Lithium and Beryllium in NGC 752 -- An Open Cluster Twice the Age of the Hyades
轻元素锂（Li）和铍（Be）的表面丰度揭示了恒星内部发生的物理过程的信息。对疏散星团恒星中这两种元素含量的研究表明，年龄对这些机制有影响。我们在凯克一号望远镜上用HIRES获得了高光谱分辨率和高信噪比的NGC 752主序星Li和Be的光谱。为了与其他星团进行有意义的比较，我们在一个共同的尺度上确定了恒星参数。我们已经发现了丰富的锂和Be的光谱合成技术。NGC 752的年龄是毕宿星团的两倍。我们发现：（1）在NGC 752中，以6500 K附近为中心的Li凹陷较宽，并向低温扩展，（2）在较老的NGC 752中，Be凹陷较深，（3）在6200 K附近的Li“峰”较低约0.3 dex，（4）在6200 K附近的Li“峰”较低约0.3 dex，（5）在6200 K附近的Li“峰”较低约0.3 dex。4）尽管较冷的恒星中Be的消耗很少，但NGC 752中的Be可能比毕宿星团中的Be低; 5）两个团簇的Li含量均随温度的降低而降低，但在一定温度下，NGC 752团簇中Li含量比NGC 752少$\sim$ 0.4 dex。这些差异与理论预测的轻元素核在表面对流区以下的输运是一致的。这两个星系团的旋转随温度变化的模式表明了它们与旋转自旋下降的联系。
2022-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Correlated Depletion and Dilution of Lithium and Beryllium Revealed by Subgiants in M 67
锂（Li）和铍（Be）的表面含量提供了对恒星内部混合和循环机制的见解。老的疏散星团，M 67，在主序星和演化的恒星中，锂的丰度都得到了很好的研究。Be丰度给了我们一个更深层次的恒星探测器。我们已经采取了高分辨率的光谱与凯克我与HIRES确定Be丰度沿亚巨星分支的M 67，那里有戏剧性的亏损李。这些次巨星的质量范围从1.26到1.32 M $_{\odot}$，并且是从主序星演化而来的，这些主序星可能占据了在年轻星团中发现的锂-铍倾斜区域。Pace等人已经将M 67中103颗恒星的锂丰度调整到相同的尺度。质量更大的恒星$-$现在是从主序星$-$中最冷、演化最远的恒星，其锂含量在亚巨星分支中下降了400倍。我们的新Be丰度也显示出下降，但下降了$\sim$ 50倍。这两种元素一起下降，Li在这些次巨星中的下降比Li-Be倾斜星更陡峭。铍丰度相对于锂丰度的下降与希尔斯和德利扬尼斯的模型非常吻合，这是专门为M 67的次巨星而设计的。这些模型包括恒星自转引起的混合效应。这些M 67次巨星显示了主序的损耗和主序后Li和Be的稀释。
2019-10-17 astro-ph.SR
Chemical Evolution in the Milky Way: Rotation-based ages for APOGEE-Kepler cool dwarf stars
我们使用恒星角动量演化模型来确定APOGEE- \textit{Kepler}冷矮星样本中$\sim500$恒星的年龄。我们专注于较低的主序星，在那里其他年龄测定工具变得无效。我们的年龄分布相比，来自asteroseismic和巨大的样本和太阳类似物。我们能够恢复旧的，较低的主序星的陀螺年代学年龄，一个显着的改进，在较热的恒星先前的工作。在我们的模型假设下，我们的年龄具有$14\%$的中值相对不确定性，与使用传统方法推断的更大质量恒星的年龄精度相当。我们调查的趋势银河$α$增强年龄，发现的证据之间的年龄最古老的$α$贫穷的恒星和散装$α$丰富的人口的检测阈值。我们认为，陀螺年代学是一个有效的工具，达到年龄的10- 12 Gyr的K-和早期M-矮星。最后，我们提出了第一次努力量化的影响，详细的丰度模式旋转演化。我们估计一个$\sim15\%$偏见的年龄冷，$α$增强（+ 0.4 dex）明星时，标准的太阳丰度模式旋转模型用于年龄推断，而不是模型，适当占$α$富集。
2019-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The TIME Table: Rotation and Ages of Cool Exoplanet Host Stars
年龄是一个恒星参数，既基本又难以确定。在中年M矮星中，最多产的近距离和可探测的系外行星，陀螺年代学是最有前途的年龄分配方法，但需要在已知年龄的星团中通过旋转温度序列（陀螺年代）进行校准。我们整理了249颗晚期K型和M型（（$T_{eff}$ =3200- 4200 K）系外行星宿主恒星的目录，并建立了旋转周期，并应用了基于相关出版的陀螺时的经验，温度依赖的旋转年龄关系，包括来自4 Gr年龄的疏散星团M67的观测。我们估计了其中227颗恒星的年龄，以及8颗其他恒星的年龄上限，不包括14颗旋转过快或超出我们陀螺年代学有效参数范围的恒星。我们估计的不确定性的基础上观察到的分散在旋转周期的年轻的集群，错误的gyrochrones，温度和非太阳金属丰度的不确定性。对于那些恒星测量金属丰度，我们提供，但不包括从太阳金属丰度偏差的影响进行校正。我们样本的年龄分布在10 Gyr（银河系圆盘的年龄）处下降到接近零，少数异常值可以用很大的不确定性来解释。继续增加或扩展星团旋转序列，以更彻底地校准时间和温度空间中的陀螺年代学，更精确和可靠的旋转周期测量，以及更准确的恒星参数测量，将使这些重要的系外行星宿主恒星的年龄估计不断改进。
2023-01-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Globular cluster absolute ages from cooling brown dwarfs
球状星团是我们银河系中最古老的恒星聚集体，可以成为测试从恒星演化到宇宙学理论的有用实验室。本文提出了一种利用棕矮星的观测资料估算球状星团绝对年龄的新方法。在主序末端和褐矮星区域之间的过渡区域，其特征是缺乏作为星等函数的天体。最亮的冷却棕矮星很容易通过颜色-星等图中的密度增加来识别，因为你的星等变暗，这些最亮的棕矮星随着年龄的增长而变暗。通过识别最亮的棕矮星，就有可能在1 Gyr的精度内确定球状星团的年龄，并具有4 σ的置信度。这种新方法独立于目前的年龄估计方法，也不依赖于星团与地球距离的知识，由于詹姆斯韦伯太空望远镜的高空间分辨率和令人难以置信的红外灵敏度，这种方法将变得可行。
2017-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
New Way to Date Globular Clusters: Brown Dwarf Cooling Sequences
University of Notre Dame（圣母大学）
利用詹姆斯·韦伯空间望远镜的多波段成像数据，提出一种基于似然的直方图自由方法，通过棕矮星冷却行为测定球状星团年龄，有效降低系统误差，提升年龄测定精度。
2026-04-14 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
Precise Ages of Field Stars from White Dwarf Companions
恒星和银河系化学演化的观测测试要求共同了解恒星的物理参数，详细的元素丰度和精确的年龄。对于冷的主序星（MS），许多元素的丰度可以通过光谱学测量，但年龄很难确定。如果MS星有一颗白矮星伴星并且距离已知，情况就不同了，因为这样一个双星系统的年龄可以从冷却的白矮星的光度特性中精确地确定。作为一个试点研究，获得精确的年龄测定领域MS星，我们确定了近百名候选人，这样宽的二元系统：一个微弱的WD的GPS 1自行车匹配的一个明亮的MS星在盖亚/TGAS具有良好的视差（$σ_\varpi/\varpi\le 0.05$）。我们使用这个精确的距离（假设是共同的对），并推断年龄为每个二元系统的WD的多波段测光与BASE-9代码。对于$42$（$67$）MS-WD系统，所得年龄估计值精确到$\le 10\%$（$\le 20\%$）。我们的分析使迄今为止具有精确距离的MS-WD系统的数量增加了一倍多，并且将具有精确年龄测定的此类系统的数量提高了一个数量级。随着盖亚DR 2数据的出现，这种方法将适用于更大的样本，提供许多MS恒星的年龄（可以产生超过20种元素的详细丰度），特别是在年龄范围2到8\，\Gyr，那里只有很少的已知星团。
2018-02-19 astro-ph.SR
Multi-Gigayear White Dwarf Cooling Delays from Clustering-Enhanced Gravitational Sedimentation
当理论冷却模型完全考虑到白矮星内部稠密等离子体的物理性质时，冷却白矮星（WD）可以得到准确的年龄。我们使用MESA研究冷却模型的一组大规模和超大规模的WD（0.9-1.3 $M_\odot$），以前的模型无法匹配的运动学年龄指标的基础上盖亚DR 2。我们发现，在这个群体中的WD可以解释为C/O核心经历了意想不到的快速$^{22}$ Ne沉淀在强液体内部之前结晶。我们建议，这种快速沉降是由于形成固体团簇的$^{22}$ Ne在液体C/O背景等离子体。我们发现，这些较重的固体团簇下沉速度比个人$^{22}$氖离子，并提高沉降加热速率足以显着减缓WD冷却。MESA模型，包括我们的处方团簇形成和沉积经验的冷却延迟$\approx$ 4 Gyr的WD Q分支，缓解冷却年龄和运动年龄之间的紧张关系。然后，该相同的模型预测与较低质量WD（0.6-0.8 $M_\odot$）中的6 Gyr或更大的结晶相一致的冷却延迟。这样的延迟是兼容的，也许需要的，观察WD人口在当地100 pc WD样本和疏散星团NGC 6791。这些结果激发了新的调查的物理强耦合的C/O/Ne等离子体混合物在强液体状态附近的结晶和测试，通过与所观察到的WD冷却比较。
2020-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bayesian analysis of ages, masses, and distances to cool stars with non-LTE spectroscopic parameters
对于星系演化的研究，恒星演化阶段和星族成员的准确描述是至关重要的。标准的方法依赖于从恒星演化模型中提取这些信息，但需要通过独立的方法获得恒星的有效温度、表面重力和金属丰度。在以前的工作中，我们确定了精确的有效温度和非LTE logg和[Fe/H]（NLTE-Opt）的大样本的贫金属星，-3<[Fe/H]<-0.5，从RAVE调查。作为这项工作的继续，我们在这里推导出它们的质量，年龄和距离使用贝叶斯方案和GARSTEC恒星轨迹。为了进行比较，我们还使用从广泛使用的1D LTE激发-电离平衡Fe（LTE-Fe）确定的恒星参数。我们发现，后者导致系统性地低估了恒星的年龄，10- 30%，但高估了质量和距离。贫金属巨星遭受最大的70%的分数距离偏差。此外，我们将我们的结果与RAVE合作组织发布的共同恒星的结果进行了比较（DR 3，Zwitter et al. 2010，Seibert et al. 2011）。这显示了有效温度的-400至+400 K偏移，表面重力的-0.5至1.0 dex偏移，以及距离的10%至70%。系统趋势与我们在NLTE-Opt和LTE-Fe参数之间发现的相关性非常相似，表明RAVE DR 3数据可能受到1D LTE合成光谱的物理限制的影响。我们的结果承担任何研究，分光光度的距离恒星运动学的基础。特别是，它们为SDSS/SEGUE观测引起的关于星系晕起源的争论提供了…
2012-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using Lithium and Beryllium to Study Structure and Evolution of Rotating Stars: Spite Plateau of Halo Stars
School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory of Supernova Research, Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台超新星国际研究中心、云南省超新星研究重点实验室）；Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）
通过旋转模型解释晕星锂高原，揭示锂耗尽与恒星演化过程的关系。
2026-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Cool dwarfs stars from the Torino Observatory Parallax Program
我们在都灵天文台视差计划中调查和参数化高自行红色恒星。1994 - 2001年期间，在1.05米的都灵望远镜上对27个物体进行了观测。使用标准技术确定三角松弛和自行。我们确定了松弛和自行，通过与模型的比较，我们推断出质量、年龄和金属丰度。在这27个天体中，有22个在25秒差距以内，4个似乎是次矮星。有18个对象的公开声明，除4个外，所有对象都同意在2 $σ$内。差异进行了讨论。
2010-03-07 astro-ph.SR
An Improved Age-Activity Relationship for Cool Stars older than a Gigayear
具有对流包层的恒星显示出磁活动，由于恒星的磁制动，磁活动随着时间的推移而减少。对于年轻恒星，这种磁活动的年龄依赖性得到了很好的研究，但对于老年恒星这种依赖性的性质还没有很好的理解。这主要是因为老恒星的绝对年龄很难测量。然而，相对准确的恒星年龄最近已经通过星震学达到。在这项工作中，我们提出了X射线光度，这是一个衡量的磁活动显示的恒星日冕，为24颗恒星，确定年龄超过千兆年。我们发现了14颗具有可检测X射线光度的恒星，并使用这些恒星来校准年龄-活动关系。我们发现恒星的X射线光度之间的关系，归一化的恒星表面积，和年龄是陡峭的比年轻的恒星的关系，与$-2.80 \pm 0.72$的指数。以前的研究发现，年龄-活动关系的指数值在-1.09到-1.40之间，取决于光谱类型，对于年轻的恒星。考虑到最近有报道称，年老的冷恒星的年龄和自转周期之间的关系是平坦的，一个可能的解释是，我们看到了活动和自转之间的关系是强烈的陡峭化。
2017-06-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Cool DZ white dwarfs I: Identification and spectral analysis
光谱中有金属线的白矮星是后主序星系的路标。搜索斯隆数字巡天（SDSS）数据发布12，我们已经确定了231个具有强金属吸收的冷（<9000 K）DZ白矮星，将DZ冷却序列扩展到更高的金属丰度，更低的温度，因此更长的冷却年龄。在这231个星系中，有104个是以前未知的白矮星。与以前的工作相比，我们的光谱拟合使用改进的模型大气更新的线剖面和线列表，我们使用它来获得有效的温度和丰度高达8个元素。我们还确定光谱距离我们的样品，确定两个halo-members与切向空间速度>300公里。我们的结果对残留行星系统的影响将在另一篇论文中讨论。
2017-01-26 astro-ph.SR
Rotation periods and seismic ages of KOIs - comparison with stars without detected planets from Kepler observations
恒星最难推导的性质之一是它们的年龄。对于冷的主序星，可以利用自转年代学关系从实测自转周期和HR图位置推断恒星年龄。这些关系有几个校准与已知的年龄老，长的旋转周期的恒星。有一个重要的老开普勒对象的样本，或KOI，既有可测量的表面旋转周期和精确的小行星地震测量，从中可以准确地得出年龄。在这项工作中，我们确定的年龄和太阳般的脉动KOIs的旋转周期都比较恒星的旋转特性与已知的行星和放大的gyrochronology校准样本的老恒星。我们使用开普勒光度光变曲线推导出恒星表面自转周期，同时使用星震建模门户（AsteroseismoldingPortal）结合高分辨率光谱参数获得星震学年龄。因此，我们确定表面旋转周期和年龄的11个行星托管恒星，所有超过2 Gyr老。我们发现，行星托管恒星表现出的旋转行为，是符合最新的年龄旋转模型和类似的旋转行为的恒星没有检测到行星。我们的结论是，这些旧的KOI可以用来测试和校准陀螺仪与恒星不知道主机行星。
2015-10-30 astro-ph.SR
Benchmark cool companions: Ages and abundances for the PZ Tel system
我们提出了新的年龄和丰度测量的前主序星PZ Tel。PZ Tel最近被发现拥有一个年轻的低质量伴星。使用FEROS光谱，我们测量了PZ Tel的原子丰度（例如Fe和Li）和色球活动，并使用这些来获得伴星的金属丰度和年龄估计。我们发现PZ Tel是一个快速旋转的恒星（vsini=73 \pm 5 km/s），~太阳金属丰度（logN（Fe）=-4.37 dex或[Fe/H]=0.05 dex），测得的平均logR'HK为-4.12。我们测量的NLTE锂丰度logN（Li）=3.1 \pm 0.1dex，从耗尽模型产生的年龄为7+4-2百万年的系统。测得的色球活动返回的年龄为26 \pm 2 Myrs，拟合前主序演化轨迹（Tau_evol=22 \pm 3 Myrs），这两者都与锂年龄不一致。我们推测这种差异的原因，并引入新的模型，锂耗尽，包括旋转和磁场的影响。我们还合成了太阳能、贫金属和富金属亚恒星演化模型，以更好地确定PZ Tel B的整体性质，这表明PZ Tel B的质量可能比以前的估计更大，这意味着它不是一颗巨大的系外行星。我们展示了PZ Tel B与其他目前已知的年龄和金属丰度基准系统的比较，并试图根据经验测试尘埃不透明度作为金属丰度的函数对褐矮星近红外颜色的影响。目前的模型表明，在近红外观测更敏感的低质量的同伴轨道更富含金属的恒星。我们还寻找之间的趋势红外测光和金属丰度之间…
2012-01-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
An upper limit to the secular variation of the gravitational constant from white dwarf stars
宇宙年龄上的引力常量的变化改变了主序星的寿命和白矮星的冷却年龄。使用一个国家的最先进的恒星演化代码，我们计算的影响，一个长期变化的G的主要序列年龄，并采用白矮星冷却年龄计算考虑到运行G的影响，我们把约束牛顿常数的变化率。这是使用白矮星光度函数和研究得很好的疏散星系团NGC 6791的距离来完成的。我们得到了一个上限G ′/G ~ -1.8 × 10 ~（-12）~（-1）/yr。这个上限的长期变化的引力常量比较有利，与其他恒星的演化性质获得的，可以很容易地改善，如果深的图像的集群允许获得一个改进的白矮星光度函数。
2011-05-10 astro-ph.CO astro-ph.SR gr-qc
New phase diagrams for dense carbon-oxygen mixtures and white dwarf evolution
冷白矮星是可靠的独立恒星计时器。最常见的白矮星具有碳氧致密的核心。因此，非常冷的白矮星的冷却年龄敏感地依赖于所采用的碳氧二元混合物的相图。利用直接分子动力学模拟得到了一个适用于白矮星内部的致密碳氧混合物相图。在本文中，我们探讨了这种相图在冷白矮星演化中的作用。为了做到这一点，我们采用了详细的恒星演化代码和准确的初始白矮星配置，来自祖星的完整演化。我们使用了两种不同的相图，Horowitz et al.（2010）的相图呈现了一种非对称性，Segretain & Chabrier（1993）的相图呈现了纺锤形。我们计算了0.593和0.878 M_sun白矮星模型在结晶阶段的演化，发现当使用Horowitz等人（2010）的新相图时，碳氧相分离释放的能量较小。这转化为时间延迟，平均约为2倍，小于当采用Segretain & Chabrier（1993）的相图时获得的时间延迟。我们的结果对白矮星宇宙年代学具有重要意义，因为在两种相图中，非常老的白矮星的冷却年龄是不同的。这可能会对非常古老的球状星团的年龄测定产生明显的影响，对于这些球状星团，白矮星的色星等图提供了一种独立的方法来估计它们的年龄。
2011-10-25 astro-ph.SR
The effect of starspots on the ages of low-mass stars determined from the lithium depletion boundary
在一组同时代的低质量恒星中，在保留初始锂的恒星和那些质量稍高的恒星之间的急剧过渡的光度，其中锂已经被核反应耗尽，锂耗尽边界（LDB），已经被作为一种几乎独立于模型的方法来建立年轻恒星的年龄尺度。在这里，我们构建多变的收缩前主序星（PMS）的模型，有冷，磁性恒星黑子阻止一小部分$β$的光球通量。恒星黑子减缓了沿林轨道的下降，导致较低的核心温度和在给定的质量和年龄下较少的Li破坏。根据LDB的光度$L_{\rm LDB}$确定的年龄$τ_{\rm LDB}$，与根据无斑点模型推断的年龄相比，增加了一个因子$(1-β)^{-E}$，其中$E \simeq 1 + d\log τ_{\rm LDB}/d \log L_{\rm LDB}$和在年龄$< 80$ Myr时有一个值$\sim 0.5$，对于较老的恒星则减少到$\sim 0.3$。有斑点的恒星在K波段辐射热校正和颜色之间的关系与无斑点的恒星几乎相同，因此这种关系同样适用于从LDB的绝对K星等推断的年龄。低质量PMS星确实有星点，但$β$的适当值是高度不确定的，可能的范围是$0.1 < β< 0.4$。对于较小的$β$值，我们的研究结果表明，LDB年龄的适度系统性增加与先前声称的技术的理论不确定性的最大水平相当。然而，最大的$β$值将使LDB年龄增加20- 30%，并需要重新评估使用LDB年龄校准的其他年龄估计技术。
2014-09-30 astro-ph.SR
Boron Abundances in the Galactic Disk
与锂和铍相比，硼线在光学上的缺失导致迄今为止在银河系恒星中测量的硼丰度数据相对较小。在本文中，我们讨论了硼丰度发表在文献中，并专注于硼在银河系中的演化，从原始的硼丰度在冷恒星以及早期型恒星在银河系盘。从盘中冷的F-G矮星获得的B与Fe的趋势被发现具有0.87 +/- 0.08的斜率（在双对数图中）。这一斜率与贫金属晕星中B与Fe的斜率相似，并且在硼的化学演化中晕与盘之间似乎存在一种平滑的联系。硼与氧的盘趋势具有约1.5的更陡斜率。该斜率表明硼相对于氧的初级和次级生产之间的中间行为。如果[O/Fe]随着[Fe/H]的降低而增加，则氧的斜率与Fe的斜率一致，正如在圆盘中观察到的那样。
2010-01-26 astro-ph.SR
Cool DZ white dwarfs II: Compositions and evolution of old remnant planetary systems
在先前的研究中，我们分析了230颗表现出强金属污染的冷（$T_\mathrm{eff}$ < 9000 K）白矮星的光谱，测量了Ca、Mg、Fe的丰度，在某些情况下测量了Na、Cr、Ti或Ni的丰度。在这里，我们解释这些丰度的吸积的碎片从太阳系外的星子，并推断母体成分范围从壳状（富含钙和钛）的核心（富含铁和镍）。特别是，两颗白矮星SDSSJ 0823 +0546和SDSSJ 0741 +3146，其log[Fe/Ca] > 1.9 dex，Fe/Ni比与大部分地球相似，它们吸积了迄今为止发现的最像核心的系外小行星。这些白矮星的冷却年龄在1-8 Gyr之间，是银河系中最古老的恒星遗迹之一，这使得探测其古老行星系统的长期演化成为可能。从最大丰度的减少作为冷却年龄的函数，我们发现的证据表明，到达白矮星的材料的速率减少了3个数量级以上的$\simeq$ 6.5 Gyr跨度在白矮星冷却年龄，表明质量水库的后主序星行星系统耗尽的$\simeq$ 1 Gyr的电子折叠时间尺度。最后，我们发现我们的样本中的两个白矮星是宽双星的成员，都表现出高丰度，从而提供了强有力的证据，遥远的双同伴可以动态扰动白矮星行星系统。
2018-03-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
An Ultramassive 1.28 M$_\odot$ White Dwarf in NGC 2099
利用凯克I低分辨率成像光谱仪，我们在非常富的疏散星团NGC 2099（M37）中观测到了9颗白矮星候选者。光谱显示七颗是DA白矮星，一颗是DB白矮星，一颗是DZ白矮星。其中三颗DA白矮星与单一演化的星团成员一致：一颗超大质量（1.28 $^{+0.05}_{-0.08}$ M $_\odot$）和两颗中等质量（0.70和0.75 M $_\odot$）白矮星。分析它们的冷却年龄使我们能够计算它们的祖先质量，并建立新的约束的初始-最终质量关系。中等质量的白矮星与以前在这个质量区域的工作非常一致。超大质量白矮星的$V$ = 24.5，比其他两个遗迹暗$\sim$ 2等。这颗恒星的光谱质量较低，因此导出的恒星性质（例如，T $_{\rm eff}$，log g）的不确定性比较亮的对应物高几倍。我们测量了这些不确定性，并确定该恒星的最终质量是迄今为止在星团中发现的质量最高的白矮星，但我们无法计算其前身质量，因为在这个高质量和较冷的T $_{\rm eff}$，其推断的冷却年龄对其质量高度敏感。然而，在最高温度下，冷却年龄对超大质量白矮星质量的敏感性只是中等的。这表明，未来对初始-最终质量关系的上质量端的研究必须确定大质量的新形成的白矮星（即，年龄在50- 1.5亿年之间的年轻星团）。
2016-03-01 astro-ph.SR
PHAT XX. AGB stars and other cool giants in M31 star clusters
星团中AGB星的存在为恒星模型提供了关键的限制，正如麦哲伦云的历史数据所证明的那样。在这项工作中，我们寻找候选人AGB星M31星团的全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查。我们的光度标准选择了比红巨星分支尖端更亮的恒星，其中包括大部分的热脉冲AGB恒星以及早期AGB恒星和其他在年轻恒星星族中预期的发光冷巨星（例如大质量红超巨星和中等质量红氦燃烧恒星）。AGB星可以区分，后验，使用我们的集群样本已经估计的年龄。在星团孔径半径内发现了937个候选者，其中一半（450）很可能是星团成员。与其他数据库的交叉匹配揭示了其中的两个碳星和十个安全变量。经磁场校正的年龄分布显示，年轻的超巨星在小于1亿年的年龄达到峰值，随后是一条长长的AGB恒星的尾巴，延伸到最古老的可能年龄。这条长尾巴揭示了AGB恒星数量的普遍减少，从1亿年时的初始值50 e-6/Msun下降到10 Gyr时的5 e-6/Msun。近太阳金属丰度的理论模型再现了这一总体趋势，尽管在某些年龄段存在局部差异，但其起源尚未确定。整个目录连同调查结果图表一起发布，以方便后续研究。
2020-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Time evolution of high-energy emissions of low-mass stars:I. Age determination using stellar chronology with white dwarfs in wide binaries
恒星的年龄是非常难以确定的，而且经常受到很大的不确定性的影响，特别是对于低质量恒星。我们计划对低质量GKM恒星高能辐射随时间的减少进行校准，因此精确的年龄测定是一个关键因素。我们研究的总体目标是研究这些高能排放的时间演化，作为研究系外行星大气的重要输入。我们建议用基于宽双星的方法测定恒星年龄。我们感兴趣的是由一颗低质量恒星和一颗白矮星（WD）组成的系统，后者充当系统的恒星计时器。我们的目标是获得可靠的年龄晚型恒星的样本年龄大于1 Gyr。我们选择了一个样本组成的DA型WD和GKM同伴宽的二进制文件。高信噪比，低分辨率的光谱观测，获得了大多数的WD成员的样品。大气参数通过将光谱数据拟合到适当的WD模型来确定。系统的总年龄是通过使用冷却序列，初始-最终质量关系和演化轨迹来计算的。光谱观测使我们能够确定年龄的双星系统使用WD作为宇宙计时器。我们获得了可靠的年龄为27颗恒星之间的1和5 Gyr，这是一个范围内的年龄确定变得困难的领域对象。
2011-05-02 astro-ph.SR
The Ages of Optically Bright Sub-Clusters in the Serpens Star-Forming Region
巨蛇座分子云是500 pc以内最活跃的恒星形成区之一，有超过一千个处于不同演化阶段的YSO。成员星的年龄告诉我们星云的恒星形成历史。在本文中，我们开发了一个光谱能量分布（SED）拟合方法，从昴星团成员附近的演化（无盘）的年轻恒星的年龄估计，采用的温度标度从APOGEE光谱。当与猎户座中选定的YSO的文献温度相比时，冷（<5000 K）恒星的SED拟合具有平均<~ 50 K的温度差异，并且对于盘托管和无盘恒星具有~ 210 K的分散度。然后，我们将这种方法应用到YSO在巨蛇座分子云估计年龄的光学成员以前确定的盖亚DR 2天体测量数据。巨蛇座星系中的光学成员集中在不同的亚群中，年龄从400万年到2200万年不等;最年轻的星团W 40和巨蛇座星系南部是尘埃区，缺乏足够的光学成员来进行分析。这些年龄确定了巨蛇座分子云形成恒星的时间比红外线测量推断的要长得多。
2022-05-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion of planetary matter and the lithium problem in the 16 Cygni stellar system
天鹅座16星系是由两个质量和年龄相似的太阳类似物组成的。天鹅座16 A周围有一颗红矮星，而天鹅座16 B则有一颗巨行星。这两颗恒星的重元素丰度相似，但天鹅座16 B中的锂元素比天鹅座16 A中的锂元素要少得多，至少是天鹅座16 A的4.7倍。研究天鹅座16星系的兴趣在于这两颗恒星具有相同的年龄和相同的初始组成。目前观察到的差异一定是由于它们不同的演化，与其中一个拥有一颗与另一个相反的行星的事实有关。我们计算了两颗恒星的模型，这些模型精确地符合观测到的地震频率。我们使用图卢兹日内瓦演化代码（TGEC），其中包括完整的原子扩散（包括辐射加速）。我们将预测的表面丰度与光谱观测结果进行了比较，并证实了另一个混合过程是必要的。然后，我们包括吸积诱导指状对流的影响。行星物质的吸积不会改变金属丰度，但会导致锂的破坏，这取决于吸积的质量。地球质量的一小部分就足以解释16 Cyg B表面的锂丰度。我们还检查了铍的含量。在吸积的重物质到恒星表面的情况下，吸积的重元素不留在外对流区，但他们混合向下的指状对流引起的不稳定的$μ$ -梯度。根据吸积的质量，这种混合过程可能会将锂向下输送到其核破坏层，并导致表面额外的锂耗尽。地球质量的一小部分足以解释16 Cyg系统中4.7的锂比。在这种情况下，铍没有被破坏。这样的过程可能在行星宿主恒星中很常见，将来应该在其他情况下进行研究。
2016-01-21 astro-ph.SR
Uncovering new white dwarf - open cluster associations using Gaia DR3
本研究利用Gaia DR3数据和HDBSCAN算法，在太阳附近疏散星团中发现36个新的白矮星候选成员，为约束初始-终态质量关系提供了新观测样本。
2023-07-03 astro-ph.SR
The frequency of planetary debris around young white dwarfs
本文报道了利用HST COS在1130 - 1435 A远紫外波段对冷却年龄为20-200 Myr和17000 K < Teff <27000 K的H-大气层（DA）白矮星中金属污染的首次无偏观测结果。大气参数和元素丰度的确定使用理论模型，其中包括由于重力沉降和辐射悬浮的元素分层的影响。我们发现，在所研究的85颗DA白矮星中，有48颗，即56%的白矮星显示出金属的痕迹。在25颗恒星中，这些元素可以单独用辐射悬浮来解释，尽管我们认为最近很可能发生了吸积。剩下的23颗白矮星（27%）目前正在吸积。结合前人的研究，我们发现在~40 Myr到~ 2Gyr的冷却年龄中没有吸积速率的趋势。我们的样本的中间，主要序列的祖先对应于一个恒星的2 Msun，我们发现13 2-3白矮星下降到2-3 Msun晚期B-和A-型恒星目前吸积。在14个Mwd > 0.8 Msun的目标中，只有一个目前正在吸积，这表明大部分是双简并合并，合并盘通常不会重新形成大的微行星或污染残留物。我们再次证实了我们先前的发现，两个白矮星Hyads目前正在吸积岩石碎片。在所有冷却年龄为20-200百万年的白矮星中，至少有27%，可能高达50%，正在吸积行星碎片。当Teff > 23000 K时，白矮星的光度可能足以蒸发星周尘埃，因此没有发现强金属污染的恒星，但在这个冷却年龄和Teff范围内，应该会发生星子破裂事件，并可能导致高质…
2014-04-24 astro-ph.SR
Confronting Substellar Theoretical Models with Stellar Ages
根据定义，褐矮星永远不会到达主序星，在它们的整个生命周期中冷却和变暗，因此由于对年龄的强烈依赖，使亚恒星模型具有挑战性。目前，大多数具有独立确定年龄的褐矮星都是附近恒星的伴星，因此恒星年龄是测试亚恒星模型的核心。然而，这些模型只有在质量和年龄都已知的情况下才完全受约束。我们使用凯克自适应光学系统来监测HD 130948 BC的轨道，这是一颗褐矮星双星，是年轻的太阳类似物HD 130948 A的伴星。总的动力学质量为0.109+/-0.003 Msun，显示两个组成部分都是亚恒星，而主星的年龄指标表明其年龄与毕宿星团相当，最精确的年龄是0.79 Gyr。因此，HD 130948 BC在L场和T场矮星中是独一无二的，因为它拥有确定的质量、光度和年龄。我们的研究结果表明，亚恒星演化模型可能低估了高达2- 3倍的因子褐矮星的光度。这种系统误差在演化模型中的影响将是深远的，例如，影响初始质量函数的确定和太阳系外气体巨行星半径的预测。这一结果在很大程度上是基于恒星年龄估计的可靠性，HD 130948 A的案例研究突出了确定任意场恒星年龄的困难，即使是最新的色球活动和陀螺年代学关系。为了更好地评估亚恒星模型中存在的潜在系统误差，对HD 130948 A和其他有褐矮星伴星的恒星（例如，eps Ind Bab）是非常需要的。
2009-01-18 astro-ph.SR
Magnetic Inhibition of Convection and the Fundamental Properties of Low-Mass Stars. III. A Consistent 10 Myr Age for the Upper Scorpius OB Association
当确定可识别的年轻恒星星族的绝对年龄时，结果强烈依赖于研究的恒星。较冷的恒星（K，M）通常产生的年龄比较暖的恒星（A，F，G）年轻两倍。我探讨的可能性，这些年龄差异是磁抑制对流在冷的年轻恒星通过使用磁恒星演化等时线，以确定年龄的上天蝎座分组的天蝎座，半人马座OB协会的结果。发现光谱类型A到M的平均年龄为1000万年，除了一个F型恒星的子集显着更老。协议来自赫兹-罗素图和经验的质量半径关系所定义的食多星系统的年龄。产生一致性所需的表面磁场强度为2.5 kG量级，并根据均分值的先验估计进行预测。HR图中的一个区域被确定为将结构受磁场影响较弱的恒星与结构受磁场影响较强的恒星连接起来。这些模型表明，该区域的特征是恒星的外对流层迅速变薄，辐射核心质量大于恒星总质量的75%。此外，从磁性模型预测的锂耗尽出现在更好的协议与观察到的锂等效宽度比非磁性模型的预测。这些结果表明，对流的磁抑制在低质量恒星的早期演化中起着重要的作用，它可能是年轻恒星星族的年龄差异的原因。
2016-06-27 astro-ph.SR
New extended atomic data in cool star model atmospheres - Using Kurucz's new iron data in MAFAGS-OS models
上下文冷恒星模型大气是研究恒星质量、年龄和元素丰度组成的常用工具。理论大气模型在很大程度上依赖于计算时使用的原子数据。目标。我们提出了流量和温度分层的变化时，从铁的数据计算的R. L。从90年代中期的Kurucz到2009年的Kurucz铁计算。方法. MAFAGS-OS不透明度采样大气使用Ryabchikova在VALD数据库中实现的Kurucz 2009铁原子数据重新计算。温度分层和紧急通量分布的新版本，称为MAFAGS-OS 9，相比前一个版本和太阳通量测量。结果使用转换成VALD格式的Kurucz线表和Mg i和Al i的新的束缚-自由不透明度，导致太阳温度分层的变化不超过28 K。与此同时，计算出的太阳通量分布表明观测和理论太阳模型之间的一致性明显更好。这些变化在相应的模型的温度分层是小的，但仍然影响恒星参数的测定和丰度分析的幅度。
2009-06-30 astro-ph.SR
Spectroscopic ages for 4 million main-sequence dwarf stars from LAMOST DR10 estimated with data-driven approach
本文利用LAMOST光谱和XGBoost数据驱动方法，通过宽双星等构建训练集，为约400万主序矮星估算了年龄，精度达10%-25%，并揭示了化学丰度特征在年龄估计中的关键作用。
2025-08-05 astro-ph.SR
Rotation periods for cool stars in the open cluster Ruprecht 147 (NGC 6774): Implications for gyrochronology
陀螺年代学允许根据观测到的自转周期和质量，或其适当的替代物，推导冷主序星的年龄。对于FGK型恒星，它的研究越来越深入，但对于年龄较大的恒星和K-M型恒星，还需要进一步的测量。我们研究了附近的，3 Gyr的疏散星团Ruprecht 147，以将其与以前研究过的，但更遥远的NGC 6819星团进行比较，特别是测量比以前可能存在的更冷的恒星。我们从先前的工作中构建了一个包含102个星团成员的列表，包括盖亚DR 2，并且在开普勒/K2太空任务的第7次战役中也获得了这些成员的光变曲线。[...]周期信号被发现的32颗恒星，其中21被认为是高度可靠的，并代表单一的，或有效的单一，Ru 147星。这些恒星的光谱类型涵盖了从晚F到中M的恒星，它们的周期从6d到32 d不等，这使得鲁普雷希特147可以与其他疏散星团和旋转自旋下降的模型进行比较。推导出的旋转周期合理地连接，重叠，并扩展到较低的质量，已知的旋转周期分布的2.5 Gyr-old集群NGC 6819。这些数据证实，在旋转周期-质量年龄空间中，冷恒星位于单一表面上，它们同时挑战了通常假设的形状。在Ru 147年龄的色周期图的低质量区域的形状有利于最近提出的模型，该模型需要第三个质量依赖的时间尺度，除了前一个模型所需的两个时间尺度之外，这表明需要第三个物理过程来有效地模拟旋转恒星。
2020-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
New evolutionary sequences for extremely low mass white dwarfs: Homogeneous mass and age determinations, and asteroseismic prospects
我们提供了一个质量为0.15-0.45 Msun的He核白矮星演化序列的精细均匀网格，包括ELM白矮星（<0.20 Msun）的质量范围。网格是适当的质量和年龄的测定，并研究他们的脉动特性。白矮星序列的计算是通过执行全面的进化计算，考虑的主要能源和化学丰度的变化过程中，白矮星的演变。通过计算一个由Msun ZAMS星和1.4 Msun中子星组成的双星系统在不同轨道周期下的非保守演化，得到了演化白矮星的初始模型。为了推导出He核白矮星的冷却年龄和质量，我们使用一个方案，考虑到模型在Teff-g平面不同区域所花费的时间，对我们的序列所提供的M（Teff，g）和年龄（Teff，g）关系进行最小二乘拟合。当在热态闪蒸序列的情况下，冷却年龄和质量确定的多个解决方案是可能的时，这是有用的。我们还探讨了CNO闪光（~0.2 Msun）的发展临界质量附近的模型的绝热脉动特性。这是由于发现了恒星质量接近这个阈值的脉动白矮星。我们获得了58颗极低质量白矮星（包括3颗脉动星）的可靠和均匀的质量和冷却年龄测定。此外，我们发现有很大的差异的周期间隔分布的g-模式的模型与恒星质量~ 0.2 Msun，这可以被用来作为一种地震工具，以区分恒星经历了CNO闪光在其早期冷却阶段，从那些没有。最后，为了便于应用我们的结果，我们提供了一个简化的网格值有用的获得质量和年龄的氦核白矮星。
2013-07-07 astro-ph.SR
Pre-main-sequence isochrones -- II. Revising star and planet formation timescales
我们已经推导出了13个年轻（<3000万年）恒星形成区的年龄，发现它们比文献中通常采用的年龄大两倍。这一结果具有广泛的意义，包括拱星盘存活时间更长（约10-12百万年），平均I类寿命比目前认为的更长（约1百万年）。对于每个恒星形成区，我们从色星等图中得出两个年龄。首先，我们拟合模型之间的演化的零年龄的主序列和终端年龄的主序列，以获得一组同质的主序列的年龄，距离和reddenings具有统计意义的不确定性。我们的第二个年龄为每个恒星形成区的拟合前主序星新的半经验模型等时线。这是第一次（对于一组年龄小于5000万年的星团），我们发现这两个年龄之间存在广泛的一致性，而且由于这些年龄是从两个不同的质量体系得出的，而这两个体系依赖于恒星物理学的不同方面，这使我们对新的年龄尺度充满信心。这种一致性主要是由于我们采用了经验色Teff关系和热辐射校正的前主序星温度低于4000 K。在我们的样本中，恒星形成区的修正年龄为：NGC 6611 ~ 200万年（鹰星云; M 16），IC 5146（茧星云），NGC 6530（泻湖星云; M8），和NGC 2244（玫瑰星云）;猎户座σ、Cep OB 3b和IC 348约600万年;猎户座λ约1000万年（Collinder 69）; NGC 2169 ~ 1100万年; NGC 2362 ~ 1200万年; NGC 7160 ~ 1300万年; χ Pe…
2013-06-13 astro-ph.SR
The Cluster AgeS Experiment (CASE). Variable Stars in the Globular Cluster M55
本文报道了位于球状星团M55中心的55颗变星的时间序列测光。样本包括28个新发现的天体，其中13个是食双星。其中三个是独立的系统，位于星系团颜色-星等图上的关闭区域。其中两个是自行（PM）的M55成员，是一个详细的后续研究，旨在确定集群的年龄和距离的优秀候选人。其他的分离双星位于星团主序的未演化部分。大多数变星都是星团中的蓝离散星。这组包括35颗SX Phe星，两颗接触双星和一颗半分离双星。V60是一个低质量、短周期的大陵五，其洛希叶充满了质量较小、温度较低的成分。质量较大的部分是SX Phe变星。V60的轨道周期以dP/P = 3.0E-9的速率增加。除了众多的变量蓝色离散，我们还报告了两个红色离散显示周期性变化的检测。这两个人都是M55的成员。我们注意到并讨论了在M55和NGC 6752中未演化的主序星之间观测到的接触双星的缺乏。这种明显的缺乏支持了一个演化模型，在这个模型中，接触双星的形成是由主序星关闭时的恒星演化触发的。
2010-11-03 astro-ph.SR
Towards precise stellar ages: combining isochrone fitting with empirical gyrochronology
我们提出了一种新的年龄测定技术，结合陀螺年代学与等时线拟合推断年龄的FGKM主序星和次巨星场。旋光年代学和等时线拟合都能为赫罗图中某些区域的恒星提供相对精确的年龄：旋光年代学最适合于冷的主序星，而等时线拟合则能为主序星转折点附近的恒星提供精确的年龄。结合起来，这两种年龄测定技术可以为更广泛的恒星质量和演化阶段提供精确和准确的年龄，而不是单独使用的方法。我们证明了恒星在Hertzsprung- Russell图或色星等图上的位置可以与其自转周期相结合，同时通过等时线拟合和陀螺年代学来推断精确的年龄。我们发现，将旋转周期与5%的不确定性到恒星演化模型提高年龄精度的FGK恒星的主要序列，并可以，平均而言，提供年龄估计高达三倍更精确的等时线拟合。此外，我们提供了一个新的gyrochronology关系，校准的Praesepe集群和太阳，其中包括一个方差模型来捕捉旋转行为的恒星的旋转周期不延长与时间的平方根，和部分的赫兹斯普朗-罗素图的gyrochronology尚未校准。这份出版物附带了一个开源Python包stardate，用于从旋转周期，光谱参数和/或视星等和星等推断主序星和次巨星FGKM星的年龄。
2019-08-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Ultracool white dwarfs and the age of the Galactic disc
本文对太阳附近的54颗冷超冷（$T_{\rm eff}$ < 4000 K）白矮星（WD）进行了视差观测和详细的模型大气分析。这是第一次，大量的冷和超冷WD有距离和切向速度测量可用。我们的目标的距离从21 pc到>100 pc不等，包括30 pc以内的五星。与预期相反的是，除了其中两个外，它们的切向速度都小于150公里/秒$^{-1}$，因此表明它们是银河系的圆盘成员。这个样本中最古老的WD的WD冷却年龄为10 Gyr，为厚盘人口的年龄提供了一个可靠的下限。我们的许多目标具有非典型的大半径，表明它们是低质量的WD。看起来我们已经在太阳附近探测到了更明亮的冷和超冷的WD。超冷CO核WD的较暗种群仍有待大量发现。大型综合巡天望远镜应该可以在太阳附近找到这些难以捉摸的，更大质量的超冷WD。
2015-03-27 astro-ph.SR
James Webb Space Telescope observations of the white dwarf cooling sequence of 47 Tucanae
本研究利用 JWST 和 HST 观测数据分析了 47 Tucanae 的白矮星冷却序列，通过光度函数与理论模型比较得出星团年龄为 11.8 +/- 0.5 Gyr，并探讨了观测与理论之间的微小差异。
2025-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Orbital Circularization of Hot and Cool Kepler Eclipsing Binaries
潮汐循环的速度被预测为相对较冷的恒星对流外层，与辐射外层的较热的恒星相比，更快。观察这种效应是具有挑战性的，因为它需要大量的和良好表征的样本，包括热恒星和冷恒星。在这里，我们寻求证据的预测依赖于恒星类型的圆化，使用开普勒观测到的945个食双星的样本。这个样本补充了早期对这种效应的研究，后者采用了更小的特征更好的恒星样本。对于每一个开普勒双星，我们测量$e\cosω$的基础上的相对时间的主要和次要的日食。我们研究的分布$e\cosω$作为一个函数的周期组成的双星的热星，冷星，以及这两种类型的混合物。在最短的周期内，热-热双星最有可能是偏心的;在短于4天的周期内，热-热双星经常出现显著的偏心，但热-冷或冷-冷双星则不会。这与基于热恒星较慢耗散率的理论预期在定性上一致。然而，由于我们样本中恒星的年龄和演化状态在很大程度上是未知的，因此对我们结果的解释变得复杂。
2016-03-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Placing the spotted T Tauri star LkCa 4 on an HR diagram
年轻恒星的年龄和质量通常是通过比较它们的光度和有效温度与主序前恒星演化轨迹来估计的，但是磁场和恒星黑子使观测和演化都变得复杂。为了了解它们的影响，我们研究了沉重的斑点弱线的T-Tauri星LkCa 4通过搜索来自星点或星点群的辐射的光谱特征。我们介绍了一种新的方法来约束恒星的填充因子和现场温度拟合两个温度恒星大气模型从凤凰合成光谱的高分辨率近红外IGRINS光谱。清晰可辨的光谱特征来自热光球成分$T_{\mathrm{hot}} \sim4100$ K和冷光球成分$T_{\mathrm{cool}} \sim2700-3000$ K，后者覆盖了可见表面的$\sim80\%$。这种热和冷发射的混合支持的光谱能量分布，旋转调制的颜色和TiO带强度的分析，以及在低分辨率光学/近红外光谱的功能。虽然修正后的有效温度和光度使LkCa 4看起来比以前根据无斑点的恒星演化模型估计的更年轻，质量更低，但适当的估计将需要生产和采用斑点演化模型。来自恒星黑子的偏差可能会影响大多数完全对流的年轻恒星，并导致疏散星团年龄和年龄分布的不确定性。在某些光谱区域，由于冷星光谱中的高转动增宽和重线覆盖，星点表现为无特征的面纱连续谱。一些证据也被发现之间的反相关的温暖和寒冷的组件的速度。
2017-01-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Ultra Cool Brown Dwarf Companion of WD 0806-661: Age, Mass, and Formation Mechanism
我们结合了CTIO 4米望远镜上红外侧口成像仪的多历元图像，得出了WD 0806-661（GJ 3483）的超冷棕矮星伴星的3 σ极限J=21.7。我们发现J-[4.5]>4.95，比迄今为止已知的任何其他棕矮星都要红。根据理论演化模型和年龄1.5-2.7 Gyr，我们估计棕矮星伴星的质量<10-13木星质量，温度<400 K，提供证据表明这是目前已知的最冷的棕矮星之一。这个对象的质量范围是一致的预期从牛仔裤质量碎裂，我们提出这作为可能的形成机制。然而，我们发现类似质量（约7-17木星质量）的亚恒星伴星分布在很宽的半长轴范围内，这表明巨行星和低质量棕矮星的形成在这个质量范围内重叠。
2011-03-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Contribution of Starspots to the Lithium Spread in NGC 2264
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学汤川路研究所）
本研究通过双组分星斑模型解释年轻星团NGC 2264中锂元素等效宽度的离散现象，发现星斑覆盖率差异可解释68%的观测离散度，减少了对非标准锂消耗机制的需求。
2026-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using Neural Network Models to Estimate Stellar Ages from Lithium Equivalent Widths: An EAGLES Expansion
Keele University（基尔大学）
本研究提出基于人工神经网络的冷恒星年龄估算模型，利用锂等值宽度和有效温度输入，在6200颗疏散星团恒星样本上训练以校准EAGLES模型，改进了锂凹陷等模拟效果，相关方法已纳入2.0版EAGLES软件。
2024-09-11 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The $\textit{Gaia}$ Ultra-Cool Dwarf Sample $-$ III: Seven new multiple systems containing at least one $\textit{Gaia}$ DR2 ultra-cool dwarf
我们提出了十个新的超冷矮星在七个宽的双星系统中发现使用$\textit{Gaia}$ DR 2数据，确定为我们的$\textit{Gaia}$超冷矮星样本项目的一部分。这里介绍的七个系统包括G5 IV星HD 164507的L1伴星、V478 Lyr AB系统的L1伴星、贫金属K5 V星CD-28 8692的L2伴星、年轻变星K 0 V星LT Uma的M9 V伴星，以及三个由晚期Ms和早期Ls组成的低质量双星。HD 164507、CD-28 8692、V478 Lyr和LT Uma系统是特别重要的基准，因为它们的基色特征很好，对大气参数和伴星的年龄有很好的限制。我们发现M8 V星2 MASS J23253550+4608163与类似光谱类型的M矮星相比，其亮度为$\sim$ 2.5等，但在近红外光谱中没有表现出明显的特征。它的过亮不能仅仅用未解决的双星现象来解释。最后，我们提出了一个L1+L2系统，预计物理分离为959 AU，使其成为目前已知的最宽的L+L二进制。
2020-04-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Age spreads and the temperature dependence of age estimates in Upper Sco
过去对上天球星协的年龄估计，中等质量恒星的年龄通常为1100万至1300万年，而低质量恒星的年龄通常为400万至500万年。在这项研究中，我们模拟人口的年轻恒星，调查是否这种明显的依赖性，估计年龄的光谱类型可以解释的恒星形成历史的协会。太阳和中等质量恒星在Hayashi轨道上开始它们的主序前演化，具有完全对流的内部和冷的光球。中等质量的恒星迅速变热，并过渡到辐射Henyey轨道。因此，对于恒星形成发生在类似的时间尺度上的星系团，从对流到辐射内部的过渡，年龄的差异将出现时，年龄计算为温度的函数，而不是质量。简单地模拟一个星团在几个百万年的时间里有恒定的恒星形成，可以解释大约一半的推断年龄与光球温度的差异;由一个恒定的恒星形成和一个大型超新星驱动的爆发组成的推测性结构可以完全解释这些差异，包括F星和G星之间的差异，其中进化轨迹可能更准确。从这些恒星形成的处方预测的低质量恒星的年龄分布与观测到的上天蝎座的光度分布是一致的。一个漫长的恒星形成的历史将产生一个温度依赖的年龄的结论是预期从主序演化的基本物理和定性鲁棒的大不确定性的主序演化模型。
2017-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evaluating the Sensitivity of the Age Inferences of Red Giant Stars to Machine Learning Methodology
University of Florida（佛罗里达大学）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；Oregon State University（俄勒冈州立大学）；Lancaster University（兰卡斯特大学）
利用351,995颗恒星数据，研究神经网络超参数、架构和训练集对年龄推断的影响，发现年龄对超参数和架构不敏感，但对训练集敏感，且最老、最冷、金属丰度最低的恒星年龄最易受影响。
2026-06-24 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The VLT-FLAMES Tarantula Survey. XXX. Red stragglers in the clusters Hodge 301 and SL 639
我们估计晚型大质量恒星的物理参数作为VLT火焰狼蛛调查（VFTS）的一部分，在30剑鱼座地区的大麦哲伦星云（LMC）。观测样本包括20颗候选红超巨星（RSG），它们是VFTS中最红（（$B-V$）$>$ 1等）和最亮（$V$ $<$ 16等）的天体。我们用光学和近红外测光法估算了它们的温度和光度，并引入了光度-年龄图来估算它们的年龄。我们得到的物理参数为我们的目标，包括温度从一个新的校准的$(J-K_{\rm s})_{0}$颜色的发光冷星在大麦哲伦星云，光度从他们的$J$波段的幅度（因此半径），和年龄的比较与国家的最先进的进化模型。我们表明，星际灭绝是一个重要的因素，我们的目标，突出需要考虑到它的物理参数的RSG的分析。我们发现一些候选的RSG可能是大质量的AGB星。Hodge 301和SL 639星系团中的RSG的表观年龄显示出显著的差异（1200 - 2400万年）。我们还将我们的方法应用于相对较近的NGC 2100星团的RSG种群，发现了类似的大范围传播。我们认为，双星中的质量转移效应可能会导致比单星演化预期的更大质量和更明亮的RSG（我们称之为“红色离散星”），并且真正的星系团年龄对应于估计的RSG年龄的上限。通过这种方式，RSG可以作为年轻星团中新的和潜在的可靠年龄示踪剂。相应的分析得出霍奇301的年龄为2400万年$^{+5}_{-3}$，SL 639的年龄为2200…
2019-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
