Spectroscopic ages and metallicities of stellar populations: validation of full spectrum fitting
在中等光谱分辨率（R = 1000 - 3000）下拟合整个光谱，以获得恒星星族的物理特性，似乎是基于分光光度指数的方法的优化替代方案：它使用信号中包含的所有冗余信息。本文讨论了该方法的验证，它调查人口模型的质量与拟合程序的可靠性。我们使用两个算法：STECKMAP，一个非参数正则化程序和NBURSTS参数非线性最小化。我们比较了三个光谱合成模型的单个恒星星族：飞马座HR，Galaxev（BC 03）和Vazdekis/迈尔斯，我们分析光谱的银河系星团的人口是已知的颜色星等图（CMD）和光谱的研究个别恒星。我们发现：（1）模型的质量主要取决于他们使用的恒星库。Pegase-HR和Vazdekis/Miles的拟合结果是一致的，而Pegase-HR和BC 03的拟合结果则反映了用于生成后者的恒星库（STELIB）的局限性：（2）两个拟合程序是一致的：（3）对于球状星团和M67的光谱，该方法恢复的金属丰度在0.14 dex以内与恒星光谱符合;（4）光谱年龄对蓝水平支（BHB）或蓝离散星的存在非常敏感。BHB形态导致年轻的SSP等效年龄。拟合自由量的蓝色恒星，除了SSP模型，以模仿BHB改善和稳定的拟合和恢复年龄与CMD的研究。这种方法是潜在的能够解开河外星系团的年龄或BHB效应。
2008-01-06 astro-ph
Evidence for Blue Straggler Stars Rejuvenating the Integrated Spectra of Globular Clusters
综合光谱学是推导未分辨恒星系统年龄的首选方法。然而，热恒星的演化阶段，如热水平分支星和蓝离散星（BSS），可以影响使用巴耳末线测量的综合年龄。这种热的“非正则”恒星可能会导致高估主序星关闭的温度，从而低估了恒星星族的综合年龄。使用优化的Hbeta指数结合HST/WFPC 2色星等图（CMD），我们表明，银河系球状星团表现出大的分散在其表观“光谱”年龄，这并不对应于在其CMD派生的年龄。我们发现的第一次，特定频率的BSS，定义在同一孔径内的综合光谱，显示出明确的对应关系，在这个意义上说，在固定的金属丰度，较高的BSS比导致年轻的“表观”光谱年龄与Hbeta。因此，球状星团中BSS的特定频率对球状星团光谱年龄的准确性设置了基本限制，可能对其他恒星系统如星系。这一结果的观测影响进行了讨论。
2008-10-21 astro-ph
The Ages of Globular Clusters in NGC 4365 Revisited with Deep HST Observations
本文介绍了新的哈勃空间望远镜（HST）-NIC 3，NGC 4365和NGC 1399周围球状星团（GC）的近红外H波段测光，并结合HST-WCPC 2和ACS光学数据。我们发现NGC 4365有一些球状星团，它们的光学颜色比预期的更蓝，因为它们的红色光学到近红外颜色和年龄。唯一已知的解释这些颜色的方法是在这个椭圆星系中有大量的中间年龄（2-8 Gyr）星团。而NGC 1399则没有发现这样的星群。我们对NGC 1399的研究结果与以前的光谱工作一致，表明它的星系团具有很大的金属丰度分布，并且几乎都很古老。在文献中，对NGC 4365球状星团的少量样品进行光谱研究得到了各种结果。光谱数据允许存在或不存在一个显着的人口的中间年龄集群，考虑到指数的不确定性，通过比较对象之间的共同这些研究和少数光谱候选人与光学近红外颜色指示中间年龄。我们新的NGC 4365 GC系统的近红外数据具有更高的信噪比，与早期发表的光度学一致，都提供了有力的证据，一个显着的中间年龄的组成部分。NGC 1399和其他系统的光度和光谱结果之间的一致性进一步证实了这一结论，以及近红外技术的有效性。
2005-10-11 astro-ph
Population Synthesis in the Blue II. The Spectroscopic Age of 47 Tucanae
我们开发了一套新的模型，在蓝色/光学区域的中间金属丰度单恒星星族，并使用这些模型来确定光谱年龄的47 Tuc。该模型是基于一个中等高分辨率（1.8 A FWHM）的经验光谱库，国家的最先进的理论等时线M。Salaris和帕多瓦组最近的一组，以及基本恒星参数和观测值之间的新的半经验校准。我们强调了在巨分支水平上正确地模拟星团的光度函数（LF）的重要性，以实现综合光谱的良好再现;光谱年龄和基于星系团色星等图（CMD）的年龄之间的一致性只有在使用观测的LF而不是理论的LF时才能实现，这要么不包括AGB星（Salaris），要么低估了星团中亮巨星的总数（Padova）。经校正后，CMD与光谱年龄（H γ和H β）基本一致：Salaris等时线年龄为11--12 Gyr，Padova约为13 Gyr。模型年龄之间的差异是由于在Salaris模型中包含原子扩散。以前较旧的光谱年龄是由于低估了红巨星的数量和/或使用忽视He扩散和α增强效应的等时线。如果亮巨星LF存在于当前的超太阳金属丰度模型中，那么类似的低估将导致从这些模型推断的椭圆星系的光谱年龄过高约30%。
2002-07-30 astro-ph
Massive Stars as Cosmic Engines through the Ages
简要介绍了模型物理学中的一些有用的发展，然后是化学富集和WR星的模型结果。我们讨论了WR星的期望自转速度。我们强调，（C+O）/He比是一个更好的化学指标的演化WC星比的C/He比。无论有无自转，在给定的光度下，在金属丰度Z较低的区域，（C+O）/He比值应该较高。对于给定的（C+O）/He比值，低Z区的WC星具有较高的光度。WO星，这可能是超新星SNIc和一些伽玛暴的祖先，应该优先被发现在低Z的地区，是非常高的初始质量的后代。最后，我们强调大质量旋转低Z星也可能经历重质量损失的物理原因
2008-01-30 astro-ph
47 Tuc: The Spectroscopic Versus CMD Age Discrepancy
本文研究了基于积分光谱的恒星星族合成模型获得古老恒星系统可靠年龄的问题。特别是，我们解决了大年龄的球状星团47 Tuc，这是在其颜色星等图（CMD）的年龄不一致。使用一个新的年龄指标，Hgamma_sigma<130，这是特别有效地打破年龄和金属丰度之间的简并性，我们确认光谱年龄和CMD年龄47 Tuc之间的差异，因为光谱年龄要老得多。星云发射似乎不太可能是一个来源，为削弱所观察到的巴耳末线。然后，我们探讨了一些关键参数影响的温度关闭恒星，这是主要的贡献者的老金属丰富的恒星星族的巴耳末线。我们发现，α-增强等时线与原子扩散包括不仅提供了一个很好的适合CMD的47 Tuc，但也导致光谱年龄更好地符合CMD年龄。
2000-11-07 astro-ph
{Chemo-spectrophotometric evolution of spiral galaxies: IV. Star formation efficiency and effective ages of spirals
利用大量均匀的本地星系数据样本，研究了正常旋涡星系的恒星形成历史。在我们的分析中，我们利用化学和分光光度星系演化的详细模型，在银河系圆盘上校准。我们发现，恒星形成的效率是独立的星系质量，而大规模的磁盘，平均而言，较低的气体分数和红比低质量的同行放在一起，这些研究结果令人信服地表明，大规模的螺旋比低质量的老。我们评估我们的样本的星系的有效年龄，我们发现，大规模的螺旋必须是几个陀螺仪比低质量的老。我们还表明，这些星系（旋转速度在80-400 km/s范围内）不可能遭受大规模的质量损失，即它们在其一生中不可能失去比它们目前的气体+恒星含量大得多的质量。
2000-09-14 astro-ph
Astrochemical confirmation of the rapid evolution of massive YSOs and explanation for the inferred ages of hot cores
目标。了解大质量年轻恒星（YSO）包层上的陷落和原恒星演化的作用。方法.追踪了气体和尘埃的化学演化过程，包括气体和尘埃的沉降和真实来源演化。温度是自洽确定的。这两个广告/解吸冰使用最近的实验室温度程序解吸测量。结果所观察到的水丰度跳跃近100 K的再现蒸发前向外移动的光度增加。离子-分子反应在100 K以下产生水。源的年龄被限制为自YSO形成以来的t8 +/-4x10^4年。结果表明，热核的化学年龄在约10^3 - 10^4年之间，而热核的消失在约10^5年的时间尺度上，这是动力包层中的陨坑和原恒星演化的自然结果。~ 350 AU的动力学结构（例如圆盘）应该包含大部分复杂的第二代物种。假定的解吸动力学顺序不影响这些结果。
2006-05-15 astro-ph
Ages, Metallicities, and [alpha/Fe] ratios of globular clusters in NGC 147, NGC 185, and NGC 205
本文对NGC 147、NGC 185和NGC 205中的16个球状星团（GC）以及NGC 185和NGC 205中弥漫星系光的中心区域进行了年龄、金属丰度和[α/Fe]比的测量。我们的研究结果是基于俄罗斯科学院6米望远镜的SCORPIO多缝摄谱仪获得的光谱。我们包括在我们的分析高品质的HST/WFPC 2测光的个别恒星在所研究的GC调查其水平分支（HB）形态的光谱分析的影响。我们所有的样品GC似乎都是旧的（T>8 Gyr）和贫金属（[Z/H] <~ -1.1），NGC 205中的球状星团哈勃V除外（T=1.2+/-0.6 Gyr，[Z/H]=-0.6+/-0.2），NGC 205中的哈勃VI（T=4+/-2 Gyr，[Z/H]=-0.8+/-0.2），以及NGC 185中的FJJVII（T=7+/-3 Gyr，[Z/H]=-0.8+/-0.2）。我们的GC样本的大部分太阳[α/Fe]增强，在M31和银河系的GC的晕人口。我们的样本GC的HB形态遵循与年轻的晕星系球状星团相同的金属丰度行为。我们表明，这是不可能的，他们偏置我们的光谱年龄估计的基础上的巴耳末吸收线指数。NGC 205和NGC 185中心区的光谱年龄和金属丰度与色星等图结果一致。这些星系中的中心场恒星星族与它们最中心的GC（NGC 205中的哈勃V和NGC 185中的FJJIII）的年龄大致相同，但比中心的球状星团更富含…
2006-08-10 astro-ph
The ages of L dwarfs
我们提出了一种新的方法来推导年轻的（<0.7 Gyr）L型矮星的年龄的基础上，他们的近红外测光，颜色和距离。该方法是基于L矮星的样本属于上斯科协会（500万年），阿尔法每（8500万年）和昴星团（12500万年），大熊座（40000万年）和毕宿星（62500万年）移动集团。我们将我们的方法应用到一些有趣的对象在文献中，包括一个已知的L矮二进制，L矮同伴，年轻的猎户座σ星系团和光谱成员。
2008-01-18 astro-ph
Spectroscopic analysis of southern B and Be stars
通过对141颗南半球B型星（其中114颗已知表现出Be现象）的光谱监测，可以从谱线和等效宽度两个方面估算出它们的投影自转速度、有效温度和超重力。恒星的年龄、质量和辐射热光度都是从内部结构模型推导出来的。在不考虑重力暗化效应的情况下，我们注意到Be现象发生在主序相的后期。
2006-06-07 astro-ph
Dark energy and neutrino mass constraints from weak lensing, supernova, and relative galaxy ages
我们利用现有的弱透镜数据来约束暗能量$w$的物态方程和大质量中微子$\sum m_ν$的总质量。如果仅使用当前的弱透镜数据，则对$w$的约束将是弱的。通过加入Ia型超新星、重子声学振荡和由相对星系年龄导出的高红移哈勃参数数据$H(z)$等观测数据，打破了简并性，结果得到了明显改善。对于不含大质量中微子的纯$w$ CDM模型，我们得到了$w=-1.00^{+0.10}_{-0.12}$ .对于含有大质量中微子分量的$w$ CDM模型，我们证明了对$w$的约束几乎不变，$w$和$\sum m_ν$之间的简并很小.在对其他参数进行边缘化后，我们得到了$\sum m_ν$的概率分布函数，并发现在95.5%的置信水平下，组合数据集的上限为$\sum m_ν \leq 0.8$ eV。我们的$w$和$\sum m_ν$的约束都是兼容的，并从WMAP 5年的数据得到的约束可比。
2008-10-20 astro-ph
Spectroscopic Analyses of Massive Blue Stars (Galactic or Extragalactic)
本文通过对大质量恒星光谱的分析，综述了近年来大质量恒星研究的进展。简要讨论了模型大气和分析方法的改进。在本星系群中的恒星所获得的结果进行了比较，并概述了不同的开放性问题，如OB星的温度标度，风动量-光度关系或恒星自转的现状。
2007-04-26 astro-ph
A very massive spectroscopic binary in the LH 54 OB association in the LMC
我们宣布在LMC的LH 54 OB星协中发现了一颗新的早型双线分光双星。我们提出了一个V光变曲线和径向速度。我们研究了该系统的可能配置，得出的结论是，它可能包含目前测量到的质量最大的恒星，质量（太阳单位）为100，而它的同伴大约有50。
2002-06-24 astro-ph
Spectroscopic studies of star forming regions
本文回顾了Konkoly天文台近二十年来对恒星形成区的研究结果。这些研究涉及确定恒星形成暗云的距离，寻找候选的主序前恒星，以及通过光谱跟踪观测确定候选恒星的质量和年龄。这些结果扩大了我们银河系环境中被充分研究的恒星形成区域的名单。通过这种方式获得的数据可能是有用的，在解决几个悬而未决的问题有关的星系恒星形成过程。
2006-12-14 astro-ph
Young Star Clusters: Metallicities, Ages, and Masses
本文综述了相互作用星系中年轻星团（{ \bf YSC}）系统的观测，特别着重于它们的光度函数（{ \bf LF}）和色分布。一些光谱丰度测量是可用的。它们将与螺旋星系模型的YSC丰度预测进行比较。进化合成模型允许基于它们的宽带颜色推导出单个YSC的年龄。通过单个YSC年龄，模型预测了YSC系统未来的颜色和光度演化，这些系统将在哈勃时间之后与旧球状星团（{ \bf GC}）系统的观测结果进行比较。使用模型M/L比作为年龄的函数，可以估计YSC质量。年轻系统中的年龄扩散效应可以导致LF的形状与基础质量函数的形状有很大不同。不确定性的主要来源是金属丰度、尘埃红化和观测颜色的不确定性。
2000-03-28 astro-ph
Ages of S0 and elliptical galaxies in the Coma cluster
用一种新的光谱样品研究了后发座星系团中52个椭圆星系和S 0星系的恒星星族年龄。超过40%的S 0在过去的5个Gyr中在其中心区域经历了最近的恒星形成，而在椭圆星系中没有这种活动。该样本中的星系的绝对星等范围为-20.5 < M_B <-17.5，在光度较暗时，具有新近恒星形成的S 0星系比例较高。观察到的光度范围的S 0星系与最近的恒星形成活动的迹象是一致的，他们是典型的恒星形成的螺旋在中等红移的恒星形成已停止作为一个结果的密集的环境的后代。
2001-08-13 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 Relative Ages of the Globular Cluster Subpopulations in M87
利用HST星载WFPC 2的Stroemgren测光资料，测定了室女座巨椭圆星系M87（NGC 4486）中球状星团（GC）亚群的相对年龄。使用各种人口合成模型，并假设GC质量在营业额的光度函数是相同的两个子群，微分年龄已确定从观测到的大小在营业额的球状星团的光度函数和每个子群的平均颜色。我们测量两个亚群之间的年龄差异为0.2 +/- 1.5（系统）+/- 2（随机）Gyr，在这个意义上，蓝色GC是正式的年龄较大。因此，在我们的测量误差范围内，这两个亚群被发现是同时代的。结合以前的光谱年龄测定M87 GC，我们的结果有利于图片中，与这个星系的GC形成在高红移，并在一个时期内的几个陀螺仪。
2002-07-31 astro-ph
Stellar Seismology, Stellar Ages and the Cosmological Constant
太阳地震学使得我们能够精确测量太阳的静态和动态结构。在不久的将来，对不同年龄和质量的类太阳恒星的地震学，必然受到低l-模式的角分辨率的限制，将允许研究恒星在不同演化阶段的内部结构。这些研究不仅将检验恒星演化理论，而且还可以根据恒星核心的氦含量确定恒星的年龄。这样的观测可以从太空进行光度测量，也可以从地面进行光谱测量。我们概述了地面计划。通过将附近恒星的外部性质与它们的内部性质联系起来，将有可能将局部研究扩展到遥远的疏散星团和球状星团，从而根据许多恒星获得宇宙的年龄。年龄、密度参数Ω和哈勃常数的组合将允许对宇宙学常数施加强限制。
2001-09-25 astro-ph
Exploring the cosmic dark ages with the next generation of space and ground-based facilities
本文回顾了我们目前对宇宙再电离过程的理解，特别是那些由大质量恒星的紫外辐射引起的再电离模型。在回顾了零金属丰度恒星的预期性质之后，我讨论了原始HII区域的性质及其可观测性。
2002-08-29 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 Clusters AgeS Experiment (CASE). II. The Eclipsing Blue Straggler OGLEGC-228 in the Globular Cluster 47 Tuc
我们使用测光和光谱观测的食双星OGLEGC-228（V228），以获得质量，半径和光度的组成恒星。根据测量的系统速度、自行和距离，该系统是球状星团47 Tuc的蓝离散成员。我们的分析表明，V228是一个半分离的大陵五。对于较热和较亮的主成分，我们得到M=1.512 +/- 0.022 Msun，R=1.357 +/- 0.019 Rsun，L=7.02 +/- 0.050 Lsun;对于Roche瓣填充次级，我们得到M=0.200 +/- 0.007 Msun，R=1.238 +/- 0.013 Rsun，L=1.57 +/- 0.09 Lsun。
2007-04-26 astro-ph
Ages and metallicities of circumnuclear star formation regions from Gemini IFU observations
目的：本文计算了旋涡星系NGC 6951和NGC 1097的环核恒星形成区的年龄和金属丰度，并探讨了这些区域的发射谱线相当低的原因。研究方法：我们使用Gemini GMOS-IFU获得的光学二维光谱数据和光电离模型网格来推导CNSFR的金属丰度和年龄。结果如下：我们发现恒星形成率在0.002-0.14 Msun/yr范围内，氧丰度为12+log（O/H）~8.8 dex，类似于位于银盘内部区域的大多数富金属星云。结论：我们的结论是，在CNSFR中观察到的非常低的发射线等效宽度是由连续谱的“污染”造成的，污染是由（1）底层凸起连续谱的贡献与（2）CNSFR中以前恒星形成的贡献相结合造成的。
2008-02-14 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
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 formation epoch of massive ellipticals, as traced by radio galaxies
我回顾了目前的状态正在进行的调查恒星和动力学年龄的最古老的已知星系的红移大于1。光谱数据，当与一系列最近的演化合成模型的预测相比，继续表明，最古老的星系在z = 1.5已经至少3 Gyr老。此外，与新的模型，包括化学演化的比较表明，这一结果可能是不太敏感的假设金属丰度比以前怀疑。因此，这样的年龄应该被严肃地视为对星系形成理论和宇宙学模型的限制。动态这些对象也出现很好的发展，他们显示Vaucouleurs表面亮度轮廓，我证明了他们的HST派生的形态参数将它们放置在相同的Kormendy关系的z = 1 3CR星系。最后，我认为这些中间红移对象的年龄在我们最近完成的水下呼吸器的无线电星系调查的范围内的红移z = 1 - 4。这些数据表明，射电星系中恒星形成的主要时期位于z = 4，这一结果自然符合开放宇宙中z = 1.5的最古老星系的年龄。
1999-12-17 astro-ph
Spectroscopic analysis of newborn massive stars in SMC N81
我们提出的第一个结果，年轻的大质量恒星的光谱研究在SMC高激发团块N81。这些恒星的Mv值比正常的矮星小2等。它们的紫外STIS光谱揭示了O型星的典型特征，但令人惊讶的是，风的成分很弱。用CMFGEN代码（Hillier & Miller 1998）对这些大气层进行的初步建模表明，质量损失率为10 e-9 Mdot/yr。如果得到证实，这种弱风可能表明在低光度时风-动量光度关系的破裂，或者在低金属丰度时这种关系的斜率更陡。
2003-01-22 astro-ph
Spectroscopic companions of very young brown dwarfs
我在这里回顾了第一次RV调查的光谱同伴非常年轻的棕矮星（BD）和（非常）低质量的恒星在柴星形成云与UVES在VLT的结果。这一调查研究了尚未探索的领域中的双星分数，不仅在初级质量（亚恒星区域）和年龄（几百万年）方面，而且在伴星质量（敏感到行星质量）和分离（< 1 AU）方面。到目前为止获得的UVES光谱暗示，在一个BD和一个低质量恒星（M4.5）周围有几个木星质量的光谱同伴，其轨道周期至少为几个月。此外，数据表明，与现场BD和恒星双星的周期< 100天的多重性分数一致。
2005-12-13 astro-ph
The Clusters AgeS Experiment (CASE). III. Analysis of the Eccentric Eclipsing Binary V32 in the Globular Cluster NGC 6397
本文介绍了位于球状星团NGC 6397中心区域的食双星V32的光谱和光度观测结果。该变星是一颗单线光谱双星，轨道周期为9.8783d，离心率为e=0.32。其系统速度（γ =20.7 km/s）和金属丰度（[Fe/H] -1.9）均符合星系团成员资格。双星的主成分位于星系团颜色-星等图上主序关闭的顶部。在光变曲线上只能观察到一次浅的主食。根据年龄为12 Gyr的恒星模型和由径向速度曲线导出的质量函数，我们估算出该恒星的质量为M_p=0.79 Msun，M_s=0.23 Msun。当半径R_p=1.569 Rsun，R_s=0.236 Rsun，系统倾角i=85.44 °时，可再现V32的光变曲线。系统的几何形状排除了观测二次日食的可能性。大偏心率的轨道是令人困惑的，因为对于贫金属的晕双星，从圆形到偏心轨道的过渡发生在大约20天的轨道周期。我们假设V32的轨道在相对较近的时间内由于与其他星团恒星的动力学相互作用而发生了变化，另一种解释是该系统中存在第三个天体。
2008-04-28 astro-ph
First spectroscopic evidence for carbon stars outside the Local Group: properties of a massive star cluster in NGC 7252
我们目前的近红外光谱的大规模的中间年龄星团W3合并残留星系NGC 7252，获得与NTT望远镜。这个星团的年龄是恒星星族的综合近红外特性由冷而亮的AGB星主导的。我们将这些数据与新的演化合成模型的瞬时curst模型预测进行了比较，这些模型包括：（1）通过TP-AGB计算低质量和中等质量恒星的演化，以及初始质量和金属丰度依赖的碳星形成;（2）来自一个新的恒星库的光谱数据，不同的富氧TPAGB星和碳星。数据与模型的比较清楚地表明，碳星是存在的：这是第一次，碳星的光谱特征直接在本星系群之外被探测到。
2002-05-30 astro-ph
A Probable z~7 Galaxy Strongly Lensed by the Rich Cluster Abell 2218: Exploring the Dark Ages
我们讨论了一个非常微弱的trimester成像星系的观测特性，揭示了深z波段ACS观测的透镜星系团A2218。一个约束良好的质量模型，结合了最近的凯克光谱活动的结果，表明三重系统是通过在高放大倍数（~x25）下观察z>6的源产生的。来自HST和Keck的光学和红外测光证实了透镜效应假说，并表明在9250- 9850 A范围内的光谱能量分布中存在显著的不连续性。如果这个破缺与中性氢的Gunn-Peterson吸收有关，则推断出6.6 <z<7.1。使用光学和红外光谱仪进行的深凯克光谱未能揭示该区域中任何突出的发射线。然而，一个红外恒星连续谱被检测到，其下降到9800埃以下，表明光谱红移为z~7。无论精确的红移如何，这个源都非常紧凑（<1 kpc）和暗淡（z=28.0），但正在以大约2.6 Mo/yr的速度进行蓬勃的恒星形成。一个有趣的属性是陡峭的斜率的紫外线连续暗示的测光，这可能表明该源是代表早期人口的星系负责宇宙再电离。这些结果的独立验证是非常可取的，但我们的尝试突出了用现有设施研究这些来源的困难，以及将可观测宇宙的边界推回到z~6.5以外所面临的挑战。
2004-02-12 astro-ph
Analysis of a Very Massive DA White Dwarf via the Trigonometric Parallax and Spectroscopic Methods
通过两种不同的方法，我们证明了LHS 4033是一个质量极大的白矮星，接近其可能的质量上限，不稳定的电子捕获破坏。从本文报道的精确三角视差中，有效温度（T= 10，900 K）和恒星半径（R=0.00368 R_sun）直接由宽带光谱能量分布确定--视差法。有效温度和表面重力也估计独立于所观察到的巴耳末线轮廓与纯氢模型大气-光谱法（T=10,760 K，log g=9.46）预测的那些同时拟合。LHS 4033的质量是根据适用于白矮星的理论质量-半径关系推导出来的。视差法得到的内部成分从纯镁到纯碳的质量估计值分别为1.310- 1.330 M_sun，而光谱法得到的核心成分相同的质量估计值为1.318- 1.335 M_sun。这颗恒星是质量最大的白矮星，这两种技术已经进行了有力的比较。
2003-12-22 astro-ph
Stellar Populations of Elliptical Galaxies in Virgo Cluster I. : The Data and Stellar Population Analysis
我们用高信噪比（S/N/A > 100）的光谱测定了室女星系团中椭圆星系的光谱年龄。我们用斯巴鲁望远镜观察到了8个星系，并将该样本与之前用WHT观察到的6个星系结合起来。为了确定它们的年龄，我们使用了一种基于Hgamma_sigma年龄指标的新方法，该方法几乎不受金属丰度的影响。除了年龄，我们还估计了各种元素的丰度。本文介绍了Hgamma_sigma方法的观测结果、数据处理和可靠性。这项研究的结果在一篇配套论文中介绍（Yamada等人，2006年）。
2005-11-04 astro-ph
Cluster AgeS Experiment: The Age and Distance of the Globular Cluster omega Centauri Determined from Observations of the Eclipsing Binary OGLEGC17
我们使用的质量，半径和光度的分离食双星OGLEGC 17来自光度和光谱观测计算的年龄和距离的球状星团欧米茄Cen。Girardi等人（2000年）的年龄与关闭质量和年龄与光度的关系产生了两个独立的年龄估计值，9.1<t<16.7 Gyr和12.9<t<18.5 Gyr。用红外线与表面亮度的关系导出的距离和距离模数为d =5385 ± 300 pc和（m-M）_V=14.06 ± 0.11。根据我们的红外表面亮度与颜色关系和Sekiguchi & Fukugita（2000）的Teff与B-V颜色关系得出的距离不一致约10%。通过更好地测量OGLEGC 17组分的质量，可以大大提高估计年龄和距离的准确性。
2000-12-23 astro-ph
