星系团A98的多色测光：亚结构和恒星形成性质

银河系球体的结构和亚结构

Structure and Substructure of Galactic Spheroids

在低红移的所有类型和环境的星系的完整的空间化学动力学结构提供了一个重要的伴奏观测星系形成在高红移。接下来的十年带来了观测的机会，以强烈约束附近星系的恒星形成和组装的历史，特别是在球体中，这些球体构成了宇宙中绝大多数恒星质量，但到目前为止一直难以研究。为了限制建立球状“红序”的途径，随着改进的宽视场仪器越来越多，可以将测光和光谱学中的各种标准技术，特别是分辨球状星团和行星状星云等示踪物的技术，扩大到全面调查。与此同时，巨型望远镜上自适应光学的进展可能首次允许对这些系统中单个恒星的大样本进行深入、分辨的光度和光谱分析，从而使星系研究发生革命性变化。通过对整个宇宙时间内恒星和星系形成的详细建模和自洽模拟，需要强有力的理论支持来理解新的观测约束。

天炉座矮球状星系恒星亚结构的新研究

A new study of stellar substructures in the Fornax dwarf spheroidal galaxy

利用深V、B-V宽视场测光技术，通过色星等图分析确定了天炉座矮球状星系的详细恒星形成历史，对恒星过密度进行了新的研究。我们集中在相对年轻的恒星组成部分（<4 Gyr），并将其与下面的天炉座场人口进行比较。我们更详细地研究了以前已知的内壳状结构，并表明它具有明确的年龄-金属丰度关系，峰值在~1.5 Gyr，[Fe/H]=-0.6 dex。与天炉座中心的比较表明，过密特征与年轻场星的年龄-金属丰度关系一致，可能是由天炉座气体形成的。这与超密度是由先前排出的气体再吸积形成的情况一致。我们还发现了一个新的恒星超密度，位于距离中心0.3度（0.7千秒差距），只有1亿年的历史，具有太阳金属丰度。这一特征构成了迄今为止在天炉座观测到的最年轻、最富含金属的恒星。目前还不清楚年轻的高密度是如何形成的，尽管恒星的年龄和金属含量表明这一特征可能代表了天炉座dSph最后的恒星形成活动。

Halo Substructure in the SDSS-Gaia Catalogue : Streams and Clumps

We use the SDSS-Gaia Catalogue to identify six new pieces of halo substructure. SDSS-Gaia is an astrometric catalogue that exploits SDSS data release 9 to provide first epoch photometry for objects in the Gaia source catalogue. We use a version of the catalogue containing $245\,316$ stars with all phase space coordinates within a heliocentric distance of $\sim 10$ kpc. We devise a method to assess the significance of halo substructures based on their clustering in velocity space. The two most substantial structures are multiple wraps of a stream which has undergone considerable phase mixing (S…

LEGGOS I: JWST LEGGOS巡天——引力透镜与星系增长：观测子结构揭示宇宙正午以外引力透镜星系中的团块恒星形成与熄灭的本质

LEGGOS I: The JWST LEGGOS Survey -- LEnsing and Galaxy Growth: Observing Substructures -- Unpacks the Nature of Clumpy Star Formation and Quenching in Gravitationally Lensed Galaxies beyond Cosmic Noon

介绍JWST LEGGOS巡天，利用强引力透镜和NIRCam/NIRSpec对8个z~2-4的透镜星系进行亚kpc尺度研究，通过联合透镜重建、多波段测光和积分场光谱，解析团块内的多星族及其周围弥散区域，揭示恒星形成历史、尘埃消光和星云条件。

旧恒星星族合成：Mayall II = G1的新年龄和质量估计

Old stellar population synthesis: New age and mass estimates for Mayall II = G1

Mayall II = G1是M31中最明亮的球状星团（GC）之一。在这里，我们确定它的年龄和质量的比较与理论恒星星族合成模型的测光。基于远紫外和近紫外GALEX测光、宽波段UBVRI和红外JHK_s 2MASS数据，我们构建了迄今为止G1最广泛的光谱能量分布，其波长范围从1538到20，000 A。与各种简单的恒星星族（SSP）模型的定量比较得出的平均年龄与G1是M31最古老的组成部分之一，并在大爆炸后约1.7 Gyr内形成。无论采用何种SSP模型或恒星初始质量函数，得到的质量估计（$10^7 M_\odot$阶）表明G1是本星系群中质量最大的星系团之一。然而，我们推测该星系团异常高的质量表明它可能不是真正的GC。我们还得出，G1可能包含，平均而言，$(1.65\pm0.63)\times10^2 L_\odot$远紫外亮，热，极端的水平分支恒星，这取决于所采用的SSP模型。在一个通用的水平上，我们表明，广泛的多通带光度加上SSP分析，使之能够获得年龄估计老SSP从集成光谱或解决恒星光度的类似精度，只要一些自由参数可以独立约束。

CFHT MegaCam Two Deep Fields Imaging Survey (2DFIS) II: 解码一个'旋转'团块的引力透镜轮廓 with 深度 CFHT 成像

CFHT MegaCam Two Deep Fields Imaging Survey (2DFIS) II: Decoding the Lensing Profile of a "Rotating" Cluster with Deep CFHT Imaging

本研究通过深度 CFHT 成像分析 RXCJ0110.+=1358 星系团，揭示光学双峰性源于丝状体投影，解决光学与 X 射线观测间的矛盾。

用SEDs-fit研究M31中年轻星团的年龄和质量

Age and mass studies for young star clusters in M31 from SEDs-fit

本文介绍了M31中年轻星团的测光方法。这些星团是1995年2月至2008年3月北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）多色巡天观测的一部分。包括这些星团的BATC图像是用15个覆盖3000- 10000毫微米的中频滤波器拍摄的。结合2 μ m全天巡天的远、近紫外、宽波段$UBVRI$、SDSS $ugriz$和红外$JHK_{\rm s}$测光资料，得到了1538-20000 nm波段的精确光谱能量分布（SED）。我们通过比较它们的SED与恒星种群合成模型，得出这些星团的年龄和质量。我们的结果与以前的测定结果是一致的。年轻星团的年龄和质量的平均值（$<2$ Gyr）分别约为3.85亿年和$2\times 10^4 {M_\odot}$。在年龄分布中有两个明显的峰值，最高峰值在年龄$\sim$ 6000万年时，第二峰值在25000万年左右，而质量分布在$10^4 {M_\odot}$附近显示出单峰。一些年轻的星团的两体弛豫时间大于它们的年龄，这表明这些星团没有很好的动力学弛豫，因此没有建立热平衡。在10 kpc环和外环周围有几个区域显示出年轻星团的聚集，这表明年轻星团的分布与M31的恒星形成区域有很好的相关性。年轻的大质量星团（年龄$\leq 100$ Myr，质量$\geq 10^4 {M_\odot}$）在环分裂区域附近显示出明显的聚集，这表明最近有一个卫星星系（M32）通过M…

Abell 1664的光度学研究：小合并对星系团的微妙影响

Photometric studies of Abell 1664: The subtle effect a minor merger has on cluster galaxies

结合$BRI$测光和钱德拉X射线数据档案已被用来分析一个小合并对A1664星系人口的影响。我们在星系团星系的二维空间分布中利用自适应平滑技术来揭示星系团核心以南800 kpc的子结构$\sim$。我们确定这个子结构最有可能的残余核心的合并组已通过pericentre和负责触发冷锋的集群核心。我们定义了两个样本，以代表两个不同的环境中A1664根据子结构的位置。我们使用CAS、M $_{20}$和Gini对这些样本进行形态分析，以推断这种相互作用是否对团星系产生了任何显着影响。我们发现在内部样本中发现了更多的非对称星系（在3.7 $σ$水平上），这可能是由于合并群通过核心通道时星系-星系相互作用的结果。在我们的形态分析中，内部和外部集群之间没有发现其他差异，我们将其归因于图像的有限分辨率。发现星系的颜色分布与形态-密度关系一致，表明A1664中没有独特的环境效应增强了星系的转变。这项研究有利于恒星形成的星系团被淬火之前，它能够与合并集团相互作用，并表明，一个小的集群合并对星系团的可观测参数，如形态和颜色的影响不大。

The Excess Density of Field Galaxies near z=0.56 around the Gamma-Ray Burst GRB021004 Position

We test for reliability any signatures of field galaxies clustering in the GRB 021004 line of sight. The first signature is the GRB 021004 field photometric redshifts distribution based on the 6-m telescope of the Special Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences observations with a peak near z = 0.56 estimated from multicolor photometry in the GRB direction. The second signature is the Mg II 2796, 2803AA absorption doublet at z = 0.56 in VLT/UVES spectra obtained for the GRB 021004 afterglow. The third signature is the galaxy clustering in a larger (of about 3 sq.deg.) area…

过密环境中早型星系的质量分布：双源面引力透镜SL2SJ02176-0513的情况

The mass profile of early-type galaxies in overdense environments: the case of the double source plane gravitational lens SL2SJ02176-0513

SL 2SJ 02176 -0513是一个引人注目的透镜，它存在两个不同红移的多重成像系统，由$z_{\rm lens}=0.656$的前景大质量星系透镜：一个明亮的尖弧在$z_{\rm arc}=1.847$和一个额外的双像系统，根据测光和透镜几何学估计红移为$z_{\rm dbl}\sim2.9$。该系统位于距离一个巨大星系群中心约400 kpc的地方。该星系群的质量估计可从X射线观测和卫星运动学中获得。多色测光提供了主透镜星系的恒星质量的估计。透镜星系模型的两个组成部分（恒星和暗物质），我们包括集团环境的扰动效应，和所有可用的限制。我们发现经典的透镜退化，例如外会聚和质量密度斜率之间的退化，相对于标准系统显著减小，并推断质量密度分布的严格约束：（i）主透镜星系的暗物质含量与典型星系$f_{\rm dm}(<R_{\rm e})=0.41^{+0.09}_{-0.06}$一致;（ii）与附近星系团的暗物质晕相关的所需质量与X射线和弱透镜估计一致（$σ_{\rm grp}=550^{+130}_{-240}$）;（iii）占集团贡献的形式的外部收敛，斜率的质量密度分布的主透镜星系单独被发现是$α=-1.03^{+0.22}_{-0.16}$，符合等温（$α=-1$）的斜率。我们证明了多个源平面系统与良好的辅助数据集可以用来解开本地和环境的影响。

剖析z=1恒星形成盘星系中恒星质量与SFR的关联

Dissecting the stellar mass-SFR correlation in z=1 star-forming disk galaxies

利用一个质量有限的24 μ m的恒星形成星系样本，研究了质量-恒星形成率（SFR）的相关性及其紧密性。对于盘星系（n_sersic<1.5），相关性很好（sigma=0.28dex），而更多的膨胀主导的对象通常具有较低的特定SFR。对于盘状星系，如果用静止坐标系H带光度代替由光度计得到的恒星质量，则得到更紧密的相关性（σ =0.19dex）。特定的SFR（sSFR）与静止坐标系的光学颜色（因此是光度加权的恒星年龄）和团块（可能反映了分子气体的分数）密切相关。这意味着大多数观察到的散射是真实的，尽管其水平很低，并且不受随机测量误差的影响。在对这些微分效应进行校正后，仍然存在非常小的色散（σ =0.14dex），这表明质量或SFR的测量误差约为0.10dex，不包括系统不确定性。恒星质量的测量误差，由于真实的sSFR变化而导致的相关性变厚，以及恒星质量的变化完整性，可能会使导出的斜率出现虚假的偏差，因为可观测量（质量和SFR）的范围有限。当考虑到这些影响时，盘状星系主序的内禀斜率更接近于1。