Detached double-lined eclipsing binaries as critical tests of stellar evolution : Age and metallicity determinations from the HR diagram
分离的双线分光双星也是食双星，它们提供了最精确的恒星质量、半径、温度和独立于距离的光度的测定，因此构成了对单星恒星演化理论的严格检验。我们编译了一个大样本的60个非相互作用，良好的分离系统大多具有典型的误差小于2%的质量和半径和小于5%的有效温度，并将它们与恒星演化轨道预测的性能从最小化方法。为了评估由一组给定的轨道引入的系统误差，我们比较使用三个广泛使用的独立的轨道集，计算不同的物理成分（日内瓦，帕多瓦和格拉纳达模型）得到的结果。我们还测试的假设，这些系统的组成部分是同时代的，具有相同的金属丰度，并比较得出的年龄和金属丰度与通过拟合一个单一的等时线的系统。总的来说，有一个很好的协议之间的不同的测定，我们提供了一个全面的讨论子样本的系统，无论是目前的问题或估计金属丰度。虽然在误差范围内，已发表的轨道可以适合大多数系统，年龄和金属丰度之间仍然存在很大的简并性。由于大多数系统的金属丰度是未知的，因此测试的能力有限。
2002-11-22 astro-ph
A Precision Age Determination Technique for Globular Clusters
根据主序星关闭绝对星等（\mvto）估算球状星团的年龄通常被认为是理论上最可靠的。然而，在确定\mvto \在观察到的颜色星等图的困难，导致一个大的错误，在推导的年龄。本文主张用比截止点和0.05等红点亮的点的绝对星等（\mvb）作为精确的年龄指标。在观测到的色星等图上很容易测量这一点，导致观测误差很小。此外，一个广泛的Monte Carlo计算表明，在\mvb \的理论不确定度是类似的\mvto。因此，使用\mvb \得出的年龄比使用\mvto得出的年龄至少精确2倍。将这种方法应用于球状星团M68，得到了$12.8\pm 0.3\,$ Gyr的年龄（假定为$\mvrr = 0.20\,\feh + 0.98$），表明M68是一个“年轻”的球状星团。具有如此精确度的同质球状星团年龄估计将为了解星系晕的形成提供前所未有的见解。
1996-04-20 astro-ph
Age determination of the nuclear stellar population of Active Galactic Nuclei using Locally Weighted Regression
我们提出了一种新的技术，分离老的和年轻的恒星星族在星系光谱使用机器学习方法。我们使用了一个分类器集成，集成中的每个分类器都专门针对年轻或老年人群，并使用局部加权回归进行训练，并使用十倍交叉验证进行测试。由于相关信息集中在光谱的某些区域，我们采用离线顺序浮动后向选择的方法进行特征选择。对Seyfert星系的应用表明，该方法对活动星系核（AGN）连续体的稀释非常不敏感。与穷举搜索相比，我们得出结论，这两种方法在准确性方面相似，但机器学习方法快了大约两个数量级。
2003-11-28 astro-ph
The determination of the age of Globular Clusters: a statistical approach
我们提出了一个统计方法来确定年龄的球状星团（GC），允许估计年龄来自CMD更准确地比传统的方法的等时线拟合。我们衡量如何密切的一组合成CMD构建从不同的进化模型类似于观察到的，通过确定使用Saha和卡方统计的可能性。在一组合理的模型中，与观测数据最匹配的模型是具有最高估计值的模型。我们将这种方法应用到一组三个不同的进化模型，由三个不同的作者。这些集合中的每一个又由各种化学丰度、年龄、输入物理等的许多不同模型组成。我们随后推导出GC NGC 6397、M92和M3的年龄。在99%的置信水平下，我们发现NGC 6397的年龄最佳估计值为14.0 Gyrs，范围为13.8至14.4 Gyrs，M92的年龄最佳估计值为14.75 Gyrs，范围为14.50至15.40 Gyrs，M3的年龄最佳估计值为16.0 Gyrs，范围为15.9至16.3 Gyrs。
2001-06-12 astro-ph
Age Determination of Six Intermediate-age SMC Star Clusters with HST/ACS
我们提出了一个光度分析的星团林赛1，克朗3，NGC 339，NGC 416，林赛38，和NGC 419在小麦哲伦云（SMC），观察与哈勃空间望远镜高级相机的调查（ACS）在F555 W和F814 W过滤器。我们的彩色星等图（CMD）比主序转折点深3.5等，比以前的任何数据都深。星团年龄是使用三种不同的等时线模型得出的：帕多瓦、泰拉莫和达特茅斯，这些模型都可以在ACS测光系统中使用。拟合观察到的每个集群的山脊线，我们提供了一个均匀的和独特的低金属丰度，单年龄基准等时线。除了NGC 419外，所有星团的CMD最好用达特茅斯等时线近似，帕多瓦等时线提供了最佳拟合。NGC 419的CMD显示了几个主序关断，它们属于簇和SMC场。因此，我们得出的年龄范围为1.2-1.6 Gyr的NGC 419。有趣的是，我们的中间年龄星团的金属丰度分布约为0.6 dex，这表明SMC并不具有平滑，单调的年龄-金属丰度关系。我们发现了一个迹象，集中在NGC 416的蓝色离散恒星候选人，而其他集群，这些都不存在。利用红团星等，我们发现最近的星系团NGC 419（~ 50 kpc）和最远的星系团Lindsay 38（~ 67 kpc）的相对距离为~ 17 kpc，这证实了SMC的大深度。
2008-07-23 astro-ph
An Accurate Age Determination for the SMC Star Cluster NGC121 with HST/ACS
作为致力于研究小麦哲伦星云中星团和场中的旧恒星星族的系列论文的第一篇，我们提出了用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机在F555 W和F814 W滤波器中对NGC 121的深度观测。由此产生的颜色星等图达到主序关闭以下约3.5等，比以前的任何数据都要深。我们采用绝对和相对年龄法对NGC 121进行了年龄测定。将ACS测光系统中的等时线与NGC 121观测到的山脊线拟合，得出年龄为11.8 +- 0.5 Gyr（Teramo），11.2 +- 0.5 Gyr（Padova）和10.5 +- 0.5 Gyr（Dartmouth）。星系团脊线最接近阿尔法增强达特茅斯等时线。将我们的相对年龄放在绝对年龄尺度上，我们发现年龄分别为10.9 +- 0.5 Gyr（从主序关闭和水平分支之间的震级差异）和11.5 +- 0.5 Gyr（从水平分支的绝对震级）。这五个不同的年龄测定都低于2 - 3 Gyr的年龄最古老的银河系球状星团可比的金属丰度。因此，我们证实了早期的发现，最古老的球状星团在小麦哲伦云，NGC 121，是几个陀螺年轻比它最古老的同行在银河系和其他附近的矮星系，如大麦云，天炉座，人马座。如果它被吸积到银河系的晕中，NGC 121将类似于“年轻的晕球状星团”，尽管它没有与人马座矮星相关的最年轻的球状星团年轻。NGC 121的年轻年龄可能是由于小麦哲伦星云中团簇形成的延迟，或者是由于最初少数…
2008-01-07 astro-ph
GAIA and Population II Visual Binaries
本文讨论了497颗依巴谷双星的运动学星族分类结果。样本中不到10%的恒星属于厚盘。只有七颗恒星有晕轮运动学。没有直接的动力学测定极端晕星的质量。本文还提出了一些建议，其中有关人口II目视双星的地基天体测量观测与GAIA数据相结合，将有助于在未来更好地确定轨道的长周期人口II双星。
2002-03-07 astro-ph
Determination of the dynamical parameters of the Universe and its age
通过将$χ^2$与9个独立的天体物理约束进行拟合，确定了引力物质的密度参数$Ω_m$和真空能量的密度参数$Ω_Λ$。严格注意统计细节，我们发现，目前最好的值是$Ω_m=0.31\pm 0.07, Ω_Λ=0.70\pm 0.13$，这些$1σ$误差近似高斯（因此平凡转换为任何百分比的置信范围内所需的）。7个自由度的总$χ^2$为2.5，证明所包含的各种系统误差是慷慨的。由于$Ω_m + Ω_Λ= 1.01\pm 0.15$，爱因斯坦-德西特模型被强烈地排除了，任何具有$Ω_Λ=0$的低密度模型也被排除了，平坦宇宙学不仅是可能的，而且显然是优选的。在平坦的情况下，我们找到了$Ω_m=0.31\pm 0.04$，由此得出宇宙的年龄是$t_0 = 13.7^{+1.2}_{-1.1}(0.68/h)$ Gyr。
1999-12-07 astro-ph
The White Dwarf Distance to the Globular Cluster 47 Tucanae and its Age
根据Renzini等（1996）提出的方法，利用已知三角视差的白矮星（WD）冷却序列与局部WD经验基准序列的拟合，对银河系球状星团47 Tuccenda（NGC 104）的距离（和年龄）进行了新的测定。使用相同的仪器设置，用HST+ WFPC 2对簇和局部WD进行成像。我们得到了一个表观距离模数$(m-M)_V=13.27\pm0.14$与以前的地面确定和短于使用依巴谷亚矮星。耦合我们的距离测定与一个新的措施的视震级的主要序列关闭，根据我们的HST数据，我们得出了年龄的$13\pm2.5$陀螺仪。
2001-01-26 astro-ph
Isochrone ages for field dwarfs: method and application to the age-metallicity relation
本文提出了一种利用恒星的温度、光度和金属丰度数据，由理论等时线计算恒星年龄的新方法。该方法基于贝叶斯概率理论，避免了系统偏差对简单策略的影响，为晚型侏儒的年龄概率分布函数提供了可靠的估计。这种方法特别适用于年龄在3-15 Gyr范围内的G矮星，这对研究银河系的化学和动力学历史至关重要。我们将我们的方法应用于Edvardsson等人（1993）的经典样本，他们导出了189个具有精确测定丰度的场矮星样本的年龄-金属丰度关系（AMR）。利用新的视差、温度和金属丰度数据，我们对Edvardsson等人样品的年龄测定表明，AMR中的固有色散最多为0.15 dex，可能更低。特别是，我们表明，在许多观测到的AMR图中，老的，富含金属的物体（[Fe/H] \sim 0.0 dex，年龄> 5 Gyr）和年轻的，缺乏金属的物体（[Fe/H]<-0.5 dex，年龄< 6 Gyr）是由过于简单的年龄测定处理引起的伪影，银河系AMR是单调增加的，相当明确的。顺便说一句，我们的研究结果往往恢复信心的方法确定年龄的色球活动的领域矮星。
2004-01-21 astro-ph
A Determination of the Thick Disk Chemical Abundance Distribution: Implications for Galaxy Evolution
我们提出了一个厚盘铁丰度分布的测定从F/G星的原位样品。这些恒星是暗淡的，$15 \simlt V \simlt 18$，根据颜色选择，是吉尔摩和怀斯更大的调查的一个子集，旨在确定距离太阳几千秒差距的恒星星族的性质。本文所研究的磁场探测了银河系平面上方500- 3000秒差距、太阳银心距处的恒星星族的铁丰度分布。
1994-12-01 astro-ph
Determination of Ω_Λand H_0 from photometric data of radio galaxies
通过对椭圆星系（其中既有射电星系，也有射电宁静天体）的光度观测，对“红移-恒星系统年龄”$(Δz/Δt)$的关系进行了研究。利用这个关系，我们估计了宇宙学参数$H(z)$和$Ω_Λ$.在合成光谱PEGASE和GISSEL的演化模型框架内确定恒星系统的年龄。这种方法可以被认为是独立于其他宇宙学模型的早期宇宙对象的时间研究。建造一个汇集的样本，包含220个对象从不同的人口的椭圆星系，其中进行了分析的上限年龄的恒星系统的形成。这些数据被用来估计宇宙学参数$H_0$和$Λ$的确定边界--术语：在模型GISSEL和$H_0=53\pm10$中的$H_0=72\pm10$和$Ω_Λ=0.8\pm0.1$，以及在模型PEGASE中的$Ω_Λ=0.8\pm0.1$。
2007-05-21 astro-ph
On the determination of age and mass functions of stars in young open star clusters from the analysis of their luminosity functions
根据遥远年轻疏散星团NGC 2383、NGC 2384、NGC 4103、NGC 4755、NGC 7510和Hogg 15的CCD观测资料，构造了它们的观测光度函数。对观测到的LF进行了场星污染校正，并利用银河系恒星计数模型确定了场星污染。在Hogg 15和NGC 2383的情况下，我们还考虑了分别来自邻近星系团NGC 4609和NGC 2384的额外污染。这些修正提供了在MS开启点附近和较暗星等的LF星系团的真实模式，揭示了由于MS前阶段向MS过渡而产生的所谓H特征，这取决于星系团的年龄。理论的LF构建代表一个集群人口模型与连续的恒星形成的短时间尺度和幂律初始质量函数（IMF），这些被拟合到观察到的LF。因此，我们能够为每个集群确定一组参数，描述集群人口（年龄，恒星形成的持续时间，IMF斜率和场星污染的百分比）。有人发现，尽管观察到的LF的非单调行为，集群IMF可以被描述为幂律函数与类似的萨尔彼得值的斜率。现今MS开启年龄比用理论等时线拟合上主层序的开启区所得年龄低几倍。
2004-01-28 astro-ph
Mass Determinations of Star Clusters
质量的测定很难获得，而且仍然经常具有很大的不确定性。下面我们将回顾用于所有年龄和光度的星团的各种质量估计。我们强调最近的一些结果有关（一）非常大质量的老星团，（二）星团和矮椭圆星系的核心之间的差异和相似之处，和（iii）可能强烈的偏差引起的潮汐效应的质量测定。
2001-07-03 astro-ph
Mid-UV Determination of Elliptical Galaxy Abundances and Ages
利用简单的星族合成模型研究了丰度和年龄对恒星星族中紫外光谱和Mg_{2}强度的影响。这些模型被用来约束附近的四个椭圆星系和螺旋凸起的恒星形成历史。演化后的恒星星族（> 1 Gyr）的中紫外（1800 - 3200 nm）光主要由主序星关闭所控制，而不像光学光主要由红巨星分支所控制。对椭圆星系中紫外线特征的详细研究可能有助于打破困扰光学技术的年龄-金属丰度简并性。此外，更好地了解这一波长区域是有用的0.5 $\leq$ z $\leq$ 1.5星系的研究，其休息帧中紫外红移到可见光。我们创建简单的，单一的年龄（3-20 Gyr），单一的金属丰度（Z = 0.0004 - 0.05）光谱能量分布（SED）延伸到紫外线使用库鲁茨模型恒星通量。与标准恒星的中紫外光谱的比较表明，库鲁茨模型通量准确地模拟了FeI和MgI在2538 ° C（Bl 2538）的混合特征和2600和3100 ° C（S2850）之间的连续斜率。我们发现，我们简单的单年龄，单金属丰度的SED同意与这些中紫外球状星团的功能。然而，大多数星系不同意由这些简单的模型给出的BL 2538，S2850和Mg_{2}值。中紫外特征似乎需要旧的富金属和小的旧的贫金属（Z $\leq$ 0.001）人口。尽管受到模型恒星通量质量的限制，我们的研究已经产生了两个有前途的中紫外光谱诊断（BL 2538和S2850），并提出了独特的和复杂…
1999-11-12 astro-ph
Metal-rich globular clusters of the Galaxy: morphology of the helium-burning "clump," and the determination of relative ages through the "$ΔV$" method
在水平支星和红巨星支星恒星演化模型的基础上，分析了富金属球状星团$V, \bv$图的形态学特征。这些已被纳入详细的合成HB模型，微分红化后的影响也进行了讨论。合成HB模型被发现是非常clusified在颜色星等图，虽然更多的扩展结构偶尔会导致由于远离零年龄HB的进化效果。特别地，对于足够高的氦丰度，可以自然地预期“倾斜的”团块。差异变红被发现有一个较小的影响比进化本身的形态上的团块。在“$ΔV$“方法的基础上，还利用合成的HB模型研究了富金属团簇之间的年龄差异。我们强调的重要性，提前知道的相对丰度的氦和金属，以估计这种年龄差异定量。我们提出的化学演化模型，用于说明的效果，并表明，对于两个集群的相同的[Fe/H]和$ΔV$，一个丰富的主要是由喷出物超新星II型爆炸将出现比其他也遭受富集超新星Ia型喷出物。根据最近的观测和理论结果，讨论了红巨星分支特征“凸点”的隐含位置。我们的相应预测应该与哈勃太空望远镜获得的精确观测数据进行核对。
1995-11-07 astro-ph
85Peg A: which age for a low metallicity solar like star?
我们探讨了可能的演化状态的主要组成部分的二进制85飞马座，列为由MOST卫星的asteroseismic观测的目标。尽管对“亚矮星”地位进行了评估，而且根据依巴谷卫星的数据确定了准确的距离，但金属丰度和年龄方面的不确定性，加上理论模型方面的不确定性，导致对振荡频谱作出了一系列预测。尽管如此，测定频率模式中的小间隔和Roxburgh（2004）建议的大间隔之间的比率，提供了一个非常好的恒星年龄测量，在假设的不确定性范围内与金属丰度无关。在这个范围内，对动力学质量的约束和最大年龄为14 Gyr的假设提供的进一步约束将85 PegA的质量限制在0.75到0.82 Msun的范围内。这种几百分之一太阳质量的差异导致了演化阶段（年龄）和小行星地震性质的明显差异。我们表明，年龄的测定，这将是可能的，通过对这颗恒星的星震测量是独立的对流模型采用或从微观金属扩散。后一个结论得到了以下事实的加强：尽管金属扩散仍然是以近似的方式描述的，但最近的观测表明，相对于模型，真实恒星遭受的金属沉降较小。
2005-08-11 astro-ph
Keck Spectra of Pleiades Brown Dwarf Candidates and a Precise Determination of the Lithium Depletion Edge in the Pleiades
我们用凯克II望远镜和LRIS摄谱仪获得了11个候选的昂星团疏散星团褐矮星成员的中分辨光谱。我们的主要目标是确定“锂耗尽边缘”在昴星团的位置，从而得出该星团的精确年龄。我们的11个程序对象中，除了一个外，所有对象都具有适合于昴星团成员的径向速度，具有中等强度的H α发射，并且具有光谱类型M6至M8.5，正如其（R-I）颜色所预期的那样。我们已经构建了一个颜色星等图的暗端的昴宿星的主要序列，包括只有恒星的高S/N光谱的锂6708埃的吸收线区域已获得。这些数据使我们能够准确地确定在I（c 0）= 17.80，R-I（c 0）= 2.20，光谱类型= M6.5的昴星团单星锂耗尽边缘。通过参考理论进化模型，这相当直接地转换为昴宿星的年龄为1.25亿年。这比通常引用的年龄要大得多，但与最近的一些其他估计相符。
1998-04-01 astro-ph
The effect of binaries on the dynamical mass determination of star clusters
遥远星团的总质量通常是由维里定理，使用视线速度色散测量和半光半径推导出来的。虽然大多数恒星形成于双星系统中，但在解释观测结果时，这一点大多被忽略了。双星的组成部分表现出轨道运动，这可能会增加测量的速度色散，因此可能导致动力学质量高估。在本文中，我们量化的影响，忽略了二进制人口的推导动力学质量的星团。我们数值模拟了星团，并研究了导出的动力学质量对双星种群性质的依赖性。我们发现，双星的存在起着至关重要的作用，非常稀疏的集群与恒星密度相媲美的场星人口（~0.1星/pc 3），因为速度色散是完全由二进制轨道运动为主。对于这样的星系团，动力学质量可能会高估真实质量达一个数量级。对于非常密集的星团（>10^7颗恒星/pc 3），双星不会显著影响动力学质量的估计。对于中等密度的星团（0.1 ~ 10^7颗星/pc 3），动力学质量可能会被高估10- 100%，这取决于双星总体的性质。
2007-12-11 astro-ph
Keck Laser Guide Star Adaptive Optics Monitoring of 2MASS J1534-2952AB: First Dynamical Mass Determination of a Binary T Dwarf
本文介绍了利用凯克激光导星自适应光学系统对T5.0+T5.5双星2 MASS J1534- 2952 AB进行的多历元成像。结合档案HST成像的广泛（重新）分析，我们发现总质量为0.056+/-0.003 Msun（59+/-3 Mjup）。这是第一个直接确认两个组成部分都是亚恒星的场双星。这也是迄今为止最冷和质量最低的动力学质量测定的双星。使用演化模型，我们得出该系统的年龄为0.78+/-0.09 Gyr，我们发现Teff = 1028+/-17 K和978+/-17 K，单个组件的质量为0.0287+/-0.0016 Msun（30.1+/-1.7 Mjup）和0.0269+/-0.0016 Msun（28.2+/-1.7 Mjup）。这些精确的测量结果与以前对T矮星的研究基本一致，并证实了目前的理论模型。然而，（1）温度比类似天体的温度低约100 K，表明现场棕矮星的年龄可能被高估。（2）H-R图的位置与当前的预测值不一致。虽然这可能是由于进化模型中的大误差引起的，但可能的原因是模型大气确定的温度适度（~100 K）高估。我们讨论未来的测试理论的样本的亚恒星动力学质量的增加。特别是，我们建议，低质量场双星与动力学质量（“质量基准”）可以作为参考点Teff和log（g），从而限制超冷大气模型，一样好，甚至比单棕矮星的年龄估计（“年龄基准”）。
2008-07-14 astro-ph
How well do we know the age and mass distributions of the star cluster system in the Large Magellanic Cloud?
[摘要] LMC星团系统提供了独特的机会，可以根据多种互补技术（包括等时线分析）独立检查年龄和质量测定的准确性。利用我们先进的基于宽带光谱能量分布（SED）的星团分析工具，我们重新分析了Hunter等人（2003）的LMC星团测光。我们的主要目标是对基于宽带SED的绝对年龄测定的准确性以及这种方法的实用性设定最严格的限制。我们的宽带SED拟合产生可靠的年龄，统计绝对不确定性在Delta[log（年龄/年）] = 0.4的范围内。我们发现，相对于以前的年龄测定系统的差异是由观测测光转换到不同的过滤系统。大麦哲伦星云的团簇形成率（CFR）在3 - 13 Gyr之间的年龄差距之外大致保持不变，当时CFR低5倍。我们推导出星系团破裂的特征时间尺度log（t_4^dis/yr）= 9.9 +-0.1，其中t_dis = t_4^dis（M_cl/10^4 Msun）^0.62。这种长的特征性破坏时间尺度意味着我们正在观察初始集群质量函数（CMF）。我们的结论是，最年轻的质量和亮度受限的LMC星团子集显示出比α = -2预期的斜率更小的斜率（至少低于几× 10^3 Msun的质量），这与动力学预期相反。这可能意味着LMC星系团系统作为一个整体的初始CMF斜率并不能很好地用幂律来表示，尽管我们不能在最年轻的年龄将未束缚的星系团与束缚的星系团分开。
2005-11-10 astro-ph
Keck Spectra of Brown Dwarf Candidates and a Precise Determination of the Lithium Depletion Boundary in the Alpha Persei Open Cluster
我们已经确定了27个候选人非常低质量的成员相对年轻的阿尔法英仙座疏散星团从一个6平方度的CCD成像调查。根据它们的I星等和名义年龄以及到星团的距离，如果它们是星团成员，这些天体的质量应该小于0.1 Msunil。我们随后获得了中间分辨率光谱的17个这些对象使用凯克II望远镜和LRIS摄谱仪。我们还获得了许多恒星的近红外测光。我们的主要目标是确定“锂耗尽边界”的位置，从而得出星团的精确年龄。我们在五个程序对象中检测到等效宽度大于或等于0.4 μ m的锂。我们已经为英仙座阿尔法星主序星的暗端绘制了一张颜色-星等图。这些数据使我们能够准确地确定英仙座α星的锂耗尽边界，其位置为M（I $_C$）= 11.47，M（Bol）= 11.42，（R-I）$_{C0}$ = 2.12，光谱类型为M6.0。通过参考理论进化模型，这相当直接地转换成英仙座阿尔法星系团的年龄为90 $\pm$ 10百万年。在这个年龄，我们光谱确认的两个最微弱的成员应该是亚恒星（即，根据理论模型。
1999-09-15 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
Spectroscopic Dating of Stellar Populations from Local Star Clusters to Distant Galaxies and the Age of the Universe
我总结的进化人口合成模型，我们目前的理解恒星星族在不同的环境中，从附近星系的星团到遥远的星系团或通过引力透镜。通过比较预测和观测到的光谱能量分布，研究了星系团和星系中恒星星族年龄的限制，并与宇宙学模型在相应红移下所允许的最大年龄进行了对比。
2002-02-08 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Ages of about 600 Star Clusters from the LMC
我们目前的年龄测定的标准程序的基础上的等时线拟合约600个星团的年龄小于约1.2 Gyr的中央部分的大麦哲伦星云。对LMC和SMC星团年龄分布的比较表明，这两个星系的团簇形成历史不同。大麦哲伦星系团的年龄分布揭示了该星系团簇形成的爆发性质，与SMC星系团年龄相对均匀的分布形成对比。我们检测到三个扩展峰的年龄分布的LMC集群，位于约7Myr，125Myr和0.8Gyr。所有检测到的峰具有复杂的结构。虽然由于年龄测定的准确性，最年轻和最古老的峰的结构可能是假的，但在中间峰中，可以清楚地看到1亿年和1亿6千万年的两个明显的子峰。在SMC的星团年龄分布中也看到了类似的峰值，这表明在这些时期团簇形成率的增加可能是由麦哲伦云之间的最后一次相遇引起的。相对于所研究的来自SMC的星团样本，来自LMC的星团样本在非常年轻（<1000万年）和古老（> 40000万年）的星团中过量，而在年龄在8000万年至1500万年范围内的星团中丰度不足。
2000-10-18 astro-ph
The age of the Galactic thin disk from Th/Eu nucleocosmochronology I. Determination of [Th/Eu] abundance ratios
这项工作的目的是恢复调查的银河系薄盘测年使用核宇宙年代学与Th/Eu恒星丰度比，从1990年以来的文献中缺席的主题。选取了20颗光谱类型为F5到G8的盘状矮星/次巨星的恒星样本，其中-0.8 <= [Fe/H] <= +0.3。在这样的恒星光谱类型和光度类，光谱合成技术必须采用，如果我们希望获得可接受的准确结果。一个均匀的，自洽的一套大气参数进行了测定。有效的温度确定从光度校准和H-α轮廓拟合;表面重力获得Teff，恒星质量和光度;微湍流速度和金属丰度获得详细的，差分光谱分析，相对于太阳，使用Fe I和Fe II线的等效宽度。污染Th和Eu光谱区域的元素（Ti、V、Cr、Mn、Co、Ni、Ce、Nd和Sm）的化学丰度通过光谱分析确定。对绝对不确定性进行了彻底审查，发现其平均值-（0.10 +/- 0.02）dex -令人满意地低。Eu和Th丰度通过一条Eu II线（4129.72 A）和一条Th II线（4019.13 A）的光谱合成来确定，同时考虑污染Co线的详细超精细结构以及Eu线的超精细结构和同位素位移。我们的丰度与文献数据的比较表明，我们的结果表现出类似的行为，但相当低的散射（36%，低Eu，低Th）。由此获得的[Th/Eu]丰度比在本系列的第二篇论文中用于确定银河系盘的年龄。
2005-02-21 astro-ph
Extinction techniques and impact on dust property determination
近红外消光幂律指数（$β$）及其不确定性来自三种不同的技术，基于恒星计数，颜色过剩和它们的组合。我们已经将这些方法应用于2 MASS数据，以确定小云团IC 1396 W的$β$和近红外消光图。星计数和颜色过量的组合导致最可靠的方法来确定$β$。它被发现，使用正确的$β$ -地图转换到消光色过剩值是基本的云柱密度剖面分析。我们描述了如何人工测光数据，银河系（罗宾等人，2003年）的恒星星族合成模型的基础上，可以用来估计不确定性和获得系统的消光方法的影响。我们发现，所有的颜色过剩的消光测定方法受到小，但系统的偏移，这并不影响恒星计数技术。这些偏移的发生是因为透过星云看到的恒星并不代表与无灭绝控制场中的恒星相同的种群。
2006-04-11 astro-ph
