Absolute Magnitude Calibration for Red Giants based on the Colour-Magnitude Diagrams of Galactic Clusters. III-Calibration with 2MASS
本文给出了两种红巨星绝对星等刻度：$M_{J}$和$M_{K_s}$，并给出了5个不同金属丰度星系团M92、M13、M71、M67和NGC 6791的色星等图。红巨星序列的绝对星等与相应的金属丰度的组合提供了一个给定颜色的红巨星绝对星等估计的校准。$M_{J}$和$M_{K_s}$的校准分别在颜色间隔$1.3\leq(V-J)_{0}\leq2.8$和$1.75 \leq (V-K_{s})_{0}\leq 3.80$ mag中定义，并且它们覆盖金属丰度间隔$-2.15 \leq \lbrack Fe/H \rbrack \leq +0.37$ dex。绝对星等残差的应用程序获得的另一组星系团位于$M_{J}$和$M_{K_s}$的$-0.08<ΔM_{J}\leq +0.34$和$-0.10< ΔM_{K_s}\leq +0.27$等的间隔。残差的平均值和标准差分别为$<ΔM_{J}>= 0.137$和$σ_{M_J}=0.080$，$<ΔM_{K_s}>=0.109$和$σ_{M_{K_{s}}}=0.123$ ma。导出的关系式适用于年龄大于4 Gyr的恒星，即最年轻的校准星团的年龄。
2012-08-15 astro-ph.GA
Absolute Magnitude Calibration for Dwarfs Based on the Colour-Magnitude Diagrams of Galactic Clusters
本文提出了两种基于星系团色星等图的矮星绝对星等刻度。将星团M92、M13、M5、NGC 2420、M67和NGC 6791的矮基准序列的$M_g$绝对星等与相应的金属丰度结合起来，就可以对给定的$(g-r)_0$颜色进行绝对星等校准。校准定义在颜色间隔$0.25\leq (g-r)_0 \leq 1.25$ mag中，它涵盖金属丰度间隔$-2.15\leq \lbrack Fe/H\rbrack \leq +0.37$ dex。应用该方法对另一组银河系星团进行了绝对星等残差计算，残差的平均值和标准差分别为$-0.15 \leq ΔM_g \leq +0.12$ mag和$<ΔM_g>=-0.002$ mag。利用星团M92、M13、47 Tuc、NGC 2158和NGC 6791的基准序列，对PDMATHAMT绝对星等进行了金属丰度的刻度。它在颜色间隔$0.90 \leq (V-J)_0 \leq 1.75$ mag中定义，并且它涵盖了与$M_g$校准相同的金属丰度间隔。通过将该程序应用于集群M5获得的绝对震级残差（$\lbrack Fe/H\rbrack=-1.40$ dex）和46颗太阳金属丰度场星（$-0.45 \leq \lbrack Fe/H\rbrack \leq +0.35$ dex）位于-0.29和+0.35星等之间，但其中87%的场星的范围较短，为$-0.2 \l…
2014-05-22 astro-ph.GA
The Bright End of the Colour-Magnitude Relation
利用星系团的宇宙学N体模拟和星系形成的半解析模型（Lagos，Cora & Padilla 2008），我们研究了早期型星系团星系遵循的颜色-星等关系（CMR）的起源。结果表明，模拟和观察到的CMR的总趋势之间的良好协议。然而，在许多星系团中，最明亮的星系偏离了观测数据的线性拟合，显示出几乎恒定的颜色。为了理解这种行为，我们分析了不同过程对每个星系贡献的恒星质量红移的依赖性，即，静态恒星形成，在主/次和湿/干合并期间的恒星爆发，以及磁盘不稳定事件。恒星组成部分的金属丰度的演变，由这些过程中的每一个贡献，也进行了研究。我们发现，在低红移的恒星质量的主要贡献是由于轻微的干合并事件，在此过程中吸积的恒星质量的金属丰度相当低。因此，较小的干合并事件似乎增加了更明亮星系的质量，而不会改变它们的颜色。
2011-04-25 astro-ph.GA
Luminosity-Colour Relations for Red Clump Stars
我们用颜色标定了红团簇星的$M_V$、$M_J$、$M_{K_s}$和$M_g$绝对星等。$M_V$和$M_g$对颜色的依赖性很强，而$M_J$和$M_{K_s}$对颜色的依赖性很弱。在SA 141星野的101颗RC星上进行了$M_V$和$M_{K_s}$绝对星等的校准试验。用这个样本估计的银河系模型参数与早期的研究结果吻合得很好。
2012-10-27 astro-ph.GA
Properties of young star cluster systems: the age signature from near-infrared integrated colours
JHK最近对几个大设计螺旋星系的研究显示，它们的星团系统和恒星形成复合体在颜色-星等和颜色-颜色图中呈双峰分布。在与包含气体的恒星星族模型的比较中，（J-H）与（H-Ks）图显示，嵌入的星团仍然沉浸在它们的母体气体和尘埃云中，通常比更老的星团具有更红的（H-Ks）颜色，后者的气体和尘埃已经被喷出。这种双峰行为在颜色-星等图MK vs（J-Ks）中也很明显，其中最亮的集群分裂成两个序列，将年轻的集群与较老的集群分开。此外，无红化指数Qd =（H-Ks）-0.884（J-H）与年轻星团的年龄相关，从而提供了区分嵌入星团和老星团的有效方法。我们的目标是研究这些光度指数的星团系统在本地组的行为。我们调查的有效性，在不同年龄的集群在其早期进化阶段的QD指数排序。对年龄小于1亿年的星团进行了表面测光。一些集群，特别是嵌入的，首次使用这种方法进行了研究。从当地集团中人口最多的集群/复合体的表面光度测量中提取的综合星等和颜色显示了颜色-颜色和颜色-星等图中预期的双峰分布。特别是，我们确认的指标QD作为一个强大的工具，用于区分集群年轻约700万年从老集群。（节略）
2013-04-11 astro-ph.GA
The long bar as seen by the VVV survey: I. Colour-magnitude diagrams
VISTA变星巡天（VVV）能够以不成对的深度（至少比2 MASS深3等）绘制l<0的银河系，为研究银河系的内部结构开辟了新的可能性。在本文中，我们专注于利用这些数据，以更好地了解银河系内部的结构，特别是长棒及其与内盘的相互作用的空间配置和分布。观测结果表明，存在着明显的恒星过密现象，并伴随着最近的恒星形成，我们将其解释为长棒的痕迹，我们推导出它与太阳-银河系中心线的夹角为41+/-5，在l=27和l=-12附近接触圆盘。这里给出的色星等图也显示了在几条视线中缺乏盘星，这一事实与盘星被银河中心半径小于5 kpc的这个条的潜力所截断有关。
2012-09-27 astro-ph.GA
Membership Probability via Control Field Colour-Magnitude Decontamination
疏散星团的基本物理参数是理解银盘形成和演化的重要工具，也是恒星形成和演化模型的基础检验。然而，只有一小部分已知的银河系疏散星团的距离，红化，年龄，金属丰度，径向速度和自行的精确测定。在确定这些参数的主要问题之一在于困难的领域的明星，以分开集群成员和分配成员。提出了一种利用2MASS数据对星系团NGC1981、NGC2516、NGC6494和M11的外围区域进行去污的方法。我们提出了一个净化CMD这些对象的成员概率和结构参数，来自国王的个人资料拟合。
2009-10-01 astro-ph.GA
Empirical photometric calibration of the Gaia Red Clump: colours, effective temperature and absolute magnitude
盖亚数据发布1允许重新校准标准蜡烛，如红团星。要使用这些，首先需要准确地描述它们。特别是，需要颜色来推导星际消光。由于没有滤波器可用于第一次盖亚数据发布，并避免大气模型不匹配，经验校准是不可避免的。这项工作的目的是通过盖亚、约翰逊、2 MASS、依巴谷、第谷-2、APASS-SLOAN和WISE光度系统以及APOGEE DR 13光谱温度的颜色-颜色、有效温度-颜色和绝对星等-颜色关系，对太阳附近的盖亚红团恒星提供第一个完整且可靠的光度经验校准。我们使用3D灭绝图来选择低红化的红巨星。为了校准颜色-颜色和有效温度-颜色关系，我们开发了一种MCMC方法，该方法考虑了所有变量的不确定性，并为每个光度关系选择最佳模型。我们通过基于核的分布函数的模式估计红团绝对星等。我们提供了20个颜色与G-Ks的关系和第一个Teff与G-Ks校准。得到了15个测光带的红团绝对星等，特别是M_Ks = -1.606 +/-0.009和M_G =（0.495 +/-0.009）+（1.121 +/-0.128）（G-Ks-2.1）。我们提出了一个unreddened盖亚-TGAS HR图，并使用校准比较其红丛和红巨星分支凹凸与帕多瓦等时线。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The conditional colour-magnitude distribution: II. A comparison of galaxy colour and luminosity distribution in galaxy groups
本研究通过对比星系群中星系的颜色与光度分布，验证了CCMD模型对依赖于晕质量的星系颜色和光度分布的描述能力，发现模拟与SDSS数据总体吻合，并公开了相关星表。
2024-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
QSO redshift estimates from optical, near-infrared and ultraviolet colours
对光度红移的简单估计将被证明对下一代大型射电望远镜即将进行的连续谱调查是非常宝贵的，同时也会减轻对最明亮光源的现有偏见。虽然有一个众所周知的近红外K-波段的星系的星等和红移之间的相关性，我们发现的K-Z关系，以类星体（QSO）为主的样本分解。我们假设这是由于活动星系核（AGN）对近红外通量的额外贡献，因此，K波段星等只能提供活动星系核情况下的红移下限，这将主导射电巡天。从一个大型的光学数据集，我们发现了一个紧密的关系之间的休息帧（U-K）/（W2-FUV）的颜色比和光谱红移超过17,000个源的样本，跨越z ~ 0.1 - 5。利用红移z > 1时的（UK）/（W2-FUV），1 < z < 3时的（I-W2）/（W3-U），（I-W2.5）/（W 4-R）（z > 3），其中W2.5是8.0微米星等，适当的红移范围由W2. 5估算（4.5微米）的星等，我们发现这是一个强大的光度红移估计类星体。我们认为，静止坐标系的U-K色的痕迹多余的流量从活动星系核在这个广泛的红移范围，虽然W2-FUV色是需要打破简并。
2019-07-30 astro-ph.GA
The SAURON project - XIII. SAURON-GALEX study of early-type galaxies: the ultraviolet colour-magnitude relations and Fundamental Planes
我们目前的GALEX远（FUV）和近（NUV）紫外成像的34个附近的早期型星系的SAURON代表性样本的48个E/S 0星系，所有这些都有地面光学成像的MDM天文台。九个星系的表面亮度分布图显示了蓝色紫外光学颜色的区域，这表明最近有恒星形成。其中五个显示蓝色的综合紫外光学颜色，将它们放在一边的NUV综合颜色-幅度关系。它们还具有其它一些性质，特别是H_β的吸收比静止星族的高，CO的探测率也高，证实它们有过近期的恒星形成。NUV蓝星系通常是从较低的恒星速度色散，因此较低的动态质量部分的样本。我们还构建了第一个紫外基本面，并表明NUV蓝色星系的倾斜和增加散射。如果它们被消除，拟合将更接近维里定理的预期。虽然我们的分析是基于一个有限的样本，它似乎是一个主要部分的倾斜和散射的紫外基本面是由于存在的年轻恒星优先低质量的早期型星系。有趣的是，紫外光学径向颜色分布揭示了各种行为，许多星系显示出最近恒星形成的迹象，中央紫外线上升现象，平滑但大规模的年龄和金属丰度梯度，在许多情况下，这些都是组合。此外，在一些静止星系的中心还观察到比通常与UV-上翘星系相关的颜色更蓝的FUV-NUV和FUV-V颜色。五个紫外向上翻转的星系中有四个是慢自转星系。因此，这些对象应该提出有趣的挑战，恒星演化模型的紫外线上升。
2009-06-18 astro-ph.GA
Powerful CMD: A Tool for Colour-Magnitude Diagram Studies
本文提出了一种新的颜色星等图（CMD）研究工具，$Powerful~CMD$。该工具是建立在先进的恒星星族合成（ASPS）模型的基础上，其中考虑了单星，双星，旋转星和恒星形成历史。通过$Powerful~CMD$，可以从观测到的CMD中同时确定星团的距离模量、色余、金属丰度、年龄、双星分数、旋转恒星分数和恒星形成历史。通过模拟和真实的星团测试的新工具。对星系团NGC6362、NGC6652、NGC6838和M67的五个参数进行了测定，并与其它工作进行了比较。它表明，该工具是有用的CMD研究，特别是那些与哈勃太空望远镜（HST）的数据。此外，我们发现，列入双星的理论恒星星族模型可能会导致较小的颜色过剩相比，单星人口模型的情况下。
2017-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Towards a census of the Galactic anticentre star clusters: colour-magnitude diagram and structural analyses of a sample of 50 objects
在这项工作中，我们研究了Froebrich，Scholz和Raftery（FSR）星表中50个超密度的性质，这些超密度投影到银河系的反中心，在160 ° \leq \ell \leq 200 °扇区。样本包含|b| \leq 20 °的候选者，其被FSR分类为可能的疏散星团（OC），并标记有质量标志2和3。我们的主要目的是确定这些OC候选人的性质和这些对象的未知OC的比例，以及获得天体物理参数（年龄，红化，距离，核心和集群半径）的集群和调查参数之间的关系。分析是基于2MASS J，（J-H）和（J-Ks）色星等图（CMD），和恒星径向密度剖面（RDP）与去污工具建立。该工具是一个领域的明星净化算法，用于揭示集群的内在CMD形态，和颜色的大小过滤器，以隔离恒星的集群成员的概率很高。在50个天体中，有16个（32%）是星团。我们发现9个（18%）超密度是新的OC（FSR 735，FSR 807，FSR 812，FSR 826，FSR 852，FSR 904，FSR 941，FSR 953和FSR 955），7个（14%）是以前研究或编目的OC（KKC 1，FSR 795，Cz 22，FSR 828，FSR 856，Cz 24和NGC 2234）。这些OCs的年龄在500万年到1千兆年之间，距离太阳1.28 \precnapprox d_Sun（kpc）\precnapprox 5.78…
2010-11-16 astro-ph.GA
Milky Way demographics with the VVV survey. I. The 84-million star colour-magnitude diagram of the Galactic bulge
银河系（MW）隆起是理解星系形成和演化的基本组成部分，特别是我们自己的星系。位于Via Lactea的ESO Public Survey VISTA Variables是一项深近红外测量，绘制了银河系凸起和南部平面。2010-11年期间采集的数据覆盖了JHKs带中隆起区域的315 deg 2。我们使用VVV数据作为一个单一的和均匀的数据集，为整个银河系的凸起区域建立了第一次单一的颜色星等图（CMD）。结合JHKs波段的光度数据，产生一个包含三个波段173.1M+源的单一和巨大的数据集。仅选择标记为恒星的数据点，源的总数为84.0M+。我们构建了迄今为止发布的最大CMD，包含所有数据点的1.731亿多个源，仅恒星源就有8400多万个源。CMD有着复杂的形状，主要是由于恒星星族的复杂性以及灭绝和向银河系中心变红的影响。红团（RC）巨星在b ~ -8-10度的位置上被认为是两倍的星等，而在内部（b ~ 3度），它们似乎在颜色上扩散，甚至分裂成一个次级峰。对最外层凸起区域的分析揭示了一个定义明确的晚期K和M矮星序列，在（J-Ks）~ 0.7-0.9等和Ks~14等。CMD的解释产生了关于MW凸起的重要信息，显示了其结构和内容的指纹。我们报告了一个定义明确的红矮星序列的最外凸，这是重要的行星过境搜索的VVV。在外部隆起中看到的双重RC是X形MW隆起的标志，而RC颜色的扩展是由变红效应引起的。
2012-08-25 astro-ph.GA
The evolution of luminosity, colour and the mass-to-luminosity ratio of Galactic open clusters: comparison of discrete vs. continuous IMF models
我们在以前的研究中发现，标准的简单恒星星族（SSP）模型无法描述或解释银河系疏散星团在可见光和近红外光谱范围内的颜色。(...)我们构建了一个数值SSP模型，一个潜在的Salpeter IMF，有效的上$m_u$和较低的$m_l$恒星质量范围内，并与总质量$M_c=10^2...10^4\,m_\odot$典型的疏散星团。我们假设，从一个集群的质量损失提供了从演化的恒星的质量损失和低质量的成员，由于两体弛豫的动态蒸发。后一个过程的数据被缩放到高分辨率N体计算的模型。我们还探讨了如何改变的$m_l$ -限制影响的大小和颜色的集群的一个给定的质量，并得出一个必要的条件，亮度和颜色的闪光。IMF的离散性导致在红超巨星或巨星出现然后死亡的时刻，模型星系团的大小和颜色会发生爆炸。爆发的幅度取决于集群的质量和光谱范围;它是强烈增加的近红外相比，光学通带。在离散情况下，参数$m_l$的变化能够实质上改变幅度-年龄和$M/L$ -年龄关系。对于颜色，$m_l$的降低显著地放大了离散效应。动力学质量损失对颜色和星等的影响很弱，尽管它提供了所考虑关系的斜率的变化，提高了它们与观测的一致性。对于银河系的疏散星团，我们确定了光度和潮汐质量相互独立。推导出的质量-光度比显示，平均而言，随着年龄的增加，在光学，但逐渐下降，随着年龄的近红外光谱。观测到的闪光统计数据可以用来约束疏散星团中的$m_l$。
2010-10-12 astro-ph.GA
A Binary Study of Colour-Magnitude Diagrams of 12 Globular Clusters
双星在星团和星系中很常见，但在一些色星等图（CMD）研究中没有考虑双星演化的详细影响。利用双星恒星星族研究了12个球状星团的CMD。将星团的观测CMD与双星群体的观测CMD进行比较，得到了这些星团的恒星金属丰度、年龄、距离和红化值。本文还测试了双星和单星对CMD研究的不同影响。结果表明，双星可以更好地拟合样本球状星团的观测CMD相比，单星。这表明，在模拟星团和星系的CMD和恒星星族时，应考虑双星演化的影响。
2013-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multichromatic colour-magnitude diagrams of the globular cluster NGC 6366
我们提出多色等时线适合的球状星团NGC 6366的颜色星等数据，哈勃空间望远镜高级相机巡天/宽视场通道和南方天体物理研究测光数据的基础上。我们校正了光度数据的微分红化，并计算了平均脊线的颜色星等图。我们比较了Dartmouth恒星演化数据库和Padova和TRieste恒星演化程序的等时线，它们都是从主序开始的微观扩散。包括以前对这个星团的所有测定，我们测试了金属丰度从[Fe/H]=-1.00到[Fe/H]=-0.50，年龄从9到13 Gyr。在确定了该星团的总消光比R_V=3.06+/-0.14之后，我们得到了该星团的参数E（B-V）=0.69+/-0.02（int）+/-0.04（ext），（m-M）_V=15.02+/-0.07（int）+/-0.13（ext），年龄=11+/-1.15 Gyr。演化模型未能在多波段色星等图中再现低Teff序列，表明它们仍然具有不完整的物理学。我们发现，达特茅斯恒星演化数据库的等时线比Padova和TRieste恒星演化代码更好地拟合亚巨星分支和低主序星。
2013-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiwavelength Absolute Magnitudes and Colours of Red Clump Stars in {\it Gaia} Era
本文利用{ \it Gaia} DR 2天体测量数据和{\it GALEX} GR 6/7、SDSS DR 7、{ \it Gaia} DR 2、2 MASS和{ \it WISE}巡天的多波长测光数据，对APOGEE和GALAH DR 2组合星表中的红团星进行了多波长绝对星等和颜色的研究。分析集中在不同的距离估计方法，使用{ \it盖亚}三角函数，（1/ $\varpi$）和贝叶斯统计，和化学定义的银河系盘人口[ $α$ /Fe] $\times$ [Fe/H]平面。这样的调查问题的长期研究的问题，人口对RC光度的影响。利用两种不同的距离估计方法，（i）化学薄和化学厚盘RC星具有不同的绝对星等，而颜色在所有光度带中保持不变。1/ $\varpi$的绝对星等随着银河系人口的变化而在-0.12和+0.13等之间变化。这种变化的绝对幅度被认为是更大的其他方法。(ii)Besan的\c二质量测光的星系共布居数合成模型，发现从薄盘到厚盘，化学布居数的绝对星等差在-0.35 ~-0.40等之间。当结果相互比较时，模式中绝对星等的差异大约是观测值的三倍。我们证实，RC的绝对星等依赖于银河系人口的$α$元素丰度。
2020-03-17 astro-ph.GA astro-ph.IM
The age and metallicity dependence of the near-infrared absolute magnitude and colour of red clump stars
本研究利用小麦哲伦星云和银河系星团，扩展参数空间至年龄0.45-10.5 Gyr和金属丰度-1.65至0.32，验证红团星近红外绝对星等与颜色的年龄和金属丰度依赖性，结果与BaSTI、PARSEC和MIST模型吻合，尤其J-K_S颜色重现理论分布。
2025-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Colour-magnitude diagram in simulations of galaxy formation
最先进的宇宙学流体动力学模拟具有典型质量在$\sim 10^8$和$\sim 10^3$ M $_{\odot}$之间的恒星粒子，根据分辨率，并将它们视为简单的恒星星族。另一方面，对邻近星系的观测可以分辨出单个恒星，并为我们提供了单个恒星的特性。在模拟和观测的预测之间进行准确和公平的比较是一项至关重要的任务。我们介绍了一种新颖的方法，始终填充恒星粒子与恒星。我们开发了一种技术，以产生一个理论目录的模拟恒星的特性来自母星粒子的宇宙学模拟的属性。此外，恒星演化轨迹和合成光谱库被用来模仿模拟星的光度特性。这一工具的目的是根据模拟中母星粒子的特性建立一个合成星数据库：这样一个数据库代表模拟星系中可观测到的恒星含量，并允许尽可能准确地与分辨的恒星星族观测结果进行比较。通过这种创新的方法，我们能够提供一个颜色的星等图从宇宙流体动力学模拟。这种方法是灵活的，可以定制，以适应不同的宇宙学模拟所使用的代码的输出。此外，它对于正在进行的调查数据发布（例如GAIA和已分辨的恒星星族调查）至关重要，并将有助于预测具有特殊化学特征的恒星的性质，并将流体动力学模型的预测与恒星星族的不同示踪剂的数据进行比较。
2018-07-28 astro-ph.GA
The conditional colour-magnitude distribution: III. A study of galaxy colour- and luminosity-dependent counts-in-cells statistics
University of Utah（犹他大学）
本研究通过单元计数统计测试条件色-星等分布（CCMD）模型，发现其对多数子样本的单元计数测量结果拟合良好，明确了星系单元计数变化的成因及对探究星系组装偏差的意义。
2026-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The colour-magnitude relation of Globular Clusters in Centaurus and Hydra - Constraints on star cluster self-enrichment with a link to massive Milky Way GCs
我们研究了Hydra和Centaurus星系团中贫金属球状星团的颜色-星等关系，并限制了星团自富集的原始条件。利用FORS 1@VLT资料，分析了Hydra和Centaurus中心区域约2500个球状星团的U、I测光。我们将测得的颜色-星等关系转换为质量-金属丰度空间，并获得半人马座GC的Z \propto M^{0.27 \pm 0.05}和水螅GC的Z \propto M^{0.40 \pm 0.06}的标度，与其他环境中的结果一致。我们发现，GC质量-金属丰度关系在现今太阳质量只有10^5倍的时候就已经成立，并且在像半人马座ω这样的大质量MW星团的光度范围内也得到了很好的建立。我们将质量-金属丰度关系与Bailin & Harris（2009）的星团自富集模型的预测进行了比较。为此，我们包括动力学和恒星演化的影响和物理上动机良好的原始质量半径缩放。自富集模型较好地再现了原始半光半径r_h ~ 1-1.5 pc，恒星形成效率f_* ~ 0.3-0.4，[Fe/H] ~ -1.7 dex的观测关系。在自我富集的情况下，观察到的蓝色倾斜意味着GC质量和恒星金属丰度分布的宽度之间的相关性。我们发现，这种隐含的相关性与银河系GC中测量的GC质量的宽度趋势相匹配，包括像欧米茄Cen和M54这样的极端情况。我们得出结论，1。一个原始星团的质量半径关系提供了一个显着的改善自我富集模型拟合。2…
2014-06-16 astro-ph.GA
The Horizontal Branch in the UV Colour Magnitude Diagrams. II. The case of M3, M13 and M79
我们提出了一个详细的比较远紫外/光学彩色星等图获得的高分辨率哈勃太空望远镜的数据和合适的理论模型的三个银河系球状星团：M3，M13和M79。这些系统代表了一个典型的例子，集群在中间金属含量制度，即使共享类似的金属含量和年龄，显示出显着不同的水平分支形态。因此，观测到的水平分支恒星颜色分布的差异不能用第一个参数（金属丰度）或第二个参数（如年龄）来解释。我们在这里调查的初始氦丰度（Y）的变化可能的作用。由于使用了适当的远紫外滤光片设置，我们能够对与数据兼容的最大Y（Y_{max}）值施加强约束。我们发现簇之间的差异Δ Y_{max} ~ 0.02-0.04，其中M13显示最大值（Y_{max} ~ 0.30），M3显示最小值（Y_{max} ~ 0.27）。在一般情况下，我们观察到，这些值与其水平分支的颜色扩展和所观察到的Na-O反相关的范围。
2012-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Integrated parameters of star clusters: A comparison of theory and observations
本文给出了合成星系团的积分星等和颜色。综合参数已获得的整个集群人口以及主序列（MS）人口的星团。我们还估算了银河系疏散星团、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的MS星族的积分星等和色。结果表明，星团MS布居数的颜色演化不受随机涨落的影响，但随机涨落对整个星团的颜色演化有显著的影响。在年龄范围6.7 $<$ log（年龄）$<$ 7.5中，$(V-I)$颜色的波动最大。本文所得到的银河系LMC和SMC星系团的MS布居积分色的演化，用本文提出的合成星系团模型得到了很好的解释。观测到的年龄为$\geq$ 5亿年的LMC星团MS星群的$(B-V)$积分色似乎分布在$Z=$ 0.004模型附近，而发现$(V-I)$的颜色比$Z=$ 0.004模型预测的颜色更蓝。银河系星团MS星群的$(V-I)$与$(B-V)$双色图显示了观测结果与本模型之间的良好一致性，然而LMC和SMC星团的图表明观测到的$(V-I)$颜色相对较蓝。已经讨论了这种异常的可能原因。
2010-01-15 astro-ph.GA
Models for Metal-Poor Stars with Different Initial Abundances of C, N, O, Mg, and Si. II. Application to the Colour-Magnitude Diagrams of the Globular Clusters 47 Tuc, NGC 6362, M5, M3, M55, and M92
我们用HST Wide Field Camera 3（WFC 3）对球状星团（GC）47 Tuc、NGC 6362、M5、M5、M55和M92的观测结果，比较了在C：N：O丰度比（[CNO/Fe]的两个不同值）变化下计算的-2.5 <= [Fe/H] <= -0.5的恒星模型。用于将模型转置到观察平面的测辐射热校正是基于新的MARCS合成光谱，该合成光谱结合了对涉及C、N和O原子的分子的改进处理。在距离模量和红度得到充分支持的假设下，其他α元素的[O/Fe] = 0.6和[m/Fe] = 0.4的等时线（这是GC中双星所青睐的）通常再现了观测到的颜色星等图（CMD）的主要特征，误差在~ 0.03 mag.它们似乎与观测到的（M_F336 W-M_F438 W）_0颜色的分布很好地匹配，这些颜色由CN-弱和CN-强恒星沿低巨星分支跨越，但不是最蓝的巨星，它们被怀疑是贫N的（[N/Fe] <~ -0.5）。无论是（M_F438 W-M_F606 W）_0的绝对颜色，还是在给定的M_F606W星等上这些颜色的变化，都很难解释，除非最红的恒星是富C的（[C/Fe] >~ +0.5）。允许适度的He丰度变化（Δ Y ~ 0.05）改善了对观测的拟合。
2021-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric Re-calibration of VPHAS+ $u$-band Photometry with the Stellar Colour Regression Method and Gaia DR3
本研究利用恒星颜色回归方法，结合Gaia DR3数据，对VPHAS+ DR4的u波段测光进行再校准，校正了观测批次、CCD和像素相关的系统偏移，将标准偏差从0.088降至0.065星等，提高了测光精度。
2024-04-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling the quenching of star formation activity from the evolution of the colour-magnitude relation in VIPERS
通过引入亮边的概念，研究了VIMOS公开河外红移巡天（VIPERS）中星系的色-星等关系的演化，并以此导出了在红移范围$0.5 < z < 1.1$内星系中恒星形成活动淬灭的约束条件.颜色-星等图的亮边几乎不依赖星系的颜色，因此也不依赖明亮星系中恒星形成的数量。我们用延迟指数恒星形成历史（SFHS）模拟了这种演变，以更好地理解恒星形成活动关闭的时间尺度。我们发现，使用SFH没有淬火，从蓝色云的红色序列的过渡太慢。这表明，一个纯粹由每个星系内部气体消耗驱动的场景并不能再现观察到的颜色-星等亮边的演化。在所探索的淬灭情景中，与观测结果最匹配的一种假设是，星系在随机选择的时间停止恒星形成，其均匀分布高达$2.5$ Gyr。我们认为，淬火是需要在广泛的恒星质量。在半解析星系形成模型的预测中发现了亮边的定性相似演化，但定量上与观测有显著差异。这说明了亮边作为星系形成模型测试的实用性。如果关闭活动星系核加热的反馈，演化就会改变，不再与观测到的趋势相匹配。
2020-12-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Colour-Magnitude Diagrams of candidate age-gap filling LMC clusters
大麦哲伦星系有一个丰富的星团系统，跨越了广泛的年龄和质量。大麦哲伦星系团系统的一个显著特征是存在3-10光年的年龄差距。利用南方天文望远镜（SOAR）的光学成像仪（SOI）对4个大麦哲伦星系团进行了成像，它们的综合颜色与中间年龄简单恒星星族一致。它们的色星等图（CMD）达到V ~ 24。等时线拟合，帕多瓦进化模型的基础上，进行了这些CMD，减去现场污染。初步结果如下：KMK 88 -38的年龄约为1.3 Gyr，假设典型的LMC金属丰度和距离模量，以及非常低的再定年。对于OGLE-LMC 0531，与等时线的最佳眼拟合产生年龄~ 1.6 Gyr和E（B-V）=0.03。BSDL 917更年轻，约150岁，灭绝程度更大（E（B-V）=0.08）。目前正在对其余的一组进行分析。因此，我们的结论是，这些clusers是不太可能填补LMC集群年龄差距，即使在参数中的拟合不确定性被认为是。
2009-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
NGC 6426: Colour-Magnitude diagram and variable star population as indicators of metallicity, distance, and age
Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文学研究所）
本研究通过VI波段CCD测光分析NGC 6426的色-星等图与变星，采用傅里叶分解、校准关系及贝叶斯方法，确定了该星团的金属丰度、距离、年龄等关键参数。
2026-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating the Colour-Magnitude Relations for White Dwarf Stars in SDSS Photometry
本研究利用SDSS和Gaia DR3数据，对20,247颗DA型白矮星进行星际消光校正和视差筛选后，推导出绝对星等$M_{\rm g}$、$M_{\rm r}$和$M_{\rm i}$的颜色-星等关系，结果表明该关系具有高度可靠性。
2025-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Colour Transformations between BVRc and g'r'i' Photometric Systems for Giant Stars
对于巨星，从$BVR_c$到$g'r'i'$星等以及从$g'r'i'$到$BVR_c$星等的转换方程是从Soubiran等人（2010）收集的80颗恒星样本中建立的，这些恒星在有效温度$4000<T_{eff} (K)<16000$下具有已确认的表面重力（$2\leq \log g$（cms $^{-2}$）$ \leq3$）。光度观测，所有样本恒星在$g'r'i'$和65个在$BVR_c$，获得了在图伯特TAK国家天文台（TUG）1米（T100）望远镜，在土耳其的金牛座山。巨恒星的$M_V$绝对星等是由Sung et al.（2013）根据巨恒星的绝对星等-温度数据，使用本研究中考虑的内禀色的$T_{eff}$估算的。转换方程可以被认为是有效的，通过以下范围内的星等和颜色所涉及的：$7.10<V_0<14.50$，$7.30<g'_0<14.85$，$-0.20<(B-V)_0<1.41$，$-0.11<(V-R_c)_0<0.73$，$-0.42<(g'-r')_0<1.15$，和$-0.37<(r'-i')_0<0.47$磁。转换成功地应用于427个场巨星的合成$BVR_c$数据，以获得$g'r'i'$的星等和颜色。将这些数据与本研究中对巨星的$g'r'i'$观测结果进行比较，结果表明，平均残差和标准差分别在[-0.010，0.042]和[0.028，0.068]等范围内。
2014-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Open cluster age calibration from colour-magnitude morphological indices using Gaia DR3 data
本研究基于 Gaia DR3 和 2MASS 数据，利用 34 个疏散星团红团簇与拐点间的颜色和星等差异形态指数，首次构建了 Gaia 形态年龄校准函数，平均残差为 0.06 dex，并发现恒星演化模型会高估年轻天体的颜色差异。
2025-04-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Identification of Stellar Sequences in various Stellar Systems : ESO65-SC03, TEUTSCH 106, TURNER 6
研究集群的空间形态学研究是通过确定可能的成员在他们。场星去污是由统计清洗方法（取决于星等和颜色的领域和集群区域内的恒星）。本文用色星等比图（CMRD）方法分离星团系统的恒星序列。每个星团的年龄，距离和红化估计通过目视检查的最佳拟合等时线的颜色星等图（CMD）。利用PPMXL星表和UCAC4星表提取的数据，得到了星系团的平均自行值。此外，这些数值根据从这些目录中提取的数据集而有所不同。这种变化是由于它们对自行的估计效率不同而发生的。利用WISE星表和PPMXL星表测定了各星群的双色比和双色幅值比，发现这些值对TEUTSCH 106是异常的。此外，在较长波长处，TCMR值与TCR值相似，而在较短波长处，两个值彼此远离。年轻恒星天体（YSO）的分数也计算每个集群。
2017-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Models of Metal-Poor Stars with Different Initial Abundances of C, N, O, Mg, and Si. I. Bolometric Corrections Derived from New MARCS Synthetic Spectra and Their Implications for Observed Colour-Magnitude Diagrams
新的，高分辨率的MARCS合成光谱已经计算了十几种金属的混合物，允许，反过来，在C：N：O，[CNO/Fe]的变化，和C，O，Mg和Si的丰度增加。目前使用的许多宽带滤波器的辐射热校正（BC）已经从这些光谱中产生。由于改进的处理分子，涉及原子的C，N和O，紫外线和蓝色通带的BC，特别是，从以前的MARCS模型中得到的那些有很大的不同。这些差异，以及不同的金属丰度对BC的影响，在一些指导性的图中显示。还计算了不同混合物在-2.5 <= [Fe/H] <= -0.5时的恒星演化网格。基于这些径迹的等时线在理论H-R图和几个颜色-星等图上进行了相互比较，这些颜色-星等图可以由HST Wide Field Camera 3（WFC 3）F336 W、F438 W、F606 W、F814 W、F110 W和F160 W观测值构造。作为这些模型的首次应用，等时线已被拟合到HST紫外遗产巡天球状星团NGC 6496的WFC 3测光中，得到了非常令人鼓舞的结果。
2021-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Host galaxy magnitude of OJ 287 from its colours at minimum light
OJ 287是一个BL蝎虎座类星体，其中的活动星系核（AGN）比宿主星系亮一个数量级。唯一的例外可能是在最低光时，活动星系核的活动是如此之低，宿主星系可能会作出相当大的贡献，光度强度的来源。OJ 287的这种强度下降或减弱发生在2017年11月，当时它的亮度比最近的平均水平低约1.75等。我们将这种衰落的观测结果与1989年，1999年和2010年早些时候在OJ 287中观测到的类似衰落进行了比较。当OJ 287的V波段亮度下降到17等以下时，它的B $-$ V色似乎有一个相对较强的红化。在这些深褪色期间，V $-$ R、V $-$ I和R $-$ I颜色也看到类似的变化。这些数据支持了主星系的总星等为$V=18.0 \pm 0.3$的结论，对应于K波段的$M_{K}=-26.5 \pm 0.3$。这是在协议的结果，使用集成的表面亮度方法，从最近的表面光度的主机。这些结果应该鼓励我们使用的颜色分离方法，也在其他宿主星系强烈变化的活动星系核。在OJ 287的例子中，宿主星系和它的中心黑洞都是已知最大的，它在黑洞质量-星系质量图中的位置接近平均相关。
2022-05-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the Precision of Full-Spectrum Fitting of Simple Stellar Populations. IV. A Systematic Comparison with Results from Colour-Magnitude Diagrams
在这第四篇关于通过全谱拟合技术获得的恒星星族年龄精度的系列论文中，我们首次系统地分析了使用相同等时线集从分辨和未分辨数据（即色星等图（CMD）和积分光光谱学）获得的星团年龄、金属丰度和红化。我们调查与帕多瓦等时线和MIST等时线得到的结果。我们发现，一般有一个很好的协议之间的年龄来自CMD和积分光谱。然而，对于金属丰度和红化，CMD和积分光谱的分析结果之间的协议是显着较差。我们的研究结果还表明，与Padova等时线得到的年龄匹配使用MIST等时线，无论是与全谱拟合技术和CMD拟合方法。然而，使用帕多瓦等时线得到的金属丰度与使用MIST等时线得到的CMD方法不匹配。我们研究的能力，全谱拟合技术在检测年龄蔓延的集群，功能扩展的主序列关闭（eMSTO）的现象，使用两个人口适合。我们发现，在我们的样本中，5个eMSTO集群中有3个最适合一个单一的年龄，这表明在集成光研究中，eMSTO不一定会转化为可检测的年龄差异。
2022-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation histories of dwarf galaxies from the Colour-Magnitude diagrams of their resolved stellar populations
在本教程中，我们总结了如何恒星形成（SF）的历史，银河系区域可以从颜色星等图（CMD）的解决恒星。建立合成CMD和利用它们来推导SF历史（SFH）的程序进行了描述，以及相应的不确定性。的SFH解析矮星系的所有形态类型，从应用程序中获得的合成CMD方法，进行了审查和讨论。简而言之：（1）只有早型星系的SF活动有长时间中断的迹象，晚型矮星的SF活动呈现出相当连续的或喘息的SF状态;（2）少数早型矮星只经历过一次集中在最早期的SF活动，而其他许多矮星则表现出延长的或周期性的SF活动;（4）没有发现强SF爆发的频繁证据;（5）矮不规则星和蓝致密矮星的SFH除了当前的SF率外没有显著差异。简要讨论了这些结果对星系形成的影响。
2009-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The colour-magnitude relation of Elliptical and Lenticular galaxies in the ESO Distant Cluster Survey
本文研究了ESO遥远星系团巡天（EDisCS）中172个按形态分类的E/S 0星系团在0.4<z<0.8时的色-星等关系（CMR）。在静止坐标系U-V中，CMR的内禀色散射非常小（0.076），只有7%的星系比CMR蓝得多。蓝色S 0的稀少表明，如果它们是螺旋的后代，那么当它们成为S 0时，它们已经是红色的了。我们观察到没有依赖的CMR散射红移或集群速度色散。这意味着当星团E/S 0达到它们的形态时，绝大多数已经加入了红色序列。我们估计了每个星系团的星系形成红移z_F，发现它不依赖于星系团的速度色散。然而，z_F随团簇红移的增加而微弱地增加.当包括文献中的高z星团时，这种趋势变得更加清晰，这表明，在任何给定的z，为了拥有完全形成的E和S 0的人口，它们需要在观测之前形成大部分2-4 Gyr的恒星。换句话说，已经具有早期型（ET）形态的星系也有相当古老的恒星星族。这在一定程度上是“祖先偏见”的表现，但也是绝大多数的红蛋白簇（特别是大质量的）在达到它们的形态时已经是红色的事实的结果。E和S 0星系表现出非常相似的颜色散射，这意味着相似的恒星星族年龄。我们还发现，较暗的星系团较晚形成恒星，这与随着时间的推移而形成的星系团红色序列一致，最亮的星系比较暗的星系更早到达红色序列。最后，我们发现，ET星系团的星系必须有他们的恒星形成截断在一个延长的时间至少1 Gyr。[删节]
2010-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The age of 47Tuc from self-consistent isochrone fits to colour-magnitude diagrams and the eclipsing member V69
我们的目标是获得一个自洽的年龄，距离和组成的球状星团$47\,$ Tuccenda（$47\,$ Tuc; NGC 104）。首先，我们重新评估向聚类的变红，从而得到名义上的$E(B-V)=0.03\pm0.01$作为最佳估计。从光度学和光谱学两方面的证据，发现食双星V69的组分的$T_{\rm eff}$是$5900\pm72$ K。当与V69半径和光度比的现有测量相结合时，这产生了$47\,$ Tuc的真实距离模量$(m-M)_0=13.21\pm0.06$（随机）$ \pm0.03 $（系统）。然后，我们提出了一个新的完全自洽的等时线拟合方法，地面和$\textit{HST}$集群的颜色星等图和食双星成员V69。分析表明，V69的组成，并通过扩展$47\,$ Tuc的人口之一，给出了[Fe/H] $\sim-0.70$，[O/Fe] $\sim+0.60$，和$Y\sim0.250$的太阳丰度尺度上的Asplund，Grevesse & Sauval。然而，这取决于模型$T_{\rm eff}$尺度的准确性，该尺度比我们的最佳估计低50-75 K，但在测量不确定性范围内。我们最好的估计$47\,$ Tuc的年龄是11.8 Gyr，与公司（$3 σ$）的下限和上限分别为10.4和13.4 Gyr，在令人满意的协议来自白矮星冷却序列的年龄，如果我们的距离模量的测定被采用。
2017-02-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The broadening of the main sequence in the open cluster M38
本研究利用Gaia DR3和Sloan测光数据分析疏散星团M38的主序展宽，发现其颜色散布可由差异消光和未分辨双星解释，无需引入初始化学成分散布，与M37的研究结果形成对比。
2023-06-09 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The Effect of Stellar Rotation on Colour-Magnitude Diagrams: On the apparent presence of multiple populations in intermediate age stellar clusters
麦哲伦星云中相当数量的中间年龄星团（1-2 Gyr）内似乎有多个恒星星族，它们来自双峰或扩展的主序星序关闭。如果这被解释为年龄分布，那么多个星族之间的距离就有几百万年，这就对长期以来认为星团是简单的恒星星族的观点提出了质疑。在这里，我们表明，恒星旋转的恒星质量之间的1.2-1.7 Msun可以模仿的效果，一个双或多个人口，而在现实中只有一个单一的人口存在。在关闭附近的扩散的两个主要原因是恒星旋转对恒星结构的影响和恒星相对于观测者的倾角。这两种效应都会改变观测到的有效温度，从而改变恒星的颜色和通量。为了与观测结果相匹配，所需的旋转速率是临界旋转的20-50%，这与银河系中类似质量恒星的观测旋转速率一致。我们提供的缩放关系，可以应用到非旋转等时线，以模仿旋转的影响。最后，我们注意到旋转不太可能是在老的球状星团中观察到的多个恒星星族的原因，因为低质量恒星（<1 Msun）不可能是快速旋转的恒星。
2009-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A lightcone catalogue from the Millennium-XXL simulation: improved spatial interpolation and colour distributions for the DESI BGS
在准备大型星系巡天时，必须使用真实的模拟星系目录，以检验和验证理论模型，并评估系统性。我们提出了一个更新版本的模拟目录构建的千禧XXL模拟，它使用晕占据分布（HOD）的方法来分配星系r-波段的幅度和g-r的颜色。我们对模拟进行了一些修改，以提高与SDSS和GAMA调查测量结果的一致性。我们发现，三次插值，这是用来建立原来的光环光锥，快照之间产生极端的速度。采用线性插值方法改善了小尺度下的关联函数四极矩测量。我们还更新了g-r的颜色分布，使观测到的颜色更好地同意从GAMA数据的测量，特别是对于暗淡的星系。作为可以用模拟完成的科学的一个例子，我们研究了光度函数如何取决于环境和颜色，并发现与GAMA调查的测量结果非常一致。这张全天空模拟星表是为正在进行的暗能量光谱仪器（DESI）亮星系巡天（BGS）而设计的，它的星等极限为r=20.2。
2022-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multiple stellar populations in NGC 1866. New clues from Cepheids and Colour-Magnitude Diagram
我们进行了一个全面的研究，在年轻的大麦云星系团NGC 1866的恒星星族，结合分析其最好的研究造父变星的一个非常准确的颜色星等图（CMD）从最新的哈勃太空望远镜测光。我们使用贝叶斯方法的基础上，新的PARSEC恒星演化轨道的超调和旋转，以获得年龄和初始旋转速度的五个良好的研究造父变星的集群。我们发现，四个造父变星属于一个最初缓慢旋转的年轻人口（$ 176 \pm 5$ Myr），而第五个是显着老年人，无论是$ 288 \pm 20$ Myr的模型具有高初始旋转速度（$ω_\mathrm{i} \sim 0.9$），或$ 202 \pm 5$ Myr的缓慢旋转的模型。CMD的补充分析排除了后一种解决方案，同时强烈支持存在两个不同的群体，分别为$\sim$ 1.76亿年和$\sim$ 2.88亿年。此外，观测到的多重主序星和转折点表明，较年轻的星群主要由缓慢旋转的恒星组成，就像四颗较年轻的造父变星一样，而较老的星群主要由最初快速旋转的恒星组成，就像第五颗造父变星一样。我们的研究不仅强化了像NGC 1866这样的年轻星团拥有多个种群的概念，而且还暗示第一个种群，即较老的种群，可能继承了母云的角动量，而第二个种群的恒星，年轻的，没有。
2019-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The red sequence of Abell X-ray underluminous clusters
我们提出了一个样本的56个X射线underluminous阿贝尔集群的颜色-星等关系的分析，旨在揭示的属性，可以阐明组成这样的系统的星系种群的演化阶段。为此，我们将它们的颜色-星等关系的参数与另一个50个“正常”X射线发射Abell簇的样本进行了比较，这两个样本都是以客观的方式选择的。SDSS-DR 7的$g$和$r$量值用于构建颜色-量值关系。我们发现这两个样品都表现出相同的趋势：红色序列的斜率随红移而变化，但X射线下发光的星系团的斜率总是比正常星系团的斜率平坦，在测量的红移范围为0.05 $\le z <$ 0.20之间相差约69%。此外，内在的散射的颜色的大小关系被发现增长与红移的两个样品，但对于X射线underluminous集群，这是系统的约28%。通过将Cramér检验应用于X射线正常和欠发光集群样本之间的比较结果，我们得到红色序列斜率和固有散射分布分别不同的概率为92%和99%，在这个意义上，X射线欠发光集群红色序列在它们的关系中显示出更平坦的斜率和更高的散射。两个聚类样本的红色序列中值颜色的分布没有显着差异。这表明X射线暗星系团是比正常星系团更年轻的系统，可能处于星系群、单个星系和气体的吸积过程中。
2014-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Using the Agile software development lifecycle to develop a standalone application for generating colour magnitude diagrams
虚拟天文台使天文学家能够无缝地发现，访问和处理数据，而无论其物理位置如何。然而，通常需要陡峭的学习曲线才能精通用于访问，分析和可视化这些数据的软件。对于研究和教育目的，具有允许用户在点击按钮时可视化数据的应用程序将是期望的。因此，我们开发了一个独立的应用程序（用Python编写），用于绘制光度色幅图（CMD）-这是研究和教学天文种群最广泛使用的工具之一。CMD Plot Tool应用程序功能“开箱即用”，无需用户安装代码解释器、附加库和模块，也无需修改系统路径;它可用于多个平台。通过图形用户界面（GUI）进行交互，用户可以从各种数据源快速轻松地生成高质量的图，并根据需要进行注释和标记。本文介绍了CMD绘图工具是如何使用面向对象编程和正式的软件设计生命周期（SDLC）开发的。我们强调需要天文软件开发文化，以确定适当的编程范式和SDLC。我们概述了CMD绘图工具的功能和用途，并以星团测光为例。所有结果图都是使用CMD Plot Tool在各种在线虚拟天文台的数据上创建的，或者从观测中获得并使用IRAF/PyRAF进行简化。
2019-06-26 astro-ph.GA astro-ph.IM cs.SE
A DECam View of the Diffuse Dwarf Galaxy Crater II: The Colour-Magnitude Diagram
我们提出了一个深布兰科/DECam色星等图（CMD）的大，但非常弥漫的银河系卫星矮星系火山口II。CMD只显示了一个明显分叉的次巨星分支（SGB）的老恒星，该分支为一个狭窄的红巨星分支提供能量。水平支（HB）显示了许多天琴座RR和红色HB星。将CMD与[Fe/H] = -2.0和[ $α$ /Fe] = +0.3 α增强BaSTI等时线进行比较，表明主事件的平均年龄为12.5 Gyr，较亮的SGB的平均年龄为10.5 Gyr。有了如此多的恒星形成事件，火山口II显示出与具有中等年龄人口的更大质量的矮星相似，但对于火山口II来说，恒星形成的早期淬火并没有中等年龄或更年轻的恒星存在。环形山II恒星的空间分布总体上在天空平面上是椭圆形的，详细的分布显示出缺乏强烈的中心集中，以及一些不均匀性。与12.5 Gyr星群相比，10.5 Gyr次巨星和上主序星的中心浓度略高。与盖亚DR 2相匹配，我们发现环形山II的自行：$μ_α\cos δ$ =-0.14 $\pm$ 0.07，$μ_δ$ =-0.10 $\pm$ 0.04 mas yr $^{-1}$，近似垂直于环形山II的半长轴。我们的研究结果提供了对环形山II的恒星形成和化学富集历史的限制，但不能确定是否在其生命周期中失去了大量的质量。
2019-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometry and astrometry with JWST -- I. NIRCam Point Spread Functions and the first JWST colour-magnitude diagrams of a globular cluster
随着詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）的全面运行，早期发布的数据现在可以开始构建工具和校准，用于在拥挤的星团环境中进行精确的点源测光和天体测量。在这里，我们提出了我们的独立减少的近红外摄像机成像的金属贫乏的球状星团M92，这是根据主任的自由裁量早期释放科学计划ERS-1334收集。我们推导了滤波器F090 W、F150 W、F277 W和F444 W的点扩散函数（PSF）的经验模型，发现这些PSF：（i）通常是欠采样的（FWHM~2像素），F150 W和F444 W，严重欠采样在F090 W和F277 W中，FWHM约为1个像素;（ii）在视场中具有显著变化，高达约15- 20%;以及（iii）在多时期曝光中具有约3- 4%的时间变化。我们部署了我们的PSF来确定NIRCam在M92拥挤的中心区域的恒星的光度精度，测量结果为~0.01等。我们用这些数据来构造第一个球状星团的JWST色星等图。利用现有的恒星模型，我们发现，数据几乎达到底部的M92主序列（~0.1 M $_{\odot}$），并揭示了24个白矮星候选成员的白矮星冷却序列的最亮部分。后者通过与档案HST UV和光学数据的交叉匹配得到证实。我们还检测到存在多个恒星星族沿低质量的主序列的M92。
2022-09-14 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
