Time-Resolved Ultraviolet Observations of the Globular Cluster X-ray Source in NGC 6624: The Shortest Known Period Binary System
利用哈勃空间望远镜上的暗天体摄谱仪（FOS），我们首次获得了球状星团NGC 6624核心11分钟双星X射线源的King等紫外亮对应物的时间分辨光谱。这个天体在可见光下很难被观测到，即使是从HST，由于一颗更亮的恒星叠加在<0.1“的距离上。我们的FOS数据显示了具有高度统计显著性的UV通量调制，其周期为11.46 ± 0.04 min，非常类似于已知X射线调制的685 sec周期，明确证实了King等人的UV对应物与强X射线源之间的关联。与观察到的X射线振荡相比，紫外线振幅非常大：通常报告的X射线变化为2-3%的峰-峰，而我们的数据显示在126-251 nm范围内的振幅约为16%。Arons & King的一个系统模型预测了这个已知周期最短的双星系统中的周期性紫外线波动，这是由于次级恒星（可能是一个非常低质量的氦简并）的X射线加热面的周期性变化。然而，在我们的观察之前，这种预测的调制尚未被检测到。采用Arons & King形式主义，它调用了许多不同的物理假设，我们推断系统的轨道倾角为35度<i<50度。在三个研究得最好的紫外/光学对应物的强烈球状星团X射线源，两个现在被认为是由外来的双简并超短周期双星系统。
1997-03-28 astro-ph
A photometric study of the intermediate age open cluster King 5
我们报告的$8^{\prime} \times 8^{\prime}$区域的近红外（J和K波段）观测集中在研究不足的疏散星团国王5，其中只有光学测光存在。我们发现这个星团的年龄适中（1.0 Gry），介于毕宿五和NGC 752之间。结合光学和红外测光，我们得到的集群参数的估计。色过量E（J-K）、E（V-I）和E（V-K）分别为0.50、1.10和2.45。真正的距离模数是$(m-M)_0) = 11.40\pm 0.15$。因此，国王5距离太阳1.9 kpc。
1999-11-22 astro-ph
Wide Field CCD Surface Photometry of the Giant Elliptical Galaxy NGC 4472 in the Virgo Cluster
本文介绍了室女星系团中最亮的成员--巨型椭圆星系NGC 4472的深宽视场（16 '.4 × 16'.4）华盛顿CT 1 CCD表面测光。我们的数据覆盖了比以往任何CCD测光更广泛的领域，以及更深入。NGC 4472的表面亮度轮廓不能很好地用单一的King模型拟合，但它们可以近似地用两个King模型拟合：内部和外部区域有单独的模型。外部区域的表面亮度轮廓也可以近似地通过deVaucouleurs定律拟合。在NGC 4472的3'范围内有一个明显的负颜色梯度，在这个意义上，颜色随着半径的增加而变得更蓝。对于$Δ\log r =1$，该区域的颜色梯度的斜率被导出为$Δμ(C-T_1)$ = -0.08 mag arcsec $^{-2}$，其对应于$Δ$ [Fe/H] $= -0.2$ dex的金属丰度梯度。然而，随着半径超过3 '，表面颜色逐渐变红。比较了NGC 4472的C像和T1像的结构参数，发现等时线和等照度线的椭圆形状差别不大。此外，还测定了NGC 4472的光度参数和结构参数。
2000-01-03 astro-ph
Dynamics of the Intermediate-Age Elliptical LMC Cluster NGC 1978
在本文中，我们调查的内部动力学的LMC集群NGC 1978通过使用测光（CCD图像）和运动学（恒星径向速度）数据。我们应用各种动力学模型，这些数据，包括多质量国王米奇模型和旋转和非旋转扁球体模型。我们讨论了集群的质光比和集群的质量函数上的限制。
1992-06-23 astro-ph
Structural Parameters for Globular Clusters in NGC 5128
我们提出了新的成像测量的27个单独的球状星团的晕附近的椭圆星系NGC 5128，获得与哈勃太空望远镜STIS和WFPC 2相机。结合Holland等1999（AAp，348，418）中所选的内晕星团的类似数据，我们现在总共有43个NGC 5128球状星团的样本，并测量了它们的结构性质。经典的King模型轮廓与星团非常匹配，它们的核心和半光半径，中心表面亮度和中心浓度与银河系和M31中的星团非常相似。我们发现了六个明亮的星团，这些星团显示出光延伸到标称潮汐半径之外的初步证据，或者可能是各向异性速度分布很重要的星团。我们还证实了以前的指示，NGC 5128包含相对更多的大（> 0.2）椭圆率的星系团比银河系。最后，根据McLaughlin 2000（ApJ，539，618）的定义，计算了星系团的结合能E_b，结果表明NGC 5128星系团和银河系中的星系团一样，占据了参数"基本面“的一个极其狭窄的区域。因此，我们的数据与NGC 5128和银河系中的球状星团基本上是相同类型的天体的说法非常一致：具有类似质光比和King模型结构的古老星团。
2002-06-04 astro-ph
Age determination of possible binary open clusters NGC 2383/NGC 2384 and Pismis 6/Pismis 8
根据疏散星团NGC 2383、NGC 2384、Pismis 6、Pismis 8的2 MASS J和Ks测光结果，利用等时线拟合的色星等图，我们得到NGC 2383的年龄为$\log ({age})$ = 8.3（2亿$\pm$ 600万年），NGC 2384的年龄为$\log ({age})$ = 6.9（8 $\pm$ 600万年）。对于Pismis 6和Pismis 8，我们采用了$\log ({age})$ = 6 - 7（1 - 1千万年）的范围。由于它们的年龄相似，Pismis 6和Pismis 8可能形成于同一个巨分子云中，我们认为它们是一个很好的双星系统候选者。在NGC 2383和NGC 2384的情况下，由于发现的巨大年龄差异，我们得出结论，它们很可能出生在不同的环境中，并且没有物理连接。
2008-08-29 astro-ph
The surface brightness profile of the remote cluster NGC 2419
银河系球状星团NGC 2419是一个明亮而遥远的星团，它具有非常特殊的结构。特别是它的半光半径明显大于类似光度的普通球状星团，与矮椭圆星系最亮的核心一样大。在这方面，它是特别值得检查的可靠性，现有的表面亮度配置文件为这个集群和现有的估计其结构参数。结合不同的数据集，我得出了从星团中心到~ 480弧秒，即~25个核心半径的表面亮度分布。（节录）。新得到的表面亮度分布与Trager，King & Djorgovski提供的r>= 4 arcsec的结果非常一致，最好用King模型拟合，r_c=0.32 arcmin，mu_V（0）=19.55，C=1.35。此外，还得到了总积分V星等（V_t=10.47 +/-0.07）和半光半径（r_h=0.96 arcmin +/-0.2 arcmin）的独立估计。（节录）。NGC 2419的结构现在受到（至少）两个完全独立的观测剖面的可靠约束，这两个剖面彼此吻合得很好。此外，由不同作者独立获得的结构参数之间的总体协议是相当令人满意的。
2007-07-18 astro-ph
The interpretation of the emission spectra of the Seyfert 2 galaxy NGC 7130. Determination of the AGN and starburst contributions
详细模拟了NGC7130的不同区域，解释了其活动星系核和星暴星系的复合性质。由炽热的大质量恒星的恒星风和超新星喷出物产生的冲击波，在云发出的连续谱和线谱中很明显。活动星系核星暴连接的模型结果的基础上进行了讨论，特别是考虑到整个星系的密度和速度的分布。
2002-02-18 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
Spatial dependence of 2MASS luminosity and mass functions in the old open cluster NGC 188
用J和H2 MASS测光方法分析了老疏散星团NGC 188的亮度和质量函数。在不确定性的范围内，观测到的NGC 188投影径向密度分布在两个内部区域偏离了双参数King模型，这反映了这个古老的疏散星团的非维里化动力学状态，可能还有一定程度的非球形空间形状。用两参数和三参数King模型拟合恒星的径向分布，得到核心半径为1.3 pc，潮汐半径为21 pc。本2MASS分析导致显着的斜率变化与距离的质量函数$ϕ(m)\propto m^{-(1+χ)}$，平坦的中心部分（$χ=0.6\pm0.7$）和陡峭的集群郊区（$χ=7.2\pm0.6$）。整体质量函数的斜率为$χ=1.9\pm0.7$，比标准Salpeter质量函数略陡。太阳金属丰度帕多瓦等时线与NGC 188的近红外色星等图吻合，得出$7.0\pm1.0$陀螺的年龄。用7.1 Gyr等时线得到的最佳拟合，产生了距离模数$\mM=11.1\pm0.1$、$\ebv=0.0$和到太阳的距离$\ds=1.66\pm0.08$ kpc。在NGC 188中观测到的恒星质量（在$0.98 \ms - 1.08 \ms$范围内）是$\mobs=380\pm12 \ms$。一个简单的外推所观察到的整体质量函数的恒星与$0.08 \ms$的结果在总目前的质量$\mtot\sim(1.8\pm0.7)\times10^4 \ms$。另一方面，对于一…
2005-02-22 astro-ph
New membership determination and proper motions of NGC 1817. Parametric and non-parametric approach
我们计算了NGC 1817和NGC 1807区域内810颗恒星的自行，并重新评估了它们的成员概率。我们获得了第谷2星表参考系中25个板块的绝对自行。这两个板块的最大历元差为81年，是用上海天文台日月潭站的双像仪（孔径为40厘米，板块比例尺为30角秒/毫米）拍摄的，平均自行精度为1.55 mas/yr。这些自行被用来确定该区域内恒星的成员概率，基于只有一个非常扩展的物理星团：NGC 1817。有了这个目标，我们已经应用和比较参数和非参数的方法集群/字段隔离。我们得到了169颗可能的成员星的名单。
2004-07-21 astro-ph
A G1-like globular cluster in NGC 1023
利用哈勃空间望远镜拍摄的两组图像分析了NGC 1023中一个非常明亮（MV = -10.9）的球状星团的结构。通过仔细模拟King轮廓与星团图像的拟合，得出核心半径为0.55+/-0.1 pc，有效半径为3.7+/-0.3 pc，中心V波段表面亮度为12.9+/-0.5 mag / square arcsec。这使得这个星团比半人马座欧米茄更紧凑，但与M31中最明亮的球状星团非常相似，G1 = Mayall II。NGC 1023中的星团看起来非常扁平，椭圆率约为0.37，甚至高于欧米茄Cen和G1，与大麦云中最扁平的星团相似。
2001-07-03 astro-ph
Determination of proper motions and membership of the open star cluster NGC2548
利用10张照相底片的MAMA测量结果，确定了中间年龄疏散星团NGC 2548区501颗恒星的绝对自行、相应误差和成员概率。这两个板块的最大历元差为82年，它们是由上海天文台日月潭站的双筒望远镜（孔径40 cm，板尺30”/mm）拍摄的，平均自行精度为1.18mas/yr。这些自行被用来确定该区域内恒星的成员概率。成员概率大于0.7的恒星数量为165。
2001-10-24 astro-ph
Photometry of neglected open clusters in the First and Fourth Galactic Quadrants
本文对位于第一和第四象限的八个未曾研究过的星团：AL~1，BH 150，NGC 5764，Lynga~9，Czernik~37，BH 261，Berkeley~80和King~25进行了CCD $BVI$测光。星系团区域的彩色星等图显示，其中几个星系团（BH 150、Lynga~9、Czernik~37、BH 261和King~25）是如此嵌入朝向银河系中心的密集恒星星族中，以至于它们的性质，甚至它们作为物理系统的存在，都无法得到证实。Lynga~9、BH 261和King~25似乎是致密星场中的微小增强，BH 150可能只是致密星场中的一颗亮星，而Czernik~37可能是一个稀疏但真实的星团，叠加在星系核球上。我们得到的物理参数的初步估计，其余的集群。AL~1似乎是一个位于太阳圈外的中间年龄星团，位于银河系的远侧，最后两个星团NGC 5764和Berkeley 80也是中间年龄星团，但位于太阳环内。这组星团突出了研究星系内部区域的恒星星族所固有的困难。
2005-08-25 astro-ph
Faint open clusters with 2MASS: BH 63, Lyngå2, Lyngå12 and King 20
本文用质量2 MASS光度法和为明亮星团发展的分析程序探测了暗疏散星团的结构和动力学参数。我们计算了暗疏散星团Lynga 2、BH 63、Lyng 12和King 20的基本参数，其中最后三个没有预先测定。我们还重点研究了这些团簇的结构和动力学状态。2利用误差小于0.2mag的MASS测光建立了CMD、RDP、CMD、光度和质量函数。色星等滤波器用于分离可能的成员星。对Lynga 2、Lynga 12和King 20应用Field-star去污。红化值在0.22-1.9的范围内，其中BH 63是最红化的物体。Lynga 2、King 20、Lynga 12和BH 63的年龄分别为~90、~200、~560和700 Myr。Lynga 12和King 20的RDP由King配置文件很好地表示。恒星的总质量（外推到0.08Mo的恒星）从~ 340 Mo（BH 63）到~ 2300 Mo（Lynga 12）。观察到的质量是这些值的1/4。在所有的星系团中，核心质量函数都比晕的要平坦。微弱的疏散星团可以用2 MASS探测，当与色星等过滤器和场星去污相结合时。BH 63在核心和晕中似乎都处于高级动力学状态。在某种程度上，这也适用于King 20。动力学演化的边缘证据存在于Lynga 2和Lynga 12的核心中。
2006-09-11 astro-ph
Proper motion and membership determination in the young open cluster NGC1662
利用Valinhos CCD子午环观测到的恒星位置与其它天体测量星表中的恒星位置相结合，确定了疏散星团NGC 1662（α=04^{ \rm h}48^{ \rm m}，δ=+10 ^{ \rm o} 56 '）中心直径为14'区域内30颗恒星的相对自行和星团成员概率。我们对于亮度大于B=13星等的恒星的第一个历元的基本来源是AC 2000星表，它提供了大约90年的时间基线，而USNO-A2.0星表用于较暗的恒星，在这个区域提供了大约40年的时间基线。当使用AC 2000或USNO-A2.0时，自行的平均精度分别达到2 mas/yr和7 mas/yr。隶属度的确定是通过应用Zhao & He（1990）方法获得的。星团自行在赤经上为（-3.2 \pm 0.6）mas/yr，在赤经上为（-1.6 \pm 0.6）mas/yr。
2000-03-29 astro-ph
The surface density profile of NGC 6388: a good candidate for harboring an intermediate-mass black hole
利用高分辨率（HST ACS-HRC、ACS-WFC和WFPC 2）和宽视场（ESO-WFI）观测资料，对球状星团NGC 6388进行了观测，得到了它的重心、投影密度分布和中心表面亮度分布。虽然总体投影轮廓与具有中等浓度（c=1.8）和相当大的核心半径（rc=7”）的King模型很好地拟合，但在内部1角秒内检测到与平坦核心行为的显著幂律（斜率α=-0.2）偏差。这些性质表明存在一个中心的中等质量的黑洞。所观察到的轮廓很好地再现了一个多质量各向同性，球形模型，包括一个黑洞的质量约为5.7 × 10^3 Msol。
2007-09-02 astro-ph
Steps toward determination of the size and structure of the broad-line region in active galactic nuclei. VI. Variability of NGC 3783 from ground-based data
塞弗特1星系NGC 3783在1991年12月至1992年8月期间受到强烈监测。我们提出的结果，从地面观测的光学和近红外，这补充了数据集从IUE，在别处讨论。从许多天文台的光谱和光度数据相结合，以获得良好的采样光曲线的连续和H-β。在竞选期间，来源变化很大。光学连续谱和H-β的光变曲线与IUE获得的光变曲线相似。近红外线通量没有显着变化，除了在运动结束时增加。光学连续谱和H-β通量分别滞后于紫外连续谱1天或更少和8天。这些结果证实了连续谱的变化是同步的，或者在整个紫外光范围内有一个非常小的滞后，并且NGC 3783的谱线对电离连续谱变化的响应比NGC 5548的延迟要小。与NGC 5548一样，H-β的滞后大于高电离线的滞后。
1993-11-01 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
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
The AGB stars of the intermediate-age LMC cluster NGC 1846 Variability and age determination
目的：调查变异性和模拟的脉动行为的AGB变量在中年大麦哲伦星系团NGC 1846。研究方法：我们自己的光度监测已经与来自CAMO档案的数据相结合，以检测星团AGB恒星中的22个变量，并推导出脉动周期。根据团簇的全局参数，建立了考虑C/O比对大气结构影响的脉动模型。特别是，我们使用了不透明度适合O-丰富的恒星和碳星的脉动计算。结果：用质量约为1.8 M的AGB星$_{\sun}$拟合NGC 1846的PL图。我们发现，脉动的周期增加时，AGB星变成碳星。使用我们的样品的脉动行为所定义的AGB上的质量，我们得出了$1.4\times10^{9}$年的集群年龄。这是第一次从AGB恒星的变化性中推导出星团的年龄。碳星被证明是一个混合物的基本和第一泛频径向散射。
2007-10-04 astro-ph
On the relevance of the Tremaine-Weinberg method applied to H-alpha velocity field.Pattern speeds determination in M100 (NGC 4321)
的相关性的Tendee-Weinberg（TW）的方法进行测试，以测量的酒吧，螺旋和内部结构模式的速度使用的气体速度场。TW方法适用于各种模拟棒星系，以证明其有效性在七个不同的配置，包括恒星形成或/和暗物质晕。所涉及的不同的物理过程和各种观测参数的可靠性也进行了测试。模拟结果表明，在避开激波区和只测量气柱形成区域的条件下，TW方法可以应用于气体速度场，得到气柱速度的较好估计。我们成功地将TW方法应用于室女室女星系团星系团M100（NGC 4321）的\ha速度场，得到原子核结构的速度图为55+/-5 km/s/kpc，棒结构的速度图为30+/-2 km/s/kpc，螺旋结构的速度图为20+/-1 km/s/kpc，与用相同方法或替代方法测得的结果完全一致。
2005-05-18 astro-ph
Age Determination of Six Intermediate-age SMC Star Clusters with HST/ACS
我们提出了一个光度分析的星团林赛1，克朗3，NGC 339，NGC 416，林赛38，和NGC 419在小麦哲伦云（SMC），观察与哈勃空间望远镜高级相机的调查（ACS）在F555 W和F814 W过滤器。我们的彩色星等图（CMD）比主序转折点深3.5等，比以前的任何数据都深。星团年龄是使用三种不同的等时线模型得出的：帕多瓦、泰拉莫和达特茅斯，这些模型都可以在ACS测光系统中使用。拟合观察到的每个集群的山脊线，我们提供了一个均匀的和独特的低金属丰度，单年龄基准等时线。除了NGC 419外，所有星团的CMD最好用达特茅斯等时线近似，帕多瓦等时线提供了最佳拟合。NGC 419的CMD显示了几个主序关断，它们属于簇和SMC场。因此，我们得出的年龄范围为1.2-1.6 Gyr的NGC 419。有趣的是，我们的中间年龄星团的金属丰度分布约为0.6 dex，这表明SMC并不具有平滑，单调的年龄-金属丰度关系。我们发现了一个迹象，集中在NGC 416的蓝色离散恒星候选人，而其他集群，这些都不存在。利用红团星等，我们发现最近的星系团NGC 419（~ 50 kpc）和最远的星系团Lindsay 38（~ 67 kpc）的相对距离为~ 17 kpc，这证实了SMC的大深度。
2008-07-23 astro-ph
Steps Toward Determination of the Size and Structure of the Broad-Line Region in Active Galactic Nuclei. XVI. A Thirteen-Year Study of Spectral Variability in NGC 5548
我们提出了一个密集的13年的研究在塞弗特1星系NGC 5548的光学连续谱和广泛的H-β发射线的变化的最后一部分。数据库包括1530个光学连续谱测量和1248个H-β测量。H-β的变化紧随连续变化，典型的时间延迟约为20天。然而，逐年分析表明，发射线的时间延迟的大小与平均连续通量相关。我们认为，数据是一致的简单模型预测的宽线区域的大小是成正比的电离光度的平方根。此外，H-β响应时间和非恒星光学连续谱之间的相关性明显呈线性，这是由于连续谱的形状随其变化而变化的结果，特别是光学（5100 A）连续谱的亮度与紫外（1350 A）连续谱的亮度成0.56次方。
2002-08-02 astro-ph
On the determination of age and mass functions of stars in young open star clusters from the analysis of their luminosity functions
根据遥远年轻疏散星团NGC 2383、NGC 2384、NGC 4103、NGC 4755、NGC 7510和Hogg 15的CCD观测资料，构造了它们的观测光度函数。对观测到的LF进行了场星污染校正，并利用银河系恒星计数模型确定了场星污染。在Hogg 15和NGC 2383的情况下，我们还考虑了分别来自邻近星系团NGC 4609和NGC 2384的额外污染。这些修正提供了在MS开启点附近和较暗星等的LF星系团的真实模式，揭示了由于MS前阶段向MS过渡而产生的所谓H特征，这取决于星系团的年龄。理论的LF构建代表一个集群人口模型与连续的恒星形成的短时间尺度和幂律初始质量函数（IMF），这些被拟合到观察到的LF。因此，我们能够为每个集群确定一组参数，描述集群人口（年龄，恒星形成的持续时间，IMF斜率和场星污染的百分比）。有人发现，尽管观察到的LF的非单调行为，集群IMF可以被描述为幂律函数与类似的萨尔彼得值的斜率。现今MS开启年龄比用理论等时线拟合上主层序的开启区所得年龄低几倍。
2004-01-28 astro-ph
Dynamical modelling of stars and gas in NGC2974: determination of mass-to-light ratio, inclination and orbital structure by Schwarzschild's method
我们研究了大尺度恒星和气体运动学的E4星系NGC2974，全景积分场数据的基础上获得的SAURON。我们量化的速度场与傅立叶方法（运动学），并表明，大规模的运动学是在很大程度上符合轴对称。我们构造一般的轴对称动力学模型的恒星运动史瓦西的轨道叠加法，并比较推断的倾角和质光比与通过模拟气体运动学得到的值。这两种方法给出了一致的结果。然而，我们发现，恒星模型提供了相当弱的约束的倾斜。NGC2974的内禀轨道分布，我们推断从我们的模型，其特征在于由一个大规模的恒星组成部分的高角动量。我们创建半解析测试模型，类似于NGC2974，研究史瓦西的建模技术恢复给定的输入参数（质光比和倾角）和分布函数的能力。我们还测试了有限的空间覆盖对分布函数（即轨道结构）恢复的影响。我们发现，该模型可以准确地恢复输入的质光比，但我们确认，即使有完美的输入运动学的倾斜度只是轻微的约束。这表明在确定倾斜度时可能存在简并，但需要进一步调查以澄清这一问题。对于一个给定的潜在的，我们发现，我们的测试模型的解析分布函数是很好地恢复由三积分模型的空间区域内的积分场运动学约束。
2004-12-08 astro-ph
The distance to NGC 6397 by M-subdwarf main-sequence fitting
近年来，在球状星团中低光度恒星的测光和晚型矮星的恒星大气模型方面都有了很大的改进。我们建立在这些观测和理论上的进展，进行第一次确定的距离球状星团的主序拟合使用较低的主序恒星。校准的恒星是极端的M型次矮星，由Gizis（1997）分类，测量的视差精度优于10%。与King等人（1998）对NGC 6397的深（V，（V-I））测光结果进行匹配，采用E_{B-V} =0.18等，我们得到该星团的真实距离模数为12.13 ± 0.15等。这与通过（V，（B-V））平面中的常规主序拟合得到的（m-M）_0=12.24 ± 0.1相比。考虑到由于化学组成的内在差异，我们推导出NGC 6397和基准贫金属星系团M92之间的相对距离模数为delta（m-M）_0=2.58 mag。我们将这种校准推广到其他贫金属团簇，并检验了由此产生的RR Lyrics（M_V，[Fe/H]）关系。
1998-09-02 astro-ph
DYNAMICS OF THE GALACTIC GLOBULAR CLUSTER NGC 3201
B，V CCD帧已被用来推导出表面亮度轮廓的NGC 3201了~18弧分。用399颗成员巨星的857个径向速度（中位精度约为1 km/s）追踪了32'（由单质量、各向同性的King-Michie模型拟合到星团表面亮度剖面的近似潮汐半径）的速度弥散剖面。以1度步长移动通过星团的假想轴两侧的恒星径向速度的中值差显示出显著的最大振幅为1.22+/-0.25 km/s。我们讨论了这一结果的可能解释，包括：（1）星团旋转;（2）在极限半径附近的椭圆轨道上的恒星优先剥离;（3）星团空间速度在天空平面上的投影;（4）速度零点的轻微漂移。很难明确地确定观测到的速度场结构的主要原因，我们怀疑上述所有过程都可能起作用。用单质量和多质量King-Michie模型和非参数技术模拟了B、V表面亮度分布和径向速度。密度和M/L分布在1.5<R<10 pc范围内表现出良好的一致性，两种方法都表明M/L随着离星系团中心的距离而稳定上升。由于星团的低光度，我们无法对速度色散剖面的各向异性进行有效的约束，尽管多质量和非参数模型的全球质光比被模型很好地约束为~2.0 +/-0.2，而具有等质量恒星的模型为~ 1.65 +/-0.15。我们的最佳拟合，多质量模型的质量函数斜率为x~0.75 +/-0.25，与质量函数取决于相对于银河系势能的位置的发现一致。
1995-06-06 astro-ph
The puzzling dynamical status of the core of the globular cluster NGC 6752
我们使用高分辨率WFPC 2-HST和地面宽视场图像来确定星系团NGC 6752的重心，并构建了一个扩展的径向密度和亮度轮廓，包括第一次，在非常内部的区域详细的恒星计数。钱德拉探测到的9个最里面的X射线源的重心距离新的重心只有1.9”。中心区域的密度和亮度轮廓都是双King模型的最佳拟合，表明NGC 6752正在经历一次核心坍缩后的“反弹”。利用我们的新的光学数据，我们讨论了令人困惑的性质所显示的加速度在这个集群中检测到的最里面的毫秒双星。我们讨论了加速的两种可能的起源：1）星系团的引力势，它要求星系团中心的质量与光的比值为6-7量级，并且在星系团NGC 6752内部的0.08pc内存在几千个太阳质量的低光度物质; 2）脉冲星动力学的局部扰动的存在，例如最近提出的中等质量（100- 200兆太阳）的双星黑洞。
2003-06-06 astro-ph
The Evolution of NGC 7027 at Radio Frequencies: A New Determination of the Distance and Core Mass
我们提出了一个为期25年的计划，以监测行星状星云NGC 7027的无线电通量的演变的结果。我们发现显着的频谱通量密度的演变。在1465 MHz处，星云的光学厚度较大，其通量密度以每年0.251+-0.015%的速度增加，这是由电离星云的膨胀造成的。在发射光很薄的频率下，光谱通量密度以每年-0.145+-0.005%的速度变化，这是由来自中央恒星的电离光子数量减少引起的。导出的距离为980 ± 100 pc。通过对观测到的变化拟合后AGB演化的内插模型，我们发现在25年的监测期内，恒星温度增加了3900 ± 900 K，恒星辐射光度降低了1.75 ± 0.38%.采用Bloecker恒星演化模型，我们得到一个与距离无关的恒星质量为0.655+-0.01太阳质量，或者当使用Vassiliadis & Wood模型时，可能会提供更好的拟合，大约高出0.04太阳质量。一个多云的光电离模型被用来同时拟合所有频率下的所有历元。射电通量密度预测值和观测值之间的差异显示出一些与时间无关的残差，通常为1%。一个可能的解释是在Baars等人的无线电通量尺度的不准确性。我们提出了一个调整的初级无线电通量校准器3C 286的通量密度尺度，基于多云模型的NGC 7027。我们还计算了精确的通量密度NGC 7027在VLA使用的所有标准连续带，以及一些新的30 GHz的实验。
2008-01-22 astro-ph
Variable stars in the field of the old open cluster NGC 2243
我们报告的结果光度监测的NGC 2243领域的V和$I$过滤器。发现了两个W~ UMa型系统和三个分离食双星。两个接触系统都可能是集群的成员。其中一个分离双星-变量V1 -的周期P=1.188天。这个变量位于色星等图中星系团的转折点。V1各分量参数的确定不仅可以直接提供NGC 2243中变星的性质信息，而且可以直接确定星团的距离。在监测区域发现背景RR Lyr变量。根据NGC 2243在最低光下的V-I颜色，它的红化程度估计为E（V-I）=0.10 \pm 0.04。观测到的背景晕星的颜色分布在（V-I）\approx 0.60处显示出一个截止值，这意味着星团的$E(V-I)\leq 0.12$为$E(V-I)\leq 0.12$。
1995-11-09 astro-ph
The intermediate-age open cluster NGC 2112
本文报道了以中等年龄的疏散星团NGC 2112为中心的一个视场的$BVI$ CCD测光结果。由于较小的视场覆盖，我们能够限制场星污染的影响，这阻碍了在过去精确测定星团的年龄和距离。通过这种方式，我们提供了NGC 2112基本参数的更新估计。将测光法扩展到$I$通带后，我们能够构造一个色-色图，从中我们推断出一个变红的$E_{B-V}= 0.63\pm0.14$磁。色-星等图（CMD）与理论等时线的比较导致距离为$850 \pm 100$ pc，年龄为$2.0 \pm 0.3$ Gyr。虽然距离与先前的确定一致，但年龄被证明受到更好的约束，并且明显低于先前的估计。
2002-06-06 astro-ph
Structural parameters for globular clusters in NGC 5128. III. ACS surface-brightness profiles and model fits
我们基于F606 W波段的HST/ACS成像，给出了巨大椭圆星系NGC 5128中131个亮度为10^4 - 3 x 10^6太阳光的球状星团候选者的内表面亮度轮廓。几个结构模型适合于每个集群的配置文件，并结合人口合成模型的质光比，以获得一个目录的基本结构和动力学参数的形式平行的目录最近产生的McLaughlin & van der Marel和Barmby等人。GC和大质量的年轻星团在本星系群星系。作为其中的一部分，我们提供了NGC 5128中另外18个簇的校正和扩展参数估计，这是我们以前观察到的。我们发现，像银河系中的GC和它的一些卫星，在NGC 5128中的大多数球状星团都很好地符合各向同性威尔逊模型，它具有本质上更多的膨胀信封结构比标准的国王降低等温球。我们使用我们的模型来预测样本中每个集群的内部速度分散。这些预测同意一般与观察到的分散体在少数集群的光谱数据。在随后的论文中，我们使用这些结果来研究NGC 5128中GC的标度关系。
2007-11-14 astro-ph
Steps Toward Determination of the Size and Structure of the Broad-Line Region in Active Galactic Nuclei. XV. Long-Term Optical Monitoring of NGC 5548
我们提出了三年的塞弗特1星系NGC 5548，结合以前报道的数据，产生光学连续谱和宽线H-β光变曲线，共八年的地面观测结果。光变曲线由800多个点组成，观测间隔通常为几天。在这八年期间，核连续谱的变化超过了七倍，而H-β发射线的变化接近六倍。β-氢发射谱线对连续变化的响应有10-20天的时间延迟或滞后，精确值每年都有一定的变化。我们发现一些迹象表明，在这个意义上的滞后是较大的，当源是明亮的连续通量的滞后变化。
1998-08-21 astro-ph
The intermediate-age globular cluster NGC 1783 in the Large Magellanic Cloud
利用哈勃空间望远镜ACS对大麦云星云中的中等年龄球状星团NGC 1783进行了深测光。通过使用该光度数据集，我们已经确定了集群的椭圆度（$ε$ =0.14 $\pm$ 0.03）和径向密度分布。用扩展核（r_c= 24.5“）和低浓度（c=1.16）的标准King模型很好地再现了这一分布，表明团簇没有经历核的坍缩。我们还推导出集群的年龄，通过使用比萨进化图书馆（PEL）等时线，有三个不同的超调量（即，$Λ_{os}$ =0.0，0.10和0.25）。通过比较观测到的色星等图（CMD）和主序星（MS）的光度函数（LF）与理论上的等时线和LF，我们发现，只有包含一定过冲（$Λ_{os}$ =0.10-0.25）的模型才能再现观测值。利用He团平均水平与SGB平坦区之间的幅度差$δV_{SGB}^{He-Cl}=0.90$，我们得出年龄$τ$ =1.4 $\pm$ 0.2 Gyr。
2007-07-31 astro-ph
Rotation velocities of hot horizontal branch stars in the globular clusters NGC 1904, NGC 2808, NGC 6093, and NGC 7078: the database
利用UVES+VLT高分辨率光谱测量了银河系球状星团NGC 1904（M79）、NGC 2808、NGC 6093（M80）和NGC 7078（M15）蓝色水平分支（HB）中61颗恒星的径向速度和自转速度（vsini）。详细讨论了基于互相关技术的数据处理和速度确定。Recio-Blanco等人（2002）在分析蓝HB星的自转速度特性时使用了这个数据库的大部分。在这里，我们提供了NGC 2808的额外数据。我们证实了前一篇论文的结果，特别是，HB跳跃和Teff ~ 11,500 K附近旋转速度分布的突变之间可能存在联系。
2004-01-05 astro-ph
A new extragalactic distance determination method using the flux-weighted gravity of late B and early A supergiants
恒星演化计算预测，蓝超巨星的通量加权重力g/Tef ^[4]和绝对辐射热星等是强相关的。我们使用中等分辨率的多目标光谱的晚B和早期A超巨星在两个螺旋星系，NGC 300和NGC 3621，证明存在这样的关系，这被证明是令人惊讶的紧密。对本星系群中蓝超巨星的高分辨率光谱的分析证实了这一发现。我们讨论的应用程序的关系河外距离测定和保守的结论，一旦正确校准，它有可能允许测量的距离模量为30.5马格的精度为0.1马格或更好。
2002-12-02 astro-ph
Determining the galactic mass distribution using tidal streams from globular clusters
我们讨论了如何利用来自球状星团的潮汐流来测量银河系的质量分布。最近通过板块测量和依巴谷天体测量对球状星团的自行进行了测定，这为在银盘上方的中间晕中测定银河系质量提供了几个很好的候选者，包括NGC 5024、NGC 4147、NGC 5024（M53）和NGC 5466;其余的依巴谷星团为在银盘上方和下方几kpc的测量提供了候选者。这些星团将有助于确定内晕的轮廓和形状。为了帮助这一工作，我们提出了两种确定质量的方法：一种是旋转曲线质量测量的推广，它可以从完整的位置-速度观测中得到流星的质量和势能;另一种是使用简单的卡方估计量，当流星只有投影位置和径向速度已知时，可以使用这种方法。我们说明了使用后一种方法，使用模拟潮汐流从2005年，发现相当准确的质量测定是可能的，即使是相对较差的数据集。对星系团的后续观测与自行测定可能会揭示潮汐流;获得径向速度测量将能够精确测量银河系内部的质量分布。
1999-12-08 astro-ph
Photometric and kinematic studies of open star clusters. II. NGC 1960 (M 36) and NGC 2194
本文介绍了两个疏散星团NGC 1960（M 36）和NGC 2194的CCD测光和自行研究。拟合等时线的彩色星等图，我们发现NGC 1960的年龄t= 1600万年和距离约为d=1300 pc和NGC 2194的t= 55000万年和d=2900 pc，分别。我们结合了自行和统计场星减法的成员资格确定来推导星系团的初始质量函数，发现NGC 1960和NGC 2194的斜率分别为Gamma=-1.23 +/- 0.17和Gamma=-1.33 +/- 0.29。与其他IMF研究的中间质量范围相比，这些值表明浅质量函数。
2000-03-22 astro-ph
NGC2298: a globular cluster on its way to disruption
利用F606 W和F814 W波段的深HST/ACS观测，研究了球状星团NGC 2298的恒星主序星（MS），观测范围为星团中心3.4'× 3.4'，约为星团半质量半径的两倍。我们用这种方法得到的色星等图显示了一个狭窄而清晰的MS，在m_606~26.5，m_814~25处延伸到10 σ检测限，对应于~0.2 Msolar的恒星。用这些数据得到的光度函数（LF），一旦对光度不完整的有限影响进行校正，就显示出低质量恒星的显著不足以及径向梯度，因为LF随着半径的增加而逐渐变陡。利用适合于NGC 2298金属丰度的质光关系，我们用多质量的金-金模型导出了该星系团的整体质量函数。在0.8 - 0.2兆太阳的范围内，每单位质量的恒星数量遵循dN/dm \propto m^（0.5）型的幂律分布减少，其中，为了比较，典型的晕簇具有dN/dm \propto m^（-1.5）。如果NGC 2298的IMF类似于其他贫金属晕星系团，例如NGC 6397，我们获得的GMF意味着这个物体必须失去其原始质量的85%，在一个比现有的集群轨道的基础上提出的当前模型的速度要高得多。因此，后者可能需要修订。
2006-12-01 astro-ph
Gravitational redshift in the NGC 4258 disk?
Myoshi等人最近对NGC 4258中高速脉泽发射的观测提供了强有力的证据，证明该星系核中存在一个质量为3.6 × 10**7太阳质量的中心天体。然而，它们应该允许通过引力红移独立地确定中心物体的质量。我们简要地讨论了影响的大小，并表明它应该在更详细的数据分析中被检测到。
1995-03-03 astro-ph
BATC 13-band Photometry of Open Cluster NGC 7789
本文用北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）多色巡天光度测量系统对以疏散星团NGC 7789为中心的视场进行了400 ~ 1000 nm的13波段CCD中波段分光光度测量。通过对NGC 7789恒星光谱能量分布的观测与理论计算的比较，导出了该星团的基本参数：$1.4\pm0.1$ Gyr年龄、距离模数$(m-M)_{0}=11.27\pm0.04$、变红$E(B-V)=0.28\pm0.02$和太阳成分$Z=0.019$的金属丰度。利用King模型拟合了BATC $e$带（$λ_{\textrm{eff}}=4925$带）极限星等为19.0的成员星的表面密度剖面，得到了NGC 7789的核心半径$R_{c}=7.52\arcmin$和潮汐半径$R_{t}=28.84\arcmin$。用幂律函数$ϕ(m)\propto m^α$拟合了质量为0.95 ~ 1.85 $M_{\odot}$的NGC 7789主序星的观测质量函数（MF），并导出了斜率$α=-0.96$。NGC 7789的强质量分离反映在不同质量范围内NGC 7789成员星的浓度参数$C_{0}=\log (R_{t}/R_{c})$的显著变化上：大多数大质量星的浓度参数为$C_{0}=1.02$，最小质量的MS星的浓度参数为$C_{0}=0.37$。NGC 7789的强质量分离也表现在星团不同空间区域$α$斜率的显著变…
2007-01-10 astro-ph
The dynamical state and blue straggler population of the globular cluster NGC 6266 (M62)
我们利用多波段高分辨率和宽视场地面观测的适当组合对银河系球状星团NGC 6266（M62）进行了成像。广泛的测光数据集使我们能够确定的重心，并构建有史以来最广泛的径向分布公布了这个集群，包括第一次，详细的恒星计数在非常内部的区域。恒星密度分布很好地再现了一个标准的国王模型与扩展的核心（$\sim 19''$）和一个适度的值的浓度参数（$c=1.5$），表明该集群尚未经历核心崩溃。毫秒脉冲星群（其成员都在双星系统中）和X射线发射群（在星团半质量半径内有50多个源）表明NGC 6266处于一个动力学阶段，通过动力学相遇产生双星特别活跃。中心区域的紫外线观测被用来探测蓝色离散星的数量，其起源也可能受到动力学相互作用的影响。与其他以类似策略观测到的球状星团相比，NGC 6266中的蓝离散星含量相对较低，这表明产生包含中子星或白矮星的双星系统的形成通道在显着增加蓝离散星数量方面并不有效。此外，球状星团中毫秒脉冲星含量与蓝离散星比频之间的相关性也越来越明显。
2006-01-09 astro-ph
Optical Gravitational Lensing Experiment. Population Effects on the Mean Brightness of the Red Clump Stars
我们提出了一个经验性的测试表明，平均I波段的红团星，作为标准烛光在最近的距离测定麦哲伦云和其他对象，是年龄无关的中间年龄（2-10 Gyr）的恒星。观测了15个年龄在1.5-12 Gyr之间的LMC和SMC星团（ESO 121 SC 03，SL 663，NGC 2155，NGC 2121，SL 388，SL 862，NGC 121，L1，KRON 3，NGC 416，L113，NGC 339，L11，NGC 419，NGC 411），并给出了它们的色星等图。在平均金属丰度为-0.8 dex和-1.2 dex时，LMC和SMC星团中红团的平均I带亮度是恒定的，其平均无扰星等分别为：I_0=17.88+/-0.05 mag和I_0=18.31+/-0.07 mag。对于较老的天体（> 10 Gyr），红团的亮度会转换成水平分支的红色部分，大约会衰减0.3-0.4等，这对红团恒星的距离测定方法造成了重要的限制。新的独立数据集得到的红团到麦哲伦云的距离模量分别为：大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的m-M=18.18+/-0.06等和m-M=18.65+/-0.08等，与以前的测定结果非常一致。红团的平均I波段亮度对金属丰度的依赖性很弱，它与中等年龄（2-10 Gyr）恒星的年龄无关，以及与其他标准烛光候选者相比最精确的校准，使红团星方法成为距离尺度阶梯中最精确的步骤之一。
1998-09-02 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
Stellar disks and halos of the edge-on spiral galaxies: NGC 891, NGC 4144 and NGC 4244
利用HST的ACS/WFC和WFPC 2图像的恒星测光结果，研究了NGC 891、NGC 4144和NGC 4244三个边缘星系的恒星星族和恒星空间分布。对老恒星数密度的测量揭示了这些星系中的两种恒星亚结构：厚盘和晕。这些子结构的边界主要由红巨星组成，由老恒星的数密度梯度变化决定。显示的晕有扁平的形状，从星系平面延伸到25 kpc。所得到的垂直于星系平面的不同类型恒星的数密度分布的结果，使我们能够验证我们的旋涡星系的恒星模型。用TRGB方法测定红巨星分支的尖端，得到了它们的距离：D = 9.82Mpc（NGC 891），D = 7.24Mpc（NGC 4144），D = 4.29Mpc（NGC 4244）。
2005-03-11 astro-ph
Photometric and kinematic studies of open star clusters. III. NGC 4103, NGC 5281, and NGC 4755
本文介绍了三个疏散星团NGC 4103、NGC 5281和NGC 4755（kappa Cru）的CCD测光和自行研究。通过拟合等时线的颜色星等图，我们发现，所有三个对象是年轻的疏散星团的年龄最多t=45百万年。它们位于距离大约。1600 pc到2200 pc，由距离模量（m-M）_0从11到12 mag.我们结合基于自行和统计场星减法的隶属度确定来获得星系团的初始质量函数（IMF）. IMF的形状可以用幂律来表示，NGC 4103的指数为Gamma=-1.46 +/- 0.22，NGC 5281的指数为Gamma=-1.60 +/- 0.50，NGC 4755的指数为Gamma=-1.68 +/- 0.14，作为参考，Salpeter（1955）的值为Gamma=-1.35。这些结果与IMF对疏散星团的研究结果一致。
2001-01-30 astro-ph
Investigating the process of star formation in young LMC star clusters
大麦云星云（LMC）中丰富的星团是研究恒星形成过程的理想场所。在这里，我们专注于确定年龄之间的两个年轻的星团，NGC1818和NGC1805的大质量恒星的传播。我们提出的颜色星等图（来自HST数据），这些集群，并讨论了年龄分布确定的困难。
1999-07-29 astro-ph
Accurate Determination of the Mass Distribution in Spiral Galaxies: II. Testing the Shape of Dark Halos
新的高分辨率CFHT Fabry-Perot数据，结合已发表的VLA 21 cm观测，用于确定NGC 3109和IC 2574的质量分布。多波长旋转曲线允许测试与信心不同的黑暗晕功能形式从伪等温球的一些流行的晕分布的N体模拟的动机。内对数斜率小于等于-1的密度分布很难与晚型螺线的旋转曲线相一致。修正的牛顿动力学（MOND）也被认为是一个潜在的解决方案，失踪的质量和测试相同的方式。新的更高分辨率的数据表明，MOND可以详细地再现IC 2574的旋转曲线，但证实它难以拟合NGC 3109的运动学。
2001-02-24 astro-ph
The Distance of the Large Magellanic Cloud Cluster NGC 1866
哈勃太空望远镜V、I对大麦云星云NGC 1866中恒星的测光显示出一个清晰的星团主序，亮度低至V=25等，几乎没有受到视场星或前景星的污染。我们使用的主要序列拟合程序连接的距离NGC 1866的依巴谷确定的距离的毕宿MS恒星，利用进化的处方，以允许在化学成分的差异。在此基础上，我们发现NGC 1866的真实距离模量为18.35 +/- 0.05等。如果假设星系团位于LMC平面，则LMC模量小于0.02等。
2001-09-10 astro-ph
Pattern Speeds of BIMA-SONG Galaxies with Molecule-Dominated ISMs Using the Tremaine-Weinberg Method
我们应用Tessee-Weinberg方法的模式速度确定的数据立方体的CO排放在六个螺旋星系的BIMA宋调查每个ISM占主导地位的分子气体。我们将导出的模式速度与基于其他方法的估计进行比较，通常涉及识别模式的一个或多个共振处的预测行为。在两个案例（NGC 1068和NGC 4736）中，我们发现了中央棒形模式速度大于周围螺旋速度的证据，并且与之前的估计大致一致。然而，这两种情况下的螺旋图案速度都比以前的测定大得多。对于棒旋星系NGC 3627和NGC 4321，该方法对条形图案速度不敏感（每个星系中的条形几乎平行于长轴;在这种情况下，该方法将不起作用），但对于前一个星系，发现的螺旋图案速度与之前对条形图案速度的估计一致，这表明这两个结构是单一图案的一部分。对于后者，发现的螺旋图案的速度与以前的几个测定一致。对于絮状螺旋星系NGC 4414和“邪恶之眼”星系NGC 4826，该方法不支持大尺度相干图案的存在。我们还将该方法应用于模拟棒星系，以证明其有效性，并了解其对各种观测参数的敏感性。此外，我们研究的结果，应用该方法的模拟，clusteroid轴对称磁盘没有波本。在这种情况下，TW方法可能错误地指示明确定义的模式。
2004-06-18 astro-ph
The Distance to NGC 5904 (M 5) via the Subdwarfs Main Sequence Fitting Method
本文利用次矮星主序星拟合的方法，测定了球状星团NGC 5904（M5）的（V，V-I）色星等图的距离模。该次矮星样品是从依巴谷星表中选取的，其金属丰度范围与星团均匀（[Fe/H]= -1.1）。星团和次矮星都是用相同的望远镜+仪器+滤波器装置（即配备SUSI 2相机的ESO-NTT）观测的，以保持均匀性并减少系统的不确定性。一组档案HST数据，然后被用来获得一个深和精确的脊线。这些已被准确地校准在地面测光系统中，通过使用NTT数据，并用于拟合集群距离模数。采用最普遍接受的红化值E（B-V）= 0.035和0.03，我们分别得到μ_0 = 14.44 ± 0.09 ± 0.07和μ_0 = 14.41 ± 0.09 ± 0.07，与最近的测定结果一致。
2004-03-11 astro-ph
The age of old Magelanic Cloud clusters. I: NGC 2257.
本文给出了老麦哲伦球状星团NGC 2257的深CCD测光结果，测光值低至V=24.5。主要结果可概括如下：i）在V=18.7+-0.1处探测到RGB隆起，这与GGC中这一特征的确定是一致的; ii）NGC 2257似乎比典型的GGC年轻2-3 Gyr; iii）使用Buzzoni等人校准的R-方法估计氦丰度为Y=0.21+-0.03，1983.
1995-03-27 astro-ph
ISO SWS Observations of H II Regions in NGC 6822 and I ZW 36: Sulfur Abundances and Temperature Fluctuations
我们报告的ISO SWS红外光谱的H II区域哈勃V在NGC 6822和蓝色致密矮星系I Zw 36。Br α，[S III]在18.7和33.5微米，和[S IV]在10.5微米的观察用于确定离子硫丰度在这些H II区域。我们对S^+3丰度的观测结果与基于光电离计算的预测结果之间有着相对较好的一致性，尽管在某种意义上，模型对S^+3丰度的预测存在偏差。我们强调需要更多的这种类型的观测，以便把星云硫丰度测定更坚实的基础。使用ISO观测结合光学数据得出的S/O比与其他贫金属星系的光学测量得出的S/O值一致。我们提出了一个新的形式主义的同时确定的温度，温度波动，并在星云的丰度，给定的混合光学和红外线观测线比。在我们的ISO测量的不确定性和缺乏观测的[S III] lambda 9532或lambda 9069不允许一个准确的确定的幅度的温度波动的哈勃V和I Zw 36。最后，使用合成数据，我们说明了我们的新方法的诊断能力和局限性。
2002-09-04 astro-ph
