Two Distinct Red Giant Branches in the Globular Cluster NGC 288
利用CTIO 4 m Blanco望远镜的窄谱带钙测光和Strömgren b & y测光结果，我们报道了球状星团NGC 288中存在两个不同的红巨星分支（RGBs）。NGC 288的RGB在hk [=（Ca-b）-（b-y）]索引中明显地分裂成两个，而分裂在b-y颜色中没有显示。不像其他的球状星团有多个星群，NGC 288的水平分支只是轻微的延伸。我们的恒星星族模型表明，如果稍微富含金属（Δ[m/H] $\approx$ 0.16）的第二代恒星也被少量的氦增强（ΔY $\approx$ 0.03）和年轻约1.5 Gyrs，那么NGC 288中存在的两个不同的RGB可以重现。HK指数中的RGB分裂最有可能表明第二代恒星受到超新星富集的影响，以及中等质量渐近巨星分支星或快速旋转大质量恒星的轻元素污染。然而，为了证实这一点，迫切需要两个不同RGB组的恒星光谱。
2011-05-03 astro-ph.GA
Chemical tagging of three distinct populations of red giants in the globular cluster NGC 6752
我们目前的铝，镁，硅丰度的贫金属球状星团NGC 6752的样本超过130红巨星均匀的氧和钠丰度。我们发现[Al/Fe]在NGC 6752中的巨星之间的分布约为1.4 dex，与[Mg/Fe]和[O/Fe]成正比，与[Na/Fe]和[Si/Fe]成正比。这些关系在本质上是不连续的，但恒星的分布明显地围绕着三个不同的Al值，低，中和高。这三个组很好地对应于以前使用Stromgren测光沿着红巨星分支检测到的三个不同的序列。这两个独立的发现有力地表明NGC 6752中存在三个不同的恒星星族。比较O和Mg的丰度，我们发现，人口与中间化学丰度不可能起源于材料与最O-和Mg-贫人口的相同组成，稀释的材料与最O-和Mg-丰富的一个。这需要不同的污染者。
2012-04-01 astro-ph.GA
Search for an intrinsic metallicity spread in old globular clusters of the Large Magellanic Cloud
本文首次报道了大麦云（LMC）中10个老球状星团（GC）的内禀[Fe/H]扩散的大小。这种扩散仅在大约5%的银河系GC中观察到，最近在GC演化的理论模型中获得了更多的关注。我们从斯特伦格伦测光中获得了平均每个GC 14颗红巨星分支星的金属丰度，其典型精度为0.05 dex < sigma[Fe/H] < 0.20 dex。相应的金属敏感指数已被校准到精确和准确的高色散光谱。对于所有的集群，我们发现零[Fe/H]的传播与一个典型的不确定性为0.04 dex，与可能的例外的NGC 1786，显示了一个内在的分散0.07+-0.04 dex。我们的GC样品中近40%的衍生金属丰度的平均观测标准偏差小于0.05 dex。目前，我们不能排除其余的GC也有超过0.05 dex的内在铁丰度变化，但为了显着检测这些，个别[Fe/H]-值的测量误差将需要降低到0.03- 0.07 dex的水平。这些发现表明，随着年龄和轻元素丰度，这里研究的LMC GC与大多数银河系GC相似。
2018-09-05 astro-ph.GA
A sequence of nitrogen-rich very red giants in the globular cluster NGC 1851
本文给出了特殊球状星团NGC 1851中红巨星分支（RGB）上62颗恒星的N丰度。[N/Fe]比的值是通过比较观测光谱中测得的通量与合成光谱中测得的通量得到的，最多可达CN的15个特征。这是第一次获得这样一个大样本的RGB恒星的N丰度在这个集群中的中分辨率光谱。有了这些丰度，我们提供了从NGC 1851的几项研究中发现的分裂红巨星分支的化学标记。第二个，RGB上最红的序列几乎完全由富N星组成，证实了我们之前基于Stromgren星等和颜色的建议。平均而言，这些巨星也富含Ba等s-过程元素，可能是在渐近巨星分支阶段经历第三次疏浚的低质量恒星污染的结果。
2014-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Data Analysis of Globular Cluster Harris Catalogue in view of the King models and their dynamical evolution. II. Observational Evidences
总结了与King模型演化有关的球状星团（GCs）布居特征的一些观测比较。为了强调主体对动力学演化的影响，我们还与一些河外GC系统进行了比较。
2014-05-19 astro-ph.GA
Data Analysis of Globular Cluster Harris Catalogue in view of the King models and their dynamical evolution. I. Theoretical model
本文讨论了用一种新的方法分析重力热灾变问题的可能性，即通过得到适用于自引力系统的热力学方程。在统计力学的框架下，利用King分布函数，我们把球状星团的演化看作一系列准平衡态。
2014-05-19 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
A Wide-Field View on Multiple Stellar Populations in 28 Milky Way Globular Clusters
大多数银河系球状星团（GC）包含多个恒星星族，显示出特定的化学丰度变化。特别是，GC通常包含一个“原始”人口与丰度类似的场星，随着“丰富”人口表现出轻元素异常。在本文中，我们提出了一个均匀的和广泛的观点分析的多个恒星星族在28个银河系GC。通过使用HST测光与宽视场地面测光的组合，我们能够分析每个星团中84%至99%的所有恒星。对于每个GC，我们将恒星分为单独的子群体使用完善的$C_{\rm{UBI}}$颜色指数，并调查这些人口的空间分布。我们的研究结果表明，动态年轻的GC可以包含集中富集或原始人口，或没有集中人口。动态旧GC显示完全混合的人口预期。由于原生种群（和同质混合种群）集中的集群的存在，加剧了许多团簇形成场景所面临的大规模预算问题。这些结果的多样性也强调了需要更多的理论来解释我们发现的各种各样的初始条件。最后，我们调查丰富的恒星分数作为不同的全球参数在我们的GC样本的函数，也使用数据的年轻和低质量的集群从小和大麦云云和确认早期的结果，丰富的恒星分数强烈相关的初始质量的集群。
2023-01-10 astro-ph.GA
Galactic Globular and Open Clusters in the Sloan Digital Sky Survey. II. Test of Theoretical Stellar Isochrones
我们使用本系列的前一篇文章中获得的星团基准序列，对乌格里兹主序星的理论恒星模型进行了广泛的测试。我们使用耶鲁大学旋转演化代码（YREC）更新输入物理生成一组等时线，并从MARCS模型大气中获得乌格利兹的幅度和颜色。这些模型在所采用的聚类参数的误差范围内，在很宽的金属丰度范围内匹配聚类主序列。然而，我们发现在较低的主序（Teff < ~4500 K）的太阳金属丰度和以上的星系团的模型颜色有很大的差异。使用Girardi等人和Dotter等人的理论等时线，但我们的新模型通常与数据更吻合。使用我们的理论等时线，我们还获得了主序拟合距离和关闭年龄的五个关键球状星团，并证明了有能力获得这些数量的光度数据在斯隆数字巡天。特别地，我们在参数估计中利用多个颜色指数（g - r、g - i和g - z），这允许我们评估内部系统误差。我们的距离估计，与误差σ（米- M）= 0.03-0.11等的个别集群，是一致的基于依巴谷的次矮星拟合距离来自约翰逊-斯特龙格伦或测光系统。
2009-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two views of globular cluster stars in the Galactic halo
在Martell & Grebel（2010）中，我们报告了在斯隆数字巡天II/SEGUE光谱数据库中发现的一小部分晕红巨星，2.5%，CN和CH带强度表明球状星团样碳和氮丰度。由于具有不寻常的轻元素丰度的恒星的形成被认为仅限于像球状星团这样的高密度环境，这一结果对团簇形成过程和星系晕的组装历史都有很强的影响。在这里，我们讨论两个努力，以扩大这项工作。
2011-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia EDR3 view on Galactic globular clusters
利用盖亚早期数据释放3（EDR 3）的数据，研究了银河系球状星团的运动学性质。我们测量170个集群的平均弛豫和自行（PM），确定PM色散曲线超过100个集群，发现旋转签名超过20个对象，并找到证据的径向或切向PM各向异性在十几个最丰富的集群。同时，我们利用星系团成员的选择来探讨盖亚星表本身的可靠性和局限性。我们发现，视差和PM的形式上的不确定性被低估了10-20%，在密集的中心区域，即使是通过许多质量过滤器的恒星。我们探讨了系统误差的空间协方差函数，并确定了平均弛豫和PM的不确定度下限分别为0.01 mas和0.025 mas/yr。最后，对来自不同文献来源的星系团的平均视差与距离的比较表明，视差（在应用Lindegren等人2021建议的零点校正后）被高估了0.01+-0.003 mas。尽管有这些警告，但盖亚天体测量的质量在EDR 3中得到了显着改善，并为星团的性质提供了有价值的见解。
2021-07-12 astro-ph.GA
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. V. Nonlinear Absorption-line Index versus Metallicity Relations and Bimodal Index Distributions of M31 Globular Clusters
最近对M31的球状星团（GC）系统的光谱学研究以前所未有的精度证实了老GC吸收线指数分布的双峰性。这种河外GC的划分，到目前为止主要是通过光度颜色双峰性来断言的，已经被认为是在单个星系内仅仅存在两个不同的金属丰度亚群，并且形成了各种星系形成理论的关键支柱。由于光谱学比光度学更能详细地探测恒星星族，因此指数双峰的发现可能表明双GC族的存在。然而，在这里，我们表明，所观察到的光谱二分法M31 GC出现由于金属性指数转换的非线性性质，因此不一定要调用两个单独的GC子系统。我们把这作为一个密切的类比，最近的观点，金属性颜色非线性主要负责观察到的GC颜色双峰。我们还表明，金属敏感镁线显示不可忽略的金属指数的非线性和巴耳末线显示相当强的非线性。这就产生了双峰指数分布，这通常被解释为双峰金属丰度分布，不考虑金属丰度指数的非线性。我们的发现为M31 GC系统的构成提供了新的见解，这可能会改变目前对GC系统及其宿主星系形成的许多想法。
2013-03-25 astro-ph.GA
Constructing a Pristine View of Extended Globular Cluster Structure
本研究利用Pristine-Gaia-Synthetic星表和无监督机器学习，为30个银河系球状星团搜寻潮汐剥离恒星，发现22个具有扩展结构，其中6个为新探测，并测量了位置角，验证了光度金属丰度在扩展结构搜索中的有效性。
2025-07-08 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
A Pristine View of Galactic Globular Clusters and their Peripheries: Omega Centauri
本研究利用Pristine巡天和Gaia数据探索Omega Centauri外围及潮汐结构，通过概率方法恢复其潮汐尾，并首次证实星团外围的两个主要金属丰度族群延伸至潮汐尾，表明其由受潮汐剥离的恒星组成。
2025-02-03 astro-ph.GA
APOGEE view of the globular cluster NGC 6544
APOGEE巡天的第二阶段是提供银河系晕、盘、棒和凸起中恒星的近红外、高分辨率、高信噪比光谱。近红外光谱窗口在研究星系核球时尤其重要，因为在星系核球中，恒星在其视线范围内被星盘的尘埃和气体所遮蔽。本文用高分辨光谱技术对球状星团NGC 6544进行了化学表征。集群的化学指纹的特性，鉴于其对银河系的隆起和明确的签名潮汐中断在其核心的“闯入者”的地位是至关重要的未来的化学标记的努力。星团成员是从APOGEE巡天的DR 16中选出的，使用单个恒星的化学动力学标准。选择了集群的23个成员的样本。考虑到集群内的丰度变化，已知的丰度关系的分析。根据簇的RGB含量，铁含量和$α$ -增强分别为[Fe/H] $= -1.44 \pm 0.04$ dex和[ $α$ /Fe] $= 0.20 \pm 0.04$ dex。簇成员显示出[Fe/H]和[Al/Fe]的显著分布，其大于基于测量误差的预期。观察到[Al/Fe]扩展，Mg-Al关系的信号，并用于约束团簇质量预算，以及C，N，Mg，Si，K，Ca和Ce元素的变化进行了讨论。在所有分析的演化阶段（RGB和AGB）中，大约$\sim2/3$（23个中的14个）显示出不同的化学模式，可能与第二代恒星有关。
2021-04-12 astro-ph.GA
APOGEE-2S view of the globular cluster Patchick 125 (Gran 3). New metallicity and elemental abundances from high-resolution spectroscopy
我们详细介绍了Patchick~125的元素丰度、径向速度和轨道根数，Patchick~125是最近在银河系凸起方向发现的贫金属球状星团（GC）。近红外高分辨率（$R\sim22,500$）光谱的两个成员获得了在第二阶段的阿帕奇点天文台星系演化实验在拉斯坎帕纳斯天文台作为第十六次数据发布（DR 16）的斯隆数字巡天。我们调查了四种化学物种的元素丰度，包括$α$ -（Mg，Si），Fe-峰（Fe）和奇数Z（Al）元素。我们发现金属丰度范围从[Fe/H] $= -1.69$到$-1.72$，这表明Patchick~125可能表现出平均金属丰度$\langle$ [Fe/H] $\rangle \sim -1.7$，与以前的低分辨率光谱分析相比，该簇的金属丰度显著增加。我们还发现了一个平均径向速度为95.9公里的$^{-1}$，这是$\sim$ 21.6公里的$^{-1}$高于文献报道。观测到的恒星表现出$α$ -富集（[Mg/Fe] $\lesssim+0.20$和[Si/Fe] $\lesssim +0.30$），遵循典型的贫金属GC趋势。在[Al/Fe] $\gtrsim +0.58$中，这两个成员星的铝丰度比都有所提高，这是GC中类似金属丰度的所谓“第二代”恒星的典型富集特征。这支持了Patchick~125中可能存在的多种群现象，以及其真正的GC性质。此外，Patchick~1…
2021-11-07 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
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
Globular cluster population of the HST frontier fields galaxy J07173724+3744224
本文首次测量了椭圆星系J 07173724 +3744224（z=0.1546）周围的球状星团的星族。这个星系位于哈勃太空望远镜（HST）前沿场观测星系团MACS J0717.5+3745（z=0.5458）的视野中的前景。基于深HST ACS F435 W、F606 W和F814 W图像，我们发现一个总的球状星团人口N_tot = 3441 +/- 1416。对ACS F814 W的Johnson V波段进行适当的消光校正和滤波变换，确定宿主星系的绝对星等为M_V =-22.2。比频率为S_N = 4.5 ± 1.8。球状星团系统的径向轮廓最适合使用$σ\sim R^{-0.6}$形式的幂律，发现球状星团的人口比宿主星系（$σ_{halo}\sim R^{-1.7}$）的晕光更多。F435 W-F814 W的颜色分布显示了一个双峰的星群，红色球状星团的丰度是蓝色星团的1- 3倍。这些结果与宿主椭圆星系J 07173724 +3744224在原位形成了红色富金属GC，而蓝色贫金属球状星团是从低质量星系中吸积而来的一致。
2018-07-24 astro-ph.GA
Nonlinear Color--Metallicity Relations of Globular Clusters. VI. On Calcium II Triplet Based Metallicities of Globular Clusters in Early-type Galaxies
星系中球状星团（GCs）的金属丰度分布函数是理解星系形成和演化的关键。钙II三重态（CaT）指数由于其对GC金属丰度的敏感性，最近已成为一种流行的金属丰度指标。在这里，我们重新审视和评估的可靠性CaT作为金属丰度指标，使用我们的新的恒星星族合成模拟的基础上经验，高分辨率通量。该模型表明，旧（$>$ 10 Gyr）GC的CaT强度与低于$-0.5$的${\rm [Fe/H]}$成正比。然而，在适度的富金属区，由于最冷的红巨星对CaT吸收的贡献很小，CaT不再随${\rm [Fe/H]}$增加。色- $CaT$关系的非线性性质被附近早型星系GC的观测所证实。这表明在计算富金属恒星星族的金属丰度时应谨慎使用CaT。我们的结果提供了一个解释的颜色和$CaT$分布的GC在同一星系中观察到的急剧差异。我们把这作为一个类比，认为金属-颜色和金属-舔指数的GC的非线性是主要负责他们观察到的“双峰”分布的颜色和吸收指数。
2016-01-04 astro-ph.GA
A WFC3/HST view of the three stellar populations in the Globular Cluster NGC6752
哈勃太空望远镜的多波段测光显示，球状星团NGC 6752的主序星、次巨星和红巨星分支分裂成三个主要部分，与其水平分支恒星的三个不同部分非常相似。这些三重序列与三个恒星群一致：化学成分类似于场晕星的恒星星族（种群a），具有增强的钠和氮、贫化的碳和氧以及增强的氦丰度的种群（c（Δ Y ~0.03），以及具有中间（在群体a和c之间）化学组成和略微氦增强（Δ Y ~0.01）的群体（b）。这些组成部分包含约25%（星族a），约45%（星族b）和约30%（星族c）的恒星。在大约2.5个半质量半径的范围内，没有发现三个种群相对数量的径向梯度。
2013-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic hint of a cold stream in the direction of the globular cluster NGC 1851
本文介绍了用VIMOS@VLT在球状星团NGC 1851外围进行的光谱测量结果。计算了该星团周围12'~ 33'区域内107颗恒星的视向速度。我们清楚地确定了集群的恒星星族在整个视野，表明存在的一个显着的部分恒星潮汐半径以外的国王模型预测。在v_r~180 km/s的速度分布中，我们还发现了一个冷峰（sigma_v< 20 km/s）的初步证据，该峰主要由主序星构成，它们在色-星等图上的位置与该星团类似距离处的星流相一致。如果得到证实，这一证据将有力地支持这一特征的银河系外起源。
2012-07-26 astro-ph.GA
A panchromatic view of the bulge globular cluster NGC 6569
利用高分辨率光学HST/WFC 3和多共轭自适应光学辅助的GEMINI GeMS/GSAOI近红外观测资料研究了银河系核球区球状星团NGC 6569的物理性质。我们已经获得了最深的纯近红外色星等图发表到目前为止，这个集群使用地面观测，达到$K_{s}$ $\approx$ 21.0等（两个星等低于主序星关闭点）。通过结合在两个不同时期获得的两个数据集，我们确定了NGC 6569中心大样本单个恒星的相对自行，从而可以稳健地选择星团成员恒星。我们的自行分析确实表明，尽管NGC 6569的金属含量相对较高，但它拥有一些蓝色水平分支恒星。一个微分红化图已被推导出的方向的系统，揭示了一个最大的颜色过量的变化约$δE(B-V)$ $\sim$ 0.12马格在可用的视野。NGC 6569的绝对年龄首次被确定。NGC 6569与其他几个有年龄估计的球状星团一致，它的年龄约为12.8 Gyr，典型的不确定性为0.8-1.0 Gyr。
2019-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
New perspective on the multiple population phenomenon in Galactic globular clusters from a wide-field photometric survey
本文利用宽视场测光构建染色体图，研究29个银河系球状星团中第二代恒星比例的径向分布，发现球状星团可分为两组，并揭示其与银心距、近银心距及轨道能量的关联。
2025-02-04 astro-ph.GA
KMOS view of the Galactic Centre - II. Metallicity distribution of late-type stars
了解银河系中心恒星的金属丰度分布对研究银河系核心星团的形成历史具有重要意义。然而，这种分布并不为人所知，目前基于不到100颗恒星的小样本。我们利用积分场摄谱仪KMOS（VLT）获得了银河系核星团中央4pc^2区700多颗晚型星的近红外K波段光谱。我们分析中分辨率光谱使用全光谱拟合方法采用哥廷根光谱库的合成PHOENIX光谱。导出的恒星金属丰度范围从富金属[M/H]>+0.3 dex到贫金属[M/H]<-1.0 dex，其中5.2%（^{+6.0}+{-3.1}）的恒星为贫金属（[M/H]<-0.5 dex）。贫金属星分布在整个观测区域。贫金属恒星的起源仍然不清楚。它们可能来自下落的球状星团。对于富含金属的恒星星族（[M/H]>0 dex），可以排除球状星团的起源。由于在银河系中心的4 pc ^2区域中只有很低比例的贫金属恒星，我们相信我们的数据可以排除银河系核星团纯粹由下落的球状星团形成的假设。
2016-10-05 astro-ph.GA
Multiple stellar populations of globular clusters from homogeneous Ca--CN photometry. IV. Toward precision populational tagging
表面上相似但多方面的测光系统目前被用来研究球状星团中的多个恒星星族，但对多个恒星族的定义没有具体的普遍共识。近年来，人们提出了利用UBI测光（C_{UBI}）对球状星团中的巨星进行星族标记的设想。我们进行了批判性分析的cn_{JWL}和C_{UBI}指数，发现人口标记从C_{UBI}指数可能是不可靠的，由于遗传性状的宽带测光。因此，从C_{UBI}指数得到的种群数量比和累积径向分布很容易出错。M3的结果显示出在人口数量比率上非常强的径向梯度，突出了我们的cn_{JWL}指数的优势：HST成像和地面光谱都未能掌握正确的图片，这可以很容易地用我们的cn_{JWL}指数和小口径地面望远镜实现，由于星团中心部分的视场小或拥挤。
2019-01-28 astro-ph.GA
Re-examining the Radial Distributions of M13 Multiple Populations
我们试图解决文献中关于银河系球状星团M13中存在径向分离的多个种群的紧张局势。以前对这个邻近星团的研究，在M13内部区域的动力学混合程度上，提出了不一致的结果。使用地基（UBVI）测光，我们表明，累计径向分布的红巨星分支的蓝色和红色的两侧的恒星是统计上相同的。有趣的是，这些结果是使用大口径地面望远镜以及更中型的仪器获得的数据，两者都与以前使用HST和Stromgren测光所做的工作一致。结果来自使用C_{U,B,I}指数，显示是敏感的成分差异。我们讨论了我们的结论，M13内的化学不同的人口可能会动态混合的背景下，从模拟公布的结果。
2020-11-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The kinematics of globular clusters systems in the outer halos of the Aquarius simulations
恒星晕和球状星团（GC）系统包含了关于其宿主星系的组装历史的有价值的信息。由一个显着的旋转信号的检测外晕GC系统的M31的动机，我们调查的可能性检测到这样的旋转信号的投影，使用宇宙学模拟。为此，我们选择的标记粒子的宝瓶座模拟代表模拟GC系统的光环的子集，并分析其运动学。我们发现，GC系统可以表现出一个不可忽略的旋转信号提供相关的恒星晕也有一个净角动量。检测这种旋转信号的能力在很大程度上取决于观察视角，对于Aquarius套件中的不同光晕，看到比M31中测量的信号更大的信号的概率范围为10%至90%。高值被发现从一个角度来看，这样的GC系统的投影角动量是在40度内的旋转轴确定通过投影位置和视线的GC速度。此外，真实的三维角动量的外恒星晕是相对较好的对齐，在35度内，与模拟GC系统。我们认为，在模拟GC系统的净角动量自然产生时，大部分的材料是从一个优选的方向吸积，即沿占主导地位的暗物质细丝的大尺度结构的晕嵌入。这一点，再加上M31盘的正面影像，表明在它的外晕GC系统中测量到大的旋转信号并不是巧合。
2016-05-31 astro-ph.GA
The central mass and mass-to-light profile of the Galactic globular cluster M15
我们分析了银河系球状星团M15中恒星的视速度和自行数据，使用一种新的方法来拟合动力学模型的离散运动学数据。我们的拟合方法最大限度地提高了个别恒星的可能性，因此，不会遭受空间分箱数据或测量速度矩时所产生的空间和速度信息的相同损失。在本文中，我们表明，在M15的质光比的径向变化是与以前的估计和理论预测，这验证了我们的方法。我们的最佳拟合轴对称金斯模型确实包括一个中心暗质量的$\sim2 \pm 1\cdot 10^3M_\odot$，这可以解释为一个高浓度的恒星残骸在集群中心。本文表明，从技术的角度来看，并与目前的计算能力，空间分箱的数据是不再必要的。这不仅导致更准确的拟合，而且还避免了由于分辨率损失而导致的有偏差的质量估计。此外，我们发现，在M15的质量浓度是显着高于以前测量，并在没有一个中心的中等质量黑洞的核心塌陷球状星团的理论预测是密切一致的。
2013-11-13 astro-ph.GA
A class of spherical, truncated, anisotropic models for application to globular clusters
最近，一类非截断的径向各向异性模型（所谓的$f^{(ν)}$模型），最初构建的暴力松弛和建模的椭圆星系的背景下，已被发现具有有趣的品质，观察和模拟的球状星团。考虑到对球状星团的新应用，我们从两个方面改进了这类模型。为了使它们更适合于描述由星系主办的小恒星系统，我们引入了一个“潮汐”截断（通过一个程序，保证完全连续的分布函数）。新的$f_T^{(ν)}$ -模型显示，提供了一个更好的适合所观察到的光度和光谱配置文件的样本13个球状星团研究早期通过非截断模型;有趣的是，最适合的模型也表现得更好的径向轨道不稳定性。然后，我们设计了一个灵活而简单的截断模型的两个组成部分的家庭，研究质量分离和多个人口的单独问题。我们的目标并不在于对球状星团进行完全真实的描述，以与目前通过专用模拟获得的描述相竞争。这里的目标是尝试识别最简单的模型，即具有最少自由参数的模型，但仍然能够为明显超出单组分模型范围的聚类提供合理的描述：使用此工具，我们的目标是识别表征质量分离或多个种群存在的关键因素。为了减少相关的参数空间，我们制定了一些物理参数（基于最近的观察和模拟）。第一个应用程序的两个良好的研究球状星团简要描述和讨论。
2016-03-18 astro-ph.GA
A view of the H-band light-element chemical patterns in Globular Clusters under the AGB self-enrichment scenario
通过分析9个银河系球状星团（GCs）中的巨星数据，讨论了AGB星在球状星团（GCs）中形成多星族的自富集过程，这些巨星覆盖了广泛的金属丰度范围，并同时获得了C、N、O、Mg、Al、Si等元素的测量数据。为此，我们计算了6组AGB模型，与属于每个GC的第一代的恒星具有相同的化学成分。我们发现，AGB产量可以重现一组可用的观测，不仅在每个GC中的恒星所示的污染程度，但更重要的是，还观察到的趋势与金属丰度，这与AGB演化模型的预测吻合得很好。虽然需要进一步的观测证据来明确确定新一代恒星在GC中形成的星际介质污染的主要参与者，但目前的结果证实，在AGB阶段期间，质量在$4~\rm M_{\odot} \leq \rm M \leq 8~\rm M_{\odot}$范围内的恒星喷出的气体具有与GC中恒星相同的化学模式。
2017-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chandra Observation of Quiescent Low-Mass X-ray Binaries in the Globular Cluster NGC 6304
本文分析了在Chandra/ACIS对球状星团NGC 6304的短期观测中观测到的候选静态低质量x射线双星（qLMXB）。该簇的三个候选qLMXB中的两个（XMMU 171433-292747和XMMU 171421-292917）位于视场内。这允许与这些来源的发现观察进行比较。在GC核心的一个- XMMU 171433-292747 -空间分解成两个独立的X射线源，其中一个是与纯H-大气qLMXB一致，另一个是X射线幂律谱源。这两个光谱分量分别解释了在XMMU 171433-292747的发现观测中观测到的光谱分量。我们发现，所观察到的H-大气光谱分量的通量和光谱参数与以前的观测结果是一致的，正如预期从qLMXB深地壳加热供电。XMMU 171421-292917的中子星大气光谱参数也与XMM-Newton观测结果一致，观测到的中子星大气光谱通量降低了0.54^{+0.30}_{-0.24}。
2009-06-16 astro-ph.GA
A wide-field photometric survey for extratidal tails around five metal-poor globular clusters in the Galactic halo
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）Megacam的宽视场深格里图像，研究了5个贫金属球状星团M15、M30、M53、NGC 5053和NGC 5466周围恒星在3 °视场内的空间位形。应用掩模滤波算法的观测恒星的颜色星等图，我们排序集群的成员恒星候选人，用于检查周围的目标集群的空间恒星分布的特点。平滑的表面密度图和叠加的等密度等值线表明，所有的五个贫金属球状星团表现出强有力的证据，在其潮汐半径的潮汐外高密度的功能，在延长的潮汐尾的形式在集群周围。观测到的潮外特征的方向显示了跟踪星团轨道的潮汐尾的签名，从它们的自行推断，以及与银河系动力学相互作用的影响。我们的发现包括在一对球状星团M53和NGC 5053周围探测到潮汐桥状特征和包络结构。观测到的靶团簇径向表面密度分布与King理论模型有一定的偏差，在0.5~0.7r_t处出现了一个突变，将超密度特征扩展到1.5~2r_t。不同角截面的径向面密度剖面和方位角数密度剖面都证实了这五个贫金属球状星团周围潮汐尾的高密度特征。我们的研究结果增加了进一步的观测证据，所观察到的贫金属晕球状星团起源于吸积卫星系统，表明合并的情况下形成的星系晕。
2009-12-17 astro-ph.GA
Dark Matter Effects on Stellar Populations in Globular Clusters
根据球状星团的经典观点，球状星团内部的恒星都是从同一个巨大的分子云演化而来的。那么它们的恒星的化学成分一定是相同的。但是最近对球状星团的光度和光谱研究揭示了在球状星团中存在不止一个恒星星族。这一发现挑战了我们对球状星团的经典看法。在这项工作中，我们研究了在暗物质假设下解决球状星团中多恒星星族问题的可能性。我们发现，球状星团内暗物质的存在改变了物理参数（例如化学成分，光度，温度，年龄等）。星星在里面。我们假设暗物质在球状星团中的分布是不均匀的。这意味着在高暗物质密度环境中的恒星（如球状星团的中心区域）更容易受到暗物质的影响。利用这一假设，我们发现，在球状星团的不同位置（对应于不同的暗物质密度）的恒星遵循不同的演化路径（例如，在赫兹斯普朗-罗素图上）。我们利用这张纸条来推断，球状星团内暗物质的存在可能是多个恒星星族的原因。
2022-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
Globular clusters: a chemical roadmap between anomalies and homogeneity
几十年来，球状星团一直被认为是简单恒星星族的最好例子，拥有同时代和化学均匀的恒星。过去十年的光谱学和光度学研究揭示了它们的化学成分更复杂的观点，铁含量具有高度的均匀性，但一些轻元素的恒星与恒星之间的变化。本文总结了球状星团中恒星成分化学异常的主要证据，并讨论了一些铁含量具有内禀色散的特殊天体。
2014-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Diamonds on the Hat: Globular Clusters in The Sombrero Galaxy (M104)
利用HST ACS的图像对草帽星系M104中的球状星团进行了新的光度学研究。我们研究的主要焦点是GC的线性尺寸（SDF）的特征分布函数。我们测量了652团簇的有效半径与PSF卷积的King和Wilson动力学模型拟合。SDF与其他所有类型的大型星系的测量结果非常相似，这有力地支持了它是球状星团系统的“普遍”特征的观点。我们开发了一个更一般的解释球状星团的大小分布函数，提出的SDF的形状，我们今天看到的GC的强烈影响早期快速的质量损失在其恒星形成阶段，再加上随机差异从集群到集群的恒星形成效率（SFE）和它们的初始大小。我们发现，所观察到的SDF形状可以准确地预测一个简单的模型，其中的原团云的特征尺寸的$0.9 \pm 0.1$ PC和SFE的$0.3 \pm 0.07$。M104星团的颜色和亮度显示出清晰的典型双峰形式。蓝色序列显示了质量/金属丰度关系（MMR），其重元素丰度与光度$Z \sim L^{0.3}$的比例与大多数巨型椭圆星系非常相似。一个定量的自我富集模型提供了一个很好的一阶匹配的数据为相同的初始超临界流体和protocluster的大小，需要解释的SDF。我们还讨论了各种形式的球状星团基本面（FP）的结构参数，并表明它的有用的测试可以扩展到本星系群以外的星系。
2009-09-25 astro-ph.GA
Time-Series BVI Photometry for the Globular Cluster NGC 6981 (M72)
我们提出了新的BVI测光的球状星团NGC 6981（M72），主要是基于地基CCD档案图像。我们提出了一个新的颜色幅度图（CMD），达到近四个幅度低于关闭水平。我们对演化序列的金属丰度和形态参数进行了新的推导，得到了新UVES标度下的[Fe/H] ~ -1.50。我们还确定了集群的蓝色离散人口。比较这些恒星的径向分布与红巨星分支人口，我们发现，蓝离散更集中，在以前的研究中发现的蓝色离散的球状星团。利用我们的研究所覆盖的大视场，我们分析了星团的表面密度分布，发现了r ~ 14.1弧分或大约两倍于潮汐半径的潮外主序星。我们推测，这可能是由于M72轨道过程中的潮汐干扰，在这种情况下，与星团相关的潮汐尾可能存在。我们还重新审视了星团中的变星，恢复了所有以前已知的变星，包括三颗SX凤凰星，并将三颗以前未知的RR天琴座（1颗c型和2颗ab型）添加到总人口普查中。最后，将我们的CMD与M3（NGC 5272）的未发表数据进行比较，M3是一个具有相似金属丰度和水平分支形态的星团，我们发现这两个天体基本上都是同时代的。
2013-08-29 astro-ph.GA
The spatial distribution of globular clusters in dwarf spheroidal galaxies and the timing problem
矮球状星系尖状暗晕内部区域的大质量球状星团的动力学摩擦时标可以比哈勃时间短得多。这意味着一小部分GC预计将在这些星系的中心附近被捕获。我们比较的径向分布的GC预测在简单的Monte Carlo模型与样品的$38$光谱证实GC加17 GC候选人，主要与低光度dSph星系。如果暗物质晕遵循NFW轮廓，则在投影距离小于星系有效半径的一半处观察到的偏离中心GC的数量明显高于模型预测。这个时间问题可以看作是对起始GC距离的微调。由于中心区域的GC下沉时间尺度较短，预计GC的径向分布将在下一个1-2 Gyr期间发生显著变化。然而，暗物质晕的核心大小相当于星系的有效半径，可以导致一个缓慢的轨道内螺旋的GC在这些星系的中心区域，提供了一个简单的解决方案的时间问题。我们还检查了我们的GC样品的总分布中质量分离的任何迹象。
2022-02-02 astro-ph.GA
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. IX. Different Radial Number Density Profiles between Blue and Red Clusters
大部分早型星系中的球状星团（GC）的光学色是双峰的。蓝色和红色GC在其表面数密度的径向分布中显示出明显的差异，在这个意义上，红色GC比蓝色GC更集中。一个即时的解释是存在两个具有不同径向分布的不同GC子系统。然而，这一观点受到了一种情况的挑战，在这种情况下，由于旧的（$\gtrsim$ 10 Gyr）GC的GC金属量-颜色转换的非线性性质，宽单峰金属量分布可以表现出双峰颜色分布。在这里，我们表明，通过模拟的径向趋势的GC颜色分布的四个附近的巨大的椭圆星系（M87，M49，M60，和NGC 1399），在径向轮廓之间的差异蓝色和红色GC的天然干从金属度颜色的非线性加上众所周知的径向金属度梯度的GC系统。该模型表明，即使到$\sim$ 20 ${R}_{\rm eff}$，GC年龄也没有或只有很小的径向变化。我们的研究结果提供了一个更简单的解决方案，以不同的径向分布的蓝色和红色的GC，不一定会引起两个GC子系统的存在，并进一步加强非线性的情况下，GC颜色双峰现象。
2020-11-24 astro-ph.GA
Analysis of regularity/chaoticity of the globular clusters dynamics on the central region of the Milky Way
本研究利用多种动力学分析方法，结合Gaia EDR3等高精度数据，对银河系中心3.5 kpc内45个球状星团的轨道规则性/混沌性展开分析，发现小近心距大偏心率星团混沌性最强，不同方法分类结果相关性良好。
2024-06-21 astro-ph.GA
A Deep View of a Fossil Relic in the Galactic Bulge: The Globular Cluster HP$\,$1
HP $\,$ 1是一个$α$增强的、中度贫金属的球状星团，有一个蓝色的水平分支。这些综合特征使它成为银河系最内层区域早期恒星形成的遗迹。在这里，我们提出了一个详细的分析，深近红外（NIR）测光的HP $\,$ 1获得的近红外GSAOI+GeMS相机在双子座南望远镜。$J$和$K_{\rm S}$图像是以精细的空间分辨率（FWHM $\sim 0.1$ arcsec）采集的，到达MSTO以下两个星等的恒星。我们结合我们的GSAOI数据与档案F606 W过滤器$HST$ ACS/WFC图像计算相对自行和选择真正的集群成员。统计等时线拟合的结果在近红外和光学-近红外色星等图显示年龄为$12.8^{+0.9}_{-0.8}$ Gyr，确认HP $\,$ 1是银河系中最古老的星团之一。同样的拟合也提供了$K_{\rm S}$和$V$滤波器中的视距离模量，与11颗天琴座RR型恒星的视距离模量非常一致。通过减去每个滤波器中的消光，我们恢复了$6.59^{+0.17}_{-0.15}$ kpc的日心距离。此外，我们使用这个精确的距离和更新和精确的径向速度（从高分辨率光谱）和绝对自行（从盖亚DR 2），达到平均近银河系和远银河系的距离分别为$\sim$ 0.12和$\sim$ 3千秒差距的HP $\,$ 1的轨道。
2019-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. XI. Nonlinearity Effect Revealed by NGC 5128 (Centaurus A) and NGC 4594 (Sombrero) Galaxies
球状星团（GC）的金属丰度分布（MD）为其宿主星系的聚集和恒星形成历史提供了重要线索。GC颜色，当GC是旧的，已被用作GC金属丰度的代理。在大多数早期星系中观测到的双峰GC颜色分布（CD）几十年来一直被解释为双峰MD，这表明单个星系中只存在两个GC亚群。然而，传统的观点受到了一个新的理论的挑战，非线性金属性到颜色的转换可以导致双峰CD从单峰MD。单峰MD似乎是自然的，因为MD涉及数千个原星系。这个新理论已经过各种观测和理论研究的检验和证实。在这里，我们研究的非线性性质的GC颜色金属丰度关系（CMR）使用光度和光谱GC数据的NGC 5128（半人马座A）和NGC 4594（草帽），在比较恒星星族模拟。我们发现，在颜色上有轻微的偏移，观察到的和建模的CMR的整体形状同意以及所有可用的颜色。通过我们的CMR模型，基于观测到的光谱MD，很好地再现了这两个星系GC CD的不同颜色依赖的形态。结果证实了非线性CMR解释的GC颜色双峰，进一步阐明了星系形成的理论。
2022-09-06 astro-ph.GA
Signatures of tidal disruption in the Milky Way globular cluster NGC 6981 (M72)
我们研究了银河系球状星团NGC 6981的外部区域，从公开的$BV$测光和新的暗能量相机（DECam）的观测，都达到近4等以下的集群主序列（MS）关闭。虽然$BV$数据集揭示了星团周围的潮汐外特征，但DECam观测的更大视野使我们能够识别一些其他潮汐特征，这些特征从星团向银河系中心的相反方向延伸。这些星团结构特征来自于使用MS星建立的恒星密度图，一旦星团颜色-星等图被清除了场星的污染。我们还进行了$N$体模拟，以帮助我们了解的潮汐外碎片的空间分布。结果表明，存在的长尾和领导大多平行于集群速度矢量的方向。我们发现，在银河系附近的通道，持续近20万年，每个集群已经失去了它的大部分质量的潮汐破坏。因此，从我们的$N$体模拟中可以预期，星团附近逃逸恒星的密度会降低，这反过来意味着可以通过探索NGC 6891周围更大的区域来发现更强的潮汐外特征。
2021-01-05 astro-ph.GA
The Chemical Evolution of Globular Clusters - II. Metals and Fluorine
在本系列的第一篇论文中，我们提出了一个新的框架，在其中模拟球状星团的化学演化。这个模型是基于这样一个假设，即星系团形成于一个星际介质内，该介质由一颗Ia型超新星和不同数量的渐近巨星分支星的喷出物局部富集，叠加在由低金属量II型超新星预先富集的环境介质上。第一篇论文涉及将这一模型应用于三个典型的中间金属丰度簇的几种活性元素和所谓的非金属的观测丰度，这项工作的特点是成功地恢复了许多众所周知的元素和同位素丰度异常。在这里，我们通过以下方式扩展了我们的初步分析：（a）将模型应用于更广泛的金属丰度范围（从论文I中探索的3倍到现在的~50倍;即，基本上，银河系球状星团丰度的全部范围，和（b）纳入更广泛的化学物种，包括一些铁峰同位素，较重的α元素，和氟。虽然大多数经验的球状星团丰度趋势被再现，我们的模型将建议在低金属含量的需要更高的生产钙，硅，铜（或所谓的“提示”）Ia型超新星比目前的恒星模型预测，以重现在NGC 6752观察到的趋势，和一个因素的两个减少碳生产从渐近巨星分支恒星来解释观察到的趋势之间的碳和氮。对主要由Ia型超新星产生的重元素同位素（包括钛、铁和镍）的观测，可以毫不含糊地支持或反驳我们提出的框架。为了从动力学角度研究其可行性，必须进行流体动力学模拟。
2011-09-09 astro-ph.GA
Assembling the Milky Way bulge from globular clusters: Evidence from the double red clump
在银河系核球的色星等图中观察到的两个红色团块（RC）被广泛接受为起源于棒不稳定性的X形结构的证据。然而，基于在球状星团（GCs）中观察到的氦增强的多恒星星族现象，提出了一种截然不同的解释。由于这两种情况意味着非常不同的图片形成的核球和椭圆星系，了解双RC的起源是至关重要的。在这里，我们报告了我们的发现，在两个RC中的恒星在CN带强度上显示出显着的差异（> 5.3 σ），与X形隆起场景中的预期形成鲜明对比。CN丰度和两个RC之间的人口比例的差异与第一代和第二代恒星之间的GC中观察到的差异相当。由于CN-强的恒星跟踪人口与增强的N，Na，和He丰度起源于GC，这是直接的证据，双RC是由于多人口现象，并在银河系的突出的恒星人口的组装从破坏的原GC。我们的研究结果还要求对银河系凸起的3D结构进行重大修订，因为目前的观点是基于以前对双RC现象的解释。
2018-06-29 astro-ph.GA
Multiple Populations in NGC 1851: Abundance Variations and UV Photometric Synthesis in the Washington and HST/WFC3 Systems
对球状星团中的多星族（MP）进行光谱和光度分析是理解其形成和演化的关键。相对较窄的约翰逊U，F336 W，斯特劳格伦和斯隆U过滤器在展示这些MP光度至关重要，但在纸我，我们表明，更广泛的华盛顿C过滤器可以更有效地检测MP的测试案例球状星团NGC 1851。在论文I中，我们还发现了一个在NGC 1851以前的观测中没有发现的双MS。我们现在将这种测光与NGC 1851公布的RGB丰度进行匹配，发现在C中观察到的两个RGB分支通常在各种元素中表现出不同的丰度特征（例如，Ba，Na和O）和CN带强度，但没有一个单一的元素可以定义两个RGB分支。然而，同时考虑[Ba/Fe]或CN强度与[Na/Fe]，[O/Fe]或CN强度可以将两个光度RGB分支分成两个不同的丰度组。NGC 1851公布的SGB和HB丰度与华盛顿测光的匹配显示了MP的一致特征，可以定义为O-富/N-正常人口和O-贫/N-富人口。光度合成的华盛顿C过滤器和F336 W过滤器发现，这些丰富的特点，与适当的变化，他，可以重现两个过滤器的光度观测在RGB和MS。这种光度合成也证实了吞吐量的优势，C过滤器在检测MP。
2017-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Initial Size Distribution of the Galactic Globular Cluster System
尽管它们的大小演化在理解银河系球状星团（GCs）的动力学演化中具有重要意义，但专门关注这一问题的研究却很少。基于先进的、现实的Fokker-Planck（FP）方法，我们从理论上预测了银河系GC的初始尺寸分布（SD）以及它们的初始质量函数和径向分布。在一个广泛的参数空间中，超过一千次FP计算已经确定了SD，质量函数和径向分布的最佳拟合初始条件。我们的最佳拟合模型表明，银河系GC的初始SD比今天的SD具有更大的色散，并且初始GC的典型投影半光半径为~4.6 pc，比现在的GC（~2.5 pc）大1.8倍。它们的大尺寸意味着更容易受到银河潮汐的影响：被摧毁的GC的总质量达到3- 5 × 10^8 M_sun$，比之前的估计大了好几倍。我们的结果挑战了最近的观点，即银河系GC出生在sub-pc尺度上是紧凑的，而是意味着（1）最初的GC通常比现在的GC的典型尺寸更大，（2）最初的大GC大多收缩和/或分裂作为银河潮汐的结果，（3）最初的小GC通过两体弛豫膨胀，后来通过银河潮汐收缩。
2012-12-31 astro-ph.GA
Discovery of a candidate quiescent low-mass X-ray binary in the globular cluster NGC 6553
本文报道了在球状星团（GC）NGC 6553中寻找静止低质量X射线双星（qLMXB）的XMM-牛顿观测。我们的光谱确定一个候选的qLMXB在集群的核心，基于光谱的一致性与中子星H-大气模型在距离NGC 6553。具体而言，使用三个XMM欧洲光子成像相机光谱发现的最佳拟合半径是R_NS=6.3（+2.3）（-0.8）km（对于M_NS=1.4 Msun），并且最佳拟合温度是kTeff=136（+21）（-34）eV。这两个物理参数都与先前在GC和现场鉴定的qLMXB的典型值一致，即，R_NS~5-20 km，kTeff~50-150 eV。光谱拟合还需要光子指数Gamma=2.1（+0.5）（-0.8）的幂律（PL）分量，该分量占X射线源总通量的约33%。一个详细的分析支持的假设，即PL组件源自附近的源在核心，未解决的XMM。对钱德拉观测存档的分析为所述假设提供了边际额外支持。最后，在XMM视野内检测到的所有源的目录在这里呈现。
2011-07-18 astro-ph.GA
Formation of Globular Cluster Candidates in Merging Proto-galaxies at High Redshift: A View from the FIRE Cosmological Simulations
利用FIRE计划中最先进的高红移合并原星系的宇宙学模拟，通过对恒星形成和星际介质中恒星反馈的明确处理，我们研究了星团的形成，并检验了当今贫金属球状星团的一个形成假说.我们发现，在高红移原星系的频繁合并可以提供一个肥沃的环境，以产生持久的绑定星团。剧烈的合并事件扰乱了引力势，并将~> 1 e5 -6 Msun的大气体质量集体推向高密度，在恒星反馈可以阻止恒星形成之前，它迅速变成恒星。高动态范围的模拟报告是至关重要的，实现这样的密集的恒星形成云与一个小的动力学时标，t_ff <~ 3百万年，短于大多数恒星反馈时标。然后，我们的模拟使我们能够跟踪集群如何变得维里化和紧密结合，直到模拟结束为止，生存长达4.2亿年。由于星团紧密结合的核心是在一次短暂的爆发中形成的，而附近最初与星团组合在一起的较老恒星往往会被优先移除，因此在模拟结束时，星团的年龄分布很小。
2018-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular clusters in the Galactic bulge
为了深入了解银河系的形成和演化，有必要通过它们的球状星团来观察银河系的膨胀。球状星团和场星在运动学、轨道、化学丰度和年龄方面的性质之间的联系应该有助于阐明不同的恒星星族组成。基于空间分布和金属丰度，我们定义了一个可能的最佳列表的凸出集群，包含43个条目。对新发现的物体，主要是从VVV调查，未来的工作提出了建议。这些候选者可能会缓解在凸起的远侧缺失集群的问题。我们讨论了影响星系团距离星系中心的红化规律，并得出结论，最合适的总选择性吸收值似乎是R $_{\rm V}$ =3.2，与最近的分析一致。提供了凸出星系团元素丰度的最新资料。
2015-10-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
G2C2-III: Structural parameters for Galactic globular clusters in SDSS passbands
我们使用我们的银河系球状星团目录（G2 C2）测光的111银河系球状星团（GC）在g和z，以及r和i测光的一个子集的60个GC和u测光的22个GC，以确定结构参数假设国王（1962年）模型。在一般情况下，得到的核心半径是在良好的比较与目前的文献值。然而，我们的半光半径略低于文献。浓度（因此也是潮汐半径）的约束很差，主要是因为我们的成像的径向范围有限。因此，我们广泛地讨论了有限的视野上的派生参数使用镶嵌SDSS数据，不受此限制的影响。我们还说明了如何红巨星分支（RGB）的恒星在集群的核心可以随机诱导表面亮度轮廓的人工峰值。与这些明亮的恒星相关的问题是根据我们的测光和模拟集群进行审查。我们还研究了颜色梯度，发现最强的中心颜色梯度是由中心RGB恒星引起的，因此不代表集群光或颜色分布。我们恢复已知的半光半径和银河系的距离之间的关系在g波段，但发现一个较低的斜率红过滤器。我们没有发现这种关系的分散和其他集群属性之间的相关性。我们找到了半光半径和[Fe/H]之间相关性的初步证据，贫金属GC大于富金属GC。然而，我们得出结论，这种趋势是由星系团在银河系中的位置引起的，富含金属的星系团位于更中心的位置。
2015-04-16 astro-ph.GA
A Wide View of the Galactic Globular Cluster NGC 2808: Red Giant and Horizontal Branch Star Spatial Distributions
本研究结合DECam与HST观测数据，分析银河系球状星团NGC 2808内红巨星支子族和水平支恒星的空间分布特征，揭示其化学子族的空间差异与演化关联，并通过与ω Cen的对比推测二者可能具有相似起源。
2023-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
A 3D view of multiple populations kinematics in Galactic globular clusters
该研究首次对16个银河系球状星团进行三维运动学分析，发现第二星族旋转更快且年轻星团中速度分布呈径向各向异性，支持其初始更集中且旋转更快的形成假说。
2024-09-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
