具有GALEX II的球状星团的UV性质。综合色彩

从GALEX到WISE矮椭圆星系的颜色

Colors of Dwarf Ellipticals from GALEX to WISE

本文对60颗按形态学方法选取的矮椭圆星系进行了多色测光。样本使用GALEX、SDSS和WISE的数据来研究NUV、ugri和W1（3.4 μ m）滤光片中的颜色。我们证实了蓝移的颜色-星等关系的矮椭圆，相比CMR明亮的椭圆，在以前的研究中看到的。然而，我们发现在整个紫外线到近红外线的dE的颜色偏差是一个强烈的信号，一个年轻的矮椭圆，一个表明平均年龄降低与较低的恒星质量。低质量dE的平均年龄为4 Gyrs，平均[Fe/H]值为-1.2。年龄和金属丰度增加到最大的dE，平均年龄类似于正常的椭圆星系（12 Gyrs），金属丰度最低（[Fe/H] = -0.3）。推导出初始恒星形成率的dE的，结合其目前的金属丰度和中心恒星密度，表明场LSB矮星和集群dE的，其中集群环境停止恒星形成dE的触发一个单独的进化路径之间的连接。

Arp 305中的候选潮汐矮星系：矮拆离和球状星团形成的教训

Candidate Tidal Dwarf Galaxies in Arp 305: Lessons on Dwarf Detachment and Globular Cluster Formation

为了寻找潮汐矮星系（TDGs）和研究潮汐特征中的恒星形成，我们正在使用GALEX望远镜对从Arp（1996）Atlas中选择的相互作用星系进行大型紫外成像调查。作为这项研究的一部分，我们提出了一个GALEX紫外和SDSS和SARA光学研究的气体丰富的相互作用星系对Arp 305（NGC 4016/7）。GALEX的紫外线数据揭示了更广泛的扩散紫外线发射和恒星形成外的磁盘。这包括两个星系之间的发光恒星形成区，以及潮汐尾中的一些这样的区域。我们已经在Arp 305中发现了45个年轻恒星形成团，包括几个TDG候选者。通过比较紫外线和光学颜色的人口合成模型，我们确定，团块是非常年轻的，有几个年龄约为600万年。我们并没有发现许多中间年龄的团块，尽管最后一次最近的相遇是在大约3亿年前。我们已经使用了光滑粒子流体动力学代码来模拟的相互作用，并确定星团和候选TDG的命运。

用GALEX和Gaia研究红团星的紫外光学色-金属丰度关系

An Ultraviolet-Optical Color-Metallicity relation for Red Clump Stars using GALEX and Gaia

虽然核心燃烧氦的红色团簇（RC）恒星在紫外线波长下很微弱，但它们的紫外光颜色是一种独特且可获得的物理性质探测器。利用GALEX全天成像巡天、Gaia数据发布2和SDSS APOGEE DR 14巡天的数据，我们发现光谱金属丰度与RC星在紫外光学色星等图中的位置密切相关。与（G $_{BP}$- G $_{RP}$）$_0$中的0.7星等范围相比，RC在（NUV-G）$_0$颜色中具有超过4星等的宽范围.我们提出了一个光度计，尘埃校正，紫外光学（NUV-G）$_0$颜色金属丰度[Fe/H]关系使用的5,175个RC星的APOGEE样本。我们发现，这种关系有一个0.28德克斯的散射，更容易获得大，宽场样品比光谱金属丰度。重要的是，这种效果可能与其他研究中归因于消光的RC颜色的扩散相当。

$GALEX$波段的紫外消光

The Ultraviolet Extinction in the $GALEX$ Bands

与光学波段和红外波段相比，紫外波段的星际消光效应最为严重，准确测定紫外波段的消光效应对正确恢复天体的紫外亮度和颜色起着重要作用。根据LAMOST光谱巡天的恒星参数和$GALEX$、APASS巡天的光度测量结果，通过寻找在给定的有效温度和金属丰度范围内观测到的最蓝颜色，导出了恒星的内禀色$C^0_{\rm B,V}$、$C^0_{\rm NUV,B}$、$C^0_{\rm FUV,B}$和$C^0_{\rm FUV,NUV}$。利用导出的内禀色，计算了大约25，000颗A型和F型矮星的紫外色过量。通过分析色过量比，得出了与$GALEX$ UV谱带相关的消光定律：$E_{\rm NUV,B}$ / $E_{\rm B,V} = 3.77$、$E_{\rm FUV,B}$ / $E_{\rm B,V} = 3.39$、$E_{\rm FUV,NUV}$ / $E_{\rm B,V} = -0.38$。结果与以前在$NUV$波段的工作以及Fitzpatrick（1999）推导的$R_{\rm V}=3.35$的消光曲线吻合得很好。

从GALEX和UVOT波段大规模获取紫外色余信息

Massive Acquisition of Ultraviolet Color Excess Information from GALEX and UVOT Bands

本研究结合恒星参数、随机森林算法和蓝端方法，从GALEX和UVOT波段获取了千万级恒星的紫外色余并构建高分辨率消光图，发现紫外数据导出的\rv分布与红外光学结果存在显著差异，质疑单参数消光律的普适性。

GALEX/S4G表面亮度和颜色分布目录- I。镓的表面光度学和色度学

The GALEX/S4G Surface Brightness and Color Profiles Catalog - I. Surface Photometry and Color Gradients of Galaxies

我们根据$\textit{Galaxy Evolution Explorer}$（GALEX）和IRAC 1（3.6 $μ$ m）从$\textit{Spitzer Survey of Stellar Structure in Galaxies}$（S $^{4}$ G）获得的图像，在FUV和NUV中提出了新的空间分辨表面光度学（Sheth等人，2010年）。我们分析了1931个邻近星系（z $<$ 0.01）的径向表面亮度轮廓$μ_{FUV}$、$μ_{NUV}$和$μ_{[3.6]}$，以及（FUV $-$ NUV）、（NUV $-$ [3.6]）和（FUV $-$ [3.6]）颜色的径向轮廓。对3.6 $μ$ m表面亮度剖面的分析还使我们能够以准自动的方式分离出凸起和盘的成分，并将它们的光和颜色分布与Boissier & Prantzos（2000）的星系盘演化的化学分光光度模型预测的光和颜色分布进行比较。指数盘的组成部分是最好的隔离设置一个内部的径向截止和恒星质量表面密度的表面亮度上限。最佳拟合模型的测量规模的长度和中心表面亮度值产生分布的自旋和圆周速度的两个因素内，通过直接运动学测量获得的。我们发现，在表面亮度比$μ_{[3.6]}=20.89$ mag arcsec $^{-2}$暗，或低于$3\times 10^{8}$ $M_{\odot}$千秒差距$^{-2}$的…

用GALEX观测类星体的时间尺度相关色变

The Timescale-Dependent Color Variability of Quasars Viewed with GALEX

在Sun et.例如，利用SDSS $g/r$波段光变曲线，在条纹82中发现类星体的颜色变化，即越亮越蓝的趋势，是依赖于时间尺度的。这种时间尺度依赖性，即，在较短的时间尺度上的蓝色变化，支持类星体的紫外/光学变化的热涨落起源，并可以很好地模拟与非均匀吸积盘模型。在本文中，我们的研究扩展到更短的波长在休息帧（下至极端紫外线），使用GALLESS演化探测器（GALEX）光度数据收集的类星体在两个紫外波段（近紫外和远紫外）。我们开发蒙特卡罗模拟，以纠正可能的偏见，由于相当大的光度不确定性在GALEX光变曲线（特别是在远紫外，相比SDSS $g/r$带），否则可能会产生人为的结果。我们安全地证实了先前发现的时间尺度依赖的颜色变化与独立的数据集和较短的波长。我们进一步发现，颜色变化的幅度和时间尺度之间的相关性的斜率，但似乎甚至比预测的非均匀磁盘模型，它假设磁盘波动遵循阻尼随机游走过程更陡峭。与在远紫外下观察到的结构函数相比，在较长波长下观察到的结构函数要平坦得多，这意味着在产生静止框架极端紫外辐射的内盘中偏离DRW过程。

2K近邻S $^{4}$ G星系外区的UV-IR色廓线

UV-IR color profiles of the outer regions of 2K nearby S$^{4}$G galaxies

我们提出了我们的新的，空间分辨，测光FUV和NUV从GALEX获得的图像，和IRAC 1（3.6 $μ$ m）的斯皮策太空望远镜获得的测光。我们分析了斯皮策巡天银河系（S $^{4}$ G）星系（d $<$ 40 Mpc）样本中的表面亮度轮廓$μ_{\rm{FUV}}$、$μ_{\rm{NUV}}$、$μ_{[3.6]}$，以及（FUV-NUV）、（FUV - [3.6]）和（NUV - [3.6]）颜色的径向演化。我们从（FUV-NUV）与（NUV - [3.6]）色-色图中定义了GALEX蓝序列（GBS）和GALEX红序列（GBR），它们分别由晚型恒星形成星系和静止早型星系构成。虽然GBS星系的大部分圆盘径向变蓝，而GRS星系保持不变，但中间GALEX绿谷（GGV）星系的大部分（$>$ 50%）外盘变得更红。一个由外向内的淬火机制，如环境相关的机制，如饥饿或冲压压力剥离可以解释我们的结果。

GALEX紫外室女室女星系团巡天（GUViCS）。VII .：BCG UV向上翻转，且FUV-NUV颜色最高红移0.35

The GALEX Ultraviolet Virgo Cluster Survey (GUViCS). VII.: BCG UV upturn and the FUV-NUV color up to redshift 0.35

在低红移时，早型星系通常在1000-2500 nm范围内表现出随着波长的减小而增加的通量，称为“紫外线上升”。这一现象的起源是有争议的，它的演化与红移是不受约束的。所观察到的GALEX FUV-NUV颜色可用于探测约红移0.5的UV上转。目标：我们提供的存在的紫外线上翻红移$\sim$ 0.4的最明亮的星系团（BCG）位于后面的室女星系团，使用数据从GUViCS调查的限制。方法：我们估计GALEX远紫外（FUV）和近紫外（NUV）观测到的幅度BCGs从maxBCG目录中的GUViCS字段。我们增加了非局域星系的数量确定为BCGs与GALEX测光从几十个星系到166（64时，限制这个样本相对较小的误差条）。我们还估计了20弧秒孔径内的中心色。通过使用maxBCG星表中的$r$波段光度，我们可以将最近恒星形成的蓝色FUV-NUV和候选的上升情况分开。我们使用利克指数来验证它们的相似性红移0的上翘情况。研究结果：我们清楚地检测到一个人口的蓝色FUV-NUV BCGs的红移范围为0.10-0.35，大大提高了现有的限制，在这些时代，通过增加研究的星系数量，并通过探索一个红移范围，没有以前的数据（超过0.2），跨越一个以上的陀螺在过去。这些星系带来了新的限制，可以帮助区分有关恒星星族造成紫外线上升现象的假设。在红移0.25附近存在大量的UV上弯有利于文献中提出的源之间的二元通道的存在。

M31和银河系球状星团半光半径、亮度和UBV色的比较

A Comparison Between the Half-Light Radii, Luminosities, and UBV Colors of Globular Clusters in M31 and the Galaxy

银河系和仙女座星系经历了截然不同的进化历史。然而，我们发现这两个星系最终形成了球状星团系统，其中单个星系团的半光半径分布难以区分。此外，在M31和银河系中的球状星团都被发现具有与它们的光度无关的半径。在这方面，球状星团与半光半径和光度紧密相关的早型星系有很大的不同。M31中富含金属的球状星团比银河中的球状星团体积稍大。发现仙女座星系中的球状星团比频率明显高于银河系。目前的讨论是基于107个银河系球状星团和200个M31中假定的球状星团，它们的UBV测光是可用的。

M31中39个球状星团的光谱能量分布和年龄估计

Spectral Energy Distributions and Age Estimates of 39 Globular Clusters in M31

本文补充了Jiang等（2003）在北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）测光系统综合测光的基础上研究了172个M31球状星团（GC）和Battistini等（1987）的球状星团候选者的工作。在这里，我们提出了剩余的39个M31 GC和候选者的CCD测光数据（在BATC系统中）。此外，通过比较我们的精确测光与更新的理论恒星合成模型，35个GC的年龄受到限制。我们在远紫外和近紫外以及2 MASS红外$JHK_s$数据中使用GALEX的光度测量，并结合光学光度测量。除两个星系团外，其余样品GC的年龄均大于1Gyr。它们的年龄分布表明，大多数样本集群的年龄小于6 Gyr，峰值约为3 Gyr，尽管众所周知的旧GC的“通常”补充（即，与银河系大多数GC年龄相似的GC也存在。

非线性色-金属度关系下的球状星团质量-金属度关系

The Mass-Metallicity Relation of Globular Clusters in the Context of Nonlinear Color-Metallicty Relations

河外球状星团（GC）星族研究的两个最新经验进展是蓝色GC的色-星等关系（“蓝色倾斜”）和光学GC色与金属丰度的非线性关系。颜色-星等关系被解释为质量-金属丰度关系，被认为是自富集的结果。非线性颜色-金属丰度关系已经被证明可以从单峰金属丰度分布产生双峰颜色分布。我们模拟GC人口，包括质量金属丰度标度关系和非线性颜色金属丰度关系的理论和观测的动机。根据假设的金属丰度范围和GC光度函数（GCLF）的宽度，我们发现，模拟的人口可以有双峰的颜色分布与“蓝色倾斜”类似的观察，即使金属丰度分布出现单峰。产生这些特征的模型具有相对高的平均GC金属丰度和几乎相等的蓝峰和红峰，这是巨大椭圆星系的特征。在矮椭圆星系典型的金属丰度模型中，蓝色倾斜不太明显;这些星系中较窄的GCLF在降低其色星等斜率的重要性方面具有更大的影响。我们严格审查的证据，非线性与双峰金属丰度的解释的特点双峰颜色直方图的巨型椭圆，并得出结论，这个问题仍然是开放的。我们讨论了进一步的理论和观测进展的前景，在约束这里提出的模型，并揭示真正的河外球状星团系统的金属丰度分布。

巨椭圆星系团球状星团系统的色-星等关系：球状星团质量损失和恒星初始质量函数的影响

Color-Magnitude Relations within Globular Cluster Systems of Giant Elliptical Galaxies: The Effects of Globular Cluster Mass Loss and the Stellar Initial Mass Function

最近的几项研究为大质量椭圆星系中的“底部重”恒星初始质量函数提供了证据。在这里，我们研究了IMF形状对最近发现的此类星系中的球状星团（GC）之间的颜色-星等关系（CMR）的影响。为此，我们使用的GC质量损失的计算由于恒星和动力学演化评估（一）形状的恒星质量功能的GC后，12 Gyr的演化作为当前GC质量的函数，以及它们对集成光的颜色和质量-光比的影响，和（ii）它们的影响GC自富集的影响使用2009年的“参考”模型的Bailin & Harris。至于贫金属GC类，我们发现观察到的CMR的形状（通常被称为“蓝倾”）是非常好地再现贝林和哈里斯的参考自富集模型，一旦12 Gyr的GC质量损失被考虑在内。国际货币基金组织对这一结果的影响是微不足道的。然而，我们发现，如果IMF是底部重的（例如，在$dN/dM \propto M^α$中的$-3.0 <~ α<~ -2.3$），这使得太阳质量以下的恒星质量函数相对强烈地依赖于GC质量。这进一步证明了在巨型椭圆星系中富含金属的恒星星族是由底部重的IMF形成的。

极端UV类星体

Extreme UV QSOs

我们提出了一个样本的光谱证实类星体的FUV-NUV颜色（GALEX测光测量）比典型的类星体模板，比大多数已知的类星体蓝。我们分析了它们的FUV到NIR颜色、光度和光谱。该样本包括一组150个低红移（z $<$ 0.5）的天体，以及一组21个红移为1.7 $<$ z $<$ 2.6的天体。对于低红移天体，“蓝色”FUV-NUV颜色可能是由增强的Ly $α$发射引起的，因为Ly $α$从z=0.1到z=0.47穿过GALEX FUV带。合成类星体模板构建与赖氨酸$α$高达3倍强于标准模板匹配我们的低红移样品的紫外线颜色。H $α$发射增加，并且随着绝对UV光度的增加，光谱变得更蓝。红移约为2的紫外-蓝色类星体，其中GALEX带的样本重帧约为450- 590 A（FUV）和约590- 940 A（NUV），比在NUV中类似红移的紫外-正常类星体的平均值要暗，而它们在其他波段的光度相当。因此，我们推测，他们观察到的FUV-NUV颜色可能是由陡峭的通量上升到短波长和低于莱曼极限的尘埃吸收，如小颗粒或结晶碳的组合来解释。可以在10个天体中测量到Ly $α$与CIV的比值;它高于（平均30%）紫外正常类星体，接近于冲击或碰撞电离的预期值。完整版本可从供应商网站获得：http://dolomiti.pha.jhu.edu/papers/2009_AJ_Extreme_UV_QSOs.pdf

Search for Ultraviolet Luminous Objects in GALEX data

Selection of extreme objects in the data from large-scale sky surveys is a powerful tool for the detection of new classes of astrophysical objects or rare stages of their evolution. The cross-matching of catalogues and analysis of the color indices of their objects is a usual approach for this problem which has already provided a lot of interesting results. However, the analysis of objects that are found in only one of the surveys, and absent in all others, should also attract close attention, as it may lead to the discovery of both transients and objects with extreme color values. Here we rep…

球状星团的非线性颜色-金属丰度关系。III。球状星团系统与其母星系椭圆星系金属丰度的差异

Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. III. On the Discrepancy in Metallicity between Globular Cluster Systems and their Parent Elliptical Galaxies

河外天文学的难题之一是观测到的早期型星系的两个主要恒星组成部分--球状星团（GC）和晕场星之间的金属丰度分布函数（MDF）的差异。这通常被认为是GC系统和它们的母星系之间高度分离的演化历史的证据。然而，在这里，我们表明，在连接所观察到的GC颜色，其内在的金属性的新发展建议非线性颜色-金属性转换，这将观察到的颜色分布转化为强峰值，单峰的MDF与广泛的贫金属的尾巴。值得注意的是，推断的GC MDFs是类似的解析场星附近的椭圆星系的MDFs和化学演化模型的星系。气相色谱仪的形状，其特征是一个尖锐的峰与金属贫尾部，表明一个几乎连续的化学富集与一个相对较短的时间尺度。特征形状出现在宿主星系质量的三个数量级上，表明各种GC系统之间存在普遍的化学富集过程。由于GC比同一星系中的场星更蓝，因此GC的化学富集过程可能比场恒星星族的化学富集过程更早停止，如果是这样的话，GC优先追踪星系形成中主要的、充满活力的恒星形成事件。我们进一步提出了GC系统之间可能存在的系统性年龄差异，即在更明亮的星系中GC系统更老。这与星系的缩小范例一致，并支持GC和场星共享的类似性质。我们的发现表明GC系统和它们的母星系比以前认为的有着更共同的起源，因此大大简化了星系形成的理论。

球状星团的非线性颜色-金属丰度关系。II。使用u波段颜色的颜色双峰非线性情况的测试：M87（NGC 4486）的情况

Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. II. A Test on the Nonlinearity Scenario for Color Bimodality Using the u-band Colors: The Case of M87 (NGC 4486)

大多数大椭圆星系中的球状星团（GCs）的光学色分布是双峰的。基于GC颜色与其金属丰度之间的线性关系，双峰性被认为是每个星系中存在两个具有不同金属丰度的GC子系统的证据，并在星系形成的背景下产生了许多理论。然而，最近的观察和GC建模表明，颜色-金属丰度关系（CMR）是有变化的，因此颜色可能以非线性方式跟踪金属丰度。非线性可以从广泛的潜在金属丰度分布产生双峰颜色分布，即使它是单峰的。尽管意义深远，但CMR是否是非线性的，以及非线性是否确实导致了颜色双峰性仍然是一个悬而未决的问题。鉴于CMRs的光谱细化仍然是非常具有挑战性的，我们在这里提出了一种新的光度技术来探测可能的非线性性质的CMRs。本质上，GC的颜色分布是其金属丰度的“投影”分布。由于CMR的形式取决于所使用的颜色，因此颜色分布的形状根据颜色而显著变化。在其他光学颜色中，u波段相关颜色（例如，u-g和u-z）在理论上被预测比其它优选的CMR（例如，对于g-z）。作为一个案例研究，我们进行了HST/WFPC 2档案U带光度的M87（NGC 4486）GC系统与确认的颜色双峰。我们发现，u带的颜色分布是显着不同的g - z，并与我们的模型预测一致。随着更多的u波段测量，该方法将支持或排除非线性CMR的情况下，GC颜色双峰的起源具有高的置信度。[删节]

球状星团的非线性颜色-金属丰度关系。VIII。室女座和天炉座星系团中单个球状星团系统的再现色分布

Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. VIII. Reproducing Color Distributions of Individual Globular Cluster Systems in the Virgo and Fornax Galaxy Clusters

早型星系中球状星团的颜色分布在形态上表现出很大的差异。基于GC的颜色和金属丰度之间的传统的“线性”关系，从颜色推断的GC金属丰度分布，反过来他们的形成历史，应该是多样的，因为他们出现。相比之下，在这里，我们表明，一个替代方案植根于“非线性”性质的金属到颜色的转换点到一个更简单，更连贯的图片。我们对ACS室女座星系团巡天和天炉座星系团巡天的早型星系中$\sim$ 80 GC系统颜色分布的模拟表明，大多数早型星系（$\sim$ 70 $\%$）具有古老（$\sim$ 13 Gyr）和同时代的GC。它们在颜色分布形态上的变化主要源于一个参数，即GC系统的平均金属丰度。此外，剩余（$\sim$ 30 $\%$）GC系统的颜色分布也可通过非线性方案进行解释，假设额外的年轻或中年GC的数量分数为$\sim$ 20 $\%$。我们的结果加强了GC色双峰的非线性解释，并提供了一个新的视角，早期型星系形成在集群环境中，如室女座和天炉座星系团。

球状星团NGC 3115在近红外波段。证明两种对立情景的正确性

Globular clusters of NGC 3115 in the near-infrared. Demonstrating the correctness of two opposing scenarios

我们结合新的近红外VLT/HAWK-I数据的球状星团（GC）在孤立的边缘上的S 0星系NGC 3115的光学和光谱从文献中获取的，目的是分析多波段GC颜色分布。SLUGGS巡天最近的一项研究表明，该星系中的GC遵循Ca II三重态指数的双峰分布。因此，NGC 3115提出了一个具有多个不同金属丰度亚群的GC系统的关键例子，这可能会反对“投影”方案，该方案假定普遍存在的颜色双峰性主要是由颜色-金属丰度关系中的非线性引起的。使用光学，近红外光谱和光谱数据，我们发现了强有力的和一致的证据，指数双峰，独立地证实了NGC 3115 GC中的金属丰度双峰。同时，我们也发现了一些颜色-颜色非线性的证据。在以前研究的更广泛背景下，NGC 3115中GC双峰的一致性表明，在GC系统的光学和光学-近红外颜色分布之间存在明显差异的情况下（如在一些巨型椭圆星系中），明显的不一致性很可能是由颜色-金属丰度关系的非线性引起的。

SLUGGS调查：NGC 3115，球状星团系统金属丰度双峰态的关键测试案例

The SLUGGS Survey: NGC 3115, A Critical Test Case for Metallicity Bimodality in Globular Cluster Systems

由于它的接近（9 Mpc）和光谱采样良好的球状星团（GC）系统的强烈双峰颜色分布，早期型星系NGC 3115提供了一个最好的测试，在GC系统中广泛观察到的颜色双峰是否反映了真正的金属丰度双峰。颜色双峰性也被归因于强烈的非线性颜色-金属丰度关系，反映了热水平分支星的影响。在这里，我们将斯巴鲁Suprime-Cam gi光度法与Keck/DEIMOS光谱法相结合，以准确测量GC颜色和测量CaII三重态的CaT指数。我们发现NGC 3115 GC系统在颜色和CaT指数方面都是明确的双峰。使用简单的恒星星族模型，我们表明，CaT指数基本上是不受影响的水平分支形态的变化范围内的金属丰度相关的GC系统（因此是一个强大的金属丰度指标），并确认双峰的金属丰度分布。我们评估了现有的证据和反对多个金属丰度亚群在早期和晚期类型的星系，并得出结论，金属丰度双/多模态是常见的。我们简要地讨论了如何将这一基本特征直接链接到恒星的形成和星系的组装历史。

螺旋、桥和尾：相互作用的半导体的GALEX UV图谱

Spirals, Bridges, and Tails: A GALEX UV Atlas of Interacting Galaxies

我们使用GALEX紫外望远镜研究了42个邻近光学选择的合并前相互作用星系对中的恒星星族和恒星形成形态。星系相互作用在早期宇宙中可能比现在更常见，因此我们的研究为高红移研究提供了附近分辨率良好的比较样本。我们将GALEX NUV和FUV图像与斯隆数字化巡天的宽带光学地图相结合，研究了潮汐特征和盘的年龄和位置。潮汐特征和星系主盘的UV/光学颜色分布相似，然而，与它们自己的母盘相比，NUV-g中的潮汐特征平均更蓝，因此与光学地图相比，在UV图像中相对于盘的尾巴和桥通常更突出。这种效应可能是由于与盘相比，潮汐特征中的恒星形成增强，而不是减少了灭绝，然而，较低的金属丰度也可能起作用。我们在这个样本中发现了几个新的候选潮汐矮星系。其他有趣的形态，如吸积尾和“串珠”也出现在这些图像中。我们还确定了一个可能的'太妃糖'星系在我们的样本中，这可能是由两个星系之间的正面碰撞产生的。只有在少数情况下，在HI地图上看到强烈的潮汐特征，而在GALEX中看不到。

Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. X. Subaru/FOCAS Multi-object Spectroscopy of M87 Globular Clusters

We obtained spectra of some 140 globular clusters (GCs) associated with the Virgo central cD galaxy M87 with the Subaru/FOCAS MOS mode. The fundamental properties of GCs such as age, metallicity and $α$-element abundance are investigated by using simple stellar population models. It is confirmed that the majority of M87 GCs are as old as, more metal-rich than, and more enhanced in $α$-elements than the Milky Way GCs. Our high-quality, homogeneous dataset enables us to test the theoretical prediction of inflected color$-$metallicity relations (CMRs). The nonlinear-CMR hypothesis entails an alte…

矮星系的GALEX紫外成像与恒星形成

GALEX Ultraviolet Imaging of Dwarf Galaxies and Star Formation

我们提出了紫外综合和方位平均的表面光度特性的样品44 dIm，BCD，Sm星系测量档案NUV和FUV图像与GALEX。我们比较了UV到Halpha和V波段的特性，并将FUV，Halpha和V波段的光度转换为恒星形成率（SFR）。我们还模拟了恒星形成的历史，从颜色和比较集成的SFR和SFR的配置文件与半径为这些方法。在大多数星系中，紫外线测光的半径超过了H α，提供了一个更好的测量外盘恒星形成活动的方法。由于低密度气体的模糊，外盘中似乎缺乏H α。FUV和V带剖面是连续的半径，虽然他们有时有一个扭结从一个双指数盘。内外盘之间的恒星形成性质没有明显差异。即使在恒星表面密度低至0.1 Msun/pc 2，恒星形成速率低至10^{-4} Msun/yr/kpc 2的情况下，也没有观测到盘边缘。与外层的V波段辐射相比，具有低HI光度比的星系有相对较低的FUV，这表明那里的恒星形成已经停止。具有相对高的HI的星系团显然有波动的恒星形成与Gyr时间尺度。

由GALEX及配套光学巡天探测到的行星状星云星表

Catalog of Planetary Nebulae detected by GALEX and corollary optical surveys

本研究将HASH行星状星云星表与GALEX紫外巡天、SDSS及Pan-STARRS光学巡天匹配，构建多波段合并星表，测定可分辨星云的紫外半径，分离中心星流量，并通过色-色图给出致密行星状星云与双星中心星的识别判据。

天炉座星系团中球状星团系统的宽视场多波段测光

Wide-Field Multiband Photometry of Globular Cluster Systems in the Fornax Galaxy Cluster

本文介绍了位于天炉座星系团中心区域的NGC 1399、NGC 1404和NGC 1387中球状星团（GC）系统的宽视场多波段测光。通过U、B、V和I波段进行了观测，这标志着对河外GC系统最广泛和最深入的U波段研究之一。目前的U波段测光使我们能够显着减少污染的一个因素的两个微弱的来源（Vo~23.5）。基于NGC 1399、NGC 1404和NGC 1387周围的2000个GC候选星系的主要结果如下：（1）每个星系的GC系统在所有颜色下都呈现双峰色分布，但颜色直方图的形状随颜色而系统地变化;（2）NGC 1399表明，随着银河系中心半径的增大，蓝色和红色GC的平均颜色都变蓝;（3）NGC 1399在NGC 1404和NGC 1387方向上显示了过量的GC，表明它们正在相互作用;（4）NGC 1399的内部GC分布中心与星系的光学中心之间也有约0.5'的偏移，这表明NGC 1399还没有动力学弛豫，可能正在经历合并事件。

球状星团的非线性色-金属丰度关系。VI。早型镓团中球状星团的钙II三重态金属丰度

Nonlinear Color--Metallicity Relations of Globular Clusters. VI. On Calcium II Triplet Based Metallicities of Globular Clusters in Early-type Galaxies

星系中球状星团（GCs）的金属丰度分布函数是理解星系形成和演化的关键。钙II三重态（CaT）指数由于其对GC金属丰度的敏感性，最近已成为一种流行的金属丰度指标。在这里，我们重新审视和评估的可靠性CaT作为金属丰度指标，使用我们的新的恒星星族合成模拟的基础上经验，高分辨率通量。该模型表明，旧（$>$ 10 Gyr）GC的CaT强度与低于$-0.5$的${\rm [Fe/H]}$成正比。然而，在适度的富金属区，由于最冷的红巨星对CaT吸收的贡献很小，CaT不再随${\rm [Fe/H]}$增加。色- $CaT$关系的非线性性质被附近早型星系GC的观测所证实。这表明在计算富金属恒星星族的金属丰度时应谨慎使用CaT。我们的结果提供了一个解释的颜色和$CaT$分布的GC在同一星系中观察到的急剧差异。我们把这作为一个类比，认为金属-颜色和金属-舔指数的GC的非线性是主要负责他们观察到的“双峰”分布的颜色和吸收指数。

巨椭圆星系团及其富金属球状星团的光学色服从底重初始质量函数

The Optical Colors of Giant Elliptical Galaxies and their Metal-Rich Globular Clusters Indicate a Bottom-Heavy Initial Mass Function

我们报道了7个大质量椭圆星系的光学（g-z或B-I）颜色与其相关的大质量富金属球状星团（GC）的平均颜色之间的系统和统计上的显著偏移，在这个意义上，母星系在给定的银河系中心距离下红了0.12-0.20等。然而，蓝色的光谱指数表明，这些星系的光度加权年龄和金属丰度等于它们在给定的银河系中心距离上的平均大质量富金属GC，在很小的不确定性范围内。红色GC系统和它们的母星系之间观察到的颜色差异不能用大质量富含金属的GC中存在多个恒星世代来解释，因为后者对群体的综合g-z或B-I颜色的影响可以忽略不计。然而，我们表明，这种悖论可以解释，如果在这些大规模的椭圆星系的恒星初始质量函数（IMF）是显着陡峭的亚太阳质量比典型的IMF来自恒星计数在太阳附近，与GC的颜色已成为蓝色由于动力学演化，造成显着平坦的恒星MF的平均幸存GC。

基于$V vs. (B-R)$色-星等图同时测定球状星团金属丰度和红度的方法

A Method for Simultaneous Determination of Metallicity and Reddening of a Globular Cluster based on the $V vs. (B-R)$ Color-Magnitude Diagram

本文介绍一种同时计算球状星团的金属丰度和红化的方法。该方法是基于对星系团Vvs.（B-R）色星等图上红巨星分支的形状和水平分支的V星等的分析。应用我们的方法对球状星团NGC 7006进行测光，得到了金属度$[Fe/H] = - 1.78 \pm0.11$和变红的$E_{B-R} = 0.^{m}25 \pm0.^{m}02$。

球状星团的非线性颜色-金属丰度关系。V. M31球状星团的非线性吸收线指数与金属丰度关系及双峰指数分布

Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. V. Nonlinear Absorption-line Index versus Metallicity Relations and Bimodal Index Distributions of M31 Globular Clusters

最近对M31的球状星团（GC）系统的光谱学研究以前所未有的精度证实了老GC吸收线指数分布的双峰性。这种河外GC的划分，到目前为止主要是通过光度颜色双峰性来断言的，已经被认为是在单个星系内仅仅存在两个不同的金属丰度亚群，并且形成了各种星系形成理论的关键支柱。由于光谱学比光度学更能详细地探测恒星星族，因此指数双峰的发现可能表明双GC族的存在。然而，在这里，我们表明，所观察到的光谱二分法M31 GC出现由于金属性指数转换的非线性性质，因此不一定要调用两个单独的GC子系统。我们把这作为一个密切的类比，最近的观点，金属性颜色非线性主要负责观察到的GC颜色双峰。我们还表明，金属敏感镁线显示不可忽略的金属指数的非线性和巴耳末线显示相当强的非线性。这就产生了双峰指数分布，这通常被解释为双峰金属丰度分布，不考虑金属丰度指数的非线性。我们的发现为M31 GC系统的构成提供了新的见解，这可能会改变目前对GC系统及其宿主星系形成的许多想法。

从WISE到GALEX UV的类星体几率和红移

Quasar Probabilities and Redshifts from WISE mid-IR through GALEX UV Photometry

宽带光度数据的极端反卷积（XD）既可以将恒星从类星体中分离出来，又可以生成类星体红移的概率密度函数，同时还可以包含通量不确定性和缺失数据。中红外测光颜色现在被广泛用于识别类星体固有的热尘埃，全天空WISE数据的发布导致了红外选择类星体数量的急剧增加。在SDSS点源位置的公共WISE数据上使用强制测光，我们将这些全天数据纳入最初开发用于从光学测光中选择类星体的XDQSOz模型的训练中。WISE和SDSS信息的组合比单独的SDSS强大得多，特别是在$z>2$中。SDSS $+$ WISE光度测定法的使用与SDSS $+$紫外$+$近红外数据的使用相当。我们发布了一个新的公开目录，其中包含5，537，436个（总数; 3，874，639个按概率加权）可能的类星体，概率为$P_{\textrm{QSO}} > 0.2$。该目录包括所有物体的红移概率。我们还发布了一个更新版本的公开可用的代码集，以计算各种数据组合的类星体和红移概率。最后，我们证明了这种方法选择类星体使用WISE数据是更完整和更有效的比简单的WISE颜色削减，特别是在高红移。我们的拟合验证了上述$z \sim 3$ WISE颜色比应用于选择类星体的标准切割变得更蓝。目前，分析仅限于具有光学对应物的类星体，因此无法用于寻找WISE彩色切割识别的大量高度模糊的类星体。

NGC 5128球状星团的新g 'r' i 'z'测光

New g'r'i'z' Photometry of the NGC 5128 Globular Cluster System

本文介绍了在$g'r'i'z'$滤光系统中首次测量的NGC 5128（半人马座A）中323个球状星团的新测光结果。颜色指数直接校准到$g'r'i'z'$系统中的标准恒星，并用于建立蓝色和红色（低和高金属丰度）球状星团序列的基准平均颜色。我们还使用光谱测量的丰度来建立最金属敏感的颜色（$(g'-r')_0$，$(g'-i')_0$）和金属度之间的转换，[Fe/H]。

中红外球状星团颜色与粒子数合成模型的比较

Comparing Mid-Infrared Globular Cluster Colors With Population Synthesis Models

现在有几个星族合成模型预测了简单恒星星族在中红外波段的综合颜色。到目前为止，这些模型还没有在这个波长范围内进行广泛的测试。在比较几个最近的人口合成模型的预测，集成的颜色被发现覆盖大致相同的范围，但不同意的细节，例如对金属丰度的影响。为了检验观测数据，球状星团被用作最接近理想化恒星群的天体，这些恒星群具有单一年龄和单一金属丰度。使用最近的质量估计，我们已经编制了一个样本的大质量，老球状星团在M31包含足够的恒星，以防止随机效应的小数字统计，并测量其综合颜色的斯皮策/IRAC波段。IRAC波段中的星团光度测量与模型预测的比较表明，除了[4.5]-[5.8]中的一个小的（统计上不显著的）偏移，模型相当好地再现了星团的颜色。在这种颜色下，没有星周尘埃排放的模型预测的值比观察到的更蓝。从V波段和IRAC 3.6和4.5微米波段形成的颜色模型预测比在高金属丰度的观测数据更红，我们讨论了几种可能的解释。与模型预测一致，发现V-[3.6]和V-[4.5]颜色具有与V-Ks相似或略好于V-Ks的金属丰度灵敏度。

用模拟积分光谱和贝叶斯统计确定球状星团的金属丰度

Determining Metallicities of Globular Clusters using Simulated Integrated Spectra and Bayesian Statistics

利用蒙特卡罗模拟了球状星团，提出了一种将年龄效应与金属丰度效应分离的方法。我们证明，这些颜色不会随着时间的推移显着的年龄4 Gyr后，并使用贝叶斯统计计算的金属丰度的概率分布函数。我们用M31球状星团系统验证了该方法，并将其应用于解释观测到的球状星团色双峰现象和潮汐效应，结果表明，色双峰现象是巨星支上恒星动力学引起的色-金属丰度关系的非线性效应，仅包括UV的颜色比从视觉波段减去的颜色显示出更弱的双峰性，并且具有不同双峰性的聚类集合原则上比仅包括UV的聚类集合更老。弱双峰分布。此外，双峰颜色分布的同时代集群意味着双峰金属丰度分布，但单峰颜色分布并不意味着单峰金属丰度分布。潮汐场最终可以改变颜色分布的模式，从而导致双峰颜色分布。这项工作介绍了2011年至2012年在德国海德堡Mönchhofstraße 12-14，69120海德堡大学天文中心天文研究所获得的结果。

Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. XI. Nonlinearity Effect Revealed by NGC 5128 (Centaurus A) and NGC 4594 (Sombrero) Galaxies

Metallicity distributions (MDs) of globular clusters (GCs) provide crucial clues for the assembly and star formation history of their host galaxies. GC colors, when GCs are old, have been used as a proxy of GC metallicities. Bimodal GC color distributions (CDs) observed in most early-type galaxies have been interpreted as bimodal MDs for decades, suggesting the presence of merely two GC subpopulations within single galaxies. However, the conventional view has been challenged by a new theory that nonlinear metallicity-to-color conversion can cause bimodal CDs from unimodal MDs. The unimodal MDs…

年龄与恒星模型选择对球状星团颜色-金属丰度转换的影响

The Effect of Age and Stellar Model Choice on Globular Cluster Color-to-Metallicity Conversions

本文基于既有光谱校准研究，检验不同恒星模型与球状星团年龄假设对颜色-金属丰度转换关系的影响，发现模型差异虽明显，但对所得 GCS 金属丰度分布的净影响较小。

下一代室女星系团调查（NGVS）。XXV。室女座核心球状星团的基准全色色及其与模型预测的比较

The Next Generation Virgo cluster Survey (NGVS). XXV. Fiducial panchromatic colors of Virgo core globular clusters and their comparison to model predictions

室女座星系团的中心区域包含数千个球状星团（GC），比本星系团的数量多一个数量级。作为宇宙中早期恒星形成时期的遗迹，这些GC也提供了理想的目标来测试我们对古老恒星星族光谱能量分布（SED）的理解。基于下一代室女星系团巡天（NGVS）及其近红外对应NGVS-IR的光度数据，我们选择了一个强大的样本1846 GC具有出色的光度和跨越整个范围的颜色存在于室女座核心。这种选择利用了uiK图中GC的明确轨迹，以及图像中球状星团的边缘分辨率。我们表明，GC定义了一个狭窄的序列在5维颜色空间，有限的，但真正的分散周围的平均序列。这些SED与11个广泛使用的人口合成模型的预测结果的比较突出了模型之间的差异，也表明没有一个模型能够充分匹配所有颜色的数据。我们讨论了其中一些差异的可能原因。本系列即将发表的论文将研究如何在这种背景下最好地估计光度金属丰度，并将室女座球状星团的颜色与其他环境中的颜色进行比较。

球状星团的非线性颜色-金属丰度关系。IX。蓝团簇和红团簇径向数密度分布的差异

Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. IX. Different Radial Number Density Profiles between Blue and Red Clusters

大部分早型星系中的球状星团（GC）的光学色是双峰的。蓝色和红色GC在其表面数密度的径向分布中显示出明显的差异，在这个意义上，红色GC比蓝色GC更集中。一个即时的解释是存在两个具有不同径向分布的不同GC子系统。然而，这一观点受到了一种情况的挑战，在这种情况下，由于旧的（$\gtrsim$ 10 Gyr）GC的GC金属量-颜色转换的非线性性质，宽单峰金属量分布可以表现出双峰颜色分布。在这里，我们表明，通过模拟的径向趋势的GC颜色分布的四个附近的巨大的椭圆星系（M87，M49，M60，和NGC 1399），在径向轮廓之间的差异蓝色和红色GC的天然干从金属度颜色的非线性加上众所周知的径向金属度梯度的GC系统。该模型表明，即使到$\sim$ 20 ${R}_{\rm eff}$，GC年龄也没有或只有很小的径向变化。我们的研究结果提供了一个更简单的解决方案，以不同的径向分布的蓝色和红色的GC，不一定会引起两个GC子系统的存在，并进一步加强非线性的情况下，GC颜色双峰现象。

恒星轨迹。VII. 基于GALEX GR6+7 AIS和Gaia EDR3的500万颗FGK恒星测光金属丰度

Stellar Loci. VII. Photometric Metallicities of 5 Million FGK Stars Based on GALEX GR6+7 AIS and Gaia EDR3

本文结合GALEX NUV测光与Gaia EDR3数据，建立恒星轨迹与金属丰度的关系，实现对全天约500万颗FGK恒星的高精度测光金属丰度估算，矮星精度达0.11 dex，并证明NUV波段受碳增丰影响较小，为未来中国空间站望远镜的NUV应用奠定基础。

The Color Gradients of the Globular Cluster Systems in M87 and M49

Combining data from the ACS Virgo Cluster Survey (ACSVCS) and the Next Generation Virgo cluster Survey (NGVS), we extend previous studies of color gradients of the globular cluster (GC) systems of the two most massive galaxies in the Virgo cluster, M87 and M49, to radii of $\sim 15~R_e$ ($\sim 200$ kpc for M87 and $\sim 250$ kpc for M49). We find significant negative color gradients, i.e., becoming bluer with increasing distance, out to these large radii. The gradients are driven mainly by the outwards decrease of the ratio of red to blue GC numbers. The color gradients are also detected out t…

球状星团的非线性颜色-金属丰度关系。IV。通过M84（NGC 4374）的HST/WFC3 u波段光度法测试彩色双峰的非线性场景

Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. IV. Testing the Nonlinearity Scenario for Color Bimodality via HST/WFC3 u-band Photometry of M84 (NGC 4374)

大多数大质量星系中的球状星团的颜色分布是双峰型的。假设线性颜色到金属丰度的转换，双峰性被认为是仅仅存在两个具有不同金属丰度的GC子系统，这是各种星系形成理论的关键支柱。然而，最近的研究表明，通常用于推导GC金属丰度的颜色-金属丰度关系（CMR）（例如，g-z、V-I和C-T1）的CMR实际上是有拐点的。如果GC金属丰度的分布像星系形成的层次合并范例所预期的那样广泛，那么这种变化就可以产生双峰的颜色分布。为了测试GC颜色双峰的非线性CMR场景，提出了u带光度测定，因为u相关CMR（例如，理论上预测，在常用的光学CMR中，u-g和u-z的CMR是最不弯曲的并且是最独特的。在这里，我们介绍了哈勃空间望远镜（HST）/WFC 3 F336 W（u波段）测光的GC系统在M84，一个巨大的椭圆在室女座星系团。将u数据与现有的HST ACS/WFC g和z数据相结合，我们发现u-z和u-g颜色分布以非常系统的方式不同于g-z分布，并且与我们基于非线性CMR假设的模型预测非常一致。结果提供了进一步的信心，有效性的非线性CMR的情况下，GC颜色双峰的解释。有一些GC系统显示双峰光谱金属丰度，并且在这样的系统中，弯曲的CMR通常在颜色域中产生更强的双峰性。

球状星团颜色与环境复杂关系的新限制

New Constraints on a complex relation between globular cluster colors and environment

基于下一代室女星系团巡天（NGVS）试验场的数据，对室女星系团核心区域的球状星团（GC）进行了高质量的测光分析，并基于VLT/X-Shooter分光光度法对银河系（MW）进行了测光分析。我们发现显着的差异，从不同的环境中的子样本之间的颜色-颜色图，证实了环境有很强的影响，综合颜色的GC。沿着单一颜色的GC颜色分布不足以捕捉我们在颜色-颜色空间中观察到的差异。虽然平均光度的颜色变得更蓝的径向距离的cD星系M87，我们也发现了环境之间的关系和颜色的颜色关系的斜率和截距。密度更大的环境似乎在某些颜色指数中产生更大的动态范围。我们认为，这些结果并不完全是由于差分灭绝，IMF的变化，校准的不确定性，或整体年龄/金属丰度的变化。因此，我们认为，环境和GC颜色之间的关系，至少部分是由于化学丰度的变化，影响恒星光谱和恒星演化轨迹。我们的研究结果表明，恒星星族的诊断模型的预测是校准一个特定的样本的GC可能不适合所有的河外GC。这些结果主张一个更复杂的模型的GC系统在大质量星系的组装历史，超越了简单的双峰发现在过去的几十年。

Globular Clusters UVIT Legacy Survey (GlobULeS) I. FUV-optical Color-Magnitude Diagrams for Eight Globular Clusters

We present the first results of eight Globular Clusters (GCs) from the AstroSat/UVIT Legacy Survey program GlobULeS based on the observations carried out in two FUV filters (F148W and F169M). The FUV-optical and FUV-FUV color-magnitude diagrams (CMDs) of GCs with the proper motion membership were constructed by combining the UVIT data with HST UV Globular Cluster Survey (HUGS) data for inner regions and Gaia Early Data Release (EDR3) for regions outside the HST's field. We detect sources as faint as F148W $\sim$ 23.5~mag which are classified based on their locations in CMDs by overlaying stell…

基于 Gaia DR3、GALEX、APASS、Pan-STARRS1、2MASS 和 WISE 巡天的金牛座分子云从紫外到中红外的消光律

The Ultraviolet to Mid-infrared Extinction Law of the Taurus Molecular Cloud Based on the Gaia DR3, GALEX, APASS, Pan-STARRS1, 2MASS, and WISE Surveys

基于 Gaia DR3 等巡天数据选取矮星和巨星作为示踪体，本研究推导并修正了金牛座分子云从紫外到中红外 16 个波段的消光律，发现其平均消光律为 Rv=3.13+-0.32 且区域变化有限。

候选的中等年龄M 31球状星团的HST/ACS色星等图。蓝色水平分支的作用

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。

球状星团系统及其宿主星系团：空间分布和颜色的比较

Globular Cluster Systems and their Host Galaxies: Comparison of Spatial Distributions and Colors

我们提出了一个研究的空间和颜色分布的四个早期类型的星系和它们的球状星团（GC）系统观察作为我们正在进行的宽视场成像调查的一部分。我们使用$BVR$ KPNO-4 m +MOSAIC成像数据来表征星系的GC种群，进行星系的表面测光，并比较投影的二维形状的主机星系光的GC种群。椭圆星系NGC 4406和NGC 5813的GC系统都显示出与宿主星系光一致的椭圆分布。我们的分析表明巨大的椭圆形NGC 4472也有类似的结果，但较小的GC候选样本排除了明确的结论。对于S 0星系NGC 4594，GC具有圆形投影分布，与宿主星系光在内部区域平坦相反。对于NGC 4406和NGC 5813，我们还研究了贫金属和富金属GC亚群的投影形状，发现这两个亚群都具有与宿主星系光一致的椭圆形状。最后，我们使用整合的颜色和颜色配置文件比较星系的恒星星族的GC系统。对于每个星系，我们探索的可能性，在个别的金属丰富和金属贫乏的GC亚群的颜色梯度。我们发现在NGC 4594的两个GC亚群中在内部$\sim 5$有效半径（$\sim 20$ kpc）上具有统计学显著的颜色梯度。我们将我们的结果与巨星系及其GC系统的形成和演化的情景进行比较。

球状星团RR在DECam通带中的绝对星等和颜色

Absolute Magnitudes and Colors of RR Lyrae stars in DECam Passbands from Photometry of the Globular Cluster M5

利用暗能量照相机（DECam）的ugriz滤光系统，对球状星团M5中的天琴座RR型星的绝对星等和颜色进行了表征。基于47颗ab型RR型天琴座星和14颗c型星，我们提供了所有5个波段的经验周期-光度（PL）关系。发现基模天琴座RR星的P-L关系在riz通带中受到更好的约束，色散分别为0.03、0.02和0.02等。在最低光下的颜色色散很小，支持使用这个参数作为一种手段，以获得准确的星际距离沿视线的距离的天琴座RR星。我们发现了在最小光下具有脉动周期的颜色的趋势，如果考虑到这一点，那么对于（r-i）、（i-z）和（r-z）颜色，在最小光下的颜色色散将< 0.016量级。这些定标将是非常有用的使用RR天琴座恒星从DECam观测作为标准蜡烛的距离测定和红化测量的颜色标准。

Zwicky Transient Facility and Globular Clusters: the Period-Luminosity and Period-Luminosity-Color Relations for Late-Type Contact Binaries

In this work, we aimed to derive the $gri$-band period-luminosity (PL) and period-luminosity-color (PLC) relations for late-type contact binaries, for the first time, located in the globular clusters, using the homogeneous light curves collected by the Zwicky Transient Factory (ZTF). We started with 79 contact binaries in 15 globular clusters, and retained 30 contact binaries in 10 globular clusters that have adequate number of data points in the ZTF light curves and unaffected by blending. Magnitudes at mean and maximum light of these contact binaries were determined using a fourth-order Four…

朝向银河系隆起的球状星团的深哈勃空间望远镜成像：观测、数据简化和色-星等图

Deep Hubble Space Telescope Imaging of Globular Clusters Towards the Galactic Bulge: Observations, Data Reduction and Color-Magnitude Diagrams

由于严重的总消光和差消光，位于银河系核球附近的银河系球状星团（GGC）通常被排除在大尺度GGC测光巡天之外。在这里，我们提出了一个概述的哈勃太空望远镜计划，旨在获得深，高空间分辨率的多波段成像的16个研究较差的GGC位于朝向内银河系的隆起和磁盘。在这一系列的第一篇论文从这些观测结果，我们给出了一个概述的目标集群的选择，观测和数据简化程序优化由此产生的光度表。人造星测试被用来比较不同的数据简化策略的光度和天体测量精度和光度不完整性方面的各自优势。我们提出了由此产生的颜色-星等图（CMD）的所有目标集群在几个颜色-星等平面，随着CMD的比较领域从平行的观测。对于每个目标集群，我们总结了现有的研究，并讨论了他们的CMD定性的背景下，这些结果。

用STARLIGHT同时分析SDSS光谱和GALEX光度法：方法和早期结果

Simultaneous analysis of SDSS spectra and GALEX photometry with STARLIGHT: Method and early results

我们结合斯隆数字巡天和星系演化探测器的数据，同时分析231643星系的光谱和紫外光度与STARLIGHT光谱合成代码使用国家的最先进的恒星星族模型。我们提出了一种新的方法来估计GALEX光度在SDSS分光孔径，这证明是相当可靠的，如果适用于大样本。与以前的实验与CALIFA，我们发现，增加紫外线的约束导致适度增加的分数$\sim 10^7$ - $10^8$年人口和随之而来的年轻和老年人的组件减少，产生稍微老的光度加权平均恒星年龄。这些变化在蓝色云的低质量端最相关。观测到以年轻恒星为主的星系的尘埃衰减增加。我们研究了不同的恒星星族对紫外光学色星等图中GALEX和SDSS波段光的贡献。作为一个例子的应用程序，我们使用这种$λ$依赖突出退休星系之间的差异，没有发射线。与Herpich等人的一项独立研究一致，我们发现，与后者相比，前者显示出中间年龄人口过多。最后，我们测试了两种不同的处方的尘埃的适用性，发现我们的数据集是最好的拟合使用星爆星系的衰减规律。然而，银河系消光曲线的结果改善与减少$τ_V$，特别是对边缘星系。

The Ultraviolet Extinction Map and Dust Property at High Galactic Latitude

Extinction in ultraviolet is much more significant than in optical or infrared, which can be very informative to precisely measure the extinction and understand the dust properties in the low extinction areas. The high Galactic latitude sky is such an area, important for studying the extragalactic sky and the universe. Based on the stellar parameters measured by the LAMOST and GALAH spectroscopy and the ultraviolet photomery by the \emph{GALEX} space telescope, the extinction of 1,244,504 stars in the \emph{GALEX}/NUV band and 56,123 stars in the \emph{GALEX}/FUV band are calculated precisely.…

New Globular Cluster Candidates in the M81 group

The study of outer halo globular cluster (GC) populations can give insight into galaxy merging, globular cluster accretion and the origin of GCs. We use archival Subaru Hyper Suprime-Cam (HSC) data in concert with space-based GALEX, IRAC and Gaia EDR3 data to select candidate Globular clusters (GCs) in the outer halo of the M81 group for confirmation and future study. We use a small sample of previously-discovered GCs to tune our selection criteria, finding that bright already-known GCs in the M81 group have sizes that are typically slightly larger than the Subaru PSF in our fields. In the opt…

以球状星团为代表的星系晕F截止分布

F Turnoff Distribution in the Galactic Halo Using Globular Clusters as Proxies

F转换星是研究星系晕子结构的重要工具，因为它们数量多，亮度高，并且可以很容易地从大型巡天（如斯隆数字巡天（SDSS））中通过它们的光度颜色进行选择。本文描述了银河系晕中11个球状星团的SDSS观测数据中色选F关闭星的绝对星等分布。我们发现，对于所研究的所有星团，关闭星的M_g分布在本质上是相同的，并且可以用两个半高斯函数很好地拟合，中心为mu=4.18，亮侧σ =0.36，暗侧σ =0.76。然而，颜色误差和探测效率会导致观测到的暗边高斯分布的sigma随着星等的变化而变化，这是由于来自更红的主序星的污染（在21等时为40%）。我们提出了一个函数，将正确的选择恒星星族，当计算恒星密度从颜色选择关闭恒星的星等依赖的变化。我们还提出了一套一致的距离，年龄和金属丰度的11个集群在SDSS数据发布7。我们计算了帕多瓦等时线的线性校正函数，使其与SDSS球状星团数据一致。我们发现，我们的集群人口下降沿银河系的金属丰度关系（AMR），并进一步发现，等时线的恒星星族上的AMR有非常相似的关闭;增加金属丰度和减少年龄合谋产生类似的关闭的大小和颜色的所有老的集群，躺在AMR。

外晕球状星团NGC 5824的测光研究

A Photometric Study of the Outer Halo Globular Cluster NGC 5824

用21年多的多波长CCD测光方法，对银河系球状星团NGC 5824的变星进行了深色星等图和光变曲线的测量。21个新的星团RR天琴座恒星被确定，使总数达到47个，其中42个首次确定了可靠的周期。色星等图用年龄为$13$~Gyr的BaSTI等时线拟合。并且发现变红是$E(B-V) = 0.15 \pm0.02$;使用两种颜色中的周期-韦森格林函数关系，距离模量是对应于30.9Kpc的距离的$(m-M)_0=17.45 \pm 0.07$。观测结果没有显示出明显比$13$~Gyr星年轻的星群的迹象。红巨星分支的宽度不允许[Fe/H]的扩散大于$σ= 0.05$ dex，并且没有增宽或平行序列的光度证据。$V, c_{UBI}$伪彩色星等图显示了红巨星分支的一个分叉，通过与其他星团的类比，可以解释为由于第一代（75\ %）和第二代（25\ %）恒星的光谱特征不同，这些恒星的年龄差异非常接近，以至于色星等图中的主序星的转折点没有得到解决。星团主序相对于背景可见，径向距离为$\sim17$ arcmin。我们的结论是，NGC 5824似乎是一个经典的奥斯特霍夫II型球状星团，没有明显的迹象表明是一个现在分裂的矮星系的残余。

银河系球状星团NGC 1261的宽视场多色测光

Wide-field multi-color photometry of the Galactic globular cluster NGC 1261

（节略）这项工作更详细地研究了很少研究的南银河系球状星团NGC 1261中的恒星星族，包括其光度特性和特征。我们专注于集群的颜色星等图（CMD）的较亮的序列。像我们以前的工作一样，我们依赖于几个通带中的光度测量来获得更可靠的结果和结论。我们进行了新的多色测光的NGC 1261在UBVI达到关闭点以下的所有通带在一个相当广泛的集群领域，约14'x14'。我们在恒星星族中发现了几个不均匀性（“多重性”）的迹象。其中最突出的是：（1）星团中次巨星分支（SGB）星的径向分布与它们的U星等有关，较亮的星比较暗的星集中在99.9水平;（2）红巨星分支（RGB）星在U-（U-B）CMD中的位置与它们到星团中心的径向距离的关系，在（U-B）颜色中，蓝色的恒星部分向星团外围增加。此外，RGB亮度函数在凹凸区域中的径向变化是可疑的。我们假设在U方向较亮的SGB星和在（U-B）方向较蓝的RGB星都可能与蓝色水平分支星有关，因为它们在星团中的径向分布相似。我们从基于U的CMD中RGB的斜率和分支上RGB凸起的位置估计了NGC 1261的金属性。这些金属丰度指标分别给出[Fe/H]zw = -1.34 +/- 0.16 dex和[Fe/H]zw = -1.41 +/- 0.10 dex。我们分离出了18个可能的蓝离散者。它们比亮度在97.9%水平的低红巨星更集中。