The Cepheid distance to the Local Group Galaxy NGC 6822
最近的估计NGC 6822的造父变星距离模数相差0.18马格。为了研究这一点，我们提出了新的多时代JHKs测光的经典造父变星在中央区域的NGC 6822，并表明，有一个零点的差异，从早期的工作。这些数据与文献中的光学和中红外观测一起被用来估计NGC 6822的距离模量。最佳值为23.40等，基于LMC距离模数为18.50等。这个量的标准误差为~0.05等。我们表明，从造父变星在不同波长的观测得到一致的模数，有必要在这些波长的基准LMC周期光度关系应参考相同的子样本的恒星。提供了这样的集合。基于天琴座RR型变星的距离模与造父变星的结果一致。
2012-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distances to the globular clusters 47 Tucanae and NGC 362 using Gaia DR2 parallaxes
利用来自盖亚DR 2的视差，我们估计了到球状星团47 Tuc和NGC 362的距离，利用小麦哲伦云和类星体中的背景恒星来解释各种视差系统。我们发现视差是依赖于盖亚DR 2 G视星等的恒星与$13<\textrm{G}<18$，其中较亮的恒星有一个较低的视差零点比暗淡的恒星。发现到47 Tuc的距离为$4.45\pm0.01\pm0.12$ kpc，而对于NGC362 $8.54\pm0.20\pm0.44$ kpc，分别列出了随机误差和系统误差。这是第一次直接使用视差对这两个球状星团进行精确的距离测量。
2018-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on the Distance Moduli, Helium and Metal Abundances, and Ages of Globular Clusters From Their RR Lyrae and Non-Variable Horizontal-Branch Stars. III. M55 and NGC 6362
M55（NGC 6809）和NGC 6362是为数不多的球状星团，它们的质量和半径已经被高精度地推导出来。它们还包含RR Lyrics变量，连同其不可变的水平分支（HB）人口，提供严格的限制集群reddenings和距离模量，通过适合恒星模型，其脉动和演化特性。可靠的（m-M）_V估计可得到精度相当的双星M_V和M_bol值，因为适用于它们的V波段辐射热改正对有效温度（T_eff）和[Fe/H]的依赖性很弱。由二元质量-M_V关系导出的化学丰度与光谱测定结果无关。双星的温度，这是直接从它们的光度和测量的半径计算，完全排除了低T_eff标度，已被确定为缺乏金属的恒星在最近的光谱和干涉研究。如果[α/Fe] = 0.4和[O/Fe] = 0.5 +/- 0.1，我们发现M55的（m-M）_V = 13.95 +/- 0.05，[Fe/H] = -1.85 +/- 0.1，年龄为12.9 +/- 0.8 Gyr，而NGC 6362的（m-M）_V = 14.56 +/- 0.05，[Fe/H] = -0.90 +/- 0.1，年龄为12.4 +/- 0.8 Gyr。NGC 6362的HB显示了多个恒星星族的明确证据。简要讨论了来自天琴座RR标准烛光和来自本地次矮星（带有盖亚DR 2视差）的约束。
2018-06-07 astro-ph.SR
On the distance of the globular cluster M4 (NGC 6121) using RR Lyrae stars: II. Mid-infrared period-luminosity relations
本文给出了球状星团M4（NGC 6121）中\rrl{}变星新的中红外周期光度关系。利用斯皮策太空望远镜上的红外线阵列照相机的观测，获得了37个\rrl{}变星的精确测光结果。M4的光致发光关系的色散为0.056，斜率的不确定度为0.11等。此外，我们还利用已发表的哈勃空间望远镜五颗银河系\rrl{}星的几何弛豫图建立了3.6和4.5~ \micron{}的光致发光关系。所得的M4的带平均距离模量为$ μ= 11.399 \pm 0.007 \textrm{(stat)} \pm 0.080 \textrm{(syst)} \pm 0.015 \textrm{(cal)} \pm 0.020 \textrm{(ext)}$。当GAIA任务获得更多恒星的数据时，系统的不确定性将大大降低。还给出了光学和红外周期-颜色（PC）关系，缺少MIR PC关系表明\rrl{}星在4.5~ \micron{}波段不受CO吸收的影响。
2015-05-28 astro-ph.SR
Anchors for the Cosmic Distance Scale: the Cepheid QZ Normae in the Open Cluster NGC 6067
造父变星是建立宇宙距离尺度的关键。因此，通过QZ Nor、V340 Nor和GU Nor在疏散星团NGC 6067中的成员资格来评估它们作为莱维特定律校准器的可行性是很重要的。以下证据证实了QZ Nor和V340 Nor是NGC 6067的成员，而GU Nor可能位于前景：（i）QZ Nor和V340 Nor的现有径向速度与该星团的建立一致（-39.4+-1.2 km/s）到1 km/s以内，而GU Nor则表现出明显较小的值;（ii）一个陡峭的速度-距离梯度表征了朝向NGC 6067的视线，因此意味着共享共同速度的物体几乎是等距的;（iii）为NGC 6067构建的径向轮廓表明，QZ Nor位于星系团边界内，尽管距离星系团中心20';（iv）NGC 6067的新BVJH测光证实了星团距离d=1.75+-0.10 kpc，这一结果与使用Benedict等人（2007年，HST天体松弛）校准计算的QZ Nor/V340 Nor的Weseneirs距离相匹配。QZ Nor是一个造父变星星团，应该被用作宇宙距离尺度的校准器。
2013-05-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Cepheid Distance to the Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy NGC 4051
根据造父变星周期-光度关系和哈勃空间望远镜新的多波段成像，我们得到了原型窄线塞弗特1星系NGC 4051到它的距离为$D = 16.6 \pm 0.3$ ~Mpc（$μ=31.10\pm0.04$ ~mag）。我们确定了419造父变星候选者，并使用精确光度计变量的子样本（分别为光学和近红外子样本中的123和47）在光学和近红外波长处估计距离。我们比较我们的独立测光程序和距离估计方法所使用的SH 0 ES团队，并找到协议0.01~马格。距离，我们得到的建议爱丁顿比$\dot{m} \approx 0.2$的NGC 4051，典型的窄线塞弗特1星系，不像以前的距离估计暗示的古怪的值。我们得到NGC 4051的一个特殊速度为$-490\pm34$ ~km~s $^{-1}$，与它所在的大熊座星系团的整体运动相一致。我们还重新审视了NGC 4051核的能量学，包括它的外流和质量吸积率。
2021-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Distance Measurement of NGC 1313 With Cepheids
本文介绍了利用哈勃空间望远镜上的宽视场行星照相机2对棒旋星系NGC 1313中造父变星的探测。获得了20个B（F450 W）和V（F555 W）历元的观测数据，时间跨度超过三周，在此基础上，使用HSTphot软件包对监测场中的所有恒星进行了轮廓拟合测光。一个包含26颗变星的样本被确认为造父变星，周期在3到14天之间。基于推导出的B和V波段的周期-亮度关系，采用大麦云作为距离零点校准器，获得了消光校正距离模μ = 28.32 +- 0.08（随机）+- 0.06（系统）。上述模量对应于4.61 +-0.17（随机）+-0.13（系统）Mpc的距离，与文献中报道的具有不确定性的先前测量一致。另外，对NGC 1313的红化也很小。
2016-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Araucaria Project. The Distance to the Sculptor Group Galaxy NGC 7793 from Near-Infrared Photometry of Cepheid Variables
在较早的发现经典造父变星在玉夫座群螺旋星系NGC 7793从光学宽视场成像调查，我们已经进行了深近红外$J$ -和$K$ -波段跟踪测光这些造父变星的子样本，以获得更高的精度比什么是可能的，从光学测光，通过最小化变红和金属含量对距离结果的影响。结合我们新的近红外周期光度关系和以前的光学光度测量，我们得到了NGC 7793的真实距离模数为$(27.66 \pm 0.04)$ mag（统计）$\pm 0.07$ mag（系统），即距离为$(3.40 \pm 0.17)$ Mpc。我们还确定影响造父变星的平均变红是$E(B-V)=(0.08 \pm 0.02)$等，表明有显着的尘埃消光固有的星系除了小的前景消光。新的，改进的造父变星距离的比较，早期的距离测定NGC 7793从塔利-费舍尔和TRGB方法产生的协议内报告的不确定性，这些以前的测量。
2017-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distance mapping applied to four well-known planetary nebulae and a nova shell
对行星状星云（PNe）、新星和超新星遗迹等天体的精确距离估计，使我们能够限制它们的物理特征，如大小、质量、光度和年龄。一种基于膨胀视差方法的创新技术，即所谓的距离映射技术（DMT），提供了膨胀星云的距离图以及对它们距离的估计。DMT结合从3D形态运动学模型获得的切向速度矢量和观察到的自行矢量来估计距离。我们将DMT应用于四个PNe（NGC 6702，NGC 6543，NGC 6302和BD+30 3639）和一个新星遗迹（GK英仙座），并得出了与以前的研究非常一致的新距离。NGC 6543、NGC 6302和NGC 6702的新的简单形态运动学形状模型被生成，而BD+30 3639和GK英仙座的模型则被使用。我们证明，DMT是一个有用的工具，以获得距离值的PNe，除了揭示星云内的运动学特有的区域。距离也是从三角函数的盖亚半径中推导出来的。在第二次盖亚数据发布中不可忽略的视差偏移的影响也进行了讨论。
2020-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Cepheid Distance to the Seyfert 1 Galaxy NGC 4151
根据近红外造父变星周期-光度关系和哈勃空间望远镜多波段成像，我们得到了原型塞弗特1星系NGC 4151到它的距离为$15.8\pm0.4$ Mpc。这一距离测定是基于对35颗长周期（$P > 25$ d）造父变星的测量，将支持对该系统中超大质量黑洞质量的绝对校准，以及对其活动星系核的反馈或馈送动力学的研究。
2020-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometry and classification of stars around the reflection nebula NGC 7023 in Cepheus. II. Interstellar extinction and cloud distances
在l = 104.1度，b = +14.2度的反射星云NGC 7023方向上，在1.5平方度的区域内研究了星际消光。这项研究是基于光度分类，并根据发表在论文I（2008年）中的维尔纽斯七色系统的光度测定，确定了480颗恒星的星际距离和距离，这些恒星的亮度低至V = 16.5等。被调查的区域被划分为五个较小的子区域略有不同的距离上的消光的依赖。红化恒星的分布与282 pc和715 pc处的两个尘埃云一致，但在某些方向上，尘埃云的分布可能是连续的，也可能存在更多的尘埃云。
2009-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernova 2018aoq and a distance to Seyfert galaxy NGC 4151
本文报道了SN 2018 aoq爆发后2 ~ 100天的光学光度观测结果和11 ~ 71天的7个光谱。SN 2018 aoq的光度曲线和光谱都是SNe II-P的典型光谱，而SN 2018 aoq的亮度介于SNe II-P和亚发光之间，它是在塞弗特星系NGC 4151中发现的，距离尚不确定。我们利用了扩展光球方法，使用了三组滤波器组合和从Fe II线的吸收最小值导出的速度，并获得了20.0 +-1.6 Mpc的距离。用标准烛光法计算SN 2018 aoq的距离为16.6 +-1.1 Mpc。这两个值与基于几何方法的NGC 4151距离测量值一致。
2019-04-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A New Cepheid Distance Measurement and Method for NGC 6822
我们提出了一个修订的距离附近的星系NGC6822使用一个新的多波段适合以前公布的和新的光学，近红外和中红外数据造父变星。在这项研究中提出的新数据包括多历元观测获得的3.6 \um和4.5 \um与\emph{Spitzer Space Telescope}采取卡内基哈勃计划。我们还在拉斯坎帕纳斯天文台的麦哲伦巴德望远镜上展示了J、H和\kswith FourStar的新观测结果。我们确定了V、I、J、H、\ks、IRAC 3.6 \um和4.5 \um的平均星等，并提出了新的周期光度关系。除了使用多波段距离模数来计算消光和真实距离之外，我们还提出了一种新的方法，用于从具有不同样本大小的多波段数据确定消光校正距离模数。我们结合距离模数和消光个别恒星，以确定$E(B-V)=0.35\pm0.04$和一个真正的距离模数$μ_{o}=23.38\pm0.02_{stat}\pm0.04_{sys}$。
2014-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
A distance estimate based on angular expansion for the planetary nebula NGC 6881
本文报道了用甚大天线阵在6厘米波段对行星状星云NGC 6881进行的高角分辨率射电观测。发射似乎是一个圆形的核心和一个点对称的双极结构的叠加，沿约145 $^\circ$的位置角延长。这与H $α$和[NII]图像中观察到的形态非常相似。比较1984年和1994年获得的VLA观测结果，清楚地显示出星云核心的膨胀速度为2.1 $\pm$ 0.7 mas yr $^{-1}$。假设在天空平面上的膨胀速度（从这些测量中确定）和沿视线的膨胀速度（从文献中可用的光谱学估计）是相等的，我们发现到NGC 6881的距离为1.6 $\pm$ 0.5 kpc $\pm$ 0.3 kpc，其中第一个误差反映了膨胀的不确定性，第二个误差来自图案速度和材料速度之间的电势差。这个距离与NGC 6881与附近的HII区Sh 2-109以及更一般的天鹅座恒星形成区的关联是一致的（但不一定意味着）。
2011-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Towards a better understanding of the distance scale from RR Lyrae variable stars: A case study for the inner halo globular cluster NGC 6723
本文报道了内晕富金属球状星团NGC 6723中54个变星的BV测光。随着新的RR型天琴座变星（RRL）的发现，我们得到<P_ab>= 0.541 +/- 0.066和<P_c>= 0.292 +/- 0.030天，n（c）/n（ab+c）= 0.167，<V（RR）>_int = 15.459 +/- 0.055。对NGC 6723进行傅里叶分解，得到[Fe/H]_ZW = -1.23 +/- 0.11和E（B-V）= 0.063 +/- 0.015。通过对天琴座RR的绝对三角视差测量结果进行零点校正，得到修正的MV（RR）-[Fe/H]关系式，当[Fe/H] = -1.50时，MV（RR）= 0.52，大麦云（LMC）的（m-M）_0 = 18.54。用各种距离测量方法得到NGC 6723的（m-M）_0 = 14.65 +/- 0.05，相当于到太阳的距离为8.47 +/-0.17kpc。我们发现，在NGC 6723的RRL不具有径向距离的幅度依赖性，由于不严重程度的明显拥挤。最后，我们证明了球状星团系统的光度污染程度与中心区域的表观拥挤度之间存在着一定的关系。这一关系的应用对于在近场宇宙学中利用分辨恒星星族的RRL建立宇宙距离标度时，可以起到很好的缓解差异的作用。
2013-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The distances to star-clusters hosting Red Supergiants: $χ$ Per, NGC 7419, and Westerlund 1
银河系中年轻的大质量恒星团是恒星的近似同时代的聚集体，它们足够近，可以分辨出单个恒星，质量足够大，可以产生大量的大质量恒星，并且足够年轻，可以使这些恒星处于超新星爆发前的状态。因此，这些天体是研究大质量恒星演化的强大天然实验室。要以这种方式使用，关键是要知道准确和精确的距离，因为这会影响星系团成员的推断光度和星系团本身的年龄估计。在这里，我们提出的距离估计的三个星团丰富的红超巨星（$χ$每，NGC 7419和Westerlund 1）的基础上，他们的平均天体测量仪在盖亚数据发布2，其中测量$\barπ$是从一个适当的运动筛选样本的光谱确认的集群成员$\barπ$。我们分别确定了三个团簇的距离为$d=2.25^{+0.16}_{-0.14}$ kpc、$d=3.00^{+0.35}_{-0.29}$ kpc和$d=3.87^{+0.95}_{-0.64}$ kpc。我们发现，误差的主要来源是，在盖亚的零点视差偏移$π_{\rm ZP}$，我们认为，更精确的距离不能确定没有一个改进的表征这个数量。
2019-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extended halo of NGC 2682 (M 67) from Gaia DR2
NGC 2682是一个离我们很近的疏散星团，年龄大约3.5 Gyr。从动力学上讲，大多数疏散星团应该在较短的时间尺度上溶解，大约为1 Gyr。NGC 2682一直存在到现在，它在过去的质量可能要大得多，并且一定会有一个有趣的动力学历史。目的：我们研究了NGC 2682恒星的空间分布，以限制其动力学演化，特别是集中在星团外围的边缘束缚星。方法：我们使用盖亚DR2数据来识别NGC 2682成员，距离约为150 pc（10度）。两种方法（Appropriterix和UPMASK）适用于这一目的。我们估计的距离，以获得三维恒星的位置，使用贝叶斯方法视差反演，与适当的前星团。利用GRAVPOT16软件计算了NGC 2682的轨道。结果：集群扩展到200弧分（50 pc），这意味着它的大小至少是以前认为的两倍。这超过了在NGC 2682距离上基于银河势的星团希尔球。结论：NGC 2682中的潮外星可能起源于外部扰动，如盘冲击或二体弛豫的动力蒸发。前一个起源是合理的，因为NGC 2682的轨道在大约4000万年前穿过银河系圆盘。
2019-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisited parameters for the twin bulge globular clusters NGC 6528 and NGC 6553
本研究利用哈勃空间望远镜经自行校正的测光数据，通过贝塞尔等时线拟合重估核球富金属球状星团NGC 6528与NGC 6553的基本参数，明确二者年龄、金属丰度特征及与核球其他天体的演化关联。
2025-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia DR2 distances to Collinder 419 and NGC 2264 and new astrometric orbits for HD 193 322 Aa,Ab and 15 Mon Aa,Ab
盖亚DR 2已经打开了靠近太阳的银河系星团的天体测量和测光数据的宝库。幸运成像已经是一种测量可见双星系统位置的操作技术，已有15年的历史，足以将其结果应用于计算距离太阳约1 kpc的一些大质量多系统的轨道。目标：我们正在测量包含O星的银河系恒星群的距离，我从其中两个开始：天鹅座的Collinder 419和麒麟座的NGC 2264。我的目标也是获得新的天体测量轨道的Aa，Ab组件的主要电离源的两个集群：HD 193 - 322和15 Mon，分别。方法：首先，我提出了一种方法，使用盖亚DR 2测光，位置，自行和视差，以获得恒星群的成员和距离，并将其应用到科林斯419和NGC 2264。其次，我提出了一个新的代码，通过搜索整个7参数轨道空间来计算天体测量轨道，并将其应用于HD 193 322 Aa，Ab和15 Mon Aa，Ab，使用来自华盛顿双星目录（WDS）的输入文献数据和Maíz Apellániz等人最近提出的AstraLux测量。研究结果：我得到的盖亚DR 2的距离为1006+37-34 pc的Collinder 419和719+-16 pc的NGC 2264，主要贡献的不确定性来自空间协方差的星系。两个NGC 2264子星系团的距离相同（在不确定性范围内），它们显示出明显的相对自行。的距离被证明是强大的。HD 193 322 Aa，Ab的轨道是偏心的（e = 0.58+0…
2019-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cepheid Variables in the Maser-Host Galaxy NGC 4258
我们目前的结果，一个基于地面的调查造父变星在NGC 4258。这个星系在河外距离尺度中起着关键作用，因为它通过VLBI观测水脉泽非常精确和准确的距离测定。我们使用双子座北望远镜和GMOS在这个星系内成像两个领域，在SDSS GRI波段获得了4年多的16个时期的数据。我们进行了PSF测光，并检测到94造父变星的周期在7和127天之间，以及额外的215个变量，可能是造父变星或第二人口的变星。我们用造父变星的样品来检验理论周期-光度关系的绝对校准，发现与到这个星系的脉泽距离吻合得很好。来自大型综合巡天望远镜（LSST）的预期数据产品应该能够使造父变星的搜索达到至少10 Mpc。
2015-03-27 astro-ph.CO astro-ph.SR
Deep VLA Images of the HH 124 IRS Radio Cluster and its Surroundings and a New Determination of the Distance to NGC 2264
本文给出了HH~124~IRS射电团4.8和7.5 GHz的新的深（$σ\sim6~μ$ Jy）射电图像。我们总共探测到50个射电源，其中大多数是紧凑的。对变异性和频谱指数进行了分析，以确定源及其无线电发射的性质。一个自行研究也进行了几个这些无线电源使用无线电观测以前报告。我们的分析表明，11个射电源可以与银河系物体，其中大多数可能是年轻的恒星。有趣的是，其中八个源的面积小于1平方弧分。这种紧凑的星团的重要性在于，它的所有成员都可以用大多数望远镜在一个单一的指向中观察到，因此是多波长研究变化的理想选择。另外4个被探测到的来源显然是河外的。最后，我们从统计数据中提出，在剩下的来源中，大约有10个是银河系的，但我们的研究并不允许我们确定哪些来源属于这一特定类别。HH~124~IRS中源的相对较大的自行表明该区域位于距太阳约400 pc处。这比$\sim$ 800- 900 pc的距离要小得多，通常认为HH~124与附近的疏散星团NGC~2264有关。然而，对NGC~2264成员依巴谷星系的再分析、收敛点方法和运动学分析都认为NGC~2264的距离也是400 pc量级。
2014-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable Stars in the Globular Cluster NGC 288: [Fe/H] and Distance
利用$V$和$I$滤光片中的CCD图像时间序列，对NGC 288球状星团中的变星进行了搜索。利用差分图像分析（DIA）对我们图像视场中的所有恒星源（低至$V\approx19$等）进行测光。对于$\approx15$等的恒星，$V$和$I$的测量精度分别达到了$\approx8$ mmag和$\approx10$ mmag。三个独立的搜索策略应用于5525光变曲线，但没有发现新的变量高于我们的数据集的阈值限制特性。使用旧的数据从文献中结合目前的数据允许细化的所有已知变量的周期。对RRab和RRc星进行傅立叶光变曲线分解，以获得${\rm [Fe/H]}_{ZW}=-1.62\pm0.02$（统计）$\pm0.14$（系统）的估计值。从RRab星计算出真实距离模数为$14.768\pm0.003$ mag（统计）$\pm0.042$ mag（系统），或距离为$8.99\pm0.01$ kpc（统计）$\pm0.17$ kpc（系统）。RRc星预测的距离短了约1千秒差距，但它可能是一个Blazhko变星。对于SX Phe星，从P-L关系中独立的距离导致$8.9\pm0.3$ kpc的距离。SX Phe星V5和V9被发现是双模式的双折射。
2014-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
