The Chrysalis Opens? Photometry from the Eta Carinae HST Treasury Project, 2002-2006
在过去的十年中，埃塔汽车已经明显明亮，可能表明状态的变化。在这里，我们总结了由哈勃太空望远镜收集的测光作为HST财政部项目的一部分，对这个对象。我们的数据包括STIS/CCD采集图像，ACS/HRC图像中的四个过滤器，并在通量校准STIS光谱合成光度。HST的空间分辨率使我们能够从明亮的拱星喷出物中分离出来检查中央恒星。在2002- 2006年期间，它的视亮度继续快速增加，特别是在2003年中期的分光事件之后。如果这种趋势继续下去，中央恒星很快就会变得比它的喷出物更亮，与几年前的状态截然不同。1938- 1953年的迅速变化可能是一个先例。我们推测，在过去的一个世纪里，这颗恒星的质量损失率一直在下降。
2006-09-11 astro-ph
Crowded-field photometry from HST-imaging
我们提出了一个彻底的调查恒星测光的基础上HST成像拥挤的领域在85和10角秒从中心的高表面亮度椭圆M32。目前的档案数据的主要研究者在其他地方提出了一个令人印象深刻的彩色星等图的领域在85弧秒。基于相同的数据，我们扩大了他们的光度分析和补充误差估计，更清楚地显示严重的图像拥挤的恒星光度学的影响。我们发现，最暗的恒星（I>25.0，V>26.0）被发现太亮了几十个星等。对于在10弧秒的领域，我们得出结论，这是不可能获得可靠的恒星测光，标准偏差大于0.4马格。牺牲星的实验表明，只有极少数的最亮的恒星的光度函数可以预期代表单个对象，大多数是虚假的或不明亮的测量。
1997-04-29 astro-ph
HST/NICMOS Observations of Massive Stellar Clusters Near the Galactic Center
我们报告了哈勃太空望远镜（HST）近红外相机和多目标光谱仪（NICMOS）对银河系中心附近的两个非凡的年轻星团拱和五重星团的观测。这是我们第一次在银河系中心发现了初始质量远低于10 Msun的主序星。我们提出了第一次确定的初始质量函数（IMF）的任何人口在银河系中心，找到一个IMF的斜率是显着更积极的（伽马约-0.65）比平均年轻的星系团在银河系其他地方（伽马约-1.4）。颜色-星等图中的明显转折表明星系团年龄与星系团中光谱类型混合所暗示的年龄一致;我们发现拱门星系团的tau（年龄）约为2+/-1 Myr，五联体的tau（年龄）约为4+/-1 Myr。我们通过将观测到的恒星的质量加到50%的完整性极限，然后外推到1 Msun的较低质量截止值来估计星团的总质量。使用这种方法，我们发现拱门星系团的总质量大于10^4 Msun。对于年龄大于300万年的星团，双值质量-星等关系使得对五联体星团的这种确定变得复杂。我们发现一个下限为6300 Msun的总集群质量，并建议一个最佳估计的两倍，这个值占外围成员的集群。这两个星团的质量使它们成为银河系中两个最大的星团。
1999-06-17 astro-ph
Low-Mass Pre-Main Sequence Stars in the Large Magellanic Cloud - III: Accretion Rates from HST-WFPC2 Observations
我们测量了大麦云（LMC，Z~ 0.3Zo）超新星1987 A场中约800颗低质量（~1- 1.4Mo）前主序星的吸积速率。这是第一次确定我们银河系以外的低质量恒星的恒星形成的基本参数。用于推导吸积率的巴耳末连续辐射与H α过剩正相关。这两种现象都被认为是源于拱星盘的吸积，因此它们的同时探测提供了一个重要的证据，证实了主序前的Halpha和UV过剩天体的性质，它们可能是银河系经典TTauri恒星的LMC等价物。在12-16百万年的年龄，具有统计上显著过量的恒星的吸积速率大于1.5 × 10 ^{-8}Mo/yr。相比之下，在银河系中观察到的盘耗散的时间尺度是600万年的量级。此外，银河系中已知的最古老的经典金牛座T星（长蛇座TW，年龄为1000万年）的吸积速率仅为5x 10 ^{-10} Mo/年，比我们在大麦哲伦星系中测量的年龄相当的恒星的吸积速率小30倍。我们的研究结果表明，金属丰度在调节低质量恒星的形成中起着重要作用。
2004-02-21 astro-ph
HST/NICMOS Observations of IZw18 - revealing a population of old AGB stars
我提出的第一个结果，从HST/NICMOS成像研究的最贫金属的蓝色致密矮星系IZw 18。近红外色星等图（CMD）主要由两个星群组成，一个是10-20亿年的红超巨星星群，另一个是0.5-5亿年的渐近巨星分支星星群。年龄大于1 Gyr的恒星需要解释在12.6 Mpc的距离上观测到的CMD，这表明IZw 18不是一个年轻的星系。如果到IZw 18的距离显著更大，则结果也成立。这排除了IZw 18是最近在本地宇宙中形成的真正年轻星系的可能性。
2000-04-25 astro-ph
HST Observations of the Serendipitous X-ray Companion to Mrk 273: Cluster at z=0.46?
我们已经使用HST I波段图像来识别Mrk 273 X，这是ROSAT在与Mrk 273相同的视场中发现的非常不寻常的高红移X射线发光的塞弗特2星系。我们测量了Mrk 273 X的光度特性，并分析了HST图像中暗星系群的光度分布。星系的光度和周围环境的性质表明，Mrk 273 X是相对较差的星系团中最亮的星系，红移接近0.46。它在星团中偏离中心的位置以及HST图像中其他星系群的存在可能表明这是一个处于与邻近星系团合并边缘的动态年轻星系团。我们发现Mrk 273 X是一个明亮的无特征椭圆星系，没有证据表明它存在盘。它在8等的范围内很好地遵循了de Vaucouleurs（r^{1/4}）表面亮度定律。虽然表面亮度轮廓似乎并不受活动星系核的支配，但星系的蓝色似乎确实是由活动星系核产生的。Mrk 273 X与IC 5063类活动星系最为相似，是一个混合的Sy 2 /强射电星系。
1999-07-20 astro-ph
HST WFPC2 Imaging of Shocks in Superbubbles
在大麦云云（LMC）的超气泡中探测到了明亮的X射线辐射，这表明内壳壁附近的超新星遗迹（SNRs）是造成这种X射线辐射的原因。为了识别SNR冲击在超级气泡内部，我们已经获得了HST WFPC 2发射线图像的X射线明亮的超级气泡DEM L 152和DEM L 192和X射线暗淡的超级气泡DEM L 106。我们使用这些图像来详细检查壳形态和[S II]/H-α比率变化。在这三个超级气泡中，DEM L 152具有最高的X射线表面亮度，最具特征的星云形态，最大的膨胀速度和最高的[S II]/H-alpha比值。它的[S II]/H-α比率向外增加，并在沿周边的尖锐细丝中达到峰值。DEM L 192具有中等的X射线表面亮度，复杂但不复杂的形态，中等的膨胀速度和低的[S II]/H-alpha比。在X射线中未检测到DEM L 106。它的壳层结构是无定形的，具有嵌入尘埃的特征;它的膨胀速度很低。三个超级气泡中没有一个在壳内部显示出可以被识别为与SNR冲击直接相关的形态特征，这表明SNR冲击没有遇到非常致密的材料。我们发现，[S II]/H-α比率的X射线明亮的超泡是强烈依赖于所包含的OB协会的紫外辐射场。因此，[S II]/H-α比值与超气泡中X射线表面亮度之间不应存在紧密的相关性。我们还发现，超气泡的膨胀速度大，明亮的X射线辐射的非线性形态。
1999-12-08 astro-ph
An HST study of OB associations and star clusters in M101
本文研究了M101 = NGC 5457的大质量恒星含量、OB星协和星团。聚类算法产生79个推定的关联。它们的大小分布与麦哲伦星云M31和M33相似，平均大小约为90 pc。星协内恒星的V光度函数的斜率dlogN/dV = 0.60 +/- 0.05，而平均红化E（B-V）= 0.21等。利用色-星等图和色-色图进一步讨论了恒星含量。使用理论等时线估计年龄，范围在300万年至1400万年（+2百万年）之间。我们发现一个建议，在M101 OB协会的恒星IMF的质量上限可能是相当高的，相反的一些理论预期，在高金属丰度环境中的质量限制应该是较低的。在M101场中识别出41个候选星团和2个HII区核心星团，并将它们的综合光度特性与LMC和M33的星团系统进行了比较。大多数M101星团可能属于年轻的、人口众多的星团，就像在大麦哲伦星系中发现的那样。红色星团在这个领域很少见。在附录中，客观发现算法被应用于大麦云星云中最亮的恒星。
1996-06-08 astro-ph
A High Yield of New Sightlines for the Study of Intergalactic Helium: Far-UV-Bright Quasars from SDSS, GALEX, and HST
He II Ly-alpha（304 A静止）吸收对z~3-4的六个类星体的研究已经证明了IGM氦研究的巨大潜力，但目前He II Gunn-Peterson测试的干净视线的样本量非常小，限制了宇宙学推断的可信度，需要更大的样本。虽然没有被遮蔽的类星体视线达到高红移是非常罕见的，SDSS DR 6提供了数千个z>2.8的类星体。我们将这些SDSS类星体与GALEX GR 2/GR 3进行了交叉相关，以建立一个目录，其中包含200个置信度更高（约70%安全）的z=2.8-5.1的类星体案例，这些类星体可能具有幸存的远紫外（restframe）通量。我们还从GALEX与其他（非SDSS）类星体的交叉相关中编目了另外112个可能的远紫外亮类星体。我们的SDSS/GALEX候选人的24个HST的侦察UV棱镜观测证实了12个在远紫外线中检测到，至少有9个具有延伸到非常接近He II突破的通量;经过改进，我们的成功率甚至更高。因此，我们的SDSS/GALEX选择方法被证实比以前的He II类星体搜索效率高出一个数量级，光谱确认的干净视线到高红移的数量增加了一倍多，并为即将到来的He II和其他远紫外研究提供了数百个高置信度视线的资源列表。我们的侦察HST棱镜光谱表明一些远紫外多样性，确认需要获得一个大样本的独立类星体视线在一个广泛的红移范围内，以评估等问题的时代（S）的氦再电离，同时平均在个别…
2008-09-04 astro-ph
HST/WFPC2 and VLA Observations of the Ionized Gas in the Dwarf Starburst Galaxy NGC 4214
我们提出了新的H α和[O III] 5007窄波段图像的恒星爆发矮星系NGC 4214，获得与WFPC 2船上HST，连同VLA观测同一星系。哈勃望远镜的图像可以分辨出2-5 pc的物理尺度，揭示了几颗年轻（<1000万年）恒星形成的各种电离气体形态（紧凑的结，完整或碎片壳）和大小（10-200 pc）的复合体。我们的结果与一组统一的进化趋势是一致的：最年轻、较小、充满的区域可能是那些刚刚从致密的恒星形成云中出现的区域，往往具有高激发性并且高度模糊。演化的、较大的壳状区域具有较低的激发，并且由于恒星风和超新星的作用而较少被激发。至少在一个案例中，我们发现了诱导恒星形成的证据，这导致了两阶段的恒星爆发。年龄估计的基础上W（H α）的测量不同意从风驱动的壳模型的扩展H II区域推断。对这种效应最可能的解释是，大质量恒星诞生的高密度介质所施加的压力导致超级气泡的形成延迟了200万年。我们报告的检测嵌入在两个大的H II复合物的NGC 4214的超新星遗迹。NGC 4214中的尘埃并不位于前景屏幕中，而是与温暖的电离气体相关联。
2000-07-11 astro-ph
The Surface Brightness Fluctuations and Globular Cluster Populations of M87 and its Companions
利用HST WFPC-2图像中的表面亮度波动，我们确定M87，NGC 4486 B和NGC 4478都位于~16 Mpc的距离，而NGC 4476位于~21 Mpc的背景中。我们还使用存档的HST场研究了M87的球状星团。我们检测到双峰的颜色分布，并发现红色峰值相对于蓝色峰值的幅度是最大的中心附近。这一特征与椭圆星系形成的合并模型非常吻合，其中一些星系团起源于祖先星系，而另一些则是在合并过程中形成的。
1997-12-29 astro-ph
The Toomre Sequence Revisited with HST/NICMOS: Nuclear Brightness Profiles and Colors of Interacting and Merging Galaxies
我们讨论了近红外特性的核心在11个合并星系的Toomre序列，高空间分辨率的J，H和K成像数据的基础上，使用NICMOS板载哈勃太空望远镜（HST）。这些观测结果受尘埃消光的影响比我们以前的HST/WFPC 2观测结果要小，并且比现有的地基近红外数据提供更高的空间分辨率。我们看到一个边缘的趋势，核变得更蓝的推进合并阶段，我们归因于尘埃的分散在合并过程的后期。我们的数据还表明，一个统计上显着的趋势，在序列中的原子核变得更加明亮，在一个固定的物理尺寸的光圈和修正后的尘埃消光，推进合并阶段。我们推导出K-波段表面亮度轮廓的核的形态允许一个有意义的等照度线分析，并配合配置文件与“Nuker定律”与HST观察到的星系的其他样本进行比较。大多数的核具有陡峭的轮廓，可以被描述为幂律型。一般来说，Toomre序列星系倾向于有更陡峭的轮廓和更高的中心光度表面密度比E/S 0的。我们推导出的V-K颜色配置文件的核，以进一步解决这种可能性，但发现大量的尘埃消光复杂的解释。总体而言，我们的研究结果是一致的螺旋星系合并的N体模拟的一般预测。如果任其发展和衰退几个Gyrs，Toomre序列核的性质可能类似于正常E/S 0星系核的性质。因此，我们的研究结果支持这样一种观点，即旋涡星系的合并可以导致早期类型星系的形成。
2007-08-20 astro-ph
HST Imaging of Bright Galactic X-ray Binaries in Crowded Fields
我们报告了三个被充分研究的强星系X射线双星X2129+47，CAL 87和GX 17 +2的高空间分辨率HST图像和测光。所有这三个来源表现出重要的异常，不容易解释的传统模式。每一个光源也都位于一个非常拥挤的场中，如果从地面观测到的大部分光实际上来自附近的一个远未解决的叠加伴星，那么在所有情况下，异常都将被消除。对于V1727 Cyg（X2129+470），我们没有发现这样的伴星。我们还提出了一个HST FOS光谱和宽带测光，这是一个单一的，正常的恒星。超软LMC X射线源CAL 87已经从地面工作中得知，它有一个伴星，与光学伴星相距0.9“;我们的HST图像清楚地分辨出了这些物体，并发现了一个更近、更暗的伴星。我们的测光表明，污染并不严重的日食外，在那里的同伴只贡献了20%的光在V，但在日食期间超过一半的V光来自同伴。由于这种严重的污染，可能需要重新评估先前确定的CAL 87次级的光谱类型，从而影响对组件质量的推断。我们没有发现NP Ser（=X1813-14，= GX 17 +2）的伴体。然而，对于这个物体，我们指出了一个小的，但可能是显着的天体测量之间的差异的光学物体的位置和无线电源，这是识别的基础。这一差异需要加以澄清。
1996-08-02 astro-ph
The HST contribution to neutron star astronomy
虽然孤立的中子星（INSs）是最明亮的伽马射线源之一，但它们是光学上最暗的射线源之一，对它们的研究是一项具有挑战性的任务，需要最强大的望远镜。HST在中子星光学天文学方面处于领先地位，产生了自20世纪90年代初以来几乎所有的鉴定结果。本文综述了HST在惯性系光学研究中的主要贡献及其与中子星天文学的关系。
2007-10-29 astro-ph
The HST Survey of BL Lacertae Objects. I. Surface Brightness Profiles, Magnitudes, and Radii of Host Galaxies
我们报告的BL Lac对象的大型HST成像调查，在空间分辨率~10倍优于以前的地基调查。我们专注于数据的减少和分析，描述用于模拟宿主星系表面亮度径向轮廓的程序。在观测到的110个天体中，总共分辨出69个宿主星系，包括几乎所有z < 0.5的源。我们通过拟合指数盘或de~Vaucouleurs轮廓对其进行形态学分类;当一种拟合优于另一种拟合时，在69例中的58例中，它总是椭圆形态。这是一个非常强大的结果，因为BL Lac天体数量众多，空间分辨率前所未有，数据集的均匀性。随着1418+546的宿主星系被重新分类为椭圆星系，仍然没有无可争议的盘状星系拥有BL Lac核的例子。这意味着，在99%的置信度下，只有不到7%的BL Lac可以在盘星系中。宿主星系的视星等会随着距离的变化而变化，如果它们的绝对星等近似相同的话，那么它们的视星等会随着距离的变化而变化，在红移z < 0.5的情况下，它们的绝对星等会在± 1等的范围内变化。在较大的红移，只有6的23 BL Lac的解决，所以目前的数据不约束可能的光度演化的宿主星系。BL Lac主星系和射电星系的集体哈勃图强烈支持它们的统一。
1999-11-09 astro-ph
NICMOS/HST Observations of the Embedded Cluster Associated with Mon R2: Constraining the sub-stellar Initial Mass Function
我们分析了覆盖与Mon R2相关的星团中心1 'x1'的HST/NICMOS 2 F110 W、F160 W、F165 M和F207 M波段图像，以将初始质量函数（IMF）限制在20 Mjup。F165 M和F160 W波段之间的通量比用于测量水波段吸收特征的强度，并从181个有效温度在2700 K和3300 K之间的物体的总样本中选择12个样本。这些天体与Carpenter等人（1997）观测到的源一起被放置在HR图中，以估计低质量星团人口的年龄约为100万年。通过构建灭绝有限的样本，我们能够约束IMF和恒星的比例与拱星盘在一个样本中，是90%的高质量和低质量的物体完成。对于质量在0.1 Msun和1.0 Msun之间，Av < 19等的100万年恒星，我们发现27+-9%的恒星有近红外线过剩，表明有星周盘。衍生分数类似于，或略低于，在其他恒星形成区的年龄相当的分数。我们通过形成比率，将质量间隔为0.08-1.0Msun的恒星数量限制为质量间隔为0.02-0.08 Msun的物体数量，R**=N（0.08-1Msun）/N（0.02-0.08Msun）。假设年龄为100万年，发现该比值为R^**=2.2+-1.3，与Chabrier（2003）提出的IMF系统预测的相似比率一致。这个比值与猎户座星云和IC 348观测到的比值相似，也与Guieu等人（2006）在金牛座28平方度巡…
2006-08-30 astro-ph
Gemini Spectroscopy and HST Imaging of the Stellar Cluster Population in Region B of M82
我们提出了新的光谱观测的星团人口的区域B的原型星暴星系M82获得的吉列双子座北8.1米望远镜。利用哈勃空间望远镜（HST）上的高级巡天照相机（ACS）获得的UBVI测光数据，结合光谱学，我们计算了B区7个年轻大质量星系团（YMC）的年龄、速度和视向速度。我们发现，集群的年龄在70和200万年之间，速度在230至350公里/秒的范围内，而折射率Av变化之间的~1-2.5马格。我们还发现了证据的差异消光在面对一些集群，这阻碍了光度测定的年龄和折射率在这些情况下。星系团的径向速度表明，星系团位于不同的深度内的磁盘，并在规则的磁盘轨道。我们的研究结果总体上与以前的研究结果相矛盾，其中B区被认为是一个由中间年龄集群组成的绑定区域，这些集群形成于一个独立的，偏移的星爆事件，开始于6亿年前。相反，我们的研究结果表明，B区是光学明亮的，因为低消光斑块，这使我们能够查看内部M82磁盘的集群人口，这可能是最后一次与M81相遇的结果。这项研究是一系列论文的一部分，旨在使用深层光谱学和多波段光度学研究M82的集群人口。
2007-10-04 astro-ph
Luminous Compact Blue Galaxies up to z~1 in the HST Ultra Deep Field: I. Small galaxies, or blue centers of massive disks?
我们分析了HST/ACS超深场（UDF）中z ~ 0.2-1.3的26个发光致密蓝星系（LCBG），以确定这些星系是否是真正的小星系，或者是现有或正在形成的大型盘星系中的明亮中心星暴。即使对于z~1的致密天体，UDF图像的表面亮度轮廓也比静止坐标系26.5 B mag/arcsec ^[2]要暗。大多数LCBG显示出一个更小，更亮的组成部分，可能是恒星形成，以及一个扩展的，大致指数的组成部分，颜色表明恒星年龄>~ 1亿年到几个Gyr。扩展分量的尺度长度大多>~ 2kpc，比邻近的大盘星系（如银河系）小1.5-2倍。较大的、表面亮度很低的星盘可以排除在外，直到静止坐标系表面亮度很低（>~ 26 B mag/arcsec ^[2]）。然而，其中1或2个LCBG是大型的盘状星系，由于明亮的中央核（可能是正在形成的凸起）而符合LCBG的选择标准。这些结果表明，在被动演化和盘生长不明显的情况下，局域宇宙中大于90%的高z LCBG是小星系，它们将演化成小盘星系和低质量球状或不规则星系。这些数据并没有揭示出在小的、类似HII星系的LCBG周围形成盘的迹象，也没有表明具有盘状形态的较大LCBG存在简单的由内而外的生长情况。在遥远的LCBG不规则的蓝色发射是相对延长，这表明星云的发射线从恒星形成的区域采样的LCBG的速度场的主要部分。
2006-02-28 astro-ph
HST photometry of dwarf elliptical galaxies in Coma, and an explanation for the alleged structural dichotomy between dwarf and bright elliptical galaxies
我们分析了后发座星系团中18个矮椭圆星系候选者的档案HST F606 W图像。我们通过同时拟合PSF卷积的Sersic R^（1/n）模型以及在必要时拟合中心点源或中心PSF卷积的高斯模型来模拟它们的光剖面的全径向范围。中心分量的光度L_nuc与宿主星系的光度L_gal成比例，L_nuc = 10^（4.76 +/- 0.10）*（L_gal/10^7）^（0.87 +/- 0.26）。基本的宿主星系显示系统偏离指数模型，与模型无关的宿主星系光度，而不是由于从核组件的偏见。log（n）与中心星系表面亮度μ_0（不包括中心无关分量的通量）的Pearson相关系数为-0.83，显著性水平为99.99%。Sersic指数“n”的对数与宿主星系星等之间的Pearson相关系数为-0.77，显著性为99.9%。我们解释了观测到的dE星系光度和内部对数剖面斜率（伽玛素数）之间的关系作为光度和Sersic指数n之间的相关性的副产品。包括文献中232个绝对星等（M）为10等的dE和E星系，dE星系与较亮的E星系呈现连续序列，μ 0随M线性增亮，直到核心形成导致最亮（M_B < -20.5等）的E星系偏离这种关系。dE和E星系在M-mu_e（和M-<mu>_e）图和<mu>_e-log（R_e）图中的不同行为与核的形成无关，实际上是由M与mu_0和M与log（n）之间的连续线性关系所预期的。
2003-03-17 astro-ph
HST Measurements of the Expansion of NGC 6543: Parallax Distance and Nebular Evolution
NGC 6543的光学膨胀视差是利用两个时期的HST图像检测和测量的，时间基线仅为3年。我们已经利用了三种不同的方法推导出明亮的基准点的角膨胀，其结果非常一致。我们结合我们的角膨胀估计与光谱获得的膨胀速度，得出距离NGC 6543的1001 $\pm$ 269 pc。星云内部明亮核心的运动学年龄是1039 $\pm$ 259年;然而，围绕核心的极冠的运动学年龄更大-可能是减速或早期物质抛射的结果。NGC 6543的形态和膨胀模式提供了对轴对称、相互作用的恒星质量喷射的复杂历史的深入了解。
1999-07-22 astro-ph
The Star Cluster Population of M51
我们给出了M51星团的年龄和质量分布。通过拟合团簇演化模型得到了8个HST-WFPC 2通带的光谱能量分布，并得到了团簇的结构参数。有证据表明，在与伴星NGC 5195第二次相遇时（5亿~ 1亿年前），团簇形成爆发，并暗示了更早的爆发（4亿~ 5亿年前）。集群IMF的幂律斜率为-2.1。星系团的破裂时间非常短（对于10^4 Msun的星系团，小于1亿年）。
2004-03-10 astro-ph
Imaging of the Merging Galaxy NGC 3597 and its Population of Proto--Globular Clusters
我们提出了宽视场的近红外成像从NTT和非常深的光学成像从年轻的合并星系NGC 3597的HST。本文研究了该星系的形态和新形成的原球状星团（PGCs）的性质。我们的K波段数据揭示了第二个核的存在，这进一步证明了NGC 3597是最近合并的结果。结合新的K波段光度学和光学光度学，我们首次能够获得一个独特的年龄为几个百万年的新形成的原始生殖细胞。这与星系的星暴年龄< 10百万年是一致的。从深HST成像，我们能够探测到亮度函数~8个星等比正常的，老的球状星团，并确认PGC有一个幂律分布的斜率~-2。
1999-10-22 astro-ph
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
HST observations of star clusters in NGC 1023: Evidence for three cluster populations?
使用HST图像，我们已经进行了研究的集群人口在附近的S 0星系NGC 1023。在两个WFPC 2点，我们已经确定了221个集群候选。小距离（~9 Mpc）结合深F555 W和F814 W的图像，使我们能够达到约两个星等以下的预期周转的球状星团光度函数。NGC 1023似乎包含至少三个可识别的星系团：较亮的星系团显示出明显的双峰颜色分布，峰值在V-I = 0.92和V-I = 1.15，此外还有一些较暗，更扩展的物体，主要是红色。在较亮的星系团中，我们发现蓝色星系团的平均有效半径R（eff）~ 2和R（eff）~ 1.7pc，比红色星系团稍大。这些星团的光度函数（LF）和大小与其他星系中观测到的球状星团一致。将高斯函数拟合到蓝色和红色致密星系团的LF，我们发现在V中的转换幅度为M（TO，蓝色）=-7.58和M（TO，红色）=-7.37，分散度为sigma（V，蓝色）=1.12和sigma（V，红色）=0.97。较暗、较扩展的星团的有效半径可达R（eff）~ 10-15 pc，它们的LF似乎至少上升到M（V）~-6，少数比M（V）=-7亮。我们认为，这些较暗的对象可能有一个形成的历史不同的明亮的GC。
2000-08-28 astro-ph
HST/WFPC2 Images of the GG Tauri Circumbinary Disk
我们目前的第一个可见光波长的图像GG金牛座环联星环，获得了哈勃太空望远镜的宽视场和行星相机2。在V和I波段图像中都检测到来自环的散射光。图像显示，环是光滑的，除了一个小间隙，可能是恒星和环之间的物质造成的阴影。在地面自适应光学图像中看到的从恒星延伸到环的辐条在我们的数据中看不到，这表明它们可能是图像伪影。近/远表面亮度比在I波段为6.9，与小尘埃颗粒的前向散射一致。峰值环表面亮度的方位角似乎从最接近我们的方位角偏移了13度，就像以前的近红外HST观测一样。这可能表明环是扭曲的，或以某种方式被星周盘遮蔽。环的颜色比HST观测到的来自恒星的组合光更红，证实了先前的测量结果，即环周盘可能会导致照亮环的光的消光。我们检测到一个明亮的，紧凑的弧材料0.3弧秒，从次要的恒星在一个方位角对面的主要。它看起来太大了，不可能是一个拱星盘，而且也不在拉格朗日点上所捕获的尘埃的预期位置。
2002-02-19 astro-ph
The birth place of the type Ic Supernova 2007gr
我们报告了我们试图在主星系NGC 1058的HST爆炸前图像中定位奇特的Ic型SN 2007 gr的祖先。对准自适应光学牛郎星/近红外成像SN 2007 gr从双子座（北）望远镜与爆炸前的HST WFPC 2图像，我们确定SN的位置上的HST帧的精度为20 mas。虽然在SN位置没有检测到任何东西，但我们表明它位于明亮光源的边缘，距离其标称中心134+/-23 mas（6.9 pc）。基于它的光度，我们认为，这个对象可能是一个未解决的，紧凑的和coeval集群和SN祖先是集群成员，虽然我们注意到，模型配置文件拟合有利于一个单一的明亮的恒星。我们发现这个假设的星团的年龄有两个解：7-/+0.5百万年和20-30百万年，关闭质量分别为28+/-4 Msun和12-9 Msun。爆炸前的地基K波段图像稍微有利于年轻的集群年龄/较高的关闭质量。假设SN祖先是星团成员，关闭质量提供了其初始质量的最佳估计。在SN消失后，更详细的观测应该可以确定它的前身星是否确实是星团的一部分，如果是的话，年龄估计可以在200万年内，从而有利于高质量的单星或低质量的相互作用的双星前身星。
2007-11-28 astro-ph
Deep HST Imaging of Sextans A I. The Spatially Resolved Recent Star Formation History
利用哈勃空间望远镜/WFPC 2对矮不规则星系六分仪A的深周期7图像测量了恒星测光。在三个滤波器中进行成像：F555 W（$V$ ; 8个轨道）、F814 W（$I$ ; 16个轨道）和F656 N（H $α$ ; 1个轨道）。将这些数据与第5周期WFPC 2观测相结合，几乎完全覆盖了星系的光学可见部分。第7周期的观测比第5周期的观测灵敏近2个星等，第5周期的观测提供了从污染物种群中明确分离出的微弱蓝色氦燃烧星（BHeB星）。测光的深度使我们能够比较最近的恒星形成历史恢复的主序星（MS）和BHeB恒星的最后3亿年。这些独立恒星形成率（SFR）计算之间的良好一致性是对使用BHeB恒星计算最近SFR的合法性的有力确认。利用BHeB恒星，我们计算了过去7亿年的全球恒星形成历史。从第7周期数据计算的历史与从第5周期数据计算的历史非常相同，这意味着星系的两个部分都形成了一致的恒星。我们还计算了空间分辨的恒星形成历史，结合了第5周期和第7周期的数据。我们对恒星形成模式的解释是，它是一个有序的随机过程。
2001-10-10 astro-ph
THE CANADA-FRANCE REDSHIFT SURVEY IX: HST Imaging of High-Redshift Field Galaxies
给出了32个CFRS星系的HST B和I图像，其安全红移范围为0.5 < z < 1.2。这些星系表现出与当地相同的形态类型，即，椭圆形、螺旋形和不规则形。这些星系在$B$图像（静止帧紫外线）中看起来远不如在更长波长下看起来那么规则，这强调了一个事实，即在更高的红移下星系的光学图像应该谨慎解释。对星系的定量分析得出了每个组成部分的盘的大小、凸起部分和颜色。在这些红移中，星系盘显示出表面亮度演化的明显证据。正常晚型星系盘的平均静止框架中心表面亮度为mu_{AB}（B）=20.2 \pm 0.25等角秒^{-2}，比Freeman（1970）的值亮约1.2等。在10个（30%）星系中可以测量到某种程度的特殊性，4个（13%）显示出明显的相互作用/合并迹象。有9个星系（30%）以蓝色致密成分为主。这些成分似乎与恒星形成有关，最常出现在特殊/不对称星系中（其中一些似乎是相互作用的），但也有一些在其他正常星系中。因此，在比现在的Sb更蓝的星系中，三分之一是“蓝核星系”，一半是晚型星系，其圆盘在z=0时比正常星系亮得多。这两种效应加在一起，一定是造成蓝星系光度函数演化的主要原因。
1995-07-07 astro-ph
Predicted HST FOC and broad band colours for young and intermediate Simple Stellar Populations
本文提出了理论HST和宽带颜色的人口合成模型的基础上计算的一组均匀的恒星演化轨迹下典型的（无超调）的假设，涵盖范围的集群年龄从t=8万年到t=5 Gyr的三个不同的金属丰度（Z=0.02，0.006，和0.001）。在集群人口的统计波动进行了研究，评估预测的各种颜色的集群集成的绝对星等的函数的波动。我们表明，在HST紫外线过滤器的红色泄漏深深地影响预测的通量和颜色。然而，我们发现对于F152 M-F307 M < 0.5和F170 M-F278 M < 0.5（这意味着年龄低于1 Gyr），HST UV颜色仍然可以用来推断遥远星系团年龄的可靠指示。此外，人们发现这些颜色的年龄校准几乎不受原始氦的量或假定的IMF的影响。在此基础上，对上述三种金属丰度的HST紫外双色（F152 M-F307 M和F170 M-F278 M）进行了年龄刻度。我们建议结合使用HST紫外色和红外色（特别是V-K）来解开年轻恒星星族（t< 1 Gyr）综合色中的金属性年龄效应。
1998-12-18 astro-ph
A New Deep HST/ACS CMD of I Zw 18: Evidence for Red Giant Branch Stars
我们目前的结果，从新的深HST/ACS测光的I Zw 18，最贫金属的蓝致密矮星系在附近的宇宙。之前有人认为这是一个非常年轻的系统，在不到5亿年前才开始形成恒星，但其他工作暗示这个星系中可能存在更老（> 1 Gyr）的红巨星分支（RGB）恒星。我们更深入的数据确实揭示了RGB的证据。因此，即使在最缺乏金属的系统中，也存在着潜在的古老（> 1 Gyr）星族，这意味着恒星的形成始于z > 0.1。RGB tip（TRGB）星等和造父变星的性质表明，I Zw 18比以前认为的更远（D = 19.0 +/- 1.8 Mpc）。
2007-02-09 astro-ph
HST Imaging in the Chandra Deep Field South: II. WFPC2 Observations of an X-Ray Flux-Limited Sample from the 1 Msec Chandra Catalog
我们提出了HST/WFPC 2观测的一个定义明确的样本的40个X射线源与X射线通量以上的检测阈值的完整的1毫秒钱德拉深场南（CDFS）。我们的HST观测的灵敏度和空间分辨率足以检测到37个X射线源的光学对应物，产生关于它们的形态和环境的信息。在本文中，我们扩展了我们以前的研究中获得的结果300 ks CDFS X射线数据（Schreier等人，2001年，论文I）。具体来说，我们表明，光学对应的X射线源分为两个不同的群体：1）光学暗淡的组与相对蓝色的颜色，类似于暗淡的蓝场星系人口，和2）光学较亮的组，包括解决星系的平均颜色显着红比相应的亮场星系人口。较亮的天体包括各种类型，包括早期和晚期星系、星暴和活动星系核。相比之下，我们表明，微弱的蓝色X射线人口是最一致的主要类型2活动星系核的低到中等亮度，位于较高的红移（z ~ 1 - 2）。这一结论得到了各类天体光度函数模型的支持。因此，深X射线数据与HST的高空间分辨率相结合，首次使我们能够探测活动星系核光度函数在宇宙学上有趣的红移的暗端。
2001-10-16 astro-ph
HST WFPC2 Imaging of Three Low Surface Brightness Dwarf Elliptical Galaxies in the Virgo Cluster
[注释] HST WFPC 2图像拍摄于室女星系团的三个LSB矮椭圆星系。观测的目的是确定这些神秘星系的小尺度结构，并试图通过检测光度波动来了解它们巨大分支的性质。在三个被研究的星系中的两个，V7 L3和V1 L4，光度波动被明确地检测到，产生2 - 10颗红巨星/像素的密度。使用观测到的B-V和V-I颜色作为约束，如果这些系统中存在大量的M巨星，我们无法找到能够重现观测到的波动信号和蓝色的模型。第三个系统，V2 L 8，没有检测到波动信号，这可能意味着它不在室女星系团。有趣的是，这个系统是高度核化的。我们的观察已经解决了这个核，如果V2 L 8在室女座，那么我们已经发现了迄今为止测量的最小的凸起，有效半径只有50 pc。这个凸起是非常红的（和巨大的椭圆星系一样红），事实上，这个有核的dE星系完全有可能是一个位于背景中的非常大的星系。因此，它非常令人想起Malin-1被发现的方式。最后，我们没有发现任何证据表明，在这个大大提高了空间分辨率的研究系统中的恒星小规模聚集。这意味着这些系统是动态松弛的，它们观测到的低表面亮度的物理原因是它们的低密度。当以WFPC 2的高空间分辨率（每像素约6 pc）成像时，星系很容易被看穿，而不需要晚上知道它们存在于WFPC 2框架的中间。它们只是以“天空噪音”的形式出现。
1999-06-18 astro-ph
HST-STIS Spatially Resolved Spectroscopy and Coronagraphic Imaging of the TW Hydrae Circumstellar Disk
我们提出的第一个空间分辨光谱的散射光从TW长蛇座原行星盘。这个几乎面对面的圆盘在光学上很厚，围绕着一颗经典的金牛座T星，它位于附近的1000万年前的TW Hya协会中。用HST-STIS CCD获取光谱，在5250 - 10300 A的波长范围内提供分辨率R ~ 360。星周盘的空间分辨光谱是困难的，因为亮星和暗盘之间的对比度很高。我们的新观测提供了从40 AU和155 AU之间的恒星盘散射光的光谱。除了最里面的区域，散射光在所有半径处都具有与恒星相同的颜色（灰色散射）。这可能表明，散射的尘埃颗粒大于约1微米，一直到大半径。从光谱数据中，我们还获得了两个位置角度的积分盘亮度的径向分布，几乎与之前在HST-WFPC 2和NICMOS日冕图像中观察到的区域相同（距离恒星35 AU至173 AU）。这些剖面的形状与先前的剖面相同，但在圆盘中显示出先前未注意到的小的方位不对称性。我们的TW Hya的STIS宽带日冕图像证实了这种不对称性的现实，并表明，磁盘表面亮度内部140 AU有一个正弦依赖于方位角。最大亮度出现在北纬233.6 +/- 5.7度的位置角。这可能是由前向散射和盘内部区域倾角增加的组合引起的，这表明TW Hya盘有一个像在Beta Picture碎片盘中看到的翘曲。
2004-12-08 astro-ph
Witnessing the formation of a brightest cluster galaxy at z>2
我们提出了深入的观察与HST先进的相机调查的中央大质量星系在一个正在形成的集群在z=2.2。拥有强大射电源MRC 1138-262的星系与早期宇宙中已知的最广泛的合并系统之一有关。我们的HST/ACS图像显示，许多恒星形成星系合并在一个~200千秒差距的区域内，发出漫射线发射和连续的休息帧紫外线。因为这个星系生活在一个过密的环境中，它代表了一个罕见的最明亮的星系团在z>2的形成，这可能是一个大质量星系团星系形成预测的试验台。
2006-10-30 astro-ph
Constraining the mass of the GRB 030329 progenitor
与超新星（SN）2003 dh相关的长持续时间伽马射线暴（GRB）030329发生在一个恒星形成的矮星系内，红移为$z=0.1685$。低的红移，以及丰富的哈勃太空望远镜（HST）档案图像，使这个伽玛射线暴非常适合对爆炸附近的恒星星族进行详细研究。由于恒星的寿命与其质量直接相关，因此恒星星族的年龄可以用来限制伽玛暴和超新星的前身质量。从HST图像中，我们提取了GRB起源的精确位置的颜色，并发现这些颜色与整个宿主星系和周围星暴环境的颜色显着不同。我们使用光谱演化模型，包括星云发射，仔细限制恒星星族的年龄，因此，在爆炸现场的祖先。对于瞬时爆发模型，我们发现500万年的星群年龄与数据最匹配，这表明一个非常大的（M > 50 M_sun）恒星作为祖先，上限为800万年（M > 25 M_sun）。对于更广泛的恒星形成场景，推断的祖先年龄在大多数情况下仍然非常年轻（年龄<700万年，意味着M > 25M_sun），上限为2000万年（M > 12M_sun）。这些年龄估计是一个数量级低于从整体的宿主星系的颜色推断的年龄，这表明祖质量估计的基础上的数据空间未解决的伽玛射线暴宿主星系一般是有限的使用。我们的结果是一致的，与Bronsar的情况。
2008-04-11 astro-ph
The Discovery of a Population of Pre-Main Sequence Stars in N66/NGC346 from Deep HST/ACS Image
我们报告了在小麦哲伦星云的年轻大质量恒星形成区N66/NGC 346中发现了丰富的低质量恒星群，这些恒星来自HST/ACS拍摄的深V，I和H α图像。这些恒星很可能是与NGC 346星团一起形成的，大约在3-5百万年前。它们的星等和颜色是质量范围在0.6-3 Mo的前主序星，大部分集中在主星团，但次级子星团分布在约45 pc的区域内。这些子集群似乎是空间一致的，以前已知的结的分子气体在地面和ISO的观测。我们发现N66/NGC 346是一个复杂的区域，由其大质量恒星形成，这里的观测代表了理解恒星形成如何发生的关键一步，并在这种低金属量环境中取得了进展。
2006-02-09 astro-ph
The Nature of [Ar III] Bright Knots in the Crab Nebula
利用1994 - 1999年HST WFPC-2拍摄的蟹状星云中[Ar III]亮节的运动学和形态学特征进行了研究。我们发现，五个南部的[Ar III]明亮的节点表现出普通的径向运动远离星云的膨胀中心的幅度与他们的投影径向位移一致。这些结果不支持MacAlpine等人的建议。（1994年），这些结可能是快速远离螃蟹脉冲星由于准直风。HST图像也没有显示[Ar III]结相对于遗迹中的其他特征具有不寻常的形态。我们的自行结果，当结合径向速度估计，表明这些结有相对较低的空间速度意味着相对内部的残留物的位置，从而使他们更接近电离辐射从蟹状星云的同步加速器。这可能会导致更高的结气体温度，从而解释结的不寻常的线发射强度，如MacAlpine等人。1994年被怀疑。
2001-08-13 astro-ph
HST Observations of Globular Clusters in M31.I:Surface Photometry of 13 Objects
本文介绍了利用哈勃空间望远镜（HST）上的暗天体照相机（FOC）对M31中的球状星团进行研究的初步结果。对象样本由13个集群组成，跨越一系列属性。为了补偿HST的光学问题，使用了三种独立的图像去卷积技术，得到了相互完全一致的结果。我们提出了详细的测试和比较，以确定这些反卷积方法的可靠性和限制，并得出结论，高质量的表面光度学的M31球状星团是可能的HST数据。表面亮度轮廓已被提取，并核心半径，半光半径，和中心表面亮度值已被测量的样品中的所有集群。它们与地面观测值的比较表明，后者受到视宁效应的系统性和强烈的偏差，这是可以预料的。与银河系球状星团结构参数的比较表明，M31球状星团的结构性质与银河系球状星团非常相似。从这些数据中已经确定了一个核坍缩后星团的候选者Bo 343 = G 105，这是M31 g中第一个这样的探测。C.系统
1993-10-14 astro-ph
Limits on the Optical Brightness of the Epsilon Eridani Dust Ring
使用{ \em哈勃太空望远镜（HST）}上的STIS/CCD照相机在K2 V主序星$ε$ Eridani附近拍摄深层光学图像，试图找到以前通过亚毫米观测成像的尘埃环的光学对应物。尘埃环的光学亮度的上限确定和讨论的背景下，散射的星光预计从合理的尘埃模型。我们发现，即使尘埃均匀地分布在对称的环中，尘埃的光学表面亮度，在距离恒星55 AU处用{ \em HST}/STIS CCD通光孔径测量，也不可能比25 STMAG/”$^2$亮。这个上限不包括一些固体颗粒模型的灰尘环，可以适应红外和亚毫米数据。报告了距离$ε$ Eri 12.5”到58”之间的$\approx $ 59个离散天体的星等和位置。大多数（如果不是全部的话）这些物体可能是背景恒星和星系。
2004-05-20 astro-ph
A HST Census of Nuclear Star Clusters in Late-Type Spiral Galaxies: II. Cluster Sizes and Structural Parameter Correlations
我们研究了晚型旋涡星系中核星团的结构性质。更具体地说，我们拟合分析模型的HST图像的39个核团簇，以确定其有效半径校正后的仪器点扩散函数。我们使用这种分析的结果比较的光度和大小的核星团的其他椭球恒星系统，特别是银河系球状星团。我们的核团簇的平均有效半径r_e = 3.5 pc，其中50%的样品在2.4 pc < r_e < 5.0 pc之间。这种狭窄的大小分布在统计上与银河系的球状星团是无法区分的，尽管核星团比旧的球状星团平均亮4等。我们讨论了这个结果的一些可能的解释。通过比较星系核团的光度与其宿主星系的各种性质，我们证实了更亮的星系拥有更亮的星系核团。目前还不清楚这种相关性是否主要反映了星系的大小，质量和/或恒星形成率的影响。由于我们样本中较亮的星系通常具有中心表面亮度较高的恒星盘，因此核团光度也与其宿主的这一性质相关。另一方面，我们没有发现任何证据表明核星团的存在与大尺度恒星棒的存在之间存在相关性。
2003-09-29 astro-ph
HST/STIS Spectroscopy of Five Super Star Clusters in the Starburst Galaxy M82
我们目前获得的光谱与空间望远镜成像光谱仪（STIS）的五个年轻的大质量星团的星暴星系M82。本文对一个星团M82-A1及其在星爆核的直接环境作了详细的分析。从HST存档图像中，我们发现它是椭圆形的，有效半径为3.0+/-0.5 pc，并被一个紧凑的（r=4.5+/-0.5 pc）H II区域包围。我们确定的年龄和红化的M82-A1使用合成光谱的人口合成模型拟合的连续能量分布和深度的巴耳末跳跃。我们发现它的年龄为6.4+/-0.5百万年，测光质量估计为M=7-13 x 10^5太阳质量。我们将其形成与4-6万年前最近的星爆事件联系起来。我们发现M82-A1周围的H Ⅱ区的氧丰度是太阳的或略高。H II区的高压P/k = 1-2 x 10^7 cm^-3 K。在A区的扩散气体有一个稍微低的压力，这与宽的H α发射线宽度一起，表明在M82星暴核心的热和湍流压力都异常高。我们讨论了这种环境如何影响M82-A1的团风的演变。我们发现，高压可能导致压力驱动的气泡失速。我们还获得了星团B1-2和B2-1在“化石”星暴区和中间年龄星团F和L的光谱年龄。这些都与早期的研究一致，并表明，恒星形成活动，足够强烈，以产生超级星团，一直在M82在过去的Gyr，也许在离散和本地化的插曲。
2006-05-03 astro-ph
Hubble Space Telescope Imaging of the Post-Starburst Quasar UN 1025-0040: Evidence for Recent Star Formation
我们提供了新的哈勃太空望远镜（HST）WFPC 2图像的后星暴类星体UN J1025-0040，其中包含一个活动星系核（AGN）和一个400万年前的核星暴类似的热光度（10^{11.6}太阳光度）。F450 W和F814 W的图像解析了来自星暴的活动星系核，并显示大部分恒星光（6 x 10^{10}太阳质量）包含在大约600秒差距的中心半径内，并且在这个尺度上缺乏清晰的形态结构。将每张图像中的点光源与活动星系核的贡献等同起来，我们确定了活动星系核与星暴光的比例。这个比例在红色F814 W图像中为69%，与我们之前的光谱分析一致，但在蓝色F450 W图像中约为50%，而我们预测为76%。HST的图像与之前的测光结果一致，排除了可变性（活动星系核的衰落）是导致这一结果的原因。我们可以解释新的数据，如果有一个以前未知的年轻恒星星族存在，4亿年或更年轻，多达10%的质量占主导地位的4亿岁的人口。这个年轻的恒星爆发可能代表了当前核活动的触发器。UN J1025-0040和它的伴星系中的多个星暴年龄表明了复杂的相互作用和恒星形成历史。
2002-03-14 astro-ph
An Ultraviolet through Infrared Look at Star Formation and Super Star Clusters in Two Circumnuclear Starburst Rings
我们目前的宽带（U，V，I，和H）和窄带（H-α +[N II]和Paschen α）的图像，在两个附近的螺旋星系，NGC 1512和NGC 5248，获得与WFPC 2和NICMOS的HST的环核星暴环。结合2300 Ang的HST图像，这些数据提供了一个特别宽的波长范围，可以用来研究环中恒星星族、气体和尘埃的性质。一些大的（50秒差距尺度）线发射区几乎没有相关的连续辐射，但一个Pa的等效宽度表明几万年前嵌入的恒星星族。Ha/Pa强度比表明气体与尘埃混合，使其有效地掩盖了一些年轻的星团。我们确定了大约1000个紧凑的连续源（超级星团和单个恒星），并分析了它们的光谱能量分布（SED）从0.2到1.6微米，通过拟合它们与一系列年龄和分辨率的光谱合成模型网格。大多数可见的星团只是轻微变红，A_V=0到1等，这表明清除恒星诞生云中的气体和尘埃的过程是有效和快速的。尘埃分布的不均匀性使得很难根据紫外线连续斜率或氢发射线比率来可靠地估计恒星形成率。群集SED与年龄范围一致，从1百万年到3亿年，但只有少数超过几十百万年。然而，在考虑了年龄偏差后，老星团的比例与过去约3亿年来环中连续的恒星形成是一致的。一些最明亮的年轻星团在红外线上有过量的辐射，可能是星周尘埃的辐射。星团的质量函数遵循m^-2的幂律分布，与老的球状星团不同。
2001-03-14 astro-ph
An HST Census of Nuclear Star Clusters in Late-Type Spiral Galaxies: I. Observations and Image Analysis
我们提出了新的HST I波段图像的样本附近的77个，晚型螺旋星系的低倾角。这个星表的主要目的是研究核星团的频率和性质。在我们的样本的59个星系中，我们已经确定了一个独特的，紧凑的（但解决），并在或非常接近他们的光心的主导来源。在许多情况下，这些星系团是距离星系核几千秒差距内唯一突出的源。我们目前的表面亮度配置文件，来自椭圆等照度线适合，适合是成功的所有星系。我们使用半径大于2”的拟合等照度线来检查星团的位置是否与星系的光心重合，并确认在几乎所有情况下，我们真正处理的是“核”星团。从分析拟合的表面亮度配置文件，我们得到的集群光度减去光的贡献从底层的星系盘和/或凸起。
2001-12-04 astro-ph
HST/ACS Images of the GG Tauri Circumbinary Disk
哈勃空间望远镜高级巡天照相机在2002年拍摄了年轻的金牛座GG双星及其环双星盘的V和I带通图像，是迄今为止该系统最详细的图像。确认了之前在盘中看到的特征，包括：一个明显由星周物质阴影造成的“间隙”;盘近边缘视线上的光分布不对称;由于前向散射，盘近边缘的亮度增强;以及在二级恒星附近的致密反射星云。在ACS影像中看到新的特徴：两条沿着星盘的短丝状体;星盘强度的局部但强烈的变化（“间隙”）;以及一条从次级附近的反射星云延伸出来的“毛刺”或丝状体。首次在V波段检测到磁盘背面。圆盘看起来比来自恒星的组合光更红，这可能是由不同的粒度分布解释的。沿盘的亮度不对称性表明，它是不对称的照明恒星由于消光的不均匀拱星材料或照明表面的磁盘是扭曲的潮汐效应（或两者兼而有之）。还可以看到圆盘中局部的、随时间变化的亮度变化。
2005-08-11 astro-ph
HST NICMOS Imaging of the Planetary-mass Companion to the Young Brown Dwarf 2MASS J1207334-393254
2004年8月28日和2005年4月26日，HST/NICMOS获得了长蛇座TW协会（TWA）棕矮星2 MASS J1207334-393254（也称为2 M1207）及其候选行星质量伴星（2 M1207 b）的多波段（0.9至1.6 μ m）图像。来自这两个时期的图像明确地确认这两个物体是共同的自行对（16.0 sigma置信度）。对2 M1207自行的新测量表明，它到系统的距离为59 ± 7秒差距，投影距离为46 ± 5天文单位。NICMOS和先前发表的VLT测光2 M1207 b，整体延伸从0.9到3.8微米，是完全一致的几个木星质量的对象在规范年龄的TWA成员（~ 800万年）的基础上演化模型的年轻巨行星。这些观测提供了关于2 M1207 b物理性质的信息，并明确地确定了第一张围绕自发光体轨道的行星质量伴星的直接图像，而不是我们的太阳。
2006-07-21 astro-ph
Observational Biases Masquerading as Cosmological Effects? A Cautionary Tale about Blue Tilts and Other Trends in Globular Cluster Systems
哈勃太空望远镜（HST）的高空间分辨率在天文学的许多领域都取得了巨大的进步。HST能够窥视星系明亮的内部区域，并区分球状星团（GC）和背景天体，这对星团的研究特别有益。但是，如果不详细考虑优越的角分辨率的后果，那么HST的优点（这是此类研究的资产）可能是其陷阱。最近的HST研究表明，在附近星系的贫金属晕GC中存在一个小的，但一致的颜色-星等相关性。这种"蓝倾斜"被解释为质量-金属丰度关系，意味着在更高质量的GC中自我富集。我们表明，“蓝色倾斜”可能是一个小的，但可测量的HST，质量大小的关系在GC的后果。泊松噪声和表面亮度波动的综合影响可以解释其他明显的相关性的“蓝倾斜”与环境。一些基于HST的研究同样表明，蓝色、贫金属的晕簇的平均金属丰度随着宿主星系质量的增加而增加，这表明GC金属丰度与宿主星系晕的大小有关。我们发现，这种相关性也可能是由于GC的大小在高分辨率HST图像的影响。我们还指出，由于GC的大小趋势和超紧凑型矮星可能只是反映了球状星团分布的尾部，GC本身的假定的基本面随银河中心距离而变化。
2008-06-16 astro-ph
HST Spectroscopy of the Nucleus of M33
我们已经使用哈勃太空望远镜获得中等分辨率1150-5700安。M33的核和一颗蓝色恒星~1 arcsec NNW的核的光谱，试图找到核X射线源的光学对应物，并表征核区域的恒星星族。星核的STIS光谱可以用两个恒星爆发来模拟，一个在4000万年时的质量约为9000太阳质量，另一个在1Gyrs时的质量约为76,000太阳质量。这颗蓝色恒星是一颗晚期O型巨星，没有明显的光谱异常表明它与发光的X射线源有关。核区域没有严重的红化，核和恒星光谱中的2200 Ang吸收特征都很弱。这些数据和恒星形成历史支持了M33核源是本星系群中最亮的持久源的假设，它是一个质量约为10太阳质量的黑洞双星。
2001-12-13 astro-ph
HST Stellar Standards with 1% Accuracy in Absolute Flux
在没有任何大气污染的情况下，HST提供了从远紫外到近红外的最佳分光光度法，适用于像V~16这样微弱的恒星。HST CALSPEC标准星网基于3个标准烛光：热的纯氢白矮星G191 B2 B、GD 153和GD 71，它们具有Hubeny NLTE模型通量计算，只需要一个原子的原子物理学。这些模型的通量分布被归一化为织女星在5556 ° C的绝对通量3.46 × 10 ^{-9} erg cm^{-2} s^{-1} s ^{-1}，使用精确的Landolt V波段测光和由M校正的大气传输的V带通函数。科恩三种主要的WD标准品为HST上这些仪器的FOS、STIS和NICMOS分光光度法提供绝对通量校准。利用STIS数据建立了32个恒星光谱能量分布（SED）的原始谱系，其范围从热星的1150 nm到1μm的长波极限。NICMOS棱镜分光光度法对17颗HST标准星的红外光谱提供了1.9μm的延伸，对少数较亮的恒星提供了2.5μm的延伸。这些HST标准包括织女星，斯隆标准BD+17 $^{\circ}$ 4708，3个明亮的太阳模拟候选者，3个M型或更晚的冷星，和5个热WD。此外，还发现了4颗K巨星和4颗主序星A-星在0.8-2.5μm范围内具有NICMOS分光光度计。WD通量与其模拟的SED进行了比较，并证明内部精度为1- 2%，而A星与Cohen IR通量的一致性为~ 2%。三颗类太阳候…
2006-08-31 astro-ph
HST/NICMOS detection of a partially embedded, intermediate-mass pre-main-sequence population in the 30 Doradus Nebula
我们提出了一个中等质量的主序前人口嵌入在周围的30剑鱼座地区的大麦云（LMC）使用HST/NICMOS的星云细丝的检测。除了四个先前已知的发光I类红外“原恒星”，NICMOS的数据揭示了20个新的来源，具有类似于银河系前主序星的内在红外过剩。根据它们的红外亮度，这些天体可以被识别为相当于银河系前主序星的大麦哲伦星系。样本中最暗的LMC年轻恒星天体的颜色与金牛座T相似，如果放置在LMC的距离上，它们的亮度与金牛座T大致相同。我们发现没有证据表明在初始质量函数中存在较低的质量截止值。相反，从主序前的~1.5Mo恒星到仍然嵌在致密结中的大质量O型恒星的整个恒星质量光谱似乎都存在于星云细丝中。大多数年轻的恒星天体都可以在中央星爆星团R136的北面找到。这个地区很可能会演变成一个OB协会。
2001-04-17 astro-ph
The star formation history of the LSB Galaxy UGC 5889
本文介绍了LSB星系UGC 5889的HST测光，并推导了它最近的恒星形成历史。在过去的2亿年里，恒星的形成以每年约为e-2到e-3太阳质量的速度在适度的爆发中进行，并有极低的SFR甚至静止的时期。从目前的研究中得出的过去2000万年的速率与银河系的H α发射一致。这些数据表明，存在一个年龄超过2亿年的稳定人口。然而，观测误差和完整性校正阻止了对最老年龄的任何确定结论。恒星的总质量约为5.5e7太阳质量。即使最近的恒星形成事件已经加热了气体并在盘中刻出了一个洞，气体的吹走也不太可能发生。
2005-02-17 astro-ph
HST study of the Stellar Populations within 30 pc of SN 1987A
利用HST-WFPC 2多波段图像研究了大麦云云SN 1987 A周围30 pc区域内的恒星星族。每颗被探测到的恒星的有效温度、光度和红化都是通过将测量到的宽波段星等与用模型大气计算的星等相拟合来确定的。由此产生的HR图揭示了年龄在1到1.5亿年之间的恒星的存在，叠加在一个更古老的领域人口。该区域中最年轻的恒星似乎是金牛T星，其特征是强烈的阿尔法过剩。恒星形成速率在过去8个Gyr中呈单调增加的趋势，目前恒星形成活动仍然很高。低质量和高质量的年轻恒星具有不同的空间分布。后者强烈地集中在超新星附近，而前者则更均匀地分布在场上。因此，质量函数在几个秒差距的尺度上变化。然而，在整个区域上求平均值，可以定义初始质量函数，该初始质量函数很好地符合斜率α <-2.55的幂律。讨论了由于金牛T星识别的不完全性而引起的IMF的不确定性。
1999-08-13 astro-ph
HST/NICMOS2 observations of the HD 141569 A circumstellar disk
我们报告了围绕古老的主序前恒星HD 141569 A的星周尘埃盘的第一张可分辨的散射光图像。在HST/NICMOS 2图像中看到的圆盘形成了一个明亮的环，从边缘倾斜37.5度+/- 4.5度。这个环的峰值距离恒星325+/-10 AU，特征宽度约为150 AU。在1.6微米处，尘埃颗粒散射的总通量密度至少为4.5 +/- 0.5 mJy。我们的磁盘模型使用图像暗示的空间分布并不能解释10微米的多余部分，并且需要更接近恒星的额外颗粒群。指出了它与HR 4796 A尘埃环的一些异同.
1999-09-24 astro-ph
15 GHz VLBI detection of the HST-1 feature in the M87 jet
在M87强大的喷流中，距离核心100 pc的明亮特征显示出神秘的特性。早期的无线电、光学和X射线观测表明，这个被标记为HST-1的特征是超光速的，可能与HESS在2005年探测到的TeV耀斑有关。为了研究HST-1可能的耀变体性质，我们分析了2000年至2008年期间专门的全轨道观测和2 cm调查/MOJAVE VLBI监测计划的2 cm VLBA数据。应用宽视场成像技术，HST-1区域以毫角秒分辨率成像。在这里，我们提出了第一个15 GHz的VLBI检测这个功能，并讨论我们的无线电发现和TeV检测之间的连接。
2008-12-02 astro-ph
