AGB stars in extragalactic systems
我将回顾三种方法来识别河外星系中的晚型巨星，基于AGB恒星的主要特征（它们是红外明亮的，可变的，并具有光谱特性）。
2006-11-06 astro-ph
The Resolved Properties of Extragalactic Giant Molecular Clouds
利用高空间分辨率的CO观测资料，系统地测量了各种河外星系中巨分子云的分辨尺寸-线宽、光度-线宽、光度-尺寸和质光关系。虽然数据是异质的，我们分析他们在一个一致的方式，以消除有限的灵敏度和分辨率所引入的偏见，从而获得可靠的大小，速度色散和光度。我们比较了矮星系和本星系群旋涡星系的结果。我们发现，在广泛的环境中测量的河外GMC特性与银河系中的GMC特性非常兼容。我们使用这些结果来调查云的平均柱密度和维里CO到H2因子的金属丰度趋势。我们发现，这些测量不符合简单的预测，从光电离调节恒星形成理论，虽然这可能是由于这样一个事实，即我们没有采样足够小的空间尺度或分子云的全部引力势。我们还发现，维里CO-到-H2转换因子在CO-明亮的GMC是非常相似的银河系，和游览没有显示出可测量的金属丰度趋势。我们将这些结果与基于小麦哲伦云远红外测量获得的分子质量估计进行对比，该测量系统地产生较大的质量，并将这种差异解释为围绕CO明亮核心的大H2信封所产生的差异。我们的结论是，GMCs确定的基础上，他们的CO排放是一个独特的对象，表现出一个显着的统一的属性从星系到星系（删节）。
2008-08-14 astro-ph
Embedded Clusters in Giant Extragalactic HII Regions III. Extinction and Star Formation
利用BVR宽波段和H α发射线的光度学资料，对7个星系的35个巨大河外HII区（GEHR）的恒星形成进行了研究。星际消光，金属丰度和星云的贡献，宽带估计使用光谱数据对这些对象。用B-V和V-R色无色散图以及巴耳末线与B带连续谱的通量比来研究恒星的形成。集群的颜色表明减少消光对恒星连续相比，来自巴耳末线的电离气体的值。发现只有一次恒星形成爆发的经典年轻区域（t <300万年）的检测频率低于伴随着丰富的红超巨星的年轻区域（t ~ 1000万年）。减少对星团恒星的灭绝，电离光子的破坏和老年人口的存在，往往空间上无法从年轻的人口，所有合谋，使观察到的巴耳末线的等效宽度低，在大多数的GEHR。恒星形成的情况下，建议解释了许多观测到的GEHR的属性，包括核心晕结构，减少消光的辐射从恒星相比，从星云气体，未检测到年轻的单爆发区域和共存的两个人口的不同年龄。
1996-01-01 astro-ph
EMBEDDED CLUSTERS IN GIANT EXTRAGALACTIC HII REGIONS II. EVOLUTIONARY POPULATION SYNTHESIS MODEL
结合Maeder等的恒星演化模型和Kurucz的恒星大气模型的最新进展，建立了一个适合与巨河外HII区（GEHRs）进行比较的恒星群体合成模型.除了在太阳金属丰度下的氢和氦电离光子产生率外，还合成了一些适合于与可见光和近红外光谱部分的GEHR宽带数据进行比较的量，用于恒星形成的三种情况：（i）瞬时爆发（IB），（ii）连续恒星形成（CSF）和（iii）两次恒星形成爆发。老爆发富含红超巨星对于IB的情况下，颜色的演变显示了三个不同的阶段-初始稳定的蓝色阶段，随后是红色隆起（5- 15 ~Myr）和另一个稳定阶段，颜色介于前两个阶段之间。CSF颜色在$\sim 10$ ~Myr处渐进地达到峰值，从未达到最红的IB颜色。电离光子产生率在600万年内下降了一个数量级，而在CSF模型中几乎保持不变。具有爆发分离的双爆发模型$\sim 10$ ~Myr具有IB和CSF的性质，同时产生红色IB颜色和高电离光子速率，使得这些区域很容易使用光学观测来区分。平坦的IMF在大质量恒星处于主序星时产生最蓝的颜色，在演化中的大质量恒星的红超巨星阶段产生最红的颜色。由于恒星形成过程中固有的统计不确定性，计算量的误差变得可以忽略不计的集群质量超过$10^5$ \，\msun。
1995-03-15 astro-ph
Gravitational Lens Systems to probe Extragalactic Magnetic Fields
多重成像引力透镜系统的法拉第旋转测量可以有效地用来探测透镜星系和星系团中大尺度有序磁场的存在。现有的透镜系统样本似乎表明，在与旋涡星系有些相似的巨型椭圆星系中存在着相干的大尺度磁场。
2008-02-27 astro-ph
Binary events and extragalactic planets in pixel microlensing
像素微透镜，即未被解析的恒星的引力微透镜，可以用来探索遥远的恒星系统，作为奖励，它可能能够探测到河外行星。在这些研究中，具有多个高放大倍率峰的二元透镜事件是至关重要的。仅考虑这些事件表现出焦散交叉，我们估计的分数的二进制事件在几个例子像素微透镜调查，并比较它们的分数的二进制事件在一个经典的调查解决恒星。我们发现一个相当大的增强像素微透镜调查中的二进制事件的相对速率，相对于调查与解决的来源。我们计算的比率分布的二元事件相对于焦散交叉之间的时间。我们考虑可能的调查M31与地面望远镜和M87与HST和NGST。对于后者，每天拍摄一幅图像的像素微透镜调查可以观察到每月十几个二元事件。
2001-05-29 astro-ph
Giant outburst of EXO 2030+375: pulse-phase resolved analysis of INTEGRAL data
2006年6月至9月，Be/X射线双星EXO 2030+375经历了自发现以来的第二次大爆发。该源被证明有一个复杂的脉冲平均X射线光谱连续与回旋吸收功能的可能证据。在本文中，我们提出的第一个脉冲相位解析分析的宽带X射线光谱EXO 2030+375获得的INTEGRAL天文台接近最大值和在衰变阶段的巨大爆发。我们报告了一个强大的变化与脉冲相位的频谱。替代光谱连续模型进行了讨论。脉冲相位的光谱参数的依赖性在最大的爆发和脉冲轮廓随时间的演变定性一致的脉冲星的发射图改变从扇形束几何形状接近最大的爆发相结合的铅笔和扇形束（可比的intensities）在衰减阶段结束。在脉冲轮廓的主峰之前的脉冲相位间隔处的63千电子伏左右的回旋吸收线的证据存在于接近爆发的最大值获得的光谱中。
2008-09-24 astro-ph
OGLE 2004-BLG-254: a K3 III Galactic Bulge Giant spatially resolved by a single microlens
我们提出了一个OGLE 2004-BLG-254的分析，一个高放大率和相对较短的持续时间的微透镜事件，其中的源星，一个膨胀K3巨星，已被空间解决的点状透镜。我们用OGLE和PLANET望远镜获得了事件光变曲线的密集光度覆盖，以及使用UVES/VLT摄谱仪在光源仍被放大20倍时拍摄的高信噪比光谱。我们对这一事件的密集覆盖使我们能够在I和R波段测量源星的临边变暗。我们还比较了以前的测量的线性边缘变暗系数涉及GK巨星与ATLAS大气模型的预测。我们讨论的情况下，K-巨星，并发现之间的不一致的边缘变暗的测量和模型的预测，这可能是由于线性边缘变暗的法律的不足。
2006-09-11 astro-ph
Pulse Period History and Phase Resolved Spectra of 1A 0535+262
Be/X射线双星1A 0535+262是在1975年的一次大爆发中发现的。之后，它表现出平静期（流量低于10 mCrab），正常爆发（10 mCrab-1 Crab）和偶尔的巨大爆发（几个Crab）。结束了11年的平静，最后一次巨大的爆发发生在2005年5月/6月，但来源太靠近太阳，大多数卫星都无法观测到。随后在2005年8月发生了一次正常的爆发，这是由INTEGRAL和RXTE TOO观测到的。基于INTEGRAL数据，我们给出了源的长期脉冲周期历史，其能量依赖的脉冲轮廓和相位分辨谱的结果。
2008-01-25 astro-ph
Diffuse Extragalactic Background Light versus Deep Galaxy Counts in the Subaru Deep Field: Missing Light in the Universe?
利用深光学和近红外星系计数来估计来自宇宙中正常星系光的河外背景光。虽然最微弱的计数的数量-星等关系的斜率是平坦的计数积分收敛，相当一部分的EBL从星系仍然可能被错过了深星系调查，因为各种选择效应，包括宇宙学的星系表面亮度变暗。在这里，我们给出了一个估计的EBL从星系计数，其中这些选择效应是定量考虑到第一次，基于合理的模型的星系演化是一致的所有可用的数据的星系计数，大小和红移分布。我们表明，从星系的EBL是最好的解决离散星系在近红外波段（J，K）通过使用斯巴鲁深场的最新数据，超过80-90%的EBL从星系已被解决在这些波段。我们的研究结果表明，失踪星系的贡献不能解释计数积分和最近的初步检测扩散EBL在K波段（2.2微米）之间的差异，可能有一个非常扩散的组成部分EBL没有留下任何印记，在已知的星系种群。
2001-03-29 astro-ph
Testing An Identification Algorithm for Extragalactic OB Associations Using a Galactic Sample
我们已经使用了银河样本的OB星和协会测试的自动分组算法，旨在确定河外OB协会的性能。该算法确定了已知的银河系OB协会正确的搜索半径（78 pc）是由观测到的恒星表面密度。在M33中，以78 pc搜索半径识别的银河OB星协的直径比以22 pc搜索半径识别的OB星协的直径大$\sim$ 3倍。将较小的搜索半径应用于银河系数据，可以很好地匹配两个星系之间成员星的大小和数量。因此，我们认为，这种算法和类似的算法应该使用一个恒定的物理搜索半径，而不是一个随恒星表面密度而变化。这种方法将允许在大多数情况下识别巨大分子云种群和恒星形成效率的差异。
1996-06-28 astro-ph
Age Estimation of Extragalactic Globular Cluster Systems Using H beta Index
考虑到，第一次，详细的系统变化的水平分支（HB）的形态与年龄和金属丰度，我们的人口合成模型表明，综合H β指数显着影响的存在下，蓝色HB星。我们的模型表明，由于蓝色HB星，H β指数的强度增加了0.75 A。根据我们的模型，如果巨椭圆星系中的球状星团系统平均比银河系中的对应系统老几十亿年，那么在H β vs. Mg 2图中，银河系中的球状星团系统和NGC 1399中的球状星团系统之间的系统差异就可以理解了。
2001-04-10 astro-ph
The continuous star formation history of a giant HII region in M101
本文介绍了位于M101外围的巨大HII区NGC 5471的恒星形成过程。从解析的HST/WPFC 2测光中，我们发现恒星形成已经持续了7000万年。我们进一步比较以前的结果，从集成红外光学光度与恒星分辨CMD，我们讨论了该地区的恒星形成的属性和它的个别节点，以及表征不同的恒星内容。这一结果对我们理解旋涡星系中的爆发与连续恒星形成活动具有非常重要的意义。
2007-02-08 astro-ph
Color-Magnitude Diagrams of Resolved Stars in Virgo Cluster Dwarf Galaxies
HST上的高级巡天照相机（ACS）已被用来拍摄包含许多矮椭圆星系的室女星系团核心的两个场。F555 W和F814 W的组合图像已经分辨出了这些星系中的红巨星，低至巨分支尖端以下1等。其中两个星系是因为它们的中心表面亮度极低（Bo > 27.0）而成为目标，因此成功解析成恒星证实了这种脆弱星系的存在。红巨星也被发现，表面上与任何星系都没有联系。在V和I中的颜色-星等图已经被推导出来，并通过红巨星分支尖端的星等和平均颜色来推导距离和金属丰度。矮星中恒星的平均丰度介于-1.2 [Fe/H] <-2.4之间，并与本星系群和M81星系群矮椭圆星系的光度-金属丰度关系一致。六个室女座星系的平均距离模数为31.0 +/- 0.05，或16.1 +/- 0.4 Mpc，而这些区域内的星团内恒星的平均距离模数为31.2 +/- 0.09（17.4 +/- 0.7 Mpc）。
2006-07-20 astro-ph
Chemical Abundance Study of One Red Giant Star in NGC 5694 : A Globular Cluster with Dwarf Spheroidals' Chemical Signature?
报道了贫金属外晕球状星团NGC 5694中一颗红巨星分支星的丰度分析。我们得到[Fe/H] =-1.93，基于电离线，我们的金属丰度测量与以前的估计是一致的。我们发现NGC 5694的[Ca+Ti/2Fe]和[Cu/Fe]比其它具有类似金属丰度的球状星团低0.3 - 0.4 dex，但与某些矮球状星系中的LMC星团和恒星相似。然而，在中子俘获元素的丰度方面仍然存在差异。独特的化学丰度模式和巨大的银心距离（30 kpc）和径向速度（-138.6 +/-1.0 km/sec）表明NGC 5694有着河外起源。
2006-06-16 astro-ph
Soft gamma repeaters outside the Local group
我们建议，最好的网站，以寻找SGRs以外的本集团的星系活跃的大质量恒星形成。从这些网站观察SGR活动的不同可能性进行了讨论。特别是，我们在BATSE数据中搜索了附近星系（$\sim 2$ - 4 Mpc）M82，M83，NGC 253和NGC 4945的巨大耀斑。没有发现类似于SGR的巨型耀斑，这意味着在我们银河系中，能量释放超过$0.5 \cdot 10^{44}$尔格的巨型耀斑的发生率小于1/25年$^{-1}$。然而，可以从更远的距离观察到类似于2004年12月27日的超级耀斑。尽管如此，我们没有看到任何显着过剩的短伽玛暴从室女座星系团和星系Arp 299和NGC 3256具有极高的恒星形成率。这意味着银河系中具有能量释放$\sim 10^{46}$ erg的超耀斑速率小于$\sim 10^{-3}$ yr $^{-1}$。有了这个限制，BATSE短伽玛暴中可能的河外SGR超耀斑的比例不应超过几个当量。本文列出了与上述星系相符合的短伽玛暴，并讨论了其中一些是SGR巨耀斑的可能性。我们认为，用{ \it Swift}观测河外SGR耀斑的最佳目标是室女星系团。
2005-10-27 astro-ph
Extragalactic Globular Clusters and Galaxy Formation
球状星团（GC）系统现在已经在从矮星到巨星的星系中进行了研究，并涵盖了整个哈勃序列的形态类型。哈勃太空望远镜和大型地面望远镜的成像和光谱学共同确定，大多数星系具有双峰颜色分布，反映了两个古老的GC亚群：贫金属和富金属。这两个子群的特征都与它们的母星系相关。我们认为，贫金属GC形成于低质量的暗物质晕在早期宇宙和他们的属性反映了偏见的星系组装。富含金属的GC诞生于其母星系随后的耗散积累中，它们的年龄和丰度表明大多数大质量早型星系在早期形成了它们的大部分恒星。对这两个子群的详细研究提供了一些在近场中可以获得的对分层星系形成的最强约束。
2006-02-27 astro-ph
The Resolved Red Giant Branches of E/S0 Galaxies
大质量星系的形成范式长期以来围绕着两个对跖假设-单片塌缩和吸积/合并的情况。关于星系晕中恒星成分的经验数据对于发展星系形成和聚集的情景至关重要，这种情景的根源在于观测，而不是数值模拟。哈勃太空望远镜（HST）使我们能够直接研究附近E/S 0星系Cen A，NGC 3115，NGC 5102和NGC 404中的单个恒星。本文介绍和讨论了HST在V和I波段的单星测光。利用色星等图和恒星光度函数，我们测量星系的恒星含量。这可以在晕中的多个位置进行，但需要具有更深极限量级的数据来量化金属丰度随银河中心半径的变化。在这里，我们比较了红巨星的颜色分布与恒星等时线，并相互比较了星系的晕群，注意到它们的总绝对V星等覆盖了大约-21.5到-17.5的范围。在未来，我们计划模拟恒星的金属丰度分布，目的是限制化学富集的情况下，一个步骤，解开椭圆和透镜星系的演化历史。
2002-10-01 astro-ph
Extragalactic Stellar Astronomy with the Brightest Stars in the Universe
超巨星是在最高的HRD中从蓝色过渡到红色（反之亦然）的物体。它们是在可见光下本质上最亮的“正常”恒星，绝对视星等高达-9。它们是研究本星系群以外星系中年轻恒星星族的理想选择，可以确定化学成分和演化、星际灭绝、红化规律和距离。我们讨论了最新的结果，定量光谱分析的这些对象在星系以外的本集团的基础上获得的ESO VLT和凯克的中，低分辨率光谱。介绍了分析方法，包括金属丰度和金属丰度梯度的测定。提出了一种基于恒星重力和有效温度的精确测量河外距离的新方法--通量加权重光关系（FGLR）。FGLR是一种纯粹的光谱方法，它克服了星际消光和金属丰度变化带来的不确定性，这些不确定性困扰着所有光度恒星距离测定方法。我们讨论了未来工作的前景，使用巨大的地面望远镜的下一代，如TMT，GMT和E-ELT。
2008-03-26 astro-ph
The Magellanic Clouds and the Primordial Helium Abundance
本文讨论了一种新的基于麦哲伦云H Ⅱ区的河前氦丰度测定方法。这一决定的金额Yp = 0.2345 +- 0.0030，并与来自巨大的河外H II地区的系统中的重元素含量极低的比较。有人建议，由其他作者从巨大的H II区复合物中得出的更高的原始值可能是由于两个系统的影响：中性氢的存在下，在氦Stromgren球和存在的温度变化内的观察体积。
2000-02-05 astro-ph
A Near-Infrared Stellar Census of Blue Compact Dwarf Galaxies: NICMOS Detection of Red Giant Stars in the Wolf-Rayet Galaxy Mrk 178
我们用HST上的NICMOS相机观测了蓝致密矮/沃尔夫-拉叶星系Mrk 178。该星系在近红外波段被很好地分解为单个恒星;在J和H波段的测光产生了包含791个单独点源的色星等图。我们讨论恒星的内容，提请特别注意的中间年龄和/或老恒星。Mrk 178是第二个被解析出红巨星分支的蓝致密矮星系，其恒星的年龄至少为1-2Gyr。这使我们能够导出$\geq$ 4.2（$\pm$ 0.5）Mpc的距离。近红外色星等图也显示了大量发光的渐近巨星分支星。我们发现，这需要几百万年前的恒星形成。一些候选碳星是通过它们的极端近红外颜色来识别的。我们认为，Mrk 178基本上是一个古老的星系，根据NICMOS探测红巨星的蓝色，星暴核心，其扩展，微弱的晕红的颜色。
2000-07-27 astro-ph
Comparison of Distances from RR Lyrae Stars, the Tip of the Red-Giant Branch and Classical Cepheids
银河系外的距离尺度在很大程度上依赖于造父变星。然而，从观测和脉动模型中可以清楚地看出，它们的P-L关系的斜率和零点在星系之间是不同的。这使得造父变星距离的测定变得复杂，并要求对它们的差异进行独立的测试。这个检验是由24个星系的天琴座RR恒星距离提供的，这些星系校准了红巨星分支的尖端（TRGB; M_I = -4.05），这反过来又证实了我们在2006年距离尺度上采用的造父变星距离在18个情况下平均在0.1等以内。相对超新星Ia和速度距离否认了所采用距离的剩余显著金属丰度效应。这些造父变星距离的新支持增加了我们以前对超新星Ia光度和21厘米线宽-光度（TF）关系的校准的权重。在所有标度上确认了H_0 = 62.3（+/-5）的值。
2007-12-14 astro-ph
The analysis of red giant branch photometry in galaxies
本文分析了模拟和分析色星等图的多种可能方法，并将其应用于已分辨星系的场晕恒星星族的研究。特别考虑到红巨星分支（RGB）的恒星的分析，以及基于色星等图（CMD）演化部分的分析获得老种群金属丰度分布的方法。这些工具的目的是提供一个可靠和准确的方法来分析解决第二族恒星在附近星系的晕。特别是，我们引入了一个Perspecular距离方法来计算我们的输入数据集中的恒星最可能的源等时线。这种方法被证明有几个优势，一个更传统的方法，考虑等时线作为一组细间距高斯概率分布。我们还考虑的方法，获得的金属丰度分布可能是最有效的优化，特别是评估所涉及的困难，避免次优的局部最大值的似然最大化过程。
2002-10-02 astro-ph
HI Observations of Giant Low Surface Brightness Galaxies
我们使用Nancay射电望远镜获得了16个巨大的低表面亮度（LSB）星系的新的全球HI数据。我们的目标星系的光学光度和盘尺度长度都在旋涡星系的高端（当H_0=75 km/s/Mpc时，L_B~10^10 Lsun，h_r>~6 kpc），但它们具有弥散的恒星盘，平均盘表面亮度比正常的巨旋涡星系要暗1等或更暗。其中13个星系之前已经被其他工作者在HI中探测到，但已发表的HI观测结果要么被混淆，要么被望远镜光束分辨，信噪比低，要么在不同作者之间显示出显着的差异。对于其他3个星系，以前没有HI数据。几个星系被Nancay 3.6' E-W光束分辨，因此全球参数来自多点映射观测。我们样品的典型HI质量约为10^10 Msun，M_HI/L_B=0.3-1.7（太阳单位）。所有观测到的星系都发表了光学表面测光，我们已经从文献中汇编了这些物体的关键光学测量。我们经常发现不同工作者报道的巨型LSB星系的物理参数之间的显着变化。
2000-10-10 astro-ph
A low level of extragalactic background light as revealed by gamma-rays from blazars
弥漫的河外背景光由星系在宇宙历史中发出的星光的总和组成，它也可能有来自第一批恒星的重要贡献，这些恒星可能在星系形成开始之前形成。直接测量是困难的，而且还没有定论，因为与黄道光相关的明亮前景发射造成了很大的不确定性。另一种方法是研究遥远的河外天体的伽马射线光谱上的吸收特征，这些特征是通过这些光子与背景光子的相互作用而形成的。在这里，我们报告的发现γ射线发射的耀变体H 2356 - 309和1ES 1101 - 232，在红移z = 0.165和z = 0.186，分别。它们出乎意料的硬光谱提供了光学/近红外波长的背景光的上限，似乎非常接近由已分辨星系的积分光给出的下限。因此，这些波长的背景通量似乎强烈地受来自星系的直接星光的支配，从而排除了其他来源的巨大贡献-特别是来自第一批形成的恒星。这一结果还表明，星系际空间对伽马射线的透明度比以前认为的要高。
2006-04-19 astro-ph
Giant Pulses from PSR B0540-69 in the Large Magellanic Cloud
我们报告发现的第一个巨大的脉冲从河外射电脉冲星。利用帕克斯射电望远镜在1.38 GHz对大麦云云中PSR B 0540 -69进行的观测显示，其单脉冲能量超过平均脉冲能量的5000倍。这是第二颗年轻的脉冲星，在蟹状星云之后，显示出巨大的脉冲发射。与蟹状星云脉冲星类似，巨脉冲发生在两个不同的相位范围内，并且在这些范围内具有显著的到达时间抖动。巨脉冲的位置似乎滞后于（正弦）X射线轮廓的峰值0.37和0.64相位，尽管无线电和X射线数据之间的绝对时间还不确定。巨脉冲的色散测量值为146.5 pc/cc，与Manchester等人（1993）在0.64 GHz处探测到的脉冲星一致。巨脉冲在1.4 GHz处散射展宽，指数散射时间为0.4 ms，发射带宽至少为256 MHz。在8小时的积分中，我们没有检测到来自脉冲星的任何积分通量密度达到13 microJy的水平，假设占空比为10%。这意味着0.64和1.38 GHz之间的频谱指数比-4.4更陡。
2003-05-14 astro-ph
Deep Galaxy Counts, Extragalactic Background Light, and the Stellar Baryon Budget
我们评估所观察到的河外背景光（EBL）对恒星形成和恒星质量密度的宇宙历史的约束。南方哈勃深空成像巡天的星系数量-星等关系的对数斜率在所有7个UBVIJHK光学带通中均小于0.4，即来自已分辨星系的光从UV会聚到近IR。我们发现河外光学天空的表面亮度的下限约为15 nW/m^2/sr，与COBE数据的远红外背景强度相当。假设萨尔彼得初始质量函数的下限与M亚矮星盘星的观测结果一致，我们将产生50 I_50 nW/m^2/sr水平的EBL所需的可见（处理气体+恒星）质量密度的下限设为Omega_g+s h^2>0.0013 I_50;我们的“最佳猜测”值为Omega_g+s h^2=0.003 I_50。受最近的微透镜研究结果的启发，我们考虑了旋涡星系周围的大质量暗晕是由暗淡的白矮星组成的可能性，并表明只有一小部分（<5%）的核合成重子可以被锁定在zF <5的中等质量恒星的残余中，否则这种晕的明亮早期阶段会过度产生观测到的EBL。
1999-11-04 astro-ph
An extragalactic supernebula confined by gravity
对于被称为球状星团的巨大星团的起源知之甚少。几十万颗恒星是如何同时形成的？它们的体积只有几个光年，距离太阳最近的邻居只有几个光年。来自明亮的年轻恒星的辐射压力和恒星风应该会驱散恒星形成气体，破坏星团的形成。我们银河系中的球状星团无法提供答案;它们有数十亿年的历史。在这里，我们报告的测量红外氢复合线从一个年轻的，形成的超星团在矮星系，NGC 5253。这些线条出现在被一个估计有百万颗恒星的星团加热的气体中，这些恒星如此年轻，以至于它仍然被气体和尘埃所笼罩，从光学上看是隐藏的。我们证实，该星团包含4000-6000大质量，热的“O”型恒星。我们发现，星团内的气体是由引力束缚的，这可能解释了为什么这些多风和发光的O型恒星还没有吹走气体，使星团从它的诞生茧中出现。在本地和遥远宇宙中的“星爆”星系中的年轻星系团可能同样受到引力的限制和隐藏。
2003-11-06 astro-ph
Post-AGB Stars as Standard Extragalactic Candles
从渐近巨星分支演化出来并通过光谱类型F和A的恒星是新的河外烛光的绝佳候选者。这些后AGB（PAGB）恒星是星族II系统中最明亮的成员。它们应该有一个狭窄的光度函数，从上到下以更大质量和更明亮的残余物的较短过渡时间为界，从下到上以离开主序星的最低质量恒星的核心质量为界。此外，PAGB A-F超巨星很容易识别，因为它们有巨大的巴耳末跳跃，应该位于椭圆星系和螺旋星系的晕中。我描述了一个测光系统，结合Gunnu与标准的BVI带通，并报告成功的搜索PAGB星的晕M31使用此uBVI系统。零点校准将来自银河系球状星团中的PAGB A和F星。目前已知的有四颗，它们的平均Mv = -3.4，散射只有0.2 mag.有了这个Mv，我们精确地再现了M31与它的晕PAGB星的距离。未来的计划包括对银河系球状星团和本星系群星系进行uBVI调查，以加强零点校准。最终，我们可以通过一个只有三个梯级的距离阶梯到达室女星系团：亚矮星星团，银河系球状星团，然后直接到达室女座（用HST）。
1997-02-01 astro-ph
On the structure of giant HII regions and HII galaxies
我们回顾了巨大的河外HII区和HII星系的结构特性的基础上的二维流体动力学计算，并提出了一个演化序列，占其观察到的详细结构。该模型假设一个巨大的年轻星团被大量的云包围。因此，它们暴露于最重要的恒星形成反馈机制：光电离和星团风。这些模型显示了两种反馈机制如何在云的破坏中相互竞争，并导致两种不同的流体动力学解决方案：将云存储到一个持久的粗糙外壳中，抑制热化风的膨胀，以及通过云层内雕刻的通道稳定过滤冲击风气体，从而产生大规模的超级气泡。这两种解决方案在这里声称同时在巨大的HII区域和HII星系中起作用，导致它们详细的内部结构。计算的完整描述可以在天体物理学杂志643，186中找到。所介绍的模型的动画版可在http：//www.iaa.csic.es/\~{} eperez/ssc/ssc.html上查阅。
2006-10-17 astro-ph
Baade's red sheet resolved into stars with HST in the Blue Compact Dwarf Galaxy VII Zw 403
HST WFPC 2对邻近的蓝色致密矮星系VII~Zw~403（= UGC 6456）的观测，分辨出的单颗恒星低至M $_I$ $\approx$-2.5，深度足以识别红巨星。这个星群的空间分布比年轻的主序星和超巨星更均匀，形成了被称为“巴德红片”的结构。我们认为VII~Zw~403不是一个原始星系。
1997-08-26 astro-ph
A WFPC2 Study of the Resolved Stellar Population of the Pegasus Dwarf Irregular Galaxy (DDO 216)
利用WFPC 2在F439 W（B）、F555 W（V）和F814 W（I）波段拍摄的图像研究了飞马座矮不规则星系的恒星星族。这些数据和地面数据相结合，产生颜色星等图，显示了这个小星系中恒星星族的复杂性质。一颗年轻（小于0.5 Gyr）的主序星组成部分存在并聚集在两个位于中心的团块中，而较老的恒星形成一个更扩展的盘或晕。主序星的颜色要求A_V = 0.47 mag.红巨星分支的平均颜色是相对蓝色的，与中等金属丰度的年轻或年老的贫金属恒星星族相一致。红巨星分支在颜色上也有明显的宽度，暗示着恒星的年龄和/或金属丰度的范围。在红巨星分支尖端之外发现了少量的扩展渐近巨星分支星。在我们的数据的模糊界限附近，是一个人口稠密的红色团块叠加在红巨星分支上。根据日内瓦恒星演化轨迹拟合自洽的恒星星族模型，得到了760千秒差距的修正距离。定量拟合的恒星星族探索作为一种手段来约束恒星形成的历史。主序星和核心燃烧氦的蓝环星的数量要求恒星形成率在最近的过去更高，大约1 Gyr前的3-4倍。如果没有更好的恒星金属丰度信息和更深层次的光度测量，就无法获得较长时间基线上恒星形成历史的独特结果。与数据一致的最年轻的模型包含恒定金属丰度为Z = 0.001的恒星，主要形成于2-4 Gyr前。即使在恒星形成活动的高峰期，飞马座矮星也很可能保持相对暗淡，M_V ~-14。
1998-05-21 astro-ph
The Tip of the Red Giant Branch Distance to the Large Magellanic Cloud
利用麦哲伦云测光巡天（Zaritsky，Harris & Thompson，1997）的观测数据，给出了大麦云（LMC）中红巨星支星的I波段光度函数。选取不拥挤的低消光区的恒星，在I_0 = 14.54等处观测到光度函数的不连续性，将这一特征与红巨星分支（TRGB）的尖端相鉴别，并根据Lee，Freedman & Madore（1993）的定标结果，采用TRGB的绝对星等为-4.05 ± 0.04等，我们得到的距离模数为18.59 ± 0.09（随机）± 0.16（系统）ma。如果采用Cassii和Salaris（1997）提供的理论TRGB校准，则导出的距离将增加4%。这里报告的大麦哲伦星系距离模数为18.59 ± 0.09，比最常用的由造父变星的周期光度关系校准的河外距离标度值大0.09等（1-sigma）。我们的TRGB距离模量同意几个RR Lyrics距离的LMC的基础上HIPPARCOS松弛。最后，我们注意到，使用相同的MCPS数据，我们使用红团方法获得了18.29 +-0.03等的距离模量，与TRGB估计值相比，这要短0.3等。
1999-11-30 astro-ph
Extragalactic Science with Herschel-SPIRE
光谱和光度成像接收器SPIRE是欧空局赫歇尔空间天文台的三个仪器之一。它包含一个在250、360和520微米工作的三波段成像光度计，以及一个覆盖200-670微米的成像傅里叶变换光谱仪。它将用于许多河外科学计划，其中一些将作为赫歇尔关键项目实施。SPIRE联盟的保证时间（GT）计划将投入超过1000小时的重点项目，涵盖高z宇宙和本地星系。预计大量的赫歇尔开放时间将用于进一步的河外调查。SPIRE GT计划的高z部分将侧重于空白场调查，其深度和区域范围经过优化，以采样光度红移平面并测量宇宙在高z处的热光度密度。将选择在其他波长下覆盖良好的场，以便于源识别，并能够详细研究所探测星系的红移、光谱能量分布和红外特性。本地星系方案将包括对分辨率很高的邻近星系样本进行详细的光谱和光度研究，对300多个本地星系进行调查，目的是对邻近宇宙的尘埃进行统计调查，并对低金属丰度环境中的ISM进行研究，弥合本地宇宙和原始星系之间的差距。
2006-09-29 astro-ph
