Infrared Surface Brightness Fluctuations of the Coma Elliptical NGC 4874 and the Value of the Hubble Constant
我们用凯克一号望远镜测量了后发座星系团中占主导地位的椭圆星系NGC 4874的K波段表面亮度起伏。我们使用深HST WFPC 2光学成像，以占由于暗淡的球状星团和改进的分析技术，以获得测量的SBF视星等的污染。利用一个新的SBF校准，它占的K波段SBF的依赖性的综合颜色的恒星星族，我们测量的距离模为34.99+/-0.21等（100+/-10兆秒差距）的后发座星系团。由此得到的哈勃常数值为71+/-8 km/s/Mpc，不包括HST造父变星距离刻度中的任何系统误差。
2001-07-24 astro-ph
Stellar Populations of Elliptical Galaxies from Surface Brightness Fluctuations
我们正在使用光学/红外表面亮度波动（SBF）来验证最新的恒星种群合成模型，并了解椭圆星系的恒星星族。积分光和光谱只测量恒星光度函数（λ n_i * L_i）的一阶矩。由于SBF也依赖于二阶矩（λ n_i * L_i^2），因此它们提供了新的信息，特别是关于最红、最亮的RGB和AGB星的信息，这是最难建模的恒星。SBF也可以提供有用的新的约束年龄/金属丰度的椭圆星系中未解决的恒星星族。最后，发展精确的恒星星族模型有利于SBF到星系距离测量的几个方面。
1999-05-15 astro-ph
Optical Surface Brightness Fluctuations of shell galaxies towards 100 Mpc
我们测量F814 W表面亮度波动（SBF）的样本的遥远的壳层星系的径向速度范围从4000到8000公里/秒。然后用SBF方法计算星系的距离。为此，ACS@HST滤波器的理论SBF星等计算的单爆发恒星种群涵盖了广泛的年龄（t=1.5-14 Gyr）和金属丰度（Z=0.008-0.04）。使用这些恒星人口模型，我们提供了第一个$\bar{M}_{F814W}$与$(F475W-F814W)_0$校准，我们扩展了以前的I波段与$(B-I)_0$颜色关系的颜色$(B-I)_{0}\leq 2.0$杂志。耦合我们的SBF测量与理论校准，我们得到的距离与统计不确定性的$\sim 8%$，和系统误差的$\sim 6 %$。为分析数据而开发的程序可确保由于可能的未掩蔽残留髋臼杯导致的不确定性远低于$\sim 12 %$。结果表明，\emph{optical} SBF可在$d \geq 100 Mpc$用ACS@HST成像测量。基于SBF的距离加上对特殊运动进行校正的后退速度，使我们能够获得$H_{0} = 76 \pm 6$（统计）$\pm 5$（系统）km/s/Mpc。
2008-02-18 astro-ph
The Distance to the Coma Cluster from Surface Brightness Fluctuations
我们报告的第一个确定的距离后发座星系团的基础上获得的表面亮度波动（SBF）测量哈勃空间望远镜WFPC 2观测的明亮的E0星系NGC 4881后发座星系团和地面观测的标准E1星系NGC 3379在狮子座-I组。基于I波段波动幅度I（SBF）的相对距离强烈依赖于恒星星族的金属丰度和年龄。然而，已发表的Mg_2梯度很好地描述了两个巨型椭圆星系NGC 3379和NGC 4881的恒星星族的径向变化，并利用NGC 3379中几个径向点的I（SBF）的地面测量结果，用Mg_2指数校准了I（SBF）。假设到NGC 3379的距离与Leo-I群的平均SBF距离相同，将其与NGC 4881的新SBF测量结果结合起来，得到后发座星系团的距离为102+-14 Mpc。结合彗发的宇宙后退速度（7186 ± 428 km/s），我们得到哈勃常数为H_0 = 71 ± 11 km/s/Mpc。
1997-04-28 astro-ph
Progress report: probabilistic and statistical bases of surface brightness fluctuations
表面亮度波动（SBF）方法是应用于不同波段中的图像像素的统计方法。本文旨在区分观测（统计）方法和基于恒星星族合成的理论（概率）方法，并需要对观测SBF进行校准。我们发现，通常使用的SBF理论定义“恒星星族的平均光度加权光度“只在相当强的假设下才与观测方法相容，而与恒星星族理论结果不相容。
2006-12-18 astro-ph
Potential of the Surface Brightness Fluctuation method to measure distances to dwarf ellipticals in nearby clusters
本文研究了用表面亮度涨落（SBF）方法测定星系团中矮椭圆星系距离的可能性。我们发现，对于天炉座星团，SBF方法在低至非常微弱的星等下都能得到可靠的结果，在我们的情况下，当用8 m级望远镜在I-滤波器中以良好的视宁度观测约1小时时，低至M_V ~-11等。半人马座星系团的真实数据和模拟数据之间的比较表明，我们的模拟并没有高估的SBF方法可实现的S/N。
2003-01-22 astro-ph
Measuring Distances Using Infrared Surface Brightness Fluctuations
表面亮度波动（SBF）在红外波段比在光学波段更亮，这使得使用红外SBF测量更远的距离成为可能。本文报道了利用1024^2像素的HgCdTe阵列对天炉座和波江座星系团中9个星系的K'（2.1微米）SBF测量结果。我们使用改进的分析技术，以消除贡献的球状星团和背景星系，我们评估的相对重要性，其他来源的剩余方差。我们应用改进的方法，天炉座和波江座的图像和以前发表的室女星系团的数据。视涨落星等与造父变星到M31和室女星系团的距离一起用来校准K' SBF距离尺度。我们发现绝对波动幅度MK '=-5.61+/-0.12，具有0.06 mag.校准的固有散射。作为（V-I）的函数，没有检测到MK'的统计学显著变化。我们的校准是一致的恒定年龄和金属丰度恒星星族模型。在恒星星族模型的背景下，与（V-I）缺乏相关性意味着比（V-I）=1.2更蓝的椭圆星系具有由年轻（5-8 Gyr）人口占主导地位的SBF。只要适当地去除来自球状星团和背景星系的剩余方差，K'SBF被证明是一个可靠的距离指示器。此外，重要的是，实现足够高的S/N比以允许可靠的天空相减，因为残余空间方差可以使SBF功率谱的测量偏置。（节略）
1998-04-17 astro-ph
New optical and near-infrared Surface Brightness Fluctuations models. A primary distance indicator ranging from Globular Clusters to distant galaxies?
我们提出了新的理论模型，表面亮度波动（SBF）的光学和近红外波段的标准地基和哈勃空间望远镜过滤系统。采用简单的恒星布居模拟。模型覆盖的年龄和金属量范围分别从$t=5$到$15~Gyr$和从$Z=0.0001$到0.04。讨论了初始质量函数和恒星色温关系的变化对系统的影响。特别注意的是非常明亮的恒星的颜色星等图，并调查沿红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）的质量损失的影响。研究发现，$U$和$B$波段的SBF振幅对水平支和Post-AGB星群的形态有很强的诊断作用。我们指出，沿着RGB和AGB的质量损失过程的仔细治疗是确定可靠的SBF评估的基础。SBF的测量是用来给强大的约束AGB星的演化，这表明AGB星的质量损失活动应该是两倍以上的RGB星的效率。我们的模型能够再现银河系球状星团和星系的绝对SBF星等，以及它们的综合颜色。提供了$V$、$R$、$I$和$K$测光滤光片中绝对SBF星等的新刻度，这些星等看起来足够可靠，可以绕过其他距离指示器直接测量距离。SBF技术也被用来作为恒星人口示踪剂，以获得已知距离的星系的选定样本的年龄和金属丰度。最后，{ \it SBF颜色}与{ \it集成颜色}图提出了特别有用的删除众所周知的{ \it年龄金属丰度简并度}影响我们的知识的远程恒星系统。
2003-03-14 astro-ph
Distances and Stellar Population properties using the SBF method
本文介绍了利用SBF技术研究星系的恒星星族性质和距离的一些结果。这里总结的应用表明，表面亮度波动（SBF）方法能够i）提供精确的距离解决和未解决的恒星系统从~10 Kpc到~150 Mpc，和ii）可靠地约束的物理性质（如年龄和金属丰度）的未解决的恒星系统。
2008-12-11 astro-ph
K-band versus I-band Surface Brightness Fluctuations as distance indicators
我们评估的方法，光学和红外表面亮度波动（SBF）作为一个距离指标和它的应用8米级望远镜，如甚大望远镜（VLT）。我们的方法的新颖之处在于发展的蒙特卡罗模拟的SBF观测纳入现实的椭圆星系恒星星族模型，由球状星团和背景星系，仪器噪声，天空背景和PSF模糊的影响。讨论了在不同观测条件下，由恒星星族效应、数据处理和观测约束引起的距离测量误差。使用8米级望远镜，可以将I波段SBF测量扩展到6000-10000 km/s。由于大规模测距项目的红外背景很强，K波段的积分时间从地面看太昂贵。然而，地面K波段测量是必要的，以了解恒星星族对SBF校准的影响，并准备未来的空间为基础的观测，在这个波段是更有效的。
2001-05-02 astro-ph
Early-type Galaxy Distances from the Fundamental Plane and Surface Brightness Fluctuations
我们比较了两种方法推导的距离早型星系：基本面（FP）和表面亮度波动（SBF）的距离为170个星系。第三组距离由IRAS红移巡天的密度场预测提供。总的来说，有很好的协议。然而，附近的几个低光度，主要是S 0星系有系统的低FP距离，我们的结论是，这至少部分是由于最近的恒星形成，因此低质光比。造父变星校准的SBF距离（Mpc）和远场校准的FP距离（km/s）之间的关系产生哈勃常数H_0 = 68 +/- 3 km/s/Mpc，而SBF和IRAS重建的距离之间的比较产生H_0 = 74 +/- 2（内部误差条）。边缘不一致的可能解释包括红移巡天完整性估计或FP孔径校正中的系统误差，但此时，早期星系H_0的最佳估计可能是上述两个估计的简单平均。在修改SBF距离以与关键项目造父变星距离的最终集合一致之后，我们得出H_0 = 73 +/- 4 +/- 11，其中第二个误差条表示距离零点的总系统不确定性。我们还讨论了最近推出的“波动星数”参数Nbar作为一个要求较低的替代（V-I）用于校准SBF距离。Nbar校准的SBF方法类似于混合SBF-FP距离指示器，并且我们发现使用Nbar实际上改善了SBF距离。对Nbar的进一步研究将为椭圆星系形成模型提供有用的约束。（节略）
2001-11-09 astro-ph
Reconciliation of the Surface Brightness Fluctuations and Type Ia Supernovae Distance Scales
我们提出了哈勃太空望远镜测量的表面亮度波动（SBF）的距离，早型星系，拥有Ia型超新星（SNIa）。相对SBF和SNIa的光变曲线形状和Δ-m_（15）距离的一致性非常好。没有系统的尺度误差与距离，以前的工作表明，SBF和SNIa给哈勃流的一致联系。然而，我们确认约0.25等的系统偏移的距离零点的两种方法，我们跟踪这个偏移到各自的造父变星校准。SBF过去已经由H_0关键项目团队用造父变星距离进行了校准，而SNIa已经由Sandage、Saha和合作者组成的团队用造父变星距离进行了校准。当这两种方法以一致的方式校准时，它们的距离非常一致。在许多星系之间关于“长”和“短”的河外造父变星距离的冲突得到解决之前，我们不能明确地将哈勃常数限制在10%以上，甚至不考虑到到大麦云云的距离的额外不确定性，这是造父变星尺度所共有的。然而，最近的理论SBF预测从恒星星族模型有利于关键项目造父变星的规模，而理论SNIa校准之间的长期和短期的规模。此外，虽然目前的SBF到M31/M32的距离与RR天琴座和红巨星分支的距离非常一致，但用更长的造父变星标度校准SBF将引入相对于RR天琴座标度的0.3等偏移。
2001-05-21 astro-ph
The Infrared Surface Brightness Fluctuation Hubble Constant
利用哈勃空间望远镜（HST）上的近红外相机和多目标光谱仪（NICMOS）测量了16个远距离星系的红外表面亮度涨落（SBF）距离，这些星系的红移达到10，000 km/s。出色的空间分辨率，非常低的背景和红外波动的亮度产生了迄今为止最远的SBF测量。另外还观测到12个邻近星系，并用于校准F160 W（1.6微米）SBF距离尺度。其中，三个有造父变星距离测量与HST和11个光学I波段SBF距离测量。这次校准采用了到大麦云云的18.5等距离模数。我们给出了F160 W SBF的哈勃图，并得到了一个哈勃常数Ho=76 +/- 1.3（1-sigma统计）+/- 6（系统）km/s/Mpc。该结果对用于校正局部体运动的速度模型不敏感。将拟合限制在六个最遥远的星系中，得到的最小值Ho=72 +/- 2.3 km/s/Mpc与数据一致。哈勃常数下降6%与本振群居住在宇宙低密度区域的假设一致，但也与1.5西格玛水平上Ho=76 km/s/Mpc的最佳拟合值一致。
2000-11-15 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
Detection of Surface Brightness Fluctuations in Elliptical Galaxies imaged with the Advanced Camera for Surveys. B- and I-band measurements
利用HST上ACS的特殊功能，我们从六个椭圆星系的图像中获得了B和I波段的表面亮度波动（SBF）测量值，这些星系具有$1500 \leq cz \leq 3500$。考虑到蓝波段图像中SBF信号的信噪比较低，通过数值模拟和实验数据检验，验证了测量的可靠性。本文介绍了第一次公布的B-和I-波段SBF测量遥远的（$\geq$ 20 Mpc）星系，必不可少的正常椭圆星系的观测模型的比较。通过比较I-波段数据与我们的新的简单恒星星族（SSP）模型，我们发现一个很好的协议，我们确认，I-波段SBF的幅度主要是敏感的主要恒星组成部分在星系中的金属丰度，并没有强烈的影响可能的次要恒星成分的贡献。因此，I波段的波动幅度是理想的距离研究。另一方面，我们表明，标准的SSP模型不再现的B-波段SBF的红（$(B-I)_0 \gsim 2.1$）星系在我们的样本的星等。我们探讨了两个非典型模型的能力，在适当地再现B SBF的高灵敏度的存在下，即使是小部分的明亮，热的恒星（贫金属星，热演化的恒星等）。解决这一分歧，考虑到热（后AGB）星SSP模型和/或通过采用复合恒星星族模型。最后，我们提出了一个极限值的S/N的B波段SBF信号进行详细的研究的恒星星族属性的基础上，这种技术。
2007-03-20 astro-ph
Detection of Surface Brightness Fluctuations in NGC 4373 Using the Hubble Space Telescope
利用哈勃太空望远镜（HST）上WFPC-2仪器的行星照相机拍摄的边缘采样深度图像，已经探测到三个椭圆星系-狮子座星系团的NGC 3379，室女星系团的NGC 4406和Hydra-Centaurus超星系团的NGC 4373的表面亮度波动（SBF）。的波动图像的功率谱是很好的拟合的经验模型的点扩散函数（PSF）构建使用点源在该领域中确定。恢复了NGC 3379和NGC 4406先前的地基SBF测量，从而证明了WFPC-2的行星照相机使用SBF技术测量距离的能力，尽管图像的边缘采样。由于在所有三个星系的未解决的源的剩余方差是只有2-5%的检测到的波动信号，这证实了HST成像的优势，在最大限度地减少这种SBF校正的不确定性。广泛的一致性检查，包括使用替代软件包进行的独立SBF分析，表明我们的内部不确定性< 0.02等。NGC 4373的波动幅度为I814 bar = 31.31 +/- 0.05等，对应的距离模数为DM = 32.99 +/- 0.11。这意味着该星系的速度为415 +/- 330 km/s，小于由D_n-sigma关系导出的速度。这些结果表明，功率的修复后HST测量距离的椭圆星系在显着的红移使用SBF技术。
1998-09-21 astro-ph
Optical SBFs of shell galaxies
我们测量F814 W表面亮度波动（SBF）的一个遥远的壳层星系的样本观察与高级相机的调查（ACS）上的HST。为了评估星系的距离，ACS@HST滤波器的理论SBF星等计算单次爆发恒星星族，涵盖了广泛的年龄（t=1.5-14 Gyr）和金属丰度（Z=0.008-0.04）。利用这些恒星星族模型，我们首次给出了M_SBF，F814 W与（F475 W-F814 W）0的定标。结果表明，利用高分辨率的空间光学数据可以测量d>100 Mpc的光学SBF。
2008-12-12 astro-ph
Potential of the Surface Brightness Fluctuations method to measure distances to dwarf elliptical galaxies in nearby clusters
研究了用表面亮度涨落（SBF）方法确定矮椭圆星系（dEs）在邻近星系团中成员的可能性。广泛的模拟SBF测量dEs在I波段的各种组合的距离模量，看到和积分时间，平均VLT FORS1和FORS2零点的基础上。这些结果表明，对于20 Mpc的距离（天炉座或室女星系团的距离），在1小时量级的积分时间内，可以获得可靠的dEs成员测定，其亮度低至非常微弱的星等-10 <M_V <-12 mag（25 mag/arcsec ^2），并且具有良好的视宁度。通过比较不同模拟观测条件下的极限星等，导出了计算积分时间和视度的简单规则，并给出了在不同模拟观测条件下，在给定距离模下达到某一极限星等所需的积分时间和视度。我们的模拟显示了一个小的偏移量的顺序为0.15马格对测量太微弱的SBF。它示出，这是由于波动信号的损失时，从看到卷积图像恢复像素到像素的波动。为了检查我们的模拟是否代表以及真实数据的行为，SBF测量的一个真实的和模拟的样本明亮的半人马座星系团dEs。它们表明，我们的模拟与真实星系上SBF测量的可实现S/N很好地吻合。
2003-03-26 astro-ph
Ho Measurement from VLT Deep I-band Surface Brightness Fluctuations in NGC 564 and NGC 7619
利用欧洲南方天文台甚大望远镜（VLT）的I波段深面亮度起伏距离测量，测量了NGC 564（cz ~ 5800 km/s）和NGC 7619（cz ~ 3700 km/s）的哈勃常数Ho。我们得到NGC 564的Ho = 70 +/- 7 +/- 6 km/s/Mpc，NGC 7619的Ho = 68 +/- 6 +/- 6 km/s/Mpc。哈勃太空望远镜在河外距离尺度上的关键项目（Freedman et al. 2001）中用于测量Ho的实际SBF样本共有六个星系。当我们将这项工作的测量结果与我们以前在IC 4296（Mei et al. 2000）中进行的VLT I波段SBF距离测量结果相结合时，我们得到：Ho = 68 +/- 5 +/- 6 km/s/Mpc。当我们加入Freedman等人（2001）的SBF样本时，我们得到Ho = 71 +/- 4 +/- 6 km/s/Mpc。
2002-12-11 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
IR Surface Brightness Fluctuations of Magellanic Star Clusters
我们目前的表面亮度波动（SBF）在近红外的191麦哲伦星系团在第二次增量和全天数据发布的两微米全天巡天（2 MASS），并比较它们与天炉座星系团的SBF和预测从恒星星族模型。我们的目标是双重的。首先，提供近红外SBF的经验校准，因为现有的恒星星族合成模型在近红外方面特别不一致。其次，尽管大多数以前的SBF研究都集中在古老的、富含金属的恒星族上，但这是第一次应用于具有如此宽的年龄范围（~ 10^6到超过10^10年，即，4个数量级），同时这些星团的金属丰度范围很窄（Z ~ 0.0006 - 0.01，即，仅1个数量级）。由于恒星星族合成模型预测了一个更复杂的敏感性SBF的金属丰度和年龄在近红外比在光学，这种分析提供了一个独特的方式解开年龄和金属丰度的影响。我们发现一个令人满意的模型和数据之间的协议。我们还证实，近红外线的波动和波动的颜色主要是由年龄驱动的麦哲伦星系团人口，在这方面，他们构成了一个序列中，天炉座星系团星系适合充分。此外，波动颜色显示出随年龄变红的趋势，可以用直线拟合。最后，我们第一次使用泊松方法来建立波动测量的误差条，而不是通常的蒙特卡罗模拟。
2004-05-05 astro-ph
Surface Brightness Fluctuations: A Case for Extremely Large Telescopes
为了研究点扩散函数（PSF）对椭圆星系距离测量的影响，对表面亮度起伏（SBF）方法进行了模拟。我们开发了一种方法来模拟观测的SBF的星系具有不同的属性和位于不同的距离。我们将使用这种方法，以测试对代表典型视宁度条件的PSF、自适应光学（AO）系统以及未来使用接近衍射极限的极大望远镜（ELT）进行观测的河外距离估计的准确性。
2003-11-27 astro-ph
Disentangling age and metallicity in distant unresolved stellar systems
我们提出了一些基于表面亮度起伏（SBF）技术的观测和理论研究未解决的恒星系统的结果。结果表明，SBF星等是一个有价值的恒星星族性质的示踪剂，也是一个可靠的距离指示器。SBF星等、SBF颜色和SBF梯度可以帮助将遥远恒星系统中主要恒星成分的金属丰度和年龄限制在相对较窄的范围内，特别是如果与其他分光光度指标相结合。
2008-12-23 astro-ph
Distances from Surface Brightness Fluctuations
从星系表面亮度的空间波动来测量星系距离的做法已经有十年的历史了。虽然过去的几篇文章已经包括了一些评论材料，但这是第一篇对表面亮度波动（SBF）方法进行全面评论的文章。这种方法在概念上非常简单，基本思想是附近的（但未解决的）星团和星系看起来“凹凸不平”，而更遥远的则显得平滑。这是量化的通过测量的泊松波动的幅度在由CCD像素（通常在椭圆星系的图像）所包含的未解决的恒星的数量。在这里，我们描述了SBF测量所涉及的技术细节和困难，讨论了该方法的理论和经验校准，并回顾了该方法在地面和空间，光学和近红外的众多应用。我们包括讨论的恒星星族的影响和“普遍性”的SBF标准蜡烛。最后一节考虑了该方法的未来。
1998-07-13 astro-ph
Surface brightness fluctuation distances for nearby dwarf elliptical galaxies
我们获得了矮椭圆星系DDO 44、UGC 4998、KK 98_77、DDO 71、DDO 113和UGC 7356在NOT的B波段和R波段CCD图像。利用傅里叶分析技术，我们测量了29个不同视场的恒星R波段表面亮度起伏（SBF）和星等。DDO 44、KK 98_77、DDO 71的红巨星分支的独立尖端距离被用来将它们的视星等转换成绝对SBF星等。结果与当地的（B-R）颜色相结合，并与（B-R）- \bar{M}_R的关系，主要是老的，金属贫恒星星族预测的Worthey的人口合成模型使用帕多瓦等时线。虽然颜色依赖性的理论关系是由经验数据证实，我们发现一个系统的零点偏移观测和理论之间的意义上说，模型是太微弱的0.13+-0.02马格。基于这些发现，我们建立了一个新的半经验校准的SBF方法作为距离指标的dE星系的估计不确定性约为10%。首先利用改进的定标方法，我们确定了另外三颗早型矮星的SBF距离。虽然在M81群区域发现，但先前的速度测量表明UGC 4998是在背景中。这张照片被我们的SBF距离10.5+-0.9 Mpc证实。我们可以进一步确认DDO 113是一个位于犬座金星I（CVn I）云近侧的昏暗恒星系统，距离为3.1+-0.3Mpc。在我们的样本中，第二个CVn I成员UGC 7356位于6.7+-0.6 Mpc处，空间上接近M106。我们推导出BR表面亮度分布和颜色梯度的所有…
2001-10-31 astro-ph
A Synthesis of Data from Fundamental Plane and Surface Brightness Fluctuation Surveys
我们进行了一系列的距离无关的光度和光谱特性之间的比较，用于表面亮度波动（SBF）和基本平面（FP）的方法的早期类型的星系距离估计。这些数据来自最近的两次调查：SBF星系距离调查和Abell星团（SMAC）FP调查。本文利用近200个星系导出了V-I色与Mg_2指数之间的关系，并讨论了对星系消光估计和早型星系恒星星族的意义。我们发现Schlegel等（1998）对$E(B{-}V) \gta 0.2$等星系的红化估计值似乎被高估了5- 10%，但我们没有发现消光图中大尺度偶极误差的显著证据。与具有太阳元素丰度比恒星星族模型相比，我们样本中的星系在给定的Mg_2下通常太蓝;我们将此归因于明亮的早型星系中的$α$元素的众所周知的增强。我们确认恒星速度色散$σ$和SBF的“波动计数”参数\Nbar，这是一个光度加权的措施，在星系中的恒星总数之间的紧密关系。\Nbar和$σ$之间的相关性甚至比Mg_2和$σ$之间的相关性更紧密。最后，我们从SBF巡天数据中得到了280个星系的FP光度参数。与外部源的比较，使我们能够估计这些参数的误差，并得出必要的校正，使他们到SMAC系统。这些数据被用在一个配套文件，比较来自FP和SBF方法的距离。
2001-08-10 astro-ph
VLT Deep I-band Surface Brightness Fluctuations of IC 4296
从理论上预测，8米级望远镜的引入允许将地面的表面亮度波动测量扩展到约7000公里/秒，其精度与当前的天基测量相当。我们用ESO甚大望远镜在Abell 3565 cz~3630 km/s的条件下测量了IC 4296的I波段SBF。采用Tandelet al.（2000）对I波段SBF的定标，我们确定了（I_o，k-M_I）=33.44 +/- 0.17 mag，对应于星系距离49 +/- 4 Mpc。该结果与Lauer等人（1998）的HST观测结果一致：（I_F814 - M_F814）= 33.47 +/- 0.13 mag.
2000-11-14 astro-ph
Testing the Surface Brightness Fluctuations Method for Dwarf Elliptical Galaxies in the Centaurus A Group
我们已经获得了深B和R-波段CCD测光的5 dE星系，以前确定施密特电影覆盖的Cen A组区域。从R波段CCD图像的傅立叶分析，我们确定了每个恒星系统的表面亮度波动（SBF）幅度。所有的星等都是相似的，这表明这些低表面亮度的星系位于大约相同的距离，而不管假设的SBF零点。长缝光谱已经被用来计算其中两颗矮星ESO 269 -066和ESO 384 -016的红移。速度确定他们毫不含糊地作为岑A组成员。光谱的年龄-金属丰度分析揭示了这两种情况下的潜在的古老和贫金属的恒星星族。结合光度和光谱的结果，我们发现强有力的证据表明，确实所有的dEs是岑A组成员。根据已公布的两个主要的Cen A星系NGC 5128和NGC 5253的精确距离，我们采用3.96 Mpc的平均群距来校准视涨落幅度。所得到的dEs的绝对SBF幅度\bar{M}_R与颜色（B-R）_0相关，因为良好的一致性允许在0.8<（B-R）_0<1.5的颜色范围内对dEs的SBF方法进行校准。其中一颗矮星ESO 219 -010位于Cen A群核心的后面，距离为4.8 Mpc，而其余四颗则恢复了校准中的平均群距离3.96 Mpc。该组的深度仅为0.5 Mpc，这表明Cen A组是一个空间隔离良好的星系聚集体，与附近的Sculptor组形成对比。
1999-12-01 astro-ph
SBF: multi-wavelength data and models
最近的应用已经证明，表面亮度波动（SBF）技术是一个可靠的距离指标，在很宽的距离范围内，和一个有前途的工具来分析未解决的恒星系统的物理和化学性质，在他们的金属丰度和年龄。本文介绍了利用SBF方法研究星系外恒星星族演化特征和距离的初步结果。在观测方面，我们已经成功地在六个明亮的椭圆星系中探测到了I波段的SBF梯度，对于这些相同的物体，我们现在也提供了B波段的SBF数据。这些B波段的数据是第一个超过10兆秒差距的星系波动幅度测量。为了从观测数据中分析恒星星族的性质，精确的SBF模型是必不可少的。作为这个项目的一部分，我们已经评估了简单的恒星星族（SSP）模型的SBF星等专门为此目的优化。广泛的化学成分和年龄，以及不同的光度系统的选择进行了研究。所有模型都可以在Teramo-恒星星族工具网站上找到：www.oa-teramo.inaf.it/SPoT。
2007-04-07 astro-ph
The impact of accurate distances to dwarf elliptical galaxies on cosmology
表面亮度起伏方法已被证明是一个强大的距离指示矮椭圆星系非常低的表面亮度水平。它适用于那些无法用经典指标来分辨恒星星族的恒星系统，例如红巨星分支的尖端星等。我简要地讨论了一些结果，从最近的SBF研究的dEs证明的意义的SBF方法来解决长期存在的问题，宇宙学，星系群中的暗物质，在集群中的子结构，和崩溃的对象和星系光度函数的暗端的质量函数之间的差异。为了分析大量需要作为SBF研究一部分进行处理的星系图像，我们目前正在开发一种快速，半自动的还原管道，将随时提供给天文学界。
2005-08-26 astro-ph
The ACS Virgo Cluster Survey IV: Data Reduction Procedures for Surface Brightness Fluctuation Measurements with the Advanced Camera for Surveys
高级巡天相机（ACS）室女星系团巡天是一个大型计划，使用哈勃太空望远镜（HST）上ACS仪器的宽视场通道的F475 W和F850 LP带通对100个早期室女座星系进行成像。这次巡天的科学目标包括探索室女星系团的三维结构，并严格审查球状星团光度函数作为距离指示器的有用性。这两个问题都需要100个程序星系的完整样本的精确距离。在本文中，我们描述了我们的数据处理程序，并检查使用的表面亮度波动（SBF）的方法适用于ACS室女星系团调查F850 LP成像的精确距离测量的可行性。ACS由于其在HST焦平面中的离轴位置而表现出显著的几何失真;通过将像素值重采样到未失真的帧上来校正这些失真导致像素相关性，该像素相关性取决于用于重采样的插值内核的性质。这对SBF技术提出了重大挑战，SBF技术通常假设噪声的功率谱是平坦的。我们调查了一些不同的插值内核，并显示通过分析模拟的星系图像具有现实的噪声特性，它是可能的，根据内核，使用失真校正ACS图像测量SBF距离，而不会引入显着的额外错误的resstrom。最后，我们展示了我们的调查的实像功率谱的例子。
2005-01-16 astro-ph
The distance to Hydra and Centaurus from surface brightness fluctuations: Consequences for the Great Attractor model
利用VLT FORS-1在7个视场获得的深测光数据，对长蛇座星系团中心区的16个早型星系（3个巨星，13个矮星）进行了I波段表面亮度起伏（SBF）测量。根据我们样本中的SBF距离，我们估计长蛇座星系团的距离为41.2 +/- 1.4 Mpc（（m-M）=33.07 +/- 0.07等）。基于对未探测到的点源波动的改进修正，我们将Mieske & Hilker（2003）到半人马座星团的SBF距离向上修正了10%，达到45.3 +/- 2.0 Mpc（（m-M）=33.28 +/- 0.09 mag）。两个星团的相对距离模为（m-M）_Cen -（m-M）_Hyd = 0.21 +/-0.11mag.H_0 =72 +/-4km/s/Mpc，我们估计了Hydra的正特有速度为1225 +/- 235 km/s，半人马座Cen 30的正特有速度为210 +/- 295 km/s。考虑到200 km/s的热速度色散，这排除了两个星系团在98%置信度下的共同特有流速。我们发现，9*10^{15} M_{sun} "大吸引子“来自Tendon等人（2000）在~45 Mpc距离的流动研究，如果向水螅星系团位置移动约15度，可以解释观察到的奇特速度。我们的结果在94%的置信度下与半人马座集群与大吸引子相同的情况不一致。为了更好地限制部分退化的大吸引子参数，如它的质量和距离，需要在比我们覆盖的更…
2005-03-30 astro-ph
Measuring Distances and Probing the Unresolved Stellar Populations of Galaxies Using Infrared Surface Brightness Fluctuations
为了根据经验校准红外表面亮度波动（SBF）距离尺度并探测未分辨的恒星星族的性质，我们在哈勃太空望远镜上使用NICMOS测量了65个星系的波动。样本中的早型星系包括椭圆星系和S 0星系以及各种环境中的螺旋凸起。使用先前测量的I波段SBF和造父变星距离，推导出每个星系在F160 W（1.6微米）滤波器中的绝对波动幅度。F160 W SBF可以用来测量早期星系的距离，相对精度约为10%，前提是星系的颜色已知为0.035等或更好。近红外波动也可以揭示星系中最明亮的恒星星族的性质。F160 W波动幅度和光学颜色的恒星星族模型预测的比较表明，蓝色的椭圆和S 0星系有显着年轻的人口比红色的，也可能是更丰富的金属。在这个样本中，没有任何星系的波动幅度与旧的、贫金属的（t>5 Gyr，[Fe/H]<-0.7）恒星星族模型一致。复合恒星星族模型暗示，较蓝星系中明亮的波动可能是最近恒星形成的一段插曲的结果，而恒星形成的一小部分是星系总质量的一部分。从F160 W波动幅度估计的年龄与使用H-β巴尔末线指数测量的年龄一致。这两种类型的测量使用完全不同的技术，对处于不同演化阶段的恒星敏感。这两种技术都揭示了在这个样本的早期星系中存在中等年龄的恒星。
2002-10-05 astro-ph
Surface Brightness Fluctuations: a theoretical point of view
我们提出了新的理论评估的光学和近红外表面亮度波动（SBF）的幅度为单爆发恒星星族的年龄范围t=5-15 Gyr和金属丰度从$Z_{\sun}/200$到$2Z_{\sun}$。我们的理论预测可以成功地用于获得可靠的距离评估。它们似乎也是一个新的和有价值的工具，以跟踪未解决的恒星星族的性质。
2002-09-27 astro-ph
Distances, Metallicities, and Ages of Dwarf Elliptical Galaxies in the Virgo Cluster from Surface Brightness Fluctuations
我们利用FORS 1/2+VLT获得了室女星系团方向16个矮椭圆星系的深B和R CCD图像。对于每个矮星，我们测量的R-波段表面亮度波动（SBF）的幅度\bar{m}_R和（B-R）的颜色在一些领域在不同的银河系中心的距离。根据这两个量的场与场之间的变化，我们通过（B-R）- \bar{M}_R关系确定SBF距离。矮星的距离在14.9-21.3Mpc之间，平均1 sigma不确定度为1.4Mpc，证实早期型星团成员的距离分布有相当大的深度。对于IC 3388，我们的SBF距离为17.0+-1.5Mpc，与Harris等人基于HST观测和红巨星分支尖端星等的结果非常一致。结合我们的研究结果与现有的距离巨大室女座椭圆形，我们确定了两个主要的星系集中：一个广泛的主要集群约15.8Mpc和一个狭窄的次级集群约18.5Mpc。自适应核分析发现两种浓度在99%和89%水平下具有显著性。虽然近侧的室女座早型星系团可以与以M87为中心的子星系团联系在一起，但第二个星系团被认为主要是由于M86周围的背面下沉星系群。将观测到的（B-R）色与Worthey的恒星星族合成模型相结合，估算了dE恒星星族的年龄和金属丰度。看来室女座dE比天炉座dE覆盖了更广泛的金属丰度范围。导出的金属丰度将Virgo dEs置于由局域群dEs定义的[Fe/H]-M_V关系的扩展上。这些数据进一步表明，年龄范围从像IC 301…
2003-10-28 astro-ph
The early-type dwarf galaxy population of the Fornax cluster
目标：通过对V和I星系团中央区域的宽视场成像研究，分析了早期型天炉座矮星系群的光度特性。我们在Las Campanas天文台使用了仪器/望远镜组合IMACS/Magellan，提供了比以前更大的光收集区域和更好的图像分辨率。方法：我们通过以下三个步骤创建了一个天炉座矮椭圆星系（dEs）的基准样本：（1）为了验证星系团的成员资格，我们测量了候选dEs的I波段表面亮度波动（SBF）距离;（3）在接近以往巡天分辨率极限的大小-光度范围内寻找新的候选dEs。结果：（1）利用SBF距离确定了28个候选dEs在-16.6<MV <-10.1mag范围内的聚类归属。我们没有发现SBF背景星系。(2)在-13.2<M_V<-8.6mag范围内的51个进一步候选dE中，2/3通过形态学重新评估被确认为可能的簇成员，而1/3被重新分类为可能的背景对象。(3)在-12.3<MV <-8.8 mag的范围内，我们发现了12个新的dE候选者。由所得到的基准dE样本定义的表面亮度-星等关系表明，天炉座dE比本群dE大40%左右。天炉座dE样本进一步定义了一个颜色-星等关系，它比本星系群dE的颜色-星等关系略浅。天炉座中的早期型矮星系光度函数有一个微弱的末端斜率α = -1.1 +/- 0.1。我们讨论这些发现的背景下，结构形成理论。（简略）
2006-10-17 astro-ph
The ACS Virgo Cluster Survey. XIII. SBF Distance Catalog and the Three-Dimensional Structure of the Virgo Cluster
ACS室女星系团巡天由HST ACS对室女星系团中的100个早型星系的成像组成，在F475 W和F850 LP滤波器中观测。我们用表面亮度起伏（SBF）方法计算了其中84个星系的距离，给出了SBF距离表，并利用该数据库研究了室女星系团中早型星系的三维分布。SBF距离模数的平均（随机）测量误差为0.07 mag（0.5 Mpc），或者说比以前对室女星系团的SBF测量结果好大约3倍。五个星系位于距离约23 Mpc的W'云的成员。剩下的79个星系在我们采用的平均距离16.5+/-0.1（随机平均误差）+/-1.1 Mpc（系统）附近有一个狭窄的分布。该样本的均方根距离散射为0.6+/-0.1 Mpc，与形态类型或光度类别（即，0.7+/-0.1和0.5+/-0.1 Mpc的巨星和矮星）。从我们的星系样本测量到的星系团的前后深度为2.4+/-0.4 Mpc（即，本征距离分布的+/-2 σ）。M87（星团A）和M49（星团B）的距离分别为16.7+/-0.2和16.4+/-0.2 Mpc。可能存在与M86相关联的第三子集群。速度和视距之间的弱相关性可能是尚未完全维里化的星团速度分布的微弱回声。在三维空间中，室女座的早期星系似乎定义了一个轻微的三轴分布，轴比为（1：0.7：0.5）。最佳拟合椭球体的主轴倾斜约20-40度。而属于W'云的星系位于倾斜约10-15度的轴上。
2007-02-20 astro-ph
Planetary Nebulae as Standard Candles. XII. Connecting the Population I and Population II Distance Scales
我们报告了[OIII] lambda 5007对NGC 2403、3115、3351、3627、4258和5866行星状星云（PNe）的巡天结果。使用带上/带外[OIII]和H-α图像，我们确定这些星系中的PNe样本，并使用行星状星云光度函数（PNLF）获得距离。然后，我们将这些测量与以前的数据相结合，比较PNLF，造父变星和表面亮度波动（SBF）的距离尺度。我们使用了13个星系的样本表明，PNLF截止的绝对幅度是微弱的小，低金属量的系统，但在理论上的趋势是很好的模型。当这种依赖关系被删除，造父变星和PNLF距离之间的散射变得一致的内部误差的方法和独立的任何明显的星系参数。然后，我们使用这些数据来重新校准PNLF距离尺度的零点。我们使用的28个星系的样本表明，PNLF和SBF距离测量之间的散射同意从技术的内部误差预测，并没有系统的趋势之间存在的距离残差和恒星星族。然而，我们发现PNLF和SBF方法有一个显着的规模偏移：Cepheid校准的PNLF距离，平均而言，~0.3马格小于Cepheid校准的SBF距离。我们讨论了这种偏移的可能原因，并建议在膨胀的SBF校准星系的内部消光的差异的主要原因。如果这是正确的，基于SBF的哈勃常数必须增加约7%。我们用我们到NGC 4258的距离来论证LMC的短距离标度是正确的，并认为HST重点项目所推得的全球哈勃常数应增加8 ± 3%，达到H 0 …
2002-06-11 astro-ph
Distance to the Centaurus cluster and its subcomponents from surface brightness fluctuations
利用VLT FORS 1成像数据对半人马座星系团中心区15个早型星系（3个巨星，12个矮星）的I波段表面亮度起伏（SBF）进行了测量。从SBF到我们样本星系的距离，我们确定半人马座星系团的距离为41.3 +/- 2.1 Mpc（33.08 +/- 0.11等），与“大吸引子”的距离大致相同。我们发现Cen 30和Cen 45两个子分量之间的距离差为0.27 +/- 0.34等，排除了两个分量被哈勃流距离分开的可能性。发现两个组成部分的中心星系NGC 4696（Cen 30）和NGC 4709（Cen 45）之间的距离差为0.48 +/- 0.21等，这是由它们各自球状星团系统的不同翻转星等支持的。这表明Cen 45正在落入Cen 30，但尚未达到Cen 30，支持沿着半人马座视线的大规模灯丝的想法（Churazov等人，1999）。Cen 30样品的H_0=83.0 ± 8.3km/s/Mpc。这个数值对应的哈勃流在半人马座方向上的畸变比Tennessee等人（2000）所确定的要小得多，这意味着Tennessee等人估计的GA质量可能太高，并且/或者半人马座星系团几乎垂直于视线落入GA。由于我们的平均单次测量误差非常接近所研究星系的测量距离散射，我们只能得出半人马座星系团径向延伸的上限为+/- 10 Mpc。在11个测量到红移的星系的不确定性中，没有发现进入大吸引子的证据。
2003-09-24 astro-ph
Beyond the Hubble Deep Field Limiting Magnitude: Faint Galaxy Number Counts from Surface-Brightness Fluctuations
利用表面亮度起伏（SBF）测量方法，对F450W、F606W和F814W滤光片在哈勃深场（HDF）北区的差分星系数计数n（m）的暗端进行了测定。这种技术使我们能够探索超出HDF限制幅度的n（m），对n（m）的微弱端提供新的更强的约束。这使我们能够测试以前的计数研究的有效性，并产生一个新的测定暗端的n（m）的星等比28.8在AB系统，并延长这一估计下降到31。该值代表了超过先前光度学研究极限的两个星等以上的扩展。在B_{450}、V_{606}和I_{814}中获得的n（m）斜率分别为γ=0.27、0.21和0.26。
2003-05-16 astro-ph
The HST Key Project on the Extragalactic Distance Scale XXVI. The Calibration of Population II Secondary Distance Indicators and the Value of the Hubble Constant
基于造父变星的定标是利用古老的恒星星族中的恒星：红巨星分支的尖端（TRGB）、行星状星云光度函数（PNLF）、球状星团光度函数（GCLF）和表面亮度起伏方法（SBF）。校准主要是基于造父变星到18个旋涡星系的距离（cz =1500 km/s），这是HST关键项目在河外距离尺度上获得的一部分，但也依赖于造父变星与单独的HST和地面工作的距离。新导出的SBF方法的校准被应用于获得四个Abell星系团的距离在3800和5000 km/s之间的速度范围内，由Lauer等人（1998）使用HST/WFPC 2。结合宇宙流模型修正的星团速度，这些距离意味着哈勃常数的值H 0 = 69 +/- 4（随机）+/- 6（系统）km/s/Mpc。这个结果假设造父变星的PL关系与变星的金属丰度无关;采用Kennicutt et al.（1998）中的金属丰度修正，会使H 0降低（5 +/- 3）%。最后，新衍生的校准，使我们能够调查系统的造父变星，PNLF，SBF，GCLF和TRGB距离尺度。
1999-09-01 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
A probabilistic formulation of evolutionary synthesis models: implications for SED fittings
演化合成模型（ESM）已被广泛应用于通过SED拟合来获得星系的恒星形成历史。ESM的这种使用隐含的是：（a）对于给定的进化参数，SED的形状是固定的，无论观察到的集群的大小如何;（b）观察到的SED的所有区域在拟合中具有相同的权重。然而，自然界并不遵循这两个假设，这是暗示存在的表面亮度波动的星系，并可以通过简单的逻辑论证。
2007-02-15 astro-ph
Influence of gravitational lensing on the determination of the luminosity function of background objects
在假定类星体至少部分是遥远星系活动核的引力增强像的前提下，给出了类星体的视亮度分布函数。一个Schechter法和两个电源的亮度函数的源的法律，以及图像增强的概率法的各种型号的引力透镜。为了找到类星体关于视亮度的理论分布函数，我们使用了一个关于随机量乘积的概率密度的定理。结果表明，对于暗类星体，该函数的斜率在-1 ~-2之间，与普通星系的斜率相似。在明亮的类星体中，视亮度分布函数的斜率主要由透镜效应决定，其下限为-3。理论和观测之间的良好一致性表明，统计类星体是遥远星系活动核的引力增强图像。如果初始假设是正确的，那么星系的光度函数和类星体的视亮度函数不是独立的，而是通过微分透镜几率联系起来的。
2002-09-19 astro-ph
