The stellar content of the young open cluster Trumpler 37
Trumpler 37的星团视直径为1.5°，年龄约为400万年，是对年轻恒星进行光度监测的理想目标，也是寻找行星凌日、食双星和其他变异源的理想目标。YETI财团在2010年和2011年对Trumpler 37进行了监测，以获得该地区可变现象的全面视图。在这第一篇论文中，我们提出的集群属性和成员资格的确定，来自广泛的调查文献。我们还将坐标列表与一些YETI图像进行了比较。对于1872颗恒星，我们找到了文献数据。其中774人有很高的可能性成为会员，125人有中等的可能性。根据红外线资料，我们重新计算了一个0.9- 1.2ma的星系团灭绝，确定其年龄和距离为3- 500万年和~870 pc。恒星质量由理论模型确定，质量函数符合幂律指数α =1.90（0.1-0.4 M_sun）和α =1.12（1-10 M_sun）。
2013-06-04 astro-ph.SR
Classification of Stellar Spectra with LLE
我们调查使用降维技术的分类恒星光谱选择SDSS。使用本地线性嵌入（LLE），一种技术，保留了本地（和可能的非线性）的结构在高维数据集，我们表明，大多数恒星光谱可以表示为一个一维序列在三维空间。沿着该序列的位置与光谱温度高度相关。偏离这个“恒星轨迹”的光谱表明有强发射线（包括错误分类的星系）或宽吸收线（例如碳星）。基于这种分析，我们提出了一个分层分类方案，使用LLE，逐步识别和分类恒星光谱的方式，不需要特征提取，可以重现经典的MK分类的一种类型的准确性。
2011-10-20 astro-ph.SR
Analysis of stellar spectra with 3D and NLTE models
恒星大气中的辐射输运模型是现代天体物理学的核心。我们对恒星、恒星星族和星系的了解，只能和理论模型一样好，而理论模型是用来解释它们观测到的光谱、光度星等和光谱能量分布的。我描述了最近的进展，在该领域的恒星大气建模晚型恒星。辐射传输的各个方面与一维流体静力学，LTE，NLTE，和三维辐射流体动力学模型进行了简要回顾。
2014-03-12 astro-ph.SR
The evolution of planetary nebulae VII. Modelling planetary nebulae of distant stellar systems
通过流体动力学模型，我们首次研究了行星状星云的性质如何受到其金属含量的影响，以及可以从遥远恒星系统中行星状星云的空间未分辨光谱图中了解到什么。我们计算了一系列新的1D辐射流体动力学行星状星云模型序列，其中心恒星为0.595 M_sun，被初始包络结构所包围，这些初始包络结构仅因其金属含量而不同。在选定的阶段沿进化路径，流体动力学项被关闭，允许模型放松固定的径向结构和辐射场到其平衡态的能量和电离。从动态和静态模型发射的线光谱的分析，使我们能够系统地研究流体动力学的金属丰度和演化的函数的影响。我们还重新计算了先前出版物中已经使用的选定序列，但现在具有不同的金属丰度。这些序列被用来研究接近行星状星云光度函数明亮截止点的行星状星云的膨胀特性。我们的模拟表明，金属含量强烈影响行星状星云的膨胀：金属含量越低，恒星风气泡的压力越弱，但由于电子温度较高，外壳膨胀得越快。这与相互作用恒星风模型（或其变体）的预测不符，根据该模型，只有中央恒星风被认为是驱动行星状星云膨胀的原因。缓慢演化的中心恒星周围的贫金属物体变得非常稀薄，并且容易偏离热平衡，因为绝热膨胀有助于气体冷却。...抽象的抽象。
2010-09-06 astro-ph.SR
The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. IV. Helium content and relative age of multiple stellar populations within NGC 6352
在本文中，我们结合了WFC 3/UVIS F275 W，F336 W，和F438 W的数据，从“银河系球状星团的紫外线遗产调查：在其人口和形成”（GO-13297）HST国库计划与F606 W，F625 W，F658 N，和F814 W ACS档案数据的多波长研究的球状星团NGC 6352。在不同波段测光的适当组合下得到的色星等图和双色图中，我们分离出两个不同的恒星星族，并追踪它们从主序到亚巨星、红巨星、水平和渐近巨星分支的轨迹。我们推断这两个群体的He差异为Δ Y=0.029+/-0.006。利用一种新的方法，我们还估计了两个序列之间的年龄差。假设[Fe/H]和[alpha/Fe]没有差异，以及Delta Y的不确定性，我们发现两个人口之间的年龄差异为10+/-120 Myr。如果我们假设[Fe/H]和[alpha/Fe]的差异为0.02 dex（完全在光谱测量的不确定性范围内），相对年龄的总不确定性上升到约3亿年。
2015-04-29 astro-ph.SR
The Stellar Content of the Young Open Cluster Berkeley 50 (IC 1310)
本研究通过UBV测光、Gaia天体测量及光谱观测，测定了年轻疏散星团Berkeley 50的恒星组成、距离与年龄，确认其含B型矮星为主、含带B型伴星的红超巨星，距离3.8kpc，年龄50-60Myr。
2024-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The stellar content of the XMM-Newton slew survey
我们提出了一个详细的分析恒星的内容，目前版本的XMM-牛顿回转调查（XMMSL 2）。由于恒星在X射线波段只发出其总光度的一小部分，恒星XMMSL 2源应该有相对明亮的光学对应物。因此，恒星的识别是通过XMMSL 2星表与第一个盖亚数据发布（盖亚DR 1），2 MASS和Tycho 2星表的自动交叉匹配获得的。这个程序的可靠性是通过与爱因斯坦天文台中灵敏度测量X射线源的比较和与钱德拉源目录的交叉匹配来验证的。我们确定6815的23252个独特的XMMSL 2来源是恒星源，而893个来源被标记为不可靠。对于每个对应物，基于XMMSL 2源与对应物之间的距离来估计匹配概率。鉴于这种匹配概率，预计样本的可靠性为96.7%，完整性为96.3%。样本包含所有光谱类型和光度类别的恒星，其中晚型矮星所占比例最大。对于许多恒星源的X射线波段的总能量输出的分数的贡献被发现高于以前的研究（$L_\mathrm{X}/L_\mathrm{bol}=10^{-3}$）的饱和极限，因为XMMSL 2源更受耀斑由于其短的曝光时间，通常为6秒。与“第二次ROSAT全天巡天（2 RXS）源目录”的比较表明，大约25%的恒星XMMSL 2源是以前未知的X射线源。我们的鉴定程序的结果可以通过VizieR访问。
2017-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the spectral \textit{information content} in the LAMOST medium-resolution survey (MRS)
低分辨率光谱被证明在确定许多恒星的标签在可比的精度竞争的高分辨率光谱。在评估恒星光谱的能力时，考虑光谱信息量是有用的，以获得精确的恒星标签。在这项工作中，我们量化的信息内容所带来的LAMOST-II中分辨率光谱调查（MRS）使用梯度光谱和系数的依赖（COD）。在一般情况下，MRS的波长覆盖范围以及约束的恒星标签，但不同的恒星标签的灵敏度不同的光谱类型和感兴趣的恒星的金属丰度，因此，影响性能的恒星标签确定从MRS光谱。将SLAM应用于模拟MRS数据的合成光谱，发现当结合MRS的蓝波段和红波段时，恒星基本参数Teff，logg和[M/H]的精度更高。这对于暖星尤其重要，因为位于红波段的H $α$线在确定暖星的有效温度中起着更重要的作用。蓝色和红色部分在一起，我们能够达到与低分辨率光谱相似的性能，除了温暖的恒星。然而，在[M/H] $\sim-2.0$ dex，从MRS估计的基本恒星标签的不确定性大大大于那些从低分辨率光谱。我们还测试了由径向速度失配引起的MRS数据的Teff、logg和[M/H]的不确定性，发现对于LAMOST MRS数据典型的约1 km s $^{-1}$的失配不会显著影响恒星标签估计。最后，利用合成梯度谱计算了参考精度限，据此我们期望至少17种元素的丰度可以从MRS谱中精确测量。
2019-10-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The stellar content of the ROSAT all-sky survey
我们提出并应用一种方法来确定ROSAT全天巡天（RASS）的恒星内容。我们进行了交叉匹配之间的RASS源和恒星候选人从盖亚早期数据发布3（EDR3）和估计恒星概率为每个RASS源的几何属性的匹配和其他属性，即X射线G波段通量比和对应的距离。与第一次eROSITA全天空巡天（eRASS 1）的初步探测结果相比，RASS源的位置偏移大于RASS目录中给出的不确定性所预期的。从具有可靠位置不确定性的RASS源中，我们确定了28630（24.9%）个恒星源，这是迄今为止最大的恒星X射线源样本。直接从恒星的概率，我们估计样本的完整性和可靠性约为93%，并通过将其与随机移动的RASS源的识别，初步恒星eRASS 1识别以及先前RASS源识别的结果进行比较来确认此值。我们的恒星RASS源包含所有光谱类型和光度类别的源。根据它们在色星等图中的位置，许多恒星RASS源是年龄只有几个$10^7$ yr或双星的年轻恒星。当绘制X射线与热辐射通量比作为颜色的函数时，对流的开始和饱和极限清晰可见。我们注意到，晚型恒星达到连续更高的$F_X/F_{bol}$值，这可能是由于更频繁的耀斑。恒星RASS源的颜色分布明显不同于不相关的背景源。我们提出的三维分布的恒星RASS源，显示了一个明确的增加，在已知的星团附近的源密度。
2022-05-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Inferring hemispheric asymmetries of stellar active regions through the information content of astrometric signals
School of Physics, University of New South Wales（新南威尔士大学物理学院）
本文探讨了通过测光和测角数据结合，提升恒星表面映射精度的方法，重点在于利用测角信号识别球面谐波模式，尤其关注编码南北不对称性的奇数阶模式。
2026-04-03 astro-ph.IM astro-ph.SR
Deep optical survey of the stellar content of Sh2-311 region
利用2 MASS的深空光学观测和近红外（NIR）观测资料，研究了Sh 2 -311区及其周围的恒星成分。该区域包含三个星系团，即NGC 2467、Haffner 18和Haffner 19。我们已经尝试区分这些个别地区的恒星内容，以及重新确定其基本参数，如距离，红化，年龄，到一个新的和更广泛的光学和红外光度数据集的基础上。NGC 2467和Haffner 19分别位于英仙座臂5.0 $\pm$ 0.4 kpc和5.7 $\pm$ 0.4 kpc处，而Haffner 18位于11.2 $\pm$ 1.0 kpc处。星系团NGC 2467和Haffner 19可能是由同一分子云形成的，而Haffner 18则位于银河系外臂，即Norma-Cygnus臂。我们使用$V/(V - I)$颜色星等图估计了本工作中确定的YSO和Snider等人（2009年）确定的YSO的年龄和质量。大多数YSO的估计年龄和质量范围分别为$\lesssim$ 1 Myr和$\sim$ 0.4 - 3.5 \msun，表明这些源可能是金牛座T星或它们的兄弟星。YSO的空间分布表明，一些YSO分布在H II区Sh 2 -311周围，这表明在其外围有一个触发的恒星形成。
2014-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Infrared Massive Stellar Content of M83
我们提出了一个档案斯皮策图像和新的地面和哈勃太空望远镜（HST）的近红外（IR）和光学图像的M83领域的识别稀有，尘埃，进化的大质量恒星的目标进行分析。我们目前的点源目录包括3778个对象从$Spitzer$红外阵列相机（IRAC）波段1（3.6 $μ$ m）和波段2（4.5 $μ$ m），975个对象中确定的麦哲伦6.5米四星近红外$J$和$K_{\rm s}$图像。一个坐标匹配的近红外和中红外点源的组合目录在M83的领域中产生了221个物体。使用这种测光，我们确定185大规模的演变恒星候选人的基础上，他们的位置在颜色-星等和颜色-颜色图。我们估计我们的恒星候选名单的背景污染，并进一步分类的基础上，它们的外观在$HST$宽视场相机3（WFC 3）的观测M83的候选人。我们发现了49个强有力的候选者，大质量恒星是非常有前途的光谱后续对象。根据它们在$B-V$与$V-I$图中的位置，我们预计至少有24颗，或大约50%的，被证实是红超巨星。
2015-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar population astrophysics (SPA) with the TNG -- The chemical content of the red supergiant population in the Perseus complex
上下文银河系外盘的英仙座复合体拥有许多年轻恒星的星团和协会。盖亚正在提供它们的运动学结构和进化特性的详细描述。目的。在TNG的SPA大型计划中，我们获得了英仙座复合体中年轻红超巨星的HARPS-N和GIANO-B高分辨率光学和近红外光谱，以获得准确的径向速度，恒星参数和详细的化学丰度。方法.我们使用光谱合成来最好地拟合所观察到的27个RSG的光谱中的数百条原子和分子线。我们获得了恒星温度，重力，微观和宏观湍流速度和25种不同元素的化学丰度的准确估计。我们还测量了$^{12}$ C/ $^{13}$ C丰度比。结果我们结合光学和近红外化学研究提供了均匀的半太阳铁与一个小的色散，约太阳尺度的丰度比的铁峰，α和其他轻元素和小的增强钠，钾和中子捕获元素，与薄盘化学跟踪的老恒星星族在一个类似的银河系中心距离约10千秒差距。我们推断N的增强，耗尽的C和$^{12}$ C/ $^{13}$ C同位素丰度比，与混合过程中的恒星内部在RSG的演变。
2021-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense Cores in Perseus: The Influence of Stellar Content and Cluster Environment
我们提出的化学，温度和动力学状态的一个样本的193个致密的核心或核心候选人在英仙座分子云，并比较与年轻恒星和集群的核心与那些没有。我们的NH3和CCS观测与以前的毫米，亚毫米和斯皮策数据相结合，使我们能够精确地确定核心属性，并准确地将核心分类为无星或原恒星。在不同的集群环境和恒星形成前后的核心的属性提供了重要的限制恒星形成的模拟，特别是在恒星形成的本质是由星前核心的湍流形成的范例。我们将恒星含量的影响与星系团环境的影响分开，发现星系团内部的核心具有（1）较高的动力学温度和（2）较低的CCS和NH3丰度。与原恒星相关的核心具有（1）略高的动力学温度（2）较高的NH3激发温度），（3）具有较高的柱密度，（4）具有略大的非热/湍流NH3线宽，（5）具有较高的质量，（6）具有较低的CCS丰度。我们发现，无论是集群环境，也没有原恒星的内容作出显着的差异，核心的动力学状态的维里参数估计-大多数核心在每个类别中的引力约束。总体而言，集群环境和原恒星的内容有一个较小的影响，核心的属性比通常假设的，和类别内的变化是大于类别之间的差异。
2009-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation in W3 - AFGL333: Young stellar content, properties and roles of external feedback
恒星形成领域的关键问题之一是恒星反馈在后续恒星形成过程中的作用。位于W 4超级气泡西部边界的W3巨型分子云复合体被认为是受到W 4中大质量恒星的恒星风的影响。AFGL 333是一个在W3内的约10^4 Msun云。本文利用NOAO极宽视场红外成像仪的深JHKs测光结合Spitzer-IRAC-MIPS测光研究AFGL 333的恒星形成活动。基于红外过剩，我们确定了812个候选年轻恒星对象的复杂，其中99个被归类为I类和713被归类为II类源。对年轻天体的恒星密度分析揭示了AFGL 333中的三个主要恒星聚集体，分别命名为AFGL 333-main、AFGL 333-NW 1和AFGL 333-NW 2。AFGL 333内的磁盘分数估计为约50- 60%。我们使用由背景恒星的H-Ks颜色制成的消光图来理解云的结构并估计云的质量。CO的消光图证实了云的结构和质量估计从近红外颜色方法。从与AFGL 333相关的恒星质量和云质量，我们推断该地区目前正在以约4.5%的效率和约2 - 3 Msun Myr-1 pc-2的速度形成恒星。一般来说，AFGL 333内的恒星形成活动与附近的低质量恒星形成区相当。我们没有发现任何强有力的证据表明来自W 4超泡附近大质量恒星的恒星反馈影响了AFGL 333区域的整体恒星形成性质。
2016-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
On a new parameter to estimate the helium content in old stellar systems
我们引入了一个新的参数Δ θ-红巨星分支（RGB）凸起和主序（MS）上与凸起相同颜色的点（“基准”）之间的星等差异-以估计旧恒星系统中的氦含量。它对氦的灵敏度在整个金属丰度范围内是线性的，受年龄、光度零点的不确定性、红化或水平分支演化的影响最小。两个主要的缺点是需要精确和大量的光度数据集，以及ΔY/Δ斜率对金属丰度的强烈依赖。为了测试Δ R参数，我们选择了22个前景红化程度低、铁丰度范围广、精确、相对较深且均匀的多波段（B、V、I）测光的银河系球状星团（GGC）。我们发现，如果我们假设Y=0.20，观测到的Δ ε和α增强模型预测的Δ ε吻合得很好。与经典原始氦含量模型（Y=0.245，ΔY/ΔZ=1.4）的比较表明，观测到的Δ ε值系统地小于预测值。如果预测的参数是基于也考虑CNO增强的模型，并且如果我们考虑He增强的模型，则结果是相同的。这些发现表明，目前的恒星演化模型高估了RGB凸起的光度。我们还发现，包括包络过冲可以消除差异，如最初由Alongi等人（1993，aaps，97，851）提出的。尽管当前演化模型的输入物理可能存在局限性，但GGC的Δ ε参数至少在5σ水平上提供了星前氦的独立探测。
2011-06-14 astro-ph.CO astro-ph.SR
Bridging Model and Observed Stellar Spectra
精确的恒星通量模型是分析单个恒星或恒星星族观测结果的关键。由于输入物理数据的限制和采用的简化，模型光谱不同于真实的恒星光谱，但可以根据经验进行校准，以最大限度地提高它们与实际恒星光谱的相似性。我描述了一个最小二乘程序的一般使用和测试MILES库。
2010-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Autoencoder-based framework for anomaly detection in stellar spectra: application to the MaNGA Stellar Library
Research Center for the Early Universe, The University of Tokyo（东京大学早期宇宙研究中心）
本文提出基于自动编码器的恒星光谱异常检测方法，应用于MaNGA恒星库，识别异常光谱并分析其成因。
2026-03-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
The very low-mass stellar content of the young supermassive Galactic star cluster Westerlund 1
我们提出了深近红外HST/WFC 3观测的年轻超大质量银河星团Westerlund 1和邻近的控制领域。数据的深度是足够的，以获得作为半径的函数的集群的质量函数下降到0.15 M $_\odot$在集群的外部。我们确定的第一次平坦的质量函数（对数单位）的质量范围是一致的字段和附近的嵌入式集群。通过对数正态函数拟合的质量函数，我们发现标称峰值质量相媲美的领域和附近的嵌入式星团。对数正态拟合的宽度与IMF场的宽度相比显得稍窄，更接近于球状星团的值。星团内的日下物质似乎并没有出现质量分离，这与对超级太阳物质的发现相反。韦斯特伦德1号的总质量估计为44-57 $\times 10^3$ M $_\odot$，主要的不确定性是等时线年龄的选择和更高的质量斜率。通过比较测光质量和动力学测定的质量，韦斯特伦德1的质量足以保持束缚状态，并有可能演变成一个低质量的球状星团。
2016-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The young massive SMC cluster NGC 330 seen by MUSE. I. Observations and stellar content
大多数大质量恒星都是双星系统的一部分，其中很大一部分在它们的生命中不可避免地会相互作用。双星相互作用产物（BiP），即受这种相互作用影响的恒星，预计通常存在于恒星星族中。因此，BiPs是理解恒星演化的关键因素。我们的目标是通过研究10-40百万年的集群来识别和表征统计上显著的BiPs样本，在这个年龄，二元人口模型预测BiPs的丰度最高。小麦哲伦星云中的NGC 330就是这样一个星团的例子。使用MUSE WFM-AO对NGC 330的观测，我们首次解析了密集的星团核心，并能够提取其整个大质量恒星群的光谱。我们开发了一个自动光谱分类方案的基础上的谱线的红色部分的光谱的等效宽度。我们描述了NGC 330核心的大质量恒星含量，其中包括200多颗B星，2颗O星，6颗A-型超巨星和11颗红超巨星。我们发现在整个样品中的$32 \pm 3\%$的Be星分数的下限。它增加到至少$46 \pm 10\%$时，只考虑恒星亮度比V=17马格。我们估计年龄之间的集群核心35和40万年和总集群质量的$88^{+17}_{-18} \times 10^3 M_{\odot}$。我们发现，在集群核心的人口是不同的人口在郊区：而在核心的恒星内容似乎比在郊区的恒星年龄，被恒星分数和观察到的二元分数显着较高。此外，我们检测几个BiP候选人，将是未来研究的主题。
2019-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Atomic data needs for the modelling of stellar spectra
目前需要的原子数据来模拟恒星光谱在不同的波长范围内获得的描述。这些数据的完整性和准确性的水平进行了讨论。
2015-09-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
Mass loss of different stellar populations in Globular Clusters: the case of M4
在球状星团（GC）中，红巨星分支（RGB）阶段的质量损失和氦含量是制约水平分支（HB）形态的基本因素。虽然许多论文都致力于不同恒星星族中氦的丰度，但在解开质量损失和氦含量的影响方面做了一些小的努力。我们利用附近的GC NGC6121（M4），它拥有两个被充分研究的主要恒星星族，推断氦和RGB质量损失。我们结合多波段哈勃空间望远镜测光的RGB和主序星（MS）的M4与合成光谱，以限制其恒星星族的相对氦含量。我们发现，在M4的第二代恒星的氦质量分数增加了$\rm ΔY = 0.013 \pm 0.002$相对于其余的恒星，有原始的氦含量。然后，我们推断HB恒星的质量，通过搜索的观测和HB人口之间的最佳匹配建模假设每个人口的氦丰度估计从MS。通过比较沿HB的恒星的质量，我们约束的质量损失的第一代和第二代恒星在M4。我们发现富氦星族的质量损失比第一代恒星的质量损失（$\rm Δμ= 0.027 \pm 0.006 \ M_\odot$）大$\sim 13$ %。我们讨论的可能性，这种质量损失的差异取决于氦丰度，不同的形成环境的两代，或两者的组合。
2019-02-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unsupervised Learning for Stellar Spectra with Deep Normalizing Flows
恒星光谱包含了恒星的详细信息。然而，恒星光谱学中的大多数机器学习方法都集中在监督学习上。我们介绍了一种无监督学习方法Mendis，它采用由神经样条流和GLOW组成的归一化流来描述谱空间的复杂分布。Mendis的一个关键优势是，我们可以描述光谱的条件分布，以恒星参数为条件，进一步揭示光谱的基本结构。特别是，我们的研究表明，Mendis可以鲁棒地捕获光谱中的像素相关性，从而有可能从恒星光谱中检测到未知的原子跃迁。Mendis的概率性质还使得能够在广泛的光谱调查中严格确定异常值，而无需事先通过现有的分析管道测量元素丰度。
2022-07-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
Program package for the analysis of high resolution high signal-to-noise stellar spectra
软件包SME（光谱学变得容易），旨在使用光谱拟合技术进行恒星光谱分析，由于在VALD中增加了新的功能（同位素和超精细分裂），并包括几个化学元素的能级的NLTE计算网格，因此进行了更新。SME允许自动导出恒星大气参数：有效温度、表面重力、化学丰度、径向和旋转速度、湍流速度，同时考虑到定义谱线形成的所有影响。SME软件包使用恒星大气的最佳网格，使我们能够在广泛的恒星参数和金属丰度范围内（从BAFGK光谱类的矮星到巨星）以类似的准确度进行光谱分析。
2017-10-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
An autoencoder of stellar spectra and its application in automatically estimating atmospheric parameters
本文研究了利用光谱估计恒星大气参数的问题。特征提取是恒星参数自动估计的关键步骤。本文提出了一种光谱特征提取和大气参数估计的方法，首先利用自编码器从恒星光谱中学习一组基本结构元素，然后根据学习到的基本结构元素，通过卷积和池化等步骤从恒星光谱中提取代表性特征，最后利用该特征提取大气参数。第三，使用反向传播（BP）网络估计恒星参数（$T_{eff}$，log $~g$，[Fe/H]）。该方案已被评估的真实光谱从斯隆数字巡天（SDSS）/斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）和合成光谱计算从库鲁茨的新的不透明度分布函数（NEWODF）模型。对于真实光谱，log $~T_{eff}$的最佳平均绝对误差（MAE）为0.0060 dex，log $~g$的最佳平均绝对误差（MAE）为0.1978 dex，[Fe/H]的最佳平均绝对误差（MAE）为0.1770 dex;对于合成光谱，log $~T_{eff}$为0.004 dex，log $~g$为0.0145 dex，[Fe/H]为0.0070 dex。
2015-08-03 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Magellanic Bridge cluster NGC 796: Deep optical AO imaging reveals the stellar content and initial mass function of a massive open cluster
NGC 796是一个巨大的年轻星系团，距离我们59 kpc，位于1/5-1/10 $Z_{\odot}$麦哲伦桥的弥漫星系际介质中，允许探测恒星形成和恒星演化过程中的变化，作为金属丰度的函数，以解析的方式，提供了附近太阳金属丰度的解析研究和位于高红移星系中未解析的遥远贫金属星系团之间的联系。在本文中，我们提出了自适应光学$gri$ H $α$成像的NGC 796（在0.5”，这是~0.14 pc的集群距离）随着光谱的两个明亮的成员，以量化集群的属性。我们的目的是探索恒星形成和恒星演化的变化作为金属丰度的函数，通过比较NGC 796的属性，以更高的金属丰度集群。我们发现，从等时拟合的集群主序列的颜色星等图的年龄为20 $^{+12}_{-5}$百万年。基于星团光度函数，我们得到了一个顶重恒星初始质量函数（IMF），其斜率为$α$ = 1.99 $\pm$ 0.2，暗示了IMF的金属丰度和/或环境依赖性可能导致早期宇宙中的顶重IMF。对H $α$发射线星的研究表明，与金属丰度较高的类似星团相比，经典Be星在B型星中所占的比例较高，这为恒星演化的化学均匀性理论提供了一定的支持。总的来说，NGC 796的总质量估计为990 $\pm200$ $M_{\odot}$，核心半径为1.4 $\pm$ 0.3 pc，这将它归类为一个巨大的年轻疏散星团，在麦哲伦桥的弥漫星际介质中是独一无二的。
2018-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
To use or not to use synthetic stellar spectra in population synthesis models?
恒星星族合成（SPS）模型是研究星团和星系的重要模型。它们提供了从综合光谱能量分布、颜色或光谱中提取恒星质量、恒星年龄、恒星形成历史、化学富集和星系尘埃含量的手段。与大多数模型一样，它们包含不确定性，这可能会妨碍我们建模和解释观测光谱的能力。这项工作的目的是研究模型的不确定性的一个具体来源：一个经验与合成恒星光谱库的选择。经验库遭受有限的覆盖范围的参数空间，而合成库遭受建模不准确。考虑到我们目前无法同时拥有理想的恒星参数覆盖率和理想的恒星光谱，我们应该倾向于哪一个：更好的参数覆盖率（合成库）还是更好的逐星光谱（经验库）？为了研究这个问题，我们建立了一个模拟经验库覆盖范围的合成恒星库，并根据这些调查定制了不同选择的恒星库的SPS模型。通过对模型预测结果和邻近星系样本的光谱拟合结果的比较，我们发现：预测的颜色受覆盖效应的影响比选择合成的和经验的光谱库更大，对预测的光谱指数的影响是多方面的，不能简单地得出结论;导出的星系年龄实际上不受库的选择的影响，但是当使用具有有限参数覆盖范围的SPS模型时被低估;金属丰度相对于有限的HRD覆盖是稳健的，但在使用合成文库时被低估。
2019-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
MPS-ATLAS library of stellar model atmospheres and spectra
恒星光谱包含了大量关于恒星大气状况的信息。然而，提取这些信息是具有挑战性的，需要全面的数值建模。在这里，我们提出了恒星光谱合成使用最近开发的国家的最先进的MPS-ATLAS代码上的恒星基本参数的细网格。这些计算已被广泛验证对太阳和恒星的观测，并可用于各种天体物理学的应用。这些光谱可在马克斯·普朗克数字图书馆（MPDL，https://edmond.mpdl.mpg.de/dataset.xhtml?）上获得persistentId=doi：10.17617/3.NJ56TR），并已被纳入ExoTiC-LD python包（https：//github.com/Exo-TiC/ExoTiC-LD/），该包返回用于软件包Exoplanet Timeseries Characterisation（ExoTic）的恒星临边暗化系数。
2023-03-05 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
