Dynamics of the Intermediate-Age Elliptical LMC Cluster NGC 1978
在本文中，我们调查的内部动力学的LMC集群NGC 1978通过使用测光（CCD图像）和运动学（恒星径向速度）数据。我们应用各种动力学模型，这些数据，包括多质量国王米奇模型和旋转和非旋转扁球体模型。我们讨论了集群的质光比和集群的质量函数上的限制。
1992-06-23 astro-ph
Near-infrared photometry of the intermediate age open clusters IC 166 and NGC 7789
本文介绍和讨论了用红外照相机在J和K通带获得的中间年龄的疏散星团IC 166（总共936颗恒星）和NGC 7789（总共1030颗恒星）的光度数据。Ic 166是一个研究很少的疏散星团，以前没有IR数据，而NGC 7789是一个研究很好的疏散星团。结果表明，IC 166为中等年龄（约1.0 Gyr），红化E（V-K）=1.3（对应于E（B-V）= 0.50），真距离模量（m-M）o = 13.25。这些值与先前的测定值有显著差异。NGC 7789被发现是一个1.4 Gyr老的疏散星团。Tiede等人（1997）开发的方法得到的金属丰度比以前的光度研究更接近光谱估计。
1999-10-25 astro-ph
Lithium evolution in intermediate age and old open clusters: NGC 752 revisited
本文报道了中等年龄（~2 Gyr）疏散星团NGC 752的高分辨光谱观测结果.我们调查的李与Teff分布，我们得到一个新的准确的测定集群金属丰度。我们比较了NGC 752与其他年龄介于毕星团（~0.6 Gyr）到NGC 188（~6-8 Gyr）之间的中老星团的结果。我们发现NGC 752具有太阳铁含量（[Fe/H]=+0.01+/-0.04），与早期报告的太阳下金属含量不同。我们发现NGC 752的Li贫化程度比年轻的毕宿星团略高，其Li模式与2 Gyr年龄的IC 4651和NGC 3680几乎相同。至于后者的集群，我们发现，NGC 752的特点是由一个紧密的Li与Teff的太阳型恒星的分布，没有证据表明，一个Li蔓延大太阳年龄太阳金属量M 67中观察到的。我们讨论了这些结果的框架内的混合机制和锂耗尽的主序列（MS）。我们的结论是，在旧的疏散星团的Li丰度的大的分散的发展可能是一个例外，而不是规则（额外的观察旧的集群是必需的），和~0.2德克斯的顺序的金属丰度的变化不影响后的毕宿星团的年龄Li耗尽。
2004-07-15 astro-ph
Multiple stellar populations in Magellanic Clouds clusters. I. An ordinary feature for intermediate age globulars in the LMC?
在NGC 2808和半人马座欧米茄中发现了多个MS，在NGC 1851和NGC 6388中发现了多个SGB，这挑战了长期以来的范式，即GC由简单的恒星星族组成。最近对LMC中年星团的研究使这一情况进一步复杂化，发现MSTO是双峰或加宽的。我们已经进行了一项研究的档案HST图像的LMC和SMC集群的频率测量集群的证据，多个或长期的恒星形成事件，并确定其主要属性的目的。在本文中，我们分析了16个中年LMC集群的CMD。我们发现11个星团在MSTO周围的颜色和大小上表现出异常的扩散（或分裂）。我们表明，所观察到的功能是明确相关的集群，它不是一个工件，由于光度误差，微分红化或二进制。我们确认NGC 1806和NGC 1846清楚地表现出两个不同的MSTO，并首次在NGC 1751中观察到双MSTO。在这三个星团中，对应于较亮的MSTO的星族包括了超过三分之二的星团恒星星族。我们证实了NGC 1783中存在多个恒星星族，并认为该星团的MSTO由两个不同的分支组成。在7个星团（ESO 057-SC 075，HODGE 7，NGC 1852，NGC 1917，NGC 1987，NGC 2108和NGC 2154）中，我们观察到MSTO的内在加宽，这可能表明这些星团经历了较长的恒星形成期（1.5亿-2.5亿年）。IC 2146、NGC 1644、NGC 1652、NGC 1795和NGC 1978…
2008-10-14 astro-ph
Evidence for An Intermediate-Age, Metal-rich Population of Globular Clusters in NGC 4365
我们提出的光谱球状星团（GC）的椭圆星系NGC 4365，获得与LRIS光谱仪的凯克一号望远镜。先前的研究表明，NGC 4365中GC的光学颜色分布缺乏球状星团系统中常见的双峰结构，只显示出单一的宽峰。GC光谱上Balmer线指数（H β、H γ和H δ）的测量结果支持Puzia等人最近的建议，基于光学和近红外测光，NGC 4365中的一些星团是中等年龄（2-5 Gyrs）和富金属（-0.4<[Z/H]<0），而不是老（~10-15 Gyrs）和贫金属。我们还发现了一些真正的贫金属，老集群，这表明两个人口的年龄和金属合谋产生单一的广泛分布观察到的光学颜色。
2002-11-19 astro-ph
NGC 1883: a neglected intermediate-age open cluster located in the outskirts of the Galactic disk
本文报道了疏散星团NGC 1883至V=21区域中心场的$BVI$ CCD测光。这个集群从来没有被研究到目前为止，我们提供了第一次估计其基本参数，即径向范围，年龄，距离和红化。我们发现，集群的半径约为2.5弧分，并显示出动力学松弛的签名。NGC 1883位于反中心方向，并根据金属丰度在E $(B-V)= 0.23-0.35$范围内显示出变红。它的年龄是中等的（10亿岁），对于一个疏散星团来说，它的距离相当遥远。事实上，它距离太阳4.8 kpc，距离银河系中心超过13 kpc。这一结果使NGC 1883成为最外围的老疏散星团之一，对银河系外盘金属丰度随距离变化的趋势具有重要影响。
2003-04-07 astro-ph
The intermediate-age open cluster NGC 2158
本文报道了中等年龄疏散星团NGC 2158至V=21区域两个重叠视场的$UBVRI$ CCD测光。通过分析色-色图（CC）和色-量图（CMD），我们推断出一个变红的$E_{B-V}= 0.55\pm0.10$，距离为$3600 \pm 400$ pc，年龄约为2 Gyr。使用这些参数（但固定$E_{B-V}=0.60$和$[{\rm Fe/H}]=-0.60$）进行的合成CMD，包括二进制、现场污染和光度误差，可以很好地描述观察到的CMD。CMD中红巨星团的拉长形状被解释为是由于在垂直于银道面的方向上，整个星系团的红化程度约为$ΔE_{B-V}=0.06$。NGC 2158是一个中等年龄的疏散星团，金属含量极低。结合这些参数和对星团轨道的分析，表明该星团属于古老的薄盘族。
2002-02-01 astro-ph
The intermediate-age open cluster NGC 2112
本文报道了以中等年龄的疏散星团NGC 2112为中心的一个视场的$BVI$ CCD测光结果。由于较小的视场覆盖，我们能够限制场星污染的影响，这阻碍了在过去精确测定星团的年龄和距离。通过这种方式，我们提供了NGC 2112基本参数的更新估计。将测光法扩展到$I$通带后，我们能够构造一个色-色图，从中我们推断出一个变红的$E_{B-V}= 0.63\pm0.14$磁。色-星等图（CMD）与理论等时线的比较导致距离为$850 \pm 100$ pc，年龄为$2.0 \pm 0.3$ Gyr。虽然距离与先前的确定一致，但年龄被证明受到更好的约束，并且明显低于先前的估计。
2002-06-06 astro-ph
The Outer Regions of the Nearby Sc Galaxies NGC 2403 and M33: Evidence for an Intermediate Age Population at Large Radii
利用双子座多目标摄谱仪获得的深g 'r' i 'z'图像，研究了附近Sc星系NGC 2403和M33外围区域的恒星含量。红巨星分支的尖端出现在NGC 2403的i' = 23.6 +/- 0.1处，并且这个星系的造父变星和RGB尖端的距离尺度很好地吻合。虽然非常年轻的恒星被限制在半径小于10 kpc的盘面上，但在r = 20 kpc的区域存在着明亮的渐近巨星分支（AGB）恒星，这表明恒星的形成发生在NGC 2403现今的恒星形成盘之外的中间时期。AGB星并不处于潮汐流中;事实上，在RGB尖端以上的AGB星与在RGB尖端以下的AGB星的比例并不随半径而改变，这表明明亮的AGB星在整个视场中均匀地与较暗的恒星成分混合。在M33的外围区域也发现了类似的明亮AGB星，并且明亮AGB星与上RGB星的比例至少与NGC 2403的外围区域一样大;因此，在M33的年轻恒星形成盘之外，存在着一个中等年龄的星群。
2003-04-10 astro-ph
Radio Emission on Sub-Parsec Scales from the Intermediate-Mass Black Hole in NGC 4395
NGC 4395的Seyfert 1核由一个360，000太阳质量的黑洞提供能量（Peterson等人），使它成为仅有的两个中等质量的核黑洞之一，在射电范围内检测到的太阳质量为一千到一百万。建立在紫外线和X射线的证据流出这个塞弗特核，VLBI高灵敏度阵列被用来在1.4千兆赫搜索扩展结构的尺度大于5质量（0.1 pc）。拉长的发射被发现，延伸超过15质量（0.3秒差距），并建议从这个中等质量的黑洞流出亚秒差距尺度。塞弗特核位于椭圆星团的中心，亚秒差距射电结构的伸长位置与星团短轴的夹角仅为19度。
2006-06-23 astro-ph
Planets around evolved intermediate-mass stars. I. Two substellar companions in the open clusters NGC 2423 and NGC 4349
上下文人们正在努力描述太阳系外行星系统的特征，并揭示行星形成的基本机制。这个问题的一个重要方面是要了解行星形成过程如何取决于母恒星的质量，这一点在很大程度上仍然未知。特别是，由于迄今为止发现的大多数行星都围绕太阳质量的恒星运行，因此对更大质量恒星周围的行星形成知之甚少。目标。为了研究这一点，我们提出了第一个结果，从径向速度行星搜索周围的红巨星在团块的中期年龄疏散星团。我们选择了质量在1.5和4 M_sun之间的红巨星所在的星系团，使用著名的星系团参数来精确地确定恒星质量。因此，我们正在探索一个鲜为人知的领域的主要质量，这将带来新的见解太阳系外行星系统的属性。方法.我们正在用Coralie和HARPS光谱仪跟踪大约115颗红巨星的样本，以获得高精度的径向速度（RV）测量结果，并检测这些恒星周围的巨行星。我们使用平分线和活动指数诊断来区分行星引起的RV变化和恒星光球抖动。结果在疏散星团NGC 2423和NGC 4349中发现了一颗巨行星和一颗褐矮星，它们分别围绕2.4 M太阳恒星NGC 2423 No3（TYC 5409-2156-1）和3.9 M太阳恒星NGC 4349 No127（TYC 8975-2606-1）运行。这些低质量伴星的轨道周期分别为714和678天，最小质量分别为10.6和19.8 M_jup。结合其他已知的行星系统，这些探测表明，大质量行星在中等质量恒星周围的频率…
2007-06-14 astro-ph
Near-Infrared photometry and spectroscopy of NGC 6539 and UKS 1: two intermediate metallicity Bulge Globular Clusters
利用ESO/NTT的SofI成像仪和NIRSPEC摄谱仪，我们获得了中等金属丰度Bulge球状星团NGC6539和UKS1的J、K像和覆盖1.5 - 1.8微米范围的阶梯光栅光谱。我们发现[Fe/H]分别为-0.76和-0.78，平均α增强为+0.44 dex和+0.31 dex，与先前对富含金属的Bulge簇的测量一致，并有利于快速化学富集的情况。我们还测量了非常低的12 C/13 C = 4.5 +/-1同位素比值在两个集群，这表明额外的混合机制，由于冷底加工在沿红巨星分支的演化过程中。最后，我们分别测量了NGC6539和UKS1的精确径向速度=+31 +/-4Km/s和=+57 +/-6Km/s，以及约8Km/s和11Km/s的速度色散。<v_r><v_r>
2005-08-05 astro-ph
Galaxies with a Central Minimum in Stellar Luminosity Density
我们使用HST WFPC2图像来识别六个早型星系，这些星系的表面亮度分布在其中心附近的有限半径范围内向内减小。这些星系的光度密度分布在其核心破裂半径的内部具有局部极小值。NGC 3706拥有一个高表面亮度的星光环，半径约为20 pc。它的中心结构可能与双核星系M31和NGC 4486B有关。NGC 4406和NGC 6876的核心几乎是扁平的，但在仔细观察时，核心是凹陷的。两个星系的颜色暗示这不是由于尘埃吸收。这两个星系的表面亮度分布与恒星环面一致，比NGC 3706中清晰定义的系统更加弥散。剩下的三个星系是A260、A347和A3574中最亮的星系团。这些天体没有颜色信息，但它们的核心与NGC 4406和NGC 6876非常相似。NGC 3706中的薄环可能是耗散性形成的。其他五个星系类似于两个无气体恒星系统合并的模拟终点，每个星系都有一个巨大的核黑洞。在这种情况的一个版本中，当最初与一个黑洞结合的恒星被第二个黑洞潮汐剥离时，就会产生弥漫的恒星环面。或者，一些向内递减的表面亮度剖面可能反映了合并过程中产生的双星黑洞硬化过程中恒星从核心喷出的情况。
2002-06-07 astro-ph
Multiwavelength Study of the Starburst Galaxy NGC 7714. II: The Balance between Young, Intermediate Age and Old Stars
我们结合现有的多波长数据（包括。HST/GHRS紫外光谱、光谱、远红外、X射线和射电通量），以及新的HST/WFPC 2图像、近红外测光和K波段光谱。我们利用这些数据来约束在中央330 pc的星爆星系NGC 7714的年轻，中间年龄和老年恒星星族。[...]我们发现，年轻的紫外线爆发只是增强恒星形成（SF）的一小部分。由此形成的年轻和中等年龄恒星的质量至少相当于其下星系核中已存在恒星的质量的10%[.]。与与NGC 7715最近接触以来的约1.1亿年相比，分光光度SF时标很长。星暴的触发器仍然难以捉摸。NGC 7714在紫外线下的亮度归功于一些低消光的年轻恒星视线。[...]不同的灭绝估计从不同的指标获得的结果自然从不同的年龄和遮蔽的种群共存。近红外连续图像看起来最平滑，这是由于对消光的敏感性较低，以及老恒星的贡献较大。我们比较了NGC 7714的核性质与大口径研究的结果。我们强调，星暴星系的全球性是平均的结果，在许多方面的不同属性的遮光和恒星年龄的视线。
2001-01-18 astro-ph
The Ages of Globular Clusters in NGC 4365 Revisited with Deep HST Observations
本文介绍了新的哈勃空间望远镜（HST）-NIC 3，NGC 4365和NGC 1399周围球状星团（GC）的近红外H波段测光，并结合HST-WCPC 2和ACS光学数据。我们发现NGC 4365有一些球状星团，它们的光学颜色比预期的更蓝，因为它们的红色光学到近红外颜色和年龄。唯一已知的解释这些颜色的方法是在这个椭圆星系中有大量的中间年龄（2-8 Gyr）星团。而NGC 1399则没有发现这样的星群。我们对NGC 1399的研究结果与以前的光谱工作一致，表明它的星系团具有很大的金属丰度分布，并且几乎都很古老。在文献中，对NGC 4365球状星团的少量样品进行光谱研究得到了各种结果。光谱数据允许存在或不存在一个显着的人口的中间年龄集群，考虑到指数的不确定性，通过比较对象之间的共同这些研究和少数光谱候选人与光学近红外颜色指示中间年龄。我们新的NGC 4365 GC系统的近红外数据具有更高的信噪比，与早期发表的光度学一致，都提供了有力的证据，一个显着的中间年龄的组成部分。NGC 1399和其他系统的光度和光谱结果之间的一致性进一步证实了这一结论，以及近红外技术的有效性。
2005-10-11 astro-ph
New Photometry for the Intermediate-age LMC Globular Cluster NGC 2121 and the Nature of the LMC Age Gap
我们报道了大麦云星云中NGC 2121的新测光结果，它显示了一个突出的氢核耗尽间隙，以及银河系疏散星团的下降亚巨星分支。我们使用Girardi等时线获得了极好的拟合，发现年龄为3.2 +/- 0.5Gyr，[Fe/H]=-0.6 +/- 0.2。等时线与分叉和次巨星分支的颜色和形状非常吻合，我们可以精确地确定金属丰度和年龄。Smae等时线也与SL 663和NGC 2155相吻合，尽管我们对这些星团的测光误差要大得多。我们发现这些集群是0.8 Gyr年轻，和0.4德克斯更多的金属丰富，比最近在文献中报道。因此，我们认为NGC 2121，NGC 2155和SL 663没有被正确地分配到LMC的年龄差距，而是第一批形成的星系团中相对富含金属，年轻的LMC星系团。我们提出了一个新的定义，LMC年龄差距从3.2到13 Gyr，ESO 121-SCO 3仍然是唯一剩下的候选人的成员年龄差距。
2001-05-31 astro-ph
Globular Clusters in NGC 4365: New K-band Imaging and a Reassessment of the Case for Intermediate-age Clusters
利用新的宽视场VIK成像技术研究了室女座巨椭圆星系NGC 4365的球状星团（GC）系统。GC的颜色分布（至少）有两个峰值，但与大多数其他大型椭圆星系和综合星系光相比，红色GC的颜色更倾向于中间色。中间色/红色峰值本身可能由两个子群组成，中间色的星团比蓝色和红色GC更集中在星系中心。在我们的样本中，几乎所有的中间色和红色GC在（V-K，V-I）图中显示出向红色V-K和/或蓝色V-I颜色的偏移，与老年的SSP模型相比。这在过去被解释为中间年龄的证据。我们还结合我们的VIK数据与以前发表的光谱。观测到的颜色-金属丰度关系与模型之间的差异与双色图中观测到的偏移一致，与给定金属丰度的模型相比，富金属GC在V-K中太红（约0.2等），在V-I中太蓝（约0.05等）。这些抵消不能简单地解释为年轻的影响。我们的结论是，虽然中间GC年龄不能明确排除，另一种情况是更有可能的，即所有的GC是旧的，但中间金属丰度GC的相对数量大于典型的巨型椭圆。得出明确结论的主要障碍是缺乏对具有近太阳金属丰度的恒星星族的综合光谱和光度特性的可靠校准。在任何情况下，令人困惑的是，NGC 4365中的中间色GC并没有伴随着相应的星系光向蓝色的转变。
2005-08-07 astro-ph
WFPC2 Observations of the Small Magellanic Cloud Intermediate-Age Populous Cluster NGC 416
本文分析了哈勃空间望远镜宽视场行星照相机2在小麦哲伦星云星系中的中等年龄人口稠密星团NGC 416的F555 W（~V）和F450 W（~B）观测的档案。我们使用已发表的测光的其他两个SMC人口众多的星团，林赛1和林赛113，调查这三个星团的年龄序列。用d_（B-V）方法外推，我们估计这些星系团的年龄比为：age_NGC 416/age_L1 ~= 0.73 ± 0.05和age_L113/age_L1 ~= 0.52 ± 0.09（其使用红色水平分支和红巨星分支之间的颜色差异作为年龄指示器）[ApJ，450，712（1995）]。这些年龄比提供了NGC 416和Lindsay 113的绝对年龄估计分别为6.6 +- 0.5 Gyr和4.7 +- 0.8 Gyr，假设Lindsay 1是9 Gyr。NGC 416、Lindsay 1和Lindsay 113的金属丰度和红化分别使用Sarajedini和Layden的同时红化和金属丰度（SRM）方法测定[AJ，113，264，（1997）]。小麦哲伦星云中等年龄星团的精确年龄（如通过深主序星测光）将使d_（B-V）方法能用明显小于7 Gyr的星团重新校准。扩展的d_（B-V）方法可能是一种非常有用的年龄诊断方法，为今后研究本星系群中中等年龄贫金属恒星星族提供了一种新的方法，因为目前在M_V ~= +4等的主序关光度测量是不可行的。
1997-12-23 astro-ph
Probing the formation of intermediate- to high-mass stars in protoclusters: A detailed millimeter study of the NGC 2264 clumps
我们提出的尘埃连续体和分子线观测的两个大规模的集群形成的团块，NGC 2264-C和NGC 2264-D，包括广泛的映射进行MAMBO测辐射热计阵列和HERA外差阵列的IRAM 30米望远镜的结果。两个NGC 2264团块都位于Mon OB 1巨型分子云复合体中，彼此相邻。12个和15个紧凑毫米连续源（即MMS）分别在C和D中被识别。广泛的下沉运动的证据可以在，例如，NGC 2264-C和NGC 2264-D中的HCO+（3-2）或CS（3-2）。在NGC 2264-C中心最内侧的N_2H+（1-0）和H^{13}CO+（1-0）中观测到一个约2 km/s的速度不连续性，我们认为这是两个MMSs之间强动力学相互作用的信号，并且它们可能与中心MMSC-MM 3合并。辐射转移模型支持这样的观点，即NGC 2264-C是一个高度不稳定的扁长团块，在一个接近自由落体的动力学时间尺度~ 1.7x10^5年内，它正沿着长轴坍缩。我们对这种大规模坍缩的模型拟合表明，最大质量流入速率约为3 × 10 ^{-3} Msun/yr，流向中央原恒星物体C-MM 3。这样的下沉速率足以克服辐射压力，并允许在约1.7x10^5年内通过吸积形成约20 Msun的恒星，即，时间与NGC 2264-C中心部分的全球动力学时间尺度相似。我们的结论是，我们很可能在NGC 2264-C的中心部分目睹了一颗高质量（> 1…
2005-08-29 astro-ph
The AGB stars of the intermediate-age LMC cluster NGC 1846 Variability and age determination
目的：调查变异性和模拟的脉动行为的AGB变量在中年大麦哲伦星系团NGC 1846。研究方法：我们自己的光度监测已经与来自CAMO档案的数据相结合，以检测星团AGB恒星中的22个变量，并推导出脉动周期。根据团簇的全局参数，建立了考虑C/O比对大气结构影响的脉动模型。特别是，我们使用了不透明度适合O-丰富的恒星和碳星的脉动计算。结果：用质量约为1.8 M的AGB星$_{\sun}$拟合NGC 1846的PL图。我们发现，脉动的周期增加时，AGB星变成碳星。使用我们的样品的脉动行为所定义的AGB上的质量，我们得出了$1.4\times10^{9}$年的集群年龄。这是第一次从AGB恒星的变化性中推导出星团的年龄。碳星被证明是一个混合物的基本和第一泛频径向散射。
2007-10-04 astro-ph
Intermediate scale structure of the interstellar medium towards NGC 6231 in Sco OB1 with FUSE
对NGC 6231中7个目标的FUSE远紫外星际光谱表明，H_2、HD和CO分子以及各种原子种类分布在几个云中。在视线上发现的主要吸收成分位于距离约150 pc的狼疮云区，还有一个较弱的第二个吸收成分，可能在NGC 6231周围的Sco OB 1壳层（d~1.8 kpc）。H_2激发模型用于约束辐射场和气体密度，HD用于估算H+丰度。目标恒星的小角度分离允许在视场内探测柱密度变化，在狼疮云距离的情况下，尺度为0.05 pc。H_2和H_1的转化率分别为40%和60%。分子云内部相当强的辐射场表明，沿着视线方向，气体也被分离成较小的云团。
2003-12-02 astro-ph
The triple-shell structure and collimated outflows of the planetary nebula NGC 6891
本文给出了行星状星云NGC 6891的窄带H $α$和[N { \sc ii}]像和高色散空间分辨阶梯光栅光谱。这些观测显示了大量的结构。明亮的中央星云被一个附着的壳层和一个分离的外晕所包围。内壳和中间壳都可以被描述为具有相似的长短轴比但不同空间取向的椭圆体。中间壳和中间晕的运动学年龄分别为4,800年和28,000年。壳层间的时间推移是在很好的协议与进化脉冲间的时间推移。观测到一个高度准直的外流从内星云长轴的尖端突出，并撞击中间壳的外缘。这种外流的动能和激励提供了确凿的证据，它是偏转的中间壳的外边缘的相互作用过程中。同时，中间壳层的运动学和形态学似乎都受到这种相互作用的影响。
1999-10-21 astro-ph
Age Determination of Six Intermediate-age SMC Star Clusters with HST/ACS
我们提出了一个光度分析的星团林赛1，克朗3，NGC 339，NGC 416，林赛38，和NGC 419在小麦哲伦云（SMC），观察与哈勃空间望远镜高级相机的调查（ACS）在F555 W和F814 W过滤器。我们的彩色星等图（CMD）比主序转折点深3.5等，比以前的任何数据都深。星团年龄是使用三种不同的等时线模型得出的：帕多瓦、泰拉莫和达特茅斯，这些模型都可以在ACS测光系统中使用。拟合观察到的每个集群的山脊线，我们提供了一个均匀的和独特的低金属丰度，单年龄基准等时线。除了NGC 419外，所有星团的CMD最好用达特茅斯等时线近似，帕多瓦等时线提供了最佳拟合。NGC 419的CMD显示了几个主序关断，它们属于簇和SMC场。因此，我们得出的年龄范围为1.2-1.6 Gyr的NGC 419。有趣的是，我们的中间年龄星团的金属丰度分布约为0.6 dex，这表明SMC并不具有平滑，单调的年龄-金属丰度关系。我们发现了一个迹象，集中在NGC 416的蓝色离散恒星候选人，而其他集群，这些都不存在。利用红团星等，我们发现最近的星系团NGC 419（~ 50 kpc）和最远的星系团Lindsay 38（~ 67 kpc）的相对距离为~ 17 kpc，这证实了SMC的大深度。
2008-07-23 astro-ph
Photometric and spectroscopic study of the intermediate age open cluster NGC 3960
本文介绍了中等年龄疏散星团NGC 3960的CCD UBVI测光和高分辨谱学。由测光数据得到的色星等图（CMD）用合成CMD方法解释，使我们能够估计星系团的参数。我们推导出：年龄= 0.9或0.6 Gyr（取决于所采用的恒星模型中是否包括对流区的过冲），距离（m-M）0 = 11.6 +/- 0.1，红化E（B-V）= 0.29 +/- 0.02，微分红化Δ E（B-V）= 0.05，金属丰度近似在太阳和半太阳之间。我们获得了三颗团簇星的高分辨光谱，并导出平均[Fe/H] = -0.12（rms 0.04 dex），与光度测定结果非常一致。我们还获得了α-元素，Fe峰元素和Ba的丰度。从光谱温度和Alonso等人的校准中得出的对单个恒星的红化进一步支持了整个星团中存在显著变化。
2005-11-30 astro-ph
Bright X-ray source populations in the starburst galaxies NGC 4038/4039
假设一个朴素的恒星形成的历史，我们构建的合成X射线源人口的相互作用星系NGC 4038/4039的X射线光度函数（XLF）的比较使用人口合成代码。我们已经考虑了高质量和中等质量的X射线双星，年轻的旋转供电的双星和后备盘馈黑洞在建模的明亮的X射线源检测。我们发现，大多数的X射线源很可能是中等质量的X射线双星，但典型的二进制演化参数，预测的XLF似乎比观察到的更陡峭。我们注意到，XLF的形状严重依赖于年轻人口的XLF断裂的存在，并建议超级爱丁顿吸积光度或中等质量黑洞的存在，以解释高光度端和NGC 4038/4039的XLF的斜率。
2007-04-19 astro-ph
The Broad Line Regions of NGC 4151
我们计算线的强度和配置文件的云动力学模型的广泛和中间线区域，并比较结果与塞弗特星系NGC 4151在其各种光度状态的观测。
1996-02-15 astro-ph
Detecting metal-rich intermediate-age Globular Clusters in NGC 4570 using K-band photometry
早型星系的球状星团系统（GCSs）的光学色分布具有双峰特征。蓝峰GC被认为是古老和贫金属的，而红峰GC的年龄，金属丰度和起源仍有争议。我们获得了深K波段测光，并将其与HST观测g和z相结合，以产生从光学到近红外的完整SED。这使我们能够打破年龄-金属性简并。我们使用我们的演化合成模型GALEV星团计算一个大网格的模型与不同的金属丰度和广泛的年龄。将这些模型与我们的观测结果进行比较，发现了大量的中间年龄（1-3 Gyr）和富含金属（~太阳金属丰度）的球状星团，这将使我们进一步了解该星系的形成历史。
2008-01-15 astro-ph
The intermediate-age globular cluster NGC 1783 in the Large Magellanic Cloud
利用哈勃空间望远镜ACS对大麦云星云中的中等年龄球状星团NGC 1783进行了深测光。通过使用该光度数据集，我们已经确定了集群的椭圆度（$ε$ =0.14 $\pm$ 0.03）和径向密度分布。用扩展核（r_c= 24.5“）和低浓度（c=1.16）的标准King模型很好地再现了这一分布，表明团簇没有经历核的坍缩。我们还推导出集群的年龄，通过使用比萨进化图书馆（PEL）等时线，有三个不同的超调量（即，$Λ_{os}$ =0.0，0.10和0.25）。通过比较观测到的色星等图（CMD）和主序星（MS）的光度函数（LF）与理论上的等时线和LF，我们发现，只有包含一定过冲（$Λ_{os}$ =0.10-0.25）的模型才能再现观测值。利用He团平均水平与SGB平坦区之间的幅度差$δV_{SGB}^{He-Cl}=0.90$，我们得出年龄$τ$ =1.4 $\pm$ 0.2 Gyr。
2007-07-31 astro-ph
Testing intermediate-age stellar evolution models with VLT photometry of LMC clusters. II. Analysis with the Yale models
我们提出了一个分析的CMD的三个中间年龄的大麦哲伦星系团，即NGC 2173，SL 556和NGC 2155。我们的项目的主要目标是调查的对流核心过冲的量，必要的复制相对贫金属，中间年龄的恒星星族的CMD。我们的结论是，适量的过冲和一些分数的双星是必不可少的复制观察到的形状周围的CMD的所有三个集群：未解决的双星填补预期的核心收缩差距，并作出独特的序列附近的差距，这不能单独复制的单星，即使有更大的过冲量。从我们的整体分析，如，等时线的形状，恒星计数，颜色分布，和合成CMD比较，我们得出结论，过冲~ 20%的局部压力标度高度最好地再现所有三个集群的CMD属性。NGC 2173、SL 556和NGC 2155的最佳年龄估计分别为1.5、2.1和2.9 Gyr。
2002-08-06 astro-ph
Erupting Cataclysmic Variable Stars in the Nearest Globular Cluster, NGC 6397: Intermediate Polars?
NGC 6397是距离我们最近的球状星团，因此也是寻找暗弱恒星星族如激变变星（CV）的理想地点。HST和钱德拉天文台的观测员已经在这个附近的星团中确定了9个确定和可能的CV，其中包括几个磁性CV候选者。我们将最近的紫外图像与NGC 6397的档案HST图像相结合，以寻找新的CV候选者，特别是寻找矮新星样的爆发事件。我们发现了两个著名的灾变系统CV 2和CV 3的显著的和有点意想不到的矮新星样爆发。这两个天体被认为是{ \it magnetic} CV，正如它们的氦发射线光谱所示。CV中的磁场通常被认为可以防止导致矮新星爆发的磁盘不稳定性。事实上，大多数磁场CV被观察到没有经历爆发。如果CV 2和CV 3都是罕见喷发的中间极，类似于EX Hya，那么我们对矮新星喷发的观察可以与这些物体的HeII发射线相一致。如果这是大多数球状星团CV的情况，那么我们可以调和钱德拉和HST所看到的许多X射线和紫外线明亮的CV候选者与星团核心中观察到的极少数爆发的矮新星。
2005-07-01 astro-ph
Deep Intermediate-Band Surface Photometry of NGC 5907
我们用施密特望远镜、大幅面CCD和中心波长为6660 A和8020 A的中波段滤光片获得了NGC 5907的非常深的曝光。这两个滤镜是15个滤镜组的一部分，是定制设计的，以避免最亮（和最可变）的夜空线，结果是我们的图像比宽带滤镜拍摄的图像更深，天空噪音更低。我们的观测误差在6660 A图像中为29.00 mag/arcsec-2（R波段= 28.7），在8020 A图像中为27.4 mag/arcsec^2（与I波段相同的零点）。NGC 5907的亮度比R = 27等角秒^还要微弱，其表面亮度非常不对称，大部分都是在星系中面的西北侧。这种不对称性排除了我们看到的微弱表面亮度的来源。相反，这种不对称性可能是一种人为现象，这是由于来自该星系周围微弱环的光（如Shang et al. 1998，ApJL 504，23所述）和来自恒星的微弱水平的残余表面亮度的组合，我们的恒星掩蔽程序无法完全消除。与Morrison等人和其他工作者对NGC 5907的表面光度测量结果的良好一致性使我们得出结论，他们的数据在微弱的水平上受到环形光和恒星掩蔽程序的残余效应的影响。对Morrison等人和Sackett等人发表的图像的检查证实了这一点。因此，我们得出结论，NGC 5907没有一个微弱的，扩展的晕。
1999-02-19 astro-ph
A model of the broad-band continuum of NGC 5548
讨论了Seyfert 1星系NGC 5548的中心源模型。该模型假设一个三相盘结构组成的冷外盘，热中心盘构成的康普顿X/γ源，和一个中间不稳定和复杂的阶段发射软过剩分量。该模型定性地解释了宽带光谱和可变性的行为，假设软过剩贡献显着的连续发射和驱动器的中间盘区的几何变化的可变性。
1997-10-16 astro-ph
Supersoft and Quasisoft X-Ray Sources in the Globular Clusters of NGC 4472: Are they candidates for intermediate-mass black holes?
报道了室女座椭圆星系NGC 4472（M49）中6个球状星团与亮（$L_x > 10^{38}$ erg s $^{-1}$）甚软X射线源（VSS）之间的可能联系。其中两个VSS具有与发光超软X射线源（SSS）一致的宽带光谱特性。其他VSS稍微硬一些，kT值可能在大约150 eV和250 eV之间。这些源可能太热，无法用白矮星模型来解释，它们是新建立的类准软源（QSS）的成员。我们检查白矮星，中子星，黑洞模型的VSS。其中一个SSS的温度和亮度足以成为Ia型超新星的可能祖先，而其他VSS最自然的模型是吸积物是中等质量的黑洞。无论它们的物理性质如何，这些源都不同于银河系球状星团中的任何X射线源。没有一个银河系球状星团拥有准软源，只有一个，M3，包含一个昏暗的（$L_x \sim 10^{36}$ erg s $^{-1}$）瞬态SSS。
2003-12-15 astro-ph
Detection of a hot core in the intermediate-mass (IM) Class 0 protostar NGC 7129--FIRS2
本文报道了用PdBI对0级中等质量原恒星NGC 7129-FIRS 2的高角分辨率（1.3mm处~ 0.6“x0.5”）观测。我们的观测表明，在0类天体的位置上存在一个热核。据我们所知，这是迄今为止探测到的第一个IM热核。本文给出了3 mm和1.3mm连续谱区以及CH_3CN 5_k-->4_k，CH_3OH 5_kk ′--> 4_kk ′和D_2CO 4_04-->3_03谱线的干涉图。在靠近热核的地方测量到了CH 3CN和CH 3OH丰度的增加（X（CH 3CN）~7.010^{-9}，X（CH 3OH）~3 10^{-8}--几个10^{-7}）。虽然强烈的D2CO发射被检测到对热核，N2 D+线还没有被检测到在我们的干涉观测。D2CO和N2 D+排放的不同行为表明这两种物质的不同形成机制以及H2 CO和N2 H+的不同氘化过程（分别为表面和气相化学）。最后，大带宽相关器的光谱在热核位置显示出一片森林，表明该物体含有非常丰富的复杂分子。
2005-06-27 astro-ph
Evolution of lithium in solar-type stars: clues from intermediate age clusters
本文给出了中间年龄（~ 2 Gyr）星团IC 4651和NGC 3680中14颗太阳型恒星的Li丰度。把log n（Li）与有效温度的关系与年龄相近的星团NGC 752、年轻的毕星团（6亿年）、老的M6 - 7（4.5 Gyr）和NGC 188（6-7 Gyr）作了比较。IC 4651和NGC 3680都没有显示出在M 67中观察到的Li中的分散。2 Gyr星团有非常相似的Li与有效温度的分布;此外，在M 67分布的上包层中的恒星与2 Gyr星团中的恒星具有相同的Li含量，这表明它们在2 Gyr和4.5 Gyr之间没有遭受任何显著的Li耗尽，或者它们的Li耗尽速度要慢得多。根据这些观察结果，导致锂耗尽的主要序列的机制进行了讨论。现有的模型似乎都不能很好地再现所观察到的特征。
2000-03-02 astro-ph
The Peculiar Globular Cluster System of the S0 Galaxy NGC 7457
介绍了S 0星系NGC 7457中球状星团的HST测光和Keck谱学。GC的V-I色星等图缺乏大多数早期类型星系中存在的明显双峰性;可能有大量的中间色天体。在13个光谱观察到的GC中，有两个异常富含金属，并具有明亮的[O III]发射线。我们的结论是，一个可能拥有行星状星云，另一个可能是超新星遗迹。这种发射线天体在中等年龄的恒星星族中应该比在老恒星族中更常见。因此，我们建议，除了典型的老富金属和老贫金属GC亚群，可能有第三个亚群的中间年龄。这样一个亚星群可能在2-3 Gyr前形成，与支配星系中心恒星星族的恒星形成事件相同。
2008-04-28 astro-ph
Probable intermediate mass black holes in NGC4559: XMM-Newton spectral and timing constraints
我们用XMM-牛顿、钱德拉和HST对NGC 4559中的两个超亮X射线源X7和X10进行了X射线和光学观测。在XMM-牛顿观测中，X7的紫外/X射线光度超过2.1e40 erg/s，X10的紫外/X射线光度大于1.3e40 erg/s。X7同时具有热和幂律光谱分量。热元件的特征温度为0.12 keV。两个源中的幂律分量都具有光子指数为2.1的斜率。X7的时序分析表明功率谱中的28 mHz处有一个转折频率，而X10的频率则符合不间断的幂律。X7的X射线光谱中的黑体分量的光度及其随时间变化的性质提供了证据，表明该物体是一个中等质量的黑洞，以亚爱丁顿速率吸积，但其他情况下，需要高平流效率从中空的磁盘可能是可能的。X10的发射可以用单一的幂律来表征。这个来源可以被解释为一个中等质量的黑洞，或者是一个恒星质量的黑洞与相对论光束康普顿辐射。在X7的误差圆中有四个光学对应物。在X10的误差圆中没有明显的对应物。
2003-11-12 astro-ph
Probing the formation of intermediate- to high-mass stars in protoclusters II. Comparison between millimeter interferometric observations of NGC 2264-C and SPH simulations of a collapsing clump
星团中大质量恒星形成的早期阶段仍然知之甚少。在这里，我们测试的假设，高质量的恒星形成提出了我们的早期论文（佩雷托等，2006年）。为了证实这一假设的物理有效性，我们进行了IRAM Plateau de Bure干涉仪对NGC 2264-C的观测，并对Jeans不稳定的长扁致密团块的坍缩进行了SPH数值模拟。我们的Plateau de Bure观测揭示了一个新的致密源（C-MM 13）的存在，它距离NGC 2264-C的中心只有10000 AU，但距离（投影）速度约为1.1 km/s。与我们的数值SPH模拟的详细比较支持这样一种观点，即NGC 2264-C是一个细长的星团形成的团块，在坍缩和破碎的过程中沿其长轴，导致一个强大的动力学相互作用和可能的原恒星合并的团块的中心区域。本研究还对NGC 2264-C大规模坍缩的初始条件设定了若干定量约束。我们的流体动力学模拟表明，所观察到的速度模式表征了原星系团坍缩的早期阶段，该阶段只存在很短的时间（即，< 10^5岁）。为了提供与观测结果的良好匹配，模拟需要湍流能量与引力能量的初始比率仅为~ 5%，这强烈表明NGC 2264-C团块的结构主要由引力而不是湍流构成。所需的“冷”初始条件可由外部触发器的快速压缩产生。
2006-11-08 astro-ph
Deep Luminosity Functions of Old and Intermediate-Age Globular Clusters in NGC 1316: Evidence for Dynamical Evolution of Second-Generation Globular Clusters
哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机已被用来获得巨大的早期型星系NGC 1316的深高分辨率图像，这是一个明显的合并残留物。这些观测结果取代了先前较浅的观测结果，这些观测结果揭示了中间年龄（~ 3 Gyr）的富含金属的球状星团的存在。我们总共检测到1496个候选聚类，几乎是之前WFPC 2图像的4倍。我们确认的双峰的颜色分布的集群，即使在V-I，峰值颜色0.93和1.06。大量的检测到的集群，使我们能够评估的球状星团光度函数作为一个函数的银河中心半径。我们发现，内部的50%的中间年龄，富含金属（“红色”）人口的集群的光度函数显着不同的外部50%。特别是，内部50%的红色星团的光度函数显示出明显的平坦化，这与比蓝色星团的营业额暗约1.0等的营业额一致。这构成了第一个直接的证据，富金属的星系团人口形成的主要合并过程中的气体丰富的星系团可以动态演变（通过中断过程）成红色，富金属的星系团人口是无处不在的“正常”的巨型椭圆。
2004-08-05 astro-ph
The X-ray spectra and spectral variability of intermediate type Seyfert galaxies: ASCA observations of NGC 4388 and ESO 103-G35
利用间隔一年多的ASCA观测资料研究了两个中间型赛弗特星系的X射线谱。NGC 4388和ESO 103-G35都表现出强而窄的Fe K α线发射和冷中性气体的吸收，柱密度约为10^23 cm^-2，这是2型塞弗特星系X射线谱的特征。两个天体的幂律连续通量在约2年的时间尺度上都发生了2倍的变化，在NGC 4388中下降，在ESO 103-G35中上升。在NGC 4388的光谱中，没有观察到Fe K α线的等效宽度的变化，这意味着线通量随着连续谱而下降。我们发现，线的强度不能占荧光线的视线材料与测得的列密度，除非一个“泄漏吸收”的IRAS 04575-7537青睐的类型的模型被采用。在ESO 103-G35的观测结果之间，Fe K α发射线的等效宽度减小，而连续通量增加。1996年对ESO 103-G35的观测也可以用7.4 $\pm$ 0.2 keV的吸收边来拟合，这是由于铁的部分电离，当电离吸收体模型与数据拟合时，发现中性氢的当量柱上升到3.5 x 10^23 cm^-2。Fe K α线通量可以单独用这种材料的荧光来解释，这个模型也很好地代表了1988年和1991年的Ginga观测。因此，ESO 103-G35或NGC 4388的ASCA光谱中不需要反射分量。
1999-03-28 astro-ph
Carbon star survey in the Local Group. VII. NGC 3109 a galaxy without a stellar halo
我们提出了一个CFH 12 K宽视场调查的碳星人口和周围的NGC 3109。碳星是中等年龄恒星中最明亮的成员，几乎只在NGC 3109的盘内和附近发现，排除了像NGC 6822那样存在广泛的中等年龄晕的可能性。超过400颗碳星的平均星等< M_I >=-4.71，证实了本星系群中C星族平均星等的普遍性。对该区域的恒星计数显示，NGC 3109是一个被截断的盘状星系，没有广泛的恒星晕。短轴恒星数在4'和5'之间达到前景密度，这个距离可以用倾斜的盘而不是球状晕来解释。我们计算出全球C/M比为1.75 +/- 0.20，这是这样一个贫金属星系的预期值。
2003-09-23 astro-ph
Evidence for an intermediate mass black hole and a multi-zone warm absorber in NGC 4395
我们报告的分析结果，在最近的长ASCA观测NGC 4395，已知的最可变的低光度活动星系核的X射线波段。在时间平均谱中清晰地分辨出一条相对论展宽的铁谱线，其等效宽度为310^{+70}-{90} eV。时间分辨光谱分析的严重吸收的软X射线波段证实了一个变量的存在，多区温暖的吸收剂在这个源中，在较短的ASCA观测先前的分析中提出的。光源的光变曲线在小时或更短的时间尺度上变化很大，在不到2000 s的时间内记录到计数率变化近10倍。长期的观测和源的可变性使得功率密度谱（PDS）被构建到前所未有的细节水平。有证据表明PDS在3 \times 10^{-4} Hz左右的频率下从α~1的斜率到α~1.8的斜率发生了突变。利用PDS中的破裂，NGC 4395中心黑洞的质量估计约为10^4-10^5太阳质量，这一结果与之前使用光学和运动学技术的分析结果一致。
2003-02-06 astro-ph
NGC 146: A young open cluster with a Herbig Be star and intermediate mass pre-main sequence stars
本文介绍了年轻疏散星团NGC 146的UBV CCD测光和低分辨率恒星光谱。434颗恒星的UBV测光被用来估算E（B $-$ V）红化为0.55 $\pm$ 0.04等，976颗恒星的BV测光被用来估算距离模数为（m $-$ M）$_0$ = 12.7 $\pm$ 0.2等，相当于3470 $^{+335}_{-305}$ pc的距离。我们估计10 - 16百万年的关闭年龄的上主序列的集群使用等时线和合成彩色星等图。我们用无狭缝光谱在MS上发现了两颗发射带H $_α$的B型星。更明亮的Be星的更高分辨率光谱表明存在许多发射线，其中一些线显示气体下降的特征。在（J $-$ H）与（H $-$ K）的色-色图中，发现这颗星位于赫比格Ae/Be星的区域。因此，我们将这颗恒星确定为Herbig Be星。另一方面，发现了54颗恒星显示出近红外过剩，其中17颗位于Herbig Ae/Be星区域，18颗位于Be星区域。因此NGC 146是一个年轻的星团，拥有大量中等质量的前主序星。发现该星系团的开启年龄为$\sim$ 3百万年。虽然NGC 146显示出一个较老的关闭，但这个星团中的大部分恒星似乎属于300万年前的年轻群体。
2005-05-16 astro-ph
VLA Limits for Intermediate Mass Black Holes in Three Globular Clusters
球状星团中心黑洞的观测证据已经被广泛讨论，它们的存在对星团的形成和演化都有重要的影响。大多数证据来自动力学的论点，但解释是困难的，考虑到短的弛豫时间和年龄的集群。黑洞存在的最有力的标志之一是无线电和/或X射线发射。我们观测到三个球状星团，NGC 6093（M80），NGC 6266（M62）和NGC 7078（M15），其VLA分别为A和C组态，3-sigma噪声分别为36，36和25 microJy。我们没有发现任何的三个集群从中央区域的无线电发射的显著证据。NGC 6266显示了2-sigma检测。由于中心气体密度、吸积速率和吸积模型的不确定性，很难从这些上限推断出质量。
2007-10-01 astro-ph
The anticenter old open cluster NGC 1883: radial velocity and metallicity
在对中等年龄的疏散星团NGC 1883（Carraro et al. 2003）进行首次光度学研究之后，本文首次对同一星团中的一个演化恒星样本进行了多历元光谱学研究。目的是推导出星系团的成员资格、速度和金属丰度，并讨论最近文献（Tadross 2005）中关于NGC 1883和Halo中的球状星团一样缺乏金属的说法。此外，作为迄今为止已知的为数不多的银河系外盘中期疏散星团之一，它是提高我们对银河系盘径向丰度梯度知识的理想目标，而径向丰度梯度是银河系任何化学演化模型的基本组成部分。我们获得的新数据使我们能够使NGC 1883的基本参数更加可靠。我们发现该星系团的平均金属丰度为[Fe/H] = -0.20 $\pm$ 0.22，由此推断其年龄（650 $^{+70}_{-70}$ Myr）接近毕宿一，银心距为12.3 $^{+0.4}_{-0.2}$ kpc。NGC 1883的金属丰度、运动学和位置使其成为一个真正的外盘中期疏散星团。我们证实，在银河系外盘的丰度梯度是浅比在太阳附近。
2007-05-16 astro-ph
The X-ray luminosity of solar-mass stars in the intermediate age open cluster NGC 752
目标。虽然观测证据显示恒星X射线活动的大部分衰减发生在毕宿星团（~8 x 10^8年）和太阳的年龄之间，但对这些年龄之间恒星活动的演化知之甚少。为了获得恒星中间年龄日冕活动典型水平的信息，我们研究了1.9 Gyr年龄的疏散星团NGC 752中恒星的X射线辐射。方法.我们分析了NGC 752的~140 ksChandra观测和同一星系团的~50 ksXMM-Newton观测。我们在Chandra数据中检测到262个X射线源，在XMM-牛顿观测中检测到145个源。在钱德拉的视野中，大约90%的星群成员都能在X射线中被探测到。计算了所有观测到的星团成员（28颗恒星）和11个候选成员的X射线光度。结果我们的数据表明，在1.9 Gyr的年龄，M=0.8-1.2 Msun的星团成员的典型X射线光度为Lx = 1.3 x 10^28 erg s^-1，因此比在年轻毕宿星团中观测到的亮度大约低6倍。假设Lx与恒星自转速率的平方成正比，那么当t > 1 Gyr时，NGC 752的中值Lx与自转速度的衰减速率v_rot ~ t^-alpha（α ~ 0.75）是一致的，比Skumanich关系式更陡（α ~ 0.5），比在昂宿星团和毕宿星团之间观察到的要陡得多（其中α < 0.3），表明恒星内部的旋转机制在t ~ 1 Gyr发生了变化。
2008-08-26 astro-ph
Testing intermediate-age stellar evolution models with VLT photometry of LMC clusters. III. Padova results
基于Padova恒星模型，分析了NGC 2173、SL 556和NGC 2155三个中等年龄大麦哲伦星系团的色星等图，确定了它们的年龄和金属丰度。合成CMD与集群数据进行比较。最佳匹配是使用两个拟合函数获得的，这两个拟合函数是基于聚类CMD的不同仓中的星计数。使用了两种不同的标准。其中之一是考虑到了红团星颜色的不确定性。考虑到团簇金属丰度实验值的不确定性，我们提供了一组可接受的解决方案。它们定义了金属丰度、年龄、红化和距离模量（对于假定的IMF）的相应值。与帕多瓦模型的比较表明，NGC 2173的恒星形成时间较长（跨度约为0.3 Gyr），开始于1.7 Gyr，结束于1.4 Gyr。金属度Z在0.0016 $-$ 0.003的范围内。与NGC 2173的观测结果相反，SL 556和NGC 2155的观测结果并不需要恒星形成期的延长。SL 556的年龄为2.0 Gyr。根据采用的比较标准，金属度值在0.002 $-$ 0.004范围内。NGC 2155的年龄为2.8 Gyr，金属丰度Z在0.002 $-$ 0.003的范围内。这个集群的CMD功能表明，更有效的过冲应在进化模型中采用。
2002-11-08 astro-ph
Midlife Crises in Dwarf Galaxies in the NGC 5353/4 Group
这是关于本超星系团中矮星系群的系列论文的第三篇，涉及中等质量（2.1 x 10^13太阳）的NGC 5353/4星系群，其核心主要是S 0系统，外围主要是螺旋系统。矮星系强烈地向核心集中。在太阳单位中的质光比M/L_R=105比系列中前面研究的两组低3倍。该星系群的性质表明，它的动态演化比这两组早期类型星系要少得多。相比之下，NGC 5353/4星系群缺乏超亮系统，但有很大一部分中等光度星系;或者说，光度函数有一个更平坦的暗端斜率。NGC 5353/4星系群的光度函数应该随着中间光度星系的合并而变陡。早期形态类型的小星系中异常大的恒星形成活动事件提供了该集团正在进行的坍缩的证据。活动星系的分布模式暗示着一系列的坠落事件。进入群的矮星中的残余气体在溅射事件中耗尽。中年危机的解决之道是精疲力竭。
2008-02-12 astro-ph
NGC 1245 - an intermediate age open cluster
本文报道了高银纬中间年龄疏散星团NGC 1245视场内916颗恒星的B、V CCD测光结果。用V vs（B-V）色星等图（CMD）估算了团簇参数。在对星团内红化进行校正后，发现朝向星团的平均红化为0.29 $\pm$ 0.05 MAG，距离模数为12.4 $\pm$ 0.3 MAG。发现星团位于3千秒差距的距离处。使用Girardi等人（2000年）的等时线，等时线与CMD聚类拟合，估计年龄为8.9亿$\pm$ 1亿年。使用Girardi等人（2000年）的模型，结合光度误差和10%的联星，得到的合成CMD估计该星团的年龄为1 Gyr。主序星的亮度函数（LF）显示出下降，这可能是由于主序星中的一些已知间隙，包括Bohm-Vitense间隙。对五种质量函数斜率值，将观测CMD计算的LF和积分LF与合成CMD计算的LF和积分LF进行了比较。对现今质量函数的斜率的估计表明，与萨尔彼得值相比，该值更平坦，尽管由于LF中发现的大倾角而不可能进行准确的估计。在星团中心附近看到的恒星明显稀少，估计有2 sigma的统计意义。
2003-03-14 astro-ph
Chemical evolution in the environment of intermediate mass young stellar objects: NGC7129--FIRS2 and LkH$α$234
我们对0级IM原恒星NGC 7129 - FIRS 2（以下简称FIRS 2）和Herbig Be星LkH $α$ 234进行了分子巡天，目的是研究中等质量（IM）年轻恒星天体（YSO）包层的化学演化。这两个天体具有相似的光度（~500 Lsun），并且位于相同的分子云中，这使得由于不同的恒星质量或初始云条件而产生的化学差异最小化。此外，由于它们位于相同的距离，因此我们在两个对象中具有相同的空间分辨率。在这两个物体中总共观察到17种分子物种（包括更稀有的同位素），它们的包络和流出物的结构以前所未有的细节被确定。结果表明，在演化过程中，原恒星包层被分散并升温，成为前主序星。事实上，从FIRS 2到LkH $α$ 234，包封质量减少了>5倍，而动力学温度从~ 13 K增加到28 K。另一方面，不存在与LkH $α$ 234相关的分子流出。分子外流似乎在恒星变得可见之前就停止了。这些物理变化强烈地影响了它们的信封的化学性质。基于我们在FIRS 2和LkH $α$ 234中的结果，我们提出了一些丰度比，可以用作IM YSO包络的化学钟。SiO/CS、CN/N_2H ~+、HCN/N_2H ~+、DCO ~+/HCO ~+和D_2CO/DCO ~+比值是判断原恒星演化阶段的良好指标。
2004-11-22 astro-ph
Water Masers as Tracers of Protostellar Disks and Outflows in the Intermediate Mass Star Forming Region NGC 2071
我们利用甚长基线阵（VLBA），在4个月的时间里，绘制了NGC 2071 IR星形成区红外中心IRS 1和IRS 3的水脉泽辐射图。我们检测到269脉泽功能~1公里/秒的线宽和测量30自行。在每一个红外中心，水脉泽发射似乎跟踪原恒星盘和准直流出的一部分。IRS 3和IRS 1的星盘长度分别为~9和~17 AU，宽度为~2 AU。他们被确定为磁盘的紧凑的尺寸，伸长平行于已知的红外偏振方向，在脉泽地图的中心位置，小的内部自行车，接近1.3厘米的连续发射。外流的轴垂直于盘，并表现出高达~42公里/秒的自行。它们的轮廓是由原恒星发出的~260天文单位的脉泽辐射。IRS 3流出似乎在一侧是圆锥形的，而IRS 1流出包括由面向外的漏斗形空腔包围的窄准直双极流。水脉泽发射跟踪这样的光盘组件，特别是圆锥形或漏斗形结构的检测是不寻常的。IRS 3和IRS 1的红外辐射中心分布相似，说明这两个红外辐射中心大致相同。NGC 2071 IR提供了一个难得的机会来解决磁盘和外流的结构和动力学，并为两颗相距仅2000 AU（投影）的原恒星提供了这样的机会。
2002-08-14 astro-ph
The Luminosity Functions of Old and Intermediate-Age Globular Clusters in NGC 3610
HST上的WFPC 2相机已被用于获得NGC 3610的高分辨率图像，NGC 3610是一个动态年轻的椭圆星系。这些观测取代了较短的、未经抖动的HST观测，在HST观测中首次发现了一个中等年龄的球状星团。新的观测结果更清楚地显示了球状星团的双峰颜色分布，峰值在（V-I）o = 0.95和1.17。NGC 3610中蓝色贫金属星团的光度函数（LF）发生了翻转，符合高斯分布，峰值Mv =-7.0，与椭圆星系中古老的球状星团相似。红色的、富含金属的星团人口有一个LF，它向明亮和暗淡的两端延伸得更远，正如对中等年龄的星团人口所预期的那样。它与指数α = -1.78 +-0.05或-1.90+-0.07的幂律很好地拟合，当校正观测散射时。Kolmogorov-Smirnov检验证实了红色和蓝色聚类的LF之间的显著差异，它们来自同一种群的概率小于0.1%。与Fall & Zhang集群破坏模型的比较表明，与所观察到的LF的边际协议，虽然有细节上的差异。特别是，没有明确的证据表明，在微弱的结束预测的营业额。分析的一个副产品是证明，在任何给定的金属丰度下，LF的峰值应该在1.5 Gyr到12 Gyr之间保持几乎恒定，因为微弱星系团的破坏效应几乎完全被星系团的衰落所平衡。这可能有助于解释球状星团光度函数峰值的普遍性。（节录）
2002-05-01 astro-ph
Magnetic Fields in Star-Forming Molecular Clouds III. Submillimeter Polarimetry of Intermediate Mass Cores and Filaments in Orion B
利用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的亚毫米波段普通用户测辐射热阵列的成像偏振计，我们探测到了猎户座B分子云中三个恒星形成核心系统：NGC 2071，NGC 2024和LBS 23N（HH 24）的尘埃在850微米处的偏振热辐射。极化模式并不表示由单个场方向主导的磁场的预期极化模式，并且所有极化模式都表现出朝向最高强度峰值的极化百分比减小。NGC 2024具有最有组织的偏振模式，其中心始终沿着7个远红外源的链的长度。我们已经模拟了NGC 2024使用螺旋场的几何形状线程弯曲的灯丝，也作为一个磁场扫过的电离前沿的扩大HII区。在后一种情况下，场被密集脊弯曲，这解释了偏振模式和朝向北芯FIR 1至FIR 4的视线场强度的现有测量。NGC 2071内部的净磁场方向垂直于该区域的主导外流。尽管有证据表明，线污染存在于850微米的连续性，偏振水平的测量表明，偏振的排放占主导地位的灰尘。
2002-01-21 astro-ph
The Star-forming Region NGC 346 in the Small Magellanic Cloud with Hubble Space Telescope ACS Observations. II. Photometric Study of the Intermediate-Age Star Cluster BS 90
我们提出了我们的调查结果的中间年龄星团BS 90，位于附近的HII区域N66在SMC，观察与HST/ACS。高分辨率的数据提供了一个非常详细的光度研究上罕见的中年丰富的SMC集群之一，一个独特的机会。完整的观测集集中在协会NGC 346，包含近10万颗恒星到V ~28 mag. In这项研究中，我们专注于该地区的北部，其中几乎涵盖了BS 90的全部恒星内容。我们构建了它的恒星表面密度分布，并推导出结构参数。等时线拟合的CMD集群的结果在约4.5 Gyr的年龄。利用等时线模型导出的质光关系，构造了BS 90的光度函数，并得到了BS 90的现今质量函数。我们发现斜率在-1.30和-0.95之间，与典型的Salpeter IMF相当或稍浅。质量函数的径向依赖性的检查显示在较大的径向距离处的斜率更陡，表明在集群中的质量分离。导出的半质量弛豫时间为0.95 Gyr表明，由于其动力学演化的集群是质量分离。从等时线模型拟合，我们得出了BS 90的金属丰度[Fe/H]=-0.72，这增加了一个重要的点SMC的年龄-金属丰度关系。我们讨论了我们的研究结果，这种关系相比，其他SMC集群。
2007-04-23 astro-ph
