Ages and Metallicities of Extragalactic Globular Clusters from Spectral and Photometric Fits of Stellar Population Synthesis Models
星系的光谱包含了大量关于组成恒星的年龄和金属丰度的相对混合信息。我们提出了一个全面的研究，旨在提取最大的信息，从光谱的数据质量典型的大型星系调查。利用Bruzual-Charlot 2003年的高分辨率简单恒星星族合成模型对M31和麦哲伦星云中101个球状星团的年龄和金属丰度进行了拟合测试。这些星团的年龄和金属丰度范围很广，从400万年到2000万年，[Fe/H]为-1.6 <+0.3。我们比较了模型拟合光谱和光度法的结果，发现在整个可用范围内（通常为350-1000 nm）拟合连续归一化（CN）光谱提供了最佳结果。对于年龄大于1 Gyr的簇，我们同意文献年龄为0.16 dex（35%）和[Fe/H]为0.12 dex。对于年轻的集群，我们同意文献年龄为0.3德克斯（63%），但不能限制金属丰度。特别重要的是，使用整个CN光谱，以避免年轻天体的模型连续性问题，并打破宽带测光的年龄-金属丰度简并。在5-25埃的光谱分辨率上，我们要求的S/N = 15-30（20%的年龄不确定度）和30-55（10%的不确定度）。这种技术应该很好地工作的年龄金属丰度参数空间预期的早期类型的星系在z~1，虽然个别星系光谱S/N可能需要coaddition的几个类似的对象。
2006-10-09 astro-ph
Ages and metallicities of faint red galaxies in the Shapley Supercluster
我们目前的结果的恒星星族的232个静止星系的沙普利超星系团，光谱的基础上，从AAOmega摄谱仪在AAT。这次巡天的主要特点是覆盖了许多低光度天体（sigma ~ 50 km/s），信噪比高（~45/埃）。巴耳末线年龄估计恢复与~25%的精度，即使是最微弱的样本成员。我们总结了观测和吸收线数据，并提出了派生的年龄和金属丰度与质量和光度的相关性。我们强调年龄和α-元素丰度比之间的强相关性，以及年龄和金属丰度在固定质量下的反相关性，这被证明是延伸到低光度制度。
2007-12-03 astro-ph
uvby(-$β$) photometry of high-velocity and metal-poor stars X. Stars of very low metal abundance: observations, reddenings, metallicities, classifications, distances, and relative ages
对从HK巡天中选出的另外411颗极贫金属星进行了uvby（-- $β$）测光，并用于获得星际红化、金属丰度、光度分类、距离和相对年龄等基本参数。在c_0，（b-y）_0图中，这些贫金属恒星与M92进行了比较，并发现了比这个球状星团年轻1-3个旋回的场星的证据。在星系演化的背景下讨论了这些年轻的贫金属恒星的意义，提到了这样的可能性，即贫金属物质的分级恒星形成/质量下降和/或吸积事件，从而这种物质已经从具有不同形成和化学富集历史的其他（矮）星系中获得
2004-03-27 astro-ph
Ages and metallicities of circumnuclear star formation regions from Gemini IFU observations
目的：本文计算了旋涡星系NGC 6951和NGC 1097的环核恒星形成区的年龄和金属丰度，并探讨了这些区域的发射谱线相当低的原因。研究方法：我们使用Gemini GMOS-IFU获得的光学二维光谱数据和光电离模型网格来推导CNSFR的金属丰度和年龄。结果如下：我们发现恒星形成率在0.002-0.14 Msun/yr范围内，氧丰度为12+log（O/H）~8.8 dex，类似于位于银盘内部区域的大多数富金属星云。结论：我们的结论是，在CNSFR中观察到的非常低的发射线等效宽度是由连续谱的“污染”造成的，污染是由（1）底层凸起连续谱的贡献与（2）CNSFR中以前恒星形成的贡献相结合造成的。
2008-02-14 astro-ph
Ages and Metallicities of Globular Clusters in NGC 4472
我们利用与巨椭圆星系NGC 4472有关的131个球状星团的共加光谱，计算了它们的年龄和金属丰度。基于对银河系球状星团的校准，我们发现NGC 4472中的球状星团的金属丰度范围约为-1.6 <= [Fe/H] <= 0 dex。有证据表明，在球状星团系统中存在着径向金属丰度梯度，这比在下面的星光中看到的要陡峭。球状星团的绝对年龄还不确定，但正式地说，球状星团中贫金属的年龄为14.5 +/- 4 Gyr，富金属的年龄为13.8 +/- 6 Gyr。蒙特卡罗模拟表明，这些数据中的球状星团人口是在95%的置信水平超过6 Gyr。我们发现，在不确定性，球状星团是古老的和同时代的，这意味着双峰看到的宽带颜色主要反映金属丰度，而不是年龄差异。
2000-07-06 astro-ph
Young Star Clusters: Metallicities, Ages, and Masses
本文综述了相互作用星系中年轻星团（{ \bf YSC}）系统的观测，特别着重于它们的光度函数（{ \bf LF}）和色分布。一些光谱丰度测量是可用的。它们将与螺旋星系模型的YSC丰度预测进行比较。进化合成模型允许基于它们的宽带颜色推导出单个YSC的年龄。通过单个YSC年龄，模型预测了YSC系统未来的颜色和光度演化，这些系统将在哈勃时间之后与旧球状星团（{ \bf GC}）系统的观测结果进行比较。使用模型M/L比作为年龄的函数，可以估计YSC质量。年轻系统中的年龄扩散效应可以导致LF的形状与基础质量函数的形状有很大不同。不确定性的主要来源是金属丰度、尘埃红化和观测颜色的不确定性。
2000-03-28 astro-ph
Ages, metallicities and $α$-element enhancement for galaxies in Hickson compact groups
本文用1.3 ${\rm Å}$分辨率的长缝光谱测定了希克森致密星系群中16个椭圆星系的中心速度色散和8个线强度Lick指数。这些数据被用来确定星系的性质（年龄、金属丰度和$α$元素的增强），并可以与González（1993）研究的低密度环境中星系样本的参数进行比较。通过与Thomas等人（2003）的单恒星星族模型和一组新的基于合成光谱的指数Mg $_2$、Fe 5270和Fe 5335的SSP模型进行比较，得出了恒星星族参数。这些模型基于Barbuy等人（2003年）提出的拟合函数的更新版本，在这里进行了全面描述。我们的主要结果是：（1）两个样本的金属丰度和[ $α$ /Fe]比值的平均值相似，（2）致密星系群中的大多数星系似乎都很老（8个星系的中位年龄为14 Gyr，可以推导出年龄），这与Proctor等人（2004）最近的工作一致。这些发现支持了两种可能的情况：紧密群体要么是年轻的系统，其成员最近才聚集在一起，没有足够的时间来经历任何合并，要么是旧系统，自形成以来一直避免合并。
2005-03-04 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Multiple Cluster Candidates in the Large Magellanic Cloud
我们提出了100多个星团的候选人选择从OGLE目录中的星团在大麦云。统计分析表明，这些物体的重要部分可能构成物理系统。多个物体的102个部件的同时代年龄表明它们有共同的起源。53个组件的年龄差异很大。来自SMC和LMC的多个集群候选的总体的比较显示：a）麦哲伦云的多个星团和单个星团的大小和年龄分布非常相似，b）给定系统的组分大小差异很小，c）在LMC和SMC的多个星团的分离分布中，在大约9 pc和15 pc处都看到两个峰值，d）两个年龄分布都显示出在1亿年左右的峰值，这可能与大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的最后相遇有关。
2000-10-16 astro-ph
Metallicities for Double Mode RR Lyrae in the Large Magellanic Cloud
本文用DeltaS方法估算了大麦云云中六个双模RR型天琴座（RRd）的金属丰度。推导出的[Fe/H]值在[Fe/H] = -1.09至-1.78（或-0.95至-1.58，采用[Fe/H]对Δ S的不同校准）范围内。在我们的样本中的两颗恒星是在所有的RDD的金属丰度已经估计，无论是通过直接测量（现场对象）或托管系统（球状星团或外部星系的对象）的基础上非常丰富的金属极限。这些金属丰度，再加上从脉动模型和彼得森图的质量测定，被用来比较场和集群RR Lyrant变量的质量金属丰度分布。我们发现，在观测误差范围内，场和星团的RRd似乎遵循相同的质量-金属丰度分布，加强了场和星团变量之间性质一致的情况。与通常的假设不同，我们发现不同金属丰度和Oosterhoff类型的球状星团中RR天琴座的质量没有显著差异，甚至可能存在与通常接受的相反的差异。这取决于用于导出质量的金属丰度标度。质量-金属丰度关系的这一"不寻常“结果可能至少部分是由于在计算与金属有关的脉动模型时纳入了更新的不透明度表。
2001-03-30 astro-ph
VLT Spectroscopy of Globular Cluster Systems, II. Spectroscopic Ages, Metallicities, and [alpha/Fe] Ratios of Globular Clusters in Early-Type Galaxies
基于Puzia等人（2004，本系列论文I）总结的Lick指数测量结果，对早型星系中球状星团系统的年龄、金属丰度和[α/Fe]比进行了分析。鉴于校准和测量的不确定性，年龄金属丰度简并性，以及Lick指数的相对动态范围，以及丰度比变化（特别是[α/Fe]比的变化）引入的系统学，我们发现，我们的数据集最可靠的年龄指标是Lick Balmer线指数HgammaA，Hbeta和HdeltaA的组合。[MgFe]-用作受[α/Fe]变化影响最小的光谱金属丰度指示剂。我们引入了一个插值程序，同时获得年龄，金属丰度，和[α/Fe]比从诊断网格从利克指数。通过对高质量观测数据与SSP模型预测结果的比较，我们发现早型星系中约2/3的球状星团年龄大于10 Gyr，约1/3的球状星团年龄在5-10 Gyr之间，只有少数星团年龄小于5 Gyr。我们的球状星团样本涵盖了从[Z/H] = -1.3到~0.5 dex的金属丰度。我们发现富金属的球状星团比贫金属的球状星团平均年龄小，年龄离散度大。[α/Fe]诊断图显示早型星系中球状星团系统具有超太阳α/Fe丰度比，平均[α/Fe] = 0.47+/-0.06 dex，色散约为0.3 dex。我们发现的证据之间的相关性[α/Fe]和金属丰度，在这个意义上说，更多的富含金属的集群表现出较低的α-元素增强。[删节]
2005-05-20 astro-ph
Pulsating B and Be stars in the Magellanic Clouds
主序星B型恒星的脉动是由铁族不透明度凸起引起的$κ$机制驱动的。目前的模型不能预测在B光谱域中存在不稳定带在非常低的金属丰度。由于麦哲伦云（MC）的金属丰度已被测量为小麦哲伦云（SMC）的$Z=0.002$和大麦云（LMC）的$Z=0.007$左右，它们构成了一个非常合适的对象来测试这些预测。这项工作的目的是调查存在的B-型闪烁在低金属丰度，寻找短期的周期性变化，在一个大样本的B和Be星的MC与准确确定的基本天体物理参数。
2008-10-02 astro-ph
Complexity on Small Scales II: Metallicities and Ages in the Leo II Dwarf Spheroidal Galaxy
我们目前的金属丰度和年龄为52红巨星在遥远的银河系矮球状（dSPH）星系狮子座II。这些恒星覆盖了狮子座II的整个表面积，并且是径向速度成员。我们用ESO/VLT的FLAMES光谱仪获得了中等分辨率的多光纤光谱。基于近红外Ca II三重态确定金属丰度。由此产生的金属丰度分布（MD）是不对称的，在Carretta & Gratton标度上的[Fe/H]=-1.74 dex处达到峰值。金属丰度的完整范围从-2.4到-1.1 dex。与其他dSphs一样，没有发现极端贫金属的红巨星。我们将Leo II观测到的MD与文献中其他几个银河系dSphs的模型预测进行比较。狮子座II显然缺乏更多的贫金属恒星，类似于经典的G矮星问题，这可能表明一个类似的“K巨星问题”。此外，它的演化似乎受到银河风的影响。我们使用我们推断的金属丰度作为输入参数的等时线适合SDSS光度法，并得出近似的年龄。由此产生的年龄金属丰度分布覆盖了整个年龄范围从2-15 Gyr在我们采用的等时线尺度。在第一个7 Gyr相对于最古老的恒星[Fe/H]似乎几乎保持不变。在较高年龄时金属丰度几乎不变，此后略有下降约0.3德克斯，这可能表明低金属丰度气体的再生作用。总的来说，年龄-金属丰度关系似乎支持狮子座II从预富集气体形成。在最近的2-4 Gyr期间看到了浓缩的证据。我们的研究结果支持早期的光度测量结果狮子座II作为一个星系与一个突…
2006-09-26 astro-ph
SALT and RR Lyrae variables: Our Galaxy, The Magellanic Clouds and the Local Group
本文综述了利用对RR型天琴座变星的SALT/PFIS观测研究本星系群中老星系群的运动学和金属丰度的可能性。
2004-05-03 astro-ph
Morphologies and ages of star cluster pairs and multiplets in the Small Magellanic Cloud
本文介绍了小麦哲伦星云中75个星团对和多重星团的等照度线图，包括176个天体。它们集中在SMC主体中。等照度线是由数字化巡天图像制成的，并显示出相关的结构特征，可能与约25%的样本中的相互作用有关。以前的N体模拟表明，这种形状可能是由于潮汐尾巴，桥梁或共同的信封。一对构件之间的直径比优选在1 - 2的范围内，峰值在1处。预计分离范围为~ 3 - 22 pc，在~ 13 pc处有一个明显的峰值。对于91个天体，有可能使用OGLE-II光度测量从颜色-星等图中得出年龄。星团多重态一般出现在OB星协和/或HII区复合体中。这表明了一个共同的起源，并表明多重态在短时间内合并成成对或单个星系团。SMC中的配对似乎大多是同时代的，因此捕获是一种罕见的现象。我们发现的证据表明，星团对和多重可能有一个重要的作用，目前被视为大型单一对象的集群的动态历史。
2000-06-26 astro-ph
Young star clusters in the Large Magellanic Cloud: NGC 1805 and NGC 1818
我们提出了两个丰富的（~10^4 Msun）大麦云星团的年龄~10^7年，从光学和近红外数据构建的颜色星等图与哈勃太空望远镜。这些数据是HST项目的一部分，该项目旨在研究具有不同年龄的LMC集群。在本文中，我们调查了年轻星团的大质量恒星含量，并确定了星团的年龄和金属丰度，特别注意Be星和蓝离散星的人口和年龄传播的证据。我们将我们的数据与详细的恒星星族模拟进行比较，以研究2500万年恒星系统的关闭结构，突出了蓝离散现象的复杂性。
2000-12-18 astro-ph
Metallicities, relative ages and kinematics of stellar populations in omega Centauri
我们目前的结果，一个广泛的光谱调查的次巨星在恒星系统半人马座欧米茄。利用红外CaII三重线，我们推导出的金属丰度和径向速度超过250颗恒星属于不同的恒星星族的系统。我们发现最富金属的组分，异常的次巨星支（SGB-a），其金属丰度为[Fe/H] -0.6，与沿异常红巨星支（RGB-a）测定的结果完全一致。我们的分析表明，无论氦丰度的选择如何，该组分和系统中其他金属中间态（-1.4 < [Fe/H] < -1.0）恒星星族的年龄都与2 Gyr以内的贫金属族的年龄相当。这些结果施加了严格的限制，这个恒星系统的浓缩过程的时间尺度，排除了延长恒星形成期的可能性。整个样品的径向速度分析表明，只有金属中间种群的运动学比其他冷却器。
2005-09-05 astro-ph
The Ages and Metallicities of Early Type Galaxies in the Fornax Cluster
我们测量了天炉座星系团中一个完整的早型星系样本的中心线强度，它包括11个椭圆星系和11个透镜星系，亮度大于M_B=-17。与冈萨雷斯研究的样本中的椭圆星系相反（最近由特雷格重新访问），我们发现天炉座椭圆星系遵循Worthey模型中固定年龄星系的轨迹，金属丰度从大约太阳到三倍太阳。然而透镜状星系的光度加权年龄向年轻星系的扩散很大，这表明它们的恒星形成历史更长。我们目前的测量更敏感的指数：C4668和Hgamma_A，这些确认和加强的结论，椭圆星系是同时代的，只有透镜状星系表现出后期恒星形成的症状。透镜星系和椭圆星系之间年龄分布的推断差异是一个强有力的结论，因为模型使用不同的年龄和金属丰度指标产生一致的相对年龄，即使绝对年龄仍然不确定。天炉座星系团中S 0星系的年轻光度加权年龄与最近的发现相一致，即中等红移星系团中S 0星系的比例比当地发现的低2-3倍，并表明星系团螺旋星系群的一部分在5 Gyr间隔从z=0.5到现在已经演化到静止。在我们的样本中，两个最暗的透镜状星系有蓝色的连续谱和强烈的巴耳末线吸收，这表明\la 2 Gyrs前的星暴。这些星系可能是z=0.3星系团中星暴或星暴后星系的低红移类似物，类似于后发座星系团中的H δ强星系。
1997-10-16 astro-ph
Kinematics, ages and metallicities for F and G type stars in the solar neighbourhood
根据Nidever等人的视向速度数据，选取了437颗邻近的F和G关闭星和亚巨星，给出了一个新的金属丰度分布和年龄-金属丰度关系，光度金属丰度由uvby-Hβ光度法计算，用Clem等的方法将Bergbusch & VandenBerg等时线转换为$uvby$测光，得到了恒星年龄。X射线衍射结果表明，X射线衍射的结果与X射线衍射的结果一致Schuster等人的（恒星-种群）标准，结合了运动学和金属丰度信息，提供了22颗厚盘恒星。这些厚盘星的σ_{ \rm W} = 32 \pm 5 km s^{-1}，< V_{\rm rot} >= 154 \pm 6 km s^{-1}，<[M/H]> = -0.55 \pm 0.03 dex，这与以往对厚盘的研究结果一致。其中一些厚盘星的α元素丰度显示出典型的厚盘α元素特征，支持基于$X$标准的分类程序。无论是在金属丰度的分散在一个给定的年龄和年龄金属丰度关系中的老，富金属的恒星的存在，使它难以决定是否存在年龄金属丰度关系的老薄盘星。对于年龄大于3 Gyr的样品，我们的结果与最近的研究一致，即年龄与金属丰度之间几乎没有相关性，Δ（[M/Fe]）/Δ（年龄）= -0.01 \pm 0.005 dex Gyr^{-1}。22颗厚盘恒星的年龄范围为7-8 Gyr，但年龄和金属丰度之间几乎没有相关性。
2005-04-14 astro-ph
A photometric and spectroscopic study of dwarf and giant galaxies in the Coma cluster -- III. Spectral ages and metallicities
（abr.）本文分析了Mobasher等人提出的后发座星系团的光谱星表，该星表包含了大约300个星等M_B =-20.5~-14的星系团成员的光谱，分布在星系团中心和西南区两个大约1 × 1.5Mpc的区域。本文的分析仅限于257个光谱中没有发射线的星系。年龄敏感指数的强度与星系的星等在整个星等范围内。类似地，金属性敏感指数与量值相关。通过比较观测指标与模型网格的基础上帕多瓦等时线，我们得到亮度加权年龄和金属丰度。给出了不同星等箱中星系年龄和金属丰度的分布。平均金属丰度随着星系的星等而降低，在给定的光度下，后发座西南区域的星系似乎普遍低于星系团的中心。在任何大小的星系中都发现了广泛的年龄范围，从小于3 Gyr到大于9 Gyr。然而，系统的年龄与光度的趋势是目前在中央领域的星系。在后发座的Mpc中心，任何光度的大部分星系（50 - 60%的巨星，> 30%的矮星）在其中心区域没有证据表明恒星形成发生在红移z <2处，而在中等（0.35 <z <2）和低（z <0.35）红移处发生显著恒星形成的星系比例被发现取决于星系的光度。年轻的光度加权年龄的微弱星系似乎有一个双峰金属丰度分布，如果得到证实，将指向一个复合形成的情况。最后，我们提出了一个解释的指数大小的关系观察。
2001-09-27 astro-ph
Ages and Metallicities of Fornax Dwarf Ellipticals
本文介绍了天炉座星系团中27颗矮椭圆星系的窄带测光。用银河系球状星团数据和分光光度星族模型校准后，这些颜色表明矮椭圆星系的平均[Fe/H]为-1.00+/-0.28，范围从-1.6到-0.4。矮椭圆星系的平均年龄也是用光度法测定的，估计为10+/-1 Gyrs，而明亮的天炉座椭圆星系的平均年龄为13 Gyrs。我们的金属丰度颜色和Mg_2指数的比较表明，[Mg/Fe]比在矮椭圆星系比他们更大质量的堂兄弟，这是一致的初始恒星形成的时间较长，以解释他们的年轻的年龄。有一个增加矮金属丰度与距离天炉座星系团中心的核心星系，平均而言，0.5德克斯比晕矮星贫金属。此外，我们还发现晕矮星的平均年龄比核矮星要小。一个可能的解释是，星团内中等的冲压压力将气体从矮椭圆星系中剥离出来，阻止了恒星的形成（老年），并在它们进入核心时停止了富集（低金属丰度）。
2000-12-28 astro-ph
Colors, magnitudes and velocity dispersions in early-type galaxies: Implications for galaxy ages and metallicities
本文分析了斯隆数字巡天中39320个早型星系的色-星等-速度色散关系。我们证明，颜色星等关系是完全的事实，即这些星系的光度和颜色与恒星速度色散的后果。先前对红移范围内的色-星等关系的研究表明，早型星系的光度是其金属丰度的指标，而该关系的颜色残差则是其恒星光度加权年龄的指标。我们表明，这一点，当我们发现速度色散起着至关重要的作用相结合，有一些有趣的影响。首先，具有大速度色散的星系往往更老（即，它们向颜色-幅度关系的红色散射）。类似地，具有大动力学质量估计的星系也往往更老。此外，在固定的光度下，较小的星系，或具有较大的速度色散，或更大的质量，往往更老。其次，速度色散最大的星系也是最缺乏金属的星系的模型很难与我们的数据相一致。然而，在固定的速度色散下，星系有一个年龄和金属丰度的范围：较老的星系有较小的金属丰度，反之亦然。最后，速度色散与光度的关系图可以用作年龄指标：恒定年龄的线与速度色散和光度之间的相关性平行。
2004-09-23 astro-ph
Ages and Metallicities of Young Globular Clusters in the Merger Remnant NGC 7252
本文介绍了用托洛洛山上的布兰科4米望远镜获得的合并遗迹和原椭圆星系NGC 7252中8个年轻星团的紫外-可见光谱。这些星团位于距中心3-15 kpc的投影距离处，在视线范围内以140+/-35 km/s的速度色散移动。其中七个星团在其光谱中显示出强的巴耳末吸收线[EW（H-β）= 6-13埃]，而第八个星团位于巨大的HII区域，没有显示出可检测的吸收特征。根据Bruzual & Charlot（1996）和Bressan，Chiosi，& Tantalo（1996）的模型星团光谱比较，其中6个吸收线星团的年龄在4 - 6亿年之间，表明它们是在最近的合并过程中早期形成的。这些星团是球状星团，根据它们小的有效半径和对应于~100个核心穿越时间的年龄来判断。其中一个发射线天体的年龄小于1000万年，可能是一个新生的球状星团或OB星协。三个星系团的平均金属丰度都在太阳的+/-0.15 dex范围内，这表明NGC 7252中两个可能的Sc星系合并形成了一个具有双峰金属丰度分布的球状星系团系统。由于NGC 7252本身显示出0.5-1 Gyr年龄的原椭圆星系的特征，它的第二代太阳金属丰度球状星团提供了直接的证据，表明具有双峰球状星团系统的巨型椭圆星系可以通过富含气体的盘状星系的主要合并形成。
1998-09-03 astro-ph
The DEEP2 Galaxy Redshift Survey: Mean Ages and Metallicities of Red Field Galaxies at z ~ 0.9 from Stacked Keck/DEIMOS Spectra
作为DEEP 2星系红移巡天的一部分，我们分析了在红移0.7 <= z <= 1处，具有弱到没有发射线的红场星系的堆叠Keck/DEIMOS光谱中的吸收线强度。与恒星星族合成模型的比较表明，在z ~ 0.9的红星系的平均光度加权年龄的顺序只有1 Gyr和至少太阳的金属丰度。这一结果与所有恒星在非常高的z形成后被动演化的情况不一致。相反，相当一部分恒星的年龄不超过1 Gyr，这意味着恒星的形成至少持续到z ~ 1.2。此外，使用恒星星族合成模型对这些遥远星系与本地SDSS样本进行的比较表明，Hdelta的等效宽度从z ~ 0.9到0.1的下降小于被动演化模型的预测。这有两种解释：要么每个星系都经历着持续的低水平恒星形成，要么z ~ 0.9到0.1的红色序列星系群不断地被新的星系和年轻的恒星所加入。
2006-02-13 astro-ph
Near-Infrared Observations of Globular Clusters in NGC 4472, NGC 4594, NGC 3585 and NGC 5813 and Implications for their Ages and Metallicities
本文介绍了早型星系NGC 4472、NGC 4594、NGC 3585和NGC 5813的球状星团系统的近红外测光。我们结合这些近红外数据，获得PANIC在麦哲伦巴德6.5米望远镜，与档案光学HST和FORS/VLT数据，并使用光学近红外的颜色来约束目标星系周围的球状星团的年龄和金属丰度。对于NGC 4472，我们拥有最广泛的近红外和光学光度数据集。这些颜色显示出NGC 4472球状星团系统有着广泛的金属丰度分布，并且星团主要是古老的（即年龄约为10 Gyr或更大）。这一结果与早期对NGC 4472的光谱研究结果一致，证明了光学和近红外颜色的组合可以识别主要是古老的系统，并将其与具有大量中间年龄成分的系统区分开来。基于较小的光学和近红外数据组合样本，NGC 4594和NGC 3585似乎主要具有古老的球状星团系统，而NGC 5813可能具有更显着的年龄分布。我们还匹配我们的样本球状星团与近红外和光学测光钱德拉X射线源探测在这些星系，并讨论如何的概率，一个球状星团主机低质量的X射线双星取决于金属丰度和年龄。
2007-03-14 astro-ph
Ages and metallicities of early-type galaxies in the SDSS: new insight into the physical origin of the colour-magnitude and the Mg2-sigmaV relations
我们利用最新的限制在斯隆数字巡天（SDSS）的早期型星系的年龄和金属丰度获得新的洞察到这些星系服从的两个基本关系的物理起源：颜色星等和Mg 2-sigmaV关系。我们的样本由26,003个星系组成，这些星系是根据它们的集中光分布从SDSS DR 2中选出的，我们以前已经推导出了恒星金属丰度、光加权年龄和恒星质量的中位似然估计。我们的分析提供了迄今为止最明确的证明，这两种关系主要是恒星质量的序列，以及总恒星金属丰度，α-元素-铁丰度比和轻重量年龄都随着质量沿两个关系增加。对于高质量的椭圆星系，年龄的离散度很小，与误差一致。在低质量端，有一条朝向年轻年龄的尾巴，它主导着固定质量下颜色和指数强度的分散。一个小的，但可检测的，内在的质量-金属丰度关系的散射也有助于在两个观测的标度关系的散射，即使在高质量。我们的研究结果表明，早型星系的化学成分与其动力学质量（包括恒星和暗物质）的关系比与恒星质量的关系更密切。在我们的样本中，恒星质量和动力学质量之间的比率似乎从质量最小的星系到质量最大的星系逐渐减小。
2006-06-07 astro-ph
Ages, Metallicities, and [alpha/Fe] ratios of globular clusters in NGC 147, NGC 185, and NGC 205
本文对NGC 147、NGC 185和NGC 205中的16个球状星团（GC）以及NGC 185和NGC 205中弥漫星系光的中心区域进行了年龄、金属丰度和[α/Fe]比的测量。我们的研究结果是基于俄罗斯科学院6米望远镜的SCORPIO多缝摄谱仪获得的光谱。我们包括在我们的分析高品质的HST/WFPC 2测光的个别恒星在所研究的GC调查其水平分支（HB）形态的光谱分析的影响。我们所有的样品GC似乎都是旧的（T>8 Gyr）和贫金属（[Z/H] <~ -1.1），NGC 205中的球状星团哈勃V除外（T=1.2+/-0.6 Gyr，[Z/H]=-0.6+/-0.2），NGC 205中的哈勃VI（T=4+/-2 Gyr，[Z/H]=-0.8+/-0.2），以及NGC 185中的FJJVII（T=7+/-3 Gyr，[Z/H]=-0.8+/-0.2）。我们的GC样本的大部分太阳[α/Fe]增强，在M31和银河系的GC的晕人口。我们的样本GC的HB形态遵循与年轻的晕星系球状星团相同的金属丰度行为。我们表明，这是不可能的，他们偏置我们的光谱年龄估计的基础上的巴耳末吸收线指数。NGC 205和NGC 185中心区的光谱年龄和金属丰度与色星等图结果一致。这些星系中的中心场恒星星族与它们最中心的GC（NGC 205中的哈勃V和NGC 185中的FJJIII）的年龄大致相同，但比中心的球状星团更富含…
2006-08-10 astro-ph
Spectroscopic ages and metallicities of stellar populations: validation of full spectrum fitting
在中等光谱分辨率（R = 1000 - 3000）下拟合整个光谱，以获得恒星星族的物理特性，似乎是基于分光光度指数的方法的优化替代方案：它使用信号中包含的所有冗余信息。本文讨论了该方法的验证，它调查人口模型的质量与拟合程序的可靠性。我们使用两个算法：STECKMAP，一个非参数正则化程序和NBURSTS参数非线性最小化。我们比较了三个光谱合成模型的单个恒星星族：飞马座HR，Galaxev（BC 03）和Vazdekis/迈尔斯，我们分析光谱的银河系星团的人口是已知的颜色星等图（CMD）和光谱的研究个别恒星。我们发现：（1）模型的质量主要取决于他们使用的恒星库。Pegase-HR和Vazdekis/Miles的拟合结果是一致的，而Pegase-HR和BC 03的拟合结果则反映了用于生成后者的恒星库（STELIB）的局限性：（2）两个拟合程序是一致的：（3）对于球状星团和M67的光谱，该方法恢复的金属丰度在0.14 dex以内与恒星光谱符合;（4）光谱年龄对蓝水平支（BHB）或蓝离散星的存在非常敏感。BHB形态导致年轻的SSP等效年龄。拟合自由量的蓝色恒星，除了SSP模型，以模仿BHB改善和稳定的拟合和恢复年龄与CMD的研究。这种方法是潜在的能够解开河外星系团的年龄或BHB效应。
2008-01-06 astro-ph
Ages and Metallicities of Star Clusters and Surrounding Fields in the Outer Disk of the Large Magellanic Cloud
本文给出了位于大麦哲伦星系盘外围的华盛顿系统C、T_1的13个星团及其周围场的CMD。年龄是通过巨分支星团和分叉之间的星等差异来确定的，而金属丰度则是根据巨分支和次巨分支相对于基准星团的位置来确定的。我们发现，在大多数情况下，每个星团的恒星星族是非常相似的领域，它是嵌入。三个特殊的领域提出了显着的性质：（i）到目前为止唯一的集群ESO 121-SC 03在~9 Gyr有一个周围的领域，共享相同的属性。(ii)在这个意义上，我们没有发现任何LMC恒星的证据，因此在远东中龄星团OHSC 37周围的区域值得注意。(iii)SL 388和SL 509的磁场呈现出一个次级星团，比主要的中间年龄星团暗约0.45等，这表明一个恒星星族组成部分位于大麦哲伦星系盘后面，距离与SMC相当。中间年龄外盘星团的平均金属丰度为<[Fe/H]>=-0.7，周围磁场的平均金属丰度为<[Fe/H]>=-0.6。这些值明显低于Olszewski等人（1991，AJ，101，515）对相似年龄集群样本的发现，但与最近的几项研究结果一致。在年龄-金属丰度关系中，少数星团表现出较强的年龄-金属丰度关系，它们是相对较低金属丰度（[Fe/H]~（-1））的中间年龄星团。
1998-03-14 astro-ph
The TP-AGB phase. Lifetimes from C and M star counts in Magellanic Cloud clusters
利用麦哲伦星系团中Mbol<-3.6的C巨星和M巨星的现有数据，我们导出了相应演化阶段的寿命极限，作为恒星质量的函数。对于质量范围从1.5到2.8 Msun的恒星，C星阶段的持续时间在2到3百万年之间。还有一个迹象表明，当我们从LMC移动到SMC金属丰度时，C星寿命的峰值会向较低的质量（从略高于2 Msun到略低于2 Msun）移动。M-巨星的寿命在大麦哲伦星云中也达到了2 Msun的峰值，最大值约为400万年，而在小麦哲伦星云中，它们的寿命看起来要短得多，但实际上，它们并没有受到数据的限制。这些数字构成了有用的限制TP-AGB阶段的理论模型。我们发现，文献中的几个模型低估了LMC金属丰度的C-星阶段的持续时间。
2006-09-22 astro-ph
The Magellanic Squall: Gas Replenishment from the Small to Large Magellanic Cloud
我们首先发现，大量的贫金属气体被剥离的小麦哲伦云（SMC）和落入大麦云云（LMC）之间的潮汐相互作用的SMC，LMC，和银河系在过去的2个Gyrs。我们认为这种贫金属气体可能与大麦哲伦星云中[Fe/H] <-0.6的中、年轻恒星和低金属丰度星团的起源密切相关。我们用数值方法研究了在LMC-SMC-Galaxy相互作用过程中，SMC气体盘外部的气体是否可以被剥离，从而通过LMC的中心区域（R<7.5 kpc）。我们发现，大约0.7%和18%的SMC的气体可以通过LMC的中心区域分别约1.3 Gyr ago和0.2 Gyr ago，。对于两个相互作用的相，从SMC到LMC的补充气体的可能的平均金属丰度约为[Fe/H] = -0.9到-1.0。这些结果意味着，LMC可以暂时补充气体供应，通过零星的吸积和下降的金属贫气体从SMC。这进一步意味着，如果这些来自SMC的气体可以与LMC中的气体碰撞，在LMC中形成新的恒星，那么这些恒星的金属丰度可能明显低于最初在LMC中由气体形成的恒星。
2007-06-26 astro-ph
Integrated-light VRI imaging photometry of globular clusters in the Magellanic clouds
我们提出了准确的积分光光度学在约翰逊/Reinins V，R和I的28个球状星团的麦哲伦云的样本。我们样本中的大多数集群在文献中有可靠的年龄和金属丰度估计。样品的年龄在5000万年到7000万年之间，金属丰度（[Fe/H]）在-1.5到0.0 dex之间。样本主要由年龄在0.5至2 Gyr之间的星团组成，在这个年龄范围内，简单恒星星族的热光度主要由演化的红巨星分支星和热脉冲渐近巨星分支星（TP-AGB）控制，其理论颜色相当不确定。本文提出的VRI颜色已被用来校准恒星星族合成模型的预言。
2006-03-14 astro-ph
The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood: Ages, metallicities, and kinematic properties of 14,000 F and G dwarfs
我们提出并讨论了新的测定金属丰度，旋转，年龄，运动学和银河系轨道的一个完整的，有限的星等，和运动学无偏的样本16,682附近的F和G矮星。我们对近13，500颗恒星进行了63，000次新的精确径向速度观测，可以识别样本中的大多数双星，并与已公布的数据一起完成了14，139颗恒星的运动学信息。一个主要的努力一直致力于确定新的等时线年龄的所有恒星，这是可能的。特别注意的是对统计偏差和误差估计的现实处理，因为标准技术往往会低估这些影响，并在年龄分布中引入虚假的特征。然而，我们展示了如何强大的观测和理论偏差导致观察到的年龄的分布是非常不同的真实年龄分布的样本。我们的第一个结果证实了相对于闭箱模型预测缺乏贫金属的G矮星（"G矮星问题“），盘中径向金属丰度梯度的存在，薄盘自形成以来平均金属丰度的微小变化以及所有年龄金属丰度的大量分散，以及薄盘的持续运动学加热，其效率与螺旋臂和巨大分子云的组合的预期一致。空间运动的V分量的分布中的独特特征在年龄和金属丰度方面得到扩展，对应于随机螺旋波而不是经典移动群的影响，并且可能使从运动学标准识别厚盘星变得复杂。（节略）
2004-05-11 astro-ph
A Photometric Study of the Ages and Metallicities of Early-type Galaxies in A2218
我们提出了深光学和近红外成像的丰富的集群A2218在z=0.17。我们的光学成像来自新的多色哈勃太空望远镜WFPC 2在F450 W（B），F606 W（V）和F814 W（I）通带的观测。这些观测得到了4.2米威廉·赫歇尔望远镜上新的INGRID成像仪的深近红外、KS波段成像的补充。这种组合提供了独特的高精度多色光学红外测光和形态信息的大样本的星系在这个丰富的集群的核心，在回视时间约3 Gyrs。我们分析的（B-I），（V-I）和（I-Ks）的颜色的星系跨越的范围内的K-波段光度的一个因素，在这个地区和比较这些网格的恒星星族模型。我们发现，在明亮（>0.5L*）的早型星系，椭圆星系和S 0的恒星星族的颜色轨迹，跟踪在一个单一的年龄变化的金属丰度序列。在较暗的光度（<0.1L*），这个序列被形态分类的椭圆星系扩展到较低的金属丰度。然而，最暗的S 0表现出非常不同的行为，显示出广泛的颜色范围，包括很大一部分（30%）具有相对蓝色的颜色，其恒星星族的亮度加权年龄似乎更年轻，为2- 5 Gyrs。我们发现，这些年轻的S 0的集群人口的比例是一致的，观察到的减少在遥远的星系团看到的S 0人口时，在一个两步的光谱和形态的框架内解释吸积的螺旋场星系到集群S 0的转换。
2000-08-10 astro-ph
Distances, Metallicities, and Ages of Dwarf Elliptical Galaxies in the Virgo Cluster from Surface Brightness Fluctuations
我们利用FORS 1/2+VLT获得了室女星系团方向16个矮椭圆星系的深B和R CCD图像。对于每个矮星，我们测量的R-波段表面亮度波动（SBF）的幅度\bar{m}_R和（B-R）的颜色在一些领域在不同的银河系中心的距离。根据这两个量的场与场之间的变化，我们通过（B-R）- \bar{M}_R关系确定SBF距离。矮星的距离在14.9-21.3Mpc之间，平均1 sigma不确定度为1.4Mpc，证实早期型星团成员的距离分布有相当大的深度。对于IC 3388，我们的SBF距离为17.0+-1.5Mpc，与Harris等人基于HST观测和红巨星分支尖端星等的结果非常一致。结合我们的研究结果与现有的距离巨大室女座椭圆形，我们确定了两个主要的星系集中：一个广泛的主要集群约15.8Mpc和一个狭窄的次级集群约18.5Mpc。自适应核分析发现两种浓度在99%和89%水平下具有显著性。虽然近侧的室女座早型星系团可以与以M87为中心的子星系团联系在一起，但第二个星系团被认为主要是由于M86周围的背面下沉星系群。将观测到的（B-R）色与Worthey的恒星星族合成模型相结合，估算了dE恒星星族的年龄和金属丰度。看来室女座dE比天炉座dE覆盖了更广泛的金属丰度范围。导出的金属丰度将Virgo dEs置于由局域群dEs定义的[Fe/H]-M_V关系的扩展上。这些数据进一步表明，年龄范围从像IC 301…
2003-10-28 astro-ph
Basic parameters of three star clusters in the Small Magellanic Cloud: Kron 11, Kron 63 and NGC 121
本文介绍了小麦哲伦星云中三个星团Kron 11、Kron 63和NGC 121的观测结果。利用它们的光度函数、色星等图和帕多瓦等时线套，我们研究了它们的结构，并导出了它们的基本参数。NGC 121是一个研究得很好的天体，我们证实了以前关于它的年龄和低金属含量的证据，并发现它正在经历质量分离。Kron 11和Kron 63是迄今为止从未被研究过的人口稀少的星团。Kron 11比NGC 121年轻几十亿年，而Kron 63基本上是一个非常年轻的恒星集合体。这两个集群都沉浸在稠密的恒星领域，共享相同的人口属性，这表明在他们的情况下，集群的年龄是一致的场星的典型年龄。
2008-08-26 astro-ph
The ages and metallicities of galaxies in the local universe
我们从斯隆数字巡天数据发布2（SDSS DR 2）中获得了175，128个星系的星等有限样本的恒星金属丰度，轻量年龄和恒星质量。我们计算这些参数的中位似然估计使用一个大的图书馆的模型光谱在中高分辨率，涵盖了全面的恒星形成的历史。我们得到的约束条件是由五个光谱吸收功能，这是很好地再现了我们的人口合成模型的同时拟合。通过设计，这些约束仅微弱地依赖于α/Fe元素丰度比。我们的样本包括所有类型的星系，涵盖了恒星形成活动的全部范围，从休眠的早期类型到活跃的恒星形成星系。我们发现，在平均值，星系遵循一个序列的增加恒星金属丰度，年龄和恒星质量在增加4000 AA-断裂强度（D4000）。对于中等质量的星系，在固定的D4000更强的巴耳末吸收与更高的金属丰度和更年轻的年龄。我们研究恒星的金属丰度和年龄如何依赖于总星系恒星质量。低质量星系通常是年轻且贫金属的，而大质量星系则是年老且富金属的，在恒星质量范围3x10^9<M/Msun<3x10^10之间会有快速的过渡。无论是高浓度和低浓度的星系遵循这些关系，但有一个大的分散在恒星的金属量在固定的恒星质量，特别是对于低浓度的星系的中间质量。尽管有很大的散射，恒星金属丰度和恒星质量之间的关系类似于恒星形成星系的气相氧丰度和恒星质量之间的相关性。[删节]
2005-06-22 astro-ph
Testing Stellar Population Models with Star Clusters in the Large Magellanic Cloud
我们提出了高的S/N集成光谱的24个星团的LMC使用FLAIR光谱仪在英国施密特。为了检验简单恒星星族（SSP）模型的定标，这些光谱已被放置到Lick/IDS系统上。我们将SSP预测的团簇金属丰度与文献中的Ca三重态值进行了比较，发现在-2.10 < [Fe/H] < 0.然而，镁指数系统地预测了比铁更高的金属含量，对此的可能解释之一是LMC簇具有[α/Fe] > 0。我们提出了11个集群的金属丰度没有以前的测量。的SSP年龄的集群（从巴耳末线）与文献数据的比较显示出良好的协议的大多数。这包括我们样本中的六个古老的球状星团，它们的年龄与它们的HST CMD关闭相一致。然而，两个星系团，NGC 1754和NGC 2005，具有H β线强度，这导致它们的HST CMD年龄太年轻（在3 σ时分别为~8和~6 Gyr）。这些集群的水平分支（HB）形态和巴耳末线之间的比较表明，蓝色HB增加了他们的巴耳末指数高达~1.0埃。我们的结论是，舔/IDS指数，与当代SSP模型结合使用，能够重现的年龄和金属丰度的LMC集群放心。然而，SSP模型年龄得出的贫金属球状星团是模糊的HB形态（删节）的先验知识。
2002-06-06 astro-ph
Ages and Metallicities of Hickson Compact Group Galaxies
希克森致密星系群（Hickson Compact Groups，HCGs）在星系所处的环境中构成了一个有趣的极端，因为这些小星系群中星系的空间密度只有在更大的星系团的中心才能找到。这里介绍的工作使用Lick指数，使年龄和化学成分的星系在HCG与其他环境（集群，松散集团和字段）的比较。"$α$-元素"的金属丰度和相对丰度显示出与星系年龄和中心速度色散的强相关性，在所有环境中都发现了类似的趋势。然而，我们发现，以前报道的$α$元素丰度比和速度色散之间的相关性消失时，充分考虑到的丰度比模式的校准星。因此，发现这种相关性是对Lick系统的不完全校准的伪像。不同环境中星系的年龄、金属丰度和$α$元素丰度比的范围和平均值存在差异。年龄分布支持的层次形成预测，场星系平均年轻比他们的集群同行。然而，HCG星系的年龄被证明是更类似于那些团星系比那些在外地，目前的层次模型的预期相反。还发现了低速弥散星系更年轻的趋势。这是再次不符合分级崩溃模型，但定性与最新的N体SPH模型的基础上，整体崩溃，恒星形成继续为许多陀螺在低质量晕。
2004-01-08 astro-ph
Ages and Metallicities of Early-Type Void Galaxies from Line Strength Measurements
根据Grogin & Geller（1999）的研究，我们给出了位于空洞中的26个E型和S 0型星系的光谱观测。给出了所有这些星系的红移、速度色散和四个利克线指数Mgb、Fe 5270、Fe 5335和H β的测量值及其误差，以及这些天体的一个子集的H β、[OIII]、H α和[NII]发射线强度。这些源在低密度区域比M星亮，在高密度区域比对应的早期型天体更蓝。使用Thomas et al.（2003）的模型，给出了金属丰度和年龄，α增强的中值[alpha/Fe] =+0.13，金属丰度的中值[Z/H] =+0.22，与星团中E和S 0星系的值相当，但[Z/H]的分布范围更广，接近低值。如果发射谱线二次样本被解释为较年轻，则年轻天体的比例高于密度较高区域的早期类型。在样品中有一个显着的发生率的来源，其光谱中的发射线（46%与Hbeta和[OIII]和69%与Halpha或[NII]），以及壳和环在其形态（19%）。诊断log[NII/Halpha]，log[OIII/Hbeta]图将12个发射线星系中的10个放置在恒星形成和线性区域或附近，两个在Seyferts之间。Halalpha通量表明恒星形成率为每年0.2至1.0兆太阳。这些早期类型的空洞星系经历恒星形成的百分比似乎比它们的星团同行更高，年龄范围更广。
2008-03-31 astro-ph
Pulsating B and Be stars in the Magellanic Clouds
主序星B型恒星的脉动是由铁族不透明度凸起引起的$κ$机制驱动的。目前的模型不能预测在B光谱域中存在不稳定带在非常低的金属丰度。由于麦哲伦云的金属丰度已被测量为大约$Z=0.002$的SMC和$Z=0.007$的LMC，他们构成了一个非常合适的对象来测试这些预测。
2008-10-02 astro-ph
Ages And Metallicities For Stars In The Galactic Bulge
对银河系凸起的恒星含量的观测有助于了解遥远星系的恒星含量和演化。在这个简短的概述中，我将首先强调最近的一些工作，这些工作是针对测量恒星形成的历史和银河系中央几个秒差距的化学成分。Ramrez等人（1998）对这一区域的发光M星进行的高分辨率光谱观测，通过直接测量铁谱线，得到了接近太阳的[Fe/H]值。然后，我将介绍我的同事和我自己正在进行的一个项目的一些结果，该项目的目标是描绘银河系中央100秒差距的恒星形成和化学富集历史，即“内凸”。我们发现从Baade窗口到银河系中心的平均[Fe/H]略有增加，并推断出中心恒星的太阳值。对于大于一度的径向距离，我们无法找到比巴德窗中的恒星明显年轻的可测量恒星群。在银河系中心的一度范围内，我们发现了许多发光的M巨星，它们很可能是不超过一两个Gyr前的恒星形成事件的结果。
1999-03-03 astro-ph
WFPC2 Imaging of Young Clusters in the Magellanic Clouds
我们利用宽视场行星照相机2 F160 BW、F555 W和F656 N对小麦哲伦星云中的NGC 330和大麦云星云中的NGC 1818、NGC 2004和NGC 2100进行了成像。我们报告这四个集群的光度结果，包括使用光度颜色的集群Be恒星人口的识别。我们提出了理论WFPC2和宽带颜色和测热校正LMC和SMC金属丰度。使用远紫外F160BW滤光片可以精确测定主序星关闭点附近和未演化主序星的有效温度。
1999-10-13 astro-ph
Early-type variables in the Magellanic Clouds. I. Beta Cephei stars in the LMC bar
通过对大麦云云棒的OGLE-II时间序列测光进行全面分析，并辅之以来自AMIO数据库的类似数据，我们发现了三颗造父β型恒星。这是第一颗已知的河外仙王座β型恒星。三颗星中有两颗是多周期的。其中两颗恒星的质量约为10 Mo，而第三颗恒星的亮度约为2 mag，质量至少是其两倍。所有三个变量都位于或非常接近大规模和年轻的LMC协会（LH 41，59和81）。因此，这些变量很可能具有高于平均值的金属丰度。这将使我们的发现与H-R图中仙王座β不稳定带的形状和位置的理论预测相一致。在大麦哲伦星系中发现的仙王座β星数量较少，这是另一个观测证实，这些变量中驱动脉动的机制强烈依赖于金属丰度。后续的光谱测定的金属丰度发现的变量将提供一个很好的测试理论的脉动稳定性的大质量主序星。
2002-03-26 astro-ph
Mass-loss rates and dust-to-gas ratios for obscured Asymptotic Giant Branch stars of different metallicities
研究了小麦哲伦云和大麦云云（SMC & LMC）以及银河系中不同初始金属丰度的AGB星的质量损失率和尘埃气体比。它们的拱星包层的性质可以用一种一致的方式来解释，如果对于被遮蔽的M-型AGB星和被遮蔽的碳星，总的（气体+尘埃）质量损失率仅微弱地依赖于初始金属丰度，而尘埃-气体比近似线性地依赖于初始金属丰度。
1999-12-02 astro-ph
How binary interactions affect spectral stellar population synthesis
单星恒星星族（ssSSP）模型是研究恒星星族的常用模型。然而，超过50%的恒星是双星，并且与单星的演化方式不同。这表明，在模拟星系和星团的恒星星族时，应考虑双星相互作用的影响。利用快速光谱恒星星族合成（RPS）模型，详细研究了双星相互作用对恒星星族Lick指数和颜色的影响，以及对恒星年龄和金属丰度的测定。结果表明，二元相互作用使恒星星族的亮度降低，颜色变蓝，具有较大的年龄敏感的Lick指数（Hbeta）和较小的金属敏感指数（例如，Mgb、Fe 5270和Fe 5335）与ssSSP相比。它还表明，当ssSSP模型用于确定恒星星族的年龄和金属丰度时，将获得较低的年龄或金属丰度，采用两个线指数（H β和[MgFe]）和两种颜色（例如，u-R和R-K）。本文给出了由ssSSP得到的恒星布居参数与由双星恒星星族（bsSSP）得到的恒星布居参数之间的关系。这可以帮助我们得到一些绝对值的恒星人口参数，是有用的绝对研究。然而，它被发现，相对光度加权恒星年龄和金属丰度通过ssSSP和bsSSP是相似的。这表明ssSSP可以用于大多数恒星星族的研究，除了在一些特殊情况下。
2008-05-20 astro-ph
Metal abundances of RR Lyrae stars in the bar of the Large Magellanic Cloud
利用甚大望远镜（VLT）对大麦云云棒中的98颗RR型天琴座和3颗短周期造父变星进行了低分辨光谱测量，得到了它们的金属丰度（[Fe/H]）。我们的金属丰度具有+/-0.17 dex的典型误差。天琴座RR型星的平均金属丰度为[Fe/H]=-1.48 +/- 0.03 +/- 0.06（Harris 1996）。恒星间的散射（0.29 dex）大于观测误差，表明金属丰度的真实分布。导出的金属丰度范围为-2.12 < [Fe/H] <-0.27，但只有少数恒星的[Fe/H] >-1。对于ab型变量，我们比较了我们的光谱丰度与从光变曲线的傅立叶分解得到的。我们发现这两种技术之间有很好的一致性，一旦考虑到这两种方法中使用的金属丰度尺度之间的系统偏移为0.2德克斯。将光谱金属丰度与变元的去红视星等结合，得出LMC RR型天琴座恒星光度-金属丰度关系的斜率：结果值为0.214 +/- 0.047 mag/dex。最后，3颗短周期造父变星的[Fe/H]值在-2.0 < [Fe/H] <-1.5之间。它们比典型的LMC RR型天琴座恒星更贫金属，因此它们更有可能是异常造父变星，而不是在一些矮不规则星系中发现的短周期经典造父变星。
2004-05-21 astro-ph
The Globular Cluster System of NGC 5128 II. Ages, Metallicities, Kinematics, and Formation
我们提出了一个研究附近的合并后的巨大椭圆星系，NGC 5128（半人马座A），在其中，我们使用的球状星团（GC）和行星状星云（PN）系统的属性来约束它的演化。使用光度和光谱数据的215 GC在纸一，我们研究的年龄，金属丰度和运动学的GC系统的趋势。我们确认GC金属丰度分布是双峰的，并表明这两个子群体有不同的属性。使用谱线指数测量最亮的星团，贫金属的GC具有像银河系球状星团一样的古老年龄，而富金属的GC具有H-β线强度，可以解释为平均年龄为5（+3/-2）Gyr。这两个群体似乎有[Mg/Fe]比率与银河系GC系统一致，虽然这个数量不是很好的约束。富金属GC的运动学与行星状星云相似，表现出明显的旋转轴错位，而贫金属GC有较高的速度色散，并表现出较弱的运动学与场星的相关性。由GCs得到的NGC 5128的总引力质量与由恒星运动学得到的结果非常一致。我们认为，这些和其他数据支持的图片中，NGC 5128的主体形成3-8 Gyr前由两个不等质量的盘星系的耗散合并补充的气体丰富和气体贫乏的卫星不断吸积。
2003-11-11 astro-ph
Magellanic Cloud Star Clusters as Simple Stellar Populations
我们获得了麦哲伦云（MC）中31个星团和4个银河系球状星团的积分光谱。光谱覆盖波长范围3500 - 4700埃，分辨率为3.2埃FWHM。MC星团主要覆盖年龄范围<10 ^8 - 3 Gyr，因此非常适合于对星暴后老化的恒星星族进行经验研究。本文提出了一种基于Hδ/Fe I 4045和Ca II两个光谱吸收特征指数以及一个衡量巴尔末不连续面强度的指数的测年方法。我们比较的行为的光谱指数在所观察到的综合光谱的MC集群的指数产生的理论进化的合成模型的不同年龄和金属丰度。合成模型是基于Worthey（1994，ApJS，95，107），当结合恒星光谱的经验库（琼斯1999，博士论文，北卡罗来纳大学）的较冷的恒星和合成光谱，从Kurucz模型大气中产生的，热的恒星。总的来说，我们发现来自我们的综合光谱（和光谱指数的进化合成模型）和年龄来自集群颜色-星等图的分析，如文献中所发现的MC集群的年龄之间的良好协议。因此，这项研究的主要结论是，年轻的恒星星族的年龄可以可靠地测量从建模的综合光谱。
2003-06-18 astro-ph
Evolution of stellar structure in the Small Magellanic Cloud
本文分析了麦哲伦云测光巡天中小麦哲伦云（SMC）中恒星的投影分布。通过基于V星等和V-I色的标准选择不同年龄的恒星，并研究了作为年龄函数的“分组”程度。我们量化的程度的结构，使用两点关联函数和基于最小生成树的方法，并发现SMC的整体结构是从一个高度的子结构在年轻的年龄（~10百万年），一个平滑的径向密度分布。这种过渡是渐进的，在~ 7500万年时，该分布与背景SMC分布在统计学上无法区分。这个时间尺度近似对应于SMC中恒星的动力学交叉时间。星团在SMC中的空间位置也呈现出类似的空间分布随年龄的演化。我们的分析表明，恒星形成高度的（分形）子结构，可能是由气体的湍流性质，他们的形式，这是擦除随机运动的银河系潜在的时间尺度上的银河系穿越时间的印记。
2008-11-01 astro-ph
On the Interpretation of the Age Distribution of Star Clusters in the Small Magellanic Cloud
我们重新分析的年龄分布（dN/dt）的星团在小麦哲伦云（SMC）使用年龄测定的基础上麦哲伦云测光巡天。对于小于3x10^9岁的年龄，dN/dt分布可以近似为幂律分布，dN/dt propto t^-beta，其中-beta=-0.70+/-0.05或-beta=-0.84+/-0.04，具体取决于用于推导年龄的模型。预测的集群人口没有解散限制的V波段检测结果在幂律dN/dt分布的指数为~-0.7。这是因为限制集群质量随着年龄的增长而增加，由于集群的进化衰落，减少了老年时观察到的集群数量。当应用远高于限制集群质量的质量切割时，dN/dt分布在1 Gyr以下是平坦的。我们的结论是，集群溶解是小的重要性，在塑造dN/dt分布和不完整性的原因dN/dt下降。在最初的~10-20百万年中没有发现星团的婴儿死亡（与质量无关）的原因是由于对没有星云发射的星团的探测偏差，即幸存下来的婴儿死亡阶段的星团。我们发现没有证据表明潮汐（质量依赖）集群溶解在第一个陀螺的原因是由弱的潮汐场的SMC。我们的研究结果与Eschiar等人（2006）的解释形成鲜明对比，后者将dN/dt分布的下降解释为快速的团簇溶解。这是由于他们错误地假设样本是由星系团质量而不是光度限制的。
2007-06-08 astro-ph
Reddenings and metallicities in the LMC and SMC from Stroemgren CCD photometry
用Stroemgren紫外CCD测光法测定了小麦哲伦云（SMC）和大麦云云（LMC）中两个视场的B星个体红化。在两个LMC场中，我们发现E（B-V）= 0.085 +/- 0.02的前景红化，并且对于SMC场，我们发现E（B-V）= 0.070 +/- 0.02。除了前景红化之外，我们还发现了来自云内部红化的贡献，最高可达E（B-V）~ 0.21。内在的贡献是不相关的位置在我们的6 × 4.5弧分CCD领域，但在一个基本上随机的方式变化。除非测量特定物体的变红，否则它的不确定性将从E（B-V）中的+/- 0.035（最好的情况，远离中心条）到超过+/- 0.10（接近中心条）。本文用Stroemgren vby光度法计算了观测场中GK巨星的金属丰度。采用平均红化，我们得到的平均金属丰度与F和G超巨星的光谱研究结果一致，但有相当大的分散性，从[Fe/H]~ -2.0到> 0.然而，散射的一个重要部分是由于变红的变化，而不是内在的。可能存在的高金属量恒星应进一步使用光谱方法进行研究。
2000-12-01 astro-ph
Spectral evolution of star clusters in the Large Magellanic Cloud: I. Blue concentrated clusters in the age range 40-300 Myr
本文给出了17个蓝色浓缩大麦云（LMC）星系团的积分光谱，并研究了其光谱演化。光谱范围为~3600- 6800 A，分辨率为~ 14 A半高宽，可用于确定星系团年龄，并结合其空间分布，探讨LMC的结构和团簇形成历史。簇红化值估计插值，使用现有的消光图。我们使用了两种方法来推导星系团年龄：（i）模板匹配法，将星系团光谱的谱线强度和连续谱分布与已知天体物理性质的模板星系团的谱线强度和连续谱分布进行比较和匹配;以及（ii）等效宽度法，采用新的年龄/金属丰度校准方法，同时使用诊断图，包括选定的谱线的等效宽度总和（KCa II、G带（CH）、Mg I、H δ、H γ和H β）。得到的星系团年龄范围从40 Myr（NGC 2130和SL 237）到300 Myr（NGC 1932和SL 709），两种方法的结果之间有很好的一致性。将本样本与其他样本相结合表明，从LMC中心到集群解投影的距离与年龄有关，在这个意义上，内部集群往往更年轻。星团光谱库是进行光谱分类和提取目标星团和星系参数信息的重要数据集。目前的集群样本补充以前的，在努力收集一个光谱库与几个集群每个年龄箱。
2005-11-25 astro-ph
Global Metallicities From Globulars Through To Elliptical Galaxies
我们提供了近距离（室女座，天炉座）和中等红移星系团（A2125，A2218）的矮椭圆星系的窄带数据，以研究它们的平均年龄和金属丰度。在所有四个星团中，有核矮椭圆星系显示的颜色使它们位于银河系球状星团序列的高金属丰度端。正常的矮椭圆星系显示颜色，以及由此产生的金属丰度和年龄，使它们与明亮的椭圆星系对齐。这表明dE，N's可能是许多椭圆星系周围发现的红色GC种群的祖先。
2003-03-11 astro-ph
High Excitation Molecular Gas in the Magellanic Clouds
首次观测了麦哲伦星云中的亚毫米波CO 4-3辐射.这次巡天由15张6 'x6'的地图组成，这些地图是使用AST/RO望远镜朝向大麦哲伦云和小麦哲伦云的分子峰获得的。我们已经使用这些数据来限制这些物体的物理条件，特别是它们的分子气体密度和温度。我们发现，有大量的分子气体与这些分子峰中的大多数相关，并且高分子气体温度在我们的样品中普遍存在。我们讨论了这是否可能是由于低金属丰度和相关的缺乏气体冷却剂的云，并得出结论，目前的样本是不足以断言这种效果。
2005-06-23 astro-ph
