No wide spread of stellar ages in the Orion Nebula Cluster
在年轻星团和恒星形成区的H-R图中，在给定的有效温度下，恒星的光度色散很大，这通常被解释为恒星收缩年龄的显著差异（约1000万年）。在大多数恒星出生时都有星周盘的情况下，并且盘的特征在只有几百万年的时间尺度上单调衰减（平均而言），那么任何这样的年龄分布都应该导致有和没有盘的恒星的年龄分布有明显的差异。我们已经调查了大样本的恒星在猎户座星云星团（ONC）使用三种方法来诊断光盘的存在，从红外测量。我们发现没有显着差异的平均年龄或年龄分布的恒星和没有光盘，与预期的同时代的人口。使用一个简单的定量模型，我们表明，任何真正的年龄蔓延必须小于中位数光盘寿命。对于对数正态年龄分布，任何实际年龄离散度的上限<0.14 dex（99%置信度），而H-R图所暗示的上限为~=0.4 dex。如果ONC的平均年龄是250万年，这意味着至少95%的低质量恒星星族的年龄在130 - 480万年之间。我们认为，观测到的光度色散是由观测不确定性和物理机制的组合，混乱的前主序星的光度和年龄之间的传统关系。这意味着从H-R图中得到的单个恒星的年龄是不可靠的，不能用来直接推断恒星的形成历史。不管是什么原因导致了广泛的光度色散，发现任何真实的年龄色散小于中位数光盘寿命强烈反对恒星形成的情况下，ONC持续时间超过几个百万年。
2011-08-09 astro-ph.SR
Dynamical Masses of Young Stars I: Discordant Model Ages of Upper Scorpius
我们提出了一个长期的轨道监测计划的结果，使用稀疏的孔径屏蔽观测与NIRC 2上的Spark-II望远镜，7个G到M型成员的上天蝎座的斯科-岑OB协会的子组。我们目前的天体测量和派生的轨道要素的双星系统，我们已经监测，并确定的年龄，组件的质量，距离和红化的每个系统使用的轨道解决方案和多波段测光，包括哈勃空间望远镜测光，和贝叶斯拟合过程。我们发现，通过假设年龄，模型可以被迫与任何单个系统达成一致，但在我们样本的质量范围内，年龄并不一致。在我们的样本中，G型双星系统的模型年龄约为1150万年，这与上天蝎座的最新年龄估计一致，而M型双星系统的模型年龄约为700万年。根据我们的拟合，模型中的这种年龄差异对应于0.8 - 0.15 dex的光度预测不足，或者相当于在给定的前序年龄下M型恒星的有效温度预测过高100 - 300 K。我们还发现M型双星系统RXJ 1550.0 - 2312的年龄（~1600万年）和距离（~90 pc）表明它要么是附近的年轻双星系统，要么是上半人马座-狼疮子群的成员，成员的概率为57%。
2015-12-16 astro-ph.SR
Expansion kinematics of young clusters. II. NGC 2264 N & S and Collinder 95 with HectoSpec
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
本研究通过HectoSpec光谱和Gaia数据，分析年轻星团NGC 2264 N & S和Collinder 95的YSOs运动学年龄，发现前者初始致密束缚后蒸发，后者初始稀疏子结构后分散。
2025-10-16 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
Discrepancies in the ages of young star clusters; evidence for mergers?
越来越多的证据表明，星团不再被视为简单的恒星星族（SSP）。中、老年龄组经常被发现有扩展的主序关闭（eMSTO），这是很难用单一的年龄等时线解释的，这种效应归因于旋转。在本文中，我们提供了第一个在年轻（<2000万年）集群这种效应的特征。我们用三种不同的方法测定了4个年轻大质量星团（2个LMC，2个银河系）的年龄：用最亮的单个关闭星（TO），用TO的光度函数（LF），用最低的$L_{\rm bol}$红超巨星（RSG）。使用聚类TO发现的年龄始终小于使用最低RSG $L_{\rm bol}$发现的年龄。在假设最低光度RSG年龄是“真正的”年龄，我们认为，这些集群的eMSTO不能被解释为仅仅由旋转或未解决的二进制。我们推测TO上方最明亮的恒星是通过双星相互作用形成的大质量蓝离散星，无论是质量增加者还是合并产物。因此，用星团TO方法来推断主序后恒星如沃尔夫-拉叶星、亮蓝变星和RSG的年龄和初始质量，会导致推断的年龄太年轻，质量太高。
2019-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Spectroscopic Study of Young Stellar Objects in the Serpens Cloud Core and NGC 1333
我们目前的光谱观测的130个年轻的恒星物体（YSO）的巨蛇座云核心和NGC 1333嵌入式集群。观测结果包括来自IRTF上的SpeX的H和K波段的近红外光谱和来自MMT上的Hectospec的远红外光谱（6000 - 9000 A）。这些YSO在以前的斯皮策和钱德拉观测中被确定，并从斯皮策中红外测光确定了YSO的进化类别。有了这些光谱，我们寻找确凿的证据前主要序列的性质的对象，研究检测到的发射线作为一个功能的演化类的属性，并获得光谱类型的观测到的YSO。通过比较YSO在HR图中的位置与Baraffe（1998）的前主序径迹，确定了嵌入源的年龄，并研究了有和无光学厚盘的YSO的相对年龄。这两个星团中的YSO的等时线年龄范围从小于100万年到1000万年，大多数天体低于300万年。观察到的II类和III类物体的年龄分布在统计上是无法区分的。我们研究的空间分布和灭绝的YSO作为其等时年龄的函数。我们发现来源< 3百万年集中在分子云气体，而较老的来源是空间分散的，并没有深深嵌入。尽管如此，等时年龄大于300万年的源在光谱、红外光谱能量分布和X射线发射方面显示出年轻恒星天体的所有特征。
2009-04-21 astro-ph.SR
SPYGLASS. VII-A. The Demographics and Ages of Small Nearby Young Associations
University of Toronto（多伦多大学）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Vanderbilt University（范德堡大学）
SPYGLASS VII-A研究了15个孤立年轻关联体的人口学和年龄，发现最小群体质量小于20个太阳质量，并发现其中四个存在显著亚结构，为这些群体提供了自洽的年龄估计。
2025-11-26 astro-ph.SR
Using Gravity as an Age Indicator for Young Stars
University of Hawaii at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）
本研究提出利用恒星表面引力作为年轻恒星（I类至III类）的年龄指示器，通过双星和移动星群验证其可靠性，并证明其不受星周环境干扰。
2026-09-16 astro-ph.SR
Using a neural network approach and starspots dependent models to predict effective temperatures and ages of young stars
University of Palermo（巴勒莫大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）
本研究利用神经网络和恒星斑点模型预测年轻恒星的有效温度和年龄，提高年龄预测的准确性并揭示年轻星团的年龄差异。
2025-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bayesian ages of local young stellar associations I. Through the expansion rate method
本研究利用膨胀率方法和开源贝叶斯代码，为本地年轻恒星协会估算年龄，发现隐藏子结构，解决了年龄估算中的紧张关系。
2025-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Are There Age Spreads in Star Forming Regions?
在一个给定的有效温度下的光度分布在年轻恒星形成区的赫罗图中随处可见，并且经常被解释为恒星形成的长期（>= 1000万年）。我审查的证据表明，所观察到的光度传播是真实的，而不是由天体物理散射源。然后，我解决光度传播是否必然意味着大的年龄传播，通过比较HR图年龄与独立的时钟，如恒星自转速率，拱星材料和锂耗尽的存在。我认为，虽然有可能是一个真正的光度分散，几乎没有证据支持年龄的差距大于几百万年。这个矛盾可以通过在第一类主序前阶段的短暂快速吸积来解决。
2011-02-23 astro-ph.SR
Testing Model Atmospheres for Young Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs in the Infrared: Evidence for Significantly Underestimated Dust Opacities
我们通过比较预测的1.2-24 μm合成光度与恒星形成区M型光谱模板的观测光度，测试了年轻极低质量恒星和棕矮星的红外模型大气。我们发现：（1）在早期和晚期的年轻M型中，模式大气的有效温度（Teff）比标准的主序前光谱型Teff转换标度（基于理论演化模型）预测的低几百K。只有在中M型中，两种温度估计才是一致的。(2)早期M型（相当于几百万年前恒星质量超过0.4兆索尔）的Teff差异可能是由于大气模型中大气对流处理的不确定性，而在晚期M型中，它可能是由于低估了尘埃不透明度。(3)经验和模式大气J波段测热校正都大致平坦，彼此相似，在M型Teff范围。因此，模型大气产生相当准确的热光度（Lbol），但由于Teff较低，导致相对于进化预期（特别是在M型晚期）的质量和年龄被低估。我们证明了这一点的一个大样本的年轻车我和金牛座的来源。(4)大气模型J-K颜色的趋势，以及它们与数据的偏差，在前主序星和主序星年龄是相似的，这表明我们在这里假设的年轻年龄的模型尘埃不透明度误差也适用于现场年龄。
2015-03-28 astro-ph.SR
Constraining the age of young stellar clusters via the amplitude of photometric variability
恒星年龄的测定是天体物理研究中的一项重要任务。现在使用不同的方法，要么依赖于模型，要么基于校准的经验关系。当不同的方法以互补的方式使用时，通常会获得最可靠的结果。我们提出了一种新的方法来确定年轻恒星协和疏散星团（年龄< 125百万年）的年龄，它可以允许进一步限制年龄时，与其他方法一起使用。我们探讨了5个年轻的协会和集群的颜色和旋转周期的箱的光度变化的幅度，这些协会和集群的年龄跨度从1-3百万年到6.25亿年（金牛座，rho蛇夫座，上天蝎座，昂宿星和Praesepe），它们都具有高质量的时间序列光度从开普勒K2运动。在低质量的制度，我们发现，类似的颜色和旋转周期，但不同的年龄的恒星表现出不同的光度变化幅度，与年轻的恒星表现出更大的光度变化比老恒星。具有相似颜色和自转周期的恒星的光度变化幅度随年龄的下降在原则上可以被校准，并被采用作为一个额外的经验关系，以限制年轻的协会和疏散星团的年龄，只要时间序列测光是可用的低质量的成员。
2020-12-02 astro-ph.SR
Towards Precise Ages and Masses of Free Floating Planetary Mass Brown Dwarfs
在非常年轻的星团中测量亚恒星初始质量函数（IMF）受到星团成员年龄扩散的可能性的阻碍。这对于候选行星质量天体（PMO）来说尤其严重，它们在赫兹-罗素图（HRD）上的位置与更老、更大质量的棕矮星非常相似。这种简并性可以通过测量重力敏感的光谱特征来提高。为此，我们获得了中分辨率（R~5000）近红外积分场光谱仪（NIFS）的K带光谱的晚M- /早L-型矮星的样品。这个样本包括金牛座星协和猎户座Sigma星团中的老场矮星和非常年轻的棕矮星。我们证明了2.21微米的NaI双重峰的强度与天体年龄之间存在正相关关系。我们证明了这些对象的年龄和它们的K波段光谱的形状之间的进一步相关性。我们以一个新的指数H2（K）指数的形式量化了这种相关性。这个指数似乎比NaI双峰对重力更敏感，并且它的优点是可以计算重力敏感的谱线无法分辨的光谱，同时它也比三角形H带峰对非常年轻的年龄（<1000万年）的表面重力更敏感。这两种相关性都可以区分年轻天体和矮星，而H2（K）指数至少可以在统计上区分100万年天体和1000万年天体。我们将H2（K）指数应用于猎户座星云团（ONC）PMO的NIFS数据，以及先前发表的其他几个ONC PMO的低分辨率光谱，其中2.21微米的NaI双峰未被解析，并得出结论，PMO的平均年龄约为100万年。
2013-08-06 astro-ph.SR
Nearby Young, Active, Late-type Dwarfs in Gaia's First Data Release
Galex附近年轻恒星巡天（GALNYSS）已经产生了$\sim$ 2000紫外线选择天体的样本，这些天体是附近的候选天体（$D \stackrel{<}{\sim}$ 150 pc）、年轻（年龄$\sim$ 10- 100 Myr）、晚期类型恒星。在这里，我们评估的距离和年龄的子样本（19）GALNYSS星与盖亚数据发布1（DR 1）视差距离$D \le 120$ pc。这19颗K中期到M早期恒星的整体年轻度，从它们相对于主序星和巨星的位置可以很容易地看出，这些恒星的位置是基于盖亚的色星等和色色图，这些图是为所有Galex和WISE探测到的恒星构建的，视差测量包括在DR 1中。所有19颗恒星的等时线年龄都在$\sim$ 1 - 1亿年之间。与锂基年龄估计的比较表明，这些恒星中的少数可能是年轻的主序星双星，而不是前主序星。这19个天体中有9个以前没有被认为是附近的年轻恒星，除了一个之外，所有这些都是在$+$ 30 $^\circ$以北的赤纬处发现的。这里给出的盖亚DR 1的结果表明，GALNYSS样本包括数百颗附近的年轻恒星，其中相当一部分以前没有被认为具有$\stackrel{<}{\sim}$ 1亿年的年龄。
2017-05-12 astro-ph.SR
Mixing at young ages: Beryllium abundances in cool main-sequence stars of the open clusters IC 2391 and IC 2602
对年轻星团恒星锂丰度的测定表明，它们在主序前阶段有不同程度的锂贫化。铍的丰度与锂的丰度是互补的，可以帮助追踪恒星内部的混合过程。我们的目标是获得铍的样品中的G-和K-型恒星的两个年轻的主序疏散星团，IC 2391和IC 2602。Be丰度被用来研究这些恒星内部物质的混合。本文还详细研究了Be谱线在低温下作为丰度指标的可靠性。我们来自高分辨率，高信号噪声UVES/VLT光谱使用光谱合成和模型大气的丰度。大气参数和其他元素丰度采用了以前的工作。样本恒星的质量在0.80 < M/Msun < 1.20之间。它们的锂丰度相差约0.60 dex，在较冷和较低质量的恒星中，A（Li）较低。在这里，我们发现，所有的恒星有相同的Be丰度的不确定性。这些观测结果表明，在这个质量范围内，Be丰度不受主序前混合事件的影响，与演化模型的预期一致。与老星团中Be丰度的比较表明，与模型相反，冷恒星在其主序星寿命期间耗尽Be，证实了文献中先前提出的观点。
2011-08-03 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
Isochronal age scale of young moving groups in the solar neighbourhood
我们提出了一个自洽的，绝对等时年龄尺度年轻（<2亿年），附近（< 100 pc）的移动群体，这是一致的，最近的锂耗尽边界年龄的Beta Pic和Tucana-Horologium移动群体。这个年龄尺度是使用一组半经验的主序前模型等时线得出的，这些等时线结合了经验的颜色-Teff关系和基于观测到的昴星团成员颜色的测热校正，以及对log g依赖性的理论校正。年轻的，附近的群体的绝对年龄是至关重要的，因为这些区域在我们理解低质量和中等质量恒星的早期演化中起着至关重要的作用，并且为尘埃碎片盘，亚恒星物体以及太阳系外行星的直接成像和其他测量提供了理想的目标。
2015-08-04 astro-ph.SR
Ages of Stars and Planets in the Kepler Field Younger Than Four Billion Years
本研究利用自转速率与锂含量测年法，得到开普勒天区23813颗恒星的年龄，发现年轻恒星数量远低于均匀恒星形成假设的预期，揭示了银河系薄盘的“人口断崖”现象及其对系外行星年龄分布的影响。
2024-10-08 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
Expansion kinematics of young clusters. III. The kiloparsec sample
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
利用Gaia DR3和视向速度数据，研究23个邻近年轻星团的平面膨胀运动学，发现大多数星团呈现各向异性膨胀，且年老星团的最大膨胀方向趋于平行于银道面。
2026-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Quantifying Systematic Age Discrepancies in Very Young Star Clusters
Florida State University（佛罗里达州立大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；University of Washington（华盛顿大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（纽约市立大学高等研究院计算天体物理中心）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
本研究通过Stellar Ages算法量化非常年轻恒星团中红超巨星与亮蓝星年龄差异及主序星数量不足，揭示单星模型在群体层面的不一致性和大质量恒星演化的独特特征。
2026-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion-induced luminosity spreads in young clusters: evidence from stellar rotation
本文分析了仙王座OB3b、NGC 2264、NGC 2362和猎户座星云团（ONC）中年轻恒星的自转。我们发现的旋转速率和位置之间的相关性的颜色星等图（CMD），使恒星位于以上的经验确定的中位数前主序列旋转速度比恒星低于这个序列。在这里研究的每一种关联中，都可以看到同样的相关性，具有高度的统计学意义。如果在CMD中的位置被解释为是由于星团内真正的年龄分布，那么在前主序中值以上的恒星将是最年轻的恒星。这意味着星协中旋转最快的恒星是最年轻的，因此具有最大的惯性矩和最大的吸积可能性。这样的结果并不自然地符合现有的年轻恒星角动量演化的图像，在那里恒星被它们的吸积盘有效地制动，直到盘分散。相反，我们认为，对于一个给定的协会的年轻恒星，在CMD的位置主要不是年龄的函数，但吸积的历史。我们表明，这一假设可以解释我们观察到的旋转速率和CMD内的位置之间的相关性。
2011-02-18 astro-ph.SR
A self-consistent, absolute isochronal age scale for young moving groups in the solar neighbourhood
我们利用内勒和杰弗里斯在M_V，V-J色星等图中的tau^2最大似然拟合统计量，基于半经验主序前模型等时线的齐次拟合，提出了一个太阳附近年轻（<2亿年）、邻近（< 100 pc）运动星系群的自洽绝对等时年龄标度。最后通过的年龄组为：149+51- 1900万年为AB Dor移动群，24+/-300万年为β Pic移动群（BPMG），45+11- 700万年为Carina协会，42+6- 400万年为Columba协会，11+/-300万年为η Cha星团，45+/-400万年为Tucana-Horologium移动群（Tuc-Hor），TW Hya群为10+/-300万年，32 Ori群为22+4- 300万年。在这个阶段，我们不太愿意给阿古斯星协一个最终的、明确的年龄，因为我们的成员名单似乎受到了高度的污染，因此还不清楚这些恒星是否代表了同一时期的恒星。我们的等时年龄的BPMG和Tuc-Hor与最近的锂耗尽边界（LDB）的年龄，不像等时年龄，是相对不敏感的低质量的进化模型的选择是一致的。这种一致性之间的等时线和LDB年龄灌输的信心，我们的自我一致，绝对年龄尺度年轻，附近的移动组是强大的，因此，我们建议，这些年龄为这些群体的未来研究。实施本研究中描述的方法的软件可从http：//www.astro.ex.ac.uk/people/timn/tau-squared/获得。
2015-08-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Age Gradients in the Stellar Populations of Massive Star Forming Regions Based on a New Stellar Chronometer
理解大质量恒星形成区（MSFR）恒星形成的一个主要障碍是缺乏可靠的恒星计时器来解开它们复杂的恒星形成历史。我们提出了一个新的估计恒星年龄的新方法，采用近红外（NIR）和X射线光度学，XNUJX。恒星的质量是从金牛座云的X射线光度中使用Lx -质量关系推导出来的。J-波段光度进行比较，以质量依赖的主序前的演化模型来估计年龄。BJX对广泛的演化阶段都很敏感，从嵌入云中的盘状恒星到广泛分散的较老的前主序星。MYStIX（Massive Young Star-Forming Complex Study in Infrared and X-ray）计划使用X-射线、中红外和NIR星表描述了20个OB-dominated MSFR。MYSTIX可能的复杂成员31，784人中，有5525人使用了MYSTIX方法。我们提供了一个均匀的一组中位数年龄超过100个子集群在15 MSFR，中位数子集群年龄范围在0.5百万年和5百万年之间。重要的科学成果是发现了MYStIX地区的年龄梯度。MSFR的年龄分布呈空间分异结构，年龄分布较宽。在分子云中的模糊位置，年龄最小，在显示的星团中居中，在分布的种群中最老。近红外颜色指数J-H，一个替代措施的灭绝，可以作为一个近似的年龄预测年轻的嵌入集群。
2014-03-11 astro-ph.SR
Identifying the young low-mass stars within 25 pc. II. Distances, kinematics and group membership
我们对165颗年龄小于3亿年的年轻M矮星进行了运动学研究。我们的样本由恒星和褐矮星组成，光谱类型从K7到L0不等，由ROSAT探测到，光度距离<25 pc，假设恒星是单一的，在主序星上。为了找到与已知年轻运动群（YMG）有运动学联系的恒星，我们用凯克和CFHT光谱测量了完整样本的径向速度，并用杜邦2.5米望远镜上的CAPSCam仪器测量了75颗M矮星的三角视差。由于它们年轻的过光度和未分辨的双星，我们样本的原始测光距离平均低估了70%，排除了两个非常年轻（<300万年）的天体，发现它们的距离超过几百秒差距。我们搜索了14个YMG的运动学匹配，并确定了AB Dor YMG的9个新成员和大熊座群的2个新成员。其他可能的候选者包括6个Castor，4个Ursa Majoris，2个AB Dor成员，以及Her-Lyr和beta Pic组的1个成员。我们的样本还包含27颗年轻的低质量恒星和4颗年龄小于1.5亿年的棕矮星，它们与任何已知的YMG都没有关联。我们确定了另外15颗与其中一颗YMG运动学匹配的恒星，但光谱诊断的年龄和/或天空中的位置并不匹配。这些警告反对仅仅基于运动学将恒星分组在一起，并且需要证据的汇合来声称一组恒星起源于同一恒星形成事件。
2012-07-20 astro-ph.SR
Trigonometric parallaxes of young field L dwarfs
（摘要）我们的目标是确定一个10个L0-L5矮星样本的三角引力和自行，并提供低重力大气的光谱证据。我们使用2-4米级望远镜获得了J和Ks成像数据，在2010年1月至2012年12月期间，每月一张图像的典型节奏。我们还获得了低分辨率的光谱（R~300，500-1100 nm），使用10-m GTC评估锂吸收的存在下，在四个目标，并确认其年轻的年龄。推导出的三角形惯性和自行的典型精度为1质量/年和+/-10质量/年。所有10颗L矮星都有很大的运动，距离在9到47 pc之间。在绝对J、K_s等-光谱型图和光度-Teff图上，它们位于场矮星序列之上和之上，表明它们的年龄与场矮星的典型年龄相近或更小。首次报道了2 MASS J 00452143 +1634446大气中锂原子的探测。三个矮星在HR图中的位置表明年龄大，质量高，与先前发表的锂耗尽相一致。我们没有发现证据表明存在最小可探测质量通常>=25 Mjup的天体测量同伴，以及围绕8个目标的周期在60-90 d和3 yr之间的正面圆形轨道。天体测量和光谱数据表明，在我们的样本中，大约60-70%的具有低重力大气证据的L型矮星确实是太阳附近的100-中等年龄的棕矮星，预期年龄和质量在10-500百万年和11-45兆焦耳之间。L型矮星的H带光谱的峰值形状，是年轻的标志，似乎存在于120-500百万年的年龄和中等到高重力。
2014-06-05 astro-ph.SR
Juvenile Ultracool Dwarfs
幼年超冷矮星是晚期光谱型天体（晚于~M6），年龄在1000万年到几百万年之间。它们与年龄有关的性质介于附近恒星形成区的极低质量天体（年龄为1- 500万年）和作为盘族成员的场星和褐矮星（年龄为1- 500万年）之间。附近年龄在10-100百万年之间的年轻恒星的运动学协会为青少年超冷矮星提供了来源。这些星系群中质量最小的成员是晚M矮星。已知有几颗明显年轻的L型矮星和几颗T型矮星，但它们在运动学上并没有与任何星系群相关联。规范化的领域IMF的高质量人口这些群体表明，更多的低质量（主要是晚M和可能L矮星）的成员还没有被发现。这些群体的最低质量的成员，随着低质量的同伴，以已知的年轻恒星，提供基准对象的光谱年龄指标的青少年ultracool矮星可以校准和评估。在此过程中，我们总结了目前使用的方法来识别青少年超冷侏儒，并讨论了最常用的年龄指标的适当性和可靠性。
2011-01-21 astro-ph.SR
Clusters as benchmarks for measuring fundamental stellar parameters
在这篇文章中，我将讨论由年轻星团确定的基本恒星参数，特别是那些年龄小于或近似等于昂宿星团的恒星参数。我将主要集中在使用恒星演化模型来确定恒星的年龄和质量，以及讨论这种模型的局限性，使用年轻的集群和食双星系统的组合。此外，我还将强调一些有趣的最近的结果，从大型正在进行的光谱调查（特别是盖亚-ESO和APOGEE/IN-SYNC），这是继续挑战我们的理解的形成和早期演化阶段的年轻集群。
2016-09-11 astro-ph.SR
Young Stars Near Earth: The Octans-Near Association and Castor Moving Group
所有年龄小于1亿年、距离地球100秒差距以内的星群和星协都有银河系空间运动（UVW），它们位于一个“好盒子”中，一边的尺寸约为20 km/s。Torres等人将Octans协会定义为一组年龄为“2000万？“距离地球约140 pc，但平均V空间速度为-3.6 km/s，远远超出了良好的盒子。我们提出了一个14依巴谷恒星系统的名单内100 pc的地球，我们称之为“Octans-Near”，这些系统的UVW类似于那些更遥远的Octans协会。近Octans星的表观年龄在3000万年到1亿年之间，它们与Octans协星的关系尚不清楚。另外六个恒星系统的UVW类似于Octans-Near恒星，年龄可能小于2亿年。这六个系统包括晚型双星EQ Peg --距离地球6.2 pc，年龄可能小于1亿年，因此可能是已知的最近的前主序星系统。在先前提出的一个约2亿年前的Castor移动群中，恒星的UVW与Octans-Near恒星的UVW没有太大的不同。然而，在双子座星群中的恒星--如果它存在的话--大多数都比2亿年老得多，因此通常可以很容易地与年轻得多的Octans-Near星区分开来。
2013-09-09 astro-ph.SR
The young, tight and low mass binary TWA22AB: a new calibrator for evolutionary models ? Orbit, spectral types and temperatures determination
在年轻的附近发现的距离已知的紧密双星，是提供动态质量测量的理想目标，以测试年轻和非常低质量的进化模型的物理学。我们首次报道了TWA 22的二元性，TWA 22可能是年轻时进化模型的新动力学校准器。基于精确的三角距离（17.53 +- 0.21 pc）的测定，我们推断该系统的总动力学质量为220 +- 21 MJup。从解析的近红外积分场光谱，我们发现TWA 22 A和TWA 22 B的有效温度Teff=2900+200-200 K和Teff=2900+200-100 K，表面重力在4.0和5.5 dex之间。根据测光结果和两个组分的M6 +- 1光谱类型，我们发现TWA 22 A和B的光度分别为log（L/Lsun）=-2.11 +- 0.13 dex和log（L/Lsun）=-2.30 +- 0.16 dex。通过比较这些参数与进化模型，我们质疑这个系统的年龄和多样性。我们还讨论了一个可能低估的质量演化模型预测的年轻恒星接近亚恒星边界。
2009-06-09 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
Different Dynamical Ages for the Two Young and Coeval LMC Star Clusters NGC 1805 and NGC 1818 Imprinted on Their Binary Populations
两个大麦云星云星团NGC 1805和NGC 1818的年龄大致相同（约3千万年），但在双星频率上表现出不同的径向趋势。NGC 1818中的F-型恒星（1.3 - 2.2 MSun）的双星频率向核心方向逐渐降低，而NGC 1805中类似质量的恒星的双星频率与半径持平，或者可能是双峰（在核心有一个峰值）。通过详细的N体模型，我们在这里表明，这两个星团可能是以相同的原始双星频率和双星轨道要素形成的，质量来自相同的分布（根据对疏散星团的观测和我们银河系的场定义）。所观察到的径向趋势的二进制频率为两个集群最好的匹配模型，具有初始子结构。此外，这两个星系团可能沿着非常相似的动态序列演化，关键区别在于NGC 1805在动态上比NGC 1818更老。NGC 1818中的F型双星仍然显示出早期快速动力学破坏的证据（优先发生在核心），而NGC 1805已经开始恢复更高的核心双星频率，这是由于质量分离（这最终将产生一个双星频率分布，只向核心上升，就像在旧的银河系星团中观察到的那样）。这种恢复率增加了较高质量的二进制，因此，即使在一个年龄在一个集群，我们预测一个类似的动态序列的径向分布的二进制频率作为二进制初级质量的函数。
2015-03-17 astro-ph.SR
Two young planetary systems around field stars with ages between 20-320 Myr from TESS
年轻恒星周围的行星追溯了行星系的早期演化。我们报告的发现和验证的两个行星系的年龄$\lesssim 300$兆年的观测凌日系外行星调查卫星。TOI-251是一颗4000万至3.2亿年前的G星，拥有一个2.74 + 0.18/-0.18的小地球海王星，周期为4.94天。TOI-942是一颗年龄在2000万年到1.6亿年之间的K型恒星，拥有一个膨胀的海王星大小的行星系统，其中TOI-942 b的轨道周期为4.32天，半径为4.81 + 0.20/-0.20 REarth，TOI-942 c的轨道周期为10.16天，半径为5.79 + 0.19/-0.18 REarth。虽然我们不能将任何一颗主星放入已知的恒星协或星团，但我们可以通过它们的光度和光谱特性来估计它们的年龄。这两颗恒星都表现出明显的光度变化，由于斑点调制，测量旋转周期为$\sim 3.5$天。这些恒星也表现出显着的色球活动，与年龄估计的色球钙发射谱线和X射线通量相匹配，估计从陀螺年代学。这两颗恒星也表现出明显的锂吸收，类似于年轻的星团成员的等效宽度。TESS有可能提供一个年轻的行星轴承场恒星的人口，显着有助于跟踪行星的性质作为其年龄的函数。
2020-11-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
The LAMOST spectroscopic survey of star clusters in M31. II. Metallicities, ages and masses
本文选取了大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）在M31和M33近区观测到的306个大质量星团样品，测定了它们的金属丰度、年龄和质量。金属丰度和年龄的估计通过拟合观测到的综合光谱与恒星合成人口（SSP）模型与像素到像素的光谱拟合技术。大多数年轻星系团的年龄也是通过拟合模型光谱能量分布（SED）的多波段光度测量。星系团的估计年龄跨度很大，从几百万年到宇宙的年龄。年龄小于和大于1 Gyr的集群数量分别为46和260。与年龄和金属丰度的确定，集群质量，然后估计通过比较多波段光度测量与SSP模型SED。导出的质量范围从$\sim 10^{3}$到$\sim 10^7$ $M_{\odot}$，年轻（$< 1$ Gyr）和年老（$>1$ Gyr）簇分别在$\sim 10^{4.3}$和$\sim 10^{5.7}$ $M_{\odot}$处达到峰值。我们估计的金属丰度、年龄和质量与现有文献值吻合得很好。比[Fe/H] $\sim -0.7$ dex更丰富的老团簇具有广泛的年龄范围。那些比[Fe/H] $\sim -0.7$ dex差的星系似乎由两组组成，就像以前在银河系GC中发现的那样--一组年龄最大，所有金属丰度值都低于$\sim -2$ dex，另一组金属丰度随着年龄的减小而增加。M_（31）（0 - 30 kpc）内盘的老星系团在$-0.038\pm0.023$ dex/kpc处显…
2016-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Strength and Variability of the Helium 10830 Å Triplet in Young Stars, with Implications for Exosphere Detection
本研究针对年轻恒星高活动可能干扰系外行星大气质量损失光谱探测的问题，利用Habitable-zone Planet Finder观测年轻凌星宿主星的He 10830 Å三重线，明确其强度、变异性规律及影响因素，提出降低活动干扰的观测建议，为年轻系外行星外层大气探测提供参考。
2023-11-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
The impact of the white dwarf initial-final mass relation on star clusters' ages inferred from their cooling sequence
INAF – Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文物理与空间科学观测站）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；INAF – Osservatorio Astronomico di Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；INFN – Sezione di Pisa（意大利国家核物理研究所比萨分部）；INAF – Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）
通过理论微分分析，量化了白矮星初始-最终质量关系（IFMR）的选择对不同年龄星团年龄测定的影响，发现对年老星团年龄偏移可达0.6-0.8 Gyr，对年轻星团影响可忽略。
2026-06-16 astro-ph.SR
Impact of photometric variability on age and mass determination of Young Stellar Objects: A case study on Orion Nebula Cluster
对于主序前天体，确定年龄和质量的唯一方法是在色-星等（或者光度-温度）图上拟合理论等时线。由于年轻的恒星天体在很大的星等和颜色范围内表现出光度变化，因此通过拟合等时线确定的年龄和质量即使不是错误的，也是不准确的。这些反过来又会严重影响任何关于年龄分布和恒星形成过程的研究。由于我们已经对猎户座星云团（ONC）进行了非常广泛的光度观测，我们决定使用我们的多波段数据来探索变化对确定星团成员质量和年龄的影响。在这项研究中，我们得到了346个ONC成员样本的V，R和I光带的光度变化幅度，并用它来研究这种变化如何影响推断的质量和年龄，以及它是否可以单独考虑早期研究报告的ONC成员之间的年龄分布。我们发现，成员表现出周期性和平滑的光度旋转调制的质量和年龄不受变化。另一方面，我们发现，成员与周期性的，但非常分散的光度旋转调制和成员与不规则的变化，他们的质量和年龄显着影响。此外，使用Hertzsprung-Russell（HR）图，我们发现，所观察到的I波段光度变化可以考虑到只有一小部分（约50%）的推断年龄的蔓延，而V波段光度变化是大到足以掩盖任何年龄蔓延。
2017-02-06 astro-ph.SR
A kinematically unbiased, all-sky search for nearby, young, low-mass stars
在过去的20年里，我们对位于太阳$150\,$ pc范围内的年龄为$< 200\,$ Myr的年轻恒星的了解取得了巨大的进展。这些附近的年轻恒星，其中大部分是在松散的，共动的群体中发现的，提供了探索星团的溶解和它们扩散到场星群中的机会。在这里，我们利用来自{ \it Gaia}的天体测量和光度数据以及来自GALEX（紫外）和2 MASS（近红外）的光度数据的组合，试图识别更多附近的年轻晚型恒星。具体来说，我们提出了一个样本的146 GALEX紫外线选择的晚型（主要是K型）场星与{ \it盖亚}为基础的距离$< 125\,$ PC（基于{ \it盖亚}数据发布1），具有等时年龄$< 80\,$百万年，即使是平等的组件二进制。我们研究了这个样品的光谱和运动学性质。尽管它们的等时年龄很年轻，但在这个样本中，只有$\sim 10$ %的恒星可以确信地与附近已建立的年轻运动群（MG）相关联。这些候选MG成员包括本研究中新发现的5颗恒星。我们的146个邻近年轻恒星候选者样本中的绝大多数相对于已知的MG具有异常运动学。因此，这些恒星可能代表了一个以前未被识别的年轻恒星群体，这些恒星最近混入了较老的恒星群体。我们讨论了这样一个假设的影响和警告-包括有趣的事实，除了他们的非年轻的恒星一样的运动学，大多数的紫外线选择，等时年轻的领域恒星内$50\,$ PC出现令人惊讶的X射线微弱。
2019-10-23 astro-ph.SR
Observed luminosity spread in young clusters and Fu Ori stars: a unified picture
原恒星演化嵌入阶段的非稳定吸积可以产生年轻星团的赫茨斯普朗-罗素图（HRD）中观测到的光度分布，这一观点最近受到了质疑。例如，福奥里的观测表明，在强烈的吸积事件中，恒星会膨胀，而光度分布则意味着吸积物体会收缩，从而减少了它们的辐射表面。在本文中，我们提出了一个全球性的情况下，计算耦合幕吸积的历史来自各种质量的坍缩云星前核和随后的原恒星演化的数值模拟。我们的计算结果表明，假设初始原恒星质量$\mi \sim 1\,\mjup$，典型的第二个拉森的核心，无论是在HRD的光度传播和推断的性质傅奥里事件（质量，半径，吸积率）可以解释这种情况下，提供两个条件。首先，在吸积过程中，原恒星所吸收的吸积能量的比例一定会发生变化。第二，这种变化的范围应该随着吸积爆发强度的增加而增加，从而随着初始核心质量和最终恒星质量的增加而增加。对星前核坍缩的数值流体力学模拟表明，星前核的质量和初始角动量与吸积爆发的强度有关。具有高初始角动量的大规模星前核被发现产生强烈的爆发特征的Fu Ori类事件。因此，我们的研究结果表明，爆炸强度和吸积能量的原恒星吸收的分数之间的联系，与一些阈值的吸积率，的顺序为$10^{-5}\msolyr$，划定从“冷”到“热”吸积的过渡。[删节]
2012-06-11 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
K2 results for "young" $α$-rich stars in the Galaxy
本文利用K2、APOGEE DR17、GALAH DR3和Gaia DR3构建约6000颗星震年龄巨星样本，发现年轻富α恒星约占高α恒星10%，其性质暗示年龄低估源于双星演化或并合吸积。
2023-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
No Evidence for Significant Age Spreads in Young Massive LMC Clusters
最近的发现使星团是简单的恒星星族的观点受到质疑。特别是，在大麦云（LMC）的中间年龄（1-2 Gyr）的大质量星团的颜色星等图显示的功能，可以被解释为年龄跨度为1亿至5亿年。如果这些星团中存在多代恒星，那么具有类似性质的年轻（<1 Gyr）星团应该具有相同数量级的年龄扩展。在本文中，我们使用档案哈勃太空望远镜（HST）数据的8个年轻的大质量LMC星系团（NGC 1831，NGC 1847，NGC 1850，NGC 2004，NGC 2100，NGC 2136，NGC 2157和NGC 2249）来检验这一假设。我们分析了这些星团的色星等图，并拟合了它们的恒星形成历史，以得出潜在年龄分布的上限。我们发现，在这项工作中分析的集群没有证据表明延长恒星形成的历史，这将是一致的年龄传播提出的中间年龄大麦哲伦星系团。人工单年龄集群的测试表明，最年轻的集群的拟合年龄分散是一致的传播，纯粹是由光度误差引起的。作为额外的结果，我们确定了NGC 1850的新年龄约为1亿年，明显高于通常使用的约3000万年的值，尽管与早期的HST估计一致。
2015-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Going Bayesian on the ages of nearby young stellar systems I. The expansion rate method
研究开发了结合先验知识的贝叶斯膨胀速率方法用于估计年轻恒星系统年龄，通过升级贝叶斯分层模型并在广泛模拟中验证，证明其比传统频率学派方法更稳健可信，已作为开源代码Kalkayotl的模块发布。
2025-06-05 astro-ph.GA astro-ph.IM 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
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
The Young Ages of 70 μm-dark Clumps Inferred from Carbon Chain Chemistry
通过对12个大质量70微米暗团块进行碳链分子观测并与化学模型比较，发现其化学年龄小于1 Myr，表明这些团块缺乏大质量原恒星是因为尚处年轻阶段，而非无法形成大质量恒星。
2025-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Apparent Age Spreads in Clusters and the Role of Stellar Rotation
我们使用日内瓦Syclist等时线模型，包括恒星自转的影响，调查旋转的作用，由此产生的颜色星等图（CMD）的年轻和中等年龄的集群。我们发现，如果旋转速度的分布存在于集群内，旋转的恒星将保持在主序（MS）上更长的时间，似乎比同一集群内的非旋转恒星更年轻。这导致在年轻时（$\sim30$ ~Myr）出现并持续超过1~Gyr的延长的主序列关闭（eMSTO）。如果这个eMSTO被解释为年龄分布，则所得到的年龄分布与星团的年龄成比例，即年轻的星团（$<100$ ~Myr）似乎具有小的年龄分布（1000万年），而较老的星团（$\sim1$ ~Gyr）似乎具有大得多的年龄分布，高达几百万年。我们比较预测的传播的样本的旋转速率的观测年轻和中间年龄的集群，并发现一个很强的相关性之间的测量的“年龄传播”和年龄的集群，在良好的协议与模型的恒星旋转。这表明，文献中报道的“年龄差”可能只是星团内恒星自转速度分布的结果。
2015-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ages of young star clusters, massive blue stragglers and the upper mass limit of stars: analysing age dependent stellar mass functions
大质量恒星通过强烈的恒星风和双星系统中的质量转移迅速改变它们的质量。我们发现，这样的质量变化留下的特征签名，在恒星质量函数的年轻星团，可以用来推断他们的年龄，并确定产品的二进制演化。我们用我们的快速二进制演化代码模拟了观测到的年轻的银河系拱和五重星团的质量函数。我们发现，塑造的质量函数的恒星风质量损失，使我们能够确定的集群年龄为3.5 $\pm$ 0.7百万年和4.8 $\pm$ 1.1百万年，分别。利用二进制质量交换对集群质量函数的影响，我们发现，最大质量的恒星在两个集群的复兴产品的二进制质量转移，即大规模的对应物的经典蓝掉队星。这解决了最明亮恒星的表观年龄超过这些星团中恒星形成的预期持续时间的问题。我们进行蒙特卡罗模拟探测随机采样，这支持的想法，最大质量的恒星正在恢复活力的二进制产品。我们发现，最大质量的恒星预计是一个双产品后，1.0 $\pm$ 0.7百万年的拱和1.7 $\pm$ 1.0百万年的五重。今天，拱星中质量最大的9颗$\pm$ 3星和五重星中质量最大的8颗$\pm$ 3星预计就是这样的天体。我们的发现对恒星质量上限有很强的影响，并解决了声称的150 $\mathrm{M}_\odot$极限与R136中初始质量为165-320 $\mathrm{M}_\odot$的四颗恒星和SN 2007 bi的观测之间的差异，SN 2007 bi被认为是来自初始质量为250 $\…
2013-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cannibals in the thick disk II -- Radial-velocity monitoring of the young alpha-rich stars
确定恒星的年龄以重建银河系的历史仍然是天体物理学中最困难的任务之一。这涉及到知道什么时候可以将恒星质量与其年龄联系起来，什么时候不能。年轻的$α-$富（YAR）星是这样一种情况，我们仍然不确定它们的年龄，因为它们相对较大，意味着年轻的年龄，但它们的丰度增加了$α-$，意味着年老。我们报告的结果，从一个长期的径向速度监测活动补充高分辨率光谱，以及新的天体测量和地震学的样本41红巨星从第三版APOKASC，其中包括YAR星。结合HERMES、APOGEE和Gaia星的径向速度来确定YAR星中的双星比例。结合它们的质量估计，进化状态，化学成分和运动学特性，它使我们能够更好地限制这些物体的性质。我们发现具有$\mathrm{M} < 1 \mathrm{M}_\odot$的恒星都是单颗的，而具有$\mathrm{M} > 1 \mathrm{M}_\odot$的恒星可以是单颗的，也可以是双星。这与种群合成模型的理论预测是一致的。通过研究它们的[C/N]、[C/Fe]和[N/Fe]随质量的变化趋势，很明显，许多YAR星并不跟随APOKASC星，这有利于它们中的大多数是质量转移的产物。Abr.
2022-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Expanding associations in the Vela-Puppis region: 3D structure and kinematics of the young population
船帆座-船尾座区域是船帆座OB 2星协的所在地，也有几个年轻的星团，其中包括OB和前主序星。近年来，已确定了几个空间和运动学亚组。通过根据恒星的位置和速度对它们进行分组，我们可以解决该区域的动力学历史和驱动恒星形成的机制的问题。盖亚DR 2天体测量和测光使我们能够测量年轻恒星的三维空间和三维运动学分布，并估计已识别组件的年龄。我们使用一种无监督的分类方法，根据恒星的自行和视差对它们进行分组。我们进行了一项研究的膨胀率的不同确定的组从三维速度，并从校正的切向速度。我们利用理论等时线来估计年龄。年轻恒星可分为7个年龄和运动学分布不同的主要恒星群。所有的组被发现是膨胀，虽然膨胀大多不是各向同性的。该区域的大小，年龄结构和各向异性膨胀率与湍流分子云中恒星形成的长期性是相容的，并且恒星的分散不能单独用气体排出来解释。
2019-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structure, kinematics, and ages of the young stellar populations in the Orion region
我们提出了一个研究的三维结构，运动学和年龄分布的猎户座OB协会，根据第二次数据发布的盖亚卫星（盖亚DR2）。我们的目标是获得一个完整的图片的猎户座复杂的恒星形成的历史，并将我们的研究结果与理论的顺序和触发恒星形成。我们用简单的光度标准选择猎户座星群，并在银河系笛卡尔坐标系中构造了一个三维星图，以研究猎户座地区星团的物理排列。该图显示了沿着视线大致延伸$150 \, \mathrm{pc}$的结构，分为多个子集群。我们使用基于密度的聚类算法DBSCAN分离不同的群体。我们研究了所有组的DBSCAN发现的运动学特性，首先通过检查他们的自行车分布，然后通过应用基于迭代极大似然方法的运动学建模代码，我们用它来推导出他们的平均速度，速度色散和各向同性膨胀。通过使用等时线拟合程序，我们提供了所有组的年龄和消光值。我们证实了存在一个老人口（$\sim 15$ Myr）对25 Ori地区，我们发现，年龄为$12-15 \, \mathrm{Myr}$的群体也存在对带区域。我们注意到在猎户座A分子云的前面也有一群$\sim 10$ Myr的存在。我们的研究结果表明，猎户座中的恒星形成并不遵循简单的顺序方案，而是由多个事件组成，这些事件导致了运动学和物理子结构。为了充分解释事件的详细顺序，需要具体的模拟和进一步的径向速度数据。
2019-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
A systematic study of effects of stellar rotation, age spread and binaries on color-magnitude diagrams with extended main-sequence turn-offs
恒星自转、年龄扩散和双星被认为是某些星团特殊色星等图（CMD）的三个最可能的原因，这些星团表现出扩展的主序星关闭（eMSTO）。这还远没有得到一个明确的答案。本文系统地研究了上述三种原因对星团CMD的影响。通过先进的恒星星族合成技术，使用了快速恒星演化代码和最近发表的单星旋转效应数据库。因此，我们发现一个一致的结果旋转最近的作品，这表明，旋转能够解释，至少部分地，eMSTO的集群，如果集群不是太老（$<$ 2.0\，Gyr）。此外，200到500兆年的年龄分布再现了所有小于2.5兆年的星系团的延长关闭，特别是那些小于2.2兆年的星系团。年龄扩散也导致年龄小于0.5 μ gyr的簇的扩展红色团块（eRC）。聚类越年轻，eRC结构越清晰。此外，研究表明，双星（包括交互双星）对老星系团的MSTO传播有轻微影响，但对小于0.5\，Gyr的星系团的eMSTO传播有贡献。我们的结果提出了一种可能的方法来解开恒星旋转和年龄传播的作用，即，在小于0.5 μ gyr的簇中检查具有eMSTO和eRC的CMD的存在。
2016-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Ages of Galactic Bulge Stars with Realistic Uncertainties
使用具有定制物理学和仔细考虑的统计技术的现代等时线，我们重新计算了Bensby等人（2017）提出的银河系隆起中91个微透镜矮星样本的年龄分布，并且没有产生与他们的结果一致的年龄分布。特别是，我们的分析发现，91颗恒星中只有15颗的年龄小于7 Gyr，而他们在同一样本中发现了42颗年轻恒星。虽然我们没有发现一个选区非常年轻的恒星，我们的研究结果表明存在的$\sim8$ Gyr人口在最高的金属丰度，从而有助于长期的争论年龄-金属丰度分布的银河系隆起。我们尝试通过两种光度测量来源BDBS和\textit{Gaia}进行独立年龄确定来补充这一点，但发现光度测量的不精确性阻碍了可靠的年龄和年龄不确定性确定。最后，我们提出了年龄的不确定性，除了标准的观测不确定性，使用一阶考虑全球建模的不确定性。理论上的不确定性是基于已知的方差的自由参数在1D恒星演化模型用于产生等时线，当包括在内，导致年龄的不确定性$2$ - $5$陀螺仪为这个光谱约束良好的样本。这些误差条，这是典型的文献值的两倍左右，构成了现实的下限的真实年龄的不确定性。
2023-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
