Young Red Spheroidal Galaxies in the Hubble Deep Fields: Evidence for a Truncated IMF at ~2M_solar and a Constant Space Density to z~2
利用北、南哈勃深场的光学红外图像测量了早型星系的光谱和密度演化。平均光学SED被发现被动地演变到一个中等的F-星占主导地位的频谱由z ~ 2。我们用真实的模拟证明，如果进化在z > 2时向蓝和向亮方向发展，那么按照标准IMF，更热的椭圆星系将很容易看到。颜色分布最好用“红色”IMF来拟合，该IMF在~2 M_solar以上不足，并且形成的范围在1.5 < z_f < 2.5。传统的年龄测定法在这种情况下是虚假的，一个遥远的椭圆可以是年轻的，但看起来是红色的，其表观年龄>3 Gyrs，与其形成红移无关。关于密度演化，我们证明了在z > 1时声称的数量的急剧下降是由于对遥远的红星系在光学上的选择偏差，其中通量对于形态分类来说太弱，但是通过相对适度的红外曝光进行补救，揭示了z ~ 2的大致恒定的空间密度。我们指出，缺乏高质量的恒星形成推断这里和金属的要求牵连冷却流的预富集气体在创建的恒星内容的球状星系。深场X射线图像将非常有助于检查这种可能性。
1999-03-08 astro-ph
Study of the young stellar population of NGC 4214 using the Hubble Space Telescope
我们提出了一个原始的研究矮星暴星系NGC 4214。我们使用哈勃太空望远镜上的WFPC 2和STIS获得的存档光学和紫外图像。我们解释的过程中获得高质量的测光和天体测量的恒星和集群人口的这个星系。我们描述的过程中使用光谱能量分布的物理参数转换的幅度和颜色。本文分析了NGC 4214天体物理的几个方面：我们简要描述了其内部结构中的恒星星族，重点是蓝红超巨星的比例的确定。我们研究了恒星的灭绝，我们发现它与以前的研究星云灭绝。与恒星星族相关的消光被发现是相当低的（E（B-V）< 0.1等）。本文用测光方法对质量在20 ~ 100 Mo之间的恒星的初始质量函数（IMF）进行了全面的研究。我们发现，这个矮星系有一个陡峭的IMF比萨尔彼得。我们分析了分布在NGC 4214中心区域的几个扩展结构。我们推断它们的性质，如年龄，质量和灭绝。我们研究的一些集群可能会因为“婴儿死亡率”而消失。我们讨论了大质量恒星与其环境之间的相互作用。我们认为，NGC 4214的恒星形成可能发生在几个阶段。
2007-08-26 astro-ph
Hubble Space Telescope Observations of Star Clusters in M101
哈勃太空望远镜高级巡天照相机（ACS）图像被用来识别和研究附近螺旋星系M101中的候选星团。在面积为106弧分^[2]的10个ACS点上，大约有3000个圆形的、分辨率很低的候选星团被识别出来。候选星团的颜色和大小分布与附近其他螺旋星系中的星团一致。大多数M101候选者都是蓝色的，更有可能与星系的旋臂有关，这意味着它们是年轻的。M101中“年轻的大质量星团”的星系光度标准化数量与其他螺旋星系中的相似，在基准绝对星等下的星团密度也是如此。我们证实了先前的发现，即M101有大量暗淡的红色星团：如果这些是古老的球状星团，那么这个星系有一个非常大的球状星团人口。更合理的解释是，这些暗淡的红色星团是变红的年轻星团;它们的颜色和光度也与这个解释一致。
2006-05-18 astro-ph
Topological defects: fossils of an anisotropic era?
我们认为在非常早期的宇宙中的各向异性阶段产生的畴壁的演变，表明由此产生的网络可以是非常各向异性的。如果畴壁是在暴胀时期产生的，那么网络将很快冻结在保持各向异性状态印记的共动坐标中，尽管暴胀使宇宙各向同性。只有在后期，当畴壁长轴的典型尺寸变得小于哈勃半径时，网络才迅速向各向同性发展。因此，如果到今天，畴壁长轴的典型尺寸大约为哈勃半径，或者如果畴壁最近才重新进入它，我们可能希望看到各向异性时代的印记。根据畴壁的质量尺度，它们也有可能在更早的时候重新进入，但它们的演化直到最近仍然是摩擦主导的，在这种情况下，各向异性时代的特征将得到更好的保留。这些影响预计将发生在一般的拓扑缺陷模型。
2000-08-29 astro-ph
UV Spectroscopy of AB Doradus with the Hubble Space Telescope. Impulsive flares and bimodal profiles of the CIV 1549 line in a young star
利用后COSTAR哈勃空间望远镜的戈达德高分辨率摄谱仪（时间分辨率为27 s，光谱分辨率为15 km）观测了一颗年轻活跃的晚型星（K 0- K2 IV-V，P= 0.514 d）剑鱼座AB。波长带（1531 - 1565 A）包括强CIV双峰（1548.202和1550.774，形成于100 000 K的过渡区）。平均静态CIV通量状态接近饱和值，是太阳的100倍。谱线轮廓（去除旋转和仪器轮廓后）是双峰的，由窄（FWHM = 70 km/s）和宽（FWHM = 330 km/s）两个高斯组成。这种双峰性可能是由于两个独立的增宽机制和速度场在日冕底部。这是可能的TR瞬态事件（随机多速度），与一个大的表面覆盖，引起的狭窄的组件的扩大，而真正的微耀斑是负责的广泛的。观测到过渡区在不同的时间尺度和震级上频繁地发生耀斑。在CIV 1549中观测到的最大脉冲耀斑在不到1分钟内达到峰值差分发射测量值（10**51.2 cm-3），并在5分钟内指数地返回到低7倍的静止水平，耀斑的3分钟平均谱线轮廓蓝移（-190 km/s）和加宽（FWHM = 800 km/s）。这种脉冲耀斑可能是由于色球层加热和随后的电子束蒸发，在日冕环的顶点加速（通过重连）。
1997-12-22 astro-ph
Hubble Space Telescope Imaging of the Post-Starburst Quasar UN 1025-0040: Evidence for Recent Star Formation
我们提供了新的哈勃太空望远镜（HST）WFPC 2图像的后星暴类星体UN J1025-0040，其中包含一个活动星系核（AGN）和一个400万年前的核星暴类似的热光度（10^{11.6}太阳光度）。F450 W和F814 W的图像解析了来自星暴的活动星系核，并显示大部分恒星光（6 x 10^{10}太阳质量）包含在大约600秒差距的中心半径内，并且在这个尺度上缺乏清晰的形态结构。将每张图像中的点光源与活动星系核的贡献等同起来，我们确定了活动星系核与星暴光的比例。这个比例在红色F814 W图像中为69%，与我们之前的光谱分析一致，但在蓝色F450 W图像中约为50%，而我们预测为76%。HST的图像与之前的测光结果一致，排除了可变性（活动星系核的衰落）是导致这一结果的原因。我们可以解释新的数据，如果有一个以前未知的年轻恒星星族存在，4亿年或更年轻，多达10%的质量占主导地位的4亿岁的人口。这个年轻的恒星爆发可能代表了当前核活动的触发器。UN J1025-0040和它的伴星系中的多个星暴年龄表明了复杂的相互作用和恒星形成历史。
2002-03-14 astro-ph
Modes of star formation along the Hubble Sequence and beyond
我评估的相似性和差异的恒星形成模式在静止的螺旋星系与那些在激烈的星爆地区。与螺旋星系中静止的恒星形成模式相反，目前关于在极端高压环境中由星系相遇引起的恒星形成过程的经验证据强烈表明，恒星团簇形成是这种恒星爆发事件中恒星形成的重要模式，甚至可能是主导模式。年轻的大质量星团（YMC）的大小、光度和质量估计与年轻的银河系型球状星团（GC）的预期完全一致。最近的证据支持这样一种说法，即曾经被认为是星系最古老的组成部分的GC今天仍在形成。在这个领域中，一个关键的未回答的问题涉及到它们在哈勃时间内可能的生存机会，从而涉及到YMC和GC之间潜在的进化联系。
2005-08-09 astro-ph
A relativistic calculation of super-Hubble suppression of inflation with thermal dissipation
我们研究了具有热耗散的暴胀产生的原初密度扰动的演化。本文对从热膨胀时代到辐射主导宇宙的初始微扰演化进行了全面的相对论分析。重点是跟踪初始扰动的绝热和等曲率模式之间的比率。这一结果被用来计算一个可检验的因素：超哈勃抑制的原始扰动的功率谱。我们表明，基于暖膨胀的情况下，超哈勃抑制因子，$s$，膨胀与热耗散至少是0.5。该预测不依赖于模型参数的细节。如果$s$大于0.5，则意味着在暴胀时期，摩擦参数$Γ$大于哈勃膨胀参数$H$。
2000-09-05 astro-ph gr-qc
A Study of Edge-On Galaxies with the Hubble Space Telescope's Advanced Camera for Surveys. I. Initial Results
我们提出了哈勃太空望远镜/ACS快照调查的16个附近，边缘上，晚型星系覆盖范围从2到19百万秒差距的初步结果。这些星系的图像显示出明显的恒星星族。我们推导出F606 W和F814 W测光> 120万颗恒星，并提出色星等图，显示了年轻的混合物，在每个星系中的中间，和老恒星。在其中一个区域，我们偶然发现了来自大麦云星云的恒星。我们还确定了一个候选的年轻矮星系，位于NGC 4631平面上方约2kpc处。对于最近的六个星系，我们推导出红巨星分支距离的尖端，并证明这些星系落在K波段塔利-费舍尔关系建立在集群。从红巨星分支的颜色中，我们还发现了这些星系具有贫金属厚盘或晕群的证据。
2004-12-02 astro-ph
Young star clusters in M31
在我们用MMT/Hectospec对M31的球状星团系统的研究中，我们获得了85个年龄小于1 Gyr的高质量的光谱。除了NGC 205中的年轻星团哈勃V外，我们发现这些年轻星团的运动学和空间分布与M31年轻盘的成员一致。初步估计的集群质量和结构参数，使用光谱推导的年龄和HST成像，证实了早期的建议，M31的集群类似于LMC的年轻的人口稠密的集群。
2007-08-28 astro-ph
Supermassive Black Hole Research in the Post-HST Era
由于其前所未有的空间分辨率，哈勃太空望远镜通过探测大量邻近星系中的核超大质量黑洞（SBH）的动力学特征，结束了长达20年的僵局。这些发现揭示了SBH与其宿主之间存在共生关系，改变了我们看待SBH和星系形成的方式。在这篇文章中，我回顾了SBH研究中最紧迫的未决问题，以及解决这些问题所需的技术要求。
2002-07-01 astro-ph
NGC 4314. IV. Photometry of Star Clusters with Hubble Space Telescope - History of Star Formation in the Vicinity of a Nuclear Ring
利用HST WFPC 2图像，我们获得了棒旋星系NGC 4314核恒星形成环中76个星团的U、B、V、I和H α测光结果。这些集群可能与内部林德布拉德共振（IILR）有关。大部分星团的蓝色和H-α辐射意味着非常年轻的年龄为1- 1500万年。基于几个无红化参数的年龄估计表明，目前恒星形成的时代至少持续了3000万年。通过估算星团中恒星的质量并与H-alpha光度进行比较，我们得出结论，NGC 4314核环中正在进行的恒星形成中有很大一部分发生在星团中。星团质量表明它们是年轻的疏散星团，而不是年轻的球状星团。在银河系的更远处，就在年轻恒星环的外部，先前的地面观测显示了两个对称的恒星旋臂，这可能与外部的林德布拉德共振（OILR）有关。通过我们的HST数据，我们更详细地揭示了这种结构的一部分及其颜色。旋臂的颜色与恒星年龄在4千万年到2亿年之间是一致的。年轻恒星内环（IILR）和包含蓝色臂的较大椭圆形特征（OILR）之间的年龄差异支持对NGC 4314核区域形态的解释，该解释需要随着时间的推移变得更加紧凑的气体储存。我们推测，随着气体分布变得更加集中，它与这两个共振相互作用。每一次共振都会触发恒星的形成，导致两个不同的恒星形成时期。
2001-12-03 astro-ph
A Study of Edge-On Galaxies with the Hubble Space Telescope's Advanced Camera for Surveys. II. Vertical distribution of the resolved stellar population
本文分析了用哈勃空间望远镜高级巡天照相机观测到的六个低质量、侧边螺旋星系中分辨出的恒星星族的垂直分布。在每个星系中，我们都发现了平面外恒星组成部分延伸到平面上方15个标度高度（3.5 kpc）的证据。我们分析的垂直分布作为恒星年龄的函数，通过跟踪颜色星等图的变化。年轻的恒星成分（<10^8岁）被发现比银河系中的年轻恒星成分具有更大的标度高度，这表明这些低质量星系中的恒星形成于更厚的盘中。我们还发现，一个恒星星族的标度高度随着年龄的增加，与年轻的主序星，中间年龄的渐近巨星分支星，和老红巨星分支星具有巨大的标度高度在每个星系。这种系统性的趋势表明，盘加热必须发挥一定的作用，在产生面外恒星。我们使用观测到的尺度高度和恒星年龄之间的趋势来限制盘加热的速率，并发现观测到的加热速率明显小于银河系。红巨星分支星的颜色分布远高于中平面，表明我们看到的扩展恒星成分是中等金属贫乏的，金属丰度峰值在[Fe/H]=-1左右，金属丰度梯度很小或没有。缺乏金属丰度梯度可以解释，如果大多数的面外RGB恒星形成于早期，并没有年轻的热人口占主导地位。我们的观测表明，像银河系一样，低质量盘状星系也有多个恒星组成部分。在其结构，平均金属丰度和老年，RGB分量在这些星系似乎类似于银河系厚盘。[删节]
2005-06-06 astro-ph
Star Formation in the Era of the Three Great Observatories
本文总结了在2005年7月举行的钱德拉研讨会上提出的贡献和建议。这次研讨会的目标之一是提高恒星形成研究界对斯皮策、哈勃和钱德拉空间天文台未来合理利用的认识，这些天文台将在剩余的几年里运行，以解决我们对恒星形成和恒星早期演化的理解中迫在眉睫的问题。编写了一份白皮书，以支持连续和同时使用观测时间进行恒星形成研究。本文件的内容已在2005年和2006年1月期间的其他几次会议上介绍和讨论。
2006-04-19 astro-ph
The Massive Nearby SBNGs: Young Galaxies in Formation
我们讨论的影响，最近的发现，星爆核星系（SBNGs）具有较低的氧丰度比“正常星系”的相同形态类型。我们对这一结果的解释是，SBNG是年轻的星系，仍处于形成过程中。我们考虑了几种可能的解释，但没有一种能提供一个可行的解释。这一新结果对我们理解星系演化具有重要意义，因为它证实了星系分层形成的情景，并解释了哈勃太空望远镜最近的观测结果。
1998-02-23 astro-ph
Primordial or Dynamical Mass Segregation in Young LMC Clusters?
本文详细分析了哈勃空间望远镜观测到的大麦云星云中两个年轻致密星团NGC 1805和NGC 1818中不同种类恒星的空间分布。基于比较的特征弛豫时间在其核心，并在其半质量半径与所观察到的质量偏析程度，它是最有可能的，显着的原始质量偏析是存在于这两个集群，特别是在NGC 1805。这两个集群可能形成非常相似的初始质量函数。
2002-07-11 astro-ph
Mass Segregation in Young LMC Clusters
本文详细分析了哈勃空间望远镜观测到的大麦云星云中两个年轻致密星团NGC 1805和NGC 1818中不同种类恒星的空间分布。基于比较的特征弛豫时间在其核心，并在其半质量半径与所观察到的质量偏析程度，它是最有可能的，显着的原始质量偏析是存在于这两个集群，特别是在NGC 1805。这两个集群可能形成非常相似的初始质量函数（IMF）。事实上，我们提供了强有力的支持的普遍性的IMF在LMC集团的恒星质量m >= 0.8 Msun。
2003-05-15 astro-ph
Young Star Clusters in The Antennae: A Clue to their Nature from Evolutionary Synthesis
我们利用我们的分光光度演化合成模型分析了Whitmore & Schweizer（1995）用HST WFPC 1探测到的相互作用星系对NGC 4038/39中亮星团的种群。我们得到了所有具有V-I色的星系团的年龄，并跟踪了它们的光度函数（LF）的时间演化。年龄分布清楚地揭示了一些来自母星系的古老球状星团（GC）的存在。它们的有效半径与年轻星团的有效半径没有显著差异。我们证实了Meurer（1995）的猜想，即如果考虑年龄扩散效应，LF的形状在进化过程中会发生变化。我们发现，在哈勃望远镜的时间内，所观察到的指数LF的年轻星团将演变成一个典型的高斯GCLF参数M $_{V_0} = -7.1$马格和$σ(M_{V_0}) = 1.3$马格。我们讨论了金属丰度的影响，不均匀的内部尘埃分布的影响，以及可能的影响内部-通过恒星质量损失-和外部动力学效应的长期演变的LF。将YSC的光度参照到均匀年龄，结合M/L模型，我们恢复了YSC系统的内禀质量分布。这是高斯形状的良好近似，因此代表一个准平衡分布，根据Vesperini（1997）的银河系GC系统$-$的动力学模型，$-$的形状在哈勃时间的动力学演化中不会改变，尽管大量的星团将被摧毁。在相互作用/合并和合并残余星系的年龄序列中比较年轻星团的人口将直接揭示外部动力学效应的作用。
1998-03-12 astro-ph
The Mass Function of Young Star Clusters in the "Antennae" Galaxies
我们确定的质量函数的年轻星团的合并星系的“仙女座”（NGC 4038/39）从深的图像与WFPC 2的翻新哈勃太空望远镜（HST）。这是通过无红化参数和与恒星星族合成轨迹的比较来估计内禀光度和年龄，从而估计每个星团的质量。我们发现，在10^4 < M < 10^6太阳质量的范围内，年轻星团（年龄<~ 1.6亿年）的质量函数可以很好地用幂律psi（M）~ M^{-2}表示。这一结果可能对我们理解球状星团在星系演化早期的起源具有重要意义。
1999-11-12 astro-ph
An Extended Star Formation History for the Galactic Center from Hubble Space Telescope/NICMOS Observations
我们目前的哈勃太空望远镜（HST）的近红外相机和多目标光谱仪（NICMOS）的观测证据表明，连续的恒星形成创造了大部分的银河系中央恒星尖。这些数据是有史以来获得的最深的银河系中心（GC）人口，是$>$ 50%完成\mnk $<19.3$，或初始恒星质量$\gtrsim$ 2 \Msun。我们使用日内瓦和帕多瓦恒星演化模型产生的合成光度函数的爆发和连续的恒星形成的情况下，发现观测最适合连续恒星形成的速度是一致的，最近的恒星形成活动，产生了三个大规模的年轻集群在中央50 \pc。此外，不可能用古老的爆发模型来拟合观测结果，例如适用于像Baade's Window或NGC 6528这样的古老种群。
2003-09-28 astro-ph
Hubble and Spitzer Observations of an Edge-on Circumstellar Disk around a Brown Dwarf
我们目前的观测是一个拱盘倾斜接近边缘的年轻的褐矮星周围的金牛座恒星形成区。使用在美国宇航局红外望远镜设施的SpeX获得的数据，我们发现，棕矮星2 MASS J 04381486 +2611399的0.8-2.5微米光谱的斜率不能复制与光球红正常消光。相反，斜率与散射光一致，表明星周物质正在掩盖棕矮星。通过将SpeX数据与斯皮策太空望远镜的中红外测光和光谱学以及Scholz及其同事先前发表的毫米数据相结合，我们构建了2 MASS J 04381486 +2611399的光谱能量分布，并将其建模为被辐照的吸积盘包围的年轻棕矮星。在10 μ m处的硅酸盐吸收和在11 μ m处的硅酸盐发射两者的存在将盘的倾斜限制为~70度，该盘的高倾斜度的额外证据由我们在高倾斜度中检测到2 MASS J 04381486 +2611399周围的不对称双极扩展发射提供。这是哈勃太空望远镜拍摄的高分辨率光学图像。根据我们对这个系统的SED和图像的建模，盘包含一个大的内孔，这表明过渡盘（R_in~58 R_star~0.275 AU），并且比胚胎排出模型的预期略大（R_out=20-40 AU vs. R_out<10-20 AU）。
2007-06-02 astro-ph
Observations of Thick Disks in the Hubble Space Telescope Ultra Deep Field
利用哈勃空间望远镜超深场（UDF）观测的链状和旋涡星系的垂直剖面，拟合sech^2（z/z_0）函数，并与恒星剖面进行卷积，以测量四个通带的盘标度高度z_0。避免了螺旋的凸出区域。测光红移给出了绝对尺度。这些星系中的巨大团块的均方根高度也被测量。结果表明，UDF盘是厚的，平均z_0为1.0 \pm 0.4 kpc。径向指数标度长度与z_0的比值为3 \pm 1.5.标度高度仅比巨大恒星形成团的半径大20%，比中平面周围的均方根团偏差大10倍。这表明团块是由中平面气体形成的，溶解后形成了厚的圆盘。红移的恒星星族模型表明，年龄约为1 Gy，质量柱密度为4 ~ 40 Msun pc^{-2}。UDF磁盘看起来像现代厚磁盘的年轻版本。这种相似性很难理解，如果星系随着时间的推移而增长，或者如果随后的薄盘吸积引力收缩观察到的厚盘。更有可能的是，高红移盘很厚，因为它们的质量柱密度很低;只有14 km/s的速度色散再现了观测到的厚度。现代厚盘在高红移时需要更多的加热。这是可能的，如果最终形成薄盘的气体在现代厚盘最年轻的年龄之前就已经存在，并且如果现有的恒星在这种气体的输送过程中被加热。
2006-07-24 astro-ph
A Young White Dwarf Companion to Pulsar 1620-26: Evidence for Early Planet Formation
脉冲星B1620-26有两颗伴星，一颗恒星质量，一颗行星质量。我们用哈勃太空望远镜观测到了这颗伴星。伴星的颜色和星等表明它是一颗质量不足的白矮星（$0.34 \pm 0.04 M_{\odot}$），年龄为$480\pm 140$ Myr。这将限制这三重系统的最近的历史，并支持当前的配置出现在集群核心的动态交换相互作用的情况下。这意味着行星在低金属量的球状星团中可能相对常见，而且行星形成的范围更广，发生的时间也比以前认为的要早。
2003-07-18 astro-ph
Young Star Clusters: Metallicities, Ages, and Masses
本文综述了相互作用星系中年轻星团（{ \bf YSC}）系统的观测，特别着重于它们的光度函数（{ \bf LF}）和色分布。一些光谱丰度测量是可用的。它们将与螺旋星系模型的YSC丰度预测进行比较。进化合成模型允许基于它们的宽带颜色推导出单个YSC的年龄。通过单个YSC年龄，模型预测了YSC系统未来的颜色和光度演化，这些系统将在哈勃时间之后与旧球状星团（{ \bf GC}）系统的观测结果进行比较。使用模型M/L比作为年龄的函数，可以估计YSC质量。年轻系统中的年龄扩散效应可以导致LF的形状与基础质量函数的形状有很大不同。不确定性的主要来源是金属丰度、尘埃红化和观测颜色的不确定性。
2000-03-28 astro-ph
Young Star Clusters in Starburst Environments
哈勃太空望远镜（HST）最近的高分辨率观测显示，在星爆系统中通常会发现异常明亮和紧凑的年轻星团（“超级星团”）。团簇形成似乎是星爆中恒星形成的主要模式。总结了年轻团簇的主要性质。对附近星系中心区域的一项新的紫外HST成像调查表明，年轻的星系团在广泛的环境中形成。环核恒星形成的环，特别是，人口丰富的集群，并从最近的成像研究的几个例子进行了讨论。有很多猜测认为超级星团代表了现代年轻球状星团的类似物。我将提出证据表明，至少有一些超级星团确实有质量和质量密度与银河系中演化的球状星团相当。
1996-06-04 astro-ph
Star formation in hosts of young radio galaxies
我们目前的近紫外成像与哈勃太空望远镜先进的相机进行调查，针对年轻的射电星系（千兆赫兹峰频谱和紧凑陡峭的频谱源），在寻找恒星形成区域在他们的主机。我们发现近紫外光，这可能是最近的恒星形成的产品中的八个观察到的来源。然而，需要在其他波长和颜色下进行观察，以确定所观察到的紫外光的性质。在CSS源1443+77和1814- 637中，近紫外光与射电源成一直线，并与射电源共空间，我们认为在这些源中，紫外光是由射电源触发和/或增强的恒星形成产生的。
2005-12-02 astro-ph
A Hubble View of Star Forming Regions in the Magellanic Clouds
麦哲伦云（MC）提供了一个杰出的年轻恒星协会，其中大样本的低质量恒星（质量小于1个太阳质量），目前正在形成的行为可以解决和充分探索与哈勃太空望远镜。这些主序前（PMS）恒星提供了恒星形成过程的独特快照，因为它是在过去的2000万年内记录的，它们提供了关于其宿主环境的低质量初始质量函数（IMF）的重要信息。本文介绍了利用先进巡天照相机（ACS）对MCs中这类恒星形成区进行观测的最新结果，并讨论了哈勃望远镜在全面收集MCs中最近低质量恒星形成和低质量IMF大量信息方面的重要性。
2007-06-05 astro-ph
Star and cluster formation in extreme environments
目前的经验证据表明，恒星形成过程中的极端，高压环境引起的星系遭遇（主要是基于高分辨率哈勃太空望远镜的观测）强烈表明，恒星团簇形成是一个重要的，甚至可能是主导模式的恒星形成在这样的恒星爆发事件。年轻的大质量星团（YMC）的大小、光度和质量估计与年轻的银河系型球状星团（GC）的预期完全一致。最近的证据支持这样一种说法，即曾经被认为是星系最古老的组成部分的GC今天仍在形成。在这里，我提出了一种新的经验方法来评估初始到当前的YMC质量函数的形状，因此他们可能的生存机会哈勃时间。
2004-10-20 astro-ph
NASA's Next Generation Space Telescope:Visiting a Time When Galaxies Were Young
随着星系的发现，存在于宇宙非常年轻的时候（大约是它现在年龄的5%），行星不在我们自己的太阳系中，并且有诱人的证据表明，生命的条件可能存在于我们太阳系的行星或卫星上，过去的一年里，人们对天文学的兴趣激增。特别是，一个探索和理解的新时代似乎即将到来，在那里，生命存在条件之间的联系将与宇宙中星系、恒星和行星的起源联系起来。谁知道这种对知识的追求会把我们带向何方？关键词：主动光学，下一代空间望远镜，可展开，探测器，NGST。
1998-08-06 astro-ph
Radio Galaxies at z = 1.1 to 3.8: Adaptive-Optics Imaging and Archival Hubble Space Telescope Data
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜的自适应光学对高红移射电星系进行了高分辨率成像。我们报告深成像在J，H和K波段的6 HzRGs的红移范围1.1至3.8。在这些红移处，近红外带通对静止系可见星系光进行采样。射电星系在所有领域都得到了解决，并且通常沿着射电叶的轴被拉长。这些图像与哈勃太空望远镜宽视场行星相机2号对相同领域的光学观测进行了比较，并显示了静止帧紫外线和可见光中的HzRG形态通常非常相似：一串明亮的紧凑结。此外，这个样本--尽管非常小--表明这些结的颜色与年轻恒星星族发出的光一致。如果这是真的，一个合理的解释是这些天体是通过高红移的合并而组装起来的。
2001-12-14 astro-ph
Young star clusters in the Large Magellanic Cloud: NGC 1805 and NGC 1818
我们提出了两个丰富的（~10^4 Msun）大麦云星团的年龄~10^7年，从光学和近红外数据构建的颜色星等图与哈勃太空望远镜。这些数据是HST项目的一部分，该项目旨在研究具有不同年龄的LMC集群。在本文中，我们调查了年轻星团的大质量恒星含量，并确定了星团的年龄和金属丰度，特别注意Be星和蓝离散星的人口和年龄传播的证据。我们将我们的数据与详细的恒星星族模拟进行比较，以研究2500万年恒星系统的关闭结构，突出了蓝离散现象的复杂性。
2000-12-18 astro-ph
Holmberg Ix: The Nearest Young Galaxy
哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机的宽视场通道拍摄的深层图像为研究M81伴矮星不规则星系Holmberg IX的分辨恒星星族提供了基础。根据色星等图，Holmberg IX附近的恒星星族包含许多年龄小于2亿年的恒星，以及更老的红巨星。通过绘制红巨星的空间分布图，并考虑它们的推断金属丰度，我们得出结论，这些老恒星中的大多数与M81或其潮汐碎片有关。霍姆伯格IX星系中至少有20%的恒星质量是在过去的2亿年中产生的，如果附近有任何星系的话，它是最年轻的恒星星族。霍姆伯格IX的位置、高气体含量和年轻的恒星星族表明它是一个潮汐矮星系，可能是在M82最后一次近距离通过M81时形成的。
2008-02-29 astro-ph
Young Globular Clusters and Dwarf Spheroidals
星系晕主体中的大多数球状星团几乎是同时形成的。然而，矮球状星系中的球状星团的形成似乎已经延长了哈勃时间的很大一部分。这表明，在星系晕主体中抑制球状星团晚期形成的因素在矮球状星系中并不起作用。在R_{GC} > 15 kpc处存在大量的“”球状体，可能是因为假设这些天体中有许多是在类似人马座（但不是类似天炉座）的矮球状星系中形成的，后来被银河系的潮汐力摧毁。在波江座、帕洛玛1、3、14和泰山7号球状星团周围寻找其母矮椭球体的低光度遗迹将是一件有趣的事情。此外，多色测光可以用来寻找超星协的残余物，外晕球状星团最初就形成于超星协内部。这样的包层被认为是在内晕中被潮汐剥离的球状星团。
1999-10-13 astro-ph
Hubble Space Telescope Spectroscopy of V471 Tauri: Oversized K Star, Paradoxical White Dwarf
我们使用HST上的GHRS获得了毕宿星团中短周期食DA+dK2前激变双星V471 Tauri的热白矮星（WD）分量的莱曼α光谱。WD的径向速度，结合地面测量的dK速度，日食时间，并确定dK星的旋转速度，产生动力学质量的组件M（WD）=0.84和M（dK）=0.93 Msun。Ly-alpha剖面的模型-大气拟合提供了WD的有效温度（34，500 K）和表面重力（log g=8.3）。dK分量的半径比相同质量的正常毕宿矮星的半径大18%。这种膨胀是由于恒星表面被星点广泛覆盖，导致恒星膨胀。WD的半径，从辐射分析和月食入口时间确定，是0.0107 Rsun。恒星在M-R平面上的位置完全符合简并CO WD的理论。WD的高温和质量呈现出一个进化悖论：WD是毕宿星团中已知最大的，但也是最热和最年轻的。我们认为，解释是，WD确实是非常年轻的，是由一个蓝色的离散者和一个更遥远的dK同伴组成的三元组的后裔。我们估计，共同的包络线效率参数，α_CE，是为了0.3-1.0，在最近的流体动力学模拟的良好协议。
2001-08-23 astro-ph
Ultracompact Blue Dwarf Galaxies: Hubble Space Telescope Imaging and Stellar Population Analysis
我们提出了深哈勃太空望远镜先进的相机的调查/高分辨率通道U，窄V，和我的9个“超紧凑”的蓝矮星系（UCBD）的图像从斯隆数字巡天。我们将UCBD定义为角直径< 6”、物理尺寸< 1 kpc的局部（z < 0.01）恒星形成星系。它们也是已知的最缺乏金属的星系之一，并被发现居住在空洞中。哈勃望远镜的图像和天体的光谱都表明，它们是由年轻的（~ 100万年）种群和较老的（~10 Gyr）种群组成的，年轻的种群支配着它们的光，而较老的种群支配着它们的恒星质量，我们估计它们的恒星质量为~10^7 - 10^8 Msol。在大多数情况下，还显示了中年人口。这些天体并不像原型UCBD POX 186那样受到动态干扰，但其中几个天体的结构表明，它们目前的恒星爆发是由较小恒星团的碰撞/合并引发的。在HS 0822+3542的一个例子中，ACS/HRC图像将物体分解为两个小的（~100 pc）组件，它们似乎最近发生了碰撞，支持这一解释。在其中六个天体中，它们的大部分恒星形成都集中在年轻大质量星团中。这些星系主要由~10 Gyr老恒星组成的证据表明它们不是原星系;它们的低金属丰度更可能是超新星喷出物逃逸的结果，而不是年轻的。这些结果与最近的星系形成模拟一致，后者预测z ~ 6的宇宙再电离显著地限制了随后在空洞中的矮星系的恒星形成，这是由于重子从它们的冷暗物质晕中的光蒸发。
2006-07-12 astro-ph
Inhomogeneous Equation of State of the Universe: Phantom Era, Future Singularity and Crossing the Phantom Barrier
考虑了具有非均匀、哈勃参数依赖项的暗能量宇宙状态方程。引入这个术语的动机来自于对时间依赖的粘性的考虑和对广义相对论的修正。对于这样的状态方程的几个明确的例子，它演示了未来奇点的类型如何变化，幻影时代如何出现，以及幻影障碍如何发生。类似的宇宙学制度被认为是两个相互作用的流体的宇宙和宇宙与隐式EOS。例如，由于非均匀项的存在，以更容易的方式实现幻影屏障的跨越。提出了一种新的宇宙暗能量模型，在该模型中，由于越过w=-1势垒，宇宙熵甚至在幻影时代也可能为正。
2005-07-28 astro-ph gr-qc hep-th
