Cepheid Calibration of the Peak Brightness of SNe Ia. XI. SN 1998aq in NGC 3982
在2000年3月至5月期间，哈勃太空望远镜对NGC 3982进行了重复的成像观测，间隔时间为53天。在F555 W波段的12个历元和F814 W波段的5个历元上获得图像。该星系是Ia型超新星SN 1998 aq的宿主。总共有26颗造父变星候选者被确定，周期从10天到45天不等，使用测光与DoPHOT计划。NGC 3982的去红距离是根据这些数据使用各种标准来估计的，以最大化信噪比和可靠性：值在31.71和31.82之间，每种情况下的平均值的不确定性通常为+/- 0.14等。使用HSTphot光度法进行的平行分析发现了13个变量，产生的距离模量为31.85 +/- 0.16。最终采用的模量为（M-m）_0 = 31.72 +/- 0.14（22 +/- 1.5 Mpc）。利用文献中的1998 aq光度测量法，结合NGC 3982的距离计算出这颗超新星的峰值绝对星等。M_V的下限（在宿主星系内没有消光）是-19.47 +/- 0.15等。对衰减率和内禀色进行了修正，将其带入Parodi等人（2000）的简化系统。得到的光度与先前用造父变星校准的8颗正常Ia超新星的平均值完全一致。基于假定的LMC距离模为18.50，它们一起产生H_0 ~ 60 +/- 2（内部）km s-1 Mpc-1。我们指出，纠正一些系统误差，并包括不确定性估计，由于他们导致H_0 = 58.7 +/- 6.3（内…
2001-07-19 astro-ph
Cepheid Luminosity Versus Galaxy Rotation Speed: L ~ v^{0.7}
由造父变星测定的星系距离模数与由塔利-费希尔测定的星系距离模数相差一个与星系线宽成正比的量，W：Δ mu ~（-1.73 \pm 0.46）log（W）。虽然Tully-Fisher斜率的错误校准原则上可能产生这种效果，但我们认为这种错误校准是不太可能的。另一种可能的解释是，造父变星的光度与其母星系的旋转速度v（因此也与W）相关：L ~ v^{0.7}。这种比例性是叠加在周期和光度之间的已确立的关系上的。）如果造父变星的光度与金属丰度相关，那么这种依赖性是可以预期的，因为具有更深势阱的星系倾向于保留更多的金属。用M31（log W=2.71）校准的H_0测定值与SNIa（平均线宽=2.23）校准的H_0测定值之间的偏差为0.83等<log W>。0.83 mag的差异对应于80 km/s/Mpc和55 km/s/Mpc之间的差异，与当前文献中报道的实际差异非常相似。
1997-02-23 astro-ph
Bias Properties of Extragalactic Distance Indicators XII: Bias Effects of Slope Differences and Intrinsic Dispersion on Tully-Fisher Distances to Galaxy Clusters with Application to the Virgo Cluster
用Tully-Fisher（TF）方法从不完全数据中确定的星系团的距离模中的Teerikorpi不完全性偏差与本系列的早期论文中所做的不同。一个玩具集群是由零固有TF分散，但与不同的校准和集群数据之间的斜率，显示不正确的斜率造成的偏见。本征色散被添加到模型中，并使用两种策略来分析数据;首先通过按线宽然后按视星等对数据进行分箱（直接法），其次通过按星等对数据进行分箱，然后在所有线宽上求和（逆法）。为了说明这些策略，我们将室女座A和B子星系团的观测结果与大熊座I和II星系团的观测结果结合起来，并根据室女座A距离进行了校正。使用造父变星的距离，有足够的TF属性的25个星系的集群数据进行校准。显示使用不同完整性限制计算的不同模量。从完整的簇样品得到的簇模量对于Virgo A给出（m-M）= 31.42 +/- 0.2（外部），对于Virgo B给出31.80 +/- 0.16，对于UMa I给出31.26 +/- 0.13，并且对于UMa II给出31.58 +/- 0.17。结合室女座A的距离（D = 19.2 Mpc，范围从17.5到21.1 Mpc，其膨胀速度为1175 +/- 50 km/s，与远程运动学框架相关），得出哈勃常数为61 km/s/Mpc，范围从53到70。
2007-12-12 astro-ph
The Ks-band Tully-Fisher Relation - A Determination of the Hubble Parameter from 218 ScI Galaxies and 16 Galaxy Clusters
哈勃参数（H 0）的值是使用形态类型相关的KS波段塔利-费舍尔关系（K-TFR）确定的。用36个具有ScI形态的校准星系确定了斜率和零点。校准距离采用造父变星的直接距离，以及用表面亮度波动方法或Ia型超新星导出的群或伴星距离。16个星系团和218个ScI星系的最小距离为40.0 Mpc。从16个星系团中得到加权平均哈勃参数H_0 =84.2 +/-6 km·s ~（-1）Mpc ~（-1）。从218个ScI星系中得到加权平均哈勃参数H_0 =83.4 +/-8 km·s ~（-1）Mpc ~（-1）。当修正K-TFR的零点以解释最近发现的大麦云云的距离模为18.39 +/-8 km·s ~（-1）Mpc ~（-1 0.05 a哈勃参数为88.0 +/-6 km s-1 Mpc-1，并与Hubble Key Project（Freedman et al 2001）的结果进行了比较，讨论了K-TFR距离与HKP I-TFR距离之间的差异。Lamda-CDM宇宙学的影响被认为是与H 0 =84 km s-1 Mpc-1。（节录）
2009-06-15 astro-ph
The HST Key Project on the Extragalactic Distance Scale. XV. A Cepheid Distance to the Fornax Cluster and Its Implications
利用哈勃太空望远镜（HST），在天炉座星系团螺旋星系NGC 1365中发现了37个长周期造父变星。由此得到的V和I周期光度关系得出的真实距离模数为31.35 +/- 0.07等，相当于18.6 +/- 0.6 Mpc的距离。这种测量为估算哈勃常数提供了几条途径。(1)假设天炉座星系团整体的距离是这个值，则局部的哈勃常数为70 +/-18_{random} [+/-7]_{systematic} km/s/Mpc。(2)九个以造父变星为基础的星系群的距离，包括天炉座和室女星系团，得出Ho = 73（+/-16）_r [+/-7]_s km/s/Mpc。(3)用NGC 1365和六个邻近的旋涡星系重新校准I波段Tully-Fisher关系，并将其应用于100 Mpc的15个星系团，得到Ho = 76（+/-3）_r [+/-8]_s km/s/Mpc。(4)利用从天炉座到Abell 2147的一组广泛的星系团距离差模，得到Ho = 72（+/-）_r [+/-6]_s km/s/Mpc。最后，（5）假设天炉座中另外两颗Ia型超新星的距离为NGC 1365，并将它们加入SnIa刻度（校正光变曲线形状），得到Ho = 67（+/-6）_r [+/-7]_s km/s/Mpc，距离超过500 Mpc。所有这五个Ho测定值在其统计误差范围内一致。结合所有这些测定结果，得到的哈勃常数估计值为Ho…
1998-12-10 astro-ph
The radial space distribution of KLUN-galaxies up to 200 Mpc: incompleteness or evidence for the behaviour predicted by fractal dimension ~ 2?
我们用5171个具有Tully-Fisher距离模的旋涡星系的KLUN样本，研究了大约200 Mpc（H_0=50 km/s/Mpc）范围内星系的平均径向空间分布。一个动机来自于当前关于分形维数D和分形最大尺度的争论。为了研究这个问题，我们使用了一种新的方法，光度TF距离的基础上，独立的红移，来构建数密度分布。我们的主要结果是：（1）当散射低于约20 Mpc时，在更大的距离处，径向分布开始遵循就距离模数mu_TF而言的规律log N = 0.46 mu + const.，用直径TF关系，震级logN = 0.40 μ +常数。这些是分别基于分形维数2.3和2.0的预测。这些径向密度梯度直到KLUN的极限或大约200 Mpc都是有效的。(2)我们曾试图理解由于KLUN或我们的分析中的某些偏差而导致的径向密度行为，但是没有成功。数值模拟表明，该方法本身的工作。如果密度定律是由直径受限的KLUN样品中的不完整性引起的，则对于不同的旋转参数log V_M值，不完整性应该在非常不同的角直径d_25处开始，这将是非常出乎意料的。(3)如果支持长尺度分形（200 Mpc或更大）和D ~ 2的相关研究是正确的，我们银河系的位置将接近宇宙的平均值，星系密度在我们周围按照预期的规律减小。
1998-02-02 astro-ph
The Hubble Constant from the Fornax Cluster Distance
Ia型超新星是最好的宇宙学标准烛光。在哈勃图中，它们的衰减率和颜色校正峰值亮度的内在散射在观测误差范围内，对应于哈勃常数的不确定性仅为3 km/s/Mpc。任何额外的不确定性，由峰值亮度校准，必须保持小的测量距离附近的宿主星系最精确。许多不同的天炉座星系团距离测量结果都很好地吻合，距离模数为31.35 ± 0.04等（18.6 ± 0.3百万秒差距）。这导致了观测良好的天炉座Ia型SNe SN 1980 N、SN 1981 D和SN 1992 A的精确绝对星等，并最终得到了H_0 = 72 +-6 km/s/Mpc的哈勃常数。
1999-05-17 astro-ph
The Stellar Content of the Southern Tail of NGC 4038/9 and a Revised Distance
我们使用哈勃太空望远镜和宽视场行星照相机2拍摄了位于NGC 4038/9南部潮汐尾尖端的潮汐矮星系。我们分辨出单个恒星，并识别出两个恒星星族。数以百计的大质量恒星存在，集中在200 pc尺度上的紧密OB协会中，年龄从2-100百万年不等。较老的恒星星族大致沿着潮汐尾中性氢的外轮廓分布;我们将这些恒星与两个螺旋外盘喷出的物质联系起来。较老的恒星星族在I=26.5+/-0.2处有一个红巨星分支尖端，由此我们得出距离模数（m-M）_0=30.7+/-0.25。13.8+/-1.7 Mpc的隐含距离明显小于NGC 4038/9的通常引用的距离。与先前研究的合并核心相比，我们没有发现超级星团。人们可能会得出结论，SSC需要在中心区域发现的更高压力才能形成，而尾部的自发恒星形成产生了在矮不规则星系中看到的O-B星协。这颗潮汐矮星中最年轻的星群总质量约为2 × 10^5 Msun，而老星群的质量约为7 × 10^7 Msun。如果我们的小距离模数是正确的，它对这种典型的合并有着深远的影响。具体来说，潮汐矮候选者的亮度到动力学质量的极限明显小于1，中央超级星团具有典型的银河系球状星团的大小，而不是1.5倍大，异常明亮的X射线人口变得既不那么明亮，也不那么密集。
2003-11-09 astro-ph
The distance to the giant elliptical galaxy NGC 5128
NGC 5128是半人马座星系群的中心星系，也是离我们最近的巨型椭圆星系，它的距离是用两个独立的距离指标确定的：Mira周期光度（PL）关系和红巨星分支顶端的光度（RGB）。这些数据是用ESO VLT上的ISAAC近红外阵列在NGC 5128晕中的两个不同位置拍摄的。从超过20个小时的观测与ISAAC一个非常深的KS波段光度函数的构建。RGB的尖端在Ks=21.24 \pm 0.05 mag.使用K波段RGB尖端幅度的经验校准，并假设平均金属丰度为[M/H]=-0.4 dex和红化E（B-V）=0.11，导出NGC 5128的距离模数为（m-M）_0=27.87 \pm 0.16。NGC 5128的H波段RGB尖端星等与银河系隆起的比较表明，NGC 5128的距离模为（m-M）_0=27.9 \pm 0.2，与K波段RGB尖端的测量结果一致。RGB顶端以上的恒星总数为2176颗，位于外晕区，6072颗位于内晕区。这些源的绝大多数属于NGC 5128中的渐近巨星分支（AGB）人口与许多长周期变量。米拉变量被用来确定NGC 5128的距离，从周期-光度关系校准使用依巴谷天体和LMC米拉周期-光度关系在K波段。这是第一个在本星系群之外的米拉周期光度关系。采用18.50 \pm 0.04的LMC距离模量，推导出27.96 \pm 0.11的距离模量。这两种方法的平均值得出与NGC 5128…
2003-10-22 astro-ph
The Cepheid Distance to NGC 5236 (M 83) with the VLT
造父变星在NGC 5236（M 83）中被观测到，使用的是欧洲南方天文台VLT的ANTU（UT1）8.2米望远镜和FORS 1。在2000年1月至2001年7月期间，对V和I的34个历元进行了观测。12颗造父变星的周期在12到55天之间。采用的真实距离模数为（m-M）_0 = 28.25 +/-0.15，其对应于4.5 +/-0.3Mpc的距离。对NGC 5253的距离进行了重新讨论。平均距离（m-M）_0 = 28.01 +/-0.15（基于SN 1972 E）显示该星系是M 83的近邻（距离= 0.5 +/-0.4 Mpc），这表明这两个星系可能在过去发生过相互作用，从而可能解释NGC 5253的无定形形态。M 83是附近M 83群的主要成员，除了NGC 5253外，还包含几个矮星，其中五个的TRGB距离是可用的（Karachentsev et al. 2002a，A & A，385，21）。所采用的群距（m-M）_0 = 28.28 ± 0.10（4.5 ± 0.2Mpc），其平均后退速度v_（LG）= 249 ± 42km/s，再次表明了局部（1~10Mpc）膨胀场的极端平静。M83与速度-距离关系的局部平均哈勃流线（H_0~60）吻合，没有明显偏差，支持了早期的结论，即局部速度膨胀场在10 Mpc的尺度上是非常冷的，与最简单的冷暗物质模型对大尺度结构的预测相反。宇宙学常数…
2003-03-04 astro-ph
A Determination of the Hubble Constant from Cepheid Distances and a Model of the Local Peculiar Velocity Field
我们提出了一个测量的哈勃常数的造父变星的距离为20 Mpc的27个星系的基础上。我们从哈勃望远镜距离尺度关键项目（H 0 KP）公布的测量数据中获取造父变星数据。我们校准的造父变星周期光度（PL）的关系，从700多个造父变星在LMC获得的OGLE合作的数据，我们假设LMC距离模数为18.50等（d=50.1千秒差距）。使用这种PL校准，我们得到新的距离H 0 KP星系。我们使用两种不同的速度场模型：现象学模型的Tendon等人。和基于IRAS密度场和线性引力不稳定性理论的模型，纠正这些星系的特殊速度的红移。我们结合造父变星的距离和27个星系的校正红移，推导出H_0，即哈勃常数。在95%置信度下，IRAS模式的结果为H_0 = 85 ± 5 km/s/Mpc（随机误差），唯象模式的结果为92 ± 5 km/s/Mpc。IRAS模型更适合数据，它返回的哈勃常数更可靠。系统误差主要来源于LMC距离不确定性，本文没有直接讨论。我们的H_0值明显大于H_0KP的H_0 = 71 +/-6 km/s/Mpc。造父变星重新校准解释了约30%的差异，速度场分析占约70%。我们详细讨论了可能的原因，这种差异和未来的研究需要解决它。
2001-02-28 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Investigating the Influence of Blending on the Cepheid Distance Scale with Cepheids in the Large Magellanic Cloud
我们调查的造父变星距离尺度的影响。混合导致系统的低距离星系观察HST，因此系统的高估计的哈勃常数H_0。我们从光学引力透镜实验最近公布的星表中选取了大麦云星云中的43颗长周期、大振幅造父变星。然后，我们通过添加附近明亮恒星的V，I波段贡献，模拟混合的影响，如HST在大距离观察到的。我们发现，推导出的距离模量将太短，与真实值相比，在距离为12.5 Mpc时约为0.07 mag，在距离为25 Mpc时约为0.35 mag。这对HST河外距离尺度关键项目和其他团队观测到的造父变星到星系的距离有直接和重要的影响：KP样本的一半可能表现出大于0.1 mag.的混合偏差。
1999-09-21 astro-ph
Red Giants in the Halo of the S0 Galaxy NGC 3115: A Distance and a Bimodal Metallicity Distribution
利用哈勃空间望远镜，我们解析了S 0星系NGC 3115晕中的红巨星分支。我们测量恒星的星等和$(V-I)$颜色，直到红巨星分支尖端以下1.5等。从最亮的恒星，我们估计距离模数$(m-M)_0=30.21 \pm 0.30$，对应于距离$11.0 \pm 1.5$ Mpc。这与从行星状星云光度函数确定的值$(m-M)_0=30.17 \pm 0.13$非常一致。我们的研究结果排除了较短的距离模量$(m-M)_0=29.65$确定的表面亮度波动。$(V-I)$颜色的直方图显示出明显的双峰性，表明存在两个大小大致相等的不同晕圈群。一个具有[Fe/H] $\sim -0.7$，一个具有[Fe/H] $\sim -1.3$。这是第二星族晕被解析的最遥远的星系，也是第一次在任何早期类型星系的晕星中观察到颜色双峰。
1996-12-06 astro-ph
The Infrared Surface Brightness Fluctuation Hubble Constant
利用哈勃空间望远镜（HST）上的近红外相机和多目标光谱仪（NICMOS）测量了16个远距离星系的红外表面亮度涨落（SBF）距离，这些星系的红移达到10，000 km/s。出色的空间分辨率，非常低的背景和红外波动的亮度产生了迄今为止最远的SBF测量。另外还观测到12个邻近星系，并用于校准F160 W（1.6微米）SBF距离尺度。其中，三个有造父变星距离测量与HST和11个光学I波段SBF距离测量。这次校准采用了到大麦云云的18.5等距离模数。我们给出了F160 W SBF的哈勃图，并得到了一个哈勃常数Ho=76 +/- 1.3（1-sigma统计）+/- 6（系统）km/s/Mpc。该结果对用于校正局部体运动的速度模型不敏感。将拟合限制在六个最遥远的星系中，得到的最小值Ho=72 +/- 2.3 km/s/Mpc与数据一致。哈勃常数下降6%与本振群居住在宇宙低密度区域的假设一致，但也与1.5西格玛水平上Ho=76 km/s/Mpc的最佳拟合值一致。
2000-11-15 astro-ph
The distance to Hydra and Centaurus from surface brightness fluctuations: Consequences for the Great Attractor model
利用VLT FORS-1在7个视场获得的深测光数据，对长蛇座星系团中心区的16个早型星系（3个巨星，13个矮星）进行了I波段表面亮度起伏（SBF）测量。根据我们样本中的SBF距离，我们估计长蛇座星系团的距离为41.2 +/- 1.4 Mpc（（m-M）=33.07 +/- 0.07等）。基于对未探测到的点源波动的改进修正，我们将Mieske & Hilker（2003）到半人马座星团的SBF距离向上修正了10%，达到45.3 +/- 2.0 Mpc（（m-M）=33.28 +/- 0.09 mag）。两个星团的相对距离模为（m-M）_Cen -（m-M）_Hyd = 0.21 +/-0.11mag.H_0 =72 +/-4km/s/Mpc，我们估计了Hydra的正特有速度为1225 +/- 235 km/s，半人马座Cen 30的正特有速度为210 +/- 295 km/s。考虑到200 km/s的热速度色散，这排除了两个星系团在98%置信度下的共同特有流速。我们发现，9*10^{15} M_{sun} "大吸引子“来自Tendon等人（2000）在~45 Mpc距离的流动研究，如果向水螅星系团位置移动约15度，可以解释观察到的奇特速度。我们的结果在94%的置信度下与半人马座集群与大吸引子相同的情况不一致。为了更好地限制部分退化的大吸引子参数，如它的质量和距离，需要在比我们覆盖的更…
2005-03-30 astro-ph
On the Cepheid variables of nearby galaxies III. NGC 3109
我们将Capaccioli等[AJ，103，1151（1992）]在B和V中研究过的8颗造父变星的光变曲线范围扩展到R和I波段。另外16个造父变星候选者已经确定，并提出了初步的周期。新的造父变星允许周期光度关系被扩展一个星等。计算了表观B、V、R和I距离模量。结合不同波长的数据，并假设大麦哲伦星云的真实距离模数为18.50等，我们得到NGC 3109的真实距离模数$(m-M)_0=25.67\pm0.16$，相当于$1.36\pm0.10$ Mpc。采用$E(B-V)=0.08$作为大麦哲伦星云的红化因子，NGC 3109造父变星的星际红化与0.这一结果的可能影响的讨论。周期-颜色、周期-振幅和周期-光度关系的比较表明，LMC、NGC 3109、六分仪A、六分仪B和IC 1613中的造父变星具有类似的性质，尽管主要参数确定的不确定性仍然不令人满意。关于周期-光度关系的普遍性的坚定结论。
1997-06-27 astro-ph
Color-Magnitude Diagrams of Resolved Stars in Virgo Cluster Dwarf Galaxies
HST上的高级巡天照相机（ACS）已被用来拍摄包含许多矮椭圆星系的室女星系团核心的两个场。F555 W和F814 W的组合图像已经分辨出了这些星系中的红巨星，低至巨分支尖端以下1等。其中两个星系是因为它们的中心表面亮度极低（Bo > 27.0）而成为目标，因此成功解析成恒星证实了这种脆弱星系的存在。红巨星也被发现，表面上与任何星系都没有联系。在V和I中的颜色-星等图已经被推导出来，并通过红巨星分支尖端的星等和平均颜色来推导距离和金属丰度。矮星中恒星的平均丰度介于-1.2 [Fe/H] <-2.4之间，并与本星系群和M81星系群矮椭圆星系的光度-金属丰度关系一致。六个室女座星系的平均距离模数为31.0 +/- 0.05，或16.1 +/- 0.4 Mpc，而这些区域内的星团内恒星的平均距离模数为31.2 +/- 0.09（17.4 +/- 0.7 Mpc）。
2006-07-20 astro-ph
Metallicity-corrected Tip of the Red Giant Branch Distance to NGC 4258
我们使用哈勃太空望远镜（HST）和宽视场高级巡天相机（ACS/WFC）进行的观测确定了NGC 4258的距离。我们采用了一种改进的技术，充分考虑了金属丰度对红巨星分支（TRGB）尖端光度的影响，以确定迄今为止最精确的TRGB距离模量之一：u（TRGB）= 29.28 +/- 0.04（随机）+/- 0.12（系统）mag（7.18 +/- 0.13 +/- 0.40 Mpc）。我们讨论这个距离模相对于其他最近的应用程序的TRGB方法NGC 4258，并与其他几种技术（造父变星和脉泽），同样具有竞争力的精度，但不同的系统。
2008-09-05 astro-ph
A revised Cepheid distance to NGC 4258 and a test of the distance scale
在之前的论文（Maoz et al. 1999）中，我们报告了哈勃太空望远镜（HST）造父变星到星系NGC 4258的距离，该距离是使用星系外距离尺度关键项目的标准校准和方法获得的。在这里，我们使用Freedman等人（2001）中描述的修订的关键项目程序重新评估造父变星距离。这些修订改变了在大麦云云（LMC）上得出的造父变星周期-光度（PL）关系的零点和斜率，HST WFPC 2相机的校准，以及金属丰度差异的处理。我们还在此提供了Maoz等人1999年描述的造父变星的完整信息。使用改进的关键项目技术和校准，我们确定NGC 4258的距离模量为29.47 +/- 0.09等。（本测定唯一）+/- 0.15 mag（关键项目距离的系统不确定性），对应于7.8 +/- 0.3 +/- 0.5 Mpc的度量距离和7.2 +/- 0.5 Mpc的脉泽距离的1.2 σ。我们还测试了Feast（1999）的另一种造父变星P-L关系，这产生了更多的不一致结果。此外，我们把弱限制的距离LMC和造父变星距离测定的金属丰度的影响。
2000-12-18 astro-ph
The Discovery of Cepheids and a Distance to NGC 5128
我们讨论了一个新的距离NGC 5128（半人马座A）的基础上观察到的造父变星与哈勃太空望远镜。获得了12个F555 W（V）和6个F814 W（I）宇宙射线分裂宽视场行星相机2的观测。总共发现了56颗真正的造父变星，周期从5天到50天不等;其中5颗可能是室女座W型的星族II造父变星，与NGC 5128的凸起或晕有关。根据42颗经典（Pop I）造父变星子样本的周期和V、I波段光度，采用大麦云云距离模和消光系数分别为18.50 +/- 0.10等和E（B-V）=0.10等，相对于NGC 5128真实的红化校正距离模数是μ_0 = 27.67 +/-0.12（随机）+/-0.16（系统）mag，对应于3.42 +/- 0.18（随机）+/- 0.25（系统）Mpc的距离。距离的随机不确定性主要是由NGC 5128中总吸收与选择性吸收之比R_V的假设值的误差以及造父变星周期-光度关系在V和I处可能的金属丰度依赖性决定的。这是首次确定造父变星到早期星系的距离。
2006-05-29 astro-ph
The Virgo cluster distance from 21 cm-line widths
室女星系团的距离在B波段由21厘米线宽-绝对星等关系导出。后者是使用18个螺旋与造父变星的距离主要是从HST校准。对一个i>45度，位于星系团光学轮廓（n=49）或X射线轮廓（n=35）内的非特殊螺旋星系的完整样品进行了校正，得到星系团的平均距离为（m-M）_0=31.58+/-0.24 mag（外误差）或20.7+/-2.4Mpc。子星系团A的平均距离比子星系团B小0.46+/-0.18等，但两个子结构成员的个体距离显示出相当大的重叠。距离模量被校正为-0.07 mag，因为团簇成员具有较低的H I表面通量，并且在给定线宽下比（现场）校准器更红。不同来源的B星等和线宽对产生的距离几乎没有影响。不同的内吸收修正规则改变的结果不超过+/-0.17马格。星系团成员的个体距离不显示出对后退速度、倾角、哈勃类型或线宽的任何依赖。对视星等的依赖性反映了星团相当大的深度效应。所采用的距离是在良好的协议与独立的距离测定的集群。将星系团距离与修正后的星系团速度1142+/-61 km/s相结合，得到H_0=55+/-7 km/s/Mpc（外部误差）。如果将室女星系团的距离插入到紧的哈勃图中，利用到室女星系团的相对距离得到一个整体值H_0=57+/-7 km/s/Mpc。
1997-09-04 astro-ph
Globular Cluster Luminosity Functions and the Hubble Constant from WFPC2 Imaging: The Giant Elliptical NGC 4365
一个星系的球状星团光度函数（GCLF）中的周转率或峰值星等可以为一个独立的距离估算器提供一个标准烛光。在这里，我们研究的GCLF的巨型椭圆NGC 4365使用测光的~ 350球状星团从HST的WFPC 2。WFPC 2数据与同等地基成像相比有几个优点。NGC 4365在室女星系团中的成员身份一直是最近争论的主题。我们已经将高斯分布和t_5分布拟合到GCLF，发现它可以很好地由周转量m_V^0 = 24.2 +/- 0.3和色散σ = 1.28 +/- 0.15来表示。在对“普遍的”球状星团周转星等作了小的金属丰度修正后，我们得到了一个距离模数（m-M）= 31.6 +/- 0.3，这与表面亮度涨落测量值相当吻合。这个结果使NGC 4365位于室女星系团核心之外约6 Mpc。当V_{CMB} = 1592 +/- 24 km/s时，哈勃常数为H_o = 72（-12，+10）km/s/Mpc。我们还描述了我们的方法来估计的GC系统的中央5 h^{-1} kpc内的局部特定频率，它具有更少的不确定性的修正比总的估计。结果是6.4 $\pm$ 1.5，表明NGC 4365的GC丰度与其他早期类型星系相似。
1996-11-18 astro-ph
Potential of the Surface Brightness Fluctuations method to measure distances to dwarf elliptical galaxies in nearby clusters
研究了用表面亮度涨落（SBF）方法确定矮椭圆星系（dEs）在邻近星系团中成员的可能性。广泛的模拟SBF测量dEs在I波段的各种组合的距离模量，看到和积分时间，平均VLT FORS1和FORS2零点的基础上。这些结果表明，对于20 Mpc的距离（天炉座或室女星系团的距离），在1小时量级的积分时间内，可以获得可靠的dEs成员测定，其亮度低至非常微弱的星等-10 <M_V <-12 mag（25 mag/arcsec ^2），并且具有良好的视宁度。通过比较不同模拟观测条件下的极限星等，导出了计算积分时间和视度的简单规则，并给出了在不同模拟观测条件下，在给定距离模下达到某一极限星等所需的积分时间和视度。我们的模拟显示了一个小的偏移量的顺序为0.15马格对测量太微弱的SBF。它示出，这是由于波动信号的损失时，从看到卷积图像恢复像素到像素的波动。为了检查我们的模拟是否代表以及真实数据的行为，SBF测量的一个真实的和模拟的样本明亮的半人马座星系团dEs。它们表明，我们的模拟与真实星系上SBF测量的可实现S/N很好地吻合。
2003-03-26 astro-ph
The HST Key Project on the Extragalactic Distance Scale XVII. The Cepheid Distance to NGC 4725
NGC 4725的距离是由造父变星推算出来的，这是哈勃太空望远镜河外距离尺度关键项目的一部分。获得了13个F555 W（V）和4个F814 W（I）宇宙射线分裂宽视场和行星相机2的观测。发现了20颗造父变星，周期从12天到49天不等。采用大麦云云的距离模数和消光系数分别为18.50+/-0.10等和E（V-I）=0.13等，确定NGC 4725的真实红化校正距离模数（基于使用ALLFRAME软件包的分析）为30.50 +/-0.16（随机）+/-0.17（系统）等。对应的距离为12.6 +/- 1.0（随机）+/- 1.0（系统）Mpc，与基于DoPHOT测光包的独立分析结果非常一致。前景红化只有E（V-I）=0.02，NGC 4725中推断出的这个区域的内在红化，E（V-I）=0.19，使它成为迄今为止HST关键项目遇到的最高度红化的区域之一。
1998-10-01 astro-ph
The Detection of Bright Asymptotic Giant Branch Stars in the Nearby Elliptical Galaxy Maffei 1
我们用加拿大-法国-夏威夷望远镜上的自适应光学系统研究了距离被严重遮蔽的椭圆星系Maffei 1中心6弧分的区域。我们的近衍射极限的H和K'图像显示相对于背景场的对象的过剩人口，我们得出结论，在马菲1的渐近巨分支尖端（AGB尖端）发生在K = 20 +/- 0.25。假设马菲1中AGB尖端的恒星与M31的凸起部分的恒星具有相同的内禀光度，那么如果A_V = 5.1，马菲1的实际距离模为28.2 +/- 0.3，相当于4.4（+0.6，-0.5）Mpc的距离。这与从红外线表面亮度波动估计的距离非常一致，并证实马菲1太远而不会显著影响本星系群的动力学。
2001-04-26 astro-ph
The HST Key Project on the Extragalactic Distance Scale XIV. The Cepheids in NGC 1365
我们报告的探测造父变星的棒旋星系NGC 1365，位于天炉座星系团，使用哈勃太空望远镜宽视场和行星相机2。获得了12个V（F555 W）和4个I（F814 W）观测期。利用ALLFRAME和DoPHOT两个测光软件包分别对HST场中的所有恒星进行了光度学拟合。对造父变星的搜索得到了52颗变星的样本，周期在14到60天之间，与两个数据集相同。给出了造父变星的全帧测光和光变曲线。根据周期、光变曲线形状、相似的ALLFRAME和DoPHOT周期、颜色和相对拥挤度，选择了34颗造父变星的子集，以拟合ALLFRAME和DoPHOT的V和I中的造父变星周期光度关系。从ALLFRAME测光法测得的到NGC 1365的距离模数为31.31 +/- 0.20（随机）+/- 0.18（系统）mag，对应于18.3 +/- 1.7（随机）+/- 1.6（系统）Mpc的距离。测得的红化值为E（V-I）= 0.16 +/- 0.08 mag。这些值与使用DoPHOT光度法获得的值非常一致，即距离模量为31.26 +/- 0.10 mag，红化值为0.15 +/- 0.10 mag（仅内部误差）。
1998-06-01 astro-ph
Detection of the Red Giant Branch Stars in M82 Using the Hubble Space Telescope
利用哈勃空间望远镜F555 W和F814 W测光资料，给出了M82中不规则星系两个晕区恒星的色星等图和光度函数。I波段光度函数在I~23.95等处出现一个突变，这被认为是红巨星分支（TRGB）的尖端。采用Lee等（1993）基于银河系球状星团的RR天琴座距离对TRGB的刻度，我们得到（m-M）_0的距离模=27.95 +-0.14（随机）+-0.16这对应于3.9 +- 0.3（随机）+- 0.3的线性距离Mpc，这与造父变星的HST观测结果相一致。此外，我们还观察到大量明显比TRGB亮的恒星。然而，根据目前的数据，我们不能排除这些恒星是较暗恒星的混合物，或者确实是中等年龄的渐近巨星分支星。
1999-06-29 astro-ph
The HST Key Project on the Extragalactic Distance Scale XII. The Discovery of Cepheids and a New Distance to NGC 2541
我们报告的发现造父变星和一个新的距离螺旋星系NGC 2541，根据获得的数据与宽视场和行星相机2上的哈勃太空望远镜（HST）。使用F555 W滤光片（转换为Johnson V）获得总共25次曝光（分为13个时期），使用F814 W滤光片（转换为Reynolds I）获得9次曝光（分为5个时期）。光度减少的数据进行使用两个独立的软件包，DoPHOT和DAOPHOT II/ALLFRAME，这给出了非常好的协议，在测量的幅度。根据这两套测光方法，共确定了34颗真正的造父变星，周期从12天到60多天不等。通过拟合V和I周期-光度关系，在假定大麦云云的距离模数和平均色余分别为18.50 ± 0.10等和E（B-V）= 0.10等的条件下，导出了视距离模数。采用A（V）/E（V-I）=2.45，我们得到到NGC 2541的真实距离模量为30.47 +/- 0.11（随机）+/- 0.12（系统）磁（D = 12.4 +/- 0.6（随机）+/- 0.7（系统）Mpc），总（银河系加内部）平均色过量E（B-V）= 0.08 +/- 0.05（内部误差）MAG。
1998-05-29 astro-ph
I Zw 18 revisited with HST/ACS and Cepheids: New Distance and Age
我们提出了新的V和I波段HST/ACS测光的I Zw 18，最贫金属的蓝致密矮（BCD）星系在附近的宇宙。过去有人认为I Zw 18是一个非常年轻的系统，在不到5亿年前才开始形成恒星，但其他工作暗示可能也存在更老（> 1 Gyr）的红巨星分支（RGB）恒星。我们的新数据，一旦与档案HST/ACS数据相结合，提供了一个深刻的和未受污染的光学色幅图（CMD），现在强烈表明RGB。RGB尖端（TRGB）幅度产生距离模数（m-M）_0 = 31.30 +/-0.17，即，D = 18.2 +/- 1.5百万秒差距。我们观测的时间序列性质使我们能够首次检测和表征I~Zw~18中的三个经典造父变星。的时间平均造父变星<V>和<I>幅度相比，VI红免费Weseneirs关系预测新的非线性脉动模型，特别是计算在金属丰度的I ZW 18。对于一个周期为8.63天的真正的经典造父变星，这意味着距离模（m-M）_0 = 31.42 +/- 0.26。另外两颗造父变星的周期异常长（125.0和129.8 d），但与这个距离一致。出现的连贯画面是I Zw 18比以前认为的更古老，更遥远。这就排除了I Zw 18是一个真正的原始星系的可能性，它是最近在本星系中形成的（z < 0.1）。
2007-07-16 astro-ph
The Extragalactic Distance Scale Key Project XVIII. The Discovery of Cepheids and a New Distance to NGC 4535 Using the Hubble Space Telescope
我们报告了在室女座螺旋星系NGC 4535中发现造父变星的情况，这是基于哈勃太空望远镜上的宽视场和行星照相机2的观测。NGC 4535是HST河外距离尺度关键项目的18个星系之一，该项目旨在测量哈勃常数，精度为10%。NGC 4535使用F555 W滤波器观测了13个历元，使用F814 W滤波器观测了9个历元。HST F555 W和F814 W数据分别转换到Johnson V和Kron-Escherins I星等系统。使用两个独立的程序DoPHOT和DAOPHOT II/ALLFRAME进行光度测定。V和I波段的周期光度关系是使用我们的50个候选变量中的39个高质量造父变星构建的。我们得到的距离模量为31.02+/-0.26 mag，对应于16.0+/-1.9 Mpc的距离。我们的距离估计值是基于mu = 18.50 +/- 0.10 mag和E（V-I）= 0.13 mag的距离模量和红化的LMC，分别。
1999-01-23 astro-ph
EROS differential studies of Cepheids in the Magellanic Clouds : Stellar pulsation, stellar evolution and distance scale
我们提出了一个差分研究的500麦哲伦造父变星与300万测量作为副产品的EROS微透镜调查。数据集是无偏的，并提供了一个很好的基础LMC和SMC之间的差异分析。我们研究了造父变星的脉动性质作为金属丰度的函数，以及它们对恒星脉动、恒星演化理论和不透明度的限制。此外，我们的经验分析表明，金属丰度对周期-光度关系有很小的影响，这对最近基于HST观测的造父变星在远至室女星系团的星系中的距离估计具有重要意义。当造父变星因金属性而产生的色移被解释为在确定目标星系的真实距离模时变红时，就会产生系统误差。考虑到这一误差，使得低H_0值（Sandage et al.）高H_0（Freedman等）值更低，使这些不一致的估计值在$H_0 \approx 70$ km/s Mpc^{-1}附近一致。
1996-12-22 astro-ph
The Extragalactic Distance Scale Key Project VIII. The Discovery of Cepheids and a New Distance to NGC 3621 Using the Hubble Space Telescope
我们报告的发现造父变星的领域螺旋星系NGC 3621，根据与宽视场和行星相机2上的哈勃太空望远镜（HST）的观测。NGC 3621是HST河外距离尺度关键项目中观测到的18个星系之一，该项目旨在测量哈勃常数达到10%的精度。用F555 W滤波器在12个历元和用F814 W滤波器在4个历元内观测到69颗周期在9- 60天范围内的造父变星。HST F555 W和F814 W数据分别转换到Johnson V和Kron-Escherins I星等系统。使用两个独立的软件包（DAOPHOT II/ALLFRAME和DoPHOT）进行光度测定。在V和I波段的周期光度关系是使用我们的69个变量中存在的36个相当孤立的造父变星构建的。使用ALLFRAME和DoPHOT数据分别获得相对于LMC的消光校正距离模量为10.63 +/- 0.07 mag和10.56 +/- 0.10 mag。通过假设LMC的距离模量值为18.50 +/- 0.10 mag，LMC变红的E（V-I）= 0.13 mag，获得了29.13 +/- 0.18 mag和29.06 +/-0.18 mag的真实距离模量，对应于6.3 Mpc和6.1 Mpc的距离。
1997-05-30 astro-ph
The HST Key Project on the Extragalactic Distance Scale. XXII. The Discovery of Cepheids in NGC 1326-A
我们报告了对造父变星的探测和对天炉座星系团成员之一的螺旋星系NGC 1326-A的首次距离测量。我们使用了哈勃太空望远镜上的宽视场和行星照相机2获得的数据。在49天的时间间隔内，总共获得了12个V波段（F555 W）和8个I波段（F814 W）的观测历元。两个光度减少包，ALLFRAME和DoPHOT，已被用来获得测光措施，从三个宽视场CCD。变异性分析产生了总共17个造父变星，与两个测光数据集相同，周期在10到50天之间。在这14颗具有高质量光变曲线的造父变星中，假设大麦云云距离模数（m-M）（LMC）= 18.50 ± 0.10等，色余E（B-V）= 0.10等，假设A（V）/E（V-I）= 2.45，DoPHOT数据产生到NGC 1326-A真实距离模数为（m-M）_0 = 31.36 +-0.17（随机）+-0.13（系统）mag，对应于18.7 \pm 1.5（随机）\pm 1.2（系统）Mpc的距离。得出的NGC 1326-A的距离与之前得出的NGC 1365的距离非常一致，NGC 1365是天炉座星系团的另一个螺旋星系成员。然而，这两个星系的距离明显低于NGC 1425，它是星团外部的第三个造父变星校准器。
1999-06-29 astro-ph
The Stellar Content and Distance of UGC 4483
本文介绍了M81/NGC 2403复合体中的一个不规则星系UGC 4483的HST/WFPC 2观测结果。恒星光度测定用HSTphot进行，完成V ~ 26.0和I ~ 24.7。我们在I = 23.56 +/- 0.10处测量红巨星分支尖端，并计算出距离模数（m-M）o = 27.53 +/- 0.12（对应于3.2 +/- 0.2 Mpc的距离），将UGC 4483置于NGC 2403子群中。我们能够测量UGC 4483中一个先前已知的年轻星团的性质，发现恒星贡献的积分星等为V = 18.66 +/- 0.21和I = 18.54 +/- 0.10（积分光减去H α和[OIII]的贡献），对应的年龄约为100 ~ 1500万年，初始质量约为10^4 Msun。这与星团中最亮的恒星的性质是一致的，这是第一次在数据中得到解决。最后，对该星系恒星含量的数值分析得出，从15 Gyr前到现在，恒星形成速率大致保持不变，为1.3 × 10 ^-3 Msun/yr，平均金属丰度为[Fe/H] = -1.3 dex。
2000-12-22 astro-ph
Deep HST Imaging of Sextans A. II. Cepheids and Distance
通过WFPC 2的观测，我们在六分仪A中发现了82颗短周期变星。所有的周期变星似乎都是短周期造父变星，基本模造父变星的周期小到0.8天，第一泛音造父变星的周期小到0.5天。这些物体与RGB尖端和红色团块的测量一起用于测量到六分仪A的真实距离系数（m-M）_0 = 25.61 +/-0.07，对应于距离d = 1.32 +/-0.04 Mpc。比较这些技术计算的距离，我们发现短周期造父变星（P <2天）是准确的距离指标的对象或低于SMC的金属丰度。由于这些天体在低金属量的恒星形成星系中数量相当多，它们有可能在整个本星系群中提供极其精确的距离。我们还比较了其他距离指标产生的相对距离。我们的结论是，RR天琴座，RGB提示，和红色的团块校准是自洽的，但似乎有一个小的依赖长周期造父变星的距离上的金属丰度。最后，我们给出了六分仪A，狮子座A，IC 1613和麦哲伦云的相对距离。
2002-11-21 astro-ph
A dwarf irregular galaxy at the edge of the Local Group: Stellar populations and distance of IC 5152
我们已经获得了矮不规则星系IC 5152（以前被认为是本星系群的可能成员）场中约700颗恒星的V和I波段测光结果。深VI色星等图提出了这个星系的主体和附近的领域。我们推断的距离与VI色星等图的类似星系和理论等时线的比较。采用E（V-I）= 0，发现到IC 5152的距离模量为m-Mo = 26.15 +/- 0.2。D=1.7 Mpc的距离意味着IC 5152不是本机群的某个成员。我们还构造了一个深度光学光度函数。通过与理论等时线比较，我们发现金属丰度Z约为0.002，低于以前的估计。利用这个金属丰度和距离，IC 5152现在适合矮星系的金属丰度-光度关系。在所研究的视场中，最年轻的恒星年龄约为10^7 Gyr，并且有大量log t>7.8-8 yr的恒星。IC 5152的中心区域是恒星形成的活跃场所，这是通过比较我们的光学测光和哈勃太空望远镜的紫外图像发现的。几个候选的球状星团被发现，以及一个潜在的核心候选人。
1998-12-17 astro-ph
The SBF Survey of Galaxy Distances. IV. SBF Magnitudes, Colors, and Distances
我们报告的数据$I$波段表面亮度起伏（SBF）的幅度，V-I颜色，和距离模量的300个星系。巡天包含E、S 0和早期螺旋星系，比例为49：42：9，基本上完成了E星系到哈勃速度2000 km/s的采样，E星系的采样达到4000 km/s。距离模数的中位误差为0.22马格。我们还提出了两个新的调查结果。(1)我们比较了我们的距离与预测的典型的冷暗物质传递函数作为尺度的函数的平均奇特的流速（体流），并发现非常好的协议与冷，暗物质宇宙学的传递函数尺度参数$Γ$，和功率谱归一化$σ_8$相关的$σ_8 Γ^{-0.5} \approx 2\pm0.5$。直接从速度导出，这个结果与星系的分布或偏置模型无关。适度的整体流动与我们调查体积周围的$\sim200$ Mpc直径体积中的大规模、大幅度流动的报告相矛盾。(2)我们提出了一个独立的距离测量绝对星系光度，\Nbar，并显示它如何与星系的属性，如颜色和速度色散，展示其实用程序测量星系距离通过大和未知的灭绝。
2000-11-10 astro-ph
The Resolved Stellar Populations in NGC 1705
本文介绍了矮不规则星系NGC 1705中可分辨的恒星星族的HST测光。该星系已被WFPC 2和NICMOS观测到，并在F555 W，F814 W，F110 W和F160 W波段获得了成功的图像。光学场覆盖了星系的大部分，而红外场（NIC 2）只映射了它的中心区域。光学测光在PC视场中提供20000个低至m_F555W ~ 29的物体，在三个WFC中提供20000个物体。在红外波段，我们已经能够分辨出大约2400颗恒星，最小到m_{F110W}，m_{F160W} ~ 26。1834颗恒星的子样本在所有四个波段都被明确测量。相应的色星等图（CMD）证实了年龄梯度的存在，表明NGC 1705拥有年轻（几百万年）和非常老（15光年）的恒星，前者强烈集中在银河系中心，后者到处都是，但在外部区域更容易看到。红巨星分支（TRGB）的尖端在光学和红外CMD中都清晰可见，并允许我们推导星系距离。考虑到测光和TRGB星等-距离关系的不确定性，我们得到NGC 1705的距离模为（m-M）_0=28.54 ± 0.26，对应的距离D=5.1 ± 0.6Mpc。
2001-05-21 astro-ph
A new investigation on the Antlia Dwarf Galaxy
基于ESO甚大望远镜（VLT）上FORS I相机收集的科学验证（SV）数据，我们给出了Antlia矮星系的深（I，V-I）和（I，B-I）色星等图（CMD）。CMD有两个关键特征：一个清晰的RGB，一个明亮的蓝色恒星样本，属于年轻恒星的组成部分。理论和观测结果的比较证实了这一明亮恒星的样本与$\approx0.1$ Gyr ago恒星形成事件的发生是一致的。与以前的研究（Sarajedini et al. 1997; Aparicio et al. 1997）一致，我们还发现这个年轻的恒星星族比老恒星族更集中。通过采用Salaris & Cassii（1998）提供的RGB尖端（TRGB）的新校准，我们估计Antlia距离模数为$(m-M)_0=25.89\pm0.10$ mag，因此距离为$D=1.51\pm 0.07$ Mpc。该距离测定值$\approx13%$大于先前研究中建议的值。通过采用RGB $(V-I)$色指数作为金属丰度的函数进行校正，估计了Antlia恒星星族的平均金属丰度为$[Fe/H]\approx-1.3$量级.差分RGB光度函数显示了观测到的计数-在$2σ$水平-与理论预测相比，过量。关于TRGB光度对恒星年龄的依赖性的简单论点表明，这种差异可能是由于年龄约等于0.7 Gyr的恒星组成部分。
1999-09-13 astro-ph
Tip of the Red Giant Branch Distance for the Sculptor Group Dwarf ESO 540-032
我们提出了第一个VI CCD测光的玉夫座星系ESO 540-032在甚大望远镜UT 1 + FORS 1。（I，V-I）色星等图显示这个中间型矮星系主要由年老、贫金属（[Fe/H]~-1.7 dex）的恒星组成，还有少量稍富金属（[Fe/H]~-1.3 dex）、年轻（年龄1.5 - 5亿年）的恒星。在I波段光度函数中，在I_0 = 23.44 \pm 0.09等处发现一个不连续性，将此特征解释为红巨星分支的尖端，并采用M_I=-4.20 \pm 0.10等作为其绝对星等，我们已经确定了（m-M）_0=27.64 \pm 0.14 mag（3.4 \pm 0.2 Mpc）的群体II距离模数。这一距离证实了ESO 540-032是附近Sculptor群的成员，但明显大于先前基于表面亮度波动（SBF）方法报告的值。从恒星星族合成模型的结果表明，混合形态的矮星系的SBF技术的应用需要一个详细的知识的基本恒星组成，从而提供了一个直接的距离测量使用的红巨星分支的尖端距离指示器没有优势。我们产生的表面亮度轮廓ESO 540-032，并推导出光度和结构参数。其整体性质与本星系群矮椭圆星系的绝对星等和中心表面亮度与金属丰度的关系密切相关。最后，我们确定并讨论了一个非恒星物体附近的星系中心，它可能类似于一个球状星团。
2001-05-09 astro-ph
HST observations of the cometary blue compact dwarf galaxy UGC 4483: a relatively young galaxy?
利用哈勃空间望远镜广角行星照相机2（WFPC 2）拍摄的彗星状蓝矮星系UGC 4483的V和I测光结果。由此产生的I与（V-I）色星等图（CMD）达到极限星等V = 27.5等和I = 26.5等的光度误差小于0.2等。它不仅揭示了一个年轻的恒星星族的蓝色主序星和蓝，红超巨星，但也是一个老的红巨星和渐近巨星分支恒星的演化人口。红巨星分支尖端的测量星等I = 23.65 +/- 0.10等，导致距离模数（m-M）= 27.63 +/- 0.12，相当于距离3.4 +/- 0.2 Mpc。最年轻的恒星与银河系北端明亮的H II区域有关。在星系的低表面亮度的天体中发现了老恒星的星群，它们比年轻的恒星星族分布得更广，这表明了恒星的扩散。UGC 4483的CMD最显著的特征是红巨星的蓝色和渐近巨星分支星的高光度。这两个特征都符合：（1）金属含量极低（[Fe/H] = -2.4，类似于最缺金属的球状星团）和10 Gyr的老年龄，或者2）更高的金属丰度（[Fe/H] = -1.4，由电离气体发射线导出）和UGC 4483中最古老的恒星星族的相对年轻的年龄，不超过~ 2 Gyr。因此，我们的数据并不排除UGC 4483是一个相对年轻的星系的可能性，它的第一颗恒星仅在大约2 Gyr前形成。
2001-11-15 astro-ph
A HST study of the stellar populations in the cometary dwarf irregular galaxy NGC 2366
本文利用哈勃空间望远镜获得的宽视场行星照相机2的图像，对彗星状矮不规则星系NGC 2366中的恒星进行了V和I测光。由此得到的色星等图达到了I~26.0等，它不仅揭示了一个年轻的蓝色主序星群体，（年龄<3千万年），但也有蓝超巨星和红超巨星的中间年龄群体（2千万年<年龄<1亿年），以及渐近巨星分支（AGB）恒星（年龄> 1亿年）和红巨星分支（RGB）恒星（年龄>1 Gyr）的老年演化群体。RGB尖端的测量量值I=23.65+/-0.10 mag导致距离模数m-M=27.67+/-0.10，其对应于3.42+/-0.15 Mpc的距离，与先前的距离确定一致。最年轻的恒星与银河系西南端的HII区域NGC 2363=Mrk 71的明亮复合体有关。由于恒星系综的扩散和弛豫过程，年龄越大的恒星星族，其空间分布越平滑和扩展。在NGC 2366的整个身体中发现了一个潜在的老年恒星群体。这一古老星群最显著的特征是存在着许多相对明亮的AGB星。NGC 2366中AGB星与RGB星的数量比和AGB星的平均绝对亮度都明显高于BCD VII Zw 403，表明NGC 2366中AGB星的年龄较年轻。除了现在的爆发年龄<1亿年，NGC 2366过去也有强烈的恒星形成活动，从~ 1亿年到<3 Gyr。
2005-03-19 astro-ph
