A Turnoff Detached Binary Star V568 Lyr in the Kepler Field of the Oldest Open Cluster (NGC 6791) in the Galaxy
利用开普勒光度计对高金属量老疏散星团NGC 6791场中的晚型双线双星系统V568 Lyr进行了光变分析。同时分析了该系统的径向速度和高质量的短节奏光变曲线。组成星的质量、半径和光度是$M_1 = 1.0886\pm0.0031\, M{\odot}$、$M_2 = 0.8292 \pm 0.0026\, M{\odot}$、$R_1 = 1.4203\pm 0.0058\, R{\odot}$、$R_2 = 0.7997 \pm 0.0015\, R{\odot}$、$L_1 = 1.85\pm 0.15\, L{\odot}$、$L_2 = 0.292 \pm 0.018\, L{\odot}$，它们的距离是$a = 31.060 \pm 0.002\, R{\odot}$。通过对该双星系统的分析，确定其与NGC 6791的距离为$4.260\pm 0.290\,$ kpc。我们适合这个良好分离的双星系统的组件与剑桥星和TWIN代码的演化模型，以测试低质量的双星演化。我们发现一个很好的适合与金属的$Z = 0.04$和年龄的$7.704\,$陀螺仪。TWIN中包含的标准潮汐耗散不足以达到观测到的圆形轨道，除非它一开始就形成相当圆的轨道。
2015-08-18 astro-ph.SR
The oldest and most metal poor stars in the APOSTLE Local Group simulations
利用APOSTLE宇宙学流体动力学模拟研究了银河系大小的星系中最古老和最贫金属的恒星星族的空间分布。与早期的工作一致，我们发现在最古老的恒星（tform < 0.8 Gyr）和大多数贫金属恒星（[Fe/H]< -2.5）中有很强的径向梯度，两者都向外增加。大多数贫金属恒星形成的时间较长，其中一半在z = 5.3之后形成，最后10%在z = 2.8之后形成。贫金属恒星星族的年龄也显示出随环境的显着变化，其中很大一部分是在星系的中心区域，甚至更高的分数在一些个别的矮星系，与大量的分散从矮到矮。总的来说，属于最古老和最贫金属的恒星中有一半以上位于太阳圈之外。有些违反直觉，我们发现，矮星系的大部分金属贫星是非常古老的系统，金属贫星相对罕见，但存在大量的老年人口。我们的研究结果为解释旨在寻找银河系中最早和最原始的恒星组成部分的调查结果提供了指导。
2016-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
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
Fates of the oldest intermediate-mass stars - Primordial to Extremely Metal-Poor AGB and Super-AGB Stars: White Dwarf or Supernova progenitors
摘要：更好地了解大多数贫金属恒星的演化和核合成产率。Z<=10^-5）是至关重要的，因为它们是原始宇宙历史大图景的一部分。然而，恒星演化的许多未知之处在于这些物体的诞生、生命和死亡。本文综述了现有文献中关于中等质量Z<=10-5的恒星演化模型，重点讨论了它们的最终命运问题。混合事件的深度和效率对于确定电子捕获超新星形成的质量极限至关重要，但我们对这些现象的了解并不完整，因为它们受到输入物理选择的强烈影响。我们还考虑了替代的SNI 1/2通道，以在最贫金属的IMS中形成SNe。在这种情况下，关键是要了解热脉冲AGB的演变，直到后期阶段。有效的第二次挖掘，以及后来的第三次挖掘，可能会污染恒星的外壳，足以让恒星以一种非常类似于较高初始Z物体的方式经历热脉冲。低效的第二次和/或第三次挖掘可能会留下一个几乎原始的包层，无法维持强烈的恒星风。这可能会让氢耗尽的核心在包层消失之前增长到M_Ch，从而让恒星爆炸为SNI 1/2。在回顾了关于这两种可能的SNe形成通道的现有信息之后，我们讨论了金属丰度Z<=10^-5的恒星的现有核合成产额，并给出了一个Z=10^-5的热脉冲超AGB星的核合成计算实例。我们将理论预测与检测到的最低[Fe/H]对象的观测进行比较。审查结束讨论目前的开放问题，以及可能富有成效的途径，为未来的研究。
2018-10-01 astro-ph.SR
Masses and ages for metal-poor stars: a pilot program combining asteroseismology and high-resolution spectroscopic follow-up of RAVE halo stars
贫金属晕星是我们银河系中最古老的天体之一。具有年龄测定和详细化学成分测量的晕星样品为限制第一代恒星的性质和贫金属区的核合成提供了关键信息。年龄的估计是非常不确定的，只有少数贫金属的恒星。在这里，我们提出了一个试点计划的第一个结果，旨在获得精确的质量，年龄和化学丰度的贫金属晕巨星使用asteroseismology和高分辨率光谱。我们获得了由K2卫星观测到的四颗贫金属RAVE星的高分辨率UVES光谱。从K2光变曲线获得的地震数据有助于改善光谱温度、金属丰度和个别化学丰度。使用代码PARAM推导质量和年龄，研究不同假设的影响（例如质量损失，[alpha/Fe]-增强）。使用Gaia DR 2数据计算轨道。{The恒星被发现是“正常的”贫金属晕星（即非C增强型），具有典型的老恒星的丰度模式（即α和Eu增强型），质量在0.80-1.0 M太阳范围内。推断的模型依赖的恒星年龄范围为7.4至13.0 Gyr，不确定度约为30%-35%。我们还利用开普勒的APOGEE巡天地震数据和一组M4星的数据，修正了贫金属星的质量和年龄。{The目前的工作表明，星震学和高分辨率光谱学相结合，可提供贫金属区的精确年龄。在目前的工作中分析的大多数恒星（覆盖[Fe/H] ~ -0.8到-2 dex的金属丰度范围），非常古老>9 Gyr（19颗恒星中的14颗），并且所有的恒星都大于5 Gyr（在68百分位的置信水平…
2019-05-28 astro-ph.SR
Gyro-Kinematic Ages for around 30,000 Kepler Stars
估算恒星年龄对于我们进一步了解恒星和系外行星的演化以及研究银河系的历史非常重要。然而，低质量恒星的年龄很难推断，因为它们在主序星上演化缓慢。此外，经验测年方法很难校准低质量恒星，因为它们很微弱。在这项工作中，我们计算开普勒F，G，和关键的K和M矮星的年龄，使用它们的旋转和运动学特性。我们应用简单的假设，即恒星的速度色散随时间的推移而增加，并采用年龄-速度-色散关系（AVR）估计平均恒星年龄的分组同时代的恒星。我们计算的垂直速度分散的绝对星等，温度，旋转周期和Rossby数的箱中的恒星，然后转换速度分散的运动学年龄通过AVR。使用这种方法，我们估计29,949开普勒恒星的陀螺运动学年龄与测量的旋转周期。我们能够估计年龄的集群和asterosephic星的RMS分别为1.22 Gyr和0.26 Gyr。通过我们的Astraea机器学习算法，它预测旋转周期，我们提出了一个新的选择标准（权重为0.15），以将McQuillian等人（2014）开普勒旋转周期目录的大小增加25%。使用预测的旋转周期，我们估计陀螺运动年龄的恒星没有测量的旋转周期，并通过比较12个详细的年龄-元素丰度的趋势与文献值，发现有希望的结果。
2021-02-02 astro-ph.SR
Gyrochronology and its usage for main sequence cool star ages
所有年龄指示器的构造都包括某些基本步骤，这些步骤导致确定恒星年龄指示器所需的特性。先前的主序场星的年龄指标只具有这些性质中的一部分。测量到的冷恒星的自转周期在这方面特别有用，因为它们有明确的相关性，可以确定恒星的年龄，误差约为20%。这种方法，称为陀螺年代学，非正式地解释在这个演讲中，显示出所需的属性，与以前的方法相比，并用于推导年龄的主序星场的样本。
2009-06-12 astro-ph.SR
Revising the ages of planet-hosting stars
利用\textsl{PA} dova \& T \textsl{R} ieste \textsl{S} tellar \textsl{E} volutionary \textsl{C} ode（PARSEC）计算的恒星轨迹和等时线，测量了行星宿主星的年龄。我们开发了基于两种不同技术的算法来确定场星的年龄：\emph{isochrone placement}和\emph{Bayesian estimation}。他们的应用程序的合成样本的同时代的明星显示的内在限制，每种方法。例如，模态年龄的贝叶斯计算倾向于选择等时线网格中的极端年龄值。因此，我们使用等时线放置技术来测量317个SWP的年龄。我们发现SWP的$\sim6\%$年龄小于0.5 Gyr。年龄分布在[1.5，2）Gyr区间达到峰值，然后下降。然而，$\sim7\%$的恒星年龄超过11 Gyr。当考虑到太阳的演化阶段时，太阳原来是一颗拥有行星的普通恒星。与文献中的年龄相比，我们的SWP年龄分布的峰值较少，并且根据等时线拟合，向较低年龄略有偏移。特别是，在文献中没有年龄低于0.5 Gyr的。
2014-12-05 astro-ph.SR
Eclipsing Binary Stars as Tests of Stellar Evolutionary Models and Stellar Ages
双星系统提供了对恒星基本物理性质的高精度测量。因此，它们是对大多数恒星年龄测定所依据的进化模型预测的严格检验。模型通常在预测食双星的同时代年龄方面表现得很好，其主序分量大于~1.2 Msun;相对年龄在这个质量范围内好到~5%或更好。低质量主序星（M < 0.8 Msun）的年龄与模型预测的年龄有很大的差异，主要是由于观测到的恒星的磁场活动似乎抑制了对流，并可能导致半径比预测的大10-20%。因此，在质量半径图中，这些恒星看起来比实际年龄老或年轻50-90%。除了这些与活动相关的影响，年龄约为100万年的低质量前主序星也可以由于恒星形成效应而显示出约30%的非共演化，然而这些效应在约1000万年后基本上被消除。
2009-02-16 astro-ph.SR
The Hubble Space Telescope Survey of M31 Satellite Galaxies. III. Calibrating the Horizontal Branch as an Age Indicator for Nearby Galaxies
本文提出仅利用水平分支形态和平均金属丰度测量贫金属星系平均年龄的新方法，基于27个M31卫星星系建立校准关系，精度优于1 Gyr，并将方法成功应用于更远的孤立场星系。
2023-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ages of stars: Methods and uncertainties
估计恒星的年龄充其量是困难的，但银河系问题有自己的要求，超出了天体物理学的其他领域。在其他领域，星震学是有帮助的，在这篇评论中，我讨论了一些遇到的一般问题和一些特定的大规模研究银河系。
2014-09-08 astro-ph.SR
Kinematic ages of central stars of planetary nebulae
根据行星状星云中心恒星的运动学性质，用两种方法估算了它们的年龄分布。首先，星云在银河系中心距离处的预期旋转速度与旋转曲线的预测值进行比较，差异归因于演化恒星的不同年龄。利用日内瓦-哥本哈根观测所确定的速度频散与年龄之间的关系，可以得到年龄分布。其次，确定了恒星的U、V、W速度分量，并利用相应的年龄-速度色散关系推断了恒星的年龄分布。这些方法已被应用到两个样本的PN在银河系。两个样本的结果相似，表明PN中心星的年龄分布集中在5 Gyr以下，峰值在1 - 3 Gyr左右。
2011-08-26 astro-ph.SR
Towards precise ages for single stars in the field. Gyrochronology constraints at several Gyr using wide binaries. I. Ages for initial sample
我们提出了一个程序，旨在获得太阳型矮星的年龄旋转测量用于在几个陀螺的年龄的陀螺年代学关系的校准。这是一个对银河系的大规模研究至关重要的参数空间区域，今天唯一可用的约束是太阳提供的。我们的程序利用了一组广泛的二进制选择，使一个组件是一个演变的明星，另一个是FGK型主序星的优势。通过这种方式，我们从演化的恒星中获得了系统的年龄，而主序分量的旋转特性提供了关于太阳型恒星自旋下降的陀螺年代学相关信息。通过挖掘目前可用的宽双星目录，我们收集了37对样本，定位良好，为我们的目的：19个与关闭或亚巨星的原色，和18个与白矮星组件。使用高分辨率的光谱学，我们测量精确的恒星参数的一个子集的15对关闭/亚巨星组件，并使用这些来获得相应的系统的等时年龄。18对中有白矮星成分的16对的年龄取自文献。这31个宽双星的初始样本的年龄范围从1到9 Gyr，其中几乎一半的系统的精度优于20%。当结合其主要序列组件的旋转周期的测量，这些广泛的双星系统将可能提供类似数量的点有用的校准陀螺年代学关系在非常古老的年龄。
2011-11-29 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
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
New Members of the Scorpius Centaurus Complex and Ages of its sub-regions
我们已经通过光谱鉴定了大约100个天蝎座半人马座复合体的G型、K型和M型成员。为了推断这些年轻恒星的年龄，我们将它们的Li $λ$ 6708吸收线强度与长蛇座TW星协和$β$ Pictureso移动群中的恒星进行了比较。这些线的强度表明，天蝎座-Cen星比$β$ Pic星年轻，后者的年龄为1200万年，此前已从运动学追溯分析中得出。我们推导出的年龄，~ 1000万年，恒星的LCC和UCL小组的ScoCen是年轻的比以前公布的年龄的基础上移动集群方法和上主序列拟合。不一致的年龄可能是由于模型依赖和模型独立的年龄测定方法之间的交叉校准不正确（或缺乏）。
2012-04-25 astro-ph.SR
Precise Ages of Field Stars From White Dwarf Companions in Gaia DR2
我们从\citet [][以下简称T20]{Tian_2020}收集的大样本中分析了4\,050个包含白矮星（WD）和主序星（MS）的宽双星系统。使用模拟代码BASE-9，我们确定了系统的年龄，WD祖先的ZAMS质量，消光值（$A_V$），和距离模量。排除年龄收敛差的病例，我们获得了3\,551个WD的年龄，中位年龄精度为$σ_τ/τ= 20$ %，系统年龄通常在1-6 Gyr范围内。我们验证了这些年龄对极少数已知的集群，并通过交叉验证236 WD-WD二进制文件。在假设这些组成部分在一个双星系统中是共同演化的情况下，这为通常质量较低的MS伴星提供了精确的年龄限制，这些伴星大多无法通过任何其他方式获得。
2021-05-27 astro-ph.SR
The Ages of Stars
单个恒星的年龄无法测量，只能通过主要依赖模型或经验的方法来估计，并且没有一种方法可以很好地用于广泛的恒星类型或完整的年龄范围。本文综述了恒星和恒星群年龄测定的现有技术，它们的适用范围，以及它们的优缺点。我的重点放在低质量恒星上，因为它们在银河系的所有恒星形成时期都存在，而且它们既带来了特殊的机会，也带来了特殊的问题。疏散星团的年龄对于理解恒星模型的局限性和校准经验年龄指标都很重要。对于个别恒星，质量等级的年龄测定方法进行了说明。虽然我们目前确定最近恒星年龄的能力很一般，但未来几年将有很大的希望，因为星震学将探测恒星表面以外的天体，并开始提供恒星精确的内部性质，而且模型在更好的观测的压力下继续改进。
2010-03-31 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
Age and metallicity of star clusters in the Small Magellanic Cloud from integrated spectroscopy
内容：麦哲伦星云星团的年龄和金属丰度分析为研究麦哲伦星云和其他矮不规则星系的化学演化提供了信息。目的：目的是从小麦哲伦星云中14个星团的综合光谱中获得年龄和金属丰度，其中包括一些中/老年星团。研究方法：利用全谱拟合技术，我们比较了三组不同的单恒星星族模型，使用文献中的两个拟合代码的样品团的综合光谱。结果：我们得出的年龄和金属丰度的9个中间/老年集群，其中一些以前未研究，和5个年轻的集群。结论：我们指出新确定的中/老年组群HW 1，NGC 152，Lindsay 3，Lindsay 11和Lindsay 113的兴趣。我们还确认了NGC 361、NGC 419、Kron 3和著名的最古老的SMC星团NGC 121的年龄。
2011-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
From Nuclei to the Cosmos: Tracing Heavy-Element Production with the Oldest Stars
了解元素的起源已经是几十年的追求，仍然存在许多悬而未决的问题。在银河系及其矮卫星星系中发现的老恒星可以提供答案，因为它们保留了大约130亿年前核合成过程的干净元素模式。这使得能够重建元素的化学演化。在这里，我们专注于在老恒星中发现的s-，i-和r-过程中产生的重中子捕获元素的天体物理特征。一个亮点是最近发现的r-过程星系网状物II，显然是由中子星合并丰富。这些结果表明，矮星系中的老恒星提供了一种新的手段来限制r过程的天体物理学位置，在这个重大的悬而未决的问题上迎来了急需的进展。这项核天体物理学工作补充了许多重元素形成的核物理学工作，并与最近关于中子星合并的引力波签名的结果保持一致。
2018-06-23 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
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
The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets
对附近的早期型（BAF）恒星进行了年龄测定，这些恒星是高对比度碎片盘和行星成像调查的有吸引力的目标。我们的分析序列包括：从星表中获取紫外-β测光，对消光效应进行校正，将测光结果插值到确定大气参数的模型大气网格上，最后，与主序前到主序后恒星演化模型的理论等时线进行比较，并考虑恒星自转的影响。我们校准和验证我们的方法在大气参数阶段，通过比较我们的结果从根本上确定Teff和log g值。我们验证和测试我们的方法在演化模型阶段，通过比较我们的结果的年龄几个基准疏散星团（IC 2602，α英仙座，昴星团，毕星团）的公认的年龄。最后，我们应用我们的方法来估计恒星年龄的3493场恒星，包括几个直接成像的系外行星候选人。
2015-04-08 astro-ph.SR
Three Ancient Halo Subgiants: Precise Parallaxes, Compositions, Ages, and Implications for Globular Clusters
最古老恒星的最精确年龄是那些附近的晕次巨星，因为它们几乎完全依赖于测量的弛豫和绝对氧丰度。在这项研究中，我们使用哈勃太空望远镜上的精细制导传感器来确定星族II亚巨星HD 84937、HD 132475和HD 140283的三角视差，精度为2.1%或更高。高质量的光谱已被用来获得它们的表面丰度的O，Fe，Mg，Si，和Ca，这是假定为0.1 - 0.15德克斯小于其初始丰度由于扩散的影响。将等时线与$(\log\,T_{\rm eff}, M_V)$图上的三颗次巨星进行比较，依次得出HD 84937、HD 132475和HD 140283的年龄分别为$12.08 \pm 0.14, 12.56 \pm 0.46$和$14.27 \pm 0.38$ Gyr，其中每个误差条只包括视差不确定性。总的不确定度估计为$\sim\pm 0.8$ Gyr（在接近关闭的恒星HD 84937的情况下更大）。虽然HD 140283的年龄比宇宙微波背景辐射$\sim$ 0.4 - 0.5 Gyr的年龄大，但这种差异是在$< 1\,σ$的水平上。然而，第一颗星族II恒星显然是在大爆炸后不久形成的。（忽略扩散过程的恒星模型似乎被排除在外，因为它们预测HD 140283是比宇宙更古老的$\sim 1.5$ Gyr。晕场亚巨星似乎比金属丰度相似的球状星团更老：如果假设距离接近天琴座RR标准烛光所暗示的距离，M92…
2014-07-28 astro-ph.SR
Magneto-Convection and Lithium Age Estimates of the βPictoris Moving Group
虽然由Li耗减法确定的年轻恒星群的平均年龄与由Hertzsprung - Russell图等时线确定的平均年龄往往一致，但两种方法确定的单个恒星的年龄在统计上往往存在显著差异。我们发现，由于存在磁场对流抑制的影响，包括导致一致的年龄为个别恒星。我们通过将我们的结果应用于β Picture移动群来说明年龄一致性是如何产生的。我们发现，虽然磁抑制对流导致年龄增加的赫兹-罗素图等时线的所有恒星，李年龄减少完全对流M星和增加的恒星辐射核心。我们对4000万年前的β Picture移动群的一致年龄测定比以前的测定大了大约2倍。
2010-06-07 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
Very metal-poor stars in the solar vicinity: age determination
银河系中最古老和最贫金属的恒星的年龄承载着关于宇宙年龄及其标准模型的重要信息。我们分析了从文献中挑选的太阳附近的28个极端贫金属场星的样本，并仔细确定它们的年龄。为了实现这一目标，我们严格利用盖亚数据来推导它们的距离和相关的不确定性。特别注意红化的估计及其对恒星年龄推导的影响。在用不同光度系统建立的恒星色星等图中，采用了不同来源的不同红化和叠加等时线。我们强调微妙的金属丰度的影响时，使用约翰逊测光低金属丰度星，并最终采用盖亚测光。设计了一种自动拟合的方法来分配年龄到每个单独的明星考虑到输入参数的不确定性。使用Padova等时线，样品的平均年龄为$13.9 \pm 0.5$ Gyr，使用BASTI等时线，样品的平均年龄为$13.7 \pm 0.4$ Gyr。我们还发现了一组非常贫金属的恒星（$\left[\frac{Fe}{H}\right]$：-2.7 -2.0 dex），年龄相对较年轻，在8 - 10 Gyr范围内。
2022-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
BK Lyncis: The Oldest Old Nova?... And a Bellwether for Cataclysmic-Variable Evolution
我们总结了20年来研究BK Lyncis光变曲线的结果，BK Lyncis是一颗类似新星的恒星，奇怪地位于激变变星家族中2-3小时轨道周期间隙以下。两个明显的“超级驼峰”主导着夜间光变曲线，其周期比P_orb长4.6%，短3.0%。第一个似乎与恒星的较亮状态（V~14）有关，而第二个似乎贯穿始终，并在低状态（V~15.7）中占主导地位。从2005年开始，这颗恒星的光变曲线变得与矮新星无法区分，特别是ER Uma子类。回顾这颗恒星的所有奇特之处，我们推测：（a）BK Lyn是101年12月30日可能的新星的遗迹，（b）它从那时起就一直在衰落，但需要大约2000年的时间才能使吸积率下降到足以允许矮新星爆发。如果这种行为是普遍的，它可以解释CV进化的其他难题。一：为什么ER Uma类甚至存在（因为所有成员都可以是最近新星的残余）。第二：为什么ER Uma星和短周期新星是罕见的（因为它们的寿命，本质上是冷却时间，很短）。三：为什么短周期新星的光度都下降到远高于它们真正的静止状态（因为它们才刚刚开始在新星后冷却）。四：为什么短周期CV的轨道周期、吸积率和白矮星温度都太大，而不是纯粹由引力辐射的影响引起的（因为出乎意料的长时间间隔的增强的超新星亮度提高了平均质量转移率）。这些都是对一个假设的投资的实质性回报：CV演化的第二个参数，除了P_orb，是距离上一次经典新星爆发的时间。
2012-12-23 astro-ph.SR
Are the gyro-ages of field stars underestimated?
利用目前八个银河系疏散星团的光度旋转数据，我们发现这些星团的演化恒星模型（等时线）年龄与应用于（B-V）_0 - P_rot脊的周期偏移密切相关，这些脊最佳地与Praesepe和Hyades定义的脊对齐。另一方面，当使用传统的Skumanich型乘法变换时，由于周期乘法引入的年龄相关斜率变化，脊变得远不对齐。因此，我们采用我们的简单的添加剂陀螺年龄校准的各种数据集的银河场星，以测试其适用性。我们表明，在整体意义上，陀螺年龄系统大于等时线年龄。根据恒星参数的不同，这种差异可能超过几个千兆年。虽然年龄重叠之间的疏散星团的校准和现场的恒星样本只是部分的，系统的差异表明目前可用的陀螺仪年龄的方法的局限性，并建议，现场的恒星的旋转减慢与一个相当低的速度比我们所期望的简单外推的恒星自转速率在疏散星团。
2015-06-20 astro-ph.SR
Acoustic and buoyancy modes throughout stellar evolution - Seismic properties of stars at different stellar ages and masses
在赫兹-罗素图中，可以发现恒星变得脉动不稳定的参数区域。高质量、中等质量、低质量和极低质量的恒星在其演化序列中可能穿越不同的不稳定区。在描述它们时，我特别考虑到混合脉动特征，这对星震调查特别有价值，Pdot测量使我们能够直接跟踪某些恒星的恒星演化变化，以及新的研究结果，这些结果与以前的共识相比脱颖而出。
2012-10-25 astro-ph.SR
In this Day and Age: An Empirical Gyrochronology Relation for Partially and Fully Convective Single Field Stars
本文利用自转-运动学测年法和已知星团年龄训练高斯过程模型，校准了首个适用于0.67至14 Gyr单颗主序星的经验自转周期测年关系，平均不确定性约1 Gyr，并据此测定了约10万颗恒星及384颗行星宿主恒星的年龄。
2023-10-23 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
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 chemical DNA of the Magellanic Clouds V. R-process dominates neutron capture elements production in the oldest SMC stars
Alma Mater Studiorum, Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF – Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（国家天体物理研究所）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（阿切特里天文台）；Universidad Andres Bello（安德斯·贝略大学）
研究发现最古老的SMC恒星中r过程主导中子捕获元素的生产，且受随机生产场所和气体混合效率的影响。
2025-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of the oldest nearby open cluster Ruprecht 147
Rup 147是最近的老疏散星团，距离小于300 pc，年龄约为2.5 Gyr。因此，它非常适合于测试恒星演化模型，并获得精确和详细的化学丰度信息。我们结合了来自文献和盖亚任务的测光和天体测量信息，以及不同演化阶段恒星的高分辨率光谱，以获得星团距离，年龄和详细的化学成分。我们在TNG上用HARPS-N获得了六颗红巨星的光谱。我们还使用了ESO存档的22颗主序星的光谱，在3.6米望远镜上用HARPS观测。非常高的分辨率（115000）和大的波长覆盖范围（约380- 680纳米）的双仪器允许我们推导出大气参数，金属丰度，和详细的化学丰度的23个物种从所有核合成通道。我们采用了等效宽度和频谱合成。我们还重新推导出集群的距离和年龄使用盖亚的弛豫，自行和测光结合PARSEC恒星演化模型。我们充分分析了这些恒星的径向速度和自行/视差与集群的平均值。我们还丢弃了一个以前没有认识到的双星，以及MS关闭附近的六颗恒星，因为它们的旋转速度很高。我们的最终样本由21颗恒星组成（6颗巨星和15颗MS星）。我们测量了金属丰度（团簇平均值[Fe/H]为+0.08，rms=0.07）和光、α、Fe峰和中子捕获元素的丰度。Li丰度符合预期，显示MS上温度和丰度之间的紧密关系，与M67不同，我们没有发现任何富Li巨星。我们确认Rup 147是附近最古老的疏散星团。这使得它非常有价值的恒星演化模型的详细功能测试。
2018-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Determine the Masses and Ages of Red Giant Branch Stars from Low-resolution LAMOST Spectra Using DenseNet
提出了一种利用低分辨率大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）光谱确定红巨星分支（RGB）恒星年龄和质量的新模型。RGB星的年龄很难用经典的等时线拟合技术在赫兹-罗素图中确定，因为RGB星的等时线是紧冠的。利用星震法可以精确测定RGB星的质量和年龄。使用从星震方法获得的年龄，我们训练了一个基于DenseNet的深度学习模型，直接从光谱中计算RGB恒星的年龄。然后，我们应用这个模型来确定512 272 RGB恒星的年龄从LAMOST DR 7光谱（见http：//dr7.lamost.org/）。结果表明，我们的模型可以从低分辨率光谱估计RGB星的年龄，准确率为24.3%。对疏散星团M 67、Berkeley 32和NGC 2420的计算结果表明，该模型在估算RGB星的年龄方面表现良好。通过比较，我们发现我们的方法在确定RGB恒星的年龄方面优于其他方法。所提出的方法可用于即将到来的大型调查，如4 MOST，WEAVES和MOONS的恒星参数管道。
2021-06-09 astro-ph.IM astro-ph.SR
Timing the formation of the Galactic thin disc with asteroseismic stellar ages
扩展薄盘的形成是我们银河系过去最壮观的事件$\sim8$ \，Gyr。为了揭示这一过程，获得大样本恒星的精确和准确的恒星年龄是必不可少的，尽管具有挑战性。在这项工作中，我们提出了5306红巨星支星的星震年龄测定使用\kepler{}和LAMOST数据，与年龄测定的影响是如何通过选择不同的温度标度和恒星模型进行了彻底的检查。由于我们的样本星的星震和光谱参数的高精度，我们能够以12%的平均精度实现年龄测定，然而，年龄测定敏感地依赖于所采用的温标，因为50K的有效温度差异可能导致年龄估计的大于10%的系统不确定性。利用最合理的温标组导出的年龄，我们研究了化学薄盘星的年龄分布，并给出了第一批银河系薄盘星形成时代的估计。我们发现，第一个（最古老的）薄盘星的年龄为$9.5^{+0.5(\rm rand.)+0.5(\rm sys.)}_{-0.4(\rm rand.)-0.3(\rm sys.)}$ \，陀螺仪，系统的不确定性反映了年龄估计使用不同的恒星演化模型。在这个时期，银河系的厚盘仍在形成恒星，这表明我们银河系的薄盘和厚盘一起形成恒星的时间窗口。此外，我们发现第一个薄盘星表现出广泛的分布银心半径，这表明内部和外部薄盘开始同时形成。
2023-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star-crossed Clusters: Asteroseismic Ages for Individual Stars are in Tension with the Ages of their Host Clusters
该研究通过元分析发现，NGC 6819等多个星团中单个恒星的星震学年龄与星团整体基于等时线的年龄存在显著矛盾，其离散度远超已知不确定度，推测需考虑双星过程或额外校正来解决这一问题。
2025-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accurate parameters of the oldest known rocky-exoplanet hosting system: Kepler-10 revisited
自从开普勒-10被发现以来，这个系统已经引起了相当大的兴趣，因为它包含了一颗小的岩石行星，它在不到一天的时间内绕着恒星运行。开普勒团队公布的系统参数随后用于进一步的研究，这些参数仅基于5个月的数据。我们使用开普勒29个月的光度数据重新分析了这个系统，并获得了有关其恒星和行星的改进信息。对扩展时间序列的详细的星震分析提供了恒星参数的显着改进：我们不仅可以说开普勒-10是已知最古老的岩石行星庇护系统，在10.41 +/- 1.36 Gyr，但这些参数与新的凌日拟合的改进行星参数相结合，使我们的开普勒-10b半径仅为125公里。对完整行星相位曲线的新分析导致了对行星温度和温度的新估计，这些温度和温度在开普勒带中保持简并。我们的模型表明，掩星期间的通量水平略低于过境翼，这意味着这颗行星的夜面具有不可忽略的温度。
2013-12-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
The oldest low-$α$ thin disc stars
INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Institute of Theoretical Physics and Astronomy, Faculty of Physics, Vilnius University（维尔纽斯大学物理学院理论与天体物理研究所）
本研究利用GALAH DR4数据发现银河系薄盘中存在年龄高达125亿年的低α元素恒星，表明薄盘形成可能早于预期，并提供星表供后续观测。
2026-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
KOI-3158: The oldest known system of terrestrial-size planets
围绕类太阳恒星的系外行星的首次发现，推动了人们寻找更小世界的努力，这些世界让人想起地球和太阳系中的其他类地行星。虽然气体巨行星似乎优先在富含金属的恒星周围形成，但小行星（半径小于四个地球半径）可以在广泛的金属丰度下形成。这意味着包括地球大小的小行星可能在宇宙历史的早期很容易形成，当时金属远不丰富。我们报告了开普勒太空船对KOI-3158的观测，KOI-3158是一颗来自银河系厚盘旧种群的贫金属类太阳恒星，它拥有五颗大小介于水星和金星之间的行星。我们使用星震学直接测量了主恒星11.2+/-1.0 Gyr的精确年龄，这表明KOI-3158是在宇宙不到其当前年龄的20%时形成的，使其成为已知最古老的陆地大小行星系统。因此，我们表明，在宇宙138亿年历史的大部分时间里，地球大小的行星已经形成，为银河系中古老生命的存在提供了空间。
2015-01-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chronologically dating the early assembly of the Milky Way
标准宇宙学模型（$Λ$ -CDM）预言星系是通过宇宙学时间尺度$^{1,2}$上的等级组装而形成的.银河系，像其他盘状星系一样，在其早期历史中经历了小卫星星系的剧烈合并和吸积。多亏了Gaia-DR 2 $^3$和光谱巡天$^4$，这种合并的恒星残骸已经被确定为$^{5-7}$。这些事件的年代测定对于揭示高红移星系的形成和演化至关重要，但由于难以获得这些最古老恒星的精确年龄，迄今为止一直具有挑战性。在这里，我们结合星震学-恒星振荡的研究-与运动学和化学丰度，估计精确的恒星年龄（$\sim$ 11%）的样本观测到的恒星的$\mathit{Kepler}$空间任务$^8$。至关重要的是，这个样本不仅包括一些在银河系内部形成的最古老的恒星，而且还包括在外部形成并随后吸积到银河系上的恒星。利用这一年龄分辨率，我们提供了令人信服的证据，支持银河系在大约100亿年前的卫星星系盖亚-土卫二/香肠$^{5,6}$落入之前已经形成了大量恒星（现在主要居住在其厚盘中）的模型
2021-05-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Methods for Determining the Ages of PMS Stars
本文提出了三种测定前主序星群年龄的新方法。首先，创建经验等时线可以让我们创建一个强大的年龄排序，但不能得到实际的年龄。第二，使用前主序和主序之间的颜色星等空间的间隙（辐射对流间隙）的宽度有希望作为距离和消光独立的年龄测量，但尚未校准。最后，我们讨论了τ平方拟合的主要序列的恒星接近终端的主要序列。这种方法表明，这些“核”年龄与更传统的主序前收缩年龄之间存在因子2差异。
2009-09-09 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
Older Ages for 23 Pre-Main Sequence Stars in Upper Scorpius Using Dynamical Mass-Constrained Stellar Evolutionary Models
University of Arizona（亚利桑那大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；California Institute of Technology（加州理工学院）；National Taiwan Normal University（台湾师范大学）
通过动力学质量约束模型，对天鹅座上部23颗前主序恒星的年龄进行了重新评估，发现其年龄更倾向于8-11 Myr，且考虑磁场的模型更符合观测结果。
2026-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
How precisely can we measure the ages of subgiant and giant stars?
California Institute of Technology（加州理工学院）
利用宽双星系统检验亚巨星和巨星年龄估计的可靠性，发现基于光谱金属丰度的亚巨星年龄不确定性可达5-10%，而测光年龄低估了不确定性，光谱年龄对红巨星和红团簇星可靠但精度较低（25-30%）。
2026-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A method to estimate stellar ages from kinematical data
本文提出了一种根据恒星特有的速度$U$、$V$和$W$以及轨道偏心率建立恒星年龄概率密度函数的方法。本工作所用的样本来自日内瓦-哥本哈根巡天（GCS），它包含了大约$14\,000$星的空间速度、轨道偏心率和等时年龄。利用GCS星拟合了描述运动学性质分布与年龄关系的参数。这种参数化使我们能够从运动学数据中获得年龄概率。从这个年龄pdf，我们使用最可能的年龄和预期年龄估计恒星的平均年龄。我们从GCS得到了$9\,102$星年龄的pdf，并表明由我们的方法得到的单个年龄分布与等时年龄分布很好地一致。我们还观察到的平均金属丰度与我们的年龄小于7 Gyr的恒星，类似于观察到的等时年龄的下降。这种方法可以用于估计那些落在HR图中等时线密集区域的恒星的粗略年龄。作为这种方法的一个例子，我们估计的Trappist-1，这是一个M8 V星的年龄，获得的年龄$t(UVW) = 12.50(+0.29-6.23)$陀螺仪。
2018-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Most Metal-poor Stars in the Inner Bulge
这个凸起是银河系最古老的组成部分。由于对银河系形成的许多模拟都预测，给定金属丰度的最古老的恒星是在紧密结合的轨道上发现的，银河系最古老的恒星很可能是内凸中具有小远心的贫金属恒星（即，$R_{\mathrm{apo}}\lesssim4$ kpc）。在过去，具有这些性质的恒星是不可能找到的，因为沿着视线到内部凸起的极端变红和消光。我们使用Schlaufman & Casey（2014）在Spitzer/GLIMPSE数据上进行的中红外贫金属恒星选择来克服这些问题，并利用AAT/AAOmega进行中等分辨率光谱的目标候选内球贫金属巨星。我们利用这些数据选择了三个已确认的贫金属巨星（$[\mathrm{Fe/H}]=-3.15,-2.56,-2.03$）进行后续的高分辨率麦哲伦/MIKE光谱。使用盖亚DR 2天体测量和我们测量的径向速度进行的全面轨道分析证实，这些恒星是紧密结合的内球星。我们确定了每颗恒星的元素丰度，并在我们最缺乏金属的恒星中发现了相对于铁的高钛和铁峰值丰度。我们建议，我们检测到的独特的丰度签名是一个产品的核合成在一个CO白矮星从一个氦星吸积约10百万年的延迟时间在1000万年质量的热核超新星。尽管在核球中的化学演化预计会很快发生，但在化学演化超过$[\mathrm{Fe/H}]\sim-3$之前，新生银河系核心的强烈恒星形成显然能够产生至少一颗克拉塞卡质量的热核超新星祖…
2020-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Ages of M31 Star Clusters: Spectral Energy Distribution Versus Color-Magnitude Diagram
用彩色星等图拟合理论等时线是确定星团年龄的主要方法。然而，当CMD不可用时，光谱能量分布（SED）拟合技术是唯一的其他方法，尽管它遭受年龄-金属丰度-红化简并。在这项工作中，我们收集了几十个M31星团的年龄，金属丰度和质量的CMD拟合与HST图像的文献进行比较。我们检查了不同模型的SED拟合结果的可靠性，即，Bruzual \& Charlot 2003模型（BC 03）、星系演化合成模型（{ \sl GALEV}）和高级恒星星族合成（ASPS）。测光波段包括银河演化探测器{ \sl GALEX} FUV/NUV波段、光学/近红外$UBVRIJHK$波段以及宽视场红外巡天探测器（{ \sl WISE}）$W1$ / $W2$波段。比较结果表明，无论是用固定金属丰度还是用自由金属丰度，无论是用BC 03还是用{ \sl GALEV}模型，SED拟合年龄与CMD拟合年龄都吻合得很好。然而，对于ASPS模型，似乎SED拟合结果比CMD年龄系统更老，特别是对于年龄log t <9.0（yr）。拟合结果还表明，{ \sl GALEX} FUV/NUV波段比{ \sl WISE} $W1$ / $W2$对年龄的约束作用更大，这证实了以前的研究结果。我们还用BC 03和{ \sl GALEV}模型计算了样本星团的质量，结果与文献值吻合较好。
2018-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ensemble Kinematic Ages for 1.5 Million LAMOST Stars
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）
通过群体动力学方法推导150万颗LAMOST恒星的年龄，实现对银河系不同盘的年龄估计及验证。
2026-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
To What Extent Are Star Cluster Ages Encoded in Their Environments? Exploring the Spatial Distribution of Age-Related Information with PHANGS-HST Imaging and Convolutional Neural Networks
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；The Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Instituto de Astrofísica de La Plata, CONICET–UNLP（拉普拉塔天体物理研究所，阿根廷国家科学研究委员会-拉普拉塔国立大学）；University of Virginia Astronomy Department（弗吉尼亚大学天文系）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家无线电天文台）
利用CNN分析星团环境与年龄的关系，发现环境信息在年轻和年老星团中更显著，验证了环境随年龄变化的物理机制。
2026-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Apache Point Observatory follow-up of ACcelerating Candidate ExopLanet host Stars (APO ACCELS): Ages for 166 Accelerating Stars in the Northern Hemisphere
本研究利用Gaia DR3等数据识别北半球166颗含亚恒星伴星的加速恒星，结合光谱和TESS光变曲线测定其年龄，筛选出数十颗年轻恒星作为直接成像后续观测的高优先级目标，为行星演化模型提供基准候选。
2025-06-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Age Determination of Fifteen Old to Intermediate-Age Small Magellanic Cloud Star Clusters
我们目前的CMD在V和I波段的15个星团的小麦哲伦云（SMC）的基础上所采取的数据与甚大望远镜（VLT，智利）。我们选择了这些集群从我们以前的工作，其中我们推导出集群径向速度和金属量钙II红外三重态（CaT）光谱也采取了VLT。我们发现，我们的六个星团的年龄被以前的研究大大低估了，这些研究使用了相对较小的望远镜，以图形方式说明需要大口径来获得老年和中年SMC星团的可靠年龄。特别是，其中三个星团，L4，L 6和L110，是已知最古老的SMC星团之一，年龄分别为7.9 +- 1.1，8.7 +- 1.2和7.6 +- 1.0 Gyr，有助于填补可能的“SMC星团年龄差距”（Glatt等人，2008）。利用Parisi等人（2009）的现代年龄和金属丰度，我们分析了均匀测量的SMC集群样本的年龄分布，年龄梯度和年龄金属丰度关系（AMR）。年龄分布中存在双峰性，但前4年的斜率并不恒定（Piatti，2011年），我们没有发现年龄梯度的证据。由于我们的聚类样本的年龄有所改善，我们发现我们的AMR现在在中/老时期比我们在Parisi et al.（2009）中得出的更好，我们只是在文献中获得了年龄。此外，集群比aprox年轻。4 Gyr现在表现出更好的协议与爆裂模型，但我们确认，这个模型是不是一个很好的代表性AMR在中老年时期。需要一个更复杂的模型来解释这一时期SMC的化学演化。
2014-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
