Surface Brightness Fluctuations from archival ACS images: a stellar population and distance study
我们推导出表面亮度波动（SBF）和综合幅度在V和I波段使用先进的相机调查（ACS）的档案数据。该样本包括14个星系，涵盖了广泛的物理性质：形态，总绝对星等，综合颜色。我们利用后一个特征的样本检查现有的经验校准的绝对SBF幅度在I-和V-通带。此外，通过比较我们的SBF和颜色数据与Teramo-SPoT简单的恒星星族模型，和其他最近的人口合成模型，我们讨论了恒星星族研究的波动幅度分析的基础上的可行性。这项研究的主要结果是，多波段光学SBF数据和综合颜色可以用来显着约束的化学成分的星系中占主导地位的恒星系统，但不是年龄的情况下，系统的年龄大于3 Gyr。SBF颜色梯度也被检测和分析。这些SBF梯度数据，连同其他可用的数据，指出在星系中存在质量依赖的金属丰度梯度，与更大质量的物体显示出不可忽略的SBF与颜色梯度。与模型的比较表明，这样的梯度意味着星系内部区域的恒星星族比外部区域更富含金属。
2007-06-29 astro-ph
New Optical and Near-Infrared Surface Brightness Fluctuations Models. II. Young and Intermediate Age Stellar Populations
我们提出的理论表面亮度波动（SBF）振幅的年轻和中等年龄（$25 Myr \leq t \leq 5 Gyr$），和$Z=0.0003$，0.001，0.004，0.008，0.01，0.02，和0.04的单次爆发恒星星族。我们注意到热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）星的贡献。沿着TP-AGB阶段的质量损失的情况下，预测的SBF的变化的敏感性进行检查。低于0.6- $1 Gyr$，光学和NIR SBF模型都表现出对年龄和质量损失的强烈依赖性。我们还评估了SBF振幅使用蒙特卡罗技术再现的随机变化的恒星数量经历明亮和快速的演化阶段（红巨星分支，AGB，TP-AGB）。我们提供了最微弱的实际恒星星族的综合通量的限制，以获得可靠的和有意义的SBF测量。本文分析了一种从单个恒星的光度测量中获得星团SBF振幅的方法，并估计了由于统计效应而可能影响该方法的不确定性。利用哈勃空间望远镜的观测资料，首次获得了11大麦云（LMC）富星星团的光学SBF测量结果，这些星团的年龄从几个$Myr$到几个$Gyr$不等。测量结果成功地与我们的SBF预测进行了比较，从而与金属丰度$Z = 0.0001$-0.01的模型有很好的一致性。为了正确地再现大麦哲伦星系团的光学SBF数据，需要将质量损失作为TP-AGB恒星光度的幂律函数。我们提出了如何克服SBF模型在再现麦哲伦星云星团的近红外SBF测量的细节的一般问题。
2005-09-01 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
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
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
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
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
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
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
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
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
The SBF Survey of Galaxy Distances. I. Sample Selection, Photometric Calibration, and the Hubble Constant
我们描述了一个程序的表面亮度波动（SBF）测量确定星系距离。本文介绍了我们的样品和一般的SBF的光度校准。根据我们对造父变星的零点观测，我们发现Kron-Einins I波段的绝对SBF星等与星系的平均（V-I）o颜色有很好的相关关系，当1.0 <（V-I）< 1.3时，M_Ibar =（-1.74 +/-0.07）+（4.5 +/-0.25）[（V-I）o - 1.15 ]。这与恒星星族模型的理论估计相吻合。SBF距离和各种其他估计，包括造父变星，行星状星云光度函数（PNLF），塔利-费舍尔（TF），DN-西格玛，SNII和SNIa之间的比较表明，SBF的校准是普遍有效的，SBF误差估计是准确的。造父变星、PNLF、TF（均使用造父变星校准）和SNII给出的零点单位为Mpc; TF（参考遥远的坐标系）、Dn-sigma和SNIa给出的零点单位为哈勃膨胀速度，单位为km/s。将这两个零点连在一起，得到哈勃常数H_0 = 81 +/- 6 km/s/Mpc。作为分析的一部分，我们提出了SBF距离12个附近的星系群，其中造父变星，SNII和SNIa已被观察到。
1996-09-17 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
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 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
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
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
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 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
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 Distances to Dwarf Elliptical Galaxies in the Sculptor Group
作为正在进行的搜索矮椭圆星系（dE）在本星系群附近的一部分，我们获得了深B和R波段图像的五个dE候选人在雕塑家（Scl）集团区域。我们进行了表面亮度波动（SBF）的R波段图像上的分析，以测量每个dE的表观波动幅度\bar{m}_R。利用恒星星族合成模型的预测，确定了星系的距离。所有这些dE候选人都是Scl集团主要成员的卫星。对dE候选星系ESO 294 -010的红移测量独立地证实了它的星系群成员身份：来自一个小的HII区域的[OIII]和H $_α$发射线给出了117（\pm 5）km s-1的日心速度，与其母星系NGC 55的速度（v_ \odot =125 km s-1）非常一致。SBF距离的精确度（5%至10%）有助于描绘Scl群成员的雪茄状分布，这些成员的距离从1.7 Mpc延伸到4.4 Mpc，并集中在三个，可能是四个子块中。哈勃图9 Scl星系，包括我们的两个DE，表现出紧密的线速度-距离的关系与陡峭的斜率为119公里秒-1 Mpc-1。结果表明，Scl群成员之间的引力相互作用在群的动力学中只起很小的作用。然而，整个系统的哈勃流似乎受到我们银河系和M31的大质量的强烈干扰，导致观察到的剪切运动。从位于本星系群和Scl星系群的49个星系的距离和速度，我们说明了星系分布的连续性，这有力地支持了这两个群体形成一个单一的超星系结构的观点。
1998-09-04 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
A Database of Cepheid Distance Moduli and TRGB, GCLF, PNLF and SBF Data Useful for Distance Determinations
我们提出了一个汇编造父变星的距离模数和数据的四个二级距离指标，采用恒星在旧的恒星星族：行星状星云光度函数（PNLF），球状星团光度函数（GCLF），红巨星分支（TRGB）的尖端，和表面亮度波动（SBF）的方法。该数据库包括截至1999年7月15日公布的所有数据。这一汇编的主要优势在于所有数据都是在一个一致和均匀的系统上：所有造父变星距离都是使用相同的周期-光度关系校准得出的，所有指标的误差处理都是一致的，被认为不可靠的测量被排除在外。因此，该数据库非常适合相互比较所考虑的任何距离指标，或用于导出任何二级距离指标的Cepheid校准。具体来说，数据库包括：1）造父变星的距离、距离和金属丰度; 2）PNLF截止点的视星等; 3）GCLF周转的视星等和颜色（V波段和B波段）; 4）TRGB的视星等（在I波段）和V-I色，比TRGB暗0.5等; 5）表观表面亮度波动幅度I、K '、K_short，并且使用具有HST/WFPC2的F814W滤波器。此外，对于数据库中的每一个星系，我们给出了从DIRBE/IRAS以及HI地图，J2000坐标，哈勃和T型形态分类，B中的视总星等和系统速度的红化估计。（节录）
1999-10-27 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 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
Tip of the Red Giant Branch Distance for the Sculptor Group Dwarf ESO 540-032
我们提出了第一个VI CCD测光的玉夫座星系ESO 540-032在甚大望远镜UT 1 + FORS 1。（I，V-I）色星等图显示这个中间型矮星系主要由年老、贫金属（[Fe/H]~-1.7 dex）的恒星组成，还有少量稍富金属（[Fe/H]~-1.3 dex）、年轻（年龄1.5 - 5亿年）的恒星。在I波段光度函数中，在I_0 = 23.44 \pm 0.09等处发现一个不连续性，将此特征解释为红巨星分支的尖端，并采用M_I=-4.20 \pm 0.10等作为其绝对星等，我们已经确定了（m-M）_0=27.64 \pm 0.14 mag（3.4 \pm 0.2 Mpc）的群体II距离模数。这一距离证实了ESO 540-032是附近Sculptor群的成员，但明显大于先前基于表面亮度波动（SBF）方法报告的值。从恒星星族合成模型的结果表明，混合形态的矮星系的SBF技术的应用需要一个详细的知识的基本恒星组成，从而提供了一个直接的距离测量使用的红巨星分支的尖端距离指示器没有优势。我们产生的表面亮度轮廓ESO 540-032，并推导出光度和结构参数。其整体性质与本星系群矮椭圆星系的绝对星等和中心表面亮度与金属丰度的关系密切相关。最后，我们确定并讨论了一个非恒星物体附近的星系中心，它可能类似于一个球状星团。
2001-05-09 astro-ph
How binary interactions affect spectral stellar population synthesis
单星恒星星族（ssSSP）模型是研究恒星星族的常用模型。然而，超过50%的恒星是双星，并且与单星的演化方式不同。这表明，在模拟星系和星团的恒星星族时，应考虑双星相互作用的影响。利用快速光谱恒星星族合成（RPS）模型，详细研究了双星相互作用对恒星星族Lick指数和颜色的影响，以及对恒星年龄和金属丰度的测定。结果表明，二元相互作用使恒星星族的亮度降低，颜色变蓝，具有较大的年龄敏感的Lick指数（Hbeta）和较小的金属敏感指数（例如，Mgb、Fe 5270和Fe 5335）与ssSSP相比。它还表明，当ssSSP模型用于确定恒星星族的年龄和金属丰度时，将获得较低的年龄或金属丰度，采用两个线指数（H β和[MgFe]）和两种颜色（例如，u-R和R-K）。本文给出了由ssSSP得到的恒星布居参数与由双星恒星星族（bsSSP）得到的恒星布居参数之间的关系。这可以帮助我们得到一些绝对值的恒星人口参数，是有用的绝对研究。然而，它被发现，相对光度加权恒星年龄和金属丰度通过ssSSP和bsSSP是相似的。这表明ssSSP可以用于大多数恒星星族的研究，除了在一些特殊情况下。
2008-05-20 astro-ph
Synthetic stellar populations: single stellar populations, stellar interior models and primordial proto-galaxies
提出了一套新的恒星内部和合成模型，用于预测任意年龄和金属丰度的星团和星系中恒星星族的积分辐射。这项工作不同于现有的光谱合成代码在一些重要的方面，即（1）纳入新的恒星演化轨迹，具有足够的质量分辨率，以采样快速阶段的恒星演化;（2）物理上一致的处理演变的HR图，包括方法的主要序列和质量损失的影响，对巨人和水平分支阶段。与现有的几个模型不同，我们的模型在从广泛的光谱特征和颜色指数中确定同时代恒星星族的年龄时，得到了一致的年龄。我们严格讨论了年龄金属丰度平面的简并表明，包括光谱特征bluebward的4500 AA，足以打破任何剩余的简并与中等S/N光谱（10每20 AA，分辨率元素）年龄和金属丰度不退化。我们还研究了在推导单个恒星星族年龄时系统误差的来源，并得出结论，它们不大于10- 15%。我们说明了使用单一的恒星星族通过预测原始原星系的颜色，并表明，人们可以首先找到它们，然后推导出的形式的IMF的早期一代的恒星在宇宙中。最后，我们提供了精确的解析拟合公式，用于单颗恒星星族颜色的超快速计算。这些模型可以在http://www.physics.upenn.edu/~raulj上找到
2004-02-11 astro-ph
Dense Stellar Populations: Initial Conditions
这一章是基于剑桥N体学校“Cambody”的四个讲座。所涵盖的材料包括IMF，致密星系团的6D结构，残余气体排出和初始的二进制人口。它是针对那些需要初始化恒星星族的各种目的（N体实验，恒星星族合成）。
2008-03-12 astro-ph
How young stellar populations affect the ages and metallicities of galaxies
一些研究表明，在包括早期星系在内的星系中存在着新的恒星形成。这表明，我们可能没有获得准确的年龄和金属丰度的主要恒星星族的星系的颜色。研究了复合恒星星族中的年轻星族（YSP）对恒星系统颜色的影响，分析了由颜色得到的恒星年龄和金属丰度与复合恒星系统中主要星族的年龄和金属丰度的偏差。本文给出了由颜色决定的恒星年龄和金属丰度与复合恒星系统中主要恒星星族年龄和金属丰度之差的一些可能分布。此外，本文还给出了复合恒星星族与其主要恒星星族颜色差异的一些可能分布。此外，我们还比较了用一个色对和两个谱线强度指数分别测定的恒星年龄和金属丰度。文中还比较了用一个色对和几个独立色对的结果。我们还讨论了YSP对早型星系的基平面和Kormendy关系的影响。主要结果可从CDS下载。
2007-08-30 astro-ph
Multiple Stellar Populations in Galactic GCs: Observational Evidence
越来越多的银河系球状星团中多个恒星星族的光度观测正在严重挑战GC托管单个简单恒星星族的范式。这些多种群表现在集群颜色-星等图的一些进化序列的分裂中。在本文中，我们将总结观察情景。
2008-01-21 astro-ph
Galactic Structure and Stellar Populations
应邀在明尼苏达州1994年夏季AAS会议上举行的天空数字化特别会议上进行审查。
1994-10-12 astro-ph
Stellar populations in bulges of spiral galaxies
本文讨论了M31核球中恒星星族的综合性质和新的HST数据。
1997-03-03 astro-ph
Evolutionary Population Synthesis for Binary Stellar Populations
我们提出了综合颜色，综合光谱能量分布，和吸收线指数，瞬时爆发太阳金属丰度二进制恒星星族的年龄范围在1 - 15 Gyr。通过比较具有和不具有二元相互作用的群体的结果，我们表明，包含二元相互作用使群体的外观显着更蓝-这是我们所考虑的每个量的情况。这种效应提高了人口的衍生年龄和金属丰度。因此，有必要考虑二元相互作用，以便从进化群体合成工作中得出准确的结论。
2004-03-12 astro-ph
Principal component analysis for spectral indices of stellar populations
我们将主成分分析方法应用于简单的恒星星族样本，以选择一些对年龄敏感的光谱指数。除了已知的年龄敏感指数H B外，我们还发现一些光谱指数对确定恒星星族的年龄也有很大的潜力，如G4300、Fe 4383、C24668和Mgb。此外，我们还发现这些光谱指数对年龄的敏感性取决于简单恒星星族（SSP）的金属丰度：H B和G4300更适合于确定低金属丰度恒星星族的年龄，C24668和Mgb更适合于确定高金属丰度恒星星族的年龄。结果表明，主成分分析方法提供了一个更客观和信息的替代诊断个别谱线。
2001-12-06 astro-ph
Stellar Populations in HII Galaxies
我们利用星族综合方法，从HII星系光谱的连续谱和吸收特征出发，分析了大量HII星系的恒星含量，以获得有关这些天体恒星形成历史的信息。我们发现，我们样本中的所有星系都包含一个古老的恒星星族（>= 1 Gyr），它占恒星质量的主导地位，并且在其中的大多数星系中，我们还发现了一个中等年龄的恒星族的证据，除了目前爆发的电离年轻一代<= 10^7岁之外，年龄>= 5000万年
2004-05-13 astro-ph
The stellar populations of local dwarfs
简要讨论了近几年来我们对局域矮球状星系中恒星星族的认识进展。综述了近年来恒星星族及其空间变化的宽视场观测、AGB和变星的研究、近红外波段的扩展以及基于合成色星等图和化学演化模型的解释工作。
2005-06-09 astro-ph
Stellar Population analysis from Broad-Band Colours
我们发展了一种利用宽带色研究星系中恒星星族的分析方法。该方法可以确定不同恒星星族的相对贡献、空间分布和年龄，并对星系中的尘埃分布提供了一些线索。我们将这种方法应用于不规则星系NGC3077，使用U，B，V和R滤波器的CCD图像。
2000-11-23 astro-ph
Planetary Nebulae as Probes of Stellar Evolution and Populations
行星状星云（PNe）已被满意地用于检验恒星演化对银河系化学环境的影响。此外，星云形态与恒星星族和演化之间存在联系。我们提出了最新的结果银河PN形态，并扩展到一个距离无偏和均匀的样本大麦云PNE。我们表明，PNe和它们的形态可以成功地用作恒星演化和人口的探针。
1999-12-15 astro-ph
The Color-Magnitude Diagram of composite stellar populations
研究了恒星星族中主序星后的恒星数与总质量的理论关系。这是用来获得一些基本的关系之间的恒星数计数的恒星星族的年龄蔓延和恒星形成的历史，产生他们。本研究的主要目的是提供一个指导方针的建设，旨在再现色幅图的模拟。
2001-11-13 astro-ph
On the interpretation of age and chemical composition of composite stellar populations determined with line-strength indices
本文研究了由Lick/IDS谱线强度指数测量的复合恒星星族（CSP）的简单恒星族等效（SSP-等效）年龄和化学组成。我们建立了两套~30000 CSP模型使用恒星星族合成模型，结合了一个老的人口和一个年轻的人口与一系列的年龄和化学成分的早期型星系的代表。我们研究CSP的SSP等效恒星参数如何依赖于两个输入人口的恒星参数;它们如何依赖于V波段光度加权恒星参数;以及如何从不同的巴耳末线指数导出的SSP等效参数可以用来揭示一个年轻人口的存在。我们发现，SSP等效年龄主要取决于年轻人口的年龄和两个人口的质量分数，和SSP等效的化学成分主要取决于老年人口的化学成分。此外，虽然SSP等效化学成分非常接近V波段光度加权，但SSP等效年龄并不如此，并且强烈偏向年轻人口的年龄。在这种偏差下，年轻人口的年龄和老年人口与年轻人口之间的质量分数是退化的。最后，假设典型的误差线，我们发现，与不同的巴耳末线指数确定的SSP等效参数之间的差异可以揭示存在一个年轻的恒星星族的顶部的一个老的，只要年轻的人口的年龄小于2.5 Gyr和年轻的老人口的质量分数是1%和10%之间。这种差异在超太阳金属丰度处更大。
2006-10-11 astro-ph
Stellar Populations of Elliptical Galaxies in Virgo Cluster I. : The Data and Stellar Population Analysis
我们用高信噪比（S/N/A > 100）的光谱测定了室女星系团中椭圆星系的光谱年龄。我们用斯巴鲁望远镜观察到了8个星系，并将该样本与之前用WHT观察到的6个星系结合起来。为了确定它们的年龄，我们使用了一种基于Hgamma_sigma年龄指标的新方法，该方法几乎不受金属丰度的影响。除了年龄，我们还估计了各种元素的丰度。本文介绍了Hgamma_sigma方法的观测结果、数据处理和可靠性。这项研究的结果在一篇配套论文中介绍（Yamada等人，2006年）。
2005-11-04 astro-ph
Binary populations and stellar dynamics in young clusters
我们首先总结了已经完成的工作的影响，双星的理论人口合成的恒星和恒星现象。接下来，我们通过讨论一些候选的不明飞行物（非常规形成的物体），如中等质量的黑洞，Eta Carinae，Zeta Puppis，Gamma Velorum和WR 140，强调年轻星团中恒星动力学的影响。
2008-01-17 astro-ph
Stellar population in Active Galactic Nuclei. I. The Observations
理论模型支持的最新观测结果表明，在活动星系中心的恒星星族中，巨星和超巨星过于丰富，并且/或者可能存在高金属丰度成分。本文试图通过观测Mg~b、NaI、Ca Ⅱ三重态吸收线以及CN、TiO等分子谱带的强度来定量研究这些效应。利用长缝光谱数据，我们能够分离的恒星星族和周围的核，一个样本，包括，正常，LINER，星爆和塞弗特星系。在本文中，我们提出的数据，即光谱的核和一些周围的核区域。比较显示，在大多数星系的中心区域，红化和恒星星族都有梯度。详细的恒星星族合成在一个配套文件。
1998-04-03 astro-ph
Multi-wavelength observations of stellar populations in Galactic globular clusters
我报告的框架内的一个复杂的项目，旨在描述银河系球状星团的恒星星族的光度特性的一些最近的结果。
2003-01-14 astro-ph
Comparing Dynamical and Stellar Population Mass-to-Light Ratio Estimates
我们调查的质量-光比的恒星星族预测的恒星星族合成代码和比较动力学/引力测量。在Bell & de Jong（2001）中，我们指出星族合成模型预测了恒星星族的颜色和质光比之间的紧密关系。这种关系的正常化关键取决于低质量端恒星IMF的形状。这些微弱的恒星对恒星系统的质量有很大的贡献，但对光度和颜色的贡献却很小。在Bell & de Jong（2001）中，我们使用旋转曲线来规范化关系，但旋转曲线只提供了系统中恒星质量的上限。在这里，我们比较恒星和动力学质量的恒星系统的范围，以约束质量归一化的恒星星族模型。我们发现Bell & de Jong（2001）的标准化值在M/L时应降低0.05-0.1 dex。这与Kroupa（2001）、Chabrier（2003）或Kennicutt（1983）IMF一致，但没有为其他看不见的成分留下太多空间。
2006-04-19 astro-ph
Stellar populations and their kinematics from high and medium resolution spectra: mixed inversions
我们提出的反演技术，旨在恢复恒星的内容（年龄，金属丰度，消光）和运动学的恒星星族从它的吸收线光谱。这些技术使用由PEGASE_HR和最小化算法产生的新的合成高分辨率光谱。应用SDSS数据和一个模拟的磁盘鼓包系统的例子。
2003-10-20 astro-ph
Physical Properties of Young Stellar Populations in 24 Starburst Galaxies Observed with FUSE
我们提出了非常年轻的恒星星族的主要物理性质，看到与FUSE在24个单独的恒星爆发。这些特性已经得到了使用的进化光谱合成技术在远紫外范围内的LavalSB代码。对于每一个星暴，年龄，金属丰度，初始质量函数斜率，恒星质量和内部消光的定量值已获得和详细讨论。代码的限制已经过测试。一个主要的结论是，大多数恒星爆发（可能是所有的恒星爆发）都不能用远紫外线下的任何连续的恒星形成爆发来表示。此外，还预测了与这些恒星星族有关的各种光学诊断的定量值。在NGC 1140、NGC 4449和可能的NGC 3991中已经发现了以B型恒星为主的潜在恒星星族。我们的特点是年轻的恒星星族小于500万年的塞弗特2核。
2007-08-10 astro-ph
Modeling Stellar Populations in Star Clusters and Galaxies
结合人口合成模型与简单的蒙特卡洛模拟的随机效应的恒星数量占据人口稀少的恒星演化阶段的HRD，我表明，在光度的大小和颜色的LMC和NGC 7252星团观察到的散射可以理解在当前的恒星演化理论的框架。人口合成模型中使用的高分辨率恒星光谱图集大大提高了质量的适合观察到的星系SED，使分配的光谱年龄的恒星星族更可靠的比低光谱分辨率的模型。
2002-02-14 astro-ph
The Magellanic Bridge: The Nearest Purely Tidal Stellar Population
我们报告的观测恒星星族在12个领域跨越麦哲伦云之间的区域，在塞罗-托洛洛美洲天文台的4米望远镜上的马赛克-II相机。观测的两个主要目标是描述年轻的恒星星族（可能是在桥中原位形成的，因此代表了最近的由潮汐碎片形成的恒星星族），以及寻找较老的恒星组成部分（可能是被形成气体桥的相同潮汐力从云中剥离出来的）。我们确定的年轻的云间人口，这提供了一个约束的引力相互作用，形成了桥梁的时间的恒星形成历史。在我们的任何领域，我们都没有探测到属于麦哲伦桥的更古老的恒星星族，这意味着从星云中剥离出来形成麦哲伦桥的物质几乎是纯气体。
2006-12-04 astro-ph
The distribution of stellar population age in galactic bars
最近对棒星系中恒星种群的分析集中在恒星星族年龄和金属丰度的空间分布上。然而，棒星系是复杂的物体，其中动力学不稳定性在塑造任何空间分布中起着主导作用。因此，恒星布居的年龄分布应从恒星星族演化和动力学长期演化两个角度来分析。用简单但真实的恒星形成和反馈配方对单个棒星系进行化学动力学模拟，得到了表面质量加权的恒星星族年龄图。利用合成总体模型提供的质光比对模拟结果进行校正后，还显示了V波段的亮度加权图。结果表明，在一个恒星酒吧两个持久的直径相对的地区显示的平均年龄低于周围的平均水平。这两个低年龄区是由于年轻的恒星星族聚集在沿棒的椭圆状轨道上，靠近超谐共振。沿棒主轴的年龄梯度与最近的观测结果相当。另一个低年龄区域是位于外林德布拉德共振附近的外环，但这种结构的存在和强度非常依赖于时间。
2007-01-24 astro-ph
Stellar Populations in Bulges of Spiral Galaxies
我们对31个旋涡星系的星系核球进行了光谱分析，研究了它们的恒星星族性质的径向分布。
2002-02-01 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
