Contribution of stripped nuclei to the ultracompact dwarf galaxy population in the Virgo Cluster
我们使用流体动力学EAGLE模拟来预测大质量星系团中潮汐剥离星系核的数量、质量和径向分布，并将这些结果与室女星系团中超紧凑矮星系（UCD）的观测结果进行比较。我们追溯了大质量星系团中星系的合并树，并确定了合并中被破坏的星系的剥离核的数量和质量。模拟中剥离核的空间分布与室女星系团中大质量星系周围UCD的空间分布一致。此外，剥离核的数量与单个星系周围和整个室女星系团中M > $10^{7}~M_{\odot}$ UCD的数量一致。该质量范围内的质量分布也是一致的。我们发现，剥离的星系核周围的个别星系的恒星或晕质量的相关性更好地比总的集群质量。我们的结论是，大多数高质量（M > $10^{7}~M_{\odot}$）UCD可能是剥离核。由于观测选择效应，很难得出关于低质量（M < $10^{7}~M_{\odot}$）UCD的可靠结论。我们还预测，几百个剥离的原子核低于质量$2~\times~10^{6}~M_{\odot}$应该存在于大质量星系中，这些星系的质量与球状星团的人口重叠。每个大质量星系还存在大约1-3个处于形成过程中的剥离核。
2021-07-08 astro-ph.GA
Testing the tidal stripping scenario of ultra-compact dwarf galaxy formation by using internal properties
我们使用流体动力学EAGLE模拟来测试，如果超紧凑的矮星系（UCDs）可以通过潮汐剥离的大规模星系团的潮汐剥离的星系核的年龄和金属丰度的预测，并比较这些结果编译观测的年龄和金属丰度的观测到的UCDs。我们进一步计算我们的样品的模拟剥离核SSP模型的颜色，并比较这些颜色的观测UCD在室女星系团。我们发现，观察到的UCD的年龄与模拟剥离核一致，两组对象的平均年龄> 9 Gyr。对于M > $10^{7}~M_{\odot}$的天体，观测到的UCD与模拟得到的剥离核的金属丰度一致.观测到的UCD的颜色也与我们模拟的剥离核一致，对于M > $10^{7}~M_{\odot}$的物体，质量越大的物体越红。我们发现，剥离核的颜色表现出双峰红色和蓝色的分布，可以解释的依赖性的颜色的年龄和金属丰度，并通过质量颜色关系。我们还发现，我们的低质量剥离核样品是蓝色的球状星团的颜色一致。我们的结论是，模拟核的内部性质支持潮汐剥离模型的UCD形成。
2021-09-03 astro-ph.GA
Ultraviolet imaging observations of three jellyfish galaxies: Star formation suppression in the centre and ongoing star formation in stripped tails
当旋涡星系落入星系团势时，它们会经历强烈的冲压压力效应。因此，它们的气体被剥离，形成延伸的尾巴，其中可以发生恒星形成，使它们具有典型的水母外观。水母星系的紫外成像观测提供了一个机会，以了解正在进行的恒星形成的剥离尾巴。本文报道了水母星系JW 39，JO 60，JO 194的紫外观测结果，并与光学连续谱和$\mathrm{H}α$的观测结果进行了比较。我们探测到星系盘和星系尾的恒星形成节，发现它们的UV和H $α$通量有很好的相关性。这些星系的光发射线比率图用于确定每个区域的发射机制，由于恒星形成，LINER或两种现象的混合。在发射线地图上的恒星形成区域与具有显著紫外线通量的区域非常匹配。两个星系（JW 39，JO 194）的中心区域显示出减少的UV通量，这与发射线图中的复合或LINER区域相一致。在这里研究的星系表现出显着的恒星形成在剥离的尾巴，抑制恒星形成的中心区域，并提出了一个可能的情况下，加速淬火发生在水母星系。
2022-12-05 astro-ph.GA
X-ray Constraints on Wandering Black Holes in Stripped Galaxy Nuclei in the Halo of NGC 5128
本文利用 Chandra 和 XMM-Newton 数据研究 NGC 5128 晕中候选被剥离星系核的 X 射线辐射，发现其 X 射线源比例低于或与正常大质量星团相当，表明这些源主要是 X 射线双星而非活动星系核，并指出对游荡黑洞进行吸积普查十分困难。
2025-04-10 astro-ph.GA
CN Anomalies in the Halo System and the Origin of Globular Clusters in the Milky Way
我们探讨的运动学和轨道性质的样本红巨星的晕系统的银河系，被认为是形成在球状星团，基于其强烈的UV/蓝色CN带。CN-强晕星的轨道参数与内晕和外晕种群的轨道参数进行了比较，和球状星团的轨道参数与研究充分的银河系轨道。CN-强场星和球状星团都表现出与内晕星族相似的运动学和轨道性质，表明剥离或破坏的球状星团可能是内晕场星的重要来源，并表明CN-强场星和大多数球状星团都主要与内晕星族有关。
2013-03-18 astro-ph.GA
On the Ejection of Dark Matter from Globular Clusters
我们分析调查是否在与恒星的近距离接触，一个暗物质粒子可以加速以上的逃逸速度的球状星团和被弹出。我们发现，这种机制是不足以弹出一个大规模的，扩大暗物质晕到目前为止。结合对可能没有被潮汐剥离的孤立球状星团的观测，这些结果对球状星团在暗物质晕中形成的情景产生了怀疑。
2020-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining ultra-compact dwarf galaxy formation with galaxy clusters in the local universe
我们比较了超紧凑矮星系（UCD）的潮汐剥离形成的半解析模型的预测观测到的球状星团（GC）和UCD在天炉座和室女星系团的属性。对于天炉座，我们发现预测的剥离核数与GC光度函数之上的GC $+$ UCD的过量数非常一致。GC $+$ UCD和质量$>10^{7.3}$ M $_\odot$与完全由潮汐剥离形成一致。剥离的细胞核也可以解释质量为$>10^{7.3}$ M $_\odot$的室女座UCD，其中数量按质量完整。对于天炉座和室女座，预测的速度分散和径向分布的剥离核是一致的，在$\sim$ 50-100 kpc的UCD，但不同意在更大的距离，分散太高，径向分布太广。剥离核预测有径向偏置各向异性在所有半径，同意室女座UCD在集群中心的距离大于50千秒差距。然而，我们的模型中不包括持续的中断，这将导致轨道在小半径处变得切向偏置。我们发现，对于质量为$>10^{6.5}$ M $_\odot$的UCD，我们预测的剥离核的金属丰度和中心黑洞质量与UCD的金属丰度和隐含的黑洞质量吻合得很好.预测的黑洞质量也与M60-UCD 1的质量吻合得很好，M60-UCD 1是第一个被证实有中心黑洞的UCD。这些结果表明，观察到的GC $+$ UCD人口是一个真正的GC和剥离核的组合，剥离核的贡献增加向高质量端。
2016-02-29 astro-ph.GA
High velocity stars from the interaction of a globular cluster and a massive black hole binary
高速星是指以如此高的速度运动的恒星，需要一个涉及双星系统的加速机制或一个大质量中心黑洞的存在。在一个拥有超大质量黑洞双星（总质量为$10^8$ M $_\odot$）的星系框架内，我们研究了由于大质量和轨道衰变的球状星团与超大质量黑洞双星之间的密切相互作用而产生高速星的机制。星团中的一些恒星通过与黑洞双星的相互作用，将引力能转化为动能，从而获得高速。在相互作用之后，很少有恒星达到足以克服银河系引力阱的速度，而其中一些恒星只是从球状星团中剥离出来，开始围绕银河系中心运行。
2015-10-28 astro-ph.GA
Globular clusters as tracers of the halo assembly of nearby central cluster galaxies
本文介绍了邻近的星系团天炉座和长蛇座I核心的球状星团系统的性质。在天炉座星系团中，我们收集了迄今为止GCS系统中最大的径向速度样本，这使我们能够识别中央星系NGC 1399周围的光度和运动学子群。此外，年龄，金属丰度和[α/Fe]丰度的一个子样本的60个明亮的球状星团（GC）与高S/N光谱显示多模态分布在相关空间的这三个参数，确认异质恒星星族在NGC 1399的晕。在长蛇座I星系团中，发现了非常蓝色的GC。它们并不是均匀地分布在中央星系周围。3-包括U波段在内的彩色测光显示，其中一些是中间年龄。它们的位置与一群受到破坏的矮星系相吻合。这是一个结构年轻的恒星晕“仍在形成”的证据，这也是由晕光的运动学测量，指向一个运动学干扰系统的支持。质量最大的GC通常分为更广泛的超紧凑矮星系（UCD）和真正的紧凑GC。在这两个集群中，UCD的空间分布和运动学不同于真正的GC。假设一些UCD代表剥离星系的核，这些UCD的性质可以用来追踪有核矮星系到中央星系团星系晕的组装。我们通过半分析的方法在宇宙学模拟中，只有最大质量的UCD在天炉座状集群可以解释剥离核，而大多数低质量的UCD属于星团家庭。
2015-12-23 astro-ph.GA
Ultra-Violet Imaging Telescope view of ram-pressure stripping in action: Star formation in the stripped gas of the GASP jellyfish galaxy JO201 in Abell 85
水母是经历了强烈的冲压压力效应的星系团，它会剥离气体。他们的H $α$图像揭示了高达100 kpc的电离气体尾部，这可能是正在进行的恒星形成的宿主。在这里，我们报告的紫外（UV）成像观测的水母星系JO 201获得的空间分辨率$\sim$ 1.3千秒差距。在触须中发生的恒星形成的强烈爆发是目前研究的重点。JO 201是Abell 85（$z \sim$ 0.056）中“紫外线最亮的星系团”，在紫外线中有恒星形成的节点和流。我们确定在剥离的气体和星系盘中的恒星形成结和比较的UV功能与跟踪H $α$发射。总的来说，这两种排放物在主体和触角上都有显著的相关性。同样地，由修正后的FUV辐射得到的单个节点的恒星形成率也与由H $α$辐射得到的一致，其范围为$\sim$ 0.01 - 2.07 $M_{\odot} \, yr^{-1}$。FUV通量的综合恒星形成率为$\sim$ 15 $M_{\odot} \, yr^{-1}$。对水母星系JO 201进行的前所未有的深紫外成像研究表明，由于最近/正在进行的气体剥离事件，有明显的平面外恒星形成活动迹象。
2018-05-31 astro-ph.GA
The Celestial Buffet: multiple populations and globular cluster formation in dwarf galaxies
我们提出了一个框架，解释通常观察到的变化轻元素丰度的球状星团。如果球状星团在矮星系的中心形成，随着恒星形成的进程，它们将被抽到更大的轨道上。势阱将只保留中等速度的AGB喷出物，预期的浓缩源，但不是超新星喷出物。没有必要增加星团的初始质量，这是自我浓缩的要求，因为矮星内的所有恒星都可以贡献。当星团穿过矮星系中心时，它们将AGB喷出物和下落的原始气体混合起来，形成第二代恒星。具体的混合将随时间而变化，因此能够解释在不同集群中观察到的第二代丰度的传播。这些球状星团将存活到今天，或者作为更大星系分层合并过程的一部分被剥离。我们说明了这个过程可能会使用高分辨率的模拟矮星系在高红移。
2014-01-29 astro-ph.GA
High velocity stars from close interaction of a globular cluster and a super massive black hole
观测表明，在我们银河系的晕中，恒星的运动速度如此之高，以至于需要一种涉及大质量中心黑洞存在的加速机制。因此，在一个星系托管超大质量黑洞（$10^8$ $M_{\odot}$）的框架下，我们研究了产生高速恒星的机制，这是由一个大质量的，轨道衰变的，球状星团和超大质量黑洞之间的密切相互作用的N体模拟的结果所建议的。星团中某些恒星获得的高速度来自于引力结合能转化为逃逸恒星的动能。在与大质量黑洞的密切相互作用之后，恒星可以达到足以在晕中行进的速度，甚至克服银河系的引力阱，而其中一些恒星只是从球状星团中剥离出来，开始围绕银河系中心进行进动循环。
2015-09-10 astro-ph.GA
Stellar streams reveal the mass loss of globular clusters
本研究采用新颖的粒子喷射算法结合Gaia DR3数据，首次提供了12个银河系球状星团的质量损失率目录，并发现质量损失率与星团质量和轨道频率呈正相关，与N体模拟预测一致。
2025-01-29 astro-ph.GA
Hubble Space Telescope Imaging of the Ultra-Compact High Velocity Cloud AGC 226067: A stripped remnant in the Virgo Cluster
我们利用哈勃太空望远镜上的高级测量相机（ACS）拍摄的图像，分析了超紧凑高速云AGC 226067的光学对应物。AGC 226067主体的色星等图显示了一个完全年轻的恒星群体，年龄为$\sim$ 7- 5000万年，与先前通过HII区光谱测量的[Fe/H] $\sim$ $-$ 0.3的金属丰度一致。此外，色星等图与$D$ $\approx$ 17 Mpc的距离一致，表明它与室女星系团有关。一个位于距离$\sim$ 1.6'（$\sim$ 8 kpc）的次级恒星系统也有类似的恒星数量。缺乏一个古老的红巨星分支（$\gtrsim$ 5 Gyr）与在ACS视场（DW J122147+132853）中偶然发现的室女座矮星形成对比，AGC~226067的总漫射光与解析的$\sim$ 7- 50 Myr恒星群的光度函数一致。AGC~226067的主体的$M_{V}$ = $-$ 11.3 $\pm$ 0.3，或$M_{stars}$ =5.4 $\pm$ 1.3 $\times$ 10 $^4$ $M_{\odot}$。我们搜索了室女星系团中邻近AGC~226067的20 deg $^2$成像数据，发现了两个由蓝色恒星群体主导的相似恒星系统，远离任何大质量星系-如果这个群体具有与AGC~226067相似的恒星形成特性，则意味着室女星系团内恒星形成的$\sim$ 0.1 $M_{\odot}$…
2017-06-04 astro-ph.GA
The tidal evolution of the Fornax dwarf spheroidal and its globular clusters
从天炉座矮球状星系的运动学推断其暗物质（DM）含量远低于LCDM宇宙学模拟的预期。我们使用N体模拟来检查这是否可能是银河潮汐的结果。我们发现，尽管盖亚任务改善了自行，但天炉座的近心距离仍然没有受到很好的约束，主要是因为它的最大速度分量大致与太阳运动反平行。因此，将天炉座的自行转化为银心速度，敏感地依赖于天炉座的假设距离：观测到的距离不确定性$\pm 8\%$，意味着近心距离在$r_{\rm peri}\sim 50$和$r_{\rm peri}\sim 150$ kpc之间变化。我们的模拟表明，对于$r_{\rm peri}$在较低的范围内的估计，LCDM subhalo的最大圆周速度$V_{\rm max}=40$公里秒$^{-1}$（或维里质量$M_{200}\approx 10^{10} M_\odot$，预期从LCDM）将潮汐剥离到$V_{\rm max} \sim 23$公里秒$^{-1}$超过$10$陀螺仪。这将使天炉座恒星半质量半径内的DM质量减少到初始值的一半左右，使其与观测结果一致。潮汐剥离主要影响天炉座的DM晕;它的恒星成分受到的影响很小，在此过程中损失的质量小于其初始质量的$5\%$。我们还探讨了银河潮汐的影响，对动态摩擦衰减时间的天炉座的人口的球状星团（GC），并发现很少的证据，实质性的变化，与模型运行在隔离。一个人口的GC与初始轨道半径之间的$1$和$2$…
2021-10-12 astro-ph.GA
Tidal stripping as a mechanism for placing globular clusters on wide orbits: the case of MGC1 in M31
大型螺旋星系的球状星团可以分为两类：一类是在原地形成的，另一类是从其他星系潮汐剥离的星团。在本文中，我们研究的贡献外球状星团人口的M31星系的矮星系团捐赠。我们测试这一数值比较的贡献球状星团从模拟遇到观察到的M31球状星团人口。为了限制我们的模拟，我们专门研究了M31系统中最外层的球状星团，MGC1。MGC1的偏远位置有利于它被捕获的想法，然而，集群缺乏与潮汐相互作用相关的功能。因此，我们分开模拟潮汐功能存在的地方，他们被隐藏。我们发现，我们的模拟遇到可以放置集群的MGC1类轨道。此外，我们发现星系团从矮星系中潮汐剥离使它们处于具有一系列间距的轨道上，与M31中观察到的大致相符。我们发现被M31捕获的球状星团的比能量与进入的宿主矮星系的比能量非常匹配。此外，在我们的模拟中，我们发现在M31内的同向旋转和反向旋转轨道上有相同数量的吸积星团，并以此来推断已吸积的星团比例。我们发现，即使靠近大约50%的集群是吸积的，而这个数字增加到80%以上。
2019-03-11 astro-ph.GA
The Outer Envelopes of Globular Clusters. I. NGC 7089 (M2)
本文介绍了对银河系球状星团NGC 7089（M2）外围宽视场成像巡天的结果。麦哲伦粘土望远镜上的MegaCam和布兰科望远镜上的暗能量相机获得了数据。我们发现，M2是嵌入在一个弥漫的恒星包层延伸到至少$\sim 60^{\prime}$（$\sim 210$ pc）的径向距离-五倍的集群的标称潮汐半径。包层的形状接近圆形，径向密度的下降可以用指数的幂律$γ= -2.2 \pm 0.2$来描述，并且包含了整个系统光度的大约$1.6\%$。虽然不能使用现有的数据来确定包层的起源，但M2也拥有恒星星族，这些恒星族在铁和各种中子捕获元素的丰度方面表现出广泛的分散性，这一事实表明，该物体可能构成了一个矮星系的剥离核，该矮星系很久以前被银河系吸积并摧毁。
2016-06-20 astro-ph.GA
Candidate ram-pressure stripped galaxies in six low-redshift clusters revealed from ultraviolet imaging
本文利用紫外成像在六个低红移星系团中搜寻冲压剥离候选星系，发现54个候选体，其中47个为新发现，并分析了其轨道历史及尾方向与星系团中心的关系。
2024-10-22 astro-ph.GA
The Tidal Tails of the Ultra-Faint Globular Cluster Palomar 1
使用最佳过滤技术应用于斯隆数字巡天测光，我们已经发现延长尾巴伸展约1度（或几十个半光半径）的任何一方的超微弱球状星团帕洛玛1。尾部包含的恒星数量与星团本身大致相同。利用哈勃太空望远镜的数据，我们看到等照度线从星团中心向外向尾部扭曲成一个特征性的S形。我们认为，形成尾巴的主要机制可能是弛豫驱动的蒸发，而E101可能是从一个现在被破坏的矮星系中吸积出来的，距今约5亿年。
2010-08-11 astro-ph.GA
Globular clusters in the far-ultraviolet: evidence for He-enriched second populations in extra-galactic globular clusters?
我们研究了球状星团的积分远紫外辐射。本文根据HST WFPC 2 F170 W观测资料，提出了M~87星团的FUV测光新方法。我们使用这些数据来测试HST STIS FUV-MAMA观测的基础上公布的测光的可靠性，现在已知遭受显着的红色泄漏。我们一般确认这些以前的FUV检测，但建议他们可能有点暗淡。我们比较了银河系中亮（$M_{V} < -9.0$）星系团M~31、M~81和M~87的FUV辐射，并与恒星星族模型的预测进行了比较。富金属的球状星团在FUV-V中表现出很大的分布，其中M~31、M~81和M~87中的一些星团比标准预测要蓝得多。这就要求一些富含金属的星团拥有大量的蓝色/极水平分支（HB）恒星。这些热的HB星通常不会出现在富金属环境中，而是星团中多个族群的自然结果-因为富集的族群被观察到是氦增强的，因此即使在高金属丰度下也会产生更蓝的HB星。我们的结论是，在M~31、M~81和M~87中观测到的富金属星系团的FUV辐射提供了证据，表明氦增强的第二布居，类似于在银河系中直接观测到的，可能是局部宇宙中球状星团的普遍特征。未来的HST FUV测光需要既确认我们对这些档案数据的解释，并提供对河外球状星团中富含氦的第二类恒星的限制。
2016-09-15 astro-ph.GA
Stellar mass segregation as separating classifier between globular clusters and ultra-faint dwarf galaxies
我们利用深空望远镜和地基测光方法测定了50多个球状星团和超暗矮星系候选者的恒星质量分离量。我们发现，在球状星团的质量偏析量与他们的弛豫时间，并与他们的年龄或更长的顺序弛豫时间的所有集群有很少或没有质量偏析。对于每个星团，所看到的质量分离量与最初未分离的星团动力学演化所预期的量完全一致，表明球状星团在其低质量恒星之间没有原始质量分离。超微弱的矮星系候选者分为两组，星团遵循与球状星团相同的弛豫时间和质量分离量之间的趋势，而暗物质占主导地位的矮星系尽管弛豫时间小于哈勃时间，但没有分离。恒星丰度和速度色散数据，在可用的情况下，证实了我们的分类。通过对超暗矮星系候选者的分类，我们发现外晕星团在半光半径内的平均密度为0.03 M $_\odot$ /pc $^3 \lesssim ρ_h \lesssim$ 1 M $_\odot$ /pc $^3$，而矮星系的恒星密度为0.001 M $_\odot$ /pc $^3 \lesssim ρ_h \lesssim $ 0.03 M $_\odot$ /pc $^3$ .这种密度分离的原因很可能是系统形成的初始条件和承受外部潮汐力的要求的结合。
2021-12-09 astro-ph.GA
Search for Extra-Tidal RR Lyrae Stars in Milky Way Globular Clusters From Gaia DR2
我们利用潮汐外的天琴座RR型恒星来研究银河系球状星团的动力学，并了解动力学摩擦和潮汐破裂等效应如何影响这些星团。RR型天琴座恒星的Gaia DR 2星表（Clementini et al. 2018）与文献中汇编的球状星团的自行和潮汐半径数据一起使用。分析了56个银河系球状星团的样本。在这56个银河系球状星团中，只有11个有潮汐外的天琴座RR星。然而，只有两个星团，即NGC 3201和NGC 5024，有足够的潮汐外RR天琴座恒星得出有趣的结论。NGC 3201有13颗潮汐外的天琴座RR星，它们围绕中心呈不对称分布，尾区的恒星数量多于前部。我们的结论是，这些不对称的潮汐尾巴是由于潮汐中断和剥离碎片从集群的综合作用。另一方面，NGC 5024有5颗潮汐外的天琴座RR星，其中4颗集中在距离中心约3倍潮汐半径的区域。这些可能是由于潮汐破坏而从星团中撕裂出来的恒星。这些潮汐外的RR型天琴座恒星在星团中的存在可能是一个迹象，表明更多的星团恒星存在于它们的潮汐半径之外，这可能是由星团的深宽场CMD揭示的。
2018-11-27 astro-ph.GA
Formation of massive globular clusters with dark matter and its implication on dark matter annihilation
最近对大质量球状星团$γ$射线辐射的观测研究揭示了暗物质在球状星团内湮灭的可能证据。然而，对于这种辐射究竟是来自于DM还是来自于毫秒级的中微子，仍然存在争议。我们在这里提出了新的数值模拟结果，这表明与DM GC可以起源于有核矮星轨道的古老MW。模拟的剥离核（即，GCs）的中心DM密度范围从0.1到几个${\rm M_\odot pc^{-3}}$，取决于宿主矮星系的轨道和质量。然而，在宿主中心区域之外诞生的GC在宿主被摧毁后可能没有/几乎没有DM，GC变成了星系晕GC。这些结果表明，只有起源于矮星恒星核的GC才可能具有DM。我们进一步计算预期的$γ$ -射线发射从这些模拟GC和比较它们的观测$ω$ Cen。鉴于DM密度在模拟GC的大范围内，我们建议，最近可能检测到DM湮灭GC应更仔细地解释。
2020-05-14 astro-ph.GA
Looking into the faintEst WIth MUSE (LEWIS): Exploring the nature of ultra-diffuse galaxies in the Hydra I cluster III. Untangling UDG 32 from the stripped filaments of NGC 3314A with multi-wavelength data
本文利用MUSE积分场光谱和多波段测光研究长蛇座I星系团中超弥散星系UDG 32，确认其与NGC 3314A同属东南子群运动学结构，揭示其富金属、中等年龄的恒星族性质，表明其可能由星系团中预先富集的剥离物质形成，但无法直接关联到NGC 3314A的冲压剥离物质。
2025-01-27 astro-ph.GA
A Revised Velocity for the Globular Cluster GC-98 in the Ultra Diffuse Galaxy NGC1052-DF2
我们最近发表了星系NGC 1052-DF 2中发光球状星团的速度测量结果，得出的结论是它远离典型的恒星质量-晕质量关系。在这里，我们提出了一个修正的速度之一的球状星团，GC-98，和修正的速度色散测量的星系。我们发现，本征色散$σ=5.6^{+5.2}_{-3.8}$公里/秒使用近似贝叶斯计算，或$σ=7.8^{+5.2}_{-2.2}$公里/秒使用的可能性。预计仅来自恒星的色散约为7 km/s。应ApJ Letters和RNAAS编辑的要求，我们还简要评论了Martin等人最近对我们测量的分析。
2018-06-18 astro-ph.GA
Discovery of Tidal RR LYRAE stars in the Bulge Globular Cluster M 62
富含天琴座RR（RRL）的球状星团M 62（NGC 6266）是银河系中质量最大的球状星团之一，位于银河系隆起的致密区域，那里是影响球状星团生存的动力学过程最大化的地方。使用盖亚DR2的数据，我们已经发现了明确的证据，超过集群潮汐半径的M62，部分与剥离到银河系领域的恒星RRL过剩。新的VVVX调查观测证实了这一点，即放弃任何差异红化效应作为所观察到的RRL密度过剩的可能原因。我们还使用精确的距离，径向速度和自行（PM）的新测量值确定了M 62的轨道，发现它的轨道与银河系旋转的方向相反。轨道被集成在非轴对称银河系模型\texttt{GravPot16}，其中包括扰动，由于中央银河酒吧。M 62显示了一种特殊的轨道行为，具有棒凸区域的动力学特征。观测到的小的潮外RRL延伸大致对准银河系中心，方向几乎垂直于银河系平面，而不是沿着其轨道的运动，这可能是一个明显的迹象，在最后一次通过接近星系团接近其近银河系。M 62将是第一个在银河系内部观测到的作用于球状星团的凸起激波的清晰例子。
2018-11-15 astro-ph.GA
On the origin of the stellar halo and multiple stellar populations in the globular cluster NGC 1851
我们认为，所观察到的球状星团（GC）NGC 1851周围的恒星晕是它在其已不复存在的宿主矮星系的中心区域形成的证据。我们数值研究了在强潮汐场作用下嵌入大质量暗物质晕中的有核矮星系的长期动力学演化。矮星系被认为有一个恒星核（或核星团），可能是NGC 1851的祖先。我们发现，虽然暗物质晕和恒星的外壳的主矮星NGC 1851可以几乎完全剥离在其轨道演化过程中围绕银河系，一小部分的恒星在矮星可以保持被困在引力场的核。被剥离的核心可以被观测为没有或几乎没有暗物质的NGC 1851，而核心周围的恒星可以被观测为NGC 1851周围的弥散恒星晕。模拟的恒星晕呈对称分布，密度斜率为~ -2，在距离NGC 1851 ~ 200 pc范围内没有潮汐尾。我们发现，两个GC可以相互合并，形成一个新的核GC嵌入场星由于低恒星速度色散的主机矮。这一结果没有假设的年龄和/或化学丰度的两个合并的GC。因此，观察到的恒星晕和NGC 1851中特有的多个恒星星族表明，NGC 1851最初可能形成于一个古老矮星系的中心区域。
2011-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar populations of the globular cluster NGC 5053 investigated using AstroSat-Ultra Violet Imaging Telescope
球状星团古老而密集，是检验恒星演化理论的理想实验室。虽然有大量的文献在光学波段的球状星团，在紫外（UV）制度的研究是稀疏的。本文利用AstroSat的紫外成像望远镜，在三个远紫外滤光片（F154 W，F169 M，F172 M）和三个近紫外滤光片（N219 M，N245 M，N263 M）上，对一个贫金属且相当分散的球状星团NGC 5053的恒星星族进行了研究。对这些图像进行测光以构建紫外星目录，其中的星团成员使用Gaia EDR 3目录进行识别。紫外和光学CMD可以帮助我们定位已知的恒星星族，如BHB星，RR-天琴座星，RHB星，BSS，SX-苯丙氨酸，RGB和AGB星。根据它们在CMD中的位置，我们已经确定了8个新的BSS候选者，6个可能的eBSS和一个EHB候选者。它们的性质已经通过用恒星大气模型拟合它们的光谱能量分布得到证实。我们相信这个星系团的BSS人口很可能有一个碰撞的起源，根据我们的分析，他们的径向分布和SED。BaSTI-IAC等时线的产生，以表征集群的属性，我们发现，观察到的亮度和集群成员的颜色是最好的拟合与α增强的氦分数为0.247，金属丰度为-1.9德克斯和年龄范围内的10.5-14.5 Gyr的模型。
2022-06-13 astro-ph.GA
The Globular Cluster System of the Virgo Cluster Ultradiffuse Galaxy VCC 615
本研究利用哈勃成像分析室女座 UDG VCC 615 的球状星团系统，测得其星团数量、高比频率及大尺寸星团占比，推断其拥有大质量暗晕，并提出剥离后的偏置核可能演化为 UCD。
2024-12-02 astro-ph.GA
Gas expulsion in MOND: the possible origin of diffuse globular clusters and ultra-faint dwarf galaxies
我们研究了位于星系外部区域的星团的演化经历了突然的质量损失，通过气体驱逐在Milgromian动力学（MOND）的框架内，通过N体模拟。我们发现，离开一个束缚星团，恒星形成效率（SFE）的嵌入集群占主导地位的深MOND引力可以降低到$2.5\%$。对于一个给定的超临界流体，在MOND中存活的星团可以结合比牛顿动力学更大比例的质量。此外，嵌入的星团越弥散，最终星团的尺寸膨胀就越小。一个幸存的星团的密度分布是更尖锐的中心更大质量的嵌入式集群，和中心的密度分布是平坦的质量较小的嵌入式集群或较低的SFE。这项工作有助于理解银河系周围遥远的低密度球状星团（GCs）和超暗弥散卫星星系的低浓度和延伸。
2017-12-06 astro-ph.GA
First evidence of a stripped star cluster from the Small Magellanic Cloud
我们目前的结果，最近发现的恒星系统YMCA-1，其物理性质和属于任何麦哲伦星系已被不确定的分析。我们使用SMASH和{ \it Gaia} EDR 3数据集得出结论，我们正在处理一个小星团。它的红化自由，现场明星净化颜色星等图进行了探索，以获得集群参数。我们发现YMCA-1是一个小型（435 M $_{\odot}$）、中等年龄（年龄= 9.6 Gyr）、中等贫金属（[Fe/H] = -1.16 dex）的星团，位于距离太阳近小麦哲伦云（SMC）的位置（60.9 kpc），距离大麦云（LMC）中心以东$\sim$ 17.1 kpc。由此得到的星团亮度和大小似乎与最近发现的银河系外晕中的暗星团有些相似，尽管它与它们的年龄-金属量关系不匹配，也与原位或非原位形成的MW球状星团的年龄-金属量关系不匹配，也与LMC星团的年龄-金属量关系不匹配，但与SMC老星团的年龄-金属量关系一致。我们进行了数值蒙特卡罗模拟集成其轨道运动向后的MW-LMC-SMC系统与径向扩展的暗物质晕，经历动力学摩擦，并通过探索不同的径向速度（RV）制度的YMCA-1。对于速度为$\gtrsim$ 300 km/s的RV，在过去的5亿年中，星系团仍然与大麦哲伦星系结合。YMCA-1的详细跟踪运动学表明，它可能在两个星系之间的任何密切相互作用期间被LMC从SMC剥离，这是以前通过数值模拟预测的情况。
2022-07-11 astro-ph.GA
Stellar population properties of the most massive globular clusters and ultra-compact dwarf galaxies of the Fornax cluster
大多数超致密矮星系（UCD）和超大质量球状星团都位于附近的星系团或巨星系周围。由于它们的距离（>Mpc）和紧致性（r_eff<100 pc），它们几乎无法分辨，因此很难获得它们的内部性质。在这里，我提出了我们最近的尝试，以限制质量函数，恒星的内容和动力学状态的UCDs在天炉座星系团。通过对天炉座核内~950个球状星团和UCD的径向速度隶属度赋值，它们的质量函数的形状得到了很好的约束。它与GC的“标准”高斯质量函数一致。我们最近对星团环境中有核矮星系破裂过程的模拟表明，大约40%的最大质量UCD应该来自核星团。一些天炉座UCD实际上显示了这种情况的证据，正如它们周围延伸的低表面亮度盘和潮汐尾的出现所揭示的那样。多波段紫外光学成像以及低至中等分辨率的光谱显示，存在UCD的年龄，（子）太阳[α/Fe]丰度，可能是氦丰富的人口。
2015-12-23 astro-ph.GA
Extensive Globular Cluster Systems Associated with Ultra Diffuse Galaxies in the Coma Cluster
我们提出了哈勃太空望远镜成像的两个超弥漫星系（UDG）与测量恒星速度色散后发座星系团。蜻蜓44和DFX 1星系的有效半径分别为4.7 kpc和3.5 kpc，速度色散分别为$47^{+8}_{-6}$ km/s和$30^{+7}_{-7}$ km/s。这两个星系都与数量惊人的致密天体有关，暂时被确定为球状星团：$N_{\rm gc}=74\pm 18$代表蜻蜓44，$N_{\rm gc}=62\pm 17$代表DFX 1。球状星团的数量远高于从星系光度中预期的，但与其他星系定义的动态质量和球状星团数量之间的经验关系的预期一致。结合我们对这两个物体的数据与之前HST对Coma UDG的观测，我们发现UDG比其他具有相同光度的星系多$6.9^{+1.0}_{-2.4}$球状星团，这与Amorisco等人最近对类似样本的研究相反。Harris等人（2017）的球状星团计数和暗物质晕质量之间的关系意味着迄今为止用HST观测到的16个后发座UDG的中位晕质量为$M_{\rm halo}\sim 1.5\times 10^{11}\,{\rm M}_{\odot}$，其中最大和最亮的具有$M_{\rm halo}\sim 5\times 10^{11}\,{\rm M}_{\odot}$。
2017-06-24 astro-ph.GA
Discovery of a red ultra-diffuse galaxy in a nearby void based on its globular cluster luminosity function
就光谱时间而言，极低表面亮度星系的距离测定是昂贵的。正因为如此，它们的距离通常是通过将这些星系与更大的结构（如星系团或星系团）联系起来来推断的，这导致了在高密度环境中选择物体的系统性偏差。在这里，我们报告发现一个红色的超弥漫星系（S82-DG-1：$r_{\mathrm{eff}}$ = 1.6千秒差距; $<μ_{g}>$ = 25.7等角秒$^{-2}$ ; $g-i$ = 0.78等）位于附近的宇宙空洞。我们利用球状星团的多波段光度函数得到了S82-DG-1的距离，为28.7 $_{-3.6}^{+4.2}$ Mpc。GTC望远镜后续的深层光谱测量得到了3353 $\pm$ 29 km s $^{-1}$的红移，这使得它与NGC 1211星系（已知最孤立的星系之一）的关联非常有可能。这两个星系的距离和红移是一致的，它们都有很高的奇特速度（$\sim$ 1000 km s $^{-1}$），并且位于半径为7 Mpc的空洞内。局部表面密度为$Σ_5 \sim 0.06$ Mpc $^{-2}$，比现场总体小一个数量级，与GAMA调查中发现的空隙相似。我们的工作表明：i）使用相关球状星团的光学地基测光来探索超漫射星系的距离的潜力很大，ii）即使在最稀疏的环境中也存在红色超漫射星系，这表明了广泛的形成机制。
2019-03-19 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
Upper limits on the presence of central massive black holes in two ultra-compact dwarf galaxies in Centaurus A
最近在高质量超致密矮星系（UCD）中心发现的大质量黑洞（BH）表明，至少有一些是矮星系的剥离核星团。我们提出的第一项研究，调查是否这样的大规模BH，因此剥离核，也存在于低质量（$M<10^{7}M_{\odot}$）UCD。我们约束BH质量的两个UCD位于半人马座A（UCD 320和UCD 330）使用Jeans建模的解决恒星运动学从自适应光学VLT/SINFONI数据。在两个UCD中都没有发现大规模的BH。我们发现在$M_{\bullet}<1.0\times10^{5}M_{\odot}$的UCD 1，330中中心BH质量的$3\,σ$上限，其对应于总质量的1.7%。这排除了高质量分数的BH，只允许低质量的BH，类似于在本地组GC中检测到的那些。对于UCD 320，较差的数据质量导致$M_{\bullet}<1\times10^{6}M_{\odot}$的$3\,σ$上限约束较小，等于总质量的37.7\%。与恒星星族模型的预测相比，UCD 320和UCD 330的动力学$M/L$没有膨胀。在这些低质量UCD中未检测到BH与动态$M/L$升高确实表明存在大量BH的想法一致。尽管没有探测到大质量的BH，这些系统仍然可能是剥离的核。两个UCD的强旋转（$v/σ$为0.3至0.4）和UCD 330的双分量光剖面支持这样一种观点，即这些UCD可能是低质量星系的剥离核，其中BH占据分数尚不…
2018-03-26 astro-ph.GA
Globular cluster clustering and tidal features around ultra compact dwarf galaxies in the halo of NGC1399
提出了一种新的方法来限制超紧凑矮星系（UCD）的形成通道。这类不均匀的天体是潮汐剥离的矮椭圆星系和大质量球状星团的残余物。我们使用三种方法来揭示它们的性质：1）我们分析了它们的表面亮度分布，2）我们直接搜索了UCD周围的潮汐特征，3）我们比较了GC和UCD在其宿主星系晕中的空间分布。本文利用FORS 2观测资料，通过分析天炉座星系团中央星系NGC 1399晕内97个UCD的表面亮度剖面，研究了它们的详细结构组成。我们推导出13个扩展UCD的结构参数，用单个Sersic函数对其进行建模，并将其分解为复合King和Sersic配置文件。我们发现的证据表明，在μ =~26等\arcsec^- 2周围的UCD的半径为90秒差距的延伸微弱的恒星信封。我们还展示了新的证据，微弱的不对称结构和潮汐尾状功能周围的几个这些UCD，一个可能的示踪剂，其起源和组装的历史在其宿主星系晕。特别是，我们提出的证据，第一次发现了一个显着的潮汐尾与UCD-FORS 2周围的~ 350 pc的延伸。我们在NGC 1399的晕内寻找球状星团空间分布的局部超密度，看看它们是否与UCD的位置有关。当我们将它与主星系的球状星团的分布进行比较时，我们发现UCD周围局部过剩的球状星团规模小于1 kpc。这种效应对于贫金属蓝色GC最强。我们讨论了这些聚集的球状星团最初与UCD有关的可能性。
2015-10-16 astro-ph.GA
Modelling the M68 stellar stream with realistic mass loss and frequency distributions in angle-action coordinates
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology（上海粒子物理与宇宙学重点实验室）
本文提出基于角-作用量坐标的恒星流模拟新方法，以真实质量损失和频率分布高效模拟M68恒星流，并结合Gaia数据估计其年龄为约3.04 Gyr、质量损失为0.496 M⊙ Myr⁻¹ arm⁻¹。
2025-11-07 astro-ph.GA
Globular Cluster Intrinsic Iron Abundance Spreads: II. Protocluster Metallicities and the Age-Metallicity Relations of Milky Way Progenitors
内在铁丰度在球状星团中分布，虽然通常很小，但非常普遍，是自我富集的标志：星团内的一些恒星已经被来自同一星团内其他恒星的超新星喷出物富集。我们使用Bailin（2018）自富集模型来预测原星系团的性质-其质量和原星系团气体云的金属丰度-与今天最终可观察到的性质-其当前金属丰度和内部铁丰度分布之间的关系。我们将此模型应用于银河系球状星团的初始质量和/或铁丰度分布的更新目录，以重建其初始金属丰度。我们发现，除了已知的异常隆起集群泰山5和三个集群强烈怀疑是核星团剥离矮星系，该模型提供了一个很好的镜头，了解他们的铁传播和初始金属丰度。然后，我们使用这些初始金属丰度构建年龄金属丰度关系的运动学确定的主要吸积事件在银河系的历史。我们发现，使用初始的金属丰度，而不是当前的金属丰度不会改变银河系的历史的整体图片，因为差异通常是小的，但确实提供了信息，可以帮助区分吸积事件的一些个人球状星团与模糊的运动学应该与，并指出吸积事件本身的潜在复杂性。
2021-10-27 astro-ph.GA
An Extended Star Formation History in an Ultra Compact Dwarf
对于像超致密矮星（UCD）这样的致密恒星系统的形成机制一直存在重大争议，有人认为UCD只是球状星团（GC）人口的高质量延伸，或者是被更大的同伴潮汐剥离的星系核。通过任一途径形成的UCD的成功例子都很难找到，只有少数有说服力的剥核型UCD的例子是已知的。本文介绍了在良好视宁度条件下（< 0.7”）对疑似剥离核UCD NGC 4546-UCD 1进行的极深Gemini/GMOS光谱观测。有了这些数据，我们研究这个不寻常的对象的空间分辨运动学和恒星形成的历史。我们没有发现UCD中心速度色散增加的证据，这表明UCD缺乏一个像其他紧凑的恒星系统中发现的大质量中心黑洞，详细的动力学模型证实了这一结论。最后，我们能够使用我们的极高的信号噪声频谱来检测这个UCD的时间延长的恒星形成历史。我们发现UCD从最早的时代开始形成恒星，直到至少1-2 Gyr之前。综合这些观测结果，确认NGC 4546-UCD 1是一个有核矮星系的残余核，该矮星系在最后1-2 Gyr内被NGC 4546潮汐摧毁。
2015-06-03 astro-ph.GA
The impact of stripped Nuclei on the Super-Massive Black Hole number density in the local Universe
最近在高质量超致密矮星系（UCD）中心发现的超大质量黑洞（SMBH）表明，至少有一些UCD是低质量星系的剥离核星团。追踪这些剥离星系的前核提供了一种独特的方法来追踪星系或星系团的组装历史。在本文中，我们提出了一种新的方法来估计有多少UCD主机SMBH在其中心，从而剥离星系核。我们重新审视了动力学质量测量，表明许多UCD的质量比恒星星族估计的质量要大，最近的观测表明这是由于SMBH的存在。我们使用质光比（M/L）和金属丰度之间的新经验关系来修改恒星星族质量估计，并使用它来预测哪些UCD最有可能承载SMBH。这使我们能够首次计算出在整个光度范围内拥有SMBH的UCD的比例。然后，我们将SMBH占据分数应用于观测到的UCD的光度函数，并估计仅在天炉座和室女星系团中，应该有$69^{+32}_{-25}$剥离的核与SMBH。这个分析表明，带有SMBH的剥离核在星系团中几乎和现在的星系核一样常见。我们估计剥离核中的局部SMBH数密度为$3-8\times10^{-3}Mpc^{-3}$，这代表了局部宇宙中SMBH密度的一个重要部分（10-40\%）。这些隐藏在剥离核中的SMBH将增加潮汐破裂事件和SMBH-SMBH和SMBH-BH合并的预期事件率。许多剥离的核与SMBH的存在是一个直接的后果，分层星系形成，但直到现在他们的影响SMBH的密度还没有被量化。
2018-12-11 astro-ph.GA
A spectroscopic study of MATLAS-2019 with MUSE: an ultra-diffuse galaxy with an excess of old globular clusters
MATLAS深度成像调查在其绘制的低密度环境中发现了大量的矮星系。它们中的一小部分是不寻常的延伸，并有一个低表面亮度。在这些所谓的超弥散星系中，有几个星系似乎拥有过多的球状星团。利用积分场单位摄谱仪MUSE，我们观测了其中一个星系- MATLAS J15052031+0148447（MATLAS-2019）-位于附近的NGC 5846群，并测量了它的系统速度，年龄和金属丰度，以及它的球状星团候选者。对于MATLAS-2019的恒星体，我们推导出金属丰度为-1.33+0.19-0.01 dex，年龄为11.2+1.8-0.8 Gyr。对于一些个别GC和堆叠GC人口，我们得到一致的年龄和金属丰度。从已确认的11个球状星团中，用马尔可夫链蒙特卡罗方法计算出动态质光比为4.2+8.6-3.4M/L。这是在本星系群矮星系定义的光度-质量标度关系的低端。此外，我们既不能确认也不能否定GC系统存在旋转成分的可能性。如果存在，这将进一步修改推断的质量。后续观测的球状星团人口和星系的恒星体需要评估这个星系是否缺乏暗物质，就像它是建议对矮星系在NGC 1052领域，或者如果这是一个错误的解释所产生的系统的不确定性，通常用于这些系统和个人的球状星团速度的巨大不确定性的方法。
2020-06-08 astro-ph.GA
Formation of globular clusters induced by external ultraviolet radiation II: Three-dimensional radiation hydrodynamics simulations
我们探讨了在紫外背景辐射下形成球状星团的可能性。长谷川等人的一维球对称辐射流体动力学（RHD）模拟表明，暴露在强烈紫外线辐射下的低质量（10^6-10^7太阳质量）气体云的坍缩，如果气体云以超音速的速度收缩，可能会导致像球状星团（GC）这样的致密星团的形成。然而，三维效应，如背景辐射的各向异性和气体云中的不均匀性，迄今为止还没有研究。在本文中，我们在半宇宙学的背景下进行三维RHD模拟，并重新考虑在强紫外辐射场中致密星团的形成。因此，我们发现，虽然各向异性的辐射场带来了一个细长的阴影中性气体，几乎球形的紧凑星团可以从“超音速下降”云产生，因为光离解辐射抑制形成的氢分子在阴影区域和该地区被压缩的紫外线加热的环境气体。由此产生的星团的性质与GC的性质相匹配。另一方面，在弱紫外辐射场中，由于电离光子的自屏蔽效应和正反馈作用，形成了以暗物质为主的低密度星团。因此，我们得出结论，在强紫外背景下的“超音速降落”是一个潜在的机制，形成GC。
2016-09-08 astro-ph.GA
Light from the Darkness: Detecting Ultra-Diffuse Galaxies in the Perseus Cluster through Over-densities of Globular Clusters with a Log-Gaussian Cox Process
介绍了一种通过寻找星系际球状星团中的过密度来探测超弥散星系的新方法。我们的方法是基于对数高斯考克斯过程，这是一个常用的模型在空间统计文献中，但很少用于天文学的应用。该方法适用于从PIPER调查，一个\textit{Hubble Space Telescope}成像程序针对英仙座集群获得的球状星团数据。我们成功地发现了所有已确认的超扩散星系与已知的球状星团人口的调查。我们还确定了一个潜在的星系，没有检测到弥漫恒星的内容。初步分析表明，它不太可能仅仅是一个偶然的球状星团或其他物体。如果得到证实，这将是第一个此类系统。模拟被用来评估超漫射星系内的球状星团系统的物理参数如何影响他们的可探测性使用我们的方法。我们量化了探测概率与星系中球状星团总数的相关性以及与球状星团系统半数半径增加的反相关性。球状星团分布的Sérsic指数对可探测性的影响很小。
2022-06-16 astro-ph.GA stat.AP
Radial velocities of RR Lyrae stars in and around NGC 6441
银河系球核贫金属（[Fe/H]-1 dex）星的详细元素丰度模式表明，它们中的一些与球状星团（GC）星一致，可能是溶解GC的前成员。这将表明，银河系隆起的百分之几是由球状星团的破坏和/或蒸发形成的。本文试图利用大质量内星系球状星团NGC~6441中丰富的天琴座RR型变星（RRL）星群来识别这种可能的剥离星。本文给出了以球状星团NGC~6441为中心的40个RRL的径向速度。在星团潮汐半径范围内观测到的13个RRL，其平均径向速度为24 ± 5 km/s，星间散射为11 km/s，与星团成员一致。这包括两个以前未与群集关联的新RRL。八个RRL的径向速度一致的集群成员资格，但高达三倍的距离，从潮汐半径也报告。这些潜在的潮汐外RRL也有非常长的周期，这是NGC~6441 RRL群体的一个奇怪特征，它拥有的RRL周期比银河系其他任何地方都长。正如被剥离的星团恒星所预期的那样，大多数都与星团的轨道成一直线。因此，要么NGC~6441的潮汐半径被低估了，要么我们看到的是来自NGC~6441的正在溶解的星团恒星，它们正在形成旧的球状凸起。
2018-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The contribution of supermassive black holes in stripped nuclei to the supermassive black hole population of UCDs and galaxy clusters
利用 EAGLE 模拟预测受扰星系剥离核中超大质量黑洞的数量与质量，发现其与观测 UCDs 一致，且剥离核可使星系团黑洞数量增加 30-100%，表明 UCDs 是星系团黑洞的重要未计部分。
2024-02-16 astro-ph.GA
Variable stars in Palomar 13; an evaporating globular cluster
我们对遥远的球状星团Pal 13进行了新的CCD $VI$测光。通过傅立叶分解三颗RRab星的光变曲线，估计它们的[Fe/H]=-1.65，距离为23.67 $\pm$ 0.57 kpc。RRab星在最小相位附近的光和颜色导致估计为$E(B-V)$ =0.104 $\pm$ 0.001。一张$V/(V-I)$颜色星等图，完全由可能的恒星成员组成，显示出与上述参数的一致性，年龄为12 Gyrs。在我们的图像视野中搜索变星发现了一颗红巨星团成员和三颗可能非成员星的变化;两颗RRab星和一颗室女座W星或CW。在1913年，成员星的盖亚自行显示出显著的分散，与星团被潮汐剥离的情况一致。
2019-02-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravitational influence of the globular cluster NGC 7078 (M 15) flyby of the Oort cloud system
本文研究球状星团 NGC 7078 飞掠奥尔特云的引力效应，比较点质量与百万粒子 N 体模型，发现 N 体模型可剥离超过 52% 的云粒子并显著重塑云结构。
2025-06-18 astro-ph.GA
Accurate radial velocity and metallicity of the Large Magellanic Cloud old globular clusters NGC 1928 and NGC 1939
本文介绍了对位于大麦云云（LMC）、球状星团（GCs）、NGC 1928和NGC 1939中的红巨星的光谱观测结果。我们使用GMOS和AAOmega+2dF光谱仪获得以CaII三重态为中心的光谱，从中我们推导出个体径向速度（RV）和金属丰度。由星系团成员计算得到RV_NGC 1928和RV_NGC 939的平均RV分别为249.58 ± 4.65 km/s和258.85 ± 2.08 km/s，[Fe/H]_NGC 1928和[Fe/H]_NGC 1939的平均金属丰度分别为-1.30 ± 0.15 dex和-2.00 ± 0.15 dex。我们发现这两个GC都有RV和位置，与LMC盘的一部分一致，因此我们排除了任何可能的起源，但在同一个星系中。通过计算完全包含每个GC的圆盘的最佳解，我们获得了15个已知LMC GC的圆周速度。我们发现11/15的GC共享由$HST$和$Gaia$ DR 2自行导出的LMC旋转。这一结果表明，大麦哲伦星系盘自星系形成的非常早期就存在，并经历了GC金属丰度所显示的急剧相对快速的化学富集。剩下的四个GC原来具有与原位团簇形成不相容的圆速度，而是与从SMC剥离的圆速度。
2018-08-21 astro-ph.GA
Young globular clusters in NGC 1316
我们提出了多目标光谱学的内部区域的球状星团（GC）系统与中期年龄合并残余NGC 1316。使用GMOS相机的多目标模式，我们获得了35个GC的光谱。我们发现的证据表明，NGC 1316最里面的GC几乎垂直于星系的恒星组成部分旋转。在第二阶段，我们通过测量不同的Lick/IDS指数并与简单的恒星星族模型进行比较，确定了样品中每个GC的年龄、金属丰度和α元素丰度。我们证实了与NGC 1316相关的多个GC群体的存在，其中存在一个非常年轻的GC的主要亚群体，平均年龄为2.1 Gyr，金属丰度在-0.5 < [Z/H] < 0.5 dex之间，α元素丰度在-0.2 < [α/Fe] < 0.3 dex范围内。在我们的样本中，有几个天体的[α/Fe]值和[Z/H]和年龄分布很大。其中一些物体实际上可能是剥离的原子核，可能是在较小的合并事件中吸积的。最后，对结果进行了分析，目的是描述恒星形成的不同情节，从而提供一个更完整的星系演化历史的图片。我们的结论是，这些证据可能表明这个星系已经吞噬了一个或多个富含气体的星系，最后一次融合事件发生在大约2 Gyr之前。
2018-06-01 astro-ph.GA
Searching Extra-tidal Features around the Globular Cluster Whiting 1
惠廷1是银河系晕中一个微弱而年轻的球状星团，被认为起源于人马座球状矮星系（Sgr dSph）。在本文中，我们使用深度DESI遗产成像调查，探索Whiting 1和Sgr dSph之间的初步空间联系。我们重新确定了Whiting 1的基本参数，并使用最佳拟合等时线（年龄$τ$ =6.5 Gyr，金属度Z=0.005和$\rm d_{\odot}$ =26.9 kpc）来构造用于潮外特征搜索的理论匹配滤波器。在匹配滤波密度图没有任何平滑技术的情况下，我们检测到一个圆形特征，在集群的两侧可能有前导和拖尾。与旧的发现相比，这张原始图像并不完全是新的，但证实了在r<=22.5 mag. In我们的结果中，整个特征沿着Whiting 1的轨道延伸了0.1-0.2度，这给出了比星团核心大得多的区域。星系团两侧的尾巴沿着Sgr dSph的轨道方向以及星系团本身排列，这意味着这些碎片可能是银河系剥离的Whiting 1的残余物。
2022-04-26 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
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
