Ages and Metallicities of Fornax Dwarf Ellipticals
本文介绍了天炉座星系团中27颗矮椭圆星系的窄带测光。用银河系球状星团数据和分光光度星族模型校准后，这些颜色表明矮椭圆星系的平均[Fe/H]为-1.00+/-0.28，范围从-1.6到-0.4。矮椭圆星系的平均年龄也是用光度法测定的，估计为10+/-1 Gyrs，而明亮的天炉座椭圆星系的平均年龄为13 Gyrs。我们的金属丰度颜色和Mg_2指数的比较表明，[Mg/Fe]比在矮椭圆星系比他们更大质量的堂兄弟，这是一致的初始恒星形成的时间较长，以解释他们的年轻的年龄。有一个增加矮金属丰度与距离天炉座星系团中心的核心星系，平均而言，0.5德克斯比晕矮星贫金属。此外，我们还发现晕矮星的平均年龄比核矮星要小。一个可能的解释是，星团内中等的冲压压力将气体从矮椭圆星系中剥离出来，阻止了恒星的形成（老年），并在它们进入核心时停止了富集（低金属丰度）。
2000-12-28 astro-ph
Ages of White Dwarf-Red Subdwarf Systems
我们首次对两个最近发现的白矮星-红亚矮星系统LHS 193 AB和LHS 300 AB进行了年龄估计。这些不寻常的系统为将白矮星的可靠年龄估计与红次矮星的（可测量的）金属丰度联系起来提供了新的机会。我们获得了这两个新系统和一个比较的白矮星-主序星红矮星系统GJ 283 AB在$V_{J}R_{KC}I_{KC}JH$波段的精确测光和6000 - 9000毫微米的光谱。使用模型网格在文献中，我们估计冷却年龄以及温度，表面重力，质量，祖质量和{ \it总}的白矮星的寿命。结果表明，这两个新系统可能是古老的厚盘天体，年龄至少为6-9 Gyr。我们还进行搜索的红矮星和白矮星纲要SDSS数据和L{é}派恩沙拉自行（LSPM）目录额外的共同自行白矮星-红亚矮星系统。仅发现了7个新的候选系统，这表明这些系统的稀有性。
2005-10-12 astro-ph
The Geneva-Copenhagen Survey of the Solar neighbourhood II. New uvby calibrations and rediscussion of stellar ages, the G dwarf problem, age-metallicity diagram, and heating mechanisms of the disk
年龄，金属丰度，空间速度，和银河系轨道的恒星在太阳附近的银河系盘演化模型的基本观测约束。我们的目标是巩固校准的紫外线光度到Te，[Fe/H]，距离和年龄的F和G星和重新讨论的结果，日内瓦-哥本哈根调查（Nordstrom等。2004年; GCS）的演变方面的磁盘。我们大大提高了早期F星的Te和[Fe/H]校准，光谱温度有很大的系统误差。我们重新计算的年龄与Takeda等人（2007）的独立测定结果非常一致，表明现在可以可靠地测定等时线年龄。修订后的G-矮星金属丰度分布仍然与闭箱模型不兼容，薄盘的年龄-金属丰度关系几乎保持平坦，在所有年龄都有大的真实分散（σ内在= 0.20 dex）。薄盘的动态加热在其整个生命周期中持续;特定的面内动力学效应主导U和V速度的演化，而W速度在所有年龄段都保持随机。当从运动学标准为恒星分配厚盘和薄盘成员时，最老恒星的参数应该用来确定薄盘。
2007-07-13 astro-ph
The ages of very cool hydrogen-rich white dwarfs
白矮星的演化本质上是一个冷却过程，主要取决于储存在其简并核心中的能量和其外壳的透明度。在本文中，我们计算精确的冷却序列的碳-氧白矮星与氢占主导地位的气氛，为整个范围内的质量感兴趣。为了这个目的，我们使用最准确的物理输入的状态方程和不透明度的信封和热力学量的退化核心。我们还研究了计算冷却序列中的潜热的作用。我们提出单独的冷却序列中，相分离的碳-氧二元混合物结晶后的影响被忽略，并在冷却时间引入延迟时，这种机制是适当考虑，为了比较我们的结果与其他已发表的冷却序列，其中不包括治疗这种现象。我们发现，非常冷的白矮星与纯氢气氛的冷却年龄已被系统地低估了约1.5 Gyr在log（L/Lo）=-4.5，否则典型的0.6钼白矮星，当相分离被忽略。如果包括二元混合物的相分离，则冷却年龄进一步增加约10%。给出了几种颜色星等图中的冷却轨迹和冷却等时线。
2000-07-04 astro-ph
Cluster AgeS Experiment (CASE): Detection of a dwarf nova in the globular cluster M55
本文报道在球状星团M55的核心区域探测到一颗矮新星。在1997-2004年期间的8个观测季节中观测到6次爆发。在ROSAT望远镜拍摄的图像上发现了该变量的X射线对应物。虽然我们不能提供星系团成员的证据，但我们可以看到H-R图上的位置和X射线通量都与星系团距离处的明亮DN一致。根据我们的爆发统计数据，在我们的视野中，不可能有超过一个类似的DN未被检测到，集中在集群核心。
2005-02-22 astro-ph
The Palomar/MSU Nearby Star Spectroscopic Survey III: Chromospheric Activity, M-dwarf Ages and the Local Star Formation History
我们提出了676个附近的M矮星的高分辨率阶梯光谱。我们的测量包括径向速度，重要的色球发射线的等效宽度，和快速旋转的恒星的旋转速度。我们确定了几个不同的群体，他们的H α属性，并调查色球活动之间的早期（M0-M2.5）和中期（M3-M6）矮星的变化。使用一个体积有限的样本，年龄和色球活动之间的关系，我们表明，在最近的4个Gyr在太阳近邻的恒星形成率一直相对恒定。特别是我们的结果是不一致的，最近的大爆发的恒星形成。我们使用的H α活动和年龄之间的相关性作为颜色的函数设置限制的性质L和T矮二进制系统中的二级组件。我们还确定了一些有趣的恒星，包括快速旋转，径向速度变量，和光谱双星。
2002-03-27 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
Cluster AgeS Experiment (CASE): Dwarf Novae and a Probable Microlensing Event in the Globular Cluster M22
本文报道了在球状星团M22中发现的一个新的激变变星（记作CV 2）和一个可能的微透镜事件。CV 2观察到两次爆发。其中一次光变曲线出现P_sh= 0.08875d的超峰。CV 2具有由XMM-牛顿检测到的X射线对应物。一个非常可能的微透镜事件在半径为2.3弧分从集群中心被检测到。其振幅为Δ V=0.75等，特征时间为15.9天。基于模型的考虑，我们表明，最有可能的配置有源在银河系的隆起与透镜在集群。在已知的矮新星CV1中观测到了两次爆发。
2005-09-27 astro-ph
The Ages of Dwarf Ellipticals
本文介绍了用Stromgren（uvby）滤光系统对后发座和天炉座星系团中91颗矮椭圆星系进行的窄带测光。将样品按侏儒形态分为有核（dEN）和无核（dE）侏儒揭示了两个不同的人口的早期类型系统的基础上集成的颜色。类dEN星系是红色的连续色相比，明亮的集群椭圆星系和dE型矮星，他们的位置在多色图只能解释为一个老的平均年龄为他们的基本恒星星族。通过与M87球状星团系统的窄带测光（Jordan et al. 2002）的比较，我们发现dENs是古老的、贫金属的球状星团颜色序列和M87球状星团蓝色星群的高金属丰度延续。另一方面，明亮的椭圆星系和dE矮星遵循富含金属的红色M87球状星团的颜色序列。比较SED模型，卷积到一个简单的金属丰度模型，发现dENs和蓝色球状星团是3至4个Gyrs比集群椭圆星系和5个Gyrs比dE型星系。这意味着球状星团和dEN星系是原始的，并且具有由外部约束（例如其形成云的富集）设定的金属丰度。明亮的椭圆星系和dE星系的金属丰度和年龄表明初始恒星形成的扩展阶段产生一个年轻的平均年龄，即使它们的形成时代类似于dEN和蓝色球状星团，以及内部驱动的化学演化历史。
2003-12-03 astro-ph
The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood: Ages, metallicities, and kinematic properties of 14,000 F and G dwarfs
我们提出并讨论了新的测定金属丰度，旋转，年龄，运动学和银河系轨道的一个完整的，有限的星等，和运动学无偏的样本16,682附近的F和G矮星。我们对近13，500颗恒星进行了63，000次新的精确径向速度观测，可以识别样本中的大多数双星，并与已公布的数据一起完成了14，139颗恒星的运动学信息。一个主要的努力一直致力于确定新的等时线年龄的所有恒星，这是可能的。特别注意的是对统计偏差和误差估计的现实处理，因为标准技术往往会低估这些影响，并在年龄分布中引入虚假的特征。然而，我们展示了如何强大的观测和理论偏差导致观察到的年龄的分布是非常不同的真实年龄分布的样本。我们的第一个结果证实了相对于闭箱模型预测缺乏贫金属的G矮星（"G矮星问题“），盘中径向金属丰度梯度的存在，薄盘自形成以来平均金属丰度的微小变化以及所有年龄金属丰度的大量分散，以及薄盘的持续运动学加热，其效率与螺旋臂和巨大分子云的组合的预期一致。空间运动的V分量的分布中的独特特征在年龄和金属丰度方面得到扩展，对应于随机螺旋波而不是经典移动群的影响，并且可能使从运动学标准识别厚盘星变得复杂。（节略）
2004-05-11 astro-ph
The ages and colours of cool helium-core white dwarf stars
本工作的目的是探索氦核白矮星的演化与详细的非灰色模型大气和元素扩散的预测在一个自洽的方式。为此，我们考虑氦核白矮星模型，恒星质量为0.406，0.360，0.327，0.292，0.242，0.196和0.169太阳质量，并遵循其从质量损失事件结束前白矮星演化到非常低的表面光度。我们发现，当有效温度降低到4000 K以下，这些恒星的出射光谱变得更蓝的天体物理学感兴趣的时间尺度内。特别是，我们分析了我们的模型的颜色和颜色的星等图的演变，我们发现，氦核白矮星的质量范围从大约。0.18到0.3太阳质量可以达到关闭在他们的颜色，并成为蓝色的冷却时间内再次远小于15 Gyr，然后保持比M_V约明亮。16.5.鉴于这些结果，许多低质量的氦白矮星可能有足够的时间从氢分子演化到碰撞诱导吸收的领域，显示出蓝色。
2001-02-23 astro-ph
A Sample of Very Young Field L Dwarfs and Implications for the Brown Dwarf "Lithium Test" at Early Ages
使用大样本的光学光谱的晚型矮星，我们确定了一个子集的晚M到L场矮星，因为存在低重力的功能，在他们的光谱，被认为是异常年轻。从303个L型矮星的组合样本中，我们发现7.6+/-1.6%的矮星年龄小于1亿年。一旦考虑到观察偏差，这个百分比与理论预测一致。我们发现这些年轻的L矮星倾向于落在南半球（Dec < 0 deg），并且可能是以前未被识别的，附近的低质量成员，年轻的协会，如Tucana-Horologium，TW Hydrae，beta Picasso和AB Doradus。我们使用了一个均匀观测的样品，大约有150个6300-10000埃的L和T矮星光谱，这些光谱是用W。M. Keck天文台，以检查6708-A Li I线的强度作为光谱类型的函数，并进一步证实Kirkpatrick等人（2000年）指出的趋势。我们使用我们的低重力光谱调查的强度的Li I线作为年龄的函数。这些数据微弱地表明，对于早期到中期的L型矮星，谱线强度在1亿年前达到最大值，而对于更老的（很少的Gyr）和更年轻的（<1亿年）L型矮星，谱线强度较弱或无法检测到。我们表明，削弱锂在较低的重力模型大气计算预测，现有的观测数据部分证实的效果。需要更大的样本，包含确定年龄的L矮星，以进一步测试这一经验。如果得到证实，这一结果将加强柯克帕特里克等人（2006）首次引用的警告，即在试图确认最年轻的棕矮星的亚恒星性质时，应谨…
2008-08-22 astro-ph
On the Interpretation of High Velocity White Dwarfs as Members of the Galactic Halo
根据光学BVRI和红外JHK CCD测光建立的观测能量分布的模型大气拟合，对奥本海默等人确定的38颗晕白矮星候选者中的32颗进行了详细分析。有效的温度和大气成分确定的所有对象，以及质量和冷却年龄时，三角视差测量。这个样本与其他晕白矮星候选者和盘白矮星的样本结合起来，研究这些天体的性质，包括约化自行图、切向速度和恒星年龄。我们重申了早先基于同一样品的照相星等的分析的结论，即为了将白矮星与旧的晕群联系起来，必须推导出恒星的总年龄，而这只能通过精确的质量和距离测定来实现。
2005-02-18 astro-ph
Evolutionary models for low-mass stars and brown dwarfs: uncertainties and limits at very young ages
基于Baraffe等人（1998）的输入物理，我们分析了质量为$m \le 1.4 \msol$的低质量恒星的主序前演化轨迹。我们还将Chabrier等人（2000）基于尘埃大气的演化模型扩展到年轻的棕矮星，直到木星的质量。我们分析目前的理论不确定性，由于分子线列表，对流和初始条件。初始条件的简单测试表明，在年龄$\simle$ 1百万年的模型的高不确定性。我们发现，在低重力和$\te < 4000$ K的对流处理的大气剖面显着的敏感性，而它消失的重力增加。这种影响在非常早期的阶段增加了进化轨迹的另一个不确定性来源。我们表明，在低表面重力（$\log g \simle 3.5$，）的共同图片的垂直Hayashi线与常数$\te$是过于简化。初始氘丰度的变化的影响进行了研究。我们比较了我们的模型与文献中的进化轨迹，并讨论了主要的差异。最后，我们分析了当前对年轻系统的观测在多大程度上为主序前轨道提供了良好的测试。
2001-11-20 astro-ph
The Evolution of Helium White Dwarfs: Applications to Millisecond Pulsars
我们提出了一个网格的低质量的白矮星的氦核心的质量范围从0.179到0.414 M_太阳的演化轨迹。质量下限非常适合与毫秒双星（MSP）的白矮星同伴进行比较。由于残余核燃烧，推导出的冷却年龄为10^9年。冷却年龄是一致的MSP系统的年龄估计的基础上的恒星的自旋下降。例如，对于PSR 1012+5307系统，我们推导出白矮星冷却年龄为6 +/-1 Gyr，与自旋下降年龄7 Gyr非常一致。对于伴星质量，我们发现M=0.19 +/- 0.02 M_sun。我们还研究了其它MSP系统，只选择了已知年龄和/或质量的系统，用现有的演化模型确定了伴星白矮星的有效温度和表面重力。
1999-10-13 astro-ph
Brown Dwarfs as Galactic Chronometers
褐矮星是天然的时钟，由于核心融合不足，随着时间的推移会冷却和变暗。它们数量众多，存在于几乎所有的银河系环境中，使它们成为各种银河系研究的潜在有用的计时器。然而，要实现这一潜力，需要对单个来源进行精确和准确的年龄测定，这一前景由于低温棕矮星复杂的大气和光谱;质量、年龄和光度之间的简并性;以及缺乏有用的磁活动和旋转年龄趋势而变得困难。在这篇文章中，我回顾了五种方法，其中褐矮星的年龄是唯一确定的，讨论了它们的适用性和局限性，并给出了目前的经验精度。
2008-11-15 astro-ph
Ages and Chemical Abundances in Dwarf Spheroidal Galaxies
本星系群中的矮球状星系（dSphs）是我们检验星系形成和演化理论的极好系统。色星等图（CMD）包含了从渐近巨星分支到远低于最古老的主序星序转折点的数千颗恒星，它们被用来推断恒星的形成历史，并推导出了令人惊讶的复杂演化历史。dSphs中单个红巨星的光谱学被用来确定其中化学丰度的分布。通过结合光度学和光谱学，我们可以克服CMD固有的年龄-金属性简并性，并以前所未有的准确度确定dSphs的演变。我们报告了最近的进展，并讨论了一个新的和令人兴奋的研究途径，高色散光谱，产生丰富的许多化学元素。后者使我们能够估计Ia型和II型超新星（SNe）的富集程度，并对银河系中有多少可能以dSph-sized碎片的形式吸积以及何时可能发生这种合并提出了新的限制。
1999-10-12 astro-ph
Complexity on Small Scales II: Metallicities and Ages in the Leo II Dwarf Spheroidal Galaxy
我们目前的金属丰度和年龄为52红巨星在遥远的银河系矮球状（dSPH）星系狮子座II。这些恒星覆盖了狮子座II的整个表面积，并且是径向速度成员。我们用ESO/VLT的FLAMES光谱仪获得了中等分辨率的多光纤光谱。基于近红外Ca II三重态确定金属丰度。由此产生的金属丰度分布（MD）是不对称的，在Carretta & Gratton标度上的[Fe/H]=-1.74 dex处达到峰值。金属丰度的完整范围从-2.4到-1.1 dex。与其他dSphs一样，没有发现极端贫金属的红巨星。我们将Leo II观测到的MD与文献中其他几个银河系dSphs的模型预测进行比较。狮子座II显然缺乏更多的贫金属恒星，类似于经典的G矮星问题，这可能表明一个类似的“K巨星问题”。此外，它的演化似乎受到银河风的影响。我们使用我们推断的金属丰度作为输入参数的等时线适合SDSS光度法，并得出近似的年龄。由此产生的年龄金属丰度分布覆盖了整个年龄范围从2-15 Gyr在我们采用的等时线尺度。在第一个7 Gyr相对于最古老的恒星[Fe/H]似乎几乎保持不变。在较高年龄时金属丰度几乎不变，此后略有下降约0.3德克斯，这可能表明低金属丰度气体的再生作用。总的来说，年龄-金属丰度关系似乎支持狮子座II从预富集气体形成。在最近的2-4 Gyr期间看到了浓缩的证据。我们的研究结果支持早期的光度测量结果狮子座II作为一个星系与一个突…
2006-09-26 astro-ph
A photometric and spectroscopic study of dwarf and giant galaxies in the Coma cluster -- III. Spectral ages and metallicities
（abr.）本文分析了Mobasher等人提出的后发座星系团的光谱星表，该星表包含了大约300个星等M_B =-20.5~-14的星系团成员的光谱，分布在星系团中心和西南区两个大约1 × 1.5Mpc的区域。本文的分析仅限于257个光谱中没有发射线的星系。年龄敏感指数的强度与星系的星等在整个星等范围内。类似地，金属性敏感指数与量值相关。通过比较观测指标与模型网格的基础上帕多瓦等时线，我们得到亮度加权年龄和金属丰度。给出了不同星等箱中星系年龄和金属丰度的分布。平均金属丰度随着星系的星等而降低，在给定的光度下，后发座西南区域的星系似乎普遍低于星系团的中心。在任何大小的星系中都发现了广泛的年龄范围，从小于3 Gyr到大于9 Gyr。然而，系统的年龄与光度的趋势是目前在中央领域的星系。在后发座的Mpc中心，任何光度的大部分星系（50 - 60%的巨星，> 30%的矮星）在其中心区域没有证据表明恒星形成发生在红移z <2处，而在中等（0.35 <z <2）和低（z <0.35）红移处发生显著恒星形成的星系比例被发现取决于星系的光度。年轻的光度加权年龄的微弱星系似乎有一个双峰金属丰度分布，如果得到证实，将指向一个复合形成的情况。最后，我们提出了一个解释的指数大小的关系观察。
2001-09-27 astro-ph
Distances, Metallicities, and Ages of Dwarf Elliptical Galaxies in the Virgo Cluster from Surface Brightness Fluctuations
我们利用FORS 1/2+VLT获得了室女星系团方向16个矮椭圆星系的深B和R CCD图像。对于每个矮星，我们测量的R-波段表面亮度波动（SBF）的幅度\bar{m}_R和（B-R）的颜色在一些领域在不同的银河系中心的距离。根据这两个量的场与场之间的变化，我们通过（B-R）- \bar{M}_R关系确定SBF距离。矮星的距离在14.9-21.3Mpc之间，平均1 sigma不确定度为1.4Mpc，证实早期型星团成员的距离分布有相当大的深度。对于IC 3388，我们的SBF距离为17.0+-1.5Mpc，与Harris等人基于HST观测和红巨星分支尖端星等的结果非常一致。结合我们的研究结果与现有的距离巨大室女座椭圆形，我们确定了两个主要的星系集中：一个广泛的主要集群约15.8Mpc和一个狭窄的次级集群约18.5Mpc。自适应核分析发现两种浓度在99%和89%水平下具有显著性。虽然近侧的室女座早型星系团可以与以M87为中心的子星系团联系在一起，但第二个星系团被认为主要是由于M86周围的背面下沉星系群。将观测到的（B-R）色与Worthey的恒星星族合成模型相结合，估算了dE恒星星族的年龄和金属丰度。看来室女座dE比天炉座dE覆盖了更广泛的金属丰度范围。导出的金属丰度将Virgo dEs置于由局域群dEs定义的[Fe/H]-M_V关系的扩展上。这些数据进一步表明，年龄范围从像IC 301…
2003-10-28 astro-ph
Star Formation Histories of Local Group Dwarf Galaxies
目前已知或怀疑有40个星系是本星系群成员，半径为1.8 Mpc。其中37个星系是M_B > -18.5等的矮星系。本文对本星系群中的矮不规则星系、矮椭圆星系和矮椭球星系的恒星形成历史进行了汇编，并通过Hodge的星族盒可视化了它们的演化历史。这些恒星形成历史的研究是一个多参数的问题：年龄，金属丰度，人口分数，和空间变化必须确定，这在很大程度上取决于知识的红化和距离。即使是质量最低的矮球状星系，在恒星形成、年龄和金属丰度方面也会表现出显著的空间变化。所有的本星系群矮星系似乎都包含了年老（>10 Gyr）和中龄（1-10 Gyr）的星系群，而与其形态类型无关。没有两个星系是一样的。它们在恒星形成历史、金属丰度、分数和亚群年龄上差异很大，即使在同一形态类型内。恒星的形成要么是在不同的时期发生，要么是在很长一段时间内连续发生。
1998-06-16 astro-ph
The White Dwarf Cooling Age of the Open Cluster NGC 2420
我们已经使用了深HST WFPC 2观测NGC 2420中的两个字段，以产生一个集群CMD下降到V = 27。在施加形态选择标准后，我们在NGC 2420中发现了8个候选白矮星。我们的完整性估计表明，我们已经找到了WD冷却序列的终点。我们认为，簇距离模可能接近12.10，E（B-V）= 0.04。利用这些参数，我们发现NGC 2420的白矮星冷却年龄为2.0 +- 0.20（1 sigma）Gyrs。0.20 Gyr的不确定度包括测光误差、序列拟合误差、前兆时标误差和理论白矮星冷却时标误差。比较集群白矮星冷却年龄来自恒星等时线拟合的年龄，我们发现一个偏好的年龄来自模型，将对流过冲。
2000-06-02 astro-ph
Spectrophotometric Observations of Blue Compact Dwarf Galaxies: Mrk 370
我们目前的结果从一个详细的光谱分析的蓝色致密矮星系（BCD）Mrk 370，深UBVRI宽带和Halpha窄带观测的基础上，长缝和二维光谱的最亮的节点。光谱数据用于推导内部消光，并计算结中的金属丰度、电子密度和温度。通过用指数函数模型减去潜在的较老恒星星族的贡献，去除发射线的贡献，并校正消光，我们可以测量年轻恒星形成结的真实颜色。我们表明，这种方式获得的颜色显着不同，从那些没有上述修正，并导致不同的估计年龄和恒星形成历史的节点。使用进化合成模型的预测，我们估计的年龄的星暴地区和底层恒星组件。我们发现，我们可以重现所有的颜色与恒星形成的瞬时爆发和萨尔彼得初始质量函数的质量上限为100太阳质量的结。由此得出的年龄范围在3到6百万年之间。低表面亮度分量的颜色与大于5 Gyr的年龄一致。运动学的结果表明，有序的运动围绕银河系的主轴。
2002-04-19 astro-ph
Super Star Clusters in the Blue Dwarf Galaxy UM 462
我目前的光学观测的蓝色紧凑矮星系UM 462。这个星系的图像显示了几个明亮的致密源。对这些来源的仔细研究揭示了它们年轻的超级星团的性质。通过对恒星连续体和$Hα$的分析确定的年龄在几百万年到几十万年之间。星团中恒星形成的总量约为0.05 $\mathrm{M_{\odot}/yr}$。这些星团似乎位于两个大型圆形结构的边缘，可能是起源于前一阶段恒星形成的壳层。贝壳的大小与星团的年龄相当。证据的存在下，一个演变的恒星星族被发现。
2003-07-03 astro-ph
Clusters AgeS Experiment. Hot subdwarfs and luminous white dwarf candidates in the field of the globular cluster M4
本文给出了球状星团M4的UBV色星等图。CMD显示了一系列的四颗明亮的蓝色恒星（V<20，U-V<-0.6），它们似乎是星团热次矮星。我们提出了三个最亮的光谱。我们还注意到存在一群暗淡的蓝色天体，可能是属于该星团的热的年轻白矮星（WD）。我们选择了五个高于V=22等的天体，这些天体足够明亮，可以进行后续的地基光谱学研究，并给出了它们的坐标和发现图表。我们展示了变星V46的光谱（Kaluzny et al. 1997），这表明它是一个热的次矮星，以及用ISIS图像减法包获得的新的光变曲线（Alard 2000）。光变曲线是不稳定的，但只有一个明显的变化周期。发现了两个新的变星，都位于星团红巨星分支（RGB）。我们还给出了一个E（B-V）微分红化图，并在V/B-V CMD上给出了主序、次巨星支和红巨星支的基准序。基于与M5基准序列的比较，我们获得了E（B-V）=0.41 mag朝向M4的红化估计，与先前的测定一致。
2002-05-28 astro-ph
Evolutionary Models of White Dwarfs with Helium Cores
我们提出了七个低质量的白矮星与氦核心的演化轨迹，质量范围从0.179到0.414 Msol。我们通过在适当的位置应用高质量损失率，从1 Msol序列延伸到红巨星分支的尖端产生了前白矮星模型，我们讨论了这些新模型的内部结构和冷却特性，并将它们与最近发表的低-低温模型进行了比较。大质量白矮星，它们是基于简化的初始配置。我们还证明，我们的新模型似乎消除了毫秒双星的特征年龄和它们的白矮星同伴的冷却年龄之间的明显差异。
1998-11-12 astro-ph
Three Wide-Separation L dwarf Companions from the Two Micron All Sky Survey: Gl 337C, Gl 618.1B, and HD 89744B
我们提出了两个确认的宽分离L-矮星共同自行同伴附近的恒星和一个候选人确定从两微米全天巡天。光谱学的光谱类型是L0 V、L2.5 V和L 8 V。提供了伴星的近红外低分辨率光谱，以及跨越M6 V-T矮星的已知物体的网格，以支持这些和未来的L-矮星在z 'JHK波段的光谱类型分配。使用已发表的测量，我们估计年龄的同伴从物理性质的小学。这些粗略的年龄使我们能够使用理论上的低质量恒星和褐矮星演化模型来估计伴星的质量。本文中的新L-矮星使已知的宽双星（间隔>= 100 AU）的L-矮星伴星数量达到9个。其中一颗L型矮星是F7 IV-V +系外行星系统HD 89744 Ab的一颗宽间隔伴星。
2001-08-27 astro-ph
Brown Dwarf Companions to G-type Stars. I: Gliese 417B and Gliese 584C
我们目前的天体测量和光谱观测证实，附近的两个G矮星系统（格利泽417 = BD +36 2162和格利泽584AB = eta CrB AB）有一个广泛分离，L矮星，亚恒星伴侣。使用年龄估计的G矮星原色，我们估计这些L矮星的质量从理论上的进化轨迹。对于L4.5矮星Gl 417 B，我们估计其年龄为0.08 - 0.3 Gyr，质量为0.035 +/-0.015 M_sun。对于L8矮星Gl 584C，我们估计其年龄为1.0 - 2.5 Gyr，质量为0.060 +/-0.015 M_sun。后一个物体也显示了光谱变化的证据，这可能是由于表面不均匀性旋转进入和离开视野。这些新的伴星也与之前发现的其他六个L型和T型矮星伴星进行了比较。对于L型矮伴星，锂的存在或不存在所暗示的年龄与仅从主恒星推断的年龄一致。
2001-03-14 astro-ph
The age and colors of massive white dwarf stars
我们目前的演化计算和颜色的大规模白矮星与氧氖核心的质量之间的1.06和1.28钼。计算的演化阶段涵盖了从log（L/Lo）约。0.5下降到-5.2我们的冷却序列是基于进化计算，考虑到化学成分预期从大规模的白矮星的祖先，燃烧碳在部分简并条件。使用详细的非灰色模型大气为我们提供了准确的外边界条件，我们不断发展的模型在低有效温度。我们检查我们的序列的冷却年龄，颜色和幅度。我们发现，大质量白矮星的特征是年龄非常短，以至于它们在远低于10 Gyr的年龄时达到颜色的关闭并变成蓝色。大质量白矮星，可从我们的网站，也提出了广泛的表格。
2007-02-01 astro-ph
Violence in the Dark Ages
大量的观测和理论论证表明，宇宙经历了一段加热和金属富集的时期，最有可能来自恒星爆发的矮星系。使用流体动力学模拟，我们进行了一个独特的详细的理论研究，这个时代结束时的宇宙学的“黑暗时代”。流出物将重子从总质量为$\lesssim10{}^{10}$ M ${}_\odot$的前病毒化晕中剥离出来，降低了它们的数密度和整体恒星形成率，同时将这些量推向它们的观测值。我们发现，$\lesssim10{}^{10}$ M ${}_\odot$对象的金属丰度随尺寸的增加，但与一个大的散射，再现矮星系的金属丰度光度关系。Galerkin $\gtrsim10{}^{10}$ M ${}_\odot$的形式与一个大致恒定的初始金属丰度为10%的太阳，解释了在这些对象中观察到的缺乏金属的盘星。流出丰富大约20%的模拟量，产生0.3%的太阳平均金属丰度，与观测CIV类星体吸收线系统。
2002-10-09 astro-ph
Characterizing Young Brown Dwarfs using Low Resolution Near-IR Spectra
我们目前的近红外（1.0-2.4微米）光谱确认的青年和冷的有效温度的6褐矮星和低质量的恒星与拱盘朝向变色龙II和蛇夫座恒星形成地区。我们的一个天体的光谱表明它的光谱类型为~L1，使其成为迄今为止最新发现的年轻棕矮星之一。比较年轻的棕矮星，场矮星和巨星的光谱，我们定义了一个1.49-1.56微米的H2O指数能够确定光谱类型的1个子类型，独立于重力。我们还定义了一个指数的基础上的1.14微米钠的功能，是敏感的重力，但只有微弱的依赖于光谱类型的领域矮星。我们的1.14微米Na指数可以用来区分年轻的星团成员（t <~ 500万年）和年轻的场矮星，两者都可能具有三角形H带连续体形状，持续至少几十万年。使用从我们的对象的光谱类型确定的有效温度以及来自近红外和中红外测光的光度，我们将我们的对象放置在H-R图上，并叠加进化模型来估计我们年轻源的质量和年龄。我们的三个来源推断出的年龄（t ~= 10-30百万年）明显大于其母云的恒星年龄中位数（1-3百万年）。对于这三个物体，我们得到的质量比我们源的辐射热光度预期的1-3百万年的棕矮星大3倍。使用两种独立但合理的方法确定的推断质量和年龄之间的巨大差异强调了在推导或利用褐矮星质量和年龄估计时需要谨慎。
2006-11-15 astro-ph
Evolutionary calculations of phase separation in crystallizing white dwarf stars
本文用自洽演化计算方法探讨了白矮星中碳氧相分离的意义。由于相分离可能会增加最古老的白矮星的计算年龄，它可以影响银河系盘的年龄，这是从白矮星光度函数的下降中得出的。我们发现，最大可能的年龄增加，由于相分离是1.5 Gyr，最有可能的值约为0.6 Gyr，这取决于我们的白矮星模型的参数。影响这种延迟的大小的最重要的因素是恒星的总质量，初始成分的配置文件，和结晶假设的相图。我们发现一个最大的年龄延迟模型的质量为0.6太阳质量，这是在观察到的白矮星质量分布的峰值附近。我们发现，不同的不透明度（通过金属丰度）计算的年龄延迟的影响不大。在星系演化的背景下，最古老的银河系球状星团的年龄估计在11.5到16 Gyr之间，并取决于各种参数。此外，球状星团的形成和银河系薄盘的形成之间预计有4到6 Gyr的延迟，而观测到的白矮星光度函数给出薄盘的年龄估计为9.5 +/-1.0 Gyr，不包括相分离的影响。使用上述数字，我们看到相分离可以使白矮星的年龄增加0到3 Gyr，并且仍然与星系形成的整体图像一致。我们计算的最大值1.5 Gyr符合这些范围，我们最好的猜测值0.6 Gyr也是如此。
1999-05-26 astro-ph
An optical spectroscopic H-R diagram for low-mass stars and brown dwarfs in Orion
由于个别天体的年龄和光谱类型与温度标度的不确定性，适用于年龄只有几百万年的天体的光谱类型与温度标度的不确定性，尚未很好地确定恒星形成区中年轻的低质量恒星和褐矮星的质量和温度。利用多目标光谱学，猎户座梯形星团中的45颗低质量恒星和褐矮星已经被分类，其中44颗被确认为真正的星团成员。所获得的光谱类型已被转换成有效温度，使用的温度标度介于矮星和巨星之间，这是适合年轻的前主序星。这些天体被放置在覆盖有理论等时线的H-R图上。低质量恒星和高质量的亚恒星天体被发现聚集在100万年等时线周围，而许多低质量的亚恒星天体则位于远高于这条等时线的位置。大多数天体的平均年龄为100万年。假设源的共演化性和平均年龄为100万年，物体的质量估计在0.018到0.44 Msun之间。该光谱还允许调查的表面重力的对象的测量钠偶极子等效宽度。除了一个可能的例外，所有天体都有低重力，与年轻的年龄一致，梯形天体的Na指数系统地低于Chamaeleon中的年轻恒星和棕矮星，这表明820 nm的Na指数可能提供一种敏感的方法来估计年轻星团的年龄。
2007-08-09 astro-ph
The Brightest AGB Stars in the Leo I Dwarf Spheroidal Galaxy
介绍了利用新的日本-南非红外巡天设备（IRSF）对矮球状星系狮子座I进行研究的第一批结果。J，H，K_{s}的观测表明，大多数，如果不是全部，至少在AGB的顶部一个星等是由碳星组成的。这些对象在K_{s} -（J- K_{s}）平面中形成紧密序列。此外，还有五个非常红的物体，据信是被尘埃笼罩的AGB星。他们的Mbol接近-5.0，并且处于AGB尖端。通过与麦哲伦星团中的碳Miras比较，并考虑到狮子座I星群年龄和金属丰度的其他证据，这些被遮蔽的恒星属于狮子座I中最年轻的重要星群，年龄约为2 Gyr。其中一些可以被证明是可变的。
2002-05-23 astro-ph
Cluster AgeS Experiment (CASE): Deficiency of observed dwarf novae in globular clusters
本文介绍了在球状星团中寻找矮新星的结果。它是基于现有的最大同质样本的观察，在时间跨度，观察的数量和集群的数量。它包括16个银河系GC，并产生了两个新的确定DNe：M55-CV1和M22-CV 2。所有以前已知的系统位于我们的领域也被恢复。我们观测了M4，M5，M10，M12，M22，M30，M55，NGC 288，NGC 362，NGC 2808，NGC 3201，NGC 4372，NGC 6362，NGC 6752，omega Cen（NGC 5139）和47 Tuc（NGC 104）。Kaluzny等人（2005）和Pietrukowicz等人（2005）已经分别报道了两种DNe的发现，即M55-CV1和M22-CV 2。在剩下的14个GC中，我们没有发现某些新的DNe。我们的结果使银河系球状星团中已知的DNe总数增加到12个，分布在7个星团中。我们的调查恢复了位于我们领域的所有三个已知的爆发灾难性变量（CV），即M5-V101，M22-CV1和M30前景中的V4。为了评估调查的效率，我们分析了插入人造恒星的图像，模拟了原型矮新星SS Cyg和U Gem的爆发。根据不同的条件，我们恢复了16%到100%的人造恒星。效率似乎主要受占空比/时间采样的影响，而受距离/幅度的影响要小得多。除了M30、NGC 362和NGC 6752（以及NGC 2808的致密核）的饱和小坍缩核外，我们…
2008-04-07 astro-ph
Brown Dwarfs: Toward a New Age Scale for Young Open Cluster
我们回顾了在几个年轻的疏散星团中对棕矮星和极低质量恒星的光度搜索的现状，并给出了一些光谱跟踪的结果，包括基于锂耗尽边界位置的新的星团年龄。
1999-05-18 astro-ph
Towards a Solution for the Ca II Triplet Puzzle : Results from Dwarf Elliptical Galaxies
我们提出了新的估计年龄和金属丰度的基础上，FORS/VLT光学（4400- 5500 A）光谱，16矮椭圆星系（dE的）在天炉座星系团和南方集团。这些dE的是更丰富的金属和年轻比以前的估计的基础上窄带测光和低分辨率光谱。对于我们的样本，我们发现平均金属丰度[Z/H] = -0.33 dex和平均年龄3.5 Gyr，与其他环境中的dE的类似样本一致（本地组，室女座）。在我们的样品中有三个dE显示发射线和非常年轻的年龄。这表明一些dE的恒星直到最近才形成，并通过漫长的恒星形成历史进行自我富集。先前观测到的大近红外（~ 8500 A）钙II吸收强度在这些dE的是在很好的协议与新的金属丰度估计，解决了所谓的钙之谜的一部分。
2007-10-22 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
Spectroscopy of Brown Dwarf Candidates in the rho Ophiuchi Molecular Core
我们对$ρ$蛇夫座分子云核心的20颗褐矮星候选者进行了低分辨率红外光谱分析。其中15个光源显示出晚型恒星的吸收线光谱特征。通过比较我们的候选对象的水蒸气吸收带的深度与网格的M矮标准，我们得到的光谱类型是独立的红化。一颗候选棕矮星的光谱证实了来自水纹带的光谱类型。结合他们的光谱类型与出版的近红外测光，有效温度和测热恒星光度的推导，使我们能够把我们的样品上的赫兹-罗素图。我们比较了图中褐矮星候选者的位置与两套理论模型，以估计它们的质量和年龄。考虑到在H-R图中放置候选物体的不确定性，有六个物体始终位于棕矮星区域，另外五个物体位于恒星和亚恒星物体之间的过渡区域。推断的样品的年龄是一致的，得出的更高质量的协会成员。三个新发现的褐矮星在$λ$ =2.2 $μ$ m处显示出红外线过量，这表明年轻的褐矮星可能有活跃的吸积盘。比较我们的质量估计的棕矮星候选人与那些来自测光数据单独表明，光谱是一个重要组成部分的调查的质量函数的年轻的集群。
1998-10-30 astro-ph
Evolutionary Histories of Dwarf Galaxies in the Local Group
综述了本星系群矮星系和更遥远的潜在LG成员的恒星形成历史。简要讨论了确定LG的空间范围和成员资格的问题。LG中发现的形态类型，并建议，我们看到持续的演变，从低质量矮不规则星（dIrrs）矮球状星系（dSph）的LG。LG矮星和附近的LG候选人的恒星形成历史汇编使用人口盒。没有两个侏儒，不管形态类型，显示相同的进化历史，并在其亚群的年龄和丰富的历史都有很大的差异。在dSphs和dEs中缺乏气体可以用一种新的光电离方案来解释。古老的星系群，通常在空间上非常广泛，可能是矮星系的一个共同属性，尽管它们的比例可能非常小。迄今为止，几乎所有类型的矮星系都显示出年龄和丰度的空间变化，如径向年龄/金属丰度梯度。所观察到的恒星形成的历史施加约束合并和吸积的情况下。银河系dSphs的属性进行了比较，M31 dSphs和讨论的框架内的冲压压力/潮汐剥离的情况。结果表明，新发现的LG矮星的中心表面亮度、平均金属丰度和绝对星等的关系与其它LG矮星相同。（缩短）
1998-12-24 astro-ph
A Method for Determining the Physical Properties of the Coldest Known Brown Dwarfs
提出了一种利用低分辨率近红外光谱测量最冷T型棕矮星物理参数的方法。通过比较H_2O和H_2敏感谱比的经验数据和理论大气模型，并将这些谱比校准到已被充分表征的2-5 Gyr伴星Gliese 570 D的测量值上，我们得到了13颗中、晚型场T矮星的有效温度和表面重力的估计。我们还推出了第一个定量估计的太阳下的金属丰度的奇特的T矮星2 MASS 0937+2931。推导出的温度是一致的视差和测热光度测量的基础上事先估计，和可能的系统性影响的检查表明，结果是强大的。最近发现的两颗晚型T矮星2 MASS 0939-2448和2 MASS 1114-2618，似乎都比最晚型T矮星2 MASS 0415-0935冷50 K以上，可能是目前已知的最冷和最不亮的棕矮星。我们发现，在一般情况下，较高的表面重力T矮星有较低的有效温度和光度为一个给定的光谱类型，解释以前观察到的散射Teff/光谱类型的关系，这些对象。用Burrows等人的演化模型估算了样本中T矮星的质量、半径和年龄;我们还确定了质量和半径独立的八个T矮星测量光度。这两个决定在很大程度上是一致的，支持进化模型在晚期的有效性。我们的方法非常适合于暗褐矮星的大样本，并最终可以用来直接测量银河系中的亚恒星质量函数和形成历史。
2005-10-25 astro-ph
Spitzer White Dwarf Planet Limits
我们提出了初步的限制存在的行星周围的白矮星使用IRAC光度计的斯皮策太空望远镜。行星在中红外线中发出强烈的辐射，这使得它们的存在在这些波长处被探测到。我们将限制$5 M_J$为8星假设年龄的$1 Gyr$，和$10 M_J$为23星。我们描述我们的调查，提出我们的结果和评论的方法，以改善我们的方法。
2006-10-28 astro-ph
Tidal dwarfs in the M81 group: the second generation?
我们推导出定量的恒星形成历史的四个可疑的潮汐矮星系在M81组，HolmbergIX，BK 3 N，Arp环（A0952+69），和加兰，使用哈勃太空望远镜/宽视场行星相机2图像F606 W和F814 W的矮星系在本地宇宙的快照调查的一部分。我们考虑这些矮不规则星系中已分辨的恒星星族的空间分布和年龄。我们使用合成的颜色星等图来推导出主要恒星形成事件的年龄，恒星形成率和近似的金属丰度范围。所有的星系都显示出在大约2000万年前到20000万年前连续恒星形成的证据，恒星形成率在7.5*10^（-3）- 7.6*10^（-4）M（太阳）/年之间。探测到的恒星的金属丰度范围很广，并且低于太阳丰度。一种可能的情况是，所有四个矮星系都是由巨螺旋星系M81的贫金属外层的物质在大约2亿年前M81、M82和NGC 3077之间的潮汐相互作用后形成的。虽然我们没有直接探测到明显的古老恒星星族，但我们的数据的光度限制是这样的，不能完全排除这种人口的存在。
2002-10-10 astro-ph
Star Formation Histories of Nearby Dwarf Galaxies
简要讨论了邻近矮星系的性质。矮星系的恒星形成历史、子星系群的年龄和它们的富集历史都有很大的不同。此外，许多矮星系在其恒星形成历史中显示出空间变化的证据;通常以非常扩展的老年人口和年龄和金属丰度的径向梯度的形式。矮星系演化的决定因素似乎是星系质量和环境。我们可能会观察到从低质量矮不规则星通过过渡类型到矮椭球体的连续演化，而其他演化过渡似乎不太可能。
2000-11-02 astro-ph
The Red Stellar Contents of Three Selected Fields of The Local Group Dwarf Irregular Galaxy IC1613
本文对矮不规则星系IC 1613的三个选定区域进行了中等深度的JK测光。色星等图包含红超巨星、渐近巨星分支星和最亮的红巨星。红超巨星质量大（20 - 25 M_ \odot），年龄在8 - 2500万年之间.最重要的结果是在银河系的HII区域附近的中间年龄AGB人口密度下降的证据。我们还发现了银河系主体中的AGB恒星与东北部HII区域附近的AGB恒星之间的年龄差异。前者的年龄在1至10 Gyr之间，而后者则小于1 Gyr。利用Madore和Freedman（1991）导出的周期光度关系和造父变星V20的JK星等，计算出（m-M）_K = 24.37 ± 0.2。最近发现的新星（King et al. 1999）是在第三视野中发现的。它的存在我们的图像和它的亮度质疑它作为一个新星的分类。
2000-10-21 astro-ph
The Stellar Populations of NGC 3109: Another Dwarf Irregular Galaxy with a Population II Stellar Halo
我们获得了位于本星系群外围的矮不规则星系NGC 3109场中约17500颗恒星的V波段和I波段测光结果。测光使我们能够研究该星系盘内外的恒星星族。根据VI色星等图，我们推断了NGC 3109主体和晕中恒星星族的金属丰度和年龄。这个星系盘中的恒星有各种各样的年龄，包括非常年轻的恒星，大约10^7年。我们的主要结果是建立了一个由第二星族恒星组成的晕的存在，延伸到这个星系平面上方和下方约4.5弧分（或1.8千秒差距）。对于这些古老的恒星，我们得出年龄> 10 Gyr，金属丰度[Fe/H] = -1.8 +/- 0.2。我们构造了一个深光度函数，根据红巨星分支（RGB）尖端的I星等，采用E（V-I）= 0.05，得到了该星系精确的距离模（m-M）_0 = 25.62 +/-0.1。
1998-10-29 astro-ph
Understanding the Elusive Dwarf Carbon Star
我们银河系中大多数光球层C/O>1的恒星（碳星）不是巨星，而是矮星。新发现的矮碳（dC）星加入了不断增长的具有特殊丰度的恒星家族，这些恒星现在被认为是质量转移双星（MTB）演化的产物。现在已知的十几个例子跨越了广泛的进化历史，年龄和丰度。这些恒星已经可以提供一些急需的限制AGB C星的形成在磁盘和球状体人口，并在那里的参数特征的二进制演变。一个更大的dCs样本，一些聪明的成员，将加快我们的进步。
1996-08-01 astro-ph
Constraining Cosmological Parameters Based on Relative Galaxy Ages
我们建议使用相对星系年龄作为约束宇宙学参数的一种手段。通过测量两个红移不同的老星系团之间的年龄差，可以确定红移对宇宙时间的导数dz/dt。在高红移z=1-2时，这种测量将限制暗能量的状态方程，而在低红移z< 0.2时，它将确定哈勃常数H_0。被选中的星系需要在比它们的年龄差长得多的时间内被动进化。
2001-06-07 astro-ph
Optical studies of companions to millisecond pulsars
对双星伴星的光学观测可以帮助确定双星及其组成部分的性质，并为之前的演化提供线索。在这篇评论中，我们首先描述了不同类别的双星，并提出了一个表格，总结了什么是已知的光学同行。接下来，我们将聚焦于具有低质量氦核白矮星伴星的类星体。我们讨论了试图确定这两个组件的质量，使用光学光谱，并比较脉冲星的自旋与冷却年龄的白矮星。我们证实，对于一个给定的年龄，最低质量的白矮星比更大的质量，热得多，符合最近的进化模型，虽然有一个明显的例外。我们讨论PSR B 0820 +02的情况下，冷却年龄表明制动指数小于3，并通过描述如何冷却年龄可以用来测试PSR J1911- 5958 A，在NGC 6752的郊区的脉冲星二进制的形成场景。
2004-08-31 astro-ph
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. VII. Relative Ages
ACS银河系球状星团巡天是哈勃太空望远镜（HST）财政部的一项计划，旨在提供一个新的大型，深入和均匀的光度数据库。根据该计划的观测结果，我们通过比较星团主序关闭的相对位置，使用主序拟合来交叉比较样本内的星团，测量了64个银河系球状星团样本的精确相对年龄。该方法提供的相对年龄的形式精度为2- 7%。我们证明，计算的相对年龄是独立的理论模型的选择。我们发现银河系球状星团样本可以分为两组--一组年龄离散度约为5%且没有年龄-金属丰度关系的老星团，和一组年龄-金属丰度关系与人马座矮星系相关的球状星团相似的年轻星团。这些结果与银河系晕形成于两个阶段或过程相一致。第一个可能与晕的快速（<0.8 Gyr）组装过程相一致，在这个过程中形成了老星系团中的星系团。此外，这些星系团可能是在矮星系再电离之前形成的，矮星系后来会合并，形成Lambda-CDM宇宙学预测的银河系晕。然而，这些星系团所显示的银河系中心金属丰度梯度似乎很难与后者相调和。至于较年轻的星团，很容易认为它们的起源与后来被吸积的银河系卫星星系内的形成有关，但年龄-金属丰度关系的起源仍然不清楚。
2008-12-24 astro-ph
Galactic Models and White Dwarf Populations
我们利用以前经过充分测试的银河系模型，但描述的观测行为的各种恒星组件的演化状态的适当假设。通过这种方式，我们能够预测银河系白矮星（WD）的预期分布，结果出现在{ \em相当好}协议与最近估计的本地WD光度函数。预测发生的WD在选定的星系领域的深层观测，讨论WD在恒星计数中所发挥的作用。讨论了不同的白矮星演化模型、年龄、初始质量函数以及前身质量与白矮星质量的关系对理论预言的影响。
2002-03-06 astro-ph
uvby(-$β$) photometry of high-velocity and metal-poor stars X. Stars of very low metal abundance: observations, reddenings, metallicities, classifications, distances, and relative ages
对从HK巡天中选出的另外411颗极贫金属星进行了uvby（-- $β$）测光，并用于获得星际红化、金属丰度、光度分类、距离和相对年龄等基本参数。在c_0，（b-y）_0图中，这些贫金属恒星与M92进行了比较，并发现了比这个球状星团年轻1-3个旋回的场星的证据。在星系演化的背景下讨论了这些年轻的贫金属恒星的意义，提到了这样的可能性，即贫金属物质的分级恒星形成/质量下降和/或吸积事件，从而这种物质已经从具有不同形成和化学富集历史的其他（矮）星系中获得
2004-03-27 astro-ph
Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics
虽然色球活动和年龄之间的强反相关导致了Ca II H & K发射指数（R '_HK = L_HK/L_bol）作为太阳型矮星的经验年龄估计的普遍使用，但现有的活动-年龄关系在高和低活动水平下都产生了不可信的年龄。我们从文献中收集了年轻星团的R '_HK数据，首次丰富了活动-年龄关系的年轻端。结合星系团活动数据和现代星系团年龄估计，并分析色球活动年龄指数的颜色依赖性，我们得到了一个改进的F7-K2矮星（0.5 < B-V < 0.9等）的活动年龄刻度。我们还提出了一个更根本的动机的活动年龄校准，依赖于R '_HK值通过Rossby数旋转周期的转换，然后利用改进的陀螺年代学关系。我们证明，我们的新的活动年龄校准具有典型的年龄精度为~0.2德克斯的正常太阳型矮星的毕宿星团和太阳之间（~0.6-4.5 Gyr）。通过活动旋转年龄关系推断年龄占一些颜色依赖的影响，并系统地提高了年龄估计（虽然只有轻微）。我们证明了通过X射线分光度（R_X = L_X/L_bol）测量的日冕活动与通过R '_HK测量的色球活动具有几乎相同的年龄和旋转推断能力。作为我们校准的第一个应用，我们提供了最近的100个太阳型场矮星（d < 15 pc）的新的活动派生的年龄估计。
2008-07-10 astro-ph
Star luminosity function as an age indicator for the Dwarf spheroidal Leo I
恒星光度函数，已经被认为是古老星系球状星团的年龄指标，可以用来限制年轻恒星系统的年龄，比如附近的矮球状体Leo I。我们比较了观测到的Leo I的光度函数，由Lee等人1993年提出，与理论预期的三个选定的年龄，1，1.5和20亿年，得出的年龄约为1.5 Gyr。这一结果似乎并不严重影响有关集群距离模量或初始质量函数的假设。
1995-07-23 astro-ph
