测量未分辨恒星星族的年龄和元素丰度：Fe，Mg，C，N和Ca

蓝离散星使球状星团积分光谱年轻化的证据

Evidence for Blue Straggler Stars Rejuvenating the Integrated Spectra of Globular Clusters

综合光谱学是推导未分辨恒星系统年龄的首选方法。然而，热恒星的演化阶段，如热水平分支星和蓝离散星（BSS），可以影响使用巴耳末线测量的综合年龄。这种热的“非正则”恒星可能会导致高估主序星关闭的温度，从而低估了恒星星族的综合年龄。使用优化的Hbeta指数结合HST/WFPC 2色星等图（CMD），我们表明，银河系球状星团表现出大的分散在其表观“光谱”年龄，这并不对应于在其CMD派生的年龄。我们发现的第一次，特定频率的BSS，定义在同一孔径内的综合光谱，显示出明确的对应关系，在这个意义上说，在固定的金属丰度，较高的BSS比导致年轻的“表观”光谱年龄与Hbeta。因此，球状星团中BSS的特定频率对球状星团光谱年龄的准确性设置了基本限制，可能对其他恒星系统如星系。这一结果的观测影响进行了讨论。

高红移恒星星族的光谱定年

Spectral dating of high-redshift stellar populations

利用LBDS~ 53 W 091和LBDS~ 53 W 069的NUV光谱，探讨了高红移下未分辨恒星星族的年龄推算技术。这些星系的光度学和形态学表明它们是早期类型的系统，这一特征使它们成为分析其年龄和金属丰度的理想测试床。在基于简单的恒星星族模型的分析中，我们发现在光学+近红外光度分析和NUV光谱分析中，导出的年龄和金属丰度之间存在显著的简并。对于LBDS~ 53 W 069，这种简并性不是那么强。然而，即使在这种情况下，恒星的年龄也不能被更好地限制在一个范围内，这个范围大约包括观测到的红移时宇宙年龄的三分之一。我们已经探索了几个独立的人口合成模型，并始终发现类似的结果。横跨静止坐标系4000 A的宽波段测光也受到强烈的年龄-金属丰度简并的影响。使用现实的化学富集假设显着有助于解开简并。基于这种方法，我们得到的平均恒星年龄为3.6-3.8 Gyr左右的最年轻的可能年龄的更好的约束。从观测的角度来看，最有效的（和可行的）的方式来设置未解决的恒星星族的限制包括一个组合的巴耳末吸收线与低信噪比静止帧NUV光谱或精确的光学和近红外测光。

银河系外盘恒星的元素畸变率。I.疏散星团

Elemental Abundance Ratios in Stars of the Outer Galactic Disk. I. Open Clusters

我们总结了选定的恒星在老，遥远的星系团伯克利20，伯克利21，NGC 2141，伯克利29和伯克利31的径向速度研究。M67的三个成员也被类似地观测到，这些速度与先前的测量结果非常吻合。我们测量了所有六个簇的[Fe/H]的化学组成以及α元素，铁峰元素和在s-过程或r-过程中合成的元素的丰度。对于外盘，[Fe/H]的丰度梯度偏离了太阳附近定义的趋势。当R_GC = 10 ~ 12 kpc时，[Fe/H]在[Fe/H]=-0.5处达到“基底”，而不是随着银心距的增加而下降。我们发现增强的[O/Fe]，[alpha/Fe]和[Eu/Fe]在外盘揭示了快速的恒星形成历史。一个有趣的，但暂时的结论是，外盘疏散星团的丰度比与外盘通过合并事件形成是一致的。基底[Fe/H]和增强的[alpha/Fe]表明，外盘是由一个气体库形成的，其恒星形成历史与太阳附近不同。这些疏散星团可能是由外盘的合并事件引发的恒星形成的结果。外盘疏散星团的年龄将是合并发生时间的一个度量。[删节]

阻尼Ly-alpha系统中元素丰度的综合集合：揭示这些高红移星系的性质

A comprehensive set of elemental abundances in damped Ly-alpha systems: revealing the nature of these high-redshift galaxies

通过将我们对类星体Q 0100 +13、Q1331+17、Q2231-00和Q2343+12的四个阻尼Ly-alpha系统（DLAs）的UVES-VLT光谱与现有的HIRES-Keck光谱相结合，我们覆盖了四个类星体从3150到10000 A的总光谱范围。这种大的波长覆盖范围和高质量的光谱使我们能够测量多达21种离子的柱密度，即15种元素- N，O，Mg，Al，Si，P，S，Cl，Ar，Ti，Cr，Mn，Fe，Ni，Zn。如此大量的信息是必要的，以限制光电离和尘埃耗尽效应，两个重要的步骤，以获得DLAs的内在化学丰度模式。利用Al ~+/Al ~（++）、Fe ~（++）/Fe ~（++）、N ~ 0/N ~+和Ar/Si，S比值，计算了尘埃修正。我们的分析表明，朝向Q2343+12的DLA需要重要的电离校正。获得完整的一系列相对强大的内在元素丰度在其他三个DLAs使我们能够限制他们的恒星形成的历史，他们的年龄和他们的恒星形成率的螺旋和矮不规则星系的化学演化模型的网格进行详细的比较。结果表明，在红移区间z_abs = 1.7-2.5内，与这三个DLA相关联的星系要么是螺旋盘的外围区域（半径>= 8 kpc）或矮不规则星系（具有爆发或连续的恒星形成历史），年龄从5千万年左右到> 3.5 Gyr不等，每单位面积的中等恒星形成率为-2.1 1.5 M_{sol}年^{-1}千秒差距^{-…

多星对大质量恒星初始质量函数和年轻大质量星团年龄测定的影响

The influence of multiple stars on the high-mass stellar initial mass function and age-dating of young massive star clusters

对年轻恒星星族的研究表明，大多数恒星都是双星或更高阶的多星系统。在这项研究中，大量的未解决的多个大质量恒星的恒星初始质量函数（IMF）的影响进行了研究，考虑到恒星演化和光度测定系统的质量。由未分辨多重系统的光度和颜色推导出初始质量的模型表明，即使在极端情况下（100%双星或更高阶的多重系统），所有恒星质量函数的幂律指数与观测质量函数之间的差异也很小（~0.1）。因此，如果观测到的IMF的萨尔彼得指数α = 2.35，那么真正的恒星IMF的指数不小于α = 2.25。此外，无法分辨的多重星系可能隐藏了星团15%到60%的真实质量。虽然已经是一个已知的结果，但重要的是要指出，在主序前（PMS）恒星中存在大量未解决的双星会导致这些恒星的测量年龄显着分散，即使没有。此外，在一个单一年龄的双星丰富的星团中，低质量的恒星似乎比大质量的恒星老约0.6百万年。

蓝色IV中的星族合成：单个恒星星族中舔指数和UBV颜色的精确模型预测

Population Synthesis in the Blue IV: Accurate Model Predictions for Lick Indices and UBV Colors in Single Stellar Populations

[摘要]我们提出了新的模型预测的16个舔吸收线指数从Hdelta到Fe 5335，和UBV颜色的单一恒星星族（SP）的年龄范围在1和15 Gyr之间，[Fe/H]范围从-1.3到+0.3，和可变的丰度比。我们开发了一种方法来估计平均年龄和丰度的Fe，C，N，Mg和Ca，探讨这些参数的各种指标的敏感性。当应用于高信噪比的星系团数据时，模型以高精度匹配星系团的元素丰度和年龄。通过对比L星亮的早型星系的叠加SDSS光谱分析，发现它们的平均光度加权年龄约为8 Gyr，铁丰度略低于太阳。像差比[X/Fe]高于太阳，与星系光度呈正相关。氮是丰度与光度相关性最强的元素，这似乎表明了次生富集。这一结果可能将早期型星系中恒星形成的时间尺度限定在5000万年至20000万年之间。与星系团的情况不同，在星系中，蓝色的巴耳末线产生的年龄比H β年轻。这种年龄差异在光度较低的星系中更为明显。我们研究了四种情况来解释这一趋势。最有可能的是存在少量的年轻/中年SP成分。当新组分的质量分数为几个百分比时，双组分模型提供了与数据的更好匹配。这一结果意味着，恒星形成在早期类型的星系中已经扩展，在质量较小的星系中更是如此，这支持了“缩小”的假设。这也意味着SP合成模型不仅能够约束星系中SP的平均年龄，而且能够约束它们的年龄分布。

Milky Way盘的化学富集和恒星形成; I.样品描述和色球年龄-金属丰度关系

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。

α/Fe增强的恒星星族模型中的高阶巴耳末线指数

Higher-order Balmer line indices in alpha/Fe-enhanced stellar population models

我们计算了变元素比的恒星星族模型的高阶巴尔末吸收线指数Hgamma和Hdelta（Worthey & Ottaviani 1997）。这些指数对丰度比变化的响应来自详细的线形成和模型大气计算。我们发现，Hgamma和Hdelta，不像Hbeta，是非常敏感的α/Fe比的变化，在超太阳的金属丰度。这两个线指数随α/Fe比的增加而显著增加。当这些线指数被用来推导富含金属的、未分辨的恒星星族（如早型星系）的年龄时，这种影响不能被忽略。我们重新分析了Kuntschner（2000）的椭圆星系样本，并表明只有在模型中考虑了α/Fe增强对Hgamma的影响时，才能从Hbeta和Hgamma得到一致的年龄估计。这一结果纠正了目前文献中存在的一个问题，即Hgamma和Hdelta到目前为止导致早型星系的年龄明显小于Hbeta。我们的工作特别影响的解释中高红移的数据，只有高阶巴耳末线是可访问的观测。

透镜星系核和球内的恒星星族性质

Stellar Population Properties in the Nuclei and Bulges of the Nearby Lenticular Galaxies

本文利用SAO RAS的6米望远镜的多光瞳光谱仪，用二维光谱学方法研究了54个邻近透镜星系中心的恒星星族的性质，并对未分辨的核及其周围的凸起分别进行了分析。根据环境类型，所有星系被分为四个亚群。一方面，在星团和群中心的S0，以及另一方面，在场的平均恒星年龄和丰度比的核和凸起，两者之间存在着明显的区别。

YY等时线的CGI合成CMD计算器

A cgi synthetic CMD calculator for the YY Isochrones

我们描述了一个基于Web的CGI计算器，用于使用Yonsei-Yale（YY）等时线数据库为简单的恒星星族（SSP）构建合成色星等图。这个计算器被设计为交互式使用。它创建快速查看CMD显示（B-V）和（V-I）颜色。包括对CMD的随机效应。表格形式的输出也可用于特殊用途的显示，或用于组合不同恒星星族的CMD。这一研究工具可用于研究银河系和外部系统的恒星含量。它提供了一个简单的方法来解释CMD在解决恒星星族。它提供了探索未解决的恒星系统的综合属性对恒星参数（年龄，化学成分，双星）和其母星人口的特征（IMF斜率和质量范围）的依赖性的手段。

在三个丰富的大麦云星团中的多个恒星星族

Multiple stellar populations in three rich Large Magellanic Cloud star clusters

我们提出了深色星等图的三个丰富的中等年龄的星团在大麦云，从档案ACS F435 W和F814 W成像。这三个星系团都显示出独特的主序关闭的明显证据。NGC 1846和1806都有两个不同的关闭分支，而NGC 1783的关闭显示出比光度不确定性更大的颜色范围。我们证明，虽然所有三个集群包含大量的未解决的双星，这些不能观察到的关闭形态的根本原因。最简单的解释是，每个星团至少由两个不同的恒星星族组成，它们的金属丰度非常相似，但年龄相差高达3亿年。这些不寻常的性质的起源仍然不明;然而，事实上，至少有三个大质量的集群包含多个恒星星族，现在已知的大麦哲伦星系表明一个潜在的重要形成渠道。

单个恒星星族基本参数的稳健统计估计。I.方法

A robust statistical estimation of the basic parameters of single stellar populations. I. Method

疏散星团和球状星团等单个恒星星族的色星等图为检验恒星演化理论提供了最好的天然实验室。虽然各种各样的技术已被用来推断这些简单的人口的基本属性，系统的不确定性产生的纯粹几何退化所产生的类似形状的等时线的不同年龄和金属丰度。在这里，我们提出了一个客观和强大的统计技术，升降机这种简并在很大程度上通过使用一个关键的观察：沿等时线的恒星数量。通过广泛的蒙特卡罗模拟，我们表明，例如，我们可以推断出四个主要参数（年龄，金属丰度，距离和红化）在一个客观的方式，随着强大的置信区间和完整的协方差矩阵。我们表明，系统的不确定性，由于现场污染，未解决的双星，初始或现今的恒星质量函数是可以忽略不计或控制。这项技术第一次提供了一种正确的方法，以前所未有的准确性推断简单恒星星族的基本性质，在一个易于实现的算法。

用于星族合成研究的大型恒星演化数据库。IV。综合性质和光谱

A large stellar evolution database for population synthesis studies. IV. Integrated properties and spectra

这篇文章是描述BaSTI恒星演化数据库最新增加内容的系列文章中的第4篇，该数据库由一系列用于人口合成研究的均质模型和工具组成。在这里，我们提出了一套新的低和高分辨率的合成光谱的基础上的BaSTI恒星模型，涵盖了大范围的简单恒星星族（SSP）的缩放太阳能和α增强的金属混合物。这使得一个完全一致的研究光度和光谱性质的解决和未解决的恒星星族，并允许我们作出详细的测试，其综合性能。我们的低分辨率光谱适用于推导任何光度系统中的宽带幅度和颜色。这些光谱覆盖了整个波长范围（9- 160000 nm），包括所有的演化阶段，直到AGB演化的结束。我们的高分辨率光谱适合于研究线指数的行为，我们已经测试了它们对银河系球状星团的大样本。我们发现，年龄范围，铁丰度[Fe/H]，α增强模型预测的程度与观测值非常匹配。我们还测试了全球的一致性的BaSTI模型的年龄和金属丰度之间的详细比较来自等时线拟合观测到的CMD，并从线指数的强度，银河系球状星团47 Tuc和疏散星团M67。对于47 Tuc，我们发现这两种方法之间存在合理的一致性，在估计的误差范围内。从与M67的比较中，我们发现不可忽略的影响所造成的统计波动，这是一个特定的方法，用于填充等时线和分配适当的光谱个别恒星的结果派生线指数。（节略）

I：47 Tuc高分辨率积分光谱的球状星团丰度

Globular Cluster Abundances from High-Resolution Integrated Light Spectra, I: 47 Tuc

我们描述了一个高分辨率（R~ 35，000），集成光（IL），银河系球状星团47 Tuc的核心光谱的详细化学丰度分析，获得使用杜邦阶梯在Las Campanas。我们发展了一个可以应用于空间未分辨的星系外星团的丰度分析策略.我们计算了Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Cu、Y、Zr、Ba、La、Nd和Eu的丰度。用已知的色星等图（cmd）对47 Tuc进行分析，我们得到平均[Fe/H]值为-0.75 +/-0.026+/-0.045 dex（随机和系统误差），与最近5次高分辨率丰度研究的平均值（-0.70 dex）非常一致。我们的平均[X/Fe]比值的典型随机误差为0.07-0.10 dex，类似于47 Tuc中单个恒星的研究，尽管Na和Al似乎增强了，可能是由于最明亮的星团恒星中的质子燃烧。我们的IL丰度分析与一个未知的CMD采用理论Teramo等时线，但是，我们应用零点丰度校正占的因素3预测不足的恒星在AGB凸点光度。虽然单独的线诊断对星系团年龄仅提供了轻微的限制（排除年龄小于~2 Gyr），但当理论IL B-V颜色与从Fe I线导出的金属丰度相结合时，年龄被限制在10- 15 Gyr，我们得到[Fe/H]=-0.70 +/-0.021 +/-0.052 dex。我们发现，Fe I线诊断也可以用来约束一个未解决的集群的水平分支形态。最后…

SBF：多波长数据和模型

SBF: multi-wavelength data and models

最近的应用已经证明，表面亮度波动（SBF）技术是一个可靠的距离指标，在很宽的距离范围内，和一个有前途的工具来分析未解决的恒星系统的物理和化学性质，在他们的金属丰度和年龄。本文介绍了利用SBF方法研究星系外恒星星族演化特征和距离的初步结果。在观测方面，我们已经成功地在六个明亮的椭圆星系中探测到了I波段的SBF梯度，对于这些相同的物体，我们现在也提供了B波段的SBF数据。这些B波段的数据是第一个超过10兆秒差距的星系波动幅度测量。为了从观测数据中分析恒星星族的性质，精确的SBF模型是必不可少的。作为这个项目的一部分，我们已经评估了简单的恒星星族（SSP）模型的SBF星等专门为此目的优化。广泛的化学成分和年龄，以及不同的光度系统的选择进行了研究。所有模型都可以在Teramo-恒星星族工具网站上找到：www.oa-teramo.inaf.it/SPoT。

The sensitivity of Lick indices to abundance variations

We present results of model atmosphere/line formation calculations which quantitatively test how the 21 classical and four higher-order Balmer-line Lick/IDS indices (Worthey et al. 1994; Worthey & Ottaviani 1997) depend on individual elemental abundances (of carbon, nitrogen, oxygen, magnesium, iron, calcium, natrium, silicon, chromium, titanium) and overall metallicity in various stellar evolutionary stages and at various metallicities. At low metallicities the effects of an overall enhancement of alpha-elements are also investigated. The general results obtained by Tripicco & Bell (1995) at …