The mass and radius evolution of globular clusters in tidal fields
我们提出了一个简单的理论，最初紧凑的集群在潮汐场的演变。该模型的基本组成部分是一个集团进行了自己的能量通过半质量半径的两体相互作用每半质量弛豫时间的一个恒定的分数。这种能量是由一种（未指明的）能量源在核心中以自我调节的方式产生的。我们发现，在第一部分（大约一半）的演化和减少在后半部分的半质量半径增加，而逃逸率是恒定的，并设置的潮汐场。根据星系团半质量密度、星系团质量和银河系中心半径给出了星系团的演化轨迹和等时线。我们发现模型等时线和银河系球状星团参数之间有很大的一致性，这表明几乎所有球状星团的能量流和中心能量生产之间存在平衡。我们还发现，大多数的球状星团仍在向它们的潮汐半径膨胀。最后，给出了一个快速的集群演化代码。
2013-01-23 astro-ph.GA
Constraining the formation of NGC1052-DF2 from its unusual globular cluster population
超漫射星系NGC 1052-DF 2的暗物质含量很低，并且拥有一个非常不寻常的球状星团（GC），它的中位光度是大多数星系的$\sim4$倍，包含了大约5%的星系恒星。我们应用一个理论模型，预测作为银河系环境的函数的初始集群质量函数调查DF 2的奇特GC系统的起源。利用GC质量函数，该模型约束了星系GC形成时的恒星形成条件，即$\sim9~\rm{Gyr}$之前。我们预测，GC形成的环境中具有非常高的气体表面密度，$Σ_{\rm ISM} \gtrsim 10^3 M_{\odot} \rm{pc}^{-2}$，和强大的离心力的支持，$Ω\gtrsim 0.7~\rm{Myr}^{-1}$，类似于附近的环核恒星爆发和银河系的中心区域。这些极端的条件需要形成观察到的GC人口意味着一个非常高的团簇形成效率的$\gtrsim 78$ %，并与目前的星系的弥漫性形成强烈的对比。由于核星爆会导致GC的快速螺旋，并且由于没有核星团而被排除，我们认为GC可能是在$z\sim1.3$的一次主要合并过程中形成的。合并后的残余物一定经历了恒星（或许还有暗物质）成分的显著膨胀，才达到目前的低表面亮度，这导致了一个有趣的可能性，即DF 2的极端GC人口的形成导致了它成为UDG。如果这是真的，那么这种强有力的结构演变将对理解UDG的起源产生重要影响。
2022-02-03 astro-ph.GA
On the mass-radius relation of hot stellar systems
大多数球状星团的半质量半径为几pc，与它们的质量没有明显的相关性。这与椭圆星系不同，后者的费伯-杰克逊关系表明质量和半径之间存在很强的正相关性。介于球状星团和低质量星系之间的天体，如超致密矮星系，其质量-半径关系与明亮椭圆星系的延伸关系一致。在这里，我们发现，在10 Gyr的年龄，质量-半径关系在~10^6 Msun处出现了一个突变，这是因为低于这个质量的天体，即球状星团，经历了由恒星演化和硬双星驱动的膨胀。从数值模拟中，我们发现，这两种效应在核心的组合能量生产进入平衡与能量的通量，是通过松弛的半质量半径进行。这种“平衡”演化的一个重要性质是，星团的半质量半径是独立于其初始值，是一个函数的束缚恒星的数量和年龄只。因此，不可能推断出球状星团的初始质量-半径关系，我们只能得出这样的结论：目前的性质与假设是一致的，即所有热恒星系统都以相同的质量-半径关系形成，并且由于恒星和动力学演化的哈勃时间，球状星团已经远离了这种关系。
2010-07-14 astro-ph.GA
Scaling relations for globular cluster systems in early-type galaxies
球状星团系统的形成和成长与宿主星系的演化过程密切相关。特别是，它们的径向分布与星系及其晕的几个属性成比例。我们进行了光度研究，通过HST/ACS档案数据的几个中等光度星系位于低密度环境。它补充了室女座和天炉座星系团的GCS的可用光度数据，从而产生了近30个GCS的样本，我们拟合了它们的径向轮廓。结果表明，GCS径向剖面的有效半径、延伸范围和浓度与恒星质量、有效半径和球状星团数目相关，在某些情况下呈双线性关系.延伸也与中央星系的中心速度色散相关，但不是卫星星系。从与数值模拟的统计比较，我们得到了良好的协议之间的有效半径和扩展的GCS规模与有效和维里半径的晕，分别。最后，我们分析了这些结果的文献背景下。
2019-08-05 astro-ph.GA
Properties of Globular Clusters in Galaxy Clusters: Sensitivity from the Formation and Evolution of Globular Clusters
我们在宇宙学的背景下，用半解析的粒子标记方法研究了星系团中球状星团的性质。我们假设球状星团是由暗物质晕合并形成的，它们的金属丰度是根据宿主暗物质晕的恒星质量和GC的形成红移来分配的。用半解析方法研究了球状星团的动力学演化和破裂，这些演化和破裂受几个自由参数控制。在本文中，我们研究我们的结果是如何改变自由参数的选择。我们比较我们的基准结果与代表性的观测，包括球状星团系统和它的宿主星系之间的质量比，球状星团的占有率，蓝色球状星团的数量分数，和金属丰度梯度与球状星团质量。因为我们可以知道球状星团随时间的位置，所以可以与其他观测结果进行比较，例如，单个星系球状星团系统的中位半径，团内球状星团的平均投影密度分布，具有团心半径的球状星团的金属丰度和年龄梯度。我们还发现每个星系中球状星团系统的比质量随团心半径的不同而不同。
2022-10-27 astro-ph.GA
Constraining stellar population models - I. Age, metallicity, and abundance pattern compilation for Galactic globular clusters
我们提出了一个广泛的文献汇编的年龄，金属丰度，和化学丰度模式信息的41个银河系球状星团（GGC）的研究Schiavon等人（2005年）。我们的汇编比以前的类似工作有了显著的改进，特别是在化学丰度方面。其主要目的是使详细的评估和完善的恒星星族合成模型，旨在恢复上述信息的基础上，他们的综合光谱的未解决的恒星系统。然而，由于Schiavon样本跨越了广泛的已知GGC参数空间，我们的汇编也可能有利于调查有关的各种天体物理学的努力，如早期形成的银河系，GGC的化学演化，和恒星演化和核合成。例如，我们确认与我们的编译数据，GGC系统具有双峰金属丰度分布，并均匀增强的α-元素。当与我们的星系团的年龄配对时，我们发现支持银河系通过两个渠道获得球状星团的证据，即卫星星系的原位形成和吸积。C，N，O和Na丰度的分布和每个集群的分散证实了一个已知的事实，即迄今为止研究的所有GGC相对于多个恒星星族已被发现窝藏他们。最后，使用单个恒星的数据，我们也证实了恒星的大气层在离开主序星后逐渐被CN（O）处理的物质污染，并发现了证据表明α元素Mg和Ca可能来自一个以上的核合成生产场所。[删节]
2013-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Roche volume filling of star clusters in the Milky Way
利用观测和模拟的数据，研究了银河系中疏散星团和球状星团的投影半质量与Jacobi半径之比$r_h/r_J$以及潮汐半径与Jacobi半径之比$r_t/r_J$。我们应用改进的$r_J$计算了球状星团的偏心轨道。Piskunov等人的236个疏散星团的样本在最近的千秒差距内围绕太阳被使用。对于银河系球状星团，数据取自哈里斯星表。我们特别使用的子样本的38银河系球状星团的轨道已被整合Dinescu等人。我们的目标是量化开放和球状星团之间的差异，并了解，为什么他们形成两个本质上不同的人口。我们发现在某些假设下，或者换句话说，在某些近似下，（i）球状星团目前是罗氏体积填充不足的，（ii）至少有$3σ$的置信度，在我们的样本中，目前平均疏散星团的半质量和雅可比半径之比$r_h/r_J$比平均球状星团大$3 - 5$倍，（iii）球状星团的一个重要部分可能是罗氏体积过度填充在近心点与$r_t > r_J$。本文的另一个目的是揭示半质量半径和银河中心半径之间存在vandenBergh关联的潜在理论原因。
2012-12-10 astro-ph.GA
Constraining Co-Varying Coupling Constants from Globular Cluster Age
控制恒星演化的方程涉及多个耦合常数。因此，它作为主序星所花费的时间可以预期取决于这些常数是否在恒星演化的时间尺度上变化。当恒星属于球状星团时，恒星的年龄不能超过球状星团的年龄，而后者不能超过宇宙的年龄。这一事实可用于约束或验证耦合常数的变化，即，光速c，引力常量G，普朗克常量h和玻耳兹曼常量k。在固定和变化的耦合常数的情况下，我们通过分析将所有氢合成为氦所需的时间来估计主序星的年龄。当我们允许四个常数（$G\thicksim c^{3}\thicksim h^{3}\thicksim k^{3/2}$）的相关变化并区分宇宙能量守恒定律和局域能量守恒定律时，我们可以表明，在我们早期的研究中建立的常数的变化，即，当前宇宙时间的$(\dot{G}/G)_{0}=3(\dot{c}/c)_{0}=(\dot{h}/h)_{0}=1.5 (\dot{k}/k)_{0}=5.4H_{0} =3.90(\pm 0.04)\times 10^{-10} yr^{-1}$与目前的工作是一致的。然而，挑战仍然是提出一个实验，天体测量或地面，可以明确地证明或证伪预测的变化。
2023-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Constraining Globular Cluster Age Uncertainties Using the IR Color-Magnitude Diagram
银河系球状星团是确定最古老恒星星族年龄和测量恒星色-星等关系的主要实验室。在红外色星等图（CMD）中，恒星主序星（MS）由于M矮星的不透明度效应而呈现出一个“扭结”，使得质量较低和温度较低的矮星在红外色基线上变得更蓝。这种诊断提供了一个新的机会来模拟GC CMD，并减少集群属性的不确定性（例如，衍生年龄）。在这种情况下，我们分析了哈勃太空望远镜宽视场相机3红外档案观测的四个GC-47 Tuc，M4，NGC 2808和NGC 6752-其中的数据是足够深的充分采样的低质量MS，达到至少2等以下的“扭结”。我们推导出每个集群的基准线，并将它们与大范围参数空间内的等时线网格进行比较，允许年龄，金属丰度，距离和红化在合理的选定范围内变化。四个星团的年龄分别为11.6、11.5、11.2和12.1 Gyr，其随机不确定度为σ~ 0.7 - 1.1 Gyr。我们的研究结果表明，近红外MS“扭结”，结合MS关闭，提供了一个有价值的工具来测量GC年龄，并提供了一个有前途的机会，推动绝对年龄的GC亚陀螺精度与下一代红外望远镜，如詹姆斯韦伯太空望远镜和宽视场红外巡天望远镜。
2016-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Beyond the Brim of the Hat: Kinematics of Globular Clusters out to Large Radius in the Sombrero Galaxy
我们测量了草帽星系周围51个新的球状星团的径向速度。这些测量是使用来自英澳望远镜上的AAOmega光谱仪和WIYN的Hydra光谱仪的光谱观测获得的。结合我们自己过去的测量和从文献中获得的速度测量，我们已经构建了一个大型的径向速度数据库，其中包含了总共360个确认的球状星团。以前的研究对草帽球状星团系统的运动学和质量分布的分析局限于内部~9'（~24 kpc或~5有效半径），但我们的新测量增加了数据的径向覆盖范围，使我们能够确定M104的运动学性质到~15'（~41 kpc或~9有效半径）。我们使用我们的径向速度来研究GC系统的运动学，并确定星系的质量分布和V波段质光比。我们发现V波段的质光比从中心的4.5增加到41 kpc处的20.9（约9个有效半径或15 '），这意味着暗物质晕延伸到我们现有数据集的边缘。我们比较我们的质量分布在20千秒差距（~4有效半径或~ 7.4 '）的质量计算从X射线数据，并找到良好的协议。我们也用我们的数据来寻找旋转的球状星团系统作为一个整体，以及在红色和蓝色的子种群。我们在这些样本中没有发现明显旋转的证据。
2014-03-27 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
The Dynamics of Globular Clusters and Elliptical Galaxies
本文构建球形星系引力坍缩模型，解释球状星团与椭圆星系的密度及半径-质量关系，并提出星系膨胀至初始半径约1.136倍的普适规律。
2024-05-12 astro-ph.GA
Constraining the original composition of the gas forming first-generation stars in globular clusters
通过使用被称为染色体图（ChM）的伪双色图，沿着球状星团（GC）的红巨星分支（RGB）解开不同的恒星星族是可能的。最有趣的发现之一是，所谓的第一代（1G）恒星，其特征是与其出生云相同的化学成分，在ChM中表现出扩展的序列。未解析的双星和氦或金属丰度的内部变化被认为可以解释这一现象。在这里，我们推导出高精度的哈勃空间望远镜测光的GC NGC 6362和NGC 6838，并建立他们的ChM。我们发现，1G的RGB和主序（MS）星表现出更广泛的ChM序列比第二代（2G）。即使在未演化的1G MS恒星中也有这种特征的证据，表明化学不均匀性在原始气体中留下了印记。我们引入了一个伪二等图来区分氦和金属丰度，并证明了恒星到恒星的金属丰度变化是扩展的1G序列的原因。相反，二进制文件提供了一个小的贡献的现象。我们估计55个GC中1G星的金属丰度变化范围从小于[Fe/H]~0.05到~0.30，与星团质量有一定的相关性。我们利用这些发现来约束多个种群的形成情景，表明它们在质量上与多代的发生是一致的。相比之下，2G恒星比1G恒星具有更均匀的铁含量，这一事实挑战了基于大质量1G恒星中处理的物质吸积到现有原恒星上的情况。
2022-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular cluster number density profiles using Gaia DR2
利用Gaia DR 2的数据，我们研究了银河系球状星团样本的径向数密度分布。适当的运动用于准确的成员选择，特别是在集群的郊区至关重要。由于中心的严重拥挤，盖亚数据由来自HST和表面亮度测量的文献数据补充。这导致了81个星团，其完整的密度分布覆盖了每个星团的整个潮汐半径（及更远）。我们使用一组单质量模型，从国王和威尔逊模型，以广义降低等温石灰模型和最近推出的spes模型，允许列入潜在的逃生者的密度分布模型。我们发现，国王和威尔逊模型都太简单，完全再现的密度分布，国王（威尔逊）模型平均低估（高估）的径向范围的集群。从limepy模型得到的截断半径与基于星团质量及其轨道的Jacobi半径估计值相似。我们显示了明确的结构和环境参数之间的相关性，作为银心半径和积分亮度的函数。值得注意的是，潜在逃逸者的回收分数与集群的近心点半径，光度和集群浓度。半质量与Jacobi半径的比值也与截断参数和PE分数相关，显示了Roche叶填充的效果。
2019-03-05 astro-ph.GA
MOCCA-SURVEY Database I. Unravelling black hole subsystems in globular clusters
在本文中，我们讨论了如何球状星团（GC）的结构和观测性质可以用来推断存在一个黑洞系统（BHS）居住在其内部区域。我们提出了一种新的方法来确定BHS的大小，定义为GC半径包含质量贡献相等的恒星和恒星BH。使用这个定义，类似于众所周知的“影响半径”的概念，我们发现了一个“基本平面”连接BHS典型密度与GC中心表面密度分布，总光度和观测半质量半径。我们的方法使我们能够定义一种独特的方式来连接观测GC参数与其暗内容。将我们的结果与观测到的银河系GC进行比较，我们发现其中许多GC目前可能拥有多达数百个BH。这些BHS的特征在于相对低的典型密度，$ρ_\bhs \sim 10-10^5\Ms$ pc $^{-3}$，并且由相对大质量的BH组成，平均质量在$m_\bhs = 14-22\Ms$范围内。我们还表明，一个类似的方法可以用来找到银河系GC可能托管一个中等质量的黑洞。
2018-04-13 astro-ph.GA
MOCCA Survey Database: Extra Galactic Globular Clusters. I. Method and first results
在过去的几十年里，对银河系外球状星团（EGGC）进行详尽的调查已经成为可能。直到最近，球状星团（GC）的运动学信息才通过盖亚DR 2光谱学和自行获得。另一方面，GC的模拟可以提供有关系统动力学演化的详细信息。本文对EGGC在不同动力学演化阶段的性质进行了初步研究。我们将这项研究应用于12个Gyr-old GC模拟MOCCA调查数据库的一部分。模仿观测的限制，我们认为只有一个subssample的模型在数据库中，表明它是可能的，以代表观察到的银河系GC。为了区分EGGC的不同动力学状态，至少需要三个结构参数。最好的区别是通过考虑中心参数来实现的，这些参数是观测核心半径，中心表面亮度，中心和半质量速度色散之间的比率，或者类似地考虑中心颜色，中心V星等和中心和半质量半径速度色散之间的比率，尽管这些属性可能是目前技术所禁止的。考虑到半光半径处的平均性质，得到了类似但不太可靠的结果，也许目前在本星系群中可以得到。此外，我们提到，由于内部动力学模型，在固定的metallcity，在EGGC中的颜色传播可能是一样重要的，由于金属丰度的传播。
2020-06-10 astro-ph.GA
Globular clusters hosting intermediate-mass black-holes: no mass-segregation based candidates
最近，恒星的质量分离和双星分数均匀测量相对较大的样本的银河系球状星团（GC）。模拟结果表明，无论是相当大的双星人口和中等质量黑洞（IMBHs）淬火放松GC的质量分离。因此，在气相色谱中的质量偏析与可靠的二元分数测量是一个有价值的探针，以限制IMBHs。在本文中，我们结合质量偏析和二进制分数测量从文献中建立一个样本的33 GC（与测量的核心二进制分数），和一个样本的43 GC（与二进制分数测量的核心半径和半质量半径之间的区域）。在这两个样本中，我们试图识别IMBH宿主候选者。这些应该具有相对低的质量偏析，低二元分数（< 5%）和短（< 1 Gyr）弛豫时间。考虑到岩心二元馏分样品，没有合适的候选者出现。如果考虑核心和半质量半径之间的二进制分数，会发现两个候选者，但这可能是由于统计波动。我们还考虑了一个更大的样本54 GC，我们获得了估计的核心二进制分数使用的预测关系的基础上金属丰度和综合绝对星等。最后，我们考虑了GC核心与半质量半径的比值，对于包含IMBH或双星的GC，这一比值预计会更大。我们发现，具有大的核心与半质量半径比的GC的质量分离较少（并且显示出较大的二元分数），证实了理论预期，即负责大核心的能量来源也是淬火质量分离
2016-04-12 astro-ph.GA
Milky Way globular cluster dynamics: are they preferentially co-rotating?
银河系中重子成分的运动受银河系中发光物质和暗物质含量的支配。因此，银河系球状星团的动力学可以作为示踪剂来推断大半径范围内的银河系质量模型。在这项工作中，我们使用直接观察到的视线速度来测试，如果动态的球状星团人口是一致的，假设银河系的轴对称引力势。为此，我们数值计算了球状星团人口的相空间分布，其中轨道是随机取向或共同/反旋转相对于恒星盘。然后我们将观测到的$\sim$ 150个球状星团的位置和视向速度分布与模型的结果进行了比较。我们发现，对于所采用的质量模型，同向旋转的情况下，是基于各种统计检验的青睐模型。我们做了分析，有和没有与早期合并事件的祖先相关的GC。在不久的将来，这种分析可以扩展到包括精确和丰富的数据，以更好地将银河系的潜力限制在一个大的半径。
2020-03-28 astro-ph.GA
Understanding the Dynamical State of Globular Clusters: Core-Collapsed vs Non Core-Collapsed
我们研究的球状星团的动力学演化，使用我们的Hénon-type的Monte Carlo代码的恒星动力学，包括所有相关的物理，如两体松弛，单和二进制恒星演化，银河潮汐剥离，和强相互作用，如物理碰撞和二进制介导的散射。我们计算了一个大型数据库的几百个模型从广泛的初始条件的观测指导下的年轻和大质量的星团。我们发现，这些初始条件非常自然地导致今天的集群的属性，包括中心密度，核心半径，半光半径，半质量弛豫时间，和集群质量，以及与旧银河系球状星团的匹配。特别是，我们可以自然地再现双峰分布在观察到的核心半径分离的“核心塌陷”与“非核心塌陷”的集群。我们看到，核心坍缩的星系团是那些已经达到或即将达到平衡的“二元燃烧”阶段。非核心坍缩的团簇仍在经历重力热收缩。
2012-11-20 astro-ph.GA
Orbital decay of Globular Clusters in the galaxy with little dark matter
最近，\cite{vanDokkum2018}提出了一个重要的发现，一个超弥漫星系，NGC 1052-DF 2，与暗物质含量显着低于预测从它的恒星质量单独。该分析依赖于10个球状星团（GC）的径向速度测量值，估计个别质量的几个$ \times 10^6 M_\odot$。这大约是$2\times 10^8 M_\odot$的NGC 1052-DF 2在半光半径内的推断质量的$1\%$，$R_\mathrm{e}=2.2\, \mathrm{kpc}$。这些天体的相对质量大，年代久远，这意味着它们可能容易因动力摩擦而发生轨道衰变。使用解析估计和N体模拟的孤立系匹配推断的质量分布的NGC 1052-DF 2，我们发现，最大质量的GC的轨道应该已经衰减的时间尺度上的几个陀螺仪。这些发现应有助于约束质量剖面和NGC 1052-DF 2的形成方案。
2019-01-01 astro-ph.GA
On the evolution of structural parameters of old globular clusters in the Large Magellanic Cloud
本文利用DECam SDSS i PSF测光方法对大麦云（LMC）老球状星团（GCs）NGC 1841、2210、Hodge 11和网状星团（Reticulum）的径向恒星密度分布进行了测量。我们发现，所研究的LMC GC似乎没有表现出像在银河系球状星团（GGC）中经常看到的那样的扩展恒星结构，这可能表明LMC引力场在剥离其GC上的恒星方面并不有效。所研究的大麦哲伦星系GC的浓度参数$c$似乎取决于内部动力学和GC在星系中的位置，雅可比与星系团半径比也是如此。当将它们与具有相似质量和年龄与半质量弛豫时间比的GGC进行比较时，所研究的LMC GC似乎具有最小的浓度参数$c$值，并且在核心与半光半径比（$r_c/r_h$）与半光与潮汐半径比（$r_h/r_t$）平面中偏离了GGC关系。这些观测差异可能表明，其他条件，如宿主星系的引力势和/或轨道参数（例如晕或盘状轨道），可能在这两个GC种群的结构参数的演变中发挥一定作用。
2018-04-24 astro-ph.GA
SNe and their impact during the early evolution of Type I Globular Clusters
尽管存在多个恒星星族，但球状星团（GCs）的铁成分在除少数大质量星团外的所有星团中是均匀的。因此，绝大多数超新星（SN）喷出物并没有用来形成恒星。在这里，通过半解析和数值研究，我们解决这个问题，同时考虑恒星风和超新星反馈的早期演化过程中的原始球状星团。我们计算了恒星风形成全球风的能力，这种全球风可以带走恒星形成过程中遗留下来的气体。这种全球风的最内层半径，即超级风半径$R_{SW}$，是云参数和恒星形成效率的函数。在气体完全排出（$R_{\textrm{SW}}=0$）的情况下，SN喷出物与激波加热的风合并并离开星团。另一方面，当$R_{\textrm{SW}}>0$，超新星遗迹（SNRs）成为压力限制，如果在一个临界半径$R_{\textrm{blow}}$，并混合其产品与残余气体。然而，在该中心区域之外，SNR经历井喷。在这种情况下，热化喷出物会逃离星团，使SN产物无法形成新的恒星。我们估计的金属丰度增强（$Δ\textrm{[Fe/H]}$）的剩余气体和讨论所需的条件，以产生次级恒星星族与$Δ\textrm{[Fe/H]}$的范围内观察到的大多数GC。
2021-06-03 astro-ph.GA
The dynamics of the globular cluster NGC3201 out to the Jacobi radius
作为在AAT上用2dF/AAOmega对附近5个球状星团进行化学动力学观测的一部分，我们获得了球状星团NGC 3201的运动学信息。我们的新观测结果证实了整个星系团中存在着显著的速度梯度，这几乎可以完全用星系团的高自行来解释。在减去这种透视旋转的贡献后，我们发现了一个剩余的旋转信号，其幅度为$\sim1\ km/s$，围绕一个不同的轴，我们期望从潮汐尾和潜在的逃生者，这表明这种旋转是内部的，可以是其形成过程的残余。在外部，我们发现了一个旋转信号，这可能是潜在的逃生者的结果。Bianchini等人报告的大半径自行色散先前被归因于暗物质。在这里，我们表明，0.5-1雅可比半径之间的LOS分散度较低，但高于我们为这项研究运行的NGC 3201的N体模型的预测。基于模拟，我们发现潜在的逃逸者不能完全解释所观察到的速度分散。我们还估计了不同数量的恒星质量的黑洞和未绑定的恒星的速度色散的影响，从潮汐尾不同的逃逸率，发现这些影响不能解释的LOS色散和N体模型之间的差异。鉴于最近在离星团很远的地方发现了潮汐尾星，暗物质晕是一个不太可能的解释。我们表明，双星的影响，这是不包括在N体模型，是重要的，可以解释部分的差异，分散。我们推测，其余的差异必须是不包括在N体模型的影响，如初始集群旋转，速度各向异性和银河系的子结构的结果。
2021-02-02 astro-ph.GA
New halo stars of the Galactic globular clusters M3 and M13 in the LAMOST DR1 Catalog
M3和M13是银河系的球状星团，之前有报道称它们周围有恒星晕。我们目前的成员和潮外星系团晕星的潮汐半径内和外的LAMOST数据发布1搜索的结果。我们找到了7个候选的集群成员（潮汐半径内）的M3和M13分别。在M3中，我们还确定了8颗候选的潮外星团晕星，它们的距离可达潮汐半径的9.8倍，在M13中，我们确定了12颗候选的潮外星团晕星，它们的距离可达潮汐半径的13.8倍。这些结果支持以前的迹象表明，M3和M13都被扩展的恒星晕包围，我们发现，GC破坏率对应于观察到的质量损失通常显着高于理论研究预测。
2016-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The difference in metallicity distribution functions of halo stars and globular clusters as a function of galaxy type: A tracer of globular cluster formation and evolution
对巨型椭圆星系Cen A和旋涡星系M31晕中的球状星团（GC）和场星的观测表明，星团与恒星的数量比（“特定频率”）范围很大。星团与恒星的比率随着金属丰度的增加而减少，在所有的银河系中心半径上，其斜率似乎并不取决于半径。在矮星系中，GC也比场星平均更贫金属。这些观察结果表明，无论是团簇形成效率或团簇破坏率的金属丰度和环境的强烈依赖。我们的目标是解释这些趋势，考虑各种影响，可能会影响观察到的集群恒星比作为金属丰度，环境和宇宙学历史的函数。我们发现，无论是团簇形成效率和最大团簇质量的增加与金属丰度，所以他们不能解释所观察到的趋势。潮汐剥离和动力摩擦破坏GC破坏星系团在太小的范围内的银河中心半径。我们表明，集群破坏的潮汐冲击巨大的分子云在高密度的形成环境中的GC变得越来越有效，对高星系质量，因此，对高金属丰度。预测的星团与恒星的比率在高金属丰度的情况下会降低100-1000倍，并且应该只对银河系中心半径有微弱的依赖，这是由于星系合并过程中的轨道混合，与观测结果一致。所观察到的，强烈的依赖性的集群，恒星比的金属丰度和独立性的斜率对银河半径可以解释集群的破坏和星系的层次增长。因此，我们发现，金属度依赖的集群到星的比例并不反映GC的形成效率，但存活分数。（节录）
2017-06-03 astro-ph.GA
Cusp or core? Revisiting the globular cluster timing problem in Fornax
我们使用N体模拟重温球状星团（GC）的“定时问题”在天炉座矮椭球（dSph）。与先前的工作一致，我们发现，由于动力学摩擦，GC下沉到暗物质晕的中心，具有尖状的内部密度分布，但在具有恒定密度核心的晕中，GC在大约1/3的核心半径（$r_{\rm core}$）处“失速”。下沉或失速的时间尺度很大程度上取决于GC的质量和初始轨道半径，但对于在$r_{\rm core}$内具有相同总质量的尖状（NFW）或核心晕来说，基本上是相同的。因此，以GC没有下沉到中心为基础反对一个尖点与反对一个核心没有什么不同，除非所有的集群今天都在$\sim (1/3)\, r_{\rm core}$。这意味着核心半径超过了$\sim 3$千秒差距，比任何核心形成情景中似乎合理的半径都要大得多。(The天炉座GC的平均投射距离为$\langle R_{\rm GC,Fnx}\rangle\sim 1$ kpc，有效半径为$\sim 700$ pc。）一个更简单的解释是，天炉座GC只受到动力学摩擦的适度影响，正如预期的那样，如果星系团开始以$\sim 1$ - $2$ kpc的初始半径运行，刚好在天炉座现在的半光半径之外，但在银河潮汐留下的潮汐半径之内。这并非完全出乎意料。天炉座GC比大多数天炉座恒星更古老，更贫金属，而dSphs中的这些群体往往比年轻和更富金属的同行在空间上更广泛。与一些早期的说法相反，我们的模…
2019-11-18 astro-ph.GA
Modeling and analysis of medium-resolution integrated-light spectra of globular clusters in dwarf galaxies
研究矮星系中球状星团的年龄、氦质量分数（Y）和化学组成，对于了解宿主星系主要演化阶段的物理条件和制约大星系的形成历史具有重要意义。本文用我们的粒子数合成方法分析了8个河外星系团和20个银河系球状星团（GC）的积分光谱。我们根据定义的恒星质量函数，使用模型大气和恒星参数（$[Fe/H]$，$T_{eff}$，和$log g$）设置的理论等时线计算GC的合成光谱。我们的方法的主要优点是能够确定不仅是化学成分，而且年龄和平均Y在一个集群的建模和分析的巴耳末吸收线。了解星团中的Y和轻元素异常是理解多恒星星族现象的关键之一。
2019-11-14 astro-ph.GA
Galaxy structure from multiple tracers: I. A census of M87's globular cluster populations
本文给出了室女座最亮的星系团M87周围的富球状星团（GC）系统的一个新的测光表。使用档案下一代室女星系团调查（NGVS）在ugriz波段的图像，观察CFHT/MegaPrime，我们进行了仔细的减法星系的晕光，以检测对象在小的银河系中心半径以及在更广泛的领域，并找到17620 GC候选人的半径范围从1.3 kpc到445 kpc与g < 24等。通过推断它们的颜色，径向和大小分布在贝叶斯的方式，我们发现，它们被很好地描述为两个GC人口和两个不同的污染物人口的混合物，但确认早期的发现，在两个GC人口的半径依赖的颜色梯度。这与更丰富的GC位于星系势阱更深处的图像相一致，表明耗散坍缩在红色和蓝色GC的形成中发挥了作用。
2015-11-22 astro-ph.GA
Direct $N$-body simulations of globular clusters - II. Palomar 4
本文利用直接$N$体计算方法研究了异常扩展的外晕球状星团Palomar 4（Palomar 4）在其整个生命周期中的演化，再现了它在不同半径处的观测质量、半光半径、速度色散和质量函数斜率。我们发现，在圆形轨道上演化的模型，从非质量分离的典型初始质量函数（IMF）开始，既不能再现Pal 4的总体质量函数斜率，也不能再现观察到的质量分离量。包括原始质量分离或最初平坦的IMF不再现所观察到的质量分离和质量函数平坦化的同时。未解析的二进制文件也不能调和这种差异。我们发现，只有具有平坦IMF和原始隔离的模型才能够拟合观测结果。在这种情况下，δ ~4的初始（即气体排出后）质量和半质量半径分别约为57000 M ${\odot}$和10 pc。这种配置比我们观察到的大多数球状星团都要大，这表明γ ~4形成的条件肯定与大多数球状星团的条件有很大的不同。我们讨论了这种不寻常的配置的可能的情况下，在其早期的~4。
2014-04-23 astro-ph.GA
On the formation of globular clusters: comparison with observations
本文讨论了在大质量恒星反馈、辐射冷却和原始云金属丰度的约束下，球状星团中至少形成两代恒星所需的条件。我们的计算是基于两个主要的限制第一代恒星（1G）$ε_{1G}$的恒星形成效率。首先，$ε_{1G}$受到限制，以保证恒星风和超新星不会破坏形成第二代（2G）的剩余气体。第二，$ε_{1G}$也是有限的，因此被捕获的超新星所引起的金属丰度增强与观测结果一致，不大于$\sim$ 0.1 dex。几个核心参数定义了球状星团的最终结果：原始云的质量和半径，它们的金属丰度和$ε_{1G}$。由模型组成的参数空间，满足所有的约束条件，在这里示出吻合非常好的第一代恒星（$f_{\textrm{1G}}$）和总集群质量的分数之间的分散观察到的反相关。我们的模型还辨别，在协议的数据，在金属丰度与质量（或半径）平面之间的单个和多个人口集群。因此，我们的研究结果表明，多个恒星星族的存在与原球状星团保留一小部分剩余气体的能力密切相关。
2022-04-15 astro-ph.GA
Dynamics of intermediate mass black holes in globular clusters. Wander radius and anisotropy profiles
本文用基于MPC的近线性N体方法模拟含IMBH的百万粒子球状星团，研究核心演化、各向异性与游走半径，指出IMBH更常偏心并影响观测探测。
2023-03-27 astro-ph.GA
Recent Formation of a Spiral Disk Hosting Progenitor Globular Clusters at the center of the Perseus Brightest Cluster Galaxy: II. Progenitor Globular Clusters
我们讨论了Holtzman等（1992）在距英仙座星系团中心的巨大椭圆星系NGC 1275中心$\sim$ $5\,\rm kpc$半径范围内发现的超级星团（SSC）的性质和起源。我们表明，与随后从该星系中心发现的数量更多的SSC种群（直到$\sim$ $30\,\rm kpc$）相比，中心SSC种群的最大质量高出一个数量级，质量函数具有较浅的幂律斜率。此外，尽管外部SSC群体具有跨越几个$\rm Myr$到至少$\sim$ $1\,\rm Gyr$的年龄，但中心SSC群体具有强烈集中在$\sim$ $500 \rm \, Myr$周围的年龄，其中$\sim$ $100\,\rm Myr$的$1\,σ$分散。这些SSC与“中央螺旋”有着密切的空间和时间关系，后者的半径$\sim$ $5\,\rm kpc$也以NGC 1275为中心，特征恒星年龄为$\sim$ $150\,\rm Myr$（论文I）。我们认为，无论是中央SSC人口和中央螺旋形成的气体沉积的剩余冷却流，与SSC形成第一，其次是形成的恒星体的中央螺旋$\sim$ $300$ - $400\,\rm Myr$后。中心SSC群的年龄意味着它们能够承受NGC 1275中心附近非常强的潮汐场，使它们成为真正的祖先球状星团。显然，最近在一个巨大的椭圆星系的中心形成了一个包含祖先球状星团的螺旋盘。
2022-03-08 astro-ph.GA
Multiwavelength photometry in the Globular Cluster M2
本文对球状星团M2进行了多波长光度分析。该数据集是通过将高分辨率（HST/WFPC 2和ACS）和宽视场（GALEX）空间观测与地面（MEGACAM-CFHT、EMMI-NTT）图像相结合而获得的。测光样本覆盖了整个星系团的延伸，从非常中心的区域到潮汐半径和更远的区域。它允许一个准确的确定集群的重心和其他结构参数来自恒星计数密度分布。此外，我们还研究了BSS种群及其径向分布。总共选择了123个BSS，并且发现它们的径向分布是双峰的（在中心高度峰值，在中间半径处减小并向外升高），正如已经在许多其他集群中发现的那样。BSS分布的最小值的径向位置与大质量天体在星团年龄上的动力学摩擦所引起的回避半径是一致的。我们还搜索了红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）种群的梯度。在$2σ$水平上，我们发现在核心半径内有过多的AGB星，证实了Sohn等人的结果。（1996）M2的中心区域比外部更蓝。我们发现，后者是由于在中心区域非常明亮的RGB恒星的赤字。
2009-03-20 astro-ph.GA
The elusive tidal tails of the Milky Way globular cluster NGC 7099
利用暗能量照相机（DECam）进行深重力测光，研究了银河系球状星团NGC 7099的潮外特征。我们到达了星团主序星（MS）关闭点以下近6等，这样我们就处理了最合适的候选者，以追踪位于星团潮汐半径之外的任何恒星结构。从逐星红化校正的色星等图（CMD），我们定义了四个相邻的带沿MS，我们建立了各自的恒星密度图，一旦污染的场星被适当地删除。由此产生的场星清理恒星密度图显示了一个短的潮汐尾和一些分散的碎片。当使用浅得多的盖亚DR2数据集和相同的CMD场星清洗程序时，这种潮汐外的功能很难检测到。事实上，通过使用低于星团MS关闭的2.5等作为最暗的界限（G < 20.5等），星团成员被证明分布在星团的潮汐半径内，并且在以星团为中心的半径为3.5度的圆上发现了一些场星密度变化的线索，并且具有与星团星相似的CMD特征。这些恒星的自行分布与星团的自行分布不同，有一些重叠，类似于距离星团中心3.5度以外的恒星。
2020-09-09 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
The Outer Envelopes of Globular Clusters. II. NGC 1851, NGC 5824 and NGC 1261
我们提出了第二套结果从银河系球状星团的周围的宽视场光度测量。研究的星团是NGC 1261，NGC 1851和NGC 5824：所有数据都来自布兰科4米望远镜的DECam。NGC 5824也有麦哲伦粘土望远镜和MegaCam的数据。我们确认存在一个大的弥漫恒星信封周围的NGC 1851的大小至少240 pc的半径。包层的径向密度分布遵循指数$γ= -1.5 \pm 0.2$的幂律下降，投影形状略呈椭圆形。对于NGC 5824，没有强烈的弥漫恒星包络的检测，但我们发现该星团显着扩展，并且在大小上与NGC 1851的包络相似（半径至少为230 pc）。在NGC 1261周围还发现了一个恒星包层。然而，它的尺寸明显较小，半径为$\sim$ 105 pc。用$γ= -3.8 \pm 0.2$的包封的径向密度分布也陡得多。我们讨论了扩散恒星信封的可能性质，但无法得出明确的结论，根据目前的数据。NGC 1851和可能的NGC 5824可能是被剥离的矮星系核，类似于$ω$ Cen，M54和M2的情况。另一方面，NGC 1261包层的不同特征表明它可能是星系团动力学演化的产物。
2017-09-09 astro-ph.GA
Stalling of Globular Cluster Orbits in Dwarf Galaxies
本文应用Tüve-Weinberg动力学摩擦理论计算了一个球状星团（GC）的轨道衰变，该星团位于一个具有各向同性恒星速度的核心球状星系内的初始圆形轨道上。GC上的减速扭矩T（rp）<0是其轨道半径rp的函数。扭矩是由轨道与GC轨道共振的恒星施加的，并通过林登-贝尔卡尔纳伊斯（Lynden-Bell Kalnajs，LBK）公式给出了无限多个可能的共振的总和。对于质量为Mp = 2 × 10^5 M_sun的GC和核心质量为Mc = 4 × 10^8 M_sun、核心半径为b = 1000pc的等时星系，我们计算了LBK力矩T（rp）并确定了rp（t）。(i)当rp> 300 pc时，许多强共振是活跃的，并且如预期的那样，T = T_C，经典的拉塞卡扭矩。(ii)当rp <300 pc时，T主要来自于与GC几乎同向旋转的恒星，稍微落后或领先;落后的共振产生更强的扭矩。(iii)当rp降低时，共振的数量和强度下降，因此|T|也降低，在rp = r *=（Mp/Mc）^{1/5} b = 220 pc时，|T| <10 ^{-2} |T_C|，这是一个特征"过滤"半径。(iv)许多共振在r * 内部不再存在;这包括所有的前导共振和低阶拖尾共振。(v)r * 内部的高阶拖尾共振非常弱，在rp = 150 pc时|T| <10 ^{-4} |T_C|。(vi)rp（t）从300 pc衰减到r…
2018-10-26 astro-ph.GA
A new catalog of homogenised absorption line indices for Milky Way globular clusters from high-resolution integrated spectroscopy
我们对24个银河系球状星团进行了综合光谱分析。从一个核心半径的光谱观察到每个集群与高波长分辨率~2.0 A的FWHM。结合Puzia et al.（2002）和Schiavon et al.（2005）的两个现有数据集，我们构建了一个包含53个银河系球状星团的Lick光谱指数的大型数据库，这些球状星团具有广泛的金属丰度范围，-2.4 < [Fe/H] < 0.1，以及各种水平分支形态。经验指数到金属丰度的转换关系提供了20舔指数用于推导金属丰度的远程，未解决的恒星系统。
2016-10-25 astro-ph.GA
The accretion history of the Milky Way. I. How it shapes globular clusters and dwarf galaxies
晕的居民是独立的恒星，恒星流，恒星和球状星团，以及矮星系。在这里，我们比较了最后两个类别，包括类似的恒星质量的对象，这往往是作为自动力学平衡系统研究。我们发现球状星团的半光半径取决于它们的轨道近心和总能量，银河系潮汐可以解释观测到的相关性。我们还建议，吸积时代的恒星系统的MW晕可以校准的总轨道能量，这样的关系是由于质量增长的MW和动力学摩擦影响大多数卫星与众多的轨道。这种校准从膨胀开始，到克拉肯，盖亚香肠土卫二，人马座恒星系统，最后到新来的矮星，无论是否与广阔的极地结构有关。最偏心的球状星团和矮星的半光半径与它们的结合能成反比，这一过程持续了20多年。这意味着由于MW的潮汐效应，较早到达的卫星较小。因此，大多数晕居民似乎有自己的结构参数的形状MW潮汐和最近抵达的矮星系的冲压压力。本研究中发现的相关性可以作为进一步研究球状星团和矮星起源以及我们银河系组装历史的工具。
2023-01-08 astro-ph.GA
RR Lyrae and Type II Cepheid Variables in Globular Clusters: Optical and Infrared Properties
球状星团既是星系演化和形成的原始化石，也是制约低质量和贫金属恒星演化的理想实验室。天琴座RR型变星和造父变星II型变星都是低质量的径向脉动恒星，它们追踪着年老的恒星星族。这些球状星团中的恒星标准烛光对于测量它们的精确距离和绝对年龄以及校准河外距离尺度至关重要。本文讨论了天琴座RR型和造父变星II型的演化阶段，并给出了它们的脉动性质，包括光变曲线、色-星等图、周期-振幅图以及球状星团在可见光和红外波段的周期-光度关系。本文还详细讨论了RR天琴座视星等-金属丰度关系和覆盖较宽金属丰度范围的球状星团的多带周期-光度-金属丰度关系在RR天琴座距离尺度中的应用。
2022-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The SLUGGS Survey: Wide Field Imaging of the Globular Cluster System of NGC 4278
我们使用多点HST ACS和宽视场Subaru Suprime-Cam成像来研究L* 椭圆星系NGC 4278的球状星团系统。我们还用Keck/DEIMOS获得了一些新的球状星团谱。我们确定了球状星团的表面密度分布，并用它来计算球状星团的总数，发现该系统的人口略多于其光度的星系的平均数。我们找到了明确的证据双峰的球状星团的颜色分布和颜色的大小关系的蓝色子群（一个“蓝色倾斜”）。我们还发现负径向颜色梯度在两个颜色子群的强度相同，这是类似于在其他星系中报道的强度。NGC 4278的球状星团的大小随着颜色的变红而减小，随着银河中心半径的增大而增大。蓝色和红色球状星团的大小之比与星系中心半径无关，这表明内部效应是造成颜色大小差异的原因。
2013-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Is the M81 Fast Radio Burst Host Globular Cluster Special?
该研究利用HST数据测量M81中FRB宿主球状星团的结构，发现其遭遇率略高于对比样本，但不足以强约束FRB的动力学形成。
2023-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
Understanding globular cluster abundances through nuclear reactions
球状星团包含多个恒星星族，一些上一代的恒星用较重的元素污染了现在的恒星。了解球状星团的历史有助于了解星系是如何合并和演化的，因此限制这种历史性污染的地点是一个优先事项。这些污染点的可接受温度和密度条件取决于临界反应速率。在本文中，三个实验研究有助于限制天体物理重要的反应速率简要讨论。
2022-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR nucl-ex
Dynamical Evolution of Outer-Halo Globular Clusters
外晕球状星团显示出大的半光半径和平坦的恒星质量函数，在低质量恒星中耗尽。使用N体模拟的球状星团偏心轨道内的银河系的潜力，我们展示了如何一个集群的半质量半径和它的质量函数随时间的发展。中心质量函数的斜率与星团失去的质量成正比，半质量半径的大小与潮汐场的平均强度成正比。这些过程的主要驱动力是暗残留物的质量分离。我们的结论是，在银河系中观察到的扩展，耗尽的集群必须有小的半质量半径在过去，他们扩大由于弱潮汐场，他们花了大部分的生命。此外，它们的质量函数在过去一定是陡峭的，但作为质量分离和潮汐质量损失的原因，它们的质量函数明显变平。
2015-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A detached stellar-mass black hole candidate in the globular cluster NGC 3201
作为我们与MUSE对25个银河系球状星团进行的大规模光谱调查的一部分，我们对NGC 3201进行了多个历元观测，目的是限制双星部分。在这个星团中，我们发现了一个好奇的恒星在主序星关闭的径向速度变化的顺序为100公里/秒，这表明成员的一个二元系统与一个看不见的组件，因为没有其他变化出现在光谱。利用一个经过修改的广义隆-斯卡格尔周期图，我们可以计算出轨道参数，发现伴星是一个脱离的恒星质量的黑洞，最小质量为4.36 $\pm$ 0.41太阳质量。这一结果对于球状星团中的双星和黑洞演化模型以及引力波源的研究都是一个重要的约束。
2018-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Comparison Between the Half-Light Radii, Luminosities, and UBV Colors of Globular Clusters in M31 and the Galaxy
银河系和仙女座星系经历了截然不同的进化历史。然而，我们发现这两个星系最终形成了球状星团系统，其中单个星系团的半光半径分布难以区分。此外，在M31和银河系中的球状星团都被发现具有与它们的光度无关的半径。在这方面，球状星团与半光半径和光度紧密相关的早型星系有很大的不同。M31中富含金属的球状星团比银河中的球状星团体积稍大。发现仙女座星系中的球状星团比频率明显高于银河系。目前的讨论是基于107个银河系球状星团和200个M31中假定的球状星团，它们的UBV测光是可用的。
2010-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Binary Frequencies in Globular Clusters
双星在球状星团的演化过程中起着重要的作用，因此我们利用哈勃空间望远镜的ACS对F606 W和F814 W中的35个球状星团进行了双星观测。当与先前的努力（Sollima等人，2007; Milone等人，2012）的值相比时，我们发现了显著的差异，尽管每个组都校正了污染影响并进行了适当的可靠性测试。最可靠的二进制分数时，得到限制的二进制分数q > 0.5。我们的分析表明，在最低的动力学年龄的范围内的二进制分数是近一个数量级，这表明有一个广泛的分布在球状星团形成的二进制分数。动力学效应似乎也会使核心双星的分数在哈勃时间内减少两倍，但这是一个微弱的关系。我们证实了以前的工作，核心半径内的二进制分数随年龄的集群减少，表明年轻的集群形成较高的二进制分数的相关性。强径向梯度与集群半径的二进制部分似乎是动力学相互作用的后果。它通常不存在于动态年轻的集群中，但几乎总是存在于动态老集群中。
2015-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Supersonic Project: Shining Light on SIGOs - a New Formation Channel for Globular Clusters
在宇宙的某些区域中存在着几乎不含暗物质成分的超音速诱导气体天体（SIRST），在重组时，重子和暗物质之间的相对速度不可忽略。使用{ \sc arepo}流体动力学模拟，我们发现这些物体内部的气体密度足够高，可以形成恒星。对在这些SIBs中形成的第一个星团的光度的估计表明，它们可能会在未来的HST和JWST观测中被观测到。此外，我们的模拟表明，SIRIOR位于一个独特的地方，在光度半径参数空间，这可以用来区分SIRIOR从暗物质托管气体系统的观测。最后，作为概念验证，我们在再电离之前模拟恒星形成，并将这些系统发展到当前的时代。我们发现，SIBs占据了类似的部分的大小半径参数空间的球状星团。这些结果表明，SIBs可能与现今的贫金属局部球状星团有关。由于重子和暗物质之间的相对速度在几个Mpc尺度上是相干的，我们预测，如果这是形成球状星团的主要机制，它们的丰度应该在这些尺度上有显着变化。
2019-05-24 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
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
On the reliability of proxies for globular cluster collision rates
球状星团中恒星碰撞率的代用指标经常被使用。我们提出了这些代理和国王模型的完全集成的碰撞率之间的比较。伽玛，定义为ρ_0^3/2 r_c^2 $, where $ ρ_0 $ is the central cluster density, and r_c is the core radius, is an accurate representation of the collision rate from the King model to within about 25% for all but the least concentrated clusters. Gamma_h, defined to be rho_h^3/2 r_h^2, where rho_h is the average density within the half-light radius, and $ r_h$是半光半径，它与金模型碰撞率的相关性比星团光度的相关性稍好。国王模型拟合的结果已经详细报告的两个星系显示，相对于银河系中看到的核心坍缩星系团，核心坍缩星系团的数量很少，这表明最集中的星系团的核心半径可能稍微高估了。最近的工作表明，浅比线性关系存在代理伽马和集群将包含X射线源的概率之间，我们表明，有一个类似的浅伽马和Gamma_h之间的关系，我们还表明，测量误差可能会产生一个浅比线性关系，即使当伽马本…
2011-03-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
