An inverse method to interpret colour-magnitude diagrams
一个逆方法来确定恒星的形成历史，年龄-金属丰度关系，和IMF斜率的颜色星等图。该方法适用于依巴谷HR图。我们发现，我们银河系的薄盘显示了1.6 Gyr前的恒星形成高峰。靠近太阳的恒星的金属丰度和平均IMF指数为3.2。然而，该模型和演化轨迹没有正确地再现水平巨分支。
2002-03-06 astro-ph
Constraining age and metallicity of bulges embedded in low surface brightness galaxies
我们从Galaz等人（2002）的样本中选取了19个正面低表面亮度星系（LSBG），给出了深麦哲伦和VLT长缝光谱的结果。特别是，我们计算舔/IDS指数所发出的光由这些星系主办的凸起。对于来自Peletier & Balcells（1996）的样品的14个正面高表面亮度样品的样品执行类似的程序。结果表明，膨胀的LSBG的金属贫，相比那些主办的HSBG，支持恒星形成率一直稳定在这些星系的生命周期低的假设。我们将我们的结果与Bergmann，Jorgensen & Hill（2003）的结果进行了比较。
2005-01-05 astro-ph
A near-infrared and optical photometric study of the Sculptor dwarf spheroidal galaxy: implications for the metallicity spread
在这里，我们提出了一个详细的研究玉夫座dSph星系红巨星分支（RGB）和水平分支（HB）的形态，结合新的近红外测光从CIRSI，从ESO WFI的光学数据。对于一个像雕塑家一样古老且通常缺乏金属的系统，RGB星在颜色星等图上的位置主要取决于金属丰度。使用光学近红外颜色的优点是，RGB轨迹的位置比单独使用光学颜色对金属性更敏感。相反，水平分支（HB）的形态是强烈依赖于金属丰度和年龄。因此，对光学近红外颜色中的RGB和HB的详细研究可以帮助打破年龄-金属度简并性。我们测量的玉夫座巨星分支的光度宽度对应于0.75 dex的金属丰度范围。我们在NIR和光学光度函数中检测到RGB和AGB凸起，并从中得出[M/H] = -1.3 +/-0.1的平均金属丰度。从等时线拟合，我们得到的平均金属丰度[Fe/H] = -1.42，分散度为0.2 dex。这些光度估计是第一次与个人的金属丰度测量来自光谱观测。在RGB形态中，在13弧分的半径（核心半径的两倍）内没有检测到空间梯度。另一方面，一个显着的梯度观察到HB形态指数，确认了'第二个参数的问题'存在于这个星系。这些观测结果与恒星形成的早期延长期持续了几个Gyr的时间是一致的。（节录）
2005-02-24 astro-ph
Galaxy pairs in cosmological simulations: effects of interactions on colours and chemical abundances
为了研究星系相互作用对颜色和金属丰度的影响，我们使用Scannapieco等人（2005）的化学GADGET-2对Lambda CDM方案中的成对星系进行了统计分析。我们发现，星系-星系的相互作用可以产生一个双峰的颜色分布与星系显着最近的恒星形成活动，主要贡献蓝色。在模拟中，成对星系中最近形成的恒星的颜色和分数比没有近伴星的星系更强烈地依赖于环境，这表明相互作用在星系演化中起着重要作用。如果用恒星星族的金属丰度作为化学指标，我们发现模拟星系决定了光度-金属丰度和恒星质量-金属丰度关系，它们不依赖于近伴星的存在。然而，在光度-金属丰度关系的情况下，在一个给定的富集水平，我们检测到一个系统的位移的关系，活跃的恒星形成系统的亮度。无论相对距离和当前的恒星形成活动水平如何，成对星系的恒星星族比没有近伴星的星系具有更高的富集水平。在气体成分的情况下，这是不再有效的星系对被动的恒星形成，只显示出过剩的金属非常密切的对成员，最近过去的一个重要的恒星形成活动的后果。（节录）。
2006-05-04 astro-ph
Reddening, Colour and Metallicity of the M31 Globular Cluster System
利用文献中的金属丰度，结合M31星系团和候选星系团的修订博洛尼亚星表光度数据（后者是目前可获得的最全面的M31星团目录，包括337个已确认的球状星团--GC--和688个GC候选者），我们确定了443个红化值和固有颜色，和209金属丰度的个别集群没有光谱观测。这是目前可用的M31 GC的最大样本，然后用于分析M31 GC的金属度分布，其为双峰，峰值在$\rm {[Fe/H]}\approx -1.7$和-0.7 dex。从M31中心的金属丰度作为半径的函数的探索表明，金属贫GC的金属丰度梯度，但没有这样的梯度的金属丰富的GC。我们的研究结果表明，富金属的集群出现作为一个集中的空间分布，然而，贫金属的集群往往是空间集中。M31样本团簇之间的亮度和金属度之间没有相关性，这表明自富集对于M31中的团簇形成确实不重要。红化分布表明，略多于一半的GC受到$E(B-V) \la 0.2$等红化的影响，平均红化值为$E(B-V) = 0.28_{-0.14}^{+0.23}$等。红化值的空间分布表明，M31盘西北侧的红化比东南侧的红化更显著，这与西北侧离我们更近的结论相一致。
2007-11-30 astro-ph
Origin of the colour-magnitude relation of elliptical galaxies
利用一种新的粒子数合成程序，构造了椭圆星系的演化模型。模型参数进行校准，重现观测到的色-星等（CM）关系的后发座椭圆在$V-K$与$M_{V}$图。SEDs在恒星年龄和金属丰度方面退化。试图打破这种简并，通过模拟椭圆星系CM关系的演化，基于两种不同的解释，即，CM关系反映了不同平均恒星年龄或不同恒星金属丰度。与两个遥远星系团Abell 2390（$z=0.228$）和Abell 851（$z=0.407$）中E/S 0星系的CM图的对抗再次证实了先前的CM关系主要是金属丰度效应的争论。这个结论既不依赖于模型参数，也不依赖于所采用的宇宙学参数。
1996-09-24 astro-ph
Global metallicity of globular cluster stars from colour-magnitude diagrams
我们已经开发了一个均匀的演化方案H-和He燃烧低质量恒星计算更新的恒星模型的广泛的金属丰度和年龄范围（0.0002 $\le Z \le$ 0.004和9 $\le t(Gyr) \le$ 15，分别）适合研究球状星团。这个理论的情况下，我们可以提供自洽的预测依赖的颜色星等图，如亮度的关闭（TO），零年龄水平分支（ZAHB）和红巨星分支凸块（BUMP），对集群的金属丰度和年龄的选定的观测功能。考虑到这些预测，我们引入了一个新的可观测的基础上的视觉之间的幅度差的TO和ZAHB，和TO和RGB-颠簸，给出$A=ΔM_V$（TO-BUMP）$-0.566ΔM_V$（TO-ZAHB）。我们发现，参数$A$不依赖于所有的集群年龄，而它强烈依赖于集群的全球金属丰度。然后提供了作为$Z$的函数的参数$A$的校准，如基于我们的进化模型。我们测试了这一结果的可靠性，也考虑恒星模型计算的其他作者，采用不同的输入物理。最后，我们提出了明确的证据，$ΔM_V$（TO-BUMP）与$ΔM_V$（TO-ZAHB）的变化确实提供了一个强有力的探测全球金属丰度，至少当采用均匀的理论框架。基于我们的{ \it A-Z}校准和银河系GC的大型观测数据库，我们提供了银河系36个球状星团的全球金属丰度的估计。通过考虑Zinn & West（1984）和Carretta & Gratton（1997）的经验[Fe/H]标度…
2002-02-27 astro-ph
Multi-colour PL-relations of Cepheids in the Hipparcos catalogue and the distance to the LMC
我们分析了依巴谷星表中236颗造父变星的样本，使用V，I，K中的“约化松弛”方法和无红化的“Wesenheit指数”。我们将我们的样本与Feast & Catchpole（1997）和Lanoix et al.（1999）所考虑的样本进行比较。我们强调两个系统的影响，影响到LMC的距离的重要性：银河PL关系和金属丰度修正的斜率。为了评估这些不同的影响，我们提出了27个距离模数（DM）的LMC，基于三种不同的颜色（V，I，K），三种不同的斜率，和三种不同的金属丰度校正。基于视差数据的到LMC的DM可以总结如下。基于V和I的PL关系和Wesenheit指数，DM为18.60 \pm 0.11（\pm 0.08斜率）（^{+0.08}_{-0.15}金属丰度），这是我们目前的最佳估计值。基于K的PL关系，DM为18.52 \pm 0.18$（\pm 0.03斜率）（\pm 0.06金属度）（^{+0.10}_{-0}采样偏倚}）。随机误差主要是由于依巴谷天体的给定精度和相应样本中造父变星的数量。括号中的项表示可能的系统不确定性，这是由于银河PL关系的斜率、金属丰度修正以及K波段中恒星数量有限造成的。Sandage等人（1999年）最近的研究表明，金属丰度对较短距离的影响可能比这里所指出的要小。
2000-02-16 astro-ph
Evolution and colours of helium-core white dwarf stars: the case of low metallicity progenitors
本文研究了氦核白矮星（HeWD）在金属丰度远低于太阳的情况下（Z=0.001和Z=0.0002）的演化。演化是遵循一个自洽的方式与detalied和新的非灰色的大气，时间依赖的元素扩散和历史的白矮星的祖先的预测。将质量损失率应用于1msun恒星模型，得到了低质量HeWD的可靠初始模型。考虑了由引力波发射和磁恒星风制动引起的角动量损失。模型大气，基于进入WD大气的微观物理学的详细治疗，使我们能够提供准确的颜色和幅度在早期和先进的进化阶段。我们发现，我们的大多数进化序列经历了几个氢热核闪光事件。特别是，金属丰度越低，发生由CNO循环反应引起的闪光的最小恒星质量越大。扩散引起的CNO闪光的发生的质量阈值的存在导致我们的模型的年龄显着的二分法。这项研究的另一个发现是，我们的HeWD模型经历了不稳定的氢燃烧通过PP核反应在冷却后期阶段作为一个结果，氢化学扩散向内。这种PP闪光发生在金属含量非常低的模型中。我们还发现，经历CNO闪光的模型在M_V=16时，它们的大部分颜色都呈现明显的关断。最后，我们的模型的颜色星等图，并与最近的观测数据的HeWD候选人在球状星团NGC 6397和47 Tuccenda。
2002-08-22 astro-ph
Extending the baseline: Spitzer Mid-Infrared Photometry of Globular Cluster Systems in the Centaurus A and Sombrero Galaxies
介绍了NGC 5128（“半人马座A”）和NGC 4594（“宽边帽”）星系的球状星团（GC）系统的Spitzer IRAC中红外测光。现有的光学光度和光谱与这一新的数据相结合，在一个全面的光学中红外颜色目录的260 GC。经验的颜色，金属丰度的关系推导出所有的光学中红外颜色组合。这些颜色被证明是非常有效的量来测试光度预测的简单恒星星族（SSP）模型。一般来说，四个SSP模型显示彼此之间的差异较大，在蓝波长的数据，特别是在高金属丰度。当试图使用颜色-颜色模型预测来限制恒星星族的年龄时，这种差异变得非常重要。此外，从颜色-颜色图和Beasley等人（2008）的光谱年龄的91个NGC 5128 GC确定的年龄-子结构是不一致的，这表明任何由颜色-颜色分析暗示的明显GC系统年龄-子结构必须独立验证。与蓝色波段不同，某些光学到中红外的颜色对来自热水平分支恒星的通量不敏感，因此提供了一个很好的金属丰度代理。NGC 5128 GC系统在光学R波段至中红外颜色分布中显示出强烈的双峰性，因此证明它在金属丰度方面是双峰的。在这个新的颜色空间中，在NGC 5128贫金属GC数据中发现了一种颜色星等趋势，即“蓝色倾斜”。NGC 5128年轻的GC对这一趋势没有贡献。[删节]
2008-06-26 astro-ph
Globular Clusters in NGC 4365: New K-band Imaging and a Reassessment of the Case for Intermediate-age Clusters
利用新的宽视场VIK成像技术研究了室女座巨椭圆星系NGC 4365的球状星团（GC）系统。GC的颜色分布（至少）有两个峰值，但与大多数其他大型椭圆星系和综合星系光相比，红色GC的颜色更倾向于中间色。中间色/红色峰值本身可能由两个子群组成，中间色的星团比蓝色和红色GC更集中在星系中心。在我们的样本中，几乎所有的中间色和红色GC在（V-K，V-I）图中显示出向红色V-K和/或蓝色V-I颜色的偏移，与老年的SSP模型相比。这在过去被解释为中间年龄的证据。我们还结合我们的VIK数据与以前发表的光谱。观测到的颜色-金属丰度关系与模型之间的差异与双色图中观测到的偏移一致，与给定金属丰度的模型相比，富金属GC在V-K中太红（约0.2等），在V-I中太蓝（约0.05等）。这些抵消不能简单地解释为年轻的影响。我们的结论是，虽然中间GC年龄不能明确排除，另一种情况是更有可能的，即所有的GC是旧的，但中间金属丰度GC的相对数量大于典型的巨型椭圆。得出明确结论的主要障碍是缺乏对具有近太阳金属丰度的恒星星族的综合光谱和光度特性的可靠校准。在任何情况下，令人困惑的是，NGC 4365中的中间色GC并没有伴随着相应的星系光向蓝色的转变。
2005-08-07 astro-ph
On the Period-Luminosity-Colour-Metallicity relation and the pulsational characteristics of lambda Bootis type stars
牧夫座λ型恒星群包括B型晚期到F型早期的星族I天体，基本上是弱金属，特别是Fe族元素，但C、N、O和S明显例外。目前的工作是Paunzen等人（1998，A&A，335，533）研究的继续，他们提出了关于Lambda Bootis星脉动特征的第一个结果。从那时起，我们又观测到了22个天体;我们发现了8个新的天体，并确认了另一个天体。此外，新的光谱数据（Paunzen，2001，A&A，373，633）使我们能够挑选出错误识别的候选人，并将真正的成员添加到组中。从这个组的67名成员，只有两个没有光度研究，但这使得我们的分析具有高度代表性。我们已经比较了我们的结果的脉冲行为的λ牧夫座恒星与三角洲Scuti型对象的样本。我们发现在经典不稳定带内至少有70%的牧夫座λ型星是脉动的，并且它们是以高泛音模式（Q < 0.020d）进行脉动的。只有少数恒星，如果有的话，以基本模式脉动。与盾牌座δ星相比，牧夫座λ星的不稳定带的冷热边界移动了约25毫等，朝向更小的（b-y）0。利用已发表的丰度和日内瓦7色和Stroemgren uvbybeta系统的金属丰度敏感指数，我们导出了描述该族成员重元素表面丰度的[Z]值。我们发现，周期光度色关系的一组λ牧夫座星是在误差范围内的正常的三角洲盾牌星相同。未检测到具有统计学显著性的金属量项的明确证据。
2002-07-23 astro-ph
Metallicity and colours in galaxy pairs in chemical hydrodynamical simulations
使用化学流体动力学模拟与Lambda-CDM模型一致，我们研究了在调节恒星形成活动，颜色和化学性质的星系对的合并和相互作用所发挥的作用。对星系对（r <100 kpc/h）轨道参数的统计分析表明，恒星形成（SF）活动与相对距离密切相关，与相对速度弱相关，表明近距离相遇（r <30 kpc/h）可以将SF活动增加到比没有近伴星的星系更高的水平。分析相互作用系统的内部性质，我们发现它们的稳定性也在调节SF活性中发挥作用（Perez et al 2005 a）。特别是，我们发现，被动的恒星形成星系对统计上更稳定，更深的势阱和更少的剩余气体比活跃的恒星形成对。为了将我们的结果与观测结果进行比较，我们还建立了一个星系对的投影目录（2D-GP：rp <100 kpc/h和Vr <350 km/s），通过将3D样本投影到不同的随机方向来构建。与观测结果（Lambas等人2003）完全一致，我们的结果表明，相对于没有近伴星的星系，rp < 25 kpc/h（近配对）的星系显示出SF活动的增强。（节录）
2005-11-18 astro-ph
Constraining the evolutionary histories of spiral disks
我们研究了化学演化模型唯一性的老问题。我们在Molla等人（1999）的文章中指出，三个室女星系团的多相模型能够再现观测到的光谱指数Mg 2和Fe 52的径向分布。但这些模型可能适合不同的恒星形成历史的现代径向分布。这两个光谱指数反过来又受到众所周知的年龄-金属丰度简并度的影响，这阻止了单个恒星星族年龄和金属丰度的分离。在这项工作中，我们面对这两个问题，通过分析一组多相模型的室女座星系NGC 4303
2002-03-22 astro-ph
Metallicity estimates for A-, F-, and G-type stars from the Edinburgh-Cape blue object survey
爱丁堡-开普蓝色天体巡天是一个正在进行的项目，其目的是查明和分析大量的热星样本，这些热星最初是根据整个高银河纬度南部天空的照片颜色（低至B~18.0等）选定的，然后用宽波段UBV测光和中分辨率光谱学进行研究。由于在最初的候选者选择中不可避免的错误，可能是晕和厚盘人口中的缺乏金属的矮星和巨星的恒星被无意中包括在内，但它们本身是令人感兴趣的。在本文中，我们讨论了总共206个候选的缺金属矮星，亚巨星，巨星，和水平分支恒星的光电色红于（B-V）o = 0.3，并与可用的光谱。径向速度，精确到~10-15公里/秒，为所有这些恒星。这些恒星的光谱金属丰度估计获得使用最近重新校准的Ca II K线强度和（B-V）O颜色之间的关系。通过这种颜色选择技术来识别贫金属恒星是非常有效的，与以前的调查方法相比具有竞争力。另外还分析了186颗光电色在-0.4 <（B-V）o < 0.3范围内的EC星的样本，主要由场水平分支星和其他高重力A型和B型星组成。估计的物理参数Teff，log g，和[Fe/H]获得冷却器成员的这个子样本，和一些候选RR Lyrant变量被确定。
2000-11-27 astro-ph
New age estimates of M31 globular clusters from multi-colour photometry
迄今为止，绝大多数河外星团的研究基本上使用多色测光，结合理论恒星合成模型，以获得年龄，质量，消光估计和金属丰度。M31为研究球状星团（GC）系统提供了一个独特的实验室。在本文中，我们获得了新的年龄估计的91 M31球状星团，改进的光度数据的基础上，更新的理论恒星合成模型和复杂的新的拟合方法。特别是，我们使用了两微米全天巡天（2 MASS）的光度测量，结合光学光度测量，可以部分打破众所周知的年龄-金属丰度简并性，其年龄超过几个Gyr。我们稳健地表明，以前的年龄测定的光度数据的基础上受到显着的年龄金属丰度简并。除一个星系团外，其余的样本GC年龄均大于1 Gyr。他们的年龄分布显示年轻和中年GC人群，分别在$\sim3$和8 Gyr达到峰值，以及众所周知的老年GC的“通常”补充，即，年龄与银河系大部分GC相似的GC。我们的研究结果还表明，虽然有显着的分散在金属丰度在任何年龄，有一个明显的缺乏年轻的金属贫和老的金属丰富的GC，这可能是一个潜在的年龄金属丰度之间的关系M31 GC人口的指示。
2006-07-13 astro-ph
Constraining GRB progenitor models by probing Wolf-Rayet wind geometries in the Large Magellanic Cloud
长持续时间伽马射线暴（GRB）的最佳祖先是快速旋转的沃尔夫-拉叶（WR）星。然而，大多数银河系WR恒星都是缓慢旋转的，因为恒星风被认为会带走角动量。这对Bronzar模型提出了挑战。最近的观测表明，伽玛暴主要发生在低金属量（Z）的环境中，这可能解决这个问题：较低的Z导致较少的质量损失，这可能会抑制角动量的去除，使WR星保持快速旋转直到崩溃。我们希望确定是否低Z WR星旋转平均速度比银河系WR星，并执行甚大望远镜（VLT）的线性分光偏振调查WR星在低Z环境的大麦云（LMC）和比较我们的结果与银河系样本。我们发现，13颗LMC WR星中只有2颗（即15%）表现出线偏振效应，而银河WR星的这一比例同样很低，约为15-20%。LMC WR星的线偏振效应的低发生率表明，WR旋转特性发生显著差异的阈值金属丰度低于LMC（Z ~ 0.5 Zsun），可能将GRB祖通道限制在该上限金属丰度。
2007-04-20 astro-ph
On breaking the age-metallicity degeneracy in early-type galaxies: infall versus star formation efficiency
在椭圆星系中发现的[Mg/Fe]和星系质量之间的相关性对恒星形成的持续时间有很强的约束。此外，颜色-星等关系限制了恒星星族的年龄和金属丰度的范围。我们结合这两个约束条件与恒星形成和化学富集的模型，包括气体的流入和流出，发现在大规模的椭圆星系的超日[Mg/Fe]的趋势排除了一个纯粹的金属丰度序列的颜色-星等关系的解释。年龄的传播是必要的，可归因于一系列的恒星形成效率或一系列的下降时间尺度。我们发现，推断的恒星年龄范围是兼容的小散射和红移的颜色-星等关系的演变。两种替代方案可以解释的数据：固定的下降与效率是线性依赖于质量，或固定的效率与质量依赖的下降时间尺度t~1/sqrt（M）。我们的结论是，实际情况可能涉及这两个参数的组合，与质量的依赖性，应该跨越上述范围。
2002-11-25 astro-ph
The Red Giant Branch in the Near-Infrared Colour-Magnitude Diagrams. I: The calibration of photometric indices
我们对10个银河系球状星团进行了新的高质量近红外测光，这些星团的金属丰度范围很宽（-2.12<[Fe/H]<-0.49）：其中5个星团属于晕（即NGC 288，NGC 362，NGC 6752，M15和M30），5个星团属于核球（即NGC 6342，NGC 6380，NGC 6440，NGC 6441和NGC 6624）。将J、H和K观测与光学数据相结合，我们在不同的平面（K，J-K）、（K，V-K）、（H，J-H）和（H，V-H）上构造了色-星等图。描述红巨星分支（RGB）的位置和形态的一组光度指数（颜色，幅度和斜率）已被测量。我们结合了这些新的数据集与那些已经公布的Ferraro等人。（2000）和Valenti等人（2004），在这里，我们提出了一个更新的校准的各种RGB指数在2 MASS光度系统，在集群金属丰度。
2004-03-23 astro-ph
The distance to the Pleiades: Main sequence fitting in the near infrared
依巴谷视差测量的恒星在昂宿星团臭名昭著的结果在118 pc的集群距离; ~10%短于'经典'的MS拟合的结果。在早期的论文中，我们开发了一个纯粹的经验MS拟合方法来解决这个问题，它产生了（B-V）和（V-I）的颜色指数之间的矛盾的结果，表明集群的光度金属丰度是大大低于其（~太阳）光谱金属丰度。我们能够通过假设[Fe/H]=-0.4（如（B-V）/（V-I）颜色-颜色图所示）来调和差异，并且从2个指数获得的距离模量与依巴谷结果一致，在1 sig误差范围内。随着2 MASS全天星表的发布，我们现在将我们的MS拟合方法应用于使用红外颜色的昴星团，以测试我们早期结果的可验证性。在V/（V-K）和K/（J-K）色平面上拟合，我们发现假设太阳下金属丰度不产生与（B-V）和（V-I）结果一致的距离。然而，当采用光谱金属丰度时，红外加（V-I）距离相互一致。通过只考虑Mv<=6的恒星，红外和光学颜色指数都使用光谱[Fe/H]产生一致的距离。由此从（B-V）、（V-I）、（V-K）和（J-K）指数获得的一致距离的平均值为133.8+/-3 pc，与依巴谷MS拟合前的结果以及其他方法的最新测定结果非常一致。我们的结论是，有两个不同的问题影响着昴星团：依巴谷视差的误差约为10%，如前所述;较低的MS的（B-V）颜色是异常的，我们警告不要使用它们来拟合昴星团和类似的年轻疏散星团。（节录）
2004-09-15 astro-ph
Extragalactic Globular Clusters in the Near-Infrared II. The Globular Clusters Systems of NGC 3115 and NGC 4365
我们结合VLT/ISAAC仪器和档案HST/WFPC 2光学图像获得的近红外测光来确定两个早型星系NGC 3115和NGC 4365中球状星团的VIK星等和颜色。近红外光谱与光学光度法的结合为提高年龄-金属丰度简并度提供了一条途径。对于NGC 3115，球状星团的颜色揭示了两个主要的子群，与以前的研究一致。通过对NGC 3115球状星团的V-I、V-K色与SSP模型的比较，我们发现两个年龄大于10 Gyr的主要子星群的颜色差异主要是由于金属丰度的差异。我们发现Δ[Fe/H] = 1.0 +/- 0.3 dex，蓝、红球状星团子居群在3 Gyr内是同时存在的。与NGC 3115球状星团相比，NGC 4365中的球状星团系统具有更复杂的年龄和金属丰度结构。我们发现了一个显着的人口中间年龄非常富金属的球状星团随着老人口的富金属和贫金属的集群。具体来说，我们观察到一个大的人口球状星团与V-K和V-I颜色，所有目前的SSP模型给出的年龄和金属丰度的范围内~2-8 Gyr和~0.5-3 Z_太阳，分别。经过10 Gyr的被动演化后，NGC 4365中的中间年龄球状星团的颜色将与巨椭圆星系（如M87）中富含金属的球状星团一致。我们的研究结果为球状星团系统是一致的，与以前的年龄和金属丰度的研究弥漫银河光。除了NGC 3115和NGC 4365中的主要球状星团外，我们还报告了对极红色天体的探测。
2002-06-10 astro-ph
Metallicity distributions of globular cluster systems in galaxies
我们收集了100个星系的样本，不同的观察者已经确定了球状星团候选者的颜色指数。样本包括各种形态类型和不同光度的星系的代表。根据Kissler-Patig（1998）的关系，颜色指数（大多数情况下为（V-I），但也有（B-I）和（C-T1））转化为金属度[Fe/H]。用KMM软件分析这些数据，以估计分布与单峰或双峰高斯分布的相似性。我们发现，100个系统中有45个具有双峰金属丰度分布。这些星系贫金属组分的平均金属丰度为<[Fe/H]>=-1.40 \pm 0.02，富金属组分<[Fe/H]>=-0.69 \pm 0.03。分布的离散度分别为0.15和0.18。单峰金属丰度分布较广。这些数据将在随后的论文中进行分析，以找到与星系和星系环境参数的相关性。
2002-12-23 astro-ph
The evolution of the V-K colours of single stellar populations
讨论了单个恒星星族的V-K色积分随年龄和金属丰度的变化规律。一些相关的基本恒星模型的属性的不确定性进行了深入的讨论。首先，我们提出的影响，不同配方的质量损失率产生的初始-最终的质量关系，因此对综合颜色。其次，我们描述了发生在AGB和RGB星的发病颜色的变化。AGB的开始是由一个颜色跳到红色，其幅度是高度依赖于模型中采用的金属丰度和质量损失率。在质量最大的AGB星中，相对于标准的Mc-L关系的过光度导致了这种颜色跳跃的平滑。另一方面，我们发现在RGB形成后约1.5x10^8年，会出现一个短暂的红色阶段。然后，我们讨论的V-K颜色的转变（从~1.5到3），发生在LMC集团的SWB IV型的可能原因。对这些星系团年龄的修正显示，这种转变可能没有最初建议的那么快。一个渐进的（或延迟的）颜色过渡，包括最大质量的AGB星的过光度模型预测，描述更好的数据比经典模型预测的突然颜色跳跃。
1998-02-25 astro-ph
Red Giants in the Halo of the S0 Galaxy NGC 3115: A Distance and a Bimodal Metallicity Distribution
利用哈勃空间望远镜，我们解析了S 0星系NGC 3115晕中的红巨星分支。我们测量恒星的星等和$(V-I)$颜色，直到红巨星分支尖端以下1.5等。从最亮的恒星，我们估计距离模数$(m-M)_0=30.21 \pm 0.30$，对应于距离$11.0 \pm 1.5$ Mpc。这与从行星状星云光度函数确定的值$(m-M)_0=30.17 \pm 0.13$非常一致。我们的研究结果排除了较短的距离模量$(m-M)_0=29.65$确定的表面亮度波动。$(V-I)$颜色的直方图显示出明显的双峰性，表明存在两个大小大致相等的不同晕圈群。一个具有[Fe/H] $\sim -0.7$，一个具有[Fe/H] $\sim -1.3$。这是第二星族晕被解析的最遥远的星系，也是第一次在任何早期类型星系的晕星中观察到颜色双峰。
1996-12-06 astro-ph
Constraining the Metallicity of the Low Density Lyman-alpha Forest Using OVI Absorption
我们在z=3.62的类星体Q1422+231的Keck HIRES光谱中寻找OVI吸收。CIV测量结果与宇宙学模拟结果的比较表明，NHI> 10^{14.5}的\lya森林吸收体的Haardt & Madau（HM）紫外背景谱的[C/H]~=-2.5。较低的柱密度吸收出现在较低密度气体中，其中OVI是最敏感的金属示踪剂。由于OVI线位于受莱曼系吸收污染的波长处，我们通过与从λ主导的CDM模型的SPH模拟得出的人工光谱进行比较来解释我们的Q1422结果。在Q1422中寻找深而窄的特征只产生了几条候选的OVI谱线，在统计上与没有金属的人造光谱中的数量一致;用HM背景和[O/H] >= -2.5生成的光谱预测了太多的窄谱线。然而，应用Songaila（1998）的光学深度比技术，我们确实发现了与CIV系统相关的显著OVI;匹配Q1422需要[O/C]~=+0.5，这意味着[O/H]~=-2.0。这些结果表明：（a）低密度IGM中的金属丰度至少比可检测到CIV吸收的过密度区域低三倍，（b）这些区域中的氧过剩，与老晕星的富集模式一致。如果紫外线背景在4 Ry以上被严重截断，那么数据需要一个令人难以置信的高氧过剩（[O/C]>+2）;因此宇宙的大部分体积必须在z=3时经历氦再电离。（节录）
1998-03-22 astro-ph
The Colours of Elliptical galaxies
我们收集了2728个邻近（$z<0.08$）椭圆星系的样本，它们的测光结果分别来自斯隆数字巡天（SDSS）的$g,r,i,z$波段和2微米全天巡天（2 MASS）的$J,H,K$波段。还可提供这些物体的恒星质量、恒星速度色散和结构参数，如大小和表面质量密度。为了校正SDSS和2 MASS之间的孔径失配，我们将SDSS幅度校正为测量2 MASS幅度的等照度圆半径。我们比较光学，光学红外和红外颜色和星系光度，恒星质量，速度色散和表面质量密度之间的相关性。我们发现，所有星系的颜色更强烈地与恒星的质量和速度色散比与任何其他结构参数。这两种关系的离散度也较小。我们还研究了各种恒星吸收线指数和同一组星系参数之间的相关性，我们得出了非常相似的结论。最后，我们分析了吸收线指数和颜色之间的相关性。我们的研究结果表明，椭圆星系的光学颜色是敏感的年龄，金属丰度和$α$ -增强的组合，而光学红外颜色是敏感的金属丰度和$α$ -增强，但有点不敏感的年龄。
2005-10-25 astro-ph
Chemical Enrichment and the Origin of the Colour-Magnitude Relation of Elliptical Galaxies in a Hierarchical Merger Model
在本文中，我们提出了一个椭圆星系的形成和化学富集的模型，在两个方面不同于传统的图片：1）椭圆星系不形成在一个单一的整体崩溃和爆发的恒星形成在高红移。相反，它们的大部分恒星以适度的速度在盘状星系中形成，然后合并形成椭圆星系。2)镓不经历闭箱化学演化。相反，金属可以在恒星、冷气体和星系的热气晕之间转移。据推测，金属在超新星爆炸时被喷射出盘星系，这些金属进入热气体成分。金属更容易从小星系中喷射出来的事实导致了盘系统的质量-金属丰度关系的建立。大的椭圆星系更富含金属，因为它们是由更大的圆盘合并而成的。我们使用半解析技术，遵循的形成，演化和化学富集的集群椭圆形的合并层次的暗物质晕。包括新的金属依赖的光谱合成模型的Bruzual和Charlot使我们能够计算这些星系的颜色，线指数和质光比。如果反馈被认为是有效的，我们能够再现的斜率和散射的颜色幅度和Mg 2-西格玛关系。我们还研究了这些关系到高红移的演化。我们表明，光度金属丰度关系保持固定，但星系的平均恒星年龄的规模与宇宙的年龄。最后，研究了团内天然气的富集历史。我们发现，80%的金属喷射的低质量星系的红移大于1。因此，ICM的金属丰度在z > 1时几乎没有变化。
1997-04-15 astro-ph
Radial Variation of Optical and Near-Infrared Colours in Luminous Early-Type Galaxies in ABELL 2199
我们对邻近富星系团ABELL 2199中的亮早型星系进行了K波段表面测光。结合B带和R带表面测光，研究了星系B-R和R-K色的径向变化。发现星系内部区域的B-R色和R-K色都偏红。将这两种颜色的径向变化与简单恒星星族（SSP）模型在一定年龄和金属丰度范围内的预测结果进行比较，结果表明：虽然我们的样本很小，但椭圆星系团的金属丰度梯度为负，而年龄梯度为零;典型的金属丰度梯度估计为-0.16 ± 0.09（dlogZ/dlogr），而年龄梯度估计为-0.10 ± 0.14（dlog（年龄）/dlogr）。考虑到近年来在后发座星系团和低密度环境中的椭圆星系研究中也得到了类似的结果，椭圆星系中恒星星族的径向梯度对星系环境的依赖性似乎并不强。
2004-08-28 astro-ph
A Comparison of Optical and Near-Infrared Colours of Magellanic Cloud Star Clusters with Predictions of Simple Stellar Population Models
本文介绍了麦哲伦星云中84个星团的JHK_s 2 MASS积分测光和积分光光学光电测量资料汇编。这些星团的年龄从约2亿年到>10亿年不等，[Fe/H]值从-2.2到-0.1 dex。我们发现，具有相似年龄和金属丰度的星系团的固有颜色存在差异，其中至少有一部分是由于居住在低质量星系团中的明亮恒星数量的随机波动。我们使用54个最可靠的年龄和金属丰度估计作为测试粒子的集群，以评估四个广泛使用的SSP模型在光学/近红外颜色-颜色空间的性能。所有的模型都能很好地再现旧的（>10 Gyr）球状星团的红化校正颜色，但是模型的性能在年轻的时候会有所不同。为了考虑单个星系团的随机涨落效应，我们提供了几个不同年龄段麦哲伦星系团的B-V、B-J、V-J、V-Ks和J-Ks复合色。大多数复合星系团的累积质量都高于保持亮度变化所需的质量，因为随机波动低于10%的水平。在光学-近红外颜色-颜色空间中，复合星系团的颜色在以下年龄间隔中明显不同：>10 Gyr，2-9 Gyr，1-2 Gyr和2亿-1 Gyr。这表明，光学和近红外颜色的组合可以用来区分不同年龄和金属丰度的集群。
2008-01-15 astro-ph
Ages and metallicities of early-type galaxies in the SDSS: new insight into the physical origin of the colour-magnitude and the Mg2-sigmaV relations
我们利用最新的限制在斯隆数字巡天（SDSS）的早期型星系的年龄和金属丰度获得新的洞察到这些星系服从的两个基本关系的物理起源：颜色星等和Mg 2-sigmaV关系。我们的样本由26,003个星系组成，这些星系是根据它们的集中光分布从SDSS DR 2中选出的，我们以前已经推导出了恒星金属丰度、光加权年龄和恒星质量的中位似然估计。我们的分析提供了迄今为止最明确的证明，这两种关系主要是恒星质量的序列，以及总恒星金属丰度，α-元素-铁丰度比和轻重量年龄都随着质量沿两个关系增加。对于高质量的椭圆星系，年龄的离散度很小，与误差一致。在低质量端，有一条朝向年轻年龄的尾巴，它主导着固定质量下颜色和指数强度的分散。一个小的，但可检测的，内在的质量-金属丰度关系的散射也有助于在两个观测的标度关系的散射，即使在高质量。我们的研究结果表明，早型星系的化学成分与其动力学质量（包括恒星和暗物质）的关系比与恒星质量的关系更密切。在我们的样本中，恒星质量和动力学质量之间的比率似乎从质量最小的星系到质量最大的星系逐渐减小。
2006-06-07 astro-ph
Constraining the mass of the GRB 030329 progenitor
与超新星（SN）2003 dh相关的长持续时间伽马射线暴（GRB）030329发生在一个恒星形成的矮星系内，红移为$z=0.1685$。低的红移，以及丰富的哈勃太空望远镜（HST）档案图像，使这个伽玛射线暴非常适合对爆炸附近的恒星星族进行详细研究。由于恒星的寿命与其质量直接相关，因此恒星星族的年龄可以用来限制伽玛暴和超新星的前身质量。从HST图像中，我们提取了GRB起源的精确位置的颜色，并发现这些颜色与整个宿主星系和周围星暴环境的颜色显着不同。我们使用光谱演化模型，包括星云发射，仔细限制恒星星族的年龄，因此，在爆炸现场的祖先。对于瞬时爆发模型，我们发现500万年的星群年龄与数据最匹配，这表明一个非常大的（M > 50 M_sun）恒星作为祖先，上限为800万年（M > 25 M_sun）。对于更广泛的恒星形成场景，推断的祖先年龄在大多数情况下仍然非常年轻（年龄<700万年，意味着M > 25M_sun），上限为2000万年（M > 12M_sun）。这些年龄估计是一个数量级低于从整体的宿主星系的颜色推断的年龄，这表明祖质量估计的基础上的数据空间未解决的伽玛射线暴宿主星系一般是有限的使用。我们的结果是一致的，与Bronsar的情况。
2008-04-11 astro-ph
Precise reddening and metallicity of NGC6752 from FLAMES spectra
球状星团的准确红度可以通过比较无红指示剂（H α）的色温和标准色温校准得到。通过在VLT 2下用FLAMES进行1300秒的单次曝光，我们获得了NGC 6752关闭附近120颗恒星的光谱，这些恒星的光谱以H α（R=6000，5<S/N<50）为中心。这组光谱被用来获得有效的温度从拟合的Halpha配置文件与典型的错误约+/- 200 K和红化估计与个人的错误为0.05马格。平均所有个人的红化，高精度的红化估计已获得的集群：E（B-V）=0.046 +/- 0.005。同样的曝光提供了红巨星分支隆起附近7颗恒星的UVES光谱（R=40000，20<S/N<40），其Fe丰度的内部误差为0.026 dex，平均金属丰度[Fe/H]= -1.48 +/- 0.01 +/- 0.06 dex（随机+系统）。获得了其他几种元素的丰度，例如，可以准确估计α元素和Fe之间的比率（[α/Fe]=+0.27 +/-0.01）。从UVES数据中可以明显看出O-Na的相互关系，这与过去的结果一致。这个分析显示了FLAMES分析球状星团的能力：通过这里描述的程序获得的精确的红化和金属丰度，结合从星团动力学或主序拟合的距离测定，以及高质量的颜色星等图，可以允许推导出单个球状星团的年龄，误差小于1 Gyr。
2005-05-10 astro-ph
Optical/near-infrared colours of early-type galaxies and constraints on their star formation histories
本文介绍并讨论了单年龄单金属丰度恒星星族的理论（B-K）-（J-K）积分色图的性质。当人口年龄大于~ 3亿年时，这种综合颜色的组合能够在很大程度上解开众所周知的年龄-金属丰度简并性。我们详细讨论了这种颜色-颜色图的α-增强金属丰度比的影响，在理论校准中未考虑的蓝色水平分支恒星的存在，以及低质量恒星系统中的统计颜色波动。在具有多个恒星世代的群体的情况下，从该图中获得的光度加权平均年龄显示出严重偏向于最年轻的恒星成分。我们将这种方法应用到几个数据集，光学和近红外光度学在文献中。对于两个本星系群矮星系NGC 185和NGC 6822，从综合颜色的平均年龄是一致的恒星形成的历史推断独立的光度观测的解决恒星星族。一个亮场和室女星系团椭圆星系的样本被发现表现出一系列的亮度加权平均年龄从3至14 Gyr，平均8 Gyr，独立于环境，和平均金属丰度或略高于太阳值。在所有被研究的星系中都发现了颜色梯度，从某种意义上说，中心区域更红。五个室女座早期型矮星系的孔径数据显示，这些星系似乎被转移到较低的平均金属丰度和较低的平均年龄（范围1至6 Gyr）比他们的高光度同行。
2005-12-12 astro-ph
A Spitzer mid-infrared spectral survey of mass-losing carbon stars in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个斯皮策太空望远镜光谱调查的质量损失碳星（和一个富氧星）在大麦云云。光谱覆盖5- 38微米的波长范围。它们表现出不同的组合的灰尘连续，灰尘排放功能（SiC，MgS）和分子吸收带（C2 H2，HCN）。一组四个窄带，被称为曼彻斯特系统，用于定义尘埃碳星的红外连续谱。研究了连续色与尘埃强度和分子特征之间的关系，并与类似颜色的银河系恒星进行了比较。星周7微米的C2 H2带被发现在较低的金属丰度更强，从银河系中的恒星，LMC和SMC的比较。这是由碳的疏浚，导致较高的C/O比在低金属（少O）。在我们的光谱中看到的一个可能的10微米吸收特征可能是由于C3。这个波段也被星际硅酸盐或硅-亚硝酸盐尘埃识别。的线连续比theSiC和MgS带显示出一些迹象，在低金属丰度较低。MgS谱带仅在尘埃温度低于600 K时出现。我们讨论了选择的碳与富氧AGB星使用的J-K与K-A的颜色，并表明，这些颜色是相对不敏感的化学类型。贫金属的碳星从自身产生的碳形成无定形碳尘。富氧尘埃的形成效率更强烈地依赖于金属丰度。我们认为，在较低的金属丰度的环境中，尘埃输入到星际介质的AGB星是有效的，但可能强烈偏向于碳质尘埃，相比银河系。
2006-02-24 astro-ph
On breaking the age-metallicity degeneracy in early-type galaxies: Outflows versus Star Formation Efficiency
提出了一个简单的星系团早期型星系化学富集模型，其中驱动恒星组分形成的主要参数简化为4个：入流时标（tf）、形成时期（zF）、恒星形成效率（Ceff）和流出气体喷射分数（Bout）。我们发现，只有在布特或Ceff的变化可以解释的颜色-星等关系，使最明亮的星系喷出的气体和高效率的低价值。结合化学富集轨迹和粒子群合成模型，探讨了质光比和质量之间的相关性。一个显着的斜率不匹配之间的恒星和总M/L比，这不能解释的年龄分布，并意味着总质量和恒星质量之间的非线性相关性。由恒星形成效率和外流驱动的序列在高红移时表现出不同的趋势。测量基本面倾斜对红移的依赖性将打破外流和恒星形成效率之间的简并性，这将使我们能够确定颜色-星等关系是否由年龄或金属丰度控制。
2000-03-28 astro-ph
Broad-band colour evolution of star clusters
我们简要地回顾了星团在10 ^7 ~ 10^（10）yr完整年龄区间内宽带颜色演化的主要特征。重点是从它们的综合颜色确定遥远的年轻星团（<2 Gyr）的年龄。它表明，U-B和B-V是不太敏感的金属比颜色涉及红色通带，如V-I，至少到一些几个Gyr的年龄。由于U-B和B-V是由充分理解和人口众多的进化阶段决定的，它们也较少受到理论不确定性和随机色散的普遍影响。后一种效应对于V-K颜色变得重要。因此，我们认为，U-B和B-V，目前，更合适的宽带颜色的年龄测定遥远的集群。对于其他潜在有用的颜色，如V-R和V-I，它们的演变的经验测试仍然缺失。
2000-01-25 astro-ph
Physical parameters of 15 intermediate-age LMC clusters from modelling of HST colour-magnitude diagrams
分析了15个年龄在~ 0.3 Gyr ~ 3 Gyr之间的人口众多的大麦云（LMC）星团的HST/WFPC 2色星等图（CMD）。这些（V，B-V）CMD在光度上是均匀的，并且典型地达到V22。准确和自洽的物理参数（年龄，金属丰度，距离模量和红化）提取每个集群通过比较观察到的CMD与合成的。这些测定涉及主序列基准线和红色团块位置的同步统计比较，提供了客观和可靠的标准来确定最佳模型。该模型探讨了一个规则的网格中的参数空间所涵盖的文献中发现的先前的结果。一般来说，最好的模型显示出令人满意的数据拟合，以及约束每个集群的物理参数。我们推导出的年龄-金属丰度关系比文献中发现的相同的集群的类似结果提出了一个较低的蔓延。我们的研究结果是根据公布的年龄最古老的集群，但揭示了可能低估的年龄由以前的作者为最年轻的集群。我们的金属丰度的结果一般同意的基础上的巨星光谱和最近的工作涉及CMD分析。最可靠的解决方案所暗示的导出的距离模量与变红值相关，正如预期的那样，从不可忽略的三维分布的集群内的LMC。这些星系团的空间分布与大麦哲伦星系盘大致一致，也比最近的数值预测更加分散，表明它们不是在大麦哲伦星系盘中形成的。在这里得到的年龄和金属丰度的集合可以用来校准应用于遥远星系的综合光研究。
2006-10-27 astro-ph
A revised HRD for individual components of binary systems from BaSeL BVRI synthetic photometry. Influence of interstellar extinction and stellar rotation
Brummelaar等人（2000年）提供了双星系统单个组分的Johnson BVRI光度数据。这是必不可少的，因为这样的双星可以在校准单星恒星演化理论中发挥关键作用。虽然他们从估计的光谱类型中推导出有效温度，但我们从拟合B-V，V-R和V-I颜色的最小化方法中推断出金属性依赖的Teffs。为此，从巴塞尔恒星库（Basel Stellar Library）（BaSeL 2.2）的模型大气光谱中计算了621，600个通量分布的网格，并将其理论颜色与观测到的测光进行了比较。事实上，BaSeL的颜色与Alonso等人（1996）的BVRI金属度依赖的经验校准非常一致，对于矮星，温度在4000-8000 K范围内相差3 ± 3%。在从BaSeL模型中推导出金属性相关的Teff之前，我们特别注意了红化和恒星自转的影响。的MCess代码和中性氢柱密度数据之间的比较显示了良好的协议的样品，但我们指出了几个方向的MCess模型高估了E（B-V）色过量。除5颗vsini较大的恒星外，恒星自转对BVRI颜色的影响可以忽略，对温度的最大影响小于5%。我们的最终结果与以前对一些主要组分的光谱测定结果以及Brummelaar等人在~ 10，000 K以下的结果吻合得很好。然而，我们得到了越来越多的分歧，他们的Teff超过10，000 K。最后，我们提供了一个修正的赫兹-罗素图的系统与更准确地确定的温度。（节…
2002-03-20 astro-ph
Modelling the red halos of blue compact galaxies
光学/近红外宽带测光的蓝色致密星系（BCGs）的晕揭示了一个非常红色的光谱能量分布，这是不容易调和与任何正常的，金属贫乏的恒星星族。在这里，红色过剩的三种可能的解释进行了探讨：星云发射，富含金属的恒星和恒星星族与一个非常底重的初始质量函数（IMF）。我们发现，BCG晕中的星云发射将产生非常蓝色的近红外颜色，因此无法解释观察到的红色过剩。虽然富含金属的恒星原则上可以解释观测到的颜色，但所需的恒星金属丰度非常高（太阳或更高），这将是一个奇怪的晕属性，因为这些天体的中心恒星爆发的气体金属丰度很低（约10%太阳）。然而，具有低到中等金属丰度和非常底部重的IMF的恒星星族确实充分地再现了所观察到的BCG晕颜色。底部重的IMF也被证明成功地解释了斯隆数字巡天在堆叠的边缘盘星系晕中观察到的类似的红色过量。这可能表明，由低质量恒星主导的晕是非常不同的哈勃类型星系的共同现象。
2004-11-18 astro-ph
Analysis of colour-magnitude diagrams of rich LMC clusters: NGC 1831
本文分析了大麦哲伦星云中的富星团NGC 1831的深色星等图。在F555 W（~V）和F814 W（~I）滤波器中使用HST/WFPC 2获得数据，达到m_555 ~ 25。我们讨论并应用一种方法来校正CMD采样不完整性和场星污染。有效地利用CMD数据的直接比较的观测到的模型CMD。模型CMD由一种算法建立，该算法从单个恒星星族生成人造恒星，其特征在于年龄，金属丰度，距离，红化值，现今质量函数和未解析双星的分数。光度不确定性是根据经验从数据中确定的，并纳入模型中。统计技术，并作为一个客观的方法来评估模型和数据CMD之间的兼容性。通过模拟NGC 1831中心区域的CMD，我们推断金属丰度Z = 0.012，8.75 < log（tau）< 8.80，18.54 <（m-M）_0 < 18.68和0.00 < E（B-V）< 0.03。对于位置相关的PDMF斜率（α = -dlog（Phi（M））/dlog（M）），我们清楚地观察到系统中质量分离的影响：对于投影距离R < 30 arcsec，α约为1.7，而在NGC 1831的外部区域，α < 2.5。
2002-07-08 astro-ph
Simultaneous (age, metallicity) estimates of the Hyades open cluster from three binary systems
利用毕宿疏散星团中已知金属丰度和良好Johnson光度数据的三个双星系统，检验了三组独立恒星演化轨迹的有效性。一种统计方法描述和应用于颜色的大小图的六个选定的组件，从而产生$χ^2$ -等值线的年龄金属丰度平面。这些二进制通过比较非常准确的，但旧的轨道的依巴谷flaxes对这些置信区域的影响进行了研究。独立的同时年龄金属丰度的估计，并与观测的限制（见Lastennet等1999年，astro-ph/9905273，更多的细节）。
1999-05-26 astro-ph
Colour Gradients in the Optical and Near-IR
多年来，宽带颜色一直被用来深入了解星系的内容，特别是估计恒星和尘埃的含量。宽带颜色很容易获得大样本的对象，使其成为统计研究的理想选择。在本文中，我使用的径向分布的颜色在星系中，这使得更多的洞察当地的过程驱动的全球色差比综合的颜色。在我的86个正面星系样本中，几乎所有星系都随着半径的增加而系统地变蓝。将径向测光与新的尘埃消光模型和恒星星族合成模型进行了比较。这种比较表明，在面对星系的颜色梯度是最好的解释年龄和金属丰度梯度的恒星星族和尘埃变红起着次要的作用。颜色梯度意味着$M/L$梯度，使得从旋转曲线拟合导出的“丢失光”问题更加严重。
1995-09-01 astro-ph
AGB stars as tracers of metallicity and mean age across M33
JHKs宽视场近红外观测覆盖面积为1.8x1.8平方米。°的以M33为中心，在UKIRT使用WFCAM获得。这些数据显示了大量的中等年龄的渐近巨星分支星（AGB）。我们已经使用了C型和M型AGB星，以确定整个星系的金属丰度和平均年龄的空间变化。我们从它们在色星等图（J-Ks，Ks）中的位置来区分C型和M型AGB星。这些恒星的分布得到了我们的样本和光学确认的长周期变星目录之间的交叉识别的支持，以及斯皮策在中红外探测到的源列表。我们计算了C/M比和星系在天空中的方向，并将Ks星等分布与跨越一系列金属丰度和恒星形成率（SFR）的理论分布进行了比较。的C/M比表面图证实了金属丰度梯度在星系中对应的传播[Fe/H]=0.6德克斯与内部和外部星系的子结构。星等和颜色的变化表明了星系盘上的方向和消光效应。从KS方法得到的平均年龄和金属丰度分布图表明：外星系盘/晕比核区域金属贫乏，内星系中富含金属的团块随时间改变位置。外环和核恒星星族的平均年龄约为6 Gyr，而中心区域则年轻几Gyr。
2008-05-08 astro-ph
SED, Metallicity and Age of Halo Globular Clusters in M33
本文研究了邻近旋涡星系M33中十个晕状球状星团的性质。M33的CCD图像是作为BATC天空颜色巡天的一部分，在3800到10000流明的13个中间波段滤波器中获得的。通过孔径测光，我们得到了这些球状星团的光谱能量分布。我们估计我们的样本集群的年龄，通过比较每个对象的测光与理论恒星星族合成模型的不同值的金属丰度。我们的结果表明，10个样本晕球状星团中有8个具有“中等”年龄，即在1到8 Gyr之间。
2002-01-28 astro-ph
