Optical Multicolor Photometry of Spectrophotometric Standard Stars
Arlo U. Landolt, Alan K. Uomoto
本文提供了一组在哈勃空间望远镜上用作分光光度标准星的Johnson-Kron-Bronins UBVRI宽带光度系统的光电数据。
Photoelectric data on the Johnson-Kron-Cousins UBVRI broadband photometric system are provided for a set of stars which have been used as spectrophotometric standard stars at the Hubble Space Telescope.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Multicolor Photometry of the Uranus Irregular Satellites Sycorax and Caliban
本文报道天王星两颗不规则卫星Sycorax和Caliban的精确BVRI测光。我们推导出颜色，表明Sycorax比Caliban更蓝。我们的数据使我们能够检测到卡利班光曲线的显著变化，这表明估计约3小时的时间。尽管它是两个天体中较亮的一个，但Sycorax并没有表现出很强的统计学显著性变化。但是我们的数据显示
Multicolor Photometry of the Vela Pulsar
本文介绍了船帆座脉冲星（PSR B 0833 -45）的多色测光，并根据最近的HST/WFPC 2在555 W、675 W和814 W滤光片上的观测结果进行了更新。现有的数据提供了迄今为止脉冲星光谱形状的最佳表征，它主要是一个平坦的幂律连续谱，光谱指数α= -0.2 +/- 0.2，与钱德拉探测到的X射线光谱的幂律分量在光学域中的外推一致。此外，在约6500 AA处似乎存在略微显著的下降（约3 σ）。目前正在进行的VLT光谱观测将对这一特征的真实性和特征提供更好的评估。
Multicolor photometry of the GRB970508 optical remnant
本文报道了BeppoSAX卫星（IAUC 6649）发现的可能是伽马射线暴GRB 970508遗迹的光变源的跟踪测光结果。用SAO RAS的1米和6米望远镜，在Johnson-Kron-Escherins $ BVR_cI_c系统中进行了观测。在爆发后的第2天和第5天之间，残留物的衰减在所有四个波段都符合指数规律。在此期间，物体的“宽带光谱”没有变化，可以用幂律F_v \propto v ^{-1.1}近似。第5天以后，亮度的衰减减缓。在R_c波段，直到第32天，光变曲线可用幂律关系F_t \propto t^{-1.2}来描述。
Multicolor Surface Photometry of Lenticulars I. The Data
本文给出了UGC星表中34个透镜星系的B、V、R和K'波段的表面光度学和孔径光度学。从表面光度分析，我们得到的径向轮廓的表面亮度，颜色，椭圆率，位置角和傅立叶系数，描述了偏离纯椭圆形的等照度线形状，并发现存在的尘埃带，补丁和环状结构的几个星系的样品。我们得到的总积分星等和颜色，并发现这些都是在很好的协议，从RC 3目录的值。等光色是相互关联的，按照预期的早期类型星系的顺序。望远镜中的颜色梯度比椭圆中的相应梯度更负。B-V、B-R、V-K'彩色梯度的平均值分别为-0.13+/-0.06、-0.18+/-0.06、-0.25+/-0.11。
Multicolor Observations of ASAS 002511+1217.2
介绍了2004年ASAS002511 +1217.2爆发前55天的CCD测光结果。
Multicolor photometry of 145 of the HII regions in M33
本文是从Boulesteix等（1974）提出的369个候选区中选出的145个HII区的CCD测光系列文章的第一篇。北京天文台60/90厘米施密特望远镜使用13个中波段滤光片进行观测，覆盖了M33的整个区域，波长范围从3800到10000 A。这提供了一系列的地图，可以转换为M33的位图，像素为1.7“* 1.7”。使用孔径测光，我们得到这些HII区域的光谱能量分布（SED）。我们还提供了他们的识别图表。利用观测所用的BATC中波段系统与UBVRI宽波段系统之间的关系，导出了B和V波段的震级。绘制了V和B-V星等的直方图，并给出了色-星等图。V波段的星等分布显示，几乎所有区域的视星等都亮于18，对应于假定距离模数为24.62时的绝对星等为-6.62，对应于一颗主序星O 5，而颜色分布显示样本为蓝色，具有接近-0.05的众数，如从一系列典型的年轻星团所预期的。
An Atlas of Spectrophotometric Landolt Standard Stars
本文介绍了用CTIO 1.5 m望远镜上的R-C摄谱仪对102颗Landolt标准星的CCD观测结果。使用恒星大气模型，我们已经扩展了通量点，我们的六个分光光度二级标准，在蓝色和红色，使我们能够产生通量校准光谱，跨越波长范围从3050毫微米到1.1 \micron。用Bessell标准通带计算的UBVRI分光光度法和Landolt公布的光度法之间的平均差异被发现是1%或更小。两个半球的观测者将发现这些光谱对通量校准光谱有用，并且通过使用精确构造的仪器通带能够计算精确的校正，以使仪器量值达到任何所需的标准光度系统（S-校正）。此外，通过结合太阳，天狼星和织女星的经验和模拟光谱，我们计算和比较合成测光观察到的测光从文献中为这三颗恒星。
Revealing the Jet Structure of GRB 030329 with High Resolution Multicolor Photometry
我们提出了一个前所未有的475准同时BVR观测的时间内，在6个小时内获得相同的仪器附近（z=0.1685）GRB 030329的光学观测。消色差陡峭的光学，发生在t~0.7天，提供了证据的源的动态过渡，并可以最容易地解释的模型中，伽玛射线暴喷出物准直成射流。由于目前国家的最先进的建模GRB喷气机仍然存在缺陷的不确定性，我们使用这些数据来批判性地评估一些类的模型，已在文献中提出。这些数据，特别是在光学余辉中看到的平滑下降率，与GRB 030329是一个均匀的，边缘锋利的喷流的模型是一致的，在其边缘附近与均匀的外部介质相互作用，或在其对称轴附近与分层的风一样的外部环境。在光学余辉通量的短时间尺度波动下降到0.5%的水平，缺乏严格的限制可能的小规模的角度不均匀性内的射流或波动的外部密度。
A Calibration Method for Wide Field Multicolor Photometric System
本文的目的是提出一种方法来自我校准的光谱能量分布（SED）的基础上，在一个调查的SED库，以所观察到的多色测光拟合的对象。我们采用Vilnius（Strizyz and Sviderskiene 1972）和Gunn & Stryker（1983）SED库来说明。自定标技术可以改善非理想测光条件下的观测质量。用于光度测定的通带越多，结果越好。该技术已应用于BATC 15通带CCD巡天。
Reconstructing Galaxy Spectral Energy Distributions from Broadband Photometry
我们提出了一种新的光度红移的方法，一个合并的模板拟合和经验拟合算法的优点，没有任何缺点。这种技术从一个既有测光又有光谱红移的星表中导出一组描述星系光谱能量分布的模板。该算法本质上是利用模板的形状作为拟合参数。从模拟的光谱数据，我们表明，对于一个小的训练集的星系，我们可以重建鲁棒的基本光谱能量分布，即使在光度观测中存在很大的误差。我们将这些技术应用于哈勃深场的光谱和光谱观测，建立了一套模板光谱，重现了观测到的星系颜色，优于10%。最后，我们证明，这些改进的光谱能量分布导致哈勃深场的光度红移关系，比标准的基于模板的方法更准确。
Multicolor surface photometry of brightest cluster galaxies: II. Enlarging the sample and improving the analysis
本征颜色配置文件的一个样本的9个Brilliant集群Galerkin（BCGs）的恢复所观察到的颜色配置文件通过评估虚假的梯度引入的错误，在确定的天空水平和观测之间的不同的看到的条件。等反射面的形状和表面亮度轮廓的四个新观察到的BCGs。九个BCGs中有三个显示出半径为每十年0.10等的颜色梯度。五个BCG在半径上不具有任何大于0.01 mag/decade的颜色梯度。我们没有看到颜色梯度的存在（或符号）与BCG形态（其表面亮度曲线的斜率和形状）或群集丰富度之间的任何相关性。这与最近环境对BCG形态的强烈影响相反。BCG表面亮度曲线的斜率与簇的丰富度相关，对初始条件或对负责本BCG形态的物理机制构成约束。最后，只有一个BCG可以是cD，尽管所有研究的BCG的视觉分类。
Multicolor photometry of the galaxies in the central region of Abell 2634
本文用BATC射电望远镜系统对附近星系团Abell 2634的中心56'× 56'区进行了光学光度观测。我们实现了光谱能量分布（SED）的5572源检测到的$V \sim 20$等，包括178个以前已知的星系，14个过滤器覆盖的波长范围从3600 nm到10000 nm。在排除前景和背景星系后，形成了124个已知成员的样本，用于研究SED性质。基于对成员星系SED性质的认识，我们选择了属于Abell 2634的暗星系。色-色图在恒星/星系分离中具有很强的作用，根据颜色特征选出了359个暗星系。对这些暗星系应用了早型星系的光度红移和色星等相关技术，获得了74个暗成员星系的名单。在扩大成员星系样本的基础上，讨论了Abell 2634核区星系的空间分布和色星等关系。我们发现早型成员的色指数离差在星系团的外围区域较大，这可能反映了环境对星系团演化的影响。
A Quantitative Analysis of the Available Multicolor Photometry for Rapidly Pulsating Hot B Subdwarfs
我们提出了一个定量和均匀的分析，到目前为止收集到的快速脉动的热B亚矮星的宽频带的光度数据集。这涉及到与六颗不同恒星有关的七个不同的数据集。我们的分析是在Randall等人开发的理论框架内进行的，其包括完全非绝热效应。该分析的目标是部分模式识别，即，确定每个观察到的脉动模式的度指数L。在我们的计算中，我们假设l的可能值为0到5。对于每一个目标恒星，我们计算一个特定的模型大气和一个特定的脉动模型，使用来自时间平均光学光谱的大气参数的估计。对于每一个假设的l值，我们使用一个正式的卡方方法来模拟所观察到的振幅-波长分布的每一个模式，我们计算一个质量的拟合Q概率来量化导出的拟合，并客观地区分各种解决方案。我们发现，没有完全令人信服的和明确的L识别是可能的基础上，现有的数据，虽然部分模式歧视已达到25的41模式研究。这些结果的一个简短的统计研究表明，大多数的模式必须有0，1和2的l值，但也有模式与l = 4可以很好地存在，而模式与l = 3似乎是罕见的。这与最近的研究结果一致，表明在快速脉动的B亚矮星中，l = 4的模式在光学域中比l = 3的模式具有更高的可见度。虽然有些令人失望的模式歧视方面，我们的研究结果仍然表明，充分的潜力，在脉动次矮星的l识别的测光是触手可及的。
Multicolor Photometry of the Galaxies in Abell 2255 by the BATC and SDSS Surveys
本文介绍了在BATC系统中用13个中间滤光片对邻近星系团Abell 2255进行的光学测光。在以这个富星系团为中心的58'× 58'的视场内，获得了7000多个光源的光谱能量分布（SED），这些光源的光谱能量分布低至V ~ 20。Abell 2255最近被SDSS观测到。探讨了将SDSS五个波段的光度数据与BATC SEDs相结合的方法。测光红移技术的应用表明，高分辨率的组合SED可以得到更精确的测光红移估计。基于214个光谱确认的成员星系，速度分布的双峰性和大的色散表明Abell 2255是一个非弛豫系统。在排除了254个已知红移的河外星系源后，利用测光红移技术和色-星等相关，对2522个星系的合并SED进行了进一步的成员选择。结果，313个光度红移在0.068和0.090之间的星系被选为新的星系团成员。合并的SED和估计的红移以前已知的和新选定的成员星系编目。在扩大成员星系样本的基础上，讨论了团星系的空间分布、定域速度结构、色-星等关系和光度函数。发现两个卫星子团位于中心浓度的相对两侧，这支持了正在进行的合并在阿贝尔2255的反向特有的速度。
Multicolor photometry of the Type II Cepheid prototype W Virginis
我们提出了最近的长期BVRcIc光度监测II型造父变星原型W室女座的结果。在2006年和2007年的观测季节中，这些新的观测结果代表了迄今为止最长的西维尔均匀的光变曲线。BVRcIc的光和颜色曲线最终表明，W Vir表现出适度的，但可检测的周期到周期的变化，其原因似乎是多周期性，而不是非线性。我们将我们的V波段数据与ASAS-3 V波段测光的五个可用年份相结合，获得了一个6.5年的光变曲线，然后我们分析了该光变曲线，获得了W Vir的脉动光谱。我们找到了一个最佳拟合周期P（0）= 17.27134 d;除了这个周期及其整数谐波，我们还清楚地检测到另外两个周期P（1）和P（low），它们分别接近但不完全是2 P（0）/3和2 P（0）。前者P（1）= 11.52562 d，我们认为是第一泛音模，后者P（low）= 34.59760 d，与P（0）和P（1）的拍周期以及2 P（0）的值接近。我们解释以前报道的，但迄今未经证实的描述交替极小作为这种多周期性的表现。最后，我们利用V波段光变曲线的周期定义了一个新的星历表：HJD（max）= 2452758.172 + 17.27134E。使用1932年至2007年75年的数据得到的（O-C）图产生的星历周期变化项为-9.9乘以10（-7）E^（2），表明周期减小。
Slicing Through Multicolor Space: Galaxy Redshifts From Broadband Photometry
为了更好地理解光学选择星系的演化，我们考虑了光学选择空间中星系的分布：$U$，$B_J$，$R_F$和$I_N$。我们发现，它们形成了一个几乎平面分布的$B_J =22.5$和$z<0.3$。星系在这个平面内的位置取决于它的红移、光度和光谱类型。虽然在原始$U$、$B_J$、$R_F$和$I_N$空间中，这些属性高度相关，但我们可以定义光度轴的最佳旋转，使大部分信息正交。拟合观测到的光谱红移与二次函数的四个星等，我们表明，星系的红移可以估计到一个更好的精度比$Δz =0.05$。这种分散是由于摄影数据中的光度不确定性造成的。假设没有星系演化，我们得到一组模拟的星系通量在U，J，F和N通带。利用这些数据，我们调查如何红移编码内的宽带幅度和本征色散的光度红移关系。我们发现，定义星系光度红移的信号与特定的吸收或发射谱线无关，而是来自星系连续体整体形状在4000 nm左右的断裂。使用高信噪比光度数据，我们估计，它是可能实现小于$Δz =0.02$的固有色散。
A multicolor CCD photometric study of the open clusters NGC 2866, Pismis 19, Westerlund 2, ESO96-SC04, NGC 5617 and NGC 6204
本文对六个南方致密疏散星团的核心区进行了精确的深BVI CCD测光（其中一个补充了U和R波段）。这些星系团通常只有很少的光度数据公布，在某些情况下只有光电或摄影。再加上采用现代参考等时线，这使我们能够获得改进的价值观，他们的距离，红化，年龄和主要的层序形态。
Multicolor photometry of ten Seyfert 1 galaxies
我们目前的BVI测光的10个塞弗特1星系和窄带H-α图像的这些对象以及。结果表明，光度样本分布的振幅约为4个星等，平均值为M_B=-20.7。所观察到的形态仅限于早期类型的星系。仅在2个物体中发现了棒状结构。尽管早期形态类型在该样本中占主导地位，但综合（B-V）颜色非常蓝。例如，SO星系的平均值为a（B-V）=0.78。这种效应似乎是由活动核和/或盘对星系总光度的贡献引起的。在B波段，活动星系核对星系总光度的贡献从3%到近60%不等，球盘光度比（L_bulge/L_disk）从0.6到22不等。潮汐相互作用的迹象似乎是一个共同的特征，因为它们在6个物体中观察到，其中一个似乎位于文献中尚未确定的一个贫穷的集群中。光度剖面分解表明，高斯+凸起+盘模型较好地再现了星系的表面亮度。然而，为了解释光度分布，大多数盘星系需要内截断指数形式，其中心截止半径在3到10 kpc之间。这是根据B-V彩色图中很好识别的变红区域来解释的。这些区域呈现出非常相似的颜色，（B-V）约为1.2。这一事实可能与局限在星系内部区域的尘埃有关。
MITSuME--Multicolor Imaging Telescopes for Survey and Monstrous Explosions
报道了MITSUME的研制情况。在山梨县的Akeno和冈山县的冈山天体物理观测站建造了两台50厘米光学望远镜。在每个焦平面上安装三个CCD摄像机，用于同时进行g 'RcIc光度测定，覆盖约30”x 30”的宽FOV。在V处的极限星等比18暗。除了这两个光学望远镜外，正在OAO建造一个视场为1度x1度的91厘米红外望远镜，它在YJHK波段进行测光。这些机器人望远镜可以在警报发出后一分钟内开始观察伽马射线暴的对应物。我们的目标是用这些望远镜获得超过10的光度红移。介绍了望远镜的性能和目前的结构状况。
Late-Time HST Photometry of SN 1994I: Hints of Positron Annihilation Energy Deposition
本文介绍了哈勃空间望远镜（HST）WFPC 2对Ic型SN 1994 I的宽带观测，观测时间大约是在最大光照后280天。我们测量SN的亮度，并依靠SN 1994 I的详细光谱数据库，将早期获得的地面测光转换为HST测光系统，推导出WFPC 2 F439W，F555W，F675W和F814W通带的光变曲线，这些通带从最大值之前的7天延伸到最大值之后的280天。本文利用测辐射光度法建立了SN 1994 I的准测辐射光度光变曲线，并与其它超新星的类似光变曲线进行了比较。在这样做的时候，我们提出并测试了一个缩放的能量和时间，允许一个更有意义的比较不同的事件的指数尾。通过与模型的比较，我们发现SN 1994 I的后期光变曲线与同系膨胀的球对称喷出物一致，后者捕获56 Co放射性衰变产生的γ射线的能力大致随时间平方的倒数而减小。我们还发现，在HST测光的时候，光变曲线被正电子的湮灭显著地激发。
Spectral Energy Distributions and Age Estimates of 172 Globular Clusters in M31
本文对Bologna星表（Battistini et al.1987）中的172个球状星团（GC）进行了CCD测光。这些观测是使用国家天文台60/90厘米施密特望远镜在13个中频滤波器中进行的，这些滤波器覆盖了3800至10000 A的波长范围。这提供了M31的位图，像素为1.7”*1.7”。通过孔径测光，我们得到了这些GC的光谱能量分布（SED）。利用观测所用的BATC中带系统与UBVRI宽带系统之间的关系，导出了B和V带的震级。计算的V和B-V与Battistini等人（1987）和Barmby等人（2000）给出的值一致。最后，通过比较每个GC的光度与理论恒星星族合成模型，我们估计了不同金属丰度的样品GC的年龄。结果表明，几乎所有的样本GC的年龄都在10^{9}年以上，其中大部分在10^{10}年左右。此外，我们发现，GC的贫金属模型拟合一般比富金属模型拟合的年龄。
Ultradeep Near-Infrared ISAAC Observations of the HDF-S: Observations, Reduction, Multicolor Catalog, and Photometric Redshifts
我们提出了HDF-S的WFPC 2场的深近红外（NIR）Js，H和KS波段ISAAC成像。VLT在最佳视宁度条件下观测到2.5 'x 2.5'高银河纬度场，其积分时间在Js中为33.6小时，在H中为32.3小时，在Ks中为35.6小时。我们分别达到26.8，26.2和26.2（3西格玛）的点源的总AB星等，这使其成为迄今为止最深的地基NIR观测，以及任何领域中最深的KS波段数据。叠加图像的有效可视度在Js中为~0.45”，在H中为~0.48”，在Ks中为~0.46”。利用WFPC 2的光学数据，我们建立了一个包含833个Ks，tot ~< 26（AB）的光谱源的Ks-limited星表，其中624个具有七波段的光学-近红外测光。这些数据使我们能够从静止坐标系的光学性质中选择正常星系到高红移（z ~< 4）。的意见，数据减少和最终图像的属性进行了讨论，我们解决的检测和测光程序，在制作目录。此外，我们还给出了HDF-S星系的深星系数、色分布和光度红移。我们发现，我们微弱的KS波段数计数比其他深场的已发表计数更平坦，这可能反映了宇宙的变化或不同的分析技术。与HDF-N相比，我们发现许多星系在光度红移1.95 < z 2.3（约翰逊星等）处具有非常红的V-H色< 3.5. These galaxies are bright in Ks with infrared colors red…
A Multicolor Survey of Absolute Proper Motions : Galactic Structure and Kinematics in the Direction of Galactic Center at Intermediate Latitude
本文导出了一个新的照相测光公式和20000颗恒星在中纬银心方向（l = 3 °，b = 47 °; α（1950）= 15 h 18 m，δ（1950）=+02 deg 16 '）上的自行。帕洛玛天文台巡天的四个玻璃副本（即POSS 1402 E&O和POSS 1429 E&O）的组合已被用作自行测定的第一个历元。自行的随机误差约为0。“3/cen至V=17。在V、B和U波段，光度精度范围在0.07到0.10之间。强调星等效应和色效应在野外星测量中的重要性。利用几颗星团成员星的色星等图，得到了M5的新距离为6.9 ± 0.5kpc，而球状星团M5的新距离为20.3 ± 0.8kpc。这与其他测定结果一致。本文分析了由精密自行巡天得到的银河系U+W和V空间运动分量。没有依赖于z距离被发现在厚盘人口的非对称漂移。对薄盘、厚盘和晕的速度椭球参数作了新的估计。
Optical Photometry of SN 1993J: Years 1995 to 2003
本文介绍了1995年2月至2003年1月对M81超新星1993J的后期光学测光。观测是在一组中间带滤波器中进行的，这些滤波器具有跟踪某些光谱特征的强度变化的优点。发现SN 1993 J在晚期衰减非常缓慢，在发现后2年至近10年，在大多数滤器中仅下降$0.05\pm0.02$ mag 100 d $^{-1}$。我们的数据表明，星周相互作用提供了大部分的能量，为SN 1993J的后期光发射提供动力。这是由几个通量峰值中看到的粗略的光谱能量分布构造的反射光曲线。在6600埃、5800埃和4900埃附近的通量峰可分别对应于H $α$、Na I D + He I $λ$ 5876和[O III] $λλ$ 4959、5007的发射线。这些发射线的演变建议的幂律SN密度模型提出的\citet{cf94}。
UBVJHK synthetic photometry of Galactic O stars
强大的红外观测技术的发展使研究非常复杂的天体和年轻的嵌入式恒星形成区成为可能。这在大质量恒星的背景下特别有趣，这些恒星形成并度过了其生命中不可忽略的一部分，仍然笼罩在其母体分子云中。因此，分光光度计校准是必要的，以约束的物理性质，严重干扰的对象。在这里，我们得到UBVJHK星等和测热校正从网格的大气模型O星。使用贝塞尔通带。测热校正（BC）作为Teff的函数导出，并随后用于导出BC -光谱类型（ST）和绝对星等- ST关系。红外星等，并首次给出了全范围的光谱类型和光度类的热辐射校正。红外线的颜色基本上是恒定的。固有的H-K颜色比以前提出的要蓝0.05等。光学校准也提供了类似于以前的工作，除了（B-V）0被发现在最低-0.28标准O星，略大于（0.04等）比普遍接受。
Photometry and Photometric Redshifts of Galaxies in the Hubble Deep Field South Nicmos Field
我们在http://www.ess.sunysb.edu/astro/hdfs/home.html上提供了哈勃深空南NICMOS场中323个星系的红外和光学光度学以及光度学红移的电子目录。分析依据的是哈勃空间望远镜使用近红外照相机和多目标摄谱仪以及空间望远镜成像摄谱仪获得的红外图像，以及甚大望远镜获得的光学图像。红外和光学光度测量的装置，一个新的准最佳的光度技术，适合模型的空间轮廓的星系确定的Pixon图像重建技术的图像。与传统方法相比，新技术提供了更高的信噪比测量，并考虑了附近重叠邻居之间的不确定性相关性。测光红移是通过我们的红移似然技术测量的，结合了六个分光光度模板，通过与哈勃深空北中确定的星系的光谱红移进行比较，已知在所有红移z < 6的情况下，这些模板提供的红移测量精确到RMS相对不确定度（Δ z）/（1 + z）< 0.1。分析得出H波段灵敏度峰值阈值为AB（16000）= 28.3，并涵盖1.02弧分^2到AB（16000）= 27、1.27弧分^2到AB（16000）= 26和1.44弧分^2到AB（16000）= 25。分析确定了红移范围从z接近0到z大于10的星系，包括17个红移5 < z 10的星系< 10 and five candidate galaxies of redshift z >。
The Recent Cluster Formation Histories of NGC 5253 and NGC 3077: Environmental Impact on Star Formation
利用哈勃空间望远镜宽视场和行星照相机2在宽带（F300W、F547M和F814W）和窄带（F487N和F656N）滤光片下对邻近星暴星系NGC 3077和NGC 5253中的亮星团候选者进行了测光。通过比较测光与理论人口合成模型，我们估计每个星团的年龄和质量，这提供了最近的恒星形成历史的宿主星系的约束。我们比较了这些矮星暴星系中的星团人口的棒旋M 83的核星暴，并讨论了我们的理解的性质和演变的星暴事件的影响。
The Nature of the Companion to the Eclipsing Overtone Cepheid MACHO 81.8997.87
大麦云云（LMC）变星O 81.8997.87的光变曲线显示了恒星脉动（2.035天周期）和食行为（800.4天周期）导致光度变化的证据。该系统的主星已被确认为第一泛音造父变星，但副星的性质尚未确定。在这里，我们提出了一个主要的日食的系统，并适合一个模型，以完整的光变曲线，以产生一组更新的元素的BVI测光。这些结果与2MASS JHK测光相结合，以进一步了解伴星的身份。我们发现，伴星与晚K或早M巨星最一致，但这种解释也存在一些问题。对该系统的未来观测前景进行了讨论。
Detailed optical studies of the galactic supersoft X-ray source QR And (RXJ0019.8+2156)
本文介绍了1992年至1996年（UBVRI）对明亮的银河系超软X射线源RXJ 0019.8 +2156的高速长期测光观测，以及最近（1997年）获得的分光光度和高分辨率光谱研究。我们的测光显示了一个高度可变的物体。观测到的最短准周期变化是周期约为1.8小时的驼峰。主最小值的定时并不完全规则，并且平均发生在相位φ =0.0附近。利用我们的新数据集，我们计算了轨道周期的更新。我们同时从1997年的光谱和分光光度的研究给出了一个更详细的见解：蓝色和红色移动的卫星线在HeII 4686和强巴耳末线，这被解释为高速流出，可以清楚地检测到。我们还提出了第一次通过多普勒层析成像的超软源的分析。HeII（4542，4686），H_a和H_b谱线表明没有来自吸积盘的辐射.这些发射线起源于双星系统中速度非常低的区域。发射材料的空间起源尚不十分清楚，将在后续论文中进行研究。
ESO Imaging Survey. AXAF Field: Deep Optical-Infrared Observations, Data Reduction and Photometry
本文介绍了从欧洲南方天文台3.5新技术望远镜（NTT）进行的深光学和红外观测获得的地基数据，该望远镜选择了一个低HI含量的区域，用于AXAF的深观测。这些数据是作为ESO成像调查（EIS）计划的一部分，这是一项为VLT运行第一年做准备的公众调查。深度CCD图像可用于五个光学通带，达到2 sigma极限幅度U_AB~27.0，B_AB~27，V_AB~26.5，R_AB~26.5和I_AB~26。UBVR观测覆盖的面积约为56平方角分，I区也约为30平方角分。红外观测覆盖的总面积约为83平方角分，达到J_AB~24.5和K_AB~23.5。本文介绍了观测和数据处理。它还提供了所调查区域的图像，并列出了在每个通带的共同添加图像上检测到的物体的光学和红外光度参数，以及光学和红外目录。这些星表连同天体测量和光度测量校准的共同添加的图像是公开的，可以从URL http://www.eso.org/eis/检索。该数据集完成了1997年7月开始的16个月后的ESO成像调查计划。
UBVRI Light Curves of 44 Type Ia Supernovae
我们目前的UBVRI测光44 Ia型超新星（Ia型超新星）观察到1997年至2001年的一部分，在哈佛-史密森天体物理中心的弗雷德劳伦斯惠普尔天文台的持续监测活动。该数据集包括2190个观测数据，是迄今为止最大的均匀观测和简化的Ia型超新星样本，几乎是观测良好的Ia型超新星数量的两倍，附近有已发表的CCD光变曲线。大样本的U带测光是一个独特的补充，与在高红移观测到的超新星Ia有重要的联系。超新星Ia U波段光变曲线的衰减率与其他波段的衰减率有很好的相关性，最大光下的U-B颜色也是如此。然而，即使在考虑消光和衰减率之后，U波段峰值幅度相对于其他波段显示出增加的色散，与B波段相比，相当于额外的~40%的固有散射。
Optical Photometry of Type II-P Supernova 2004dj in NGC 2403
我们提供了NGC 2403中II-P型超新星（SN）2004 dj的测光数据。该光谱的光变曲线覆盖了超新星爆发后$\sim$ 60 ~ 200天的时间段，并使用了一套具有追踪某些光谱特征强度变化的优势的中波段滤光片进行了测量。光变曲线在平台期的中间显示出平坦的演化，然后在后期呈指数下降，在大多数滤光片中的速率为0.10 $\pm$ 0.03 mag（10天）$^{-1}$。在星云相，SN 2004 dj的光谱能量分布（SED）显示在6600 <$A和8500 <$A附近的通量稳定增加，这可能分别对应于H $α$和Ca II近红外三重态的发射线。通过与另一个典型的SN II-P 1999 em的光变曲线比较，我们估计SN 2004 dj的爆发日期为2004年6月10日（JD 2453167 PDMATHAMN 21 UT）。用两种不同的方法估算了SN 2004 dj超新星爆发过程中喷出的镍质量为$M(^{56}\rm{Ni})$ = 0.023 $\pm$ 0.005 $M_{\odot}$，这是典型的SN II-P超新星爆发过程。我们还计算了SN 2004 dj超新星爆发前恒星的爆炸能量$E \approx 0.75^{+0.56}_{-0.38}\times10^{51}$ erg、喷出物质量$M \approx 10.0^{+7.4}_{-5.2}$ $M_{\odot}$和初…
ESO Imaging Survey. Hubble Deep Field South: Optical-Infrared Observations, Data Reduction and Photometry
本文介绍了在ESO 3.5新技术望远镜（NTT）上进行的HST哈勃深场南（HDF-S）场的深层光学和红外观测获得的地面数据。这些数据是作为ESO成像调查（EIS）计划的一部分，该计划是由ESO和成员国协调的公共调查，为VLT的第一年运营做准备。深度CCD图像可用于五个光学通带，达到2 σ极限量值U_AB~27.0，B_AB~26.5，V_AB~ 26，R_AB~ 26，I_AB~25，覆盖~25平方弧分的区域，其包括HST WPFC 2场。红外观测覆盖的总面积约为42平方弧分，包括HST WFPC 2和STIS场。WFPC 2区的观测在JHK s通带中进行，达到J_AB~25，H_AB和K_AB~24.0。由于时间限制，仅在R、I和JHK中观测到覆盖STIS场的相邻场，而未进行覆盖NIC 3场的观测。本文介绍了观测和数据处理。它还提供了所调查区域的图像，并列出了在每个通带的共同添加图像上检测到的物体的光学和红外光度参数，以及光学和红外目录。这些星表连同经天体测量和光度测量校准的共加图像正在向全世界公布，可从万维网（http：//www.eso.org/eis）检索。
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