An Assessment of HR Diagram Constraints on Ages and Age Spreads in Star-Forming Regions and Young Clusters
前主序演化理论没有很好地校准观测。小心地，观测到的量可以转换成有效温度和光度（即赫兹-罗素图），理论计算也预测了恒星质量和年龄的函数。对于附近的年轻的星团和协会的年龄范围从<1 Myr to >1亿年的样本，我们已经测试了作为有效温度的函数对各种预测的前主序星等时线的光度轨迹。正如我们在Hillenbrand & White（2004）中发现的那样，对于恒星的年龄，有两个结论：一些演化计算在再现经验序列方面比其他计算更好，所有主序前演化计算与数据之间的系统差异是显而易见的。我们还模拟了具有不同恒星形成历史的假设星系团，并将由此产生的HR图预测与观察到的星系团进行比较。我们的努力是针对定量评估的 ** 表观 ** 光度传播的恒星形成区和年轻的集群，这往往被错误地解释为 ** 真实 ** 光度传播的 ** 真实 ** 年龄传播的指示。
2007-03-26 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
Age distribution of young clusters and field stars in the SMC
本文讨论了小麦哲伦星云中心部分的星团和场星的形成。主要目标是研究年轻天体与其星际环境之间的相关性。用等时线拟合法测定了164个星协和311个小于1 Gyr的星群的年龄。星团的空间分布与HI图、HI速度色散场、CO云的位置和年轻场星的分布进行了比较。星团年龄分布支持这样一种观点，即星团是在SMC历史的最后1 Gyr以大致连续的方式形成的，并伴随着增强期。在HI分布中检测到的两个超壳层37 A和304 A在星系团的年龄分布中清晰可见：从壳层形成的时代开始，团簇形成速率就有所提高。发现年轻星系团与HI强度有密切的相关性，相关程度随星系团年龄的增加而降低。年龄超过3亿年的星团远离HI峰。年龄小于1000万年的星系团和星系团与SMC盘西南区域的CO云有关。年轻团簇的位置和原子气体的速度色散场之间的正相关性仅来自壳层304 A，这表明云-云碰撞可能不是团簇形成的最重要的机制。由于最近的SMC和LMC之间的密切相互作用的引力触发插曲的证据被发现在集群和场星分布。
2006-04-07 astro-ph
Cooling Flow Star Formation and the Apparent Stellar Ages of Elliptical Galaxies
观测限制和理论论证表明，在明亮的椭圆星系中，冷却的星际气体在半光半径范围内形成年轻的恒星星族。年轻的星族有一个底部较重，但光学发光的IMF，延伸到1 - 2 M_sun。当这个年轻星族的颜色和光谱特征与下面的老恒星星族的颜色和光谱特征相结合时，表观年龄明显减小，类似于在许多椭圆星系中观察到的相对年轻的表观年龄。星系合并并不需要补充年轻恒星。连续恒星形成对L_B和L_x/L_B的敏感性可能是椭圆星系表观年龄分布的原因。恒星的形成伴随着恒星H_β等效宽度的增大、光学发射线的增强、热X射线发射的增强和热气体视温度的降低。年轻的恒星应该会导致M/L随星系半径而变化，扰动老恒星占据的基本平面。
1999-10-25 astro-ph
Stellar Abundances in Young and Intermediate Age GCs
球状星团（GC）的形成似乎是一种普遍的恒星形成模式，在极端的恒星爆发所触发的强相互作用和合并的大质量气体丰富的星系。我们使用我们详细的化学一致的进化合成模型的螺旋星系预测恒星的丰度和丰度比的第二代GC作为其年龄或形成红移的函数。与观测到的最近在正在进行的交互作用（NGC 4038/39）和合并残留物（NGC 7252）中形成的年轻星团的光谱进行比较是令人鼓舞的。年轻星系团和中间星系团以及具有双峰色分布的椭圆星系团/S 0星系团的红峰色分布的丰度和丰度比（及其各自的分布），预示着这些星系团的形成过程和环境的大量信息。在10米级望远镜上，不仅可以观测到明亮的年轻星系团，而且可以观测到E/S 0星系中具有代表性的“老”GC种群。
2003-10-21 astro-ph
Lithium depleted stars in the young sigma Ori cluster
背景：了解年轻星团和星协中恒星的年龄分布对于约束恒星形成模型至关重要。不同的年轻集群和协会的HR图表明存在的年龄差，但在很大程度上仍然存在争议的错误对派生的年龄的影响。测定低质量恒星的锂丰度是推断恒星年龄的另一种可靠方法。目的：我们测量了年轻（4-5百万年）sigma Ori星团低质量成员样本中的锂，主要目的是调查其恒星形成历史。方法：利用VLT/UT 2上的FLAMES多目标光谱仪，获得98个候选星系团成员的光谱。光谱被用来确定径向速度，推断出的H α发射的存在，并测量的Li 670.8 nm吸收线的强度。结果：使用径向速度，Halpha和Li，以及X射线发射的信息，我们确定了59个高概率的集群成员。其中三个显示出严重的锂消耗。这些高度贫化的恒星的核年龄推断超过10- 1500万年，其中两个这些值是在很好的协议与等时线年龄，而第三颗星的核年龄超过等时线之一。
2006-11-29 astro-ph
X-ray emission from young stars in Taurus-Auriga-Perseus: Luminosity functions and the rotation-activity-age relation
本文报道了对金牛座-御夫座-英仙座地区的前主序星和年轻主序星的X射线辐射的系统研究。我们的恒星样本包括金牛座-御夫座区域的所有金牛座T星，以及ROSAT PSPC在定点观测中观测到的所有昴星团和毕星团的晚型星。我们以表格的形式给出了所有观测恒星的X射线参数，并研究了样本中不同分组恒星的日冕X射线活动与恒星参数之间的关系。特别地，我们编制了X射线光度函数（XLF），并在迄今为止最大的样本上讨论了X射线发射与光谱类型、年龄和旋转的关系。
2001-07-13 astro-ph
Multi-object Spectroscopy of Young Star Clusters in NGC 4676
众所周知，星系间的相互作用会引发恒星暴增。在合并中形成的年轻星团可能是年轻的球状星团。这些年轻星团的年龄产生了相互作用触发恒星形成的时间，并提供了重建星系合并历史的重要方法。在这里，我们提出的第一个结果，从我们的调查年龄和金属量的12个年轻的星系对NGC 4676，使用光谱的多对象低分辨率成像光谱仪（LRIS）的凯克。对于10个星系团，巴尔末发射线与模型等效宽度（EW）的比较得出的年龄小于10百万年。两个光谱显示了典型的巴耳末吸收线，这是由A型恒星主导的星团，估计年龄约为1.7亿年。这些年龄与潮汐尾的动力学年龄相当，并且与第一次通过时引发的恒星形成一致。这两个星团在潮汐尾中的位置与激波诱导恒星形成模型的预测基本一致。其中一个较老的天体在图像上看起来没有被解析出来，它的亮度足以成为一个年轻的球状星团。使用诊断线[OII]和[OIII]的EW，我们获得在7.3 < 12+log（O/H）< 9.0范围内的氧丰度。这些数值显示出沿北尾的几乎平坦的分布，表明在尾部有有效的气体混合。
2007-03-22 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
Fitting the young main-sequence; distances, ages and age spreads
我们使用几个主序星模型来推导距离（和距离），11个恒星形成区和年轻星团的统计上有意义的不确定性。模型的依赖性被证明是小的，使我们能够采用使用一个模型得出的距离。使用这些距离，我们已经修改了Mayne等人（2007）的一些集群的年龄顺序。新的（近似）标称年龄为：NGC 6530和ONC为2百万年，Lambda Orionis、NGC 2264和Sigma Orionis为3百万年，NGC 2362为4-5百万年，h和chi Per为13百万年，NGC 1960为20百万年，NGC 2547为40百万年。在绝灭发生显著变化的情况下，我们用修正的Q方法（Johnson和Morgan，1953）导出了个体的绝灭。这些新的数据表明，在推导年龄排序（以及必然的年龄）时，最大的不确定性是金属丰度。我们还讨论了使用一个功能，我们称之为R-C间隙重叠，以提供一个诊断的等时年龄蔓延或不同的吸积历史在一个给定的恒星形成区域。最后，最近推导的距离ONC在于两组。我们新的更精确的距离391（+12，-9）pc允许我们果断地拒绝更远的距离，我们采用400 pc作为方便的值。
2008-01-26 astro-ph
Mid-Infrared Emission from Elliptical Galaxies: Sensitivity to Stellar Age
斯皮策太空望远镜对正常巨型椭圆星系的中红外观测（3.6 - 24微米）与非常古老的恒星的纯粹种群一致，没有年轻恒星的证据。在巨大的椭圆星系中，大多数恒星都很老，但由于年轻恒星的少量混合，从光谱中的巴尔末吸收确定的平均恒星年龄可能看起来更年轻。恒星的平均年龄也可以从中红外线的光谱能量分布来确定，中红外线的光谱能量分布相对于光发射随时间而减少，并向更短的波长移动。在具有最老Balmer线年龄的椭圆星系中，观测到的F_8 um/F_3.6 um和F_24 um/F_3.6 um的流量比都低于最近的单颗恒星星族模型的预测值。在我们的样本中，对于具有最年轻的巴耳末线年龄的椭圆星系，即3-5 Gyrs，其流量比F_24um/F_3.6um与最老的恒星相同。当把老恒星（12 Gyr）和年轻恒星星族的理论中红外光谱结合起来时，F_24 um/F_3.6 um观测的误差与年轻恒星的质量分数超过~ 1%不一致。这比在最近的椭圆星系高红移调查讨论中预期的年轻恒星比例要少。然而，在更精确的观测和理论光谱可用之前，巴尔末线年龄和从中红外观测推断的年龄之间的这种不一致性必须被视为临时性的。最后，迄今为止，没有证据表明在椭圆星系的光学图像中常见的中央圆盘或尘埃斑块对中红外光谱有明显的贡献。
2005-11-10 astro-ph
The Young Cluster Population of M82 Region B
我们目前的观测获得的先进相机上的哈勃太空望远镜的“化石”星暴区B在附近的星暴星系M82。通过UBVI测光与模型的比较，我们得到了35个U波段选定星团的年龄和光度。我们发现，团簇形成的高峰期发生在1.5亿年前，与早期的工作，发现一个峰值形成年龄为1.1 Gyr。这种差异很可能是由于我们包含了U波段数据，这对于准确确定年轻集群人口的年龄至关重要。我们进一步表明，以前报道的营业额在集群光度函数可能是由于忽略了扩展源的检测限的影响。我们得到的更年轻的星团年龄澄清了M82星暴的演化。M82-B的年龄分布现在与以下年龄重叠：核星爆;在盘的另一侧形成的星团;以及最后一次与M81相遇，大约2.2亿年前。
2007-08-06 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
Young star clusters in M31
在我们用MMT/Hectospec对M31的球状星团系统的研究中，我们获得了85个年龄小于1 Gyr的高质量的光谱。除了NGC 205中的年轻星团哈勃V外，我们发现这些年轻星团的运动学和空间分布与M31年轻盘的成员一致。初步估计的集群质量和结构参数，使用光谱推导的年龄和HST成像，证实了早期的建议，M31的集群类似于LMC的年轻的人口稠密的集群。
2007-08-28 astro-ph
Using ages and kinematic traceback: the origin of young local associations
在过去的十年中，由于X射线、光谱学和运动学数据之间的相互关联，在太阳附近（近于~100 pc）发现了几组年轻（主要是低质量）恒星。这些年轻的地方协会提供了在低密度环境中的恒星形成过程的见解，揭示了亚恒星域，并可能在本地星际介质的近代历史中发挥了重要作用。这些协会的年龄估计已在文献中通过几种方式得出。在这项工作中，我们研究了年轻的本地协会的运动学演化及其与其他年轻恒星集团和结构的本地星际介质，从而投下新的光在太阳附近的恒星形成过程。我们汇编了在文献中发表的年轻地方协会的数据，包括新的依巴谷还原的天体测量数据。利用一个现实的银河系势能，我们将这些星协的轨道和斯科-岑星复合体的轨道结合起来。结合这些数据的空间结构的本地泡沫和螺旋结构的星系，我们提出了最近的历史恒星形成的太阳附近。我们认为，无论是斯科-岑复杂和年轻的本地协会起源于一个巨大的分子云的内部螺旋臂冲击波的影响的结果。巨大分子云的核心形成了斯科-岑复合体，而在巨大分子云周围的晕中，一些小的云团在数百万年后形成了年轻的地方协会。我们还提出了一个超新星在年轻的本地协会几百万年前作为最有可能的候选人已经重新加热本地泡沫到目前的温度。
2008-11-20 astro-ph
Chandra Observations of G11.2-0.3: Implications for Pulsar Ages
我们介绍了钱德拉X射线天文台对年轻的银河系超新星遗迹G11.2-0.3的成像观测。图像显示，先前已知的年轻65毫秒X射线脉冲星位于位置（J2000）RA 18 h 11 m 29.22s，DEC -19o 25' 27。“6，误差半径为0。''6.这在髋臼杯几何中心的8“以内。这提供了强有力的证据，证明该系统比脉冲星的特征年龄年轻约12倍。年龄的差异表明，脉冲星的特征年龄可能是贫穷的年轻恒星的年龄估计。假设传统的自旋下降与恒定的磁场和制动指数，在G11.2-0.3的年龄差异的最可能的解释是，脉冲星出生的旋转周期约为62毫秒的钱德拉图像还揭示了，第一次，脉冲星风星云的形态。这种拉长的硬X射线结构可以解释为一个喷流或一个从边缘看到的蟹状环面。这增加了越来越多的高度非球面脉冲星风星云的名单，并认为这种结构在年轻的脉冲星周围很常见。
2001-07-16 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
Lyman-break galaxies: are they young spheroids?
我们比较了一个初始光质量为2 × 10^10 M_sun、有效半径为2 kpc的椭圆星系的化学演化模型的结果和最近对Lyman-break星系MS 1512-cB 58在红移z=2.7276处的丰度测定结果。在对铁丰度测定结果进行了尘埃修正后，我们得出结论，当假设银河年龄在2000万年至3500万年之间时，观测到的[Si/Fe]、[Mg/Fe]、[N/Fe]与我们的模型是一致的。此外，[N/O]比率也表明相同的年龄。这个年龄与其他独立研究非常一致，基于光谱能量分布的分析，表明这个物体的年龄小于3500万年。因此，我们认为MS 1512-cB 58是一个真正年轻的正常椭圆星系，正在经历恒星形成和星系风的主要阶段。
2002-03-20 astro-ph
Young star clusters in the Large Magellanic Cloud: NGC 1805 and NGC 1818
我们提出了两个丰富的（~10^4 Msun）大麦云星团的年龄~10^7年，从光学和近红外数据构建的颜色星等图与哈勃太空望远镜。这些数据是HST项目的一部分，该项目旨在研究具有不同年龄的LMC集群。在本文中，我们调查了年轻星团的大质量恒星含量，并确定了星团的年龄和金属丰度，特别注意Be星和蓝离散星的人口和年龄传播的证据。我们将我们的数据与详细的恒星星族模拟进行比较，以研究2500万年恒星系统的关闭结构，突出了蓝离散现象的复杂性。
2000-12-18 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
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
The Keele-Exeter young cluster survey: I. Low mass pre-main sequence stars in NGC 2169
我们使用艾萨克·牛顿望远镜的R_C I_C CCD测光和双子座北望远镜的中分辨率光谱学来识别和描述年轻疏散星团NGC 2169中的低质量（0.15<M/M_sun<1.3）主序前恒星。对高质量和低质量星群的等时线拟合得出的内禀距离模量为10.13{+0.06}{-0.09}等，模型相关年龄为9+/-200万年。与附近的运动学定义的年龄相似的群体相比，NGC 2169具有大量的低质量人口，这可能为恒星形成和早期恒星演化的几个方面提供更精确的统计调查。通过模拟低质量恒星在I_C与R_C-I_C图中的分布，我们发现星团成员之间的任何年龄分布都具有高斯半高宽<= 250万年。年龄小和年龄跨度小（<1000万年）是由绝大多数星团成员中缺乏显着的锂耗尽支持的。在NGC 2169的低质量成员中没有明显的吸积或温暖的星周尘埃的证据，这支持了强吸积已经停止的想法，并且几乎所有低质量恒星的内盘已经分散了1000万年。
2006-11-20 astro-ph
The stellar population of the Rosat North Ecliptic Pole survey. II. Spectral analysis
X射线巡天可以识别太阳附近的年轻主序星。年轻的恒星样本，根据它们的活动选择，可以用来确定过去十亿年的恒星出生率。ROSAT北极点勘测具有中等深度的灵敏度（通量~10^（-14）erg cm^（-2）sec^（-1）），是迄今为止能够对附近中等年龄（10^8 - 10^9岁）人口进行抽样的最佳勘测。NEP X射线源的识别过程导致144个X射线源具有正常的恒星对应物，相对于模型预测，黄色恒星过多。我们想确定这些X射线活跃的恒星是年轻或中等年龄的恒星，还是活跃的双星。我们获得了高分辨率，高信噪比的光谱，以确定年龄和物理性质的NEP X射线探测恒星源。我们使用Li I 6707.8埃线测量（i）锂丰度，这是我们感兴趣的年龄范围的优秀年轻指标;（ii）旋转和径向速度（通过互相关方法）;和（iii）色球发射。径向速度分布与年龄为4x10^9岁或更小的年轻场星群一致。旋转速度的测量意味着我们的样本是由相对年轻或中等年龄的恒星，我们的锂测量证实。大多数发现的恒星可能属于年轻或中年人口。我们的测量表明，在过去的10^8年里，恒星出生率发生了一次四倍的爆发。然而，我们不能排除这样的可能性，即在最快的K-旋转子中，有一小部分是具有潮汐锁定旋转的旧双星系统。
2008-04-08 astro-ph
Properties of Young Massive Cluster Derived from Photometry
我将证明测光--如果扩展到合理选择的通带--可以给出关于年轻星团及其演化状态的相当精确的信息。光的颜色单独已知留下严重的模糊性，由于年龄，金属丰度和灭绝之间的简并。然而，高质量的光度测量，包括$U, B, V$或$I$，以及近红外波段，结合星团演化合成模型的广泛网格和分析光谱能量分布的专用工具，可以评估并在很大程度上解开星团年龄，金属丰度，消光值，从而得出它们的质量。在最年轻的阶段，气体排放的贡献显着影响宽带的颜色，这取决于金属丰度。年轻星团系统的质量函数在形状上可能与光度函数有很大的不同。欧洲南方天文台的一个ASTROVIRTEL项目为大量年轻、中等年龄和年老的星团系统提供多色测光。作为第一个例子，我展示了NGC 1569的结果。
2004-08-25 astro-ph
Detection of the lithium depletion boundary in the young open cluster IC 4665
所谓的锂耗尽边界（LDB）为年轻疏散星团的年龄推算提供了一个安全和独立的工具，在此背景下，我们的目标是确定147个通过光度测量选择的年轻疏散星团IC 4665的成员，并利用已确认的成员建立基于LDB的年龄。利用VLT/UT 2上的FLAMES多目标光谱仪，我们获得了候选星系团的中分辨率光谱。光谱被用来测量径向速度，并推断存在的Li I 670.8 nm的双峰和H α发射。我们已经确定了39个真正的集群成员的径向速度的基础上，H α发射，锂吸收。IC 4665的平均径向速度为vrad=-15.95 +/- 1.13 km/s。在Im vs. Im-z图和Ks vs. Im-Ks图中，已确认的星团成员在含锂恒星和不含锂恒星之间的星等都有一个急剧的变化，由此推断星团的年龄为27.7^（+4.2）_（-3.5）+/-1.1 +/-2Myr。IC 4665是已经确定LDB年龄的第五个聚类，并且它是这五个聚类中最年轻的聚类。因此，LDB是由仍处于收缩的主序前阶段的相对明亮的恒星建立的。边界的质量为M*=0.24 +/- 0.04 Msun。LDB年龄与低质量和高质量关闭恒星的等时线拟合得出的年龄吻合得很好，这一结果类似于在稍老的NGC 2547中发现的结果。
2007-12-03 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
Evolution of Dusty Disks in Nearby Young Stellar Groups
由于它们的接近和年龄差异，附近的年轻恒星群是研究盘演化和多样性的宝贵实验室。像长蛇座TW星协这样的星群的估计年龄为1000万年，这对星盘演化的时间尺度提供了一个强有力的限制，并填补了分子云中100万年前的金牛座T星和附近5000万年前的疏散星团之间的年龄序列中的一个重要空白。我回顾了最近和正在进行的研究结果，尘埃盘在附近的三个群体-TW Hya，$η$ Cha和MBM 12-这表明内部磁盘的快速演变。但是，对于原行星盘来说，不太可能存在一个普遍的演化时间尺度，特别是当考虑到伴星的影响时。
2001-06-15 astro-ph
Can globular clusters be as young as 10 Gyr?--The Uncertainties in the Age of Globular Clusters from Their Helium Abundance and Mass Loss
从观测结果推断出的球状星团的年龄敏感地依赖于诸如初始氦丰度和质量损失率等假设。高氦丰度（例如，$Y\approx$ 0.28），以及在恒星模型中包含氦扩散和氧增强，可以将目前对贫金属球状星团的年龄估计从14 $\pm 1.5$ Gyr降低到大约11 $\pm 1$ Gyr，大大放松了对哈勃常数的限制，对于具有临界密度的宇宙，允许值高达60 km/sec/Mpc，对于只有重子的宇宙，允许值高达90 km/sec/Mpc。讨论了球状星团中高氦丰度和不稳定带引起的质量损失的不确定性。年龄低于10 Gyr是不可能的，即使这两种机制的运作，除非初始氦丰度在球状星团是$>0.28$，这是很难容纳的间接推断的氦丰度在球状星团。
1994-10-09 astro-ph
A Lithium Age for the Young Cluster IC2391
我们已经确定了大量的可能非常低的质量成员的集群IC 2391的基础上，主要是他们的位置在一个I与（R-I）_C CM图。我们已经获得了新的测光和低分辨率（$Δλ= 2.7$）光谱的19个这些对象（14.9 $\le$ I_C $\le$ 17.5），以确认集群成员。我们确定了15个我们的目标作为可能的集群成员的基础上，他们的光谱类型，径向速度，EW（NaI 8200），和H（α）的发射强度。其中一颗恒星有明确的锂探测器，另外两颗（较暗）恒星可能有锂探测器。我们发现IC 2391的锂耗尽边界在I_C=16.2，这意味着IC 2391的年龄为530 $\pm$ 500万年。虽然这比这个星团最普遍的年龄（约3500万年）要老得多，但IC 2391年龄的校正因子与最近推导出的昂宿星团和α Per星团的年龄相当，并且可以用新的高质量恒星模型来解释，这些模型包含了适度的对流核心过冲。
1999-07-02 astro-ph
Identification and Analysis of Young Star Cluster Candidates in M31
我们提出了一种方法来寻找集群的年轻恒星在M31使用宽带WFPC 2数据从HST数据档案。将我们的识别方法应用于13个WFPC 2区域（面积约为60弧分^[2]），在M31星盘的这些区域中发现了79个新的候选年轻星团。这些星团中的大多数是小的（<5 pc）年轻（约10-200百万年）恒星群，位于大的OB协会内。通过拟合等时线，我们估算了每个候选者的红化值和年龄。我们提供了一个候选者的目录，包括他们的红度和年龄的粗略近似值。我们还寻找与银河系中心距离的团簇形成的模式，但我们的粗略估计不够精确，无法揭示任何清晰的模式。
2001-05-29 astro-ph
Spectroscopy and BVI photometry of the young open cluster NGC 6604
英属维尔京群岛测光（来自南非宇航员观测），本文介绍了年轻疏散星团NGC 6604的中阶梯高分辨光谱和AFOSC积分场光谱。年龄，距离，红化，成员资格，径向和旋转速度推导和讨论。年龄为500万年，距离为1.7kpc，红化E（B-V）=1.02，星系团径向速度与Hron（1987）的星系盘旋转模型一致。在M_V = +1.5 mag.以下不存在ZAMS前天体。
2000-04-03 astro-ph
The influence of multiple stars on the high-mass stellar initial mass function and age-dating of young massive star clusters
对年轻恒星星族的研究表明，大多数恒星都是双星或更高阶的多星系统。在这项研究中，大量的未解决的多个大质量恒星的恒星初始质量函数（IMF）的影响进行了研究，考虑到恒星演化和光度测定系统的质量。由未分辨多重系统的光度和颜色推导出初始质量的模型表明，即使在极端情况下（100%双星或更高阶的多重系统），所有恒星质量函数的幂律指数与观测质量函数之间的差异也很小（~0.1）。因此，如果观测到的IMF的萨尔彼得指数α = 2.35，那么真正的恒星IMF的指数不小于α = 2.25。此外，无法分辨的多重星系可能隐藏了星团15%到60%的真实质量。虽然已经是一个已知的结果，但重要的是要指出，在主序前（PMS）恒星中存在大量未解决的双星会导致这些恒星的测量年龄显着分散，即使没有。此外，在一个单一年龄的双星丰富的星团中，低质量的恒星似乎比大质量的恒星老约0.6百万年。
2008-11-24 astro-ph
Relations Between the Luminosity, Mass, and Age Distributions of Young Star Clusters
我们推导并解释了星团的光度、质量和年龄分布之间的一些关系，分别用phi（L）、psi（M）和chi（tau）表示。其中，phi（L）是最容易通过观测确定的，而psi（M）和chi（tau）则是关于形成和破坏过程的更多信息。对于年龄范围相对较宽的年轻星团，phi（L）取决于psi（M）和chi（tau），因此通常不能作为psi（M）的代理。我们明确地证明了这一点，通过四个说明性的例子与具体形式的psi（M）或chi（tau）。然而，在psi（M）是幂律且独立于chi（tau）的特殊情况下，phi（L）也是幂律，其指数与psi（M）相同。我们的结论是，这解释了观测到的相似性之间的phi（L）和psi（M）的年轻星系团在银河系。这一结果进一步证实了我们的观点，即星系团以psi（M）propto M^{-2}的速度形成，然后以与它们的质量大致无关的速度迅速破裂。第一阶段最可能的破坏性过程是年轻恒星输入的能量和动量（光电离、风、喷流和超新星）将星际物质带走。少数避免这种“婴儿死亡率”的星团最终在第二阶段被两体弛豫驱动的恒星蒸发破坏，这是一个强烈依赖于质量的过程。我们怀疑这张图片可能适用于许多（如果不是全部）星团的种群，但这需要通过测量更多星系的psi（M）和chi（tau）来验证。
2006-12-13 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
