UV中的吸收线指数。经验和理论恒星星族模型

螺旋盘的恒星星族。II测量和建模吸收光谱指数的径向分布

The stellar populations of spiral disks.II Measuring and modeling the radial distribution of absorption spectral indices

利用干涉滤光片成像技术，在NGC 4303和NGC 4535星盘上测量了Mg ~ 2和Fe ~（5270）Lick光谱指数的径向分布。这些数据，添加到那些NGC 4321以前发表在本系列的论文我被用来约束这些星系的化学（多相）演化模型。由于恒星盘的积分光是由恒星形成率加权的星系历史的时间平均值，这些限制补充了HII区域研究所提供的化学梯度信息，而HII区域本身只能提供星系生命中积累的α元素丰度。这里所示的观测和模型预测之间的协议借给信心的模型，然后用来描述星系参数的时间演化，如恒星形成率，化学梯度和梯度的平均年龄的恒星星族。

古老的恒星星族。VI。星系核和球状星团的吸收谱

Old Stellar Populations. VI. Absorption-Line Spectra of Galaxy Nuclei and Globular Clusters

本文给出了4000- 6400 μ m区域381个星系和38个球状星团的Lick/IDS线强度系统的吸收线强度。所有星系都是在1972年至1984年之间在利克天文台用卡塞格伦析像扫描摄谱仪观测的，这使得这项研究成为迄今为止最大的星系谱线数据的均匀收集之一。我们还提出了一个目录的核速度色散用于校正恒星舔/IDS系统的吸收线强度。对Lick/IDS系统的随机误差和系统误差进行了广泛的讨论。这些指数可分为三类：与速度弥散度呈正相关的类α元素指数（包括CN、Mg、Na、D和TiO_2）;与速度弥散度和α指数弱相关的类Fe指数（包括Ca、G带、TiO_1和所有Fe指数）;与速度弥散度和α指数均反相关的Hβ。C_24668似乎介于α和Fe族之间。这些分组可能代表了不同的元素丰度家族与不同的核合成历史。

早型星系中的电离气体：它对Mgb和其它恒星线强度指数的影响

Ionized gas in early-type galaxies: Its effect on Mgb and other stellar line-strength indices

鉴于最近发现星云发射线常见于早期型星系的内部区域，我们评估了它们对恒星吸收线指数的影响。我们推导出的星云发射线的存在引起的变化，原子和分子的吸收线指数的解析表达式。我们发现，[NI]发射线在5199 A的双峰可以显着影响Mgb线强度测量。对于具有星云发射的早型星系核中[NI]双峰的典型等效宽度，Mgb指数被人为地增强了0.4 - 2 A，这代表了早型星系中Mgb线的典型等效宽度的一个重要部分。我们以NGC 2974为例说明了这种效应。

Star formation history in early-type galaxies. I. The line absorption indices diagnostics

The bottom line of this study is (i) to check whether normal (quiescent) and interacting EGs have a different behavior in the popular diagnostic planes such as Hb vs. [MgFe] (and others); (ii) to seek whether the signature of mergers and/or interactions may mirror in some specific changes of the indices that could un-equivocally hint for burts of stellar activity; (iii) to evaluate the intensity of those bursts or secondary episodes of star formation; (iv) to explore whether other alternatives can exist, i.e. distinct from obvious ones resting on large age range. The data show that both normal…

L型和T型矮星的光谱分类：红外和光学光谱与分析

Towards Spectral Classification of L and T Dwarfs: Infrared and Optical Spectroscopy and Analysis

我们给出了27颗冷低光度恒星和亚恒星的0.6- 2.5 μ m，R~400光谱。基于这些和以前发表的光谱，我们开发了一个初步的光谱分类系统的L和T矮星。对于晚期L型和T型，分类系统完全基于1- 2.5 μ m间隔的四个光谱指数。其中两个指数来自1.15微米和1.4微米的水吸收带，后者通过L和T序列显示出平滑的深度增加，可用于对两种光谱类型进行分类。另外两个指数利用了H和K波段的甲烷吸收特征，K波段指数也适用于中晚期的L型矮星。以前的作者用来分类L型矮星的连续统指数缩短为1微米，发现只有通过中间的L子类才有用。我们采用1.5um水指数和2.2um甲烷指数来完成L9.5的L分类，并将新系统与2 MASS“Color-d”指数的修改版本联系起来。通过对甲烷和水的吸收特征的深度相关，我们建立了一个T光谱序列从T0到T8类型，基于所有四个指标，这是一个光滑的延续的L序列。我们将两个2 MASS L 8矮星重新分类为L9和L9.5，并确定一个SDSS天体为L9。在所提出的系统中，甲烷吸收出现在K波段大约在L 8，两个子类早于它的外观在H波段。的L和T光谱类的区别，分别由H带甲烷吸收的存在和不存在。

双星恒星星族的Lick/IDS指数库

A Library of Lick/IDS Indices for Binary Stellar Populations

利用EPS，我们提出了13个改进的Lick/IDS吸收线指数，用于一组广泛的瞬时爆发双星恒星星族（BSP），在高分辨率（0.3 μ m）的不同年龄和金属丰度（1- 15 Gyr，0.004-0.03），和38个指数，在中等分辨率（3 μ m）。这些指标是通过两种方法获得的：（1）通过使用经验拟合函数获得它们（FFs方法）;（2）直接从合成光谱测量它们（DC方法）。连同我们以前的文件，提供了一个数据库的舔/IDS光谱吸收线指数的BSP在高，中分辨率。这套指数包括Worthey等的21个指数，Worthey和Ottaviani定义的四个Balmer指数和Trager等人定义的具有新通带的13个指数。com/），或根据第一作者的要求。此外，ISED可以从我们的网站上获得。我们比较了FFs方法和DC方法得到的综合Lick/IDS指数，发现差异显著：Ca 4455（指数6）、Fe 4668（8）、Mg_b（13）、Fe 5709（17）、NaD（19）、TiO_1（20）和TiO_2（21，Z=0.02除外）在W 94体系中，Ca4455^T（6^T），C_24668^T（8^T），NaD^T（19^T），TiO_1^T（20^T）和TiO_2^T（21^T，Z=0.02除外）的平均值均小于（蓝）FFS方法的相应值。Ca 4227（index 3）、Fe 5782（18）、Ca 4227^T…

椭圆星系中令人困惑的小CaII三重态吸收

The puzzlingly small CaII triplet absorption in elliptical galaxies

我们测量了附近75个BT<12，Vgal<2490 km/s的早型星系的Ca Ⅱ三线态指数CaT*，CaT和Paschen指数PaT的中心值（Re/8以内）。我们发现，在中心速度频散100<sigma<340 km/s的范围内，CaT* 值保持在5%以内，而PaT（和CaT）值与sigma有轻度的反相关。利用简单和复合的恒星星族模型，我们证明：a）用Salpeter初始质量函数（IMF）和由光学Lick（Fe，Mg和H β）指数导出的金属丰度和年龄计算的简单恒星星族模型（SSP），测量的CaT* 和CaT低于预期值。在标定过程中，单独采用拟合函数和SSP模型不能解释这种差异。平均而言，观察到的PaT值在模型允许的范围内，并且拟合函数中存在较大的不确定性。b）为了使CaT* 和CaT指数降低到观测值所需的低质量IMF的陡度与在9916 AA处测量的FeH指数和椭圆星系的动态质光比不一致。c）具有低金属量成分的复合恒星星族减少了不一致，但需要人工的金属量分布。另一种解释可能是椭圆星系中钙的含量确实不足。

基于监督神经网络的宽吸收线类星体星表

Broad Absorption Line Quasar catalogues with Supervised Neural Networks

我们已经应用了学习矢量量化（LVQ）算法SDSS DR 5类星体光谱，以创建一个大的目录宽吸收线类星体（BALQSO）。我们首先讨论的问题与BALQSO目录构建使用传统的balnicity和/或吸收指数（BI和AI），然后描述监督LVQ网络，我们已经训练识别BALQSO。由此产生的BALQSO目录应该比基于BI或AI的目录更加强大和完整。

用SAURON观测18个晚型旋涡星系的吸收线强度

Absorption line-strengths of 18 late-type spiral galaxies observed with SAURON

我们目前的吸收线强度地图的样本18 Sb-Sd星系观察使用积分场摄谱仪SAURON。SAURON光谱范围允许测量Lick/IDS指数Hbeta、Fe 5015和Mgb，这些指数可用于估计恒星星族参数。我们在这里提出了每个星系的二维线强度图。从地图中，我们了解到，晚型螺旋星系往往有高的Hbeta和低的Fe 5015和Mgb值，和Hbeta指数往往有一个积极的梯度场，而金属指数峰值在中心区域。我们调查的中心线强度指数之间的关系和它们的相关性与形态类型和中心速度色散，并比较所观察到的行为与椭圆，椭圆形和早期型螺旋从SAURON调查。我们发现，我们的星系低于镁σ关系确定的椭圆星系和指数显示出明显的趋势与形态类型。从线强度图，我们计算年龄，金属丰度和丰度比图，并讨论了从一个SSP的方法和从两个SSP的方法的结果。晚型星系通常比椭圆星系更年轻，更贫金属，丰度比更接近太阳值。我们还探讨了一个连续的恒星形成的情况下，并试图恢复恒星形成的历史使用Bruzual和Charlot（2003）的演化模型，假设恒星形成率（SFR）恒定或指数下降。我们发现了星暴的e-折叠时间尺度τ和中心速度色散之间的相关性：更大质量的星系往往具有更短的τ，这表明恒星形成发生在很久以前，现在基本上已经结束，而对于较小的物体，具有较大的τ值，它仍然是活跃的。

L型和T型矮星的红外分类

Infrared Classification of L and T Dwarfs

我们使用新的和公布的中等分辨率0.6- 2.5 $μ$ m光谱的L和T矮星，发展一个统一的分类系统，这两个新的光谱类。系统在1.2 $μ$ m和1.5 $μ$ m处的两个指数是基于附近的水汽吸收带，两个指数与1.6 $μ$ m和2.2 $μ$ m附近的甲烷带有关。1.5 $μ$ m索引通过L和T序列是单调的，并且形成系统的主干;用于其他频带的索引提供广泛的但仅部分的覆盖。我们将1.5 $μ$ m指数与其他人设计的1 $μ$ m的连续指数缩短值相关联，用于分类L矮星，以获得光学和红外分类之间的紧密联系。我们提出的系统定义了10个光谱子类L（L0-L9）和9个T（T0-T8）。L和T之间的边界被定义为甲烷在H带中吸收的起始点。发现在2.2 $μ$ m附近的K带中的甲烷吸收大约在L 8处开始。

旧恒星系统中H-α吸收的合成：通过“缩小”形成星团红色序列

Synthesis of H-alpha absorption in old stellar systems: Formation of the cluster red sequence by "Downsizing"

我们计算人口合成模型的H-α吸收指数（HaA和HaF）的变化，作为年龄和金属丰度在旧恒星系统的函数。该模型是基于STELIB光谱库，并定义在3埃的FWHM的分辨率。这些指标被认为是高度敏感的年龄变化，只有中度响应金属丰度。对于未受星云辐射污染的星系，我们的HaA指数在打破年龄/金属丰度简并方面比H-β或H-γ_F更强大。使用精心挑选的红团星系样本排除发射的物体，我们发现HaA随着速度分散而急剧下降（斜率为-0.75 +/- 0.07埃/dex）。斜率可以转化为年龄和金属丰度标度关系的约束，将测量和模型误差。如果HaA-sigma斜率仅由年龄引起，则我们得到年龄与sigma^{0.95 +/- 0.12}成比例。由于HaA对[Fe/H]的依赖性很弱，因此金属丰度的解释需要Fe/H与σ ^[1.2]成正比或更陡。HaA-σ斜率与Nelan等人根据经典Lick指数报告的年龄和金属丰度标度关系相一致。Thomas等人获得的关系显著低估了观测到的斜率。的差异可能会出现在样品compositions.We的差异，详细讨论了排放污染的影响的结果，并得出结论，这些是不太可能产生的Ha-sigma关系中观察到的行为。陡峭的年龄-质量关系支持一个“缩小”的形成场景：较暗的红色序列星系在较低的红移z < 0.5时变得静止。这幅图符合最近在z ~ 0.7的簇中观察到的截断红色序列。

从积分光导出恒星形成历史：颜色和指数

Deriving star formation histories from integrated light: Colors and indices

我们提出了一个详细的研究结果，旨在了解什么精度的恒星形成历史（SFHS）可以确定为遥远的星系观察到的综合光。使用我们的进化合成代码，我们已经进行了一组模拟的星系范围广泛的不同SFH。通过分析由此产生的颜色，光谱和舔指数，我们调查到何种程度上不同的SF的情况下，可以区分其光度和光谱特性的基础上，分别。我们发现强大的结果，不迟于4个陀螺仪后，最新的一集增强的恒星形成的所有方案表现出非常相似的颜色和指数，在实践中，它是不可能区分不同的情况下，恒星形成已演变超过1，最多3-4个陀螺仪，因为最后一个恒星形成事件，即使使用光谱指数。对于不同的SF场景可以解开多久高度依赖于可用的颜色和吸收线的范围，以及对SFH的细节进行比较。

冷却流星系中的光谱指数：恒星形成的证据

Spectral Indices in Cooling Flow Galaxies: Evidence for Star Formation

通过对光学范围内的两个吸收光谱特征（Mg 2和4000 A的破裂）的研究，我们发现了冷流星系内部区域恒星形成的证据。简单的恒星星族模型的应用表明，如果总质量流的一个相对较小的部分（5-17%）正在形成具有正常IMF的新恒星，则可以解释测量的指数。然而，我们认为这只是一个下限，并得出结论，星系内的大部分气体可能正在形成恒星。此外，在内部星系区域的线强度梯度的分析表明，在平均值，他们是低于正常的椭圆，并表现出暗示的相关性与质量吸积率。同时，在一些星系的外部区域的光谱指数，有和没有冷却流，达到极低的值，这表明他们可能主办恒星形成的起源与冷却流无关。

α/Fe增强的恒星演化轨迹对椭圆星系年龄的影响

The impact of alpha/Fe enhanced stellar evolutionary tracks on the ages of elliptical galaxies

通过比较两组α/Fe增强模型，我们补充了我们对Lick吸收指数的α/Fe增强恒星星族模型的研究（Thomas et al. 2003）。在这两个模型中，由于α/Fe增强对Lick指数的影响是通过使用Tripicco & Bell（1995）的响应函数修改恒星吸收线强度来解释的。然而，一组模型使用太阳尺度，另一组使用阿尔法/铁增强的恒星演化轨迹。由于α/Fe增强径迹比太阳尺度径迹更热（Salasnich et al. 2000），相应的恒星星族模型具有稍弱的金属指数（即Mgb<Fe>等）。和更强的Balmer线指数（Hbeta）（Maraston等2003）。在这里，我们探讨定量的影响，这种影响的α/Fe比，金属丰度和年龄，推导出椭圆星系。我们发现，金属指数Mgb和平衡对方的适度减少<Fe>，这样完全一致的α/Fe比来自恒星系统使用α/Fe增强模型与太阳尺度或α/Fe增强恒星轨道。金属指数的降低和H β的增加以同样获得一致的金属丰度的方式相关联。相反，推导出的年龄有很大的不同。列入α/铁增强恒星轨道导致推导年龄高达30 Gyr的椭圆星系。对于同样的物体，如果采用使用太阳尺度轨道的α/Fe增强模型，则得到的年龄不超过15 Gyr。这可能表明，目前的恒星演化模型高估了恒星演化轨迹的蓝化，由于α/Fe增强的化学混合物在超太阳金属丰度。

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。

早型星系Lick/IDS指数的视线速度分布修正

Line-of-sight velocity distribution corrections for Lick/IDS indices of early-type galaxies

研究了Lick/IDS系统中早型星系吸收线强度指数的视线速度分布（LOSVD）修正。这个系统经常被用来估计基本的恒星星族参数，如光度加权年龄和金属丰度。利用Vazdekis（1999）提出的单星星族模型，我们发现对于年龄大于3 Gyr的老星系，LOSVD修正对恒星星族的变化基本不敏感。只有Lick/IDS的巴耳末系指数显示出明显的影响，这是在校正本身的顺序。此外，我们调查的灵敏度的LOSVD修正非高斯LOSVD。在这种情况下，LOSVD可以用Gauss-Hermite级数来描述，并表明在早型星系中观测到的h_3和h_4的典型值可以导致LOSVD修正的显著修改，从而导致导出的光度加权年龄和金属丰度的变化。本文提出了一种新的、简单的考虑h_3和h_4项的LOSVD修正参数化方法，并给出了Lick/IDS指数的一个子集和两个适用于老（>3 Gyr）恒星星族的附加指数的标定。

宽吸收线类星体的偏振性质：新的统计线索

Polarization properties of broad absorption line QSOs : new statistical clues

我们报告的结果进行了统计测试的样本139宽吸收线（BAL）类星体具有良好的质量的光谱和/或光学偏振数据。系统地研究了光学指数与偏振度p_0的关系。为了确定最重要的相关性，我们对30个BAL类星体和8个量（包括p_0）进行了主成分分析。数据中的大部分方差包含在两个主成分（PC）中：PC 1主要由Balnicity指数BI和Feii发射强度之间的相关性决定，并且可能由物质到中心致密物体上的吸积速率驱动。PC 2的变化主要是由于p_0和分离指数DI之间的反相关性。PC 2可能与BAL类星体相对于视线的方向有关。我们还考虑了21个BAL类星体的光谱偏振样本，我们定义了四个指数描述的吸收和发射线的偏振特性。我们发现一个可能的反相关性之间的分离指数和SI的量，其中测量的极化通量和总通量中的civ吸收的深度的比率。这种相关性表明，在BAL类星体与天鹅座P剖面，BAL槽的偏振通量几乎一样深的总流量，而在BAL类星体与分离反射，BAL槽的偏振通量比总流量弱得多。我们表明，我们的主要结果可以解释的“两个组件”的风模型的框架。在这个模型中，广泛的吸收发生在密集的赤道风出现的吸积盘，而散射和偏振主要发生在极地地区。

M31球状星团和E星系核的UV谱、线指数

UV Spectra, Line Indices of M31 Globular Clusters and E Galaxy Cores

本文介绍和分析了用HST/FOS对4个M31球状星团和6个gE星系核的积分光（2200-4800 A，分辨率8 - 11 A，信噪比> 20）观测结果。这些数据得到了IUE对M32、银河系球状星团和恒星的观测的补充。从这些数据中，我们测量了紫外线颜色和吸收线强度（ALS）指数，包括3360 A处的关键NH特征。我们发现我们的数据将M31球状星团、银河系球状星团/银河系恒星和gE星系划分为三个不同的恒星星族。M31球状星团和椭圆星系的老恒星群体彼此之间的相似性要比它们各自与银河系恒星星族的相似性大得多。特别值得注意的是，在M31球状星团的光谱中，NH特征是如此强烈，以至于相对于银河系恒星，这些恒星中的氮可能需要大量（>20）过剩。其他ALS指标（Mg、Al）也显示出显著差异。

简单恒星星族的演化合成

Evolutionary Synthesis Of Simple Stellar Populations

我们利用Padova群（1993，1994）的演化轨迹、Lejeune等人的理论色刻度、和拟合函数的恒星大气指数从Worthey等人。利用Monte-Carlo方法，我们得到了UBVRIK中宽波段颜色的平滑时间演化和单次爆发恒星星族（{ \bf SSP}）的一系列恒星吸收特征。我们给出了年龄从$1 \cdot 10^9$岁到$1.6 \cdot 10^{10}$岁的SSP的颜色和指数，金属丰度$[M/H]$ =-2.3，-1.7，-0.7，-0.4，0.0和0.4。模型的颜色和指数在大约一个哈勃时间的年龄与观测到的颜色和指数的银河系和M 31 GC的。

恒星中紫外光谱综合指数

Synthetic Mid-UV Spectroscopic Indices of Stars

使用UVBLUE库的合成恒星光谱，我们计算了一组中紫外线和连续光谱指数。我们探讨他们的行为的主导恒星参数[T_eff，log（g）]。总的结果是，综合指数遵循从经验数据库计算出的一般趋势。另外，我们还研究了指数对化学成分变化的敏感性，这种分析只有在理论方法下才可行。在这方面，线指数FeI 3000，BL 3096和MgI 2852和连续指数2828/2921是最不敏感的功能，一个重要的特性，要考虑到恒星系统的综合光谱分析。我们还量化了仪器分辨率对指数的影响，发现指数在6-10埃的FWHM之间的分辨率间隔中显示高达0.1 mag的变化。我们讨论了在何种程度上合成指数与国际紫外线探测器（IUE）收集的光谱中测量的指数是兼容的。5个线指数和连续体指数（FeI 3000、2110/2570、2828/2921、S2850和S2850 L）与观测值有很好的相关性。其余的指数要么被低估，要么被高估，然而，其中两个，MgWide和BL 3096，只显示出轻微的差异。对于11个指数，我们给出了将合成指数转换为IUE系统的系数。这项工作是第一次尝试从高分辨率的理论光谱合成中紫外线指数，并预见到重要的应用研究的紫外线形态的老恒星聚集。

类星体吸收线与类星体方位测度的关系

Quasar Absorption Lines as a Function of Quasar Orientation Measures

我们目前在3.5和20厘米的VLA在A配置的144个类星体与已知的CIV吸收线特性的高分辨率无线电数据。使用这些测量，我们比较和对比了许多类星体方向指示器。这些量被用来研究CIV吸收线的速度分布作为类星体取向措施的函数。平谱类星体中窄的高速CIV吸收体比陡谱类星体中多。不基于谱指数（例如，R_V和芯瓣比）的定向指示器不显示相同的效果。如果吸收体分布不是严格的取向函数，而是可能是或可能不是良好取向指标的固有无线电特性的函数，则这些看似矛盾的结果可以被调和。

天炉座星系团中S0星系的中央恒星星族

Central Stellar Populations of S0 Galaxies in The Fornax Cluster

利用FORS 2-VLT长缝光谱仪对天炉座星系团9个S 0星系的中心吸收线指数进行了分析。中心指数与椭圆星系中观察到的中心速度频散相关。然而，这些S 0的恒星星族特性表明，所观察到的趋势是由年龄和α-元素丰度的相对差异产生的，而不是像以前的研究在椭圆星系中发现的金属丰度（[Fe/H]）。线指数与速度色散关系中观察到的散射可以部分地由许多这些系统的旋转支撑性质来解释。更严格的线指数与最大（圆）旋转速度关系的存在证实了这一说法。也证实了动力学质量是所有这些相关性的驱动物理性质，在我们的天炉座S 0中，它必须在假设旋转支持的情况下进行估计。

附近射电星系核区的恒星星族

Stellar populations in the nuclear regions of nearby radiogalaxies

本文给出了在z<0.08的射电镓附近的七个发光（P（178 MHz）> 10 ~（**）25 W Hz ~（**）（-1）Sr ~（**）（-1））的核的光谱，它们大多对应于FR Ⅱ类。在Hydra A和3C 285这两个例子中，Balmer和4000 A的突变指数限制了恒星的光谱类型和光度类别，揭示了蓝光谱主要是蓝超巨星和/或巨星。长蛇座A最后一次恒星形成爆发的年龄在700万年到4000万年之间，而3C 285则在1000万年左右。其余的窄线射电星系（4个）有4000 A的破裂和金属指数，与椭圆星系一致。我们的样本中唯一的宽线射电星系3C 382，具有强烈的无特征的蓝色连续谱和宽的发射线，稀释了潜在的蓝色恒星光谱。我们能够检测到钙II三重吸收的七个对象，只有其中四个质量良好的数据。的反射强度是类似的，在正常的椭圆星系中发现的，但这些值都是一致的，与单一的恒星星族的年龄来自巴尔末吸收和断裂强度，而且，与混合年轻+老年人口。

$z>1$上\lya吸收系统的起源--来自哈勃深场的启示

The Origin of \lya Absorption Systems at $z>1$---Implications from the Hubble Deep Field

哈勃深场图像为我们提供了一个独特的机会，将高红移星系的统计特性与\lya吸收系统的统计特性联系起来。结合{ \em经验}测量的星系表面密度与红移与{ \em经验}测量的星系的气体范围，我们预测的数密度的\lya吸收系统，起源于扩展的气体信封的星系与红移。我们表明，观察到的$W\apg0.32$的\lya吸收系统至少有50%甚至高达100%可以用星系的扩展气态包层来解释。因此，我们的结论是，已知的星系已知的气体范围必须产生一个显着的分数，也许所有的\lya吸收系统在一个大的红移范围。

近红外Ca II三联体的经验校准- I。恒星库和索引定义

Empirical calibration of the near-IR Ca II triplet - I. The stellar library and index definition

介绍了一个新的近红外光谱区恒星库，该库是为Ca II三重态的经验校准和恒星星族合成建模而建立的。该数据库涵盖了8348-9020埃的范围，光谱分辨率为1.5埃（FWHM），由706颗恒星组成，跨越了大气参数的广泛范围。我们定义了一组新的近红外指数，CaT*，CaT和PaT，这主要克服了以前定义的局限性，前者特别适合于测量的Ca II三重态强度校正的Paschen线的污染。我们还提出了一个新的和以前的钙指标，以及不同系统之间的相应转换的比较研究。文中详细分析了指标误差的来源和计算方法。最后，整个恒星库的指数和误差测量提供了最终的光谱。

瑞利域中任意形状粒子的吸收和散射特性：统计方法的快速计算方法和理论基础

Absorption and scattering properties of arbitrarily shaped particles in the Rayleigh domain: A rapid computational method and a theoretical foundation for the statistical approach

我们提供了一个理论基础的统计方法来计算颗粒的吸收特性在瑞利域。本文提出了一种基于离散偶极子近似（DDA）的计算瑞利域中粒子吸收和散射特性的通用方法。该方法允许将颗粒的几何方面与其材料性质分开。对粒子的光学性质进行一次计算，可以提供任何折射率，波长和方向的集合。这允许例如任意形状的粒子的吸收光谱的快速计算。该方法的其他实际应用是在大气和雷达测量的解释，以及作为散射角的函数的小颗粒的散射矩阵的计算。在统计方法中，不规则形状颗粒的光学性质由具有简单形状的颗粒的集合的平均性质表示。我们表明，具有任意取向的任意形状的粒子的集合的吸收截面总是可以唯一地表示由具有相同的组成和固定的取向的球形粒子的集合的平均吸收截面。这第一次证明了统计方法在瑞利域中是普遍可行的。

作为简单恒星星族的麦哲伦星云星团

Magellanic Cloud Star Clusters as Simple Stellar Populations

我们获得了麦哲伦云（MC）中31个星团和4个银河系球状星团的积分光谱。光谱覆盖波长范围3500 - 4700埃，分辨率为3.2埃FWHM。MC星团主要覆盖年龄范围<10 ^8 - 3 Gyr，因此非常适合于对星暴后老化的恒星星族进行经验研究。本文提出了一种基于Hδ/Fe I 4045和Ca II两个光谱吸收特征指数以及一个衡量巴尔末不连续面强度的指数的测年方法。我们比较的行为的光谱指数在所观察到的综合光谱的MC集群的指数产生的理论进化的合成模型的不同年龄和金属丰度。合成模型是基于Worthey（1994，ApJS，95，107），当结合恒星光谱的经验库（琼斯1999，博士论文，北卡罗来纳大学）的较冷的恒星和合成光谱，从Kurucz模型大气中产生的，热的恒星。总的来说，我们发现来自我们的综合光谱（和光谱指数的进化合成模型）和年龄来自集群颜色-星等图的分析，如文献中所发现的MC集群的年龄之间的良好协议。因此，这项研究的主要结论是，年轻的恒星星族的年龄可以可靠地测量从建模的综合光谱。

椭圆星系年龄的探讨

Probing the Age of Elliptical Galaxies

在本文中，我们解决的问题，年龄和金属丰度的影响是否可以解开的援助的宽带颜色和光谱指数的吸收特征强度，从而可以推断椭圆星系的年龄。所检查的观测数据是Gonzales（1993）的星系样本的指数H β和[MgFe]以及速度弥散σ，并由Burstein等人（1988）的紫外线数据，即颜色（1550-V）补充。进行分析的援助下的化学光谱光度模型的椭圆星系的原始气体（旨在模拟的崩溃阶段的星系形成）和星系风的发生。星系模型来自Tantalo et al.（1995）。

NOAO基本平面测量- III。从星系团核心到维里半径的红序列星系恒星星族的变化

The NOAO Fundamental Plane Survey - III. Variations in the stellar populations of red-sequence galaxies from the cluster core to the virial radius

我们分析了94个邻近星系团中约3000个红序星系的吸收线强度指数，以研究它们的恒星含量随主星系团位置的系统变化。这些数据来自NOAO基本平面调查。我们采用的方法是Nelan等人介绍的方法的推广。从同一调查中确定全球年龄-质量和金属性-质量关系。我们发现强有力的证据表明，在固定质量的星系属性的变化，在一个范围内，从集群中心的维里半径，R_200。例如，在星系团中较远的红色序列星系比在星系团核心中具有相同速度色散的星系具有较弱的Mgb 5177（在~8 sigma显著性）和较强的H β和H γ吸收（~3 sigma，~4 sigma）。Fe 5270和Fe 5335指数仅显示出非常弱的半径趋势。使用共12个指数，集群中心梯度的模式被认为是在光的恒星年龄和化学成分的不同依赖。所有12个指数的测量梯度可以通过一个模型来重现，在这个模型中，在~1 R_200的红序星系比相同速度色散但位于星系团中心附近的星系平均年龄更小（15+/-4%），α元素丰度比更低（10+/-2%）。对于总金属丰度，Z/H，没有发现明显的梯度（在R_200处比岩芯中大2+/-3%）。以星系团为中心的年龄和α/Fe梯度是在这个意义上的预期，如果星系团核心的星系在更早的时代比那些在更大的半径吸积，如果这种早期的吸积有助于早期停止恒星形成。观测到的年龄趋势的大小与半解析模型对分层星系形成的预测相当。

船底座、天炉座、玉夫座和六分仪座dSph星系中的恒星速度：来自麦哲伦/MMFS巡天的数据

Stellar Velocities in the Carina, Fornax, Sculptor and Sextans dSph Galaxies: Data from the Magellan/MMFS Survey

我们目前的光谱数据，从2004年3月至2008年8月观察到的个别恒星作为我们的密歇根州/迈克光纤系统（MMFS）调查的四个矮球状（dSPH）星系：船底座，天炉座，玉夫座和六分仪。使用MMFS在麦哲伦/粘土望远镜在拉斯坎帕纳斯天文台，我们已经获得了8855光谱从7103红巨星候选人在这些银河系卫星。我们列出了每颗恒星的视线速度（中位误差+/- 2.1公里/秒）和铁和镁吸收特性的谱线指数的测量。我们使用球状星团光谱校准到标准的[Fe/H]金属丰度尺度的指数，但所得到的金属丰度与公布的值的比较表明，MMFS指数最好用作相对的指标，而不是绝对的金属丰度。速度和光谱指数的经验分布也使我们能够量化前景恒星的污染量。在配套文件中，我们开发了一种算法，评估每个恒星的成员概率，显示目前MMFS样本包含超过5000 dSph成员，包括774船底座成员，2483天炉座成员，1365雕塑家成员，和441六分仪成员。

从SAURON吸收线强度图看银河系球的性质

The Nature of Galactic Bulges from SAURON Absorption Line Strength Maps

我们讨论了SAURON吸收线强度图的一个样本的24个早期型螺旋，主要是Sa。由Lick指数H $β$、Mg b和Fe 5015，我们得到了SSP年龄和金属丰度。通过比较Mg b和H β的标度关系以及中心速度色散与Falcon-Barroso et al.（2002）的边缘样本的相同关系，我们得到了一幅Sa星系中心区域至少包含2个分量的图像：一个（或多个）薄的盘状组件，通常包含最近的恒星形成，另一个，椭圆状组件，由古老的恒星组成，旋转得更慢，支配着飞机上方的光线。如果一个人定义一个凸起是负责光超过外部指数盘的组件，那么许多SA-凸起是由一个薄的，盘状的组件包含最近的恒星形成。

变元素丰度比Lick指数的恒星星族模型

Stellar population models of Lick indices with variable element abundance ratios

我们首次给出了简单恒星星族模型从CN 1到TiO 2的全部Lick指数，其中元素丰度比[alpha/Fe]=0.0，0.3，0.5，[alpha/Ca]=-0.1，0.0，0.2，0.5，[alpha/N]=-0.5，0.0。这些模型涵盖的年龄在1至15 Gyr之间，金属丰度在1/200至3.5太阳之间。我们的模型是免费的固有的α/Fe的偏见，是由银河系模板星到现在为止，因此，他们反映了定义良好的α/Fe比在所有的金属丰度。校准模型与银河系球状星团的金属丰度和α/Fe比是已知的独立光谱的个别恒星。我们从Lick指数Mgb和Fe 5270得到的金属丰度与Zinn & West（1984）的金属丰度标度非常一致，我们表明后者提供了总金属丰度而不是铁丰度。我们可以重现相对较强的CN-吸收功能CN 1和CN 2的银河系球状星团与模型中，氮增强了三倍。相反，碳的增加将导致与指数Mg 1和C24668的严重不一致。球状星团的钙敏感指数Ca 4227与[Ca/Fe]= 0.3的模型很好地匹配，包括富金属的Bulge星团NGC 6528和NGC 6553。从我们的α/Fe增强模型中，我们推断Gonzalez（1993）定义的指数[MgFe]与α/Fe完全无关，但仍随α/Fe的增加而略有下降。我们定义了一个轻微的修改，这个指数是完全独立的α/Fe和最好的总金属丰度的示踪剂。寻找蓝色指数，提供类似的信…

超富金属α增强恒星模型椭圆星系的合成金属线指数

Synthetic metal line indices for elliptical galaxies from super metal rich alpha-enhanced stellar models

最近的论文（例如Worthey et al. 1992）有力地表明，Mg/Fe的丰度比，以及巨型椭圆星系中O/Fe的丰度比，都不是太阳系的。在5270和5335处的两条Fe线的线强度弱于如果[Mg/Fe] = 0时从Mg b线的强度所预期的。我们合成了吸收线指数，以获得这些星系的Mg和Fe丰度。对于这些模型，我们已经计算出新的演化轨道的高金属丰度恒星的Mg/Fe丰度的范围。这是第一次产生这样的轨迹。沿着等时线积分来合成金属线强度，我们发现，对于典型的亮巨星椭圆，[Mg/Fe]必须在+0.3和+0.7之间。我们表明，这一结果是独立的其他参数，如年龄，总金属含量和混合长度参数。总的金属含量是超太阳的，但椭圆星系的铁金属丰度不一定要大于太阳。对于椭圆星系的形成，我们的Mg和Fe丰度的结果具有的含义，大部分的气体富集来自SNe II，它有更多的大规模的祖先，因此产生相对更多的O和Mg比Fe。这意味着大多数恒星必须在$3 \times 10^8$年的时间内形成，因此星系只能有一个主要的坍缩阶段。

高、低红移下Galerkin中尘埃的吸收和发射

Dust Absorption and Emission in Galaxies at High and Low Redshifts

本文综述了三个相关的问题：河外背景光及其来源，星系中尘埃吸收和发射的演化模型，以及邻近星暴星系中这些传输过程的经验限制。这里提供的材料将作为这次联合讨论的导言。

冷恒星大气中的TiO和H $_2$ O吸收线

TiO and H$_2$O absorption lines in cool stellar atmospheres

我们比较了模型大气的结构和合成光谱计算使用不同的线列表TiO和水蒸气。讨论了不同的线表组合对矮星和巨星模型结构和光谱的影响。结果表明，最近的改进导致显着改善的光谱，特别是在光学TiO带是重要的。水蒸气为主的近红外区域仍然存在问题，因为目前的水线列表还没有完全重现所观察到的光谱的形状。我们发现，AMES TiO列表提供了更多的不透明度，在大多数波段，新的，更小的振子强度导致系统较低的温度为早期的M型矮星比以前的模型。这些效应结合起来，将有助于显着提高模型的拟合观测的光学以及改善合成测光的M星。我们表明，戴维斯1986年\fel值的$δ$和$ϕ$带TiO最好地再现观察到的（V-I）颜色指数。

H II区域诊断的实证测试和校准

An Empirical Test and Calibration of H II Region Diagnostics

本文介绍了银河系和麦哲伦星云中39个H Ⅱ区的3600-9700 A区的分光光度测量结果，这些光谱区的电离星的光谱类型和有效温度都有独立的信息。光谱已被用来评估恒星温度，金属丰度和电离参数的星云诊断，并比较观测到的行为的线指数与星云光电离模型的预测。我们观察到强烈的退化之间的禁止线序列产生的恒星Teff和金属丰度的变化，这严重复杂的应用程序的许多禁止线诊断河外H II地区。然而，我们的数据证实，埃德蒙兹和Pagel [O II]+[O III]丰度指数和Vilchez和Pagel 'eta'指数提供了更强大的诊断金属丰度和恒星有效温度，分别。H II区的氦电离分数与恒星温度的比较证实了在Teff < 38000 K的相关温度范围内谱型与Teff校准的可靠性。我们使用星云硬度指数和Teff之间的经验关系，重新调查的情况下，在星系外的H II地区的大质量恒星的恒星有效温度和上IMF的系统变化。这些数据是一致的，随着金属丰度的增加，特别是Z小于太阳的电离光谱显着软化（与较冷的恒星温度一致）。然而，Z和Teff之间未解决的简并仍然使该结果的解释复杂化。