Is the galactic disk older than the halo?
本研究的目的是通过古老的疏散星团的年龄来推断银盘的年龄，并对最近一些关于银盘可能比日晕更老的说法进行评论。为此，我们分析了NGC 188、NGC 6791、Collinder 261、Melotte 66、Berkeley 39和Berkeley 17等六个非常古老的星团的色星等图，并确定了它们的年龄。对于每个集群，我们使用最新的光度和光谱数据和金属丰度估计。年龄是从等时线拟合方法使用帕多瓦图书馆的恒星模型（Bertelli et al . 1994，Girardi等人，1999）。我们发现这些星团的年龄在4 - 9-10 Gyr之间：Melotte 66是最年轻的，而NGC 6791和Berkeley 17的年龄约为9-10 Gyr。先前对Berkeley 17的估计表明其年龄为12 Gyr，几乎属于经典球状星团的范围。在我们的分析中，这个集群总是非常古老，但可能比以前的研究更年轻。然而，我们提请注意的事实是，上述年龄将被视为临时估计，因为许多不确定性仍然影响恒星模型在质量范围1.0至1.5 Mo。尽管现存的恒星结构理论有这个缺陷，如果NGC 6791和伯克利17为银盘的年龄设定了极限，那么银河系的这个组成部分可能有9-10 Gyr的年龄，但肯定比星系晕年轻，至少从最近对球状星团年龄的测定中推断出来。最后，值得回顾的是，疏散星团只能提供银河系圆盘年龄的下限，而其他指标--如白矮星…
1999-05-27 astro-ph
The relative ages of LMC old clusters, and the case of NGC 1841
使用7个LMC球状星团的存档HST/WFPC 2成像，并遵循我们以前研究中概述的方法，我们已经达到了迄今为止对它们年龄分散度的最严格限制，不能大于~ 0.5 Gyr。我们还证实了早期的结果，他们的平均年龄是可比的金属贫银河系球状星团。NGC 1841比LMC的其他球状星团年轻。
2002-08-20 astro-ph
Lithium evolution in intermediate age and old open clusters: NGC 752 revisited
本文报道了中等年龄（~2 Gyr）疏散星团NGC 752的高分辨光谱观测结果.我们调查的李与Teff分布，我们得到一个新的准确的测定集群金属丰度。我们比较了NGC 752与其他年龄介于毕星团（~0.6 Gyr）到NGC 188（~6-8 Gyr）之间的中老星团的结果。我们发现NGC 752具有太阳铁含量（[Fe/H]=+0.01+/-0.04），与早期报告的太阳下金属含量不同。我们发现NGC 752的Li贫化程度比年轻的毕宿星团略高，其Li模式与2 Gyr年龄的IC 4651和NGC 3680几乎相同。至于后者的集群，我们发现，NGC 752的特点是由一个紧密的Li与Teff的太阳型恒星的分布，没有证据表明，一个Li蔓延大太阳年龄太阳金属量M 67中观察到的。我们讨论了这些结果的框架内的混合机制和锂耗尽的主序列（MS）。我们的结论是，在旧的疏散星团的Li丰度的大的分散的发展可能是一个例外，而不是规则（额外的观察旧的集群是必需的），和~0.2德克斯的顺序的金属丰度的变化不影响后的毕宿星团的年龄Li耗尽。
2004-07-15 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
Chromospherically young, kinematically old stars
我们研究了一组已知具有低色球年龄，但高运动学年龄的恒星。估算了它们的等时线年龄、化学年龄和锂年龄。这一组中的大多数恒星显示出的锂丰度比其色球年龄预期的要小得多，这被解释为它们年老的迹象。文献中的径向速度测量也表明它们不是密近双星。结果表明，它们可能是由短周期双星合并而成。合并率，计算考虑到几个观测数据和最大理论时间尺度的接触，在一个短周期对，预测一些合并的恒星类似于我们在太阳附近发现的。
2001-12-19 astro-ph
The age of old Magelanic Cloud clusters. I: NGC 2257.
本文给出了老麦哲伦球状星团NGC 2257的深CCD测光结果，测光值低至V=24.5。主要结果可概括如下：i）在V=18.7+-0.1处探测到RGB隆起，这与GGC中这一特征的确定是一致的; ii）NGC 2257似乎比典型的GGC年轻2-3 Gyr; iii）使用Buzzoni等人校准的R-方法估计氦丰度为Y=0.21+-0.03，1983.
1995-03-27 astro-ph
The age of the oldest Open Clusters
我们用两步方法测定了71个老的疏散星团的年龄：对10个选定的星团用主序列拟合，以获得它们的距离，并通过与我们以前用过的球状星团的等时线相比较，得到它们的年龄。然后，我们校准的形态年龄指标δ（V），这可以获得所有剩余的集群，在年龄和金属丰度。特别注意确保整个程序的一致性。由此得到的疏散星团年龄与我们以前的球状星团结果吻合得很好。从疏散星团的样本，以及从合并的样本，有关银河系组成部分的形成过程的问题得到解决。最老的疏散星团（NGC 6791和Be 17）的年龄约为10 Gyr。我们确定了在晕开始和薄盘形成之间的2.0+-1.5 Gyr的延迟，而薄盘和厚盘大约在同一时间开始形成。对于疏散星团样品，我们没有发现任何明显的年龄-金属丰度关系。整个疏散星团样本的累积年龄分布显示出与预测的2.5 Gyr的指数下降溶解速率有中等程度的显著性（~ 2 sigma水平）偏离。累积的年龄分布并没有显示出任何与银河系中心距离的趋势，但是相对于靠近银河系平面的对应物，具有较大高度的星系团具有2-4和6 Gyr之间的多余物体。
2003-10-14 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
From Young and Hot to Old and Cold: Comparing White Dwarf Cooling Theory to Main Sequence Stellar Evolution in Open Clusters
我探讨了目前的能力，白矮星冷却理论和恒星演化理论，以准确地确定恒星星族年龄比较使用这两种技术的疏散星团的年龄范围从0.1至4 Gyr。我发现白矮星和主序星演化年龄在整个年龄范围内，目前可供研究的协议。我还发现，直接比较主序关闭年龄的白矮星年龄是只有弱敏感的实际水平的错误，在集群的距离，金属丰度，和红化。白矮星和主序星年龄之间的额外详细比较有巨大的潜力来完善和校准这两个重要的时钟，我提出了新的模拟有前途的疏散星团目标。对这些白矮星研究最苛刻的要求是非常深（V > 25-28）的星团观测，这是最古老的白矮星的昏暗所必需的。
2005-02-14 astro-ph
Age dating old globular clusters in early-type galaxies
本文介绍了椭圆星系中球状星团年龄测定的各种方法。我们首先介绍了单个球状星团的光谱学（随着10米级望远镜的出现而变得可行），以及巴耳末线指数的测量。其次，通过与星群合成模型的比较，讨论了球状星团子星群的测光和平均年龄的确定。第一种方法是耗时的，但是一旦获得具有足够高的信噪比的光谱就精确。然而，一个警告是巴耳末线指数的定义通常包括金属特征，并且本身并不独立于金属丰度。第二种方法需要测量两个光度量，这两个光度量与年龄和金属丰度不同。两者的结合可以打破宽带颜色中存在的年龄-金属性简并。近红外颜色在这方面可以有力地补充光学研究。然而，总的来说，星团越老，就越难确定它的精确年龄。种群综合模型也需要进一步完善，这里比较的模型显示出显著的差异。
1999-12-13 astro-ph
The Age of the Galactic Bulge
银河系中央隆起的主要恒星星族是古老的，金属丰度与太阳相近。这个年龄与古老的富金属球状星团球状星团和47 Tuccenda非常相似，后者的年龄为13 Gyr。Keck/HIRES的恒星成分测量结果证实了核球星的Mg和Ti含量增加。新的HST/NICMOS数据与控制银河系中央100 pc的旧恒星星族相一致。本文报道了M31核球的新的红外测光方法。虽然明亮的渐近巨星分支恒星在红外观测，数据是最符合一个老的恒星星族。
2001-08-07 astro-ph
Extragalactic Globular Clusters: Old Spectroscopic Ages and New Views on Their Formation
我们提出的Keck光谱的河外球状星团（GC）的样本中的8个星系，从矮到大质量椭圆星系的荟萃分析的结果。通过与银河系GC的比较，我们推断了这些星系中贫金属和富金属GC的年龄。这两个亚群似乎都不比银河系的同类年轻，年龄都在10亿年以上。这是年龄被光谱限制的星系中最大的样本。我们的研究结果支持了大质量星系在高红移时大部分GC的形成。我们提出了一个方案的GC亚群的形成，综合方面的吸积和原位方法的背景下，星系形成通过分层合并。
2005-06-13 astro-ph
Near IR photometry of the old open clusters Berkeley 17 and Berkeley 18. Probing the age of the galactic disc
本文报道了以老的疏散星团Berkeley~17和Berkeley~18为中心的两个$8 \times 8 \~(arcmin)^{2}$区的近红外（$J$和$K$带）观测结果，对这两个区域只存在光学测光（$B$、$V$和$I$带）。$J$和$K$光度法使我们能够通过Tiede等人（1997）校准的光谱金属丰度和红巨星分支（RGB）斜率之间的关系获得独立的星系团金属丰度估计。从色星等图（CMD）和光度函数（LF）分析，Berkeley~17含有金属元素$[Fe/H]~\sim~-0.35$。它是$9~Gyr$老，患有变红的$E(B-V) = 0.58 mag$，日心距离为$2.5 kpc$。伯克利~17出来大大年轻于以前的工作（年龄$\approx 13~Gyr$）。另一方面，Berkeley~18具有太阳金属丰度，并且比Berkeley~17年轻，年龄约为$4~Gyr$。虽然我们确认了Kaluzny（1997）的红化估计，但我们显著地修正了星团的距离，它位于距离太阳$4.5 kpc$的位置。这些结果对两个疏散星团被认为是最古老的银河系之间的年龄和银河系盘的演变提出了限制。没有比$8-9~Gyr$更老的星团表明银河系可能在13年前到$10~Gyr$前经历了一个恒星形成的最小值。
1998-12-15 astro-ph
Optimization of Starburst99 for Intermediate-Age and Old Stellar Populations
我们已经将最新发布的Padova模型纳入进化合成代码Starburst 99。帕多瓦轨道被扩展到包括完整的渐近巨星分支（AGB）演化，直到最后的热脉冲在质量范围0.9至5太阳质量。有了这一补充，Starburst 99占所有的恒星阶段，有助于综合光的恒星星族与任意年龄从极紫外到近红外。AGB星在0.1至2 Gyr之间的年龄是重要的，它们的贡献在更长的波长上增加。我们调查的相似性和差异模型预测的日内瓦和帕多瓦轨道。在年龄> 1 Gyr时，差异尤其明显，此时Geneva模型开始不完整。我们还进行了详细的比较，与其他主要的合成代码的预测，发现很好的协议。我们的合成光学颜色进行比较，观察老年人，中年人和年轻人。对于NGC 5128的老球状星团系统和NGC 4038/39的老、中年龄星团，我们发现了很好的一致性。相比之下，模型失败的红超巨星占主导地位的人口与太阳下的丰度。这种失败可以追溯到恒星演化轨迹中错误的红超巨星参数。我们的模型和合成代码可以在http://www.stsci.edu/science/starburst99/上作为Starburst 99的5.0版本公开获得。
2004-12-17 astro-ph
X-ray emission from old and intermediate age brown dwarfs
根据太阳型发电机行动的范例，褐矮星不应该表现出磁活动，因为它们完全对流。事实上，超冷场矮星的H α观测表明，在亚恒星极限附近，活动设置下降。传统上，X射线发射是检测恒星磁场活动的另一种手段。现在可以用XMM-牛顿和钱德拉上的新一代X射线仪器来测量亚恒星区域。我们报告两个最近的XMM-牛顿观测的棕矮星在昴星团和外地旨在限制年龄和有效的温度依赖性的X射线发射的亚恒星物体。
2002-06-17 astro-ph
Chaplygin gas in decelerating DGP gravity and the age of the oldest star
加速的Chaubergin气体与减速的膜世界Dvali-Gabadadze-Porrati（DGP）模型相结合，可以产生我们所看到的数量级的整体加速膨胀。这两个模型在宇宙早期和晚期都有相似的渐近性质，并且都具有长度尺度。采取的长度尺度是成比例的一个得到一个组合模型与三个自由参数，一个以上的LCDM模型，它同样适合超新星的数据。我们进一步用宇宙微波背景辐射的位移参数来限制它，并要求模型产生的宇宙年龄比最古老的恒星HE 1523-0901的年龄长，t * = 13.4 \pm 0.8（stat）\pm 1.8（syst）。与广义DGP和Chaubergin气体模型相比，这是一个真正的宇宙学常数模型的替代方案，因为它在参数空间的任何限制下都不会简化为它。
2008-05-27 astro-ph
The Age of the Oldest Stars in the Local Galactic Disk From Hipparcos Parallaxes of G and K Subgiants
我们回顾了场次巨星的发现历史及其在银河系盘年龄测定中的重要性。在后一种能力中，我们使用来自依巴谷卫星的编目数据。根据精确到10%或更好的依巴谷星表，在B-V色为0.85 - 1.05的H-R图上，测量了近水平的场星亚巨星序的下包络的绝对星等为MV = 4.03 +/-0.06。通过将[Fe/H] = +0.37的理论等时线拟合到依巴谷亚巨星的下包络线，发现太阳附近的场星的年龄为7.9 +/- 0.7 Gyr。同样的等时线网格依次给出老星系团M67、NGC 188和NGC 6791的年龄为4.0 +/- 0.2 Gyr、6.2 +/- 0.5 Gyr和7.5 - 10 Gyr。然而，太阳附近的银盘和NGC 6791的年龄可能比最古老的晕球状星团年轻3到5 Gyr，后者的年龄为13.5 Gyr。最有意义的结果是（1）最古老的盘星的超金属丰度，（2）晕中最贫金属的组成部分与太阳附近的厚盘和薄盘之间的年龄差异很大。这些事实无疑是相互关联的，并再次提出了在太阳附近形成晕和银河系盘的事件的时间的适当方案的问题。[摘要]
2003-07-07 astro-ph
Evolution of lithium beyond the solar age: a Li survey of the old open cluster NGC 188
我们测定了6 - 8 Gyr年龄的疏散星团NGC 188中11颗G型星的Li丰度。这些数据显着扩大了与锂测量星团恒星的数量，使我们能够延长调查的锂耗尽疏散星团的年龄远远超过太阳的年龄。我们还推断出星团的金属丰度是太阳的。我们发现NGC 188中的太阳型恒星的Li贫化比年轻得多的毕宿星团略多，而与2 - 4 Gyr年轻星团M 67中类似温度的恒星相比，Li贫化并不多。与M67不同的是，NGC 188成员的Li丰度几乎没有分散.令人惊讶的是，在NGC 188中没有一颗太阳型恒星像太阳那样缺乏锂，或者是M 67中锂最缺乏的恒星。我们讨论了这些结果的影响机制的内部混合和锂耗尽主序星。
2002-12-04 astro-ph
Isochrones and Luminosity Functions for Old White Dwarfs
利用一个新的冷却白矮星模型网格，我们计算了含有老白矮星的系统在Johnson-Kron/Tuberins和HST滤波器组中的等时线和光度函数。这些新的模型包含了一个非灰色的大气层，这对于正确描述老白矮星在低温下分子不透明度的影响是必要的。各种函数的计算和广泛的制表和绘图是为了尽可能实用的观察者，所以所有的结果都列在观察者将获得的数量。这些表格和图表最终将被证明是解释哈勃空间望远镜对附近球状星团中最古老的白矮星的高级相机观测结果的关键，在理解星系晕中寻找古老的白矮星的结果，以及在使用白矮星确定所有年龄的星团的年龄方面。作为一个实际应用，我们证明了这些结果的使用推导的老星系团M67的白矮星冷却年龄。
1999-08-31 astro-ph
On the interpretation of age and chemical composition of composite stellar populations determined with line-strength indices
本文研究了由Lick/IDS谱线强度指数测量的复合恒星星族（CSP）的简单恒星族等效（SSP-等效）年龄和化学组成。我们建立了两套~30000 CSP模型使用恒星星族合成模型，结合了一个老的人口和一个年轻的人口与一系列的年龄和化学成分的早期型星系的代表。我们研究CSP的SSP等效恒星参数如何依赖于两个输入人口的恒星参数;它们如何依赖于V波段光度加权恒星参数;以及如何从不同的巴耳末线指数导出的SSP等效参数可以用来揭示一个年轻人口的存在。我们发现，SSP等效年龄主要取决于年轻人口的年龄和两个人口的质量分数，和SSP等效的化学成分主要取决于老年人口的化学成分。此外，虽然SSP等效化学成分非常接近V波段光度加权，但SSP等效年龄并不如此，并且强烈偏向年轻人口的年龄。在这种偏差下，年轻人口的年龄和老年人口与年轻人口之间的质量分数是退化的。最后，假设典型的误差线，我们发现，与不同的巴耳末线指数确定的SSP等效参数之间的差异可以揭示存在一个年轻的恒星星族的顶部的一个老的，只要年轻的人口的年龄小于2.5 Gyr和年轻的老人口的质量分数是1%和10%之间。这种差异在超太阳金属丰度处更大。
2006-10-11 astro-ph
Cooling Models for Old White Dwarfs
我们提出了一个新的白矮星冷却模型，它结合了一个精确的外边界条件的基础上新的不透明度和详细的辐射转移计算。我们发现，氦气氛矮星冷却速度比以前声称的要快得多，而旧的氢气氛矮星将显着偏离黑体外观。我们使用我们的新模型来推导银河系圆盘的年龄极限。我们发现，Liebert，Dahn和Monet（1988）的光度函数产生的年龄只有6 Gyr，如果它是完整的规定的限制。然而，单个矮星的年龄估计和Oswalt等人（1995）的光度函数都与\sim 11 Gyr的盘年龄相一致。我们也用我们的模型对星系晕中的白矮星暗物质进行了约束。我们发现，以前的尝试使用不充分的冷却模型过于严重，直接检测限允许晕，是11 Gyr岁。如果晕是由氦大气层的矮星组成，那么年龄下限只有7.5 Gyr。我们还论证了研究球状星团中白矮星冷却序列的重要性。
1999-03-02 astro-ph
Three Populous Clusters Discovered to be in the LMC Age Gap
在搜索哈勃太空望远镜档案的过程中，我们偶然发现了三个人口稠密的大麦云（LMC）星团，其年龄将它们置于LMC的年龄差距中。'.这些星系团-- NGC 2155、SL 663和NGC 2121 --的[Fe/H]值为-1.0，年龄为~4 Gyr。这使它们处于中间年龄的LMC集群之间的年龄差距，其中最古老的是~2.5 Gyr，而ESO 121-SC 03的年龄为~9 Gyr。这三个星团的加入减小了大麦哲伦星系团年龄分布与场星年龄分布之间的差异。此外，它表明在大麦哲伦星云中寻找更多年龄大于2.5 Gyr的星团对于更好地理解其全球恒星形成历史至关重要。
1998-04-30 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
Hubble Space Telescope Observations of the Oldest Star Clusters in the LMC
本文给出了大麦云星云（LMC）中三个老星团NGC 1466、NGC 2257和Hodge 11的V、V-I色星等图。我们的数据在主序星关闭点以下延伸约3个星等，使我们能够确定准确的相对年龄和蓝离散星频率。根据CMD的差异比较，三个LMC集群之间的任何年龄差异都小于1.5 Gyr。将它们的CMD与M92和M3的CMD相比较，除非它们公布的金属丰度有明显的错误，否则LMC星团的年龄与旧的银河系球状星团相同。与银河系球状星团相似的年龄与星系形成的聚类模型相一致。蓝色离散星的频率也类似于银河系球状星团的频率。使用这三个LMC簇，我们推导出到LMC的真实距离模量为（m-M）=18.46 +/- 0.09（假设对于M 92，（m-M）=14.61）。
1999-11-10 astro-ph
First Measurement of Uranium/Thorium ratio in a very old Star: Implications for the age of the Galaxy
在ESO-VLT的一个大型计划中，从比尔斯及其同事的H&K巡天中选出了一颗极贫金属的恒星，在该计划中，一颗[Fe/H]巨星被发现像CS 22892-052一样富含中子俘获r过程元素，但被分子线遮蔽的程度要小得多。这使得在3859 A处的铀线的检测和测量成为可能，这是第一次在一颗非常古老的恒星中。利用~（238）U的短衰变时间（4.47 Gyr），我们获得了这颗诞生于银河系早期的恒星中U和Th形成的放射性年代测定。
2001-06-12 astro-ph
The Age of Cluster Galaxies from Continuum Colors
我们使用一种新的连续光谱颜色技术确定了八个富星系团（$z = 0.0046$至$0.175$）中1，104个早期星系的年龄。我们发现星系团中的星系分为两个群体，一个是平均年龄与宇宙年龄（12 Gyrs）相似的老年群体，另一个是平均年龄为9 Gyrs的年轻群体。老年人口的质量和金属丰度的预期关系，这意味着一个经典的整体崩溃的起源。虽然总星系金属丰度与星系质量相关，但与年龄无关。根据目前的数据，不可能区分恒星形成的后期，恒星形成的较长时间或恒星形成的后期爆发，以解释老年和年轻人口之间的差异。然而，这个年轻的人口的全球性与集群的环境因素，这意味着次级过程，形成后时代，对内部的恒星星族的一个显着的一部分星系团星系的人口。此外，星系团中最老星系的平均年龄与星系团速度色散相关，这意味着大质量星系团中的星系形成开始于比小质量星系团更早的时期。
2008-01-23 astro-ph
Investigating the process of star formation in young LMC star clusters
大麦云星云（LMC）中丰富的星团是研究恒星形成过程的理想场所。在这里，我们专注于确定年龄之间的两个年轻的星团，NGC1818和NGC1805的大质量恒星的传播。我们提出的颜色星等图（来自HST数据），这些集群，并讨论了年龄分布确定的困难。
1999-07-29 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
Multiwavelength Study of the Starburst Galaxy NGC 7714. II: The Balance between Young, Intermediate Age and Old Stars
我们结合现有的多波长数据（包括。HST/GHRS紫外光谱、光谱、远红外、X射线和射电通量），以及新的HST/WFPC 2图像、近红外测光和K波段光谱。我们利用这些数据来约束在中央330 pc的星爆星系NGC 7714的年轻，中间年龄和老年恒星星族。[...]我们发现，年轻的紫外线爆发只是增强恒星形成（SF）的一小部分。由此形成的年轻和中等年龄恒星的质量至少相当于其下星系核中已存在恒星的质量的10%[.]。与与NGC 7715最近接触以来的约1.1亿年相比，分光光度SF时标很长。星暴的触发器仍然难以捉摸。NGC 7714在紫外线下的亮度归功于一些低消光的年轻恒星视线。[...]不同的灭绝估计从不同的指标获得的结果自然从不同的年龄和遮蔽的种群共存。近红外连续图像看起来最平滑，这是由于对消光的敏感性较低，以及老恒星的贡献较大。我们比较了NGC 7714的核性质与大口径研究的结果。我们强调，星暴星系的全球性是平均的结果，在许多方面的不同属性的遮光和恒星年龄的视线。
2001-01-18 astro-ph
CCD photometry of the old open cluster Collinder 261
本文介绍老疏散星团Collinder 261的UBVI测光。通过比较观测到的色星等图和基于恒星演化模型的模拟结果，我们以自洽的方式导出了星团的红化、距离和年龄：E（B-V）=0.25 $-$ 0.34，（m-M）$_0$ =11.7-12.0，年龄=7 $-$ 8 Gyr或9 $-$ 11 Gyr，这取决于所采用的恒星轨迹。与数据更吻合的模型结果表明，金属丰度最多为太阳能。
1996-07-16 astro-ph
Keck Spectroscopy of Globular Clusters in the Elliptical Galaxy NGC 3610
我们提出了中等分辨率的凯克光谱的九个候选球状星团在可能的合并残余椭圆星系NGC 3610。其中8个天体似乎是NGC 3610的真正球状星团。我们发现，两个集群属于一个老的金属贫人口，五个老的金属丰富的人口，只有一个中间年龄的金属丰富的人口。中期年龄星团的估计年龄为1-5 Gyr，这与早期对合并年龄的估计一致，并表明该星团是在合并期间形成的。然而，五个古老的富金属星系团的存在表明，NGC 3610中大量的富金属星系团可能来自祖先星系，尽管古老和中等年龄的富金属星系团的全球比例仍然非常不确定。
2002-11-09 astro-ph
The old open clusters Saurer A, B and C revisited
本文报道了对老疏散星团Saurer A、B和C区域中心的3个视场的深（V $\approx$ 24.0）$VI$ CCD测光。对于被认为是已知最古老的疏散星团之一的Saurer A，我们也提供了一个比较场。根据光度分析，我们认为Saurer A与M 67一样老（$\approx$ 5 Gyrs），但更贫金属（Z=0.008）。此外，它也是迄今为止发现的银河系距离最远的疏散星团。至于秀拉B，它与NGC 2158非常相似，而且确实是中等年龄（1.8-2.2陀螺）和显着变红。在这种情况下，我们修改的年龄和距离相对于以前的研究，但我们不能清楚地建立簇金属丰度。最后，Saurer C的年龄约为2 Gyrs，但我们强调，其性质的精确测定受到重场星污染的阻碍。
2003-09-04 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$，13.29 <（m-M）_v < 13.46，并且NGC 6791具有8.0+/-0.5 Gyr的年龄。拟合还表明dY/dZ介于1和3之间。像太阳一样低的金属丰度显然被排除了，dY/dZ = 0也是如此。与以前的等时线研究的比较表明，派生的变红主要是由于我们使用的最新的颜色变换，而年龄取决于颜色和输入的物理。我们的等时线提供了一个很好的适合毕宿星团零年龄的主要序列确定的依巴谷，提供证据表明，我们推导的红化和距离模量是可靠的。
1998-12-04 astro-ph
"Not too old" metal deficient stellar populations: the case of metallicity Z=0.00001
我们调查的金属缺乏恒星结构的演变，提出氢燃烧等时线覆盖集群年龄从800万年到7 Gyr。报道了贫金属氢燃烧红巨星金属丰度分布中选择效应的演化证据。进一步研究了恒星在中心和壳层氦燃烧过程中的演化，讨论了氦燃烧增子的出现与星系团年龄的关系。
1996-03-06 astro-ph
The UV Upturn in Elliptical Galaxies as an Age Indicator
我们表明，老恒星系统的紫外线通量可以告诉我们他们的年龄。两个观点截然不同的独立群体综合小组在这里共同努力，产生了两个可以很容易地使用太空望远镜进行测试的解决方案。拟议中的测试将限制巨型Es的年龄，它们通常被认为是宇宙中最古老的种群，因此也是宇宙学中最古老的种群。
1998-10-01 astro-ph
47 Tuc: The Spectroscopic Versus CMD Age Discrepancy
本文研究了基于积分光谱的恒星星族合成模型获得古老恒星系统可靠年龄的问题。特别是，我们解决了大年龄的球状星团47 Tuc，这是在其颜色星等图（CMD）的年龄不一致。使用一个新的年龄指标，Hgamma_sigma<130，这是特别有效地打破年龄和金属丰度之间的简并性，我们确认光谱年龄和CMD年龄47 Tuc之间的差异，因为光谱年龄要老得多。星云发射似乎不太可能是一个来源，为削弱所观察到的巴耳末线。然后，我们探讨了一些关键参数影响的温度关闭恒星，这是主要的贡献者的老金属丰富的恒星星族的巴耳末线。我们发现，α-增强等时线与原子扩散包括不仅提供了一个很好的适合CMD的47 Tuc，但也导致光谱年龄更好地符合CMD年龄。
2000-11-07 astro-ph
How old is the Universe ? Setting new constraints on the age of the Universe
确定宇宙年龄有三种独立的技术：通过长寿命放射性核的宇宙年代学，通过恒星建模和最古老恒星星族的群体合成，以及通过精确的宇宙学，通过绘制宇宙微波背景中的声学峰值变得可行。我们证明了这三种方法给出了完全一致的结果，并使我们能够对宇宙所允许的最大和最小年龄设定严格的界限。我们提出了新的约束宇宙的年龄进行多波段的颜色分析明亮的星系团椭圆在一个大的红移范围内（0.3<z<0.9），这使我们能够推断出他们的恒星星族的年龄在广泛的可能形成红移和金属丰度。应用哈勃常数H 0 =70+-15 km/s/Mpc之前的保守性，我们发现宇宙的年龄为13.2（+3.6 -2.0）Gyr（1-sigma），与Ia型超新星的估计以及最新的铀衰变估计一致。在没有任何先验假设的情况下，年龄大于18 Gyr的宇宙被90%置信水平的数据排除在外。
2001-05-22 astro-ph hep-ph
How Old is the Universe?
本文提出了一个基于Jordan-Brans-Dicke理论和标量场$ϕ$的真空能量衰减动力学模型。标量场$ϕ$的演化微分方程的解驱使真空能量趋向于一个宇宙学常数，这个宇宙学常数可以给出宇宙的年龄，$Ω_0=1$的$t_0\sim 13.5$ Gyr，这与球状星团的年龄是一致的。
1994-12-02 astro-ph gr-qc
Age constraints on the Agegraphic Dark Energy Model
利用两个老星系（LBDS 53 W 091和LBDS 53 W 069）和老高红移类星体APM 08279+5255研究了年龄暗能量模型的年龄约束。我们发现年龄暗能量模型可以很容易地容纳LBDS 53W 091和LBDS 53W 069。为了容纳APM 08279+5255，当分数物质能量密度$Ω_{m0}\approx 0.22$时，可以将约化的哈勃参数取为h=0.64。
2007-08-09 astro-ph gr-qc hep-th
