A tidal tale: detection of multiple stellar streams in the environment of NGC1052
早型星系NGC 1052场中可能存在两个无暗物质星系（NGC 1052-DF 2和NGC 1052-DF 4），这对当前宇宙学范式下的矮星系形成理论提出了挑战。我们进行了一个搜索的签名过去的相互作用连接到推定的主机NGC 1052-DF 2和NGC 1052-DF 4使用非常深的L波段图像获得的0.7米珍妮丰富的望远镜，达到表面亮度极限28.5 mag arcsec-2的r波段。我们发现了几个低表面亮度的特征，可能与这组正在进行的合并历史相一致。我们发现了NGC 1052和NGC 1047之间的潮汐相互作用，证实了物理关联。此外，我们发现在NGC 1042的方向上围绕NGC 1052的恒星环和指向NGC 1052-DF 2方向的恒星流-但两者并不直接相连。我们没有发现NGC 1052-DF 2和NGC 1052-DF 4最近的潮汐相互作用的证据。在螺旋星系NGC 1042周围没有发现低表面亮度的特征，这使得NGC 1052和NGC 1042之间的关联（物理或投影）模糊不清，尽管它们有相似的径向速度。只有在测量到两个物体的准确距离后，才能建立它们之间的联系。
2019-03-26 astro-ph.GA
A pilot study using deep infrared imaging to constrain the star formation history of the XUV stellar populations in NGC 4625
在LCDM宇宙中，盘状星系的外部区域是最后形成的。表征它们的内容对于理解正在进行的盘形成过程至关重要，但是观察外盘恒星星族是具有挑战性的，因为它们的表面亮度低。我们提出了极深的3.6微米观测（斯皮策IRAC）的NGC 4625，一个星系，其径向扩展的紫外线发射恒星星族。我们结合新的成像与档案紫外线成像从GALEX任务获得NGC 4625的多波长径向配置文件，并将其与恒星星族模型进行比较。这些颜色可以用年轻的恒星星族来解释，年轻的恒星族是紫外线辐射的来源，这表明最外层盘中的恒星形成速率是最近的。NGC 4625的恒星形成可能是由与邻近星系NGC 4618和NGC 4625a的相互作用引发的，这支持了这样的推测，即微小的相互作用是外盘恒星形成和后期盘生长的共同触发因素。
2014-09-02 astro-ph.GA
The Maybe Stream: A Possible Cold Stellar Stream in the Ultra-Diffuse Galaxy NGC1052-DF2
我们报告了超弥漫星系NGC 1052-DF 2中冷恒星流的初步证据。如果得到证实，这条星流（我们称之为“可能星流”）将是第一个在本星系群之外探测到的冷恒星流。候选溪流非常狭窄，并且具有不寻常且高度弯曲的形状。
2018-04-30 astro-ph.GA
A Tale of Two Tails: Exploring Stellar Populations in the Tidal Tails of NGC 3256
我们已经开发了一个观测计划，使用深，多波段成像探测混沌区域的潮汐尾在寻找一个潜在的恒星人口，使用NGC 3256的400万年双潮汐尾作为案例研究。NGC 3256 W的尾巴颜色不同，分别为$u - g = 1.05 \pm 0.07$和$r - i = 0.13 \pm 0.07$，而NGC 3256 E的尾巴颜色不同，分别为$u - g = 1.26 \pm 0.07$和$r - i = 0.26 \pm 0.07$，显示出不同的恒星星族。这些颜色分别对应于NGC 3256 W和NGC 3256 E的$288^{+11}_{-54}$ Myr和$841^{+125}_{-157}$ Myr的简单恒星人口年龄，表明NGC 3256 W的漫射光主要是由相互作用后形成的恒星组成，而NGC 3256 E的光主要来自起源于宿主星系的恒星。使用混合恒星种群模型，我们将漫射光分解为两个种群：一个是10 Gyr，代表从宿主星系中拉出的恒星，另一个是更年轻的组成部分，其年龄由模型拟合数据确定。我们发现两个尾巴的年轻群体的年龄相似（NGC 3256 W和NGC 3256 E分别为$195^{-13}_{+0}$和$170^{-70}_{+44}$ Myr），但NGC 3256 E的10 Gyr群体的质量百分比更大（$98^{+1}_{-3}\%$ vs $90^{+5}_{-6}\%$）。此外，我们…
2016-05-31 astro-ph.GA
Role of host galaxy in the formation of multiple stellar populations: Analysis of NGC 1786 and NGC 1898
即使经过几十年的研究，球状星团中多个恒星星族的起源仍然是个谜。至于星系环境是否在它们的形成中起作用的问题仍然没有答案。在这种程度上，我们分析了两个经典的（> 10 Gyr老）大麦云球状星团，即NGC 1786和NGC 1898，使用哈勃太空望远镜的成像数据进行比较和对比，与古老的银河系球状星团，以评估其丰度变化之间可能存在的系统差异。我们计算了它们的红巨星分支宽度，减去金属丰度的影响，并将其与银河系球状星团的现有数据进行比较，将它们与初始和当前星团质量进行绘图。我们看到，这两个集群遵循相同的总趋势，银河系球状星团的，从不同的祖先遵循相同的总趋势，作为另一个，表明星系环境可能只发挥了次要作用，在形成多个恒星星族的球状星团。
2021-07-18 astro-ph.GA
On the radial distribution of stars of different stellar generations in the globular cluster NGC 3201
研究了球状星团NGC 3201中不同星代恒星的径向分布。从最近发表的多色测光，恒星的位置对巨星branch.We耦合光度信息，我们的样本的100个红巨星与Na，O丰度和已知的分类为第一或第二代恒星的径向dependencyoftheasterandthemasterbranch.We的位置依赖。我们发现NGC 3201中的第二代巨星比第一代巨星更集中，这支持了我们光谱分析中不太可靠的结果。
2010-06-30 astro-ph.GA
The Fornax3D project: discovery of ancient massive merger events in the Fornax cluster galaxies NGC 1380 and NGC 1427
本文报道了在天炉座星系团的早型星系NGC 1380和NGC 1427中发现的古代大质量合并事件。作为Fornax3D项目的一部分，这两个星系都被VLT上的MUSE IFU仪器观测到。通过拟合最近发展的人口轨道叠加模型观测到的表面亮度以及恒星的运动学，年龄和金属丰度的地图，我们得到的恒星轨道，年龄和金属丰度分布的每个星系。然后，我们将每个星系分解成多个基于轨道的组件，包括一个动态热的内部恒星晕组件，它被确定为过去大规模合并的遗迹。通过与宇宙学星系模拟中的类似物（主要是TNG 50）进行比较，我们发现，这样一个热的内恒星晕的形成需要与一个现在已经被摧毁的大质量卫星星系合并，在NGC 1380的情况下是$3.7_{-1.5}^{+2.7} \times 10^{10}$ Msun（大约是其当前恒星质量的$1/5$），在NGC 1427的情况下是$1.5_{-0.7}^{+1.6} \times10^{10}$ Msun（大约是其当前恒星质量的$1/4$）。此外，根据再生动力冷盘的恒星年龄分布，我们推断NGC 1380的最后一次大规模合并发生在$\sim10$ Gyr前，而NGC 1427的最后一次大规模合并结束于$t\lesssim 8$ Gyr前，这是根据其热的内晕中的恒星星族来推断的。NGC 1380的主要合并事件是第一个在本体积之外的星系中定量推断合并质量和合并时间的事件。此外，它…
2022-04-14 astro-ph.GA
Globular clusters in the stellar stream surrounding the Milky Way analog NGC 5907
为了更好地了解螺旋星系NGC~5907的起源，我们研究了以其壮观的恒星流而闻名的螺旋星系NGC~5907中的球状星团（GCs）。利用宽视场Subaru/Suprime-Cam $gri$图像和深Keck/DEIMOS多目标光谱，我们识别并获得叠加在恒星流和星系盘上的几个GC的运动学。我们估计NGC 5907中的球状星团总数为$154\pm44$，特定频率为$0.73\pm0.21$。我们的分析还揭示了一个重要的，新的年轻星团候选人的人口主要是沿着恒星盘的外围发现。利用GCs流的性质，我们估计该破裂星系的恒星质量类似于银河系吸积的人马座矮星系，即$\sim10^8~M_\odot$。
2019-12-02 astro-ph.GA
Charting the Galactic acceleration field I. A search for stellar streams with Gaia DR2 and EDR3 with follow-up from ESPaDOnS and UVES
我们目前的地图中检测到的恒星流的盖亚数据版本2（DR 2）和早期数据版本3（EDR 3）目录使用STREAMFINDER算法。我们还报告了高分辨率CFHT/ESPaDOnS和VLT/UVES光谱仪以及中等分辨率NTT/EFOSC 2光谱仪获得的较亮DR 2流成员的光谱跟踪。在DR 2中发现了两个没有明确祖先的新恒星流（命名为Hrid和Gunnthra），在EDR 3中发现了七个（命名为Gaia-6至Gaia-12）。还识别了若干候选流。该软件还发现了与15个球状星团NGC 288、NGC 1261、NGC 1851、NGC 2298、NGC 2808、NGC 3201、M 68、$ω$ Cen、NGC 5466、Palomar 5、M 5、NGC 6101、M 92、NGC 6397和NGC 7089有关的非常长的潮汐尾。这些恒星流将在本系列的后续贡献中用于绘制$\sim$ 100 pc到$\sim$ 100 kpc尺度上银河系加速度场的特性。
2021-05-05 astro-ph.GA
The difference in age of the two counter-rotating stellar disks of the spiral galaxy NGC 4138
已知Sa螺旋星系NGC 4138拥有两个反向旋转的恒星盘，电离气体与其中一个同向旋转。我们测量了两个反向旋转的恒星星族的运动学和性质，以约束它们的形成场景。对观测到的长轴光谱进行了光谱分解，以解开两个反向旋转的恒星和一个电离气体成分的相对贡献。线强度指数的两个反向旋转的恒星组件进行了测量和建模与单一的恒星星族模型，占α/Fe过剩。反向旋转的恒星星族比主恒星族更年轻，金属含量更低，α辐射也更强。年轻的恒星成分也与恒星形成环有关。NGC~4138的反向旋转恒星成分的不同性质排除了它们是由于棒溶解而形成的想法。我们的研究结果支持数值模拟的结果，其中组装的气体从环境中的逆行轨道上吸积或从逆行合并与富含气体的矮星系的反旋转组件。
2014-09-11 astro-ph.GA
The young nuclear stellar disc in the SB0 galaxy NGC 1023
小的运动学解耦恒星盘的尺度为几十秒差距，已知居住在星系的中心。人们提出了不同的机制来解释它们是如何形成的，包括气体耗散和球状星团的合并。利用哈勃太空望远镜的影像档案和地基积分场光谱，我们研究了相互作用的SB0星系NGC 1023中的核恒星盘的结构和恒星星族。相对于主核球，核盘中的恒星明显更年轻，金属含量也更丰富。这些发现支持了这样一种假设，即核盘是星系中心堆积的富含金属的气体中恒星形成的最终结果。这些气体可能来自内部或外部，即来自NGC 1023的主盘或附近的卫星星系NGC 1023A。已经形成的恒星通过星团的迁移和吸积进入银河系中心的核盘的无耗散形成被拒绝。
2016-01-19 astro-ph.GA
NGC 147 Corroborates the Break in the Stellar Mass-Stellar Metallicity Relation for Galaxies
恒星质量-恒星金属丰度关系（MZR）是研究星系化学演化的重要方法。它反映了星系反馈和引力势之间的平衡，作为恒星质量的函数。然而，目前本地矮卫星星系的MZR（M* <~ 10^8 Msun，由恒星光谱解析法测量）可能与更大质量星系的MZR（M* >~ 10^9.5 Msun，由积分光光谱测量）不一致。这种差异可能是由于两种方法之间的系统差异造成的，也可能表明MZR在10^9 Msun附近出现了断裂。为了解决这个问题，我们使用Palomar Cosmic Web Imager（PCWI）测量了NGC 147的恒星金属丰度。我们比较了恒星金属丰度估计从集成光与测量解决恒星光谱，发现它们是一致的0.1德克斯。另一方面，高质量的MZR在NGC 147的质量下将金属丰度高估了0.6 dex。因此，我们的研究结果初步表明，低质量MZR和高质量MZR之间的差异不应该归因于技术的系统差异。相反，真正的物理过程导致了MZR的转变。此外，我们发现在最里面的区域有一个正的年龄梯度，而在较大半径的区域有一个负的金属丰度梯度，这表明NGC 147可能是由外向内形成的。
2021-10-18 astro-ph.GA
Structural Analogs of the Milky Way Galaxy: Stellar Populations in the Boxy Bulges of NGC 4565 and NGC 5746
我们提出NGC 4565和NGC 5746作为我们银河系的结构类似物。这三个星系都是巨大的SBb-SBbc星系，具有两个伪球，即.例如，一个紧凑的，盘状的，恒星形成的伪凸起嵌入在一个垂直厚的，“红色和死亡”的，四四方方的伪凸起中，几乎是一个棒。我们银河系四四方方的凸起中的恒星是古老的，α元素增强了，这表明恒星形成在开始时的1 Gyr内完成。在这里，我们展示了NGC 4565和NGC 5746的方形伪凸起的Hobby-Eberly望远镜光谱，并表明它们也是由古老的α元素增强型恒星组成的。显然，现在生活在棒中的恒星的形成完成得又快又早，这并不罕见，即使是在中等哈勃类型的星系中，它们的圆盘现在仍然形成恒星。通过对结构成分参数的比较，我们认为NGC 4565和NGC 5746是银河系的合适的类似物，因为它们显示出类似演化过程的特征。
2019-01-17 astro-ph.GA
The Outer Envelopes of Globular Clusters. II. NGC 1851, NGC 5824 and NGC 1261
我们提出了第二套结果从银河系球状星团的周围的宽视场光度测量。研究的星团是NGC 1261，NGC 1851和NGC 5824：所有数据都来自布兰科4米望远镜的DECam。NGC 5824也有麦哲伦粘土望远镜和MegaCam的数据。我们确认存在一个大的弥漫恒星信封周围的NGC 1851的大小至少240 pc的半径。包层的径向密度分布遵循指数$γ= -1.5 \pm 0.2$的幂律下降，投影形状略呈椭圆形。对于NGC 5824，没有强烈的弥漫恒星包络的检测，但我们发现该星团显着扩展，并且在大小上与NGC 1851的包络相似（半径至少为230 pc）。在NGC 1261周围还发现了一个恒星包层。然而，它的尺寸明显较小，半径为$\sim$ 105 pc。用$γ= -3.8 \pm 0.2$的包封的径向密度分布也陡得多。我们讨论了扩散恒星信封的可能性质，但无法得出明确的结论，根据目前的数据。NGC 1851和可能的NGC 5824可能是被剥离的矮星系核，类似于$ω$ Cen，M54和M2的情况。另一方面，NGC 1261包层的不同特征表明它可能是星系团动力学演化的产物。
2017-09-09 astro-ph.GA
Exploring the mass assembly of the early-type disc galaxy NGC3115 with MUSE
我们目前的MUSE积分场光谱数据的S 0星系NGC 3115在ESO甚大望远镜（VLT）的仪器调试期间获得的。我们分析了星系、恒星运动学和恒星星族，并给出了它们相关量的二维图。因此，我们说明了MUSE以有效的方式将河外源映射到大半径的能力，即，~4 Re，并给出了其质量装配的相关约束条件。我们探测了NGC 3115的子结构（它的核盘，恒星环，外kpc尺度恒星盘和球体），并在MUSE恒星运动学和恒星星族地图中显示了它们各自的相关特征。特别是，我们确认NGC 3115有一个薄的快速旋转的恒星盘嵌入在一个快速旋转的球体，这两个结构显示出明显的差异，在他们的恒星年龄和金属丰度的属性。我们强调观测到的恒星径向速度V和高斯-厄米矩h3之间的相关性，在h3图的中央15”处形成一个“蝴蝶”形状。我们进一步检测到以前报道的弱螺旋和环状结构，并发现证据表明，这些功能可以与年轻的平均恒星年龄的地区。我们提供了一个酒吧的存在下，尽管事实上，V-H3的相关性可以通过一个简单的轴对称动力学模型再现的初步证据。最后，我们重建了NGC 3115的二维恒星形成历史，发现它目前的大部分恒星质量形成于早期（> 12 Gyr），而恒星形成一直持续到最近的外部（kpc尺度）恒星盘。从z~2开始，在~4 Re范围内，我们认为NGC 3115主要是由长期过程形成的。
2016-05-24 astro-ph.GA
Compact stellar systems in the polar ring galaxies NGC 4650A and NGC 3808B: Clues to polar disk formation
极环星系（PRG）是由两个运动学上不同且几乎正交的组成部分组成，一个宿主星系（HG）和一个极环/盘（PR）。HG通常包含比PR更老的恒星星族，PRG的形成通道仍然缺乏约束。建议的选择是合并，气体吸积，潮汐相互作用，或两者的组合。为了解释PRG的形成过程，我们研究了处于不同演化阶段的两个PRG中的致密恒星系统：具有清晰PR的NGC 4650 A和正处于PR形成过程中的NGC 3808 B。我们使用存档HST/WFPC 2成像。PSF拟合技术和颜色选择标准用于选择聚类候选者。在固定的金属丰度下，使用恒星星族模型对CSS进行光度分析，以确定它们的年龄和质量。这两个PRG包含年轻的CSS（$< 1$陀螺仪）的质量高达5 $\times$ 10 $^6$ M $_\odot$，主要位于PR和沿潮汐碎片。质量最大的CSS可能是富含金属的球状星团或超致密矮星系（UCD）的祖先。我们确定了这样一个年轻的UCD候选者，NGC 3808 B-8，并测量了它的大小$r_{\rm eff}=25.23^{+1.43}_{-2.01}$ pc。我们重建了这两个PRG的恒星形成历史，发现NGC 3808 B的恒星形成率（SFR $\simeq$ 200 M $_\odot$ /yr）很高，而NGC 4650 A的恒星形成率（SFR $<$ 10 M $_\odot$ /yr）较低。这种差异可能支持这些PRG之…
2015-11-16 astro-ph.GA
Spatial regularity of the young stellar population in the ring of NGC 6217
各种物理过程对星系盘中分子云和恒星形成区的时空分布的相对贡献还没有得到充分的研究。年轻恒星星族在螺旋和环形结构中的空间分布规律是研究这种贡献的一个很好的实验。利用GALEX紫外、光学UBVRI和H α表面光度学资料，研究了棒旋星系NGC 6217的环臂和旋臂的光度学性质。银河系中的环位于同旋区附近。发现年轻恒星星族沿星系环的分布具有一定的空间规律性，其特征尺度约为700 pc。同时，我们没有发现年轻恒星星族沿NGC 6217旋臂的分布有类似的规律。年轻恒星群沿旋臂聚集的空间规律性是一种非常罕见的现象，以前从未在星系环中发现过。
2020-07-21 astro-ph.GA
The Fornax Deep Survey with VST. I. The extended and diffuse stellar halo of NGC~1399 out to 192 kpc
[摘要]我们已经开始了一个新的深度，多成像调查的天炉座集群，被称为天炉座深度调查（FDS），在VLT调查望远镜。本文给出了星系团核心亮星系NGC 1399周围2平方度范围内的深部测光。我们发现发光星系NGC 1399的周围有一个非常大的、弥散的包层：我们绘制了从星系中心向外33弧分（~ 192千秒差距）的表面亮度图，在g波段下至约31 mag/arcsec ^[2]。深测光使我们能够在NGC 1399和NGC 1387之间的星团内区域探测到一个微弱的恒星桥。通过分析这一特征的综合颜色，我们认为这可能是由于两个星系之间正在进行的相互作用，NGC 1387东侧的外层被剥离。通过对光分布的拟合，我们发现在R=10 arcmin（~58 kpc）处，总光分布中存在一个物理突变半径，该突变半径决定了明亮的中心星系与外指数恒星晕之间的过渡区。我们讨论的主要影响，这项工作的建立恒星晕的天炉座星系团的中心。通过与大质量BCGs恒星晕形成的数值模拟结果的比较，我们发现观测到的恒星晕质量分数与恒星质量在10^8 - 10^11 M_sun范围内的祖先星多次吸积形成的恒星晕相一致。这可能意味着NGC 1399的光环也经历了一次重大的合并事件。在192千秒差距范围内没有大量的发光恒星流和潮汐尾，这表明这种强相互作用的时代可以追溯到早期的形成时代。因此，与室女星系团不同的是，NGC 1399周围的扩展恒星晕…
2016-02-05 astro-ph.GA
Kinematic and stellar population properties of the counter-rotating components in the S0 galaxy NGC 1366
上下文许多盘状星系拥有两个向相反方向旋转的延伸恒星组件。对反向旋转组成部分的恒星星族的分析提供了对驱动其形成的环境和内部过程的限制。目的。天炉座星系团中的S 0 NGC 1366被认为拥有一个恒星组成部分，它在运动学上与星系的主体分离。在这里，我们成功地分离了两个反向旋转的恒星成分，以独立地测量它们的恒星星族的运动学和性质。方法.我们进行了光谱分解的光谱沿星系主轴和分离的相对贡献的两个反向旋转的恒星成分和电离气体成分。我们测量了两个反向旋转恒星成分的线强度指数，并用单个恒星星族模型对它们进行了建模，该模型解释了α/Fe过剩。结果我们发现，反向旋转的恒星成分是年轻的，有几乎相同的金属丰度，和较少的α/Fe增强比共转的组件。与大多数反旋转星系不同，NGC 1366中检测到的电离气体既不与反旋转恒星成分相关，也不与主星系体相关。相反，它有一个无序的分布和扰动的运动学与多个速度分量观察沿星系的短轴。结论.反向旋转恒星成分的不同性质和电离气体的运动学特性表明，NGC 1366正处于获取过程的中间阶段，正在构建反向旋转的成分，一些气体云仍然落在星系上。
2017-01-26 astro-ph.GA
Stellar populations in the surrounding field of the LMC clusters NGC 2154 and NGC 1898
在本文中，我们提出了一个研究和比较的恒星形成率（SFR）在周围的领域NGC 1898和NGC 2154，两个中间年龄星团位于非常不同的区域的大麦云。我们还介绍了NGC 1898的测光研究，以及七个小的集群，这些集群恰好落在NGC 1898的领域，其基本参数是迄今为止未知的。我们并没有把重点放在NGC 2154上，因为这个星团已经在Baume et al. 2007中使用相同的理论工具进行了研究。用等时线拟合的方法，在它们的$clean$色星等图上求得了它们的年龄。发现了两个不同的星团：一个星团（NGC 2154）的平均年龄为1.7 Gyr，表明恒星形成的时间大约为1 Gyr，而其他所有星团的年龄都在1亿到2亿之间。利用降坡单纯形算法推导出相邻场的SFR。两个SFR在2亿、4亿、8亿年以及1、6和8 Gyr时都显示出增强。SFR中的这些爆发可能是麦哲伦云（MC）之间以及MC与银河系之间动力学相互作用的结果。
2012-09-06 astro-ph.GA
Formation of an ultra-diffuse galaxy in the stellar filaments of NGC3314A: caught in act?
VEGAS对长蛇座I星系团的成像观测揭示了螺旋星系NGC 3314 A西南部的恒星细丝延伸网络。在这些细丝中，在距离星系约40 kpc的投影距离处，我们发现了一个超漫射星系（UDG），其中心表面亮度为$μ_{0,g}\sim26$等角秒$^{-2}$，有效半径为$R_e\sim3.8$ kpc。这个UDG被命名为UDG 32，是Hydra~I星系团中最暗、最弥散的低表面亮度星系之一。根据现有的数据，我们不能排除这个物体只是在恒星细丝顶部的投影中看到的，因此它是星团中的前景或背景UDG。然而，UDG 32与NGC 3314 A的恒星细丝在空间上的一致性表明，它可能是由细丝中的物质形成的，成为一个分离的引力束缚系统。在这种情况下，UDG 32的起源取决于NGC 3314 A中恒星细丝的性质，这仍然是未知的。它们可能是由冲压压力剥离或潮汐引起的。在这封信中，我们集中在恒星细丝和UDG 32的观测性质的比较，并推测它们可能的起源。UDG相对红色（$g-r=0.54 \pm 0.14$ ~等），类似于NGC 3314 A的圆盘，结合年龄超过1 Gyr，以及可能存在的一些紧凑恒星系统，都指向UDG 32的潮汐形成场景。
2021-07-09 astro-ph.GA
Mapping the dark matter halo of early-type galaxy NGC 2974 through orbit-based models with combined stellar and cold gas kinematics
我们提出了一个基于轨道的方法结合恒星和冷气体运动学约束的暗物质配置文件的早型星系。我们将这种方法应用于早型星系NGC 2974，使用泛星成像和SAURON恒星运动学来模拟恒星轨道，并引入VLA观测的HI运动学作为引力势的示踪剂。冷气体运动学的引入显示出显着的影响，特别是暗晕属性的置信限：我们排除超过$95\%$模型内的$1-σ$置信水平的史瓦西模型，只有恒星运动学，并减少相对不确定性的暗物质分数显着$10\%$内$5 R_\mathrm{e}$。采用广义NFW的暗物质配置文件，我们测量一个浅尖形的内斜率的$0.6^{+0.2}_{-0.3}$时，包括在我们的模型中的冷气体运动学。我们不能仅用恒星运动学来约束内斜率。
2019-11-25 astro-ph.GA
Sampling methods for stellar masses and the mmax-Mecl relation in the starburst dwarf galaxy NGC 4214
在最近的文献中，一个星团中最大质量恒星的质量mmax和它的嵌入星团质量之间的非平凡关系（mmax-Mecl关系）被星爆矮星系NGC 4214中最大质量恒星和年轻星团的H α光度的观测所证伪。本文通过比较NGC 4214的结果和银河系的观测结果表明，NGC 4214与mmax-Mecl关系和星系恒星初始质量积分函数（IGIMF）理论的预测非常吻合，而这种结论上的差异是基于随机抽样的预测和mmax-Mecl关系的预测之间的高度简并性，但也是由于将mmax解释为随机采样IMF中的截断质量。要打破这种简并性，需要对SFR比目前文献中提出的更低的星系进行额外的分析。
2014-04-28 astro-ph.GA
Introducing the Condor Array Telescope. II. Deep imaging observations of the edge-on spiral galaxy NGC 5907 and the NGC 5866 Group: yet another view of the iconic stellar stream
研究利用Condor阵列望远镜对NGC 5907恒星流及NGC 5866星系群进行深度成像，修正其形态与前身星系遗迹判断，并发现新结构及可能指示暗亚晕的空隙。
2023-09-29 astro-ph.GA
Improved dynamical constraints on the mass of the central black hole in NGC 404
我们确定了NGC 404的动态黑洞质量，包括核恒星星族的建模。我们结合\hst /STIS光谱与WFC 3图像创建本地颜色- \ml ~关系来自STIS数据的恒星星族建模。然后，我们使用它来创建核区域的质量模型。我们使用牛仔裤建模适合这个质量模型的自适应光学恒星运动学观测双子座/NIFS。从我们的恒星动力学模型中，我们发现$1.5\times10^5$ \Msun的黑洞质量的上限为3 $σ$。
2017-12-07 astro-ph.GA
Deep and Wide Photometry of Two Open Clusters NGC 1245 and NGC 2506: Dynamical Evolution and Halo
利用CFH-12 K CCD照相机获得的宽深VI测光资料，研究了两个古老的疏散星团NGC 1245和NGC 2506的结构。我们设计了一种新的方法分配集群成员的概率，个别恒星使用的空间位置和位置的颜色星等图。通过对不同光度范围恒星的光度函数和径向表面密度分布的分析，我们发现这两个星团在动力学上是松弛的，从而导致了一些低质量恒星的显著质量分离和蒸发。NGC 1245中似乎有潮汐尾的信号，但信号太低，无法确认。
2013-04-07 astro-ph.GA
Metallicity and Age of the Stellar Stream Around the Disk Galaxy NGC 5907
恒星流已经成为研究邻近星系相互作用历史的核心。为了描述著名的附近（d = 17 Mpc）边缘盘星系NGC 5907周围恒星流最突出的部分，我们获得并分析了新的，深雾斯巴鲁/Suprime-Cam和3.6微米斯皮策/红外阵列相机（IRAC）的观测结果。结合近红外3.6微米的数据与可见光图像，使我们能够使用一个长波长的基线，以估计金属丰度和年龄的恒星星族沿~60千秒差距长的一段流。我们已经拟合了恒星光谱能量分布（SED）与单爆发恒星星族合成模型，我们用它来区分建议的卫星吸积和小/大合并形成模型的恒星流围绕这个星系。我们的结论是，一个大规模的小合并（恒星质量比至少为1：8）可以最好地解释沿流的最明亮的部分推断的金属丰度-0.3。
2016-07-13 astro-ph.GA
On the extended stellar structure around NGC 288
我们报告的观测证据的潮外cluerous结构NGC 288从一个大面积的泛星PS1数据库的均匀覆盖。通过使用一种清洁技术，成功地再现了MW场恒星的恒星密度、光度函数和颜色分布，使潮外恒星群与银河系场的恒星群脱钩。我们已经产生了集群恒星密度径向分布和恒星密度图从独立的方法，从我们发现的结果非常一致：该功能扩展到3.5倍的集群潮汐半径。以前的工作基于较浅的光度数据集推测存在几个长的潮汐尾巴，类似于2005年发现的。目前的结果表明，NGC 288几乎不可能有这样的尾巴，但支持这样的观点，即与MW潮汐场的相互作用是一个相对低效的过程，可以将恒星从星团中剥离出来。这些结果表明，需要重新全面研究银河系球状星团（GGC）的外部区域，以可靠地确定它们。因此，这将是可能的，以调查是否有任何之间的连接检测到的潮汐尾，潮外恒星星族，范围扩散晕状结构与银河系中的GGC的动力学历史。
2017-09-21 astro-ph.GA
The stellar populations in the low luminosity, early-type galaxy NGC59
低光度星系可能是更明亮系统的组成部分。利用南部非洲大望远镜（SALT）对低光度早型星系NGC 59进行了观测和分析。这些数据用于测量该星系中心和偏离中心区域的恒星星族参数，以揭示其可能的恒星形成历史。我们发现了老恒星的证据，除了在发射线区域的年轻恒星。恒星星族的金属丰度被限制在[Z/H] ~ -1.1到-1.6之间，即使对于这个低光度星系来说，这也是非常低的，因为它没有被归类为矮椭球星系。测得的[α/Fe]比是太阳下的，这表明NGC 59的恒星形成历史延长。如果这样的物体形成了更大质量的早期星系的基石，那么它们必须是气体合并，而不是干合并，以便将金属增加到明亮的早期星系中观察到的水平。
2015-03-27 astro-ph.GA
Integral field unit spectroscopy of 10 early type galactic nuclei: I - Principal component analysis Tomography and nuclear activity
大多数大质量星系的发射线都可以被描述为LINER。这种辐射在多大程度上与活动星系核或恒星过程有关仍然是一个悬而未决的问题。在本文中，我们分析了这样的星系的样本，研究中心区域的核和环核发射线，以及恒星成分的属性。为此，我们选取了10个大质量（$σ$ > 200 km/s）的近邻（d < 31 Mpc）星系，用双子座南望远镜上的IFU/GMOS（integral field unit/Gemini Multi-Object Spectrograph）摄谱仪对它们进行了观测。用主成分分析（PCA）断层扫描对数据进行分析，以评估对象的主要属性。分析了两个光谱区域：黄色区域（5100-5800 A），足以显示恒星成分的性质，红色区域（6250-6800 A），足以分析气体成分。我们发现，以前已知的所有对象目前的发射线有一个中央活动星系核型的发射源。它们还显示了典型的圆盘的气体和恒星运动学。这样的圆盘可以是共对准的（NGC 1380和ESO 208 G-21），反向旋转的（IC 1459和NGC 7097）或未对准的（IC 5181和NGC 4546）。我们还发现了一个有气体盘但没有恒星盘的天体（NGC 2663），一个有恒星盘但没有气体盘的天体（NGC 1404），一个既没有恒星盘也没有气体盘的天体（NGC 1399）和一个可能有电离锥的天体（NGC 3136）。主成分层析成像是一种有效的方…
2014-03-26 astro-ph.GA
Discovery of a stellar tidal stream around the Whale galaxy, NGC 4631
我们报告了在NGC 4631的晕中发现一个巨大的恒星潮汐流，NGC 4631是一个附近的边缘螺旋星系，与螺旋星系NGC 4656相互作用，在用40厘米口径的机器人望远镜拍摄的深度图像中。该流有两个组成部分：在NGC 4631和NGC 4656之间延伸的桥状特征（stream_SE）和在NGC 4631盘的相对侧上具有延伸特征的过密度（stream_NW）。这些特征加在一起延伸超过85 kpc，并显示清晰的（g-r）颜色梯度。stream_SE相对于NGC 4631和NGC 4656的方向与这两个螺旋之间相互作用的起源不一致，更可能是卫星相遇的碎片。恒星的潮汐特征可以定性地再现在一个N体模型的潮汐中断的一个单一的，大质量的矮卫星的中等偏心轨道（e=0.6）围绕NGC 4631超过$\sim$ 3.5 Gyr，与动力学质量比（m1：m2）的~40。从流的形态建模和推断表明，这些都没有与两个螺旋之间观察到的复杂的HI潮汐特征，这可能源于最近，富含气体的吸积事件。stream_NW的详细结构表明它可能包含该流的祖先，与N体模型一致。此外，stream_NW与两个非常微弱的矮球状候选者大致对齐。NGC 4631周围的矮星系系统和潮汐流可以通过未来的后续观测为探索最近报道的本星系群旋涡星系中卫星星系的各向异性分布提供一个额外的有趣案例。
2014-10-23 astro-ph.GA
On the origin of the stellar halo and multiple stellar populations in the globular cluster NGC 1851
我们认为，所观察到的球状星团（GC）NGC 1851周围的恒星晕是它在其已不复存在的宿主矮星系的中心区域形成的证据。我们数值研究了在强潮汐场作用下嵌入大质量暗物质晕中的有核矮星系的长期动力学演化。矮星系被认为有一个恒星核（或核星团），可能是NGC 1851的祖先。我们发现，虽然暗物质晕和恒星的外壳的主矮星NGC 1851可以几乎完全剥离在其轨道演化过程中围绕银河系，一小部分的恒星在矮星可以保持被困在引力场的核。被剥离的核心可以被观测为没有或几乎没有暗物质的NGC 1851，而核心周围的恒星可以被观测为NGC 1851周围的弥散恒星晕。模拟的恒星晕呈对称分布，密度斜率为~ -2，在距离NGC 1851 ~ 200 pc范围内没有潮汐尾。我们发现，两个GC可以相互合并，形成一个新的核GC嵌入场星由于低恒星速度色散的主机矮。这一结果没有假设的年龄和/或化学丰度的两个合并的GC。因此，观察到的恒星晕和NGC 1851中特有的多个恒星星族表明，NGC 1851最初可能形成于一个古老矮星系的中心区域。
2011-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
J-PLUS: 2-D analysis of the stellar population in NGC 5473 and NGC 5485
星系内恒星星族性质的空间变化与其形成过程密切相关。因此，对星系的空间分辨研究对于揭示它们的形成和聚集至关重要。Javalambre测光局部宇宙巡天（J-PLUS）是一个专用的多滤光片，设计用于观察~8500 deg 2，使用光学范围内的12个窄带，中频和宽带滤光片。在这项研究中，我们测试的潜力进行的多过滤器观测与J-PLUS调查附近星系的空间分辨的属性。我们提出了详细的二维地图的恒星星族属性（年龄，金属丰度，消光，和恒星质量表面密度）的两个早期型星系中观察到的，J-PLUS和CALIFA调查：NGC 5473和NGC 5485。径向结构也进行了比较，光度和质量加权配置文件的推导。我们使用MUFFIT处理J-PLUS观察结果，并使用两种不同的技术（STARLIGHT和STECKMAP）分析IFU CALIFA数据。我们证明，这种新的技术提供的径向恒星星族梯度与IFU技术CALIFA/STECKMAP的一致性很好，虽然比较的绝对值揭示了内在的系统差异的存在。当使用CALIFA/STARLIGHT方法时，径向恒星星族梯度不同。当使用光度或质量加权属性时，来自J-PLUS/MUFFIT的年龄和金属丰度径向分布非常相似，这表明年轻成分的贡献很小。这三种方法之间的比较揭示了一些差异，表明每种方法的具体特点造成了重要的差异。我们得出的结论是，年龄，金属丰度和灭绝的个别星系不仅取决于所选择的模型，…
2018-04-10 astro-ph.GA
The relic galaxy NGC~1277 rules out intermediate-age stellar populations origin of CO-strong absorptions in massive early-type galaxies
大质量早型星系（ETG）在H和K波段光谱中表现出几种用现有的恒星星族模型无法解释的强CO吸收特征。多年来，这一分歧一直被归因于中间年龄恒星成分的存在，这些恒星主要是在渐近巨星分支（AGB）阶段。然而，迄今为止，还没有提供这种情况的有力证据。检验这一说法的一种方法是比较ETG和遗迹星系的CO指数。由于缺乏中等年龄的恒星星族，遗迹星系为我们提供了一个独特的机会，以解决ETG中强CO吸收的起源。在这里，我们利用原型遗迹星系NGC 1277和比较CO吸收功能的大规模ETGs的代表性样本的这个星系。我们发现，在这两个系统中的CO线有相似的强度，显着强于恒星星族合成模型的预测。我们的结论是，中间年龄的恒星星族在大规模ETG的强大的CO反射的罪魁祸首。
2022-06-25 astro-ph.GA
Study of young stellar groupings in HII regions based on the spectral and photometric data
我们利用UBVRI和H α线对7个旋涡星系（NGC 628、NGC 783、NGC 2336、NGC 6217、NGC 6946、NGC 7331和NGC 7678）的102个恒星形成区进行了综合光谱、光度和分光光度观测。使用数据的化学成分和吸收在HII地区，从光谱观测，并使用演化模型，我们估计的物理参数（年龄和质量）的年轻恒星集团嵌入在HII地区。我们发现，气体消光，A（气体），它确定的巴耳末减量，并不对应于在某些情况下，在年轻的恒星协会（复合体）的吸收A（恒星）。这是由于与他相关的恒星群相对于HII云的空间偏移。结果表明，对于恒星形成区，不满足A（气体）= A（恒星）的条件，其中：1）B和/或V带气体对总辐射的贡献大于40%，2）EW（H α）> 1500 A。经银河系吸收校正后，所研究的恒星形成区的消光A（V）Gal范围为0 - 3等，平均值为A（V）-A（V）Gal = 1.18 ± 0.84等，估算了63个恒星形成区的质量和年龄。这些区域的年龄从1百万年到1千万年不等，其中大部分小于6百万年。推导出的年轻恒星群的质量范围从附近星系NGC 628和NGC 6946的10^4 Msun到最远星系NGC 7678的10^7 Msun。超过80%的星系团的质量在10^5 Msun和10^6 Msun之间。NGC 628和NGC 6946的最低质量估计为1 × 10^4 Msun，…
2016-01-15 astro-ph.GA
The VIRUS-P Exploration of Nearby Galaxies (VENGA): The stellar populations and assembly of NGC 2903's bulge, bar, and outer disc
我们研究的恒星星族和附近的螺旋星系NGC 2903的隆起，酒吧，和外盘使用的VIRUS-P探测附近的Galerkin IFS调查组装。我们观察NGC 2903的空间分辨率为185 pc使用米切尔摄谱仪的4.25角秒的纤维在2.7哈伦J史密斯望远镜。NGC 2903的2 MASS KS波段影像的球棒盘分解显示，它的球棒、球棒和外盘分别有6%、6%和88%的恒星质量，球棒的赛西克指数较低，约为0.27，暗示它是一个盘状球。我们进行了恒星星族合成，发现外盘的质量有46%是在大于5 Gyr的恒星中，48%是在1到5 Gyr之间的恒星中，而<10%是在年轻恒星中。它的恒星棒有65%的质量在1-5 Gyr年龄，金属丰度与外盘相似，暗示了棒由盘物质形成的进化图景。它的膨胀部分主要由年老的高金属量恒星组成，但也有一小部分年轻恒星。我们发现螺旋臂和中心区域的金属丰度增强，追踪在Halalpha地图中看到的高恒星形成区域。这些结果与这样的想法是一致的，即像NGC 2903这样的低膨胀与总质量比和低膨胀Sersic指数的星系最近没有发生重大合并事件，而是主要通过较小的合并和长期过程增长。
2020-02-14 astro-ph.GA
Evidence of the inhomogeneity of the stellar population in the differentially reddened globular cluster NGC 3201
我们报告的证据的不均匀性（多重性）的恒星星族在银河系球状星团（GC）NGC 3201，这是不规则的红色在其脸上。我们进行了更详细和仔细的分析，我们最近发表的新的多色测光在一个广泛的领域的集群，特别强调的U带。利用校正了微分红化的光度数据，我们首次发现了星团恒星星族不均匀性和GC径向变化的两个关键标志。这是：（1）在红巨星支星（U-B）色指数的色位图上，有一个明显的趋势，即离星团中心越远，其（U-B）色平均值越蓝;（2）星团中次巨星分支（SGB）星的径向分布与它们的U星等的关系，其中较亮的恒星比它们较暗的对应物在置信水平上集中得更少，置信水平在99.2%和99.9%之间变化，这取决于用于选择恒星的颜色指数。我们最近在GC NGC 1261中发现了同样的效应。然而，与NGC 1261相反，我们无法明确地指出SGB/RGB恒星的哪一个子种群可以是星团中蓝色和红色水平分支恒星的祖先。除了M4之外，NGC 3201是另一个很可能具有不均匀恒星星族的GC，它的质量比最大质量的银河系GC要低，在那里首次明确地发现了多个恒星星族
2010-04-30 astro-ph.GA
Decomposing cool stellar populations with H-band spectral fluctuations: Long-period variable stars in NGC 5128 and carbon stars in NGC 5102
Durham University（杜伦大学）
通过分析新获取的H波段积分场单元观测数据，研究两个约4 Mpc远的星系中的巨星级别恒星含量，发现NGC 5128中的中M型红巨星光谱主导了像素间波动，而NGC 5102中则发现碳星特征的C2带头，展示了积分场数据在无法分辨单个恒星时获取额外信息的能力。
2026-05-20 astro-ph.GA
Spectroscopic evidence of distinct stellar populations in the counter-rotating stellar disks of NGC 3593 and NGC 4550
本文介绍了用VIMOS/VLT对两个盘星系NGC 3593和NGC 4550的积分场光谱观测结果。已知这两个星系都有2个反向旋转的恒星盘，电离气体与其中一个同向旋转。我们测量了每个星系的电离气体运动学和金属丰度，以及两个恒星组成部分的表面亮度，运动学，质量表面密度和恒星星族，以约束这些特殊星系的形成情景。我们采用了一种新的光谱分解技术，这两个星系，分离的相对贡献的2个反向旋转的恒星和一个电离气体组分所观察到的光谱。我们测量了2个反向旋转恒星分量的运动学和Lick指数的线强度。我们用单个恒星星族模型模拟了每个恒星组成部分的数据，该模型解释了α/Fe过剩。在这两个星系中，我们成功地将主星与质量较小的次级恒星成分分离开来，并以与电离气体成分相同的方向旋转。这两个恒星组成部分具有指数表面亮度轮廓。在这两个星系中，两个反向旋转的恒星组成部分具有不同的恒星星族：次级恒星盘比主星系恒星盘更年轻，更贫金属，更α增强。我们的研究结果排除了次级恒星成分的内部起源，并倾向于这样一种情况，即它是由环境中逆行轨道上的气体吸积而形成的，为原位的外向内快速恒星形成提供了燃料。该事件发生在NGC 3593的约2 Gyr前，NGC 4550的约7 Gyr前。不能排除双星系合并的情况，需要更大的样本来统计确定哪种机制是建立反向旋转恒星盘的最有效机制。
2012-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The nuclear region of NGC 613 -- II. Kinematics and stellar archaeology
在这项工作中，我们继续了da Silva等人（2020）对NGC 613中心区域的研究，通过分析光学和近红外数据立方体中的恒星和气体运动学以及恒星考古学。双子座多目标摄谱仪数据立方体的高空间分辨率使得能够利用光谱合成方法探测一个半径为$\sim$ 1角秒、由$\sim$ 10 $^9$ -yr恒星星族组成的内环。这样一个环位于核和环核之间的H II区在以前的作品中检测到的组成。除此之外，还有恒星围绕核旋转，环以不同的速度遵循相同的旋转方向。中心的强度加权平均恒星速度色散为92 $\pm$ 3 km s $^{-1}$。检测到三种不同的气体流出成分。用H $α$发射线观测到的外流方向与先前观测到的射电喷流方向一致。在[O III] $λ$ 5007发射中检测到的流出之一的方向与电离锥的轴重合。沿着双恒星发射的恒星星族和恒星运动学没有区别，可能被论文I中提到的尘埃带分开，证实它们是同一结构的一部分。
2020-06-17 astro-ph.GA
The Complex Distribution of Recently Formed Stars. Bimodal Stellar Clustering in the Star-Forming Region NGC 346
我们提出了一个详细的恒星聚类分析的应用程序的两点关联函数不同的年轻恒星合奏。我们的目标是了解恒星系统在其形成的最早阶段是如何组装的。我们感兴趣的对象是小麦哲伦星云中的恒星形成区NGC 346。这是一个从其出生环境中很好地揭示出来的年轻恒星系统，包括前主序星和上主序星的完整样本，非常接近它们的形成。我们采用了一个全面的自相关函数的表征为中心凝聚的星团和自相似的恒星分布，通过数值模拟的恒星合奏。在这些模拟的基础上，我们解释了观测到的NGC 346的自相关函数。我们发现，它可以被最好地解释为两个不同的恒星集群设计的组合，一个集中的，占主导地位的恒星形成区域的中心部分，并在整个完整的观测领域扩展的自相似分布的恒星。星团的组成部分，类似于未截断的年轻星团，被确定为具有约2.5 pc的核心半径和约2.3的密度分布指数。扩展的分形分量被发现与我们的模拟有一个分形维数为2.3，相同的发现为星际介质，在协议的层次引起的湍流。这表明，恒星集群在非常接近出生的时间表现在一个复杂的方式。它是湍流调节的恒星形成过程和凝聚星团引力势诱导的早期动力学演化共同作用的结果。
2014-02-01 astro-ph.GA
No evidence for younger stellar generations within the intermediate age massive clusters NGC 1783, NGC 1696 and NGC 411
最近，Li et al.（2016）声称在大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC/SMC）中发现了中间年龄星团NGC 1783、NGC 1696和NGC 411中多代恒星存在的证据。在这里，我们表明，这些年轻的恒星星族存在于这些集群周围的领域，并不太可能与集群本身。使用相同的数据集，我们发现，背景减除方法所采用的作者没有充分去除污染星在少数泊松极限。因此，我们得出结论，他们的结果并没有提供这些星团中年轻一代恒星的证据。
2016-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fundamentals of Stellar Parameters Estimation through CMD of Star Clusters: Open (NGC2360) and Globular (NGC 5272)
本文详细介绍了疏散星团NGC 2360和球状星团NGC 5272的基本恒星参数估算的基本原理。在这里，恒星参数的评估，通过手动拟合适当的等时线的颜色星等图（CMD），所选择的星团进行了全面的讨论。利用孔径测光工具（APT）对Sloan数字巡天（SDSS）的g、r、i标准带通滤波图像进行孔径测光和PSF拟合测光，得到相应的CMD。此外，为了获得恒星参数，等时线拟合进行了详细说明。NGC 2360的年龄为7.08亿年，金属丰度[Fe/H]为-0.15; NGC 5272的年龄为11.56亿年，金属丰度[Fe/H]为-1.57。此外，NGC 2360的星际红化E（B-V）和距离模量DM分别为0.12和11.65。而NGC 5272的星际红化系数E（B-V）=0.015，距离模DM=15.1。这些恒星参数的值被认为是在密切的近似与文献中提供的结果的基础上IRAF分析技术。半径，质量和温度的分布包括在一起的初始质量函数（IMF）的两个开始集群。因此，这篇文章将有助于提供洞察力的恒星参数的评估天文光度分析，将逐步高涨的认识我们的宇宙。应该指出的是，从前景/背景恒星中清除CMD上的星团人口，清除虚假物体，误差估计和成员确定不在这项工作中进行，并被视为单独的项目进行分析。
2022-11-08 astro-ph.GA gr-qc
The radial distributions of the two main-sequence components in the young massive star cluster NGC 1856
最近在年轻的大质量星团NGC 1856中发现的双主序星引起了人们的极大关注。这些观测结果可以用两代不同年龄和金属丰度的恒星来解释，或者用由两个具有不同自转速率的种群组成的一代恒星来解释。我们分析了NGC 1856中属于两个主序星的恒星数量比作为半径的函数。我们发现，它们的数量比保持大致不变，从集群的中心区域到其外围，这表明这两个组件是均匀分布在空间中。通过比较最佳拟合等时线的轨迹与两个恒星分量的脊线，我们发现多个恒星星族和快速恒星自转都可能解释NGC 1856中观测到的主序星分叉。然而，如果NGC 1856是古老球状星团的年轻代表，那么多恒星星族模型将无法解释这两个组成部分空间分布的均匀性，因为所有相关的方案都预测第二代恒星应该形成在比第一代恒星更紧凑的配置中，而NGC 1856太年轻了，两代恒星都不能完全动态混合。我们推测，快速恒星旋转的情况下，将是在NGC 1856年观察到的多个恒星序列的有利解释。
2016-11-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Stellar Halo of the Spiral Galaxy NGC 1560
我们报告了在NGC 1560周围探测到的恒星晕，NGC 1560是马菲星系群的一个10^9 Mo螺旋星系成员。我们使用10.4米的加那利大望远镜在距离该星系中心约3.7弧分（投影距离为3.5千秒差距）的视场中获得了r和i波段的深度图像。光度函数和CMD显示，在NGC 1560的距离上，相对于预期的前景水平，在比RGB尖端更暗的星等上，有明显多余的恒星。晕星的颜色意味着其金属丰度为Z ~ Zo/50，而它们的数量对应于采样区域中的恒星质量为~ 10^7 Mo。假设晕的表面质量密度为幂律分布，我们的数据表明NGC 1560晕的总恒星质量为10^8 Mo。
2018-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dating the formation of the counter-rotating stellar disc in the spiral galaxy NGC 5719 by disentangling its stellar populations
我们提出的结果的VLT/VIMOS积分场光谱观测的内部28“x28”（3.1 kpc x 3.1 kpc）的相互作用的螺旋NGC 5719，这是已知的主机两个同空间反向旋转的恒星盘。在视场中的每个位置，观测到的星系光谱被分解为两个恒星和一个电离气体成分的光谱的贡献。我们测量的运动学和线强度的两个恒星反旋转组件的舔指数。我们用单个恒星星族模型对每个恒星组分的数据进行建模，该模型解释了α/Fe过剩。我们还推导出电离气体盘的分布和运动学，这是与年轻的，不太丰富的金属，更多的α增强，和发光恒星组件。它们都相对于银河系的主要恒星体反向旋转。这些发现证明了气体首先被NGC 5719吸积到逆行轨道上的情况，这是由于它与伴星NGC 5713相互作用的结果，并随后为反旋转恒星盘的原位形成提供了燃料。
2011-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Young Open Clusters King 12, NGC 7788, and NGC 7790: Pre-Main Sequence Stars and Extended Stellar Halos
利用MegaCam图像研究了疏散星团King 12、NGC 7788和NGC 7790的恒星含量。与等时线的比较得出King 12的年龄小于2000万年，NGC 7788的年龄为2000 - 4000万年，NGC 7790的年龄为6000 - 8000万年，这是基于每个星团中靠近主序关闭（MSTO）的恒星的性质。NGC 7788的红化程度比之前估计的要大得多。King 12和NGC 7788的光度函数（LFs）显示了归因于前主序（PMS）天体的爆发的中断，与PMS演化模型的比较产生了与MSTO附近恒星测量的年龄一致的年龄。相比之下，NGC 7790中主序星的r' LF与基于太阳邻域质量函数的模型中的r' = 20相匹配。通过研究蓝主序星的两点角关联函数，研究了这三个星团的结构特性。国王12和NGC 7788都被一个半径为5弧分（约3.4秒差距）的恒星晕所包围。据建议，这些晕的形式在响应大规模的质量喷射早期的集群的演化，如模型预测。相比之下，NGC 7790中的蓝色主序星的半径约为7.5弧分，没有晕的证据。这表明这三个星团可能起源于同一个恒星形成复合体，但不是在同一个巨大的分子云中。
2012-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar rotation bifurcation caused by tidal locking in the open cluster NGC 2287?
我们提出了一个详细的分析，在年轻的，$\sim200$ Myr-老银河系疏散星团NGC 2287的分离良好的双主序列（MS）的投影恒星旋转速度，并建议恒星旋转可能驱动分裂MS在NGC 2287。我们发现观测到的投影恒星自转速度的分布可能是由恒星自转速率的二分分布引起的。我们讨论我们的观察是否可以反映潮汐锁定的影响，影响一小部分的集群的成员恒星的恒星双星系统。慢转星可能是最初快速旋转但随后通过低质量比双星系统引起的潮汐锁定而减慢的恒星。然而，该星系团的短周期双星数量可能比文献中通常看到的要多得多，而且次级质量相对较低。
2019-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Spins in the Open Cluster NGC 2516
通过测量恒星自转轴方向的分布，可以探索恒星形成的物理过程。在本文中，我们利用分光光度观测的疏散星团NGC 2516，以确定其恒星之间的自旋排列的程度。我们结合TESS光变曲线，地基光谱从Gaia-ESO和GALAH调查，宽带恒星星等从几个调查，和盖亚天体测量测量33恒星倾角和量化整体集群旋转。我们的测量结果表明，在这个集群中的恒星自旋是各向同性的取向，同时允许的可能性，他们是适度对齐。NGC 2516自旋的各向同性分布意味着恒星形成环境中湍流主导有序运动，而适度对齐的分布则意味着旋转的贡献更大。我们还进行了三维分析集群的内部运动学，没有发现显着的签名的整体旋转。从这个分析中，我们确定集群收缩的证据，这表明可能正在进行的质量隔离在NGC 2516。
2020-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Not-So-Simple Stellar Populations in the Intermediate-age Large Magellanic Cloud Star Clusters NGC 1831 and NGC 1868
利用高分辨率的哈勃空间望远镜/WFPC 2观测资料，结合色星等图，研究了大麦云星云中两个中间年龄星团NGC 1831和NGC 1868中恒星星族的物理性质。我们发现，这两个集群表现出扩展的主序列关断。为了解释观测结果，我们考虑了氦丰度，双星，年龄分散和星团成员恒星的快速旋转的变化。所观察到的狭窄的主序列排除了两个集群中氦丰度的显着变化。我们首先建立集群的主序星双星分数使用大部分集群的主序星恒星星族>1等低于他们的关闭。关闭区域的颜色-星等空间的程度，校正的影响的二进制，意味着年龄蔓延的顺序为300万年可以推断两个集群，如果恒星分布在颜色-星等空间是完全由于存在多个人口的年龄范围。以单一年龄为特征的星团成员种群的快速旋转也使我们能够详细地匹配观测数据。然而，当考虑到颜色-星等空间中的红色团块的程度时，我们遇到了NGC 1831的年龄分散之间的明显冲突，该年龄分散是基于主序关闭的程度和紧凑的红色团块所暗示的。因此，我们的结论是，对于这个集群，在恒星自转速率的变化是首选的年龄分散。对于NGC 1868，两个模型的表现同样出色。
2013-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The intriguing stellar populations in the globular clusters NGC 6388 and NGC 6441
NGC 6388和NGC 6441是两个巨大的银河系球状星团球状星团，它们有许多共同的性质，包括存在一个延伸的水平分支（HB），这是非常出乎意料的，因为它们的金属含量很高。在本文中，我们使用HST的WFPC2，ACS和WFC3图像，并提出了一个广泛的恒星内容的研究，涵盖了所有主要的演化分支。色星等图（CMD）给出了令人信服的证据，表明这两个星团至少拥有两个恒星星族，它们以不同的方式表现出来。NGC 6388有一个加宽的主序列（MS），一个分裂的次巨星分支（SGB）和一个分裂的红巨星分支（RGB），在我们的数据集中，它的红HB也分裂成两个分支。NGC 6441有一个分裂的MS，但只有两个SGB群体的指示，而RGB从SGB水平向上明显分裂为两个，并且没有红色HB结构。对CMD谱的分析证实了两个星团中两个主要恒星星族之间的He差一定是相似的。这是观测支持的HB形态，但也证实了在MS光学波段CMD的恒星的颜色分布。然而，在NGC 6441中使用UV颜色的MS分裂变得明显，而在NGC 6388中则没有，这表明两个集群中不同种群的化学模式不同，C，N，O丰度差异可能起主要作用。我们还分析了两个种群的径向分布。
2013-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar population and the origin of intra-cluster stars around brightest cluster galaxies: the case of NGC 3311
上下文我们研究了最亮星系团周围的恒星星族和漫射光的起源。目标。我们研究了长蛇座I星系团中最亮的星系NGC 3311的动态热恒星晕的恒星星族，以及漫射光下光度亚结构的恒星族，以限制这些成分的起源。方法.我们分析了甚大望远镜FORS 2在4800-5800埃波长范围内获得的中分辨率长缝光谱中的吸收线。我们测量了从NGC 3311中心到20 kpc的Lick指数的等效宽度，并将它们与解释[alpha/Fe]过剩的恒星星族模型拟合。结果在NGC 3311的动态热晕中的恒星是老的（年龄> 13 Gyr），贫金属（[Z/H] ~ -0.35），α增强（[α/Fe] ~ 0.48）。加上高速色散，这些测量结果表明，晕中的恒星是从其他早期类型星系的外围吸积而来的，可能有矮星系的贡献。我们在NGC 3311的晕中发现了一个与光度结构相关的区域，在这个区域中，恒星星族甚至更贫金属（[Z/H] ~ -0.73）。在这个区域，我们的测量结果与沿着视线叠加的复合恒星星族一致，由NGC 3311动态热晕中的恒星和从矮星系剥离的恒星组成。后一种成分对局部表面亮度的贡献< 28%。结论. NGC 3311周围的漫射光正在积聚。根据观测到的恒星星族特性，这些恒星的主要部分可能来自明亮的早型星系的外围，而来自剥离矮星系的恒星目前正在增加。
2011-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Origin of Young Stellar Populations in NGC 1783: Accretion of External Stars
本研究利用Hubble Space Telescope观测和N-body模拟，发现NGC 1783星团中年轻恒星的空间分布和径向速度特征无法仅用蓝离散星解释，而是源于对外部低质量恒星系统恒星的吸积。
2024-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structure and Large-Scale Kinematics of Young Stellar Populations in the NGC 6357 and NGC 6334 Giant Molecular Cloud Complex
California State Polytechnic University（加州理工大学）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）
研究通过多波段观测确定NGC 6357和NGC 6334复合体中年轻恒星群体的三维结构和大尺度运动学，发现其存在不同星团的异常运动和非引力束缚特性。
2026-04-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
