Gas-rich, field ultra-diffuse galaxies host few globular clusters
本文介绍了哈勃空间望远镜对14个富气低表面亮度星系的成像，星系距离为25-36 Mpc，平均有效半径为1.9 kpc，$g$带中心表面亮度为24.2 mag arcsec $^{-2}$。其中9个符合被认为是超漫射星系（UDG）的标准。对比球状星团光度函数的周转量更亮、每个星系半光半径两倍以内的点状光源的检查表明，与密度更大的环境不同，富含气体的场UDG拥有很少的旧球状星团（GC）。大多数目标（九个）都没有候选GC，其余的每个都有一个或两个候选GC。这些发现与对类似恒星质量的正常矮星系的预期大致一致。这排除了富含气体的场UDG作为通常在星系团中发现的富含GC的UDG的潜在祖先。然而，星系群中的一些可能是直接从磁场中吸积的。与其他最近的结果一致，这强烈表明UDG至少有两种不同的形成途径，并且这个子群体只是底层矮星系群体的极低表面亮度延伸。它们弥漫的恒星分布的根本原因仍然不清楚，但形成机制似乎只影响恒星（和潜在的暗物质）的分布，而不会强烈影响中性气体的分布，整体恒星质量或GC的数量。
2022-12-09 astro-ph.GA
Ultra-Diffuse Galaxies in the Perseus Cluster: Comparing Galaxy Properties with Globular Cluster System Richness
很明显，在超扩散星系（UDG）中，它们的关联球状星团（GC）系统的丰富程度有一个极端的范围。在这里，我们报告的结构特性的五个UDG在英仙座集群的基础上深斯巴鲁/超Suprime-Cam成像。三个似乎GC贫乏，两个似乎GC丰富。我们的一个样品PUDG\_R24似乎正在经历淬灭，预计将在下一个$\sim0.5$ Gyr中逐渐进入UDG状态。我们用凯克宇宙网成像仪（KCWI）光谱仪来研究这个样品，以研究它们的暗物质晕的差异，正如它们不同的GC含量所预期的那样。我们的光谱测量退行速度，确认英仙座集群成员，和恒星速度色散，以测量其半光半径内的动态质量。我们补充我们的数据，从文献中检查的趋势，星系参数与GC系统的丰富性。我们没有发现GC数和UDG相空间定位之间的相关性，如果GC丰富的UDG环境淬火在高红移。我们发现GC丰富的UDG有更高的速度色散比GC穷人UDG平均，导致更大的动力学质量内的半光半径。这与富含GC的UDG比缺乏GC的UDG具有更高的晕质量的一级预期一致。
2021-11-11 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
APOGEE Detection of N-rich stars in the tidal tails of Palomar 5
最近使用APOGEE数据进行化学标记研究的结果表明，在球状星团内发现的恒星的化学丰度模式与星系晕场中化学性质特殊的种群之间存在着密切的联系。在本文中，我们分析了恒星的化学成分内的集群机构和潮汐流的Palomar 5，一个球状星团，这是潮汐干扰与银河系引力势的相互作用。我们报告的富氮（N-富）恒星的识别内和超出帕洛玛5潮汐半径，后者被清楚地与集群潮汐流对齐，这作为确认，富N星丢失的星系晕从球状星团，并提供支持的假设，即场富N星确定由不同的团体有一个球状星团的起源。
2021-12-03 astro-ph.GA
Discovery of a super-Li rich turn-off star in the metal poor globular cluster NGC 6397
利用高分辨率MIKE/Magellan光谱，在古老的（12 Gyr）贫金属（[Fe/H]=-2.1 dex）球状星团（GC）NGC 6397中发现了一颗超富Li的可关断星。这颗恒星显示出异常高的锂丰度，A（Li）_NLTE = 4.03 +/- 0.06 +/- 0.14 dex（或4.21，解释了可能来自双星伴星的污染），比标准锂平台高出100倍。这是迄今为止在银河系GC矮星中发现的最高Li增强。我们讨论了几种增强机制，但没有一个可以明确地解释这样高的过剩。这颗恒星的光谱显示出可能是双星的迹象，但它的线强度和化学元素丰度比与本GC中的其他关闭恒星完全兼容，似乎排除了来自AGB伴星的质量转移作为高A（Li）的起源。一个可能的原因是与经过冷底加工的红巨星的相互作用。
2011-08-09 astro-ph.GA
Globular Cluster Formation Within The Aquarius Simulation
水瓶座项目是第一个可以解决潜在的球状团簇形成地点的全部质量范围的模拟。宝瓶座的粒子质量为$m_\mathrm{p}=1.4 \times 10^4$ \Msun，在中心晕的维里半径内产生了超过1亿个粒子，中心晕的质量为$1.8 \times 10^{12}$ \Msun，与银河系相似。有了这个粒子质量，暗物质浓度（晕）小到10 $^6$ M $_\odot$将包含至少100 particle. In这里，我们使用这个模拟来测试模型的金属贫球状团簇形成的基础上崩溃物理。在我们的模型中，球状星团形成时，维里温度的晕第一次超过$10^4$ K，因为这是当电子跃迁允许气体有效地冷却。我们计算了这些第一个星系团中恒星的电离通量，并在星系中所有重子气体电离时停止新星系团的形成。这是通过采用合理的值的恒星形成效率和逃逸分数的电离光子。该模型是成功的，它预测的年龄（峰值年龄$\sim$ 13.3 Gyrs）和贫金属的球状星团的空间分布与银河系中观察到的人口是一致的。然后，我们测试的情况下，富含金属的团簇形成通过检查合并，触发恒星形成的中心气体盘。这导致了更年轻的（$\sim$ 7- 13.3 Gyrs），更中心的星团（40个富含金属的GC在距离宿主中心18 kpc的范围内），这与银河系富含金属的人口一致。我们测试了另一种模型，其中富含金属的球状星团形成于矮星系中，当它们与主晕合并时，这些球状星团会…
2009-10-02 astro-ph.GA
Milky Way Subsystems from Globular Clusters Kinematics Using Gaia DR2 and HST Data
我们采用Vasiliev（2019）的151个银河系球状星团的Gaia DR 2自行，结合距离和视线速度来推导它们的运动学性质。为了将星系团分配给银河系厚盘，凸起和晕，我们遵循Posti等人（2018）的方法，他们使用恒星的轨道区分不同的银河系恒星成分。特别是，我们使用的比率$L_{z}/e$，的$Z$投影的角动量的偏心率，人口示踪剂，我们补充从文献和蒙特卡罗模拟中提取的化学丰度。我们发现20个球状星团属于银河系的棒/凸起，35个表现出盘的性质，96个是晕的成员。此外，我们还发现晕状球状星团的自转速度接近于零，平均值为$<Θ>$ =1 $\pm$ 4 km s $^{-1}$ .另一方面，样品的集群，属于厚盘具有显着的旋转与平均旋转速度179 $\pm$ 6公里s $^{-1}$。20个球状星团在银河系的棒/球区域内运行，平均自转速度为49 $\pm$ 11 km s $^{-1}$。
2020-04-28 astro-ph.GA
Star-Forming Galaxies at z~2 and the Formation of the Metal-Rich Globular Cluster Population
我们研究了现在已知的z~2处恒星形成星系的关键组成部分--超级恒星形成团块（R~1-3 kpc; M~10^8-10^9.5 Msun）是否可能是当地观测到的古老球状星团种群的形成地点。我们发现，这些超级恒星形成团的恒星星族与当地富含金属的球状星团的恒星族非常匹配。此外，这个球状星团人口是已知的与星系的凸起/厚盘，我们表明，它的空间分布和运动学是一致的，与目前的理解组装的凸起和厚盘从超级恒星形成的团块在高红移。最后，假设这些团块中的恒星形成是分子云中局部恒星形成的放大版本，这种形成情景再现了观测到的富含金属的球状星团的数量和质谱。在高红移星系中观察到的湍流盘和星团盘与本地球状星团人口之间的联系为星系的几个主要组成部分提供了一个合理的共同进化场景：凸起，厚盘和球状星团人口之一。
2010-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Pfleiderer2: identification of a new globular cluster in the Galaxy
我们提供的证据表明，星团Pfleiderer 2，这是一个新发现的银河系球状星团，预计在丰富的领域。由于它位于一个拥挤的领域，核心提取和去污工具，以揭示集群序列的B，V和I色幅图（CMD）。Pfleiderer 2的主要CMD特征是一个倾斜的红巨星分支和一个红色的水平分支，表明太阳周围的金属丰度很高。红化为E（B-V）=1.01。这个球状星团距离太阳d $_{\odot}$ = 16 $\pm$ 2 kpc。该星团位于银道面上方2.7千秒差距处，距离银道中心R $_{\rm GC}$ =9.7千秒差距，这对于富含金属的球状星团来说是不寻常的。
2009-07-07 astro-ph.GA
Isolated elliptical galaxies and their globular cluster systems. II. NGC 7796 - globular clusters, dynamics, companion
我们研究了孤立椭圆星系NGC 7796的球状星团系统，提出了该星系的新测光方法，并利用已发表的运动学数据来约束暗物质含量。B和R的深层图像，由VLT的可见多目标光谱仪（VIMOS）获得，形成数据库。我们提出了各向同性和各向异性的琼斯模型，并给出了一个形态学的描述的同伴矮星系。这个球状星团系统大约有2000个成员，所以它不像那些具有可比恒星质量的星系团中的巨型椭圆星系那样丰富，但比许多其他孤立椭圆星系团系统丰富。GC的颜色分布是双峰的，这并不一定意味着金属丰度双峰。运动学文献数据有些不确定。在各向同性的情况下，没有暗物质的存在，内部的速度弥散也可以再现。径向各向异性模型需要一个低的恒星质光比，这将与星系的年龄形成对比。MONDian模型得到了X射线分析和以前的动力学模型的支持，但需要更好的数据进行确认。矮伴星系NGC 7796-1呈现出潮汐尾、多核和非常方形的等照度线。NGC 7796是一个古老的大质量孤立椭圆星系，没有迹象表明后来的主要恒星形成事件在其他孤立椭圆星系中经常出现。它相对丰富的球状星团系统表明，孤立并不总是意味着一个贫穷的星团系统。矮伴星的性质可能表明矮-矮合并。（节略）
2014-11-26 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
Origin of the correlation between stellar kinematics and globular cluster system richness in ultra-diffuse galaxies
本研究利用E-MOSAICS模拟探究超弥散星系动力学质量与球状星团丰富度相关性的起源，发现GC贫乏星系质量被低估系因近正面观测盘状星系所致，并指出弥散支撑系统更利于GC形成。
2024-03-21 astro-ph.GA
The Effect of Stellar Helium Abundance on Dynamics of Multiple Populations in Globular Clusters
我们将一个富氦星主序星寿命的半解析公式应用于多星族球状星团的N体模拟中，以研究富氦星对球状星团动力学的影响.我们表明，具有富氦集中布居的球状星团将略小于具有正常氦第二代的球状星团，其中最大的差异出现在扩展的正常氦布居中。这种效果显示在孤立的集群和一个现实的银河系潮汐场。我们发现，这种效应是质量分离的结果，更大质量的恒星在一个富含氦的集中人口由于其主序寿命下降的早期损失。因此，这两个群体将在比具有相同氦丰度的情况稍早的时间动态混合。此外，我们发现，它是可能的氦丰富的人口变得比正常氦人口更广泛，如果它形成一个低的初始浓度或集群是能够发展为大量的弛豫时间。我们的结论是，氦对恒星质量的动力学影响是温和的，和两个人口的初始浓度和银河系潮汐场的强度是更重要的，在确定多个人口的相对径向分布。
2018-09-04 astro-ph.GA
The SLUGGS survey: inferring the formation epochs of metal-poor and metal-rich globular clusters
我们提出了一个新的，基于观测的框架，形成时代和网站的球状星团（GC）在宇宙学的背景下。直接测量我们银河系和其他星系中贫金属和富金属GC亚群的平均年龄，在观测上具有挑战性。在这里，我们应用另一种方法，利用星系的质量金属丰度关系是一个强大的函数的红移（或回头看年龄），但相对不敏感的大规模星系的星系质量的属性。假设GC遵循随红移而演化的星系质量-金属丰度关系，人们可以通过知道它们的平均金属丰度和宿主星系质量随红移的增长来估计两个GC亚群的平均形成时期。最近，SLUGGS巡天测量了十几个大质量早型星系中1000多个GC的光谱金属丰度。在这里，我们使用这些测量结果，以及我们新的金属丰度匹配方法，推断出富金属GC的平均年龄为11.5 Gyr（z = 2.9），贫金属GC的平均年龄范围为12.2至12.8 Gyr（4.8 < z < 5.9），这取决于它们主要是在吸积卫星中还是在主宿主星系内原位形成的。我们比较我们的价值观直接年龄测量银河系GC和宇宙学模型的预测。我们的研究结果表明，再电离之前大多数GC的形成，这是不太可能的GC双峰金属丰度分布的原因。
2015-06-22 astro-ph.GA
Not all nitrogen-rich field stars originate from globular clusters
Universitá degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所-阿切里天文台）；School of Physics & Astronomy, University of Birmingham（伯明翰大学物理与天文学学院）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所-博洛尼亚天文科学与空间观测站）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所-卡塔尼亚天文台）；Stellar Astrophysics Centre, Department of Physics & Astronomy, Aarhus University（奥胡斯大学物理与天文学系恒星天体物理学中心）
研究通过开普勒场中的恒星数据，探讨了富含氮的恒星是否可能源自球状星团，发现大部分恒星年龄偏年轻，可能源于二星系统或合并而非球状星团。
2026-03-02 astro-ph.GA
Origin of the metal-rich vs. metal-poor globular clusters dichotomies in the Milky Way: A sign of low black hole natal kicks
本文利用Gaia数据发现银河系贫金属与富金属球状星团在半径膨胀、空间分布和潮汐破坏敏感性上的差异，并通过N体模拟证明黑洞保留及其诞生踢动是造成这些二分性的关键原因。
2024-10-21 astro-ph.GA
Dynamical friction in globular cluster-rich ultra-diffuse galaxies: the case of NGC5846-UDG1
包含大量球状星团（GC）样本的超弥散星系提供了一个检验星系动力学理论预测的机会。NGC 5846-UDG 1是一个很好的例子，它有几十个GC候选者的高质量样本。我们发现，所观察到的分布的GC在NGC 5846-UDG 1是暗示质量偏析引起的引力动力学摩擦。我们提出了简单的分析计算，支持一系列的数值模拟，自然地解释所观察到的GC质量和径向位置的现今模式。根据对出生时GC种群的一些假设，分析支持NGC 5846-UDG 1存在于大质量暗物质晕中的可能性。这是一个例子，使用GC丰富的系统作为动态（除了运动学）示踪剂的暗物质。
2022-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Milky Way with a massive, centrally concentrated thick disc: new Galactic mass models for orbit computations
在这项工作中，两个新的轴对称模型的银河系质量分布。最近的结果的动机，这两个模型包括一个恒星薄盘和一个厚盘的贡献，薄盘一样大，但具有较短的尺度长度。两个模型都满足许多观测约束：太阳附近的恒星密度、薄盘和厚盘尺度的长度和高度、旋转曲线以及垂直力Kz的绝对值作为到银河系中心距离的函数。我们数值集成到这些新的模型中的所有银河系球状星团的距离，自行和径向速度的运动，以及在太阳附近的约一千颗恒星的轨道。检索的轨道特性进行比较，通过整合的集群和恒星轨道在纯薄盘模型。我们发现，由于厚盘的可能存在，盘星的计算轨道参数可以变化多达30- 40%。我们还表明，系统的不确定性，影响旋转曲线仍然困扰计算的球状星团的轨道参数相似的金额。
2016-11-23 astro-ph.GA
Multiple Populations in Globular Clusters and the Origin of the Oosterhoff Period Groups
在银河系的大多数球状星团中，多个星群的存在已经得到了很好的证实。鉴于这一进展，在这里，我们提出了一个新的模型解释的起源Sandage周期移动和两个Oosterhoff组之间的ab型RR Lyringe变量的平均周期的差异。在我们的模型中，在贫金属的第二族星团，如M15，不稳定带由第二代恒星（G2）与增强的氦和CNO丰度，而RR天琴座在相对丰富的金属的第一族星团如M3主要是由第一代恒星（G1）没有这些增强。由于氦和CNO丰度都在增加RR Lyrant变量的周期中发挥作用，因此金属丰度不稳定带内的这种人口转移可以在两组之间产生观察到的周期转移。更多富含金属的Oosterhoff中间特征的星团，如NGC 1851，以及大多数富含金属的星团，如周期最长的RR型天琴座（III族），也可以被重现，因为更多富含氦的第三代和以后的恒星（G3）进入不稳定带，金属丰度进一步增加。因此，对于最一般的情况，我们的模型预测，RR天琴座主要是由G1，G2和G3分别产生的奥斯特霍夫群I，II和III。
2014-04-29 astro-ph.GA
X-shooter observations of main sequence stars in the globular cluster NGC 2808: first chemical tagging of a He-normal and a He-rich dwarf
我们提出的第一个化学成分研究的两个未进化的恒星在球状星团NGC 2808，获得光谱仪X-射手@VLT。NGC 2808显示了三个离散的，分离良好的主层序。对这一现象最普遍的解释是它们的恒星具有不同的氦含量。我们观察到一颗恒星位于最蓝的主序带（bMS，声称有高氦含量，Y = 0.4），另一颗位于最红的主序带（rMS，符合正则氦含量，Y=0.245）。分析了NH、CH、Na、Mg、Al、Fe的特征。虽然Fe、Ca和其他元素在两颗恒星中的丰度相同，但bMS星显示出N的巨大增强，C的耗尽，Na和Al的增强，以及相对于rMS星的Mg的少量耗尽。如果bMS上的恒星是由早期恒星在完整的CNO和MgAl循环中产生的喷出物形成的，其主要产物是氦，那么这正是我们所期望的。这两颗恒星的元素丰度模式差异与恒星颜色-星等图位置所显示的氦含量差异一致。
2010-07-29 astro-ph.GA
Multivariate analysis of the globular clusters in M87
本文用两种多元分析方法对巨椭圆星系M87内区的147个球状星团进行了客观分类。首先用独立成分分析确定一组独立变量，这些变量是球状星团的各种观测参数（主要是Lick指数）的线性组合。接下来，将K-均值聚类分析应用于独立成分，以找到具有底层结构的同质组的最佳数量。由此揭示的四组球状星团的性质被用来解释宿主星系的形成机制。建议M87形成于两个连续阶段。首先是一个整体性的坍缩，它产生了一个内部的富含金属的星系团，几乎没有系统的旋转和一个外部的贫金属的星系团在偏心轨道。在第二阶段，星系以无耗散的方式吸积了低质量的卫星，从气体中形成了另外两组球状星团。给出了{ \bf在更富金属的星系团中存在蓝色恒星星族的证据，我们用氦的富集来解释。}最后，我们发现M87的一些化学性质（NaD，TiO 1，轻元素丰度）与银河系中的球状星团和M31不同。
2015-10-02 astro-ph.GA
A Rich Globular Cluster System in Dragonfly 17: Are Ultra-Diffuse Galaxies Pure Stellar Halos?
在低表面亮度下观测附近的星系团，发现了光度较低的星系，但大小与L* 星系一样大，因此被称为“超扩散星系”（UDG）。UDG在像后发座星系团这样的密集环境中的生存表明，UDG可能存在于更大质量的暗晕中。我们报告了在后发座UDG蜻蜓17（DF 17）周围探测到大量的球状星团（GC）。我们发现DF 17具有高GC比频率S_N=26+/-13。GC系统是扩展的，有效半径为12”+/-2”，在后发座距离处为5.6+/-0.9 kpc，比星系本身大70%。我们还估计了GC光度函数的平均值，推断出97（+17/-14）Mpc的距离，提供了红移无关的确认，这些UDG之一是在后发座星系团。DF 17中富含GC系统的存在表明，尽管它的恒星密度很低，但恒星形成的强度足以形成许多大质量的星团。如果DF 17的GC质量与晕质量之比与其他星系相似，那么DF 17的总质量约为10^11太阳质量，仅为银河系质量的10%，但主要由暗物质组成，M/L_V约为1000。我们认为像DF 17这样的UDG可能是“纯恒星晕”，即，这些星系形成了它们的恒星晕组成部分，但随后遭受了恒星形成的早期停止，从而阻止了任何实质性中心盘或凸起的形成。
2016-04-26 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
Lithium-Rich Giants in Globular Clusters
虽然红巨星耗尽了表面的锂，但有些巨星富含锂。中等质量的渐近巨星分支（AGB）星可以通过Cameron-Fowler输送带产生Li，但富Li的低质量红巨星分支（RGB）星的存在令人困惑。球状星团是研究这一现象的最佳场所，因为它可以直接确定星团的成员资格，并确定每颗恒星的演化状态。在72小时的Keck/DEIMOS曝光中，我们在25个星团中发现了4颗富锂RGB星和2颗富锂AGB星。有1696颗RGB星和125颗AGB星的测量值或上限与锂的正常丰度一致。因此，在球状星团中锂丰度的频率对于RGB是（0.2 +/- 0.1）%，对于AGB是（1.6 +/- 1.1）%，对于所有巨星是（0.3 +/- 0.1）%。由于富锂的RGB星位于较低的RGB，因此提出的发生在光度函数凸点或He核心闪光处的Li自生机制无法解释这四颗较低的RGB星。我们认为Li富集的起源是：（1）所有的发光巨星在He核闪光时都经历了一个短暂的Li富集阶段。(2)所有在较低的RGB上有双星伴星的后RGB恒星都将进行质量转移。这种情况预测，0.1%的低RGB恒星将出现锂丰富，由于质量转移，从最近的锂增强的同伴。这个频率是在我们的置信区间的低端。
2016-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Clusters in the Elliptical Galaxy NGC 4589 Hosting a Calcium-rich SN Ib (SN 2005CZ)
NGC 4589是一个明亮的E2合并残余星系，拥有独特的快速而微弱的富钙Ib型超新星（SN）SN 2005 cz。富钙SNe Ib的前身一直存在争议：它可能是a）一颗双星系统中的年轻大质量恒星，$\odot$为6-12 M，或者b）一颗双星系统中的老的低质量恒星，被踢出星系中心。此外，以前对这个星系的距离估计显示了一个很大的范围，从20 Mpc到60 Mpc。因此，使用档案$Hubble$ $Space$ $Telescope$ /ACS $F435W$，$F555W$和$F814W$图像，我们在NGC 4589中搜索星团，以帮助解决这些问题。我们发现一个小的人口与$25<V\leq27$（$-7.1<M_V\leq-5.1$）等和年龄$< 1$陀螺仪的年轻星团在中心区域的$R<0.5'$（$<3.8$千秒差距），从而支持SN 2005 cz的恒星祖先的情景。除了年轻的星团，我们还发现了大量的老球状星团。与文献中的结果相比，我们发现球状星团的颜色分布明显是双峰的。在蓝色（贫金属）球状星团的$V$带光度函数的营业额（织女星）的幅度被确定为$V_0{(\rm max)}=24.40\pm0.10$马格。我们推导出球状星团的总数，$N_{\rm GC} =640\pm50$，和特定的频率，$S_N =1.7\pm0.2$。通过对贫金属球状星团$M_V({\rm max})=-7.66\p…
2018-12-04 astro-ph.GA
Globular cluster systems as tracers of the evolutionary history in NGC 3258 and NGC 3268
利用四台不同望远镜的$B,C,V,R,I$和$z'$滤光片对NGC 3258和NGC 3268球状星团系统进行了新的测光研究。广泛的空间覆盖范围使我们能够估计整个扩展的GCSs更精确地比以前的作品，和新的价值观的丰富的GCs亚群。我们发现蓝色（贫金属）和红色（富金属）球状星团（GC）之间的方位角分布的差异，并确认径向配置文件平坦的星系中心。在这两种情况下，我们检测到一个径向梯度的蓝色GC的颜色峰，这可能与建设的GCSs。我们分析的相似性和差异，在这两个GCSs的背景下，可能的宿主星系的演化历史。我们还通过应用多色金属丰度关系获得了NGC 3258周围大量GC候选者的光度金属丰度。这些结果证实了双峰金属丰度分布。
2018-12-21 astro-ph.GA
A high-resolution spectroscopic study of two new Na- and Al-rich field giants -- likely globular cluster escapees in the Galactic halo
恒星SDSS J064655.6+411620.5和SDSS J193712.01+502455.5是相对明亮的恒星，最初是作为SDSS/MARVELS预巡天的一部分被观测到的。根据它们的CH $G$ -带弱，它们与其他总共60个在晕球状星团金属丰度范围内的带一起被选中，作为HESP-GOMPA巡天（Hanle Echelle Spectrograph-银河系贫金属星巡天）的一部分，进行高分辨率光谱跟踪。这些恒星表现出典型的核合成特征，这些特征被认为是球状星团中所谓的第二代恒星的特征。轻元素反相关的Mg-Al的检测，随着Na的丰度升高。发现碳被耗尽，这与预期相符。在SDSS J064655.6+411620.5和SDSS J193712.01+502455.5中也发现了锂元素，其丰度与正常的晕巨星相似。这些明亮的逃逸者提供了一个独特的机会，可以详细研究球状星团的核合成事件，并揭示它们的化学富集历史。
2020-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular Cluster Systems in Brightest Cluster Galaxies. III: Beyond Bimodality
利用HST ACS和WFC 3照相机，对布里渊星系团Galvan-UGC 9799（Abell 2052）和UGC 10143（Abell 2147）周围的富球状星团（GC）系统进行了新的深部测光研究。为了比较，我们还提出了新的削减类似的HST/ACS数据后发座超巨星NGC 4874和4889。所有这四个星系都有巨大的星团人口（我们的数据的径向限制，包括从12000到23000每个星系的集群）。GC的金属丰度分布函数（MDF）仍然可以通过双峰高斯形式匹配，其中富金属和贫金属模式分离约0.8 dex，但每个模式的内部色散如此之大，以至于从[Fe/H] = -2.4到太阳的总色散变得非常宽且几乎连续。然而，星系之间的\emph{metal-rich}星系团的相对数量存在显着差异，这表明它们与大量富含气体的晕合并的历史明显不同。最后，在投影半径R > 4 R_eff之外，贫金属GC的比例上升得特别快，这表明吸积矮卫星在外晕中的重要性。作为其母星系的分级形成的一部分，GC的形成的综合模型将需要跟踪系统的结构变化的星系质量，从明显的双峰形式在较小的星系，我们看到在非常大的系统中的广泛的连续体。
2016-12-21 astro-ph.GA
Star Clusters in M31: VII. Global Kinematics and Metallicity Subpopulations of the Globular Clusters
我们进行了一个联合的空间-运动学-金属丰度分析的球状星团（GC）周围的仙女座星系（M31），使用均匀的，高质量的光谱数据集。特别是，我们删除了污染的年轻集群，困扰了许多以前的分析。我们发现这些团簇可以根据其径向分布分为三个主要的金属丰度组：（1）内部富金属组（[Fe/H] > -0.4），（2）中间金属组（[Fe/H]中值=-1），（3）贫金属组（[Fe/H] <-1.5）。富含金属的星系团具有像M31圆盘一样的运动学和空间特性，而另外两个贫金属的星系团总体上表现出温和的顺时针旋转，分散度更大-与之前声称的更强的旋转相反。贫金属的GC是最不集中的一组，这样的集群发生在中央隆起的频率比集群的金属含量高的五倍。尽管M31和银河系GC系统之间存在一些众所周知的差异，但我们修订后的分析指出它们的化学动力学性质具有显着的相似性，这可能有助于阐明星系及其GC的不同形成阶段。特别是，M31的结果激发了进一步探索富含金属的GC形成模式原位，高红移，cluerous星系盘内。
2016-03-22 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
An Age Difference of 2 Gyr between a Metal-Rich and a Metal-Poor Globular Cluster
球状星团追溯了我们银河系和其他星系的球状组成部分的形成历史，它们代表了宇宙历史上大部分恒星的形成。它们还表现出一系列的金属丰度，贫金属的星团在银河系的恒星晕中占主导地位，而金属丰度较高的星团则在银河系内部，与恒星隆起或厚盘有关。这些星系团之间的年龄差异可以表明银河系的组成部分形成的顺序，特别是哪些星系团是在银河系之外形成的，后来与它们原来的宿主星系一起被吞噬，哪些是在原地形成的。在这里，我们提出了一个富金属的球状星团47 Tuccino的年龄测定通过拟合集群白矮星人口的属性，这意味着在95%的置信度的绝对年龄为9.9（0.7）Gyr。这比从相同模型中推断的贫金属星系团NGC 6397年轻约2.0 Gyr，并提供了定量证据，证明像47 Tuccino这样的富金属星系团比像NGC 6397这样的贫金属晕星系团形成得晚。
2013-07-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
A New Metal-poor Globular Cluster and Resolved Stars in the Outer Disk of the Black Eye Galaxy M64: Implication for the Origin of the Type III Disk Break
M64是一个邻近的螺旋星系，具有III型反截断成分。为了追踪III型成分的起源，我们提出了哈勃太空望远镜/高级相机的调查$F606W/F814W$测光的解决恒星在一个领域位于外盘（$2.5' \lesssim r \lesssim 6.5'$）的M64。在$r\approx 5.5'$（7 kpc）以东，我们发现了一个新的贫金属球状星团（$R_{\rm eff}=5.73\pm0.02$ pc和$M_V=-9.54\pm0.09$等），M64-GC 1。这是在M64中发现的第一个球状星团。M64-GC 1的色星等图（CMD）与12 Gyr等时线和[Fe/H] $=-1.5\pm0.2$相匹配，表明该星团属于晕。在整个ACS领域的解析恒星的CMD显示两个可区分的红巨星分支（RGBs）：弯曲的富金属RGB和垂直的贫金属RGB。富金属RGB代表旧的富金属（[Fe/H] $\approx -0.4$）盘群。相比之下，贫金属RGB星的CMD与M64-GC 1的CMD非常相似，这表明贫金属RGB星代表了晕族。富金属RGB星的径向数密度分布由指数盘定律描述，而贫金属RGB星的径向数密度分布由de Vaucouleurs定律描述。从这些，我们得出结论，M64中的III型成分的起源是一个晕，其金属丰度比盘或隆起人口低得多。
2020-05-19 astro-ph.GA
Spectroscopic Confirmation of the Sixth Globular Cluster in the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
天炉座矮球状星系的球状星团数量异常，与其恒星质量相当，为5个。关于第六个可能的球状星团（Fornax~6）存在着长期的争论，最近在DECam成像中“重新发现”了它。我们提出了新的麦哲伦/M2 FS光谱的天炉座~6集群和天炉座dSph。结合文献资料，我们确定$\sim15-17$成员的天炉座~6星团，这个高密度确实是一个星团，并与天炉座dSph。该星团的金属丰度（平均金属丰度为$\overline{\rm [Fe/H]}=-0.71\pm0.05$）明显高于其他五个天炉座球状星团（$-2.5<[Fe/H]<-1.4$），也比天炉座的主体更富金属。我们测量了$5.6_{-1.6}^{+2.0}\,{\rm km \, s^{-1}}$的速度分散，对应于在90%置信度下假设平衡计算时15 $<$ M/L $<$ 258的超高质光比。有两颗恒星膨胀了这种色散，可能是天炉座场的恒星，也可能是尚未解决的双星。另外，天炉座6星团可能正在经历潮汐分裂。基于其富含金属的性质，天炉座6星团可能比其他天炉座星团年轻，与恒星等时线相比，估计年龄为$\sim2$ Gyr。天炉座的化学动力学和恒星形成历史显示了一些重大事件的印记，如进入银河系，多次近心通道，恒星形成爆发和/或潜在的合并或相互作用。这些事件中的任何一个都可能触发了天炉座6星团的形成。
2021-09-28 astro-ph.GA
Globular clusters in the inner Galaxy classified from dynamical orbital criteria
球状星团是银河系中最古老的恒星系统。因此，它们在理解银河系早期化学和动力学演化方面发挥着关键作用。在$40\%$周围，它们被放置在距离银河系中心$\sim4$千秒差距内。在那个区域，所有银河系的组成部分都重叠在一起，这使得它们的分离成为一项具有挑战性的任务。与盖亚DR 2，我们有准确的绝对自行为整个样本的已知GC已与凸起/酒吧地区。结合它们与距离，从RR天琴座当可用时，以及径向速度从光谱学，我们可以执行一个轨道分析的样品，采用稳定的银河系势与酒吧。我们应用聚类算法的轨道参数远星系距离和最大垂直偏移的平面，以确定集群有很高的概率属于凸起/酒吧，厚盘，内晕，或外晕组件。我们发现，根据位置分类为凸出GC的星系团中的$\sim 30\%$只是经过星系内部，它们似乎属于内晕或厚盘成分。大多数被证实为凸起GC的GC不遵循酒吧结构，并且比酒吧形成的时代更老。
2019-11-12 astro-ph.GA
On the serendipitous discovery of a Li-rich giant in the globular cluster NGC 362
我们偶然发现了第一颗富含锂的巨星，它位于一个球状星团的红巨星分支凸起附近。通过中等分辨率的火焰光谱，我们得出了锂的丰度A（Li）=2.55（假设当地的化学平衡），这是非常高的考虑到恒星的演化阶段。运动学和光度分析确认该天体是球状星团NGC 362的成员。这是在球状星团中发现的第四颗富锂巨星，但也是唯一一颗已知存在于光度接近凸点星等的巨星。前面的三个探测器显然更加进化，位于红巨星分支的尖端附近或之外。我们的观测能够排除行星/褐矮星的吸积，以及作为这种罕见物体形成通道的增强质量损失机制。虽然这颗恒星刚好位于星团凸点光度的上方，但它的温度使它在颜色-星等图中朝向巨分支的蓝色一侧。我们需要进一步的专门观测，以明确地确定这颗恒星是红巨星：我们目前无法确认Li的产生是否发生在光度函数的凸点上，或者这颗恒星是否在零年龄前的水平分支上。后一种情况为恒星提供了在核心氦闪光期间快速合成锂的机会，或者在红巨星分支上升期间通过一些额外的混合过程逐渐合成锂。
2015-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Chemical and Kinematic Consistency Between N-rich Metal-poor Field Stars and Enriched Populations in Globular Clusters
有趣的化学奇特场星可能反映了它们的恒星演化历史，以及它们在与现在发现的地方不同的环境中的可能起源，这是银河系考古学中最重要的研究领域之一。为了进一步探索这一点，我们已经使用了CN-CH波段约4000 A，以确定富N金属贫场星在LAMOST DR 3。在这里，我们将我们的富N贫金属场星样本扩展到LAMOST DR 5中的~100颗恒星，其中53颗是在这项工作中新发现的。我们研究了我们的样品和APOGEE DR 14之间的共同恒星的轻元素。虽然Mg、Al和Si的丰度通常与富N贫金属场星来自球状星团中富集的星族的假设一致，但对于C、N和O的丰度仍然没有定论。在整合了我们的富N场星和正常贫金属场星的对照样本的轨道之后，我们发现富N场星与对照样本相比具有不同的轨道参数分布，具体地，远心距离，最大垂直振幅（Zmax），轨道能量和z方向角动量（Lz）。富N场星的轨道参数表明它们大多数是内晕星。富N场星的运动学支持它们可能的GC起源。我们真正的富N场星样本的空间和速度分布是重要的观测证据，以限制模拟这些有趣的物体的起源。
2020-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of globular cluster-rich ultra-diffuse galaxies through mergers
International Centre for Radio Astronomy Research, The University of Western Australia（西澳大利亚大学国际无线电天文研究中心）；National Institute of Technology, Asahikawa College（旭川工业高等专门学校）；ATNF, CSIRO Space and Astronomy（CSIRO空间与天文台射电天文国家设施）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University（斯威本科技大学天体物理学与超级计算中心）
通过高分辨率流体动力学模拟发现，富气体矮星系并合可形成富含球状星团的超弥散星系，且能预测星团质量、旋转与金属丰度弥散的相关趋势。
2026-08-10 astro-ph.GA
Variable Stars in Metal-Rich Globular Clusters. IV. Long Period Variables in NGC 6496
本文介绍了富金属球状星团NGC 6496中恒星的VI波段测光。我们的时间序列数据在近两年的时间里有节奏地搜索长周期变星（LPVs），我们的变率搜索产生了13颗新的变星的发现，其中6颗是LPVs，2颗是疑似LPVs，5颗是短周期食双星。在ASAS数据库中发现了另外一颗恒星，我们澄清了它的类型和周期。我们认为所有的食双星都是场星，而5-6个LPV是NGC 6496的成员。我们比较了这些LPV的周期光度分布的LPV在大麦云和47 Tuclanean，并与理论脉动模型。还绘制了VI色星等图，显示了各变星的演化状态，并匹配等时线，确定红化E（B-V）~ 0.21等，视距离模数~ 15.60等。
2014-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Could the Galactic disk heating be due to Globular Cluster impacts?
到目前为止，已经提出了六种机制来解释银河系盘加热。其中，最重要的似乎是由分子云和螺旋臂的恒星散射的组合。我们研究了进一步的机制，即，重复磁盘的影响，原来的银河系球状星团人口到现在。我们发现球状星团最多只能贡献一小部分目前的垂直能量，因为它们可以将整个盘加热到{ $σ$ } $_{z}$ = 5.5kms $^{{\rm -} {\rm 1}}$（参见图10）。对于厚盘和薄盘分别观察到18和39 km的$^{{\rm -} {\rm 1}}$）。我们发现，磁盘热的上升率（$α$ =0.22在\textit{$σ$} $_{z}$ $\sim t^α$与\textit t是时间），是接近分子云散射所发现的。
2009-05-27 astro-ph.GA
Reconstructing the initial mass function of disc-bulge Galactic globular clusters from N-body simulations
我们提出了一个演化模型来描述星团系统在潮汐场中的动力学演化，在该模型中，我们通过运行具有广泛初始质量和轨道参数集的星团的直接N体模拟来校准定义模型的参数方程，生活在由盘状星系产生的外部潮汐场中。我们推导出一种新的方法来数值求解演化方程，使我们能够从星团的年龄、现今质量、轨道参数和外部引力势来推断星团质量的约束。该结果已被应用于银河系球状星团的富金属子样本，是一个很好的代表盘隆起人口。我们重建了这些对象的初始质量函数从现在的质量函数，发现对数正态分布是很好地保存在球状星团系统的演化过程中。幂律初始质量函数的演变进行了评估，确认它转化成对数正态分布的集群质量在哈勃时间。我们的研究结果是一致的形成方案中，富含金属的银河系球状星团形成的巨大分子云在高压地区的银河系盘和凸起的演化的早期阶段。
2014-10-08 astro-ph.GA
The Gaia-ESO Survey: an extremely Li-rich giant in the globular cluster NGC 1261
球状星团中的富锂恒星非常罕见。事实上，到目前为止只发现了14个，处于从侏儒到巨人的不同进化阶段。已经提出了不同的机制来解释这种增强，但它仍然是一个悬而未决的问题。利用在盖亚-ESO调查中收集的光谱，在ESO甚大望远镜的GIRAFFE摄谱仪获得，我们提出了在星团NGC 1261中发现的第一颗富锂恒星，这是红巨星分支碰撞阶段的第二颗恒星。这颗恒星显示出一个极端的锂过剩，A（Li）_LTE=3.92 \pm 0.14，对应于A（Li）_NLTE=3.40 dex。我们认为，锂的增强是由新鲜的锂生产通过额外的混合过程（有时被称为{ \em冷底燃烧}）或可能是一个预先存在的锂过剩造成的二元质量转移，可能是从红巨星分支星，因为低钡丰度。然而，为了明确地解释球状星团中Li的增强，需要可靠地确定关键物种的丰度，如Be，6Li，12 C/13 C和几个s过程元素，以及色球活动指标的详细建模。
2020-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
High resolution spectroscopy of the relatively hydrogen-poor metal rich giants in the globular cluster Omega Centauri
Hema和Pandey（2014）发现的四颗富金属、轻度贫氢或氦增强的巨星中的两颗，以及它们的比较正常（富氢）巨星欧米茄Cen的高分辨率光谱被分析。分析了程序星光谱中MgH带的强度，并由此导出了它们的恒星参数。样品（贫氢）恒星（LEID 39048和LEID 34225）的观测光谱显示出较弱的MgH带，这与正常的比较巨星（LEID 61067和LEID 32169）的光谱不同。LEID 39048和LEID 34225的MgH带的镁丰度比Mg I系的镁丰度低0.3倍或更多。这种差异不能通过在不确定性范围内改变恒星参数来调和。从Mg I谱线和MgH谱带得出的镁丰度的这种差异是不可接受的。这种差异归因于它们大气中的氢缺乏或氦增强。这些富含金属、贫氢或富氦的巨星为欧米茄Cen富含金属的子种群的进化提供了重要的联系。这些恒星提供了第一个直接的光谱证据，证明欧米茄Cen中富含金属的巨星中存在He增强。
2018-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dissolved Massive Metal-Rich Globular Clusters Can Cause the Range of UV Upturn Strengths Found among Early-type Galaxies
我讨论的方案中，紫外线（UV）的巨大的早型星系（ETGs）的向上翻转主要是由于富氦恒星星族，形成在大规模的富含金属的球状星团（GC），随后溶解在强大的潮汐场在大规模的主星系的中心区域。这些大质量的GC被认为显示出与最近在M87中观察到的类似的紫外线上升，M87是室女星系团的中央巨型椭圆星系。从文献中获取的数据揭示了紫外线上升的强度和ETG中富含金属的GC的特定频率之间的强相关性。采用Schechter函数参数化的GC质量函数，模拟GC系统的长期动力学演化表明，所观察到的紫外上弯强度和GC比频率之间的相关性可以解释的特征截断质量${\cal{M}}_{\rm c}$的变化，使${\cal{M}}_{\rm c}$增加ETG光度的方式是一致的，在ETG中观察到的GC光度函数。这些研究结果表明，ETG中的紫外线上升的性质和ETG之间的强度的变化是因果关系的大规模GC中的富氦人口，而不是大规模星系球状体中的场星的内在属性。考虑到这一点，我预测，未来的研究将发现，[N/Fe]随着大规模ETG中的银河中心半径的增加而减小，并且这种梯度在具有最强UV上升的ETG中具有最大的振幅。
2018-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Optical Colors of Giant Elliptical Galaxies and their Metal-Rich Globular Clusters Indicate a Bottom-Heavy Initial Mass Function
我们报道了7个大质量椭圆星系的光学（g-z或B-I）颜色与其相关的大质量富金属球状星团（GC）的平均颜色之间的系统和统计上的显著偏移，在这个意义上，母星系在给定的银河系中心距离下红了0.12-0.20等。然而，蓝色的光谱指数表明，这些星系的光度加权年龄和金属丰度等于它们在给定的银河系中心距离上的平均大质量富金属GC，在很小的不确定性范围内。红色GC系统和它们的母星系之间观察到的颜色差异不能用大质量富含金属的GC中存在多个恒星世代来解释，因为后者对群体的综合g-z或B-I颜色的影响可以忽略不计。然而，我们表明，这种悖论可以解释，如果在这些大规模的椭圆星系的恒星初始质量函数（IMF）是显着陡峭的亚太阳质量比典型的IMF来自恒星计数在太阳附近，与GC的颜色已成为蓝色由于动力学演化，造成显着平坦的恒星MF的平均幸存GC。
2013-01-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The globular cluster systems of 54 Coma ultra-diffuse galaxies: statistical constraints from HST data
我们使用来自HST后发座星系团财政部计划的数据来评估54个后发座超漫射星系（UDG）的球状星团系统（GCS）的丰富性，其中18个的半光半径超过1.5 kpc。我们使用一个分层贝叶斯方法测试了大量的模拟数据集，以始终占昏迷中的高和空间变化的背景计数。这些包括背景星系和星系团内GC（ICGC），它们以概率的方式从成员GC中分离出来。我们没有发现像银河系那样丰富的GCS候选者，我们的样本具有典型的矮星系GCS。在GCS丰度与晕质量的标准关系中，33个星系以90%的概率具有位力质量$M_{vir}\leq10^{11}M_\odot$。只有三个人有$M_{vir}>10^{11}M_\odot$具有相同的信心。UDG GC的平均颜色和颜色分布与ICGC的丰富群体的平均颜色和颜色分布无法区分。在我们的样本中的大多数UDG是一致的恒星质量和GC丰富的“正常”矮星系之间的关系。然而，有9个系统显示的GCS比其他系统丰富3倍或更多（概率为90%）。其中6个的尺寸为$\lesssim1.4$ kpc。我们的研究结果意味着，负责扩展的UDG的大小和增强GC丰富的一些集群矮星的物理机制是最弱的相关性。
2018-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Origins of Neutron-capture Elements In Globular Cluster M22
本文通过主r过程、弱r过程及低质量渐近巨星分支恒星s过程贡献的组合拟合，解释了球状星团M22中贫s与富s恒星的化学丰度，并揭示s过程贡献随金属丰度升高而增加的趋势。
2025-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
N-body models of globular clusters: metallicity, half-light radii and mass-to-light ratios
大小差异接近。在球状星团的红色（富金属）和蓝色（贫金属）子群体之间观察到20%的差异，这引起了一个持续的争论，即这些差异是来自投影效应还是金属丰度的差异。我们提出了直接N体模拟的富金属和贫金属的恒星星族演化研究金属丰度对集群演化的影响。该模型开始与N = 100000恒星，包括原始的二进制。我们还考虑了与金属丰度相关的恒星演化和外部潮汐场。我们发现这些模型的半质量半径没有显着差异，表明集群结构相似。然而，利用观测工具来拟合半光（或有效）半径证实，与恒星演化相关的金属丰度效应与质量分离等动力学效应相结合，产生了平均17%的表观尺寸差异。金属丰度对整个星系团光度的影响也导致富金属星系团的质光比更高。
2012-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multiple populations along the asymptotic giant branch of the globular cluster M 4
几乎所有的银河系球状星团的恒星都显示出特征性的丰度反相关，就像典型的场晕星的富O/贫Na模式，以及贫O/富Na的额外成分。最近的一项光谱研究质疑在星团M4的渐近巨星分支恒星样本中存在贫氧/富钠星，这与沿着星团红巨星分支和水平分支的贫氧/富钠成分的光谱检测不同。这与星团水平分支形态学和水平分支恒星演化模型的预期相反。在这里，我们研究了这个问题，采用CUBI=（U-B）-（B-I）指数，以前的研究已经证明是非常有效的分离多个人口沿红巨星和渐近巨星分支序列。我们证实了以前的结果，RGB是本质上广泛的V-CUBI图，与存在的两个组件，很好地对应于两个人口确定的高分辨率光谱。我们发现，AGB星分布在广泛的CUBI值，在密切的类比观察到的RGB，表明M4的AGB也主机多个恒星星族。
2016-12-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Is there a Size Difference between Red and Blue Globular Clusters?
蓝色（贫金属）球状星团的半光半径比红色（富金属）大20%。这种增强的起源尚不清楚，并且已经提出了光度函数或星团实际大小的差异。我分析了一组动态自洽的蒙特卡罗球状星团模拟，以确定这种增强的起源。我发现我模拟的蓝色星团有较大的半光半径，由于贫金属和富金属恒星的光度函数的差异。我发现蓝色星团在物理上也可以更大，但前提是它们有相当数量的黑洞加热它们的中心区域。在这种情况下，半光半径之间的差异明显大于观察到的。我的结论是观察到的红色和蓝色球状星团之间的半光半径的差异是由于它们的光度函数的差异，半光半径是不是一个可靠的代理集群的大小。
2012-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signs of `Everything Everywhere All At Once' formation in low surface brightness globular cluster-rich dwarf galaxies
只有两个超扩散星系（UDG）的空间分辨恒星星族的属性，都表现出径向平坦上升的金属丰度配置文件，表明不同的形成途径，以大多数矮星系。缺乏其他低表面亮度（LSB）的矮星进行类似的分析，阻碍了对这种行为的深入理解。我们研究了在“极端星系分析”（AGATE）合作中新观察到的四个富含球状星团（GC）的LSB矮星的年龄、金属丰度和恒星形成历史的径向轮廓。DFX 1和DF 07是真正的UDG，而PUDG-R27和VCC 1448几乎是UDG（NUDG）。将他们和DF 44的结果与模拟结果进行比较，我们的目标是揭示它们的形成途径。我们使用pPXF拟合不同的光谱提取的环形孔径恢复恒星星族的性质和计算它们的梯度。我们比较了文献经典矮星和模拟的样本，特别是与模拟的UDG。我们的五个LSB矮星呈现出平坦的年龄和平坦到上升的金属丰度轮廓。平坦的年龄梯度与经典矮星的年龄梯度（观测到的和宇宙学模拟的）一致，但金属丰度梯度不同。我们所有的LSB矮星（除了PUDG-R27，显示出明显的金属丰度增加的轮廓）都与年龄-金属丰度梯度关系的极端尾部相一致，倾向于同时形成星系。这个富含GC的LSB矮星样本具有空间分辨特性，证实它们似乎遵循与经典矮星不同的形成路径。然而，更大的样本，更高的S/N光谱和不同数量的GC丰富的LSB矮星系的形成路径上设置强大的约束。
2025-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling the Metallicity Distribution of Globular Clusters
观测到的球状星团的金属丰度反映了它们高红移宿主星系的星际介质的物理条件。大多数大型星系中的球状星团系统显示出双峰的颜色和金属丰度分布，这通常被解释为表明团簇形成的两种不同模式。富金属和贫金属星系团在其宿主星系中具有系统性的不同位置和运动学。然而，红色和蓝色星团具有相似的内部性质，例如质量，大小和年龄。因此，有趣的是，探索是否富金属和贫金属的集群可以形成一个共同的机制，仍然是符合双峰分布。我们提出了这样一个模型，它规定形成的球状星团半分析使用星系组装历史的宇宙学模拟再加上观测到的比例关系的数量和金属量的冷气体可用于恒星形成。我们假设大质量的星团只形成在合并的大规模的富含气体的星系和调整模型参数，以重现在银河系中观察到的分布。一个广泛的，但不是全部的，范围内的模型实现产生的金属丰度分布与数据一致。我们发现，早期合并的较小的主机创建专门的蓝色集群，而随后合并的更大的星系创建红色和蓝色集群。因此，双峰性是少数晚期大规模合并事件的自然结果。这一结论并没有受到我们对高红移星系中恒星质量和冷气体质量的知识的巨大不确定性的显著影响。锁定在球状星团中的银河系恒星质量的比例从z>3时的10%以上下降到目前的0.1%。
2010-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The X-ray luminosity function of low mass X-ray binaries in early-type galaxies, their metal-rich, and metal-poor globular clusters
本文给出了球状星团中低质量X射线双星的X射线光度函数和七个早型星系的X射线光度函数。这些星系被选择有两个深钱德拉观测，这使得他们的LMXB人口被观察到的X射线光度$10^{37}-10^{38}$ erg/s，和HST光学马赛克，使X射线源被分离成外地LMXB，GC LMXB，污染的背景和前景源。我们发现，在所有的光度场LMXB每恒星质量的数量是相似的，在这些星系。这表明这些星系中的LMXB种群不受GC特定频率的影响，并且诸如二元分数和恒星初始质量函数之类的属性在整个样本中是相似的，或者以不影响LMXB数量的方式变化。我们将现场LMXB的XLF与GC LMXB的XLF进行比较，发现它们具有显著差异，p值为$3\times10^{-6}$（对于正态分布，相当于4.7 $σ$）。不同之处在于GC LMXB的XLF比场LMXB的XLF更平坦，GC拥有相对更多的亮源和更少的暗源。富金属和贫金属GC的XLF的比较提示，贫金属GC可能具有更多明亮的LMXB，但差异不具有统计学显著性。
2015-12-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
