2MASS photometry and age estimate of globular clusters in the outer halo of M31
本文首次给出了M31远外区10个经典球状星团的2 MASS成像的J、H和K_s测光结果。结合以往文献中的V和I光度数据，我们构建了J-K_s和V-I之间的颜色-颜色图。通过比较综合光度测量与演化模型，我们估计这些集群的年龄。结果表明，所有年龄组均大于$3\times 10^9$岁，其中4例大于10岁，其余6例介于3-8岁之间。这些外晕GC的质量从$7.0\times 10^4 M_sun$到$1.02\times 10^6 M_sun$。我们认为，年龄、金属丰度和距离模量相近的GC 2和GC 3，如果不是在原地形成{ \it}，则是从同一个卫星星系吸积而来的。统计结果表明，这10个M31外晕GC的年龄和金属丰度不随投影径向位置的变化而变化，不存在年龄与金属丰度的关系。
2011-11-11 astro-ph.CO
Chemo-dynamical substructure in the M31 inner halo globular clusters: Further evidence for a recent accretion event
基于金属丰度的选择，我们确定了一个显着的子人口的内晕球状星团在仙女座星系，我们命名为杜莱斯结构。它是一个由10-20个球状星团组成的同向旋转星团，在运动学上与大多数内晕星团不同，平均来说比大多数内晕星团更贫金属。有趣的是，这个杜莱斯结构的轨道轴与最近使用仙女座外晕中的球状星团子种群确定的年轻吸积事件的轨道轴紧密对齐，这强烈暗示了两者之间的因果关系。如果这种联系得到证实，那么对杜来结构中球状星团运动学的一个自然解释是，它们追踪到了在过去几十亿年中仙女座星系晕中大量祖先（~10^11 Msun）的吸积，这可能是作为一个更大的星系团陷落的一部分发生的。
2022-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Do globular clusters possess Dark Matter halos? A case study in NGC 2419
我们使用最近发表的测量球状星团NGC 2419的运动学，表面亮度和恒星的质光比检查的可能性，这星系晕卫星是嵌入在低质量的暗物质晕。NGC 2419是一个很有希望的研究目标，因为它的极端银河系中心距离和大质量将大大促进暗物质的保留。用马尔可夫链蒙特卡罗方法研究了包含恒星和暗物质组分的复合动力学模型。我们发现，不太可能有大量的暗物质（少于约1000个）。如果恒星遵循各向异性的Michie模型，而暗物质遵循双幂律模型，那么星团潮汐极限内的发光质量的6%）就可以存在。然而，我们发现，更一般的模型，使用一种新的技术，我们已经开发出计算非参数的解决方案的球形Jeans方程，建议存在一个显着的暗物质部分（约两倍的恒星质量）。因此，目前还不能完全排除NGC 2419周围存在暗物质晕的可能性，但在10弧分可见范围内的任何暗物质都必须高度集中，不能超过1.1x10^6太阳质量（99%置信度），这与对该结构可能存在前身晕的预期形成了鲜明对比。
2012-10-30 astro-ph.CO
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
Globular clusters vs dark matter haloes in strong lensing observations
爱因斯坦环或巨弧的图像中的微小扭曲提供了探测质量低于$10^9$ M $_{\odot}$的暗物质晕或亚晕的令人兴奋的前景，其中大多数都太小，无法形成可见的星系。在宇宙演化的冷暗物质模型中，预计存在大量这样的晕;相反，其他模型，如暖暗物质，预测没有晕低于这个数量级，这取决于暖暗物质粒子的性质。因此，试图探测这些小扰动可以区分不同种类的暗物质粒子，甚至完全排除冷暗物质模型。透镜星系中的球状星团也会引起图像的扭曲，原则上，这可能会污染测试。本文研究了室女星系团中六个早型星系中球状星团的总体分布。我们发现质量为$\sim10^6$ M $_{\odot}$的球状星团的数密度与暗物质扰动物（包括透镜中的次晕和沿视线的晕）的数密度相当。我们发现，在球状星团和暗物质晕的质量集中程度非常不同，导致不同的透镜畸变。这些可以用毫角秒分辨率的成像来检测，这种成像可以区分球状星团和暗物质晕信号。
2017-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Ejection of Dark Matter from Globular Clusters
我们分析调查是否在与恒星的近距离接触，一个暗物质粒子可以加速以上的逃逸速度的球状星团和被弹出。我们发现，这种机制是不足以弹出一个大规模的，扩大暗物质晕到目前为止。结合对可能没有被潮汐剥离的孤立球状星团的观测，这些结果对球状星团在暗物质晕中形成的情景产生了怀疑。
2020-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving Globular Cluster Formation within a Cosmological Context
我们把限制形成红移的蓝色球状星团（BGC），独立的流体动力学和人口III恒星形成的细节。观测到的银河系中BGC的径向分布表明，它们形成于高红移的偏置暗物质晕中。因此，在LCDM中，对高达z~10的~1 Mpc盒的模拟必须解决BGC形成。我们发现，大多数晕星可以产生于被破坏的BGC和其他低质量的集群，形成在高红移。我们提出了一个概念验证模拟，捕捉球状星团的形成。
2009-10-21 astro-ph.CO
The M33 Globular Cluster System with PAndAS Data: The Last Outer Halo Cluster?
我们使用CFHT/MegaCam数据来搜索M33中的外晕星团，作为泛仙女座考古调查（PAndAS）的一部分。这项工作将以前的研究扩展到50 kpc的投影半径，覆盖40多平方度。我们只发现了一个新的明确的星团，除了以前已知的五个在M33外晕（10 kpc <= r <= 50 kpc）。虽然我们确定了2440集群候选人的不同程度的信心，从我们的客观图像搜索程序，几乎所有这些都可能是背景污染物，大多是暗淡的未解决的星系。我们测量的光度，颜色和结构参数的新的集群除了五个以前已知的外晕集群。在22 kpc的投影半径下，这个新的星系团比其他外晕星系团略小、暗、红，g' ~ 19.9，（g'-i '）~ 0.6，浓度参数c ~ 1.0，核心半径r_c ~ 3.5pc，半光半径r_h ~ 5.5pc。与M31相比，M33的外晕星团如此之少，表明M33的外晕星团被M31潮汐剥离，或者M33的吸积历史非常不同，更加平静。
2011-01-12 astro-ph.CO
The correlation between the sizes of globular cluster systems and their host dark matter haloes
球状星团（GC）的整个系统的大小取决于GC本身的形成和破坏历史，但也取决于他们居住的暗物质（DM）晕的组装，合并和吸积历史。最近的工作表明，在球状星团系统中球状星团的总质量与其宿主暗物质晕的质量之间存在线性关系，这是从弱透镜校正的。在这里，我们扩展到GC系统的大小，通过研究附近星系群中星系周围GC的径向密度分布。我们发现GC系统的径向密度分布与de Vaucouleurs分布很好地拟合。结合我们的结果与文献中的结果，我们发现GC系统的有效半径与其宿主DM晕的维里半径（或质量）之间存在紧密的关系（$\sim 0.2$ dex散射）。这种关系（$R_{e, GCS} \propto R_{200}^{2.5 - 3}$）的陡峭的非线性依赖性目前还没有得到很好的理解，但这是一个重要的线索，关于组装历史的DM晕和GC系统，他们的主机。
2017-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The globular clusters-stellar haloes connection in early type galaxies
本文探讨了早期型星系的恒星星族是否以及在多大程度上可以通过其球状星团系统的颜色分布来追踪。基于室女座ACS数据的星系样本的分析，是先前在巨型椭圆星系NGC 1399和NGC 4486的情况下取得成功的方法的扩展，并假设两个占主导地位的GC种群沿着扩散的恒星星族形成，共享集群化学丰度和空间分布。结果表明：（a）综合星系颜色可以在光度不确定度范围内匹配，并且与一个狭窄的年龄范围相一致;（b）推断的质量光度比和恒星质量在文献中可获得的数值范围内; c）大多数球状星团系统在由团簇形成效率定义的体积空间中占据厚平面，恒星总质量和投影表面质量密度。红色星团的形成效率参数显示出与投影恒星质量密度的依赖关系，而蓝色球状星团则没有。反过来，最亮的星系似乎明显脱离该平面，作为过去主要合并的可能结果; d）恒星质量-金属丰度关系相对较浅，但在$M_*\approx 10^{10} M_\odot$处显示出斜率变化。恒星质量较小的星系团主要表现为单峰球状星团颜色分布。这一结果可能表明，质量较小的星系无法保留化学富集的星际物质。
2009-05-04 astro-ph.CO
Dark Matter Halos in Galaxies and Globular Cluster Populations
我们结合了一个新的，全面的数据库球状星团人口在所有类型的星系与一个新的校准星系晕质量完全基于弱透镜。将这两组数据相关联，我们发现质量比$η\equiv M_{GCS}/M_{h}$（球状星团的总质量除以晕质量）基本上恒定在$\langle η\rangle \sim 4 \times 10^{-5}$，这有力地证实了文献中早期的建议。球状星团是唯一已知的恒星群体，其形成基本上与宿主星系晕质量成正比。$η$的内在散射似乎是最多0.2德克斯，我们认为，这种散射是由于不同程度的潮汐剥离的球状星团系统之间的中央和卫星星系。我们认为，这种相关性可以理解，如果大多数球状星团形成在星系演化的早期阶段，在很大程度上避免了反馈过程，抑制了大部分的场星形成在其宿主星系。$η$的实际平均值还表明，原星系中存在的\emph{initial}气体质量中大约有$1/4$聚集到大到足以形成大质量、密集的星团的GMC中。最后，我们对$\langle η\rangle$的定标表明，银河系和M31的晕质量分别为$(1.2\pm0.5)\times 10^{12} M_{\odot}$和$(3.9\pm1.8)\times 10^{12} M_{\odot}$.
2014-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Do Ultra-Diffuse Galaxies Follow the Globular Cluster-Halo Mass Relation?
本文利用大半径运动学拟合得到的独立晕质量考察5个超弥散及类超弥散星系，发现它们遵循GC数量–晕质量关系，却系统性偏离恒星质量–晕质量关系。
2025-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clues on the Missing Sources of Reionization from Self-consistent Modeling of Milky Way and Dwarf Galaxy Globular Clusters
球状星团是古老恒星形成的独特痕迹。我们通过模拟银河系类型星系的球状星团种群的形成和动力学演化，利用Via Lactea II模拟的合并树，确定了整个宇宙时间内球状星团的形成效率。所有的模型都被限制在再现孤立矮星中观测到的球状星团的比频率和初始质量函数。球状星团的轨道，然后计算在一个随时间变化的引力势后，他们无论是吸积从卫星晕或形成在原位，在银河系晕。我们发现，银心距离和球状星团的金属丰度分布是非常敏感的球状星团的形成效率的红移和晕质量的函数。我们最精确的模型揭示了球状星团形成效率在z~2和z~7-12处的两个明显的峰值，并且倾向于形成效率随着晕质量的减少而适度增加，这与反馈调节恒星形成的预期相反。这个模型精确地再现了银河系中球状星团的位置、速度、质量函数、金属丰度分布和年龄分布，并预测约40%的球状星团是在银河系晕内原位形成的，而其他约60%是从大约20个Vc > 30 km/s的卫星矮星系中吸积而来的，约29%或所有的球状星团是在红移z > 7时形成的。这些结果进一步加强了球状星团的形成是高红移星系中恒星形成的一种重要模式的观点，并可能在星系际介质的再电离中发挥重要作用
2014-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence Against Dark Matter Halos Surrounding the Globular Clusters MGC1 and NGC 2419
皮布尔斯（Peebles，1984）首先提出了古老的球状星团（GC）是在其自身的暗物质晕中心形成的猜想，最近又重新提出来解释在许多GC中观察到的令人困惑的丰度模式。在本文中，我们证明了孤立的GC的外部恒星密度分布是非常敏感的扩展的暗晕的存在。GC NGC 2419位于距离我们银河系中心90 kpc的位置，而MG C1位于距离M31中心约200 kpc的位置，是测试GC在大质量暗晕中心形成的理想实验室。将分析模型与这些GC的观测结果进行比较，我们得出结论，这些GC不可能嵌入维里质量大于10^6 Msun的暗晕中，或者等价地说，暗物质晕质量与恒星质量之比必须为Mdm/M_*<1。如果这些GC确实在它们的一生中在弱潮汐场中轨道运行，那么这些限制意味着这些GC不是在它们自己的黑暗晕中形成的。最近的观察，在GC NGC 1851的扩展恒星晕也解释在我们的分析模型的背景下。这些结果的GC的形成的影响进行了简要讨论。
2011-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular Clusters in a Cosmological N-body Simulation
将恒星动力学模型球状星团引入到Via-Lactea II（VL-2）模拟的暗物质晕的重构版本中，以跟踪星团潮汐质量损失和恒星流形成。星系团最初是在其局部的次星系晕中演化，后来被吸积到主星系晕中。恒星不断地从星团中移出，但是那些出现在次星系晕中的恒星在吸积到主晕中时，会分散成一条宽阔的溪流。一旦星团进入主晕，存活至今的稀薄潮汐流就可以开始形成。一个更高的红移开始将星团置于更密集的晕中，在那里它们受到更强的潮汐，导致更高的平均质量损失率。一个z=3的开始导致了一组丰富的星流，几乎所有在100 kpc以内的星流中都有一个残留的祖先星团。相比之下，在z=8的开始，所有吸积到主晕上的星团都完全溶解。这些结果进行了比较，现有的数据牛奶路流，其中大多数流没有明确关联的球状星团。这一点，如果一般来说是正确的话，就意味着在高红移处，质量大的球状星团的数量至少是原来的两倍。
2018-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Extending the Globular Cluster System-Halo Mass Relation to the Lowest Galaxy Masses
具有晕质量$M_{200} \ge 10^{10} M_{\odot}$的高质量星系揭示了它们的球状星团（GC）系统质量与其宿主星系晕质量之间的显著的近线性关系。由于测量独立晕质量的困难，将这种关系扩展到矮星系的质量范围是有问题的。在这里，我们推导出新的晕质量的基础上恒星和HI气体运动学的样本附近的矮星系GC系统。我们发现，GC系统的质量-晕质量的关系，星系的GC人口持有从晕质量的$M_{200} \sim 10^{14} M_{\odot}$下降到低于$M_{200}$ $\sim 10^9 M_{\odot}$，虽然有一个大幅度增加，向低质量的散射。特别是，三个被充分研究的超扩散星系，与矮星一样的恒星质量，揭示了他们的GC晕质量比的范围很广。我们将我们的GC系统-晕质量关系与El Badry等人的最新模型进行了比较，发现他们的基准模型不能重现我们在低质量区域的数据。这可能表明GC的形成需要比他们的模型中假设的更有效，或者这可能是由于低质量晕中GC随机占据的开始。最后，我们简要地讨论了我们的低质量星系与GCs的恒星质量晕质量关系，我们建议附近的矮星系，GCs的搜索可能是富有成效的。
2018-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
A search for stellar tidal debris of defunct dwarf galaxies around globular clusters in the inner Galactic halo
在银河系的外晕是低质量星系持续吸积的结果的等级形成的情况下，银河系球状星团系统的一部分可能起源于已经灭绝的矮星系并与之吸积。在这种情况下，我们预计这些祖先星系的残余物可能仍然居住在这些吸积球状星团的周围。在这项工作中，我们提出了一个宽视场测光的23个球状星团的银河中心距离范围内10 < Rg <40 kpc，我们使用它来寻找其假设的祖先系统的残余。我们的深测光揭示了存在的潜在的恒星星族沿着我们的样本中包括约一半的球状星团的视线。在我们通过与数值模拟得出的轨道比较确定的人马座潮汐流足迹中，只有Whiting 1和NGC 7492似乎在兼容的日心距离处浸没在该遗迹中。我们还证实了在NGC 1851周围存在一个次级主序列特征。在NGC 7006的背景下，对巨大的武仙座-天鹰座云的初步探测被揭开。
2014-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Researching of magnetic cutoff for local sources of charged particles in the halo of the Galaxy
重子不对称宇宙的高度不均匀重子合成模型允许反物质宏观域的存在，这些反物质可以在我们银河系的反物质恒星的球状星团中演化。基于物质和反物质性质的对称性，我们假设由恒星和反星组成的球状星团演化的对称性。这样的天体可能是银河系宇宙射线中一部分反氦核的来源。利用物质星球状星团的已知性质，可以预测宇宙反核的预期通量。我们根据银河系磁场大尺度结构中粒子运动的模拟，估算了位于晕中的反物质球状星团的反核穿透银盘的下限截止能量。我们估计了球状星团M4的磁截止的大小。
2021-12-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Kinematics of Outer Halo Globular Clusters in M31
本文首次对本星系群M31的远外晕球状星团（GC）进行了运动学分析。我们的样本包含53个物体，投影半径为~20-130 kpc，其中44个没有以前的光谱信息。投影半径大于30 kpc的GC表现出围绕M31短轴的净旋转，与内部GC相同，尽管振幅较小，为79 +/-19 km/s。完整晕GC样品的旋转校正速度色散为106 +/-12 km/s，我们观察到随着投影半径的增加而减小。我们发现了令人信服的证据，运动学的连贯性之间的GC项目顶部的晕子结构，包括一个明确的签名的下落GC躺在沿西北流。使用示踪质量估计器，我们估计M31在200 kpc内的动力学质量为M_M31 =（1.2-1.5）+/- 0.2 x 10^12 M_sun。该值高度依赖于所选模型和其中的假设。
2013-03-29 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
Embedding globular clusters in dark matter minihalos solves the cusp-core and timing problems in the Fornax dwarf galaxy
我们使用一个完整的GPU $N$体代码来证明，暗物质的迷你晕，作为一个新的组成部分的球状星团，解决了时间和尖点核心的问题，在天炉座，如果五个（或六个）球状星团最近吸积（$\leq$ 3 Gyr前）的天炉座。在这些假设下，这些球状星团的坠落不会发生，并且根据观测，在天炉座的中心没有星团形成。我们发现，交叉的球状星团，有DM minihalos附近的天炉座中心诱导的尖核过渡的暗物质晕，从而解决尖核问题，在这个矮星系。暗物质核心的大小取决于球状星团穿越的频率。我们的模拟也清楚地表明，在通道之间，暗物质晕可以再生其尖端。此外，我们的模型与球状星团的暗物质质量的限制很好地吻合，因为我们的星团失去了大部分初始的暗物质微晕。这些结果为球状星团中普遍存在暗物质晕提供了旁证。
2020-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The environment of formation as a second parameter for globular cluster classification
我们进行了一个进化的多元分析的样本的54个银河系球状星团与高品质的颜色星等图和确定的年龄。分析所采用的四个参数是：金属丰度、年龄、水平分支上的最高温度和绝对V星等。我们的分支分析将样本分为三个新的组。后验运动学分析将组1和组2置于晕中，将组3置于厚盘中。晕和盘状星团分别遵循比星系弱得多的斜率的光度-金属丰度关系。利用这一性质提出了一个区分晕和盘簇的新判据。将这两个晕群与星系晕场星的不同性质进行比较表明，第1群的星团起源于星系的内晕，而第2群的星团则形成于星系的外晕。内晕星团可能是最初质量最大的一个，这使得更强烈的氦富集的第二代恒星得以形成，从而解释了造父变星和非常热的水平分支恒星只存在于这个群中。因此，我们得出结论，“第二个参数”是链接到环境中的球状星团的形式，有利于形成的最大质量的集群，随后成为更强烈的自我丰富比他们的银河系外晕和光盘的内部晕。
2009-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
How large are the globular cluster systems of early-type galaxies and do they scale with galaxy halo properties?
众所周知，星系的球状星团系统具有很大的银河系中心半径。在这里，我们量化的GC系统的大小使用的半数半径的22 GC系统周围的早型星系的文献。我们将GC系统的大小与其宿主星系的大小和质量进行比较。我们发现，GC系统通常扩展到4 $\times$的主机星系的大小，但这个因素随着星系恒星质量从约3 $\times$的M $^{\ast}$星系5 $\times$的最大质量的星系在宇宙中。GC系统的大小与维里半径（R $_{200}$）和晕质量（M $_{200}$）的1/3次方近似线性地成比例。银河系的GC系统遵循与早型星系相同的关系。对于超扩散星系，它们的GC系统大小与晕质量和维里半径成比例，对于更大质量的星系。UDG表明，GC系统的大小与恒星质量的线性标度的大质量星系的低恒星质量的星系。我们的缩放与Hudson \& Robison（2017）最近报告的缩放不同。
2017-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the origin of the stellar halo and multiple stellar populations in the globular cluster NGC 1851
我们认为，所观察到的球状星团（GC）NGC 1851周围的恒星晕是它在其已不复存在的宿主矮星系的中心区域形成的证据。我们数值研究了在强潮汐场作用下嵌入大质量暗物质晕中的有核矮星系的长期动力学演化。矮星系被认为有一个恒星核（或核星团），可能是NGC 1851的祖先。我们发现，虽然暗物质晕和恒星的外壳的主矮星NGC 1851可以几乎完全剥离在其轨道演化过程中围绕银河系，一小部分的恒星在矮星可以保持被困在引力场的核。被剥离的核心可以被观测为没有或几乎没有暗物质的NGC 1851，而核心周围的恒星可以被观测为NGC 1851周围的弥散恒星晕。模拟的恒星晕呈对称分布，密度斜率为~ -2，在距离NGC 1851 ~ 200 pc范围内没有潮汐尾。我们发现，两个GC可以相互合并，形成一个新的核GC嵌入场星由于低恒星速度色散的主机矮。这一结果没有假设的年龄和/或化学丰度的两个合并的GC。因此，观察到的恒星晕和NGC 1851中特有的多个恒星星族表明，NGC 1851最初可能形成于一个古老矮星系的中心区域。
2011-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Baryonic Halos of Elliptical Galaxies: Radial Distribution of Globular Clusters and Diffuse Hot Gas
对于一个样本的9个充分研究的巨型椭圆星系，我们比较了投影径向分布的红色和蓝色的球状星团（GC）的子人口与他们的宿主星系恒星和X射线表面亮度配置文件。我们支持以前的研究结果，红色（富含金属）GC的表面密度分布如下的宿主星系星光。我们发现蓝色GC表面密度的外斜率和星系X射线发射之间有很好的一致性。投影径向轮廓的这种重合可能是由于蓝色GC和X射线发射热气体在平衡时共享相同的引力势。当去投影时，X射线发射热气体具有径向密度依赖性，其是GC密度的平方根。我们进一步表明，每单位质量的蓝色GC的能量大约是一半的热气体。
2012-05-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
A new perspective on globular clusters, their initial mass function, and their contribution to the stellar halo and to cosmic reionisation
我们研究了各种影响的动力学和化学模型的球状星团（GC），成功地再现了所观察到的丰度模式和多个人口的恒星在这些系统中假设化学富集快速旋转的大质量恒星。使用Decressin et al.（2007）的模型，我们确定了观测到的球状星团的现今质量与它们的初始恒星质量之间的比值，作为恒星初始质量函数（IMF）的函数。我们还计算了低质量恒星喷出的质量，以及原始球状星团发射的氢电离光子的数量。通常，我们发现GC的初始质量必须比现在的恒星质量大8-10倍（如果第二代恒星也从GC逃逸，则可达25倍）。现在的银河系GC星群对星系晕中低质量恒星的贡献率大约为5-8%（10-20%）。我们还表明，第二代恒星的检测在星系晕，最近宣布由不同的团体，GC初始质量函数（GCIMF）提供了一个新的约束。这些意见似乎排除了幂律GCIMF，而他们是兼容的对数正态分布。最后，高的初始质量也意味着GC在早期宇宙中必须发射大量的电离光子。我们的研究结果重新打开的GC的初始质量函数的问题，并加强了早期的结论，老GC可能代表了一个显着的贡献，在高红移再电离的星系间介质。
2011-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the shape of dark matter haloes with globular clusters
我们探讨如何扩散恒星光和球状星团（GC）可以用来跟踪其主机晕的物质分布使用的观测方法。为此，我们使用117模拟暗物质（DM）晕从$(34.4~\rm cMpc)^3$周期体积的E-MOSAICS项目。对于每个晕，我们比较恒星表面亮度和GC投影数密度图DM和总质量的表面密度。我们发现，在恒星光和GC中确定的主导结构与DM和总质量密切对应。我们的方法不受卫星存在的影响，并且其精度随着较暗的GC样品而提高。我们恢复了DM的表面亮度和GC数密度的轮廓之间的紧密关系，这表明DM的轮廓可以准确地恢复从恒星和GC（$σ\leq0.5~$ dex）。我们量化了DM，恒星和GC的投影形态，发现恒星和GC比DM更平坦。此外，恒星和GC分布的半长轴通常与DM的半长轴错开$\sim 10~$度。我们证明了漫射恒星光和GC的深度成像可以限制其宿主晕的形状，轮廓和方向。这些结果延伸到晕与中央星系$M_{\star}\geq10^{10}~M_{\odot}$，分析将适用于未来的数据从欧几里德，罗马和鲁宾天文台。
2022-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular clusters as tracers of the dark matter halo: insights from the E-MOSAICS simulations
球状星团（GCs）是一种明亮的天体，跨越了银河系中心距离的很大范围，因此是暗物质（DM）晕结构的探测器。在这项工作中，我们探讨是否可以使用投影的GC径向配置文件来推断其主机DM晕的结构特性。我们使用模拟的GC人口的样本中的166个中央星系的$(34.4~\rm cMpc)^3$周期量的E-MOSAICS项目。我们发现，更大的星系主机恒星和GC人口较浅的密度分布，更径向延伸。此外，贫金属的GC亚群往往比富金属的子样品，我们涉及到的优先吸积起源的贫金属的GC更浅，更广泛的配置文件。我们发现GC种群的径向分布的斜率和有效半径与DM晕的结构特性（如幂律斜率、尺度半径和浓度参数）之间存在很强的相关性。考虑到对星系恒星质量的依赖性，二维关系的分散性降低了。这表明，GC的投影计数，结合它们的星系质量，跟踪其宿主星系DM晕的密度分布。当应用于河外GC系统，我们恢复的标度半径和范围的DM晕的ETG样本的不确定性小于$0.2~\rm dex$。因此，河外GC系统提供了一个新的途径来探索本星系群之外的DM晕的结构。
2021-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Cold Filamentary Accretion and the Formation of Metal Poor Globular Clusters and Halo Stars
我们认为，在没有暗物质子结构存在的情况下，在高红移的大质量星系中，冷吸积可以导致在这些星系的晕中形成恒星形成团块。在某些情况下，这些团块可能是贫金属球状星团（MP GC）的诞生地。使用宇宙学模拟，我们表明，从宇宙网供给大质量星系的致密气体的狭窄流可以破碎，产生恒星形成的团块。然后，我们推导出一个分析模型的流作为晕质量和红移的函数的属性，并评估当这些是引力不稳定的，当这可能导致崩溃和恒星形成的晕，当它可能导致形成MP GC。对于流金属度>~1%太阳能，这可能发生在z>4.5。在z~6处，坍缩云的质量为（5-10）× 10^7 M_{sun}，平均流压为~10^6 K cm^{-3}。GC形成的条件在约0.3 R_{vir}的极端湍流“眼壁”中得到满足，在该眼壁中，反向旋转的流可以碰撞，从而驱动非常大的密度。我们的方案可以解释所观察到的MP GC的运动学和空间分布，它们的质量和金属性之间的相关性，以及GC系统和宿主晕之间的质量比。对于MW质量晕，我们推断约30%的MP GC可能以这种方式形成，其余的可能在合并中增生。我们的预测GC形成沿环星系在高红移的细丝是可测试的JWST。
2019-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of Compact Stellar Clusters by High-Redshift Galaxy Outflows III: Observability and Connection to Halo Globular Clusters
早期宇宙中有大量的低质量维里化的“迷你晕”，它们的质量不足以形成恒星。虽然大多数的小晕是由恒星形成星系的电离光子光蒸发的，但这些星系也驱动了大量的外流，在某些情况下，这些外流会在电离前沿之前到达小晕。在本系列的前几篇论文中，我们对外流-微晕相互作用进行了高分辨率的三维自适应网格细化模拟，其中包括非平衡化学、辐射冷却和湍流混合。我们发现，对于一组基准参数，迷你晕转化为致密的，化学均匀的星团。在这里，我们进行了一套模拟，遵循这些相互作用在很宽的参数范围内，包括minihalo质量，minihalo形成红移，流出能量，流出红移，距离，浓度和自旋。在几乎所有的情况下，受冲击的微晕通过非平衡反应形成分子，然后迅速冷却成为紧凑的，化学均匀的星团。此外，我们表明，这些星系团的独特性质使它们成为下一代望远镜直接研究的主要目标，并且有很多理由怀疑它们的低红移对应物是观测到的晕球状星团。
2011-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Anisotropic Models for Globular Clusters, Galactic Bulges and Dark Halos
具有多方状态方程的球系统是天体物理学中的一个重要研究对象。它们被广泛用于描述中子星、红巨星、白矮星、褐矮星、主序星、星系晕和各种大小的球状星团。本文在广义相对论的后牛顿近似下，解析地构造了一族自引力球模型。这些模型的密度分布呈现出有趣的尖点，适合于星系和暗物质晕的模拟。这里描述的系统是各向异性的意义上，他们的等概率面在速度空间是非球形的，导致过多的径向或圆形轨道，这取决于所考虑的模型的参数。在家庭的模型，我们发现后牛顿推广的普卢默和Hernquist模型。仔细检查他们的状态方程表明，这些解决方案之间的插值顺利多变的球在渐近区域和内核，类似于一个等温球。最后，我们研究了这些模型的热力学，并论证了它们的稳定性。
2013-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
