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 Age-Metallicity Relation of the SMC
小麦哲伦星云（SMC）是本星系群中唯一一个已知在过去12 Gyr中连续形成和保存人口稠密的星团的矮星系。这些集群提供了一个独特的，密集的单年龄，单金属丰度示踪剂的SMC的年龄-金属丰度关系的详细研究。然而，只有6个星团的光谱金属丰度测量存在。在这里，我们提出了7个额外的SMC集群的基础上钙II三重态观测金属。总样本包括跨越12 Gyr年龄范围的集群。补充年龄估计从文献中这些对象为我们提供了一个良好的采样，定义明确的年龄金属丰度关系。我们比较了我们的第一个结果与SMC的化学演化历史的一个简单的闭箱模型。我们发现，一般的趋势是很好地再现了这个模型。
2006-07-04 astro-ph
Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation
根据Edvardsson等人（1993）的恒星金属丰度数据，太阳附近的F和G矮星的年龄-金属丰度关系显示，考虑到金属丰度和年龄的不确定性，明显的分散比预期的要大。已经提出了许多理论模型来解释大的散射。然而，我们根据Edvardsson等人（1993）的数据，以及依巴谷天体年龄和新的年龄估计，提出了年龄-金属丰度关系的分散取决于样本中恒星的距离的证据，例如距离太阳30 pc以内的恒星在[Fe/H]方面的分散明显较少。Edvardsson等人在距离太阳30-80秒差距的样本中发现的中等年龄恒星比那些离太阳更近的恒星系统性地更贫金属。我们还发现，表观年龄金属丰度关系的斜率是不同的恒星在30秒差距比那些恒星更遥远。这些结果很可能是Edvardsson等人的明星样本中选择偏差的产物。我们的结论是，在固定年龄的金属丰度的内在分散是< 0.15德克斯，与银河系疏散星团和星际介质的< 0.1德克斯分散一致。
1999-12-01 astro-ph
Chemical enrichment and star formation in the Milky Way disk; I. Sample description and chromospheric age-metallicity relation
利用552颗晚型矮星的样本研究了太阳邻域的年龄-金属丰度关系。这个样本是由测光目录与威尔逊山组的色球活动调查的交叉建立的。对于这些恒星，金属丰度是从紫外线数据估算的，年龄是从它们的色球发射水平使用Rocha-Pinto和Maciel（1998）开发的一种新的金属丰度依赖的色球活动-年龄关系计算的。对色球年龄的误差作了仔细的估计。色球指数中的误差部分地包括恒星磁周期的影响，虽然这个错误的详细处理仍然超出了我们的知识。结果表明，结果不受影响的存在下，未解决的二进制的样品。我们得出的年龄金属丰度的关系，证实了以前的工人发现的平均趋势。平均金属丰度随时间缓慢而稳定地增加，在15 Gyr中至少为0.56 dex。盘的初始金属丰度约为-0.70 dex，与G矮星的金属丰度分布一致。根据我们的数据，金属丰度的内在宇宙色散约为0.13 dex，比Edvardsson等人（1993）发现的小两倍。我们表明，色球年龄与等时线年龄是兼容的，在预期的误差范围内，所以在散射的差异不能引起我们的年龄和金属丰度的准确性。这加强了一些建议，Edvarsson等人。的样品不适合测定年龄-金属丰度关系。
2000-08-03 astro-ph
Age-metallicity relation and Chemical evolution of the LMC from UVES spectra of Globular Cluster giants
我们报告的第一个高分辨率光谱的10个巨人在大麦哲伦球状星团在很宽的年龄范围内，获得了新委托光谱仪UVES在VLT UT 2。这些观测结果被用来推导这些星系团的氧和铁的含量，然后使用丰度铸造一个更精确的视图，不仅在大麦哲伦星系的年龄-金属丰度关系，而且在这个矮不规则星系的化学演化。
2000-09-18 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
Isochrone ages for field dwarfs: method and application to the age-metallicity relation
本文提出了一种利用恒星的温度、光度和金属丰度数据，由理论等时线计算恒星年龄的新方法。该方法基于贝叶斯概率理论，避免了系统偏差对简单策略的影响，为晚型侏儒的年龄概率分布函数提供了可靠的估计。这种方法特别适用于年龄在3-15 Gyr范围内的G矮星，这对研究银河系的化学和动力学历史至关重要。我们将我们的方法应用于Edvardsson等人（1993）的经典样本，他们导出了189个具有精确测定丰度的场矮星样本的年龄-金属丰度关系（AMR）。利用新的视差、温度和金属丰度数据，我们对Edvardsson等人样品的年龄测定表明，AMR中的固有色散最多为0.15 dex，可能更低。特别是，我们表明，在许多观测到的AMR图中，老的，富含金属的物体（[Fe/H] \sim 0.0 dex，年龄> 5 Gyr）和年轻的，缺乏金属的物体（[Fe/H]<-0.5 dex，年龄< 6 Gyr）是由过于简单的年龄测定处理引起的伪影，银河系AMR是单调增加的，相当明确的。顺便说一句，我们的研究结果往往恢复信心的方法确定年龄的色球活动的领域矮星。
2004-01-21 astro-ph
Metallicity and age gradients in round elliptical galaxies
我们探测了迄今为止最大范围内邻近椭圆星系的恒星星族年龄和金属丰度分布。长缝光谱学是由俄罗斯科学院特殊天体物理观测台6米望远镜的光谱仪SCORPIO进行的。计算了4个星系的Lick指数H β，Mg b，Fe 5270和Fe 5335，其中4个星系的Lick指数在半径为1.3 ~ 3r_e范围内，第5个星系的Lick指数在半径为0.5r_e范围内。与简单恒星星族的演化合成模型的比较，使我们能够解开年龄和金属丰度，并测量两者。我们发现，在5个星系中，只有一个星系的平均恒星年龄沿半径是恒定的。其他4个星系的平均恒星年龄表现出相当不同的行为：在3种情况下，外部比中心更老，在一种情况下更年轻。金属丰度梯度不能近似为一个单一的幂律在整个径向延伸在4个星系的5。0.5r_e以内的内金属丰度梯度都相当陡，比-0.4金属丰度dex/半径dex都陡，与椭圆星系的起源不一致。
2007-02-22 astro-ph
The galactic disc age-metallicity relation
根据Edvardsson等人（1993年）的数据集计算了太阳邻域中恒星的新年龄。通过依巴谷天体的距离获得了一部分恒星的可靠年龄（不确定度小于12%）。年龄小于10 Gyr的恒星没有明显的年龄-金属丰度关系。只有当我们考虑较老的恒星时，才会出现~0.07 dex/Gyr的斜率。并将此关系与其他方法，即疏散星团、恒星星族合成（星数）和化学演化模型所得到的结果进行了比较。
1997-09-18 astro-ph
Disentangling age and metallicity in distant unresolved stellar systems
我们提出了一些基于表面亮度起伏（SBF）技术的观测和理论研究未解决的恒星系统的结果。结果表明，SBF星等是一个有价值的恒星星族性质的示踪剂，也是一个可靠的距离指示器。SBF星等、SBF颜色和SBF梯度可以帮助将遥远恒星系统中主要恒星成分的金属丰度和年龄限制在相对较窄的范围内，特别是如果与其他分光光度指标相结合。
2008-12-23 astro-ph
The G dwarf Metallicity Distribution and the Problem of Stellar Lifetimes Lower than the Disk Age
我们研究的可能性，包括对象的寿命低于磁盘年龄的数据库中最近确定的G矮星金属丰度分布的太阳附近。作为初步的步骤，通过（b-y）或质量与[Fe/H]之间的关系，从零年龄主序星的演化模型中识别出寿命可能低于盘龄的恒星。我们将这些结果应用于Rocha-Pinto和Maciel（1996）以及Wyse和Gilmore（1995）的G矮星样本。我们发现，这些样品中的大多数G矮星可以被视为长寿命的对象的化学演化的目的，提供的磁盘年龄大于12 Gyr。我们还发现G矮星问题不是恒星寿命金属丰度依赖性的影响。
1997-05-12 astro-ph
Optical and Near-Infrared Color Profiles in Nearby Early-Type Galaxies and The Implied Age and Metallicity Gradients
我们目前的年龄和金属丰度梯度分析推断，从光学和近红外表面测光的结果。该分析基于斯隆数字巡天和2微米全天巡天的早期数据发布中获得的36个邻近早期类型星系的样本。每个波段的表面亮度分布图都被用来研究星系的颜色梯度。利用简单的光学和近红外色的恒星星族模型，我们可以用星系的年龄和金属丰度梯度来解释颜色梯度。使用$g_Z \equiv d \log Z_{\rm met} / d \log R $和$g_A = d \log {\rm Age} / d \log R $来表示金属丰度和年龄梯度，我们发现金属丰度梯度的$g_Z=-0.25\pm 0.03$的中值，具有分散$σ_{g_Z}=0.19\pm0.02$。年龄梯度的相应值为$g_A=0.02\pm 0.04$和$σ_{g_A}=0.25\pm0.03$。这些结果与最近的观测结果以及最近的模拟结果非常一致，这些模拟结果表明整体坍缩和主要合并在早期星系的形成中发挥了重要作用。我们的研究结果表明，使用从当前和未来的光学和红外调查中获得的多波段的颜色在约束早期类型的星系的年龄和金属丰度梯度的潜力。
2004-12-02 astro-ph
Searching for Earth analogues around the nearest stars: the disk age-metallicity relation and the age distribution in the Solar Neighbourhood
地球大气层的化学成分在其历史过程中经历了实质性的演变。其他行星系统中的类地行星也有可能经历类似的变化;因此，在设计类似地球的巡天时，附近恒星的年龄分布是一个重要的考虑因素。Valenti & Fischer（2005）提供了太阳附近1039颗FGK矮星的年龄和金属丰度估计。使用依巴谷星表作为参考，以校准潜在的偏差，我们已经从Valenti-Fischer数据集中提取了附近恒星的体积有限的样本。与其他最近的调查，我们的分析显示了明确的证据，年龄金属丰度关系在当地的磁盘，虽然在任何时代的大量分散。平均金属丰度从大约10 Gyrs的回顾时间的-0.3 dex增加到今天的+0.15 dex。补充瓦伦蒂-费舍尔测量与文献数据，以提供一个完整的体积有限的样本，附近的FGK矮星的年龄分布是大致一致的恒星形成率在银河系盘的历史。与此形成鲜明对比的是，大多数已知有行星伴星的恒星都小于5 Gyrs;然而，有行星伴星的恒星在0.4 AU内的年龄分布明显更平坦，表明这些系统在许多Gyrs的时间尺度上是稳定的。几个较老的，较低的金属丰度的宿主星有增强的[α/Fe]比，这意味着厚盘的成员。如果类地行星的出现频率也与恒星金属丰度相关，那么这类行星系统的年龄中值可能为~3 Gyrs。我们讨论了这一假设的影响，在设计搜索地球类似物附近的恒星。
2007-04-18 astro-ph
Kinematics, ages and metallicities for F and G type stars in the solar neighbourhood
根据Nidever等人的视向速度数据，选取了437颗邻近的F和G关闭星和亚巨星，给出了一个新的金属丰度分布和年龄-金属丰度关系，光度金属丰度由uvby-Hβ光度法计算，用Clem等的方法将Bergbusch & VandenBerg等时线转换为$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
F stars, metallicity, and the ages of red galaxies at z > 1
我们探讨是否休息帧近紫外光谱区，通过光学光谱学在高红移星系中观察到的，包含足够的信息，让年龄和金属丰度之间的简并被解除。我们这样做是通过测试进化合成模型的能力，以收回正确的金属丰度时，安装到近紫外光谱的F星已知（太阳下和超级太阳）的金属丰度。F星特别令人感兴趣，因为z > 1的最古老已知椭圆星系的静止坐标系近紫外光谱似乎是由靠近主序星转折点的F星主导的。我们发现，在F星的情况下，HST的紫外光谱具有高信号：噪声，模型拟合金属丰度允许变化作为一个自由参数是相当成功的导出正确的金属丰度。结果表明，由模型拟合得到的这些恒星的熄灭年龄得到了很好的约束。受此鼓舞，我们用凯克望远镜获得的z \simeq 1.5 mJy射电星系53 W 091和53 W 069的深可见光光谱拟合了同样的可变金属丰度模型。虽然年龄金属丰度简并不那么容易解除这些星系，我们发现，即使当金属丰度允许作为一个自由参数，他们的年龄的最佳估计仍然是\geq 3 Gyr，年龄小于2 Gyr现在强烈排除。此外，我们发现，使用MOPED搜索金属丰度和恒星形成历史的整个参数空间（Heavens等人，2000）得出同样的结论。因此，我们的研究结果继续强烈反对爱因斯坦-德西特宇宙，并支持一个以恒星为主导的宇宙，其中至少这些特定的椭圆星系中的恒星形成是在红移范围z = 3 - 5的某处完成的。
2002-09-09 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
The Chemical Enrichment History of the Large Magellanic Cloud
Ca II三重态光谱已被用来计算位于沙洲以北的银河系中心距离为3 \arcdeg、5 \arcdeg、6 \arcdeg和8 \arcdeg的四个大麦哲伦星系场中单个恒星的恒星金属丰度。观察到的金属丰度分布显示出一个明确的峰值，尾部朝向低金属丰度。在6 \arcdeg之前，平均金属丰度保持恒定（[Fe/H] $\sim$ -0.5 dex），而对于最外层区域，在8 \arcdeg，平均金属丰度显著低于盘的其余部分（[Fe/H] $\sim$ -0.8 dex）。光谱学与深CCD光度学的结合使我们能够打破RGB年龄-金属丰度简并计算光谱观察到的物体的年龄。我们的四个领域所获得的年龄-金属丰度的关系是统计上难以区分的。我们的结论是，较低的平均金属丰度在最外层的领域是一个结果，它有一个较低的比例的中间年龄的恒星，这是更丰富的金属比老恒星。盘年龄-金属丰度关系与星系团相似。然而，在实地人口中没有观察到缺乏年龄在3至10 Gyr之间的物体。最后，我们使用的数据从文献中得到一致的年龄-金属丰度的关系酒吧。简单的化学演化模型已被用来重现所观察到的年龄-金属丰度的关系，目的是调查的机制参与了磁盘和酒吧的演变。我们发现，虽然磁盘年龄-金属丰度的关系是很好地再现了封闭的盒子模型或模型与小程度的流出，酒吧只再现了模型与组合的流入和流出。
2007-10-16 astro-ph
Colour pairs for constraining the age and metallicity of stellar populations
利用一个广泛应用的恒星星族合成模型，研究了AB系色对打破恒星年龄-金属丰度简并的能力，并给出了对两个恒星族参数（年龄和金属丰度）的约束。提出了与u、B、g、V、r、R、i、I、z、J、H和K带有关的AB系统颜色的相对年龄和金属丰度灵敏度，并用不确定性参数（UP）方法量化了各种颜色对打破年龄-金属丰度简并的能力。我们的结果表明，几对颜色可以用来限制上述两个恒星的人口参数。这对于探索遥远星系的恒星星族将是非常有用的。详细地说，[（r-K），（u-R）]和[（r-K），（u-r）]色对是估算恒星年龄和金属丰度的最佳色对。他们可以约束两个恒星人口参数平均年龄的不确定性小于3.89 Gyr和金属丰度的不确定性小于0.34德克斯典型的颜色不确定性。一些其他颜色对，例如[（R-K），（u-R）]，[（I-K），（u-R）]，[（R-K），（u-r）]和[（i-J），（u-R）]，也可以用于约束这两个参数。作为一个整体，我们的研究结果表明，有关的颜色都UBVRIJHK和ugriz的幅度是远远优于任何UBVRIJHK颜色或ugriz颜色打破众所周知的简并。研究结果还表明，斯隆数字巡天（SDSS）和2微米全天巡天（2 MASS）观测到的星系的恒星年龄和金属丰度可以通过测光数据进行估算。它还表明，颜色可以与线指数一起使用，以测量恒星的人口参数。
2007-11-12 astro-ph
The Age and Metallicity Relation of Omega Centauri
我们提出了一个金属丰度分布的测光和光谱的基础上的442欧米茄Cen集群成员，位于主序列关闭区域的颜色-星等图。这个分布与红巨星分支的分布相似。该分布显示出急剧上升至平均值[Fe/H] = -1.7，并具有较长的金属丰度。然后，使用理论等时线确定恒星的年龄，从而可以构建年龄-金属丰度图。由于金属丰度和年龄误差的相互关系，对这张图的解释变得复杂。然而，经过广泛的蒙特卡罗模拟，我们得出结论，我们的数据表明，该集群的形成发生在一个延长的时间：在我们的样本中最富金属的恒星（[Fe/H] ~-0. 6）比最贫金属的人口年轻2-4 Gyrs。
2006-05-24 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
Age and metallicity for six LMC clusters and their surrounding field population
本文利用CCD Stroemgren测光方法，研究了六个大麦哲伦星系团及其周围星群的年龄和金属丰度。簇和金属度是：NGC1651（在[Fe/H]=-0.65 dex至-0.41 dex范围内），NGC 1711（-0.57+/-0.17 dex）、NGC 1806（-0.71+/-0.23 dex）、NGC 2031（-0.52+/-0.21 dex）和NGC 2136/37（-0.55+/-0.23 dex）和NGC 2257（-1.63+/-0.21 dex）。在星团周围，我们发现了大约650个场星，适合用于确定年龄-金属丰度关系（AMR）。我们的方法是估计年龄的基础上的Stroemgren等时线与个别测量的金属丰度个别恒星。用这种方法，我们能够采样的AMR的现场人口高达8 Gyr。我们的金属丰度数据与预测许多贫金属恒星的模型（G矮星问题）不一致。从大约2 Gyr前开始，现场人口的金属丰度增加了6倍。建议的AMR与LMC星系团系统（包括ESO 121 SC 03和3个年龄为4 Gyr的星系团）的AMR一致。
2000-04-03 astro-ph
Ca II Triplet Spectroscopy of Giants in SMC Star Clusters: Abundances, Velocities and the Age-Metallicity Relation
我们获得了7个SMC星团中红巨星Ca II三重态的光谱，它们的年龄范围从4到12 Gyr。光谱已被用来确定平均丰度为6个星团的一个典型的精度为0.12德克斯。当与其他对象的现有数据相结合，由此产生的SMC年龄-金属丰度关系一般是一致的，一个简单的模型的化学演化，缩放到今天的SMC平均丰度和气体质量分数。然而，其中两个星团（Lindsay 113和NGC 339）的丰度比平均年龄-金属丰度关系的预期值低约0.5 dex。这表明，这些集群的形成，其年龄为~5 Gyr，可能涉及的uneriched气体，也许从麦哲伦流的下降。光谱也产生径向速度的七个集群。由此产生的速度色散为16 +/- 4 km/sec，与SMC行星状星云和碳恒星群的速度色散一致。
1998-02-02 astro-ph
Potential of colors for determining age and metallicity of stellar populations
颜色通常不被用来约束恒星星族，因为它们被认为具有著名的年龄金属度简并，但最近的一些工作表明，颜色也可以使用。一个简单的恒星星族合成模型被广泛使用，但没有对其颜色进行分析。我们试图找到颜色，可以潜在地用于确定年龄和金属丰度的恒星星族的标准模型。在这项工作中使用主成分分析和相对敏感参数技术。结果表明，U-K、U-H、U-J、B-K、B-H、U-I、B-J和V-K对种群的研究具有重要意义。在高分辨率模型下，B-K和B-V等颜色对可以用来解释恒星年龄-金属丰度简并度，而在低分辨率模型下，U-K和R-I等颜色对可以用来解释恒星年龄-金属丰度简并度。此外，低分辨率模型的u-g和r-i颜色似乎具有相同的潜力，但高分辨率模型没有这样的颜色。总之，一些颜色被证明具有确定恒星星族年龄和金属丰度的潜力，但不同的恒星星族合成模型中颜色的相对金属丰度和年龄敏感性通常是不同的。此外，小恒星的形成会使恒星系统看起来比它们的主要种群更年轻，更富含金属。
2007-01-08 astro-ph
On the Age and Metallicity Estimation of Spiral Galaxies Using Optical and Near-Infrared Photometry
在积分光下，一些使用光学和近红外测光的色图显示出令人惊讶的正交网格，随着年龄和金属丰度的变化，它们正在成为估计螺旋星系平均年龄和金属丰度的常用方法。在本文中，我们重建这些复合网格使用简单的恒星星族模型从几个不同的群体卷积与一些合理的功能形式的恒星形成历史在固定的金属丰度。我们发现，最年轻的人口目前（t<2 Gyr）占主导地位的光，因为他们的存在，年龄-金属度简并可以部分打破宽带颜色，不像老年人口。不同作者的简单恒星星族模型在t<2 Gyr时的离散度较大。在恒星星族模型中占主导地位的不确定性来自对流核心过冲假设和热脉冲渐近巨分支阶段和氦丰度的治疗可能会发挥重要作用，在较高的金属丰度。真正的螺旋星系不太可能有平滑的、指数级的恒星形成历史，爆发性将导致部分逆转到单次爆发的情况，这种情况具有更大的模型间散射。最后，强调了当前的复合恒星星族模型需要一些化学富集历史的实现，以正确地分析观测数据。
2007-04-13 astro-ph
Age, metallicity and alpha-elements abundance in stellar population
我们建立了高分辨率和可变α元素增强的恒星星族的模拟光谱。分析银河系球状星团的光谱，我们表明，它是可能的，可靠和有效地获得[Mg/Fe]使用沿视线积分的光谱。这些详细的测量为研究星系和星团的浓缩过程开辟了前景。
2007-08-13 astro-ph
A possible age-metallicity relation in the Galactic thick disk?
用229颗邻近厚盘星的样本研究了银河系厚盘中年龄-金属丰度关系（AMR）的存在。结果表明，在厚盘中确实存在年龄-金属丰度关系。通过将恒星样本分成子组，以0.1 dex的金属丰度分隔，我们表明，当[Fe/H]=-0.8到[Fe/H]=-0.1时，中位年龄减少约5-7 Gyr。结合我们的结果与我们新发表的α-元素趋势的厚盘星的本地样本，显示从超新星Ia型（SNIa）的签名，我们可以在这里得出的结论，SNIa率的峰值的时间尺度是在厚盘3-4 Gyr的顺序。我们在这里提出的厚盘AMR的初步证据也对厚盘形成的假设有影响;恒星形成必须是一个持续数十亿年的过程。这是进一步讨论这里，似乎加强了假设，厚盘起源于合并事件与同伴星系，膨化了一个预先存在的薄盘。
2004-03-25 astro-ph
The Age-Metallicity Relation of the Universe in Neutral Gas: The First 100 Damped Lya Systems
我们提出了精确的金属丰度测量121阻尼Lya系统在0.5<z<5，包括约50个新的测量，从我们最近发表的Echellette光谱仪和成像仪调查。分析该数据集以确定宇宙中中性气体的年龄-金属丰度关系。与以前的数据集相反，该样本显示平均金属丰度的统计学显着变化。金属丰度与红移的最佳线性拟合率为-0.26 +/- 0.07 dex，对应于z=3时每个Gyr的因子约为2。DLA继续维持在1/700太阳的金属量的地板独立的观测效果。这个金属丰度阈值限制了高红移星系中原始气体的普遍存在，并强调了阻尼系统与恒星形成（即星系形成）之间的对应关系。这个地板是从Lya森林的金属丰度显着抵消，因此我们认为它是更多的相关活动的恒星形成在这些星系比在非常早期的宇宙富集的情况。最后，我们对一个明显的“金属缺失问题”进行了评论：阻尼系统的平均金属丰度比从其观测到的恒星形成历史中预期的值低10倍。这个问题在目前化学演化和星系形成的理论处理中是明显的;它可能表明我们对恒星形成和金属产生之间相互作用的理解存在严重缺陷。
2003-05-16 astro-ph
Galactic metallicity distribution from open clusters
我们已经编制了两个新的银河系疏散星团星表。第一个有119个天体，有年龄、距离和金属丰度数据，第二个有144个天体，有绝对自行和径向速度数据，其中45个星团也有金属丰度数据。从我们的样品中获得约$-0.063\pm$ 0.008 \dexkpc的铁径向梯度。通过将集群划分为年龄组，我们发现铁梯度在过去是陡峭的。根据目前的样本，盘龄-金属丰度关系很可能存在。
2003-10-15 astro-ph
On the galactic disc age-metallicity relation
比较了四种不同类型的研究：太阳邻域的F和G星，疏散星团分析，星系结构研究与恒星星族合成技术，和化学演化模型之间的年龄-金属丰度关系。对疏散星团的金属丰度进行了径向梯度的修正，发现径向梯度为-0.09 dex/kpc，并且很可能是时间常数。我们不对垂直梯度进行校正，因为它的存在性和值并没有被牢固地确立。恒星和星团的年龄与金属丰度的关系相似，在5-9 Gyr的年龄范围内有大量富含金属的天体。银河系结构的研究往往比化学演化模型给出更贫金属的关系。这两种关系都不能解释古老的、相对富含金属的恒星和星团的存在。这可能是由于本地恒星年龄的不确定性，或者是由于在我们银河系形成的早期阶段合并事件的结果，盘中的物质从凸起中预先富集。
1998-01-21 astro-ph
The Age, Metallicity and Alpha-Element Abundance of Galactic Globular Clusters from Single Stellar Population Models
建立可靠的恒星星族参数可以测量是至关重要的河外天文学。银河GC提供了一个很好的媒介来测试单一恒星星族（SSP）模型的一致性，因为它们应该是我们对均匀（单一）恒星星族的最佳模拟。在这里，我们提出了年龄，金属丰度和$α$ -元素丰度测量的48个银河系球状星团（GC）确定的综合光谱使用舔指数和SSP模型从托马斯，马拉斯顿和科恩，Lee & Worthey和Vazdekis等人通过将我们的新测量结果与独立测定结果进行比较，我们能够评估这些SSP得出一致结果的能力-这是应用于像星系这样的异质恒星星族之前的一个关键要求。我们发现，金属丰度的测定是非常强大的，在这里检查的所有模型，包括一系列的增强方法显示出良好的协议。年龄和$α$元素丰度对于我们模型的一个子集是准确的，但需要注意的是，这些参数在银河系GC中的范围是有限的。我们能够表明，已公布的利克指数响应函数的应用程序与固定的丰度比模型，使我们能够测量合理的$α$元素丰度从各种模型。我们还研究了SSP模型预测的年龄-金属丰度和[ $α$ /Fe]-金属丰度关系，并讨论了不同模型水平分支形态对我们整体结果的可能影响。
2007-05-31 astro-ph
The peculiar motions of early-type galaxies in two distant regions - V. The Mg-sigma relation, age and metallicity
我们研究的早期型星系的EFAR样本和它的依赖于集群属性的Mg-西格玛关系。极大似然拟合给出Mgb '= 0.131 log（sigma）-0.131和Mg 2 = 0.257 log（sigma）-0.305的全局Mg-sigma关系，其中Mgb'中的固有散射为0.016 mag，Mg 2中的固有散射为0.023 mag。cD星系的零点高于E/S 0星系，这意味着在相同的sigma下，cD星系比E/S 0星系更古老和/或更富含金属。星系团之间的镁-西格玛零点的变化与每个星系团观察到的星系数量和镁-西格玛的全球内在散射是一致的。我们发现在很宽的星系团质量范围内，Mg-σ零点和星系团速度色散、X射线光度或X射线温度之间没有显著的相关性。我们比较了内禀散射的Mg-西格玛和基本平面（FP）的关系与恒星星族模型，以限制在年龄，金属丰度和M/L比的分散的早期类型的星系在固定的西格玛。年龄或金属丰度的变化不能单独解释Mg-σ和FP中测量的固有散射。我们推导出一个简单的高斯模型中的Mg-σ和FP关系的分散所隐含的年龄和金属丰度的分散的联合约束。我们发现上限的分散体在固定的西格玛32%的dt/t和38%的dZ/Z，如果年龄和金属丰度的变化是不相关的，只有强烈的反相关的变化导致显着更高的上限。从镁西格玛和FP关系的残差的联合分布是只有轻微的年龄和金属丰度之间没有相关性的模型相一致，是更好地匹配的年龄和…
1998-11-05 astro-ph
Chronology of the halo globular cluster system formation
利用最新的恒星模型和等时线，我们确定了25个星系晕星团的年龄。根据金属丰度的不同，这些团簇可分为四组。我们测量每个组中一个参考聚类的绝对年龄，然后找到其他聚类相对于这个聚类的相对年龄。这种组合产生最可靠的结果。我们发现，最古老的星系团平均年龄为11.8+-0.9 Gyr或12.3+-0.3 Gyr，这取决于我们是否包括Arp 2和Rup 106。所有星团的平均年龄约为10.5 Gyr。所有集群的共同年龄和金属丰度和年龄之间的关系的问题得到解决。较低的金属丰度的群体似乎是同时代的，但我们的研究结果表明，在全球范围内的样本有一个年龄分布没有一个简单的年龄金属丰度的关系。
1997-04-24 astro-ph
The Physical Relation between Age and Metallicity in Galaxies
我们提出了统一的化学和分光光度演化合成模型，允许描述复合恒星星族在化学上一致的方式。保持跟踪ISM丰度在每个恒星诞生时，并使用输入物理（恒星产量，轨道，光谱）为不同的金属量，我们占连续恒星世代的初始金属量增加。对于任何类型的星系，它的恒星形成历史决定了其恒星的年龄和金属丰度之间的物理关系。与仅使用太阳金属丰度输入物理的模型相比，ISM富集演化和分光光度演化的差异是显着的，并且它们随着回顾时间的增加而增加。结果用于验证阻尼锂$α$吸收体。对ISM化学演化的了解可以预测当螺旋线以任何红移合并时可能形成的恒星、星团和潮汐矮星系的丰度。
2000-09-19 astro-ph
Age and metallicity of the bulges in lenticular galaxies
本文介绍了用6米望远镜的多光瞳光纤光谱仪获得的80个邻近透镜星系样品的全景光谱数据。SSP等效年龄[Z/H]和[Mg/Fe]通过Lick指数H-β、Mgb确定，并<Fe>分别用于核和凸起。大约一半的样品含有化学性质不同的原子核，比凸起更富含金属，也更年轻。讨论了附近S_0的恒星星族性质的相关性。
2007-09-18 astro-ph
SED, Age and Metallicity of Star Clusters in M33
本文利用北京天文台60/90 cm施密特望远镜在3800 ~ 10000 nm的13个中带滤光片上获得的图像，给出了M33附近旋涡星系中由M33、Bianchi和Ford观测到的星团的CCD分光光度法。从1995年9月23日到2000年8月28日，我们对M33进行了32.75小时的观测。这提供了以$1.7'' \times 1.7''$的像素为单位的M33的多色图。通过孔径测光，我们得到了这些星团的光谱能量分布。利用理论恒星星族合成模型，我们还得到了这些星团的年龄和金属丰度分布。这些星团从$\sim 3\times10^6$ - $10^{10}$年连续形成，金属丰度跨度从${\rm {Z}=0.0004}$到${\rm {Z}=0.05}$。
2001-06-27 astro-ph
Age Gradient and the Second Parameter Problem in the Galactic Halo
本文建立了一个确定银河系球状星团绝对年龄的框架，并利用这些年龄研究了36个年龄数据最可靠的星团的年龄-金属丰度和年龄-银心距关系。星系团的银河中心距离从4到100 kpc，金属丰度范围从$[Fe/H] = -0.6$到$-2.3$。采用目前合理的选择之间的关系集群的金属丰度和水平支光度，α增强比，我们发现，大多数球状星团形成的年龄分布与分散$σ(t)$约$10^9$年，和总的年龄分布小于4 Gyr。在最低金属丰度组（$[Fe/H] < -1.8$）的星系团似乎是相同的年龄，在银河系晕的所有位置都在1 Gyr之内，这表明恒星的形成在整个晕的最早阶段几乎同时开始。我们没有发现统计上显着的相关性，平均集群年龄和银河系中心距离（无年龄梯度）从4至100千秒差距。星团年龄和水平分支类型之间的相关性表明，除了金属丰度和年龄的原因，需要了解恒星沿水平分支的分布在球状星团颜色星等图。
1996-01-12 astro-ph
Age and metallicity of a globular cluster in the dwarf spheroidal galaxy DDO78
本文报道了M81群矮球状星系DDO~78中一个球状星团的中分辨光谱学研究结果。用6米望远镜（SAO RAS，俄罗斯）的长缝摄谱仪观测了DDO 78球状星团、4个银河系球状星团、光谱标和视向速度标。在Burstein等人（1984）采用的带通中测定舔分光光度指数。根据几个吸收特征的强度，对金属丰度进行加权平均，得到DDO 78中球状星团的平均金属丰度为[Fe/H] = -1.6 +-0.1dex。我们估计的球状星团的年龄为9-12 Gyr，与银河系球状星团NGC 362的年龄相似，后者在化学丰度和综合分光光度特性上与我们的星团相似。
2002-08-23 astro-ph
Age and Metallicity Effects in Omega Centauri
我们已经观察到（用vby滤波器）我们银河系中最大的球状星团--半人马座欧米茄--核心以北的一个区域。我们已经发现了年龄和金属丰度的相关性，在一个区域，避免了密集的核心和不均匀的前景尘埃排放所示的IRAS卫星。我们的观测表明，相对富金属的恒星（用（b-y）和m_1色定义）比贫金属的恒星年轻至少3 Gyr。这种金属丰度与年龄的相关性表明，欧米茄Cen在大约3 Gyr的时间尺度上富集了自己，甚至可能更长。值得注意的是，在早期，恒星风的喷出物与II型超新星的结合未能驱散星团的星际物质，而是被星团捕获。当Ia型超新星驱散了剩余的星际物质时，恒星的形成就停止了。这项工作和其他最近的证据表明，欧米茄Cen可能是一个小卫星星系的一部分，其中所有的活动都发生在它被银河系捕获之前。
1999-12-14 astro-ph
On the Galactic Disk Metallicity Distribution from Open Clusters I. New Catalogues and Abundance Gradient
本文编制了两个新的疏散星团星表。在第一个中，有119个物体具有年龄、距离和金属丰度，而在第二个中，144个物体具有绝对自行和径向速度数据，其中45个集群也具有金属丰度数据。利用大量的对象包括在我们的样本中，我们提出了一个铁的径向梯度约为-0.063 $\pm$ 0.008 dex/kpc的第一个样本。通过将星系团划分为年龄组，我们发现铁梯度在过去是陡峭的，这与最近的银河系行星状星云数据的结果是一致的，也与由内而外的星系盘形成的情况相一致。在此基础上，对金属丰度分布、团簇运动学和空间分布进行了讨论。这些性质可能暗示了盘年龄与金属丰度的关系，尽管我们不能根据目前样品的年龄金属丰度图给出结论性的结果。对贫金属团簇还需要更多的观测。
2002-12-26 astro-ph
The Role of Evolutionary Age and Metallicity in the Formation of Classical Be Circumstellar Disks II. Assessing the Evolutionary Nature of Candidate Disk Systems
（删节版）我们提出了第一个详细的成像偏振观测的6个SMC和6个LMC集群，已知有大量的B型恒星，表现出过量的H-α发射，以约束这些恒星的演化状态，从而更好地建立在经典的Be恒星和集群年龄和/或金属丰度盘形成的发病之间的联系。我们的内在偏振数据的波长依赖性提供了一个诊断的主导和任何二级polarigenician目前，使我们能够区分纯气体盘系统，即经典的Be星，从复合气体加尘埃盘系统，即赫比格Ae/Be或B[e]星。我们的内禀偏振结果，以及可用的近红外颜色信息，强烈支持Wisniewski等人的建议，即经典Be星存在于年龄为5- 800万年的星团中，并反驳了Be现象只在B星主序星寿命的后半部分发展的说法，即不早于1000万年。比较我们的数据集的偏振性质的银河系经典的Be星的一个类似的调查，我们发现，偏振的巴尔末跳跃签名的患病率与金属丰度下降。我们推测，这些结果可能表明，要么是更难以形成大的磁盘系统在低金属丰度的环境中，或平均磁盘温度较高，在这些低金属丰度的环境。我们的特征的极化签名的所有候选人是在我们的数据样本，发现~25%是不可能产生真正的经典Be星盘系统。
2007-08-04 astro-ph
85Peg A: which age for a low metallicity solar like star?
我们探讨了可能的演化状态的主要组成部分的二进制85飞马座，列为由MOST卫星的asteroseismic观测的目标。尽管对“亚矮星”地位进行了评估，而且根据依巴谷卫星的数据确定了准确的距离，但金属丰度和年龄方面的不确定性，加上理论模型方面的不确定性，导致对振荡频谱作出了一系列预测。尽管如此，测定频率模式中的小间隔和Roxburgh（2004）建议的大间隔之间的比率，提供了一个非常好的恒星年龄测量，在假设的不确定性范围内与金属丰度无关。在这个范围内，对动力学质量的约束和最大年龄为14 Gyr的假设提供的进一步约束将85 PegA的质量限制在0.75到0.82 Msun的范围内。这种几百分之一太阳质量的差异导致了演化阶段（年龄）和小行星地震性质的明显差异。我们表明，年龄的测定，这将是可能的，通过对这颗恒星的星震测量是独立的对流模型采用或从微观金属扩散。后一个结论得到了以下事实的加强：尽管金属扩散仍然是以近似的方式描述的，但最近的观测表明，相对于模型，真实恒星遭受的金属沉降较小。
2005-08-11 astro-ph
Metallicity Dependence of Starburst Spectra
我们讨论的基础上，我们的演化光谱模型的化学成分的影响，在星爆形成的恒星星族的光谱。它们的金属量范围Z=0.0001 - 0.05（0.1）完全覆盖了可观测的金属量;根据年龄、波长区域和IMF，极端成分之间的紫外线通量至少相差十倍，通常更多。与年龄无关，紫外辐射通量短的巴尔末跳跃单调下降的金属丰度的增长。光学和特别是红外区域也受到影响，在波长>1微米时，通量的典型差异为10-50倍。在IR中，哪种组合物是最亮的发射体的情况随着年龄而逆转。
1999-05-23 astro-ph
The Color-Magnitude Relation in Coma: Clues to the Age and Metallicity of Cluster Populations
我们用窄带（改进的Stromgren）滤波系统观测了后发座星系团的三个场。观测到的星系包括31个在NGC 4889附近，48个在NGC 4874附近，60个在NGC 4839附近，在所有三个子星系团中完成M_5500=-18。分光光度分类发现后发座的所有三个子星系团都是以红色E型（椭圆星系/S 0）星系为主，平均蓝色分数f_B为0.10。蓝色部分增加到更暗的光度，可能是矮恒星暴人口的残余物，或者是动力学摩擦的影响，通过合并将明亮的蓝色星系从星团人口中移除。我们发现色星等（CM）的关系是很好地定义和线性范围内的M_5500=-13到-22。经过多金属丰度模型的校正，明亮的椭圆星系的光度加权平均值[Fe/H]在-0.5和+0.5之间，而低光度椭圆星系的[Fe/H]值在-2到太阳之间。在我们的连续色中CM关系的缺乏表明，系统的年龄效应抵消了这个带通中的金属性效应。这一点得到了我们的年龄指数的证实，我们发现椭圆星系中的亮度和平均恒星年龄之间的相关性很弱，因此明亮椭圆星系的恒星星族比低亮度椭圆星系年轻2到3陀螺。
2002-09-18 astro-ph
Analysing Globular Cluster observations - Models and Analysis Tools for Lick/IDS indices
我们已经扩展了我们的进化综合代码GALEV，包括简单和复合恒星星族模型（星团和星系）的Lick/IDS吸收线指数，使用Worthey等人（1994）和Worthey & Ottaviani（1997）的多项式拟合函数。我们提出了一个数学上先进的舔指数分析工具（LINO）的年龄和金属丰度的球状星团（CG）的测定：一个广泛的网格GALEV模型的星团的演化在不同的金属丰度在哈勃时间观察到的舔指数的不同的完整性和精度。一个专门的卡方平方最小化程序选择最佳模型，包括年龄和金属丰度的1 σ不确定性。我们讨论了年龄和金属丰度敏感性的个人指数，并表明，这些敏感性本身取决于年龄和金属丰度，因此，我们延长Worthey（1994）的概念的“金属丰度敏感性参数”的一个老恒星星族在太阳的金属丰度不同的年轻的集群。我们发现，在低金属丰度的指数一般比在高金属丰度的年龄敏感。我们的目标是提供一个强大的和可靠的工具，用于解释星团光谱成为可从10米级望远镜在各种各样的星系：富金属和贫金属，星爆，后爆发，和动态年轻。我们测试我们的分析工具，使用来自不同作者的观测银河系和M31 GC，可靠的年龄和金属丰度测定可在文献中，并讨论在多远的观测可用性的各种子集的舔指数影响的结果。对于M31 GCs，我们讨论了非太阳丰度比对我们结果的影响。
2006-05-24 astro-ph
Age and Metallicity Distribution of the Galactic Bulge from Extensive Optical and Near-IR Stellar Photometry
我们提出了一个新的测定银河系核球恒星星族的金属丰度分布，年龄和光度函数。通过结合来自2 MASS调查的近红外数据，来自ESO NTT的SOFI成像仪和HST上的NICMOS相机，我们能够构建颜色-星等图（CMD）和光度函数（LF），从渐近巨星分支（AGB）和红巨星分支（RGB）尖端到$\sim 0.15 M_\odot$具有较大的统计数据和较小的光度误差。这是迄今为止获得的最广泛和最完整的LF星系核球。类似的近红外数据的磁盘控制领域被用来从前景盘星的核球CMD净化，从而设置更强的约束核球的年龄，我们发现是一样大的银河系球状星团，或$\gsim 10$陀螺。没有发现任何年轻恒星星族的踪迹。在与观测数据的比较中，我们构造了合成CMD来模拟测光误差、混合、微分红化、金属丰度色散和深度效应的影响。通过结合ESO/MPG 2.2米望远镜宽视场成像仪的近红外数据和光学数据，构造了一个磁盘净化的$(M_K,V-K)$ CMD，并通过与经验RGB模板的比较，用于推导凸起金属丰度分布。凸起的金属丰度被发现在太阳值附近的峰值，与太阳的急剧截止，并朝着较低的金属丰度，不明显低于[M/H] $\sim-1.5$延伸的尾巴。
2002-10-30 astro-ph
Measuring age, metallicity and abundance ratios from absorption line indices
在这项研究中，我们详细计算了Lick系统的吸收线指数的基础上的恒星模型的Salasnich等（2000）计算增强混合的α元素。利用Tripicco & Bell（1995，TB 95）的响应函数（RFs），计算了不同年龄、金属丰度和增强程度的SSP指数。利用<Fe>Trager等（2000，TFWG 00）提出的三重态Hb、Mgb和最小距离法，对Gonzalez（1993）样本星系的年龄、金属丰度和增强度进行了估算，并与TFWG 00和Thomas等（2003）的结果进行了比较。由于发现了非常大的差异，特别是就年龄而言，我们非常详细地分析了所有可能的分歧来源，从恒星模型和SSP到计算指数的程序的许多技术细节，最后是化学元素的模式（特别是当采用α增强混合物时）。分析的关键问题是，在给定的金属丰度Z和增强因子下，某些元素（例如O、Mg、Ti和可能的其他元素）采用的特定丰度比[Xel/Fe]占主导地位，因为对于TB 95 RF，它们可能会反过来强烈影响Hb和年龄等指标。最后，我们得出了一些意见的解释早型星系的分布在流行的两个指数平面，如血红蛋白与[MgFe]。我们认为，在这个平面上观察到的沿Hb轴的部分散射可以归因于年龄，而不是目前的解释，在增强的程度和一些丰度比的传播。这项研究的主要结论是，推导年龄，金属丰度和程度的增强线指数是一个繁琐的事情，其结果仍然是不确定的。
2004-06-16 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
Complexity on Small Scales: The Metallicity Distribution of the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy
船底座矮球状（dSph）星系是这类星系中唯一一个清楚显示出由长时间停顿分隔的偶发恒星形成的星系。在这里，我们提出了437径向速度成员的银河系卫星的金属丰度。我们在ESO VLT获得了多目标光谱仪FLAMES的中分辨率光谱。我们的目标红巨星覆盖了船底座的整个投影表面积。我们的光谱集中在近红外钙三重态，这是一个成熟的老和中等年龄的红巨星的金属丰度指标。由此产生的数据样本提供了迄今为止本地组dSph的最大光谱衍生金属丰度集合。我们认为船底座的四个可能的径向速度成员位于这个星系的标称潮汐半径之外，支持了早期关于船底座主体之外可能存在此类恒星的说法。我们发现平均金属丰度[Fe/H]=-1.7 dex。金属丰度分布的形式半峰全宽为0.92 dex，而金属丰度的全范围跨越~-3.0 <[Fe/H]<0.0 dex。金属丰度的分布可能是几个亚群的指示。似乎有一个温和的径向梯度，使更多的金属丰富的人口更集中，匹配类似的趋势，为增加比例的中间年龄的恒星。这一点以及富含金属的红巨星的光度颜色表明船底座表现出年龄与金属丰度的关系。事实上，年龄-金属丰度简并似乎合谋形成了一个狭窄的红巨星分支，尽管金属丰度分布相当广泛，年龄范围很广。金属丰度的分布并不能很好地匹配一个简单的封闭式的化学演化模型，但需要模型，也考虑到流入和流出。（节录）
2005-11-02 astro-ph
Some Constraints On the Effects of Age and Metallicity on the Low Mass X-ray Binary Formation Rate
我们研究了NGC 4365和NGC 3115中球状星团（GC）内外的低质量X射线双星（LMXB）布居。使用公布的年龄和金属丰度的限制，从光学和红外观测的GC，我们没有发现任何证据增加的LMXB形成率的中间年龄集群人口的NGC 4365，已提出的一些方案中的动态LMXB形成GC。另一方面，NGC 3115中古老的、富含金属的红色GC群体在创造LMXB方面的效率是古老的、贫金属的蓝色星系团的{ \it至少}三倍。这些数据表明，在许多星系的红色GC子系统中，LMXB的形成效率较高，这在很大程度上是由于它们的金属丰度较高。场LMXB的密度在不同的星系的比较并没有显示出明显的相关性与场星的年龄预测的模型中，在该领域的LMXB的形成率单调下降后，随着时间的初始爆发。这表明，无论是一个显着的部分领域LMXB的GC中创建，并随后注入到该领域，或LMXB的形成率具有更复杂的时间演变模式。
2003-04-24 astro-ph
The Role of Evolutionary Age and Metallicity in the Formation of Classical Be Circumstellar Disks I. New Candidate Be Stars in the LMC, SMC, and Milky Way
我们提出了B，V，R，和H α测光的8个小麦哲伦星云，5个在大麦云，和3个星系团，并使用2个彩色图（2-CD），以确定候选人在这些集群中的恒星种群。我们发现的证据表明，在低金属丰度环境中的Be现象增强，根据观察到的分数早期型候选人的年龄为10-25万年的集群Be星的内容。在年龄为500万到800万年的星团中发现了大量光谱类型为B 0到B5的候选Be星，这对Fabregat & Torrejon（2000）的建议提出了挑战，即经典Be星只能在年龄至少为1000万年的星团中发现。这些结果表明，一定有相当数量的B型恒星以快速旋转星的形式出现在零年龄主序星上。我们还检测到早期类型的候选人恒星的年龄在10-25万年的集群的分数内容的增强，这表明Be现象确实变得更加普遍的进化年龄。我们简要地讨论了可能有助于这种进化效应的机制。利用2-CD技术的局限性进行了讨论，以调查的作用进化年龄和/或金属丰度发挥的发展中的Be现象，我们提供的证据表明，其他B型对象的性质非常不同，如候选人赫比格Ae/Be星可能会污染声称的检测``Be星'通过2-CD。
2006-06-21 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
Extragalactic Globular Clusters in the Near-Infrared: V. IC 4051 and NGC 3311
本文给出了巨椭圆星系IC 4051和NGC 3311的球状星团系统的光学和近红外测光组合结果。我们使用（V-I）与（V-I）中的约化年龄-金属性简并度。(V-H)色-色图来推导出球状星团的红色子种群内的累积年龄分布，并寻找年龄子种群。年龄分布，然后比较模拟球状星团系统，以设置这些球状星团子人口的相对年龄和大小的限制。在这两个星系中，我们发现了一个显着的比例球状星团的年龄在2- 5 Gyr之间。我们还调查了两个系统中的金属丰度分布。小数目的统计数据使我们无法对NGC 3311做出任何明确的陈述，但我们发现，IC 4051星系团的金属丰度分布强烈依赖于假设的年龄分布。基于我们最有可能的结果，即在选定的球状星团样本中发现了大量的年轻/中等年龄的星团（~2 Gyr），我们发现老星团的金属丰度峰值为$\sim$ -0.2，年轻星团的金属丰度峰值为+0.8。我们只发现了很少的贫金属星系团，然而，年轻/中间球状星团中的金属丰度分布受我们所应用的单恒星星族模型的影响很大。第二代球状星团的平均金属丰度从上述极高的+0.8 dex变化到+0.2 dex。请注意，随着集群人口年龄的增加，模型依赖性变得不那么严重。
2005-05-05 astro-ph
Testing intermediate-age stellar evolution models with VLT photometry of LMC clusters. III. Padova results
基于Padova恒星模型，分析了NGC 2173、SL 556和NGC 2155三个中等年龄大麦哲伦星系团的色星等图，确定了它们的年龄和金属丰度。合成CMD与集群数据进行比较。最佳匹配是使用两个拟合函数获得的，这两个拟合函数是基于聚类CMD的不同仓中的星计数。使用了两种不同的标准。其中之一是考虑到了红团星颜色的不确定性。考虑到团簇金属丰度实验值的不确定性，我们提供了一组可接受的解决方案。它们定义了金属丰度、年龄、红化和距离模量（对于假定的IMF）的相应值。与帕多瓦模型的比较表明，NGC 2173的恒星形成时间较长（跨度约为0.3 Gyr），开始于1.7 Gyr，结束于1.4 Gyr。金属度Z在0.0016 $-$ 0.003的范围内。与NGC 2173的观测结果相反，SL 556和NGC 2155的观测结果并不需要恒星形成期的延长。SL 556的年龄为2.0 Gyr。根据采用的比较标准，金属度值在0.002 $-$ 0.004范围内。NGC 2155的年龄为2.8 Gyr，金属丰度Z在0.002 $-$ 0.003的范围内。这个集群的CMD功能表明，更有效的过冲应在进化模型中采用。
2002-11-08 astro-ph
Spatially resolved Spectro-photometry of M81: Age, Metallicity and Reddening Maps
本文利用北京天文台60/90 cm施密特望远镜在3800 ~ 10000 nm的13个中带滤光片上获得的图像，对邻近的旋涡星系M81进行了多色测光研究。从1995年2月到1997年2月，观测覆盖了M81的整个区域，总积分时间为51小时。这提供了以$1\arcsec.7 \times 1\arcsec.7$的像素为单位的M81的多色图。利用理论恒星星族合成模型，我们证明了一些BATC颜色和颜色指数可以用来解开年龄和金属丰度效应。我们详细比较了M81的观测特性与人口合成模型的预测，并量化了M81不同组分的相对化学丰度、年龄和红化分布。我们发现M81的金属丰度约为$Z=0.03$，在整个星系中没有显著差异。相比之下，在M81的中心区域和隆起区域以及盘状区域的恒星群体之间存在年龄梯度：中心区域的恒星星族年龄大于8 Gyr，而盘状恒星则相当年轻，为$\sim 2$ Gyr。给出了M81的红化分布。在星系核球区发现了一些尘埃带，外盘的红化程度高于中心区。
2000-02-12 astro-ph
