High velocity features in the spectra of the Type Ia SN 1999ee: a property of the explosion or evidence of circumstellar interaction?
本文评述了Ia型SN 1999 ee的近极大光谱。两个窄吸收特征对应于CaII IR三重态的最强成分，出现在B带极大值之前7天到之后2天的光谱中，速度很高（~ 22，000 km/s）。在这些特徴出现之前，CaII IR三重态具有异常高的速度，表明狭窄的特徴仍然与主要的光球成分混合。在其他的Ia超新星中也观测到了高速的钙离子吸收，但通常是从光球层中分离出来的。此外，SiII 6355 A线在B极大前9天和7天以极高的速度（~ 20，000 km/s）观测到，但随后它突然转向低得多的速度。合成光谱用于再现各种情况下的数据。丰度的增加需要一个由Si和Ca主导的外部区域，其起源不容易用核燃烧来解释。如果在16，000和28，000 km/s之间的速度下增加~0.10 Msun的质量，密度增强会导致光谱演化的良好再现，并且它可能是由爆炸的扰动（可能是角扰动）引起的。如果假设这一修改后的密度分布的最外部分由H（在24，000 km/s以上~0.004 Msun）主导，则可以在最早的时期获得与CaII IR三重态的更好匹配。谱线变宽则是电子散射增加的结果。这个H可能是喷出物和星周物质相互作用的结果。
2004-11-19 astro-ph
Observations of T-Tauri Stars using HST-GHRS: II. Optical and Near UV lines
我们分析了八颗经典金牛座T星和一颗弱金牛座T星的GHRS数据。GHRS数据包括以2800为中心的40宽的光谱范围。对于4个CTTS，我们几乎同时进行了光学观测，其中包含Halpha，Hbeta，HeI，NaD和CaII红外三重态。MgII共振双峰是2800 A范围内最强的特征。这条谱线有一个相当宽的对称发射分量（CTTS约为200 ~300 km/s），中心吸收较窄，叠加有较宽的蓝移吸收，中心吸收宽度和等效宽度与文献中描述的ISM云不一致，这使我们得出结论，这部分是由于发射线区域本身的非LTE过程。发射曲线紧密地遵循Halpha。CTTS中的大宽度不可能是由于斯塔克效应，我们认为这是由于超音速湍流。所有的恒星都显示出蓝移的反射，这是外流的证据（终极速度\~300 km/s），在两颗恒星中观察到了多个流动。我们证明了风不是球形的，在给定的吸积率下，风的特征在较低的倾角下更强。我们简要地比较了其他光学线与热过渡区线在CTTS中观察到的。
2001-11-09 astro-ph
Early-type galaxies in the Coma cluster: a new piece in the calcium puzzle
我们目前的测量的CaII三重态和Ca 4227舔指数的后发座星系团中的早期型星系的样本，推导，第一次，它们的对应关系与速度色散。与场中类似的椭圆星系子样本相比，速度色散在~ 180-270 km/s范围内的后发星系在Ca特征的强度上表现出明显的差异，表明环境对这些星系的恒星形成历史有影响。我们认为，之前提出的解释星系相对较低的Ca II三重态的主要场景本身无法同时协调两种环境中两个Ca指数的强度。
2004-09-13 astro-ph
X-rays from accretion shocks in T Tauri stars: The case of BP Tau
我们提出了一个XMM牛顿观测的经典金牛座T星BP头。在XMM-牛顿RGS光谱中，O { \sc vii}三重态被清楚地检测到，具有非常弱的禁止线，指示高等离子体密度和/或高UV通量环境。与此同时，并发的紫外线数据指向一个小的热点填充因子，这表明吸积漏斗冲击作为X射线和紫外线发射的网站。这些新的观测结果与TW Hya的X射线数据一起表明，这种漏斗是经典金牛T星的一般特征。
2005-03-07 astro-ph
Magnetic activity in the young star SAO 51891
我们提出了初步的研究结果的基础上同期的光度和光谱观测的年轻K 0 -1V星SAO 51891。我们发现，SAO 51891，一个可能的本地协会的成员，显示在CaII H&K和填充的H α和CaII的三重红（IRT）线的发射核心。此外，我们还探测到HeI-D3和LiI的吸收线，并测量了19 km/s的v sini。一个明确的旋转调制的光和光球温度，由于光球斑点，已被检测到。净Ha色球发射没有显示出任何可检测的变化，而CaII IRT发射显示出公平的调制。
2008-07-07 astro-ph
Evidence for a T Tauri Phase in Young Brown Dwarfs
作为一个多方面的计划的一部分，调查的起源和早期演化的亚恒星物体，我们提出了高分辨率的凯克光谱的14个非常低的质量源的IC 348年轻的集群和金牛座恒星形成云。我们所有的目标，跨越从M5到M8的光谱类型的范围内，表现出中等到非常强的H $α$发射。在IC 348天体中，有一半的H $α$剖面宽而不对称，表明正在进行吸积。其中，IC 348 -355（M8）是迄今为止显示吸积状H $α$的质量最低的天体。我们的~M6 IC 348靶中有三个具有宽H $α$的靶也具有宽OI（8446）和CaII（8662）发射，一个具有宽HeI（6678）发射;这些特征通常在强吸积的经典金牛T星中看到。我们发现，在很低质量的吸积体中，H $α$剖面可能比在高质量恒星中的略窄。我们认为，低吸积率结合小的下落速度在非常低的质量可以合谋产生这种效果。在我们的样本中的非吸积体，H $α$发射是相称的，或高于，在类似的光谱类型的字段M矮星的饱和水平。我们的研究结果构成了迄今为止最令人信服的证据，年轻的棕矮星经历了类似于恒星的金牛座T吸积阶段。这与大多数低质量恒星、棕矮星和孤立的行星质量天体的共同起源是一致的。
2003-03-25 astro-ph
Observations of OI and CaII Emission Lines in Quasars: Implications for the Site of FeII Line Emission
我们目前的近红外（IR）光谱的红移范围从0.158到1.084的六个类星体的结果。结合卫星紫外观测资料，给出了OI 1304、OI 8446、OI 11287和近红外CaII三重态的相对谱线强度。此外，从文献中收集了正常Seyfert 1 s和窄线Seyfert 1 s中测量的相应OI线强度。这些线被认为是从相同的气体中出现的Fe II线，所以它们是活动星系核（AGN）中宽发射线区域（BELR）内Fe II发射区域的良好示踪剂。为了揭示相关发射区域内的物理条件，我们进行了光电离模型计算，并将其与观测结果进行了比较。这表明在BELR的外部存在一种密度为nH ~ 10^（11.5）cm-3的相当稠密的气体，它被电离参数U ~ 10^（-2.5）的电离辐射所照射，并且根据它们轮廓的相似性，它是观测到的OI、Ca II和Fe II谱线的主要原因。这三条OI谱线是由Ly β荧光和碰撞激发形成的。我们还表明，在AGN光谱中观察到的通常由OI和SiII多重态的可比贡献的A1304凸点，我们讨论了这样一个强大的SiII发射的起源。结果进行解释的情况下，当地最佳发射云（ESTA）的情况下，找到合理的气体分布内的BELR作为一个函数的距离，从中央源和密度。
2007-05-28 astro-ph
Photometric/spectroscopic analyses and magnetic activity in young late-type stars
本文介绍了在对金牛座T型弱线星和金牛座T型后弱线星进行光度和光谱观测的基础上，对金牛座T型弱线星和金牛座T型后弱线星的零龄主序星进行研究的进展。这项研究是一个项目的一部分，该项目基于FOCES@CAHA（西班牙）和SARG@TNG（西班牙）获得的高分辨率光谱以及在卡塔尼亚（意大利）和Ege（土耳其）天文台进行的同期光度测定。主要目的是研究年轻单星光球层和色球层磁活动区的拓扑结构。由于我们的目标是慢旋转（vsini < 25 km/s），对应于旋转周期大于2天左右，我们能够应用基于线深比的光谱技术来测量光球温度调制。这些恒星，可能是恒星运动学群的成员，在CaII H&K和IRT线上显示出发射核心，以及明显的Halalpha核心填充。此外，我们还探测到来自色球上层的HeI-D3线的吸收，推导出锂的丰度（年龄指标），并测量旋转和径向速度。我们发现一个明确的旋转调制，由于光球斑点，无论是在光和温度曲线。Halalpha和CalII-IRT的排放量显示出与旋转相关的公平变化。最后，我们正在开发一个点/谱斑模型再现的数据和推导出的点参数（即，填充因子和温度），并恢复有关色球不均匀性（通量对比度和填充因子）的信息。这项研究对于探索全球恒星参数（例如，表面重力、有效温度）和不同活动水平和演化阶段恒星的斑/谱斑特征。
2008-10-07 astro-ph
High Resolution X-ray Spectroscopy of T Tauri Stars in the Taurus-Auriga Complex
在吸积星和非吸积星的X射线发射之间有不同的报道。一些观测表明，经典金牛T星（CTTS）的部分X射线发射可能是由吸积激波引起的。我们提出了高分辨率X射线光谱的9个前主序星，以测试吸积和非吸积前主序星之间的光谱差异。我们使用XMM-牛顿反射光栅光谱仪和EPIC仪器的X射线光谱。我们解释光谱使用光学薄的热模型与可变的丰度，连同吸收柱密度。对于BP头和AB Aur，我们从O VII三重态得到电子密度。使用O VII/O VIII计数比作为冷等离子体的诊断，我们发现CTTS显示软过剩（等效电子温度约2.5-3 MK）相比，WTTS或零年龄主序星。虽然在金牛座BP中O VII三重态的电子密度很高（3.4 x 10^11 cm^-3），但我们发现吸积的赫比格星AB Aur的密度很低（n_e < 10^10 cm^-3）。吸积星和非吸积星的元素丰度相似。在所有K型和M型恒星中，Ne丰度都很高（是Fe丰度的4-6倍）。相比之下，对于三个G型恒星（SU Aur，HD 283572和HP Tau/G2），我们发现与后一种类型的恒星相比，Fe丰度增加（0.4-0.8倍太阳光球值）。将我们的样本结果与金牛座T星以前的高分辨率研究结果相结合，我们发现所有吸积星都有软过剩，但没有一个非吸积星。另一方面，高电子密度和高Ne/Fe丰度比似乎并不存在于所有的吸积前主序星。
2006-11-01 astro-ph
Optical spectroscopy of close companions to nearby Herbig Ae/Be and T Tauri stars
我们给出了三颗邻近（d < 200 pc）Herbig Ae/Be星（HD 144432，HD 150193，KK Oph）和一颗金牛座T星（S CrA）的近（r <1.5“）伴星的VLT-FORS 2光学（5700 - 9400 A）光谱。我们报告的检测Li I（6707 A）的吸收和发射线（H α，钙II三重态）的同伴的光谱。我们的观测结果强烈地表明，伴星是与主序星有物理联系的。伴星的光谱类型是HD 144432 B的K5 Ve，HD 150193 B的F9 Ve，以及KK Oph B的G6 Ve。同时观察到S CrA A和B。空间分辨光谱表明，S CrA A（主星，北）是一颗G星，S CrA B（次级星，南）是一颗K星。使用测光从文献和估计的R和I的幅度来自光谱，我们本地化的主要和同伴的HR图，推导出他们的群众和假设coevality约束的年龄系统。KK Oph B（700万年）和S CrA B（200万年）是活跃的金牛座T星，很可能被盘包围。HD 150193 B（1000万年）和HD 144432 B（800万年）是金牛座T型弱线恒星。研究的四个系统中有三个（HD 144432，HD 150193，KK Oph）的年龄超过700万年。这些系统比典型的年轻恒星保留更长的时间。我们的研究结果表明，二进制可能是一个关键问题，在理解磁盘的寿命。
2007-01-08 astro-ph
The X-ray soft excess in classical T Tauri stars
我们研究了在经典金牛座T星（CTTS）中OVII 21.6- 22.1 A三重态和OVIII Lya线之间的X射线通量（或光度）比的异常。与主序星和非吸积的金牛T星的比率相比，这个比率异常高（Telleschi et al. 2007）。我们比较这些样本以确定过量的来源。最近发现的X射线星与归因于喷流发射的软组件的样本也被认为是。我们讨论从金牛座分子云（XEST）项目的XMM-牛顿扩展巡天获得的数据，并辅之以已发表文献的数据。我们还介绍了CTTS RU Lup的数据。与WTTS或MS星相比，样品中的所有CTTS都显示出异常的OVII/OVIII通量比。异常是由于过量的冷，OVII发射材料，而不是缺乏较热的等离子体。因此，多余的等离子体必须具有<~2 MK的温度。这种软过剩与CTTS的紫外过剩无关，但似乎与恒星的X射线光度有关。喷气式飞机驾驶的TTS的频谱不适合这幅图。软过剩既取决于存在的吸积流在CTTS和磁活动。这些气体可能在地表附近被激波加热，但也可能在磁层吸积漏斗中被加热。射流驱动源的软成分不太可能是由于同一过程。
2007-09-06 astro-ph
The Infrared Ca II triplet as metallicity indicator
通过对银河系29个疏散星团和球状星团中近500颗RGB星的观测，我们研究了红外Ca II三重态（8498、8542和8662）在13 $\leq$年龄/Gyr $\leq$ 0.25和金属丰度$-2.2\leq$ [Fe/H] $\leq$ +0.47范围内的行为。这些是最广泛的年龄和金属丰度的行为的钙II三线已被调查在一个均匀的方式。我们报告的第一个经验研究的变化的CaII三线强度，对于给定的金属丰度，相对于光度。我们发现在Luminosity- $Σ$ Ca平面上由每个簇定义的序列不是精确的线性。然而，当只观测到小星等间隔的恒星时，序列可以被认为是线性的。我们在三个金属丰度标度上研究了Ca Ⅱ三重线。虽然在\citet{cg97}和\citet{ki03}标度中发现了约化等效宽度（$W'_V$或$W'_I$）与金属丰度之间的线性相关性，但当采用\citet{zw84}标度时，需要添加二阶项。我们调查的年龄从我们的样本所涵盖的广泛的年龄范围的作用。我们发现，年龄对最终的关系有微弱的影响。最后，这里导出的关系被用来估计三个研究不足的疏散星团的金属丰度：伯克利39，Trumpler 5和Collinder 110。对于后者，这里导出的金属丰度是第一个可用的光谱估计。
2007-05-23 astro-ph
High Resolution X-ray Spectroscopy of the Post-T Tauri Star PZ Tel
本文分析了钱德拉高能透射光栅光谱仪对Tucana星协中金牛座T星（约2千万年前）后PZ望远镜座PZ星的快速旋转P_（rot）=0.94 d的观测结果。使用两种不同的方法，我们推导出日冕发射测量分布，em（T），和化学丰度。em（T）在log T = 6.9处达到峰值，并且在温度log T > 7处表现出显著的发射测量。日冕的丰度通常是太阳光球值的0.5倍，而光球值被认为是基本恒星组成的代表。在第一电离势（FIP）为7-8 eV时，丰度最低，在更低和更高的FIP时都有更高的丰度，类似于其他活跃恒星的模式。通过对Mg XI的类He三重态的分析，我们估计电子密度约为10^（12）-10 ^（13）cm^（-3）。PZ Tel的所有日冕性质都与比PZ Tel稍老的AB Dor的日冕性质相似，而不是与年轻的T Tauri恒星TW Hya的日冕性质相似。这些结果支持了早先的结论，TW Hya的软X射线发射很可能是由吸积活动，而不是由磁加热日冕为主。我们的研究结果还表明，前主序星的日冕迅速变得相似的老活跃的主序星吸积阶段结束后不久。
2004-03-01 astro-ph
Phase Dependent Spectroscopy of Mira Variable Stars
作为相位函数的米拉变星的光谱测量，探测恒星大气和潜在的脉动机制。例如，测量TiO、VO和ZrO随相位的变化可用于帮助确定这些分子物质是在发生巴耳末线发射的层上方的延伸区域中产生还是在该冲击区域下方产生。使用相同的方法，可以测量巴耳末线的增量，其中最强的巴耳末线在零相位是H-δ而不是H-α，并测试解释，以及另一个特点，当其他巴耳末线很强时，Miras光谱中没有H-δ线。我们提出了新的光谱，覆盖光谱范围从6200埃到9000埃的20个米拉变量。CaII IR三重态和H-α的变化之间的关系作为相位的函数，支持了H-H的观测特性是由H-H光子与CaII H线的相互作用引起的假设。新的时期和时代的变化也提出了每一个明星。
2000-07-26 astro-ph
Spectropolarimetry of the Classical T Tauri Star TW Hydrae
介绍了金牛座T星长蛇座TW的高分辨率（R ~ 60，000）圆偏振光谱测量。我们分析了12条光球吸收线，并连续6个夜晚测量了净纵向磁场。虽然没有净偏振检测的前五个晚上，一个显着的光球场Bz = 149 \pm 33 G的第六个晚上被发现。为了排除虚假的仪器极化，我们将相同的分析技术应用于几个非磁性的大地线，检测没有显着的极化。我们进一步证明了这一领域的检测的现实，通过显示，在这12个光球线的右和左偏振分量之间的分裂与朗德g-因子倍波长平方，如塞曼效应预测的线性趋势。然而，这种纵向磁场检测仍然远低于如果纯偶极磁几何结构导致先前报道的TW Hya的平均磁场强度为2.6 kG时的结果。我们还检测到强圆偏振的He I 5876和Ca II 8498发射线，表明在这些功能的线形成区域的强场。钙II线的偏振是大大弱于He I线，我们解释为由于一个更大的贡献，钙II线从色球发射中的偏振信号取消。然而，在钙II线极化的存在表明，吸积冲击经典金牛座T星不产生狭窄的发射功能的红外三线钙。
2006-09-11 astro-ph
High Resolution X-ray Spectroscopy of Pre-Main-Sequence Stars: TWA 5 and PZ Tel
本文报道了两颗主序前恒星TWA 5（XMM-Newton观测）和望远镜PZ（Chandra/HETGS观测）的高分辨率X射线谱分析结果。TWA 5是长蛇座TW星协中的一颗经典金牛座T星，而Tel PZ则是一颗快速旋转的弱线金牛座T星，属于β-Picture移动星群。对于这两颗恒星，我们已经重建了发射测量分布，并推导出日冕的丰度，以检查可能的模式的丰度有关的各种元素的第一电离电位。我们还从类氦三重态的分析中得到了等离子体密度的估计。我们比较了我们的目标与其他作者以前分析过的其他前主序星的特征：TW Hya，HD 98800和HD 283572。我们的研究结果表明，X射线发射从经典的金牛座T星和弱线金牛座T星产生在所有情况下的磁加热日冕，除了TW Hya具有独特的等离子体温度和密度。此外，我们还推导出TWA 5与TW Hya具有相同的Ne/Fe丰度比。
2004-10-11 astro-ph
XMM-Newton X-ray spectroscopy of classical T Tauri stars
我们目前的结果从比较研究的XMM牛顿观测的四个经典金牛座T星（CTTS），即BP Tau，CR Cha，SU Aur和TW Hya。在这些天体中，日冕活动（即磁活动）和最近显示的磁漏斗吸积过程可能是产生X射线发射的原因。对于所有靶，观察到亮度为$10^{30}$ erg/s量级的可变X射线发射。我们调查光变曲线以及中等和高分辨率的X射线光谱，以确定样品CTTS的等离子体性质，并研究其X射线发射的起源及其变异性。排放量的分布和观测到的温度显着不同，目标是占主导地位的高密度的等离子体产生的吸积冲击或主要是更热的等离子体的日冕起源。同样，发现X射线光度的变化由两种机制产生。在所有探测到\ion{O}{vii}三重态发射的恒星中都发现了高密度的冷等离子体，只有SU~Aur由于强吸收而被阻止。一个总的趋势是目前的丰度模式，与氖太阳值或增强，而氧，铁和大多数其他金属被耗尽，指向存在的逆FIP效应在活跃的日冕和可能的颗粒形成在进化的磁盘。我们发现，吸积激波和日冕活动有助于所观察到的X射线发射的目标。虽然日冕活动是大多数CTTS中X射线活动的主要来源，但每个过程的分数在各个物体之间存在显着差异。
2006-01-11 astro-ph
X-ray accretion signatures in the close CTTS binary V4046 Sgr
我们提出了钱德拉HETGS观测的经典金牛座T星（CTTS）V4046 Sgr。O VII、Ne IX和Si XIII的类氦三重态被清楚地检测到。与CTTS TW Hya和BP Tau类似，O VII和Ne IX的禁戒线与互组合线相比很弱，表明X射线发射区域的等离子体密度很高。然而，Si XIII三重态在低密度极限内，与具有额外恒星日冕的吸积漏斗下落模型的预测一致。V4046 Sgr是第一个具有这些特征的近距离双星。加上以前的高分辨率X射线数据TW Hya和BP Tau，并与T Tau形成对比，现在四分之三的CTTS显示吸积漏斗的证据。
2006-10-04 astro-ph
The first high-resolution X-ray spectrum of a Herbig Star: The case of AB Aurigae
我们提出了第一个高分辨率的X射线光谱的原型赫比格星（AB御夫座），测量和解释各种光谱特征，并比较我们的结果与模型预测。我们使用XMM-牛顿的X射线光谱数据。光谱解释使用热，光学薄发射模型与可变元素丰度和光电吸收组件。我们解释线通量比在He类三重态的O VII作为电子密度和紫外辐射场的函数。我们使用附近的同时代的经典金牛座T星SU Aur作为比较。御夫座AB揭示了一个软X射线光谱，大多数等离子体集中在1-6 MK。类氦三重态没有显示出密度增加的特征，也没有明显的丰度异常迹象。光变曲线显示出调制的变化，周期约为42小时。附近未被发现的低质量伴星不太可能是X射线的来源。靠近恒星的吸积激波应该受到光球的照射，导致类氦三重态O VII通量的改变，我们没有测量。此外，没有发现高密度的迹象，虽然质量吸积率目前是未知的。由于辐射压力较弱，因此不太可能从风震中发射。一个可能的解释是类似太阳的磁日冕。磁约束风提供了一个非常有前途的选择。X射线的周期确实接近以前在风的光学线中测量的周期。
2006-10-16 astro-ph
Spectroscopy of the post-AGB star HD 101584(IRAS 11385-5517)
对HD~101584的光谱（4000 ~ 8800毫微米）进行了分析，发现大部分中性线和单电离金属线是发射的。探测到了[OI] 6300 <$A和6363 <$A以及[CI] 8727 <$A的禁戒发射线，这表明存在一个非常低激发的星云。H $α$、Fe Ⅱ 6383 Ⅲ、Na Ⅰ D $_{1}$、D $_{2}$谱线和Ca Ⅱ IR三重谱线显示P-Cygni分布，表明有物质流出。H $α$线显示剖面中有许多速度分量。Fe Ⅱ 6383 γ也具有与H $α$线几乎相同的线轮廓，表明它们形成于相同区域。由谱合成分析得到大气参数为：$_{eff}$ = 8500 K，logg =1.5，$_{turb}$ = 13 km ~s，$^{-1}$，[Fe/H]=0.0。通过对吸收线的分析，导出了某些元素的光球丰度。发现碳和氮过剩。从Fe发射线的分析中，我们导出了发射线区的T $_{exi}$ = 6100 K $\pm$ 200。
1999-07-22 astro-ph
Near-infrared observations of the Fornax dwarf galaxy. I. The red giant branch
利用JHK成像测光方法研究了矮球状星系天炉座中演化的恒星星族。观测覆盖了一个18.5x18.5弧分的中心区域，并镶嵌了NTT/SOFI图像。我们的数据采样了整个区域的所有红巨星分支。在4.5 x 4.5弧分的区域内，也获得了更深入的观测结果，可以到达燃烧氦的红色恒星团。近红外测光法基于RGB尖端和红色团块的K波段位置测量到天炉座的距离。一旦校正了星系中恒星星族的平均年龄，得出的距离模数为20.74，对应于141千秒差距的距离，与光学数据的估计吻合得很好。在考虑年龄效应的基础上，我们从单个恒星的光红外色导出了一个全球金属丰度[M/H]的分布函数。我们的光度金属丰度分布函数覆盖范围为-2.0<[M/H]<-0.6，主峰在[M/H]~-0.9，贫金属星有一个长尾巴，富金属星比最近的光谱学结果少。如果来自CaII三线态线的金属丰度是正确的，则这一结果证实了在最后1-4 Gyr中增强的金属富集的情景。
2007-03-19 astro-ph
The Nuclear Stellar Cluster in the Seyfert~1 Galaxy NGC 3227: High Angular Resolution NIR Imaging and Spectroscopy
介绍了Seyfert 1星系NGC 3227核区（10“~ 840 pc）的近红外高角分辨率散斑成像和成像光谱。一个核星团在J和H波段有轻微的分辨，从K到J波段对近红外连续谱的贡献越来越大。与邻近的连续谱相比，恒星的吸收线被延长，表明星团的尺寸为~ 70 pc FWHM。对这些谱线的分析表明，在3.6“口径的H（K）波段中，恒星贡献了大约65%（40%）的连续辐射。星族合成与近红外光谱合成相结合表明，红超巨星的年龄在2500万年到5000万年之间，这一年龄对近红外光谱的贡献最大。这是支持公布的光学数据的MgIb线和CaII三重态。虽然不能排除AGB星主导近红外光的~ 0.5 Gyr的更高年龄，但观测到的参数处于AGB星主导的星团预期的极限。然而，在这两种情况下，被解析的星团只贡献了内部300 pc总动力学质量的约15%，这意味着另一个更古老的恒星星族。过去10 Gyr的纯粹恒定恒星形成可以排除。因此，至少有两个恒星形成/星暴事件发生在NGC 3227的核心。由于在其他星系的核中也观察到了这样的恒星形成历史序列，因此恒星形成活动与活动星系核本身之间的联系似乎是可能的。
2000-10-17 astro-ph
The CaT strength in Seyfert nuclei revisited: analyzing young stars and non-stellar light contributions to the spectra
在Garcia-Rissmann等人2005年的一篇论文中，我们给出了64个活动星系、9个正常星系和5个星暴星系在近红外钙三重态吸收线和[SIII]9069线附近区域的光谱。在本文中，我们分析了CaT强度（WCaT），并在该研究中，即恒星和电离气体的速度色散的运动学产品。我们的主要结果可以概括如下：（1）Seyfert 2s的WCaT值与正常星系的WCaT值相比没有稀释的迹象，即使在3933 A处的CaII K带的光吸收线比老的、球状的恒星星族弱得多的情况下也是如此。(2)Seyfert 2s在WCaT-WCaK平面上的位置与演化合成模型一致。这意味着，在这些活动星系核中的光线稀释的来源是一个年轻的恒星星族，而不是一个活动星系核的无特征的连续体，证实了Terlevich，Diaz和Terlevich的先驱研究的结论。(3)在Seyfert 1 s中，W[SIII]和WCaT都倾向于由于非恒星成分的存在而被稀释，这与统一范式一致。(4)恒星和气体的速度色散的比较证实了存在的相关性的典型速度的恒星和云的窄线区域。围绕该相关性的强度和分散类似于先前从[OIII]5007线宽获得的那些。
2008-09-18 astro-ph
A Search for Old Star Clusters in the Large Magellanic Cloud
我们报告的第一个结果的颜色星等图调查的25个候选人老LMC集群。对于几乎所有的样本，都有可能到达关闭区域，并且在许多聚类中，我们有几个主序列的幅度。年龄估计的基础上的巨大的分支集群和turnoff之间的星等差$δT_1$显示，没有新的老的集群被发现。候选人原来是中间年龄（1-3 Gyr）我们表明，明显的老年龄推断综合UBV颜色可以解释的组合产生的随机效应的明亮的恒星和光度误差的昏暗的集群躺在拥挤的领域。从钙三重态光谱的相对金属穷人的候选人也被证明是中间年龄。这一点，再加上它们位于盘的远处，产生了关于LMC盘的形成和演化的有趣限制。我们还研究了年龄分布的中间年龄和老年集群这一均匀的一组准确的相对年龄使我们能够作出改进的研究历史的团簇形成/破坏的年龄$>1$ Gyr。我们确认以前的迹象表明，显然没有团簇形成在LMC期间，从3-8 Gyr前，并有一个明显的时代的团簇形成开始3 Gyr前，在约1.5 Gyr前达到高峰。我们的研究结果表明，有几个，如果有的话，真正的老集群在大麦哲伦星系留下被发现。
1997-09-18 astro-ph
