The R-Process Alliance: Hunting for gold in the near-UV spectrum of 2MASS J05383296-5904280
本文利用 HST/STIS 近紫外与 Magellan/MIKE 光学光谱，测定贫金属 r-II 星 2MASS J05383296-5904280 的 43 种元素丰度，并扩充了 Cd、Au 等稀有中子俘获元素样本。
2025-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
HST/COS detection of a Ne VIII absorber towards PG 1407+265: An unambiguous tracer of collisionally ionized hot gas?
我们报道了在类星体PG 1407+265（z_em = 0.94）的z_abs = 0.59961吸收体中探测到Ne VIII。除Ne VIII外，还检测到来自HI莱曼系线（HI 1025 - 915）、其他几个低电离金属线（C II、N II、O II和S II）、中电离金属线（C III、N III、N IV、O III、S IV和S V）和高电离金属线（S VI、O VI和Ne VIII）的吸收。不同离子之间的吸收线运动学的差异意味着吸收气体包括多个电离相。低和中等离子（SV除外）跟踪一个致密（~ 410 pc）、富金属（Z ~ Z_sun）和过致密（log n_H ~ -2.6）的光电离区，该区域维持了恒星形成的较长时间。高离子Ne VIII和O VI可以解释为产生于低密度（-5.3 < log n_H < -5.0）、富金属（Z > Z_sun）和扩散（~ 180 kpc）的光电离气体中。SV、S VI和C IV（在FOS光谱中检测到）需要具有-4.2 < log n_H <-3.5的中间光电离阶段。或者，用于解释先前已知的Ne VIII吸收剂的纯碰撞电离模型（5.65 < log T < 5.72）可以在单相中同时再现SVI、OVI和Ne VIII柱密度。然而，即使这样的模型需要一个中间阶段，以重现任何可观察到的SV和/或C IV。因此，我们的结论是，当多个阶段是存在的…
2014-10-28 astro-ph.GA
The Deepest HST Color-Magnitude Diagram of M32: Evidence for Intermediate-Age Populations
我们提出了最深的光学色星等图（CMD）的本地椭圆星系M32的日期。我们利用HST ACS/HRC图像获得了距M32中心110”区域和距M32中心约320”背景场的F435 W和F555 W测光结果。由于我们的奈奎斯特采样图像的高分辨率，小的光度误差，以及我们的数据的深度，我们获得了最详细的解决光度研究的M32。HST图像的反卷积被证明是优于其他标准的方法来获得恒星光度非常拥挤的HST图像。CMD中强红色团块的位置表明M32中[Fe/H] = -0.2的平均年龄在8到10 Gyr之间。我们首次在M32中发现了一个红巨星分支凸点和一个渐近巨星分支凸点，这表明M32中心~2'处的优势种群的平均年龄在5 ~ 10 Gyr之间。我们在M32中看到了中等年龄人口的证据，主要是由于明亮的渐近巨星分支星的存在。我们探测到恒星的蓝色成分（蓝色羽流），这可能是第一次表明在我们的M32区域中存在一个年轻的恒星星族，年龄在0.5 Gyr的数量级。然而，这个蓝色羽流中较亮的恒星很可能属于M31而不是M32。蓝色羽流中较暗的恒星表明M32中存在年龄不小于1 Gyr的恒星和/或蓝色离散星。M32的主要星族是8- 10 Gyr，这意味着形成时的红移为1 < z_f < 2，而对特定恒星形成速率的观测和“缩小”模型则意味着M32质量的星系应该正在形成它们的恒星。因此，我们的CMD提供了一个在z=0时缩小规模场景的“…
2010-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Central kinematics of the globular cluster NGC 2808: Upper limit on the mass of an intermediate-mass black hole
球状星团是研究恒星星族和动力学的理想实验室。最近的研究表明，这些恒星系统并不像以前假设的那样简单。由于多个恒星星族以及外旋和质量分离，它们表现出高度的复杂性。这包括中等质量的黑洞，它们被认为位于一些大质量球状星团的中心。今天的高角分辨率地面光谱仪允许速度色散测量的空间分辨率相当于半径的影响，合理的IMBH质量，并检测内部的速度色散曲线的变化。结合来自HST的高质量光度数据，有可能通过运动学特征来约束黑洞质量。我们用VLT/FLAMES光谱测量了球状星团NGC 2808的中心速度色散剖面。结合HST/ACS数据，我们的目标是探测这个大质量星系团的中心是否有一个中等质量的黑洞，并限制星系团的质量与光的比率以及它的总质量。我们从中心的积分场谱和较大半径的法布里-珀罗数据中推导出速度色散曲线。高分辨率的HST数据被用来获得表面亮度轮廓。总之，这些数据集进行了比较，动力学模型与不同的参数，如质光比的配置文件和黑洞质量。使用分析的Jeans模型结合可变M/L配置文件从N体模拟，我们发现，最适合的模型是一个没有黑洞解。在应用各种蒙特卡罗模拟来估计不确定性之后，我们推导出背孔质量的上限为M_BH < 1 x 10^4 M_SUN（具有95%的置信限），并且全局质光比为M/L_V =（2.1 +-0.2）M_SUN/L_SUN。
2012-04-18 astro-ph.GA
Leveraging HST with MUSE: II. Na-abundance variations in intermediate age star clusters
古（$>$ 10 Gyr）球状星团（GCs）的化学丰度变化表现为某些元素之间的模式，如N与Na相关，O与O反相关。最近，在大质量星团中也观察到了N丰度的差异，这些星团比旧GC年轻得多，年龄低至$\sim$ 2 Gyr。然而，到目前为止，N是在这样年轻的天体中发现的唯一变化的元素。本文报道了结合HST和ESO-VLT MUSE观测的小麦哲伦星云中的中间年龄大质量星团NGC 416（$\sim$ 6.5 Gyr）和Lindsay 1（$\sim$ 7.5 Gyr）的Na丰度变化。使用HST光度测定法，我们能够构建“染色体图谱”，并在每个星团的红巨星分支中分离具有不同N含量的子种群。将属于每个种群的单个恒星的MUSE光谱结合起来，得到代表每个种群的高信噪比光谱，将其进行比较以寻找Na的平均差异。我们发现NGC 416的$Δ$ [Na/Fe] $=0.18\pm0.04$ dex和Lindsay 1的$Δ$ [Na/Fe] $=0.24\pm0.05$ dex的平均丰度变化。在这两个集群中，我们发现，人口增加的N也增加了钠，这是相同的模式，在古代GC中观察到的。此外，我们检测到一个双峰分布的核心氦燃烧红团（RC）巨星的紫外色星等图的NGC 416。两个RC的堆叠MUSE光谱的比较显示了两个种群之间相同的平均Na丰度差异。这项工作中报告的结果是一个重要的暗示，即大年龄范围的星团具有相同的起源…
2020-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Does NGC 6397 contain an intermediate-mass black hole or a more diffuse inner subcluster?
我们分析了哈勃太空望远镜（HST）和第二盖亚数据发布的自行以及MUSE摄谱仪的视线速度，以检测附近核心塌陷的球状星团NGC 6397中心的中等质量黑洞（IMBH）的印记。为此，我们使用新的MAMPOSSt-PM贝叶斯质量建模代码，以及NGC 6397表面密度分布的更新估计。我们考虑不同的速度各向异性和中心质量的大小的先验，我们还分离成不同的平均质量的组件，允许质量分离的恒星。速度椭球在整个星系团中是非常各向同性的，就像在像NGC 6397这样受到强烈银河潮汐场影响的后核坍缩星系团中所预期的那样。有强有力的证据表明，该星团的中心暗成分占总质量的0.8%至2%。然而，我们发现了有力的证据，不赞成在NGC 6397的中央IMBH，而不是一个弥漫的黑暗的内部子集群的未解决的对象，总质量为1000至2000太阳质量，其中一半是集中在6弧秒（2%的恒星有效半径）。这些结果需要HST和盖亚数据的组合：HST的内部诊断和盖亚的外表面密度和速度各向异性配置文件。弥散暗分量的有效半径很小，这表明它是由致密恒星（白矮星和中子星）和恒星质量的黑洞组成的，它们的内部位置是由动力学摩擦造成的，因为它们的祖先质量很高。我们表明，恒星质量的黑洞应该占主导地位的质量，这个弥漫的黑暗的组成部分，除非超过25%的逃离集群。它们在核心坍缩的球状星团核心的合并可能是LIGO探测到的引力波事件的重要来源。
2021-02-08 astro-ph.GA
The first Galaxy scale hunt for the youngest high-mass protostars
大质量恒星的起源是现代天体物理学中的一个基本问题。前ALMA干涉测量研究揭示了早期B型到晚期O型恒星的前兆，在1000-3000 AU的尺度上有15-20 M $_\odot$的坍缩包层。为了寻找更大质量的包层，我们从ATLASGAL巡天中选择了附近最大质量的年轻团块，用ALMA研究它们的原恒星内容。我们的第一个结果使用的ALMA ACA阵列显示的中间尺度提供3-5”的角分辨率，对应于$\sim$ 0.05-0.1 pc的大小尺度，揭示了紧凑的对象的样本。这些巨大的致密核心平均比以前研究的类似类型的物体大两倍。我们预计，一旦完成全面的调查，它将提供关于最大质量恒星起源的全面看法。
2015-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
No More Active Galactic Nuclei in Clumpy Disks Than in Smooth Galaxies at z~2 in CANDELS / 3D-HST
我们使用CANDELS成像，3D-HST光谱和钱德拉X射线数据来研究活动星系核（AGN）是否优先由剧烈的盘不稳定性燃料气体进入星系中心1.3<z<2.4。我们选择星系经历的重力不稳定性使用的数量和斑块的程度作为代理。的CANDELS视觉分类系统是用来确定44 clueletdisk星系，随着质量匹配的比较样本的平滑和中间形态的星系。我们注意到，尽管质量匹配且具有相似的恒星形成率，但与星团星系相比，更平滑的星系往往是更小的圆盘，具有更突出的凸起。缺少平滑的扩展盘可能是z~2星系群的一个普遍特征，这意味着我们不能直接与在较低红移下观测到的clusional和平滑扩展盘进行比较。我们发现z~2星系团的活动星系核部分有轻微的增强，由积分线比（在质量激发方法中）选择，但空间分辨线比表明，这可能是由于扩展现象，而不是核活动星系核。同时，X射线数据表明，clusional，光滑，和中间星系有几乎无法区分的AGN分数来自单独的检测和堆叠的非检测。数据表明，活动星系核燃料模式在z~1.85 -无论是暴力磁盘不稳定性或长期的过程-是有效的光滑星系，因为他们是在cluerous星系。
2014-07-28 astro-ph.GA
Kinematic signature of an intermediate-mass black hole in the globular cluster NGC 6388
中等质量黑洞（IMBH）是天体物理学中的一个重要研究领域。特别是，在球状星团中心发现它们的可能性最近引起了人们的注意。IMBH成为可检测的，因为观测数据集的质量，特别是那些获得与HST和高分辨率地面光谱仪，先进的点，它是可能的测量速度分散在空间分辨率的大小相媲美的引力球的影响，合理的IMBH质量。我们目前的结果从地面VLT/FLAMES光谱结合HST数据的球状星团NGC 6388。这项工作的目的是探讨这个大质量的集群主机是否在其中心的中等质量的黑洞，并比较结果与预期值预测的$M_{\bullet} - σ$标度关系。光谱数据，包含积分场单元测量，提供在集群的中心，而光度数据的恒星密度的信息的运动学签名。总之，这些数据集与动力学模型进行了比较，并提供了中心额外致密暗物质的证据：黑洞。使用分析牛仔裤模型结合各种蒙特卡罗模拟估计的错误，我们得出（68%的置信限）最适合的黑洞质量$ (17 \pm 9) \times 10^3 M_{\odot}$和全球质量-光比$M/L_V = (1.6 \pm 0.3) \ M_{\odot}/L_{\odot}$。
2011-07-21 astro-ph.GA
The HST survey of Magellanic-Cloud clusters and of their stellar populations
大麦哲伦云和小麦哲伦云中大量的中等年龄（~1-2-Gyr）球状星团（GC）表现出双峰或扩展的主序（MS）关闭和双红团。此外，最近的论文表明年轻星系团NGC 1844和NGC 1856的MS要么加宽要么分裂。色星等图（CMD）的这些特征与单一的等时线并不一致，表明MC中的星团经历了一个漫长的恒星形成过程，这与具有多个恒星星族的银河GC非常相似。作为替代，恒星旋转或相互作用的双星可以负责CMD形态。在下文中，我将总结的观测方案，并提供限制的性质复杂的CMD的年轻和中年MC集群从我们正在进行的测光调查与哈勃太空望远镜。
2015-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The morphological evolution, AGN fractions, dust content, environments, and downsizing of massive green valley galaxies at 0.5<z<2.5 in 3D-HST/CANDELS
为了探讨红、绿、蓝星系群之间的演化联系，我们以5个3D-HST/CANDELS场中0.5<z<2.5的大质量（$M_* > 10^{10} M_{\odot} $）星系为样本，研究了这3个星系群的尘埃含量、形态、结构、活动星系核分数和环境。绿谷星系被发现有中等的尘埃衰减，并居住在中间的区域所占据的静止和恒星形成星系的UVJ图。与z<2的蓝色和红色星系相比，绿色星系具有中等的紧凑性和形态参数，如Sersic指数，浓度，Gini系数和星系20%最亮像素的二阶矩。上述发现似乎支持了这样一种假设，即当恒星形成星系被淬灭进入静止状态时，绿色星系正处于过渡阶段。z<2的绿色星系显示出最高的活动星系核分数，这表明活动星系核反馈可能在恒星形成猝灭中发挥了重要作用。对于2<z<2.5的大质量星系，红星系和绿星系的活动星系核分数都比蓝星系高，这意味着活动星系核反馈可能有助于保持z>2的红星系的静止。在z = 0.5时，绿星系和红星系的<1.5. Green and blue galaxies at z>局域密度分布相似，表明在z>0.5时，环境猝灭不是停止恒星形成的主要机制。作为质量的函数的三个人口的分数支持一个“缩小”淬火图片，大部分的恒星形成在更大质量的星系比低质量的星系早完成。
2018-04-13 astro-ph.GA
The Lyman Continuum Escape and ISM properties in Tololo 1247-232 - New Insights from HST and VLA
中低质量星系被广泛认为是造成$z\sim10-6$红移再电离的原因。然而，星系泄漏电离辐射（莱曼连续体; LyC）的观测证据是目前正在进行的挑战，LyC发射候选者的名单仍然很短。Tololo 1247-232是最近报道的极少数泄漏星系之一。我们使用哈勃太空望远镜上的宇宙起源光谱仪（COS）进行了中分辨率紫外（UV）光谱分析，并确认了Tololo 1247-232的电离辐射。采用改进的数据处理方法，我们发现LyC从中央星团中逃逸，逃逸率仅为1.5 $\pm$ ~ 0.5%，是迄今为止该星系的最低值。我们进一步利用Si II和Si IV的FUV吸收线作为中性和电离星际介质的探测器。我们发现，大部分的ISM气体是电离的，可能有利于LyC逃逸密度有界的区域。用视光学深度法导出了中性气体覆盖率与视速度的函数关系。ISM被发现是足够的clueless，支持直接逃逸的LyC光子。我们进一步报告宽带紫外和光学连续成像以及窄带成像的赖氨酸$α$，H $α$和H $β$。利用恒星布居合成方法，得到Ly $α$逃逸分数为8%。我们还进行了VLA 21 cm成像。氢的超精细跃迁没有被检测到，但可以推导出$\lesssim10^9 M_{\odot}$的深上限原子气体质量。定义为$\frac{M_{H I}}{M_*}$的上限气体分数仅为20%。有证据表明，H I气体晕是相对较小的相比，其他莱曼α发射体。
2017-04-19 astro-ph.GA
Intermediate-mass black holes in Globular Clusters
对于9个银河系球状星团的样本，我们测量了内部的运动学轮廓与积分场光谱，我们结合现有的外部运动学测量和HST光度轮廓。有了这些信息，我们就能够探测到速度色散曲线的关键性上升，这表明中心黑洞的存在。此外，与我们的数据相比，N体模拟将使我们对含黑洞的星系团的性质有更深入的了解，并为进一步的研究提供更强的选择标准。我们首次获得了一个均匀的球状星团积分场光谱的样本，它允许直接比较有和没有中等质量黑洞的星团。
2013-01-14 astro-ph.GA
Multiwavelength Follow-up of the Hyperluminous Intermediate-mass Black Hole Candidate 3XMM J215022.4-055108
我们最近发现了X射线/光学爆发源3XMM J215022.4-055108。最好的解释是，在一个D_L=247 Mpc的大型棒透镜星系外围的大质量星团中，一个质量为数万太阳质量的中等质量黑洞对恒星的潮汐破坏。然而，我们不能完全排除银河系冷却中子星作为来源的另一种解释。为了进一步确定源的性质，我们已经获得了XMM-牛顿和哈勃太空望远镜（HST）的新的多波长观测。在新的HST图像中，与源对应的光学对应物的分辨率很低，这排除了银河系冷却中子星对源的解释，并提出了一个半光半径约为27 pc的星团。新的XMM-Newton观测表明，光度正在衰减，正如潮汐破裂事件所预期的那样，并且磁盘仍然处于超软X射线光谱的热状态。因此，新的观测结果证实了该源是最好的中等质量黑洞候选者之一。
2020-02-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Proper Motions in Globular Clusters using Deconvolution of HST Images
Butler（2000）提出了一种利用HST WFPC 2仪器进行拥挤场光度测量的子采样反卷积技术，并将其应用于寻找球状星团中的类星体的光学对应物（Golden et al.2001）。仿真结果表明，该方法考虑了点扩散函数（PSF）的空间变化，可以提供更好的恒星检测和恢复的分辨率损失的像差和不良的采样。最初的重点是在拥挤的领域进行精密测光。在目前的工作中，我们已将这种方法推广到确定球状星团中恒星的自行。HST观测到的球状星团的实际图像，以及对球状星团的真实模拟，都被用来对该技术进行天体测量精度的基准测试。最终的目标是利用这些动力学数据在球状星团核心寻找中等质量黑洞。
2013-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A study of globular clusters in a lenticular galaxy in Hydra I from deep HST/ACS photometry
利用HST/ACS在F475 W（$g_{F475W}$）和F606 W（$V_{F606W}$）波段的精细深度光学成像数据，研究了Hydra I星系团中中等质量透镜状星系PGC 087327中球状星团（GC）种群的性质。我们检查光度（大小和颜色）和形态（紧凑性，伸长率等）。位于以PGC 087327为中心的$\sim19\times19$ kpc区域内的源的性质，并将它们与同一HST/ACS镶嵌图上的四个相邻场进行比较。这使我们能够确定GC候选名单，并使用背景去污方法检查其属性。相对于四个比较视野，PGC 087327显示GC $N_{GC}=82\pm9$的稳健过密度。在星系的估计星等上，这个数字意味着$S_N=1.8\pm0.7$的特定频率。尽管$g_{F475W}$和$V_{F606W}$通带的波长间隔很短，但颜色分布显示出明显的双峰性，在$\langle g_{F475W}{-}V_{F606W} \rangle =0.47\pm0.05$ mag处有一个蓝色峰，在$\langle g_{F475W}{-}V_{F606W}\rangle =0.62\pm0.03$ mag处有一个红色峰。我们还观察到红色GC相对于蓝色GC的径向分布的典型陡峭斜率。由于可用数据的独特深度，我们表征的GC光度函数（GCLF）远远超出预期的GCLF周转。我们发现$g^{TOM}_{F475W}…
2022-05-18 astro-ph.GA
Wolf-Rayet stars in M81: Detection and Characterization using GTC/OSIRIS spectra and HST/ACS images
本文报道了在邻近的旋涡星系M81中14个位置的沃尔夫-拉叶星的性质。这些位置是在分析约150个恒星形成复合体样本的狭缝光谱时偶然发现的，这些样本是在10.4米大加那利望远镜上使用OSIRIS仪器的长狭缝和多目标光谱模式拍摄的。哈勃太空望远镜图像中所识别的点源的颜色和星等与银河系中单个W-R恒星的颜色和星等相当。利用单个W-R星的模板，我们推断，负责观察到的W-R特征的对象是在12个位置的单星，包括3个WNL，3个WNE，2个WCE和4个过渡WN/C类型。在包含凸点光度和凸点宽度的图中，W-R星属于同一个次星群，过渡星位于WNE和WCE星群之间，正如演化模型所预期的那样。然而，在我们的14个样本中，观察到的4个过渡恒星的数量在统计学上是很高的，而恒星演化模型中预期的4%。
2016-05-10 astro-ph.GA
Star clusters and young populations in the dwarf irregular galaxy Leo A
我们利用斯巴鲁Suprime-Cam获得的$B$、$V$、$R$、$I$、$Hα$测光数据和HST/ACS存档$F475W$和$F814W$框架上测量的双色测光结果研究了矮不规则星系Leo A中的年轻恒星种群和星团。通过对主序星（MS）和蓝超巨星（BSG -“蓝圈”）的分析，我们研究了狮子座A星系在过去$\sim$ 2亿年的恒星形成历史。此外，我们还发现了5个低质量（$\lesssim$ 400 M $_\odot$）星团内的ACS领域。这一发现，考虑到低金属环境和尚未检测到的分子气体在狮子座A，限制恒星形成效率的估计和情景。在HI柱密度图（Hunter等，2012）中众所周知的“洞”内，我们发现了一个激波阵面（在$Hα$中很突出），这意味着一个看不见的祖先，并提醒了Warren等（2011）广泛讨论的“洞”问题。
2018-10-17 astro-ph.GA
A joint JWST and HST view of Omega Centauri: Multiple stellar populations and their kinematics
Univ. di Padova（帕多瓦大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所-帕多瓦天文台）；Research School of Astronomy & Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）
通过联合JWST和HST观测，研究omega人马座的多星族及其动力学特性，发现不同星族的运动学差异和能量分布特征。
2025-12-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Merger-Driven Growth of Intermediate-mass Black Holes: Constraints from Hubble Space Telescope Imaging of Hyper-luminous X-Ray Sources
本研究利用哈勃空间望远镜成像构建了最大的超亮X射线源候选体样本，发现多数样本恒星核质量符合外部星系大质量黑洞吸积，并证实其与中等质量黑洞存在显著关联，揭示了并合驱动增长机制及星系占据比例的质量依赖性。
2024-02-16 astro-ph.GA
Structures, stellar population properties, AGN fractions, and environments of massive compact galaxies at $1 < z < 2$ in 3D--{\it HST}/CANDELS
本文在$1.0<z<2.0$的5个3D-{ \it HST}/CANDELS场中对大质量（$M_* >10^{10} M_{\sun} $）致密星系的结构和物理性质进行了研究。与扩展成星星系（eSFGs）相比，致密成星星系（cSFGs）的恒星形成水平较低，主要分布在{ \it UVJ}图的静止区。尘埃衰减和S{é}rsic指数的分布支持cQG的祖先是cSFG，cSFG处于eSFG和cQG之间的过渡阶段。X射线选择活动星系核（$\sim 28\%$）在$1<z<2$的cSFG中普遍存在，这表明剧烈的富气过程（如合并和盘不稳定性）可以驱动结构更加紧凑，并在中心区域触发恒星形成和黑洞生长。我们的研究结果支持“两步”的情况下，在$1<z<2$的cSFG是中间人口压实后，但快速淬火之前。我们对参数和非参数形态的分析表明，cQGs（eQGs）比cSFGs（eSFGs）更集中，子结构更少，猝灭和紧凑性应该相互关联。$1.5<z<2$（$1<z<1.5$）的cSFG更喜欢处于较高（较低）密度环境中，与cQG（eSFG）相似。这表明，在高红移下，星系合并或强相互作用可能是星系致密化的主要驱动机制，而在低红移下，星系盘的不稳定性可能对cSFG的形成起着更重要的作用。
2020-02-26 astro-ph.GA
Supermassive Black Hole Winds in X-rays: SUBWAYS. II. HST UV spectroscopy of winds at intermediate redshifts
本文介绍了用HST观测的21个活动星系核（AGN）电离外流的紫外光谱研究。选择SUBWAYS样本的目标是为了探测高红移的本地Seyfert星系和发光类星体之间未被探测的活动星系核的参数空间。我们的目标，跨越0.1 - 0.4的红移和10^45 - 10^46 erg/s的测热光度（L_bol），已被观察到一个大的多波长活动。在这里，我们模拟紫外光谱，并寻找不同类型的活动星系核外流。我们发现，我们的目标的60%显示出外流H I吸收的存在，而40%的表现出电离流出被视为由C IV，N V，或O VI吸收。这是可比的发生电离外流看到当地塞弗特星系。样品中的所有紫外吸收线都相对较窄，流出速度高达-3300 km/s。我们没有检测到任何与X射线超快外流（UFO）对应的紫外线，很可能是由于它们的电离程度太高。然而，所有的地铁目标与X射线不明飞行物证明存在的紫外线外流在较低的速度。我们发现活动星系核的L_bol与紫外离子的柱密度（N）之间存在显著的相关性，H_I的N随L_bol的增加而减少，而O_VI的N随L_bol的增加而增加。这很可能是光电离效应，当AGN的光度越高，风的电离程度越高，中性或低电离离子的吸收就越少，而高电离离子的吸收就越多。此外，我们发现，N的UV离子的流出速度增加而减少。这可以通过抽空UV吸收介质的机械动力来解释。我们观察到的关系是一致的多相活动星系核喂养和反馈模拟表明，辐…
2022-12-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Gemini/HST Galaxy Cluster Project: Stellar Populations in the Low Redshift Reference Cluster Galaxies
为了研究中高红移（z=0.2-2.0）的恒星星族和星系结构，并将这些性质与低红移星系的性质联系起来，需要定义明确的本地参考样品。特别是对于大质量星系团中的星系，这样的样本通常仅限于后发座星系团星系。我们提出了一致校准的速度色散和吸收线指数的星系在中央2 R500 × 2 R500的四个大质量星系团在z<0.1：Abell 426/英仙座，Abell 1656/后发座，Abell 2029，和Abell 2142。测量数据来自双子座天文台、麦克唐纳天文台和斯隆数字巡天。对于以膨胀为主的星系，英仙座和后发座的样本完成了95%，A2029和A2142完成了74%，M_Babs <= -18.5 mag.这些数据作为我们研究双子座/HST星系团项目（GCP）的一部分的高红移星系团中星系群的本地参考。我们建立了线指数和速度色散之间的标度关系，作为GCP的参考。我们推导出恒星星族参数年龄，金属丰度[M/H]，和丰富的线指数，均在箱的速度色散平均，并从个别测量英仙座和后发座星系。恒星星族参数和速度色散之间的零点关系限制了这四个星系团的允许年龄变化为+-0.08 dex，[M/H]为+-0.06 dex，[CN/Fe]为+-0.07 dex，[Mg/Fe]为+-0.03 dex。
2018-10-02 astro-ph.GA
Evidence for an Intermediate-Mass Milky Way from Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motions
我们估计银河系的质量（MW）在21.1千秒差距使用晕球状星团（GC）的盖亚确定的运动学。第二次盖亚数据发布（DR 2）包含了一组使用盖亚DR 2数据测量的银河系GC和卫星星系的绝对自行（PM）目录。我们选择从目录中只有晕GC，确定共34 GC跨越$2.0 < r < 21.1$千秒差距，并使用其三维运动学估计在此范围内的各向异性是$β= 0.46^{+0.15}_{-0.19}$，在良好的协议，虽然略低于，最近估计的一个样本的晕GC使用HST PM测量进一步在晕。然后，我们使用盖亚运动学来估计最外面的GC内部的MW的质量是$M(< 21.1 \mathrm{kpc}) = 0.21^{+0.04}_{-0.03} 10^{12} \mathrm{M_\odot}$，这对应于$v_\mathrm{circ}(21.1 \mathrm{kpc}) = 206^{+19}_{-16}$ km/s的圆周速度。隐含的维里质量为$M_\mathrm{virial} = 1.28^{+0.97}_{-0.48} 10^{12} \mathrm{M_\odot}$。误差条包含了MW暗晕的各向异性和密度分布的不确定性，以及我们使用的质量估计器中固有的散射。我们得到改进的估计，当我们结合盖亚和HST样本，提供46 GC的运动学到39.5千秒差距：$β= 0.52^{+0.11}_{-0.14}$，$M…
2019-02-08 astro-ph.GA
Hubble Space Telescope proper motions of Large Magellanic Cloud star clusters -- II. Kinematic structure of young and intermediate-age clusters
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam（波茨坦阿佩尔天体物理研究所）；INAF – Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（博洛尼亚天文物理学与空间科学国家研究院）；Donostia International Physics Center (DIPC)（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；IKERBASQUE, Basque Foundation for Science（伊克尔巴斯基克科学基金会）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；atlanTTic, Universidade de Vigo, Escola de Enxeñaría de Telecomunicación（维戈大学电信工程学院阿特兰提克）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；INAF – Osservatorio Astronomico d’ Abruzzo（阿布鲁佐天文台国家研究院）；INFN – Sezione di Pisa, Universitá di Pisa（比萨大学意大利国家核物理研究所比萨分部）；Department of Physics, University of Surrey（萨里大学物理系）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（帕多瓦天文台国家研究院）
本文研究了大麦哲伦星云中年轻和中年恒星团的运动学特性，通过哈勃空间望远镜数据分析，探讨了这些恒星团的三维动力学及可能的相互作用历史。
2025-11-18 astro-ph.GA
A WFC3/HST view of the three stellar populations in the Globular Cluster NGC6752
哈勃太空望远镜的多波段测光显示，球状星团NGC 6752的主序星、次巨星和红巨星分支分裂成三个主要部分，与其水平分支恒星的三个不同部分非常相似。这些三重序列与三个恒星群一致：化学成分类似于场晕星的恒星星族（种群a），具有增强的钠和氮、贫化的碳和氧以及增强的氦丰度的种群（c（Δ Y ~0.03），以及具有中间（在群体a和c之间）化学组成和略微氦增强（Δ Y ~0.01）的群体（b）。这些组成部分包含约25%（星族a），约45%（星族b）和约30%（星族c）的恒星。在大约2.5个半质量半径的范围内，没有发现三个种群相对数量的径向梯度。
2013-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
UV observations of the globular cluster M10 from HST and GALEX. The BSS population
我们提出了一个高分辨率的哈勃太空望远镜和宽视场的地面和银河系演化探测器的数据的银河系球状星团M10（NGC6254）的组合。通过使用这个大数据集，我们确定了星团的重心，并根据整个径向延伸范围内的恒星计数建立了其密度分布。我们发现用结构参数c=1.41和r_c=41 ″的单质量King模型能很好地再现密度分布。我们还研究了蓝离散星的星族及其径向分布。我们在潮汐半径范围内计算了120个BSS。它们的径向分布是双峰式的：在星团中心达到高峰，在中间距离处减少，向外再次上升。我们在Ferraro等人（2012）提出的动态时钟方案和最近关于该星系团中双星系统径向分布的结果的背景下讨论了这些结果。
2013-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
HST-COS Spectroscopy of the Cooling Flow in Abell 1795 - Evidence for Inefficient Star Formation in Condensing Intracluster Gas
我们目前的远紫外光谱从宇宙起源光谱仪上的哈勃太空望远镜的一个冷，恒星形成的灯丝在核心的阿贝尔1795。这些数据涵盖了1025 A-1700 A，可以同时模拟年轻的恒星星族和该暗条中的中温（10^5.5 K）气体，该暗条远离（约30 kpc）活动星系核的直接影响。结合使用紫外线吸收线指数和恒星星族合成模型，我们发现了正在进行的恒星形成的证据，最年轻的恒星年龄为7.5 +/- 2.0百万年，金属丰度为0.4 +/- 0.2 Zsun。后者与团内介质的局部金属丰度一致。我们探测到了O VI（1038）线，测得的通量为4.0 +/- 0.9 x 10^-17 erg s^-1 cm^-2。O VI（1032）线是红移的，因此它与一个强的银河系H2吸收特征重合，并且没有被探测到。假设冷却过程是等容的，在~10^5.5 K时，测得的O VI（1038）通量对应于0.85 +/- 0.2（stat）+/- 0.15（sys）Msun/yr的冷却速率，这与同一区域经典X射线光度导出的冷却速率一致。我们从紫外线连续谱中测量到的恒星形成速率为0.11 +/- 0.02 Msun/yr，这表明恒星形成的效率为13 +/- 3%。我们建议，这种低效的恒星形成代表了较大规模的冷却流问题的重大贡献。
2014-07-16 astro-ph.GA
HST/ACS Direct Ages of the Dwarf Elliptical Galaxies NGC 147 and NGC 185
我们提出了最深的光学测光的任何矮椭圆（dE）星系的基础上，哈勃太空望远镜ACS的观测本集团dE星系NGC 147和NGC 185。由此产生的F606 W和F814 W色星等图是第一个到达dE星系中主序星转折点以下的图，使我们能够确定这些系统中完整的恒星形成历史。ACS场位于距离星系中心约1.5有效半径处，以避免光度拥挤。虽然我们在两个dEs的ACS指向显示了老年和中等年龄恒星的明确证据，但NGC 147的平均年龄比NGC 185年轻4 Gyr。在NGC 147中，只有40%的恒星在12.5 Gyr（z~5）之前就存在了，剩下的大部分恒星星族在5到7 Gyr之间形成。相比之下，70%的恒星形成于12.5 Gyr之前，其余的大多数形成于8到10 Gyr之间。至少在3 Gyr之前，ACS的两个区域的恒星形成都停止了。先前在NGC 185中心区域的观测显示，恒星形成的证据可以追溯到1亿年前，并且随着半径的增加，有很强的金属丰度梯度。我们认为NGC 185的轨道比NGC 147有更大的近心点，这使得它能够保持径向梯度，并保持一个小的中央再循环气体库。我们解释了恒星形成历史的差异，暗示NGC 185比NGC 147更早进入M31环境。
2015-03-23 astro-ph.GA
HST Proper Motions of Stars within Globular Clusters
稳定的空间环境使HST成为一种优秀的天体测量工具。它的衍射极限分辨率使它能够区分和测量恒星的位置和通量，一直到大多数球状星团的中心。除了呼吸引起的微小变化外，它的PSF和几何失真在其20年的使用寿命中非常稳定。现在有超过20个球状星团，在档案中存在两个或多个分离良好的时代，跨度长达10年以上。我们的测光和天体测量技术使我们能够在距离中心一个弧分的范围内测量每个星团的数万颗恒星，典型的自行误差为~0.02 mas/yr，对于一个典型的星团来说，这相当于~0.8 km/s。这些高质量的测量可以用来探测中心中等质量黑洞的可能存在，并限制其质量。此外，他们将提供一个直接的测量集群的各向异性和均分。我们目前的初步结果，从这个项目，并讨论他们的背景下，已经知道从其他技术
2013-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars V: Constraining the Mass Loss and Lifetimes of Intermediate Mass, Low Metallicity AGB Stars
热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）恒星的寿命相对较短（不到几百万年），但它们的冷有效温度，高光度，有效的质量损失和尘埃产生可以显着影响其宿主星系的化学富集历史和光谱能量分布。精确模拟TP-AGB恒星的能力对于解释遥远星系的综合光至关重要，特别是在红色波长。我们继续以前的努力，约束TP-AGB恒星的演化和寿命的建模其基本的恒星星族。利用哈勃空间望远镜（HST）的光学和近红外测光资料，对10个邻近星系的12个视场进行了观测，比较了TP-AGB光度函数的模型值和观测值，以及TP-AGB与红巨星分支星的数量比。我们确认了Rosenfield等人在2014年提出的最佳拟合质量损失处方，其中两种不同的风态在TP-AGB期间活跃，显着改善了许多星系的模型，这些星系显示了最近恒星形成的证据。这项研究扩展了以前的努力，将TP-AGB的寿命限制在金属丰度范围-1.59 < [Fe/H] < -0.56，初始TP-AGB质量高达~ 4 Msun，其中包括经历热底燃烧的TP-AGB恒星。
2016-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Search for Intermediate Separation Low Mass Binaries in the Orion Nebula Cluster
我们提出了猎户座星云团（ONC）中的二进制人口研究的结果，使用档案哈勃空间望远镜（HST）的数据获得的高级相机的调查（ACS）在约翰逊V过滤器（HST提案10246，PI M。Robberto）。年轻的星团和星协为多恒星系统的起源和性质提供了线索。间距为$< 100 $ AU的双星作为初始双星群体的示踪剂是有用的，因为它们不太可能通过动力学相互作用而被破坏。低质量、低恒星密度的恒星形成区，如金牛座-御夫座，与银河场相比，显示出过量的倍数。研究像ONC这样的高质量、高恒星密度恒星形成区域的双星种群提供了关于银河场恒星种群起源的有用信息。在这项调查中，我们通过拟合从经验PSF构建的双PSF模型来表征ONC（15 - 160 AU）中二进制的先前未探索（和不完整）分离参数空间。我们确定了14个候选双星（11个新的检测），发现我们观察到的样品中有8个$_{-2\%}^{+4\%}$处于双星系统中，完全超过质量比，分离度为0.6 $< $ q $< $ 1.0和30 $< $ a $< $ 160 AU。这与在相同参数范围内的银河场M-矮星群一致，6.5\% $\pm$ 3\%。因此，像ONC这样的高质量恒星形成区不需要进一步的动力学演化，就可以使它们的双星群类似于银河场，就像一些模型对年轻星团所假设的那样。
2019-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Clues to the Cause of Extended Main Sequence Turn-Offs in Intermediate-Age Star Clusters in the Magellanic Clouds
我们使用哈勃太空望远镜（HST）上的宽视场相机3（WFC 3），以获得深，高分辨率图像的两个中等年龄的星团在大麦云的相对较低的质量（$\approx$ $10^4$ $M_{\odot}$）和显着不同的核心半径，即NGC2209和NGC2249。为了进行比较，我们还重新分析了NGC1795和IC 2146的档案HST图像，这是另外两个相对较低质量的星团。通过与蒙特卡罗模拟的比较，发现NGC 2209和NGC 2249的主序关闭区明显宽于简单恒星星族模拟的主序关闭区，而NGC 1795和IC 2146的主序关闭区并不宽于简单恒星族模拟的主序关闭区.我们确定的集群的质量和逃逸速度的演变，从一个10万年的年龄到现在的年龄。我们发现，这些集群之间的差异可以解释的动力学演化参数，如果目前扩展的集群（NGC 2209和IC 2146）经历了更强的初始质量分离比目前紧凑的（NGC 2249和NGC 1795）。在此假设下，我们发现，NGC 2209和NGC 2249估计逃逸速度$V_{\rm esc}$ $\geq$ 15公里秒$^{-1}$在10万年的年龄，大到足以保留第一代恒星的慢风喷出的物质，而两个集群，不具有扩展的MSTO有$V_{\rm esc}$ $\leq$ 12公里秒$^{-1}$在该年龄。这些结果表明，扩展的MSTO现象可以更好地解释了一系列的恒星年龄，而不是一系列的恒星自转速…
2014-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
An HST/WFC3 view of stellar populations on the Horizontal Branch of NGC 2419
我们使用哈勃空间望远镜广角相机3和新模型获得的图像来探测银河系球状星团（GC）NGC 2419的水平分支（HB）人口。对复合HB的详细分析突出了三个群体：（1）蓝色发光的HB，拥有质量分布非常小的标准氦星（Y=0.25），（2）中等氦含量的小群体（0.26<Y<=0.29），以及（3）人口稠密的极端HB。我们可以用具有高氦丰度（Y \sim 0.36）的模型来拟合最后一组，其中一半（最热的部分，“蓝钩”星）被确定为可能的“晚闪混合星”。这个极端人口的初始氦丰度与预测的氦丰度在大质量渐近巨星分支（AGB）恒星的喷出物中的NGC 2419相同的金属丰度很好的协议。这一结果进一步支持了GC中的第二代恒星是由中等质量AGB恒星的灰烬形成的假设。我们发现蓝钩星的星等分布比理论模型预测的要大。我们讨论了可能的不确定性的星等尺度和不同的尝试来模拟这组恒星。最后，我们建议，可以更好地实现一致性，如果我们假设核心质量大于我们的模型预测。如果祖先是主序列上的快速旋转体，这可能是可能的。如果进一步的研究证实了这一解释，快速的初始旋转将是GC中极端第二代恒星特殊性的强烈标志。
2015-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The overlooked role of stellar variability in LMC intermediate-age clusters
在大多数中龄（1-3 Gyr）大麦哲伦星系星团中看到的广泛、延伸的主序星序转折，被解释为恒星形成历史延长和/或极端恒星自转的结果。一个更基本的解释可能是恒星的变化。对于这些年龄范围内的星团，不稳定带穿过主序上部，产生了许多变星（称为盾牌座δ），如果没有适当考虑，可能会出现一个延伸的转折。LMC星系团NGC 1846中的变率程序的第一个结果揭示了相当数量的这种类型的变量，尽管仍然太低而不能产生有意义的扩展，但需要注意的是，只有通过专门的HST程序才能揭示LMC中这个和其他星系团中心的真正变量内容。
2018-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The HST/ACS Coma Cluster Survey: V - Compact Stellar Systems in the Coma Cluster
HST ACS Coma Cluster Treasury Survey是对最近的非常丰富的星系团进行的深度双通带成像调查，涵盖了一系列星系密度环境。该成像是由最近的宽视场红移调查的集群进行Hectospec的6.5米MMT的补充。这些数据的许多科学应用包括寻找紧凑的星系。在本文中，我们提出了七个紧凑（但相当明亮）的恒星系统的发现，从M32类星系到超紧凑矮星（UCD）/矮到球状过渡天体（DGTO）。我们发现，所有七个紧凑的星系需要一个两个组件适合他们的光剖面和测量速度色散超过预期的典型的早期类型的星系在他们的光度。从我们的结构参数分析，我们得出结论，三个样本应被归类为紧凑的椭圆星系或M32类星系，其余四个不太极端的系统。这三个致密椭圆星系的光度加权年龄均大于12 Gyr，金属丰度中等（-0.6 < [Fe/H] < -0.1），[Mg/Fe]高（> 0.25）。我们的研究结果支持潮汐剥离方案的形成模式的紧凑的星系覆盖的光度范围在这里研究。我们推测，至少有两个早期型的形态可能作为紧凑星系团的祖先。
2009-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The VISCACHA Survey: XIII. The extended main-sequence turn-off in intermediate-age low-mass clusters
本研究利用VISCACHA巡天数据将延展主序拐点（eMSTO）研究扩展至低质量星团，证实该现象在低质量星团中同样存在并遵循已知关系，同时为eMSTO的存在提供了88±40 Myr的年龄弥散下限，并验证了地面观测方法的可靠性。
2025-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Intermediate Mass Black Hole in Omega Centauri: Constraints on Accretion from JWST
The George Washington University（乔治华盛顿大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；IRAP-Roche（红外天文研究所-罗歇）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；The University of Utah（犹他大学）
通过JWST观测分析ω人马座中心区域，研究中间质量黑洞的吸积限制，发现现有模型与观测结果不匹配，且JWST限制比现有射电限制更严格。
2026-03-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Towards Realistic Modeling of the Astrometric Capabilities of MCAO Systems: Detecting an Intermediate Mass Black Hole with MAVIS
精确的天体测量是下一代多共轭自适应光学（MCAO）系统的关键。MCAO可见光成像仪和摄谱仪（MAVIS）是为甚大望远镜自适应光学设施设计的，必须达到150 $μ$的天体测量精度（目标是50 $μ$）。为了测试这一点，我们创建了MAVISIM，一个模拟MAVIS图像的工具。MAVISIM解释了天体测量误差的三个主要来源：高阶和低阶点扩散函数（PSF）空间变异性、倾斜残余误差和静态场失真。当探索这三个误差项单独的影响，我们恢复了50 $μ$的天体测量精度为所有的恒星比$m=19$在30秒的积分使用PSF拟合测光。我们还评估了MAVIS探测银河系球状星团中中等质量黑洞（IMBH）的可行性。我们使用一个N-body模拟的NGC 3201-like集群与中央1500 M $_{\odot}$ IMBH作为输入到MAVISIM和恢复速度色散曲线从自行测量。在有利的天体测量条件下，在HST为混乱限制的星团内部~4”，探测到了IMBH的动力学特征，精度为~0.20 km/s。这个精度与盖亚，HST和MUSE在星团外部~60”的测量相当。这项研究是为MCAO系统建立科学驱动的天体测量误差预算的第一步，也是对MAVIS在天空中可以做什么的预测。
2021-08-02 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Mass models of NGC 6624 without an intermediate-mass black hole
根据对位于星系团中心附近的毫秒脉冲星（MSP）的定时观测，最近报道了一个中等质量黑洞（IMBH）位于银河系球状星团（GC）NGC 6624的中心。我们提出的动力学模型与多个质量组件的NGC 6624 -没有IMBH -成功地描述了表面亮度剖面和自行运动学从哈勃太空望远镜（HST）和恒星质量函数在不同的距离从集群中心。MSP位置处的最大视线加速度适应MSP的推断加速度，如从其一阶周期导数导出的。离散实现的模型，我们表明，高阶周期导数-这是以前用来推导IMBH质量-是由于通过恒星和恒星残骸，如以前所示的分析文献。我们的结论是，没有必要的IMBH来解释这个MSP的定时观测。
2017-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Croatian Black Hole School 2010 lecture notes on IMBHs in GCs
黑洞是令人着迷的物体。作为爱因斯坦方程的一类解，它们已经得到了大量的研究，产生了丰富的理论结果。但它们真的存在吗？当天文学家声称有观测证据证明他们的存在时，他们真正的意思是什么？为了回答这些问题，我将集中讨论黑洞质量的特定范围，大约从100到10000太阳质量。这种大小的黑洞被命名为中等质量黑洞（IMBHs），它们的存在仍然存在很大争议，因此它们将完美地说明黑洞猎人所面临的观测挑战
2010-08-26 astro-ph.GA gr-qc
Obscured Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy Candidate Mrk 1388 with Nonthermal Jets
Mrk 1388有一个不寻常的塞弗特核，显示出窄的发射线分量，没有宽的，但显示出强的无特征连续谱和强的铁禁戒高电离发射线。1/2型特征的明显共存可能归因于一个严重模糊的宽线区域或一个中等质量的黑洞，其宽线分量本质上比典型的窄线塞弗特1（NLS 1）星系窄。我们利用甚长基线干涉测量（VLBI）的观测揭示了来自具有显著射电光度的活动星系核（AGN）的非热喷流的高亮度射电辐射。此外，我们使用哈勃太空望远镜（HST）图像研究了宿主星系的径向轮廓，该图像显示了暗示伪凸起的Sersic指数。使用VLBI和HST的结果，基本上不受尘埃消光的影响，三种单独的方法提供了类似的黑洞质量估计：（0.76- 5.4 × 10^6 M_sun，1.5x10^6 M_sun和4.1x10^6 M_sun。这些质量的范围是典型的NLS 1星系，而不是中等质量的黑洞。根据估计的质量，应该看到大约1200- 1700 km/s的半峰全宽$FWHM(H_β)$。NLS 1核被严重吸收的情况可以解释以前观察到的特殊性。
2014-11-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Bars in field and cluster galaxies at intermediate redshifts
我们提出了第一个研究的大规模酒吧在中间红移（z=0.4-0.8）的集群。在相同的红移范围内，我们比较了星系团中的棒星系和它们的宿主星系的性质与现场样品的性质。我们使用的样本945适度倾斜盘星系从EDisCS项目。星系的形态分类和酒吧的检测是基于深HST/ACS F814 W图像。在红移范围z=0.4-0.8中的总光学棒分数，在整个样品上平均，为25%。这是低于当地发现，但在良好的协议，在现场环境中的酒吧在中间红移的研究。对于集群和字段子样本，我们分别测量24%和29%的酒吧分数。在协议与当地的研究，我们发现，盘为主的星系有一个更高的酒吧比膨胀为主的星系。我们还发现，一个小的子样本的基础上，酒吧在集群中的平均长度比在该领域，并优先发现靠近集群中心，酒吧的分数是略高于在较大的距离。
2009-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
No Evidence for Significant Age Spreads in Young Massive LMC Clusters
最近的发现使星团是简单的恒星星族的观点受到质疑。特别是，在大麦云（LMC）的中间年龄（1-2 Gyr）的大质量星团的颜色星等图显示的功能，可以被解释为年龄跨度为1亿至5亿年。如果这些星团中存在多代恒星，那么具有类似性质的年轻（<1 Gyr）星团应该具有相同数量级的年龄扩展。在本文中，我们使用档案哈勃太空望远镜（HST）数据的8个年轻的大质量LMC星系团（NGC 1831，NGC 1847，NGC 1850，NGC 2004，NGC 2100，NGC 2136，NGC 2157和NGC 2249）来检验这一假设。我们分析了这些星团的色星等图，并拟合了它们的恒星形成历史，以得出潜在年龄分布的上限。我们发现，在这项工作中分析的集群没有证据表明延长恒星形成的历史，这将是一致的年龄传播提出的中间年龄大麦哲伦星系团。人工单年龄集群的测试表明，最年轻的集群的拟合年龄分散是一致的传播，纯粹是由光度误差引起的。作为额外的结果，我们确定了NGC 1850的新年龄约为1亿年，明显高于通常使用的约3000万年的值，尽管与早期的HST估计一致。
2015-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Extragalactic Chromosome Map: The intermediate age SMC Cluster Lindsay 1
恒星间丰度变化的发现（又名在球状星团（GCs）中的多种群（MP）（通常在野外或较低质量的疏散星团中找不到）导致了对GCs的独特性质的研究，这些性质允许它们承载这种现象。最近的研究表明，MP不仅限于古老的GC，而且还存在于年龄低至（至少）2 Gyr的大规模集群中。这一发现对于理解MP现象的物理学很重要，因为这些年轻的星团可以提供比老星团更强的约束（例如对星团内潜在年龄分布的约束）。然而，由于在研究中采用了不同的过滤器，因此还不可能直接比较古老的GC和中间星系团。在这里，我们提出了新的HST紫外测光的7.5陀螺仪，大规模SMC集群，林赛1，为了比较其伪彩色彩色图的银河系GC。我们发现，它们几乎是相同的，并得出结论，MPs现象是相同的，无论集群的年龄和宿主星系。
2019-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
