Observational evidence for a different IMF in the early Galaxy
意外的高发生率的碳增强，s-过程中丰富的未演化的恒星之间的极端贫金属恒星的晕提供了一个显着的约束初始质量函数（IMF）在早期的银河系。我们认为，这些对象是一个大人口的中间质量恒星的过去存在的证据，并得出结论，在早期的银河系IMF是从现在不同，并转向更高的质量。
2004-12-16 astro-ph
The IMF Revisited: A Case for Variations
关于国际货币基金组织的调查结果来自明星计数，包括工作，但不包括，在这些程序中提出的。关于低质量的恒星在现场和集群，高质量的恒星和中等质量的恒星在集群和协会的银河系和大麦哲伦星系，前主序列对象在可见光和嵌入式集群，和IMF的星系更远的麦哲伦云的情况进行了讨论，重点是不确定性的来源。大多数这些不确定性，特别是径向质量分离和未解决的双星，将陡峭的真实IMF相对于表观IMF。几种情况下，明显大的变化，集群IMF指出，和图形比较约60集群的结果显示了一个蔓延的对数IMF指数至少为1 $M_{\sun}$以上的所有质量范围的单位。我的结论是：1。不确定性是如此之大，以至于几乎没有什么可以说的平均IMF或IMF的变化;或2。如果从表面上观察，有强烈的IMF变化迹象，这似乎与金属丰度或恒星密度等明显的环境条件无关。如果存在平均IMF，我认为它在中等质量时最陡。如果这些变化是真实的，它们就为理论模型提供了一个有用的检验。
1998-01-05 astro-ph
The minimum stellar metallicity observable in the Galaxy
第一批恒星通过产生高能辐射和第一批重化学元素，从根本上改变了早期宇宙。对宇宙演化的影响敏感地取决于它们的初始质量函数（IMF），这可以通过对我们银河系中古老的贫金属晕星的详细研究来进行经验约束。我们比较了最低的镁和铁丰度测量星系晕恒星的理论预测的最低恒星富集人口III恒星的假设下，头重脚轻的IMF。为了证明在贫金属恒星中测量的丰度反映了它们形成时的化学条件，因此它们可以用来推导对原始IMF的约束，我们对SDSS调查中的大样本贫金属恒星进行了详细的运动学分析。我们评估星际吸积是否改变了它们的表面丰度。我们发现，吸积一般是可以忽略不计的，即使在极低的水平，原始IMF可以测试。我们的结论是，大多数第一颗恒星都非常大，但质量可能低于140 M。
2008-10-31 astro-ph
Fossil remnants of reionization in the halo of the Milky Way
我们最近完成的10亿粒子通过Lactea II模拟银河系大小的暗物质晕解析了今天在主宿主的维里化区域内轨道运行的50，000多个引力束缚团块。其中约有2，300个暗晕有一个或多个红移11的1 e6 Msun以上的“祖先”，也就是说，它们的质量足以使它们的气体在宇宙再电离之前通过H2的激发而冷却并碎裂。我们计算了4，500个这样的祖先：如果它们能够将一小部分气体含量转化为具有Salpeter初始质量函数（IMF）的非常贫金属的恒星，那么它们今天的亮度将达到M_V=6.7/太阳质量的恒星。假设一个普遍的重子分数，我们表明，平均恒星形成效率低至0.1%，低于1 e8 Msun的祖先将过度生产的斯隆数字巡天观测到的微弱银河系矮椭球体的丰度。恒星形成在第一个光必须发生在IMF缺乏恒星低于0.9 Msun，或本质上是非常低效的小暗物质晕。如果是后者，我们的结果可能被视为星系形成中最小尺度的另一个暗示。
2008-10-21 astro-ph
Simulating a White Dwarf-dominated Galactic Halo
观测证据表明可能存在一个由白矮星（WD）主导的星系晕。虽然对这一证据的解释仍有争议，但很明显，至少在早期宇宙中，初始质量函数（IMF）严重偏向WD前体（1 < m/Msol < 8），这对产生这样的晕是必要的。在星系形成的均质闭箱模型框架内，这种有偏差的IMF导致碳和氮相对于氧不可避免地过量生产（根据银河系最古老恒星的丰度模式测量）。利用三维TreeN-body光滑粒子流体动力学程序，研究了具有不同IMF的星系的动力学和化学演化。不变的和金属依赖IMF被认为是。我们的变量IMF模型调用WD前体占主导地位的国际货币基金组织的金属丰度小于5%的太阳（主要是星系晕），否则（主要是磁盘）和典型的Salpeter IMF。给出了Halo WD密度分布和C、N/O丰度模式。虽然我们的模拟不支持由~5%（按质量计）的WD组成的银河系晕，但不能排除~1-2%的质量分数。这一结论与目前的观测限制是一致的。
2003-05-01 astro-ph
Initial mass function effects on the colour evolution of disk galaxies
在这项工作中，我们想知道IMF是否可以从彩色图像，综合颜色，或质光比，特别是在高红移，星系不能被分解成单个恒星，这将使我们能够调查的依赖关系的IMF宇宙学时代。我们使用化学动力学模型来研究初始质量函数（IMF）对银河系型盘星系演化的影响，特别是它的颜色。我们发现IMF对内部气体吸收的影响大于它对恒星内容物光的影响。然而，这两种效应在相反的意义上起作用：具有更多高质量恒星的IMF会导致更明亮和更蓝的星光，但也会导致更多的星际尘埃，从而导致更多的吸收，导致一种“IMF简并”。最有可能检测IMF效应的波长区域是红外线（即。例如，JHK）。我们还提供SDSS ugriz和HST WFPC 2和NICMOS系统的光度吸收和倾斜校正。
2007-03-28 astro-ph
UV dust attenuation in spiral galaxies: the role of age-dependent extinction and of the IMF
我们分析了一个样本的紫外选定的星系的衰减特性，与使用的分光光度计模型Grasil。特别是，我们专注于尘埃衰减和在紫外光谱区的红化之间的关系。我们表明，一个现实的建模的几何分布的灰尘和不同的人口的恒星可以解释正常的螺旋星系的紫外线变红也与一个标准的银河系尘埃。我们的研究结果清楚地强调，考虑到年轻恒星比老恒星遭受更高的衰减（年龄依赖性灭绝）是至关重要的，因为恒星出生在比平均水平更高的尘埃环境中。在这项工作中，我们还发现，年轻恒星的螺旋星系平面上的浓度有一个相关的影响，预期的紫外线颜色，影响还没有探讨之前，本文。最后，我们讨论了国际货币基金组织在塑造紫外线变红和尘埃衰减之间的关系的作用，我们表明，Kroupa国际货币基金组织是更符合观测数据比经典的Salpeter国际货币基金组织。
2006-12-04 astro-ph
Metal-Poor Globular Clusters of the Milky Way and Environs
我们回顾了截至2001年3月的本地宇宙中最缺金属的球状星团和晕星的性质，目的是研究银河系中大质量团簇形成初始爆发持续时间的现有证据，确定爆发发生的时间，并阐明似乎限制了我们目前的理解。这些问题涉及专题讨论会稍后提出的许多议题。
2001-10-08 astro-ph
Mass Function Gradients and the Need for Dark Matter
有大量证据表明，初始质量函数（IMF）可能是当地恒星形成条件的函数。特别是，IMF预计会随着局部光度密度的增加而变平，大质量恒星的形成优先在较亮的区域增强。如果IMF梯度是星系的一般特征，那么之前的几个天体物理测量，例如螺旋星系的表面质量密度（假设质量与光之比恒定），都受到了巨大的系统误差的困扰。在这封信中，计算可能的IMF梯度的螺旋星系的表面密度。与以前的估计相比，IMF梯度校正的质量密度在磁盘的外部区域更高。对于一个以银河系为基础，但IMF根据R136缩放的模型，没有传统暗晕分量的旋转曲线随着银心半径下降，尽管比没有IMF梯度的旋转曲线要慢。对于第二个模型的银河系，其中IMF梯度增加了50%，旋转曲线是近似平坦的外盘，旋转速度低于220公里/秒，只有在传统的暗晕组件被添加。这些结果，如果推广到其他星系，不仅质疑断言暗物质晕是兼容的螺旋星系的平坦的旋转曲线，但也可能澄清我们的理解各种各样的其他天体物理现象，如G-矮星问题，金属丰度梯度，和塔利-费舍尔关系。
1998-03-05 astro-ph hep-ph
The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems
在一个恒星形成事件中形成的恒星质量在给定体积的空间中的分布被称为初始质量函数（IMF）。IMF的估计范围从低质量的棕矮星到超大质量的恒星。结合IMF对不同群体的估计，可以单独观察到的恒星揭示了IMF的非凡一致性。这种普遍的见解似乎适用于人口，包括今天的小分子云中的恒星形成，在巨大的云中形成的丰富而密集的大质量星团，通过古老而贫金属的外来恒星星族，可能是由暗物质主导。IMF的这种普遍性对恒星形成理论来说是一个挑战，因为基本的考虑表明IMF应该随着恒星形成的条件而系统地变化。
2002-01-07 astro-ph
Fifty Years of IMF Variation: The Intermediate-Mass Stars
我跟踪历史的银河系场星和疏散星团IMF的恒星计数估计，集中在被忽视的质量范围从1到15 M ${_\odot}$。普遍认为国际货币基金组织具有普遍性，这似乎是没有根据的质量范围。最近的两个估计场星IMF使用不同的方法和样品给出的值的平均对数斜率$Γ$之间的-1.7和-2.1之间的质量范围为1.1至4 M ${_\odot}$。两个较老的估计之间的2和15 M ${_\odot}$严重不同意，在这个范围内的领域国际货币基金组织基本上是未知的恒星计数。尽管有许多详细的研究，即使是使用均匀数据和简化程序的研究，并且只包括具有显著质量范围的星团，但在此质量范围内的疏散星团IMF之间的$Γ$的变化也没有减少。这些星团变化\textit{might}可能是由于采样、系统误差、恒星演化不确定性、动力学演化和未分辨双星的综合影响。如果是这样，那么聚类数据与普遍的IMF一致，但也与相当大的变化一致。聚类数据不允许估计平均IMF或$Γ$，因为平均值取决于加权程序和其他效应的选择。如果集群IMF的扩散超过了上面列出的影响，那么真正的IMF变化一定会发生，而到目前为止，这种变化并不太依赖于所研究的物理条件。在观测和模拟中看到的恒星形成过程的复杂性表明，可能会有很大的实现差异，在这种情况下，单个集群IMF将部分是恒星形成过程中进化偶然性的产物，而感兴趣的函数是IMF参数的概率分布。
2004-12-20 astro-ph
Population III Star Formation and IMF
我们回顾了最近的三维宇宙学流体动力学模拟的原始恒星形成的宇宙初始条件（流行III.1）和初始条件已被改变的辐射反馈恒星源（流行III.2）。我们专注于模拟，解决形成的重力不稳定的云核在迷你晕的质量范围$10^5 < M/\Msun < 10^7 $，并按照其演变的密度至少$10^{10} \cmm3$和长度尺度的$<10^{-2}$ PC，吸积率可以估计。合奏的出现，这样的模拟探索各种条件，使我们能够评估的鲁棒性的标准模型的流行III.1恒星形成和调查分散在其形成红移和吸积率，从而提供急需的信息，流行III国际货币基金组织。模拟证实了Pop III.1恒星是大质量（$\sim 100 \Msun$）的预测，并在原始迷你晕中孤立形成。对Pop III.2恒星在遗留的HII区形成的模拟表明，其质量较低（$\sim 30 \Msun$），这可能有助于解释极端贫金属恒星的化学丰度。我们注意到，目前还没有3D模拟达到恒星密度，更不用说在任何情况下遵循恒星的整个吸积历史，因此Pop III恒星的IMF理论上仍然很难确定。
2008-01-31 astro-ph
On the Similarity between Cluster and Galactic Stellar Initial Mass Functions
银河系膨胀区、银河系、其他星系、星系团和宇宙中的恒星的初始质量函数（IMF）是由星团和恒星形成的星协中无数单个IMF合成的。这些星系尺度的IMF，在这里详细审查，并不比集群IMF陡峭，除了在罕见的情况下。这是真实的，即使低质量的星系团通常比高质量的星系团多，并且星系团中的平均最大恒星质量与星系团质量成比例。这意味着集群和协会的质量分布函数是一个斜率为-2或更小的幂律。更陡的斜率，即使只有十分之几，也会破坏观察到的大规模和小规模IMF之间的相等性。这样的集群功能是预期从恒星形成的层次性，这也提供了独立的证据，IMF平等时，它被应用于子集群规模。我们用解析表达式和蒙特卡罗模拟解释了这些结果。星团似乎是恒星形成和云结构的广泛层次结构中放松的内部部分。它们由自己的动态而不是预先存在的云边界定义。
2006-05-19 astro-ph
Can a "standard" Initial Mass Function explain the metal enrichment in clusters of galaxies?
在文献中经常争论的是，一个“标准”的初始质量函数（IMF）--也就是通常用来解释局部太阳邻域化学演化的那种IMF--是否可以解释星系团中观测到的金属富集和铁质光比。我们解决这个问题，通过简单的估计，应该保持独立的化学演化模型的细节。通过考虑由给定IMF预测的恒星质光比，自洽地计算恒星中锁定的质量和金属量是至关重要的。很明显，一个“标准的”太阳邻域IMF不能提供足够的金属来解释星系团中观察到的化学性质：星系团和当地环境必须以不同的IMF为特征。或者，如果我们要求IMF是普遍的，为了解释集群，这样的IMF必须在金属生产中比通常估计的太阳附近更有效。在这种情况下，太阳邻域和盘星系一般都需要大量的金属损失。这种局部化学演化的“非标准”情景将挑战我们目前对银河系和盘状星系形成的理解。
2003-12-13 astro-ph
The stellar initial mass function of metal-rich populations
货币基金组织有变化吗？它在富金属环境中与在贫金属环境中有显著不同吗？理论工作预测情况就是这样。但是为了提供强有力的经验证据，研究人员必须了解所有可能影响恒星质量函数推导的偏差。除了非常困难的观测挑战，这证明是非常不平凡的，依赖于对恒星如何演化的准确理解，以及星系中的恒星星族如何动态组装，以及单个星团和协会如何演化。因此，N体模型是这场博弈中不可避免的工具：如果没有星团和星协的完整动力学模型，任何关于IMF随物理条件变化的陈述都很可能是错误的。现有的计算一次又一次地证明IMF是不变的：没有统计学上有意义的证据表明IMF从贫金属到富金属的变化。这意味着现有的恒星形成理论无法描述恒星的结果。然而，基于化学演化计算的间接证据表明，聚集了凸起和椭圆星系的极端恒星爆发可能有一个头重脚轻的IMF。
2007-03-12 astro-ph
Evidence for a non-universal stellar initial mass function from the integrated properties of SDSS galaxies
本文回顾了由星系的积分光性质推求恒星初始质量函数的经典Kennicutt方法。斯隆数字巡天DR 4的大尺寸，均匀的高质量数据集与更深入的建模和定量统计分析相结合，以寻找系统的IMF变化作为星系光度的函数。银河系H阿尔法等效宽度相比，宽带颜色指数，以限制IMF。这个参数空间对于打破传统上有问题的简并是有用的。年龄和尘埃校正在很大程度上是正交的IMF的变化。此外，与IMF变化相比，金属丰度和平滑的恒星形成历史e-折叠时间的影响很小。我们发现，作为一个整体的样本的最佳拟合IMF斜率高于0.5 M_sun是伽玛= 1.4535与一个可忽略的随机误差为+/- 0.0004和一个系统误差为+/- 0.1。比M_r，0.1 = -20左右亮的星系（包括像银河系这样M_r，0.1 ~ -21的星系）很好地符合通用的Gamma ~ 1.4 IMF，类似于Salpeter，以及平滑的指数恒星形成历史（SFH）。较暗的星系更喜欢陡峭的IMF和质量的拟合表明，对于这些星系的一个普遍的IMF平滑SFHS实际上是一个穷人的假设。几个来源的样本偏差被排除作为这些亮度依赖IMF变化的原因。对爆发SFH模型的分析表明，M_r，0.1 = -17星系需要一个不合理的爆发时间协调来拟合一个普适的IMF。这导致的结论是，IMF在低光度星系有更少的大质量恒星，无论是陡峭的斜率或较低的上质量截止，是不普遍的。
2007-11-08 astro-ph
Super star clusters as probes of massive star evolution and the IMF at extreme metallicities
年轻的超级星团和年轻的致密大质量恒星形成区可以提供有用的信息，他们的爆发属性（年龄，爆发持续时间，SFR），IMF的上端，并产生新的限制大质量恒星的演化。通过对它们的恒星星族的研究，我们可以特别地将我们对大质量恒星的认识扩展到本星系群中这类恒星无法获得的极端金属丰度。在这里，我们总结了最近的研究的两个金属丰度极端的主要结果：沃尔夫-拉叶和O星的人口非常贫金属BCD，和金属丰富的紧凑的核SF地区。
2000-01-31 astro-ph
Constraining the IMF in Extreme Environments: Detecting Young Low Mass Stars in Unresolved Starbursts
我们证明了直接检测低质量恒星的年龄<1000万年的未解决的超级星团中使用近红外光谱在中等分辨率（R ~ 1000）的可行性。这样的测量可以限制在这些极端的恒星形成事件中高质量恒星和低质量恒星的比例，提供对初始质量函数（IMF）与银河系盘相比的普遍性质的直接测试（Chabrier，2003）。我们计算了质量为10^6 Msun的超级星团的积分光，这些光是根据Salpeter（1955）和Chabrier（2003）对年龄为1，3，1千万年的星团的IMF得出的。我们结合，第一次，Starburst 99（Leitherer等，1999）的主序和主序后人口（包括星云发射）与主序前（PMS）的低质量恒星的演化模型（Siess等，2000）作为年龄的函数。我们发现，在2.2微米处观察到的积分光中，约有4- 12%来自年龄<300万年的具有晚型恒星吸收特征的低质量PMS恒星。在R=1000的高信噪比光谱（> 100）下，这种光是可以辨别的，这限制了对星团综合光有贡献的高质量恒星和低质量恒星的比例。
2005-07-27 astro-ph
The Effect of Star Formation History on the Inferred Initial Stellar Mass Function
在恒星形成率（SFR）在银河系的历史产生高原和下降，在今天的质量函数（PDMF）的主序星寿命重叠的年龄和持续时间的SFR变化的峰值和平静。这些PDMF功能可以被误解为形式的内在恒星初始质量函数（IMF），如果恒星形成率被假定为常数或缓慢随时间变化。这种效应适用于所有形成恒星的时间超过大质量恒星年龄的区域，包括OB星协、恒星复合体，特别是银河场星。相关问题可能适用于嵌入式群集。从秒差距尺度到整个星系的时间SFR变化的证据进行了总结，所有这些都应该有助于推断IMF扭曲。我们给出了各种恒星形成历史的例子，以证明可能会看到的虚假IMF结构的类型。这些包括短持续时间的爆发，随机历史与对数正态振幅分布，和振荡历史与各种周期和相位。推断IMF应该出现陡峭的内在IMF的质量范围内，恒星的寿命对应的时间减少SFR;浅部分推断IMF对应的时间增加SFR。如果场区域由分散的簇填充并且由它们的低电流SFR定义，则它们应该具有比簇更陡的推断IMF。确定了在LMC和SMC中给出陡场IMF所需的SFR。在对银河系场星IMF的几次测定中观察到的结构可以用一个随机的和突发的恒星形成历史来解释。
2005-09-12 astro-ph
The IMF of simple and composite populations
恒星形成的有限时间尺度、快速的早期恒星演化和快速的恒星动力学过程的结合意味着，任何星团的恒星IMF都不能独立于其年龄而被推断出来（星团IMF定理）。然而，国际货币基金组织可以通过从一个父分布中得出许多理论总体并根据观察到的总体进行测试来在统计上受到限制。由此可见，所有已知的清晰的恒星星族都是从相同的母恒星质量分布中得出的。因此，尽管存在群集IMF定理，但IMF普适性假设不能被抛弃。这意味着现有的恒星形成理论无法描述恒星的结果，因为它预测了IMF对未观察到的物理边界条件的依赖性。然而，IGIMF定理预测，即使IMF普适性假说是有效的，星系范围内的IMF也会随着星系恒星形成率的变化而变化。这种变化现在已经在SDSS星系数据中观察到。详细分析的二进制的性质，在极低质量的恒星和棕矮星（BD）的质量制度，一方面，在恒星制度的另一方面，显示有一个不连续的IMF附近0.1Msun，使BD遵循一个单独的分布函数。最近对MW核心1pc内的恒星星族的观测确实表明了一个头重脚轻的IMF，也许暗示了恒星形成结果随潮汐场和温度的变化，从而在这些物理极端条件下违反了IMF普适性假设。另一个违反这一假设的情况似乎出现在极贫金属的恒星中，这样原始IMF似乎在低质量恒星中已经耗尽。
2007-08-08 astro-ph
A simple model for the evolution of disc galaxies: The Milky Way
本文提出了一个简单的盘星系演化模型。我们采用了银河系盘观测中的三个参数：局部表面质量密度、恒星尺度长度（假定指数盘）和自转曲线振幅（假定平坦），物理上采用了（局部）动力学Kennicutt恒星形成公式、标准化学演化方程假设和恒星星族光谱演化模型。我们可以确定模型的详细演化，只需添加标准的宇宙学尺度随时间的维度参数。令人惊讶的丰富的详细规格遵循这个处方，包括气体的下降率作为半径和时间的函数，恒星年龄和金属丰度随时间和半径的分布，不同波长的表面亮度分布，在太阳附近的恒星开始形成$\approx 10 Gyrs$之前，以增加的速度在40亿年前达到峰值，然后缓慢下降，与观测结果非常一致。太阳附近长寿恒星的平均年龄大约是$4 Gyrs$。恒星和气体的局部表面密度分别为35和$15 M_{\odot}pc^{-2}$。恒星的金属丰度分布在太阳半径处较窄，峰值在$[Z/Z_{\odot}] = -0.1$处，Salpeter IMF和Chabrier IMF与观测结果一致。与当前和当地的化石证据的比较提供了支持的模型，然后可以用来评估其他本地盘星系，盘星系在深光学调查的演变，也为理论研究，如合并盘星系（缩写）的模拟。
2005-11-02 astro-ph
Uncovering Extremely Metal-Poor Stars in the Milky Way's Ultra-Faint Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies
我们提出了新的金属丰度测量298个红巨星分支星在8个最不发光的矮球状星系（dSphs）在银河系（MW）系统。我们的技术是基于中等分辨率Keck/DEIMOS光谱加上光谱合成。我们给出了矮星系中[Fe/H] < -3.0恒星的第一光谱金属丰度，个别恒星的金属丰度低至[Fe/H] =-3.3。由于我们的[Fe/H]测量不依赖于经验金属丰度校准器，并且对任意低的金属丰度敏感，因此我们能够准确地探测这种极贫金属的状态。这些dSphs中恒星的金属丰度分布与贫金属端的MW晕相似。我们还证明了以前在更明亮的dSph星系（M_V = -13.4到-8.8）中看到的光度-金属丰度关系平滑地延伸到M_V =-3.7的绝对星等。在dSphs中发现极贫金属的恒星支持了LCDM星系组装范例，其中矮星系溶解形成MW的恒星晕。
2008-08-23 astro-ph
A new view of the dwarf spheroidal satellites of the Milky Way from VLT/FLAMES: Where are the very metal poor stars?
作为矮星系丰度和径向速度团队（DART）计划的一部分，我们测量了附近四个矮球状星系（dSph）中大样本恒星的金属丰度：Sculptor，Sextans，Fornax和Carina。这些星系中的低平均金属丰度和非常古老的恒星星族的存在支持了它们是早期宇宙化石的观点。然而，与天真的期望相反，我们发现在所有四个系统中，金属丰度低于[Fe/H] ~ -3 dex的恒星都非常缺乏。这表明，在这些系统中，组成恒星的气体在形成之前就已经均匀富集。此外，dSph金属丰度分布的贫金属尾部与星系晕的贫金属尾部明显不同。这些发现表明，即使在最早的时代，附近dSph的祖先似乎也与银河系的构建块有着根本的不同。
2006-11-14 astro-ph
The low-mass IMF - deep star counts in the dSph galaxy Ursa Minor
我们提出了一个新的研究深恒星计数在本集团矮椭球（dSph）在小熊座。将未演化恒星的光度函数（LF）和色星等图（CMD）与老的贫金属球状星团M92的LF和CMD进行了比较。在误差范围内，主序列位置和关断是相同的。由于我们从较亮的演化恒星中知道，这两个不同系统的金属丰度是相同的，这意味着它们也有相同的年龄。因此，直接比较微弱的LF就相当于比较低质量恒星的初始质量函数（IMF）。我们发现它们的LF在所覆盖的质量范围内（~0.35 - 0.8M_sun）是相同的。小熊座dSph拥有本星系群中已知最高的视M/L比，是一个极低表面亮度的外星系。M92是一个典型的高表面亮度球状星团，没有明显的暗物质。这些结果表明，在高红移条件下形成的低质量恒星IMF与环境无关。事实上，这与今天恒星形成区的低质量IMF是一致的。
2001-01-22 astro-ph
Pop III Hypernova Nucleosynthesis and Abundances in Very Metal-Poor Halo Stars
计算了M = 13 ~ 270 Msun的大质量Pop III星的演化和核合成，并与贫金属晕星的丰度进行了比较。观测到的丰度可以用M < ~ 130 Msun的高能核心坍缩超新星（"hypernovae“）来解释，但不能用M ~ 140-270 Msun的对不稳定超新星（PISNe）来解释。这一结果限制了Pop III和非常贫金属的Pop II恒星的IMF。
2002-05-22 astro-ph
Testing the Relation Between the Local and Cosmic Star Formation Histories
最近，在观测上确定宇宙的平均恒星形成历史方面取得了很大进展。如果银河系的恒星形成率能代表宇宙恒星形成的平均历史，那么，当准确地知道宇宙恒星形成率时，它就能提供许多关于星系演化的信息。一个简单的假设是，我们当地的恒星形成率与宇宙平均值成正比。此外，为了描述恒星的形成历史，还必须采用初始质量函数（IMF）;通常假设IMF是一个在时间上恒定的光滑函数。我们将展示如何直接测试所有这些假设的兼容性，通过利用本地（太阳邻域）恒星形成记录编码在当今的恒星质量函数。目前的数据表明，以下至少有一个是错误的：（1）本地IMF是恒定的时间;（2）本地IMF是一个光滑（单峰）的功能;和/或（3）在银河系盘恒星形成是宇宙的平均代表。我们简要地讨论如何确定这些假设失败，和改进的意见，这将使这个测试。
1998-06-12 astro-ph
The effects of Population III stars and variable IMF on the chemical evolution of the Galaxy
我们研究了仅由大质量和超大质量恒星（VMS）组成的假设初始恒星世代（PopIII）对银河系化学演化的影响。我们采用了Chiappini等人的两次下落化学演化模型，并测试了几组原始VMS（成对创造SNe）的产额，它们产生的重元素数量与低质量恒星不同。我们重点讨论了α元素C、N、Fe的演化。PopIII恒星对这些元素的星系演化的影响是可以忽略不计的，如果这类恒星出现了几代，而他们产生不同的结果从标准模型，如果他们形成了一个较长的时间。此外，一个更强的变量IMF的影响进行了讨论，利用文献中出现的建议来解释缺乏金属贫星的星系晕模型预测。丰度，SN率，G-矮星[Fe/H]分布的预测变化在这里更显着，与观测相反，我们得出结论，恒定或略有变化的IMF是最好的解决方案。我们的主要结论是，如果VMS存在，它们一定只形成了很短的一段时间（直到晕气体达到形成超大质量物体的金属丰度阈值）;在这种情况下，它们对所研究元素演化的影响在最早的阶段也可以忽略不计。因此，我们不能根据现有的数据证明或反驳这些恒星的存在。由于它们大量的金属生产和短暂的生命，原始VMS应该已经丰富了晕气体，超过了几个百万年来已知的最贫金属恒星的金属丰度。这限制了对创造SNe的数量：我们发现在我们的银河系中发生了2-20个这样的SNe，这取决于恒星产量。
2005-08-24 astro-ph
Chemical Abundances and Milky Way Formation
恒星的化学元素比率有明确的系统趋势作为丰度的函数，这些趋势与运动学定义的恒星星族有很好的相关性。这是值得注意的，并对星系演化有重要的影响。源函数，即恒星的初始质量函数，必须几乎不随时间、地点和金属丰度而变化。每一颗正在形成的恒星都必须有一个混合的质量平均IMF产量，这意味着恒星形成率很低，大多数恒星形成在最多几个具有相似演化历史的区域。这些公认的结果很难与标准的等级形成模型相一致，该模型聚集了许多恒星单位：星系演化似乎是由气体组装和随后的恒星形成所主导的。本文介绍了最近关于银河系球核、恒星晕和厚盘的研究结果，以及一些新的结果。
2004-11-26 astro-ph
The Large Magellanic Cloud cluster NGC 2214
用英澳望远镜对年轻的大麦云云NGC~2214及其附近的一个视场进行了Johnson { \it BV} CCD观测。在文献中已经提出，这个椭圆星系团实际上是两个正在合并的星系团。没有证据被发现从配置文件拟合或颜色-震级图来支持这一论点。完整性因素估计的CCD帧。这些值与光度函数一起被用来估计NGC~2214的初始质量函数（IMF）。假设IMF为幂律，对于指数（1 + $x$）= 2.01~ $\pm$ 0.09找到了良好的拟合。有一些迹象表明，低质量端（小于或等于3个太阳质量）比导出的IMF的高质量端具有更低的梯度。这个值与其他麦哲伦星系IMF的文献值是合理的一致，与那些确定得不好的银河系IMF没有实质性的不同，这表明在麦哲伦星云和我们的银河系的质量范围$\sim 1$到$\sim 10$太阳质量的“普遍”IMF的可能性。
1995-03-19 astro-ph
History of Star Formation in the Universe
简要回顾了恒星形成的宇宙历史，从银河系开始，然后讨论了与闭箱模型和分层模型相关的观测结果。本地恒星形成的观测进行了审查比较。晕状球状星团的形成方式似乎与今天的星团大致相同，具有相同的IMF和恒星密度，并且具有更大的质量，反映了其环境的更高压力。银河系的隆起似乎是按照耗散坍缩模型演化的，但其他隆起可能有所不同。
2001-10-05 astro-ph
