Microlensing optical depth toward the Galactic Bulge using bright sources from OGLE-II
我们提出了一个测量的微透镜光学深度向银河系隆起的基础上4年的OGLE-II调查使用红丛巨人（RCG）。使用32个事件，我们发现τ =2.55_{-0.46}^{+0.57}* 10^{-6}在（l，b）=（1.16，-2.75）。考虑到沿银河系纬度b的测量梯度，τ = [（4.48+/- 2.37）+（0.78+/- 0.84）* b]* 10^{-6}，该值与先前使用RCG源的测量和最近的理论预测一致。我们确定微透镜参数和选择事件使用模型光曲线与通量混合。我们发现，大约38%的OGLE-II事件似乎有RCG源，实际上是由于更暗的恒星与明亮的伴星混合。我们明确地表明，模型拟合没有混合，通过部分取消较高的检测效率，低估的时间尺度和大量的选定事件的贡献，在类似的tau估计结果。然而，这种方法会导致有偏见的时间尺度分布和事件发生率。因此，微透镜研究应该仔细考虑即使是明亮恒星的源混淆效应。
2005-08-31 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Final Reductions of the OGLE-III Data
我们描述的方法应用于最后的光度减少和校准的标准系统中收集的图像在第三阶段的光学引力透镜实验调查-OGLE-III。还介绍了天体测量的简化方法。OGLE-III数据构成了一个独特的数据集，涵盖了自2001年以来每个晴朗的夜晚定期监测的麦哲伦云，银河核球和银河盘场，是早期OGLE观测的重要扩展和延续。随着早期的OGLE-II和OGLE-I测光，一些观察到的领域现在有16年的测光覆盖。
2008-07-24 astro-ph
The Color--Magnitude Diagram in Baade's Window Revisited
我们重新分析了巴德窗中$\sim 500,000$星的OGLE $V$和$I$测光，证实了Stanek（1996）发表的消光图。然而，我们发现Paczyboski等人（1994）提出的盘星OGLE色-星等图的解释是不正确的：Baade窗口中占主导地位的盘星是古老的，我们没有发现银河系内盘有大洞的证据。我们发现了一个小的系统误差的OGLE测光的恒星以下的“红团”的证据：与$V>18$暗淡的恒星有他们的$(V-I)$颜色指数太红的$\sim 0.1\;mag$。我们从OGLE和HST测光中得到初步的证据，证明银河系球核的主序转折点在$\sim 0.5 \;mag$上比在47~Tuc和NGC~6791上都亮，这表明银河系球核的主要星族比这些星团要年轻得多。
1996-08-26 astro-ph
Evidence for the Galactic Bar from the Two Color Photometry of the Bulge Red Clump Stars
光学引力透镜实验（OGLE，Udalski et al.~ 1994 a; Paczyovski等人~ 1994 b--这些会议录;和其中的参考文献）是一个广泛的光度搜索的罕见情况下，银河系核球恒星的引力微透镜的前景物体。它提供了一个巨大的数据库（Szymaposki\& Udalski 1993），从这个数据库中已经编制了色星等图（Udalski et al.~ 1993年，1994年b）。在这里，我们讨论了使用一个定义明确的人口膨胀红丛星调查的存在，酒吧在我们的银河系。Stanek等人描述了我们早期研究的结果。（1994年）。
1994-10-14 astro-ph
K-Band Red Clump Distance to the Large Magellanic Cloud
依巴谷I波段校准的水平分支红团巨星作为标准蜡烛，导致了有争议的结果的距离大麦云（LMC）。在试图正确地确定星际消光和团块年龄和金属丰度的修正，我们分析了新的多波长光度函数的LMC红团。我们在K波段的测光数据集是用欧洲南方天文台新技术望远镜的SOFI红外成像仪获得的。在V和I通带中，我们采用哈勃太空望远镜上的WFPC 2数据。大麦哲伦星云的红团首先在K，（V-K）色星等图中被识别出来。我们的光度函数得出的视星等分别为K = 16.974、I = 18.206和V = 19.233（分别为+- 0.009_r +- 0.02_s;随机误差和系统误差）。直接与依巴谷红团校准（没有年龄和金属丰度的校正）相比，LMC团测量意味着负的星际红化校正。此非物理结果指示块之间的总体差异。基于理论模型的修正校准产生E（B-V）= 0.089 ± 0.015_r的平均红化校正，以及18.493 ± 0.033_r ± 0.03_s的真实LMC距离模量。我们调和我们的结果与以前来自OGLE II红团数据的短距离。
2002-05-28 astro-ph
Variations of the Selective Extinction Across the Galactic Bulge - Implications for the Galactic Bar
提出了一种基于双波段光度学的选择消光系数的新方法。该方法使用红色团块星作为构造红化曲线的手段。我们将此方法应用于OGLE色星等图，以研究银河系球核不同部分的选择性消光的变化。我们发现，$A_{_V}/E_{_{V-I}}$系数是在误差范围内相同的$l=\pm 5°$ OGLE字段。因此，这些区域中红团星的消光调整视星等中的$\sim 0.37\;mag$差异（Stanek et al.~ 1994年，1995年）不能被分配到一个大规模的梯度的选择性消光系数。这加强了这种差异作为我们银河系中存在酒吧的指标的含义。然而，使用现有的数据，我们不能完全排除的可能性$\sim 0.2\;mag/mag$变化的选择性消光系数的大尺度上整个隆起。
1995-09-07 astro-ph
Modelling the Galactic Bar Using Red Clump Stars
通过OGLE项目获得的19个视场的$\sim 1 \times 10^6$恒星的色星等图显示了一个定义明确的凸起红色团块恒星的种群。我们发现在银经$l=\pm5°$处的红团簇星，其光度调整的视星等分布相差$\sim 0.4\; mag$。对观测到的光度分布差异的一个合理解释是，银河系的凸起是一个三轴结构，或者说是一个棒，它与视线的倾斜度不超过$45°$。在银河正经度上的那部分酒吧离我们更近。目前正在进行的工作是通过拟合红团区域各个领域的观测光度函数来模拟银河棒。初步结果表明，杆与视线的倾斜角可以小到$\sim20°$。引力微透镜可以为我们提供对银河棒结构的额外约束。
1995-08-01 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Population II Cepheids in the Galactic Bulge
我们目前的54个人口II造父变星的OGLE-II目录中的银河系膨胀领域的可变对象确定的I波段光变曲线。它们的周期从几分之一天到几天不等。它们的光变曲线与经典造父变星的光变曲线非常相似，但周期要长几倍。我们分析了新发现的第二族造父变星的颜色-星等图的位置。这些天体的位置证实了最近的发现，即朝向银河系凸起的星际消光可能是异常的。从我们的样品中得到的红化线的斜率与早期用红团簇星和银河核球区RR~Lyr星得到的红化线的斜率非常一致。我们的星族II造父变星遵循相同的周期-光度（P-L）关系，表明这些天体的状态相似。我们比较了这些恒星的P-L关系与OGLE-II巡天探测到的造父变星星族II的关系。偏离银河系凸起造父变星的P-L关系似乎表明，这些物体位于银河系棒类似于红色团块星。
2003-06-26 astro-ph
Proper Motion Dispersions of Red Clump Giants in the Galactic Bulge: Observations and Model Comparisons
银河系核球中的红团巨星近似于标准烛光，因此它们可以用作距离指示器。我们计算的自行分散的RCG星在银河系的隆起使用自行目录从第二阶段的光学引力微透镜实验（OGLE-II，Sumi等。2004年）的45个字段。自行分散测量到百分之几的精度，由于大量的恒星在外地。观测样本由577736颗恒星组成。这些观测到的数据进行比较，以国家的最先进的粒子模拟的银河系的隆起区域。的预测是在粗略的协议与观测，但似乎是太各向异性的速度椭球。我们注意到，有显着的字段到字段的变化，所观察到的自行分散。这可能是一个真实的特征，也可能是由于某种未知的系统效应。
2007-04-12 astro-ph
Red giant variables: OGLE--II and MACHO
我们回顾了最近的微透镜项目对我们理解脉动红巨星的影响。讨论了红巨星的脉动性质（周期-光度关系、周期变化、模式转换）、红巨星分支脉动、金属量效应以及利用红巨星变星探索星系结构。
2005-09-21 astro-ph
Color-Magnitude Diagram Distribution of the Bulge Red Clump Stars - Evidence for the Galactic Bar
通过OGLE项目获得的朝向银河系凸起的13个视场的$\sim 5\times 10^5$恒星的色星等图显示了一个定义明确的凸起红色团块恒星的种群。我们发现在银经$l=\pm5°$处的红团簇星，其经折射调整的视星等分布相差$0.37\pm0.025\;mag$。假设银河系中心两侧的红团簇星的内禀光度分布相同，这意味着两个视场中红团簇星的距离相差$1.185\pm0.015$倍。对于观测到的光度分布差异，一个合理的解释是，银河系隆起是一个三轴结构，或者说是一个条形结构，它向视线倾斜的角度不超过$45°$，而条形结构在银河系正经度的部分离我们更近。这与其他研究表明银河系中心存在酒吧的结果相当吻合。可通过计算机网络使用匿名{ \tt ftp}访问色觉星等图数据。
1994-04-15 astro-ph
Modelling the Galactic Bar Using Red Clump Giants
OGLE项目在银河系凸出部的12个区域获得的$\sim 7 \times 10^5$恒星的颜色星等图揭示了凸出部红团巨星的明确种群。我们发现，当红团簇星向银河系低层$l$场移动时，其视星等分布系统地变暗。对这一明显趋势最合理的解释是，银河系的凸起是一个棒，其最近的一端位于银河系的正经度。我们这个银河酒吧的颜色星等图的红色团块区域的所有领域的观测光度函数拟合。我们发现，几乎不管用于描述银河棒的3-D恒星分布的分析函数，由此产生的模型具有由$20-30°$的视线倾斜的主轴，轴比对应于$x_0:y_0:z_0=3.5:1.5:1$。这对银河棒模型的可能范围提出了强有力的限制。引力微透镜可以为我们提供对银河棒结构的额外约束。
1996-05-27 astro-ph
Red variables in the OGLE-II database. I. Pulsations and period-luminosity relations below the tip of the Red Giant Branch of the LMC
我们目前的周期光度关系超过23,000红巨星在大麦云观测的OGLE-II微透镜项目。OGLE周期值与2 MASS单历元JHK光度数据相结合。对于较亮的恒星，我们发现协议与以前的结果（四个不同的序列对应于不同模式的脉动在AGB星）。我们还在红巨星分支的尖端下方发现了两个截然不同的序列。它们由近10，000颗短周期（15 d <P< 50 d）、低振幅（A_I<0.04 mag）的红色变星组成，我们认为其中很大一部分可能位于红巨星分支，显示出第二和第三泛音模式的径向脉动。激发机制可能是类似Mira的脉动，也可能是由对流驱动的类似太阳的振荡。
2003-07-15 astro-ph
A theoretical analysis of the systematic errors in the Red Clump distance to the LMC
在LMC恒星形成率（SFR）和年龄-金属丰度关系（AMR）的各种假设下，采用星族合成算法对RC星的光度和光谱性质进行了理论模拟，详细分析了理论星族对LMC红团（RC）绝对星等的修正的不确定性.我们的模拟结果的比较与观测的低，中等质量的恒星在LMC允许一个选择的组合SFR和AMR括号的真实LMC恒星形成的历史，并估计相关的RC人口校正的系统误差。由K波段的星等得到了RC方法（采用OGLE-Ⅱ红化图）对LMC距离模的最精确估计，得到（m-M）_{0，LMC}=18.47 +/-0.01（随机）+0.05/-0.06（系统）。从I波段获得的距离，或从同时确定红化和距离的多色RC技术获得的距离，都与该值一致（尽管误差线稍大）。
2003-07-17 astro-ph
Bulge Microlensing Optical Depth from EROS 2 observations
我们提出了一个测量的微透镜光学深度向银河系的隆起的基础上分析的15个连续的1平方度领域为中心的（l=2.5度，b=-4.0度），并包含142万的丛巨星（属于扩展的丛区）监测在近三个隆起季节的EROS（经验德Recherche d 'Objets Sombres）。基于16个以团簇巨星为源的微透镜事件，我们发现在所有场的平均值下，朝向凸起的微透镜光学深度τ_bulge=0.94 +/- 0.29 10^-6。这个值大大低于由CNOO和OGLE小组所作的其他几个测定值，并且与轴对称和非轴对称凸起模型所预期的结果更加一致。
2003-03-04 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Red Clump Stars as a Distance Indicator
给出了红团簇星I波段平均亮度与金属丰度的关系。红丛星被认为是一种非常有吸引力的测距标准烛光。校准是基于附近的284颗红巨星，其高质量的光谱允许确定准确的单个金属丰度。依巴谷星的高质量测光图（σ_π/ π< 10%）和光度图都来自依巴谷星。样品的金属量范围很大：-0.6<[Fe/H]<+0.2 dex。我们发现一个弱的依赖平均I-带亮度的金属丰度（约0.13兆/德克斯）。更重要的是，依巴谷样本的金属丰度范围与大麦哲伦星系中的场巨星的金属丰度部分重叠，因此可以通过几乎直接比较本地依巴谷红团巨星与大麦哲伦星系恒星的亮度来确定到大麦哲伦星系的距离。在OGLE-II微透镜巡天期间收集的LMC晕的9个低消光场中的野外红团巨星的测光结果与依巴谷红团星的数据相比较，得出了到LMC的距离模数：（m-M）_LMC=18.24+/-0.08 ma。
2000-01-14 astro-ph
Clump Distance to the Magellanic Clouds and Anomalous Colors in the Galactic Bulge
本文证明了两个在局域宇宙中的意外结果：（1）银河系中心的团簇巨星和天琴座RR星的反常内禀（V-I）_0色，（2）从团簇巨星推断的麦哲伦云（LMC，SMC）的非常短的距离是相互联系的。用光学引力透镜实验（OGLE）第二阶段的测光方法而不是第一阶段的测光方法，部分地解决了（V-I）_0异常。凸起（V-I）_0中基于V或I幅度的变化的需要是解释剩余颜色差异的一个选项。这种变化可能源于选择消光系数A_V/E（V-I）小于通常假定的值。应用（V-I）_0修正（与其来源无关）使团簇巨星的绝对星等-金属丰度关系的斜率加倍，使M_I（RC）= -0.23 +0.19 [Fe/H]。因此，到LMC和SMC的丛距离的估计受到影响。Udalski（1998 c）的距离模量从mu_{LMC} = 18.18 +/- 0.06增加到mu_{LMC} = 18.27 +/- 0.07。到SMC的距离模量增加0.12，达到mu_{SMC} = 18.77 +/- 0.08。我认为，需要更全面地评估金属丰度对M_I（RC）的影响。
1999-11-13 astro-ph
CMD's, RR Lyrae's, clump stars and reddening in the LMC
本文介绍了在标准Johnson-Schmidt测光系统中大麦云（LMC）棒附近的两个区域的新的B、V、I测光，其中一个区域与“Coimbra综合CMD技术检验”中的LMC场非常接近。这两个区域包含了128颗天琴座RR型变星和8000多颗星团星。一旦与Clementini等人（2001年）结合，（astro-ph/0007471）测光新的数据集使我们能够得到（i）精确到V~23等的CMD，（ii）完全覆盖超过80%的RR天琴座的B和V光变化，（iii）非常精确地估计LMC RR天琴座的平均视光度，（iv）对LMC团簇星I光度的精确估计，以及（v）使用我们样本中RR天琴座的脉动性质对LMC这些区域的红化进行独立评估。详细比较了我们的OGLE II和OOO光度计。我们讨论了我们的新结果对LMC的距离和“短”和“长”距离尺度的争议的影响。
2001-10-29 astro-ph
OGLE-II High Proper Motion Stars towards the Galactic centre
OGLE微透镜实验第二阶段的测光数据库OGLE-II是关于银河系运动学和结构的丰富信息来源。在这项工作中，我们使用OGLE-II自行目录，以确定候选星具有高自行。OGLE-II自行星表（Sumi 2004）中的521颗自行mu > 50 mas/yr的恒星与AMO高自行星表、DENIS和2 MASS红外测光星表中的恒星进行了交叉识别。测光距离计算的恒星颜色一致的G/K和M型星。有6颗恒星被新确认为可能的近（< 50 pc）M矮星。
2007-12-18 astro-ph
Miscellaneous Stars in the OGLE Catalog of Periodic Variable Stars in the Galactic Bulge
介绍了OGLE数据库中的第一个色球活动和椭球变星星表。给出了549颗恒星的周期、观测到的星等和颜色、它们的不含星际消光的值以及光调制的傅里叶系数。提出了基于新的颜色测定的新的颜色-星等图。色球活动星都是在膨胀红巨星，而椭球双星是在磁盘的主序星转折点附近。还发现了一小群非常红的（$2<(V-I)_0<6$）和明亮的色球活动的球球巨星（$I_0\approx13$ mag）。
1996-12-12 astro-ph
Red variables in the OGLE-II database. II. Comparison of the Large and Small Magellanic Clouds
本文给出了光学引力透镜实验（OGLE-II）第二阶段观测到的小麦哲伦星云中3,200多颗红色变星的周期光度关系。多重周期光变曲线解的周期与单历元2 MASS JHK_S星等相结合，揭示了与论文I中的大麦云云非常相似的分布。主要特征包括四个脉动渐近巨分支（AGB）脊，三个不同的短周期序列的尖端以下的红巨星分支和两个长周期序列的起源不明。我们从Δ μ_0 =0.44等的所有恒星的周期光度分布中导出了云的相对距离模，这与最近的独立结果是一致的。红巨星分支的尖端显示出颜色和金属丰度的依赖关系，这与球状星团的经验结果非常一致。我们的结论是TRGB以下的大多数变星确实是RGB星。
2003-12-09 astro-ph
OGLE small amplitude red giant variables in the Galactic Bar
在公开的OGLE星表中的20多万颗银球变星中，我们发现了15,000多颗红巨星变星，它们遵循两个定义良好的周期-振幅关系。周期在10 < P < 100天的范围内，振幅在0.005 < A < 0.13等的范围内。这些变量涵盖了广泛的红化校正颜色范围，1 <（V-I）_0 < 5，以及相当窄的消光校正视星等范围，10.5 < I_0 < 13。这些恒星的平均星等与银河经度有很好的相关性，从I_{k,0} = 11.82（l = +8度）到I_{k,0} = 12.07（l = -5度），清楚地表明它们位于银河条。大多数变量都有几个振荡周期。
2003-10-20 astro-ph
Population effects on the red giant clump absolute magnitude: The K-band
本文详细分析了红团K波段绝对星等（M（K，RC））在简单和复合恒星星族中的行为，并将其作为测距的标准烛光。使用M（K，RC）的优点，根据最近的经验校准其值的太阳附近，来自其非常低的灵敏度，由星际尘埃的消光。我们提供的数据和方程，允许确定的K-波段人口校正增量（M（K，RC））（红团亮度在太阳附近的人口之间的差异，在审查）为任何通用的恒星星族。这些数据补充了Girardi & Salaris（2001）中关于V波段和I波段的结果。我们展示了银河系疏散星团的数据如何始终如一地支持我们预测的Delta（M（V，RC））、Delta（M（I，RC））和Delta（M（K，RC））值。提供了各种星系系统的多波段VIK人口校正。它们可以与Alves等人设计的方法结合使用。（2002），为了同时获得红化和距离使用VIK观测的红团星。我们已经积极地测试了这种技术的银河系球状星团47 Tuc，其中既有一个基于经验的主序拟合距离和红化的估计存在。我们还研究了仅使用V和I测光的情况，恢复了红化和距离的一致结果。这种方法的应用OGLE-II领域，和阿尔维斯等人的结果。（2002），确认LMC距离模数约为18.50，与HST河外距离标度零点一致。（节略）
2002-08-02 astro-ph
Spectral types of planetary host star candidates from OGLE III
光学引力透镜实验项目最近提供了OGLE III活动3号和4号低光度物体凌日清单，报告了40个新物体，显示出预期系外行星的低振幅光度食。与之前的OGLE目标相比，这些OGLE III候选者的选择更加严格，可能包含低质量行星。我们已经获得了该列表中28个候选者的后续低分辨率光谱（其中一个来自OGLE船底座场），以通过光谱分类获得主要恒星的独立表征，从而更好地约束其同伴的参数。我们将这些结果的约束反馈到改进的光变曲线解决方案中。结合凌日测量的半径比，我们导出了低光度伴星的半径。这使我们能够研究这些物体可能的亚恒星性质。其中16颗伴星可以被清楚地识别为低质量恒星，围绕主序星运行，而另外10颗天体可能有红巨星的主序星，因此也有伴星; 3颗可能有亚恒星性质（R< 0.15 R_sun）。因此，这些天体的行星性质应该通过动力学质量测定来确认。
2007-01-25 astro-ph
Eclipsing Binaries in the OGLE Variable Star Catalog.III. Long-Period Contact Systems
分析了OGLE项目在巴德窗口发现的轨道周期大于一天并具有可用颜色和光变曲线数据的接触双星样本。它只包括32个系统，与之前分析的388个周期较短的WUMa型系统相比。大多数系统都非常遥远，可能位于银河系凸出部附近或内部。在样本中发现了两组接触双星：（1）WUMa型序列的延续，延伸到1.3 - 1.5天的轨道周期，但在这个周期范围内急剧结束;（2）一组不均匀的罕见系统，具有长达26天的长周期，都是红色和相对较浅的食。虽然第一组的系统具有典型WUMA型系统的大部分特征（除了它们平均更亮、更遥远，因此更红），但长周期系统似乎并不形成早期接触双星的延伸，而是可能由晚期类型的物体组成，包括潮汐扭曲的红巨星和看不见的伴星。
1997-11-26 astro-ph
Millimagnitude Photometry for Transiting Extrasolar Planetary Candidates IV: The Puzzle of the Extremely Red OGLE-TR-82 Primary Solved
我们提出了精确的新的V，I和K波段测光的行星过境候选星OGLE-TR-82。在ESO VLT的VIMOS仪器上获得的清晰的V波段图像使我们能够测量V=20.6+-0.03等的恒星，尽管存在一个大约1”远的更亮的邻居。这个微弱的星等回答了为什么不可能测量这个物体的径向速度的问题。用GEMINI-South望远镜的GMOS-S仪器在i和g波段观测到该星的一次凌日。凌日的测量使我们能够验证这不是一个假阳性，以确认由OGLE测量的凌日幅度，并改善星历。凌日在i波段光变曲线中定义明确，深度为A_i=0.034等，然而在g波段中定义不太明确，但更深（A_g=0.1等），在g波段中恒星明显更暗。在ESO-NTT上用SofI阵列获得的近红外测光结果为K=12.2+-0.1和V-K=8.4+-0.1，如此之红，以至于它不同于以前研究的任何其他凌日候选者。由于这个天体的极端性质，我们还无法测量它的速度，但基于新的数据，我们考虑了两种不同的可能配置：（1）附近的M7 V恒星，或（2）与一个非常红的遥远红巨星的混合。根据附近的M7 V矮星假说，伴星的半径为R_p=0.3+-0.1 R_J，即海王星的大小。近红外光谱的定量分析最终表明OGLE-TR-82是一颗遥远的、变红的贫金属早期K巨星。这一结果通过与恒星模板的直接比较得到了证实，该模板给出了K3 III恒星的最佳匹配。因此，我们抛弃了伴星的行星性质。基…
2007-07-09 astro-ph
Optical Gravitational Lensing Experiment. The Distance Scale: Galactic Bulge - LMC - SMC
我们分析的平均光度的三个样本的领域RRab天琴座恒星的OGLE微透镜实验过程中观察到的：73颗恒星从银河系的凸起和110和128颗恒星从选定的领域中的LMC和SMC，分别。这些场与Udalski等（1998）用红团星方法测定麦哲伦云距离的结果相同。我们确定相对距离尺度d_{GB}：d_{LMC}：d_{SMC}等于：（0.194+/-0.010）：1.00：（1.30+/-0.08）。我们用Gould和Popowski（1998）最近基于统计学的校准来校准我们的RR Lyr距离尺度。我们得到了银河系核球、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的距离模：m-M=14.53+/-0.15，m-M=18.09+/-0.16和m-M=18.66+/-0.16等。我们使用RR Lyr在银河系核球金属丰度处的V波段平均亮度作为参考亮度并分析平均值，不同年龄和金属丰度天体中红团簇星的i波段光度。我们添加到我们的分析，贫金属船底座矮星系，其中包含老RR天琴座恒星和中间年龄的红团人口。我们发现平均红团亮度对金属丰度的依赖性很弱，并用依巴谷观测到的附近红团星校准了它的零点：M^{RC}_I=（0.09+/-0.03）*[Fe/H]^{RC}-0.23+/-0.03。修正后的红团距银河球、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的距离模量分别为m-M=14.53+/-0.06、m-M=18.13+/-0.07和m-M=18.63…
1998-05-16 astro-ph
Magnitude Offset between Lensed Stars and Observed Stars - a New Probe of the Structure of the Galactic Bar
我们提出了一种新的方法，可用于约束银河酒吧（凸起）的属性。如果大多数的透镜对象是在银河酒吧，那么我们预测透镜恒星和所有观测到的恒星之间的视星等的系统偏移。使用OGLE色星等图的数据，我们模拟这种效果的图中的区域占主导地位的凸出红色团块星，并发现，对于某些模型的银河酒吧的预期偏移的视星等可能是大的$0.2 mag$。在色星等图的红团区域需要大约100颗透镜星才能明确地探测到这种效应，这是目前微透镜项目所能达到的数量。我们发现一个很好的相关性之间的程度酒吧沿视线和预期的震级偏移。我们还获得了约束的范围内的酒吧沿视线使用所观察到的光度函数的红团星。
1994-12-02 astro-ph
The distance to the Fornax dwarf galaxy using red clump stars, and the discrepancy between red clump and tip of the red giant branch distances
我用红星团和红巨星分支尖端的恒星来确定到天炉座矮星系的距离。他们与$μ_0 = 20.66 mag$非常一致。比较红巨星分支的尖端和天炉座，船底座和麦哲伦云的红团的星等，我提出了一个可能的解决方案，这两种类型的距离测量之间的差异的问题。
2000-09-12 astro-ph
Millimagnitude Optical Photometry for the Transiting Planetary Candidate OGLE-TR-109
我们提出了精确的V波段测光的低振幅过境候选星OGLE-TR-109。这是OGLE小组发现的凌日候选者中的一个极端情况，因为该恒星的光谱类型较早（F0 V），凌日振幅较低（A_I=0.008等），轨道伴星的周期很短（P=0.58909天）。使用差分图像测光，我们能够在单个数据点中实现毫米级的误差。这颗恒星的一次凌日在我们的光变曲线上很好地定义了。这确认了OGLE检测并排除了误报的可能性。这次凌日的测量可以精确地确定凌日振幅（A_V=0.006 +/- 0.001 mag），这个有趣系统的星历表，以及可能的轨道伴星的半径（R_P=0.90 +/- 0.09 R_J）和轨道倾角（i=77 +/- 5 deg）。在较低的S/N观测到的另外两个凌日证实了OGLE测量的这个系统的周期。在目前的观测中，没有证据表明F-型主序星与较红的食双星混合，也没有证据表明有二次凌日。主星的光变曲线没有椭球调制，排除了低质量伴星或M>14 +/- 8 M_J的棕矮星的可能性。OGLE-TR-109的其余可能性是F型恒星和一颗主星更蓝的双星的混合，或者是一颗新的凌日系外行星。
2006-04-14 astro-ph
Mira variables in the Galactic bulge with OGLE-II data
我们已经从OGLE-II数据库中提取了1968个银河系隆起区的米拉变量。其中1960个与2 MASS源有关，1541个与MSX点源有关。它们的光度特性与大、小麦哲伦云中的Mira变星进行了比较。我们发现，具有星周物质的质量损失恒星会变红，使得吸收系数的颜色依赖性与星际物质的颜色依赖性相似。我们还讨论了凸起的结构。凸部米拉变星的表面数密度与COBE卫星获得的2.2微米表面亮度有很好的相关性。根据这个关系式，凸部的米拉变星总数估计约为60万颗。米拉变星的logP-K关系给出了它们的空间分布，这支持了众所周知的棒状凸起的不对称性。
2005-12-04 astro-ph
Catalog of fundamental mode RR Lyrae stars in the Galactic bulge from the Optical Gravitational Lensing Experiment
本文介绍了光学引力透镜实验（OGLE）第二阶段在银河系核球区探测到的1888颗基模RR型天琴座星的星表。该星表包括光变曲线的基本参数，Blazhko频率的识别，最低光下的V-I颜色（对于大多数恒星），以及每颗恒星的其他信息。我们检测到高发病率的Blazhko现象（至少27.6%），包括前所未有的许多频率三胞胎，我们归因于我们敏感的搜索方法。我们发现最小光V-I色我们使用这种颜色来评估从OGLE数据得出的银河系隆起的红化图的零点精度，发现除了低水平的随机误差或分辨率效应外，（造成大部分散射），在大多数磁场中，地图可能系统地将E（V-I）过度表示约0.05 mag。我们提出了相当有力的证据表明，天琴座RR到红色团块的颜色分离在凸起处比局部大0.05- 0.08等，这表明在使用这些恒星进行红化测定时要谨慎。我们认为RR天琴座约束的银心距离，但绝对星等校准的不确定性留下了显着的灵活性的结果。与以前的结果相比，我们稳健地检测到银河酒吧的签名内加/减3度的经度的RR天琴座人口，我们强调的结构之间的明显差异跟踪的红团巨星和更多的金属贫RR天琴座恒星。（节略）
2006-01-06 astro-ph
Age, Metallicity, and the Distance to the Magellanic Clouds From Red Clump Stars
我们发现红团星的光度对年龄和金属丰度的依赖性可以导致不同恒星星族之间红团星的平均绝对I星等相差< ~0.6等。我们发现，这种效应可以解决红团衍生的距离模量麦哲伦云和那些，例如，造父变星。考虑到人口对红团光度的影响，我们确定的距离模的LMC为18.36 +/- 0.17等，和SMC的18.82 +/- 0.20等。我们的替代红团LMC的距离是一致的值（m-M）{LMC} = 18.50 +/- 0.10的HST造父变星重点项目采用。我们简要地检验了模型对红团光度的预测，发现氦丰度和核心质量的变化可以使云接近0.10- 0.15等，但不能使云红团的平均绝对I星等等于太阳附近红团的平均绝对I星等，从而使云红团接近0.4等。
1998-04-10 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Ellipsoidal Variability of Red Giants in the Large Magellanic Cloud
我们使用OGLE-II和OGLE-III测光的红巨星在大麦云云选择和研究对象揭示椭球变化。我们发现了1546个长周期椭球变星和121个具有明显椭球调制的食双星系统。椭球红巨星遵循周期光度关系（序列E），这种关系的散射与变化的幅度相关：幅度越大，散射越小。我们注意到，一些椭球候选者同时表现出OGLE小振幅红巨星脉动。因此，在某些情况下，长次级周期（LSP）现象可以通过椭圆调制来解释。我们还选择了大约1600颗具有不同LSP的红巨星，它们不是椭球变星。我们发现，除了已知的PL图中的序列D之外，LSP巨星还形成了额外的更长周期的更少的序列。我们注意到，椭圆候选者的PL序列是LSP序列向暗星的直接延续，这可能表明LSP现象与双星有关，但有强烈的论点反对这种可能性。约10%的光变曲线显示出明显的系统轨道偏心率的变形。在我们的样本中，最大的偏心率估计约为0.4。所有提供的数据，包括个别英属维尔京群岛的观察和发现图表可从OGLE互联网档案。
2004-12-20 astro-ph
A High-Resolution Spectrum of the Extremely Metal-Rich Bulge G-Dwarf OGLE-2006-BLG-265
我们给出了一个R= 45，000的银河系凸起G矮星OGLE-2006-BLG-265的凯克光谱，尽管曝光时间很短（15分钟），但它具有很高的（~60）信噪比，因为源放大了A~135。虽然它的金属含量非常丰富（[Fe/H]=0.56），但与通常在核球中测量到的发光红巨星相比，这颗恒星的温度更高，这使得它的光谱中有许多未混合的原子线。我们测量了17个元素的丰度，包括在一个球星的第一丰度为S和铜。[alpha/Fe]比值是太阳下的，而奇数Z元素则是稍微超太阳的，这种趋势也可以在核球和本地银河系盘中更富含金属的恒星中看到。因为这颗恒星是一颗矮星，所以[O/Fe]、[Na/Fe]和[Al/Fe]的比值不能归因于内部混合，就像有时对巨星所宣称的那样。通过精心设计的机会目标观测，每年可以获得大约12颗核突矮星的类似高分辨率光谱。
2006-08-30 astro-ph
The Araucaria Project: Dependence of mean K, J, and I absolute magnitudes of red clump stars on metallicity and age
（节略）我们目前的结果，深近红外JK成像的LMC，SMC，船底座和天炉座矮星系。修正后的K波段红团星星等与红巨星分支星等尖端、平均RR天琴座星V波段星等的比较，造父变星的K波段平均星等（对于LMC和SMC）强烈表明，红丛星的绝对K波段星等非常低（如果有的话）在我们的目标星系所覆盖的广泛的金属丰度范围内依赖于金属丰度。这一发现是在相反的平均I波段和J波段红团星的星等，这确实有一个明确的金属依赖，我们从我们的数据校准。从我们的新数据中发现，与以前的校准的红团I-波段的幅度依赖于Udalski的金属丰度的极好的协议。我们使用银河系星团的K波段红团星数据的Grocholski和Sarajedini证明，K波段红团星的绝对星等也有很小的（如果有的话）依赖于年龄。因此，本研究提供了明确的证据表明，红团星的平均K波段星等是一个很好的距离指标，在很大范围内的金属丰度和年龄的人口修正非常小（如果有的话）。比较得出的距离，从观察到的平均I波段的红团星的星等，我们发现的证据表明，有可能是一个问题，在光度校准的地方，太阳附近的红团星K波段或I波段的星等约为0.2等。观察附近的红团星似乎有必要解决这个问题。
2003-02-06 astro-ph
K-Band Calibration of the Red Clump Luminosity
本文导出了238颗依巴谷红团巨星的近红外（K波段）平均光度，并以此测量了它们到银河系中心的距离。这些依巴谷红丛巨星以前曾被用作I波段标准烛光。K波段的优点是降低了对红化的敏感性，也许还降低了对金属丰度的系统依赖性。为了研究后者，也是指我们的校准到一个已知的金属丰度零点，我们限制我们的红团校准样品的丰度来自高分辨率光谱数据。样品的平均金属丰度为[Fe/H] = -0.18 dex。结果表明，M_K与[Fe/H]之间无相关性，且仅对该关系的斜率有微弱的约束作用。样品的光度函数在M_K = -1.61 +-0.03等处达到峰值。然后，我们对Baade窗场中的大约20颗红团簇巨星进行了光学和近红外光度测量，它们的平均金属丰度与依巴谷红团簇的平均金属丰度几乎相同。我们得出银河系中心的距离：R = 8.24 +- 0.42 kpc。这个距离测量的不确定性主要是由这里检查的少数Baade's Window红丛巨星所决定的。
2000-03-22 astro-ph
Metallicity of Red Clump Giants in Baade's Window
红团巨星作为标准烛光可能非常有用。关于它们的I带绝对星等的稳定性存在一些争议，但似乎并不严重。对于它们的颜色没有任何争议，富金属巨星会比贫金属巨星更红更冷。本文的目的是指出，[Fe/H]与用华盛顿CCD测光法测定的巴德窗巨星的有效温度之间没有明显的相关性。对于这个令人惊讶的结果，没有任何解释。也不知道为什么银河系凸出的红团巨星比太阳附近的团巨星红0.2等（V-I）色。
1998-07-16 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. UBVI Photometry of Stars in Baade's Window
我们目前的UBVI测光8530恒星在巴德窗口期间获得的OGLE-II微透镜调查。其中有一千多颗红丛巨星。其中1391个在I、V、B和U波段测光误差分别小于0.04、0.06、0.12和0.20等。我们绘制了一张星际变红的地图。红团簇巨星的校正颜色：（U-B）_0、（B-V）_0和（V-I）_0具有很好的相关性，这表明一个单一的参数决定了观测到的它们的值的分布，在（U-B）_0中几乎达到2等。重元素含量似乎是最有可能的主导参数，但也有可能是另一个参数：恒星的年龄（或质量）使其沿着与金属丰度相同的色图轨迹移动。目前的模糊性可以通过光谱分析来解决，我们的目录可能是有用的红团巨星的发现列表。我们指出，这些K巨星比更明亮的M巨星更适合于公平地确定金属丰度的分布。我们还提供了太阳附近308颗红团巨星的UBVI数据汇编，依巴谷天体的观测精度超过10%。对它们金属丰度的光谱分析可以提供有关局部金属丰度分布的信息，以及这些恒星的质量（年龄）影响其颜色的程度。值得注意的是，尽管存在许多问题，恒星模型与0.1-0.2等水平的观测结果一致，使红团巨星不仅是最好的校准，而且是最好理解的标准烛光。
1999-09-01 astro-ph
Theoretical expectations for clump red giants as distance indicators
红团簇巨星的I波段绝对星等M_I^RC，作为恒星年龄和金属丰度的函数，预计会有~0.4等的变化。这不考虑一些潜在的理论不确定性。由于星系间团簇星的平均年龄和金属丰度差异较大，它们的M_I^RC也出现了系统性的变化（也可达~0.4等）。这些数字也表明到LMC的距离不一定是"短“的。
2000-10-10 astro-ph
Photometric Parameters of RR Lyr Variable Stars in the Galactic Bulge
我们提出了一套完整的OGLE光度测量214 RR天琴座变量在银河系的隆起，根据四个观测季节：1992-95。这些主要是I波段的测量，一些V波段的观测主要在1995年获得。基于这种材料，我们构建的I波段光变曲线的傅立叶分解，并调查不同类型的RR Lyr的变化。我们还确定了不同银经l场中天琴座RR型星的散射不敏感参数V_{V-I}的值，并与Stanek等人（1994）计算的红团簇星的V_{V-I}值进行了比较。给出了天琴座RR型星的观测和非星际消光的平均亮度和V-I色。
1997-04-23 astro-ph
A ``Short'' Distance to the Large Magellanic Cloud With the Hipparcos Calibrated Red Clump Stars
根据Paczyboski和Stanek开发的方法，我们通过比较依巴谷星表中的红团星与在LMC中的两个领域中观察到的红团星，从正在进行的麦哲伦云光度测量中选择位于低消光区的红团星，获得到大麦云云（LMC）的距离。使用红色团块星允许单步确定到LMC的距离模数$μ_{0,LMC} = 18.065\pm 0.031\pm 0.09 $ mag（统计加系统误差）和相应的距离$R_{LMC}= 41.02\pm 0.59\pm 1.74 kpc$。这一测量结果与Udalski等人最近的测定结果非常一致，也基于红团星，但$\sim 0.4 $ MAG小于普遍接受的值$μ_{0,LMC} = 18.50\pm 0.15 $ MAG。我们讨论这种差异的可能原因，以及如何解决。
1998-03-16 astro-ph
Nuclear Black Hole Formation in Clumpy Galaxies at High Redshift
高红移星系中的大质量恒星团相互作用并迁移到中心，形成一个膨胀和指数盘<1 Gyr。在这里，我们考虑的命运，中等质量的黑洞（BH），可能形成的致密的年轻星团的这些磁盘块的恒星合并。我们发现，黑洞向内移动的团块，并达到内部几百秒差距，只有几个轨道时间。在那里，它们可以通过动力学摩擦合并成超大质量黑洞。黑洞质量与盘团中恒星质量的比值近似地保持在黑洞与球核质量的最终比值中。由于单个星系团的这个比值估计为~10^{-3}，因此得到了观测到的BH与凸起的质量比。我们还获得了BH质量和球的速度色散，是兼容的观测现今的星系之间的关系。
2008-05-15 astro-ph
Eclipsing Binaries in the OGLE Variable Star Catalog.I. W UMa-type Systems as Distance and Population Tracers in Baade's Window
一种基于光变曲线傅立叶分解的算法，允许从OGLE变星目录中的933个食双星系统中定义388个接触双星的样本，这些双星具有良好的光变曲线观测，周期短一天，并具有可用的V-I颜色（R样本）。OGLE计划将这类系统的样本视觉上归类为EW型双星（O样本），其体积比EW型双星大55%，由604颗恒星组成。该算法防止列入RR Lyr和SX Phe星，在视觉分类可能会被错误地采取接触双星的周期等于其脉动周期的两倍。利用M_I = M_I（log P，V-I）绝对星等校准和Stanek（1996）的红化和消光图，对接触双星系统的距离进行了测定，结果表明接触双星几乎在银河隆起的所有地方都是近似均匀分布的，这意味着高度可达z = 420 - 450 pc。这种分布，以及颜色集中在通常由老的转折点恒星占据的区域的趋势，证实了目前所持的观点，即接触双星系统属于银河系的老恒星星族。在体积有限的意义上，相对于距离为2和3 kpc的MS矮星，视频率估计为每250 - 300颗恒星有一个接触系统;如果包括M矮星，则每400颗MS恒星有一个接触系统。接触系统的表观密度为7- 10 × 10 ^-5 pc^-3。
1996-10-03 astro-ph
Optical Gravitational Lensing Experiment. Population Effects on the Mean Brightness of the Red Clump Stars
我们提出了一个经验性的测试表明，平均I波段的红团星，作为标准烛光在最近的距离测定麦哲伦云和其他对象，是年龄无关的中间年龄（2-10 Gyr）的恒星。观测了15个年龄在1.5-12 Gyr之间的LMC和SMC星团（ESO 121 SC 03，SL 663，NGC 2155，NGC 2121，SL 388，SL 862，NGC 121，L1，KRON 3，NGC 416，L113，NGC 339，L11，NGC 419，NGC 411），并给出了它们的色星等图。在平均金属丰度为-0.8 dex和-1.2 dex时，LMC和SMC星团中红团的平均I带亮度是恒定的，其平均无扰星等分别为：I_0=17.88+/-0.05 mag和I_0=18.31+/-0.07 mag。对于较老的天体（> 10 Gyr），红团的亮度会转换成水平分支的红色部分，大约会衰减0.3-0.4等，这对红团恒星的距离测定方法造成了重要的限制。新的独立数据集得到的红团到麦哲伦云的距离模量分别为：大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的m-M=18.18+/-0.06等和m-M=18.65+/-0.08等，与以前的测定结果非常一致。红团的平均I波段亮度对金属丰度的依赖性很弱，它与中等年龄（2-10 Gyr）恒星的年龄无关，以及与其他标准烛光候选者相比最精确的校准，使红团星方法成为距离尺度阶梯中最精确的步骤之一。
1998-09-02 astro-ph
WIYN Open Cluster Study. X. The K-Band Magnitude of the Red Clump as a Distance Indicator
为了提高氦燃烧红团光度作为距离指示器的实用性，我们探讨了K波段红团绝对星等Mk（RC）对金属丰度和年龄的敏感性。我们依赖于JK测光的14个疏散星团和两个球状星团的第二次增量数据发布的2 MASS点源目录。疏散星团的距离、金属丰度和年龄都在一个内部一致的系统中，而K（RC）值则由2 MASS数据测量。对于年龄小于2 Gyr的星系团，Mk（RC）对金属丰度不敏感，但对年龄有依赖性。相反，对于年龄大于2 Gyr的星系团，Mk（RC）主要受人口金属丰度的影响，对年龄的依赖性很小或没有。基于Girardi等人的形式主义的理论红团模型加强了这一发现。在可比的金属丰度和年龄范围内，我们的平均Mk（RC）值是一致的，基于太阳附近的红团星与HIPPARCOS的松弛。最后，我们使用红团校准计算了到疏散星团NGC 2158的距离。采用1.6 +/- 0.2 Gyr的年龄和[Fe/H] = -0.24 +/- 0.06，我们的校准产生的距离（m-M）v = 14.38 +/- 0.09。
2001-12-11 astro-ph
Red Clump Stars as a Tracer of Microlensing Optical Depth
Zaritsky和Lin最近提出，大麦云（LMC）的色星等图包含了前景红团星的证据。他们将其解释为潮汐碎片或距离$\sim 35$ kpc的矮星系的证据，这可能是由CNOO合作观察到的大引力微透镜光学深度的原因。我推导出这样一个前景人口的微透镜光学深度和所观察到的前景红团星的密度之间的关系。最近对Pop I和Pop II恒星质量函数的观测结果表明，Zaritsky和Lin所声称的前景红团星的表面密度意味着在$τ_{fg} = 0.8-3.6\times 10^{-8}$范围内的微透镜光学深度，它仅为由OOO合作组确定的$τ_{LMC}$的3-13%。如果前景星群与大麦哲伦星系有相似的恒星形成历史，那么隐含的$τ_{fg}$只有$τ_{LMC}$的3-4%。
1997-10-13 astro-ph
Distance to M31 With the HST and Hipparcos Red Clump Stars
根据Paczyboski和Stanek的方法，我们将依巴谷星表中已知亮度优于10%的红团簇星与使用HST在M31的三个区域中观察到的红团簇星进行比较。在这两个数据集中分别有$\sim 600$和$\sim 6,300$这样的恒星。局部红团光度函数用峰值在$M_{I,m}=-0.23$和色散$σ_{RC}\approx0.2 $ mag的高斯函数很好地表示。这允许单步确定到M31 $μ_{0,M31} = 24.471\pm 0.035 \pm 0.045 $ mag的距离模数（统计加系统误差）和相应的距离$R_{M31}= 784\pm 13\pm 17 kpc$。红团星的数量足够大，距离的正式统计误差只有$\lesssim 2$ %。我们还修正了Paczyrobski & Stanek对局部星际消光的处理，得到了银心距离模数$μ_{0,GC}=14.57 \pm0.04 \pm 0.04 $ mag（统计加系统误差）和相应的银心距离$R_0=8.2 \pm0.15 \pm 0.15 kpc$。
1998-03-06 astro-ph
Galactic Bulge Microlensing Optical Depth from EROS-2
我们提出了一个新的EROS-2测量的微透镜光学深度朝向银河系隆起。在七个凸出季节中，对分布在凸出部$66 °^2$上空的$5.6\times 10^{6}$丛巨星的光变曲线进行了监测。发现了120个事件，其明显放大率大于1.6，爱因斯坦半径穿越时间在$5 {\rm d}<t_\e <400 {\rm d}$范围内。这是现存最大的丛巨星事件样本，也是第一个包含北银河系磁场的样本。在银河系纬度范围$1.4\degr<|b|<7.0\degr$中，我们发现$τ/10^{-6}=(1.62 \pm 0.23)\exp[-a(|b|-3 {\rm deg})]$和$a=(0.43 \pm0.16)°^{-1}$。这些结果与我们以前的测量结果，最近的测量结果的OKIO和OGLE-II组，和膨胀模型的预测是一致的。
2006-07-13 astro-ph
Fine structure of the red giant clump from HIPPARCOS data, and distance determinations based on its mean magnitude
团簇星的I波段亮度最近被用来确定到球核、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云以及到M31的距离。它被认为是一个标准的蜡烛的基础上的观察事实，它是独立的（V-I）-颜色在所有观察到的人口。校准是使用附近的星团星与HIPPARCOS-BELLAXES。最令人惊讶的结果，这一过程是声称的距离LMC只有18.04马格。在本文中，我们表明，人口合成的方法，我们可以重现恒定的M_I与颜色的地方依巴谷集群样本。然而，M_I在不同种群间并不是一个常数，而是取决于金属丰度。因此，测定的到LMC的距离模量为18.28 ± 0.18 mag，与标准值更一致。这至少部分地解决了由M_I的普适值的假设所得到的有争议的结果。我们还发现和讨论的子结构的集群：我们预测，恒星略重于最大质量的发展退化他的核心应定义一个二级，clusterous结构，约0.3马格以下的最蓝的极端的红色集群。这个次级星团可以在依巴谷的恒星数据库中清楚地识别出来。我们认为，仍然存在严重的不确定性，在使用丛星作为距离指标。
1998-05-11 astro-ph
Probing the atmosphere of the bulge G5III star OGLE-2002-BUL-069 by analysis of microlense H alpha line
我们讨论了高分辨率，时间分辨光谱的焦散出口的二进制微透镜事件OGLE 2002-BUL-69获得的UVES的VLT。源星是银河系隆起中的一颗G5 III巨星。在这样的事件中，源星被高度放大，焦散周围的强烈微分放大率解析了它的表面。使用一个适当的模型恒星大气产生的NextGEN代码，我们得到了一个模型的光变曲线的焦散出口，并将其与一组密集的光度观测的行星微透镜后续网络。我们进一步比较了预测的H α等效宽度的变化与从我们的光谱测量。虽然模型和观测同意的总功能，有差异表明模型中的缺点，特别是H α线的核心，在那里我们已经检测到放大的发射从恒星色球层作为源星的拖尾肢体退出焦散。之所以能够取得这一成就，是因为提供了OGLE-III预警系统，这是一个小型望远镜网络，能够进行近乎连续的全天候光度监测、在线数据处理、每日近乎实时的建模，以预测焦散渡参数，以及8米级望远镜对“观测目标”观测请求作出快速有效的响应。
2004-03-29 astro-ph
Probing clumpy pasts of galaxies from AGB stars
最近由哈勃空间望远镜（HST）对星系的形态学研究表明，中高红移的活跃成星星系（$z=0.5-2.0$）具有非常密集和不规则的恒星分布。然而，这些星云星系是否以及如何演化成现在的规则形状的螺旋星系和椭圆星系还不清楚。在这里，我们建议，AGB星的空间分布，探测不同的平均年龄和金属丰度的基本恒星星族，可以提供重要的线索，这些cluerous星系的演化，特别是在中间的红移。为了证明这一建议是非常有前途的，我们显示的结果测试粒子模拟的长期动态演化的未绑定组的AGB恒星（“恒星团”），这对应于继承者的恒星形成团在中等红移，在孤立和相互作用的星系。我们特别表明，AGB星的方位角分布分散的恒星团作为一个结果，与他们的宿主星系的引力相互作用，仍然可以是不均匀的几个陀螺后恒星团形成的一些模型。我们还表明，分散AGB星的方位角分布的不均匀性可以更快地消失在恒星团具有较大的尺寸和较高的速度色散。这些结果表明，如果星系在中等红移的明显cluerous结构是由于恒星在未束缚或弱束缚的星系团，AGB星的空间分布可以有过去的星系cluerous结构的化石记录。
2007-01-25 astro-ph
Sub-Galactic Clumps at High Redshift: A Fragmentation Origin?
我们研究了在高红移观测到的类似于链星系的团簇结构的起源。我们使用一个三维的化学动力学模拟描述的动力学恒星和两相星际介质，以及反馈过程的恒星。为了在冷云介质中进行高效率的能量耗散，最初的气体盘碎片化并发展出几个大质量的气体和恒星团。我们跟踪单个团块的演化，并确定它们的质量、金属丰度和速度。在磁盘碎片化之后的几个动态时间，团块合并形成一个巨大的凸起。计算HST和UBVRIJHKLM的颜色，包括星际尘埃的吸收，我们确定这个模型的HST图像的形态和颜色。在HDF中看到的几个奇特的形态结构可以很好地解释一个破碎的星系盘模型，包括链星系和由几个附近的结组成的物体。
2004-06-05 astro-ph
A secondary clump of red giant stars: why and where
根据详细的星族合成模型的结果，最近有人声称，在合成恒星星族的色星等图（CMD）中，红巨星团应该是低光度的延伸，低到主团以下约0.4等。这一特征是由质量刚好足以在非简并条件下点燃氦的恒星组成的。在本文中，我们更详细地介绍了这个功能的起源和属性。我们首先比较了不同年龄和金属丰度的集群数据的集群理论模型，基本上证实了预测的行为。然后，我们改进了以前的模型，以表明：（i）微弱的扩展预计将明确地从富含金属的人口CMD中的主丛分离，定义一个二级丛本身。(ii)它应该存在于所有包含~1 Gyr老恒星的银河系中，平均金属丰度高于Z=0.004。(iii)如果与主要的红团相比，它应该特别强烈，在星系中，它们在最后一个Gyr左右的演化中增加了恒星形成率。事实上，类似于模型预测的次级团块在依巴谷数据的附近恒星的CMD中观察到，并且在迄今为止观察到的一些LMC场中观察到。还有几个原因可以解释为什么这个次级团可能会丢失或隐藏在其他观测到的星系场的CMD中（例如光度误差或大于0.2等的微分吸收）。尽管如此，这种结构可能提供了重要的限制本星系群的恒星形成历史。我们还评论的内在光度变化和分散的星团星，这可能会限制其使用的绝对或相对距离指标。
1999-01-22 astro-ph
