gyr和$[Fe/H]<-1.6$的恒星星族给出了对星流恒星星族的充分描述。该流被检测到超过8 $^{\circ}.$ 1（2.5千秒差距）的扩展，并具有$\sim$ 54秒差距的宽度，假设一个高斯分布，表明一个球状星团是一个可能的祖先。在5千秒差距以内，没有已知的球状星团与这条星系流的前身相容，假设这条星系流沿着它的轨道运行。我们检查了沿流的过密度，但是在共同添加的图像中没有明显的对应的束缚恒星系统。我们还发现沿流的密度过高，似乎是对称分布的-与周转的密度过高的情况下形成的冷流-以及流的北部和南部之间的错位。尽管非常接近，但我们没有发现任何证据表明该流和晕簇NGC 1261具有与最近发现的EriPhe超密度相关的共同吸积起源（Li et al. 2016）。
2016-02-08 astro-ph.GA
H-alpha Imaging of X-ray Sources in Selected Globular Clusters with the SOAR Telescope
我们目前的搜索结果与H-α过剩的对象，如激变变星（CV）和色球活动双星（AB），作为对应的X射线源探测到钱德拉卫星天文台在六个银河系球状星团（GC）：M4，M28，M30，M71，M80，NGC 6752。双星系统在GC的演化过程中扮演着重要的角色，它是抵抗GC核坍塌趋势的内能源。理论研究预测在一些GC的核心中有几十个CV（例如，M28为130，M30为40）。在核心半径之外，预计也会有一些这样的双星。然而，迄今为止，在GC中已知的CV很少。使用减法技术应用于与4.1米的SOAR望远镜拍摄的图像，我们已经发现了27个对象与H-α过剩的领域中观察到的集群，其中9个可能与集群。四个是候选CV，四个候选AB，一个可以是CV或AB。其中一个H-alpha天体似乎是背景星系，而其他17个探测到的天体可能是前景或背景恒星。
2009-10-07 astro-ph.GA
Are the globular clusters with significant internal [Fe/H] spreads all former dwarf galaxy nuclei?
在这篇文章中的假设，银河系球状星团与大量的内部[Fe/H]丰度范围是前核破裂的矮星系进行了讨论。考虑的证据包括金属丰度分布函数的形式，在集群密度分布中出现大的扩散外包络，以及（[S-过程/Fe]，[Fe/H]）相关性的存在。该假设被证明是合理的，但需要注意的是，如果发现的[Fe/H]分布明显多于目前已知的9个簇，则需要重新评估。
2015-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial Velocity and Metallicity of the Globular Cluster IC4499 Obtained with AAOmega
我们目前的径向速度和金属丰度的测量银河系遥远的南部球状星团IC 4499。我们从2 MASS点源星表中选取了几百颗位于星团内部和周围的红巨星，利用AAOmega摄谱仪获得了近红外钙三重态的光谱。对球状星团M4、M22和M68中的巨星进行了观测，以提供径向速度和金属丰度的比较对象。根据速度数据，我们得出结论，我们的目标中有43个是星团成员，这是迄今为止光谱研究的最大的IC 4499巨星样本。我们确定该星团的平均日心径向速度为31.5 ± 0.4 km/s，并发现最可能的中心速度色散为2.5 ± 0.5 km/s。这导致了一个动态的质量估计为93 ± 37000太阳质量的集群。我们是敏感的集群旋转的幅度约为1公里/秒，但没有证据表明集群旋转。在Carretta-Gratton标度上，团簇的金属丰度为[Fe/H] = -1.52 ± 0.12。星团的径向速度，以前高度不确定，是一致的成员在麒麟潮汐流，但也与晕的起源。该星团的水平分支形态比其金属丰度的平均值略红，但与晕的其他星团相比，它可能并不异常年轻。对星团运动学和金属丰度的新约束可能会使人们深入了解RR型天琴座恒星极高的比频率。
2010-10-04 astro-ph.GA
Extra-tidal stars and chemical abundance properties of two metal-poor globular clusters M53 (NGC 5024) and NGC 5053
我们利用近红外远红外光谱在两个贫金属的银河系球状星团M53和NGC 5053周围寻找潮外星。应用t-SNE算法的化学丰度和径向速度的结果识别两个孤立的恒星集团组成的星团成员星在t-SNE投影平面。随着径向速度，位置的颜色星等图，从手动化学分析和丰度的额外的选择标准，我们发现总共有73个集群成员的候选人，7个潮外星被发现超出了两个集群的潮汐半径。星团周围的潮外星倾向于沿着星团自行的主导方向，并且这些星的自行似乎也与星团的自行相一致。有趣的是，我们发现NGC 5053的一颗潮外星位于M53的南郊，这是两个星团之间潮汐相互作用的共同恒星包层的一部分。我们讨论的背景下，两个集群之间的潮汐相互作用，这颗星的性质。我们发现明显的Mg-Al双晶关系具有明显的间隙和扩展（$\sim$ 0.9 dex）的Al丰度的两个集群，和一个轻的Si丰度扩展（$\sim$ 0.3 dex）的NGC 5053。由于所有的潮外星都具有Mg增强和Al亏损的特征，它们可能是两个球状星团的第一代恒星。我们的研究结果支持M53和NGC 5053起源于矮星系，并被更多的星团人口的扩展恒星子结构所包围。
2020-08-24 astro-ph.GA
Galactic Globular and Open Cluster Fiducial Sequences in the Pan-STARRS1 Photometric System
本文给出了一个银河星团在Pan-STARRS 1（PS1）测光系统的五个波段（g_P1，r_P1，i_P1，z_P1，y_P1）的基准序列。这些经验序列--包括红巨星和亚巨星分支、主序列和水平分支--是从深颜色星等图中定义的，这些图到达了13个球状星团和3个古老的疏散星团最古老的主序列转折点以下，覆盖了广泛的金属丰度范围（-2.4 < [Fe/H] < +0.4）。我们发现很好的协议与以前的研究在类似的光度系统转换到PS1系统时，共同的9个集群。由于这些恒星星族的光度和光谱特性是准确已知的，基准提供了一个坚实的基础，在PS1系统的观测解释，以及有价值的限制，以改善经验的颜色- $T_{eff}$关系。
2014-05-26 astro-ph.GA
The Orbit of the new Milky Way Globular Cluster FSR1716 = VVV-GC05
我们使用深多历元近红外图像的VISTA变星在通过Lactea（VVV）调查，以测量自行（PM）的恒星在银河系球状星团FSR 1716 = VVV-GC 05。这颗天体的色星等图是用PM选定的成员制作的，显示了一个延伸的水平分支，在不稳定带中有9个确认的RR Lyrics成员，可能还有几颗更热的恒星延伸到蓝色。根据与星团相干运动的基模（ab型）RR天琴座星，我们确认FSR 1716是一个Oosterhoff I球状星团，平均周期Pab = 0.574天。有趣的是，我们检测到的潮汐扩展到这个集群的两侧的PM选定的成员星的空间分布。此外，其中一个已确认的RRabs位于距离星团中心11弧分的位置，这表明FSR 1716可能由于与银河系的引力相互作用而失去恒星。我们还测量径向速度（RV）的五个集群红巨星选择使用PM。RV和PM的组合使我们能够计算这个球状星团的轨道，使用更新的银河系的潜力。轨道结果被限制在|Zmax| < 2.0 kpc，离心率0.4 < e < 0.6，近银河系距离1.5 <Rapo（kpc）< 2.3，远银河系距离5.3 < Rapo（kpc）< 6.4。我们的结论是，与其相对较低的金属丰度（[Fe/H]= -1.4 dex）一致，这是一个陷入银河系盘的内晕球状星团。因此，这是一个独特的对象，以测试动力学过程，有助于破坏银河系球状星团。
2018-07-05 astro-ph.GA
Nine tiny star clusters in Gaia DR1, PS1 and DES
我们提出了一个系统的银河系卫星搜索的结果进行了一系列公开的广域光度测量。我们的目标是通过扩大覆盖的参数空间来补充以前的搜索。具体来说，我们专注于对象小于$1'$，包括老，年轻，金属贫和金属丰富的恒星星族面具。结果，我们在来自GAIA、DES和Pan-STARRS的数据中发现了9个新的可能是真正的恒星系统，这些系统是从候选名单中挑选出来的，因为它们在剪切图像中有明显的对应物。这些系统都非常紧凑（PDMATHAMN）和暗淡（$M_V\gtrsim-3$），并与银河系盘或麦哲伦云有关。虽然大多数恒星系统看起来像疏散星团，但它们的确切分类至今仍不清楚。有了这些发现，我们扩展了参数空间所占用的星团的大小和光度以前未探索，并证明，而不是两个不同的类球状星团和疏散星团，似乎是一个连续的对象，没有明确的决策边界。
2019-01-25 astro-ph.GA
The tidal stream generated by the globular cluster NGC 3201
利用盖亚DR 2的数据，我们探测到一个由球状星团NGC 3201产生的潮汐流，该潮汐流在天空中延伸超过140度，使用我们先前提出的极大似然方法来研究M68潮汐流。大部分被探测到的流是拖尾流，它在南银河半球延伸，并在距离太阳3.2 kpc的近距离内通过，因此使该流非常有利于发现相对明亮的成员星，而前导臂离我们更远，并且在一个更难分离的磁盘前景后面。该星团刚刚穿过银河系盘，现在位于银河系北半球，被尘埃适度遮挡，最靠近星团的拖尾部分在飞机后面高度模糊。我们获得了一个最佳拟合模型的流是一致的测量自行，径向速度和距离NGC 3201，并显示它是相同的，以前检测到的Gjöll流Ibata等人。我们确定了200星的最高可能性是流成员只使用他们的盖亚运动学数据。这些恒星中的大多数（170颗）在光度上与星团H-R图中的NGC 3201成员一致，只有一次应用了星系吸收尘埃和变红的校正。根据模拟数据集，其余恒星与随机前景物体一致。我们列出了这170个极有可能的流成员星，这将是强烈的兴趣，以模拟银河系的引力势，并在光谱上进行跟踪，以获得准确的径向速度。
2021-05-11 astro-ph.GA
APOGEE-2S Discovery of Light- and Heavy-Element Abundance Correlations in the Bulge Globular Cluster NGC 6380
我们推导出相对高金属丰度的球状星团球状星团NGC 6380中9颗恒星的丰度比。我们发现一个平均集群金属丰度之间的[Fe/H] $= -0.80$和$-0.73$，没有明确的证据，铁丰度的变化超出了观测误差。[N/Fe]丰度比强烈增强的恒星居住在星团中，并且与[C/Fe]反相关，这种趋势被认为是该星团中多人口现象的信号。我们检测到一个明显的内在的星-星传播（$\gtrsim 0.27$ dex）在慢中子捕获过程元素（S-元素）铈II。此外，[Ce/Fe]丰度比与[N/Fe]可能存在相关性，而与[Al/Fe]的相关性较弱。如果得到证实，NGC 6380可能是第一个检测到N-Ce相关性的高金属量球状星团。此外，这种相关性表明，铈也可能是一个涉及多人口现象的元素。目前，这种明显的N-Ce相关性在高金属丰度星系团的起源缺乏共识的解释。我们初步认为，它可以复制不同的渠道-低质量渐近巨星分支星在高金属度制度或快速旋转的大质量恒星（“自旋星”），由于旋转混合。它也可能是几次污染事件的累积效应，包括特殊恒星的出现。我们的研究结果应该指导恒星核合成模型，以了解其在相对高金属量的球状星团中明显的排他性的原因。
2021-09-06 astro-ph.GA
The globular cluster system of NGC 1316 IV. Nature of the star cluster complex SH2
合并残留物NGC 1316的光主要由年老和中等年龄的恒星组成。在这个大星系中，目前恒星形成的唯一迹象是HII区域SH2，这是一个孤立的星团复合体，具有环状形态，估计年龄为0.1 Gyr，银河系中心距离约为35 kpc。附近的一个中等年龄的球状星团，被微弱的线发射和一些年轻的星团所包围，是运动学上相关的。这个复合体的起源是个谜。星云的发射线允许金属丰度的测定，可以区分矮星系或其他可能的前体。我们使用欧洲南方天文台甚大望远镜的VIMOS仪器的综合场单元，使用线图、速度图和一些特征光谱的线诊断来研究形态、运动学和金属丰度。不同光谱的线比不同，表明高度结构化的HII区域，但定义了一个均匀的金属丰度的轨迹。强线诊断图和经验校准表明，氧丰度接近太阳，甚至超过太阳。气体的速度色散是最高的区域偏离明亮的集群。恒星形成可能在低水平上活跃。有证据表明在SH2区域存在一个大规模的盘状结构，这将使附近球状星团类似的径向速度更容易理解。高金属丰度并不适合作为祖先的矮星系。我们赞成的情况下，一个自由浮动的气体复杂的起源在合并2 Gyr前。经过很长一段时间，密度逐渐增加，直到最终达到恒星形成的阈值。SH2说明了大质量星团如何在恒星暴增之外形成，并且没有相当大的场人口。
2017-03-01 astro-ph.GA
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters XI: The Three-Dimensional Orientation of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy and its Globular Clusters
我们利用ACS对银河系球状星团的观测研究来研究人马座矮球状星系（Sgr）内部区域的空间分布。我们结合先前发表的分析，位于附近或在Sgr核心（M54，Arp 2，Terzan 7和Terzan 8）与一个新的分析弥漫的Sgr材料中确定的五个低纬度银河系隆起集群（NGC 6624，6637，6652，6681和6809）的背景下观察到的ACS调查的一部分。通过比较凸出集群CMD我们以前的分析M54/Sgr核心，我们估计这些背景功能的距离。来自四个Sgr成员星系团和五个Sgr背景特征的组合数据提供了九个独立的Sgr距离测量值，并且作为一个整体，提供了跨越20度的Sgr内部区域不同部分的统一测量和校准探针。这使我们能够，第一次，约束的三维方向的Sgr的破坏核心和球状星团系统，并比较该方向的预测的N体模型的潮汐破坏。Sgr碎片的密度和距离与主张Sgr核心质量相对较高和距离略大（28-30千秒差距，平均值为29.4千秒差距）的模型一致。我们的分析还表明，M54在Sgr dSph中心的投影上位于Sgr的前景约2 kpc。虽然这意味着星系团和Sgr核沿着视线有一个显著的对齐，但我们在分析中无法确定任何系统性的影响，这会错误地产生测量的2 kpc分离。最后，我们发现星团Terzan 7在四个Sgr核心星团中具有最大的差异距离（25 kpc），这可能表明与其他Sgr核心星团不同的动力学历史。
2011-08-31 astro-ph.GA
BALRoGO: Bayesian Astrometric Likelihood Recovery of Galactic Objects -- Global properties of over one hundred globular clusters with Gaia EDR3
我们介绍BALROGO：银河系天体的贝叶斯天体测量似然恢复，一个测量银河系球状星团和本星系群矮椭球的中心、有效半径和整体自行的公共代码，其数据与银河系场星混合。我们的方法提出了创新的方法，如表面密度适合允许强闯入者污染和适当的运动适合使用皮尔逊VII分布的闯入者，而不是经典的高斯混合配方。我们还使用非参数的方法来表示颜色星等图的恒星系统的成员资格的概率，以前来自表面密度和自行拟合的基础上。我们的方法的鲁棒性进行了验证，通过比较其结果与以前的估计从文献中，以及通过测试它的模拟数据从N体模拟。我们应用BALRoGO盖亚EDR 3数据超过100个银河系球状星团和9个本群矮椭球，我们提供的位置，有效半径，和散装自行车。最后，我们把我们的算法作为一个开源软件。
2021-04-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
Milky Way tomography with the SkyMapper Southern Survey: I: Atmospheric parameters and distances of one million red giants
精确测定大气参数（有效温度$T_{\rm eff}$、表面重力测井$g$和金属丰度[Fe/H]）和大型完整样本的距离，对于各种银河系研究至关重要。我们已经开发了一种光度测量方法来选择红巨星和估计其大气参数的光度颜色提供的SkyMapper南方调查（SMSS）数据发布（DR）1.1，使用恒星共同的LAMOST银河光谱调查作为训练集。距离的估计有两种不同的方法：一种是基于附近（$d \leq 4.5$ kpc）亮星的盖亚DR 2弛豫，另一种是基于远（$d > 4.5$ kpc）暗星的本征色$(g-i)_0$和光度金属丰度[Fe/H]预测的绝对星等。各种测试表明，我们的方法是能够提供大气参数的$\sim$ 80 K的精度为$T_{\rm eff}$，$\sim$ 0.18 dex的[Fe/H]和$\sim$ 0.35 dex的日志$g$，但在日志$g \sim$ 2.3的显着的系统误差。对于从$(g-i)_0$和测光[Fe/H]提供的距离，我们对球状星团成员星的测试显示出16%的中值不确定性，零点偏移可以忽略不计。利用该方法，从SMSS DR1.1中计算了近百万颗红巨星的大气参数和距离。盖亚DR 2的自行测量几乎适用于所有的红巨星，其中44%的红巨星的径向速度测量来自几次大型光谱巡天。该示例可在https://yanghuang0.wixsite.com/yangh/research上在…
2019-05-13 astro-ph.GA
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
Horizontal branch structure, age, and chemical composition for very metal-poor extragalactic globular clusters
Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院特别天体物理观测台）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Southern African Large Telescope Foundation（南半球大型望远镜基金会）；Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学列别捷夫天体物理研究所）；Department of Physics, Southern Federal University（南联邦大学物理系）
本文研究了非常金属贫乏extragalactic球状星团的水平分支结构、年龄和化学组成，首次确定了这些星团的参数及元素丰度。
2024-02-08 astro-ph.GA
Ghosts of Milky Way's past: the globular cluster ESO 37-1 (E 3)
上下文在银河系中，大多数球状星团都是几个世纪前发现的非常显眼的物体。然而，其中有几十个是微弱的，人口稀少的系统，主要是在上个世纪下半叶发现的。其中最暗的是ESO 37-1（E 3），因此它的研究仍然很少，到目前为止还没有发表光谱观测结果，尽管它在1976年被发现。目标。我们研究了球状星团E3，试图更好地约束它的基本参数.这里首次显示了E3区域的恒星光谱.方法.本文介绍并分析了低至V=26等E3的深、精密VI-CCD测光.低分辨率，中等信噪比光谱的9个候选成员进行了研究，以获得径向速度和金属丰度。利用UCAC 4星表中的自行数据，研究了E3明亮成员的运动学。结果等时线拟合表明，E3可能非常古老，年龄约为13 Gyr;它与太阳的距离接近10 kpc。它也有点富含金属，[Fe/H]=-0.7。关于它的运动学，我们初步估计它的自行是（-7.0+/-0.8，3.5 +/-0.3）mas/yr（或切向速度为382+/-79 km/s），径向速度为45+/-5 km/s，在太阳静止框架中。结论. E3是银河系中最有趣的球状星团之一。年老和富含金属显然是一种奇特的组合，只有在少数天体中才能看到，比如更引人注目的NGC 104（图卡坦半岛47）。此外，它的低光度和稀疏的人口使它成为研究星团生命最后演化阶段的独特模板。不幸的是，E3是已知的最难以捉摸和最具挑战性的球状星团之一，因为场污染严重阻碍了光谱…
2015-07-23 astro-ph.GA
Wide-field multi-color photometry of the Galactic globular cluster NGC 1261
（节略）这项工作更详细地研究了很少研究的南银河系球状星团NGC 1261中的恒星星族，包括其光度特性和特征。我们专注于集群的颜色星等图（CMD）的较亮的序列。像我们以前的工作一样，我们依赖于几个通带中的光度测量来获得更可靠的结果和结论。我们进行了新的多色测光的NGC 1261在UBVI达到关闭点以下的所有通带在一个相当广泛的集群领域，约14'x14'。我们在恒星星族中发现了几个不均匀性（“多重性”）的迹象。其中最突出的是：（1）星团中次巨星分支（SGB）星的径向分布与它们的U星等有关，较亮的星比较暗的星集中在99.9水平;（2）红巨星分支（RGB）星在U-（U-B）CMD中的位置与它们到星团中心的径向距离的关系，在（U-B）颜色中，蓝色的恒星部分向星团外围增加。此外，RGB亮度函数在凹凸区域中的径向变化是可疑的。我们假设在U方向较亮的SGB星和在（U-B）方向较蓝的RGB星都可能与蓝色水平分支星有关，因为它们在星团中的径向分布相似。我们从基于U的CMD中RGB的斜率和分支上RGB凸起的位置估计了NGC 1261的金属性。这些金属丰度指标分别给出[Fe/H]zw = -1.34 +/- 0.16 dex和[Fe/H]zw = -1.41 +/- 0.10 dex。我们分离出了18个可能的蓝离散者。它们比亮度在97.9%水平的低红巨星更集中。
2010-04-30 astro-ph.GA
Multichromatic colour-magnitude diagrams of the globular cluster NGC 6366
我们提出多色等时线适合的球状星团NGC 6366的颜色星等数据，哈勃空间望远镜高级相机巡天/宽视场通道和南方天体物理研究测光数据的基础上。我们校正了光度数据的微分红化，并计算了平均脊线的颜色星等图。我们比较了Dartmouth恒星演化数据库和Padova和TRieste恒星演化程序的等时线，它们都是从主序开始的微观扩散。包括以前对这个星团的所有测定，我们测试了金属丰度从[Fe/H]=-1.00到[Fe/H]=-0.50，年龄从9到13 Gyr。在确定了该星团的总消光比R_V=3.06+/-0.14之后，我们得到了该星团的参数E（B-V）=0.69+/-0.02（int）+/-0.04（ext），（m-M）_V=15.02+/-0.07（int）+/-0.13（ext），年龄=11+/-1.15 Gyr。演化模型未能在多波段色星等图中再现低Teff序列，表明它们仍然具有不完整的物理学。我们发现，达特茅斯恒星演化数据库的等时线比Padova和TRieste恒星演化代码更好地拟合亚巨星分支和低主序星。
2013-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sodium abundances of AGB and RGB stars in Galactic globular clusters II. Analysis and results of NGC 104, NGC 6121 and NGC 6809
我们分析了银河系球状星团（GC）NGC 104、NGC 6121和NGC 6809中大量AGB和RGB星样本的高分辨率光谱，并确定了它们的Na丰度。这是NGC 6809中的AGB星首次被瞄准。此外，我们用同样的方法重新分析了NGC 6752的数据档案。为了研究AGB Na丰度分散对GC参数的依赖性，我们将我们获得的AGB [Na/H]分布（包括本系列第一篇论文中提出的NGC 2808）与其他四个GC的文献数据进行了比较，即，总共九个GC，涵盖广泛的GC参数。我们发现NGC 104和NGC 6809具有可比较的AGB和RGB Na丰度分布，而NGC 6121显示缺乏非常富Na的AGB星。通过分析所有9个GC，Na丰度和多个人口的AGB星显示了一个复杂的图片。在某些GC中，AGB星与RGB星具有相似的Na丰度和/或第二人口分数，而有些GC则没有富Na的第二人口AGB星，并且存在两个极端之间的各种情况。此外，AGB第二布居分数与GC全局参数的拟合关系表明，AGB第二布居分数与GC中心浓度有较弱的相关性，而与其他GC参数的相关性不强。目前的数据基本支持FRMS情景的预测。然而，考虑到微弱的观测和理论趋势，分散和例外的存在，第二人口AGB星的比例可以受到不止一个或两个因素的影响，甚至可能是随机性的结果。
2017-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Identification of Faint Chandra X-ray Sources in the Core-Collapsed Globular Cluster NGC 6397: Evidence for a Bimodal Cataclysmic Variable Population
我们已经用哈勃太空望远镜的高级巡天照相机在H-α、R和B波段对79个钱德拉X射线源进行了光学识别，这些X射线源位于附近的核心坍缩的球状星团NGC 6397的半质量半径内。这些图像的光度使我们能够根据颜色-幅度图位置对候选对应物进行分类。除了恢复9个先前检测到的激变变星（CV），我们已经确定了6个额外的微弱CV候选者，共42个活动双星（AB），两个毫秒双星（MSP），一个候选的活动星系核，和一个候选的相互作用星系对。在79个源中，有69个有可能的光学对应物。NGC 6397中的15个可能的CV主要分为两组：一组较亮的6个，其光学发射主要来自次级和吸积盘;另一组较暗的7个，其光学发射主要来自白矮星。有两个可能的过渡对象位于这些组之间。最暗的CV可能位于CV周期分布的最小值附近，预计会出现累积。较亮CV的空间分布比较暗CV和活动双星的空间分布更集中。这可能代表了一个演化过程的结果，在这个过程中，CV是由动力学相互作用产生的，例如在星团中心附近的交换反应，并且随着它们的年龄和变得更暗，在它们的寿命中分散到更大的轨道半径。
2011-06-09 astro-ph.GA
Gaia Data Release 2: Kinematics of globular clusters and dwarf galaxies around the Milky Way
本文的目标是展示盖亚任务第二次数据发布的出色质量及其约束银河系卫星动力学许多不同方面的力量。我们在这里集中于确定自行的75个银河系球状星团，9个矮球状星系，一个超暗系统，和大，小麦哲伦云。利用从盖亚档案中提取的数据，我们推导出了这些系统的自行和惯性，以及它们的不确定性。我们证明，统计和系统的错误，是比较好理解的。我们将这些物体的轨道整合到三种不同的银河系势能中，并描述了它们的特性。我们在各种表格中提供了导出的自行、空间速度和特征轨道参数，以方便天文学界使用。我们有限而直接的分析使我们能够（i）确定球状星团的绝对和非常精确的自行;（ii）在至少五个球状星团的自行中检测到清晰的旋转特征;（iii）表明银河系的卫星都在高倾角轨道上，但它们不共享一个运动平面;（iv）基于狮子座I矮椭球体是束缚的假设，推导出银河系的质量下限为9.8 ^{+6.7}-2.7} × 10 ^{11} Msun;（v）仅根据自行推导出大麦云云的旋转曲线，该曲线与视线速度曲线相竞争，现在使用许多数量级更多的来源;（vi）揭示动力学效应的酒吧对恒星的运动在大麦云云。所有这些结果都突出了盖亚天体测量任务令人难以置信的力量，特别是它的第二次数据发布。
2020-11-22 astro-ph.GA
The Axial Zone of Avoidance in the Globular Cluster System and the Distance to the Galactic Center
我们已经检查了在银河系的球状星团（GC）系统中是否存在一个沿银河系自转轴方向的回避区，并在轴对称近似下对该回避区进行了参数化。我们表明，一个明确的结论轴向区域的存在，避免和它的参数不能达到的基础上最大化的形式锥的避免由于GC系统的离散性。的模糊性允许建设的代表性的空隙在GC系统中的一组最大半径的椭圆形的圆柱形的空隙要克服。由于我们的研究，我们已经设法确定了具有相似特征的北部和南部轴向回避区。回避的组合区可追溯到$|Z| \gtrsim 1$ kpc，形状类似于一个双锥，其轴穿过最大GC数密度的区域。通过模拟GC的银心纬度分布，我们确定了回避锥的半角$α_0 = 15.0^{+2.1}_{-4.1}$ deg和到银心的距离$R_0 = 7.3 \pm 0.5$ kpc（在Harris（1996）星表的比例尺中，2010年版本），即从太阳到锥轴与中心--反中心线交点的距离。对从银河系天体获得的校准进行校正，仅得到$R_0 = 7.2 \pm 0.5|_{stat} \pm 0.3|_{calib}$ kpc的估计值。所发现的特征处的回避区本质上是随机的概率为$\le 2\%$。我们已经揭示了回避带在垂直于中心-反中心轴的方向上延长的证据，正如这个带的南北差异一样，这可能是由于麦哲伦云的影响。讨论了在星系外GC系统中类似回避带的可探测性。
2017-12-29 astro-ph.GA
Observing multiple populations in globular clusters with the ESO archive: NGC 6388 reloaded
富含金属且古老的球状球状星团（GC）NGC 6388是银河系中质量最大的球状星团之一（M ~ 10^6 Msun）。然而，它的多个恒星星族的光谱特性只依赖于32颗红巨星（其中只有7颗是用UVES观测的，其余的是用GIRAFFE观测的），因为观测一个相当遥远的星系团很困难，被凸起和盘场恒星严重污染。我们使用有史以来最大的望远镜设施绕过了这个问题：欧洲南方天文台（ESO）档案。通过选择其他计划确定的成员星，我们得到的大气参数和完整的15个物种的高分辨率UVES光谱在NGC 6388的另外17个红巨星分支星的丰度。我们确认，没有金属分散是可感知的，在这个GC。大约30%的恒星具有第一代恒星的原始组成，大约20%的恒星具有极其修改的第二代组成，一半的恒星具有中间组成。在Al-O和Na-O平面上，恒星明显地分布成三个离散的群。我们发现大量的线索，需要一个以上的一类污染物，以重现NGC 6388中的中间成分的组成。在重污染组分中，Mg+Al之和随Al的增加而增加。Mg+Al+Si的总和是恒定的，并且是第一代污染物在高于约70 MK的温度下热氢燃烧的化石记录，其有助于形成该集群中的多个种群。
2018-02-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of a nuclear star cluster through the inspiral of globular clusters: A case study of the dwarf elliptical galaxy UGC 7346
Institute of Space Technology（太空技术研究所）；National Centre of GIS and Space Applications（国家地理空间与空间应用中心）；New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学）；Center for Astrophysics and Space Science（天体物理学与空间科学中心）；Vanderbilt University（范德堡大学）；Fisk University（菲斯克大学）；Nicolaus Copernicus Astronomical Centre, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Main Astronomical Observatory, National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院主天文台）
研究通过模拟球状星团的进蚀过程，探讨了矮椭圆星系UGC 7346中核星团的形成机制，并发现其可能在约2-3亿年内形成一个质量为(4.1-4.5)×10^5 M_⊙的核星团。
2026-05-19 astro-ph.GA
The SLUGGS survey: combining stars, globular clusters and planetary nebulae to understand the assembly history of early-type galaxies from their large radii kinematics
我们调查了九个附近的早型星系的运动学性质的证据盘状组件。这些星系中有三个位于场中，五个在星系团中，只有一个在星系团环境中。通过将恒星的运动学与球状星团（GC）和行星状星云（PNE）的运动学相结合，我们探测了我们星系的外部区域，直到$\sim$ 4-6 Re。六个星系的PNE和红色GC表现出良好的运动学对准的恒星，其旋转发生沿光度主轴的星系，这表明无论是PNE和红色GC是很好的示踪剂的基础恒星星族超出了跟踪的恒星。此外，蓝色GC也显示出与这六个星系中红色GC总体一致的旋转。剩下的三个星系显示运动学扭曲和不对准的PNE和GC相对于底层恒星，这表明最近的星系相互作用。通过与模拟结果的比较，我们认为，所有六个在大半径（>2-3 Re）下表现出相似的色散主导运动学的排列星系都具有相似的晚期（$z<1$）组装历史，其特征是小型合并（质量比<1：10）。不同的Vrot/ $σ$轮廓是早期（$z>1$）小合并（1：10<质量比<1：4）的结果，对于四个具有峰值和降低Vrot/ $σ$轮廓的星系，以及两个具有平坦Vrot/ $σ$轮廓的星系的晚期小合并。这三个错位的星系可能是通过多次后期小合并形成的，这些合并增强了它们在所有半径上的速度色散，或者是一次后期大合并，在大半径上旋转了两个GC子种群。因此，透镜星系可以有复杂的合并历史，形成其特征的运动学轮廓形状。
2021-04-13 astro-ph.GA
Mining SDSS in search of Multiple Populations in Globular Clusters
最近的几项研究报道了沿着某些球状星团（GC）的红巨星分支（RGB）检测到异常的颜色扩散，这种颜色扩散只有在考虑包括近紫外波段（如Johnson U或Stromgren u）的颜色指数时才会出现。这种颜色指数（如U-B或c_{y}）的异常扩散已被证明与轻元素（如C、N、O、Na等）丰度的变化相关，而这又被普遍认为与星团生命中最早的几个10^{8}年中发生的后续恒星形成事件有关。在这里，我们使用公开可用的u，g，r斯隆数字巡天测光搜索异常的u-g传播的9个银河系GC的RGBs。在其中的7个（M2，M3，M5，M13，M15，M92和M53）中，我们发现了u-g颜色的统计学显著分布的证据，在g-r中没有看到，也没有被观测效应所解释。在M5的情况下，我们证明了所观察到的u-g颜色传播与所观察到的Na丰度相关，红色的恒星比蓝色的更富含Na。在所有七个显示出显著的u-g色扩散的星团中，我们发现在（g，u-g）色星等图中，RGB红边和蓝边的恒星具有显著不同的径向分布。特别是，在数据采样的范围内（0.5 r_{h} < r < 5 r_{h}），红色恒星（在目前的情况下，通常被认为是第二代星团恒星）总是比蓝色恒星（通常被认为是第一代星团恒星）更集中，这与最近一些GC形成和化学演化模型的预测在定性上一致。我们的研究结果表明，第一代和第二代恒星之间的径向分布的差异可能是GC的一般特征。
2010-11-03 astro-ph.GA
Blood ties: the real nature of the LMC binary globular clusters NGC 2136 and NGC 2137
本文利用欧洲南方天文台甚大望远镜FLAMES多光纤观测系统获得的高分辨率光谱数据，计算了两个年轻大麦云星团NGC 2136和NGC 2137的运动学和化学性质。这两个星团代表了一个被怀疑是双星系统中的LMC星团对的典型例子：事实上，星团的重心在天空中的角距小于1.4弧分。对NGC 2136中7颗巨星和NGC 2137中4颗巨星的光谱分析表明，这两个星团具有非常相似的系统径向速度，即Vrad=271.5 \pm 0.4 km/s（sigma=1.0 km/s）和Vrad=270.6 \pm 0.5 km/s（σ =0.9 km/s），它们也具有不可区分的丰度模式。NGC 2136的铁含量为[Fe/H]=-0.40 \pm 0.01 dex（sigma=0.03 dex），NGC 2137的铁含量为-0.39 \pm 0.01 dex（sigma=0.01 dex），而两个星团的[α/Fe]比率大致与太阳相同。这些发现表明，这两个星系团是引力结合的，它们是由化学上均匀的同一分子云的碎片形成的。这是第一次明确证实大麦哲伦星系团对的二元性质。这个系统最有可能的命运是在与其轨道周期相当的时间尺度上合并成一个单一的结构。
2012-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The S-PLUS Fornax Project (S+FP): Mapping globular clusters systems within 5 virial radii around NGC 1399
本研究依托S-PLUS巡天12波段数据，构建了天炉座星系团内迄今最大的球状星团候选体样本，设计了候选体筛选方法，分析了其颜色、光度函数特征，并首次探究了该星系团球状星团的大尺度分布规律。
2025-03-19 astro-ph.GA
A new Milky Way halo star cluster in the Southern Galactic Sky
本文报道一个新的银河系伴星系统的发现，其位置为（RA，Dec）=（22h10m43.15s，+14：56：58.8）。这一发现是使用SDSS的第八次数据发布后，应用一种自动化的方法来搜索在重子振荡光谱调查足迹的超密度。利用CFHT-MegaCam进行了后续观测，结果表明该系统是由一个老的恒星星族组成，距离为31.9+1.0-1.6 kpc，半光半径r_h = 7.24+1.94-1.29 pc，浓度参数c = 1.55。系统等时线与其色星等图的拟合结果为log（年龄）= 10.07+0.05-0.03和[Fe/H] = -1.58+0.08-0.13。这些量是典型的球状星团在MW晕。新发现的天体是低恒星质量的，其观测到的相对于背景的过量是由96 +/- 3恒星引起的。其背景净化光度函数的直接积分导致MV = -1.21 +/- 0.66的绝对星等。得到的表面亮度为uV = 25.9 mag/arcsec 2。它在M_V vs. r_h图中的位置接近于被识别为星团的AM4和Koposov 1。该天体很可能是一个非常微弱的星团--是迄今发现的最微弱、质量最低的系统之一。
2013-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
New cluster members and halo stars of the Galactic globular cluster NGC 1851
NGC 1851是一个有趣的银河系球状星团，具有多个恒星演化序列，轻和重元素丰度变化以及周围恒星晕的迹象。我们提出的第一个红巨星的光谱研究结果内和外的潮汐半径的这个集群。我们的研究结果确定了9个可能的新的集群成员（潮汐半径内）与日心径向速度与NGC 1851一致。我们还确定，根据他们的径向速度，四个可能的潮外星团晕星的距离高达~3.1倍的潮汐半径，这是支持以前的发现，NGC 1851是由扩展的恒星晕包围。这13颗恒星中有12颗有自行，并且都与NGC 1851的自行一致。除了星系团成员和星系团晕星，我们观察到的径向速度分布与由Galaxia代码生成的贝桑松盘/N体恒星晕银河系模型的预期分布一致，这表明在我们的领域中不存在其他不同径向速度的结构。这些恒星的金属丰度估计使用近红外钙三重态吸收线的等效宽度测量，并发现，在这种方法的限制，是一致的NGC 1851。此外，我们恢复110红巨星星团成员从以前的研究的基础上，他们的径向速度和识别三颗恒星异常高的径向速度。
2015-07-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The globular cluster systems of 54 Coma ultra-diffuse galaxies: statistical constraints from HST data
我们使用来自HST后发座星系团财政部计划的数据来评估54个后发座超漫射星系（UDG）的球状星团系统（GCS）的丰富性，其中18个的半光半径超过1.5 kpc。我们使用一个分层贝叶斯方法测试了大量的模拟数据集，以始终占昏迷中的高和空间变化的背景计数。这些包括背景星系和星系团内GC（ICGC），它们以概率的方式从成员GC中分离出来。我们没有发现像银河系那样丰富的GCS候选者，我们的样本具有典型的矮星系GCS。在GCS丰度与晕质量的标准关系中，33个星系以90%的概率具有位力质量$M_{vir}\leq10^{11}M_\odot$。只有三个人有$M_{vir}>10^{11}M_\odot$具有相同的信心。UDG GC的平均颜色和颜色分布与ICGC的丰富群体的平均颜色和颜色分布无法区分。在我们的样本中的大多数UDG是一致的恒星质量和GC丰富的“正常”矮星系之间的关系。然而，有9个系统显示的GCS比其他系统丰富3倍或更多（概率为90%）。其中6个的尺寸为$\lesssim1.4$ kpc。我们的研究结果意味着，负责扩展的UDG的大小和增强GC丰富的一些集群矮星的物理机制是最弱的相关性。
2018-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Far-Ultraviolet Observation of the Globular Cluster NGC 6397
本文对球状星团NGC 6397的核心区域进行了远紫外（FUV）和近紫外（NUV）观测研究。这些观测是由哈勃太空望远镜上的空间望远镜成像光谱仪（STIS，FUV）和宽视场相机3（WFC 3，NUV）获得的。在这里，我们集中讨论了紫外亮的恒星星族，如蓝离散星（BS），白矮星（WD）和激变变星（CV）。我们提出了第一个FUV-NUV色星等图（CMD）为这个集群。为了支持我们的分类的恒星星族，我们比较我们的FUV-NUV CMD光学数据从ACS调查的银河系球状星团。FUV-NUV CMD指示位于WD区域的16个源，以及STIS FUV数据的25“x 25”内的10个BS。18个钱德拉X射线源位于FUV视场内。其中13个有NUV对应物，其中9个源也有FUV对应物。其中，五个源是以前建议的CV，实际上所有五个都位于我们的FUV-NUV CMD中的WD/CV区域。另一个CV只有FUV，但没有NUV对应物。我们还检测到一个NUV（但没有FUV）对应的MSP位于这个集群的核心。CV和MSP的NUV光变曲线显示CV的典型闪烁行为。我们发现，BS和CV是最集中的人口。这可能是质量分离的影响，或表明BS和CV的首选出生地通过动力学相互作用在致密的核心区域的GC。HB星是最不集中的星群，在核心最里面的区域没有。
2017-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Identification of Faint Chandra X-ray Sources in the Core-Collapsed Globular Cluster NGC 6752
利用哈勃空间望远镜ACS/WFC对B435、R625和H α的深空成像，我们对位于附近（d = 4.0 kpc）、核心坍缩的球状星团NGC 6752的1.9弧分半质量半径范围内的39个钱德拉X射线源进行了光学鉴别。这些图像的光度学允许我们主要基于颜色-幅度和颜色-颜色图位置对候选对应物进行分类。颜色-颜色图对于量化H α线等效宽度特别有用。除了恢复11个以前检测到的光学对应物，我们提出了20个新的光学ID。总共有16个可能或不太确定的激变变星（CV），9个可能或不太确定的色球活动双星，3个星系和3个活动星系核（AGN）。后三个来源，这已被确定为可能的CV由以前的调查，现在似乎是河外天体的基础上，他们的自行。正如我们之前在NGC 6397中发现的那样，NGC 6752中的CV候选者分为一个明亮的组，相对于关闭质量恒星集中在中心，以及一个暗淡的组，其空间分布与关闭质量恒星更相似。这是一致的进化的情况下，CV是由集群中心附近的动力学相互作用和扩散到更大的半径轨道，因为他们的年龄。
2017-06-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
FSR 1716: A new Milky Way Globular Cluster confirmed using VVV RR Lyrae stars
我们使用Vía Láctea（VVV）巡天中VISTA变星的深多历元近红外图像来搜索朝向南银河系平面的RR天琴座恒星。在这里，我们报告的发现，一组RR天琴座恒星靠近在VVV瓦片d 025。对VVV图像和PSF测光的检查显示，这些恒星中的大多数可能属于一个球状星团，与先前已知的星团FSR\，1716的位置相匹配。该区域的恒星密度图为这个候选球状星团提供了一个$>100$ sigma探测器，其中心坐标为赤道坐标$RA_{J2000}=$ 16：10：30.0，$DEC_{J2000}=-$ 53：44：56;银河系坐标$l=$ 329.77812，$b=-$ 1.59227。这个天体的色星等图显示了一个人口稠密的红巨星分支，在$K_s=13.35 \pm 0.05$和$J-K_s=1.30 \pm 0.05$有一个突出的红色团块。我们给出了星系团RR天琴座的位置、大小、颜色、周期和振幅。天琴座RR的存在表明它是一个古老的球状星团，年龄为$>10$ Gyr。我们把这个对象作为奥斯特霍夫I型球状星团，根据其RR天琴座ab型，$<P>=0.540$天的平均周期，并认为这是一个相对贫金属与$[Fe/H] = -1.5 \pm 0.4$ dex的集群。这个星团的平均消光和红化分别是$A_{K_s}=0.38 \pm 0.02$和$E(J-K_s)=0.72 \pm 0.02$ mag，这是从天琴…
2017-03-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
CNO and F abundances in the globular cluster M22 (NGC 6656)
最近的研究证实了长期以来的怀疑，即M22具有与欧米茄Cen相似的金属丰度分布和复杂的化学富集历史。M22是银河系中质量最大的球状星团之一，它的色星等图和化学丰度揭示了子星群的存在。为了进一步限制M22的化学多样性，解释其核合成历史所必需的，我们试图测量关键元素（碳，氮，氧和氟）的相对丰度比最好的研究，或只有可用的，使用高分辨率光谱在红外波长。在双子座-南望远镜上，凤凰号获得了9颗红巨星的高分辨率（R = 50，000）和高信噪比的红外光谱。化学丰度计算通过一个标准的一维局部热力学平衡分析，使用Kurucz模型大气。我们推导出[Fe/H]=-1.87至-1.44，确认在红外波长处M22确实呈现[Fe/H]扩展。我们还发现大的C和N丰度的传播，这证实了以前的结果在文献中，但基于一个较小的样本。我们的研究结果表明，在A（C + N + O）的传播~0.7 dex。与单金属GC类似，M22呈现出强的[Na/Fe]-[O/Fe]-[O]关系，这是由K带中的Na和CO线导出的。我们首次恢复了M22的F丰度，发现它表现出0.6 dex的变化。我们发现了一个平坦的A（F）-A（O）的关系相比，更高的金属丰度GC的初步证据。我们的研究证实并扩展了这个复杂恒星系统中的化学多样性。迄今为止研究的所有元素都显示出大的丰度分布，这需要大质量和低质量恒星的贡献。
2012-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Survey of multiple populations in globular clusters among very low-mass stars
最近的工作表明，近红外哈勃太空望远镜（HST）测光允许我们解开多个人口（MP）之间的M矮星的球状星团（GC）和调查这一现象在非常低质量（VLM）的恒星。本文给出了9个GC和疏散星团NGC 6791在HST F110 W和F160 W波段上的色星等图，显示了膝头以下的主序变宽或分裂，从而为VLM星中主序的存在提供了证据。相比之下，NGC 6791的MS与单一群体一致。M矮星的颜色分布在不同的GC之间有很大的变化，颜色宽度与星系团的质量有关。我们的结论是，MP无处不在，品种，并依赖于GC质量的VLM和更大质量的恒星共同的属性。我们结合了对NGC 2808和NGC 6121（M 4）的紫外、光学和近红外观测，从MS关闭到VLM状态，识别了MP和广泛的恒星质量（~ 0.2 - 0.8M），并首次测量了它们的质量函数（MFs）。我们发现，MP的分数不依赖于恒星的质量，他们的MF有类似的斜率。这些发现表明MP的性质不依赖于恒星质量。在第二代在比第一代更高密度的环境中形成的情况下，MP以相同的初始MF形成的可能性表明它不依赖于环境。
2022-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
