The peripheral regions of globular clusters (GCs) are extremely challenging to study due to their low surface brightness nature and the dominance of Milky Way contaminant populations along their sightlines. We have developed a probabilistic approach to this problem through utilising a mixture model in spatial and proper motion space which separately models the cluster, extra-tidal and contaminant stellar populations. We demonstrate the efficacy of our method through application to Gaia EDR3 photometry and astrometry in the direction of NGC 5139 ($ω$ Cen), a highly challenging target on account of its Galactic latitude ($b\approx 15^{\circ}$) and low proper motion contrast with the surrounding field. We recover the spectacular tidal extensions, spanning the $10^{\circ}$ on the sky explored here, seen in earlier work and quantify the star count profile and ellipticity of the system out to a cluster-centric radius of $4^{\circ}$. We show that both RR Lyrae and blue horizontal branch stars consistent with belonging to $ω$ Cen are found in the tidal tails, and calculate that these extensions contain at least $\approx 0.1$ per cent of the total stellar mass in the system. Our high probability members provide prime targets for future spectroscopic studies of $ω$ Cen out to unprecedented radii.
Gaia and Hubble unveil the kinematics of stellar populations in the Type II globular clusters ω Centauri and M 22
球状星团中多个恒星星族的起源是现代恒星天体物理学中最大的谜团之一。N体模拟表明，GC星的现代动力学可以限制发生在高红移的事件，并导致多个种群的形成。在这里，我们结合多波段测光从哈勃太空望远镜（HST）和地面设施与HST和盖亚数据发布2自行调查的空间分布和运动在天空中的多个人口在II型GC NGC 5139（$ω\,$半人马座）和NGC 6656（M 22）的平面。我们首先分析了具有不同金属丰度的恒星星族。贫铁星和富铁星具有相似的空间分布和旋转模式，并表现出相似的各向同性运动。同样，在$ω\,$半人马座中具有不同铁丰度的两个主要种群具有相似的椭圆度和旋转模式。当分析不同的径向区域时，我们发现旋转幅度从中心向外部区域减小。半人马座$ω\,$的贫铁星和富铁星在中心区域呈径向各向异性，并显示出相似的各向异性程度。我们还研究了不同轻元素丰度的恒星星族，发现富N星比贫N星具有更高的椭圆率。在半人马座$ω\,$中，两个恒星群都是径向各向异性的。有趣的是，富氮、富铁的恒星表现出不同的旋转模式，而贫氮的恒星具有相似的金属丰度。M22中不同氮含量的恒星星族表现出相似的自转模式和各向同性运动.我们讨论这些发现的背景下形成的多个群体。
The Nephele ecosystem: stars, globular clusters, and stellar streams associated with the progenitor galaxy of $ω$ Centauri
LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学，法国国家科学研究中心）；Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire Astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡大学，法国国家科学研究中心，斯特拉斯堡天文台）；Dipartimento di Fisica, Università di Roma “La Sapienza”（罗马第一大学物理系）；Institute for Complex Systems CNR（意大利国家研究委员会复杂系统研究所）；Dipartimento di Fisica e Astronomia “Galileo Galilei”, Università di Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理与天文学系）；Dipartimento di Tecnica e Gestione dei Sistemi Industriali, Università degli Studi di Padova（帕多瓦大学工业系统技术与管理系）
Discovery of Millisecond Pulsars in the Globular Cluster Omega Centauri
半人马座球状星团是银河系中质量最大、亮度最高的星团。$γ$射线源FL8 Y J1326.7 $-$ 4729与星团的核心重合，这导致人们猜测星团核心可能存在迄今未知的射电暴或湮灭性暗物质。在这里，我们报告发现五毫秒半人马座欧米茄以下的观测与帕克斯射电望远镜。其中四颗星的自转周期分别为4.1、4.2、4.6和6.8毫秒，第五颗星的自转周期为4.8毫秒，属于食双星系统，轨道周期为2.1小时。澳大利亚望远镜紧凑阵列拍摄的星团中心的深射电连续图像显示了一小部分紧凑的射电源，这使得其他的射电星可能正在等待发现。我们认为，毫秒级双星极有可能是$γ$射线的发射源。这些恒星的长期定时为探索星团的动力学和星际介质提供了机会。
The Last Galactic Firework: Timing the last significant merger with stars, globular clusters and $ω$Centauri
LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY塞尔吉巴黎大学，法国国家科学研究中心）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona（巴塞罗那宇宙科学研究所以及巴塞罗那大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究所）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 Kavli 宇宙物理数学研究所（世界顶尖科研中心）、东京大学宇宙射线研究所）
Orbits of 152 Globular Clusters of the Milky Way Galaxy Constructed from the Gaia DR2 data
我们介绍了银河系152个球状星团的轨道及其性质，这些星团是使用Vasiliev（2019）列表中的平均Gaia DR 2自行和其他天体测量数据获得的。对于轨道积分，我们使用了基于Navarro-Frenk-White暗晕的银河势的轴对称模型，并由Bajkova和Bobylev（2016）使用Bhattacharjee et.al.（2014）目录中银河系天体在银河系中心距离的广泛区域（高达200 kpc）的圆速度进行了修改。在对所得到的轨道进行分析的基础上，我们修正了Massari等人提出的球状星团子系统的组成。（2019）.
Milky Way Subsystems from Globular Clusters Kinematics Using Gaia DR2 and HST Data
我们采用Vasiliev（2019）的151个银河系球状星团的Gaia DR 2自行，结合距离和视线速度来推导它们的运动学性质。为了将星系团分配给银河系厚盘，凸起和晕，我们遵循Posti等人（2018）的方法，他们使用恒星的轨道区分不同的银河系恒星成分。特别是，我们使用的比率$L_{z}/e$，的$Z$投影的角动量的偏心率，人口示踪剂，我们补充从文献和蒙特卡罗模拟中提取的化学丰度。我们发现20个球状星团属于银河系的棒/凸起，35个表现出盘的性质，96个是晕的成员。此外，我们还发现晕状球状星团的自转速度接近于零，平均值为$<Θ>$ =1 $\pm$ 4 km s $^{-1}$ .另一方面，样品的集群，属于厚盘具有显着的旋转与平均旋转速度179 $\pm$ 6公里s $^{-1}$。20个球状星团在银河系的棒/球区域内运行，平均自转速度为49 $\pm$ 11 km s $^{-1}$。
Kinematic characteristics of the Milky Way globular clusters based on Gaia DR2 data
利用Gaia（ESA）Data Release 2的数据，对银河系中的球状星团（GCs）进行了轨道计算。为了探索GC之间可能的近距离接触（或碰撞），使用我们自己开发的高阶phi-GRAPE代码，我们向后和向前整合了119个具有可靠位置和自行的物体的轨道。在计算中，我们采用了一个现实的轴对称银河势（球+盘+晕）。使用不同的撞击条件，我们发现了六个GC中的四对可能在过去5Gyr的半质量半径（碰撞）之和的两倍内经历了一次相遇：Terzan 3- NGC 6553，Terzan 3 - NGC 6218，Liller 1 - NGC 6522和Djorg 2 - NGC 6553。
The Parallax of Omega Centauri Measured from Gaia EDR3 and a Direct, Geometric Calibration of the Tip of the Red Giant Branch and the Hubble Constant
我们使用来自欧空局盖亚任务早期数据发布3（EDR3）的数据来测量$ω$ Cen的三角视差，这是银河系中最大的球状星团的第一个高精度视差测量。我们使用来自EDR3的位置和高质量自行数据的组合来识别超过100，000个集群成员，其中67，000个在EDR3视差最佳校准的幅度和颜色范围内。我们发现估计视差是强大的，表现出良好的控制系统内的颜色星等图的集群。我们发现一个视差的集群$0.191\pm0.001$（统计）$\pm0.004$（系统）mas（2.2\%的总不确定性）对应的距离为$5.24\pm0.11$千秒差距。$ω$ Cen的视差提供了一个独特的机会，可以直接和几何校准红巨星分支尖端（TRGB）的光度，因为它是唯一一个具有足够质量的星团，可以提供足够的红巨星，比尖端低100个一等，以精确，无模型测量尖端。结合预先存在的和最广泛使用的尖端和前景银河系消光的测量，我们发现$M_{I,TRGB}=-3.97\pm0.06$的蓝色边缘的$I$带光度的mag。使用从$ω$ Cen的盖亚EDR3视差校准的TRGB光度来校准SNIa的光度，得到哈勃常数的值为$H_0=72.1\pm2.0$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$。我们使数据的恒星在$ω$岑可电子和鼓励独立分析的结果在这里。
Globular clusters of the Gaia Enceladus/Sausage -- I. Orbital and dynamical evolution on cosmological timescales
Main Astronomical Observatory, National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院主天文台）；Nicolaus Copernicus Astronomical Centre Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Fesenkov Astrophysical Institute（费森科夫天体物理研究所）
Search for Extra-Tidal RR Lyrae Stars in Milky Way Globular Clusters From Gaia DR2
我们利用潮汐外的天琴座RR型恒星来研究银河系球状星团的动力学，并了解动力学摩擦和潮汐破裂等效应如何影响这些星团。RR型天琴座恒星的Gaia DR 2星表（Clementini et al. 2018）与文献中汇编的球状星团的自行和潮汐半径数据一起使用。分析了56个银河系球状星团的样本。在这56个银河系球状星团中，只有11个有潮汐外的天琴座RR星。然而，只有两个星团，即NGC 3201和NGC 5024，有足够的潮汐外RR天琴座恒星得出有趣的结论。NGC 3201有13颗潮汐外的天琴座RR星，它们围绕中心呈不对称分布，尾区的恒星数量多于前部。我们的结论是，这些不对称的潮汐尾巴是由于潮汐中断和剥离碎片从集群的综合作用。另一方面，NGC 5024有5颗潮汐外的天琴座RR星，其中4颗集中在距离中心约3倍潮汐半径的区域。这些可能是由于潮汐破坏而从星团中撕裂出来的恒星。这些潮汐外的RR型天琴座恒星在星团中的存在可能是一个迹象，表明更多的星团恒星存在于它们的潮汐半径之外，这可能是由星团的深宽场CMD揭示的。
Chemical tagging with APOGEE, MUSE, and HST: constraints on the formation of $ω$ Centauri
Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；University of Liverpool（利物浦大学）；NOIRLab（美国国家光学红外天文研究实验室）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图德天文台）；ELTE Eötvös Loránd University（罗兰大学）
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。
Milky Way total Mass derived by Rotation Curve and Globular Cluster kinematics from Gaia EDR3
利用基于作用的分布函数的银河系的动力学模型，我们估计了它的总质量和密度分布。约束来自盖亚EDR3的球状星团自行，来自基于盖亚DR2数据的旋转曲线，以及来自垂直力数据。我们使用贝叶斯马尔可夫链蒙特卡罗方法来探索参数，其中球状星团分布函数和银河系势是完全约束的。利用数值模拟的方法研究了可能存在大质量大麦哲伦云时，位势约束的不确定性。我们发现大质量的LMC（1.5 $\times10^{11}$ M $_{\odot}$）会影响大半径的MW质量测量，包括银河系和LMC。我们还使用FIRE2 Latte宇宙流体动力学模拟，使模拟数据集从银河系，包括许多非松弛的子结构。我们测试了这些非松弛子结构对最终结果的影响，发现测量的旋转曲线在输入值附近波动在5%以内。通过在选择重子和暗物质的先验质量分布方面保持较大的自由度，导致MW的总质量范围从$5.36_{-0.68}^{+0.81}\times10^{11}$ M $_{\odot}$到$7.84_{-1.97}^{+3.08} \times 10^{11}$ M $\odot$。这包括一个假定的大质量LMC的贡献，并显着缩小了MW总质量范围之前公布。这样的总质量导致暗物质在太阳位置的密度为$0.34_{-0.02}^{+0.02}$ GeV cm $^{-3}$。
