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
The Size Difference Between Red And Blue Globular Clusters Is NOT Due To Projection Effects
大质量星系中富含金属的（红色）球状星团平均来说比缺乏金属的（蓝色）球状星团要小。这种现象的一个可能的解释是，两个群体的集群有不同的空间分布。我们测试这个想法，通过比较观察到的集群异常深，高信噪比图像的M87与模拟的球状星团人口中的红色和蓝色集群有不同的空间分布，匹配的意见。我们比较了观察到的和模拟的红色和蓝色亚群的集群有效半径的总体分布以及有效半径和银河距离之间的关系。我们发现，不同的空间分布不会产生显着的大小差异之间的红色和蓝色的亚群作为一个整体，或在一个给定的银河系距离。这些结果表明，红色和蓝色球状星团之间的大小差异可能是由于形成或后期演化过程中的差异
2012-10-09 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 Observational and Theoretical Tidal Radii of Globular Clusters in M87
球状星团具有线性的大小（潮汐半径），理论告诉我们，这是由它们的质量和宿主星系的引力势决定的。为了探索观测到的半径和预期半径之间的关系，我们利用室女座巨星M87的球状星团人口。异常深，高信噪比的图像M87被用来测量有效和限制半径约2000个球状星团。为了与这些观测结果进行比较，我们模拟了一个球状星团种群，它与观测到的M87星团种群具有相同的特征。将这些模拟星团置于已被充分研究过的M87潮汐场中，求解出每个星团的轨道，并确定了每个星团的理论潮汐半径。我们比较预测的集群大小和投影银河系距离之间的关系的意见。我们发现，对于各向同性分布的集群速度，理论潮汐半径近似等于所观察到的Rgc < 10 kpc的极限半径。然而，各向同性的模拟预测在更大半径的星系团大小急剧增加，这在银河系以外的大型星系中没有观察到。为了最大限度地减少理论和观测之间的差异，我们探讨了轨道各向异性对团簇大小的影响，并提出了一个可能的轨道各向异性配置文件M87产生更好的理论和观测之间的匹配。最后，我们建议未来的研究，将建立一个更强的理论潮汐半径和观测半径之间的联系。
2012-01-05 astro-ph.CO
Resolving the timing problem of the globular clusters orbiting the Fornax dwarf galaxy
我们重新调查的生存的五个球状星团围绕天炉座矮星系在标准和修改后的牛顿动力学的老问题。对于第一次在历史上的主题，我们使用精确的质量模型的天炉座矮，通过牛仔裤建模最近发表的视线速度色散数据，我们也不辞职圆形轨道的球状星团。以前设想的问题源于将球状星团的起始距离固定为小于潮汐半径的一半。我们放松了这个限制，因为绝对没有证据证明它，并表明暗物质的范例，无论是尖或核心暗物质配置文件，没有麻烦维持两个最小的质量球状星团的轨道哈勃时间几乎无论其初始距离天炉座。三个最大的球状星团可以留在轨道上，只要它们的起始距离稍微在潮汐半径之外。修正后的牛顿动力学的前景也不像以前报道的那样暗淡。虽然在MOND中潮汐半径内的动力学摩擦要强得多，但由于没有恒星，外部的动力学摩擦可以忽略不计。这使得高径向轨道得以生存，但更重要的是，距离超过天炉座潮汐半径85%的圆形轨道可以无限期地生存。讨论了球状星团在这个距离上的圆轨道上的概率，并与它们目前的投影距离进行了比较。最后，如果我们忽略最大质量的球状星团的存在（给它一个大的视线距离），我们证明了剩下的四个球状星团可以在哈勃时间的潮汐半径内生存，具有完美的合理轨道。
2009-03-16 astro-ph.CO
Cluster 77 in NGC 4449: The nucleus of a satellite galaxy being transformed into a globular cluster?
我们报告了在我们的HST ACS B，V和I图像的NGC 4449的一个球状星团（GC），似乎与两个蓝色恒星的尾巴。星团质量大（M~1.7x10^6 M_sun），高度扁平（ε~0.24）。从色星等图的解析恒星，我们推断活跃的恒星形成的尾巴在过去的~ 2亿年。在r_e内部的平均投影质量密度与总质量的关系图中，星系团位于GC分布的上端，也就是星系核所在的位置。西北方向的尾巴与HI和红外（尘埃/多环芳烃）辐射的集中有关，这些辐射似乎是缠绕在星系周围的更长的流的一部分。这些性质表明，该星系团可能是一个前富含气体的卫星星系的核心，该星系正在经历NGC 4449的潮汐破坏。如果是这样的话，这个星系团与其他被认为是分裂星系的核，如ωCen（银河系）和G1（M31）相比，处于更早的阶段。
2011-11-24 astro-ph.CO
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
Globular Cluster Scale Sizes in Giant Galaxies: The Case of M87 and the Role of Orbital Anisotropy and Tidal Filling
我们提出了新的哈勃太空望远镜成像的外部区域的M87，以研究其球状星团（GC）的人口到大银河系的距离。我们特别讨论了GC有效半径$r_h$与投影银河系中心距$R_{gc}$之间的关系。观测结果表明，$r_h \propto R_{gc}^{0.14}$有向$R_{gc} \sim 100$ kpc方向移动的浅趋势，这与其他巨型椭圆星系的研究结果一致。为了从理论上再现这种关系，我们模拟了具有各种轨道分布的GC种群。对于各向同性分布的集群轨道，我们发现一个陡峭的趋势$r_h \propto R_{gc}^{0.4}$。相反，我们建议，（a）如果集群系统有一个轨道各向异性的配置文件，其中轨道成为优先径向与银河系中心的距离增加，和（b）如果集群成为更多的潮汐填充不足与银河系中心的距离，可以恢复所观察到的关系。我们还将这种方法分别应用于红色和蓝色GC种群，并预测红色集群优先在大$R_{gc}$填充不足，并且具有比蓝色集群更各向同性的轨道分布。
2013-10-17 astro-ph.CO
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
Spectroscopic Study of Globular Clusters in the Halo of M31 with Xinglong 2.16m Telescope
利用中国科学院国家天文台兴隆台2.16米望远镜OMR摄谱仪对11个已确认的M31球状星团进行了光谱观测。我们的9个样本星团位于M31的晕中，最远的一个距离银河系中心的投影半径为78.75 kpc。对于我们所有的样本集群，我们测量了舔吸收线指数和径向速度。结果表明，大部分GCs与M31星系的HI旋转曲线不同，特别是B514、MCGC 5、H12和B517，表明大部分GCs与星系的成星盘没有运动学关联。我们使用更新的恒星星族模型Thomas et al.（2010），通过应用$χ^2-$最小化方法，分别用Cassii和Padova的两条不同轨道拟合了吸收线指数。拟合结果表明，所有样品团簇的年龄均大于10 Gyr，且为贫金属（$-0.91 \le $ [Fe/H] $\le -2.38$ dex）。在将我们工作的光谱金属丰度与先前发表的光谱金属丰度合并后，我们将星系团样本扩展到距离星系中心117 kpc的投影半径。我们发现，所有确认的集群的金属丰度梯度存在的斜率为$-0.028\pm0.001$ dex kpc $^{-1}$。然而，对于所有的晕簇，斜率变为$-0.018\pm0.001$ dex kpc $^{-1}$，这要浅得多。如果我们只考虑具有$r_{\rm p}>25$ kpc的外晕团簇，则斜率变为$-0.010\pm0.002$ dex kpc $^{-1}$，如果从外晕样品…
2011-08-10 astro-ph.CO
Three newly discovered globular clusters in NGC 6822
本文介绍了在本星系群矮不规则星系NGC 6822中新发现的三个球状星团。其中两个是明亮而紧凑的，而第三个是一个非常低光度的漫射星团。我们报告的综合光学光度的集群，利用档案CFHT/Megacam数据。新GC的空间位置与已知簇的线性排列一致。最明亮的新GC也是高度椭圆形的，我们推测这可能是由于其环境中的低潮场。
2012-11-16 astro-ph.CO
The dark halo of the Hydra I galaxy cluster: core, cusp, cosmological? Dynamics of NGC 3311 and its globular cluster system
NGC 3311是长蛇座I星系团的中央cD星系。我们利用NGC 3311周围的球状星团，结合星系本身的运动学数据，研究了Hydra I中心区域的暗物质分布。本文利用VLT/VIMOS掩模光谱仪对118个明亮球状星团的径向速度进行了计算，得到了100 kpc的速度色散。NGC 3311是迄今为止进行过此类研究的最遥远的星系。我们还确定速度色散的恒星组成部分从长缝光谱到20千秒差距。此外，我们提出了一个新的光度模型的NGC 3311在V波段。我们在球形Jeans模型的背景下寻找一个暗晕。我们还比较了球状星团和行星状星云的径向速度分布。在20 kpc的半径上，预计的恒星速度色散从185 km/s上升到350 km/s。球状星团的色散也从10 kpc时的500 km/s上升到100 kpc时的800 km/s，与星系团的速度色散相当。一个有核的暗物质晕很好地再现了各向同性下恒星和球状星团的速度色散。由宇宙学NFW晕预测的中心恒星速度色散是不太好的表示，而球状星团允许一个广泛的晕参数。一个可疑的径向各向异性的恒星星族解释了偏差。然而，我们发现与以前的运动学数据，我们不能解决，并可能表明一个更复杂的速度模式的差异。虽然我们不能最终证明NGC 3311的暗物质晕有一个核心而不是一个尖点，但根据目前的数据，核心似乎是首选。需要更完整的速度场和各向异性分析才能得出确切的结论。
2011-03-10 astro-ph.CO
The outskirts of globular clusters as modified gravity probes
在引力理论的背景下，为了解释观测到的银河系动力学而不需要调用暗物质的存在，经常出现关于低加速度系统的预测：当$a$低于$a_{0}$时，人们应该期待从经典重力状态到修正重力状态的过渡。这种修正重力状态的特征在于平衡速度变得与距离无关，它与重子总质量的四次方根$V^{4} \propto M$成比例。上述两个条件是众所周知的平坦的旋转曲线和Tully-Fisher关系的星系制度。然而最近，在银河系球状星团的外围，也就是$a<a_{0}$的区域，也暗示了类似的现象。已经观察到，投影速度弥散的径向轮廓沿着开普勒期望停止减小，并且在超过$a<a_{0}$的半径的恒定值处趋于平稳。我们利用修正的牛顿力定律，建立了若干个具有上述引力异常的球状星团的引力平衡动力学模型，得到了与MOND相当的平衡速度。我们发现模型可以很容易地构建具有内部牛顿区域和外部修改的重力制度，再现所有观测约束，表面亮度分布，总质量和视线速度色散分布。通过使用详细的单恒星星族模型单独调整到每个球状星团的问题，我们得到这些系统的总质量的估计。有趣的是，我们发现，速度色散曲线的渐近值与总质量的四次方根标度一致，正如修改后的重力情景下所预期的那样。
2012-02-21 astro-ph.CO
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
Low-Mass X-ray Binaries and Globular Clusters Streamers and Arcs in NGC4278
我们报告了中等质量椭圆星系NGC4278的低质量X射线双星（LMXB）和球状星团（GCs）的投影二维（2D）空间分布的显著不均匀性。在NGC4278的内部区域，在星系西侧约50”处向中心以南延伸的LMXB明显的弧形过量，可以与Brachington等人（2009）的红色GC空间分布的类似过密度相关联。使用最近的目录GC产生的Usher等人。（2013），并覆盖整个NGC4278星系，我们发现了另外两个重要的密度结构，在D25等照度线以外的NGC4278中心的W和E，分别与密度过高和密度不足有关。我们讨论了这些结构的性质的背景下，发现在LMXB和GC人口的NGC4649和NGC4261，分别类似的空间不均匀性。这些特征表明，流光从破裂和增生的矮同伴。
2014-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Wide-Field Precision Kinematics of the M87 Globular Cluster System
我们提出了最广泛的结合光度和光谱研究的巨大球状星团（GC）系统围绕M87，中央巨椭圆星系在附近的室女星系团的日期。利用Keck的DEIMOS和LRIS以及MMT的Hectospec的观测，我们推导出M87周围451个GC的新的、精确的径向速度，投影半径从~ 5到185 kpc。我们结合这些测量与文献数据的总样本的737个对象，我们使用重新检查的GC系统的运动学的M87。的速度进行了分析的背景下，档案宽场测光和一种新的哈勃太空望远镜目录的半光半径，其中包括344光谱确认集群的大小。我们使用这个独特的目录，以确定18个新的候选超紧凑型矮星，并帮助澄清这些对象和真正的GC之间的关系。我们发现低得多的值的外部速度色散和旋转的GC系统比在早期的文件，也不同于以前的工作中看到没有证据的过渡内晕的潜在主导的室女星系团，也不是截断的恒星晕。我们发现很少的星系际GC人口的运动学证据。借助于新速度测量的精确性，我们看到了在很大半径范围内的运动学子结构的重要证据，表明M87处于活跃的装配状态。一个简单的，无标度的分析发现，在~85千秒差距内的暗物质比其他最近的工作要少，减少了X射线和光学结果之间的紧张关系。总的来说，在大约150千秒差距的投影半径范围内，我们的数据与M87没有与室女星系团动态耦合的观点是一致的;室女星系团的核心可能处于组装的最早阶段。
2011-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ACS Virgo Cluster Survey. XVII. The Spatial Alignment of Globular Cluster Systems With Early-Type Host Galaxies
利用ACS室女星系团巡天的数据，研究了早型星系中球状星团（GC）的方位角分布，并与其宿主星系进行了比较。我们发现，在可见光伸长（λ> 0.2）和中高光度（M_z<-19）的宿主星系中，GC优先沿恒星光的长轴排列。红色（富含金属）GC亚群显示出与宿主星系主轴的强烈对齐，这支持了这些GC与富含金属的场星相关的观点。透镜状星系中富含金属的GC显示出与盘而不是凸起有更强关联的迹象。令人惊讶的是，我们发现蓝色（贫金属）GC也可以显示出相同的相关性。如果贫金属GC是早期形成的晕的一部分，并建立了通过合并，那么我们的研究结果支持的图片晕的形成和合并发生各向异性，并在今天的主轴是一个指标的首选合并轴。
2013-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for Two Phases of Galaxy Formation from Radial Trends in the Globular Cluster System of NGC 1407
在这里，我们提出了巨大的椭圆星系NGC 1407周围的单个球状星团（GC）的颜色，以140千秒差距或17星系有效半径（R $_e$）的投影银河中心半径。这些数据是晕金属丰度的代表。在5-8.5 R_e（40-70 kpc）范围内，蓝色（贫金属）和红色（富金属）GC亚群的金属丰度梯度均为-0.4 dex/dex。在较大的半径，平均GC颜色（金属丰度）是恒定的。在对M87 GC系统的广域研究中，以及在我们自己的银河系中，也可以看到类似的行为。我们解释这些径向金属丰度的趋势，以表明早期原位耗散过程形成的内部区域和正在进行的吸积低质量星系及其GC形成的外晕。这些结果为大质量星系由内而外形成的两个阶段的星系形成模型提供了观测支持。我们还搜索了文献中其他大规模的早型星系报告GC金属丰度梯度在其内部区域。没有发现与星系质量或环境的明显相关性，但目前样本很小。
2011-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Spatial Distribution of Intra-Cluster Globular Clusters in the Fornax Cluster
本研究通过建模分析了Fornax星系团核心ICGCs的空间分布，发现其复杂形态及密度增强区主要由被剥离的GCs组成，揭示了不同尺度下多种机制共同促进了ICGC的增长。
2025-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signatures of multiple stellar populations in unresolved extragalactic globular/ young massive star clusters
我们提出了在最近形成的河外星团的多个恒星星族形成的潜在签名的调查。所有的银河系球状星团都有个别恒星丰度的良好样本，显示出多个种群的证据。这似乎要求恒星形成和轻元素富集的多个事件是球状星团历史上的常态。我们发现，有可检测的观测签名的多个形成事件的大规模，年轻的河外星团的未解决的光谱。我们提出了一个试点计划的结果，以寻找一个最干净的签名，我们确定-的组合存在的发射线从最近形成的人口和吸收线从一个有点老的人口。这种系统的一个可能的例子是在银河系中发现的。这个来源的光谱显示了两个年龄分别为800万年和8000万年的恒星星族的证据。进一步的研究表明，这些种群实际上是物理上分开的，但只有59 pc的投影距离。我们表明，集群是一致的被绑定和讨论的可能性，他们的合并可能会导致一个单一的球状星团托管多个恒星星族。虽然不是大多数理论提出的多种群集群形成的原型系统，但在小样本中检测到这个系统既令人鼓舞又有趣。我们的调查表明，对大质量年轻星团的扩大调查应该会发现更多具有这种特征的星团。
2013-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The globular cluster system of the Milky Way: accretion in a cosmological context
我们研究了银河系的球状星团（GC）的空间分布中的平面排列的意义。我们发现，当分离的水平分支形态和金属丰度的基础上，最外的典型的年轻晕GC样品（在银河系中心半径超过10千秒差距）表现出各向异性的分布，可以等同于一个平面（24 +/- 4）千秒差距厚（rms）和倾斜8度+/- 5度的银河系盘的极轴。为了量化这个平面的重要性，我们确定了各向同性分布复制蒙特卡罗试验中观察到的分布的时间分数。在10 kpc的银河中心半径外，该平面在>95%的水平上保持显著性，在此半径内，空间分布明显各向同性。相比之下，10 kpc以外的旧晕样本的空间分布与各向同性分布很好地匹配。年轻晕球状星团的外表面与银河系的卫星星系的外表面在方向上是不可区分的。模拟显示，当周围大尺度结构的细丝进入银河系的势能时，卫星的平面排列可能会出现。因此，我们认为我们的结果是外部年轻晕球状星团人口吸积起源的直接观测证据。这一结论证实了众多的证据线，同样表明了一个吸积的起源，这组集群从推断集群的属性。
2011-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The inhomogenous reionization of the inter-galactic medium by metal-poor globular clusters
我们提出了详细的辐射转移模拟的再电离历史的银河系的贫金属球状星团。我们确定潜在的金属贫球状星团候选人在宝瓶座模拟使用暗物质晕速度色散。我们通过光子守恒的三维非平衡化学代码计算局部电离场，并允许模型传播到今天。该模型的主要特点是，如果局部气体被电离，则球状星团的形成被抑制。我们发现，我们的电离场的空间处理导致显着不同的数字和空间分布相比，球状星团的形成是简单地截断在一个给定的红移模型。我们发现，它是可能的贫金属球状星团已形成通过暗物质晕形成通道作为我们的第二个模型（延迟形成）结合截断在z = 10产生的径向分布与银河系贫金属球状星团的统计一致。如果球状星团确实形成于高红移的暗物质晕中，即使只是部分形成，它们对红移10的局部（即以主星系为中心的2^3 h^-3 Mpc ^3）体积和质量的再电离的贡献可能分别高达98%和90%。在我们的光子最贫穷模型中，这种贡献下降到60%和50%。所有模型中幸存的星团都有一个狭窄的平均年龄范围（平均值= 13.34 Gyr，σ= 0.04 Gyr），与目前对银河系贫金属球状星团的年龄估计一致。我们还测试了一个简单的动力学破坏模型，并估计约60%的贫金属球状星团形成在高红移已被摧毁，通过潮汐与宿主星系的相互作用。
2012-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Two-Dimensional Spatial Distributions of the Globular Clusters and Low-Mass X-Ray Binaries of NGC4649
我们报道了巨大的室女座椭圆星系NGC 4649（M60）的球状星团（GCs）的二维投影空间分布的显著各向异性。在低质量X射线双星（LMXB）的二维分布中也发现了类似的特征，这两种双星都与GC和恒星场有关。偏离方位角对称性表明，在NGC 4649长轴东侧，在4-15 kpc的银河中心半径处，有一个向北延伸的弧形多余GC。该特征对于红色GC更突出，但在蓝色GC的2D分布中仍然存在。高光度和低光度的GC也显示出一定的隔离沿此弧，高光度的GC优先位于南端和低光度的GC在弧的北段。GC-LMXB遵循红色GC的各向异性，其中大多数都存在;然而，在GC弧的南部存在一个显着的高密度（高光度）场LMXB。这些结果表明，NGC 4649在演化过程中经历了较小质量卫星星系的合并和/或多次吸积，弧中的GC可能是其化石遗迹。我们推测，观察到的各向异性领域LMXB空间分布表明，这些X射线双星可能是残余的恒星形成事件与合并，或者可能是从母红GC喷射，如果这些集群的整体运动是显着的动力学摩擦的影响。我们还发现了伴螺旋星系NGC 4647的X射线源群体的光度增强。我们认为，这些可能是年轻的高质量X射线双星形成的潮汐相互作用的结果，该星系与NGC 4649。
2014-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
