NGC6822

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                  Type  RA(2000)　 Dec(2000)    V          Mv   DM     
N6822     Ir IV    19 44 56    -14 48 06      8.52   -15.96  25.05  

　　　　　　
　　　　　　　　DSS 20'X20'　　　　　　　　　　　　　　　　　２ＭＡＳＳ　Ｋ　　20'X20'

SIRTF RO:
ngc6822hubi　　　　|19h44m31.60s|-14d42m01.00s|
　　　　　　　　　　　　|irsstare|HL |60.0 |kennicutt_|193 |sings2 | 0.78 x 0.53
　　　　　　　　　　　　|irsmap |SL5 |60.0 |kennicutt_|193 |sings2 | 0.91 x 0.26
　　　　　　　　　　　　|irsmap |SL7 |60.0 |kennicutt_|193 |sings2 | 0.91 x 0.26
　　　　　　　　　　　　|irsstare|HS |60.0 |kennicutt_|193 |sings2 | 0.40 x 0.25
ngc6822hubiii 　　　|19h44m34.00s|-14d42m22.00s|
　　　　　　　　　　　　|irsstare|HL |60.0 |kennicutt_|193 |sings2 | 0.78 x 0.53
　　　　　　　　　　　　|irsmap |SL5 |60.0 |kennicutt_|193 |sings2 | 0.91 x 0.26
　　　　　　　　　　　　|irsmap |SL7 |60.0 |kennicutt_|193 |sings2 | 0.91 x 0.26
　　　　　　　　　　　　|irsstare|HS |60.0 |kennicutt_|193 |sings2 | 0.40 x 0.25
ngc6822iri 　　　　　|19h44m48.50s|-14d52m30.00s|
　　　　　　　　　　　　|irsstare|HL |60.0 |kennicutt_|193 |sings2 | 0.78 x 0.53
　　　　　　　　　　　　|irsmap |SL5 |60.0 |kennicutt_|193 |sings2 | 0.91 x 0.26
　　　　　　　　　　　　|irsmap |SL7 |60.0 |kennicutt_|193 |sings2 | 0.91 x 0.26
　　　　　　　　　　　　|irsstare|HS |60.0 |kennicutt_|193 |sings2 | 0.40 x 0.25

●Gro 2002:
帯域フィルタ技術を使用した新たなサーベイはLetarteほか（2002）によって示された。全部の銀河をカバーして、904炭素星を同定した。スペクトル型M0とより晩期に相当しているカラーのＭ型星がほぼ同数同定された。残念なことに、カラー（スペクトル型）の関数としてＭ型星の数分布の情報は与えられない。私は、彼らのR、Iデータをとって、そして、CFからBC 、E(B-V) = 0.24を採用して輻射等級を計算した。

●NGC 6822の円盤の赤色巨星分岐の金属量
Davidge, T. J.
2003PASP..115..635D
CFH望遠鏡AOシステムで得られる深いJ、HとK画像は、局所群矮小不規則銀河NGC 6822の円盤で、3フィールドで赤色巨星分岐（RGB）星の金属量を調査するのに用いられる。カラー-等級（K（J-K））図のRGBの傾きは、 Fe/H]=-1.0+/-0.3を示す。RGB線は、同じRGB傾きを持つ球状星団のそれと比べて青い。カラーの差から、大多数のRGB星の年齢は3Gyr近い。
NGC 6822のRGB星がこんなに若いならば、RGB傾きから計算される金属量はまた~0.05デックス低いかもしれないことを例証される。
最後に、RGB傾きから計算される金属量はNGC 6822の若い星の分光に基づく金属量と比べて低く、それはここ数十億年の間のNGC 6822で、Δ[Fe/H]/Δt=-0.2+/-0.1デックスGyr-1である。

●RR Lyrae and Short-Period Variable Stars in the Dwarf Irregular Galaxy NGC 6822
Clementini, Gisella; Held, Enrico V.; Baldacci, Lara; Rizzi, Luca
2003ApJ...588L..85C
我々は矮小不規則銀河NGC 6822で、VLTの深い撮像に基く多数の短周期変光星星の発見を報告する。特に、我々はNGC 6822で老いた星の成分の存在をトレースしている琴座RR型変光星の適度の種族を見つけた。琴座RR型変光星の平均光度の測定は、種族IIインジケーターに基づくこの銀河までの距離の新たな独立した評価（m-M)0=23.36+/-0.17　を提供する。それに加えて、我々の新たなデータは、琴座RR型変光星と比べて十分の数等明るい光度で始まる不安定帯を満たす、小振幅、短周期変光星のかなりの数の星の存在を示す。NGC 6822の広がった星形成の存在を与えられると、短周期変光星星のこの分布のかすかな末端は、琴座RR型変光星と比べてより若く大質量である、中間年齢、低金属量ヘリウム-燃焼星の種族から生じたらしい。

●NGC 6822の外側のHIディスクの若い星
de Blok, W. J. G.; Walter, F.
2003MNRAS.341L..39D
我々は、局所群矮小銀河NGC 6822の中性水素ディスク全てをカバーする、広視野の可視域撮像を提示する。これらの観測は、銀河中心半径でR25を大きく越える多数の青い、若い星の存在を明らかにする。NGC 6822のコンパニオンHI雲と関連する青い星はまた見つけられる。そして、星形成が最近一億年でコンパニオンで引き起こされたことを示す。
一般に、HI表面密度>~ 5×10^20cm-2の所で、青い星は存在する。しかし、HIディスクの範囲内で検出される青い星の3分の1以上は、より低表面密度で見つけられる。若い星は内側ディスクの中の中性水素の分布をトレースするが、NGC 6822超巨大HIシェルを避けているようである。それが、超巨大HIシェルの年齢に対して、一億年という下限を与える。
若い星の広がられた分布は、矮小銀河では銀河中心から十分に離れた距離で星が形成することができることを暗示する;HIは、したがって、必ずしも星の種族と比べてずっと広がるというわけではない。この発見は、（矮小）銀河中に星間物質の化学濃縮に対して、重要な帰結を持っている。

●局所群矮小不規則銀河NGC 6822のまわりの広がったH Iガスの潜在的な星形成の発見
Komiyama, Yutaka; Okamura, Sadanori; Yagi, Masafumi; Furusawa, Hisanori; Doi, Mamoru; Hamabe, Masaru; Imi, Katsumi; Kimura, Masahiko; Miyazaki, Satoshi; Nakata, Fumiaki; Okada, Norio; Ouchi, Masami; Sekiguchi, Maki; Shimasaku, Kazuhiro; Yasuda, Naoki; Arimoto, Nobuo; Ikuta, Chisato
2003ApJ...590L..17K
我々は、スバル主焦点カメラを使って局所群矮小不規則銀河NGC 6822の外側の領域で、広視野のBRC撮像サーベイを実行した。外側の領域のMB=0.51までの星のB,RCカラー-等級図は、NGC 6822の中心部星に対して見つけたのと同じ特徴を表す。青い星の分布（B-RC<0.5と-3.5<MB<0.5）はNGC 6822の可視域主本体部と完全に異なる。NGC 6822の主本体部を越えて南東から北西までおよそ50′に渡り、青い星広がり、H Iガス分布をトレースする。外側の領域の青い星は多分~180 Myr前に形成しただろう。我々のデータは、北西のHI雲の通過がNCG 6822の南東部への「潮汐の腕」を生み出して、銀河全体で見つかる最近の星形成活動を誘発したという、ブロークとウォルターによって提案された交互作用シナリオを支持する。我々も、北西のHI雲が形成過程にある矮小銀河である可能性、あるいは、NGC 6822が最も近い低表面輝度銀河である可能性を議論する。

●局所群矮小不規則銀河NGC 6822の球状星団の分光学
Strader, Jay; Brodie, Jean P.; Huchra, John P.
2003MNRAS.339..707S
NGC 6822で、球状星団（GC）HVIIIに対して、低解像度ケック分光学を提示する。星団の金属量は [Fe/H]=-1.58 +/-0.28で、年齢＝3-4 Gyrで、以前の年齢評価より少し古いが矛盾はしない。HVIIIは、局所群の大部分の中間的な年齢GCと比べてさらに低金属量なようで、小マゼラン雲の変則的星団リンジー113とNGC 339と最も類似しているように見える。

●NGC 6822の高解像度回転カーブ：冷たいダークマターに対してテストケース
Weldrake, D. T. F.; de Blok, W. J. G.; Walter, F.
2003MNRAS.340...12W
オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイで得た、不規則銀河NGC 6822の高解像度回転カーブを提示する。我々の最良カーブは、8秒角または20パーセクの角分解を持っていて、250独立点を含む。非常に内側領域を除いて、NGC 6822の星のとガス成分はカーブの形態を説明することができない、NGC 6822は従って非常にダークマタ−支配的である。冷たいダークマターの予測に反して、急な密度尖端の存在の証拠は~20パーセクのスケールまでない。

●NGC 6822の短軸に沿った4フィールドの星形成史
Wyder, Ted K.
2003AJ....125.3097W
NGC 6822の4フィールドの星形成史が提示される。フィールドの各々は、ハッブル宇宙望遠鏡WFPC2によって撮像され、各々、V~=26に達するVーI カラー-等級図を得るのに用いられた。赤色巨星分岐とレッドクランプの先端の等級は、以前の地上観測の測定と矛盾がないNGC 6822までの距離を決定するのに用いられた。距離、減光と星形成史は、各々のフィールドで、全カラー-等級図を合わせることで決定された。一旦、年齢-金属量関係の不確実性の系統的効果が考慮にとられるならば、これらのフィットからの距離は推定されたエラーの範囲内で他の決定と矛盾がない。減光量は、銀河系の吸収だけの値から、Vでそれより0.4等級高い値まで、4フィールド間で異なり、60μm表面輝度に相関がある。、4フィールドの星形成史は、年齢>~1 Gyrに対しては類似していて、比較的一定であるか、時間とともに多少増大している。これらの古い星形成率は、これらの銀河中心半径で典型的なガス表面密度に期待されるそれに匹敵している。ガスまたは星の大規模な再分配は推論された星形成率を説明するに必要ないことを示唆する。
フィールドのうちの3つはおよそ600Myr前星形成率で~2-4のファクターの低下を示すが、バー中心のフィールドは増大を示す。

●炭素星種族によって明らかにされるNGC 6822の範囲
Letarte, Bruno; Demers, Serge; Battinelli, Paolo; Kunkel, W. E.
2002AJ....123..832L
CFH12Kカメラを使用して、我々はNGC 6822中心領域28'×42で4-バンド測光技術を適用して、904の炭素星を同定した。この領域の外の2、3の炭素星が、Las Campanas Swope Telescopeで、また発見された。NGC 6822の炭素星種族は<I>=19.26で、<MI>=-4.70に導く。そして、IC 1613で炭素星平均等級と同一である。NGC 6822の可視域画像を強調している星に反して、炭素星は大きな動径距離まで見られ、NGC 6822を囲んでいる巨大でわずかに楕円形ハローをトレースする。これはH I雲と一致しない。NGC 6822の以前に未知の星の成分は、3&farcm; 0+/-0&farcm; 1の指数関数的スケール長を持っていて、5スケール長までトレースされることができる。NGC 6822のC/M比率は、1.0+/-0.2と評価される。

3つの近くの銀河で個々の赤色巨星分岐星で存在量変動をトレースするためにCa ii三重線を使うこと
トルストイ（Eline）;アーウィン（マイケルJ.）;コール（アンドリューA.）;パスクイーニ（L.）;Gilmozzi（R.）;ギャラガー（J. S.）
ジャーナル：
マンスリーノーティス、第327巻、号3、pp. 918-938。要約
年齢にハッブル時間にわたっている星に対して分光的存在量決定は、明白に銀河の進化的な過去を決定するために必要である。Paranalの上でＥＳＯ VLTでANTU（UT1）の上でマルチ天体分光学モードでFORS1を使って、我々は我々が赤色巨星分岐星（3つの近くの局所群銀河のＥＳＯ NTT光学（I,V-I）測光から選ばれる）のサンプルに対して、金属存在量を決定するために2本の最も強いCaii三重線ラインの等価幅を計った近赤外スペクトルを得た：彫刻家矮小楕円銀河、炉座矮小楕円銀河、そして、矮小不規則なNGC 6822。Caii三重線吸収ライン特徴（8500Aで中心におかれる）で最も強い2本のラインの合計された等価幅は、直ちにArmandroffとDa Costa、そして、ラトレッジにヘッサーとステットソンよって、前に確立した較正を使って、[Fe/H]存在量に換算されることができる我々は彫刻家の37の星、炉座の32の星、そして、NGC 6822の23の星に対して測定金属量を持っている。そして、これらの銀河に対して、測光的に得るのが可能であるよりもさらに正確な金属量分布関数の評価を与える。NGC 6822の場合、これは中間的な年齢、そして、年をとった星の種族の存在量の最初の直接の測定である。我々は、各々の銀河の金属量広がりが広い意味で赤色巨星分岐の光度測定の幅と矛盾がないことを見いだす。個々の星の存在量は必ずしも彼らのカラーに相当するように見えないけれども。これは、ほとんど間違いなく、これらの銀河で星形成率が激しく時間変動したため、Ca/Fe比率が、非一様で非球状星団的な進化をした結果である。

●First Stellar Abundances in NGC 6822 from VLT-UVES and Keck-HIRES Spectroscopy
Venn, K. A.; Lennon, D. J.; Kaufer, A.; McCarthy, J. K.; Przybilla, N.; Kudritzki, R. P.; Lemke, M.; Skillman, E. D.; Smartt, S. J.
2001ApJ...547..765V
我々は、矮小不規則銀河NGC 6822で、個々の星の最初の高解像度スペクトルを得た。2つのA-type超巨星のスペクトルは、VLTの紫外線可視エシェル分光写真とケック天文台の高い分解エシェル分光計を使用して得られた。詳細なモデル大気分析は、彼らの大気のパラメータと基本的な存在量を決定するのに用いられた。これらの2つの星からの平均鉄存在量は<[Fe/H]>=-0.49+/-0.22（+/-0.21）で近く、クロムの不足分（<[Cr/H]>=-0.50+/-0.20（+/-0.16））を良く似ている。これは、NGC 6822がSMCのそれと比べてわずかに高い金属量を持っていることを確認して、NGC 6822の現在の鉄グループ存在量の最初の決定である。平均星の酸素存在量（12+log(O/H)=8.36+/-0.19（+/-0.21））は、星雲からの酸素結果との素晴らしい一致にある。酸素は、鉄と同じ不足量（<[O/Fe]>=+0.02+/-0.20（+/-0.21））を持っている。このO/Fe比率は、マゼラン・マゼラン雲で見られるそれと非常に類似していて、化学進化がよりさらにゆっくりこれらのより低質量銀河で起こる描写を支持する。O/Fe比率がまた銀河系の円盤で比較的低金属量星で観測されるそれと矛盾がないけれども、NGC 6822に対して利用可能な存在量観測の全てを結合することは、存在量における傾向が銀河中心距離でないことを示す。しかし、最も高い品質データのサブセットは、動径存在量勾配と矛盾がない。よりさらに高品質の星と星雲から成る観測は、この興味をそそる可能性を確認するために必要である。

●NGC 6822の大質量星成分：地上とハッブル宇宙望遠鏡測光観測
Bianchi, Luciana; Scuderi, Salvatore; Massey, Philip; Romaniello, Martino
2001AJ....121.2020B
我々は、銀河の全体をカバーしている地上観測のUBV測光と非常に豊かなと混雑したOBアソシエーションを含んでいる2フィールド。のフィルタF255W、F336W、F439WとF555WによるHST WFPC2測光でNGC 6822の大質量星種族を調査する4-バンドWFPC2測光は、TeffとE(B-V)を導き出すのに用いられる。ヘルツシュプルングラッセル図は、我々のフィールドに含まれるOBアソシエーションに対して造られる。これらは、10Myr年齢種族が、OB 9とOB 6にはいることを示す
一方、より最近の星形成がOB 8、OB 13、OB 15とOB 7で起こっている。2つの特に面白いH II領域（ハッブルVとハッブルX）は、我々のフィールドに含まれる。これらの明るいH II領域（オリオン星雲数倍のHα光度）の原動力となる明るい大質量星は、HST空間的分解能のおかげで彼らの濃い中心核でも解像することができた。我々のデータは、いくつかの大質量星候補と、非常に若い（2、3の100万年）、明らかに同時代の種族を現す。2 つのWFPC2フィールドのUVで選ばれた星に対して光度関数は、2つの成分を示す：ハッブルVとハッブルXの領域での、数百万年の年齢種族と千万年の背景種族。Vフィルタで測られる全ての星を含む主系列星の光度関数は、銀河系のフィールド主系列星に対して規範的な複合光度関数と類似している。赤化（フォアグラウンドのさらに内部の）が、E(B-V)=0.25と0.45との間の異なると見つけられる。

●NGC 6822のハッブル星団のハッブル宇宙望遠鏡観測：年齢と構造
Wyder, Ted K.; Hodge, Paul W.; Zucker, Daniel B.
2000PASP..112.1162W
我々は、ハッブルによって最初に同定されたNGC 6822の、4つの星団候補のハッブル宇宙望遠鏡観測を提示する。ハッブルVI、VIIとVIIIが豊かな星団として確認される一方、ハッブルIVはH II領域である。フィールド星汚染が減じられた星団カラー-等級図に基づいて、我々はハッブルVIに対して70+/-10 Myrの年齢を、ハッブルVIIIに対して1.5+/-0.2 Gyrと導き出す。年齢がハッブルVIIの場合、よりさらに不確かな一方、利用可能な証拠はこの星団が多分天の川で老いた、低金属量球状星団と類似しているだろうと主張する。星団進化のモデルと一緒の星団年齢と総合等級の比較は、それを暗示する2つの若い星団が、老いた星団ハッブルVII.と比べて1桁軽い。全ての3つの星団の動径プロフィールは、経験的なキング・モデルでかなりよく合う。ハッブルVIIのコア半径と中心表面輝度は、銀河系の球状星団の観測と矛盾がない。これらの星団の半輝度半径は、内側天の川球状星団の値と同じくらいで、マゼラン雲星団と比べて平均して小さい。これらの星団は、低星密度の環境では大きな星団が形成される傾向がある、というvan den Berghが注意した傾向に対する例外である。

●WFPC2によるNGC 6822外側の解像された種族
Hutchings, J. B.; Cavanagh, B.; Bianchi, L.
1999PASP..111..559H
NGC 6822の2つの外側の領域のF336W（U）F439W（B）F555W (V)とF675W (R)のWFPC2測光を提示する。北東領域は銀河センターから~13、西領域は10'外で銀河のわずかな低表面輝度領域の範囲内である。フィールドは、混雑しなくてNGC 6822の星を含まない。我々は、エラーと不確実性を議論してと西領域が、およそ200Myrの年齢で、およそ2M_solarの星に広がる主系列を含むと見つける。北東の領域は、主系列または1Gyrより若い星を含まず、西のフィールドにない明るい赤色星を含む。これらの星は、フィールドで凝集しない。結果は、西領域がこの孤立する銀河で現在の星形成を起動させた潮汐の出来事の跡であるかもしれないことを示唆する。

●局所群の進化した大質量星Ｉ．NGC 6822、M31とM331の赤い超巨星の同定
フィリップ・マッシー
ASTROPHYSICAL JOURNAL, 501:153E174, 1998
要約
近傍銀河の赤い超巨星（RSG）種族についての知識は、金属量の関数として重い星進化を探ることを我々を許す;しかし、フォアグラウンドの銀河系の矮星による汚染は、マゼラン雲を越えた局所群銀河での赤色星サーベイを支配する。モデル大気によると、与えられたVーR色に対して、低重力の超巨星は、前景矮星と比べて、ＢーＶが十分の数等級赤い（赤化から独立している結果）である。我々は、近隣の制御フィールドと同様に局所群銀河NGC 6822、M33とM31のいくつかのフィールドのＢＶ Rサーベイを遂行してとCCD測光からRSG候補を同定する。サーベイはV=20.5まで完全である。それは最も赤い星に対してMv=-4.5またはMbol=-6.3に相当する。130の星のCaII三重線の追いかけ分光学は、RSGを同定することに対して我々の測光基準が非常に成功している（V=19.5より明るい星に対して96%; V=19.5-20.5に対して82%）ことを例証するのに用いられる。分類用スペクトルは、経験的にスペクトル型で色を較正するために多くの星に対してまた得られる。
これらの3つの銀河のRSGの平均（ＢーＶ )oと(V-R)o色には著しい進行がであるとわかる。高い金属量システムは平均して晩期型スペクトルを持っている。そしてそれは天の川とマゼラン雲に対してエリアス、Frogelとハンフリースによる前の結果と矛盾がない。
より重要なことには、最も高い光度を持つRSG（の相対数が金属量と共に増加することである。この傾向は絶対可視等級Mvでも輻射光度Mbolでも見かける。このように、距離インジケーターとしてRSGのいかなる使用も、母銀河の金属量に対して、訂正を必要とする。我々の調査結果はより高い金属量がより高い質量-損失率に帰着する「コンチ・シナリオ」の予測と調和する。その説では、金属量を増加すると、与えられた光度の星はヘリウム-燃焼期をRSGとしてよりはウオルフライエ（WR）星として過ごす割合が増える。光度の分布がより高い光度（人高い光度RSGだけを含むM31サンプルの可能な例外で）に延長している延長されたしっぽを持っているという事実は、多くのWRが短い周期に対してRSG時期を経験するかもしれないことを示唆する。我々は、NGC 6822からM31への金属量の5倍の相違で、最も明るいRSGの質量が2倍変わると判った。最も高い質量のRSGはNGC 6822で25-30Mo、M33でM=18Mo、M31で13-15Moである。これらの質量はWRステージへの進化に対して通常仮定した限界と比べて低いが、もしも大きな質量範囲に渡り、ヘリウム-燃焼天体の所要時間がRSGとWR段階とに割けられるならば、必ずしも未進化のOとB星の数と対立しているというわけではない。


●NGC 6822の老いた星団
Cohen, Judith G.; Blakeslee, John P.
1998AJ....115.2356C
我々は、矮小銀河不規則銀河NGC 6822で、2つの星団の分光学を提示する。これらから、星団VIIに対して、年齢= 11^+4_-3 Gyrと[Fe/H] =-1.95+/-0.15デックスを演繹する。星団VIIは、低金属量銀河系の球状星団の類似物であるように見える。星団VIは、ずっとより若くておよそ2Gyrの年齢で、より高金属量である。その導き出された金属量（[Fe/H] ＝-1.0デックス）は、NGC 6822で今日見られるガスのそれに匹敵する。NGC 6822の低金属量老いた星団の存在は、銀河の化学進化に対して、迅速な最初期増加モデルを除外する。時間とともに一定でと現在の星形成率のファクター２の範囲内である星形成率なら、過去10のGyrに渡りNGC 6822に対して、年齢-金属量関係の上でこれらの2つの星団によって定義される2ポイントを再現することができる。

●NGC 6822の漸近巨星分岐星：星形成史のプローブ
Gallart, C.; Aparicio, A.; Chiosi, C.; Bertelli, G.; Vilchez, J. M.
1994ApJ...425L...9G
NGC 6822で、漸近巨星分岐（AGB）500星は解像されて、測光的に測った。彼らは、AGBを高密度に占められて、形づくられて、引き出すと非常に赤いカラーに。この種類のAGBが明確に検出されたことは、最初である。最近の星の進化的なモデルと等時線を使用して、我々が銀河の星の種族を議論し、特に、AGBの構造が銀河の中間的と老いた星形成史をトレースするのに使われることができる方法を示す。強力な望遠鏡と現在利用可能な探知器は、他の近傍銀河でこの構造を検出する機会を提供する。これは、LGの中間的な年齢と老いた種族の研究に対して、新たな経路を開く。

●The stellar populations of NGC 6822
Wilson, Christine D.
1992AJ....104.1374W
新たなCCD ＢＶ測光は、局所群矮小不規則銀河NGC 6822の大きな領域で、青と赤色星に対して提示される。青い羽の中央のカラーから推定される総赤化（フォアグラウンドの+内部）は、E(B-V) = 0.45である。V = 17-20による青い星に対して光度関数の傾きは、0.57+/-0.10で、以前のと他の銀河に対しての結果と良く合う。OBアソシエーションは、客観的自動グループ検出アルゴリズムを使って再定義される。NGC 6822のOBアソシエーションの性質（例えば質量と直径）は、他の銀河と一致する。赤対青超巨星比率は、NGC 6822、M33、ＩC 1613で、金属量がファクター１０以上異なるにかかわらず、同様である。赤対青比率が金属量の鋭敏な関数でないことを示唆する。最後に、NGC 6822でウオルフライエ星とO星の相対的な数を決定する試みは、もし分光観測がO星の大きなサンプルに対して利用可能でなければ、比率N(WR)/N(OB)が20以下に限定されるとしか言えない。

●NGC 6822の成分と構造のＣＯＳＭＯＳ研究
Hodge, Paul; Smith, Toby; Eskridge, Paul; MacGillivray, Harvey; Beard, Steven
1991ApJ...379..621H
4カラーの深いシュミット・プレートのＣＯＳＭＯＳサーベイは、局所グループ矮小不規則銀河NGC 6822で、星と未分解の光の分布を調べるのに用いられる。全体的なカラー-等級図と光度関数は、background-subtractedされたデータから導き出される。これらは、以前の研究と比べてさらに明確に主系列の傑出と赤色巨星の比較的小さい数を示す。等級によってとカラー（いろいろな領域に対して色等級図と同様に）によって切り離される星の地図は、画像に渡り最近の星形成史を広範囲に示す。結果は、H I密度分布と比較される;大部分の星形成領域はH Iピークからおよそ200パーセクてずれ、あるH Iピークは見つけられる星を持っていない。星形成率は、計算されてと他の銀河のそれらに比較した。

●M超巨星の赤外光度と距離インジケーターとして彼らの使用
エリアス（J. H.; Frogel）J. A.;ペーション（S. E.;ハンフリース）R. M.
1981ApJ ... 249L..55E
局所群5銀河の最も明るい赤超巨星のK（2.2ミクロン）光度は、SMC、NGC 6822とIC 1613でおよそ-11.4等級から天の川とLMCでおよそ-12等級の範囲までであると赤外測光によって示される最大K光度のこの変動は、3つのより小さな不規則銀河では、銀河の質量と光度と相関して、低い金属存在量に起因して、M超巨星のスペクトル型分布が変化したためかもしれない。スペクトル型の星に関する更なる情報なしで、赤外の距離インジケーターとしてM超巨星の効用は、制限される。

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