Kinematics of Multiple Stellar Populations in Globular Clusters with Gaia
球状星团（GC）中多个恒星星族的内部动力学对它们形成的物理过程提供了独特的约束。特别是，星团恒星的现今运动学，如自转和速度色散，似乎与系统的初始配置有关。在最近的工作中（Milone et al. 2018），我们第一次分析了NGC0104（47 Tuccino）中不同恒星星族在大视场内的运动学，利用Gaia Data Release 2自行与多波段地基测光相结合。本文基于Cordoni等人的工作。（2019），我们将这种分析扩展到六个GC，即NGC0288，NGC5904（M5），NGC6121（M4），NGC6752，NGC6838（M71），并进一步探索NGC0104。在分析的星系团中，只有NGC0104和NGC5904在天空平面上显示出明显的旋转。有趣的是，NGC5904中的多个恒星星族呈现出不同的自转曲线。
2019-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bayesian Analysis of Two Stellar Populations in Galactic Globular Clusters III: Analysis of 30 Clusters
我们使用第21周期哈勃太空望远镜（HST）的观测和HST档案ACS财政部的30个银河系球状星团的观测，以表征两个不同的恒星星族。一个复杂的贝叶斯技术，同时采样的联合后验分布的年龄，距离和灭绝的每个集群，以及独特的氦值为两个人口在每个集群和这些人口的相对比例。我们发现两个群体之间的氦差异在0.04到0.11的范围内。由于目前没有足够的模型在CNO变化，我们认为这些价差的上限，并提出他们的统计，而不是观测的不确定性。证据支持先前的研究，即氦含量的增加与星团质量的增加同时发生，并且发现第一个恒星群体的比例也随着质量的增加而增加。我们的研究结果的背景下提出的球状星团形成的情况下进行检查。此外，我们利用我们的贝叶斯技术来阐明理论模型和观测数据之间的不一致。
2016-09-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence of Supernova Between Formation of Stellar Populations in a Globular Cluster
University of Notre Dame（圣母大学）；Northwestern University（西北大学）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astronomy, Northwestern University（西北大学跨学科天文探索与研究中心）；Fordham University（福特汉姆大学）；City University of New York（纽约市立大学）
通过对M92球状星团中不同钠丰度恒星进行逐线分析，发现第二族（富钠）恒星比第一族恒星具有更高的铁丰度，表明星团在形成过程中保留了部分超新星抛射物。
2026-06-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
UV Properties of Galactic Globular Clusters with GALEX I. The Color-Magnitude Diagrams
我们目前的GALEX数据的44个银河系球状星团在2004年和2008年之间的3个GALEX观测周期。这是有史以来收集到的关于银河系球状星团紫外光度特性的最大均匀数据集。讨论了样品的选择和光度分析，给出了色-星等图。蓝色和中蓝色水平支是老星系球状星团紫外色星等图的主要特征。我们的样本足够大，足以显示在古老的恒星星族中发现的各种各样的水平分支形状。其他明显被探测到的恒星类型是蓝离散星和核心后燃烧的氦星。简要讨论了银河系球状星团紫外色星等图的主要特征。我们在紫外色星等图中建立了核后He燃烧星的轨迹，并在我们的星团样本中给出了候选AGB-manqu é、后早期AGB和后AGB星的星表。
2012-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origin of the Large Magellanic Cloud Globular Cluster NGC 2005
该研究针对大麦哲伦云球状星团NGC 2005的起源争议，基于化学丰度、星团形成质量条件等多维度证据论证其原位起源的合理性，指出需进一步开发模拟与观测手段以明确LMC的形成机制。
2023-03-16 astro-ph.GA
The e-TidalGCs Project: Modeling the extra-tidal features generated by Galactic globular clusters
e-TidalGCs项目针对159个银河系球状星团的潮汐外特征建模，揭示其多样形态，对比已知恒星流，探究银河系势的影响，预测近50亿年星团质量损失情况，模拟结果将公开供观测数据验证。
2023-01-12 astro-ph.GA
The Unique Na:O Abundance Distribution in NGC 6791: The First Open(?) Cluster with Multiple Populations
几乎所有被研究的球状星团都表现出轻元素丰度的扩散，研究最多的是Na：O关系。相比之下，疏散星团显示出均匀的组成，仍然被认为是简单的恒星星族。造成这种差异的最可能原因是球状星团的初始质量足够高，可以保留第一代恒星的原始气体和喷出物，因此形成了具有独特组成的第二代恒星，其初始质量超过了疏散星团。NGC 6791是一个大质量的疏散星团，需要对它的化学不均匀性进行详细的研究。我们收集了21个成员的高分辨率，高S/N光谱，涵盖了广泛的演化状态，并测量了它们的Na，O和Fe含量。我们发现[Fe/H]=+0.42 $\pm 0.01$，与以前的值非常一致，没有证据表明存在扩散。然而，Na：O分布是完全前所未有的。它成为第一个表现出无法用混合来解释的内在丰度变化的疏散星团，因此也是第一个被发现拥有多个种群的星团。它也是第一个在Na：O图中显示出两个子群的星团，其中一个是化学均匀的，而第二个具有内在的扩散，遵循迄今为止只有球状星团显示的关系。NGC 6791在许多方面都是独一无二的，表现出疏散星团的某些典型特征，其他一些更让人联想到球状星团，还有一些，特别是这里研究的Na：O行为，是完全前所未有的。它显然有一段复杂而迷人的历史。
2012-07-13 astro-ph.GA
Hot UV-bright stars of galactic globular clusters
我们用宽视场紫外望远镜对78个球状星团的紫外亮星族进行了普查。这个星族包含了后水平分支（HB）演化的不同阶段，包括热的后渐近巨星分支（AGB）恒星和后早期AGB恒星。有迹象表明，像球状星团这样的老恒星系统产生的后（早期）AGB恒星比目前进化模型预测的要少，但观测仍然很少。我们获得了其中11个紫外选择物体的FORS 2光谱（覆盖范围为-2.3<[Fe/H]<-1.0），我们将其与之前观察到的数据一起（重新）分析。我们使用了不同金属丰度的模型大气，包括超级太阳大气。在可能的情况下，我们使用紫外分光光度法验证了我们的大气参数，并在光谱中搜索金属线。我们计算了四个金属丰度制度的演化序列，并使用它们与信息一起的HB形态的球状星团估计预期的数量后AGB星。在11颗新的明亮的紫外线亮恒星中，有7颗是后AGB或后早期AGB恒星，两颗正在远离HB演化，一颗是前景白矮星，一颗是白矮星合并。因此，光谱学显然需要识别热紫外亮恒星的演化状态。对于较热的恒星，需要富含金属的模型光谱来再现它们的光学和紫外光谱，这可能会影响热后AGB恒星对演化种群紫外光谱的通量贡献。加上已发表的关于球状星团中其他热紫外亮恒星的信息，我们发现观测到的热后AGB恒星的数量与预测值基本一致，尽管数量仍然很低。
2019-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
H.E.S.S. upper limit on the very high energy gamma-ray emission from the globular cluster 47 Tucanae
球状星团47 Tuccino（NGC 104）包含至少23个毫秒双星，是用H.E.S.S.进行观测的。望远镜系统观测结果表明，47 Tucker的积分γ射线光子通量的上限为F（E>800 GeV）<6.7 e-13 / cm^2 s。考虑到毫秒脉冲星是球状星团中唯一潜在的γ射线源，基于发射模型导出了脉冲星星云中的平均磁场和下自旋功率到γ射线光子或相对论轻子的转换效率的约束条件.
2009-04-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Comparison of Alpha-Element Enhanced Simple Stellar Population Models with Milky Way Globular Clusters
我们提出了简单的恒星星族（SSP）模型与标度太阳和α-元素丰度增强。SSP模型是基于达特茅斯恒星演化数据库，我们的图书馆的合成恒星光谱，和详细的系统变化的水平分支（HB）形态与年龄和金属丰度。为了检验各种SSP模型成分的相对重要性，我们将我们的SSP模型与Schiavon等人（2005）的41个银河系球状星团（MWGC）的积分光谱进行了比较。使用Mg b和Ca 4227指数，我们确认Mg和Ca分别增强了约+0.4和+0.2 dex，与MWGC中单个恒星高分辨率光谱的结果一致。巴耳末线，特别是Hgamma和Hdelta，MWGCs是由我们的α增强SSP模型再现，不仅是因为等时线和光谱效应的组合，而且还因为我们合理的HB治疗。此外，它表明，镁丰度显着影响巴耳末和铁线指数。最后，对幂律初始质量函数（IMF）变化的研究表明，比Salpeter更浅的IMF是不现实的，因为巴耳末线在贫金属一侧太强，与观测结果不相容。
2009-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. VIII. Reproducing Color Distributions of Individual Globular Cluster Systems in the Virgo and Fornax Galaxy Clusters
早型星系中球状星团的颜色分布在形态上表现出很大的差异。基于GC的颜色和金属丰度之间的传统的“线性”关系，从颜色推断的GC金属丰度分布，反过来他们的形成历史，应该是多样的，因为他们出现。相比之下，在这里，我们表明，一个替代方案植根于“非线性”性质的金属到颜色的转换点到一个更简单，更连贯的图片。我们对ACS室女座星系团巡天和天炉座星系团巡天的早型星系中$\sim$ 80 GC系统颜色分布的模拟表明，大多数早型星系（$\sim$ 70 $\%$）具有古老（$\sim$ 13 Gyr）和同时代的GC。它们在颜色分布形态上的变化主要源于一个参数，即GC系统的平均金属丰度。此外，剩余（$\sim$ 30 $\%$）GC系统的颜色分布也可通过非线性方案进行解释，假设额外的年轻或中年GC的数量分数为$\sim$ 20 $\%$。我们的结果加强了GC色双峰的非线性解释，并提供了一个新的视角，早期型星系形成在集群环境中，如室女座和天炉座星系团。
2018-12-04 astro-ph.GA
Searching for intermediate-mass black holes in globular clusters with gravitational microlensing
我们讨论了引力微透镜方法作为一种独特的工具来检测由球状星团中的中等质量黑洞引起的明确信号的潜力。我们选择的星系团的视线附近的银河系隆起和小麦哲伦云，估计他们每个人的背景恒星的密度，并进行模拟，以估计探测到天体测量签名所造成的黑洞透镜的概率。我们发现，对于几个集群，检测到这样的事件的概率是显着的可用的档案数据从哈勃太空望远镜。具体来说，我们发现，M 22是最好的机会产生IMBH检测通过天体测量微透镜的集群。如果M 22拥有一个质量为$10^5M_\odot$的IMBH，那么至少有一颗恒星在20年的观测基线上产生可探测信号的概率为$\sim 86\%$，而零结果的概率约为$14\%$。对于质量为$10^6M_\odot$的IMBH，检测概率上升到$>99\%$。未来的观测设施还将延长可用的时间基线，提高我们考虑的星团的探测机会。
2016-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dating the tidal disruption of globular clusters with Gaia data on their stellar streams
盖亚任务承诺以前所未有的水平提供精确的天体测量，预示着一个识别银河系恒星运动学和空间坐标的新时代。在这里，我们提出了一种新的技术，用于估计潮汐中断球状星团流的年龄使用自行和示踪星的弛豫。我们发展的碰撞动力学的球状星团内的银河系般的晕从宇宙学$Λ$ CDM模拟提取的演变潜力，并分析由此产生的流，因为它们将被观察到的盖亚。这些模拟对各种球状星团轨道进行了采样，并解释了恒星演化和银河系圆盘的引力影响。我们表明，一个特征的时间尺度，从分散的自行和恒星的流内的flaxes，是一个很好的指标，因为流已经自由地扩大了由于潮汐中断的球状星团的时间。这个时间尺度反过来又对集群的年龄设置了一个下限。年龄可以从天体测量中使用适度数量的恒星推断出来，这个估计的误差取决于流的接近程度和使用的示踪星的数量。
2018-05-21 astro-ph.GA
Asteroseismic sounding of bulge globular clusters with the Roman Space Telescope
提议利用Roman Space Telescope观测球状星团以应用星震学，精确测定恒星参数、质量损失及星团年龄，填补其他时域测光任务的观测空白。
2023-06-26 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The tidal remnant of an unusually metal-poor globular cluster
球状星团是宇宙中观测到的最古老的恒星结构。它们在大型星系中无处不在，被认为是强烈的恒星形成事件和结构分层的痕迹。对银河系中的球状星团和其他各种各样的星系的观测发现了“金属丰度底”的证据，即没有发现化学（“金属”）丰度低于太阳丰度的0.3%至0.4%的球状星团。这个金属丰度底的存在可能反映了幸存的球状星团形成的最小质量和最大红移，这两个组成部分都是理解宇宙质量积累的关键。在这里，我们报告测量从南恒星流光谱调查的空间薄，动态冷凤凰恒星流在银河系的晕。凤凰星流的性质与它是一个球状星团被潮汐破坏的残骸相一致。然而，其金属丰度（[Fe/H] = -2.7）大大低于经验金属丰度下限。因此，凤凰星流代表了迄今为止发现的最贫金属的球状星团的碎片，它的前身与本宇宙中现在的球状星团种群截然不同。它的存在意味着在金属丰度底以下的球状星团可能曾经存在，但在星系演化中被摧毁。
2020-07-29 astro-ph.GA
Modelling of integrated-light spectra from the optical to the near-infrared: the globular cluster G280 in M31
在以前的文章中，我们介绍了我们的方法来测量化学丰度的积分光谱的球状星团，并将其应用于各种河外星团。在这里，我们将我们的分析技术扩展到红外。我们同时分析了M31中大质量球状星团G280的光谱，用凯克I望远镜上的HIRES摄谱仪获得，和凯克II上的NIRSPEC获得的H波段光谱。我们讨论了我们的结果的敏感性，各种修改的输入假设，如不同的线列表和等时线，并可能存在的金属丰度分布在G280。当使用最新版本的Kurucz线列表时，我们从光谱测量到[Fe/H]=-0.68+/-0.02的铁丰度，从红外光谱测量到[Fe/H]=-0.60+/-0.07。这些值与以前的光谱测定G280的金属丰度一致。虽然光学和红外测量之间的微小差异在不确定性的情况下是微不足道的，但它也与金属丰度分布相一致，类似于在大质量GC（如欧米茄Cen和G1）中观察到的金属丰度分布，并且也暗示了G280的颜色星等图。光学和红外光谱都表明，相对于太阳尺度的丰度，α增强约0.3-0.4 dex，这在银河系GC中也是典型的观察结果。看来，我们的集成光分析技术在H波段也表现良好。然而，由于分子带的存在和碲污染的复杂性在红外线中更为严重，对最冷巨星的精确建模更为关键。
2018-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Prospects for Detecting Gaps in Globular Cluster Stellar Streams in External Galaxies with the Nancy Grace Roman Space Telescope
本文首次探索利用 Nancy Grace Roman Space Telescope 在 M31 等邻近星系中探测球状星团星流间隙的前景，通过模拟观测发现可在 2-3 Mpc 内探测到由低质量子晕产生的间隙，为约束暗物质模型提供新机遇。
2024-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple populations in globular clusters: the distinct kinematic imprints of different formation scenarios
人们提出了几种方案来解释球状星团中多个恒星星族的存在。他们中的许多人援引多代恒星来解释观察到的化学丰度异常，但也有人认为，自我富集可能通过吸积大质量恒星的喷出物到低质量前主序星的星周盘上而发生。这些情况意味着不同的恒星星族的运动学的初始条件不同。给定一些净角动量最初，第二代形成的模型，从气体收集在冷却流到集群的核心预测一个最初较大的旋转幅度相比，原始的恒星污染的恒星。这与吸积模型的预期相反，在吸积模型中，污染的恒星是穿过核心的恒星，并且优先处于径向（低角动量）轨道上，因此它们的旋转幅度较低。在这里，我们提出了一套$N$体模拟的初始条件，以捕捉这些污染的情况下不同的运动学特性的结果。我们表明，污染和原始恒星的运动学的初始差异可以生存到目前的时代在外部的一大部分银河系球状星团。原始恒星和污染恒星的差异旋转被确定为一个独特的运动学特征，可以让我们区分各种场景，而其他运动学印记通常非常相似，从一个场景到另一个。
2015-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterization of the velocity anisotropy of accreted globular clusters
银河系球状星团（GC）被认为是在银河系以及后来吸积到银河系的矮星系中原位形成的。然而，到目前为止，还没有明确的签名来区分增生的GC。使用专门设计的$N$体模拟GC演变的各种随时间变化的潮汐场（描述的潜在的矮星系银河系合并），我们分析的影响印记的内部运动学的吸积GC。特别是，我们看看速度各向异性的演变。我们的模拟结果表明，在早期阶段，速度各向异性是由矮星系的潮汐场，随后的集群将适应新的潮汐环境，失去任何签名的原始环境中的几个弛豫时间。在10 Gyr，GC表现出各种速度各向异性的配置文件，即各向同性的速度分布在内部区域和各向同性或径向/切向各向异性的中间和外部区域。独立的吸积起源，速度各向异性主要取决于集群累积经历的潮汐场的强度。切向各向异性集群对应于经历了更强的潮汐场的系统，其特征在于更高的潮汐填充因子，$r_{50}/r_j\gtrsim0.17$，更高的质量损失$\gtrsim60\%$和弛豫时间$t_{rel}\lesssim10^9$ Gyr。有趣的是，我们证明了潮汐尾的存在下，可以显着污染的速度各向异性的测量时，观察到一个集群的投影。我们在不同的潮汐环境中的速度各向异性配置文件的表征提供了一个理论基准的解释前所未有的量的三维运动学数据逐渐可用于银河系GC。
2017-06-29 astro-ph.GA
A comprehensive chemical abundance study of the outer halo globular cluster M 75
内容：M 75是一个相对年轻的球状星团（GC），位于距离银河系中心15千秒差距处，银河系内外晕之间的过渡区。目的：我们的目标是对该GC中的各种化学元素进行全面的丰度研究，例如调查其早期恒星形成的化学富集历史，并寻找任何多个种群。方法：我们用麦哲伦望远镜的MIKE仪器获得了16颗红巨星的高分辨光谱。他们的成员资格内的GC确认径向速度测量。我们的化学丰度分析是通过等效宽度测量和光谱合成，假设当地的热力学平衡（LTE）。结果：我们提出了迄今为止第一个全面的M75丰度研究。该星系团富含金属（[Fe/H]=-1.16+/-0.02 dex，[alpha/Fe]=+0.30+/-0.02 dex），并且在[Fe/H]中显示出0.07 dex的边缘扩展，这是大多数具有类似光度的GC的典型特征。一个适度扩展的O-Na关系清晰可见，可能显示了三代恒星，在短时间内形成。此外，这两颗Na含量最高的恒星也分别被Ba增强了0.4和0.6 dex，表明它们受到了质量较低（M ~ 4-5 M_Sun）的AGB星的污染。整体的N-捕获元素模式是兼容的主要r-过程的富集，这是很少的情况下，在GC的这样一个高的金属丰度。
2013-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the Chemistry and Mass Function of the Globular Cluster 47 Tucanae with New Theoretical Color-Magnitude Diagrams
本研究开发恒星建模方法，利用多波段测光测定47 Tucanae球状星团下主序星化学丰度，推断化学扩散非源于恒星相互作用，并预测棕矮星成员的颜色-星等图。
2023-10-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
APOGEE-2 Discovery of a Large Population of Relatively High-Metallicity Globular Cluster Debris
我们报告了一个新的，化学上不同的人口相对高金属（[Fe/H] $> -0.7$）红巨星与超太阳[N/Fe]（$\gtrsim +0.75$）内的凸起，磁盘和银河系的晕确定。这颗恒星的样本是在阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE-2）的第二阶段观测到的;这些恒星的光谱是斯隆数字巡天第17次数据发布（DR 17）的一部分。我们假设，这个新发现的种群是在各种各样的祖先中形成的，并且可能由完全或部分被破坏的富含金属的球状星团组成，我们称之为球状星团碎片（GCD），通过其不寻常的光球氮丰度来识别。一些GCD恒星可能是盖亚-土卫二-香肠吸积事件的成员，以及在原地形成的星团。
2021-09-06 astro-ph.GA
APOGEE physical properties of globular cluster tidal tails
基于APOGEE数据，研究发现球状星团潮汐尾的某些属性与形成场景相关，揭示了不同暗物质晕中形成的可能性。
2025-12-15 astro-ph.GA
Spectroscopic confirmation of the low-latitude object FSR 1716 as an old globular cluster
星团是银河系组成部分的宝贵示踪剂，低质量恒星系统的发现和表征可以用来评估其主导的破坏机制和时间尺度。然而，由于显著的前景污染，高消光，以及银河系底层成分的未知界面，低银河系纬度的物体非常难以表征。在这里，我们提出了第一个光谱活动，以确定低纬度星团FSR 1716的化学动力学特性。虽然它的光度年龄和距离还远未确定，但天琴座RR型变星的存在表明它是一个相当古老的星团。使用中分辨率（R $\sim$ 10600）钙三重态（CaT）光谱获得的宽场多纤维AAOmega仪器，我们确定了6个成员候选人的平均速度$-30$公里秒$^{-1}$和速度色散为2.5 $\pm$ 0.9公里秒$^{-1}$。后一个值意味着动力学质量为$\sim$ 1.3 $\times$ 10 $^4$ M $_{\odot}$，是典型的低质量球状星团。结合我们导出的$-1.38\pm0.20$ dex的CaT金属丰度，该天体最终被确认为一个古老的贫金属球状星团。
2017-08-28 astro-ph.GA
Space-Based UV/Optical Wide-Field Imaging and Spectroscopy: Near-Field Cosmology and Galaxy Evolution Using Globular Clusters in Nearby Galaxies
恒星的形成在星系和整个宇宙的演化中起着核心作用。对局部宇宙中恒星形成区域的研究表明，恒星的形成通常以集群的方式发生。因此，建立一个关于星团如何形成和演化的连贯图像对于我们全面了解恒星形成过程至关重要。大多数星团在形成后会分裂，从而增加了场星的数量。然而，质量最大、密度最大的星团仍然束缚在一起，并存活了一个哈勃时间。这些球状星团提供了独特的观测探测其宿主星系的形成历史。特别是，每个球状星团的年龄和金属丰度都可以单独确定，这样就可以限制主星系内年龄和金属丰度的分布。我们展示了如何基于空间的紫外到近红外成像覆盖了宽视场（>= 20弧分每轴）和深紫外/光学多目标光谱的球状星团系统在附近的星系将允许一个重要的新的约束条件的形成历史的早期类型的星系及其结构的子组件（例如，凸起、晕圈）。
2012-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
A Stromgren view of the multiple populations in globular clusters
我们讨论了各种光度指数组装的uvby Stromgren系统。我们的目的是研究各种指标的利弊，以找到最合适的一个（S）的研究多个人口的球状星团（GC）的光谱发现的性质。我们特别探讨的能力，如m_1和c_y指数在不同的金属丰度。我们定义了一个新的指数delta_4=（u-v）-（b-y）来区分任何金属丰度的GC中的第一代和第二代恒星，因为它保持了对所有金属丰度范围内的多个恒星星族的敏感性，同时使光度误差的敏感性最小化。我们检测到明显的差异，红巨星分支的GC检查，如偏态或双/多模态的颜色分布。我们连接的光度信息与光谱结果的O，Na丰度，我们在我们的调查GC。最后，我们计算了不同的化学成分对Stromgren滤波器和指数使用合成光谱的影响。
2011-09-14 astro-ph.GA
A single population of red globular clusters around the massive compact galaxy NGC 1277
大质量星系的形成被认为分为两个阶段：最初的早期气体坍缩和中心恒星形成的巨大爆发，随后是后来的物质吸积，形成了它们的恒星和暗物质晕。这些星系的球状星团系统被认为是以类似的方式形成的。最初的中心爆发形成了富含金属的（红色）星团，而更多的贫金属（蓝色）星团则是由质量较小的卫星吸积而来的。这个形成过程被认为是导致在大质量星系的球状星团系统中看到的多模态光学颜色分布的创造。在这里，我们报告的HST/ACS观测的大规模遗迹星系NGC 1277和它的球状星团，附近的一个未演化的例子高红移“红块”。星系团的g-z颜色分布表明该星系的球状星团系统是单峰的，并且是唯一的红色。这与具有类似和更大恒星质量的正常星系形成强烈对比，正常星系的星系团系统总是呈现蓝色星系团（并且通常由蓝色星系团主导）。我们认为，NGC 1277的球状星团系统表明，该星系经历了很少（如果有的话）的质量吸积后，其最初的崩溃，并使用分析合并树表明，总的恒星质量吸积可能小于~ 10%。这些结果证实了NGC 1277是一个真正的遗迹星系，并表明，蓝色的，贫金属的球状星团构成了今天的大质量星系吸积人口。
2018-03-13 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
In search of massive single-population Globular Clusters
到目前为止，大多数球状星团都（至少）拥有两个恒星星族。这一特征需要一个两步的过程，在这个过程中，来自第一代恒星（FG）的核处理物质产生了第二代恒星（SG），它具有完全hoc循环物质的指纹。由于目前大多数球状星团的人口主要是由SG星组成，FG的相当大的一部分（>~90%）必须丢失。然而，应该存在两种由简单恒星星族（FG星团）主导的星团：一种是最初太小而不能保持冷却流并形成SG（仅FG星团），另一种是大质量的星团，它们可以保留CNO处理过的喷出物并形成SG，但不能失去相当大一部分FG（主要FG星团）。我们尝试的FG集群的分类，根据其水平分支（HB）的形态，显示在photomectric目录为106集群。FG候选者是其中HB可以通过几乎唯一的质量的演化来再现的簇。<20%的[Fe/H]<-0.8的团簇似乎是FG，但只有~10%可能具有足以形成SG的质量。这个小的百分比证实了更广泛的数据库，SG是今天的集群的主要组成部分，这表明它的形成是一个必要的成分，球状星团的生存在银河系潮汐场的动态演化过程中。Pal 3被证明是仅限FG的集群的一个很好的例子。HB模拟和各分量的空间分布表明，M53是一个“主FG”星系团。主要FG候选者也可以是NGC 5634、NGC 5694和NGC 6101。相比之下，NGC 2419包含超过30%的SG星，其目前的动力学状态比分析其恒星的化学丰度和HB形态更少地提…
2011-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clues on the Missing Sources of Reionization from Self-consistent Modeling of Milky Way and Dwarf Galaxy Globular Clusters
球状星团是古老恒星形成的独特痕迹。我们通过模拟银河系类型星系的球状星团种群的形成和动力学演化，利用Via Lactea II模拟的合并树，确定了整个宇宙时间内球状星团的形成效率。所有的模型都被限制在再现孤立矮星中观测到的球状星团的比频率和初始质量函数。球状星团的轨道，然后计算在一个随时间变化的引力势后，他们无论是吸积从卫星晕或形成在原位，在银河系晕。我们发现，银心距离和球状星团的金属丰度分布是非常敏感的球状星团的形成效率的红移和晕质量的函数。我们最精确的模型揭示了球状星团形成效率在z~2和z~7-12处的两个明显的峰值，并且倾向于形成效率随着晕质量的减少而适度增加，这与反馈调节恒星形成的预期相反。这个模型精确地再现了银河系中球状星团的位置、速度、质量函数、金属丰度分布和年龄分布，并预测约40%的球状星团是在银河系晕内原位形成的，而其他约60%是从大约20个Vc > 30 km/s的卫星矮星系中吸积而来的，约29%或所有的球状星团是在红移z > 7时形成的。这些结果进一步加强了球状星团的形成是高红移星系中恒星形成的一种重要模式的观点，并可能在星系际介质的再电离中发挥重要作用
2014-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
MOCCA-SURVEY Database I. Intermediate mass black holes in Milky Way globular clusters and their connection to supermassive black holes
在本文中，我们探讨了中等质量黑洞（IMBHs）和他们的护理球状星团（GC）之间的相互作用，利用超过2000蒙特卡罗GC模型。我们发现，IMBHs的影响球的平均密度可以唯一地连接到主机GC的亮度和半光半径通过一个基本平面。我们提出了一种统计方法来系统地确定潜在的银河系GC窝藏IMBH或恒星BH组成的大规模子系统。我们的模型表明，IMBH往往是绑定到一个恒星伴星或恒星BH，这可能会导致潮汐破裂事件或低频引力波。我们表明，GC轨道接近银河系中心有一个更大的概率见证IMBH形成在其早期的演变。这些低轨道GC可以将几个IMBH送入星系最内部区域，对电磁和GW发射都有潜在影响。我们讨论了IMBHs和SMBHs居住在星系核之间的潜在联系，探索在某些情况下，它们共享类似的形成途径的可能性。
2019-05-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Resolving Galactic and Cluster Dynamics Without Dark Matter: Tsallis Entropy as the Unique Foundation of Emergent Gravity
Shiraz University（设拉子大学）
研究探讨修正熵模型在星系尺度影响，应用熵力框架于星系相关，发现Tsallis熵是特定广义熵公式，扩展到球状星团研究其行为，预测特定星系团，为区分Tsallis引力与其他理论提供观测检验，表明熵引力范式需基于Tsallis熵。
2026-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Blue Straggler Star Populations in Globular Clusters: I. Dynamical Properties of Blue Straggler Stars in NGC 3201, NGC 6218 and $ω$ Centauri
利用IMACS中分辨率光谱（R 10000）首次对银河系球状星团NGC 3201、NGC 5139（$ω$ Cen）和NGC 6218中的蓝离散星（BSS）进行了动力学研究.我们的BSS候选选择技术使用HST/ACS和ESO/WFI光度数据输出到$>\!4.5\,r_c$。我们使用径向速度测量丢弃非成员，并实现成功率为$\sim93\%$，这产生了116个确认BSS的样本。利用惩罚像素拟合方法（pPXF），我们测量了样本BSS的$v\sin(i)$值，发现它们的分布函数在每个球状星团中都在低速处达到峰值，在高速处有一个长的尾部。我们发现NGC 3201和NGC 6218中表现出$v\sin(i)\!>\!50$ km s $^{-1}$的BSS都出现在它们的母星系团的中心星系团区域，在一个投影的$2\,r_c$中。我们发现一个类似的结果，在$ω$岑BSS与$v\sin(i)\!>\!70$公里的$^{-1}$，这是所有，除了两个，集中在$2\,r_c$。在所有的球状星团中，我们发现快速旋转的BSS具有相对较高的径向速度差，这可能使它们处于双曲线轨道上，这表明过去存在强烈的动力学相互作用。我们估计，所有观察到的快速旋转BSS可能形成在其中央集群区域不超过$\sim\!300$万年前。使用我们光度选择的去红$V\!-\!I$颜色，我们发现$ω$ Cen中$(V-I)_0$ <0.25 …
2013-12-09 astro-ph.GA
Exploring the dynamical evolution of binary stars in multiple-population globular clusters
Indiana University（印第安纳大学）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Dipartimento di Fisica e Astronomia "Galileo Galilei", Univ. di Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理与天文系）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）；A. Mickiewicz University（亚当·密茨凯维奇大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）
研究多星群球状星团中双星的动态演化，揭示双星在不同群体中的行为差异及其对星团动态的影响。
2026-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
How stars in globular clusters reveal the depletion of the Spite plateau of lithium
我总结了15年来对球状星团中恒星表面丰度的研究结果。球状星团恒星为塑造斯皮特高原及以外恒星表面丰度的物理过程提供了独特的视角，因为人们可以研究处于不同进化阶段且出生时成分相同的恒星。主要结果是发现了重元素（Mg、Ca、Ti、Cr、Fe、Ba）表面丰度的观测趋势，其范围从~0.1 dex（M4 at [Fe/H]=-1.1）到~0.3 dex（M30 at [Fe/H]=-2.3），关闭星和次巨星的丰度通常低于巨星。任何试图通过恒星物理学解决宇宙学锂差异的模型都必须同时描述矮星和巨星之间的这些系统性重元素趋势。通过一些额外的混合调节的原子扩散模型确实可以解释观察到的丰度趋势，并对锂的耗尽进行定量预测。推测的Spite-plateau恒星的诞生云锂丰度高出约0.3 dex，留下一个小的（约0.15 dex）名义偏移的原始值。
2021-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic Signatures of Extra-Tidal Stars Around the Globular Clusters NGC 6656 (M22), NGC 3201 and NGC 1851 from RAVE
对球状星团的恒星星族研究表明，银河系中最明亮的星团实际上可能是矮球状星系的残余核。如果现在的银河系球状星团是在更大的恒星系统中形成的，它们很可能被潮汐外的晕和/或尾巴所包围，这些晕和/或尾巴是由从它们的母系统中潮汐剥离的恒星组成的。因此，球状星团周围的恒星环境是寻找古老矮星系遗迹的最佳地点之一。本文试图在富含超新星的球状星团M22和NGC 1851以及运动学上独特的星团NGC 3201周围寻找潮汐碎片。从径向速度实验（RAVE）的恒星参数被用来识别与RAVE金属丰度，径向速度和元素丰度的恒星一致的丰度模式和性质的恒星在M22，NGC 1851和NGC 3201。报告了可能与M22和NGC 1851有关的RAVE星的发现，其中一些星距离这些星团的核心约10度。大量与NGC 3201相关的RAVE恒星表明，要么这个星团的潮汐半径被低估了，要么有一些未被束缚的恒星从星团半径的边缘延伸了几个角分。没有发现更多与NGC 3201有关的潮外星。RAVE星明亮的星等使它们很容易成为高分辨率后续观测的目标，最终允许进一步的化学标记以固化（或排除）星团潮汐半径以外的恒星作为潮汐碎片。在NGC 1851和NGC 3201周围区域的径向速度直方图中，可以看到230 km/s的恒星峰值，与半人马座欧米伽的扩展潮汐碎片一致。
2014-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chromosome maps of Globular Clusters from wide-field ground-based photometry
哈勃太空望远镜（HST）的测光提供了一个广泛的分析球状星团（GC）。特别是，被称为“染色体图谱（ChM）”的伪双色图允许以前所未有的细节检测和表征它们的多个种群。这些研究的主要限制是HST的小视场，这使得它具有挑战性的调查的多个人口的一些重要方面，如他们的空间分布和内部的运动学在最外面的集群区域。为了克服这一局限性，我们分析了国家的最先进的宽视场测光的43 GC从地面设施。我们推导出高分辨率的红化地图，并在需要时校正了微分红化的光度学。我们使用测光在U，B和I波段介绍的$Δc_{\rm U,B,I}$与$Δ_{\rm B,I}$ ChM的红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）的恒星。我们证明，这ChM，这是建立在宽波段地基测光，是一个有效的工具，以确定第一代和第二代恒星（1G和2G）在一个广泛的视野。为了说明它的潜力，我们推导出NGC 288中多个种群的径向分布，并推断出它们的化学组成。我们提出了29个GC的RGB恒星的ChMs，并检测到显着程度的变化。1G和2G恒星的比例，子种群的数量，和扩展的ChM显着变化，从一个集群到另一个。此外，II型GC的贫金属和富金属恒星在ChM中定义了不同的序列。我们确认存在扩展的1G序列。
2022-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Survey of multiple populations in globular clusters among very low-mass stars
最近的工作表明，近红外哈勃太空望远镜（HST）测光允许我们解开多个人口（MP）之间的M矮星的球状星团（GC）和调查这一现象在非常低质量（VLM）的恒星。本文给出了9个GC和疏散星团NGC 6791在HST F110 W和F160 W波段上的色星等图，显示了膝头以下的主序变宽或分裂，从而为VLM星中主序的存在提供了证据。相比之下，NGC 6791的MS与单一群体一致。M矮星的颜色分布在不同的GC之间有很大的变化，颜色宽度与星系团的质量有关。我们的结论是，MP无处不在，品种，并依赖于GC质量的VLM和更大质量的恒星共同的属性。我们结合了对NGC 2808和NGC 6121（M 4）的紫外、光学和近红外观测，从MS关闭到VLM状态，识别了MP和广泛的恒星质量（~ 0.2 - 0.8M），并首次测量了它们的质量函数（MFs）。我们发现，MP的分数不依赖于恒星的质量，他们的MF有类似的斜率。这些发现表明MP的性质不依赖于恒星质量。在第二代在比第一代更高密度的环境中形成的情况下，MP以相同的初始MF形成的可能性表明它不依赖于环境。
2022-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the star formation efficiencies and evolution of multiple stellar generations in Globular Clusters
通过对银河系球状星团（GGC）样本的连续恒星世代之间氦增强（Δ Y）的经验估计，我们唯一地约束了这些恒星系统中每个恒星世代的恒星形成效率。在我们的方法中，恒星形成效率是联系恒星世代的核心因素，因为它定义了它们的恒星质量和可用于进一步恒星形成的剩余质量，也确定了污染下一代恒星所需的物质数量。通过这种方式，恒星形成效率在这里被证明是完全定义的连续恒星世代之间的GC的He增强。我们的方法也对星团的演化产生了影响，因此考虑了恒星通过蒸发、潮汐相互作用和恒星演化而可能损失的情况。我们的重点是目前的质量比之间的连续恒星世代和目前的银河系球状星团的总质量。这样的考虑足以确定连续世代的恒星在球状星团中的相对比例。后者也直接依赖于三角洲Y的值，因此，他增强连续恒星世代之间的GGC的地方主要限制模型的恒星形成和演化的GC。
2019-06-07 astro-ph.GA
Globular cluster ages and their relation to high-redshift stellar cluster formation times from different globular cluster models
本研究首次并排比较六个球状星团形成模型，发现它们均能形成古老星团，但预测的年龄分布和形成红移存在差异，需未来巡天进一步验证。
2025-04-23 astro-ph.GA
Light element variations within the different age-metallicity populations in the nucleus of the Sagittarius dwarf
星团M54位于人马座矮球状星系的中心，因此可能是最接近核星团的例子。无论是原地恒星形成，螺旋形球状星团，或组合已被援引来解释各种各样的恒星子群的核星团。已知球状星团会表现出轻元素的变化，这可以用称为染色体图的光度结构来识别。在这封信中，我们创建了三个不同的年龄金属丰度亚群在附近的M54的染色体图谱。我们发现，老年人，金属贫人口显示轻元素变化的签名，而年轻和中年金属丰富的人口没有。我们的结论是人马座的核心是通过原位恒星形成和球状星团吸积的结合而形成的。这封信表明，正确构建的铁复合球状星团的染色体图可以提供洞察不同的恒星星族的形成位置。
2019-09-30 astro-ph.GA
Characterizing the Heavy Elements in Globular Cluster M22 and an Empirical s-process Abundance Distribution Derived from the Two Stellar Groups
我们提出了一个经验的s-过程的丰度分布与明确的知识，在低金属丰度球状星团M22的r-过程组件。我们用坎帕纳斯天文台麦哲伦-克莱望远镜的MIKE摄谱仪获得了M22中6颗红巨星的高分辨率、高信噪比光谱。在每颗恒星中，我们得到44种40种元素的丰度，其中包括24种比中子捕获反应产生的锌（Z=30）重的元素。先前的研究确定，其中3颗恒星（r+s组）相对于其他3颗恒星（r组）具有s过程物质的增强。我们确认，R+S组是适度富集铅相对于R-只组。这两组恒星在诞生时都含有相同数量的r-过程物质，但s-过程物质也存在于形成r+s组的气体中。s-过程的丰度与M =< 3 Msun的AGB星的预测不一致，并表明起源于更大质量的AGB星，能够激活Ne-22（alpha，n）Mg-25反应。我们通过从r+s组中的丰度减去仅r组中的r过程模式来计算s过程“残差”。与以前的r-和s-过程分解相比，这种方法不假设太阳系中的r-和s-过程分布，并提供了一个独特的机会来探索在贫金属环境中的s-过程产量。
2011-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Three-Component Kinematics of Multiple Stellar Populations in Globular Clusters with Gaia and VLT
球状星团（GC）中多个恒星星族的内部动力学对它们形成的物理过程提供了独特的约束。具体来说，星团恒星的现今运动学，如自转和速度色散，可能与系统的初始配置有关。在最近的工作中，我们提供了NGC $\,$ 0104中不同恒星星族的运动学的第一个研究，在天空平面的大视场，利用盖亚数据发布2（DR 2）自行结合多波段地面测光。在本文中，我们结合盖亚DR 2自行和甚大望远镜径向速度，研究了在七个GC，即NGC $\,$ 0104，NGC $\,$ 0288，NGC $\,$ 5904，NGC $\,$ 6121，NGC $\,$ 6254，NGC $\,$ 6752和NGC $\,$ 6838。在分析的聚类中，只有NGC $\,$ 0104和NGC $\,$ 5904显示出显著的旋转。将我们的样本分为两组第一和第二星族恒星（1 P和2 P），我们发现这两个星族在NGC $\,$ 0104中总体上表现出相似的旋转模式。然而，在这个星团的外部区域观察到了一些不同旋转的迹象。有趣的是，NGC $\,$ 5904中的1 P和2 P星显示出不同的自转曲线，具有不同的相位，这种差异在$\sim$ 2.5- $σ$水平上是显著的。对多星群速度色散剖面的分析表明，NGC $\,$ 0104的2 P星比1 P星具有更强的各向异性。
2019-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ejection and detectability of high- and hyper-velocity stars by compact object binaries in globular clusters
本研究结合模拟与观测，发现球状星团中恒星与致密天体双星相互作用可抛射大量高速恒星，其中少数超高速星可被探测，未来巡天将提供更好观测机会。
2025-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Precise abundance analysis of the outer halo globular cluster M 75
球状星团（GC）是银河系中最古老的恒星系统。长期以来，我们认为它们是简单的恒星星族，现在我们通过对单个星团成员中各种化学元素的精确丰度分析来认识它们复杂的恒星形成历史。虽然我们不一定在所有GC颜色星等图中看到多个种群的线索，但所有GC都呈现出显着的扩散和它们的光和α元素丰度之间的某些关系。此外，原始世代个别恒星的重元素丰度及其与晕场星和矮星系的比较可以为我们提供有关可能在GC中形成的第一批恒星的宝贵信息。M75是一个独特的外晕（银河系中心距约15 kpc）GC，具有独特的水平分支形态。在这里，我们提出了第一次丰度测量的16个单独的红巨星从高分辨率光谱。该星系团富含金属（[Fe/H] = -1.17 +/- 0.02），α增强，并显示出0.07 dex的[Fe/H]边缘扩展，这是大多数具有类似光度的GC的典型特征。O-Na关系清晰可见，显示至少有两代恒星在短时间内形成。我们还讨论了R-和S-过程元素丰度的背景下，最早的集群富集阶段。
2012-06-21 astro-ph.GA
The Ashes of Supermassive Stars: Globular Cluster-like Aluminum Enhancement in Little Red Dots
本研究通过SPURS光谱发现小红点气体呈现镁耗尽、铝增丰且金属丰度仅为太阳1%的模式，证明其源于质量至少1万倍太阳的超大质量恒星的热氢燃烧，为球状星团丰度异常及大质量黑洞种子形成提供了线索。
2026-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asymptotic kinematics of Globular Clusters: the emergence of a Tully-Fisher relation
利用最近获得的40个高质量的银河系球状星团速度色散剖面的均匀样本，我们研究了这些系统外围的低重力加速度区。我们发现，一个简单的经验配置文件具有中心高斯分量和一个恒定的大半径渐近线，$σ_{\infty}$，准确地描述了所观察到的速度色散配置文件的品种。我们使用已发表的人口合成模型，仔细定制每个单独的集群，估计质量与总恒星质量，$M$，推断光比。我们得到了一个清晰的标度，让人想起银河Tully-Fisher关系的$σ_{\infty}( km s^{-1})= 0.084^{+0.075}_{-0.040} (M/M_{\odot})^{0.3 \pm 0.051} $，这是有趣的比较深MOND极限的$σ_{\infty} (km s^{-1})=0.2(M/M_{\odot})^{0.25}$。在牛顿的解释下，我们的结果构成了对模型的进一步限制，在这些模型中，初始条件是为了产生今天观察到的外部扁平化。在一个修改的重力计划，作为球状星团研究的不是孤立的对象在深MOND制度，所获得的结果指向修改的重力MOND的外场效应不出现，或被大大抑制。
2019-10-28 astro-ph.GA gr-qc
Tracing the Early Milky Way with Globular Clusters: The Diagnostic Power of Neutron-Capture Elements
通过研究球状星团中的中子捕获元素，揭示银河系早期化学演化和形成环境。
2025-12-15 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
No Energy Equipartition in Globular Clusters
人们普遍认为，球状星团经过许多两体弛豫时间后会演化到能量均分的状态，因此速度色散与恒星质量的关系为σ~ m^{-η}，其中η= 0.5。我们表明，这是不正确的，使用直接N体模拟与各种现实的IMF和初始条件。没有一个模拟系统能达到接近均分的状态。在中心附近，亮主序星的最大值η_{max}达到0.15 \pm 0.03。在大的时间，所有径向箱收敛于渐近值η_{ \infty } ~ 0.08 \pm 0.02。这种“部分均分”的发展是惊人的相似，在我们的模拟，尽管采用的初始条件的范围。致密残留物的η值往往比主序星高（但仍< 0.5），这是因为它们的质量函数更陡峭（演化）。中等质量黑洞（IMBH）的存在降低了η，这与我们以前在这些条件下发现的质量分离淬灭一致。所有这些结果都可以理解为双组分系统斯皮策不稳定性的结果，并由维什尼亚克扩展到连续质谱。质量分离（较重的恒星向核心下沉的趋势）经常被观测研究，但能量均分还没有。由于来自哈勃太空望远镜的高质量自行数据集的出现，现在可以测量η。详细的数据模型比较为球状星团动力学和演化开辟了一个新的观测窗口。比较我们的模拟欧米茄Cen观测产生良好的协议，确认球状星团一般不是在能量均分。假设按构造均分的建模技术（例如，多质量的M-K模型）最多是近似的。
2013-08-13 astro-ph.GA
MOCCA-SURVEY Database I. Unravelling black hole subsystems in globular clusters
在本文中，我们讨论了如何球状星团（GC）的结构和观测性质可以用来推断存在一个黑洞系统（BHS）居住在其内部区域。我们提出了一种新的方法来确定BHS的大小，定义为GC半径包含质量贡献相等的恒星和恒星BH。使用这个定义，类似于众所周知的“影响半径”的概念，我们发现了一个“基本平面”连接BHS典型密度与GC中心表面密度分布，总光度和观测半质量半径。我们的方法使我们能够定义一种独特的方式来连接观测GC参数与其暗内容。将我们的结果与观测到的银河系GC进行比较，我们发现其中许多GC目前可能拥有多达数百个BH。这些BHS的特征在于相对低的典型密度，$ρ_\bhs \sim 10-10^5\Ms$ pc $^{-3}$，并且由相对大质量的BH组成，平均质量在$m_\bhs = 14-22\Ms$范围内。我们还表明，一个类似的方法可以用来找到银河系GC可能托管一个中等质量的黑洞。
2018-04-13 astro-ph.GA
Widespread presence of shallow cusps in the surface-brightness profile of globular clusters
最近的一些研究表明，具有浅中心尖点（Sigma ~ R^v，-0.3<~ v <~ -0.05）的球状星团的表面亮度轮廓与中心中等质量黑洞（IMBH）的存在有关。由于哈勃太空望远镜成像的高角分辨率，在几个球状星团中观察到了这样的浅斜坡。在这封信中，我们评估是否浅尖点是一个独特的中央IMBH的签名，通过分析一个样本的直接N体模拟的星团，没有一个中央IMBH。我们把这些模拟当作HST图像来“处理”。在我们的模拟样本中，浅尖点是常见的：没有IMBH的星团在核心坍缩前和核心坍缩阶段的v >~ -0.3。没有IMBH过渡到更陡尖点的后核坍缩星团，-0.7<~ v <~-0.4，只有当原始双星分数非常小，f_{bin} <3%，并且只有很少的恒星质量黑洞剩余时。否则，v值与通常归因于IMBH存在的范围在整个模拟持续时间内重叠。此外，测量v本质上倾向于显著的不确定性，因此典型的测量误差可能导致v > -0.3，即使当<v><~-0.4时。总的来说，我们的分析表明，一个浅的尖点是不是一个明确的中央IMBH的签名，并提出了严重的怀疑的有用性的背景下，在球状星团的IMBH狩猎测量v。
2010-08-16 astro-ph.GA
GN-z11 in context: possible signatures of globular cluster precursors at redshift 10
发光星系GN-z 11的第一个JWST光谱同时确定了它的红移在$z=10.6$，并揭示了一个由高度电离的氮的特征主导的静止紫外光谱，到目前为止，这还没有得到明确的解释。在这里，我们提出了一个重新评估的背景下，详细的星云建模和附近的贫金属参考星系的光谱。NIV]发射使得$z>10$的恒星形成星系中的第一个星云密度测量成为可能，并揭示了极高密度$n_e\gtrsim 10^5$ $\mathrm{cm^{-3}}$的证据。我们最终建立了一套光电离模型，无论电离机制和占耗尽和这种密度增强，ISM基本上富含氮（$[\mathrm{N/O}]=+0.52$）是必需的，以重现所观察到的线。对本地紫外数据库的搜索证实，附近的贫金属星系为N IV]发射提供动力，但这种发射与比GN-z11所暗示的更低的密度一致相关。我们比较了一个独特的附近星系，Mrk~996，在那里高浓度的沃尔夫-拉叶星和他们的hoc处理的风喷出物产生的紫外光谱非常相似的GN-z11和吕克泄漏的超级星团在朝阳弧。整理银河系恒星丰度的背景下，这一证据，我们认为，独特的氮功能突出的GN-z11可能是一个独特的签名激烈和密集的恒星形成的演化链中的当今球状星团，符合现场早期富集与核处理的恒星喷出物在大规模。结合来自本地星系的洞察力，这些和未来的JWST数据打开了一个强大的新窗口，了解恒星形成的物理条件和最高红移处的化学富集。
2023-03-07 astro-ph.GA
The Orbit of the new Milky Way Globular Cluster FSR1716 = VVV-GC05
我们使用深多历元近红外图像的VISTA变星在通过Lactea（VVV）调查，以测量自行（PM）的恒星在银河系球状星团FSR 1716 = VVV-GC 05。这颗天体的色星等图是用PM选定的成员制作的，显示了一个延伸的水平分支，在不稳定带中有9个确认的RR Lyrics成员，可能还有几颗更热的恒星延伸到蓝色。根据与星团相干运动的基模（ab型）RR天琴座星，我们确认FSR 1716是一个Oosterhoff I球状星团，平均周期Pab = 0.574天。有趣的是，我们检测到的潮汐扩展到这个集群的两侧的PM选定的成员星的空间分布。此外，其中一个已确认的RRabs位于距离星团中心11弧分的位置，这表明FSR 1716可能由于与银河系的引力相互作用而失去恒星。我们还测量径向速度（RV）的五个集群红巨星选择使用PM。RV和PM的组合使我们能够计算这个球状星团的轨道，使用更新的银河系的潜力。轨道结果被限制在|Zmax| < 2.0 kpc，离心率0.4 < e < 0.6，近银河系距离1.5 <Rapo（kpc）< 2.3，远银河系距离5.3 < Rapo（kpc）< 6.4。我们的结论是，与其相对较低的金属丰度（[Fe/H]= -1.4 dex）一致，这是一个陷入银河系盘的内晕球状星团。因此，这是一个独特的对象，以测试动力学过程，有助于破坏银河系球状星团。
2018-07-05 astro-ph.GA
Evidence for the First Globular Cluster Stellar Stream beyond the Milky Way
University of Copenhagen（哥本哈根大学）；DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间中心）；Princeton University（普林斯顿大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Northwestern University（西北大学）
本研究在超弥散星系UGC9050-Dw1中发现首个银河系外球状星团恒星流，通过生成式流建模约束其前身质量，为超弥散星系暗物质晕提供了首个基于恒星流的观测约束，拓展了暗物质科学的研究范畴。
2026-08-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
