The outer halo globular cluster system of M31 - III. Relationship to the stellar halo
我们利用泛仙女座考古调查的最终目录，调查之间的联系，球状星团系统和场晕在M31在投影半径$R_p=25-150$千秒差距。在这个区域的集群径向密度分布表现出指数$Γ=-2.37\pm0.17$的幂律下降，匹配的恒星晕组件与[Fe/H] $<-1.1$。空间密度图揭示了贫金属场晕中最明亮的子结构与许多球状星团的位置之间惊人的对应关系。通过比较每个集群本地的贫金属晕星的密度与在相称半径的方位角分布，我们拒绝集群和场超密度之间没有相关性的可能性，具有很高的置信度。我们使用我们的恒星密度测量和以前的运动学数据来证明，$\approx35-60\%$的集群表现出的属性一致已被吸积到郊区的M31在晚些时候与他们的母矮星。相反，至少有$\sim40\%$的远程集群显示没有证据表明与晕子结构的链接。这个子群的径向密度分布是没有特征的，并且与贫金属恒星晕中明显光滑的组成部分密切相关。我们推测，这些集群与平滑晕，如果是这样的话，他们的属性似乎与一个场景中的平滑晕是建立在早期通过破坏原始卫星一致。在这张照片中，$R_p=25$ kpc外的整个M31球状星团系统包括了在哈勃成长时间内从外部星系积累的天体。
2019-01-06 astro-ph.GA
A 500 Parsec Halo Surrounding the Galactic Globular NGC 1851
利用显示四等主序星的图像，我们发现银河系球状星团NGC 1851被一个光晕包围，从潮汐半径700弧秒（41 pc）到超过4500弧秒（>250 pc）都可以看到。这个晕是对称的，密度按照$r^{-1.24}$的幂律下降。它的质量约为NGC 1851的0.1%。没有潮汐尾的证据。目前的球状星团演化模型并不能解释这一特征，尽管潮汐对矮球状星系影响的模拟定性地模拟了这些结果。鉴于已发表的模型的状态，不可能决定这个晕是由孤立的星系团蒸发产生的，还是由潮汐或盘冲击产生的，或者是由这个物体可能曾经嵌入的矮星系的破坏产生的。
2009-09-09 astro-ph.GA
The SLUGGS survey: Combining stellar and globular cluster metallicities in the outer regions of early-type galaxies
早型星系的外晕区域携带着关于它们过去吸积历史的关键信息。然而，在这样的银河系中心半径下用光谱探测恒星成分仍然具有挑战性。利用Keck/DEIMOS，我们测量了12个早型星系中恒星和球状星团组分的金属丰度，其范围大于$10~\rm{R_{e}}$。我们发现类似的金属丰度梯度的贫金属和富金属的球状星团亚群，这表明一个共同的形成过程的两个亚群。这与目前大多数理论预测相冲突，其中贫金属的球状星团被认为是纯粹的吸积，而富金属的球状星团大多是在原位形成的。此外，我们还发现球状星团的金属丰度梯度随星系质量的变化而变化，在低质量星系中比在高质量星系中更陡。这与我们在最外层星系恒星中发现的相似，表明在最大质量的星系中，吸积历史更活跃，主要合并发挥了更大的作用。这一结论与两相星系集合体模型的预期在质量上是一致的。最后，我们发现，在$1~\rm{R_{e}}$的星系恒星和富含金属的球状星团之间的金属丰度的微小差异可能与星系质量。这种差异的根源目前尚不清楚。
2015-05-18 astro-ph.GA
Intra-cluster Globular Clusters in a Simulated Galaxy Cluster
使用星系团晕的宇宙学暗物质模拟，我们跟踪了其球状星团种群的时间演化。为了模拟红色和蓝色球状星团的人口，我们选择在高红移$(z\sim 1)$两套粒子从个别星系晕约束的事实，即在红移$z=0$，他们的密度分布类似于观察到的。在红移$z=0$，我们选择的球状星团中大约有60%从它们原来的晕中被移除，形成了星团内的球状星团种群，而剩下的40%仍然被引力束缚在它们原来的星系晕中。由于蓝色星族比红色星族更广，所以星团内的球状星团以蓝色球状星团为主，其相对比例从红移$z=0$的60%上升到红移$z\sim 2$的83%.与室女座星系团的观测结果一致，蓝色的星系团内球状星团人口在空间上比红色的更广泛，指向潮汐中断的起源。
2017-12-14 astro-ph.GA
Tidal stripping of globular clusters in a simulated galaxy cluster
利用宇宙学N体数值模拟方法研究了星系团大小晕的形成过程，分析了其球状星团种群的时间演化。我们跟踪了38个星系暗物质晕在一个星系团中的动力学演化，该星系团在红移z=0时的维里质量为1.71 * 10 ^14 Msol h^-1。为了模拟球状星团的“蓝色”和“红色”种群，对于每个星系晕，我们选择了两组不同的粒子在高红移（z ~ 1），约束条件是，在红移z=0时，它们的平均径向密度分布与观测到的分布相似。正如预期的那样，一般的星系团潮汐场移走了相当一部分的球状星团人口，以养活星团内的人口。平均而言，晕分别损失了最初红色和蓝色球状星团人口的16%和29%。我们的研究结果表明，这些分数强烈依赖于星系晕的轨道轨迹，特别是轨道的数量和最小的近心距离的星系团中心的晕。在给定的时间，这些分数也取决于当前的星团中心距离，就像观测表明球状星团S_N的特定频率取决于它们的星团中心距离一样。
2015-05-20 astro-ph.GA
The fraction of globular cluster second-generation stars in the Galactic halo
许多观测研究揭示了银河系球状星团中存在多个恒星世代。这些研究表明，第二代恒星在球状星团目前的质量中占很大比例，在单个星团中，第二代恒星的质量比例从50%到80%不等。在这封信中，我们进行流体动力学模拟，探索第二代恒星的质量对初始质量和结构参数和恒星初始质量函数（IMF）的父集群的依赖。然后，我们使用这些模拟的结果来估计的分数，f_{SG,H}，银河系恒星晕的质量组成的第二代恒星起源于球状星团。研究了银河系球状星团系统初始质量函数参数对f_{SG,H}的依赖性。对于广泛的初始条件，我们发现，银河系恒星晕的质量分数在第二代恒星总是很小，f_{SG,H} <4- 6%的Kroupa-1993 IMF和f_{SG,H} <7- 9%的Kroupa-2001 IMF。
2010-07-09 astro-ph.GA
Stellar envelopes of globular clusters embedded in dark mini-haloes
我们发现，硬遇到嵌入在暗物质（DM）晕中的球状星团的中心区域必然导致形成的引力约束恒星信封，远远超出系统的标称潮汐半径。使用统计参数和数值技术，我们推导出的平衡分布函数的恒星从中心的非发散球势。独立的速度分布与恒星被抛出，GC信封的密度分布渐近$ρ\sim r^{-4}$在大的距离，并成为等温向中心。添加一个DM晕分量会留下两个明确的观测特征：（i）在大距离处，投影的速度色散剖面变平或略有增加，以及（ii）外表面密度剖面系统地比没有暗物质的模型更浅。
2017-06-08 astro-ph.GA
Modelling the Milky Way's globular cluster system
我们构造了一个银河系球状星团系统的模型的基础上，一个现实的引力势和分布函数（DF）解析的作用积分。DF包括盘和晕组件，其功能形式类似于最近用来描述恒星盘和恒星晕。我们使用贝叶斯方法确定模型参数的后验分布。这让我们了解了球状星团数据对我们模型的约束程度。的光盘和晕DF的青睐的参数值是类似的，以前获得的值从适合恒星盘和晕，虽然集群晕系统显示更清晰的旋转比恒星晕。我们的模型再现了球状星团系统的一般特征，即密度分布，平均自转速度。盘簇的分数与所观察到的富金属簇的分数相一致。然而，这些数据表明，要么是编目的星团距离与目前对银河系中心距离的估计不一致，要么是未能识别出凸起后面的星团。随着我们银河系组成部分的数据在未来几年内在数量和精度上的增加，重新审视目前的分析将是有益的。
2017-01-24 astro-ph.GA
Globular cluster contributions to Galactic halo assembly
我讨论了寻找红巨星在银河系晕轻元素丰度类似于第二代球状星团恒星，并讨论了这样一个人口的影响球状星团形成模型和原位恒星形成和吸积之间的平衡组装的星系晕。
2012-11-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
From Gaia to GaiaNIR: I. Probing dark matter halos in globular clusters
Lund University（隆德大学）；University of Leicester（莱斯特大学）
本文比较了GaiaNIR与Gaia在探测球状星团暗物质晕中的性能，发现GaiaNIR在高尘埃遮蔽条件下能更有效地检测和区分暗物质晕。
2026-04-20 astro-ph.GA
More Remote Globular Clusters in the Outer Halo of M31
我们在斯隆数字巡天中搜寻M31周围的外晕球状星团（GC）。我们对非恒星天体的搜索，在0.3 <（g-i）o < 1.5和14.0 < ro < 19.0的范围内，集中在扩展晕的一些偏远地区，最大投影距离为240 kpc，总共约200平方度。另外大约50平方度，距离M31大约5-75千秒差距，作为测试区进行了调查。在这些区域中，我们确定了39个GC和2个GC候选者，84%的先前已知的GC（93%的“经典GC”和40%的“晕扩展簇”，在Huxor等人的簇分类方案上）。在整个调查中，我们对78，516个对象进行了视觉检查，以获得聚类状态的形态学证据，并确定了18个新聚类和75个候选聚类。新的星团包括15个经典的球状星团和3个密度较低的星团。其中六个星团位于外晕的偏远地区，超出了100 kpc的投影距离。以前，只有MGC 1在117 kpc处被发现超过这个极限。在这次调查中发现的最远的星团位于距离M31 158 kpc的投影半径处，假设M31的距离是780 kpc。
2013-01-10 astro-ph.GA
Halo millisecond pulsars ejected by intermediate mass black holes in globular clusters
中等质量黑洞是当代天体物理学中最难以捉摸的天体之一。关于它们存在的理论和观测证据都是争论的主题。相反，理论和观测都证实了存在大量的毫秒双星（MSP）和低质量的同伴居住在球状星团（GC）中心。如果IMBH在GC中心也很常见，那么动力学相互作用将不可避免地使许多这样的双星解体，导致星系晕中几个快速MSP的喷射。这种群体的快速晕MSP，难以产生与“标准”MSP的产生机制，将提供一个强有力的，虽然间接的证据，在GC中存在大量的IMBH的人口。在本文中，我们详细研究了这种快速MSP人口的动态形成和演变，突出了相关的观测特性和评估检测前景与即将到来的无线电调查。
2012-08-21 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
Mass and shape of the Milky Way's dark matter halo with globular clusters from Gaia and Hubble
我们用球状星团作为示踪物，估算了内银河系（$<20$ kpc）的质量和暗物质晕的轴比。同时，我们对球状星团系统的相空间分布进行了约束。我们使用盖亚DR 2目录的75个球状星团的自行和最近的测量的另20个遥远的星系团的自行与哈勃太空望远镜获得。我们描述的球状星团系统与2-分量分布函数（DF），与一个平坦的，旋转盘和圆，更广泛的晕。在确定银河系的盘和凸起的同时，我们让暗物质晕的质量和形状，我们用贝叶斯方法拟合这两个参数，以及描述DF的其他六个参数。发现20 kpc以内的银河系质量为$M(<20{\,\rm kpc})=1.91^{+0.18}_{-0.17} \times 10^{11} M_\odot$，其中$M_{\rm DM}(<20{\,\rm kpc})=1.37^{+0.18}_{-0.17}\times 10^{11}M_\odot$在暗物质中，暗物质晕的密度轴比为$q=1.30 \pm 0.25$ .这意味着位力质量$M_{\rm via} = 1.3 \pm 0.3 \times 10^{12} M_\odot$。我们的分析排除了扁圆（$q<0.8$）和强长晕（$q>1.9$）与99%的概率。我们的首选模型再现观测到的球状星团的相空间分布，并有一个光盘组件，非常类似的银河系厚盘。晕的组成部分遵循幂律密度分布$ρ\propto r^{-3.3}$，在20 kpc时的平均…
2018-12-23 astro-ph.GA
High-Precision Dark Halo Virial Masses from Globular Cluster Numbers: Implications for Globular Cluster Formation and Galaxy Assembly
我们证实，球状星团（GC）的数量，N $_{GC}$，是一个很好的示踪剂，其宿主星系的晕维里质量M $_{vir}$。简单的线性关系M $_{vir} = 5 \times 10^9$ M $_{\odot} \times$ N $_{GC}$完美地拟合了从M $_{vir} = 10^{10}$ M $_{\odot}$到M $_{vir} = 2 \times 10^{15}$ M $_{\odot}$的数据。这一结果是独立的星系形态和统计扩展到矮星系制度与M $_{vir} = 10^8 - 10^{10}$ M $_{\odot}$，包括极端超弥漫星系DF 44。由于该相关性不依赖于GC质量，因此非常适合高精度测定M $_{vir}$。这种线性最简单的解释是，一个高红移晕种子种群的宇宙学合并，平均每$5 \times 10^8$ M $_{\odot}$的暗物质就有一个GC。我们表明，层次合并也是非常强大的恢复线性相关性和擦除签名，即使是一个强大的长期演化的GC系统。宇宙学的合并方案也意味着一个强大的下降，在$N_{GC}$的散射与维里质量$δN_{GC}/N_{GC} \sim M_{vir}^{-1/2}$的增加相反的观察，显示一个大致恒定的散射，独立的维里质量。这种差异可以解释，如果确定维里质量的运动示踪剂和引力透镜的错误是一个因素的顺序为2。矮卫星星系中的GC对高红…
2019-11-27 astro-ph.GA
Young accreted globular clusters in the outer halo of M31
本文报道了双子座/GMOS对M31外围两个新发现的球状星团的观测结果。这些天体，PAdAS-7和PAdAS-8，位于银河中心半径约87千秒差距，并以约19千秒差距投射到被称为西南云的场晕子结构上。我们测量径向速度的两个集群，确认它们几乎肯定是物理上与此功能。色星等图显示PA-7和PA-8的水平分支都非常短，只有红色;两者的光度[Fe/H] = -1.35 +/-0.15。在这个金属丰度，水平分支的形态是最敏感的年龄，我们使用PA-7和PA-8中看到的独特的配置，以证明这两个对象很可能是至少2 Gyr年轻比最古老的银河系球状星团。我们的观测结果为年轻的球状星团被吸积到M31遥远的外部区域提供了强有力的证据，这种吸积的方式与银河系的既定图像完全一致，并增加了这样一种观点的可信度，即类似的过程在确定一般大型螺旋星系中球状星团系统的组成方面发挥着核心作用。
2012-11-06 astro-ph.GA
Clustering clusters: unsupervised machine learning on globular cluster structural parameters
球状星团（GC）根据其轨道、化学和内部物理性质，历来被分为两类（盘/晕）或三类（盘/内晕/外晕）。这种细分的定性性质使得不可能确定组的自然数实际上是两个、三个还是更多。在本文中，我们使用聚类分析的$(\log M, \log σ_0, \log R_e, [Fe/H], \log | Z |)$空间表明，GC组的固有数实际上是$k=2$或$k=3$，后者是有利的，虽然不显着。在$k=2$的情况下，围绕中心点的分区（PAM）聚类算法恢复了贫金属晕GC组和富金属盘GC组。使用$k=3$，这三个组可以被解释为盘/内晕/外晕族。对于每个群，我们得到一个中心点，即一个代表性的元素（分别代表圆盘、内晕和外晕的NGC $6352$、NGC $5986$和NGC $5466$），以及一个衡量每个GC与它的群有多强关联的尺度，即所谓的轮廓宽度。使用后者，我们发现与年龄的磁盘和外晕GC的关联越强的GC与磁盘（外晕）组，它是年轻（老年）。
2019-01-16 astro-ph.GA
The Sizes of Globular Clusters as Tracers of Galactic Halo Potentials
我们提出了球状星团的$N$体模拟，探讨了不同星系势对星团大小的影响，$r_h$ .对于不同的银河系中心距离，$R_G$，我们评估如何集群大小的变化时，我们改变维里质量和浓度的宿主星系的暗物质晕。我们发现，GC的大小是由当地的星系质量密度，而不是主星系的维里质量。我们发现，在不太集中的星系的内晕中演化的星系团比在更集中的星系团中演化的星系团要大得多，而在外晕中轨道运行的星系团的大小几乎与浓度无关。在我们的星系模型中加入重子成分并不会对这些结果产生太大的改变，因为它的影响只在非常内部的晕中才显着。我们的模拟表明，有一个$r_h$和$R_G$之间的关系，这系统地依赖于晕的物理参数。因此，在个别星系中观察这种关系可以对暗物质晕特征提出新的观测约束。然而，通过改变晕质量在一个很宽的范围内的$10^{9}\leq M_{vir}/\msun \leq10^{13}$，我们发现，$r_h-R_G$的关系将几乎是独立的晕质量，如果一个假设$M_{vir}$和$c_{vir}$作为两个相关的参数，建议由宇宙学模拟。
2015-12-17 astro-ph.GA
The Globular Cluster Origin of the Milky Way Outer Bulge: Evidence from Sodium Bimodality
最近对银河系球核色星等图中的双红团的研究使人们对外球核的结构和形成起源产生了严重的怀疑。与以前基于X形凸起的解释不同，恒星演化模型和CN波段观测表明，这一特征是在球状星团（GC）中观察到的多恒星星族现象的另一种表现。这种新的情况需要一个显着的比例外球星的化学模式独特的GC观察。在这里，我们从均匀的高质量的光谱数据表明，红巨星分支恒星的外凸（> 5.5度，从银河系中心）明显分为两组，根据钠丰度在[Na/Fe] - [Fe/H]平面。富Na星的Al含量也有所增加，而O和Mg的含量在两个Na族之间没有差别。两组之间的人口比例和Na和Al的差异也与在富含金属的GC中观察到的相似。对这些化学模式和特征的唯一合理解释似乎是，外部凸起主要是由银河系早期历史中被破坏的原始GC组装而成的。
2019-05-21 astro-ph.GA
Globular cluster clustering and tidal features around ultra compact dwarf galaxies in the halo of NGC1399
提出了一种新的方法来限制超紧凑矮星系（UCD）的形成通道。这类不均匀的天体是潮汐剥离的矮椭圆星系和大质量球状星团的残余物。我们使用三种方法来揭示它们的性质：1）我们分析了它们的表面亮度分布，2）我们直接搜索了UCD周围的潮汐特征，3）我们比较了GC和UCD在其宿主星系晕中的空间分布。本文利用FORS 2观测资料，通过分析天炉座星系团中央星系NGC 1399晕内97个UCD的表面亮度剖面，研究了它们的详细结构组成。我们推导出13个扩展UCD的结构参数，用单个Sersic函数对其进行建模，并将其分解为复合King和Sersic配置文件。我们发现的证据表明，在μ =~26等\arcsec^- 2周围的UCD的半径为90秒差距的延伸微弱的恒星信封。我们还展示了新的证据，微弱的不对称结构和潮汐尾状功能周围的几个这些UCD，一个可能的示踪剂，其起源和组装的历史在其宿主星系晕。特别是，我们提出的证据，第一次发现了一个显着的潮汐尾与UCD-FORS 2周围的~ 350 pc的延伸。我们在NGC 1399的晕内寻找球状星团空间分布的局部超密度，看看它们是否与UCD的位置有关。当我们将它与主星系的球状星团的分布进行比较时，我们发现UCD周围局部过剩的球状星团规模小于1 kpc。这种效应对于贫金属蓝色GC最强。我们讨论了这些聚集的球状星团最初与UCD有关的可能性。
2015-10-16 astro-ph.GA
Do Ultra Diffuse Galaxies with Rich Globular Clusters Systems have Overly Massive Halos?
本文研究富含球状星团的超弥散星系，发现其不遵循标准恒星质量—暗物质晕质量关系，可能因早期淬灭而未形成预期恒星质量，从而表现为拥有过大的核芯型暗物质晕。
2024-01-14 astro-ph.GA
Chemical tagging in the SDSS-III/APOGEE survey: new identifications of halo stars with globular cluster origins
我们提出了新的鉴定星系晕中的五个红巨星的化学丰度模式，表明它们最初形成于球状星团。使用来自阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）调查的数据，通过斯隆数字巡天数据发布12（DR 12），我们首先确定可能的晕巨星，然后搜索那些与球状星团相关的众所周知的化学标记，特别是氮和铝的富集。我们发现在我们的样本中有2%的晕巨星具有这种化学特征，与以前的结果一致。根据我们以前对这个主题的工作的解释，这意味着至少有13%的晕星最初形成于球状星团。球状星团形成的理论认识的最新进展提出了有关的解释问题，我们承认，这些移民代表的晕场的一小部分的可能性。在晕场中，具有球状星团化学标记的恒星数量与球状星团中的数量大致相同，无论它们是否伴随着更大数量的前球状星团恒星。
2016-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Building the Galactic halo from globular clusters: evidence from chemically unusual red giants
我们提出了一个光谱搜索晕场星，最初形成于球状星团。使用中等分辨率的SDSS-III/SEGUE-2光谱的561颗红巨星具有典型的晕金属丰度（-1.8 < [Fe/H] < -1.0），我们确定了16颗恒星，3%的样本，CN和CH带强度行为表明相对于其余的数据集，贫碳和增强的氮丰度。由于球状星团是唯一已知的环境中，恒星形成这种模式的非典型轻元素丰度，我们认为这些恒星是第二代球状星团的恒星已经失去了晕场通过正常的集群质量损失过程。从两代球状星团形成的理论模型外推，这一结果表明，球状星团贡献了显着数量的恒星的星系晕的建设：我们计算，最低的17%的恒星晕的质量最初形成于球状星团。CN-强恒星与CN-正常恒星的比例随着银心距离的增加而下降，这表明内晕人口可能是这些恒星的主要储存库。
2011-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation history of the Milky Way halo traced by the Oosterhoff dichotomy among globular clusters
在我们最近对多星群范式中奥斯特霍夫二分法的研究中（Jang et al. 2014），我们提出奥斯特霍夫I、II和III群球状星团（GC）中的RR天琴座变星主要分别由第一、第二和第三代恒星（G1、G2和G3）产生。在这里，我们表明，第一次，所观察到的二分法在内部和外部晕GC可以自然地复制时，这些模型扩展到所有的金属丰度制度，同时保持合理的协议，在水平分支类型与[Fe/H]的相关性。为了实现这一点，然而，具体的恒星形成的历史是需要的内部和外部晕。在内晕GC中，恒星形成开始和停止较早，各亚群之间的形成时间尺度相对较短（约0.5 Gyr），而在外晕中，G1的形成延迟约0.8 Gyr，G1和G2之间的时间尺度更长（约1.4 Gyr）。这与银河系晕的双重起源是一致的。尽管在细节上的差异，我们的模型表明，Oosterhoff周期组观察到的外晕和内晕GC的不稳定带内的“人口转移”的影响，其起源可以追溯到两个或三个离散的情节在GC的恒星形成的表现。
2015-05-18 astro-ph.GA
Globular Clusters Formed within Dark Halos I: present-day abundance, distribution and kinematics
我们探讨的情况下，贫金属球状星团（GC）的形式在自己的暗物质晕在早期宇宙的中心再电离之前。这一假设导致的丰度，分布和运动学的GC今天，我们探索使用宇宙学N体模拟和分析建模的预测。我们发现，选择$z\gtrsim 9$处坍缩天体的大质量尾部作为GC形成位点，导致了四个主要的预测：i）今天星系周围的GC高度聚集的人口，ii）GC数量和晕维里质量之间的自然比例关系大致遵循观察到的趋势，iii）在大质量晕外自由漂浮的GC数量非常少; iv）GC应该嵌入在大质量和扩展的暗物质（子）晕内。我们发现，模型的最强约束是由（i）和（ii）的组合给出的：对标记GC晕的质量切割，它占了今天贫金属GC的数密度，预测了与最近的观测相比过于扩展的径向分布。另一方面，足以匹配所观察到的半数半径的质量切割只能解释60%的金属贫乏群体。在所有情况下，观察有利于早期红移GC形成（$z\geq 15$）。
2018-10-17 astro-ph.GA
Low-mass globular clusters from stripped dark matter halos
本研究通过针对矮星系的超高分辨率宇宙学放大模拟，提出低质量球状星团形成于再电离前的低质量暗物质晕中，后被矮星系吸积时暗物质被潮汐剥离，解释了当前缺乏暗物质的古老球状星团的起源。
2023-10-05 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
Evidence for an accretion origin for the outer halo globular cluster system of M31
我们使用一个新发现的球状星团的样本从泛仙女座考古调查（PAndAS）结合以前编目的对象映射的空间分布的球状星团在M31晕。在投影半径超过~30千秒差距的地方，大的相干恒星流很容易在现场区分，这些功能和球状星团的位置之间有一个惊人的相关性。采用一个简单的蒙特卡罗方法，我们测试的意义，这种关联的概率计算，它可能是由于机会对齐的球状星团顺利分布在M31晕。我们发现这种可能性的可能性很低，低于1%，并得出结论，观测到的空间重合之间的球状星团和多个潮汐碎片流的外晕的M31反映了一个真正的物理协会。我们的研究结果表明，大多数的远程球状星团系统的M31已组装作为一个结果的吸积星团轴承卫星星系。这构成了迄今为止最直接的证据，表明某些星系中的外晕球状星团种群在很大程度上是吸积的。
2010-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular cluster numbers in dark matter haloes in a dual formation scenario: an empirical model within EMERGE
我们提出了一个经验模型的球状星团（GC）在星系中的数量的基础上，最近的数据表明，暗物质晕维里质量和GC数之间的紧密关系。虽然一个简单的基础模型形成GC在低质量的晕再现这种关系，我们表明，GC的第二个形成途径是需要考虑到观察到的年轻GC人口。我们确认以前的工作，报告所观察到的线性相关性作为一个结果的层次合并和它的不敏感性的确切的GC形成过程中，在较高的维里质量，即使是一个双形成的情况。我们发现，线性关系的分散性与平滑吸积的相对量密切相关：越多的暗物质平滑吸积，晕的GC就越少，与相同质量的其他晕相比。这种散射小于晕质量测量所引入的散射，表明星系中GC的数量是其暗物质质量的良好示踪剂。平滑的吸积也是低质量晕中每GC平均暗物质质量较低的原因。最后，我们成功地再现了所观察到的一般趋势的GC是老的和更大规模的晕托管老GC系统的趋势。包括第二GC的形成机制，通过富含气体的合并导致更现实的各种GC年龄分布，也介绍了年龄反转的晕维里质量范围$\log M_\mathrm{vir}/\mathrm{M}_\odot = 11{-}13$。
2021-06-11 astro-ph.GA
The Dark Matter Halo of M54
M54是一个嵌入在暗物质晕中的球状星团的原型。盖亚EDR3测光和自行分离的老，金属贫乏的恒星从更多的金属丰富和年轻的矮星系恒星。贫金属恒星在50秒差距内占主导地位，其速度色散曲线下降到30秒差距左右的最小值，然后又上升到接近中心速度色散，正如对暗物质晕中心球状星团的预期。对这三个独立的恒星星族的金斯分析给出了一致的质量，它们的质量随着半径近似线性地增加到1千秒差距，这意味着一个小的核心或尖形晕。这些数据与2.3 Gyr前在50 kpc远心点处的一个下落的CDM暗物质晕相一致，该暗物质晕被简化为3 × 10^8 M_sun，其中心球状星团被一个矮星系的残骸所包围。潮汐会逐渐带走1千秒差距以上的物质，但对中心300秒差距以内的恒星和暗物质几乎没有影响。M54似乎是一个过渡系统之间的球状星团有和没有当地的黑暗晕，其演变的星系内的吸积和轨道近心的时间敏感地依赖。
2022-06-28 astro-ph.GA
A MegaCam Survey of Outer Halo Satellites. VII. A Single Sérsic Index v/s Effective Radius Relation for Milky Way Outer Halo Satellites
在这项工作中，我们使用的银河系的外晕（$R_G > 25\,\mathrm{kpc}$）的卫星（矮球状星系，超暗矮星系和球状星团）的结构特性来自深，宽场和均匀的数据，提出的证据的相关性在Sérsic指数v/s有效半径平面其次是一个大部分的外晕球状星团和卫星矮星系。通过在中心表面亮度v/s绝对星等和Sérsic指数v/s绝对星等参数空间中拟合经验关系，并假设存在两种类型的外晕球状星团，我们发现这种相关性可以完全再现：一种是高表面亮度（HSB组），具有类似于内晕星系团的性质;另一个低表面亮度（LSB组），与矮球状和超微弱矮星系共享特征。由于LSB星系团与矮球状和超暗矮星系的相似性，我们讨论了外晕星系团也起源于暗物质晕内部的可能性，以及来自不同星系宿主势的潮汐力是HSB和LSB星系团之间不同性质的原因。
2019-02-23 astro-ph.GA
A search for stellar structures around nine outer halo globular clusters in the Milky Way
我们使用暗能量照相机的深度成像来探索银河系外晕中九个球状星团的外围区域。除了Whiting 1和NGC 7492，它们被投射到人马座流，我们没有看到邻近的恒星星族的证据表明这些星团中的任何一个与来自被摧毁的宿主矮星的相干潮汐碎片有关。在我们的样本中，我们也没有发现任何星团周围存在潮汐尾的证据;然而，NGC 1904和6981似乎都拥有外部信封。受到最近一系列基于盖亚的发现的启发，我们编译了一个具有强大的潮汐结构检测的集群样本，并搜索与轨道特性的相关性。虽然我们观察到具有潮汐尾的星系团通常处于中等或非常偏心的轨道上，这些轨道高度倾斜于银河平面，并且经常逆行，但这些既不是潮汐外结构形成的必要条件，也不是充分条件。许多具有潮汐尾的天体似乎是吸积的，这使我们推测，这种缺乏一致性的现象可能源于银河系球状星团系统的非均匀动力学历史。最后，我们注意到，在地面成像中检测到的具有突出恒星包络的星团（如NGC 1851和7089）现在都被认为是盖亚拥有长潮汐尾-实验证实，扩展包络的存在表明潮汐侵蚀。
2022-03-15 astro-ph.GA
The Peculiar Chemical Inventory of NGC 2419 -- An Extreme Outer Halo "Globular Cluster"
NGC 2419是一个巨大的外晕星系球状星团，其恒星先前已被证明具有某种特殊的丰度模式。我们用Keck/HIRES在合理的信噪比下观测到了NGC 2419的7颗亮巨星。其中一颗巨行星非常特殊，[Mg/Fe]极低，[K/Fe]极高，但大多数其他元素的丰度正常。丰度模式与任何超新星模型的核合成产率都不匹配。其他六颗恒星的丰度比是典型的内晕星系球状星团，图中以附近球状星团M30中的巨星为代表。虽然我们的测量表明NGC 2419在某些方面是不寻常的，但它的整体性质并没有提供令人信服的证据来证明内晕和外晕球状星团之间的差异。
2011-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
A Low-Mass Stellar-Debris Stream Associated with a Globular Cluster Pair in the Halo
我们从SDSS蓝水平支和SDSS+LAMOST RR天琴座恒星的组合晕样本中寻找这样的子结构，与$Gaia$ DR 2的天体测量信息交叉匹配。这是一个古老恒星的样本，也是结构的优秀示踪剂，是寻找外部恒星晕中古代遗迹的理想选择。通过将基于神经网络的方法StarGO应用于我们样本的全四维动力学空间，我们重新发现了人马座流，并找到了$Gaia$ -土卫二香肠（GES）和红杉事件的碎片，以及它们与几个GC的联系。最重要的是，我们发现了一个新的，低质量的，碎片流与一对GC（NGC 5024和NGC 5053），我们称之为LMS-1。这条流有一个非常极地的轨道，占据了距离银河系中心10到20千秒差距的区域。NGC 5024（M53）是相关GC对中质量更大的一个，根据N体模拟的结果，它很可能是一个现已破裂的矮星系祖先的核星团。
2020-07-10 astro-ph.GA
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
Two major accretion epochs in M31 from two distinct populations of globular clusters
大星系是通过矮星系的积累而成长起来的。原则上，利用星系的恒星晕的性质来追踪这一成长历史是可能的。先前对M31（仙女座）星系的研究表明，在半径25千秒差距之外，晕状球状星团的数量与恒星盘成一条直线旋转，更中心的星团也是如此。M31晕也包含了连贯的恒星子结构，以及平滑分布的恒星成分。许多25千秒差距以外的球状星团与最突出的子结构有关，而其他的则是平滑晕的一部分。在这里，我们报告一个新的分析这些球状星团的运动学。我们发现，这两个不同的人口旋转垂直方向。与平滑晕相关的星群的旋转轴与环绕M31的矮星系平面的旋转轴对齐。我们解释这些独立的集群人口所产生的两个主要的吸积时代，可能相隔数十亿年。第一个纪元的恒星子结构已经消失，但最近的第二个纪元的恒星子结构仍然存在。
2019-10-02 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
A Gaia-based catalog of candidate stripped nuclei and luminous globular clusters in the halo of Centaurus A
潮汐剥离的星系核和发光球状星团（GC）是附近星系的晕和组装历史的重要示踪剂，但很难可靠地识别典型的地面成像数据。在本文中，我们提出了一种新的方法来寻找这些大质量的星团使用盖亚DR2，重点是大质量的椭圆星系半人马座A（Cen A）。我们发现，剥离的核和球状星团的部分解决盖亚在距离的Cen A，表现出特征的天体测量和光度签名。我们使用这种选择方法，以产生一个列表的632个新的候选发光集群的光环的岑A的投影半径为150千秒差距。加入宽带测光和视觉检查提高了我们的分类的准确性。在光谱先导计划中，我们确认了5个新的发光星系团，其中包括Cen，A.新发现的GC中有三个比所有先前已知的GC更远离Cen A。其中有几个是剥离核的引人注目的候选者。我们表明，我们的新盖亚选择方法保留至少部分效用的距离为25百万秒差距，因此是一个强大的工具，在本地宇宙中的星系稀疏的郊区寻找和研究星团。
2020-01-09 astro-ph.GA
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
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
The Globular Cluster - Dark Matter Halo Connection
我提出了一个简单的唯象模型的观测线性标度的恒星质量在老球状星团（GC）与$z=0$晕质量，其中在GC中的恒星质量的比例线性与祖先晕质量在$z=6$以上的GC形成的最小晕质量。该模型再现了在$z=0$观测到的$M_{\rm GCs}-M_{\rm halo}$关系，并预测了举办一个GC所需的$z=6$最小晕质量：$M_{\rm min}(z=6)=1.07 \times 10^9\,M_{\odot}$。转化为$z=0$，平均阈值质量为$M_{\rm halo}(z=0) \approx 2\times 10^{10}\,M_{\odot}$。我探讨的GC在再电离时代的可观测性和它们对宇宙再电离的贡献，这两个敏感地依赖于（未知的）GC出生质量比，现今的恒星质量，$ξ$。根据目前对具有$M_{1500} < -17$的$z \gtrsim 6$天体的探测，$ξ> 10$的值是非常不利的;这反过来对GC形成情景具有潜在的重要意义。即使$ξ$值很低，一些观测到的高$z$星系实际上可能是GC，使再电离时代星系紫外光度函数的估计和暗物质模型的约束变得复杂。如果是$5 \lesssim ξ\lesssim 10$，GC可能是重要的再电离源。我还探讨了预测的部分吸积与原位GC在本地宇宙和系统的后代在晕质量阈值GC形成（矮星系）。这里提出的模型的一个吸引人的特点是能够预测GC属性的基础上，完全暗物质…
2017-09-25 astro-ph.GA
Are Some Milky Way Globular Clusters Hosted by Undiscovered Galaxies?
在最近发现的超暗星系波江座II（Eri II）中确认了一个球状星团（GC），这促使我们研究标题中提出的问题。在使用已发表的恒星质量-晕质量关系估计了Eri II的晕质量后，这个星系中的一个GC支持扩展星系托管的GC数量与星系总质量之间的关系，其恒星质量比以前的限制低两个数量级。对于这个经验确定的特定频率在0.06和0.39之间的球状星团每10 $^9$ $M_\odot$的总质量，幸存的银河系（MW）的subhalos质量小于$10^{10} M_\odot$可以容纳多达5至31个GC，大致符合外晕MW GC的实际人口，虽然详细匹配径向分布仍然是一个挑战。使用subhalo质量函数从已发表的高分辨率数值模拟和泊松模型的人口与上述经验约束的频率，这些晕，我们发现，约90 $\%$这些GC躺在低质量subhalos比的Eri II。从我们所知道的恒星质量晕质量函数，subhalo质量函数，和质量归一化的GC比频率，我们得出结论，一些MW的外晕GC很可能是由未检测到的subhalo非常温和的恒星星族。
2016-04-28 astro-ph.GA
Structural Parameters for 10 Halo Globular Clusters in M33
本文利用{ \it Hubble Space Telescope} Wide Field Planetary Camera 2在F555 W和F814 W波段的图像，给出了本星系群M33中10个光度为$L\simeq 5-7\times 10^5{L_\odot}$的晕状球状星团的性质。我们得到了它们的椭圆率、位置角和表面亮度分布。一般来说，M33样本团簇的椭圆度与M31相似。通过将轮廓拟合到三种不同的模型并结合来自种群合成模型的质光比（$M/L$值）来推导结构和动力学参数。结构参数包括芯半径、浓度、半光半径{ \bf和}中心表面亮度。动力学参数包括团簇的积分质量、积分结合能、中心表面质量密度{ \bf和}预测的团簇中心的视线速度色散。结果表明，对于大多数晕状球状星团，King模型和Wilson模型都能很好地拟合，但比Sérsic模型更好.一般来说，M33，M31和银河系中的星系团的性质落在相同的参数空间区域。团簇性质的紧密相关性表明团簇存在一个“基本面”，它反映了团簇形成时期的一些普遍的物理条件和过程。
2015-03-09 astro-ph.GA
Halo globular clusters observed with AAOmega: dark matter content, metallicity and tidal heating
球状星团已被证明对我们理解许多重要的天体物理现象至关重要。在这里，我们分析了光谱观测的10个光环球状星团，以确定其暗物质的内容，其潮汐加热的银河系盘和晕，描述其金属丰度和牛顿动力学解释其运动学的可能性。我们分析了所有星团中的大量成员，使我们能够一起解决所有这些问题，我们已经包括NGC 288和M30，以与以前的研究重叠。我们发现，任何平坦的速度色散分布在我们的集群的外部区域可以解释潮汐加热。我们还发现，我们所有的GC具有M/L_V < 5，因此，我们推断所观察到的动力学不需要暗物质，或重力的修改。我们认为，在遥远的集群潮汐加热签名的缺乏表明，晕不是三轴的。测量了每个星团的等温自转，M4和NGC 288的自转速度分别为0.9 +/- 0.1 km/s和0.25 +/- 0.15 km/s。我们还间接测量了NGC 6752的潮汐半径，确定了一个比目前文献值更现实的数字。最后，一个未解决的和有趣的难题是关于所有十个集群的外部区域的冷却。
2010-04-27 astro-ph.GA
Star Streams and the Assembly History of the Galaxy
薄晕星流起源于球状星团的蒸发，因此提供了早期球状星团人口的信息。观测到的银河系晕状球状星团的潮汐尾比10~Gyr轨道的星团所预期的要短得多。这种差异可能是由于假设这些星团在哈勃时间内一直在一个不演化的星系晕中轨道运行。作为更现实的流历史的第一步，一个玩具模型，结合了一个理想化的合并模型与简化模型的内部碰撞放松个别星团的开发。平均而言，速度分散随距离增加，导致流的密度随距离下降。因此，当前数据中可见的流通常是整个流的一部分。然而，由更大质量的球状星团蒸发形成的星流的高表面密度部分，如果距离小于30 kpc，则在天空的低遮蔽部分都应该是可见的。Pan-STARRS 1晕体积用于比较晕流和球状星团的数量。
2017-01-30 astro-ph.GA
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
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
Imposters among us: globular cluster kinematics and the halo mass of ultra-diffuse galaxies in clusters
本文利用TNG50模拟研究超弥漫星系（UDGs）的球状星团运动学，发现受束缚GCs能准确示踪晕质量，但星团内GCs污染会高估速度弥散度，建议结合恒星运动学验证异常大质量晕。
2023-09-06 astro-ph.GA
Simulating Globular Clusters in Dark Matter Sub-Halos
一个宇宙学的放大模拟开始于红移7，它发展成一个类似银河系的晕。最初的暗物质分布是以密集的星团为种子的，中等质量的$5\times 10^5 M_\sun$被放置在最大的子晕中，其峰值圆周速度的中值为25 \kms。三个模拟初始化使用相同的暗物质分布，与星团开始在近似圆形的轨道上具有初始中值半径6.8千秒差距，0.14千秒差距，并在子晕的确切中心。模拟演化到当前的时代，此时三组星系团的银河系轨道半径中值分别为30、5和16 kpc，星系团的质量分别损失约2%、50%和15%。在小轨道半径处开始的星团有如此多的潮汐力，以至于它们经常不平衡。在较大的子晕半径开始的集群有一个速度分散平稳下降到$\simeq$ 20\%的中心值在$\simeq$ 20半质量半径。从次晕中心开始的星系团在超过3-5个半质量半径时，速度色散会增加。也就是说，没有本地暗物质形成的集群总是在所有半径的恒星质量主导的运动学，而大约25%的集群开始在次晕中心有残余的本地暗物质。
2021-08-29 astro-ph.GA
New Globular Cluster Candidates in the M81 group
外晕球状星团（GC）的研究可以为星系合并、球状星团吸积和GC的起源提供新的认识。我们使用档案斯巴鲁超Suprime-Cam（HSC）数据与天基GALEX，IRAC和盖亚EDR 3数据相结合，以选择候选球状星团（GC）的外晕的M81组的确认和未来的研究。我们使用一小部分先前发现的GC样本来调整我们的选择标准，发现M81组中明亮的已知GC的尺寸通常略大于我们领域中的斯巴鲁PSF。在光学波段，GC的颜色似乎与恒星略有不同。包括档案IRAC数据产生显着的改善，在颜色分离，作为长波长的基线艾滋病在一定程度上从恒星的分离，并清楚地分离GC从许多紧凑的背景星系。我们发现，M81群中一些以前光谱识别的GC是前景恒星或背景星系。靠近M82的GC有径向速度，这表明它们与M82一起落入M81群。M81 GC的整体光度函数类似于银河系和M31。M81的外晕GC在金属丰度和数量上与银河系相似，但比M31的外晕GC数量少得多。这些属性反映了三个星系合并历史的差异，突出了使用外晕GC追踪更大样本星系合并历史的可能性。
2022-06-15 astro-ph.GA
Insights into the chemical composition of the metal-poor Milky Way halo globular cluster NGC 6426
我们提出了我们的详细光谱分析的化学成分的晕球状星团NGC 6426中的四个红巨星。我们使用麦哲伦2/MIKE摄谱仪获得了高分辨率的光谱，从中我们推导出了等效宽度，并随后计算了22种化学元素的24种丰度。为了测量等效宽度，我们开发了一种新的半自动工具，称为EWCODE。我们报告的平均铁含量为[Fe/H]=-2.34 $\pm$ 0.05 dex（stat）。根据以前的研究。在平均$α$-丰度[（Mg，Si，Ca）/3 Fe]= 0.39 $\pm$ 0.03 dex时，NGC 6426落在银河系晕和其他金属丰度极低的球状星团所画的趋势上。较轻的$α$-元素的分布以及增强的比值[Zn/Fe]= 0.39 dex可能来自于簇前介质的超新星富集。我们发现了镁，硅和锌元素的传播，表明富集的情况下，在那里喷出物的进化大质量恒星的稍老的人口污染了一个新出生的年轻人的初步证据。这个星团中的重元素丰度与贫金属的球状星团非常吻合，在这方面，球状星团看起来非常均匀。重于Zn的中子俘获元素的模式指向由R过程控制的富集历史，只有很少的-如果有的话-S过程的贡献。这一发现得到了我们的程序星与贫金属场星HD 108317惊人相似性的支持。
2016-12-18 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
