The Mass of the Convective Zone in FGK Main Sequence Stars and the Effect of Accreted Planetary Material on Apparent Metallicity Determinations
FGK型主序星的外对流层质量随恒星质量的增加而显著减小。因此，任何被吸积行星物质污染的恒星大气层，对较热恒星的影响都应该比对较冷恒星的影响大得多。如果最近的建议，即高金属丰度的恒星与行星是由星子吸积是正确的，那么金属丰度增强的早期类型的恒星与行星应该是非常明显的。然而，没有看到这种趋势。
2001-05-15 astro-ph
Spin and its evolution for isolated neutron stars and X-ray binaries: the determination of the 'Diffusion coefficients' and Spindown Theorem
本文详细讨论了孤立中子星演化的可能方案，并从自旋周期演化确定了X射线中子星的某些特征（本文有更详细的摘要）。
1996-09-26 astro-ph
Determination of T_eff and log g for A0 type stars and its impact on the interpretation of the HR diagram with the HIPPARCOS results
本文讨论了一组矮A0型星的“基本参数”T_eff和log g的确定问题，比较了不同方法确定的T_eff和log g值的一致性。这些恒星在HR图中的位置进行了讨论，考虑到HIPPARCOS数据。在这次光谱巡天中发现了大量光谱类型相似的双星。
1998-05-05 astro-ph
Investigating the process of star formation in young LMC star clusters
大麦云星云（LMC）中丰富的星团是研究恒星形成过程的理想场所。在这里，我们专注于确定年龄之间的两个年轻的星团，NGC1818和NGC1805的大质量恒星的传播。我们提出的颜色星等图（来自HST数据），这些集群，并讨论了年龄分布确定的困难。
1999-07-29 astro-ph
Abundances determination of A, Am and F stars in the Pleiades and Coma Berenices clusters
计算了昴星团和后发座疏散星团中27颗A/Am星和16颗F星的18种化学元素的丰度。我们已经专门计算了，与蒙特利尔代码，一系列的演化模型，这两个星团的两个A星成员。没有一个模型完全再现丰度模式的整体形状。列入竞争过程，如旋转混合在这些恒星的辐射区似乎有必要提高观测和预测的丰度模式之间的协议。
2008-03-06 astro-ph
Determination of Magnetic Fields in the Winds from Hot Stars Using the Hanle Effect
对汉勒效应敏感的共振线在早期型恒星的紫外光谱中很突出。为了了解Hanle效应在太阳应用中的差异，我们将重点放在P-Cygni线的形成上，这既是一个散射过程，也是一个允许在风中对扇区进行光谱隔离的过程。太阳事例中出现的一些复杂现象，在热星的Hanle效应中是不存在的。从远紫外分光偏振计实验进行的火箭观测应能确定1至300高斯动态范围内的场。
2001-06-06 astro-ph
Non-Lte Effects on be and B Abundance Determinations in Cool Stars
我们讨论的性质，非LTE影响丰度分析的冷星。本文描述了太阳型恒星中BI线偏离LTE的重要性，并给出了一些新的结果。在LTE假设下得到的硼丰度有显著的系统误差，特别是对于贫金属星。对于铍，目前的结果表明，偏离LTE不会对丰度分析产生重大影响。
1994-09-26 astro-ph
Age determinations of the open star clusters King 14 and NGC 146
我们根据疏散星团King 14和NGC 146的2MASS J和Ks测光，并使用等时线拟合的色星等图，我们发现King 14的年龄为log（年龄）= 7.8（63 $\pm$ 8 Myr），NGC 146的年龄为log（年龄）= 7.5（32 $\pm$ 8 Myr）。我们的年龄测定大于Lynga [5]（King 14的log（年龄）= 7.2，NGC 146的log（年龄）= 7.1），小于Dias [6]（King 14的log（年龄）= 7.9，NGC 146的log（年龄）= 7.8）。
2008-09-02 astro-ph
Catalogue of [Fe/H] determinations for FGK stars : 2001 edition
这里介绍的目录是从高分辨率、高信噪比的光谱观测中获得的已发表的大气参数（Teff，logg，[Fe/H]）的汇编。这个新版本与之前的五个版本相比有所变化。它现在仅限于中等和低质量的恒星（F，G和K星）。它包含了3356颗恒星的6354个测定值（Teff，logg，[Fe/H]），包括79个恒星系统的909颗恒星。文献是完整的1980年1月至2000年12月，包括378参考。星表由两个表组成，一个是场星，另一个是星系协、疏散星团、球状星团和外部星系中的恒星。目录通过CDS数据库分发。利用VizieR也可以通过与其他数据集的交叉识别访问目录（Ochsenbein等人，2000年）。
2001-06-25 astro-ph
Neutron Star Mass Determinations
我回顾了试图确定中子星的性质。重点是中子星可以拥有的最大质量，或者反过来说，形成黑洞所需的最小质量。似乎只有一颗中子星，有强有力的证据表明它的质量超过了标准的1.4太阳质量，即，船帆座X-1，其质量接近1.9个太阳质量。对于中子星应该吸积了大量物质的系统的研究，进展前景似乎最光明。
2000-01-06 astro-ph
Determination of proper motions and membership of the open star cluster NGC2548
利用10张照相底片的MAMA测量结果，确定了中间年龄疏散星团NGC 2548区501颗恒星的绝对自行、相应误差和成员概率。这两个板块的最大历元差为82年，它们是由上海天文台日月潭站的双筒望远镜（孔径40 cm，板尺30”/mm）拍摄的，平均自行精度为1.18mas/yr。这些自行被用来确定该区域内恒星的成员概率。成员概率大于0.7的恒星数量为165。
2001-10-24 astro-ph
A catalogue of [Fe/H] determinations : 1996 edition
[Fe/H]测定的星表已经更新，现在包括3247颗恒星的5946个测定结果（84个星协、星团或星系中的751颗恒星）。这700篇参考文献是截至1995年12月完成的，仅涉及从高分辨率光谱观测中获得的[Fe/H]测定结果。星表还提供光谱类型、天体类型、视星等和颜色，以及每颗恒星的有效温度和重力的测定（如果有的话）。在本文中，我们对星表、其中列出的参数、其恒星含量以及使用时应注意的事项进行了评论。完整的星表仅以电子形式在CDS或根据要求提供（soubiran@observ.u-bordeaux.fr）。
1997-05-26 astro-ph
On the systematics of asteroseismological mass determinations of PG1159 stars
我们分析了脉动PG 1159恒星的星震学质量测定方法的系统学。我们比较了地震质量的比较所观察到的平均周期间距与通常采用的渐近周期间距，和计算周期间距的平均值。计算是基于完整的PG 1159演化模型，恒星质量从0.530到0.741 Mo，考虑到祖星的完整演化。我们的结论是，星震学是一个精确和强大的技术，确定质量的内部精度很高，但它取决于所采用的质量测定方法。特别是，我们发现，在脉冲PG 1159恒星的脉动周期短的特点，如PG 2131+066和PG 0122+200的情况下，就业的渐近周期间距高估了约0.06 Mo的恒星质量相比，从平均的周期间距的推断。在这种情况下，当使用平均周期间隔而不是渐近周期间隔时，星震质量和光谱质量之间的差异显著减小。
2007-10-17 astro-ph
Sco X-1 and Cyg X-1: Determination of Strength and Structure of Magnetic Field in the Nearest Environment of Accreting Compact Stars
我们通过各种测定磁场的方法，估算了X射线双星Sco X-1和Cyg X-1中致密星的磁场强度。对于Sco X-1，我们使用了三种独立的方法。其中之一是基于对吸积中子星电子散射X射线过程中偏振面法拉第旋转的正确解释。利用Long等（1979）提出的第一批X射线偏振测量数据进行了数值计算。Titarchuk等人（2001）提出的另一种确定磁场的原始方法是基于在X射线双星中观测到的准周期振荡（QPO）频率，这种振荡可以被认为是中子星附近边界层的磁声振荡。70年代获得的光学偏振测量数据也被用来估算天蝎座X-1中中子星的磁场和天鹅座X-1中黑洞周围最近的环境。
2002-07-30 astro-ph
Methanol masers as tools to study high-mass star formation
在这篇文章中，我将试图表明，银河系6.7和12.2GHz甲醇脉泽本身的研究，而不是使用甲醇脉泽作为路标，可以产生重要的结论，有助于理解高质量恒星的形成。由于它们与恒星形成的独特联系，甲醇脉泽是实现这一目标的最佳工具，它们的数量庞大，可以探测整个银河系。特别是，我将重点关注甲醇脉泽亮度函数的确定以及边缘观察的星周脉泽盘的明确特征的确定。最后，我将试图指出甲醇脉泽研究中未来的一些研究领域。
2007-04-23 astro-ph
A method of open cluster membership determination
提出了一种基于累积效应的疏散星团成员确定方法。在一个圆盘的视场中，每一颗星相对于所有其他星的x和y坐标位置相加。该过程分别针对两个时期t_1和t_2执行，然后从一个和中减去另一个和。对于一个场星，它的两个历元的相对坐标位置的差将被累加。相反，对于星团恒星，t_1和t_2时刻星团成员相对位置的变化将非常小。在总和的直方图上，星团星将聚集在图的左侧，而场星将形成右侧的尾部。该程序使我们能够有效地区分一个组从另一个。t_1和t_2之间的距离越大，星团中的恒星越多，这种影响就越大。积累方法不需要参考星，质心的确定和模拟场星的分布，在传统的方法中是必要的。用所提出的方法处理了240个疏散星团，包括m<13的恒星。的成员概率已被计算和比较，通过最常用的Vasilevskis-Sanders方法获得的。两种不同方法获得的结果的相似性是令人满意的大多数集群。
2007-10-30 astro-ph
A new determination of supernova rates and a comparison with indicators for galactic star formation
我们已经计算了新的估计当地的超新星（SNe）添加到我们的SN搜索数据库更新日志埃文斯的视觉搜索。通过这种方式，我们已经积累了有史以来最大的SN统计数据。新的SN率在经验的基础上校正的偏差在星系的内部区域和倾斜的螺旋。我们还测试了另一种方法，该方法基于Hatano等人（1998）提出的简单模型，用于SN和尘埃的螺旋分布。事实证明，尽管这两种方法给出了相似的平均速率，波多野等人的模型似乎过度校正了遥远星系的SN速率。我们使用这些更新的统计数据来探测SN率与不同的示踪剂的恒星形成活动的星系，即综合颜色，红外光度和核活动。我们发现了一个明确的关系，核心坍缩SN率和综合星系的颜色，这似乎与星系演化模型的预测。我们还比较了具有不同LFIR的星系的SN率，结果并不理想，我们认为LFIR不是SFR的普遍测量。最后，我们证实，在活动星系核宿主星系的SN率没有增强，这表明，核发动机并没有显着刺激的双核SF。
1999-04-18 astro-ph
A Determination of the Local Density of White Dwarf Stars
最新版本的光谱识别的白矮星目录列出了2249颗白矮星。在这些恒星中，有118颗白矮星具有可靠的三角视差或基于颜色的距离模数，使它们与太阳的距离在20 pc以内。大多数附近的白矮星都是孤立的恒星，但有35颗（占样本的30%）是双星系统，包括众所周知的天狼星A/B和南河三A/B。在这个本地白矮星样本中还存在三个双简并系统。局部白矮星的样本基本上完整到13 pc，白矮星的局部密度为（5.5 +/- 0.8）x 10^-3 pc^-3，相应的质量密度为（3.7 +/- 0.5）x 10 ^-3 M pc^-3。
2001-02-07 astro-ph
Three Type I X-ray bursts from Cyg X-2: Application of Analytical Models for Neutron Star Mass and Radius Determination
利用Rossi X射线定时探测器研究了天鹅座X-2上三个I型X射线爆发的光谱和时间特性。尽管持续时间很短（~ 5秒），这些爆发显示了几个中子星（NS）半径的径向膨胀。我们应用光谱形成的分析模型，在膨胀和收缩阶段，推导出的物理条件，在燃烧区的物质接近NS的表面，以及NS的质量半径关系。我们的结果结合统计误差表明，中心物体是一颗致密恒星，质量约为1.4太阳质量，半径约为9公里。我们的结果有利于中子星物质的软状态方程。
2002-03-25 astro-ph
Mass loss rate determinations of southern OB stars
用澳大利亚望远镜紧凑阵列在4.8GHz和8.64GHz上对OB星（11颗Of星，1颗O星和1颗B星）进行了观测，分辨率为2“-4”。探测到五颗恒星，其中三颗有负的光谱指数，与非热发射一致，两颗有正的指数。来自HD 150135和HD 163181的热辐射可以解释为来自光学厚度的电离恒星风。CD-47 4551、HD 124314和HD 150136的非热辐射可能来自恒星风本身的强激波，如果它们有大质量的早型伴星，也可能来自恒星风碰撞区的强激波。在探测到的O型星中，非热发射体的比例增加了约50%。恒星HD 124314清楚地显示了通量密度的变化。质量损失率（或上限）推导出所有观测到的恒星和非无线电测量和理论预测的结果进行比较。
2001-05-03 astro-ph
Membership Determination of Open Cluster M48 Based on BATC Thirteen-Band Photometry
利用北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）多波段光度学资料对疏散星团M48的成员进行了研究。通过比较恒星光谱能量分布（SED）的观测值和理论值，确定了750颗极限星等为15.0的恒星在BATC $c$波段（$λ_{eff}=4194$）的成员概率。323颗成员概率大于30%的恒星被认为是M48的候选成员。对229颗普通恒星的隶属概率进行了比较，结果表明，两种方法的一致性达到80%。
2006-07-24 astro-ph
Numerical biases on IMF determinations created by binning
我们检测和量化显着的数值偏差，在确定的斜率的幂律与Salpeter（或类似的）指数从均匀分仓的数据，使用卡方最小化。这些偏差是由每个仓的恒星数量与分配的权重之间的相关性引起的，并且当每个仓的恒星数量很小时尤其重要。这一结果意味着用这种方法计算的IMF值存在系统误差。我们建议作为一种替代方案，使用可变大小的箱子，并将星星均匀地划分在它们之间。这种可变大小的仓产生非常小的偏差，仅弱依赖于每个仓的恒星数量。此外，我们表明，它们允许计算可靠的IMF只有一个小的恒星总数。因此，它们是标准统一大小分箱的首选替代方案。
2005-05-01 astro-ph
VLBA determination of the distance to nearby star-forming regions II. Hubble 4 and HDE 283572 in Taurus
2004年9月至2005年12月期间，利用甚长基线阵列（VLBA）在6个历元上观测了金牛座T型裸星哈勃4号和金牛座HDE 283572的非热3.6厘米射电连续辐射，连续观测之间的典型间隔为3个月。由于VLBA提供了非常精确的天体测量，可以非常精确地追踪两颗恒星在天空平面上的轨迹，并将其建模为三角视差和均匀自行的叠加。哈勃4和HDE 283572的最佳拟合距离分别为132.8 +/- 0.5和128.5 +/- 0.6 pc。结合这些结果与其他两个现有的VLBI距离测定金牛座，我们估计的平均距离金牛座协会是137 pc的分散（最有可能反映复杂的深度）约20 pc。
2007-08-31 astro-ph
Spectroscopic Data Analysis for Precise Determination of Stellar Temperatures
谱线的深度比是有效温度的有力指标。基于这种分析的方法能够识别单个恒星的微小温度变化。我们将这种光谱数据分析应用于三种类型的恒星，即一个RS CVn型双星系统，一个年轻的太阳型恒星和造父变星。我们表明，个别LDRs转换成温度通过校准关系导致旋转和脉动调制的平均表面温度的振幅为127 K，48 K和1466 K的三种类型的恒星，平均估计误差为几十开尔文度。
2006-10-19 astro-ph
On the determination of oxygen abundances in chromospherically active stars
我们讨论了氧丰度来自[O I] 6300和O I三重态的恒星跨越广泛的色球活动水平，并表明，这两个指标产生越来越不一致的结果与较高的色球/日冕活动措施。虽然禁止和允许线给相当一致的结果，太阳型盘矮星，虚假的高O I三重态丰度观察到年轻的毕星团和昴星团恒星，以及在个别组成部分的RS CVn二进制文件（高达1.8德克斯）。基于[O I]的丰度始终保持在太阳附近的独特行为表明，这种现象主要是由于LTE的大偏离影响了目前无法解释的高活动水平的O I三重态，但也可能是由于未能充分模拟K型恒星的大气。这些结果表明，在解释活跃双星或年轻的疏散星团恒星的氧丰度时，应谨慎行事。
2004-05-05 astro-ph
VLBA determinations of the distances to nearby star-forming regions
利用相位参考多历元甚长基线阵列观测，我们以前所未有的精度测量了金牛座和蛇夫座恒星形成区域中几颗年轻恒星的三角视差。到金牛座复合体的平均距离约为140 pc，其深度约为20 pc，与金牛座在天空平面上的线性范围相当。在蛇夫座中，到目前为止观察到4个来源。其中两个被发现在大约160 pc（传统上归因于蛇夫座的距离），而其他两个在大约120 pc。由于整个蛇夫座复合体只有几个秒差距，这种差异不太可能反映该地区的深度。相反，我们认为，两个物理上不相关的恒星形成地点位于蛇夫座的视线沿线。
2008-04-07 astro-ph
The Abundance of Elements in Cool Stars, as Determined from High-Resolution, 1-5 Micron Spectroscopy
我们回顾了冷星中元素丰度测定的领域，特别关注基于高分辨率1-5微米光谱分析的测定。我们讨论了目前的现状，问题和挑战，探索高分辨率，近红外光谱。特别指出了其优点和缺点。一些例子，目前，化学丰度测定突出，最后，我们讨论了发展
2004-07-16 astro-ph
Automated spectroscopic abundances of A and F-type stars using echelle spectrographs I. Reduction of ELODIE spectra and method of abundance determination
本文介绍了一种自动化的方法来确定详细的A和F型星的丰度。这种方法适用于用XNUDIE摄谱仪拍摄的光谱。由于标准的约简程序的ERADIE优化，以获得准确的径向速度，但不是丰度，我们提出了一个更合适的约简程序的基础上IRAF。本文对Hill & Landstreet（1993）的方法作了改进，用合成谱拟合观测谱，得到Vsini、微湍流和丰度。特别是，最小化的方法，并与织女星和太阳测试。我们表明，这是可能的，在太阳的情况下，恢复的丰度27种元素以及在0.1德克斯的普遍接受的值。
2001-12-14 astro-ph
NLTE determination of the aluminium abundance in a homogeneous sample of extremely metal-poor stars
目标：铝是限制化学富集模型和第一颗超新星产额的关键元素。但是，在极贫金属（EMP）恒星中获得精确的铝丰度需要仔细考虑非LTE效应。研究方法：用改进的MULTI程序计算了53颗贫金属星的蓝共振铝谱线的NLTE剖面，并与观测结果进行了比较。结果如下：通过这些新的测定，样本中的所有恒星都显示出接近太阳值的Al/Fe比：[Al/Fe] =-0.06 +- 0.10，散射非常小。这些结果进行了比较，使用不同的SN II模型的化学演化的晕模型，并与最近的计算是兼容的。富钠巨星并没有发现富铝，因此，正如预期的那样，这些巨星中的对流只会将Ne-Na循环的产物带到表面。
2008-02-11 astro-ph
Star Cluster Formation and Disruption Time-Scales -- I. An empirical determination of the disruption time of star clusters in four galaxies
我们提出了一种新的方法来推导星系团破裂时间在选定区域的星系质量或年龄分布的星等有限的集群样本。如果星系中某个区域的星系团的破裂时间取决于它们的初始质量t_4 x（M_cluster/10^4 M_sun）^gamma，并且如果团簇形成速率是常数，那么观测到的星系团的质量和年龄分布将分别呈现两种幂律关系。t_4和gamma的值可以从这些关系导出。我们用这种方法推导出了四个星系中特定区域的星系团破裂时间：M51的内部区域，M33的一个区域，SMC和太阳邻域。在不确定性范围内，四个星系的伽玛值相同，平均值为伽玛= 0.62 +- 0.06。然而，10^4太阳质量的星系团的破裂时间t_4在不同星系中有很大差异。SMC中的团簇破裂时间最长，t_4 = 8 Gyr，而距离M51核1 ~ 3 kpc处的团簇破裂时间最短，t_4 = 0.04Gyr。离M33核1 ~ 5 kpc的星团破裂时间为t_4 = 0.13Gyr，离太阳1 kpc以内的星团破裂时间为t_4 = 1.0Gyr。
2002-10-28 astro-ph
Determinations of temperature and density for solar-like Stars using Si XI soft X-ray emission lines
本文研究了Si XI软X射线发射线在43- 54 nm波长范围内的温度和密度比灵敏度。所分析的谱线的形成的典型温度约为1.6~MK，这使得该分析与类He三重态对较热等离子体敏感的分析互补。我们目前的理论计算，并比较它们与从高分辨率X射线光谱的五个类太阳恒星：南河三，$α$岑A $&$ B，$ε$ Eri和五车二。我们发现，我们的结果与其他作者通过不同的诊断，即密度和温度敏感的氦类三线的分析所获得的结果是一致的。在本研究中，我们进一步从Si~XI线估算了日冕压力和填充因子。
2006-06-13 astro-ph
The AGB stars of the intermediate-age LMC cluster NGC 1846 Variability and age determination
目的：调查变异性和模拟的脉动行为的AGB变量在中年大麦哲伦星系团NGC 1846。研究方法：我们自己的光度监测已经与来自CAMO档案的数据相结合，以检测星团AGB恒星中的22个变量，并推导出脉动周期。根据团簇的全局参数，建立了考虑C/O比对大气结构影响的脉动模型。特别是，我们使用了不透明度适合O-丰富的恒星和碳星的脉动计算。结果：用质量约为1.8 M的AGB星$_{\sun}$拟合NGC 1846的PL图。我们发现，脉动的周期增加时，AGB星变成碳星。使用我们的样品的脉动行为所定义的AGB上的质量，我们得出了$1.4\times10^{9}$年的集群年龄。这是第一次从AGB恒星的变化性中推导出星团的年龄。碳星被证明是一个混合物的基本和第一泛频径向散射。
2007-10-04 astro-ph
Astrometric-spectroscopic determination of the absolute masses of the HgMn binary star Phi Herculis
水星-锰恒星Phi Her是一个著名的光谱联星，Zavala等人（2006年）最近的一项研究就是以它为研究对象，他们使用长基线干涉测量法解析了它的伴星。双星的总质量现在已经相当确定，但是光谱学和天体测量学的结合并没有得到与组成部分光谱类型一致的单个质量。依巴谷卫星清楚地探测到了发合星光中心的运动。在这里，我们利用依巴谷的中间数据（“横坐标残差”），并表明，通过将它们以最佳方式与干涉测量相结合，可以可靠地获得单独的群众只使用天体测量。我们重新检查，然后将现有的径向速度测量到轨道解，得到改进的质量为3.05 +/- 0.24 M_Sun和1.614 +/- 0.066 M_Sun，这与最近的恒星演化模型的理论质量-光度关系是一致的。这些质量测定为理解这类特殊恒星的性质提供了重要信息。
2007-03-08 astro-ph
The effect of binaries on the dynamical mass determination of star clusters
遥远星团的总质量通常是由维里定理，使用视线速度色散测量和半光半径推导出来的。虽然大多数恒星形成于双星系统中，但在解释观测结果时，这一点大多被忽略了。双星的组成部分表现出轨道运动，这可能会增加测量的速度色散，因此可能导致动力学质量高估。在本文中，我们量化的影响，忽略了二进制人口的推导动力学质量的星团。我们数值模拟了星团，并研究了导出的动力学质量对双星种群性质的依赖性。我们发现，双星的存在起着至关重要的作用，非常稀疏的集群与恒星密度相媲美的场星人口（~0.1星/pc 3），因为速度色散是完全由二进制轨道运动为主。对于这样的星系团，动力学质量可能会高估真实质量达一个数量级。对于非常密集的星团（>10^7颗恒星/pc 3），双星不会显著影响动力学质量的估计。对于中等密度的星团（0.1 ~ 10^7颗星/pc 3），动力学质量可能会被高估10- 100%，这取决于双星总体的性质。
2007-12-11 astro-ph
NLTE determination of the sodium abundance in a homogeneous sample of extremely metal-poor stars
极贫金属（EMP）恒星的像差比很好地指示了银河系演化最早阶段气体的化学成分。LTE分析发现，在金属丰度较低的情况下，与大多数其他元素相比，[Na/Fe]与[Fe/H]的离散度惊人地大，在巨星中，[Na/Fe]随着金属丰度的降低而降低。众所周知，钠线的形成对非LTE效应非常敏感，为了牢固地建立早期银河系中钠丰度的行为，我们使用了在VLT用UVES获得的EMP星样本的高质量观测，并且我们考虑了钠的非LTE线形成。用改进的MULTI程序计算了54颗EMP巨星和关闭星（其中33颗[Fe/H]< -3.0）的两条钠D共振线（在EMP星的光谱中只有这些钠线是可探测的）的轮廓，并与观测光谱进行了比较。在-4 <[Fe/H]<-2.5范围内的这些新测定中，[Na/Fe]和[Na/Mg]几乎是恒定的，具有低散射。在关闭恒星和“未混合”巨星（位于低RGB）中：[Na/Fe] = -0.21 +/- 0.13或[Na/Mg] = -0.45 +/- 0.16。这些值与最近在附近贫金属星中测定的[Na/Fe]和[Na/Mg]值吻合得很好。此外，我们确认所有的富钠星都是“混合”星（即，巨人位于碰撞后，经历了额外的混合）。没有一颗关闭的恒星富含钠。因此，在某些混合巨星中观察到的钠增强很可能是深度混合的结果。
2007-01-09 astro-ph
Mass determination for T Tauri stars from JHK Photometry
我们提出了一种方法，使用磁盘模型来确定恒星质量的前主序星金牛座T星的JHK测光。我们发现，由磁盘产生的红外过剩的行为以类似的方式绘制的颜色-颜色和颜色-星等图时，消光矢量，但它是线性无关的。利用这些向量作为向量空间的基础，我们进行坐标变换，使我们能够找到给定年龄的中心恒星的质量。为了测试这个主矢量（PV）方法，我们比较了质量值（MPV）的金牛座-御夫座区域的14 T金牛座物体的质量值已知的动力学方法。此外，我们分析了具有多个组分的4个系统（GG Tau、FO Tau、FS Tau和V733 Tau），并确定了系统的每个组分的质量。我们分析了使用不同的进化模型和其他参数值的效果。
2006-11-22 astro-ph
Extinction techniques and impact on dust property determination
近红外消光幂律指数（$β$）及其不确定性来自三种不同的技术，基于恒星计数，颜色过剩和它们的组合。我们已经将这些方法应用于2 MASS数据，以确定小云团IC 1396 W的$β$和近红外消光图。星计数和颜色过量的组合导致最可靠的方法来确定$β$。它被发现，使用正确的$β$ -地图转换到消光色过剩值是基本的云柱密度剖面分析。我们描述了如何人工测光数据，银河系（罗宾等人，2003年）的恒星星族合成模型的基础上，可以用来估计不确定性和获得系统的消光方法的影响。我们发现，所有的颜色过剩的消光测定方法受到小，但系统的偏移，这并不影响恒星计数技术。这些偏移的发生是因为透过星云看到的恒星并不代表与无灭绝控制场中的恒星相同的种群。
2006-04-11 astro-ph
Effect of Binary Source Companions on the Microlensing Optical Depth Determination toward the Galactic Bulge Field
目前，在对银河系球区进行的引力微透镜巡天实验中，为了精确测定光学深度τ，采用了两种不同的方法来减小混合效应。一种是基于团簇巨星（CG）源星测量τ，另一种是利用“差分图像分析（DIA）”测光测量非混合源星的流量变化。尽管期望这两个估计应该是相同的假设混合被适当地考虑，基于CG星的估计系统地低于DIA结果的基础上的所有事件与源星下降到检测极限。由于这一差距，我们研究了以前未考虑的同伴相关事件对$τ$测定的影响。虽然伴星的影像会与主星的影像溷合，因此无法分辨，但如果伴星的流量被高度放大，则可以侦测到伴星相关的事件。因此，伴星作为源星对微透镜效应起着有效的作用，因此在源星计数中忽略它们可能会导致错误的τ估计。通过进行模拟的基础上的假设，同伴遵循相同的光度函数的主星，我们估计，同伴相关的事件的总事件率的贡献是~5 f_{bi} %，为当前的调查，可以达到~6 f_{bi} %，为未来的调查监测暗星，其中f_{bi}是二进制频率。因此，我们的结论是，同伴相关的事件包括一个不可忽略的部分的所有事件。然而，它们对光学深度的贡献不足以解释基于两种不同方法的光学深度估计之间的系统差异。
2005-07-04 astro-ph
A Progress Report on the Empirical Determination of the ZZ Ceti Instability Strip
虽然斯隆数字巡天计划已经发现了越来越多的鲸鱼座ZZ星，但最近发表的分析表明，仍然有许多相对明亮的（V < 17）鲸鱼座ZZ星等待被发现。我们将讨论几个这样的天体的发现，以及一些我们没有发现光度变化的DA星。这些是在McCook & Sion星表中正在进行的DA白矮星光谱调查中发现的。通过确定大气参数的大样本的DA星，我们能够确定放置在或接近的ZZ鲸鱼座不稳定带的经验边界的对象。通过建立这些恒星的光度状态，我们可以利用它们来最终确定鲸鱼座ZZ不稳定带的经验边界。
2006-12-01 astro-ph
A Determination of the Thick Disk Chemical Abundance Distribution: Implications for Galaxy Evolution
我们提出了一个厚盘铁丰度分布的测定从F/G星的原位样品。这些恒星是暗淡的，$15 \simlt V \simlt 18$，根据颜色选择，是吉尔摩和怀斯更大的调查的一个子集，旨在确定距离太阳几千秒差距的恒星星族的性质。本文所研究的磁场探测了银河系平面上方500- 3000秒差距、太阳银心距处的恒星星族的铁丰度分布。
1994-12-01 astro-ph
Binary--single-star scattering VI. Automatic Determination of Interaction Cross Sections
双星和单星之间的散射相遇在决定星团的动力学演化中起着核心作用。此外，三体散射可以产生许多有趣的异常天体：合并可以产生蓝离散星;交换可以产生包含毫秒双星的双星，其环境与双星旋转时的环境完全不同;可以形成各种类型的X射线双星，它们的活动可以被关闭或触发作为三重相互作用的结果。到目前为止，所有发表的结果三体散射依赖于人类的指导，以确定正确的参数范围内的信封进行蒙特卡罗散射实验。本文介绍了首次全自动测定双星--单星散射的截面和反应速率。我们构建了一个反馈系统，在保证完整性的同时，确保了参数空间的接近最优覆盖，而不是依赖于对飞行员计算的人工检查。我们用一个特殊的例子来说明我们的方法，在这个例子中，我们描述了三个不同质量的主序星之间的三体相遇的结果。我们提供了总的截面，以及各种不同类型的两体合并，三体合并和交流，非共振和共振的分支比。在这个系列的配套文件，文件七，提供了一个完整的调查不等质量的三体散射硬二进制的点质量限制。
1996-04-02 astro-ph
A New Apsidal Motion Determination of the Eclipsing Binary Star V459 Cassiopeiae: A Possible Discrepancy Between the Theory and the Observation
Lacy等人（2004年）对偏心食双星V459仙后座（e=0.0244）进行了光度和光谱观测和分析。最小光的观测表明拱点运动的存在。为了求出所观测到的拱点运动速率，我遵循了Guinan和Maloney（1985）所描述的过程。计算出一个新的近点运动观测速率为15.2/100年，周期为2400年，这与以前报道的不一致。根据系统的物理参数和轨道参数，考虑牛顿效应（经典效应）和广义相对论效应，对近星点的推进进行了理论计算。理论值为2.64/100年，比观测值小5.75倍。
2005-08-25 astro-ph
Differential Emission Measure Determination of Collisionally Ionized Plasma: II. Application to Hot Stars
在以前的论文中，我们已经描述了一种技术，从它们的X射线发射线光谱的碰撞电离热等离子体的微分发射测量（DEM）分布，温度分布的测量，得到的约束。我们将这种技术应用于钱德拉/HETG光谱的所有9个热星提供给我们在这个项目开始的时候。我们发现，DEM分布的七个O型星在我们的样本中的六个是非常相似的，但θ猎户座具有较高的温度的X射线光谱的特点。在我们的样本中的两个B星的DEM分布有较低的幅度比O星和一个，Tau Sco，其特点是较高的温度比其他，β Cru。这些结果证实了以前的工作，其中高温已被发现θ猎户座和τ天蝎座，并作为证据通道的风在磁场，其存在与恒星的青年。我们的研究结果表明，我们的方法推导出的X射线发射线光谱的大样本的温度信息的实用程序。
2005-03-20 astro-ph
Metal abundance of the eclipsing binary YZ Cas: discrepancy between atmospheric determinations for the Am component
我们回顾了当前和新的食双星YZ Cassiopeiae金属丰度（Z）的估计。由于各个组成部分覆盖了相当大的质量范围（1.35-2.31太阳质量），因此YZ Cas可能是了解1至2太阳质量恒星结构和演化的最佳恒星实验室之一。从IUE光谱以及光度指数中推导出Z，可提供大气的化学成分（Z_{atmospheric}），而演化轨迹的拟合则提供初始化学成分（Z_{initial}）。虽然预计之间的分歧Z_{atmospheric}和Z_{initial}，因为主要组成部分是一个上午的明星（一个预期Z_{atmospheric}将更大），我们发现一些意想不到的差异大气测定Z为这颗星。
2000-11-21 astro-ph
Improved Laboratory Transition Probabilities for Neutral Chromium and Re-determination of the Chromium Abundance for the Sun and Three Stars
从傅里叶变换光谱与公布的辐射寿命的分支分数测量被用来确定263线的中性铬的跃迁几率。利用这些实验室数值推导出一个新的太阳光球丰度：log $ε$（Cr I）$_{\odot}$ = 5.64 $\pm$ 0.01（$σ= 0.07$）。这些Cr I太阳丰度没有表现出任何趋势线强度，也没有与激发能，也没有明显的迹象偏离LTE。此外，FERRUM项目最近报告的单离子化铬的振子强度用于确定：log $ε$（Cr II）$_{\odot}$ = 5.77 $\pm$ 0.03（$σ= 0.13$）。跃迁概率数据也被应用于三颗恒星的光谱：HD 75732（富金属矮星）、HD 140283（贫金属亚巨星）和CS 22892-052（贫金属巨星）。在所有选定的恒星，铬I被发现是相对于铬II不足。这种丰度差异和明显的电离不平衡的可能原因进行了讨论。
2007-07-31 astro-ph
Towards an Accurate Determination of Parameters for Very Massive Stars: the Eclipsing Binary LMC-SC1-105
本文对OGLE星表中的亮蓝食双星LMC-SC 1 -105进行了光度学和光谱学研究。该系统被发现是一个双线分光双星，其中确实包含大质量恒星。组分的质量和半径分别为M1= 30.9+/-1.0 Mo，M2= 13.0+/-0.7 Mo，R1= 15.1+/-0.2 Ro，R2= 11.9+/-0.2 Ro。质量较小的恒星被发现充满了它的洛希叶，表明系统已经经历了质量转移。LMC-SC 1 -105的光谱表现出Struve-Sahade效应，次级的HeI线在其后退时显得更强，并导致光谱类型随相位变化（O 8 + O 8到O 7 +O8.5）。这种效应可能与体系中的传质有关。到目前为止，只有15颗质量大于30 Mo的恒星的基本参数被测量到准确（<=10%），报告的测量结果为低金属量的超大质量恒星的基本参数提供了有价值的数据。这项工作的结果表明，瞄准食双星中最亮的蓝色恒星的策略是研究超大质量恒星的有效方法。
2008-09-23 astro-ph
Proper motion and membership determination in the young open cluster NGC1662
利用Valinhos CCD子午环观测到的恒星位置与其它天体测量星表中的恒星位置相结合，确定了疏散星团NGC 1662（α=04^{ \rm h}48^{ \rm m}，δ=+10 ^{ \rm o} 56 '）中心直径为14'区域内30颗恒星的相对自行和星团成员概率。我们对于亮度大于B=13星等的恒星的第一个历元的基本来源是AC 2000星表，它提供了大约90年的时间基线，而USNO-A2.0星表用于较暗的恒星，在这个区域提供了大约40年的时间基线。当使用AC 2000或USNO-A2.0时，自行的平均精度分别达到2 mas/yr和7 mas/yr。隶属度的确定是通过应用Zhao & He（1990）方法获得的。星团自行在赤经上为（-3.2 \pm 0.6）mas/yr，在赤经上为（-1.6 \pm 0.6）mas/yr。
2000-03-29 astro-ph
Preparation of the COROT space mission: fundamental stellar parameters determinations from photometric and spectroscopic analyses for COROT potential target candidates
我们提出了一个样本的9个附近的F-型星的详细光谱分析，调查巴塞尔恒星库（BaSeL）同时在两个测光系统，UBV约翰逊和uvby Stromgren。该样本对应于最近在上普罗旺斯天文台（法国奥普）观测到的COROT空间实验中央地震学方案的潜在目标。大气参数Teff，[Fe/H]，和日志g从BaSeL模型得到的光谱测定以及与其他光度校准的结果进行了比较。此外，新的旋转速度的测定也来自光谱分析，并与以前的结果在SIMPAD数据库中编译。所有的方法给出了一致的解决方案，和Templogg和BaSeL之间的协议的样品中最热的恒星可能是特别有用的，鉴于众所周知的困难，光谱测定快速旋转的恒星。最后，我们提出了当前和未来的发展BaSeL模型的系统应用到所有的COROT目标。（节录）
2001-07-07 astro-ph
Constraints on stellar convection from multi-colour photometry of Delta Scuti stars
在盾牌座δ星模型中，多色测光的计算振幅比和相位差表现出强烈的对流依赖性。这些观测量是确定激发模式的球谐度的工具。对流的依赖性通过复参数f进入，它描述了热通量扰动。本文提出了一种从多色数据中同时确定f和球谐度的方法，并将其应用于三颗盾牌座δ星。这个方法确实有效。度的确定似乎是唯一的，推断出的f是足够准确的恒星对流模型产生一个有用的约束。此外，该方法有助于细化恒星参数，特别是如果所识别的模式是径向的。
2003-05-28 astro-ph
Detached binaries in the Large Magellanic Cloud. A selection of binaries suitable for distance determination
由于仔细选择的食双星在大麦云使用OGLE-II光度数据库，我们提出了一个列表的98个系统，是合适的目标，光谱观测，这将导致准确的测定距离的大麦哲伦星云。对于这些系统，我们得出初步的参数相结合的OGLE-II数据与测光的COMO和EROS调查。在选定的样本中，有58颗恒星有偏心轨道。在这些恒星中，我们发现了十四个显示拱点运动的系统。这些数据并不涵盖整个拱点运动周期，但后续观测将允许对这些有趣的物体进行详细研究。
2005-01-18 astro-ph
Automated Determination of Stellar Population Parameters in Galaxies Using Active Instance-based Learning
在这项工作中，我们专注于确定的相对分布的年轻，中年和老年人口的恒星在星系。从理论人口合成模型的网格，我们构建了一套模型星系的年龄分布，金属丰度和内在红化。使用这个集合，我们已经探索了一种新的拟合方法，该方法比传统方法具有几个优点。我们提出了一种结合主动学习和基于实例的机器学习算法的优化技术。实验结果表明，该方法能够快速、准确地估计出恒星星族的物理参数。
2003-12-02 astro-ph
