A Tidally-Stripped Stellar Component of the Magellanic Bridge
利用小麦哲伦云（SMC）恒星边缘（R=4 deg，4.2 kpc）的深度测光研究了它与红团簇（RC）星的视线深度。RC光度函数几乎不受这些区域内年轻（<1 Gyr）蓝环星的影响，因为它们的主序星在色星等图中没有观测到。SMC的东侧被发现有一个大的视线深度（~23千秒差距），而西侧有一个浅得多的深度（~10千秒差距），与以前的照相板测光结果一致。我们使用一个模型SMC RC光度函数去卷积所观察到的RC幅度和构造的密度函数的距离为我们的领域。三个东部的领域显示出距离双峰与一个组件在“系统”的~67千秒差距SMC距离和第二个组件在~55千秒差距。我们的数据不能很好地再现各种现存的麦哲伦云和流模拟。然而，模型预测，已知的HI麦哲伦桥（从SMC向东延伸到LMC）与SMC的距离随着角度的减小而减小，并且应该在气体和恒星成分中都可以看到。通过与这些模型的比较，我们得出结论，对于我们新发现的东SMC中~55 kpc恒星结构，最有可能的解释是HI麦哲伦桥的恒星对应物，该麦哲伦桥在~ 2亿年前与LMC近距离接触时从SMC潮汐剥离。这一发现对SMC的微透镜调查具有重要意义。
2013-10-17 astro-ph.GA
Mass loss in tidally stripped systems; the energy-based truncation method
准确预测潮汐剥离晕演化的能力对于理解星系形成和测试暗物质的性质具有重要意义。大多数子结构演化的研究都是基于潮汐质量损失的经验模型进行预测的，这些模型是使用数值模拟进行校准的。这种方法在所考虑的情况下可能是准确的，但缺乏一般性，不能提供对所涉及过程的物理理解。最近，我们证明了截断NFW分布函数急剧的能量结果的密度分布，类似于潮汐剥离系统，提供了一个路径，以构建物理动机的模型潮汐质量损失。在这项工作中，我们审查计算的质量损失的能量截断的基础上，然后考虑什么二次效应可能调制质量损失超出此。我们发现，一个组合的依赖于额外的轨道参数和变化的单个粒子的能量在一个轨道上的结果在一个不太突然截断的能量空间作为subhalo失去质量。结合能量截断的方法与一个简单的预测的质量损失率，我们构建了一个完整的模型的质量损失，可以准确地预测一个subhalo的演变的一个单一的参数$η_{\rm eff}$。这个参数可以完全从初始轨道和晕属性确定，并且不需要用数值模拟进行校准。
2020-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The orbital evolution of the tidally stripped star and disk-driven stable mass transfer for QPEs in GSN 069
本文针对GSN 069中QPEs的长期演化矛盾，提出潮汐剥离白矮星在吸积盘内运动的模型，发现盘阻力主导轨道演化使恒星逃离黑洞而非被瓦解，从而稳定质量转移并解释了观测到的爆发强度长期演化。
2024-06-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Gaia-based catalog of candidate stripped nuclei and luminous globular clusters in the halo of Centaurus A
潮汐剥离的星系核和发光球状星团（GC）是附近星系的晕和组装历史的重要示踪剂，但很难可靠地识别典型的地面成像数据。在本文中，我们提出了一种新的方法来寻找这些大质量的星团使用盖亚DR2，重点是大质量的椭圆星系半人马座A（Cen A）。我们发现，剥离的核和球状星团的部分解决盖亚在距离的Cen A，表现出特征的天体测量和光度签名。我们使用这种选择方法，以产生一个列表的632个新的候选发光集群的光环的岑A的投影半径为150千秒差距。加入宽带测光和视觉检查提高了我们的分类的准确性。在光谱先导计划中，我们确认了5个新的发光星系团，其中包括Cen，A.新发现的GC中有三个比所有先前已知的GC更远离Cen A。其中有几个是剥离核的引人注目的候选者。我们表明，我们的新盖亚选择方法保留至少部分效用的距离为25百万秒差距，因此是一个强大的工具，在本地宇宙中的星系稀疏的郊区寻找和研究星团。
2020-01-09 astro-ph.GA
RAVE stars tidally stripped/ejected from $ω$ Centauri globular cluster
利用径向速度实验（RAVE）第四次数据发布的银河经度240 $^{\circ}< l <$ 360 $^{\circ}$和$V_{LSR} < -239$ kms $^{-1}$范围内的六维相空间信息，我们计算了329颗最初被选为与$ω$半人马座在化学和运动学上相关的RAVE星的轨道。轨道被集成在一个Milky Way-like轴对称银河势，忽略了$ω$半人马座的动力学演化的影响，由于银河系盘上的潮汐效应的集群沿时间。我们也忽略了银河系势能随时间的长期变化。在蒙特卡罗方案中，假设恒星可能以大于逃逸速度的速度被抛出，（$V_{rel}>V_{esc,0}$），我们确定了15颗与$ω$半人马座有近距离接触的恒星：（\textit{i}）8颗相对速度为$V_{rel}< 200 $ kms的恒星$^{-1}$可能在2亿年前从$ω$半人马座喷出$\sim$;另外一组7颗恒星在近距离相遇时以高相对速度$V_{rel}> 200 $ kms $^{-1}$被确认，它们似乎不太可能是从半人马座$ω$中被抛射出来的。我们还确认了J131340.4 - 484714作为$ω$半人马座的潜在成员之间的联系，并可能在200万年前以相对速度$V_{rel}\sim80$ kms $^{-1}$喷射出$\sim$。
2015-08-12 astro-ph.GA
MOCCA: Global properties of tidally filling and underfilling globular star clusters with multiple stellar populations
本研究使用MOCCA蒙特卡洛代码模拟了200多个多群体球状星团模型，发现第一代初始为潮汐填充或略微未填充的系统最能重现银河系球状星团当前观测到的恒星比例和半径性质，为未来构建特定模型奠定了基础。
2024-06-12 astro-ph.GA
Spitzer View of Massive Star Formation in the Tidally Stripped Magellanic Bridge
麦哲伦桥是最近的低金属丰度，潮汐剥离环境，提供了一个独特的高分辨率视图的物理条件合并和形成星系。在本文中，我们提出了候选大质量年轻恒星物体（YSO）的分析，即，使用{ \it Spitzer}中红外和补充光学及近红外测光法在桥中进行的{ \it原位，当前}大质量恒星形成（MSF）。虽然我们肯定在桥中发现了YSO，但最大的是$\sim10 M_\odot$，$\ll45 M_\odot$在大麦云（LMC）中发现。桥中的MSF强度似乎也在下降，因为最大的YSO比过去形成的质量要小。为了研究环境对MSF的影响，我们将桥中的大规模YSO的性质与LMC中的大规模YSO的性质进行了比较。首先，桥中的YSO明显比LMC中的嵌入少：81%的桥YSO显示出光学对应物，相比之下，只有56%的LMC源具有相同的质量范围，星周尘埃质量和视线消光。星周包层在桥的低金属丰度环境中显然更多孔或更致密。其次，我们使用LMC和Bridge中YSO的全部样本来估计在给定\hi柱密度N（HI）下发现YSO的概率。我们发现，对于N（HI）$>10\times10^{20}$ cm $^{-2}$，LMC具有比Bridge更高的$\sim3\times$概率，但在较低的N（HI）下，趋势相反。研究这种相对于HI的较低效率是否是由于较低效率的分子云形成，或较低效率的云崩溃，或两者兼而有之，将需要敏感的分子气体观测。
2014-03-03 astro-ph.GA
Globular Cluster Scale Sizes in Giant Galaxies: Orbital Anisotropy and Tidally Under-filling Clusters in M87, NGC 1399, and NGC 5128
本文研究了在巨星系M87、NGC 1399和NGC 5128中观测到的球状星团半光半径随投影星系心距$R_{gc}$的浅增现象。为了模拟每个星系的趋势，我们探讨了轨道各向异性和潮汐欠填充集群的影响。虽然一个强大的简并存在于这两个参数之间，我们使用运动学的研究，以帮助限制距离$R_β$超过集群轨道成为各向异性，以及距离$R_{fα}$超过集群潮汐填充不足。对于M87，我们发现$R_β> 27$ kpc和$20 < R_{fα} < 40$ kpc，对于NGC 1399，我们发现$R_β> 13$ kpc和$10 < R_{fα} < 30$ kpc。$R_{fα}$与每个星系的质量分布的关系表明，大小和$R_{gc}$之间的关系可能是在形成时强加的，只有内部的星系团受到潮汐的影响。最佳拟合模型表明，最亮的星系团星系的动力学历史产生类似的今天的集群属性分布。对于一个小星系群中的中心巨星NGC5128，我们发现$R_β> 5$ kpc和$R_{fα} > 30$ kpc。虽然我们不能排除对$R_{gc}$的依赖，但NGC 5128很好地拟合了潮汐填充的星系团人口，轨道分布各向同性，这表明它可能是通过初始快速吸积阶段形成的。来自周围环境的扰动也可能影响星系的轨道各向异性，因为M87和NGC 1399的外围星系团主要是径向轨道，而NGC 5128的外围星系团则保持各向同性。
2016-05-10 astro-ph.GA
Contribution of stripped nuclear clusters to globular cluster and ultra-compact dwarf galaxy populations
利用Millennium II宇宙学模拟结合Guo et al.（2011）的半解析星系形成模型，预测了有核矮星系潮汐剥离形成的星系核对球状星团（GC）和超致密矮星系（UCD）星系群的贡献。我们遵循星系团中星系的合并树，并确定分裂星系的绝对数量和恒星质量。我们假设，在任何时候都有一个分布在核星系的质量和成核分数的星系在今天的宇宙中观察到的。我们的研究结果表明，剥离核遵循质量函数$N(M) \sim M^{-1.5}$在质量范围$10^6 < M/M_\odot < 10^8$，显着平坦比发现的球状星团。因此，在高质量GC和UCD中，剥离核的贡献将是最重要的。对于银河系，我们预测有1到3个质量比$10^5 M_\odot$大的星团来自潮汐破裂的矮星系，形成的最大质量的星团具有几倍于$10^6 M_\odot$的典型质量，就像半人马座ω。对于一个质量为$7 \times 10^{13} M_\odot$的星系团，类似于天炉座，我们预测$\sim$ 19 UCD比$2\times10^6 M_\odot$和$\sim$ 9 UCD更大的质量比$10^7 M_\odot$在300 kpc的投影距离来自潮汐剥离矮星系。观察到的UCD数量分别为$\sim$ 200和23。我们的结论是，大多数星系团中的UCD可能只是GC质量函数的高质量端。
2014-08-19 astro-ph.GA
Evidence for two populations of Galactic globular clusters from the ratio of their half-mass to Jacobi radii
我们研究了银河系球状星团的半质量半径r_h与由银河系势给出的Jacobi半径r_J之间的比值，并表明银心距离R_{GC} >8 kpc的星团可分为两组：一组是r_h/r_J<0.05的致密潮汐填充星团，另一组是r_h/r_J<0.3的潮汐填充星团。我们没有发现一个特定的集群的成员资格，这些群体之一，其成员资格的老或年轻的晕人口之间的相关性。根据星系团的弛豫时间和轨道，我们认为致密星系团和内银河系中的大多数星系团是生来致密的，其半质量半径rh < 1 pc。一些潮汐填充的星团可能也形成了致密的结构，但大多数可能形成了较大的半质量半径。因此，银河系的球状星团表现出与最近在矮星系的球状星团和银河系的年轻星团中发现的相似的二分法。似乎有些潮汐充填的星系团沿着Kuepper等人（2008）最近发现的星系团的主序列线演化，并处于溶解过程中。
2009-09-30 astro-ph.GA
MOCCA: Dynamics and evolution of binary stars of multiple stellar populations in tidally filling and underfilling globular star clusters
本文介绍了一个用于球状星团动力学演化研究的\MOCCA程序的升级版本及其在多个恒星星族演化研究中的首次应用。我们探讨了初始条件跨越不同的结构参数的第一代（FG）和第二代恒星（SG），我们分析了它们的影响的二元动力学和生存。在这里，我们专注于FG和SG二进制的数量比，它的空间变化，以及它们的丰度受到各种集群初始属性的影响。我们发现，目前的SG星更丰富的集群，最初潮汐填充。相反，FG星在最初潮汐不足的星团中保持更丰富。我们发现，双星分数之间的比例不受我们计算这些分数的方式（例如，只有主序星（MS）或观测双星，即MS星$> 0.4 M_{\odot}$质量比$> 0.5$）。这意味着MS星本身是探测FG和SG整个种群的非常好的代理。我们还讨论了它与银河系GC的观测。我们表明，\MOCCA模型能够重现银河系GC的SG分数，我们知道这些分数的观察范围。我们展示了SG分数如何依赖于初始条件，并提供了一些约束的初始条件，有更多的FG或SG星在哈勃时间。
2022-10-03 astro-ph.GA
Low-mass globular clusters from stripped dark matter halos
本研究通过针对矮星系的超高分辨率宇宙学放大模拟，提出低质量球状星团形成于再电离前的低质量暗物质晕中，后被矮星系吸积时暗物质被潮汐剥离，解释了当前缺乏暗物质的古老球状星团的起源。
2023-10-05 astro-ph.GA
A population of luminous globular clusters and stripped nuclei with elevated mass to light ratios around NGC 5128
潮汐破裂星系的致密中心区域可以作为超致密矮星（UCD）存活下来，它们隐藏在大质量星系晕中的发光球状星团（GC）中。这个模型的一个令人兴奋的证实是在一些UCD中心检测到超大质量黑洞，这也导致了动态质光比（$M/L_{dyn}$）的升高。在这里，我们提出了在大质量星系NGC 5128/Centaurus A中的321个发光GC候选者的新的高分辨率光谱观测。使用这些数据，我们确认了27个新的发光GC，并测量57个发光GC的速度色散（$g$ -带光度介于$2.5 \times 10^5$和$2.5 \times 10^7 L_{\odot}$之间），其中48个是新的测量。结合这些数据与盖亚的大小测量，我们确定了所有57个发光GC的$M/L_{dyn}$。我们在$M/L_{dyn}$分布中观察到明显的双峰性，一组正常GC具有平均$M/L_{dyn}=1.51\pm0.31$，另一组$\sim$ 20 GC具有升高的平均$M/L_{dyn}=2.68\pm0.22$。我们发现，质量为发光GC的$\sim4$-18%的黑洞可以解释质光比的升高。因此，有理由相信$M/L_{dyn}$升高的NGC 5128源大多是剥离的星系核，其中包含大质量的中心黑洞，尽管未来的高空间分辨率观测需要证实单个源的这一假设。我们还详细讨论了一个极端的异常值，\textit{VHH81-01}，在NGC 5128中最大和…
2022-01-20 astro-ph.GA
SMC west halo: a slice of the galaxy that is being tidally stripped? Star clusters trace age and metallicity gradients
麦哲伦星云的演化和结构目前仍有争议。大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC，SMC）都围绕银河系运行的经典场景受到了另一种选择的挑战，其中LMC和SMC是第一次接近我们的银河系。对星系中恒星星族的详细研究应该会限制所提出的设想。特别是，西晕的SMC最近的特点与径向趋势的年龄和金属，这表明潮汐中断。我们增加了样本的星团在西晕的SMC均匀的年龄，金属丰度，距离导数，以确定更好的年龄和金属丰度梯度。比较观测到的和合成的V，（B-V）色星等图被用来推导西晕星团的参数。我们推导出的年龄和金属丰度的参考星系团NGC 152与文献参数兼容。年龄和金属丰度梯度在西晕中得到确认：分别为2.6 +/- 0.6 Gyr/deg和-0.19 +/- 0.09 dex/deg。西晕的丰度-金属丰度关系具有较低的金属丰度离散度，与化学富集的爆发模式相一致。所有WH星团似乎都遵循相同的预测恒星分布，除了AM-3应该属于反桥。布鲁克6号只有1.3亿+/-4000万年的历史，它可能是在最近的SMC-LMC潮汐相互作用中形成的。我们认为，这是至关重要的分裂SMC集群人口组：主体，翼/桥，反桥和西晕。这是分析我们邻居复杂的恒星形成和动力学历史的方法。特别是，我们表明，西晕具有明确的年龄和金属丰度梯度和年龄-金属丰度关系，也符合LMC对SMC的潮汐影响的动力学模型。
2016-04-22 astro-ph.GA
Gas compression and stellar feedback in the tidally interacting and ram-pressure stripped Virgo spiral galaxy NGC 4654
NGC 4654是一个几乎正面看的室女座星系，它经历了几乎侧面的气体冲压压力剥离和与另一个大质量星系NGC 4639的引力相互作用。NGC 4654在光盘的外缘附近显示了一个强烈压缩的气体区域，其HI表面密度（HSDR）超过了10-15 Msun/pc 2的标准值。利用NGC 4654的IRAM 30 mHERA CO（2-1）新数据研究了ISM的物理条件。CO到H的$_2$转换因子被估计并发现是银河值的1到2倍，在HSRD中分子分数和总ISM压力之间的比率显著降低，自引力气体，Toomre参数低于$Q=1$，恒星形成效率高1.5-2倍。分析模型被用来再现径向轮廓的SFR和原子和分子的表面密度。一个Toomre参数的$\rm Q \sim 0.8$结合速度色散的增加5公里/秒的必要条件，同时再现气体表面密度和SFR。用动力学模型再现了NGC 4654的气体分布。由矩2图给出的速度色散和来自模型的固有3D速度色散之间的比较用于区分由速度色散的实际增加引起的较宽线宽的区域和仅由未解决的速度梯度引起的较宽线宽的区域。我们发现，5公里/秒的内禀速度色散的增加是与观测兼容。在通过外部相互作用的气体压缩期间，气体表面密度增加，导致SFR和恒星反馈增加。在恒星反馈的影响下，气体密度仅适度增加。恒星反馈作为恒星形成的调节器，增加了区域内的湍流速度。
2020-11-20 astro-ph.GA
Accelerated core collapse in tidally stripped self-interacting dark matter halos
我们使用一个半解析的方法，校准到N体模拟研究星系中自相互作用的暗物质核心的演化。我们划定制度的核心密度的时间演变遵循一个明确的轨道设置的初始晕参数和截面。沿着该轨迹，中心密度达到由初始晕圈密度设置的最小值。进一步的演化导致向外的热传递，诱导重力热核心塌陷，使得核心随着其密度的增加而收缩。我们表明，核心崩溃的时间尺度是高度敏感的外部径向密度分布。与孤立的晕相比，由于潮汐剥离而具有显著质量损失的卫星星系应该具有更大的中心密度和更快的核心崩溃。这种情况可以解释本星系群中矮星系的致密和紧凑的核心，如Tucana（与银河系隔离），经典的银河系卫星Draco和一些超暗卫星。如果核心坍缩的最终命运是黑洞的形成，那么加速的时间尺度就为创造中等质量的黑洞提供了一种新的机制。
2020-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Surveying the Agents of Galaxy Evolution in the Tidally-Stripped, Low Metallicity Small Magellanic Cloud (SAGE-SMC) II. Cool Evolved Stars
我们调查的红外（IR）性质的冷，在小麦哲伦星云（SMC），包括红巨星分支（RGB）的恒星和尘埃产生的红超巨星（RSG）和渐近巨星分支（AGB）的恒星使用的观测斯皮策太空望远镜遗产计划题为：“调查代理人的银河系演化的潮汐剥离，低金属量SMC”，或SAGE-SMC。调查包括，第一次，在红外（IR）波长（3.6 - 160微米）的SMC酒吧，机翼和尾部区域的全空间覆盖。我们确定进化的恒星使用近红外和中红外测光的组合，并指出一个新的功能，在中红外色星等图，可能是由于特别是尘埃O-丰富的AGB星。我们发现，RSG和AGB恒星各自贡献了全球SMC通量的20%（扩展+点源）在3.6微米，这强调了这两种恒星类型的重要性，以综合通量的遥远的贫金属星系。相当于SAGE调查的高金属丰度大麦云云（SAGE-LMC），使我们能够探索的影响，金属丰度的尘埃生产。我们发现SMC RSG星不太可能产生大量的尘埃（如[3.6]-[8]颜色所示）。在SMC中有更高比例的富碳恒星，这些恒星似乎能够达到与LMC对应物一样的红色，这表明富碳尘埃在两个星系中有效地形成。在AGB和RSG星的尘埃生产的初步估计表明，极端富C AGB星占主导地位的尘埃输入在这两个星系，富O星可能发挥更大的作用，在LMC比SMC。
2011-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances in the Metal-Poor Globular Cluster ESO 280-SC06: A Formerly Massive, Tidally Disrupted Globular Cluster
University of Chicago（芝加哥大学）；Syracuse University（雪城大学）；University of New South Wales（新南威尔士大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学促进会）；University of Florida（佛罗里达大学）
研究发现ESO 280-SC06的低金属度和第二群体恒星比例，推断其初始质量较高且经历潮汐破坏。
2026-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Trojan globular clusters: radial migration via trapping in bar resonances
该研究通过轨道积分发现银河系减速棒可通过共转共振俘获并径向迁移球状星团（如M22和47 Tuc），从而重塑球状星团系统，并解释了47 Tuc弥散恒星晕的形成。
2024-08-12 astro-ph.GA
Contribution of stripped nuclei to the ultracompact dwarf galaxy population in the Virgo Cluster
我们使用流体动力学EAGLE模拟来预测大质量星系团中潮汐剥离星系核的数量、质量和径向分布，并将这些结果与室女星系团中超紧凑矮星系（UCD）的观测结果进行比较。我们追溯了大质量星系团中星系的合并树，并确定了合并中被破坏的星系的剥离核的数量和质量。模拟中剥离核的空间分布与室女星系团中大质量星系周围UCD的空间分布一致。此外，剥离核的数量与单个星系周围和整个室女星系团中M > $10^{7}~M_{\odot}$ UCD的数量一致。该质量范围内的质量分布也是一致的。我们发现，剥离的星系核周围的个别星系的恒星或晕质量的相关性更好地比总的集群质量。我们的结论是，大多数高质量（M > $10^{7}~M_{\odot}$）UCD可能是剥离核。由于观测选择效应，很难得出关于低质量（M < $10^{7}~M_{\odot}$）UCD的可靠结论。我们还预测，几百个剥离的原子核低于质量$2~\times~10^{6}~M_{\odot}$应该存在于大质量星系中，这些星系的质量与球状星团的人口重叠。每个大质量星系还存在大约1-3个处于形成过程中的剥离核。
2021-07-08 astro-ph.GA
The orbital anisotropy profiles of nearby globular clusters from Gaia Data Release 2
盖亚数据发布2提供了丰富的数据来研究附近球状星团的内部结构。我们使用这些数据来研究11个附近的球状星团的内部运动学，特别关注它们的研究不足的外部区域。我们应用一组严格的选择标准，以消除污染源，并创建纯集群成员样本的径向范围内的每个集群的一个显着的部分。我们确认以前的测量旋转（或缺乏）在几个集群的内部区域，同时扩展检测旋转远远超出了以前测量的地方，并找到一个稳定的减少旋转半径。我们还确定了轨道各向异性的配置文件，并确定集群有各向同性的核心，径向各向异性出$\approx$ 4半光半径或$35\%$的限制半径，然后各向同性出我们的数据集的限制。我们第一次检测到的径向各向异性的存在下，在M 22，同时确认以前的径向各向异性的检测在47 Tuc，M 3，M 13，M 15，和$ω$岑的最里面的区域。这些测量的含义是，集群可以分为两类：1）集群观察到的径向各向异性，可能形成潮汐填充不足或动态年轻，和2）集群主要是各向同性的可能形成潮汐填充或动态老。
2019-03-26 astro-ph.GA
NGC 6712: the variable star population of a tidally disrupted globular cluster
本文分析了NGC 6712球状星团的$\emph{VI}$ CCD时间序列测光。我们的主要目标是研究变星星族作为星团平均物理参数的指标。我们采用了RR Lyrics光曲线的傅立叶分解，以确认$[\rm Fe/H]_{UVES} = -1.0 \pm 0.05$是一个可靠的估计。根据RRab星的颜色曲线，我们估计该星团的红化为$E(B-V)$ = 0.35 $\pm$ 0.04。使用三种独立的方法估计到聚类的距离，得到加权平均距离$\big < d \big>$ = 8.1 $\pm$ 0.2 kpc。HB上RRab和RRc星的分布在不稳定带的第一泛红色边缘附近显示出明显的分离，这似乎是具有非常红色水平分支的OoI型星团的共同特征。我们使用$Gaia$ -DR 2的数据对FoV中的60，447颗恒星进行了成员分析，发现了1529颗可能的成员;我们拥有成员恒星中1100颗的光变曲线。这使我们能够产生一个干净的颜色星等图，与12 Gyrs的年龄一致，并使我们能够发现几个变星的未解决的污染物。从自行分析，我们发现的证据表明，非成员恒星在星系团的FoV潮汐影响的引力的星系隆起。我们发现RRab变量V6显示了以前未检测到的Blazhko效应。最后，我们报告了EW型（9）和SR型（7）的16个新变量。
2020-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Extended Star Formation History in an Ultra Compact Dwarf
对于像超致密矮星（UCD）这样的致密恒星系统的形成机制一直存在重大争议，有人认为UCD只是球状星团（GC）人口的高质量延伸，或者是被更大的同伴潮汐剥离的星系核。通过任一途径形成的UCD的成功例子都很难找到，只有少数有说服力的剥核型UCD的例子是已知的。本文介绍了在良好视宁度条件下（< 0.7”）对疑似剥离核UCD NGC 4546-UCD 1进行的极深Gemini/GMOS光谱观测。有了这些数据，我们研究这个不寻常的对象的空间分辨运动学和恒星形成的历史。我们没有发现UCD中心速度色散增加的证据，这表明UCD缺乏一个像其他紧凑的恒星系统中发现的大质量中心黑洞，详细的动力学模型证实了这一结论。最后，我们能够使用我们的极高的信号噪声频谱来检测这个UCD的时间延长的恒星形成历史。我们发现UCD从最早的时代开始形成恒星，直到至少1-2 Gyr之前。综合这些观测结果，确认NGC 4546-UCD 1是一个有核矮星系的残余核，该矮星系在最后1-2 Gyr内被NGC 4546潮汐摧毁。
2015-06-03 astro-ph.GA
X-ray Constraints on Wandering Black Holes in Stripped Galaxy Nuclei in the Halo of NGC 5128
本文利用 Chandra 和 XMM-Newton 数据研究 NGC 5128 晕中候选被剥离星系核的 X 射线辐射，发现其 X 射线源比例低于或与正常大质量星团相当，表明这些源主要是 X 射线双星而非活动星系核，并指出对游荡黑洞进行吸积普查十分困难。
2025-04-10 astro-ph.GA
CN Anomalies in the Halo System and the Origin of Globular Clusters in the Milky Way
我们探讨的运动学和轨道性质的样本红巨星的晕系统的银河系，被认为是形成在球状星团，基于其强烈的UV/蓝色CN带。CN-强晕星的轨道参数与内晕和外晕种群的轨道参数进行了比较，和球状星团的轨道参数与研究充分的银河系轨道。CN-强场星和球状星团都表现出与内晕星族相似的运动学和轨道性质，表明剥离或破坏的球状星团可能是内晕场星的重要来源，并表明CN-强场星和大多数球状星团都主要与内晕星族有关。
2013-03-18 astro-ph.GA
On the Ejection of Dark Matter from Globular Clusters
我们分析调查是否在与恒星的近距离接触，一个暗物质粒子可以加速以上的逃逸速度的球状星团和被弹出。我们发现，这种机制是不足以弹出一个大规模的，扩大暗物质晕到目前为止。结合对可能没有被潮汐剥离的孤立球状星团的观测，这些结果对球状星团在暗物质晕中形成的情景产生了怀疑。
2020-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intra-cluster Globular Clusters in a Simulated Galaxy Cluster
使用星系团晕的宇宙学暗物质模拟，我们跟踪了其球状星团种群的时间演化。为了模拟红色和蓝色球状星团的人口，我们选择在高红移$(z\sim 1)$两套粒子从个别星系晕约束的事实，即在红移$z=0$，他们的密度分布类似于观察到的。在红移$z=0$，我们选择的球状星团中大约有60%从它们原来的晕中被移除，形成了星团内的球状星团种群，而剩下的40%仍然被引力束缚在它们原来的星系晕中。由于蓝色星族比红色星族更广，所以星团内的球状星团以蓝色球状星团为主，其相对比例从红移$z=0$的60%上升到红移$z\sim 2$的83%.与室女座星系团的观测结果一致，蓝色的星系团内球状星团人口在空间上比红色的更广泛，指向潮汐中断的起源。
2017-12-14 astro-ph.GA
Dynamical Simulations of the First Globular Clusters
潮汐限制星团开始于近圆形轨道上的暗物质子晕存在于高红移和演化的n体代码增强与集群中的引力相互作用。潮汐移走的恒星和剩余的高红移星团从一个红移8开始比暗物质更集中，正如预期的那样。然而，从低质量次晕开始的星团中的恒星子集的分布比暗物质晕更广，平均星系半径约为60 kpc，在150 kpc内。来自低质量次晕的星团，其最高圆周速度为$ 12-18$ \kms，也产生了大部分人口的稀薄恒星流。恒星星族分布对次晕质量的依赖性在以较低的红移开始的星系团模拟中是看不到的。星系团的半质量半径由星系团初始轨道的潮汐场决定，导致平均半质量半径随着星系团形成红移的增加而减小。如果星系团的初始质量大于红移4，那么星系团的半质量半径就会与银河系中的相似，而红移越小，星系团的质量就越大。如果极度贫金属的球状星团优先在高红移、低质量的矮星系中形成，那么这些星团应该几乎均匀地分布在暗晕上，连同它们的潮汐移走的恒星。
2020-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
High velocity stars from the interaction of a globular cluster and a massive black hole binary
高速星是指以如此高的速度运动的恒星，需要一个涉及双星系统的加速机制或一个大质量中心黑洞的存在。在一个拥有超大质量黑洞双星（总质量为$10^8$ M $_\odot$）的星系框架内，我们研究了由于大质量和轨道衰变的球状星团与超大质量黑洞双星之间的密切相互作用而产生高速星的机制。星团中的一些恒星通过与黑洞双星的相互作用，将引力能转化为动能，从而获得高速。在相互作用之后，很少有恒星达到足以克服银河系引力阱的速度，而其中一些恒星只是从球状星团中剥离出来，开始围绕银河系中心运行。
2015-10-28 astro-ph.GA
Possible smoking-gun evidence for initial mass segregation in re-virialized post-gas expulsion globular clusters
本文利用$N$体直接计算方法研究了现今球状星团（GCs）中嵌入气体的前体的残余气体排出对恒星质量函数（MF）的影响。我们的模型要么开始潮汐填充或欠填充，无论有或没有原始质量分离。我们涵盖了1亿年模拟星系团的演化，并表明最初质量分离的星系团中残余气体的排出导致低质量（$m\leq 0.50 M_\odot$）和中等质量（$\simeq 0.50-0.85 M_\odot$）状态下恒星MF的斜率显着较浅。因此，残余气体排出和原始质量分离的印记可能是可见的，在今天的MF。我们发现，外部潮汐场的强度，作为一个重要的参数，影响的程度扁平化，这样一个原始的质量分离的潮汐填充集群与$r_h/r_t\geq 0.1$显示出强烈的亏损MF在中间恒星质量范围。因此，当今恒星MF在该质量范围内的形状可以探测银河系环境中星系团的诞生地点。我们还发现，这种扁平同意与观察到的集群的浓度和MF斜率之间的相关性，发现由de Marchi等人。我们发现，如果原始质量分离星系团中残余气体的排出是导致这种相关性的原因，那么GCs很可能是在早期原银河系势中强烈波动的局部潮汐场中形成的，这支持了Marks \& Kroupa最近的结论.
2015-09-23 astro-ph.GA
Tidally induced bar-like galaxies in simulated clusters
本文基于IllustrisTNG模拟分析77个潮汐诱导棒状星系，揭示其形成时间、近心点距离、宿主质量及剥离演化规律，并在宇宙学背景下证实星系团潮汐成棒机制。
2025-09-03 astro-ph.GA
Globular clusters as tracers of the halo assembly of nearby central cluster galaxies
本文介绍了邻近的星系团天炉座和长蛇座I核心的球状星团系统的性质。在天炉座星系团中，我们收集了迄今为止GCS系统中最大的径向速度样本，这使我们能够识别中央星系NGC 1399周围的光度和运动学子群。此外，年龄，金属丰度和[α/Fe]丰度的一个子样本的60个明亮的球状星团（GC）与高S/N光谱显示多模态分布在相关空间的这三个参数，确认异质恒星星族在NGC 1399的晕。在长蛇座I星系团中，发现了非常蓝色的GC。它们并不是均匀地分布在中央星系周围。3-包括U波段在内的彩色测光显示，其中一些是中间年龄。它们的位置与一群受到破坏的矮星系相吻合。这是一个结构年轻的恒星晕“仍在形成”的证据，这也是由晕光的运动学测量，指向一个运动学干扰系统的支持。质量最大的GC通常分为更广泛的超紧凑矮星系（UCD）和真正的紧凑GC。在这两个集群中，UCD的空间分布和运动学不同于真正的GC。假设一些UCD代表剥离星系的核，这些UCD的性质可以用来追踪有核矮星系到中央星系团星系晕的组装。我们通过半分析的方法在宇宙学模拟中，只有最大质量的UCD在天炉座状集群可以解释剥离核，而大多数低质量的UCD属于星团家庭。
2015-12-23 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
Simulating the Spatial Distribution and Kinematics of Globular Clusters within Galaxy Clusters in Illustris
利用宇宙学模拟程序Illustris研究了球状星团在9个星系团中的组装。GC被标记为单个星系在其落入时间。潮汐的GC从他们的星系和集群内的GC的分布去除后，自洽的模拟。该方法依赖于一个简单的假设之间的晕质量（M_vir）和GC质量（M_GC）的观测发现一个单一的幂律关系。我们发现GC的比频$S_N$作为V波段幅度的函数自然地再现了所观察到的“U”形，这是由于幂律M_GC-M_vir关系和非线性M_*-M_vir关系的组合。由于M_*-M_vir关系随红移的演化，$S_N$值中的附加散射被追溯到具有早期坍缩时间的星系。已经从它们的星系潮汐移除的GC形成了今天的星系团内成分，其中约60%是由今天在星系团势内轨道运行的星系带来的。剩下的“孤儿”GC是由卫星星系贡献的，这些星系具有广泛的恒星质量，在z=0时完全被潮汐破坏。这种团内成分是暗物质势的一个很好的动力学示踪剂。由于大多数星系团内GC的吸积性质，它们的轨道是相当径向的，预测的轨道各向异性β>= 0.5。然而，局部切向运动可能是局部子结构的结果，这为M87观测中β<0的值提供了一种可能的解释。
2020-02-21 astro-ph.GA
Discovery of rotation axis alignments in Milky Way globular clusters
近年来越来越多的观测结果表明，某些球状星团在绕银河系中心运行的轨道上表现出内旋现象。基于这些发现，我们寻找球状星团的轨道相对于银河系平面的倾角与它们的自转倾角之间的任何关系。我们发现相对倾角，在旋转轴倾角-轨道轴倾角的意义上，是球状星团轨道倾角的函数。旋转轴和轨道轴对准，倾角为~ 56度，而旋转轴倾角远离轨道倾角，在~ 20度和-20度之间，后者从0度增加到90度。我们进一步研究了这种线性关系的起源，发现与球状星团轨道的半长轴和偏心率无关，也与内部旋转强度、球状星团的大小、实际质量和潮汐扰动质量、半质量弛豫时间等无关。揭示的关系将影响到球状星团内旋转的数值模拟的发展，我们对球状星团与银河系引力场的相互作用的理解，并对观测活动，以增加研究的球状星团检测到内旋转的数量。
2020-06-11 astro-ph.GA
The Celestial Buffet: multiple populations and globular cluster formation in dwarf galaxies
我们提出了一个框架，解释通常观察到的变化轻元素丰度的球状星团。如果球状星团在矮星系的中心形成，随着恒星形成的进程，它们将被抽到更大的轨道上。势阱将只保留中等速度的AGB喷出物，预期的浓缩源，但不是超新星喷出物。没有必要增加星团的初始质量，这是自我浓缩的要求，因为矮星内的所有恒星都可以贡献。当星团穿过矮星系中心时，它们将AGB喷出物和下落的原始气体混合起来，形成第二代恒星。具体的混合将随时间而变化，因此能够解释在不同集群中观察到的第二代丰度的传播。这些球状星团将存活到今天，或者作为更大星系分层合并过程的一部分被剥离。我们说明了这个过程可能会使用高分辨率的模拟矮星系在高红移。
2014-01-29 astro-ph.GA
High velocity stars from close interaction of a globular cluster and a super massive black hole
观测表明，在我们银河系的晕中，恒星的运动速度如此之高，以至于需要一种涉及大质量中心黑洞存在的加速机制。因此，在一个星系托管超大质量黑洞（$10^8$ $M_{\odot}$）的框架下，我们研究了产生高速恒星的机制，这是由一个大质量的，轨道衰变的，球状星团和超大质量黑洞之间的密切相互作用的N体模拟的结果所建议的。星团中某些恒星获得的高速度来自于引力结合能转化为逃逸恒星的动能。在与大质量黑洞的密切相互作用之后，恒星可以达到足以在晕中行进的速度，甚至克服银河系的引力阱，而其中一些恒星只是从球状星团中剥离出来，开始围绕银河系中心进行进动循环。
2015-09-10 astro-ph.GA
Stellar streams reveal the mass loss of globular clusters
本研究采用新颖的粒子喷射算法结合Gaia DR3数据，首次提供了12个银河系球状星团的质量损失率目录，并发现质量损失率与星团质量和轨道频率呈正相关，与N体模拟预测一致。
2025-01-29 astro-ph.GA
Constraining ultra-compact dwarf galaxy formation with galaxy clusters in the local universe
我们比较了超紧凑矮星系（UCD）的潮汐剥离形成的半解析模型的预测观测到的球状星团（GC）和UCD在天炉座和室女星系团的属性。对于天炉座，我们发现预测的剥离核数与GC光度函数之上的GC $+$ UCD的过量数非常一致。GC $+$ UCD和质量$>10^{7.3}$ M $_\odot$与完全由潮汐剥离形成一致。剥离的细胞核也可以解释质量为$>10^{7.3}$ M $_\odot$的室女座UCD，其中数量按质量完整。对于天炉座和室女座，预测的速度分散和径向分布的剥离核是一致的，在$\sim$ 50-100 kpc的UCD，但不同意在更大的距离，分散太高，径向分布太广。剥离核预测有径向偏置各向异性在所有半径，同意室女座UCD在集群中心的距离大于50千秒差距。然而，我们的模型中不包括持续的中断，这将导致轨道在小半径处变得切向偏置。我们发现，对于质量为$>10^{6.5}$ M $_\odot$的UCD，我们预测的剥离核的金属丰度和中心黑洞质量与UCD的金属丰度和隐含的黑洞质量吻合得很好.预测的黑洞质量也与M60-UCD 1的质量吻合得很好，M60-UCD 1是第一个被证实有中心黑洞的UCD。这些结果表明，观察到的GC $+$ UCD人口是一个真正的GC和剥离核的组合，剥离核的贡献增加向高质量端。
2016-02-29 astro-ph.GA
Dating the tidal disruption of globular clusters with Gaia data on their stellar streams
盖亚任务承诺以前所未有的水平提供精确的天体测量，预示着一个识别银河系恒星运动学和空间坐标的新时代。在这里，我们提出了一种新的技术，用于估计潮汐中断球状星团流的年龄使用自行和示踪星的弛豫。我们发展的碰撞动力学的球状星团内的银河系般的晕从宇宙学$Λ$ CDM模拟提取的演变潜力，并分析由此产生的流，因为它们将被观察到的盖亚。这些模拟对各种球状星团轨道进行了采样，并解释了恒星演化和银河系圆盘的引力影响。我们表明，一个特征的时间尺度，从分散的自行和恒星的流内的flaxes，是一个很好的指标，因为流已经自由地扩大了由于潮汐中断的球状星团的时间。这个时间尺度反过来又对集群的年龄设置了一个下限。年龄可以从天体测量中使用适度数量的恒星推断出来，这个估计的误差取决于流的接近程度和使用的示踪星的数量。
2018-05-21 astro-ph.GA
Kinematical evolution of tidally limited star clusters: rotational properties
我们提出了一组N体模拟的结果，在其宿主星系的外部潮汐场演化的星团模型的旋转特性的长期演变，经过初始阶段的剧烈松弛。两体弛豫和恒星逃逸的影响导致有序的动能从内部区域到外部区域的重新分配，最终决定了角动量的逐渐普遍损失;这些影响反映在星团演化和失去恒星时旋转曲线的整体下降。我们发现，我们所有的模型共享相同的依赖性的剩余分数的初始旋转的初始质量损失的分数。随着星系团的演化和失去部分初始角动量，它越来越多地受到随机运动的支配，但即使经过几十次弛豫时间，并失去其初始质量的一大部分，星系团仍然可以通过旋转速度与速度色散的不可忽略的比率来表征。这一结果与最近观察到的几个银河系球状星团的运动学复杂性定性一致。
2017-04-19 astro-ph.GA
The tidal evolution of the Fornax dwarf spheroidal and its globular clusters
从天炉座矮球状星系的运动学推断其暗物质（DM）含量远低于LCDM宇宙学模拟的预期。我们使用N体模拟来检查这是否可能是银河潮汐的结果。我们发现，尽管盖亚任务改善了自行，但天炉座的近心距离仍然没有受到很好的约束，主要是因为它的最大速度分量大致与太阳运动反平行。因此，将天炉座的自行转化为银心速度，敏感地依赖于天炉座的假设距离：观测到的距离不确定性$\pm 8\%$，意味着近心距离在$r_{\rm peri}\sim 50$和$r_{\rm peri}\sim 150$ kpc之间变化。我们的模拟表明，对于$r_{\rm peri}$在较低的范围内的估计，LCDM subhalo的最大圆周速度$V_{\rm max}=40$公里秒$^{-1}$（或维里质量$M_{200}\approx 10^{10} M_\odot$，预期从LCDM）将潮汐剥离到$V_{\rm max} \sim 23$公里秒$^{-1}$超过$10$陀螺仪。这将使天炉座恒星半质量半径内的DM质量减少到初始值的一半左右，使其与观测结果一致。潮汐剥离主要影响天炉座的DM晕;它的恒星成分受到的影响很小，在此过程中损失的质量小于其初始质量的$5\%$。我们还探讨了银河潮汐的影响，对动态摩擦衰减时间的天炉座的人口的球状星团（GC），并发现很少的证据，实质性的变化，与模型运行在隔离。一个人口的GC与初始轨道半径之间的$1$和$2$…
2021-10-12 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
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
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
Outer density profiles of 19 Galactic globular clusters from deep and wide-field imaging
利用来自WFC@INT和WFI@ESO2.2m的深测光数据，我们测量了位于银河系晕内区（银心距离10-30 kpc范围内）的19个星团的外数密度剖面，以评估内部和外部动力学过程对恒星空间分布的影响。采用幂律拟合模板，外区为指数$-γ$，我们发现我们样本中的星团可以分为两组：一组大质量星团（$ \ge 10^5 $ M_sun），它与$2.5 < γ< 4$有相对平坦的剖面;一组低质量星团（$ \le 10^5 $ M_sun），它与银河系潮汐场有陡峭的剖面（$γ> 4$）和明显的相互作用信号。我们将这两组分别称为“潮汐未受影响”和“潮汐受影响”。我们的研究结果还显示了一个明显的趋势之间的斜率的外部部分和这些系统的半质量密度，这表明，外部的密度分布可能保留的主导过程驱动的动力学演化的球状星团的关键信息。
2011-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The tidal remnant of an unusually metal-poor globular cluster
球状星团是宇宙中观测到的最古老的恒星结构。它们在大型星系中无处不在，被认为是强烈的恒星形成事件和结构分层的痕迹。对银河系中的球状星团和其他各种各样的星系的观测发现了“金属丰度底”的证据，即没有发现化学（“金属”）丰度低于太阳丰度的0.3%至0.4%的球状星团。这个金属丰度底的存在可能反映了幸存的球状星团形成的最小质量和最大红移，这两个组成部分都是理解宇宙质量积累的关键。在这里，我们报告测量从南恒星流光谱调查的空间薄，动态冷凤凰恒星流在银河系的晕。凤凰星流的性质与它是一个球状星团被潮汐破坏的残骸相一致。然而，其金属丰度（[Fe/H] = -2.7）大大低于经验金属丰度下限。因此，凤凰星流代表了迄今为止发现的最贫金属的球状星团的碎片，它的前身与本宇宙中现在的球状星团种群截然不同。它的存在意味着在金属丰度底以下的球状星团可能曾经存在，但在星系演化中被摧毁。
2020-07-29 astro-ph.GA
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。
2018-11-27 astro-ph.GA
Formation of massive globular clusters with dark matter and its implication on dark matter annihilation
最近对大质量球状星团$γ$射线辐射的观测研究揭示了暗物质在球状星团内湮灭的可能证据。然而，对于这种辐射究竟是来自于DM还是来自于毫秒级的中微子，仍然存在争议。我们在这里提出了新的数值模拟结果，这表明与DM GC可以起源于有核矮星轨道的古老MW。模拟的剥离核（即，GCs）的中心DM密度范围从0.1到几个${\rm M_\odot pc^{-3}}$，取决于宿主矮星系的轨道和质量。然而，在宿主中心区域之外诞生的GC在宿主被摧毁后可能没有/几乎没有DM，GC变成了星系晕GC。这些结果表明，只有起源于矮星恒星核的GC才可能具有DM。我们进一步计算预期的$γ$ -射线发射从这些模拟GC和比较它们的观测$ω$ Cen。鉴于DM密度在模拟GC的大范围内，我们建议，最近可能检测到DM湮灭GC应更仔细地解释。
2020-05-14 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
Ultraluminous X-ray sources in Globular Clusters
本文针对球状星团（GCs）中超亮X射线源（ULXs）的形成与演化问题，利用MOCCA蒙特卡罗代码研究动力学作用，发现非潮汐填充星团ULX种群更大，还识别出逃逸ULX并指出其对场ULX种群的贡献。
2025-04-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Ultrahigh-energy cosmic rays from tidally-ignited white dwarfs
超高能宇宙射线（UHECR）可以被黑洞对恒星的潮汐扰动事件加速。我们提出了一种新的机制UHECR加速，其中白矮星（WD）潮汐压缩的中等质量黑洞（IMBHs），导致其点火和随后的爆炸作为超新星。被超新星加速的宇宙射线在穿过吸积动力喷流时可能会获得能量提升。WD和IMBH之间的相遇率可能相对较高，因为一旦考虑到它们可能存在于矮星系中，IMBH的数量可能会大幅增加。在这里，我们表明，这种潮汐破裂事件自然提供了一个中间组成的观察到的UHECR，并建议矮星系和球状星团的粒子加速到超高能量的合适的网站。
2017-11-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Applying Liouville's Theorem to Gaia Data
银河系充满了球状星团和矮星系的潮汐破坏的残余物。确定这些物体的性质--特别是初始质量和密度分布--与天文学和暗物质物理学都有关。然而，大多数直接的质量测量不能应用于潮汐碎片，因为感兴趣的系统不再处于平衡状态。由于相空间密度在绝热相混合过程中是守恒的，刘维尔定理提供了盖亚等天文台测量的恒星运动学与被破坏系统的原始质量之间的联系。由于测量误差和轨道积分产生的不确定性，精确地恢复相空间密度是复杂的，这两者都有效地将熵注入系统，优先降低测量密度。在本文中，我们证明这两个问题是可以克服的。首先，我们在Gaia数据中测量了球状星团M4的相空间密度，并利用刘维尔定理推导了它的质量。然后，我们表明，潮汐干扰系统，轨道参数，从而相空间密度可以推断出冷恒星流的相空间熵最小化。因此，这项工作是一个原则的证明，真正的相空间密度可以测量和原始性质的星团重建系统的天体物理学的兴趣。
2019-07-01 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
