The Yale-Potsdam Stellar Isochrones (YaPSI)
介绍了一种新的太阳尺度成分恒星演化轨迹和等时线网格--YaPSI。为了改进延世-耶鲁数据库，特别强调建立精确的低质量模型（Mstar < 0.6 Msun），特别是它们的质量-光度和质量-半径关系，这两个关系对于描述系外行星宿主恒星及其行星系统至关重要。YaPSI模型覆盖0.15至5.0 Msun的质量范围，密度足以允许详细的质量插值，金属丰度和氦丰度范围[Fe/H] = -1.5至+0.3，Y = 0.25至0.37，彼此独立指定（即，假定没有固定的Δ Y/Δ Z关系）。计算了从前主序星到红巨星分支顶端的演化轨迹。年龄在1百万年和20 Gyr之间的等时线，提供了约翰逊-费因斯系统中的UBVRI颜色，以及Bessell & Brett系统中的JHK颜色，来自文献中两种不同的半经验Teff颜色校准。我们还提供了实用程序代码，如年龄，金属丰度和氦含量的等时线，以及用于分析单个恒星的开源蒙特卡洛马尔可夫链工具的轨道接口。最后，我们将YaPSI模型与迄今为止最好的经验质量-光度和质量-半径关系进行了比较，并对研究得很好的恒星进行了等时线拟合。
2017-03-11 astro-ph.SR
Deriving physical parameters of unresolved star clusters. II. The degeneracies of age, mass, extinction, and metallicity
本文是第二个系列，调查的随机性和简并性问题，阻碍推导的年龄，质量，消光，和金属的未解决的星团在外部星系时，宽带测光。虽然论文我集中在推导年龄，质量和灭绝的星团一个固定的金属丰度，我们在这里推导出这些参数的情况下，金属丰度是让自由变化。使用几种不同的过滤系统（$UBVRI$，$UBVRIJHK$，GALEX+ $UBVRI$），这使得最佳地减少集群物理参数之间的不同退化的结果。年龄，质量，和灭绝的人造星团的样本是通过比较它们的宽带集成的大小与一个大网格的集群模型与各种金属丰度的大小。研究了大量人工集群，以在集群模型中考虑随机性时模拟年龄、质量、灭绝和金属性参数空间中的不同简并性。我们发现，没有先验知识的金属丰度，光学波段（$UBVRI$）未能允许一个正确的推导的年龄，质量和灭绝，因为不同的金属丰度模型之间的强简并。添加近红外信息（$UBVRI$ + $JHK$）略微有助于改善参数推导，但金属度除外。添加紫外线数据（GALEX+ $UBVRI$）对推导这些参数有很大帮助，并且当光度误差具有高斯分布时，允许限制金属丰度，其中$UBVRI$的标准偏差为0.05 mag，GALEX波段的标准偏差为0.15 mag。
2014-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity Dependent Transformations for Red Giants with Synthetic Colours of UBV and ugr
利用合成数据，给出了红巨星UBV和SDSS ugr颜色之间的转换方程，该方程依赖于金属丰度。用于转换的颜色范围是0.400 $\leq(B-V)_{0}\leq$ 1.460，-0.085 $\leq(U - B)_{0}\leq$ 1.868，0.291 $\leq(g-r)_{0}\leq$ 1.326和1.030 $\leq(u - g)_{0}\leq$ 3.316等，几乎涵盖了红巨星的所有观测颜色。我们应用的转换方程，以6个不同的金属丰度的集群，并比较得到的$(u - g)_{0}$颜色与集群的基准序列的校准估计。所有聚类的残差平均值和标准差分别为$<Δ(u - g)_0> =$ -0.01和$σ(u - g)_{0} =$ 0.07 mag。我们发现，星际红化起着重要的作用，对衍生的颜色。这些变换既可以应用于星团，也可以应用于场星。它们可以用来扩展由于SDSS数据饱和而受到限制的星系团中红巨星的颜色范围。
2013-06-16 astro-ph.SR
Improved Main Sequence Turnoff Ages of Young Open Clusters: Multicolor UBV Techniques & the Challenges of Rotation
年轻的疏散星团的主序星熄灭年龄会因熄灭点稀疏而变得复杂，具有高的二进制分数，可能受到微分红化的影响，并且通常包括一些特殊的恒星。此外，恒星的自转对恒星的光度测量和演化时间尺度也有很大的影响。在本文中，我们分析了12个附近的疏散星团，年龄从50百万年到350百万年，如何宽带UBV颜色颜色的关系可以用来识别关闭的恒星是恒星，蓝离散，某些类型的双星，或受微分红化。这种UBV颜色-颜色分析还直接测量聚类的E（B-V）并估计其[Fe/H]。不受这些特性影响的关闭星创建了更窄且更清晰定义的集群关闭。使用四个常见的等时模型，其中两个考虑旋转，我们拟合集群参数使用这些选定的关闭星和主序星。比较光度适合集群距离的基础上盖亚DR 2的视差发现，他们是一致的所有集群。对于更老的（> 1亿年）星团，如昂宿星团和毕宿星团，与基于锂耗尽边界法的年龄比较发现，所有四个等时模型的这些清洁的关闭年龄都在10%以内。然而，对于较年轻的星团，只有考虑旋转的日内瓦模型与基于锂的年龄一致，而基于非旋转等时线的年龄迅速偏离，变得年轻30%至80%。这说明了旋转对于推导最年轻（<1亿年）星团年龄的重要性。
2018-07-27 astro-ph.SR
PARSEC V2.0: Rotating tracks and isochrones for seven addtional metallicities in the range Z=0.0001-0.03
本研究扩展PARSEC v2.0旋转恒星轨迹与等时线数据库至七种新增金属丰度，并支持旋转速率插值，经模型对比、NGC6067星团拟合及Gaia观测验证后公开发布。
2025-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Isochrones for Old (> 5 Gyr) Stars and Stellar Populations. I. Models for $-2.4 \le$ [Fe/H] $\le +0.6$, $0.25 \le Y \le 0.33$, and $-0.4 \le$ [$α$\Fe] $\le +0.4$
本文计算了氦质量分数丰度$Y = 0.25$、$0.29$和$0.33$以及铁质量分数从$-2.4$到$+0.4$的恒星演化序列的正则网格（以0.2 dex增量），或对于范围$-2.0 \le$ [Fe/H] $\le +0.6$，$-1.8 \le$ [Fe/H] $\le +0.6$，当[ $α$ /Fe] $= 0.0$和$-0.4$，分别网格由从$0.12 {{\cal M}_\odot}$到$1.1$ - $1.5 {{\cal M}_\odot}$（取决于金属丰度）的质量轨道组成，基于最新的物理学，包括氦的引力沉降（但不是金属扩散）。提供插值软件以生成$\approx 5$和$15$ Gyr之间的任意年龄的等时线以及上述范围内的任何$Y$、[ $α$ /Fe]和[Fe/H]值。疏散星团M67等时线与已发表的色星等图的比较（[Fe/H] $\approx 0.0$）和NGC 6791（[Fe/H] $\approx 0.3$）和四个贫金属球状星团（47 Tuc，M3，M5，（M92）表明所观察到的金属丰度模型在再现集群主序列的位置和斜率方面做得相当好，巨大的树枝同样的结论可以从附近的次矮星的图中得到，这些次矮星在不同的CMD和（$\log T_{\rm eff},\,M_V$）图上具有精确的依巴谷分布和$-2.0 \le$ [Fe/H] $\le -1.0$范围内的金属丰…
2014-09-03 astro-ph.SR
The updated BaSTI stellar evolution models and isochrones: II. alpha-enhanced calculations
这是一系列致力于介绍BaSTI（一袋恒星轨道和等时线）恒星模型和等时线库的更新版本的第二篇论文。在更新的太阳尺度库的出版物，在这里，我们提出了一个$α-$增强重元素分布的库。这些新的阿尔法增强模型解释了参考太阳金属分布和物理输入的所有改进和更新，就像新的太阳尺度库一样。这些模型涵盖了0.1和$15~M_{\odot}$之间的质量范围，[Fe/H]=-3.20和+0.06之间的18种金属丰度，[α/Fe]=+0.4，氦与金属富集比Δ {Y}Δ{Z}=1.31。对于每一个金属丰度，他增强恒星模型也提供。等时线覆盖（通常）2000万年至14.5 Gyr的年龄范围，包括一致的前主序阶段。计算了理论模型的星震特性。模型和等时线已经与独立计算的结果进行了比较，与以前的BaSTI版本，也与选定的观测，以测试这些新的计算的准确性/可靠性。所有的恒星演化轨迹、星震特性和等时线都可以在http://basti-iac.oa-teramo.inaf.it上公开获得。
2020-12-18 astro-ph.SR
MESA Isochrones and Stellar Tracks (MIST). I: Solar-Scaled Models
这是介绍恒星天体物理学实验模块（MESA）等时线和恒星轨迹（MIST）项目的一系列论文中的第一篇，这是一套新的全面的恒星演化轨迹和等时线，使用MESA计算，MESA是最先进的开源1D恒星演化包。在这项工作中，我们提出了太阳尺度的丰度比涵盖了广泛的年龄（$5 \leq \rm \log(Age)\;[yr] \leq 10.3$），质量（$0.1 \leq M/M_{\odot} \leq 300$）和金属丰度（$-2.0 \leq \rm [Z/H] \leq 0.5$）的模型。这些模型是自洽的，并根据初始质量的不同，从主序前到氢燃烧结束、白矮星冷却序或碳燃烧结束都是连续演化的。我们还提供了一个网格的模型，从主序前的核心氦燃烧结束$-4.0 \leq \rm [Z/H] < -2.0$。我们展示了广泛的比较与观测约束，以及与一些最广泛使用的现有模型在文献中。进化轨迹和等时线可以从项目网站http://waps.cfa.harvard.edu/MIST/下载。
2016-04-28 astro-ph.SR
Color-Magnitude Diagram Constraints on the Metallicities, Ages, and Star Formation History of the Stellar Populations in the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy
用$-0.4 \le$ [alpha/Fe] $\le +0.4$和广泛的[Fe/H]等时线以及互补的零年龄水平分支（ZAHB）位点绘制了隆凸的色幅图（CMD）。我们所使用的颜色变换已经过“校准”，因此，当假定球状星团（GC）的红化和金属丰度的估计得到很好的支持时，等时线可以很好地拟合M3和M92的$[(B-V)_0,\,M_V]$图。所采用的距离模数，为GC和船底座，是基于我们的ZAHB模型，这是能够再现老HB组件（以及HB块的光度）的矮球状星系相当不错-即使它跨越范围[Fe/H]的~ 1.5德克斯，提供[阿尔法/Fe]变化与[Fe/H]的方式，已被派生光谱。这里得出的年龄与以前发现的老的和中等年龄的关闭恒星，以及可忽略的恒星形成（SF）活动（~ 6-10 Gyr ago）的年龄相当吻合。CMD模拟已经进行了最暗的关闭和亚巨星。他们表明，一个明显的偏好SF持续几个Gyr，而不是一个短的爆发，一些迹象表明，年龄随着[Fe/H]的增加而减少。一般来说，假设光谱金属丰度的恒星模型提供了令人满意的观测结果，包括船底座的薄巨分支，尽管比所采用的[α/Fe]值所暗示的更高的氧丰度将产生有利的结果。
2015-03-27 astro-ph.SR
WIYN Open Cluster Study LXXX: HDI CCD $UBVRI$ Photometry of the Old Open Cluster NGC 7142 and Comparison to M67
我们目前的$UBVRI$测光的8702颗恒星在一个$0.5 ^\circ\times0.5 ^\circ$领域的NGC 7142的方向，采取了半度成像仪（HDI）在WIYN 0.9米望远镜，以提高知识，这个集群的基本参数。我们的测光范围为$U$ 10.6 - 20.4 mag、$B$ 10.6 - 22.0 mag、$V$ 10.0 - 21.8 mag、$R$ 9.2 - 20.7 mag和$I$ 8.5 - 19.9 mag。使用包括$U$和$B-V$在内的所有四种颜色组合的颜色-颜色图，我们推导出该星团的变红-金属度关系，主层序左边缘基准点的优选值为$E(B-V$ = 0.338 $\pm$ 0.031 mag，[Fe/H] = 0.0 $\pm$ 0.1 dex，其中毕宿星团被用作未红化的参考星团，Cardelli的消光关系被采用，并假定了Yonsei-Yale（$Y^2$）等时线的金属丰度依赖性。我们的数据比较$Y^2$等时线在多个颜色星等图（CMD）产生距离金属丰度和年龄金属丰度的关系，与首选值的$m-M\ =\ 12.65\ \pm\ 0.23$镁和年龄= $4.0 ^{-0.7}_{+1.3}$陀螺。使用Stetson的$UBVI$光度法重新评估M67的参数，得到[Fe/H] = -0.02 $\pm$ 0.05 dex，$E(B-V$）= 0.04 $\pm$ 0…
2020-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bridging the Ultraviolet and Optical Regions: Transformation Equations between {\it GALEX} and {\it UBV} Photometric Systems
利用556颗恒星的可靠数据，推导出了GALEX和UBV颜色之间的转换方程。我们提出了两组方程，作为（仅）光度类的函数，以及作为光度类和金属丰度的函数。金属丰度是从文献中提供的，而光度类是通过使用PARSEC质量轨迹在这项研究中确定的。小的颜色残差和高的平方相关系数保证了精确的颜色。应用该转换方程对70颗有可靠数据的恒星进行了计算，结果表明，金属丰度在更精确的颜色估计中起着重要作用。
2020-04-12 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Estimating stellar ages and metallicities from parallaxes and broadband photometry - successes and shortcomings
要深入了解银河系，它的形成和演化需要对大量恒星进行观测。因此，恒星测光提供了一种获得恒星内禀参数的经济方法。随着距离信息的增加，从测光中获得可靠的年龄是可能的。我们已经开发了一种贝叶斯方法，生成一个恒星的年龄和金属丰度的2D概率图从测光和视差使用等时线。我们的合成测试表明，包括近紫外线通带使我们能够打破恒星的年龄和金属量之间的退化为某些进化阶段。对于具有U带和不确定度小于20%的视差的关闭和次巨星，有可能找到严格约束的年龄和金属丰度。主层序和巨型分支可能只有金属丰度。当我们将我们的方法应用于盖亚基准恒星时，我们发现与文献很好的一致性，特别是对于关闭和年轻的恒星。然而，对旧的疏散星团NGC 188的进一步测试揭示了恒星等时线的明显局限性。星团恒星的年龄随演化阶段而变化，因此关闭年龄与亚巨星分支的年龄不一致，金属丰度在整个过程中变化很大。此外，参数根据推导中使用的颜色组合而明显变化。我们确定了这些不匹配的原因，并表明，需要改进的巨大的分支恒星的建模和合成近紫外测光的创建和校准。我们的研究结果警告不要不加区别地应用等时线拟合。特别是，恒星模型的不确定性应定量考虑。进一步努力改进这些模型将大大提高我们研究银河系的能力。
2018-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of low mass stars: lithium problem and alpha-enhanced tracks and isochrones (Ph.D. thesis)
精确研究银河系的核球、晕、厚盘和球状星团需要有α增强和不同He含量的恒星模型。为此，我们补充现有的PARSEC（PAdova-TRieste恒星演化代码）模型，这是基于太阳分区，与阿尔法增强分区。我们从文献中收集了47 Tuc两个星群的金属混合物和He丰度的详细测量数据，并计算了这些化学成分（[α/Fe]~0.4和0.2）的恒星轨迹和等时线。通过对低主序星到水平主序星的HST数据进行精确的CMD拟合，标定了对低质量恒星演化有重要意义的自由参数。新的校准和α增强的混合物适用于其他金属丰度。新模型比以前的模型更好地再现RGB凹凸观察。PARSEC能够预测恒星演化中的任何化学模式。李是其中最有趣的一个。在POP II矮星中得到的锂丰度比标准的大爆炸核合成预测低约三倍。这种分歧被称为宇宙学锂问题。通过引入对流过冲和残余吸积的影响，重新考虑了恒星Li从前主序星到主序星末的演化。$^7$ Li在主序前的对流过冲作用下被大量消耗，然后在恒星大气中通过物质吸积的尾部部分恢复，这种尾部可以通过EUV光蒸发进行调节。通过考虑常规的核燃烧和沿主序的微观扩散，我们再现了$m_0=0.62-0.80M_{\odot}$星的Spite平台，以及低质量矮星的Li下降分支，具有广泛的金属丰度范围（Z=0.00001至Z=0.0005），从原始丰度A（Li）=2.72开始。
2017-02-09 astro-ph.SR
A UBVI and uvbyCaHbeta Analysis of the Intermediate-Age Open Cluster, NGC 5822
NGC 5822是一个中等年龄的疏散星团，其面积比天空中的满月还要大。在UBVI和uvbyCaH β系统上对该星团的CCD观测表明，该星团叠加在一个E（B-V）> 0.35等的严重红化背景星场上，而该星团在E（b-y）= 0.075 +/- 0.008等或E（B-V）= 0.103 +/- 0.011等处有小而均匀的红化，分别基于48和61个可能的A和F矮星单星成员。引用的误差包括内部光度精度和外部光度不确定度。由61个可能的F星单星成员计算出的金属丰度为：[Fe/H] = -0.058 +/-0.027（sem）（以m_1计）和0.010 +/-0.020（sem）（以hk计），加权平均值为[Fe/H] = -0.019 +/-0.023，其中误差仅指测光的内部误差。在红化和金属丰度固定的情况下，通过与VI和BV的适当等时线进行比较，获得了星团年龄和表观距离模量，分别为0.9 +/- 0.1 Gyr和9.85 +/- 0.15。这个巨大的分支仍然由两个不同的恒星群主导，尽管较亮的恒星群似乎更适合核心氦燃烧阶段，而较暗的恒星群则横跨第一个上升的红巨星分支。已经确定了四个潜在的新的集群成员，平均分配给两组。对延伸到主序的UBV双色数据的重新分析表明，它在E（B-V）= 0.10附近变红而不是旧的0.15，导致[Fe/H]在-0.16和0.00之间。较低的红化和年轻的集群上以前的分析集…
2011-08-02 astro-ph.SR
UBV(RI)_C photometry of the open clusters Be 15, Be 80, and NGC 2192
在我们的疏散星团巡天框架内，墨西哥圣佩德罗·马尔蒂尔天文台用CCD UBV（RI）_C测光观测了三个疏散星团Be 15，Be 80和NGC 2192。星际红化、距离和年龄的基本参数已经被推导出来，还有NGC 2192的金属丰度（其他两个假设是太阳金属丰度）。通过在（U-B，B-V）双色图中沿着适当的红化矢量移动施密特-卡勒的颜色，星际红化被推导为：Be 15的E（B-V）=0.23+/-0.03等，Be 80的E（B-V）= 1.31+/-0.05等，NGC 2192的E（B-V）= 0.16+/-0.03等。证据表明，一个变量的星际灭绝整个集群Be 80。对于NGC 2192，同时使用F-型和红团星得到了星际红化和金属丰度（[Fe/H]=-0.31）的良好一致拟合。通过在不同颜色指数的各种颜色-星等图中拟合这三个星团的观测序列的等时线，（B-V，V-I，or V-R）距离模数和日心距的平均值（（V-M_V）_o（mag）; d（pc））如下：（10.74+/-0.01; 1202）对于Be 15，（10.75+/-0.01; 1413）对于Be 80，和（12.7+/-0.01; 3467），推断的最佳年龄（log（年龄）;年龄（Gyr））的平均值为Be 80的年龄为（8.6+/-0.05; 0.4），NGC 2192的年龄为（9.15+/-0.05; 1.4）; Be 15的年…
2009-09-22 astro-ph.SR
Open Clusters in the Kepler Field, II. NGC 6866
我们已经开发了一个最大似然程序，以适应理论等时线观测星系团色星等图的NGC 6866，一个疏散星团在开普勒航天器的视野。马尔可夫链蒙特卡罗算法允许探索一组等时线的整个参数空间，以找到最佳解和统计不确定性。对于年龄范围在NGC 6866的星团，如果有红巨星成员的话，那就很少，纯粹的光度测定星团的性质没有很好的约束。然而，仅基于我们的UBVRI测光，我们已经推导出的距离，红化，年龄和金属的集群和建立估计的二元性质和成员的概率个别恒星。我们为簇属性导出以下值：$(m-M)_V = 10.98\pm 0.24$、$E(B-V) = 0.16\pm 0.04$（因此距离= 1250 pc）、年龄$= 705\pm170$ \ Myr和$Z = 0.014\pm 0.005$。
2014-03-27 astro-ph.SR
Extracting parameters from Colour-Magnitude Diagrams
我们提出了一个简单的方法，获得强大的天体物理参数值从观察到的颜色星等图（CMD）的星团。基本输入是用星团的光度测量建立的赫斯图和一组涵盖广泛年龄和金属丰度的等时线。简而言之，每个等时线在表观距离模量和颜色过量上移动，直到它穿过最大可能的赫斯密度。对所有可用的等时线重复这一步骤，就可以构建解图，在解图中可以搜索年龄和金属丰度的最佳值，以及前景/背景红化和与太阳的距离。模拟CMD的控制测试表明，该方法是有效的恢复输入值。我们将这种方法应用于疏散星团M ′，67，NGC ′，6791和NGC ′，2635，它们具有不同的年龄，金属丰度和距太阳的距离。
2015-04-14 astro-ph.SR
CCD UBV photometry of the open cluster NGC 6819
本文介绍了疏散星团NGC 6819的CCD UBV观测结果。我们计算了星系团场中的恒星密度分布，以确定NGC 6819的结构参数。利用现有的天体测量数据，我们计算了这些恒星是星团物理成员的概率，并利用这些天体确定了NGC 6819的天体物理参数。利用F-G型主序星的U-B vs B-V双色图和紫外超光谱，我们推断该星团的红化和金属丰度分别为$E(B-V)=0.130\pm0.035$ mag和$[Fe/H]=+0.051\pm 0.020$ dex。用PARSEC等时线拟合了NGC 6819的色星等图，得到星系团的距离模、距离和年龄分别为$μ_{V}=12.22\pm 0.10$ mag、$d=2309\pm106$ pc和$t=2.4\pm0.2$ Gyr。NGC 6819的银河系轨道参数估计表明，该星团的轨道是在一个稍微偏心的$e=0.06$轨道，周期为$P_{orb}=142$ Myr。估计的星团质量函数的斜率接近太阳附近恒星的斜率。
2016-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Populations of rotating stars III. SYCLIST, the new Geneva Population Synthesis code
我们提出了一个新的工具，用于建立合成色星等图的同时代的恒星星族。我们研究，从理论的角度来看，恒星的轴向旋转的影响，对各种观察到的性能的单年龄恒星星族：在关闭的幅度，光度特性的演变恒星，表面速度，表面丰度，和旋转的影响，年龄测定的集群的等时线拟合。不同的初始质量，金属丰度，和零年龄的主序列（ZAMS）的旋转速度的恒星模型被用来建立内插恒星轨道，等时线，和合成集群的各种年龄和金属丰度。合成人口占ZAMS的旋转速度的初始分布的影响，倾角的影响和重力和临边昏暗，未解决的二进制和光度误差的影响。内插轨迹、等时线和合成簇可以通过公共网络界面计算。对于金属丰度在[0.002，0.014]范围内，年龄在30万年和1 Gyr之间的星系团，在主序列（MS）带上的快旋子的比例是最大的，就在关闭的下方。这是由于旋转而增加MS寿命的自然结果。在3000万年和1千兆年之间，快旋星的比例也随着星团年龄的增加而增加。当金属丰度降低时，富集恒星的比例会增加。我们表明，使用的等时线计算旋转恒星模型的初始旋转，这是代表的平均初始旋转的恒星在集群提供了一个合理的估计年龄，即使在一个真正的集群中的恒星没有开始他们的演化与相同的初始旋转。
2014-04-28 astro-ph.SR
PARSEC: stellar tracks and isochrones with the PAdova and TRieste Stellar Evolution Code
我们提出了更新版本的代码用于计算恒星在帕多瓦的进化轨迹。这是对主要输入物理进行彻底修订的结果，同时包含了前主序星阶段，这在我们以前发布的恒星模型中是不存在的。另一个创新方面是通过将高温下的OPAL不透明度数据与我们的AESOPUS代码计算的分子不透明度相结合，可以迅速生成与任何选定的初始化学成分完全一致的准确不透明度表（Marigo & Aringer 2009）。在这项工作中，我们提出了各种初始化学成分的恒星演化模型的扩展集，而其他集不同的金属丰度和/或不同的重元素分布正在计算。对于目前发布的模型，我们采用了Caffau等人（2011）最近修订的重元素太阳分布，对应于太阳的金属丰度Z=0.0152。从所有计算的恒星轨迹集，我们也得到在几个光度系统的等时线。其目的是为社区提供基本工具，通过人口合成技术模拟星团和星系。
2012-08-22 astro-ph.SR
A study of the Czernik 2 and NGC 7654 open clusters using CCD UBV photometric and Gaia EDR3 data
我们利用CCD UBV测光和盖亚早期数据发布3（EDR 3）测光和天体测量数据分析了疏散星团Czernik 2和NGC 7654。这两个集群的结构参数，包括Czernik 2的物理尺寸为r=5和NGC 7654为8分钟。我们计算的成员概率的基础上，他们的自行组件中释放的盖亚EDR 3。为了识别星团的成员星，我们使用这些成员概率，同时考虑到位置和双星对主序星的影响。我们使用的成员概率高于$P=0.5$，以确定28个成员恒星的Czernik 2和369 NGC 7654。我们估计颜色过剩和金属分别使用双色图，以获得均匀确定的参数。推导出的$E(B-V)$色过量为：Czernik 2为0.46（0.02）等，NGC 7654为0.57（0.04）等。这两个星团的金属丰度都是首次获得，Czernik 2为-0.08（0.02）dex，NGC 7654为-0.05（0.01）dex。保持红化和金属丰度为常量，我们拟合PARSEC模型使用颜色-星等图，从而估计距离模量和年龄的两个集群。我们得到Czernik 2和NGC 7654的距离模量分别为12.80（0.07）等和13.20（0.16）等，分别与1.2（0.2）Gyr和120（20）Myr的年龄相吻合。星系团的距离计算使用盖亚EDR 3三角函数和文献进行了比较。我们发现在这项研究中获得的距离和文献之间的良好协议。目前，这两个星系团的质量函…
2021-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
New PARSEC database of alpha-enhanced stellar evolutionary tracks and isochrones I. Calibration with 47 Tuc (NGC104) and the improvement on RGB bump
对银河系球核、球状星团、星系晕和银河系厚盘的精确研究需要有α增强和不同氦含量的恒星模型。这些模型对于银河系外的人口合成研究也很重要。为此，我们补充现有的PARSEC模型，这是基于太阳能分区的重元素，与α增强分区。我们收集详细的测量的金属混合物和氦丰度的两个人口的47图克（NGC 104）从文献中，并计算恒星轨道和等时线与这些α增强的成分。通过用HST ACS/WFC数据拟合精确的色星等图，从低主序星到水平主序星，我们标定了一些对低质量恒星演化很重要的自由参数，如对流包层底部的混合。这种新的校准显著改善了RGB凹凸亮度的预测。与所观察到的RGB和HB光度函数的比较也表明，进化寿命的预测是正确的。作为进一步的结果，这个校准过程中，我们得出的年龄，距离模量，红化，和红巨星分支质量损失为47 Tuc。我们应用新的校准和α增强的混合物的两个47 Tuc人口（[α/Fe] ~0.4和0.2）的其他金属丰度。新模型比以前的模型更好地再现RGB凹凸观察。这个新的PARSEC数据库，以及最新更新的阿尔法增强恒星演化轨迹和等时线，也将成为盖亚新恒星产品的一部分。
2018-01-22 astro-ph.SR
He-enriched STAREVOL models for globular cluster multiple populations. Self-consistent isochrones from ZAMS to the TP-AGB phase
本文基于STAREVOL演化程序构建了不同氦富集度和金属丰度的自洽等龄线，重点处理后红巨星支阶段，并通过与球状星团HB和AGB星数目观测对比验证了模型在1σ内的一致性。
2024-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
CCD UBV Photometry and Kinematics of the Open Cluster NGC 225
本文介绍了疏散星团NGC 225的CCD $UBV$测光和分光观测结果。为了确定NGC 225的结构参数，我们计算了该星团视场内的恒星密度分布。我们利用现有的天体测量数据估计了这些恒星是星团物理成员的概率。在确定星团的天体物理参数时，使用了星团中最可能的成员。我们计算的平均径向速度为$V_{r}=-8.3\pm 5.0$公里的$^{-1}$从8颗恒星的光谱在集群的领域。利用U-B vs. B-V双色图和F-G型主序星的紫外超光谱，推测NGC 225的红化和金属丰度分别为$E(B-V)=0.151\pm 0.047$ mag和$[Fe/H]=-0.11\pm 0.01$ dex。用PARSEC等时线拟合了NGC 225的色星等图，得到该星团的距离模数、距离和年龄分别为：$μ_{V}=9.3\pm 0.07$ mag，d=585 $\pm$ 20 pc和$t=900\pm 100$ Myr。我们还估算了该星系团的银河轨道参数和空间速度分量，发现该星系团的轨道为$e=0.07\pm 0.01$的微偏心轨道，轨道周期为$P_{orb}= 255\pm 5$ Myr。
2016-06-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of Helium Enrichment in Globular Clusters I.Theoretical Plane with PGPUC stellar evolution code
近年来，对球状星团（GC）CMD的研究表明，其中一些星系中存在多个不同化学成分和年龄的星族。在第一种情况下，最常见的候选者是初始氦丰度的扩散，但这个数量很难通过光谱确定，因为氦吸收线在较冷的恒星中不存在，而对于较热的GC恒星，氦的引力沉降变得很重要。因此，间接的方法来确定种群之间的初始Y是必要的。出于这个原因，在这一系列的论文中，我们研究了Y富集在覆盖GC金属丰度范围的群体中的影响。在这第一篇论文中，我们提出了理论的演化轨道，等时线，和ZAHB轨迹计算的克莱顿-戈达德-PUC（PGPUC）恒星演化代码，这已经更新了最新的输入物理和与其他理论数据库相比。化学成分网格覆盖了9个Z，范围从Z=1.60x10^-4到1.57x10^-2，7个Y，范围从Y=0.230到0.370，α元素增强值[α/Fe]=0.3。在等时线中可以观察到的不同氦丰度的影响是：MS中的分裂，关闭点的L和Teff的差异，SGB中的分裂对于较低年龄或较高金属丰度更突出，较低红巨星分支中的分裂对于较高年龄或较高金属丰度更突出，RGB凸起的L的差异（Teff有小的变化），以及RGB尖端处的L的差异。在ZAHB，当Y增加时，低Teff的L增加，这取决于所研究的GC的年龄而受到不同程度的影响。最后，ZAHB形态分布取决于年龄解释了如何为更高的GC金属丰度的人口具有更高的氦丰度可以隐藏在红色ZAHB位点。
2012-08-25 astro-ph.SR
The updated BaSTI stellar evolution models and isochrones. III. White Dwarfs
我们提出了新的冷却模型的碳-氧白矮星与H-和He-大气，覆盖整个相关的质量范围，以扩展我们更新的BaSTI（一袋恒星轨道和等时线）恒星演化档案。他们已经计算出使用新的祖先计算获得的核心化学分层，采用半经验的初始-最终质量关系。与我们之前的BaSTI计算相比，物理输入已经更新：现在包括了核心中的^{22}Ne扩散，以及更新的CO相图和更新的电子传导不透明度。我们已经计算了各种不同的氖丰度的核心，适合研究白矮星的人口与金属丰度范围从超太阳到金属穷人的模型，并进行了各种测试/比较我们的模型的化学分层和冷却时间。提供了两套完整的计算，为两种不同的选择的电子传导不透明度，以反映当前的不确定性，在评估的电子热导率之间的过渡制度的中度和强简并，至关重要的H和他信封。我们还作出了第一个，初步估计的效果-原来一般是小的-铁沉淀的冷却时间的白矮星模型，最近计算的碳-氧-铁混合物的相图。我们公开了这两组计算的演化轨迹，包括Johnson-Rumins，Sloan，Pan-STARSS，Galex，Gaia-DR 2，Gaia-eDR 3，HST-ACS，HST-WFC 3和JWST测光系统中的冷却时间和量级。
2021-11-17 astro-ph.SR
An investigation of open clusters Berkeley 68 and Stock 20 using CCD UBV and Gaia DR3 data
我们对疏散星团Berkeley 68和Stock 20进行了详细的光度和天体测量分析。这是以地面CCD UBV光度数据为基础，辅以空间盖亚数据第3版光度和天体测量。其中198颗恒星被认为是Berkeley 68的可能成员，51颗恒星被认为是Stock 20的可能成员。双色图被用来推导每个集群的红化和光度金属丰度。Berkeley 68的变红为$E(B-V)=0.520 \pm 0.032$，Stock 20的变红为$0.400 \pm 0.048$ mag。Berkeley 68的光度金属度[Fe/H]为$-0.13 \pm 0.08$ dex，贮备液20的光度金属度[Fe/H]为$-0.01 \pm 0.06$ dex。在保持红化和金属丰度不变的情况下，通过对UBV和Gaia色星等图拟合等时线，确定了星团的距离模量和年龄。光度距离为伯克利69的$d=3003 \pm 165$ pc和股票20的$2911 \pm 216$ pc。伯克利68和斯托克20的聚类年龄分别为$2.4 \pm 0.2$ Gyr和$50 \pm 10$ Myr。发现Berkeley 68和Stock 20的当前质量函数斜率分别为$Γ= 1.38 \pm 0.71$和$Γ= 1.53 \pm 0.39$。这些值与Salpeter（1955）的值一致。Berkeley 68和Stock 20的弛豫时间分别估计为3…
2022-11-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Power-2 limb-darkening coefficients for the uvby, UBVRIJHK, SDSS ugriz, Gaia, Kepler, and TESS photometric systems
临边暗化是一种重要的恒星现象，在恒星光谱、食双星、凌日行星系统和微透镜事件的研究中必须考虑。幂-2边缘暗化定律与恒星大气模型预测的比强度很好地匹配：它优于其他两参数定律，仅被四参数定律超越。幂2定律的临边暗化系数的预测并不广泛可用。因此，我们计算它们，使用ATLAS（平面平行）代码生成的恒星大气模型。计算了盖亚、开普勒和TESS空间任务以及uvby、UBVRIJHK和SDSS ugriz测光系统的临边暗化系数。计算采用Levenberg-Marquardt最小二乘最小化方法进行，并以100个等距视角的分辨率进行计算。我们使用了9586模型大气覆盖19个金属丰度，有效温度为3500至50000 K，log g值从0.0至5.0，和微湍流速度为0，1，2，4和8公里。我们确认的幂-2法的优越性，在质量方面的配合，比其他两个参数的法律。这对于广泛使用的二次定律尤其重要。我们建议在需要双参数定律的情况下使用幂2定律。
2022-06-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Updating the Dartmouth Stellar Evolution Model Grid: Pre-Main-Sequence Models & Magnetic Fields
我们目前的努力，以创建一个更新的网格的低质量恒星演化质量轨道和等时线计算使用达特茅斯恒星演化代码的状态。重点放在可靠地扩展目前的网格的主序前，建模的不确定性有最大的影响。对原始代码发布的修订包括：更新表面边界条件，引入氘燃烧和磁场。质量追踪网格包含质量大于0.1 $M_{\odot}$、金属丰度在-0.5至+0.5 dex范围内的模型。使用两种不同的磁对流处方计算表面磁场强度在0.1 kG和4.0 kG之间的磁质量轨迹。标准和磁性模型等时线可用于年龄超过100万年的年龄。表中的量包括恒星的基本性质，绝对光度星等，磁场性质，对流周转时间，拱点运动常数和锂丰度。将向公众提供完整的质量轨迹和等时线网格。
2014-08-08 astro-ph.SR
The Cepheids of NGC1866: A Precise Benchmark for the Extragalactic Distance Scale and Stellar Evolution from Modern UBVI Photometry
本文对大麦云星系团NGC 1866的24颗造父变星的多波段时间序列数据进行了分析。非常精确的BVI VLT测光与档案UBVI数据相结合，覆盖了一个大的时间窗口，以获得精确的平均震级和周期的典型误差为1-2%和1 ppm，分别。这些结果代表了第一个准确和均匀的数据集的大量样本造父变星属于一个集群，因此共享共同的距离，年龄和原始化学成分。比较由此产生的多波段周期亮度和Wesenwestern关系的经验和理论结果的大麦云的介绍和讨论，推导出的集群的距离和约束的造父变星的质量-光度关系。采用的理论方案也进行了测试，通过比较独立校准的造父变星Wesenweg零点的基础上三角函数和Baade-Wesselink技术。我们的分析表明，一个温和的过冲和/或一个中等的质量损失，可以影响中等质量的恒星演化在这个集群，并给出了18.50 +- 0.01马格的距离模数。所获得的V，I色星等图也进行了分析和比较，与合成模型和理论等时线的年龄和金属丰度的范围内，并为不同的核心过冲效率。结果表明，假设Z = 0.008，NGC 1866的年龄约为1.4亿年，与脉动模型的比较表明，NGC 1866的过冲效应较弱。
2016-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The updated BaSTI stellar evolution models and isochrones.IV. alpha-depleted calculations
本文发布BaSTI恒星模型库中α元素贫乏（[α/Fe]=-0.2）的演化轨迹与等时线，覆盖0.1-15太阳质量、21种金属丰度及20百万年至14.5吉年年龄范围，并验证其与独立计算的一致性。
2023-11-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar mass and age determinations - I. Grids of stellar models from Z=0.006 to 0.04 and M=0.5 to 3.5 Msun
我们提出了密集的恒星模型网格，适合与可观测的量进行比较，测量精度很高，如来自双星系统或行星托管恒星。我们在金属丰度Z=0.006，0.01，0.014，0.02，0.03和0.04（即[Fe/H]从-0.33到+0.54）和质量从0.5到3.5 Msun的小步长下计算了新的日内瓦模型。为了计算等时线，在轨道之间进行插值的过程中非常小心。我们的网格的几个属性被呈现为恒星质量和金属丰度的函数。这些包括赫茨伯格-罗素图中的表面特性，内部特性包括平均恒星密度，对流核心的大小和全球星震特性。我们检查了我们的插值过程，并将插值轨迹与计算轨迹进行了比较。在大多数情况下，半径和有效温度的偏差小于1%。我们还检查了目前的等时线提供了很好的拟合四对观测到的分离双星和观测到的序列的疏散星团NGC 3532和M67。在我们的模型中，M<1.1 Msun的原子扩散导致了表面丰度的变化，当与具有测量金属丰度的恒星的观测数据进行比较时，应该考虑到这一点。为此，计算iso-Zsurf线。可以要求从一个专门的网页上下载这些数据以及网格覆盖范围内的质量和金属丰度的轨道。联系Z和FeH的关系的有效性也重新评估在低质量恒星的表面丰度的变化。
2012-01-17 astro-ph.SR
An Examination of Recent Transformations to the BV(RI)_C Photometric System from the Perspective of Stellar Models for Old Stars
考虑到氦的扩散和恒星物理学的最新进展，我们计算了年龄> 4Gyr和金属丰度在-2.5 < [Fe/H] < +0.3范围内的等时线，并与Johnson-Bennins BV（RI）_C测光系统对几个疏散星团和球状星团的观测结果进行了比较。所采用的色-Teff关系包括我们从最新的MARCS模型大气和Casagrande等人给出的矮星和亚巨星的经验变换中得出的那些（2010，A&A，512，54; CRMBA）。VandenBerg & Clem（2003，AJ，126，778）的报告也被考虑，主要是为了解决一些悬而未决的问题。值得注意的是，当CRMBA数据集中sigma_pi/pi < 0.15的次矮星叠加在一组12 Gyr等时线上时，推断的金属丰度和有效温度平均与CRMBA给出的值一致，分别在+/- 0.05 dex和+/- 10 K之内。因此，CRMBA推导的热Teff标度与恒星模型预测的热Teff标度几乎相同，因此，在H-R图和本研究中考虑的不同色星等图上，理论与观测之间有很好的一致性。为了获得类似的一致性，对于贫金属矮星，从MARCS和VandenBerg & Clem B-V vs. Teff关系获得的颜色应该调整到红色0.02-0.03等。一般来说，对于球状星团47 Tuc，M3，M5，M92和NGC 1851 -但不是星团巨星（当采用合成的MARCS颜色时）。我们推测，…
2010-09-28 astro-ph.SR
Astrometric and photometric study of Dias 4, Dias 6 and other five open clusters using ground based and Gaia DR2 data
本文利用UBVRI CCD光度计（Johnsons-Meinins系统）和Gaia DR 2资料对7个南半球疏散星团进行了研究。Dias 4、Dias 6和其他四个星团的UBVRI光度观测结果是首次确定的。从观测的UBVRI数据，我们得到了光度成员的概率估计，并使用自行从UCAC 5目录，我们还确定了运动学成员。从盖亚DR 2天体测量数据，我们确定恒星成员使用自行和松弛，考虑到完整的协方差矩阵。对于这两个独立的数据集和成员资格，我们应用我们的非主观的多维全局优化工具，以适应理论等时线，以确定距离，年龄，红化，金属丰度和二进制分数的集群。平均自行、距离和年龄的结果是一致的，但从盖亚DR 2数据获得的结果在成员选择和估计参数方面都更精确。在NGC 6087的情况下，造父变星S Nor，疏散星团的成员，被用来获得一个独立的距离估计，证实了我们的拟合方法确定的。我们还报告了一个偶然发现的两个新的集群在扩展领域附近原来是迪亚斯4。
2018-08-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Empirical color correction to MIST and PARSEC isochrones on Gaia BR-RP and G-RP with benchmark open clusters
本文针对 Gaia 颜色-星等图中观测与理论等龄线的颜色偏差问题，基于毕宿、昴宿和鬼宿三个基准星团为 MIST 和 PARSEC 1.2S 模型构建经验颜色校正函数，并在多个疏散星团和移动星群上验证了其对年龄和金属丰度确定的一致性与有效性。
2024-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing the Cool Kepler Objects of Interest. New Effective Temperatures, Metallicities, Masses and Radii of Low-Mass Kepler Planet-Candidate Host Stars
我们报告恒星参数晚K和M型行星候选人的主恒星开普勒任务宣布。我们获得了84个冷的中分辨率K波段光谱，（Teff < 4400 K）来自Borucki等人的开普勒感兴趣天体（KOI）。我们确定了一个天体为巨星（KOI 977）;对于剩下的小矮人来说我们使用Rojas的K波段光谱指数测量了有效温度（Teff）和金属丰度（[M/H]），Ayala等人，我们通过达特茅斯演化等时线的插值来确定冷KOI的质量和半径。由此产生的恒星半径明显小于开普勒输入目录中报告的值，并且通过构建，与Teff更好地相关。将已公布的KOI过境参数应用于我们的恒星半径测量，我们报告了行星候选者的新物理半径。重新计算行星候选者的平衡温度，假设地球的辐射和再辐射分数，我们发现，行星候选者中有3个是地球大小的轨道半长轴位于其宿主恒星的宜居带内（KOI 463.01，KOI 812.03和KOI 854.01）。这封信中提出的恒星参数可作为未来后续工作的优先级资源，以验证和表征酷KOI行星候选者。
2012-04-24 astro-ph.SR
Spectral Libraries for Analyzing Spectra of Low-Metalicity Galaxies
本研究构建了适配 Geneva 低金属丰度等时线、覆盖不同初始质量及自转情形的非 LTE 光谱库，并提供 Python 工具以按任意 IMF 积分单星光谱，支撑低金属丰度星团与星暴星系的复合光谱分析。
2024-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
PARSEC evolutionary tracks of massive stars up to $350 M_\odot$ at metallicities 0.0001$\leq Z \leq$0.04
我们补充PARSEC数据库的恒星演化轨迹与大质量恒星的新模型，从主序前阶段的中央碳点火。我们考虑了一个广泛的范围内的金属丰度，0.0001 $\leq Z \leq$ 0.04和初始质量高达$M_{\rm ini}=350\,M_\odot$。与我们以前的大质量恒星模型的主要区别是，当恒星与爱丁顿光度之比$Γ_e$接近1时，采用了一种新的形式来解释质量损失的增强。有了这种新的形式主义，模型能够再现在银河系和大麦云云的颜色星等图中观察到的汉弗莱-戴维森极限，没有一个特设的质量损失增强。我们还遵循最近的风模型的预测表明，金属丰度的质量损失率的依赖变得较浅时，$Γ_e$接近统一。因此，我们发现，更大的恒星可能遭受重大的质量损失，即使在低金属丰度。我们还预测，汉弗莱-戴维森极限应该变得更明亮的金属丰度降低。我们补充了新的理论测热校正表的演变轨迹，有用的比较轨道和等时线的意见。为了这个目的，我们同质化现有的恒星大气库的热和冷的恒星（PoWR，ATLAS 9和凤凰），我们添加，在需要的地方，新的大气模型计算与WM基本。质量，年龄和金属丰度网格是完全足够的非常年轻的恒星系统，在本地和遥远的星系的性能进行详细的调查。新的轨道取代了以前的帕多瓦大质量恒星模型。
2015-08-11 astro-ph.SR
Models for Metal-Poor Stars with Different Initial Abundances of C, N, O, Mg, and Si. III. Grids of Isochrones for $-2.5 \le$ [Fe/H] $\le -0.5$ and Helium Abundances $Y = 0.25$ and $0.29$ at Each Metallicity
假设氦丰度为$Y = 0.25$和$0.29$的质量分数，$-1.5 \le$ [Fe/H] $\le -0.5$范围内的11种金属丰度，以0.2 dex为增量，对C、N和O丰度的几种变化中的每一种计算了$0.12 \le M/M_\odot \le 1.0$的恒星演化轨迹。这样的计算提供的混合物与[O/Fe]之间的$+0.4$和$+0.8$，不同的C：N：O的比例在一个固定的值[CNO/Fe]，和增强的C。计算机代码提供这些网格内插，以产生年龄$> 7$陀螺仪等时线，并产生的幅度和颜色的许多宽带滤波器使用热辐射校正的基础上MARCS模型的大气和合成光谱。模型进行了比较：（一）类似的计算产生的其他工人，（二）观察到的紫外线，光学和红外色星等图（CMD），（三）的有效温度，$(V-I_C)_0$和$(V-K_S)_0$颜色的Pop. II恒星在太阳附近，和（四）经验数据的绝对星等的尖端的巨大分支（TRGB）。的等时线是特别成功的再现所观察到的形态观察到的CMD和满足TRGB约束。它们也很好地解释了球状星团中低质量恒星的红外颜色，表明它们具有[O/Fe] $\approx +0.6$，尽管仍然存在一些挑战。
2022-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accurate, Precise, and Physically Self-consistent Ages and Metallicities for 400,000 Solar Neighborhood Subgiant Branch Stars
该研究结合Gaia DR3距离、多波段测光和消光图，为约40万颗太阳邻域亚巨星支恒星构建了准确、精确且物理自洽的年龄与金属丰度星表，揭示了太阳邻域恒星形成历史的三分量结构。
2024-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric and kinematic studies of open clusters Ruprecht 1 and Ruprecht 171
本文基于 UBV 和 Gaia DR3 数据研究疏散星团 Ruprecht 1 与 Ruprecht 171 的测光、结构及运动学参数，确定成员星、年龄、距离和质量函数，并推断二者可能形成于太阳圈外。
2024-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The OPD Photometric Survey of Open Clusters II. robust determination of the fundamental parameters of 24 open clusters
在系列的第二篇论文中，我们继续调查疏散星团的基本参数，使用一个强大的全球优化方法，以适应模型等时线光度数据。我们目前的光学UBVRI CCD测光（约翰森斯系统）的观测24个被忽视的疏散星团，其中14个具有高质量的数据，在可见光首次获得，作为我们正在进行的调查的一部分，在0.6米望远镜的Pico dos Dias天文台在巴西。然后，所有对象进行了分析，与我们的小组开发的全球优化工具，估计成员的可能性观察到的恒星，并适合等时线，从距离，年龄，红化，总选择消光比$R_{V}$（包括在这项工作中作为一个新的自由参数）和金属丰度估计。基于这些估计及其相关的误差，我们分析了每个对象的状态，作为真正的集群或没有，发现两个很可能是集群。我们还确定了我们的结果和以前的文献中使用2MASS光度测定得到的重要差异。
2016-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric Metallicities in Bootes I
我们提出了新的斯特朗格伦和华盛顿数据集的牧夫座矮星系，并将它们与现有的SDSS测光。该项目的目标是改进一种基于地面的、实用的、准确的方法，以确定牧夫座I中单个恒星的年龄和金属丰度，这些恒星可以在无偏成像调查中选择，而不必拍摄光谱。我们从Stromgren和Washington光度学中产生光度学金属丰度，用于具有$-1.0>[Fe/H]>-3.5$范围的恒星系统。为了避免在较低的红巨星分支的Stromgren金属丰度指数的灵敏度下降，我们取代Stromgren V-过滤器与更广泛的华盛顿C-过滤器，我们发现，$CT_1by$是最成功的过滤器组合，为个别恒星与$[Fe/H]<-2.0$，保持~0.2 dex $[Fe/H]$ -分辨率在整个红巨星分支。我们证明，我们可以打破这些过滤器的等时线的年龄金属丰度简并，使用的恒星log g=2.5-3.0，有不到2%的变化，在他们的$(C-T_1)$ -颜色由于年龄，在11-14 Gyr的范围。
2014-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Absolute Age of Milky Way Globular Clusters
本文通过结合达特茅斯恒星演化模型与哈勃观测数据，对八个银河系球状星团进行全CMD拟合，测定其绝对年龄约为11.5–13.5 Gyr，并给出年龄-金属丰度关系。
2025-05-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fundamental properties of red-clump stars from long-baseline H-band interferometry
利用安装在甚大望远镜干涉仪上的PIONIER仪器在H波段对48颗红团星进行了观测。通过将径向强度分布I（r）拟合到方形可见度测量值来测量边缘变暗的角直径。一半的角直径确定的形式误差优于1.2%，而整体精度优于2.7%。平均恒星大气参数（有效温度，金属丰度和表面重力）是根据新的光谱观测和文献数据确定的，并与精确的盖亚引力相结合，得出一套基本的恒星属性。然后将这些内在参数拟合到现有的等时线模型中，以推断恒星的质量和年龄。来自干涉测量的附加值对R-Teff平面施加了更好且独立的约束。我们推导出的值与以前的作品是一致的，虽然有一个很强的分散在不同型号之间的年龄。这表明，大气参数，主要是金属丰度和表面重力，仍然受到不准确的确定，限制输入物理和参数的恒星演化模型的约束。
2018-06-25 astro-ph.SR
On the Incorporation of Metallicity Data into Star Formation History Measurements from Resolved Stellar Populations
光谱恒星金属丰度和解析恒星色星等图（CMD）的组合有可能约束整个恒星形成和化学富集历史（SFH）的星系比单独拟合CMD（这是最常见的SFH研究使用解析恒星星族）。本文提出了两种将外部金属丰度信息纳入色星等图拟合技术的方法。总的来说，金属丰度和CMD信息的联合拟合可以提高测量年龄-金属丰度关系和恒星形成率的精度，比单独的CMD拟合提高约10%。然而，恒星等时线的系统学以及光谱和光度金属丰度测定之间的不匹配会降低恢复的SFH的准确性。我提出了一个简单的缓解这些系统，可以降低这些系统的幅度，从CMD拟合单独获得的水平，同时确保年龄-金属丰度的关系是一致的光谱金属丰度。在CMD拟合分析的情况下，改进的恒星模型和光谱和光度金属丰度之间的校准是目前的主要障碍，从联合拟合恒星金属丰度和CMD的SFH精度的收益。
2016-05-05 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Isochrone fitting of Galactic globular clusters -- IV. NGC6362 and NGC6723
本文对银河系球状星团NGC 1，6362和NGC 1，6723的色星等图进行了新的等时线拟合。我们使用来自{ \it HST}、{ \it Gaia}、unWISE和其他测光源的数据集，分别对NGC 1，6362和NGC 1，6723使用从紫外到中红外的22个和26个测光滤波器。我们使用来自达特茅斯恒星演化数据库（DSED）和恒星轨道和等时线袋（BaSTI）的模型和等时线，用于$α$增强的[ $α$ /Fe] $=+0.4$和不同的氦丰度。根据NGC 1，6362和NGC 1，6723的红巨星分支斜率分别计算了[Fe/H] $=-1.04\pm0.07$和$-1.09\pm0.06$。他们同意从文献光谱估计。我们发现，由于邻近的南冕云复合体，在NGC 1，6723场中有一个高达$ΔE(B-V)=0.13$等的差异红化。我们分别推导了NGC 1，6362和NGC 1，6723的下列参数：距离$7.75\pm0.03\pm0.15$（统计和系统误差）和$8.15\pm0.04\pm0.15$ kpc;年龄$12.0\pm0.1\pm0.8$和$12.4\pm0.1\pm0.8$ Gyr;距离$A_\mathrm{V}=0.19\pm0.04\pm0.06$和$0.24\pm0.03\pm0.06$ mag;红化$E(B-V)=0.056\pm0.01\pm0.02$和$0.068\pm…
2022-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemically peculiar stars as seen with 2MASS
主序上部的化学特殊（CP）星非常适合研究磁场和扩散对缓慢旋转恒星表面层的影响。它们甚至可以在麦哲伦星云中找到踪迹，对理解恒星的形成和演化非常重要。对CP星群的近红外（NIR）、2 MASS JHK测光的系统研究还没有进行过。如今，在近红外光谱中有大量的数据可以到达很远的距离。因此，这是非常重要的CP星被明确地检测到在近红外区域，这些检测被用来推导天体物理参数（年龄和质量），通过应用等时线拟合。此外，我们还研究了CP星在各种光度图中的行为是否与正常型星不同。为了我们的分析，我们仔细编制了CP和明显正常（非特殊）型恒星的样本。只有高质量（即低误差水平），天体测量和光度数据可用的恒星才被选中。总共选择了639颗正常星和622颗CP星进行进一步分析。所有的恒星都被去红，并根据有效温度和绝对星等（光度）进行校准。最后进行等时线拟合。由2 MASS和Johnson UBV测光得到的天体物理参数没有差异，在几个色-色和色-星等图中也没有发现与正常型恒星有统计上显著的偏离。因此，仅仅依靠测光2 MASS的颜色是不可能探测到新的CP星的。一个新的有效的温度校准，有效的所有CP星，使用（V-Ks）0颜色的推导。
2015-11-11 astro-ph.SR
Photometric Study and Detection of Variable Stars in the Open Clusters - I : NGC 6866
本文介绍了在两个观测季节中对中等年龄的疏散星团NGC 6866进行29个夜晚的变率搜索的结果。我们发现28个周期变量，其中19个是新发现的。这些变星的V星等从11.5等到19.3等，周期从48分钟到37天不等。我们发现了几颗三角洲盾牌星，其中一些是高振幅，以及伽马剑鱼座，旋转变量和食双星。为了研究该星团的物理性质，我们在一个测光良好的夜晚获得了所有恒星的UBVRI测光。恒星表面密度的径向分布表明，该星团的径向范围约为7弧分（~3秒差距），星团中心的峰值密度为5.7+/-0.7颗恒星/弧分^[2]。色-色图显示，在NGC 6866的方向上，E（B-V）= 0.10等的红化。利用太阳金属丰度的理论等时线，从色星等图上估算出它的距离约为1.47千秒差距，年龄约为6.3亿年。
2011-09-29 astro-ph.SR
New SX Phe variables in the globular cluster NGC 288
本文报道了在贫金属球状星团NGC 288中用时间序列CCD测光发现的两颗新变星。我们将新的变量归类为SX Phoeneux，因为它们的特征基本模式周期（1.02 +- 0.01和0.69 +- 0.01小时），并改进了其他六个已知变量的周期估计。众所周知，SX Phe星遵循一个定义明确的周期光度（PL）关系，因此可以用来确定距离;它们比NGC~288中的天琴座RR更多。我们得到了基模M_V =（-2.59 ± 0.18）logP_0（d）+（-0.34 ± 0.24）和一阶泛音模M_V =（-2.59 ± 0.18）logP_1（d）+（0.50 ± 0.25）的P-L关系。多色等时线与我们基于达特茅斯恒星演化数据库的UBV色星等图相吻合，提供NGC 288的<[Fe/H]> = -1.3 +- 0.1，E（B-V）= 0.02 +- 0.01和绝对距离模数（m-M）0 = 14.72 +- 0.01。
2015-03-16 astro-ph.SR
Multichromatic colour-magnitude diagrams of the globular cluster NGC 6366
我们提出多色等时线适合的球状星团NGC 6366的颜色星等数据，哈勃空间望远镜高级相机巡天/宽视场通道和南方天体物理研究测光数据的基础上。我们校正了光度数据的微分红化，并计算了平均脊线的颜色星等图。我们比较了Dartmouth恒星演化数据库和Padova和TRieste恒星演化程序的等时线，它们都是从主序开始的微观扩散。包括以前对这个星团的所有测定，我们测试了金属丰度从[Fe/H]=-1.00到[Fe/H]=-0.50，年龄从9到13 Gyr。在确定了该星团的总消光比R_V=3.06+/-0.14之后，我们得到了该星团的参数E（B-V）=0.69+/-0.02（int）+/-0.04（ext），（m-M）_V=15.02+/-0.07（int）+/-0.13（ext），年龄=11+/-1.15 Gyr。演化模型未能在多波段色星等图中再现低Teff序列，表明它们仍然具有不完整的物理学。我们发现，达特茅斯恒星演化数据库的等时线比Padova和TRieste恒星演化代码更好地拟合亚巨星分支和低主序星。
2013-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Age analysis of extrasolar planets: Insight from stellar isochrone models
本研究利用三种等时线模型分析2336颗系外行星宿主恒星的年龄，发现巨行星宿主恒星比小行星宿主恒星更年轻，且热木星宿主恒星最年轻，支持银河化学增丰促进气态巨行星形成的观点。
2024-04-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Photometric and proper motion study of neglected open cluster NGC 2215
2011年初，使用Faulkes Telescope North进行了光学UBVRI光度测量，并与2MASS JHK $_s$和WISE红外光度测量以及UCAC 4自行数据相结合，以估计银河系疏散星团NGC 2215的主要参数，目前文献中存在很大的不确定性。拟合一个King模型，我们估计该星系团的核心半径为1.12 $'\pm$ 0.04 $'$（0.24 $\pm$ 0.01pc），极限半径为$4.3'\pm$ 0.5 $'$（0.94 $\pm$ 0.11pc）。等时线拟合的结果表明，$log(t)=8.85\pm0.10$的年龄为$d=790\pm90$ pc，金属丰度为$[Fe/H]=-0.40\pm0.10$ dex，变红为$E(B-V)=0.26\pm0.04$。这项研究的一部分工作是由参与空间增长天文学教育项目的澳大利亚和加拿大高中学生进行的，这是第一份利用我们的星团测光课程材料的科学出版物。
2015-05-20 astro-ph.SR
A CCD Search for Variable Stars of Spectral Type B in the Northern Hemisphere Open Clusters. VIII. NGC 6834
我们提出的年轻疏散星团NGC 6834领域的CCD变率搜索的结果。我们发现了15颗光变的恒星。最亮的多周期剑鱼座γ型变星是一颗前景星。八颗较暗的变星，包括一颗仙后座γ型变星、两颗波江座λ型变星、一颗椭球变星、一颗EB型食双星和三颗我们无法分类的变星，它们的E（B-V）都在适当的范围内，因此满足了成为成员的必要条件。三个未分类的变量之一可能是非成员，因为它与集群中心的角距离很大。六颗最暗的变星中有四颗，包括两颗食双星和两颗非常红的恒星，它们显示出逐年的变化，它们是某些非成员。剩下的两颗最暗的变星之一，EA型食双星可能是成员，而最暗的一颗，大熊座W型变星，可能是非成员。对6937颗恒星，我们给出了标准系统的V星等和（V-I）_C色指数。由于星团表面的红化不均匀，因此无法将这些数据与理论上的等时线直接比较。因此，我们从现有的UBV测光获得E（B-V），确定NGC 6834的E（B-V）的下限和上限，然后将适当红化的Padova等时线拟合到数据。假设HDE 332843是一颗早期F超巨星，我们得到log（年龄/年）= 7.70，V_0 - M_V = 12.10等。对于我们视野中103颗最亮的恒星，我们得到了α指数，一种测量α线等效宽度的方法。我们在五颗恒星中发现了H α发射，包括Gamma Cas型变星和两个Lambda Eri型变星。
2011-10-18 astro-ph.SR
