The recent history of the X-ray absorber in NGC3516
我们提出两个BeppoSAX观测明亮的塞弗特1星系NGC 3516，进行了四个月（1996年底/1997年初）。早期的光谱是相当弱的，在整个0.1-50 keV的能量范围内的硬。此外，已经用ROSAT（Mathur等人，1997年）和ASCA（Kriss等人，1996年）观测到的暖吸收氧特征也不太明显。最直接的解释是，1996年11月，通过大量（N_H ~ 10^22原子/厘米/厘米）冷物质柱可以看到NGC 3516。这是第一次用现代仪器证实NGC 3516确实经历了强冷X射线吸收阶段。我们推测，这些间隔可能与显著变化的紫外吸收系统的开始有关，使NGC 3516成为低光度宽吸收线（BAL）类星体的最佳例子。从一个相当高的倾斜角度来看，吸收物质可以由从环核分子环的边缘烧蚀的云提供。
2000-10-09 astro-ph
The Lithium Depletion Boundary in NGC 2547 as a test of pre-main-sequence evolutionary models
本文分析了欧洲南方天文台甚大望远镜对疏散星团NGC 2547的63个低质量（0.08 - 0.30 Msun）候选天体的中等分辨率光谱。我们已经用径向速度确认了这些恒星的成员资格，并发现对于I> 17.54 +/-0.14和K_{s}> 14.86 +/-0.12的星团恒星，锂仍然没有耗尽。根据这些结果，几个主序前演化模型给出了3400 - 3600万年的年龄，精确度为10%，几乎与模型无关。这些年龄仅略大于2500 - 3500万年的年龄，这些年龄是使用相同的模型拟合向零年龄主序下降的更高质量恒星的等时线（ZAMS）获得的。在经验校准的和理论的颜色-量值图中。在不同质量范围内年龄测定之间的这种一致性是对当前一代低质量主序前恒星模型的一个很好的检验，并为用任一方法确定的年龄提供了3000万至1.2亿年之间的信心。
2004-11-04 astro-ph
Revisiting the formation History of the minor-axis dust lane galaxy NGC1947
本文详细研究了一个奇特的早型星系NGC1947。本文的主要目的是通过比较观测到的性质和不同星系形成情景下的预测，来约束NGC1947的动力学状态和形成历史。为此，我们推导了NGC1947的光度学和运动学性质。由于存在一个扩展的尘埃带，它沿着光度短轴穿过星系中心，我们使用近红外图像（J和K波段）来获得恒星光分布的准确分析。光学图像（在V和R波段）被用来获得颜色配置文件和彩色地图，研究尘埃带的结构。观测到的运动学证实了存在两个分量与解耦角动量：气体和尘埃沿短轴旋转，而恒星的旋转速度沿长轴观察。在NGC1947中观察到的复杂结构支持了在该天体的演化过程中发生了某种相互作用的假设。我们分析了两种可能性：合并过程和吸积事件。我们讨论了所观察到的性质如何强烈地表明，去耦的气体和尘埃环已经从外部吸积。
2008-11-11 astro-ph
Evolutionary Status of Dwarf ``Transition'' Galaxies
本文给出了NGC 3377 A、NGC 4286和IC 3475三个矮星系的深B、R和H α成像。根据以前的宽带成像和HI研究，Sandage & Hoffman（1991）提出这些混合形态星系分别是一个富含气体的低表面亮度Im矮星，一个失去大部分气体并从Im过渡到dS 0，N的有核矮星，以及一个缺乏气体的"巨大低表面亮度“早期类型星系的原型。结合我们的宽带和Halpha成像以及已发表的中性气体含量的信息，我们发现：（1）NGC 3377 A是一个矮螺旋星系，（2）NGC 3377 A和NGC 4286有相当数量的恒星形成，如它们的Halpha发射所示，而IC 3475没有检测到HII区，其范围很小;（3）NGC 3377 A和NGC 4286的恒星形成率至少比剑鱼座30的恒星形成率低20倍：（4）虽然NGC 3377 A和NGC 4286的恒星形成量相当，但它们的恒星形成区分布有很大差异;（5）以目前的恒星形成速率和气体含量，NGC 3377 A和NGC 4286都可以继续形成恒星超过一个哈勃时间;（6）NGC 3377 A和NGC 4286的总B-R色比IC 3475的总B-R色更红，因此这两个星系都不太可能进化成IC 3475;（7）IC 3475太蓝，不可能是dE。因此，我们的结论是，我们还没有确定潜在的前体星系，如IC 3475，除非发生显着的变化，在恒星形成率，无论是N…
1998-10-08 astro-ph
On the globular cluster formation history of NGC 5128
我们利用唯象化学富集模型再现了椭圆星系NGC 5128的金属丰度分布函数，从而推断了它的球状星团的形成历史。我们利用最近获得的NGC 5128 GC系统的U和B光度法，以（U-B）作为金属丰度指标，推导出观测到的丰度。我们测试所观察到的恒星暴是否可以复制使用一个单一的恒星暴在高红移，其次是被动的演变（单片方案）。我们的结果强烈表明，这种情况无法重现NGC 5128 GC系统观察到的MDF。至少还需要一次大的星暴。我们的最佳拟合模型的一个持久的功能是一个强大的GC形成插曲，在第一个1-2 Gyrs，其次是第二个形成插曲后，通常在10- 1 - 2 Gyrs。GC系统中大约有三分之一的恒星质量是在这一晚期恒星暴中产生的，产生的星团可能小于1 Gyr。虽然我们没有足够的分辨率在模型中或在观察到的GC作出一个可靠的索赔额外的GC形成情节的可能性，我们的结果表明，GC在这个星系并没有形成完全在一个整体的崩溃，似乎支持观测证据表明，NGC 5128是合并残留物。
2006-01-01 astro-ph
The Star Formation History of the Starburst Region NGC 2363 and its Surroundings
我们目前的HST光学图像和紫外光谱，以及地面近红外图像的高表面亮度巨大的HII区域NGC 2363（NGC 2366-I）及其周围地区。研究了矮不规则星系NGC 2366南端的大质量恒星含量，重点是Wolf-Rayet和红超巨星，并试图重建该星系西南端最近一次大质量恒星形成的时间序列。我们发现，NGC 2363中质量最大的超星系团A仍然嵌在尘埃中;根据相关云的光蒸发侵蚀或"清洁“时间尺度，我们推断它的年龄为100万年或更少。我们得出结论，恒星形成复合体NGC 2366-I和II是一个很好的例子，一个多阶段的恒星暴增的特征年龄从1000万年下降到小于100万年的线性尺度为400 pc。恒星的年龄序列和气体运动学表明，这些强大的恒星形成事件是由一颗经过的小卫星触发的。
1999-10-26 astro-ph
Dissecting the star-formation history of starburst galaxies: the case of NGC7673
我们收集了NGC 7673的档案数据，以限制在过去2 Gyr期间产生年轻星团和该星系中的场恒星星族的恒星形成历史。我们已经考虑了50个星团的样本HST/WFPC 2在UV，V和I波段检测和估计他们的年龄，内在的红化，和质量通过比较他们的颜色与STARBURST 99模型。我们已经发现两个显著的团簇形成时期发生在大约2000万年前和2000万年前，在300万年前和600万年前之间发生了一些小事件。星团的特徴是本质变红E（B-V）< 0.4等，质量低于2 e +06太阳质量。在50个星团中，我们选择了31个位于IUE大狭缝的边界内，该狭缝用于获得NGC 7673在1150 Ang之间的光谱。3350安对于每个集群，我们已经建立了一个合成光谱对应的年龄，质量和内在的红化来自集群的颜色，适当红移到NGC 7673。然后将光谱加在一起形成最终的簇积分光谱。这和NGC 7673的IUE和FUSE光谱使我们能够将场中未解析恒星的恒星形成历史描述为指数衰减或多次爆发。在第一种情况下，我们推导出的e-折叠时间为7亿（9亿）万年和初始恒星形成率为16（13）太阳质量每年时，菲茨帕特里克（卡尔泽蒂）的消光定律。在多次爆发的恒星形成历史中，星群由一个比星团亮3（2）倍的年轻（<4000万年）的组成部分和一个比星团质量大200（100）倍的85000万年（45000万年）的组成部分组成。
2007-12-27 astro-ph
Cosmic ray propagation and star formation history of NGC 1961
我们提出了新的无线电连续数据在4个频率的超大质量，奇特的星系NGC 1961。这些观测结果使我们能够分离热射电和非热射电辐射，并确定非热谱指数分布。银河系盘中的这种光谱指数分布是不寻常的：在射电辐射的最大值处，同步加速器光谱非常陡峭，表明宇宙射线电子老化。远离最大值的光谱要平坦得多。在最大值处的同步辐射光谱陡峭，表明在这些地点发生了恒星形成率的强烈下降。扩展的无线电发射是最近宇宙射线加速的迹象，可能是由于最近的恒星形成。我们认为，过去的一次剧烈事件，很可能是与星系际气体云的合并或碰撞，导致了星系的各种不寻常的特征。
1998-05-18 astro-ph
The Evolutionary History of the Elliptical Galaxy NGC 1052
我们获得了与椭圆星系NGC 1052合并残留物有关的16个球状星团的Keck谱，以及该星系的长缝谱。我们从简单的恒星星族模型中利用Proctor & Sansom（2002）的方法推导出年龄、金属丰度和丰度比，该方法首次应用于河外GC。根据简单的恒星星族，我们发现所有的GC都是~13 Gyr年龄，具有大范围的金属丰度。从星系光谱中我们发现NGC 1052的中心年龄为~ 2Gyr，金属丰度为[Fe/H]~+0.6。没有强烈的梯度，无论是年龄或金属量被发现的最大半径测量（~1千秒差距）。然而，我们确实发现了α元素丰度的强烈径向梯度，其达到了非常高的中心值。年轻的中心星暴年龄与由HI潮汐尾和1 Gyr的下沉气体推断的年龄一致。因此，虽然NGC 1052显示了最近合并和相关星暴的大量证据，但合并似乎并没有导致新GC的形成，这可能表明最近很少有恒星形成。这种解释与早期星系形成的“结霜”模型是一致的。（节录）
2005-02-13 astro-ph
The Star Formation History of NGC 6822
本文给出了用{ \it Hubble Space Telescope}在F555 W和F814 W滤光片上获得的本星系群矮不规则星系NGC 6822中五个场的图像。这些图像中恒星的光度是使用点扩散函数拟合程序HSTPHOT/MULTIPHOT提取的。由此得到的色星等图一直延伸到$V\approx26$，远低于红色团块的水平，并被用来定量求解NGC 6822的恒星形成历史。假设这个星系中的恒星是从低金属量气体开始形成的，并且每个年龄的金属量变化很小，沿着红巨星分支的恒星分布最适合于12-15 Gyr前开始的恒星形成。最适合的恒星形成历史的老和中等年龄的恒星是相似的五个领域，并显示出一个恒定的或有点增加的恒星形成率从15 Gyr前到现在，除了可能的下降，在恒星形成率从3到5 Gyr前。这五个区域之间的主要区别在于，在酒吧领域中，单位面积的整体恒星形成率较高，以及最近的恒星形成率与平均过去率的比率。最近恒星形成率的这些变化意味着在过去0.6 Gyr内形成的恒星在整个星系中的空间混合并不是很好。
2001-07-31 astro-ph
The star formation history of the Local Group dwarf elliptical galaxy NGC 185: II. Gradients in the stellar population
利用新的地面$H_α$和$BVI$测光以及合成色星等图（CMD）研究了dE NGC 185的恒星形成历史及其空间变化。我们发现，大部分的恒星形成于NGC 185在其演化的早期。在那之后，恒星的形成速度一直很低，直到最近，在银河系中检测到的最近的恒星形成活动痕迹的年龄约为1亿年。恒星形成率，$ψ(t)$为老和中间年龄显示了一个梯度，在这个意义上采取较小的值较高的银河系中心半径。此外，仅在中心$150 \times 90$ pc $^2$中发现了最近的恒星形成，在那里发现了最年轻的1亿年前的星群.利用$B$中的新CCD图像和Baade的原始照相底片，讨论了Baade（1951）在NGC 185中心发现的明亮的蓝色{ \it星}，得出了它们大多数实际上是星团的结论.一个一致的图像出现在NGC 185的中心区域观察到的气体将有一个内部起源。演化的恒星将气体返回到ISM的速率足以在星系中心观察到最近的恒星形成，SN速率可能足够低，以允许星系保留新恒星世代中未使用的气体。
1999-07-05 astro-ph
Models of the Morphology, Kinematics, and Star Formation History of the Prototypical Collisional Starburst System: NGC 7714/7715 = Arp 284
我们对星暴星系NGC 7714和它的后星暴伴星NGC 7715之间的相互作用进行了新的N体流体动力学模拟，重点是碰撞特征的形成，包括：1）富含气体的恒星形成桥，2）系统西部的大型气体环（和恒星尾巴），3）在NGC 7714的西面和北面有非常长的HI尾; 4）NGC 7714的部分星环。我们的模拟证实了早期工作的结果，两个盘星系之间的偏心倾斜碰撞几乎肯定是负责这个系统的特殊形态。然而，我们已经探索了一个更广泛的初始星系和碰撞遇到的参数比以前，并发现了一个相对较窄的参数范围内，重现所有的主要形态的这个系统。这些模拟为几种不寻常的结构的发展提出了具体的机制。我们发现，复杂的气体桥有多达四个不同的组成部分，与气体贡献的两侧的NGC 7715，以及从NGC 7714。在这座桥中观察到的气体恒星偏移在模拟中占气体的耗散演化。模型还指出，在NGC 7714最西边的低表面亮度HI尾是NGC 7715反尾的末端，弯曲在两个星系后面。Lançon等人对NGC 7714核心的光谱演化模型表明，在过去的3亿年中可能存在多次恒星暴增。我们的流体动力学模型表明，爆发可能是由诱导的环状波引发的，以及星系核心的碰撞后气体积聚。
2003-01-31 astro-ph
The Structure and Star-Formation History of NGC 5461
我们计算了巨大的河外H II区域NGC 5461的光电离模型，并将它们的预测与几个观测约束进行了比较。由于我们的目标不仅是再现该区域的全局特性，而且还再现其局部结构，因此模型被约束为再现观测到的密度分布，并且我们的分析考虑了由不同观测者使用的狭缝的形状和大小引入的偏差。我们发现，一个不对称的星云与高斯密度分布，供电的年轻爆发的310万年，令人满意地再现了大部分的限制，从模型推断的恒星形成效率与目前的估计。我们的结果强烈依赖于假设的密度定律，因为恒定密度模型高估了电离场的硬度，影响了中央星团的推导性质。我们说明了我们的最佳模型的功能，并讨论了可能的来源的错误和不确定性影响这种类型的研究结果。
2001-02-07 astro-ph
The Star Formation History of NGC 1705: a Post-Starburst Galaxy on the Verge of Activity
通过比较合成色星等图与HST光学和近红外测光结果，我们推断了蓝致密矮星NGC 1705不同区域的恒星形成历史。我们发现NGC 1705不是一个年轻的星系，因为它的恒星形成至少在5 Gyr前开始。另一方面，我们证实了最近爆发的恒星形成15和10万年前之间的存在。我们还发现了新的强烈活动的证据，这些活动始于300万年前，目前仍在继续。年老的星族分布在整个星系，而年轻和中等的恒星则集中在中心区域。我们得到了一个几乎连续的恒星形成与可变的速度，并排除了长的静止阶段之间的插曲在最后~1 Gyr的存在。在1500万年到1000万年前，中心区域经历了一个恒星形成的插曲，其恒星形成速率为0.07 Msun/年（对于Salpeter初始质量函数[IMF]）。这与中央超级星团的强烈活动相吻合。我们发现，最年轻的持续爆发的速率约为0.3兆太阳/年，开始于约300万年前。这比其他矮星要高，与NGC 1569的比率相当。早期的恒星形成率并不特别高，在10^{-3}-10 ^{-1} Msun/yr之间。IMF接近Salpeter值或稍陡。
2003-09-09 astro-ph
Young Globular Clusters in an old S0: Clues to the Formation History of NGC 4570
在这里，我们提出了我们的第一次尝试使用球状星团作为其母星系的形成历史的示踪剂。大多数早型星系的球状星团系统的光学色分布具有双峰特征。蓝峰球状星团通常被认为是古老而贫金属的。关于红峰球状星团的年龄、金属丰度和起源，人们一直在争论。我们在这里提出我们的年龄和金属丰度的红峰球状星团在室女座S0 NGC 4570使用深KS波段测光从NTT/SOFI（ESO程序ID 079.B-0511）的红峰球状星团结合HST-ACS档案数据打破年龄金属丰度简并。我们分析相结合的G，Z，和Ks光谱能量分布的比较与一个大网格的GALEV演化合成模型的星团具有不同的年龄和金属丰度。这一分析揭示了大量的中间年龄（1 - 3 Gyr）和金属丰富（太阳金属丰度）的球状星团。我们讨论了它们的年龄和金属丰度分布，以及文献中关于母星系的信息，以深入了解该星系的形成历史。我们的研究结果证明了这种方法的权力，揭示（暴力）恒星的形成和化学富集历史的星系的基础上结合光学和近红外测光。
2008-04-08 astro-ph
The stellar population and the evolutionary state of HII regions and starburst galaxies
RHII和星暴都是由大质量恒星提供动力的。它们是通过辐射能和机械能加热ISM的主要贡献者。本文综述了利用紫外光和光学积分光反演RHII和星暴的恒星成分和演化状态的技术。更详细地讨论了RHII原型（NGC 604）和核星暴（NGC 7714）。结果表明，这些对象的多波长分析，以估计其恒星的内容和它们的演化状态在一个一致的方式的必要性。
1999-12-28 astro-ph
Chemical Evolution of Late-type Dwarf Galaxies - The windy starburst dwarfs NGC 1569 and NGC 1705
由于现代望远镜和仪器的能力，现在有可能解析外部矮星系中的单个恒星，只要它们足够明亮。对于光度足够深的星系区域，构造了详细的色星等图，通过与合成图的比较，可以推断出恒星的形成历史和初始质量函数。恒星形成历史和初始质量函数都是星系化学演化模型的自由参数。在这篇文章中，我们展示了如何通过高分辨率测光原则上限制它们，使我们能够更好地理解矮星系形成和演化的机制。
2004-11-23 astro-ph
Galaxy mapping with the SAURON integral-field spectrograph: The star formation history of NGC 4365
我们报告了E3星系NGC 4365的运动学和恒星星族的第一个宽视场映射。速度图扩展了以前的长缝工作。它们显示了两个独立的运动学子系统：中心300 x 700 pc围绕投影短轴旋转，而星系的主体3 x 4 kpc几乎与此成直角旋转。线强度图表明，恒星星族的金属丰度从中心值大于太阳，在2千秒差距半径的一半太阳。星系的核心和主体有相同的光度加权年龄，约为14 Gyr，并且镁铁比相同。因此，这两个运动学上不同的组成部分有着共同的恒星形成历史。我们推断，该星系经历了一系列与耗散恒星形成有关的合并，结束于>12 Gyr前。主体的测光轴和运动轴之间的错位是三轴性的明确证据。两个分量中恒星星族的相似性表明，观测到的运动学结构在12 Gyr中没有发生实质性的变化。
2000-11-13 astro-ph
Wide-Field Infrared Imaging Polarimetry of the NGC 6334 Region: A Nest of Infrared Reflection Nebulae
本文报道了在NGC6334大质量恒星形成复合体的$J$、$H$和$Ks$线性偏振观测中探测到的18个红外反射星云（IRNe），其中16个是新发现的。我们的图像覆盖了$\sim$ 180平方角分，这是迄今为止恒星形成区域最宽的近红外偏振数据之一。这些红外氖最有可能与嵌入的年轻OB星在不同的演化阶段，表现出各种各样的大小，形态和偏振特性，可以分为四类。我们认为，不同的星云特征是一个可能的演化序列的年轻大质量恒星周围的星周结构。
2008-04-04 astro-ph
Simulating the recent star formation history in the halo of NGC 5128
利用模拟色星等图（CMD）研究了NGC 5128的近期恒星形成历史。的模拟与观测到的紫外线CMD的NE壳，最近的恒星形成的存在，限制了初始质量函数（IMF）和恒星形成插曲的持续时间的字段的比较。恒星形成爆发仍在进行中，或者最多在大约200万年前停止。在V~26处，U波段观测的不完整性决定了主层序的回看时间，其数量级为5000万年。主序后阶段的回溯时间可达1亿年，为该领域的恒星形成设定了最大可观测时间。观测到的和模拟的光度函数的比较，以及后主序星的数量与恒星总数的比较，有利于在过去的1亿年中有活跃的恒星形成的模型。用Salpeter斜率（α=2.35）的IMF对数据进行最佳拟合，并且在2<~α<~2.6的范围内也与斜率一致。它们排除了IMF的陡峭斜坡。在过去的1亿年里，质量范围为0.6<~M<~100 M太阳的Salpeter IMF的平均恒星形成率为1.6 × 10 ^-4 M太阳/年^-1 kpc^-2。
2004-01-15 astro-ph
An inverse method to recover the star formation history and reddening properties of a galaxy from its spectrum. Application to NGC 7714
发展了一种基于星系光谱能量分布的非参数反演方法，研究星系的恒星形成率、金属丰度演化和红化特性。这种方法使我们能够根据数据的信噪比（S/N）来阐明数据中存在的信息水平。当低分辨率的SEDs可在紫外线，光学和近红外波长范围内一起，我们得出结论，它是可能的，以约束恒星形成率和有效的尘埃光学深度同时与信噪比为25。具有良好的信噪比，年龄-金属丰度关系也可以约束。我们将这种方法应用于著名的核恒星爆发的相互作用星系NGC 7714。我们着重于推导SFR和红化定律。我们确认，经典的消光模型不能提供一个可接受的同时适合的SED和线。我们还确认，与采用人口合成模型，除了目前的恒星爆发，一个插曲的增强恒星形成，开始超过200万年前是必需的。根据动力学研究，自与NGC 7715最后一次相互作用以来的时间大约是1亿年，我们的结果加强了这样一种建议，即这种相互作用可能不是NGC 7714生命中最重要的事件。
2002-09-02 astro-ph
Constraints on the Formation History of the Elliptical Galaxy NGC 3923 from the Colors of Its Globular Clusters
本文研究了与椭圆星系NGC 3923有关的球状星团的颜色。我们的最终样品包括华盛顿系统C和T_1测光的143个球状星团候选者，预期的污染不超过10%。我们发现NGC 3923球状星团系统（GCS）的颜色分布很宽，并且至少有两个峰。颜色分布的混合建模分析表明，在高置信度（>99%）下，双组分模型优于单组分模型。NGC 3923星系群中存在不止一个星族的证据，与之前发表的其他四个椭圆星系的类似数据相似。此外，我们发现，NGC 3923 GCS比以前研究的类似光度的椭圆星系的GCS更红。由（C-T_1）_0颜色推断的金属丰度中值为[Fe/H]_{med} =-0.56，由平均颜色的所有不确定性来源产生的不确定度为0.14 dex。这比使用相同方法在M87的GCS中发现的中值金属丰度[Fe/H]_{med} =-0.94更富金属。由于M87比NGC 3923更明亮，这一结果表明，随着星系光度的增加，GCS金属丰度的任何趋势都存在显着的分散。我们还表明，在NGC 3923 GCS中存在对应于Delta[Fe/H]Δ（log r）中约-0.5 dex的颜色梯度。我们的结论是，如果椭圆星系形成于单一的原星系中，则很难理解椭圆星系的单个GCSs的颜色分布的形状和GCSs之间平均颜色的变化
1994-11-07 astro-ph
Low-Luminosity Early-Type Galaxies in the NGC 128 Group
本文给出了NGC128星系群中三个低光度星系的空间分辨运动学和恒星星族参数。我们简要地讨论了他们的进化论。
2007-11-14 astro-ph
Ultraviolet Imaging of the Irregular Galaxy NGC 4449 with UIT: Photometry and Recent Star-Formation History
明亮的麦哲伦不规则星系NGC 4449是在Astro-2号航天飞机任务期间由紫外成像望远镜观测到的，它在两个宽的远紫外波段获得了以星系为中心的~40弧分的图像，中心在1520和1620埃，空间分辨率为3弧秒至5弧秒。结合来自地面Fabry-Perot图像的H-α和H-β通量，对这些数据进行了分析，以探索NGC 4449最近的恒星形成历史。地图的通量比H-α/FUV和FUV/蓝色连续使用进化合成模型和解释。光度计都提出了22个孔径包含大OB复杂的和57个小孔径包含紧凑的FUV发射结。沿可见光系统北部边缘的OB复合体具有高的H-α/FUV比率，因此似乎比银河系的其他部分更受当前一代恒星的支配。然而，年轻的来源确实存在于其他地方，特别是沿着酒吧显眼。小孔径分析显示了三个连续恒星形成的候选区域。在FUV和光学连续谱中，表面亮度分布与指数盘一致。
1998-08-06 astro-ph
The fate of spiral galaxies in clusters: the star formation history of the anemic Virgo cluster galaxy NGC 4569
我们提出了一种新的方法来研究恒星形成历史的晚型，星系团星系经历气体饥饿或冲压压力剥离事件相结合的二维多频观测与多区模型的银河系化学和Escherichometricevolution。这种方法适用于室女星系团贫血星系NGC 4569。我们从最近获得的紫外GALEX图像在1530和2310 A，从可见光和近红外窄（Halpha）和宽带图像在不同的波长（u，B，g，V，r，i，z，J，H，K），从斯皮策IRAC和MIPS图像和原子和分子气体地图提取径向配置文件。在没有相互作用的情况下（其特征在于其旋转速度和自旋参数）的模型受到未扰动的H带光剖面和H α旋转曲线的约束。我们可以重建所观察到的总气体径向密度轮廓和轻表面亮度轮廓在所有波长的冲压压力剥离的情况下，通过对气体的去除过程和星系团内的NGC 4569的轨道进行简单的假设。所观察到的轮廓不能通过简单地停止气体流入来再现，从而模仿饥饿。气体的去除是必需的，这是更有效的外盘，诱导径向淬火的恒星形成活动，所观察到的和再现的模型。这一观测结果与理论预测一致，即星系-星系团IGM相互作用能够在没有引力扰动的情况下修改结构盘参数，并在星系团中星系的起源框架内进行了讨论。
2006-09-01 astro-ph
The Star Formation History of the Virgo early-type galaxy NGC4435: the Spitzer Mid Infrared view
本文对与NGC 4438相互作用的早型室女座星系NGC 4435进行了星族合成研究。我们结合新的光谱观测与斯皮策太空望远镜IRS仪器IRAC档案数据和宽带数据的文献。IRS光谱显示了该星系的PAH特征、低电离发射线和H_2转动线，这些都是由尘埃环核盘产生的。中央SED，从X射线到无线电，很好地拟合了一个模型的指数爆发叠加在一个古老的简单的恒星星族。从缺乏高激发星云线，[NeIII]15.5/[NeII]12.8的比率，分子氢的温度，以及适合于无线电SED的完整X射线，我们认为，目前的活动的星系是由恒星形成单独驱动。活动星系核对电离通量的贡献被限制在2%以内。爆发的年龄大约是1.9亿年，这与恒星形成过程是由与NGC 4438的相互作用触发的观点完全一致。在复兴情节中涉及的质量原来是小于1.5%的恒星星系质量采样在5”的中心孔径。这足以使NGC 4435非常类似于一个典型的相互作用的早期型星系，具有倒置的CaII[H+K]线，稍后将变成一个典型的星团E+A星系，并加强了这些物体是最近复兴插曲的结果而不是真正的延迟形成的概念。
2006-10-11 astro-ph
The globular cluster NGC 1978 in the Large Magellanic Cloud
我们利用哈勃空间望远镜ACS的深高分辨率观测对大麦云星云中的NGC 1978星团进行了成像。这个高质量的光度数据集使我们能够确认这个恒星系统的高椭圆率（~0.30+-0.02）。由此导出的彩色星等图允许对主要的进化序列进行详细的研究：特别是我们已经检测到沿着红巨星分支的所谓的碰撞（在V_{555} =19.10+-0.10）。这是首次在中年人群中发现这一特征。此外，形态的演变序列和它们的人口比例进行了比较与不同的理论模型（即BaSTI，PEL和帕多瓦）的期望，以量化对流超调的影响。最好的协议（无论是在形态和星级计数）已被发现的PEL（比萨进化图书馆）等时线与Z=0.008（一致的最新测定的集群金属丰度，[M/H]=-0.37 dex）和一个温和的过冲效率（Lambda_{os} =0.1）。通过采用这一理论组，得到了1.9+-0.1 Gyr的年龄。
2007-01-23 astro-ph
Spitzer/MIPS Imaging of NGC 650: Probing the History of Mass Loss on the Asymptotic Giant Branch
我们提出的远红外（IR）地图的双极行星状星云（PN），NGC 650，在24，70和160微米采取的多波段成像光度计斯皮策（MIPS）的斯皮策太空望远镜。虽然在所有MIPS波段中看到的双峰发射结构表明存在一个近边缘的尘埃环面，但24微米图和70/160微米图之间的不同发射结构表明在中央环面中存在两个不同的发射成分。基于这两个远红外发射分量相对于各种光学线发射的空间相关性，我们得出结论，24微米发射主要是由于电离前沿后面的高度电离区域产生的25.9微米处的[O IV]线，而70和160微米的辐射是由于残留的渐近巨分支（AGB）风壳层中的低温尘埃产生的尘埃连续体。远红外星云结构还表明，在AGB阶段结束时，质量损失的增强各向同性地发生，但仅在赤道方向发生，而在极地方向停止。目前的数据还显示了该双极PN中物质呈扁长球形分布的证据。因此，在这个PN中重建的AGB质量损失历史与以前提出的基于过去的光学和中红外成像调查的后AGB壳一致。
2006-06-21 astro-ph
Chemical and Photometric Evolution of the Local Group Galaxy NGC 6822 in a Cosmological Context
基于NGC 6822的光度特性，我们得到了一个强大的恒星形成历史。采用这一历史，我们计算了银河系化学演化的15个模型。所有这些都符合当今的光度学特性。所有模型中的暗晕质量都是按照$Λ$ CDM宇宙学预测的质量组装历史演化的。我们模型的重子质量聚集的历史演化在这个宇宙学背景下，假设部分气体可用于吸积从来没有落入系统中，由于两个不同的物理过程。对于七个模型，我们假设在吸积过程中的通用重子分数减少的再电离。这第一组的最佳模型，一个复杂的模型与早期流出，适合所观察到的气体质量，和O/H，C/O，和Fe/O的现今值。这个模型需要一个较低的IMF比太阳附近的质量上限，在最近的结果由其他作者。我们还计算了八个模型，其中，除了再电离，吸积重子分数减少的大规模冲击heating.The最好的模型，这一系列，也需要和早期流出和较低的质量上限的IMF，可以勉强拟合的气体质量和O/H和C/O的观测值。
2006-02-23 astro-ph
A Semi-Empirical Study of the Mass Distribution of Horizontal Branch Stars in M3 (NGC 5272)
球状星团中的水平分支（HB）星为我们提供了一个探索红巨星中发生的质量损失机制的机会。对于M3（NGC 5272），HB质量分布的不同形状已经被提出，包括高斯和明显双峰的替代方案。在这里，我们研究的质量分布HB星在M3的演化轨迹和光度观测比较。因此，我们的方法是一个半经验的性质，因为它描述的质量分布，是从典型的恒星演化预测的恒星分布在CMD的立场上的青睐。我们定位，为每一个单独的HB星，进化的轨道，其距离恒星的观测到的颜色和大小是最小的。人工测试表明，我们的方法将能够检测到双峰质量分布，如果存在。我们研究了考虑到进化速度的不同程序的影响，并得出结论，它们对推断的质量分布的影响很小。我们发现，高斯形状，虽然提供了一个合理的第一近似值，未能占M3的HB质量分布的详细形状：后者可能有偏度和峰度，稍微偏离一个完美的高斯解决方案。或者，朝向分布两翼的恒星过多也可以用双峰分布来解释，在双峰分布中，低质量模式和高质量模式都是正常的，前者明显比后者宽。然而，我们也表明，推断的进化时间分布与理论预期不一致。这一结果证实了三套独立的HB模型的基础上，表明后者低估了从零年龄HB进化的影响。（节略）
2008-05-20 astro-ph
Blue horizontal branch stars in metal-rich globular clusters. I. NGC 6388 and NGC 6441
本文报道了对富金属（[Fe/H] ~ -0.5）球状星团NGC 6388和NGC 6441中蓝色水平支星的首次光谱观测结果。基于ESO新技术望远镜（NTT）获得的数据，我们提供了NGC 6388中四颗恒星和NGC 6441中三颗恒星的重力和温度。这些结果与经典进化理论的预测略有不一致，但与解释这些星系团颜色-星等图中倾斜水平分支的所有非经典情景强烈不一致。
1999-09-16 astro-ph
The Complex Star Formation History of NGC 1569
本文给出了矮不规则星系NGC 1569恒星形成历史的新结果。这些数据是用哈勃空间望远镜的NICMOS/NIC 2在F110 W（J）和F160 W（H）近红外（NIR）滤光片上获得的，并用合成色星等图方法进行解释。该星系经历了复杂的恒星形成（SF）活动。通过假设在最后1-2 Gyr中有三次活动，可以找到与数据的最佳拟合。受这些近红外数据限制的最近的强烈事件开始于约3700万年前，结束于约1300万年前，尽管我们不能排除在此时间间隔内发生多达3次SF事件的可能性。该事件的平均恒星形成率（SFR）为3.2 Msun yr-1 kpc-2，与文献数据一致。前一个小插曲在1.5亿年到4千万年前产生了恒星，平均SFR比最年轻小插曲的平均SFR低约2/3。约1 Gyr前发生了一次较早的SF发作。所有这些SFR都比本星系群晚型矮星的SFR高2-3个数量级。在所有情况下，类似于Salpeter的初始质量函数可以很好地再现数据，但我们不能排除更平坦的质量函数。这些结果是采用2.2 Mpc的距离和红化E（B-V）=0.56获得的。更大的距离将需要更年轻的发作和更高的SFR。我们已经探索了一些可能的情况下，使用最佳拟合模型中的天体质量，以约束过去的恒星形成历史。我们不能排除在过去的SF中发生率较低的可能性，但我们可以有把握地得出结论，最近的1-2 Gyr是特殊的。
2005-04-12 astro-ph
The study of planetary nebulae (PNe) in the nearby post-merger elliptical galaxy NGC 5128 (Cen A) now has a history of nearly twenty years. As the nearest giant elliptical, it is a prime target for extragalactic PN studies. These studies have addressed many issues including the galaxy's distance, dark matter content, halo structure, merger history, and stellar populations. We review the main PN studies that have been conducted in NGC 5128, and introduce a new study where we measure the [NII]/H-alpha ratio for 134 PNe. We find that there are no PNe in our sample that are obviously of Type I, su…
2004-12-17 astro-ph
Determining the evolutionary history of galaxies by astrocladistics : some results on close galaxies
天体分支学是从生物学中借用的一种方法，是通过进化关系来理解星系多样性的客观方法。它基于描述星系的所有可用参数的演变，从而整合了这些物体的复杂性。通过围绕星系形成和演化的概念的形式化，以及对多样化过程（积累、长期演化、相互作用、合并/吸积、清扫/喷射）的识别，可以预期星系多样性将以层次结构组织起来。我们已经分析了大约500个由40个观测量描述的星系，并发现了几个强有力的树。例如，我们表明，本星系群的矮星系都来自一个共同的祖先类型的物体。我们确定了三个进化群体，每个群体都有自己的特点和自己的进化。室女座星系呈现出相对规律的多样化，很少有像大合并这样的剧烈事件。在另一个由不同环境中的贫气体星系组成的样本中，多样化似乎稍微复杂一些，有几个不同的进化群体。关于非零红移星系的大样本的工作正在进行中，并且正在开创一种全新的方法来利用大型河外巡天的数据。
2006-10-06 astro-ph
On the history of the interplay between HD 56925 and NGC 2359
NGC 2359是一个光学星云，由沃尔夫-拉叶星HD 56925的强烈风和辐射激发。通过分析大尺度2 - 1 cm HI辐射和绘制CO的J = 1-0和J = 2-1谱线，我们研究了这颗大质量恒星与周围中性气体之间的相互作用，发现了一个明显的（70 x 37 pc）HI壳层，以12 km/s的速度膨胀，可能是在恒星的主序星阶段产生的。朝向NGC 2359的分子气体显示出三个速度分量。其中两个分量，A1和A2，具有窄线宽（1-2 km/s）和径向速度分别为35-38和64-68 km/s。第三个分量的径向速度在50至58公里/秒之间，具有更宽的轮廓（高达5.5公里/秒）。此外，这一部分在形态上与星云有关，速度梯度为几公里/秒。我们还估计了分子气体的物理参数的CO排放的LVG建模的装置。投射到星云南部HII区域的气体具有低的CO柱密度，并且相当热，可能高达80 K。在发射峰值附近的13 CO J = 1-0谱线的几个剖面，以及宽分量和窄分量（分量A2）之间的弱发射桥，表明在星云的南部存在着一个作用的激波阵面。这种冲击可能是在HD 56925之前的RSG/LBV阶段产生的。
2000-11-08 astro-ph
Evidence for a Young Stellar Population in NGC 5018
利用高分辨光谱测量的两个吸收线指数Ca II和Hdelta/FeI 4045，结合演化合成模型，验证了NGC 5018中年轻恒星星族的存在.这一星群的年龄约为2.8 Gyr，金属丰度约为太阳级，在4000 A附近，它完全主导了星系的积分光。
2000-02-16 astro-ph
The Galactic globular cluster NGC 1851: its dynamical and evolutionary properties
我们用VI-CCD测光法对球状星团NGC 1851进行了全面的测光，获得了约1000nm的CMD. 20500颗星星。根据HB的视光度，我们推导出距离模数（m-M）o = 15.44 +/-0.20。确认了7颗"超HB"星的存在。其中6个被鉴定为HB祖细胞的进化后代。合成HR图表明，HB形态的问题可以通过假设沿着RGB的质量损失的双峰效率来解决。我们发现的证据表明，蓝HB星的径向分布是不同的红HB和SGB星。给出了22个已知RR Lyr变星（<M（I）>= 0.12 +/-0.20 at [Fe/H]=-1.28）的I平均绝对星等的首次测量结果。我们发现了7个新的RR Lyr候选者（6个ab型和1个c型），将N（c）/N（ab）的比值降低到0.38。从25个球状星团（包括NGC 1851）的样本中，我们导出了DV（bump，HB）作为金属丰度函数的一个新的刻度，并找到了一些证据，表明GC之间存在年龄-金属丰度关系。我们确定了13颗蓝离散星，没有显示出任何变化的迹象。当r> 80 "时，蓝离散星的集中度低于具有类似星等的SGB星。最后，我们发现了质量偏析的标志LF的径向依赖性，将LF转换为质量函数，并通过多质量King-Michie模型对质量偏析进行修正，得到了全局MF指数x（0）= 0.2 +/-0.3。
1998-03-11 astro-ph
A multi-color and Fourier study of RR Lyrae variables in the globular cluster NGC 5272 (M3)
利用高精度的5个历元的BVI数据，对球状星团NGC 5272（M3）中133颗RR型天琴座星的脉动和演化特征进行了详细的研究。M3似乎包含不少于~32%的Blazhko星，并详细分析了Blazhko效应的发生和特征。我们已经确定了大量（约14%）过亮的RR型天琴座恒星，它们可能处于零年龄水平分支（ZAHB）之外的更高级的演化阶段。物理参数（即温度，光度，质量）已从（B-V）颜色和精确的色温校准，并与水平分支演化模型和恒星脉动理论的要求进行了比较。通过V光变曲线的傅立叶分解进行的额外分析证实，正如预期的那样，M3中不存在金属丰度分布。ZAHB的演化不影响[Fe/H]的测定，而低振幅相位的Blazhko星确实影响[Fe/H]分布，因为它们看起来更富含金属。从傅立叶系数导出的绝对星等可能提供有用的恒星群平均估计值，如果适用的话，但不能给出可靠的{ \em个体}值。由傅里叶系数导出的固有颜色与观测到的显着差异，因此得到的温度和温度相关参数是不可靠的。
2004-09-23 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
Cosmic Star Formation History Required from Infrared Galaxy Number Count : Future Prospect for Infrared Imaging Surveyor (IRIS)
我们建立了一个红外和亚毫米（以下简称IR）星系数计数和估计的红外光度密度的历史模型。我们将星系光度的演化变化视为一种逐步的非参数形式，以探索最适合再现当前观测结果的演化历史。我们发现的演化模式，满足两个约束条件所需的宇宙红外背景（CIRB）和红外星系数计数。在红外$60 μ$ m光度密度演化中，发现在红移$z=0.75 - 1.0$处光度增加一个数量级。我们还发现，大量的星系（$\sim 10^7$在整个天空）将被发现在全天调查的远红外线红外成像测量仪（IRIS），日本红外卫星计划Astro-F。
2000-02-07 astro-ph
An evolutionary disc model of the edge-on galaxy NGC 5907
我们提出了一个物理模型，解释了两个不同的观测事实：1）指数垂直盘结构的光学和近红外的恒星盘的非遮蔽部分和2）增强FIR/submm光度约四倍附近的遮蔽中平面，这需要额外的尘埃和恒星光加热尘埃成分。我们采用U、B、V、R和I波段的多波段测光，结合尘埃成分的辐射转移，采用合理的恒星形成历史和动力学加热函数，同时拟合了各波段的垂直表面亮度和色指数分布。最后的光盘模型再现了表面亮度分布在所有波段适度下降的恒星形成率和缓慢启动加热功能的年轻恒星。根据FIR/submm测量的要求，尘埃的总质量为5700万太阳质量。如果没有最近的恒星爆发，我们发现在中平面的U-，B-和V-波段的恒星光分别超过5.2，4.0和3.0倍。相应的恒星质光比在V波段为0.91，在R波段为1.0。在V波段，中心光学厚度为0.81，尘埃的径向尺度长度比星盘的径向尺度长度大40%。演化盘模型是理解边缘星系垂直结构的一种有力方法。通过这一研究，可以深入了解恒星的形成历史和星盘的动力学演化。需要FIR/submm观察来限制模型的参数空间。
2006-08-29 astro-ph
Optical spectroscopy of metal-rich HII regions and circumnuclear hot spots in M83 and NGC 3351
我们提出了一个样本的富含金属的河外HII区的旋涡星系M83，NGC 3351和NGC 6384，包括一些环核HII区（热点）的光谱。不同的年龄估计值（β发射线的等效宽度W（Hb）、巴耳末线吸收曲线、紫外光谱）为热点提供了一致的年轻年龄（4-6百万年）。我们已经在五个物体中检测到4650 A处的W-R凸起特征，并且在少数情况下可能在5696 A和5808 A处检测到WC特征。另外六个显示W-R特征的天体是从我们以前对河外HII区的工作中得出的。从W-R蓝色凸起的测量光度，我们估计有少量的WN星（从1-2到大约30）。通过假设恒星形成的瞬时爆发，从W（Hb）（3-6百万年）和W-R碰撞的强度导出的年龄与演化恒星星族模型的预测一致，只要我们考虑IMF的随机效应。从比较与已发表的光电离模型的基础上合成集群的光谱能量分布，我们发现一些证据的高估的数目，他电离光子的模型通量。然而，在一般情况下，大质量的恒星诊断与最近的演化模型计算的萨尔彼得IMF和高质量限制的预测是一致的。我们没有发现令人信服的证据表明，在富金属星团的IMF中，大质量恒星（M > 40-50太阳质量）已经耗尽，这与我们以前基于旧进化模型的结论相反。
2002-02-20 astro-ph
A 2dF spectroscopic study of globular clusters in NGC 5128: Probing the formation history of the nearest giant Elliptical
我们利用英澳望远镜的2dF装置对巨大椭圆星系NGC 5128中的球状星团进行了光谱研究。我们获得了总共254个GC的积分光谱，其中79个是新确认的径向速度和光谱的基础上。此外，我们还获得了沿南长轴的星系星光积分谱。我们推导出一个经验的金属丰度分布函数的207 GC（~14的估计总GC系统）的基础上银河系GC。该峰在[Z/H]~-1.3和-0.5处具有高统计显著性的多峰。在20 kpc（~4 Reff）处，GC的丰度和恒星晕的丰度之间的比较揭示了在分布的富金属端处的紧密重合。然而，与GC相比，内部8 kpc的恒星星云显示出明显过量的富含金属的恒星。我们比较了一个更高的S/N子样本（147 GC）与两个恒星星族模型，其中包括非太阳丰度比校正。我们的绝大多数样本（约90%）看起来很老，年龄与银河系GC系统相似。有证据表明，存在一群中等年龄（~4-8 Gy）的GC（<15%的样本），平均而言，它们比旧GC更富含金属。我们还确定了至少一个年轻的集群（~1-2 Gy）在星系的中心区域。我们的观测结果与NGC 5128自z=1以来至少经历了两次合并和/或涉及恒星形成和有限GC形成的相互作用的图片是一致的，但是非正则热恒星星族对GC综合光谱的影响在我们的GC年龄估计中仍然是一个突出的不确定性。
2008-03-07 astro-ph
A multi-wavelength study of the starburst galaxy NGC 7673
HST/WFPC 2的图像将NGC 7673分解成大量的星团。其中，31个落在IUE大光圈内，用于获取星系的综合紫外光谱。我们已经安装Starburst 99进化合成模型，观察到的颜色，这些集群和派生的年龄，reddenings，和群众的集群。然后，一个简单的总和的集群合成的紫外光谱已被比较，观察到的IUE光谱，以研究恒星的形成历史的NGC 7673。
2004-11-16 astro-ph
HST Photometry for the Halo Stars in the Leo Elliptical NGC 3377
我们使用HST上的ACS相机获得了狮子座椭圆NGC 3377晕中57，000颗红巨星的（V，I）测光。我们使用这个样本的恒星，推导出的金属丰度分布函数的晕场星，并评论其化学演化历史相比，更大和更小的E星系。我们的ACS/WFC场跨越了从NGC 3377中心投影距离4到18 kpc的径向范围，因此覆盖了该星系晕的很大一部分。我们发现该峰宽，在[m/H] ~-0. 6 $, but containing virtually no stars more metal-poor than log [m/H] = -1.5$处达到峰值。此外，它可能有相对较少的恒星比[m/H] =-0.3$更富金属，虽然解释的高金属量的结束是有限的光度的完整性，影响到最红，最富金属的恒星的检测。NGC 3377的浓缩历史似乎介于正常的矮椭圆星系和更大的巨星之间。到目前为止，我们还没有发现明确的证据表明NGC 3377的晕中含有大量的“X”（< 3 Gy）恒星。
2007-06-13 astro-ph
First 450-micron dust continuum mapping of the massive star-forming region NGC 3576 with the P-ArTeMiS bolometer camera
背景：大质量恒星形成的最早阶段目前存在很大争议。目标。为了取得进展，我们对NGC 3576区域中类似0类的原恒星致密核心进行了普查，该区域是银河系中距离最近、最明亮的大质量恒星形成嵌入地点之一。研究方法：我们使用APEX望远镜上的P-ArTeMiS测辐射热计相机来制作与NGC 3576相关的致密团块的第一个450微米尘埃连续图。结果如下：结合我们的450微米观测和其他波长的现有数据，我们已经确定了沿着NGC 3576灯丝的七个大质量原恒星源，并将它们放置在原恒星的M_env-L_bol演化图中。结论：与理论演化轨迹的比较表明，这7个原恒星源将演化成质量为M* ~ 15-50 Msun的大质量恒星。四个源被归类为候选的高质量0类物体，两个源作为大规模的I类物体，一个源似乎处于中间阶段。
2008-09-23 astro-ph
The Distance of the Large Magellanic Cloud Cluster NGC 1866
哈勃太空望远镜V、I对大麦云星云NGC 1866中恒星的测光显示出一个清晰的星团主序，亮度低至V=25等，几乎没有受到视场星或前景星的污染。我们使用的主要序列拟合程序连接的距离NGC 1866的依巴谷确定的距离的毕宿MS恒星，利用进化的处方，以允许在化学成分的差异。在此基础上，我们发现NGC 1866的真实距离模量为18.35 +/- 0.05等。如果假设星系团位于LMC平面，则LMC模量小于0.02等。
2001-09-10 astro-ph
Continuous star cluster formation in the spiral NGC 45
我们测定了低表面亮度螺旋星系NGC 45中52个质量小于10^6太阳质量的星团的年龄。这些候选者中有四个是位于核球中的老球状星团。其余的年龄跨度很大。星系团的年龄表明了一个连续的恒星/团簇形成历史，没有爆发的证据，这与该星系位于玉夫座星系群外围相对平静的环境相一致。
2005-08-31 astro-ph
Shocked gas layers surrounding the WR nebula NGC 2359
NGC 2359是一个沃尔夫-拉叶星云（Wolf-Rayet，W-R），部分被一个相当致密和温暖的分子云束缚。本文给出了分子材料的CO和$^{13}$ CO全采样图的结果，其角分辨率可达12”。我们探测到了三个不同的速度分量，并确定了它们的空间分布和物理性质。相对于W-R星，运动学、形态、质量和密度都有明显的分层。这些特征使我们能够了解HD 56925最近的演化历史，因为多个层可能与作用于周围星周介质的几个高能事件有关。因此，仔细研究不同的冲击波阵面包含了确定这颗演化的大质量恒星与其周围环境现在和过去相互作用的线索。通过对HD 56925这类大质量恒星的质量损失历史的分析，我们认为多层激波分子气体可能产生于HD 56925早期的LBV阶段和/或实际的W-R阶段。
2003-08-29 astro-ph
The Stellar Populations in spiral disks.III. Constraining their evolutionary histories
我们研究的化学演化模型的唯一性的老问题，通过分析一组多相模型的星系NGC 4303计算各种合理的物理输入参数。我们的目的是确定输入参数时，星云丰度和恒星光谱指数径向分布可能会受到强烈的约束。我们对NGC 4303运行了大量的模型（500个），改变了输入参数。不到4%的模型（19）在95%的概率范围内拟合当今的观测数据。当我们还要求模型再现由光谱指数表示的时间平均丰度时，模型的数量减少到约1%（6）。因此，通过证明，只有一小部分的模型是有利于在再现目前的径向丰度分布和光谱指数的数据同时，我们表明，这些光谱指数提供了强大的时间依赖性的额外限制可能的恒星形成和化学历史的螺旋盘。
2002-03-22 astro-ph
