The surroundings of the Milky Way globular cluster NGC 6809
我们利用暗能量相机（DECam）对银河系球状星团NGC 6809的外围区域进行了观测，该区域位于星团主序（MS）关闭点以下近6等。为了揭示其最外层的结构，我们建立了恒星密度图使用集群MS星，一旦污染的场星被删除的集群颜色星等图。我们发现，只有最轻恒星的恒星密度图显示了一些过剩的恒星在相对两侧的集群中心，减少后不久在~ 0.32度。所研究的球状星团的远距星系距离小于NGC 6809（5.5千秒差距）没有观察到潮汐尾。在所研究的内部球状星团样本中没有检测到潮汐尾，可能是由于这些球状星团轨道的运动学混沌性质减少了潮汐尾的扩散时间，从而缩短了可以检测到潮汐尾的时间间隔。进一步的调查与扩大集群的样本，以确认是否混沌和非混沌轨道是负责存在的球状星团与潮汐尾巴和那些与潮外的功能是不同的潮汐尾巴或没有任何签名的扩展恒星密度分布。
2021-05-24 astro-ph.GA
The Effect of Dwarf Galaxies on the Tidal Tails of Globular Clusters
球状星团的潮汐尾已被证明对外部潮汐场很敏感。我们通过模拟有和没有矮星系的星系模型中的尾巴，研究了有观测到的尾巴的银河系球状星团如何受到卫星矮星系的影响。模拟表明，潮汐尾可以根据它们如何受到矮星系的影响而分为三类：1）矮星系扰动了祖先星系团的轨道（NGC 4590，1991，1995），2）矮星系扰动了祖星系团的轨道和单个尾星（NGC 362，NGC 1851，NGC 4147，NGC 5466，NGC 7492，NGC 14，NGC 15）; 3）矮星系对潮汐尾的影响可以忽略不计（NGC 288，NGC 5139，NGC 5904，波江座）。当矮星系经过星系团的轨道时，星系团的轨道就会受到扰动，从而改变轨道和尾星路径的大小和形状。一个或多个矮星系和尾星之间的直接相互作用会导致扭结和毛刺，但我们发现这些特征在投影中更难观察到。我们进一步发现，在矮星系模型中，由于距离远心较近，所以E15的尾部较短，这导致尾部被压缩。额外的模拟显示，两个星系模型中潮汐尾的差异主要是由于大麦云云。了解矮星系如何影响潮汐尾，可以利用潮汐尾来绘制矮星系和银河系中物质的分布。
2021-11-26 astro-ph.GA
APOGEE physical properties of globular cluster tidal tails
Instituto Interdisciplinario de Ciencias Básicas (ICB), CONICET-UNCuyo（基础科学跨研究所 (ICB)，CONICET-门多萨大学）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（国家科学研究委员会 (CONICET)）
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
Surviving tidal tails around the Milky Way bulge globular cluster NGC 6355
本文利用暗能量相机观测银河系核球球状星团NGC 6355，通过构建恒星密度图发现其周围存在指向银河系中心的潮汐尾和延展包层，超密度为场星涨落的4-6倍，证明混沌轨道星团的潮汐尾可被探测。
2024-05-02 astro-ph.GA
Tidal tails around the outer halo globular clusters Eridanus and Palomar 15
我们报告的潮汐尾巴周围的两个外晕球状星团，波江座和Palomar 15的发现，基于$gi$波段图像获得的DECam在CTIO 4米布兰科望远镜。潮汐尾是目前银河系光环中已知的最遥远的恒星流之一。集群成员已被确定的颜色星等图，并用于建立径向密度分布，这表明，在这两种情况下，一个强大的偏离在外部区域的最佳拟合国王配置文件。空间密度图显示潮汐尾在两个星团的相对两侧延伸，波江座的长度为$\sim$ 760 pc，帕洛玛15的长度为$\sim$ 1160 pc。帕洛玛15号潮汐尾投射出的大圆环绕着银河系中心，而波江座的大圆则靠近四个矮卫星星系，其中一个（玉夫座）与波江座的距离相当。
2017-04-25 astro-ph.GA
DECam photometry reveals extra-tidal stars around the Milky Way globular cluster NGC 6864 (M75)
球状星团在绕银河系运动时容易丢失恒星。这些恒星逃离星团，分布在扩展的包层或潮汐尾中。然而，这样的潮外结构并不是在所有的球状星团中都能观测到，而且还没有结构或动力学参数可以预测它们的存在或不存在。NGC 1，6864是一个外晕球状星团，没有观测到潮汐尾。我们使用暗能量照相机（DECam）测光达到$\sim$ 4等下的主序列关闭，以确信地检测到一个额外的潮汐信封，恒星碎片遍布星团的郊区。这些功能出现了一次强大的领域明星过滤技术应用到观察到的集群主序列的较暗端。NGC 1，6864与{ \it Gaia}-土卫二矮星系以及其他28个球状星团有关。到目前为止，已经有近64个$\%$被作为目标寻找潮汐尾，其中大多数已被证实具有潮汐尾。因此，目前的结果使我们能够推测的可能性，{ \it盖亚}-土卫二球状星团共享一个共同的模式，质量损失的潮汐破坏。
2021-11-03 astro-ph.GA
Search for Extratidal Features Around 17 Globular Clusters in the Sloan Digital Sky Survey
从理论上详细研究了单个球状星团以及整个银河系球状星团系统的动力学演化。特别是，模拟显示了“丢失”的恒星如何分布在从星团中出现的潮汐尾中。我们调查了银河系球状星团恒星在天空中的分布，以确定潮汐尾等特征。斯隆数字巡天提供了大部分天空的一致测光，以研究其调查区域内17个球状星团的投影二维结构。我们使用一个颜色-星等加权计数算法来映射天空中的（潜在的）星团成员星。我们恢复了已知的NGC 5466和NGC 5465的潮汐尾。对于NGC 4147，我们发现了双臂形态。在NGC 5053和NGC 7078周围也可能看到潮汐尾的迹象，支持了早期的建议。此外，我们还发现了NGC 5904和NGC 14周围的潜在尾巴。特别是对于Palomar星系团，要确认或排除尾的存在，需要更深层次的数据。对于我们样本中的许多剩余星系团，我们观察到明显的潮外晕，NGC 7006和NGC 1001特别大。在某些情况下，潮外晕可能与人马座矮球状星系的气流有关（例如，NGC 4147、NGC 5024、NGC 5053）。
2010-08-17 astro-ph.GA
The Spectacular Tidal Tails of Globular Cluster M3 (NGC 5272)
本文通过自行和颜色-星等图分析，首次同时探测到球状星团M3长达35度和21度的前导与拖尾潮汐尾，并验证了其与Svöl星流的关联。
2023-06-15 astro-ph.GA
Development of multiple tidal tails around globular clusters and dwarf satellite galaxies
利用N体模拟研究了某些球状星团和矮卫星星系周围潮汐尾的形成和演化。特别是，我们详细分析了一个组成部分的卫星，是在一个高度偏心的轨道上移动的主机星系像我们自己的潜在的外部领域的潮汐特征的演变。结果表明，每次卫星接近远地星系，一对新的潮汐尾巴变得显着突出，并最终，卫星拥有多个潮汐尾巴通过重复的远地通道。因此，观测到的潮汐臂的数量可以用来作为这样一个系统围绕其宿主星系中心完成的轨道周期数的示踪剂。通过识别臂粒子包括在前三个连续形成的潮汐尾巴对，我们发现，每对潮汐尾巴几乎是相同的能量和角动量分布。此外，我们还证明了这三对潮汐尾在形成后的第一个apocalactcons的密度分布相互吻合。因此，潮汐特征的多样性是由于卫星进动过程中潮臂形成的重复事件造成的。
2014-10-30 astro-ph.GA
A wide-field photometric survey for extratidal tails around five metal-poor globular clusters in the Galactic halo
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）Megacam的宽视场深格里图像，研究了5个贫金属球状星团M15、M30、M53、NGC 5053和NGC 5466周围恒星在3 °视场内的空间位形。应用掩模滤波算法的观测恒星的颜色星等图，我们排序集群的成员恒星候选人，用于检查周围的目标集群的空间恒星分布的特点。平滑的表面密度图和叠加的等密度等值线表明，所有的五个贫金属球状星团表现出强有力的证据，在其潮汐半径的潮汐外高密度的功能，在延长的潮汐尾的形式在集群周围。观测到的潮外特征的方向显示了跟踪星团轨道的潮汐尾的签名，从它们的自行推断，以及与银河系动力学相互作用的影响。我们的发现包括在一对球状星团M53和NGC 5053周围探测到潮汐桥状特征和包络结构。观测到的靶团簇径向表面密度分布与King理论模型有一定的偏差，在0.5~0.7r_t处出现了一个突变，将超密度特征扩展到1.5~2r_t。不同角截面的径向面密度剖面和方位角数密度剖面都证实了这五个贫金属球状星团周围潮汐尾的高密度特征。我们的研究结果增加了进一步的观测证据，所观察到的贫金属晕球状星团起源于吸积卫星系统，表明合并的情况下形成的星系晕。
2009-12-17 astro-ph.GA
Discovery of Extended Tidal Tails around the Globular Cluster Palomar 13
我们使用测光从DECam遗产调查，以检测候选潮汐尾延伸约5度的帕洛玛13球状星团的两侧。尾巴与帕洛玛13的自行一致，与它古老的、贫金属的恒星星族一致。我们确定了三个RR天琴座恒星，除了四个以前已知的集群中的尾巴，这是可能相关的。从这些天琴座RR型恒星中，我们发现到星团和尾部的平均距离为$23.6 \pm 0.2$ kpc，并估计星团的总（初始）光度为$L_V=5.1^{+9.7}_{-3.4}\times 10^3 L_\odot$，这与以前的说法一致，即它的初始光度高于它的当前光度。结合先前确定的自行和径向速度测量的集群，我们发现，帕洛玛13是在一个高偏心轨道（$e\sim 0.8$）的近心约9千秒差距和远心约69千秒差距，和最近的近心通过集群约75万年前。我们注意到一个突出的线性结构的星际尘埃图，平行于候选潮汐功能，但得出结论，由于尘埃变红是不太可能占我们观察到的结构。如果得到证实，Palomar 13恒星流将是已知祖先系统的极少数恒星流之一，使其成为研究球状星团破裂，恒星晕形成以及银河系内物质分布的独特强大力量。
2020-06-22 astro-ph.GA
Discovery of tidal tails around the distant globular cluster Palomar 14
我们报告的一对度长的潮汐尾巴与球状星团Palomar 14的检测，使用在CFHT获得的图像。我们揭示了幂律偏离国王配置文件在大距离集群中心。用最佳匹配滤波技术得到的密度图显示，星团两侧的恒星呈近似对称的细长分布，形成了质量损失的S形特征。这一证据可能是潮汐剥离作用的标志。这一点，再加上它巨大的银心距离，对它的轨道和/或起源施加了强烈的限制：i）它必须遵循局限于星系晕外围区域的外部轨道，和/或ii）它形成于后来被银河系吸积的卫星星系。
2010-10-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of a 50 degree-long Trailing Tidal Tail for the Globular Cluster M5
利用光度测量和盖亚数据发布2的自行，我们探测到一个50度长的大约70颗恒星的流从晕状球状星团M5向西延伸。基于相似的距离，自行，推断的颜色-震级分布，和轨迹，我们确定这条流作为尾随的潮汐尾M5。虽然恒星的表面密度非常低（每平方度约1.5颗星，或每平方角秒约35等），但只选择自行与星团轨道一致的恒星，会产生约10 sigma的检测意义。虽然我们发现流的可能延续到~85度，但增加的前景污染与更大的预测流距离相结合，使得即使流继续有增无减，也难以用当前数据进行检测。恒星在星流中的不均匀分布似乎与潮汐剥离相一致，最近脱落的恒星现在落后于星团数十度。我们提供了一个表的排名最高的候选流星正在进行和未来的光谱调查。
2019-09-12 astro-ph.GA
Tails and streams around the Galactic globular clusters NGC1851, NGC1904, NGC2298 and NGC2808
本文介绍了银河系特有的球状星团NGC 1851、NGC 1904（M79）、NGC 2298和NGC 2808的DECam成像。我们的深测光显示，所有的集群有一个重要的贡献，恒星超过他们的国王潮汐半径和目前的尾巴与不同的形态。我们还探索了星团的周围环境，在那里，大犬座的过密度和/或低银河纬度的麒麟座环在d~ 8 kpc是明显的。第二个恒星系统位于d~ 17 kpc，在天空中的跨度至少为18度x15度。作为解释这一特征的可能方案之一，我们提出，这个揭示的系统是麒麟座的一部分，被解释为一个向银河系外移动的密度波。另外，这个被揭开的系统可能与其他已知的晕子结构有关，或者与NGC 1851和NGC 1904的祖先矮星系有关，它们被广泛认为是吸积的球状星团。
2017-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisiting physical properties of mock globular cluster tidal tails
本文分析Grondin等人（2024）的银河系球状星团模拟潮汐尾，通过宽度、角动量及速度弥散检验核球或银盘起源，发现多数指标不支持原位形成。
2025-03-18 astro-ph.GA
On the physical size of the Milky Way globular cluster NGC 7089 (M 2)
利用暗能量照相机（DECam）的新观测资料研究了银河系球状星团NGC 7089的外围区域。由此产生的背景清理恒星密度剖面揭示了一个扩展的信封的存在。我们证实了以前的结果，发现星团恒星~ 1度从集群的中心，这是近三倍的最强大的潮汐半径估计值。我们还使用了直接N体模拟的结果，以便与观测结果进行比较。我们发现一个相当好的协议之间的观察和数值生成的恒星密度分布。由于球状星团潮尾附近存在间隙和亚结构，我们仔细研究了超出雅可比半径的星团外区的结构。我们将分析扩展到35个球状星团的样本，其中20个观测到潮汐尾。我们发现，如果恒星密度分布遵循幂律~ r**（-α），α斜率与球状星团目前的质量相关，在这个意义上，更大的质量的球状星团的α值较小。这种趋势在没有观测到潮汐尾的球状星团中没有发现。除其他原因外，这种现象的起源可能与所谓的潜在逃逸者或暗物质迷你晕内球状星团的形成有关。
2022-05-04 astro-ph.GA
Existence of Tidal Tails for the Globular Cluster NGC 5824
上下文根据轨道能量和角动量，几个动力学冷流已经与某些球状星团（GC）相关联。其中一些流与它们的祖先相距甚远，其中一对是三角座和NGC 5824。三角座星系团可以被认为是NGC 5824的一段主尾，因为它的未来轨道与主尾流的轨迹吻合得很好。NGC 5824的前尾的存在是寻找它的后尾的动机。目的。我们的目标是确认三角座星系和NGC 5824之间的联系，并寻找星系团的拖尾。方法.三角座成员星的选择是通过金属丰度、自行（PM）、径向速度和色星等图（CMD）的各种切割来完成的。选定的成员进行比较，在相空间模拟流NGC 5824的破坏模型。然后，我们尝试检测拖尾的集群的基础上修改匹配过滤器技术。恒星被赋予权重，使用它们的颜色差异，从集群的轨迹在CMD。这些权重基于恒星与模型流的预期PM的偏离进一步缩放。结果三角座恒星共获得26颗成员星，其中16颗是新发现的。这些成员在相空间上与模拟流相一致，它们的金属性和在CMD上的位置与NGC 5824相一致。通过应用匹配滤波器，检测到一个纤细的拖尾的集群，跨越$\sim$ 50 $^\circ$长的天空。签名与模拟流的轨迹很好地匹配。结论.我们的研究结果支持三角座流是NGC 5824主尾的一部分。在尾侧，我们已经检测到从簇延伸的50个$^\circ$尾。验证了GC NGC 5824的前尾和后尾的存在。
2022-08-10 astro-ph.GA
The eye of Gaia on globular clusters structure: tidal tails
我分析了成员星的投影密度分布在一个广泛的区域周围的18个银河系球状星团使用的光度和天体测量信息提供的第二次数据发布的盖亚任务。一个5D的混合建模技术已被用来最佳隔离的集群恒星星族的信号从银河场的污染，利用其不同的分布在空间中形成的颜色，星等，弛豫和自行。在7个星系团中，我检测到高于背景密度3 sigma水平的准直超密度，远远超出星系团潮汐半径，与预期的银河系势潮汐相互作用的结果一致。在其中五个星团（NGC288、NGC2298、NGC5139、NGC6341和NGC7099）中，壮观的潮汐尾延伸到分析视野的边界，与中心成5度角。在距离星团中心很远的地方，探测到的超密度的方向似乎与星团轨道路径系统地对齐，这与N体模拟的预测一致。这些星团的潮汐尾所包含的恒星比例也被用来确定它们目前破坏率的第一个观测估计。
2020-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for a high-energy tail in the gamma-ray spectra of globular clusters
毫秒双星很可能是球状星团伽马射线辐射的主要来源。然而，两个独立的发射过程的相对贡献--毫秒脉冲星磁层的曲率辐射与毫秒脉冲星发射到球状星团环境中的相对论对的逆康普顿发射--长期以来一直不清楚。为了解决这个问题，我们在8年的$\textit{Fermi}$ -LAT数据中寻找逆康普顿发射的证据，从157个银河系球状星团的方向。我们发现一个温和的统计显着（3.8 $σ$）之间的相关性测量的球状星团伽马射线光度和它们的光子场能量密度。然而，这也可以用光子场密度和球状星团的恒星相遇率之间隐藏的相关性来解释。通过对$\textit{in toto}$的分析，我们证明了球状星团的γ射线辐射可以在光谱上分解为两个分量：i）指数截止幂律和ii）纯幂律。后一个成分--我们发现其显著性为8.2 $σ$ --的功效指数为2.79 $\pm$ 0.25。它最自然地被解释为由毫秒微扰星注入的宇宙射线电子和正电子的逆康普顿发射。我们发现这个幂律分量的光度与弯曲分量的光度相当，或略小于弯曲分量的光度，这表明毫秒脉冲星自旋向下光度到相对论轻子的分数与自旋向下光度到瞬发磁层辐射的分数相似。
2021-09-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gaps in stellar streams as a result of globular cluster fly-bys
本研究通过模拟发现球状星团飞掠可像暗物质子晕一样在恒星流中产生间隙，并强调在构建银河系暗物质子晕分布函数时必须考虑球状星团的贡献。
2025-02-06 astro-ph.GA
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. III. On the Discrepancy in Metallicity between Globular Cluster Systems and their Parent Elliptical Galaxies
河外天文学的难题之一是观测到的早期型星系的两个主要恒星组成部分--球状星团（GC）和晕场星之间的金属丰度分布函数（MDF）的差异。这通常被认为是GC系统和它们的母星系之间高度分离的演化历史的证据。然而，在这里，我们表明，在连接所观察到的GC颜色，其内在的金属性的新发展建议非线性颜色-金属性转换，这将观察到的颜色分布转化为强峰值，单峰的MDF与广泛的贫金属的尾巴。值得注意的是，推断的GC MDFs是类似的解析场星附近的椭圆星系的MDFs和化学演化模型的星系。气相色谱仪的形状，其特征是一个尖锐的峰与金属贫尾部，表明一个几乎连续的化学富集与一个相对较短的时间尺度。特征形状出现在宿主星系质量的三个数量级上，表明各种GC系统之间存在普遍的化学富集过程。由于GC比同一星系中的场星更蓝，因此GC的化学富集过程可能比场恒星星族的化学富集过程更早停止，如果是这样的话，GC优先追踪星系形成中主要的、充满活力的恒星形成事件。我们进一步提出了GC系统之间可能存在的系统性年龄差异，即在更明亮的星系中GC系统更老。这与星系的缩小范例一致，并支持GC和场星共享的类似性质。我们的发现表明GC系统和它们的母星系比以前认为的有着更共同的起源，因此大大简化了星系形成的理论。
2011-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
A search for stellar structures around nine outer halo globular clusters in the Milky Way
我们使用暗能量照相机的深度成像来探索银河系外晕中九个球状星团的外围区域。除了Whiting 1和NGC 7492，它们被投射到人马座流，我们没有看到邻近的恒星星族的证据表明这些星团中的任何一个与来自被摧毁的宿主矮星的相干潮汐碎片有关。在我们的样本中，我们也没有发现任何星团周围存在潮汐尾的证据;然而，NGC 1904和6981似乎都拥有外部信封。受到最近一系列基于盖亚的发现的启发，我们编译了一个具有强大的潮汐结构检测的集群样本，并搜索与轨道特性的相关性。虽然我们观察到具有潮汐尾的星系团通常处于中等或非常偏心的轨道上，这些轨道高度倾斜于银河平面，并且经常逆行，但这些既不是潮汐外结构形成的必要条件，也不是充分条件。许多具有潮汐尾的天体似乎是吸积的，这使我们推测，这种缺乏一致性的现象可能源于银河系球状星团系统的非均匀动力学历史。最后，我们注意到，在地面成像中检测到的具有突出恒星包络的星团（如NGC 1851和7089）现在都被认为是盖亚拥有长潮汐尾-实验证实，扩展包络的存在表明潮汐侵蚀。
2022-03-15 astro-ph.GA
The elusive tidal tails of the Milky Way globular cluster NGC 7099
利用暗能量照相机（DECam）进行深重力测光，研究了银河系球状星团NGC 7099的潮外特征。我们到达了星团主序星（MS）关闭点以下近6等，这样我们就处理了最合适的候选者，以追踪位于星团潮汐半径之外的任何恒星结构。从逐星红化校正的色星等图（CMD），我们定义了四个相邻的带沿MS，我们建立了各自的恒星密度图，一旦污染的场星被适当地删除。由此产生的场星清理恒星密度图显示了一个短的潮汐尾和一些分散的碎片。当使用浅得多的盖亚DR2数据集和相同的CMD场星清洗程序时，这种潮汐外的功能很难检测到。事实上，通过使用低于星团MS关闭的2.5等作为最暗的界限（G < 20.5等），星团成员被证明分布在星团的潮汐半径内，并且在以星团为中心的半径为3.5度的圆上发现了一些场星密度变化的线索，并且具有与星团星相似的CMD特征。这些恒星的自行分布与星团的自行分布不同，有一些重叠，类似于距离星团中心3.5度以外的恒星。
2020-09-09 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
Stellar Escape from Globular Clusters. II. Clusters May Eat Their Own Tails
本文首次用 Monte Carlo 星团模拟研究球状星团潮汐尾与恒星流，发现回归潮汐尾及混沌逃逸时标新规律，并将中位逃逸时标降至100 Myr以内。
2024-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar streams as gravitational experiments II. Asymmetric tails of globular cluster streams
球状星团（GC）的运动学冷潮汐流是中等银心距离下银河系引力势的极好示踪剂，也可以用作银河系尺度上引力定律的探测器。在这里，我们比较了第一次在牛顿和Milgromian重力（MOND）产生这样的流。我们首先计算分析结果，以调查在这两个框架的GC引力势的预期形状，然后我们运行N体模拟与幻影拉美西斯代码。我们发现，GC往往成为不平衡的MOND。这是外场效应打破强等效原理的结果。当GC充满其潮汐半径时，不平衡性产生强烈不对称的潮汐流。在牛顿动力学中，这种明显不对称的流一般只能是与暗物质暗晕、巨型分子云或银河棒相互作用的结果。在这些牛顿的例子中，不对称是流中非常大的间隙的结果，而在MOND中，它是真正的不对称。因此，这将使我们能够在未来通过对Palomar 5的非对称恒星流环境进行深入观察来区分这些不同的场景。此外，我们的模拟表明，高的内部速度色散的Palomar 5的小恒星质量将是自然的MOND。
2017-09-06 astro-ph.GA
Trojan globular clusters: radial migration via trapping in bar resonances
该研究通过轨道积分发现银河系减速棒可通过共转共振俘获并径向迁移球状星团（如M22和47 Tuc），从而重塑球状星团系统，并解释了47 Tuc弥散恒星晕的形成。
2024-08-12 astro-ph.GA
First deep search of tidal tails in the Milky Way globular cluster NGC 6362
本文利用暗能量相机对银河系球状星团 NGC 6362 进行深度测光，通过恒星密度图和径向轮廓分析，在约 1 至 3.8 个雅可比半径内未发现显著潮汐尾，但在雅可比半径附近探测到低密度超出，推断其存在薄的额外潮汐晕。
2024-01-16 astro-ph.GA
The Tidal Tails of 47 Tucanae
银河系球状星团47 Tuccott（47 Tuc）在大半径处的速度色散曲线显示出罕见的增加，这表明大半径处的高能但束缚的恒星主导了速度色散，并可能正在进行蒸发。逃逸的恒星会形成潮汐尾，就像在几个银河系的球状星团中看到的那样，然而，Tuc 47的潮汐尾还没有被发现。我们使用最准确的输入数据对47 Tuc的这些尾部进行建模，具体目的是确定它们的位置，以及尾部内的周转超密度密度。从我们的模型中得到的超密度比银河系背景高出3-4%，因此，使用匹配滤波技术应该很容易检测到。我们发现，最有影响力的参数方面的位置和密度的周转超度是日心距离的集群。因此，通过观测发现这些潮汐特征将极大地有助于确定47 Tuc的距离的持续问题，严格限制独立于其他方法的集群的距离。使用我们的条纹线的方法来确定潮汐尾的位置和它们的超密度，我们展示了如何，在原则上，任何银河系球状星团的潮汐尾的形状和范围可以确定，而不诉诸计算昂贵的N体模拟。
2012-07-03 astro-ph.GA
The dual nature of the tidal tails of NGC 5904 (M5)
本研究发现M5球状星团的潮汐尾存在两种金属丰度的恒星，其运动学特征分别对应暗物质子晕的尖型、核型轮廓或原位形成场景，提出该双重性质源于M5与另一贫金属小质量球状星团的碰撞。
2023-07-14 astro-ph.GA
Formation and Evolution of sub-structures in tidal tails: Spherical dark matter haloes
最近提出了一个关于球状星团潮尾恒星超密度形成的理论，该理论预言了超密度形成的位置和时间，并成功地用质点星系势中球状星团的N体模拟进行了检验。在这项工作中，我们提出了一个比较这个理论和我们的模拟使用矮星系轨道两个不同形状的暗物质晕研究的核心和尖状晕潮汐尾的形成和演化的影响。我们发现没有区别使用尖或核心晕，但是，我们发现一个有趣的不对称之间的领先和落后的手臂的潮汐尾巴。拖曳臂比引导臂生长得更快，这种不对称性可以在第一次过密度的距离和它的大小上看到。我们建立了到第一个过密度的距离和这个过密度的大小之间的关系。
2017-11-10 astro-ph.GA
Exploring the outskirts of globular clusters: the peculiar kinematics of NGC 3201
球状星团（GCs）的外围同时保留了关于其形成机制和宿主星系性质的关键信息。由于精密天体测量学的出现，它们的形态学和运动学特性现在都可以获得。在这里，我们提出了逆行GC NGC 3201的外围的第一个动力学研究，直到两倍的雅可比半径（< 100 pc），使用专门选择的高质量的天体测量数据从盖亚DR 2。我们报告的东南/西北方向，我们确定为潮汐尾恒星过密度的发现。GC的特点是全球性的径向各向异性和暗示的各向同性的外部部分，与多余的切向轨道周围的叶片对应的潮汐尾巴，定性与N-体模拟。此外，我们测量平坦的速度色散曲线，达到$3.5\pm0.9$ km/s的值，直到超出雅可比半径。虽然潮汐尾可能有助于这种扁平化，这种高速度的分散值是在不同意的预期，从唯一存在的潜在的逃生者。为了解释这一令人困惑的观察，我们讨论的可能性的吸积起源的GC，一个暗物质晕的存在-其形成在高红移-和非牛顿动力学的可能影响。我们的研究揭示了一个新的路径GC的形成和银河系的潜力在精密天体测量的时代的性质的研究。
2019-12-04 astro-ph.GA
A supra-massive population of stellar-mass black holes in the globular cluster Palomar 5
帕洛玛5是星系晕中的一个亮晶晶的星团，以其壮观的潮汐尾而闻名，它横跨天空超过20度。与N体模拟，我们表明，这两个显着的功能可以从一个恒星质量的黑洞人口，包括~20%的现今集群质量。在这种情况下，Palomar 5形成时的“正常”黑洞质量分数为百分之几，但恒星的损失率高于黑洞，因此黑洞分数逐渐增加。这使星团膨胀，增强了潮汐剥离和尾部形成。十亿年后，这个星系团将溶解成一个百分之百的黑洞星系团。最初密度较大的星系团最终会有较低的黑洞分数，较小的尺寸，并且没有可观察到的尾巴。因此，黑洞主导的扩展星团很可能是最近在星系晕中发现的薄恒星流的祖先。
2021-07-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamics of the Local Group: the Outer Galactic Globular Star Clusters
一个模型的质量和周围的本地集团以前用于适应红移矮星系的距离在50千秒差距和2.6百万秒差距之间的条件下，小和不断增长的原始偏离均匀的允许适合的距离和红移的12个星系球状星团在银河系中心的距离大于30千秒差距。这些解也与三组观测到的球状星团自行和一次观测到的潮汐尾的方向相吻合。在某些解中，这些外围的球状星团已经绕银河系转了好几圈，失去了关于它们初始条件的信息。在其他轨道中，球状星团第一次从质量浓度适中到具有小的内部速度的形成中接近银河系，并且最初以接近宇宙一般膨胀率的速度远离原银河系。
2017-08-15 astro-ph.GA
A Pristine View of Galactic Globular Clusters and their Peripheries: Omega Centauri
本研究利用Pristine巡天和Gaia数据探索Omega Centauri外围及潮汐结构，通过概率方法恢复其潮汐尾，并首次证实星团外围的两个主要金属丰度族群延伸至潮汐尾，表明其由受潮汐剥离的恒星组成。
2025-02-03 astro-ph.GA
Discovery of Galaxy Clusters and a Head-Tail Radio Galaxy in the Direction of Globular Cluster NGC 6752
本文报道了在总曝光时间为1 kS的{ \it Chandra}观测资料的基础上，在球状星团NGC 6752的方向上偶然发现的两个星系团CX 191100 -595621和CX 191012 -595619。深{ \it钱德拉} X射线数据使我们能够测量两个系统的性质，这导致$z=0.239\pm0.013$和$z=0.375\pm0.016$的红移，$kT=3.32^{+0.57}_{-0.46}$ keV和$kT=3.71^{+1.18}_{-0.86}$ keV的温度，$Z_{\rm Fe}=0.64^{+0.34}_{-0.29}Z_{\rm Fe\odot}$和$Z_{\rm Fe}=1.29^{+0.97}_{-0.65}Z_{\rm Fe\odot}$的铁丰度，以及CXFLOW J191100-595621和CXFLOW J191012-595619的分别为$L_{\rm X}=9.2^{+1.2}_{-1.1}\times 10^{43} {\rm \, erg\, s^{-1}}$和$L_{\rm X}=9.9^{+2.7}_{-2.2}\times 10^{43} {\rm \, erg\, s^{-1}}$的静止帧全带（0.5-7 keV）光度。发现CXCRJ 191100 -595621的温度分布随半径的减小而减小，表明该星团中存在冷核。流体静力平衡估计表明，…
2021-08-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
The disruption of the low-mass globular cluster E3
我们使用{ \it Gaia} DR 2测光和自行搜索银河系球状星团E\，3的假设潮汐尾。使用一个经典的去污程序的修改版本，我们能够确定从集群出现的扩展结构的存在下，$r \sim 1$ \，度从它的中心，从而表明，这个研究不足的集群正在经历一个潮汐破坏过程。这些低表面亮度的结构与银河系中心的方向一致，就像预期的那样接近它的近银河系中心的星团。不同的方案来解释这个集群的质量损失的重要金额进行了讨论。
2020-09-23 astro-ph.GA
Variations in the width, density, and direction of the Palomar 5 tidal tails
逃离球状星团的恒星会形成潮汐尾，这些潮汐尾主要由银河系的全球质量分布所塑造，但也保留了小尺度扰动的历史记录。使用深$grz$测光从DECaLS，我们提出了高度可能的成员的潮汐尾与破坏球状星团帕洛玛5。这些数据提供了$\sim20\,\rm kpc$以外的恒星流的最清晰的图像，并揭示了：（1）前尾的宽而低的表面亮度延伸;（2）沿流的显著密度变化;（3）前尾和后尾方向的急剧变化。在基准银河系模型中，一个旋转的棒扰动了帕洛玛5号的尾巴，可以产生与观测到的宽度和密度分布相似的流。然而，在这个简单的模型中，流径的偏差与在Palomar 5尾中观察到的偏差不匹配，这表明需要额外的扰动源。这些发现开辟了测量银河系中的扰动人口的可能性，包括暗物质的subhalos，与恒星流的合奏和深测光。
2019-10-01 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
The dynamics of the globular cluster NGC3201 out to the Jacobi radius
作为在AAT上用2dF/AAOmega对附近5个球状星团进行化学动力学观测的一部分，我们获得了球状星团NGC 3201的运动学信息。我们的新观测结果证实了整个星系团中存在着显著的速度梯度，这几乎可以完全用星系团的高自行来解释。在减去这种透视旋转的贡献后，我们发现了一个剩余的旋转信号，其幅度为$\sim1\ km/s$，围绕一个不同的轴，我们期望从潮汐尾和潜在的逃生者，这表明这种旋转是内部的，可以是其形成过程的残余。在外部，我们发现了一个旋转信号，这可能是潜在的逃生者的结果。Bianchini等人报告的大半径自行色散先前被归因于暗物质。在这里，我们表明，0.5-1雅可比半径之间的LOS分散度较低，但高于我们为这项研究运行的NGC 3201的N体模型的预测。基于模拟，我们发现潜在的逃逸者不能完全解释所观察到的速度分散。我们还估计了不同数量的恒星质量的黑洞和未绑定的恒星的速度色散的影响，从潮汐尾不同的逃逸率，发现这些影响不能解释的LOS色散和N体模型之间的差异。鉴于最近在离星团很远的地方发现了潮汐尾星，暗物质晕是一个不太可能的解释。我们表明，双星的影响，这是不包括在N体模型，是重要的，可以解释部分的差异，分散。我们推测，其余的差异必须是不包括在N体模型的影响，如初始集群旋转，速度各向异性和银河系的子结构的结果。
2021-02-02 astro-ph.GA
$S^5$: New insights from deep spectroscopic observations of the tidal tails of the globular clusters NGC 1261 and NGC 1904
本研究结合 $S^5$ 光谱、Gaia DR3 自行、贝叶斯混合模型、N-body 模拟与 DECam 测光，解释 NGC 1261 和 NGC 1904 的潮外结构，并在 NGC 1904 中识别拉格朗日点潮汐碎屑。
2024-11-13 astro-ph.GA
A 500 Parsec Halo Surrounding the Galactic Globular NGC 1851
利用显示四等主序星的图像，我们发现银河系球状星团NGC 1851被一个光晕包围，从潮汐半径700弧秒（41 pc）到超过4500弧秒（>250 pc）都可以看到。这个晕是对称的，密度按照$r^{-1.24}$的幂律下降。它的质量约为NGC 1851的0.1%。没有潮汐尾的证据。目前的球状星团演化模型并不能解释这一特征，尽管潮汐对矮球状星系影响的模拟定性地模拟了这些结果。鉴于已发表的模型的状态，不可能决定这个晕是由孤立的星系团蒸发产生的，还是由潮汐或盘冲击产生的，或者是由这个物体可能曾经嵌入的矮星系的破坏产生的。
2009-09-09 astro-ph.GA
Absolute V-band magnitudes and mass-to-light ratios of Galactic globular clusters
我们已经使用HST和地基测光来确定超过150个银河系球状星团的总$V$波段星等和质光比。我们通过总结它们各自成员星的星等来做到这一点，使用颜色星等信息，盖亚DR 2自行和径向速度来区分星团恒星和背景恒星。我们的新星等证实了文献对V<8的明亮星系团的估计，但对于较暗的星系团，可能会与文献值偏差高达两个星等。它们导致绝对质光比被限制在1.4<M/L_V<2.5的狭窄范围内，明显小于以前发现的值。我们还发现星系团的M/L_V值与其年龄之间存在相关性，这与理论预测一致。球状星团的M/L_V值也与恒星等时线的预测值吻合得很好，这与球状星团内部存在大量暗物质的观点相矛盾。我们最终发现，与M31中所观察到的一致，外晕球状星团的星等分布有一个朝向暗星团的尾部，这在银河系内部是不存在的。
2020-09-21 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 Peculiar Globular Cluster Palomar 1 and Persistence in the SDSS-APOGEE Database
SDSS-III APOGEE DR 12是一个独特的资源，用于搜索星团潮汐半径以外的恒星。我们已经检查了APOGEE DR 12数据库中年轻星团Palomar 1的新候选者，Palomar 1是一个具有先前报道的潮汐尾的系统（Niederste-Ostholt et al. 2010）。APOGEE ASPCAP数据库包含了两颗已知的恒星I和II的光谱和恒星参数，但这些数据与Sakari等人（2011）根据光谱确定的恒星参数不一致。我们发现这两颗恒星的APOGEE分析受到已知持久性问题的强烈影响（Mauriski et al. 2015; Nidever et al. 2015）。通过重新检查个人的访问，并删除蓝色（有时绿色）APOGEE探测器光谱的持久性影响，然后我们发现在重新分析的组合光谱非常一致。这些方法被应用到另外五颗星的APOGEE领域与类似的径向速度和金属丰度的那些的RISK 1。只有一个新的候选者，星F，可能是位于潮汐尾的成员，基于它的日心径向速度，金属丰度和化学。其他四个候选者并没有很好地与潮汐尾对齐，与贝桑松模型（Robin et al. 2003）的比较表明，它们更有可能是非成员，即星系晕的一部分。如果可以从APOGEE光谱数据库中消除持久性问题，则可以重新检查该APOGEE字段以寻找其他新的候选者。
2017-06-27 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
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
The VPOS: a vast polar structure of satellite galaxies, globular clusters and streams around the Milky Way
长期以来，人们一直认为银河系的卫星星系具有显著的相空间相关性，它们分布在一个高度倾斜的圆盘状星系中。我们首次分析了恒星流和气体流的方向以及球状星团在MW晕中的分布，从而扩展了以往对DoS的研究。结果表明，被归类为年轻晕团（YH GC）的MW球状星团的空间分布与DoS非常相似，而14个分析流中有7个与DoS一致。当假设各向同性时，发现所观察到的流聚集的概率仅为0.3%。因此，MW被一个巨大的极地结构（VPOS）的子系统（卫星星系，球状星团和流）所包围，从银河系中心的距离小到10 kpc到250 kpc。这些发现表明，一个接近各向同性的宇宙学子结构组件的下落到MW基本上被排除，因为大量的下落物体将不得不高度相关，在一定程度上不自然的暗物质子结构。大多数卫星、溪流和YH GC必须形成一个相关的种群。这在由相互作用的星系排出的物质组成的潮汐尾中是可能的。我们讨论了潮汐的情况下形成的VPOS，包括成功和可能的挑战。MW卫星是潮汐矮星系的潜在后果是严重的。如果所有的卫星星系和银河星系都是在年轻的MW和另一个富含气体的星系在大约10-11 Gyr前相遇时形成的，那么MW就没有任何发光的暗物质子结构，卫星失踪的问题就成为标准宇宙学模型的灾难性失败。
2012-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tails from the Orphanage
检查北部斯隆数字巡天（SDSS）的足迹的一部分，我们发现至少有三个，可能是七个晕碎片流。其中一个（PS1-D）最近在Pan-STARRS 1 $3π$调查中被检测到，其余两个也明显是SDSS检测的扩展。所有这些流都是贫金属的，并且在大约$21 \pm 5$ kpc的距离处被发现。这些河流的长度在65 \arcdeg ~和70 \arcdeg ~之间，几乎是南北走向，几乎与邻近的孤儿河平行，有些汇合。表面密度从每平方度1.5到0.5颗星到$g = 21.7$，对应的表面亮度在每平方角秒35到37等之间。每条流的宽度似乎都超过了300 pc，这表明要么是矮/超暗星系的祖先，要么是非常古老的球状星团流的长期加热。除了其中一个星系流外，所有星系流的轨道看起来都接近径向，轨道法线表明所有星系流都是浩瀚极地结构的一部分，浩瀚极地结构是一个相对狭窄的平面，包含了大多数已知的卫星星系，球状星团和恒星流。
2016-12-09 astro-ph.GA
Old massive clusters (and a nuclear star cluster?) in the tidal tails of NGC5238
本文基于深度HST测光在矮星系NGC5238外围发现八个年老致密星团，其中六个与潮汐尾对齐，并推测其中一个极亮星团可能是被瓦解卫星的核星团残骸。
2024-09-24 astro-ph.GA
Sailing on the Sagittarius Stream with Gaia DR2. I. The globular cluster NGC5634
我们使用盖亚DR 2数据表明，球状星团NGC 5634物理上与人马座流的一个手臂，巨大的系统的潮汐尾创建的持续中断的人马座矮球状星系（Sgr dSph）。另外两个臂的流也检测到沿同一视线，在不同的距离。我们发现，NGC 5634周围的Sgr星流的金属更贫，平均而言，比那些发现在更遥远的流臂躺在后面的集群和Sgr~dSph的主体，证实了一个显着的金属丰度（和，大概，年龄）梯度存在沿流。这项分析表明，盖亚DR 2目录的潜力，以直接验证如果一个集群是物理关联的流或没有，而不需要依赖于该系统的潮汐破坏模型。[已撤销：见评论]
2018-10-26 astro-ph.GA
Tidal stripping stellar substructures around four metal-poor globular clusters in the Galactic bulge
利用英国红外望远镜WFCAM近红外线列阵获得的宽视场深J、H和K成像数据，研究了银河系球丘区四个贫金属球状星团（NGC 6266、NGC 6626、NGC 6642和NGC 6723）周围恒星的空间密度结构.对色星等图上的恒星应用统计加权滤波算法，以便从场恒星污染中对簇成员候选者进行排序。在星团的二维等密度等值线图中，我们发现四个球状星团都表现出强有力的证据，潮汐剥离恒星的特征超出潮汐半径，在潮汐尾或小密度瓣或块的形式。扩展的恒星子结构的方向可能与星系和星系团空间运动的动力学相互作用的影响有关。观测到的径向密度分布的四个球状星团也描述了扩展的子结构，他们离开理论国王和威尔逊模型，并有一个过密度的功能，在一个斜坡上的休息外区域的集群。这些观测结果可能暗示，在球状星团的动力学演化过程中，位于银河系球丘区的4个球状星团经历了银河系引潮力、球丘或盘震等强烈的环境效应。这些观测结果为我们理解星系核球区星系团的演化以及星系的形成提供了进一步的约束。
2014-10-07 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
Sizes, Half-Mass Densities, and Mass Functions of Star Clusters in the Merger Remnant NGC 1316: Clues to the Fate of Second-Generation Globular Clusters
我们研究了早型合并残留星系NGC 1316的HST/ACS图像中的球状星团的质量函数。NGC 1316拥有大量的中等年龄（~3 Gyr）的富金属球状星团。对于旧的贫金属（“蓝色”）星系团，质量函数M_p的峰值质量随着内部半质量密度rho_h的增加而增加（M_p与rho_h成正比^[0.44]），而它几乎保持不变，与银河系中心距离R_gal成正比。这些集群的质量函数是一致的，在一个简单的情况下，他们形成了Schechter初始质量函数和内部两体松弛随后演变。对于中等年龄的富金属（“红色”）星团，先前报道的R_gal > 9 kpc的幂律光度函数的暗端是由于许多这些星团的半径大于NGC 1316在其R_gal处的潮汐场所施加的理论最大值。这使得两体松弛的破坏无效。在NGC 1316的内部区域只发现了几个这样的弥散星团。完整性测试表明，这是一种物理效应。通过与其他星系中星团的比较以及利用已发表的模型进行的星团破裂计算，我们假设NGC 1316内部低rho_h尾的红色星团大多数已经被潮汐冲击破坏，剩下的几个低rho_h星团将动态演化为类似于透镜星系中的“微弱模糊”。最后，我们讨论了早型星系中弥散红团的性质。
2012-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
