Deriving Physical Properties from Broadband Photometry with Prospector: Description of the Model and a Demonstration of its Accuracy Using 129 Galaxies in the Local Universe
星系的宽带测光测量复杂的恒星星族、气体和尘埃的未解决的混合。解释这些数据对模型来说是一个挑战：许多研究表明，从模拟星系光度学中得出的属性是不确定的，其不确定性为两倍或更多，但现在回答该领域的关键问题需要更高的精度。在这里，我们提出了一个新的模型框架，专门为这些复杂性。我们的模型，勘探者- $α$，包括尘埃衰减和再辐射，一个灵活的衰减曲线，星云发射，恒星金属丰度，和一个6分量的非参数恒星形成历史。参数空间的灵活性和范围，加上Prospector推理框架内的MCMC采样，旨在提供无偏参数和现实的误差线。我们用孔径匹配的光谱法评估模型的准确性，这是从拟合中排除的。我们比较光谱特征预测仅从适合的宽带测光观察到的光谱特征。我们的模型预测H $α$光度与分散的$\sim$ 0.18德克斯和偏移的$\sim$ 0.1德克斯在广泛的形态类型和恒星质量。这种一致性是值得注意的，因为H $α$光度依赖于精确的恒星形成速率、尘埃衰减和恒星金属丰度。该模型还准确地预测尘埃敏感的巴耳末递减，光谱恒星金属丰度，PAH质量分数，以及年龄和金属敏感的功能D $_{\mathrm{n}}$ 4000和H $δ$。虽然该模型通过了所有这些测试，我们警告说，我们还没有评估其性能在更高的红移或恢复恒星质量的准确性。
2017-04-12 astro-ph.GA
BVRIJHK photometry and proper motion analysis of NGC 6253 and the surrounding field
上下文我们提出了一个光度和天体测量的187963颗恒星的星表位于周围的老超金属丰富的银河系疏散星团NGC 6253领域。星表覆盖的总视场为34' x 33'。在这一领域，我们提供CCD BVRI测光。对于靠近星团中心的较小区域，我们还提供了近红外JHK测光。目标。利用我们的新测光数据和天体测量成员，我们分析了NGC 6253的性质。方法. 2004年6月，我们在为期10天的多站点活动中瞄准了星团，其中涉及MPG/ESO 2.2米望远镜及其宽视场成像仪和英澳3.9米望远镜，配备IRIS 2近红外成像仪。利用NGC 6253的CCD图像，计算了星系团的相对自行和成员概率。结果修正了团簇的基本参数，得到（V_0-M_v）=11.15，E（B-V）=0.15，E（V-I）=0.25，E（V-J）=0.50，E（V-H）=0.55.使用光学和近红外颜色获得的色过量比表明在NGC 6253方向上的正常红化规律。NGC 6253的年龄为3.5 Gyr，由我们最佳拟合的等时线确定，似乎比以前的估计稍老。最后，我们估计了星团成员中的双星比例为\sim 20%-30%，并确定了11个蓝离散候选者。
2009-07-29 astro-ph.GA
Optical BVRI Photometry of Common Proper Motion F/G/K+M Wide Separation Binaries
我们提出了光学（BVRI）光度测量的样本76个常见的自行宽分离主序星对。双星对由一颗F-、G-或K-型主星和一颗M-型伴星组成。样品选自修订的NLTT星表和LSPM星表。光度测量一般在所有波段精确到0.03等。我们把我们的样本分为两组，矮候选人和亚矮候选人，使用我们的改进测光构造的约化自行（RPM）图。在给定的$V-I$颜色下，M个亚矮星候选者通常具有比M个矮星候选者更大的$V-R$颜色。这与PHOENIX/BT-Settl模型预测的两组之间的平均金属丰度差异一致。改进后的光度测定法将用于确定M型恒星金属丰度的技术。
2014-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The real population of star clusters in the bar of the Large Magellanic Cloud
我们报告的星团位于东南半的大麦哲伦（LMC）酒吧从华盛顿$CT_1$测光的结果。使用适当的核密度估计，我们检测到73个星团候选人，其中三个没有显示任何可检测的痕迹星团序列的颜色星等图（CMD）。我们没有探测到其他38个先前编目的星团，这些星团在肉眼检查$C$和$T_1$图像时也无法识别;恒星在各自区域的分布与恒星聚集体的分布不相似。它们占所分析的大麦哲伦云条带区域内所有编目天体的$\sim$ 33%。通过将理论等时线与清除了场星污染的星团CMD相匹配，我们得出了7.2 < log（$t$ yr $^{-1}$）< 10.1的年龄范围。据我们所知，这是第一次均匀的年龄估计的基础上解决恒星测光获得的大多数研究的集群。我们建立了调查区域的星团频率（CF），发现主要的团簇形成活动发生在log（$t$ yr $^{-1}$）$\sim$ 8.0 - 9.0期间。自$\sim$ 1亿年前以来，在少数爆发形成事件中形成了星团。当比较所观察到的CF恢复从恒星形成率，我们发现了显着的差异，这表明，场星和恒星团簇形成的历史可能是显着不同的。
2017-07-21 astro-ph.GA
The Baryonic Tully-Fisher Relation II: Stellar Mass Models
本研究提出新的颜色-质光比模型，将 WISE W1 通量转换为恒星质量，分析不确定性来源，并与 Spitzer 及文献结果对比，证实近红外测光优势。
2025-01-19 astro-ph.GA
RESOLVE Survey Photometry and Volume-limited Calibration of the Photometric Gas Fractions Technique
我们为RESOLVE巡天提供了定制处理的紫外、光学和近红外测光，这是对附近宇宙两个子体积（RESOLVE-A和-B）内恒星、气体和动力学质量的体积有限普查，完成了重子质量~10^9.1-9.3 Msun。与标准流水线测光（例如，SDSS），我们的光度法使用最佳的背景减除，避免抑制颜色梯度，并包括系统误差。通过这些改进，我们测量到更亮的星等，更大的半径，更蓝的颜色，以及红色序列周围散射的实际增加。结合恒星质量从我们的测光与RESOLVE-A HI质量普查，我们创建的光度气体分数（PGF）技术，预测气体与恒星的质量比（G/S）从星系的颜色和可选的附加参数的体积有限的校准。我们分析了G/S颜色残差与潜在的第三个参数，发现轴比是最好的独立和物理意义的第三个参数。我们定义了一个“修改后的颜色”，从平面适合G/S作为一个功能的颜色和轴比。在完整的星系群中，G/S偏差的上限线性和平面拟合。因此，我们对整个PGF概率密度场进行了建模，从而能够对单个星系的上限进行迭代统计建模，并预测完整的G/S概率分布，其中红色具有双组分结构。我们使用的RESOLVE-B 21厘米普查测试几个PGF校准，发现最系统的下或高估气体质量，但全概率密度法表现良好。
2015-07-30 astro-ph.GA
MAD about the Large Magellanic Cloud: preparing for the era of Extremely Large Telescopes
本文介绍了VLT的多共轭自适应光学演示器（MAD）对球状星团NGC 1928附近的大麦云云棒中一个小的拥挤区域内的恒星星族的J、H、Ks测光。在6、36和20分钟的总曝光时间内，分别达到J \sim 20.5 mag、H \sim 21 mag和Ks \sim 20.5 mag的量值极限，S/N> 10。这并没有达到最古老的主层序转折点的水平，但是由此产生的颜色-震级图是迄今为止在红外线中获得的最深和最准确的LMC酒吧。我们将我们的测光与哈勃太空望远镜/高级巡天相机的深度光学测光相结合，这在空间分辨率上很好地匹配。合成的和观测到的CMD之间的比较表明，我们观察到的领域的恒星星族与预期的LMC酒吧的恒星形成历史是一致的，所有的组合IJHKs过滤器可以，与一些照顾，产生相同的结果。我们使用红团星等Ks来确认LMC距离模数为，μ0=18.50 \pm 0.06 r \pm 0.09 s mag.我们还讨论了在拥挤的恒星场中使用自适应光学图像进行精确测光的一些技术问题，这对我们应该如何设计和使用未来的超大望远镜进行这类研究具有启示。
2011-09-01 astro-ph.GA astro-ph.IM
Washington photometry of candidate star clusters in the Small Magellanic Cloud
我们提出了第一次华盛顿CT 1测光11个未研究或研究不足的候选星团。选定的对象是小角大小，包含少数恒星，并投射到小麦哲伦云（SMC）的最里面的区域。利用一种利用可变大小色幅图单元的程序，从不可避免的星场污染中清除了相应的色幅图（CMD）。这种方法已被证明能够消除由孤立亮星的存在所引起的集群CMD中的随机效应，以及在人口最多的CMD区域中进行更精细的清洁。我们的研究结果表明，近1/3的候选星团似乎是真正的物理系统。从这个意义上说，以前得出的年龄，其中一些主要反映了复合恒星星族的SMC领域。最后，我们使用的空间分布在SMC的可能的非集群统计净化的SMC集群系统。我们发现，预期的和观察到的集群空间分布之间没有明显的差异，虽然它会变得更重要，在2σ 1，水平之间的a ~ 0.3度和1.2度（椭圆的半长轴平行于SMC条和b/a = 1/2），如果增加到20%的平均值。
2012-07-19 astro-ph.GA
Multicolor Photometry of the Merging Galaxy Cluster A2319: Dynamics and Star Formation Properties
不对称的X射线辐射和强大的星系团尺度的射电晕表明A2319是一个合并星系团。本文介绍了我们在北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）系统中用15个光学中间滤光片对A2319的光度测量。在观测范围内有142个已知光谱红移的星系，其中包括128个成员星系（称为样本I）。投影密度和局部速度结构的等值线图证实了所谓的A2319 B亚结构，位于主浓度A2319 A西北约10'处。我们利用BATC测光方法获得了30，000多个源的光谱能量分布（SEDs），最低可达V ~ 20等，通过色图和光度红移技术，新选出了233个亮度大于h=19.0的星系作为候选成员。早型星系的颜色-星等关系紧密。基于样本I和放大的成员星系样本（称为样本II），子星系团A2319 B被确认。一个强大的环境对恒星形成历史的影响被发现的方式，在稀疏区域的星系有各种恒星形成的历史，而在密集区域的星系被发现有较短的SFR时间尺度，老恒星年龄，和较高的ISM金属丰度。对于合并集群A2319，局部表面密度是一个更好的环境指标，而不是集群中心距离。与松弛较好的星系团A2589相比，在A2319中发现了更高比例的恒星形成星系，这表明子星系团合并激发的星系尺度湍流可能在触发恒星形成活动中发挥了作用。
2015-05-12 astro-ph.GA
Hubble Frontier Field Photometric Catalogues of Abell 370 and RXC J2248.7-4431: Multiwavelength photometry, photometric redshifts, and stellar properties
本文给出了最近两个哈勃前沿场（HFF）的多波长光度星表，即大质量星系团Abell 370和RXC J2248.7-4431。测光范围从哈勃太空望远镜（HST）到地面甚大望远镜（VLT）和斯皮策/IRAC，与ASTRODEEP团队合作，并使用ASTRODEEP管道进行成像。虽然本文的主要目的是发布星表，但作为概念验证，我们也对使用drop-out方法选择的z > 6天体以及光谱确认的来源和两个集群中的多个图像进行了简要分析。虽然dropout方法产生了高z星系的样本，但添加较长波长的数据显示，正如预期的那样，样本在较低红移的尘埃星系中有约30-45%的污染。此外，我们表明，光谱红移仍然需要明确地确定红移的多重成像系统。最后，现在公开的ASTRODEEP星表被合并为所有的HFF，并用于探索大光度红移范围内20，000个星系的大样本的恒星特性。HFF星系团提供的强大的放大率使我们能够探索具有低至$M_* \gtrsim 10^7M_{\odot}$的内在恒星质量和z > 6时内在恒星形成率$\mbox{SFRs}\sim 0.1\mbox{-}1M_\odot/\mbox yr$的星系的性质。
2019-07-31 astro-ph.GA
The X-Shaped Milky Way Bulge in OGLE-III Photometry and in N-Body Models
我们在OGLE-III光度学中模拟了银河系凸起的分裂红团，并将结果与两个N体模型的预测进行了比较。我们的分析产生了两个红色团块亮度的精确地图，在更遥远的峰值中的恒星比例，以及它们的组合表面密度。我们比较观察到的预测，以前在文献中使用的两个N体模型。只要假设银河棒的主轴和银河中心的视线之间有一个角度$α_{\rm{Bar}} \approx 30^{\circ}$，两个模型都能正确地预测几个特征。特别是在微弱的红色团块中的恒星比例应该随着经度的增加而减少。模型和数据之间最大的差异是红团星的表面密度向负向的下降速度，以及两个红团星之间的亮度差向正向的下降速度，两者的差异幅度都不超过$\sim$ 25%。我们的红巨星光度函数的分析也产生了红巨星分支碰撞参数的估计对这些高纬度领域，和证据的高比率（$\sim$ 25%）的磁盘污染的凸起的颜色和大小的红团，磁盘污染率增加对视线进一步远离飞机。
2014-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel far-infrared photometry of the Swift Burst Alert Telescope active galactic nuclei sample of the local universe - III. Global star-forming properties and the lack of a connection to nuclear activity
我们结合Herschel空间天文台PACS和SPIRE测光与档案WISE测光，构建超过300个本地（$z < 0.05$），超硬X射线（14 - 195 keV）选择的活动星系核（AGN）的光谱能量分布（SED）从雨燕爆发警报望远镜（BAT）58个月的目录。使用一个简单的分析模型，结合指数截止幂律与一个单一的温度修改黑体，我们分解成一个主机星系和AGN组件的SEDs。我们计算尘埃质量，尘埃温度和恒星形成率（SFR）为我们的整个样本，并将它们与恒星质量匹配的本地非AGN星系的样本进行比较。我们发现活动星系核的宿主星系有系统的更高的尘埃质量，尘埃温度，和SFR由于晚型星系的更高的患病率主机活动星系核，与以前的研究的雨燕/BAT活动星系核。我们提供了一个缩放转换成8 - 1000 $μ$ m活动星系核光度的X射线光度，以及确定最好的中到远红外颜色识别活动星系核占主导地位的星系在红外制度。我们发现，我们的样品的近30%，70 $μ$ m的发射包含一个显着的贡献AGN（$> 0.5$），特别是在较高的光度（$L_{14-195\,\rm{keV}} > 10^{42.5}$尔格s $^{-1}$）。最后，我们测量了当地SFR-AGN光度关系，发现斜率为0.18，大散射（0.37 dex），没有证据表明在高AGN光度的上升。最后，我们讨论我们的研究结果的影响范围内的星系演化活动星系核的反馈和不…
2016-12-12 astro-ph.GA
Astrometry and Photometry for $\approx$1000 L, T, and Y Dwarfs from the UKIRT Hemisphere Survey
本研究基于UKIRT Hemisphere Survey数据，结合多巡天项目构建了966颗晚M型矮星的均一天体测量与测光数据库，更新了光谱型与星等关系，识别出多类特殊天体。
2023-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hunting for C-rich long-period variable stars in the Milky Way's bar-bulge using unsupervised classification of Gaia BP/RP spectra
富氧和富碳AGB源的分离对于它们作为局部和宇宙学距离和年龄/金属丰度指标的准确使用至关重要。我们研究使用无监督学习算法对盖亚DR 3的BP/RP光谱中的长周期变量进行化学分类。即使在存在大量星际尘埃的情况下，光谱也会分成两组，分别来自富O和富C源。鉴于这些分类，我们利用一个监督的方法来分离O-丰富和C-丰富的来源，没有BP/RP光谱，而是宽带光学和红外测光发现我们的C-丰富的分类纯度约为$95$ %。我们测试和验证的分类对其他主张的颜色分色测光的基础上。此外，我们证明了BP/RP光谱的潜力，寻找S型星或那些可能的共生源与强发射线。虽然我们的分类表明，银河棒球是主机非常少的富C长周期变星，我们确实发现了一小部分的富C恒星的周期$>250\,\mathrm{day}$是空间和运动学上一致的酒吧球成员。我们认为，所观察到的数量，空间排列，运动学和周期分布的组合不赞成年轻的贫金属恒星形成的情况下，无论是在原地或吸积主机，相反，这些恒星很可能是二进制演化的结果和已经观察到的酒吧隆起的蓝色掉队星的演化版本。
2023-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
SPARC: Mass Models for 175 Disk Galaxies with Spitzer Photometry and Accurate Rotation Curves
我们介绍了Spitzer测光和精确旋转曲线：175个邻近星系的样本，具有3.6 μ m的新表面测光和来自以前HI/Halpha研究的高质量旋转曲线。光谱涵盖了广泛的形态（S 0到Irr）、光度（~5 dex）和表面亮度（~4 dex）。我们导出[3.6]表面光度学并研究恒星和气体盘的结构关系。我们发现恒星质量-HI质量关系和恒星半径-HI半径关系都有显著的内禀散射，而HI质量-半径关系非常紧密。在[3.6]中，我们建立了详细的质量模型，并量化了不同特征半径和恒星质光比（M/L）值的重子速度与观测速度之比（Vbar/Vobs）。假设M/L=0.5 Msun/Lsun（正如恒星星族模型所建议的那样）我们发现（i）气体分数与总光度线性相关，（ii）从恒星主导到气体主导星系的转变大致对应于从螺旋星系到矮不规则星系的转变，符合密度波理论，（iii）Vbar/Vobs随光度和表面亮度而变化：高质量、高表面亮度的星系几乎是最大的，而低质量、低表面亮度的星系是次最大的。这些基本性质在M/L=0.2 Msun/Lsun的低值下丧失，如CNOMass调查所建议的。在[3.6]中，明亮星系的平均最大盘极限是M/L=0.7 Msun/Lsun。这些数据是公开的，是星系形成模型的理想测试平台。
2016-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Near-infrared photometry of the central stars of planetary nebulae with the VVVX survey
本研究利用VVV及VVVX近红外巡天数据，构建了含1274颗行星状星云中心星的均匀测光星表，发现14颗有红外超、56个食双星候选体，为相关后续研究提供了重要数据支撑。
2025-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Limits on an Intermediate Mass Black Hole in Omega Centauri: I. Hubble Space Telescope Photometry and Proper Motions
我们分析了哈勃太空望远镜的高级相机对球状星团欧米茄的调查数据。我们使用GO-9442，GO-10252和GO-10775数据集构建了一个光度和自行星表。观测之间的2.5到4年基线产生了大约10^5个自行的目录，在中心场有53，382个高质量的测量。我们使用两种不同的星计数方法和一种完全独立的方法，使用2 MASS图像确定聚类中心到1角秒的精度。我们还确定了自行的运动学中心，它与星数中心在其不确定性范围内一致。星团的自行色散逐渐向内增加，但在中心~15弧秒内，运动学没有随位置变化：没有色散尖点，也没有速度异常高的恒星。我们首次在任何球状星团中测量了沿主序的自行色散随质量的变化，并发现该星团尚未处于均分状态。我们的自行结果不证实Noyola，Gebhardt和Bergmann提出的怀疑欧米茄Cen中存在中等质量黑洞的论点。在第二篇论文中，我们提出了新的动力学模型的高质量的数据在这里，把定量约束的质量上的任何可能的IMBH的目的。
2009-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
SLUG -- Stochastically Lighting Up Galaxies. III: A Suite of Tools for Simulated Photometry, Spectroscopy, and Bayesian Inference with Stochastic Stellar Populations
用于预测由恒星星族发射的可观测光的恒星星族合成技术在天文学的许多领域中具有广泛的应用。然而，对于小的年轻恒星群体的精确预测，例如在单个星团，恒星形成的矮星系和螺旋星系的小片段中发现的那些，需要将人口随机处理。相反，要精确地推断这些物体的性质，也需要考虑随机性。在这里，我们描述了一套全面的模块化，开源软件工具来解决这些相关的问题。其中包括：由da Silva等人（2012年）引入的slug代码的大幅增强版本，该代码计算随机或确定性采样的恒星星族的光谱和测光，这些恒星族具有几乎任意的恒星形成历史，聚类特性和初始质量函数; cloudy_slug，一种自动将slug计算的光谱与多云辐射转移代码耦合的工具，以预测随机星云发射; bayesphot是一个通用工具，用于根据未解析的光度学对恒星系统的物理性质进行贝叶斯推断; cluster_slug和sfr_slug是一对工具，分别在slug模型库上使用贝叶斯推断来计算单年龄星团的质量、年龄和灭绝，以及星系的恒星形成率。后两个工具利用了软件中包含的大量预先计算的恒星星族模型库。完整的软件包可在http://www.slugsps.com上获得。
2015-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
SPECULATOR: Emulating stellar population synthesis for fast and accurate galaxy spectra and photometry
我们提出了SPECULATOR -一个快速，准确，灵活的框架，用于模拟恒星星族合成（SPS）模型，预测星系光谱和测光。为了仿真光谱，我们使用主成分分析来构造一组基函数，并使用神经网络来学习作为SPS模型参数的函数的基系数。对于测光，我们参数化的幅度（为感兴趣的过滤器）作为一个函数的SPS参数的神经网络。由此产生的仿真器能够预测光谱和光度的简单和复杂的SPS模型参数化下，以100%的精度，给出了一个因素的$10^3$ - $10^4$加速直接SPS计算。它们具有易于计算的导数，使它们适合于基于梯度的推理和优化方法。模拟器也可以直接从GPU调用，从而提供额外的数量级加速。通过仿真提供的快速SPS计算提供了从观测光谱或光度学推断星系的物理特性所需的计算资源的大量减少，并在SPS模型下模拟星系群，同时保持了一系列应用所需的精度。
2020-04-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
New photometry and astrometry of the isolated neutron star RX J0720-3125 using recent VLT/FORS observations
自从RXJ0720.4-3125的第一次光学探测以来，已经进行了各种观测以确定天体测量和光度测量数据。我们首次在V贝塞尔滤波器中探测到孤立的中子星，研究了中子星的光谱能量分布，得到了一个新的天体测量位置。在ESO Paranal，我们于2008年1月在V Bessel过滤器中使用FORS 1（3小时曝光时间）获得了RXJ0720.4-3125的非常深的图像。我们用标准的恒星孔径测光法计算出视星等，再用复杂的rescue软件校正图像的视场畸变。然后，我们得到一个更新的位置和自行值通过比较它的位置与FORS 1观测2000年12月。我们计算出的视星等为V = 26.81 ± 0.09等，比X射线数据预期的高出7倍，但与现存的U、B和R数据一致。在大约七年的历元差异中，我们测量到朝向θ = 296.951度+- 0.0063度（NW）的自行μ = 105.1 +- 7.4mas/yr，与之前的数据一致。
2010-01-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Deriving Stellar Properties, Distances, and Reddenings using Photometry and Astrometry with BRUTUS
本文介绍了开源Python包 brutus，通过结合测光和天体测量数据约束的恒星模型网格，快速推导恒星属性、距离和红化，并利用经验校准减少系统误差，验证了其在光学至近红外数据上的参数恢复能力。
2025-03-04 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Bayesian inference of stellar parameters and interstellar extinction using parallaxes and multiband photometry
天体测量巡天提供了测量大量恒星绝对星等的机会，但前提是要知道各个恒星的视线距离。不幸的是，消光是高度退化的恒星有效温度时，估计从宽带光学/红外测光。为了解决这个问题，我介绍了一个贝叶斯方法估计的内在参数的恒星和它的视线消光。它以自洽的方式使用光度测量和视差，以提供参数的非参数后验概率分布。该方法明确使用领域知识，采用赫兹-罗素图（HRD）来约束解决方案，并确保他们尊重恒星物理。我首先证明了这种方法，用它来估计有效温度和消光BVJHK数据的一组人工变红依巴谷星，准确的有效温度已估计从高分辨率光谱。仅使用这四种颜色，我们就可以看到温度和灭绝之间预期的强简并性（正相关）。引入视差，视星等和HRD减少了这种退化，并提高了精度（减少误差条）和参数估计的准确性，后者约35%。最终的精确度在温度上约为200 K，在消光上约为0.2mag。然后，我应用该方法来估计这些参数和绝对星等的一些47000 F，G，K依巴谷星已交叉匹配与2 MASS。该方法可以很容易地扩展到其他参数的估计，特别是金属丰度和表面重力，使其特别适合于分析来自盖亚的10^9颗恒星。
2010-11-05 astro-ph.GA astro-ph.IM stat.AP
Bayesian inference of T Tauri star properties using multi-wavelength survey photometry
在恒星和行星形成领域有许多相关的公开问题。我们需要在恒星形成区域内的年轻恒星的大量统计样本来触发我们理解的突破，但大多数光学研究都是基于各种各样的光谱仪和分析方法，这引入了很大的偏差。在这里，我们展示了如何使用图形贝叶斯网络来构建一个分层概率模型，该模型允许使用两个广泛使用的光度测量数据库（IPHAS r/i/Halpha和2 MASS J-波段幅度）来估计主序前年龄，质量，吸积率和吸积。因为我们的方法不依赖于光谱学，它可以很容易地应用于均匀研究大量的集群，盖亚将产生成员名单。我们解释了如何使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法进行分析，并提供Python源代码。然后，我们在恒星形成区NGC 2264（锥状星云）的587个已知低质量成员上演示了它的使用，得出的中位年龄为300万年，吸积分数为20+/-2%，中位吸积速率为10^-8.4 Msol/yr。在这项工作中制定的贝叶斯分析提供的结果是一致的光谱研究已经在文献中，但实现了这一点，具有很大的效率，只依赖于光度。这是从以前的光度学研究向前迈出的重要一步，因为概率方法确保了讨厌的参数，如消光和距离，完全包括在分析中，对任何退化都有清晰的了解。
2012-11-26 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
