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
The Stellar Content of Active Galaxies
本文介绍了对39个活动星系和3个正常星系的长缝光谱研究结果。分析了恒星的吸收特征、连续光谱颜色及其径向变化，以描述这些星系中的恒星星族，并探测星光光谱成分下无特征连续光谱的存在。在大多数星系中检测到明显吸收线和连续谱颜色的等效宽度的空间变化。特别是恒星形成环，在相同的宽度和颜色轮廓中留下清晰的指纹。我们发现活动星系内部区域的恒星星族呈现出多种多样的特征，不能用单一的星光模板来表示。稀释的恒星线由一个基本的无特征的连续检测在大多数宽线的对象，但很少或没有稀释被发现的大多数的20个2型塞弗特在样本中。颜色梯度也无处不在。特别是，除了一个观察到的塞弗特2s外，所有的塞弗特2s在核处都比在其附近更红。这些调查结果的可能后果进行了概述。
1998-01-29 astro-ph
How young stellar populations affect the ages and metallicities of galaxies
一些研究表明，在包括早期星系在内的星系中存在着新的恒星形成。这表明，我们可能没有获得准确的年龄和金属丰度的主要恒星星族的星系的颜色。研究了复合恒星星族中的年轻星族（YSP）对恒星系统颜色的影响，分析了由颜色得到的恒星年龄和金属丰度与复合恒星系统中主要星族的年龄和金属丰度的偏差。本文给出了由颜色决定的恒星年龄和金属丰度与复合恒星系统中主要恒星星族年龄和金属丰度之差的一些可能分布。此外，本文还给出了复合恒星星族与其主要恒星星族颜色差异的一些可能分布。此外，我们还比较了用一个色对和两个谱线强度指数分别测定的恒星年龄和金属丰度。文中还比较了用一个色对和几个独立色对的结果。我们还讨论了YSP对早型星系的基平面和Kormendy关系的影响。主要结果可从CDS下载。
2007-08-30 astro-ph
The age and colors of massive white dwarf stars
我们目前的演化计算和颜色的大规模白矮星与氧氖核心的质量之间的1.06和1.28钼。计算的演化阶段涵盖了从log（L/Lo）约。0.5下降到-5.2我们的冷却序列是基于进化计算，考虑到化学成分预期从大规模的白矮星的祖先，燃烧碳在部分简并条件。使用详细的非灰色模型大气为我们提供了准确的外边界条件，我们不断发展的模型在低有效温度。我们检查我们的序列的冷却年龄，颜色和幅度。我们发现，大质量白矮星的特征是年龄非常短，以至于它们在远低于10 Gyr的年龄时达到颜色的关闭并变成蓝色。大质量白矮星，可从我们的网站，也提出了广泛的表格。
2007-02-01 astro-ph
On the difference between nuclear and contraction ages
背景：年龄来自低质量的恒星仍然收缩到主序星的年龄往往不同于年龄来自高质量的，已经从it. Aims演变：我们调查这两个独立的年龄测定之间的分歧的一般索赔，提出UBVRI测光的年轻的银河系疏散星团NGC 2232，NGC 2516，NGC 2547和NGC 4755，跨越年龄范围~10-150百万年方法：我们得到的红化，距离和核年龄拟合ZAMS和等时线的颜色-星等和颜色-颜色图。为了得到收缩年龄，我们使用四种不同的主序前模型，与经验校准的色温关系，以匹配的昴星团序列。结果如下：当只使用V与V-I色星等图和经验校准的等时线时，所研究的星系团的核年龄和收缩年龄之间存在一致性。尽管收缩年龄似乎被系统地低估了，但在任何情况下，它们与核年龄的偏差都不会超过一个标准差。
2006-03-03 astro-ph
Colors, magnitudes and velocity dispersions in early-type galaxies: Implications for galaxy ages and metallicities
本文分析了斯隆数字巡天中39320个早型星系的色-星等-速度色散关系。我们证明，颜色星等关系是完全的事实，即这些星系的光度和颜色与恒星速度色散的后果。先前对红移范围内的色-星等关系的研究表明，早型星系的光度是其金属丰度的指标，而该关系的颜色残差则是其恒星光度加权年龄的指标。我们表明，这一点，当我们发现速度色散起着至关重要的作用相结合，有一些有趣的影响。首先，具有大速度色散的星系往往更老（即，它们向颜色-幅度关系的红色散射）。类似地，具有大动力学质量估计的星系也往往更老。此外，在固定的光度下，较小的星系，或具有较大的速度色散，或更大的质量，往往更老。其次，速度色散最大的星系也是最缺乏金属的星系的模型很难与我们的数据相一致。然而，在固定的速度色散下，星系有一个年龄和金属丰度的范围：较老的星系有较小的金属丰度，反之亦然。最后，速度色散与光度的关系图可以用作年龄指标：恒定年龄的线与速度色散和光度之间的相关性平行。
2004-09-23 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$。这些结果与最近的观测结果以及最近的模拟结果非常一致，这些模拟结果表明整体坍缩和主要合并在早期星系的形成中发挥了重要作用。我们的研究结果表明，使用从当前和未来的光学和红外调查中获得的多波段的颜色在约束早期类型的星系的年龄和金属丰度梯度的潜力。
2004-12-02 astro-ph
Ages of galaxy bulges and disks from optical and near-infrared colors
我们比较光学和近红外颜色的磁盘和凸起的直径有限的样品倾斜，明亮，附近，早期型螺旋。沿着楔形孔径在15度的长轴和短轴上的一侧的星系对面的尘埃带的颜色配置文件被用来指定名义颜色的内盘（在2尺度长度）和隆起（~ 0.5 r_eff），分别。我们估计，尘埃变红的影响和两个组件之间的颜色的串扰是可以忽略不计的。我们发现色差（凸起-圆盘）非常小：Delta（U-R）=0.126 +/- 0.165，Delta（R-K）=0.078 +/- 0.165。Bothun & Gregg（1990）报道的S 0's的蓝度比Bothun & Gregg（1990）报道的S 0's蓝度小三倍。星系之间的颜色变化要比每个星系的盘和球之间的颜色差异大得多。也许，潜在的盘和凸起的旧种群比种群范式引导我们相信的要相似得多。假设金属丰度相同，隐含的年龄差异小于30%。
1996-02-20 astro-ph
Origin of Color Gradients in Elliptical Galaxies
椭圆星系中的颜色梯度的起源进行检查，通过比较模型梯度与哈勃深场观测到的。模型的构建，以便再现本地椭圆星系的颜色梯度，无论是由金属丰度梯度或年龄梯度。通过回溯一系列颜色梯度随红移的变化，求解了年龄-金属丰度简并度。在$z=0.1-1.0$观测到的椭圆星系的颜色梯度与金属丰度梯度的预测结果非常吻合，但即使在$z \sim 0.3$观测到的颜色梯度与年龄梯度的预测结果也有很大的偏差，而且这种偏差随着红移的增大而增大。这一结果不依赖于宇宙学参数和星系演化模型的参数。因此，我们的结果清楚地表明，颜色梯度的起源不是年龄，但恒星的金属丰度。
2000-01-11 astro-ph
Modeling Accretion Disk X-ray Continuum of Black Hole Candidates
我们严格审查与确定的基本属性的黑洞和周围的吸积盘在X射线二进制的基础上建模的磁盘X射线连续的源相关的问题。我们的工作主要基于GX 339-4的两个XMM-牛顿观测，因为它们在低能量（低于1 keV）下提供了高质量的数据，这对于可靠地模拟吸积盘的光谱至关重要。检查的一个关键问题是所谓的“颜色校正因子”的确定，这往往是经验性地引入到占从黑体（由于电子散射）的本地磁盘光谱的偏差。该因子不能在理论上预先确定，因为它可以随着例如，质量吸积率，其中一些重要因素。我们跟进较早的建议，估计颜色校正观测模拟的磁盘光谱饱和康普顿散射。我们表明，光谱可以很好地拟合和该方法产生合理的值的颜色校正因子。为了比较，我们还尝试用其他模型拟合光谱。我们表明，即使是高软态连续（这是占主导地位的磁盘发射）不能令人满意地拟合国家的最先进的磁盘模型。我们讨论了结果的含义。
2007-06-07 astro-ph
Near-Infrared Photometry and Radio Continuum Study of the Massive Star Forming Regions IRAS 21413+5442 and IRAS 21407+5441
IRAS 21413+5442和IRAS 21407+5441是两个高光度的大质量恒星形成区，可能彼此相关。在UKIRT使用UFTI在极好的视宁度条件下对这两个IRAS源进行了近红外测光，得到了$\sim$ 0.5角秒的角分辨率。我们的研究结果揭示了恒星内容的完整性限制（90%）的J = 18.5，H = 18.0，和K = 17.5等在这两个地区的细节。在IRAS 21413+5442中，我们发现了一颗晚O型星，它具有大的（H-K）色，位于早期作者观察到的CO喷流中心附近。UKIRT图像显示在IRAS 21407+5441中，一个微弱但清晰的致密HII区域围绕着一个中央的中高质量星团。我们探测到了一些在J波段没有探测到的大（H-K）色源。我们还提出了在1.28 GHz的GMRT无线电连续图，覆盖整个区域周围的两个恒星形成云。射电连续通量被用来估计HII区域的性质，这似乎支持我们的近红外光度学结果。基于我们的无线电连续谱图和档案MSX 8.2 $μ$ m图像，我们表明，这两个IRAS源可能属于同一个父分子云和猜想，一个大的红外颜色的高质量的恒星，目前在两个源之间，可能引发了在这个地区的恒星形成。然而，我们不能排除另一种可能性，即A星可能是附近的前景星。
2008-08-13 astro-ph
A Compendium of Far-Infrared Line and Continuum Emission for 227 Galaxies Observed by the Infrared Space Observatory
本文给出了红外空间天文台长波光谱仪观测的227个星系的远红外线通量和连续谱通量。星系样本包括正常的恒星形成系统，恒星爆发和活动星系核，涵盖了广泛的颜色和形态。该数据集涵盖约1300线通量，600线上限，和800连续通量。在光解离或HII区检测到几条精细结构发射线：[OIII] 52 μ m，[NIII] 57 μ m，[OI] 63 μ m，[OIII] 88 μ m，[NII] 122 μ m，[OI] 145 μ m和[CII] 158 μ m。在一些星系中还检测到OH的53 um、79 um、84 um、119 um和163 um，以及H2O的58 um、66 um、75 um、101 um和108 um等分子谱线。除了目标星系发射的谱线外，还报告了银河系[CII] 158 μ m和NGC 1068中74 μ m附近的一条未识别谱线的偶然探测。最后，对一个远红外辐射包含在~75 ″ ISO LWS光束中的星系子集，计算了52 μ m、57 μ m、63 μ m、88 μ m、122 μ m、145 μ m、158 μ m和170 μ m的连续辐射通量。这个大型数据库的连续和线通量的统计数据，包括线比率与远红外颜色和红外光学比的趋势，进行了探讨。
2008-05-19 astro-ph
Old Metal-rich Globular Cluster Populations: Peak Color and Peak Metallicity Trends with Mass of Host Spheroids
我们解决的问题的影响因素的峰值颜色趋势的老富金属球状星团（MRGC）人口与质量的主机，早型星系和球状子系统的螺旋（球体）。在年龄效应很小或可忽略不计的假设下，色量趋势通常转换为金属量趋势。虽然对MRGC种群年龄的直接估计既不能排除也不能可靠地支持种群的年龄趋势，但关于球体形成时间的关键数据和其他间接证据在某种意义上暗示：球体越大，平均年龄越大。我们发现，MRGC种群的允许年龄趋势对其峰值颜色趋势的贡献可以达到约50%。在这种情况下，颜色趋势的可比值约为30%，这是由于α-元素比率系统变化的δ [α/Fe]约为0.1至0.2 dex，因为[α/Fe]比率与年龄之间存在相关性。因此，[Fe/H]比值的系统性变化在贡献者中可能不太重要，其范围比通过假设没有年龄趋势而推导出的相应范围低许多倍，即δ [Fe/H] ~ 0.1或甚至没有。
2007-05-15 astro-ph
Optical-NIR Color Gradients in Early Type Galaxies at z \leq 1.0
最近基于附近早期星系的线指数的研究表明，星系内部的恒星可能比外部的恒星更年轻，更富含金属。如果得到证实，这一发现对早期星系的形成和演化具有深远的意义，因为如果合并在它们的形成/演化中发挥了重要作用，那么这种年龄梯度就会自然出现。作为年龄梯度存在的一个独立检验，我们研究了6个z \simeq 0.4 - 1.0的场早型星系的光学-近红外颜色梯度，其中年龄梯度与z=0的定标相结合时可望被探测到。通过利用HST NICMOS H波段成像以及WFPC 2光学数据，我们获得了宽波长基线，给出了对预期年龄梯度敏感的结果。当与简单模型预测相比时，其中五个对象显示出可忽略的年龄梯度，并且是金属丰度梯度占主导地位，而剩余的对象显示出与年龄+金属丰度梯度图一致的颜色梯度。我们的结果表明，早期型星系中的恒星可能在z \sim 1处是同时代的，但年轻恒星的分散可能发生在z < 1处。
2001-09-27 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
The non-stellar infrared continuum of Seyfert galaxies
本文给出了一个Seyfert（Sy）2星系样品的JHKL 'M（1-5微米）成像。我们确认，1-2.2微米的核连续的一些Sy 2s是由恒星辐射为主，而在较长的波长（3-5微米）的连续辐射几乎完全是非恒星的起源。Sy星系的红外非恒星光谱能量分布（15 μ m以下）呈现出多种形状，Efstathiou & Rowan-Robinson（1995）的锥形盘模型很好地再现了它们。我们使用了两个模型，一个包括一个光学薄锥组件和一个无锥模型。虽然我们的模型的SED不允许我们赞成任何一个模型来解释所有观察到的SED，我们发现，对中央源的视角是很好的约束，这两个模型。我们还研究了非恒星的色图。视角θ < 30度的Sy星系的颜色用锥模型能较好地再现。这些图提供了一个很好的方法来区分具有中等遮蔽度（A_V < 20 mag，来自硬X射线观测）的Sy 2s和具有高遮蔽度的Sy 2s。地基4.8微米和ISO 9.6微米光度与Sy 1 s和2s的硬X射线光度有很好的相关性。这些连续辐射似乎是活动星系核光度的一个很好的指标，至少在硬X射线康普顿薄Sy星系的情况下。最后，我们强调的发现，一些康普顿厚的星系显示明亮的非恒星发射在5微米。这表明Sys中的近红外发射是在由中心源照射的扩展组件中产生的，从所有视角都更可见。我们讨论了可能的影响，中红外调查的同行搜索高度模糊的硬X射线源。（节录）
2000-12-05 astro-ph
Colors of 2625 Quasars at 0<z<5 Measured in the Sloan Digital Sky Survey Photometric System
本文对斯隆数字巡天（SDSS）测光系统中类星体的颜色进行了实验研究。用SDSS测光方法研究了2625个类星体。类星体以天赤道为中心，呈2.5度宽的条纹状分布，覆盖$\sim529$平方度。位置和SDSS的大小给出了898个类星体之前已知的SDSS光谱调试。新的SDSS类星体代表了该天空区域已知类星体数量的200%以上。在SDSS通带内观测到的类星体颜色的系综平均值可以很好地用$α_ν = -0.5$（$f_ν \propto ν^α$）的幂律连续谱表示。然而，$3000 {\rm Å}$凸起和其他强发射线的贡献对颜色具有显著影响。色红移关系具有相当的结构，这可能是用于确定光度红移的类星体。颜色范围可由具有分布$α_ν=-0.5\pm0.65$（95%置信度）的光谱指数范围来解释，但分布中存在红尾。这条尾巴可能是内部变红的迹象。最后，我们表明，类星体和Seyfert星系之间的属性是一个连续的，我们测试的有效性，传统的两类AGN之间的分工。
2000-12-20 astro-ph
On the Lengths, Colors and Ages of 18 Face-On Bars
随着一个简短的分析，我们目前的数据从BVRI和Ks图像的样本19个星系（18条和1 unbarred），这将在未来的论文中进一步探讨。我们测量了条形图的长度和颜色，创建了彩色图并估计了全局颜色梯度。应用一种在配套文件中开发的方法，我们可以区分7个星系在我们的样本中，那些酒吧最近已经形成的酒吧与已经演变的酒吧。我们估计年轻和进化的酒吧之间的光学颜色的平均差异，可以转换为10 Gyr的顺序的年龄差异，这意味着酒吧可能，至少在某些情况下，长期存在的结构。此外，我们的研究结果表明，平均而言，进化的酒吧比年轻的酒吧更长。这似乎表明，在其演变过程中，一个酒吧越来越长，从磁盘捕获恒星，在最近的数值和分析结果一致。虽然这些结果的统计意义是低的，需要进一步的研究来证实它们，我们讨论了我们的结果的可能性酒吧是一个经常性的现象的影响。我们还提出了我们所有的图像，以及相关的光度和几何参数的径向轮廓线等照度线。
2005-11-29 astro-ph
Age and Abundance Discrimination in Old Stellar Populations Using Mid-Ultraviolet Colors
中紫外光谱区（2000-3200 A）的剩余标架对于分析高红移下观测到的“红包络”系统的恒星星族具有重要意义。在这里，我们探讨了中紫外线的有用性，以确定老年人口的年龄和丰度。中UV至光学/IR波长基线提供了良好的群体组分分离，因为主序列关闭主导了2500和4000 A之间的积分光。在金属丰度-1.5 <logZ/Z_0 < +0.5范围内，中紫外连续谱水平存在6个星等的差异，在4-16 Gyr年龄范围内存在相当的差异（每单位logt）。中紫外线颜色相对于年龄或金属丰度的对数导数比UBV区域大3-10倍。因此，关于老种群的大部分光谱信息存在于4000 A以下。我们调查的能力UBV和中紫外线宽带颜色分别确定年龄和丰度，考虑到在颜色测量的精度。我们发现，中紫外线提高分辨率（log t，log Z）空间的一个因素约为3给定的观测精度。热水平分支相的污染可以严重影响中紫外光谱，在某些情况下达到80%以上。然而，只要远紫外测量可用，这是直接去除的。最后，我们表明，4陀螺仪，太阳丰度模型的基础上的经验光谱提供了一个很好的适合中紫外光谱的E星系M32。这表明，从理论光谱中获得的较差结果是由于单个恒星合成模型的局限性造成的。【凝聚】
2003-03-20 astro-ph
The evolution of the color gradients of early-type cluster galaxies
我们调查的颜色梯度在集群早期型星系的起源，以探讨是否纯年龄或纯金属丰度梯度可以解释在本地和遥远的（z约0.4）样本中观察到的数据。我们用F555 W、F675 W、F814 W三种滤光片拍摄了20个最亮的早型星系CL 0949 +44（以下简称CL 0949）在红移z=0.35-0.38范围内的表面亮度剖面。我们确定颜色轮廓（V-R）（r）、（V-I）（r）和（R-I）（r）作为径向距离r（arcsec）的函数，并拟合范围为-0.2到0.1 mag/decade的对数梯度。这些值类似于在红移约0.4处近似匹配（V-R）、（V-I）、（R-I）的颜色（U-B）、（U-V）、（B-V）的局部值。我们用最新的恒星星族模型对结果进行了分析。我们发现，被动演化的金属丰度梯度（约0.2德克斯每径向十年）提供了一个一致的解释本地和遥远的星系的数据。用纯粹的年龄梯度（金属丰度固定）来解释局部颜色梯度，在红移z约为0.4时会产生太陡的梯度。纯年龄梯度是一致的数据，只有当大的现在的年龄（>=15 Gyr）假设的星系中心。
2000-07-04 astro-ph
Clues on the evolution of the Carina dwarf spheroidal galaxy from the color distribution of its red giant stars
船底座矮球状星系的细长红巨星分支（RGB）乍一看非常令人困惑，似乎与几个不同的恒星形成爆发的存在形成对比。在这封信中，我们根据新的BVI宽视场观测提供了船底座红巨星颜色扩展的测量，并通过合成颜色-星等图模拟了RGB的宽度。测得的颜色扩散，Sigma{V-I}=0.021 +/- 0.005，是相当自然地占了星系的恒星形成历史。薄的RGB似乎基本上与其占主导地位的恒星星族的有限年龄范围有关，在给定的年龄不需要金属丰度分散。这个结果相对于假设的年龄-金属丰度关系的变化来说是相对稳定的，只要星系寿命的平均金属丰度与观测值相匹配（[Fe/H] = -1.91 +/- 0.12，经过年龄效应的校正）。光度数据的分析也对船底座的化学演化提出了一些限制，表明船底座的星际介质的化学丰度在恒星形成的每一幕中都很低，即使这些事件发生在许多Gyr上。
2003-04-23 astro-ph
Ages of globular clusters: breaking the age-distance degeneracy with the luminosity function
我们扩展了我们以前的方法来确定球状星团年龄使用的光度函数（Jimenez \& Padoan 1996）。我们表明，光度函数取决于年龄和距离模量，它是可能区分两者。这种方法提供了在同一时间的距离和年龄的GC通过简单地计数内发现指定的光度箱恒星的数量独立的测定。在其他传统的方法来确定GC年龄的主要不确定性是不存在的（例如，混合长度，颜色- $T_{\rm eff}$校准，颜色-幅度图的形态）。距离模量是确定GC年龄的最大不确定性。在这里，我们表明，可以确定的年龄与小的不确定性，任何值的距离模量使用LF和LF允许确定的距离模量本身。这是解释的事实，即光度函数的影响，在距离模量的变化的方式，是从它的时间演变不同。如果GC恒星计数的统计误差不大于$3\%$，年龄可以确定的不确定性约为0.4 Gyr（独立于距离模量，混合长度和颜色校准）和距离模量的不确定性约为0.04马格。
1996-03-14 astro-ph
The Ages of Dwarf Ellipticals
本文介绍了用Stromgren（uvby）滤光系统对后发座和天炉座星系团中91颗矮椭圆星系进行的窄带测光。将样品按侏儒形态分为有核（dEN）和无核（dE）侏儒揭示了两个不同的人口的早期类型系统的基础上集成的颜色。类dEN星系是红色的连续色相比，明亮的集群椭圆星系和dE型矮星，他们的位置在多色图只能解释为一个老的平均年龄为他们的基本恒星星族。通过与M87球状星团系统的窄带测光（Jordan et al. 2002）的比较，我们发现dENs是古老的、贫金属的球状星团颜色序列和M87球状星团蓝色星群的高金属丰度延续。另一方面，明亮的椭圆星系和dE矮星遵循富含金属的红色M87球状星团的颜色序列。比较SED模型，卷积到一个简单的金属丰度模型，发现dENs和蓝色球状星团是3至4个Gyrs比集群椭圆星系和5个Gyrs比dE型星系。这意味着球状星团和dEN星系是原始的，并且具有由外部约束（例如其形成云的富集）设定的金属丰度。明亮的椭圆星系和dE星系的金属丰度和年龄表明初始恒星形成的扩展阶段产生一个年轻的平均年龄，即使它们的形成时代类似于dEN和蓝色球状星团，以及内部驱动的化学演化历史。
2003-12-03 astro-ph
Broad-band colors and overall photometric properties of template galaxy models from stellar population synthesis
我们在这里提出了一套新的进化人口合成模型的模板星系沿哈勃形态序列。模型，占个别演变的隆起，磁盘和晕组件，提供基本的形态特征，以及热光度和颜色的演变（包括约翰逊/Duminins“UBVRcIcJHK”，冈恩“gri”，和华盛顿“CMT 1 T2”测光系统）之间的1和15 Gyr。从残余气体的亮度贡献也进行了评估，无论是在星云的连续性和巴耳末线增强。
2005-05-31 astro-ph
Stellar Ages from Stellar Rotation
我们通过测量恒星自转来确定恒星年龄的能力，取决于我们能在多大程度上测量不同质量恒星的自转对年龄的依赖性。疏散星团中恒星的自转周期对于确定恒星年龄、自转和质量（颜色）之间的关系是必不可少的。直到最近，vsini数据中的模糊性和缺乏聚类成员信息，阻止了旋转对颜色依赖性的明确经验定义。对年轻星团中成员恒星自转周期的直接测量现在已经揭示了一个定义明确的周期-颜色关系。我们给出了疏散星团M35和M34的新结果。然而，基于地面观测的旋转周期仅限于年轻的星团。毕宿星团代表了同时代最古老的恒星群体，有测量的旋转周期。需要对老恒星的自转周期进行测量，以适当地限制恒星自转对年龄的依赖。我们提出了我们的计划，使用开普勒太空望远镜测量旋转周期的集群一样古老，比太阳。
2008-12-30 astro-ph
Age and Metallicity Estimation of Globular Clusters from Stromgren Photometry
提出了一种利用Stromgren滤波器测定复合恒星星族年龄和金属丰度的新方法。使用主成分（PC）分析的多色模型，我们隔离的范围内的值必须独特地确定年龄和金属丰度的影响。本文提出的方法只适用于由简单恒星星族组成的老（τ> 3 Gyrs）恒星系统，如球状星团和椭圆星系。使用新的光度学方法对40个球状星团进行了校正，用光谱[Fe/H]值和主序拟合年龄将PC值与Strömgren颜色联系起来，金属丰度的准确度为0.2 dex，年龄为0.5 Gyrs。
2004-12-08 astro-ph
The Age, Extinction and Distance of the Old, Metal-Rich Open Cluster NGC 6791
利用最新的输入物理计算了一个广泛的富金属等时线网格，以与旧的富金属疏散星团NGC 6791进行比较。这些等时线同时适用于BV和VI色星等图，两种颜色所需的成分、红化和距离模数相同。我们的最佳拟合等时线假设[Fe/H] =+0.4，换算太阳丰度比，dY/dZ = 2（Y = 0.31），这与主要层序所有点的数据都非常吻合。由此得到的年龄为8 Gyr，E（B-V）= 0.10和（m-M）_v = 13.42。派生的集群参数是相当强大的等时线[Fe/H]和氦丰度的变化。所有可接受的拟合表明0.07 < E（B-V）< 0.14$，13.29 <（m-M）_v < 13.46，并且NGC 6791具有8.0+/-0.5 Gyr的年龄。拟合还表明dY/dZ介于1和3之间。像太阳一样低的金属丰度显然被排除了，dY/dZ = 0也是如此。与以前的等时线研究的比较表明，派生的变红主要是由于我们使用的最新的颜色变换，而年龄取决于颜色和输入的物理。我们的等时线提供了一个很好的适合毕宿星团零年龄的主要序列确定的依巴谷，提供证据表明，我们推导的红化和距离模量是可靠的。
1998-12-04 astro-ph
Newly Identified Star Clusters in M33. I. Integrated Photometry and Color-Magnitude Diagrams
我们提出了综合测光和色星等图（CMD）的24个星团在M33，其中12个以前未编目。这些结果是基于哈勃太空望远镜对M33中两个区域的观测。我们的综合V星等和V-I颜色的先前确定的对象是在良好的协议与出版的测光。我们能够估计年龄的21个这些集群使用功能的CMD，包括等时线拟合的主要序列关闭的17个集群。这些年龄与星团的综合颜色和星等的比较表明，简单的恒星星族模型在预测这些性质方面表现得相当不错。
2006-09-30 astro-ph
Jet directions in Seyfert galaxies: Radio continuum imaging data
本文给出了55个Seyfert星系（19个Seyfert 1星系和36个Seyfert 2星系）的VLA A阵8.46GHz连续成像结果。这些星系是一个更大的样本的88个塞弗特星系的一部分，从大多数各向同性的属性，在60妈妈和温暖的红外线25妈妈到60妈妈的颜色通量选择。这些图像被用来研究这些星系的射电连续辐射的结构及其位置角，在扩展源的情况下。这些数据，结合宽带B和I观测的信息，已被用来研究射电喷流相对于其宿主星系平面的方向（Kinney et al. 2000）。
2000-12-06 astro-ph
NGC 2362: a Template for Early Stellar Evolution
本文介绍了年轻疏散星团NGC 2362的UBVRI测光。通过分析适当的色-色和色-星等图，我们得出NGC 2362星系团的基本参数为：年龄= 5（+1-2）百万年，距离= 1480 pc，E（B-V）= 0.10 mag.对于高质量和低质量的两个星系团，（2.1 - 36兆太阳）和低质量（0.7 - 1.2兆太阳）恒星，分别使用高质量和低质量恒星的主序后和主序前演化轨迹得出的年龄之间具有良好的一致性。分析这个星团的颜色-星等图显示了一个定义良好的前主序星序（涵盖V中的DeltaV~9等，并从早期A星延伸到氢燃烧极限附近），这使得这个星团成为前主序星序演化研究的理想实验室。
2001-11-06 astro-ph
