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
Mass-to-Light ratio, Initial Mass Function and chemical evolution in disc galaxies
盘状星系形成的宇宙学模拟，当与观察到的塔利-费舍尔关系相比时，表明螺旋中恒星成分的质量与光（M/L）比较低。我们发现，一些“底部轻”的初始质量函数（IMF）建议独立在文献中，并暗示M/L比低到所需的，至少对于晚型螺旋（SBC/Sc）。然而，典型的M/L比，以及相应的塔利-费舍尔关系的零点，预计会随着哈勃类型的变化而变化很大。底光IMF的金属产量往往超过螺旋星系的估计。适当的调整IMF的斜率和质量限制，后超新星回落到黑洞或金属外流的金属，然后必须调用，再现所观察到的盘星系的化学性质。
2004-02-18 astro-ph
The Initial Mass Function in disc galaxies and in galaxy clusters: the chemo-photometric picture
塔利-费舍尔关系的观测亮度表明盘星系中恒星M/L比较低，并且存在“底光”IMF，但相应的化学富集效率往往超过观测估计。无论是适当的调整IMF的斜率和质量限制或金属流出盘星系，然后必须调用。一个标准的太阳邻域IMF不能解释星系团内热介质的高金属丰度：一个不同的IMF必须在星系团中起作用。或者，如果IMF是普遍的，化学富集在任何地方都像在星系团中观察到的那样有效，那么在太阳邻域和盘星系中一定会发生大量的金属损失;这是一种“非标准”的情况，挑战了我们对盘星系形成的理解。
2005-10-18 astro-ph
The Chemical Evolution of LSB Galaxies
我们推导出的晚型，低表面亮度（LSB）星系的样本中发现的斯隆数字巡天（SDSS）的氧和氮丰度。此外，我们还计算了一个大网格（5000个模型）的化学演化模型（CEMs）测试各种时间尺度的下降，重子密度和几个幂律初始质量函数（IMF）以及。由于在CEM（对于给定的IMF）和观测中发现的相当稳定的N/O趋势，我们发现LSB星系的恒星星族由低质量恒星主导的假设，即，底部非常重的IMF（见Lee et al. 2004），可以排除。这些模型预测的N/O比太高，而O/H比通常太低。我们还得出结论，LSB星系可能有相同的年龄，他们的高表面亮度对应，虽然全球的恒星形成率必须在这些星系相当低。
2007-12-03 astro-ph
Constraints on the IMF of the first stars
出于理论预测，第一颗恒星主要是非常巨大的，我们调查的物理过渡从早期的时代占主导地位的大规模流行III星到后来的时代占主导地位的熟悉的低质量流行II/I星的数值生成的目录的暗物质晕加上自洽的化学和辐射反馈的治疗。根据化学反馈的强度，即使在中等红移（z = 5）下，Pop III型恒星也可以贡献相当大一部分（百分之几）的宇宙恒星形成活动。我们发现，三个z = 10的源暂定检测NICMOS UDF应提供动力的Pop III星，如果这些是大规模的，但是，这种情况下无法重现导出的WMAP电子散射光学深度。相反，如果恒星在任何时候形成更标准、稍微头重脚轻的Larson IMF，范围为1 Msun < M < 100 Msun，那么UDF和WMAP约束都可以得到满足。
2005-10-24 astro-ph
The IntraCluster Medium: An Invariant Stellar IMF
支持恒星初始质量函数不变的假设的证据是强有力的和多样的。在丰富的星系团的集群内介质是少数几个相反的位置之一，最近的解释的化学丰度有利于国际货币基金组织是偏向于大质量的恒星，相比“正常”的国际货币基金组织。这种解释取决于Ia型超新星对ICM富集的忽略，以及II型超新星的核合成产额的特殊选择。我们在这里表明，当一个采用的收益率确定经验从银河系恒星的观测，而不是不确定的模型收益率，一个自洽的图片可能会得到一个不变的恒星IMF，和约一半的铁在ICM是由Ia型超新星。
1997-10-17 astro-ph
The Chemical Evolution of Helium in Globular Clusters: Implications for the Self-Pollution Scenario
我们调查的建议，有恒星星族在一些球状星团增强氦（Y从0.28到0.40）相比，原始值。我们假设上一代的大质量渐近巨星分支（AGB）恒星污染了星团。两套独立的AGB产量被用来遵循氦和CNO的演变，使用Salpeter初始质量函数（IMF）和两个头重脚轻的IMF。在任何情况下，我们都不能产生假设的大Y ~ 0.35，而不违反CNO含量几乎恒定的观测约束。
2006-08-17 astro-ph
Variation of the IMF
（节略）{恒星IMF}已被发现是基本不变的。虽然可以看到一些明显的差异，但这一游戏固有的不确定性不允许得出一个确定的结论，即货币基金组织会随着条件而系统地变化。然而，IMF对整个星系的积分是另一回事。各种星系的化学和光度特性确实暗示了{星系轴IMF}比恒星IMF更陡峭，这也是从MW中的直接恒星计数分析中推导出来的。这些结果对恒星星族的模拟和对恒星演化的修正很敏感，因此也是不确定的。然而，通过认识到星系是由溶解的星团组成的，星团被视为{星系的基本构建块}，结果发现星系IMF必须比恒星IMF明显更陡，因为前者是由后者与星团质量函数的折叠产生的。此外，这一概念导致的重要见解，星系IMF必须随星系质量而变化，星系IMF是一个强烈的变化函数的恒星形成历史的星系，只有一个小质量的恒星组装。宇宙学的影响，这是讨论。
2004-10-19 astro-ph
The Variation of Integrated Star IMFs among Galaxies
积分星系初始质量函数（IGIMF）是包含恒星残骸分布、超新星数量和星系化学富集历史信息的相关分布函数。由于大多数恒星形成于具有不同质量的嵌入星团中，IGIMF成为假设的（通用或不变的）恒星IMF对嵌入星团质量函数（ECMF）的积分。对于IMF和ECMF的一系列合理的假设，我们发现IGIMF比恒星IMF更陡峭（每颗恒星包含更少的大质量恒星），但在几个Msol以下，它是不变的，并且与所有星系的恒星IMF相同。然而，陡峭敏感地依赖于形式的ECMF在低质量的制度。此外，观测结果表明，星系的恒星形成率与其中质量最大的年轻星团之间存在着一定的关系，这个星团质量是星系团质量函数的上限，这一假设导致恒星形成率与IGIMF的斜率在几个Msol以上的关系。IGIMF随星系的恒星形成历史而变化。值得注意的是，大的变化的IGIMF是明显的dE，dIrr和LSB星系与一个小到适度的恒星质量。我们发现，对于任何星系的超新星每星（NSNS）的数量被抑制相对于预期的萨尔彼得IMF。与大质量星系相比，矮星系的NSNS较小。对于矮星系，NSNS的变化很大程度上取决于星系的组装历史和对ECMF低质量端的假设。这里提出的研究结果可能会对每个低质量恒星的超新星数量和不同质量星系的化学富集的宇宙学演化产生一定的影响。
2005-02-24 astro-ph
Galactic Winds and the Photo-chemical Evolution of Elliptical Galaxies: The Classic Model Revisited
我们考虑椭圆星系同时的化学、光度和气体热能演化。化学丰度的演化在群内介质（ICM）是由不同的时间尺度的气体喷射，通过超新星（SNe）驱动的风，从矮，正常和巨大的椭圆形，并同时监测。重点放在影响，和敏感性，基本的恒星初始质量函数（IMF），恒星形成效率，超新星Ia型率，超新星遗迹（SNR）的动态，和恒星核合成的最新进展。与许多以前的研究不同，我们坚持广泛的光学（例如颜色-金属丰度-光度关系）和X射线（例如最近ASCA ICM丰度测量）观测约束。IMF偏向于高质量的恒星，至少在恒星形成的早期阶段，牵连，以满足所有的观测约束。
1997-05-14 astro-ph
Galaxy evolution: the effect of dark matter on the chemical evolution of ellipticals and galaxy clusters
本文讨论了椭圆星系的化学演化及其对团内介质演化的影响。我们使用的化学演化模型考虑到暗物质晕和比较的结果与以前的模型中没有考虑暗物质。特别是，我们研究了一些相关的重元素，如氧，镁和铁的丰度的演变，并得出结论，模型包括暗物质晕和初始质量函数（IMF）包含更多的大质量恒星比Salpeter（1955）IMF，更好地再现观察到的Mg和Fe的丰度在恒星星族和ICM（ASCA结果）。我们还讨论了星系团中气体的起源，并得出结论，大多数气体应该有一个原始的起源。
1996-10-09 astro-ph
Chemical Evolution of Irregular and Blue Compact Galaxies
我们讨论了贫金属星系的化学演化，并得出结论，他们的氧气不足是由于：生产的黑洞的大质量恒星或不同的斜率的初始质量函数，IMF，在高质量的结束。在低质量端的变化IMF单独或结合：（a）富氧物质的流出，（b）良好混合的物质的流出，和（c）不参与化学演化过程的暗物质的存在，需要解释它们的缺氧。富氧物质的流出有助于解释这些天体产生的大氦氧质量比值，但它不利于解释碳氧质量比和重元素减去碳和氧的质量比值。
1994-11-29 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
Testing the universal stellar IMF on the metallicity distribution in the bulges of the Milky Way and M31
我们测试是否通用的初始质量函数（UIMF）或整合星系IMF（IGIMF）可以用来解释的金属丰度分布（MD）的巨人在银河系的隆起。我们利用一个单一的区域化学演化模型开发的银河系隆起的背景下，由内而外的模型形成的银河系。我们检查了是否有可能通过强制UIMF将产量限制在$80 M_{\sun}$以上，并要求所得MD与观察到的MD匹配。我们还将分析扩展到M31的核球，以研究星系核球之间IMF的可能变化。影响恒星演化的几个参数（恒星形成效率、气体流入时间尺度）是变化的。我们表明，这是不可能令人满意地再现所观察到的金属丰度分布在两个星系的隆起，除非假设一个平坦的IMF（$x \leq 1.1$）比普遍的。我们认为，有必要假设IMF在各种环境中的变化。
2007-02-01 astro-ph
The role of Z=0 AGB stars on the early chemical enrichment
我们提出了质量范围为4< M/Mo <8的Z=0恒星从主序前到AGB阶段的理论演化模型。与之前的计算相反，我们发现这些恒星会产生正常的热脉冲和第三次挖掘事件。特别注意的是，由于上述机制，在信封中的化学富集进行了分析。因此，我们发现这些恒星变得富含碳和氮。使用不同的IMF在文献中提出的第三族恒星，我们研究他们的贡献，前银河系化学富集。发现Z=0的AGB星对~ 7 Li、~（12）C和~（14）N的贡献很大，并产生极端的非太阳源的~（24）Mg/~（25）Mg/~（26）Mg比值。然而，净贡献对所采用的IMF和进入恒星的原始物质的比例非常敏感。
2000-10-18 astro-ph
Evidence Supporting the Universality of the IMF
恒星初始质量函数（IMF）是一个基本的分布函数，它决定了许多重要的观测量，从一定年龄和金属丰度的恒星群体中电离光子的数量，通过各种化学元素的产生速率，到系统的质光比。这一重要性，再加上确定IMF的经验困难，以及几乎完全缺乏任何可靠的理论预测，使得研究人员可以自由地将IMF视为天体物理学家对复杂性无知的连续变量参数化。改变模型中参数的能力与物理系统中的真实变化不同。一个更有指导意义的方法是使用现有的数据来限制可能的变化，从而允许识别观察系统的其他方面，其理解可以得到改善。理想情况下，最敏感的物理变量，或其参数化，应该是最好的约束。一个基本的零假设，我们在这里捍卫，是国际货币基金组织是一个通用的不变函数，使所有明显的变化可能归因于其他变量，和不可约的统计抽样波动。
2001-02-10 astro-ph
Chemical evolution of the intra-cluster medium
星系团内介质的高金属丰度通常是基于椭圆星系的星系风假设来解释的。在这个框架中，我们开发了一个玩具模型，按照化学演化的ICM，制定类似于单个星系的化学模型。该模型计算了星系团星系的星系形成历史（GFH），将最终光度函数（LF）与ICM的相应金属富集历史联系起来。观测到的LF可以用一个平滑的类似GFH的Madau图再现，峰值在z~ 1-2，加上一个在高红移的矮星系形成的“爆发”。该模型是用来测试的响应预测的金属含量和丰度演化的ICM不同的输入星系模型。化学富集计算从“银河产量”的基础上的椭圆星系模型与可变的初始质量函数（IMF），有利于形成大质量恒星在高红移和/或在更大质量的星系。对于一个给定的最终星系光度，这些模型椭圆星系喷射到ICM的气体和金属的数量比基于Salpeter IMF的标准模型更多。然而，IMF随红移而变化的情景是宇宙背景温度对金斯质量尺度的影响的结果，这似乎太温和了，不能解释观察到的簇中的金属生产。ICM的高铁质光比只能通过假设典型恒星质量的更剧烈变化来重现，与其他最近的发现一致。风喷射气体的质量预计将超过星系质量的1.5-2倍，大约构成星系团内气体的一半。
2003-06-24 astro-ph
A new scenario of galaxy evolution under a universal IMF
本文讨论了椭圆星系的基本观测性质，如积分光谱、化学丰度和$α$ -元素的增强等。这些观测性质是由宽波段色指数$Mg_2$和$< Fe >$推断的（及其梯度），颜色-星等关系，紫外线通量和质光比，在目前的理论解释，注意内部矛盾的几点。事实上，现有的椭圆星系形成和演化模型无法同时解释上述所有观测特征。我们认为Padoan等人（1997）提出的新的初始质量函数（IMF）可能是解决这一难题的一个突破，该函数依赖于恒星形成的介质的温度、密度和速度色散。椭圆星系模型纳入新的IMF（随时间和星系内的位置），并在一定程度上进行了讨论。由于IMF的变化，很容易解释$α$元素的增强和基本面的倾斜，而对所检查的其余属性的解释则保持不变。最后，一些影响有关的相对比例可见的恒星，塌缩的残余物（重子暗物质），和气体遗留下来的恒星形成过程进行检查。
1997-08-13 astro-ph
Constraints on a Universal IMF from UV to Near-IR Galaxy Luminosity Densities
我们得到的约束范围内的宇宙恒星形成的历史（SFH）使用z=0.1的光度密度在0.2至2.2微米的范围内的一个普遍的恒星初始质量函数（IMF）的斜率。通过直接测量来自高红移观测的（相对）宇宙SFH，可以在整个宇宙中打破恒星星族积分谱的年龄-IMF简并。这些只有边际依赖于IMF的不确定性，而当地的光度密度拟合强烈依赖于宇宙SFH和IMF。我们使用总体合成来拟合这些测量，并发现最佳拟合的IMF幂律斜率为Gamma=1.15+-0.2（0.5 < M/M_solar < 120）。该斜率与Salpeter IMF斜率（Gamma=1.35）非常一致。我们得到了一个很强的上限，Gamma<1.7，这有效地排除了Scalo IMF，因为它的高质量恒星比例太低。这个上限是在99.7%的置信水平，如果我们假设一个封闭的盒子化学演变的情况下，95%，如果我们假设恒定的太阳金属丰度。拟合的H-α线光度密度，我们得到了最佳拟合IMF斜率与来自宽带测量。边缘化宇宙SFH和IMF斜率，我们得到（95%置信度范围，h=1）：对于恒星质量密度，omega_stars = 1.1-2.0 E-3;对于恒星形成率密度，rho_sfr = 0.7-4.1 E-2 M_solar/yr/Mpc ^3;辐射热衰减恒星光度密度（0.09 ~ 5微米）的ρ_L = 1.2-1.7 E+35 W/Mpc ^3。将这一恒星总辐射…
2003-04-23 astro-ph
The Case Against Bimodal Star Formation in Elliptical Galaxies
我们采用Elbaz，Arnaud和Vangioni-Flam（1995）的双峰恒星形成方案，研究了椭圆星系的光度和化学性质。这些模型利用初始质量函数（IMF）严重偏向大质量恒星在早期阶段的星系演化，导致早期II型超新星驱动的星系风。随后是一个漫长的、温和的恒星形成阶段，伴随着一个正常的IMF星系团，据推测是今天观测到的恒星星族的原因。仅基于化学演化的论点，这种情况已被调用来解释所观察到的金属质量，和它们的丰度比，在星系团的团内介质。基于最近对简单恒星星族的金属性依赖等时线的汇编，我们构建了一个耦合的光度和化学演化包的复合恒星星族，以量化这样一个模型的光化学性质的结果椭圆星系的影响。我们证明，这些预测的属性是不相容的，在当前的时代所观察到的。
1995-09-12 astro-ph
Dispersion in modeled abundances
银河系的化学丰度数据显示出很大的分散性。我们试图检查，如果这种分散也可以发现与化学演化模型作为一个初始质量函数（IMF）的变化，遵循泊松分布的影响
2003-02-05 astro-ph
Timescales for Low-Mass Star Formation in Extragalactic Environments: Implications for the Stellar IMF
我们调查所需的物理和化学条件低质量恒星形成在河外环境中，通过计算各种特征的时间尺度与恒星形成的初始条件范围。这些时间尺度的平衡表明，在某些物理条件下，低质量恒星的形成是增强还是抑制。在这项研究中，我们考虑的时间尺度自由落体，冷却，冻结，解吸，化学和双极扩散和它们的变化与气体密度，金属丰度，宇宙射线电离率和FUV辐射场强度的变化。我们发现，河外系统与高FUV辐射场强度和高宇宙射线通量的金属丰度范围内考虑，很可能有增强的低质量恒星形成，除非磁压是足以阻止崩溃。我们的研究结果表明，这只可能是高红移星系接近太阳金属丰度的情况。除非所有的高红移源都是如此，否则这项研究几乎没有发现高红移时高质量偏置IMF的证据。
2008-10-20 astro-ph
Early Star Formation and the Evolution of the Stellar Initial Mass Function in Galaxies
经常有人提出，星系中的恒星IMF在早期是头重脚轻的。如果货币基金组织依赖于一个质量尺度，比如在更早的时候，由于当时普遍存在更高的温度，金斯的质量更高，那么这在物理上是合理的。在本文中，它建议，在现有的证据和理论的基础上，IMF有一个普遍的Salpeter状的形式在上端，但低于一个特征的恒星质量，可能会随时间而变化。许多被归因于头重脚轻的早期IMF的证据，包括普遍存在的G矮星问题，星系团中重元素的高丰度，以及高红移星系中大质量恒星的高形成率，都可以用这样的IMF来解释，如果在星系演化的早期阶段，特征恒星质量是几倍的话。然而，星系质光比的显著变化和恒星残骸中大量的暗物质并不容易用这种方式解释，因为它们需要对IMF的形式和变化做出更极端和更不可信的假设。不含金属的第三族恒星被预测有一个完全由大质量恒星组成的IMF，它们可以帮助解释一些被归因于头重脚轻的早期IMF的证据，以及对早期宇宙的能量和化学富集做出重要贡献。
1998-08-13 astro-ph
Confidence limits of SN, Kinetic Energy and chemical yields in evolutionary synthesis models
当演化合成模型考虑到IMF的随机性以及真实星团中恒星的离散数量时，典型的输出转向色散带（可以放置真实数据的地方）而不是窄线。我们在这里提出了一个定性分析的SN率，动能和14 N/12 C的比例转换成恒星的质量的不同数额的这种分散。
2001-01-30 astro-ph
The IMF of Extremely Metal-Poor Stars and the Probe into the Star-Formation Process of the Milky Way
基于对星系晕中极贫金属星（EMP）的观测，讨论了银河系的恒星形成历史，以了解早期宇宙的演化和结构形成。EMP星的初始质量函数（IMF）是由EMP幸存者中碳增强EXP（CEMP）星的观测分数导出的，CEMP星被认为起源于具有质量转移的密近双星系统的演化。根据EMP星的演化理论和双星演化理论，我们发现金属丰度[Fe/H]<-2.5的恒星是在典型质量~10M_sun时形成的。由此获得的顶重IMF被用于研究银河系的早期化学演化。我们构建的合并历史，我们的银河系半解析，并推导出金属丰度分布函数（）的低质量EMP星的生存日期，考虑到贡献的二元系统。结果表明，由此产生的EMPs可以很好地再现所观察到的分布的EMP幸存者，特别是，他们几乎都来自一个较小的质量的伴侣在双星系统。我们还研究了首发星对EMP星的影响。
2007-10-24 astro-ph
Evolution of chemical abundances in Seyfert galaxies
我们计算了螺旋凸起托管塞弗特核的化学演化，基于更新的化学和分光光度演化模型，我们的银河系的凸起，作出预测的其他量测量塞弗特，并模拟了本地凸起的测光。化学演化模型包含了对银河势和来自中心超大质量黑洞反馈的详细计算，分光光度模型涵盖了广泛的恒星年龄和金属丰度。我们跟踪了质量范围为10 ^9 - 10^{11} M太阳的星系核球的演化，方法是在椭圆星系的逆风情况下缩放恒星形成效率和星系核球尺度长度，并考虑中央超大质量黑洞上的爱丁顿有限吸积。我们成功地再现了观测到的黑洞-宿主核球质量关系。所观察到的核辐射热光度只在高红移或最大质量的凸起处重现;在其他情况下，在z = 0时，再生机制是必要的。在大多数情况下，黑洞的反馈在触发银河风方面并不重要。观测到的高恒星形成率和金属过剩很容易实现，以及红移和膨胀的化学丰度的恒定性。如果我们将恒星IMF的指数从x=0.95改变到x=1.35，这些结果不会受到影响;相反，为了再现颜色-星等关系和当前的K波段光度，需要更陡峭的IMF。
2007-10-22 astro-ph
Origin of the abundance patterns in Galactic globular clusters: constraints on dynamical and chemical properties of globular clusters
目标。我们分析了第一代快速旋转大质量恒星对球状星团动力学和化学性质的影响。方法.我们使用快速旋转的大质量恒星的恒星模型，通过缓慢的机械赤道风失去质量，产生富含氢燃烧产物的物质。我们认为，高Na和低O丰度的恒星（以下称为异常星）是由单个大质量恒星的慢风和星际物质组成的。慢风和星际物质的比例是固定的，以重现在NGC 6752中观察到的Li-Na关系。结果在这种情况下，球状星团，在他们的生活中，没有失去任何恒星，我们发现，重现正常到异常恒星的观测比率，需要一个平坦的初始质量函数（IMF），通常斜率x=0.55（萨尔彼得IMF的x=1.35）。在球状星团遭受正常恒星蒸发的情况下，IMF的斜率可能会更陡：如果x=1.35，大约96%的正常恒星会消失。我们预测了恒星的分布作为其[O/Na]的函数，并获得了相当合理的协议，观察到的NGC 6752。讨论了不同氦值、12 C/13 C和16 O/17 O比值的恒星数分数的预测，以及[O/Na]值与氦值、[C/N]值、12 C/13 C值和16 O/17 O值之间的预期关系。未来的观察可能会验证这些预测。我们还提供了预测的今天的质量表示在用于形成恒星的气体的质量单位的集群，并为今天的质量之间的第一代和第二代恒星和恒星残骸的分布方式。
2007-09-26 astro-ph
Continuous star formation in IZw18
我们研究的动力学和化学演化的星系类似IZw 18的假设下，一个连续的恒星形成过程中爆发。我们采用了2-D的水代码加上详细的化学产率来自SNeII，SNeIa和单个中等质量的恒星。测试了不同的核合成产率和不同的IMF斜率。在大多数探索的情况下，星系风的发展，主要是携带星系的金属富集气体产生的爆炸本身。具有最大逃逸概率的化学物种是Fe和N。因此，我们预测星系外的[ $α$ /Fe]和[ $α$ /N]比低于星系内。为了重现IZw 18的化学组成，最好的选择似乎是采用Meynet & Maeder（2002）的考虑恒星自转的产额，尽管这些作者并没有遵循所有恒星的整个演化。具有平坦IMF（x=0.5）的模型似乎能够更好地再现IZw 18的化学性质，但它们注入气体的能量要大得多，由此产生的星系风非常强，与观测结果不一致。我们还预测了\hi介质中丰度的演变，并与最近的{ \sl FUSE}观测结果进行了比较。
2004-06-22 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
Chemical and Photometric Evolution of the Local Group Galaxy NGC 6822 in a Cosmological Context
基于NGC 6822的光度特性，我们得到了一个强大的恒星形成历史。采用这一历史，我们计算了银河系化学演化的15个模型。所有这些都符合当今的光度学特性。所有模型中的暗晕质量都是按照$Λ$ CDM宇宙学预测的质量组装历史演化的。我们模型的重子质量聚集的历史演化在这个宇宙学背景下，假设部分气体可用于吸积从来没有落入系统中，由于两个不同的物理过程。对于七个模型，我们假设在吸积过程中的通用重子分数减少的再电离。这第一组的最佳模型，一个复杂的模型与早期流出，适合所观察到的气体质量，和O/H，C/O，和Fe/O的现今值。这个模型需要一个较低的IMF比太阳附近的质量上限，在最近的结果由其他作者。我们还计算了八个模型，其中，除了再电离，吸积重子分数减少的大规模冲击heating.The最好的模型，这一系列，也需要和早期流出和较低的质量上限的IMF，可以勉强拟合的气体质量和O/H和C/O的观测值。
2006-02-23 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
Chemical Evolution of the Magellanic Clouds: analytical models
我们已经扩展了我们的分析化学演化模拟银河系的麦哲伦云的想法。与以前的作者不同，我们假设既不是陡峭的IMF也不是选择性的星系风，因为在α粒子元素中，只有氧相对于铁显示出很大的赤字，在银河系超巨星中也发现了类似的赤字。因此，我们假设收益率和时间延迟相同，我们以前假设的太阳附近。我们包括流入和非选择性星系风，并考虑顺利和爆裂的恒星形成率，后者给一个更好的适合年龄金属丰度的关系。我们基本上预测太阳的丰度比的主要元素，这些似乎适合大部分的数据在其实质性的分散。我们的LMC模型也非常好地拟合了Nissen & Schuster（1997）发现的异常星系晕星。我们的模型预测，相对于太阳邻域，SNIa与核心坍缩超新星的比率分别提高了50%和25%，这与Cappellaro等人（1993）发现的Sdm-Im相对于Sbc星系的比率相当一致，但这些比率对有关爆发的详细假设很敏感。我们认为，在一些晚型星系中发现的高SNIa/SNII比值与它们的恒星形成历史有关，而不是与IMF的任何差异有关。
1998-01-23 astro-ph
Chemical evolution of irregular galaxies
综述了不规则星系和蓝致密星系化学演化模型的研究现状。由此产生的情况下的初始质量函数，制度的恒星形成和气体外流的效率进行了描述：国际货币基金组织似乎是大致相同的地方; SF可能遵循的爆发制度在BCGs和一个更连续的制度在不规则的，但有显着的例外;星系风必须发生在这些星系中的一些，与效率成反比的星系势阱。
1998-06-19 astro-ph
A New Approach to Determine the Initial Mass Function in the Solar Neighborhood
贫金属恒星的氧铁丰度比提供了大质量恒星核合成产率的信息，这些恒星最终会发生II型超新星爆炸。利用银河系化学演化的标准模型，我们重现了太阳邻域的丰度数据，并估算了真正SN II起源的氧和铁产额。将估算的产额与理论产额进行比较，导出每一代恒星的质量上限和下限与IMF斜率之间的关系。独立于这个关系，我们进一步推导出质量下限和IMF斜率之间的关系，从恒星的质量，在太阳附近的光比。这些独立的关系明确地确定了$m_u=50 \pm 10 M_sun$的质量上限和1 M太阳以上的IMF斜率指数1.3 - 1.6。这一质量上限对应于恒星的质量，超过这个质量，恒星就会变成黑洞，而不会将处理过的物质喷射到星际介质中。我们还发现，低于0.5 Msun的IMF斜率指数不可能比0.8浅得多。
1997-02-25 astro-ph
Evidence for a fundamental stellar upper mass limit from clustered star formation, and some implications therof
理论上的考虑导致恒星的质量不应该大于约m_{max*} =60- 120 Msun，而观测证据一直模棱两可。直到最近，由于对局部恒星爆发星团的现代高分辨率观测，才出现了接近150 Msun的物理恒星质量极限。但这个极限似乎并不取决于金属丰度，这与理论相矛盾。但仍存在重大不确定性。现在还出现了星团限制其组成恒星的质量，这样星团中质量最大的恒星的质量和星团质量之间存在一个定义明确的关系，m_{max} =F（M_ecl）\le m_{max*} \approx 150 Msun。一个相当惊人的发现是，观测数据强烈支持星团是通过连续形成更大质量的恒星，直到最大质量的恒星终止进一步的恒星形成而形成的。这种关系也意味着，由许多星团组成的复合星族，其中大部分可能被溶解，必须有比单个星团中发现的简单恒星星族更陡峭的复合IMF。因此，例如，10^5个金牛座-御夫座恒星形成群，每个有20颗恒星，将永远只采样低于约1 Msun的IMF。因此，这个IMF将与一个具有2 × 10^6颗恒星的星团的IMF不同。这意味着星系的恒星形成历史决定了其整合的星系轴IMF，从而决定了每颗恒星的超新星总数及其化学富集历史。依赖不变IMF的星系形成和演化模型是错误的。
2005-07-25 astro-ph
Chemical enrichment of galaxy clusters from hydrodynamical simulations
本文对星系团进行了宇宙学流体动力学模拟，旨在研究团内介质（ICM）的金属富集过程。这些模拟已经通过在Tree-SPH \gd代码中实现化学演化的详细模型来进行。该模型允许我们跟踪SNII，SNIa和AGB恒星的金属释放，通过适当地考虑不同质量的恒星的寿命，以及改变恒星的初始质量函数（IMF），寿命函数和恒星产额。因此，我们对化学进化的研究是一个强大的工具，可以用来追踪金属生产的宇宙历史。这里提出的模拟已经进行了双重目的，检查数值效应，以及改变化学演化模型的影响和恒星反馈的效率。
2007-05-12 astro-ph
Chemical Evolution in Hierarchical Models Of Cosmic Structure I: Constraints on the Early Stellar Initial Mass Function
我提出了一个新的银河系化学演化模型的动机和接地的层次理论的星系形成，所表示的晕合并历史的银河系。这个模型精确地再现了现今居住在星系晕中的星族II恒星的“金属丰度分布函数”（metallicity distribution function，简写为“金属丰度分布函数”）。观测到的Z_crit和在晕中明显缺少真正的第III星族恒星的现象强烈地暗示着存在着某个临界金属丰度，Z_crit <~ 10^-4 Z_sun，低于这个值，低质量恒星的形成受到抑制，甚至可能是不可能的。来自晕圈的观测约束、来自星系晕恒星的相对金属丰度以及重新定义IGM所需的电离光子预算共同意味着恒星IMF在经历核心坍缩超新星的大质量恒星范围内达到峰值，平均质量<M>为8 - 42 Msun。这个质量范围与解释形成反馈的原始恒星形成模型预测的质量相似。该模型还表明，在[Fe/H] <-3的贫金属晕星中，只有1 ~ 10颗无金属星是它们的超新星前身星，因此这些晕星的相对丰度在第一颗超新星的内禀产额上表现出IMF加权平均值。本文是一个长期项目的第一部分，该项目旨在将早期恒星形成的高红移原位指标与第一批恒星的低z古老遗迹联系起来。
2005-07-19 astro-ph
Simulating galaxy clusters -- I. Thermal and chemical properties of the intra-cluster medium
我们已经进行了一系列的N-体/流体动力学（TreeSPH）模拟的星系团和星系群，从宇宙学N-体模拟中选择的$Λ$ CDM框架内：这些对象已重新模拟在更高的分辨率$z$ =0，为了遵循也从星系内的恒星星族ICM的动力学，热和化学输入。模拟包括金属依赖的辐射冷却，根据不同的IMF的恒星形成，能量反馈作为强大的恒星爆发驱动的银河系超级风，化学演化与非瞬时再循环的气体和重元素，一个元银河系的紫外线场和热传导的影响在ICM。在本文中，我们主要在$z=0$得到了ICM的温度和熵分布、它的X射线光度、星团冷分量（冷分数以及质光比）以及ICM与恒星之间的金属分布的结果。在一般情况下，模型与有效的超级风，随着头重脚轻的恒星IMF，能够相当好地再现所观察到的$L_X-T$关系，熵的配置文件和冷分数。除了$r\sim$ ~0.1 $R_{\rm{vir}}$内部的温度逐渐下降外，观测到的ICM径向温度分布可以匹配。ICM的金属富集导致内部的铁梯度有些陡峭;然而，在对冷却流底部形成的恒星进行校正后，全球的富集水平与观测估计值相当;恒星和ICM之间的金属分配也与观测结果非常一致。
2006-09-08 astro-ph
The Age of the Solar Neighbourhood
高品质的依巴谷数据的一个完整的样本，近12000主序星和次巨星，连同帕多瓦等时线，被用来约束恒星形成的历史，太阳附近的随机加速盘星的过程。发现一组同时代恒星的速度色散随时间增加，从出生时的~8公里开始，t^{0.33}。在拟合中，IMF在1 Msun附近的斜率被证明是退化的恒星形成率下降的速率。如果IMF的斜率接近萨尔彼得的值，-2.35，恒星形成率必须非常接近常数。太阳邻域的年龄被发现是11.2+/-0.75 Gyr，对老盘星的金属丰度分布变化的敏感性非常小。当采用相同的等时线和距离标度时，这个年龄只比最老的球状星团的年龄小一个陀螺。只有当存在一个大的宇宙学常数时，它才与目前亮星系形成的红移指示相一致。较年轻的年龄被正式排除在外，因为它提供了一个穷人适合的数量密度的红色恒星。由于这个密度受到一个非常不确定的选择函数的影响，即使9 Gyr的年龄在我们的正式误差线之外，也是合理的。
2000-09-20 astro-ph
The Stellar Initial Mass Function in the Galactic Center
大质量恒星定义了恒星形成过程的上限，控制了其周围环境的能量，并显着影响星系的化学演化。它们在星暴星系和早期宇宙中的作用可能很重要，但我们仍然不知道一颗恒星可以拥有的最大质量，也就是说。上质量截止值。我将讨论一个测量银河系中心上质量截止点和IMF斜率的项目的结果。结果表明，在银河系中心的IMF可能会偏离显着的Salpeter值，并可能有一个上限质量截止到初始质量函数的$\sim$ 150 Msun。
2004-09-16 astro-ph
Chemical Evolution of Odd Elements in an Inhomogeneous Early Galaxy
我们研究了在星系晕的早期阶段，奇数元素如钠（Na）和铝（Al）的化学演化，使用的模型再现了观察到的盒形分布的极端贫金属恒星在[Na，Al/Mg]与[Mg/H]平面。我们的模型是在这样的假设下构建的，即这些恒星保留了由单个II型超新星（SNe）产生的元素丰度模式，并且奇元素的产量取决于它们的SN祖先的初始金属丰度z。因此，最近的丰度测定澄清了场星的[Na，Al/Mg]比如何演变为太阳值，使我们能够推断出这些奇数元素的产量如何取决于z。观察到的这些丰度的趋势，特别是非常大的分散（在[Al/Mg]中超过1 dex）要求对于[Mg/H]<-1.8，Al产率缩放为m_Al与z^0.6成比例，而观察到的[Na/Mg]趋势要求Na产率的比例为：对于[Mg/H]<-1.8，m_Na与z^-0.4成正比;对于[Mg/H]>-1.8，m_Na与z^-0.4成正比。1.8.结果表明，在[Na/Mg]-[Mg/H]图中预测的恒星频率分布对原始IMF的假定形式非常敏感，其斜率比Salpeter IMF更陡。匹配观测到的奇元素丰度模式和极贫金属恒星的频率分布的必要性，应该为无金属大质量恒星的核合成计算及其形成理论提供有用的约束。
2001-09-20 astro-ph
On the Mass-to-Light ratio and the Initial Mass Function in disc galaxies
螺旋星系的恒星成分具有低的质光比（在I波段M/L<1），这被各种动力学论据和最近对这些系统形成的宇宙学模拟所支持。我们讨论了这种可能性的化学光度模型的星系盘，采用不同的初始质量函数。我们发现，一些“底光”IMF（即，锁定在低质量恒星的质量比标准的萨尔彼得IMF），独立建议在最近的文献中，并暗示M/L比低如上文所述，至少晚型螺旋（SBC/Sc）。这个结论仍然适用时，隆起的贡献，质量和光包括在内。我们还预测了典型的恒星M/L比，以及相应的塔利-费舍尔关系的零点，随哈勃类型的变化而变化很大（从Sa到Sc型，红带约为0.5-0.7等）。对于一些考虑的底光IMF，金属生产的效率往往超过通常估计的螺旋星系。然后，必须调用IMF质量限制的适当调整，超新星后金属回落到黑洞或金属流出，以再现所观察到的盘星系的化学性质。在附录中，我们提供了M/L-颜色关系，以估计恒星M/L比的星系的颜色的基础上，为几个IMF。
2003-09-15 astro-ph
Chemical Evolution in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个新的输入参数设置的Pagel模型（Pagel & Tautvai $\rm \breve{s}$ ien $\rm \dot{e}$ 1998）的大麦云（LMC），以重现的意见，包括恒星形成率（SFR）的历史。结果表明，（3-8）颗$M_{\odot}$星在大麦哲伦星云爆发为Ia型超新星的概率很高（$\sim 0.17$）。结果表明，不需要陡峭的初始质量函数（IMF）斜率和外流的存在，以达到低的[O/Fe]比在LMC。对于目前的超新星比率，新的参数组得出了一个高比率（$\sim 1.3$），这与最近的X射线观测结果是一致的。
2000-01-18 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
Chemical Evolution of Clusters of Galaxies
星系团内介质的高金属丰度通常是基于椭圆星系的星系风假设来解释的。在这个框架中，我们开发了一个玩具模型，按照化学演化的ICM，制定类似于单个星系的化学模型。与通常的模型一样，我们的星系团模型包括：（a）由椭圆星系的星系风模型导出的“星系产额”;（b）参数化的星系形成率;（c）恒星初始质量函数（IMF）;（c '）类普雷斯-谢克特星系初始质量函数。该模型是用来测试的响应预测的金属含量和丰度演化的ICM不同的输入星系模型。最后计算了星系团的光度函数，以约束模型参数。
2001-07-13 astro-ph
The Implications of the New Z=0 Stellar Models and Yields on the Early Metal Pollution of the Intergalactic Medium
最近探测到的金属在高红移宇宙的不同组成部分，并在我们的银河系的极端贫金属恒星的丰度比的动机，我们研究的核合成的约束，这对早期的一代恒星（人口III）。为此，我们考虑了从质量范围为$3\la m/M_\odot\la 40$的零金属星的均匀演化计算中获得的化学产额（Limongi et al. 2000，Chieffi et al. 2001）。我们还考虑了无金属的超大质量天体（m $>100$ M $_\odot$）所起的作用。使用分析和数值化学演化模型，我们面临的模型预测从不同的选择提出的人口III的质量函数的观测约束。我们表明，低的恒星形成效率（$<1%$）的值是必需的，以便不超过最低金属丰度（[C/H] $\approx -2.4$）测量的高红移系统的任何IMF建议。我们还表明，观测的限制，需要$Ω_{sr}< 3\times 10^{-3}Ω_b$，确认以前的说法，可能的贡献的恒星残骸从人口III重子暗物质是微不足道的。然而，目前，高红移系统的丰度测量的稀缺性不允许我们对人口III的初始质量函数的性质进行严格的限制。事实上，α-元素相对于铁的过量的顺序，在阻尼莱曼- $α$系统中测得的任何IMF测试。然而，为了解释我们银河系中相当数量的极端贫金属恒星中发现的非常大的[C，N/Fe]比，需要在中等恒星质量范围（4-8 M $_\odot$）达到峰值的IMF。
2001-04-17 astro-ph
Chemical and Dynamical Properties of the Stellar Halo
不同密度峰对暗物质晕贡献的密度分布的差异导致了对银河系恒星晕的某些期望。我们将模拟的晕星分为两个种群：在最后一次大合并之前/期间形成的，以及在最后一次大合并之后吸积的。前一个星群更集中地位于z=0，而在低质量晚期形成的原星系中形成的恒星则散布在晕中。观察到的结合能的差异区分这两个群体。我们研究了这两个种群可能的化学丰度特征。我们还表明，在孤立的低西格玛峰形成的星系将形成从原始材料。因此，即使最古老的恒星集中在早期坍缩的致密区域，原始恒星也会分布在整个晕中。因此，缺乏观测到的无金属恒星可以被视为直接限制了第三星族IMF，而观测到的金属丰度最低的恒星可以被解释为持有第三星族恒星化学产额的线索。
2007-06-03 astro-ph
Light and Heavy Elements in the Galactic Bulge
在这里，我们用一个由内而外的星系形成模型来讨论银河系核球的化学演化。我们假设，这个中心区域的发展速度甚至比星系晕和测试的影响，改变斜率的IMF预测的恒星金属丰度分布的凸起恒星。一个有利于形成大质量恒星的IMF被发现，以改善最近观察到的凸K巨星的金属丰度分布的协议。然后，我们对银河系核球中几种轻重物质的时间演化进行了具体的预测。我们预测，α-元素相对于Fe的[Fe/H]范围的大部分，由于每个元素的不同核合成历史，具有不同程度的增强，并表明锂丰度应遵循与太阳附近发现的金属丰度类似的趋势。讨论了几种可能的恒星锂源。
1998-10-08 astro-ph
Helium enhancements in globular cluster stars from Asymptotic Giant Branch star pollution
使用化学演化模型，我们调查的有趣的建议，有人口的恒星在一些球状星团（如NGC 2808，半人马座欧米茄）与增强水平的氦（Y从约0.28至0.40）相比，大多数人口，大概有一个原始的氦丰度。我们假设上一代的大质量低金属量渐近巨星分支（AGB）恒星通过缓慢的恒星风污染了星团气体。我们使用两套独立的AGB收益率计算的详细模型，以遵循氦，碳，氮和氧的簇气体使用Salpeter初始质量函数（IMF）和一些头重脚轻IMF的演变。在任何情况下，我们都无法拟合观测约束，Y > 0.30，C+N+O近似恒定。根据IMF的形状和产率，我们要么获得Y约大于0.30并且C+N+O大幅增加，要么获得Y < 0.30并且C+N+O近似恒定。这些结果表明，要么AGB恒星本身并不是导致大量氦富集的原因，要么这一代恒星的氦富集量低于标准模型的预测。
2006-05-21 astro-ph
The stellar mass spectrum from non-isothermal gravoturbulent fragmentation
确定恒星初始质量函数（IMF）的过程是恒星形成理论中的一个基本问题。其中一个主要的不确定性是恒星形成气体的确切化学状态及其对动力学演化的影响。大多数恒星形成星团的模拟使用等温状态方程（EOS）。然而，理论预测和观测表明，在EOS中的有效多变指数γ随密度而变化。我们解决这些问题，并研究了一个分段多变的状态方程的形成的星团在湍流，自引力分子云使用三维，平滑粒子流体动力学模拟的效果。为了近似已发表的坍缩云热行为预测结果，我们在选定的密度n_c下，将多变指数γ从0.7增加到1.1。在n_c处的热力学状态的变化选择了碎裂的特征质量标度M_ch，我们将其与所观察到的IMF峰联系起来。我们的研究基本上支持这样一种观点，即恒星质量的分布主要取决于恒星形成气体的热力学状态。星际气体的热力学状态是加热和冷却过程之间平衡的结果，而加热和冷却过程又由基本原子和分子物理学以及化学丰度决定。在已知丰度的情况下，特征恒星质量的推导可以基于普适的量和常数。
2005-01-11 astro-ph
Properties of the galaxy population in hydrodynamical simulations of clusters
本文利用GADGET-2 Tree+SPH程序对一组19个星系团进行了流体动力学模拟，并对星系的总体分布进行了研究。这些模拟包括气体冷却，恒星形成，详细处理恒星演化和化学富集，以及SN能量反馈的形式，银河风。我们计算模拟星系的分光光度特性。所有的模拟已经进行了两种选择的恒星初始质量函数：一个标准的Salpeter IMF，和一个顶重IMF。通过模拟，附近星系团中星系群的几个观测特性被相当好地再现了。一个Salpeter IMF是成功的占的斜率和正常化的颜色星等关系的大部分星系人口。模拟的星系团的质量和光学光度之间的关系，一般同意与观测，无论是在归一化和斜率。我们发现，星系通常是蓝色的，年轻的和更多的恒星形成的星系团的外围，从而再现观测的趋势。然而，模拟的星系团的星系总数明显小于观测到的星系，相差约2-3倍。最后，最亮的星系团星系总是被预测为太大，太蓝，当与观测相比，由于气体在核心星系团区域的过冷，即使在一个相当有效的SN反馈的存在。
2006-09-07 astro-ph
