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
AGB stars in extragalactic systems
我将回顾三种方法来识别河外星系中的晚型巨星，基于AGB恒星的主要特征（它们是红外明亮的，可变的，并具有光谱特性）。
2006-11-06 astro-ph
Embedded Clusters in Giant Extragalactic HII Regions III. Extinction and Star Formation
利用BVR宽波段和H α发射线的光度学资料，对7个星系的35个巨大河外HII区（GEHR）的恒星形成进行了研究。星际消光，金属丰度和星云的贡献，宽带估计使用光谱数据对这些对象。用B-V和V-R色无色散图以及巴耳末线与B带连续谱的通量比来研究恒星的形成。集群的颜色表明减少消光对恒星连续相比，来自巴耳末线的电离气体的值。发现只有一次恒星形成爆发的经典年轻区域（t <300万年）的检测频率低于伴随着丰富的红超巨星的年轻区域（t ~ 1000万年）。减少对星团恒星的灭绝，电离光子的破坏和老年人口的存在，往往空间上无法从年轻的人口，所有合谋，使观察到的巴耳末线的等效宽度低，在大多数的GEHR。恒星形成的情况下，建议解释了许多观测到的GEHR的属性，包括核心晕结构，减少消光的辐射从恒星相比，从星云气体，未检测到年轻的单爆发区域和共存的两个人口的不同年龄。
1996-01-01 astro-ph
EMBEDDED CLUSTERS IN GIANT EXTRAGALACTIC HII REGIONS II. EVOLUTIONARY POPULATION SYNTHESIS MODEL
结合Maeder等的恒星演化模型和Kurucz的恒星大气模型的最新进展，建立了一个适合与巨河外HII区（GEHRs）进行比较的恒星群体合成模型.除了在太阳金属丰度下的氢和氦电离光子产生率外，还合成了一些适合于与可见光和近红外光谱部分的GEHR宽带数据进行比较的量，用于恒星形成的三种情况：（i）瞬时爆发（IB），（ii）连续恒星形成（CSF）和（iii）两次恒星形成爆发。老爆发富含红超巨星对于IB的情况下，颜色的演变显示了三个不同的阶段-初始稳定的蓝色阶段，随后是红色隆起（5- 15 ~Myr）和另一个稳定阶段，颜色介于前两个阶段之间。CSF颜色在$\sim 10$ ~Myr处渐进地达到峰值，从未达到最红的IB颜色。电离光子产生率在600万年内下降了一个数量级，而在CSF模型中几乎保持不变。具有爆发分离的双爆发模型$\sim 10$ ~Myr具有IB和CSF的性质，同时产生红色IB颜色和高电离光子速率，使得这些区域很容易使用光学观测来区分。平坦的IMF在大质量恒星处于主序星时产生最蓝的颜色，在演化中的大质量恒星的红超巨星阶段产生最红的颜色。由于恒星形成过程中固有的统计不确定性，计算量的误差变得可以忽略不计的集群质量超过$10^5$ \，\msun。
1995-03-15 astro-ph
3D-Spectroscopy of extragalactic planetary nebulae as diagnostic probes for galaxy evolution
除了研究河外恒星星族在其综合光中的情况外，对单个分辨物体的详细分析也已成为可能，主要是对发光巨星和邻近星系的河外行星状星云的分析。波茨坦天体物理研究所（AIP）最近启动了一个名为"XPN-物理“的项目，旨在验证XPNe是否是测量其母恒星星族化学丰度的有用探针。该项目涉及理论和观测工作包。
2006-07-21 astro-ph
Giant outburst of EXO 2030+375: pulse-phase resolved analysis of INTEGRAL data
2006年6月至9月，Be/X射线双星EXO 2030+375经历了自发现以来的第二次大爆发。该源被证明有一个复杂的脉冲平均X射线光谱连续与回旋吸收功能的可能证据。在本文中，我们提出的第一个脉冲相位解析分析的宽带X射线光谱EXO 2030+375获得的INTEGRAL天文台接近最大值和在衰变阶段的巨大爆发。我们报告了一个强大的变化与脉冲相位的频谱。替代光谱连续模型进行了讨论。脉冲相位的光谱参数的依赖性在最大的爆发和脉冲轮廓随时间的演变定性一致的脉冲星的发射图改变从扇形束几何形状接近最大的爆发相结合的铅笔和扇形束（可比的intensities）在衰减阶段结束。在脉冲轮廓的主峰之前的脉冲相位间隔处的63千电子伏左右的回旋吸收线的证据存在于接近爆发的最大值获得的光谱中。
2008-09-24 astro-ph
An extragalactic HII region in the Virgo cluster
我们目前的光谱观测六个发射线对象投射到室女星系团。这些源是从窄带（Hα+[NII]）图像中选择的，这些图像显示微弱的可检测的连续发射和EW>100埃。其中5个来源在z ~ 0.31处产生[OIII]λ5007发射体，而122603+130724被证实是属于室女星系团的HII区。这个点状源的退行速度约为200 km/s，与巨大星系VCC 873（NGC 4402）有关。它的光度、恒星形成率和金属丰度都比Gerhard等人（2002年）在室女座星系VCC 836附近发现的河外HII区高。
2003-12-02 astro-ph
OGLE 2004-BLG-254: a K3 III Galactic Bulge Giant spatially resolved by a single microlens
我们提出了一个OGLE 2004-BLG-254的分析，一个高放大率和相对较短的持续时间的微透镜事件，其中的源星，一个膨胀K3巨星，已被空间解决的点状透镜。我们用OGLE和PLANET望远镜获得了事件光变曲线的密集光度覆盖，以及使用UVES/VLT摄谱仪在光源仍被放大20倍时拍摄的高信噪比光谱。我们对这一事件的密集覆盖使我们能够在I和R波段测量源星的临边变暗。我们还比较了以前的测量的线性边缘变暗系数涉及GK巨星与ATLAS大气模型的预测。我们讨论的情况下，K-巨星，并发现之间的不一致的边缘变暗的测量和模型的预测，这可能是由于线性边缘变暗的法律的不足。
2006-09-11 astro-ph
Pulse Period History and Phase Resolved Spectra of 1A 0535+262
Be/X射线双星1A 0535+262是在1975年的一次大爆发中发现的。之后，它表现出平静期（流量低于10 mCrab），正常爆发（10 mCrab-1 Crab）和偶尔的巨大爆发（几个Crab）。结束了11年的平静，最后一次巨大的爆发发生在2005年5月/6月，但来源太靠近太阳，大多数卫星都无法观测到。随后在2005年8月发生了一次正常的爆发，这是由INTEGRAL和RXTE TOO观测到的。基于INTEGRAL数据，我们给出了源的长期脉冲周期历史，其能量依赖的脉冲轮廓和相位分辨谱的结果。
2008-01-25 astro-ph
Diffuse Extragalactic Background Light versus Deep Galaxy Counts in the Subaru Deep Field: Missing Light in the Universe?
利用深光学和近红外星系计数来估计来自宇宙中正常星系光的河外背景光。虽然最微弱的计数的数量-星等关系的斜率是平坦的计数积分收敛，相当一部分的EBL从星系仍然可能被错过了深星系调查，因为各种选择效应，包括宇宙学的星系表面亮度变暗。在这里，我们给出了一个估计的EBL从星系计数，其中这些选择效应是定量考虑到第一次，基于合理的模型的星系演化是一致的所有可用的数据的星系计数，大小和红移分布。我们表明，从星系的EBL是最好的解决离散星系在近红外波段（J，K）通过使用斯巴鲁深场的最新数据，超过80-90%的EBL从星系已被解决在这些波段。我们的研究结果表明，失踪星系的贡献不能解释计数积分和最近的初步检测扩散EBL在K波段（2.2微米）之间的差异，可能有一个非常扩散的组成部分EBL没有留下任何印记，在已知的星系种群。
2001-03-29 astro-ph
The continuous star formation history of a giant HII region in M101
本文介绍了位于M101外围的巨大HII区NGC 5471的恒星形成过程。从解析的HST/WPFC 2测光中，我们发现恒星形成已经持续了7000万年。我们进一步比较以前的结果，从集成红外光学光度与恒星分辨CMD，我们讨论了该地区的恒星形成的属性和它的个别节点，以及表征不同的恒星内容。这一结果对我们理解旋涡星系中的爆发与连续恒星形成活动具有非常重要的意义。
2007-02-08 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
Extragalactic Globular Clusters and Galaxy Formation
球状星团（GC）系统现在已经在从矮星到巨星的星系中进行了研究，并涵盖了整个哈勃序列的形态类型。哈勃太空望远镜和大型地面望远镜的成像和光谱学共同确定，大多数星系具有双峰颜色分布，反映了两个古老的GC亚群：贫金属和富金属。这两个子群的特征都与它们的母星系相关。我们认为，贫金属GC形成于低质量的暗物质晕在早期宇宙和他们的属性反映了偏见的星系组装。富含金属的GC诞生于其母星系随后的耗散积累中，它们的年龄和丰度表明大多数大质量早型星系在早期形成了它们的大部分恒星。对这两个子群的详细研究提供了一些在近场中可以获得的对分层星系形成的最强约束。
2006-02-27 astro-ph
The Resolved Red Giant Branches of E/S0 Galaxies
大质量星系的形成范式长期以来围绕着两个对跖假设-单片塌缩和吸积/合并的情况。关于星系晕中恒星成分的经验数据对于发展星系形成和聚集的情景至关重要，这种情景的根源在于观测，而不是数值模拟。哈勃太空望远镜（HST）使我们能够直接研究附近E/S 0星系Cen A，NGC 3115，NGC 5102和NGC 404中的单个恒星。本文介绍和讨论了HST在V和I波段的单星测光。利用色星等图和恒星光度函数，我们测量星系的恒星含量。这可以在晕中的多个位置进行，但需要具有更深极限量级的数据来量化金属丰度随银河中心半径的变化。在这里，我们比较了红巨星的颜色分布与恒星等时线，并相互比较了星系的晕群，注意到它们的总绝对V星等覆盖了大约-21.5到-17.5的范围。在未来，我们计划模拟恒星的金属丰度分布，目的是限制化学富集的情况下，一个步骤，解开椭圆和透镜星系的演化历史。
2002-10-01 astro-ph
The Magellanic Clouds and the Primordial Helium Abundance
本文讨论了一种新的基于麦哲伦云H Ⅱ区的河前氦丰度测定方法。这一决定的金额Yp = 0.2345 +- 0.0030，并与来自巨大的河外H II地区的系统中的重元素含量极低的比较。有人建议，由其他作者从巨大的H II区复合物中得出的更高的原始值可能是由于两个系统的影响：中性氢的存在下，在氦Stromgren球和存在的温度变化内的观察体积。
2000-02-05 astro-ph
A Near-Infrared Stellar Census of Blue Compact Dwarf Galaxies: NICMOS Detection of Red Giant Stars in the Wolf-Rayet Galaxy Mrk 178
我们用HST上的NICMOS相机观测了蓝致密矮/沃尔夫-拉叶星系Mrk 178。该星系在近红外波段被很好地分解为单个恒星;在J和H波段的测光产生了包含791个单独点源的色星等图。我们讨论恒星的内容，提请特别注意的中间年龄和/或老恒星。Mrk 178是第二个被解析出红巨星分支的蓝致密矮星系，其恒星的年龄至少为1-2Gyr。这使我们能够导出$\geq$ 4.2（$\pm$ 0.5）Mpc的距离。近红外色星等图也显示了大量发光的渐近巨星分支星。我们发现，这需要几百万年前的恒星形成。一些候选碳星是通过它们的极端近红外颜色来识别的。我们认为，Mrk 178基本上是一个古老的星系，根据NICMOS探测红巨星的蓝色，星暴核心，其扩展，微弱的晕红的颜色。
2000-07-27 astro-ph
Is the Giant Radio Galaxy M87 a TeV Gamma-Ray Emitter?
这是第一次从巨大的射电星系M87中测量到超过730 GeV能量阈值的过量光子，其显著性水平高于4 sigma。这些数据是在1998年和1999年期间用HEGRA立体系统的5个成像大气切伦科夫望远镜拍摄的。超过730 GeV的107.4 +- 26.8个事件对应于Crab通量的3.3%的积分通量或N_gamma（E > 730 GeV）=（0.96 +- 0.23）* 10^（-12）phot.cm ^（-2）s^（-1）。M87位于室女星系团的中心，红移相对较小，z = 0.00436，是一个有希望发射TeV伽马射线的巨型射电星系。从M87中探测到TeV的伽马射线--如果得到证实--将在这个能量范围内建立一个新的河外源，因为迄今为止在TeV能量范围内探测到的所有其他活动星系核都是BL Lac型天体。
2005-12-05 astro-ph
Comparison of Distances from RR Lyrae Stars, the Tip of the Red-Giant Branch and Classical Cepheids
银河系外的距离尺度在很大程度上依赖于造父变星。然而，从观测和脉动模型中可以清楚地看出，它们的P-L关系的斜率和零点在星系之间是不同的。这使得造父变星距离的测定变得复杂，并要求对它们的差异进行独立的测试。这个检验是由24个星系的天琴座RR恒星距离提供的，这些星系校准了红巨星分支的尖端（TRGB; M_I = -4.05），这反过来又证实了我们在2006年距离尺度上采用的造父变星距离在18个情况下平均在0.1等以内。相对超新星Ia和速度距离否认了所采用距离的剩余显著金属丰度效应。这些造父变星距离的新支持增加了我们以前对超新星Ia光度和21厘米线宽-光度（TF）关系的校准的权重。在所有标度上确认了H_0 = 62.3（+/-5）的值。
2007-12-14 astro-ph
The analysis of red giant branch photometry in galaxies
本文分析了模拟和分析色星等图的多种可能方法，并将其应用于已分辨星系的场晕恒星星族的研究。特别考虑到红巨星分支（RGB）的恒星的分析，以及基于色星等图（CMD）演化部分的分析获得老种群金属丰度分布的方法。这些工具的目的是提供一个可靠和准确的方法来分析解决第二族恒星在附近星系的晕。特别是，我们引入了一个Perspecular距离方法来计算我们的输入数据集中的恒星最可能的源等时线。这种方法被证明有几个优势，一个更传统的方法，考虑等时线作为一组细间距高斯概率分布。我们还考虑的方法，获得的金属丰度分布可能是最有效的优化，特别是评估所涉及的困难，避免次优的局部最大值的似然最大化过程。
2002-10-02 astro-ph
Giant Pulses from PSR B0540-69 in the Large Magellanic Cloud
我们报告发现的第一个巨大的脉冲从河外射电脉冲星。利用帕克斯射电望远镜在1.38 GHz对大麦云云中PSR B 0540 -69进行的观测显示，其单脉冲能量超过平均脉冲能量的5000倍。这是第二颗年轻的脉冲星，在蟹状星云之后，显示出巨大的脉冲发射。与蟹状星云脉冲星类似，巨脉冲发生在两个不同的相位范围内，并且在这些范围内具有显著的到达时间抖动。巨脉冲的位置似乎滞后于（正弦）X射线轮廓的峰值0.37和0.64相位，尽管无线电和X射线数据之间的绝对时间还不确定。巨脉冲的色散测量值为146.5 pc/cc，与Manchester等人（1993）在0.64 GHz处探测到的脉冲星一致。巨脉冲在1.4 GHz处散射展宽，指数散射时间为0.4 ms，发射带宽至少为256 MHz。在8小时的积分中，我们没有检测到来自脉冲星的任何积分通量密度达到13 microJy的水平，假设占空比为10%。这意味着0.64和1.38 GHz之间的频谱指数比-4.4更陡。
2003-05-14 astro-ph
Deep Galaxy Counts, Extragalactic Background Light, and the Stellar Baryon Budget
我们评估所观察到的河外背景光（EBL）对恒星形成和恒星质量密度的宇宙历史的约束。南方哈勃深空成像巡天的星系数量-星等关系的对数斜率在所有7个UBVIJHK光学带通中均小于0.4，即来自已分辨星系的光从UV会聚到近IR。我们发现河外光学天空的表面亮度的下限约为15 nW/m^2/sr，与COBE数据的远红外背景强度相当。假设萨尔彼得初始质量函数的下限与M亚矮星盘星的观测结果一致，我们将产生50 I_50 nW/m^2/sr水平的EBL所需的可见（处理气体+恒星）质量密度的下限设为Omega_g+s h^2>0.0013 I_50;我们的“最佳猜测”值为Omega_g+s h^2=0.003 I_50。受最近的微透镜研究结果的启发，我们考虑了旋涡星系周围的大质量暗晕是由暗淡的白矮星组成的可能性，并表明只有一小部分（<5%）的核合成重子可以被锁定在zF <5的中等质量恒星的残余中，否则这种晕的明亮早期阶段会过度产生观测到的EBL。
1999-11-04 astro-ph
On the structure of giant HII regions and HII galaxies
我们回顾了巨大的河外HII区和HII星系的结构特性的基础上的二维流体动力学计算，并提出了一个演化序列，占其观察到的详细结构。该模型假设一个巨大的年轻星团被大量的云包围。因此，它们暴露于最重要的恒星形成反馈机制：光电离和星团风。这些模型显示了两种反馈机制如何在云的破坏中相互竞争，并导致两种不同的流体动力学解决方案：将云存储到一个持久的粗糙外壳中，抑制热化风的膨胀，以及通过云层内雕刻的通道稳定过滤冲击风气体，从而产生大规模的超级气泡。这两种解决方案在这里声称同时在巨大的HII区域和HII星系中起作用，导致它们详细的内部结构。计算的完整描述可以在天体物理学杂志643，186中找到。所介绍的模型的动画版可在http：//www.iaa.csic.es/\~{} eperez/ssc/ssc.html上查阅。
2006-10-17 astro-ph
Baade's red sheet resolved into stars with HST in the Blue Compact Dwarf Galaxy VII Zw 403
HST WFPC 2对邻近的蓝色致密矮星系VII~Zw~403（= UGC 6456）的观测，分辨出的单颗恒星低至M $_I$ $\approx$-2.5，深度足以识别红巨星。这个星群的空间分布比年轻的主序星和超巨星更均匀，形成了被称为“巴德红片”的结构。我们认为VII~Zw~403不是一个原始星系。
1997-08-26 astro-ph
A WFPC2 Study of the Resolved Stellar Population of the Pegasus Dwarf Irregular Galaxy (DDO 216)
利用WFPC 2在F439 W（B）、F555 W（V）和F814 W（I）波段拍摄的图像研究了飞马座矮不规则星系的恒星星族。这些数据和地面数据相结合，产生颜色星等图，显示了这个小星系中恒星星族的复杂性质。一颗年轻（小于0.5 Gyr）的主序星组成部分存在并聚集在两个位于中心的团块中，而较老的恒星形成一个更扩展的盘或晕。主序星的颜色要求A_V = 0.47 mag.红巨星分支的平均颜色是相对蓝色的，与中等金属丰度的年轻或年老的贫金属恒星星族相一致。红巨星分支在颜色上也有明显的宽度，暗示着恒星的年龄和/或金属丰度的范围。在红巨星分支尖端之外发现了少量的扩展渐近巨星分支星。在我们的数据的模糊界限附近，是一个人口稠密的红色团块叠加在红巨星分支上。根据日内瓦恒星演化轨迹拟合自洽的恒星星族模型，得到了760千秒差距的修正距离。定量拟合的恒星星族探索作为一种手段来约束恒星形成的历史。主序星和核心燃烧氦的蓝环星的数量要求恒星形成率在最近的过去更高，大约1 Gyr前的3-4倍。如果没有更好的恒星金属丰度信息和更深层次的光度测量，就无法获得较长时间基线上恒星形成历史的独特结果。与数据一致的最年轻的模型包含恒定金属丰度为Z = 0.001的恒星，主要形成于2-4 Gyr前。即使在恒星形成活动的高峰期，飞马座矮星也很可能保持相对暗淡，M_V ~-14。
1998-05-21 astro-ph
The Tip of the Red Giant Branch Distance to the Large Magellanic Cloud
利用麦哲伦云测光巡天（Zaritsky，Harris & Thompson，1997）的观测数据，给出了大麦云（LMC）中红巨星支星的I波段光度函数。选取不拥挤的低消光区的恒星，在I_0 = 14.54等处观测到光度函数的不连续性，将这一特征与红巨星分支（TRGB）的尖端相鉴别，并根据Lee，Freedman & Madore（1993）的定标结果，采用TRGB的绝对星等为-4.05 ± 0.04等，我们得到的距离模数为18.59 ± 0.09（随机）± 0.16（系统）ma。如果采用Cassii和Salaris（1997）提供的理论TRGB校准，则导出的距离将增加4%。这里报告的大麦哲伦星系距离模数为18.59 ± 0.09，比最常用的由造父变星的周期光度关系校准的河外距离标度值大0.09等（1-sigma）。我们的TRGB距离模量同意几个RR Lyrics距离的LMC的基础上HIPPARCOS松弛。最后，我们注意到，使用相同的MCPS数据，我们使用红团方法获得了18.29 +-0.03等的距离模量，与TRGB估计值相比，这要短0.3等。
1999-11-30 astro-ph
