The impact of a non-universal Initial Mass Function on the Star Formation Histories of Early-Type Galaxies
最近关于初始质量函数（IMF）的非普适性的研究结果表明，IMF随星系速度色散的变化，对其他恒星星族参数、线指数和颜色产生了相应的影响。使用一组具有不同IMF斜率的恒星星族模型，我们提供了一个通用IMF的假设上的额外的警告。本研究表明，导出的早型星系的恒星形成历史的IMF斜率的变化显着。例如，一个单一的幂律IMF的斜率变陡，会大大减少老的恒星星族对总光/质量的贡献，最多减少四倍。这种趋势是温和的分段样IMF形状，其中的贡献非常低的质量恒星减少。它还表明，通过调整每个IMF的斜率到其规定的值，根据每个星系的速度色散，一个样本的早期型星系覆盖的质量范围产生可比的恒星形成历史。一方面，相对年轻的恒星星族的小贡献出现在大多数大质量椭圆星系的恒星形成历史时，采用陡峭的IMF。另一方面，我们发现，低质量的早期类型的星系，看起来像真正年轻的对象与标准的IMF（即“婴儿椭圆星系”），原来是老年人时，稍微平坦的IMF是雇用。总之，使用非通用IMF，根据星系的速度色散进行调整，似乎提供了更一致的结果。
2013-01-29 astro-ph.CO
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
Does environment affect the star formation histories of early-type galaxies?
星系中恒星星族的差异可以用来量化环境对恒星形成历史的影响。我们的目标样本的早期类型的星系从斯隆数字巡天在两个不同的环境制度：密切对和一般的样本，环境是由其主机暗物质晕的质量来衡量。我们应用基于主成分分析的盲源分离技术，从中我们定义了两个相关的参数，分别与平均恒星年龄（eta）和最近的恒星形成（zeta）从光谱能量分布的星系。我们发现，环境留下的光谱上的二阶印记，而本地的属性-如内部速度色散-服从一个更强的相关性与恒星年龄分布。
2010-12-01 astro-ph.CO
The Average Physical Properties and Star Formation Histories of the UV-Brightest Star-Forming Galaxies at z~3.7
[摘要]我们研究了z~3.7时最紫外发光的恒星形成星系的平均物理性质和恒星形成历史。我们的研究结果来自于对平均光谱能量分布（SED）的分析，这些平均光谱能量分布是由堆叠的光学到红外测光法构建的，来自于NOAO深宽视场巡天5.3平方度中发现的1，902个最紫外发光的恒星形成星系的样本。我们根据UV光度对样品进行分组，并且发现在静止帧光学和红外中的平均SED的形状与UV光度相当恒定：即，平均而言，紫外线越亮的星系，在较长的波长下也越亮。然而，在其余的UV中，光谱斜率（在0.13-0.28 μ m处测量）随着UV亮度的中值从L L* 处的-1.8急剧上升到最亮仓（L~4-5L*）中的-1.2。我们利用星族综合分析方法得到了这些星系的平均物理性质，发现：（1）LUV和恒星形成率（SFR）与恒星质量密切相关，紫外光越强的星系质量也越大;（2）中位年龄表明恒星星族相对年轻（200-400百万年），与紫外光光度的相关性很小;（3）紫外线亮度高的星系比亮度低的星系尘埃多，使得L~4-5L* 星系的亮度达到A（1600）=2等，而L* 星系的亮度为A（1600）=0.7-1.5等。我们认为，紫外发光星系的平均恒星形成历史更好地描述了模型，其中SFR随时间增加，以同时再现观测到的SFR和恒星质量之间的紧密相关性，以及这些星系普遍年轻的年龄。我们证明了在多个红移的SFR-M* 关系的测量的潜力，以区分简…
2011-03-24 astro-ph.CO
The central dark matter content of early-type galaxies: scaling relations and connections with star formation histories
我们使用一套简单的动力学和恒星星族模型，研究了大量低红移早型星系的质量、大小和恒星形成历史之间的相关性。我们确认的大小和恒星年龄之间的反相关性，并调查与暗物质（DM）的中心内容的趋势。中心DM密度与星系大小之间的平均关系为<rho_DM>~ Reff^-2，这是第一次清楚地表明这些星系中存在尖形DM晕--类似于经历绝热收缩的标准LCDM晕。DM密度与星系质量的比例与预期一致，偏离矮星系和晚型星系的普遍晕轮廓的建议。我们引入了一个新的基本约束星系形成的发现，中央DM分数随恒星年龄的下降。这一结果只能部分解释的大小年龄的依赖性，和剩余的趋势是在相反的方向基本DM晕的预期。因此，我们认为，年龄和晕收缩之间可能存在联系，早期形成的星系有更强的重子反馈，扩大了他们的晕，否则笨重的重子吸积，避免晕收缩。另一种解释是较老的恒星星族有较轻的初始质量函数。
2010-03-08 astro-ph.CO
A close look at the Centaurus A group of galaxies III. Recent star formation histories of late-type dwarfs around M83
我们研究了半人马座A/M83星系群中矮星系的可分辨恒星星族。我们的目标是描述他们的进化历史，并调查最终的相似性或差异与其他群体环境中的侏儒人口。这项工作分析了在巨大的螺旋星系M83附近发现的五颗晚型（不规则）矮星。使用档案HST/ACS数据，我们进行合成色星等图建模，以获得这些晚型矮星的恒星形成历史。目标天体具有不均匀的恒星形成历史，平均恒星形成速率为0.08 ~ 0.70 × 10 ^{-2} M_odot/yr。其中一些是恒星形成的长期全球爆发（~ 3亿-5亿年）。所研究的星系都是贫金属的（[Fe/H] ~-1.4）。我们进一步研究了不同的恒星星族的空间范围，发现年轻的恒星显示出cluerous分布，而不是平滑，广泛的范围内的老的。活跃的恒星形成区的大小约为100 pc，寿命> 1亿年，因此表明目标矮不规则星系的恒星形成模式是随机的。这些星系中大约20%到70%的恒星在大约7 Gyr前形成。这些矮星的平均恒星形成率略高于本星系群中的类似物，但与M81星系群相当。我们的初步样本表明，目标矮星的中性气体含量似乎确实受到星系群环境的影响：密度较大的区域内的星系比孤立的星系具有更低的M_HI/<SFR>，这意味着它们将更快地耗尽其气体库。
2011-03-18 astro-ph.CO
The rise and fall of the star formation histories of blue galaxies at redshifts 0.2<z<1.4
流行的宇宙学方案预测，星系是由许多祖先合并而成的，每个祖先都有自己独特的恒星形成历史（SFH）。我们使用一种复杂的方法来限制4517个蓝色星系（可能是恒星形成）的SFH，其光谱红移范围为0.2 < z < 1.4，来自全波长扩展格罗斯带国际巡天（AEGIS）。这包括在贝叶斯分析所观察到的星系光谱能量分布与综合库的合成光谱组装使用现实的，分层的恒星形成和化学富集的历史，从宇宙学模拟。我们约束SFH的每个星系在我们的样本中的B，R，I和Ks波段和静止帧的光学发射线光度与一百万模型光谱能量分布的观测通量进行比较。我们探讨了由此产生的SFH星系恒星质量和红移的依赖。我们发现，高质量星系的平均SFH上升和下降，在一个大致对称的钟形的方式，而低质量星系的上升逐步的时间，符合通常较强的活动，在低质量的恒星形成相比，高质量的星系。对于所有质量的星系，恒星形成活动在高红移时比在低红移时上升得更快。这些研究结果意味着，标准近似指数下降SFHS广泛用于解释观测到的星系光谱能量分布可能不适合约束恒星形成星系的物理参数在中等红移。
2012-12-03 astro-ph.CO
A close look at the Centaurus A group of galaxies IV. Recent star formation histories of late-type dwarfs around CenA
我们研究了CenA/M83星系群中的5个矮不规则星系样本，它们是巨椭圆CenA的伴星。我们的目标是在其一生中推导出它们的物理特性，并将它们与位于不同环境中的矮星进行比较。我们使用档案HST/ACS数据和应用合成色星等图拟合，以重建过去的恒星形成活动的目标星系。研究星系的平均恒星形成率为10^{-3}~ \sim 7 × 10 ^{-2} M_odot/yr，平均金属丰度与光度相关（从[Fe/H] \sim -1.4 ~ \sim -1.0）。恒星形成历史的形式在样本中各不相同，恒星形成的间歇性增强（从平均寿命值的几倍到几倍）与静止期交替。这个样本中的矮星在大约5 Gyr前形成了大约35%到60%的恒星含量。由此产生的CenA伴星的恒星形成历史与本星系群和M81星系群的矮星相似。我们认为这个样本的矮星连同5个先前研究的M83矮不规则同伴。我们没有发现平均恒星形成率随潮汐指数或离主星系距离的变化趋势。然而，具有更高重子质量的矮星确实显示出更高的平均恒星形成率，强调了内在属性在控制这些星系演化中的重要性。另一方面，从最近（约0.5-1 Gyr）的活动水平来看，也有一个明显的趋势。也就是说，在一个更密集的区域内的矮星系似乎有他们的恒星形成淬火，而位于外围的矮星系显示出广泛的可能的恒星形成率，从而表明外部过程发挥了根本性的作用，补充质量，在塑造矮星系的恒星形成历史。
2012-03-26 astro-ph.CO
Stellar Populations and the Star Formation Histories of LSB Galaxies: I. Optical and H-alpha Imaging
本文介绍了光学和H-α成像的大样本LSB星系选择的PSS-II目录（Schombert等。al 1992）。正如在以前的工作中所指出的，LSB星系跨越一系列的光度（-10 > M_V > -20）和大小（0.3 kpc < R_V25 < 10 kpc），尽管它们在不规则的形态上是一致的。它们的H-α光度（L（H-α））范围为10^36至10^41尔格·秒^-1（对应于恒星形成的范围，使用正则公式，从10^-5至1 M太阳年^-1）。虽然它们的光学颜色在星系的蓝色边缘，但它们与矮星系（van Zee 2001）和富含气体的不规则星（Hunter & Elmegreen 2006）的颜色相似。然而，它们每单位恒星质量的恒星形成率比其他相同重子质量的星系小10倍，这表明它们不仅仅是更活跃的恒星形成星系的静止版本。本文介绍了数据，减少技术和新的哲学数据存储和表示。本系列的后续论文将使用该数据集探索LSB星系的恒星星族和恒星形成历史。
2011-09-11 astro-ph.CO
The Star Formation Histories of Red-Sequence Galaxies, Mass-to-Light Ratios and the Fundamental Plane
本文讨论的挑战，了解红序列星系的典型恒星形成的历史，使用linestrength指数和质光比作为补充约束其恒星年龄分布。我们构建简单的参数模型的恒星形成的历史，括号的一系列的情况下，并适合这些模型的线强度指数的低红移星系团红序列星系。对于巨大的星系，我们证实了缩小的趋势。然而，我们发现，当sigma < 70 km/s时，这种趋势是相反的。然后，我们比较预测的恒星质光比与来自基本面（FP）的动态质光比，或由SAURON组。对于sigma ~ 70 km/s的星系，具有年轻恒星“结霜”的模型和具有指数恒星形成历史的模型的恒星质光比分别比观测到的动态质光比大1.7和1.4倍，因此被拒绝。SSP模型与FP模型一致，并且需要适量的暗物质（20-30%）来解释恒星和动力学质光比之间的差异。一个恒星形成在中间年龄被“淬灭”的模型也与观测结果一致。我们发现，恒星星族的贡献的“倾斜”的FP是高度依赖于假设的恒星形成的历史：SSP模型，倾斜的FP主要是由恒星人口的影响。对于猝灭模型，三分之二的倾斜是由于恒星星族造成的，只有三分之一是由于暗物质或非同调造成的。
2009-06-17 astro-ph.CO
Dark matter cores in the Fornax and Sculptor dwarf galaxies: joining halo assembly and detailed star formation histories
我们结合详细的恒星形成历史的天炉座和玉夫座矮球状体的质量大会的历史，他们的暗物质（DM）晕祖先估计，如果超新星II型（SNeII）的能量沉积是足够的，以创建一个实质性的DM核心。假设SNeII注入DM粒子的能量效率为$ε_{\rm gc}=0.05$，我们发现，一个单一的早期事件，$z \gtrsim z_{\rm infall}$，它结合了所有SNeII的能量，由于爆炸超过0.5 Gyr，足以在雕塑家和天炉座创造一个几百秒差距的核心。因此，我们的研究结果表明，这是积极合理的形成核心冷暗物质（CDM）晕通过早期幕式气体外流触发SNeII。此外，基于清洁发展机制的合并率和相空间密度的考虑，我们认为，随后的完全再生的尖点的概率是很小的一个相当大的比例的侏儒大小的晕。
2014-01-28 astro-ph.CO
Starburst radio galaxies: general properties, evolutionary histories and triggering
在本文中，我们讨论的光谱合成模拟的一个样本的星爆射电星系的背景下，触发的活动和宿主星系的演化方案的结果。星暴射电星系--占所有强大的河外射电源的15 - 25%--经常在光波长处显示出扰动的形态，以及不寻常的射电结构，尽管它们的恒星质量是射电星系的典型类别。根据年轻恒星星族（YSP）的特征年龄，这些天体可以分为两组：年龄t_ysp <0.1 Gyr的天体，其射电源几乎与主星暴事件同时被触发;年龄较老的天体，其射电源在星暴事件之后相当长的一段时间内被触发或再次触发。结合YSP的信息与宿主星系的光学形态，我们推断，大多数的星暴射电星系已被触发的星系合并中，至少有一个星系是气体丰富的。然而，无线电喷流的触发（或重新触发）可以发生在合并核的最终合并之前，周围或之后的一个重要时期，反映了合并事件的复杂气体注入历史。总的来说，我们的研究结果提供了进一步的证据，表明强大的无线电喷流活动可以通过各种机制触发，包括主要星系合并的不同演化阶段;显然，无线电响亮的AGN活动不仅仅与独特类型的气体吸积事件的特定阶段有关。
2010-11-09 astro-ph.CO
The Average Star Formation Histories of Galaxies in Dark Matter Halos from z=0-8
我们提出了一个强大的方法来约束平均星系恒星形成率，恒星形成的历史，以及作为晕质量的函数的集群内光。我们的研究结果与观测到的星系恒星质量函数，特定的恒星形成率，宇宙恒星形成率从z=0到z=8是一致的。我们考虑了广泛的不确定性对我们的结果的影响，包括那些影响恒星质量，恒星形成率，以及我们分析的核心晕质量函数。由于它们与我们的方法有关，我们还提出了新的校准的暗物质晕质量函数，晕质量吸积的历史，和晕subhalo合并率到z=8。我们还提供了新的宇宙和特定的恒星形成率的汇编;最近的测量结果现在与所有红移的宇宙恒星质量密度的积累一致。我们工作的影响包括：在所有红移中，10^12 Msun附近的晕是最有效的恒星形成源，大质量晕的重子转换效率在z ~ 2.5之后显著下降（与冷模吸积理论一致），预计大质量星系的ICL至少在z ~ 1-1.5范围内是显著的，在低红移的矮星系中，恒星质量与晕质量的比值比以前的预期要高，形成的时间也比大多数理论模型要晚。最后，我们提供了新的拟合公式的恒星形成的历史，比标准的下降τ模型更准确。我们的方法将各种各样的观测有关的星系的恒星形成历史到一个自洽的框架的基础上的现代理解的结构形成LCDM。关于恒星质量-晕质量关系和恒星形成速率的限制可在http://www.peterbehroozi.com/data.html下载。
2013-05-29 astro-ph.CO
Star formation histories, extinction, and dust properties of strongly lensed z~1.5-3 star-forming galaxies from the Herschel Lensing Survey
利用Herschel Lensing Survey中发现的5个强透镜星系，以及MS 1512-cB 58和宇宙眼这两个已被广泛研究的强透镜星系的多波长光学到红外/亚毫米观测资料，确定了z~1.5-3恒星形成星系的接近或低于空白视场探测限的物理性质。我们限制它们的恒星和尘埃含量，确定恒星形成率和历史，尘埃衰减和灭绝规律，以及其他相关性质。我们对每个物体的完整测光进行了SED拟合，并分别对光学和红外部分进行了拟合，探索了各种参数，包括星云发射。红外观测和发射线测量，在可用的情况下，用于模型的后验约束。除了我们探索的各种恒星星族模型外，我们还使用观测到的IR/UV比来估计消光并创建“能量守恒模型”，该模型最准确地限制了我们源的物理特性。我们的样本有一个中值透镜校正的红外光度~ 3e 11 Lsun，恒星质量在2 e9和2 e11 Msun之间，红外/紫外光度比范围很广。我们星系的尘埃质量在2到17 e7 Msun的范围内，将以前在相同红移下的研究扩展到更低的质量。我们没有发现任何特定的趋势，尘埃温度Tdust与红外光度，这表明一个整体温暖的尘埃制度在我们的红移，无论光度。透镜使我们能够研究单个红外探测到的z~1.5-3星系的详细物理特性，比深空场观测要暗10倍。我们证明，多波长观测结合恒星和尘埃排放可以约束恒星形成的历史和恒星形成星系的灭绝规律。
2013-10-25 astro-ph.CO
WINGS-SPE II: A catalog of stellar ages and star formation histories, stellar masses and dust extinction values for local clusters galaxies
WIDE-FIELD NEARBY GALAXY CLASSICS SURVEY（WINGS）是一个主要目的是研究本宇宙（z<0.07）星系团中星系的星族分布以及环境对其恒星星族分布的影响的项目。这次巡天为天文学界提供了一套高质量的光度和光谱数据，分别为77个和48个附近的星系团。在本文中，我们提出的目录包含的性质的WINGS SPectroscopic（WINGS-SPE）调查，这是由恒星星族综合模拟方法得出的星系。我们还检查了我们的结果与文献中其他数据的一致性。利用分光光度计模型，再现观测光谱的主要特征，通过总结不同年龄的简单恒星星族的理论光谱，我们得到的恒星质量，恒星形成历史，平均年龄和尘埃衰减的星系在我们的样本。~5300光谱与分光光度技术进行了分析，这使我们能够推导出恒星的形成历史，恒星的质量和年龄，和消光的WINGS光谱样本，我们在本文中。与其他作者根据SDSS数据得出的相同星系的总质量值进行了比较，证实了所采用的方法和数据的可靠性。
2010-10-11 astro-ph.CO
Star Formation Histories and Stellar Mass Growth out to z>1
最深的多波长巡天现在提供了星系中恒星形成的测量，z>1，并允许重建大部分星系人口的历史。我回顾了最近的研究，这些研究一直揭示了一幅星系恒星形成率及其演化主要由星系质量决定的图像。除非它们经历了恒星形成的淬灭，否则质量相似的星系有非常相似的恒星形成历史，这被证明是相对平稳的：恒星形成速率随着红移以主要的渐进方式下降，而典型的星暴事件只有一个适度的振幅，几乎没有演变。我将讨论如何发现的关系和它们的红移演化可以提供一个观察到的参考恒星形成的历史作为星系质量的函数。观测到的星系恒星形成的振幅和时间尺度并没有完全重现目前的理论模型，是一个有前途的测试平台，以改善假设的重子物理。然而，对遥远星系中恒星形成率的测量需要谨慎对待。在不久的将来，数据、方法和仪器将帮助我们改进高红移恒星形成的校准和灵敏度。
2009-09-13 astro-ph.CO
A public catalogue of stellar masses, star formation and metallicity histories and dust content from the Sloan Digital Sky Survey using VESPA
我们将VESPA算法应用于斯隆数字巡天的主星系和发光红星系样本的最终数据发布。结果是一个恒星质量目录，详细的恒星形成和金属丰度历史以及近80万个星系的尘埃含量。我们通过T-SQL数据库将目录公开，本文对此进行了详细描述。我们目前的结果使用一系列的恒星星族和尘埃模型，并将继续更新目录作为新的和改进的模型公布。数据和文档目前已在线，可在http://www-wfau.roe.ac.uk/vespa/上找到。我们还提出了一个简短的探索的目录，并表明，得出的数量是强大的：发光的红色星系可以描述的一到三个人口，而一个主要的星系样本星系平均需要两到五个;红色星系是老年人，少尘埃;我们恢复的尘埃值是很好的相关性与测量的巴耳末递减率和恒星形成率也与以前的测量。
2009-09-08 astro-ph.CO
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
Stellar Populations and the Star Formation Histories of LSB Galaxies: II. HII Regions
本文给出了54个LSB星系中429个HII区的光度、颜色和Hα发射。虽然LSB星系中每个星系的HII区数量低于恒星形成的不规则星系和螺旋星系，但没有迹象表明HII区的大小或光度函数与其他星系类型不同。每个星系的HII区数量较少，这与它们较低的恒星形成率相一致。总$L_{Hα}$的HII地区的贡献的比例从10到90%不等LSB星系（其余的H $α$发射与扩散组件）与星系恒星或气体质量没有相关性。明亮的HII区域有更蓝的颜色，类似于螺旋的趋势;它们的数量和光度与它们是由与螺旋相同的HII光度函数产生的假设一致。与恒星星族模型的比较表明，LSB星系中最亮的HII区域的星系团质量范围从几个$10^3 M_{\sun}$（例如，$ρ$ Oph）到球状星团大小的系统（例如，30 Dor），它们的年龄与2至15百万年的集群一致。最暗的HII区域与由单个O或B星提供动力的LMC中的区域相当。因此，LSB星系中的恒星形成涵盖了星团质量的全部范围。
2013-06-18 astro-ph.CO
Early-Type galaxies at z ~ 1.3. III. On the dependence of Formation Epochs and Star Formation Histories on Stellar Mass and Environment
我们研究了z ~ 1.3处恒星星族性质的环境依赖性。我们推导出星系的性质在两个高红移星系团RXJ 0849 +4452和RXJ 0848 +4453中的大质量、红色、被动早型星系样本的恒星质量、年龄和恒星形成历史（红移分别为z = 1.26和1.27），并将它们与z=1.24时RDCS1252.9-2927集群的测量值以及从GOODS-South Field抽取的现场同时代的类似质量选择样本的测量值进行比较。上述参数的稳健估计已经通过比较大网格的复合恒星星族模型与广泛的8-10波段光度覆盖，从静止帧远紫外到红外。我们没有发现在不同的星系团早型星系样本中总体恒星星族性质的变化。然而，当比较星系团与星系场的恒星星族特性时，我们发现，即使（恒星形成加权）年龄相似并且只取决于星系质量，但星系场中的恒星确实使用更长的时间尺度来组装它们的最终质量。我们发现，在恒星形成开始后大约1 Gyr，大多数（75%）的星系团星系已经聚集了它们最终质量的大部分（> 80%），而在同一时间，只有很少（35%）的场ETG已经聚集了。因此，我们的结论是，虽然星系质量调节星系形成的时间，环境调节恒星形成历史的时间尺度。
2011-03-01 astro-ph.CO
Constraints on the Field Star IMF from Resolved Stellar Populations based Star Formation Histories
使用HST/ACS观测解决恒星星族在附近的星系，我探索的限制，可以放在场星IMF的恒星形成历史（SFHS）来自合成色星等图（CMD）拟合。特别是，我如何合理的变化，在国际货币基金组织的斜率，相对于萨尔彼得斜率，导致只有微小的变化，在SFHS。这表明，CMD-SFH拟合参数空间有一个广泛的最小IMF的变化，并意味着CMD基于SFH只能提供弱显式约束恒星IMF。然而，观测矮星系中分辨出的恒星星族可以与其他方法一起用来寻找上IMF的变化。
2011-06-06 astro-ph.CO
Galactic star formation and accretion histories from matching galaxies to dark matter haloes
本文提出了一种新的统计方法来确定从z~4到现在的整个宇宙历史中星系的恒星质量与其宿主暗物质晕质量之间的关系。这种多历元丰度匹配（MEAM）模型自洽地考虑到卫星星系在比它们被观测到的时间更早的时候首先成为卫星。我们采用红移依赖的恒星晕质量关系的参数化填充晕和subhaloes在千年模拟与星系，需要同时再现观测到的恒星质量函数在几个红移。使用合并树提取的暗物质模拟结合MEAM，我们预测的平均组装历史的星系，分离成恒星形成的星系内（原位）和吸积的恒星（非原位）。随着红移的增加，恒星形成效率的峰值从z=0时的23%下降到z=4时的9%，而相应的晕质量从10^11.8 M \odot增加到10^12.5 M \odot。中心星系的恒星形成率在红移处达到峰值，这取决于晕的质量;对于大质量的晕，这个峰值出现在宇宙早期，而对于低质量的星系，这个峰值还没有达到。在类似于银河的晕中，大约一半的中心恒星质量在z=0.7之后聚集。在低质量晕中，卫星星系的吸积对中心星系的聚集贡献很小，而在大质量晕中，超过一半的中心恒星质量是在z<2的地方形成的，卫星星系的吸积很大。我们发现，我们的方法意味着一个宇宙恒星形成的历史和特定的恒星形成率的演变是一致的直接推断。我们提出了方便的拟合函数恒星质量，恒星形成率，吸积率作为晕质量和红移的函数。
2012-05-25 astro-ph.CO
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
The IMACS Cluster Building Survey. III. The Star Formation Histories of Field Galaxies
利用IMACS星系团建设巡天和附近星系巡天的数据，我们研究了从$ z = 0.60$到现在场星系中恒星形成速率的演化。拟合的光度函数的标准Schechter形式，我们发现$M_B^*$的快速演变与其他深调查中发现的一致，在目前的时代$M_B^*$是演变的速度$0.38 Gyr^{-1}$，几倍的速度比简单的模型的预测老，同时代的星系的演变。比恒星形成率（SSFR）分布的演化也太快，无法用这些模型来解释。我们证明，星爆不能，即使在原则上，解释的SSFR分布的演变。然而，快速演变的$M_B^*$和SSFR分布可以解释，如果一些部分的星系的恒星形成率的特点是短的上升和下降时间和一个时代的峰值恒星形成比大多数星系更近。虽然每一个恒星质量直到$1.4\times10^{11}\Msun$的星系都显示出一系列的恒星形成高峰期，但“年轻”星系的比例从质量为$4\times10^{10}\Msun$的40%下降到质量为$1.4\times10^{11}\Msun$的0。年轻星系的出现似乎对周围环境的密度不敏感，但确实取决于星系群的成员：相对孤立的星系比星系群成员更可能是年轻的。
2013-03-15 astro-ph.CO
Cosmic Reionization On Computers: Reionization Histories of Present-day Galaxies
我们研究的再电离历史的现代星系明确跟踪的建筑模块的晕在计算机上的宇宙再电离项目。我们跟踪暗物质粒子属于$z=0$晕跟踪中性馏分在相应的位置在快速全球再电离。由此产生的粒子再电离的历史，使我们能够探索不同的定义晕的再电离红移和占中性内容的星际介质。与以前的工作一致，我们发现了一个系统的趋势，再电离红移与质量-目前的晕具有较高的质量有较早的再电离时间。最后，我们量化了每个晕内的再电离时间的传播，这也具有质量依赖性。
2019-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The star formation histories of Hickson compact group galaxies
简要：研究了55个希克森致密星系群（HCG）中的210个星系和孤立星系表（CIG）中的309个星系的恒星形成历史（SFH）。SFH跟踪恒星形成的变化在一个星系的一生，并产生其形成的快照图片。比较这些极端星系密度的SFH，使我们能够确定致密群（CG）对星系形成的主要影响。利用STARLIGHT光谱合成程序拟合得到了早型星系（EtG）、早型旋涡星系（EtS）和晚型旋涡星系（LtS）三种不同形态的HCG和CIG星系的恒星星族含量和平均恒星年龄。我们发现，HCG中的EtG和EtS星系显示出较大的老恒星和中等恒星星族的含量，以及年轻恒星星族的重要赤字，这清楚地表明HCG中早期星系的平均恒星年龄较老。对于LtS星系，我们发现在两个样本中的恒星含量和年龄的平均值相似。然而，我们注意到，LtS可以分为两个子类，即老LtS和年轻LtS。在HCG中，我们发现年轻的LtS比CIG样本中的比例更高，此外，这些星系中的大多数属于其中大多数星系也是年轻的和活跃的恒星形成的群体。两个样本中旋涡星系的比恒星形成率（SSFR）不同。HCG中的EtS显示较低的SSFR值，而LtS峰值在较高的值时，与它们的对应物在隔离。我们还在HCG星系中测量了较短的恒星形成时标（SFTS），表明它们的恒星形成活动比CIG星系要少。
2012-08-08 astro-ph.CO
Dissecting the Red Sequence--II. Star Formation Histories of Early-Type Galaxies Throughout the Fundamental Plane
这项分析使用了大约16，000个附近SDSS静止星系的光谱，以跟踪沿着和垂直于基本面（FP）的星系恒星形成历史的变化。我们根据星系的FP特性（sigma、Re和I e）对星系进行分类，并构造了跨越FP宽度和厚度的高信噪比平均星系光谱。从这些光谱中，我们使用Graves & Schiavon（2008）中描述的方法，基于单个恒星星族模型确定平均亮度加权年龄，[Fe/H]，[Mg/H]和[Mg/Fe]。与以前的工作一致，发现早型星系的恒星形成历史形成一个双参数家族。主要趋势是平均年龄、[Fe/H]、[Mg/H]和[Mg/Fe]都随σ增加而增加。然而，没有恒星星族的性质显示出在固定的σ下对R_e的依赖性，这表明σ而不是动力学质量（M_dyn ~ σ ^2 R_e）是过去恒星形成历史的更好的预测者。除了sigma的主要趋势外，星系还显示出一系列固定sigma的人口属性，这些属性与FP的表面亮度残差密切相关，例如表面亮度较高的星系比表面亮度较低的星系具有更年轻的平均年龄，更高的[Fe/H]，更高的[Mg/H]和更低的[Mg/Fe]。后一种趋势是对恒星形成历史的一个主要的新限制。
2009-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
A diversity of progenitors and histories for isolated spiral galaxies
我们分析了一套33银河系质量的星系在低密度环境中的演化宇宙学模拟。我们的样本涵盖了z=0时哈勃类型的广泛范围，从几乎没有凸起的圆盘到凸起主导的星系。尽管事实上大部分的凸起通常在z=1时就位，但我们发现在z=1和z=0时的形态之间没有显著的相关性。z=1的盘状星系的祖先跨越了一系列的形态，包括光滑盘，不稳定盘，相互作用星系和膨胀主导系统。到z=0.5时，螺旋臂和螺旋条大部分就位，并且祖细胞形态与最终形态相关。接下来我们重点关注z=0时膨胀与总膨胀比B/T<0.3的晚期星系。这些数据显示了z=0时的B/T与z<2时最大合并的质量比以及z>1时的气体吸积率之间的相关性。我们发现，具有最低B/T的星系往往有一个安静的重子输入历史，在z<2处没有重大的合并，并且具有低而恒定的气体吸积率，保持稳定的角动量方向。更剧烈的合并或气体吸积历史导致星系有更突出的凸起。大多数盘状星系的球塞西克指数n<2。具有最高凸起Sersic指数的星系倾向于具有强烈的气体吸积和盘不稳定性的历史，而不是活跃的合并。
2012-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The diverse formation histories of simulated disc galaxies
利用宇宙学光滑粒子流体动力学放大模拟方法分析了19个星系的形成历史。我们构建模拟三色图像，并表明该模型再现观察到的星系颜色和形态的演变趋势。然而，只有一小部分星系包含棒。许多星系都经历了中心质量增长的阶段，这是由富含气体的合并或未对准的气体下沉驱动的原位恒星形成造成的。这些事件导致低角动量气体吸积到中心，并在z=0恒星圆度，半径和金属丰度的分布上留下印记，作为年龄的函数。观测z=2.5-0.0的盘状星系样品的结构性质的演化，推断在所有半径上都有连续的质量组装。我们的模拟只能解释这一点，如果有一个显着的贡献，从合并或错位的下落，预期在一个LambdaCDM宇宙。静止合并的历史导致高的运动盘分数和由内而外的增长，但在z>1.5的最后一次“破坏性”合并后几乎没有中心增长。对于足够强的反馈，正如我们的模型中所假设的那样，适度的合并对于z=0的盘星系群似乎不是问题，而是一个要求。在z>=1.5时，模拟的盘状星系的平均轮廓与观测结果一致.在z<=1时，尺寸增长太多，而中心质量增长太少，这可能是由于棒的丰度不足。这种差异可能部分是由模拟的恒星形成历史与观测假设的恒星形成历史之间的差异造成的。
2014-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The First Systematic Survey of Stellar Halos in High-Inclination Galaxies Reveals Unusually Quiescent Merger Histories of Nearby Galaxies
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；University of Oxford（牛津大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉各拉纳大学）
本研究通过系统性调查高倾角星系恒星晕，发现近邻星系的恒星晕分数异常低，暗示安静的合并历史。
2026-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Star Formation Histories of Local Group Dwarf Galaxies II. Searching For Signatures of Reionization
我们在38个本群矮星系（10个$^4$ $<$ M $_{\star}$ $<$ 10个$^9$ M $_{\odot}$）的恒星形成历史（SFH）中寻找再电离的特征. SFH是使用哈勃太空望远镜/宽视场行星照相机2成像档案从颜色星等图中得出的。只有五个淬灭星系（And V，And VI，And XIII，Leo IV，Hercules）在再电离之前形成了它们的大部分恒星，当完全考虑不确定性时。对13个被Bovill和Ricotti确认的“真化石”的观测表明，只有两个（武仙座和狮子座IV）表明恒星的形成是由于再电离而淬灭的。然而，两者都在银河系的维里半径内，潮汐扰动的证据使这种解释变得复杂。我们认为，后期的气体捕获的情况下，由Ricotti假设的低质量，富含气体，恒星形成的化石候选人狮子座T是从简单的气体保留观察上无法区分。考虑到环境效应和再电离之间的模糊性，最好的再电离化石候选者是淬灭的低质量场星系（例如，KKR 25）。
2014-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Populations and the Star Formation Histories of LSB Galaxies: IV Spitzer Surface Photometry of LSB Galaxies
本文报道了61个低表面亮度星系（$μ_o < 19$ 3.6 $μ$ m等角秒$^{-2}$）在3.6 $μ$ m处的表面光度测量结果。该样品的亮度范围为$M_{3.6}$中的$-$ 11至$-$ 22，大小为1至25 kpc。中红外的形貌与3.6 $μ$ m成像的光学形貌相当，达到与地面光学成像相似的表面亮度深度。大多数得到的表面亮度曲线是单指数形状，很少显示向上或向下的中断。LSB的平均$V-3.6$颜色为2.3，标准差为0.5。颜色星等和两个颜色图是很好地匹配模型的恒定的恒星形成，在颜色的传播是由于小的变化，恒星形成率（SFR）在过去的0.5 Gyrs也建议由H $α$测量的特定的恒星形成率。
2014-01-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Star Formation Histories of Blue Galaxies using the Scatter between Stellar Mass and Halo Mass
我们提出的恒星形成的变化和恒星形成（SF）的中央星系的恒星形成和主机晕吸积历史的恒星-晕质量关系（SHMR）的分散的时间尺度上的约束。SF星系的恒星形成率和恒星质量之间存在着密切的关系，即所谓的“恒星形成序列”（SFS），它表征了它们的SF历史和$M_*$生长。同时，观察到的SHMR约束连接$M_*$增长晕吸积的历史。结合这些观察到的趋势与宇宙学的$N$体模拟，我们提出了灵活的模型，跟踪SF，$M_*$，和晕吸积历史的SF中央星系在$z<1$，同时再现所观察到的恒星质量函数和SFS在SDSS DR 7。我们发现，在$M_h=10^{12}M_\odot$，$σ_{M_*|M_h=10^{12}M_\odot}$，在SHMR的分散，是敏感的恒星形成的变化，$t_{\rm duty}$的时间尺度，和相关系数，$r$，SF和晕吸积历史之间：较短的$t_{\rm duty}$和较高的$r$都导致更紧密的$σ_{M_*|M_h=10^{12}M_\odot}$。为了在$z=1-0$上再现恒定的0.2 dex散射，我们的模型需要$t_{\rm duty}\leq1.5$ Gyr用于$r=0.99$或$r>0.6$用于$t_{\rm duty}=0.1$ Gyr。对于$r\sim0.6$，如文献所示，$t_{\rm duty}<0.2$ Gyr是必要的。同时，为了在流体动力学模拟中再现$σ_{M…
2019-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the connection between stellar halo profiles and accretion histories in $L_*$ galaxies
我使用一个图书馆的控制次要合并N体模拟，粒子标记技术和蒙特卡罗产生的$Λ$ CDM吸积历史研究的高度随机过程中的恒星沉积到吸积恒星晕（ASHS）的$L_*$星系。我探索的主要物理机制，驱动之间的连接的吸积历史和密度分布的灰。我认为：i）通过动力学摩擦，质量越大的卫星越能有效地将其恒星送入宿主的更深处; ii）因此，在半径和局部质量加权维里卫星-宿主质量比之间，ASH具有负梯度; iii）在$L_*$星系中，大多数ASH的密度分布特征是随着半径的增加而向更尖锐的对数斜率倾斜，尽管具有显著的晕-晕散射; iv）具有最大总离地质量的ASH是这样的，因为少数大质量卫星（而不是大量低质量卫星）的偶然吸积。
2016-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hierarchical assembly impedes the inference of stellar mass growth histories for individual galaxies
该研究指出此前星系恒星质量增长历史推断隐含原地组装假设存在偏差，利用TNG100模拟量化了不同条件下的偏差程度，并推导了校正方法以提升高红移相关比较的可靠性。
2025-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite Dwarf Galaxies in a Hierarchical Universe: Infall Histories, Group Preprocessing, and Reionization
在本星系群（LG）中，几乎所有在银河系（MW）和仙女座星系（M31）维里半径内的卫星矮星系都表现出强烈的环境影响。这些卫星的轨道历史提供了理解MW/M31晕、低质量星系团和宇宙再电离对矮星系演化的作用的关键。我们使用ELVIS宇宙学放大无耗散模拟48 MW/M31类晕，研究了M_star = 10^{3-9} M_sun的卫星的维里下落历史。在z = 0时，土星在z = 0.5 - 1时通常在5 - 8 Gyr前落入MW/M31晕。然而，它们通常在7 - 10 Gyr之前在z = 0.7 - 1.5时首次落入任何宿主晕。这种差异的出现是因为许多卫星在落入MW/M31晕之前，在另一个主晕中经历了“群预处理”，通常是M_vir ~ 10^{10-12} M_sun。质量较低和/或接近MW/M31的卫星落在较早的位置，并且更有可能经历过成组预处理;所有M_star < 10^6 M_sun的卫星中有一半在一组中进行了预处理。内陷集团也推动了MW/M31晕内的大多数卫星-卫星合并。最后，在z = 0时，没有一个幸存的卫星在再电离过程中（z > 6）处于其MW/M31晕的维里半径内，只有< 4%的卫星在再电离过程中是任何其他宿主晕的卫星。因此，宇宙再电离与主晕环境对LG中幸存矮星系形成历史的影响发生在不同的时期，通常相隔2 - 4 Gyr，因此它们在理论上和原则上是可分离的。
2015-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Formation Histories, Abundances and Kinematics of Dwarf Galaxies in the Local Group
在本宇宙中，星系可以非常详细地逐星研究，在这里，我们回顾了附近矮星系的定量研究结果。色星等图合成方法是确定星系最早时期恒星形成历史的最准确方法。地面上的宽视场CCD成像仪和哈勃太空望远镜可以提供特殊的数据集，这一方法得到了很大的推动。使用VLT、麦哲伦、凯克和HET等大型地面望远镜进行的光谱研究，已经能够确定附近矮星系中重要恒星样本的丰度和运动学。这些研究表明了恒星星族的性质如何在空间和时间上变化。这导致了对星系形成和演化理论的重要限制。光谱学和成像学的结合以及它们所教会我们的关于矮星系形成和演化的知识是这篇综述的目的。
2009-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the Star Formation Histories in Dark Matter Halos: I. Central Galaxies
利用Yang et al.（2012）提出的跨宇宙时间的条件恒星质量函数的自洽模型，我们对不同质量晕中的{ \it中心}星系的恒星形成历史进行了模型预测.该模型需要以下两个关键成分：（i）中央星系和卫星星系的质量组装历史，以及（ii）中央星系的恒星形成率作为晕质量的函数的局部观测约束。我们得到一个通用的拟合公式，描述（中）SFH的晕质量，星系恒星质量和红移的函数的中央星系。我们使用这个模型来预测宇宙时间内中央星系恒星形成率的各个方面。我们的主要发现如下。(1)对于给定质量的晕，在高$z$下的比恒星形成率（SSFR）随着红移[ $\propto (1+z)^{2.5}$ ]的增加而迅速增加，而在给定的$z$下，随着晕质量（$\propto M_h^{0.12}$）的增加而缓慢增加，这与暗物质晕的比质量吸积率几乎完全一致。(2)主支祖星系的恒星形成率（SFR）与星系的最终恒星质量之比大致在一个恒定值$\sim 10^{-9.3} h^2 {\rm yr}^{-1}$处达到峰值，与晕质量或星系的最终恒星质量无关。然而，SFR峰的红移随着晕质量的增加而迅速增加。(3)在现今的宇宙中，超过一半的恒星都是在$10^{11.1}\msunh < M_h < 10^{12.3}\msunh$处于$0.4 < z < 1.9$红移范围内的晕中形成的。(4) ... [删节]
2013-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the star formation histories of galaxies in the Local Cosmological Volume
在观测应该可靠的局部宇宙体积中，大多数当前恒星形成率（SFR）为SFRo >= 10^-3 Msun/yr的星系都具有观测到的SFRo大于平均恒星形成率的特性。这与延迟τ模型所描述的星系演化存在矛盾，根据延迟τ模型，预期情况正好相反。张力是明显的，在本地星系意味着恒星形成的时间尺度τ约6.7 Gyr，远长于3.5-4.5 Gyr使用经验确定的主序列在几个红移。使用SFR是时间上的幂律形式propto（t-t1）^eta的模型，其中t1 = 1.8 Gyr（在t1之前没有恒星形成）意味着eta = 0.18 +- 0.03。这表明星系的SFR随时间的接近恒定性对星系的演化和形成时间提出了非平凡的问题，但与观测到的随着宇宙年龄的增加而减少的主序列大致一致。
2020-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Parametrising Star Formation Histories
我们研究平滑粒子流体动力学（SPH）模拟的星系的恒星形成历史（SFHS），比较它们的参数模型，通常用于拟合观测到的星系光谱能量分布，并检查这些参数模型的有效性作为实用工具，用于恢复星系的物理参数。通常使用的τ模型，SFR ~ exp（-t/τ），提供了一个穷人的匹配，我们的SPH星系的SFH，与早期和晚期恒星形成之间的不匹配，导致系统误差在预测颜色和恒星质光比。一个单参数的lin-exp模型，SFR ~ t*exp（-t/tau），平均来说是更成功的，但它不能匹配最蓝的，最活跃的恒星形成星系和被动的，“红色和死亡”的星系的后期行为。我们引入了一个4参数模型，该模型在过渡时间后从lin-exp过渡到线性斜坡，这很好地描述了我们模拟的星系。我们测试了这些参数化模型恢复（在z=0，0.5和1）恒星质光比，特定的恒星形成率，和恒星星族年龄从星系的颜色，计算从完整的SPH恒星形成历史使用FSPS代码的Conroy et al.（2009）。符合tau模型系统高估M/L约0.2 dex，高估人口年龄约1-2 Gyr，低估sSFR约0.05 dex。与lin-exp的拟合平均偏差较小，但4参数模型对整个星系范围产生了最好的结果。边缘化4参数模型的自由参数会导致比1参数拟合稍大的统计误差，但基本上消除了所有的系统偏差，所以这是我们推荐的拟合真实星系的过程。
2014-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Log-normal star formation histories in simulated and observed galaxies
Gladders等人最近提出，单个星系的恒星形成历史（SFH）在时间上具有对数正态函数的特征，这意味着缓慢下降而不是快速淬灭。我们测试他们的猜想理论SFHS从宇宙学模拟Illustris和观测推断SFHS。虽然对数正态形式必然会忽略短寿命的特征，如星爆，但它非常适合大多数SFH的整体形状。特别是，85%的累积SFH拟合到形成的总恒星质量的5%的最大误差内，99%到10%以内。对数正态模型在系统上优于常用的延迟τ模型，并且仅被具有三个以上自由参数的函数所取代。拟合不佳的星系大多出现在成为卫星后迅速熄灭的星系中。我们探讨了对数正态参数空间的归一化，峰值时间，和半高全宽，并发现模拟和观察到的样本占据相似的区域，虽然Illustris预测更广泛的，后来形成SFHS平均。对数正态拟合的合奏正确地再现复杂的指标，如整个恒星形成的主要序列的演化的插图星系，但高估了他们的淬火时间尺度。星系中的SFH是一个多样的群体，不受星系的任何一个物理性质的影响，但遵循一个紧密的关系，其中$\mathrm{width}\propto\mathrm{(peak\ time)}^{3/2}$。我们表明，这种关系可以定性（虽然不是定量）解释的暗物质晕和它们的星系之间的生长密切联系。
2017-04-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Optimised neural network predictions of galaxy formation histories using semi-stochastic corrections
针对神经网络难以预测恒星形成与化学增丰高频爆发变化的问题，本文利用星系形成历史功率谱加入半随机校正，显著提升恒星质量、金属丰度、光谱和颜色等预测精度。
2025-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sensitivity of dark matter haloes to their accretion histories
我们应用我们最近提出的“二次遗传修饰”的方法来产生和测试的影响，替代质量吸积历史的一个单一的$Λ$ CDM晕。该技术的目标是构建不同的形成历史，改变合并的整体贡献的固定的最终质量。这使得有针对性地研究星系和暗物质晕形成对质量吸积平滑度的敏感性成为可能。在这里，我们专注于两个暗物质晕，每个有四个不同的质量吸积历史。我们发现，这两个光环的浓度系统地减少，因为他们的合并历史变得更加顺利。这种因果趋势跟踪已知的相关性之间的形成时间和浓度参数在整个晕人口。在固定的形成时间，我们进一步建立晕浓度是敏感的合并发生的顺序。这种研究单个晕对其历史变化的反应的能力与基于扩展晕种群的紧急相关性的传统方法是高度互补的。
2019-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effect of Warm Dark Matter on Early Star Formation Histories of Massive Galaxies: Predictions from the CROC Simulations
几个大质量（$M_{*} > 10^8 M_{\odot}$）、高红移（$z = 8-10$）星系最近被发现含有年龄为数亿年的恒星，将这些星系中恒星形成的开始推回到了$z\sim15$。如此早形成的恒星的存在可能是对小尺度能量被抑制的宇宙学模型（因此，宇宙结构形成较晚）的检验。我们探索年龄最古老的恒星在计算机上的宇宙再电离（CROC）项目的冷暗物质（CDM）和两个温暖的暗物质（WDM）宇宙学与3和6千电子伏粒子的数值模拟。在CDM和3keVWDM下，大质量星系的平均恒星年龄$\sim 5\;{\rm Myr}$存在显著差异，而CDM和6keVWDM下的大质量星系的平均恒星年龄$\sim 5\;{\rm Myr}$在统计上没有区别。然而，即使是这500万年的差异，也远远小于目前观测高红移星系的恒星星族特性的不确定性。所有宇宙学中所有星系的年龄分布都没有产生实质性的巴耳末破裂，尽管尘埃衰减的不确定性是一个潜在的重要因素。最后，我们评估了我们的模拟预测的收敛性，发现单个星系属性的系统不确定性与宇宙学之间的差异相当，这表明这些差异在数值上可能不稳定。
2021-05-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The Star Formation and Nuclear Accretion Histories of Normal Galaxies in the AGES Survey
我们结合了来自重叠的9.3平方度NOAO深宽视场巡天（NDWFS），AGN和星系演化巡天（AGES）以及XBootes巡天的IR，光学和X射线数据，以测量6146个正常星系的X射线演化，作为绝对光学光度，红移和光谱类型的函数，在很大程度上未探索的红移范围0.1 < z < 0.5。因为只有最近或最亮的星系在X射线中被单独检测到，我们使用叠加分析来确定样本的平均属性。我们的研究结果表明，光谱晚型星系的X射线辐射主要是由恒星形成，而从早型星系的主要是由热气体和活动星系核发射的组合。我们发现，平均恒星形成和超大质量黑洞吸积速率密度的演化类似于（1+z）^[3]，这与在明亮的、可单独探测的星暴星系和活动星系核样本中发现的趋势一致。我们的工作也证实了许多以前的叠加分析微弱的源人口的结果，改进的统计。
2009-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The XXL survey. XLIX. Linking the members star formation histories to the cluster mass assembly in the z=1.98 galaxy cluster XLSSC 122
质量最大的原星系团在$z\sim 2$处形成星系团，这也是其成员星系演化的关键时期。XLSSC 122是一个$z=1.98$星系团，有37个光谱确认的成员。我们的目标是描述他们的恒星形成的历史，并把它们的背景下，集群吸积的历史。我们在12个波段测量它们的光度，并创建一个PSF匹配的集群成员目录。我们采用BAGPIPES来拟合恒星形成的历史，其特征在于恒星形成率呈指数下降。恒星质量、金属和尘埃含量也被视为自由参数。红序星系中最古老的恒星年龄范围从0.5 Gyr到超过$\sim$ 3 Gyr。特征时间在$\sim$ 0.1和$\sim$ 0.3 Gyr之间，并且最老的成员呈现最长的时间。使用MultiDark Planck 2暗物质模拟，我们计算了XLSSC 122样晕的组装，由最古老成员的年龄后验加权。我们发现，74%的这些晕在恒星形成开始时聚集的比例不到10%，当这些星系形成了50%的z=1.98恒星质量时，晕的比例下降到67%。当90%的恒星质量形成时，75%的晕的组装率低于30%。红序列星系的恒星形成历史似乎与特征时间短的恒星形成事件相一致。在最古老的星系中，恒星形成的开始和停止都可能先于XLSSC 122的维里化。
2022-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterizing simulated galaxy stellar mass histories
宇宙学的星系形成模拟现在可以产生丰富多样的星系历史集合。这些模拟的星系历史，加在一起，为“星系是如何形成的”这个问题提供了答案。“用于构建它们的模型。我们这样的星系历史合奏的特点，了解他们的属性，并确定一个给定的星系形成模型或不同的星系形成模型和模拟之间的历史比较点。我们主要集中在恒星质量历史的星系具有相同的最终恒星质量，为6个最终恒星质量值和三个不同的模拟星系形成模型（半解析模型建立在暗物质千年模拟和两个模型从流体动力学OverWhelmingly大模拟项目）。使用主成分分析（PCA）的平均恒星质量的历史，我们发现，一个波动占主导地位的所有集的历史，我们认为，虽然它的形状和贡献可以在样本之间变化。我们将PCA表征与几个$z=0$星系属性（与调查观测值连接），并将其与其他一些星系历史属性进行比较。然后，我们探索分离星系恒星质量的历史到类，使用最大的PCA贡献，k均值聚类，和简单的高斯混合模型。对于三组分模型，这些不同的方法往往给出相似的结果。这些历史分类方法提供了一个简洁和快速的方式来表征变化的全部合奏的历史模拟人口的物理假设是不同的，比较不同的模拟人口的历史彼此，并评估模拟历史的关系，固定时间的观察。
2014-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
