A New Deep HST/ACS CMD of I Zw 18: Evidence for Red Giant Branch Stars
我们目前的结果，从新的深HST/ACS测光的I Zw 18，最贫金属的蓝致密矮星系在附近的宇宙。之前有人认为这是一个非常年轻的系统，在不到5亿年前才开始形成恒星，但其他工作暗示这个星系中可能存在更老（> 1 Gyr）的红巨星分支（RGB）恒星。我们更深入的数据确实揭示了RGB的证据。因此，即使在最缺乏金属的系统中，也存在着潜在的古老（> 1 Gyr）星族，这意味着恒星的形成始于z > 0.1。RGB tip（TRGB）星等和造父变星的性质表明，I Zw 18比以前认为的更远（D = 19.0 +/- 1.8 Mpc）。
2007-02-09 astro-ph
Three clusters of the SMC from ACS/WFC HST archive data: NGC 265, K~29 and NGC 290 and their fields
本文测定了位于小麦哲伦云主体内的NGC265、K29、NGC290三个星团的年龄、金属丰度和初始质量函数。此外，我们推导出了伴场中恒星形成的历史。我们使用ACS/WFC HST存档数据。对于这些星团，利用$χ^2$最小化方法拟合单个合成星族的积分光度函数，得到了它们的年龄和金属丰度。对于伴星，用$χ^2$最小化法和下山单纯形法计算了恒星的形成历史，得到了如下的年龄和金属丰度：NGC 265的log（Age）= $8.5\pm0.3$ yr和金属丰度为$0.004\pm0.003$（或[Fe/H]=-0.62）; \object{K~29}具有log（年龄）= $8.2\pm0.2$ yr和金属量Z = $0.003\pm0.002$（或[Fe/H]=-0.75）; NGC 290具有log（年龄）= $7.8\pm0.5$ yr和金属量$0.003\pm0.002$（或[Fe/H]=-0.75）。卓越的数据质量允许研究低至M $ \sim$ 0.7 M $_\odot$的初始质量函数。初始质量函数与标准Kroupa模型一致。NGC 265光度函数与恒星模型的理论光度函数的比较，无论是考虑对流核心的过冲还是忽略对流核心的过冲，似乎都表明需要一定量的对流过冲。星群的恒星形成率在3 - 4亿年、3 - 4 Gyr和最后6 Gyr呈现增强期。然而，它是相对静止的年龄超过6 Gyr。这一结果…
2007-02-10 astro-ph
The radii of thousands of star clusters in M51 with HST/ACS
我们利用M51的新HST/ACS镶嵌图像的高分辨率，根据它们的大小选择螺旋盘中的大样本年轻（< 1 Gyr）星团。该图像以B、V、I和H_alpha覆盖整个螺旋盘，分辨率为每像素2 pc。4357个分辨星系团的表面密度分布表明，这些星系团与云的相关性比与恒星的相关性更强，并且我们发现了一个暗示，即在共转半径处团簇形成有所增强。769个具有更精确半径的星团样本的半径分布表明，年轻星团的优选有效半径约为3 pc，这与更古老的GC的优选半径相似。然而，与GCs相反，M51中的年轻星系团并没有表现出半径与银河中心距离之间的关系。这意味着星团并不是在与其宿主星系的潮汐平衡中形成的，它们的半径也与环境压力无关。
2006-05-01 astro-ph
The ACS Virgo Cluster Survey XV. The Formation Efficiencies of Globular Clusters in Early-Type Galaxies: The Effects of Mass and Environment
球状星团（GC）中包含的恒星质量分数，也是用数字作为特定频率来测量的，是一个基本量，反映了星系早期恒星形成和整个合并历史。我们提出了具体的频率，光度和质量分数的球状星团系统的ACS室女星系团调查，最大的同类同质目录中的100个早期型星系。我们发现：1）GC质量分数在巨星和矮星中都很高，但在中等光度的星系中普遍很低。2)在星系质量范围内，比频的行为主要是由蓝色GC决定的。3)低质量星系的GC分数表现出对环境的依赖性。几乎所有具有高GC分数的矮星系都在cD星系M87的1 Mpc范围内，这是第一个强有力的证据，表明矮星系中的GC形成偏向于致密环境。4)中心矮星的GC形成是有偏差的，因为它们的恒星形成最早，最强烈。与千禧年模拟的比较显示，中心矮星有更老的恒星星族，并以更高的恒星形成率和表面密度形成更多的恒星。模拟矮星的SFR表面密度在总SFR之前达到峰值，自然产生比场星更古老、更贫金属的GC种群。5)距离巨型椭圆星系M87和M49约40千秒差距内的矮星系是红色的，几乎没有GC，这表明它们已经被潮汐剥离，并将它们的GC贡献给了它们的巨型邻居的晕。因此，具有高GC质量分数的中心矮星很可能是最类似于聚集了丰富的M87球状星团系统的原星系的幸存者。（节录）
2008-03-04 astro-ph
A Hubble Space Telescope ACS Search for Brown Dwarf Binaries in the Pleiades Open Cluster
本文介绍了对昴星团疏散星团中的褐矮星双星进行高分辨率成像巡天的结果。这些观测是用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机进行的。我们的样本由15颗真正的褐矮星组成。我们确认了2个双星，并探测了它们的轨道运动，但在5.4AU ~ 1700 AU的距离和0.035--0.065~Msun的质量范围内没有发现新的候选双星。结合我们先前研究的结果（Martin等人，2003），我们可以推导出一个可视的二元频率为13.3 $^{+13.7}_{-4.3}$ \%的分离大于7~AU的质量之间的0.055 - 0.065 ~M $_{\sun}$和质量比之间的0.45- 0.9 $<q<$ 1.0。其他观测到的昴宿星棕矮星双星的性质（分离和质量比的分布）似乎与它们在该领域的老同行相似。
2005-09-27 astro-ph
Is the galactic disk older than the halo?
本研究的目的是通过古老的疏散星团的年龄来推断银盘的年龄，并对最近一些关于银盘可能比日晕更老的说法进行评论。为此，我们分析了NGC 188、NGC 6791、Collinder 261、Melotte 66、Berkeley 39和Berkeley 17等六个非常古老的星团的色星等图，并确定了它们的年龄。对于每个集群，我们使用最新的光度和光谱数据和金属丰度估计。年龄是从等时线拟合方法使用帕多瓦图书馆的恒星模型（Bertelli et al . 1994，Girardi等人，1999）。我们发现这些星团的年龄在4 - 9-10 Gyr之间：Melotte 66是最年轻的，而NGC 6791和Berkeley 17的年龄约为9-10 Gyr。先前对Berkeley 17的估计表明其年龄为12 Gyr，几乎属于经典球状星团的范围。在我们的分析中，这个集群总是非常古老，但可能比以前的研究更年轻。然而，我们提请注意的事实是，上述年龄将被视为临时估计，因为许多不确定性仍然影响恒星模型在质量范围1.0至1.5 Mo。尽管现存的恒星结构理论有这个缺陷，如果NGC 6791和伯克利17为银盘的年龄设定了极限，那么银河系的这个组成部分可能有9-10 Gyr的年龄，但肯定比星系晕年轻，至少从最近对球状星团年龄的测定中推断出来。最后，值得回顾的是，疏散星团只能提供银河系圆盘年龄的下限，而其他指标--如白矮星…
1999-05-27 astro-ph
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters: M54 and Young Populations in the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了新的哈勃太空望远镜测光的大质量球状星团M54（NGC 6715）和重叠的核心潮汐破坏人马座（Sgr）dSph星系的一部分，ACS调查银河系球状星团。我们的深（F606 W ~26.5），高精度测光产生了前所未有的详细的颜色星等图，显示了扩展的蓝色水平分支和M54+Sgr系统的多个主序列。用等时线和主层序拟合修正了M54的距离和红化，修正后的结果为（m-M）_0=17.27，E（B-V）=0.15。初步评估发现，M54+Sgr区域主要由Sgr和球状星团的旧贫金属族群所控制。多个转折点表明至少存在两个中等年龄的恒星形成时期，年龄为4和6 Gyr，[Fe/H]=-0.4到-0.6。我们还清楚地表明，第一次，一个突出的，2.3 Gyr老Sgr人口近太阳丰度。还显示了一个更年轻（0.1-0.8 Gyr）、更富含金属（[Fe/H] \sim 0.6）的恒星的踪迹。Sgr的年龄-金属丰度关系与闭箱模型和多个（4-5）恒星形成爆发在整个卫星的生命周期，包括时间以来Sgr开始破坏是一致的。
2007-07-31 astro-ph
HST/ACS observations of shell galaxies: inner shells, shell colours and dust
目的：进一步了解早期星系中壳层和尘埃的起源。方法：V-I颜色的壳层和底层星系的推导，使用HST高级巡天相机（ACS）的数据。一个星系模型是在当地的楔形和减去确定壳的轮廓和颜色。我们应用Voronoi binning我们的数据，以获得平滑的彩色地图的星系。与文献中的N体模拟比较，可以更深入地了解壳特征的起源。壳的位置和尘埃的特征推断模型星系减去图像。结果：ACS图像显示，在一些星系中，壳层的有效半径很好（在NGC 5982的情况下为1.7 kpc）。在某些情况下，强大的核尘埃补丁阻止检测内壳。大多数贝壳的颜色与下面的星系相似。有些内层比银河系还要红。所有六个壳层星系在其中心区域都显示出动力学平衡的尘埃特征，如车道或斑块。在95%的置信水平下，我们对壳层椭圆星系中尘埃的探测率大于从HST档案数据中发现的正常早期星系样本。结论：合并模型比相互作用模型更好地描述了壳的分布和形态。红色壳层的颜色很可能是由于尘埃和/或更古老的恒星星族的存在。中心尘埃特征的高流行率和动力学平衡形态指向外部影响负责早期型壳星系中可见的尘埃特征。内壳层能够在相对较老的壳层系统中表现出来。
2007-03-22 astro-ph
Globular Cluster Systems in Nearby Dwarf Galaxies: I. HST/ACS Observations and Dynamical Properties of Globular Clusters at Low Environmental Density
利用F606 W和F814 W滤波器拍摄的HST/ACS影像，研究了位于附近（<12 Mpc）松散星系团晕区和野外环境中的68个暗（Mv>-16等）矮星系的老球状星团（GC）种群。175个GC候选者的组合颜色分布峰值在（V-I）=0.96 +/- 0.07等，整个样品的GC光度函数转换在Mv，to = -7.6 +/- 0.11等，类似于旧的贫金属LMC GC群体。我们的数据揭示了一个试探性的趋势Mv，从晚型到早型星系变得越来越暗。以dIrrs为单位的GC的光度和颜色分布显示缺乏淡蓝色GC。我们的分析表明，这可能反映了一个相对年轻的GC系统比通常发现的明亮的早型星系。如果通过光谱学证实，这将表明矮星系中第一个贫金属星团的形成时代较晚。我们发现了几个明亮的（大规模的）GC居住在其宿主星系的核区域。这些核团的光度和结构参数与被怀疑是吸积矮星系残留核的特殊星系团相似，如M54和wCen。除了这些核星系团，GC在半光半径与星系团质量平面上的dIrrs分布非常类似于银河系年轻的晕星系团，这表明可比较的形成和动力学演化历史。与星系团破裂理论模型的比较表明，在良性潮汐环境中，低质量星系中的GCs动态地演化为自引力系统。
2008-10-21 astro-ph
Starbursts in the Local Universe: new HST/ACS observations of the irregular galaxy NGC 4449
本文介绍了利用哈勃太空望远镜（HST）上的高级巡天照相机（ACS）对麦哲伦星暴星系NGC4449中的恒星进行测光。该星系已在F435W（B）、F555W（V）和F814W（I）宽带滤光片和F658N（Halalpha）窄带滤光片中成像。我们的测光包括约300，000个在（B，V）色星等图（CMD）中的天体，直到V < 28，以及约400，000个在（V，I）CMD中的天体，直到I < 27。一个约200，000颗恒星的子样本同时在所有三个波段进行了光度测量。在CMD中观察到的特征意味着各种恒星的年龄至少达到1 Gyr，并且可能与哈勃时间一样古老。CMD形态和红巨星分支颜色的空间变化指向年龄梯度的存在：年轻和中等年龄的恒星倾向于集中在银河系中心，而老年恒星则无处不在。碳星平均光度的空间变化表明，没有很强的金属丰度梯度（< 0.2 dex）。此外，我们发现了一个有趣的解决星团的西侧的星系，由一个对称的潮汐或螺旋特征组成的年轻恒星包围。NGC 4449中年龄小于1000万年的恒星的位置与H α辐射密切相关。我们推导出NGC 4449到红巨星分支顶端的距离为D=3.82 \pm 0.27 Mpc。这个结果与我们从碳星的光度中得到的距离是一致的。
2008-03-21 astro-ph
The Detailed Star Formation History in the Spheroid, Outer Disk, and Tidal Stream of the Andromeda Galaxy
利用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机，我们获得了远低于仙女座星系椭球体、潮汐流和外盘中最古老的主序星的深层光学图像。我们已经重建了恒星形成的历史，在这些领域的比较，他们的颜色-星等图的网格校准到银河系球状星团在相同的波段观察。每个区域都有一个漫长的恒星形成历史，许多恒星的年龄小于10 Gyr，但很少有小于4 Gyr的。综合考虑，球状体的恒星数量、运动学和人口特征与一些关于其中等年龄、富含金属的人口的解释相矛盾，例如居住在盘中的恒星的重大贡献或与流轨道的偶然交叉。相反，这个人口很可能是内部球状体所固有的，其高度扰动的结构与远离星系中心的压力支持的贫金属晕明显不同。溪流和球状体的人口是相似的，但不完全相同，溪流的平均年龄是~1 Gyr年轻;这种相似性表明，内球体在很大程度上被污染的物质剥离从溪流的祖先或类似的对象。仙女座星盘的星群比流星盘和球状星盘的星群年轻得多，也更富含金属，但不像太阳系附近的薄星盘那么年轻;相反，仙女座的外盘主要由年龄为4 - 8 Gyr的恒星组成，类似于银河系的厚星盘。星盘的数据与年龄大于10 Gyr的星群不一致，事实上不需要任何年龄大于10 Gyr的恒星。
2006-10-16 astro-ph
An Accurate Age Determination for the SMC Star Cluster NGC121 with HST/ACS
作为致力于研究小麦哲伦星云中星团和场中的旧恒星星族的系列论文的第一篇，我们提出了用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机在F555 W和F814 W滤波器中对NGC 121的深度观测。由此产生的颜色星等图达到主序关闭以下约3.5等，比以前的任何数据都要深。我们采用绝对和相对年龄法对NGC 121进行了年龄测定。将ACS测光系统中的等时线与NGC 121观测到的山脊线拟合，得出年龄为11.8 +- 0.5 Gyr（Teramo），11.2 +- 0.5 Gyr（Padova）和10.5 +- 0.5 Gyr（Dartmouth）。星系团脊线最接近阿尔法增强达特茅斯等时线。将我们的相对年龄放在绝对年龄尺度上，我们发现年龄分别为10.9 +- 0.5 Gyr（从主序关闭和水平分支之间的震级差异）和11.5 +- 0.5 Gyr（从水平分支的绝对震级）。这五个不同的年龄测定都低于2 - 3 Gyr的年龄最古老的银河系球状星团可比的金属丰度。因此，我们证实了早期的发现，最古老的球状星团在小麦哲伦云，NGC 121，是几个陀螺年轻比它最古老的同行在银河系和其他附近的矮星系，如大麦云，天炉座，人马座。如果它被吸积到银河系的晕中，NGC 121将类似于“年轻的晕球状星团”，尽管它没有与人马座矮星相关的最年轻的球状星团年轻。NGC 121的年轻年龄可能是由于小麦哲伦星云中团簇形成的延迟，或者是由于最初少数…
2008-01-07 astro-ph
V, R, I and Halpha photometry of circumnuclear star forming regions in four galaxies with different levels of nuclear activity
本文给出了具有不同核活动的星系：NGC 7469（Sy 1），NGC 1068（Sy 2），NGC 7177（LINER）和NGC 3310（Starburst）的环核恒星形成区（CNSFR）的V，R，I连续谱带和H α ~+ [NII]光度学。它们的阿尔法光度（0.02 - 7 x10 **40 erg/s;未校正内部消光）与其他星系的光度相当。除了NGC 3310中的星系外，在不同星系中没有发现CNSFR的宽带颜色的系统差异，NGC 3310中的星系相当蓝，部分原因是年轻的恒星星族。使用理论进化合成模型，一些颜色可以由单一种群（7 - 3亿年）和灭绝（0.5-1.5等）复制。然而，在许多情况下，观察到的Halpha等效宽度需要更年轻的人群。NGC 1068、7177和7469在太阳金属丰度下符合两次爆发的星群模型;两个星群之间的年龄差约为500 - 700万年，年轻的爆发占星团总质量的3 - 61%，这与年轻的爆发是由前一次爆发的超新星活动引起的一致。NGC 3310需要更年轻的电离人口年龄和更低的金属丰度。观测/预测的过量（R-I），与正常的红化定律不一致，可能是由于存在于较老的人口中的红超巨星，并且模型没有正确地解释。两个人口方案似乎显示了CNSFR的演化状态与母星系的核类型的趋势，仍有待探讨。
1999-09-06 astro-ph
The ACS Virgo Cluster Survey XI. The Nature of Diffuse Star Clusters in Early-Type Galaxies
我们利用HST/ACS对ACS室女星系团巡天中100个早型星系的成像研究了弥散星团的性质。与球状星团（GC）相比，这些星团的光度较低（M_V > -8），大小分布较广（3 < r_h < 30 pc），但它们的主要特征是表面亮度较低，比典型的GC要暗3个星等以上（μ g > 20 mag arcsec^-2）。弥漫星团系统的中间色是红色，1.1 < g-z < 1.6，比富含金属的GC更红，通常和星系本身一样红。因此，大多数DSC系统的平均年龄大于5 Gyr，或者具有超太阳金属丰度。我们发现，在我们的样本中，有12个星系包含了大量的漫射星团候选者--9个是望远镜（S 0），5个明显含有尘埃。我们还发现了一个巨大的椭圆M49，与同伴星系VCC 1199相关的晕中的DSC的大量人口。大多数DSC系统似乎都与星系光对齐，并与星系盘相关，但同时许多望远镜并没有大量的DSC人口。在我们的样本中的弥漫星团具有相似的特征，在其他附近的透镜状，螺旋，矮星系，我们认为，DSC优先形成，生存，并与星系盘共同进化。它们的性质与合并星团复合体的性质大致一致，我们注意到，尽管超紧凑型矮星比DSC亮3 - 5个星等，但它们具有相似的表面亮度。银河系中最接近DSC的类似物是旧的疏散星团。我们认为，如果在银河系的圆盘中确实存在一个弥散星团，那么它将很难被发现。（节录）
2005-11-09 astro-ph
Evolution of the Color-Magnitude Relation in Galaxy Clusters at z ~1 from the ACS Intermediate Redshift Cluster Survey
我们应用ACS/HST的色-星等关系（CMR）详细观测研究了8个星系团在z~1的星系演化。早期型红色序列是很好的定义和椭圆形和透镜状星系躺在类似的CMR。我们分析了CMR参数作为红移，星系性质和集群质量的函数。对于明亮的星系（M_B <-21等），星系团核心的椭圆星族的CMR散射小于S 0星族的CMR散射，尽管在暗星等处两者变得相似。虽然明亮的S 0人口一贯表现出更大的散射比椭圆，后者的散射增加的外围集群区域。如果我们将这些结果解释为年龄差异，则星系团核心的明亮椭圆星系平均比S 0星系和外围椭圆星系老（约0.5 Gyr）。在（U-B）_z=0静止坐标系中，CMR零点、斜率和散射没有显著的红移z~1.3的演化，也没有显著的质量依赖性。我们的两个集群显示CMR零点比我们样本的平均（U-B）_z=0更红（约2 sigma）。我们还分析了形态早型和晚型星系在红色序列上的比例。我们发现，虽然在大多数星系团中，大部分（80%至90%）的CMR人口是由早型星系，在最高的红移，我们的样本的低质量星系团，CMR晚型/早型分数是相似的（~50%），与大多数的晚型人口组成的星系分类为S 0/a。这种趋势与星团的X射线光度无关，也与其速度色散无关，可能是红移的真实演变。
2008-10-10 astro-ph
Age and Metallicities of Cluster Galaxies: A1185 and Coma
本文介绍了富星系团A1185和后发座星系团的年龄和金属丰度的窄带连续色测定。使用一种新的技术来提取非恒星形成星系的光度加权年龄和[Fe/H]值，我们发现，这两个集群有两个独立的人口基于这些参数。其中一个种群很古老（$τ>$ 11 Gyrs），具有明显的质量-金属丰度关系。第二个星族稍年轻（$τ\approx$ 9 Gyrs），金属丰度较低，恒星质量也较低。我们发现年龄和星系质量之间的相关性，在这两个人口，使老星系更大的质量和更高的平均金属丰度，确认以前的工作与线指数为同一类型的星系在其他集群（凯尔森等2006年，托马斯等2005年）。我们的研究结果意味着更短的持续时间更高质量的星系，在矛盾的经典星系风模型的预测。由于我们也发现了这些星系的质量与金属丰度之间的明确关系，因此我们得出结论，恒星形成在质量更高的星系中更有效，这是逆风模型下描述的一种情况（Matteucci 1994）。关于星系团的环境效应，我们发现星系的平均年龄和离星系团中心的距离之间存在着显著的相关性，因此，较老的星系居住在核心。这种关系名义上支持星系形成的层次方案（较低密度区域的年龄较年轻）;然而，环境效应可能在样本中有更大的签名，现在的星系是最初恒星形成淬火时代的残余物，这将导致相同的年龄梯度。
2006-11-17 astro-ph
Multicolour Optical Imaging of IR-Warm Seyfert Galaxies. IV. Surface Photometry: Colour Distributions
本文是系列文章中的第四篇，研究了中红外暖塞弗特星系样本和中红外冷星系对照样本的光学性质。本论文致力于分析表征宿主星系的颜色分布。暖塞弗特1号和2号星系显示出相反的颜色梯度，它们的颜色剖面描绘了单次爆发太阳金属丰度模型中的年龄和尘埃效应。特别是，我们发现了大量的证据，发生在塞弗特2磁盘强大的恒星形成：他们的颜色和发射线的二维地图表明，尘埃灭绝与正在进行的恒星形成的螺旋和潮汐功能;他们的颜色配置文件显示0.5-1 Gyr或年轻的恒星爆发，叠加在老的底层星系人口。大部分这些性质都与冷星系相同，而温暖的塞弗特1型星系则显示出更古老的恒星星族，只有在少数情况下，有环核恒星形成的证据。
1999-12-13 astro-ph
A detailed study of the L1641N star formation region
我们在L1641N星团中寻找年轻恒星天体（YSO），并通过测定其年龄分布、质量函数、空间分布和恒星形成历史来表征恒星形成活动。我们在L1641 N中共探测到216个（斯皮策或$I$波段）源，其中89个是YSO候选源。大多数光谱是M型的，H $α$在发射中强烈，并且许多具有Li 6707的吸收。四个最亮的$I$波段源（F星和G星）被认为是前景星，L1641 N IRAS源被证明是至少四个源的组合通量。我们发现，星际消光在光学和近红外波段符合指数为1.58的幂律，尽管在中红外波段，斯皮策观测显示出比理论预期更高的消光。YSO样本的中位年龄为$\sim$ 1百万年，由此产生的MF在低质量下至完整性极限时具有平坦分布。有证据表明，在过去的几百万年里，恒星形成率是恒定的，每3.7 $\times$ 10 $^4$年就有一颗恒星形成。我们发现了11个年龄超过1000万年的恒星源，以及年轻和年老的YSO之间的空间分离，这表明许多在L1641 N中形成的较老恒星可能已经离开了星团，从而使恒星形成率随着时间的推移而增加。
2008-05-20 astro-ph
The population of early-type galaxies at 1<z<2 - New clues on their formation and evolution
利用F160 W滤波器对32个1<z<2的早型星系（ETG）进行了HST-NICMOS观测，并对它们的红移和光谱类型进行了光谱确认。我们发现，ETGs是由两个不同的人口，老年人口（oETGs）和年轻人口（yETGs）的平均年龄相差约1.5-2 Gyr。年轻的ETG并不比本地ETG密度大，因为它们遵循本地ETG的尺寸-质量关系，而光度演化将它们带到本地Kormendy和尺寸-光度关系上。同时，老ETG不遵循局域ETG的尺寸-质量关系，光度演化不能解释它们在局域尺寸-光度关系和Kormendy关系上的差异。从z~1.5-2到z~0，有效半径R_e需要增加2.5-3倍（密度减少15-30倍），才能达到局域标度关系。两个种群表现出的不同行为意味着不同的形成和演化情景。较老的粒子群一定是在较高的z时以一种耗散的富含气体的坍缩能形成的，从而产生在z~2时古老而致密的残余物。它们必须经历从z~2到z~0的尺寸演化，必须保持它们的质量不变，以不超过高质量ETG的局部数量。因此，重大合并不能满足这一要求。年轻的ETG群体可以通过随后的合并事件形成，合并事件逐渐增加它们的大小并将它们的质量聚集到z~2。在z<2时，它们纯粹在光度上演化，因为大合并的插曲会使它们远离局域标度关系。
2008-11-27 astro-ph
The Evolution of Disk Galaxies Since z=1
基于VLT/FORS光谱和HST/ACS成像，我们构建了一个约200个场的旋涡星系样本，覆盖了z~1的红移。如此大的数据集允许研究基本星系参数的演变，如光度，大小，质量，质光比等，作为宇宙时间和各种质量制度的函数。我们的几个发现--比如恒星质量占总质量的时间无关分数--符合分级结构增长。然而，中等红移盘的恒星星族属性有利于缩小规模的情况下，在这个意义上，在高质量的螺旋的平均恒星年龄比低质量的螺旋。
2006-11-10 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
The Star Cluster population of NGC 5253
我们提出了一个在星爆星系NGC 5253星团人口的详细分析。我们的工作是基于HST光学和VLT Ks图像。我们检测到超过300个团簇，并对所有这些团簇推导了V、I和Ks波段的光度学，并建立了色-色V-I/V-Ks图。在对恒星污染进行校正后，我们在所有三个波段V、I和Ks中匹配了115个源。数据点与模型的比较显示了大多数来源如何受到红色过剩的影响。年轻的集群的年龄是从HST Halpha图像，允许部分地删除年龄和灭绝之间的简并性，并计算屏幕光学深度向集群。V和Ks的光度函数在M（V）=-7.3和M（K）=-10.2处显示出明显的变化，其形状大致类似于老球状星团的高斯分布。我们将光度函数转换成质量函数，发现小于1000万年的星团呈幂律分布，斜率为-1.6，而较老的星团的分布在4x10^4 Msun附近有一个最大值。
2004-12-02 astro-ph
Dynamical Masses of Young Star Clusters: Constraints on the Stellar IMF and Star-Formation Efficiency
最近的许多工作都试图限制恒星的初始质量函数（IMF）内的大质量集群的动力学质量估计测量光比较。这些研究得出了不同的结论，其中一些声称标准的Kroupa型IMF，而另一些则声称极端的非标准IMF。然而，结果似乎与聚类的年龄相关，因为较老的聚类（> 8000万年）似乎都很适合Kroupa型IMF，而较年轻的聚类在其最佳拟合IMF中显示出显着的分散。在这里，我们表明，这可能是由于这样一个事实，即年轻的集群是维里平衡，因此不能用于此类研究。因此，只有较老的集群才适合货币基金组织的研究。仅使用这些集群，我们发现IMF没有显着变化。最年轻的星团可以用来限制星团内的恒星形成效率（SFE）。我们发现，SFE在20和60%之间变化，我们得出结论，大约60%的年轻集群是未绑定的，将无法生存超过几十万年（即“婴儿死亡率”）。
2006-04-21 astro-ph
