Confidence levels of evolutionary synthesis models
年轻星团IMF的随机性意味着相同质量和年龄的星团不呈现相同的观测参数的唯一值。相反，它们遵循一种分布。我们解决这样的分布，参数化的置信限，在进化合成模型的研究。这些置信限可以理解为合成模型的固有不确定性。在这里，我们集中在一些参数，如EW（Hb）的发射。例如，我们发现，对于一个10^5 Mo已经转化为恒星的星团，在350万~ 500万年的年龄段，EW（Hb）的离散度在90%置信水平内约为18%。
2000-08-02 astro-ph
Evolutionary Population Synthesis Models of Primeval Galaxies: a Critical Appraisal
一种依赖于进化群体合成模型的理论方法可以在更好地了解高红移天体的预期表观光度特性的基础上，帮助完善深星系调查中的搜索标准。下面是一个简短的讨论，回顾了这个问题的一些相关方面，以便对原始星系的识别进行更严格的评估。
1997-11-07 astro-ph
Chemically Consistent Evolutionary Synthesis
为了解释恒星金属丰度在本地星系的范围和低金属丰度在更高的红移的重要性越来越大，我们提出了化学一致的模型的光谱和化学演化的星系在宇宙学的时间尺度。我们讨论了我们的方法的优点，局限性和未来的前景。
2002-10-24 astro-ph
Confidence Limits of Evolutionary Synthesis Models
恒星系统中IMF的概率性质意味着相同质量和年龄的星团不会呈现相同的观测参数的唯一值。相反，它们遵循一种分布。我们解决这些分布的研究，可以通过进化合成模型获得的置信限。这些置信限可以理解为综合模型的固有不确定性。我们将比较这样的置信限所产生的离散性与蒙特卡罗模拟的离散性从分析形式主义所产生的恒星的数量。给出了对动能、V-K、EW（H $β$）和多波长连续谱影响的一些例子。
2002-01-07 astro-ph
Confidence limits of evolutionary synthesis models III. On time-integrated quantities
演化综合模型是解释观测恒星系统性质的基本工具。为了在模型和真实数据之间实现有意义的比较，有必要校准模型本身，即评估由于恒星形成的离散性以及可能的模型误差而导致的色散。本文证明了在logM-logt_k平面上的线性插值，通常用于进化综合码中等时线的计算，会产生非物理的结果。我们还表明，在计算时间积分量（动能，和不同元素的总喷射质量）中使用的一些方法可能会产生不切实际的结果。我们提出了解决这两个问题的替代方案。此外，我们已经量化了预期的分散这些数量由于随机效应在恒星星族。作为一个特殊的结果，我们表明，在14 N/12 C的比例的分散随时间的增加。
2001-07-19 astro-ph
Evolutionary Synthesis Of Simple Stellar Populations
我们利用Padova群（1993，1994）的演化轨迹、Lejeune等人的理论色刻度、和拟合函数的恒星大气指数从Worthey等人。利用Monte-Carlo方法，我们得到了UBVRIK中宽波段颜色的平滑时间演化和单次爆发恒星星族（{ \bf SSP}）的一系列恒星吸收特征。我们给出了年龄从$1 \cdot 10^9$岁到$1.6 \cdot 10^{10}$岁的SSP的颜色和指数，金属丰度$[M/H]$ =-2.3，-1.7，-0.7，-0.4，0.0和0.4。模型的颜色和指数在大约一个哈勃时间的年龄与观测到的颜色和指数的银河系和M 31 GC的。
1999-03-24 astro-ph
On some Uncertainties in Evolutionary Synthesis Models
从模型大气的轨迹插值技术到IMF的随机性，在建模HR图或执行总体合成时需要考虑许多不确定性，特别是在寻求与实际数据进行比较时。本文着重讨论了（1）大质量恒星（M> 8 Mo）演化轨道上的不连续性问题，表明在计算相应的等时线时会出现不一致;（2）IMF的随机性所产生的抽样涨落，提出了一种统计形式主义，以估计分散在任何给定的可观察的恒星星族，由于抽样效应，绕过执行蒙特卡罗模拟的需要。
2001-09-11 astro-ph
Chemically Consistent Evolutionary Synthesis Models
任何恒星形成历史（SFH）比大质量恒星的寿命更长的恒星系统在金属丰度上都是复合的。我们的化学一致的进化合成方法试图解释连续几代恒星的初始金属丰度增加。使用各种金属丰度$10^{-4} \leq Z \leq 0.05$的输入物理集合，我们跟踪ISM富集，并使用恒星演化轨迹，产量，模型大气光谱，指数校准等跟踪连续几代恒星，适合于它们各自的初始金属量。由于SFH不仅决定了金属丰度的演化，而且特别决定了特定元素丰度比的演化，因此恒星演化和星系演化变得密切相关。我回顾了化学一致的演化的概念，目前的光度，光谱和化学演化的各种类型的星系在本地宇宙和高红移的结果，并讨论其优点以及目前的局限性。
1999-07-28 astro-ph
Evolutionary synthesis modeling of red supergiant features in the near-infrared
我们提出的演化合成模型适用于近红外光谱的年轻麦哲伦星系团和星暴星系的光谱中观察到的功能。本文研究了CO在2.29微米（2-0波段）和1.62微米（6-3波段）的第一和第二泛音以及（U-B）、（B-V）和（J-K）色的时间演化。我们发现，目前的红超巨星阶段的大质量恒星与亚太阳的化学成分的演化轨迹是不可靠的任何合成的时间演化的红外恒星特征。所选的红外特征对冷恒星大气参数的高灵敏度使我们能够对大质量恒星在其核心氦燃烧阶段的温度和在赫兹-罗素图红色部分所花费的时间分数进行限制。通过调整红超巨星的参数，我们得到了一组经验校准的分光光度模型，从而重现了所观察到的模板的属性。
1998-10-01 astro-ph
On the self-consistency of evolutionary synthesis models
进化综合模型已被用来研究在各种各样的情况下，未解决的人口的物理特性。然而，它们的自洽性很难检验，并且在理论上还存在一些问题：（1）没有考虑由于恒星风（或自转）的影响和恒星演化中的不连续性而导致的等时线计算中假设的同调关系的变化。(2)关于如何整合等时线，目前还没有达成共识。(3)离散的恒星星族（产生一个内在的统计分散）通常不被考虑在内，和模型的结果被解释在一个确定性的方式，而不是一个统计.这方面的贡献的目的是提出一些不一致的计算和应用程序中的一些注意事项，这些代码的结果。
2002-10-02 astro-ph
Modelling Tools: Population and Evolutionary Synthesis
我回顾了星系的分光光度和化学演化的基本概念，对比各种方法，并讨论了各自的优点和缺点，无论是附近和高红移星系的解释。重点是最近试图将气体和尘埃纳入星系演化模型，并考虑恒星，气体和尘埃之间的联系。化学一致的模型描述，试图应付扩展恒星金属丰度分布观察到的本地星系和年轻星系的太阳下丰度。
2000-09-19 astro-ph
New Evolutionary Synthesis code. An application to the irregular galaxy NGC 1560
我们已经开发了一个新的进化合成代码，它结合了化学进化模型的输出。我们比较这个新的代码与其他已公布的代码的结果，我们将其应用到不规则星系NGC 1560使用复杂的化学演化模型。该程序在两个方面做出了重要贡献：a）建立具有时间依赖性的恒星形成率和不同金属丰度的恒星星族; b）通过增加$m_i/M_\odot \geq 0.8$和极低质量恒星的AGB相，扩展了日内瓦群的恒星轨迹集。我们的代码预测光谱，宽带颜色，和舔指数使用光谱库，其中涵盖了更完整的网格恒星参数。应用程序与化学模型的星系NGC 1560限制其恒星星族的恒星形成年龄约为10.0 Gy。
2002-01-22 astro-ph
A Stellar Library for Evolutionary Synthesis Modeling Including Variable AGB Stars
星暴后中间年龄的自洽分光光度模型需要准确的恒星成分，同时考虑到该阶段主导近红外发射的恒星的主要特征：AGB恒星的可变性。本文提出了一个新的基于变星AGB经验光谱平均值的恒星光谱库。这个库是为了方便在群体合成模型中使用而设计的。我们讨论有意义的方法来计算这些平均值，和非平凡的理论恒星参数的连接。我们的库覆盖了0.5微米和2.5微米之间的近红外波长范围，与仅使用静态巨人的标准库相比，表现出根本性的差异。
1999-06-08 astro-ph
Evolutionary synthesis of stellar populations: a modular tool
提出了一种新的恒星星族演化综合（EPS）工具，它基于三个独立的矩阵，分别给出：1）每个演化阶段的燃料消耗与恒星质量的函数关系; 2）演化阶段的典型温度和重力; 3）颜色和辐射热改正与重力和温度的函数关系。代码的模块化结构允许容易地评估各种假设和模型成分对合成光谱能量分布的影响，例如，恒星演化模型中的不确定性，混合长度，水平分支（HB）恒星的温度分布，AGB质量损失和色温转换。利用麦哲伦星系团中的"AGB相变"来标定热脉冲渐近巨分支相位（TP-AGB）对合成积分亮度的贡献。作为一个说明性的例子，太阳金属丰度（$Y=0.27,Z=0.02$）模型，年龄范围在30 { \rm百万年}和15 { \rm陀螺仪}和各种选择的初始质量函数（IMF）的斜率，提出。合成的宽带颜色和光度的贡献的各个演化阶段进行了比较LMC和银河系球状星团的数据。在所有这些情况下，一个很好的协议被发现。最后，我们显示恒星的质量光比的演变在测热和U，B，V，R，和K通带，其中的贡献的恒星残骸占。
1998-07-31 astro-ph
Grids of white dwarf evolutionary models with masses from M= 0.1 to 1.2 Ms
本文对碳-氧-和氦-核白矮星（WD）模型进行了详细的演化计算，模型的质量范围为M= 0.1到M= 1.2太阳质量，金属丰度Z= 0.001和Z= 0。这些序列也涵盖了广泛的氢包层。我们采用了详细的WD进化代码。特别是，能量传输的convectcion内处理的全谱湍流理论的形式主义。这里提出的模型是非常详细的，应该是有价值的解释观测数据的低质量WD最近发现的许多双配置，也为一般问题的确定理论光度函数的WD。在这种情况下，我们比较我们的冷却序列与观测到的WD光度函数最近改进的Leggett，Ruiz和Bergeron（1998），我们得到的银河系盘的年龄约为8 Gyr。最后，我们应用本文的结果推导了一个低质量白矮星样本的恒星质量。
1999-02-12 astro-ph
Analysing observed star cluster SEDs with evolutionary synthesis models: Systematic uncertainties
我们讨论了系统固有的不确定性分析观察到的（宽带）光谱能量分布（SED）的星团与进化合成模型。我们调查所造成的影响，限制自己有限数量的可用通带，各种通带组合的选择，有限的观测误差，非连续的模型输入参数值，并在分析过程中允许的参数空间的限制。从一套完整的UBVRIJH通带（分别是哈勃太空望远镜/WFPC 2等效），我们调查到何种程度的年龄，金属丰度，内部消光和质量的不同组合的集群可以或不能在其整个生命周期的各个进化阶段解开，什么是最有用的通带需要解决的歧义。我们发现U和B波段是最重要的，而V波段和近红外数据提供了额外的限制。一个代码，使使用的星团系统的光度在所有可能可用的通带，并试图找到允许的年龄范围内的金属丰度的质量组合的星团系统的个别成员。大量的测试和例子。我们表现出良好的光度精度和独立确定集群参数没有任何事先假设的重要性。
2003-09-12 astro-ph
New Evolutionary Synthesis Tool for Modelling Young Star Clusters in Merging Galaxies
球状星团系统是研究其宿主星系剧烈恒星形成历史的重要工具。例如，这种暴力可能是由星系相互作用或合并引发的。GCS的基本观测性质是它的光度函数和颜色分布（每个光度的星系团数量，色仓）。大量观察到的GCSs显示双峰的颜色分布，这与进化合成（ES）模型相比，可以被翻译成双峰的金属丰度和/或年龄。当人们考虑宿主星系内的灭绝时，另一个不确定性也在发挥作用。这些影响可以解开要么通过获得光谱数据的集群或成像观测在至少四个通带。这使我们能够区分不同的形成方案的GCSs，例如合并的情况下，由Ashman和Zepf和福布斯等多阶段崩溃模型。al..年轻和富含金属的星团人口被认为是在相互作用和合并的星系中形成的。我们分析多波长宽带观测这些年轻的星系团系统提供的ASTROVIRTEL项目。
2002-10-14 astro-ph
Confidence limits of evolutionary synthesis models. IV Moving forward to a probabilistic formulation
综合模型预测了恒星星族的综合性质。在这一领域中存在几个问题，主要涉及的事实，即集成的属性是分布式的。到目前为止，这方面已经被忽略（如在标准的合成模型，这是固有的确定性）或解释唯象（如在蒙特卡罗模拟，它描述分布特性，而不是解释它们）。我们的方法人口合成作为一个问题，在概率论中，恒星光度是随机变量提取的恒星光度分布函数（sLDF）。我们推导出人口LDF（pLDF）的集群的任何大小的sLDF，获得的规模关系，连接sLDF的pLDF。我们恢复标准的合成模型，这是计算的平均值的sLDF的预测。我们提供了诊断图和一个简化的食谱来测试观察到的集群的统计丰富性，从而评估是否可以安全地使用标准的合成模型或统计处理是强制性的。我们还恢复了蒙特卡罗模拟的预测，与额外的奖金，能够解释他们在数学和物理方面。我们给出的问题，可以通过我们的概率形式主义的例子。虽然仍在发展中，我们是一个强大的方法来人口合成。在解析观测和大型巡天的流水线分析的时代，本文被提供作为恒星星族领域的路标。
2006-02-06 astro-ph
Interpreting the galaxy group CG J1720-67.8 through evolutionary synthesis models
本文是详细分析紧凑星系群CG J1720-67.8及其成员星系性质的系列文章之一，旨在揭示其演化历史。在这里，我们解释我们以前发表的观测结果，通过与化学一致的分光光度演化合成模型的比较，以获得进一步的线索，在这个群体中的星系的演化历史。为了减少自由参数的数量，我们考虑了一个最简单的情况下，一个单一的恒星形成爆发后，11 - 12 Gyr的未受干扰的星系演化。然而，我们也简要地探讨了多重相互作用引起的恒星形成爆发的影响。我们发现这两个旋涡星系与4 ~ 1.8亿年前相互作用引起的强恒星爆发是一致的，并且仍然活跃。对于早型星系，一个<~ 0.9 - 1.3 Gyr的恒星形成事件（取决于所考虑的模型）似乎与观测到的性质一致。与模型的比较不能排除这个星系已经是合并的结果的可能性。或者，这个星系中的恒星形成事件可能是由与伴星系相互作用的气体流入触发的。星系质量的估计来自与模型的比较。最后，我们的结果进行了讨论，与其他研究的贫穷星系系统。
2005-09-30 astro-ph
A new chemo-evolutionary population synthesis model for early-type galaxies. II: Observations and Results
本文介绍了我们在Vazdekis et al.1996中提出的一个新的化学演化恒星星族模型，应用于两个代表性椭圆星系核区和草帽星系核球区的高质量观测数据的结果。在这里，我们详细地拟合了大约20条吸收线和6个光学和近红外颜色以下两种方法：拟合单年龄单金属丰度模型和拟合我们的完整的化学演化模型。我们发现，所有的铁线都比最佳拟合模型预测的要弱，这表明铁丰度是异常和不足的。我们还发现4227A处的Ca_I指数远低于模型的预测值。我们可以得到很好的拟合所有其他线和观察到的颜色与模型的老和富含金属的恒星星族，并可以表明，所观察到的径向梯度是由于金属量向外减少。我们发现，良好的拟合都得到了充分的进化模型和单年龄单金属丰度模型。这是因为在演化模型中，超过80%的恒星在星系形成后的1.5 Gyr内形成。事实上，稍好的拟合与演化模型表明，这些星系包含一个小的金属丰度的蔓延。
1997-01-08 astro-ph
The shell elliptical NGC2865: evolutionary population synthesis of a kinematically distinct core
我们报告的发现，一个快速共同旋转的恒星和气体成分的核壳椭圆形NGC 2865。恒星成分沿长轴延伸~ 0.51/h100 kpc，并显示出与平均速度相反的方向倾斜的速度色散和吸收线剖面。与它相关联的是一个年轻的恒星星族与增强的\hbeta，降低镁和相同的铁指数相对于下面的椭圆。它最近的恒星形成历史受到4种物理动机场景下的“凸起+爆发”模型的限制，使用进化人口合成。排除了核成分在哈勃时间内或最近从连续的气体流入形成的情况。我们的研究结果认为，在NGC 2865的外壳和运动的子组件的气体丰富的吸积或合并的起源。基于恒星星族和气体动力学的争论表明，其中一个祖先可能是Sb或Sc螺旋。我们证明，尽管年龄和金属丰度退化的基础椭圆，年龄和金属丰度的运动子组件可以受到约束。这项工作加强了KDC和shell之间的联系，并证明了KDC可以从后期合并中形成。
1999-02-11 astro-ph
Evolutionary Stellar Population Synthesis at High Spectral Resolution: Optical Wavelengths
我们提出了我们的新的合成恒星大气模型库的单恒星星族（SSP）的合成结果，光谱采样为0.3 A，覆盖波长范围从3000 A到7000 A的广泛的金属丰度（太阳的两倍，太阳，半和1/10太阳）。恒星库由1650个光谱组成，这些光谱是用恒星大气的最新改进计算的。特别地，它结合了用于热（Teff >= 27500 K）恒星的非LTE线路覆盖模型和用于冷（3000 K =< Teff =< 4500 K）恒星的LTE线路覆盖模型（Phoenix）。由于该库的高光谱分辨率，进化合成模型可用于预测许多弱吸收线的强度，以及最强线在广泛年龄范围内的轮廓演变。SSP的结果已经计算年龄为100万年至17 Gyr使用的恒星演化提供的日内瓦和帕多瓦轨道组。对于年轻的恒星星族，我们的结果有一个非常详细的覆盖高温恒星与帕多瓦和日内瓦等时线类似的结果。对于中老恒星星族，我们的结果，一旦退化到较低的分辨率，是类似的，由其他小组所获得的，除了恒星演化物理的限制。我们的图书馆的整合人群的分析的局限性和优势进行了说明。完整的恒星库和演化模型可在网站http://www.iaa.csic.es/~rosa和http：//www.iaa.csic.es/mccs/Sed@上检索，或向前两位作者索取。
2005-01-12 astro-ph
Evolutionary Synthesis Models for Galaxy Transformation in Clusters
在丰富的本地星系团的星系人口的比例显示四分之一的椭圆星系，四分之二的S0星系，和四分之一的旋涡星系。对红移为0.5的星系团的观测显示出明显不同的比例，主要的星系类型是螺旋星系，只有四分之二，而S0星系的数量减少到四分之一（Dressler et al.1997）。这显示了自红移0.5以来星系群中星系数量的演变，人们怀疑星系在进入星系团期间的转变过程是造成这种变化的原因。这些可能是合并，星爆或冲压压力剥离。我们使用我们的进化合成模型来描述各种可能的影响，这些相互作用对恒星形成的螺旋星系落入集群。我们研究了不同强度的恒星爆发以及不同时期恒星形成的截断对不同光谱类型的模型星系的颜色和光度演化的影响。作为第一个应用程序，我们提出了我们的模型与观察到的本地S0星系人口的性质，以限制可能的S0形成机制的集群的比较。计划将来将其应用于其他类型的星系。
2002-10-31 astro-ph
Inclusion of Binaries in Evolutionary Population Synthesis
使用进化的人口合成，我们提出了综合的颜色，综合光谱能量分布和吸收线指数定义的利克天文台图像析像扫描仪（简称为利克/IDS）系统，为广泛的一组瞬时爆发的二进制恒星星族和没有二进制相互作用。人口的年龄范围在$1-15 $ Gyr和金属丰度范围在$0.0001-0.03$。通过比较具有和不具有二元相互作用的群体的结果，我们表明，包含二元相互作用使得集成的$\rm U-B$，$\rm B-V$，$\rm V-R$和$\rm R-I$的颜色和所有的舔/IDS光谱吸收指数（除了$\rm H_β$）显着更小。换句话说，二元进化使种群看起来更蓝。这种效应提高了人口的衍生年龄和金属丰度。我们计算了几组额外的太阳金属丰度二进制恒星星族探索输入参数的二进制进化算法（共同的包络弹射效率和恒星风质量损失率）的影响，从而产生的综合颜色。我们还研究了用于生成初始二进制人口的分布函数的选择的依赖性。结果表明，输入模型参数和分布的选择的变化可以显着影响的结果。然而，比较各种模型的颜色之间存在的差异，我们发现，差异小于那些没有二元相互作用的模型之间产生的差异。因此，为了从进化群体综合工作中得出准确的结论，考虑二元相互作用是非常必要的。
2004-12-01 astro-ph
Bright Star Clusters in the Antennae analysed with Evolutionary Synthesis
HST WFPC 1观测显示，738个明亮的星团分布在相互作用的星系对NGC 4038/39的内部12 kpc。如果在全球星爆中形成的年轻星团（YSC）是（原）球状星团或疏散星团，对椭圆星系的形成有着深远的影响。在WFPC 1图像上难以测量YSC的有效半径，它们目前的光度函数（LF）看起来是指数的。各种金属丰度的星团的演化合成模型被用来单独确定这些星团的年龄，并描述它们未来的光度和颜色演化。我们确定了一个小的，但似乎合理的老球状星团（GC）的数量。适当考虑年龄分布的影响显着改变了形状的YSC LF从一个指数走向高斯在进一步的演变。这表明--至少大部分--YSC很可能是GC，这意味着在螺旋-螺旋合并+星爆期间，特定的GC频率可以显着增加。YSC被优先观察到它们形成的那些银河中心半径周围，作为NGC 4038/39中全球星暴动力学演化的示踪剂。我们尝试性地报告了几个YSC性质的径向趋势，以通过WFPC 2的再观测进行验证。
1997-11-10 astro-ph
Evolutionary population synthesis: the effect of binary systems
在这方面的贡献，我们提出了一套多波长合成模型，包括单星和双星的演变。我们得到的主要结果可以概括如下：（a）大质量近双星系统将在星爆演化的前400万年后开始经历质量转移事件;（b）作为这些质量转移过程的结果，相对较低初始质量的恒星可以完全释放它们的包层，成为WR。这样，WR星的形成时间超过了1500万年，而不是像只包括单个恒星的模型所预测的那样在600万年时停止;（c）WR星因此可以与红超巨星同时代，红超巨星的太阳金属丰度在1000万年左右达到峰值;（d）质量的吸积将产生相对大质量的恒星，而这些恒星的年龄应该已经消失了;这些恒星和在相当演化的星团中形成的WR星一起，增加了电离光子的产生，因此H $β$等效宽度不会像只考虑单个恒星的模型预测的那样迅速下降;以及（e）向致密伴星的质量转移将产生一个额外的高能辐射源，其形式为高质量X射线双星，也不是标准合成模型所预测的。
1999-01-25 astro-ph
A High-Resolution Stellar Library for Evolutionary Population Synthesis
我们提供了一个包含1654个高分辨率恒星光谱的光谱库，采样率为0.3A，覆盖波长范围从3000 A ~ 7000 A。大质量（Teff >= 27500 K）和冷（3000 K =< Teff =< 4500 K）恒星的线覆盖模型。网格的总覆盖范围为3000 K =< Teff =< 55000 K和-0.5 =< log g =< 5.5，对于四种化学丰度值：两倍太阳能、太阳能、半太阳能和1/10太阳能。进化合成模型使用这个库中提出的配套文件。我们通过计算和比较大量H和HeI线的等效宽度以及一些常用的金属指数来测试库的一般行为。我们还比较了库与经验库STELIB和Indo-US。完整的合成恒星光谱可从我们的网站上获得（http：www.iaa.csic.es/~rosa和http：//www.astro.iag.usp.br/lucimara/library.html）。
2005-01-12 astro-ph
Gamma-ray line emission from OB associations and young open clusters: I. Evolutionary synthesis models
我们已经开发了一种新的诊断工具，用于研究放射性同位素（如26 Al和60 Fe）的伽马射线发射线，以及银河系星团、星协和类似天体的其他多波长观测值。我们的演化合成模型是基于Cervino & Mas-Hesse（1994）的程序，该程序已被更新以包括最近的恒星演化轨迹，OB和WR星的新恒星大气，以及大质量恒星在流体静力燃烧阶段和爆发性SN II和SN Ib事件期间的核合成产额。的时间演化的26铝和60铁生产，相当于产量的26铝每电离O 7 V星（yal），和其他可观的预测为同时代的人口。我们还采用我们的模型来估计稳态核合成的太阳金属丰度的人口。为了对现有和未来的多波长观测进行全面的定量分析，我们提出了一种贝叶斯方法，该方法允许在分析中包含IMF丰富度效应和观测不确定性。特别是，采用蒙特卡罗技术来估计所有感兴趣的观测量的概率分布。我们概述了利用这些分布的程序，通过将我们的模型应用到一个虚构的大质量恒星协会。应用于天鹅座和船帆座地区现有的观测将在配套文件中讨论。
2000-10-14 astro-ph
Evolutionary synthesis models of starbursts IV. Soft X-ray emission
在这项工作中，我们调查的X射线发射的不同金属丰度的一个年轻的大质量恒星集群的演变。我们考虑了由恒星风和超新星爆炸释放的机械能加热的扩散气体产生的X射线贡献以及超新星遗迹产生的X射线贡献。由此产生的电离光谱（即λ < 912 A）已被用于计算星云He II 4686 A的预期强度。假设恒星形成事件产生的机械能的一小部分通过与ISM的相互作用作为软X射线辐射再处理，有助于He电离，则可以通过模型再现观测到的比率He II/H β。然而，离散的恒星星族的影响电离通量，并可能是负责观察到的色散的比率。最后，我们使用的综合模型来估计的贡献，环核恒星形成区的多波长能量分布的活动星系核，发现在许多Seyfert 2星系的UV软X射线连续似乎是由恒星形成过程的主导。
2002-06-19 astro-ph
On emission-line spectra obtained from evolutionary synthesis models I. Dispersion in the ionising flux and Lowest Luminosity Limits
（略）具有相同一般物理性质的星团（例如，总质量、年龄和恒星形成模式）可能有非常不同的恒星质量谱，这是由于基本质量函数的不完整采样;这种差异在大质量尾部尤其相关，因为大质量恒星的绝对数量较少。大质量恒星数量的分散也导致了相应电离光谱性质的分散。在本文中，我们奠定了基础，为未来的分析，这种影响，通过评估的色散的电离通量的合成光谱。作为一个重要的后果，我们发现，在不同的电离边缘的合成通量的强度是强相关的，这一事实表明，没有额外的分散将导致列入诊断图的分析中的采样效应，这是真实的HII地区的所有尺度。此外，我们发现令人信服的建议，他II线的强烈影响采样，因此不能用来约束星团的演化状态。我们还建立了电离通量的最低亮度限制，即最低限度的集群质量的合成模型可以应用于预测电离光谱的合成模型的适用范围。这个极限标志着两种情况之间的界限，在这种情况下，电离通量更好地用单个恒星来模拟，而不是星团;这个界限取决于金属丰度和年龄，范围从10^3到超过10^6 Mo。因此，合成模型不应该被用来试图解释具有较小质量的团簇的性质。
2003-06-11 astro-ph
A standard stellar library for evolutionary synthesis: II. The M dwarf extension
本文介绍了一个标准的恒星理论光谱库，它可用于包括光谱演化合成在内的多种合成光度学应用。该网格包括M矮星模型光谱，因此补充了在论文I中建立的第一个库版本（Lejeune，Cuisinier & Buser 1997）。它涵盖了广泛的基本参数范围：Teff：50，000 K至2000 K，log g：5.5至-1.02，[M/H]：+1.0至-5.0。校正程序也适用于理论光谱，以提供颜色校准的通量分布在一个大的域的有效温度。为此目的，经验Tef色校准11500 K和2000 K之间，和非太阳丰度（[M/H] = -3.5至+1.0）的半经验校准建立。在UBVRcIcJHKLL 'M系统中合成的原始和校正光谱的模型颜色和辐射热校正，给出了整个恒星参数范围。我们发现，校正后的光谱提供了一个更现实的代表性的经验恒星的颜色，虽然所采用的方法是不完全适应的最低温度模型。特别地，由金属丰度和/或光度变化所暗示的网格的原始差分颜色在2500 K以下不被保持。所使用的校正方法的局限性进行了讨论。
1997-10-30 astro-ph
Population synthesis models including AGB stars and their ingredients
我将简要回顾进化人口合成（EPS）模型，包括从AGB星的贡献的艺术状态。
2007-01-18 astro-ph
Evolutionary population synthesis: models, analysis of the ingredients and application to high-z galaxies
演化人口合成模型的金属丰度，年龄，恒星形成的历史，和水平分支形态，包括蓝色形态在高金属丰度，计算。用燃料消耗定理对主序后演化阶段的能量学进行了评价。对恒星演化轨迹模型的影响进行了评估。我们发现，在我们的代码中使用不同的轨道（例如，d（V-K）~ 0.08 mag; d（B-V）~ 0.03 mag）引起的合成宽带颜色的适度差异。这些差异小于文献中其他模型之间的分散，即使后者采用相同的进化轨迹。模型用银河系老年龄的球状星团数据和麦哲伦云加合并残余星系NGC 7252的数据进行了校正，年龄约为0.1 - 2 Gyr，波长范围从U到K。特别强调的是从热脉冲渐近巨分支阶段的贡献。我们发现，这一阶段是至关重要的年轻的恒星星族的建模与观测到的光谱能量分布的麦哲伦云集群，其特点是高通量向蓝和向红的V-波段的比较。我们发现近红外光谱指数C2和H2O的组合可以用来确定~ 1 Gyr恒星星族的金属丰度。我们重新分析了Yan等人（2004）用斯皮策太空望远镜观测到的一些高z星系（2.4 < z < 2.9）的光谱能量分布。在0.6-1.5 Gyr的年龄范围内，它们的高静止坐标系近红外辐射通量与包含热脉冲渐近巨星分支星的模型很好地再现，表明它们的形成红移在z ~ 3-6附近。
2005-06-22 astro-ph
Synthetic spectra of H Balmer and HeI absorption lines. II: Evolutionary synthesis models for starburst and post-starburst galaxies
我们提出了演化的恒星星族合成模型来预测单金属丰度恒星星族的光谱，在3700和5000 A之间的五个光谱区中，光谱采样为0.3 A。这些模型是针对有活跃恒星形成的星系而优化的，它们综合了氢巴耳末系的轮廓（Hb、Hg、Hd、H8、H9、H10、H11、H12和H13）和中性氦吸收线（HeI 4922，HeI 4471，HeI 4388，HeI 4144，HeI 4121，HeI 4026，HeI 4009和HeI 3819）的恒星初始质量函数。持续1 Gyr的连续恒星形成模型。输入恒星库包括NLTE吸收配置文件的恒星热超过25000 K和LTE配置文件的温度较低。温度和重力覆盖范围分别为4000 K <Teff< 50000 K和0.0< log g$< 5.0。该模型可用于星暴和后星暴星系的日期，直到1 Gyr。它们已经在大麦哲伦星系中的星团、星暴星系NGC 1569中的超级星团B、矮椭圆星系NGC 205的核心和一个发光的“E+A”星系的数据上进行了测试。完整的数据集可在http://www.iaa.es/ae/e2.html和http：//www.stsci.edu/science/starburst/上检索，或根据作者的要求在rosa@iaa.es上检索。
1999-07-09 astro-ph
Evolutionary Synthesis Models for the Formation of S0 Galaxies in Clusters
在本地宇宙中丰富的星系团显示出大量的S 0星系（约占所有发光星系的40%）。随着红移的增加，这个S 0星系的数量会大幅减少（例如，减少2-3倍到z = 0.5），有利于螺旋星系的数量，而明亮的椭圆星系的数量似乎没有变化。逐渐形成星系团的落星系群也是螺旋形的，而S 0是贫乏的。因此，人们怀疑，星系的转变过程，无论是由于星系-星系或星系- ICM相互作用，是负责这种变化。补充动力学和形态学的研究，我们使用进化合成模型描述各种可能的影响，这些相互作用的恒星形成率的下降螺旋。我们研究了不同强度的恒星爆发以及恒星形成截断对不同光谱类型的模型星系的颜色和光度演化的影响。与观测到的本地S 0星系人口的属性比较，用于约束可能的S 0的形成机制。我们发现，在螺旋星系的恒星形成截断早于SD型，如果发生不太久以前，以及星爆超过3 Gyr前，然后在螺旋完全恒星形成灭绝-再次早于SD-可以很好地解释所观察到的平均S 0光度和颜色。晚型星系（Sd），即使在强烈的爆发之后，仍然太蓝或太暗。我们的研究结果是一致的集群S 0的光谱特征的研究，但允许更强的约束。
2002-03-19 astro-ph
A standard stellar library for evolutionary synthesis: I. Calibration of theoretical spectra
基于Kurucz（1995）、Fluks等（1994）和Bessell等（1989，1991）的三个原始的模型大气光谱网格，本文提出了一个综合的恒星光谱混合库。该组合库旨在用于多用途合成测光应用，其构建目的是（i）覆盖Teff、log g和[M/H]的最大可能范围，（ii）在波长的均匀网格上提供具有有用分辨率的通量光谱，以及（iii）为最大可能的参数和波长范围提供逼真的合成宽带颜色。对于每个值的有效温度和每个波长，我们计算的校正函数，必须适用于（理论）太阳丰度模型通量谱，产生合成UBVRIJHKL颜色匹配（经验）的色温校准来自观测。校准算法的目的是保留原来的差分网格属性所暗示的金属丰度和/或光度变化的新库。相应的颜色校准进行了详细描述。
1997-01-06 astro-ph
Evolutionary Synthesis Modelling of Young Star Clusters in Merging Galaxies
球状星团系统的观测性质是研究其宿主星系剧烈恒星形成历史的重要工具。这种暴力被认为是由星系的相互作用或合并引发的。GCS最基本的属性是它的光度函数（每个光度箱的聚类数）和颜色分布。大量观察到的GCS显示双峰的颜色分布，这可以被翻译成双峰的金属丰度和/或年龄。当人们考虑灭绝时，另一个不确定性也会起作用。这些影响可以解开要么通过获得光谱数据的集群或成像观测在至少四个通带。这使我们能够区分不同的形成方案的GCSs，例如合并的情况下，由Ashman和Zepf，和福布斯等多阶段崩溃模型。al..年轻和富含金属的星团人口被认为是在相互作用和合并的星系中形成的。我们分析了这些年轻的集群系统的ASTROVIRTEL项目提供的多波长宽带观测。
2002-10-10 astro-ph
A standard stellar library for evolutionary synthesis. III. Metallicity calibration
我们将广泛使用的BaSeL标准恒星库（Lejeune，Cuisinier，& Buser 1997，1998）的色标扩展到非太阳金属丰度，直到[Fe/H] ~ -2.0 dex。令人惊讶的是，我们发现，在目前的时代，它几乎是不可能建立一个独特的校准UBVRIJHKL颜色恒星金属丰度[Fe/H]，这是一致的同时与色温关系和颜色绝对星等图（CMD）的基础上观察到的球状星团测光数据和出版，目前流行的标准恒星演化轨迹和等时线。这个问题似乎与我们对晚型恒星演化中对流的理解长期以来的不完整性有关，但也是由于严重缺乏相关的观测校准数据，这将有助于解决这个问题，或者至少在解决这个问题方面取得进一步的重大进展。考虑到BaSeL库的重要应用，我们提出了两种不同的金属丰度校准版本：（1）“WLBC 99”库，它与经验色温关系一致，因此应该成为研究单个恒星的理想工具;以及（2）“PADOVA 2000”库，其提供来自Padova 2000网格的等时线（Girardi等人，2000年），成功地复制了银河系球状星团的颜色绝对星等图，因此应该证明特别有用的集群和星系中的恒星星族的集体现象的研究。
2001-10-25 astro-ph
Resolved and unresolved populations: statistics and synthesis models
在这篇文章中，我提出了90%的置信限的诊断图的EW（WR凸）和L（WR凸）/L（血红蛋白）的比例与EW（血红蛋白）的演变合成模型，包括统计分散由于有限的恒星星族在真正的恒星形成区域。
2002-06-11 astro-ph
Evolutionary stellar population synthesis at 2A spectral resolution
我们提出了一个演化的恒星星族合成模型，该模型预测了简单恒星星族（SSP）在可见光下的~2A分辨率的SED。输入数据库由约550颗恒星组成，选自琼斯光谱库。这是第一次一个进化模型采用如此广泛的经验恒星光谱库，在如此高的分辨率。提供了一个SSP光谱库，-0.7<[Fe/H]<+0.2，以及对中等分辨率的Lick指数系统的广泛讨论，显示了使用新模型预测的优点。它显示了玫瑰指数，在更高的分辨率，作为年龄和金属丰度的恒星星族的函数。SSP光谱，与通量校准的响应曲线，可以平滑到相同的分辨率的数据，或星系内部的速度色散，使我们能够分析观察到的光谱在自己的系统。因此，我们能够利用数据中包含的所有信息，以其光谱分辨率。在完成这一步骤后，可以立即比较整个观测光谱，或者可以通过测量合成光谱和观测光谱中的一组特定特征来进行分析，而不是试图从加宽或仪器效应中校正后者。SSP光谱使用两种富金属GC 47 Tuc和NGC 6624进行校准，提供了出色的拟合并能够检测到众所周知的光谱特性，例如47 Tuc CN异常。该模型面对一个早期类型的星系，NGC 3379，揭示其众所周知的Mg/Fe过剩，并显示如何适当的新模型预测，以及它们可以被用来研究这些系统中的元素比例。
1999-01-14 astro-ph
A new chemo-evolutionary population synthesis model for early-type galaxies. I: Theoretical basis
我们发展了一个新的恒星星族合成模型，用于研究早型星系。它提供光学和近红外颜色，以及25条吸收线的线指数。它可以合成单一年龄、单一金属丰度的恒星星族，或者跟踪星系从最初的气体云到现在的演化。该模型采用了帕多瓦群的新等时线和最新的恒星光谱库。该模型已与文献中以前的模型进行了广泛比较，以确定其准确性以及此类模型的总体准确性。使用演化版本的模型，我们发现，我们不能适合最富金属的椭圆星系，如果我们保持IMF常数，不允许气体的流入。然而，我们确实再现了Arimoto和Yoshii（1986）关于气体演化的结果，并产生了颜色，并且第一次用这种类型的模型产生了吸收线强度。事实上，通过改变IMF随时间的变化，可以拟合椭圆星系的数据。我们的数值模型是在良好的广泛的协议与分析的“简单模型”。在本文中，我们描述了该模型，并比较了几个关键的观测值与新的数据的三个早型{ \em标准}星系。然而，数据以及我们的拟合将在第二篇论文中更详细地讨论（Vazdekis { \it et al.} 1996年），在这个模型的基础上，将得出一些关于椭圆星系的结论。
1996-05-17 astro-ph
Prospects for population synthesis in the H band: NeMo grids of stellar atmospheres compared to observations
对于星族合成的应用，理论恒星光谱库通常被认为是观测光谱模板库的替代品，因为它们允许对恒星参数进行完整的采样。在已发表的理论光谱库中，大部分注意力都集中在可见光波长范围内。我们提出了一个详细的比较理论光谱范围为1.57 - 1.67 $μ$ m，光谱类型从A到早期M和巨星和矮星，与观测到的恒星光谱分辨率约3000，这将是足够的解开晚型恒星的不同群体。我们选择了恒星大气的NeMo网格来进行这样的比较。我们首先证明，结合原子和分子的线列表后，它是可能的匹配观测到的光谱通量分布与理论的非常好的几乎整个参数范围内所涵盖的NeMo网格在中等分辨率的视觉范围。在红外波段，虽然观测到的通量分布的整体形状仍然匹配得相当好，但理论光谱只再现了早于中F型的恒星的个别光谱特征。对于后来的光谱类型的差异增加和理论光谱的K型星有系统的弱线功能比那些发现在观测。这些差异可以追溯到主要源于中性原子线的不完整数据，尽管其中一些也与分子有关。改进近红外原子数据是建立可靠的红外恒星光谱库的一个关键因素。
2005-11-04 astro-ph
Young Star Clusters in The Antennae: A Clue to their Nature from Evolutionary Synthesis
我们利用我们的分光光度演化合成模型分析了Whitmore & Schweizer（1995）用HST WFPC 1探测到的相互作用星系对NGC 4038/39中亮星团的种群。我们得到了所有具有V-I色的星系团的年龄，并跟踪了它们的光度函数（LF）的时间演化。年龄分布清楚地揭示了一些来自母星系的古老球状星团（GC）的存在。它们的有效半径与年轻星团的有效半径没有显著差异。我们证实了Meurer（1995）的猜想，即如果考虑年龄扩散效应，LF的形状在进化过程中会发生变化。我们发现，在哈勃望远镜的时间内，所观察到的指数LF的年轻星团将演变成一个典型的高斯GCLF参数M $_{V_0} = -7.1$马格和$σ(M_{V_0}) = 1.3$马格。我们讨论了金属丰度的影响，不均匀的内部尘埃分布的影响，以及可能的影响内部-通过恒星质量损失-和外部动力学效应的长期演变的LF。将YSC的光度参照到均匀年龄，结合M/L模型，我们恢复了YSC系统的内禀质量分布。这是高斯形状的良好近似，因此代表一个准平衡分布，根据Vesperini（1997）的银河系GC系统$-$的动力学模型，$-$的形状在哈勃时间的动力学演化中不会改变，尽管大量的星团将被摧毁。在相互作用/合并和合并残余星系的年龄序列中比较年轻星团的人口将直接揭示外部动力学效应的作用。
1998-03-12 astro-ph
Chemical and Spectrophotometric Evolutionary Models for Emission Line Star-forming Galaxies
本文提出了一个H{ \sc ii}星系在恒星爆发情景下的自洽模型，该模型结合了不同的化学演化、演化布居合成和光电离编码.所得结果与观测到的局部H{ \sc ii}星系的丰度、诊断图和等效宽色关系一致。
2007-12-04 astro-ph
The Evolution of Stars and Gas in starburst Galaxies
在经历恒星爆发的系统中，年轻恒星星族的演化预计会驱动发射线特性的变化。这种演化通常是理论上研究的，结合演化合成模型的光谱能量分布的恒星爆发和光电离计算。在本文中，我们提出了一个更实证的方法来解决这个问题。我们应用经验人口合成技术的星爆和HII星系的样本，以测量它们的演化状态，并与它们的发射线特性的结果。介绍了几种有助于解释综合结果的有用工具：（1）以年轻、中等年龄和年老组成部分的强度为轴的演化图;（2）与星暴有关的恒星平均年龄$\ov{t}_{SB}$。这些工具进行了测试与网格的理论星系光谱，发现工作得很好，即使只有少量的观察到的属性（吸收线等效宽度和连续色）在合成中使用。星暴核和HII星系被发现躺在一个很好的定义序列的演化图。使用经验定义的平均星爆年龄结合发射线数据，我们已经验证了H $β$和[OIII]的等效宽度减少增加$\ov{t}_{SB}$。对于指示气体激发的线比率，识别出相同的演变趋势，尽管对于富金属系统没有识别出明确的趋势。所有这些结果都与长期已知的，但很少测试，理论预期非常一致。
2002-10-11 astro-ph
Population synthesis for low and intermediate mass binaries
本文综述了双星星族合成的基本原理。我们讨论了在不同的演化情景中低质量和中等质量的密近双星的分解，并作为一个例子，简要地考虑了Ia型超新星的人口合成结果。
2004-12-27 astro-ph
Evolutionary synthesis of galaxies at high spectral resolution with the code PEGASE-HR
本文介绍了一个新的恒星星族合成程序PEGASE-HR，它能在λ =400- 680 nm的光学范围内产生高分辨率光谱（R= 10000）。它将星系演化的分光光度模型PEGASE.2（Fioc & Rén-Volmerange 1997）与上普罗旺斯天文台（Observatoire de Haute-Provence）193厘米望远镜观测到的恒星光谱的最新版本ESDIE库（Prugniel & Soubiran 2001 a）联系起来。该星集给出了一个相当完整的覆盖赫茨伯格-罗素（HR）图，并使它有可能综合人口的范围[Fe/H]=-2至+0.4。这个代码是探索金属丰度、年龄和运动学特征的一个特殊工具。我们专注于一个详细的研究的敏感性，年龄和金属的高分辨率恒星吸收线和经典的金属指数提出到现在为止，以解决年龄金属简并。几个恒星线的有效性测试进行比较，我们的预测舔指数的其他群体的模型。与低分辨率的BaSeL库（Lejeune等，1997）的比较证实了在用于1千万年到2千万年的简单恒星星族（SSP）时，BSDIE库的质量。对球状星团和椭圆星系的演化种群给出了预测，并与观测数据进行了比较。提出了两个新的高分辨率指数。它们应该被证明在新一代望远镜和摄谱仪的光谱分析中是有用的。
2004-08-23 astro-ph
Confidence levels of evolutionary synthesis models III: On sampling and Poissonian fluctuations
在统计涨落方面，恒星星族合成模型只有在恒星数量大的极限下才是渐近正确的，在此情况下采样误差变得渐近小。当处理星团，星爆，矮星系或像素内的恒星星族，采样误差引入了一个大的分散在这些人口的预测综合性能。我们在这里提出了一个近似的，但通用的统计形式主义，它允许一个很好的估计的不确定性和置信水平在任何综合属性，绕过广泛的蒙特卡罗模拟，并包括不同的观测值之间的偏相关性的影响。测试的形式主义，并与适当的估计。对于给定的综合性质，我们导出了达到给定置信限所需的恒星星族的最小质量。作为一个例子，这种一般的形式主义，它可以包括在任何合成代码，我们将其应用到年轻的情况下（t < 20百万年）星爆人口。我们表明，在一般情况下，紫外连续比其他连续带的模型与观测数据的比较更可靠。我们还发现，当年龄小于300万年时，Mo超过10^5的星团转化为恒星时，Q（He+）的相对色散约为10%。在WR阶段的色散增加到约25%，这样的大规模集群。我们进一步发现，最可靠的观察到的WR人口的测定是WR凸点的亮度比的Hbeta亮度。一小部分观察到的分散在集群和星爆的综合性能可以占抽样波动。
2001-09-25 astro-ph
Statistics and multiwavelength synthesis models: towards a new generation of synthesis models
在这篇文章中，我提出了我目前的工作，在新一代的进化合成模型，计算多波长的能量分布（从伽马射线到无线电），以及相关的年轻恒星系统的色散。我还将展示一些可能出现在调查分析中的统计效应，如双峰或多峰分布以及将代码计算的颜色指数与观测值进行比较时的偏差。这种新一代的合成模型可能是有用的分析数据预期从GTC。
2002-03-08 astro-ph
EMBEDDED CLUSTERS IN GIANT EXTRAGALACTIC HII REGIONS II. EVOLUTIONARY POPULATION SYNTHESIS MODEL
结合Maeder等的恒星演化模型和Kurucz的恒星大气模型的最新进展，建立了一个适合与巨河外HII区（GEHRs）进行比较的恒星群体合成模型.除了在太阳金属丰度下的氢和氦电离光子产生率外，还合成了一些适合于与可见光和近红外光谱部分的GEHR宽带数据进行比较的量，用于恒星形成的三种情况：（i）瞬时爆发（IB），（ii）连续恒星形成（CSF）和（iii）两次恒星形成爆发。老爆发富含红超巨星对于IB的情况下，颜色的演变显示了三个不同的阶段-初始稳定的蓝色阶段，随后是红色隆起（5- 15 ~Myr）和另一个稳定阶段，颜色介于前两个阶段之间。CSF颜色在$\sim 10$ ~Myr处渐进地达到峰值，从未达到最红的IB颜色。电离光子产生率在600万年内下降了一个数量级，而在CSF模型中几乎保持不变。具有爆发分离的双爆发模型$\sim 10$ ~Myr具有IB和CSF的性质，同时产生红色IB颜色和高电离光子速率，使得这些区域很容易使用光学观测来区分。平坦的IMF在大质量恒星处于主序星时产生最蓝的颜色，在演化中的大质量恒星的红超巨星阶段产生最红的颜色。由于恒星形成过程中固有的统计不确定性，计算量的误差变得可以忽略不计的集群质量超过$10^5$ \，\msun。
1995-03-15 astro-ph
Photometric redshifts from evolutionary synthesis with PEGASE: the code ZPEG and the z=0 age constraint
测光红移是在代码ZPEG的帮助下根据模板方案估计的，ZPEG是星系演化模型PEGASE.2的扩展，可在PEGASE网站上查阅。计算了星暴、不规则、螺旋和椭圆等9种光谱类型的光谱能量分布模板。尘埃，灭绝和金属的影响被连贯地考虑在内，这取决于演变的情景。分析了结果对加入近红外颜色和IGM吸收的敏感性。与其他模型的结果相比，没有演变措施的演变因素，系统地增加了估计的光度红移值$Δz$> 0.2的z> 1.5。此外，我们系统地检查，演化方案匹配观测标准模板附近的星系，这意味着年龄限制的恒星星族在z = 0的每种类型。这方面的限制，使之有可能显着提高光度红移的精度，减少众所周知的简并问题。将该方法应用于HDF-N样品。通过对SED模板的$χ^2$最小化拟合，不仅得到了光度红移，而且得到了相应的光谱类型和恒星形成时的形成红移$z_for$。从这种新方法中发现了星系形成z> 5的早期时期，并将结果与微弱星系计数解释进行了比较。新工具可从以下网址获得：www.example.com
2002-02-19 astro-ph
Convection in the atmospheres and envelopes of Pre-Main Sequence stars
前主层序（PMS）演化轨迹的Teff位置取决于过绝热性的处理。由于对流渗透到恒星大气中，恒星大气建模中对流的处理也会影响Hayashi轨迹的位置。我们提出了新的非灰色PMS轨道Teff>4000 K。我们计算几个网格的进化轨迹不同：1。对流的处理：混合长度理论（MLT）或Canuto等（1996，CGM）处理; 2.大气边界条件：我们使用ATLAS 9大气的新维也纳网格（Heiter等2002 a），它是使用MLT（α = λ/Hp=0.5）或CGM处理计算的。我们还计算了NextGen（Allard & Hauschildt 1997）大气模型的模型网格，以及基于2D流体动力学模型（Ludwig et al. 1999）使用alpha校准的1 Msun灰色MLT演变轨迹。这些不同的网格模型使我们能够分析对流模型对非灰色PMS演变轨迹的影响。我们得出结论：1.尽管有太阳定标，如果采用MLT对流，PMS轨迹的形状和位置会产生很大的不确定性。2.只要对流模型在内部和大气中不相同，我们采用边界条件的光学深度是模型的附加参数。3.对NextGen和ATLAS 9模型的比较表明，在Teff区域（4000- 10000 K），PMS的位置主要取决于对过绝热对流的处理。4.与观测结果的比较表明，对于任何对流模型和任何大气网格，PMS阶段的对流似乎比为了适应太阳所必需的效率低。
2003-10-23 astro-ph
On the distribution of initial masses of stellar clusters inferred from synthesis models
星团的基本性质，如恒星的年龄或初始总质量，通常是从人口合成模型推断。预测的属性，然后用来约束在各种环境中形成这样的集群所涉及的物理机制。然而，人口合成模型不能盲目地应用于这样的系统。我们发现，合成模型不能用通常的简单的方式来小质量的集群（说，M <几倍10**4 Mo）。其原因是，人口合成的基本假设（不同演化阶段的恒星数量之间的固定比例）在这些星团中并不符合，因为它们的恒星数量很少。这种恒星质量函数的不完全采样导致了具有相同演化条件（年龄、金属丰度和初始恒星质量分布函数）的星团的质光比的非高斯分布。我们回顾了一些测试，可以进行先验检查是否一个给定的集群可以与完全抽样的标准人口合成模型进行分析，或者，相反，必须使用一个概率框架。这导致重新评估的估计低质量尾部的初始质量分布函数的星团。
2008-02-21 astro-ph
Revisiting and assessing uncertainties in stellar populations synthesis models
在这篇评论中，我们解决进化综合模型计算中隐含的不确定性。在描述了合成码的一般结构后，我们讨论了可能影响其结果的几个不确定性来源。特别是，我们讨论的不确定性所产生的计算等时线从进化轨迹;那些与大气模型;那些是一个后果的输入成分的不完整性;和那些与计算方面使用的合成代码。我们还讨论了在合成模型中包含分布式属性的问题;作为这种情况下的一个范例，我们说明了包含轨道与旋转合成模型中所隐含的困难。最后，我们描述了几个例子的统计方法，人口合成。我们报告失败的燃料消耗定理（FCT）和等时线合成代码产生相互一致的结果。然而，我们认为，FCT和等时线的合成结果是可靠的应用到实际系统中的波长范围内，他们一致。在建设性的一面，我们得出了一些有用的生存策略，绕过不确定性。我们表明，单一的恒星星族在列表中的轨道的关闭年龄可以安全地进行比较，因为它们几乎没有影响的插值方案用于计算等时线。最后，我们建议使用导数量，如SN率，作为错误检测器。在建议方面，我们提倡在合成建模中增加透明度和更多文档。我们还要求恒星模型制造者考虑我们，并在轨道中包括更多的质量值。
2005-10-13 astro-ph
