Optical and Near-Infrared UBVRIJHK Photometry for the RR Lyrae stars in the Nearby Globular Cluster M4 (NGC 6121)
我们目前的光学和近红外UBVRIJHK测光的恒星在银河系球状星团M4（NGC 6121）的基础上获得了大量的观测资料，主要是从公共天文档案。我们专注于星团中的天琴座RR变星，并做出特别的努力，以准确地重新识别以前发现的变量。我们还发现了两个新的可能RR天琴座变量在M4领域：其中一个是它的位置在天空中和它的光度特性是一个可能的成员集群，第二个是一个可能的背景（凸起？）object.我们提供了准确的赤道坐标的所有47颗恒星确定为RR天琴座，新的光度测量的46人，和新的周期估计45。我们还获得了34颗以前被确定为其他类型的变星的恒星的精确位置和平均光度，以及另外5颗首次被确定的非天琴座RR变星。我们给出了该星团的光学和近红外色星等图，并显示了其中变星的位置。我们给出了M4中RR型天琴座星的Bailey（周期-振幅）图和周期-频率直方图，并将它们与M5（NGC 5904）的相应图进行了比较。我们的结论是，RR天琴座种群在两个集群是非常相似的，我们已经考虑的所有相关属性。这两个集群的平均周期，脉动模式比，和贝利图显示支持最近提出的“奥斯特霍夫中性”分类。
2014-06-29 astro-ph.SR
A UBVI and uvbyCaHbeta Analysis of the Intermediate-Age Open Cluster, NGC 5822
NGC 5822是一个中等年龄的疏散星团，其面积比天空中的满月还要大。在UBVI和uvbyCaH β系统上对该星团的CCD观测表明，该星团叠加在一个E（B-V）> 0.35等的严重红化背景星场上，而该星团在E（b-y）= 0.075 +/- 0.008等或E（B-V）= 0.103 +/- 0.011等处有小而均匀的红化，分别基于48和61个可能的A和F矮星单星成员。引用的误差包括内部光度精度和外部光度不确定度。由61个可能的F星单星成员计算出的金属丰度为：[Fe/H] = -0.058 +/-0.027（sem）（以m_1计）和0.010 +/-0.020（sem）（以hk计），加权平均值为[Fe/H] = -0.019 +/-0.023，其中误差仅指测光的内部误差。在红化和金属丰度固定的情况下，通过与VI和BV的适当等时线进行比较，获得了星团年龄和表观距离模量，分别为0.9 +/- 0.1 Gyr和9.85 +/- 0.15。这个巨大的分支仍然由两个不同的恒星群主导，尽管较亮的恒星群似乎更适合核心氦燃烧阶段，而较暗的恒星群则横跨第一个上升的红巨星分支。已经确定了四个潜在的新的集群成员，平均分配给两组。对延伸到主序的UBV双色数据的重新分析表明，它在E（B-V）= 0.10附近变红而不是旧的0.15，导致[Fe/H]在-0.16和0.00之间。较低的红化和年轻的集群上以前的分析集…
2011-08-02 astro-ph.SR
CCD UBV photometry of the open cluster NGC 6819
本文介绍了疏散星团NGC 6819的CCD UBV观测结果。我们计算了星系团场中的恒星密度分布，以确定NGC 6819的结构参数。利用现有的天体测量数据，我们计算了这些恒星是星团物理成员的概率，并利用这些天体确定了NGC 6819的天体物理参数。利用F-G型主序星的U-B vs B-V双色图和紫外超光谱，我们推断该星团的红化和金属丰度分别为$E(B-V)=0.130\pm0.035$ mag和$[Fe/H]=+0.051\pm 0.020$ dex。用PARSEC等时线拟合了NGC 6819的色星等图，得到星系团的距离模、距离和年龄分别为$μ_{V}=12.22\pm 0.10$ mag、$d=2309\pm106$ pc和$t=2.4\pm0.2$ Gyr。NGC 6819的银河系轨道参数估计表明，该星团的轨道是在一个稍微偏心的$e=0.06$轨道，周期为$P_{orb}=142$ Myr。估计的星团质量函数的斜率接近太阳附近恒星的斜率。
2016-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity Calibration and Photometric Parallax Estimation: I. UBV photometry
本文利用测光、天体测量和光谱学资料对F型和G型矮星的金属丰度和光度视差进行了标定。该样本由168颗矮星组成，颜色、铁丰度和绝对星等间隔分别为$0.30<(B-V)_0<0.68$ mag、$-2.0<[Fe/H]<0.4$ dex和$3.4<M_V<6.0$ mag。金属丰度和绝对星等残差的平均值和标准差很小，即分别为$\langleΔ[Fe/H]_{res}\rangle=0$和$σ=0.134$ dex，以及$\langleΔ(M_V)_{res}\rangle=0$和$σ=0.174$ mag，这表明金属丰度和光度视差估计准确。
2016-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
CCD UBV Photometry and Kinematics of the Open Cluster NGC 225
本文介绍了疏散星团NGC 225的CCD $UBV$测光和分光观测结果。为了确定NGC 225的结构参数，我们计算了该星团视场内的恒星密度分布。我们利用现有的天体测量数据估计了这些恒星是星团物理成员的概率。在确定星团的天体物理参数时，使用了星团中最可能的成员。我们计算的平均径向速度为$V_{r}=-8.3\pm 5.0$公里的$^{-1}$从8颗恒星的光谱在集群的领域。利用U-B vs. B-V双色图和F-G型主序星的紫外超光谱，推测NGC 225的红化和金属丰度分别为$E(B-V)=0.151\pm 0.047$ mag和$[Fe/H]=-0.11\pm 0.01$ dex。用PARSEC等时线拟合了NGC 225的色星等图，得到该星团的距离模数、距离和年龄分别为：$μ_{V}=9.3\pm 0.07$ mag，d=585 $\pm$ 20 pc和$t=900\pm 100$ Myr。我们还估算了该星系团的银河轨道参数和空间速度分量，发现该星系团的轨道为$e=0.07\pm 0.01$的微偏心轨道，轨道周期为$P_{orb}= 255\pm 5$ Myr。
2016-06-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
A study of the Czernik 2 and NGC 7654 open clusters using CCD UBV photometric and Gaia EDR3 data
我们利用CCD UBV测光和盖亚早期数据发布3（EDR 3）测光和天体测量数据分析了疏散星团Czernik 2和NGC 7654。这两个集群的结构参数，包括Czernik 2的物理尺寸为r=5和NGC 7654为8分钟。我们计算的成员概率的基础上，他们的自行组件中释放的盖亚EDR 3。为了识别星团的成员星，我们使用这些成员概率，同时考虑到位置和双星对主序星的影响。我们使用的成员概率高于$P=0.5$，以确定28个成员恒星的Czernik 2和369 NGC 7654。我们估计颜色过剩和金属分别使用双色图，以获得均匀确定的参数。推导出的$E(B-V)$色过量为：Czernik 2为0.46（0.02）等，NGC 7654为0.57（0.04）等。这两个星团的金属丰度都是首次获得，Czernik 2为-0.08（0.02）dex，NGC 7654为-0.05（0.01）dex。保持红化和金属丰度为常量，我们拟合PARSEC模型使用颜色-星等图，从而估计距离模量和年龄的两个集群。我们得到Czernik 2和NGC 7654的距离模量分别为12.80（0.07）等和13.20（0.16）等，分别与1.2（0.2）Gyr和120（20）Myr的年龄相吻合。星系团的距离计算使用盖亚EDR 3三角函数和文献进行了比较。我们发现在这项研究中获得的距离和文献之间的良好协议。目前，这两个星系团的质量函…
2021-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Improved Metallicity Calibration with UBV Photometry
我们利用PASTEL星表中701颗颜色指数区间为0.32<B-V<=1.16，金属丰度为-1.76<=[Fe/H]<=+0.40 dex的恒星的数据，估算了与金属丰度相关的截断因子，提供了一个更精确的金属丰度刻度。我们将11位作者的金属丰度还原为Valenti & Fischer（2005）的金属丰度，从而获得了一组均匀的数据，即[Fe/H]=-14.316*delta^{2}_{0.6}-3.557* delta_{0.6} +0.105，这提高了校准的准确性。对两组数据的金属丰度残差进行了比较，结果表明，基于金属丰度相关的截断因子和基于无金属截断因子的截断因子估算的金属丰度比其它截断因子估算的金属丰度更准确。这一优势可用于薄盘、厚盘和晕等银河系组分的金属丰度梯度研究。
2011-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
$uvby-β$ photoelectric photometry of the open clusters NGC 6811 and NGC 6830
从疏散星团NGC 6811（75颗恒星）和NGC 6830（19颗恒星）的$uvby-β$测光中，我们能够确定每个星团的恒星成员，并确定每个星团的年龄和红化。由于最近发现了几颗短周期星，我们对这些变星进行了研究。
2011-06-11 astro-ph.SR
Photometric Calibration of the [$α$/Fe] Element: I. Calibration with UBV Photometry
我们提出了[ $α$ /Fe]元素的紫外线过剩的469颗矮星的$0.325<(B-V)_0 \leq 0.775$等对应的光谱类型范围F0-K2的校准。将星形样本分成9个子样本，其在$(B-V)_0$颜色、$Δ(B-V)_0=0.05$ mag中具有相等的范围，并且将三次多项式拟合到每个数据集。我们的校准提供[0.0，0.4]范围内的[ $α$ /Fe]元素。我们应用的程序，两套场星和两套集群。43颗来自Hypatia星表的场星的残差的平均值和相应的标准差分别为[ $α$ /Fe]=-0.090和$σ=0.102$ dex，而39颗来自同一星表的场星的残差的平均值和相应的标准差分别为[ $α$ /Fe]=-0.009和$σ= 0.079$ dex。我们发现，两组簇（[ $α$ /Fe]=0.073和$σ= 0.91$ dex; [ $α$ /Fe]=-0.012和$σ= 0.053$ dex）的残差和标准差的平均值之间的差异源于不同来源的簇的$(B-V)_0$和$(U-B)_0$颜色指数。原始[ $α$ /Fe]元素和估计的元素（残差）之间的差异与文献中的不确定性是相容的。此外，有一个很好的协议之间的分布的合成α元素与紫外线过量和通过我们的校准获得的。
2016-09-14 astro-ph.SR
The Cepheids of NGC1866: A Precise Benchmark for the Extragalactic Distance Scale and Stellar Evolution from Modern UBVI Photometry
本文对大麦云星系团NGC 1866的24颗造父变星的多波段时间序列数据进行了分析。非常精确的BVI VLT测光与档案UBVI数据相结合，覆盖了一个大的时间窗口，以获得精确的平均震级和周期的典型误差为1-2%和1 ppm，分别。这些结果代表了第一个准确和均匀的数据集的大量样本造父变星属于一个集群，因此共享共同的距离，年龄和原始化学成分。比较由此产生的多波段周期亮度和Wesenwestern关系的经验和理论结果的大麦云的介绍和讨论，推导出的集群的距离和约束的造父变星的质量-光度关系。采用的理论方案也进行了测试，通过比较独立校准的造父变星Wesenweg零点的基础上三角函数和Baade-Wesselink技术。我们的分析表明，一个温和的过冲和/或一个中等的质量损失，可以影响中等质量的恒星演化在这个集群，并给出了18.50 +- 0.01马格的距离模数。所获得的V，I色星等图也进行了分析和比较，与合成模型和理论等时线的年龄和金属丰度的范围内，并为不同的核心过冲效率。结果表明，假设Z = 0.008，NGC 1866的年龄约为1.4亿年，与脉动模型的比较表明，NGC 1866的过冲效应较弱。
2016-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Refined reduction and standardisation of 53 years of UBV photometry at Hvar
University of Zagreb, Faculty of Geodesy（萨格勒布大学地理学院）；Charles University, Faculty of Mathematics and Physics（查理大学数学物理学院）；Université de Liège, GAPHE, STAR（列日大学GAPHE STAR）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）
该研究对赫瓦尔天文台53年的UBV测光进行精确归约与标准化，用新非线性方程及随时间变化的消光处理数据，将59颗Be星分类，给出各类别恒星百分比及相关变异性特征，为Be星变异性研究和模型测试提供了有价值数据集。
2026-08-28 astro-ph.SR
Bayesian Investigation of Isochrone Consistency Using the Old Open Cluster NGC 188
本文提供了一个详细的比较的差异，从星团的颜色星等图取决于所使用的过滤器和模型的参数。我们检查的一致性和可靠性的拟合三个广泛使用的恒星演化模型的光学和近红外测光的老疏散星团NGC 188的15个组合。光学滤波器响应曲线与理论系统的响应曲线相匹配，因此不是拟合不一致的来源。NGC 188非常适合本研究，这要归功于各种高质量的测光和可用的自行和径向速度，使我们能够删除非星系团成员和许多双星。我们的贝叶斯拟合技术产生推断值的年龄，金属丰度，距离模量和吸收的光度带组合和恒星模型的函数。我们发现，历史上青睐的UBV和VRI的三个波段组合可以是有意义的不一致，彼此和较长的基线数据集，如UBVRIJHKs。各套模型之间的差异也可能很大。例如，将Yi et al.（2001）和Dotter et al.（2008）模型拟合到NGC 188的UBVRIJHKs测光，得到以下星系团参数：年龄={5.78 ± 0.03，6.45 ± 0.04} Gyr，[Fe/H]={+0.125+-0.003，-0.077+-0.003} dex，m-M={11.441+-0.007，11.525 +-0.005} mag，Av={0.162+-0.003，0.236 +-0.003} mag，分别在正式的拟合误差内，这两个拟合是实质上和统计上不同的。使用不同的过滤器和模型之间的这种差异是一个警示故事，关于我们目前的能…
2015-01-06 astro-ph.SR
WIYN Open Cluster Study LXXX: HDI CCD $UBVRI$ Photometry of the Old Open Cluster NGC 7142 and Comparison to M67
我们目前的$UBVRI$测光的8702颗恒星在一个$0.5 ^\circ\times0.5 ^\circ$领域的NGC 7142的方向，采取了半度成像仪（HDI）在WIYN 0.9米望远镜，以提高知识，这个集群的基本参数。我们的测光范围为$U$ 10.6 - 20.4 mag、$B$ 10.6 - 22.0 mag、$V$ 10.0 - 21.8 mag、$R$ 9.2 - 20.7 mag和$I$ 8.5 - 19.9 mag。使用包括$U$和$B-V$在内的所有四种颜色组合的颜色-颜色图，我们推导出该星团的变红-金属度关系，主层序左边缘基准点的优选值为$E(B-V$ = 0.338 $\pm$ 0.031 mag，[Fe/H] = 0.0 $\pm$ 0.1 dex，其中毕宿星团被用作未红化的参考星团，Cardelli的消光关系被采用，并假定了Yonsei-Yale（$Y^2$）等时线的金属丰度依赖性。我们的数据比较$Y^2$等时线在多个颜色星等图（CMD）产生距离金属丰度和年龄金属丰度的关系，与首选值的$m-M\ =\ 12.65\ \pm\ 0.23$镁和年龄= $4.0 ^{-0.7}_{+1.3}$陀螺。使用Stetson的$UBVI$光度法重新评估M67的参数，得到[Fe/H] = -0.02 $\pm$ 0.05 dex，$E(B-V$）= 0.04 $\pm$ 0…
2020-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observing multiple stellar populations with FORS2@VLT - Main sequence photometry in outer regions of NGC 6752, NGC 6397, and NGC 6121 (M 4)
本文对三个银河系球状星团NGC 6121、NGC 6397和NGC 6752的外区进行了光度分析。其主要目标是表征主序（MS）上的多个恒星星族，并研究目标星团中不同星族的径向趋势。这些数据是使用安装在ESO/VLT@UT1望远镜上的FORS 2在UBVI滤波器中收集的。从这些数据集，我们提取高精度光度和构造颜色星等图。我们利用适当的颜色和星等组合来识别多个恒星星族，如B与U-B和V与c_{U,B,I} =（U-B）-（B-I）CMD。我们证实了先前在NGC 6752和NGC 6121中发现的分裂MS。除了半人马座欧米茄的极端情况外，这是第一次从地面测光中检测到多个MS。对于NGC 6752和NGC 6121，我们比较了星团外围的蓝色MS与红色MS的数量比，以及在中心区域测量的第一代和第二代恒星的比例。没有证据表明存在显著的径向趋势。NGC 6397的MS与简单的恒星星族一致。我们认为，缺乏多个序列是由于观测误差和有限的灵敏度的U，B，V，I测光多恒星星族在金属贫乏的GC。最后，我们计算了NGC 6121和NGC 6752所包含的恒星星族的氦丰度，发现两个序列中的恒星之间存在轻微的差异（Delta Y ~ 0.02）。
2014-10-28 astro-ph.SR
Photometry Using Kepler "Superstamps" of Open Clusters NGC 6791 & NGC 6819
开普勒太空望远镜被证明是研究变星的金矿。不幸的是，开普勒只返回目标列表上每个恒星周围的少数像素，这忽略了开普勒场中的大量恒星。对于疏散星团NGC 6791和NGC 6819，开普勒还读出了包含每个星团中心区域完整图像的更大的超级印记。这些星团图像有可能被用来研究疏散星团中的其他恒星。我们目前的初步结果，使用传统的光度技术，以确定和分析额外的变星从这些图像。
2013-09-24 astro-ph.SR
Synthetic photometry of globular clusters: Uncertainties on synthetic colors
合成测光是研究球状星团的一个很好的工具，特别是对于理解它们的多种群的性质。我们的目标是量化合成测光的恒星和观测/校准参数的不确定性所造成的误差。这些误差可以在构建要与观测到的颜色-星等图（CMD）进行比较的合成颜色-星等图（CMD）时被考虑在内。我们已经计算了大气模型和合成光谱的两颗恒星，Pollux和南河三，具有典型的关闭和底部红巨星分支恒星的恒星参数在球状星团。然后，我们改变了有效温度，表面重力，微湍流，碳，氮和氧的丰度，和[Fe/H]。我们量化了以下滤镜对合成测光的影响：Johnson UBVRI和HST F275 W、F336 W、F410 M、F438 W、F555 W、F606 W和F814 W。我们估计的消光，大气校正，和织女星参考光谱的测光效果。我们测试了我们的模型再现观测到的光谱能量分布和观测到的两颗恒星的测光能力。我们表明，变化一般是蓝色过滤器。由于恒星参数的不确定性，合成色的色散在小于0.01到0.04等之间变化，这取决于滤光片的选择。零点的不确定性、消光定律或大气校正以系统的方式在几个0.01星等的水平上影响所得到的颜色。该模型再现了两颗恒星的通量校准光谱能量分布以及。合成的和观察到的UBVRI光度之间的比较显示了不同程度的（不）协议。所观察到的差异可能指示执行不同的校准过程以分别获得观察到的光度测定和合成光度测定。
2018-05-30 astro-ph.SR
Stroemgren photometry of the Bulge: the Baade's Window and the globular cluster NGC 6522
本文介绍了包括银河系球状星团NGC 6522在内的巴德窗的Ca-紫外-Stroemgren测光。我们通过色-色平面和自行来分离场星和星团星。然后，我们使用Calamida等人（2011）提出的Stroemgren指数hk的新理论金属丰度校准来估计NGC 6522中红巨星（RG）的全球金属丰度。我们发现，采用hk指数和（Ca-y）颜色估算的金属丰度比采用hk指数和（u-y）、（v-y）和（b-y）颜色估算的金属丰度系统地更富金属。目前的证据表明，香港金属丰度指数不仅受钙丰度的影响，而且还受另一种不透明度的影响。
2011-10-28 astro-ph.SR
CCD Photometry of NGC 2482 and Five Previously Unobserved Open Star Clusters
本文介绍了NGC 2482中心区的BV和u 'g' r 'i' CCD测光。我们还介绍了过去研究不足的五个星系团的BVu 'g' CCD测光：Ruprecht 42、Ruprecht 51、Ruprecht 153、Ruprecht 154;和AH 03 J 0748 -26.9，据我们所知，以前从未研究过。使用全局优化技术，消除了大部分的主观性，以前固有的主序列拟合研究，我们获得的距离，年龄和金属的集群的值，这些基本参数的不确定性的鲁棒估计。我们的四个星团距离银河系中心不到1.3千秒差距，基本上具有太阳的金属丰度。那些离银河系中心较远的星系团的金属丰度与其他研究中发现的降低[Fe/H]的0.3 dex步骤一致。
2014-12-01 astro-ph.SR
Determination of the physical characteristics of the variable stars in the direction of the open cluster NGC 6811 through $uvbyβ$ photoelectric photometry
疏散星团及其短周期变星的研究是恒星演化的基础。由于星团成员在几乎相同的物理条件下形成，它们具有相似的恒星性质，如年龄和化学成分。当对属于疏散星团的短周期变星的集合进行建模时，共同年龄、金属丰度和距离的假设施加了很强的约束（例如Fox Machado等人，2006年）。最近，Luo等人（2009）利用B和V波段的CCD测光在NGC 6811方向进行了变星的搜寻。他们总共探测到十六颗变星。在这些变星中，有12颗被归类为$δ$ { \it Scuti}星，而其余的恒星则没有被归类为变星。本文介绍了NGC 6811方向变星的$uvbyβ$光电测光。
2011-11-04 astro-ph.SR
Multi-wavelength Hubble Space Telescope photometry of stellar populations in NGC288
我们提出了新的紫外线观测NGC288，采取与WFC 3探测器上的哈勃太空望远镜，并结合现有的光学数据从档案馆探索在这个球状星团（GC）的多人口现象。WFC3的紫外线过滤器已经证明了一种不可思议的能力，可以区分GC中所有光度序列中的多个种群，这要归功于它们对大气变化的灵敏度，这些变化是第二代浓缩的标志。另一方面，光学滤波器对与氦增强有关的恒星结构变化更敏感。通过结合紫外和光学数据，我们可以测量氦的变化。我们量化了NGC288的这种增强，发现它的变化是我们在其他集群中所期望的典型变化。
2013-06-24 astro-ph.SR
CCD photometry of the Globular Cluster NGC 6093
本文介绍了球状星团NGC 6093（M80）在B、V、R和I滤光片上的测光CCD观测结果。我们给出了这个天体的色星等图，并得到了它的金属度[Fe/H]、红化E（V-B）、E（V-I）和距离模数（m-M）_0的值。
2016-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparisons of Different Fitting Methods for the Physical Parameters of A Star Cluster Sample of M33 with Spectroscopy and Photometry
星团是研究星系形成和演化的良好示踪剂。我们比较了不同的拟合方法，通过使用光谱（或结合光度学）来确定物理参数。我们选择了M33中的17个星团的样本，这是以前缺乏光谱观测的。低分辨率光谱是用中国国家天文台兴隆2.16米反射镜拍摄的。拟合中使用的光度测定包括来自SAGE调查的$\rm u_{SC}$和$\rm v_{SAGE}$波段，以及已发布的$UBVRI$和$ugriz$光度测定。我们首先用{ \sc ULySS}（Vazdekis et al. and { \sc pegase-hr}）SSP模型和Bruzual \& Charlot（2003）（BC 03）恒星星族综合模型进行全谱拟合，得到了年龄和金属丰度。BC 0 3和{ \sc ULySS}模型的拟合结果也与前人的工作一致。然后在光谱拟合中加入SAGE $\rm u_{SC}$和$\rm v_{SAGE}$光度法。结果似乎变得更好，特别是对于Padova 2000+Chabrier IMF集。最后，我们添加更多的光度数据，$UBVRI$和$ugriz$，在拟合，我们发现，结果并没有显着改善。因此，我们得出结论，光度学对于改善拟合结果是有用的，特别是对于蓝色带（$λ<4000$），例如，$\rm u_{SC}$和$\rm v_{SAGE}$带。最后，我们讨论了星团的“紫外过剩”现象，通过对$GALEX$ FUV、NUV测光结果…
2020-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
BVRI Photometry of SN 2016coj in NGC 4125
本文给出了NGC4125中超新星（SN）2016coj在$B$波段最大光出现前几天到出现后$57$几天的BVRI测光结果。我们的光变曲线和颜色曲线表明，这一事件属于“正常”类的Ia型SNe，与下降率参数$Δm_{15}(B) = 1.32 \pm 0.10$，它遭受的灭绝。采用距主星系$(m - M) = 31.89$等的距离模，计算了$M_B = -19.01$、$M_V = -19.05$、$M_R = -19.03$和$M_I = -18.79$的经消隐校正的峰值绝对星等。爆炸发生在距离NGC 4125的核心足够近的地方，因此阻碍了对其亮度的测量。我们描述了我们的方法来减少这种宿主星系污染的影响，但很明显，我们的最新值受到系统性偏差的影响。
2017-06-11 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
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
Photometry and spectroscopy of multiple populations along the AGB of NGC2808 and NGC6121 (M4)
对中等金属量球状星团NGC 2808和NGC 6121（M4）的渐近巨星分支（AGB）上的多个星族进行了光度和光谱研究。通过高分辨率FLAMES+UVES@VLT光谱对AGB星中O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Fe、Co、Ni、Zn、Y和Ce的化学丰度进行了研究。我们的光谱结果已经结合了多波长光度法从HST紫外线调查银河GC和地面测光，加上自行得出的恒星位置从地面图像和盖亚DR 1。我们的分析表明，这两个集群的AGB主机多个种群具有不同的化学成分。在M4中，我们发现了两个主要的Na/O含量不同的星族，它们分别位于mF 438 W和C_F275W、F336 W、F438 W以及V和C_U、B、I伪CMD的不同AGB上。在更大质量和复杂的GC NGC 2808中，三组具有不同化学丰度的恒星在所谓的“染色体图”光度图上占据不同的位置。沿AGB和这个GC的红巨星的恒星星族的光谱+光度比较表明，AGB主机恒星星族的范围内的氦丰度跨越从原始到高含量的Y~0.32。另一方面，从我们的数据集来看，没有证据表明AGB上有极端氦丰度（Y~0.38）的恒星，这表明NGC 2808中最富氦的恒星没有达到这个阶段。
2017-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Swift/UVOT Stars Survey. III. Photometry and Color-Magnitude Diagrams of 103 Galactic Open Clusters
作为Swift/UVOT巡天的一部分，我们对103个银河系疏散星团进行了近紫外点源测光。这些数据，采取了整个任务的跨度，提供了一个独特的和前所未有的一套近紫外点源测光简单的恒星星族。在应用主要由GAIA DR 2自行驱动的隶属度分析后，我们发现这103个中有49个具有清晰精确的CMD，可以进行调查。我们比较的CMD理论等时线，发现理论等时线和CMD之间的良好协议。例外的是主序中较暗的部分和uvw 2-uvw 1 CMD中的红巨星分支，这很可能是由于uvw 2过滤器中红色泄漏的校正困难或我们对冷恒星紫外线不透明度的理解有限。在大多数情况下，我们推导出的星系团参数-年龄，距离和红化-与共识文献一致，但我们发现一些星系团值得从文献值进行实质性修订，特别是NGC~2304，NGC~2343，NGC ~ 2360，NGC~2396，NGC~2428，NGC~2509，NGC~2533，NGC~2571，NGC~2818，Colinder ~220和NGC~6939。一些星团也显示出白矮星和蓝离散星序列。我们证实了在NGC~2360和NGC~2818中存在扩展的主序列关闭，并在许多其他可能需要进一步光谱研究的星系团中显示了它的暗示。研究中的大多数集群都具有低灭绝性，其余的都符合“Milky Way”灭绝定律。然而，Collinder~220暗示了一个可能的“LMC样”灭绝定律。我们最终向社区提…
2019-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopy and photometry of the least-massive Type-II globular clusters: NGC1261 AND NGC6934
最近的工作揭示了两类球状星团（GC），称为I型和II型。II型GC的特征是由不同金属丰度的恒星组成的蓝-和红-红巨星分支，通常伴随着慢中子捕获元素（s-元素）的不同丰度。在这里，我们继续化学标记的第二类GC增加了两个最小的质量集群，NGC 1261和NGC 6934。基于光谱学和光度学，我们发现NGC 1261中的红色恒星的[Fe/H]略有增加~0.1 dex，并确认NGC 6934中的红色恒星的铁增加~0.2 dex。无论是NGC 1261还是NGC 6934都没有显示出S-元素的内部变化，这表明发生S-过程富集的GC质量阈值。我们发现了一个显着的相关性之间的额外的铁锁定在红色恒星的II型GC和现今的质量的集群。然而，大多数II型GC保留了SNe II产生的一小部分铁，低于2%; NGC 6273，M54和欧米茄半人马座是显着的例外。在附录中，我们第一次推断了位于人马座矮星系核中的GC M54中的镧的化学丰度，镧被认为是s元素的代表。红序星的[La/Fe]略增0.10 \pm 0.06 dex，与大多数II型GC的大[La/Fe]扩散形成对比。我们认为，不同的过程是负责富集铁和S-元素的II型GC。
2021-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
