Properties of Globular Clusters in Galaxy Clusters: Sensitivity from the Formation and Evolution of Globular Clusters
我们在宇宙学的背景下，用半解析的粒子标记方法研究了星系团中球状星团的性质。我们假设球状星团是由暗物质晕合并形成的，它们的金属丰度是根据宿主暗物质晕的恒星质量和GC的形成红移来分配的。用半解析方法研究了球状星团的动力学演化和破裂，这些演化和破裂受几个自由参数控制。在本文中，我们研究我们的结果是如何改变自由参数的选择。我们比较我们的基准结果与代表性的观测，包括球状星团系统和它的宿主星系之间的质量比，球状星团的占有率，蓝色球状星团的数量分数，和金属丰度梯度与球状星团质量。因为我们可以知道球状星团随时间的位置，所以可以与其他观测结果进行比较，例如，单个星系球状星团系统的中位半径，团内球状星团的平均投影密度分布，具有团心半径的球状星团的金属丰度和年龄梯度。我们还发现每个星系中球状星团系统的比质量随团心半径的不同而不同。
2022-10-27 astro-ph.GA
Constraining the initial conditions of globular clusters using their radius distribution
对河外球状星团的研究表明，球状星团（GC）半径分布（RD）的峰值大小与银河系环境的关系很弱，可以作为标准标尺。我们模型的GC人口的RD使用一个简单的处方哈勃时间的松弛驱动的集群质量和半径的演变，并探讨在何种条件下，RD可以被用作一个标准的统治者。我们考虑了幂律簇初始质量函数（CIMF）与指数截断和不截断，并特别关注平坦和陡峭的CIMF（幂律指数分别为0和-2）。对于出生时的初始半质量半径，我们采用Roche瓣填充条件（“填充”，意味着半质量与Jacobi半径之比约为rh/rJ ~ 0.15）或强Roche瓣欠填充条件（“欠填充”，意味着初始rh/rJ << 0.15）。假设绕星系中心的轨道速度恒定，我们发现对于陡峭的CIMF，典型的半光半径与银河系中心半径RG成比例，即RG ^1/3。这种弱标度与观测结果一致，但这种情况存在（众所周知）的问题，即太多的低质量星系团幸存下来。一个平坦的CIMF与“填充”初始条件的结果在正确的质量函数在老年人，但太多的大（大规模）集群在大RG。具有平坦CIMF的“欠填充”GC群体也导致正确的质量函数，并且还可以成功地再现RD的形状，其峰值大小（几乎）独立于RG。在这种情况下，峰大小（几乎）仅取决于GC质量函数的峰质量。因此，GC RD的（接近）普遍性是因为CIMF的（接近）普遍性。在银河系外晕中存在着一些扩展的GC，这些GC不能用这个模型来解释。
2013-02-13 astro-ph.GA
Beyond the Brim of the Hat: Kinematics of Globular Clusters out to Large Radius in the Sombrero Galaxy
我们测量了草帽星系周围51个新的球状星团的径向速度。这些测量是使用来自英澳望远镜上的AAOmega光谱仪和WIYN的Hydra光谱仪的光谱观测获得的。结合我们自己过去的测量和从文献中获得的速度测量，我们已经构建了一个大型的径向速度数据库，其中包含了总共360个确认的球状星团。以前的研究对草帽球状星团系统的运动学和质量分布的分析局限于内部~9'（~24 kpc或~5有效半径），但我们的新测量增加了数据的径向覆盖范围，使我们能够确定M104的运动学性质到~15'（~41 kpc或~9有效半径）。我们使用我们的径向速度来研究GC系统的运动学，并确定星系的质量分布和V波段质光比。我们发现V波段的质光比从中心的4.5增加到41 kpc处的20.9（约9个有效半径或15 '），这意味着暗物质晕延伸到我们现有数据集的边缘。我们比较我们的质量分布在20千秒差距（~4有效半径或~ 7.4 '）的质量计算从X射线数据，并找到良好的协议。我们也用我们的数据来寻找旋转的球状星团系统作为一个整体，以及在红色和蓝色的子种群。我们在这些样本中没有发现明显旋转的证据。
2014-03-27 astro-ph.GA
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。
2024-05-12 astro-ph.GA
Globular cluster number density profiles using Gaia DR2
利用Gaia DR 2的数据，我们研究了银河系球状星团样本的径向数密度分布。适当的运动用于准确的成员选择，特别是在集群的郊区至关重要。由于中心的严重拥挤，盖亚数据由来自HST和表面亮度测量的文献数据补充。这导致了81个星团，其完整的密度分布覆盖了每个星团的整个潮汐半径（及更远）。我们使用一组单质量模型，从国王和威尔逊模型，以广义降低等温石灰模型和最近推出的spes模型，允许列入潜在的逃生者的密度分布模型。我们发现，国王和威尔逊模型都太简单，完全再现的密度分布，国王（威尔逊）模型平均低估（高估）的径向范围的集群。从limepy模型得到的截断半径与基于星团质量及其轨道的Jacobi半径估计值相似。我们显示了明确的结构和环境参数之间的相关性，作为银心半径和积分亮度的函数。值得注意的是，潜在逃逸者的回收分数与集群的近心点半径，光度和集群浓度。半质量与Jacobi半径的比值也与截断参数和PE分数相关，显示了Roche叶填充的效果。
2019-03-05 astro-ph.GA
MOCCA-SURVEY Database I. Unravelling black hole subsystems in globular clusters
在本文中，我们讨论了如何球状星团（GC）的结构和观测性质可以用来推断存在一个黑洞系统（BHS）居住在其内部区域。我们提出了一种新的方法来确定BHS的大小，定义为GC半径包含质量贡献相等的恒星和恒星BH。使用这个定义，类似于众所周知的“影响半径”的概念，我们发现了一个“基本平面”连接BHS典型密度与GC中心表面密度分布，总光度和观测半质量半径。我们的方法使我们能够定义一种独特的方式来连接观测GC参数与其暗内容。将我们的结果与观测到的银河系GC进行比较，我们发现其中许多GC目前可能拥有多达数百个BH。这些BHS的特征在于相对低的典型密度，$ρ_\bhs \sim 10-10^5\Ms$ pc $^{-3}$，并且由相对大质量的BH组成，平均质量在$m_\bhs = 14-22\Ms$范围内。我们还表明，一个类似的方法可以用来找到银河系GC可能托管一个中等质量的黑洞。
2018-04-13 astro-ph.GA
MOCCA Survey Database: Extra Galactic Globular Clusters. I. Method and first results
在过去的几十年里，对银河系外球状星团（EGGC）进行详尽的调查已经成为可能。直到最近，球状星团（GC）的运动学信息才通过盖亚DR 2光谱学和自行获得。另一方面，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EGGC在不同动力学演化阶段的性质进行了初步研究。我们将这项研究应用于12个Gyr-old GC模拟MOCCA调查数据库的一部分。模仿观测的限制，我们认为只有一个subssample的模型在数据库中，表明它是可能的，以代表观察到的银河系GC。为了区分EGGC的不同动力学状态，至少需要三个结构参数。最好的区别是通过考虑中心参数来实现的，这些参数是观测核心半径，中心表面亮度，中心和半质量速度色散之间的比率，或者类似地考虑中心颜色，中心V星等和中心和半质量半径速度色散之间的比率，尽管这些属性可能是目前技术所禁止的。考虑到半光半径处的平均性质，得到了类似但不太可靠的结果，也许目前在本星系群中可以得到。此外，我们提到，由于内部动力学模型，在固定的metallcity，在EGGC中的颜色传播可能是一样重要的，由于金属丰度的传播。
2020-06-10 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
Globular clusters hosting intermediate-mass black-holes: no mass-segregation based candidates
最近，恒星的质量分离和双星分数均匀测量相对较大的样本的银河系球状星团（GC）。模拟结果表明，无论是相当大的双星人口和中等质量黑洞（IMBHs）淬火放松GC的质量分离。因此，在气相色谱中的质量偏析与可靠的二元分数测量是一个有价值的探针，以限制IMBHs。在本文中，我们结合质量偏析和二进制分数测量从文献中建立一个样本的33 GC（与测量的核心二进制分数），和一个样本的43 GC（与二进制分数测量的核心半径和半质量半径之间的区域）。在这两个样本中，我们试图识别IMBH宿主候选者。这些应该具有相对低的质量偏析，低二元分数（< 5%）和短（< 1 Gyr）弛豫时间。考虑到岩心二元馏分样品，没有合适的候选者出现。如果考虑核心和半质量半径之间的二进制分数，会发现两个候选者，但这可能是由于统计波动。我们还考虑了一个更大的样本54 GC，我们获得了估计的核心二进制分数使用的预测关系的基础上金属丰度和综合绝对星等。最后，我们考虑了GC核心与半质量半径的比值，对于包含IMBH或双星的GC，这一比值预计会更大。我们发现，具有大的核心与半质量半径比的GC的质量分离较少（并且显示出较大的二元分数），证实了理论预期，即负责大核心的能量来源也是淬火质量分离
2016-04-12 astro-ph.GA
Milky Way globular cluster dynamics: are they preferentially co-rotating?
银河系中重子成分的运动受银河系中发光物质和暗物质含量的支配。因此，银河系球状星团的动力学可以作为示踪剂来推断大半径范围内的银河系质量模型。在这项工作中，我们使用直接观察到的视线速度来测试，如果动态的球状星团人口是一致的，假设银河系的轴对称引力势。为此，我们数值计算了球状星团人口的相空间分布，其中轨道是随机取向或共同/反旋转相对于恒星盘。然后我们将观测到的$\sim$ 150个球状星团的位置和视向速度分布与模型的结果进行了比较。我们发现，对于所采用的质量模型，同向旋转的情况下，是基于各种统计检验的青睐模型。我们做了分析，有和没有与早期合并事件的祖先相关的GC。在不久的将来，这种分析可以扩展到包括精确和丰富的数据，以更好地将银河系的潜力限制在一个大的半径。
2020-03-28 astro-ph.GA
Understanding the Dynamical State of Globular Clusters: Core-Collapsed vs Non Core-Collapsed
我们研究的球状星团的动力学演化，使用我们的Hénon-type的Monte Carlo代码的恒星动力学，包括所有相关的物理，如两体松弛，单和二进制恒星演化，银河潮汐剥离，和强相互作用，如物理碰撞和二进制介导的散射。我们计算了一个大型数据库的几百个模型从广泛的初始条件的观测指导下的年轻和大质量的星团。我们发现，这些初始条件非常自然地导致今天的集群的属性，包括中心密度，核心半径，半光半径，半质量弛豫时间，和集群质量，以及与旧银河系球状星团的匹配。特别是，我们可以自然地再现双峰分布在观察到的核心半径分离的“核心塌陷”与“非核心塌陷”的集群。我们看到，核心坍缩的星系团是那些已经达到或即将达到平衡的“二元燃烧”阶段。非核心坍缩的团簇仍在经历重力热收缩。
2012-11-20 astro-ph.GA
On the evolution of structural parameters of old globular clusters in the Large Magellanic Cloud
本文利用DECam SDSS i PSF测光方法对大麦云（LMC）老球状星团（GCs）NGC 1841、2210、Hodge 11和网状星团（Reticulum）的径向恒星密度分布进行了测量。我们发现，所研究的LMC GC似乎没有表现出像在银河系球状星团（GGC）中经常看到的那样的扩展恒星结构，这可能表明LMC引力场在剥离其GC上的恒星方面并不有效。所研究的大麦哲伦星系GC的浓度参数$c$似乎取决于内部动力学和GC在星系中的位置，雅可比与星系团半径比也是如此。当将它们与具有相似质量和年龄与半质量弛豫时间比的GGC进行比较时，所研究的LMC GC似乎具有最小的浓度参数$c$值，并且在核心与半光半径比（$r_c/r_h$）与半光与潮汐半径比（$r_h/r_t$）平面中偏离了GGC关系。这些观测差异可能表明，其他条件，如宿主星系的引力势和/或轨道参数（例如晕或盘状轨道），可能在这两个GC种群的结构参数的演变中发挥一定作用。
2018-04-24 astro-ph.GA
SNe and their impact during the early evolution of Type I Globular Clusters
尽管存在多个恒星星族，但球状星团（GCs）的铁成分在除少数大质量星团外的所有星团中是均匀的。因此，绝大多数超新星（SN）喷出物并没有用来形成恒星。在这里，通过半解析和数值研究，我们解决这个问题，同时考虑恒星风和超新星反馈的早期演化过程中的原始球状星团。我们计算了恒星风形成全球风的能力，这种全球风可以带走恒星形成过程中遗留下来的气体。这种全球风的最内层半径，即超级风半径$R_{SW}$，是云参数和恒星形成效率的函数。在气体完全排出（$R_{\textrm{SW}}=0$）的情况下，SN喷出物与激波加热的风合并并离开星团。另一方面，当$R_{\textrm{SW}}>0$，超新星遗迹（SNRs）成为压力限制，如果在一个临界半径$R_{\textrm{blow}}$，并混合其产品与残余气体。然而，在该中心区域之外，SNR经历井喷。在这种情况下，热化喷出物会逃离星团，使SN产物无法形成新的恒星。我们估计的金属丰度增强（$Δ\textrm{[Fe/H]}$）的剩余气体和讨论所需的条件，以产生次级恒星星族与$Δ\textrm{[Fe/H]}$的范围内观察到的大多数GC。
2021-06-03 astro-ph.GA
New halo stars of the Galactic globular clusters M3 and M13 in the LAMOST DR1 Catalog
M3和M13是银河系的球状星团，之前有报道称它们周围有恒星晕。我们目前的成员和潮外星系团晕星的潮汐半径内和外的LAMOST数据发布1搜索的结果。我们找到了7个候选的集群成员（潮汐半径内）的M3和M13分别。在M3中，我们还确定了8颗候选的潮外星团晕星，它们的距离可达潮汐半径的9.8倍，在M13中，我们确定了12颗候选的潮外星团晕星，它们的距离可达潮汐半径的13.8倍。这些结果支持以前的迹象表明，M3和M13都被扩展的恒星晕包围，我们发现，GC破坏率对应于观察到的质量损失通常显着高于理论研究预测。
2016-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The difference in metallicity distribution functions of halo stars and globular clusters as a function of galaxy type: A tracer of globular cluster formation and evolution
对巨型椭圆星系Cen A和旋涡星系M31晕中的球状星团（GC）和场星的观测表明，星团与恒星的数量比（“特定频率”）范围很大。星团与恒星的比率随着金属丰度的增加而减少，在所有的银河系中心半径上，其斜率似乎并不取决于半径。在矮星系中，GC也比场星平均更贫金属。这些观察结果表明，无论是团簇形成效率或团簇破坏率的金属丰度和环境的强烈依赖。我们的目标是解释这些趋势，考虑各种影响，可能会影响观察到的集群恒星比作为金属丰度，环境和宇宙学历史的函数。我们发现，无论是团簇形成效率和最大团簇质量的增加与金属丰度，所以他们不能解释所观察到的趋势。潮汐剥离和动力摩擦破坏GC破坏星系团在太小的范围内的银河中心半径。我们表明，集群破坏的潮汐冲击巨大的分子云在高密度的形成环境中的GC变得越来越有效，对高星系质量，因此，对高金属丰度。预测的星团与恒星的比率在高金属丰度的情况下会降低100-1000倍，并且应该只对银河系中心半径有微弱的依赖，这是由于星系合并过程中的轨道混合，与观测结果一致。所观察到的，强烈的依赖性的集群，恒星比的金属丰度和独立性的斜率对银河半径可以解释集群的破坏和星系的层次增长。因此，我们发现，金属度依赖的集群到星的比例并不反映GC的形成效率，但存活分数。（节录）
2017-06-03 astro-ph.GA
Cusp or core? Revisiting the globular cluster timing problem in Fornax
我们使用N体模拟重温球状星团（GC）的“定时问题”在天炉座矮椭球（dSph）。与先前的工作一致，我们发现，由于动力学摩擦，GC下沉到暗物质晕的中心，具有尖状的内部密度分布，但在具有恒定密度核心的晕中，GC在大约1/3的核心半径（$r_{\rm core}$）处“失速”。下沉或失速的时间尺度很大程度上取决于GC的质量和初始轨道半径，但对于在$r_{\rm core}$内具有相同总质量的尖状（NFW）或核心晕来说，基本上是相同的。因此，以GC没有下沉到中心为基础反对一个尖点与反对一个核心没有什么不同，除非所有的集群今天都在$\sim (1/3)\, r_{\rm core}$。这意味着核心半径超过了$\sim 3$千秒差距，比任何核心形成情景中似乎合理的半径都要大得多。(The天炉座GC的平均投射距离为$\langle R_{\rm GC,Fnx}\rangle\sim 1$ kpc，有效半径为$\sim 700$ pc。）一个更简单的解释是，天炉座GC只受到动力学摩擦的适度影响，正如预期的那样，如果星系团开始以$\sim 1$ - $2$ kpc的初始半径运行，刚好在天炉座现在的半光半径之外，但在银河潮汐留下的潮汐半径之内。这并非完全出乎意料。天炉座GC比大多数天炉座恒星更古老，更贫金属，而dSphs中的这些群体往往比年轻和更富金属的同行在空间上更广泛。与一些早期的说法相反，我们的模…
2019-11-18 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
Galaxy structure from multiple tracers: I. A census of M87's globular cluster populations
本文给出了室女座最亮的星系团M87周围的富球状星团（GC）系统的一个新的测光表。使用档案下一代室女星系团调查（NGVS）在ugriz波段的图像，观察CFHT/MegaPrime，我们进行了仔细的减法星系的晕光，以检测对象在小的银河系中心半径以及在更广泛的领域，并找到17620 GC候选人的半径范围从1.3 kpc到445 kpc与g < 24等。通过推断它们的颜色，径向和大小分布在贝叶斯的方式，我们发现，它们被很好地描述为两个GC人口和两个不同的污染物人口的混合物，但确认早期的发现，在两个GC人口的半径依赖的颜色梯度。这与更丰富的GC位于星系势阱更深处的图像相一致，表明耗散坍缩在红色和蓝色GC的形成中发挥了作用。
2015-11-22 astro-ph.GA
Direct $N$-body simulations of globular clusters - II. Palomar 4
本文利用直接$N$体计算方法研究了异常扩展的外晕球状星团Palomar 4（Palomar 4）在其整个生命周期中的演化，再现了它在不同半径处的观测质量、半光半径、速度色散和质量函数斜率。我们发现，在圆形轨道上演化的模型，从非质量分离的典型初始质量函数（IMF）开始，既不能再现Pal 4的总体质量函数斜率，也不能再现观察到的质量分离量。包括原始质量分离或最初平坦的IMF不再现所观察到的质量分离和质量函数平坦化的同时。未解析的二进制文件也不能调和这种差异。我们发现，只有具有平坦IMF和原始隔离的模型才能够拟合观测结果。在这种情况下，δ ~4的初始（即气体排出后）质量和半质量半径分别约为57000 M ${\odot}$和10 pc。这种配置比我们观察到的大多数球状星团都要大，这表明γ ~4形成的条件肯定与大多数球状星团的条件有很大的不同。我们讨论了这种不寻常的配置的可能的情况下，在其早期的~4。
2014-04-23 astro-ph.GA
On the formation of globular clusters: comparison with observations
本文讨论了在大质量恒星反馈、辐射冷却和原始云金属丰度的约束下，球状星团中至少形成两代恒星所需的条件。我们的计算是基于两个主要的限制第一代恒星（1G）$ε_{1G}$的恒星形成效率。首先，$ε_{1G}$受到限制，以保证恒星风和超新星不会破坏形成第二代（2G）的剩余气体。第二，$ε_{1G}$也是有限的，因此被捕获的超新星所引起的金属丰度增强与观测结果一致，不大于$\sim$ 0.1 dex。几个核心参数定义了球状星团的最终结果：原始云的质量和半径，它们的金属丰度和$ε_{1G}$。由模型组成的参数空间，满足所有的约束条件，在这里示出吻合非常好的第一代恒星（$f_{\textrm{1G}}$）和总集群质量的分数之间的分散观察到的反相关。我们的模型还辨别，在协议的数据，在金属丰度与质量（或半径）平面之间的单个和多个人口集群。因此，我们的研究结果表明，多个恒星星族的存在与原球状星团保留一小部分剩余气体的能力密切相关。
2022-04-15 astro-ph.GA
Dynamics of intermediate mass black holes in globular clusters. Wander radius and anisotropy profiles
本文用基于MPC的近线性N体方法模拟含IMBH的百万粒子球状星团，研究核心演化、各向异性与游走半径，指出IMBH更常偏心并影响观测探测。
2023-03-27 astro-ph.GA
Recent Formation of a Spiral Disk Hosting Progenitor Globular Clusters at the center of the Perseus Brightest Cluster Galaxy: II. Progenitor Globular Clusters
我们讨论了Holtzman等（1992）在距英仙座星系团中心的巨大椭圆星系NGC 1275中心$\sim$ $5\,\rm kpc$半径范围内发现的超级星团（SSC）的性质和起源。我们表明，与随后从该星系中心发现的数量更多的SSC种群（直到$\sim$ $30\,\rm kpc$）相比，中心SSC种群的最大质量高出一个数量级，质量函数具有较浅的幂律斜率。此外，尽管外部SSC群体具有跨越几个$\rm Myr$到至少$\sim$ $1\,\rm Gyr$的年龄，但中心SSC群体具有强烈集中在$\sim$ $500 \rm \, Myr$周围的年龄，其中$\sim$ $100\,\rm Myr$的$1\,σ$分散。这些SSC与“中央螺旋”有着密切的空间和时间关系，后者的半径$\sim$ $5\,\rm kpc$也以NGC 1275为中心，特征恒星年龄为$\sim$ $150\,\rm Myr$（论文I）。我们认为，无论是中央SSC人口和中央螺旋形成的气体沉积的剩余冷却流，与SSC形成第一，其次是形成的恒星体的中央螺旋$\sim$ $300$ - $400\,\rm Myr$后。中心SSC群的年龄意味着它们能够承受NGC 1275中心附近非常强的潮汐场，使它们成为真正的祖先球状星团。显然，最近在一个巨大的椭圆星系的中心形成了一个包含祖先球状星团的螺旋盘。
2022-03-08 astro-ph.GA
Multiwavelength photometry in the Globular Cluster M2
本文对球状星团M2进行了多波长光度分析。该数据集是通过将高分辨率（HST/WFPC 2和ACS）和宽视场（GALEX）空间观测与地面（MEGACAM-CFHT、EMMI-NTT）图像相结合而获得的。测光样本覆盖了整个星系团的延伸，从非常中心的区域到潮汐半径和更远的区域。它允许一个准确的确定集群的重心和其他结构参数来自恒星计数密度分布。此外，我们还研究了BSS种群及其径向分布。总共选择了123个BSS，并且发现它们的径向分布是双峰的（在中心高度峰值，在中间半径处减小并向外升高），正如已经在许多其他集群中发现的那样。BSS分布的最小值的径向位置与大质量天体在星团年龄上的动力学摩擦所引起的回避半径是一致的。我们还搜索了红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）种群的梯度。在$2σ$水平上，我们发现在核心半径内有过多的AGB星，证实了Sohn等人的结果。（1996）M2的中心区域比外部更蓝。我们发现，后者是由于在中心区域非常明亮的RGB恒星的赤字。
2009-03-20 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
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
The Outer Envelopes of Globular Clusters. II. NGC 1851, NGC 5824 and NGC 1261
我们提出了第二套结果从银河系球状星团的周围的宽视场光度测量。研究的星团是NGC 1261，NGC 1851和NGC 5824：所有数据都来自布兰科4米望远镜的DECam。NGC 5824也有麦哲伦粘土望远镜和MegaCam的数据。我们确认存在一个大的弥漫恒星信封周围的NGC 1851的大小至少240 pc的半径。包层的径向密度分布遵循指数$γ= -1.5 \pm 0.2$的幂律下降，投影形状略呈椭圆形。对于NGC 5824，没有强烈的弥漫恒星包络的检测，但我们发现该星团显着扩展，并且在大小上与NGC 1851的包络相似（半径至少为230 pc）。在NGC 1261周围还发现了一个恒星包层。然而，它的尺寸明显较小，半径为$\sim$ 105 pc。用$γ= -3.8 \pm 0.2$的包封的径向密度分布也陡得多。我们讨论了扩散恒星信封的可能性质，但无法得出明确的结论，根据目前的数据。NGC 1851和可能的NGC 5824可能是被剥离的矮星系核，类似于$ω$ Cen，M54和M2的情况。另一方面，NGC 1261包层的不同特征表明它可能是星系团动力学演化的产物。
2017-09-09 astro-ph.GA
Stalling of Globular Cluster Orbits in Dwarf Galaxies
本文应用Tüve-Weinberg动力学摩擦理论计算了一个球状星团（GC）的轨道衰变，该星团位于一个具有各向同性恒星速度的核心球状星系内的初始圆形轨道上。GC上的减速扭矩T（rp）<0是其轨道半径rp的函数。扭矩是由轨道与GC轨道共振的恒星施加的，并通过林登-贝尔卡尔纳伊斯（Lynden-Bell Kalnajs，LBK）公式给出了无限多个可能的共振的总和。对于质量为Mp = 2 × 10^5 M_sun的GC和核心质量为Mc = 4 × 10^8 M_sun、核心半径为b = 1000pc的等时星系，我们计算了LBK力矩T（rp）并确定了rp（t）。(i)当rp> 300 pc时，许多强共振是活跃的，并且如预期的那样，T = T_C，经典的拉塞卡扭矩。(ii)当rp <300 pc时，T主要来自于与GC几乎同向旋转的恒星，稍微落后或领先;落后的共振产生更强的扭矩。(iii)当rp降低时，共振的数量和强度下降，因此|T|也降低，在rp = r *=（Mp/Mc）^{1/5} b = 220 pc时，|T| <10 ^{-2} |T_C|，这是一个特征"过滤"半径。(iv)许多共振在r * 内部不再存在;这包括所有的前导共振和低阶拖尾共振。(v)r * 内部的高阶拖尾共振非常弱，在rp = 150 pc时|T| <10 ^{-4} |T_C|。(vi)rp（t）从300 pc衰减到r…
2018-10-26 astro-ph.GA
A new catalog of homogenised absorption line indices for Milky Way globular clusters from high-resolution integrated spectroscopy
我们对24个银河系球状星团进行了综合光谱分析。从一个核心半径的光谱观察到每个集群与高波长分辨率~2.0 A的FWHM。结合Puzia et al.（2002）和Schiavon et al.（2005）的两个现有数据集，我们构建了一个包含53个银河系球状星团的Lick光谱指数的大型数据库，这些球状星团具有广泛的金属丰度范围，-2.4 < [Fe/H] < 0.1，以及各种水平分支形态。经验指数到金属丰度的转换关系提供了20舔指数用于推导金属丰度的远程，未解决的恒星系统。
2016-10-25 astro-ph.GA
The accretion history of the Milky Way. I. How it shapes globular clusters and dwarf galaxies
晕的居民是独立的恒星，恒星流，恒星和球状星团，以及矮星系。在这里，我们比较了最后两个类别，包括类似的恒星质量的对象，这往往是作为自动力学平衡系统研究。我们发现球状星团的半光半径取决于它们的轨道近心和总能量，银河系潮汐可以解释观测到的相关性。我们还建议，吸积时代的恒星系统的MW晕可以校准的总轨道能量，这样的关系是由于质量增长的MW和动力学摩擦影响大多数卫星与众多的轨道。这种校准从膨胀开始，到克拉肯，盖亚香肠土卫二，人马座恒星系统，最后到新来的矮星，无论是否与广阔的极地结构有关。最偏心的球状星团和矮星的半光半径与它们的结合能成反比，这一过程持续了20多年。这意味着由于MW的潮汐效应，较早到达的卫星较小。因此，大多数晕居民似乎有自己的结构参数的形状MW潮汐和最近抵达的矮星系的冲压压力。本研究中发现的相关性可以作为进一步研究球状星团和矮星起源以及我们银河系组装历史的工具。
2023-01-08 astro-ph.GA
Characteristic radii of the Milky Way Globular Clusters
我们报告的银河系的引力场在塑造其球状星团人口的结构参数和内部动力学的影响程度。我们利用一个均匀的，最新的数据集与运动学，结构特性，当前和初始质量的156个球状星团。一般来说，星系团半径随着银河系势的减弱而增加;核心半径和雅可比半径分别以最慢和最快的速度增加。我们解释这一结果的最里面的区域的球状星团是不太敏感的变化，在潮汐力与银心距离。银河系的引力场似乎也有差异地加速了单个星系团的内部动力学演化，那些朝向凸起的星系团在动力学上看起来更老。最后，我们发现一个子人口组成的紧凑和扩展的球状星团（定义为他们的rh/rJ比）超过8千秒差距，似乎已经失去了很大一部分的初始质量失去了通过中断。此外，我们还发现了rh/rJ > 0.4的第三组，它们由于破裂而失去了更大部分的初始质量。在这两种情况下，质量损失的高比例可能是由于它们的大轨道偏心率和倾角，这导致它们在近银河系和圆盘交叉期间经历更多的潮汐冲击。比较个别集群的结构和轨道参数允许的约束，以放置在其演变是否是松弛或潮汐为主。
2019-09-04 astro-ph.GA
The SLUGGS Survey: Wide Field Imaging of the Globular Cluster System of NGC 4278
我们使用多点HST ACS和宽视场Subaru Suprime-Cam成像来研究L* 椭圆星系NGC 4278的球状星团系统。我们还用Keck/DEIMOS获得了一些新的球状星团谱。我们确定了球状星团的表面密度分布，并用它来计算球状星团的总数，发现该系统的人口略多于其光度的星系的平均数。我们找到了明确的证据双峰的球状星团的颜色分布和颜色的大小关系的蓝色子群（一个“蓝色倾斜”）。我们还发现负径向颜色梯度在两个颜色子群的强度相同，这是类似于在其他星系中报道的强度。NGC 4278的球状星团的大小随着颜色的变红而减小，随着银河中心半径的增大而增大。蓝色和红色球状星团的大小之比与星系中心半径无关，这表明内部效应是造成颜色大小差异的原因。
2013-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
An intermediate-band photometric study of the "Globular Cluster" NGC 2419
NGC 2419是银河系晕中最遥远的星团之一，它的确切性质尚不清楚：虽然它具有让人想起球状星团（GC）的特征，但它的大半径和丰度分布的建议引发了关于它起源于河外环境的讨论，可能是矮星系吸积的残余物。在这里，我们提出的第一个结果，从深中间波段测光的NGC 2419，这使我们能够寻找化学（轻元素）丰度的变化，金属丰度的蔓延，从而多个恒星星族通过良好校准的Stroemgren指数。
2013-01-07 astro-ph.GA
Deep Gemini/GMOS imaging of an extremely isolated globular cluster in the Local Group
我们报告的深成像的一个遥远的M31球状星团，MGC 1，获得与双子座/GMOS。我们对这个物体的色星等图延伸到红巨星分支尖端以下约5个星等，并表现出与古代贫金属恒星星族一致的特征，包括一个长的，人口稠密的水平分支。红巨星分支轨迹表明MGC 1的金属丰度[M/H] ~-2.3。我们测量到MGC 1的距离，发现它位于M31前面约160 kpc处，距离模数为23.95 +/- 0.06。结合它与M31的117 kpc的巨大投影距离，这意味着它的去投影半径Rgc = 200 +/- 20 kpc，使它成为本星系群中已知的最孤立的球状星团。我们构建了一个径向亮度轮廓MGC 1，并表明，它是中心紧凑，而发光，Mv =-9.2。值得注意的是，星系团的轮廓没有显示出潮汐极限的证据，我们能够追踪到它的半径至少为450 pc，甚至可能高达~900 pc。该曲线表现出指数为-2.5的幂律下降，在其最外部分突破到-3.5。这种核心晕结构与数值模型的预期大致一致，并表明MGC 1已经孤立地度过了许多千兆年。
2009-09-08 astro-ph.GA
Is the M81 Fast Radio Burst Host Globular Cluster Special?
该研究利用HST数据测量M81中FRB宿主球状星团的结构，发现其遭遇率略高于对比样本，但不足以强约束FRB的动力学形成。
2023-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dynamics in the outskirts of four Milky Way globular clusters: it's the tides that dominate
利用英澳望远镜（AAT）的2dF/AAOmega和甚大望远镜（VLT）的FLAMES对NGC 1261、NGC 4590、NGC 1904和NGC 1851等4个球状星团的外围进行了光谱观测。我们提取了单个恒星的化学动力学信息，从中我们估计了每个星团的速度色散曲线和旋转。将观察结果与直接的$N$ -体模拟和每个聚类的适当的{ \sc limepy}/{ \sc spes}模型进行比较，以解释结果。在NGC 1851中，探测到的内部旋转与现有文献一致，NGC 1261显示出一些超出截断半径的旋转信号，可能来自逃逸恒星。我们发现NGC 1261、NGC 1851和NGC 1904的观测和模拟结果的色散分布并不随{ \sc limepy}/{ \sc spes}模型预测的截断半径的增大而减小，在截断半径以外，$N$体模拟显示逃逸星占主导地位; NGC 4590的色散分布遵循{ \sc limepy}/{ \sc spes}模型的预测，尽管数据没有有效地扩展到截断半径之外。模拟结果再现了NGC 1261、NGC 1851和NGC 1904外围的增加/平坦色散分布。因此，增加/平坦的分散配置文件的集群的问题可以解释的潮汐相互作用与银河系不引入暗物质。
2022-11-30 astro-ph.GA
Connecting Cores and Black Hole Dynamics Across Scales: From Globular Clusters to Massive Ellipticals
本研究通过约150次蒙特卡洛N体模拟分析25个球状星团，发现球状星团与大质量椭圆星系中黑洞总质量与核半径均呈幂律关系且指数一致，揭示了跨尺度的核掏空统一机制，为黑洞并合率提供观测约束。
2025-10-13 astro-ph.GA
Tidal radii and destruction rates of globular clusters in the Milky Way due to bulge-bar and disk shocking
我们计算了银河系中63个球状星团的轨道、潮汐半径、膨胀棒和盘的破坏率。轨道被集成在轴对称和非轴对称的银河系的潜力，其中包括一个酒吧和螺旋臂的3D模型。使用蒙特卡罗方案，我们认为在我们的模拟观测不确定性的集群的运动学数据。在分析由于膨胀棒的破坏率，我们考虑使用真正的银河系星团轨道，而不是通常的线性轨迹在以前的研究中采用严格的处理。我们比较了两种治疗的结果。我们发现，在非轴对称银河势中计算的理论潮汐半径比在轴对称势中计算的理论潮汐半径更好地与观测的潮汐半径进行比较。在这两个银河系的潜力，膨胀的冲击破坏率计算与一个集群的线性轨迹在其perigalactcons给一个很好的近似与集群的真实轨迹所获得的结果。与轴对称势相比，在非轴对称势中，内银河系区域中具有近半乳糖体的星系团的膨胀冲击破坏率较小。对于大多数具有高轨道偏心率（e > 0.5）的星系团，在非轴对称势场中，它们的总核球+盘破坏率较小。
2014-08-03 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
Including Millisecond Pulsars inside the Core of Globular Clusters in Pulsar Timing Arrays
我们建议在脉冲星定时阵列实验中，在球状星团的核心内加入毫秒级脉冲星。由于它们彼此非常接近，它们的引力波引起的定时残差预计几乎相同，因为地球项和脉冲星项都是相关的。我们模拟了由均匀超大质量黑洞双星群体发射的引力波信号在球状星团核内毫秒级恒星上的时间残差。在这方面，Terzan 5已被采用作为一个球状星团的原型，在我们的模拟中，我们采用了类似的距离，核心半径，并包含在它的毫秒emissiar的数量。我们的结果表明，存在的时间残差之间的强相关的球状星团核心毫秒emissiar可以提供一个显着的引力波签名。因此，这一结果可以利用脉冲星定时的引力波的检测，特别是在与标准的互相关搜索进行的脉冲星定时阵列合作。
2021-10-21 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
A stellar-mass black hole population in the globular cluster NGC 6101?
Dalessandro等人在银河系球状星团NGC 6101中观测到类似的蓝离散星和主序星的分布，并将这一特征解释为该星团没有质量分离的迹象。使用直接N体模拟，我们发现，一个显着的量的质量分离，预计与NGC 6101的质量，半径和年龄的集群。因此，不能用星系团还没有动态演化的论点来解释没有质量分离的现象。通过改变恒星质量黑洞的保留分数，我们发现，在具有高黑洞保留分数的星系团中（超新星爆发后>50%，动力学演化后>50%），分离是不可观察的。然而，所有的模型星团都有相同数量的质量分离，即恒星和残骸的平均质量随着距离中心的距离而下降。我们还讨论了如何运动学可以用来进一步限制恒星质量的黑洞人口的存在，并将其与中等质量黑洞的影响区分开来。我们的结果意味着黑洞的反冲速度低于中子星的反冲速度。NGC 6101在动力学演化过程中的大滞留分数可以解释为它是在银河系卫星中以大初始半径形成的。
2016-09-06 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
Dynamical Constraints on the Origin of Multiple Stellar Populations in Globular Clusters
我们已经进行了一个大网格的N体模拟，以调查如果质量损失作为原始气体驱逐的结果可以负责大部分的第二代恒星在球状星团（GC）与多个恒星星族（MSP）。我们的星团从两个恒星星族开始，其中所有恒星中的$10\%$是第二代恒星。我们模拟了具有不同初始质量、不同第一代恒星与第二代恒星的半质量半径比、不同原始气体分数和不同强度的银河系潮汐场的星系团。然后，我们让我们的集群进行原始气体损失，并获得其最终的性质，如质量，半质量半径和第二代恒星的分数。使用我们的N体网格，然后进行蒙特卡罗分析，以约束初始质量，半径和所需的气体排出的时间尺度的GC与MSP。我们的结果可以解释的GC的今天的属性，只有当（1）大量的气体存在于第二代恒星形成后的集群和（2）气体驱逐的时间尺度非常短（$\lesssim 10^5$ yr）。如此短的气体排出时间尺度与最近的预测一致，即黑暗遗迹已经从球状星团中排出了原始气体，并为AGB方案提出了一个潜在的问题。此外，我们的研究结果预测了GC中第二代恒星的数量比和GC的现今质量之间存在很强的反相关性。到目前为止，观测数据只显示了一个明显较弱的反相关性，如果有的话。
2015-07-11 astro-ph.GA
Application of three-body stability to globular clusters: II. Observed velocity dispersions
在球状星团（GCs）的速度色散剖面的解释，而不必依赖于暗物质或牛顿动力学（MOND）的修改。在某些银河系GC的大半径的速度色散的平坦化，或缺乏，是解释求助于牛顿动力学的三体问题的稳定性。本系列的前一篇论文确定了GC中恒星稳定轨道和不稳定轨道之间过渡半径的解析公式。这个稳定性边界在这里被用来预测的速度色散曲线预计将在GC变平，已知的GC星系轨道的轨道参数。这里使用的是已发表的观测数据的速度色散作为半径的函数的15个银河系GC与近似已知的轨道参数。我们发现，稳定性边界预测在大多数集群的扁平化。虽然轨道参数的观测不确定性使MOND无法完全排除在某些星团之外，但它并不是任何星团的首选模型。基于本研究的结果，我们建议对NGC 6171和NGC 6341进行进一步的速度色散观测和轨道测定，因为它们是区分牛顿模型和MOND模型的有希望的候选者。特别是，NGC 6171可能已经显示出恒星混乱扩散的证据，导致在预测的稳定边界处变平。
2014-11-09 astro-ph.GA
Globular Cluster Systems in Brightest Cluster Galaxies. II: NGC 6166
本文介绍了Abell 2199中的中央超巨星星系NGC 6166周围的球状星团系统（GCS）的新的深部测光。利用F475 W、F814 W的ACS和WFC 3相机的HST数据，确定了GCS的空间分布、金属丰度分布函数（δ），以及δ对银河系中心半径和GC光度的依赖关系。该模型非常广泛，经典的红色和蓝色亚群严重重叠，但双高斯模型仍然可以在形式上与该模型紧密匹配。空间分布遵循类Sersic轮廓，可检测到至少$R_{gc} = 250$ kpc的投影半径。在该半径范围内，团簇总数为N_{GC} = 39000 ± 2000，总比频率为SN = 11.2 ± 0.6，其中57%为蓝色贫金属团簇。GCS可能会平滑地消失到A2199的星团内介质中;我们没有看到从星系核心到cD晕或ICM的明显过渡。当R > 15 kpc时，红色（富含金属）星系团的径向分布、投影椭圆率和平均金属丰度与晕光非常匹配，两者的变化规律都是σ_{MRGC} ~ σ_{light} ~ R^-1.8。相比之下，蓝色（贫金属）GC组分的σ_{MPGC} ~ R^-1.0的衰减要小得多，分布更接近球形。这种密度分布的强烈差异在GCS中产生了一个净金属丰度梯度，这主要是由人口梯度产生的。对于NGC 6166，我们似乎正在进入一个足够高的星系质量和足够丰富的环境的制度，GC形成的双峰两相描述不再像在较小的星系中那样清晰或有效。
2015-11-26 astro-ph.GA
The correlation between the sizes of globular cluster systems and their host dark matter haloes
球状星团（GC）的整个系统的大小取决于GC本身的形成和破坏历史，但也取决于他们居住的暗物质（DM）晕的组装，合并和吸积历史。最近的工作表明，在球状星团系统中球状星团的总质量与其宿主暗物质晕的质量之间存在线性关系，这是从弱透镜校正的。在这里，我们扩展到GC系统的大小，通过研究附近星系群中星系周围GC的径向密度分布。我们发现GC系统的径向密度分布与de Vaucouleurs分布很好地拟合。结合我们的结果与文献中的结果，我们发现GC系统的有效半径与其宿主DM晕的维里半径（或质量）之间存在紧密的关系（$\sim 0.2$ dex散射）。这种关系（$R_{e, GCS} \propto R_{200}^{2.5 - 3}$）的陡峭的非线性依赖性目前还没有得到很好的理解，但这是一个重要的线索，关于组装历史的DM晕和GC系统，他们的主机。
2017-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar envelopes of globular clusters embedded in dark mini-haloes
我们发现，硬遇到嵌入在暗物质（DM）晕中的球状星团的中心区域必然导致形成的引力约束恒星信封，远远超出系统的标称潮汐半径。使用统计参数和数值技术，我们推导出的平衡分布函数的恒星从中心的非发散球势。独立的速度分布与恒星被抛出，GC信封的密度分布渐近$ρ\sim r^{-4}$在大的距离，并成为等温向中心。添加一个DM晕分量会留下两个明确的观测特征：（i）在大距离处，投影的速度色散剖面变平或略有增加，以及（ii）外表面密度剖面系统地比没有暗物质的模型更浅。
2017-06-08 astro-ph.GA
How large are the globular cluster systems of early-type galaxies and do they scale with galaxy halo properties?
众所周知，星系的球状星团系统具有很大的银河系中心半径。在这里，我们量化的GC系统的大小使用的半数半径的22 GC系统周围的早型星系的文献。我们将GC系统的大小与其宿主星系的大小和质量进行比较。我们发现，GC系统通常扩展到4 $\times$的主机星系的大小，但这个因素随着星系恒星质量从约3 $\times$的M $^{\ast}$星系5 $\times$的最大质量的星系在宇宙中。GC系统的大小与维里半径（R $_{200}$）和晕质量（M $_{200}$）的1/3次方近似线性地成比例。银河系的GC系统遵循与早型星系相同的关系。对于超扩散星系，它们的GC系统大小与晕质量和维里半径成比例，对于更大质量的星系。UDG表明，GC系统的大小与恒星质量的线性标度的大质量星系的低恒星质量的星系。我们的缩放与Hudson \& Robison（2017）最近报告的缩放不同。
2017-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultra-Diffuse Galaxies in the Perseus Cluster: Comparing Galaxy Properties with Globular Cluster System Richness
很明显，在超扩散星系（UDG）中，它们的关联球状星团（GC）系统的丰富程度有一个极端的范围。在这里，我们报告的结构特性的五个UDG在英仙座集群的基础上深斯巴鲁/超Suprime-Cam成像。三个似乎GC贫乏，两个似乎GC丰富。我们的一个样品PUDG\_R24似乎正在经历淬灭，预计将在下一个$\sim0.5$ Gyr中逐渐进入UDG状态。我们用凯克宇宙网成像仪（KCWI）光谱仪来研究这个样品，以研究它们的暗物质晕的差异，正如它们不同的GC含量所预期的那样。我们的光谱测量退行速度，确认英仙座集群成员，和恒星速度色散，以测量其半光半径内的动态质量。我们补充我们的数据，从文献中检查的趋势，星系参数与GC系统的丰富性。我们没有发现GC数和UDG相空间定位之间的相关性，如果GC丰富的UDG环境淬火在高红移。我们发现GC丰富的UDG有更高的速度色散比GC穷人UDG平均，导致更大的动力学质量内的半光半径。这与富含GC的UDG比缺乏GC的UDG具有更高的晕质量的一级预期一致。
2021-11-11 astro-ph.GA
DDO216-A1: a central globular cluster in a low-luminosity transition type galaxy
利用哈勃空间望远镜ACS成像，我们确认DDO 216-A1是位于本群星系DDO 216（飞马座矮不规则星系）中心的一个大型球状星团。通过拟合等时线，我们得到了该星系团的金属丰度[M/H] = -1.6 +/-0.2，红化E（B-V）= 0.16 +/-0.02，最佳年龄为12.3 +/-0.8 Gyr。星团中有约30个RR型天琴座变星;基模变星的星等给出的距离模数为24.77 +/-0.08 -与宿主星系相同。泛音与基模变量的比值和它们的平均周期使DDO 216-A1成为奥斯特霍夫I型星团。我们发现一个I波段的中心表面亮度为20.85 +/-0.17 F814 W等每平方角秒，半光半径为3.1角秒（13.4秒差距），绝对星等M814 = -7.90 +/-0.16（约10^5太阳质量）。用King模型拟合团簇，得到团簇的核心半径和浓度指数，r_c = 2.1”+/-0.9”，c = 1.24 +/-0.39。这个星系团是一个“延伸”的星系团，有些典型的矮星系和银河系的外晕。该星团位于DDO 216中心以南30秒差距处，与大多数矮星系球状星团相比，它位于中心位置。动力摩擦和潮汐破坏的分析模型表明，它可能形成在一个更大的距离，高达~1千秒差距，并向内迁移。DDO 216具有普通的集群特定频率，S_N = 10。DDO 216是本星系群中光度最低的拥有10^5太阳质量球状星团的星系，也是…
2017-02-03 astro-ph.GA
Testing Photometric Diagnostics for the Dynamical State and Possible IMBH presence in Globular Clusters
表面测光是确定星团动力学状态的必要工具。我们产生现实的HST类图像从N-体模型的星团和没有中央中间质量黑洞（IMBHs），以测量其表面亮度轮廓。这些模型包含约600，000颗独立的恒星，质量在总质量的0%到2%之间的各种黑洞，并在哈勃时间内进化。我们测量表面亮度和恒星计数的配置文件，以测试中等质量的黑洞的中心对数斜率，核心半径和半光半径的影响。我们使用这些量来测试诊断工具的存在，中央黑洞使用测光。我们发现，唯一的模型，显示中心浅尖与对数斜率之间的-0.1和-0.4是那些包含中心黑洞。因此，中心对数斜率似乎是一个很好的方法来选择集群怀疑包含中等质量的黑洞。具有陡峭中央尖点的星系团绝对可以被排除在IMBH的宿主之外。对于没有发生核心坍缩的星系团和含有中心黑洞的星系团，测量的r_c/r_h比具有相似的值。我们注意到观测到的银河系球状星团的中心斜率和r_c/r_h值的跨度比我们模拟的星团大，并提出了可能的原因，可以解释这一点，并有助于改善未来的模型。
2011-08-22 astro-ph.GA
Multiple stellar-mass black holes in globular clusters: theoretical confirmation
虽然预计在球状星团中会形成数十个或数百个恒星遗迹黑洞，但目前还不清楚其中有多少会在形成时保留下来，以及有多少会通过随后的动力学相互作用被弹出。在任何银河系球状星团中都没有发现这样的黑洞，直到最近在球状星团M22（NGC 6656）中发现了恒星质量的黑洞，现在估计有5-100个黑洞。我们提出了一个与M22具有相同绝对和动力学年龄的星团的直接N体模型。施加约100%的初始保留分数。10%的黑洞，16个恒星遗迹黑洞保留在一个集群的年龄为12 Gyr，在协议的估计M22。在这16个黑洞中，有两个处于一个双星系统中，每个系统都有一颗主序星，同时还存在一个纯黑洞双星。我们认为，多个黑洞可以存在于任何银河系星团的扩展核心半径，如M22或这里提出的模型。
2012-11-28 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
