恒星质量密度的演化及其隐含的恒星形成历史

富气体星系合并中的恒星星族I。对恒星形成历史的依赖

Stellar populations in gas-rich galaxy mergers I. Dependence on star formation history

我们调查的性质的主要星系合并之间的晚型螺旋相当丰富的星际介质进行数值模拟，旨在解决动力学和化学演化的自洽方式的恒星星族。我们特别认为，恒星形成历史的星系合并是一个至关重要的决定性的合并残余物的恒星星族的性质，因此，研究如何在恒星形成历史的星系合并之间的差异影响星系合并的化学演化。我们发现，恒星形成的速度，这是定义为动力学的时间尺度的比率，恒星形成的气体消耗的时间尺度，是最重要的决定因素的合并残余物的恒星星族的一些基本特征。我们主要证明，即使是椭圆星系的化学演化也会受到星系合并动力学演化细节的强烈影响。基于目前的数值结果，我们采用了一个特定的假设，恒星形成的速度依赖于光度，从而讨论如何成功地目前的合并模型可以重现一些基本的化学，光度和光谱特性的椭圆星系。

银河系的历史：形成与演化

Galactic History: Formation and Evolution

我们探索背后的动机在银河系天文学大型恒星调查，特别是测量光度，相空间和丰富的数千或数百万颗恒星的属性调查。这些观测对于解开星系形成和演化所涉及的事件序列至关重要，尽管从复杂性中解开关键特征仍然非常具有挑战性。新的数据将需要我们在恒星大气、恒星化学、银河系和本星系群的动力学方面取得重大进展。

Milky Way磁盘的合并历史记录

The Merging History of the Milky Way Disk

恒星晕和银河系厚盘的恒星星族揭示了我们银河系这个典型的大盘星系所经历的合并历史。我们目前的理解，这里描述的，意味着一个相当安静的演变为磁盘，回到红移2阶。

确定混合恒星星族恒星形成历史的一种方法

A Method for Determining the Star Formation History of a Mixed Stellar Population

本文提出了一种从测光中确定混合恒星星族恒星形成历史的方法。我们进行卡方最小化之间的观测光度分布和模型光度分布，基于理论等时线。初始质量函数，距离模量，星际红化，二进制分数和光度误差被纳入模型，使其直接可比的数据。该模型是一个线性组合的个人合成色星等图（CMD），其中每一个代表的预测光度分布的恒星星族的年龄和金属丰度。我们提出了广泛的测试的算法，使用模拟和实际的光度数据。从初步应用的算法的一个分区的大麦云（LMC），我们发现，在恒星形成的LMC的集群人口之间的3和8 Gyr前观察到的平静也存在于现场人口。该方法的设计具有灵活性和通用性，我们使代码可供天文学界使用。

高红移恒星演化的历史：对CMB E模偏振的影响

History of stellar evolution at high redshifts: Implications for the CMB E-mode polarization

再电离结束的时间和宇宙微波背景的汤姆逊光学深度取决于小尺度上的功率谱振幅和塌陷晕中单位质量电离光子的发射率。本文研究了辐射反馈效应对电离发射率随时间演化的影响。结果表明，基于Ly-$α$、Ly-$β$和Ly-$γ$ Gunn-Peterson槽的氢光电离率的观测约束和与最新CMB测量一致的电子光学厚度要求发射率为$\sim$ 10个电离光子/重子，哈勃时间为$z=6$.通过对E模CMB偏振功率谱的测量，可以预期普朗克实验将具有区分不同恒星演化历史的灵敏度。

绘制Mrk86的恒星形成历史：II。恒星星族和全球解释

Mapping the star formation history of Mrk86: II. Stellar populations and global interpretation

本文是Gil de Paz等人（论文I）的继续，我们导出了蓝致密矮星系Mrk 86中恒星星族的主要性质。年龄，恒星质量，金属岩和爆发强度已获得使用组合的蒙特卡罗模拟，一个极大似然估计和集群和主成分分析。探测到的三个恒星星族显示出明确的性质。我们已经研究了潜在的恒星星族，它显示了5-13 Gyr之间的年龄和没有显着的颜色梯度。中等年龄（3000万年）的中心星暴显示出非常低的尘埃消光，具有高爆发强度和高恒星质量含量（9 × 10^6 M_sun）。最后，还研究了46个低金属丰度恒星形成区的性质。推导出的属性表明，最近的恒星形成活动在Mrk 86是由起源于中央星暴的恒星风和超新星爆炸的能量沉积的超级气泡的演变引发的。最后，研究了这一大质量中心星暴中恒星形成触发的不同机制，包括与低质量伴星的合并以及与UGC 4278的相互作用。

WMAP 3年极化数据：再电离历史的意义

WMAP 3-year polarization data: Implications for the reionization history

在考虑辐射转移效应和反馈机制计算宇宙再电离历史时，我们发现结构形成的延迟不能完全解释电子光学厚度从WMAP 1到WMAP 3的减小.我们还表明，一个PopIII星团的质量为80钼和一个沉重的拉森初始质量函数具有足够高的电离效率，以占WMAP 3的结果，而在WMAP 1的情况下，更高的恒星质量为1000钼是必需的。

人马座矮球状星系巡天（SDGS）II：恒星组成和对恒星形成历史的制约

The Sagittarius Dwarf spheroidal Galaxy Survey (SDGS) II: The stellar content and constraints on the star formation history

通过分析人马座矮星系巡天（SDGS; Bellazzini，Ferraro & Buonanno 1999）的数据，对Sgr dSph星系的恒星形成历史进行了详细的研究。SDGS色-星等图的精确统计去污使我们能够获得银河系三个不同区域Sgr恒星星族年龄和金属含量的许多有用约束。得到了Sgr星金属丰度的粗略分布，其范围为[Fe/H]~ -2.0 ~0.7，其上限在星系中心区略高。一个定性的全球适合所有观测到的CMD功能的尝试，并推导出一个一般计划的恒星形成历史的Sgr。根据这一理论，恒星的形成始于极早期的低金属含量的星际介质，并持续了几个Gyr，再加上渐进的化学富集。恒星形成率（SFR）在8 - 10 gyr前有一个峰值，此时平均金属丰度在-1.3<= [Fe/H] <=-0.7之间。在那之后，SFR迅速下降，恒星形成的速率非常低，直到大约1-0.5 Gyr前。

千年星系表：B波段球和盘光的衰减以及隐含的宇宙尘埃和恒星质量密度

The Millennium Galaxy Catalogue: the B-band attenuation of bulge and disc light and the implied cosmic dust and stellar mass densities

基于我们的样本的10095星系与膨胀盘分解，我们得出的经验B波段的内部衰减-倾斜关系星系盘及其相关的中央隆起。我们的结果与独立推导的凝灰岩等尘埃模型，导致对Tau_B^f = 3.8 +/-0.7的螺旋盘的平均不透明度的直接约束（中心面上的B带不透明度）。根据倾斜度的不同，B波段衰减校正值从0.2 - 1.1等变化为光盘和从0.8 - 2.6等的凸起。我们发现，总体而言，在附近宇宙的圆盘中产生的所有B波段光子中，有37%被尘埃吸收，这一数字上升到71%。内部尘埃消光的严重性是这样的，必须将内部尘埃校正在所有大型星系样本的光学研究。这对于光学HST比较进化研究特别相关，因为尘埃特性也将不断演变。我们使用新的结果来修改我们最近的估计的球体和光盘光度函数。根据我们最佳拟合的尘埃模型，我们得出红移为零的宇宙尘埃密度为rho_{dust} ~（5.3 +/- 1.7）x 10^5，h M_{odot} Mpc^-3。这意味着（0.0083 +/- 0.0027），宇宙中百分之h的重子以尘埃的形式存在，（11.9 +/-1.7），h %（Salpeter-'lite' IMF）是恒星的形式（约58%位于星系盘，约10%位于红色椭圆星系，约29%在经典星系凸起中，其余在低光度蓝色球体系统/组件中）。[摘要]

The local star formation history of the thin disc derived from kinematic data

We present an evolutionary disc model for the thin disc in the solar cylinder based on a continuous star formation history and a continuous dynamical heating of the stellar subpopulations. The vertical distribution of the stellar subpopulations are calculated self-consistently in dynamical equilibrium. The SFR and AVR of the stellar subpopulations are determined by fitting the velocity distribution functions of main sequence stars. The SFR shows a maximum 10 Gyr ago declining by a factor of 10 until present time. A constant SFR can be ruled out. The velocity dispersion of the stellar subpopula…

10^5低红移星系的恒星形成历史和内部结构对恒星质量的依赖性

The Dependence of Star Formation History and Internal Structure on Stellar Mass for 10^5 Low-Redshift Galaxies

我们研究了从斯隆数字巡天中抽取的122，808个星系的完整样本的恒星质量，恒星形成历史，大小和内部结构之间的关系。我们发现，低红移星系分为两个不同的家庭在3 \times 10^10 M_sol的恒星质量。质量较低的星系有年轻的恒星星族，低的表面质量密度和典型的盘的低浓度。在我们的样本中，很大一部分质量最低的星系都经历过最近的星爆。在给定的恒星质量下，低质量星系的大小呈对数正态分布，色散σ（ln R_50）\sim 0.5，这与它们在引力主导的暗物质晕中通过冷却和冷凝而形成的角动量损失很小的想法非常一致。它们的平均恒星表面质量密度与恒星质量成比例，即μ * propto M_*^0.54，这表明盘状星系的恒星质量与其晕质量的三次方成比例。这表明，在低质量星系中，重子转化成恒星的效率与晕质量成比例地增加，这可能是超新星反馈过程的结果。当恒星质量大于3 \times 10 ^10 M_sol时，具有老恒星星族、高表面质量密度和高聚集度的星系比例迅速增加，这是典型的星系核凸起。在这种状态下，尺寸分布是对数正态的，但其色散随着恒星质量的增加而迅速减小，并且中值质量表面密度近似恒定。这表明，在最高质量的晕中，恒星形成的效率会降低，而一旦它们聚集在一起，大质量星系中几乎不会发生恒星形成。

宇宙完整的恒星形成史

The Complete Star Formation History of the Universe

确定宇宙的恒星形成历史是现代宇宙学的一个关键目标，因为它对我们理解宇宙结构如何形成和演化至关重要。近年来，通过对过去不同时期遥远星系中年轻恒星的观测，一点一点地建立了一幅图像。这些研究表明，恒星出生率在大约80亿年前达到顶峰，然后下降了大约10倍。在这里，我们报告了一项新的研究，获得完整的恒星形成历史，通过分析的化石记录的恒星星族的96545个附近的星系。总的来说，我们的结果支持那些来自宇宙中其他地方的高红移星系的结果。然而，我们发现恒星形成的高峰期更近-大约50亿年前。我们的研究还表明，星系的恒星质量越大，恒星形成的时间就越早。这一惊人的结果表明，高质量和低质量地层的形成历史非常不同。

Local Group矮不规则星系IC1613的恒星含量和最近的Star形成历史

Stellar Content and Recent Star Formation History of the Local Group Dwarf Irregular Galaxy IC1613

本文介绍了用2.5米艾萨克·牛顿望远镜的宽视场照相机获得的本星系群矮不规则星系IC 1613的I~23.5分辨星VI测光。对恒星密度分布的拟合显示出标度长度为2.9' +/- 0.1的指数分布，并给出中心表面亮度μ_V，0 = 22.7 +/- 0.6。在我们的图像外部出现的大量红巨星分支（RGB）恒星（r > 16.5 '）表明该星系实际上比以前估计的更长。的颜色星等图（CMD）作为银河系距离的函数的比较显示出一个明显的梯度，其人口的年龄，规模的长度随年龄的增长，而我们没有发现证据的金属丰度梯度的宽度的RGB。我们目前的定量结果，最近的恒星形成历史的合成CMD分析使用IAC-STAR。我们发现，在过去的3亿年里，在r < 2.5'的中心区域，平均恒星形成率为（1.6 +/- 0.8）x 10^{-3} Mo/yr/kpc ^2。

用深度测量追踪星系的大规模组装历史

Tracing the Mass-Assembly History of Galaxies with Deep Surveys

利用慕尼黑近红外星系团巡天（MUNICS）、FORS深场（FDF）和GOODS-S的光学和近红外星系样本，研究了z ~ 5范围内场星系的恒星质量聚集历史。结合星系的恒星质量、恒星形成率和恒星族年龄的信息，我们可以得出宇宙中最大质量星系集合的重要结论：这些天体包含所有探测到的红移中最古老的恒星星族。此外，我们还发现，随着红移的增加，恒星形成对大质量星系质量聚集体的贡献急剧增加，在z ~ 2及更远的地方达到了它们的形成时代。这些发现可以解释为宇宙中最大质量星系中恒星形成早期的证据。

冷暗物质宇宙中的恒星形成历史和恒星金属丰度分布

Star Formation History and Stellar Metallicity Distribution in a Cold Dark Matter Universe

利用流体动力学宇宙学模拟研究了Lambda冷暗物质宇宙中星系的恒星形成历史和恒星金属丰度分布。我们的模型预测恒星形成率呈指数下降的时间从早期时代到现在的时间尺度为6 Gyr，这是符合经验的马道图与适度的尘埃遮蔽。在L^* 星系中，恒星的形成间歇性地持续到现在，也是以类似时间尺度的指数下降速率进行的，而在小星系中，恒星的形成在早期就停止了。现存恒星的平均年龄随着红移的增加而缓慢下降，在z=3时超过1 Gyr。正常星系中的恒星具有广泛的金属丰度和年龄：在z<1时形成的恒星的金属丰度为0.1-1.0 Zsun，而老恒星的金属丰度范围从10^{-6} Zsun到3.0 Zsun。正常星系的平均金属丰度在0.1- 1.0Zsun之间。只有老恒星的矮星系有一个很宽的平均金属丰度范围（10^{-4}-1.0 Zsun），但平均来说，它们比正常星系缺乏金属。

恒星形成历史对恒星初始质量函数的影响

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。

银河系恒星星族

Galactic Stellar Populations

银河系形成和演化的历史可以从长寿命恒星的空间分布、运动学、年龄和化学丰度分布中找到。从这些化石记录中，人们原则上可以提取出不同成分的恒星形成历史，它们的化学演化，恒星的初始质量函数，合并历史--什么合并，什么时候合并？并与理论模型进行比较。观察是驱动模型，我们生活在令人兴奋的时代。

Exploring the Star Formation History of Elliptical Galaxies: Beyond Simple Stellar Populations with a New Estimator of Line Strengths

(Abridged) We study the stellar populations of 14 elliptical galaxies in the Virgo cluster. We propose an alternative approach to the standard side-band method to measure equivalent widths (EWs). Our Boosted Median Continuum maps the EWs more robustly than the side-band method, minimising the effect from neighbouring absorption lines and reducing the age-metallicity degeneracy. We concentrate on Balmer lines (Hbeta,Hgamma,Hdelta), the G band and the 4000A break as age-sensitive indicators, and on the combination [MgFe] as the main metallicity indicator. We go beyond the standard comparison of …

半人马座球状星团的独特历史

The Unique History of the Globular Cluster Omega Centauri

利用目前的观测数据和简单的动力学模型，我们证明，欧米茄Cen是不是特殊的银河系球状星团在其产生和保留的重元素分散在AGB阶段的恒星演化的能力。在欧米茄Cen观测到的多个恒星星族无法解释，如果它是作为一个孤立的星团形成的。虽然欧米茄星的独特性质仍然是一个谜，但它更有可能是在银河系的一个祖先星系中形成的。

VIMOS VLT深度调查。银河系中恒星质量的聚集史：从年轻宇宙到古老宇宙

The VIMOS VLT Deep Survey. The Assembly History of the Stellar Mass in Galaxies: from the Young to the Old Universe

我们提出了一个详细的分析星系恒星质量函数的星系z=2.5从VVDS。我们估计恒星质量的宽带测光使用2个不同的假设星系恒星形成的历史，并表明，除了二次爆发连续恒星形成的历史产生系统更高（高达40%）的恒星质量。在低红移（z=0.2）时，我们发现大量的低质量星系（<10^9 Msun）由暗淡的蓝色星系（M_I-M_K=0.3）组成。一般来说，恒星的质量函数在z=0.9时演化缓慢，在此红移以上则更为明显。相反地，在z=2.5处有一个巨大的尾巴，并且颜色非常红（M_I-M_K=0.7-0.8）。我们发现，所有质量的星系的总数密度都随着红移而下降（在z=1时，M>10^8 Msun的星系总数密度为59+-5%），并且平均演化与质量有轻微的相关（“质量缩小”）。特别是，我们的数据与大质量星系（>6x10^10 Msun）在z=0.7之前的温和/可忽略（<30%）演化一致。对于质量较小的系统，不演化的情况被排除在外。大部分（>=50%）的大质量星系已经在z=1时聚集并将大部分气体转化为恒星，排除了“干合并”作为z=1以下星系聚集历史的主要机制。该分数在z=2时降低至33%。低质量系统从现在的年龄到z=2，在数量和质量密度上持续减少（最多减少4倍），与z<1时的长期质量组装一致。

河外星系对初始质量函数的约束

Extragalactic Constraints on the Initial Mass Function

局部恒星质量密度被观察到显着低于从整合宇宙恒星形成历史（SFH），假设所有的恒星形成与萨尔彼得初始质量函数（IMF）获得的值。即使是其他受欢迎的IMF，更成功地协调所观察到的$z=0$恒星质量密度与SFH推断，有困难再现恒星质量密度在较高的红移观察。在这项研究中，我们调查到何种程度上这种差异可以缓解任何普遍的幂律IMF。我们发现，一个高质量斜率（2.15）比萨尔彼得斜率（2.35）浅的IMF调和所观察到的恒星质量密度与宇宙恒星形成历史，但只有在低红移。在更高的红移$z>0.5$，我们发现，观测到的恒星质量密度系统地低于预测的宇宙恒星形成的历史，任何普遍的幂律IMF。

将宇宙恒星形成历史与本地星系人口相匹配

Matching the Cosmic Star Formation History to the Local Galaxy Population

在这篇评论中，我将描述一些河外天文学的最新进展。首先，我将描述我们目前对宇宙恒星形成历史的最佳估计。然后，我将描述本地星系和它们的恒星星族的测量，集中在不同类型的星系的光度函数和恒星星族组成的测量。最后，我将研究这两组结果之间的关系。最终目的是告诉在宇宙历史的哪个阶段，在本地星系中看到的不同恒星形成。目前我们知道的很多，但仍有很大的不确定性，我将强调未来的一些前景。

宇宙恒星形成历史及其对星系质量的依赖性

Cosmic Star Formation History and its Dependence on Galaxy Stellar Mass

利用双子座深空巡天（GDDS）的观测数据，我们研究了宇宙恒星形成率（SFR）及其对红移范围0.8 < z < 2的星系恒星质量的依赖性。最大质量的星系（M > 10^{10.8} M_sun）在z = 2时的SFR比现在高6倍。它从z = 2开始急剧下降，在z ~ 1时达到当前值。相比之下，中等质量星系（10^{10.2} < M < 10^{10.8} M_sun）的SFR密度下降得更慢，并且可能在z ~ 1.5处达到峰值或平台。我们使用特征增长时间t_SFR = rho_M / rho_SFR来提供大质量星系在z ~ 2处从爆发到静止恒星形成模式的相关转变的证据。中等质量的系统在z ~ 1处从爆发过渡到静止模式，而最低质量的物体在整个红移范围内经历爆发。我们的结果清楚地表明，星系的形成时代延长，并从高到低质量系统进行。最大质量的星系在宇宙历史的第一个~3 Gyr形成了它们的大部分恒星。中等质量的天体继续形成其主导恒星质量的额外的~2 Gyr，而最低质量的系统已经形成了整个宇宙时代的GDDS。这种星系形成的观点清楚地支持SFR中的“缩小”，即最大质量的星系首先形成，星系形成从较大的质量尺度到较小的质量尺度。

根据哈勃太空望远镜/NICMOS观测银河系中心的扩展恒星形成历史

An Extended Star Formation History for the Galactic Center from Hubble Space Telescope/NICMOS Observations

我们目前的哈勃太空望远镜（HST）的近红外相机和多目标光谱仪（NICMOS）的观测证据表明，连续的恒星形成创造了大部分的银河系中央恒星尖。这些数据是有史以来获得的最深的银河系中心（GC）人口，是$>$ 50%完成\mnk $<19.3$，或初始恒星质量$\gtrsim$ 2 \Msun。我们使用日内瓦和帕多瓦恒星演化模型产生的合成光度函数的爆发和连续的恒星形成的情况下，发现观测最适合连续恒星形成的速度是一致的，最近的恒星形成活动，产生了三个大规模的年轻集群在中央50 \pc。此外，不可能用古老的爆发模型来拟合观测结果，例如适用于像Baade's Window或NGC 6528这样的古老种群。

Local Group矮椭圆星系NGC 185：II的恒星形成历史。恒星星族中的质子

The star formation history of the Local Group dwarf elliptical galaxy NGC 185: II. Gradients in the stellar population

利用新的地面$H_α$和$BVI$测光以及合成色星等图（CMD）研究了dE NGC 185的恒星形成历史及其空间变化。我们发现，大部分的恒星形成于NGC 185在其演化的早期。在那之后，恒星的形成速度一直很低，直到最近，在银河系中检测到的最近的恒星形成活动痕迹的年龄约为1亿年。恒星形成率，$ψ(t)$为老和中间年龄显示了一个梯度，在这个意义上采取较小的值较高的银河系中心半径。此外，仅在中心$150 \times 90$ pc $^2$中发现了最近的恒星形成，在那里发现了最年轻的1亿年前的星群.利用$B$中的新CCD图像和Baade的原始照相底片，讨论了Baade（1951）在NGC 185中心发现的明亮的蓝色{ \it星}，得出了它们大多数实际上是星团的结论.一个一致的图像出现在NGC 185的中心区域观察到的气体将有一个内部起源。演化的恒星将气体返回到ISM的速率足以在星系中心观察到最近的恒星形成，SN速率可能足够低，以允许星系保留新恒星世代中未使用的气体。

VIMOS VLT深度巡天：追踪过去8 Gyr的星系恒星质量聚集历史

The VIMOS VLT Deep Survey: Tracing the galaxy stellar mass assembly history over the last 8Gyr

我们从VIMOS VLT深度巡天中选择了一个质量有限的4048个天体样本，其红移区间为0.5<z<1.3。我们使用4000巴耳末破裂（Dn 4000）的振幅来分离星系群和EW[OII]3727线作为恒星形成活动的代理。我们讨论了恒星质量在多大程度上驱动星系演化，第一次显示恒星年龄和恒星质量之间的相互作用，在过去的8Gyr。低质量星系的Dn 4000较小，随着恒星质量的增加，星系分布会向更高的Dn 4000值移动，就像在本地宇宙中观察到的那样。随着宇宙时间的流逝，我们目睹了大量光谱ET系统的增加，而LT系统的减少。这种光谱转换是一个从早期开始的过程，并有效地持续到本地宇宙。这是证实了我们的类型依赖的恒星质量函数的演变。LT星系的基本恒星年龄显然没有显示出演化，可能是由于不断形成新恒星。所有的恒星形成活动指标都一致地指向过去大质量星系的恒星形成历史达到顶峰，在最近的时代很少或没有残留的恒星形成。形成恒星的活动和效率是取决于恒星质量的机制，随着时间的推移，大质量系统中的质量组装效率逐渐降低。恒星形成规模缩小和大规模组装规模缩小的概念描述了一个具有自上而下进化模式的单一场景。在z<1.3时，（干）合并事件的作用似乎只是边缘性的，因为我们估计的恒星质量组装效率可能可以解释被动演化星系的渐进积累。

M101中巨大HII区的连续恒星形成历史

The continuous star formation history of a giant HII region in M101

本文介绍了位于M101外围的巨大HII区NGC 5471的恒星形成过程。从解析的HST/WPFC 2测光中，我们发现恒星形成已经持续了7000万年。我们进一步比较以前的结果，从集成红外光学光度与恒星分辨CMD，我们讨论了该地区的恒星形成的属性和它的个别节点，以及表征不同的恒星内容。这一结果对我们理解旋涡星系中的爆发与连续恒星形成活动具有非常重要的意义。

用X光透视宇宙的恒星形成史

X-raying the Star Formation History of the Universe

目前早期恒星和星系形成的模型是基于暗物质晕的分层生长，其中重子从热扩散阶段冷却下来后凝结成恒星。后者是由外部气体注入到晕势阱中补充的;这包括一部分先前被驱逐和预热的气体，这是由于恒星形成后SNe反馈的动量和能量。我们确定这样一个隐含的热阶段与已知的媒体辐射强大的X射线在集群和星系群。我们表明，目前的恒星形成模型所需的热分量的量是足够的，可以观察到的红移$z \approx 1.5$在即将到来的深调查从{ \it钱德拉}和{ \it XMM}，特别是在情况下，恒星形成率高，在这样和更早的$z$。这些X射线辐射构成了一个必要的对应物，并将提供一个非常想要的SF过程本身（特别是SN反馈）的探测，以平行和补充目前有争议的年轻恒星的光学和红外观测数据。

球状星系的大规模组装史：新形成的系统是通过大合并产生的吗？

The Mass Assembly History of Spheroidal Galaxies: Did Newly-Formed Systems Arise Via Major Mergers?

我们研究了GOODS场中0.4<z<1.0球状星系的形态选择样本的性质，以确定它们的丰度随时间的增加是否主要来自合并。为了解决这个问题，我们确定从恒星速度色散确定的动力学质量之间的比例关系，并从光学和红外测光确定的恒星质量。我们利用这些关系在更大的样本，我们有恒星质量，以构建第一个统计上稳健的估计的演变动力学质量函数在0<z<1。观测到的趋势与邦迪等人2005年关于球状星系丰度自上而下增长的恒星质量函数中所见的趋势相匹配。通过参考我们的动力学质量的晕维里质量，我们比较的增长率在丰富的球状体的预测组装的暗物质晕。我们的比较表明，主要的合并并不能完全解释新的球状体的出现，因为z~1和额外的机制，如形态的变化，需要驱动观察到的演变。

小熊座矮球状星系的恒星形成历史和恒星星族的空间分布

The Star Formation History and the spatial distribution of stellar populations in the Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy

作为小熊座dSph研究项目的一部分，本文介绍了该星系的恒星形成历史。该分析使用宽视场测光，涵盖约1度x 1度（总覆盖面积为0.75度^2），对星系进行采样，直到其潮汐半径。SFH的推导已经使用合成部分模型技术进行。由此产生的SFH显示，小熊座拥有一个主要的古老恒星星族，几乎所有的恒星形成早于10 Gyr前，其中90%的形成早于13 Gyr前。尽管如此，小熊座的色等图显示，在主恒星上方的几颗恒星，形成了一个蓝色的羽状物（BP）。如果这些恒星是真正的主序星，小熊座在2 Gyr之前应该保持着低的恒星形成率。然而，一些迹象（BP星的相对数量和空间分布以及难以保留处理过的气体）与这种可能性背道而驰。在这样的背景下，最可靠的假设是BP星是起源于古老星族的蓝离散星，因此小熊座仍然是银河系唯一一颗拥有纯粹古老恒星星族的dSph卫星。一个轻微的显着的年龄梯度被检测到，在这个意义上说，在外部地区的恒星略年轻，平均。利用水平支星等和依巴谷主序次矮星的定标资料计算了小熊座的距离。我们估计的距离d=76+/-4 Kpc，略大于之前的估计。根据RGB颜色，我们估计金属丰度[Fe/H]=-1.9+/-0.2，与先前的光谱测定一致。在整个星系中没有发现金属丰度梯度。

星团组装在恒星星族中的反映及成员星系团的动力学

Reflections of Cluster Assembly in the Stellar Populations and Dynamics of Member Galaxies

我们利用两个中等红移星系团的光学（HST）和紫外（GALEX）成像，结合成员星系的光谱，研究了星系团星系的形成历史与星系团结构本身的组装历史之间的关系。我们确定的大尺度结构和集群内的每个集群的介质属性的关键差异。为了评估星团子结构和ICM在星系团演化中的重要性，我们研究了最近的恒星形成和星系团的组装历史的几个关键指标。我们发现星系团MS 0451（z=0.54）中的星系比星系团Cl 0024（z=0.39）中的星系表现出明显较低的近期恒星形成活动，可能是ICM饥饿的结果。此外，C10024成员的运动学干扰的证据，可以链接到组装的子结构。

M33外围区域的恒星星族III：恒星形成史

The Stellar Populations of M33's Outer Regions III: Star Formation History

本文详细分析了M33中距其核心约4 - 6个视标长度的三个区域的恒星形成历史。这些磁场是用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机拍摄的，比核心氦燃烧恒星的红色团块低2.5等。观测到的颜色-星等图被建模为具有不同年龄和金属丰度的个体合成种群的线性组合。为了更好地理解系统误差，我们对两组不同的恒星演化轨迹进行了分析，我们将其命名为Padova（Girardi et al. 2000）和Teramo（Pietrinferni et al. 2004）。结果的精确细节取决于使用的是哪些轨迹，但尽管存在差异，我们可以得出几个相当可靠的结论。这两套轨迹预测的平均年龄增加，平均金属丰度减少半径。允许年龄和金属丰度是自由参数，并假设恒星形成开始~ 14 Gyr前，我们发现，所有的恒星和恒星残骸的平均年龄从~ 6 Gyr增加到~ 8 Gyr，平均全球金属丰度从~ -0.7下降到~-0.9。4.5 Gyr前形成的恒星比例从65%增加到80%。80 - 800万年前的平均恒星形成率从平均寿命的30%下降到5%。这些估计值的随机误差约为10%，1.0 Gyr和0.1 dex。通过比较两组真实数据和已知SFH的测试星族的星迹结果，我们估计系统误差为15%，1.0 Gyr和0.2 dex。这还不包括值得进一步研究的辐射热校正或α元素丰度变化的不确定性。

早型星系中恒星形成和质量聚集的历史

The history of star formation and mass assembly in early-type galaxies

我们定义了一个体积有限的样本超过14,000早型星系（ETG）从数据发布的斯隆数字巡天六。每个星系的环境密度是鲁棒测量。通过比较窄带谱线指数与最近的模型简单的恒星星族（SSP），我们调查的趋势，在恒星形成历史的函数星系质量（速度色散），密度的环境和星系半径。我们发现，年龄，金属丰度和α增强都增加星系质量和领域ETG比他们的集群年轻的~2 Gyr。我们发现负的径向金属丰度梯度的所有群众和环境，和积极的径向年龄梯度的ETG速度色散超过180公里/秒。我们的结果是定性的ETG演化的一个相对简单的图片，其中低质量的晕吸积的原ETG不仅包含气体，但也恒星星族。这种化石人口优先发现在大半径的大规模ETG，因为恒星吸积是无耗散的。我们估计典型的大质量ETG应该在z < 3.5时组装。这一过程在集群和现场类似，但在密集环境中发生得更早。

大麦云星云中星团NGC 2154的扩展恒星形成历史

The extended star formation history of the star cluster NGC 2154 in the Large Magellanic Cloud

用Padova恒星模型分析了中等年龄大麦云（LMC）星团NGC 2154及其邻近区域的色星等图（CMD），确定了该星团的基本参数和恒星形成历史（SFH）。深$BR$ CCD测光，加上合成CMD和积分亮度函数（ILF），使我们能够推断该星团经历了一个延长的恒星形成期约1.2 Gyrs，开始约2.3 Gyrs和结束1.1 Gyrs前。然而，如此长时间的恒星形成的物理现实是值得怀疑的，可能是恒星演化轨迹本身不足的结果。NGC 2154中似乎存在相当一部分双星（70%）。

蓝色致密矮星系UGCA 290的恒星形成史

The Star Formation History of the Blue Compact Dwarf Galaxy UGCA 290

我们介绍了UGCA 290的恒星形成历史，该星系的性质介于蓝致密矮星和矮不规则星之间。这个星系是特别有趣的，因为它的年轻恒星星族是非常相似的研究型iE蓝色致密矮星VII Zw 403，尽管其不同的空间形态和老恒星的内容。我们的哈勃太空望远镜/宽视场行星照相机2对UGCA 290的单星测光在I中扩展了9个星等，并允许对其恒星形成历史进行详细研究。使用合成色星等图，我们表明，最近的“爆发”，使这个星系的BCD状态是一个中等的增强恒星形成持续了大约20万年，在一个速度约10倍以上的以前的速度。过去10亿年的大部分时间里，恒星形成的历史都是以恒定的速率进行的，尽管在4亿年前就有可能出现像现在这样大的增强。我们估计，10亿多年前UGCA 290转化为恒星的总质量大约是那时以来的三倍。初始质量函数与萨尔彼得斜率一致，恒星金属丰度被Z_sun/50和Z_sun/5包围，有金属丰度演化的证据。在过去6亿年的恒星形成历史中，类似的结果也适用于VII Zw 403。我们的主要结果是，尽管有传统的BCD图像，但这两个星系中的电流爆发既不显着强烈，也不短暂，而且它们的大部分恒星形成发生在10亿多年前。

分子爱因斯坦环：成像围绕准恒星物体的星爆盘

A Molecular Einstein Ring: Imaging a Starburst Disk Surrounding a Quasi-Stellar Object

来自红移4.12引力透镜类星体PSS J2322+1944的CO2 -1谱线发射和射电连续谱发射的图像显示了一个直径为1.5”的爱因斯坦环。这些观测被模拟为一个围绕着类星体核的恒星形成盘，半径为2千秒差距。这意味着大质量恒星的形成速率为900 M太阳/年。在这样的速率下，一个大椭圆星系中的相当一部分恒星可以在10^8年的动力学时间尺度上形成。对高红移类星体宿主星系中活跃恒星形成的观测支持了球状星系中超大质量黑洞和恒星同时形成的假说。

红类星体和类星体演化：BALQSO FIRST J155633 .8+351758事例

Red Quasars and Quasar Evolution: the Case of BALQSO FIRST J155633.8+351758

我们提出了z=1.5射电大声BALQSO FIRST J155633.8+351758的第一个近红外光谱。巴耳末衰减和静止坐标系紫外光连续谱的斜率都独立地表明，在BLR的视线方向上有适度的消光（在类星体红移处，SMC型屏消光的E（B-V）约为0.5）。沿着视线的隐含气体柱密度远小于物体的弱X射线通量所暗示的，这表明BLR和BAL区域具有低的尘埃与气体比率，或者静止帧光学光遇到的平均柱密度明显低于X射线发射。从静止坐标系的紫外光谱，我们能够约束系统的恒星质量含量。将最大恒星质量与根据类星体的热光度估计的黑洞质量进行比较，我们发现黑洞与恒星质量的比值可能与Magorrian值相当，这意味着Magorrian关系在z=1.5时已经存在。然而，多种因素都有利于一个更大的黑洞与恒星的质量比。这意味着，如果Magorrian关系表征了类星体的晚期历史，而F1556+3517观察到的情况是类星体早期演化历史的典型，那么中心黑洞质量的发展比凸起质量更快。[删节]

场Galerkin自z~1以来的缓慢合并史

A Slow Merger History of Field Galaxies Since z~1

利用斯巴鲁望远镜上的CISCO成像仪进行的深红外观测，我们研究了场校正对分数和隐含的合并率的星系在红移调查领域与哈勃空间望远镜成像。在红移区间，0.5 < z < 1.5，红外选择对的比例仅适度增加，在z~1处红移为7% ± 6%。这几乎是一个因子的分数，22% ± 8%，确定使用相同的技术对HST光学图像和测量在以前的类似研究。测试支持这样的假设，即z~1处的光学对分数被明亮的恒星形成区域所膨胀，这些区域不太可能代表潜在的质量分布。通过确定恒星质量的同伴，我们估计与合并星系的质量吸积率。在z~1处，我们估计这是每个星系每个Gyr的2 × 10 ^{9 +- 0.2}太阳质量。虽然不确定性仍然存在，我们的研究结果表明，通过吸积的预先存在的碎片的星系的增长仍然是一个显着的现象，在红移范围内的研究，估计从正在进行的恒星形成的独立调查。

旋涡星系的恒星星族

The stellar populations of spiral galaxies

我们已经使用了大量的低倾角螺旋星系的径向分辨光学和近红外测光研究的趋势，在恒星形成的历史与半径作为星系结构参数的函数。一个极大似然方法被用来匹配所有可用的测光我们的样品的颜色预测的恒星星族合成模型。使用简单的恒星形成的历史，不确定性的恒星星族模型和尘埃的重要性都妥协的绝对年龄和金属丰度在这项工作中得出的，但我们的结论是强大的相对意义上。我们发现，大多数旋涡星系都有恒星星族梯度，在这个意义上，它们的内部区域比外部区域更古老，更富含金属。我们的主要结论是，星系的表面密度驱动其恒星形成的历史，也许通过在恒星形成定律的局部密度依赖。星系的质量是一个不太重要的参数;星系的年龄相对不受其质量的影响，但星系的金属丰度取决于表面密度和质量。这表明星系质量相关反馈是星系化学演化中的一个重要过程。此外，有显着的宇宙散射表明，质量和密度可能不是影响星系恒星形成历史的唯一参数。

用SAURON积分场摄谱仪绘制星系图：NGC 4365的恒星形成历史

Galaxy mapping with the SAURON integral-field spectrograph: The star formation history of NGC 4365

我们报告了E3星系NGC 4365的运动学和恒星星族的第一个宽视场映射。速度图扩展了以前的长缝工作。它们显示了两个独立的运动学子系统：中心300 x 700 pc围绕投影短轴旋转，而星系的主体3 x 4 kpc几乎与此成直角旋转。线强度图表明，恒星星族的金属丰度从中心值大于太阳，在2千秒差距半径的一半太阳。星系的核心和主体有相同的光度加权年龄，约为14 Gyr，并且镁铁比相同。因此，这两个运动学上不同的组成部分有着共同的恒星形成历史。我们推断，该星系经历了一系列与耗散恒星形成有关的合并，结束于>12 Gyr前。主体的测光轴和运动轴之间的错位是三轴性的明确证据。两个分量中恒星星族的相似性表明，观测到的运动学结构在12 Gyr中没有发生实质性的变化。

用Gamma-Ray观测探索恒星宇宙的边缘

Exploring the Edge of the Stellar Universe with Gamma-Ray Observations

从远红外线到紫外线的星系际光子的密度的测定由恒星辐射和尘埃再辐射在不同的红移可以提供一个独立的测量宇宙的恒星形成历史。高能伽马射线可以与FIR-UV光子湮灭，产生电子-正电子对，这导致河外源伽马射线光谱中的高端吸收截止。今后，利用诸如（即将发射的）GLAST空间望远镜等探测器，在更高红移处测量河外高能伽马射线源光谱中的这种吸收，可用于确定遥远过去的星系际光子密度，从而揭示恒星形成和星系演化的历史。（节略），