巨型椭圆星系中祖先球状星团的持续形成

来自孤立椭圆星系NGC 5812、NGC 7507和NGC 7796的消息

News from the isolated ellipticals NGC 5812, NGC 7507, and NGC 7796

我们报告正在进行的光度和光谱工作的孤立椭圆星系的样本。我们研究了NGC 5812和NGC 7507的球状星团系统，并利用球状星团的运动学和积分星系光来约束它们的暗晕，这在NGC 5812和NGC 7507的情况下是没有的

球状星团与椭圆星系的动力学

The Dynamics of Globular Clusters and Elliptical Galaxies

本文构建球形星系引力坍缩模型，解释球状星团与椭圆星系的密度及半径-质量关系，并提出星系膨胀至初始半径约1.136倍的普适规律。

关于矮和巨椭圆星系中球状星团的原初比频

On the primordial specific frequency of globular clusters in dwarf and giant elliptical galaxies

球状星团（GC）是研究星系早期演化的重要天体。我们研究了球状星团系统的性质之间的关系-作为量化的GC比频率（SN）-和它们的宿主星系的性质。为了理解GC比频率（SN，th）与星系质量关系的起源，我们设计了一个比频率（SN，th）的理论模型。GC侵蚀被认为是形成这种关系的一个重要方面，因为观测表明，低密度星系具有较高的SN，而高密度星系具有较小的SN。我们构建了一个模型的基础上，恒星形成集群的假设，并取决于最小嵌入星团质量（Mecl，min），幂律嵌入集群质量函数（β）的斜率和恒星形成率（SFR）和最大星团质量（Mecl，max）之间的关系。我们发现比频率（SNi）的原始值与我们的模型在1.5和2.5之间的β值之间存在一致性，Mecl，min <10^4 Msun。

明亮椭圆星系NGC 3613及其球状星团系统的Gemini/GMOS研究

A Gemini/GMOS study of the bright elliptical galaxy NGC 3613 and its globular cluster system

利用Gemini/GMOS影像首次对E星系NGC 3613（Mv =-21.5，d = 30.1Mpc）的球状星团系统（GCS）进行了光度学研究，并对主星系的表面光度进行了测量。NGC 3613被认为是一个星系团的中心星系，虽然它的内在亮度与星系团中心星系的预期亮度相似，但它居住在低密度环境中。该GCS具有以下特性。颜色分布是双峰的，贫金属的球状星团（GC）随着半径的增加而变得稍微蓝一些。径向和方位角投影分布表明，富金属GC更集中的主机星系和跟踪其光分布非常精确，而贫金属GC呈现出更广泛和均匀的分布。GC光度函数有助于验证所采用的距离。估计的总GC人口Ntot= 2075 +/- 130导致特定的频率Sn=5.2 +/- 0.7，这个值在具有类似光度的宿主星系的GCS的预期范围内。NGC 3613的表面光度显示出三个分量的轮廓和一个明显的子结构。最后，在宿主星系的周围发现了一小部分超紧凑矮（UCD）候选者。

从室女座矮椭圆星系的球状星团系统的运动学看室女座矮椭圆星系盘状起源的证据

Evidence for the disky origin of luminous Virgo dwarf ellipticals from the kinematics of their globular cluster systems

我们报告的证据动态显着旋转的球状星团系统的两个明亮的室女座矮椭圆星系，VCC 1261和VCC 1528。包括以前的结果VCC 1087，所有三个室女座矮椭圆星系的球状星团系统的详细研究，到目前为止表现出v_rot/sigma > 1。以球状星团中的旋转作为最大圆盘旋转，我们发现这三个dE都满足r带Tully-Fisher关系。我们认为，这些数据支持的假设，即明亮的dEs是改造后的盘星系的残余物。我们还获得了VCC 1261和VCC 1528中恒星的深长缝数据。这两个星系都在其内部区域显示出快速的旋转，空间尺度约为0.5 kpc。这些旋转速度与GC系统中看到的旋转速度相似。由于室女座dEs的长缝数据延伸到1-2个有效半径（典型的深空观测），而球状星团延伸到4- 7个有效半径，我们得出结论，在许多明亮的dEs中没有检测到旋转可能仅仅是由于恒星数据中缺乏径向覆盖，而球状星团代表了dEs动力学的异常敏感的探针。基于这些数据，我们认为气体盘是早期宇宙中球状星团形成的重要场所。

球状星团系统的侵蚀：径向各向异性、中心黑洞和动力学摩擦的影响

Erosion of Globular Cluster Systems: The Influence of Radial Anisotropy, Central Black Holes and Dynamical Friction

我们提出了适用于研究星系中球状星团（GCs）动力学和侵蚀过程的MUESLI程序。MUESLI遵循单个星系团的轨道，并对它们应用内部和外部溶解过程。轨道积分是基于自洽场方法结合时间转换的蛙跳计划，使我们能够处理速度依赖的力量，如三轴动力摩擦。在第一个应用中，研究了椭圆星系中球状星团系统的侵蚀。观测表明，大质量椭圆星系有丰富的、径向延伸的GC，而一些致密的矮椭圆星系根本不包含GC。对于几个有代表性的例子，跨越完整的质量尺度观察到的椭圆星系，我们量化的径向各向异性，星系密度分布，SMBHs，和动力学摩擦的GC侵蚀率的影响。我们发现，GC数密度分布在不到一个哈勃时间的中心变平，自然解释观察到的核心GC分布。侵蚀速率主要取决于星系的质量、半质量半径和径向各向异性。在致密的M32类星系中，侵蚀GC的比例接近100%，而在扩展的大质量星系中侵蚀GC的比例最低。最后，我们发现存在一个激烈的潮汐破坏为主的阶段，这是重要的晕星的快速建设。

Scl-dE1 GC1：低光度矮椭圆星系中的扩展球状星团

Scl-dE1 GC1: An Extended Globular Cluster in a Low-Luminosity Dwarf Elliptical Galaxy

本文报道了利用哈勃空间望远镜ACS图像在玉夫座矮椭圆星系Scl-dE 1（Sc22）中发现的一个扩展的球状星团，记作Scl-dE 1 GC 1。在色星等图中，dE距离红巨星分支顶端的I星等为4.3 +/- 0.25 Mpc。在这个距离上，Scl-dE 1 GC 1的半光半径约为22 pc，是已知最大的星团之一，特别是与矮星系有关的球状星团。Scl-dE 1 GC 1的绝对星等为Mv = -6.7，在光度不确定性的范围内，星团的恒星星族似乎与dE无法区分。我们认为在矮星系中可能存在两种球状星团形成模式，一种是半光半径为3 pc的“正常”模式，另一种是半光半径为~10 pc或更大的“扩展”模式。

巨椭圆星系团球状星团系统的色-星等关系：球状星团质量损失和恒星初始质量函数的影响

Color-Magnitude Relations within Globular Cluster Systems of Giant Elliptical Galaxies: The Effects of Globular Cluster Mass Loss and the Stellar Initial Mass Function

最近的几项研究为大质量椭圆星系中的“底部重”恒星初始质量函数提供了证据。在这里，我们研究了IMF形状对最近发现的此类星系中的球状星团（GC）之间的颜色-星等关系（CMR）的影响。为此，我们使用的GC质量损失的计算由于恒星和动力学演化评估（一）形状的恒星质量功能的GC后，12 Gyr的演化作为当前GC质量的函数，以及它们对集成光的颜色和质量-光比的影响，和（ii）它们的影响GC自富集的影响使用2009年的“参考”模型的Bailin & Harris。至于贫金属GC类，我们发现观察到的CMR的形状（通常被称为“蓝倾”）是非常好地再现贝林和哈里斯的参考自富集模型，一旦12 Gyr的GC质量损失被考虑在内。国际货币基金组织对这一结果的影响是微不足道的。然而，我们发现，如果IMF是底部重的（例如，在$dN/dM \propto M^α$中的$-3.0 <~ α<~ -2.3$），这使得太阳质量以下的恒星质量函数相对强烈地依赖于GC质量。这进一步证明了在巨型椭圆星系中富含金属的恒星星族是由底部重的IMF形成的。

The relation between globular cluster systems and supermassive black holes in spiral galaxies III. The link to the $M_\bullet-M_\ast$ correlation

We continue to explore the relationship between globular cluster total number, $N_{\rm GC}$, and central black hole mass, $M_\bullet$, in spiral galaxies. We present here results for the Sab galaxies NGC 3368, NGC 4736 (M 94) and NGC 4826 (M 64), and the Sm galaxy NGC 4395. The globular cluster (GC) candidate selection is based on the ($u^*$ - $i^\prime$) versus ($i^\prime$ - $K_s$) color-color diagram, and $i^\prime$-band shape parameters. We determine the $M_\bullet$ versus $N_{\rm GC}$ correlation for these spirals, plus NGC 4258, NGC 253, M 104, M 81, M 31, and the Milky Way. We also redet…

Globular Cluster Systems of Massive Compact Elliptical Galaxies in the Local Universe: Evidence for Relic Red Nuggets?

Nearby massive compact elliptical galaxies (MCEGs) are strong candidates for relic galaxies (i.e. local analogs of red nuggets at high redshifts). It is expected that the globular cluster (GC) systems of relic galaxies are dominated by red (metal-rich) GCs. NGC 1277 is known as a unique example of such a galaxy in the previous study. In this study, we search for GCs in 12 nearby MCEGs at distances of $\lesssim 100$ Mpc from the Hubble Space Telescope/Wide Field Camera 3 F814W($I_{814}$)/F160W($H_{160}$) archival images. We find that most of these MCEGs host a rich population of GCs with a colo…

大质量椭圆星系NGC 1407内部暗物质密度斜率的SLUGGS巡天

The SLUGGS Survey: The Inner Dark Matter Density Slope of the Massive Elliptical Galaxy NGC 1407

通过构建大质量椭圆星系NGC 1407的场星和球状星团系统的球对称Jeans模型，研究了该星系的暗物质密度分布。这种模型中的两个主要挑战是恒星质量和暗物质晕轮廓之间的简并性，以及示踪剂种群的轨道各向异性和导致观测到的运动的总质量之间的简并性。我们解决的第一个问题，通过使用新的测量的质光比配置文件从恒星星族的约束，包括径向变化的初始质量函数。为了处理质量各向异性简并，我们利用多个运动示踪剂，包括两个子群的球状星团，除了星系的场星。我们创建了一个分层贝叶斯模型，解决了几个经常被忽视的系统不确定性，如各种数据集的统计权重和采用的距离。在用马尔可夫链蒙特卡罗方法对后验概率分布进行采样后，我们发现了一个中心尖点的证据，其对数斜率为$γ= 1.0^{+0.3}_{-0.4}$。这低于预期的暗物质晕已经经历了绝热收缩，支持推论从引力透镜，一些过程抑制了陡峭的晕在大质量星系。我们还确认了径向偏置轨道的富金属球状星团和切向偏置轨道的金属贫乏的球状星团，这仍然是一个令人费解的发现吸积为主的晕。

球状星团系统及其宿主星系团：空间分布和颜色的比较

Globular Cluster Systems and their Host Galaxies: Comparison of Spatial Distributions and Colors

我们提出了一个研究的空间和颜色分布的四个早期类型的星系和它们的球状星团（GC）系统观察作为我们正在进行的宽视场成像调查的一部分。我们使用$BVR$ KPNO-4 m +MOSAIC成像数据来表征星系的GC种群，进行星系的表面测光，并比较投影的二维形状的主机星系光的GC种群。椭圆星系NGC 4406和NGC 5813的GC系统都显示出与宿主星系光一致的椭圆分布。我们的分析表明巨大的椭圆形NGC 4472也有类似的结果，但较小的GC候选样本排除了明确的结论。对于S 0星系NGC 4594，GC具有圆形投影分布，与宿主星系光在内部区域平坦相反。对于NGC 4406和NGC 5813，我们还研究了贫金属和富金属GC亚群的投影形状，发现这两个亚群都具有与宿主星系光一致的椭圆形状。最后，我们使用整合的颜色和颜色配置文件比较星系的恒星星族的GC系统。对于每个星系，我们探索的可能性，在个别的金属丰富和金属贫乏的GC亚群的颜色梯度。我们发现在NGC 4594的两个GC亚群中在内部$\sim 5$有效半径（$\sim 20$ kpc）上具有统计学显著的颜色梯度。我们将我们的结果与巨星系及其GC系统的形成和演化的情景进行比较。

通过球状星团的进蚀形成核星团：矮椭圆星系UGC 7346的案例研究

Formation of a nuclear star cluster through the inspiral of globular clusters: A case study of the dwarf elliptical galaxy UGC 7346

研究通过模拟球状星团的进蚀过程，探讨了矮椭圆星系UGC 7346中核星团的形成机制，并发现其可能在约2-3亿年内形成一个质量为(4.1-4.5)×10^5 M_⊙的核星团。

HST前沿场星系J07173724 +3744224的球状星团人口

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。

球状星团的非线性颜色-金属丰度关系。III。球状星团系统与其母星系椭圆星系金属丰度的差异

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。

椭圆星系中X射线双星光度函数标度关系：星系场中低质量X射线双星的球状星团播种证据

X-ray Binary Luminosity Function Scaling Relations in Elliptical Galaxies: Evidence for Globular Cluster Seeding of Low-Mass X-ray Binaries in Galactic Fields

研究了Chandra探测到的24个早型星系足迹内低质量X射线双星（LMXB）的X射线双星（XRB）光度函数（XLF）标度关系。我们的样本包括Chandra和HST观测到的D < 25 Mpc的星系，这些星系具有文献中报道的球状星团（GC）特定频率（SN）的估计。因此，我们能够直接将X射线检测到的源分类为与不相关的背景/前景物体（GC）或星系目标范围内的源一致。我们分别为所有星系的GC和现场LMXB人口XLF建模，然后构建全球模型，表征LMXB XLF如何随星系恒星质量和SN而变化。我们发现，我们的领域LMXB XLF模型需要一个组件，规模与SN，并有一个形状一致的GC LMXB XLF。我们认为这表明，GC是“播种”银河场LMXB人口，通过喷射的GC-LMXB和/或扩散的GC在银河场本身。然而，我们还发现，一个重要的LMXB XLF组件是需要所有的星系，与恒星质量的比例，这意味着大量的LMXB人口形成“原位”，这主导了LMXB人口发射与SN < 2的星系。这是第一次，我们提供了一个框架，量化如何直接关联的GC LMXB，GC播种LMXB，并在原位LMXB有助于LMXB XLF在更广泛的早期类型的星系人口。

大质量椭圆星系光谱中矮敏感吸收增强特征的确认：非普适初始质量函数的进一步证据

Confirmation of Enhanced Dwarf-sensitive Absorption Features in the Spectra of Massive Elliptical Galaxies: Further Evidence for a Non-universal Initial Mass Function

我们最近发现大质量椭圆星系团具有强的Na I 8183、8195和FeH 9916 Wing-Ford带吸收，表明存在着质量<0.3Msun的大量恒星。在这里，我们通过比较椭圆星系光谱和与M31相关的发光球状星团的光谱来检验这一结果。这些球状星团与大质量椭圆星系具有相似的金属丰度、丰度比和年龄，但它们的低动力学质光比排除了陡峭的恒星初始质量函数（IMF）。从高质量的Keck谱中我们发现，球状星团中的矮敏感吸收线明显弱于椭圆星系，并且与正常的IMF一致。Na I和Wing-Ford指数的差值分别为0.027 ± 0.007 mag和0.017 ± 0.006 mag。我们直接比较这两类对象减去平均球状星团光谱的平均椭圆星系光谱。差分谱与具有底重IMF和底轻IMF的恒星星族合成模型之间的差异很好地拟合。我们推测，IMF的斜率可能会随着速度分散而变化，尽管目前还不清楚是什么物理机制导致了这种关系。

椭圆星系NGC 4589中的星团，其中有一个富含钙的SN Ib（SN 2005 CZ）

Star Clusters in the Elliptical Galaxy NGC 4589 Hosting a Calcium-rich SN Ib (SN 2005CZ)

NGC 4589是一个明亮的E2合并残余星系，拥有独特的快速而微弱的富钙Ib型超新星（SN）SN 2005 cz。富钙SNe Ib的前身一直存在争议：它可能是a）一颗双星系统中的年轻大质量恒星，$\odot$为6-12 M，或者b）一颗双星系统中的老的低质量恒星，被踢出星系中心。此外，以前对这个星系的距离估计显示了一个很大的范围，从20 Mpc到60 Mpc。因此，使用档案$Hubble$ $Space$ $Telescope$ /ACS $F435W$，$F555W$和$F814W$图像，我们在NGC 4589中搜索星团，以帮助解决这些问题。我们发现一个小的人口与$25<V\leq27$（$-7.1<M_V\leq-5.1$）等和年龄$< 1$陀螺仪的年轻星团在中心区域的$R<0.5'$（$<3.8$千秒差距），从而支持SN 2005 cz的恒星祖先的情景。除了年轻的星团，我们还发现了大量的老球状星团。与文献中的结果相比，我们发现球状星团的颜色分布明显是双峰的。在蓝色（贫金属）球状星团的$V$带光度函数的营业额（织女星）的幅度被确定为$V_0{(\rm max)}=24.40\pm0.10$马格。我们推导出球状星团的总数，$N_{\rm GC} =640\pm50$，和特定的频率，$S_N =1.7\pm0.2$。通过对贫金属球状星团$M_V({\rm max})=-7.66\p…

椭圆星系M60的SLUGGS和Gemini/GMOS联合研究：球状星团系统的宽视场测光和运动学

A SLUGGS and Gemini/GMOS combined study of the elliptical galaxy M60: wide-field photometry and kinematics of the globular cluster system

本文对室女星系团中第三亮的星系NGC 4649（M60）周围的球状星团（GCs）进行了新的宽视场测光和光谱学研究。NGC 4649的图像是由最近获得的HST/ACS马赛克，新的斯巴鲁/Suprime-Cam和CFHT/MegaCam档案数据组装而成的。大约1200个来源进行了光谱跟踪，使用三个多目标光谱仪的组合观测：Keck/DEIMOS，Gemini/GMOS和MMT/Hectospec。我们确认了431个属于NGC 4649的独特GC，比以前的数据集大3.5倍，速度精度提高了3倍。我们确认显着的GC颜色双峰，并发现红色的GC更集中，而蓝色的GC空间扩展。我们推断负GC颜色梯度在最里面的20千秒差距和平坦的梯度大半径。所有的示踪剂都沿着星系主轴旋转：蓝色GC，红色GC，星系恒星和行星状星云。我们比较了NGC 4649的观测性质和星系形成模型。我们发现，通过两个贫气体星系之间的主要合并，其次是卫星吸积的形成，可以一致地再现NGC 4649在不同半径的观测。我们没有发现强有力的证据支持NGC 4649和邻近的螺旋星系NGC 4647之间的相互作用。我们发现有趣的GC运动学特征，在我们的数据，如反向旋转的子群和颠簸的运动学配置文件，编码更多的线索NGC 4649的形成历史。

巨椭圆星系团及其富金属球状星团的光学色服从底重初始质量函数

The Optical Colors of Giant Elliptical Galaxies and their Metal-Rich Globular Clusters Indicate a Bottom-Heavy Initial Mass Function

我们报道了7个大质量椭圆星系的光学（g-z或B-I）颜色与其相关的大质量富金属球状星团（GC）的平均颜色之间的系统和统计上的显著偏移，在这个意义上，母星系在给定的银河系中心距离下红了0.12-0.20等。然而，蓝色的光谱指数表明，这些星系的光度加权年龄和金属丰度等于它们在给定的银河系中心距离上的平均大质量富金属GC，在很小的不确定性范围内。红色GC系统和它们的母星系之间观察到的颜色差异不能用大质量富含金属的GC中存在多个恒星世代来解释，因为后者对群体的综合g-z或B-I颜色的影响可以忽略不计。然而，我们表明，这种悖论可以解释，如果在这些大规模的椭圆星系的恒星初始质量函数（IMF）是显着陡峭的亚太阳质量比典型的IMF来自恒星计数在太阳附近，与GC的颜色已成为蓝色由于动力学演化，造成显着平坦的恒星MF的平均幸存GC。

JWST NIRCam测光：对z=0.0513亮椭圆星系VV 191a周围球状星团的研究

JWST NIRCam Photometry: A Study of Globular Clusters Surrounding Bright Elliptical Galaxy VV 191a at z=0.0513

利用JWST NIRCam图像，在椭圆星系VV 191a周围探测到154个球状星团候选体，通过颜色-星等图分析揭示其质量约10^6.5太阳质量，金属丰度典型，并测量了光度函数峰值。

SLUGGS巡天：根据恒星和球状星团对椭圆星系NGC 1407的多种群动力学模拟

The SLUGGS Survey: Multi-population dynamical modelling of the elliptical galaxy NGC 1407 from stars and globular clusters

我们进行深入的动力学模拟的发光和暗物质（DM）的椭圆星系NGC 1407的内容。我们的策略包括解决三个独立的动力学示踪剂：恒星，蓝色GC和红色GC的自洽方式的球形牛仔裤方程。我们采用最大似然马尔可夫链蒙特卡罗拟合技术，试图约束DM密度分布（尖点/核心问题）的内斜率，和恒星初始质量函数（IMF）的星系。我们发现DM密度曲线的内对数斜率为$γ= 0.6\pm0.4$，这与DM尖点（$γ= 1$）或DM核心$(γ= 0)$一致。我们的研究结果是一致的萨尔彼得国际货币基金组织，并与Kroupa国际货币基金组织略有一致。我们推断切向轨道的蓝色GC，和径向各向异性的红色GC和恒星。模拟结果与$Λ$ CDM模拟预测的维里质量浓度关系一致。NGC 1407的维里质量是$\log$ $M_{\rm vir} = 13.3 \pm 0.2 M_{\odot}$，而恒星质量是$\log M_* = 11.8 \pm 0.1 M_{\odot}$。NGC 1407质量的总体不确定性在投影的恒星有效半径上只有5%。我们把我们的结果和以前的X射线结果之间的分歧归因于气体在星系中心区域不处于流体静力平衡。发现NGC 1407的晕以DM为主，动力学质光比为$M/L=260_{-100} ^{+174} M_{\odot}/L_{\odot, B}$。然而，该值可以大到3倍，这取决于DM尺度半径的假设先验。

Recent Formation of a Spiral Disk Hosting Progenitor Globular Clusters at the center of the Perseus Brightest Cluster Galaxy: II. Progenitor Globular Clusters

We address the nature and origin of Super Star Clusters (SSCs) discovered by Holtzman et al. (1992) within a radius of $\sim$$5\,\rm kpc$ from the center of NGC 1275, the giant elliptical galaxy at the center of the Perseus Cluster. We show that, in contrast with the much more numerous population of SSCs subsequently discovered up to $\sim$$30\,\rm kpc$ from the center of this galaxy, the central SSC population have maximal masses an order of magnitude higher and a mass function with a shallower power-law slope. Furthermore, whereas the outer SSC population have ages spanning a few $\rm Myr$ t…

球状星团NGC 1316的深MOS光谱

Deep MOS Spectroscopy of NGC 1316 Globular Clusters

巨大的椭圆星系NGC 1316是天炉座星系团中最明亮的星系，它的许多形态特征可能被解释为一个中等年龄的合并星云（$\sim$ 3 Gyr）。基于球状星团系统（GCS）是其宿主星系形成和演化的真正示踪剂的想法，我们对与这个有趣星系有关的大约40个球状星团（GC）候选者进行了光谱研究。我们确定的年龄，金属丰度，和$α$元素丰度为每个GC存在于样品中，通过测量不同的舔指数和随后的比较与简单的恒星星族模型（SSP）。

三个室女座椭圆星系中球状星团比频对新星速率的影响

Exploring the Role of Globular Cluster Specific Frequency on the Nova Rates in Three Virgo Elliptical Galaxies

有人提出，一个星系的新星率可能会通过在其球状星团（GC）的致密核心中产生新星祖先双星来提高。为了探索这一想法，在三个室女座椭圆星系，M87，M49和M84，这有显着不同的GC比频率（$S_{N}$）的14，3.6和1.6，分别测量了4个历元的过程中，跨越14个月的相对新星率。为了简化分析，我们在相同的夜晚，用相同的积分时间，通过相同的滤波器（H $α$），对几乎等距的星系进行了观测，这样发现的新星的相对数量就可以反映出相对的新星率。在我们的调查结束时，我们总共发现了27颗与M87相关的新星，37颗与M49相关，19颗与M84相关。在对调查的完整性进行校正后，我们发现了M87、M49和M84的$154^{+23}_{-19}$、$189^{+26}_{-22}$和$95^{+15}_{-14}$的年新星率，分别对应于每$10^{10}~L_{K,\odot}$每年$3.8\pm1.0$、$3.4\pm0.6$和$3.0\pm0.6$新星的$K$波段光度特异性新星率。我们研究的总体结果表明，星系的新星率仅与其光度成比例，对其GC特定频率不敏感。两颗新星，一颗在M87，一颗在M84，被发现与已知的GC在空间上一致。校正GC中的质量分数后，我们估计，新星可能会增强相对于该领域的至少一个数量级的GC系统的发光室女座椭圆。

椭圆NGC 5128中球状星团的年龄、金属丰度和α元素增强：Gemini/GMOS均匀光谱研究

The Ages, Metallicities and Alpha Element Enhancements of Globular Clusters in the Elliptical NGC 5128: A Homogeneous Spectroscopic Study with Gemini/GMOS

我们提出了新的综合光谱的球状星团（GC）在NGC 5128，以测量径向速度和推导年龄，金属丰度，和α元素丰度比。我们用Gemini-S 8-m/GMOS对72个S/N > 30 /AA的GC进行了~3400-5700 AA的光谱测量，并在NGC 5128中发现了35个新的GC。我们测量并比较了从HdeltaA到Fe 5406的Lick指数与Thomas等人的单恒星星族（SSP）模型。(2003，2004）。我们还测量了Puzia等人（2002）和Schiavon等人（2005）的41个银河系GC的Lick指数，并采用相同的方法进行直接比较。我们的研究结果表明，68%的NGC 5128 GC具有老年（> 8 Gyr），14%具有中间年龄（5-8 Gyr），18%具有年轻年龄（< 5 Gyr）。然而，当我们将GC的金属丰度作为年龄的函数时，我们发现NGC 5128中92%的贫金属GC和56%的富金属GC的年龄> 8 Gyr，这表明GC的大多数金属丰度亚群形成较早，年轻和富金属GC形成较晚。我们的金属丰度分布函数直接从光谱利克指数是明显的双峰，因为是同一组GC的颜色分布。因此，金属性双峰是真实的，而不是颜色到金属性转换的伪影。α/Fe值是超日的，平均值为0.14pm ~ 0.04，表明它的形成时间很快。然而，NGC 5128中的GC并不像本研究中检查的银河系GC那样[alpha/Fe]增…

各向异性球状星团能量均分和质量分凝的简单双分量描述

A simple two-component description of energy equipartition and mass segregation for anisotropic globular clusters

在弱碰撞恒星系统中，如某些球状星团，部分能量均分和质量分离，预计发展作为恒星遭遇的累积效应的结果，即使在系统的初始特征是恒星质量独立的密度和能量分布。与此同时，数值模拟表明，径向偏置压力各向异性慢慢建立在现实模型的球状星团从初始各向同性条件下，导致各向异性的配置文件，在某种程度上，模仿那些从不完全的暴力松弛已知相关的椭圆星系。在本文中，我们考虑了一组现实的模拟实现的Monte Carlo方法，并分析它们通过自洽的两个组件模型。为此目的，我们指的是一个潜在的分布函数，最初设想描述椭圆星系，最近已被截断和适应的背景下，球状星团。这两个组成部分代表了亮星（包括所有的主序星）和重星（巨星、暗遗迹和双星）。我们发现，这个概念上简单的家庭的两个组件截断模型提供了一个合理的描述模拟密度，速度色散和各向异性的配置文件，特别是对于最轻松的系统，与能力，以定量表示达到的水平的能量均分和质量偏析。相比之下，基于King分布函数的两组分各向同性模型不能提供令人满意的模拟球状星团的代表。有了这项工作，我们提供了一个新的可靠的诊断工具，适用于非旋转的球状星团的特点是显着的梯度在当地的质量-光比的值，超出了常用的单组分动力学模型。

SLUGGS调查：在巨型椭圆NGC 5846中使用球状星团子群打破暗物质、各向异性和IMF之间的简并

The SLUGGS Survey: Breaking degeneracies between dark matter, anisotropy and the IMF using globular cluster subpopulations in the giant elliptical NGC 5846

我们研究的质量和各向异性分布的巨大椭圆星系NGC 5846使用的恒星，以及红色和蓝色的球状星团（GC）的子群体。我们打破退化的动力学模型，利用不同的相空间分布的两个GC子群明确地约束星系的质量和各向异性的GC系统。红色GC表现出与星光相同的空间分布和行为，而蓝色GC具有较浅的密度分布，较大的速度色散和较低的峰度，所有这些都表明不同的轨道分布。我们使用的色散峰度Jeans分析，发现两个GC亚群的单独分析的解决方案重叠的晕参数空间。该解收敛于一个巨大的暗物质晕，与$Λ$ CDM和WMAP 7宇宙学在维里质量（$\log M_{DM} \sim13.3 M_{sun}$）和浓度（$c_{vir}\sim8$）方面的预期一致。这是第一个这样的分析，解决了不同的GC亚群的动力学在一个自洽的方式。我们的方法提高了晕参数确定的两个因素的不确定性，并开辟了新的途径，使用椭圆星系动力学的宇宙学模拟的预测测试。从动力学模型推导出的隐含的恒星质光比与Salpeter初始质量函数（IMF）完全一致，并排除了底光IMF。不同的GC亚群在大半径处显示出明显不同的轨道分布，红色GC在$\sim3R_e$之外具有各向异性参数$β\sim0.4$，而蓝色GC在相同半径处具有$β\sim0.15$，而中心（$\sim1R_e$）它们都是各向同性的。我们讨论了我们的研究结果的影响内的两个阶段的形成方案的早期型星系。

椭圆星系 NGC 4261 中球状星团承载的 X 射线点源族群

The X-ray Point Source Population Hosted by Globular Clusters in the Elliptical Galaxy NGC 4261

本研究利用 Chandra 存档数据与 HST 星团目录分析 NGC 4261 的球状星团 X 射线源，识别 2 个 GCULX 与 18 个 GCLMXB，并揭示其长期变化及与其他早型星系样本的一致性。

各向异性球状星团质量偏析的简单双分量描述

A simple two-component description of mass segregation for anisotropic globular clusters

由于二体碰撞的缓慢作用，球状星团产生了质量分离，甚至在其中心最松弛的区域也达到了部分能量均分的状态。现实的数值模拟表明，在这个过程中，径向偏置的各向异性分布慢慢建立，模仿不完全的暴力松弛。常用的动力学模型，如单组分King模型，不能描述这些性质。在这里，我们表明，简单的两个组件模型的基础上的分布函数最初设想描述椭圆星系，最近截断和适应的背景下的球状星团，可以详细描述在复杂和现实的数值模拟中观察到的。

椭圆半导体的动力学模型-- II . M87及其球状星团

Dynamical Models of Elliptical Galaxies -- II. M87 and its Globular Clusters

我们研究了附近椭圆星系M87的球状星团（GC）系统，使用新获得的具有精确运动学的数据集（Strader et al.2011）。我们发现的三个不同的子群体的GC的颜色，运动学和径向配置文件的证据。我们发现，分解成三个人口（蓝色，中间和红色GC）是统计上首选的两个或四个人口，并将它们与恒星配置文件。我们利用子群体推导出动力学约束的质量和暗物质（DM）的内容M87出$\sim100$ kpc。我们使用一类全球质量估计（从纸I），在不同的位置获得质量测量。M87的DM分数从星光有效半径（6 kpc）处的$\approx$ 0.2变化到最扩展的蓝色GC探测距离（135 kpc）处的$\approx$ 0.95。我们补充这与\textit{virial decompositions}，利用动力学模型产生分离成多个组件。这些产生的发光质量为$5.5^{+1.5}_{-2.0}\times 10^{11}M_\odot$，135 kpc内的DM为$8.0^{+1.0}_{-4.0}\times 10^{12}M_\odot.$。内部DM密度表现为$ρ\sim r^{-γ}$和$γ\approx 1.6$。这比宇宙学上优选的尖点$ρ\sim r^{-1},$更陡，提供了DM收缩的证据。最后，我们将GC分离为三个子种群和Jeans方程结合起来，获得了GC系统轨道的信息。中心集中的红色GC表现出切向各…

M87中超紧矮星的恒星星族性质：低金属丰度球状星团与紧椭圆星系的质量-金属丰度关联

Stellar Population Properties of Ultracompact Dwarfs in M87: a Mass-metallicity Correlation Connecting Low-metallicity Globular Clusters and Compact Ellipticals

基于对文献和新观测的Lick指数测量值的模型拟合，我们获得了室女座星系团中央星系M87中具有代表性的超紧矮星（UCD）样本和大质量球状星团（GC）样本（恒星质量为$\gtrsim$ 10 $^{6}$ $M_{\odot}$）的恒星恒星星族参数.经过必要的光谱叠加的相对暗淡的对象在我们的初始样本的40 UCD和118 GC，我们获得了30套舔指数测量UCD和80 GC。M87 UCD的年龄为$\gtrsim$ 8 Gyr和[ $α$ /Fe] $\simeq$ 0.4 dex，与先前基于较小样本的研究一致。文献中的UCD，位于密度低于M87的环境中，比M87 UCD延伸到更年轻的年龄和更小的[ $α$ /Fe]（在给定的金属丰度），类似于室女座dE核的环境依赖性。UCD表现出正的质量-金属丰度关系（MZR），它包围并连接恒星质量为$\gtrsim$ 10 $^{8}$ $M_{\odot}$的致密椭圆星系。室女座dE核在很大程度上遵循UCD的平均MZR，而大多数M87 GC在给定恒星质量下都向更高的金属丰度偏移。UCD和GC的质量金属丰度分布之间的差异可以定性地理解为它们在自富集场景中出生时的不同物理尺寸，或者在UCD形成的潮汐剥离场景中银河核团恒星形成效率相对较低。现有的观测提供了必要的，但不充分的证据潮汐剥离dE核的主要贡献者的M87 UCD。

非线性色-金属度关系下的球状星团质量-金属度关系

The Mass-Metallicity Relation of Globular Clusters in the Context of Nonlinear Color-Metallicty Relations

河外球状星团（GC）星族研究的两个最新经验进展是蓝色GC的色-星等关系（“蓝色倾斜”）和光学GC色与金属丰度的非线性关系。颜色-星等关系被解释为质量-金属丰度关系，被认为是自富集的结果。非线性颜色-金属丰度关系已经被证明可以从单峰金属丰度分布产生双峰颜色分布。我们模拟GC人口，包括质量金属丰度标度关系和非线性颜色金属丰度关系的理论和观测的动机。根据假设的金属丰度范围和GC光度函数（GCLF）的宽度，我们发现，模拟的人口可以有双峰的颜色分布与“蓝色倾斜”类似的观察，即使金属丰度分布出现单峰。产生这些特征的模型具有相对高的平均GC金属丰度和几乎相等的蓝峰和红峰，这是巨大椭圆星系的特征。在矮椭圆星系典型的金属丰度模型中，蓝色倾斜不太明显;这些星系中较窄的GCLF在降低其色星等斜率的重要性方面具有更大的影响。我们严格审查的证据，非线性与双峰金属丰度的解释的特点双峰颜色直方图的巨型椭圆，并得出结论，这个问题仍然是开放的。我们讨论了进一步的理论和观测进展的前景，在约束这里提出的模型，并揭示真正的河外球状星团系统的金属丰度分布。

球状星团中的多种群。从Milky Way球状星团获得的经验

Multiple populations in globular clusters. Lessons learned from the Milky Way globular clusters

近年来对球状星团的研究表明，球状星团不是简单的恒星星族，而是由多个世代组成的。证据来自光度学和光谱学。一个新的范例是形成大质量的星团，其中包括几个情节的恒星形成。虽然这为球状星团的几个特征提供了解释，包括第二个参数问题，但它也为球状星团和我们银河系的晕之间的关系开辟了新的视角，并通过扩展所有具有高特定频率的球状星团的种群，例如，巨大的椭圆星系我们回顾了这方面的进展，重点是最近的研究。有几点仍有待正确理解，特别是关于在星团中产生丰度模式的污染物的性质和典型的时间尺度，这种现象活跃的星团质量范围，以及球状星团和我们银河系其他卫星之间的关系。

VEGAS-SSS。南半球椭圆星系的VST巡天：小恒星系统的分析。在NGC3115中球状星团系统上测试方法

VEGAS-SSS. A VST survey of elliptical galaxies in the southern hemisphere: analysis of small stellar systems. Testing the methodology on the globular cluster system in NGC3115

我们提出了一个研究的球状星团（GC）和其他小恒星系统（SSS）在该领域的NGC 3115，观察的VEGAS成像调查的一部分，进行了VST望远镜。我们使用NGC 3115的深g和i数据，NGC 3115是一个研究得很好的透镜状星系，具有优秀的科学文献。这对于测试方法、验证结果和探测VEGAS-SSS的能力是至关重要的。利用VST的大视场使我们能够准确地研究SSSs的分布和特性作为银河系距离Rgc的函数，远远超过~20星系有效半径，以一种不太可能的方式。我们对SSS候选者的颜色，震级和大小的分析证实了现有研究的结果，其中一些研究是用8- 10米级望远镜进行的，并进一步将其扩展到未达到的Rgc距离，具有类似的精度。我们发现一个颜色双峰的GC人口和一个r1/4配置文件的GC的表面密度的星系光剖面。先前发现的蓝色和红色GC的径向颜色梯度，例如通过SLUGGS调查，进一步扩展到最大的Rgc检查，~65 kpc。分别取的蓝色和红色GC的表面密度分布很好地近似于r1/4密度分布，其中蓝色GC的分数在较大的Rgc处略大。我们没有发现红色GC和GC周转量随半径变化的趋势，但我们观察到蓝色和红色GC亚群的周转量存在约0.2等差异。通过检查SSS的大小和颜色，我们获得了适合未来光谱跟踪的UCD和GC候选物的列表。总之，我们的研究表明，在明亮的早期型星系领域的研究SSSs的方法的可靠性，以及VEGAS调查产…