Cosmic infrared background and Population III: an overview
我们回顾了最近对宇宙红外背景辐射（CIB）的测量及其对第一恒星时代（包括第三星族）物理学的影响。最近获得的CIB结果的范围从直接测量CIB波动从遥远的来源，使用深斯皮策数据强大的上限近红外CIB从耀变体光谱。这使得可以将第三星族模型与CIB数据进行比较，以直接了解第一颗恒星的时代，第三星族的形成和演化，以及第一个坍缩物质晕中反馈过程的微观物理学。我们还讨论了这些CIB源和解决它们的前景与美国宇航局即将到来的空间仪器，如JWST的宇宙学的混乱。
2006-10-31 astro-ph
Cosmic infrared background from Population III stars and its effect on spectra of high-z gamma-ray bursts
讨论了第三星族星对近红外宇宙红外背景辐射的贡献及其对高$z$高能伽马射线暴光谱的影响。结果表明，如果第三星族是大质量恒星，只要所有重子中只有~ 4+/-2%穿过这些恒星，就可以再现所声称的近红外CIB过剩。无论它们产生的近红外CIB的精确值如何，它们都会留下足够的光子，为高z伽马射线暴的高能光子提供大的光学深度。预计在计划发射NASA的GLAST任务后，将对这种伽马射线暴进行观测。在高$z$伽玛暴的光谱中，这种阻尼的存在或不存在将提供有关星族III辐射的重要信息。这个截止点的位置也可以作为伽玛射线暴红移的一个指标。
2006-02-10 astro-ph
Extent of Excess Far Infrared Emission around Luminosity Class III Stars
与红外空间天文台，我们进行了3x 3像素成像测光的12个光度III类恒星，这是以前假定有尘埃颗粒在他们周围，在远红外波长（60和90微米）。12个目标中有11个在恒星所在的位置显示出过量的远红外辐射峰值（在光球层以上），这意味着尘埃颗粒确实与恒星有关。为了估计过量发射源的大小，检查3x 3阵列的中心与边界像素的通量比。尘埃排放的半径被发现是~3000 ~10000 AU的薄壳分布，和~5000 ~25000 AU的均匀分布。我们考虑三种模型的尘埃起源：彗星解体，零星的尘埃喷射从恒星，从附近的星际卷云发射。数据似乎排除了第一个模型（至于“柯伊伯带”一样的粒子被假定为大黑体颗粒），但不使我们能够选择其他两个模型之间。
2000-12-01 astro-ph
Population III and the Near-Infrared Background Excess
我们对最近探测到的近红外背景“过剩”（NIRBE）归因于来自第三族天体的红移光的模型进行了严格的评估。为了提供所需的25 keV/重子的红移9，Pop III大质量恒星必须在所有维里温度超过几百K的"迷你晕“中以超过30%的效率形成：为了避免过度的金属污染，大多数重子一旦在Pop III恒星中必须最终进入中等质量黑洞（IMBH）。在这种IMBH上的气体吸积必须被抑制，或者导致具有陡峭的UV/X射线光谱的早期迷你类星体，以便不过度产生目前尚未解决的软X射线背景。在后一种情况下（近红外辐射源主要是“X射线宁静的小型类星体”），在红移9处的IMBH的总质量密度必须比今天在星系核中观察到的超大质量黑洞的质量密度高50倍以上。恒星主导的近红外线辐射是不太经济的能量：宇宙中超过5%的重子必须被处理成第三星族恒星。我们调查的各个方面的人口III假设的NIRBE，并表明，电离光子预算需要占的NIRBE是远远大于所需的解释高电子散射光学厚度的WMAP卫星测量。
2005-02-21 astro-ph
Detecting Population III stars through observations of near-IR cosmic infrared background anisotropies
在WMAP和气球实验成功绘制了最后一个散射表面之后，第一批恒星的时代，即第三星族恒星形成的时代，正在成为下一个宇宙学前沿。目前还不清楚这些恒星的性质是什么，它们是何时形成的，或者它们的时代持续了多久才导致我们今天看到的恒星和星系。我们表明，这些问题可以回答与近红外宇宙红外背景（CIB）的当前和未来的测量。理论论证表明，第三星族恒星是非常大质量和短命的恒星，形成于$z\sim 10-20$，在冷暗物质宇宙中密度场的罕见峰值。因为星族III的恒星可能是单独形成的小型晕，所以目前的望远镜研究无法直接观测到它们。我们发现，这些恒星留下了强大的和可测量的签名，通过他们的贡献CIB各向异性的广泛的形成方案。最近测得的近红外CIB各向异性超过正常星系的过剩可以解释早期第三星族恒星的贡献。这些结果意味着星族III确实是非常大质量的恒星，它们的历元开始于$z\sim 20$，并持续到$z\lsim 13$之后。我们显示了准确测量CIB各向异性产生的人口III与未来的天基任务的重要性。
2004-02-19 astro-ph
A search for Low Surface Brightness galaxies in the near-infrared III. Nancay HI line observation
利用Nancay望远镜在21 cm HI谱线上观测了2 MASS全天近红外巡天中发现的334个低表面亮度星系。在半径为5弧秒的范围内测量，它们的K_s波段平均表面亮度都比18等/弧秒^[2]弱，而在20等/弧秒^[2]水平上的K_s波段等照度半径都大于20弧秒。我们提出了全球HI线参数的171个明确检测到的对象和23个边缘检测，以及未检测到的对象的上限。这171个明确的探测包括50个以前未编目的物体和41个只有PGC条目的物体。
2003-05-17 astro-ph
86 GHz SiO maser survey of late-type stars in the Inner Galaxy III. Interstellar extinction and colours of the SiO targets
我们已经确定了441晚型恒星的样本在银河系内部，我们以前搜索的SiO脉泽发射，使用2 MASS近红外测光周围的恒星的消光校正。由此，发现近红外消光定律近似于幂律A $_λ\propto λ^{-1.9\pm0.1}$。综述了已知Mira星的近红外和中红外色-色性质。从SiO靶星的去红红外色分布，我们推断出$10^{-7}$和$10^{-5}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$之间的质量损失率。
2005-03-08 astro-ph
The luminous infrared composite Seyfert 2 galaxy NGC 7679 through the [O III] 5007 emission line
NGC 7679是一个邻近的亮红外Sy2星系，其中星暴和活动星系核活动共存。电离结构由活动星系核的幂律连续体和星暴共同维持。该星系是一个明亮的X射线源，具有低X射线柱密度N_H <4 x 10^20 cm ^{-2}。这种非吸收物体的康普顿薄性质推断出，SyG统一模型的简单公式不适用于它们的情况。本文的主要目的是利用[O III] 5007光度作为活动星系核活动的示踪剂，研究NGC 7679环核区的气体分布和电离结构，以寻找隐藏的Sy1核的存在。NGC 7679的[O III] 5007图像显示椭圆形等照度线沿着PA约80度的方向延伸到对应星系NGC 7682。由[O III] 5007/H α比值追踪的活动星系核幂律连续体的电离最大值向东移动了约13角秒。结果表明，高电离方向的尘埃和气体直接指向活动星系核中央发动机。这可能导致尘埃/恒星形成衰变。大部分[O III]光度> 10^41 erg s ^{-1}的未吸收康普顿薄Sy2具有隐藏的活动星系核源（略图）。
2007-04-05 astro-ph
A Stellar Library for Evolutionary Synthesis Modeling Including Variable AGB Stars
星暴后中间年龄的自洽分光光度模型需要准确的恒星成分，同时考虑到该阶段主导近红外发射的恒星的主要特征：AGB恒星的可变性。本文提出了一个新的基于变星AGB经验光谱平均值的恒星光谱库。这个库是为了方便在群体合成模型中使用而设计的。我们讨论有意义的方法来计算这些平均值，和非平凡的理论恒星参数的连接。我们的库覆盖了0.5微米和2.5微米之间的近红外波长范围，与仅使用静态巨人的标准库相比，表现出根本性的差异。
1999-06-08 astro-ph
Near-Infrared Imaging of Early-Type Galaxies III. The Near-Infrared Fundamental Plane
利用251个星系团和星系群中早型星系的近红外成像数据，构造了近红外基本面（FP）r_eff ~ sigma_0 ^1.53<Sigma_K>_eff^-0.79。因此，FP的斜率在所有可见光和近红外波段上都偏离了维里期望值r_eff ~ sigma_0^2<Sigma>_eff^-1，这可能是M/L沿椭圆星系序列变化的结果，或者是椭圆星系家族中同源性的系统性破坏。近红外FP的斜率排除了金属丰度变化作为FP斜率的唯一原因。然而，不排除年龄效应、同系动力学偏差或这些的任何组合（有或没有金属丰度）。近红外和光学FP的散射几乎相同，并且大大大于观测的不确定性，这表明FP在所有波长上都具有小但重要的内在宇宙学散射。近红外FP残差与Mg_2-sigma关系残差之间缺乏相关性，表明这些关系的厚度不能仅归因于年龄或金属丰度效应。由于这种金属丰度的独立性，近红外FP的小散射排除了年龄和金属丰度影响“合谋”保持光学FP薄的模型。所有这些结果都表明，由于椭圆星系中恒星星族和结构参数变化的综合影响，FP关系的可能物理起源是复杂的。
1998-06-23 astro-ph
Deep 610-MHz Giant Metrewave Radio Telescope observations of the Spitzer extragalactic First Look Survey field - III. The radio properties of Infrared-Faint Radio Sources
暗-弱射电源（IFRS）是一类在射频处很亮，但在深红外图像中不出现的射电源。我们报告了14个IFRS的斯皮策河外第一次看调查领域内的检测，其中8个检测到的极限幅度附近的深R波段图像的区域，在R ~ 24.5。斯皮策空间望远镜的敏感图像被叠加，以便对其中红外通量密度设置上限，使用最近的610 MHz和1.4 GHz观测，我们发现它们的光谱指数在α = 0.05和1.38之间变化，其中我们定义α，使得S = S_0 nu^（-α），并且不应该被认为是单一的源群。我们对这些源的光度和线性尺寸进行了限制，并通过与3CRR目录中研究得很好的局部天体进行比较，证明它们可以被建模为位于高红移（z > 4）的紧凑（< 20 kpc）Fanaroff-Riley II类（FRII）射电星系。
2008-09-24 astro-ph
Ultra-Luminous X-ray Sources: Evidence for Very Efficient Formation of Population III Stars Contributing to the Cosmic Near-Infrared Background Excess?
越来越多的证据表明，部分超亮X射线源（ULX）是中等质量黑洞（IMBH），但IMBH的形成过程尚不清楚。一种可能性是它们是由第三星族（Pop III）恒星的残余物形成的，但人们认为，对于分布在星系晕中的IMBH来说，ULX的可能性太低，无法解释观测到的ULX数量。在这里，我们表明，ULX的数量可以解释这样的晕IMBHs通过一个致密的分子云，如果流行III恒星形成是非常有效的，最近建议的过量的宇宙近红外背景辐射，不能占正常的星系人口。计算了该方案下X射线源的光度函数，发现与观测数据一致。我们的方案可以解释ULX优先在恒星形成区域的大型气体浓度的外围发现。指出并讨论了几个重要的物理效应，包括气体动力学摩擦、吸积流的辐射效率和对周围介质的辐射反馈。ULX可以持续约10^{5-6}年，释放出约10^{53}尔格的总能量，这足以为光学观测发现的电离膨胀星云提供能量。
2005-04-13 astro-ph
The Mid-infrared Fine-structure Lines of Neon as an Indicator of Star For mation Rate in Galaxies
单离子化氖（[Ne II] 12.8微米）和双离子化氖（[Ne III] 15.6微米）的精细结构线是恒星形成区中红外光谱中最突出的特征之一，有可能成为星系中恒星形成率的一个强有力的新指标。使用一个样本的恒星形成的星系与测量的精细结构线从文献中，我们表明，[Ne II]和[Ne III]的光度之和服从一个紧密的，线性相关的总红外光度，超过5个数量级的光度。讨论了这些谱线的形成及其与莱曼连续谱亮度的关系。给出了恒星形成率与[Ne II]+[Ne III]光度之间的简单刻度。
2006-11-28 astro-ph
A library of high resolution synthetic stellar spectra from 300nm to 1.8 micron with solar and alpha-enhanced composition
恒星光谱库是研究恒星星族的基本工具，经验光谱库和合成光谱库都被用于这一目的。本文提出了一个新的高分辨率合成光谱库，范围从近紫外（300 nm）到近红外（1.8 ${\rm μ}$ m）。该数据库涵盖了所有与光谱区域中的年老和中等年龄恒星星族的积分光相关的恒星类型（光谱类型F至M和所有光度类别）。网格计算的金属丰度范围为[Fe/H] = --2.5至+0.5，包括太阳能和$α$增强（[ $α$ /Fe] = 0.4）的化学成分。合成光谱是一个很好的匹配恒星的观测整个恒星参数空间所包含的图书馆和整个光谱区域所涵盖的计算。
2005-07-27 astro-ph
Mid-infrared interferometry on spectral lines: III. Ammonia and Silane around IRC+10216 and VY CMa
利用卧底。利用Berkeley红外空间干涉仪，首次对氨（NH_3）和硅烷（SiH_4）的中红外分子吸收特性进行了高光谱分辨率（R ~ 100000）的干涉观测。在球对称和均匀外流的假设下，这些新的数据允许研究碳星IRC+10216和红超巨星VY CMa周围的分子分层。对于IRC+10216，氨和硅烷都被发现在尘埃流出物中形成，明显超出尘埃形成和气体加速区。具体地，发现氨在硅烷之前在衰减气体湍流的区域（>~ 20 R_star）中形成，而硅烷在远离恒星的相对平稳的气流的区域（>~ 80 R_star）中产生。粉尘形成后不久，气相SiS在晶粒上的耗尽可能会在晶粒表面上引发硅烷生成反应。对于VY CMa，干涉和光谱观测的组合表明，NH_3是在高气体湍流区（~ 40 R_星）的气体加速相的终止附近形成的。
2000-07-27 astro-ph
The Contribution of the First Stars to the Cosmic Infrared Background
我们计算了在高红移下大质量无金属恒星对宇宙红外背景的贡献。我们探讨了两个合理的恒星形成模型和两个极限情况下的电离恒星辐射的再处理。我们发现，如果满足以下条件，星族III星可能对宇宙近红外背景有重要贡献：（i）第一批恒星质量大，M > ~100 M_sun。(ii)氢分子可以冷却低质量晕中的重子。(iii)流行音乐III明星的形成是持续的，而不是通过负面反馈效应关闭。(iv)维力化晕以大约40%的效率形成恒星，直到再电离的红移z~7。(v)电离辐射逃逸到星系际介质中的比例很小。(vi)几乎所有的恒星最终都会进入大质量的黑洞，而不会对宇宙的金属富集做出贡献。
2002-07-31 astro-ph
The Cepheid Period-Luminosity Relation (The Leavitt Law) at Mid-Infrared Wavelengths: III. Cepheids in NGC 6822
我们提出的第一个应用程序的中红外周期亮度关系的确定造父变星的距离超出麦哲伦云。利用斯皮策天文台NGC 6822的IRAC影像数据，我们可以测量16颗长周期（10至100天）造父变星的单历元星等，其中16颗为3.6微米，14颗为4.5微米，10颗为5.8微米，4颗为8.0微米。测得的斜率和观测到的散射都符合以前为大麦云造父变星测得的关系，拟合这些关系得到的视距离模量为mod{3.6} = 23.57 +/- 0.06，mod{4.5} = 23.55 +/- 0.07，mod{5.8} = 23.60 +/-0.09和mod{8.0} = 23.51 +/-0.08 mag.多波长拟合到新的IRAC模量和先前公布的BVRIJHK模量，允许对星际红化进行最终校正，并给出23.49 +/- 0.03等的真实距离模数，E（B-V）= 0.26等，对应于500 +/-8kpc的度量距离。
2008-11-30 astro-ph
Infrared Emission from Interstellar Dust. III. The Small Magellanic Cloud
采用无定形硅酸盐和碳质颗粒的混合物模拟了小麦哲伦云（SMC）中星际尘埃的红外（IR）发射，其中包括多环芳烃（PAH）分子。(1)结果表明，该尘埃模型是能够再现光谱能量分布从近红外到远红外的整个SMC酒吧区，提供的PAH丰度在SMC酒吧区是非常低的。(2)SMCB 1#1分子云的红外光谱也可以通过我们的尘埃模型再现，前提是PAH丰度相对于整体SMC Bar增加。SMCB 1#1中的多环芳烃占SMC C丰度的约3%，而SMC Bar中的多环芳烃含量<0.4%。(3)如果PAH混合物具有与最适合银河系PAH混合物的谱带强度不同的固有IR谱带强度，则SMCB 1#1的光谱最佳再现。多环芳烃红外波段强度的变化意味着不同的多环芳烃混合物，可能是不同金属含量或环境条件的结果。其他的可能性，如超氢化的多环芳烃和软化的星光光谱也进行了讨论。
2002-04-11 astro-ph
Near-infrared observations of galaxies in Pisces-Perseus: III. Global scaling relations of disks and bulges
我们确定了一个样本的40个旋涡星系的膨胀和磁盘的类似于椭圆星系的基本平面的标度关系的参数。为此，我们从近红外H波段图像中获得结构参数（scalelands和表面亮度），并从旋光曲线中获得运动学参数（旋转速度）。在磁盘的情况下，我们测试的准确性推导出的关系作为一个距离指标，通过比较其分散的H波段塔利-费舍尔关系相同的样本，并发现，后者达到的准确性略高（分散是19%对23%，这个样本）。据推测，差异是由于更强大的字符的全球参数，而不是那些与磁盘的内部部分。它还apperas（a）无论是恒星的质量与光比的凸起和磁盘的组件的大小增加，或（b）凸起和磁盘的相对贡献的整体旋转的星系（因此，其总质量）变得越来越小，随着规模的增加。
1999-05-06 astro-ph
Young Stars in the Camelopardalis Dust and Molecular Clouds. III. the GL 490 Region
利用从2 MASS、IRAS和MSX数据库中提取的红外测光数据，从中心位于银经142.5度、纬+1.0度的3 × 3度区域内的约37500个红外天体中选出了50个疑似年轻恒星天体（YSO），在暗星云DoH 942中的年轻恒星GL 490附近（Dobashi等人，2005年）。700纳米和100妈妈之间的光谱能量分布表明，大多数选定的对象可能是YSO的I类和II类。在K_s与H-K_s的色星等图中，可疑的YSO占据了主序右边的一个区域，这可以解释为是由光度、星际和星周红化以及星周包层和盘的红外热发射的影响造成的。
2008-03-17 astro-ph
An ISOCAM survey through gravitationally lensing galaxy clusters. III. New results from mid-infrared observations of th e cluster Abell 2219
大质量星系团Abell 2219（z = 0.228）是由红外空间天文台在14.3 $μ$ m处观测到的，观测结果由Barvainis等人（1999年）发表。这些观测结果已经使用一种专门设计用于探测微弱源的方法进行了重新分析，该方法已应用于其他星系团。检测到五个新的源，并且由此产生的累积总数十个源都具有光学对应物。中红外源被确定为三个星系团成员，三个前景星系，一个极红天体，一颗恒星和两个红移未知的星系。用GRASIL程序对星系的光谱能量分布（SED）进行了拟合。最适合的是，在一般情况下，与正在进行的恒星形成的星系模型。对于三个星团成员，从模型SED得到的红外光度在~ 5.7 × 10^10 Lsun和1.4 × 10^11 Lsun之间，对应的红外恒星形成速率在10 ~ 24 Msun/年之间。这两个具有光学分类的星系团星系位于色星等图的布彻-欧姆勒区域。这三个前景星系的红外光度在1.5x10^10 Lsun到9.4x10^10 Lsun之间，因此红外恒星的形成速率在3到16 Msun/年之间。两个前景星系位于两个前景星系增强图中（Boschin et al. 2004）。包括Abell 2219在内，六个遥远的星系团已经被ISOCAM绘制成地图，其中三个星系团中发现了亮红外星系（LIRGs）。阿贝尔2219中LIRGs的存在加强了星团中亮红外星系与最近或正在进行的星团合并活动之间…
2006-10-20 astro-ph
1.65 micrometers (H-band) surface photometry of galaxies. III: observations of 558 galaxies with the TIRGO 1.5m telescope
我们目前的近红外H波段（1.65微米）的后发座超星系团和室女星系团的558个星系的表面测光。该数据集是通过安装在戈尔内格拉特红外望远镜上的Arcetri NICMOS 3相机ARNICA获得的，旨在通过对大多数早期类型物体的观测来补充我们对这些地区螺旋星系的近红外调查，该调查在本系列的前几篇论文中提出。导出了光学半径处的星等、总星等、等照度半径和聚光指数。我们确认存在的近红外浓度指数和星系H-波段光度之间的正相关性。（表1和表2仅可通过gavazzi@uni.mi.astro.it请求以电子形式提供）
1999-11-22 astro-ph
Cyclotron Modeling Phase-Resolved Infrared Spectroscopy of Polars III: AM Herculis and ST Leo Minoris
我们提出了相位分辨低分辨率红外光谱的AM Her和ST LMi，两个低场极化，我们观察到的DAC上的IRTF。光学/近红外光变曲线也被公布，以帮助限制观察时物体的几何形状和亮度。目前，只有有限的红外光谱已公布的这些对象，并没有与相位覆盖在这里提出。在这两种情况下，所产生的光谱都是由近红外光谱中的二级恒星的辐射所主导的。然而，发射区域也是自掩的，允许我们通过减去暗相位谱来分离回旋辐射。我们使用“恒定λ”处方来模拟结果数据中看到的不断变化的回旋特征。对于AM Her，我们找到最佳拟合模型：B = 13.6 MG，kT = 4.0 keV，logLambda = 5.0。回旋加速器导出的吸积几何形状与50度的轨道倾角和85度的磁共纬度是一致的。对于ST LMi，B = 12.1 MG，kT = 3.3 keV，logLambda = 5.7，轨道倾角为55度，磁同纬度为128度。
2008-07-07 astro-ph
The COBE Diffuse Infrared Background Experiment Search for the Cosmic Infrared Background: III. Separation of Galactic Emission from the Infrared Sky Brightness
宇宙红外背景（CIB）隐藏在我们自己的太阳系和银河系的前景发射的面纱后面。本文描述了从1.25 - 240微米COBE DIRBE图中去除银河系红外辐射的步骤，作为探测CIB的最终目标。银河系的发射模型是精心挑选和建造，使各向同性的CIB是完全保留在剩余的天空地图。我们从DIRBE数据开始，行星际尘埃（IPD）云的散射光和热辐射已经被去除。受明亮致密源和恒星源发射影响的位置被排除在分析之外。在近红外和中红外波长的微弱的恒星的未解决的排放表示的模型的基础上银河系源计数。100微米DIRBE观测被用作高纬度星际介质（ISM）发射的空间模板。100微米数据与H I柱密度的相关性允许我们分离与ISM相关联的所观察到的发射的分量。建立了扩散电离介质的远红外发射率的限制，这表明每H核比在中性介质中的发射率较低。在240微米时，我们发现在ISM模型中添加第二个空间模板可以大大提高模型在低纬度的精度。这一分析的关键成果是一组全天空红外地图，其中银河系（和IPD）的发射已被删除。我们讨论了系统的不确定性和潜在的错误，在前景减法过程中，可能会有影响的研究寻求检测CIB的残差图。
1998-06-09 astro-ph
Tracing the first stars with cosmic infrared background fluctuations
最深的空间和地面观测发现，在宇宙年龄<1 Gyr的宇宙时代，金属富集的星系。在这些恒星星族之前，必须有第一批不含金属的恒星，即星族III。最近的宇宙微波背景偏振测量表明，恒星在宇宙$\lsim200$ Myr时就开始形成了。理论上，现在认为第三星族恒星的质量比现在富含金属的恒星星族大得多。虽然现有的或计划中的望远镜无法单独探测到这些辐射源，但它们会产生大量的近红外宇宙红外背景辐射，其波动反映了原始密度场的条件。在这里，我们报告的测量扩散通量波动后，删除前景恒星和星系。各向异性超过了仪器噪音和更多的局部前景，可以归因于来自大质量第三星族恒星的发射，提供了这些天体主导时代的观测证据。
2005-11-03 astro-ph
A standard stellar library for evolutionary synthesis: I. Calibration of theoretical spectra
基于Kurucz（1995）、Fluks等（1994）和Bessell等（1989，1991）的三个原始的模型大气光谱网格，本文提出了一个综合的恒星光谱混合库。该组合库旨在用于多用途合成测光应用，其构建目的是（i）覆盖Teff、log g和[M/H]的最大可能范围，（ii）在波长的均匀网格上提供具有有用分辨率的通量光谱，以及（iii）为最大可能的参数和波长范围提供逼真的合成宽带颜色。对于每个值的有效温度和每个波长，我们计算的校正函数，必须适用于（理论）太阳丰度模型通量谱，产生合成UBVRIJHKL颜色匹配（经验）的色温校准来自观测。校准算法的目的是保留原来的差分网格属性所暗示的金属丰度和/或光度变化的新库。相应的颜色校准进行了详细描述。
1997-01-06 astro-ph
Southern Infrared Proper Motion Survey III: Constraining the mass function of low mass stars
恒星质量函数是恒星天体物理的基本分布之一。在质量与太阳相似的情况下，它的形状是由Salpeter（1955）发现的，是一个幂律$m^{-α}$，斜率为$α=1.35$。从那时起，在现场，在恒星团和其他星系的质量函数进行了研究，以确定由于环境和质量范围的变化。在这里，我们使用的结果，从以前的论文中的SIPS系列，以限制低质量恒星（0.075 M $_\odot$ $<$ m $<0.2_\odot$）的质量函数。我们使用基于Deacon & Hambly（2006）的低质量局部恒星星族模拟来模拟SIPS-II巡天的结果（Deacon & Hambly，2007）。然后，我们改变这些模拟的输入参数（指数的质量函数$α$和恒星出生率参数$β$）和比较模拟的调查结果与那些从实际调查。在对二元性进行校正并考虑到我们模型中的潜在误差后，我们发现$α=-0.62\pm0.26$对于所引用的质量范围。
2008-04-15 astro-ph
First Stars Contribution to the Near Infrared Background Fluctuations
我们表明，第一个，第三星族天体（PopIIIs）内的无金属恒星的发射需要解释的波动水平在近红外背景（NIRB）最近发现的Kashlinsky等。（2002），至少在最短的波长。（未解决的）Pop III的聚类实际上可以解释J波段观测所探测的几乎所有~1-30弧秒尺度上的整个信号。它们的贡献在较短的频率下逐渐消失，在K波段变得可以忽略不计。“正常”的，高度聚集<z>的，经历激烈的恒星形成的~3星系，如在哈勃深场发现的星系，可以“填补”这个空白，并提供丢失的信号。事实上，发现它们对强度波动的贡献是在λ =2.17妈妈占主导地位，而它逐渐失去在H和J波段的重要性。这两个宇宙天体群的联合贡献能够在误差范围内再现在小角尺度上（波普III原星系的θ < 200”）整个近红外范围内观测到的功率谱。其他实验检测到的更大尺度上的信号反而需要更多本地源的存在。
2003-04-15 astro-ph
Observations of the Hubble Deep Field with the Infrared Space Observatory. III. Source counts and P(D) analysis
我们目前的源计数在6.7微米和15微米，从我们的哈勃深场区域的地图，达到38.6 microJy在6.7微米和255 microJy在15微米。这是有史以来第一次在6.7微米处进行的河外星系数计数，比IRAS的12微米要暗30年。源计数和P（D）分析都表明，我们已经达到了ISO混淆极限15微米：这将对未来的太空任务产生重要影响。这些数据为标准化组织正在进行的其他调查提供了一个很好的参考点。在>3 sigma时排除了15微米处的无演变模型，而拟合陡峭IRAS 60微米计数的两个模型是可接受的。这为IRAS调查中看到的强烈演变提供了重要的确认。这些模型中的一个可以从6.7微米的数据中排除。
1997-07-02 astro-ph
Extragalactic Globular Clusters in the Near Infrared: III. NGC 5846 and NGC 7192
本文是早型星系中球状星团系统的近红外和光学测光系列的第三篇文章，我们集中讨论了NGC 5846和NGC 7192两个椭圆星系群的测光结果，并对迄今为止所研究的球状星团系统进行了首次比较。在NGC 5846中，颜色-颜色图在（V-K）中显示出清晰的双峰，这通过KMM测试得到证实。两个峰的平均颜色估计为（V-K）=2.57+/-0.06（蓝色）和（V-K）=3.18+/-0.06（红色）。NGC 7192的情况有所不同，因为它的色-色图没有给出明显的第二个球状星团的证据。利用模拟的球状星团系统的颜色分布，我们在量化球状星团系统的累积年龄分布方面迈出了第一步。另外，NGC 5846的结果使我们得出结论，它的富金属球状星团人口包含两个球状星团人口，其年龄相差几个Gyr。NGC 7192的年龄结构与单年龄种群表现出很强的相似性。
2003-04-25 astro-ph
The Las Campanas Infrared Survey. III. The H-band Imaging Survey and the Near-Infrared and Optical Photometric Catalogs
拉斯坎帕纳斯红外巡天以宽波段光学和近红外测光为基础，旨在强有力地识别红移z>1的演化星系的统计显著性和代表性样本。我们已经完成了一个H波段成像调查超过1.1平方度的天空在六个不同的领域。在四角秒直径孔径中的平均5 σ检测极限为H ~ 20。在这里，我们描述了调查的设计，观察策略，数据减少技术，和对象识别程序。我们目前的样本近红外和光学光度计目录中确定的对象在两个调查领域。我们在所有带通中进行物体检测，并在两个领域中识别了超过1，408平方角分的54，000个星系。在这些星系中，约14，000个在H波段被探测到，约2，000个具有演化星系的颜色，I-H>3，z > 1。我们发现：（1）H波段探测目标的微分计数N（m）在H 19处的斜率为0.44< 19 and 0.27 for H >。此外，我们发现（2）H探测到的红色物体的微分计数在H 20时的斜率为0.85< 20 and 0.32 at H >，在H=20时的平均表面密度约为3，000度^{-2}磁^{-1}。最后，我们发现（3）在H ~ 21时，具有红色光学到近红外颜色（I-H > 3）的星系占H探测星系的20%，但在H = 19时仅占2%。我们发现，红色星系是强烈的集群，这导致在一个强大的场到场的变化，在他们的表面密度。基于各种形成场景的观测和预测的比较表明，这些红色星系与z ~ 1处的轻度演化的早期类型星系一致，尽…
2001-12-08 astro-ph
Extended envelopes around Galactic Cepheids III. Y Oph and alpha Per from near-infrared interferometry with CHARA/FLUOR
使用干涉Baade Wesselink方法（IBWM）精确测量造父变星的距离需要无偏角直径测量。该技术的精度目前受到1.5%水平的干涉测量的限制。在这个水平上，中心-边缘暗化（CLD）和星周包层（CSE）的存在似乎是两个主要的偏差来源。我们进行的观测旨在提高我们对造父变星的干涉可见度轮廓的认识。特别是，我们评估系统存在的CSE造父变星周围，以确定准确的距离与IBWM免费从CSE偏角直径。我们观察到的造父变星（Y Oph）的脉动是很好地解决和非脉动的黄色超巨星（α Per）使用长基线近红外干涉。我们使用之前开发的简单CSE模型解释了这些数据。我们发现，我们对α Per的观察并没有为CSE提供证据。测量的CLD解释了流体静力光球模型。我们对Y Oph的观测结果与较小的基线测量结果相比，表明它被一个CSE所包围，该CSE具有与以前在其他造父变星周围发现的CSE相似的特征。我们已经确定到Y Oph的距离为d=491+/-18 pc。更多的证据指向这样一个结论，即大多数造父变星都被微弱的CSE所包围，这是通过近红外干涉测量法检测到的：在观察了四颗造父变星后，都显示出CSE的证据。我们的CSE非检测周围的非脉动超巨星的不稳定带，阿尔法每，提供了信心的检测技术，并建议脉动驱动的质量损失机制的造父变星。
2007-04-13 astro-ph
The Imprint of the Cosmic Dark Ages on the Near Infrared Background
第一颗恒星（Pop III）的红移光可能对近红外背景（NIRB）有很大的贡献。通过拟合最近的数据与模型，包括最新的流行III恒星光谱，我们发现，这样的恒星确实可以解释整个NIRB残差（即减去“正常”星系贡献后），如果高红移恒星形成效率为f = 10%-50%，取决于IMF（最重的需要最低的效率）和未知的星系在L波段的贡献（我们的模型，然而，建议它是可以忽略不计的）。在所有模型中，Pop III星形成的这一时期在z_end ~ 8.8时结束，J波段观测设定了z_end < 9的硬极限。为了防止相关的IGM与IGM中观察到的水平相比重元素过度富集，对不稳定超新星必须是主要的重元素来源。其他的解释必须打破轻金属的生产环节，主张非常大质量的恒星（M > 260 M_sun）锁定其核合成产物在紧凑的残余物或通过假定一个非常不均匀的金属富集的Ly α森林。我们详细讨论了这些可能性以及与所采用的黄道光模型相关的不确定性。
2002-10-15 astro-ph
Near-infrared emission-line galaxies in the Hubble Deep Field North
介绍了斯巴鲁望远镜近红外相机（CISCO）拍摄的2.12~ $μ$ m窄波段哈勃深空北像。在H $α$或[O~{ \sc iii}]发射线红移到光谱红移预期的窄带范围内的5个目标中，有4个目标具有强发射线，特别是两个[O~{ \sc iii}]发射线目标。剩下的一个目标显示没有H $α$发射，尽管它的明亮的休息紫外光度，表明该对象已经在后星爆阶段。从检测到的两个H $α$发射导出的体积平均$SFR$与从静止-UV连续谱评估的体积平均$SFR$大致一致。
2000-01-24 astro-ph
Spitzer Mid-Infrared Spectroscopy of Infrared Luminous Galaxies at z~2 III: Far-IR to Radio Properties and Optical Spectral Diagnostics
本文给出了48个z~1-3 Spitzer选择的具有IRS中红外光谱的ULIRG样品的远红外、毫米波和射电测光以及光学和近红外光谱。我们的目标是计算它们的辐射热，并确定它们的活动星系核和星暴成分的存在和相对强度。我们发现，强PAH源往往有较高的160微米和1.2毫米通量比弱PAH源。9.7um硅酸盐特征的深度不影响MAMBO的可检测性。我们拟合了样品的远红外SED，发现< L_{IR} >z>1.5的源的平均值约为7 × 10 ^{12}Lsun。光谱分解表明，强PAH源通常具有约20-30%的AGN分数。相比之下，弱多环芳烃源的活动星系核分数往往超过70%，少数源的活动星系核和星爆的贡献相当。光学线诊断支持活动星系核存在于大部分的弱PAH源。除了一个例外，我们的来源是窄线源，没有表现出明显的消光和硅酸盐特征深度之间的对应关系，并在两种情况下，显示流出的证据。射电活动星系核在强PAH源和弱PAH源中都存在。这是支持我们的样本的远红外无线电比（q）始终低于本地恒星形成星系的平均值2.34。我们使用生存分析来包括由无线电未检测到的源给出的下限，<q>对于我们的z>1.5样本，达到=2.07+/-0.01。总的来说，无线电和光学线路诊断支持在57%的z>1.5源中存在AGN，独立于基于IR的诊断。对于高z源，单独AGN的光度估计为>10^{12}Lsun，这得到[…
2008-05-02 astro-ph
Near-Infrared Spectroscopy of Powerful Radio Galaxies at z=2.2-2.4
本文报道了8个z = 2.2-2.6的高红移强射电星系（HzPRG）的近红外光谱（静止坐标系3700-6800埃）。在所有源中都检测到强的禁戒线和H-α发射;数据显示HzPRG的发射线可能贡献了相当大的一部分（约100%）。25-98%）的H -和/或K -波段光。八个HzPRG中有三个的诊断发射线比率与Seyfert 2核的存在一致;[O III] 5007 / H-beta和[S II] 6716，6731 / H-alpha比率和/或其余五个星系的限制是不确定的。此外，所有六个获得H -和K -波段光谱的星系都观测到了[O III] 5007 /（H-alpha +[N II] 6548，6583）的比值，与塞弗特2电离一致。
1998-02-11 astro-ph
Library of high-resolution UES echelle spectra of F, G, K and M field dwarf stars
我们提出了一个图书馆的乌得勒支中阶梯光栅光谱仪（UES）的F，G，K和M场矮星的样本，涵盖光谱范围从4800 AA至10600 AA的分辨率为55000。这些光谱包括一些最广泛地用作色球活动的光学和近红外指示的谱线，如H_β，Mg I b三重态，Na I D_1，D_2，He I D_3，H_α和Ca II IRT谱线，以及大量也能受色球活动影响的光球谱线。这些光谱的汇编目的是提供一套高分辨率观测的标准，用于应用光谱减法技术，以获得活跃色球层对活跃色球层单星和双星中这些谱线的贡献。该库也可用于光谱分类目的。所有光谱的数字版本都可以通过FTP和万维网（WWW）以ASCII和FITS格式获得。
1997-08-31 astro-ph
The Hubble Deep Field North SCUBA Super-map III - Optical and near-infrared properties of submillimetre galaxies
我们提出了一个新的亚毫米超级地图在HDF北地区（GOODS北场），包含40个统计上强大的来源在850微米。这张地图包含了额外的数据和几个新的来源，包括有史以来探测到的最亮的银河系外亚毫米级来源之一。我们已经使用了ACS HST图像和地面近红外观测GOODS开发了一个系统的方法，对应识别。在我们的光学覆盖源中，72%具有独特的光学对应物，使用我们的新技术进行对应物识别，另外18%具有不止一种可能性，符合我们在ACS图像中的标准。我们已经发现了一个更高的ERO率比其他亚毫米调查，由于在光学图像的深度增加。根据光学和近红外数据，放射性检测到的亚毫米源的中值光度红移（和四分位数范围）为1.7（1.3-2.5），放射性未检测到的子样本上升到2.3（1.3-2.7）。我们发现有趣的850微米的流量和i的星等和光度红移之间的相关性，从那里似乎是一个没有高红移微弱的对应物较低的流量密度SCUBA源。虽然定量形态跨越一系列的值，在一般的亚毫米星系显示更大的尺寸和更高程度的不对称性比其他星系人口在相同的红移。
2005-02-24 astro-ph
Near-infrared and optical broadband surface photometry of 86 face-on disk dominated galaxies. III. The statistics of disk and bulge parameters
通过对86个正面旋涡星系的光学和近红外观测资料的分析，研究了星系核球和盘的基本参数统计及其与哈勃序列的关系。近红外K通带数据的提供使人们首次有可能追踪与发光质量有关的基本参数，同时几乎不受尘埃和恒星星族影响。对观测到的星系数频率进行了选择效应校正，计算了星系的体积数密度。本文的主要结论是：1）Freeman定律需要重新定义。星系盘中心表面亮度没有单一的优选值。盘的中心表面亮度只有一个上限，而对于较低的中心表面亮度，每个体积元素的星系数量只缓慢地减少，作为中心表面亮度的函数。2)哈勃序列类型指数与凸起的有效表面亮度有很强的相关性，比与凸起与盘的比率有更好的相关性。3)圆盘和隆突的尺度是相关的。4)这些标度与哈勃类型无关。哈勃类型是一个长度无标度参数，因此每种类型都有一个星等范围（大概也有一个总质量范围）。5)低表面亮度的螺旋星系不是一个单独的星系类别。在许多方面，它们是由高表面亮度星系定义的趋势的延续。低表面亮度星系一般都是晚期哈勃类型。
1996-01-02 astro-ph
Near Infrared Spectroscopy of High Redshift Active Galactic Nuclei. II. Disappearing Narrow Line Regions and the Role of Accretion
我们提出了新的近红外光谱测量29发光高Z类星体，并使用这些数据来讨论的大小和其他属性的NLR在这些来源。高分辨率光谱已被用来仔细模拟的Fe II混合物，并提供可靠的[O III]，Fe II和Hb测量。我们发现，大约2/3的高光度源显示出强[O III]线，而其余的对象显示没有或非常弱的这样的线。虽然弱[O III]发射体也被发现在较低的光度AGN，我们认为，非常高的光度对象的影响是不同的。特别是，我们认为，这两个人口的平均在其他作品引起了索赔的鲍德温关系在[O III]这是没有证实我们的数据。我们还论证了早先提出的R_NLR \propto L_[O III]^{1/2}型关系式（其中R_NLR是NLR半径）在理论上是合理的，但当R_NLR超过几千秒差距时，它们必然失效。这表明，在发光源的NLR的性质是不同于在附近的活动星系核中观察到的。特别是，我们认为，一些来源失去了非常大的，动态的非绑定NLR，而其他人是在一个阶段的暴力恒星形成事件，产生大量的高密度气体在中央千秒差距。这种气体被电离并被中心辐射源激发，其光谱特性可能与附近较低光度的NLR中观察到的不同。我们还讨论了EW（Hb）和Fe Ⅱ/Hb与L、M_BH和吸积率的关系。这两个量的依赖性最强的是吸积率和Fe II/Hb的相关性可能是由于EW（Hb）吸积率的依赖性。我们显示了迄今为止测得的Fe II/Hb的最极端值，并解决了其…
2004-06-24 astro-ph
Obscured Asymptotic Giant Branch stars in the Magellanic Clouds III. New IRAS counterparts
我们已经在大麦云云（LMC）中寻找了IRAS点源的近红外恒星对应物，在J和K波段。结果发现了21个对应物，其中19个是新发现的。使用颜色星等和颜色颜色图，我们确定了13个渐近巨星分支（AGB）恒星厚拱尘埃信封，7个可能的早期后AGB恒星或恒星从热脉冲恢复，和1个红超巨星或前景星。对于10个IRAS目标，我们没有成功地检测和/或识别近红外对应物。我们偶然发现了另外14个红色源，其中2个是已知的长周期变星，还有一些星系。星系的近红外和光学颜色可能表明通过大麦哲伦星系的星际消光相当大，A_V约为2-4等。AGB碳星相对于氧星的相对数量随着光度的增加而减少。然而，在最微弱的质量损失的AGB恒星中，富氧恒星仍然存在，这限制了当前预测第三次疏浚和热底燃烧发生的对流理论。我们调查的性质，一些大麦哲伦星云的恒星，有红外线性质非常相似，怀疑银河后AGB的明星。
1997-04-21 astro-ph
NICS-TNG low-resolution 0.85-2.45um spectra of L-Dwarfs: a near-infrared spectral classification scheme for faint dwarfs
我们提出了完整的近红外（0.85-2.45 μ m），低分辨率（~100）光谱的26个磁盘L-矮星的样品与可靠的光谱类型分类。这些观测是在TNG使用基于棱镜的光学元件（Amici设备）的NICS获得的，该光学元件在探测器上提供了源的完整光谱。我们的观测表明，低分辨率近红外光谱可以快速而准确地确定L-矮星的光谱分类。我们提出了一个光谱库，可用作模板的光谱分类的暗矮星。我们还讨论了一组近红外光谱指数以及相关的光谱类型，可以用来准确地分类早于L 6的L-矮星。
2001-04-08 astro-ph
Mid- and far-infrared fine-structure line sensitivities to hypothetical variability of the fine-structure constant
计算了Cl、Si I、Si I、Ti I、Fe I、N II、Fe II、O III、S III、Ar III、Fe III、Mg V、Ca V、Na VI、Fe VI、Mg VII、Si VII、Ca VII、Fe VII和Si IX的基态的精细结构（FS）子能级之间跃迁的精细结构常数α随时间变化的灵敏度系数。这些跃迁位于中红外和远红外区域，可以在高红移类星体和具有活动星系核的红外明亮星系的光谱中观察到。利用FS跃迁研究宇宙学时间尺度上的α变化，与同时期的光学观测（$|Δα/α| < 10^{-5}$）相比，可以使$|Δα/α|$的极限提高几倍，并且可以显著地抑制由多普勒噪声引起的径向速度测量的系统误差。此外，在红移z > 10处可以观察到远红外线，远远超出了光学观测的范围（z < 4）。我们已经推导出一个简单的解析表达式，它涉及的FS间隔和FS过渡的灵敏度的变化的α。
2008-03-03 astro-ph physics.atom-ph
Near-Infrared Spectroscopy of the High Redshift Quasar S4 0636+68 at z=3.2
我们给出了z=3.2的高红移类星体S4 0636+68的近红外（观察帧）光谱，它以前被认为是一组"强“Fe II发射体之一[即，F（Fe II 4434-4684）/F（H β）> 1]。我们的K-波段光谱清楚地显示了H β和[O III]4959，5007的发射线以及光学Fe II发射。我们计算出的S4 0636+68的F（Fe II 4434-4684）/F（H β）~ 0.8的值比以前认为的要小，事实上与射电强、平谱、低z类星体的值相当。因此，S4 0636+68似乎不是一个强的光学Fe II发射体。虽然迄今为止观测到的高z类星体中有一半以上（5/8）仍然被归类为强光学Fe II发射体，但它们的Fe II/H β比率在大多数情况下遵循与低$z$类星体相同的趋势，即，EW（Fe II）/EW（H β）与EW（[O III]）/EW（H β）之间存在着一种正相关关系，射电强类星体的EW（Fe II）/EW（H β）的平均值大约是射电静类星体的EW（[O III]）/EW（H β）的一半。
1998-03-10 astro-ph
