Ages for illustrative field stars using gyrochronology: viability, limitations and errors
我们在这里开发了一种改进的方法，使用旋转的恒星作为时钟，使用太阳设置它，并证明它能很好地保持时间。这种称为陀螺年代学的技术，允许仅使用自转周期和颜色来推导太阳型和晚型主序星的年龄。该技术在这里澄清和发展，并用于推导年龄说明组附近，晚型场星测量旋转周期。我们首先证明了现实的接口序列，使技术成为可能的集群和场星的旋转观测的统一功能，并将其扩展到Skumanich的建议之外，指定这些恒星的旋转质量依赖性。我们先确定哪些恒星目前还不能使用，然后用太阳来校准年龄依赖性。传播误差以了解它们对颜色和周期的依赖性。与该技术相关的代表性年龄误差估计为~15%（加上可能的系统误差）晚F，G，K和早M星。通过Gyrochronology获得的Mt.威尔逊星被证明是在很好的协议与色球年龄的所有，但最蓝的恒星，并可能优于。陀螺仪年龄，然后计算每一个活跃的主序星领域的研究斯特拉斯迈尔和合作者在其他年龄是不可用的。这些被证明是大多数小于1Gyr，与平均年龄为3.65亿年。Pizzolato及其合作者收集的单个晚型主序星的样本进行了评估，并显示其陀螺年龄范围从1亿年到几个Gyr，中位年龄为1.2 Gyr。最后，我们证明了三个宽双星XiBooAB，61 CygAB，和AlphaCenAB的各个组成部分产生基本相同的陀螺仪年龄。
2007-05-17 astro-ph
The Age-Activity-Rotation Relationship in Solar-Type Stars
利用高分辨光谱测量了5个疏散星团的35颗G矮星的Ca II K线色球通量，确定了从年轻的毕宿星团和天鹰座（0.6 Gyr）到年老的M 67（~4.5 Gyr），中间年龄的星团IC 4651和NGC 3680（~1.7 Gyr）的年龄-活动-自转关系。我们的数据表明，色球活动的急剧减少发生在毕宿五和IC 4651年龄之间的太阳恒星之间，大约在1 Gyr。之后，活动几乎保持不变超过3 Gyr。我们简要地研究了这一结果对太阳附近的G矮星年龄测定的影响;两个主要结论是：存在一组一致的“年轻”恒星（即像毕宿星一样活跃），并且实际上不可能给出年龄大于2 Gyr的恒星的准确色球年龄。观察到的活动突然下降很好地解释了沃恩-普雷斯顿差距。
2004-06-29 astro-ph
Empirical isochrones and relative ages for young stars, and the radiative-convective gap
我们已经选择了前主序恒星在12组的概念年龄范围从1百万年到35百万年，使用异质成员标准。利用这些成员，我们已经建立了经验等时线的V，V-I色星等图（CMD）。这使我们能够清楚地识别辐射主序列和对流前主序列之间的间隙（R-C间隙）。我们遵循这一差距随着年龄的演变，并表明它可以是一个有用的年龄指标小于1500万年的群体。我们还观察到，随着年龄的增长，序列的绝对传播减少。最后，经验等时线使我们能够独立于理论，按年龄顺序排列这些群体。最年轻的群体可以被整理成三组相似的年龄。最年轻的一组是ONC、NGC 6530和IC 5146（标称值1百万年）;其次是Cep OB 3b、NGC 2362、Lambda Ori和NGC 2264（标称值3百万年）;最后是Sigma Ori和IC 348（标称值4-5百万年）。这表明Cep OB 3b比以前认为的更年轻，而IC 348更老。对于IC 348的恒星自转速率分布和分数的恒星光盘意味着一个年轻的年龄比我们得到的。我们认为这是因为在这个星团中没有O型星，其风和/或电离辐射可能是在其他星团中去除圆盘的重要因素。
2006-12-04 astro-ph
The Stellar Population of the M31 Spiral Arm Around OB Association A24
利用深V和JHK的测光数据对OB星协A24周围的M31旋臂的恒星星族进行了研究。通过应用对应于Av=1的消光校正和作为（J-K）o的经验函数的测热校正BC（K），得到了-7通过比较观测到的色-光度图和修正了尘埃壳效应的半理论等时线，我们发现了t <3000万年的年轻星群和Mbol <-5的超巨星，t ~ 0.2 - 2.5 Gyr的中间星群和-5 <~ Mbol <-4的明亮渐近巨星分支（AGB）星，和Mbol ~>-4的红巨星分支（RGB）和AGB的t ~> 3 Gyr老星群。根据Mv=-4.0（年龄约为1000万年）附近的B 0 V型恒星的数量密度和Mbol = -4.3（年龄约为1Gyr）附近的明亮AGB型恒星的数量密度，估计每1 kpc ^2的反投影星盘面积的平均恒星形成率分别为约1.8x10^4 M_o/Myr和约0.7x10^4 M_o/Myr。对V、J和H光度函数的局部变化的研究表明，在~100 pc尺度的子域中，年轻组分的布居与中间年龄组分的布居之间存在一种近似关系。这一发现表明，围绕A24区的磁盘域经历了一系列的恒星形成事件，交替在不同的子域与几个螺旋通道周期的时间尺度。简要讨论了星际消光现象，并讨论了AGB星和高红天体的寿命。
1999-03-02 astro-ph
The Complex Star Formation History of NGC 1569
本文给出了矮不规则星系NGC 1569恒星形成历史的新结果。这些数据是用哈勃空间望远镜的NICMOS/NIC 2在F110 W（J）和F160 W（H）近红外（NIR）滤光片上获得的，并用合成色星等图方法进行解释。该星系经历了复杂的恒星形成（SF）活动。通过假设在最后1-2 Gyr中有三次活动，可以找到与数据的最佳拟合。受这些近红外数据限制的最近的强烈事件开始于约3700万年前，结束于约1300万年前，尽管我们不能排除在此时间间隔内发生多达3次SF事件的可能性。该事件的平均恒星形成率（SFR）为3.2 Msun yr-1 kpc-2，与文献数据一致。前一个小插曲在1.5亿年到4千万年前产生了恒星，平均SFR比最年轻小插曲的平均SFR低约2/3。约1 Gyr前发生了一次较早的SF发作。所有这些SFR都比本星系群晚型矮星的SFR高2-3个数量级。在所有情况下，类似于Salpeter的初始质量函数可以很好地再现数据，但我们不能排除更平坦的质量函数。这些结果是采用2.2 Mpc的距离和红化E（B-V）=0.56获得的。更大的距离将需要更年轻的发作和更高的SFR。我们已经探索了一些可能的情况下，使用最佳拟合模型中的天体质量，以约束过去的恒星形成历史。我们不能排除在过去的SF中发生率较低的可能性，但我们可以有把握地得出结论，最近的1-2 Gyr是特殊的。
2005-04-12 astro-ph
The Age of the Universe
宇宙的最小年龄可以通过确定银河系中最古老物体的年龄来直接估计。这些物体是银河系晕中的贫金属恒星。最近的核年代学研究发现，最古老的恒星年龄为15.2+/-3.7 Gyr。白矮星冷却曲线发现最老恒星的最小年龄为8 Gyr。目前，对最老恒星年龄的最佳估计是基于球状星团中主序星关闭的绝对星等。最古老的球状星团年龄为11.5+/-1.3 Gyr，这意味着宇宙的最小年龄t_universe > 9.5 Gyr（95%置信水平）。
1998-08-19 astro-ph
The Relative Age of the Thin and Thick Galactic Disks
我们用等时线拟合的方法测定了疏散星团NGC 188和依巴谷场恒星的相对年龄，并与厚盘球状星团47 Tuc的年龄进行了比较。NGC 188的最佳拟合年龄被确定为$6.5 \pm 1.0$ Gyr。依巴谷场恒星的金属丰度比薄盘年龄稍老，为$7.5 \pm 0.7$ Gyr。两颗稍贫金属（$\feh = -0.22$）的场星的运动学和轨道参数表明它们是薄盘的成员，它们的年龄为$9.7\pm 0.6$ Gyr。47例Tuc的年龄确定为$12.5 \pm 1.5$ Gyr。所有的误差都是由于金属丰度和红化值的不确定性造成的内部误差。因此，在薄盘中测得的最古老的恒星被发现是比47 Tuc年轻的$2.8\pm 1.6$ Gyr。此外，正如\citet{Chb99} 47所讨论的，Tuc的年龄与位于星系晕内部的三个球状星团相似，这意味着薄盘中的恒星形成始于晕中恒星形成的$2.8\pm 1.6$ Gyr内。
2000-07-13 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
The W-function applied to the age of Globular Clusters
我们提出了一个统计方法估计年龄的球状星团的颜色-星等图中观察到的集群序列和恒星演化模型计算的合成集群序列之间的可能性测量。在传统的等时线拟合过程中，以主观的方式估计年龄。在这里，我们通过应用现代统计估计量、Saha估计量{ \it W}和来自$χ^{2}$统计量的置信区间来计算似然度。我们将这种方法应用于三种不同的进化模型。这些集合包括不同的化学丰度，年龄，输入物理等，基于我们的方法，我们估计的年龄NGC 6397，M92和M3。在99%的置信水平下，我们发现NGC 6397的最佳年龄估计值为14.0 Gyr，范围为13.8至14.4 Gyr，M92的最佳年龄估计值为14.75 Gyr，范围为14.50至15.40 Gyr，M3的最佳年龄估计值为16.0 Gyr，范围为15.9至16.3 Gyr。
2002-10-18 astro-ph
Two Groups of Nearly Coeval Star Clusters in the Small Magellanic Cloud
本文报道了用{ \sl哈勃太空望远镜}对SMC中人口众多的中等年龄星团进行的新的测光。与公认的图像相反，这些集群似乎是在两个短暂的时间间隔内形成的，一个是$8\pm 2$ Gyr ago，另一个是更近的爆发$2\pm 0.5$ Gyr ago。当8 Gyr爆发中的四个星团（NGC 339、361、416和Kron 3）的脊线对齐时，关闭光度的色散为$<0.2$等，对应于$\pm 0.7$ Gyr的最大年龄扩展。当2 Gyr爆发中的三个星系团（NGC 152、411和419）的脊线对齐时，0.2等的最大色散对应于$\pm 0.2$ Gyr的允许年龄扩展。在每一组星团中，整个星团的位置（包括红巨星分支和团块）几乎是相同的，与无法区分的金属丰度和年龄一致。与文献中先前报道的年龄分布广泛相反，我们的样本具有更精确的光度测定和年龄测量，支持2 Gyr和8 Gyr SMC簇的爆发间断而不是连续的团簇形成历史。
1999-07-28 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
A HST study of the stellar populations in the cometary dwarf irregular galaxy NGC 2366
本文利用哈勃空间望远镜获得的宽视场行星照相机2的图像，对彗星状矮不规则星系NGC 2366中的恒星进行了V和I测光。由此得到的色星等图达到了I~26.0等，它不仅揭示了一个年轻的蓝色主序星群体，（年龄<3千万年），但也有蓝超巨星和红超巨星的中间年龄群体（2千万年<年龄<1亿年），以及渐近巨星分支（AGB）恒星（年龄> 1亿年）和红巨星分支（RGB）恒星（年龄>1 Gyr）的老年演化群体。RGB尖端的测量量值I=23.65+/-0.10 mag导致距离模数m-M=27.67+/-0.10，其对应于3.42+/-0.15 Mpc的距离，与先前的距离确定一致。最年轻的恒星与银河系西南端的HII区域NGC 2363=Mrk 71的明亮复合体有关。由于恒星系综的扩散和弛豫过程，年龄越大的恒星星族，其空间分布越平滑和扩展。在NGC 2366的整个身体中发现了一个潜在的老年恒星群体。这一古老星群最显著的特征是存在着许多相对明亮的AGB星。NGC 2366中AGB星与RGB星的数量比和AGB星的平均绝对亮度都明显高于BCD VII Zw 403，表明NGC 2366中AGB星的年龄较年轻。除了现在的爆发年龄<1亿年，NGC 2366过去也有强烈的恒星形成活动，从~ 1亿年到<3 Gyr。
2005-03-19 astro-ph
A Comparison of Optical and Near-Infrared Colours of Magellanic Cloud Star Clusters with Predictions of Simple Stellar Population Models
本文介绍了麦哲伦星云中84个星团的JHK_s 2 MASS积分测光和积分光光学光电测量资料汇编。这些星团的年龄从约2亿年到>10亿年不等，[Fe/H]值从-2.2到-0.1 dex。我们发现，具有相似年龄和金属丰度的星系团的固有颜色存在差异，其中至少有一部分是由于居住在低质量星系团中的明亮恒星数量的随机波动。我们使用54个最可靠的年龄和金属丰度估计作为测试粒子的集群，以评估四个广泛使用的SSP模型在光学/近红外颜色-颜色空间的性能。所有的模型都能很好地再现旧的（>10 Gyr）球状星团的红化校正颜色，但是模型的性能在年轻的时候会有所不同。为了考虑单个星系团的随机涨落效应，我们提供了几个不同年龄段麦哲伦星系团的B-V、B-J、V-J、V-Ks和J-Ks复合色。大多数复合星系团的累积质量都高于保持亮度变化所需的质量，因为随机波动低于10%的水平。在光学-近红外颜色-颜色空间中，复合星系团的颜色在以下年龄间隔中明显不同：>10 Gyr，2-9 Gyr，1-2 Gyr和2亿-1 Gyr。这表明，光学和近红外颜色的组合可以用来区分不同年龄和金属丰度的集群。
2008-01-15 astro-ph
Age constraints in the double pulsar system J0737-3039
我们调查的年龄限制，可以放在双脉冲星系统使用模型的第一个出生的22.7毫秒脉冲星A和2.77秒脉冲星B的特征年龄分别为210和50万年的自旋下降。标准模型假设两颗恒星的偶极自旋都是向下的，这表明B星形成的时间大约是5000万年，即接近B星的特征年龄。然而，采用的模型，占的影响A的相对论风B的自旋下降，我们发现，B的形成发生在80或1.8亿年前，这取决于相互作用机制。形成于8000万年前，更接近B的特征年龄，将导致J 0737 -3039对双中子星双星合并率的贡献增加40%。1.8亿年的年龄更接近A的特征年龄，并且与最近对聚结速率的估计一致。新的年龄限制并没有显着影响最近的估计踢速度，倾斜角之间的前和后超新星轨道平面或前超新星质量的B的祖先。
2007-05-23 astro-ph
Evolution of lithium in solar-type stars: clues from intermediate age clusters
本文给出了中间年龄（~ 2 Gyr）星团IC 4651和NGC 3680中14颗太阳型恒星的Li丰度。把log n（Li）与有效温度的关系与年龄相近的星团NGC 752、年轻的毕星团（6亿年）、老的M6 - 7（4.5 Gyr）和NGC 188（6-7 Gyr）作了比较。IC 4651和NGC 3680都没有显示出在M 67中观察到的Li中的分散。2 Gyr星团有非常相似的Li与有效温度的分布;此外，在M 67分布的上包层中的恒星与2 Gyr星团中的恒星具有相同的Li含量，这表明它们在2 Gyr和4.5 Gyr之间没有遭受任何显著的Li耗尽，或者它们的Li耗尽速度要慢得多。根据这些观察结果，导致锂耗尽的主要序列的机制进行了讨论。现有的模型似乎都不能很好地再现所观察到的特征。
2000-03-02 astro-ph
Cluster formation versus star formation around six regions in the Large Magellanic Cloud
为了了解恒星形成和团簇形成事件之间的关系，我们研究了大麦云云（LMC）中六个区域周围的恒星和星团。利用OGLE II LMC巡天的恒星数据库和星团星表。通过对色星等图的分析，估算了恒星星族的年龄。发现大部分地区经历了三次主要的恒星形成事件。恒星形成开始于大约4 Gyr前，持续到1 Gyr，或者继续更远。另外两个事件分别发生在3亿年和1亿年左右。在5个区域的三次恒星形成事件中的第一次期间形成了一些星团。在所有的六个区域，一个很好的相关性之间的恒星和团簇形成事件发生在3亿年和1亿年。团簇形成事件和星团形成的分数被发现是非常相似的两个地区位于东南的酒吧，这表明类似的团簇形成触发器在几乎相似的情况下。最近的两个恒星形成事件似乎与大麦哲伦星云与小麦哲伦星云（SMC）和银河系的相互作用有关。因此，大麦哲伦星系中年轻的人口众多的星团很可能是由于星系-星系相互作用和这种恒星形成的进一步传播而开始的恒星形成事件的结果。
2002-03-19 astro-ph
Theoretical Examination of the Lithium Depletion Boundary
我们探讨了锂耗尽边界（LDB）技术获得的疏散星团年龄对恒星模型输入物理的敏感性。LDB年龄技术仅限于年龄在2千万年到2亿年之间的疏散星团。由于不确定的输入物理学，LDB技术中的有效1-sig误差在最大年龄时约为3%，在最小年龄时增加到8%。热辐射校正的不确定性增加了额外的10%至6%的误差，LDB年龄技术的老和年轻的集群，分别。旋转速率匹配观测到的最快的旋转昴宿星影响LDB年龄不到2%。在一个疏散星团中，旋转速率的范围预计只会使LDB的位置“模糊”0.02等，对于一个年龄为2000万年的星团来说，这一范围将增加到0.06等。因此，定位LDB的观测误差（~7-10%）和热辐射校正不确定性目前是LDB年龄误差的主要因素。对于我们的基本情况下，我们正式推导出的LDB年龄为1.48 +- 19亿年的昴星团，其中的误差包括8%，3%和9%的贡献，从观测，理论和测热校正源，分别。在I波段的辐射热校正中，最大可能的0.3星等移动是为了调和主序星等时线与低质量昴星团成员观测到的（V-I）颜色，这导致了1.26亿+-1100万年的年龄，其中的误差只包括观测和理论误差。LDB年龄技术排除了不包括昴星团对流核心过冲（~ 7500万年）的上主序拟合年龄。
2003-12-04 astro-ph
Revised ages for the stars in the solar neighbourhood
根据Edvardsson等人（1993）的数据集计算了这些恒星的新年龄。随着年龄的增长（t>4 Gyr），修正值系统性地增大，而t<4 Gyr时，修正值则略低。一个类似的，但相当小的趋势是目前的年龄计算的距离的基础上依巴谷岩。由此产生的年龄-金属丰度关系有一个小的，但明显的斜率约为0.07 dex/Gyr
1997-11-06 astro-ph
Age determination of possible binary open clusters NGC 2383/NGC 2384 and Pismis 6/Pismis 8
根据疏散星团NGC 2383、NGC 2384、Pismis 6、Pismis 8的2 MASS J和Ks测光结果，利用等时线拟合的色星等图，我们得到NGC 2383的年龄为$\log ({age})$ = 8.3（2亿$\pm$ 600万年），NGC 2384的年龄为$\log ({age})$ = 6.9（8 $\pm$ 600万年）。对于Pismis 6和Pismis 8，我们采用了$\log ({age})$ = 6 - 7（1 - 1千万年）的范围。由于它们的年龄相似，Pismis 6和Pismis 8可能形成于同一个巨分子云中，我们认为它们是一个很好的双星系统候选者。在NGC 2383和NGC 2384的情况下，由于发现的巨大年龄差异，我们得出结论，它们很可能出生在不同的环境中，并且没有物理连接。
2008-08-29 astro-ph
L and T dwarfs in the Hyades and Ursa Major moving groups
我们已经使用移动集群的方法来确定大熊座/天狼星移动集团（年龄400万年）的三个L矮星和一个T矮星。五颗L型矮星和两颗T型矮星被发现属于毕宿星移动星群（年龄6.25亿年）。这些L型和T型矮星定义了4亿年和6.25亿年的经验等时线，假设它们具有相同的年龄。移动组成员身份并不能保证一致性。
2007-05-08 astro-ph
HB Morphology and Age Indicators for Metal-Poor Stellar Systems with Age in the Range of 1 to 20 Gyr
Y（MS）=0.23和两个Z值的等时线计算和水平分支（HB）模型（0.0001，0.0004），得到了年龄t（单位：Gyrs）在1< t <20范围内的贫金属团簇的年龄指标和HB形态的约束条件（3.83）的零年龄水平支（ZAHB）的年龄取决于年龄，主序关闭（TO）和ZAHB之间的视星等差异可以用年龄和金属丰度来校正。合成HB计算的结果表明，在固定的金属丰度的RR天琴座的平均光度取决于HB形态，以及纯红色的水平分支的平均光度取决于红巨星阶段的年龄和质量损失量。当根据观测到的主层序TO和实际水平分支（而不是ZAHB）之间的震级差来推导星系团年龄时，应适当考虑这些特征。此外，它表明，所观察到的HB形态为我们提供了一个简单的估计的上限的集群年龄。一些有用的限制集群金属丰度也可以推导出来。
1994-07-20 astro-ph
Evolution of Cold Circumstellar Dust Around Solar-Type Stars
我们目前的亚毫米（CSO 350微米）和毫米（SEST 1.2毫米，OVRO 3毫米）测光的125个太阳型恒星的FEPS斯皮策遗产计划，有质量之间的~0.5和2.0 Msun和年龄从3百万年至3 Gyr。连续辐射被探测到朝向四颗星，它们的信噪比>= 3$：经典的金牛座T星RX J1842.9-3532、RX J1852.3-3700和PDS 66，用SEST，以及碎片盘系统HD 107146，用OVRO。RXJ 1842.9 -3532和RXJ 1852.3 -3700位于R-CrA分子云附近的投影中，估计年龄约为1000万年，而PDS 66可能是Sco-Cen OB星协中2000万年前的下半人马座-Crux亚群的成员。这三个源的连续辐射在24“SEST分辨率下无法分辨，很可能来自环星吸积盘，每个吸积盘的估计尘埃质量约为5x 10 **-5 Msun。对HD 107146（年龄为80-200百万年）的可见度数据的分析表明，3毫米的连续辐射在天体测量不确定性范围内集中在恒星上，并以高斯拟合的FWHM尺寸（6.5“+/-1.4”）x（4.2“+/-1.3”）或185 AUx 120 AU进行解析。从我们的连续调查的结果相结合，发表的意见，以量化的尘埃质量随时间的演变，通过比较不同的恒星年龄的样品的质量分布。金牛座分子云中太阳型恒星（年龄约200万年）周围的星周尘埃质量的频率分布与300…
2004-10-31 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
Galactic Globular Cluster Relative Ages. II
我们提出了一个精确的相对年龄为55银河系球状星团的样本。通过测量两个内部光度均匀的数据库中水平分支和关闭之间的差异，获得了年龄。通过比较两个数据库中共有的16个球状星团的年龄，评估了两个数据集的相互一致性。我们还调查了我们的相对年龄测定在最近的恒星模型框架内的一致性。所有[Fe/H]<-1.7的星团都被发现是古老的，并且是同时代的，除了两个可能的例外，它们稍微年轻一些。贫金属星系团的年龄离散度为0.6 Gyr（rms），与零年龄离散度一致。中等金属丰度的星团（-1.7<[Fe/H]<-0.8）比贫金属的星团平均年轻1.5 Gyr，年龄离散度为1.0 Gyr（rms），总年龄范围约为3 Gyr。大约15%的中等金属丰度星团与最古老的星团同时代。所有[Fe/H]>-0.8的星团都比大多数贫金属的星团年轻约1 Gyr，年龄分散相对较小，尽管富金属的样品仍然太小，无法得出更坚定的结论。星系团年龄与银心距没有相关性。我们简要地讨论了这些观测结果的银河系的形成历史的影响。
2005-03-28 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
Proper motions of field L and T dwarfs
本文给出了143个已知L型和T型矮星的自行测量结果。从这个样品中我们识别并讨论了8个高速L型矮星。我们还发现4个新的广泛的共同自行二进制/多系统。使用移动星团的方法，我们还确定了一些L型矮星，它们可能是大熊座（年龄约4亿年），毕宿星（年龄约6.25亿年）和昂宿星（年龄约1.25亿年）移动群的成员。
2007-10-25 astro-ph
Th Ages for Metal-Poor Stars
用22颗贫金属星的样本，我们证明了重元素丰度模式（Z > 55）与太阳星云的r过程贡献是一致的。这支持了先前的研究结果，即存在普遍的r-过程生产模式。我们使用丰富的钍在五个贫金属的恒星，随着估计的初始Th丰度的基础上稳定的r-过程元素的丰度，来测量它们的年龄。仅考虑观测误差的来源，我们有四颗红巨星的年龄误差为4.2 Gyr，一颗M92巨星的年龄误差为5.6 Gyr。我们得到的平均年龄为11.4 Gyr，这主要取决于假设的Th/Eu的初始生产比为0.496。如果宇宙的年龄是15 Gyr，那么Th/Eu的初始值应该是0.590，这与一些r过程的理论模型一致。
2001-03-19 astro-ph
The age of the Galactic thin disk from Th/Eu nucleocosmochronology III. Extended sample
我们在论文I和论文II中首次完成了用Th/Eu核宇宙年代学测定银河系薄盘年龄的工作。目前的工作旨在通过增加7个新天体来扩大恒星样本，从而减少年龄的不确定性-增加了37%。从光谱合成中确定了一组[Th/Eu]丰度比，并与论文I的结果合并。新的，扩展的样品的丰度进行了分析与援助的银河系盘化学演化（GDCE）模型由我们开发的是纸II。将结果与文献数据和我们的GDCE模型相结合得到的估计值进行平均，得到我们最终采用的盘龄T_G =（8.8 +/- 1.7）Gyr，不确定度降低0.1 Gyr（6%）。这个值与最新的白矮星年龄测定（<~ 10 Gyr）是一致的。考虑到晕目前被假定为（13.5 +/- 0.7）Gyr，我们的结果促使开发银河系形成模型的团队在晕和盘的形成之间包括（4.7 +/- 1.8）Gyr的间隙。
2005-06-20 astro-ph
On the age of the TW Hydrae Association and 2M1207334-393254
我们已经估计了年轻的移动集团TW Hydrae协会的年龄，这是一个位于太阳附近的几十颗恒星和棕矮星的队列，它们具有相同的运动学特性，并且可能具有相同的起源和年龄。通过分析其成员的不同性质（星等、颜色、活动性、锂），并将其与几个著名的恒星形成区和疏散星团以及理论模型进行比较，确定了它的年表。此外，通过使用该协会的两个M8成员（2 M1139和2 M1207-一个吸积棕矮星与行星质量的同伴）的中分辨率光谱，我们推导出光谱类型和测量H（α）和锂的等效宽度。我们还估算了它们的有效温度和重力，并利用它们对这两颗褐矮星进行了独立的年龄估算。我们还收集了光谱的2 M1315，一个候选成员与L5光谱类型和测量其H（α）的等效宽度。我们对该协会的年龄估计为1000万年（范围为300万至2000万年），与文献中引用的先前值一致。在这两颗褐矮星的情况下，我们得出的年龄为1500万年（在500万到3000万年之间），这也与我们对整个群的估计一致。我们将我们的结果与最近发表的关于同一主题的文章进行了比较，并讨论了年龄测定技术的局限性。
2006-08-23 astro-ph
UBVI CCD Photometry of the Old Open Cluster Berkeley 17
介绍了NGC 188和Berkeley 17的UBVI CCD测光方法。颜色-星等图（CMD）的构建和达到过去的主序列关闭两个集群。用等时线拟合星系团的CMD来确定星系团的年龄。这些拟合被限制同意光谱金属丰度和红化的估计。星系团的年龄被确定为NGC 188的7.0+/-0.5 Gyr，伯克利17的10.0+/-1.0 Gyr，其中的误差指的是相对年龄测定的不确定性。这些年龄进行了比较，相对丰富的金属内晕/厚盘球状星团和其他老疏散星团的年龄。Berkeley 17和NGC 6791是最古老的疏散星团，年龄为10 Gyr。它们比厚盘球状星团年轻2 Gyr。这些结果证实了伯克利17是银河系中已知最古老的疏散星团之一，它的年龄为银河系盘的年龄提供了一个下限。
2005-12-05 astro-ph
Towards an accurate determination of the age of the Universe
在过去的40年里，人们一直致力于使用几个恒星钟来确定零红移时宇宙的年龄。在这篇评论中，我将描述最好的理论方法来确定最古老的银河系球状星团（GC）的年龄。我也会认为，一个更准确的年龄测定可能来自被动演变的高红移椭圆。特别是，我将回顾两种新的方法来确定GC的年龄。这两种方法比经典的等时线拟合法更精确。第一种方法是基于水平分支的形态学，与球状星团的距离模无关。第二种方法使用了一个仔细binning的恒星光度函数，同时确定的距离和年龄的GC。发现最古老的GC的年龄为$13.5 \pm 2$ Gyr。最老GC的绝对最小年龄为10.5 Gyr，最大年龄为16.0 Gyr（99%置信度）。因此，如果哈勃常数约为$65 \pm 10$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$，则不能完全排除爱因斯坦-德西特宇宙（$Ω=1$）。另一方面，新发现的红色椭圆53 W 069（$z=1.43$）提供了更强的约束，因为它的最小年龄是3.2 Gyr，因此排除了爱因斯坦-德西特宇宙，除非哈勃常数是$\leq 45 \pm 10$ km s $^{-1}$。使用53 W 069，我们发现$13 \pm 2$ Gyr的$z=0$年龄与GC测定结果非常一致。
1998-10-21 astro-ph
A multifrequency study of giant radio sources-II. Spectral ageing analysis of the lobes of selected sources
利用巨射电望远镜（GMRT）和甚小线阵（VLA）的多频观测，对选定的巨射电源（GRS）样品沿波瓣的连续条带进行了光谱突变测定，以估算其光谱年龄。在我们的源的瓣中检测到的无线电发射的最大光谱年龄估计范围从$\sim$ 6到36百万年，中值为$\sim$ 20百万年使用经典均分字段。使用贝克和克劳斯公式中的磁场估计，光谱年龄范围从$\sim$ 5到3800万年，中值为$\sim$ 2200万年。这些年龄明显比较小的来源。除了一个源（J1313+6937）外，所有源的光谱年龄都随着与热点区域的距离而逐渐增加，这证实了粒子的加速主要发生在热点区域。大多数的GRS不表现出零光谱年龄的热点，是在较小的源的早期研究的情况下。这很可能主要是由于分辨率相对较低而造成的更长时间的发射造成的污染。进样光谱指数范围为$\sim$ 0.55 - 0.88，中值为$\sim$ 0.6。我们讨论了这些值的理论预期，并表明，注入光谱指数似乎与光度和/或红移，以及与线性尺寸。
2007-12-02 astro-ph
The poorly constrained cluster disruption time-scale in the Large Magellanic Cloud
我们使用Monte-Carlo模拟，结合均匀确定的年龄和质量分布的基础上，多波长测光，约束集团的形成历史和束缚集团的大麦云（LMC）集团系统的破裂率。我们发展合成星团系统形成的幂律初始集群质量函数（ICMF）的光谱指数$α=-2$假设不同的集群破裂的时间尺度。对于每个这些中断的时间尺度，我们推导出相应的集群形成率（CFR）所需的复制观察到的集群年龄分布。然后，我们比较，在泊松$χ^2$意义上，模型的质量分布和模型的二维分布在日志（质量）与日志（年龄）空间的检测到的幸存集群的意见。由于观察到的簇样本在明亮检测限（$M_V^{\rm lim} \simeq -4.7$ mag）以上就完整了，因此无法将$10^4$ M $_\odot$簇的特征破坏时间尺度$t_4^{\rm dis}$（其中破坏时间尺度取决于簇质量，如$t_{\rm dis} = t_4^{\rm dis} (M_{\rm cl} / 10^4 {\rm M}_\odot)^0.62$）限制为比$t_4^{\rm dis} \ge 1$ Gyr更好。我们得出结论，CFR已从5 Gyr前的0.3簇Myr $^{-1}$增加到目前的$(20-30)$簇Myr $^{-1}$。对于年龄较大的推导CFR敏感地依赖于我们的假设的基础CMF形状。如果我们假设一个普遍的高斯ICMF，那么CFR在哈勃时间内从$\sim 1$星团Gyr …
2007-10-18 astro-ph
Lithium Depletion of Nearby Young Stellar Associations
我们估计集群年龄从锂耗尽在五个前主序组发现在100 pc的太阳：TW长蛇座协会，埃塔Chamaeleontis集群，β Pictures-Moving Group，杜鹃座钟表协会和AB Doradus移动集团。我们确定表面重力，有效温度和锂丰度超过900光谱通过最小二乘拟合模型大气光谱。对于每一组，我们比较了锂丰度对温度的依赖与等时线从前主序演化轨迹，以获得模型依赖的年龄。我们发现，Eta Chamaelontis星团和TW Hydrae协会是最年轻的，年龄分别为12+/-600万年和12+/-800万年，其次是Beta Picture移动集团，年龄为21+/-900万年，杜鹃座-钟表协会，年龄为27+/-1100万年，剑鱼座AB移动群的年龄至少为4500万年（我们只能设定一个下限，因为模型-不像真正的恒星-没有显示出超过这个年龄的锂耗尽）。在这里，排序是稳健的，但精确的年龄取决于我们对大气和进化模型的选择。因此，虽然我们的年龄与基于Hertzsprung-Russell等时线拟合和动力学展开的估计一致，但它们还没有更精确。我们的观测确实表明，改进模型后，更强的约束应该是可行的：从同一颗恒星不同光谱的测量值之间的散射测量的内在不确定性非常低：有效温度约为10 K，表面重力为0.05 dex，锂丰度为0.03 dex。
2008-08-26 astro-ph
Age determinations of the open star clusters King 14 and NGC 146
我们根据疏散星团King 14和NGC 146的2MASS J和Ks测光，并使用等时线拟合的色星等图，我们发现King 14的年龄为log（年龄）= 7.8（63 $\pm$ 8 Myr），NGC 146的年龄为log（年龄）= 7.5（32 $\pm$ 8 Myr）。我们的年龄测定大于Lynga [5]（King 14的log（年龄）= 7.2，NGC 146的log（年龄）= 7.1），小于Dias [6]（King 14的log（年龄）= 7.9，NGC 146的log（年龄）= 7.8）。
2008-09-02 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
The Ages of Elliptical Galaxies from Infrared Spectral Energy Distributions
从光谱分析得到的早型星系的平均年龄，在z = 0时的平均年龄为8 Gyr，其中40%小于6 Gyr。独立的年龄测定是可能的，通过使用红外光谱（5 - 21微米），我们已经获得了与斯皮策天文台的红外光谱仪。这个年龄指标是基于恒星的集体质量损失率，其中AGB恒星的质量损失产生了9 - 12微米的硅酸盐发射特征。随着恒星星族年龄的增长，这个特征比短波长连续谱衰减得更快，提供了一个年龄指标。从30个附近的早期型星系的观测，29个显示出的光谱能量分布占主导地位的恒星和一个有显着的发射从ISM和被排除在外。这29个星系的红外年龄指标显示它们都很老，平均年龄约为10 Gyr，标准差只有几Gyr。这与由M/L_B值推断的年龄一致，但与由光学线指数推断的年龄不一致，后者可能更年轻。所有这些年龄指标都是亮度加权的，即使考虑到多个年龄组成部分，也应该相互关联。这种不一致性表明，无论是红外年龄和M/L_B年龄的一致性，还是由光学吸收线推断的年龄，都存在着很大的问题。
2006-04-19 astro-ph
Chronology of the halo globular cluster system formation
利用最新的恒星模型和等时线，我们确定了25个星系晕星团的年龄。根据金属丰度的不同，这些团簇可分为四组。我们测量每个组中一个参考聚类的绝对年龄，然后找到其他聚类相对于这个聚类的相对年龄。这种组合产生最可靠的结果。我们发现，最古老的星系团平均年龄为11.8+-0.9 Gyr或12.3+-0.3 Gyr，这取决于我们是否包括Arp 2和Rup 106。所有星团的平均年龄约为10.5 Gyr。所有集群的共同年龄和金属丰度和年龄之间的关系的问题得到解决。较低的金属丰度的群体似乎是同时代的，但我们的研究结果表明，在全球范围内的样本有一个年龄分布没有一个简单的年龄金属丰度的关系。
1997-04-24 astro-ph
A Revised Age for the z=1.55 Galaxy LBDS 53W091
经验证据表明LBDS 53 W 091的恒星星族明显比M32年轻。群体合成模型表明，LBDS 53 W 091的年龄范围为1至2 Gyr，并取决于特定的模型。更古老的时代需要亚太阳的金属丰度模型。在M32中占主导地位的人口的年龄估计范围从3至5 Gyr，不仅取决于模型，而且还取决于在拟合中使用的这个星系的SED。同样的模型预测一个典型的老E/S 0星系中恒星的年龄为11到13 Gyr。一个z = 1.55的1到2 Gyr年龄的星系对Lambda = 0，Omega = 1的宇宙来说没有问题，只要h <= 0.8。我们的年龄估计值与Dunlop等人（1996）得出的3.5 Gyr值之间存在差异的最可能原因是，这些作者没有要求他们使用的人口合成模型同时拟合紫外线中断幅度和观测到的该星系的$R-J, R-H$和$R-K$颜色。正如我们将在其他地方讨论的那样，将我们的结果与Spinrad等人（1997）的结果进行比较表明，我们的结论仍然成立。在这次会议上，我们不知道Spinrad等人的论文。
1997-07-14 astro-ph
The saturation of disk heating in the solar neighborhood and evidence for a merger 9 Gyrs ago
我们重新检查的年龄-速度色散关系，在太阳附近使用改进的恒星年龄估计的基础上依巴谷天体演化和最近的恒星演化计算。由此产生的关系表明，银河系恒星盘相对静止，在3到9转之间几乎没有加热或色散增加。然而，在9 Gyrs的年龄有一个突然增加的恒星速度色散。为了解释色散的突然增加（几乎是2倍），我们提出银河系在9个Gyrs前经历了一次轻微的合并，创造了厚盘。静止相是一致的，从紧密缠绕的瞬态螺旋结构的散射所造成的加热效率低下。许多星系盘在螺旋结构的加热变得无效的地方可能具有径向速度分散。表面亮度分布和色散测量可用于预测在该饱和点处的螺旋臂绕组数。观测到的和预测的缠绕数之间的比较可以检验这一假设，也可以寻找合并引起的附近星系盘加热的证据。
2000-07-27 astro-ph
Spectral evolution of star clusters in the Large Magellanic Cloud: I. Blue concentrated clusters in the age range 40-300 Myr
本文给出了17个蓝色浓缩大麦云（LMC）星系团的积分光谱，并研究了其光谱演化。光谱范围为~3600- 6800 A，分辨率为~ 14 A半高宽，可用于确定星系团年龄，并结合其空间分布，探讨LMC的结构和团簇形成历史。簇红化值估计插值，使用现有的消光图。我们使用了两种方法来推导星系团年龄：（i）模板匹配法，将星系团光谱的谱线强度和连续谱分布与已知天体物理性质的模板星系团的谱线强度和连续谱分布进行比较和匹配;以及（ii）等效宽度法，采用新的年龄/金属丰度校准方法，同时使用诊断图，包括选定的谱线的等效宽度总和（KCa II、G带（CH）、Mg I、H δ、H γ和H β）。得到的星系团年龄范围从40 Myr（NGC 2130和SL 237）到300 Myr（NGC 1932和SL 709），两种方法的结果之间有很好的一致性。将本样本与其他样本相结合表明，从LMC中心到集群解投影的距离与年龄有关，在这个意义上，内部集群往往更年轻。星团光谱库是进行光谱分类和提取目标星团和星系参数信息的重要数据集。目前的集群样本补充以前的，在努力收集一个光谱库与几个集群每个年龄箱。
2005-11-25 astro-ph
The Age of the Universe
发现银河系中最贫金属的球状星团的年龄可能在18 Gyr左右。另一方面，哈勃参数为82 +/- 8 km/sec/Mpc（结合标准的爱因斯坦-德西特模型，欧米茄=1，λ =0），宇宙的年龄约为8 Gyr。这种差异的一些可能的原因进行了探讨。
1995-06-05 astro-ph
The Age of Globular Clusters
我在这里回顾最近的事态发展，影响了我们的理解的绝对年龄的球状星团和不确定性，在这个年龄估计，并评论宇宙学模型的影响。目前的估计与David Schramm长期主张的射程一致。根据主序星关闭的绝对星等来确定球状星团年龄的主要不确定性仍然是这些星团距离的不确定性。这些距离的估计最近被向上修订，由于依巴谷视差测量，如果一个校准的光度主序星。然而，重要的是要认识到，目前，不同的距离措施是不一致的。最近的估计是，最古老的集群是$11.5 \pm 1.3$陀螺仪，这意味着一个单侧95%的置信水平下限为9.5陀螺仪，如果统计视差距离的措施没有纳入。结合更新的测量方法，包括基于依巴谷的统计视差测量方法，将平均预测年龄提高到$12.8 \pm 1$ Gyr，95%置信范围为10-17 Gyr。最后，我讨论了可能的改进，这可能使一个更精确的年龄分布在不久的将来。
1999-07-22 astro-ph
