The impact of alpha/Fe enhanced stellar evolutionary tracks on the ages of elliptical galaxies
通过比较两组α/Fe增强模型，我们补充了我们对Lick吸收指数的α/Fe增强恒星星族模型的研究（Thomas et al. 2003）。在这两个模型中，由于α/Fe增强对Lick指数的影响是通过使用Tripicco & Bell（1995）的响应函数修改恒星吸收线强度来解释的。然而，一组模型使用太阳尺度，另一组使用阿尔法/铁增强的恒星演化轨迹。由于α/Fe增强径迹比太阳尺度径迹更热（Salasnich et al. 2000），相应的恒星星族模型具有稍弱的金属指数（即Mgb<Fe>等）。和更强的Balmer线指数（Hbeta）（Maraston等2003）。在这里，我们探讨定量的影响，这种影响的α/Fe比，金属丰度和年龄，推导出椭圆星系。我们发现，金属指数Mgb和平衡对方的适度减少<Fe>，这样完全一致的α/Fe比来自恒星系统使用α/Fe增强模型与太阳尺度或α/Fe增强恒星轨道。金属指数的降低和H β的增加以同样获得一致的金属丰度的方式相关联。相反，推导出的年龄有很大的不同。列入α/铁增强恒星轨道导致推导年龄高达30 Gyr的椭圆星系。对于同样的物体，如果采用使用太阳尺度轨道的α/Fe增强模型，则得到的年龄不超过15 Gyr。这可能表明，目前的恒星演化模型高估了恒星演化轨迹的蓝化，由于α/Fe增强的化学混合物在超太阳金属丰度。
2003-02-04 astro-ph
Measuring Ages and Elemental Abundances from Unresolved Stellar Populations: Fe, Mg, C, N, and Ca
本文提出了一种从未分辨恒星星族的中分辨率光谱测定Fe、Mg、C、N和Ca的平均轻重量年龄和丰度的方法。该方法由Schiavon（2007）首创，在一个名为EZ_Ages的公开代码中实现。的方法和误差估计进行了说明，并测试结果的准确性和一致性，通过应用程序集成的光谱著名的银河系球状星团和疏散星团。综合光分析的年龄和丰度与大多数星团的解析恒星研究一致，在+/-0.1 dex范围内，几乎所有情况下都在+/-0.2 dex范围内。结果对于在+/-0.1 dex内拟合中使用的Lick指数的选择是稳健的，除了一些明确分类的系统偏差。通过与详细的蒙特卡罗模拟的比较，我们的误差估计的现实主义检查。最后，我们将EZ_Ages应用于Thomas等人（2005）提出的星系样本，并将我们推导的年龄值，[Fe/H]和[alpha/Fe]与它们的分析进行比较。我们发现，[α/Fe]是非常一致的两个分析之间，年龄是一致的老（年龄> 10 Gyr）人口，但在年轻的年龄显示适度的系统性差异，和[Fe/H]是相当一致的，与年龄系统学相关的小系统性差异。总的来说，EZ_Ages提供了准确的估计的基本参数，从中分辨率光谱的未解决的恒星星族在旧的和中间的年龄制度，第一次允许定量估计的C，N和Ca的丰度在这些未解决的系统。EZ_Ages代码可从http://www.ucolick.org/~graves/EZ_Ages.ht…
2008-03-10 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
The quasar epoch and the stellar ages of early-type galaxies
我们研究了类星体与早型星系的恒星星族一起形成的假说。这一假说与星族合成模型中早型星系的恒星年龄、黑洞质量与球核速度色散的关系以及Sloan数字巡天的速度色散分布相结合，完全确定了超大质量黑洞的宇宙吸积历史和特征光度的红移演化。另一方面，类星体光度函数的精确形状取决于类星体的光变曲线，在光学上，但在X射线上，取决于活动星系核周围尘埃的覆盖因子。我们发现一组合理的假设，超大质量黑洞和椭圆星系的同时代的形成与观测到的B波段和X射线光度函数的类星体是很好的协议。
2003-05-16 astro-ph
An optimized H_βindex for disentangling stellar population ages
我们定义了一个新的H_β吸收指数定义H $_{β_o}$，并将其优化为老、中年龄恒星星族的年龄指标。而不是使用恒星光谱，为此目的，我们采用了一个图书馆的恒星星族SED的不同年龄和金属丰度在中等高的光谱分辨率。H $_{β_o}$为我们提供了提高影响标准Hbeta Lick指数定义的年龄-金属度简并性的能力。新的指数，这也已针对光子噪声和速度色散进行了优化，充分的特点与波长漂移，光谱形状，尘埃消光和[α/Fe]丰度比的影响。H_β需要与通常用于测量标准HbetaLick指数定义的光谱相似的光谱。为了说明H $_{β_o}$作为年龄指标的用途和能力，我们将其应用于银河系球状星团和一个精心挑选的样本的早期类型的星系，覆盖范围很广的质量。这里显示的结果对于应用该指数和理解所涉及的不确定性特别有用。
2008-10-17 astro-ph
Spitzer IRAC confirmation of z_850-dropout galaxies in the Hubble Ultra Deep Field: stellar masses and ages at z~7
使用斯皮策IRAC中红外成像从伟大的天文台起源深调查，我们研究z_850辍学源在哈勃超深场。在仔细地从前景源中去除污染通量之后，我们清楚地检测到在3.6微米和4.5微米处的两个z_850漏失，而另外两个漏失被边缘检测到。中红外线通量强有力地支持了它们作为z~7星系的解释，当时宇宙只有7.5亿岁。IRAC的观测使我们第一次能够限制最高红移星系的静止坐标系光学颜色、恒星质量和年龄。用光谱能量分布拟合恒星星族模型，我们发现光度红移范围为6.7-7.4，静止坐标系色U-V=0.2-0.4，V带光度L_V=0.6-3 × 10^10 L_sun，恒星质量1-10 × 10^9 M_sun，恒星年龄50-200 Myr，恒星形成速率高达~25 M_sun/yr，低红化A_V<0.4。总的来说，z=7的星系看起来比z=2-3的莱曼破裂星系或遥远红星系的质量和演化要小得多，但与最近发现的z=5-6的系统相当相似。从z=7的样本中推断出的恒星质量密度为rho* = 1.6^{+1.6}_{-0.8} x 10^6 M_sun Mpc^-3（至0.3 L*（z=3）），这与最近的宇宙学流体动力学模拟明显一致，但我们注意到，不完整性和样本方差可能会带来更大的不确定性。这两个最大质量星系的年龄表明它们形成于z>8的宇宙再电离时期，但从它们的恒星质量和年龄得出的恒星形成率密度几乎不足以使宇宙再电离。对这种缺…
2006-08-21 astro-ph
The stellar populations of the bluest low surface brightness galaxies
利用光学/近红外宽带测光与Halpha发射线数据，我们试图限制恒星形成的历史，年龄，恒星总质量和恒星的质量-光比的一个样本的极蓝色低表面亮度星系。我们发现，在标准的假设下，恒星的初始质量函数，这些对象的Halpha等效宽度出现不一致，最近提出的方案，包括恒定或增加恒星形成率在宇宙学的时间尺度。在一个关键的评估的前景，获得年龄从综合宽带测光，我们的结论是，即使与近红外数据，年龄是不好的约束，目前的观测不能排除的可能性，这些对象最近形成的1-2 Gyr前。可能会提高年龄估计的方法进行了讨论。这些星系的恒星质量被推断为低于10^10太阳质量。这一点，再加上较低的年龄，可能会给当前的星系形成分层模型带来问题，该模型预测这种质量的天体主要在宇宙历史的早期形成。证明了使用最蓝的低表面亮度星系的年龄作为这种模型的测试的可能性。
2005-02-16 astro-ph
The promise of Gaia and how it will influence stellar ages
盖亚空间项目计划于2011年发射，是欧空局的一项重要任务，将为大约10亿颗亮度大于V=20的恒星提供高质量的天体测量、光度测量和光谱数据。这将使几个最基本的天体物理学问题的信息和知识达到前所未有的水平，例如银河系的测绘，恒星物理学（分类和参数化），银河系运动学和动力学，研究本星系群中分辨的恒星星族，宇宙的距离尺度和年龄，暗物质分布（潜在的示踪剂），参考系（类星体，天体测量学），行星探测，基础物理学，太阳物理学，太阳系科学。我将介绍该仪器及其主要特征，并讨论一些具体的科学案例，其中盖亚数据有望在本次研讨会的范围内做出根本性的改进。
2008-12-12 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
Stellar Forensics II: Millisecond Pulsar Binaries
本文利用文[1]中描述的模型网格，分析了那些秒级已被光学研究过的毫秒脉冲双星。特别是，我们发现这些二元系统的冷却年龄范围从$< 1 \rm Gyr$到$\sim \rm 15 Gyr$。冷却年龄和特征自旋下降年龄的比较，使我们能够限制初始自旋周期和自旋的历史，为个别系统，表明至少有一些毫秒的恒星有亚爱丁顿吸积率和长磁场衰减时间。
1997-08-29 astro-ph
Ages and Metallicities of Extragalactic Globular Clusters from Spectral and Photometric Fits of Stellar Population Synthesis Models
星系的光谱包含了大量关于组成恒星的年龄和金属丰度的相对混合信息。我们提出了一个全面的研究，旨在提取最大的信息，从光谱的数据质量典型的大型星系调查。利用Bruzual-Charlot 2003年的高分辨率简单恒星星族合成模型对M31和麦哲伦星云中101个球状星团的年龄和金属丰度进行了拟合测试。这些星团的年龄和金属丰度范围很广，从400万年到2000万年，[Fe/H]为-1.6 <+0.3。我们比较了模型拟合光谱和光度法的结果，发现在整个可用范围内（通常为350-1000 nm）拟合连续归一化（CN）光谱提供了最佳结果。对于年龄大于1 Gyr的簇，我们同意文献年龄为0.16 dex（35%）和[Fe/H]为0.12 dex。对于年轻的集群，我们同意文献年龄为0.3德克斯（63%），但不能限制金属丰度。特别重要的是，使用整个CN光谱，以避免年轻天体的模型连续性问题，并打破宽带测光的年龄-金属丰度简并。在5-25埃的光谱分辨率上，我们要求的S/N = 15-30（20%的年龄不确定度）和30-55（10%的不确定度）。这种技术应该很好地工作的年龄金属丰度参数空间预期的早期类型的星系在z~1，虽然个别星系光谱S/N可能需要coaddition的几个类似的对象。
2006-10-09 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
Constraints on the equation of state of dark energy and the Hubble constant from stellar ages and the CMB
我们把严格的约束的红移平均，有效值的状态方程的暗能量，w，只使用银河系恒星的绝对年龄和所观察到的位置的第一个峰值的角功率谱的CMB。我们发现w<-0.8 at the 68% confidence level. If we further consider that w >-1，这个发现表明，在我们的不确定性，暗能量是无法区分的经典真空能量项。我们探测到最古老星系的年龄和它们的红移之间的相关性。这为通过计算宇宙中最古老星系的相对年龄作为红移dz/dt的函数来测量w（z）提供了可能性。通过计算SDSS星系在z~0处的dz/dt，我们证明了这是一个现实的可能性，并得到了哈勃常数的独立估计，H_0 = 69 \pm 12 km s-1 Mpc-1。z>0.2的星系数量很少，目前还不能精确地确定w（z），但表明年龄-红移关系与具有$w=-1$的标准LCDM宇宙一致。
2003-02-27 astro-ph
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
Metallicities, relative ages and kinematics of stellar populations in omega Centauri
我们目前的结果，一个广泛的光谱调查的次巨星在恒星系统半人马座欧米茄。利用红外CaII三重线，我们推导出的金属丰度和径向速度超过250颗恒星属于不同的恒星星族的系统。我们发现最富金属的组分，异常的次巨星支（SGB-a），其金属丰度为[Fe/H] -0.6，与沿异常红巨星支（RGB-a）测定的结果完全一致。我们的分析表明，无论氦丰度的选择如何，该组分和系统中其他金属中间态（-1.4 < [Fe/H] < -1.0）恒星星族的年龄都与2 Gyr以内的贫金属族的年龄相当。这些结果施加了严格的限制，这个恒星系统的浓缩过程的时间尺度，排除了延长恒星形成期的可能性。整个样品的径向速度分析表明，只有金属中间种群的运动学比其他冷却器。
2005-09-05 astro-ph
How binary interactions affect spectral stellar population synthesis
单星恒星星族（ssSSP）模型是研究恒星星族的常用模型。然而，超过50%的恒星是双星，并且与单星的演化方式不同。这表明，在模拟星系和星团的恒星星族时，应考虑双星相互作用的影响。利用快速光谱恒星星族合成（RPS）模型，详细研究了双星相互作用对恒星星族Lick指数和颜色的影响，以及对恒星年龄和金属丰度的测定。结果表明，二元相互作用使恒星星族的亮度降低，颜色变蓝，具有较大的年龄敏感的Lick指数（Hbeta）和较小的金属敏感指数（例如，Mgb、Fe 5270和Fe 5335）与ssSSP相比。它还表明，当ssSSP模型用于确定恒星星族的年龄和金属丰度时，将获得较低的年龄或金属丰度，采用两个线指数（H β和[MgFe]）和两种颜色（例如，u-R和R-K）。本文给出了由ssSSP得到的恒星布居参数与由双星恒星星族（bsSSP）得到的恒星布居参数之间的关系。这可以帮助我们得到一些绝对值的恒星人口参数，是有用的绝对研究。然而，它被发现，相对光度加权恒星年龄和金属丰度通过ssSSP和bsSSP是相似的。这表明ssSSP可以用于大多数恒星星族的研究，除了在一些特殊情况下。
2008-05-20 astro-ph
The ages, metallicities and star formation histories of early-type galaxies in SDSS
我们利用从斯隆数字巡天中选出的~ 22，000个早型星系的光谱来推断这些星系的年龄、金属丰度和恒星形成历史。我们发现了“缩小”的明显证据，即具有较大速度色散的星系具有较老的恒星星族。特别是，大多数速度色散超过200 km s-1的早型星系在红移z > 2.5时形成了它们当前恒星质量的90%以上。因此，恒星的形成在这个红移附近受到抑制。我们还表明，化学富集是迅速的，持续1-2 Gyr，并找到证据，[Fe/H]是太阳下。我们通过比较三种不同的方法研究了这些结果的鲁棒性：（i）使用Lick吸收线指数;（ii）将单爆发恒星星族模型拟合到整个光谱（线+连续）;以及（iii）在多个年龄箱中重建恒星形成和金属丰度历史，提供了一种测量质量加权年龄和金属丰度的方法。我们发现，这三种方法计算的光度加权年龄和金属丰度之间有很好的协议。
2006-10-25 astro-ph
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
Hot Stars in Old Stellar Populations: A Continuing Need for Intermediate Ages
我们研究了后发座星系团核心早期星系中少量热的、古老的、贫金属的星光对推断出的恒星星族的影响。我们发现，所需的校正的巴耳末和金属吸收线强度的老，贫金属恒星不会显着影响推断年龄的恒星星族时，β强度是大的。因此，仍然需要中年人口来解释早期星系中增强的巴耳末线强度。这使我们对这些物体的年龄估计增加了信心。然而，对于巴耳末线强度较弱的星系，对应于非常古老的族群（t>10 Gyr），对热恒星的修正可能确实会改变推断的年龄，正如先前所建议的那样。最后，在对旧的、贫金属的星光进行任何校正之后，推断的金属丰度[Z/H]总是比没有校正的高，但是增强比[E/Fe]只会稍微加强。
2005-06-15 astro-ph
The ages and metallicities of galaxies in the local universe
我们从斯隆数字巡天数据发布2（SDSS DR 2）中获得了175，128个星系的星等有限样本的恒星金属丰度，轻量年龄和恒星质量。我们计算这些参数的中位似然估计使用一个大的图书馆的模型光谱在中高分辨率，涵盖了全面的恒星形成的历史。我们得到的约束条件是由五个光谱吸收功能，这是很好地再现了我们的人口合成模型的同时拟合。通过设计，这些约束仅微弱地依赖于α/Fe元素丰度比。我们的样本包括所有类型的星系，涵盖了恒星形成活动的全部范围，从休眠的早期类型到活跃的恒星形成星系。我们发现，在平均值，星系遵循一个序列的增加恒星金属丰度，年龄和恒星质量在增加4000 AA-断裂强度（D4000）。对于中等质量的星系，在固定的D4000更强的巴耳末吸收与更高的金属丰度和更年轻的年龄。我们研究恒星的金属丰度和年龄如何依赖于总星系恒星质量。低质量星系通常是年轻且贫金属的，而大质量星系则是年老且富金属的，在恒星质量范围3x10^9<M/Msun<3x10^10之间会有快速的过渡。无论是高浓度和低浓度的星系遵循这些关系，但有一个大的分散在恒星的金属量在固定的恒星质量，特别是对于低浓度的星系的中间质量。尽管有很大的散射，恒星金属丰度和恒星质量之间的关系类似于恒星形成星系的气相氧丰度和恒星质量之间的相关性。[删节]
2005-06-22 astro-ph
Ages, Distances, and the Initial Mass Functions of Stellar Clusters
我们提供了一个审查的年龄，距离和质量函数的疏散星团的几个主题的现状，特别强调照亮的不确定性领域。依巴谷已经获得了附近疏散星团的视差，其预期精度比以前要好得多。利用改进后的低质量恒星演化新理论模型，采用锂耗尽边界方法和等时线拟合，我们很快就能得到更好的星团和恒星形成区的年龄标度。随着光学和近红外相机的改进，我们现在才开始将疏散星团（如昂星团）的质量函数扩展到氢燃烧质量极限以下的区域。与此同时，在恒星形成区域的观测原则上能够识别低至10个木星质量的物体。
2000-01-13 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
Stellar ages from asteroseismology
星震学为探测恒星内部提供了强有力的手段。振荡频率通过密度和声速剖面与恒星内部性质密切相关。由于这些与质量和演化状态紧密相关，我们可以通过比较恒星的振荡光谱与恒星模型的预测来确定恒星的年龄和质量。这样的比较受到我们在模拟特定恒星时所面临的问题（如全局参数和化学成分的不确定性）以及我们对恒星内部工作过程的误解（如可能导致核心混合并影响模型年龄的传输过程）的影响。对于那些观测提供了精确和大量振荡频率以及精确的全局参数和额外信息（如恒星在双星系统中的半径或质量，干涉半径或平均密度，如果恒星是系外行星宿主）的恒星，我们也可以期望更好地限制恒星结构的物理描述，并获得更可靠的年龄估计。在对恒星脉动进行调查之后，我们提出了一些可以用来推断恒星年龄的地震诊断方法及其局限性。然后，我们说明了星震学的能力，仔细检查恒星内部的基础上的一些小问题。在今后几年中，预计将利用地面设备（HARPS、CORALIE、ERADIE、UVES、UCLES、SIAMOIS、SONG）或空间设备（MOST、CoRoT、WIRE、Kepler、PLATO）进行广泛的非常精确的测光或光谱观测。这将大大扩大有资格进行星震年龄测定的恒星样本，并应允许以10-20%的准确度估计单个恒星的年龄。
2008-11-18 astro-ph
Strong Balmer lines in old stellar populations: No need for young ages in ellipticals?
将简单恒星星族（SSP）模型与观测到的谱线强度进行比较，通常提供了一种打破椭圆星系年龄-金属丰度简并的工具。由于观测到的巴耳末线强度范围很广，椭圆星系被解释为在年龄上表现出明显的分散性。在本文中，我们分析复合恒星星族模型与一个简单的混合旧的金属丰富和旧的金属贫乏的组成部分。我们表明，这些模型同时产生强的巴耳末线和强金属线，而不调用一个年轻的人口。这一结果的关键是，我们的模型是基于SSPs，更好地匹配急剧增加的金属贫球状星团比文献中的模型。因此，在星系团和光场椭圆星系中观察到的H β散射可以用老恒星星族的金属丰度分布来解释。我们检查我们的模型相对于所谓的G-矮问题的椭圆。对于一个星系子样本覆盖了大范围的UV-V颜色，我们证明，除了一个旧的金属贫子组件不会使其他观测约束，如颜色和通量在中紫外线。
2000-04-11 astro-ph
Stellar abundances and ages for metal-rich Milky Way globular clusters - Stellar parameters and elemental abundances for 9 HB stars in NGC6352
富含金属的球状星团为我们银河系的形成提供了重要的线索。此外，同样重要的是，它们是推导河外富含金属的恒星星族性质的非常重要的校准器。尽管如此，在银河系中只有少数富含金属的球状星团被用高分辨率的恒星光谱来研究，以获得元素丰度。本文给出了富金属球状星团NGC 6352中9颗HB星的元素丰度。元素丰度是基于高分辨率，高信号噪声光谱获得的VLT/UVES。元素丰度是使用标准LTE计算得出的。我们发现，NGC 6352的[Fe/H]=-0.55，相对于Fe，Ca、Si和Ti的α-元素增加到约+0.2 dex。对于铁峰元素，我们发现太阳值。基于光谱导出的恒星参数，我们发现E（B-V）=0.24和（m-M）大致等于14.05比标称值更好地拟合数据。调查的日志（gf）-值为合适的铁线导致我们的结论是，常用的修正可能等。（1974）数据不应被使用。注：只有后记正确再现了结果图表。
2008-10-27 astro-ph
Ages and metallicities of early-type galaxies in the SDSS: new insight into the physical origin of the colour-magnitude and the Mg2-sigmaV relations
我们利用最新的限制在斯隆数字巡天（SDSS）的早期型星系的年龄和金属丰度获得新的洞察到这些星系服从的两个基本关系的物理起源：颜色星等和Mg 2-sigmaV关系。我们的样本由26,003个星系组成，这些星系是根据它们的集中光分布从SDSS DR 2中选出的，我们以前已经推导出了恒星金属丰度、光加权年龄和恒星质量的中位似然估计。我们的分析提供了迄今为止最明确的证明，这两种关系主要是恒星质量的序列，以及总恒星金属丰度，α-元素-铁丰度比和轻重量年龄都随着质量沿两个关系增加。对于高质量的椭圆星系，年龄的离散度很小，与误差一致。在低质量端，有一条朝向年轻年龄的尾巴，它主导着固定质量下颜色和指数强度的分散。一个小的，但可检测的，内在的质量-金属丰度关系的散射也有助于在两个观测的标度关系的散射，即使在高质量。我们的研究结果表明，早型星系的化学成分与其动力学质量（包括恒星和暗物质）的关系比与恒星质量的关系更密切。在我们的样本中，恒星质量和动力学质量之间的比率似乎从质量最小的星系到质量最大的星系逐渐减小。
2006-06-07 astro-ph
Absolute Ages of Globular Clusters and the Age of the Universe
主序星熄灭光度是测定球状星团绝对年龄的最佳恒星“时钟”。这是因为人们通常认为主序星球状星团的亮度和寿命与恒星对流和大气的性质无关，而恒星对流和大气是恒星演化的两个领域，人们对此知之甚少。几个可能的来源，在这个恒星钟的错误进行了讨论，等时线构造使用各种不同的物理假设。最古老的球状星团的平均年龄确定从这些等时线，它被发现，在输入物理的不确定性，可以导致在派生年龄的$\pm 15\%$的变化。令人惊讶的是，最大的误差来源是对流的混合长度理论。众所周知，球状星团恒星的距离标度和化学成分的不确定性会导致绝对年龄测定中$\sim 22\%$级的变化。综合各种误差来源，发现最古老的球状星团的绝对年龄在11 - 21 Gyr之间。这意味着是一个总的理论范围。对于标准暴胀模型（$Ω= 1, Λ= 0$），宇宙的最小年龄为11 Gyr需要$H_o \la 60~\kmsmpc$。
1994-12-06 astro-ph
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
The Geneva-Copenhagen Survey of the Solar neighbourhood III. Improved distances, ages, and kinematics
太阳附近恒星的年龄、化学成分、速度矢量和银河系轨道是星系演化模型的基本检验数据。我们的目标是通过实施最近修订的依巴谷海平面图来提高日内瓦-哥本哈根调查数据的准确性。新的天体测量仪改进了GCS中12，506颗恒星的天体测量距离。我们还检查了GCS II量表的T_eff和[Fe/H]，发现没有必要改变。引入新的距离，我们重新计算了16,086颗恒星的M_V，以及13,520颗恒星的U，V，W和银河系轨道参数。我们还使用新的M_V值从GCS I-II中使用的Padova恒星演化模型中重新计算了恒星年龄，并将它们与Yale-Yonsei模型和Yaka-Regina模型的年龄进行了比较。最后，我们比较观察到的年龄-速度关系在W与三个模拟磁盘加热的情况下，显示数据的潜力。通过这些修订，GCS恒星的基本数据现在应该尽可能可靠。进一步的改进必须等待由角直径和通量的T_eff标度以及盖亚三角松弛的合并。我们讨论的条件，以提高计算恒星年龄从新的输入数据，并区分不同的磁盘加热的情况下，从数据集的大小和精度的GCS。
2008-11-24 astro-ph
E and S0 galaxies in the central part of the Coma cluster: Ages, metal abundances and dark matter
本文对后发座星系团中央64'x70'的115个E和S 0星系样本中的恒星星族的平均年龄和金属丰度进行了估算。这些估计是基于线指数Mg 2<Fe>和H β以及质光比（M/L）。Vazdekis等人的恒星星族模型被用于从测量参数转换为平均年龄，[Mg/H]和[Fe/H]。比较来自Mg 2-H β图和来自Mg 2-M/L图的年龄给出了暗物质分数变化的估计。平均年龄和丰度的分布表明，平均年龄和丰度都有实际的变化。我们发现[Mg/H]、[Fe/H]和[Mg/Fe]的内禀均方根散射为0.2 dex，导出年龄的内禀均方根散射为0.17 dex。星系的全球参数之间的标度关系（Mg 2-西格玛关系，<Fe>-西格玛关系，Hbeta-西格玛关系）的斜率是一致的，我们发现之间的关系的年龄，丰度和速度色散。基本面的斜率比根据年龄和丰度变化预测的要陡。由于平均年龄和平均丰度之间的相关性，年龄和丰度的实质性变化是可能的，同时保持低分散的所有比例关系。
1999-02-18 astro-ph
A new method to determine Globular Cluster ages
本文提出了一种计算球状星团（GC）恒星年龄的新方法，其精度比传统的等时线拟合方法提高了10倍。该方法依赖于精确的恒星演化轨迹和测光GC完整的主序，它是基于计数的恒星数量在两个不同的区域的CMD：红巨星分支和主序。我们将这种方法应用于球状星团M68，得到$(m-M)_V=15.3$的年龄为16.4 $\pm$ 0.2 Gyr。这种新方法将与距离模中的不确定性相关的误差减小了两倍，将由于混合长度参数的值的选择而引起的误差减小到几乎为零，并且将由于颜色- $T_{\rm eff}$变换而引起的误差减小到零。
1996-02-02 astro-ph
The Vertical Stellar Kinematics in Face-On Barred Galaxies: Estimating the Ages of Bars
为了详细研究棒星系垂直轴上的恒星运动学，我们在14个正面星系的样本中获得了棒星系长轴和短轴上的高信噪比光谱，并利用它们确定了视线恒星速度分布，参数化为Gauss-Hermite级数。有了这些数据，我们开发了一个诊断工具，允许一个区分最近形成和演变的酒吧，以及估计他们的年龄，假设酒吧形成在垂直薄盘，可识别的垂直速度分散σ_z的低值。通过棒不稳定盘星系的N体实现，我们也可以检查的时间尺度的过程中，给酒吧一个重要的垂直结构。我们发现，sigma_z在进化酒吧大约是100公里/秒左右，这转化为约1.4千秒差距的高度尺度，支持通过磁盘材料形成凸起的情况。此外，在我们的数值模拟中，即使在演化2 Gyr之后，棒的sigma_z值通常也小于50 Km/s，这表明一个缓慢的过程是使棒像我们观察到的那样垂直厚的原因。我们从理论上验证了，如果我们假设巨型分子云沿着棒的集中程度是圆盘其余部分的两倍，那么斯皮策-史瓦西机制能够定量地解释这些观察结果。
2005-04-28 astro-ph
The Ages of Elliptical Galaxies from Mid-Infrared Emission
椭圆星系的中红外（10-20 μ m）光度主要是由红巨星星周尘埃的综合辐射决定的。当一个单一的恒星星族演化时，红巨星的尘埃质量损失率会随时间而降低，因此中红外光度也会随恒星年龄而降低。为了寻求这样的相关性，我们已经使用档案ISO观测，以确定表面亮度配置文件和中心通量在15微米的17个早型星系的恒星年龄已确定的光谱指数。在15 μ m处的径向表面亮度分布一般遵循预期的恒星de Vaucouleurs轮廓。我们发现，表面亮度比mu_{15um} / mu_{I-band}是系统的年龄< 5 Gyrs的椭圆星系和星系，表现出最近合并的证据。在我们观察的准确性范围内，mu_{15um} / mu_{I-band}在年龄> 5岁时没有年龄依赖性。相应的流量比F_{15um} / F_{I-band}缩放到有效半径（R_e/8）的光圈内成正比的mu_{15um} / mu_{I-band}的比率在较大的星系半径，这表明没有检测到15 μ m的发射可见的光学图像中的中央尘埃云在我们的一些样本星系。在NGC 1316中，在非中心的大量尘埃和冷气云中观察到15微米的发射，NGC 1316是一个椭圆星系，被认为最近进行了合并。最近{ \it斯皮策太空望远镜}的数据也表明在8微米的PAH发射的存在。几个椭圆星系有15微米发射的扩展区域，在其他频率没有明显的对应物。
2004-12-03 astro-ph
Ages of Elliptical Galaxies: Single versus Multi Population Interpretation
本文提出了椭圆星系分光光度指数的新刻度，它是分光光度指数的函数，可以用来估计平均恒星星族年龄和金属丰度。这些校准是基于演化模型，包括一个两相星际介质，infall和银河wind.Free参数被固定，要求模型再现的平均趋势的数据在颜色星等图，以及在平面上的指数Hbeta-Mg 2和Mg 2-<Fe>。为了改善微弱椭圆（MB > -20）在Hba-Mg 2图中的位置，引入了缩小尺寸。应用我们的校准的一个样本的椭圆星系和比较来自单一的恒星星族模型的结果。我们的模型表明，平均人口年龄跨越7-12 Gyr的间隔，并与金属丰度，范围从大约一半到三倍太阳。
2007-08-17 astro-ph
