The Asymptotic Giant Branch and the Tip of the Red Giant Branch as Probes of Star Formation History: The Nearby Dwarf Irregular Galaxy KKH 98
我们研究了渐近巨星分支（AGB）和红巨星分支（RGB）作为探测附近（D=2.5 Mpc）矮不规则星系KKH 98的恒星形成历史（SFH）的实用性。凯克激光导星自适应光学（AO）的近红外（IR）图像分辨出592颗红外明亮恒星，亮度超过红巨星分支尖端以下的1等。哈勃太空望远镜在同一视场拍摄的更深的光学图像（F475 W和F814 W）包含了超过2500颗恒星，达到了0.5 Gyr年龄的红球和主序星。与光学色星等图（CMD）相比，近红外CMD显示出显着更紧密的AGB序列，提供了一个很好的探针的中间年龄（0.5 - 5 Gyr）人口。我们将观测到的CMD与恒星演化模型相匹配，恢复了KKH 98的SFH。平均而言，在宇宙的大部分时间里，该星系经历了相对恒定的低水平恒星形成（5 x 10^-4 Mo/年）。除了最年轻的主序星群（年龄< 0.1 Gyr），它们通常比AO数据通量极限更暗，从592颗红外亮星估计的SFH与从更大的光学数据集得出的SFH是合理的匹配。0.1 - 1陀螺人口的光学和红外衍生SFH之间的差异表明，目前的恒星演化模型可能会过度生产AGB多达三个因素在这个星系。在AO数据的深度，红外发光星并不拥挤。因此，这些技术可以潜在地用于确定星系的恒星星族在显着更远的距离。
2010-02-02 astro-ph.CO
Disentangling satellite galaxy populations using orbit tracking in simulations
在卫星星系中调节恒星形成的物理过程是一个正在进行的研究领域，但观测到的坐标的投影性质使得分离不同的卫星群（具有不同的工作过程）变得困难。一个卫星星系的轨道历史导致了它现在的相空间坐标;我们也可以向后工作，并使用这些坐标来统计推断有关轨道历史的信息。我们使用合并树从MultiDark运行1 N-体模拟编译集群环境中的卫星晕的轨道目录。我们parameterized的轨道历史的时间，因为交叉内2.5 rvir的集群中心，并使用我们的目录，以估计概率密度在一个范围内的这个参数给定一组目前的投影（即可观测）相空间坐标。我们表明，不同的人口卫星晕，如下落，后溅和维里化，占据不同的相空间区域，和半不同的投影相空间区域。这将使我们能够以概率的方式确定大量观测到的卫星星系的坠落时间，并最终研究轨道历史对恒星形成历史的影响（未来论文的主题）。我们测试了我们的方法的准确性，发现我们可以可靠地恢复这一时间在+/-2.58 Gyr在68%的情况下，通过使用所有可用的相空间坐标信息，相比之下，+/-2.64 Gyr只使用位置坐标和+/-3.10 Gyr猜测“盲目”，即不使用坐标信息，但与知识的整体分布的下落时间。在相空间的某些区域，下落时间估计的精度提高到+/-1.85 Gyr。虽然我们关注的是自坠落以来的时间，但我们的方法很容易推广到其他轨道参数（例如，近心点距离和时间）。
2013-01-28 astro-ph.CO
Star Formation History in the Central Region of the Barred Galaxy NGC 7177
利用积分场（3D）谱学方法，研究了中尺度杆星系NGC 7177的早型旋涡星系中心气体和恒星的运动学和分布，以及恒星星族的平均年龄沿半径的变化。一个经典的图片径向气体流入银河系中心沿激波前线划定的尘埃浓度的领先优势的酒吧已被披露。观测到的气体流入半径为R = 1”.5 - 2”，在那里，气体在林德布拉德内共振集中在一个方位角高度不均匀的核恒星形成环中流动。NGC 7177中的棒在z坐标上是厚的;基本上，它已经变成了长期动力学演化的结果。在星系核的恒星形成环内，恒星的平均年龄是10 Gyr。在外部，在距离核心R = 6”- 8”处，恒星星族的平均年龄为~2 Gyr。如果我们同意NGC 7177中的棒是古老的，那么，很明显，恒星形成环在最后1-2 Gyr径向向内迁移，与一些动力学模型的预测一致。
2010-04-27 astro-ph.CO
Cosmic Star Formation History
在过去的二十年里，来自多波长成像和光谱调查的大量数据彻底改变了我们对星系形成和演化的看法。在这里，我们回顾了一系列的补充技术和理论工具，使天文学家绘制的宇宙历史的恒星形成，重元素的生产，和再电离的宇宙从宇宙的“黑暗时代”到现在的时代。一个一致的图像正在出现，即恒星形成率密度在大爆炸后约3.5 Gyr达到峰值，z约为1.9，并在稍后时间呈指数下降，e折叠时间尺度为3.9 Gyr。今天观测到的恒星质量有一半是在红移z = 1.3之前形成的。大约25%在宇宙恒星形成率密度达到峰值之前形成，另外25%在z = 0.7之后形成。今天只有不到1%的恒星是在再电离时期形成的。在一个普遍的初始质量函数的假设下，在任何时期推断出的全球恒星质量密度与所有先前恒星形成活动的时间积分相当匹配。恒星形成和中心黑洞吸积的共动率遵循类似的上升和下降，为黑洞和它们的宿主星系的共同进化提供了证据。宇宙的平均金属丰度在z = 6时上升到大约0.001太阳，大爆炸后的一个Gyr，似乎伴随着每个重子产生不到10个氢莱曼连续谱光子，这是宇宙学再电离的一个相当紧张的预算。
2014-06-13 astro-ph.CO
On the Spatially Resolved Star Formation History in M51 I: Hybrid UV+IR Star Formation Laws and IR Emission from Dust Heated by Old Stars
我们提出了闪电，一个新的光谱能量分布（SED）拟合程序，能够快速可靠地恢复恒星形成历史（SFH）和消光参数。SFH被建模为时间上的离散步骤。在这项工作中，我们假设回顾时间为0- 1000万年，10-100万年，0.1-1 Gyr，1-5 Gyr和5-13.6 Gyr。闪电由一个完全矢量化的反演算法来确定SFH步骤强度，并结合基于网格的方法来确定三个消光参数。我们将我们的程序应用于M51的广泛的FUV到FIR光度数据，卷积到一个共同的空间分辨率和像素尺度，并将所得的地图公开提供。我们恢复，M51 a，恒星形成率（SFR）的峰值之间的0.1和5 Gyr前，与低得多的恒星形成活动在过去的1亿年。对于M51 b，我们发现SFR向今天下降。在M51 a的外围区域，包括M51 a和M51 b之间的区域，我们恢复了0.1和1 Gyr前的SFR峰，这对应于M51 a和M51 b之间的相互作用的影响。我们利用我们的结果来（1）说明UV+IR混合SFR定律如何在M51上变化，以及（2）提供单位恒星质量的IR光度如何作为恒星年龄的函数变化的一阶估计。从后者的结果，我们发现，红外辐射从尘埃加热的恒星并不总是与年轻的恒星，和红外辐射从M51 b主要是由恒星年龄大于5 Gyr。
2017-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Star Formation & Chemical Evolution History of the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
本文介绍了CTIO/MOSAIC对天炉座矮球状星系中半径为r_ell \sim 0.8度的约270.000颗恒星的B、V和I滤光片的深测光。结合精确定标的光度测量和单个红巨星分支星的光谱金属丰度分布，我们得到了天炉座详细的恒星形成和化学演化历史。天炉座主要由中等年龄（1-10 Gyr）的恒星星族组成，但也包括古老（10-14 Gyr）和年轻（<1 Gyr）的恒星。我们发现，天炉座显示出径向年龄梯度，更年轻，更富含金属的人口占主导地位的中部地区。这证实了以前工作的结果。在0.8度的椭圆半径范围内，即距离中心1.9千秒差距，从最早期到2.5亿年前，形成了总质量为4.3 × 10^7兆太阳的恒星。使用详细的恒星形成的历史，年龄估计确定的上RGB，光谱丰度的个别恒星，给出了年龄金属丰度关系的天炉座dSph从个别恒星。这表明，在8-12 Gyr前，天炉座的平均金属丰度从[Fe/H]<-2.5 dex迅速上升到[Fe/H]=-1.5 dex，之后，一个更渐进的富集导致了一个狭窄的、明确的序列，在3 Gyr前达到[Fe/H] \sim -0.8 dex，\sim。这些年龄也使我们能够测量化学元素的积累作为时间的函数，从而确定单个化学元素演化的详细时间尺度。当[Fe/H]>-1.5 dex时，[Mg/Fe]迅速下降，年龄变化趋势明显。
2012-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Evolution of the Rest-frame V-band Luminosity Function from z=4: A Constant Faint-end Slope over the Last 12 Gyr of Cosmic History
我们给出了0.4<z<4.0时星系的静止坐标系V波段光度函数（LF），该光度函数是从NMBS、FIRES、FIREWORKS以及HDFN、HUDF和GOODS-CDFS中的超深NICMOS和WFC 3观测中选取的近红外样本中测量的，这些观测都具有高质量的光学到中红外数据。这个独特的样本以自洽的方式结合了来自大范围深度和区域的调查数据，使我们能够（1）最大限度地减少宇宙方差引起的不确定性;（2）同时以前所未有的精度在目标红移范围内限制明亮和暗淡的末端，在z~3.9处探测LF下降到0.1 L*。我们发现：（1）暗端相当平坦，从z=4开始有一个恒定的斜率，α = -1.27 +/-0.05：（2）特征星等从z~3.7到z=0.1变暗了1.3等;（3）特征密度从z~3.7到z=0.1增加了约8倍，其中从z~4到z~1.8增加了50%;（4）亮度密度在z~1-1.5处达到峰值，从z=4.0到z~1-1.5增加约4倍，随后到z=0.1时减小约1.5倍。我们没有发现任何证据表明红移到z=4时暗端斜率变陡，这与以前的观测结果和理论预测相反。恒定的暗端斜率表明恒星反馈的效率可能会随着红移而变化。替代的解释进行了讨论，如不同质量的晕托管微弱的星系在低和高的红移和/或环境的影响。
2012-01-30 astro-ph.CO
UV-bright nearby early type galaxies observed in the mid-infrared: evidence for a multi-stage formation history by way of WISE and GALEX imaging
在本地宇宙中，10%的大质量椭圆星系被观察到表现出一种特殊的性质：紫外线辐射（UVX）大大超过了它们古老的红色恒星星族的预期。UVX的几个起源已经被提出，包括一群年轻的热恒星，或一群年老的蓝色水平分支或扩展水平分支（BHB或EHB）恒星，它们经历了大量的外大气质量损失。本文利用GALEX、SDSS和WISE三种天文观测系统对49个邻近E/S 0型星系的紫外-中红外扩展测光进行了观测，研究了它们的紫外过剩（UVX）径向分布。我们将紫外/光学和紫外/中红外颜色与EHB模型的灵活恒星星族合成进行了比较（Conroy & Gunn 2010）。我们发现，结合WISE中红外和GALEX UV颜色是更有效地区分模型比光学颜色，和UV/中红外组合是敏感的EHB分数。有强烈的颜色梯度，外半径比内半光半径蓝约1个数量级。这种色差很容易用BHB分数随半径增加0.25来解释。我们估计内半径和外半径的平均年龄分别为7.0+/-0.3 Gyr和6.2+/-0.2 Gyr，这意味着外部区域可能在内部区域之后形成~1 Gyr。此外，我们发现金属丰度梯度可能不是色差的重要因素。内部和外部区域之间的颜色分离，与特定的恒星星族差异一致（例如，较高的EHB人群），约0.5-2 Gyr年龄差异表明多阶段形成。我们的结果可以用由内而外的形成过程来解释：在早期（>4 Gyr前），核心内的快速恒星形成和至少一个与z~1相一致的…
2013-07-24 astro-ph.CO
Reaching the Metallicity Floor at $z\sim 10$: Lensed Star Clusters at Cosmic Dawn and Cosmic Noon
ICC, University of Barcelona（巴塞罗那大学天体物理学与气候研究所）；ICREA（加泰罗尼亚高级研究院）；Dipartimento di Fisica e Astronomia “Augusto Righi”–Università di Bologna（博洛尼大学物理与天文系）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚空间天体物理与天文观测站）
研究通过分析两个引力透镜系统中的星团种群，利用新测光和贝叶斯分析，发现GEMS星团在 \(z\sim 10\) 形成，金属丰度低，火花星系星团在 \(z\sim 2 - 3.5\) 形成，金属丰度较高，共同探测了不同时期星团形成环境。
2026-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation history of barred disc galaxies
我们提出的第一个试点研究的结果，旨在了解酒吧的星系盘的演变，通过研究其恒星的内容的影响。在这里，我们研究的运动学，恒星形成的历史，质量加权，光度加权，和单恒星星族（SSP）的等效年龄和金属丰度的四个星系，从望远镜晚型螺旋。所用数据扩展到2-3盘尺度，S/N（A）>50。几种技术进行了探索，以获得恒星形成的历史和SSP等效参数，其中每一个被证明是兼容的。我们证明，年龄金属丰度简并度是大大减少使用光谱拟合技术-而不是指数-来获得这些参数。我们发现，我们样本中的大部分恒星质量是由古老的（~10 Gyr）恒星组成的。这在隆突和椎间盘区域是真实的，甚至超过两个椎间盘尺度。在凸起区域，我们发现年轻的，动态冷的，由酒吧的存在产生的结构（例如，核盘或核环）负责形成隆起的年龄和金属丰度梯度。在星盘区域，与内盘相比，更大比例的年轻恒星存在于星盘的外部。盘的增长，因此，与一个温和的由内而外形成的情况下，其中的光度加权年龄变化从~10 Gyrs在中心，~4 Gyrs在两个光盘scalelevents，这取决于星系。对于两个星系，我们比较的金属丰度和年龄梯度的盘主轴与酒吧，发现非常重要的差异。特别是，棒的恒星星族更类似于隆起而不是盘，这表明至少在这两个星系中，棒形成于很久以前，并存活到今天。（节略）
2011-03-19 astro-ph.CO
The ACS LCID project. III. The star formation history of the Cetus dSph galaxy: a post-reionization fossil
我们使用深HST/ACS观测计算鲸鱼座矮球状（dSph）星系的恒星形成历史（SFH）。我们的测光达到低于最古老的主序关闭，这使我们能够估计的年龄和持续时间的主要情节恒星形成的鲸鱼座。这可以很好地近似为一个单一的事件，在大约12+/-0.5 Gyr之前达到峰值，持续时间不超过1.9+/-0.5 Gyr（FWHM）。我们的解决方案还表明，在过去的8个Gyr期间，鲸鱼座基本上没有恒星形成。这使得鲸鱼座的SFH可以与最古老的银河系dSphs相媲美。考虑到鲸鱼座目前被隔离在本星系群的外围边缘，这意味着鲸鱼座在大多数银河系矮卫星的形态-银河系中心距离关系中是一个明显的异常值。我们的研究结果还表明，在宇宙被再电离很久之后，鲸鱼座在z ~ 1继续形成恒星，并且在鲸鱼座的SFH中没有再电离时代的明确标志。我们简要地讨论了这些结果的矮星系演化模型的影响。最后，我们提出了一个全面的帐户的数据减少和分析策略所采用的所有星系的LCID（本地宇宙学从孤立的矮）项目。我们采用两种不同的测光代码（DAOPHOT/ALLFRAME和DOLPHOT），三种不同的SFH重建代码（IAC-流行/MinnIAC，匹配，COLE），和两个恒星演化库（BaSTI和Padova/Girardi），允许详细评估的建模和观测的不确定性。
2010-02-23 astro-ph.CO
Galaxy Protoclusters as Drivers of Cosmic Star-Formation History in the First 2 Gyr
现今的星系团是大质量的晕，其中大多数是静止的星系，而遥远的原星系团是包含许多恒星形成星系的扩展结构。我们调查的影响，这一根本性的变化，在宇宙学的背景下，使用一组N体模拟和半解析模型。我们发现，从z=0到z=7，所有（原）星系团占据的宇宙体积分数增加了近三个数量级。我们发现，（原）团星系是一个重要的，甚至在高红移占主导地位的人口，因为他们的预期贡献的宇宙恒星形成率密度上升（从1%在z=0）到20%在z=2和50%在z=10。因此，原星系团提供了宇宙电离光子的重要部分，并且可能在驱动宇宙再电离的时间和拓扑结构方面至关重要。在内部，团簇形成的平均历史可以分为三个阶段：在z~10-5，原团簇中的星系生长是由内而外的，中心晕是宇宙中最活跃的区域之一：在z~5-1.5，整个10-20 Mpc结构中发生了快速的恒星形成，形成了它们现在的大部分恒星质量;在z<~1.5时，剧烈的引力坍缩将这些恒星的内含物推入单个星系团晕中，由于弛豫和维里化，在很大程度上抹去了星系团星系形成的细节。我们的研究结果激发了对遥远原星系团的观测，以了解宇宙正午期间快速、扩展的恒星生长，以及它们与宇宙黎明期间再电离的联系。
2017-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Formation History in two fields of the Small Magellanic Cloud Bar
在恒星形成方面，酒吧是小麦哲伦星云中最多产的区域，但也是研究最少的区域。在本文中，我们调查的恒星形成历史的两个领域位于西南和东北部分的酒吧使用两个独立的和良好的测试程序适用于颜色星等图的恒星星族解决了通过深HST测光。我们发现，酒吧经历了一个可以忽略不计的恒星形成活动在最初的几个Gyr，其次是一个戏剧性的增强从6到4 Gyr前和一个几乎恒定的活动，从那时起。这两个被研究的领域在恒星形成的速率和最近与过去活动的比率上都有所不同，但它们都具有非常低的初始活动水平和大约5 Gyr前的突然增加。增强的时间和大麦云星云中主要事件的时间之间惊人的相似性暗示了一次近距离相遇引发了恒星的形成。
2012-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The ACS LCID project. IX. Imprints of the early Universe in the radial variation of the star formation history of dwarf galaxies
基于哈勃空间望远镜从孤立矮星系的局部宇宙学项目的观测，我们提出了恒星形成的历史，作为银河系中心半径的函数，四个孤立的本群矮星系：两个dSph星系，鲸鱼座和杜鹃座，和两个过渡星系（dTrs），LGS-3和凤凰。dSphs和dTrs的最古老的恒星星族，在不确定性范围内，在所有的银河系中心半径上都是同时代的（$\sim 13 Gyr$）。我们发现，有没有显着的差异，在四个星系的基本属性（如标准化的恒星形成率或年龄金属丰度关系）的外部区域（半径大于四个指数标度长度），在大半径，这些星系完全由老（$\geq 10.5 Gyr$）贫金属恒星。内部区域恒星形成的持续时间因星系而异，而dTrs中心恒星形成的扩展产生了dSph和dTr星系类型之间的二分法。的dTr星系表现出突出的径向恒星星族梯度：这些星系的中心主机年轻（$\leq 1 Gyr$）人口，而最后形成事件的年龄随着半径的增加顺利增加。这与两个dSph星系形成对比。杜鹃也有类似的变化，但要温和一些，但鲸鱼没有年龄变化。对于具有显著恒星星族梯度的三个星系，指数尺度长度随时间减小。这些结果与矮星系演化的由外而内的情况一致，即当星系外围的气体耗尽时，恒星形成向中心发生淬火。
2013-09-24 astro-ph.CO
The ACS LCID project. V. The Star Formation History of the Dwarf Galaxy \objectname[]{LGS-3}: Clues for Cosmic Reionization and Feedback
利用哈勃空间望远镜上的\it高级巡天照相机（\it Advanced Camera for Surveys）获得的深度测光资料，分析了过渡型（dIrr/dSph）本星系群\objectname []{LGS-3}（双鱼座）的恒星形成历史。我们的分析表明，\objectname []{LGS-3}的SFH主要由一个持续时间为$\sim$ 1.4 Gyr的主情节$\sim 11.7$ Gyr所支配，形成了恒星的$\sim 90%$。随后，\objectname []{LGS-3}继续形成恒星，直到现在，尽管速度要低得多。早期化学富集的缺乏与在孤立的dSph星系中观察到的光度相当的情况相反，这意味着dSph星系更大，受到更多的潮汐剥离。我们比较了\objectname []{LGS-3}的SFH与宇宙学模型的预期。大部分或全部的恒星形成都是在再电离时期之后的\objectname []{LGS-3}中产生的，假设再电离时期是在$z\sim6$或$\sim 12.7$ Gyr前完成的。该星系的总质量估计在2到$4\times 10^8$ M $_\odot$之间，对应于28 km\ s $^{-1}$到36 km\ s $^{-1}$之间的圆周速度。这些值接近但略高于30 km\ s $^{-1}$的极限，低于该极限的紫外线背景预计将阻止再电离后的任何恒星形成。来自SNe的反馈与恒星形成的…
2011-01-30 astro-ph.CO
Old Main Sequence Turnoff Photometry in the Small Magellanic Cloud. II. Star Formation History and Its Spatial Gradients
本文对SMC中12个场的SFH进行了定量分析。我们发现，恒星形成的增强主要有四个阶段：一个年轻阶段在0.2-0.5 Gyr左右达到峰值，只出现在东部和中部区域;两个中间年龄阶段出现在所有区域（一个明显的峰值在4-5 Gyr年龄，一个不太重要的峰值在1.5-2.5）;和一个老的，峰值在10 Gyr在所有领域，但西部的。在西部地区，这种古老的增强分为两个，一个在8 Gyr左右达到峰值，另一个在12 Gyr左右。这个“两个增强”区似乎是一个强大的功能，因为它是不受我们选择的恒星演化库，但更多的数据覆盖其他领域的SMC是必要的，以确定其意义。与Kallivayalil等人（2006年）轨道测定中的遭遇可能存在某种相关性。但我们的结果也适用于第一次近心点通过的情况，如Besla等人（2007）所声称的情况。在SMC目前的不规则形状中，东部/东南部和西部之间存在强烈的二分法。我们发现，这种二分法是由最年轻的人口产生的，大约在1 Gyr之前或之后开始。我们还没有发现一个由一个古老的晕主导的区域，在4.5千秒差距的SMC中心，这表明这个古老的恒星晕不存在于SMC或它的贡献，恒星星族，在银河系的距离，我们的最外层领域，是可以忽略不计的。我们推导了年龄-金属丰度关系，发现从早期到现在，金属丰度一直在增加。
2009-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Star Formation History of Luminous Red Galaxies Hosting MgII Absorbers
我们给出了一个z \approx 0.5亮红星系（LRGs）的光谱样本，它们位于类星体视线的物理投影距离ρ \leq 350 kpc/h内。在我们的样本中的37个LRG中，8个具有相关的MgII吸收器，其静止框架等效宽度Wr（2796）>0.3A，速度分离|dv| \leq 350 km/s，29个没有相关的MgII吸收器，其2 σ极限为Wr（2796）=0.3A。我们进行了恒星星族合成分析使用堆叠光谱的MgII吸收和非吸收LRG子样品。我们发现，LRGs或没有相关的MgII吸收共享类似的恒星形成的历史，最好的旧恒星星族模型（\geq 1陀螺仪）。较年轻的恒星星族（\leq 1 Gyr）无法重现它们的光谱。这些发现与LRG光谱中缺乏[OII]发射特征是一致的。主要是老的恒星星族在LRG表明，恒星爆发驱动的外流是不可能解释观察到的MgII吸收剂在大距离的LRG。此外，光谱LRG样品允许我们推导出一个敏感的约束，冷气体覆盖率<κ>=14 +/- 6%的LRG晕的吸收体的Wr（2796）>0.3A。最后，我们推测观察到的MgII吸收剂周围的LRGs的起源。
2011-08-19 astro-ph.CO
Slow Evolution of the Specific Star Formation Rate at z>2: The Impact of Dust, Emission Lines, and A Rising Star Formation History
我们测量了在红移4和6之间的特定恒星形成率（sSFR = SFR / Mstellar）的演化，以研究以前报道的z>2时的“常数”sSFR。我们获得了位于GOODS-S场中z~4-6的大样本星系的测光结果，这些星系在HST和Spitzer上都有高质量的成像。我们通过对光谱能量分布（SED）的恒星星族模拟，得到了恒星质量和恒星形成率（SFR）。我们估计从所观察到的紫外线颜色的尘埃消光。在SED拟合过程中，我们研究了假设恒星形成历史（SFH）的影响，无论是恒定的SFR和SFR随时间呈指数上升。选择后者SFH以匹配所观察到的UV光度函数的演变。我们发现，无论是平均SFR和平均恒星质量的变化显着时，SFR上升（RSF）模型，而不是常数SFR模型假设。当聚焦于M星~ 5 × 10^9 M太阳的星系时，我们发现sSFR随红移（sSFR（z）\propto（1+z）^（0.6+/-0.1）Gyr^-1）的变化很弱，这与以前的结果以及最近使用类似假设对z~2-3处sSFR的估计一致。我们还研究了光发射线对我们的结果的影响。我们估计发射线对静止坐标系光通量的贡献在z~4和5处仅是适度的，但在z~6处可以达到~50%。当考虑到这种强度的发射线时，根据关系式sSFR（z）\propto（1+z）^（1.0+/-0.1）Gyr^-1，sSFR在高红移处显示出稍高的值，即，在z~6处比在z~2处高~ 2.3…
2013-09-21 astro-ph.CO
The star formation history of the Milky Way's Nuclear Star Cluster
我们提供了距离Sgr，A* 在1.pc以内的450颗冷巨星的空间分辨成像和积分场光谱数据。我们使用突出的CO带头来获得个别巨星的有效温度。此外，我们目前最深的光谱观测银河系中心，探测B 9/A0主序星（$2.2-2.8\,M_\odot$）在两个深领域的数量。从分光光度法，我们构建了一个红巨星人口的赫兹斯普朗-罗素图，并拟合观察到的图表与模型人口推导出恒星形成历史的核集群。我们发现：（1）平均核恒星形成速率从$\sim10$ \，Gyrs前的初始最大值下降到1- 2\，Gyrs前的最小值，并在最近几百万年内再次增加;（2）大约80%的恒星质量形成于5\，Gyrs前;（3）根据Sgr\，A* 估算的$\rm R\sim1\,pc$质量支持一种主导的恒星形成模式，在银河系中心过去的大多数恒星形成中，这种模式具有“正常”的Chabrier/Kroupa初始质量函数。大质量恒星似乎是在与年轻恒星盘明显不同的条件下形成的，也许是因为在核团形成时，大质量黑洞及其影响范围比今天小得多。
2011-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Star formation history and environment of the dwarf galaxy UGCA 92
我们提出了一个定量的恒星形成的历史，附近的矮星系UGCA 92。这颗不规则矮星位于本星系群附近的一个强银河系消光区（IC 342星系群）。用HST/ACS将该星系分解成恒星，包括老红巨星分支。我们建立了一个解析的恒星星族模型，并测量了恒星形成率和金属丰度随时间的变化。主要的恒星形成活动期发生在8 - 14 Gyr前。这些恒星大多贫金属，平均金属丰度[Fe/H] ~ -1.5-2.0 dex。大约84%的恒星质量是在这一事件中形成的。也有迹象表明，最近的恒星形成开始约1.5 Gyr前，并继续到现在。在这一事件中的恒星形成显示出适度的增强，从约2亿年前到3亿年前。这是非常可能的，正在进行的恒星形成期有较高的金属丰度约-0.6-0.3德克斯。UGCA 92通常被认为是星爆星系NGC 1569的伴星。比较UGCA 92和NGC 1569的恒星形成历史，我们发现这两个星系最近的恒星形成事件之间没有因果关系或时间联系。我们认为，NGC 1569的星暴现象与该星系最近的矮邻居无关，也不会影响它们的恒星形成历史。
2012-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatial dependence of the Star Formation History in the Central Regions of the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
给出了天炉座矮球状星系三个区域的恒星形成历史和年龄-金属丰度关系。他们对从星系中心到超过一个核心半径的区域进行采样，这使得研究银河系中心梯度成为可能。在所有的例子中，我们发现了年龄为12 Gyr的恒星，以及中间年龄和年轻的恒星星族。最后的恒星形成事件，年轻的1 Gyr，主要位于中心区域，这可能表明星系外部的气体储存库比中心更早耗尽或被潮汐相互作用移除。AMR在三个分析区域中平稳增加，并且彼此相似，表明在天炉座核心半径内和周围没有明显的金属丰度梯度。在天炉座的早期SFH中，没有明显的全球UV再电离或局部SNe反馈的痕迹。我们的研究是基于FORS1@VLT光度计和IAC-star/IAC-pop/MinnIAC程序包来确定恒星星族的SFH。
2013-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Star-Formation History Measured at 1.4 GHz
我们匹配的1.4 GHz的恒星形成星系（SFG）和活动星系核的本地光度函数的1.4 GHz差分源计数从$0.25 \ μ\mathrm{Jy}$到25 Jy使用光度和密度演化的组合。我们提出了最强大和完整的本地远红外（FIR）/无线电光度的相关性到目前为止，在体积有限的样本$\approx 4.3 \times 10^3$附近的SFG，发现它是非常紧密的，但明显的次线性：$L_\mathrm{FIR} \propto L_\mathrm{1.4\,GHz}^{0.85}$。如果局部FIR/射电相关不演化，SFG的演化1.4 GHz光度函数产生演化的恒星形成率密度（SFRD）（$ψ(M_\odot \ \mathrm{year}^{-1} \ \mathrm{Mpc}^{-3}$）作为大爆炸以来时间的函数。在1.4 GHz处测量的SFRD在早期快速增长，当$t \approx 3 \ \mathrm{Gyr}$和$z \approx 2$时在“宇宙正午”达到峰值，随后以$e$折叠时间尺度$τ= 3.2 \ \mathrm{Gyr}$衰减。这种演变是类似的，但有点强于，SFRD演变估计从UV和FIR数据。
2021-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The resolved star formation history of M51a through successive Bayesian marginalization
通过GALEX、SDSS和近红外逐像素光度学方法拟合银河系合成光谱图集（SSAG）中的恒星星族合成模型库，获得了M51 a（NGC 5194）的时间和空间分辨恒星形成历史（SFH）。我们适合每个空间分辨的元素（像素）的一个独立的模型，SFH平均在137个年龄箱，每一个1亿年宽。我们使用贝叶斯连续先验（BSP）算法，以减轻目前的空间质量分布的偏差。我们测试BSP与不同的先验概率分布函数（PDF），这项工作表明，最好的先验PDF是一个一致的恒星质量的空间分布推断从近红外图像。我们还表明，不同的隐含先验PDF的SFH SSAG不影响结果。通过总结每个像素对全球恒星形成率的贡献，在每个年龄段，我们已经组装了整个星系的恒星形成历史。根据这些结果，M51a的恒星形成率在大爆炸后的前10 Gyr呈指数增长，然后变成指数下降函数直到今天。叠加起来，我们发现在大爆炸后的11.9 Gyr时有一个恒星形成的主爆发.
2018-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ACS LCID project. X. The Star Formation History of IC 1613: Revisiting the Over-Cooling Problem
利用哈勃空间望远镜高级巡天照相机对本星系群矮不规则星系IC 1613中半光半径附近的一个场进行了恒星形成历史分析。我们的观测达到了最古老的主序列关闭，允许在最古老的年龄~1 Gyr的时间分辨率。我们的分析表明，在IC 1613中观察到的场的SFH与在星系的整个寿命期间保持恒定一致。这些观测结果排除了IC 1613早期恒星形成的主要事件。我们比较了IC 1613的SFH与宇宙学模型的预期。由于大部分的质量是在早期的低质量晕，一个天真的期望是，大部分的恒星形成应该发生在早期。恒星形成遵循质量吸积的模型导致太多的恒星早期形成，而今天的气体质量分数太低（“过冷问题”）。目前对IC 1613测光的深度表明，在~1 Gyr的分辨率下，恒星形成速率是恒定的，即使是在最早的时候，这在恒星形成遵循质量组装的模型中很难实现。
2014-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass assembly history and infall time of the Fornax dwarf spheroidal galaxy
我们使用宇宙学模拟，利用天炉座的恒星运动学特性来识别天炉座矮球状星系的暗物质次晕宿主候选者。我们考虑冷暗物质（CDM），暖暗物质（WDM），和衰变暗物质（DDM）模拟我们的模型的结构形成。CDM中的次晕候选物通常在z = 0处具有比WDM和DDM中的对应候选物更小的质量和更高的浓度。我们研究了在CDM模拟中确定的~ 100个天炉座候选subhalos的形成历史，并使用subhalos的近似光度-质量关系，我们发现其中两个subhalos与天炉座的光度和运动学都是一致的。这两个subhalo的峰值质量比它们的z = 0质量大10倍以上。我们认为，在CDM中，承载天炉座的暗物质晕必须被严重剥离质量，并且它在9 Gyr前进入银河系。在WDM中，我们发现与天炉座的性质一致的候选子晕具有相似的下沉时间和相似的质量损失程度，而在DDM中，我们发现较晚的下沉时间为3 - 4 Gyr前，质量损失明显较少。我们讨论了这些结果的背景下，天炉座恒星形成的历史，并表明，这些预测的subhalo的下降时间可以链接到不同的恒星形成淬火机制。这强调了暗物质的性质与驱动星系演化的机制之间的联系。
2015-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
