Star Formation History of the SMC: six HST/ACS
我们用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机在F555 W和F814 W滤波器中观测了小麦哲伦云（SMC）的六个场。这些磁场采样区域的特征是恒星和气体密度非常不同，而且可能有不同的演化历史。我们发现SMC在12 Gyr前就已经开始形成恒星了，尽管缺乏清晰的水平分支表明在最初的几十亿年里恒星形成活动很低。在我们的两个波段光度测定的不确定性，我们发现的化学富集的径向变化的证据，与SMC郊区的特点是较低的金属丰度比中心区域。从我们的CMD中，我们还推断SMC在很长一段时间内形成了恒星，直到~2-3 Gyr前。经过一段时间的温和活动，恒星形成在最近的过去再次增加，特别是在SMC的酒吧和机翼，我们看到恒星形成活动从大约5亿年前开始增强。年龄小于1亿年的恒星的不均匀分布表明，最近的恒星形成主要是局部发展的。
2009-08-24 astro-ph.GA
The HST/ACS Coma Cluster Survey. II. Data Description and Source Catalogs
Coma集群是HST-ACS Treasury计划的目标，该计划旨在在F475 W和F814 W通带中进行深度成像。虽然我们的调查在2007年因ACS仪器故障而中断，但部分完成的调查仍然覆盖了Coma核心高密度区域的50%。我们对25个视场进行了观测，这些视场的星团中心半径范围很大（约为1.75 Mpc），总覆盖面积为274弧分^[2]。大多数油田位于后发座核心区域附近（19/25点），另有6个油田位于集群的西南区域。在本文中，我们提出了再处理的图像和SExtractor源目录为我们的调查领域，包括用于对象检测和测光的方法的详细描述，减去明亮的星系来测量微弱的底层对象，并使用模拟来评估我们的目录的光度精度和完整性。我们还使用模拟来执行孔径校正的SExtractor Kron幅度的基础上测得的源通量和半光半径。我们已经对约73，000个独特的物体进行了测光;我们的探测结果中有一半比F814 W =25.8 mag（AB）的10 sigma点源探测极限更亮。ACS未解决或仅略微解决了大多数对象（60%）。我们估计后发座成员占所有源探测的5-10%，其中包括大量未解决的对象（主要是GC，但也UCD）和各种各样的扩展星系，从cD星系到矮LSB星系。后发座成员星系的红色序列在9个星等（-21 <$M_F814W <-13）上有恒定的斜率和色散。HST-ACS昏迷财政部计划的初始数据发布于20…
2010-10-08 astro-ph.GA
Deep HST/ACS Photometry of the M81 Halo
我们提出了一个深的颜色星等图个别恒星的晕附近的螺旋星系M81，在一个投影距离为19千秒差距，根据数据与先进的相机上的哈勃太空望远镜（HST）的调查。彩色星等图显示了一个狭窄且相当蓝色的红巨星分支，以及一个水平分支，其中的恒星大多位于天琴座RR不稳定带的红色方向。根据红巨星分支的形状、红丛的大小和红巨星分支的位置，我们推导出我们领域优势种群的平均金属丰度为[M/H] = -1.15 +0.11，年龄为9 + 2 Gyr。我们比较我们的金属丰度和年龄的结果与以前发现的恒星在不同的位置内M81，并在其他附近星系的球状体。
2010-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
HST/ACS color-magnitude diagrams of candidate intermediate-age M 31 globular clusters. The role of blue horizontal branches
我们提出了深（V ~ 28. 0）BV测光获得的宽视场通道的高级相机的调查上HST的4个M31球状星团，被确定为候选的中间年龄（年龄~ 1-9 Gyr）的不同作者，根据其综合光谱和/或宽/中间带的颜色。其中两个（B292和B350）显示出明显的蓝色水平分支，表明它们与银河系最古老的球状星团一样古老。另一方面，对于显示红色水平分支的另外两个（B 058和B337），不可能确认或否定来自积分光谱的年龄估计。通过对M31和银河系水平分支可分为红色和蓝色两类的星系团的光谱指数Mg_2和H_β分布的分析表明，经典的基于积分光谱的年龄诊断可能受到星系团HB形态的显著影响，从而导致错误的年龄分类。我们还提供了另外两个集群的CMD落在该领域的主要目标，B336，一个老的和贫金属的球状体与一个显着的人口的RR-Lyrant变量，和新发现的B531，一个集群与一个非常红的红巨星分支。
2011-06-07 astro-ph.GA
Wolf-Rayet stars in M81: Detection and Characterization using GTC/OSIRIS spectra and HST/ACS images
本文报道了在邻近的旋涡星系M81中14个位置的沃尔夫-拉叶星的性质。这些位置是在分析约150个恒星形成复合体样本的狭缝光谱时偶然发现的，这些样本是在10.4米大加那利望远镜上使用OSIRIS仪器的长狭缝和多目标光谱模式拍摄的。哈勃太空望远镜图像中所识别的点源的颜色和星等与银河系中单个W-R恒星的颜色和星等相当。利用单个W-R星的模板，我们推断，负责观察到的W-R特征的对象是在12个位置的单星，包括3个WNL，3个WNE，2个WCE和4个过渡WN/C类型。在包含凸点光度和凸点宽度的图中，W-R星属于同一个次星群，过渡星位于WNE和WCE星群之间，正如演化模型所预期的那样。然而，在我们的14个样本中，观察到的4个过渡恒星的数量在统计学上是很高的，而恒星演化模型中预期的4%。
2016-05-10 astro-ph.GA
The Color-Magnitude Relation for Metal-Poor Globular Clusters in M87: Confirmation From Deep HST/ACS Imaging
贫金属球状星团（GC）是我们与恒星形成和星系形成的最早时期的联系。使用深，高质量成像的河外GC系统的研究揭示了一个小的，但显着的斜率的颜色-星等关系的金属贫乏GC在一些星系。我们提出了一个研究的M87 GC系统使用深，档案HST/ACS成像与F606W和F814W过滤器，其中我们发现一个显着的颜色-幅度关系的金属贫困GC。在I与V-I色星等图（$γ_I=-0.024\pm0.006$）中，这种关系的斜率与基于先前发表的ACS室女星系团巡天数据的结果的预期完全一致。该关系由最明亮的GC驱动，即具有$M_I<-10$的GC，并且当拟合比$M_I=-7.8$亮的贫金属GC时，其意义最大，该光度比我们拟合的蓝色贫金属GC的光度函数（LF）的高斯平均值暗约1等（比所有GC的平均值暗约0.8等）。这些结果表明，有一个质量尺度的相关性开始，并与自富集驱动质量金属丰度关系的情况是一致的。我们表明，先前测量的半光半径M87 GC从最佳拟合PSF卷积国王模型是一致的，在这项研究中更准确的测量，我们还解释了如何的颜色-幅度的关系，金属贫困GC是真实的，不能是一个文物的测光。我们拟合高斯和进化的Schechter函数到所有颜色的GC的光度分布，以及分为蓝色和红色的子群体，发现蓝色GC具有更明亮的平均光度和更窄的分布比红色GC。最后给出了2250颗M87星系的天体测量和测光星表。
2009-07-15 astro-ph.GA
The HST/ACS star formation history of the Tucana dwarf spheroidal galaxy: clues from the horizontal branch
我们报告了一个新的恒星形成的历史杜鹃矮球状星系，从一个新的角度看深HST/ACS色星等图。我们结合了主序星关闭和水平分支的信息，在比以前更精细的时间尺度上解决了古代恒星形成率。我们表明，杜鹃经历了三个主要阶段的恒星形成，两个非常接近在古代和最后一个结束之间的6和8 Gyr前。我们表明，水平分支上的三个离散的恒星群与杜鹃座恒星形成的不同情节有关。团块的空间分布表明，每一代恒星的浓度都比前一代更高。水平分支和主序星关闭的同时建模也使我们能够以前所未有的精度测量Tucana红巨星分支恒星的质量损失量，确认矮球体是研究低质量恒星高级演化的优秀实验室。
2019-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The HST/ACS Coma Cluster Survey: VII - Colour Gradients in Giant and Dwarf Early-Type Galaxies
使用深，高空间分辨率的成像从HST ACS后发座星系团财政部调查，我们确定的后发座星系团的早期型星系的颜色配置文件。从176个星系亮度比$M_\mathrm{F814W(AB)} = -15$等，光谱确认后发座的成员或确定的眼睛作为可能的成员，从他们的低表面亮度，数据提供了142个早型星系。通常，颜色特征与$\log(R)$呈线性关系，有时具有不同的核区域，通常与核簇相关的颜色更蓝。确定核组分外区域的颜色梯度。我们发现，几乎所有的颜色梯度是负的，无论是椭圆形和透镜状星系。最有可能的是，早期的研究报告矮星系中的正颜色梯度受到核团的蓝色影响，强调高分辨率数据对于解开星系中不同形态成分的颜色特性至关重要。矮星系的颜色梯度与椭圆星系的颜色梯度形成一个连续的序列，越暗的星等越浅。将这些颜色解释为金属丰度示踪剂，我们的数据表明后发座星系团中的矮星系和巨大的早期型星系在其外部的金属含量较少。我们没有发现环境对梯度影响的证据，尽管我们注意到我们的大多数星系都位于星系团的中心区域。对于一个已知形态类型的星系子集，S 0星系比椭圆星系具有更小的陡峭梯度。
2011-03-07 astro-ph.GA
Are all post-starbursts mergers? HST reveals hidden disturbances in the majority of PSBs
星系如何从蓝色的恒星形成螺旋转变为红色的静止早期星系？为了回答这个问题，我们分析了一组26个富含气体的、受冲击的星暴后星系，哈勃太空望远镜（HST）在B、I和H波段成像，斯隆数字巡天（SDSS）的i波段成像具有类似的深度，但分辨率较低。我们发现，在我们的样本中，后恒星爆发具有介于盘状和膨胀主导（Sérsic n $=1.7^{+0.3}_{-0.0}$）之间的中间形态，并且具有红色的膨胀，可能是由于核心中的尘埃遮蔽。当用HST观测时，我们样本中的大多数星系比规则星系（88%，对应于>3 $σ$显著性）更受形态扰动，不对称性和Sérsic剩余通量分数是最成功的扰动度量。大多数扰动在SDSS成像的较低分辨率下未被检测到。虽然约27%的星系是清晰的合并残留物，但我们发现另外约30%的样本中的扰动是内部的，由小尺度扰动或尘埃子结构引起，而不是潮汐特征，需要高分辨率成像来检测。我们发现了一个2.8 $σ$的证据表明，不对称特征在~ 2亿年的时间尺度上消失，并可能在~ 7.5亿年后完全消失，因此我们不排除所有后恒星爆发的可能合并起源，因为不对称特征可能已经消失。这项工作突出了小尺度扰动的重要性，仅在高分辨率成像中检测到，在理解过渡星系的结构演化。
2021-05-20 astro-ph.GA
A Uniform Census of Variable Stars in M101 Based on HST/ACS Photometry
CAS Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of the Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究中心）
该研究利用HST/ACS双波段时域测光对M101两个天区进行均匀变星普查，通过周期搜索和光变曲线建模等方法，产出含1417个候选体的星表，其中新发现420颗可靠造父变星，并公开数据以支持相关研究。
2026-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
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
Calibration of BVRI Photometry for the Wide Field Channel of the HST Advanced Camera for Surveys
我们提出了两个银河系球状星团，PAL 4和PAL 14，使用宽视场通道的高级相机的调查（ACS）上的哈勃太空望远镜（HST），并重新分析档案数据从第三个，NGC 2419。我们匹配我们的测光数百颗恒星在这些领域的ACS图像现有的，地面测光的微弱序列上校准的标准BVRI系统的兰多。这些恒星比通常用于HST校准目的的恒星要暗得多，因此更适合支持ACS科学目标的精密测光。我们能够推导出更准确的光度转换系数的常用的ACS宽带过滤器相比，那些发表的Quananni，等人。（2005），由于使用了一个因素的几个更多的校准星，跨越更大的颜色范围。我们发现，从每个集群单独推断的转换没有显着不同的平均值，除了一个小的偏移的光度零点在F850 LP过滤器。我们的研究结果表明，发表的处方的CCD电荷转移效率的时间依赖性校正似乎工作非常好，在~3.5年的时间间隔，跨越我们的观察PAL 4和PAL 14和归档图像的NGC 2419。
2011-03-01 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Discovery of Globular Cluster Candidates in the Dwarf Irregular Galaxy IC 2574 Using HST/ACS Imaging
本文利用HST/ACS成像在矮星系IC 2574中发现23个球状星团候选体，测得GC总数27±5、比频率4.0±0.8及暗晕质量log M200=10.93±0.08，并验证其符合GC系统质量-暗晕质量关系，为研究矮星系中大质量GC形成效率提供了近邻样本。
2024-02-26 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
Globular clusters in the outer Galactic halo: new HST/ACS imaging of 6 globular clusters and the Galactic globular cluster age-metallicity relation
本文给出了由哈勃空间望远镜（HST）F606 W、F814 W高级巡天照相机测光得到的6个球状星团的色星等图（CMD）。这6个星系在银河中心距离（Rgc）上形成了两个松散的分组：IC 4499、NGC 6426和鲁普雷希特106在约15-20 kpc，NGC 7006、帕洛马15和Pyxis在约40 kpc。CMD允许在每种情况下从主序列关闭来估计年龄。此外，Palomar 5的年龄（Rgc ~ 18 kpc）是使用档案HST宽视场行星照相机2 V，I测光估计的。年龄分析显示：IC 4499，Ruprecht 106和Pyxis比具有类似金属丰度的内晕GC年轻1-2 Gyr; NGC 7006和Palomar 5比它们的内晕对应物稍微年轻; NGC 6426和Palomar 15是样品中最贫金属的两个GC，在不确定性范围内与所有其他贫金属GC同时代。结合我们以前的努力，目前的样本提供了强有力的证据，银河系GC年龄-金属丰度关系由两个不同的分支。一个表明在银河系内部的快速化学富集，而另一个则表明在外晕中长时间的GC形成。后者是一致的外晕GC形成于矮星系，后来被银河系吸积。
2011-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Luminosity functions of globular clusters in five nearby spiral galaxies using HST/ACS images
本文利用哈勃空间望远镜的F435 W、F555 W和F814 W三种滤光镜的镶嵌图像，计算了五个邻近旋涡星系中球状星团（GC）的亮度函数。我们的搜索，这超过了所有以前的搜索在这些星系中覆盖的分数区域，导致在M81中检测到158个GC候选者，在M101中检测到1123个，在NGC 4258中检测到226个，在M51中检测到293个，在NGC 628中检测到173个。从这个数据集构建的LF，在校正相对较小的污染后，从变红的年轻星系团，是对数正态的性质，这是迄今为止只建立了银河系（MW）和仙女座螺旋星系之间。在四个哈勃光谱类型为Sc或更早的星系中，翻转时的星等（TO）对应于Mv（TO）=-7.41+/-0.14，与MW的Mv（TO）=-7.40+/-0.10非常一致。TO星等相当于一个老的、缺乏金属的星群的质量约为3 × 10^5 Msun。第五个星系M101的Mv（TO）比第一个星系暗约1.16等，它是哈勃望远镜类型的Scd。TO依赖于哈勃类型意味着早期型螺旋星系中的GC是经典的GC，具有普遍的TO，而晚期型星系中的GC人口主要是由旧的盘状星系团，这是在一般情况下质量较低。在我们的样本星系中的GC的径向密度分布遵循指数幂律指数的Sérsic函数，有效半径为4.0-9.5 kpc。样本星系中的GC在校正了星等和径向不完整因子后，平均比频为1.10+/-0.24。
2021-10-02 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
The ACS Fornax Cluster Survey. XII. Diffuse Star Clusters in Early-type Galaxies
弥散星团（DSC）是一种古老的、动态热的恒星系统，与球状星团（GC）相比，它具有更低的表面亮度和更长的形态。利用HST/ACS天炉座星系团巡天的图像，我们发现天炉座星系团中43个早型星系（ETG）中有12个拥有大量的DSC。结合HST/ACS室女星系团巡天的文献数据，我们系统地研究了DSC与GC的关系，以及它们的宿主星系环境。两个DSC主机是合并后的星系，大多数其他主机要么质量低，要么显示清晰的盘组件。我们发现，虽然在大质量星系中DSC与GC的数量比几乎是恒定的，但DSC与GC的比例在较低质量的宿主中变得系统性地更高。这表明DSCs在低密度环境中可能更有效地形成（或存活）。DSC宿主在星系团中的位置和星系色星等图上都没有什么特殊之处。然而，为什么一些盘状星系和低质量星系拥有DSC，而另一些星系没有，这仍然是一个谜。DSC主机和非主机的平均年龄是相似的，在类似的质量，这意味着形成效率，而不是生存，是不同的DSC数分数在早期类型的星系背后的原因。
2016-08-10 astro-ph.GA
Starburst to quiescent from HST/ALMA: Stars and dust unveil minor mergers in submillimeter galaxies at $z \sim 4.5$
在$z \geq 3$的尘埃笼罩、星爆、亚毫米星系（SMG）被认为是$z \geq 2$致密静止星系（cQG）的祖先。为了测试这种联系，我们提出了一个详细的空间分辨研究的恒星，尘埃和恒星质量的样本中的六个亚毫米明亮的星暴星系在$z \sim 4.5$。HST探测到的恒星紫外辐射是扩展的，不规则的，并显示出多个组件的证据。根据HST的信息，我们在静止坐标系光学上对斯皮策/IRAC数据进行了解混，发现这些系统正在进行轻微的合并，典型的恒星质量比为1：6.5。由ALMA追踪到的远红外区尘埃连续辐射，将大部分恒星形成定位在极其致密的区域（中值$r_{\rm{e}} = 0.70 \pm 0.29$ kpc），并且在所有情况下，它都与合并中质量最大的成分（中值$\log (M_{*}/M_{\odot}) = 10.49 \pm 0.32$）有关。我们比较空间分辨紫外斜率（$β$）地图与FIR尘埃连续研究红外过剩（$\rm{IRX} = L_{\rm{IR}}/L_{\rm{UV}}$）- $β$关系。SMG显示系统性高于标称趋势预期的$\rm{IRX}$值，表明FIR和UV发射在空间上是分离的。最后，我们表明，SMG落在质量大小的平面在较小的恒星质量和大小比cQGs在$z = 2$。考虑到由于正在进行的星爆和与小伴星的合并，$z = 4.5$和$z = 2$之间的恒星质量和大小的预期演变，…
2018-02-21 astro-ph.GA
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 Panchromatic STARBurst IRregular Dwarf Survey (STARBIRDS) Data
要了解低质量系统中恒星的形成，就需要整合不同波长下观测所得的信息。我们结合了新的和档案的多波长观测一组20附近的星暴和后星暴矮星系创建校准，均匀减少图像的数据档案。这些数据被命名为全色“星暴不规则矮巡天”（STARBIRDS）档案，可通过米库尔斯基太空望远镜档案馆（MAST）公开访问。这个档案的第一个版本包括来自星系演化探索者望远镜（GALEX），哈勃太空望远镜（HST）和斯皮策太空望远镜（斯皮策）MIPS仪器的图像。数据集包括通量校准的背景减除图像，其被配准到相同的世界坐标系。此外，还提供了一组图像，这些图像都经过裁剪以匹配HST视野。GALEX和Spitzer图像可提供前景和背景污染屏蔽。更大的GALEX图像扩展到4倍的星系的光学范围也可以使用。最后，HST图像卷积与5弧秒点扩散函数和重组的GALEX和斯皮策24微米图像的更大的像素尺度提供。未来的补充计划，将包括在其他波长的数据，如斯皮策IRAC，地面阿尔法，钱德拉X射线，和绿岸望远镜HI成像。
2016-11-15 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 True Durations of Starbursts: HST Observations of Three Nearby Dwarf Starburst Galaxies
星暴的持续时间是影响星系演化的一个基本参数，但到目前为止，对星暴持续时间的观测限制还没有很好地建立起来。在这里，我们研究了三个附近矮星系最近的恒星形成历史（SFHS），以使用统一和一致的方法严格量化其星暴事件的持续时间。我们发现，爆发的范围从~200 - ~400万年的持续时间解决之间的紧张关系的较短的时间尺度经常来自观测与较长的时间尺度来自动力学参数。如果这三个星暴是矮星系中典型的星暴，那么在以前的研究中与星暴相关的短时间尺度（3 - 10百万年）最好被理解为“闪烁”事件，这只是较大星暴的一小部分。在这三个附近的矮星样本中，爆发不是局部事件。所有这三个系统都显示出恒星形成的爆发水平，无论是在高恒星密度区域还是低恒星密度区域。增强的恒星形成在爆发期间围绕星系移动，覆盖了星系的大部分区域。这些大规模、长时间的爆发可以显著影响宿主星系的结构、动力学和化学演化，并且可以是“超级风”的前身，这些超级风将大部分最近化学富集的物质从星系驱动到星系际介质中。
2009-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Astrometry with MCAO: HST-GeMS proper motions in the globular cluster NGC 6681
目标：第一次测试了Gemini-South上的多共轭自适应光学（MCAO）设备GeMS与GSAOI相机的天体测量能力，以量化确定银河系球状星团NGC 6681中恒星自行的精度。研究方法：自行从HST/ACS的一个样本的恒星已经是可用的，这使我们能够构建一个失真的参考在时代的GeMS观测，用于测量和校正的时间变化的失真为每个GeMS曝光。通过这种方式，我们能够将校正后的GeMS图像与第一历元的HST/ACS图像进行比较，以恢复人马座矮球状星系相对于NGC 6681的相对自行。结果如下：我们发现这是（μ_αcosδ，μ_δ）=（4.09，-3.41）mas/yr，它与以前的HST/ACS测量结果相匹配，具有非常好的精度（0.03 mas/yr）和相当的精度（r.m.s为0.43 mas/yr）。结论：这项研究成功地证明了，利用MCAO辅助的地基相机，可以在相当大的视场（85 arcsec × 85 arcsec）内测量高质量的自行，并首次成功地测试了GeMS在多历元数据上的性能。
2016-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Hubble Legacy Fields (HLF-GOODS-S) v1.5 Data Products: Combining 2442 Orbits of GOODS-S/CDF-S Region ACS and WFC3/IR Images
我们已经向MAST提交了哈勃遗产场（HLF）项目的1.5版本数据发布，覆盖了来自HST存档程序AR-13252的GOODS-S（ECDF-S）区域的25 x 25弧分区域。该版本结合了哈勃两个主要相机的曝光，即高级巡天相机（ACS/WFC）和宽视场相机3（WFC 3/IR），从2002年年中到2016年底拍摄了十多年。HLF基本上包含了所有的光学（ACS/WFC F435 W，F606 W，F775 W，F814 W和F850 LP滤波器）和红外（WFC 3/ IR F098 M，F105 W，F125 W，F140 W和F160 W滤波器）数据，这些数据是哈勃在原始CDF-S区域拍摄的，包括GOODS-S，ERS，CANDELS和许多其他程序（总共31个）。这些数据已经在https://archive.stsci.edu/prepds/hlf/上发布，作为具有共同天体测量参考系的图像，以及相应的逆方差权重图。我们提供了一个图像每个过滤器的WFC 3/IR图像在60 mas每像素分辨率和两个ACS/WFC图像每个过滤器，在30和60 mas每像素。由于这一全面的数据集综合了GOODS-S/CDF-S上31个方案的数据，因此AR提案将MAST产品的全球名称定为“哈勃遗产场”，该区域则以“HLF-GOODS-S”标识。该数据集补充了Frontier Fields计划。在2442个轨道的…
2017-05-11 astro-ph.GA
The ACS Nearby Galaxy Survey Treasury VII. The NGC 4214 Starburst and the Effects of Star Formation History on Dwarf Morphology
我们提出了深哈勃太空望远镜宽视场行星相机2（WFPC 2）光学观测作为ACS邻近星系调查金库（ANGST）的一部分，以及早期发布的宽视场相机3（WFC 3）紫外和红外观测附近的矮恒星爆发星系NGC 4214。我们的数据提供了一个详细的例子，说明如何覆盖如此广泛的波长范围，为约束恒星星族的物理性质提供了一个强大的工具。最深的数据达到了M_F814W-0.2的古老红色团块。所有的光学数据达到主序列关闭的恒星年龄小于3亿年，和蓝色的He燃烧序列的恒星年龄小于5亿年。完整的CMD拟合分析表明，我们的数据集中的所有三个领域都与约75%的恒星质量年龄超过8 Gyr相一致，尽管目前的恒星形成率范围很广。因此，我们的研究结果表明，NGC 4214的尺度长度一直保持相对恒定的许多陀螺。正如其他人之前指出的那样，我们还发现该星系最近增加了产量，这与其明亮的紫外线光度及其紫外线明亮的大质量恒星的数量一致。在中心区域，我们发现F336 W亮度为-9.9的UV点源。在恒星演化模型中，这些恒星的亮度与质量至少为52-56 M_sun、年龄接近400万年的恒星相当。假设一个标准的IMF，我们的CMD很好地拟合了1亿年前开始的恒星形成率的增加。这个晚型矮星的恒星星族与NGC 404的恒星族进行了比较，NGC 404是一个早型矮星，也是当地环境中质量最大的星系。晚期型矮星似乎具有类似的高比例的古代恒星，这表明这些主…
2011-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Joint Survey Processing. III. Compact Oddballs in the COSMOS Field -- Little Red Dots and Transients
本文利用HST棱栅光谱观测COSMOS场红移6的暗弱AGN候选体，发现其中一个为比JWST样本亮3星等的“小红点”类天体，并给出AGN光度函数上限，其余天体被推测为衰减时标至多6年的暂现源。
2025-04-09 astro-ph.GA
The ACS Fornax Cluster Survey. III. Globular Cluster Specific Frequencies of Early-Type Galaxies
球状星团（GC）比频率（$S_N$），定义为每单位星系光度的GC数量，代表了与场星相比，GC形成（和生存）的效率。尽管人们天真地认为，恒星团簇形成应该与恒星的形成直接成比例，但这种效率在星系之间差异很大。为了探索这种变化，我们测量了z波段GC特定频率（$S_{N,z}$）的43个早期型星系（ETGs）从哈勃太空望远镜（HST）/高级相机巡天（ACS）天炉座星系团巡天。结合Peng等人（2008）HST/ACS室女座星系团巡天中100个ETG中$S_{N,z}$的均匀测量结果，我们研究了在一系列星系性质范围内，$S_{N,z}$对质量和环境的依赖性。我们发现，$S_{N,z}$的行为相似的两个星系团，尽管集群的数量级的质量密度的差异。中等质量ETG（$-20<M_z<-23$）的$S_{N,z}$很低，并随着星系光度的增加而增加。平均而言，它在低质量时被提升，但在稠密环境中的星系驱动下会有很大的散射。具有最强潮汐力的致密环境似乎剥夺了低质量星系的GC系统。然而，在低质量的星系，不是在强大的潮汐场，更密集的环境与增强GC的形成效率。通过推断的晕质量进行归一化，GC质量分数$η=(3.36\pm0.2)\times10^{-5}$对于具有恒星质量$\mathcal{M}_\star \lesssim 3\times10^{10}M_\odot$的ETG是恒定的，与以前的研究一致。GC的分…
2019-04-15 astro-ph.GA
HST UV Spectroscopy of the Dwarf Starburst Galaxy Pox 186
本文利用 HST/COS 深场紫外观测分析矮星暴星系 Pox 186 的恒星族群、C/O 丰度、中性气体与电离辐射逃逸，并解释其微弱 He II 发射。
2023-08-21 astro-ph.GA
New HST WFC3/UVIS observations augment the stellar-population complexity of omega Centauri
我们使用档案多波段哈勃太空望远镜的观测获得的宽视场相机3在紫外光通道，提出新的重要观测结果的颜色星等图（CMD）的银河系球状星团欧米茄半人马座。紫外WFC 3数据已与现有的WFC/ACS光学波段数据相结合。新的CMD是由来自八个不同波段的颜色组合而成的，它揭示了一个比以前确定的更为复杂的恒星星族。本文讨论了详细的形态学的CMD。
2010-06-21 astro-ph.GA
COS-Burst: Observations of the Impact of Starburst-Driven Winds on the Properties of the Circum-Galactic Medium
我们报告的观测与宇宙起源光谱仪（COS）的哈勃太空望远镜（HST）使用背景类星体探测环银河系介质（CGM）周围的17个低红移星系正在经历或最近经历了一个强大的星暴（COS突发计划）。视线延伸到星系晕的维里半径。我们从COS/HST档案中构建了正常恒星形成的低红移星系的控制样本，这些样本在星系恒星质量和碰撞参量方面与星爆相匹配。我们发现了明确的证据表明，与控制星系相比，恒星暴增周围的CGM系统地不同。Ly $α$、Si III、C IV和可能的O VI吸收线随碰撞参量的变化而变强，C IV/Ly $α$和Si III/Ly $α$的等效宽度比都大于正常的恒星形成星系。我们还发现，Ly $α$吸收线的宽度和速度偏移（相对于$v_{sys}$）在恒星暴增的CGM中明显更大，这意味着吸收材料的速度大约是晕维里速度的两倍。我们表明，这些属性可以理解为一个恒星暴驱动的风和预先存在的CGM之间的相互作用的结果。这些结果强调了强烈恒星形成星系驱动的风在帮助推动星系和星系际介质演化方面的重要性。他们还提供了一个新的探索性质的恒星暴驱动的风和CGM本身。
2017-07-19 astro-ph.GA
HST/ACS Imaging of Omega Centauri: Optical Counterparts of Chandra X-Ray Sources
我们目前的搜索结果的光学对应的X射线源和朝向球状星团欧米茄半人马座（NGC 5139）使用的高级相机的调查（ACS）的哈勃太空望远镜。ACS数据由使用F625 W、F435 W和F658 N滤波器获得的宽场通道（WFC）图像组成;我们用9个点覆盖了星团的中心~10'x10'，并包含109个已知的钱德拉源。我们发现有前途的光学对应的59个来源，其中40个可能与集群。其中包括27个候选激变变星（CV），其中24个是首次报道。其中14个CV候选者非常微弱，绝对星等在M_625 = 10.4 - 12.6之间，使它们的亮度与SDSS中发现的最小周期附近的场CV相当（Gansicke et al. 2009）。其他的光学对应物包括三个BY Dra候选者，一个可能的蓝离散星，和一个先前报道的静态低质量X射线双星（Haggard等人，2004）。我们还确定了三个前景恒星和11个可能的活动星系核。最后，我们报告了一组七颗恒星的发现，它们的X射线性质暗示着磁活动双星，它们的光学对应物位于ω Cen中富含金属的异常巨星和亚巨星分支上或非常接近。如果这七颗恒星与RGB/SGB-a恒星之间的明显关联是真实的，那么这个富含金属的恒星群中的X射线源的频率相对于星团中的其他巨星和次巨星群至少增加了5倍。如果这些恒星不是富金属星族的成员，那么它们将使ω Cen中已确认的红色离散星（也称为次亚巨星）的总数达到20颗…
2012-12-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
An Ultraviolet Spectroscopic Atlas of Local Starbursts and Star-Forming Galaxies: The Legacy of FOS and GHRS
利用哈勃空间望远镜（HST）的暗天体摄谱仪（FOS）和戈达德高分辨率摄谱仪（GHRS）在100 km/s的光谱分辨率下观测了28个局部星暴星系和恒星形成星系的46个静止帧紫外光谱。我们比较了HST光谱和同一星系的低分辨率国际紫外探测器（IUE）光谱，发现了系统的差异：在HST的~1角秒孔径下观测到的亮星团提供了IUE 10角秒× 20角秒孔径下观测到的星暴亮度的15%;它们更蓝，有更强的星风特征，这表明HST光圈优先放置在爆发的最年轻区域。相比之下，从星际介质（ISM）产生的线在大孔径和小孔径观测中显示出相似的等效宽度，这表明从大尺度到小尺度的ISM特性相似。为了量化恒星形成星系的紫外光谱形态，我们创建了一组类似于标准光学舔指数的紫外线指数。我们讨论了紫外光谱形态和星系宿主性质之间的关系。我们提出了我们的图集FOS和GHRS光谱印刷和电子。该数据集是有用的基线与观测的恒星形成星系在高红移的休息帧紫外光谱进行比较。
2010-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatial segregation impact on star formation in nearby dwarf spheroidal galaxies
利用我们的HST/ACS观测最近发现的孤立的矮球状星系，我们均匀测量它们的恒星形成历史。我们确定了恒星形成率作为时间的函数，以及年龄和金属丰度的恒星星族。所有天体都显示出复杂的恒星形成历史，其中相当一部分恒星形成于10-13 Gyr前。然而，中世纪的恒星（1-8 Gyr）被提出。为了理解恒星形成参数如何影响dSphs的演化，我们还研究了不同环境下的最近dSphs样本：孤立的（d < 2 Mpc）;超出本群维里半径（但在本群零速度球内）;以及位于维里带（300 kpc）内的M 31卫星。使用档案HST/ACS观测，我们测量了它们的恒星形成历史。所获得的参数的比较分析，使我们能够区分可能的影响的空间隔离的dSphs的演变情况。
2021-01-21 astro-ph.GA
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
HST Survey of the Orion Nebula Cluster in ACS/Visible and WFC3/IR Bands. IV. A Bayesian multi-wavelength study of stellar parameters in the ONC
本研究利用贝叶斯方法对猎户座星云星团的多波段光度数据进行分析，推导恒星参数，发现质量分层延伸至亚太阳质量，恒星形成主要发生在约 1 Myr 前，且吸积过程由 X 射线驱动光致蒸发主导。
2024-03-14 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Image modeling of compact starburst clusters: I. R136
HST数据质量的不断进步，最近的多波长高分辨率光谱学和大型望远镜地面自适应光学的高对比度成像需要R136的建模，以了解其性质和演变阶段。为了得到R136的最佳合成多波长图像，我们需要模拟动力学和恒星演化、质量分离和双星分数对年轻大质量星系团生存的影响，并将R136在LMC中的初始参数设置为这个著名星系团的现有知识。我们使用NBODY 6代码产生了一系列32个年轻的大质量星系团。每个集群跟踪足够的时间样本，以遵循R136在其早期阶段的演变。为了将NBODY 6模拟与观测数据进行比较，我们根据代码的输出创建了合成图像。我们使用TLUSTY和KURUCZ模式大气产生HST/WFPC 2过滤器中的通量。日内瓦等时线被用来追踪恒星的演化。然后，我们从合成场景中获得了在F814 W滤波器（790.48nm）中HST/WFPC 2空间分辨率下的可观测参数。利用团簇的表面亮度分布、半光半径、质量函数和近邻半径等参数对R136进行了表征。我们通过在HST的相同分辨率、像素尺度和FOV下创建合成场景，将R136的模拟与其HST图像进行了比较。我们对图像进行了与真实图像相同的光度分析。在提取了恒星源后，我们估算了R136的质量函数、表面亮度剖面、半光半径和近邻半径。对这些标准的解释表明，最初的非隔离群集情景更能代表R136。这一结果支持了大质量恒星是通过吸积而不是碰撞形成的。
2016-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
