The Cosmic Evolution of the IMF Under the Jeans Conjecture with Implications for Bottom-Heavy Ellipticals
研究了星系中恒星初始质量函数（IMF）随星际介质中Jeans质量变化的宇宙演化，特别关注了现时代大质量星系K波段恒星质光比（M/L_K）。我们计算典型的牛仔裤质量使用高分辨率的流体动力学模拟加上一个完全辐射模型的ISM，这产生了一个参数化的IMF特征质量作为星系恒星形成率（SFR）的函数。然后，我们利用平衡星系生长模型以及丰度匹配模型对恒星形成历史的约束来计算星系的恒星形成历史。我们发现，在早期的时候，充满活力的尘埃和气体之间的耦合驱动温暖的条件下的ISM，产生底部轻/顶部重IMF与大ISM牛仔裤质量的大质量恒星形成星系。由于在早期头重脚轻阶段形成的大质量恒星的残余物，在当前时期大质量星系中的合成M/L_K（σ）相对于不变的IMF情况是增加的。在后期，较低的宇宙线通量使得大质量星系的ISM温度较低，因此新形成的星系团将表现出底部重的IMF，进一步增加M/L_K（sigma）。因此，我们的主要结果是，一个给定的大质量星系在其一生中可能会经历头重脚轻和底重的IMF阶段，尽管大部分恒星是在头重脚轻阶段形成的。定性地说，M/L_K（sigma）随星系质量的变化与观测结果是一致的，然而，我们的模型可能无法解释恒星吸收特征所指示的底重质量函数。
2013-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The initial mass function of stars
本文综述了恒星初始质量函数（IMF）及其与全星系IMF（gwIMF）的关系，探讨了其依赖气体物理条件、恒星演化及星系特性的机制，并通过IGIMF理论整合分子云团块以推导gwIMF。
2024-12-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Star-Formation Histories of z~2 DOGs and SMGs
斯皮策太空望远镜发现了一群z ~ 2的超亮红外星系，它们可能在大质量星系的演化中起着重要作用。我们测量了斯皮策选择的两个ULIRG群体的恒星质量，这两个群体都具有极红的R-[24]颜色（尘埃遮蔽星系，或DOG），并将我们的结果与亚毫米选择星系（SMG）进行比较。一组39个DOG在静止坐标系1.6 μ m处的中红外光谱能量分布（SED）中有一个局部最大值，与恒星辐射有关（“凸块DOG”），而另一组51个DOG的中红外光谱能量分布（SED）中有一个幂律占主导地位的中红外光谱能量分布，其光谱特征是典型的模糊活动星系核（“幂律DOG”）。我们使用恒星星族合成模型适用于自洽宽带测光在休息帧的紫外线，光学和近红外的这些人口和测试各种恒星星族合成代码，恒星形成历史（SFHS），和初始质量函数（IMF）。假设一个简单的恒星星族SFH和一个Chabrier IMF，我们发现SMG、凸形DOG和幂律DOG的中值和内四分位质量分别为log（M */M太阳）= 10.42 -0.36^+0.42，10.62 -0.32^+0.36和10.71 -0.34^+0.40。实施更复杂的SFH与多个年龄组成部分增加这些质量估计高达0.5 dex。我们对恒星质量的估计与z~2超高速红外暴起源的物理机制是一致的，这导致了给定恒星质量下的高恒星形成率。这种机制通常是由两个富含气体的系统的大合并驱动的，而不是气体和小卫星…
2011-11-11 astro-ph.CO
Spatially Resolved Spectroscopic Star Formation Histories of Nearby Disks: Hints of Stellar Migration
我们使用米切尔摄谱仪（以前的VIRUS-P）观察12个附近的盘星系。我们成功地测量了六个系统的外盘年龄。在三种情况下（NGC 2684，NGC 6155，和NGC 7437），我们发现，在磁盘表面亮度轮廓的向下突破对应的变化，在占主导地位的恒星人口与内部被占主导地位的活跃的恒星形成和外部的老恒星星族是最适合的恒星形成历史，随着时间的推移下降。观测到的平均恒星年龄超过轮廓突变的增加与理论模型相似，理论模型预测表面亮度突变是由恒星迁移引起的，外盘由分散的旧内部恒星构成。在另外三个例子中（IC 1132、NGC 4904和NGC 6691），我们发现当穿过破裂半径时，恒星星族没有显著的变化。在这些星系中，内外盘都由活跃的恒星形成和年轻的恒星星族所主导。虽然径向迁移可能有助于突破后的恒星星族，但似乎需要不止一种机制来解释我们观察到的所有恒星轮廓突破。
2012-03-30 astro-ph.CO
Formation and Evolution of Dwarf Elliptical Galaxies - II. Spatially resolved star-formation histories
我们目前的光学VLT光谱的16矮椭圆星系（或dEs）的质量相当于NGC 205，属于天炉座星系团和附近的星系群。使用ULySS和STECKMAP，我们得到的SSP等效年龄，金属丰度和恒星形成历史的径向配置文件。旧的恒星星族的dE，占主导地位的质量，可能是同时代的大质量椭圆或隆起，但恒星形成效率较低。重要的中间年龄（1-5 Gyr）人口，并经常尾巴的恒星形成，直到最近的时间被检测到。这些历史让人想起它们的低质量dSph对应的本地组。大多数星系（10/16）显示出明显的金属丰度梯度，平均在半光半径内金属丰度下降0.5 dex。这些梯度在老年人群中已经存在。扁平（或盘状）旋转物体（6/16）具有平坦的金属丰度轮廓。这可能与这些星系的不同起源相一致，也可能是由于它们的几何形状。中心SSP等效年龄在1至6 Gyr之间，绝大多数天体的年龄随半径缓慢增加。星系团和星系团有相似的径向梯度和恒星形成历史。强烈和古老的金属丰度梯度对dEs的可能形成情景产生重要的约束。球形低质量星系形成的数值模拟重现了这些梯度，但它们需要更长的时间才能建立起来。气体的温和消耗，通过冲压压力剥离或饥饿，可以驱动富含气体的恒星形成祖先到现在的dEs。
2009-03-25 astro-ph.CO
The non-universality of the low-mass end of the IMF is robust against the choice of SSP model
我们进行了直接比较的两个国家的最先进的单恒星星族（SSP）模型，已被用来证明初始质量函数（IMF）斜率的低质量端的非普适性。SSP模型的两个公开版本被限制为太阳丰度模式或太阳金属丰度，如果一个人的目的是解开大规模早型星系（ETG）与恒星形成历史不同的太阳附近的元素增强，金属丰度变化和IMF变化的限制。我们定义了响应函数（金属丰度和α丰度），以扩展每组模型的参数空间。我们比较了这些扩展模型与斯隆数字巡天（SDSS）ETGs光谱与不同的速度色散的样本。我们测量光学IMF敏感的恒星特征的等效宽度，以研究基础模型假设和成分，如恒星库或等时线，对IMF斜率下降到~0.1太阳质量的推断的影响。我们表明，陡峭的低质量端的初始质量函数（IMF）的基础上的非简并的一组光谱光学指标是强大的对选择的恒星星族模型。虽然模型同意在一个相对的意义上（即都意味着更多的底部沉重的IMF更大规模的系统），我们发现不可忽略的差异推断在每个速度分散的IMF斜率的绝对值，通过使用两个不同的模型。特别是，我们发现大的不一致性，在定量预测的IMF斜率变化和丰度模式时，钠线。我们调查这些不一致的可能原因。
2015-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatially resolved star formation histories of nearby galaxies: evidence for episodic star formation in discs
我们使用莫兰等人的长缝光谱学研究了恒星质量大于10^10 M_sun的邻近星系的近期恒星形成历史的径向依赖性。我们适合的恒星星族模型的组合SSFR，D4000和Hdelta_A，并表明，许多星系的巴耳末吸收线的等效宽度，需要最近的短寿命发作或爆发的恒星形成。经历了偶发性而不是连续的恒星形成的星系的比例是最高的晚型星系与低恒星质量。在这些系统中，爆发发生在星系的内外区域。在一次爆发事件中形成的恒星比例通常是星系内部区域恒星质量的15%左右，外部区域的5%左右。当我们对总体进行平均时，我们发现这种爆发贡献了最后2 Gyr中形成的恒星总质量的一半左右。在大质量星系中，爆发主要发生在外盘。大约三分之一的大质量、以膨胀为主的星系都经历了最近的恒星形成事件，这些事件完全局限于它们的外部（R > 0.7R_90）区域。在一次事件中形成的恒星比例仅为潜在恒星质量的2 - 3%，但这种爆发几乎贡献了最后2 Gyr中形成的所有恒星质量。最近的恒星形成在外部磁盘是强烈相关的全球原子气体部分的星系，但不是其全球分子气体部分。我们认为，外幕式恒星形成是由气体吸积事件触发的。
2013-06-12 astro-ph.CO
Dissecting the Red Sequence - III. Mass-to-Light Variations in 3D Fundamental Plane Space
基本面具有有限的厚度，并从维里关系倾斜，表明动力学质光比（Mdyn/L）在早期类型星系之间变化。我们使用来自斯隆数字巡天的16，000个静止星系的样本，通过由速度色散（sigma），有效半径（R_e）和有效表面亮度定义的3D基本平面空间绘制Mdyn/L的变化。我们考虑了由于恒星星族效应、IMF变化和一个R_e内暗物质分数的变化对Mdyn/L变化的贡献。沿着FP，我们发现恒星星族的贡献标度为M*/L ~ f（sigma），而暗物质和/或IMF的贡献标度为Mdyn/M* ~ g（Mdyn）。这两个贡献的倾斜FP旋转平面围绕不同的轴在3D空间，与暗物质/IMF的变化可能占主导地位。通过FP的厚度，我们发现Mdyn/L的变化要么是由IMF的变化决定的，要么是由暗物质分数与Re的实际差异决定的。因此，FP的有限厚度是由于恒星质量表面密度在R_e内的变化，而不是被动恒星星族的衰落。这些结构的变化与星系恒星形成的历史，使星系具有较高的Mdyn/M* 在一个给定的西格玛有较高的[Mg/Fe]，较低的金属丰度，和较老的平均恒星年龄。很难通过允许IMF变化来解释观察到的相关性，这表明暗物质分数的差异占主导地位。这些可以通过重子到恒星的“转换效率”的变化或通过恒星和暗物质通过耗散合并的重新分配来产生。在一个模型中，一些星系由于过早截断恒星形成而经历低转换效率，这为观察到的趋势提供了一个自然的解释。
2010-04-30 astro-ph.CO
Star formation histories of dwarf galaxies from the Colour-Magnitude diagrams of their resolved stellar populations
在本教程中，我们总结了如何恒星形成（SF）的历史，银河系区域可以从颜色星等图（CMD）的解决恒星。建立合成CMD和利用它们来推导SF历史（SFH）的程序进行了描述，以及相应的不确定性。的SFH解析矮星系的所有形态类型，从应用程序中获得的合成CMD方法，进行了审查和讨论。简而言之：（1）只有早型星系的SF活动有长时间中断的迹象，晚型矮星的SF活动呈现出相当连续的或喘息的SF状态;（2）少数早型矮星只经历过一次集中在最早期的SF活动，而其他许多矮星则表现出延长的或周期性的SF活动;（4）没有发现强SF爆发的频繁证据;（5）矮不规则星和蓝致密矮星的SFH除了当前的SF率外没有显著差异。简要讨论了这些结果对星系形成的影响。
2009-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar mass functions and implications for a variable IMF
邻近星系的空间分辨运动学表明，如果对所有星系使用相同的IMF估计$M_*$，并且每个星系内的恒星M/L比是常数，则基于动力学和恒星种群的星系质量估计之比（$M_*^{\rm JAM}/M_*$）与$σ_e$相关。这种相关性可能表明，事实上，IMF是更矮丰富的星系与大$σ$。我们使用这种相关性来估计一个动态的或IMF校正的恒星质量，$M_*^{\rm α_{JAM}}$，从$M_{*}$和$σ_e$的样本$6 \times 10^5$ SDSS星系的空间分辨运动学是不可用的。我们还计算“维里”质量估计值$k(n,R)\,R_e\,σ_R^2/G$，其中$n$是Sersic指数，在SDSS和ATLAS $^{\rm 3D}$样品中。我们表明，必须对Prugniel & Simien（1997）提供的$k(n,R)$值进行$n$相关修正.我们的分析还表明，在ATLAS $^{\rm 3D}$样品的速度色散曲线的形状变化与$n$：$(σ_R/σ_e) = (R/R_e)^{-γ(n)}$弱。基于$M_*^{\rm α_{JAM}}$和重新校准的维里质量，得到的恒星质量函数吻合得很好。如果$M_*^{\rm α_{JAM}}/M_* - σ_e$相关性确实是由于IMF引起的，并且恒星的M/L梯度可以忽略，那么我们的$ϕ(M_*^{\rm α_{JAM}})$就是对恒星质量函数的估计，其中考虑…
2017-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Starbursts in isolated galaxies. I. The influence of stellar birth function and IMF
恒星爆发和恒星形成历史的巨大变化是星系中的常见现象。我们研究了孤立的恒星形成矮星系的稳定性，目的是确定星暴模式。研究了恒星出生函数、初始质量函数、恒星反馈和星际介质模型对系统的影响。我们应用一个单区模型的恒星气体系统耦合的质量和能量转移。此外，我们扩展了网络的主动动态演化。这使得星系的动力学状态与其内部性质之间存在耦合。虽然动力学对恒星形成速率的影响很大，但内部性质（气体温度）对动力学的耦合作用却相当有限，因为辐射冷却使气体温度远低于维里温度。由于冷却和反馈时间尺度短，恒星形成率接近平衡恒星形成率。准周期性的星爆之所以会发生，是因为恒星的形成遵循着由衰减维里振荡引起的气体密度的变化。这种行为是相当不敏感的性质和细节的恒星诞生的描述，即是否自发或诱导恒星形成被认为是或IMF是不同的。第二种类型的爆发被发现作为一个不稳定的操作时，冷却可能会下降，在非常低的密度，随着温度的升高。恒星形成的爆发发生在动态平衡建立的过渡阶段。那么它们在动力学时标上是准周期的。由于加热和冷却的时间尺度很短，恒星形成速率遵循与实际气体密度相对应的平衡恒星形成速率。
2009-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The star cluster - field star connection in nearby spiral galaxies. II. Field star and cluster formation histories and their relation
最近的研究开始对大多数恒星形成于星团的假设提出质疑。对附近星系中的场星和星团系统的观测研究可以更好地限制星团中形成的恒星的比例。我们的目标是通过对场星和星团的同质性研究，限制四个星系中长寿命星团中恒星形成的数量。利用星系NGC 45、NGC 1313、NGC 5236和NGC 7793的HST/ACS-WFPC 2图像，用综合CMD方法估算了恒星形成历史。利用简单的恒星星族模型拟合，估算了星团的质量和年龄。比较观测到的和模拟的光度函数，我们估计团簇形成率。通过随机抽样的恒星IMF，我们构建人工星团和量化的随机效应如何影响集群检测，综合颜色和年龄估计。在过去的10-100万年里，恒星形成率似乎是恒定的。每个星系所识别的星团数量各不相同，只有少数大质量（> 10^5 Msun）和少数古老（> 1 Gyr）的星团。星系NGC 5236和NGC 1313的恒星和团簇形成速率比NGC 7793和NGC 45高。SIMF的随机抽样对质量小于10^4Msun的星系团的年龄、颜色和完整性的估计有很大的影响，而对于高质量的星系团，这种影响不太明显。随机性也使得在年轻的时候测量大小非常不确定，使得很难根据大小区分星团和恒星。星系团中恒星形成与全球恒星形成（$Γ$）的比率似乎因星系而异。我们发现在探测的范围内，$Γ$和恒星形成率密度之间没有明显的关系。然而，$Γ$值似乎与特定的U带光度（T_L（U））相…
2011-03-14 astro-ph.CO
A Universal Stellar Initial Mass Function? A Critical Look at Variations
在天文学中，很少有话题会引发如此激烈的讨论，比如恒星的初始质量函数（IMF）是否是普适的，或者对恒星形成的初始条件敏感。这种区别至关重要：IMF影响了恒星星族和星系的大多数可观测性质，检测IMF的变化可以深入了解恒星形成的过程。在这篇评论中，我们对国际货币基金组织变化的情况进行了批判性的研究，以确定其他解释是否足以提供证据。对磁场、本地年轻星团和星协以及年老球状星团的研究表明，绝大多数的星团都来自于一个“普遍的”IMF：一个高于几个太阳质量的萨尔彼得指数幂律（$Γ=1.35$），以及一个在十分之几到几个太阳质量之间的对数正态或浅幂律（$Γ\sim 0-0.25$）（忽略未分辨双星的影响）。IMF在恒星-亚恒星边界的形状和普遍性仍在调查中，不确定性仍然很大，但大多数观测结果与IMF一致，即下降（$Γ< -0.5$）远低于氢燃烧极限。观测到的已分辨的恒星星族和大多数星系的综合性质也与“普遍的IMF”一致，表明IMF在宇宙时间的大部分时间里没有明显的变化。有迹象表明，在特定的本地和河外环境中存在“非标准”IMF，这显然需要进一步研究。尽管如此，没有明确的证据表明，在最初几代恒星之后，IMF作为初始条件的函数发生了强烈而系统的变化。
2010-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
$M_*/L$ gradients driven by IMF variation: Large impact on dynamical stellar mass estimates
在星系中，恒星的质光比$Υ_*$不是常数。附近早型星系的空间分辨运动学表明，允许一个可变的初始质量函数（IMF）返回显着更大的$Υ_*$梯度比如果IMF是固定的。如果$Υ_*$在中心区域更大，那么忽略IMF驱动的梯度可以高估$M_*^{\rm dyn}$，对于最大质量的星系可以高估两倍，尽管恒星星族估计$M_*^{\rm SP}$也会受到影响。大的$Υ_*$ -梯度有四个主要的后果：第一，$M_*^{\rm dyn}$不能独立于恒星星族合成模型来估计。第二，如果$Υ_*$有一个下限并且梯度未知，则要求$M_*^{\rm dyn}=M_*^{\rm SP}$约束它们。第三，如果在质量较大的星系中梯度更强，那么$M_*^{\rm dyn}$和$M_*^{\rm SP}$就可以达成一致，而不是像最近一些研究所提倡的那样，通过调用恒定的底部重IMF来向上移动$M_*^{\rm SP}$，而是通过向下修正文献中的$M_*^{\rm dyn}$估计。第四，考虑$Υ_*$梯度改变了恒星质量函数$ϕ(M_*^{\rm dyn})$的高质量斜率，并降低了相关的恒星质量密度。这些结论可能会影响反馈和绝热收缩的需要估计，所以我们的研究结果强调了在较大样本中测量$Υ_*$梯度的重要性。
2018-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The half mass radius of MaNGA galaxies: Effect of IMF gradients
星系中的恒星群（SP）--例如，在年龄，金属丰度，恒星初始质量函数（IMF）--可以导致恒星质量与光比的梯度，$M_*/L$。这种梯度意味着恒星质量和光的分布是不同的。对于旧SP，例如，在$z\sim 0$的早型星系中，如果由年龄和金属丰度的变化驱动，则$M_*/L$梯度较弱，但如果由IMF驱动，则明显较大。与忽略梯度时相比，中心具有较大$M_*/L$的梯度增加了估计的总恒星质量（$M_*$），并减少了包含一半质量（$R_{e,*}$）的尺度。对于IMF梯度拟合MILES简单SP模型推断的H $_β$，$\langle$ Fe $\rangle$，[MgFe]和TiO $_{\rm 2SDSS}$吸收线测量的空间分辨光谱的早型星系在MANGA调查，在$R_{e,*}$的分数变化可以显着大于在$M_*$，特别是当光更集中的中心。与忽略这些梯度时相比，所产生的$R_{e,*}-M_*$相关性偏移0.3 dex以减小尺寸。与“静止”的星系在较高的$z$的比较，必须考虑到SP梯度（特别是年龄和IMF）的演变和轻配置文件之前得出结论如何$R_{e,*}$和$M_*$演变。如果$z\sim 0$处的$R_{e,*}/R_e$更接近我们的IMF驱动梯度校准而不是1，则更高$z$和当前之间的隐含合并就不那么人为。
2022-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radial Trends in IMF-Sensitive Absorption Features in Two Early-Type Galaxies: Evidence for Abundance-Driven Gradients
早期型星系的样本显示了恒星速度色散和恒星初始质量函数（IMF）之间的相关性，这是从星系中心区域的引力敏感吸收线推断出来的。为了寻找IMF的空间变化，我们用Keck/LRIS观测了两个早型星系，并测量了4000-5500 $\,$和8000- 10000吸收特征强度的径向梯度。我们提出了空间分辨测量的矮敏感光谱指数NaI（8190）和Wing-Ford FeH（9915），以及H，C $_2$，CN，Mg，Ca，TiO和Fe的物种的指数。我们的测量结果表明，在这两个对象的金属丰度梯度，和Mg/Fe一致的α增强的浅梯度，匹配广泛观察到的大规模早期型星系的趋势。在4160 μ $\,$处的NaI指数和CN $_1$指数显示出明显更陡的梯度，在$r \sim 0.1 r_{\rm eff}$处有一个突变（$r \sim 300$ pc）。在这个半径内，NaI强度朝着星系中心急剧增加，与[Na/Fe]的快速中心上升一致。相反，FeH与Fe指数强度之比向星系中心减小。如果IMF是一个单一的幂律函数，那么$0.1 r_{\rm eff}$内部的陡峭IMF就不能再现这种行为。虽然在$\sim 0.4 M_\odot$之上的质量函数中可能会出现梯度，但需要格外小心才能将这些IMF变化与星系中心附近单个元素丰度的极端变化区分开来。
2016-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
EAGLE Spectroscopy of Resolved Stellar Populations Beyond the Local Group
对星系演化的有价值的见解可以从对本地宇宙中已分辨的恒星星族的研究中获得。深测光测量提供了0.8-16 Mpc星系中恒星形成历史的示踪剂，但没有强大的化学丰度和光谱学的恒星运动学，它们的子结构和组装历史仍然对我们隐藏。在这方面，我们介绍了欧洲极大望远镜（E-ELT）的多积分场单元近红外摄谱仪的EAGLE设计研究。EAGLE将利用E-ELT前所未有的聚光能力，在一个大的（38.5平方英尺）区域内提供AO校正光谱。arcmin）场，真正彻底改变了我们对本地体积中恒星星族的看法。
2009-09-09 astro-ph.CO astro-ph.IM
The Rising Star-Formation Histories of Distant Galaxies and Implications for Gas Accretion with Time
遥远星系的恒星形成速率（SFR）和恒星质量之间存在相关性，这意味着它们的恒星形成历史（SFHS）非常相似。此外，观测表明，紫外光度和恒星质量从z=8到3增长，这意味着SFR随时间增加。我们比较了3 < z < 8的星系在恒定共动数密度（n = 2 x 10^-4 Mpc^-3）下的宇宙学平均演化。这使我们能够研究恒星质量的演变和恒星形成的星系的前身和后代的方式不可能使用星系选择在恒定的恒星质量或SFR，数量演变强烈的时间。我们发现这些星系的平均SFH随着SFR ~ t^alpha（α = 1.7 +/-0.2）从z=8平滑地增加到3。这与SFR是恒定的或随时间呈指数下降的假设相冲突。我们发现，在这些星系中的恒星质量增长是一致的，这个派生的SFH。这提供了证据表明，除非恒星形成的占空比远小于1，否则IMF的高质量端的斜率近似为Salpeter。我们认为，这些关系遵循气体吸积（无论是通过吸积或交付的合并），再加上星系盘生长的假设下，SFR取决于当地的气体表面密度。这就预言了，对于具有这个数密度的星系，气体分数从z=8降低到3，平均为f_gas ~（1+z）^0.9。在z > 4时，星系气体吸积速率与SFR一样快，甚至可能超过SFR：这是“气体吸积时代”。在z < 4时，SFR超过了隐含的气体吸积速率，表明星系消耗气体的速度比获得气体的速度快。在z < 3时，具有这个数量密度的星系偏离了…
2010-11-03 astro-ph.CO
On the shape and evolution of a cosmic ray regulated galaxy-wide stellar initial mass function
在本文中，我们提出了一个新的推导的形状和演化的综合星系范围内的初始质量函数（IGIMF），明确纳入宇宙射线（CRs）的影响，作为监管机构的化学和热状态的气体在致密的分子云的核心。我们预测的形状的IGIMF作为恒星形成率（SFR）和CR密度的函数，并表明，它可以显着不同的地方估计。特别是，我们专注于IGIMF的形状，同时浅在高质量端和陡峭的低质量端比Kroupa IMF的物理条件。这些解决方案可以解释两个水平的$α$ -富集和过量的低质量恒星作为恒星质量的函数，观察到的本地球状星系。作为我们的方案的初步测试，我们使用理想化的恒星形成的历史来估计不同的$z=0$恒星质量的星系的平均IMF形状。我们表明，低质量恒星的分数作为星系恒星质量的函数预测这些平均IMF同意来自高分辨率光谱调查的值。
2018-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Nature of Starbursts: I. The Star Formation Histories of Eighteen Nearby Starburst Dwarf Galaxies
我们使用档案HST观测解决恒星星族，以获得恒星形成历史（SFH）的18个附近的星暴矮星系。在这第一篇论文中，我们提出的意见，色星等图，和SFH的18个星爆星系，基于均匀的方法来减少数据，差分消光，和治疗光度的完整性。我们采用了一个恒星形成率（SFR）的阈值标准化的平均SFR的个人系统作为分类的度量标准，来自解决恒星星族的SFH星爆。这种选择不仅有助于发现当前爆发的星系，而且有助于发现“化石”爆发，从而增加了附近宇宙（D<8 Mpc）中星暴星系的样本量。18个星系中有13个正在经历持续的爆发，5个星系显示出化石爆发。从我们重建的SFH，很明显，一个爆发的SFR升高持续数百万年的变化小的时间尺度。因此，一个大于1亿年的时间基线对于任何恒星暴增的定义或识别方法都是至关重要的。更长的爆发寿命排除了全球范围内恒星爆发的快速“自猝灭”。除了一个星系外，爆发星系的气体消耗时间尺度都短于哈勃时间，这证实了基于燃料限制的恒星爆发的短暂性质。此外，我们发现Hα发射的强度通常与过去4- 1000万年期间基于CMD的SFR相关。然而，在四种情况下，Hα的发射量明显小于恒星爆发模型的预期值;这种差异是由于SFR在几百万年的时间尺度上发生变化。Hα发射的固有的短时间尺度限制了根据当前特征识别星系为星暴，这些特征可能代表也可能不代表星系最近的SFH。
2010-08-09 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
Radial gradients in initial mass function sensitive absorption features in the Coma brightest cluster galaxies
利用牛津短波长积分场光谱仪（SWIFT）跟踪了后发座星系团中三个星系的初始质量函数（IMF）敏感吸收特征的径向变化。我们获得了两个中央最亮星系团（BCGs）NGC4889，NGC4874和西南星系团NGC4839中的BCG的中央5kpc的分辨光谱，以及NGC4873作为低$σ_*$对照的未分辨数据。我们提出了径向测量的IMF敏感功能钠碘化钠$_{\rm{SDSS}}$，钙三重态CaT和铁氢化物FeH 0.99，随着镁MgI0.88和氧化钛TiO 0.89功能。我们采用两种不同的方法，大地校正和天空扣除周围微弱的FeH功能，以验证我们的分析。在NGC4889中，我们发现了NaI $_{\rm{SDSS}}$和CaT的强烈梯度，但FeH的分布是平坦的，与恒星星族合成模型相比，这表明一个古老的，$α$增强的种群具有Chabrier，甚至是底光IMF。的年龄和丰度是符合以前的研究，但正常的IMF是在最近的结果表明，增加IMF的斜率与速度色散增加。我们在NGC4874内测量平坦的NaI $_{\rm{SDSS}}$和FeH轮廓，并确定一个旧的、可能稍微$α$增强的和Chabrier IMF人口。我们发现一个$α$增强，Chabrier IMF人口在NGC4873。在NGC4839中，我们测量了强NaI $_{\rm{SDSS}}$和强FeH，尽管具有较大的系统不确定性，表明可能存在较重的IM…
2016-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Dust obscuration in galaxies and their recent star formation histories
我们提出了自洽的恒星形成率来自通过泛光谱分析的星系从星系和质量大会（GAMA）调查。我们确定了最合适的形式，通过应用从文献中得出的一系列消光定律适用于Halpha，[O{II}]和UV光度的尘埃遮蔽校正。这些修正被应用于GAMA巡天中z < 0.35的31，508个星系的样本。我们考虑了几种不同的遮蔽曲线，包括银河系，Calzetti（2001）和Fischera和Dopita（2005）曲线，以及它们对观测光度的影响。在这项技术的核心是观察到的巴耳末减量，我们提供了一个处方，应用最佳的模糊校正使用巴耳末减量。我们使用恒星星族合成工具对恒星形成历史（SFH）进行了分析，以研究我们样本星系的演化历史，并了解初始质量函数（IMF）变化的影响及其对星系演化历史的影响。我们发现，R_{v}值为4.5的Fischera和Dopita（2005）遮蔽曲线给出了不同SFR指标之间的最佳一致性。2200 A的特征需要从这条曲线中去除，以获得所有SFR指标之间的完全一致性，这表明该特征在星系发射的平均综合衰减中可能并不常见。我们还发现，紫外尘埃遮蔽强烈依赖于SFR。
2010-09-03 astro-ph.CO
SDSS-IV MaNGA: Modelling the metallicity gradients of gas and stars - radially dependent metal outflow vs IMF
在我们以前的工作中，我们发现，只有两个方案是能够再现所观察到的综合质量金属丰度关系的气体和恒星成分的本地恒星形成星系同时。一种情况调用了一个依赖于时间的金属流出负荷因子，在早期有更强的流出。另一种情况是使用依赖于时间的IMF斜率，在早期IMF更陡。在这项工作中，我们扩展我们的研究，调查气体和恒星金属丰度的径向配置文件在本地恒星形成星系使用空间分辨光谱数据从SDSS-IV的MANGA调查。我们发现，大多数星系的气体和恒星金属丰度都呈现负梯度，而恒星金属丰度的梯度更陡。恒星的金属丰度梯度往往是质量相关的，在更大质量的星系中，梯度更陡，而气体金属丰度梯度没有明显的质量依赖性。然后，我们比较的气体和恒星金属丰度的径向分布的化学演化模型的预测的意见。我们确认，在我们以前的工作中提出的两个方案也需要解释的金属丰度梯度。基于这两个方案，我们成功地再现了气体金属丰度，恒星金属丰度，恒星质量表面密度，和恒星形成率（SFR）表面密度的径向配置文件同时。恒星金属丰度负梯度的起源是由径向依赖的金属外流或IMF斜率驱动的。相比之下，气体金属丰度的径向依赖性是较少的约束，因为模型参数的简并。
2018-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The High-Mass Stellar Initial Mass Function in M31 Clusters
我们对迄今为止大质量恒星初始质量函数（IMF）进行了最大规模的系统研究，使用了85个解析的年轻（400万年< t <2500万年）中等质量星团（10^3-10^4 Msun）的光学色星等图（CMD），这些星团是全色哈勃仙女座宝库（PHAT）计划的一部分。我们拟合每个星团的CMD来测量大于2 Msun的恒星的质量函数（MF）斜率。对于星团系综，恒星MF斜率的分布最好用$Γ=+1.45^{+0.03}_{-0.06}$来描述，其内禀散射非常小。这些数据也意味着没有显着的依赖关系的MF斜率集群的年龄，质量和大小，提供直接的观测证据表明，测量的MF代表IMF。这个分析意味着M31星系团的高质量IMF斜率是普遍的，斜率（$Γ=+1.45^{+0.03}_{-0.06}$）比典型的Kroupa（+1.30）和Salpeter（+1.35）值更陡。使用我们的推理模型选择银河系（MW）和LMC高质量IMF的研究文献中，我们发现$Γ_{\rm MW} \sim+1.15\pm0.1$和$Γ_{\rm LMC} \sim+1.3\pm0.1$，都具有约0.3-0.4 dex的内在散射。因此，虽然高质量的IMF在本地集团可能是普遍的，在文学IMF研究的系统排除任何明确的结论;同质调查的高质量的IMF在本地宇宙需要克服这一限制。因此，本研究是迄今为止对大质量IMF斜率的最可靠的测量。我们将M31的高质量I…
2015-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revealing the formation histories of the first stars with the cosmic near-infrared background
宇宙近红外背景（NIRB）提供了一个强大的整体探测辐射过程在不同的宇宙时代，包括预再电离时代时，无金属，第三族（Pop III）恒星首次形成。虽然来自富含金属的第二星族（Pop II）恒星的辐射可能在再电离时代对观测到的NIRB的贡献中占主导地位，但Pop III恒星-如果有效形成-可能会在NIRB上留下特征印记，这要归功于它们强烈的Ly $α$发射。使用第一个恒星形成的物理模型，我们提供了一个分析的NIRB平均光谱和各向异性贡献的恒星星族在$z>5$。我们发现，在大规模的波普III恒星持续形成的分子冷却晕在几倍的速度$10^{-3}\,M_\odot \ \mathrm{yr}^{-1}$，在被抑制对时代的再电离（EoR）的积累莱曼-维尔纳背景，一个独特的光谱签名显示了向红的$1\,μ$ m在观测到的NIRB光谱来源于星系在$z>5$。虽然光谱特征的详细形状和幅度取决于各种因素，包括恒星形成历史，IMF，LyC逃逸分数等，但最有趣的场景是有效的Pop III恒星形成即将到来的设施，如宇宙历史，再电离时代和冰探测器（SPHEREx）的光谱光度计。因此，在未来几年内，通过对NIRB的精确测量，将可以对高红移的Pop III恒星的丰度和形成历史进行新的限制。
2021-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The different star-formation histories of blue and red spiral and elliptical galaxies
[摘要]我们研究了中等质量星系的光谱特性作为颜色和形态的函数。我们使用银河动物园定义三种形态的星系，即早期型（椭圆），晚型（盘为主）面对螺旋和早期型（凸起为主）面对螺旋。我们将这些星系分为蓝色或红色，根据它们的SDSS g-r颜色，并使用光谱拟合代码VESPA计算时间分辨的恒星形成历史，金属丰度和总星光尘埃消光从它们的SDSS纤维光谱。我们发现，红色晚型螺旋显示少恒星形成在过去的5亿年比蓝色晚型螺旋的三倍，但共享类似的恒星形成的历史在更早的时间。最近恒星形成的减少解释了它们更红的颜色：它们的化学成分和尘埃含量是相同的。我们假设红色晚型螺旋是蓝色晚型螺旋的后代，它们的恒星形成在过去的500 Myrs中被削减。然而，在同一时期，红色晚型螺旋星系的恒星形成速度仍然比红色椭圆星系快约17倍。红色早型螺旋星系在近中期恒星形成和尘埃含量方面介于红色晚型螺旋星系和红色椭圆星系之间。因此，这些星系似乎代表了这两个种群之间的进化联系。它们更有可能直接演化成红色椭圆星系，而不是红色晚型螺旋星系。蓝色椭圆星系显示出与蓝色螺旋星系相似的恒星形成历史（无论是哪种类型），除了它们在过去的1亿年中形成的恒星较少。然而，蓝色椭圆星系有不同的尘埃含量，其峰值消光值低于所有螺旋星系。
2013-03-14 astro-ph.CO
Evidence of an interaction from resolved stellar populations: The curious case of NGC1313
星系NGC 1313由于在光带中观察到的特殊形态而引起了各种研究的注意，尽管它被归类为一个没有明显的近距离同伴的棒状晚型星系。然而，速度场表明与卫星同伴的相互作用。利用分辨的恒星星族，我们研究了星系的不同部分，以进一步了解其形态。基于HST/ACS图像，我们用综合CMD方法估算了星系不同区域的恒星形成历史。不完整性将我们的分析限制在小于约1亿年的年龄。在红色和蓝色的He燃烧阶段的恒星被用来跟踪最近的恒星形成的分布。恒星形成的历史表明西南地区有一次爆发。我们支持这样的想法，NGC 1313正在经历一个与卫星同伴的相互作用，观察到的潮汐中断卫星星系在NGC 1313的西南部。然而，我们没有观察到任何扰动的迹象，由于在银河系的其他位置与卫星星系的相互作用，这表明只有一个中等大小的同伴，没有引发全球性的星暴。
2012-02-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
FORGE'd in FIRE III: The IMF in Quasar Accretion Disks from STARFORGE
California Institute of Technology（加州理工学院）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of California, San Diego（加利福尼亚大学圣迭戈分校）
研究通过STARFORGE模拟揭示了类星体吸积盘中恒星形成和IMF的形成机制，强调磁性场、辐射及反馈的重要性，并指出未解析的动力学对IMF形状的敏感影响。
2024-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Impact of the Primordial Stellar Initial Mass Function on the 21-cm Signal
第一代恒星（Pop III）的性质，如它们的初始质量函数（IMF），受到观测的约束很差，并且在模拟之间尚未收敛。中性氢的宇宙学21厘米信号被预测对这些恒星产生的莱曼带光子敏感，从而提供了一种独特的方式来探测第一个恒星星族。在本文中，我们调查的影响，Pop III IMF的宇宙黎明21厘米信号通过Wouthuysen场效应，莱曼-沃纳反馈，Ly-alpha加热，和CMB加热。我们计算不同IMF的恒星形成晕的发射光谱，通过整合个人的无金属恒星光谱，计算从一组恒星演化的历史和恒星大气，并考虑到光谱的变化与恒星年龄。因此，通过这项研究，我们放宽了两个常见的假设：零年龄的主序发射率的Pop III星是其一生的平均发射率的代表，和Pop III排放可以被视为瞬时。探索底部重，顶部重，和中间IMF，我们表明，在21厘米的信号的变化是由轻于20个太阳质量的恒星驱动。对于探索的模型，我们发现在宇宙黎明全球21厘米信号的最大相对差异为59%，功率谱之间的131%。虽然这种影响是适度的，但对第一批恒星及其演变的精确建模对于准确预测和解释21厘米信号是必要的。
2022-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring Star Formation Histories from Asymptotic Giant Branch Stars I: A Demonstration in M31
本文展示了利用M31中已分辨的渐近巨星支（AGB）恒星近红外成像测量恒星形成历史（SFH）的方法，验证了仅需少量AGB恒星即可可靠恢复SFH，并揭示了M31内部恒星晕的恒星形成历史，展示了该方法的巨大潜力。
2025-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Signature of Bursty Star Formation in the High-Redshift Galaxies Detected with JWST
School of Astrophysics, Presidency University（天体物理学院，总统大学）
通过半解析模型分析JWST观测到的红移z>10的紫外光度函数缓慢演化，发现恒星形成时标的缩短而非恒星形成效率或初始质量函数变化是主要驱动因素。
2026-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The propagation of uncertainties in stellar population synthesis modeling II: The challenge of comparing galaxy evolution models to observations
星系形成和演化的模型很容易预测物理性质，如恒星形成率，金属富集历史，以及越来越多的合成星系的气体和尘埃含量。这样的预测经常比较观测星系的光谱能量分布通过恒星星族合成（SPS）技术。SPS中存在大量的不确定性，但它们与星系演化模型与观测结果比较的任务的相关性却很少受到关注。在目前的工作中，我们开始解决这个问题，调查的重要性，恒星演化的不确定性，初始恒星质量函数（IMF），尘埃和星际介质（ISM）的性质上的翻译从模型到观测。我们证明，这些不确定性转化为实质性的不确定性，在紫外线，光学和近红外颜色的合成星系。携带显着的不确定性方面包括国际货币基金组织的对数斜率超过1 Msun，尘埃衰减法，分子云破坏时标，块状的ISM，部分未被遮挡的星光，和治疗的高级阶段的恒星演化，包括蓝离散，水平分支，和热脉动渐近巨星分支。对由此产生的颜色不确定性的解释是非常重要的，因为许多不确定性可能是系统性的，并且可能与星系的物理特性相关。因此，我们敦促在将模型与观察结果进行比较时要谨慎。
2009-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
No cores in dark matter-dominated dwarf galaxies with bursty star formation histories
矮星系自转曲线的测量通常被解释为需要一个中心密度恒定的核心，这与$N$ -冷暗物质（CDM）晕体模拟预测的“尖形”内部轮廓不一致。有人认为，这种冲突可以通过恒星形成爆发后气体周期性移动引起的内部引力势波动来解决。早期的研究表明，核心的形成需要一个爆发和延长的恒星形成历史（SFH）。本文研究了在APOSTLE（A Project of Simulating the Local Environment）和AURIGA宇宙学流体动力学模拟中形成的矮星系CDM晕（$M_{\rm DM} \sim 10^9-5\times10^{10}\,{\rm M}_\odot$）的结构。我们的模拟具有可比或更好的分辨率比其他人，使核心（$M_{\rm gas} \sim 10^4\,{\rm M}_\odot$，重力软化$\sim 150$ pc）。然而，我们没有发现在{ \it any}质量下形成核心的证据，也没有发现DM密度分布的内斜率与SFH的时间变化之间的任何相关性。APOSTLE和AURIGA矮星在其累积SFH中显示出与本地群矮星的可用数据相似的多样性。在这两个模拟中的矮人是DM占主导地位的所有解决尺度在任何时候，可能限制的能力，气体流出，以改变显着的中心密度分布的晕。我们的结论是，经常爆发的恒星形成不足以导致核心的形成，重子也必须满足其他条件才能修改中央DM尖点。
2019-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Explaining the "too massive" high-redshift galaxies in JWST data: numerical study of three effects and a simple relation
针对JWST发现的高红移高光度星系数量多、质量超LCDM模型预测的问题，研究通过Pegase代码分析顶重IMF、多种恒星形成历史与初始金属丰度三种效应，推导顶重IMF相关关系式，指出这些效应可导致星系质量被高估，从而解释观测异常。
2025-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Evidence for a Non-Uniform Initial Mass Function in the Local Universe
现代天体物理学中的许多结果都建立在初始质量函数（IMF）是普适的这一概念上。我们在H-α和远紫外（FUV）光下对HI选定星系的观测挑战了这一概念。这两个恒星形成示踪剂的流量比H-α/FUV显示出与H-α和R波段的表面亮度的强相关性：低表面亮度（LSB）星系与高表面亮度星系相比具有较低的比值，并且与使用普遍青睐的IMF参数的平衡恒星形成模型的预期相比。较弱，但显着的相关性的H-α/FUV与光度，自转速度和动力学质量的发现，以及系统的趋势与形态。因此，H-alpha/FUV与其他全局参数的相关变化是更大的星系标度关系家族的一部分。H-alpha/FUV关联不能归因于尘埃校正误差，而恒星形成历史的系统变化不能解释H-alpha和R表面亮度的趋势。LSB星系不太可能有更高的电离光子逃逸分数，考虑到它们的高气体分数和色星等图。最合理的解释的相关性是系统的变化的上限质量和/或斜率的IMF在上端。我们概述了一个场景的压力驱动的相关性，通过设置的效率形成的密集的星团，最大质量的恒星形成。我们的研究结果意味着在星系中测量的恒星形成率对测量中使用的示踪剂非常敏感。一个非普遍的货币基金组织也提出了质疑的解释金属丰度模式的矮星系和恒星形成的历史，来自颜色星等图。节录。
2009-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Impact of initial mass function on the chemical evolution of high-redshift galaxies
Institut für Theoretische Astrophysik, Zentrum für Astronomie, Universität Heidelberg（海德堡大学天体物理中心理论天体物理研究所）；Interdiszipliäres Zentrum für Wissenschaftliches Rechnen, Universität Heidelberg（海德堡大学跨学科科学计算中心）；INFN-Padova（帕多瓦意大利国家核物理研究所）；Dipartimento di Fisica e Astronomia Galileo Galilei, Università di Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理与天文系）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（帕多瓦天文台意大利国家天体物理研究所）；Department of Astronomy, University of Texas, Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文学系）；Weinberg Institute for Theoretical Physics, University of Texas, Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校温伯格理论物理研究所）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Radcliffe Institute for Advanced Studies at Harvard University（哈佛大学拉德克利夫高等研究院）
研究探讨初始质量函数对高红移星系化学演化的影响，发现高质量恒星和对不稳定超新星在星系形成和化学演化中起重要作用。
2026-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
