Kinematics of the lens host S0 galaxy NGC 1553: role of secular processes
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；Observatoire de Paris, LUX, College de France, CNRS, PSL University, Sorbonne University（巴黎天文台、LUX、法兰西学院、CNRS、PSL大学、索邦大学）
本文利用 MUSE 高分辨率积分场光谱和 HST 图像研究 S0 星系 NGC 1553 中心“盘-透镜”结构的运动学特征，揭示核盘、经典核球、核棒及旋涡结构，并结合恒星年龄与金属丰度证据，提出该结构形成于星系演化早期并受内部长期过程和外部环境共同塑造。
2025-09-12 astro-ph.GA
IMF-induced intrinsic uncertainties on measuring galaxy distances based on the number of giant stars: the case of the ultra-diffuse galaxy NGC 1052-DF2
表面亮度涨落（SBF）技术是一种距离测量方法，它已被应用于低表面亮度星系NGC 1052-DF 2，得到的距离约为20 Mpc，这意味着它是一个暗物质缺乏星系。我们假设在一个给定的光度阈值以上的巨星的数量来代表SBF星等。SBF星等依赖于距离，但这是退化的恒星形成历史（SFH）。利用星族合成模型，计算了不同星系范围内恒星初始质量函数、年龄、金属丰度和超星系性的恒星星族的巨星数。如果gwIMF是不变的规范IMF，则颜色中的1 $σ$（3 $σ$）不确定性允许低至12 Mpc（8 Mpc）的距离。相反，如果真正的潜在的gwIMF是综合星系范围IMF（IGIMF），那么高估低质量星系的距离将是一个自然的结果，允许NGC 1052-DF 2在1 $σ$颜色不确定度内具有11 Mpc的距离。最后，我们表明，我们的主要结论的存在偏差的SBF距离估计的影响不大，通过改变光度下限计数巨星。
2021-04-12 astro-ph.GA
A new way to constrain the densities of intra-group medium in groups of galaxies with convolutional neural networks
冲压压力（RP）可以影响冷气体含量的演化和星系的恒星形成率。RP强度的关键参数之一是组内介质（$ρ_{\rm igm}$）的密度，如果来自它的X射线发射太弱而无法观察到，则很难估计。我们提出了一种新的方式来约束$ρ_{\rm igm}$通过应用卷积神经网络（CNN）模拟气体密度和运动学地图下的强RP星系。我们在各种RP条件下使用星系的$9\times{}10^4$ 2D图像训练CNN，然后使用$10^4$新的测试图像验证性能。这种新的方法可以应用于正在进行的WALLABY和SKA调查的实际观测数据，以快速获得$ρ_{\rm igm}$的估计。模拟的星系图像具有$1.0$ kpc分辨率，这与未来WALLABY调查的预期一致。经训练的CNN模型预测归一化IGM密度$\hatρ_{\rm igm}$，其中$0.0 \le \hatρ_{\rm igm, n} < 10.0$分别准确地具有用于密度、运动学和联合2D图的$0.72$、$0.83$和$0.74$的均方根误差值（$\rm RMSE$）。经过训练的模型无法精确地预测星系相对于IGM（$v_{\rm rel}$）的相对速度，并且难以概括不同的RP条件。我们将我们的CNN应用于所观察到的NGC 1566在Dorado群中的HI柱密度图，以估计其IGM密度。
2020-09-08 astro-ph.GA
The Distance of the Dark Matter Deficient Galaxy NGC1052-DF2
我们最近推断星系NGC 1052-DF 2几乎没有或没有暗物质和丰富的不寻常的球状星团系统。我们假设该星系是发光椭圆星系NGC 1052的卫星星系，其表面亮度涨落（SBF）距离为$19.0 \pm 1.7$ Mpc，径向速度为~1800 km/s，投影位置为~20 Mpc。在这里，我们分析了NGC 1052-DF 2的色星等图（CMD），遵循Trujillo等人（2018）的建议，即红巨星分支（TRGB）的尖端可以在目前可用的HST数据中检测到，并且该星系位于~13 Mpc。使用完全填充的星系模型，我们表明，CMD的强烈影响的混合物。这些混合产生的“幻影”TRGB比真实TRGB亮约2倍，这可能导致错误的距离估计比实际距离小约1.4倍。我们比较NGC 1052-DF 2的模型图像以及其他星系在我们的HST样本，并表明，大量的未混合的RGB恒星预期的距离为13 Mpc的人口没有检测到。我们还提供了一个新的距离测量NGC 1052-DF 2是免费的校准不确定性，通过锚定它的超脉泽宿主星系NGC 4258的卫星。从兆脉泽-TRGB-SBF距离阶梯，我们得到$D=18.7 \pm 1.7$ Mpc，与我们以前的测量和椭圆星系NGC 1052的距离一致。
2018-08-14 astro-ph.GA
The distance to a star forming region in the Outer arm of the Galaxy
我们用WB 89 -437的VLBA进行了天体测量观测，WB 89 -437是银河系外旋臂中的一个H2O脉泽源。我们测量的年视差为0.167 +/- 0.006 mas，对应于日心距离为6.0 +/- 0.2 kpc或银心距离为13.4 +/- 0.2 kpc。这个日心距离的值比8.6千秒差距的运动学距离小得多。这证实了朝向l = 135度的微弱外臂的存在。我们还测量了该物体的全空间运动，发现了一个大约20 km/s的巨大的奇特运动，朝向银河系中心。这种特殊的运动解释了运动学距离估计中的大误差。我们还发现WB 89 -437与LSR具有相同的旋转速度，这为平坦的旋转曲线以及外银河系中存在暗物质提供了更多证据。
2009-01-16 astro-ph.GA
The distance to the giant elliptical galaxy M87 and the size of its stellar subsystem
利用哈勃空间望远镜的档案图像，获得了室女星系团中巨大椭圆星系M87周围9个视场的恒星测光。由此产生的赫兹普龙-罗素图显示人口红巨星和AGB分支。红巨星分支（TRGB不连续）的尖端的位置被发现随银河系的距离而变化。这种变化可以解释为富含金属的红巨星对TRGB不连续测量过程的影响，或者解释为M87周围存在一个弱的气体和尘埃云，沿着银河系中心半径延伸到$10^\prime$，并在星系中心附近引起高达$0.^m2$的$I$带吸收。距离M87中心较远的TRGB恒星的平均距离模数为$(m-M) = 30.91\pm0.08$，相当于距离为$D=15.4\pm0.6$ Mpc。结果表明，位于M86和M87星系之间，角距为$37^\prime$和$40^\prime$的恒星不是星系际恒星，而是M87星系，即：这个星系的恒星晕可以在银河系中心距离190千秒差距处清楚地看到。测量了四个矮星系P4 anon，NGC 4486 A，VCCA 039和dSph-D 07的距离，它们的图像可以在研究的领域中看到。前三个星系都是M87的卫星星系，而dSph-D 07则位于更远的位置，是M86星系群的成员。
2020-08-24 astro-ph.GA
A map of the outer gas disk of the Galaxy with direct distances from young stars
本文提出“模式匹配”新方法，利用邻近年轻恒星和造父变星的距离在位置-速度空间绘制银河系气体图，避免运动学距离假设，精度比运动学方法高24%，并可用于恒星形成、银河系动力学和三维尘埃图研究。
2025-06-05 astro-ph.GA
The distance, supernova rate and supernova progenitors of NGC 6946
烟花星系NGC 6946的距离非常不确定。最近使用红巨星分支的尖端估计的距离为7.7至7.8 Mpc，大于通常假设的研究该星系中超新星的距离5.9 Mpc。在这里，我们使用星系的高超新星率来推导恒星形成率，并预测星系的FUV通量。我们还通过不同的方法解释了尘埃的消光，得出NGC 6946的距离为7.9+/-4.0 Mpc。然后，我们使用新的距离重新评估对超新星祖先2002 hh、2004 et、2017 eaw、可能的电子捕获事件2008 S和可能的黑洞形成事件N6946-BH 1的理解。对于后两个奇异事件，新的距离提高了观测到的祖先和恒星模型，引起这些事件之间的一致性。根据我们的研究结果，我们强烈建议所有未来对NGC~6946的研究必须使用Anand等人（2018）的7.72+/-0.32 Mpc的更大距离。
2019-03-01 astro-ph.GA
The Distance and Dynamical History of the Virgo Cluster Ultradiffuse Galaxy VCC 615
我们使用深哈勃太空望远镜成像推导出的距离室女星系团ultradiffic星系（UDG）VCC 615使用的红巨星分支（TRGB）的距离估计的尖端。我们在银河系内探测到5，023颗恒星，达到50%的完整性极限F814W = 28.0，使用周围区域的计数来校正由于背景源和室女座星团内恒星造成的污染。我们推导出一个修正后的F814 W尖端星等为$m_{\rm tip,0} = 27.19^{+0.07}_{-0.05}$，产生的距离为$d=17.7^{+0.6}_{-0.4}$ Mpc。这使得VCC 615位于室女星系团（$d_{\rm Virgo} = 16.5 Mpc$）的远端，距离室女座中心1.3 Mpc，接近室女座主体的维里半径。将这个距离与星系观测到的径向速度相结合，我们发现VCC 615处于向外的轨道上，最近通过了星系团的内部。事实上，我们的轨道模型给出了50%的机会，星系通过室女座核心（r<620 kpc）在过去的Gyr，虽然非常接近的通道直接通过集群中心（r<200 kpc）是不可能的。考虑到VCC 615的未受干扰的形态，我们认为，该星系没有经历过最近和突然转变成UDG由于集群的潜力，而是一个长寿的UDG，其相对较宽的轨道和大的动力学质量保护它从剥离和破坏室女星系团潮汐。最后，我们还描述了一个附近的室女座矮星系的意外发现，预计90角秒（7.2千秒差距）远离VCC 615…
2021-11-02 astro-ph.GA
A distance of 13 Mpc resolves the claimed anomalies of the galaxy lacking dark matter
声称探测到一个缺乏暗物质的弥漫星系，这对我们理解这些星系的性质和一般的星系形成是一个可能的挑战。这个星系，已经在1976年夏天由英国48英寸施密特望远镜拍摄的底片中被确认，呈现出正常的与距离无关的特性（例如颜色，球状星团的速度色散）。然而，与距离相关的量与其他类似星系的量不一致，即球状星团的光度函数和大小，质光比和暗物质含量。在这里，我们对所有现存的数据进行了仔细的分析，并表明它们一致地表明了比以前指出的（20 Mpc）短得多的距离（13 Mpc）。根据这个修正后的距离，该星系看起来是一个相当普通的低表面亮度星系（R_e=1.4+-0.1 kpc; M*=6.0+-3.6x10^7 Msun），有足够的空间容纳暗物质（半质量半径内的暗物质比例>75%，M_halo/M*>20），对应于最小晕质量>10^9 Msun。在13 Mpc时，该天体周围的球状星团的光度和结构特性与其他星系中发现的相同。
2019-03-15 astro-ph.GA
The Distance to the Galaxy Coma P
如果极低表面亮度星系后发座P位于$5.5\pm0.3$ Mpc，正如最近提出的那样，那么它将在星系之间的速度差很低的位置具有非常偏离的特殊速度$\sim900$ km $\mathrm{s^{-1}}$。我们已经访问了来自HST档案的图像，这些图像用于从红巨星分支的尖端的大小获得文献距离。我们的分析给出的距离是$10.9\pm1.0$ Mpc。在这个位置上，该星系位于室女星系团的陷落区，因此它仍然相当奇特的速度$\sim500$ km $\mathrm{s^{-1}}$与一个已建立的模型一致。后发座P相对于红巨星分支有一个异常明显的渐近巨星分支。占主导地位的恒星星族只有几个Gyr。
2018-06-11 astro-ph.GA
A Cepheid-Based Distance to the Seyfert Galaxy NGC 6814
本文利用{ \it Hubble Space Telescope}的观测数据，给出了一个以造父变星为基础的到邻近的Seyfert星系NGC 1，6814的距离。我们在2013年8月$-$ 10月的12次对数时间间隔访视中获得了F555 W和F814 W成像。我们在两个滤镜中的所有图像中检测并测量了16，469个独特的光源，从中我们确定了90个优秀的造父变星候选者，这些候选者的时间跨度为$13-84$天。我们发现在<21天的时间内检测候选人的不完整性的证据。基于对不完全极限以上的造父变星候选者的分析，我们确定了NGC 1，6814相对于$μ_{\rm rel\,LMC}=13.200^{+0.031}_{-0.031}$的LMC的距离模数。采用Pietrzynski等人确定的LMC距离模数的最新约束，我们找到了$m-M=31.677^{+0.041}_{-0.041}$，它给出了到NGC 6814的$21.65 \pm 0.41$ Mpc的距离。
2019-10-01 astro-ph.GA
Resolving the Discrepancy of Distance to M60, a Giant Elliptical Galaxy in Virgo
在室女座的巨型椭圆星系M60的距离估计中存在一个众所周知的差异：该星系的行星状星云光度函数（PNLF）距离模量平均比文献中基于表面亮度波动（SBF）的值小$~0.4$等。我们提出测光的解决恒星在外部领域的M60的基础上深F775W和F850LP图像在哈勃空间望远镜获得的纯并行程序的一部分在档案中。探测到的恒星大多是M60晕中的老红巨星。通过这种测光，我们使用红巨星分支（TRGB）的尖端来确定到M60的距离。在红巨星的光度函数中，在$F850LP_{\rm TRGB}=26.70\pm0.06$等检测到TRGB。该值对应于$F814W_{0,\rm TRGB}=27.13\pm0.06$ mag和$QT_{\rm TRGB}=27.04\pm0.07$ mag，其中$QT$是颜色校正的F814 W星等。由此，我们导出距离模量，$(m-M)_0=31.05\pm0.07{\rm(ran)}\pm0.06{\rm (sys)}$（$d=16.23\pm0.50{\rm (ran)}\pm0.42{\rm (sys)}$ Mpc）。该值比PNLF距离大$0.3$ mag，比以往研究中的SBF距离小$0.1$ mag，表明文献中PNLF到M60的距离比建议值有更大的不确定性。
2017-05-18 astro-ph.GA
Astrometry of Star Forming Region IRAS 05137+3919 in the far outer Galaxy
本文介绍了用VERA对IRAS 05137+3919中的H2O脉泽源进行的天体测量观测结果。我们导出了视差π= 0.086 +/- 0.027 mas，对应于源距D=11.6+5.3-2.8 kpc。虽然视差测量只有3-sigma水平，因此距离的不确定性相当大，但我们可以强烈地限制到这个源的最小距离，在90%的置信水平下，将源定位在距离太阳大于8.3 kpc（或距离银河系中心16.7 kpc）的位置。我们的研究结果提供了一个天体测量确认，这个源位于遥远的外星系超过15千秒差距的银河系中心，表明IRAS 05137+3919是最遥远的恒星形成区域之一，从银河系中心。
2011-01-07 astro-ph.GA
An Orbital Interpretation of Decreasing Galaxy Velocity Distance Relations in Systems Dominated by Giant Elliptical Galaxies
Abdelhamid Ibn Badis University（阿卜杜勒哈米德·伊本·巴迪斯大学）；Elaboration and Characterization Physico-Mechanical and Metallurgical of Materials Laboratory (ECP3M), Abdelhamid Ibn Badis University-Mostaganem（阿卜杜勒哈米德·伊本·巴迪斯大学-穆斯塔加奈姆物理机械与冶金材料表征与制备实验室）；University of Relizane（赖利赞大学）
本研究提出伴星系绕巨椭圆星系形成开普勒式轨道系统，分析M87、M60和NGC 1399三个系统，发现速度随距离递减，支持轨道解释而非暗物质或修正引力。
2026-09-21 astro-ph.GA
A Tip of the Red Giant Branch Distance to the Dark Matter Deficient Galaxy NGC1052-DF4 from Deep Hubble Space Telescope Data
先前的研究表明，大型弥漫星系NGC 1052-DF 2和NGC 1052-DF 4都有异常明亮的球状星团，以及非常低的暗物质含量。在这里，我们提出了新获得的深哈勃太空望远镜（HST）先进相机的调查（ACS）成像的这些星系之一，NGC 1052-DF 4。我们使用这些数据来测量星系与红巨星分支（TRGB）尖端位置的距离。我们发现探测到的比$m_{F814W} \sim 27.3$暗的恒星数量迅速增加，我们认为这是红巨星分支的开始。使用正演模拟的方法，考虑到光度的不确定性，我们发现一个TRGB的大小$m_{F814W,\rm TRGB}=27.47 \pm 0.16$。推断的距离（包括绝对校准中的不确定性）为$D_{\rm TRGB}=20.0 \pm 1.6$ Mpc。NGC 1052-DF 4的TRGB距离与先前确定的表面亮度波动距离$D_{\rm SBF}=18.7\pm 1.7$ Mpc到NGC 1052-DF 2一致，并且与明亮椭圆星系NGC 1052的距离一致。我们的结论是，这些星系的不寻常的属性不能用距离误差来解释。
2020-04-28 astro-ph.GA
The Tip of the Red Giant Branch Distance to the Perfect Spiral Galaxy M74 Hosting Three Core-Collapse Supernovae
M74（NGC 628）是一个著名的正面螺旋星系，拥有三颗核心坍缩超新星（SNe）：SN Ic 2002 ap、SN II-P 2003 gd和SN II-P 2013 ej。然而，它的距离并不为人所知。我们提出了一个距离估计的基础上的红巨星分支（TRGB）方法的尖端。我们从哈勃空间望远镜档案中的F555 W和F814 W图像中获得了M74无臂区的可分辨恒星的测光结果。解析恒星的色星等图显示了一个占主导地位的红巨星分支（RGB），以及蓝色主序星、红色氦燃烧星和渐近巨星分支星。RGB星的I波段光度函数显示TRGB为I_TRGB = 26.13 pm 0.03等，T_RGB = 25.97 pm 0.03。由此，我们得出到M74的距离模数为30.04 pm 0.04（随机）pm 0.12（系统）（对应于线性距离，10.19 pm 0.14 pm 0.56 Mpc）。利用这个距离估计值，我们校准了SNe II-P的标准烛光法。从SN 2003 gd的绝对星等，我们推导出了哈勃常数的值，H_0 = 72 pm 6（随机）pm 7（系统）km s^-1 Mpc^-1。这与最近基于Ia型超新星光度校准的估计相似。
2014-08-19 astro-ph.GA
A Robust Tip of the Red Giant Branch Distance to the Fireworks Galaxy (NGC 6946)
在NGC 6946外部区域的F606 W + F814 W两个不同领域的档案HST数据被用来测量红巨星分支（TRGB）到星系的距离。我们采用贝叶斯最大似然建模方法，结合光度的完整性，并允许我们对RGB人口的光度函数进行建模。我们的两个场分别提供了7.74 $\pm$ 0.42 Mpc和7.69 $\pm$ 0.50 Mpc的距离。我们的最终距离为7.72 $\pm$ 0.32 Mpc，高于文献中先前发表的大多数值。这对超新星测量有重要意义，因为NGC 6946是迄今为止观测到的超新星最多的星系。我们发现NGC 6946中的超新星平均亮度是之前估计的$\sim$的2.3倍。我们的距离使NGC 6946在局部片坐标系中有一个特殊的速度$v_{pec}$ = $-229$ $\pm$ $29$ km/s。这个速度是一个相当负的SGZ运动的投影分量，表明一个连贯的运动与M101壁的其他成员朝着本地席的平面。M101墙是从局部席进入局部空洞的一个分支，正在经历局部空洞的扩张。
2018-07-13 astro-ph.GA
The Enigmatic (Almost) Dark Galaxy Coma P: Distance Measurement and Stellar Populations from HST Imaging
我们介绍了哈勃太空望远镜（HST）对低表面亮度（SB）星系Coma P的观测。该系统首次在阿雷西博遗产快速ALFA HI调查中被发现，并被编目为（几乎）黑暗星系，因为它在可用的调查数据中没有表现出任何明显的光学对应物（例如，Sloan Digital Sky Survey）。随后的WIYN pODI成像揭示了位于HI探测中心的超低SB恒星组件。我们使用的HST图像产生一个深的颜色星等图（CMD）的解决恒星星族目前后发座P。我们清楚地检测到一个红色的恒星序列，我们解释为红巨星分支，并用它来推断一个尖端的红巨星分支（TRGB）的距离为5.50 $^{+0.28}_{-0.53}$兆秒差距。新的距离大大低于先前的估计，表明后发座P是一个极端的矮星系。我们推导出的恒星质量只有4.3 $\times$ 10 $^5$ $M_\odot$，这意味着后发座P有一个极端的HI与恒星的质量比为81。我们提出了一个详细的分析后发座P所在的星系环境。我们假设后发座P形成于一个局部的空隙中，并且在低密度的环境中度过了它的大部分生命期。随着时间的推移，位于空洞壁中的星系的引力将其移动到边缘，在那里它最近与M64进行了“飞越”。我们调查了后发座P在更远距离的可能性，并得出结论，现有数据最适合5.5 Mpc的距离。
2019-01-22 astro-ph.GA
Tip of the red giant branch distance to the nearby dwarf galaxy [TT2009] 25 in the NGC 891 group
矮星系是小尺度宇宙学测试的关键对象，如丰度问题或卫星平面问题。因此，获得尽可能多的附近矮星系的准确信息是一项至关重要的任务。使用极深的，基于地面的$V$和$i$ -波段斯巴鲁Suprime Cam测光与$i=27$ mag的完整性，我们测量了矮星系红巨星分支距离的尖端[TT 2009] 25。这颗矮星位于银河系类似物NGC 891周围的区域。利用贝叶斯方法，我们测量了$10.28^{+1.17}_{-1.73}$ Mpc的距离，与NGC 891的距离一致，从而确认它是NGC 891的成员。矮星系遵循本星系群矮星系定义的标度关系。我们在[TT 2009] 25周围没有发现扩展的恒星晕。在巡天所覆盖的100千秒差距的小视场中，只有一个明亮的矮星系和巨星系流是明显的。这与银河系相当，在银河系中，一个明亮的矮星居住在同一体积中，以及人马座流-不包括更远但会投射在视线中的卫星。因此，必须在NGC 891周围更大的区域内调查更多的矮星系，以测试矮星系的丰度，并将其与银河系周围的卫星数量进行比较。
2019-08-08 astro-ph.GA
A Tip of the Red Giant Branch Distance of $22.1 \pm 1.2$ Mpc to the Dark Matter Deficient Galaxy NGC1052-DF2 from 40 Orbits of Hubble Space Telescope Imaging
大型弥漫星系NGC 1052-DF 2和NGC 1052-DF 4被发现具有非常低的暗物质含量和明亮的球状星团。准确的距离测量是解释这些观测结果的关键。最近，通过对哈勃空间望远镜（HST）高级巡天相机（ACS）成像的12个轨道上红巨星分支（TRGB）的尖端进行识别，发现NGC 1052-DF 4的距离为$20.0\pm 1.6$ Mpc。在这里，我们提出了40个轨道的HST ACS数据的NGC 1052-DF 2和使用这些数据来测量其TRGB。TRGB在色星等图中很明显。使用一个前向模型，结合光度的不确定性，我们发现一个TRGB的$m_{\rm F814W, TRGB} = 27.67 \pm 0.10$马格。推断的距离是$D_{\rm TRGB} = 22.1 \pm 1.2$兆秒差距，与以前的表面亮度波动距离明亮的椭圆星系NGC 1052。新的HST距离排除了NGC 1052-DF 2的一些不寻常的性质可以解释的想法，如果它在$\sim 13$ Mpc;相反，它意味着星系的球状星团甚至比以前使用20 Mpc的距离推导出的更明亮。从NGC 1052-DF 2到NGC 1052-DF 4的距离在$2.1\pm 0.5$ Mpc处被充分确定，显著大于NGC 1052的维里直径。我们讨论了星系的形成方案和外部场效应，这已被调用来解释这些对象的内在动力学的背景下修改后的牛顿动力学的影响。
2021-05-20 astro-ph.GA
Galaxy Optical Variability of Virgo Cluster: New Tracer for Environmental Influences on Galaxies
利用Palomar瞬变工厂的观测数据，研究了星系的光学变率与星系距室女星系团中心距离之间的关系。我们定义星系亮度的标准差和标准差的平均值之间的比率作为星系光学变化的度量。一个814室女座星系的样本与230263观测表明，光学变率的单调下降趋势，增加集群中心的距离。聚类内部的变异性水平比聚类外部的变异性水平高3.2 $σ$。我们用一个线性函数拟合变异性，发现数据拒绝了一个与距离无关的模型。我们检查了217个背景星系进行比较，并没有发现星系变异的显着趋势。我们用蒙特卡罗模拟重建每个星系的亮度来评估这种关系。模拟结果表明，成员星系的变化和背景星系的距离无关的关系单调递减。我们的结果与星系团中心的冷气体流促进活动星系核活动的理论是一致的。这项工作是利用光学变率研究星系演化与环境关系的新方法。
2020-06-08 astro-ph.GA
The Araucaria Project. First Cepheid Distance to the Sculptor Group Galaxy NGC 7793 from Variables discovered in a Wide-Field Imaging Survey
我们首次在玉夫座星系群螺旋星系NGC 7793中发现造父变星。从2003-2005年56个夜晚在光学V和I波段获得的宽视场图像中，我们发现了17颗长周期（24-62天）造父变星，它们的周期和平均星等定义了紧密的周期-光度关系。我们用（V-I）韦森指数确定了NGC 7793的无红化真距离模为27.68 ± 0.05 mag（内部误差）± 0.08 mag（系统误差）。V和I的红化距离模量与从韦森星等得到的红化距离模量的比较表明，NGC 7793中的造父变星受到E（B-V）=0.08等的平均总红化的影响，其中0.06等是在宿主星系内部产生的。与南洋杉项目早期的造父变星研究一样，报告的距离与假设的LMC距离模数18.50有关。所引用的系统不确定性考虑了造父变星不稳定带的混合和可能的不均匀填充对导出距离的影响。根据最近的理论和经验结果，报告的距离值并不取决于造父变星的金属丰度（未知）。我们的造父变星距离较短，但误差范围与之前用TRGB和塔利-费舍尔方法确定的NGC 7793的距离一致。NGC 7793的距离为3.4 Mpc，几乎与我们的项目从NGC 247的造父变星中发现的距离相同，NGC 247是位于NGC 7793附近的玉夫座星系群的另一个螺旋成员。玉夫座星系群中另外两个引人注目的旋涡星系NGC 55和NGC 300则更近（1.9 Mpc），证实了Jerjen等人提出的玉夫座星系群在视…
2010-08-18 astro-ph.GA
The Hubble constant anchor galaxy NGC 4258: metallicity and distance from blue supergiants
本文通过非LTE分析NGC 4258星系蓝超巨星光谱测定其金属丰度，并利用FGLR和HST/JWST测光数据估算出独立光谱距离，与水微波激射器几何距离一致。
2024-11-12 astro-ph.GA
Characteristics of the Galaxy according to Cepheids
经典造父变星和II型造父变星被用来重新研究银河系的特殊性质。从LMC造父变星（OGLE）出发，提出了一种新的II型无红化造父变星距离参数化，其不确定度一般不大于5- 15%。到银河系中心的距离R 0 =7.8+-0.6 kpc是由到第二型造父变星的中间距离（OGLE）推算出来的，R 0 =7.7+-0.7 kpc是由到第二型造父变星近端的距离推算出来的，再加上从行星状星云推算出来的第二型造父变星半径1.3+-0.3 kpc。从经典造父变星推断出太阳到银道面的距离为Zsun=26+-3 pc，这个结果取决于样本的距离和方向，因为古尔德带和银道盘弯曲的复杂影响。经典的造父变星和年轻的疏散星团描绘出一致而明显的螺旋特征，尽管它们的特征与银河系螺旋图案的传统图片不符。人马座-船底座臂被证实是一个主要的螺旋臂，它似乎起源于一个与以前所建议的不同的银河系区域。此外，观测到一个主要特征来自天鹅座-狐狸座，并可能在太阳附近局部持续。通过证明计算出的到银河系中心和几个球状星团的距离（M54，NGC 6441，M15和M5）和星系（NGC 5128和NGC 3198）可能是II型造父变星的宿主：与文献结果一致，在不确定性范围内。
2009-05-18 astro-ph.GA
The Elusive Distance Gradient in the Ultra-Faint Dwarf Galaxy Hercules: A Combined Hubble Space Telescope and Gaia View
超微弱的矮星系武仙座有一个非常细长的形态，在大半径处有光度超密度和运动学成员，这表明它可能是由于以前与银河系的近距离接触而引起的潮汐干扰。为了解释它的观测特性，我们提出了一个深哈勃太空望远镜（HST）的赫拉克勒斯及其周边地区的成像研究，并通过仔细搜索其伸展身体的距离梯度，调查其潮汐历史。我们的偏心HST数据清楚地解决了一个主要的序列，表明沿着武仙座主轴看到的恒星延伸是真实的，而不是一团背景星系。利用盖亚DR2数据，我们清理了武仙座周围的区域的场污染，并找到了四个新的可能的成员星，所有这些都位于矮星系的外围。我们更新的距离武仙座，并找到$130.6\pm1.2$ kpc（$m-M=20.58\pm0.02$）的主体，这是与文献中的早期估计一致。虽然我们没有发现距离梯度的决定性证据，但我们的工作表明，在这样一个微弱的系统中限制距离梯度并不是微不足道的，并且矮星沿着视线和场污染的可能厚度使得即使使用这些高精度数据也很难做出决定性的结论。未来的研究加上量身定制的理论模型，需要了解大力士的真正性质和潮汐畸变观测超微弱星系一般。
2020-07-22 astro-ph.GA
Planetary nebulae in the elliptical galaxy NGC 4649 (M 60): kinematics and distance redetermination
利用8.2米斯巴鲁望远镜及其FOCAS卡塞格伦摄谱仪和欧洲南方天文台甚大望远镜（VLT）1号（Antu）及其FORS 2卡塞格伦摄谱仪的无狭缝光谱学方法，我们在巨大的室女座椭圆星系NGC 4649（M 60）中探测到了326个行星状星云（PN），并测量了它们的径向速度。在剔除了一些可能属于伴星系NGC 4647的PNs后，我们建立了一个包含M 60中298个PNs运动学信息的星表。利用这些径向速度，我们得出结论，他们支持的暗物质晕围绕M 60的存在。基于各向同性的双分量Hernquist模型，我们估计3个$R_{\rm e}$内的暗物质晕质量为4 $\times10^{11} M_{\odot}$，几乎是3个$R_{\rm e}$内约$10^{12} M_{\odot}$总质量的一半.这一总质量与球状星团、XMM-牛顿和钱德拉观测估计的质量相似。外部的暗物质占主导地位。更详细的动力学模型的PN数据发表在一个配套文件。我们还测量了其中许多PN的$m$（5007）幅度，并建立了218个PN的统计完整样本。得到的PN光度函数（PNLF）用于估计距离模数为30.7 $\pm$ 0.2 mag，相当于14 $\pm$ 1 Mpc。这证实了较早的PNLF距离测量，基于小得多的样本。PNLF距离模量保持比表面亮度波动（SBF）距离模量小0.4兆。
2011-05-06 astro-ph.GA
Distance and mass of the NGC 253 galaxy group
两个矮星系：WOC 2017 -07和PGC 704814位于附近的发光螺旋星系NGC 253附近，是用哈勃太空望远镜上的高级巡天相机观测到的。用红巨星分支尖端法计算出它们的距离分别为3.62 $\pm$ 0.18 Mpc和3.66 $\pm$ 0.18 Mpc。这些距离与矮星系是NGC 253群的成员一致。根据7个假设的矮伴星的径向速度和投影分离，我们估计NGC 253的总质量为$(8.1\pm2.6) 10^{11} M_{\odot}$，给出了总质量与$K$光度的比值$M_{\rm orb}/L_K = (8.5\pm2.7) M_{\odot}/L_{\odot}$。NGC 253的一个显着特性是它的旋转曲线下降。NGC 253与其他四个自转曲线下降的发光旋涡星系（NGC 2683，NGC 2903，NGC 3521和NGC 5055）一起在本体积中，它们的平均总质量与光度比$M_{\rm orb}/L_K = (5.5\pm1.1) M_{\odot}/L_{\odot}$很低。这个值仅为银河系和M 31的相应比值的$\sim$ 1/5。
2021-02-22 astro-ph.GA
The 50 Mpc Galaxy Catalog (50MGC): Consistent and Homogeneous Masses, Distances, Colors, and Morphologies
本文构建了50 Mpc内含15424个星系的统一目录，提供一致的质量、距离、颜色和形态数据，并初步应用于星系核X射线活动分析。
2023-09-11 astro-ph.GA
The Cepheid distance to the maser-host galaxy NGC 4258: Studying systematics with the Large Binocular Telescope
我们确定和阶段的样本81造父变星在脉泽主星系NGC 4258使用大双筒望远镜（LBT），并获得校准的平均星等在4个过滤器的子集43造父变星使用档案HST数据。我们采用3个模型来研究灭绝的系统性影响，假设的灭绝定律，和金属丰度的造父变星距离NGC 4258。我们发现，与银河系（$R_V =4.9$）相比，NGC 4258中的造父变星颜色与更灰色的消光定律相一致，尽管我们认为这表明了其他系统效应。如果我们将我们的造父变星样本与先前已知的造父变星相结合，我们发现Zaritsky等人（1994）的金属丰度尺度对$γ_1 = -0.61 \pm 0.21$ mag/dex的距离模量有显著的调整，造父变星颜色与金属丰度的趋势也很弱。关于金属丰度对造父变星平均星等的绝对影响的结论似乎受到NGC 4258中金属丰度梯度的可用数据的限制，但我们的造父变星数据至少需要一些金属丰度调整，以使造父变星距离与LMC和NGC 4258的独立距离一致。根据我们的模型系综和NGC 4258的脉泽几何距离（$μ_{N4258} = 29.40 \pm 0.06$等），我们估计了$μ_{LMC} = 18.57 \pm 0.14$等（$51.82 \pm 3.23$ kpc）。
2015-05-05 astro-ph.GA
Dwarf Galaxy Discoveries from the KMTNet Supernova Program II. The NGC 3585 Group and Its Dynamical State
本文介绍了KMTNet超新星计划对NGC3585星系群中矮星系的发现和分析。利用$BVI$中$\simeq$ 28 mag arcsec $^{-2}$的深叠加图像，我们发现了46个分布在7平方度视场中的矮星系候选者。矮星系候选者的中心表面亮度与$μ_{0,V} = 26.2$等的$^{-2}$一样暗，有效半径大于150 pc，如果在NGC 3585的距离上，总绝对星等比$M_V \approx -10$等亮。矮星系的表面数密度随着距离NGC 3585的投影距离而减小。我们估计的背景污染的数量密度分布和扩散星系计数在控制领域的基础上约为20%。矮星系的颜色和Sersic结构参数与其他矮星系一致。不寻常的是，没有迹象表明矮星系候选者的颜色或亮度随着距离集团中心的投影距离而变化。其中约20%含有未分离的细胞核。更亮（和更红）的星系的成核分数更大，但与星系群中心的距离无关。我们确定了四个超漫射星系候选者，都在星系群中心附近。我们解释这些空间特性表明，NGC 3585组可能比典型的组动态年轻。NGC 3585星系群的光度函数有一个微弱的斜率为$α\approx -1.39$，这与附近其他星系群的斜率大致一致。斜率对全球群体属性的可能依赖性仍然不清楚，并继续激励我们对附近数十个群体进行同质深入调查。
2019-09-26 astro-ph.GA
Mirach's Goblin: Discovery of a dwarf spheroidal galaxy behind the Andromeda galaxy
全面清点本体积中的矮星系（包括卫星星系和孤立星系）的数量和性质，是星系形成理论的一个重要内容。用小型业余望远镜在广阔的天空区域进行超深成像，有助于完成对这些迄今未知的低表面亮度星系的普查，这些星系无法通过目前的分辨恒星星族和HI调查进行探测。我们报告发现多纳铁洛I，一个矮球状星系位于一个度的恒星米拉赫（贝塔和）在深的图像与业余望远镜。从加那利大望远镜（西班牙拉帕尔马）的后续观测中获得的色星等图显示，这个系统超出了本星系群，主要由老恒星组成。在阿尔法巡天中没有年轻恒星和HI辐射是典型的淬灭矮星系。我们的测光建议这个星系的距离模数为（m-M）=27.6 +/- 0.2（3.3 Mpc），尽管由于我们的色星等图中的拥挤效应，这个距离还不能确定。在这个距离上，Donatiello I的绝对星等（M_v =-8.3）、表面亮度（mu_v=26.5 mag arcsec^-2）和恒星含量都与“经典”的银河系伴星天龙座或小熊座相似。Donatiello I的投影位置和距离与最近的S 0型星系NGC 404（“米拉赫的幽灵”）的矮卫星一致。或者，它可能是迄今为止报道的最孤立的淬火矮星系之一，仅次于仙女座星系。
2018-10-10 astro-ph.GA
The Distance to M104
M104（NGC 4594;草帽星系）是一个邻近的椭圆星系，被广泛研究，包括在数十次专注于了解星系演化细节的调查中。尽管对M104的观测很重要，但目前还没有一个一致的距离。在这里，我们使用新获得的哈勃空间望远镜光学成像测量距离M104的红巨星分支方法的基础上的尖端。我们的测量产生到M104的距离为9.55 +/-0.13 +/-0.31 Mpc，相当于29.90 +/-0.03 +/-0.07 MAG的距离模数。我们的距离比以前的结果有所改进，因为我们使用了校准良好、稳定的距离指示器，在最佳选择的视场中进行精密测光，以及减少测量不确定性的贝叶斯极大似然技术。最不一致的先前结果是由于Tully-Fisher方法距离，鉴于其特殊的形态和结构，这可能不适合M104。我们的研究结果是一个更大的计划的一部分，该计划使用红巨星分支方法的尖端来测量已知螺旋星系（包括M51，M74和M63）的样本的精确距离。
2016-10-12 astro-ph.GA
Distance to the Sagittarius Dwarf Galaxy using MACHO Project RR Lyrae stars
我们推导出的距离的人马座（Sgr）矮球状星系的北延伸从203 Sgr RR 0天琴座恒星中发现的数据库。它们的距离是相对于288颗银河系膨胀RR 0天琴座恒星的差异确定的，这些恒星也是在CAO数据中发现的。我们发现在$l$ = 5 $^{\circ}$和$b$ = -8 $^{\circ}$的距离模差为2.41 mags，并且Sgr星系向银道面的延伸是向我们倾斜的。假设$\rm R_{GC}$ = 8 kpc，这意味着到这些恒星的距离为$(m-M)_0$ = 16.97 $\pm$ 0.07 mags，相当于D = 24.8 $\pm$ 0.8 kpc。虽然这个估计比以前对这个星系的测量要小，并且同意以前的建议，即Sgr的身体确实离我们更近，但这个估计比在可比的银河系纬度上的研究要大。
2009-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distance and reddening of the Local Group dwarf irregular galaxy NGC 6822
根据哈勃空间望远镜上的高级巡天照相机对本星系群矮不规则星系NCG 6822的观测结果进行了新的光度分析，得到了该星系东南部两个区域消光的新估计。由于文献中对NGC 6822的距离估计存在显着差异，我们决定根据红巨星分支亮度尖端的更新和自洽理论校准来独立确定该星系的距离。因此，我们重新确定了到NGC 6822的距离等于${\rm(m-M)}_0=23.54\pm 0.05$，并将我们的测量结果与最近的距离测量结果进行了比较。
2012-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The TRGB distance to the second galaxy "missing dark matter". Evidence for two groups of galaxies at 13.5 and 19 Mpc in the line of sight of NGC1052
最近报道了第二个星系"缺失暗物质“（NGC 1052-DF 4）。在这里，我们使用红巨星分支（TRGB）的位置显示，该星系的距离为14.2+-0.7 Mpc。这使星系6 Mpc比以前确定的更近。我们还分析了NGC 1052视场中最亮星系的距离。我们发现这个区域在投影中被两组星系占据：一组主要是NGC 1052和NGC 1047，约为19 Mpc，另一组包含NGC 1042和NGC 1035（以及[KKS 2000]04和NGC 1052-DF 4），约为13.5 Mpc。在13.5 Mpc的距离上，NGC 1052-DF 4的球状星团具有与银河系和其他矮星系中的球状星团相同的性质。
2019-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Araucaria Project. The Distance to the Sculptor Group Galaxy NGC 7793 from Near-Infrared Photometry of Cepheid Variables
在较早的发现经典造父变星在玉夫座群螺旋星系NGC 7793从光学宽视场成像调查，我们已经进行了深近红外$J$ -和$K$ -波段跟踪测光这些造父变星的子样本，以获得更高的精度比什么是可能的，从光学测光，通过最小化变红和金属含量对距离结果的影响。结合我们新的近红外周期光度关系和以前的光学光度测量，我们得到了NGC 7793的真实距离模数为$(27.66 \pm 0.04)$ mag（统计）$\pm 0.07$ mag（系统），即距离为$(3.40 \pm 0.17)$ Mpc。我们还确定影响造父变星的平均变红是$E(B-V)=(0.08 \pm 0.02)$等，表明有显着的尘埃消光固有的星系除了小的前景消光。新的，改进的造父变星距离的比较，早期的距离测定NGC 7793从塔利-费舍尔和TRGB方法产生的协议内报告的不确定性，这些以前的测量。
2017-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Toward a New Geometric Distance to the Active Galaxy NGC 4258. III. Final Results and the Hubble Constant
本文报道了对活动星系NGC 4258脉泽距离的一个新的几何估算。新模型的数据是来自18个时期的甚长基线干涉测量观测的脉泽视线速度和天空位置，以及NGC 4258 22 GHz脉泽发射的10年监测计划测量的视线加速度。新模型包括圆盘扭曲和具有微分岁差的共焦椭圆微波激射轨道。它与NGC 4258的距离为7.60 +/- 0.17 +/- 0.15 Mpc，包括正式拟合和系统项在内的不确定度为3%。根据NGC 4258中的造父变星重新校准造父变星距离尺度（Riess et al. 2011），得到的哈勃常数为H_0 = 72.0 +/- 3.0 km/s/Mpc。
2013-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cepheid Distance to the Seyfert 1 Galaxy NGC 4151
根据近红外造父变星周期-光度关系和哈勃空间望远镜多波段成像，我们得到了原型塞弗特1星系NGC 4151到它的距离为$15.8\pm0.4$ Mpc。这一距离测定是基于对35颗长周期（$P > 25$ d）造父变星的测量，将支持对该系统中超大质量黑洞质量的绝对校准，以及对其活动星系核的反馈或馈送动力学的研究。
2020-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Cepheid distance to the Local Group Galaxy NGC 6822
最近的估计NGC 6822的造父变星距离模数相差0.18马格。为了研究这一点，我们提出了新的多时代JHKs测光的经典造父变星在中央区域的NGC 6822，并表明，有一个零点的差异，从早期的工作。这些数据与文献中的光学和中红外观测一起被用来估计NGC 6822的距离模量。最佳值为23.40等，基于LMC距离模数为18.50等。这个量的标准误差为~0.05等。我们表明，从造父变星在不同波长的观测得到一致的模数，有必要在这些波长的基准LMC周期光度关系应参考相同的子样本的恒星。提供了这样的集合。基于天琴座RR型变星的距离模与造父变星的结果一致。
2012-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Araucaria Project: The distance to the Fornax Dwarf Galaxy from near-infrared photometry of RR Lyrae stars
我们获得了天炉座矮球状星系中77颗RR天琴座（RRL）星在J-和K-波段的单相近红外（NIR）星等。我们使用不同的理论和经验的近红外周期光度金属量校准RRL星，以获得它们的绝对星等，红化校正距离模数为20.818 +/- 0.015（统计学）+/- 0.116这一数值与南洋杉计划中红团星近红外光度测定的结果非常一致（20.858 +/- 0.013等），红巨星分支的尖端（20.84 +/- 0.04 +/- 0.14等），以及与该星系的其他独立距离测定。金属丰度和红化的影响在近红外域中大大减少，使该方法成为在5%水平上精确确定距离的可靠工具。由于盖亚任务，一旦距离校准的零点得到改进，这种精度预计将达到3%的水平。RRL星的近红外周期-光度-金属丰度关系对于确定星系和球状星团（300 kpc以下）的距离特别有用，这些星系和球状星团缺乏年轻的标准烛光，如造父变星。
2017-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Antlia Dwarf Galaxy: Distance, quantitative morphology and recent formation history via statistical field correction
我们应用统计场校正技术，最初设计用于确定成员的高红移星系团哈勃太空望远镜成像的Antlia矮星系，一个星系在非常边缘的本地组。使用红巨星分支的尖端标准蜡烛方法加上一个简单的Sobel边缘检测滤波器，我们发现一个新的距离Antlia的1.31 +/- 0.03 Mpc。对于第一次为本地集团成员，我们计算的浓度，不对称性和丛生（CAS）定量形态参数Antlia从分布的解决恒星在HST/ACS领域，校正与污染物的新方法和补充这些参数与基尼系数（G）和二阶矩的最亮的百分之二十的流量（M_20）。结果表明，它是一个典型的矮椭圆星系（在F814 W波段C = 2.0，A = 0.063，S = 0.077，G = 0.39，M_20 = -1.17），但在其核心有相当数量的蓝恒星星族，证实了正在进行的恒星形成。非对称性和块状度以及Gini和M_20的值与未受干扰的星系一致。虽然我们的分析表明，Antlia可能不会受到NGC 3109的潮汐影响，但这并不一定排除这种相互作用。
2011-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cepheid Distance to the Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy NGC 4051
根据造父变星周期-光度关系和哈勃空间望远镜新的多波段成像，我们得到了原型窄线塞弗特1星系NGC 4051到它的距离为$D = 16.6 \pm 0.3$ ~Mpc（$μ=31.10\pm0.04$ ~mag）。我们确定了419造父变星候选者，并使用精确光度计变量的子样本（分别为光学和近红外子样本中的123和47）在光学和近红外波长处估计距离。我们比较我们的独立测光程序和距离估计方法所使用的SH 0 ES团队，并找到协议0.01~马格。距离，我们得到的建议爱丁顿比$\dot{m} \approx 0.2$的NGC 4051，典型的窄线塞弗特1星系，不像以前的距离估计暗示的古怪的值。我们得到NGC 4051的一个特殊速度为$-490\pm34$ ~km~s $^{-1}$，与它所在的大熊座星系团的整体运动相一致。我们还重新审视了NGC 4051核的能量学，包括它的外流和质量吸积率。
2021-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Astrophysical Distance Scale II. Application of the JAGB Method: A Nearby Galaxy Sample
我们应用最近由Madore \& Freedman（2020）引入的近红外J区域渐近巨分支（JAGB）方法来测量14个邻近星系的距离，最大为4 Mpc。我们使用的几何分离食二进制（DEB）的距离LMC和SMC作为独立的零点校准。我们发现与以前发表的基于红巨星分支尖端（TRGB）的距离非常一致：JAGB距离测定（包括LMC和SMC）在Delta范围内的平均值一致（JAGB-TRGB）= +0.025 +/- 0.013 mag，略高于1%，其中TRGB I波段零点为M_I = ~-4.05 mag。随着进一步的开发和测试，JAGB方法有可能提供一个独立的Ia型超新星的校准，特别是与JWST。JAGB星（M_J = -6.20等）比TRGB星更远，可以探测到更多的校准星系来测定Ho。与TRGB和造父变星一样，JAGB恒星也可以进行理论上的理解和进一步精确的经验校准。初步的测试表明，几乎没有依赖，如果有的话，JAGB的大小与母星系的金属丰度。这些早期的结果表明，JAGB方法有相当大的希望提供高精度的距离，在本地宇宙中的星系是独立的距离来自莱维特定律和/或TRGB方法;它有许多和可证明的优势，可能使用的米拉变量。
2020-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inspecting the Cepheid distance ladder: The Hubble Space Telescope distance to the SNIa host galaxy NGC 5584
目前，哈勃常数$H_0$的直接测量和早期宇宙测量之间的紧张关系需要对辩论双方研究中使用的所有数据和方法进行详细审查。Ia型超新星（SNIa）的宿主星系NGC 5584中的造父变星在$H_0$的局部测量中发挥了关键作用。SH0ES项目利用对该星系的观测，推导出造父变星周期与它们在哈勃太空望远镜（HST）不同波段的振幅比之间的关系，并利用这些关系分析了目前大约一半的本星系样本中造父变星的光变曲线。在这项工作中，我们对NGC 5584中的造父变星进行了独立的详细分析。我们采用不同的工具进行光度分析，并采用完全不同的方法进行光变曲线分析，我们没有发现我们的周期和平均星等测量与SH0ES报告的测量之间存在系统性差异。采用银河系造父变星校准的周期光度关系，我们测量了距离模$μ=31.810\pm0.047$（mag），它与SH0 ES测量的$μ=31.786\pm0.046$（mag）一致。此外，我们发现NGC 5584中造父变星的周期和振幅比之间的关系明显比SH 0 ES紧密，它们对直接测量$H_0$的潜在影响将在未来的研究中进行调查。
2021-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Astrophysical Distance Scale III: Distance to the Local Group Galaxy WLM using Multi-Wavelength Observations of the Tip of the Red Giant Branch, Cepheids, and JAGB Stars
当地确定哈勃常数的工作正处于十字路口。目前对宇宙局部膨胀率的估计相差约1.7 sigma，来自造父变星和TRGB的校准，适用于Ia型超新星。为了帮助阐明可能的来源系统误差造成的紧张局势，我们在这项研究中显示，最近开发的距离指标，J-区域渐近巨分支（JAGB）方法（arXiv：2005.10792），可以作为一个独立的交叉检查和比较与其他本地距离指标。此外，我们的情况下，JAGB方法具有很大的潜力，作为一个独立的，精确和准确的校准Ia型超新星的测定H 0。使用本星系群，WLM，我们提出的JAGB方法，在近红外（JHK）波长的TRGB测量，在光学I波段的TRGB测量，和多波长造父变星的周期光度关系测定之间的距离比较。我们发现：$μ_0$（JAGB）= 24.97 +/- 0.02（静态）+/- 0.04（系统）磁，$μ_0$（TRGB NIR）= 24.98 +/- 0.04 stat）+/- 0.07（sys）mag，$μ_0$（TRGB F814 W）= 24.93 +/- 0.02（静态）+/- 0.06（系统）磁场，$μ_0$（造父变星）= 24.98 +/- 0.03（统计）+/- 0.04（系统）磁。所有四种方法都很一致，在3%的水平上确认了四个距离尺度的局部自洽性，并增加了JAGB方法与其他三种基于天体物理学的方法一样准确和精确的距离指标的信心。
2020-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Metallicity of the Extended Disk and Distance of the Spiral Galaxy NGC 3621
利用低分辨率ESO VLT/FORS光谱分析了螺旋星系NGC 3621扩展盘中蓝超巨星的金属丰度（基于Fe、Ti、Mg等元素）。对于7千秒差距以上的外部天体，发现了轻微的太阳下金属丰度（-0.30 dex），与银河系中心半径无关，并且与不存在金属丰度梯度相一致，证实了最近对星际介质HII区域气体氧丰度的调查结果。恒星金属丰度略高于HII地区的基础上测量的弱禁极光氧线在4363 AE，但低于与R23强线方法获得的。它表明，目前的金属丰度水平在扩展盘不能是化学演化的结果，在磁盘的年龄与目前的速度在原位恒星形成。必须有其他机制参与。除了金属丰度，恒星的有效温度，重力，星际红化，和测热星等的确定。在对每个目标应用单独的红化校正后，蓝超巨星的通量加权重力-光度关系被用来获得29.07+/-0.09等的距离模（距离D=6.52+/-0.28 Mpc）。这个新的距离进行了讨论，造父变星和红巨星分支距离的尖端。
2014-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Projected distances to host galaxy reduce SNIa dispersion
我们使用斯隆数字巡天（SDSS）的多波段图像数据来测量302个Ia型超新星（SNIa）从其宿主星系中心的投影距离，归一化到星系的亮度标度长度，采用贝叶斯方法。我们测试的假设，SNIas远离他们的宿主星系的中心较少受到尘埃污染（在他们的环境中的尘埃柱密度较小）和/或来自一个更均匀的环境。使用Mann-Whitney U检验，我们发现在靠近和远离其主机中心的SNIas之间观察到的颜色校正分布存在统计学显著差异。局部p值为3 x 10^{-3}，经别处效应校正后，在5%水平上具有显著性。我们估计两个亚组的剩余离散度为0.073 +/- 0.018，远SNIas为0.114 +/- 0.009，近SNIas为0.114 +/- 0.009--提高了30%，尽管统计学显著性较低，为2sigma。这证实了宿主星系的性质在正确解释SNIa观测宇宙学推论中的重要性。
2018-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep Learning nearby galaxy peculiar velocities
我们将探讨如何利用附近星系图像中的信息来估计它们的距离。我们训练一个卷积神经网络（NN）来做到这一点，使用来自Illustris模拟的星系图像。我们表明，如果NN是在真实距离中添加随机误差的数据上训练的（表示使用光谱红移而不是实际距离进行训练），那么NN可以预测测试数据集中的距离，其准确度高于训练集中的距离。这并不罕见，因为通常NN是在添加了噪声的数据上训练的，以提高鲁棒性。然而，在这种情况下，它提供了一条估算附近星系特殊速度的途径。给定一个具有已知光谱红移的星系，人们可以使用NN预测的距离来估计其特有的速度。尝试使用相对较低的分辨率（每像素1.4弧秒）模拟星系图像，我们发现在距离观察者平均距离为75 Mpc的星系中，RMS距离误差为7.7%，导致RMS特有的速度误差为440 km/s。在一篇配套论文中，我们将该技术应用于NASA斯隆阿特拉斯的145，115个邻近星系。
2022-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Supernova 2018aoq and a distance to Seyfert galaxy NGC 4151
本文报道了SN 2018 aoq爆发后2 ~ 100天的光学光度观测结果和11 ~ 71天的7个光谱。SN 2018 aoq的光度曲线和光谱都是SNe II-P的典型光谱，而SN 2018 aoq的亮度介于SNe II-P和亚发光之间，它是在塞弗特星系NGC 4151中发现的，距离尚不确定。我们利用了扩展光球方法，使用了三组滤波器组合和从Fe II线的吸收最小值导出的速度，并获得了20.0 +-1.6 Mpc的距离。用标准烛光法计算SN 2018 aoq的距离为16.6 +-1.1 Mpc。这两个值与基于几何方法的NGC 4151距离测量值一致。
2019-04-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Quantitative Spectroscopy of Supergiants in the Local Group Dwarf Galaxy IC 1613: Metallicity and Distance
利用VLT-FORS 2低分辨率光谱对本星系群矮星系IC 1613中的21颗B晚期到A早期光谱型蓝超巨星进行了光谱分析。结合我们的结果和早期B型蓝超巨星的研究，我们报道了一个宽的双峰分布，在[Z] $\sim -0.50$ dex和[Z] $\sim -0.85$ dex附近有两个金属丰度峰。与IC 1613中中性氢的柱密度相比，双峰分布与空间位置相关。虽然低[Z]天体出现在相对高的ISM HI柱密度或接近它们的区域，但高[Z]超巨星则出现在几乎没有氢的中央HI孔中。这表明IC 1613中年轻的恒星星族具有不同的化学演化历史。利用通量加权的引力-光度关系（FGLR），我们确定IC 1613的距离模数为$m - M$ = 24.39 $\pm$ 0.11 mag.这个值与以前利用造父变星和红巨星分支尖端的近红外周期-光度关系进行的距离测量是一致的.
2018-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Host Galaxy Mass Combined with Local Stellar Age Improve Type Ia Supernovae Distances
Ia型超新星（SNe Ia）是一种可测量的蜡烛，但十多年来，人们一直在争论如何正确解释它们与宿主星系属性的相关性。使用贝叶斯分层模型UNITY，我们同时适合的SN Ia光变曲线和主机星系标准化参数的一组103斯隆数字巡天II SNe Ia。我们调查的主机恒星质量的影响，以及本地化（$r<3$ kpc）和主机集成的平均恒星年龄，来自恒星人口合成模型。我们发现，光变曲线形状（$α$）的标准化与主机星系标准化条款（$γ_i$）需要同时拟合。此外，我们发现，这些相关性本身是依赖于宿主星系恒星质量，其中包括在颜色项（$β$）的$0.8 \mathrm{mag}$，只有显着的$1.2σ$由于小样本的转变。我们发现在$3.7σ$水平上的线性宿主质量标准化项，其本身并不能显著提高单个SN Ia距离的精度。然而，一个标准化，使用恒星质量和平均当地恒星年龄被发现是显着的$>3σ$在二维后方空间。此外，标准化后Ia超新星绝对星等的无法解释的离散度从$0.122^{+0.019}_{-0.018}$减小到$0.109\pm0.017$ mag或$\sim10\%$。在使用全球年龄时，我们没有看到类似的改善。这种组合与影响Ia型超新星光度的金属丰度或视线尘埃一致。
2020-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigating the Redshift Evolution of Lensing Galaxy Density Slopes via Model-Independent Distance Ratios
本研究提出一种独立于暗能量模型的新方法，利用扩展幂律模型和ANN重建强透镜距离比，揭示透镜星系质量密度斜率随红移的负演化趋势，并通过模拟证明未来巡天光谱观测能大幅提升该趋势的测量精度。
2025-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
A supernova distance to the anchor galaxy NGC 4258
偶然发生的II型高原（IIP）超新星SN 2014bc，在一个星系中，距离估计从一些主要的距离指标提供了一种方法，以交叉校准的标准化蜡烛方法（SCM）的类型IIP SNe。通过应用文献中的校准，我们发现距离估计与基于脉泽开普勒运动（7.6 $\pm$ 0.23\，Mpc）的NGC 4258最精确的测量一致，尽管有显著的散射。我们提供了一个替代本地SCM校准只考虑类型IIP SNe发生在星系的造父变星距离估计是可用的。我们发现散射（$σ_I = 0.16$ \，mag.）显著减少，但请注意，当前样本大小是有限的。应用这种校准，我们估计到NGC 4258的距离为$7.08\pm0.86$ Mpc。
2015-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
