Clump stars in the Solar Neighbourhood
依巴谷的数据已经允许在太阳邻域中识别大量的丛星。我们讨论我们目前的知识，他们的质量分布，年龄，颜色，大小和金属丰度。我们指出，团簇星的年龄分布是“偏”向中间年龄。因此，它们所包含的金属丰度信息不同于本地G矮星所提供的信息。由于精确的丰度测定即将成为可用的，这些可能会提供有用的限制，化学演化模型的本地磁盘。
1999-12-15 astro-ph
Stellar Streams in the Solar Neighbourhood from High Resolution N-Body Simulations
一个高分辨率的N体模拟表明，在棒星系盘中的恒星流是常见的，强烈的时间依赖性。太阳附近恒星的速度分布揭示了许多这样的流，包括一个向外运动的低角动量恒星流。这个流被解释为银河棒的一个标志，在这个意义上，它的恒星有足够的能量（雅可比积分）来穿越共转共振。
1999-10-07 astro-ph
A revision of the solar neighbourhood metallicity distribution
我们提出了一个修订的金属丰度分布的矮星在太阳附近。这种分布集中在太阳金属丰度上。我们发现，以前的金属丰度分布，选择光谱类型的基础上，对太阳金属丰度或更高的恒星有偏见。选择的G-矮星是固有的偏见，对金属丰富的恒星，并不代表太阳附近的金属丰度分布。使用根据颜色选择的样本，我们获得了一个分布，其中太阳附近大约一半的恒星的金属丰度高于[Fe/H]=0。贫中金属恒星（[Fe/H] $<$ -0.5）的比例约为4%，与目前对厚盘的估计一致。为了有一个金属丰度分布相媲美的化学演化模型的预测，我们转换成质量分数的恒星分数，并表明，对富含金属的恒星的另一个偏见影响矮金属丰度分布，由于颜色（或光谱类型）的限制的样品。重新考虑由于恒星盘的厚度随着年龄的增加的校正，我们表明，简单的闭箱模型，没有瞬时回收近似给出了一个合理的拟合所观察到的分布。与年龄-金属丰度关系和丰度比的比较表明，简单闭盒模型可能是一个可行的太阳半径的银河系化学演化模型。
2001-07-04 astro-ph
Towards a complete census of young stars in the solar neighbourhood with SkyMapper
在这篇文章中，我们概述了使用新的SkyMapper望远镜和南方巡天计划识别和描述太阳150 pc以内的许多年轻的低质量恒星。我们的目标是更多地了解过去5-50百万年太阳附近的恒星形成历史，所涉及的分散过程，以及测试前主序星演化模型和恒星初始质量函数的普遍性。寻找预计围绕Eta Chamaeleontis星团的低质量物体的分散晕将是该项目的首要目标之一。
2008-06-10 astro-ph
Beyond M: Ultracool dwarfs in the Solar Neighbourhood
我回顾了在新的L型分类下分组的极冷矮星的光学和近红外光谱特征。这些包括非常低质量的恒星和褐矮星，我们讨论了可能的温度范围。最后，我们考虑的频率之间的非常低质量的矮星，和形成机制的影响。
2000-10-10 astro-ph
The surface brightness of the Galaxy at the Solar Neighbourhood
我们提出了一个新的确定我们的银河系的表面亮度在太阳附近从银河系外观察。我们依靠各种现有的光学和红外勘测来获得多波长估计。一方面，散射光对表面亮度没有显著贡献。另一方面，光学和红外综合全天巡天（先锋10/11和COBE/DIRBE）显示出比我们基于依巴谷数据的合成局部估计值更大的系统值。这一局部估计也与我们在太阳邻域标准化的银河系模拟兼容，并假设均匀的恒星分布。我们解释这种分歧作为一个签名的存在下，当地最低的恒星密度与古尔德带兼容。根据这个结果，银河系的整体光度应该遵循为外部星系建立的Tully-Fisher关系。
2006-10-30 astro-ph
Semi-Regular Variables in the Solar Neighbourhood
周期光度序列已经被证明存在于麦哲伦云（Wood et al，1999）、银河系隆起（Glass & Schultheis，2003）和其他地方的半规则变星（SRV）中。利用现代和修正的依巴谷视差资料，本文证明了它们也出现在太阳邻域的M-巨星SRVs中。它们在K，log P图中的分布比在麦哲伦星云中的分布更接近于膨胀星。还讨论了局部M型SRVs质量损失的普遍性及其对周期和光谱子类型的依赖性。K - [12]是一种测量星周尘埃排放的方法，随V振幅、M巨星子型和log P的增加而明显增加。
2007-04-24 astro-ph
Hipparcos, IUE, and the Stellar Content of the Solar Neighbourhood
依巴谷星表中的分光光度计可以用来将在地球上观测到的绝对恒星通量转换为附近恒星表面出现的通量。将这些通量与理论模型大气的预测进行比较，使我们能够确定恒星的有效温度和金属丰度。据认为，有可能利用IUE卫星档案中的大量紫外光谱研究太阳附近的恒星含量。
2000-05-31 astro-ph
The stellar velocity distribution in the solar neighbourhood
我们探讨加热的速度分布在太阳附近的随机螺旋波。我们的调查是基于直接数值积分的初始圆形的测试粒子轨道在剪切片。我们证实了其他研究者的结论，即螺旋结构加热可以解释年龄-速度色散关系的主要特征和太阳附近速度分布的其他参数。此外，我们发现，由强瞬态螺旋加热可以很自然地解释速度分布中的小尺度结构（“运动群”）的存在。螺旋结构的加热也解释了为什么在一个速度空间运动群中的恒星有很大的年龄范围，这在传统的模型中是很难理解的，传统的模型认为这些结构是不均匀的恒星形成的结果。因此，我们认为，古老的运动群产生于银河势的不规则性，而不是恒星形成速率的不规则性。
2004-01-29 astro-ph
The effect of the process of star formation on the temporal evolution of the WR and O-type star populations in the Solar Neighbourhood
观测到的O型星和WR星的人口和理论预测的之间的比较取决于恒星风质量损失的影响，在各个阶段和旋转的恒星演化，最后并非最不重要的，对双星的影响。显然，这两个种群都依赖于大质量恒星的形成率。在本文中，我们表明，在太阳邻域的速率是波动的时间尺度小于大质量恒星的演化时间尺度。我们证明，这种波动的行为影响人口巨大，在这样一种方式，观测和理论预测之间的比较，以测试恒星演化模型是模棱两可的。
2003-09-03 astro-ph
Clusters in the solar neighbourhood: how are they destroyed?
我们预测了初始结合星团在太阳附近的生存时间，考虑到：（1）恒星演化，（2）潮汐剥离，（3）螺旋臂的冲击和（4）遇到巨大的分子云。我们发现，对于质量范围为10^2 < M_i <10^5 M_sun的团簇，预测的溶解时间为t_dis= 1.7（M_i/10^4 M_sun）^0.67 Gyr，其中M_i为团簇的初始质量.由此产生的对数年龄分布的预测形状与经验非常吻合，来自太阳附近600 pc内的完整样本的集群。所需的比例因子意味着在600秒差距内，恒星的形成速率为400 M_sun/Myr，或者对于初始质量在10^2至3 10^4 M_sun范围内的束缚星团中的恒星，其表面形成速率为3.5 10^-10 M_sun/（yr pc^2）。
2006-06-30 astro-ph
Close encounters in young stellar clusters: implications for planetary systems in the solar neighbourhood
居住在太阳附近的恒星是在星团中形成的。通过对这些星团的N体模拟，我们测量了恒星之间的近距离相遇率。通过监测每颗恒星的相互作用历史，我们研究了太阳附近的单粒子分数。单恒星是一颗恒星，从未经历过与其他恒星或双星的近距离接触，或与双星交换接触。我们发现，在形成为单星的恒星中，一旦星团分散，很大一部分不是单星。如果这些恒星中有行星系统，其性质与太阳系相似，行星轨道可能会受到与其他恒星近距离接触的影响，或双星系统中伴星的影响。这种扰动会导致强烈的行星间相互作用，从而抛出几颗行星，使其余的行星在偏心轨道上运行。有些单星会变成双星。这些双星中的大多数通过集群内的后续相互作用而分解，但有些在集群的生命周期之外保持完整。这些双星的性质与观测到的含有太阳系外行星的双星系统相似。因此，年轻星团的动力学过程将显著改变任何类太阳系行星系统的人口。此外，从一群与太阳系完全相似的行星系统开始，围绕着单个恒星，年轻星团中的动力碰撞可能会产生至少一些在太阳附近观察到的太阳系外行星系统。
2007-04-20 astro-ph
Evidence for a signature of the galactic bar in the solar neighbourhood
利用从HIPPARCOS任务中获得的NLTT星子样本的运动学数据，我们证实了先前报道的（u，v）平面中的局部异常的存在：对于v < -30 km/s的老盘星，平均运动u基本上是正的（+19 +/-9 km/s w.r.t.）。银河中心（Galactic Center）我们的银河系的最新的全球自洽的数值模型的使用，我们表明，酒吧可能是负责这个观察到的速度异常。我们的恒星中有一小部分具有棒扰动的“热”轨道，使它们能够不规则地从棒内部徘徊到共转之外的区域，特别是通过太阳附近。
1998-05-14 astro-ph
Halo stars in the immediate solar neighbourhood
我们在第四个邻近星表中搜寻了晕星，在太阳附近发现了15颗次矮星和一颗高速白矮星。这项研究的动机主要是最近确定的质量约0.5 M_sun，这是典型的晕矮星。这些恒星的局部质量密度为1.5 × 10^{-4} M_sun pc^{-3}，仅为目前估计的OOO星群局部质量密度的3%。我们比较了次矮星的局部密度与遥远红矮星的HST观测的约束。使用密度定律如r^{-α}，α= 3.5 ~ 4的恒星晕模型，我们发现只有假设恒星晕是扁平的，轴比约为0.6，才能匹配HST约束。在太阳附近没有发现MACHO的类似物，这使得MACHO的光度可以设定一个上限，即M_B > 21等。
1997-08-22 astro-ph
A cosmic abundance standard: chemical homogeneity of the solar neighbourhood and the ISM dust-phase composition
一个有代表性的样本未演变的早期B型恒星在附近的OB协会和领域进行了分析，以前所未有的精度使用NLTE技术。由此产生的化学成分被发现是更丰富的金属和更均匀的比以前的工作所示。一个均方根散射的~10%的丰度被发现的六颗恒星（并证实了六个演变的恒星），相同的ISM气相丰度报告。提出了一个适用于现今太阳邻域的宇宙丰度标准，即氢、氦和金属的质量分数分别为X=0.715、Y=0.271和Z=0.014。与太阳光球丰度最近的3D辐射流体动力学模拟的太阳大气中的报告获得了很好的协议。作为第一个应用程序，我们使用的宇宙丰度标准作为代理的本地ISM尘埃相组成的确定，把严格的观测约束尘埃模型。
2008-10-24 astro-ph
Three newly-discovered M-dwarf companions of Solar Neighbourhood stars
我们提出了低分辨率光谱的新发现的候选同伴在太阳附近的三颗恒星。这三颗伴星都是M矮星，光谱类型从M4到M9.5不等。在两个例子中，G85-55`B'（M6）和G87-9`B'（M4），我们有来自光谱学、光度学和有限天体测量学的间接证据，表明它们是物理双星;在第三个例子中，G216- 7 B（M9.5），POSS II IIIaF板材料和2 MASS图像的比较表明它们有共同的自行。这个系统中的主星G216-7A（M0）本身似乎是一颗无法分辨的、质量几乎相等的双星。这三颗低质量的伴星在本质上都很可能是恒星，尽管G216- 7 B非常接近氢燃烧极限。
2001-04-08 astro-ph
Revised ages for the stars in the solar neighbourhood
根据Edvardsson等人（1993）的数据集计算了这些恒星的新年龄。随着年龄的增长（t>4 Gyr），修正值系统性地增大，而t<4 Gyr时，修正值则略低。一个类似的，但相当小的趋势是目前的年龄计算的距离的基础上依巴谷岩。由此产生的年龄-金属丰度关系有一个小的，但明显的斜率约为0.07 dex/Gyr
1997-11-06 astro-ph
A cosmological study of the star formation history in the solar neighbourhood
我们使用宇宙学的星系演化方法来模拟银河系。包括一个详细的治疗的质量聚集和动力学历史的不断增长的黑暗的晕，连同一个自我一致的物理治疗的恒星形成过程中不断增长的星系盘。这使我们能够计算在所有星系半径的恒星和气体表面密度的时间演化，特别是在太阳半径的恒星形成历史（SFH）。大范围的宇宙学质量聚集历史（MAH）能够产生一个具有今天银河系性质的星系。由此产生的SFH的太阳邻域括号的可用观测数据，这一功能，最可能的MAH产生最佳的比较与这些意见。我们还发现，我们的银河系的旋转曲线意味着在其暗物质晕中存在一个恒定密度的核心。
2001-06-12 astro-ph
MACHOs in the solar neighbourhood
我们重新讨论的问题，在银河系的晕MACHO人口的比例可能是晕矮星的形式，因为最近的测定表明质量的MACHO，这是典型的这样的恒星。为此目的，我们分析了第三个近星表，并确定了太阳附近的亚矮星和一个高速白矮星。这些恒星的局部质量密度为1.5*10^{-4} M_sun/pc ^3，仅为目前估计的BMO星群局部质量密度的3%。我们比较了次矮星的局部密度与遥远红矮星的HST观测的约束。使用密度定律像r^{-alpha}（alpha = 3.5 ~ 4）那样下降的恒星晕模型，我们发现只有假设恒星晕是扁平的，轴比约为0.6，HST约束才能匹配。在太阳附近没有探测到MACHO的类似物，这使得MACHO的光度上限可以设定为M_B > 21等。
1996-11-26 astro-ph
Kinematics and age of stellar populations in the solar neighbourhood from Hipparcos data
利用具有依巴谷星群的大样本主序星和视向速度的估计，研究了太阳邻域的运动学、年龄和重元素含量之间的关系。V> -30 km $\rm s^{-1}$的样本，虽然包括年龄为10 ^10年的恒星，但有一个非常年轻的组成部分（年龄为$\simgt$ 10 ^7年），金属丰度接近太阳。空间速度分量V < -40 km $\rm s^{-1}$的大多数恒星的最小年龄约为2 × 10^9年。具有V \simlt-80 km $\rm s^{-1}$的恒星具有共同的年龄\simgt $10^{10}$ yr。后一种天体在\Feh中的分布表明，金属含量随着$| V |$的增加而减少，直到\Feh <-2。对于V < -180 km的$\rm s^{-1}$，只发现贫金属组分（[Fe/H] < -0.7），大空速的普遍年龄表明，内晕中不存在明显的年龄分布，至少在局部样品中是这样。
1999-10-05 astro-ph
On the correlation between the recent star formation rate in the Solar Neighbourhood and the glaciation period record on Earth
2003年，Sjanov（英语：Sjanov）提出证据，证明到达地球的银河宇宙射线流量的变化与地球上过去2 Gyr的冰川期记录之间存在相关性。如果宇宙射线的通量主要是II型超新星的结果，那么太阳邻域的恒星形成历史与过去冰河时代的时间之间可能存在额外的相关性。更高的恒星形成率意味着宇宙射线通量的增加，这可能会通过平均低海拔云层覆盖的增加转化为更冷的气候。在这里，我们重新分析这恒星形成的历史和地球上的冰川期记录使用体积有限的疏散星团样本之间的相关性。数值模拟和最近的观测数据表明，相关性是相当强的，但只有在距离太阳1.5千秒差距内的疏散星团被认为是。
2004-05-24 astro-ph
The recent star formation history of the Hipparcos solar neighbourhood
我们使用依巴谷星表的数据来构建太阳附近的颜色星等图，然后使用先进的贝叶斯分析技术来处理，以获得恒星形成的历史，$SFR(t)$，在过去的3 Gyr该地区。我们使用的方法允许恢复的基础$SFR(t)$，而不需要假设任何{ \it先验}结构或条件的$SFR(t)$，因此产生一个高度客观的结果。数据的显着准确性允许重建的本地$SFR(t)$与前所未有的时间分辨率为$\approx 50 $百万年。一个$SFR(t)$具有周期$\approx 0.5$陀螺仪的振荡分量被发现，叠加在一个小的恒定的恒星形成活动的水平。对依巴谷卫星的非均匀选择函数所引起的问题进行了讨论和处理。然后对结果进行详细的统计检验，证实推断的$SFR(t)$与观测到的恒星分布是一致的。
2000-03-08 astro-ph
Stellar Yields and Chemical Evolution I: Abundance Ratios and Delayed Mixing in the Solar Neighbourhood
我们分析了最近由Woosley & Weaver（1995，WW 95）和Thielemann，Nomoto，& Hashimoto（1996，TNH 96）计算的两个II型超新星核合成的结果，重点是再现不同星系类型中观测到的[Mg/Fe]-比值的能力。我们表明，产率的氧和总金属量是在很好的协议。然而，TNH 96-模型产生更多的镁在中间和更少的铁在较高的质量范围内的II型超新星比WW 95-模型。为了研究这些差异对化学演化的意义，我们计算了两组模型和不同IMF斜率的简单恒星星族产额。我们的结论是，WW 95的镁产量不足以解释[Mg/Fe]过剩，无论是在巨大的椭圆星系和凸起，也不是在太阳附近的贫金属恒星和星系晕。根据标准的下落模型计算太阳附近的化学演化（例如Matteucci & Greggio 1986; Timmes，Woosley，& Weaver 1995; Yoshii，Tsujimoto，& Nomoto 1995），我们发现使用WW 95和TNH 96核合成，太阳镁丰度分别被低估了29%和7%。我们包括放松的瞬时混合近似的化学演化模型分裂成两个不同的阶段的气体成分。在太阳附近的化学演化的附加模拟中，我们讨论了恒星喷出物与星际介质混合的各种时间尺度。我们发现，延迟$10^{8}$年的数量级可以使观测数据在[Mg/Fe]-[Fe/H]图中得到更好的拟合，而不破坏与太阳元素…
1997-10-01 astro-ph
Kinematics of planet-host stars and their relation with dynamical streams in the solar neighbourhood
我们提出了一个详细的研究富含金属的恒星和没有行星的运动学，以及它们与毕宿星团，天狼星和武仙座动力流在太阳附近的关系。精确的运动学已经推导出属于珊瑚行星搜索调查的所有恒星。我们使用了精确的径向速度测量和CCF参数从CORALIE数据库，和松弛，测光和自行从HIPPARCOS和Tycho-2目录。用运动学和化学约束分析了薄盘或厚盘中有行星的恒星的位置。我们比较了已知的行星宿主恒星的运动学行为属于体积有限的样本，特别是其富含金属的人口的剩余目标。毕宿星团流的高平均金属丰度得到证实。行星宿主目标显示出类似于富含金属的比较子样本的运动学行为，而不是整个比较样本的运动学行为，从而支持了在具有已知行星同伴的恒星中观察到的金属过剩的原始起源。根据为解释动力流而提出的设想，具有巨行星的系统可能更容易在富含金属的银河系内部区域形成，然后被动力流带到太阳附近。
2006-08-30 astro-ph
Velocity distribution of stars in the solar neighbourhood
利用依巴谷天体测量法，对依巴谷输入星表中发现的4000多颗径向速度大于10质量的巡天星进行了测量，得到了太阳附近恒星在紫外平面上的二维速度分布。除了已知的分组特征（场星加上年轻的移动群体），速度分布似乎表现出更复杂的结构，其特征是几个较长的分支几乎平行于彼此穿过UV平面。通过使用小波变换技术来分析分布，分支在90%或更高的相对较高的显着水平上可见。它们大致等距，早型星的间隔约为15 km/s，晚型星的间隔约为20 km/s，形成了一个整体的准周期结构，也可以通过二维傅里叶变换来检测。这种树枝状的速度分布可能是由于银河系的螺旋结构。
1999-05-02 astro-ph
Quantifying Chaos in Models of the Solar Neighbourhood
{} {量化局部相空间中存在的混沌量。}用一种新的混沌识别（和量化）技术分析了来自四种不同太阳邻域相空间模型的轨道样本。虽然三个使用的模型承担由于银河棒和螺旋图案的扰动签名，最后一个模型是一个酒吧只有一个。我们通过相互比较在不同能级诱导的混沌强度的相应值来探索模型。{(1)我们发现，所有可行的模型，已被证明成功地再现本地相空间结构，即那些包括酒吧以及螺旋，承担强混沌，虽然模型，意味着最高程度的混乱是一个在酒吧和螺旋发生重叠的主要共振。只有酒吧模型被发现显示规律性。(2)我们提出混沌是导致局部速度分布的Hyades-Pleiades模式（较大的模式）分裂的主要原因}{}
2008-04-25 astro-ph
The main sequence from F to K stars of the solar neighbourhood in SDSS colours
为了了解SDSS过滤系统中银河系的恒星星族，需要定义良好的恒星样本。附近的恒星提供了一个完整的恒星样本代表薄盘人口。本文比较了不同作者应用于主序星从F矮星到K矮星到SDSS滤子系统的滤子变换，并讨论了主序星的性质。平均主序列在颜色-星等图中的位置对滤波变换中的系统差异非常敏感。与在g '，r'，i '观测到的星团基准序列的比较显示出良好的一致性。Padua和Dartmouth的理论等时线还存在一些问题，特别是在（r-i）色方面。
2008-08-15 astro-ph
The metallicity distribution of G dwarfs in the solar neighbourhood
利用紫外光度法和最新的X射线衍射资料，我们得到了太阳附近G矮星的一个新的金属丰度分布。我们的分布包括287个G矮星，距离太阳25 pc，与Pagel & Patchett和Pagel的经典太阳邻域分布有很大的不同，在[Fe/H] = -0.20 dex附近有一个突出的单峰。假设偏差为0.1，对原始数据进行了观测误差和宇宙散射校正。为了获得真实的丰度分布，我们使用了Sommer-Larsen给出的校正因子，该因子考虑了恒星尺度高度。这种分布证实了G矮星的问题，也就是说，相对于简单的化学演化模型的预测，缺乏金属的恒星。这种分布的另一个特征，在以前的分布中已经很明显，与简单模型相比，富含金属的恒星数量仍然很少。我们的研究结果表明，这是非常困难的，以适应这种分布的简单模型，即使有一个“有效产量”的定义。从文献中的几个模型进行了比较。我们发现，模型与瀑布是最合适的解释新的金属丰度分布。我们还表明，金属丰度分布是兼容的一个主要时代的恒星形成发生5至8 Gyr前，类似的结果发现几个作者。
1996-02-07 astro-ph
The Chemical Evolution of Magnesium Isotopic Abundances in the Solar Neighbourhood
在贫金属恒星中观察到的富中子镁同位素的丰度定量解释与当地银河系的化学演化模型，认为-第一次-从中等质量恒星的金属依赖的贡献。以前的模型，模拟镁同位素比值的变化与太阳附近的金属量归因于生产的Mg 25和Mg 26完全流体静力学燃烧的大质量恒星。这些模型在[Fe/H]>-1.0时与数据匹配良好，但在较低金属丰度时严重低估了Mg 25/Mg 24和Mg 26/Mg 24。早期的研究指出，这种差异可能表明中等质量恒星扮演了重要角色。直到最近，才有详细的中等质量恒星Mg 25和Mg 26产额的计算，以检验这一假设。在以前的工作的延伸，我们提出了一个模型，成功地匹配镁同位素丰度在附近的银河系盘星通过将核合成预测的镁同位素生产在渐近巨星分支星。
2003-07-25 astro-ph
The velocity field of young stars in the solar neighbourhood
利用依巴谷天体测量数据、根据斯特伦格伦测光和径向速度计算的年龄，对O型和B型恒星进行了抽样，以确定古尔德带系统的结构、年龄和运动学特征。我们银河系的局部螺旋结构是从这个样本中确定的，也是从依巴谷造父变星的样本中确定的。古尔德带相对于银河平面$i_{\mathrm{G}} = 16$ - $22^\circ$和$Ω_{\mathrm{G}} = 275$ - $295^\circ$的方向延伸到距离太阳600 pc的地方。大约60-65%的O型和B型恒星都属于这种结构。我们的研究结果表明，这个系统的运动学行为是复杂的，在太阳附近的膨胀运动（$R <$ 300 pc）。在Lin的理论框架内，通过对600 pc以上的O星和B星以及造父变星的分析，我们发现了一个以四臂螺旋模式为特征的银河系螺旋结构，太阳位于$ψ_\odot = 350$ - $355 \pm 30^\circ$ --靠近人马座-船底座臂--在正转圈之外。发现螺旋图案的角旋转速度为$Ω_{\mathrm{p}} = 31$ - $32 \pm 4$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$。
2000-05-16 astro-ph
The Solar Neighbourhood XI: The trigonometric parallax of SCR 1845--6357
我们给出了附近恒星SCR 1845--6357的三角视差。SCR 1845--6357是Hambly等人（2004）发现的一个极红的高自行天体，Henry等人（2004）通过精确的光电测光和光谱学确定它是一个光度视差为$4.6\pm0.8$ pc的M8. 5矮星。使用类似于Deacon & Hambly（2001）中描述的方法，我们从SuperCOSMOS对英国施密特望远镜单元板库中保存的8张巡天和非巡天施密特照片的扫描中得出了一个完整的天体测量解。我们计算三角视差为$π=282\pm23$ mas，产生距离为$3.5\pm0.3$ pc，这意味着绝对K $_{s}$星等为10.79。根据这个距离计算，SCR 1845 - 6357是距离太阳第16近的恒星系统。
2004-09-24 astro-ph
The Age of the Solar Neighbourhood
高品质的依巴谷数据的一个完整的样本，近12000主序星和次巨星，连同帕多瓦等时线，被用来约束恒星形成的历史，太阳附近的随机加速盘星的过程。发现一组同时代恒星的速度色散随时间增加，从出生时的~8公里开始，t^{0.33}。在拟合中，IMF在1 Msun附近的斜率被证明是退化的恒星形成率下降的速率。如果IMF的斜率接近萨尔彼得的值，-2.35，恒星形成率必须非常接近常数。太阳邻域的年龄被发现是11.2+/-0.75 Gyr，对老盘星的金属丰度分布变化的敏感性非常小。当采用相同的等时线和距离标度时，这个年龄只比最老的球状星团的年龄小一个陀螺。只有当存在一个大的宇宙学常数时，它才与目前亮星系形成的红移指示相一致。较年轻的年龄被正式排除在外，因为它提供了一个穷人适合的数量密度的红色恒星。由于这个密度受到一个非常不确定的选择函数的影响，即使9 Gyr的年龄在我们的正式误差线之外，也是合理的。
2000-09-20 astro-ph
The interstellar C18O/C17O ratio in the solar neighbourhood: The rho Oph cloud
观测了10个一氧化碳（CO和同位素）跃迁，研究了在低质量恒星形成云rho Oph附近（d~ 140 pc）21个位置上的星际C18 O/C17 O比值。图中还显示了部分云的C18 O J=1-0分布图。根据大速度梯度（LVG）计算，12 C18 O/12 C17 O同位素平均比值为4.11 +/- 0.14，反映了18 O/17 O同位素比值。从LTE柱密度，我们得到4.17 +/-0.26的比率。这些计算还表明，动力学温度从云包层中的约30 K降低到云核中的约10 K。这种下降伴随着平均分子氢密度从10^4 cm-3增加到>10^5 cm-3。对于某些视线，C18 O的光学深度达到单位阶的值。
2004-10-04 astro-ph
The Geneva-Copenhagen Survey of the Solar neighbourhood II. New uvby calibrations and rediscussion of stellar ages, the G dwarf problem, age-metallicity diagram, and heating mechanisms of the disk
年龄，金属丰度，空间速度，和银河系轨道的恒星在太阳附近的银河系盘演化模型的基本观测约束。我们的目标是巩固校准的紫外线光度到Te，[Fe/H]，距离和年龄的F和G星和重新讨论的结果，日内瓦-哥本哈根调查（Nordstrom等。2004年; GCS）的演变方面的磁盘。我们大大提高了早期F星的Te和[Fe/H]校准，光谱温度有很大的系统误差。我们重新计算的年龄与Takeda等人（2007）的独立测定结果非常一致，表明现在可以可靠地测定等时线年龄。修订后的G-矮星金属丰度分布仍然与闭箱模型不兼容，薄盘的年龄-金属丰度关系几乎保持平坦，在所有年龄都有大的真实分散（σ内在= 0.20 dex）。薄盘的动态加热在其整个生命周期中持续;特定的面内动力学效应主导U和V速度的演化，而W速度在所有年龄段都保持随机。当从运动学标准为恒星分配厚盘和薄盘成员时，最老恒星的参数应该用来确定薄盘。
2007-07-13 astro-ph
Stellar kinematics in the solar neighbourhood and the disc scale lengths of the Galaxy
从玻尔兹曼方程推导出的动力学自洽约束是分析和解释银河系中的运动学数据所必需的。它已被证明，标准的震中理论的方法，一阶理论估计银河系的特点，是受系统误差。在最近的一些工作中，玻尔兹曼方程的分布函数解和/或金斯方程的三阶矩被用来获得我们银河系的更一致的描述。本文简要地回顾了观测约束和描述银河系的整体参数，即圆速度曲线的斜率、密度和运动学标度长度的不同取值。其次，我们建立了一个新的舒型分布函数模型，其中尺度长度和速度曲线的形状是自由参数。第三，我们比较和调整这个模型的速度分布的恒星在太阳附近的Gliese目录和其他的。隐式约束与非对称漂移关系和给出径向和切向速度弥散比的林德布拉德方程有关。我们的结论是，扩展舒分布函数恢复大部分的基本运动学性质的星系盘。我们表明，这是可能的，以建立一个一致的模型解释当地的恒星运动学，并确定当地的结构星系参数。
1997-02-04 astro-ph
The solar neighbourhood age-metallicity relation - does it exist?
我们得到恒星年龄，从演化轨迹，和金属丰度，从斯特龙格伦测光，为样本的5828矮和亚矮星依巴谷星表。这个恒星盘样本被用来研究太阳附近的年龄-金属丰度图。这种图解经常被用来推导所谓的年龄-金属丰度关系。由于我们的样本的大小，我们能够量化的影响，这样的图，并推导出的关系，由于不同的选择效果。其中一些影响比较微妙，会导致错误的结论。特别是，我们证明了[1]年龄-金属丰度图在所有年龄都很好地填充，特别是老的，富含金属的恒星确实存在，[2]在任何给定年龄的金属丰度分散大于观测误差，[3]从年龄-金属丰度样本中排除较冷的矮星优先排除了老的，富含金属的恒星，耗尽了年龄-金属丰度图的右上角，[4] Garnett & Kobulnicky在Edvardsson等人的样本中发现的距离依赖性是由于原始样本的构造而引起的预期伪影。我们的结论是，虽然它的一些可以归因于恒星在银盘迁移，所观察到的散射的很大一部分是内在的恒星的形成过程。
2001-08-10 astro-ph
The Geneva-Copenhagen Survey of the Solar neighbourhood III. Improved distances, ages, and kinematics
太阳附近恒星的年龄、化学成分、速度矢量和银河系轨道是星系演化模型的基本检验数据。我们的目标是通过实施最近修订的依巴谷海平面图来提高日内瓦-哥本哈根调查数据的准确性。新的天体测量仪改进了GCS中12，506颗恒星的天体测量距离。我们还检查了GCS II量表的T_eff和[Fe/H]，发现没有必要改变。引入新的距离，我们重新计算了16,086颗恒星的M_V，以及13,520颗恒星的U，V，W和银河系轨道参数。我们还使用新的M_V值从GCS I-II中使用的Padova恒星演化模型中重新计算了恒星年龄，并将它们与Yale-Yonsei模型和Yaka-Regina模型的年龄进行了比较。最后，我们比较观察到的年龄-速度关系在W与三个模拟磁盘加热的情况下，显示数据的潜力。通过这些修订，GCS恒星的基本数据现在应该尽可能可靠。进一步的改进必须等待由角直径和通量的T_eff标度以及盖亚三角松弛的合并。我们讨论的条件，以提高计算恒星年龄从新的输入数据，并区分不同的磁盘加热的情况下，从数据集的大小和精度的GCS。
2008-11-24 astro-ph
Searching for the metal-weak thick disc in the solar neighbourhood
对Ariyanto等人（2005年）和Schuster等人（2006年）提供的60颗贫金属星进行了丰度分析。为了分离出一个金属弱的厚盘星样本，我们应用了运动学判据$V_{\rm rot} \geq 100$ km s $^{-1}$、$|U_{LSR}| \leq 140$ km s $^{-1}$和$|W_{LSR}| \leq 100$ km s $^{-1}$。在60颗恒星的样本中，有14颗恒星满足这些标准并具有[Fe/H] $\leq -1.0$。14颗中有8颗具有[Fe/H] $\geq -1.3$，可能只是[Fe/H]略低于平均值的厚盘星。其他六颗的[Fe/H]介于-1.3到-2.3之间，它们要么是金属弱的厚盘星，要么是运动学上模仿厚盘的晕星。60颗恒星的样本是由8颗厚盘星，20颗混合性质的恒星（晕或厚盘星）和18颗具有晕运动学特征的恒星组成的。
2008-09-05 astro-ph
HIPPARCOS age-metallicity relation of the solar neighbourhood disc stars
我们推导出年龄金属丰度关系（AMR）和轨道参数的1658太阳附近的恒星，准确的距离测量的HIPPARCOS卫星。根据轨道参数，样本星包括1382颗薄盘星、229颗厚盘星和47颗晕星。我们发现一个相当大的分散薄盘AMR沿单区银河系化学演化（GCE）模型。薄盘星的轨道和金属丰度现在显示出相互之间的明确关系。即使选择具有相同轨道的恒星，也存在沿AMR的散射。我们研究简单的扩展单区GCE模型，该模型解释了银河系中有效产额和恒星形成率的不均匀性。单区GCE模型的两种扩展不能同时解释年龄- [Fe/H] - [Ca/Fe]关系的离散性。因此，我们的结论是，沿薄盘AMR的散射是在银河系的形成和演化的一个重要特征。厚盘星的AMR表明，厚盘星的形成在8 Gyr前结束。正如Gratton et.al.（2000）和Prochaska et.al.（2000）已经报道的那样，厚盘星比具有相同[Fe/H]的薄盘星更富Ca。我们发现，厚盘星表现出垂直丰度梯度。这三个事实，AMR，垂直梯度，[Ca/Fe]-[Fe/H]关系，支持整体坍缩和/或吸积的卫星矮星系厚盘形成的情况。
2002-07-04 astro-ph
Using Cepheids to determine the galactic abundance gradient I. The solar neighbourhood
近年来对银盘的丰度梯度进行了一些研究。获得的结果是相当不同的：从没有可检测的梯度到相当显著的斜率约-0.1 dex kpc-1。本研究关注的是基于光谱分析的经典造父变星样品的丰度梯度。这些恒星使人们能够获得各种化学元素的可靠丰度。此外，它们有很好的确定距离，可以准确确定银盘中的丰度分布。本文利用77颗造父变星的236个高分辨光谱，研究了银盘中银心距为6-11 kpc的元素径向分布。25种化学元素（从碳到钆）的元素组成是由...
2001-12-21 astro-ph
Phase Space Structure in the Solar Neighbourhood
我们研究的想法，动力学参数可以通过确定在太阳附近的模拟速度分布与观测到的局部分布相匹配的位置来估计。在这里，动力学的影响，银河酒吧和外螺旋图案考虑在内。银河系圆盘被分析势搅动，分析势被选择来代表两个扰动，其中模式速度的比率被探索，而不是保持恒定。最终配置的速度结构，在不同位置的日心速度分布。这些模型的速度分布进行了比较，观察到的分布在一个良好的拟合参数，已制定在这里。我们监控这个参数的最大值的空间分布，以约束太阳的位置从一个模型。模型的效率是基于对这种分布的研究以及其他独立的动力学考虑。我们拒绝了仅棒和仅螺旋模型，并从棒+螺旋模拟中得出以下棒参数：棒图案速度为57.4^{+2.8}_{-3.3} km/s/kpc，棒角度为[0^ \circ $, 30^\circ$ ]。然而，当螺旋图案的动态影响不屈服于杆的动态影响时，以这种方式提取信息不再可行。轨道分析表明，即使基本的双峰在当地的速度分布可以归因于散射外Lindblad共振的酒吧，这是不规则轨道和轨道的其他共振家庭的相互作用，这是负责其他移动的群体;它是实现，这种相互作用的增加与温暖的背景盘。
2007-03-10 astro-ph
Dynamical streams in the solar neighbourhood
毕星团和天狼星超星系团的真实性质仍然是一个悬而未决的问题。在这方面的贡献，我们面对Eggen的假设，他们是集群残留物的运动学分析的结果超过6000 K和M巨星在太阳附近。这一分析包括从用Coravel光谱仪进行的大规模调查中获得的新径向速度数据，并辅以依巴谷卫星的弛豫和Tycho-2自行（Famaey等人，2004年）。一个最大似然法，基于一个baidu的方法，已被应用到数据，以充分利用所有可用的数据（包括不太精确的数据），并得出不同的运动子群的属性。在毕星团和天狼星超星系团中可以识别出两个这样的子群。属于它们的恒星跨越了非常广泛的年龄范围，这在Eggen的场景中很难解释。因此，这些群体最有可能是“动力流”有关的螺旋波，而不是集群残余的动力扰动。在这种情况下，毕宿星团和大熊座星团只是碰巧在毕宿星团和天狼星流中，这是纯粹的动力学特征，与更大质量的原始星团的残留物无关。这种机制可能是理解古老的富含金属的人口以及我们附近许多系外行星系统存在的关键。此外，为了产生如此突出的流，似乎需要一个强大的螺旋模式。由于螺旋结构通常是重子的，这将给暗物质留下很小的空间。这可能是一个迹象，表明解释银河系动力学的暗物质范式的时代可能会结束，并被修正的引力所取代。
2004-11-18 astro-ph
Spectroscopic Identification of Cool White Dwarfs in the Solar Neighbourhood
新吕腾十分之二星表包含大量尚待光谱证实的高自行白矮星候选者。我们提出了新的光谱观测以及SDSS档案光谱的49个白矮星候选人已被选定的修订NLTT目录的Salim和古尔德2003年。其中，34颗是冷DA白矮星，温度范围从大约5000 K到11690 K，11颗是DC白矮星，温度范围从4300 K（NLTT 18555）到11000 K。其中三颗DA白矮星（NLTT 3915，NLTT 44986和NLTT 43806）也显示出丰富的重元素，还有一颗是冷磁白矮星（NLTT 44447），估计磁场强度为1.3 MG。我们还提出了一个新的冷DQ白矮星（NLTT 31347），估计温度为6250 K.我们补充我们的样本与SDSS乌格利兹测光的一部分新发现的白矮星。对这个白矮星样本的运动学研究表明，它们的自行范围从每年0.136到0.611角秒，这表明它们属于薄盘种群。
2006-01-23 astro-ph
Debris streams in the solar neighbourhood as relicts from the formation of the Milky Way
现在人们普遍认为星系是通过引力放大原始波动和随后合并较小的前体结构而形成的。聚集形成银河系的结构的恒星现在应该构成了它的大部分或全部凸起和晕，在这种情况下，人们希望在目前的晕星分布中找到这些前体结构的“化石”证据。这一过程正在继续的确认来自于人马座矮星系的发现，它正在被银河系破坏，但到目前为止，这一过程提供了银河系大部分老恒星的直接证据。在这里，我们表明，在太阳轨道半径之外的银河系晕中，大约有10%的贫金属恒星来自一个单一的相干结构，该结构在银河系形成期间或之后不久被破坏。这个天体有一个高度倾斜的绕银河系的轨道，最大距离为$\sim$ 16千秒差距，它可能类似于天炉座和人马座矮球状星系。
1999-11-03 astro-ph
Evolution of interstellar dust and stardust in the solar neighbourhood
本文研究了银河系局部星际介质中来自恒星源和分子云凝聚的星际尘埃物质的丰度演化，确定了尘埃物质输入太阳系的时间。结合与Dwek（1998）相似的星际尘埃成分演化模型，提出了一个描述盘元素组成的单区化学演化模型。尘埃模型认为尘埃质量从AGB星返回的合成AGB模型结合恒星外流的尘埃凝结模型计算。超新星尘埃的形成包括在一个简单的参数化的形式，这是衡量所观察到的丰度与超新星起源的前太阳尘埃颗粒。对于ISM中的尘埃生长，开发了一种简单的方法，用于将其与磁盘和尘埃演化模型相结合。在模型中遵循以下尘埃物种的丰度的时间演化：硅酸盐，碳，碳化硅，铁尘埃从AGB星和SNe以及硅酸盐，碳，铁尘埃生长在分子云中。结果表明，星际尘埃人口占主导地位的尘埃吸积在分子云，大多数尘埃物质进入太阳系在其形成并没有显示同位素丰度异常的难熔元素，即，不显眼的同位素丰度并不表明尘埃颗粒来自太阳系。所观察到的丰度比的前太阳尘埃颗粒形成的SN喷出物和AGB星流出物要求，从SNe喷出物的耐火元素凝聚成尘埃的分数为0.15碳尘埃和其他尘埃物种是相当小的（$\sim10^{-4}$）。
2007-06-08 astro-ph
Searching for Earth analogues around the nearest stars: the disk age-metallicity relation and the age distribution in the Solar Neighbourhood
地球大气层的化学成分在其历史过程中经历了实质性的演变。其他行星系统中的类地行星也有可能经历类似的变化;因此，在设计类似地球的巡天时，附近恒星的年龄分布是一个重要的考虑因素。Valenti & Fischer（2005）提供了太阳附近1039颗FGK矮星的年龄和金属丰度估计。使用依巴谷星表作为参考，以校准潜在的偏差，我们已经从Valenti-Fischer数据集中提取了附近恒星的体积有限的样本。与其他最近的调查，我们的分析显示了明确的证据，年龄金属丰度关系在当地的磁盘，虽然在任何时代的大量分散。平均金属丰度从大约10 Gyrs的回顾时间的-0.3 dex增加到今天的+0.15 dex。补充瓦伦蒂-费舍尔测量与文献数据，以提供一个完整的体积有限的样本，附近的FGK矮星的年龄分布是大致一致的恒星形成率在银河系盘的历史。与此形成鲜明对比的是，大多数已知有行星伴星的恒星都小于5 Gyrs;然而，有行星伴星的恒星在0.4 AU内的年龄分布明显更平坦，表明这些系统在许多Gyrs的时间尺度上是稳定的。几个较老的，较低的金属丰度的宿主星有增强的[α/Fe]比，这意味着厚盘的成员。如果类地行星的出现频率也与恒星金属丰度相关，那么这类行星系统的年龄中值可能为~3 Gyrs。我们讨论了这一假设的影响，在设计搜索地球类似物附近的恒星。
2007-04-18 astro-ph
Accretion relicts in the solar neighbourhood: debris from omegaCen's parent galaxy
我们使用数值模拟来研究潮汐碎片的轨道特性，从卫星的轨道被拖到平面的星系盘的动力学摩擦之前中断。我们发现，这些卫星可能会存款到一个星系的磁盘组件的一个显着的一部分，他们的恒星，并使用我们的研究结果来激励在太阳附近的贫金属盘星样本中的吸积遗迹的搜索。在与盘共面的非常偏心的轨道上被破坏的卫星，预计在每次近心通过期间，会以不同的轨道能量和角动量的“轨迹”脱落恒星。对于位于这些轨道的近心点和远心点之间的观测者来说，这些尾迹将显示为具有低垂直速度的不同恒星群，以及广泛的、对称的、通常为双峰的银心径向速度分布。有一组具有这些特征的恒星在附近贫金属恒星的现有汇编中脱颖而出。这些恒星具有特定的角动量，类似于球状星团ω Cen的角动量，ω Cen长期以来被假设为被银河系潮汐场破坏的矮星系的核。除了它们相似的运动学，欧米伽Cen群中的恒星还具有独特的化学丰度特征，并在[alpha/Fe]与[Fe/H]平面上追踪一个定义明确的轨道，这与简单的闭盒富集模型和漫长的恒星形成历史相一致。这群恒星的动力学和化学相干性表明，它由曾经属于将欧米伽Cen带入银河系的矮星的恒星组成。这颗恒星和太阳附近的其他“潮汐遗迹”的存在表明，附近恒星的存在具有奇怪的运动学和化学性质，可能是银河系外的起源。
2005-01-25 astro-ph
Dynamical Tide in Solar-Type Binaries
晚型主序星双星的圆化通常归因于湍流对流，而早型双星的圆化则由g模的共振激发来解释。我们发现，后者的机制在太阳型恒星也是有效的，至少对流，尽管低效的阻尼g模式的辐射核心。最大周期，这一机制可以循环的太阳型恒星组成的双星在10 Gyr低至3天，如果模式是由辐射扩散阻尼和g-模式共振是固定的;或高达6天，如果一个允许的共振和非线性阻尼附近的内部转折点的演变。即使是更大的理论周期也比观察到的过渡期短两倍。
1998-01-28 astro-ph
Dust-enshrouded Asymptotic Giant Branch Stars in the Solar Neighbourhood
本文对58颗被尘埃遮蔽的AGB星（包括2颗可能的AGB后星）进行了研究，其中27颗富碳星，31颗富氧星。这些天体最初被Jura和Kleinmann确认为附近（距离太阳约1 kpc）的AGB星，具有高质量损失率，每年超过1 E-6太阳质量。地面近红外测光，由IRAS和运动学数据从文献中获得的数据相结合，调查这些恒星的属性。近红外波段的光振幅与周期相关，且振幅随波长的增加而减小。统计检验表明，没有理由怀疑富碳星和富氧星的周期分布在小于1000天的周期内有任何差异，并且没有富碳星的周期超过1000天。这些颜色与具有演化的星周尘壳的冷恒星的颜色一致。光度和距离是使用周期光度关系来估计的。根据60微米通量估计的质量损失率显示出与脉动周期的相关性，并且与K-[12]颜色密切相关。样品的运动学和标度高度表明，周期小于1000天的源必须具有低质量的主序星。据认为，这三颗周期超过1000天的富氧恒星可能有中等质量的主序星，其余恒星的平均质量约为1.3太阳质量。在这个阶段，恒星的平均寿命估计约为4.0E4年，这表明它们在离开AGB之前最多会再经历一次热脉冲。
2001-03-19 astro-ph
Solar System Binaries
在太阳系中每一个主要的小天体群中发现双星，正推动着迄今为止无法获得的物理信息的迅速增长。小天体的质量和密度限制的可用性为内部结构的研究、与陨石样品的比较以及体积物理和表面光谱特性之间的相关性打开了大门。目前已知的双星系统已经超过70个，并且还在快速增长。不同次要天体族群中双星的相对大小和间距表明，形成束缚双星对的机制不止一种。碰撞似乎在主带中起着重要作用。旋转和/或潮汐裂变在近地种群中可能是重要的。对于柯伊伯带，捕获在多体相互作用可能是首选的形成机制。高角分辨率的空间和地面观测对于探测主带和柯伊伯带中相对遥远的双星是至关重要的。雷达一直是探测近地双星最有效的方法。光变曲线分析是一种独立的技术，能够探索直接观测无法到达的相空间。最后，航天器飞越发挥了至关重要的改变范式的作用，发现了这个新兴的领域。
2006-03-06 astro-ph
WIYN Open Cluster Study: Tidal Interactions in Solar type Binaries
我们提出了一个正在进行的研究潮汐相互作用的晚型密近双星。潮汐循环的新结果与现有的数据相结合，以测试和约束理论预测的潮汐循环的前主序（PMS）阶段和整个主序阶段的恒星演化。目前的数据表明，在PMS阶段的潮汐循环设置的潮汐截止期小于1 Gyr的二进制人口。年龄大于1 Gyr的二元种群显示出随年龄增长的潮汐截止期，与活跃的主序潮循环一致。
2003-03-10 astro-ph
Densities and filling factors of the DIG in the Solar neighbourhood
我们首次对38颗已知距离的云柱进行了色散测量和发射测量相结合，由此导出了云内平均电子密度N_c和沿视线平均的体积填充因子F_v。排放量的措施进行了修正，吸收尘埃和贡献以外的脉冲星的距离。结果如下：我们的样品中电子层的标度高度为0.93+/-0.13 kpc，中平面电子密度为0.023+/-0.004 cm^-3，与先前的结果一致。沿视线方向的平均密度为<n_e>= 0.018+/-0.002 cm^-3，几乎为常数。由于<n_e>= F_v N_c，F_v和N_c之间预期存在反比关系。我们发现F_v（N_c）=（0.011+/-0.003）N_c^{-1.20+/-0.13}，在N_c = 0.05-1 cm^-3和F_v = 0.4-0.01的范围内都成立。在银道面附近，F_v对N_c的依赖性明显强于远离银道面。F_v沿银道面或垂直于银道面不发生系统性变化，但在平均值0.08 ± 0.02附近的分布是相当大的。结论：F_v-N_c的逆关系与湍流引起的扩散电离气体（DIG）中的分级分形密度分布相一致。观察到的近恒常性<n_e>则是电离介质中分形结构的特征，这在薄圆盘之外最为明显。
2008-07-23 astro-ph
Kinematics, ages and metallicities for F and G type stars in the solar neighbourhood
根据Nidever等人的视向速度数据，选取了437颗邻近的F和G关闭星和亚巨星，给出了一个新的金属丰度分布和年龄-金属丰度关系，光度金属丰度由uvby-Hβ光度法计算，用Clem等的方法将Bergbusch & VandenBerg等时线转换为$uvby$测光，得到了恒星年龄。X射线衍射结果表明，X射线衍射的结果与X射线衍射的结果一致Schuster等人的（恒星-种群）标准，结合了运动学和金属丰度信息，提供了22颗厚盘恒星。这些厚盘星的σ_{ \rm W} = 32 \pm 5 km s^{-1}，< V_{\rm rot} >= 154 \pm 6 km s^{-1}，<[M/H]> = -0.55 \pm 0.03 dex，这与以往对厚盘的研究结果一致。其中一些厚盘星的α元素丰度显示出典型的厚盘α元素特征，支持基于$X$标准的分类程序。无论是在金属丰度的分散在一个给定的年龄和年龄金属丰度关系中的老，富金属的恒星的存在，使它难以决定是否存在年龄金属丰度关系的老薄盘星。对于年龄大于3 Gyr的样品，我们的结果与最近的研究一致，即年龄与金属丰度之间几乎没有相关性，Δ（[M/Fe]）/Δ（年龄）= -0.01 \pm 0.005 dex Gyr^{-1}。22颗厚盘恒星的年龄范围为7-8 Gyr，但年龄和金属丰度之间几乎没有相关性。
2005-04-14 astro-ph
The stellar origin of 7Li - Do AGB stars contribute a substantial fraction of the local Galactic lithium abundance?
我们采用最新的7 Li产量渐近巨星分支恒星，以研究的时间演化的7 Li在太阳附近的背景下，我们的银河系的化学演化的两个下落模型的修订版本。我们考虑了几个锂恒星的来源，除了渐近巨星的分支，如II型超新星，新星，低质量的巨人，以及银河系宇宙射线和低质量的X射线双星。我们的结论是，渐近巨星分支星不能被认为是重要的7 Li生产者相信到目前为止，低质量的巨人和新星的贡献是必要的再现陡峭上升的7 Li丰度盘星以及陨石7 Li丰度。低质量X射线双星中锂的产生几乎不影响太阳附近7 Li的时间演化。
2001-05-28 astro-ph
