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
Metallicities and ages of stellar populations at a high Galactic latitude field
我们提出了一个分析的$UBVRI$数据从选定的地区SA 141。通过应用重新校准的测量紫外线过剩（UVX）的方法，我们近似的丰度和绝对星等的368颗恒星超过1.3平方度的距离超过10千秒差距。与密度分布的约束，从我们以前的光度视差调查，并充分考虑在UVX方法中的金属丰度偏差，我们能够比较的垂直丰度分布，在以前的研究中测量。我们发现，丰度分布有一个潜在的均匀组成部分与以前的光谱结果一致，即一个monastonium厚的磁盘和晕的丰度$[Fe/H]$ = $-$ 0.8和$-$ 1.4，分别。然而，有一些外围数据点可能表明更多富含金属的晕流的污染。银河系恒星星族中不存在垂直丰度梯度，而且可能存在穿插的晕流，这与星系形成的合并模型的预期是一致的。我们发现，我们的UVX方法在探索遥远的星系晕的金属丰度分布的灵敏度有限，由于穷人的约束非常贫金属恒星的$UBV$属性。从宽频带$UBV$光度测定法推导金属丰度对于晕的探索仍然是基本合理的，但需要改进的校准和更好的数据。
2009-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Globular Cluster System of NGC 5128: Ages, Metallicities, Kinematics, and Structural Parameters
本文综述了我们最近对NGC 5128的球状星团系统的研究。首先，我们已经获得了低分辨率，高信号噪声光谱的72球状星团使用Gemini-S/GMOS获得的年龄，金属丰度，和α富集的金属贫乏和金属丰富的球状星团子种群的水平。其次，我们已经探索了超过560个球状星团的径向速度测量的旋转签名和速度色散的星系晕。我们还比较了这些性质对银河中心距离、球状星团年龄和金属丰度的依赖性。用球状星团作示踪天体，分析了NGC 5128的质量和M/L比。最后，我们测量了570多个球状星团的结构参数，如半光半径，从一个极好的1.2平方度麦哲伦/IMACS图像。我们将介绍这些研究的结果，并讨论与NGC 5128形成和演化的联系。
2009-12-18 astro-ph.GA
Full spectral fitting of Milky Way and M31 globular clusters: ages and metallicities
背景：盘状星系的形成和演化是天文学中长期存在的问题。了解球状星团系统的性质可以导致对其宿主星系演化的重要见解。目的：我们的目标是获得恒星星族参数-年龄和金属丰度-的一个样本的M31和银河系球状星团。研究它们的球状星团系统是全面了解它们形成和演化的重要一步。研究方法：我们的分析采用了现代像素到像素的光谱拟合技术，以适应观察到的综合光谱更新的恒星星族模型。通过比较观测和模型，我们得到了它们的恒星星族的年龄和金属丰度。我们将这种技术应用于M31中的38个球状星团和41个银河系球状星团的样本，作为对照样本。结果：我们的M31球状星团样本的年龄跨度从1.5亿年到宇宙的年龄。金属度[Fe/H]范围从-2.2 dex到太阳值。年龄-金属丰度关系可以描述为两个组成部分：一个老的人口与平坦的年龄-[Fe/H]的关系，可能与晕和/或隆起，和第二个年龄和金属丰度之间的大致线性关系，较高的金属丰度对应于年轻的年龄，可能与M31磁盘。虽然我们恢复了非常著名的银河系GC金属丰度双峰性，但我们自己对M31金属丰度分布函数的分析表明，这两个GC系统基本上覆盖了相同的[Fe/H]范围，但M31的金属丰度分布函数并不是明显的双峰性。这些结果表明，这两个星系经历了不同的恒星形成和吸积的历史。
2012-11-21 astro-ph.GA
Constraining the metallicities, ages, star formation histories, and ionizing continua of extragalactic massive star populations
我们利用61个恒星形成星系的远紫外恒星连续谱来推断大质量恒星的星族性质：其中42个是用HST观测到的低z星系，19个来自Megasaura样本的z~2星系。我们适合每个恒星连续与线性组合多达50个单一的年龄和单一的金属丰度Starburst 99模型。从这些拟合，我们得到轻加权年龄和金属丰度，这与恒星风和光球光谱特征，并推断电离连续谱的光谱形状和强度。推断的轻重量恒星金属丰度跨度为0.05-1.5 Z $_\odot$，与测量的星云金属丰度相似。我们量化的电离连续使用的比率在900度的电离通量在1500度的非电离通量，并证明了这个比例的演化与恒星年龄和金属丰度使用理论单爆发模型。这些单一爆发模型只匹配一半样本的推断电离连续，而另一半则由恒星年龄的混合物描述。混合年龄人口产生更强和更硬的电离光谱比连续的恒星形成的历史，但与以往的研究，假设恒星形成不变，有类似的恒星和星云的金属丰度。恒星星族年龄和金属丰度以不同的和可区分的方式影响远紫外连续谱;假设恒星形成历史不变会降低诊断能力。最后，我们提供了简单的处方，以确定电离光子产生效率（$ξ_{ion}$）的恒星星族的属性。$ξ_{ion}$有一个log（$ξ_{ion})=24.4-25.7$ Hz erg $^{-1}$）的范围，它取决于恒星的年龄、金属丰度、恒星形成历史和双星演化的贡献。这些恒星星族性质必须通过观测来确定，以确定大质量恒…
2019-05-10 astro-ph.GA
Strömgren metallicities for intermediate-age and old star clusters
我们报告的结果表明，直接从Strömgren $vby$测光得到的星团金属丰度是年龄相关的，需要进行校正，以供进一步使用。这一结果来自于对26个大小麦哲伦星云星团的[Fe/H]值与文献中发表的金属丰度值的比较，这些星团的年龄从$\sim$ 1 Gyr到这些星系中已知最古老的球状星团的年龄。在推导平均星团金属丰度的同时，我们对红巨星分支候选者进行了彻底的选择，以符合斯特伦格伦金属丰度校准有效性制度。我们注意到了场星污染的影响，特别是那些位于星团半径内，沿着星团红巨星分支分布，[Fe/H]值覆盖的范围与所选恒星相似的恒星。我们发现，测得的斯特伦格伦金属丰度比发表的系统更金属贫，二次年龄变化函数再现相对金属丰度值的整体不确定度为$\sim$ 0.05 dex。最后，我们进行了类似的比较依赖于一个完全独立的方法，包括使用理论红巨星分支的老球状星团跨越[Fe/H]值从-2.0到0.0德克斯作为标准。然后，我们叠加到他们的红巨星分支的星团的年龄范围在1.0 - 12.5 Gyr和估计通过插值与它们相关的金属丰度。推导出的理论相对金属丰度遵循类似的趋势，作为一个功能的星团的年龄比发现从观测的星团。
2020-08-12 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. II. Ages, metallicities, detailed elemental abundances, and connections to the Galactic thick disc
凸出部是银河系中最不为人所知的主要恒星星族。我们所知道的大部分关于膨胀的形成和演化来自明亮的巨星。关于巨星代表所有恒星的基本假设，以及准确地追踪恒星星族的化学演化的假设，目前还在争论之中。特别是，最近对一些微透镜矮星的观测给出了一个与巨星非常不同的膨胀演化图像。[摘要]我们对银河系凸起的矮星进行了详细的元素丰度分析，基于在引力微透镜事件期间恒星被光学放大时获得的高分辨率光谱。[摘要]我们提出了详细的元素丰度和恒星年龄的六个新的矮星在银河系的隆起。结合这些与以前的事件，在这里用相同的方法重新分析，我们研究了一个均匀的样本的15颗恒星，这构成了最大的样本迄今为止的微透镜矮星在银河系的隆起。我们发现这些恒星的金属丰度范围从[Fe/H]=-0.72到+0.54，平均金属丰度<[Fe/H]>=-0.08+/-0.47，接近于基于膨胀区巨星的平均金属丰度。此外，恒星遵循定义明确的丰度趋势，[Fe/H]<0的趋势与当地银河系厚盘的趋势非常相似。这表明，隆起和厚盘有，至少部分，可比较的化学历史。在亚太阳的金属丰度，我们发现膨胀矮星有一贯的老年龄，而在超太阳的金属丰度，我们发现一个广泛的年龄范围。使用新的年龄和丰富的结果从微透镜矮星，我们调查可能的形成方案的隆起。
2010-01-06 astro-ph.GA
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
A Framework for Empirical Galaxy Phenomenology: The Scatter in Galaxy Ages and Stellar Metallicities
我们开发了一个理论框架，提取更深层次的理解星系形成的星系属性之间的关系，通过扩展的主序列积分方法计算星系恒星形成的历史。我们妥善占散射的恒星质量恒星形成率的关系和不断发展的被动系统的分数，发现后者的效果几乎是唯一负责的年龄分布与恒星质量以上$\sim 10^{10}\,{\rm M_{\odot}}$的$z\sim0$星系。然而，虽然我们定性地同意所观察到的恒星金属丰度中位数作为恒星质量的函数，我们归因于我们无法重现的分布在很大程度上是不完美的气相金属丰度和$α$ /Fe比校准的组合。我们的形式主义将受益于新的观测约束，反过来，通过提供自洽的恒星形成历史的人口合成建模，提高未来数据的解释。
2015-01-28 astro-ph.GA
Metallicities and ages for 35 star clusters and their surrounding fields in the Small Magellanic Cloud
在这项工作中，我们研究了小麦哲伦云（SMC）中的35个星团，以提供它们的平均金属丰度和年龄。我们还提供了平均金属周围的集群领域。我们使用Strömgren测光获得的4.1米SOAR望远镜，并利用$(b - y)$和$m1$的颜色，其中有一个金属丰度校准的文献。利用Strömgren光度测量结果研究了SMC中星系团的金属丰度和年龄的空间分布。我们证实了早期的观测结果，即更年轻，更富含金属的星团集中在星系的中心区域，而更老，更贫金属的星团位于离SMC中心更远的地方。我们构建的年龄-金属丰度关系的研究集群和发现良好的协议与理论模型的化学富集，并与其他文献年龄和金属丰度值为这些集群。我们还提供了平均金属丰度的老的和年轻的人口的场星周围的集群，并发现后者是在很好的协议与最近的研究SMC造父变星人口。最后，为这项研究获得的斯特伦格伦测光公开。
2021-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Core-collapse supernovae ages and metallicities from emission-line diagnostics of nearby stellar populations
大质量恒星是照亮H II区域的主要天体，它们迅速演化，以核心坍缩超新星（CCSNe）结束生命。因此，研究CCSNe和H II区之间的关联是重要的。在本文中，我们提出的发射线诊断的恒星星族附近的CCSNe，其中包括其主机H II区，从PMAS/PPAK积分场超新星主机COMPilation（PISCO）。然后，我们使用BPASS恒星星族模型，以确定年龄，金属丰度和气体参数的H II区域与CCSNe，对比模型，考虑单独的单星演化或将相互作用的双星。我们发现双星模型，允许电离光子损失，提供了一个更现实的适合所观察到的CCSN主机与金属丰度更接近那些来自O3 N2中的氧丰度。我们还发现II型和Ibc型SNe起源于年龄相似的祖星，大部分年龄在700万年到4500万年之间，对应于质量小于20太阳质量的恒星。然而，这两种类型的SNe在它们的宿主环境中几乎没有偏好，通过氧丰度或祖细胞初始质量测量金属丰度。然而，我们注意到，在较低的金属丰度超新星更有可能是II型。
2018-09-18 astro-ph.GA
Charting the evolution of the ages and metallicities of massive galaxies since z=0.7
中红移星系的恒星星族可以揭示过去80亿年中大质量星系的成长。我们利用IMACS/Magellan对E-CDFS中的~70个星系进行了深层多目标静止坐标光谱学研究，这些星系的红移为0.65<z<0.75，视星等R>22.7，恒星质量>10^{10}Msun。根据以往低红移研究中采用的贝叶斯方法，我们从恒星吸收特征中约束了单个星系的恒星质量、平均恒星年龄和恒星金属丰度。我们的特征的第一次恒星的金属丰度和年龄的依赖恒星质量在z~0.7的所有星系和静止和恒星形成星系分别。整个样本的这些关系与z=0.1的SDSS类似物具有相似的形状，但年龄偏移了-0.28 dex，金属丰度偏移了-0.13 dex，与简单的被动演化不一致。我们发现，没有额外的恒星形成和化学富集所需的z=0.7静止星系演变成今天的静止人口。然而，这必然伴随着一小部分z=0.7 Mstar>10^{11}Msun的恒星形成星系的淬灭，这些星系的金属丰度与静止星系相当，因此增加了年龄的分散，而不影响金属丰度分布。然而，在z=0.7时，大质量恒星形成星系的整个人口的快速淬火将与整个人口的年龄/金属量-质量关系不一致，并且仅与恒星形成星系的金属量分布不一致，这些星系的平均金属含量比当地同行少0.12 dex。这表明至少在一小部分z=0.7的大质量恒星形成星系中存在化学富集。[删节]
2014-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Ages, Metallicities and Alpha Element Enhancements of Globular Clusters in the Elliptical NGC 5128: A Homogeneous Spectroscopic Study with Gemini/GMOS
我们提出了新的综合光谱的球状星团（GC）在NGC 5128，以测量径向速度和推导年龄，金属丰度，和α元素丰度比。我们用Gemini-S 8-m/GMOS对72个S/N > 30 /AA的GC进行了~3400-5700 AA的光谱测量，并在NGC 5128中发现了35个新的GC。我们测量并比较了从HdeltaA到Fe 5406的Lick指数与Thomas等人的单恒星星族（SSP）模型。(2003，2004）。我们还测量了Puzia等人（2002）和Schiavon等人（2005）的41个银河系GC的Lick指数，并采用相同的方法进行直接比较。我们的研究结果表明，68%的NGC 5128 GC具有老年（> 8 Gyr），14%具有中间年龄（5-8 Gyr），18%具有年轻年龄（< 5 Gyr）。然而，当我们将GC的金属丰度作为年龄的函数时，我们发现NGC 5128中92%的贫金属GC和56%的富金属GC的年龄> 8 Gyr，这表明GC的大多数金属丰度亚群形成较早，年轻和富金属GC形成较晚。我们的金属丰度分布函数直接从光谱利克指数是明显的双峰，因为是同一组GC的颜色分布。因此，金属性双峰是真实的，而不是颜色到金属性转换的伪影。α/Fe值是超日的，平均值为0.14pm ~ 0.04，表明它的形成时间很快。然而，NGC 5128中的GC并不像本研究中检查的银河系GC那样[alpha/Fe]增…
2009-11-05 astro-ph.GA
Ages and metallicities for quiescent galaxies in the Shapley Supercluster: Driving parameters of the stellar populations
我们使用高信噪比光谱学方法对沙普利超星系团中的232个静止星系样本进行了研究，以探讨它们的恒星星族是如何依赖于速度色散、光度和恒星质量的。样品的速度色散（σ从30-300 km/s）和光度（M_R从-18.7到-23.2）范围很大。年龄、总金属丰度（Z/H）和α-元素丰度比（a/Fe）的估计值来自吸收线分析，使用单爆发模型。年龄，Z/H和a/Fe都与速度色散呈正相关，但我们也发现了显着的剩余趋势与光度：在给定的sigma，较亮的星系更年轻，α含量较少，Z/H较高。从表面上看，这些结果可能表明，恒星星族取决于恒星质量以及速度色散。然而，我们发现，所观察到的趋势可以复制的模型，其中的恒星星族系统地依赖于西格玛，并独立于恒星质量Mstel。对于年龄，观测到的光度相关性的出现是因为年轻星系更亮，在固定的Mstel。对于金属丰度，观测到的光度依赖性的出现是因为富含金属的星系，在固定的质量下，也往往更年轻，因此更明亮。我们发现观测到的光度相关性与年龄~ σ ^[0.40]、Z/H ~ σ ^[0.35]、a/Fe ~ σ ^[0.20]很好地吻合，其斜率与拟合传统标度关系时发现的斜率很接近。我们的结论是，恒星的形成和星系的富集历史主要是由它们的引力势阱的深度。观测到的光度的残差相关并不意味着相应的恒星质量的依赖。
2009-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
CLEAR I: Ages and Metallicities of Quiescent Galaxies at $\mathbf{1.0 < z < 1.8}$ Derived from Deep Hubble Space Telescope Grism Data
我们使用深\textit{Hubble Space Telescope}光谱来约束金属丰度和（\editone{light-weighted}）年龄的大质量（$\log M_\ast/M_\odot\gtrsim10$）星系选择有静止的恒星种群在$1.0<z<1.8$。这些数据包括12个轨道深度的覆盖范围，使用WFC 3/G 102棱栅覆盖$\sim$ $8,000<λ<11,500$ ~ 12\，光谱分辨率为$R\sim 210$，作为CANDELS Lyman-$α$再电离发射（CLEAR）巡天的一部分。在$1.0<z<1.8$中，光谱覆盖了静止坐标系光学中重要的恒星星族特征。我们模拟了一套恒星人口模型的棱镜分辨率，适合这些数据为每个星系，并获得后验似然分布的金属丰度和年龄。我们堆叠的后验子的星系在不同的红移范围，包括不同的组合的恒星吸收功能。我们的结果给出了\editone{light-weighted ages of $t_{z \sim 1.1}= 3.2\pm 0.7$~Gyr, $t_{z \sim 1.2}= 2.2\pm 0.6$~Gyr, $t_{z\sim1.3}= 3.1\pm 0.6$~Gyr, and $t_{z\sim1.6}= 2.0 \pm 0.6$~Gyr, \editone{for galaxies at $z\sim 1.1$, 1.2, 1…
2018-10-05 astro-ph.GA
Ages and Metallicities of Cluster Galaxies in A779 using Modified Strömgren Photometry
为了探索星系团的形成和演化，拉科斯和他的同事们引入了一种分光光度法，使用了改进的斯特伦格伦光度法。但是，随着对该项目能力的相当大的争论，我们在对三个A779数据集中六个常见星系的颜色重复性和年龄和金属丰度的重复性进行彻底测试后，重新引入了该系统。经过修改的斯特伦格伦和斯特伦格伦过滤系统之间的一致性已经被发现，以产生类似的颜色（精度为0.09 mag in（uz-vz），0.02 mag in（bz-yz）和0.03 mag in（vz-vz）），年龄和金属丰度（PCA的不确定度为0.36 Gyr和0.04 dex，GALEV模型的不确定度为0.44 Gyr和0.2 dex）。我们推断，该技术能够通过分离年龄效应和金属丰度效应来缓解年龄-金属丰度简并，但仍然不能完全打破。我们进一步扩展本文，重新研究的星系演化的低质量，动态差的A779星系团的光度（质量），密度，径向距离与估计的年龄，金属丰度，和恒星形成的历史。我们的研究结果清楚地显示了双峰的年轻，低质量，金属贫人口的平均年龄为6.7 Gyr（\pm 0.5 Gyr）和老，高质量，金属丰富的星系的平均年龄为9 Gyr（\pm 0.5 Gyr）。该方法还观测到了蓝团星系向红团的颜色演化以及缩小现象。我们的分析表明，修改后的Strömgren测光是非常适合于研究低和中z星系团，因为它是能够观察到更深的光谱红移极限，更好的空间分辨率，和窄带…
2012-01-11 astro-ph.GA
The ages, metallicities and element abundance ratios of massive quenched galaxies at z~1.6
利用Subaru/MOIRCS的近红外光谱观测，研究了在COSMOS场发现的24个大质量猝灭星系在$1.25<z_\mathrm{spec}<2.09$上的星族性质。追踪恒星的人口属性，尽可能接近他们的主要形成时代，我们试图把限制的恒星形成的历史，淬火后的演化，以及可能的祖星形成人口这样的大规模淬火星系。利用一组Lick吸收线指数，在静止坐标系的光学合成谱上，分别推导出平均年龄、金属丰度[Z/H]和$α$与铁元素丰度比[ $α$ /Fe]为$\log(\mathrm{age}/\mathrm{Gyr})=0.04_{-0.08}^{+0.10}$、$\mathrm{[Z/H]}=0.24_{-0.14}^{+0.20}$和$[α/\mathrm{Fe}]=0.31_{-0.12}^{+0.12}$。如果我们在$\langle z \rangle = 1.6$的淬灭星系样本被动地演化为$z=0$，它们的恒星种群特性将与类似恒星速度色散的本地对应星系非常一致，这使它们有资格成为本地大质量早型星系的祖先。在淬火星系的恒星人口年龄的红移演化结合低红移测量的文献表明形成红移的$z_\mathrm{f} \sim 2.3$周围的大部分恒星在这些星系中已经形成。测得的[ $α$ /Fe]值表示$\lesssim 1$ Gyr的恒星形成时间尺度，其可以转化为淬灭前的特定恒星形成速率$\simeq …
2015-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ages and metallicities of quiescent galaxies: confronting broadband ($UVJ$) colours with stellar absorption lines
本研究利用LEGA-C光谱测量约700个静止星系的年龄与金属丰度，发现其与UVJ颜色关系偏离恒星种群合成模型预测，提示仅依赖光度拟合可能产生系统性偏差。
2025-05-26 astro-ph.GA
Metallicities and ages for star clusters and their surrounding fields in the Large Magellanic Cloud
我们研究了大麦云星云（LMC）中的147个星团，以确定它们的平均金属丰度和年龄，以及周围80个区域的平均金属丰度。我们构建了一个年龄-金属丰度关系（AMR）的集群在LMC。为此，我们使用了斯特伦格伦测光获得的SOI相机上的4.1米SOAR望远镜。我们找到了110个星团的平均金属丰度和年龄。对于其余37人，我们仅提供年龄估计。据我们所知，从我们的样本中，29个集群，我们提供了金属丰度和年龄的第一次，而66个集群，我们提供了第一次确定的金属丰度，和43个集群，第一次估计的年龄。我们还计算了星团周围80个区域的恒星的平均金属丰度。古老的贫金属星团出现在大麦哲伦星系棒区域内外，而中等年龄的星团大多位于棒的外部。大多数小于1 Gyr的星团都位于棒区。我们发现我们的AMR和LMC化学富集的理论模型之间有很好的一致性，以及与AMR的集群从文献中。接下来，我们利用了26个星团的优势，从我们的样本主机造父变星，并使用它们作为一个独立的检查我们的年龄测定程序的正确性。我们使用造父变星的周期-年龄关系来计算给定星团的平均年龄，并将其与等时线拟合得到的年龄进行比较。我们发现这些年龄之间有很好的一致性，特别是对于考虑了额外物理过程的模型（例如，旋转）。我们还比较了大麦哲伦星云和小麦哲伦星云（SMC）的AMR，我们注意到，它们表明这两个星系之间可能存在相互作用。
2022-12-30 astro-ph.GA
Population gradients and photometric metallicities in early- and transition-type dwarf galaxies: Clues from the Sculptor group
我们专注于解决恒星星族的早期和四个过渡型矮星系的玉夫座集团，目的是研究潜在的存在的人口梯度和限制其平均金属丰度。我们使用深HST图像来构建CMD，从中我们选择跟踪不同演化阶段的恒星星族，以限制它们的年龄和金属丰度范围，以及检查它们的空间分布。此外，我们使用RGB中的解析恒星来推导光度金属丰度。所有被研究的矮星都包含年龄为~1Gyr和更老的中等年龄恒星，由明亮的渐近巨星分支和红团星追踪，而过渡型矮星也包含年龄小于~1Gyr的恒星，由年轻的主序星和垂直红团星追踪。此外，追踪不同演化阶段的恒星的空间分布在所有过渡型矮星中显示出人口梯度。假设纯粹是古老的恒星星族，推导出的误差加权平均金属丰度范围从ESO 294-G 010的-1.5dex到Scl-dE 1的-1.9dex，应该被认为是它们真实金属丰度的下限。假设中间年龄的恒星星族占主导地位的矮星，我们得出的金属丰度的上限是0.3至0.2德克斯高于假设纯粹的老人口的金属丰度。我们讨论了光度金属丰度梯度如何受到年龄金属丰度简并度的影响，这阻碍了关于其实际存在的强有力的结论。最后，过渡型矮星位于其最近的明亮星系的维里半径之外，这也是LG过渡型矮星所观察到的。Scl-dE 1是我们样本中唯一的dSph，并且是潜在形态距离关系中的异常值，类似于LG，Tucana和Cetus的两个孤立的dSph。
2013-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ages and metallicities of stellar clusters using S-PLUS narrow-band integrated photometry: the Small Magellanic Cloud
本研究利用S-PLUS窄带积分光度数据，通过BAGPIPES拟合首次测定了小麦哲伦云中多个星团的年龄和金属丰度，建立了其年龄-金属丰度关系，并确认了年龄梯度但未发现显著金属丰度梯度。
2023-11-30 astro-ph.GA
Chemical abundance ratios of galactic globular clusters from modelling integrated light spectroscopy
我们使用我们的新的，通量校准的恒星星族模型的吸收线指数，以获得年龄，金属丰度，和各种元素的丰度比从银河系球状星团的综合光谱。年龄与文献吻合得很好，都与宇宙的年龄相一致。尽管如此，还是有相当大的分散性，我们得到的年龄系统地大于CMD测定的年龄，主要是富金属的球状星团。如果我们采用铁丰度[Fe/H]的年龄与CMD年龄一致的那些集群的金属丰度与文献值的Zinn & West标度吻合得很好。结果表明，在[Fe/H]<-1 dex时，单个元素丰度比的推导不可靠，而[alpha/Fe]比在所有金属丰度下都是可靠的。我们发现一般的增强轻和阿尔法元素，如预期的那样，与一些元素的显着变化。元素O和Mg遵循相同的总体增强，具有几乎相同的[O/Fe]和[Mg/Fe]分布。相反，我们获得了稍低的[C/Fe]和非常高的[N/Fe]比。这种化学异常通常归因于自富集，在单个恒星光谱学的球状星团中是众所周知的。这是第一次也从集成光中获得这种图案。α元素遵循这样的模式，使得较重的元素Ca和Ti被较少地增强。更具体地，[Ca/Fe]和[Ti/Fe]比[O/Fe]和[Mg/Fe]低约0.2 dex。在最近对银河系球状星团和场星的元素丰度测定中也发现了这种趋势。这表明Ia型超新星对核合成计算和星系化学演化模型所预测的较重α元素的富集有重要贡献。
2010-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Synthetic horizontal branch morphology for different metallicities and ages under tidally enhanced stellar wind
我们认为，除了金属丰度外，还需要其他一些参数来解释球状星团（GC）的水平分支（HB）形态。此外，这些参数被认为与红巨星分支（RGB）恒星的质量损失相关。在我们以前的工作中，我们提出了潮汐增强的恒星风在双星演化过程中可能会影响HB的形态，通过加强红巨星的质量损失的主要。作为进一步的研究，我们现在调查的金属丰度和年龄HB形态的影响，考虑潮汐增强恒星风在二进制的演变。在Eggleton的恒星演化程序中加入了潮汐增强的星风模型来研究双星的演化。为了研究金属丰度和年龄对我们最终结果的影响，我们进行了两组模型计算：（i）对于固定的年龄，我们使用三种金属丰度，即Z=0.0001，0.001和0.02。(ii)对于固定的金属丰度，Z=0.001，我们在模型计算中使用了五个年龄：14，13，12，10和7 Gyr。我们发现GC的HB形态随着金属丰度的降低而变蓝，并且老GC呈现出比年轻GC更蓝的HB形态。这些结果与以前的工作是一致的。虽然潮汐增强星风产生的零年龄HB星的质量分布对于不同的金属丰度是相似的，但Z=0.02的潮汐增强星风下的合成HB在红色和蓝色HB之间呈现出明显的差距。然而，在Z=0.001和0.0001的合成HB中没有清楚地看到该特征。我们还发现，更高的二进制分数可能会使HB形态变得更蓝，我们讨论了最近的观察结果。
2013-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Toward the general RGB slope-metallicity-age calibration: I Metallicities, Ages and Kinematics for Eight LMC Clusters
本文利用8.2米VLT/UT 1的FORS 2多目标摄谱仪的数据，讨论了8个大质量LMC星团的CMD、年龄、金属丰度和视向速度的性质。利用RGB星的高信噪比近红外Ca II三线态（CaT）谱线，确定了星系团成员的金属丰度和视向速度。我们报告的第一次光谱测定的金属丰度值为4个集群的基础上平均[Fe/H]值的10个集群成员。我们发现两个集中的年龄分布的目标集群。其中六颗的年龄在0.8-2.2 Gyr之间，另外两颗NGC 1754和NGC 1786非常古老。六个中间年龄星团的金属丰度为-0.49，平均年龄为1.5 Gyr，离散度仅为0.04。这种紧密的分布表明，LMC和SMC之间的紧密相遇可能不仅导致了LMC中团簇形成的重新开始，而且还导致了中心棒的产生。这两个古老星系团的金属丰度与其他古老的贫金属大麦哲伦星系团相似。我们发现，LMC集群系统表现出磁盘状旋转，没有集群出现晕运动学和有没有证据表明，在LMC的金属丰度梯度，在相反的恒星星族的MW和M33，其中金属丰度减少的银河系中心距离的增加。LMC的恒星棒可能是导致LMC中任何类型梯度稀释的因素。
2009-12-28 astro-ph.GA
A sample of relatively unstudied star clusters in the Large Magellanic Cloud: fundamental parameters determined from Washington photometry
为了扩大大麦云（LMC）中已被研究的星团的样本，我们对位于LMC内外盘的23个大部分未被研究的星团进行了T1 ~ 23的CCD Washington CT 1测光。我们根据恒星数量估算了星团半径。使用集群华盛顿（T1，C-T1）的颜色星等图，统计清洗场星污染，我们推导出集群的年龄和金属丰度与理论等时线的帕多瓦组的比较。只要有可能，我们还使用delta_T1（红巨星团块和主序列关闭之间的星等差异）推导年龄，并从标准的巨星分支程序中估计金属丰度。我们通过添加具有已公布年龄的聚类来扩大我们的样本，并通过应用相同的方法以类似的规模确定金属丰度。我们研究了它们在LMC中的位置，年龄和金属丰度之间的关系。我们发现，这两种方法的年龄和金属丰度的确定彼此吻合。14个星团为中等年龄（1-2 Gyr），[Fe/H]值为-0.4 ~-0.7。剩下的9个星团都比1 Gyr年轻，金属丰度在0.0到-0.4之间。我们的23个集群代表了使用华盛顿光度学研究的LMC集群的当前总量的~ 30%的增加。与以前的研究一致，我们没有发现金属丰度梯度的证据。我们还发现，年轻的集群形成更接近LMC中心比老的。
2013-05-31 astro-ph.GA
Modeling the Ages and Metallicities of Early-Type Galaxies in Fundamental Plane Space
最近的观测通过跟踪恒星星族参数、年龄和金属丰度与进入基本面的结构参数、半径和速度色散σ之间的相关性来探测附近椭圆星系的形成历史。这些研究发现了这四个参数之间有趣的相关性。在这项工作中，我们利用一个半解析模型，从Bolshoi宇宙学模拟提取的晕合并树的基础上，预测的结构特性的球状主导星系的分析模型的基础上，已被测试和校准对一个广泛的套流体动力学+N体二进制合并模拟。我们预测的半径，西格玛，光度，年龄和金属的球状为主的星系，使我们能够直接比较观察。我们的模型预测了早期型星系的年龄和西格玛之间的强相关性，年龄和半径之间没有显着的相关性，与观测结果一致。此外，我们预测金属丰度和西格玛之间的强相关性，金属丰度和半径之间的弱相关性，与观测定性一致。我们发现，与西格玛的相关性出现作为一个结果，西格玛和星系组装时间之间的强联系。较小的合并会产生半径的较大变化，而sigma几乎相同，这解释了半径的较弱趋势。
2014-07-08 astro-ph.GA
Low Metallicities and Old Ages for Three Ultra-Diffuse Galaxies in the Coma Cluster
最近在后发座星系团中发现了大量的超漫射星系（UDG）。在这里，我们提出了三个这样的UDG，DF 7，DF 44和DF 17，其中心表面亮度为$μ_g \approx 24.4-25.1$ mag arcsec $^{-2}$的光谱。这些光谱是作为SDSS-IV MaNGA调查中的辅助程序的一部分获得的。我们在中心区域堆叠了19根来自每个源的较大积分场单元（IFU）的光纤。通过超过13.5小时的源上积分，我们分别针对DF 7、DF 44和DF 17在$9.5$和$^{-1}$、$7.9$和$5.0$和$^{-1}$的光学中实现了平均信噪比（S/N）。应用于这些光谱的恒星种群模型可以测量衰退速度，年龄和金属丰度。DF 7、DF 44和DF 17的后退速度分别为$6599^{+40}_{-25}$ km/s、$6402^{+41}_{-39}$ km/s和$8315^{+43}_{-43}$ km/s，光谱上证实它们都位于后发座星系团中。这三个星系的恒星群体都是古老的，金属贫乏，年龄分别为$7.9^{+3.6}_{-2.5}$ Gyr、$8.9^{+4.3}_{-3.3}$ Gyr和$9.1^{+3.9}_{-5.5}$ Gyr，铁丰度分别为$\mathrm{[Fe/H]}$ $-1.0^{+0.3}_{-0.4}$、$-1.3^{+0.4}_{-0.4}$和$-0.8^{+0.5}_{…
2018-07-22 astro-ph.GA
Resolved Ages and Stellar Metallicities in Progenitors of Milky Way Analogs: A Closer Look at their Star Formation Histories since $z=5$
York University（约克大学）；University of Toronto（多伦多大学）
利用CANUCS巡天数据，通过空间分辨SED拟合分析872个银河系类似体前身星系，发现非并合星系呈现内向外增长模式，而主要并合事件仅暂时扰乱这一趋势。
2026-09-30 astro-ph.GA
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
Relationship between the Velocity Ellipsoids of Galactic-Disk Stars and their Ages and Metallicities
根据新版Geneva-Copenhagen星表，分析了银河系薄盘F-G星速度椭球与年龄和金属丰度的关系。椭球体的长轴、中轴和短轴的年龄依赖性以及总剩余速度的离散度服从指数为0.25，0.29，0.32和0.27的幂律（不确定度为\pm 0.02）。由于厚盘天体的存在，所有邻近恒星的类似指数大约是1.5倍。试图解释这些值通常是基于银河系磁盘中的弛豫过程建模。随着年龄的增长，速度椭球的大小增加，变得更加球形，转向银河系中心的方向，并失去角动量。速度椭球的形状仍然远离平衡。随着金属丰度的增加，混合年龄恒星的速度椭球的大小增加，显示出一种微弱的倾向，变得更加球形，并转向银河系中心的方向（这些变化在金属丰度[Fe/H]= -0.25的过渡中发生得更快）。因此，椭球体的变化与年龄的变化类似;然而，随着金属丰度的降低，银河系中心的旋转速度单调增加，而不是减少（！）。此外，轴的年龄依赖性的幂律指数取决于金属丰度，并显示最大值附近[Fe/H]=-0.1。具有相同金属丰度的恒星的所有速度椭球参数的年龄依赖性大致相同。据建议，薄盘星的速度椭球的金属丰度依赖的外观是最有可能由于恒星的径向迁移。
2009-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical characterization of recently discovered globular clusters in the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy II. Metallicities, ages and luminosities
球状星团是重建星系吸积历史的重要工具。在人马座矮星系中发现了一些新的GC，它们可以作为银河系吸积事件的探测器。我们的主要目的是通过测量其主要物理参数来表征Sgr GC系统。我们使用Via Lactea扩展巡天（VVVX）近红外数据库中的VISTA变量，结合Gaia EDR 3光学数据库，为21个新的Sgr GC构建了光学和近红外色星等图（CMD）。我们得出的金属丰度和年龄的所有目标，使用等时线拟合方法和RGB斜率和金属丰度的关系。计算了近红外和可见光下的总光度。我们构造了Sgr GC系统的金属丰度分布（MD）、球状星团光度函数（GCLF）和年龄-金属丰度关系。在新的Sgr GC样品中发现了17个富金属GC（-0.9<[Fe/H]<-0.3）和4个贫金属GC（-2.0<[Fe/H]<-1.1）。尽管我们的年龄估计是粗略的，但我们发现，贫金属GC与平均年龄约为13 Gyr的老年人群一致，而富金属GC显示出更广泛的年龄范围，在6-8 Gyr和10-13 Gyr之间。我们比较了Sgr GC系统与MW、M31和大麦云（LMC）星系的MD和GCLF。我们的结论是，大多数富金属GC位于Sgr星系的主体。我们确认，GCLF是不是一个普遍的分布，因为Sgr GCLF的峰值比MW，M31和LMC的GCLF的亮度更暗。MD显示出双峰分布，我们注意到富含金属的群体看起来像MW凸起GC。我们将我们的结果与文…
2021-07-21 astro-ph.GA
Ages, metallicities and structure of stellar clusters in the Magellanic Bridge
Universidade Federal do Rio de Janeiro（里约热内卢联邦大学）
研究通过分析魔力桥中33个恒星团的结构参数、年龄、金属度等，发现13个团可能来自小魔力云，15个团可能在原地形成，并检测到两个金属度下降，揭示了桥的恒星质量估计。
2023-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Improving white dwarfs as chronometers with Gaia parallaxes and spectroscopic metallicities
白矮星（WD）在解决天体物理学中的两个问题：恒星年龄的准确性和精确度方面提供了尚未实现的潜力。WD冷却年龄可以从表面温度和半径推断，这可以通过高质量的测光和测量来精确地限制。准确和精确的盖亚天体测量以及光度测量提供了信息，以获得大量WD的冷却和总年龄。在这里，我们分析了1372 WD宽的二进制与MS同伴，并报告在这些WD+MS系统的冷却和总年龄精度。WD的总年龄可以进一步限制，如果它的原始金属丰度是已知的，因为主序（MS）祖寿命取决于金属丰度在固定的质量，但金属丰度是不可用的通过光谱的WD。我们发现，将光谱金属丰度的约束，从38宽二进制MS同伴大幅降低内部的不确定性WD总年龄相比，一个统一的约束。在我们的样本中的38颗恒星的平均值，总（内部）年龄不确定性从21.04%提高到16.77%时，纳入光谱约束。更高质量的WD产生更好的总年龄精度;对于8个零年龄的主序质量$\geq$ 2.0太阳质量的WD，总年龄的平均不确定性从8.61%提高到4.54%时，纳入光谱金属丰度。我们发现，如果有$\leq$ 1%精度的星表和$\leq$ 0.01 mag精度的泛星$g, r$和$i$测光，那么对于祖先质量大于2.0太阳质量的WDs，总年龄精度通常可以达到5%。
2022-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Age of Ellipticals and the Color-Magnitude Relation
利用星系团中早型星系新的窄带色观测，我们重建了色-星等关系（CMR），其精度比以前的工作更高。然后，我们使用光谱确定的年龄和金属丰度从三个样本（Trager等人2008年，托马斯等人2005年，Gallazzi等人2006年），结合多金属丰度SED模型，比较预测的颜色与年轻的年龄（小于8 Gyr）与已知的CMR星系。我们发现，CMR不能复制的光谱测定的年龄和金属丰度的任何样品，尽管高的内部精度的光谱指数。相比之下，仅使用$<$ Fe $>$指数来确定[Fe/H]，并假设星系的恒星星族的平均年龄为12 Gyr，我们得到的颜色不仅与CMR的颜色零点完全匹配，而且与其斜率完全匹配。我们认为年轻的年龄估计，H $β$指数的来源，并检查红色连续色和大的H $β$值在星系光谱之间的冲突。我们的结论是，我们目前的恒星星族的理解是不足以正确解释H $β$值，我们的星系观测的总和支持一个古老的和单一的星系形成的情况。这一结果对所有使用H $β$指数来计算星系年龄的研究都有毁灭性的影响，因为使用H $β$与MgFe图将导致错误地推断年轻的年龄。
2009-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ages and metallicities of globular clusters in M81 using GTC/OSIRIS spectra
本文利用 GTC/OSIRIS 光谱分析了 M81 中 42 个球状星团候选体，通过光谱指数图区分了年老与中年期星团，并结合邻近星系数据揭示了球状星团在宇宙学背景下的形成历史与金属丰度演化规律。
2024-01-04 astro-ph.GA
Spatially resolved self-consistent spectral modelling of jellyfish galaxies from MUSE with FADO: trends with mass and stripping intensity
本研究利用FADO代码对GASP项目的61个水母星系和47个对照星系的MUSE观测数据做空间分辨恒星族分析，探究恒星族性质与剥离强度、星系质量的关联，发现剥离程度和质量共同影响星系的年龄、金属丰度等空间分布特征。
2023-06-16 astro-ph.GA
Ages and kinematics of chemically selected, accreted Milky Way halo stars
我们利用[Mg/Mn]-[Al/Fe]化学丰度平面来帮助识别在APOGEE调查的第14次数据发布中已经吸积到银河系上的附近晕星。应用高斯混合模型，我们发现了一个'斑点'的856可能吸积星，低光盘污染率~ 7%。将样本与盖亚的第二次数据发布进行交叉匹配，使我们能够获得视差和视星等，这对距离和内在光度产生了限制。使用贝叶斯等时线管道，这使我们能够估计吸积恒星的新年龄，典型的不确定性约为20%。我们的新目录进一步补充了轨道参数的估计。团状星的金属丰度介于-0.5至-2.5之间，[Mg/Fe]介于-0.1至0.5之间。它们在金属丰度约为-1.4的贫金属（[Fe/H] < -0.8）晕中占约30%。我们的新年龄主要在8到13 Gyr之间，最古老的恒星金属最少，[Mg/Fe]丰度最高。如果假设这些球状恒星属于一个单一的祖先，那么年龄意味着该系统在大约8 Gyr前与我们的银河系合并，恒星形成进行了大约5 Gyr。动力学参数表明，这样一个单一的祖先将有~ 1011 Msun的总质量，类似于其他作者使用化学演化模型和模拟发现的结果。将斑点星的[Mg/Fe]-[Fe/H]平面的散射与测量到的属于大麦云云的恒星的散射进行比较，表明斑点星确实只包含来自一个祖先的恒星。
2019-03-25 astro-ph.GA
Baade's window with APOGEE: Metallicities, ages and chemical abundances
巴德窗（Baade's window，BW）是在化学丰度方面观测最多的银河系核球区域之一。由于其低而均匀的星际吸收，它被认为是银河系膨胀研究的校准场。在大规模光谱测量时代，校准场（如BW）是必要的，以交叉校准APOGEE测量的恒星参数和个体丰度。我们使用的APOGEE BW星推导出它们的金属丰度分布函数（ψ）和个人的丰度，为$α$ -和铁的APOGEE ASPCAP管道（DR 13）的峰值元素，以及在BW星的年龄分布。我们在BW中确定了远地点恒星的轨道，发现与Gaia-ESO巡天（GES）的结果非常一致。两者都表现出明显的双峰分布。我们还发现，除了富金属部分（[Fe/H] >0.1）外，两个调查的Mg金属丰度平面一致，其中APOGEE发现相对于GES系统地更高的Mg丰度。基于[C/N]比的年龄显示出双峰年龄分布，主要的老年人口在10 Gyr，随着尾部向年轻的恒星减少。APOGEE估计和恒星参数之间的比较，以及由其他来源确定的，揭示了可检测的系统偏移，特别是光谱表面重力估计。在一般情况下，我们发现一个很好的协议之间的个别丰度的O，Na，Mg，Al，Si，K，Ca，Cr，Mn，Co和Ni从APOGEE与文献值。我们已经表明，在一般的APOGEE数据显示出良好的协议，就文学作品的化学丰度和个人。使用[C/N]比值，我们发现BW中有相当大比例的年轻恒星，这与Haywood等人的模型一致。
2017-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Heavy Metal Survey: The Evolution of Stellar Metallicities, Abundance Ratios, and Ages of Massive Quiescent Galaxies Since z~2
基于凯克重元素巡天数据，研究19个大质量宁静星系在z~1.4和z~2.1的化学丰度与年龄，发现高红移星系形成更早且时标更短，其化学演化需主并合或中心恒星形成等额外机制解释。
2024-10-22 astro-ph.GA
The Effects of the WISE/GALEX Photometry for the SED-Fitting with M31 Star Clusters and Candidates
光谱能量分布（SED）拟合恒星星族合成模型是一种重要和流行的方法来约束物理参数-例如，年龄、金属丰度、质量等信息，用于恒星星族分析。以往的工作表明，无论是蓝色波段和红色波段测光工程的SED拟合。无论是蓝域还是红域的SED拟合，都可能导致不可靠或有偏差的结果。与此同时，似乎扩大波长覆盖范围可能会有所帮助。由于银河演化探测器（{ \it GALEX}）和宽视场红外巡天探测器（WISE）提供了FUV/NUV和中红外$W1$ / $W2$波段的数据，我们将SED拟合扩展到更宽的波长范围。在我们的工作中，我们分析了在光学和近红外$UBVRIJHK$谱带中加入FUV/NUV和$W1$ / $W2$谱带对Bruzual \& Charlot 2003（BC 03）模型和{ \sc galev}模型拟合的影响。结果表明，FUV/NUV波段数据对年龄和金属丰度的拟合结果的影响远大于WISE $W1$ / $W2$波段数据对BC 03模型拟合结果的影响。而对于{ \sc galev}模型，WISE $W1$ / $W2$带对金属丰度拟合的影响似乎与{ \it GALEX} FV/NUV带相当，但对于年龄，$W1$ / $W2$带的影响似乎不如FV/NUV带那么重要。因此，我们认为，{ \it GALEX}的EUV/NUV波段是更重要的SED拟合的年龄和金属丰度比其他波段，和高质量的紫外数据（具有高光度…
2017-09-24 astro-ph.GA
Outer Spiral Disks as Clues to Galaxy Formation and Evolution
近年来，关于外旋盘的研究取得了许多新的成果。我们讨论的观测和理论的进展，激发了兴趣的磁盘外围，以及我们目前站在我们的理解外盘结构，年龄和金属丰度。
2010-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation properties of galaxy cluster A1767
阿贝尔1767是一个动态弛豫的cD星系团，红移为0.0703。在投影半径为2.5 r_{200}的250个经光谱确认的成员星系中，有243个星系（约97%）被斯隆数字巡天（SDSS）光谱覆盖。在此基础上，利用恒星演化综合程序STARLIGHT研究了团星系的恒星星族和恒星形成历史。星系的恒星形成性质，如平均恒星年龄，金属丰度，恒星质量和恒星形成率（SFR），作为本地星系密度的函数。在星团高密度核心区的大质量星系，其金属丰度较高，平均年龄较长，比恒星形成率较低，近期恒星形成活动受到明显抑制，这是强烈的环境效应。此外，还证实了金属丰度和SSFR与恒星质量的相关性。
2015-05-12 astro-ph.GA
Measuring Star Formation Histories, Distances, and Metallicities with Pixel Color-Magnitude Diagrams II: Applications to Nearby Elliptical Galaxies
我们提出了空间分辨测量的恒星形成历史（SFHs），金属丰度，和距离在附近的三个椭圆星系和隆起的M31使用像素色星等图（pCMD）技术。我们从M87、M49、NGC 3377和M31的$\textit{HST}$测光档案中计算pCMD，并使用新代码$\texttt{PCMDPy}$拟合数据。我们测量到每个系统的距离，精确到$\sim 10\%$。恢复的非参数SFH对M31和NGC 3377最近（< 2 Gyr）的恒星形成有合理的（$\pm 1$ dex）约束，这两个恒星都显示出由内而外的增长。M87和M49中的SFH仅在最老的年龄受到限制。pCMD技术是一种很有前途的研究宇宙演化历史的新途径，是对现有恒星星族模拟技术的高度补充。
2020-04-21 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Metal-rich, Metal-poor: Updated Stellar Population Models for Old Stellar Systems
我们提出了更新的恒星星族模型，适用于老年龄（> 1 Gyr），并涵盖了广泛的金属丰度（-1.5 <[Fe/H]<0.3）。这些模型预测了与单个元素丰度变化相关的全光谱变化，作为金属丰度和年龄的函数。该模型跨越光学近红外波长范围（0.37 - 2.4um），包括一系列初始质量函数（IMF），并包含变化18个单独元素的灵活性，包括C，N，O，Mg，Si，Ca，Ti和Fe。为了测试模型的保真度，我们将它们拟合到41个银河系球状星团（GC）的积分光光谱中。对GC的测试模型的价值是，它们的年龄，金属丰度和详细的丰度模式已经从HR图结合高分辨率光谱的个别恒星。我们确定恒星星族参数，同时适合所有波长（"全光谱拟合"），并明确表明与模拟测试，这种方法产生更小的不确定性，在固定的S/N比比拟合一组标准的14线指数。我们的集成光的结果与文献值的比较显示金属丰度，[Fe/H]的良好协议。当限制到GC没有突出的蓝色水平分支人口，我们也发现很好的协议与文献值的年龄，[Mg/Fe]，[Si/Fe]，和[Ti/Fe]。
2018-01-30 astro-ph.GA
Lick Indices and Spectral Energy Distribution Analysis based on an M31 Star Cluster Sample: Comparisons of Methods and Models
应用拟合技术获得恒星星族的年龄、金属丰度和元素铁比（$α$）等物理参数是理解星系和球状星团（GC）性质的重要途径。事实上，基于不同基础模型的拟合方法可能会产生不同的结果，并且具有不同的精度。在本文中，我们选择了22个确认的M31 GC，我们没有获得以前已知的光谱金属丰度。大多数位于距离银河系中心大约1度（投影）的位置。我们进行了光谱观测与6.5米MMT望远镜，配备了红通道摄谱仪。Lick/IDS吸收线指数、径向速度、年龄和金属丰度是基于$\rm EZ\_Ages$恒星星族参数计算器得出的。我们还应用全光谱拟合与ULySS代码来约束我们的样本星团的参数。此外，我们还利用Bruzual & Charlot模型（采用Chabrier或Salpeter恒星初始质量函数和1994或2000年Padova恒星演化轨迹）、GALEV模型和Thomas等模型对星团的Lick/IDS指数进行了$χ^2_{\rm min}$拟合。为了进行比较，我们从修订的博洛尼亚目录（v.5）中收集了它们的$UVBRIJK$光度学，以获得和拟合GC的光谱能量分布（SED）。最后，我们使用Lick/IDS指数和SED的组合进行拟合。后者的结果更可靠，相关的误差条变得显着小于我们的舔/IDS指数或我们的SED只适合。
2016-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
SN1991bg-like supernovae are associated with old stellar populations
类SN 1991bg超新星是热核超新星（SNe Ia）的一个独特子类。它们的光谱和光度特性表明它们的祖先和爆炸机制不同于“正常”的Ia超新星。确定我们无法直接观测到的超新星祖先的信息的一种方法是观测邻近明显超新星爆炸地点的恒星星族，以推断恒星星族年龄和金属丰度的分布。我们获得了积分场观测和分析的光谱提取的投影半径$\sim\,\mathrm{kpc}$的地区约为11个91 bg的类超新星在早型和晚型星系的视SN爆炸网站。我们利用全光谱拟合来确定孔径内恒星星族的年龄和金属丰度。我们发现，大多数的恒星星族的主机91 bg类超新星有很少的最近的恒星形成。这些恒星星族的年龄表明，类91 bg的SN祖先在$>6\,\mathrm{Gyr}$的延迟时间之后爆炸，比正常的Ia型超新星的典型延迟时间长得多，后者在$\sim 1\,\mathrm{Gyr}$达到峰值。
2019-04-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ages, metallicity, and alpha-enhancement of the globular cluster populations in NGC 3311
本研究利用MUSE积分场光谱数据，对NGC 3311的49个球状星团候选体分内外区叠加后开展恒星族分析，发现其均为年老富金属星团，内外区性质差异符合两阶段形成图景，α元素丰度比在误差范围内一致。
2023-12-15 astro-ph.GA
Evolution of dust content in galaxies probed by gamma-ray burst afterglows
由于其亮度，伽马射线暴（GRB）余辉是可行的目标，调查其宿主星系的尘埃含量。简单的本征光谱形状的伽玛暴余辉使我们能够推导出尘埃消光。最近，结合氢柱密度和金属丰度，将GRB余辉的消光数据汇编到红移$z=6.3$。这个数据集使我们能够调查之间的关系，尘埃与气体的比例和金属量的高红移范围内的金属量。通过应用我们的星系尘埃含量演化模型，我们发现由GRB余辉消光数据导出的尘埃与气体的比值过高，以至于它们可以用一小部分气相金属凝聚成尘埃来解释（$f_\mathrm{in}$）$\sim 1$，而对渐近巨星分支恒星风和II型超新星喷出物中尘埃形成的理论计算表明，冷凝效率（$f_\mathrm{in}\sim 0.1$）。稠密云中尘埃的有效增长很难解释金属丰度为$Z/\mathrm{Z}_\odot <ε$的尘埃气体比过高的现象，其中$ε$是稠密云的恒星形成效率。然而，如果$ε$小至0.01，则$Z\sim 10^{-2}$ Z $_\odot$处的尘气比可以用$n_\mathrm{H}\gtrsim 10^6$ cm $^{-3}$来解释。因此，需要一个密集的环境来解释大部分的金属凝结成尘埃，但这样的云应该有低的恒星形成效率，以避免快速的金属富集的恒星。
2014-04-23 astro-ph.GA
On the Origin of Metal-poor Stars in the Solar Neighborhood
测定了6颗贫金属（-2.4 <[Fe/H]<-1 dex）F型高自行星的年龄、运动学参数和银河系轨道参数，探讨了它们的高自行性质和起源。对于运动学程序，使用了Gaia DR 2的天体测量数据。还利用六颗矮星的高分辨率EDUDIE光谱获得了精确的[Fe/H]丰度和最新的[$α$/Fe]丰度。恒星年龄的计算是基于贝叶斯统计，计算出的年龄在9.5 - 10.1 Gyrs之间。根据金属丰度和年龄，6颗HMP星是晕成员（HD 6755，HD 84937，BD +42 3607）或厚盘低金属丰度尾成员（HD 3567，HD 194598，HD 201891）。然而，银河系的轨道参数表明薄盘（HD 84937，HD 194598），厚盘（HD 3567，HD 201891）和晕（HD 6755，BD +42 3607）人口。对候选GCs的逃逸情况进行了动力学分析。矮星系的潮汐破裂也被认为是另一种起源。HD 6755、HD 194598和HD 3567的逆行轨道很可能是潮汐扰动矮星系起源的候选恒星。然而，HD 194598与NGC 6284的关系是一个有趣的例子。它们的相遇速度很低（16 +/-28 km/s），它们的年龄和金属丰度在1 $σ$水平上非常一致。其余的HPM样本星有4%到18%的概率遇到选定的GC为1.5潮汐半径。这表明程序星的球状星团起源是不可能的。
2020-07-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing three derivative methods of stellar population synthesis models
用于研究星系性质的方法越来越多，测试这些方法非常重要。银河系球状星团（GC）提供了一个很好的媒介，因为它们可以被认为是简单的恒星星族。我们目前的年龄和金属丰度为40银河系GC确定从三个公开可用的技术，包括颜色，舔指数和光谱拟合方法，基于Bruzual和Charlot进化人口合成（EPS）模型。通过与色星等图（CMD）测得的年龄和恒星光谱测得的金属丰度的比较，可以估计这些方法测定GC参数的能力，这是绝对必要的。因此，我们发现：（i）在金属丰度方面，我们得到的结果与恒星光谱的结果一致，Lick指数法适用于研究-1.5=<[Fe/H]=<-0.7范围内的恒星星族系统的金属丰度，光谱拟合法适用于研究-2.3=<[Fe/H]=<-0.7范围内的恒星星族系统的金属丰度1.5;（ii）在年龄方面，这三种方法都存在年龄测定上的困难，我们所得到的年龄都比这三种方法的CMD结果小（平均约2.0 Gyr）。我们使用Vazdekis和Maraston模型来分析我们的结果是否依赖于EPS模型，发现这两个模型的趋势与Bruzual & Charlot模型的趋势相同。我们的结果是独立的EPS模型。此外，我们的检验是基于老的GC，我们的结论可能适用于老的恒星星族系统。整个摘要可以在我的PDF版本中找到。
2011-12-29 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
Exploring the stellar age distribution of the Milky Way Bulge using APOGEE
利用阿帕奇点天文台银河演化实验（APOGEE）观测到的$\sim$ 6,000高光度（$\log(g) < 2.0$）、富金属（$\rm [Fe/H] \ge -0.5$）核球恒星的年龄，给出了银河核球区的恒星年龄分布。年龄是使用{ \it大炮}标签转移方法推导出来的，该方法在附近具有精确视差的发光巨星样本上进行训练，我们使用贝叶斯等时线匹配技术获得年龄。我们发现，富含金属的凸起主要由老恒星（$>$ 8 Gyr）组成。我们发现的证据表明，平面区域的凸起（$|Z_{\rm GC}| \le 0.25$ kpc）富含金属丰度，$Z$，在一个更快的速度（$dZ/dt \sim$ 0.0034 ${\rm Gyr^{-1}}$）比区域远离平面（$dZ/dt \sim$ 0.0013 ${\rm Gyr^{-1}}$在$|Z_{\rm GC}| > 1.00$ kpc）。我们确定了一个不可忽略的部分年轻的恒星（年龄$\sim$ 2- 5 Gyr）在金属丰度为$\rm +0.2 < [Fe/H] < +0.4$。这些恒星优先出现在平面（$|Z_{\rm GC}| \le 0.25$ kpc）和$R_{\rm cy} \approx 2-3$ kpc之间，其运动学比相同金属丰度的老恒星的运动学更符合旋转。我们没有测量出酒吧内外的恒星之间的显着年龄差异。这些发现表明，凸起经历了一次最初的恒星暴，在…
2020-08-08 astro-ph.GA
