Rebuilding the Cepheid Distance Scale I: A Global Analysis of Cepheid Mean Magnitudes
我们开发了一种统计方法，使用UBVRIJHK测光的造父变星，包括温度，消光和金属丰度的影响，并将其应用于694造父变星在17个星系的距离。我们得到均匀的距离，消光和不确定性估计的四个模型，从标准的河外方法，然后添加温度分布，消光分布，需要正定的反射，和金属丰度的物理效应。当我们做类似的系统假设时，我们发现与已发表的距离基本一致，但标准距离有一个明显的问题，因为它们要求造父变星具有负消光，特别是在低金属丰度星系中，除非平均LMC消光超过E（B-V）> 0.25。这个问题可以用造父变星距离尺度的物理预期的金属丰度依赖性来解释，其中贫金属的造父变星比富金属的造父变星更热更暗。对于V和I，我们发现平均星等变化为-0.14 +/- 0.14 mag/dex，平均颜色变化为0.13 +/- 0.04 mag/dex，颜色的变化主导了距离的变化。对Ia型超新星估计的哈勃常数的影响是戏剧性的，因为大多数是在具有最蓝造父变星的贫金属星系中发现的。Ia型多色光变曲线形状（MLCS）方法对H_0的估算值经金属丰度修正后，从69 +/-8 km/s Mpc正式上升到80 +/-6 km/s Mpc。
1997-03-10 astro-ph
Relationship Between Cepheid and Tully-Fisher Distance Calculations
描述了目标星系的Tully-Fisher计算距离和造父变星计算距离之间的差异与目标星系附近星系的星等和距离之间的相关性。结果是基于31个星系的样本，这些星系已经公布了造父变星距离，具有广泛的特征和距离，从2.02 Mpc到49.7 Mpc。邻近星系撞击目标星系的能量与目标星系的Tully-Fisher距离和造父变星距离之间的残差有关。这些关系有四个不同的区域依赖于碰撞能量的值。相关系数分别为0.77、0.87、0.81和0.98。这一关系的有趣之处不仅在于它能够减少塔利-费希尔到造父变星的距离残差，还因为它表明邻近星系对星系的视光度有很大的影响，并且它表明塔利-费希尔关系假设星系之间的内禀质量与内禀光度之比是恒定的，对于z < 0.006是有效的。
2003-05-02 astro-ph
The Distance to the Virgo Cluster from a Recalibrated Tully-Fisher Relation Based on HST Cepheids and a Demonstrated Teerikorpi Cluster Incompleteness Bias
评述了室女星系团的距离在当前关于哈勃常数值的争论中的重要性。利用各种HST计划中确定的造父变星到25个星系的距离，并利用不同星系之间的造父变星P-L关系，对Tully-Fisher 21-cm线宽-绝对星等关系进行了新的校准。为了证明Teerikorpi星系团的不完全性偏差，将校准应用于一个完整的室女星系团螺旋样本。一个诊断测试表明，应是有用的，在确定存在的偏见，在不完全采样数据的遥远的集群。室女星系团的无偏TF距离模为m-M = 31.67（D = 21.6 Mpc）。由于在给定线宽下，星系团成员的平均B I比校准器的红，因此进行了0.07等的系统校正，从而给出了最终采用的室女星系团核心的模量为31.60 + 0.09。如果我们将系统误差的大范围定为~ 0.3 mag，则距离D = 20.9 Mpc（m - M = 31.60）的范围为24.0 Mpc至18.2 Mpc（m-M在31.9和31.3之间），当宇宙膨胀速度为1175 km/s时，用远星系团与室女座距离比的方法测得的哈勃常数Ho = 56，在49 ~ 65的范围内。这个范围与我们最近确定的Ia型超新星的HST造父变星校准的优选值Ho = 62重叠。这里确定的处女座TF模量不能与Freedman等人最近的高值Ho = 72相一致。
2006-08-30 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 Cepheid distance to NGC 4258
利用造父变星测量的距离对于建立宇宙学距离标度和哈勃常数的值至关重要。自1929年以来，这些恒星一直是主要的河外距离指示器，因为它们的脉动周期和光度之间的关系中观察到的散射很小，它们的数量很大，允许许多独立的测量星系的距离，以及基础物理学的简单性。使用LMC校准的造父变星周期光度关系来确定使用HST的距离的潜在系统不确定性估计为8- 10%。在这里，我们描述了在附近星系NGC 4258中搜索造父变星的结果，该星系的几何距离为7.2 +/- 0.5 Mpc（Herrnstein et al. 1999）。我们得到的造父变星距离为8.1 +/- 0.4（排除可能影响所有HST造父变星距离的系统误差）Mpc;两次测量之间存在1.3 sigma差异。如果采用脉泽距离，并根据我们的结果修正其他的HST造父变星距离，则推导出的哈勃常数值将增加12 +/-9%，相应的宇宙年龄将减少12 +/-9%。
1999-08-12 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
Theoretical Models for Classical Cepheids: VII. Metallicity effects on the Cepheid distance scale
我们使用理论周期亮度和周期亮度颜色关系的VI通带，基于非线性，非本地和随时间变化的对流脉动模型，预测的红化和真正的距离模量的遥远的造父变星观察到的哈勃太空望远镜。通过依赖于金属含量Z=0.008的脉动模型，我们发现，理论预测同意的值由河外距离尺度关键项目的经验周期亮度关系的基础上参考LMC变量。同时，从Z=0.004和0.02的理论关系式中，我们发现，随着所采用的金属含量的增加，预测的E（B-V）和μ_0减小。这意味着对基于LMC的距离的金属丰度修正约为-0.27 mag/dex。这样的理论修正似乎得到了造父变星距离和给定星系群或星系团内星系的[O/H]金属丰度之间的现有的（尽管很弱）相关性的支持，也得到了H_0估计值和校准SNIa光度的星系的[O/H]金属丰度之间的类似相关性的支持。相反，先前根据经验提出的金属丰度修正似乎被排除在外。最后我们建议<H_0>由重点项目组提供的平均值~ 67 km/s/Mpc至少应增加到~ 69 km/s/Mpc。
2000-06-16 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
Cepheid Parallaxes and the Hubble Constant
经典造父变星的依巴谷修正图与10个基于HST的修正图一起进行了分析（Benedict等人）。在一个无红化的V，我的关系，我们发现logP的系数是相同的不确定性在我们的银河系中的LMC，与以前的一些建议。NGC 4258内部区域的造父变星具有接近太阳的金属丰度（Macri等人）确认这个结果。我们得到了无红化关系的零点，并将其应用于Sandage等人用于校准SNIa绝对星等和推导哈勃常数的星系中的造父变星。我们将他们的结果从62修正到70+/-5 km/s/Mpc。Freedman等人2001年的数值从72修正为76+/-8 km/s/Mpc。这些结果不受造父变星金属丰度校正的影响。NGC 4258内部区域的造父变星产生的模数为29.22+/-0.03（int），而基于脉泽的模数为29.29+/-0.15。大麦哲伦星云的距离模数，未经任何金属丰度效应校正，在V，I中无红化关系为18.52+/-0.03;在K中周期光度关系为18.47+/-0.03;在J，K中周期光度颜色关系为18.45+/-0.04。采用Marci等人的V，I金属丰度校正，得出真实LMC模量为18.39+/-0.05。
2007-05-11 astro-ph
The Hubble Constant from Type Ia Supernova Calibrated with the Linear and Non-Linear Cepheid Period-Luminosity Relation
众所周知，用造父变星距离标定的Ia型超新星的峰值亮度可以用来确定哈勃常数。造父变星到主星系的距离通常是由大麦云（LMC）造父变星的周期光度（PL）关系得到的。然而，最近的实证研究提供的证据表明，LMC PL关系不是线性的。在这封信中，我们确定哈勃常数使用线性和非线性LMC造父变星PL关系作为校准关系到四个星系的主机Ia型超新星。我们的结果表明，所获得的哈勃常数的值是相似的。然而，当使用线性LMC PL关系时，必须将$\sim0.03$ mag.的典型误差（正交）添加到哈勃常数的系统误差中，假设LMC PL关系确实是非线性的。在精密宇宙学时代，这对于最小化哈勃常数的总误差是很重要的。由线性和非线性LMC PL关系标定的哈勃常数分别为H_0 = 74.92+-2.28（随机）+-5.06（系统）km/s/Mpc和H_0 = 74.37+-2.27（随机）+-4.92（系统）km/s/Mpc。利用银河系光致发光关系计算的哈勃常数也将在这封信的最后一节进行简要讨论和介绍。
2006-03-23 astro-ph
Determination of the Hubble Constant Using a Two-Parameter Luminosity Correction for Type Ia Supernovae
在本文中，我们做了一个全面的测定的哈勃常数$H_0$通过使用两个参数-的B-V颜色和下降率$Δm_{15}$ -同时标准化所有附近的造父变星校准Ia型超新星（SNe Ia）和那些更大，更遥远的样本29 SNe Ia的光度。每一组都尽可能以相似的方式治疗，以避免系统性影响。一个同时$χ^2$最小化产生一个标准化的绝对光度的造父变星校准的超新星以及哈勃常数从更遥远的样品。我们发现了$H_0 = 62 km/s Mpc^{-1}$和一个标准化的绝对星等-19.46。研究了$H_0$对造父变星确定距离的金属丰度依赖性的敏感性。总的不确定性$δH_0$，主要是造父变星距离指示器的不确定性，估计为5 km/s Mpc^{-1}。
1999-04-25 astro-ph
Cepheids and Long Period Variables in NGC 4395
NGC 4395的重复成像观测是用WIYN 3.5 m和KPNO 2.1 m望远镜进行的。从这个星系中较亮恒星的光度测定中，已经确定了11颗周期在12到90天之间的造父变星。真实距离模数是从g、r和i中的视距离模数导出的。根据Sandage等人2003年的LMC P-L关系，距离模量为28.02 +/- 0.18;这对应于4.0 +/- 0.3 Mpc的距离。使用Madore & Freedman 1991的P-L关系，距离模数为28.15 +/- 0.18;这对应于4.3 +/- 0.4 Mpc的距离。再次根据距离模量mu_g、mu_r和mu_i，红化计算为E（g-r）= 0.06 +/-0.08和E（r-i）= 0.10 +/-0.08。此外，还检测到其他37个变量，其中大多数具有确定的周期。它们可能都是红色的长周期变星。
2004-01-26 astro-ph
The LMC distance modulus from Hipparcos RR Lyrae and classical Cepheid data
LM方法旨在利用依巴谷数据获得亮度校准，并应用于推导天琴座RR和经典造父变星的亮度校准。从这些校准的距离大麦云（LMC）的估计。两次校准所提供的距离模量非常一致，为18.3米，而之前使用依巴谷数据进行的几次校准在两种类型的恒星之间提供了不一致的结果。这一结果表明，哈勃常数的值应为H_0 = 79 km s-1 Mpc-1。
1998-05-15 astro-ph
The Cepheid Distance to NGC 1637: A Direct Test of the EPM Distance to SN 1999em
II型坪超新星（SNe II-P）是典型的核心坍缩事件，由孤立的大质量恒星产生，在爆炸时具有完整的厚氢包层。它们的距离现在通常通过两种技术来估计：一种主要的距离确定方法-扩大光球法，以及最近开发的一种有前途的辅助技术-标准烛光法。利用第10周的HST观测，我们在NGC 1637中识别出41颗造父变星，NGC 1637是迄今为止研究最彻底的SN II-P的宿主星系，SN 1999 em。值得注意的是，我们推导出的造父变星到NGC 1637的距离，D = 11.7 +/- 1.0 Mpc，比之前对SN 1999 em的距离估计大了近50%。这是第一次直接比较这两个主要的距离确定方法的星系托管一个良好的观察，光谱和光度正常，SN II-P广泛的一致性检查显示强有力的证据支持造父变星距离尺度，所以我们被引导相信，要么SN 1999 em是在一些迄今为止未被怀疑的方式一个不寻常的SN II-P，或SN II-P距离尺度必须修改。假设是后者，这一次校准得到H_0（λ）= 57 +/- 15 km/s/Mpc和H_0（SCM）= 59 +/- 11 km/s/Mpc;显然需要更多的校准星系来检验这两次H_0测定的稳健性。NGC 1637的HST观测也捕捉到了超新星1999 em在爆炸后两年的褪色，提供了超新星II-P的最新测光结果。通过与超新星1987 A在类似时期的测光结果的比较，我们得出结论…
2003-05-15 astro-ph
The Distance to IC 10 from Near-Infrared Observations of Cepheids
利用造父变星的近红外$JHK$观测资料，我们测量了到本群矮不规则星系IC 10的距离。红化校正的距离模量是$24.57\pm0.21$ mag或$0.82\pm 0.08$ Mpc。这个距离位于先前估计范围的短端，并且比所有先前的确定结果都要准确得多。在这个距离上，IC 10的总质量与小麦哲伦星云相当，但恒星的形成更加活跃。
1995-10-23 astro-ph
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
DIRECT Distances to Nearby Galaxies Using Detached Eclipsing Binaries and Cepheids. VI. Variables in the Central Part of M33
DIRECT项目的目标是利用分离的食双星（DEB）和造父变星来确定宇宙学距离阶梯中两个重要星系- M31和M33的直接距离。我们提出了第一次大规模的基于CCD的搜索M33中的变量的结果。我们在F上观测了M33中心区的两个场，共95个夜晚。L.惠普尔天文台的1.2米望远镜和36个夜晚的1.3米望远镜。我们总共发现了544颗变星，包括251颗造父变星和47颗食双星。变量目录可在线获得，以及查找图表和BVI光变曲线数据（由8.2x10^4个单独测量组成）。可根据要求提供整套CCD框架。
2001-02-07 astro-ph
The DIRECT Project: Influence of Blending on the Cepheid Distance Scale. I. Cepheids in M31
我们调查的造父变星距离尺度的影响。混合是造父变星与一颗或多颗本身发光的恒星的紧密联系。高分辨率的HST图像进行比较，我们的地面数据，作为直接项目的一部分，在M31星系的22个造父变星的样本。在地基影像上无法分辨的发光伴星的平均（中值）V波段流量贡献约为造父变星流量的19%（12%）。这是一个很大的影响-距离为10%。目前造父变星到M31的距离估计都是基于地面的，因此受到影响（低估）。我们讨论了间接的方法来找到哪些造父变星是混合的，例如，通过使用至少两个光学波段的采样光变曲线。更一般地说，我们在M31中的地基分辨率对应于大约10 Mpc的HST分辨率。混合导致系统低的距离在观察到的星系，因此系统高的估计H_0，我们讨论的问题和影响。
2000-04-21 astro-ph
Determination of the Hubble Constant
本文从以下3个问题出发，综述了H 0测定的最新进展：1）如何测定H 0的精确值？鉴于目前文献中引用的H 0值范围很广，是否有任何证据表明，在过去几十年中，情况发生了很大变化？3）用目前的观测工具测量H 0精确到10%是可行的吗？最近关于河外距离尺度的结果非常令人鼓舞。大量独立的方法（包括Sandage等人1996年最新的Ia型超新星校准）似乎都集中在H 0的60 - 80 km/sec/Mpc范围内。H 0中的2因子差异似乎已经被我们抛在身后。然而，所有这些结果都强调了减少造父变星距离尺度中剩余不确定性的重要性（例如，变红和金属性）。本文对HST H 0重点项目的最新成果进行了总结。目前，得到的数值为H 0 =73 +/- 6（统计）+/- 8（系统）km/sec/Mpc。这个值是基于几种不同方法的造父变星校准，包括塔利-费舍尔关系，Ia型超新星，与天炉座星系团有关的遥远星系团的校准，以及造父变星的直接距离约为20 Mpc。随着关键项目过程中更多Cepheid校准品的可用性，该估计值的不确定性将降低;目标是测量H 0的准确度为10%。
1996-12-02 astro-ph
Gravitational Lenses, the Distance Ladder and the Hubble Constant: A New Dark Matter Problem
在冷暗物质模型中，星系的暗物质晕比它的恒星在空间上更广。然而，即使五个约束良好的引力透镜与时间延迟测量必须有类似的暗物质分布，调和哈勃常数估计从他们的时间延迟与当地的估计是可能的，只有当暗物质分布是一样紧凑的发光星系。如果透镜具有平坦的旋转曲线，则哈勃常数为H 0 =48-4+7 km/s Mpc（95%置信度），如果它们具有恒定的质光比，则H 0 =71+/-6 km/s Mpc（95%置信度），而HST关键项目的当地估计值为H 0 =72+/-8 km/s Mpc（68%置信度）。要么是基于透镜的所有五个H 0估计都是错误的，要么是H 0的局部估计太高，要么是暗物质分布比预期的更集中。H 0的平均值包括质量分布的不确定性，H 0 =62+/-7 km/s Mpc，其不确定性与当地估计值有竞争力。然而，通过选择H 0的值，你也可以确定星系的暗物质分布。
2002-04-02 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
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 Discovery of Cepheids and a New Distance to NGC 2841 Using the Hubble Space Telescope
我们报告的发现造父变星在螺旋星系NGC 2841，根据观测与宽视场和行星相机2上的哈勃太空望远镜。NGC 2841使用F555 W滤波器观测了12个历元，使用F814 W滤波器观测了5个历元。使用DAOPHOT/ALLFRAME软件包进行光度测定。我们总共发现了29个变量，其中包括18个高质量的造父变星，周期从15天到40天不等。基于高质量造父变星的V和I波段的周期光度关系，产生了30.74 +/- 0.23等的消隐修正距离模，相当于14.1 +/- 1.5 Mpc的距离。我们的距离是基于假设的LMC距离模数为18.50 +/- 0.10 mag（D = 50+/- 2.5 kpc）和造父变星P-L关系的金属丰度依赖性伽马（VI）= -0.2 +/- 0.2 mag/dex。
2001-05-28 astro-ph
Stripped Spiral Galaxies as Promising Targets for the Determination of the Cepheid distance to the Virgo Cluster
通过造父变星观测精确测量星系距离到室女星系团的距离对于确定哈勃常数（$H_0$）是很重要的。因此，室女星系团经常被用作重要的垫脚石。HST首次使用造父变星测量室女星系（M100）的距离，提供了$H_0=80(\pm 17)$ km/s/Mpc的值（Freedman et al. 1994）。这一测量是由室女座螺旋NGC 4571的地面研究（Pierce等人，1994）预先确定的，正式提供了$H_0= 87\pm7$ km/s/Mpc。这些决定依赖于观测到的螺旋星系相对于室女星系团中心的位置的准确性。这种不确定性在确定$H_0$时引入了一个主要误差，同时也引入了本星系群采用的室女座坠落速度的不确定性。在这里，我们建议使用的螺旋星系，显示出明显的迹象，被剥离的星际介质的室女星系团作为目标的造父变星距离测量的星团内气体。我们表明，剥离过程和知识的ROSAT X射线观测的团内气体分布，使我们能够找到这些星系的精度至少高出三倍，相对于M87比在其他螺旋的情况下，如M100。X射线观测进一步表明，M87位于室女星系团的团内气体晕的中心，而M86则与一组星系和一个更大的暗物质晕有关。这些信息的结合可以使我们能够在室女星系团内相当精确地定位两个剥离的旋涡星系，并可以大大改善室女星系团距离的测定。
1997-03-03 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
DIRECT Distances to Nearby Galaxies Using Detached Eclipsing Binaries and Cepheids. V. Variables in the Field M31F
我们进行了一个长期的项目，DIRECT，以获得直接距离的两个重要的星系在宇宙学距离阶梯- M31和M33 -使用分离食双星（DEBs）和造父变星。虽然很少见，也很难检测到，但DEB为我们提供了确定这些距离的可能性，准确度超过5%。广泛的测光，以检测DEBs为我们提供了良好的光变曲线的造父变星。这些对于平行项目导出M31和M33中造父变星的直接Baade-Wesselink距离至关重要。对于造父变星和食双星，距离估计将不需要任何中间步骤。作为DIRECT项目的第一步，在1996年9月至1997年10月期间，我们获得了95个完整/部分的F。L.惠普尔天文台的1.2米望远镜和36个完整的夜晚在达特茅斯-麻省理工学院的1.3米望远镜搜索DEB和新的造父变星在M31和M33星系。本文是系列文章的第五篇，介绍了在M31 F $[(α,δ)= (10.\arcdeg10, 40.\arcdeg72), J2000.0]$中发现的变星表。我们已经发现了64颗变星：4颗食双星，52颗造父变星和8颗其他周期，可能的长周期或非周期变星。变量的目录，以及它们的测光和发现图表，可以通过匿名FTP和万维网获得。可应要求提供整套CCD框架。
1999-04-24 astro-ph
The SBF Survey of Galaxy Distances. I. Sample Selection, Photometric Calibration, and the Hubble Constant
我们描述了一个程序的表面亮度波动（SBF）测量确定星系距离。本文介绍了我们的样品和一般的SBF的光度校准。根据我们对造父变星的零点观测，我们发现Kron-Einins I波段的绝对SBF星等与星系的平均（V-I）o颜色有很好的相关关系，当1.0 <（V-I）< 1.3时，M_Ibar =（-1.74 +/-0.07）+（4.5 +/-0.25）[（V-I）o - 1.15 ]。这与恒星星族模型的理论估计相吻合。SBF距离和各种其他估计，包括造父变星，行星状星云光度函数（PNLF），塔利-费舍尔（TF），DN-西格玛，SNII和SNIa之间的比较表明，SBF的校准是普遍有效的，SBF误差估计是准确的。造父变星、PNLF、TF（均使用造父变星校准）和SNII给出的零点单位为Mpc; TF（参考遥远的坐标系）、Dn-sigma和SNIa给出的零点单位为哈勃膨胀速度，单位为km/s。将这两个零点连在一起，得到哈勃常数H_0 = 81 +/- 6 km/s/Mpc。作为分析的一部分，我们提出了SBF距离12个附近的星系群，其中造父变星，SNII和SNIa已被观察到。
1996-09-17 astro-ph
Cepheid Distance to M100 in Virgo Cluster
用直接法测量到室女星系团的距离并进行实际的误差分析，对于可靠地确定哈勃常数值是很重要的。1994年，哈勃空间望远镜在HST河外距离尺度关键项目下观测到了室女星系团内正面螺旋M100中的造父变星。这项工作是在我们研究银河造父变星之后对HST数据的重新分析（在附带的通信中）。用两种独立的方法确定了造父变星的周期，并分析了不同估计值的原因。利用LMC数据和现有的HST观测数据对三个星系的对数（周期）与V-星等关系进行了重新校准，发现斜率为-3.45 +/-0.15。给出了计算限流不完整性修正的公式，并对周期为35 ~ 45天的造父变星作了0 ~ 0.28星等的V星等修正。在最亮的相位关系下，使用周期与平均（V-I）颜色和V-振幅与（V-I）颜色进行消光校正。到M100的距离估计为20.4 +/- 1.7（随机）+/- 2.4（系统）Mpc。
1998-03-17 astro-ph
The DIRECT Project: Influence of Blending on the Cepheid Distance Scale. II. Cepheids in M33
我们调查的造父变星距离尺度的影响。混合是造父变星与一颗或多颗本身发光的恒星的紧密联系。高分辨率的HST图像与我们的地面数据进行了比较，这些数据是作为DIRECT项目的一部分获得的，用于M33星系中102颗造父变星的样本。在B、V和I波段（S_B、S_V、S_I）上，来自地面图像上未分辨的亮伴星的平均（中值）通量贡献约为造父变星通量的29%（15%）、24%（14%）、30%（21%）。64颗周期大于10天的造父变星的S_B、S_V、S_I的平均值（中位值）分别为20%（10%）、16%（7%）、23%（14%）。这表明，根据所选物体的样本，从我们的地面V波段震级获得的M33造父变星的距离将被系统地低估约8%-11%（3%-6%）。使用人造星测试，我们研究拥挤和混合作为单独的现象。这些测试表明，在表面亮度低于21.6 mag/arcsec ^[2]的较低区域，混合效应可能比拥挤效应更显著。我们还发现，在长周期造父变星（P> 10 ^d）的情况下，混合产生的伴星平均比拥挤产生的伴星更蓝。我们在M33的地基分辨率对应于HST的分辨率约为11 Mpc。我们估计的影响，在相应的距离范围内观察到的HST使用HST M33数据作为模板未混合人口的分辨率混合。我们将我们的结果与其他小组的结果进行了比较。
2001-03-27 astro-ph
The expansion field: The value of H_0
任何对哈勃常数现值的校准都需要星系的后退速度和距离。虽然将观测到的速度转换为真实的后退速度对结果的影响很小，但推导出位于固体零点上并覆盖约4-30 Mpc的有用范围的无偏距离是至关重要的。给出了279个v<2000 km/s的这样的星系距离的列表，它们来自红巨星分支的尖端（TRGB），造父变星和Ia型超新星（SNe Ia）。经比对，其随机误差不超过0.15等。它们在v=250到至少2000 km/s的狭窄范围内追踪线性膨胀场。另外62个远距离的Ia超新星证实了其线性至少为20，000 km/s。哈勃谱线周围的色散主要是随机的特殊速度，局部速度小于100 km/s，但向外速度逐渐增加。由于膨胀场的线性，哈勃常数H_0可以在大于4.5 Mpc的任何距离上找到。在6 Mpc的有效距离上，78个星系的RR Lyr星标度TRGB距离超过这个极限，给出H_0=63.0+/-1.6。由于它们的数量大，所以可以补偿特殊运动的影响。支持这一结果的是28颗独立校准的造父变星，它们在15 Mpc时给出H_0=63.4+/-1.7。这也与造父变星校准的远距离超新星Ia的大尺度值H_0=61.2+/-0.5相一致。采用平均值H_0=62.3+/-1.3。由于该值取决于距离标度的两个独立零点，因此其系统误差估计为6%。H_0的典型误差来自于对造父变星普遍但不合理的P-L关系的使用，或忽略了有限星等样本中的选择…
2008-06-18 astro-ph
DIRECT Distances to Nearby Galaxies Using Detached Eclipsing Binaries and Cepheids. I. Variables in the Field M31B
我们进行了一个长期项目DIRECT，利用分离食双星和造父变星获得了宇宙学距离阶梯中两个重要星系-- M31和M33的直接距离。虽然罕见且难以检测，但分离的食双星为我们提供了确定这些距离的可能性，精度优于5%。为了检测DEB而获得的大量测光为我们提供了造父变星的良好光变曲线。这些对于平行项目导出M31和M33中造父变星的直接Baade-Wesselink距离至关重要。对于造父变星和食双星，距离估计将不需要任何中间步骤。作为DIRECT项目的第一步，在1996年9月至1997年1月期间，我们已经获得了36个完整的夜晚，在1.3米望远镜上，在F上获得了45个完整/部分夜晚。L.惠普尔天文台（FLWO）的1.2米望远镜，以寻找分离的食双星和新的造父变星在M31和M33星系。在本文中，我们首先介绍了变星的目录，其中大部分是新发现的，在领域M31 B（$α_{2000.0},δ_{2000}=11.20°,41.59°$）。我们已经发现了85颗变星：12颗食双星，38颗造父变星和35颗其他周期，可能的长周期或非周期变星。通过匿名FTP服务和WWW可以获得变量目录以及它们的光度测定和发现图表。
1997-10-14 astro-ph
DIRECT Distances to Nearby Galaxies Using Detached Eclipsing Binaries and Cepheids. III. Variables in the Field M31C
我们进行了一个长期的项目，DIRECT，以获得直接距离的两个重要的星系在宇宙学距离阶梯- M31和M33 -使用分离食双星（DEBs）和造父变星。虽然很少见，也很难检测到，但DEB为我们提供了确定这些距离的可能性，准确度超过5%。为了检测DEB而获得的广泛测光为我们提供了造父变星的良好光变曲线。这些对于平行项目导出M31和M33中造父变星的直接Baade-Wesselink距离至关重要。对于造父变星和食双星，距离估计将不需要任何中间步骤。作为DIRECT项目的第一步，在1996年9月至1997年10月期间，我们获得了95个完整/部分的F。L.惠普尔天文台的1.2米望远镜和36个完整的夜晚在达特茅斯-麻省理工学院的1.3米望远镜搜索DEB和新的造父变星在M31和M33星系。本文是系列的第三篇，介绍了在M31 C [（α，δ）=（11.10，41.42）deg，J2000.0}]区域发现的变星星表，其中大部分是新发现的。我们已经发现了115颗变星：12颗食联星、35颗造父变星和68颗其他周期、可能的长周期或非周期变星。变量的目录，以及它们的测光和发现图表，可以通过匿名FTP和万维网获得。可应要求提供整套CCD框架。
1999-01-23 astro-ph
Cepheids, Supernovae, Ho, and the Age of the Universe
本地扩展字段映射使用造父变星，TF距离的完整样本，和附近的集群距离。大规模的字段映射使用Cepheid校准的蓝色SNeIa。这些数据给出了Ho（局部）=59.2+/-1.4 [km/s Mpc^-1]和Ho（宇宙）=57.4+/-2.3。中间膨胀场（1200 < v <10000 km/s）的标定不太好，但与Ho~60完全一致。因此，Ho（几乎）是尺度不变的（高密度区域除外）。造父变星的P-L关系是基于改进的零点（m-M）_{LMC}=18.56。根据OGLE数据（Udalski等人，1999年）判断，P> 10天的P-L关系的斜率比预期的要平坦，这往往会使上述Ho值增加3.4个单位。似乎没有显着的金属性影响造父变星的距离。实际上，建议Ho=60，系统误差可能小于10%。--相应的膨胀年龄为T=15.7+/-1.5Gy（Omega（Matter）=0.3，Omega（Lambda）=0.7），这与明显最古老的球状星团M107的形成时间15+/-2Gy相当。
2001-12-20 astro-ph
DIRECT Distances to Nearby Galaxies Using Detached Eclipsing Binaries and Cepheids. IV. Variables in the Field M31D
我们进行了一个长期的项目，DIRECT，以获得直接距离的两个重要的星系在宇宙学距离阶梯- M31和M33 -使用分离食双星（DEBs）和造父变星。虽然很少见，也很难检测到，但DEB为我们提供了确定这些距离的可能性，准确度超过5%。为了检测DEB而获得的广泛测光为我们提供了造父变星的良好光变曲线。这些对于平行项目导出M31和M33中造父变星的直接Baade-Wesselink距离至关重要。对于造父变星和食双星，距离估计将不需要任何中间步骤。作为DIRECT项目的第一步，在1996年9月至1997年10月期间，我们获得了95个完整/部分的F。L.惠普尔天文台的1.2米望远镜和36个完整的夜晚在达特茅斯-麻省理工学院的1.3米望远镜搜索DEB和新的造父变星在M31和M33星系。在这篇文章中，我们介绍了变星目录，其中大部分是新发现的，在领域M31 D $[(α,δ)= (11.\arcdeg03, 41.\arcdeg27), J2000.0]$。我们已经发现了71颗变星：5颗食双星，38颗造父变星和28颗其他周期，可能的长周期或非周期变星。变量的目录，以及它们的测光和发现图表，可以通过匿名FTP和万维网获得。可应要求提供整套CCD框架。
1999-02-27 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
DIRECT Distances to Nearby Galaxies Using Detached Eclipsing Binaries and Cepheids. II. Variables in the Field M31A
我们进行了一个长期项目DIRECT，利用分离食双星和造父变星获得了宇宙学距离阶梯中两个重要星系-- M31和M33的直接距离。虽然罕见且难以检测，但分离的食双星为我们提供了确定这些距离的可能性，精度优于5%。为了探测DEB而获得的大量测光为我们提供了造父变星的光变曲线。这些对于平行项目导出M31和M33中造父变星的直接Baade-Wesselink距离至关重要。对于造父变星和食双星，距离估计将不需要任何中间步骤。作为DIRECT项目的第一步，在1996年9月至1997年1月期间，我们已经获得了36个完整的夜晚，在1.3米望远镜上，在F上获得了45个完整/部分夜晚。L.惠普尔天文台（FLWO）的1.2米望远镜，以寻找分离的食双星和新的造父变星在M31和M33星系。在本文中，第二个系列，我们提出的变星目录，其中大部分是新发现的，发现领域M31 A（$α_{2000.0},δ_{2000}=11.34°,41.73°$）。我们已经发现了75颗变星：15颗食双星，43颗造父变星和17颗其他周期性、可能的长周期或非周期变星。通过匿名FTP服务和WWW可以获得变量目录以及它们的光度测定和发现图表。CCD框架可应要求提供。
1997-12-03 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
Variable Stars in Leo A: RR Lyraes, Short-period Cepheids, and Implications on Stellar Content
本文介绍了在狮子座A中寻找短周期变星的结果。我们已经发现了92个候选变星，包括8个候选天琴座RR型变星。从天琴座RR型卫星上，我们测得的距离模数为（m-M）_0 = 24.51 +/- 0.12，或0.80 +/- 0.04 Mpc。这一天琴座RR的发现首次证实了狮子座A中存在一个古老的（> ~11 Gyr）种群，至少占该星系V光度的0.1%。我们还发现了一个围绕狮子座A的老（> ~2 Gyr）恒星晕，其尺度长度比占主导地位的年轻恒星大大约50%。我们还报告了在狮子座A中发现的大量造父变星。造父变星的绝对星等中值为M_V =-1.1，比SMC的96%和LMC的99%都要暗。它们的周期也很不寻常，其中三颗造父变星被推断为以基本模式脉动，周期小于1天。经过研究，狮子座A造父变星的这些特征似乎是经典造父变星周期光度关系到低金属丰度的自然延伸，而不是一个大的造父变星人口的指示。我们表明，周期和光度与低金属量蓝色氦燃烧恒星（BHeBs）的预期值是一致的，它比高金属量BHeBs在较低的光度下填充不稳定带。
2002-02-20 astro-ph
DIRECT Distances to Nearby Galaxies Using Detached Eclipsing Binaries and Cepheids. IX. Variables in the Field M31Y Discovered with Image Subtraction
DIRECT项目旨在获得两个本星系群星系M31和M33的直接距离，这两个星系在宇宙学距离阶梯的底部附近占据了关键位置。第一步是使用1米级望远镜寻找分离的食双星（DEB）和造父变星，以选择好的候选者，然后在6.5-10米级望远镜上进行光谱跟踪。在这第九篇论文中，我们给出了在M31 Y [RA=10.97 deg，Dec=41.69 deg，J2000.0]视场中用像差法发现的一个变星星表。这些数据是用FLWO 1.2米望远镜在6个月内的25个夜晚获得的。在我们覆盖22 x22弧分的搜索中，我们发现了41个食双星，126个造父变星和97个其他周期或非周期变星，包括一个LBV候选者，一颗新星和一个星系CV。变量目录，以及它们的光度测定和发现图表，可以通过匿名FTP和万维网以电子方式获得。可应要求提供整套CCD框架。
2003-04-09 astro-ph
The Araucaria Project: Distance to the Local Group Galaxy NGC 3109 from Near-Infrared Photometry of Cepheids
本文介绍了本星系群NGC 3109中77颗造父变星的近红外J波段和K波段测光结果。结合我们的数据与以前公布的光学V-和I-波段光度的造父变星在这个星系中，我们得到一个准确的距离和星际红化NGC 3109。对大麦云云取18.5等的距离模，得到它到NGC 3109的真实距离模为（m-M）_0 = 25.571 ± 0.024等（随机误差），相当于距离1.30 ± 0.02Mpc。这个值的系统不确定性（除了采用的LMC距离）是± 3%的数量级，这个值的主要贡献者是光度零点的不确定性，以及与未分辨伴星混合的影响。从我们的多波长解决方案确定的总红化是E（B-V）=0.087 +- 0.012马格。大约一半的红化产生的内部NGC 3109。我们的距离结果与之前对NGC 3109距离的测定一致，但误差线显著降低。
2006-05-10 astro-ph
The Araucaria Project. Near-Infrared Photometry of Cepheid Variables in the Sculptor Galaxy NGC 55
我们用ESO VLT和ISAAC相机获得了玉夫座星系群旋涡星系NGC 55四个视场的近红外J和K滤光片深像。对于Pietrzy{\displaystyle Pietrzy}ski等人最近发现的这些领域中的40个长周期造父变星，我们从两个历元的观测中确定了平均J和K星等，并从这些波段中观测到的PL关系导出了距离模。利用这些值和以前测量的光学V和I波段的距离模量，我们确定了NGC 55造父变星的总平均红化E（B-V）=0.127 $\pm$ 0.019等，这主要是在NGC 55本身内部产生的。对于星系的真实距离模数，我们的多波长分析得出的值为26.434 $\pm$ 0.037等（随机误差），对应的距离为1.94 $\pm$ 0.03兆秒差距。这个值与采用的真实LMC距离模数18.50 mag.我们推导的造父变星到NGC 55的距离的系统不确定性（除了采用的LMC距离的不确定性）是$\pm$ 4%，主要贡献可能来自一些造父变星与未解决的伴星的混合效应。从我们的多波长造父变星分析得出的NGC 55的距离与NGC 300的距离在误差范围内一致，加强了这两个玉夫座星系的物理关联的情况。
2007-09-15 astro-ph
DIRECT Distances to Nearby Galaxies Using Detached Eclipsing Binaries and Cepheids. VII. Additional Variables in the Field M33A Discovered with Image Subtraction
DIRECT是一个直接获得两个本星系群星系M31和M33的距离的项目，这两个星系在宇宙学距离阶梯的底部附近占据了关键位置。作为DIRECT项目的第一步，我们使用1 m级望远镜在M31和M33星系中寻找分离的食双星（DEB）和新的造父变星。本文介绍了利用美国基特峰国家天文台2.1米望远镜对DEB系统D33 J013346.2 +304439.9在M33 A [（RA，Dec）=（23.55，30.72），J2000.0]视场的跟踪观测资料所发现的变星星表。在我们的搜索中，面积为108平方米。弧分我们已经发现了434颗变星：63颗食双星，305颗造父变星，以及66颗其他周期性的，可能是长周期的或非周期的变星。在这些变星中，有280颗是新发现的，主要是短周期和/或暗淡的造父变星。使用ISIS图像减影软件包提取它们的光变曲线。对于85%的变量，我们以标准V和B星等呈现光变曲线，其余15%以差分通量单位表示。我们已经发现了一个人口的第一泛音造父候选人，其中八个，我们提出了强有力的论据，赞成这种解释。我们还报告了KPNO T2 KA和T1 KA相机中的非线性检测。变星的目录，以及它们的测光（大约7.8*10^4 BV测量值）和发现图表，可以通过匿名FTP和万维网以电子方式获得。可应要求提供整套CCD框架。
2001-02-15 astro-ph
The Hubble Space Telescope Extragalactic Distance Scale Key Project. X. The Cepheid Distance to NGC 7331
NGC 7331的距离是由HST/WFPC 2观测到的造父变星推算出来的，这是河外距离尺度关键项目的一部分。F555 W（V）和F814 W（I）的多历元曝光，以及独立于DoPHOT和DAOPHOT/ALLFRAME程序的测光，被用来探测总共13颗可靠的造父变星，周期在11到42天之间。NGC 7331和大麦哲伦星系之间的相对距离模数意味着NGC 7331的消光为A_V = 0.47 ± 0.15等，而修正后的距离模数为30.89 ± 0.14（随机）等，相当于15.1 Mpc的距离。由于造父变星周期-光度关系的校准，距离模数为+-0.12等，存在额外的系统不确定性，如果我们应用从Kennicutt等人1998年的M101结果推断的金属丰度校正，则系统偏移为+0.05+-0.04等。
1998-02-13 astro-ph
The Distance to Supernova 1998aq in NGC3982
NGC 3982是Ia型超新星SN 1998 aq的宿主星系，它的距离是利用哈勃太空望远镜在多个时期的观测中发现的32颗造父变星得出的。利用最新的大麦云云造父变星的周期光度关系和绝对零度点，我们发现到NGC 3982的距离为20.5+/-0.8（r）+/-1.7（s）Mpc，包括随机（r）和系统（s）的不确定性，忽略造父变星周期光度关系中的任何金属丰度依赖性。尚未发表的光变曲线测光法有望使SN 1998 aq成为Ia型超新星衰减率-峰值光度关系的最重要的校准器之一。
2001-10-02 astro-ph
Distances from Planetary Nebulae
[O III] 5007行星状星云光度函数（PNLF）在河外距离阶梯上占有重要地位。由于它是唯一适用于本超星系团所有大型星系的方法，因此它对于交叉检查结果和连接星族I和星族II距离尺度非常有用。我们回顾了该方法的物理基础，证明了它的精度，并通过比较它的距离从造父变星和表面亮度波动（SBF）方法获得的距离来说明它的价值。我们使用的造父变星和PNLF距离13个星系表明，金属丰度的PNLF截止的依赖性是在很好的协议从理论上预测的，并且不需要额外的系统校正的方法。然而，当我们将Cepheid校准的PNLF距离尺度与Cepheid校准的SBF距离尺度进行比较时，我们发现了一个显著的偏移：尽管两种方法的相对距离非常一致，但PNLF方法产生的结果系统性地缩短了约15%。我们将这种差异追溯到校准星系，并展示了少量的内部红化如何导致非常大的系统误差。最后，我们展示了PNLF和造父变星的距离NGC 4258主张短距离的大麦云云，和一个哈勃常数，这是约8%，大于来自HST关键项目。
2003-01-15 astro-ph
Investigations of the Local Supercluster Velocity Field II. A study using Tolman-Bondi solution and galaxies with accurate distances from the Cepheid PL-relation
一个由32个具有造父变星PL关系（Lanoix 1999）精确距离模的星系组成的样本被用来研究本星系团（室女座）超星系团的动力学行为。我们使用解析的Tolman-Bondi（TB）解决方案嵌入在Einstein-deSitter宇宙（q_0=0.5）的球对称密度过剩。使用12个星系θ =30度的中心，我们发现了一个质量估计为1.62 M维里的室女星系团。这与Teerikorpi等人（1992）的发现一致，即TB估计值可能大于Tully和Shaya（1984）的维里质量估计值。我们的结论并不严格依赖于我们从SNe Ia（Lanoix 1999）建立的全球H_0=57 km/s/Mpc的初始选择。室女座星系区以外的其余星系不同意这个值。最后，我们还发现了一个TB-解决方案与H_0和q_0引用产生正好一个维里质量的室女星系团。
1999-10-21 astro-ph
DIRECT Distances to Nearby Galaxies Using Detached Eclipsing Binaries and Cepheids. VIII. Additional Variables in the Field M33B Discovered with Image Subtraction
DIRECT是一个直接获得两个本星系群星系M31和M33的距离的项目，这两个星系在宇宙学距离阶梯的底部附近占据了关键位置。作为DIRECT项目的第一步，我们使用1 m级望远镜在M31和M33星系中寻找分离的食双星（DEB）和新的造父变星。本文介绍了利用美国基特峰国家天文台2.1米望远镜对DEB系统D33 J013337.0 +303032.8在M33 B [（RA，Dec）=（23.48，30.57），J2000.0]视场的跟踪观测资料所发现的变星星表。在我们的搜索中，面积为108平方米。弧分我们已经发现了895颗变星：96颗食双星，349颗造父变星，以及450颗其他周期性的、可能是长周期的或非周期的变星。其中612个变量是新发现的。使用ISIS图像减影软件包提取它们的光变曲线。对于77%的变量，我们以标准V和B星等呈现光变曲线，其余23%以差分通量单位表示。我们已经发现了一个人口的第一泛音造父候选人，其中六个，我们提出了强有力的论据，赞成这种解释。变星的目录，以及它们的测光（大约9.2*10^4 BV测量值）和发现图表，可以通过匿名FTP和万维网以电子方式获得。可应要求提供整套CCD框架。
2001-07-16 astro-ph
A Cepheid Distance to NGC 4603 in Centaurus
在尝试使用造父变星来确定到半人马座星团的距离时，我们用哈勃空间望远镜获得了NGC 4603的图像，使用WFPC 2和F555 W和F814 W滤波器。这个星系被认为位于星团的“Cen 30”部分，是尝试这种方法的最遥远的物体。之前对Cen 30的距离估计有很大的不同，有些人提出了与红移测量预测的特殊速度不一致，激发了这项调查。利用我们的观测结果，我们发现了61颗候选造父变星;然而，这些候选者中很大一部分可能是非变星，它们的星等测量误差恰好符合造父变星的光变曲线，该光变曲线对于某些周期和相位的选择具有显著的振幅。通过极大似然技术，我们确定我们已经观测到43 +/- 7颗真正的造父变星，NGC 4603的距离模数为32.61 + 0.11/-0.10（随机，1 sigma）+0.24/-0.25（系统，正交相加），对应于33.3 Mpc的距离。这与最近对NGC 4603或Cen 30距离的一些估计是一致的，并且如果星系位于星团的前景，则意味着与IRAS 1.2 Jy红移测量的预测一致的小的特殊速度。
1999-04-27 astro-ph
Arguments for a Hubble Constant near $H_0$ = 55
最近对造父变星到旋涡星系的距离的分析导致了哈勃常数为$H_0 = 72 \pm 8$ km/sec/Mpc的公布。然而，新的造父变星距离表明，有大量的红移距离与大的过度，这不能是由于特殊的速度。忽略这些不一致的红移，如果用低红移螺线的造父变星距离校准哈勃常数，则得到接近$H_0$ = 55的值。利用Tully-Fisher等独立距离判据和群成员关系验证了这一结论，并得出三个结论：1）星系在空间中的特有速度是特征性的小。2)正常Sb的Sc伴星往往亮度较低，具有较年轻的恒星星族和少量的非速度红移。3)ScI和其他据称的超亮螺旋有大量的内在红移。
2001-06-26 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
Supernova 1991T and the Value of the Hubble Constant
基于哈勃空间望远镜的多历元观测，我们在NGC 4527中发现了16个高质量的造父变星候选者。在造父变星周期-光度关系中对金属丰度效应进行校正后，我们得出的距离，包括随机（r）和系统（s）的不确定性，为13.0+/-0.5（r）+/-1.2（s）Mpc。我们的结果，然后用来提供一个校准的峰值B，V-和I-波段光度的奇特的Ia型超新星SN 1991 T，NGC 4527的居民。尽管它有记录的光谱特性，但在校正了下降率-光度相关性之后，校正的峰值光度与所谓的“正常”Ia型SNe无法区分。现在有9个本地校准器供我们使用，我们确定了哈勃常数的可靠值H_0=73+/-2（r）+/-7（s）km/s/Mpc。
2000-11-26 astro-ph
Surface Photometric Calibration of the Infrared Tully-Fisher Relation Using Cepheid-based Distances of Galaxies
本文用红外J面测光和红外H面测光对12个已用HST造父变星观测精确测量距离的邻近星系进行了观测。使用总的，等照度线，和表面光度孔径的大小，我们校准的红外光度线宽关系（IRTF）。发现在所有检查的震级系统中，IRTF在log W_{20} ^c=2.45处改变其斜率。当使用表面光度量值代替常规使用的合成孔径量值H_{-0.5}时，IRTF的表观散射没有显著减少。结果还表明，邻近校准星系的（I-H）_T比后发座星系团的（I-H）_T要红0.2等，但由于统计不佳，大熊座星系的（I-H）_T变化趋势并不明显。昏迷的颜色偏移类似于先前在I_T- H_{-0.5}中发现的颜色偏移。在不考虑I-H色问题的情况下，由H波段IRTF的定标结果，我们得到到后发座星系团的距离为m-M=34.94 +/-0.13mag。利用后发座星系团的CMB静止后退速度，我们得到H_0=73 +/-4 km/s/Mpc。
2001-02-15 astro-ph
Cepheid metallicity and Hubble constant
这项研究结合了来自室女座、狮子座I和天炉座的七个造父变星校准星系和四个具有已知金属丰度的超新星的数据，包括对造父变星距离的金属丰度修正，以确定哈勃常数的一致平均值。我们推导出室女座和后发座的距离在不同的路径，从室女座和狮子座I星系的金属丰度校正造父变星的距离，我们将它们与室女座和后发座的衰退速度，特别注意，从而引入相关性。我们还确定了天炉座星系团的速度，并将这个速度与它的距离联系起来。此外，我们使用标准的恒定最大亮度超新星Ia的方法，以及从超新星Ia的光变曲线形状（MLCS）分析的结果，推导出哈勃常数。使用统计一致性的要求，我们的数据集确定金属丰度系数（金属丰度每10倍的幅度变化）的值为0.31（+0.15/-0.14），与其他已知的测定结果非常一致。我们还使用一致性作为标准来选择互斥的数据集，例如两个已知的，但相互冲突的室女座衰退速度（有利于较低的值），以及（部分）相同的超新星的两种不同的分析（有利于MLCS分析）。在合并数据时，我们注意对常见错误的统计正确处理。我们的结果是一个哈勃常数，其值为H_0 = 68 ± 5 km/s/Mpc。
1998-08-21 astro-ph
The Araucaria Project. The Distance to the Sculptor Group Galaxy NGC 55 from a Newly Discovered Abundant Cepheid Population
我们首次在玉夫座SB（s）m星系NGC 55中探测到造父变星。从2002-2003年的77个夜晚在光学V和I波段获得的宽视场图像中，我们发现了143颗造父变星，周期从5.6到175.9天不等。其中133个天体的周期超过10天，使NGC 55成为迄今为止在玉夫座星系群中拥有最多长周期造父变星的星系。我们从我们的数据构建的周期光度关系，并获得的距离模量校正为小前景红化NGC 55的26.79 $\pm$ 0.04等（内部误差）的V，26.66 $\pm$ 0.03等的I和26.40 $\pm$ 0.05等的红化独立的V-I韦森指数。随着波长的缩短，距离模量增加的趋势暗示了NGC 55固有的显着变红，这会影响测量的造父变星星等。根据我们的数据，我们确定了NGC 55中造父变星的内禀平均红化为E（B-V）= 0.102等，这使得不同波段的距离测定结果非常一致。根据目前的造父变星光学光度测量，我们对NGC 55的最佳距离估计是26.40等$\pm$ 0.05等（内部误差）$\pm$ 0.09等（系统误差）。这个值与假设的大麦哲伦星系距离18.50等有关。我们引用的NGC 55造父变星距离的系统误差没有考虑到目前基准大麦哲伦星系本身距离的不确定性。在较小的不确定性范围内，玉夫座星系群NGC 55和NGC 300的距离相同，为1.9 Mpc，这加强了这些星系的物理关联
2006-10-19 astro-ph
