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
Search for the evolutionary relationship between Galactic globular and open clusters using data from the Gaia DR2 Catalog
大质量天体如球状星团穿过银盘时，会触发恒星形成过程，导致疏散星团的诞生。在这里，我们分析了球状星团和疏散星团之间这种可能的演化关系。为了寻找天体之间最接近的关系，我们计算了150个银河系球状星团和232个疏散星团（小于1亿年）的自行轨道，这些轨道来自盖亚DR 2目录。轨道计算使用最近修改的三个组件（磁盘，凸起和晕）轴对称Navarro-Frenk-White势，这是补充非轴对称酒吧和螺旋密度波的潜力。我们得到了一个新的估计频率的球状星团的影响银河系的磁盘，这是等于4事件的100万年。在所考虑的情景的框架内，我们强调了以下九对球状星团和疏散星团，在最近的1亿年里，在银河系盘与一个球状星团相交时，它们的距离在1千秒差距以内：NGC 104 -特纳3，NGC 104 - NGC 6396，NGC 104 -鲁普雷希特127，NGC 5139 - Trumpler 17，NGC 5139 - NGC 6520，NGC 6341 - NGC 6613，NGC 6838 - NGC 6520，NGC 7078 - NGC 7063，NGC 6760 - Ruprecht 127。
2019-07-25 astro-ph.GA
About Synchronized Globular Cluster Formation over Supra-galactic Scales
观测和理论的论据支持这样的想法，即与$AGN$活动和/或激烈的恒星形成情节的暴力事件在高红移的星系形成的早期阶段发挥了重要作用。作为古老的恒星系统，球状星团似乎有足够的候选者来寻找那些高能现象可能留下的最终签名。对室女座和天炉座星系团中数千个球状星团颜色分布的分析揭示了一些有趣的和以前未被发现的特征的存在。一个简单的模式识别技术，表明存在“颜色调制”，为每个星系团独特的。结果表明，球状星团的形成过程并不是完全随机的，而是包括了一个同步的方式和超银河系的空间尺度形成的球状星团的显着比例。
2017-02-10 astro-ph.GA
The Peculiar Chemical Inventory of NGC 2419 -- An Extreme Outer Halo "Globular Cluster"
NGC 2419是一个巨大的外晕星系球状星团，其恒星先前已被证明具有某种特殊的丰度模式。我们用Keck/HIRES在合理的信噪比下观测到了NGC 2419的7颗亮巨星。其中一颗巨行星非常特殊，[Mg/Fe]极低，[K/Fe]极高，但大多数其他元素的丰度正常。丰度模式与任何超新星模型的核合成产率都不匹配。其他六颗恒星的丰度比是典型的内晕星系球状星团，图中以附近球状星团M30中的巨星为代表。虽然我们的测量表明NGC 2419在某些方面是不寻常的，但它的整体性质并没有提供令人信服的证据来证明内晕和外晕球状星团之间的差异。
2011-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance analysis of the outer halo globular cluster Palomar 14
我们测定了属于Palomar 14（P14）的9颗红巨星的元素丰度。星云14是一个外晕球状星团（GC），距离\sim 70千秒差距。我们的丰度分析是基于高分辨率光谱和一维恒星模型大气，导出了铁峰元素Sc、V、Cr、Mn、Co、Ni，α元素O、Mg、Si、Ca、Ti，轻奇元素Na，中子俘获元素Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd、Eu、Dy、Cu的丰度。我们的数据不允许我们研究轻元素（即，O到Mg）丰度变化。中子俘获元素显示出r过程的特征。我们比较我们的测量与内部和其他外部晕GCs，晕场星，公认的河外起源的GCs和矮球状星系（dSphs）的恒星的丰度比。14的丰度模式与14之后的下一个外晕GC族成员13和14几乎相同。1414的丰度模式也类似于内晕GC、晕场星和公认的河外起源的GC，但与通常在dSphs场星中发现的不同。因此，14的丰度特性以及其他外晕GC的丰度特性与dSphs的吸积起源是相容的。无论GC吸积是否起作用，似乎外晕GC和dSphs中GC的形成条件相似。
2011-10-24 astro-ph.GA
A Search for a Globular Cluster whose Passage through the Galactic Disk Could Induce the Formation of the Gould Belt
利用133个球状星团（GC）的最新运动学数据，分析了近1亿年来球状星团穿过银盘的位置分布。三个GC（NGC 6341，NGC 7078，和$ω$ Cen），它们穿越银河系盘的位置和古尔德带的轨迹之间的距离小于它们穿越时（分别为82，98，9600万年前）的日心距离的20%。对于每一个星团来说，这是它们倒数第二次穿越银河系圆盘，而不是最后一次。这三个GC中的任何一个通过圆盘的通道都可能引发古尔德带的形成。
2018-07-13 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 fraction of globular cluster second-generation stars in the Galactic halo
许多观测研究揭示了银河系球状星团中存在多个恒星世代。这些研究表明，第二代恒星在球状星团目前的质量中占很大比例，在单个星团中，第二代恒星的质量比例从50%到80%不等。在这封信中，我们进行流体动力学模拟，探索第二代恒星的质量对初始质量和结构参数和恒星初始质量函数（IMF）的父集群的依赖。然后，我们使用这些模拟的结果来估计的分数，f_{SG,H}，银河系恒星晕的质量组成的第二代恒星起源于球状星团。研究了银河系球状星团系统初始质量函数参数对f_{SG,H}的依赖性。对于广泛的初始条件，我们发现，银河系恒星晕的质量分数在第二代恒星总是很小，f_{SG,H} <4- 6%的Kroupa-1993 IMF和f_{SG,H} <7- 9%的Kroupa-2001 IMF。
2010-07-09 astro-ph.GA
Evidence for an accretion origin for the outer halo globular cluster system of M31
我们使用一个新发现的球状星团的样本从泛仙女座考古调查（PAndAS）结合以前编目的对象映射的空间分布的球状星团在M31晕。在投影半径超过~30千秒差距的地方，大的相干恒星流很容易在现场区分，这些功能和球状星团的位置之间有一个惊人的相关性。采用一个简单的蒙特卡罗方法，我们测试的意义，这种关联的概率计算，它可能是由于机会对齐的球状星团顺利分布在M31晕。我们发现这种可能性的可能性很低，低于1%，并得出结论，观测到的空间重合之间的球状星团和多个潮汐碎片流的外晕的M31反映了一个真正的物理协会。我们的研究结果表明，大多数的远程球状星团系统的M31已组装作为一个结果的吸积星团轴承卫星星系。这构成了迄今为止最直接的证据，表明某些星系中的外晕球状星团种群在很大程度上是吸积的。
2010-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Stellar Population and Orbit of the Galactic Globular Cluster Palomar 3
本文介绍了银河系中最遥远的球状星团之一Palomar 3的深恒星测光，它是基于VLT在Johnson-Rumins宽带V和Ifilters中拍摄的帧，以及用上普罗旺斯天文台CARELEC摄谱仪获得的星团中心区域的中等分辨率恒星光谱和综合光谱的Lick光谱指数的测量。还计算了Palomar 3和9个金属丰度和年龄相近的银河系球状星团的轨道参数。估计了Palomar 3的轨道参数、年龄、金属丰度和距离。星际吸收与文献中的值一致，并补充了文献中的值。需要获得更准确的数据自行，年龄和星团恒星的化学成分，以阐明这个球状星团的起源强调。
2020-07-31 astro-ph.GA
Globular cluster-massive black hole interactions in galactic centers
即使不是全部，也有许多星系在其中心拥有巨大的致密物体。它们以奇点（超大质量黑洞）或高密度星团（核焦油团）的形式存在。在某些情况下，它们共存，或多或少地相互作用。在这篇简短的论文中，我将讨论“合并”的球状星团的情况，这在过去已经被证明是一个在银河系中心的大量质量积累的解释。特别是，我将提出许多天体物理学的影响，这种情况下指出注意力的相互反馈的轨道衰减的球状星团与大质量和超大质量黑洞。
2016-06-10 astro-ph.GA
The WAGGS project - I. The WiFeS Atlas of Galactic Globular cluster Spectra
我们提出了银河系球状星团光谱的WiFeS图集，银河系和本星系团球状星团的综合光谱库。我们使用澳大利亚国立大学2.3米望远镜上的WiFeS积分场摄谱仪观测了64个银河系球状星团和22个由银河系低质量卫星星系组成的球状星团的中心区域。该光谱比现有的银河系球状星团光谱库具有更宽的波长覆盖范围（3300 nm至9050 nm）和更高的光谱分辨率（R = 6800）。通过包括大麦哲伦星云和小麦哲伦星云星团，我们扩大了覆盖面的参数空间的现有图书馆对年轻和中年。虽然测试恒星星族合成模型和分析技术是这个库的主要目的，观测也可以进一步我们的了解本群球状星团的恒星星族，并有可能直接比较河外球状星团的综合光观测与银河系中的已知球状星团。综合光谱可通过项目网站公开获取。
2017-03-21 astro-ph.GA
The Influence of the Galactic Bar on the Dynamics of Globular Clusters
我们利用最近的估计银河系的晕球状星团的参数和研究的影响，这些集群的动力学，通过计算它们的轨道。我们使用轴对称和非轴对称的银河系的潜力，其中包括旋转细长的酒吧/隆起结构。我们解释了观测误差对球状星团位置和速度的影响，并探讨了棒对星团演化的影响。这包含在角动量-总能量平面（Lz，E）中，它被广泛用作起源于同一吸积事件的球状星团群的指标。特别注意的是专门的盖亚香肠/土卫二和本都结构最近确定为两个独立的吸积事件。我们的研究表明，这是不可能确定GSE和Pontus作为不同的合并事件。
2023-03-09 astro-ph.GA
Orbits of globular clusters computed with dynamical friction in the Galactic anisotropic velocity dispersion field
本文初步分析了动力学摩擦对银河系部分球状星团轨道的影响。我们的研究认为，各向异性的速度色散场近似使用文献中的研究结果。一个轴对称的银河系模型的质量组成部分，包括一个磁盘，一个凸起，和一个黑暗的晕的计算。我们提供了一种方法来计算在速度空间中具有相似密度的椭球、扁球和长球速度分布函数中的动态摩擦加速度。本文用$R,z$柱坐标计算了位于银河系区域$R \lesssim$ 10 kpc，$|z| \lesssim$ 5 kpc的球状星团的轨道性质，如近银河系和远银河系距离的平均时变、能量和角动量的z分量。这些包括在轨道上逆行和逆行运动的集群。有几个星系团受到动力学摩擦的强烈影响，特别是Liller 1，Terzan 4，Terzan 5，NGC 6440和NGC 6553，它们位于银河系的内部区域。我们评论我们的研究结果对银河系球状星团的动态，如他们可能的类别之间的错误分类“晕”，“膨胀”，“厚盘”，由此产生的偏置的球状星团样本，可能不正确的关联的球状星团与它们的父矮星系吸积事件，和可能形成的“核星团”的更相关的影响。
2021-12-22 astro-ph.GA
Milky Way globular clusters on cosmological timescales. II. Interaction with the Galactic centre
本研究利用phi-GPU和IllustrisTNG-100势模拟147个球状星团10 Gyr轨道，量化其与银心近距交会频率，并指出仅靠周期性恒星捕获难以解释核星团质量，需考虑早期星团完全潮汐瓦解。
2023-04-05 astro-ph.GA
Homogeneous metallicities and radial velocities for Galactic globular clusters. II. New CaT metallicities for 28 distant and reddened globular clusters
虽然银河系中的球状星团已经被研究了很长一段时间，但它们中的相当一部分缺乏均匀的金属丰度和径向速度测量。在以前的论文中，我们提出了一个项目的第一部分，以获得金属丰度和径向速度的银河系球状星团从多目标光谱的成员星使用ESO甚大望远镜。在本文中，我们增加了金属丰度和径向速度的一个新的样本的28个球状星团，特别是包括球状星团的MW晕和银河系的凸起。与我们以前的结果一起，本研究使具有均匀测量的球状星团的数量达到了W.哈里斯的目录。在我们以前的工作中，我们已经使用的CaII三重线，以获得金属丰度和径向速度。对于这项研究中的大多数星团，这是第一次基于单个成员恒星的光谱分析。来自CaII三重态的金属丰度，然后比较我们的平行研究的结果的基础上，在光学区域的光谱拟合和不同的校准的CaII三重态线强度的影响进行了讨论。我们还对一些有趣的星团进行了评论，并研究了在球状星团中丰度分布的存在。发现NGC 6256可能存在内在扩散的暗示，因此似乎是进一步研究的好候选者。
2018-08-11 astro-ph.GA
Accurate distances to Galactic globular clusters through a combination of Gaia EDR3, HST and literature data
我们已经得出了准确的距离银河系球状星团的数据相结合的盖亚早期数据发布3的距离的基础上哈勃空间望远镜HST数据和文献的距离。我们确定的距离直接从盖亚EDR3松弛，或运动学相结合的视线速度色散曲线与盖亚EDR3和HST的自行速度色散曲线。此外，我们计算集群距离拟合附近的亚矮星，其绝对光度，我们确定从他们的盖亚EDR3的视差，球状星团主序列。最后，我们使用基于HST的恒星数量计数来确定距离。我们发现，从不同的方法得到的平均距离下降到约2%的水平很好的协议。结合所有可用的数据，我们能够得出的距离162银河系球状星团，与约20个附近的球状星团的距离确定的精度为1%或更好。最后，我们讨论了我们的距离的本地哈勃常数值的影响。
2021-05-21 astro-ph.GA
Mean proper motions, space orbits and velocity dispersion profiles of Galactic globular clusters derived from Gaia DR2 data
利用Gaia DR 2自行和地面视速度资料，计算了154个银河系球状星团的平均自行和空间速度，以及141个球状星团的速度色散剖面。结合新的内部质量函数的测量的速度色散曲线，使我们能够模拟144个星系团的内部运动学，超过90%的目前已知的银河系球状星团人口。我们还推导出初始集群质量通过计算集群轨道向后的时间应用合适的食谱来考虑质量损失和动力学摩擦。我们发现一个球状星团的恒星质量函数和从集群中丢失的质量量之间的相关性，指向动力学演化的机制之一，塑造在集群中的恒星的质量函数。质量函数也显示出强有力的证据，球状星团开始与底部轻的初始质量函数。我们的模拟显示，目前幸存的球状星团人口已经失去了约80%的质量，因为形成的时间。如果球状星团从对数正态质量函数出发，我们估计银河系最初包含大约500个球状星团，它们的总质量大约为$2.5 \cdot 10^8$ $M_\odot$。对于幂律初始质量函数，球状星团的初始质量可能高出三倍。
2018-11-05 astro-ph.GA
Globular clusters in the outer Galactic halo: new HST/ACS imaging of 6 globular clusters and the Galactic globular cluster age-metallicity relation
本文给出了由哈勃空间望远镜（HST）F606 W、F814 W高级巡天照相机测光得到的6个球状星团的色星等图（CMD）。这6个星系在银河中心距离（Rgc）上形成了两个松散的分组：IC 4499、NGC 6426和鲁普雷希特106在约15-20 kpc，NGC 7006、帕洛马15和Pyxis在约40 kpc。CMD允许在每种情况下从主序列关闭来估计年龄。此外，Palomar 5的年龄（Rgc ~ 18 kpc）是使用档案HST宽视场行星照相机2 V，I测光估计的。年龄分析显示：IC 4499，Ruprecht 106和Pyxis比具有类似金属丰度的内晕GC年轻1-2 Gyr; NGC 7006和Palomar 5比它们的内晕对应物稍微年轻; NGC 6426和Palomar 15是样品中最贫金属的两个GC，在不确定性范围内与所有其他贫金属GC同时代。结合我们以前的努力，目前的样本提供了强有力的证据，银河系GC年龄-金属丰度关系由两个不同的分支。一个表明在银河系内部的快速化学富集，而另一个则表明在外晕中长时间的GC形成。后者是一致的外晕GC形成于矮星系，后来被银河系吸积。
2011-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
G2C2 - IV: A novel approach to study the radial distributions of multiple populations in Galactic globular clusters
我们使用48个银河系GC的HB形态来研究已知存在于球状星团中的不同恒星星族的径向分布。假设（极）蓝色HB星对应于富含氦和轻元素的恒星，我们比较了HB上根据颜色选择的恒星的径向分布，以追踪球状星团中次级恒星星族的分布。与其他情况不同，我们的数据显示，在80%的研究案例中，人口混合良好。这就对年轻球状星团中提出的星际介质污染机制提供了一些限制。
2015-04-24 astro-ph.GA
NGC5694: another extra-galactic globular cluster
通过UVES@FLAMES高分辨光谱的分析，讨论了外晕球状星团NGC 5694中6颗巨星的化学组成。团簇的平均铁含量[Fe/H]=--1.83+-0.01，[α/Fe]比为太阳标度，Ba丰度很低（[Ba/Fe]=--0.71+-0.06）。这些异常丰度模式不同于其他Halo球状星团中观测到的异常丰度模式，但与典型矮球状星系中贫金属星的异常丰度模式相似。这些发现表明NGC 5694可能来自银河系外，可能来自矮球状星系。
2013-01-16 astro-ph.GA
Chemical composition of the outer halo globular cluster Palomar 15
银河系外晕中的球状星团（GCs）是我们银河系聚集历史的重要示踪物。这些天体中只有少数显示出重元素的扩散，超出了基本上在整个银河系GC系统中发现的典型轻元素变化，这表明这些天体的起源和演化更为复杂。在这里，我们提出的第一个丰度分析的三个红巨星在远程（$R_{\rm GC}=38$ kpc）外晕GC Palomar 15，根据中等分辨率的光谱与凯克/ESI仪器。我们的研究结果确定了低铁丰度$-$ 1.94 $\pm$ 0.06 dex，没有任何显着的丰度分布的证据，虽然这是基于低数字统计。总体上，测量了16种物质的丰度比，包括碳、Na、Al、$α$峰（Mg、Si、Ca、Ti）和Fe峰（Sc、V、Cr、Fe、Co、Ni）元素，以及三种中子俘获元素Sr、Ba和Eu。大多数的丰度是兼容的晕场星和那些在其他GC中发现的外晕和内晕在类似的金属丰度。Mg 15增加到[Mg/Fe]=0.45 dex，而其它$α$ -元素Ca和Ti降低0.3 dex。以Mg作为[ $α$ /Fe]的代表，再加上在任何研究的元素中没有任何显著的扩散，我们得出结论，15是典型的外晕，因为它与基准外晕星系团NGC 7492的化学相似性。其中一颗恒星显示出Na和Al丰度升高的证据，暗示该星团中存在多个恒星星族。
2019-07-03 astro-ph.GA
New Globular Cluster Candidates in the M81 group
外晕球状星团（GC）的研究可以为星系合并、球状星团吸积和GC的起源提供新的认识。我们使用档案斯巴鲁超Suprime-Cam（HSC）数据与天基GALEX，IRAC和盖亚EDR 3数据相结合，以选择候选球状星团（GC）的外晕的M81组的确认和未来的研究。我们使用一小部分先前发现的GC样本来调整我们的选择标准，发现M81组中明亮的已知GC的尺寸通常略大于我们领域中的斯巴鲁PSF。在光学波段，GC的颜色似乎与恒星略有不同。包括档案IRAC数据产生显着的改善，在颜色分离，作为长波长的基线艾滋病在一定程度上从恒星的分离，并清楚地分离GC从许多紧凑的背景星系。我们发现，M81群中一些以前光谱识别的GC是前景恒星或背景星系。靠近M82的GC有径向速度，这表明它们与M82一起落入M81群。M81 GC的整体光度函数类似于银河系和M31。M81的外晕GC在金属丰度和数量上与银河系相似，但比M31的外晕GC数量少得多。这些属性反映了三个星系合并历史的差异，突出了使用外晕GC追踪更大样本星系合并历史的可能性。
2022-06-15 astro-ph.GA
Could the Galactic disk heating be due to Globular Cluster impacts?
到目前为止，已经提出了六种机制来解释银河系盘加热。其中，最重要的似乎是由分子云和螺旋臂的恒星散射的组合。我们研究了进一步的机制，即，重复磁盘的影响，原来的银河系球状星团人口到现在。我们发现球状星团最多只能贡献一小部分目前的垂直能量，因为它们可以将整个盘加热到{ $σ$ } $_{z}$ = 5.5kms $^{{\rm -} {\rm 1}}$（参见图10）。对于厚盘和薄盘分别观察到18和39 km的$^{{\rm -} {\rm 1}}$）。我们发现，磁盘热的上升率（$α$ =0.22在\textit{$σ$} $_{z}$ $\sim t^α$与\textit t是时间），是接近分子云散射所发现的。
2009-05-27 astro-ph.GA
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
Search for possibly evolutionary linked globular and open clusters
基于133个银河系球状星团的大样本，我们得到了一个新的估计，球状星团撞击银河系平面的频率，我们发现等于每百万年三次事件。利用新的运动学数据进行的计算不支持疏散星团Stephenson~2可能起源于大质量球状星团$ω$ Cen穿过银盘的著名假设。我们的结果也不支持著名的假设，即球状星团NGC 6397可以触发疏散星团NGC 6231的形成。我们第一次发现了六个球状星团，它们可能在穿越银河平面时引发了一个疏散星团的形成。它们是球状星团NGC 104、NGC 2808、NGC 6362、NGC 6540、NGC 6749和NGC 6752。对于每一个星团，我们确定一个或几个疏散星团，这可能是通过这种情况下诞生。在我们看来，最令人感兴趣的是NGC 104-Ruprecht 129和NGC 6362-Pismis 11。
2019-01-19 astro-ph.GA
The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. XIII. ACS/WFC Parallel-Field Catalogues
作为哈勃太空望远镜银河系球状星团紫外遗产巡天的一部分，在48个球状星团和疏散星团NGC 6791的外围，用高级巡天照相机的宽视场通道观测到了110个平行场。这是迄今为止哈勃太空望远镜对银河系球状星团外围进行的最大的均匀光度测量。特别是，平均每个目标都有两个不同的点，都以距离星团中心约$6.5$弧分为中心，因此每个球状星团的平均面积约为$23\,{\rm arcmin^{2}}$。对于每个视野，在F475 W和F814 W滤光片中采集至少一次曝光。在这项工作中，我们公开发布了天体测量和测光目录以及这些领域的天体测量地图集。
2018-01-23 astro-ph.GA
A survey for dwarf galaxy remnants around fourteen globular clusters in the outer halo
本文报道了对银河系外晕中距银河系中心距离d_GC>25 kpc的14个球状星团的外围区域进行系统测光的结果。这次巡天的目的是寻找宿主卫星星系的残余物，这些星系团在被吸积到星系晕上之前可能最初就在那里形成。极限表面亮度在我们的样本中变化，但达到了μ V_lim=30-32 mag arcsec^-2。只有两个球状星团（NGC 7492和Whiting 1;已经被认为与人马座星系有关），我们探测到扩展的恒星星族，它们既不能与星团本身相关联，也不能与周围的银河场族相关联。我们发现，在这些银心距离周围的球状星团的子结构的缺乏仍然是兼容的宇宙学模拟的预测，即在外晕的银河系球状星团系统是建立在早期时代通过分层吸积。
2018-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clustering clusters: unsupervised machine learning on globular cluster structural parameters
球状星团（GC）根据其轨道、化学和内部物理性质，历来被分为两类（盘/晕）或三类（盘/内晕/外晕）。这种细分的定性性质使得不可能确定组的自然数实际上是两个、三个还是更多。在本文中，我们使用聚类分析的$(\log M, \log σ_0, \log R_e, [Fe/H], \log | Z |)$空间表明，GC组的固有数实际上是$k=2$或$k=3$，后者是有利的，虽然不显着。在$k=2$的情况下，围绕中心点的分区（PAM）聚类算法恢复了贫金属晕GC组和富金属盘GC组。使用$k=3$，这三个组可以被解释为盘/内晕/外晕族。对于每个群，我们得到一个中心点，即一个代表性的元素（分别代表圆盘、内晕和外晕的NGC $6352$、NGC $5986$和NGC $5466$），以及一个衡量每个GC与它的群有多强关联的尺度，即所谓的轮廓宽度。使用后者，我们发现与年龄的磁盘和外晕GC的关联越强的GC与磁盘（外晕）组，它是年轻（老年）。
2019-01-16 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
Imprint of the galactic acceleration scale on globular cluster systems
本文报道了17个早型星系（ETG）样本中球状星团（GC）系统的密度分布在恒星施加的引力加速度等于由径向加速度关系（MOND）已知的星系加速度标度$a_0$的半径处出现了突变。与银河系中其他特征半径的匹配并不那么接近。我们在$Λ$ CDM模型和MOND的框架内提出了可能的解释。我们发现初步的证据表明，在$Λ$ CDM的背景下，GC揭示不仅通过丰富的GC系统的暗晕的质量，但也通过GC系统的破裂半径的浓度。
2019-08-13 astro-ph.GA
NGC 6522: A typical globular cluster in the Galactic bulge without signatures of rapidly rotating Population III stars
本文对老银河系核球球状星团NGC 6522的八颗潜在成员星进行了丰度分析。Chiappini等人（2011年）也曾研究过这些恒星，他们发现慢中子捕获元素的丰度比其他星团和类似金属丰度的场星都高，他们解释这反映了快速旋转的大质量第三星族恒星的核合成。与他们的分析相反，我们没有发现任何不寻常的中子捕获元素Sr，Y，Ba和Eu的增强，并得出结论，以前的索赔主要是由于没有适当考虑混合线。相反，我们发现NGC 6522是一个不起眼的球状星团，在相同的金属丰度（[Fe/H] = -1.15 +/- 0.16）下，其丰度趋势与其他银河系球状星团相当。这些恒星在化学上也类似于晕和球场星，具有相同的金属丰度，[Y/Ba]范围较小，α元素丰度正常。因此，我们在NGC 6522中没有发现任何快速旋转的第三星族恒星的化学特征的观测证据。
2014-08-01 astro-ph.GA
Notes on counter-orbiting globular clusters in the Milky Way
认为银河系中逆行旋转的球状星团可能起源于麦哲伦云星系引力扰动引起角动量改变的反对称球状星团。结果表明，轨道靠近“银河-麦哲伦云”系统拉格朗日点的银河系球状星团，在几个Gyr时间尺度内可以改变角动量的符号。
2014-07-07 astro-ph.GA
An outer shade of Pal: Abundance analysis of the outer halo globular cluster Palomar 13
银河中心距离为27千秒差距的天球13是一个位于外晕的古老球状星团。我们提出了一个化学丰度分析，这个远程系统从高分辨率光谱与凯克/HIRES。由于数据的低信噪比，我们的分析是基于18个成员星的光谱的共同添加。我们能够确定14种元素的16种元素的综合丰度比，包括$α$ -元素（Mg，Si，Ca，Ti），Fe-峰（Sc，Mn，Cr，Ni，Cu和Zn）和n-捕获元素（Y，Ba）。虽然平均钠丰度被发现略有增强和晕状，我们的方法不允许我们探测丰度的传播，这将是预期在这个轻元素，如果多个人口存在于2013年。我们发现一个贫金属平均金属丰度为$-1.91\pm0.05$（统计）$\pm$ 0.22（系统），证实了13是一个典型的外晕贫金属的代表。虽然个别$α$ -元素之间存在一些差异，例如晕状Mg和Si相对于略低的Ca和Ti丰度，但平均[ $α$ /Fe]为0.34 $\pm$ 0.06，与晕场和GC星中略低的$α$成分一致。我们讨论我们的结果的背景下，其他对象的外晕，并考虑这些对象可能吸积。我们还讨论了它们的祖先的性质。虽然在化学上，土卫二13与盖亚-土卫二和它的一些GC相似，但它的运动学性质并不支持这一点。此外，它的化学动力学与NGC 5466，红杉吸积事件的后代相似，可能表明在这个祖先的共同起源。然而，这种比较在整个丰度空间中的模糊性强调了明确地将单个GC标记为吸积物体的困难，更不用说将其分…
2019-10-29 astro-ph.GA
Galactic Nuclei Formation Via Globular Cluster Merging
本文给出了一个由四个大质量球状星团组成的样本的完全自洽N体模拟的初步结果。星系团和星系的N体表象（总共N=1.5x10^6个粒子）允许以自然和自洽的方式包括动力学摩擦和潮汐相互作用。结果证实了球状星团的衰变和合并是形成/吸积致密核团簇的可行方案。具体而言：结果表明：（1）摩擦轨道的衰减比广义Krasekhar公式预测的快2倍;（2）先驱星系团在小于20个星系核穿越时间内发生合并;（3）NC组态至少在70个星系核穿越时间内保持准稳定。
2009-01-30 astro-ph.GA
MOCCA survey database I: preliminary mock Extra Galactic Globular Cluster observations
我们可以观察到的银河系外球状星团（EGGC）的光度特性是系统的积分光，对于附近的EGGC，也可以测量半光半径和颜色空间分布，例如小于和大于半光半径的区域。关于系统内部动力学状态的信息不能直接从观测中获得。另一方面，对球状星团（GC）的模拟可以提供有关系统动力学演化的详细信息。本文对不同动力学演化阶段EGGC的光度特性进行了初步研究。我们将这项研究应用于12陀螺老GC模拟MOCCA调查数据库的一部分。我们使用灵活的恒星星族合成（FSPS）代码从它们的投影快照中确定不同波段的星等，并从表面亮度测量半光半径。
2019-08-06 astro-ph.GA
Tracing the Giant Outer Halo of the Mysterious Massive Disk Galaxy M104 I. Photometry of the Extended Globular Cluster Systems
M104（NGC 4594，草帽星系）是一个神秘的大质量早型星系，它有一个突出的凸起和一个突出的盘。然而，在M104中晕的存在一直是难以捉摸的，并且还不知道M104是如何获得这种奇特的结构的。使用CFHT/MegaCam获得的M104的宽（$\sim2$ deg $^2$）和深$ugi$图像，我们探测到了大量的球状星团（GC），发现了$R\approx35'$（$\sim100$ kpc）。这些GC的颜色分布显示两个亚群：蓝色（贫金属）系统和红色（富金属）系统。GC总数估计为$N_{GC}=1610\pm30$，具体频率为$S_{N}=1.8\pm0.1$。GC的径向数密度分布在$R<20'$的内部区域是陡峭的，并且在$20'<R<35'$的外部区域变得较浅。外部区域由蓝色GC主导，并延伸到$R\approx35'$。这清楚地表明M104中存在一个巨大的贫金属晕。内部区域是由一个隆起的盘组成，对应于早型星系中富含金属的晕。在外部区域发现至少两团蓝色GC。其中一个星团与西南方向的微弱恒星流重叠，表明它可能是一个破裂的矮星系的残余。我们的研究结果表明，富金属的内晕M104形成的第一次通过主要的合并，和贫金属的外晕增长通过许多小的合并。
2022-09-29 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
The Global Mass Functions of 35 Galactic globular clusters: II. Clues on the Initial Mass Function and Black Hole Retention Fraction
在本文中，我们将Sollima & Baumgardt（2017）最近确定的银河系球状星团的质量函数斜率与一组包含65，000至200，000颗恒星的星团的专用N体模拟进行了比较。我们从一系列的初始质量函数（IMF），黑洞保留分数和母星系的轨道参数开始研究星系团。我们发现，当今的质量函数的球状星团同意与预期的星团开始与Kroupa或Chabrier IMF的，是不兼容的集群开始与单一的幂律质量函数的低质量恒星。Sollima & Baumgardt（2017）研究的球状星团中看到的质量分离量可以完全解释为来自最初未分离的星团的两体弛豫驱动的质量分离。基于目前的全球质量函数，我们预计，一个典型的球状星团在我们的样本已经失去了约75%的质量，因为形成，而最演化的集群已经失去了超过90%的初始质量，并应在未来1至2 Gyr溶解。Sollima和Baumgardt研究的大多数星团也显示出它们的中心和全球MF斜率之间的巨大差异，这意味着大多数银河系球状星团要么接近要么已经过去核心坍缩。在大多数星团中看到的强烈的质量分离也意味着在球状星团中形成的所有黑洞中只有一小部分仍然存在于其中。
2017-10-26 astro-ph.GA
Supra-galactic Colour Patterns in Globular Cluster Systems
对与室女座和天炉座HST高级相机巡天中包括的星系有关的球状星团系统的分析揭示了不同的（g-z）颜色调制模式。这些特征出现在球状星团的合成样本上，最明显的是在绝对星等Mg在-20.2到-19.2之间的星系中。这些颜色调制也可以在中央星系NGC 1399和NGC 4486的球状星团的一些样本上检测到（并在不同仪器和测光系统获得的数据集上得到证实），以及在这些星团中的其他明亮星系中。在丢弃场污染、光度误差和统计效应后，我们得出结论，这些超银河系的颜色图案是真实的，反映了一些以前未知的特征。这些特征表明，球状星团的形成过程并不是完全随机的，而是包括一小部分在大空间尺度上以相当同步的方式形成的星团，并且在红移z在2和4之间的大约1.5 Gy的时间间隔内形成。我们推测，导致同步性的假定机制可能与大规模的反馈效应有关，这些反馈效应与剧烈的恒星形成事件和/或超大质量黑洞有关。
2017-03-14 astro-ph.GA
Integrated Light Chemical Tagging Analyses of Seven M31 Outer Halo Globular Clusters from the Pan-Andromeda Archaeological Survey
详细的化学丰度的7个M31外晕球状星团（与M31的投影距离大于30千秒差距），来自高分辨率的综合光谱与霍比埃伯利望远镜。其中五个集群最近发现的泛仙女座考古调查（PAndAS）-本文提出了第一次确定的综合铁，钠，镁，钙，钛，镍，钡，铕丰度为这些集群。其中四个目标星团（PA 06，PA 53，PA 54和PA 56）是贫金属（[Fe/H] < -1.5），α增强（尽管它们的α增强可能比银河系恒星在1 sigma水平上更少），并显示出恒星之间Na和Mg变化的迹象。其他三个球状星团（H10、H23和PA 17）的金属含量更丰富，金属丰度范围从[Fe/H] = -1.4到-0.9不等。虽然H23在化学上与银河系场星、银河系球状星团和其他M31星团相似，但与银河系场星和星团相比，H10和PA 17的[Ca/Fe]相对较低。此外，PA 17的高[Mg/Ca]和[Ba/Eu]比与银河系恒星不同，与大麦云（LMC）中的恒星和星团更一致。这里研究的星系团都不能最终与任何来自PAdAS的已识别流联系起来;然而，基于它们的位置，运动学，金属丰度和详细的丰度，最富金属的PAdAS星系团H23和PA 17可能与巨型恒星流的祖先有关，H10可能与西南云有关，PA 53和PA 56可能与东部云有关。
2015-01-19 astro-ph.GA
A MegaCam Survey of Outer Halo Satellites. VII. A Single Sérsic Index v/s Effective Radius Relation for Milky Way Outer Halo Satellites
在这项工作中，我们使用的银河系的外晕（$R_G > 25\,\mathrm{kpc}$）的卫星（矮球状星系，超暗矮星系和球状星团）的结构特性来自深，宽场和均匀的数据，提出的证据的相关性在Sérsic指数v/s有效半径平面其次是一个大部分的外晕球状星团和卫星矮星系。通过在中心表面亮度v/s绝对星等和Sérsic指数v/s绝对星等参数空间中拟合经验关系，并假设存在两种类型的外晕球状星团，我们发现这种相关性可以完全再现：一种是高表面亮度（HSB组），具有类似于内晕星系团的性质;另一个低表面亮度（LSB组），与矮球状和超微弱矮星系共享特征。由于LSB星系团与矮球状和超暗矮星系的相似性，我们讨论了外晕星系团也起源于暗物质晕内部的可能性，以及来自不同星系宿主势的潮汐力是HSB和LSB星系团之间不同性质的原因。
2019-02-23 astro-ph.GA
Globular clusters and their contribution to the formation of the Galactic halo
这是一个“有偏见”的评论，因为我将展示最近的证据，通过GC中多个种群的新范例的镜头，看到球状星团（GC）对我们银河系晕的贡献。我将展示几个例子，其中多个种群的化学有助于回答热点问题，包括GC是否对晕圈种群有贡献以及有多少贡献，如果我们有GC-晕圈联系的证据，关于这种贡献的优点和缺点是什么。
2015-10-02 astro-ph.GA
Reconstructing the initial mass function of disc-bulge Galactic globular clusters from N-body simulations
我们提出了一个演化模型来描述星团系统在潮汐场中的动力学演化，在该模型中，我们通过运行具有广泛初始质量和轨道参数集的星团的直接N体模拟来校准定义模型的参数方程，生活在由盘状星系产生的外部潮汐场中。我们推导出一种新的方法来数值求解演化方程，使我们能够从星团的年龄、现今质量、轨道参数和外部引力势来推断星团质量的约束。该结果已被应用于银河系球状星团的富金属子样本，是一个很好的代表盘隆起人口。我们重建了这些对象的初始质量函数从现在的质量函数，发现对数正态分布是很好地保存在球状星团系统的演化过程中。幂律初始质量函数的演变进行了评估，确认它转化成对数正态分布的集群质量在哈勃时间。我们的研究结果是一致的形成方案中，富含金属的银河系球状星团形成的巨大分子云在高压地区的银河系盘和凸起的演化的早期阶段。
2014-10-08 astro-ph.GA
Globular cluster contributions to Galactic halo assembly
我讨论了寻找红巨星在银河系晕轻元素丰度类似于第二代球状星团恒星，并讨论了这样一个人口的影响球状星团形成模型和原位恒星形成和吸积之间的平衡组装的星系晕。
2012-11-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Homogeneous Metallicities and Radial Velocities for Galactic Globular Clusters
确定径向速度和丰度是分析银河系球状星团系统性质的基础。然而，超过50%的这些集群没有光谱测量其金属丰度。在这种情况下，这项工作提供了新的径向速度和丰度的20个银河系球状星团，缺乏或有很少知道这些数量的值。径向速度和丰度来自于使用VLT的FORS 2成像仪和摄谱仪在Ca II三重态获得的光谱，并使用许多具有良好丰度的星团中的红巨星光谱进行校准。对于我们样本中大约一半的星系团，我们对现有的速度或丰度，或两者都进行了重大修订。我们还确认了位于人马座矮星系中心的球状星团M54中存在相当大的丰度分布。此外，在明亮的遥远球状星团NGC 5824中，还存在一个小的内部丰度分布（σ [Fe/H]（int）~ 0.11-0.14 dex，类似于M54）。因此，这个星团加入了少数已知具有内部金属丰度（[Fe/H]）分布的银河系球状星团。
2012-02-15 astro-ph.GA
Supernovae and their expanding blast waves during the early evolution of Galactic globular clusters
我们的论点处理银河系球状星团的早期演化，并显示为什么只有少数超新星的产品被保留在球状星团内，只有在最大的情况下（$M \ge 10^6$ Msol），而质量较小的集群没有被超新星污染。在这里，我们表明，超新星爆炸波在一个陡峭的密度梯度演变经历井喷，并最终释放其能量和金属到周围的集群介质。这抑制了第一代恒星遗留下来的气体的扩散和污染。只有来自中心位置良好的超新星的喷出物，在最大质量的星团中演化成可用于第二代恒星的高密度介质，才会被保留下来。这些可能会将它们的产物与剩余的气体混合，最终导致Fe污染的第二代恒星。
2015-11-09 astro-ph.GA
All quiet in the outer halo: chemical abundances in the globular cluster Pal 3
外晕中的球状星团是研究银河系恒星晕组成和起源的重要探针。目的：我们推导出红巨星的化学元素丰度比属于远程（R~90千秒差距）GC 103和比较我们的测量的红巨星在内部和外部晕GCs。研究方法：从高分辨率光谱的四个红巨星，获得与麦哲伦/MIKE摄谱仪在适度高的S/N，我们推导出25 α，铁峰，和中子捕获元素的化学丰度。这些丰度比证实了共同添加低S/N HIRES光谱的19颗恒星沿红巨星分支。结果如下：M13显示出α增强的丰度模式，它的Fe峰和中子俘获元素比率与晕场星和具有相同金属丰度的代表性内晕GC（如M13）中发现的完全一致。重元素的形成似乎受r-过程核合成的控制。我们有限的样本并没有显示出任何显着的恒星之间的丰度变化，在这个集群，虽然一个弱的Na-O反相关不能排除由目前的数据。结论：因此，G33看起来像是一个原型GC，其丰度比与矮球状恒星不同，排除了与这种外部系统的直接联系。这一结论是强调缺乏显着的丰度分布在此GC，在矮星系中看到的广泛的丰度分布。银河系外晕和内晕的GC在化学上似乎是同时代演化的，经历了类似的富集历史。
2009-08-18 astro-ph.GA
On the Origin of the Globular Cluster FSR 1758
银河系中的球状星团被认为是{ \it in situ}起源的，或者是通过过去的吸积事件沉积在银河系中的，比如壮观的人马座矮星系合并。我们的目标是探索最近发现的球状星团FSR 1758的起源，它经常与过去的合并事件有关，并且恰好被投射到银河系的凸起，通过对其银河系轨道的详细研究，并将其分配到最合适的银河系组成部分。我们采用三种不同的分析与时间无关的潜力模型计算的集群的轨道，使用高斯Radau间距积分方法。此外，加入了一个含时的棒势模型来考虑银河棒的影响。我们运行了一个大型的模拟套件，以考虑初始条件的不确定性，在蒙特卡洛的方式。我们证实了以前的迹象表明，球状星团FSR 1758拥有一个逆行轨道与高偏心率。对银河系中星团轨道参数的比较分析，以及最近的金属丰度估计，使我们能够得出结论，FSR 1758确实是一个银河系隆起入侵者。因此，该星团可以被认为是一个旧的贫金属晕球状星团形成{ \it在原位}，这是通过现在的隆起区。然而，它的性质也可以粗略地解释，假设该星团是银河系外起源的某个流的一部分。我们的结论是，评估起源，无论是银河系或银河系外，球状星团肯定是一个诱人的任务。在任何情况下，通过使用{ \it奥卡姆剃刀}参数，我们倾向于选择FSR 1758的{ \it原位}原点。
2020-02-09 astro-ph.GA
The Likelihood of Undiscovered Globular Clusters in the Outskirts of the Milky Way
目前已知的银河系球状星团的最大星系中心距离为$\sim$ 145 kpc，其特点是最外层的星团主要具有向内的速度。轨道平均发现，这种配置是偶然发生的$6\%$的时间，这表明几个球状星团与积极的径向速度仍然未被发现。我们估计的预期数量的未被发现的集群在大的距离下的假设，集群人口有一个平滑的径向分布，并在银河系的维里半径内处于平衡。通过比较目前的外星系团的运动学性质的随机轨道配置的银河系球状星团系统通过轨道平均，我们估计的可能性$73\%$有至少一个未被发现的球状星团在银河系内。该估计值假设当前人口已达到50千秒差距，如果人口已达到150千秒差距，则增加到$91\%$。存在两个未发现的簇的可能性在$60\%$和$70\%$之间，存在三个未发现的簇的可能性在$50\%$的量级。最有可能的情况是，未被发现的集群正在向外移动，这导致外部集群人口与平衡状态一致。通过即将进行的深层成像调查，将能够对遥远的、可能相当低的浓度和非常低的金属量的球状星团进行探测。
2020-12-15 astro-ph.GA
Chemical element abundances in the outer halo globular cluster M 75
我们提出了第一个全面的丰度研究的大规模，外晕球状星团（GC）M 75（NGC 6864）。这个独特的系统显示了一个非常扩展的三峰水平分支（HB），但在其颜色星等图（CMD）中没有检测到多个种群的其他线索。基于16颗红巨星的高分辨率光谱观测，我们推导出了大量的α，p-捕获，铁峰和n-捕获元素的丰度。我们发现该星系团富含金属（[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。我们发现我们的样品中的O，Na和Al的显着变化，这表明三个不同的人群。此外，这两颗钠含量最高的恒星也被明显的钡增强，表明有第四个恒星群体。奇怪的是，M75中的大多数恒星（不包括两颗富钡星）都显示出r过程富集的模式，这在星团的高金属丰度中是不寻常的。我们比较了M 75和NGC 1851（GC非常类似于M 75的年龄，金属丰度和HB形态）的丰度特性，并得出结论M 75的可能形成的情况。
2013-01-10 astro-ph.GA
Mass segregation in the diffuse outer-halo globular cluster Palomar 14
我们提出了一个弥漫的外晕球状星团Palomar 14的恒星质量函数的径向依赖性的分析。利用HST/WFPC 2记录的星团中心39 pc（对应于~0.85*r_h）的数据，我们发现在0.55到0.85太阳质量的质量范围内，质量函数在所有半径上都很好地近似于幂律。质量函数随着半径的增加而变陡，从星团中心的0.66+/-0.32的幂律斜率到超过核心半径的1.61+/-0.33的斜率，表明星团是质量分离的。这似乎与其现今约20 Gyr的长半质量弛豫时间相矛盾，并且与Beccari等人（2011）的最新发现相矛盾，Beccari等人将该星团的蓝离散星的非集中人口解释为动力学分离尚未影响该星团的证据。我们讨论了这一明显的冲突，并认为，集群必须要么形成与原始的质量分离，或其弛豫时间尺度必须在过去小得多，即集群必须经历了显着的扩张。
2013-01-21 astro-ph.GA
Galactic Nuclear Cluster Formation Via Globular Cluster Mergers
我们应用的想法，在星系的中心区域的致密恒星系统形成通过球状星团合并的银河系的核星团的形成，那里是一个巨大的黑洞。我们的高精度N体模拟结果与银河系核团的观测特征吻合得很好，进一步证实了所谓的内星系致密系统形成的迁移模型关键词星系：核-星系：黑洞-星系：球状星团-星系：银河系-N体：模拟
2013-01-14 astro-ph.GA
The kinematics of globular clusters systems in the outer halos of the Aquarius simulations
恒星晕和球状星团（GC）系统包含了关于其宿主星系的组装历史的有价值的信息。由一个显着的旋转信号的检测外晕GC系统的M31的动机，我们调查的可能性检测到这样的旋转信号的投影，使用宇宙学模拟。为此，我们选择的标记粒子的宝瓶座模拟代表模拟GC系统的光环的子集，并分析其运动学。我们发现，GC系统可以表现出一个不可忽略的旋转信号提供相关的恒星晕也有一个净角动量。检测这种旋转信号的能力在很大程度上取决于观察视角，对于Aquarius套件中的不同光晕，看到比M31中测量的信号更大的信号的概率范围为10%至90%。高值被发现从一个角度来看，这样的GC系统的投影角动量是在40度内的旋转轴确定通过投影位置和视线的GC速度。此外，真实的三维角动量的外恒星晕是相对较好的对齐，在35度内，与模拟GC系统。我们认为，在模拟GC系统的净角动量自然产生时，大部分的材料是从一个优选的方向吸积，即沿占主导地位的暗物质细丝的大尺度结构的晕嵌入。这一点，再加上M31盘的正面影像，表明在它的外晕GC系统中测量到大的旋转信号并不是巧合。
2016-05-31 astro-ph.GA
