Probing the nature of dark matter with accreted globular cluster streams
低质量星系晕（如矮星系）中暗物质（DM）中心密度剖面的陡度是对DM性质的一个强有力的探索。我们提出了一个新的计划，探测星系晕内的配置文件使用恒星流。我们发现，今天的形态和动力学性质的吸积球状星团（GC）流-那些产生的潮汐剥离的GC最初演变的卫星星系，后来合并的银河系（MW）-是敏感的中央DM密度分布和质量的母卫星。GCs在尖状CDM晕内的吸积产生的流比在核心晕内的吸积产生的流物理上更宽，动态上更热。MW流“GD-1”和“Jhelum”（可能是吸积GC起源）与我们的模拟的第一次比较表明，核心subhalos的偏好。如果这些结果在未来的数据中成立，这意味着要么DM尖点被重子反馈擦除，要么它们的subhalo自然具有核心密度分布，暗示DM模型超越CDM。此外，增生的GC流是高度结构化的并且表现出复杂的形态特征（例如，并行结构和“支线”）。这意味着，吸积的情况下，自然可以解释最近观察到的一些MW流的特点。我们还提出了一种新的机制，形成“间隙”流时，残留的父subhalo后来通过流。这种遭遇可能比先前考虑的DM subhalo的随机遭遇持续更长的时间（并产生更大的影响），因为GC流和它的母subhalo在相似的轨道上，相对速度很小。目前和未来的调查MW晕将发现许多微弱的恒星流，并提供所需的数据，以证实我们的初步测试与这个新的探头DM。
2020-12-16 astro-ph.GA
New constraints on the dark matter density profiles of dwarf galaxies from proper motions of globular cluster streams
矮星系晕中心的密度分布强烈地依赖于暗物质的性质。最近，在Malhan等人（2021）中，我们采用N体模拟来表明，宇宙学模拟预测的尖状冷暗物质（CDM）子晕可以使用吸积球状星团（GC）流的特性与核心子晕区分开来，因为这些GC在吸积到银河系之前在其母晕内经历了潮汐剥离。我们以前发现，集群内吸积尖subhalos产生流更大的物理宽度和更高的分散线的视线速度和角动量比流内吸积核心subhalos。在这里，我们使用相同的模拟套件来证明，在流（$σ_{v_\mathrm{Tan}}$）的切向速度的色散也是敏感的中央DM密度分布的父母的矮星和GC的吸积从：尖形subhalos产生流与更大的$σ_{v_\mathrm{Tan}}$比那些吸积内核心subhalos。使用盖亚EDR3观测多个GC流，我们比较它们的$σ_{v_\mathrm{Tan}}$值与模拟。测得的$σ_{v_\mathrm{Tan}}$值与“原位”起源和$M\sim 10^{8-9}M_{\odot}$核心次晕（或质量为$\sim 10^8M_{\odot}$的极低质量尖形次晕）内的吸积一致。尽管$σ_{v_\mathrm{Tan}}$目前存在很大的不确定性，但我们发现，任何祖先GC从$M_{\rm subhalo}\buildrel > \over \sim$ $10^9 M_{\odot}$的尖形subhalos增生的概率很低…
2022-11-29 astro-ph.GA
In-situ or accreted? Using deep learning to infer the origin of extragalactic globular clusters from observables
球状星团（GC）是星系聚集过程的强有力的示踪剂，并且已经被用来获得银河系祖先的详细图像。使用E-MOSAICS宇宙学模拟（34.4 Mpc）的$^3$体积，遵循的形成和共同演化的星系和他们的星团人口，我们开发了一种方法来链接GC的起源，其可观测的属性。我们使用在模拟上训练的监督式深度学习算法来捕捉这个复杂的联系，并仅基于河外观测数据来预测单个GC的起源（无论它们是在主要祖先中形成的还是从卫星上吸积的）。在$\sim 700$模拟星系主持的$\sim50,000$ GC上训练的人工神经网络分类器成功地预测了测试集中GC的起源，对于[Fe/H]<-0.5的具有明确分类的物体，平均准确率为$89$ %。该网络主要依赖于α元素丰度，金属丰度，投影位置和星团的投影角动量来预测它们的起源。使用银河系GC的已知祖先协会进行的真实世界测试达到了高达$90$ %的准确性，并成功地识别出与Kraken祖先相关的内银河系中的大多数GC以及所有的盖亚-土卫二GC。我们证明了该模型对观测不确定性的鲁棒性，并开发了一种方法来预测观测星系的分类精度。分类器可以针对可用的观测数据进行优化（例如，通过包括GC年龄来提高精度），使其成为在即将到来的宽场调查中重建星系组装历史的有价值的工具。
2023-01-13 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
Accreted Globular Clusters and Horizontal Branch Morphology in the Outer Halo of M31
基于HST测光分析M31外晕48个球状星团水平支形态，发现极红HB星团与吸积子结构显著相关，首次直接证实红HB晕星团起源于卫星吸积，揭示M31比银河系具有更漫长的吸积历史。
2025-06-26 astro-ph.GA
Metallicity gradients in the globular cluster systems of early-type galaxies: In-situ and accreted components?
大质量早型星系通常有两个球状星团（GC）的子群，它们经常显示径向颜色（金属丰度）梯度。整理从文献中的梯度，我们表明，在富含金属和贫金属的GC子群的梯度是相同的，在测量的不确定性，在一个给定的星系。此外，这些GC梯度在强度上类似于宿主星系的{ \it stellar}金属丰度梯度。在非常大的半径（例如大于8个星系有效半径），有一些证据表明GC梯度变得平坦，平均金属丰度接近恒定。使用恒星金属丰度梯度作为代理，我们探测大规模的早型星系的组装历史与流体动力学模拟的Magneticum套件的模型。特别是，我们测量的恒星金属丰度梯度的原位和吸积组件在一个类似的径向范围内观察到的GC子群。我们发现，在原位和吸积恒星的金属丰度梯度是相似的，但有一个更大的分散比富金属和贫金属的GC子种群梯度在一个给定的星系。我们的结论是，虽然富金属GC主要形成在原位阶段和贫金属GC在吸积阶段的大质量星系形成，他们没有严格的一对一的联系。
2018-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular clusters in \textsc{OrbIT}: complete dynamical characterisation of the globular cluster population of the Milky Way through updated orbital reconstruction
Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF（意大利国家天体物理研究所）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Instituto Milenio de Astrofísica MAS（MAS 天体物理研究所）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）
通过更新的轨道重建，研究银河系球状星团群体的动力学特性，以揭示银河系的组装历史和并合事件。
2025-12-05 astro-ph.GA
In-situ vs accreted Milky Way globular clusters: a new classification method and implications for cluster formation
本文提出结合轨道能量、角动量 z 分量与 [Al/Fe] 校准的银河系球状星团原位/吸积分类法，揭示两类星团在空间、运动学、化学及年龄—金属丰度上的差异，并约束银盘形成时期。
2023-09-27 astro-ph.GA
Accreted versus In Situ Milky Way Globular Clusters
在这里，我们研究银河系的GC系统，估计吸积与原位形成的GC的分数。我们首先组装一个高质量的数据库的年龄和金属丰度的93银河系GC文献深色星等数据。银河系GC的年龄-金属丰度关系揭示了两个不同的轨道-一个具有约12.8 Gyr的近恒定老年，另一个分支到更年轻的年龄。我们发现，后者年轻的轨道占主导地位的球状星团与人马座和大犬座矮星系。尽管过于简单，它的年龄-金属丰度关系可以很好地表示为一个简单的封闭的盒子模型与连续的恒星形成。推断的化学富集历史与大麦云云相似，但在给定的年龄比小麦哲伦云更丰富。在排除了人马座和大犬座GC之后，仍然有几个年轻的轨道GC。它们的水平分支形态通常是红色的，因此被归类为Young Halo天体，但它们并不倾向于显示出延伸的水平分支（可能是吸积的残余核的特征）。逆行轨道GC（吸积的一个关键特征）通常在年轻的轨道上发现。我们还研究了位于靠近由几个卫星星系定义的天炉座狮子座雕塑家大圆的GC。我们发现，几个GC是一致的年轻的轨道，我们推测，他们可能已经吸积随着他们的主机矮星系，其核心可能生存的GC。最后，我们认为来自6-8个矮星系的27-47个GC（约占整个系统的1/4）被吸积形成了我们今天看到的银河系GC系统。
2010-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Chemical Composition of Globular Clusters of Different Nature in our Galaxy
编制了一个银河系球状星团表，并利用它分析了星团化学参数和运动学参数之间的关系。该星表包括157个球状星团的位置、距离、光度、金属岩和水平分支形态指数，以及72个球状星团的空间速度。对于69个球状星团，这些数据补充了各种核合成过程中产生的28种化学元素的相对丰度，取自1986 - 2018年发表的101篇论文。讨论了在低金属量吸积的球状星团中水平分支变红的趋势。被认为是基于化学和运动学性质的厚盘和晕子系统的集群成员资格的标准之间的差异。这一点可以通过以下事实得到证明：所有富含金属的（$\rm{[Fe/H]} > -1.0$）星团都位于银河系的中心和平面附近，而不管它们在特定的银河系子系统中的运动学成员。一个例外是人马座的一个矮星系丢失了三个吸积星团。与此同时，在任何运动学选择的银河系子系统中，更遥远的星系团在金属贫乏的星系团中所占的比例都很高。
2019-04-12 astro-ph.GA
Lithium and oxygen in globular cluster dwarfs and the early disc accretion scenario
最近提出了一种新的设想-早期盘吸积-来解释在银河系球状星团中发现的多个恒星星族。根据这一模型，轻元素丰度之间存在明确的（反）相关性，（即C，N，O，Na）在属于同一个星团的恒星光球中（和相关的氦富集），是由短寿命相互作用的大质量双星系统的喷出物吸积引起的（和单个快速旋转的大质量恒星）在完全对流的前主序星低质量和非常低质量的恒星，在星团演化的早期阶段。我们研究了所提供的限制，同时考虑到观察到的扩散的锂和氧（如果可能的话，钠）丰度的关闭恒星样本在NGC 6752，NGC 6121（M4），和NGC 104（47 Tuc），和氦丰度的多个主要序列。这些观测为吸积场景提供了非常强大的测试，因为在关闭处观察到的O，Li和He丰度分布可以用来限制吸积物质的成分（和质量）以及污染恒星的时间尺度。在NGC 6752的情况下，我们无法找到物理上一致的解决方案。在M4的情况下，光谱误差与本征扩散相比太大，无法约束吸积物质的性质。至于47 Tuc，我们可以找到一个物理上一致的解决方案，来计算吸积气体中He和O（和Na）的丰度，并且只有在污染发生的时间尺度为~ 100万年时，才能预测这些元素在吸积物质中的丰度，因此污染物是质量为几十个太阳质量的物体（删节）。
2014-04-24 astro-ph.GA
A new set of chisels for Galactic archaeology: Sc, V and Zn as taggers of accreted globular clusters
化学标记是揭示恒星和球状星团（GC）起源的有力工具，特别是当动力学本身不能提供可靠的答案时。到目前为止，大多数$α$ -和中子捕获元素已经被用来区分出生在银河系（MW）和那些出生在外部环境，如矮星系的恒星。在这里，相反，我们使用铁峰元素丰度调查富含金属的球状星团样品的起源。通过均匀分析四个富金属GC巨星的高分辨率UVES光谱，（即NGC 5927，NGC 6388，NGC 6441，NGC 6496），我们发现虽然$α$ -元素Si和Ca对于所有四个GC具有相似的丰度比，而Ti和中子俘获元素（La、Ba和Eu）的丰度仅显示出微小的差异，而当考虑到某些铁峰元素（Sc、V和Zn）的丰度时，发现存在明显的差异。特别是，NGC 6388和NGC 6441中这些铁峰元素的丰度比明显低于NGC 5927和NGC 6496中测量到的丰度比（约0.5 dex），通过分析它们的轨道性质，可以清楚地确定它们是原位生成的MW星系团。这些测量结果表明，这些星系团形成的环境是不同的，并提供了强有力的证据支持NGC 6388和NGC 6441来自同一祖先的吸积起源。
2021-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The kinematics of globular cluster populations in the E-MOSAICS simulations and their implications for the assembly history of the Milky Way
我们提出了一个详细的比较银河系（MW）的球状星团（GC）的运动学与25银河系质量的宇宙学模拟从E-MOSAICS项目。虽然MW落在模拟所涵盖的GC的运动学分布范围内，但其富金属（$[\rm{Fe/H}]>-1.2$）与贫金属（$[\rm{Fe/H}]<-1.2$）以及内部（$r<8\rm{kpc}$）与外部（$r>8\rm{kpc}$）种群的相对运动学对于其质量而言是非典型的。为了了解这些功能的起源，我们进行了全面的统计分析的模拟，并找到18个相关性描述的组装$L^*$星系及其暗物质晕的基础上，他们的GC人口运动学。的相关性出现，因为吸积和原位GC的轨道分布依赖于质量和吸积卫星的吸积红移，动力分数，潮汐剥离，和动力加热的综合影响驱动。由于在原位/吸积GC的运动学被广泛跟踪的富金属/贫金属和内部/外部的人口，观察GC的运动学是一个敏感的探测星系组装。我们预测，相对于人口的$L^*$星系，MW组装其暗物质和恒星质量迅速通过结合原位恒星形成，十几个低质量合并，和$1.4\pm1.2$早期（$z=3.1\pm1.3$）的主要合并。快速组装期提前结束，限制了吸积恒星的比例。最后，我们提供详细的定量预测的MW的组装历史。
2021-03-30 astro-ph.GA
Formation imprints in the kinematics of the Milky Way globular cluster system
我们报告的银河系（MW）球状星团（GC）的运动学的结果更新的空间速度的基础上，几乎整个GC人口。我们发现，一个三维空间的半长轴，偏心率和轨道相对于MW平面的倾斜度作为其轴是有帮助的，以挖掘GC系统的形成。我们发现，在原位形成的GC表现出明显的相关性，他们的偏心率和轨道倾角的意义上说，集群与大偏心率也有大的倾角。这些GC还显示了它们到MW中心的距离与它们的偏心率之间的相关性。吸积GC不表现出偏心率和倾角之间的关系，但在偏心率大于~ 0.5时，其倾角范围很广。最后，我们计算了GC系统的速度各向异性“β”，并发现对于原位形成的GC，“β”从最外区域向MW中心从~ 0.8下降到0.3，但对于吸积的GC系统保持相当恒定（0.7-0.9）。这些发现可以解释，如果GC形成的气体，径向崩溃在郊区，与相对较高的落入角的偏好。当材料到达旋转的成形盘时，它变得更圆并且相对于盘以较低的倾斜度移动。一半的GC人口被吸积和沉积在轨道上，覆盖了从外晕到凸起的整个能量范围。
2019-07-23 astro-ph.GA
Abundance ties: Nephele and the globular cluster population accreted with $ω$ Cen. Based on APOGEE DR17 and Gaia EDR3
本研究基于APOGEE DR17和Gaia EDR3数据，通过8维化学丰度空间的高斯混合模型分析，发现6个与ω Cen化学高度相似的银河系球状星团，提出它们共同起源于被银河系吸积的矮星系Nephele。
2024-12-05 astro-ph.GA
Globular cluster populations and the kinematical fingerprints of minor mergers
我们利用Monte Carlo $Λ$ CDM组装历史、小合并N体模拟以及晕质量与球状星团（GC）丰度之间的经验关系，用$M_{vir}(z=0)=10^{13.5}M_\odot$研究了大质量星系中晕GC的运动学性质.虽然吸积恒星晕的贡献占主导地位的大规模的卫星，我们表明，低维里质量的卫星（即低卫星-主机维里质量比，VMRs）是重要的贡献者人口的吸积GC。低VMR的吸积事件的相对贡献是最高的晕人口的蓝色GC和逐渐减少的红色GC和吸积星。作为一个结果的动力学摩擦的效率降低，轻微的合并，我们的人口宇宙吸积的蓝色GC系统的空间扩展，并具有较高的速度色散比红色GC，与观测结果一致。出于同样的原因，组装的历史，包括一个较小的合并更高的分数，在空间上扩展的GC人口的结果。GC视线速度分布的峰度为负值$κ$，最近观察到，在我们的模型中无处不在。因此，$κ<0$与吸积情景并不矛盾，事实上，它是小合并重要贡献的指纹。然而，我们的人口的吸积GC仍然主要是径向偏置，与配置文件的各向异性参数$β$是温和的径向中心（$β(r<10~{\rm kpc})\sim0.2$）和强烈的径向各向异性在大galactocentric距离（$β(r>30~{\rm kpc})\gtrsim0.6$），红色和蓝色的人口。
2018-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ratio of [Eu/$α$] differentiates accreted/in-situ Milky Way stars across metallicities, as indicated by both field stars and globular clusters
本研究结合恒星轨道与铕、硅元素丰度，发现[Eu/$α$]比值可区分银河系原位与吸积恒星及球状星团，验证了球状星团对宿主恒星形成历史的示踪作用，且该化学标签可拓展至M31星系。
2024-08-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Age-Metallicity-Specific Orbital Energy Relation for the Milky Way's Globular Cluster System Confirms the Importance of Accretion for Its Formation
球状星团可以在它们的宿主星系内部形成，在高红移时，气体密度较高，富含气体的合并是常见的。它们也可以在低质量星系内部形成，这些星系已经被吸积和潮汐破坏，留下它们的球状星团补充物与高质量晕结合在一起。我们认为，星系球状星团系统中年龄-金属丰度-特定轨道能量关系可以用来确定其起源。富含气体的合并应该产生紧密结合的系统，其中富含金属的集群比缺乏金属的集群年轻。球状星团形成于大质量盘中，然后分散成晕，它们的年龄和比轨道能量之间应该没有关系。吸积的球状星团应产生弱束缚系统，其中年龄和金属丰度相互相关，但与特定轨道能量呈负相关。我们使用精确的相对年龄，自洽的金属丰度，和基于空间的自行通知轨道表明，银河系的金属贫乏的球状星团系统位于一个平面中的年龄金属丰度特定的轨道能量空间。我们发现，相对年轻或贫金属的球状星团与银河系的结合较弱，而相对古老或富金属的球状星团与银河系的结合较紧密。虽然富含金属的球状星团可能是在原位或非原位形成的，但我们的研究结果表明，贫金属的星团是在银河系外的矮星系中形成的。我们预测，这种年龄之间的关系，金属丰度，和特定的轨道能量在$L^{*}$星系的球状星团系统是一个自然的结果星系形成的$Λ$ CDM宇宙。
2021-04-21 astro-ph.GA
Nature and nurture: the dynamical ages of in situ and accreted globular clusters in the Milky Way
INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）
利用Gaia数据，通过动力学年龄统计发现银河系中吸积球状星团比原生星团更年轻，并支持低能球状星团早期吸积假说。
2026-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of the Milky Way globular clusters
我们提出了一个宇宙学放大模拟银河系般的星系，用于探索星团的形成和演化。我们特别调查的双峰观察到的颜色和金属的球状星团的起源，并通过宇宙时间的潮汐张量的形式的环境演变。我们的研究结果自洽地证实了以前的发现，即蓝色的，金属贫乏的星系团形成于吸积到银河系上的卫星星系中，而红色的，富含金属的星系团主要在原位形成，或者在较低程度上在与银河系合并的大规模自富集星系中形成。通过监测这些人口的潮汐场的经验，我们发现，集群形成在原地（一般集中）的感觉显着更强的潮汐比吸积的，无论是在今天，当平均在他们的整个生命。此外，我们注意到，银河系星团所经历的潮汐场是显着弱于在过去比现在的一天，确认它是不可能的，一个幂律的集群初始质量函数一样，年轻的大质量的集群，被转化为观察到的峰值分布在银河系与弛豫驱动的蒸发在潮汐场。
2016-11-14 astro-ph.GA
Globular Clusters of the Galaxy: Chemical Composition vs Kinematics
本文对银河系球状星团的化学参数和空间运动学参数之间的关系进行了全面的统计分析。编制的星表包含157个星团的天体物理参数和69个星团的α元素相对丰度。对于121个集群，数据补充的空间运动学参数取自文献。本文讨论了低金属吸积球状星团水平分支的红化现象。我们认为，在化学和运动学性质方面的标准集群属于厚盘和晕的子系统之间的矛盾。它包括这样一个事实，即无论从运动学上看是否属于银河系的子系统，几乎所有的金属（[Fe/H] >-1.0）星系团都位于靠近银河系中心和平面的地方，而在两个子系统中金属性较低的星系团中，有许多离银河系较远。银河系恒星天体和周围低质量矮卫星星系中α元素丰度的差异证实了一个众所周知的结论，即所有球状星团和吸积晕的场星都是质量比银河系当前环境更高的星系的残余。一个可能的例外是一个遥远的低金属星团，α元素Rup 106的相对丰度较低。
2020-02-25 astro-ph.GA
Globular Clusters in a Cosmological N-body Simulation
将恒星动力学模型球状星团引入到Via-Lactea II（VL-2）模拟的暗物质晕的重构版本中，以跟踪星团潮汐质量损失和恒星流形成。星系团最初是在其局部的次星系晕中演化，后来被吸积到主星系晕中。恒星不断地从星团中移出，但是那些出现在次星系晕中的恒星在吸积到主晕中时，会分散成一条宽阔的溪流。一旦星团进入主晕，存活至今的稀薄潮汐流就可以开始形成。一个更高的红移开始将星团置于更密集的晕中，在那里它们受到更强的潮汐，导致更高的平均质量损失率。一个z=3的开始导致了一组丰富的星流，几乎所有在100 kpc以内的星流中都有一个残留的祖先星团。相比之下，在z=8的开始，所有吸积到主晕上的星团都完全溶解。这些结果进行了比较，现有的数据牛奶路流，其中大多数流没有明确关联的球状星团。这一点，如果一般来说是正确的话，就意味着在高红移处，质量大的球状星团的数量至少是原来的两倍。
2018-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Reconstructing the mass accretion histories of nearby Red Nuggets with their globular cluster systems
人们普遍认为，大质量星系是通过原位坍缩和非原位吸积的结合形成的。原位成分形成较早，其中气体塌陷和压实导致在$z>1$中看到的大量致密系统（蓝色和红色“金块”）的形成。随后的卫星吸积带来了非原位物质，使这些金块的大小和质量增加，成为我们在当地看到的大质量早期星系（ETG）。由于吸积过程中的随机性，在少数罕见的情况下，红块将演变到今天经历了很少的异位质量吸积。由此产生的巨大、紧凑和古老的物体被称为“遗迹星系”。详细的恒星星族和运动学分析是研究这些系统所必需的。然而，另一个关键方面在于确定它们自形成以来所累积的异地质量的比例。球状星团系统可以用来限制这一部分，因为大质量星系中最古老和最贫金属的球状星团主要是吸积的，非原位人口。遗迹星系及其球状星团系统的形成模型表明，由于它们的早期压实和有限的吸积暗物质为主的卫星，遗迹星系应该有特征性的低暗物质质量分数相比，ETG相同的恒星质量。
2020-06-04 astro-ph.GA
A comparative high-resolution spectroscopic analysis of in situ and accreted globular clusters
本研究利用VLT高分辨率光谱数据对比原位与吸积球状星团的化学丰度，发现特定元素丰度不仅能区分原位与吸积星团，还能辨别不同前身星系，并推断Ruprecht 106源于更小质量的星系。
2024-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The [α/Fe]-[Fe/H] relation in the E-MOSAICS simulations: its connection to the birth place of globular clusters and the fraction of globular cluster field stars in the bulge
球状星团（GC）的α元素丰度和星系的场星群编码了关于这些组成部分的形成的信息。利用E-MOSAICS宇宙学方法对25个银河系质量的~L* 星系及其GC进行了模拟，研究了场星和GC的[α/Fe]-[Fe/H]分布。GCs的[α/Fe]-[Fe/H]分布基本上与场星的分布一致，因此也可以作为星系[α/Fe]-[Fe/H]演化的示踪物。由于它们的恒星形成历史的差异，与恒星流（即最近被吸积的）相关的GC在固定的[Fe/H]下系统地降低[α/Fe]。因此，如果观察到GC的[Fe/H]的[α/Fe]较低，则该GC最近与矮星系一起吸积的可能性增加。场星[α/Fe]-[Fe/H]分布的形状有很大的范围，其中一个显著的星系子集呈现双峰分布，其中高[α/Fe]序列主要由球核中的恒星组成，其中很大一部分来自破裂的GC。我们计算了25个模拟星系的凸起部分的破坏GC的贡献，并找到0.3- 14%之间的值，这部分与星系的形成时间相关。这些分数的上限范围与银河系的观测推断测量值相一致，这表明在这方面银河系不是典型的L* 星系，在早期经历了异常快速的增长阶段。
2019-12-05 astro-ph.GA
No globular cluster progenitors in Milky Way satellite galaxies
为了寻找银河系球状星团的可能祖先，我们对银河系中170个球状星团和11个典型的银河系卫星星系进行了轨道积分，并在银河系+卫星势中回溯了11 Gyr，包括MW对大麦云云的响应以及动力学摩擦对卫星星系的影响。为了评估可能的过去协会，我们设计了一个球状星团-卫星结合标准的基础上，卫星的潮汐半径和逃逸速度，我们测试球状星团与人马座矮星系和矮星系与大麦云云。对于这些，我们成功地恢复了以前的研究所强调的动力学协会，我们通过使用盖亚EDR 3数据推导出银河系的吸积时间。假设银河系球状星团是和一直免费的暗物质，因此由恒星单独组成，我们证明，没有任何球状星团显示任何明确的关联与8个经典矮球状星系，即使他们中的一大部分被认为是吸积。这意味着吸积的球状星团要么是作为现在被破坏的卫星星系的一部分进入的，要么是球状星团过去可能有暗物质晕--正如球状星团和矮星系之间类似的金属丰度所暗示的那样。
2022-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The distribution of globular clusters in kinematic spaces does not trace the accretion history of the host galaxy
本研究通过N体模拟检验球状星团在运动学空间的分布，发现吸积星团不具动力学相干性，且与原位星团重叠，质疑了基于相空间聚集重建银河系吸积历史的可靠性。
2023-02-28 astro-ph.GA
Globular clusters as indicators of Galactic evolution
我们研究了在其他星系中形成并最终吸积到银河系中的球状星团（GC）系统。因此，根据盖亚观测站的最新数据获得的属于不同潮汐流的GC样本取自文献。我们测量的各向异性的分布，这些GC使用的回转张量，并发现在流中的GC的分布是各向同性的。然而，可以看出，一些包含在现有样本中的吸积GC实际上属于银河系的圆盘。为了澄清GC的起源，我们研究了“年龄-金属性”关系。这种依赖性证明了双峰性，它的两个不同分支清楚地表明了星系流和星系盘中形成的星系团之间的差异。此外，我们还研究了银河系大尺度环境的影响（即，本超星系团）对卫星星系和银河系GC分布的影响。已知银河系的卫星星系形成各向异性的平面结构，因此我们也将它们纳入分析。观测表明，卫星星系的平面既垂直于星系盘，也垂直于超星系平面。对于距离大于100 Kpc的GC，观察到类似的图像。
2023-01-20 astro-ph.GA
The in situ origin of the globular cluster NGC 6388 from abundances of Sc, V, and Zn of a large sample of stars
球状星团（GCs）的化学标记通常使用α元素的丰度来完成。铁峰元素Sc，V，特别是Zn被提议作为α元素的替代品，以标记在富含金属的制度中吸积的GC，其中矮星系人马座及其GC显示出相对于银河系恒星这些较重物种的特别显着的丰度不足。NGC 6388中的少数恒星被用来暗示这个GC的吸积起源，与动力学的结果相矛盾。我们通过使用NGC 6388中的大样本恒星来测试铁峰方法的效率，与银河系盘和凸起中的数千颗场星进行比较。我们对NGC 6388的Sc（185颗星）和V（35颗星）的丰度比与具有类似金属丰度的场星的平均值相差约1.5 sigma，并且它们与Zn（31颗星）的丰度比完全一致，Zn被认为是吸积模式中最敏感的元素。此外，化学动力学图，再加上银河系中GC的分叉年龄-金属丰度关系，清楚地排除了NGC 6388与吸积GC群的任何关联。使用大量的GC丰度从文献中，我们还表明，新的方法与Sc，V，和Zn似乎是有效的拿起GCs相关的人马座矮星系。这是否也是普遍真实的吸积GC似乎不太明显，它应该验证与更大的和均匀的恒星样本都在外地和GC。
2022-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
Globular clusters in the stellar stream surrounding the Milky Way analog NGC 5907
为了更好地了解螺旋星系NGC~5907的起源，我们研究了以其壮观的恒星流而闻名的螺旋星系NGC~5907中的球状星团（GCs）。利用宽视场Subaru/Suprime-Cam $gri$图像和深Keck/DEIMOS多目标光谱，我们识别并获得叠加在恒星流和星系盘上的几个GC的运动学。我们估计NGC 5907中的球状星团总数为$154\pm44$，特定频率为$0.73\pm0.21$。我们的分析还揭示了一个重要的，新的年轻星团候选人的人口主要是沿着恒星盘的外围发现。利用GCs流的性质，我们估计该破裂星系的恒星质量类似于银河系吸积的人马座矮星系，即$\sim10^8~M_\odot$。
2019-12-02 astro-ph.GA
A Photometric Survey of Globular Cluster Systems in Brightest Cluster Galaxies
利用哈勃空间望远镜对MAST档案中的26个巨型早型星系的成像，对其周围的球状星团（GC）系统进行测光。这些目标中的大多数是Brilliant Cluster Galeries（BCGs），它们的距离范围从24到210 Mpc。用DOLPHOT完成的测光表是公开的。GC颜色指数通过12-Gyr SSP（单一恒星星族）模型和基准颜色指数（F475 W-F850 LP）的直接光谱校准的组合转换为[Fe/H]。所有得到的金属丰度分布函数（MDF）可以准确地匹配双峰高斯函数。所有星系中的GC系统也表现出较浅的金属丰度梯度，投影的银河系中心距离平均为$Z \sim R_{gc}^{-0.3}$。几个参数的MDF，包括手段，分散体，和蓝色/红色的分数进行了总结。也许最有趣的新结果是蓝/红GC分数与星系质量的趋势，这与最近模拟的大型星系分级组装中GC形成的预测有关。观察到的趋势揭示了两个主要的过渡阶段：对于低质量星系，富含金属（红色）GC分数$f(red)$稳步增加星系质量，直到晕质量$M_h \simeq 3 \times 10^{12} M_{\odot}$。在这一点之上，超过一半的贫金属（蓝色）GC来自吸积卫星，$f(red)$开始下降。但是在$M_h \simeq 10^{14} M_{\odot}$附近的更高的转变点之上，数据暗示$f(red)$可能再次开始增加，因为富含金属的GC也被吸…
2022-12-12 astro-ph.GA
A search for stellar tidal debris of defunct dwarf galaxies around globular clusters in the inner Galactic halo
在银河系的外晕是低质量星系持续吸积的结果的等级形成的情况下，银河系球状星团系统的一部分可能起源于已经灭绝的矮星系并与之吸积。在这种情况下，我们预计这些祖先星系的残余物可能仍然居住在这些吸积球状星团的周围。在这项工作中，我们提出了一个宽视场测光的23个球状星团的银河中心距离范围内10 < Rg <40 kpc，我们使用它来寻找其假设的祖先系统的残余。我们的深测光揭示了存在的潜在的恒星星族沿着我们的样本中包括约一半的球状星团的视线。在我们通过与数值模拟得出的轨道比较确定的人马座潮汐流足迹中，只有Whiting 1和NGC 7492似乎在兼容的日心距离处浸没在该遗迹中。我们还证实了在NGC 1851周围存在一个次级主序列特征。在NGC 7006的背景下，对巨大的武仙座-天鹰座云的初步探测被揭开。
2014-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Accreted Nuclear Clusters of the Milky Way
在银河系的晕、球和盘中，有许多大质量的星团并不是真正的球状星团（GC），而是完全不同的野兽。它们是古老星系被银河系吸积后的残留核星团（NSCs）。虽然一些星系团很容易被识别为NSC，并且可以很容易地追溯到它们的宿主星系（例如，M54和人马座矮星系），其他星系则被证明更加难以捉摸。在这里，我们结合了一些独立的约束，专注于他们的内部丰度和整体运动学，找到NSC吸积的银河系和跟踪他们的吸积事件。我们发现银河系吸积的真正的NSC是：来自人马座矮星系的M54，来自盖亚-土卫二/香肠星系的$ω$ Centari，来自海妖的NGC 6273和（可能）来自海尔米流的NGC 6934。这些NSC是搜索星团内中等质量黑洞（BH）的主要候选者，因为NSC和中心大质量黑洞都存在于星系中。没有NSC似乎与红杉或其他轻微的增生事件。其他要求保护的NSC显示不是这样的。我们还讨论了特殊的情况下，泰山5，这可能是一个独特的情况下，集群集群合并。
2020-11-03 astro-ph.GA
The Fate of Globular Cluster Substructure: A Kinematic Response to Galaxy Assembly
School of Physics, University of New South Wales（新南威尔士大学物理学院）；Sydney Institute for Astronomy (SIfA), Sydney University（悉尼大学悉尼天文研究所）
研究银河系组装过程中球状星团运动学特征的演变，探讨其对宿主星系历史的记忆保留情况，发现多数记忆被抹去，仅剩少数相关性。
2026-04-08 astro-ph.GA
Fossil stellar streams and their globular cluster populations in the E-MOSAICS simulations
恒星晕是星系吸积历史的化石记录，通常以低表面亮度的结构形式存在，如恒星流。虽然它们的低表面亮度使得确定它们的年龄，金属丰度，运动学和空间结构具有挑战性，但下落星系也在晕中沉积了球状星团（GC），它们很明亮，因此更容易观察和识别。为了了解如何与恒星流相关的GC可以用来估计恒星质量和它们的母星系的坠落时间，我们研究了来自E-MOSAICS项目的15个星系及其星团的模拟子集。E-MOSAICS是一套包含GC形成和演化的亚网格模型的流体动力学模拟。我们发现，更大的吸积星系通常有助于年轻和更富含金属的GC。这个较低的年龄是由于更大质量星系的团簇形成历史更长。此外，在固定的恒星质量下，后来吸积的星系拥有更年轻的星系团，因为它们可以继续形成GC而不会受到环境影响更长时间。这就解释了与银河系晕中人马座矮星系相关的星团所观察到的年龄范围很大，而被认为是在银河系形成历史早期的卫星中形成的星团。利用与人马座矮星相关的GC的年龄，我们估计了$9.3 \pm 1.8 Gyr$的维里半径穿越回望时间（坠落时间）。
2018-10-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dynamical Evolution of Accreted Star Clusters in the Milky Way
我们执行$N$体模拟的星团在时间依赖的银河系的潜力。由于银河系是通过与矮星系的合并而形成的，它的球状星团人口由银河系最初崩溃期间形成的星团和后来吸积的矮星系组成。在矮星系与银河系的合并过程中，矮星系团会受到变化的星系势的影响。在我们以前工作的基础上，我们研究了这种变化的星系势如何影响星系团半质量半径的演化。特别是，我们模拟集群的圆形轨道周围的矮星系，要么落入银河系或蒸发，因为它的轨道银河系。我们发现星团的动力学演化取决于在星团位置上哪个星系的潮汐场最强。因此，进入银河系的星系团在大小上会随着银河系潮汐场的增强而发生变化，而矮星的潮汐场则会减弱。我们发现，最终吸积的星系团很快就变成了与银河系中同一轨道上诞生的星系团大小相同的星系团。假设它们的初始大小相似，银河系中诞生的星系团和那些吸积的星系团不能仅仅根据它们当前的大小来区分。
2015-11-16 astro-ph.GA
Accretion in action: phase space coherence of stellar debris and globular clusters in Andromeda's South-West Cloud
当前宇宙学范式的一个中心原则是，星系随着时间的推移通过较小系统的吸积而成长。在这里，我们提出了新的运动学测量中心附近的一个dennious明显的子结构，西南云，在我们最近的巨大邻居，仙女座星系的外晕。这些观测结果表明，该地区的西南云的运动学特性是一致的PA-8，一个球状星团先前被证明是同空间的恒星子结构。从这个意义上说，这种情况让人想起人马座矮星系中心附近的少数球状星团，这个系统目前正在被吸积到银河系中，证实吸积不仅将恒星，而且将球状星团沉积到大星系的晕中。
2014-08-26 astro-ph.GA
Butterfly in a Cocoon, Understanding the origin and morphology of Globular Cluster Streams: The case of GD-1
潮汐扰动的球状星团流通常被观测到，因此被认为是6D相空间中的窄的、线性的和一维的结构。在这里，我们表明，GD-1恒星流（$\approx$ 30 pc宽），这是一个被破坏的球状星团的潮汐碎片，具有次级扩散和扩展的恒星成分（$\approx$ 100 pc宽）在它周围，检测在>5 $σ$的置信水平。类似的形态特征也可以在合成流中看到，这些合成流是由在暗物质子晕中形成的星团产生的，然后吸积到大质量的宿主星系上。这使人们相信，GD-1流的祖先最初是在银河系外一个现已不复存在的暗卫星星系中形成的。我们认为，在未来的研究中，这个新发现的$cocoon$组件可能作为一个结构标志，以区分原位和异位（吸积）形成的球状星团流。
2019-06-30 astro-ph.GA
Physical and Chemical Properties of Galactic Global Clusters with Various Origins Identified from the Gaia DR2 Data
本文研究了吸积球状星团和银河系内部形成的球状星团的物理参数和化学元素丰度之间关系的差异。根据Gaia~ DR 2数据推测的星系团形成地点的信息是从文献中借用的。这些资料估计了151个~球状星团属于银河系球核和盘的概率，以及属于矮卫星星系与银河系合并的六个已知事件的概率。结果表明，所有贫金属（$\rm{[Fe/H]}<-1.0$）遗传相关的球状星团具有高的相对丰度的$α$ -元素。根据现代的观点，由于II型超新星释放更多的$α$ -元素进入星际介质，质量增加，有人认为银河系中II型超新星的质量大于吸积星系。结果表明，被认为是吸积的低能星系团与原星系云有遗传关系，而UKS~1和Liller~1等未成层星系团则很可能属于核球。结果表明，不仅集团的质量下限，但也随着它们的轨道的平均半径的增加而减少的上限。后一个事实可以解释为新兴星系团的质量随着其宿主星系质量的减少而减少。结果表明，只有在初始质量为$>10^{6}M_{\odot}$的吸积球状星团中才能观测到极端多组分的恒星星族居。有人认为，这些星团保留了所有由它们演化的恒星喷出的物质，由于远离我们银河系的长期演化，新一代的恒星由此形成。
2020-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rethinking Globular Cluster Formation
本文旨在强调一些主要的提示，限制和困难，我们目前试图了解如何形成球状星团，随着他们的多个恒星世代，一个问题，必须被视为密切相关的形成过程本身。因此，所涉及的主题包括i）所需的祖星质量，ii）如何在已经被前一代恒星拥挤的环境中形成新的恒星，iii）测光和光谱学如何显示第二代恒星的不同形成过程，iv）原始物质的稀释是否可以（或可能不是）形成第二代所必需的，v）为什么具有多种铁丰度的少数集群与均匀的集群毕竟没有那么大的不同，最后vi）为什么特殊的环境条件可能不是形成具有多个恒星世代的球状星团所必需的。
2013-02-02 astro-ph.GA
Measuring M31 globular cluster ages and metallicities using both photometry and spectroscopy
该研究结合测光与近红外钙三线光谱约束金属丰度，测量M31球状星团年龄，发现子结构晕星团更年轻、金属丰度更高，支持平滑晕更早形成。
2024-01-25 astro-ph.GA
The Milky Way's stellar streams and globular clusters do not align in a Vast Polar Structure
越来越多的证据表明，银河系的卫星星系中有相当一部分是在旋转支撑的卫星平面上排列的，这在星系形成的宇宙学模拟中是罕见的。有人认为银河系的其他子结构（即年轻的晕球状星团和恒星/气体流）同样倾向于与这个平面对齐，因此被称为巨大的极地结构（VPOS）。利用从盖亚数据推断的系统自行，我们发现，球状星团轨道极点不聚集在VPOS方向，虽然人口与最高的VPOS成员分数是年轻的晕星系团（~30%）。我们还提供了一个当前的恒星流普查，包括新的流发现使用暗能量调查和盖亚数据集，并发现恒星流法线也没有聚集在VPOS正常的方向。我们还发现，基于轨道模型，NGC 3201和Gjöll恒星流之间可能存在关联，并且基于其轨道极，NGC 4147可能不是人马座球状星团。银河系的吸积球状星团和流并不像它的卫星一样排列在同一个平面上，这表明卫星的平面要么是一个特别稳定的轨道结构，要么是一群最近吸积的卫星。根据最近的其他研究，这两种解释都不太可能，使得卫星平面问题成为星系形成和宇宙学中更重要的开放问题之一。
2020-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational interactions between globular and open clusters: an introduction
从历史上看，人们一直认为球状星团和疏散星团从来没有相互作用。然而，最近的证据表明：球状星团通过磁盘可能能够扰动巨大的分子云（GMC）触发形成疏散星团和一些老的疏散星团可能与吸积球状星团。在这里，我们进一步探索球状星团和疏散星团之间可能存在的动力学联系，并认识到最明显的联系必须以引力相互作用的形式存在。如果疏散星团是从巨星系中诞生的，它们必须在相似的轨道上运动。如果我们接受球状星团可以与GMC相互作用，触发恒星形成，那么球状星团和疏散星团也必须相互作用。一致的，理论上的争论和观测上的证据都表明球状星团和疏散星团确实是相互作用的群体，它们之间的相互作用比通常认为的要普遍得多，特别是对于凸起/圆盘的物体。蒙特卡洛计算证实了这一结论。球状星团似乎不仅能够导致疏散星团的形成，而且更经常的是，它们的消亡。相对频繁的高速星团相遇或星团骚扰也可能导致长期的缓慢侵蚀和对所涉及球状星团的潮汐截断。有争议的物体FSR 1767（2 MASS-GC 04）可能是统计学上正在进行的交互的最佳示例。
2013-09-24 astro-ph.GA
Wide-field study of the peculiar globular cluster system hosted by the field lenticular NGC 1172
基于GMOS/Gemini（光学）、FourStar/Magellan（近红外）和ACS/HST（光学）的观测资料，对透镜状星系NGC 1172的球状星团系统（GCS）进行了宽视场研究。这一分析涵盖了整个GCS的范围，并得出了一个比频值（S_N=8.6 +/- 1.5），对于像这样的低密度环境中的中等质量星系来说，这个值特别高。我们发现，GCS似乎是双峰，虽然颜色分布是狭窄的，不允许一个准确的分离的亚群。然而，光学和近红外滤波器的组合使我们能够获得基于支持双峰性的光度测量的金属丰度分布的估计。我们的结论是，存在一个大部分的金属贫球状星团（GC）和高比频率点NGC 1172吸积了大量的GC从低质量的卫星在过去。
2020-09-23 astro-ph.GA
Multivariate analysis of the globular clusters in M87
本文用两种多元分析方法对巨椭圆星系M87内区的147个球状星团进行了客观分类。首先用独立成分分析确定一组独立变量，这些变量是球状星团的各种观测参数（主要是Lick指数）的线性组合。接下来，将K-均值聚类分析应用于独立成分，以找到具有底层结构的同质组的最佳数量。由此揭示的四组球状星团的性质被用来解释宿主星系的形成机制。建议M87形成于两个连续阶段。首先是一个整体性的坍缩，它产生了一个内部的富含金属的星系团，几乎没有系统的旋转和一个外部的贫金属的星系团在偏心轨道。在第二阶段，星系以无耗散的方式吸积了低质量的卫星，从气体中形成了另外两组球状星团。给出了{ \bf在更富金属的星系团中存在蓝色恒星星族的证据，我们用氦的富集来解释。}最后，我们发现M87的一些化学性质（NaD，TiO 1，轻元素丰度）与银河系中的球状星团和M31不同。
2015-10-02 astro-ph.GA
The globular cluster system of the Milky Way: accretion in a cosmological context
我们研究了银河系的球状星团（GC）的空间分布中的平面排列的意义。我们发现，当分离的水平分支形态和金属丰度的基础上，最外的典型的年轻晕GC样品（在银河系中心半径超过10千秒差距）表现出各向异性的分布，可以等同于一个平面（24 +/- 4）千秒差距厚（rms）和倾斜8度+/- 5度的银河系盘的极轴。为了量化这个平面的重要性，我们确定了各向同性分布复制蒙特卡罗试验中观察到的分布的时间分数。在10 kpc的银河中心半径外，该平面在>95%的水平上保持显著性，在此半径内，空间分布明显各向同性。相比之下，10 kpc以外的旧晕样本的空间分布与各向同性分布很好地匹配。年轻晕球状星团的外表面与银河系的卫星星系的外表面在方向上是不可区分的。模拟显示，当周围大尺度结构的细丝进入银河系的势能时，卫星的平面排列可能会出现。因此，我们认为我们的结果是外部年轻晕球状星团人口吸积起源的直接观测证据。这一结论证实了众多的证据线，同样表明了一个吸积的起源，这组集群从推断集群的属性。
2011-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular cluster population of the HST frontier fields galaxy J07173724+3744224
本文首次测量了椭圆星系J 07173724 +3744224（z=0.1546）周围的球状星团的星族。这个星系位于哈勃太空望远镜（HST）前沿场观测星系团MACS J0717.5+3745（z=0.5458）的视野中的前景。基于深HST ACS F435 W、F606 W和F814 W图像，我们发现一个总的球状星团人口N_tot = 3441 +/- 1416。对ACS F814 W的Johnson V波段进行适当的消光校正和滤波变换，确定宿主星系的绝对星等为M_V =-22.2。比频率为S_N = 4.5 ± 1.8。球状星团系统的径向轮廓最适合使用$σ\sim R^{-0.6}$形式的幂律，发现球状星团的人口比宿主星系（$σ_{halo}\sim R^{-1.7}$）的晕光更多。F435 W-F814 W的颜色分布显示了一个双峰的星群，红色球状星团的丰度是蓝色星团的1- 3倍。这些结果与宿主椭圆星系J 07173724 +3744224在原位形成了红色富金属GC，而蓝色贫金属球状星团是从低质量星系中吸积而来的一致。
2018-07-24 astro-ph.GA
NGC 1261: an $r$-process enhanced globular cluster from the Gaia-Enceladus event
我们的银河系（MW）见证了一系列重大的吸积事件。其中一个后来的补充，盖亚-土卫二，贡献了相当大的质量的内银河系，但也慷慨地捐赠给外晕。到目前为止，与现代MW球状星团（GC）的关联主要基于它们的运动学和年龄。在这里，我们提出了一个外晕（R $_{\rm GC}$ =18 kpc）GC NGC 1261，这已被认为是一个吸积对象的化学丰度研究。我们从高分辨率的Magellan/MIKE光谱中测量了两颗恒星的29种31种元素，发现该星团是中等贫金属的，[Fe/H]=-1.26。NGC 1261被中度$α$ -增强至0.3-dex水平。虽然仅从小样本中很难断言任何丰度相关性，但轻元素Na，O，Mg和Al在两颗恒星之间的差异显着，而大多数其他元素具有较小的分散性;这有利于多代恒星共存于此GC。有趣的是，它的金属丰度，NGC 1261显示重元素丰度是一致的$r$过程核合成，我们讨论了它们的起源在不同的网站。特别是Eu的过量定量表明，一个单一的$r$过程事件，如中子星合并或一种罕见的超新星，可以负责恒星增强，甚至富集的集群与过量的$r$材料。它的重元素模式使NGC 1261类似于通常在晕中发现的中度增强的r-I恒星，并且在盖亚-土卫二中也被发现。因此，结合所有的运动学，年龄和化学证据，我们得出结论，NGC 1261是一个化学上有趣的GC，诞生于盖亚-土卫二，随后被吸积到MW晕中。[删节]
2021-06-23 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 SLUGGS survey: Combining stellar and globular cluster metallicities in the outer regions of early-type galaxies
早型星系的外晕区域携带着关于它们过去吸积历史的关键信息。然而，在这样的银河系中心半径下用光谱探测恒星成分仍然具有挑战性。利用Keck/DEIMOS，我们测量了12个早型星系中恒星和球状星团组分的金属丰度，其范围大于$10~\rm{R_{e}}$。我们发现类似的金属丰度梯度的贫金属和富金属的球状星团亚群，这表明一个共同的形成过程的两个亚群。这与目前大多数理论预测相冲突，其中贫金属的球状星团被认为是纯粹的吸积，而富金属的球状星团大多是在原位形成的。此外，我们还发现球状星团的金属丰度梯度随星系质量的变化而变化，在低质量星系中比在高质量星系中更陡。这与我们在最外层星系恒星中发现的相似，表明在最大质量的星系中，吸积历史更活跃，主要合并发挥了更大的作用。这一结论与两相星系集合体模型的预期在质量上是一致的。最后，我们发现，在$1~\rm{R_{e}}$的星系恒星和富含金属的球状星团之间的金属丰度的微小差异可能与星系质量。这种差异的根源目前尚不清楚。
2015-05-18 astro-ph.GA
Revealing the Origins of Galactic Globular Clusters via Their Mg-Al Abundances
本研究提出利用球状星团原始种群的低 [Al/Fe] 特征作为化学示踪剂，在 [Mg/Fe]-[Al/Fe] 平面上区分原位与吸积星团，为银河系考古提供新方法。
2025-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Isolated ellipticals and their globular cluster systems III. NGC 2271, NGC 2865, NGC 3962, NGC 4240 and IC 4889
球状星团作为恒星形成、星系聚集和质量分布的示踪物，为我们认识早型星系提供了重要线索。但他们的研究主要局限于早期星系占主导地位的星系群和星系团，使孤立椭圆星系的球状星团系统（GCS）的性质成为一个未知的领域。本文介绍了Gemini-South/GMOS对NGC 3962、NGC 2865、IC 4889、NGC 2271和NGC 4240五个孤立椭圆星系的$g'i'$观测结果。对他们的GCS进行的光度测量显示，其中三人有明显的颜色双峰，而另外两人的颜色双峰尚未确定。所有研究的GCSs都相当差，平均比频率为$S_N\sim 1.5$，与母星系光度无关。也考虑到以前的工作，很明显，双峰，特别是存在一个显着的，甚至占主导地位的，人口的蓝色集群发生在即使是最孤立的系统，铸造怀疑的可能吸积的起源金属贫集群所建议的一些模型。此外，我们还讨论了孤立椭圆星系NGC 3962周围可能存在超致密矮星的问题。
2015-02-21 astro-ph.GA
