Genesis and evolution of dust in galaxies in the early Universe I. Modeling dust evolution in starburst galaxies
我们建立了一个数值的星系化学演化模型。该模型的构造，使得可以调查的影响范围很广的参数。它考虑到结果从恒星演化模型，不同类型的核心崩溃SNe和AGB星的贡献在3-8 Msun的质量范围之间的分化。我们认为寿命依赖于产量注入ISM的所有来源，以及灰尘破坏由于SN冲击在ISM。我们确定的尘埃质量的时间进程，尘埃-气体和尘埃-金属的质量比，以及其他物理性质的星系，并研究它们的依赖于星系的质量，IMF，尘埃生产效率和尘埃破坏的ISM。尘埃的数量和星系的物理性质在很大程度上取决于初始气体质量。总的来说，虽然产生的尘埃总量随着星系质量的增加而增加，但详细的结果取决于SN尘埃生产效率，IMF和ISM中尘埃破坏的强度。尘埃质量更高的IMF偏向于更高的恒星质量，尽管事实上，这些IMF更强烈地受到尘埃破坏的ISM。对IMF的敏感性随着星系质量的减小而增加。SNe主要负责在早期时期（<2亿年）与尘埃的显着富集。在星爆后的4亿年内，尘埃质量超过10^8兆太阳，而AGB星的贡献占主导地位，这不足以解释尘埃的产生。我们发现，初始气体质量在1-5 × 10^11兆太阳的星系质量足够大，可以产生质量大于10^8兆太阳的尘埃。我们的首选方案是占主导地位的SN粉尘生产结合头重脚轻的IMF和中度粉尘破坏的ISM。
2011-03-06 astro-ph.CO
The First Galaxies: Signatures of the Initial Starburst
随着詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）的发射，在未来十年内将有可能探测到z > 10的第一批星系发出的辐射。我们对z = 12.5的10^8 M_Sun矮星系中的Population III（Pop III）星暴进行了宇宙辐射流体动力学模拟。在假设恒星星族在星暴的前300万年不演化的条件下，计算了不同恒星形成效率和恒星初始质量函数（IMF）下复合线H_alpha，Ly_alpha和He II 1640的亮度和等效宽度（EW）.虽然在星系中心100 pc的气体中只有<40%是光电离的，但我们发现大质量恒星的光加热引起了强烈的动力学响应，这导致了氢复合线发射的光度与恒星总质量之间的弱相关性。然而，由于He II电离光子的逃逸分数很低，He II 1640发出的光度与恒星总质量的相关性要强得多。He Ⅱ 1640的光度与Ly_alpha或H_alpha的光度之比在许多情况下是IMF的一个很好的指示。对100颗M_Sun Pop III恒星组成的星团，观测到的通量比为F_1640/F_Ha ~ 1，对25颗M_Sun Pop III恒星组成的星团，观测到的通量比为F_1640/F_Ha ~ 0.1。He II 1640发射线的EW是最可靠的IMF指标，对于大质量和超大质量的Pop III IMF，其值分别在~ 20埃和~ 200埃之间变化。即使是在第一个矮星系中明亮的Pop III恒星爆发…
2009-06-03 astro-ph.CO
Chemo-dynamical evolution of tidal dwarf galaxies. I. Method and IMF dependence
我们提出了高分辨率的潮汐矮星系（TDG）的模拟研究其早期的化学动力学演化和测试其生存能力。在这项工作中，模拟装置的介绍和自洽恒星形成（SF）和外部潮汐场的TDGs的响应进行了检查。在整个模拟过程中，根据当地的气体储存，星团粒子的质量可以变化到$5\,M_{\odot}$的形式。对于低质量的星团$M_{\mathrm{cl}}$，恒星初始质量函数（IMF）被认为是填充或截断在最大的恒星质量$m_\mathrm{max}$代表观察到的$m_{\mathrm{max}} - M_{\mathrm{cl}}$关系（IGIMF理论）。比较了完全填充和截断IMF的TDG的演化，研究了恒星能量反馈对其生存能力的影响。这两个TDG经历了最初的星爆，但经过一段动态的时间，它们演变成矮星系的自我调节和连续的SF。在这个阶段，截断IMF模型包含的恒星质量比不变IMF模型多6倍，但最终的束缚气体质量在两个模型中是相当的。尽管它们的SF历史显著不同，但两种TDG模型在前5亿年内都没有被破坏。我们的结论是，TDG可以生存的早期星爆，独立的基本IMF的描述，即使他们没有窝藏一个稳定的暗物质晕。
2013-11-12 astro-ph.CO
Variations in the Stellar IMF: from Bottom to Top
我们使用一个最近开发的解析模型的ISM结构，从规模的GMC通过恒星形成的核心，探讨如何前恒星的核心质量函数（CMF），并通过外推，恒星的初始质量函数（IMF）应取决于本地和银河系的属性。如果ISM是超音速湍流，密度场的统计特性遵循湍流速度谱，并且偏移集形式主义可以应用于分析计算坍缩核心在最小尺度上的质量函数，在最小尺度上它们是自引力（非碎裂）。两个参数决定了模型：盘尺度的马赫数M_h（确定CMF的形状）和绝对速度（指定绝对尺度）。对于“正常”的变化盘的性能和核心气体温度在MW和本地星系，几乎没有变化的预测高质量的行为的CMF/IMF。斜率总是接近萨尔彼得下降到<1 M_sun。我们预测适度的变化，在太阳下的制度，主要是从变化的M_h，但在观测到的散射在太阳下的IMF在局部地区。对于固定的星系属性，有一个很小的变化，在形状或“上限质量”与母GMC质量。然而，在极端的星爆（如ULIRGs），我们预测底部重CMF。这与IMF对室女座椭圆星系中心的推断一致，室女座椭圆星系被认为是在这样的核恒星爆发中形成的。尽管气体温度高出一个数量级，但CMF是底部重的，因为M_h也大得多。较大的M_h值使“母体”云质量（湍流金斯质量）增大，但促进了小尺度的碎裂，这使低质量CMF的斜率变陡，并使周转质量发生移动。该模型可以预测Sgr A* 周围的亚pc盘的头重脚轻的CMF，但相关的输入参数是不确定的。
2013-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for top-heavy stellar initial mass functions with increasing density and decreasing metallicity
团簇形成后的残余气体排出最近被证明在低质量的现今恒星质量函数（PDMF）中留下印记，该函数允许估计一些银河系球状星团（GC）的出生条件，例如质量、半径和恒星形成效率。我们表明，为了解释它们的特性（质量，半径，金属丰度，PDMF），它们的恒星初始质量函数（IMF）必须是头重脚轻的。结果表明，团簇金属丰度越低，GC前云核密度越大，IMF越需要变得头重脚轻。推导的趋势与理论预期定性一致。结果是一致的估计的高质量端的国际货币基金组织的拱形集群，Westerlund 1，R136和NGC 3603，以及与国际货币基金组织独立约束超紧凑矮星系（UCD）的形状。后者表明，GC和UCD可能是沿着同一通道形成的，或者UCD是通过GC合并形成的。找到了一个同时描述IMF随GC前云核密度和金属丰度变化的基本面。在宇宙学时期，星系的演化和化学富集的影响预计将是重大的。
2012-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Submillimetre galaxies in a hierarchical universe: number counts, redshift distribution, and implications for the IMF
高红移亚毫米星系（SMG）是宇宙中恒星形成最快的星系之一。从历史上看，星系形成模型很难解释观测到的SMG数量。我们结合半经验模型与三维流体动力学模拟和三维尘埃辐射转移来预测非透镜SMG的数量。由于恒星的质量函数，气体和尘埃的质量，以及我们的星系的大小受到限制，以配合观测，我们可以隔离有关的星系合并和尘埃辐射转移的动力学演化的不确定性。由我们的模型预测的数计数和红移分布与观测符合得很好。孤立的盘状星系在微弱的（S_1.1 < ~1 mJy，或S_850 < ~2 mJy）星群中占主导地位。较亮的源是合并引起的恒星爆发和星系对SMG的混合体;后一个亚群占所有S_1.1 > ~0.5 mJy（S_850 > ~1 mJy）的SMG的~30 - 50%。平均红移约为3.0 - 3.5，取决于通量切割，最亮的光源往往是在更高的红移。由于星系对SMG将被ALMA分解为多个较暗的源，因此明亮的ALMA计数应该比使用单碟望远镜观测到的少2倍。我们的模型，它使用了Kroupa IMF，和观察之间的协议表明，在高红移恒星爆发的IMF不需要头重脚轻;如果IMF头重脚轻，我们的模型将过度预测的数量计数。我们的结论是，一些模型再现观测到的SMG计数的困难可能表明更普遍的问题-例如对大质量星系丰度或恒星形成率的预测不足-恒星质量关系归一化低于观测到的-而不是SMG人口特有的问题。
2012-10-15 astro-ph.CO
The Birth Mass Function of Pop III Stars
第三星族（PopIII）恒星结束了宇宙的黑暗时代，并开始了早期的宇宙再电离和化学富集。然而，尽管它们对早期宇宙的演化很重要，但由于先前数值模拟的局限性和缺乏任何观测约束，它们的性质仍然不确定。在这里，我们调查波普III星形成的五个原始晕的三维辐射流体动力学宇宙学模拟。我们发现，在每个小晕中形成了多颗恒星，并且它们的数量随着时间的推移而增加，其中一个晕中形成了多达23颗恒星。来自恒星的辐射反馈会产生强烈的外流，使周围的原恒星盘变形，并将恒星形成推迟几千年。恒星的形成率随晕的变化而变化，并取决于盘上的质量吸积、晕的自旋数和晕中大质量恒星的比例。在我们的模型中，恒星的质量范围从0.1-37 $\rm M_{\odot}$，在我们的模型中形成的55颗恒星中，有12颗是$\rm > 10~ M_{\odot}$，其他大多数是1-10 $\rm M_{\odot}$。因此，我们的模拟表明，Pop III型恒星的特征质量为1-10 $\rm M_{\odot}$，顶重IMF为dN/dM $\propto M_*^{-1.18}$。高达70%的恒星是通过三体相互作用从它们的盘中弹出的，这与电离紫外线反馈一起限制了它们的最终质量。
2021-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
SPIDER VIII - Constraints on the Stellar Initial Mass Function of Early-type Galaxies from a Variety of Spectral Features
我们使用SDSS SPIDER巡天的24，781个早型星系的大样本进行光谱研究，以约束恒星的初始质量函数（IMF）。有明显的证据表明IMF和中心速度离散度σ 0之间存在一种趋势，从100 km/s的标准Kroupa/Chabrier IMF向更重的底部IMF演变，σ 0增加，在σ 0> 220 km/s时变得比Salpeter函数更陡。我们分析了各种光谱指数，校正到太阳尺度的半经验的相关性，并同时与扩展英里（MIUSCAT）恒星星族模型拟合。我们的分析表明，sigma 0，而不是[alpha/Fe]，驱动IMF的变化。虽然我们的分析不能区分单一的幂律（单峰）和低质量（<0.5MSun）锥形（双峰）IMF，但我们可以鲁棒地限制低质量恒星在出生时的分数，发现从20%增加到80%在sigma 0 ~ 100 km/s，sigma 0 ~ 300 km/s。额外的限制，可以提供与恒星的质光比（M/L）：单峰模型预测M/L显着大于动态M/L，在整个sigma 0范围内，而双峰IMF是兼容的。我们的结果是强大的对个人的丰度变化。除了[alpha/Fe]和sigma 0之间的相关性的预期变化外，未发现Na和Ca的显著变化。[删节]
2013-05-29 astro-ph.CO
Star Cluster Formation and Feedback
恒星通常不是孤立形成的。相反，它们形成于星团中，在这些星团环境中，新生恒星可以对彼此及其母气体云产生深远的影响。来自星团恒星的反馈几乎肯定是造成恒星形成的一些其他令人困惑的事实的原因：这是一个效率低下的过程，在星系尺度上进行平均时进展缓慢;大多数恒星从它们的诞生地分散并在$\ll 1$ Gyr的时间尺度上溶解到星系场中;新生恒星遵循的初始质量函数（IMF）在$0.1 - 1$ $M_\odot$范围内有一个明显的峰值，而不是由褐矮星主导的IMF。在这篇综述中，我们总结了目前的观测限制和理论模型之间的复杂的相互作用集群恒星的形成和反馈。
2014-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quantitative constraints on starburst cycles in galaxies with stellar masses in the range 10**8-10**10 Msol
我们用4000个星散点和H $δ_A$指数，结合由发射线通量测量得到的SFR/M*，来约束恒星质量在10**8-10**10 Msol范围内的星系的近期恒星形成历史。爆发星系中的总SFR密度的分数是恒星质量的强函数，从10**8 Msol的恒星质量的0.85下降到M* = 10**10 Msol的星系的0.25。低质量星系并不都是年轻的。对于恒星质量小于10**9 Msol的星系，其半质量形成时间的分布范围很广，跨度为1-10 Gyr。恒星形成率在爆发星族范围内的峰谷变化范围为10-25。在低质量星系中，爆发的平均持续时间与星系的动力学时间相当。星系结构与估计的爆发质量分数相关，但在低质量和高质量星系中以不同的方式。具有大爆发质量分数的高质量星系更集中在中心，这表明凸起的形成正在起作用。在低质量星系中，恒星表面质量密度作为F_{burst}的函数而减小。这些结果与Teyssier等人（2013）的观测预测非常一致，并进一步证明了尖点晕问题可以通过星系生命周期中多次恒星爆发的能量输入来解决。我们注意到，没有令人信服的证据表明本地宇宙中恒星形成星系数量的IMF变化。
2014-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
On The Birth Masses of the Ancient Globular Clusters
迄今为止研究的所有球状星团（GC）都显示出轻元素丰度存在内部变化的证据。这些变化被解释为GC内多个恒星形成事件的证据，第二次事件至少部分地由第一代恒星的AGB恒星喷出物提供燃料。从这个看似合理的场景中出现的一个主要难题是，与恒星形成的第二幕相关的恒星比例被观察到比标准IMF预期的要大得多。目前的工作调查这种紧张局势的建模观察到的反相关[Na/Fe]和[O/Fe] 20银河系GC。如果保留的AGB喷出物的丰度模式不依赖于固定[Fe/H]时的GC质量，则发现当前GC恒星质量中由纯AGB喷出物组成的部分f_p与GC质量之间存在很强的相关性。该分数从低质量（10^4.5 Msun）的0.20到高质量（10^6.5 Msun）的0.45不等。与纯AGB喷出物相关的质量分数与星团诞生时的总质量直接相关;因此可以推导出恒星初始质量和当前质量之间的比值。假设恒星的形成效率为50%，观测到的Na-O反相关性意味着GC在诞生时的质量至少要大10-20倍。这些系数是下限，因为任何质量损失机制，消除第一和第二代恒星相等将保持f_p不变。f_p的质量依赖性可能是因为低质量GC不能保留所有的AGB喷出物从第一代恒星。最近的观测中年龄的LMC集群元素丰度的重新解释，并显示出与这一基本情况是一致的。目前对这些趋势缺乏令人信服的解释。
2012-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Different star formation laws for disks versus starbursts at low and high redshifts
我们提出的证据表明，“真正的”磁盘和星爆系统占据不同的区域中的气体质量与恒星形成（SF）率平面，无论是集成量和各自的表面密度。这一结果是基于在低和高红移的星系群的CO观测，以及目前对CO光度到气体质量转换因子的共识。这些数据表明存在两种不同的恒星形成制度：持久的磁盘模式和更快速的模式，星爆，后者可能发生在重大合并或在密集的核SF地区。这两种模式都可以在很大范围的SF率上观察到。从遥远的近红外选定星系的CO排放的检测揭示了这种双峰行为的第一次，因为它们使我们能够探测气体在盘星系更高的SF率比当地看到的。不同的制度可能被解释为头重脚轻的IMF在星爆的影响。然而，我们倾向于一个不同的物理起源有关的分子气体在稠密的云的分数。IR亮度与气体质量比（即，SF效率）似乎与动态（旋转）时间尺度成反比。只有当占的动力学时标，一个普遍的SF法律得到，表明全球星系的性质和本地SF率之间的直接联系。
2010-03-19 astro-ph.CO
Initial mass function of intermediate mass black hole seeds
本文研究了中等质量黑洞（IMBH，10^{4-6} Msun）的初始质量函数（IMF）和宿主晕性质，这些黑洞是在无金属、紫外光照射的原子冷却晕（维里温度T_vir > 10^4 K）中通过气体直接坍缩或通过中等质量恒星（SMS）阶段形成的.我们分三步实现这一目标：（a）推导了原SMS经历广义相对论不稳定性产生直接坍缩黑洞（DCBH）或进入ZAMS坍缩成IMBH的气体吸积率;（b）我们使用合并树模拟来选择其中DCBH或SMS可以形成和生长的原子冷却晕，占金属富集和主要合并，停止增长的原始SMS的气体分裂。我们导出了这一阶段主晕的性质和黑洞的质量分布，并称之为“出生质量函数”;（c）我们跟踪DCBH由于母晕中剩余气体的吸积而进一步增长，并计算最终的IMBH质量。（T_vir < 10^4 K）可以（肥沃）或不能（贫瘠）形成恒星，并污染它们的气体，导致不同的IMBH IMF。在（基准）肥沃的情况下，IMF是双峰的，在很宽的质量范围内延伸，M=（0.5-20）x10^5 Msun，DCBH吸积阶段从1千万年持续到1亿年。如果小晕是不育的，IMF的质量范围会更窄，M=（1-2.8）x10^6 Msun，DCBH的吸积阶段会更长（7000万~ 1.2亿年）。我们的结论是，一个好的播种处方是填充晕（a）的质量为7.5 < log（M_h/Msun）< 8，（b）在红移范围8 < z < 17，（…
2014-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Genesis and evolution of dust in galaxies in the early Universe II. Rapid dust evolution in quasars at z > 6
我们评估的最合理的方案产生大量的尘埃在高z类星体（QSO）的基础上观测派生的物理性质的QSO在z > 6。我们使用的化学演化模型来计算的时间进展的数量，如尘埃和气体的量，恒星质量，恒星形成率（SFR）和金属丰度的初始质量函数（IMF）的各种组合，星系的质量，尘埃的生产效率，并在ISM中的尘埃破坏的程度。我们调查的SFR对这些数量的演变的影响，并确定最早的时代，在该协议与观测可以实现。我们将所得结果应用于z > 6的单个类星体。我们发现，当星暴的SFR> 10^3 M_sun_yr^（-1）时，在星暴开始后的3000万年内就可以迅速产生大量的尘埃。对于初始气体质量为1-3 × 10^11 M_sun的星系，在30，70，100和1.7亿年的模型中，可以满意地再现z > 6时单个类星体的尘埃量和其他几个物理量。最好的协议与观察得到头重脚轻IMF。然而，需要超新星（SNe）的相当大的尘埃贡献，而在这些时期，渐近巨星分支（AGB）恒星的尘埃产生可以忽略不计。可容纳ISM中的中等粉尘破坏。
2011-03-06 astro-ph.CO
Predictions for Herschel from LambdaCDM: unveiling the cosmic star formation history
我们使用一个基于LambdaCDM宇宙学的远红外星系演化模型，对赫歇尔空间天文台即将进行的宇宙学调查进行详细的预测。我们使用GALFORM半解析星系形成模型和GRASIL分光光度计程序计算星系的SED，包括尘埃对辐射的再加工。该模型与Baugh et al.（2005）的模型相同，假设了两种不同的IMF：一种是正常的太阳邻域IMF，用于盘状静止恒星的形成;另一种是非常头重脚轻的IMF，用于星系合并引发的恒星爆发。我们以前已经表明，头重脚轻的IMF似乎是必要的，以解释数量计数和暗亚毫米星系的红移。在本文中，我们提出的星系光度函数，数计数和红移分布的赫歇尔成像带的预测。我们发现，源混淆将是一个严重的问题，在最深的计划调查。我们还显示了预测的物理性质，如恒星形成率和恒星，气体和晕质量，以及在其他波长（从远紫外线到无线电）相关的多波长后续观测通量。我们研究了在宇宙历史上，尘埃和大质量恒星形成的总红外辐射中有多少部分应该通过赫歇尔计划的巡天来解决，并发现了一个分数~30- 50%，这取决于混乱。最后，我们表明，星系在赫歇尔调查应显着集群。
2010-02-02 astro-ph.CO
Star formation near an obscured AGN: Variations in the initial mass function
在辐射和机械活跃的环境中，影响恒星形成的条件与适用于我们本地星际邻居的条件完全不同。在这样的银河系环境中，各种反馈过程可以在塑造初始质量函数（IMF）方面发挥重要作用。在这里，我们提出了一个数值研究的吸积黑洞的影响和附近的大质量恒星的坍缩，800 M_太阳，分子云在10 pc的距离黑洞的影响。我们parametrize和研究辐射反馈效应的硬X射线从黑洞宽线区域，宇宙射线率增加，由于超新星在星爆，和附近的大质量恒星产生的强紫外线辐射。我们还研究了当恒星形成云围绕超大质量（10^6-10^8 M_太阳）黑洞运行时，来自黑洞的剪切作用的重要性，发现X射线产生的热压力压缩了黑洞云，这导致了早期的高恒星形成率，但由于气体蒸发耗尽，整体恒星形成率降低到7%左右。我们看到，对于具有最高X射线通量（160 erg s^-1 cm^-2）的模型，IMF的翻转质量增加到2.3倍，M_turn = 1-1.5 M_sun，而IMF的高质量斜率变为Gamma >-1。这导致更多的高质量恒星和非萨尔彼得IMF。宇宙射线深入云内，使气体温度升高（50-200 K），导致低质量恒星形成效率降低。高宇宙射线率增加了恒星的平均质量，从而将转换质量转移到更高的值，即，达到几个太阳质量。由于这个过程，恒星形成的开始也被推迟了。我们的结论是，IMF内的活动星系是不同的一个从本地环境。
2011-10-24 astro-ph.CO
High mass star formation in normal late-type galaxies: observational constraints to the IMF
我们使用Halalpha和FUV GALEX数据的大样本附近的对象来研究正常晚型星系的高质量恒星形成活动。使用目前可用的最精确的技术，即巴尔末衰减和总远红外与远紫外线通量比，对数据进行了尘埃衰减校正。该样本显示了高度分散的分布在Halpha到FUV通量比表明，两个最常用的恒星形成示踪剂给恒星形成率的不确定性高达2-3的因素。高色散是由于活动星系核的存在，在那里的紫外线和Halpha发射可以被核活动，高度倾斜的星系，其中所应用的消光校正可能是不准确的，或星爆星系，在恒星形成的历史中所需的转换Halpha和紫外线光度到恒星形成率的平稳性不满意。排除这些对象，我们达到了约50%的SFR的不确定性。Halpha与FUV的流量比随着它们的总恒星质量而增加。然而，如果仅限于正常的恒星形成星系，这种关系会减少到一个微弱的趋势，可能会完全消除使用不同的消光校正配方。在这些天体中，Halpha与FUV的通量比似乎也与FUV-H的颜色、H波段的有效表面亮度、恒星形成活动总量和气体分数几乎没有关系。数据是一致的Kroupa和Salpeter初始质量函数在高质量恒星范围内，并意味着，对于一个Salpeter IMF，斜率的变化不能超过0.25，从g=2.35的大质量星系g=2.60在低光度系统。然而，我们发现，这些观察到的趋势，如果是真的，可能是由于不同的微观历史的恒星形成在大质量星系相对于矮。
2009-10-20 astro-ph.CO
Predicted UV properties of very metal-poor starburst galaxies
我们研究的预期属性的恒星爆发，以提供高Z星系调查和非常贫金属星系的解释的参考点。我们主要集中在紫外特性，如电离光谱，紫外连续，Ly α和HeII 1640 A线和双光子连续发射。我们使用进化的合成模型，涵盖从流行III到太阳和广泛的IMF的金属丰度。我们还结合了合成SED与云光电离代码更准确的预测星云发射，并研究可能偏离的情况下B假设的合成模型。电离通量，紫外线连续属性，并预测的Ly α和HeII 1640 A线强度的合成模型，涵盖了更广泛的参数空间比我们以前的计算。强偏离的情况下B的预测获得的Ly α和双光子连续在低金属丰度。在低星云密度，这两个被证明是增强成比例的平均能量由电离源发射的莱曼连续光子。因此，在低金属丰度下预测较大的Ly α等效宽度。HeII 1640 A线可以弱于情况B预测（在通量以及等效宽度方面），由于其电离参数的依赖性和增强的基础双光子连续。我们的研究结果有影响的恒星形成的金属贫和/或高红移星系的解释，星系之间的Ly α发射体（LAE）和莱曼破裂星系（LBG）人口，并在遥远的宇宙中的人口III恒星的搜索。
2010-09-03 astro-ph.CO
Observational Signatures of the First Galaxies
随着詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）的发射，未来十年将有可能探测到一些最早的星系发出的辐射。这些星系中有相当一部分可能是第三星族星团的宿主。对这些星团发射的复合辐射的探测将为原始恒星的初始质量函数（IMF）提供一个重要的新约束。在这里，我回顾了预期的复合线签名的Pop III星，并提出了宇宙辐射流体力学模拟的结果，在第一个星系在z ~ 12的Pop III星暴的初始阶段，从随时间变化的亮度和IMF敏感的复合线的等效宽度的计算。虽然在z > 10的第一个星系中探测到Pop III星团的辐射可能是不可行的，即使使用下一代望远镜，在较低的红移（即z < 6）形成的Pop III星团可能在JWST的深度调查中被探测到。
2010-03-27 astro-ph.CO
Mass-loss and expansion of ultra compact dwarf galaxies through gas expulsion and stellar evolution for top-heavy stellar initial mass functions
超致密矮星系（UCD）的V波段动态质光比比高于由经典恒星初始质量函数（IMF）建立的简单恒星星族模型所预测的值。解释这一发现的一种方法是头重脚轻的IMF，因此看不见的质量是由高质量恒星的额外残余物提供的。为什么UCD中的IMF可能是头重脚轻的，而在质量较小的恒星系统中则不是这样，一个可能的解释是，在形成大质量系统时，原恒星和恒星之间的相遇变得可能。然而，所需的额外恒星残骸的数量被证明是相当高的，这就提出了一个问题，即它们的祖先将如何影响UCD的早期演化。因此，我们使用粒子网格代码Superbox计算了UCD演化的前2亿年。据推测，UCD的恒星星族是在最初的恒星爆发中产生的，这意味着由于原始气体排出和超新星爆炸，在接下来的大约4000万年期间会有大量的质量损失。我们发现在模拟结束时的各种初始条件和（列表）的质量损失的历史对象，大致类似于UCD。因此，UCD的存在并不与它们的恒星星族迅速形成并具有头重脚轻的IMF的概念相矛盾。我们发现了初步证据，表明UCD在出生时的密度可能高达10^8 M_sun/pc^3。
2010-04-06 astro-ph.CO
The fragmentation of molecular clouds in starburst environments
本文通过将 ISRF 与 CRIR 提升至 CMZ 和星暴星系水平的流体动力学模拟，揭示极端环境下分子云在星核尺度碎裂减少、在恒星系统尺度碎裂增强，并形成顶重质量函数。
2025-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive star formation in Wolf-Rayet galaxies. III: Analysis of the O and WR populations
我们对20个星暴星系的样本进行了全面的多波长分析，这些星系显示了大量沃尔夫-拉叶（WR）恒星的存在。在本文中，我们提出的O和WR星人口的分析。我们研究的WR丰富的集群通过检测蓝色WR凸（宽He II 4686）和红色WR凸（宽C IV 5808）的空间定位。我们进行了详细的拟合星云和广泛的发射线在这些广泛的功能，并得出WN，WC和O星的数量使用（i）恒定WR光度的标准假设和（ii）考虑金属依赖WR光度。然后，我们将我们的结果与进化合成模型的预测和以前的经验结果进行比较。孔径效应和狭缝在WR丰富的爆发上的精确定位在它们的检测中起着重要作用。正如预期的那样，WR星的总数随着金属丰度的增加而增加，但12+log（O/H）<8.2的天体显示出相当恒定的WR/（WR+O）比。计算出的WCE/WNL比与在附近恒星形成星系中经验发现的WCE/WNL比不同，这表明所观察到的星系正在经历一次强烈且非常短的爆发。考虑到金属依赖WR光度，我们的数据同意与Salpeter样IMF在所有制度。我们认为，在低金属丰度时，WCE星的贡献是不可忽略的。虽然现有的模型再现相当好的WR属性在高金属丰度，新的进化合成模型，年轻的恒星爆发，包括所有涉及的参数（年龄，金属丰度，恒星形成的历史，IMF和WR恒星的属性，如金属丰度依赖WR光度，恒星自转和WR binnary通道）是绝对需要进行适当的比较与观测数据。
2010-04-29 astro-ph.CO
Do blue compact galaxies have red halos?
红晕是一种微弱的、延伸的、极红的结构，自20世纪90年代中期以来，在各种类型的星系周围都有报道。这些晕圈的颜色太红，与迄今已知的任何类型的恒星星族都不一致，而是表示一个非常底部重的恒星初始质量函数（IMF）。由于这种恒星晕的质光比很大，它们对星系的重子质量有很大的贡献，而对星系的整体光度却贡献甚微。因此，星系的红晕构成了一些重子的潜在储存库，这些重子在低红移宇宙的清单中仍然缺失。虽然大多数对红晕的研究都集中在盘星系上，但在蓝色致密星系（BCGs）的微弱外围也有报告称红色过量。底部重的IMF也可以解释这些结构的颜色，但由于模型的简并性，具有标准IMF和异常高金属丰度的恒星星族也被证明符合数据。在这里，我们表明，由于光谱合成领域的最新发展，在这种替代方案中所需的金属丰度可能不像以前认为的那么极端。这表明在BCGs外围看到的红色过量可能来自一个正常的中等金属丰度的宿主星系，而不是在盘星系周围看到的红色晕。然而，推断出的宿主金属丰度仍然需要宿主比BCGs中心星爆中的气体更富含金属，这与目前对BCGs如何形成的模拟相矛盾。
2009-02-26 astro-ph.CO
Star and dust formation activities in AzTEC-3: A starburst galaxy at z = 5.3
高红移超亮红外（IR）星系的分析传统上使用观测到的光学亚毫米光谱能量分布（SED）和估计的动力学质量作为观测约束条件，以获得恒星形成率（SFR），恒星质量和这些对象的年龄。在分析中忽略的一个重要的观测约束是产生红外辐射的尘埃质量。在本文中，我们将这个约束条件添加到AzTEC-3的分析中。采用上限的恒星质量和热光度为这个对象，我们构建恒星和化学演化的情况下，约束产生推断的尘埃质量和观测到的光度之前，相关的恒星质量超过观测极限。我们发现，与一个顶重IMF的模型提供了最合理的情况下，与观测约束。在这种情况下，尘埃形成的时间约为2亿年，SFR约为500 Msun/年。AzTEC-3的年龄和SFR的这些值分别明显高于和低于没有尘埃质量约束的值。然而，这种情况并不是唯一的，其他的情况也不能完全排除，因为星系的年龄，它的热光度，它的恒星和尘埃质量普遍存在不确定性。我们的模型的一个强有力的结果是，所有的情况下，需要大部分的辐射尘埃质量已在分子云吸积。我们的新程序强调了多波长方法的重要性，并使用尘埃演化模型来限制星系的年龄和恒星形成活动和历史。
2011-06-10 astro-ph.CO
