On the ages of bright galaxies $\sim 500$ Myr after the Big Bang: insights into star formation activity at $z \gtrsim 15$ with JWST
有了JWST，研究早期宇宙中星系演化的新机会正在出现。Spitzer对$z\gtrsim7$星系静止光学性质的限制表明，利用星系恒星质量和恒星形成历史（SFHS）间接推断宇宙恒星形成历史的能力。然而，斯皮策只能探测到最亮的单个$z\gtrsim8$天体，因此很难有力地限制$z\gtrsim10$的活动。在这里，我们利用极大地提高了静止光学灵敏度的JWST在$z\gtrsim8$约束年龄的7个紫外亮（$M_{UV}\lesssim-19.5$）星系选择躺在$z\sim8.5-11$，然后调查$z\gtrsim15$恒星形成的影响。我们用两个光谱能量分布模型代码推断单个天体的性质，然后推断明亮的$z\sim8.5-11$星系的年龄分布。我们发现$\sim20$ Myr的中位年龄比在$z\sim7$用类似的分析推断的年龄年轻，与早期向更大的特定恒星形成率的演化一致。年龄分布表明，只有$\sim3$百分比的明亮$z\sim8.5-11$星系将在$z\gtrsim15$类似发光，这意味着明亮星系的数量密度下降至少一个数量级之间的$z\sim8.5-11$和$z\sim15$。这种演变是具有挑战性的调和与一些早期的JWST的结果表明，丰富的明亮的星系并没有显着减少对非常早期的时间，但我们认为这种紧张局势可能会得到缓解，如果年轻的恒星人口形成的老恒星组件，或如果明亮的$z\sim15$星系在恒星…
2022-11-29 astro-ph.GA
The bright-end galaxy candidates at z ~ 9 from 79 independent HST fields
本文介绍了第22周期再电离星系巡天（BoRG[z9]）中纯平行哈勃空间望远镜（HST）成像观测的完整数据分析。来自79条独立视线（约370弧分^[2]）的5个HST/WFC 3 IR +UVIS滤光带的中等深度曝光量提供了z>9亮星系相对于宇宙方差的最小偏差的数密度测定。经过严格的两步候选星系的选择，包括辍学的颜色和光度红移分析，并修订以前的BoRG候选人，我们确定一个源在z~10和两个源在z~9。z~10的候选者显示了视线透镜放大的证据（mu~1.5），但它看起来令人惊讶地明亮（MUV ~ -22.6 \pm 0.3等），使其成为z > 8的已知最明亮的候选者之一（比z = 8.68的星系EGSY 8 p7亮约0.3等，由Zitrin和合作者光谱证实）。对于z ~ 9的候选天体，我们包括了先前较暗星等的数据点，发现这些数据可以很好地用谢克特光度函数进行拟合，其中α =-2.1，MUV =-21.5等，log phi =-4.5 Mpc^-3等^-1，这是第一次没有固定任何参数。推断的宇宙恒星形成率密度与低红移的非加速演化一致。
2018-10-29 astro-ph.GA
To What Extent Are Star Cluster Ages Encoded in Their Environments? Exploring the Spatial Distribution of Age-Related Information with PHANGS-HST Imaging and Convolutional Neural Networks
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；The Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Instituto de Astrofísica de La Plata, CONICET–UNLP（拉普拉塔天体物理研究所，阿根廷国家科学研究委员会-拉普拉塔国立大学）；University of Virginia Astronomy Department（弗吉尼亚大学天文系）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家无线电天文台）
利用CNN分析星团环境与年龄的关系，发现环境信息在年轻和年老星团中更显著，验证了环境随年龄变化的物理机制。
2026-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bright z~9 Galaxies in Parallel: The Bright End of the Rest-UV Luminosity Function from HST Parallel Programs
z>8的明亮星系的丰度可以为星系形成和演化的模型提供关键的限制，因为当气体冷却和恒星形成的物理处方不同时，预测的丰度会有很大的变化。我们提出了一个明亮的z=9-10星系从纯粹的平行哈勃太空望远镜成像程序中选择的搜索结果。我们包括132场观测的一部分，再电离银河系巡天，哈勃红外纯平行成像河外巡天，和WFC 3红外光谱平行巡天。这些观察涵盖了总共620平方米。其中约70%也被斯皮策太空望远镜的红外成像所覆盖。我们在8.3<z<11，24.5 < m_H < 26.5（-22.9 < M_UV < -21.2）的范围内确定了13个候选星系。该样本利用纯平行观测的不相关性来克服宇宙方差，并利用完整的多波长选择过程来最大限度地减少污染而不牺牲完整性。我们进行详细的完整性和污染分析，并提出了测量的UV光度函数的亮端使用伪分箱技术。我们发现了与Finkelstein等人（2022）和HST平行场中其他搜索结果一致的数密度。这些明亮的候选者可能存在于过密度中，可能代表了宇宙再电离的一些最早的地点。这些新的候选者是JWST后续的极好目标，其中四个将在第一周期使用NIRSpec棱镜进行观察。
2022-05-25 astro-ph.GA
HST imaging of the brightest z~8-9 galaxies from UltraVISTA: the extreme bright end of the UV luminosity function
我们报告的三个特别明亮的候选$z_{phot} \gtrsim 8$星系的发现。HST/WFC 3跟踪的5个源是从COSMOS/UltraVISTA视场的1.6度$^2$上确定的16个明亮（$24.8 \lesssim H\lesssim25.5$ ~mag）候选$z\gtrsim 8$ LBG的较大样本中选择的。通过利用UltraVISTA DR 3发布的深（Y-到- $K_{S} \sim 25.3-24.8$ ~mag，$5σ$）近红外数据、CFHTLS和Subaru Suprime Cam计划的深地基光学成像以及结合SMUVS和SPLASH计划观测的Spitzer/IRAC镶嵌图，将这些识别为Y和J缺失。通过改进的光谱能量分布，现在还包括新的HyperSuprime Cam g，r，i，z和Y波段数据，我们确认，3/5的星系具有强大的$z_{phot}\sim8.0-8.7$，与最初的选择一致。其余2/5的星系有一个名义上的$z_{phot}\sim2$。然而，如果我们单独使用HST数据，这些对象在$z\sim9$的概率会增加。此外，我们测量的平均紫外线连续斜率$β=-1.91\pm0.26$的三个$z\sim8-9$星系，略蓝于类似发光$z\sim4-6$在坎德尔，但与以前的测量类似发光星系在$z\sim7$一致。我们最亮的源的圆形有效半径是$0.9\pm0.2$ kpc…
2017-10-16 astro-ph.GA
Low Surface Brightness Galaxies in z > 1 Galaxy Clusters: HST approaches the Progenitors of Local Ultra Diffuse Galaxies
超扩散星系（UDG）是一种有效半径特别大（r_eff > 1.5kpc）的大型低面亮度星系，目前在本征宇宙（z<0.1）中已被广泛研究。虽然它们被发现在集群，群体和领域中是丰富的，但它们的形成机制仍然难以捉摸，是一个活跃的辩论话题。通过研究更高红移（z>1.0）的对应物，可能会发现新的见解，尽管宇宙表面亮度变暗使它们在那里特别难以检测和研究。这项工作使用了哈勃太空望远镜（HST）最深的z > 1星团成像堆栈，即SPT-CL J2106-5844和MOO J1014+0038。这两个集群，在z=1.13和z=1.23，作为HST See-Change计划的一部分进行监测。与哈勃极深场（XDF）作为参考场相比，我们发现两个星系团中的大LSB星系的统计过密度。基于恒星星族模型，并假设没有大小的演变，我们发现，我们可以检测到的最微弱的来源是关于明亮的本地UDG的祖先的预期。我们发现，我们在SPT-CL J2106-5844和MOO J1014-5844中检测到的LSB已经有了古老的恒星星族，将它们置于红色序列上。校正不完整性，并根据当地的比例关系外推，我们估计，遥远的UDG是相对丰富的地方UDG相比，由一个因素~ 3。一个合理的解释，暗示随着时间的增加将是一个显着的大小增长，这些星系在过去的~ 8 Gyr，也建议由流体动力学模拟。
2021-01-19 astro-ph.GA
Improving Star Cluster Age Estimates in PHANGS-HST Galaxies and the Impact on Cluster Demographics in NGC 628
在推导恒星星族的物理性质时，一个长期存在的问题是年龄、红化和金属丰度之间的简并性。当一个单一的金属丰度被用于一个星系中的所有星团时，这种简并性会导致旧球状星团的$`$灾难性的$'$错误。通常情况下，在螺旋星系中检测到的所有星系团中，大约有10 - 20%的星系团的年龄可能会有10倍或更多的错误。本文介绍了PHANGS-HST巡天对四个星系（NGC 628，NGC 1433，NGC 1365和NGC 3351）的初步研究。我们描述的方法来纠正年龄测定老球状星团，首先确定候选人使用它们的颜色，然后重新分配年龄和变红的基础上较低的金属丰度的解决方案。我们发现，年轻的$`$闯入者$'$可以从他们的H α流量。也可以使用CO（2-1）强度或灰尘的存在，但我们的测试表明它们不起作用。在$\sim$ 15%水平下，成功分数的改善是可能的（将灾难性年龄估计的分数从13 - 21%降低到3 - 8%）。很大一部分年龄不正确的球状星团被系统地给出了大约1亿年的年龄，这也污染了年轻的星团。不正确的年龄测定球状星团显着影响观察到的星系团年龄分布在NGC 628，这影响了在这个星系中的星系团破裂的物理解释。对于NGC 1365，我们还演示了如何解决第二个主要的年龄测定问题，其中E（B-V）$>$ 1.5等的非常年轻的尘埃星团被指定为古老的球状星团。最后，我们注意到在NGC 1365的中心区域周围发现了一个密…
2023-01-09 astro-ph.GA
Multi-Scale Stellar Associations across the Star Formation Hierarchy in PHANGS-HST Nearby Galaxies: Methodology and Properties
本研究基于PHANGS-HST巡天数据开发多尺度恒星协识别方法，经测试验证其可靠性，发现协年龄随尺度增大而增加、年轻协紧密示踪H ii区，该方法将用于完整星系样本以完善恒星形成统计。
2022-12-22 astro-ph.GA
Resolved Stars in M83 based on HST/WFC3 Early Release Science Observations
我们提出了一个多波长测光研究的基础上采取的观测作为WFC 3早期释放科学（ERS）计划的一部分，个别恒星在M83。利用F336 W、F438 W、F555 W和F814 W四种宽波段滤光片对M83的中心区域进行了UBVI测光色和内禀光度的测量。这些测量被用来确定M83最近（< 1 Gyr）的恒星形成历史。我们选择了50个地区的螺旋臂和臂间区的M83和分类的基础上他们的H？形态学为了确定每个区域恒星的年龄，我们使用了色-星等图（CMD）和色-色图，并使用了金属丰度为Z=0.03（1.5 Z{ \odot }）的帕多瓦等时线。我们使用无红化的Q参数校正了单个恒星的前景和内部消光，并从CMD上的等时线拟合改进了我们对恒星年龄的估计。比较恒星年龄和星团年龄的基础上，他们的H？形态和它们的光谱能量分布（SED）进行了拟合，并显示出相当好的相关性。我们还发现，确定年龄小于10万年的地区位于优先沿活跃的恒星形成区的旋臂。
2011-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Powerful Activity in the Bright Ages. I. A Visible/IR Survey of High Redshift 3C Radio Galaxies and Quasars
利用哈勃空间望远镜（HST）的WFC-3宽视场照相机（WFC-3）对22个高红移（1 < z < 2.5）3C射电星系和类星体进行了新的静止坐标系紫外和可见光观测。使用定制的数据减少策略，以确保消除宇宙射线，持久性信号和其他数据伪影，我们已经产生了高质量的科学准备的目标及其当地环境的图像。我们观察到的紫外线辐射区域的目标暗示活跃的恒星形成。此外，几个目标表现出高度扭曲的宿主星系形态在其余帧可见光图像。光度分析显示，较亮的类星体通常比较暗的类星体更红。使用文献中的发射线通量，我们估计，发射线污染是相对较小的类星体的休息帧紫外图像。利用VLA档案数据，我们还为每个目标创建了无线电地图覆盖图，从而可以分析光轴和无线电轴的对齐情况。
2016-05-10 astro-ph.GA
PHANGS-HST: Star Cluster Spectral Energy Distribution Fitting with CIGALE
哈勃太空望远镜（HST）执行的光度测量的灵敏度和角分辨率使研究星系中的单个星团达到几十兆秒差距。星团光谱能量分布的拟合对于测量星团的物理性质和研究星团的演化具有重要意义。我们报告使用公开的代码调查GalaxyEmission（CIGALE）SED拟合包，以获得年龄，恒星质量，并确定在物理学高角分辨率在附近星系S-HST（PHANGS-HST）调查星团的红化。使用星系NGC 3351中的星团样本，我们提出了基准分析的结果，以验证代码和比较SED拟合结果的遗产银河系外紫外线调查（LEGUS）。我们考虑PHANGS-HST SED装配管道的程序，例如，单个恒星星族模型的选择，星云发射和尘埃的处理，以及使用通量与星等的SED拟合。我们报告了NGC 3351中星团的性质，发现平均而言，NGC 3351内部恒星形成环中的星团是年轻的（$< 10$ Myr）和大质量的（$10^{5} M_{\odot}$），而恒星隆起中的星团则明显较老。聚类质量函数拟合产生的$β$值约为-2，与之前的结果一致，在最年轻的年龄有变浅的趋势。最后，我们探索了贝叶斯分析与额外的物理动机先验的年龄和质量的分布，并分析所产生的集群分布。
2021-01-06 astro-ph.GA astro-ph.IM
Physical properties of Brightest Cluster Galaxies up to redshift 1.80 based on HST data
Brilliant cluster galaxies（BCGs）是由许多较小的星系吸积而成的，可以作为宇宙网中团簇形成和演化的示踪物。然而，对于BCGs形成的主要时期仍然存在争议，因为一些作者认为它们已经在红移z=2之前形成，而其他人仍然发现它们在最近的时期演化。我们的目标是分析一个大样本的BCGs覆盖了广泛的红移范围z=1.8的物理性质，并在一个均匀的方式进行分析，看看他们的特点随红移而变化。作为第一步，我们还提出了一个新的工具来定义每个星系团的星系是BCG。对于一个样本的137团簇的HST图像在光学和/或红外，我们分析的BCG属性应用GALFIT与一个或两个Sersic组件。对于每个BCG，我们计算Sersic指数，有效半径，长轴位置角，表面亮度。然后，我们寻找这些量与红移的相关性。我们发现，BCGs遵循Kormendy关系（有效半径和平均表面亮度之间），与红移保持不变的斜率，但与原点的纵坐标的红移的变化。虽然这种趋势很微弱，但我们发现，随着红移的减小，绝对星等和有效半径都有变亮变大的趋势。另一方面，我们发现平均表面亮度或Sersic指数与红移没有显着相关性。在红移z <= 0.9的星系团中，73%的星系团的长轴和BCGs的长轴在30度以内一致。我们的研究结果与BCGs主要是在红移z=2之前形成一致。BCGs的长轴与它们的星系团的排列符合一般的想法，即BCGs与星系团是通过沿着…
2021-02-02 astro-ph.GA
Ages and structural and dynamical parameters of two globular clusters in the M81 group
GC-1和GC-2是Jang等人利用{ \it HST}（\it HST）图像发现的两个位于M81群中M81和M82遥远晕中的球状星团（GC）。这两个GC是北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）多色巡天的一部分，使用了14个覆盖4000- 10000 nm波长范围的中频滤波器。通过比较这两个星系团的光谱能量分布，我们精确地确定了它们的年龄和质量（从2267年到20000年，包括{ \it星系演化探测器}、14 BATC中波段和2微米全天空巡天近红外$JHK_{\rm s}$滤光片的近紫外测光数据）和理论恒星种群合成模型，导致GC-1的年龄为$15.50\pm3.20$，GC-2的年龄为$15.10\pm2.70$ Gyr。这里得到的GC-1和GC-2的质量分别为$1.77-2.04\times 10^6$和$5.20-7.11\times 10^6 \rm~M_\odot$。此外，使用{ \it HST}上的高级巡天照相机和宽视场照相机3进行的深层观测，提供了GC-1和GC-2的表面亮度剖面。的结构和动力学参数来自拟合的配置文件，以三种不同的模式，特别是内部的速度色散的GC-1和GC-2的推导，这可以与光谱观测的基础上获得的比较在未来。本文首次用$r_h$对$M_V$的图表明GC-2是M81群中的一颗超致密矮星。
2017-05-24 astro-ph.GA
An HST/WFPC2 Survey of Bright Young Clusters in M31 III. Structural Parameters
使用哈勃太空望远镜上的宽视场行星照相机2测量了23个M31星团的表面亮度分布，并拟合到两种类型的模型以确定星团的结构特性。星团主要是年轻的（~10^8年）和大质量的（~10^4.5太阳质量），半光半径的中位数为7 pc，溶解时间为几个Gyr。M31星团的性质与麦哲伦星云中年龄相近的星团相当。模拟的星团被用来从星团大小的统计测量值转换为半光半径，这样河外星团就可以与银河系中年轻的大质量星团进行比较。所有三组星团的年龄-大小关系大致相同。年轻的M31星团预计将在几个Gyr内溶解，不会存活下来成为年老的球状星团。然而，它们似乎遵循与旧星团相同的基本面关系;如果用速度色散测量证实，这将是一个强烈的迹象，表明星团基本面反映了普遍的团簇形成条件。
2009-09-22 astro-ph.GA
Using H-alpha Morphology and Surface Brightness Fluctuations to Age-Date Star Clusters in M83
我们使用新的WFC 3观测附近的大设计螺旋星系M83开发两个独立的方法来估计年轻星团的年龄。第一种方法使用的物理范围和形态的H α发射估计年龄小于tau ~10百万年的集群。它基于一个简单的前提，即非常年轻（τ <几百万年）的星团中的气体在很大程度上与星团中的恒星重合，是一个小的环状结构，围绕着稍老的星团中的恒星（例如，τ ~ 500万年），并且对于更老的星系团来说是一个更大的环状气泡（即，~5-10百万年）。第二种方法是基于观察到的集群内的像素到像素的通量变化和它们的年龄之间的关系。这种方法依赖于这样一个事实，即星团中最明亮的恒星在大约1000万年的年龄时最突出，并且低于检测极限（即，M_V < -3.5）的年龄大于约1亿年。这两种方法是一种新的形态分类系统的基础，该系统可用于根据星团的外观估计星团的年龄。我们比较以前的年龄估计的集群在M83确定拟合UBVI Halpha测量使用我们的新形态类别的恒星演化模型的预测，并找到良好的协议在~95%的水平。对于年轻的星团（<1000万年），类别内的离散度约为0.1 dex，对于较老的星团（> 1000万年）约为0.5 dex。这项研究的一个副产品是在M83中发现了22个“单星”HII区域，中心恒星的年龄约为400万年。
2011-03-21 astro-ph.GA
HST followup observations of two bright z ~ 8 candidate galaxies from the BoRG pure-parallel survey
本文给出了在HST/WFC 3上使用F098 M滤波器对两个明亮（L > L*）候选星系进行的再电离星系巡天（BoRG）观测中z > 8的后续成像。F098 M过滤器提供了一个额外的限制通量bluehward的光谱中断，和观测的目的是区分低和高Z光度红移的解决方案，这些星系。我们的结果证实了一个星系BoRG 0116+1425 747是一个极有可能的z ~ 8源，但也揭示了BoRG 0116+1425 630 --先前已知的最亮的z > 8候选星系（mAB = 24.5）--很可能是一个z ~ 2的闯入者。由于该光源比任何其他z > 8的候选光源都要亮得多，因此将其从样本中移除对该时期的导出UV光度函数具有显著影响。我们发现，虽然以前的BoRG结果有利于浅幂律下降的亮度函数的亮端再电离之前，现在没有证据偏离Schechter函数的形式，因此没有证据表明星系形成过程的差异之前和之后再电离。
2018-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
COSMOS Brightest Group Galaxies -- III: Evolution of stellar ages
本文基于COSMOS场246个BGGs样本，研究其恒星年龄、恒星形成率等性质随红移和偏移的演化，发现约20%-50%的BGGs具有恒星形成特征，支持由内而外的形成情景，并揭示了当前模型在描述低质量BGG复杂恒星形成历史上的不足。
2024-08-05 astro-ph.GA
Bright, Relatively Isolated Star Clusters in PHANGS-HST Galaxies: Aperture Corrections, Quantitative Morphologies, and Comparison with Synthetic Stellar Population Models
使用PHANGS-HST NUV-U-B-V-I成像的17个附近的旋涡星系，我们研究的星团和恒星协会的样本，视觉上选择是明亮的，相对孤立的，有三个目的：计算星团测光的孔径校正，探索在集群和协会的分析定量形态的效用，并比较合成恒星星族模型。我们提供了一个技术总结，我们的程序来确定孔径校正，在生产星团候选目录的标准步骤，并比较以前的工作。我们还使用这个专门的样品来分析星团光剖面的测量。我们专注于一个措施，$M_{20}$（归一化二阶矩的最亮的20%的像素），以前应用于研究星系的形态。我们发现，$M_{20}$与UB-VI颜色相结合，产生一个参数空间，其中不同的位点形成的单峰对称集群，单峰不对称集群，和多峰协会。我们讨论了潜在的应用程序使用$M_{20}$，以深入了解集群和协会的形成和演变。最后，我们比较了这个样本的颜色分布与各种合成的恒星星族模型。一个发现是，应该重新审视使用单一金属丰度SSP轨道来拟合给定星系中整个星团的标准程序，因为与最近形成的星团相比，最古老的球状星团将更加缺乏金属。
2021-10-20 astro-ph.GA
The Ages of Optically Bright Sub-Clusters in the Serpens Star-Forming Region
巨蛇座分子云是500 pc以内最活跃的恒星形成区之一，有超过一千个处于不同演化阶段的YSO。成员星的年龄告诉我们星云的恒星形成历史。在本文中，我们开发了一个光谱能量分布（SED）拟合方法，从昴星团成员附近的演化（无盘）的年轻恒星的年龄估计，采用的温度标度从APOGEE光谱。当与猎户座中选定的YSO的文献温度相比时，冷（<5000 K）恒星的SED拟合具有平均<~ 50 K的温度差异，并且对于盘托管和无盘恒星具有~ 210 K的分散度。然后，我们将这种方法应用到YSO在巨蛇座分子云估计年龄的光学成员以前确定的盖亚DR 2天体测量数据。巨蛇座星系中的光学成员集中在不同的亚群中，年龄从400万年到2200万年不等;最年轻的星团W 40和巨蛇座星系南部是尘埃区，缺乏足够的光学成员来进行分析。这些年龄确定了巨蛇座分子云形成恒星的时间比红外线测量推断的要长得多。
2022-05-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Newly Identified Star Clusters in M33. II. Radial HST/ACS Fields
我们提出了综合测光和色星等图M33中的161个星团，其中115个以前未编目，使用先进的相机测量宽视场通道板载哈勃太空望远镜。这些星团的V波段积分星等范围从Mv~-9到Mv~-4，将现有的M33星团表的深度扩展了~1 mag。理论等时线与Padova模型色星等图的比较得出了其中148个星团的年龄。年龄范围从Log（t）~7.0到Log（t）~9.0。我们的色星等图对年龄大于1 Gyr的星系团不敏感。我们发现，星团的积分色和绝对星等随年龄的变化与简单的恒星星族模型的预测是一致的。同样的模型表明，我们样本中星系团的质量在5 × 10^3到5 × 10^4 *Msun之间。
2009-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disappearing galaxies: the orientation dependence of JWST-bright, HST-dark, star-forming galaxy selection
本研究首次基于FIRE模拟，发现JWST亮、HST暗的恒星形成星系是高红移、高尘埃消光源沿特定视线观测的结果，方向依赖性对模型比较有重要影响。
2023-10-13 astro-ph.GA
J-band Red Giant Branch Tip Magnitudes for the Distance Indicator
红巨星分支的尖端是一种广泛使用的距离测量方法，用于相对较近的星系，其中明亮的单个恒星被解析。大多数早期的作品都使用了I波段的光度计，如HST ACS/WFC F814 W或F850 LP用于RGB尖端方法。在这里，我们研究了J波段的RGB尖端幅度，如HST WFC 3/IR F110 W和JWST NIRCam/WF F115 W，用于广泛的年龄和金属丰度。我们发现，J波段（HST WFC 3/IR F110 W和JWST NIRCam/WF F115 W）RGB尖端幅度没有显着变化相比，I波段（HST ACS/WFC F814 W，F850 LP）的金属丰度在给定的年龄范围内。此外，HST WFC 3/IR F110 W RGB尖端星等在给定金属丰度下，对于年龄大于5 Gyr的恒星星族保持在0.005星等以内。
2017-11-26 astro-ph.GA
The accretion histories of brightest cluster galaxies from their stellar population gradients
分析了VIMOS在IFU模式下观测到的9个局域（$z<0.1$）Brilliant星团星系团（BCGs）的空间分辨星族。我们的样品由7个慢转和2个快转的BCGs组成。在这个小样本中，我们没有发现恒星运动学和恒星种群之间的联系。BCGs具有浅的金属丰度梯度（中值$Δ$ [Fe/H] $= -0.11\pm0.1$），高的中心金属丰度（中值$[$ Fe/H] $_{[α/Fe]=0} = 0.13\pm0.07$）和广泛的中心年龄（从5到15 Gyr）。我们认为，这是不同的进化路径在BCGs的原因。67%的样本（6/9）显示出$\sim 7$ Gyr古老的中心年龄，这反映了一个活跃的吸积历史，33%的样本（3/9）的中心年龄大于11 Gyr，这表明自$z=2$以来没有恒星形成。BCG显示了与ATLAS $^{3D}$巡天（中值[Z/H] $= 0.04\pm0.07$，$Δ$ [Z/H] $= -0.19\pm0.1$）中质量相似的早型星系（M $_{dyn}> 10^{11.3}$ M $_{\odot}$）相似的中心恒星种群和恒星星族梯度。然而，来自ATLAS $^{3D}$的大质量早型星系具有一致的年龄（中位年龄$=12.0\pm3.8$ Gyr）。我们还分析了两个BCGs的近距离大质量伴星系。这些星系与它们各自的BCGs有相似的恒星群。
2015-03-04 astro-ph.GA
The Dragonfly Nearby Galaxies Survey. V. HST/ACS Observations of 23 Low Surface Brightness Objects in the Fields of NGC1052, NGC1084, M96, and NGC4258
我们目前的HST/ACS成像的23个非常低的表面亮度（$μ_{e,V}$ =25-27.5）的星系在附近的四个星系群的领域检测。这些物体是从蜻蜓长焦阵列获得的深层光学成像中选出的。其中七个是新发现的，而其他大多数是以前在对深层照相底片的目视调查和最近的调查中发现的。以前很少有人详细研究过。从ACS图像中，我们测量的距离的星系使用的红巨星分支的方法和表面亮度波动的方法的尖端。我们证明了这两种方法是一致的，在该制度中，两者都可以应用。在20个稳定测量的星系中，有15个星系的距离在误差范围内与目标群的距离一致。这表明，假设组成员仅仅基于预测的接近度是75%的成功，在这个制度。这些星系近似圆形，中轴比为0.85，在视觉上类似于矮球状星系。这些天体的大小范围从$R_e$ =0.4千秒差距到$R_e$ =1.8千秒差距不等，中值为1.0千秒差距。它们的光度范围从$M_V$ =-11.4到$M_V$ =-15.6，中值为-12.4。具有$R_e$ ~1千秒差距和$M_V$ ~ 12千秒差距的镓在本地群中相当罕见，但我们在这个相对较小的样本中发现了许多。其中4个天体属于超漫射星系（UDG），$R_e$ >1.5 kpc，$μ_{0,V}$ >24 mag/arcsec ^[2]，包括最近发现的暗物质缺乏星系NGC 1052-DF 2。
2018-07-16 astro-ph.GA
Bright galaxies at Hubble's redshift detection frontier: Preliminary results and design from the redshift z~9-10 BoRG pure-parallel HST survey
我们提出了第一个结果和设计的红移z~9-10 Brilliance的Reionizing Galerkin { \it哈勃太空望远镜}调查BoRG[z9-10]，旨在寻找内在发光的非透镜星系在第一个7亿年后的大爆炸。BoRG[z9-10]是Wide Field Camera 3多年纯并行近红外和光学成像活动的延续。正在进行的调查使用了五个滤光片，这些滤光片经过优化，可用于探测最远的物体，并提供从λ=0.35μm到λ=1.7μm的连续波长覆盖。我们分析了最初的~130弧分$^2$的面积超过28个独立的视线（约25%的总计划），以寻找z>7星系使用莱曼break和光度红移的选择相结合。从$H_{160}$ -带中分别比$m_{AB}=26.5-24.0$亮的（5-25）$times 10^5$ Mpc $^3$的有效共动体积中，我们发现了5个z~8.3-10的候选星系，它们具有高置信度（S/N>8），其中包括一个z~8.4的源，mAB=24.5（S/N~22），如果得到证实，将是在如此早期（z>8）发现的最亮的星系。此外，BoRG[z9-10]的数据产生了四个具有$7.3 \lesssim z \lesssim 8$的星系。这些具有m $\lesssim26.5$的新Lyman break星系是地面和太空观测站进行后续观测的理想目标，有助于调查暗物质生长，星系组装和再电离之间复杂的相互…
2015-12-16 astro-ph.GA
The UV luminosity functions of Bright z>8 Galaxies: Determination from ~0.41 deg2 of HST Observations along ~sim 300 independent sightlines
基于最大规模HST平行观测数据集SuperBoRG，研究筛选了31个z≳8明亮测光候选体，测定了z=8-10静止系紫外光度函数亮端，发现其亮端演化受AGN贡献或尘埃含量减少影响。
2023-07-26 astro-ph.GA
Beacons into the Cosmic Dark Ages: Boosted transmission of Ly$α$ from UV bright galaxies at $z \gtrsim 7$
最近探测到来自$z>7.5$星系的Lyman alpha（Ly $α$）发射有点出乎意料，因为在这个星系际介质（IGM）仍然高度中性的时代，以前没有探测到。但这些检测来自UV明亮的星系，它们优先生活在早期的过密度中，并且具有显着的多普勒频移Ly $α$线轮廓，从它们的星际介质（ISM）中出现，使它们受全球IGM状态的影响较小。再电离模拟和经验ISM模型相结合，我们表明，由于这两种效果，紫外明亮的星系在overdensities有$>2\times$更高的传输通过$z\sim7$ IGM比典型的场星系，这种增强的传输增强的中性分数的增加。增强的透射率不足以解释观测到的$M_\mathrm{UV} \lesssim -22$星系的高Ly $α$分数（Stark et al. 2017），这表明由于增强的生产和/或选择效应，这些星系发射的Ly $α$必须比预期的更强。尽管偏紫外明亮的星系居住在overdensities，我们显示LY $α$观测这些星系可以准确地测量全球中性氢分数，特别是当LY $α$从紫外暗淡的星系熄灭，使它们成为理想的候选人光谱后续到宇宙黑暗时代。
2018-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy candidates at z ~ 10 in archival data from the Brightest of Reionizing Galaxies (BoRG[z8]) survey
哈勃太空望远镜（HST）上的宽视场相机3（WFC 3）使人们能够搜索在z ~ 8 - 11（大爆炸后5亿-7亿年）观测到的第一个星系。为了继续量化HST观测到的最早时期最亮星系（M_AB ~ -22.0）的数密度，我们在最初设计用于检测z ~ 8星系（F098 M-dropouts）的再电离星系巡天（BoRG[z 8]）的档案数据中搜索z ~ 10星系（F125 W-dropouts）。通过关注沿62条独立视线的最深293弧分^2的数据，我们确定了6个z ~ 10的符合颜色选择标准的候选者，在F160 W中S/N > 8时检测到，如果z = 10，则M_AB = -22.8至-21.1。六个源中的三个，包括两个最亮的源，都在一个WFC 3指向（~ 4弧分^[2]）上，这表明存在显著的成团现象，这是在z ~ 10处的明亮星系中预期的。然而，这两个最亮的星系太过延伸，不可能在z ~ 10处，另外一个来源还没有得到解决，可能是一颗褐矮星。剩余的三个候选者具有m_AB ~ 26，并且考虑到我们搜索的区域和完整性，我们的最佳估计是源的数量密度略高，但与传统字段中的搜索在2σ处一致。我们的研究强调，z ~ 10搜索可以产生少量的候选人，使定制的HST纯平行观测的后续行动可行和有效。
2016-06-20 astro-ph.GA
Two Populations of Old Star Clusters in the Spiral Galaxy M101 Based on HST/ACS Observations
我们提出了一个新的光度表的326个候选球状星团（GC）在附近的螺旋星系M101，从B，V，和I哈勃空间望远镜高级相机的调查图像选择。与许多其他旋涡星系的GCLF相比，这些星系团的光度函数（LF）具有异常大量的微弱光源。因此，我们分离并比较了样品中“亮”（M_V < -6.5）和“暗”（M_V > -6.5;比预期的GC峰暗一个数量级）团簇的性质。明亮星系团的LF与在银河系（MW）和其他星系中观察到的峰值分布非常吻合。这些明亮的星团也有类似的大小（r_{eff}）和空间分布的MW GC。另一方面，暗星系团的LF可以用幂律dN（L_V）/dL_V与L_V^alpha成正比，其中alpha = -2.6 ± 0.3，类似于在恒星形成星系中的年轻和中等年龄星系团系统中观察到的结果。我们发现，昏暗的集群有较大的典型r_{eff}比明亮的集群，并有一个平坦的表面密度分布，更均匀地分布，因为我们会期望与磁盘相关的集群。我们使用LF的形状和预测的质量损失驱动的两体弛豫约束的年龄暗淡的集群。我们的研究结果与M101中两个古老星团的种群是一致的：一个明亮的晕星团种群和一个较暗的，可能更年轻的古老盘星团种群。
2015-04-27 astro-ph.GA
An ALMA-HST Study of Millimeter Dust Emission and Star Clusters
我们目前的结果，从联合ALMA-HST研究附近的螺旋星系NGC 628。我们结合了HST LEGUS数据库中的NGC 628中的1000多个星团与ALMA周期4毫米/亚毫米观测的冷尘埃连续体，跨度约15平方千秒差距，包括核区域和星系盘的西部部分。分辨率--在NGC 628的距离上为1.1”或大约50 pc--使我们能够限制毫米尘埃连续体的斜率的空间变化，作为附近星团的年龄和质量的函数。我们的研究结果表明，在毫米假设一个典型的冷尘埃模型的正常恒星形成星系的尘埃排放过量，但很少的相关性的尘埃连续体的斜率与星团年龄或质量。由于这些观测的深度和空间覆盖范围，我们无法证实局部星际辐射场对尘埃颗粒的处理所产生的毫米/亚毫米过量。我们在NGC 628中的ALMA波段4和7检测到一个明亮的未知源，在其他波长的辅助数据中没有对应物。我们推测这可能是一颗尘埃遮蔽的超新星。
2019-09-10 astro-ph.GA
New Constraints on Mass-Dependent Disruption of Star Clusters in M51
我们使用UBVI，Ha图像的漩涡星系，M51，采取与ACS和WFPC 2相机的哈勃太空望远镜（HST）选择星团，并估计它们的质量和年龄，通过比较它们观察到的颜色从人口合成模型的预测。我们构造了中等年龄（1-4x10^8年）星系团的质量函数，发现对于质量大于6x10^3 Msun的星系团，它可以用幂律ψ（M）propto M^beta很好地描述，其中beta=-2.1 +/- 0.2。这将M51中中间年龄星团的质量函数扩展到比以前的测定低近五倍的质量。质量函数在高质量端或低质量端都没有显示出曲率的证据。这种形状表明，没有证据表明与较高质量的对应物相比，较低质量的团簇更早破裂（即，没有质量依赖的破坏）在所观察到的质量和年龄范围内，或为M51中的集群可以形成的物理质量上限Mc。这些结论不同于以前的建议，基于质量较差的HST观测。我们讨论了它们的影响集群的形成和破坏。两个“羽毛”中的星团的年龄，从旋臂的外部延伸的恒星特征，表明具有较大俯仰角的羽毛形成得更早，并且比另一个形成的时间更长。
2011-01-14 astro-ph.GA
High resolution observations of Cen A: Yellow and red supergiants in a region of jet-induced star formation?
我们提出了近红外（NIR），自适应光学（AO）斯巴鲁和归档的HST成像数据的一个区域附近的北中叶（NML）的半人马座A（岑A）喷流，在距离$\sim15$千秒差距东北（NE）从中心的NGC 5128。近红外图像的低通滤波揭示了强的--高于背景平均值的$>3σ$--信号在等效HST场中最亮恒星的预期位置处。近红外背景噪声的统计分析表明，概率观察$>3σ$信号在同一位置，在三个独立的测量，由于随机背景波动单独是可以忽略不计的（$\leq10^{-7}\%$），因此，这个信号应该反映了最亮的HST星的近红外对应物的检测。对这颗恒星的广泛光度分析产生了$V-I$，可见光-近红外和近红外颜色，预计来自一颗估计年龄为$\sim10^{+4}_{-3}$ Myr的黄色超巨星（YSG）。此外，第二和第三明亮的HST恒星可能也是Cen A中的超巨星，估计年龄分别为$\sim16^{+6}_{-3}$ Myr和$\sim25^{+15}_{-9}$ Myr。这三颗超巨星的年龄与先前在附近发现的年轻大质量恒星的年龄非常一致，这些恒星被认为是在喷流-HI云相互作用的后期形成的，喷流-HI云相互作用似乎驱动了该区域过去$\sim100$ Myr的恒星形成（SF）。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Supernova Remnants and the Interstellar Medium of M83: Imaging & Photometry with WFC3 on HST
我们呈现了哈勃太空望远镜在南部大设计恒星形成星系M83的单个视场内拍摄的宽视场相机3图像。根据它们的大小、形态和连续减影H $α$、[ \SII ]、H $β$、[ \OIII ]和[ \OII ]滤波器中的光度测定，我们已经确定了60个超新星遗迹候选者，以及少数年轻的喷射物主导的候选者。这些残余物的目录，它们的大小，并在可能的情况下，他们的H $α$通量。利用信噪比高、测光性能好的数据，计算了辐射年龄和震前密度。年龄在$2.62 < log(τ_{\rm rad}/{\rm yr}) < 5.0$范围内，冲击波前的密度在$0.56 < n_0/{\rm cm^{-3}} < 1680$范围内。已经发现了两个SNR群体。它们分为一个核旋臂组和一个臂间种群。我们推断臂间密度对比度为4。扩散X射线的表面通量与推断的冲击前密度相关，表明温暖的星际介质被热X射线等离子体加压。我们还发现，星际介质在核区域的M83的特点是由一个非常高的孔隙度和压力，并推断一个SNR率每70-150年的核（$R<300 $ pc）区域。根据探测到的超新星的数量和它们的辐射年龄，我们推断M83中II型超新星的低质量是$M_{\rm min} = 16^{+7}_ {-5}$ M $_{\odot}$。最后，我们给出了可能探测到历史超新星SN 1968 L遗迹的证据。
2010-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. XXII. Relative ages of multiple populations in five Globular Clusters
目标。提出了一种新的方法来估算NGC 104（47 Tuc）、NGC 6121（M4）、NGC 6352、NGC 6362和NGC 6723等5个球状星团中多个恒星星族的相对年龄。方法.我们利用“HST紫外球状星团巡天（HUGS）”数据库中的星表，绘制了球状星团的色星等图和双色图。我们确定了每个球状星团内的多个种群，并将它们分为两个主要的恒星星族：POPa或第一代（1G）和POPb，由所有连续的恒星代组成。新技术使我们能够获得一个精确的估计之间的相对年龄POPa和POPb。结果NGC 6352、NGC 6362和NGC 6723的多个种群分别在3.36亿年、4.74亿年和6.34亿年内同时代。这些结果是结合所有不确定性来源获得的。
2020-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dark-ages Reionization and Galaxy Formation Simulation XX. The Ly$α$ IGM transmission properties and environment of bright galaxies during the Epoch of Reionization
高度中性的星系间介质（IGM）在再电离时期（EoR），预计将抑制Ly $α$发射与阻尼翼吸收，导致几乎没有Ly $α$检测到恒星形成星系在$z{\sim}8$。然而，在这些红移下，对4个最亮星系（${\rm H}_{160}{\sim}25$等）的光谱观测确实显示出突出的Ly $α$线，表明局部电离的IGM。本文利用Meraxes半解析模型研究了EoR期间亮星系的Ly $α$ IGM透射和环境。我们发现较亮的星系受阻尼翼吸收的影响较小，因为它们能有效地电离周围的中性氢。具体而言，最亮的源（${\rm H}_{160}{\lesssim}25.5$ mag）位于我们的模拟中最大的电离区域，并且具有来自IGM（光学深度${<}1$）的低Ly $α$衰减。较暗的星系（25.5等${<}{\rm H}_{160}{<}27.5$等）的透射率取决于紫外线光度，导致在较暗的星等下Ly $α$检测的发生率较低。这种光度相关的衰减解释了为什么Ly $α$只在$z{\sim}8$最亮的星系中被观测到。后续观察显示，在这些确认的$z{\sim}8$ Ly $α$发射体附近存在对应物。我们模拟的类似物的环境与这些观测结果在附近星系的数量上一致，这是一个很好的指标，表明Ly $α$是否可以在较暗的星系中被检测到。在目前的观测极限下，在$2'{\times}2'$内有${\ge}2$-5个邻居的星系显示出L…
2021-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Resolved Stellar Population in 50 Regions of M83 from HST/WFC3 Early Release Science Observations
利用哈勃空间望远镜3号宽视场照相机的观测数据，利用F336 W、F438 W、F555 W和F814 W四种滤光片，对附近的旋涡星系M83（NGC 5236，D=4.61Mpc）中约15，000颗可分辨的恒星进行了多波长光度学研究。我们在M83旋臂和旋臂间选取了50个区域（平均大小为260 pc × 280 pc），测定了每个区域内发光恒星星族的年龄分布。这是通过将每颗恒星的颜色与恒星等时线的预测进行比较来校正其消光。我们比较由此产生的亮度加权平均年龄的明亮的恒星在50个地区与那些确定从几个独立的方法，包括红蓝超巨星的数量比，形态外观的地区，表面亮度波动，并在该地区的年龄集群。我们发现这些方法之间相当好的协议。我们还发现，年轻的恒星更有可能沿着旋臂集中聚集，而老年恒星则更加分散。这些结果与恒星形成与旋臂相关的假设是一致的，恒星主要在星团中形成，然后在短时间尺度上分散形成场种群。沃尔夫-拉叶星的位置被发现与许多最年轻的区域的位置相关，为我们准确估计年龄的能力提供了额外的支持。我们解决了空间分辨率对测量的颜色，幅度和年龄估计的影响。虽然个别恒星偶尔会在颜色和星等上表现出可测量的差异，但整个区域的年龄估计只受到轻微影响。
2012-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular cluster absolute ages from cooling brown dwarfs
球状星团是我们银河系中最古老的恒星聚集体，可以成为测试从恒星演化到宇宙学理论的有用实验室。本文提出了一种利用棕矮星的观测资料估算球状星团绝对年龄的新方法。在主序末端和褐矮星区域之间的过渡区域，其特征是缺乏作为星等函数的天体。最亮的冷却棕矮星很容易通过颜色-星等图中的密度增加来识别，因为你的星等变暗，这些最亮的棕矮星随着年龄的增长而变暗。通过识别最亮的棕矮星，就有可能在1 Gyr的精度内确定球状星团的年龄，并具有4 σ的置信度。这种新方法独立于目前的年龄估计方法，也不依赖于星团与地球距离的知识，由于詹姆斯韦伯太空望远镜的高空间分辨率和令人难以置信的红外灵敏度，这种方法将变得可行。
2017-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Ages of M31 Star Clusters: Spectral Energy Distribution Versus Color-Magnitude Diagram
用彩色星等图拟合理论等时线是确定星团年龄的主要方法。然而，当CMD不可用时，光谱能量分布（SED）拟合技术是唯一的其他方法，尽管它遭受年龄-金属丰度-红化简并。在这项工作中，我们收集了几十个M31星团的年龄，金属丰度和质量的CMD拟合与HST图像的文献进行比较。我们检查了不同模型的SED拟合结果的可靠性，即，Bruzual \& Charlot 2003模型（BC 03）、星系演化合成模型（{ \sl GALEV}）和高级恒星星族合成（ASPS）。测光波段包括银河演化探测器{ \sl GALEX} FUV/NUV波段、光学/近红外$UBVRIJHK$波段以及宽视场红外巡天探测器（{ \sl WISE}）$W1$ / $W2$波段。比较结果表明，无论是用固定金属丰度还是用自由金属丰度，无论是用BC 03还是用{ \sl GALEV}模型，SED拟合年龄与CMD拟合年龄都吻合得很好。然而，对于ASPS模型，似乎SED拟合结果比CMD年龄系统更老，特别是对于年龄log t <9.0（yr）。拟合结果还表明，{ \sl GALEX} FUV/NUV波段比{ \sl WISE} $W1$ / $W2$对年龄的约束作用更大，这证实了以前的研究结果。我们还用BC 03和{ \sl GALEV}模型计算了样本星团的质量，结果与文献值吻合较好。
2018-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Relative Ages of Nine Inner Milky Way Globular Clusters from Proper Motion Cleaned Color-Magnitude Diagrams
我们对银河系球状星团（MWGCs）年龄-金属丰度关系的研究还很不完整，而且大多数MWGCs缺乏自洽的年龄测量。在这里，我们利用深，均匀的多时代哈勃太空望远镜（HST）的9个MWGC位于朝向银河系内部的成像来测量它们的相对年龄，在大多数情况下是第一次。我们的相对年龄测量旨在与VandenBerg等人（2013，V13）提出的大规模MWGC年龄集直接可比，使用相同的过滤器，进化模型和测热校正，扩展到与我们的目标集群相关的更高的消光值。采用V13 MWGC年龄尺度，我们的相对年龄测量意味着我们的目标集群一直非常古老，平均年龄为12.9 $\pm$ 0.4 Gyr，年轻的富金属MWGC NGC 6342除外。我们进行了两个测试，以验证我们的方法的精度，并讨论了我们的目标集群位点在MWGC年龄金属丰度平面的影响。此外，我们使用我们的完全自洽的热辐射校正，以评估系统的影响，在总的选择性消光比$R_{V}$相对年龄测量的变化。
2021-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The HST large programme on NGC 6752 -- IV. The White Dwarf Sequence
我们提出了我们的最后研究的白矮星冷却序列（WD CS）的球状星团NGC 6752。这项调查是专门的哈勃太空望远镜大型计划的主要目标，现在收集了所有的观测数据。WD CS光度函数（LF）被证实在m_F606W = 29.3+/-0.1处达到峰值，与先前报道的不确定性一致，现在已经完成到m_F606W~29.7。我们已经进行了强大的和结论性的比较与模型的预测，显示如何的理论LF的氢信封WD模型密切遵循的形状的经验LF。观测到的LF峰值的大小与年龄在12.7和13.5 Gyr之间相匹配，与来自主序星关闭和次巨星分支的星团年龄一致。我们还发现，在星团内的多个人口对WD LF的m_F606W低于27.3的影响是可以忽略不计的，并且存在一小部分的氦信封对象是一致的数据。我们的分析揭示了一个可能的暗示，即低估了28.1 < m_F606W < 28.9等范围内模型的冷却时间尺度。最后，我们发现，氢包络模型计算与一个新的表格的电子传导不透明度之间的过渡，在中等和强简并提供WD年龄太小的主序列关断年龄相比。
2022-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ultraviolet Spectroscopy of Circumnuclear Star Clusters in M83
我们分析档案HST/STIS/FUV-MAMA成像和光谱的13个紧凑的星团内的环核星爆区域的M83，最近的这样的例子。我们比较观察到的光谱与半经验模型，这是基于银河系O和B星与IUE观察到的经验库，并与理论模型，这是基于一个新的理论UV库的热大质量恒星计算与WM基本。模型是用Starburst 99生成的，金属丰度为Z=0.020和Z=0.040，恒星IMF的质量上限为10，30，50和100 M_sol。我们估计的年龄和质量的集群从最佳拟合的模型光谱，并发现，来自半经验和理论模型的年龄同意平均在1.2倍。光谱年龄估计值来自HST/WFC 3/UVIS多波段测光的比较显示出类似的协议，但一个集群的水平。这些星团的年龄范围从300万年到2000万年不等，并且似乎没有沿着M83星暴的年龄梯度。具有强天鹅座P型轮廓的星团质量是10^4 M_sol的几倍，似乎已经形成了质量超过30 M_sol的恒星，并且与0.1-100 M_sol的Kroupa IMF一致。星爆中的场区缺乏P-Cygni剖面，主要由B星组成。
2010-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
H$α$ Morphologies of Star Clusters in 16 LEGUS Galaxies: Constraints on HII region evolution timescales
对星团年龄的分析与其HII区域的形态学相结合，可以深入了解清除星团诞生气体的过程，以及来自光谱能量分布（SED）拟合的星团年龄和尘埃红化的准确性。我们分类3757星团在16个附近的星系，根据其H $α$形态（集中，部分曝光，无排放），使用哈勃太空望远镜（HST）的图像从遗产银河系外紫外线巡天（LEGUS）。我们发现：1）具有集中（1-2百万年）和部分暴露的HII区形态（2-3百万年）的星团的平均SED年龄表明气体清除的开始相对较早，清除时间尺度较短（1-2百万年）。2)由于红超巨星的存在，星团的红化可能被高估，这是对低质量星团IMF随机采样的结果。3)年龄变红的简并性影响了用M $_*$ $\geq$ 5000 M $_{\odot}$对1408个簇进行SED拟合的结果，我们发现至少有46个（3%）具有基于H $α$及其环境而明显低估或高估的SED年龄，而不良年龄估计的总百分比预计要大几倍。4)最后，我们研究的依赖空间分辨率的形态分类。在HST分辨率下，我们的结论对样本所跨越的距离范围（3-10 Mpc）是鲁棒的。然而，基于地面的H $α$图像的分析表明，紧凑和部分暴露的形态往往不能相互区分。
2022-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
