Modified Gravity and the Flux-weighted Gravity-Luminosity Relationship of Blue Supergiant Stars
我们计算模型的恒星演化非常大质量的恒星，包括修改后的重力的影响，调查的影响，蓝超巨星的物理性质和使用的河外距离指标。与屏蔽和第五力参数在类似的范围内，在以前的研究造父变星和尖端的红巨星分支（TRGB）的恒星，我们发现明确的影响恒星的光度和通量加权重力。通量加权重力g_F = g/Tef ^[4]与热星等M_bol（FGLR）之间的关系已经成功地用于精确的距离测定，但这种关系受到了系统性的影响。虽然恒星演化FGLR显示出与观测关系的系统偏移，但我们可以使用牛顿模型和修正重力模型之间的差分位移来估计对FGLR距离测定的影响。修正的重力导致距离模数增加0.05至0.15个数量级。这些变化与造父变星的变化相当。我们比较了9个星系的FGLR和TRGB距离，以约束修正引力的自由参数。不考虑TRGB和FGLR距离之间的系统差异，屏蔽参数为5*10^-7和10^-6，第五个力参数为1/3和1，可以在约90%的置信度下排除。考虑到TRGB和FGLR距离之间的潜在系统偏移，屏蔽参数为10^-6时不可能确定。对于5*10$^-7，第五个力参数为1的情况可以排除到92%，但1/3不太可能仅为60%。
2021-04-22 astro-ph.GA
The UV luminosity functions of Bright z>8 Galaxies: Determination from ~0.41 deg2 of HST Observations along ~sim 300 independent sightlines
基于最大规模HST平行观测数据集SuperBoRG，研究筛选了31个z≳8明亮测光候选体，测定了z=8-10静止系紫外光度函数亮端，发现其亮端演化受AGN贡献或尘埃含量减少影响。
2023-07-26 astro-ph.GA
Novae in M51: a New, Much Higher Rate from Multi-epoch HST Data
准确测定不同类型星系中新星爆发的速率，可以给我们提供这些星系的基本白矮星和双星种群以及这些恒星的空间分布的强有力的约束。直到2016年，基于地面的外部星系调查所固有的局限性-以及银河系中的尘埃灭绝-严重阻碍了这些速率的确定以及它们在不同类型星系之间的差异。红外银河系巡天和密集的哈勃太空望远镜（HST）巡天正在克服这些限制，导致相对于先前声称的星系新星率急剧增加。在这里，我们提出了14颗新星候选者，这些候选者是在对大质量螺旋星系M51（“漩涡星系”）进行为期一年的HST调查期间偶然观察到的。我们使用模拟的基础上观察到的新星光变曲线建模的不完整性的HST调查在前所未有的细节，确定新星探测效率$ε= 20.3$百分比。该调查的M51区域覆盖率，结合$ε$，表明$172^{+46}_{-37}$新星年$^{-1}$的保守M51新星率，对应于$\sim10.4^{+2.8}_{-2.2}$新星年$^{-1}$ / $10^{10} L_{\odot,K}$的亮度特异性新星率（LSNR）。这两个速率都比地面研究估计的速率高出一个数量级，这与低节奏地面调查确定的所有类型星系的普遍低新星速率的说法相矛盾。他们证明，与理论模型相反，在一个巨大的椭圆星系（M87）和一个巨大的螺旋星系（M51）中，HST确定的LSNR可能没有一个数量级或更多的差异，事实上可能非常相似。
2022-10-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
UV Luminosity Functions at redshifts z~4 to z~10: 10000 Galaxies from HST Legacy Fields
来自CANDELS、HUDF 09、HUDF 12、ERS和BoRG/HIPPIES程序的HST数据集使我们能够绘制出UV LF从z~10到z~4的演变。在1000 arcmin**2的探测区域中，我们分别在z~4，z~5，z~6，z~7，z~8和z~10处发现了5859，3001，857，481，217和6个候选星系。在五个坎德尔场中选择z~4-8星系使我们能够评估宇宙的变化;最大的变化在z>=7时很明显。我们在z~4和z~5处的新LF测定跨越6等基线（-22.5至-16 AB等）。这些测定与以前的估计一致，但更大的样本和体积探测在这里导致一个更可靠的采样>L* 星系，并允许我们重新评估的紫外线LF的形式。我们的新LF结果加强了我们早期的发现，在z>4时，UV LF的较陡的暗端斜率为3.4 sigma显著性，α从z~4时的α =-1.64+/-0.04演变到z~7时的α =-2.06+/-0.13（z~8时的α = -2.02+/-0.23），与晕质量函数演变的预期一致。随着我们在亮端的改进约束，我们发现在红移范围z~4到z~7内特征光度M* 的变化较小;在LF中观察到的变化现在主要由phi* 的变化来表示。没有发现z~4-8类LF的非Schechter形式的证据，一个简单的基于晕生长和演化的条件LF模型在晕的M/L比（（1+z）**-1.5）下提供了一个很好的描述。
2015-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo intruders in the Galactic bulge revealed by HST and Gaia: the globular clusters Terzan 10 and Djorgovski 1
低纬度的球状星团Terzan 10和Djorgovski 1被投射在银河系的凸起处，在一个受灭绝影响很大的银河系区域。在文献中存在的差异的一个因素~2关于这些集群的距离测定。我们重新审视了这两个球状星团的颜色星等图（CMD），目的是解开它们的距离确定的模糊性，并首次确定它们的轨道，以确定它们是否是凸起/酒吧区的一部分。我们使用哈勃太空望远镜CMD，其中Terzan 10的过滤器来自ACS的F606 W和WFC 3的F160 W，Djorgosvski~1的过滤器来自ACS的F606 W和F814 W，并将它们与盖亚日期发布2的自行相结合。对于轨道积分，我们采用了一个稳定的银河系模型与酒吧。这些星团的蓝色水平分支第一次被清晰地分辨出来。我们获得了可靠的距离dSun = 10.3+-1.0 kpc和9.3+-0.5 kpc的Terzan 10，Djorgovski 1分别，这表明他们目前都位于隆起体积。从盖亚DR 2自行，加上我们的新的距离测定和最近的文献径向速度，我们能够表明，这两个样本集群有典型的晕轨道是通过凸起/酒吧区，但他们不是这个组件的一部分。这是第一次在凸起中识别出晕入侵者。
2019-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
A 1.3% distance to M33 from HST Cepheid photometry
本研究利用HST和地面数据建立M33造父变星低弥散周光关系，测得其距离精度达1.3%，验证了星团流量无显著影响，为哈勃常数测量提供新的距离锚点。
2023-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
A 2.4% Determination of the Local Value of the Hubble Constant
利用哈勃空间望远镜（HST）上的WFC 3相机，将哈勃常数（H 0）的局部不确定度从3.3%降低到2.4%。改进来自于对最近SNe~Ia的11个新宿主中的造父变星的新的近红外观测，使具有造父变星校准距离的SNe~Ia的样本增加了一倍以上，总共有19个;这些利用了基于300个SNe~Ia在z<0.15时的星等-z关系。所有19个主机和超脉泽系统NGC 4258都用WFC 3进行了观测，从而消除了跨仪器零点误差。其他的改进包括：到NGC 4258的脉泽距离的系统不确定性降低了33%，更多的造父变星和来自晚型DEB的到LMC的更稳健的距离，M31中造父变星的HST观测，以及银河系（MW）造父变星的新的基于HST的三角测量。我们考虑了造父变星的四种几何距离校准：（i）NGC 4258中的megamasers，（ii）LMC中的8个DEB，（iii）15 MW造父变星，（iv）M31中的2个DEB。H_0分别为72.25 ± 2.51，72.04 ± 2.67，76.18 ± 2.37和74.50 ± 3.27 km/sec/Mpc。我们的最佳估计值为73.24+/-1.74 km/sec/Mpc，结合了NGC 4258、MW和LMC锚点，并包括最终不确定度为2.4%的系统误差。这个值比LambdaCDM用3个质量为0.06 eV的中微子和普朗克数据预测的66.93+/-0.62 km/se…
2016-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Large Magellanic Cloud Cepheid Standards Provide a 1% Foundation for the Determination of the Hubble Constant and Stronger Evidence for Physics Beyond LambdaCDM
利用哈勃空间望远镜（HST）对大麦云云中70颗造父变星的观测资料，提出了一种改进的哈勃常数（H 0）测定方法。这些都是用同样的WFC 3测光系统测量的造父变星在主机的Ia型超新星。HST的陀螺仪控制被用来减少开销，同时收集大量分散的造父变星样本。造父变星周期-光度关系提供了一个无零点的联系，精确度为0.4%，介于Pietrzynski等人（2019）测量的分离双星（DEB）到LMC的新的1.2%几何距离与SNe Ia的光度之间。在了解新的LMC距离之前，就完成了LMC造父变星的测量和分析。结合精确度为0.1%的WFC 3-IR计数率线性的精细校准（Riess等人，2019年），这三个改进的元素共同将Cepheid距离阶梯的LMC几何校准的完全不确定性从2.5%降低到1.3%。仅使用LMC DEB来校准阶梯，我们发现H 0 =74.22 +/- 1.82 km/s/Mpc，包括系统不确定性，对于该特定锚，比以前高3%。结合LMC DEB、NGC 4258脉泽和银河系弛豫，我们得到最佳估计：H 0 = 74.03 +/-1.42 km/s/Mpc，包括系统学，不确定度比我们以前的最佳结果低1.91%--15%。移除这些锚中的任何一个都会使H 0改变<0.7%。当地测量的H 0与普朗克CMB+LCDM推断的值之间的差异为6.6+/-1.5 km/s/Mpc或4.4 sigma（高斯误差P…
2019-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Microlensing Events by Proxima Centauri in 2014 and 2016: Opportunities for Mass Determination and Possible Planet Detection
我们发现，距离太阳最近的恒星Proxima Centauri将在未来几年内通过一对微弱的背景恒星。利用哈勃太空望远镜（HST）在2012年10月获得的图像，我们确定接近20等恒星的通道将发生在2014年10月（碰撞参量1.6”），并在2016年2月接近19.5等恒星（碰撞参量0.5”）。当比邻星从这些恒星前面经过时，光的相对论性偏转将导致背景恒星的位置分别偏移约0.5和1.5质量，这很容易被HST成像检测到，也可能被盖亚和VLT等地面设施检测到。测量这些天体测量的变化提供了一种独特而直接的方法来测量比邻星的质量。此外，如果Proxima有一个行星系，行星可能通过它们的额外微透镜信号被探测到，尽管这种探测的概率很小。在0.03质量的天体测量精度下（HST空间扫描可实现），类木行星引起的质心偏移在距离高达2.0”（相当于Proxima距离的2.6天文单位）处可被检测到，而地球质量的行星引起的质心偏移在源轨道周围8质量的小范围内（相当于0.01天文单位）可被检测到。在源轨道周围约28质量（相当于0.036天文单位）的带内的类木行星将使源的亮度增加>0.01等，因此可以被探测到。行星引起的天体测量和测光微透镜事件的估计时间尺度从几小时到几天不等，这两种方法都可以直接测量行星的质量。
2014-01-01 astro-ph.EP astro-ph.GA
The Carnegie-Chicago Hubble Program. VIII. An Independent Determination of the Hubble Constant Based on the Tip of the Red Giant Branch
我们提出了一个新的和独立的本地值的哈勃常数的基础上的校准的尖端的红巨星分支（TRGB）适用于Ia型超新星（SNeIa）。我们发现Ho = 69.8 +/- 0.8（+/-1.1\% stat）+/- 1.7（+/-2.4\% sys）km/sec/Mpc。TRGB方法既精确又准确，与造父变星距离尺度平行，但独立于造父变星距离尺度。我们的值位于当前哈勃张力所定义的范围的中间。它在1.2-sigma水平上与普朗克2018年的估计一致，在1.7-sigma水平上与基于造父变星距离尺度的SHoES测量的Ho一致。TRGB的距离是用哈勃太空望远镜（HST）的高级巡天照相机（ACS）对星系晕成像测量的。TRGB校准的零点设置为距离大麦云云18.477 +/- 0.004（stat）+/-0.020（sys）mag的距离模数，基于20颗晚型分离食双星（DEB）的测量，结合基于斯皮策观测的3.6微米造父变星莱维特定律的HST视差校准。我们锚定TRGB距离的星系，扩大我们的测量到哈勃流使用最近完成的卡内基超新星项目I样本包含约100个观测良好的SNeIa。相对于造父变星，晕TRGB距离测量有几个优点：包括晕红化程度低，光度测量的拥挤或混合效应最小，对I波段金属丰度的敏感性很浅（校准），不需要多个观测时期或关注周期的不同斜率。此外，我们的TRGB宿主星系样本的主机质量平均高于造父变星样本，更好地匹配C…
2019-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
New Determinations of the UV Luminosity Functions from z~9 to z~2 show a remarkable consistency with halo growth and a constant star formation efficiency
在这里，我们提供了迄今为止HST在z~2、3、4、5、6、7、8和9处可用的静止帧$UV$ LF的最全面的确定。基本上所有的非星系团河外遗留场都被利用了，包括哈勃超深场（HUDF）、哈勃前沿场平行场和所有五个CANDELS场，总测量面积为1136弧分^[2]。我们的测定包括z~2-3的星系，这些星系利用了在GOODS北区和GOODS南区约150弧分^2区域内的深HDUV、UVUDF和ERS WFC 3/UVIS观测数据。总的来说，我们的集体样本包括> 24，000个来源，比HST以前的选择大2.3倍。在z~2、3、4、5、6、7、8和9处分别识别出5766、6332、7240、3449、1066、601、246和33个源。结合我们的结果与Oesch+2018 a早期的z~10 LF测定，我们量化了$UV$ LF的演变。我们的结果表明：（1）暗端斜率α从z~10处的α ~-2.4平滑平坦到z~2处的-1.5，（2）特征光度M* 在z>~2.5处的变化最小，以及（3）从z~10到z~2，归一化log_10 phi* 单调增加，这可以用简单的二阶多项式很好地描述，符合“加速进化”的假设我们发现，这些趋势（从z~10到z~2.5至少）可以很容易地解释的晕质量函数的演变和一个简单的恒星形成效率恒定模型的基础上。
2021-02-15 astro-ph.GA
An HST/COS survey of molecular hydrogen in DLAs & sub-DLAs at z < 1: Molecular fraction and excitation temperature
我们提出了一个系统的搜索结果的分子氢（H2）在低红移（$ 0.05 \lesssim z \lesssim 0.7$）DLAs和亚DLAs与$N(HI) \gtrsim 10^{19.0}$ cm $^{-2}$，在档案HST/COS光谱。我们的核心样本由27个具有中位$\log N(HI) = 19.6$的系统组成。平均而言，我们的调查对$\log N(H2) = 14.4$敏感，其对应于中值$N(HI)$处的$\log f_{H2} = -4.9$分子分数。在10例病例中检测到H2（3/5例DLA和7/22例亚DLA），低于该PDMATHAMT限值。对于具有$N(H2) > 10^{14.4}$ cm $^{-2}$的系统，在我们的样品中观察到的$50^{+25}_{-12}$百分比的H2检测率是高于Noterdaeme等人（2008）的高$z$样品的$\gtrsim 2$的因子。尽管$N(HI)$值通常低10倍，但低$z$ H2体系显示出与高$z$样品相当的分子级分（$\log f_{H2}=-1.93\pm0.63$）.在我们的低-$z$样品中测量的旋转激发温度（$T_{01} = 133\pm55$ K）通常与高-$z$测量一致。简单的光致电离模型有利于辐射场弱得多的平均银河ISM领域的粒子密度在10 - 100厘米$^{-3}$。确定的宿主星系候选者的影响参数在$10 …
2015-03-09 astro-ph.GA
The evolution of the galaxy stellar mass function over the last twelve billion years from a combination of ground-based and HST surveys
我们提出了一个新的确定星系恒星质量函数（GSMF）的红移间隔$0.25 \leq z \leq 3.75$，来自地面和哈勃太空望远镜（HST）的成像调查相结合。基于近红外选定的星系样本选择在3度$^{2}$和跨越$\geq 4$指数的恒星质量的原始调查区域，我们适合GSMF与单和双Schechter函数，仔细考虑爱丁顿偏差，以获得观测和内在参数值。我们发现，双Schechter函数是一个更好的拟合GSMF在所有的红移，虽然单和双Schechter函数拟合是统计上不可区分的$z=3.25$。我们没有发现$M^{\star}$显著演化的证据，其内在值在整个红移范围内与$\log_{10}(M^{\star} / M_{\odot})=10.55\pm{0.1}$一致。总的来说，我们的GSMF的测定是在最近的模拟结果很好的一致性，虽然在最高的恒星质量的差异。根据在UVJ平面上的位置对样本进行分割，我们发现在整个红移范围内，恒星形成的GSMF可以用一个单一的Schechter函数来描述，并且自$z\simeq 2.5$以来没有显著的演化。与此相反，无论是规范化和功能形式的被动GSMF的发展与红移显着，切换从一个单一的双Schechter函数在$z \leq 1.5$。因此，我们发现，虽然被动星系占主导地位的综合恒星质量密度在$z \leq 0.75$，他们只贡献$\lesssim 10$百…
2021-03-05 astro-ph.GA
The Araucaria Project. A Distance Determination to the Local Group Spiral M33 from Near-Infrared Photometry of Cepheid Variables
由于到附近的本星系群螺旋星系M33的距离范围惊人，我们利用ESO VLT获得了该星系中26颗长周期造父变星的深近红外测光。从这些数据中，我们构建了J和K波段的周期光度关系，这些关系与Macri等人先前对造父变星的光学VI测光一起用于确定M33的真实距离模量，以及南洋杉项目开发的多波长拟合方法对造父变星样品的平均红化影响。我们发现M33的真实距离模数为24.62，总的不确定度为+- 0.07 mag，这主要是由我们光度测量中光度零点的不确定度决定的。红化被确定为E（B-V）=0.19 +- 0.02，与弗里德曼等人的HST关键项目所使用的值一致，但与最近其他基于蓝超巨星光谱和O型食双星的测量结果有一些差异，后者产生了较低的红化值。我们推导出的M33距离模量对所采用的红化定律非常不敏感。我们发现，金属丰度和拥挤对我们目前的距离测定的可能影响都在1-2%的水平，因此对我们的距离结果M33的总不确定性的贡献很小。
2013-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The bright-end galaxy candidates at z ~ 9 from 79 independent HST fields
本文介绍了第22周期再电离星系巡天（BoRG[z9]）中纯平行哈勃空间望远镜（HST）成像观测的完整数据分析。来自79条独立视线（约370弧分^[2]）的5个HST/WFC 3 IR +UVIS滤光带的中等深度曝光量提供了z>9亮星系相对于宇宙方差的最小偏差的数密度测定。经过严格的两步候选星系的选择，包括辍学的颜色和光度红移分析，并修订以前的BoRG候选人，我们确定一个源在z~10和两个源在z~9。z~10的候选者显示了视线透镜放大的证据（mu~1.5），但它看起来令人惊讶地明亮（MUV ~ -22.6 \pm 0.3等），使其成为z > 8的已知最明亮的候选者之一（比z = 8.68的星系EGSY 8 p7亮约0.3等，由Zitrin和合作者光谱证实）。对于z ~ 9的候选天体，我们包括了先前较暗星等的数据点，发现这些数据可以很好地用谢克特光度函数进行拟合，其中α =-2.1，MUV =-21.5等，log phi =-4.5 Mpc^-3等^-1，这是第一次没有固定任何参数。推断的宇宙恒星形成率密度与低红移的非加速演化一致。
2018-10-29 astro-ph.GA
HST/COS Observations of Quasar Outflows in the 500-1050 Angstrom Rest Frame: VII. Distances and Energetics for 11 Outflows in Five Quasars
从哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪光谱的5个类星体，16流出检测。对于11个流出，我们能够限制它们到中心源（R）的距离及其能量。在同一流出物的多个电子数密度测定（用于计算R）的情况下，这些值在误差范围内是一致的。对于11个流出，8个具有R的测量值（在10到1000 pc之间），一个具有下限，另一个具有上限，最后一个具有R范围。有两个外流，有足够的动力光度是活动星系核反馈的主要贡献者。流出的物质主要是在非常高的电离阶段发现的，这是使用槽探测，例如，Ne VIII、Na IX、Mg X和Si XII。这些离子将这些紫外线流出的物理条件与在附近的塞弗特星系中看到的X射线暖吸收剂流出联系起来。离子Cl VII和几个新的转换从Ne V已被首次检测到。
2020-06-23 astro-ph.GA
Co-spatial UV-optical HST/STIS Spectra of Six Planetary Nebulae: Nebular and Stellar Properties
本文代表了一个项目的结论，该项目有两个主要目标：（1）调查行星状星云（PNe）在化学上均匀的程度;（2）提供每个PN的中心恒星属性的物理约束。我们完成了第一个目标，通过使用HST/STIS光谱来测量六个PN（IC 2165，IC 3568，NGC 2440，NGC 5315，NGC 5882和NGC 7662）中每个PN的许多空间区域中的七种元素的丰度。第二个目标是通过计算每个星云的光电离模型来实现的，使用我们观测到的发射线强度作为约束条件。我们的研究的主要发现是，星云的He，C，N，O，Ne，S和Ar的丰度是一致的化学均匀的图片为每个PN。此外，我们发现，通过实验三种不同的密度分布（常数，高斯，高斯与幂律），中央恒星的温度和光度的测定是只有轻微敏感的配置文件的选择。最后，后AGB演化模型预测的温度和光度在文献中被绘制随着从光电离模型分析推断的值，以产生初始和最终的质量估计每个中心恒星。
2018-09-11 astro-ph.GA
Is there a black hole in NGC 4382?
本文介绍了星系NGC 4382（M85）的HST STIS观测结果，并利用该星系的轴对称模型确定了该星系的质光比（M/L，V波段）和中心黑洞质量（M_BH）。我们发现M/L = 3.74 +/- 0.1（太阳单位）和M_BH = 1.3（+5.2，-1.2）\times 10^7 M_sun，假设距离为17.9 Mpc，与没有黑洞的情况一致。上限M_BH < 9.6 \times 10^7 M_sun（2σ）或M_BH < 1.4 \times 10^8 M_sun（3σ）与当前的M-σ关系式一致，该关系式预测在σ_e = 182 km/s时M_BH = 8.8 \times 10^7 M_sun，但对于当前的M-L关系式来说较低，它预测在L_V = 8.9 \times 10^10 L_sun，V时，M_BH = 7.8 \times 10^8 M_sun。HST图像显示该星系的核是双层的，这表明存在一个核偏心星盘，类似于M31中的特里梅因星盘。这一结论得到了HST速度频散剖面的支持。尽管存在这种非轴对称特征和最近合并的证据，我们得出结论，我们的黑洞质量测定的可靠性并不受阻碍。推断出的低黑洞质量可能解释了核活动的缺乏。
2011-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Cluster Classification in the PHANGS-HST Survey: Comparison between Human and Machine Learning Approaches
完成后，PHANGS-HST项目将提供大约50，000个紧凑星团和协会的普查，以及其中大约20，000个物体的人类形态分类。这些巨大的数字促使开发一种更客观和可重复的方法来帮助进行源分类。在本文中，我们考虑了五个PHANGS-HST星系（NGC 628，NGC 1433，NGC 1566，NGC 3351，NGC 3627）的结果，这些结果使用了两种卷积神经网络架构（RESNET和VGG）的分类，这些架构使用深度迁移学习技术进行了训练。将结果与人类进行的分类进行比较。主要结果是，神经网络分类在质量上与人类分类相当，对于1类聚类（对称的，集中的），典型一致性约为70至80 $\%$，对于2类聚类（不对称的，集中的），典型一致性约为40至70 $\%$。如果同时考虑1类和2类，则一致性为82 $\pm$ 3 $\%$。研究了星等、拥挤度和背景表面亮度的不确定性。包括用于人类分类的标准和方法的详细描述，以及PHANGS-HST和LEGUS之间的系统差异的检查。颜色图中数据点的分布用作“品质因数”，以进一步测试不同方法的相对性能。对科学成果的影响（例如，质量和年龄函数的测定）进行了检查，发现使用不同的聚类分类方法是最小的。
2021-07-27 astro-ph.GA
Connecting Low- and High-Redshift Weak Emission-Line Quasars via HST Spectroscopy of Ly$α$ Emission
利用哈勃空间望远镜的观测数据，对6个候选的低红移（$0.9 < z < 1.5$）弱发射线类星体（WLQs）的Ly $α$ + NV复合体进行了紫外光谱研究.最初对这些具有固有的弱宽发射线的令人困惑的1型类星体的系统搜索揭示了来自高红移（$z > 3$）类星体的光谱学的$N \approx 100$ WLQ群体，其由Ly $α$ + NV静止框架等效宽度（EW）阈值$< 15.4$定义。然而，低红移（$z < 3$）WLQ候选者的识别主要依赖于较长静止帧波长下弱宽发射线的光谱学。随着这些新的观测将现有的光学覆盖范围扩展到紫外线，我们探索通过EW[Ly $α$ +NV]统一低和高$z$ WLQ种群。样本中的两个物体与高$z$ WLQ一致，另外三个物体与连接WLQ和正常类星体的中间部分一致，最后一个物体与典型类星体一致。扩大的波长覆盖范围提高了我们的个别目标的可用线诊断的数量，允许更好地了解其电离连续体的形状。EW[Ly $α$ +NV]与EW[MgII]的比值在我们的样品中通常较小但变化，有利于WLQs的软电离连续情景，并且我们发现EW[Ly $α$ +NV]与我们的目标的X射线性质之间缺乏相关性，与“薄盘”屏蔽气体模型一致。我们还发现，弱吸收可能是一个更重要的污染物在低$z$ WLQ人口比以前认为的迹象。
2022-03-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Improved Dynamical Constraints on the Masses of the Central Black Holes in Nearby Low-mass Early-type Galactic Nuclei And the First Black Hole Determination for NGC 205
我们改进了对附近三个低质量早型星系NGC 205、NGC 5102和NGC 5206中动态黑洞质量的估计。我们使用新的\hst /STIS光谱，以适应在这些星系的核恒星形成的历史，并使用这些测量创建本地的颜色-质量-光比（\ml）的关系。然后，我们从\hst ~成像中创建新的质量模型，并结合自适应光学运动学，我们使用Jeans动力学模型来约束它们的BH质量。NGC 5102和NGC 5206中心黑洞的质量都低于100万太阳质量，与我们以前的估计值一致，分别为$9.12_{-1.53}^{+1.84}\times10^5$ \Msun ~和$6.31_{-2.74}^{+1.06}\times10^5$ \Msun ~（3个$σ$误差）。然而，对于NGC 205，改进的模型首次提出了BH的存在，最佳拟合质量为$6.8_{-6.7}^{+95.6}\times10^3$ \Msun ~（3个$σ$误差）。这是用任何方法探测到的星系中质量最小的中心BH质量。我们详细讨论了这种测量的可能的系统误差。利用这个BH质量，NGC 205核中X射线和射电辐射的现有上限表明，其吸积速率$\lesssim$ $10^{-5}$等于爱丁顿速率。我们还讨论了颜色- \mleff ~关系在我们的核，并发现这些变化的斜率显着核之间。具有显著年轻恒星种群的核具有比以前发表的一些星系色-\mleff ~关系更陡的…
2019-01-14 astro-ph.GA
Feasibility of the debris ring transit method for the solar-like star HD 107146 by an occulted galaxy
掩星星系对已被用来确定前景星系内的透射率和尘埃成分。HST/ACS在2004年和HST/STIS在2011年对类太阳恒星HD 107146周围几乎面对面的环状碎片盘进行的观测表明，碎片环在随后的几十年里掩盖了一个扩展的背景星系。我们的目标是使用2004年HST观测该系统的星系模型，并将其应用于2011年的观测，以测量星系通过碎片盘外部区域的传输。我们的星系模型的指数盘和Sérsic伪凸起的V-和I-波段，但由于恒星形成区域的小尺度结构的不规则性限制了准确确定的前景尘埃分布。我们表明，碎片环凌日测光是可行的光学深度增加$Δτ\geq$ 0.04（$1 σ$）的几十个au尺度的背景星系的宽度{当2011年STIS数据直接与新的HST/STIS观测，而不是使用平滑模型作为参考。
2018-06-27 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Expansion Proper Motions of the Planetary Nebula NGC 6302 from HST imaging
行星状星云的膨胀时间尺度为10^3-10^4年。对于附近的物体，它们的膨胀可以在几年到几十年内被检测到。膨胀的模式探测了内部速度场，并为星云喷射机制提供了线索。对于非对称星云，特别是双极星云，它也可以提供有关形态发展的信息。我们测量了NGC 6302的膨胀自行从两个时代的HST成像，相隔9.43年。这是用来确定膨胀年龄和速度场的结构。我们在[N II] 6583 NXP滤波器中使用来自HST WF/PC 2和WFC 3的HST图像。自行是由一组200个独立的瓦片在90”的中心恒星。速度场显示出速度随径向距离线性增加的特征（所谓的哈勃流）。它与Meaburn等人（2008）之前的一个测定结果非常一致，该测定是在距离恒星更远的叶瓣上进行的，该叶瓣是基于更长的时间跨度。自行矢量的模式主要是径向的，原点接近Szyszka等人（2009）直接探测到的中心恒星的位置。结果表明，NGC 6302的叶在35年前的一次短暂事件2250 \pm中被抛出。在内部区域，有证据表明气体随后加速了9.2 km/s，可能与电离的开始有关。这个致密而巨大的分子环被喷射了5000多年，大约在2900年前结束。在一次短暂的事件中，经过\sim 600年的短暂间歇期（“喷流滞后”）后，叶被弹出。环和叶起源于具有不同物理过程的单独质量损失事件。赤道质量损失的停止和叶弹射之间的延迟提供了一个重要的约束，解释最后的质量损失阶…
2011-05-17 astro-ph.GA
HST/COS Observations of Quasar Outflows in the 500-1050 Å Rest Frame: III. Four Similar Outflows in 2MASS J1051+1247 with Enough Energy to be Major Contributors to AGN Feedback
我们在哈勃空间望远镜/宇宙起源摄谱仪的类星体2 MASS J1051+1247的光谱中探测到四个非常有活力的外流，其组合动力学光度（$\dot{E_k}$）为10 $^{46}$ erg s $^{-1}$。显着的相似之处被认为是在这些流出：4900和5700公里秒$^{-1}$之间的速度质心，距离中央源（$R$）的几百秒差距内的错误都是一致的，和一个$\dot{E_k}$内的一个因素为2的所有流出。因此，外流的共同来源是可能的。大部分流出的物质存在于一个非常高的电离阶段，明显的是来自Ne VIII，Na IX，Mg X和Si XII的波谷，这将这些紫外线流出的物理条件与附近塞弗特星系中看到的X射线暖吸收体流出相连接。三个流出具有两个或三个独立的诊断的电子数密度，产生一致的值为每个流出，这增加了稳健性的$R$测定。槽从未见过的Ar VI，O IV*，Ne VI*，和Ne V* 的离子跃迁被确定。结合$\dot{E_k}$是类星体的爱丁顿光度的$7.0^{+6.5}_{-2.3}$ %，这些外流是主要的候选人是各种活动星系核反馈效应的主要代理人。
2020-03-19 astro-ph.GA
Massive Dead Galaxies at z~2 with HST Grism Spectroscopy I. Star Formation Histories and Metallicity Enrichment
观测显示，当宇宙只有~2 Gyr时，大质量（logM*/Msun>11）星系已经死亡。由于这些星系在熄灭之前的时间很短，它们过去的历史和熄灭机制特别令人感兴趣。本文研究了24个1.6<z<2.5大质量星系的恒星形成历史。从多个哈勃太空望远镜巡天收集的深层无缝光谱+成像数据集可以可靠地确定它们的光谱能量分布和SFH，而无需对它们的形式进行功能假设。我们发现，大多数我们的大质量星系已经形成了超过50%的现存质量的时间之前，观测到的红移约1.5 Gyr，有一个趋势，更多的大质量星系形成更早。它们的恒星相金属丰度已经与当地早型星系的金属丰度相容，中值为logZ*/Zsun=0.25，分散度约为0.15 dex。结合重建的SFH，我们揭示了它们的快速金属丰度演化从z~5.5到~2.2，在log Z*/Zsun中的速率为~0.2dex/Gyr。有趣的是，当在半质量时间比较时，推断的恒星相金属丰度比恒星形成星系的观测气相金属丰度高约0.25 dex。虽然系统的不确定性仍然存在，但这可能意味着这些淬灭的星系继续进行低水平的恒星形成，而不是突然终止其恒星形成活动，并且直到最近才继续增强其金属丰度。
2019-06-18 astro-ph.GA
The VLT-FLAMES Tarantula Survey XVI. The optical+NIR extinction laws in 30 Doradus and the photometric determination of the effective temperatures of OB stars
内容：Cardelli等人（1989）常用的消光定律有其局限性，其中一个问题是阻碍了用光学+近红外光度法测定O型和早期B型星的有效温度。目的：我们的目标是开发一个新的家庭的30剑鱼座的消光定律，检查其在该地区和其他地方的普遍适用性，并应用它们来测试使用光学+近红外测光的可行性，以确定OB星的有效温度。研究方法：我们使用光谱和近红外光度从VLT火焰狼蛛调查和光学光度从HST/WFC3的30剑鱼和我们分析他们与软件代码CHORIZOS使用不同的假设，如家庭的消光定律。结果：我们得出了一个新的家庭的光学+近红外消光定律30剑鱼座，并确认其适用于熄灭银河系O型系统。我们的结论是，通过使用新的消光定律，它是可能的，以适度的不确定性和只有一个小的偏差，至少高达E（4405 - 5495）~1.5马格的OB星的有效温度测量。
2014-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Hubble Space Telescope proper motion (HSTPROMO) catalogs of Galactic globular clusters. IV. Kinematic profiles and average masses of blue straggler stars
我们利用Bellini等人（2014）导出的哈勃空间望远镜自行星表，首次获得了银河系球状星团（GC）中蓝离散星（BSS）的径向速度色散分布σ（R），以及整个BSS种群平均质量的首次动力学估计。我们发现，BSS通常具有较低的速度色散比恒星的质量等于主序星的关闭质量，因为人们会期望一个更大的人口的恒星。由于GC预计会经历某种程度的能量均分，我们使用关系式sigma~M^-eta（其中eta与能量均分的程度有关）以及我们的速度-色散曲线来估计BSS质量。我们从Bianchini等人（2016 b）最近的Monte Carlo集群模拟中估计eta作为集群弛豫的函数，然后从19个GC的598个BSS中得出平均质量比M_BSS /M_MSTO=1.50+/-0.14和M_BSS=1.22+/-0.12 M_Sun。最终的误差条包括不同聚类之间随机的任何系统误差，但不包括我们的方法所固有的任何潜在偏差。我们的结果与文献中银河系GC中35个BSS的平均质量M_BSS=1.22+/-0.06 M_Sun很好地吻合，其性质允许单独的质量测定。
2016-06-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
A New Determination of the Mass of NGC 3603-A1: the Most Massive Binary Known?
本文利用新的和档案 HST/STIS 光谱及成像数据，测定 NGC 3603-A1 双星系统的轨道、质量和恒星参数，确认其为银河系中已知质量最大的直接测量双星之一。
2025-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Proper motions of Local Group dwarf spheroidal galaxies I: First ground-based results for Fornax
在本文中，我们详细介绍的方法和第一批结果的地面计划，以确定绝对自行的天炉座矮球状星系。自行是用真正的天炉座恒星成员来确定的，这些成员是相对于一个静止的基准背景用光谱学证实的类星体\qso来测量的。我们的均匀测量，基于这一个类星体给出了一个值（\mua，\mud）$ = (0.64 \pm 0.08, -0.01 \pm 0.11)$ \masy。对于天炉座的横向运动，只有两个其他的（天体测量）测定：一个是基于板块和HST数据的组合，另一个是基于HST数据的（内部精度更高）。我们表明，我们的自行误差是类似的HST测量个别类星体。我们提供的证据表明，就我们所能确定的而言，我们的运动不受大小，颜色或其他潜在的系统效应的影响。最后一个历元的测量和减少正在进行中的其他四个类星体领域的这个星系，其中，当结合起来，应产生自行与加权平均误差为$\sim50\,μ$作为y $^{-1}$，使我们能够把重要的限制天炉座的轨道。
2010-05-26 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
