On the globular cluster formation history of NGC 5128
我们利用唯象化学富集模型再现了椭圆星系NGC 5128的金属丰度分布函数，从而推断了它的球状星团的形成历史。我们利用最近获得的NGC 5128 GC系统的U和B光度法，以（U-B）作为金属丰度指标，推导出观测到的丰度。我们测试所观察到的恒星暴是否可以复制使用一个单一的恒星暴在高红移，其次是被动的演变（单片方案）。我们的结果强烈表明，这种情况无法重现NGC 5128 GC系统观察到的MDF。至少还需要一次大的星暴。我们的最佳拟合模型的一个持久的功能是一个强大的GC形成插曲，在第一个1-2 Gyrs，其次是第二个形成插曲后，通常在10- 1 - 2 Gyrs。GC系统中大约有三分之一的恒星质量是在这一晚期恒星暴中产生的，产生的星团可能小于1 Gyr。虽然我们没有足够的分辨率在模型中或在观察到的GC作出一个可靠的索赔额外的GC形成情节的可能性，我们的结果表明，GC在这个星系并没有形成完全在一个整体的崩溃，似乎支持观测证据表明，NGC 5128是合并残留物。
2006-01-01 astro-ph
The Star Formation History of NGC 1705: a Post-Starburst Galaxy on the Verge of Activity
通过比较合成色星等图与HST光学和近红外测光结果，我们推断了蓝致密矮星NGC 1705不同区域的恒星形成历史。我们发现NGC 1705不是一个年轻的星系，因为它的恒星形成至少在5 Gyr前开始。另一方面，我们证实了最近爆发的恒星形成15和10万年前之间的存在。我们还发现了新的强烈活动的证据，这些活动始于300万年前，目前仍在继续。年老的星族分布在整个星系，而年轻和中等的恒星则集中在中心区域。我们得到了一个几乎连续的恒星形成与可变的速度，并排除了长的静止阶段之间的插曲在最后~1 Gyr的存在。在1500万年到1000万年前，中心区域经历了一个恒星形成的插曲，其恒星形成速率为0.07 Msun/年（对于Salpeter初始质量函数[IMF]）。这与中央超级星团的强烈活动相吻合。我们发现，最年轻的持续爆发的速率约为0.3兆太阳/年，开始于约300万年前。这比其他矮星要高，与NGC 1569的比率相当。早期的恒星形成率并不特别高，在10^{-3}-10 ^{-1} Msun/yr之间。IMF接近Salpeter值或稍陡。
2003-09-09 astro-ph
The Star Formation History of the Carina Dwarf Galaxy
我们已经分析了深B和V光度的船底座矮椭球达到以下的旧的主序关闭约V = 25。使用模拟的颜色-星等图来模拟一系列恒星形成场景，我们提取了详细的全球恒星形成历史。船底座在大约15 Gyr，7 Gyr和3 Gyr经历了三次重要的恒星形成事件。然而，与星系演化的一般图像相反，大部分恒星形成，至少50%，发生在7 Gyr前的插曲中，可能持续长达2 Gyr。由于未知的原因，船底座在远古时期只形成了10-20%的恒星，然后保持了超过4 Gyr的静止。其余的（~30%）相对较近，仅在3 Gyr前形成。由于矮星系在理解暗星系数量方面的潜在重要性，最近对矮星系局部种群的兴趣有所增加。我们推测，像船底座这样的天体，表现出银河系任何矮球状伴星中最极端的偶发行为，只有在恒星形成瞬间发生的情况下，才能对B = 24处观察到的过量蓝色星系做出贡献。
1998-04-06 astro-ph
The Early History of Powerful Radio Galaxies
简要回顾了活动星系核驱动的紫外光/可见光、星光、尘埃和高红移强射电星系外流现象的观测现状。现有的数据与以下假设是一致的，即强射电星系在高红移z>4时经历了一个主要的恒星形成事件，在此期间它们形成了大部分的恒星，随后“被动地”演化，z~1星系中的紫外连续辐射主要是由活动星系核相关的过程而不是来自底层的星光，老化人口。
1998-02-12 astro-ph
HST/WFPC2 morphologies and bar structures of field galaxies at 0.4<z<1
为了说明星系哈勃序列是如何建立的，涉及到什么样的物理过程，我们研究了过去的场星系（0.4<z<1）的形态特征和内部结构。Zheng et al.（2004）除了从核球+盘分解中获得的结构参数外，还引入了彩色图来识别星系，并对36个亮红外星系（LIRGs，Lir（8- 1000 um）>=10^11 L_sun）的形态进行了适当的分类。在这里，我们提出了一个平行的75个非LIRG样本的形态分类。我们的研究显示，相当一部分的星系显示出显着的形态演化，最有可能与今天的螺旋星系。LIRGs和非LIRGs之间的形态学特性的比较表明，LIRGs包含更高比例的正在进行的主要合并和合并/相互作用的迹象系统。这表明合并过程是触发恒星形成的主要机制之一。我们发现，螺旋LIRGs可能比螺旋非LIRGs拥有更少的酒吧，这表明酒吧在触发剧烈的恒星形成方面效率不高。与Abraham等人（1999）不同的是，在红移~0.8时没有发现棒频率的显著变化。远距离螺旋的条形频率类似于（甚至可能高于）静止坐标系$B$带中的现代螺旋。我们的结论是，酒吧驱动的长期演化是不是一个主要的机制，以驱动场星系的形态演化，特别是他们的隆起的形成，这是更有可能涉及到多个激烈的恒星形成插曲，在此期间，星系出现LIRGs（Hammer et al. 2005）。
2005-02-08 astro-ph
The Star Formation History of the Starburst Region NGC 2363 and its Surroundings
我们目前的HST光学图像和紫外光谱，以及地面近红外图像的高表面亮度巨大的HII区域NGC 2363（NGC 2366-I）及其周围地区。研究了矮不规则星系NGC 2366南端的大质量恒星含量，重点是Wolf-Rayet和红超巨星，并试图重建该星系西南端最近一次大质量恒星形成的时间序列。我们发现，NGC 2363中质量最大的超星系团A仍然嵌在尘埃中;根据相关云的光蒸发侵蚀或"清洁“时间尺度，我们推断它的年龄为100万年或更少。我们得出结论，恒星形成复合体NGC 2366-I和II是一个很好的例子，一个多阶段的恒星暴增的特征年龄从1000万年下降到小于100万年的线性尺度为400 pc。恒星的年龄序列和气体运动学表明，这些强大的恒星形成事件是由一颗经过的小卫星触发的。
1999-10-26 astro-ph
The Recent Star Formation History of the M31 Disk
利用KPNO/CTIO本星系团巡天（Massey et al. 2001）中4'× 4'区域的BV测光样本测量了M31南北盘的恒星形成历史。使用Dolphin（1997，2002）的程序测量了这些区域中恒星的距离、平均红化值和年龄分布。重叠领域的独立测量表明，结果是稳定的大多数样品。在南星盘的长轴上可以看到一个轻微的距离梯度，结合这些结果可以发现平均距离为24.47+/-0.03。较高的平均红化值遵循螺旋结构。恒星的年龄分布是一致的，主要局限于富含气体的手臂地区的情节恒星形成。如果这些事件是由传播的密度波引起的，那么在缺乏气体的臂间区域，密度波并没有引起显著的恒星形成事件。所有结果的组合提供了M31盘1.4平方度六个时期的总恒星形成率。这些结果表明，从2.5亿年前到5千万年前，星盘中的恒星形成减少了50%。最低的恒星形成率发生在大约2500万年前，然后到现在增加了20%。在过去的6000万年里，M31的这一大部分的平均恒星形成速率为每年0.63+/-0.07太阳质量，这表明盘的总平均速率为每年约1个太阳质量。
2003-06-06 astro-ph
On the recent star formation history of the Milky Way disk
根据由580多个天体组成的大样本疏散星团的年龄分布图，我们导出了过去2 Gyr银河系盘的恒星形成历史。通过解释的年龄分布图，从一个广泛的图书馆在过去的十年中进行的N体计算的数值结果，我们重建了最近的恒星形成历史的银河系盘。我们的分析表明，叠加在一个相对较小的水平，主要是在小N星团的恒星形成活动，恒星形成率经历了至少5个事件的增强恒星形成持续约0.2 Gyr与生产更大的集群。这种循环行为似乎显示出0.4+/-0.1 Gyr的周期。
2004-02-07 astro-ph
Radio continuum and far-infrared emission from the galaxies in the Eridanus group
波江座星系遵循著名的无线电FIR相关。这些星系中的大多数（70%）的恒星形成率低于银河系。根据GMRT观测得到的射电形貌，具有显著过剩射电辐射的星系被确定为低光度活动星系核。该星系群中没有强活动星系核（L{20 cm} > 10^{23} W Hz^{-1}）。两个最远红外和无线电发光的星系群中的光学和HI形态暗示最近的潮汐相互作用。波江座星系群也有两个远红外发光但缺乏无线电的星系。据信，这些星系在静止了至少1亿年之后，在一个强烈的恒星形成期开始的几百万年内被观测到。波江座星系射电光度分布的上端（L_{20cm} ~ 10^{22} W Hz^{-1}）与附近星系团中的场星系、其他星系团和晚型星系的射电光度分布的上端一致。
2005-03-24 astro-ph
Dwarf Galaxies with Gentle Star Formation and the Counts of Galaxies in the Hubble Deep Field
本文用简单的光度演化模型拟合了哈勃深场观测到的暗星系的计数和颜色，该模型包含了大量的暗矮星。观测到的非常微弱的星系的颜色分布现在可以限制矮星的恒星形成历史。它表明，在这些小系统中的恒星形成活动必须以一种温和的方式进行，即通过情节，每一个持续的时间远远超过一个简单的瞬时爆发的恒星形成。通过允许矮星以这种温和的方式形成恒星，预测的红色残余物的数量大大减少，与观测结果非常一致。然后，如果要用矮星来拟合微弱的计数，那么矮星在单个非常短的事件中形成恒星的简单模型就受到了挑战，并且必须调用更复杂的恒星形成历史。最近的观测证据支持这一新的矮模型进行了讨论。
1997-05-19 astro-ph
The Mass Assembly and Star Formation Characteristics of Field Galaxies of Known Morphology
本文讨论了一种利用近红外光度计和多波段光度计相结合的方法来推算已知红移的遥远星系的恒星质量。对于I<22的场星系，在0<z<1的红移范围内，典型的不确定度是2。我们将这种方法应用到一个新构建的321场星系的红移和哈勃空间望远镜的形态，使我们能够构建与各种形态的函数红移的恒星质量密度的样本。我们发现一个显着的下降，随着时间的推移，伴随着一个温和的上升，观察椭圆星系与奇特的星系的恒星质量。结果表明，特殊的数量下降，因为它们转化并合并成规则系统。每单位恒星质量的恒星形成率表明，大质量系统在红移1之前完成了大部分的恒星形成，而矮星继续经历主要的活动，直到现在。
2000-05-07 astro-ph
Star formation history in early-type galaxies. I. The line absorption indices diagnostics
本研究的底线是（i）检查是否正常（静止）和相互作用的EG在流行的诊断平面中具有不同的行为，例如Hb与[MgFe]（ii）寻求合并和/或相互作用的特征是否可以反映在一些特定的指数变化中，这些变化可以明确地暗示恒星活动的爆发;（iii）评估这些爆发或恒星形成的第二阶段的强度;（iv）探讨是否存在其他替代方案，即有别于明显存在于大年龄范围内的方案。数据表明，正常的，场和相互作用的星系有相同的散射，但在血红蛋白与[MgFe]诊断平面的平滑分布。对这一现象有两种解释：（1）EGs的年龄和金属丰度跨度很大。(2)大量的恒星是古老的，但随后的恒星形成事件分散在诊断平面上。这两种解释都无法重现观察到的分布。上述计划要求太高，因为必须引入许多临时成分。此外，他们忽视了观测上的线索，即恒星的EGs含量可能增加了α元素。我们在这里提出了一个新的计划，在该计划中，在指数-指数平面的星系的散装分散所造成的不同的平均程度的增强。EGs跨越大范围的[α/Fe]和金属丰度，但范围狭窄的年龄为大规模人口的可能性有利于单片计划。
2004-05-27 astro-ph
Star clusters as diaries of galaxies
大多数恒星形成于星团中。因此，星团的分布保存了星系恒星形成历史的信息。大质量星团只在恒星形成活动高的时期形成，而恒星形成活动低的时期则不能产生它们。我们在这里介绍Maschberger & Kroupa（2007）的方法，从星团的内容推导出星系的恒星形成历史。
2007-06-11 astro-ph
The star formation history of the LSB Galaxy UGC 5889
本文介绍了LSB星系UGC 5889的HST测光，并推导了它最近的恒星形成历史。在过去的2亿年里，恒星的形成以每年约为e-2到e-3太阳质量的速度在适度的爆发中进行，并有极低的SFR甚至静止的时期。从目前的研究中得出的过去2000万年的速率与银河系的H α发射一致。这些数据表明，存在一个年龄超过2亿年的稳定人口。然而，观测误差和完整性校正阻止了对最老年龄的任何确定结论。恒星的总质量约为5.5e7太阳质量。即使最近的恒星形成事件已经加热了气体并在盘中刻出了一个洞，气体的吹走也不太可能发生。
2005-02-17 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
Models of the Morphology, Kinematics, and Star Formation History of the Prototypical Collisional Starburst System: NGC 7714/7715 = Arp 284
我们对星暴星系NGC 7714和它的后星暴伴星NGC 7715之间的相互作用进行了新的N体流体动力学模拟，重点是碰撞特征的形成，包括：1）富含气体的恒星形成桥，2）系统西部的大型气体环（和恒星尾巴），3）在NGC 7714的西面和北面有非常长的HI尾; 4）NGC 7714的部分星环。我们的模拟证实了早期工作的结果，两个盘星系之间的偏心倾斜碰撞几乎肯定是负责这个系统的特殊形态。然而，我们已经探索了一个更广泛的初始星系和碰撞遇到的参数比以前，并发现了一个相对较窄的参数范围内，重现所有的主要形态的这个系统。这些模拟为几种不寻常的结构的发展提出了具体的机制。我们发现，复杂的气体桥有多达四个不同的组成部分，与气体贡献的两侧的NGC 7715，以及从NGC 7714。在这座桥中观察到的气体恒星偏移在模拟中占气体的耗散演化。模型还指出，在NGC 7714最西边的低表面亮度HI尾是NGC 7715反尾的末端，弯曲在两个星系后面。Lançon等人对NGC 7714核心的光谱演化模型表明，在过去的3亿年中可能存在多次恒星暴增。我们的流体动力学模型表明，爆发可能是由诱导的环状波引发的，以及星系核心的碰撞后气体积聚。
2003-01-31 astro-ph
The Star Formation History of the Virgo early-type galaxy NGC4435: the Spitzer Mid Infrared view
本文对与NGC 4438相互作用的早型室女座星系NGC 4435进行了星族合成研究。我们结合新的光谱观测与斯皮策太空望远镜IRS仪器IRAC档案数据和宽带数据的文献。IRS光谱显示了该星系的PAH特征、低电离发射线和H_2转动线，这些都是由尘埃环核盘产生的。中央SED，从X射线到无线电，很好地拟合了一个模型的指数爆发叠加在一个古老的简单的恒星星族。从缺乏高激发星云线，[NeIII]15.5/[NeII]12.8的比率，分子氢的温度，以及适合于无线电SED的完整X射线，我们认为，目前的活动的星系是由恒星形成单独驱动。活动星系核对电离通量的贡献被限制在2%以内。爆发的年龄大约是1.9亿年，这与恒星形成过程是由与NGC 4438的相互作用触发的观点完全一致。在复兴情节中涉及的质量原来是小于1.5%的恒星星系质量采样在5”的中心孔径。这足以使NGC 4435非常类似于一个典型的相互作用的早期型星系，具有倒置的CaII[H+K]线，稍后将变成一个典型的星团E+A星系，并加强了这些物体是最近复兴插曲的结果而不是真正的延迟形成的概念。
2006-10-11 astro-ph
Chemical enrichment and star formation in the Milky Way disk; II. Star formation history
通过对552颗晚型矮星的色球年龄分布进行标度高度修正、恒星演化修正和体积修正，将其转化为恒星的形成历史。我们表明，我们的银河系的磁盘经历了增强情节的恒星形成在0-1 Gyr，2-5 Gyr和7-9 Gyr前，虽然后者爆发的现实仍然是不确定的。由于轨道扩散，恒星样本的诞生点分布在很大的距离范围内，因此可以估计出全球的恒星形成率。这些结果进行比较的金属富集率，给出的年龄-金属丰度的关系，与预期的时代，我们的银河系和麦哲伦云之间的密切接触，并与以前的恒星形成历史的测定。模拟被用来检查的恒星形成的历史，由于年龄的不确定性，和扩大的恢复功能，以及测量的概率水平，历史推导出由一个恒定的恒星形成的历史的统计波动产生的年龄相关的涂抹。我们以超过98%的置信度表明，我们银河系的恒星形成不是恒定的。
2000-08-03 astro-ph
Evolution of Substructure in Galaxy Clusters as Observed in X-Rays
星系团是宇宙中最大的引力束缚物体，直径为兆秒差距量级。我们的工作是问它们的形状（形态）是否会随着宇宙的年龄而改变。我们观测了165个星系团的样本，在0.1 < z < 1.3。各种各样的测量被用来量化星系团的形状。钱德拉X射线天文台的档案观测被使用。为了比较，在距离星系团中心300 kpc和500 kpc的两个不同距离处探测了形态演化。在几乎所有的情况下，我们都能够排除星系团在宇宙历史上保持其形态的可能性，这与我们目前对大尺度结构形成的看法一致。此外，我们发现，椭圆度，作为一种手段，量化形态，是有限的使用，如这项工作的研究。
2008-10-22 astro-ph
Morphologies of Galaxies in and around a Protocluster at z=2.300
我们目前的结果，从第一个强大的调查星系形态作为环境的函数在z>1.5。我们的研究的动机是这样一个事实，恒星形成星系包含在一个原星系团在z=2.3在HS 1700 +64领域有显着的年龄和更大的恒星质量平均比那些在类似的红移，但更典型的环境密度。在HST/ACS图像的分析中，我们采用非参数统计来表征85个UV选择的恒星形成星系在z=1.7-2.9，其中22个包含在原星系团的样本的静止帧UV形态。剩下的63个控制样本星系不在原星系团中，但有类似的平均红移<z>~2.3。我们发现没有环境依赖的形态属性的分布。结合测量的形态与人口合成建模的结果，我们发现只有弱的相关性，如果有的话，形态和恒星星族属性，如恒星质量，年龄，灭绝和恒星形成率之间。由于对原星团星系群的普查不完全，并且在我们的样本中，静止坐标系UV形态与z~2处的恒星形成历史之间缺乏相关性，因此形态特征分布中缺乏环境趋势并不奇怪。此外，使用更大的样本的光度候选人，我们比较形态分布282紫外线选择和43近红外选择星系。虽然两个样本之间的星云度的差异似乎是一个副产品的微弱的平均静止帧紫外线表面亮度的近红外选择的星系，我们发现，在最低的表面亮度星系，近红外选择的对象有显着较小的角度大小（删节）。
2007-06-19 astro-ph
The Extended Star Formation History of the Andromeda Spheroid at Twenty One Kiloparsecs on the Minor Axis
使用HST ACS，我们已经获得了在仙女座星系，21千秒差距的核心东南短轴领域的深光学图像。在这两个恒星计数和金属丰度，这个领域代表了一个过渡区之间的金属丰富的，高度干扰的内球体，占主导地位的15千秒差距和金属贫乏，弥漫的人口占主导地位超过30千秒差距。颜色星等图远低于人口中最古老的主序星序关闭，允许重建该领域的恒星形成历史。与11 kpc的球状体种群相比，21 kpc的种群平均年龄约为1.3 Gyr，金属贫乏约为0.2 dex。然而，像11 kpc的星群一样，21 kpc的星群也有一个漫长的恒星形成历史;三分之一的恒星年龄小于10 Gyr，尽管只有百分之几的恒星年龄小于8 Gyr。相对较宽的金属丰度和年龄范围与一个单一的快速恒星形成事件不一致，相反，这表明即使在21 kpc的球体也由可能发生在8 Gyr之前的早期合并事件的碎片所主导。
2007-02-16 astro-ph
Unravelling the morphologies of Luminous Compact Galaxies using the HST/ACS GOODS survey
（简略）发光致密星系（LCG）（M_B <-20，R_{1/2} < 4.5kpc，EW_{0}（OII）> 15秒差距）是宇宙最后~8 Gyr历史中演化最快的星系群之一。由于其固有的紧凑的尺寸，任何详细的定量分析其形态已被证明是困难的，在过去。在这项工作中，我们使用的高角分辨率成像数据，从HST/ACS GOODS调查，研究一个完整的样本的LCG在红移范围0.5 < z < 1.2的定量形态。我们已经推导出的结构参数的代表性样本的39 LCG从GOODS-S字段中选择，使用完整的2维表面亮度轮廓拟合的星系图像中的四个过滤器。B-Z彩色图被用作形态分类中的辅助。然后，我们使用的休息框架B带球通量分数（B/T），以确定星系的形态类。通过在静止帧B带图像中存在多个具有可比强度的最大值，并通过彩色图将其与HII区域区分开来，基本上目视识别合并。我们得出以下形态混合为我们的样本的中间红移LCG：合并：~ 36%，磁盘为主：~ 22%，S 0：~ 20%，早期类型：~ 7%，Irr/蝌蚪：~ 15%。我们确定我们的样本LCG是中等质量的天体，其恒星质量中位数为Log（M/ M_{\odot}）=10.32。我们还推导出灰尘笼罩的SFR值范围从几个到~65 $M_{\odot}$ /年使用斯皮策24 $μm$数据。我们估计从红移0.5 < z < 1.2到当前历元，蓝色LCG的共动数密度下降约…
2007-04-17 astro-ph
On the recent history of star formation in the BCD galaxy VII Zw403
BCD星系VII Zw403的恒星形成的最近的历史进行了分析，与帐户的残余物产生的动力学无论是由一个瞬间爆发或连续的恒星形成事件。我们已经重新观察到VII Zw 403，其具有对应于阈值H $_α$通量$8.15 \times 10^{-17}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的更好的灵敏度。从我们的数据得出的总H $_α$光度比以前报道的要大得多，并提出了各种电离的细丝和不完整的壳层叠加在扩散H $_α$发射。这一结果对星爆形成的超级气泡的预测性质有着深远的影响。数值计算的基础上，以前的H $_α$数据，预测两种不同的情况下，恒星形成能够同时匹配所有观测参数。这是一个总质量为$5 \times 10^5$ M $_{\odot}$的恒星形成瞬间爆发和一个持续3500万年的恒星形成事件，其SFR为常数= $4 \times 10^{-3}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。根据我们观测到的能量输入率进行的数值计算预测了一个持续时间小于1000万年的恒星形成的短插曲，星团总质量为$\sim (1 - 3) \times 10^6$ M $_{\odot}$。
2002-01-29 astro-ph
The Star Formation History of IZw18
IZw 18的恒星形成历史是从HST/WFPC 2档案数据推断出来的。这是通过将推导出的V，B-V和V，V-I色星等图和光度函数与基于各组恒星演化轨迹的合成图和光度函数进行比较来完成的。在10 Mpc的距离上，在IZw 18的视场中分辨出的恒星允许回溯时间高达1 Gyr。我们发现主体并没有经历恒星形成的第一幕。相反，它在过去的0.5-1 Gyr中一直在形成恒星，速度为每年每kpc**2 ~ 1-2 * 10**（-2）Msol。在1500万年前到2000万年前，每年每千秒差距 **2的6-16 * 10**（-2）Msol的更强烈的活动发生了。对于次级天体，回视时间最多为0.2 Gyr，不确定性要高得多，这是由于图较浅和分辨的恒星数量较少。恒星形成率的范围是3-10 * 10**（-3）Msol/年/kpc**2。IMF提供了最好的拟合观测到的恒星星族在主体的斜率为1.5，比任何类似的星系用相同的方法分析平坦得多。在次级体中，它的峰值为2.2，接近萨尔彼得斜率（2.35）。
1999-04-16 astro-ph
Simulating the recent star formation history in the halo of NGC 5128
利用模拟色星等图（CMD）研究了NGC 5128的近期恒星形成历史。的模拟与观测到的紫外线CMD的NE壳，最近的恒星形成的存在，限制了初始质量函数（IMF）和恒星形成插曲的持续时间的字段的比较。恒星形成爆发仍在进行中，或者最多在大约200万年前停止。在V~26处，U波段观测的不完整性决定了主层序的回看时间，其数量级为5000万年。主序后阶段的回溯时间可达1亿年，为该领域的恒星形成设定了最大可观测时间。观测到的和模拟的光度函数的比较，以及后主序星的数量与恒星总数的比较，有利于在过去的1亿年中有活跃的恒星形成的模型。用Salpeter斜率（α=2.35）的IMF对数据进行最佳拟合，并且在2<~α<~2.6的范围内也与斜率一致。它们排除了IMF的陡峭斜坡。在过去的1亿年里，质量范围为0.6<~M<~100 M太阳的Salpeter IMF的平均恒星形成率为1.6 × 10 ^-4 M太阳/年^-1 kpc^-2。
2004-01-15 astro-ph
Some Musings on Galaxy Morphology
仔细观察Shapley-Ames星系的大尺度照片，似乎可以发现星系的形态特征在星系色星等图中位于窄红色和宽蓝色序列之间有一个平滑的过渡。换句话说，在蓝色和红色星系之间似乎没有二分法。星系的颜色和形态都与它们的环境密切相关。红色和早期型Shapley-Ames星系在星系团中占主导地位，而蓝色晚期型恒星形成物体则占主导地位。有趣的是，小星系团中星系的颜色和形态与场相似，而与星系团中的不同。正如Baade所指出的，尘埃的存在和恒星的形成是非常密切相关的，除了少数可能有不寻常的演化历史的星系。在整个范围内从S 0到Sc有正常和禁止对象的综合颜色之间没有显着差异，这表明酒吧的形成不会显着影响恒星的星系演化历史。
2007-06-25 astro-ph
The Assembly History of Massive Galaxies: What Do We Know?
了解大质量星系的形成历史是天文学中最受欢迎和最长期存在的问题之一，观测和理论解决了这些系统如何以及何时组装。由于今天宇宙中质量最大的星系（M_*> 10^11 M_0）几乎都是椭圆形的，并且具有均匀的古老恒星星族，因此我们必须探测更高的红移以发现它们的全部起源。最近的一个共识是，我们今天看到的几乎所有M_* > 10^11的M_0星系都是由z~1建立的，在较低的红移下，恒星的质量和数密度最多增加两倍。我们回顾了这方面的证据，并讨论了最近对z < 1且M_* > 10^11 M_0的大质量星系的恒星形成率、颜色和形态的观测如何表明这些系统仍在经历一些演化。大质量星系平均在z < 1.5时经历一次主要的合并，大约一半的星系在相同的红移下经历恒星形成。最大质量的星系，M_* > 10^11.5 M_0，在z < 2时出现的丰度相似，这表明超大质量星系大多形成于宇宙的早期。在z > 1.5的观测表明，主要星系合并是聚集这些大质量星系的主要方法，几乎所有的合并都发生在z > 2，平均有4到5个主要合并发生在z = 1.5 - 3。
2007-06-23 astro-ph
Luminosity functions of X-ray binaries and the dynamical history of their host galaxies
在邻近星系中观测到的X射线源的亮度分布（log（N（>S））-log（S）曲线）可以描述为单次幂律或破幂律。单一的幂律分布经常被发现的星系中的源与激烈的正在进行的恒星形成活动，而打破幂律被发现在椭圆星系和螺旋星系的凸起。光度突变可能是由包含中子星的X射线双星在爱丁顿极限吸积的种群或由X射线双星种群的老化引起的。我们证明了一个简单的生灭模型可以重现单一的和破碎的幂律log（N（>S））-log（S）曲线。我们发现幂律log（N（>S））-log（S）曲线是X射线双星平滑连续形成的结果，光度突变是最近一次星暴事件的标志。光度突变是稳健的，并且由相对于到星暴时期的回顾时间的X射线双星的寿命决定。该模型成功地解释了旋涡星系M81的盘源和核球源的不同形式的log（N（>S））-log（S）曲线。
2003-02-18 astro-ph
The Oldest Stellar Populations at z ~ 1.5
至少有三个原因使我们对在宇宙历史早期相当迅速地形成大部分恒星的高红移星系感兴趣：（1）它们的恒星星族的年龄可能对宇宙学参数和恒星形成的最早主要事件的时代产生有趣的限制，（2）它们的形态可能为球状体形成的历史和机制提供重要线索，（3）它们可能识别在给定红移下最高过密度的区域。我们描述了一个系统的搜索星系在z ~ 1.5基本上是纯旧的恒星星族，很少或没有最近的恒星形成。我们的方法是将“光度筛”应用于这个红移附近的类星体，寻找具有预期光谱能量分布的伴星。跟踪观察两个领域的候选人发现这种技术。
2001-04-11 astro-ph
The star formation history of intermediate redshift late-type galaxies
我们结合最新的观测盘星系光度和旋转曲线在中等红移的FORS深场（FDF）与简单的模型的化学富集。我们的方法描述了恒星成分通过气体的流入而形成，并允许气体和金属流出。在这个框架中，我们保持最小数量的约束，我们搜索了大量的参数空间，寻找最好地再现观测红移范围内（0.5<z<1）的光度观测的模型。我们发现恒星的形成效率与vMAX有很好的相关性，因此大质量的圆盘在恒星的形成中更有效，并且在恒星年龄上的传播更小。这一趋势在vMAX 140 km/s左右出现中断。在这个阈值两侧的Galerkin具有显著不同的年龄分布。这种破裂已经被一些作者提出，与引力不稳定性或超新星驱动的湍流对恒星形成的贡献有关。星系质量与星系坍缩时间尺度或气体外流之间没有明显的趋势。本文提出的模型表明，大质量盘的形成历史类似于早期类型的星系，具有高效和短暂的爆发，与低质量盘相比，具有更长的恒星形成历史。一种解释在中等红移时观察到的塔利-费舍尔关系的浅斜率的选择可能是低质量盘中的恒星形成的小插曲。
2004-08-10 astro-ph
Extended Star Formation in Dwarf Spheroidal Galaxies: the Cases of Draco, Sextans, and Ursa Minor
利用化学演化模型和色星等图（CMD）模拟程序研究了天龙座、六分仪座和小熊座矮球状星系（dSphs）的恒星形成和化学富集历史。CMD模拟程序充分考虑了化学演化对恒星演化和光度性质的影响。化学演化模型和观测到的丰度模式之间的比较表明，恒星形成率非常低（太阳邻域盘的1-5%），并且在这些dSphs中，最初的恒星形成持续了很长一段时间（> 3.9-6.5 Gyr）。这一恒星形成历史可以再现观测到的CMD的形态，如狭窄的红巨星分支和红色水平分支。因此，这两个丰富的模式和形态的CMD可以解释的恒星形成的历史，其特点是低恒星形成率和长时间的恒星形成期。由于恒星形成率低，在恒星形成的最后阶段仍有大量气体残留。我们认为，气体剥离的银河系的结果终止恒星形成的dSphs。
2002-04-24 astro-ph
Tracing the star formation history of cluster galaxies using the Halpha/UV flux ratio
由于来自星系的H α和UV通量分别对年龄< 10^7和~ 10^8年的恒星星族敏感，它们的比值f（H α）/f（UV）为我们提供了一个研究星系最近t < 10^8年恒星形成历史的工具。观测到的f（Halpha）/f（UV）比根据假设真实延迟、指数下降的恒星形成历史的种群合成模型确定的预期值小2倍。我们讨论了各种机制，可能会影响所观察到的f（Halpha）/f（UV）的比率，我们提出，上述差异产生的吸收莱曼连续光子的恒星形成区域内的尘埃或恒星形成事件的发生。在根据演化标准将我们的样本分成不同的子样本后，我们发现我们的参考样本不受星系团环境的影响，其平均值f（H α）/f（UV）比预期的低两倍。我们认为，这种差异必须主要是由于吸收的45%的莱曼连续光子内的恒星形成区域。有明显迹象表明正在进行的相互作用的伽利略显示出f（H alpha）/f（UV）的平均值略高于参考值，正如预期的那样，如果这些物体的SFR增加了约4倍。目前紫外线和H α测光的准确性还不足以清楚地解开相互作用对f（H α）/f（紫外线）比值的影响，但预计GALEX飞行任务不久将带来重大的观测改进。
2004-03-26 astro-ph
A Brief History of Star Formation and Chemical Enrichment in the Bulge of the Milky Way
观测银河系隆起的恒星含量可以为解释遥远星系的观测提供重要的指导方针，特别是了解它们的恒星含量和演变。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。这些观测结果表明，在过去的1亿年里，中心区域的恒星形成经历了一个阶段性的历史，发生了几次爆发（例如Blum et al. 1996 b）。Ram 'ırez等人（1998）对该区域的发光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”。从新的光度数据，我们得出结论，有一个小的增加，平均[Fe/H]从巴德窗口的银河系中心，并推导出近太阳值的恒星在中心地区。对于距离银河系中心大于1 $^{\circ}$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1 $^{\circ}$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。
1998-12-02 astro-ph
Near-Infrared Integral Field Spectroscopy of Star-Forming Galaxies
Palomar积分场摄谱仪被用来探测附近九个星系的各种环境，这些星系涵盖了一系列的形态类型，光度，金属丰度和红外-蓝色比率。这是第一次在两个空间维度（5.7“x10.0”）上获得恒星形成星系的核或亮HII区的近红外光谱，其中[Fe II]（1.257 μ m），[Fe II]（1.644 μ m），Paschen beta（1.282 μ m），H2（2.122 μ m）和Brackett gamma（2.166 μ m）过渡线。这些数据限制了这些地区恒星形成事件的各种特征，包括它们的强度，成熟度，空间变异性和灭绝。HII区从细胞核中突出。与核区域的观测不同，HII区域的近红外观测没有显示出线和连续谱发射的空间重合; HII区域的连续谱和线图通常显示出不同的，有时是空间分离的形态。根据帕邢β和布莱克特γ的等效宽度和光度，HII区域的恒星形成比原子核更年轻，辐射场也更强。近红外线比诊断表明，HII区域有“更纯粹”的恒星爆发属性。电离光子密度和中红外颜色之间的相关性与恒星形成活动水平相一致，HII区域高于原子核。虽然解释是复杂的，在纯经验的基础上，HII区显示出比原子核低一个数量级的Fe 1+丰度。
2003-10-14 astro-ph
The H alpha Galaxy Survey V. The star formation history of late-type galaxies
本研究对117个低红移Im和Sm星系的晚型星系的恒星形成率进行了研究，以确定它们是准连续的还是以爆发为主的。我们分析了整个样本的恒星形成时间尺度（恒星质量/恒星形成率）的分布，以及气体质量测量的星系的气体耗尽时间尺度。我们发现，平均而言，研究的晚型星系可以通过外推其当前的恒星形成活动在一段时间内的哈勃时间内产生它们的总恒星质量。这不是早期星系的比较样本的情况，即使是那些具有盘主导的形态和类似的总恒星质量的晚期星系。早期类型的星系目前形成恒星的平均速度比它们过去历史的平均速度要慢。没有完全静止的Im或Sm星系被发现，虽然一些证据的内在变化的恒星形成率随时间的推移被发现，这是典型的小于2的因素增加或减少相对于平均水平。Im和Sm星系拥有大量的气体储备，可以维持恒星形成的速度超过另一个哈勃时间。Im星系中恒星形成的平均空间分布，以及较小程度上Sm星系中恒星形成的平均空间分布，与红光追踪到的较老的恒星星族非常相似。
2008-04-14 astro-ph
Morphology and Stellar Populations in the Gas-Rich, Giant LSBGs
低表面亮度星系（LSBG）的一个意想不到的特征是，相当数量的星系质量很大，并且拥有大量的原子气体。我们目前正在进行的计划，以获得BVRIJHK成像的初步结果，随着一些核谱学，一个定义明确的样品的LSBG是富含气体和类似的大小巨大的，高表面亮度的螺旋星系（HSBG）。这些LSBG跨越了哈勃盘形态的整个范围。虽然它们的圆盘平均比可比的HSBG更蓝，但大质量LSBG的光学形态表明，这些系统中的许多系统都经历了以前的恒星形成事件。它们通常具有较长的磁盘刻度长度，范围从$M_B = -16 to -22 (H_0 = 75 km/s Mpc^{-1})$。大约有一半的LSBG有核活动的证据，$\sim 30%$似乎被禁止。这些巨大的、富含气体的LSBG显然有着不同的、往往是复杂的演化历史。
1998-10-25 astro-ph
