Status and results from the RAVE survey
RAVE，即RADIAL VELOPMENT，是一个大型的光谱测量，收集南半球恒星的光谱数据。RAVE使用AAO施密特望远镜，其波长覆盖范围类似于盖亚，但分辨率较低，为R= 7，500。自2003年以来，RAVE收集了超过50万个光谱，为研究银河系及其恒星星族的结构和运动学提供了前所未有的数据集。在这篇综述中，我们将总结使用RAVE星表获得的主要结果。
2012-10-01 astro-ph.GA
Milky Way thin and thick disk kinematics with GAIA EDR3 and RAVE DR5
利用GAIA DR 3星表对太阳邻域内银河系盘的运动学进行了详细的分析。为了确定银河系恒星盘的局部运动学，我们使用了278，228颗红巨星分支（RGB）恒星的完整样本，这些恒星分布在一个圆柱体中，以太阳为中心，半径为1 kpc，半高为0.5 kpc。我们分别确定每个银河半球的RGB恒星的运动学性质，以寻找可能的不对称性。RGB星的运动学性质揭示了两个运动学上不同的组成部分的存在：薄盘的平均速度${V_R}, {V_ϕ}, {V_Z}$约为-1，-239，0 km s $^{-1}$，速度色散$σ_R, σ_ϕ, σ_Z$为31，20和11 km s $^{-1}$，厚盘的平均速度分量约为+1，-225，0 km s $^{-1}$，速度弥散为49、35和22 km/s $^{-1}$。我们发现，在银道面以上/以下500 pc的高度，厚盘星约占盘星的一半。如此高数量的RGB恒星与厚盘运动学点在长期演化的银河系厚盘的起源场景。
2022-05-02 astro-ph.GA
Testing formation mechanisms of the Milky Way's thick disc with RAVE
我们研究了径向速度实验（RAVE）中观测到的恒星厚盘样本的偏心率分布，并将其与Sales等人（2009）编制的文献中厚盘形成的四种模拟（卫星吸积，合并期间原始薄盘的加热，径向迁移和富含气体的合并）进行了比较。我们发现，我们的样品的分布是在低偏心率的峰值和平稳下降，而陡峭的高偏心率。该分布对于距离、薄圆盘污染和所使用的特别厚的圆盘样品的变化相当稳健。我们的结果是不一致的纯吸积模拟的预期，因为我们发现，当地厚盘星的动力学意味着大多数必须形成“原位”。在探索的其余模型中，我们恒星的偏心率分布似乎与富含气体的合并情况最一致。
2010-09-10 astro-ph.GA
Discovery of Two New Globular Clusters in the Milky Way
银河系中已知的球状星团（GCs）的空间分布表明，目前对GCs在银道面方向上的普查是不完整的。我们目前发现的两个新的GC位于接近银河系飞机在天空中。这两个GC，RLGC 1和RLGC 2，是在我们基于近红外和中红外调查数据的新集群调查（Ryu & Lee 2018）中偶然发现的。这两个GC在其$K$波段图像中显示了一组已分辨的恒星，而在WISE $W1$波段图像中，它们的外部区域存在微弱的漫射光。它们在$K$与$(J-K)$的色星等图（CMD）中也显示出显著的红巨星分支（RGB）。我们确定的结构参数的两个GC使用国王配置文件拟合其$K$带径向数密度分布。测定值与已知的GC值一致。最后，我们确定的距离，金属丰度，和红的两个GC使用等时线拟合其CMD。对于拟合，我们假设两个GC的年龄为12.6 Gyr，每个集群中最亮的RGB星对应于RGB的尖端。两个GC的距离和金属丰度估计为：RLGC 1的$d=28.8\pm4.3$ kpc和$\textrm{[Fe/H]}=-2.2\pm0.2$，RLGC 2的$d=15.8\pm2.4$ kpc和$\textrm{[Fe/H]}=-2.1\pm0.3$。这些结果表明，这两个GC位于银河系的远半区，它们可能属于银河系的晕。
2018-08-10 astro-ph.GA
The local rotation curve of the Milky Way based on SEGUE and RAVE data
我们利用SEGUE（Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration）G矮星的样本构造了银河系在扩展太阳邻域中的自转曲线。我们调查的旋转曲线形状的存在下，任何特殊性的太阳半径以外的一些作者已经报道。我们在经典的牛仔裤分析的框架来处理这个问题。利用RAVE（Radial Velocity Experiment）的最新观测数据，我们确定了代表银河系薄盘的三个不同金属丰度的星族的太阳特有速度和径向标度。然后，在SEGUE G-矮星的金属丰度相同的情况下，我们构建了银河中心距离7-10 kpc范围内的旋转曲线。我们推导出圆速度通过校正平均切向速度的非对称漂移在每个距离箱。利用SEGUE数据，我们还计算了厚盘的径向标度长度，已知导出的太阳特有运动和旋转曲线的斜率。通过SEGUE G-dwarfs构建的旋转曲线在选定的径向范围内看起来是平滑的。在我们新的仔细分析的框架中确定的薄盘旋转的局部运动学不赞成在太阳半径之外存在一个巨大的高密度环。
2018-02-21 astro-ph.GA
RAVE: Results and Updates from Data Release 4
RAVE于2013年11月发布了第四次数据发布，其中包括480，000多个目标的恒星大气参数、丰度、距离、径向速度、自行和光谱形态标志。有了这个，大量的论文，从银河系的质量到弥漫星际带的映射，从盘的化学动力学历史和性质到银河系的条形图案速度也被发表。作为盖亚星等范围内最大的光谱调查之一，RAVE有助于为盖亚目录的开发铺平道路。在这里，我们回顾了其中的一些结果，并提出了一些关于未来RAVE数据发布的观点。
2014-12-19 astro-ph.GA
Distance determination for RAVE stars using stellar models III: The nature of the RAVE survey and Milky Way chemistry
我们将Burnett & Binney（2010）的方法应用于径向速度实验（Steinmetz et al. 2006）的内部星表，以确定恒星距离和参数。子样本的恒星，要么有依巴谷天体或属于研究充分的集群，激发信心的正式错误。到温度低于6000 K的矮星的距离似乎是无偏的，但到温度更高的矮星的距离往往太小，只有形式误差的10%。与巨人的距离往往会大出大约相同的数量。在216，000颗恒星的整个样本中，距离误差的中位数为28%，并且巨星和矮星的误差分布相似。在RAVE巡天中，大约有一半的恒星是巨星。在低纬度和朝向银河系中心的方向上，巨行星的比例最大。在平面附近，金属丰度分布非常窄，集中在[M/H]-0.04 dex;随着|z|的增加，金属丰度分布变宽，其中值移动到[M/H] ~-0.5。平均年龄作为到银河系中心的距离和到银河系平面的距离|z|的函数，显示出平均年龄随|z|的预期增加。
2011-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Where did the globular clusters of the Milky Way form? Insights from the E-MOSAICS simulations
球状星团（GC）通常是古老的，大多数形成于z >~ 2。这使得理解它们的出生环境变得困难，因为它们通常太远而不能以足够的角分辨率观察以解析GC出生位点。使用25个宇宙学放大模拟银河系的星系从E-MOSAICS项目，与物理动机的模型，恒星形成，反馈，和GC的形成，演化和破坏，我们确定了现今GC的诞生环境。我们发现，这些星系中大约有一半的GC是在z ~ 2 - 4之间原位形成的（52.0 +/-1.0%），在湍流的高压盘中，由气体供给，这些气体在没有通过维里激波或反馈强烈加热的情况下被吸积。少数GC的形式在合并（12.6 +/-0.6%的主要合并，和7.2 +/-0.5%的次要合并），但我们发现，合并是重要的保存GC今天看到的喷射他们从他们的出生，高密度星际介质（ISM），原GC迅速摧毁由于ISM子结构的潮汐冲击。这种混乱的历史等级星系组装的行为混合的空间和运动学分布的GC通过不同的渠道形成的，使得它难以使用可观察到的GC属性来区分GC形成的合并所形成的平滑吸积，以及类似的GC形成的原位从那些形成的非原位。这些结果提供了GC形成的简单图像，其中GC是典型的、富含气体的星系中正常恒星形成的自然结果，这些星系是现代星系的祖先。
2020-05-11 astro-ph.GA
The accretion history of the Milky Way V. The kinematics of most globular clusters trace the merger epochs
Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心）；Center for Astronomy, Space Science and Astrophysics, Independent University, Bangladesh（孟加拉独立大学天体物理、空间科学与天文学中心）
通过N体模拟，发现来自盘状原星系的球状星团在吸积过程中失去轨道能量，而晕族和合并期间形成的星团保留能量，支持利用能量-角动量平面识别吸积事件。
2026-06-18 astro-ph.GA
Thin disk kinematics from RAVE and the solar motion
目标。利用径向速度实验（RAVE）观测研究了银河系薄盘。我们认为薄和厚磁盘作为不同的银河系的组成部分，并提出了一种技术来统计解开这两个人口。然后，我们把注意力集中在薄磁盘组件。方法.我们解开薄盘组件从混合物的薄和厚磁盘使用的数据集提供径向速度，自行车，和光度测定的距离。结果我们提出的趋势的速度分散在薄盘组成部分的银河系（MW）在径向方向上的银河系平面上方和下方使用的数据从径向速度实验（RAVE）。所选样本是整个RAVE星表中的有限子样本，大致映射了银河平面上方和下方500 pc，方位角方向几度，覆盖了太阳位置周围2.0 kpc的径向延伸。用孤立薄盘分量重新确定了太阳相对于当地静止标准的运动。主要结果是径向和垂直方向上的速度平均值和离散度的趋势。此外，还讨论了太阳运动相对于当地静止标准的方位角分量和速度色散。
2012-09-03 astro-ph.GA
On the Use of the Number Count of Blue Horizontal--Branch Stars to Infer the Dominant Building Blocks of the Milky Way Halo
银河系恒星晕的形成被认为是矮星系和大质量球状星团等建筑块合并和吸积的结果。最近，Deason等人（2015）提出银河系外晕主要由大的建筑块形成，例如矮球状星系，基于蓝色离散星（BS）与蓝色水平分支星（BHB）的相似数量比。然而，在这里，我们证明，这一结果是严重的偏见，没有考虑到详细的BHB星的形成机制，从氦增强的第二代人口。特别是，在外晕场中观察到的高BS-BHB比最有可能是由于GC提供的BHB星数量较少，而不是大量的BS星。这是支持我们的动力学演化模型的GC，它显示出优先删除的第一代恒星的GC。此外，有足够数量的外晕GC显示出非常高的BS-BHB比。因此，BS与BHB的数量比并不是一个很好的指标，可以用来证明更大质量的矮星系是银河系外晕的主要组成部分。一些证据仍然表明GC可以贡献很大一部分的外晕星。
2015-10-19 astro-ph.GA
MOCCA-Survey Database: Extra Galactic Globular Clusters. II. Milky Way and Andromeda
对星系中球状星团系统（GCS）的协同演化进行全面的研究，需要能够模拟控制其轨道演化的大尺度动力学（0.01 - 10 kpc）和控制每个球状星团（GC）内部动力学的小尺度动力学（sub-pc - AU）。在这项工作中，我们提出了一种新的方法，结合半解析模型的GCS与完全自洽的蒙特卡罗模型，同时发展大型GCS。我们使用人口合成代码MASinGa和MOCCA调查数据库I创建合成GC人口，旨在代表银河系（MW）和仙女座（M31）中GC的观测特征。我们的程序使我们能够恢复的空间和质量分布的GC在这样的星系，并限制的质量，GC离开无论是在晕分散的碎片，或在银河系的中心，在那里他们可以有助于形成一个核星团（NSC），并可以带来恒星和可能的中间质量的黑洞。我们的模拟报告的最终质量是几个数量级小于观测值。这些差异表明，在像MW和M31这样的星系中，NSC和中央BH的质量积聚不能仅仅用下落GC方案来解释。这种积聚很可能取决于下落的GC和气体的相互作用和合并之间的相互作用。后者可以有助于在NSC和中央BH的增长原位恒星的形成。
2022-06-08 astro-ph.GA
Effects of the selection function on metallicity trends in spectroscopic surveys of the Milky Way
在这里，我们调查的金属丰度分布函数（ESTA）和垂直金属丰度梯度的选择功能的效果，通过研究类似的视线使用四个不同的光谱调查（APOGEE，LAMOST，RAVE，和盖亚-ESO），这有不同的目标策略，因此不同的选择功能。我们使用APOGEE，LAMOST，RAVE（ALR）和APOGEE，RAVE，Gaia-ESO（AGR）的光谱调查之间的共同领域，并使用两个恒星星族合成模型，GALAXIA和TRILEGAL，为每个调查创建模拟领域。我们应用选择功能的颜色和幅度削减的形式，相应的调查模拟领域复制所观察到的源样本。我们在模型之间进行基本比较，以检查哪种模型最能再现观察到的样本分布。我们进行了一个定量的比较，从模拟目录使用这两种模式，以了解选择功能的影响，对金属丰度和垂直梯度。使用这两种模型，我们发现一个可以忽略不计的影响的选择功能上的APOGEE，LAMOST，和RAVE的。我们发现一个可以忽略不计的选择函数的垂直金属丰度梯度的影响，以及，虽然GALAXIA和TRILEGAL有陡峭和较浅的斜率，分别比观察到的梯度。在对RAVE和LAMOST的金属丰度与我们的参考APOGEE样本进行校正后，我们观察到的四次调查之间的垂直金属丰度梯度在1 σ内是一致的。我们还发现一致的梯度为所有调查的组合样本在ALR和AGR。我们估计平均垂直金属丰度梯度为-0.241+/-0.028 dex kpc-1…
2017-07-31 astro-ph.GA
Formation imprints in the kinematics of the Milky Way globular cluster system
我们报告的银河系（MW）球状星团（GC）的运动学的结果更新的空间速度的基础上，几乎整个GC人口。我们发现，一个三维空间的半长轴，偏心率和轨道相对于MW平面的倾斜度作为其轴是有帮助的，以挖掘GC系统的形成。我们发现，在原位形成的GC表现出明显的相关性，他们的偏心率和轨道倾角的意义上说，集群与大偏心率也有大的倾角。这些GC还显示了它们到MW中心的距离与它们的偏心率之间的相关性。吸积GC不表现出偏心率和倾角之间的关系，但在偏心率大于~ 0.5时，其倾角范围很广。最后，我们计算了GC系统的速度各向异性“β”，并发现对于原位形成的GC，“β”从最外区域向MW中心从~ 0.8下降到0.3，但对于吸积的GC系统保持相当恒定（0.7-0.9）。这些发现可以解释，如果GC形成的气体，径向崩溃在郊区，与相对较高的落入角的偏好。当材料到达旋转的成形盘时，它变得更圆并且相对于盘以较低的倾斜度移动。一半的GC人口被吸积和沉积在轨道上，覆盖了从外晕到凸起的整个能量范围。
2019-07-23 astro-ph.GA
RAVE as a Gaia precursor: what to expect from the Gaia RVS?
径向速度实验（英语：Radial Velocity Experiment，缩写：RAVE）是一个大型的银河系光谱恒星巡天。2003-2013年间，在8410- 8795 Å的Ca三重态区域，以R=7500的分辨率积累了483，330颗恒星的574，630条光谱。因此，波长覆盖和分辨率与Gaia RVS的预期相当。RAVE的衍生数据产品包括径向速度，恒星参数，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Fe和Ni的化学物质丰度，以及基于8620 ° C弥漫星际带（DIB）的吸收测量。由于超过290000 RAVE目标是从第谷-2目录，RAVE将是一个有趣的原型预期的完整的盖亚数据发布，特别是当结合早期的盖亚数据发布，其中包含天体测量，但尚未恒星参数和丰度。
2015-04-01 astro-ph.GA
Milky Way Globular Clusters: close encounter rates with each other and with the Central Supermassive Black Hole
利用Gaia（ESA）Data Release 2的数据，对银河系中的球状星团（GCs）进行了轨道计算。为了探索GC之间可能发生的碰撞，使用我们开发的高阶E-GRAPE代码，我们集成了（向后和向前）119个具有可靠位置和自行的物体的轨道。在计算中，我们采用了一个现实的轴对称银河势（球+盘+晕）。使用不同的撞击条件，我们发现了五对可能发生碰撞的GC：Terzan 3 - NGC 6553，Terzan 3 - NGC 6218，Liller 1 - NGC 6522，Djorg 2 - NGC 6552和NGC 6355 - NGC 6637。我们分析了GC与中心超大质量黑洞的相互作用率。假设它们之间的最大分离距离为100 pc，我们估计有11次近距离接触事件。从我们的数值模拟，我们估计密切的相互作用率至少有一个事件，每Gyr的碰撞参量小于30 pc，和一个事件，每百万年的碰撞参量小于60 pc。我们的计算显示了NGC 6121与中央SMBH在5.5 pc附近的一次非常接近的相遇（实际上是直接碰撞）。基于对我们所选择的11个GC的可能祖先的扩展的文献搜索，我们发现它们中的大多数具有银河系主隆起起源。
2022-01-19 astro-ph.GA
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
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
The dynamical fingerprint of gas-expulsion: Insights into the assembly of the Milky Ways' old GC system
由于最古老的球状星团（GCs）是银河系（MW）形成的早期残留物，GCs暴露在我们银河系可能演化的潜力中。残留气体从GC的嵌入式祖细胞的驱逐是敏感的条件前MW气体云。通过N体计算表明，气体抛出从最初的质量分离的GC影响的形状的低质量恒星质量函数（MF）和它的印记可能仍然是可见的，在今天的MF（PDMF）。潮汐场的强度在出生的影响程度的气体驱逐驱动的低质量的明星耗尽，因此，PDMF探测MW潜力在GC形成的时候。有人认为，在老GC人口中的MW，年轻的GC表现出更强的低质量的恒星损失比老GC。这被证明是一致的收缩和自引力云，其中在前MW潜力的波动随时间的增长。一个最初相对平稳的潮汐场在坍缩云的动力学时间尺度内演变成粒状势（基于Marks & Kroupa 2010，MNRAS，406，2000）。
2011-10-21 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
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 clusters in the stellar stream surrounding the Milky Way analog NGC 5907
为了更好地了解螺旋星系NGC~5907的起源，我们研究了以其壮观的恒星流而闻名的螺旋星系NGC~5907中的球状星团（GCs）。利用宽视场Subaru/Suprime-Cam $gri$图像和深Keck/DEIMOS多目标光谱，我们识别并获得叠加在恒星流和星系盘上的几个GC的运动学。我们估计NGC 5907中的球状星团总数为$154\pm44$，特定频率为$0.73\pm0.21$。我们的分析还揭示了一个重要的，新的年轻星团候选人的人口主要是沿着恒星盘的外围发现。利用GCs流的性质，我们估计该破裂星系的恒星质量类似于银河系吸积的人马座矮星系，即$\sim10^8~M_\odot$。
2019-12-02 astro-ph.GA
The RAVE-on catalog of stellar atmospheric parameters and chemical abundances for chemo-dynamic studies in the Gaia era
银河系中单个恒星的轨道、大气参数、化学丰度和年龄提供了关于星系形成的最全面的说明。Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）将为有史以来最大的银河系恒星样本提供天体测量参数，尽管如果不增加补充光谱学，它的全部潜力就无法实现。在现有的光谱测量中，RAVE（Radial Velocity Experiment）与TGAS（$\gtrsim$ 200，000颗恒星）有最大的重叠。我们使用The Cannon对520，781个RAVE光谱进行了数据驱动的重新分析。对于红巨星，我们使用高保真APOGEE恒星参数和与RAVE重叠的恒星丰度来建立我们的模型。对于主序星和次巨星，我们的模型使用K2/EPIC的恒星参数。我们推导和验证有效温度$T_{\rm eff}$，表面重力$\log{g}$，和化学丰度的七种元素（O，Mg，Al，Si，Ca，Fe，Ni）。我们总共报告了1，685，851个元素丰度，典型精度为0.07 dex，比以前的RAVE数据发布有了很大的改进。RAVE-on和TGAS的合成是有史以来最强大的银河系化学动力学分析数据集。
2016-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Assembling the Milky Way bulge from globular clusters: Evidence from the double red clump
在银河系核球的色星等图中观察到的两个红色团块（RC）被广泛接受为起源于棒不稳定性的X形结构的证据。然而，基于在球状星团（GCs）中观察到的氦增强的多恒星星族现象，提出了一种截然不同的解释。由于这两种情况意味着非常不同的图片形成的核球和椭圆星系，了解双RC的起源是至关重要的。在这里，我们报告了我们的发现，在两个RC中的恒星在CN带强度上显示出显着的差异（> 5.3 σ），与X形隆起场景中的预期形成鲜明对比。CN丰度和两个RC之间的人口比例的差异与第一代和第二代恒星之间的GC中观察到的差异相当。由于CN-强的恒星跟踪人口与增强的N，Na，和He丰度起源于GC，这是直接的证据，双RC是由于多人口现象，并在银河系的突出的恒星人口的组装从破坏的原GC。我们的研究结果还要求对银河系凸起的3D结构进行重大修订，因为目前的观点是基于以前对双RC现象的解释。
2018-06-29 astro-ph.GA
Hydrostatic and explosive $α$-element chemical abundances of Milky Way globular clusters, halo substructures, and satellite galaxies
本文基于APOGEE数据对比银河系球状星团、晕子结构及卫星星系的静力学与爆发性α元素丰度比，发现球状星团与晕子结构hex ratio相似且高于矮卫星星系，并揭示其随金属丰度和年龄的变化趋势。
2025-08-27 astro-ph.GA
Milky Way Globular Cluster Metallicity and Low-Mass X-ray Binaries: The Red Giant Influence
银河系和河外星系的研究表明，富金属球状星团（GC）比贫金属球状星团（GC）拥有明亮的低质量X射线双星（LMXB）的可能性大约高出三倍。对于这种金属丰度效应还没有令人满意的解释。我们测试的假设，红巨星分支（RGB）的恒星的数量密度是在富含金属的GC较大，因此可能的金属丰度效应的原因。利用哈勃空间望远镜对109个银河系GC进行测光，研究了RGB星密度与GC金属丰度之间的关系。等时线拟合用于计算RGB星的数量，其由GC质量和观测到的GC光度的分数归一化，并使用半光半径$r_{h}$处的体积确定密度。RGB星密度与金属丰度[Fe/H]弱相关，Spearman和Kendall秩检验$p$ -值分别为0.00016和0.00021，系数分别为$r_{s} = 0.35$和$τ= 0.24$。虽然研究表明$r_{h}$与银心距相关，而与[Fe/H]无关，但这种相关性可能因$r_{h}$对[Fe/H]的可能依赖性而有偏差。动力学起源的$r_{h}$ -金属丰度相关性（潮汐剥离）表明，富含金属的GC可能有更活跃的动力学历史，这将促进LMXB的形成。没有发现RGB星数密度和金属丰度之间的相关性时，只使用GC托管静态LMXB。我们需要对银河系中静止的LMXB进行全面普查，以进一步探测金属丰度效应，这将随着即将推出的eROSITA而成为可能。
2017-11-08 astro-ph.GA
Kinematic characteristics of the Milky Way globular clusters based on Gaia DR2 data
利用Gaia（ESA）Data Release 2的数据，对银河系中的球状星团（GCs）进行了轨道计算。为了探索GC之间可能的近距离接触（或碰撞），使用我们自己开发的高阶phi-GRAPE代码，我们向后和向前整合了119个具有可靠位置和自行的物体的轨道。在计算中，我们采用了一个现实的轴对称银河势（球+盘+晕）。使用不同的撞击条件，我们发现了六个GC中的四对可能在过去5Gyr的半质量半径（碰撞）之和的两倍内经历了一次相遇：Terzan 3- NGC 6553，Terzan 3 - NGC 6218，Liller 1 - NGC 6522和Djorg 2 - NGC 6553。
2023-01-17 astro-ph.GA
Kraken reveals itself -- the merger history of the Milky Way reconstructed with the E-MOSAICS simulations
球状星团（GC）是在银河系经历快速聚集阶段时形成的。我们使用银河系GC人口中包含的丰富信息来量化银河系聚集的卫星星系的属性。为了实现这一目标，我们训练人工神经网络的E-MOSAICS宇宙学模拟的共同形成和共同进化的GC和他们的宿主星系。该网络使用的年龄，金属丰度，和在相同的祖星系中形成的GC的轨道特性来预测这些祖星系的恒星质量和吸积红移。我们将网络应用于与五个祖先相关的银河系GC：{ \it盖亚}-土卫二，Helmi流，红杉，人马座，以及最近发现的“低能量”GC，它提供了一个很好的匹配神秘星系“Kraken”的预测属性。这五个星系覆盖了一个狭窄的恒星质量范围[ $M_\star=(0.6{-}4.6)\times10^8~{\rm M}_\odot$ ]，但有着广泛不同的吸积红移（$z_{\rm acc}=0.57{-}2.65$）。所有的吸积事件都代表了较小的合并，但Kraken可能代表了银河系有史以来最大的合并，恒星和维里质量比分别为$r_{M_\star}=1$：$31^{+34}_{-16}$和$r_{M_{\rm h}}=1$：$7^{+4}_{-2}$。的祖先匹配的GC数和晕维里质量之间的$z=0$关系，但有升高的特定频率，这表明红移的进化。尽管这些祖先可能是银河系最大的吸积事件，但它们的总质量只有$\log{(M_{\rm \star,tot}/{\rm M}_\od…
2020-03-02 astro-ph.GA
Accreted versus In Situ Milky Way Globular Clusters
在这里，我们研究银河系的GC系统，估计吸积与原位形成的GC的分数。我们首先组装一个高质量的数据库的年龄和金属丰度的93银河系GC文献深色星等数据。银河系GC的年龄-金属丰度关系揭示了两个不同的轨道-一个具有约12.8 Gyr的近恒定老年，另一个分支到更年轻的年龄。我们发现，后者年轻的轨道占主导地位的球状星团与人马座和大犬座矮星系。尽管过于简单，它的年龄-金属丰度关系可以很好地表示为一个简单的封闭的盒子模型与连续的恒星形成。推断的化学富集历史与大麦云云相似，但在给定的年龄比小麦哲伦云更丰富。在排除了人马座和大犬座GC之后，仍然有几个年轻的轨道GC。它们的水平分支形态通常是红色的，因此被归类为Young Halo天体，但它们并不倾向于显示出延伸的水平分支（可能是吸积的残余核的特征）。逆行轨道GC（吸积的一个关键特征）通常在年轻的轨道上发现。我们还研究了位于靠近由几个卫星星系定义的天炉座狮子座雕塑家大圆的GC。我们发现，几个GC是一致的年轻的轨道，我们推测，他们可能已经吸积随着他们的主机矮星系，其核心可能生存的GC。最后，我们认为来自6-8个矮星系的27-47个GC（约占整个系统的1/4）被吸积形成了我们今天看到的银河系GC系统。
2010-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detailed abundance analysis of globular clusters in the Local Group: NGC 147, NGC 6822, and Messier 33
我们提出了新的丰度测量11 GC在本星系群星系NGC 147，NGC 6822，和梅西耶33。这些都与先前发表的观测四个GC在天炉座和WLM星系。丰度是通过分析Keck I望远镜上的HIRES和VLT上的UVES获得的积分光谱确定的。我们发现[Fe/H]<-1.5的星系团都有与银河系GC相同水平的α增强。它们的钠丰度也普遍增强相对于银河系晕星，这表明这些河外GC类似于他们的银河系对应物中含有显着分数的富钠恒星。当[Fe/H]>-1.5时，M33中的GC也是α增强的，而属于矮星系（NGC 6822 SC 7和天炉座4）的GC具有更接近太阳尺度的α元素丰度，因此模仿了在附近矮星系的场星中观察到的丰度趋势。SC 7中的丰度模式与银河系GC Ruprecht 106中的丰度模式非常相似，包括显着的亚太阳[Na/Fe]和[Ni/Fe]比。在NGC 147中，[Fe/H]<-2.0的GC约占相同金属丰度范围内恒星总光度的6%，比先前在天炉座和WLM星系中发现的比例低，但大大高于银河系晕。
2018-01-15 astro-ph.GA
What to expect when using globular clusters as tracers of the total mass distribution in Milky Way-mass galaxies
动力学模型使我们能够将一组示踪剂的运动与潜在的引力势联系起来，从而与总的（亮物质和暗物质）分布联系起来。它们对于理解星系中暗物质的质量和空间分布特别有用。球状星团（GC）是动力学模型中理想的示踪粒子群，因为它们很亮，而且可以在星系晕中很远的地方找到。我们的目标是测试如何以及Jeans-Anisotropic-MGE（JAM）模型使用GC（位置和视线速度）作为示踪剂可以约束DM晕的质量和径向分布。为此，我们使用E-MOSAICS套件的25放大模拟L* 星系。我们发现，DM晕属性是合理的，以及恢复的JAM模型。然而，在我们恢复DM的质量和径向分布以及星系中GC的数量之间存在很强的相关性：随着GC的减少，约束会呈指数级恶化，并且至少需要150个GC才能保证JAM模型表现良好。我们发现，虽然数据质量（径向速度的不确定性）可能是重要的，GC的数量是测量的准确性和精度方面的主导因素。这项工作显示出有前途的结果，这些模型被用于河外星系的样本超过150 GC。
2021-01-20 astro-ph.GA
Self-consistent Modelling of the Milky Way using Gaia data
基于角度/作用的分布函数（DF）模型可以根据它们再现观测结果的程度进行优化，从而揭示银河系中当前的物质分布。盖亚数据与其他调查的数据相结合，例如RAVE/TGAS样本，以及其完整的选择功能将大大提高其准确性。
2017-06-06 astro-ph.GA
Galaxy archaeology for wet mergers: Globular cluster age distributions in the Milky Way and nearby galaxies
该研究利用银河系及三个近邻星系的球状星团年龄分布，结合GSE等并合历史与经验形成模型，证明年轻球状星团的多峰年龄结构可追踪并推断湿并合事件。
2024-06-18 astro-ph.GA
A new way to measure the distance to NGC1052-DF2
本文利用球状星团内部速度弥散与M_V–log(σ)关系，结合VLT光谱和HST光度测量，测得NGC1052-DF2距离为16.2 Mpc，并表明其星团性质与银河系星团一致。
2025-03-05 astro-ph.GA
The orbital evolution of UFDs and GCs in an evolving Galactic potential
我们使用第二次盖亚数据发布，以研究银河系中的17个超暗矮星系（UFD）和154个球状星团（GC）的运动学，重点是静态和不断变化的模型之间的差异银河系的潜力。一个不断发展的潜力修改卫星的轨道相对于其静态等效，虽然差异是很小的相比，现有的不确定性轨道参数。我们发现UFD牧夫座II很可能是第一次绕银河系飞行。根据银河系的假设质量，UFD三角座II、水蛇座I、后发座、天龙座II和大熊座II，以及GC罗盘座，也可能是第一次坠落，因此可能对限制银河系的质量有用。我们确定了一个明确的运动学富金属（${\rm [Fe/H]}>-1.1$）和贫金属GC（${\rm [Fe/H]}\leq-1.1$）之间的区别。虽然大多数富含金属的星系团占据着主要的逆行轨道，具有低偏心率（$e\approx 0.35$）和类似的特定角动量和轨道平面作为银河系盘，7显示出潜在的逆行轨道，其起源尚不清楚。贫金属的星系团有更多样化的轨道，更高的偏心率（$e\approx 0.65$），一半的轨道平面偏离圆盘60到120度。UFD具有与贫金属GC相似的$θ$和$ϕ$，表明类似的起源。我们提供了一个目录的轨道参数为UFD和GC两个不同的星系质量和它们的观测不确定性。
2020-12-07 astro-ph.GA
Absolute HST Proper Motion (HSTPROMO) of Distant Milky Way Globular Clusters: Galactocentric Space Velocities and the Milky Way Mass
利用哈勃空间望远镜（HST）测量了银河系晕中20个球状星团在银心距$R_{\rm GC} \approx 10-100$ kpc处的绝对自行（PM），PM不确定度中位数为0.06 mas yr $R_{\rm GC} \approx 10-100$.年轻和老晕GC不显示系统的差异，在他们的三维银河系的速度，来自现有的视线速度相结合。我们确认Arp 2、Pal 12、Terzan 7和Terzan 8与射手座（Sgr）流的关联。这些星系团和NGC 6101的切向速度为$V_{\rm tan} > 290$ km s $^{-1}$，而所有其他星系团的切向速度为$V_{\rm tan} < 200$ km s $^{-1}$。NGC 2419，我们样本中最遥远的GC，也可能与Sgr流有关，而NGC 4147，NGC 5024和NGC 5053肯定不是。我们使用的轨道参数的分布，使用三维速度分离晕GC内形成的MW或吸积。我们还评估了Pyxis和Terzan 8的具体形成历史。我们约束MW质量通过一个估计，认为完整的6D相空间信息的16个GC从$R_{\rm GC} = 10$到40千秒差距。速度弥散各向异性参数$β= 0.609^{+0.130}_{-0.229}$。封闭质量$M (<39.5 \rm{kpc}) = 0.61^{+0.18}_{-0.12} \times 10^{12}…
2018-06-14 astro-ph.GA
Search for globular clusters associated with the Milky Way dwarf galaxies using Gaia DR2
本文报道了在距银河系中心450 kpc范围内的55个卫星矮星系（大麦哲伦云、小麦哲伦云和人马座矮星系除外）周围寻找球状星团（GCs）的结果。对于每个矮星，我们分析了盖亚DR 2中源的恒星分布，根据星等，自行和源形态进行选择。使用核密度估计的恒星数计数，我们确定了11个可能的GC候选人。与现有的成像数据交叉匹配，所有11个物体都是已知的GC或星系，其中只有天炉座GC 1-6与目标矮星系有关。使用模拟的GC，我们计算的GC检测限$M_{\rm V}^{\rm lim}$的范围从$M_{\rm V}^{\rm lim} \sim -7$远矮星附近的系统$M_{\rm V}^{\rm lim} \sim 0$。假设一个高斯GC光度函数，我们计算的GC搜索的完整性是在90%以上的大多数矮星系。我们构造了MW矮星系GC比频率$S_{\rm N}$的90%可信区间/上限：天炉座的$12 < S_{\rm N} < 47$，具有$-12 < M_{\rm V} < -10$的矮星系的$S_{\rm N} < 20$，具有$-10 < M_{\rm V} < -7$的矮星系的$S_{\rm N} < 30$，具有$M_{\rm V} > -7$的矮星系的$S_{\rm N} < 90$。基于$S_{\rm N}$，我们推导了给定光度的星系拥有GC的概率，发现比$M_{\rm V} = -9$暗的星系…
2020-11-02 astro-ph.GA
Nature and nurture: the dynamical ages of in situ and accreted globular clusters in the Milky Way
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与空间科学观测站）
利用Gaia数据，通过动力学年龄统计发现银河系中吸积球状星团比原生星团更年轻，并支持低能球状星团早期吸积假说。
2026-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Milky Way globular clusters on cosmological timescales. I. Evolution of the orbital parameters in time-varying potentials
本研究利用IllustrisTNG-100模拟的五个类银河系时变势和Gaia DR3数据，通过phi-GPU代码积分159个球状星团轨道，发现时变势显著影响星团轨道且总能量与角动量不守恒，对理解银河系形成至关重要。
2023-04-07 astro-ph.GA
In-situ vs accreted Milky Way globular clusters: a new classification method and implications for cluster formation
本文提出结合轨道能量、角动量 z 分量与 [Al/Fe] 校准的银河系球状星团原位/吸积分类法，揭示两类星团在空间、运动学、化学及年龄—金属丰度上的差异，并约束银盘形成时期。
2023-09-27 astro-ph.GA
MOCCA-Survey Database: Extra Galactic Globular Clusters. III. The population of black holes in Milky Way and Andromeda-like galaxies
在这项工作中，我们研究了银河系（MW）和仙女座星系（M31）中球状星团（GC）的黑洞（BH）布居。我们结合人口综合代码MASinGa和MOCCA调查数据库I推断GC窝藏BH子系统（BHS），IMBH，或两者都没有的属性。我们发现，具有BHS，IMBH或没有的GC的典型数量在银河系外围变得相当，而银河系内部区域主要由GC主导，没有显着的黑暗成分。我们的模型表明，GCs窝藏BHS稍重，与总人口相比，具有较大的半质量半径。我们检索的二进制BH（BBHs），要么合并在过去的3 Gyr或生存在他们的父集群，直到现在的属性。我们发现，约80%的合并BBH形式由于动力学相互作用，而其余的起源于原始双星的演化。我们推断的合并率BBH在本地宇宙的$1.0-23\,\,\rm{yr^{-1}\,Gpc^{-3}}$，根据所采用的假设。我们发现大约有100-240个BBH存活到今天，并且大多集中在星系内部的几个kpc。我们还估计了通过坠落星团进入星系核的黑洞数量，发现在12 Gyr的时间跨度内大约有1，000 - 3，000个黑洞和100-200个BBH被输送。这使得我们能够限制潜伏在核星团中的BH和BBHs双星的总量，即$N_{BHs}=(1.4-2.2)\times10^4$和$N_{BBHs}=700-1,100$。
2023-01-20 astro-ph.GA
A Wide-Field View on Multiple Stellar Populations in 28 Milky Way Globular Clusters
大多数银河系球状星团（GC）包含多个恒星星族，显示出特定的化学丰度变化。特别是，GC通常包含一个“原始”人口与丰度类似的场星，随着“丰富”人口表现出轻元素异常。在本文中，我们提出了一个均匀的和广泛的观点分析的多个恒星星族在28个银河系GC。通过使用HST测光与宽视场地面测光的组合，我们能够分析每个星团中84%至99%的所有恒星。对于每个GC，我们将恒星分为单独的子群体使用完善的$C_{\rm{UBI}}$颜色指数，并调查这些人口的空间分布。我们的研究结果表明，动态年轻的GC可以包含集中富集或原始人口，或没有集中人口。动态旧GC显示完全混合的人口预期。由于原生种群（和同质混合种群）集中的集群的存在，加剧了许多团簇形成场景所面临的大规模预算问题。这些结果的多样性也强调了需要更多的理论来解释我们发现的各种各样的初始条件。最后，我们调查丰富的恒星分数作为不同的全球参数在我们的GC样本的函数，也使用数据的年轻和低质量的集群从小和大麦云云和确认早期的结果，丰富的恒星分数强烈相关的初始质量的集群。
2023-01-10 astro-ph.GA
Central rotations of Milky Way Globular Clusters
大多数银河系球状星团（GC）都表现出可测量的扁平化，即使水平非常低。星系团的自转和潮汐场都被认为是造成这种变平的原因。然而，旋转只在少数GC中得到证实，主要是基于大半径处的个体径向速度。我们正在使用新的积分场单位仪器VIRUS-W对银河系GC的中心运动学进行调查。我们在迄今为止观测到的所有11个GC中都检测到了旋转，因此很可能银河系中的大多数GC都在旋转。我们使用已公布的ACS调查GC的目录，以获得中心椭圆度和位置角。我们表明，在所有的情况下，中心椭圆率允许一个准确的测量的位置角，这些角度是在很好的协议，我们从VIRUS-W速度场的运动学位置角。我们发现一个意想不到的紧密相关中心旋转和外椭圆，表明旋转驱动器扁平的对象在我们的样本。我们还发现，中心旋转和公布的中心速度色散值之间的紧密相关性，最有可能是由于旋转影响旧的色散测量。
2014-05-07 astro-ph.GA astro-ph.IM
Over 200 globular clusters in the Milky Way and still none with super-Solar metallicity
本研究纳入37个新发现的银河系球状星团更新星团系统，通过对比光度、金属丰度及年龄分布，发现球状星团无超太阳金属丰度的特征，揭示了其与场星的演化差异及银核区域星团的动力学存活与起源可能。
2024-05-16 astro-ph.GA
Reverse engineering the Milky Way
银河系从破裂的卫星中吸积的球状星团（GC）的年龄、金属丰度、α元素和运动积分随时间基本保持不变。在这里，我们结合使用这些保守的性质，将76个GC分配给5个祖先卫星星系-其中一个我们称之为考拉矮星系。我们拟合漏盒化学富集模型的年龄金属丰度分布的GC，推导出有效产量和每个卫星的形成时代。基于GC计数的标度关系，我们估计了每个卫星的原始晕质量，恒星质量和平均金属丰度。这5颗吸积卫星的总质量对银河系的生长贡献了约10个$^{9}$ M $_{\odot}$，但超过银河系GC系统的50%。这5颗卫星形成的时间非常早，可能在8- 11 Gyr前吸积，表明银河系在其早期演化中的快速增长。我们认为至少有3颗卫星最初是成核的，残留的核心现在是银河系的GC。11个GC也被确定为已形成异位，但不能被分配到一个单一的祖卫星。
2020-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multiple stellar populations: from old Milky Way globulars to young star clusters
我介绍了我们小组关于老银河系球状星团和麦哲伦云和银河系年轻系统中多个恒星星族的最新结果。对于我们银河系中的古老GC，我总结了在染色体图上观察到的恒星星族的化学性质。讨论了I型和II型GC。对于最年轻的星团，我将简要地报告我们对大麦云NGC1818和银河系疏散星团NGC6705（M11）的最新光谱分析，这支持了具有不同旋转速率的恒星星族的共存。
2019-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Escape of Globular Clusters from the Satellite Dwarf Galaxies of the Milky Way
利用数值模拟方法研究了银河系中球状星团从卫星矮球状星系逃逸的过程。我们开始跟随一个大样本的GC周围dSphs在MW势场的存在下的轨道。然后，我们得到的GCs离开他们的主机dSphs在哈勃时间内的分数。我们通过Hernquist密度分布对dSphs进行建模，其质量介于$10^7\,\mathrm{M}_{\odot}$和$7\times 10^9\,\mathrm{M}_{\odot}$之间。所有的dSphs都位于银盘平面上，但它们有不同的轨道偏心率和远星系距离。我们计算逃逸分数的GC从13个最大的dSphs的MW，使用它们的现实轨道周围的MW（由盖亚确定）。来自13 dSph的GC的逃逸分数在$12\%$至$93\%$的范围内。GC从这些dSphs中的平均逃逸时间小于8 $\,\mathrm{Gyrs}$，表明GC从dSphs中的逃逸过程已经结束。然后，我们采用了一组观测约束的密度分布的具体情况下的天炉座dSph。根据我们的结果，GCs的逃逸分数显示出负相关的质量和远星系距离的dSphs，以及正相关的轨道偏心率的dSphs。特别地，我们发现GCs从穹窿dSph的逃逸分数介于$13\%$和$38\%$之间。最后，我们观察到，当GC离开他们的主机dSphs，他们的最终轨道周围的MW没有太大的不同，从他们的主机dSphs。
2022-04-18 astro-ph.GA physics.comp-ph
A Dynamical Survey of Stellar-Mass Black Holes in 50 Milky Way Globular Clusters
最近对球状星团（GC）的数值模拟表明，恒星质量的黑洞（BH）在驱动星团演化和塑造其现今结构方面发挥着重要作用。黑洞的质量迅速地向GC中心分离，通过反复的超弹性散射作为动力学能源，延迟了核心坍缩的开始，并限制了可见星的质量分离。虽然最近在银河系和河外GC中发现的BH候选人进一步激起了人们对BH介导的星系团动力学的兴趣，但数值模型表明，即使在今天的GC中仍然存在大量BH，它们通常处于无法直接检测到的配置中。我们在Weatherford et al.（2018）中证明，在可观测的恒星星族中适当的质量分离测量（$Δ$）与GC模型中保留的BH数量之间的反相关性可以用于间接探测真实GC中的BH种群。在这里，我们估计的数量和总质量的BH目前保留在50个银河系GC从ACS球状星团调查测量$Δ$之间的人口的主序星，使用之间的相关性发现$Δ$和BH保留在CMC集群目录模型。我们证明，从我们的模型中的$Δ$的分布范围匹配，为观察到的GC到一个显着的程度。我们的研究结果进一步提供了最新的限制保留BH人口的GC分析。在这50个GC中，我们鉴定出NGC 2808、5927、5986、6101和6205目前含有特别大的BH群体，每个都具有超过$10^3\,\rm{M_{\odot}}$的总BH质量。
2020-06-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The colour-magnitude relation of Globular Clusters in Centaurus and Hydra - Constraints on star cluster self-enrichment with a link to massive Milky Way GCs
我们研究了Hydra和Centaurus星系团中贫金属球状星团的颜色-星等关系，并限制了星团自富集的原始条件。利用FORS 1@VLT资料，分析了Hydra和Centaurus中心区域约2500个球状星团的U、I测光。我们将测得的颜色-星等关系转换为质量-金属丰度空间，并获得半人马座GC的Z \propto M^{0.27 \pm 0.05}和水螅GC的Z \propto M^{0.40 \pm 0.06}的标度，与其他环境中的结果一致。我们发现，GC质量-金属丰度关系在现今太阳质量只有10^5倍的时候就已经成立，并且在像半人马座ω这样的大质量MW星团的光度范围内也得到了很好的建立。我们将质量-金属丰度关系与Bailin & Harris（2009）的星团自富集模型的预测进行了比较。为此，我们包括动力学和恒星演化的影响和物理上动机良好的原始质量半径缩放。自富集模型较好地再现了原始半光半径r_h ~ 1-1.5 pc，恒星形成效率f_* ~ 0.3-0.4，[Fe/H] ~ -1.7 dex的观测关系。在自我富集的情况下，观察到的蓝色倾斜意味着GC质量和恒星金属丰度分布的宽度之间的相关性。我们发现，这种隐含的相关性与银河系GC中测量的GC质量的宽度趋势相匹配，包括像欧米茄Cen和M54这样的极端情况。我们得出结论，1。一个原始星团的质量半径关系提供了一个显着的改善自我富集模型拟合。2…
2014-06-16 astro-ph.GA
Evidence for an Intermediate-Mass Milky Way from Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motions
我们估计银河系的质量（MW）在21.1千秒差距使用晕球状星团（GC）的盖亚确定的运动学。第二次盖亚数据发布（DR 2）包含了一组使用盖亚DR 2数据测量的银河系GC和卫星星系的绝对自行（PM）目录。我们选择从目录中只有晕GC，确定共34 GC跨越$2.0 < r < 21.1$千秒差距，并使用其三维运动学估计在此范围内的各向异性是$β= 0.46^{+0.15}_{-0.19}$，在良好的协议，虽然略低于，最近估计的一个样本的晕GC使用HST PM测量进一步在晕。然后，我们使用盖亚运动学来估计最外面的GC内部的MW的质量是$M(< 21.1 \mathrm{kpc}) = 0.21^{+0.04}_{-0.03} 10^{12} \mathrm{M_\odot}$，这对应于$v_\mathrm{circ}(21.1 \mathrm{kpc}) = 206^{+19}_{-16}$ km/s的圆周速度。隐含的维里质量为$M_\mathrm{virial} = 1.28^{+0.97}_{-0.48} 10^{12} \mathrm{M_\odot}$。误差条包含了MW暗晕的各向异性和密度分布的不确定性，以及我们使用的质量估计器中固有的散射。我们得到改进的估计，当我们结合盖亚和HST样本，提供46 GC的运动学到39.5千秒差距：$β= 0.52^{+0.11}_{-0.14}$，$M…
2019-02-08 astro-ph.GA
The Bifurcated Age-Metallicity Relation of Milky Way Globular Clusters and its Implications For the Accretion History of the Galaxy
利用最近获得的61个银河系（MW）球状星团（GC）的年龄数据表明，它们的年龄-金属丰度关系（AMR）在[Fe/H] $\ga -1.8$上可分为两个不同的平行序列。大约有三分之一的星团形成了一个跨越整个年龄范围的偏移序列（$\sim 10.5$ -13 Gyr），但在给定的年龄下，在[Fe/H]中的$\sim 0.6$ dex更富含金属。所有的集群，但在偏移序列中的一个轨道特性是一致的MW磁盘的成员资格。它们不仅是最富金属的GC，长期以来一直被认为具有盘状运动学，而且它们是所有年龄段中最富金属的星系团。星系的质量-金属丰度关系（MMR）的斜率意味着AMR的两个分支的金属丰度的偏移对应于2 dex的质量递减，这表明属于更贫金属AMR的GC的宿主星系质量为$M_{*} \sim 10^{7-8} \msol$。我们认为，富含金属的AMR分支由在盘中原位形成的集群组成，而贫金属的GC在相对低质量（矮）星系中形成，后来被MW吸积。所观察到的AMR MW盘星，LMC，SMC和WLM矮星系被证明是与这种解释相一致的，和相对分布的隐含的祖先质量的晕GC集群是在很好的协议与MW subhalo质量函数模拟预测。分叉AMR的一个值得注意的含义是，对于富金属和贫金属GC，相同的平均年龄和年龄分布难以与后一种人群的原位形成相一致。
2013-09-03 astro-ph.GA
The RAVE survey: the Galactic escape speed and the mass of the Milky Way
我们构建新的估计在不同的银心半径的径向速度实验（RAVE DR 4）的最新数据发布的银河系逃逸速度。与以前的研究相比，我们有一个大10倍的数据库，以及几乎所有恒星的可靠距离估计。我们的分析是基于一个严格选择的样本的90个高速晕星从RAVE和以前公布的数据集的统计分析。我们使用一套银河系大小的星系形成的宇宙学模拟来校准和广泛测试我们的方法。我们对局部银河逃逸速度的最佳估计是$533^{+54}_{-41}$ km/s（90%置信度），我们将其定义为达到三个维里半径$R_{340}$所需的最小速度，并附加5%的系统不确定性，其中$R_{340}$是银河中心半径，包含平均过密度为宇宙闭合临界密度的340倍。从逃逸速度，我们进一步推导出银河系的质量估计使用一个简单的质量模型，有两个选项的质量分布的暗物质晕：一个不变的和一个压缩的Navarro，Frenk & White（NFW）球。如果我们固定当地的圆速度，后者的配置文件产生了显着更高的质量比未收缩的晕，但如果我们改为使用统计的晕浓度参数在大型宇宙学模拟作为约束，我们发现非常相似的质量为两个模型。我们对$M_{340}$，即$R_{340}$（暗物质和重子）内部的质量的最佳估计是$1.3^{+0.4}_{-0.3} \times 10^{12}$ M $_\odot$（对应于$M_{200} = 1.6^{+0.5}_{-0.4} \ti…
2013-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two distinct red giant branch populations in the globular cluster NGC 2419 as tracers of a merger event in the Milky Way
最近对外晕球状星团（GC）NGC 2419的光谱观测表明，它在GC中是独一无二的，就化学丰度模式而言，有些人认为它起源于矮星系的核。在这里，我们表明，从斯巴鲁窄带测光采用钙过滤器，该GC的红色巨分支（RGB）被分成两个不同的亚群。与光谱学的比较已经证实，在$hk$ [=（Ca $-b)-(b-y)$ ]指数中，较红的RGB星与较蓝的RGB星相比，在[Ca/H]中增加了$\sim$ 0.2 dex。我们的星族模型进一步表明，富钙的第二代恒星的氦丰度也增加了大量（$Δ$ Y = 0.19）。我们的测光，以及其他大规模GC的结果（例如，$ω$ Cen，M22，and NGC 1851），表明RGB星在$hk$指数中的离散分布可能是这个不断增长的奇特GC群的普遍特征。计划对本星系群矮星系进行的窄带钙测光将有助于在这些GC与星系形成的分层合并范例中的原始构件之间建立经验联系。
2013-10-16 astro-ph.GA
Mergers, tidal interactions, and mass exchange in a population of disc globular clusters: II. Long-term evolution
球状星团（GC）是银河系中观测到的最古老的恒星系统，长期以来一直被认为是单一的恒星星族。因此，它们为理解恒星动力学和原始恒星形成过程提供了理想的实验室。然而，在过去的二十年里，观测揭示了它们真实而复杂的性质。除了它们的原始恒星外，GC还拥有一个或多个富含氦的可能更年轻的恒星星族，其形成机制仍然未知。更令人困惑的是GC的存在，它显示了恒星间的铁扩散。使用详细的N体模拟，我们探讨的假设，这些异常的金属丰度可能是相互剥离和合并的原始人口之间的盘GC的结果。在这一系列的第一篇论文中，我们证明，无论是分析参数和短期N体模拟，盘GC有较大的飞越和近距离接触率相对于晕集群。这些相互作用导致物质交换，甚至合并，形成新的GC，可能显示金属丰度的传播。在这里，通过长期的直接N体模拟，我们提供的GC的动力学性质，经历了这些过程的预测。我们的预测与现有的和未来的观测数据的比较可以提供对GC起源和整个银河系建立历史的见解。
2018-11-19 astro-ph.GA
