Classical Cepheids as Age Indicators
理论周期年龄和周期年龄颜色的关系，不同的化学成分最近已经得到了使用更新的均匀的一套进化和脉动模型。我们将这些关系应用于麦哲伦星云中的造父变星，以限制这些矮星系最近的恒星形成历史。最后，我们还比较了经典造父变星与年轻星团和恒星形成区的径向分布。
2005-10-03 astro-ph
Horizontal-Branch Morphology as an Age Indicator
我们提出了我们最近的修订模型建设的水平支（HB）形态的球状星团，这表明HB形态是更敏感的年龄相比，我们早期的模型。我们还介绍了我们的高精度CCD测光的经典第二参数对M3和M13。基于这种光度测定法的相对年龄表明，M13确实比M3老1.7 Gyr。这与我们新模型预测的年龄差异是一致的，这进一步支持了HB形态在大多数星族II恒星系统中是一个可靠的年龄指标。
2001-04-25 astro-ph
Star formation histories of early-type galaxies. I: Higher order Balmer lines as age indicators
我们获得了175个邻近早型星系的蓝色积分光谱，覆盖了星系速度色散的广泛范围，重点是sigma < 100 km/s的星系。在室女星系团和低密度环境中都观测到了银河系。主要目标是评估作为年龄指标的高阶巴耳末线，以及作为质量、环境和形态函数的恒星星族差异。在这第一篇论文中，我们的重点是提出进化的人口合成模型。在各种线强度指标中，低sigma星系比高sigma星系表现出更大的内在散射，大的内在散射设置在低于100 km/s的sigma。观测到的光谱指数的建模表明，主要在低西格玛星系中发现的强巴耳末线是由年轻的年龄，而不是低金属丰度造成的。因此，我们发现人口年龄和速度色散之间的趋势，低西格玛星系有年轻的亮度加权平均年龄。我们用几种不同的巴耳末谱线重复了这一分析，并从一种光谱指示剂到另一种光谱指示剂找到了一致的结果。
2003-03-14 astro-ph
An Assessment of Broadband Optical Colours as Age Indicators for Star Clusters
我们提出了一个经验性的评估使用宽带光学颜色的年龄指标未解决的河外星系团和调查随机抽样的综合颜色的影响。我们使用银河系疏散星团的综合性质作为未解决的河外星系团的模型。星群合成代码Starburst 99（Leitherer et al. 1999）和四种光学颜色被用来估计我们可以恢复62个已公布年龄的银河系疏散星团的年龄。我们提供了一种方法来估计未解决的集群的年龄和可靠地确定年龄估计的不确定性。我们的研究结果支持早期的结论的基础上比较合成集群，即（U-B）的颜色是至关重要的恒星形成区域的年龄估计。我们比较观察到的光学颜色与从Starburst 99使用公布的年龄，得到很好的协议。（B-V）_观测-（B-V）_模型中的散射对于较低光度的星系团更大，这可能是由于随机效应。
2008-07-11 astro-ph
Coronal X-ray emission from an intermediate-age brown dwarf
报道了$\simeq 12$百万年前主序双星系统中褐矮星伴星TWA 5 B的X射线探测结果。在{ \it Chandra} ACIS图像中，我们清楚地分辨出了与X射线明亮的主星相隔2角秒的微弱伴星（35个光子）。TWA 5 B在3小时的观测中显示出软X射线谱，其等离子体温度仅为0.3 keV，通量恒定，具有日冕中常见的特征。X射线光度为4 $\times10^{27}$ erg s $^{-1}$（0.1- 10 keV波段）或$\log L_X/L_{bol} = -3.4$。比较这些属性的年轻和老年人的BD，我们讨论了在BD的X射线发射的演变。在最初的几百万年里，它们表现出高水平的X射线活动，就像在更高质量的前主序星中看到的那样。TWA 5 B中的水平在$\log L_X/L_{bol}$中的$t \simeq 12$ Myr仍然很高，而$kT$已经基本冷却。
2003-04-12 astro-ph
Horizontal-Branch Stars as an Age Indicator
在古老的恒星系统中，水平分支星的表面温度分布对年龄非常敏感，是一个很有吸引力的年龄指标。在本文中，我们提出了最近的修订，我们的模型计算的HB形态的球状星团。结果是我们早期模型的更新版本（Lee，Demarque，& Zinn 1994），这表明HB形态对年龄更敏感（\sim 40%）。我们还提出了我们的新的模型计算的影响HB星的年龄老恒星系统使用H $β$指数。我们的结果表明HB星的影响是相当强的，并提出了银河系中的球状星团和巨椭圆星系中的球状星团之间年龄存在系统差异的可能性。最后，我们将这些结果与我们的远紫外测年技术估计的巨椭圆星系的相对年龄进行了比较。
1999-06-18 astro-ph
HB Morphology and Age Indicators for Metal-Poor Stellar Systems with Age in the Range of 1 to 20 Gyr
Y（MS）=0.23和两个Z值的等时线计算和水平分支（HB）模型（0.0001，0.0004），得到了年龄t（单位：Gyrs）在1< t <20范围内的贫金属团簇的年龄指标和HB形态的约束条件（3.83）的零年龄水平支（ZAHB）的年龄取决于年龄，主序关闭（TO）和ZAHB之间的视星等差异可以用年龄和金属丰度来校正。合成HB计算的结果表明，在固定的金属丰度的RR天琴座的平均光度取决于HB形态，以及纯红色的水平分支的平均光度取决于红巨星阶段的年龄和质量损失量。当根据观测到的主层序TO和实际水平分支（而不是ZAHB）之间的震级差来推导星系团年龄时，应适当考虑这些特征。此外，它表明，所观察到的HB形态为我们提供了一个简单的估计的上限的集群年龄。一些有用的限制集群金属丰度也可以推导出来。
1994-07-20 astro-ph
Coronal activity among open cluster stars
在$\sim 20-600$百万年范围内的集群ROSAT结果为重点，我首先总结了我们目前的理解的X射线活动旋转年龄的关系。然后，讨论毕宿K和M矮星双星的问题：1。大系统中的大多数K型和M型双星的X射线亮度高于单星; 2.联星似乎与单星的活动-自转关系相同。观点1.和2.建议单星和双星的自转分布也应该显示出二部性，但是现有的很少的自转数据不支持这种二部性的存在。在得出任何结论之前，应该获得更大样本的双星和单星的旋转周期。最后，我讨论的主题是否活动年龄依赖是唯一的，因为通常认为。虽然将Praesepe与Hyades进行比较可能意味着情况并非如此，但Hyades年龄的场星样本的X射线活动反而支持了共同的想法。
1999-09-08 astro-ph
The usage of the Asymptotic Giant Branch Star Features As Age Indicators in Post-Starburst Galaxies
我们研究的技术，可用于确定最近的恒星形成区的年龄在近红外主导的阶段的渐近巨星分支星（10^8-10^9岁）。特别是，我们提出了选定的近红外光谱特征，确定的贡献O-丰富的和C-丰富的AGB变星的综合光谱后爆发。提出了基于这些特征的观测策略。我们讨论的鲁棒性，我们所选择的功能，在约束年龄的后星爆人口取决于其物理环境和基础上的进化人口。讨论了星族综合特征与恒星参数之间的相互作用。
1999-06-08 astro-ph
Usage of Red supergiant spectral features as age indicators in starburst regions
我们调查的技术，可用于确定年龄的星爆地区人口超过其早期星云阶段。特别是，我们研究的强度的钙三重态（λ 8498，8542，8662 Ang）和CO指数（2.31-2.40微米波段）使用合成模型的星爆演变。对于恒星形成的瞬间爆发，这两种吸收特征在7-14百万年之间保持最强，对应于红超巨星人口。星暴的详细演化行为与金属丰度密切相关。低金属丰度星暴模型成功地再现了大麦云星系团Ca Ⅱ三重态等效宽度随年龄的分布。在红超巨星阶段的集群强烈支持恒星演化模型纳入质量损失率高于标准值。我们建议使用的图表，涉及钙三重态等效宽度，CO指数和星云重组线推断的历史，以及年龄的星暴地区。
1997-04-09 astro-ph
A Robust Age Indicator for Old Stellar Populations
我们推导出了新的光谱H_gamma指数定义，它是老的和相对老的恒星星族的可靠年龄指标，因此对于解决星系光谱的年龄-金属丰度简并度问题具有很大的潜力。为了研究H_gamma与年龄、金属丰度和分辨率的关系，我们采用了一种新的光谱合成模型，该模型预测了单年龄、单金属丰度恒星星族在分辨率FWHM=1.8A（可平滑到不同分辨率）下的SED，允许直接测量特定吸收特征的等效宽度。我们发现，H_gamma的年龄解缠能力强烈地依赖于所采用的分辨率和星系速度色散。我们提出了一个系统的指数，这是完全不敏感的金属丰度和稳定的分辨率，允许星系的研究高达~300公里/秒。非常高的S/N和相对高的色散的观测光谱，需要获得这种前所未有的年龄鉴别能力。一旦获得这样的光谱，准确和可靠的估计这些星系的光度加权平均恒星年龄将首次成为可能，而无需评估其金属丰度。我们测量了两个球状星团，一些低光度椭圆星系和一个标准的S 0星系的指数。我们发现一个大的平均恒星年龄的低光度椭圆样本的蔓延。特别是，这些指数为M32提供了4 Gyr，与我们在这里获得的这个星系的全光谱的非凡拟合所提供的年龄一致。
1999-06-08 astro-ph
Time evolution of X-ray coronal activity in PMS stars; a possible relation with the evolution of accretion disks
本文研究了从已知最年轻的恒星形成区（SFR）年龄<1 Myr到1亿年左右的X射线恒星活动的演化，即1 M太阳恒星的零年龄主序（ZAMS）。我们考虑五个不同年龄的SFR（蛇夫座ρ，猎户座星云星团，NGC 2264，Chamaeleon I和Eta Chamaeleontis）和两个年轻的星团（昴星团和NGC 2516）。这些区域的光学和X射线数据从档案观测和最近的文献中检索，并在这里以一致的方式重新分析，以尽量减少结果中的系统差异。研究了L_X和L_X/L_bol随恒星质量和星协年龄的变化趋势。对于低质量恒星（M < 1M_sun），我们观察到在前3- 400万年，L_X/L_bol增加，随后在饱和水平（L_X/L_bol ~ -3）趋于平稳。缓慢演化的极低质量恒星会保持饱和状态，直到这里考虑的最老年龄，而对于较高质量的恒星，在大约10^7年后的某个年龄开始下降。我们发现我们的数据与以下初步的图片一致：低质量PMS星没有拱吸积盘有饱和的活动，一致的活动Rossby数关系MS星。吸积和/或盘的存在以某种方式降低了观测到的活动水平;盘耗散和/或在PMS演化的最初几个百万年中质量吸积速率的降低因此是观测到的L_X/L_bol随时间增加的原因。
2003-02-17 astro-ph
Is the [CO] index an age indicator for star forming galaxies?
经典的[CO]指数，即从2.29微米开始的CO第一泛音吸收带的强度，有时被用来限制星系中恒星形成事件的最大年龄。在本文中，我们批判性地分析了理论模型，这些模型可以预测在年龄超过1亿年时[CO]的系数下降>2或显著增加，这取决于人们采用的进化轨迹-LMC中年轻星团的观测数据，这些数据没有显示CO指数和星团年龄之间有任何强关系。上述的情况表明，[CO]的值并不能提供一个可靠的工具来估计年龄超过1000万年的恒星星族，也就是说，在第一颗红超巨星形成之后。理论模型的矛盾结果反映了在处理沿渐近巨分支（AGB）的演变问题。特别是，那些进化的合成模型，使用恒星轨道，不包括热脉冲AGB阶段产生太弱的CO功能在100-1000万年，即在年龄范围内的近红外辐射时，主要由热脉冲AGB星。
2000-03-09 astro-ph
The Ages of Elliptical Galaxies from Infrared Spectral Energy Distributions
从光谱分析得到的早型星系的平均年龄，在z = 0时的平均年龄为8 Gyr，其中40%小于6 Gyr。独立的年龄测定是可能的，通过使用红外光谱（5 - 21微米），我们已经获得了与斯皮策天文台的红外光谱仪。这个年龄指标是基于恒星的集体质量损失率，其中AGB恒星的质量损失产生了9 - 12微米的硅酸盐发射特征。随着恒星星族年龄的增长，这个特征比短波长连续谱衰减得更快，提供了一个年龄指标。从30个附近的早期型星系的观测，29个显示出的光谱能量分布占主导地位的恒星和一个有显着的发射从ISM和被排除在外。这29个星系的红外年龄指标显示它们都很老，平均年龄约为10 Gyr，标准差只有几Gyr。这与由M/L_B值推断的年龄一致，但与由光学线指数推断的年龄不一致，后者可能更年轻。所有这些年龄指标都是亮度加权的，即使考虑到多个年龄组成部分，也应该相互关联。这种不一致性表明，无论是红外年龄和M/L_B年龄的一致性，还是由光学吸收线推断的年龄，都存在着很大的问题。
2006-04-19 astro-ph
Coronal properties of the EQ Peg binary system
早型和晚型M型矮秆的活动指标有明显差异。早期M矮星的日冕显示出高的X射线光度和温度，明显的逆FIP效应，以及频繁的耀斑，以至于在许多情况下无法定义静止水平。对于晚M型矮星，观测到的耀斑较少，但更为剧烈，静态X射线光度也低得多。为了探讨日冕性质与活动M矮星光谱类型之间的关系，我们分析了EQ Peg双星系统的M3.5和M4.5分量，并与其他光谱类型为M0.5至M5.5的活动M矮星进行了比较。我们调查的EQ Peg系统的两个组件的定时行为，重建他们的差分发射测量，并调查日冕丰度比的基础上，从他们的钱德拉HETGS光谱的发射测量独立的线比。最后，我们测试在不同的活动状态的密度变化。EQ Peg A（M3.5）的X射线光度比EQ Peg B（M4.5）亮6-10倍。像大多数其他活跃的M矮星一样，EQ Peg系统显示出相反的FIP效应。这两种成分的丰度在误差范围内是一致的;然而，当比较两颗恒星的静止状态时，似乎有一种趋势，即在不太活跃的EQ Peg B中，逆FIP效应不太明显。我们与其他M矮星的比较支持了这一趋势。随着X射线光度随着光谱类型的增加而降低，日冕温度和耀斑速率也会降低。所观察到的丰度异常的幅度，即逆FIP效应，下降;然而，与太阳丰度的明显偏差仍然存在。
2008-10-01 astro-ph
WIYN Open Cluster Study. X. The K-Band Magnitude of the Red Clump as a Distance Indicator
为了提高氦燃烧红团光度作为距离指示器的实用性，我们探讨了K波段红团绝对星等Mk（RC）对金属丰度和年龄的敏感性。我们依赖于JK测光的14个疏散星团和两个球状星团的第二次增量数据发布的2 MASS点源目录。疏散星团的距离、金属丰度和年龄都在一个内部一致的系统中，而K（RC）值则由2 MASS数据测量。对于年龄小于2 Gyr的星系团，Mk（RC）对金属丰度不敏感，但对年龄有依赖性。相反，对于年龄大于2 Gyr的星系团，Mk（RC）主要受人口金属丰度的影响，对年龄的依赖性很小或没有。基于Girardi等人的形式主义的理论红团模型加强了这一发现。在可比的金属丰度和年龄范围内，我们的平均Mk（RC）值是一致的，基于太阳附近的红团星与HIPPARCOS的松弛。最后，我们使用红团校准计算了到疏散星团NGC 2158的距离。采用1.6 +/- 0.2 Gyr的年龄和[Fe/H] = -0.24 +/- 0.06，我们的校准产生的距离（m-M）v = 14.38 +/- 0.09。
2001-12-11 astro-ph
Detached eclipsing binaries as primary distance and age indicators
分离的食双线分光双星提供了直接测量恒星参数的机会：质量，光度，半径，以及距离。唯一重要的步骤是需要根据可测量的东西（如颜色或线比）确定每个组件的表面亮度。现代大气模型提供了一个相当好的校准关系，但经验验证是可能的，它需要达到最高的精度。当这种方法得到充分发展时，分离的食双星应该可以提供本星系群中所有星系的直接（单步）距离，精度约为1%。最近在几个球状星团的主序星转折点附近发现了许多分离的食双星（Kaluzny et al. 1996 a，b），随后将精确测定它们的距离、质量和光度。主序星转折点附近的质量-光度关系的经验将允许精确的年龄和氦的测定，并对恒星演化理论进行检验。
1996-08-14 astro-ph
The Neupert effect in solar flares and implications for coronal heating
基于对太阳耀斑的硬X射线和软X射线同时观测，我们研究了纽珀特效应的几个方面。大约一半的1114个分析事件显示出与Neupert效应一致的时序行为。对于这些事件，获得软X射线峰值通量和硬X射线注量之间的高相关性，指示电子束驱动的蒸发。然而，对于大约四分之一的事件，有强有力的证据表明，除了电子束之外，还有其他的加热剂。我们讨论的相关性，这些研究结果就帕克的想法，日冕加热的nanoflares。
2002-08-05 astro-ph
Coronal Structure and Abundances in Young Fast Rotators
AB Dor、Speedy Mic和Rst 137 B都处于后金牛T演化阶段的早期（<1亿年），处于晚型恒星生命中自转最快的年龄。它们跨越了最初由疏散星团中的年轻恒星定义的日冕饱和-过饱和边界。分析了高分辨率钱德拉X射线谱，研究了它们的日冕性质作为日冕活动参数Rossby数、$L_X/L_{bol}$和日冕温度指数的函数。等离子体发射测量分布作为温度的函数在T~10e7K处显示宽峰。恒星之间的差异表明，当达到过饱和时，DEM的斜率在峰值DEM温度以下变得较浅，而在此温度以上的DEM下降变得更加明显。在最近的文献中研究了一个更大的样本，包括我们的三个目标和22个活跃的恒星，揭示了在T> 10e7向饱和-过饱和边界的等离子体的普遍增加，但在过饱和恒星中超过这个范围的等离子体下降。在这里详细研究的所有三颗恒星都显示出低FIP元素Mg，Si和Fe的日冕丰度较低，相对于高FIP元素S，O和Ne，与太阳混合物相比。恒星样本的日冕铁丰度与Lx/Lbol呈负相关，随着Lx/Lbol的上升而缓慢下降，但当Lx/Lbol> 3x10 e-4时下降幅度更大。对于矮星，Fe丰度也与Rossby数有很好的相关性。矮星的日冕O/Fe比随着Rossby数的减小而明显增加，在日冕过饱和边界[O/Fe]= 0.5时达到饱和。O/Fe随日冕温度和$L_X/L_{bol}$的增加而增加。
2008-02-04 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
Decoding the spectra of SDSS early-type galaxies: New indicators of age and recent star formation
本文对斯隆数字巡天（SDSS）中的早期星系样本进行了主成分分析（PCA），以推断它们恒星形成历史的差异。在前几个主成分（PC），我们研究了四个提供信息的恒星星族和速度色散。我们构造两个参数（eta和zeta）作为PC 1和PC 2的线性组合。我们发现zeta对最近的恒星形成最为敏感，而eta则强烈依赖于恒星星族的平均年龄。复合材料的eta分量的分布似乎是难以区分的高密度和低密度区域之间，而zeta参数的分布有一个显着的倾斜向较低的值在低密度区域的星系。这一结果表明，在低密度环境中的星系不太可能出现最近恒星形成的弱事件。相比之下，我们的高密度子样本中的大量星系-包括星系团（外部区域和中心）和星系团-在高金属丰度下经历了小但可检测的近期恒星形成，与最近针对希克森致密星系团和该领域的椭圆星系的估计一致（Ferreras等人）。
2007-09-03 astro-ph
Coronal properties of G-type stars in different evolutionary phases
我们报告的分析XMM牛顿观测的三个G型恒星在非常不同的演化阶段：弱线金牛座T星HD 283572，零年龄主序星EK Dra和赫兹泉隙巨星31 Com。它们都有很高的X射线光度（HD 283572和31 Com为10^31 erg/s，EK Dra为10^30 erg/s）。我们比较了这些活跃的日冕源的发射测量分布（EMD），来自高分辨率XMM-牛顿光栅光谱，以及元素丰度与第一电离势（FIP）的模式。我们还进行了时间分辨光谱的XMM从EK Dra检测到的耀斑。我们解释所观察到的$EMD$ s作为具有不同顶点温度的磁约束环状结构的合奏发射的结果。我们的分析表明，冠HD 283572和31 Com是非常相似的主导日冕磁结构，尽管在演化阶段，表面重力和金属丰度的差异。在EK Dra的情况下，尽管峰值温度相似，但分布似乎比前两种情况略平坦。
2005-01-28 astro-ph
The H Beta Index as an Age Indicator of Old Stellar Systems: The Effects of Horizontal-Branch Stars
本文计算了模型球状星团的演化布居合成积分谱的H $β$指数的强度。这些模型考虑到，第一次，详细的系统变化的水平分支（HB）形态与年龄和金属丰度。我们的模型表明，H $β$指数显着影响的蓝HB星的存在。由于蓝HB星的贡献，H $β$在给定的年龄不会随着金属丰度的增加而单调减少。相反，当HB星的分布集中在9500 K附近时，它达到最大强度，H $β$指数变得最强的温度。我们的模型表明，H $β$指数的强度增加了0.75倍，由于蓝色HB星的存在。通过对银河系球状星团系统与巨椭圆星系NGC 1399和M87的Keck观测结果的比较，发现H $β$相对于金属丰度平面发生了系统性的移动。我们的模型表明，如果巨型椭圆星系中的球状星团系统平均比银河系中的球状星团老几十亿年，那么这种系统性差异就可以理解。利用大型地面望远镜和空间紫外线设施对星系外的球状星团系统进行进一步观测，将能够澄清这种差异是否确实是由于年龄差异或其他可能的解释。
2000-04-18 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
Chandra X-ray Observation of the Orion Nebula Cluster. II Relationship between X-ray activity indicators and stellar parameters
利用我们第一篇关于猎户座星云团（ONC）的Chandra HRC观测结果，本文探讨了其100万年前主序群日冕活动与恒星参数之间的关系。我们发现低质量恒星（M/M_sun < 3）的中值X射线光度随质量的增加和恒星年龄的减小而增加。棕矮星（0.03 < M/M_sun < 0.08）的质量变化趋势与此相同。从M~0.1到M~0.5M_sun，L_X/L_bol的中值增加了大约半个数量级，然后在质量范围从0.5到3.0 M/M_sun时保持在约10^-3.5。在这两个质量范围内，L_X/L_bol随年龄的变化大致保持不变，直到~2-4M_sun恒星完全辐射时，L_X/L_bol下降两个数量级以上。我们发现L_X和L_X/L_bol与星周吸积指标之间存在依赖关系，并提出了三种可能的起源假说。尽管改进的X射线和旋转的数据，活动指标和旋转之间的相关性仍然难以捉摸的这些恒星，可能表明恒星的旋转周期已被测量已经达到一定的饱和水平。我们对X射线活动与恒星质量的研究使我们提出，少数HRC X射线源与任何光学/红外对应物无关，这是一个尚未被发现的恒星星族，它们是深埋的、相对大质量的ONC成员。
2002-08-27 astro-ph
Structure and Dynamics of the Sun's Open Magnetic Field
太阳磁场是驱动太阳活动并将太阳耦合到日光层的主要因素。虽然这种耦合的细节取决于场的定量性质，但日冕-太阳风联系的许多重要方面可以通过只考虑太阳上场从光球层延伸到行星际空间的那些区域的一般拓扑性质来理解，这些区域通常被观测为日冕洞。从标准的准定常日冕风理论模型的基本假设出发，我们得到了两个关于冕洞可能的结构和动力学的假设：（1）冕洞是唯一的，因为光球层上的每个单极区域最多只能包含一个冕洞。(2)嵌套极性区域的冕洞必须是嵌套的。磁重联在加强磁场拓扑的约束方面起着核心作用。从这些aptutures，我们得到的开放领域的拓扑结构的附加属性，并提出了几个观测预测缓慢变化和瞬态日冕/太阳风。
2007-05-30 astro-ph
Indicators of star formation: 4000 Angstrom break and Balmer lines
本文研究了4000埃破裂指数和主巴耳末线的等效宽度的行为，a）对于单个恒星是有效温度、重力和金属丰度的函数，b）对于单个恒星星族是年龄和金属丰度的函数。综合光谱的解释的后果。
1997-03-11 astro-ph
The Age of Gl879 and Fomalhaut
我们在这里估计的年龄之一的原型β Pic类恒星，北落师门，根据其共同的自行同伴G1879的属性。通过结合锂丰度、自转速度、HR图位置和日冕活动的限制，我们得出结论，G1879的年龄是2亿$\pm$ 1亿年，因此北落师门的年龄也是2亿年。这个年龄估计与直接从等时线得到的完全独立的年龄估计相当吻合--拟合北落师门在HR图中的位置，从而证实了星周尘埃盘可以在A星中持续数百万年。
1997-04-02 astro-ph
An optimized H_βindex for disentangling stellar population ages
我们定义了一个新的H_β吸收指数定义H $_{β_o}$，并将其优化为老、中年龄恒星星族的年龄指标。而不是使用恒星光谱，为此目的，我们采用了一个图书馆的恒星星族SED的不同年龄和金属丰度在中等高的光谱分辨率。H $_{β_o}$为我们提供了提高影响标准Hbeta Lick指数定义的年龄-金属度简并性的能力。新的指数，这也已针对光子噪声和速度色散进行了优化，充分的特点与波长漂移，光谱形状，尘埃消光和[α/Fe]丰度比的影响。H_β需要与通常用于测量标准HbetaLick指数定义的光谱相似的光谱。为了说明H $_{β_o}$作为年龄指标的用途和能力，我们将其应用于银河系球状星团和一个精心挑选的样本的早期类型的星系，覆盖范围很广的质量。这里显示的结果对于应用该指数和理解所涉及的不确定性特别有用。
2008-10-17 astro-ph
Identification of New M Dwarfs in the Solar Neighborhood
我们提出的结果，从光谱研究1080附近的活动M矮星，相关的2 MASS和ROSAT目录选择。我们已经推导出了我们所有恒星的光谱类型和估计的距离。光谱类型在K5和M6之间。几乎一半的恒星都在50 pc以内。我们测量了H α发射线的等效宽度。我们的目标显示，色球活动从早期到中期光谱类型增加，在M5附近活动达到峰值。利用从ROSAT星表中得到的计数率和硬度比，我们导出了X射线光度。我们的恒星在色球和日冕活动之间显示出一种“饱和型”关系。该关系使得log（Lx/Lbol）对于变化的H α等效宽度保持“饱和”在约-3的值。我们在USNO-B星表中找到了568颗匹配的恒星，并推导出了这些恒星的切向速度。色球活动有轻微的随年龄而减少的趋势，因此Vtan较高的恒星具有较低的H α等效宽度。然而，日冕发射，保持饱和的log（Lx/Lbol）-3的值为不同的切向速度，表明日冕活动保持饱和的年龄。在恒星完全对流的光谱类型（~M3.5），我们没有发现饱和型关系的任何中断。在我们的样本中，大多数恒星的日冕辐射都比毕宿星团和Praesepe星团中的dMe星要多，并且Vtan<40 km/s，这表明它们是一个年轻的星群。
2006-06-26 astro-ph
An XMM-Newton observation of the young open cluster NGC 2547: coronal activity at 30 Myr
我们报告了对年轻的疏散星团NGC 2547的XMM-牛顿观测，这使我们能够在3000万年前观测太阳型恒星的日冕活动。G星的X射线发射峰值在Lx~10^{30.5} erg/s的亮度（0.3- 3 keV），M星的X射线发射峰值在Lx<=10^{29.0} erg/s。日冕光谱显示了多温差发射措施和低日冕金属丰度（Z~0.3）的证据。G型和K型恒星遵循在较老的星团和场星中建立的X射线活动和罗斯比数之间的关系，尽管NGC 2547中的大多数太阳型恒星都表现出饱和/超饱和的X射线活动水平。在NGC 2547的太阳型恒星中，Lx和Lx/Lbol的中位数水平与猎户座星云团（ONC）的金牛T型恒星相似，但比更老的昂宿星团高出一个数量级。在NGC 2547中，太阳型恒星之间的X射线活动水平的分布比更老或更年轻的星团要小得多。日冕温度随Lx、Lx/Lbol和地表X射线通量的增加而增加。NGC 2547中活跃的太阳型恒星的日冕温度介于ONC和最活跃的老ZAMS恒星之间。太阳型恒星的耀斑速率（总耀斑能量[0.3- 3 keV] >10^{34} erg）为1/350^{+350}-120} ks，与ONC和昴星团的速率相似。与7年前的ROSAT HRI数据相比，只有10- 15%的太阳型恒星或Lx> 3x 10 ^{29} erg/s的恒星显示出超过两倍的X射线变化。NGC 2547和ONC中类似的X…
2005-12-16 astro-ph
Coronal Emission Measures and Abundances for Moderately Active K Dwarfs Observed by Chandra
我们已经使用钱德拉解决了附近的70 Oph（K 0 V+K5 V）和36 Oph（K1 V+K1 V）的二元系统的第一次在X射线。LETG/HRC-S光谱的所有四个这些恒星，并与档案LETG光谱的另一个中等活跃的K矮星，EpsendriEri。日冕密度估计O VII线的比率和排放量分布计算所有五个这些恒星。我们在这些恒星之间没有看到日冕密度或温度的实质性差异，考虑到它们都是具有相似活动水平的早期K矮星，这并不奇怪。然而，我们确实看到了日冕丰度模式的显着差异。日冕丰度异常通常与元素的第一电离势（FIP）有关。在太阳上，低FIP元素相对于高FIP元素在日冕中增强，即所谓的“FIP效应”。“我们的恒星样本中观察到了不同程度的FIP效应，从70 Oph A（显示出突出的类太阳FIP效应）到70 Oph B（根本没有FIP偏差，甚至可能有微弱的逆FIP效应）。考虑到这两颗恒星在其他方面（光谱类型、年龄、自转周期、X射线通量）的相似性，这两颗70 Oph恒星所表现出的强烈丰度差异是出乎意料的。对于FIP效应的任何理论解释都很难解释为什么两颗在其他方面如此相似的恒星会有不同程度的FIP偏差。最后，对于我们样本中表现出FIP效应的恒星，与太阳版本的现象有一个奇怪的区别，即数据似乎更符合日冕中高FIP元素的耗尽，而不是低FIP增强
2006-01-24 astro-ph
Elemental Abundances in Stellar Coronae with XMM-Newton
XMM-牛顿反射光栅光谱仪小组已经观测到了大量不同活动水平、年龄和光谱类型的日冕源。特别是，X射线明亮的RS CVn双星系统显示饱和的日冕发射与热（10 - 30 MK）等离子体的谱线特征。此外，我们已经获得了XMM牛顿数据从年轻的太阳类似物内和外的X射线饱和制度。我们同时分析了这些天体的EPIC MOS和RGS数据，并获得了各种元素的日冕丰度（例如，C、N、O、Ne、Mg、Si、Fe）。我们发现，有证据表明，从最活跃的恒星的反第一电离势（FIP）的影响，在不太活跃的恒星的“正常”的类太阳FIP效应的过渡。我们讨论这个结果与光球丰度。
2002-01-31 astro-ph
