Search for associations containing young stars. III- Ages and Li abundances
我们的研究是SACY项目的后续研究，该项目是南半球的一项扩展调查，旨在寻找附近的年轻协会。9个协会或者是新确定的，或者是其成员名单得到了更好的界定。这些协会，与年龄之间的约600万年和7000万年，形成一个很好的样本，以研究在主序前（PMS）的演变中的锂耗尽。我们调查使用Li丰度作为一个独立的时钟来约束PMS的演变。我们计算了376名不同青年协会成员的LTE Li丰度。此外，我们还考虑了它们投射的恒星自转的影响。我们提出的锂耗尽作为年龄的函数在第一个亿年的第一次为最扩展的样本的锂丰度在年轻的恒星协会。在5000 ~ 3500 K温度范围内，这9个协变体所覆盖的年龄跨度内都可以测得明显的Li亏损。基于Li钟的年龄序列与等时线年龄一致，$ε$ Cha组合是唯一可能的例外。这些星协的锂消耗模式与年轻的疏散星团相似，这加强了这样一种观点，即这些松散的年轻星协的成员确实有一个共同的物理起源。观测到的锂丰度的分散阻碍了使用锂来确定个别恒星的可靠年龄。旋转速度高于20公里秒$^{-1}$似乎抑制锂耗尽。
2009-09-03 astro-ph.SR
Evryscope-South Survey of Upper- and Pre-main Sequence Solar Neighborhood Stars
利用Evryscope-South收集的光度数据，我们在上主序（UMS）和前主序（PMS）上搜索附近的年轻变量系统。Evryscopes是在北半球和南半球运行的全天高频望远镜阵列。我们的基础上，我们的搜索盖亚选择的目录的年轻邻居上和前主序星，通过天体测量和光度标准选择。我们分析了44，971个Evryscope-South光变曲线以寻找变异性。我们恢复了615个变量，其中378个是以前已知的，237个新发现，包括84个年轻的食双星（EB）候选人。我们发现了一个新的高度偏心的二元系统，并恢复了另外四个以前已知的系统，周期范围从299到674 hr. We发现158长周期（>50小时）候选EB系统，9从PMS和149从UMS，这将允许限制的质量半径年龄关系。这些长周期EB包括UMS的179.3小时PMS系统和867.8小时系统。对于PMS变量候选人，我们估计系统的年龄，其范围从1到23亿年的非EB和从2到17亿年的EB。其他非电子束的发现，显示内在的变化将允许恒星旋转速率，年龄，活动和质量之间的关系进行表征。
2021-04-28 astro-ph.SR
Coevality in Young Eclipsing Binaries
在极短周期的前主序双星（PMS）中，其组成部分的年龄对于理解它们的形成至关重要。我们考虑了7个PMS食双星（EB）的样本，年龄为1至6.3 MY，组件质量为0.2至1.4 Msun，它们的质量和半径被测量的非常高的精度，以及{ \it恒星天体物理学实验模块（MESA）}提供的计算它们在精确测量质量下演化轨道的能力，允许独立于它们的光度和有效温度来确定组件的年龄差异。我们发现，5个EB的组成部分，ASAS J 052821 +0338.5，Parenago 1802，JW 380，CoRoT 223992193和USCoCTIO 5，彼此形成在0.3 MY内。V1174 Ori组件的参数意味着2.7 MY的不合理的大年龄差异，应重新考虑。我们样本中的第7个EB RX J0529.4+0041不在我们分析的适用范围内。
2017-04-29 astro-ph.SR
Modelling the emergence and evolution of the rotation-activity relation
本文结合观测数据、内部结构模型和自转演化模型，模拟前主序星在旋转-活动平面中的演化，揭示X射线旋转-活动关系在约10-25 Myr逐渐形成，并指出星团内部年龄弥散是早期弥散的关键来源。
2025-04-09 astro-ph.SR
Physical parameters of pre-main sequence stars in open clusters
我们的目标是双重的：确定年轻疏散星团（YOC）PMS成员的物理参数，并检验和比较不同模型等时线的性能。我们比较UBVRI测光观测的YOC理论等时线的测光图。比较同时提供MS和PMS恒星的成员分配，并估计候选成员的质量，年龄和空间分布。不同的集群参数之间的关系表明，程序应用到分配集群成员资格，并测量所选成员的物理参数，是有根据的。
2011-05-30 astro-ph.SR
Pre-main sequence stars in the Cepheus flare region
本文给出了仙王座耀斑区77颗主序前恒星的光谱和BVR_CI_C光度观测结果。其中64颗是新确认的PMS恒星，最初是从各种已公布的候选名单中选出的。我们估计PMS星的有效温度和光度，并与主序前演化模型的结果进行比较，我们估计恒星质量为0.2 - 2.4M_sun和恒星年龄为0.1 - 15百万年。在PMS星，我们确定了15个视觉双星的分离2 - 10角秒。从档案IRAS，2MASS和斯皮策数据，我们构建了它们的光谱能量分布，并将5%的恒星分类为I类，10%为平坦SED，60%为II类，3%为III类年轻恒星天体（YSO）。我们确定了12个CTTS和2个WTTS作为NGC 7023的成员，平均年龄为160万年。与L1228相关的13颗PMS星属于三个小聚集体：RNO 129、L1228A和L1228S。与L1251相关的17颗PMS星的年龄分布表明，恒星的形成随着仙王座耀斑壳的扩张而传播。我们在距离400秒差距的黑云L1177和L1219周围探测到6 - 700万年前PMS星的稀疏聚集体。三颗金牛座T星似乎与Herbig Ae星SV Cep在600 pc的距离上相关。我们的研究结果证实，在仙王座耀斑区域的分子复合体包含各种距离的云和恒星形成的历史。
2009-10-10 astro-ph.SR
Photometric determination of the mass accretion rates of pre-main sequence stars. VI. The case of LH 95 in the Large Magellanic Cloud
本文研究了大麦云星云（LMC）中LH 95星协低质量恒星的吸积性质。使用非同期的宽带和窄带测光获得的HST，我们确定了245低质量的主序前（PMS）的候选人显示H $α$过量排放以上的4 $σ$水平。我们推导了它们的物理参数，即有效温度、光度、质量（$M_\star$）、年龄、吸积光度和质量吸积率（$\dot M_{\rm acc}$）。我们确定了两种不同的恒星种群：年龄小于~ 800万年，中值$\dot M_{\rm acc}$ ~5.4x10 $^{-8}M_\odot$ /年（和$M_\star$ ~0.15-1.8 $M_\odot$）和年龄大于~ 800万年，中值$\dot M_{\rm acc}$ ~4.8x10 $^{-9}M_\odot$ /年（和$M_\star$ ~0.6-1.2 $M_\odot$）。我们发现，年轻的PMS候选人聚集在周围的恒星组，而老年人PMS候选人均匀分布在该地区没有证据的聚类。我们发现LH 95中的$\dot M_{\rm acc}$随时间的减少比在银河系恒星形成区（SFR）中观察到的要慢。这与最近的解释，根据较高的金属丰度限制吸积过程的速度和持续时间，由于较高的辐射压力。$\dot M_{\rm acc}-M_\star$关系在不同年龄表现出不同的行为，在年龄较大时逐渐变陡，表明体重和年龄对$\dot M_{\rm acc}$的影响不能…
2019-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asteroseismology of 36 Kepler subgiants -- II: Determining ages from detailed modelling
详细的恒星振荡模型能够给出恒星年龄的精确估计，但推断的结果通常取决于用于年龄推断的模型参数。有36颗开普勒次巨星的高质量星震数据，其中包括对混合模式的精确测量。为了获得一个处理这些恒星的年龄的鲁棒性，我们首先研究了地震年龄的依赖关系的三个模型输入参数。我们发现，推断的年龄不随氦分数（Y）或混合长度参数而系统地变化，但强烈依赖于模型的金属丰度（[M/H]）。结果表明，亚巨星的年龄估计对模型的依赖性较小，因此比主序星或红巨星的年龄估计更可靠。然后，我们利用观测到的金属丰度，对相同的36颗开普勒次巨星的个别振荡频率进行建模，并以约15%的平均精度获得它们的年龄。与以前的年龄估计与不同的恒星代码或输入物理的比较显示出良好的协议（主要是在2#）。因此，我们认为，地震学确定的次巨星的年龄是不是很大的模型依赖。
2020-06-01 astro-ph.SR
A New Method for the Assessment of Age and Age-Spread of Pre-Main Sequence Stars in Young Stellar Associations of the Magellanic Clouds
我们提出了一种新的方法来评估麦哲伦星云中恒星形成区域中的前主序（PMS）恒星的年龄和年龄分布，同时考虑测光误差，未解决的双星，差分消光，恒星变率，吸积和拥挤。该方法的应用进行了统计建设的综合色星等图使用PMS演化模型。我们将每个等时线转换成二维概率分布的人工PMS星的CMD应用上述偏差，这些恒星从原来的CMD位置错位。然后应用最大似然技术来推导每个观测到的恒星具有一定年龄的概率，以及整个星团的最佳年龄。我们将我们的方法应用于LMC中年轻协LH 95中的~2000颗PMS星的测光表，基于对该星系进行的最深HST/ACS成像，检测限为V~28，对应于M~0.2 Msun。我们的治疗表明，年龄的确定是非常敏感的考虑网格的进化模型和假设的二进制分数。根据这些因素，LH 95的年龄从280万到440万不等。我们的分析使我们能够从由物理和观察偏差引起的明显CMD加宽中解开一个真实的年龄分布。我们发现，LH 95主机的年龄分布以及代表的高斯分布与FWHM的顺序为2.8百万年至4.2百万年取决于模型和二进制分数。我们检测到系统的平均年龄与恒星质量的依赖关系。这种依赖性似乎没有任何物理意义，而是由于PMS演化模型的不完善，这些模型倾向于预测中等质量恒星的较低年龄，而低质量恒星的年龄较高。
2010-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
New SPB stars in the field of the young open cluster NGC 2244 discovered by the MOST photometric satellite
在MOST卫星对年轻的疏散星团NGC 2244进行的近两周的连续光学测光中，我们发现了两颗新的SPB星，GSC 00154-00785和GSC 00154-01871。我们提出了这些恒星的MOST光变曲线的频率分析，揭示了两个振荡频率（0.61和0.71 c/d）在GSC 00154-00785和两个（0.40和0.51 c/d）在GSC 00154-01871。这些频率范围是一致的g-模式的$\ell \leq 2$激发的主序星或前主序星（PMS）的质量为4.5 - 5 $M_{\odot}$和太阳的组成$(X, Z)= (0.7, 0.02)$的模型。发表的自行测量和径向速度不足以建立明确的集群成员这两个恒星。然而，PMS模型，最适合其本征光谱的年龄与NGC 2244一致。如果星团成员身份能够得到确认，这将是第一颗已知的PMS SPB恒星，并将为PMS恒星的内部结构的星震测试打开一扇新的窗口。
2011-10-18 astro-ph.SR
Age Determination Method of Pre-Main Sequence Stars with High-Resolution I-Band Spectroscopy
本文提出了一种利用高分辨I波段光谱计算晚K型前主序星年龄的新方法。由于PMS恒星在演化过程中会收缩，因此可以通过表面重力来估计其年龄。我们使用附近吸收线的等效宽度比（EWR）来创建PMS星的表面重力诊断，该诊断没有由于面纱而导致的不确定性。计算了巨星、主序星和弱线金牛T星的Fe（818.67nm和820.49nm）和Na（818.33nm和819.48nm）吸收线的比值。整个样品的有效温度几乎相等。Fe到Na的EWR（Fe/Na）随着表面重力的增加而显著降低，表明Fe/Na是推导前主序星表面重力的理想诊断。太阳质量为0.8的PMS星的表面重力测量精度可达0.1-0.2，其年龄平均误差为1.5倍。
2010-04-12 astro-ph.SR
X-ray observations of eight young open star clusters : I. Membership and X-ray Luminosity
我们提出了一个详细的调查X射线源内容的8个年轻的疏散星团的年龄在4至46百万年之间的档案X射线数据从XMM-牛顿。根据多波长存档数据，确定了这些X射线源的可能星团成员，并产生了152颗主序前低质量（< 2 M_ \odot）、36颗中等质量（2 - 10 M_ \odot）和16颗大质量（> 10 M_ \odot）恒星的样品。对大质量恒星的X射线谱分析表明，存在温度<2 keV的高温等离子体，平均LX/ L_{bol}为10^{-6.9}。在PMS低质量恒星的情况下，等离子体温度已经被发现在0.2 keV到3 keV的范围内，中值为~1.3 keV，在它们从400万年到4600万年的演化过程中，等离子体温度没有显着差异。PMS低质量恒星的X射线光度分布在所研究的年轻星团中被发现是相似的。这可能表明在年龄约为4- 1400万年的PMS低质量恒星中存在着几乎均匀的X射线活动。结果表明，低质量PMS星的L_X/ L_{bol}的平均值为10^{-3.6 \pm 0.4}，低于X射线饱和水平，L_X/ L_{bol}值与它们的辐射光度有很好的相关性，这表明它依赖于低质量恒星的内部结构。中等质量恒星和PMS低质量恒星的X射线光度分布之间的差异在统计上并不显著。然而，已发现它们的L_X/ L_{bol}值彼此显著不同，置信水平大于99.999%。由于XMM-牛顿的空间分辨率有限，不能排除中等…
2013-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Variable stars in the Sh 2-170 HII region
我们提出了多历元深（$\sim$ 20等）$I_{c}$ ~波段光度监测的Sh 2-170恒星形成区，以了解前主序星（PMS）的变化特性。我们报告了47颗周期和24颗非周期变星的鉴定结果，它们的周期和振幅分别为$\sim$ 4小时到18天和$\sim$ 0.1到2.0等。我们进一步将49颗变星分类为PMS星（17颗{ \sc ii}类和32颗{ \sc iii}类），17颗为主序星/场变星。与PMS变量（59%）相比，MS/场变量（88%）的比例更大，显示出周期性变异。PMS变星的年龄和质量与金牛座T星的年龄和质量相当。它们的变化幅度随着近红外/中红外过量而呈现出增加的趋势。PMS变量的周期分布显示出两个峰值，一个接近$\sim$ 1.5天，另一个接近$\sim$ 4.5天。研究发现，具有较厚的盘和包层的年轻恒星似乎比它们的老恒星旋转得慢。PMS变量的这些属性支持磁盘锁定机制。PMS星的周期和振幅都随着质量的增加而减小，这可能是由于大质量恒星中星周盘的有效分散。我们的研究结果有利于弱线T-Tauri星上的冷点的概念，负责他们的大部分变化，而经典的T-Tauri星上的热点产生的变质量吸积从一个内部盘有助于其较大的振幅和不规则的行为。
2020-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion discs as regulators of stellar angular momentum evolution in the ONC and Taurus-Auriga
鉴于最近的实质性更新的光谱类型估计和新建立的固有颜色，有效温度，和测辐射热校正的前主序星（PMS），我们重新解决的吸积盘调节恒星角动量（AM）的演化理论。我们报告的汇编一致的样本完全对流恒星内的两个最充分研究和最年轻的，附近的恒星形成区域：猎户座星云星团（ONC）和金牛座御夫座。我们计算平均特定的恒星AM（$j_{\star}$）假设固体旋转，使用从文献中收集的表面旋转周期和新的恒星半径和年龄的估计。我们使用已发表的斯皮策IRAC通量分类为II类或III类恒星，并比较它们的$j_{\star}$演化。我们的研究结果表明，光盘分散是一个快速的过程，发生在不同的年龄。我们发现一个一致的$j_{\star}$减少率之间的第二类和第三类PMS明星，我们解释为表示一个时期的吸积盘调节AM的演变，其次是近恒定的AM的演变，一旦光盘已经消散。此外，假设我们所观察到的恒星年龄的传播是真实的，我们发现在II类阶段的$j_{\star}$的去除率比预期的更快的收缩在恒定的恒星自转速率。一个更有效的AM移除过程必须存在，最有可能的形式是吸积驱动的恒星风或其他流出的星盘相互作用区域或扩展盘表面。
2014-07-23 astro-ph.SR
Intracluster Age Gradients In Numerous Young Stellar Clusters
恒星形成的速度和模式导致丰富的年轻星团是相当不确定的。在此背景下，我们分析了19个年轻（Siess等人（2000）时间尺度上的中值t<300万年）、形态简单、孤立和相对丰富的星团的年龄空间分布。我们的分析是基于从MYStIX和SFiNCs调查的年轻恒星对象样本，和一个新的估计主序前（PMS）恒星年龄，XNUMX，来自X射线和近红外光度数据。在四个环形分区的集群内计算平均集群年龄。我们确认并扩展了Getman等人（2014）的早期结果：80%的星团显示出年龄趋势，其中星团核心的恒星比外部区域的恒星年轻。我们的聚类叠加分析建立了一个年龄梯度的存在，以几种方式高的统计意义。时间尺度随PMS进化模型的选择而变化;在所研究的集群中，推断出的中位年龄梯度范围从0.75百万年/pc到1.5百万年/pc。本研究中报告的经验发现-在星团核心中晚期或持续形成恒星，较老的恒星分散在外部区域-与其他观测研究和天体物理模型（如Vazquez-Semadeni等人的全球分层崩溃模型）有着坚实的基础。
2018-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resolved star formation in the metal poor star-forming region Magellanic Bridge C
麦哲伦桥C（MB-C）是一个贫金属（$\sim$ 1/5 $Z_{\odot}$）的低密度恒星形成区，位于麦哲伦桥59 kpc处，提供了一个在不同条件下恒星形成过程的解析视图。从阿塔卡马大型毫米阵列CO（1-0）的观测，我们检测到相关的候选年轻恒星对象（YSO），主序前（PMS）的恒星，并在远红外成像中确定的附属结构的分子团。YSO和PMS星在分子气体中形成，密度在17-200 $M_{\odot}$ pc $^{-2}$之间，年龄在$\lesssim$ 0.1-3 Myr之间。MB-C中的YSO候选者比银河系中的YSO候选者具有更低的消光。否则，我们的研究结果表明，MB-C中的分子团，YSO和PMS星的性质和形态与银河系的对应物没有明显的差异，初步暗示在类似于MB-C的区域形成恒星的瓶颈是原子气体向分子的转化。
2020-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
StarHorse: A Bayesian tool for determining stellar masses, ages, distances, and extinctions for field stars
要了解银河系的形成和演化，需要大量场星的精确距离、年龄和化学性质。在这里，我们提出了几个更新我们的分光光度距离代码，现在也可以用来估计年龄，质量和个别恒星的距离。给定一组测得的分光光度参数，我们计算后验概率分布在一个给定的网格的恒星演化模型，使用灵活的银河系恒星人口先验。该代码（称为{ \tt StarHorse}）可以兼容不同的观测数据集，先验选项，部分缺失数据以及将视差信息纳入估计概率。我们验证代码使用各种模拟恒星以及真正的恒星，从asteroseismology，食双星，等时线适合星团的参数。我们在这个验证过程中的主要目标是测试代码的适用性与已知的{ \it盖亚}-类似的恒星。典型的内部精度（从APOGEE+类盖亚样品的真实模拟中获得）为距离$\simeq 8\%$、年龄$\simeq 20\%$、质量$\simeq 6\ %$和$A_V$中的$\simeq 0.04$ mag。外部精确度的中位数（通过与早期真实恒星的工作进行比较得出）随所用样本的不同而不同，但距离在$\simeq [0,2]\%$范围内，年龄在$\simeq [12,31]\%$范围内，质量在$\simeq [4,12]\%$范围内，$A_V$在$\simeq 0.07$范围内。我们为APOGEE DR 14、RAVE DR 5、GES DR 3和GALAH DR 1目录提供StarHorse距离和配置。
2018-02-02 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Photometric determination of the mass accretion rates of pre-main sequence stars. II. NGC346 in the Small Magellanic Cloud
[摘要]我们研究了小麦哲伦星云NGC 346星团中恒星星族的性质，使用一种新的自洽方法，使我们能够可靠地识别正在进行质量吸积的前主序（PMS）天体，无论它们的年龄如何。该方法不需要光谱学，并结合了宽带V和I测光与窄带Halpha成像，以识别所有具有过量Halpha发射的恒星，并推导出所有恒星的吸积光度Lacc和质量吸积速率Macc。将这种方法应用于现有的NGC 346场的HST/ACS测光，使我们能够识别和研究680颗真正的PMS星，质量从~0.4到~4 Msolar，年龄从~1到~30 Myr。这是第一项研究揭示，除了年轻的PMS恒星群体（约100万年），在这个领域也有一个年龄较大的PMS天体群体，平均年龄约为2000万年。我们为它们提供了准确的物理参数。我们研究了质量吸积率随恒星参数的演化，发现logMacc ~-0.6Logt + Logm + c，其中t是恒星的年龄，m是质量，c是金属丰度较低时较高的量。我们发现的高质量吸积率表明，相当一部分恒星质量是在PMS阶段吸积的，PMS演化模型不考虑这种影响，将系统地低估了真实的年龄与观测相比。
2011-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric determination of the mass accretion rates of pre-main sequence stars. IX. Recent star formation in the periphery of NGC 346
Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；European Space Research and Technology Centre（欧洲空间研究与技术中心）
研究了NGC 346外围宁静区域的恒星形成特性及年轻恒星性质，通过Hubble空间望远镜观测确定了137个前主序星候选者的质量吸积率，发现其与附近高温大质量恒星的距离相关。
2026-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation in the Local Group as seen by low-mass stars
我们对前主序星进行了系统的研究，这些恒星的质量范围很广（0.5 - 4 Msolar），金属丰度范围很广（0.1 - 1 Zsolar），年龄范围很广（0.5 - 3千万年）。我们利用哈勃太空望远镜（HST）对麦哲伦星云中的几个恒星形成区，即大麦哲伦星云中的30 Dor和SN 1987 A区，以及SMC中的NGC 346和NGC 602区的PMS天体进行了大量的识别和定位，并将它们与银河系中类似区域的PMS星，如NGC 3603和Trumpler 14进行了比较。我们用HST和甚大望远镜（VLT）研究了它。我们已经开发出一种新的方法，结合宽带（V，I）测光与窄带Halpha成像，以确定物理参数（温度，光度，年龄，质量和质量吸积率）的3000多个真正的PMS恒星仍在进行积极的质量吸积。这是目前已知物理性质的PMS天体中最大和最均匀的样本，不仅包括非常年轻的天体，而且还包括年龄超过1000万至2000万年的PMS恒星，这些恒星正在接近主序（MS）。我们发现，质量吸积率的尺度大致与年龄的平方根，与恒星的质量的1.5的权力，并与金属丰度的平方根的倒数。因此，对于相同质量和年龄的恒星，麦哲伦星云中的质量吸积率系统地高于银河系。这些结果必将对我们理解恒星形成过程产生重要影响和限制。
2015-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Progressive star formation in the young galactic super star cluster NGC 3603
早期发布的科学观测星团NGC 3603与翻新的HST上的WFC 3使我们能够研究其最近的恒星形成历史。我们的分析集中在恒星与Halpha过量发射，一个强大的指标，他们的主序前（PMS）吸积状态。与理论PMS等时线的比较表明，2/3的具有H α过量发射的天体的年龄从1到1000万年，中值为300万年，而令人惊讶的是，其中1/3的年龄超过1000万年。这些PMS星的空间分布的研究，使我们能够确认他们的集群成员，并从统计上将它们从场星。这一结果首次明确地表明，星团内部和周围的恒星形成至少已经持续了1000 - 2000万年，而且速度明显加快。
2010-07-16 astro-ph.SR
On the Origin of the Bimodal Rotational Velocity Distribution in Stellar Clusters: Rotation on the Pre-Main Sequence
我们解决的起源观察到的双峰旋转分布的恒星在大规模的年轻和中等年龄的星团。这种双峰性被认为是年轻时分裂的主序，最近也被直接观察到在大质量年轻和中等年龄星团内恒星的$Vsini$分布中。以前的模型已经调用二元相互作用作为这种双峰的起源，尽管这些模型无法重现所有的问题上的观察约束。在这里，我们认为，这样一个双峰旋转分布是建立在一个集群的生命早期，即，在最初的几百万年内。观测表明，在许多年轻的疏散星团中，低质量（$\la 2 M_\odot$）主序前（PMS）恒星的周期分布是双峰的，我们提出了一系列模型来表明，如果PMS上的恒星存在这种双峰，那么对于质量超过$\sim1.5$ ~ \msun的恒星，预计它将在主序上表现为双峰旋转速度（在固定质量/亮度下）。PMS恒星的这种双峰周期分布可能是由恒星在PMS寿命期间是否失去（快速旋转）或能够保留（慢速旋转）其拱星盘造成的。最后，我们根据我们的模型对观测值进行了一系列预测。
2020-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Determine the Masses and Ages of Red Giant Branch Stars from Low-resolution LAMOST Spectra Using DenseNet
提出了一种利用低分辨率大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）光谱确定红巨星分支（RGB）恒星年龄和质量的新模型。RGB星的年龄很难用经典的等时线拟合技术在赫兹-罗素图中确定，因为RGB星的等时线是紧冠的。利用星震法可以精确测定RGB星的质量和年龄。使用从星震方法获得的年龄，我们训练了一个基于DenseNet的深度学习模型，直接从光谱中计算RGB恒星的年龄。然后，我们应用这个模型来确定512 272 RGB恒星的年龄从LAMOST DR 7光谱（见http：//dr7.lamost.org/）。结果表明，我们的模型可以从低分辨率光谱估计RGB星的年龄，准确率为24.3%。对疏散星团M 67、Berkeley 32和NGC 2420的计算结果表明，该模型在估算RGB星的年龄方面表现良好。通过比较，我们发现我们的方法在确定RGB恒星的年龄方面优于其他方法。所提出的方法可用于即将到来的大型调查，如4 MOST，WEAVES和MOONS的恒星参数管道。
2021-06-09 astro-ph.IM astro-ph.SR
Spectral Biases, Starspot Morphology, and Dynamo Transitions on the Pre-Main Sequence: Insights from the X-Shooter WTTS Library
基于56颗WTTS的X-Shooter光谱，研究用双温星斑模型修正恒星参数，并揭示辐射核心形成伴随磁场拓扑与发电机机制转变。
2025-07-28 astro-ph.SR
On the Reliability of Stellar Ages and Age Spreads Inferred from Pre-Main Sequence Evolutionary Models
我们重新讨论了低质量主序前（PMS）恒星演化的问题，以及恒星在赫兹-罗素图（HRD）上的位置的观测结果。与大多数以前的工作相比，我们的模型遵循恒星，因为他们从小质量通过吸积成长，我们进行了系统的研究如何影响恒星的HRD演化的初始半径，由吸积流的辐射特性，并通过吸积的历史，使用简单的理想化吸积的历史和历史从恒星团簇形成的数值模拟。我们比较我们的数值计算结果的非吸积等时线和观察到的恒星在HRD的位置，确定是否绝对年龄和年龄色散推断从非吸积等时线是可靠的目标。我们发现，非吸积等时线有时会高估恒星年龄更大的恒星（那些有效温度高于\sim 3500 K），从而解释了为什么非吸积等时线往往表明系统的年龄差异更多和更少的大质量恒星在同一个集群。然而，我们也发现，唯一的方法来产生一个类似的高估的年龄较冷的恒星是通过选择参数，是强烈不一致的理论模型和观测约束。因此，我们得出结论，推断的年龄和年龄传播的冷恒星是可靠的，至少在一定程度上，所观察到的热光度和温度是准确的。最后，我们注意到质量吸积率的时间依赖性对低质量恒星在HRD上的演化几乎没有影响，除了那些有效温度高于\sim 4000 K的恒星，这种时间依赖性可以忽略。
2011-06-21 astro-ph.SR
Protoplanetary discs around sun-like stars appear to live longer when the metallicity is low
基于JWST NIRSpec光谱，发现贫金属小麦哲伦云中太阳质量前主序恒星即使年老仍在吸积且存在星周盘，表明低金属丰度环境下原行星盘寿命更长。
2024-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D mapping of young stars in the solar neighbourhood with Gaia DR2
我们研究的三维排列的年轻恒星在太阳附近使用第二次发布的盖亚任务（盖亚DR 2），我们提供了一个新的，原始的视图的空间配置的恒星形成区域内500 pc从太阳。通过高斯滤波器对恒星分布进行平滑处理，构造了早型恒星（主序上星，UMS）和主序前星（PMS）源的三维密度图。PMS和UMS样品是通过测光和天体测量标准的组合选择的。分析的副产品是三维G波段消光图，我们使用它来纠正消光和变红的颜色星等图。两张密度图都显示了三个突出的结构，天蝎座-半人马座，猎户座和船帆座。PMS地图显示了过多的低质量恒星形成区，如金牛座，英仙座，仙王座，仙后座和蝎虎座，这些在UMS地图中不太明显，因为缺乏大量明亮的早期类型恒星。我们报告发现一个新的候选疏散星团朝向$l, b \sim 218.5^{\circ}, -2^{\circ}$，这可能与猎户座恒星形成复合体。我们估计PMS样本的年龄，我们研究PMS恒星的分布作为其年龄的函数。我们发现，年轻的恒星聚集在密集，紧凑的团块中，并被较老的源所包围，其分布反而更加分散。我们发现的最年轻的群体主要位于天蝎座-半人马座，猎户座，船帆座和金牛座。仙王座、仙后座和蛇蝎座则进化得更多，数量更少。最后，我们发现，三维密度图显示没有证据的环状结构的存在，通常被称为古尔德带。
2018-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Panchromatic View OF NGC 602: Time-Resolved Star Formation with the Hubble and Spitzer Space Telescopes
本文给出了小麦哲伦云翼中恒星形成星团NGC 602的测光表，其波长范围从光学HST/ACS（F555 W，F814 W）和SMARTS/ANDICAM（V，I）到红外（Spitzer/IRAC 3.6，4.5，5.8，8微米和MIPS 24微米）。结合IRSF（红外巡天设施）近红外测光（J，H，Ks），我们比较年轻的主序（MS）和主序前（PMS）人口突出的光学与当前年轻的恒星对象（YSO）人口揭示的红外（IR）。我们分析MS和PMS人口与等时线的颜色星等图，以获得年龄和质量。光学数据揭示了约565个PMS候选者，低质量的第三阶段YSO。我们通过将其光谱能量分布（SED）拟合到模型网格（Robitaille等人，2007年）来表征约40个YSO，以获得光度，质量和演化阶段（阶段I-III）。更高分辨率的HST图像显示，约70%的YSO候选者是多重星系团或原星系团。对于YSO和PMS源发现共同的，我们发现在群众派生的一致性。我们利用YSO质量函数推导出现今的恒星形成速率约为0.2-1.0 Msun/yr/kpc ^2，这与从光学恒星形成历史中推导出的速率相似，表明该区域的恒星形成速率是恒定的。我们展示了从光学星团中心到恒星形成尘埃云边缘的恒星形成过程。我们推导出YSO第一阶段和第二阶段的寿命为10^5年。
2010-12-15 astro-ph.SR
Masses and Implications for Ages of Low-Mass Pre-Main Sequence Stars in Taurus and Ophiuchus
主序前（PMS）恒星质量的准确性可以通过与独立测定的精确质量进行比较来检验。我们目前在金牛座恒星形成区（SFR）和蛇夫座SFR的质量动态测量至少$10 \%$的29个单星。我们的结果包括9个更新的质量测定和3个以前没有发表过的动力学质量。这张具有基本动力学质量M $_{dyn}$的恒星列表是从金牛座SFR的39个目标和蛇夫座SFR的6个目标中抽取的。将具有准确和精确动力学质量的恒星放置在不包括内部磁场的HRD上，与M $_{dyn}$相比，低估了大约$30 \%$的质量。把它们放在一个包含磁场的HRD上，得到的质量估计值与M $_{dyn}$的一致性要好得多，M $_{dyn}$和估计的径迹质量之间的平均差为$0.01\pm0.02$ ~ \msun。恒星的年龄，在包括磁场的轨道上为3- 10 MY，比非磁性模型显示的1- 3 MY要老。由磁性模型预测的金牛T星的年龄较老，增加了它们的磁盘演化和巨型气体系外行星形成的时间。我们的M $_{dyn}$值和磁场轨道上的质量之间的一致性为这些较老的年龄提供了间接的支持。
2019-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Bayesian Approach to Deriving Ages of Individual Field White Dwarfs
我们应用自洽和强大的贝叶斯统计方法来确定的年龄，距离和ZAMS质量的28场DA白矮星的年龄约为4至8 Gyrs。我们的技术只需要高质量的光学和近红外测光来获得年龄，不确定性< 15%，通常对我们选择的现代初始-最终质量关系的敏感性很小。我们发现，年龄，距离，和ZAMS质量相关的方式是太复杂，传统的错误传播技术捕捉。我们进一步发现，年龄的后验分布往往是不对称的，这表明标准的方法来推导WD年龄可以产生误导性的结果。
2013-07-26 astro-ph.SR
Mass and luminosity evolution of young stellar objects
一个星团中原恒星质量和光度演化的模型给出了星团年龄、原恒星出生率、吸积率和平均吸积时间的新估计。该模型假设恒定的原恒星出生率，核心团吸积，并同样可能吸积停止。它的参数被设置为重现初始质量函数，并匹配附近恒星形成区域的原恒星光度分布。它从观测到的原恒星和前主序星（PMS）的数量以及原恒星光度的模态值中获得星系团的年龄和出生率。在31个嵌入式集群和复杂的全球集群年龄是1-3百万年，匹配现有的估计基于光谱学和进化轨迹。这种年龄估计方法比光学光谱学简单，并且对于光学光谱学不可能的年轻嵌入式集群更有用。在最年轻的星团中，原恒星部分从致密气体向外减少，表明当地的恒星形成年龄从小的原恒星为主的区域的几百万年向外增加到大的PMS为主的区域的几百万年。
2012-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-mass members of the young cluster IC 4665 and pre-main-sequence lithium depletion
我们已经使用光纤光谱建立集群成员资格和检查前主序（PMS）锂耗尽低质量恒星（光谱类型F至M）在稀疏的年轻（~30百万年）集群IC 4665。我们提出了一个过滤后的候选名单40颗恒星，应包含75%的单集群成员与V的11.5至18在中央平方度的集群。虽然IC 4665中的F-和G-型恒星几乎没有或几乎没有锂的耗尽，但与其他已知年龄的星团中的类似恒星相比，K-和早期M-型恒星的锂耗尽量超过预期。根据IC 4665的晚型恒星中锂的消耗，经验性的年龄估计表明它的年龄超过1亿年。这完全不符合年龄确定无论是从核关闭，从等时匹配低质量恒星或从锂的重新出现以前发现的低得多的质量恒星（“锂耗尽边界”）。我们建议，除了年龄，也许组成或旋转，其他参数是非常有影响力的，在确定的程度PMS锂耗尽的恒星M大于0.5 Msun。需要进一步开展工作，以确定和评估这些附加参数的影响，特别是探测光球层下对流区与正在形成的辐射核心之间界面的状况。在此之前，PMS锂耗尽F-早期M-型恒星不能自信地作为一个精确的年龄指标，在年轻的集群，运动群体或个别领域的明星。
2009-08-10 astro-ph.SR
Discovery of metal-poor and distant pre-main sequence candidates in WLM with JWST
本研究利用JWST在矮星系WLM中发现了12颗已知最遥远且贫金属的前主序候选星，它们质量为1.25-5 M⊙、年龄<10 Myr并具有近红外超，为探索低金属丰度下的恒星形成提供了新见解。
2025-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric determination of the mass accretion rates of pre-main sequence stars. VII. The low-density cluster NGC 376 in the Small Magellanic Cloud
本研究利用 HST 多波段测光识别 NGC 376 中的244颗 PMS 候选星并测定其质量吸积率，发现其吸积率系统性低于更高密度的 NGC 346，表明气体密度等环境因素会影响吸积。
2023-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
A semi-empirical model for magnetic braking of solar-type stars
我们开发了新的角动量演化模型的质量$0.5$到$1.6~\rm M_\odot$和从主序前（\rm PMS）通过其主序（\rm MS）寿命结束的恒星。参数模型包括基于磁化恒星风数值模拟的磁制动、质量损失率处方、核-包络解耦以及盘锁定现象。我们还解释了最近在模拟比太阳更进化的恒星中磁制动急剧减弱的发展。我们适合在我们的模型中的自由参数，通过比较模型预测旋转分布的一些星团，以及个别场星。我们的模型合理地成功地再现了恒星在\rm PMS阶段到零龄主序（\rm ZAMS）自旋上升、突然\rm ZAMS自旋下降以及之后自转速率收敛的旋转行为。我们发现，包括核心包络去耦改善我们的模型，特别是在年轻的低质量恒星。此外，通过占几乎完全抑制磁制动在慢自旋周期，我们提供了更好的适合恒星旋转的观测相比，以前的模型。
2017-09-10 astro-ph.SR
Star formation in 30 Doradus
利用哈勃空间望远镜（HST）上的WFC-3观测资料，研究了大麦云星云（30 Dor）中心区域的恒星星族性质。观测清楚地揭示了整个领域存在相当大的差异灭绝。我们使用年轻的大质量主序星来计算和量化这种效应，以获得该领域中大多数物体的统计红化校正。然后，我们通过寻找具有强（> 4 sigma）Halpha过量发射的天体来寻找前主序星（PMS），并在整个视场中找到了大约1150颗。将它们在赫罗图中的位置与理论上PMS演化轨迹相比较，发现这些天体中约有三分之一的年龄小于400万年，与中央电离星团R136中的大质量恒星的年龄一致，而其余的年龄可达3000万年，中位年龄约为1200万年。这表明恒星的形成已经持续了很长一段时间，尽管我们无法区分一个长时间的插曲和一系列短暂而频繁的爆发，这些爆发在时间上无法解决。虽然年轻的PMS人口优先占据集群的中心区域，但较老的PMS对象在整个领域中分布更均匀，并且在集群的中心非常少。我们把后一种效应归因于由R136的大量电离成员引起的较老的星周盘的光蒸发。
2011-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The growth of a lithium abundance dispersion in pre main sequence stars
该研究利用Gaia-ESO数据追踪前主序恒星锂消耗，发现锂丰度离散在10-20百万年后出现，并构建星斑覆盖率差异模型解释其时间行为与质量依赖，但需更高覆盖率及超饱和自转关联以完全解释观测。
2025-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical masses of the low-mass stellar binary ABDoradusB
上下文ABDoradus是ABDoradus运动群的主要系统。它是一个由两颗相距甚远的前主序星（PMS）组成的双星系统：ABD或A/C和ABD或Ba/Bb。对ABD或A/C已被广泛研究，其动力学质量已被确定与高精度，从而使ABD或C的PMS恒星模型校准的基准。如果能够确定ABDor Ba/Bb对的轨道和动力学质量，它们不仅可以在校准PMS模型时发挥与ABDor C类似的作用，而且还有助于更好地理解整个ABDoradus系统的动力学。目标。我们的目标是确定个人的质量对ABDor Ba/Bb使用VLBI观测和存档红外数据，作为一个更大的计划的一部分，旨在监测二元系统中的ABDoradus移动组。方法.我们在2007年至2013年期间使用澳大利亚长基线阵列（LBA）以8.4 GHz的频率在相位参考模式下观察了ABDor B系统。结果我们发现，第一次，紧凑的无线电发射从两颗恒星的二进制，ABDor Ba和ABDor Bb。这一结果使我们能够确定相对和绝对轨道的轨道参数，从而确定它们各自的动力学质量：分别为0.28+/-0.05 Msun和0.25+/-0.05 Msun。结论.动力学质量与PMS演化模型预测的比较表明，这些模型分别低估了二元成分Ba和Bb的动力学质量10-30%和10- 40%，尽管它们在2-sigma水平上仍然一致。一些恒星模型认为这个系统的年龄在50到100万年之间，而…
2015-04-10 astro-ph.SR
Pre-main sequence stars
本文基于罗任天文台及合作观测，通过研究主序前恒星的光度和光谱变化，揭示了恒星形成、 circumstellar 盘结构及恒星-盘相互作用，为恒星演化建模提供了重要依据。
2023-07-04 astro-ph.SR
Externally irradiated young stars in NGC 3603. A JWST NIRSpec catalogue of pre-main-sequence stars in a massive star formation region
利用 JWST NIRSpec 对 NGC 3603 中 100 颗主序前恒星进行光谱观测，确定其性质、年龄和吸积率，发现吸积率与分子气体密度相关，且高于低质量恒星形成区样本。
2025-05-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Kepler observations of A-F pre-main sequence stars in Upper Scorpius: Discovery of six new $δ$~Scuti and one $γ$~Doradus stars
我们目前的光变曲线和周期图的27颗恒星在年轻的上天蝎座协会（年龄= $11 \pm 1$ \，Myr）获得的开普勒航天器。这个星协是第二个拥有几颗脉动主序前（PMS）恒星的恒星群，这些恒星已经从太空中被观测到。通过对周期图的分析，我们确定了6颗$δ$ ~Scuti变星和1颗$γ$ ~Doradus星。这些恒星很可能是PMS星，或者非常接近零龄主序星。在短节奏模式下观察到四个$δ$ ~Scuti变量，这使我们能够解析整个频谱。对于这四颗恒星，我们能够推断出一些关于它们年龄的定性信息。对于剩下的两颗$δ$ ~Scuti星，只有长节奏的数据，这意味着一些频率可能是别名。其中一颗星似乎是一个等级三元系统中的旋转变星。这是一个特别重要的目标，因为当径向速度观测数据可用时，它有可能准确地确定质量。我们还报告了新的高分辨率阶梯光谱获得的一些恒星的样本。
2015-09-23 astro-ph.SR
Empirical Tests of Pre-Main-Sequence Stellar Evolution Models with Eclipsing Binaries
我们检查的性能标准PMS恒星演化模型对准确测量的性能的基准样本的26颗PMS星在13 EB系统。我们提供了一个明确的汇编所有基本属性的EB。我们还提供了各种PMS模型集的最终汇编。在H-R图中，由模型推断的单个恒星的质量在1 Msun以上的精确度超过10%，但在1 Msun以下，它们的偏差为50- 100%。我们发现的证据表明，失败的模型，以匹配的数据是链接到EB样本中的三倍，至少有一半的EB拥有三级同伴。排除三元组，模型再现恒星质量优于~10%的H-R图，下降到0.5 Msun，低于目前的样本是完全被三重污染。我们考虑了几种机制，其中第三可能会导致EB属性的变化，从而腐败的协议与恒星模型的预测。我们表明，三级轨道的能量是可比的，需要潜在地解释分散在EB属性通过注入热量，也许涉及潮汐相互作用。从现有的证据来看，这种机制，无论它如何详细地运作，对恒星表面性质的影响比对它们内部结构的影响更大，因为锂丰度与模型预测大致吻合。作为年轻星团成员的EB单独出现在20%以内，但总体上显示出约50%的明显年龄分布，这表明年轻星团中的真实年龄分布。然而，这种明显的电子束年龄分布也可能是由第三系元素引起的电子束性质分散的结果。[摘要]
2014-06-15 astro-ph.SR
The size of ABDorA from VLTI/AMBER interferometry
前主序星ABDorA是四重星系ABDoradus的主要组成部分。ABDorA的近伴星ABDorC的质量和光度的精确测定为低质量恒星演化理论模型的标定提供了重要的基准。这个校准精度的限制因素是系统的年龄，因为ABDorA和C的质量和光度都被其他正在进行的计划很好地监测。在本文中，我们介绍了ABDorA的VLTI/AMBER观测，它提供了这颗恒星的大小的直接测量，0.96+/-0.06 Rsun。后者的估计，结合其他基本参数也测量这颗星，允许PMS进化模型使用H-R图和质量半径关系的精确测试。我们发现我们的半径测量值大于模型预测的值，我们将其解释为ABDorA强磁性活动产生的过大的证据。考虑到，至少部分地，这种磁效应，理论等时线已被用来推导的年龄限制ABDorA，有利于年龄约40-50百万年为这个系统。我们的数据并没有完全排除老年人。
2011-08-05 astro-ph.SR
Population synthesis to constrain Galactic and Stellar Physics- I- Determining age and mass of thin-disc red-giant stars
盖亚的基石任务，加上补充调查，将彻底改变我们对银河系形成和历史的理解，提供准确的恒星质量，半径，年龄，距离，以及化学性质的非常大的样本恒星在不同的银河系恒星星族。使用改进的人口合成方法和新的恒星演化模型，我们试图评估的可能性，推导年龄和根据化学性质计算团簇星的质量。贝桑松星系模型（BGM）的新版本使用STAREVOL计算的新恒星演化轨迹。这些轨迹提供了从PMS到早期AGB的化学和地震性质。这是第一次，BGM可以探索发生在红色中的额外混合的效果-特别是，我们关注热盐不稳定性对化学性质的影响，以及利用表面[C/N]测定恒星的年龄和质量丰度比。额外混合对3 He，12 C/13 C，N和[C/N]丰度的影响是量化的。我们强调了星震学对区分属于银河系盘的场巨星演化状态的关键贡献。包含热盐不稳定性对12 C/13 C，3 He和[C/N]值的变化，揭示了不同金属丰度下热盐混合的效率及其对由[C/N]值确定恒星质量和年龄的影响。根据这些模型，我们提出了由化学丰度确定恒星年龄和质量的简单关系式，并强调了星族合成工具在检验恒星模型和内部输运过程中的作用恒星。我们表明，运输过程中发生的红巨星应考虑在确定年龄为未来的银河系考古学研究。（节略）
2017-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revising the ages of planet-hosting stars
利用\textsl{PA} dova \& T \textsl{R} ieste \textsl{S} tellar \textsl{E} volutionary \textsl{C} ode（PARSEC）计算的恒星轨迹和等时线，测量了行星宿主星的年龄。我们开发了基于两种不同技术的算法来确定场星的年龄：\emph{isochrone placement}和\emph{Bayesian estimation}。他们的应用程序的合成样本的同时代的明星显示的内在限制，每种方法。例如，模态年龄的贝叶斯计算倾向于选择等时线网格中的极端年龄值。因此，我们使用等时线放置技术来测量317个SWP的年龄。我们发现SWP的$\sim6\%$年龄小于0.5 Gyr。年龄分布在[1.5，2）Gyr区间达到峰值，然后下降。然而，$\sim7\%$的恒星年龄超过11 Gyr。当考虑到太阳的演化阶段时，太阳原来是一颗拥有行星的普通恒星。与文献中的年龄相比，我们的SWP年龄分布的峰值较少，并且根据等时线拟合，向较低年龄略有偏移。特别是，在文献中没有年龄低于0.5 Gyr的。
2014-12-05 astro-ph.SR
Photometric determination of the mass accretion rates of pre-main sequence stars. V. Recent star formation in the 30 Dor nebula
本文报道了包括R136星团在内的30 Dor中心~ 2.7 'x2.7'区域最近形成的低质量恒星的性质。使用De Marchi et al.（2011 c）的测光表，基于哈勃太空望远镜（HST）的观测，以及该领域最新的消光定律，我们识别出1035颗真正的前主序（PMS）星，它们在4 sigma水平上显示出Halpha过量发射，Halpha等效宽度为20 AA或更大。我们发现年龄跨度很大，约为0.1- 5000万年。我们还发现，较老的PMS对象被放置在前面的R136集群，并从它分开了大量的吸收材料，这表明恒星的形成已经从周边到该地区的内部进行。我们推导出所有PMS恒星的物理参数，包括质量m，年龄t和质量吸积率M_acc。为了确定这些参数之间的可靠相关性，这些参数是相互交织的，我们使用多元线性回归拟合的类型log M_acc = a log t + b log m + c。30 Dor的a和b值与NGC 346和NGC 602中的值一致。我们将拟合扩展到大麦哲伦云和小麦哲伦云以及银河系中6个恒星形成区的1307颗PMS星的均匀样本，这些恒星的金属丰度在0.1-1.0 Zsun范围内，0.5 < m/Msun < 1.5，t <1600万年。我们发现a=-0.59+/-0.02和b=0.78+/-0.08。6个区域之间的残差存在系统性差异，表明与金属丰度Z有很强的相关性，类型为c =（-…
2017-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Benchmark ages for the Gaia benchmark stars
在对银河系恒星进行大规模调查的时代，恒星年龄对于研究银河系的演化至关重要。但是确定场星的年龄是出了名的困难，因此，我们试图确定基准年龄的广泛研究的盖亚基准星，可用于验证的目的。通过搜索文献中的年龄估计从不同的方法和推导新的年龄的基础上贝叶斯等时线拟合，我们能够把可靠的限制的年龄的33个基准恒星。具有明确年龄的巨星都很年轻，扩大样本以包括具有星震年龄的老巨星将是有益的。一些恒星的表面参数与年龄小于16 Gyr的等时线不一致。在模型中加入$α$ -增强功能（当相关时）解决了其中一些情况，但其他情况则明显突出了模型和观察结果之间的差异。我们测试原子扩散对年龄估计的影响，通过拟合模型的实际表面金属丰度，而不是初始值，发现除了一个单一的关闭恒星的影响可以忽略不计。最后，我们表明，我们的能力，以确定等时线为基础的年龄，大型光谱调查在很大程度上反映了我们的能力，以确定这些基准恒星的年龄，除了恒星与$\log g \gtrsim 4.4$ dex，因为他们的位置在HR图几乎年龄不敏感。因此，等时线拟合不限制他们的年龄光谱恒星参数的典型的不确定性。
2018-10-05 astro-ph.SR
Photometric determination of the mass accretion rates of pre-main-sequence stars. VIII. Recent star formation in NGC 299
本研究基于 HST 的 V、I、Hα 测光识别 NGC 299 中 250 颗吸积 PMS 星，发现两代年轻恒星及较低吸积率，并由密度轮廓推断星团正在向星场弥散。
2023-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Determining stellar accretion rates from $Pa_α$ and $Br_β$ emission lines with JWST NIRSpec
本研究基于 JWST NIRSpec 对 NGC 3603 中主序前恒星的 $Pa_α$ 和 $Br_β$ 线进行系统测量，首次建立两线光度与吸积光度的经验关系，用于估计大样本恒星吸积率。
2024-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Statistics of magnetic field measurements and evolution of magnetic field of OBA stars
本文综述了OBA星磁场的测量。基于这些数据，我们确认磁场的分布符合对数正态分布规律，平均值log（B）=-0.5（B单位：kG），标准差σ =0.5。磁场分布的形状与中子星的相似。这一发现支持了中子星的磁场主要由其前身大质量OB星的磁场决定的假设。此外，我们模拟了银河系中磁性大质量恒星系综的演化。我们使用我们自己的人口合成代码，以获得恒星的半径，年龄，质量，温度，有效磁场和磁通量的分布，从前主序（PMS）通过零年龄主序（ZAMS）的终端年龄主序（TAMS）阶段。将我们模型中得到的磁场分布（MFD）与最近的恒星磁场测量结果进行比较，可以得出结论：大质量恒星的磁场演化即使不是不存在，也是缓慢的。实际MFD的形状没有显示出以前提出的磁沙漠的迹象。基于这一发现，我们认为观测到的磁星比例是由恒星演化PMS阶段的物理条件决定的。
2017-09-15 astro-ph.SR
Characterizing the Low-Mass Pre-Main-Sequence Population in the Low-Metallicity Star-Forming Region Dolidze 25 Using VLT-MUSE
利用VLT-MUSE观测研究低金属licity环境Dolidze 25中的低质量前主序星，发现吸积率与太阳金属licity区域相似，强调需使用金属licity匹配模型以获得可靠结果。
2025-12-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
Chromospheric emission of solar-type stars with asteroseismic ages
在冷恒星的主序星寿命期间，由于磁制动驱动恒星自旋下降，恒星的磁活动会衰减。年轻恒星的色球发射演化已经得到了很好的研究，但是在确定主序上较老的冷恒星的年龄方面的困难使得过去对较老恒星的研究变得复杂。在这里，我们报告的色球Ca II H和K线测量的26个主序星冷星的星震年龄超过一千兆年和光谱类型F和G。我们发现，对于G星和较冷的F型星仍然有对流信封的磁活动继续减少恒星年龄超过10亿年。我们的磁活动测量没有显示出磁制动机制停滞的证据，这已经被报道为G和F型恒星的恒星自转与年龄。我们还发现，在我们的样本中的冷F星的测量R 'HK指标值低于预测的年龄-活动关系，主要是从年轻的星团的数据校准。我们的结论是，在个人的光谱类型箱，色球磁活动与恒星年龄，即使是老恒星。
2019-10-28 astro-ph.SR
A seismic scaling relation for stellar age II: The red giant branch
由于地震标度关系的简单和易于应用，它被广泛用于确定表现出类似太阳振荡的恒星的性质，如太阳双星和红巨星。到目前为止，还没有地震标度关系来确定红巨星的年龄。这样的关系对于星系考古学来说是可取的，因为它使用恒星年龄来绘制银河系的历史。红巨星的年龄必须参考理论恒星模型的网格来估计，这可能是计算密集型的。在这里，我提出了一个详尽的搜索涉及不同组合的可观测量的标度年龄关系。候选标度关系使用1,000多颗红巨星进行校准和测试，这些红巨星的年龄是通过基于网格的建模获得的。我报告了红巨星分支恒星的多个高质量比例关系，其中最好的比例关系显示出与基于网格的建模一样精确，典型的不确定性为15%。此外，我提出了新的红巨星的质量和半径的缩放关系。
2019-12-09 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Evolution of X-ray Activity in <25 Myr Old Pre-Main Sequence Stars
测量主序前（PMS）恒星的X射线发射的演化，可以深入了解两个问题：磁发电机过程对内部结构变化的响应，以及高能辐射对原行星盘和原始行星大气的影响。我们展示了来自Chandra X射线和Gaia-EDR 3巡天的10个附近疏散星团中年龄为7- 2500万年的6,003颗恒星的样本。结合MYStIX和SFiNCs恒星形成区大样本年轻（<500万年）恒星的结果，导出了恒星演化早期阶段的质量分层活动-年龄关系。X射线光度（Lx）在最初的几百万年是恒定的，可能是由于存在扩展的X射线日冕对恒星大小的时间变化不敏感。然后Lx在700万年到2500万年之间衰变，随着恒星质量的增加，衰变速度会更快。这种衰变被解释为随着辐射核的增长，α ^2发电机的效率降低，并出现了太阳型的α-欧米茄发电机。对于质量更大的3.5- 7 Mo全辐射星，X射线发射量骤降，表明缺乏有效的磁发电机。这些发现提供了改进的测量高能量辐射对星周物质的影响，首先是原行星盘，然后是年轻行星的大气。观测到的X射线亮度可能非常高，以至于一颗围绕太阳质量PMS恒星的内部地球质量岩石，非磁化行星可能会在几百万年内失去其主要和次要大气层。因此，PMS X射线发射可能对早期行星大气的演化和促进可居住性上升的条件产生重大影响。
2022-06-11 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
