The HST eXtreme Deep Field XDF: Combining all ACS and WFC3/IR Data on the HUDF Region into the Deepest Field Ever
超深空（XDF）将HST高级巡天照相机（ACS）和WFC 3/IR（WFC 3/IR）十年来的观测数据组合成光学/近红外最深的天空图像。自2003年对哈勃超深空（HUDF）进行首次观测以来，众多的巡天和计划，包括超新星后续，HUDF 09，CANDELS，和HUDF 12在HUDF区域提供了额外的成像数据。然而，这些从未被组合并作为一个完整的超深光学和近红外图像数据集提供。我们现在这样做是为了极端深场（XDF）计划。我们新的和改进的处理技术提供了更高质量的总数据集的减少。所有WFC 3近红外和光学ACS数据集已被完全组合和精确匹配，从而在9个滤光片中在这些波长范围从29.1到30.3 AB mag（在0.35”直径孔径中为5 sigma）的波长下获得了有史以来最深的成像。在原始ACS HUDF中完成的四个滤波器的光学增益对应于0.15 mag的典型改进，最深区域的增益为0.25 mag。这样的增益相当于将~130到~240个轨道的ACS数据添加到HUDF。改进的处理单独的结果在一个典型的增益约0.1马格。我们的5sigma（光学+近红外）SExtractor目录揭示了约14140源在全场和约7121星系的最深处的XDF（HUDF 09区域）。XDF是有史以来拍摄的最深的宇宙图像，在0.35”直径孔径的平面f_nu源的组合图像中，达到31.2 AB mag 5 sigma（1 sig…
2013-09-11 astro-ph.CO
HST/ACS Morphology of Lyman Alpha Emitters at Redshift 5.7 in the COSMOS Field
基于{ \it Hubble Space Telescope} Advanced Camera for Surveys（ACS）数据，详细描述了在COSMOS场中z~ 5.7处莱曼α发射体（LAEs）的形态特征. F814 W滤波器中的ACS成像覆盖了在整个2平方度视野中识别的119个LAE中的85个LAE，并且在ACS图像中检测到其中的47个LAE。其中近一半在空间上延伸，尺寸大于0.15弧秒（z=5.7时约为0.88 kpc），最大可达0.4弧秒（z=5.7时约为2.5 kpc）。其他的都是几乎无法分辨的致密天体。两个LAE显示出双组分结构，表明建筑物组分的相互作用或合并，形成更大质量的星系。通过叠加所有检测到的源的ACS图像，我们得到了一个Sersic参数n~0.7，半光半径为0.13 arcsec（0.76 kpc），这表明大多数ACS检测到的LAEs没有球状，但盘状或不规则的光剖面。比较ACS F814 W星等（I_814）与Subaru/Suprime-Cam在NB 816、i '和z'波段的星等，发现ACS F814 W波段的成像主要探测紫外连续谱，而不是Lyman α线发射。对于具有较大Lyα发射区域的LAE，UV连续谱尺寸往往较大，如NB 816成像所追踪的。ACS图像中未检测到38个LAE可能是由于它们的表面亮度在UV连续谱和Lyalpha发射中都太低。估计I_…
2009-06-10 astro-ph.CO
Properties of the HII region populations of M51 and NGC 4449 from Halpha images with ACS on HST
我们已经使用了来自ACS的图像在HST在H α，并在邻近的连续，产生通量校准的大旋涡星系M51和矮不规则NGC 4449的图像。从这些图像中，我们得到了M51中超过2600个HII区和NGC 4449中超过270个HII区的绝对光度、面积和相对于银河系中心的位置。利用这个数据库，我们推导出了两个星系中各个区域的光度（L）-体积（V）关系，表明在误差范围内，它们服从方程L ~ V^（2/3），这与恒定均匀电子密度区域所期望的线性关系不同。我们简要地讨论了可能的模型，这将导致这种行为，特别是模型与强密度不均匀的区域内。绘制这两个星系的光度函数，我们发现M51的斜率在log（L）= 38.5 dex处有一个转折点（单位：erg s^（-1）），这与兰德先前的地面研究结果非常一致，在此之上，NGC 4449的光度函数也显示出急剧下降，尽管区域的数量太小而不能很好地绘制在较高亮度下的函数。M51的HII区域的累积直径分布显示出双重行为，在半径接近100 pc处有一个破裂，该半径是具有破裂光度的区域的半径。在这里，我们也指出了可能的物理影响。
2011-01-13 astro-ph.CO
Photometric survey of stellar clusters in the outer part of M33. II. Analysis of HST/ACS images
我们已经使用了M33的深层ACS/WFC图像来检查Zloczewski等人（2008年）地基调查发现的扩展物体的性质。总共有24个候选者被证明是真正的致密星团。此外，我们还发现了91个新的集群。列出了所有115个天体的赤道坐标、积分星等和角度大小。42个星团有足够的红色，可以作为老球状星团的候选者。对于四个集群，我们提取解决恒星测光。位于M33外盘的33-3-018天体被证明是一个年轻的星团，年龄估计为200-350百万年。星团ZK-90的年龄为3-5 Gyr。剩下的两个星团的年龄介于一到几个Gyr之间。
2009-03-24 astro-ph.CO astro-ph.SR
HST/ACS colour-magnitude diagrams of M31 globular clusters
为了增加M31星团的彩色星等图的样本，我们在HST档案中搜索了包含M31球状星团修订博洛尼亚目录中包含的天体的ACS图像。我们利用ACS图像对它们的分类进行了确认和修正，得到了11个老球状星团和6个明亮年轻星团的有效CMD。我们获得了同时估计的距离，红化，和金属的老集群通过比较他们观察到的领域净化CMD与银河系的模板集群的网格。通过拟合理论等时线，我们估计了年轻星系团的年龄。对于老的星系团，我们发现金属丰度在-0.4<=[Fe/H]<=-1.9范围内，这与现有的光谱估计基本一致。其中至少有四个显示清晰的蓝色HB，表明年龄>10 Gyr。所有六个候选的年轻星团都被发现年龄<1Gyr。随着目前的工作，具有可靠光学CMD的M31 GC的总数从35个增加到44个，对于老星系团，从7个增加到11个。老星系团表现出与MW星系团相似的特征。我们讨论了金属丰度[Fe/H] ~-0.6的星系团B407的情况，它位于距M31中心和星系长轴很远的投影距离上。富含金属的球状星团在大的银河系中心距离是罕见的，无论是在M31和MW。此外，B407的速度与大部分金属丰度相似的M31星团的旋转模式形成鲜明对比。这与其他经验证据一起，支持了这样一个假设，即该星团与M31晕中的一个子结构有关，该子结构被解释为合并事件的遗迹。
2009-10-01 astro-ph.CO
The Sloan Lens ACS Survey. XI. Beyond Hubble resolution: size, luminosity and stellar mass of compact lensed galaxies at intermediate redshift
我们利用强大的透镜效应，探索性质的内在暗淡和紧凑的星系在中等红移，在尽可能高的分辨率在光学波长。我们的样本由斯隆透镜ACS（SLACS）巡天发现的46个强透镜发射线星系组成。星系已经在高分辨率成像与HST在三个波段（V_HST，I_814和H_160），使我们能够推断它们的大小，光度和恒星质量使用恒星星族合成模型。镜头建模是使用一个新的快速和强大的代码，klens，我们广泛测试真实和合成的非透镜星系，也模拟星系多次成像SLACS类星系尺度透镜。我们的测试表明，我们的测量星系的大小，流量和Sersic指数是强大的和准确的，即使是对象本质上小于HST点扩散函数。中位放大率为8.8，有一条长尾巴延伸到40倍以上。SLACS源的建模揭示了一群星系的颜色和Sersic指数（中位数n ~ 1）与GEMS调查中HST现场检测到的物体一致，但（通常）约2个星等较暗，表观尺寸约小5倍。最接近的类似物是由HST棱镜巡天发现的超紧凑发射线星系。在我们的样本中，质量最低的星系与恒星质量（10^7太阳质量）最亮的银河系卫星相当，并且具有确定的半光半径0。“05（~0.3千秒差距）。
2011-04-15 astro-ph.CO
Multi-wavelength observations of a rich galaxy cluster at z ~ 1: the HST/ACS colour-magnitude diagram
XMMU J1229+0151是一个丰富的星系团，红移z=0.975，是在XMM-牛顿遥远星系团计划的范围内偶然发现的X射线。HST/ACS在i775和z 850通带，以及VLT/FORS 2光谱观测进一步获得，除了后续的近红外（NIR）成像在J-和KS-波段与NTT/SOFI。研究了高红移星系团XMMU J1229+0151中早型星系的光度、结构和光谱性质。在光学和近红外成像中进行源检测和孔径测光。星系形态进行了检查目视和Sersic配置文件拟合的21光谱确认的集群成员在ACS的视野。用Sersic模型拟合星系的表面亮度，得到星系的星等，并由此导出了i775-z 850的色-星等关系（CMR）。分光成员的i775-z 850 CMR显示了一个非常紧密的红色序列，零点为0.86 ± 0.04等，内禀散射为0.039等。用Bruzual & Charlot 2003的模型拟合观测到的光谱能量分布（SED），得到了星系团的恒星质量和形成年龄。我们得到的恒星形成加权年龄为4.3 Gyr的中位数质量为7.4e10 Msun。而不是一个明确的最亮的星系团（BCG），我们发现三个明亮的星系与类似的z 850等，这是，此外，最大的星系团成员，与~ 2 e11 Msun。我们的研究结果加强了目前的证据，缺乏显着的演变的分散和斜率的红色序列到z~1。
2009-03-23 astro-ph.CO
HST/ACS Emission Line Imaging of Low Redshift 3CR Radio Galaxies I: The Data
我们提出了19个附近的（z<0.3）3CR射电星系在低和高激发成像的一部分，周期15哈勃太空望远镜快照调查与先进的相机调查。这些图像包括H-α（6563，加上[NII]污染）和[OIII] 5007发射线的曝光，使用根据目标红移调整的窄带线性斜坡滤波器。为了便于连续减法，单点60秒无线曝光，采用适合目标红移的中频滤波器。我们讨论了独立于自动重新校准管道减少这些图像所采取的步骤，以便使用更近期的ACS平场数据以及更好地拒绝宇宙射线。我们描述了用于产生连续无（纯线发射）图像的方法，并提出这些图像以及我们观察到的窄线区域形态的定性描述。我们目前的H-α +[NII]和[OIII]线通量从孔径测光，找到的值落在红移光度的趋势，从过去的HST/WFPC 2发射线研究的一个更大的，通常更高的红移子集的3CR。我们还发现预期的趋势之间的发射线亮度和总的无线电功率，以及发射线区域的大小和红移之间的正相关性。我们讨论了这些结果的相关解释，并总结了该数据集支持的未来工作。
2009-06-25 astro-ph.CO
Deep HST/ACS Photometry of the M81 Halo
我们提出了一个深的颜色星等图个别恒星的晕附近的螺旋星系M81，在一个投影距离为19千秒差距，根据数据与先进的相机上的哈勃太空望远镜（HST）的调查。彩色星等图显示了一个狭窄且相当蓝色的红巨星分支，以及一个水平分支，其中的恒星大多位于天琴座RR不稳定带的红色方向。根据红巨星分支的形状、红丛的大小和红巨星分支的位置，我们推导出我们领域优势种群的平均金属丰度为[M/H] = -1.15 +0.11，年龄为9 + 2 Gyr。我们比较我们的金属丰度和年龄的结果与以前发现的恒星在不同的位置内M81，并在其他附近星系的球状体。
2010-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The HST/ACS Coma Cluster Survey III. Structural Parameters of Galaxies using single-Sérsic Fits
我们提出了一个目录的8814个星系的结构参数在25个领域的HST/ACS昏迷国库调查。对于我们公布的后发座光度表中平均有效表面亮度大于26.0 mag/sq的所有星系，给出了二维表面亮度分布的Sérsic拟合参数。弧秒，亮度超过24.5等（相当于绝对星等-10.5），由拟合给出，所有在F814 W（AB）。样本包括后发座成员和背景天体的混合物; 424个星系有红移，其中163个是已确认的成员。使用Gim 2D和Galfit代码进行拟合。我们提供了以下参数：星系ID、RA、DEC、测光星表的总自动星等、模型（F814W_AB）的总星等、几何平均有效半径Re、有效半径内的平均表面亮度e、Sérsic指数n、椭圆率和源位置角。星表的选择范围和Sérsic参数的误差来自于使用合成星系模型对拟合过程的大量模拟。Gim 2D和Galfit参数之间的一致性对拟合过程的细节很敏感;对于此处使用的设置，在目录中涵盖的参数范围内，一致性非常好。我们定义并提出了两个拟合优度指数量化的程度，可以近似的图像由一个Sérsic模型与同心，同轴椭圆等照度线，这样的指数可以用来客观地选择星系更复杂的结构，如鼓盘，酒吧或核组件。我们在Astro-WISE和MAST提供电子格式的目录。
2010-10-12 astro-ph.CO
The HST/ACS Coma Cluster Survey. VIII. Barred Disk Galaxies in the Core of the Coma Cluster
我们使用HST ACS Treasury对后发座星系团z~0.02的高分辨率（~0.1”）F814 W ACS图像来研究大质量盘状星系（S 0 s）和后发座核心矮星系中的棒。我们的研究有助于限制在密集环境中的酒吧和磁盘的演变，并提供了一个比较点，在低密度环境中的研究，并在较高的红移。(1)本文研究了后发座星系核中32个亮（MV <=-18，M * > 10^9.5 Msun）S 0星系中棒的比例和性质。测量S 0棒分数必须小心处理，因为结果取决于所使用的方法：对于三种棒检测方法：严格椭圆拟合标准，放松椭圆拟合标准和视觉分类，Coma核心中明亮S 0的棒分数为50%+/-11%，65%+/-11%和60%+/-11%。(2)我们比较了不同环境（昏迷核心，A901/902，处女座）的S 0酒吧分数。我们发现，在星系数密度跨越两个数量级（n~300- 10，000 gal/Mpc ^[3]）的环境中，明亮的S 0星系中的棒分数并没有显示出统计上显著的变化。我们推测，S 0酒吧分数并没有显着增强，因为在丰富的集群S 0的酒吧不稳定性，因为它们是动态热和气体穷人由于冲压压力剥离和加速恒星形成。此外，在丰富的集群中的高速遭遇可能不如在诱导酒吧中的缓慢，强烈的遭遇有效。(3)我们分析了后发座核中333个暗（M_V > -18）矮星系的样本。使用unsharp-masking，我们发现只有13个星…
2012-01-24 astro-ph.CO
On the relation between metallicity and RGB color in HST/ACS data
星系外恒星金属丰度及其梯度的测定是一项困难的任务，但对于理解星系形成和演化至关重要。红巨星分支（RGB）的颜色可以用来确定只有浅测光的恒星星族的金属丰度。我们将量化广泛使用的HST ACS过滤器F606 W和F814 W中金属丰度和颜色之间的关系。我们使用一个样本的球状星团从ACS球状星团调查和测量它们的RGB颜色在给定的绝对星等，推导出的颜色金属丰度关系。我们特别调查的分散性和不确定性，在这种关系，并显示其局限性。金属丰度和RGB颜色之间存在明显的关系。与等时线的比较表明，相当不错的协议与BaSTI模型，一个小的偏移达特茅斯模型，和一个较大的偏移帕多瓦模型。即使是现有的最好的球状星团数据，一个简单的恒星星族的金属丰度也只能从RGB中确定，当[M/H]<-1时，精确度只有0.3dex，当[M/H]>-1时，精确度只有0.15dex。对于混合种群，因为它们是在外部星系中观察到的，由于灭绝，年龄等的不确定性，不确定性将更大，因此在解释光度金属丰度时必须谨慎。
2014-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The SLUGGS Survey: HST/ACS Mosaic Imaging of the NGC 3115 Globular Cluster System
利用HST/$g$和$z$测光和半光半径$R_{\rm h}$方法对S 0星系NGC 3115周围的360个球状星团候选星团进行了测量。我们还包括斯巴鲁/Suprime-Cam $g$、$r$和$i$测光的421个额外的候选人。在HST/ACS光度法中，GC系统的良好的颜色双峰性是明显的。我们发现了一个“蓝色倾斜”的蓝色GC的证据，其中的蓝色GC变得更红的光度增加，指示的质量金属丰度的关系。我们在红色和蓝色的子群中都发现了颜色梯度，每组星团在距离NGC 3115更远的地方变得更蓝。梯度在两个亚群中具有相似的强度，但对于蓝色集群是单调的且更显著。平均而言，蓝色簇的$R_{\rm h}$比红色簇大约10%。这种平均差异小于早期星系的典型观测结果，但与文献中对M104的测量结果相匹配，这表明形态和倾角可能会影响红色和蓝色星系团之间的测量尺寸差异。然而，在$R_{\rm h}$测量上的分散很大。我们还确定了31个集群比典型的GC，我们认为超紧凑型矮（UCD）的候选人更广泛。这些物体中的许多比典型的UCD更暗。虽然很可能有相当数量的背景污染物，但这些UCD候选物中有六种是光谱确认的。为了探索GC系统中的低质量X射线双星，我们将ACS和Suprime-Cam探测与相应的钱德拉X射线源相匹配。我们确定了45个X-射线- GC匹配，16个蓝色亚群和29个红色亚群。这些X射线/GC符合分数大于大多数…
2014-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
An HST/ACS investigation of the spatial and chemical structure and sub-structure of NGC 891, a Milky Way analogue
我们提出了NGC 891的结构分析，NGC 891是一个边缘星系，长期以来一直被认为是银河系的类似物。利用来自深HST/ACS图像的星数，我们检测到该星系中存在厚盘成分，垂直尺度高度为1.44+/-0.03 kpc，径向尺度长度为4.8+/-0.1 kpc，仅略长于薄盘。从0.5千秒差距的径向距离到25千秒差距的测量边缘检测到一个具有德沃库勒状轮廓的恒星球体;该结构似乎随着距离的增加而变得更加平坦，在探测的最外晕区达到q = 0.50。15 kpc内的晕是中等富金属的（中值[Fe/H] ~ -1.1），中值金属丰度大致均匀。超过该距离，检测到适度的化学梯度，在20千秒差距处中值达到[Fe/H] ~ -1.3。我们发现证据的微妙的，但非常显着的，小规模的变化，在中位数的颜色和密度的晕调查区。我们认为，颜色的变化不太可能是由于内部消光或前景消光，而是反映在恒星金属丰度的变化。它们的存在暗示了一个惊人的结论：这个星系的晕是由大量不完全混合的子种群组成的，证明了它起源于大量的小吸积。
2009-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
An HST/ACS View of the Inhomogeneous Outer Halo of M31
我们提出了一个高精度的测光视图的恒星星族的外晕的M31，使用的数据与哈勃太空望远镜高级相机的调查（HST/ACS）。我们分析了11个明亮的球状星团附近的星群，这些星团的星心半径范围为18 < R < 100 kpc，光度深度在水平分支（m_F814 W ~27等）以下约2.5星等。色星等图（CMD）的密度达到约60千秒差距，并显示出相对富含金属的红巨星分支，而密度场也显示出明显的红色团块的证据。我们使用达特茅斯等时线来构建金属丰度分布函数（MDF），该函数证实了<[Fe/H]> = -0.6至-1.0 dex的优势种群和0.2至0.3 dex的相当大的金属丰度分散（假设10 Gyr种群和定标太阳丰度）的存在。在30 - 60千秒差距范围内的平均金属丰度为[Fe/H] = -0.8 +/- 0.14 dex，没有明显的径向梯度。贫金属星（[Fe/H] <= -1.3）通常占每个区域人口的10- 20%，与半径无关。假设我们的磁场是对这些部分中占主导地位的恒星星族的无偏探测，我们发现M31的外晕仍然比银河系的外晕更富含金属，至少达到60千秒差距。
2009-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The HST/ACS Coma Cluster Survey - VII. Structure and Assembly of Massive Galaxies in the Center of the Coma Cluster
我们使用HST财政部后发座巡天的高分辨率F814 W图像对69个大质量（M_star >= 10^9 M_sun）星系进行结构分解，从而限制了后发座星系团投影中心0.5 Mpc区域内星系的聚集历史。每个星系都有三个自由Sersic指数为n的Sersic分量。在排除了后发座0.5 Mpc投影中心的两个cD后，后发座0.5 Mpc投影中心的银河系恒星质量中有57%位于经典的凸起/椭圆星系中，而43%位于冷盘主导的结构中。后发座中的大部分恒星质量可能是通过主要的（也可能是次要的）合并而聚集起来的。Hubble类型的划分是基于分解，我们发现了一个很强的形态-密度关系，（E+ S 0）：螺旋的比例为（91.0%）：9.0%。与早期的工作相一致，与SDSS（数据发布2）捕获的低密度环境相比，Coma S 0/spirals中的外部磁盘的大小较小。在来自分层半解析模型的相似质量的集群中，没有一个集群可以同时匹配Coma集群的所有全局属性。该模型强烈高估了冷气体的质量和低估了恒星质量的平均分数锁定在热组件在很大范围内的星系质量。我们认为，这些与模型的分歧是由于缺少星系团物理学（例如，冲压压力剥离），以及某些膨胀组件模式（例如，块的合并）。总的来说，我们对后发座的研究强调了星系的演化不仅仅是恒星质量的函数，也是环境的函数。
2014-05-30 astro-ph.CO
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
HST-ACS photometry of the isolated dwarf galaxy VV124=UGC4879. Detection of the Blue Horizontal Branch and identification of two young star clusters
我们提出了深V和I测光孤立矮星系VV 124 = UGC 4879，从档案图像与哈勃太空望远镜-高级相机的调查。在距离星系中心大于40”的恒星的色星等图中，我们第一次清楚地识别出一个人口稠密的古老水平分支（HB）。我们发现，这些恒星的分布是更广泛的比红丛星。这意味着非常古老和金属贫乏的种群在VV 124的郊区变得越来越占主导地位。我们还发现了一个大质量（M~ 1.2 × 10^4 M_sun）的年轻（年龄~ 2.5亿年）星团（C1），以及另一个年龄更小（C2，<= 3.0亿年）、质量与经典疏散星团（M<= 3.3 × 10^3 M_sun）相似的星团。这两个星团都位于距离星系中心小于100 pc的投影距离处。
2011-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The HST/ACS+WFC3 Survey for Lyman Limit Systems II: Science
我们目前的第一个科学结果，从我们的哈勃太空望远镜调查莱曼极限吸收系统（LLS）使用低色散光谱模式的高级相机的调查和宽视场相机3。通过对71个类星体的分析，我们确定了在红移范围1 < z< 2.6内，每单位红移和每单位路径长度的LLS入射频率，分别为l（z）和l（x），并通过对我们的样本和Ribaudo等人（2011）的样本的联合分析，发现2.0 < z < 2.5时的加权平均值为l（x）=0.29 +/-0.05。通过叠加光谱分析，我们确定了z=2.4时的电离辐射平均自由程的中值（平均值）为lambda_mfp = 243（252）h^（-1）Mpc，平均值的误差为+/-43 h ^（-1）Mpc。我们还重新评估了Prochaska等人（2009）对lambda_mfp的估计，并对lambda_mfp随红移的演化进行了限制，包括对z = 1.6的“突破”红移的估计。与较高z下的结果一致，我们发现电离光子吸收的不透明度的很大一部分来自N_HI <= 10^{17.5} cm^（-2）的系统，总莱曼不透明度的值为τ_lyman = 0.40 +/- 0.15。最后，我们确定至少需要一个5参数（4幂律）模型来描述z \sim 2.4处的柱密度分布函数f（N_HI，X），发现f（N_HI，X）在z \sim 2.4和z \sim 3.7之间的形状没有显著变化，并提供了f（N_HI，X）的最…
2013-03-10 astro-ph.CO
Probing $\sim L_{*}$ Lyman-break Galaxies at $z\approx 7$ in GOODS-South with WFC3 on HST
我们分析了最近获得的近红外哈勃太空望远镜成像的GOODS-South领域寻找恒星形成星系在z~7.0。通过比较WFC 3 0.98微米Y波段图像与ACS z波段（0.85微米）图像，我们确定了与莱曼破裂星系在z~6.4-7.4的颜色一致的物体。这一新数据覆盖的区域比之前报道的哈勃超深场WFC 3成像的区域大五倍，并对光度函数的亮端提供了有价值的约束。使用额外的成像的区域在ACS B，V和i波段从GOODS v2.0和WFC 3 J波段，我们试图删除任何低红移的闯入者。我们的选择标准产生6个比Y_AB = 27.0亮的候选者，其中除了一个之外的所有候选者都在ACS z波段成像中被检测到，因此不太可能是瞬变。假设所有6个候选者都在z~7处，这意味着比Y_AB = 27.0亮的物体的表面密度为0.30 \pm 0.12 arcmin-2，该值明显小于来自z ~ 6光度函数的预测。这表明亮度函数的亮端在z = 6到7之间继续演化，在较高的红移处数密度较低。
2009-12-07 astro-ph.CO
The Cluster Lensing and Supernova Survey with Hubble (CLASH): Strong Lensing Analysis of Abell 383 from 16-Band HST WFC3/ACS Imaging
我们检查内部质量分布的放松星系团阿贝尔383深16波段HST/ACS+ WFC 3成像采取的CLASH多周期国库计划的一部分。我们的计划旨在研究25个大质量星系团中的暗物质分布，并平衡深度与宽波长覆盖范围，以更好地识别透镜系统并产生精确的光度红移。该信息与我们的强透镜分析方法的预测强度一起确定了13个新的多透镜图像和候选者，因此总共使用了9个系统的27个多图像来严格限制内部质量分布，$d\log Σ/d\log r\simeq -0.6\pm 0.1$（r<160 kpc）。我们发现，在透镜图像所涵盖的整个范围内，1.01<z<6.03与标准的距离-红移关系是一致的，正如预期的那样，较高的红移源偏转了更大的角度。这里推导出的内部质量分布与我们对宽视场斯巴鲁图像的独立弱透镜分析结果一致，在重叠区域具有良好的一致性。总体质量分布与NFW分布很好地拟合，M_{vir} =（5.37^{+0.70}_{-0.63} \pm 0.26）x 10^{14} M_{\odot} /h和相对高的浓度，c_{vir} =8.77^{+0.44}_{-0.42} \pm 0.23，其位于类似于其他充分研究的簇的标准c-M关系之上。Abell 383的临界半径与其他透镜星团r_{E} \simeq 16 \pm 2 \arcsec（z_s=2.55）的标准相比是适中的，因此这里发现的相对大量的具有精确光…
2012-07-12 astro-ph.CO
The ACS Fornax Cluster Survey. IV. Deprojection of the Surface Brightness Profiles of Early-Type Galaxies in the Virgo and Fornax Clusters: Investigating the "Core/Power-Law Dichotomy"
虽然哈勃太空望远镜（HST）的早期观测指出，早期类型星系在其中心表面亮度轮廓的对数斜率γ '方面存在尖锐的二分法，但过去几年的几项研究对这一发现提出了质疑。特别是，最近使用HST上的高级巡天照相机（ACS）对属于室女座和天炉座星系团的143个早期型星系进行的成像巡天没有发现伽玛'的二分法，而是相对于最佳拟合的全球Sersic模型的向内外推，从中心光度不足到过剩的系统进展。鉴于早期的研究还发现，二分法坚持分析时，deprojected密度剖面斜率，我们调查的ACS室女座和天炉座星系团巡天星系的三维光度密度分布。在用修正的Sersic模型拟合表面亮度轮廓后，我们用Abel积分对星系进行了解投影，并测量了在有效半径Re的不同分数处得到的亮度密度轮廓的内斜率gamma_3D。我们没有发现证据的二分法，而是一个连续的变化，在中央光度配置文件作为星系的大小的函数。我们引入了一个参数，Delta_3D，它测量从全球Sersic拟合的去投影光度分布的中心偏差，表明该参数沿光度函数平滑和系统地变化。
2010-12-01 astro-ph.CO
The ACS Nearby Galaxy Survey Treasury III: Cepheids in the Outer Disk of M81
ACS邻近星系调查金库（ANGST）已经获得了大型螺旋星系M81外盘区域的深层ACS图像。这些数据是在总共20个HST轨道上获得的，提供了足够长的基线来可靠地识别造父变星。基本模式和第一泛音类型已区分通过比较适合与相应的造父变星光变曲线模板来自主成分分析确认造父变星在大麦哲伦星云，SMC和银河系。从11个基模和2个第一泛音造父变星的样本中计算出了27.78 pm 0.05_random pm 0.14_systematic的距离模量，对应的距离为3.60 pm 0.23 Mpc（假设LMC距离模量为mu_LMC = 18.41 pm 0.10_r pm 0.13_s）。
2009-03-26 astro-ph.CO
Precision Measurement of The Most Distant Spectroscopically Confirmed Supernova Ia with the Hubble Space Telescope
我们报告在GOODS北场发现了一颗红移1.71的超新星。哈勃太空望远镜（HST）的ACS光谱几乎可以忽略不计来自宿主或邻近星系的污染。虽然静止帧采样范围太蓝，不包括任何Si ii线，但主成分分析允许我们以92%的置信度确认它是Ia型超新星。最近偶然发现的HST WFC 3棱晶光谱为确认这一点做出了关键贡献，它给出了1.713 +/- 0.007的宿主星系红移。除了是光谱学证实的最遥远的超新星Ia外，这是最遥远的Ia，具有精确的颜色测量。介绍了ACS WFC和NICMOS 2光度法以及ACS和WFC 3光谱法。我们得到的超新星距离与LambdaCDM的预测是一致的。
2013-01-08 astro-ph.CO
The Tumultuous Formation of the Hubble Sequence at z > 1 Examined with HST/WFC3 Observations of the Hubble Ultra Deep Field
在本文中，我们检查了在哈勃超深场中的1 < z < 3的星系的恒星质量选择样本，利用WFC 3成像研究在这个时代的星系的静止框架光学形态分布。我们测量表观形态（圆盘，椭圆形，奇特）与物理性质，如定量结构和光谱类型。一个主要的结果是，表观形态与恒星星族没有很强的相关性，也与这个时期的星系结构没有很强的相关性，这表明哈勃类型在z > 1时的混沌形成历史。通过使用基于结构和光谱类型的盘状星系和椭圆星系的局部定义，我们发现在z > 2时没有真正的椭圆星系，在1.5 < z < 2时有3.2+/-2.3%。盘状星系的本星系对应物也处于类似的7- 10%水平，远低于较低红移时的75%。我们进一步比较了WFC 3图像与ACS成像的星系的静止帧UV视图，显示出ACS成像的星系出现奇特的往往包含一个“椭圆”状的形态在WFC 3。我们通过几个模拟表明，这一较大比例的椭圆状星系部分是由于航向PSF的WFC 3，和“椭圆”类很可能包括早期类型的磁盘。我们还利用CAS参数测量了我们样品的合并历史，发现红移随红移的增加而增加，对于M *> 10^{10} Msol的大质量星系，在z~2处的合并率峰值约为30%，与ACS和NICMOS的结果一致。我们将我们的结果与半解析模型的结果进行比较，发现我们的形态分解和预测之间存在相对较好的一致性。最后，我们认为，特殊的，椭圆和特殊的椭圆有类似的属性，这表明类似的形成模式…
2011-05-12 astro-ph.CO
The HST/ACS Coma Cluster Survey IV. Intergalactic Globular Clusters and the Massive Globular Cluster System at the Core of the Coma Galaxy Cluster
团内恒星星族是星系团中潮汐相互作用的自然结果。测量这些人口是困难的，但对于理解最大质量星系的组装很重要。后发座星系团是距离我们最近的真正的大质量星系团之一，也是一个相应的大型球状星团（GC）系统的宿主。我们使用HST/ACS后发座星系团巡天的成像，首次明确探测到大量的星系团内GC（IGCs），这些GC填充了后发座星系团的核心，与单个星系无关。中央大质量椭圆星系NGC 4874周围的GC表面密度分布在大半径处由IGC群体主导，这些IGC延伸到我们数据的极限（R<520 kpc）。我们估计在这个半径范围内有47000+/-1600（随机）+4000/-5000（系统）IGC，它们占中央GC系统的70%，使其成为附近宇宙中最大的GC系统。即使包括其他星系团的GC系统，IGC仍然占星系团核心GC的30-45%。从以前的研究中观察到的集群内光（ICL）的限制表明，IGC人口有一个高的特定频率。如果IGC星群具有类似于高SN矮星系的特定频率，则ICL在星团核心内的总恒星质量约为10^12 M太阳。ICL约占中心系统（NGC 4874 +ICL）恒星光度的一半和恒星质量的三分之一。IGC群体的颜色分布是双峰的，蓝色的、金属贫乏的GC以4：1的比例超过红色的、金属丰富的GC。红色IGCs的比例（20%），以及这些GC的红色，意味着IGCs可能来自相对大质量的L* 星系的晕，而不仅仅是来自矮星系的分…
2011-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
3D-HST Data Release v3.0: Extremely Deep Spectra in the UDF and WFC3 Mosaics in the 3D-HST/CANDELS Fields
3D-HST是一个248轨道的财政部计划，在四个河外领域（AEGIS，COSMOS，GOODS-South和UDS）提供WFC 3和ACS棱镜光谱，并利用先前在GOODS-North获得的数据进行增强。我们提出了一个新的数据发布的3D-HST调查，版本v3.0。此版本遵循随调查描述文件（Brammer等人，2012）发布的初始v0.5版本。新的v3.0版本包括目前存在的最深的近红外HST棱镜光谱，从哈勃超深场的8-17轨道深度观测中提取。在这个2 'x2'的视场中，可以获得超过250个天体的污染校正的2D和1D光谱以及衍生的红移。这些光谱具有非常好的质量，在许多暗到F140 W =26-27的星系中显示出发射特征，在z~2处的静止星系中显示出吸收特征，在一些活动星系核中也显示出吸收特征。除了这些极深的棱栅数据外，我们还提供了所有五个3D-HST/CANDELS场的减少的WFC 3 F125 W，F140 W和F160 W图像马赛克。
2013-05-09 astro-ph.CO
Classification of Extremely Red Objects in the Hubble Ultra Deep Field
在本文中，我们提出了一个定量研究的分类极红天体（ERO）。该分析基于哈勃超深场（UDF）的多波段空间和地面观测（HST/ACS- $BViz$、HST/NICMOS- $JH$、VLT- $JHK$）。在UDF中5.50弧分$^2$的总天空面积上，我们选择24个具有颜色标准$(i-K)_{\rm Vega}>3.9$的ERO，对应于$(I-K)_{\rm Vega}\gsim4.0$，下至$\Kv=22$。本文提出了四种方法，包括$(i-K)$与$(J-K)$的色图、光谱能量分布拟合法、Spitzer MIPS 24 $μ$ m图像匹配法和星系形态的非参数测量法，将ERO分为古老的被动演化星系（OG）和尘埃星形成星系（DG）。使用这四种分类方法，我们将我们的ERO样本分为6个OG和8个DG到$\Kv<20.5$，8个OG和16个DG到$\Kv<22$。DG分数从$\Kv<20.5$的8/14增加至$\Kv<22$的16/24。为了研究星系的形态与其波长的关系，我们在HST/ACS- $i,z$和HST/NICMOS- $J,H$波段测量了24个ERO的中心浓度和Gini系数。我们发现，在我们的样本中的星系的形态参数依赖于观测的波长，这表明，谨慎是必要的，当比较单波段图像的星系在各种红移。
2009-02-16 astro-ph.CO
The ACS LCID project VII: the blue stragglers population in the isolated dSph galaxies Cetus and Tucana
我们提出了第一次调查的蓝离散星（BSS）人口在两个孤立的矮球状星系的本星系群，鲸鱼座和杜鹃座。深度HST/ACS测光使我们能够分别识别940和1214个候选样本。对这两个星系的恒星形成历史的分析表明，它们都拥有一个BSS种群。具体来说，如果BSS候选者被解释为年轻的主序星，它们不符合星系的年龄-金属丰度关系。光度函数和径向分布的分析支持这一结论，并提出了一个非碰撞机制的BSS形成，从原始双星的演化。这里提出的新的动力学模拟的结果也支持这种情况。这两个星系的BSS频率与Momany等人（2007）发现的绝对视星等Mv之间的关系一致。如果这种关系被更大的样本证实，那么它可能是区分BSS和拥有真正年轻人口的星系的存在的一个有价值的工具。
2011-09-30 astro-ph.CO
3D-HST WFC3-selected Photometric Catalogs in the Five CANDELS/3D-HST Fields: Photometry, Photometric Redshifts and Stellar Masses
3D-HST和CANDELS计划在五个领域提供了超过900平方角分的WFC 3和ACS光谱学和光度学：AEGIS，COSMOS，GOODS-North，GOODS-South和UKIDSS UDS领域。除了HST数据之外，所有这些领域都有大量公开可用的成像数据集，这使得有可能在宽波长范围内构建物体的光谱能量分布（SED）。在本文中，我们描述了一个光度分析的CANDELS和3D-HST HST成像和辅助成像数据在波长0.3微米至8微米。在WFC 3近红外波段中选择物体，并通过仔细考虑每次观测中点扩散函数的影响来确定其SED。在分析中总共使用了147个不同的成像数据集。测光表以六个星表的形式提供：每个字段一个，以及包含整个调查中所有对象的主星表。我们还提供衍生数据产品：测光红移，确定与EAZY代码，和恒星星族参数确定与FAST代码。我们提供了分析中使用的所有成像数据，包括我们在所有五个领域中对WFC 3成像的减少。3D-HST是使用WFC 3和ACS格架进行的分光巡天，这里提供的光度星表构成了分析这些格架数据的必要的第一步。本文提供的所有数据均可通过3D-HST网站获得。
2014-07-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the lack of stellar bars in Coma dwarf galaxies
利用哈勃空间望远镜（HST）高级巡天照相机（ACS）对SDSS-DR 6中的190个星系进行了观测，研究了后发座星系团中的棒分数。HST-ACS图像的前所未有的分辨率使我们能够在9等（-23 < M_r < -14）的光度范围内探索通过视觉分类检测到的条的存在，从而使我们能够研究矮星系的已知区域。我们发现，酒吧是由星系在一个狭窄的范围内的光度（-22 < M_r < -17）和质量（10^9 < M*/Msun < 10^11）。此外，我们发现，酒吧分数并没有显着变化时，从中心到集群的郊区，这意味着集群环境中酒吧的形成/演化中起着第二阶的作用。棒分数分布的形状相对于光度和质量是很好的匹配的光度分布的盘星系后发座，表明酒吧是很好的示踪剂的冷恒星盘。
2010-09-17 astro-ph.CO
The ACS Nearby Galaxy Survey Treasury XI. The Remarkably Undisturbed NGC 2403 Disk
我们对NGC 2403的色星等图进行了详细的分析，这些图是由哈勃空间望远镜（HST）宽视场行星照相机2对NGC 2403外盘的深（m<28）观测获得的，并由几个浅（m<26）HST高级巡天照相机补充。我们推导出NGC 2403的空间分辨恒星形成历史的11个磁盘尺度的长度。在星系的内部，我们比较了最近的恒星形成率（SFR），我们从解决的恒星与使用GALEX FUV +斯皮策24微米通量测量，发现方法之间的良好协议。我们的测量还表明，最近的SFR的径向梯度反映了磁盘指数轮廓到11个尺度长度，没有中断，扩展到SFR密度比GALEX和斯皮策测量的密度低100倍（2 × 10 ^{-6} M_{\sun} yr^{-1} kpc^{-2}）。此外，我们发现，累积的恒星质量的磁盘形成在类似的时间在所有半径。我们比较了NGC 2403的这些特点，它的“形态学双胞胎”，NGC 300和M33，表明NGC 2403磁盘的结构和年龄分布更相似的相对孤立系NGC 300比本地组类似物M33。我们还讨论了这三个附近的星系的环境和HI形态，比较它们更遥远的星系盘的较大样本的综合光研究。总的来说，NGC 2403的物理性质和演化历史表明，该星系没有与M81群的其他成员近距离接触，可能是第一次落入该群。
2013-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
