The Outer Regions of the Nearby Sc Galaxies NGC 2403 and M33: Evidence for an Intermediate Age Population at Large Radii
利用双子座多目标摄谱仪获得的深g 'r' i 'z'图像，研究了附近Sc星系NGC 2403和M33外围区域的恒星含量。红巨星分支的尖端出现在NGC 2403的i' = 23.6 +/- 0.1处，并且这个星系的造父变星和RGB尖端的距离尺度很好地吻合。虽然非常年轻的恒星被限制在半径小于10 kpc的盘面上，但在r = 20 kpc的区域存在着明亮的渐近巨星分支（AGB）恒星，这表明恒星的形成发生在NGC 2403现今的恒星形成盘之外的中间时期。AGB星并不处于潮汐流中;事实上，在RGB尖端以上的AGB星与在RGB尖端以下的AGB星的比例并不随半径而改变，这表明明亮的AGB星在整个视场中均匀地与较暗的恒星成分混合。在M33的外围区域也发现了类似的明亮AGB星，并且明亮AGB星与上RGB星的比例至少与NGC 2403的外围区域一样大;因此，在M33的年轻恒星形成盘之外，存在着一个中等年龄的星群。
2003-04-10 astro-ph
Resolving the Stellar Population of the Standard Elliptical Galaxy NGC3379
利用哈勃空间望远镜上的近红外照相机和多目标光谱仪（NICMOS），我们获得了附近正常巨椭圆星系NGC 3379的F110 W（J波段）和F160 W（H波段）三个场的图像。这些图像分辨出了单个红巨星，产生了第一个准确的正常发光椭圆形的颜色-星等图。在F110 W-F160 W范围内，测光精度可达红巨星分支顶以下1等，误差小于0.2等。在F160 W = 23.68 +/- 0.06处的光度函数的一个强烈的突破被确定为红巨星分支（RGB）的尖端;与理论等时线的比较意味着距离为10.8 +/- 0.6 Mpc，与许多先前使用各种技术的估计非常一致。平均金属丰度接近太阳，但丰度有明显的差异，从至少为[Fe/H] = -1.5的贫金属到高达+0.8。有相当数量的恒星比RGB尖端亮约1等。每个视场的观测被分为两个时期，间隔2-3个月，允许识别候选的长周期变星;至少40%比RGB尖端亮的恒星是变星。由于缺乏周期测定，这些变星的确切性质仍然不确定，但明亮的AGB恒星和变星与富含金属的球状星团中发现的相似，并且亮度不足以暗示中间年龄的人口。所有的证据都指向NGC 3379中的一个恒星星族，它与银河系的凸起非常相似，或者是一个覆盖着大的金属丰度分布的银河系球状星团的分类。
2003-12-05 astro-ph
V and I Photometry of Bright Giants in the Central Regions of NGC 147
利用亚弧秒空间分辨率的深V和深I CCD图像研究了本星系群矮椭圆星系NGC 147中心区域的恒星含量。红巨星分支（RGB）恒星在整个视场内都被分辨出来，并且RGB尖端出现在I ~ 20.5处，这表明距离模为24.3。与球状星团序列的比较表明，NGC 147中心为中等贫金属，[Fe/H]-1。这与Mould，Kristian & Da Costa（1983，ApJ，270，471）在银河系外部区域发现的没有显著不同。此外，在I = 21.0处的V-I颜色分布的宽度指示存在金属性的扩散，其中σ [Fe/H] ~ +/-0.3。没有证据表明存在比[Fe/H] ~-1.3更贫金属的组分。还发现了一小部分中等亮度的渐近巨星分支（AGB）星，AGB尖端出现在M{bol} ~-5.0附近，表明存在一个中等年龄的星群。据估计，中年人口贡献了NGC 147的V光的约2-3%。
1994-10-13 astro-ph
NEAR-INFRARED PHOTOMETRY OF THE CORE-COLLAPSED METAL-POOR GLOBULAR CLUSTERS NGC5946 AND NGC7099
利用中等深度的近红外图像研究了核心坍缩球状星团NGC 5946和NGC 7099中心附近亮巨星的光度特性和空间分布。前一个星团位于银河系的低纬度，并且被严重地红化;然而，K，J-K色星等图（CMD）显示了一个明确的巨星分支，宽度为J-K +/- 0.05等。大部分观测到的宽度是由于差异红化。上巨分支相对陡峭，与红化程度较低的星团比较表明：（1）NGC 5946一定非常贫金属，[Fe/H] ~-2，（2）E（B-V）~ 0. 6。当E（B-V）= 0.6时，用巨分支尖端的近红外亮度计算的到NGC 5946的距离与用HB的V亮度计算的到NGC 5946的距离非常一致。NGC 7099巨星系分支的末端比预期的尖端亮度暗约1等。NGC 7099的积分J-K颜色随半径变化，使得Delta（J-K）/Delta log（r）= 0.05 - 0.09，这取决于用于测量颜色的技术。在NGC 5946中，恒星含量可能会有类似的径向变化;然而，这个星团的综合J-K颜色随半径保持不变，并且在去除最亮的分辨恒星后，可以看到颜色梯度与NGC 7099相反。明亮的巨星分支星的相对密度在距离NGC 5946中心30弧秒内也保持不变。因此，可以得出结论，NGC 5946不包含类似于NGC 7099和其他核心坍缩后的星团的恒星含量梯度。
1995-05-24 astro-ph
The brightness of SN 1991T and the uniformity of decline-rate and colour corrected absolute magnitudes of supernovae Ia
我们目前的距离NGC 4527，主星系的Ia型SN 1991 T，测量表面亮度波动。这颗超新星被贴上了“特殊”的标签，这是因为它的光谱行为和相对于其他超新星的明显过光度。它到NGC 4527的距离模数为30.26+-0.09，也就是到SN 1991 T的距离模数为30.26+-0.09。这个相对较短的距离在很大程度上消除了与其他具有类似光变曲线特征的Ia超新星的差异，也消除了将SN 1991 T解释为超克拉塞卡爆炸的动机。然而，红化的不确定性导致绝对星等的显著不确定性。
2000-11-23 astro-ph
CCD Photometry of Variable Stars in the Globular Cluster NGC 288
观测球状星团NGC 288的中心部分是为了寻找短周期变星。我们获得了4颗SX Phe星和2颗RR Lyrant变星的V波段光变曲线，其中5颗是新发现的。所有的SX Phe星都属于蓝离散星。给出了红巨星分支顶端到主序星分叉水平的色星等图。三个可能的热次矮星位于星团蓝色水平分支的延伸部分。
1996-01-11 astro-ph
Deviations from the Local Hubble Flow. I. The Tip of the Red Giant Branch as a Distance Indicator
由于缺乏一组一致的星系距离，局部体积（cz < 550 km/s）中速度场的特性很难约束。到目前为止，稀疏的观测结果表明，这是一种非常安静的流动，几乎没有偏离纯粹的哈勃定律。然而，速度场模型的基础上分布的星系在1.2 Jy的IRAS红移调查，预测四极流的模式，当地的超星系平面的两极强infall。我们探测这个速度场，并开始建立一组一致的星系距离。我们从W.M.获得了附近星系在I和V波段的图像。凯克天文台和F814 W和F555 W过滤器从哈勃太空望远镜。当这些星系被很好地分解成恒星时，我们可以使用红巨星分支的尖端（TRGB）作为距离指示器。使用极大似然分析来定量测量TRGB的I等，我们确定了七个邻近星系的精确距离：狮子座I，六分仪B，NGC 1313，NGC 3109，UGC 03755，UGC 06456和UGC 07577。
2002-07-19 astro-ph
A $BVI$ Photometric Study of the Near-Galactic Center Globular Cluster NGC 6517 (C1759-089)
利用CFHT主焦点的CCD图像对球状星团NGC 6517进行了$BVI$测光研究。从由此产生的颜色星等图，我们推断，该集群是差异变红，并制定了一种方法来确定这种效果的幅度，这相当于\( \sim 0.4 \)在\( (V-I) \)在我们的$\sim 4$弧分钟字段的mag。由修正后的$V_0,$ $(V-I)_0$色星等图，我们导出了该星系团的金属丰度和距离模数。我们的平均前景红化（$E(B-V) = 1.10 \pm 0.10$）和金属丰度（\feh \ = -1.58 $\pm$ 0.05）的值与以前的测定结果一致。然而，我们的表观距离模数为18.3 $\pm$ 0.2，大于之前唯一的测定值。当距离模量被修正为吸收时，假设$R_V = 3.8 $在这条视线上，我们发现NGC 6517距离银河系中心在3千秒差距之内，使它成为一个凸出的成员。这使得NGC 6517成为第四个可以获得精确CMD的贫金属星系团。
1994-11-22 astro-ph
Imaging and Spectroscopy of the Planetary Nebula NGC 6778
我们目前的窄带图像和长狭缝阶梯光谱的行星状星云（PN）NGC 6778。数据显示，这个PN作为双极，具有非常突出的低激发赤道环，高激发叶和两对准直流出。从形态上看，这对流出物彼此不同;一个是线性的，沿着双极轴定向，另一个呈现出方向变化的S形。除了不同的形态，这两对准直外流的径向速度增加与距离的中心恒星和共享一个共同的起源在明亮的结在壳的尖端。
2003-10-14 astro-ph
The Luminosity and Mass Function of the Globular Cluster NGC1261
利用银河系球状星团NGC 1261两个大区域的I波段CCD图像，构造了从星团中心1.4'到潮汐半径的三个环中14000颗恒星的光度函数（LF）。LF扩展到M_I~8，并且从内环到外环有变陡的趋势，这与我们计算的多质量King-Michie模型的预言一致。LF已被转换成质量函数。一旦校正了质量分离，NGC 1261的整体质量函数的斜率为x_0=0.8+/-0.5
1997-12-07 astro-ph
Long Period Variables in NGC 5128: II. Near-IR properties
长周期变星在NGC 5128的明亮红巨星分支星中无处不在。大多数情况下，它们被发现比第一个上升巨星分支的尖端更亮，星等范围从K=19到K=21.5。它们的周期在155到1000天之间，K波段振幅在0.1到2等之间，是半规则变星和米拉变星的特征。我们比较的颜色，周期和振幅，这些变量与那些发现在老恒星星族像银河系球状星团和银河系凸起，以及与中年麦哲伦云长周期变量。红巨星分支（RGB）顶端以上的恒星总数在外晕区（场1）有2176颗恒星，在内晕区（场2）有6072颗恒星。通过对银河系球区、M31球区和NGC 5128晕区光度函数的比较，发现银河系球区存在着明亮的AGB星过剩，扩展到M_K ~-8.65。这些源中的绝大多数属于NGC 5128中的渐近巨星分支（AGB）种群。减去前景的银河系恒星和可能的混合，至少26%和70%的AGB恒星分别在领域1和2中是可变的。NGC 5128 LPV的平均周期为395天，平均振幅为0.77磁。短周期的Miras在2号视场中比在1号视场中多得多，表明两个视场之间的恒星星族存在差异。NGC 5128中大部分LPV的周期和振幅分布以及近红外颜色与银河系隆起变量相似。然而，约10%的低变星的周期超过500天，因此可能更大质量，因此更年轻，祖星。一些碳星候选者是根据它们的红色J-H和H-K颜色来识别的。
2003-09-12 astro-ph
The Upper Asymptotic Giant Branch of the Elliptical Galaxy Maffei 1, and Comparisons with M32 and NGC 5128
用北双子座望远镜和加拿大-法国-夏威夷望远镜上的自适应光学系统获得的深近红外图像被用来研究附近椭圆星系Maffei 1的明亮恒星内容和中心区域。在上渐近巨星分支（AGB）上演化的恒星在距离星系中心3弧分的区域内分辨。在（K，H-K）色星等图上亮巨星的轨迹与像巴德窗那样的恒星群一致，红化了E（H-K）= 0.28 +/- 0.05等，这对应于A_V = 4.5 +/- 0.8等，并且与之前根据马菲1的综合性质计算的视线消光的估计一致。AGB尖端出现在K = 20.0处，对应于M_K = -8.7，因此，马菲1的AGB尖端亮度与M32、NGC 5128、M31的凸起和Milky-Way相当。马菲1、M32和NGC 5128中明亮AGB星的近红外光度函数（LF）也非常一致，无论是在整体形状还是红外亮星相对于在可见光和红光波长占主导地位的较暗恒星的相对密度方面。我们的结论是，马菲1，NGC 5128，M32和M31的隆起中最亮的AGB星是一个古老的，富含金属的星群，而不是一个中间年龄的星群。它还表明马菲1包含一个独特的红色核，这可能是低水平核活动和/或独特的中央恒星星族的光学特征。最后，在马菲1中央700 x 700秒差距的区域，没有比球状星团LF的峰值更亮的球状星团。
2002-07-04 astro-ph
Spitzer Space Telescope evidence in NGC 6791: no super-mass-loss at super-solar metallicity to explain helium white dwarfs?
我们使用档案斯皮策太空望远镜测光的老，超太阳的金属丰度大规模疏散星团NGC 6791寻找证据的增强质量损失，这已被假定为解释光学光度函数和低白矮星质量在这个基准集群。我们发现一个明显缺乏证据的多产的拱星尘埃生产，本来预计伴随着这样的质量损失。我们还构造了光学和红外光度函数，并证明这些完全符合理论预期。因此，我们的结论是，没有证据表明超太阳金属量红巨星的质量损失足够高，以至于它们可以避免红巨星分支尖端的氦闪光。
2008-04-29 astro-ph
Late-type giant variables in NGC6522, LMC and SMC: How do they differ?
在3个领域的不同的金属丰度（可能不同的年龄分布）的2 MASS星的完整样本已被提取和交叉相关的CAMO和ISO数据，以确定其可变性和质量损失的属性。在每个M_K直方图中，在RGB的顶端上方可以看到数字的下降。在给定的M_K下，针尖的光度随金属丰度的增加而增加，平均J-K值也随金属丰度的增加而增加。高H-K的恒星比例在较低的金属丰度下增加。这是因为C星的比例越来越高。所有3个字段都包含类似类型的变量，主要是短周期，Mira-like和双周期（具有长周期和短周期）。变星的比例在较低的金属丰度和最小周期与一个给定的振幅变长。在每个油田的K、log P图中可以看到各种趋势。麦哲伦星云的场彼此很相似，但膨胀场却明显不同。在球状星云中遵循“A”K，log P关系的恒星几乎不延伸到M巨星顶之外，而其他恒星群相对于它们的麦哲伦云对应物在M_K上也是截断的。在星云中，有许多恒星的周期在200- 300 d左右，遵循“C”或Mira关系，但振幅相对较小。在麦哲伦云小型巡天期间，ISOCAM探测到的中红外样品对于M_K大于-7等的源来说是可靠和完整的，即，对于那些接近AGB高层的人来说。各种颜色-颜色和颜色-星等图反映了C星在低金属丰度时的优势。Mira星等与log P的关系存在至少7微米。质量损失从较长的周期和双周期SRVs发生在每个领域的相似的速度，尽管金属丰度的差异。
2004-08-06 astro-ph
Abundances in red giant stars of NGC 2808 and correlations between chemical anomalies and global parameters in globular clusters
利用高分辨率阶梯光谱对球状星团NGC 2808中红巨星支（RGB）顶端到RGB凸起以下的恒星进行了丰度分析。计算了Al、α过程元素（Si I、Ca I、Ti I和Ti II）和Fe族元素（Sc II、VI、Cr I、Cr II、Mn I、Co I、Ni I）的丰度。除了镁的含量有所减少，可能是因为镁铝循环中镁的含量减少了铝，其他α元素的比率显示出类似金属丰度的晕星的典型过剩。Mn是不足的，而铁族元素有典型的丰度比接近太阳值。我们检测到恒星之间的差异，铝丰度从RGB尖端下降到最微弱的恒星下方的RGB凸点，与钠丰度在所有光度。Na-Al相关性的斜率与Sneden et al.（2004）在M13中发现的相似，但与其他金属丰度相似的球状星团的相关性不同。我们发现球状星团红巨星中Na-O和Mg-Al电子关系上的化学不均匀性的数量与现今星团的质量和椭圆率有关。此外，我们发现第一次之间的相关性的质子捕获元素和集群的轨道参数的扩展。化学异常在具有大尺寸轨道和较长周期的星系团以及轨道相对于银道面的倾角较大的星系团中更广泛。
2005-11-04 astro-ph
BeppoSAX Observation of the NGC 3079 Nucleus
利用BeppoSAX天文台，我们观测到了一个邻近的LINER/Seyfert 2星系NGC 3079，它被认为是一个外流星系和明亮的H_2 O脉泽源。利用PDS探测器，我们发现NGC 3079核受到康普顿厚度的吸收，氢柱密度为\sim 10^{25} cm^{-2}。在修正吸收后，2- 10 keV的光度在16 Mpc的距离变为10^{42-43} erg s^{-1}。它比在MECS波段（低于10 keV）观察到的高2-3个数量级。我们还探测到一条强的Fe-K线，其能量为6.4^{+0.3}-0.2} keV，等效宽度为2.4^{+2.9}-1.5} keV，这与强吸收相一致。
2001-08-31 astro-ph
An Abundance Analysis for Five Red Horizontal Branch Stars in the Extremely Metal Rich Globular Cluster NGC 6553
我们提供了一个高色散逐线丰度分析的五个红色HB星在极端金属丰富的银河系球状星团NGC 6553。这些红HB星比在这样一个富含金属的球状星团中巨分支尖端附近的非常冷的恒星要热得多，因此它们的光谱比红巨星更容易进行丰度分析。我们发现NGC 6553的[Fe/H]平均值为-0.16 dex，与McWilliam & Rich（1994）在星系核球中发现的平均丰度相当，但远高于Barbuy等人（1999）对该星团中两颗红巨星的分析结果。最佳确定的α过程元素（Ca）的相对丰度表明α过程元素过量约两倍。NGC 6553的金属丰度达到了银河系核球和太阳附近的平均值。
1999-04-19 astro-ph
The "Tip" of the Red Giant Branch as a distance indicator: theoretical calibration and the value of H_0
更新的理论关系的运行的热测量和I级的尖端的红巨星分支（TRGB）相对于金属丰度提供。还提供了RR型Lyrant不稳定带零年龄水平支V星等的类似关系。比较了我们的ZAHB和TRGB距离、Madore & Freedman（1991）的造父变星距离尺度和由精确视差测定的局部次矮星的依巴谷距离。将我们的TRGB距离标度应用于NGC 3379，提供了到Leo I群的距离，比Sakai等人（1997）采用Da Costa和Armandroff（1990）的TRGB亮度校准获得的距离高出约8%。我们到狮子座I群的距离，加上后发座星团-狮子座I的相对距离，提供了后发座星团H_0的测定：H_0=64_{-9}^{+10} Km s^{-1} Mpc^{-1}。
1997-10-15 astro-ph
Star-to-star Na and O abundance variations along the red giant branch in NGC 2808
我们首次报告了NGC 2808中20颗红巨星的高分辨率，高S/N阶梯光谱的Na和O丰度，这是ESO VLT FLAMES多目标光谱仪科学验证计划的一部分。在这些距离红巨星分支（RGB）尖端约3等的恒星中，检测到氧和钠的丰度有很大的变化，它们之间存在着相互关联;这是在ON和NeNa循环中高温下质子捕获反应的众所周知的证据。其中一颗恒星似乎是超级贫氧的;如果Na-O关系的延伸得到证实，NGC 2808可能会达到与M 13一样大的贫氧水平。这一结果证实了我们之前的发现，基于较低的分辨率光谱（Carretta et al. 2003），在NGC 2808中沿着RGB的所有位置的质子捕获元素中存在大的恒星到恒星的散射，没有显着的进化贡献。最后，NGC 2808的平均金属丰度为[Fe/H]= -1.14 +/- 0.01 dex（rms=0.06），来自19颗恒星。
2004-06-04 astro-ph
Neutral Gas Distribution and Kinematics of the Nearly Face-on Spiral Galaxy NGC 1232
分析了近正面Sc星系NGC 1232的高速度分辨率HI合成观测。中性气体的分布远远超出了星系的光学范围。正如预期的那样，HI柱密度的局部峰值与螺旋臂相关。此外，HI柱密度在星系中心附近急剧下降。速度场的闭合等值线表明，要么系统是弯曲的，要么旋转曲线下降。整个系统的速度色散近似恒定，中值为9.9 +/- 1.8 km/s。当校正旋转加宽，没有迹象表明在这个星系的中性气体速度色散的径向趋势。
1999-07-20 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
Iron abundances from high-resolution spectroscopy of the open clusters NGC 2506, NGC 6134, and IC 4651
这是一系列论文中的第一篇，致力于推导旧疏散星团的金属丰度，以研究银河系盘中化学丰度梯度的时间演化。本文给出了疏散星团IC 4651、NGC 2506和NGC 6134中几颗红团星和亮巨星的高分辨率（R~40000）光谱的详细铁丰度。我们用ESO 1.5 m望远镜的FEROS摄谱仪观测了NGC 2506的4颗星、NGC 6134的3颗星和IC 4651的5颗星，另外用Kueyen（VLT UT 2）的UVES摄谱仪观测了NGC 6134的另外3颗星。在排除了红巨星分支尖端附近的冷巨星之后（一个在IC 4651中，一个在NGC 2506中），我们发现NGC 2506的整体[Fe/H]值为-0.20 +/- 0.01，rms = 0.02 dex（2星），NGC 6134为+0.15 +/- 0.03，rms = 0.07 dex（6星），IC 4651为+0.11 +/- 0.01，rms = 0.01 dex（4颗星）。利用大约30至40条Fe I线和6条Fe II线的光谱合成，对每颗恒星的金属丰度进行了广泛的检查。我们的光谱温度提供的红化值与这些集群的文献数据吻合良好，加强了所采用的温度和金属丰度尺度的可靠性。此外，重力从Fe电离平衡同意相当不错的期望的基础上集群距离模量和演化质量。
2004-04-15 astro-ph
Observation of the Halo of NGC 3077 Near the "Garland" Region Using the Hubble Space Telescope
本文报道了在非晶星系NGC 3077的晕中探测到主序星上部和红巨星分支星。这些观测是使用哈勃太空望远镜上的宽视场行星照相机2进行的。I波段的红巨星分支光度函数在I = 24.0 ± 0.1等处出现突变，将其与红巨星分支的尖端（TRGB）相一致，采用Lee，Freedman，& Madore（1993）提供的刻度和A_B = 0.21等的前景消光，我们得到了（m-M）_0 = 27.93 +-0.14（random）+-0.16（sys）的距离模。这个值与M81星系群中其他四个星系的距离估计值吻合得很好。除了RGB星，我们还观察到NGC 3077晕中的上主序星的浓度，这与称为“花环”的特征部分一致。根据帕多瓦等时线，这些恒星的年龄估计小于1.5亿年。假设NGC 3077和M81之间最近的相遇发生在2.8亿年前，正如数值模拟所预测的那样（Yun 1997），观测到的上主序星可能是由M81-NGC 3077潮汐相互作用触发的恒星形成的结果。
2001-03-07 astro-ph
Tip of the Red Giant Branch Distances. II. Zero-Point Calibration
红巨星分支的尖端（TRGB）的光度提供了一个很好的测量星系距离的方法，并且很容易在哈勃太空望远镜观察到的附近星系的解析图像中确定。现在有大量的档案数据相关的TRGB方法，并提供与其他距离估计的比较。本文综述了TRGB距离标度的零点问题。考虑到TRGB的金属丰度的依赖，HST飞行系统和约翰逊-费洛蒙测光之间的转换，绝对星等尺度的水平分支测量的基础上，和红化的影响。TRGB的零点是以1%的统计精度建立的，以水平分支的不确定性为模，在高银河系纬度的单个星系距离中，典型的均方根不确定性为3%。零点与造父变星的周期光度关系标度一致，但需要重新考虑所声称的金属丰度依赖性。到NGC 4258的脉泽距离与TRGB一致，但目前精度较低。
2007-02-21 astro-ph
The Stellar Content and Star Formation History of the late-type spiral galaxy NGC 300 from Hubble Space Telescope observations
我们提出了第一个WFPC 2 V，I测光的玉夫座星系NGC 300在四个领域，从中心到外缘。我们首次测量了两个盘场中的恒星形成历史：最古老的恒星诞生于相似的时代，形成活动增加，但平均速率不同。主盘的恒星星族主要是老的，由RGB和AGB星组成，根据合成色星等图分析。发现Z比0.006（或0.33Zsolar）更贫金属，没有证据表明两个磁盘字段中的平均Z值随时间发生显著变化。在中心区域，我们发现相对于两个无法用观测效应解释的盘场，缺乏明亮的恒星。从表面上看，这一发现与Davidge（1998）的报告一致，即在过去的1Gyr期间，相对于他的大半径圆盘场，恒星形成受到抑制;但是显著的中心消光影响我们发现的可能性仍然存在。我们还确定了基于红巨星分支方法的第一个距离模量估计：在Ferrarese等人（2000）的造父变星距离尺度上，我们发现（m-M）o = 26.56+/-0.07（+/-0.13）mag;和Lee等人（1993）的造父变星独立经验方法的类似值，两者都与Freedman等人（2001）确定的造父变星距离非常一致。这与红巨星分支尖端星等方法的理论校准之间存在差异。最后，我们报告了一个新发现的年轻（约1000万年）恒星协会的平均大小（~ 140 pc）的磁盘领域之一。
2003-12-19 astro-ph
Variable stars in the globular cluster NGC 2419
我们利用TNG的DOLORES观测了星系晕中最远、最亮的星系团之一NGC2419的B、V时间序列测光。这些数据将用于研究它的变星数量，以检查该星团是否可能是银河系吸积的河外系统的遗迹。使用图像减法技术（Alard 2000），我们已经确定了大约300个候选变量，其中许多都在聚类中心区域。有几个变星似乎是天琴座RR型星，但我们也在红巨星分支的尖端和颜色星等图的其他区域检测到了变化。为了提高光变曲线的采样率和分辨星系团内部区域的变量，将TNG数据与HST存档数据相结合。初步结果，提出了从合并的数据集的光变曲线。
2005-09-13 astro-ph
NGC 5253 and ESO 269-G058: Dwarf Galaxies with a Past
利用双子座南卫星GMOS获得的深r'和深i'像探测了NGC 5253和ESO 269-G 058外区的亮星含量。红巨星分支（RGB）恒星沿着NGC 5253的长轴被追踪到8 kpc的距离，而在ESO 269-G 058中则是6 kpc。这两个星系的外围区域都是贫金属的; NGC 5253中位于投影主轴距离2和4 kpc之间的RGB星的[Fe/H] ~-1，而ESO 269-G 058相应部分的RGB星的[Fe/H] ~-1.8。金属丰度与平均值相差十分之几德克斯的恒星对两个星系外部区域的恒星含量只做出了适度的贡献。在这两个星系中都可以看到明亮的渐近巨星分支（AGB）恒星。NGC 5253的恒星质量中大约有1 - 10%可能是在过去的几亿年中形成的，这表明该星系中最近的两个SN Ia的祖先可能是在这个时候形成的。有人认为，NGC 5253和ESO 269-G 058中的恒星形成可能是在过去的~ 1 Gyr中触发的。最后，根据RGB尖端的亮度计算每个星系的距离模数，结果是NGC 5253为27.48 +/- 0.14，ESO 269-G 058为27.93 +/- 0.18。
2007-09-24 astro-ph
Anomalous Surface Brightness Fluctuations in NGC 4489
Pahre & Mould（1994），Jensen et al.（1996）和Jensen et al.（1998）在NGC 4489中发现了异常高的K波段表面亮度波动（SBF）。然而，这些结论是不确定的，因为相对较低的信噪比数据。在NOAO/KPNO 2.1米和ESO/La Silla 3.5米NTT望远镜上获得了NGC 4489的新的高信噪比数据。采用Tennessee等（1990）确定的I波段SBF距离模量和Tennessee等（2000）的M_I对（V-I）刻度，得到M_K =-6.18 +/-0.09 mag。相对于Jensen等人（1998）导出的巨椭圆星系的平均经验M_K（M_K=-5.61 +/-0.12 mag），在2 σ水平上证实了NGC 4489中K带异常SBF的探测。这种异常波动可能是由一个扩展的巨星分支造成的，包括第一个上升巨星分支顶端以上的中等年龄的AGB星或高金属丰度的第一个上升巨星，或者是由于缺乏对K波段SBF校准的充分理解。这一结果对K波段SBF距离测量的准确性提出了质疑，并强调了在更大的颜色和光度范围内进行M_K测量的必要性。
2000-11-14 astro-ph
A New Hubble Space Telescope Distance to NGC 1569: Starburst Properties and IC 342 Group Membership
本文介绍了距离我们最近的星暴星系之一矮不规则星系NGC 1569的深HST ACS/WFC测光。这些数据使我们能够第一次明确地探测到红巨星分支的尖端，从而确定到NGC 1569的距离。我们发现这个星系距离我们3.36 +/- 0.20 Mpc，比通常假设的距离2.2 +/- 0.6 Mpc远得多。由于其较短的距离，以前被认为是一个孤立的星系，我们的新距离坚定地将NGC 1569确定为IC 342星系群的成员。高密度的环境可能有助于解释NGC 1569的星暴性质，因为星暴通常由星系相互作用引发。另一方面，更长的距离意味着NGC 1569是一个比以前认为的更极端的星暴星系。以前估计的恒星形成率小于1 Gyr的恒星变得更强的2倍以上。比这更老的恒星不受以前研究的限制。NGC 1569的三个超级星团的动力学质量增加了约53%，达到6-7x10^5个太阳质量。
2008-08-01 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 Stellar Populations of NGC 3109: Another Dwarf Irregular Galaxy with a Population II Stellar Halo
我们获得了位于本星系群外围的矮不规则星系NGC 3109场中约17500颗恒星的V波段和I波段测光结果。测光使我们能够研究该星系盘内外的恒星星族。根据VI色星等图，我们推断了NGC 3109主体和晕中恒星星族的金属丰度和年龄。这个星系盘中的恒星有各种各样的年龄，包括非常年轻的恒星，大约10^7年。我们的主要结果是建立了一个由第二星族恒星组成的晕的存在，延伸到这个星系平面上方和下方约4.5弧分（或1.8千秒差距）。对于这些古老的恒星，我们得出年龄> 10 Gyr，金属丰度[Fe/H] = -1.8 +/- 0.2。我们构造了一个深光度函数，根据红巨星分支（RGB）尖端的I星等，采用E（V-I）= 0.05，得到了该星系精确的距离模（m-M）_0 = 25.62 +/-0.1。
1998-10-29 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
The Araucaria Project: The Distance to the Sculptor Group Galaxy NGC 247 from Cepheid Variables Discovered in a Wide-Field
我们报告首次在玉夫座星系群螺旋星系NGC 247中发现造父变星。根据用三台不同的望远镜和照相机在V和I波段进行的测光测量中收集的宽视场图像，发现了23颗造父变星，周期从17天到131天不等。我们从这些数据中建立了周期-光度关系，得到了到NGC 247的距离模数，V为28.20 $\pm$ 0.05等（内部误差），I为28.04 $\pm$ 0.06等，与红化无关的韦森指数为27.80 $\pm$ 0.09等。根据我们的光学数据，我们确定了NGC 247中造父变星的总平均红化为E（B-V）=0.13等，这使得从V和I带确定的真实距离模量与Wesenlavian指数中的距离确定非常一致。根据我们的造父变星光学光度测量，NGC 247的真实距离模数的最佳估计值为27.80 $\pm$ 0.09（内部误差）$\pm$ 0.09 mag（系统误差），这与最近用红巨星分支尖端方法和塔利-费舍尔关系对NGC 247的距离测定结果非常一致。NGC 247的距离是玉夫座星系群中另外两个星系NGC 300和NGC 55的两倍，这为该星系群的似顺磁性结构提供了支持证据。报告的距离值与假定的LMC距离模数18.50 mag.
2008-08-25 astro-ph
The Araucaria Project. An Accurate Distance to the Local Group Galaxy NGC 6822 from Near-Infrared Photometry of Cepheid Variables
我们测量了本星系群NGC 6822中56颗造父变星在J和K波段的近红外星等，并在V和I波段获得了确定的周期和光学光变曲线。使用Soszynski、Gieren和Pietrzynski的模板光变曲线方法，从这些数据中获得了准确的平均星等，这使我们能够以前所未有的准确度从VIJK波段的多波长周期光度解中确定到NGC 6822的距离。从我们的数据中，我们得到了NGC 6822的距离为（m-M）_{0} = 23.312 +-0.021（随机误差）等，附加的系统不确定度约为3%。该距离值与假定的LMC距离模数18.50相关。从我们的多波长方法中，我们发现NGC 6822造父变星的总（平均）红化E（B-V）= 0.356 +- 0.013等，这与McGonegal等人先前通过近红外测光确定的结果非常一致，并意味着NGC 6822造父变星的内部红化。我们目前确定的NGC 6822与造父变星的距离与我们以前单独从光学光度学得出的距离在2%以内，但误差线显著降低。我们的造父变星到NGC 6822的距离与Cioni和Habing最近从红巨星分支尖端的I波段星等独立测定的结果非常一致。在误差范围内，它也与McGonegal等人（1983）根据9颗造父变星的随机相位H带测光的早期测定结果一致。
2006-05-09 astro-ph
A new analysis of the Red Giant Branch "Tip" distance scale and the value of the Hubble constant
将Salaris & Cassii（1997）提出的红巨星分支尖端（TRGB）光度的理论计算推广到更高的金属丰度，并与最近发表的类似独立结果进行了比较。在Salaris & Cassii（1997）中提出的银河系球状星团的ZAHB和TRGB距离尺度之间的比较，现在补充了与由具有精确视差测定的局部次矮星设定的依巴谷距离尺度的比较。ZAHB和HIPPARCOS距离之间的总体协议是相当不错的。ZAHB和TRGB到已分辨星系的距离非常一致，而TRGB和造父变星的距离，用Madore & Freedman（1991）建议的校准方法计算的比较，显示出0.12等的系统性差异。TRGB的距离系统性地比造父变星的距离长。这一结果支持的情况下，修改的零点造父变星的距离尺度，已经建议由其他作者的基础上希巴谷星系。利用我们的TRGB距离标度对NGC 3379的测量，给出了一个新的到Leo I群的距离，再加上最近独立测定的后发座星系团-Leo I的距离，给出了后发座星系团的H_0值，其范围为：H_0= 60+-11 Km s^{-1} Mpc^{-1}。
1998-03-10 astro-ph
Near-IR observations of NGC 6822: AGB stars, distance, metallicity and structure
位于拉帕尔马的威廉·赫歇尔望远镜对本星系群NGC 6822中心20'x20'的IJKs波段进行了观测。它们使我们能够首次在整个星系的近红外线中表征其晚型恒星星族（即红巨星和渐近巨星分支星），并从富碳和富氧渐近巨星分支星之间的比率中得出关于金属丰度空间变化的指示。这相当于大约1.89 dex，是以前使用相同技术在每个麦哲伦星云中发现的两倍。我们用DENIS（I波段）和2 MASS（J和Ks波段）数据对测光进行了定标，得到了距RGB顶点位置的距离模（m-M）_0=23.34（0.12）。晚型恒星的大尺度分布表明，要么星系位于一个强烈的斜面上，要么它有一个不可忽略的厚度。
2004-10-25 astro-ph
The Asymptotic Giant Branch of NGC 205: The Characteristics of Carbon Stars and M Giants Identified from JHK' Images
利用J、H和K'像研究了本星系群矮椭圆星系NGC 205的渐近巨星支（AGB）含量。在（K，H-K）和（K，J-K）色星等图上的AGB由两个序列组成：一个由光谱类型为K和M的巨星组成的近乎垂直的羽状物，以及一个包含C星的红臂。在距核2弧分以内有320颗M_bol为1.5的C星< -4.1 and J-K >。在NGC 205中心附近，C星占亮度大于M_bol = -3.75的AGB星的积分亮度的10%，这与大麦哲伦星云中的中等年龄星团的测量结果非常一致。最明亮的AGB星的M_bol =-6.5，尽管当用它来估计AGB星尖亮度时，变化会引入十分之几等的不确定性。与模型的比较表明，最亮的AGB恒星形成于过去的0.1 Gyr内，而上一次恒星形成发生在几十个Gyr之前。这些结果与NGC 205的恒星形成是由与M31的相互作用触发的一致。这些数据还表明，近红外成像提供了一种有效的方法来识别附近星系中的C星。
2003-10-07 astro-ph
Chemical Analysis of Five Red Giants in the Globular Cluster M10 (NGC 6254)
我们已经确定了银河系球状星团M10中五颗红巨星分支（RGB）恒星的Al，$α$，Fe峰和中子捕获元素丰度。利用WIYN望远镜上的Hydra多纤维定位器和台式摄谱仪获得的中等分辨率（R $\sim$ 15，000）光谱的等效宽度分析确定丰度。数据采样从水平分支附近的亮度级到RGB尖端以下约0.5等的上部RGB。我们发现与先前的研究一致，M10是中等贫金属的，[Fe/H]=-1.45（$σ$ =0.04）。所有恒星的$<$ [Al/Fe] $>$ =+0.33（$σ$ =0.19）都显示出Al增强，但没有恒星的[Al/Fe] $\ga$ +0.55。我们发现$α$元素被增强了+0.20到+0.40 dex，Fe-峰元素具有[el/Fe] $\sim$ 0，这与II型SN喷出物的预测一致。此外，簇似乎是r-过程丰富的$<$ [Eu/La] $>$ =+0.41。
2008-08-18 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
The Araucaria Project. A Wide-Field Photometric Survey for Cepheid Variables in NGC 3109
我们获得了NGC 3109在V和I波段的74个夜晚的镶嵌图像，跨度约为一年。从这些数据中，我们对整个星系的造父变星进行了广泛的搜索，发现了113个变星，周期从3.4到31.4天不等。在这个样本中，有76颗造父变星，包括许多长周期变星，以前都是未知的。对于这个星系中先前已知的45颗造父变星，我们的数据证明了14颗天体的报告周期是错误的;对于几乎所有其他先前已知的造父变星，我们都能够显着改善周期。我们从我们的数据中建立了周期-光度关系，并得到了25.72 $\pm$ 0.05等的V和25.66 $\pm$ 0.04等的I的红化校正距离模量。由与红化无关的V-I韦森指数导出的距离模量明显较短（25.54 $\pm$ 0.05等），这表明除了E（B-V）= 0.05等的前景消光外，NGC 3109存在约0.05 mag.的内禀红化，我们根据红化得到的距离-自由韦森星系的星等与NGC 3109早期对造父变星和红巨星分支尖端的距离测定一致。我们将结合我们的光学数据和NGC 3109造父变星子样本的后续近红外观测，改进我们的距离和消光测定。
2006-05-09 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
Distance to the Active Galaxy NGC 6951 via the Type Ia Supernova 2000E
本文介绍了NGC 6951中SN 2000 E亮超新星的CCD测光和低分辨光谱。光变曲线延伸至超过最大值150天，以及在超过最大值1个月时获得的光谱都证实SN 2000 E属于Ia型。SN 2000 E的红化被确定为E（B-V）=0.36+/-0.15，其误差主要是由于SN（B-V）颜色在晚历元的不确定性。用多色光变曲线形状（MLCS）方法分析了V（RI）_C光变曲线。后期光变曲线的形状表明，SN 2000 E与基准SN Ia相比，最大过亮约0.5等。这导致NGC 6951的更新距离为33+/-8 Mpc（经星际吸收校正）。基于SN的距离模量比之前的Tully-Fisher估计值大约+0.7 mag。然而，由于SN 2000 E的红化确定和最大光度估计的模糊性，可能存在系统误差，这可能影响目前的距离测量。
2001-04-24 astro-ph
The Cepheid Period-Luminosity relation and the maser distance to NGC 4258
Newman等人（2001）在最近的一篇描述螺旋星系NGC 4258中造父变星的HST观测的论文中报告说，为银河系外距离尺度的关键项目修订的校准和方法得出该星系的真实距离模为29.40+-0.09等，对应于7.6+-0.3 Mpc的公制距离。这个造父变星的距离，18.50等是大麦哲伦星云的真实距离模数，并不明显大于7.2+-0.5 Mpc，这个值是Herrnstein等人（1999）从水脉泽源轨道运动的纯粹几何考虑确定的。然而，如果考虑到NGC 4258和LMC之间的金属丰度差异D[O/H]~0.35，那么关键项目方法得出的金属丰度校正值为29.47 ± 0.09等，LMC为18.50等，即造父变星距离为7.8 ± 0.3 Mpc，与脉泽测定值相差1.2 sigma。在本文中，我们表明，金属修正造父变星的距离测定，建议脉动模型，可能会提供一个自然的方式达到造父变星和脉泽之间的距离NGC 4258的各种LMC距离测定密切一致。
2001-10-24 astro-ph
An Imaging Study of the Globular Cluster Systems of NGC 1407 and NGC 1400
本文利用宽视场凯克望远镜对波江座星系云中NGC 1407和NGC 1400周围的球状星团（GC）系统进行了成像。这是由哈勃太空望远镜从NGC 1407的高级相机和NGC 1400的宽视场和行星相机2图像的图像补充。我们清楚地检测到NGC 1407的GC颜色分布的双峰性。蓝色GC亚群的平均颜色为B-I = 1.61，相对贡献率约为40%，而B-I = 2.06的红色亚群对整个GC系统的贡献率为60%。假设年龄较大，这对应于[Fe/H] = -1.45和-0.19。这两个亚群本质上是广泛的颜色（表明年龄和/或金属含量的范围），红色亚群比蓝色更广泛。NGC 1400的GC颜色分布不如NGC 1407清晰，然而，我们也发现了双峰分布的证据。我们发现NGC 1407红色GC的尺寸比蓝色GC小20%。我们发现这两个GC系统具有GC表面密度分布，这在很大程度上是恒定的，在这些内部星系区域。我们拟合等温线的配置文件，并得出GC系统的核心半径为9.4千秒差距的NGC 1407和5.8千秒差距的NGC 1400。对于NGC 1407，我们能够将表面密度分布分为蓝色和红色亚群，分别为17.8和7.6 kpc。在这个中心区域之外，GC表面密度的径向分布与NGC 1407的星系光相似，但NGC 1400的表面密度更平坦。对GC光度函数的拟合给出了31.6的距离模数，这与基于Faber-Jackson关系和室…
2005-11-28 astro-ph
The Araucaria Project. An improved distance to the Sculptor spiral galaxy NGC 300 from its Cepheid variables
在之前的一篇论文中，我们报告了在ESO/La Silla的B和V光度带拍摄的宽视场图像中发现的100多个新的造父变星。在本文中，我们提出了额外的VI数据，得到改进的周期和平均星等的变量，并使用58造父变星的周期在11和90天之间的V，I和红独立（V-I）Weseneirs带构建周期光度关系。我们得到严格定义的关系，并通过拟合的斜率确定的LMC造父变星的OGLE II项目，我们得到的红校正的距离在所有波段的星系。我们采用从无红化韦森岩星等导出的距离作为我们的最佳值，其为26.43 $\pm$ 0.04（随机）$\pm$ 0.05我们认为，我们目前对NGC 300的距离结果是迄今为止使用造父变星获得的最准确的结果，并且它在很大程度上不受金属性，混合，和样品选择。它与Butler等人（2004）利用HST数据获得的红巨星分支方法的尖端距离测定结果非常一致，也与Freedman等人（2001）利用较小样本恒星的CCD测光结果获得的造父变星到NGC 300的距离一致。
2004-05-28 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
The Infrared Surface Brightness Fluctuation Distances to the Hydra and Coma Clusters
我们对后发座星系团中的NGC 4889以及长蛇座星系团中的NGC 3309和NGC 3311进行了红外表面亮度波动（SBF）距离测量。我们明确地修正了来自球状星团、背景星系和剩余背景方差对波动的贡献。我们测量到NGC 4889的距离为85 +/- 10 Mpc，到Hydra星团的距离为46 +/- 5 Mpc。采用后发座7186 +/- 428 km/s和长蛇座4054 +/- 296 km/s的后退速度，得到平均哈勃常数H_0 = 87 +/- 11 km/s/Mpc。残余方差的校正是所测量的SBF信号的重要部分，并且，如果被低估，将使我们的测量偏向于较小的距离和较大的H_0值。哈勃太空望远镜上的NICMOS和带有新红外探测器的大口径地面望远镜都将使精确的SBF距离测量达到100 Mpc或更高。
1998-07-31 astro-ph
