ZFIRE: Using H$α$ equivalent widths to investigate the in situ initial mass function at z~2
利用ZFIRE巡天（http：zfire.swinburne.edu.au），利用H-$α$等效宽度（H-$α$-EW）和静止坐标系光学色，研究了102个恒星形成星系的质量完备（log 10（M-$_*$/$_\odot$）~9.3）样本的初始质量函数（IMF）的高质量斜率.我们比较灰尘校正的H $α$ -EW分布与PEGASE.2和Starburst 99合成恒星星族模型的恒星形成历史（SFH）的预测。我们发现了一个过量的高H $α$ -EW星系是高达0.3- 0.5德克斯以上的模型预测的Salpeter IMF轨迹和H $α$ -EW分布是更广泛的（10- 500欧姆）比可以很容易地解释一个简单的单调SFH与标准的Salpeter斜率IMF。虽然当假设恒星和星云谱线之间没有相对衰减差异时，这种差异有所缓解，但结果对观测偏差是稳健的，并且没有单一的IMF（即非Salpeter斜率）可以重现数据。我们使用光谱叠加和蒙特卡罗模拟，星爆不能解释EW分布。我们调查其他的物理机制，包括模型的变化，恒星自转，双星演化，金属丰度，和国际货币基金组织的上质量截止。IMF的变化和/或高度旋转的极端贫金属星（Z~ 0.1 Z $_\odot$）与二元相互作用是我们的数据最合理的解释。如果IMF变化，则最高H $α$ -EW将需要非常浅的斜率（$Γ$ >-1.0），其中没有一个斜率能够再现数据。因此，…
2017-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA Survey of 70 μm Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). XIII. Core Mass Function, Lifetime, and Growth of Prestellar Cores
The University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，国立自然科学研究院）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，IPAG）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Kyoto University（京都大学）；Xiamen University（厦门大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）
ALMA调查发现预星核质量函数斜率较IMF更缓，而引力束缚预星核质量函数斜率与IMF相似，表明普遍的核心形成机制。
2025-11-28 astro-ph.GA
The High Mass Slope of the IMF
最近的论文发现，太阳附近的场星的高质量（$>1.5$ M $_\odot$）IMF的推断斜率（$\sim 1.7-2.1$）比从许多年轻星团的研究中推断的斜率（$\sim 1.2-1.7$ ; Salpeter= 1.35）更大。我们试图调和这一明显的矛盾。恒星大多数形成于巨分子云中，而质量更大的恒星（$\gtrsim 3$ M $_\odot$）在死亡前可能没有足够的时间均匀地分布在银河系的太阳圈中。我们通过在质量范围$1.5-6$ M $_\odot$上对现今质量函数（PDMF）进行建模，研究了小样本体积对高质量IMF的{ \it表观}斜率（$Γ_{\rm app}$）的影响。根据观测者沿太阳圈的位置和样本体积的大小，IMF的表观斜率可以显示出很大的差异，典型值比基本的普适值$Γ$更陡。例如，我们发现，在一个小的（半径$\sim 200$ pc）体积随机放置在太阳圈中观察到的PDMF有$\sim 15-30$ \%的可能性，导致在$Γ_{\rm app} \gtrsim Γ+ 0.35$，因为更大质量的恒星的表面密度的不均匀性。如果我们加上太阳目前位于臂间区域的先验知识，那里的恒星形成率低于太阳圈的平均水平，我们会发现$Γ_{\rm app} \gtrsim Γ+0.35$的可能性更高（$\sim 50-60\%$），对应于$Γ_{\rm app} \gtrsim 1.7$，当…
2018-07-17 astro-ph.GA
The fragmentation properties of massive star-forming regions in 30Dor-10 at 2000 au resolution
INAF-Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali (INAF-IAPS)（意大利国家天体物理研究所）；AURA for ESA, Space Telescope Science Institute（欧洲空间天文研究协会/太空望远镜科学研究所）；Observatorio Astronómico Nacional (IGN)（西班牙国家天文台）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；University of Illinois（伊利诺伊大学）；Università di Roma Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学）；Universitat Heidelberg（海德堡大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）
研究30Dor-10区域的碎裂特性及核心质量函数，发现其符合Salpeter斜率，表明恒星质量分布变化源于演化而非初始碎裂。
2026-04-21 astro-ph.GA
The stellar initial mass function of early type galaxies from low to high stellar velocity dispersion: homogeneous analysis of ATLAS$^{\rm 3D}$ and Sloan Lens ACS galaxies
我们提出了一个调查的初始质量函数（IMF）的形状的早期型星系（ETG），基于联合透镜和动力学分析，和恒星的人口合成模型，为样本的55个透镜ETG确定的斯隆透镜ACS（SLACS）调查。我们构建轴对称动力学模型的基础上的Jeans方程，允许轨道各向异性，包括暗物质晕。该模型详细再现所观察到的\textit{HST}测光，并受到爱因斯坦半径内的总投影质量和SDSS纤维内的恒星速度色散（$σ$）的约束。比较动力学推导的恒星质光比$(M_*/L)_{\rm dyn}$，获得一个假设的晕斜率$ρ_{\rm h}\propto r^{-1}$，恒星的人口$(M_*/L)_{\rm pop}$，来自全光谱拟合和假设Salpeter IMF，我们推断IMF的质量归一化。我们的研究结果证实了SLACS团队先前的分析，即高$σ$星系IMF的质量归一化平均与Salpeter斜率一致。我们的研究允许对SLACS和\ATLAS样本的IMF和$σ$之间的趋势进行完全一致的研究，这些样本探索了完全不同的$σ$范围。这两种样品是高度互补的，第一种基本上是PDMATHAMN选择的，而后者是体积有限的，几乎是质量选择的。我们发现，这两个样本合并成一个单一的趋势的形式$\logα=(0.38\pm0.04)\times\log(σ_{\rm e}/200\,\mathrm{km~s}^{-1})+(-0.06\pm0.…
2014-10-07 astro-ph.GA
Wolf-Rayet galaxies in SDSS-IV MaNGA. II. Metallicity dependence of the high-mass slope of the stellar initial mass function
沃尔夫-拉叶（WR）区或WR星系作为高质量恒星的宿主，是约束恒星初始质量函数（IMF）高质量端的理想对象。我们构建了一个大样本的910 WR星系/地区，涵盖了广泛的恒星金属丰度（从Z~0.001到Z~0.03），结合三个目录的WR星系/地区以前选择的SDSS和SDSS-IV/MANGA调查。我们测量了每个光谱在~4650 A处WR蓝色凸起的等效宽度。它们与恒星演化模型Starburst 99和BPASS的预测进行了比较，并采用了不同的IMF假设（IMF的高质量斜率α从1.0到3.3不等）。考虑了奇异演化和二元演化。我们还使用了贝叶斯推断代码进行全谱拟合WR光谱与恒星星族光谱从BPASS作为拟合模板。然后，我们在不同的α假设贝叶斯证据的基础上进行模型选择。这些分析一直导致IMF高质量斜率α与恒星金属丰度Z呈正相关，即在较高的金属丰度下，IMF更陡峭（更底重）。具体而言，α=1.00的IMF在最低金属丰度（Z~0.001）时优选，而Salpeter或甚至更陡的IMF在最高金属丰度（Z~0.03）时优选。即使采用二元总体模型，这些结论也成立。
2021-10-02 astro-ph.GA
ALMA Observations of Massive Clouds in the Central Molecular Zone: External-Pressure-Confined Dense Cores and Salpeter-like Core Mass Functions
该研究利用ALMA观测银河系中心分子区三个大质量分子云的致密核，发现外部压力对其维里平衡至关重要，高质量端核质量函数呈类萨尔皮特斜率，为核质量函数向初始质量函数转化提供新见解。
2024-12-02 astro-ph.GA
Evidence for Co-rotation Origin of Super Metal Rich Stars in LAMOST-Gaia: Multiple Ridges with a Similar Slope in phi versus Lz Plane
太阳附近的超级富金属（SMR）星被认为是在内盘中诞生的，并通过径向迁移到达现在的位置，这种径向迁移在银河棒的共旋共振（CR）处最为强烈。在这项工作中，我们发现的证据CR起源的SMR星在LAMOST-Gaia通过检测6个脊和起伏的phi与Lz空间编码的中值VR，以下一个类似的斜率为-8公里/秒kpc/度。Monario等人预测了斜率。的模型CR的一个大而缓慢的银河酒吧。我们第一次给出了在-10度到20度的范围内，两个沿这个斜坡的负VR的外宽起伏的角动量随方位角的变化。在CR外具有大振幅的波状图案和第二起伏的宽峰表明，除了银河棒的CR的显著影响之外，人马座矮星系与盘的轻微合并可能也起作用。
2022-09-02 astro-ph.GA
The High-Mass Stellar Initial Mass Function in M31 Clusters
我们对迄今为止大质量恒星初始质量函数（IMF）进行了最大规模的系统研究，使用了85个解析的年轻（400万年< t <2500万年）中等质量星团（10^3-10^4 Msun）的光学色星等图（CMD），这些星团是全色哈勃仙女座宝库（PHAT）计划的一部分。我们拟合每个星团的CMD来测量大于2 Msun的恒星的质量函数（MF）斜率。对于星团系综，恒星MF斜率的分布最好用$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$，都具有约0.3-0.4 dex的内在散射。因此，虽然高质量的IMF在本地集团可能是普遍的，在文学IMF研究的系统排除任何明确的结论;同质调查的高质量的IMF在本地宇宙需要克服这一限制。因此，本研究是迄今为止对大质量IMF斜率的最可靠的测量。我们将M31的高质量I…
2015-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Relation between Dynamical Mass-to-Light Ratio and Color for Massive Quiescent Galaxies out to z~2 and Comparison with Stellar Population Synthesis Models
本文研究了z~2范围内大质量静止星系的动态质光比（$M/L$）与静止坐标系色之间的关系。我们使用一个星系样本与测量恒星速度色散结合哈勃太空望远镜和地面多波段测光。我们的样品在$\log M_{dyn}/L_{g}$（1.6~dex）和$\log M_{dyn}/L_{K}$（1.3~dex）中跨越了很大的范围。在不同波段的$M/L$和静止帧颜色之间有很强的近似线性相关性。$\log~M_{dyn}/L$残差中的均方根散射散点意味着可以根据单个静止帧光学颜色以约0.25 dex的精度估计$M/L$。采用Salpeter恒星初始质量函数（IMF）的恒星星族合成（SPS）模型不能同时匹配$M_{dyn}/L_{g}$与$(g-z)_{rest-frame}$和$M_{dyn}/L_{K}$与$(g-K)_{rest-frame}$。通过改变IMF的斜率，我们仍然无法解释最蓝和最红星系的M/L。我们发现，与$α=2.35$和$α=1.35$之间的斜率IMF提供了最佳的匹配。我们还探讨了一个破碎的IMF与Salpeter斜率在$M<1M_{\odot}$和$M>4M_{\odot}$和斜率$α$在中间区域。数据支持$α=1.35$的斜率超过$α=2.35$。尽管如此，我们的研究结果表明，不同的SPS模型之间的变化是可比的IMF的变化。在我们的分析中，我们假设$M/L$和颜色的变化是由年龄的差…
2014-11-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy structure from multiple tracers: III. Radial variations in M87's IMF
我们提出的第一个约束恒星的质量-光比梯度在早期类型的星系（ETG）使用多个动态示踪剂人口模型的黑暗和明亮的质量结构同时。我们结合的中心星光，两个球状星团人口和卫星星系的Jeans分析的运动学，以获得新的限制M87的质量结构，采用灵活的质量模型，允许径向梯度的恒星质光比。我们发现，在我们的模型的背景下，径向下降的恒星质光比是强烈的青睐。模拟恒星的质量与光的比例如下的幂律，$Υ_{\star} \sim R^{-μ}$，我们推断出一个幂律斜率$μ= -0.54 \pm 0.05$ ;同样，参数化的恒星的质量与光的比例通过一个中心失配参数相对于萨尔彼得IMF，$α$，和规模半径$R_M$，我们发现$α> 1.48$在$95\%$的信心和$R_M = 0.35 \pm 0.04$ kpc。我们使用高分辨率11波段HST测光的恒星种群模型表明，这样一个陡峭的梯度不能实现的变化，只有金属丰度，年龄，尘埃消光和恒星形成的历史，如果恒星的初始质量函数（IMF）保持空间常数。另一方面，我们发现的恒星质光比梯度与IMF一致，IMF的内部斜率变化使得它在中心$\sim 0.5$ kpc处是Salpeter样的，在恒星有效半径内变成Chabrier样的。这增加了最近的证据，即ETG中IMF的非普适性可能仅限于其核心区域，并指出这些中心区域的恒星可能在根本不同的物理条件下形成。
2017-11-15 astro-ph.GA
HST/WFC3 Observations of Low-Mass Globular Clusters AM 4 and Palomar 13: Physical Properties and Implications for Mass Loss
利用HST/WFC 3 F606 W和F814 W测光系统，研究了已知最暗的两个球状星团AM 4和Palomar 13中低质量恒星的损失。为了确定每个星团的物理性质--年龄，质量，金属丰度，灭绝，现今质量函数（MF）--我们使用极大似然色星等图（CMD）拟合程序MATCH和达特茅斯，帕多瓦和BaSTI恒星演化模型。对于AM 4，达特茅斯模型提供了与CMD的最佳匹配，并得出年龄>13 Gyr，金属丰度log Z/Z_solar = -1.68 +/- 0.08，距离模量（m-M）_V = 17.47 +/- 0.03和红化A_V = 0.19 +/- 0.02。达特茅斯模型给出的13.4 +/- 0.5 Gyr，log Z/Z_solar = -1.55 +/- 0.06，（m-M）_V = 17.17 +/- 0.02和A_V = 0.43 +/- 0.01。我们发现，系统的不确定性，由于选择在假设的恒星模型大大超过了随机的不确定性，突出了使用多个恒星模型时，分析恒星星族的重要性。假设一个单斜率的幂律MF，我们发现AM 4和AM 13的光谱指数分别为alpha = +0.68 +/- 0.34和alpha = -1.67 +/- 0.25（其中Salpeter MF的alpha = +1.35）。将我们导出的斜率与已有的星系团积分星等（MV）和MF斜率的测量值进行比较，发现AM4是…
2013-08-20 astro-ph.GA
The quenched mass portion of star-forming galaxies and the origin of the star formation sequence slope
在观测上，一个巨大的盘状星系可以拥有一个像静止星系（QG）一样不活跃的凸起部分。据推测，恒星形成星系（SFG）中包含的淬灭成分是恒星形成主序（MS）在高质量时具有浅斜率的原因。在本文中，我们提出了一个玩具模型，以量化淬火的质量部分SFG（$f_{\rm Q}$）在固定的恒星质量（$M_{\ast}$）和调和的MS斜率在低和高质量的制度。在这个模型中，每个SFG由一个星形成和一个淬灭组成。恒星形成组分的质量（$M_{\rm SF}$）与恒星形成速率（SFR）之间的关系为SFR $\propto M_{\rm SF}^{α_{\rm SF}}$，其中$α_{\rm SF}\sim 1.0$。猝灭分量对恒星质量有贡献，但对SFR没有贡献。因此，可以基于观察到的MS斜率$α$与$α_{\rm SF}$的偏离来量化$f_{\rm Q}$。采用由\citet{Whitaker 2014}报道的红移依赖的MS斜率，我们探索了$z=[0.5,2.5]$上的$f_{\rm Q}-M_{\ast}$关系的演化。我们发现Milky Way质量SFG（具有$M_{\ast}\approx 10^{10.7}M_{\odot}$）通常在$z\sim 2.25$处具有$f_{\rm Q}=30\%-40\%$，而在$z\sim 0.75$处该值迅速上升至$70\%-80\%$。的$α\sim 1.0$ MS斜…
2016-11-15 astro-ph.GA
Inference from modelling the chemodynamical evolution of the Milky Way disc
在这篇论文中，场星的初始质量函数（IMF）和化学演化参数的银河系（MW）的导出使用前向建模技术结合贝叶斯统计。从一个本地MM盘模型开始，在太阳附近的恒星样本的观测合成和比较相应的体积完整的观测样本依巴谷星。由0.5 ~ 8 Msun观测得到的IMF是一个双斜率破缺幂律，低质量斜率和高质量斜率的幂分别为-1.49 +-0.08和-3.02 +-0.06，在1.39 +-0.05Msun处有一个破缺。为了限制IMF的恒星质量大于8 Msun，一个快速和灵活的化学富集代码，Chempy，开发，这也是能够重现空间和恒星星族选择的观测样本。对于大于6 Msun的恒星质量，推断的高质量斜率为-2.28 +- 0.09，说明了文献中不同产额集的系统效应。这表明，来自化学建模的约束，类似于银河系的流体动力学模拟，需要一个萨尔彼得高质量指数。这是很难恢复从恒星计数分析考虑到稀有的高质量恒星。
2018-02-23 astro-ph.GA
Initial Mass Function Variation in two Elliptical Galaxies using Near-Infrared Tracers
利用积分场光谱，我们证明了zJ波段（0.9- 1.35 \micron）的引力敏感吸收特征可以约束两个椭圆星系M85和M87核心的低质量恒星初始质量函数（IMF）。与可见光波段相比，近红外（NIR）对来自低质量矮星的光更敏感，其相对重要性是关于附近星系IMF变化的辩论的主要主题。我们的分析比较观察到的光谱最新的恒星星族合成模型，采用两种不同的方法：等效宽度和光谱拟合。我们发现，在M85的IMF斜率是类似的典型的银河系IMF的中值IMF失配参数$α_{K} = 1.26$。相比之下，我们发现M87中的IMF比具有$α_{K} = 2.77$的Salpeter IMF更陡。导出的恒星星族参数，包括IMF斜率，是一致的，从最近的结果在可见光波段的光谱和运动学技术的基础上。某些元素的丰度，如钠和铁，有显着的影响IMF敏感的功能，因此推导出IMF的斜率。我们从两个独立的\ion{Na}{1}吸收特征中显示了M85核心中高[Na/H] $\sim$ 0.65 dex的证据。高钠丰度可能是最近星系合并的结果，包括M85。这表明，包括[Na/H]在恒星星族模型参数是至关重要的，以限制在M85的IMF斜率。这些结果证实了利用近红外吸收特征来研究附近星系IMF变化的可行性。
2019-03-20 astro-ph.GA
Constraining the low-mass end of the Initial Mass Function with Gravitational Lensing
恒星初始质量函数（IMF）的低质量端受到强透镜星系中重子占主导地位的中心区域的限制。在这封信中，我们研究爱因斯坦十字（Q2237+0305），一个z=0.04的棒星系，其凸起作为背景类星体的透镜。四个类星体图像的位置限制了透镜平面上的表面质量密度，而表面亮度（H波段NICMOS/HST成像）以及透镜的深层光谱（VLT/FORS 1）允许我们限制恒星质量含量，对于一系列IMF。我们发现，一个经典的单次幂定律（Salpeter IMF）预测更多的恒星质量比观察到的透镜估计。这一结果在99%的置信水平下得到证实，并且由于人口合成模型的选择、灰尘的存在或复杂的圆盘/凸起人口混合而对系统效应具有鲁棒性。我们的非参数方法比运动学估计更鲁棒，因为我们不需要对星系的动力学状态或其分解为凸起和盘做出任何假设。在低质量幂律斜率范围内（Salpeter为Gamma=+1.35），我们发现在90%的置信水平下，Gamma>0的斜率被排除。
2010-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Salpeter normalization of the Stellar Initial Mass Function for massive galaxies at z~1
恒星初始质量函数是研究星系演化的重要参数。在这里，我们测量的68个场星系的样本在红移范围0.7至0.9内的扩展Groth带的IMF质量归一化。要做到这一点，我们推导出总（恒星+暗物质）的质量-光[ $(M/L)_{\rm dyn}$ ]使用轴对称动力学模型。在我们有运动学的区域内（大约半光半径），模型假设：（i）质量跟随光，这意味着恒星和总密度分布之间的差异可以忽略不计;（ii）恒定速度各向异性（$β_{\rm z}\equiv1-σ_z^2/σ_R^2=0.2$）;（iii）星系以随机取向的平均倾角被看到（即$i=60^\circ$，其中$i=90^\circ$代表边缘）。动力学模型是基于各向异性的Jeans方程，约束HST/ACS成像和星系的中心速度色散，从高质量的光谱提取的DEEP 2调查。人口$(M/L)_{\rm pop}$来自相同的光谱与简单的恒星人口模型网格的全谱拟合。$ATLAS^{3D}$项目最近的动力学模拟结果和星系演化的数值模拟表明，我们星系中心区域内的暗物质比例应该很小。这表明我们推导出的总$(M/L)_{\rm dyn}$应该非常接近恒星的$M/L$。我们对$(M/L)_{\rm dyn}$和$(M/L)_{\rm pop}$的比较则意味着，对于恒星质量为$M_\odot \geq 10^{11}$ $M_{\odot}$的星系，IMF的$average$…
2014-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
ALMA-IMF VI -- Investigating the origin of stellar masses: Core mass function evolution in the W43-MM2&MM3 mini-starburst
本研究针对 W43-MM2&MM3 迷你星暴，利用 ALMA 连续谱图像划分六个子区域并关联 n-PDF、外流和 UCHii 等演化指标，发现 CMF 大质量端可能随恒星形成由 Salpeter 型演化为顶重型。
2023-02-20 astro-ph.GA
Implications of a density dependent IMF for the statistics of progenitors of gravitational wave sources
对多致密天体系统合并的观测有助于了解球状星团中大质量恒星的形成过程。对星团的模拟可以用来理解和解释观测结果。模拟通常采用初始质量函数（IMF），在高质量端具有Salpeter斜率，用于恒星质量的初始分布。然而，对最近的高质量恒星形成区的观测表明，在恒星密度高的区域，高质量端的IMF比Salpeter更平坦。我们探讨这对潜在GW源的形成率的影响，估计从标准的考虑。球状星团是宇宙电离历史的重要贡献者，其结果也具有同样的意义。它也影响了我们探索假定的质量差距的能力，即中子星质量的上限和黑洞质量的下限之间的质量差距。
2018-12-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
MEGATRON: The Physical Origins of Steep UV Slopes at High Redshift
University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Sub-department of Astrophysics, University of Oxford（牛津大学天体物理子部门）；Institut d’Astrophysique de Paris, Sorbonne Universites, CNRS, UMR 7095（巴黎天体物理研究所，索邦大学，法国国家科学研究中心，UMR 7095）；University of Bath（巴斯大学）；Universite Claude Bernard Lyon 1, CRAL UMR5574, ENS de Lyon, CNRS（里昂第一大学，CRAL UMR5574，里昂高等师范学校，法国国家科学研究中心）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心（DAWN））；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文研究所）；Department of Astronomy, Yonsei University（延世大学天文学系）；Sterrenkundig Observatorium Department of Physics and Astronomy Universiteit Gent（根特大学物理与天文学系天文观测站）
本研究通过辐射流体动力学模拟揭示，高红移极蓝紫外谱斜率并非唯一对应高电离光子逃逸分数，部分极蓝星系逃逸分数极低，其蓝斜率源于星云发射滞后，强调非平衡发射的重要性。
2026-09-30 astro-ph.GA
The role of molecular filaments in the origin of the prestellar core mass function and stellar initial mass function
恒星初始质量函数（IMF）的起源是天体物理学中最有争议的问题之一。在这里，我们探讨了恒星形成分子云的准宇宙结构与IMF起源之间的可能联系。根据我们最近对Herschel Gould带调查观测（Arzoumanian等人）的细丝性质的综合研究，本文首次给出了分子云中细丝质量函数（FMF）和细丝线质量函数（FLMF）的较好估计。我们使用所观察到的FLMF提出一个简单的玩具模型的星前核心质量函数（CMF）的起源，依赖于热超临界，但维里化丝的引力碎片。我们发现，FMF和FLMF具有非常相似的形状，都是一致的Salpeter样的幂律函数（d $N$ /dlog $M_{\rm line} \propto M_{\rm line}^{-1.5\pm0.1}$）的制度的热超临界丝（$M_{\rm line} > 16\, M_\odot$ /pc）。这是一个值得注意的结果，因为相比之下，分子云和团簇的质量分布比萨尔彼得幂律IMF明显更浅，具有d $N$ /dlog $M_{\rm cl} \propto M_{\rm cl}^{-0.7}$。由于绝大多数的星前核似乎形成在热跨临界或超临界细丝，我们建议，星前CMF和扩展恒星IMF至少部分继承了FLMF通过重力碎片的个别细丝。
2019-07-31 astro-ph.GA
What Sets the Slope of the Molecular Kennicutt-Schmidt Relation?
分子气体的表面密度，$Σ_{\rm H_2}$，和恒星形成率（SFR），$\dotΣ_\star$，在观测到的恒星形成（非星爆）星系几乎线性相关千秒差距尺度。我们探索的起源，这种相关性的线性斜率使用一套孤立的$L_\star$星系模拟。我们表明，在模拟与有效的反馈，斜率的$\dotΣ_\star$ - $Σ_{\rm H_2}$关系在千秒差距尺度上是不敏感的斜率的$\dotρ_\star$ - $ρ$关系假设在分辨率尺度。我们还发现，千秒差距尺度上的斜率取决于用于识别恒星形成气体的标准，线性斜率出现在模拟中，识别恒星形成气体使用维里参数阈值。这种行为可以用一个简单的理论模型来理解，该模型基于星际气体质量守恒，因为气体在反馈和动力学过程的影响下在原子、分子和恒星形成状态之间循环。特别是，我们表明，线性斜率出现时，反馈有效地调节和搅拌致密的分子气体的演变。我们表明，该模型还提供了深入了解可能的起源之间的关系的SFR和分子气体在不同尺度上的真实星系。
2018-12-18 astro-ph.GA
Simulating Star Clusters Across Cosmic Time: I. Initial Mass Function, Star Formation Rates and Efficiencies
我们提出了辐射磁流体动力学模拟恒星形成的自引力，湍流分子云，建模个别大质量恒星的形成，包括他们的紫外辐射反馈。这组模拟的云质量介于$m_{\rm gas}=10^3$ ~M $_\odot$和$3 \times 10^5$ ~M $_\odot$之间，气体密度典型的云在本地宇宙（$\overline n_{\rm gas} \sim 1.8\times 10^2$ ~cm $^{-3}$）和10 $\times$和100 $\times$密集，预计存在于高红移星系。主要结果如下：{ \it i}）如果我们假设每个恒星形成气体团（汇粒子）碎片成恒星，平均产生的最大恒星质量约为汇粒子质量的$40\%$，而剩余的$60\%$分布到较小质量的恒星中，则可以重现观测到的萨尔彼得幂律斜率和高质量端恒星初始质量函数的归一化。假设汇的碎片按照幂律质量函数比Salpeter更平坦，具有对数斜率$0.8$，满足这个经验公式。{ \it ii}）如果$\overline n_{gas}<n_{cri}\approx 10^3$ ~cm $^{-3}$，则最好地描述我们的模拟集的恒星形成定律是$dρ_*/dt \propto ρ_{gas}^{1.5}$，否则是$dρ_*/dt \propto ρ_{\rm gas}^{2.5}$。恒星形成幕的持续时间大约是$6$云的声音穿越时间（$c_s=10$ ~km…
2019-09-26 astro-ph.GA
Low-Metallicity Star Formation Survey in Sh2-284 (LZ-STAR): The Core Mass Function
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙高等科学研究委员会）；Institute of Science Tokyo（东京科学大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
研究Sh2-284低金属丰度恒星形成复合体的致密核心质量函数，用ALMA 1.3毫米尘埃连续体观测，识别出多个候选致密核心并定义目录，发现高于2.5 \(M_\odot\)的高质量CMF可用类似萨尔皮特的斜率描述，表明低金属丰度对高质量CMF/IMF斜率影响不大。
2026-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Initial Mass Function of Field OB Stars in the Small Magellanic Cloud
一些恒星形成的理论认为大质量恒星可能只在集群环境中形成，这将在低密度环境中造成大质量恒星的不足。在观测上，Massey（2002）发现在小麦哲伦云和大麦云云的场总体样本中存在这样一种缺陷，IMF斜率为Γ ~ 4。这些IMF测量值代表了与标准Salpeter IMF斜率r =1.35的一些最大已知偏差。在这里，我们进行了全面调查的质量函数超过20个太阳质量的整个领域人口的小麦哲伦云，从失控和孤立的O型星光谱调查的SMC（RIOTS 4）的数据的基础上。这是一个空间上完整的人口普查的整个领域OB星人口的SMC获得的IMACS多目标摄谱仪和MIKE中阶梯摄谱仪的麦哲伦望远镜。通过对演化后的现代质量函数的蒙特卡罗模拟，我们发现在20个太阳质量以上，IMF场的斜率为Γ=2.3+/-0.4。我们扩展我们的IMF测量较低的质量使用BV测光从OGLE II调查。我们使用统计方法从OGLE测光中生成每颗恒星质量的概率分布，并且我们再次发现对于7-20太阳质量的恒星质量，Γ=2.3+/-0.6。在我们的RIOTS 4样本中发现并去除了十个失控物，使场IMF斜率变陡至Γ=2.8+/-0.5。我们讨论了双星和恒星形成历史对我们的结果可能产生的影响，并得出结论，陡场大质量恒星IMF最有可能是一个真正的影响。
2012-12-10 astro-ph.GA
The Mass Distributions of Starless and Protostellar Cores in Gould Belt Clouds
使用来自SCUBA遗产目录（850微米）和斯皮策太空望远镜（3.6 - 70微米）的数据，我们探索蛇夫座，金牛座，英仙座，巨蛇座和猎户座分子云的致密核心。我们开发了一种新的方法来区分亚毫米核心SCUBA无星或原恒星，使用点源测光斯皮策宽视场调查。首先，我们确定与嵌入的年轻恒星对象（YSO）的红色红外源。其次，我们将这些YSO候选者的位置与我们的亚毫米核心进行比较。有了这些标识，我们构建新的，自洽的无星和原恒星的核心质量函数（CMFs）的五个云。我们发现，对于蛇夫座、金牛座、英仙座和猎户座，CMF的高质量端的最佳拟合斜率分别为-1.26 +/-0.20、-1.22 +/- 0.06、-0.95 +/- 0.20和-1.67 +/- 0.72。大体上，这些斜率在较高质量下与萨尔彼得IMF的-1.35幂律斜率一致，但也存在一些差异。我们研究了这些CMF形状和它们的母云属性之间的各种趋势，可能会发现高质量斜率和核心温度之间的相关性。我们还发现了核心质量和有效尺寸之间的趋势，但我们受到灵敏度的限制。我们用目视消光（A_V >= 3）对核心质量和大小进行了类似的比较，没有发现明显的趋势。我们还预测了未来的调查与SCUBA-2可能会发现在这些云的核心的数量和质量分布。
2010-02-18 astro-ph.GA
The Origin of the Dust Extinction Curve in Milky Way-like Galaxies
我们开发了一个宇宙学模型的尘埃颗粒在星系的大小分布的演变，以了解银河系尘埃消光曲线的起源。我们的模型认为，形成活跃的尘埃在演化的恒星，增长的吸积和凝聚，并通过粉碎，溅射和astration在ISM的星系在宇宙时间的破坏过程。我们的主要结果如下。在我们的宇宙学模型中，质量与银河系z~0相当的银河系表现出各种各样的消光定律，尽管其斜率和碰撞强度与银河系中观察到的范围相当。银河系的祖先有更陡峭的斜坡，只有在$z \approx 1$处才能变平到与银河系相当的斜坡。这归因于后期/高金属含量环境中晶粒生长速率的增加，从而推高了大晶粒与小晶粒的比率，其次依赖于石墨与硅酸盐的比率演变。紫外线的强度主要取决于石墨与硅酸盐的比例，并且在z=3和z=0之间的类MW星系中保持大致恒定，尽管表现出轻微的变化。我们的模型跨越可比区域的颠簸斜率空间的视线在银河系中，虽然有一个缺乏明确的关系模型的斜率和颠簸强度由于小规模波动的颠簸强度。我们的模型自然会产生一些非银河系的类似物的斜率一样陡峭的LMC和SMC的金属贫星系，虽然值得注意的是，平均而言，碰撞强度太大时，麦哲伦云相比。这是由于我们同时演化石墨和硅酸盐的粒度分布，这是一个过度简化的事实。我们的模型提供了一个新的框架来研究宇宙时间内星系中尘埃消光曲线的起源和变化。
2020-12-07 astro-ph.GA
A supersonic turbulence origin of Larson's laws
我们重温拉尔森的标度定律描述的分子云的结构和运动学的起源。我们的分析是基于最近的观测测量和数据，从一套六个模拟的星际介质，包括自引力，湍流，磁场的影响，和多相热力学。等温超音速湍流的模拟再现了线宽-尺寸和质量-尺寸关系中观察到的斜率。无论是否包括自重力，线宽-尺寸关系保持不变。相反，星前核开始形成时，质量与大小的关系基本上低于音速。我们的多相模型与磁场和域大小200 pc复制缩放和归一化的第一拉森定律。模拟支持一个动荡的解释拉森的关系。这种解释意味着：（i）线宽尺寸和质量尺寸相关性的斜率由惯性级联决定;（ii）三个拉森定律都不是基本定律;（iii）相反，如果已知一个定律，则另外两个定律来自动能传递速率的标度不变性。这并不意味着重力在动力学上是不重要的。由于在音速尺度附近引力不稳定性的发展，在恒星形成云中湍流破裂所建立的结构的自相似性。这种不稳定性导致星前核的形成，其特征质量由声波尺度决定。标度关系预测的核心质量函数的高端斜率与Salpeter幂律指数一致。
2013-10-09 astro-ph.GA
On the Origin of Mass Segregation in NGC 3603
我们提出了深哈勃空间望远镜/宽视场和行星照相机2测光的巨大的H { \sc ii}区域NGC 3603的年轻星团HD 97950。这些数据是在1997年和2007年获得的，使我们能够根据恒星的自行获得成员资格。我们的数据与HD 97950星团的年龄为100万年一致。一个可能的年龄分布，如果在集群中存在，似乎是小的。在60 $"$以内的成员星的不完全修正质量函数的整体斜率是$\rm Γ=-0.88\pm0.15$，比萨尔皮特斜率的-1.35要平坦。径向变化的质量函数显示出明显的质量分离，范围从内部$5"$中的$-0.26 \pm 0.32$的斜率到最外环中的$-0.94\pm 0.36$（$40"$ - $60"$）。质量大于50 M $_{\odot}$的恒星只在星团中心被发现。$Λ$最小生成树技术证实了显著的质量分离，低至30 M $_{\odot}$。$Λ$对质量的依赖性，即，高质量恒星比低质量恒星更加分离，速度色散对恒星质量的（弱）依赖性可能意味着质量分离的起源是动态的。虽然不能排除原始分离，但质量分离的性质表明，动力学质量分离可能是大质量恒星分离的主要过程。
2012-12-19 astro-ph.GA
Mass Functions in Fractal Clouds: The Role of Cloud Structure in the Stellar Initial Mass Function
利用具有幂律功率谱的分形布朗运动（fBm）云，研究了恒星初始质量函数（IMF）主要来源于云结构的可能性。一个fBM云与现实的投影功率谱斜率$β=2.8$被发现有一个质量函数的团块超过一个阈值密度是一个幂律的斜率为$α=2.35$，在萨尔彼得IMF相同。任何有层次结构的云都有一个斜率大致相同的团块质量函数。这一结果意味着，湍流星际云产生致密的子结构与观察到的前恒星的核心质量函数从一开始就内置。团块形成过程的细节并不重要。从团块到恒星的转化还需要第二步。将团簇质谱转换成具有相同幂律斜率的IMF并不需要团簇质量和恒星质量之间的一一对应。只要团簇有一个内部恒星IMF，来自亚碎裂、原恒星吸积、合并和其他过程，并且这个内部IMF的特征质量与团簇质量成比例，那么高于最小特征质量的IMF斜率将等于团簇质量斜率。对IMF模型的详细回顾说明了云结构作为广泛理论中的主要组成部分的重要性。提出了测试，以确定云结构和竞争性吸积在国际货币基金组织的相对重要性。
2010-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Salpeter IMF and an NFW halo: Disentangling the dark and stellar mass of an elliptical galaxy through precise lens modelling of a double-source-plane system
University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；The University of Sydney（悉尼大学）
通过双源平面系统透镜建模，研究暗物质和恒星质量的区分，发现恒星质量-光度比接近常数，暗物质晕符合NFW模型，结果对未来欧几里得任务的暗物质研究有指导意义。
2026-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the coupled origin of the stellar IMF and multiplicity
Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学、法国国家科学研究中心、天体物理学与行星学研究所）；Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文学系）
研究通过分层碎片化过程解释恒星IMF与多星率的耦合起源，提出碎片化存在两个不同阶段，从而解释IMF斜率和转折点的形成。
2026-02-03 astro-ph.GA
Stellar Populations in the Central 0.5 pc of the Galaxy II: The Initial Mass Function
银河系中心的超大质量黑洞是一个巨大的年轻星系团的宿主，它可能是在银河系中最不适宜居住的环境中形成的。我们提出了新的测量这个集群的全局属性，包括初始质量函数（IMF），年龄和集群质量。这些结果是基于凯克激光导星自适应光学观测，用于识别年轻恒星并测量其KP波段光度函数，如Do等人2013所述。一个贝叶斯推断方法的发展，同时适合全球性的集群利用观测和广泛的模拟合成星团。我们发现这个星系团的质量函数的斜率为α= 1.7 +/- 0.2，比以前报道的要陡，但仍然比传统的Salpeter斜率2.35要平坦。该集群的年龄在250万至580万年之间，置信度为95%，这比通常采用的年龄要小，但在过去测量的不确定性范围内是一致的。星团的确切年龄是很难确定的，因为我们的结果显示了两个不同的年龄解决方案（3.9百万年和2.8百万年），由于模型退化的相对数量的沃尔夫-拉叶星和OB星。星团的总质量在14，000 - 37，000 \msun之间，大于1 \msun，为了拟合观测到的光度函数和观测到的沃尔夫-拉叶星的数量，需要包括多个恒星系统。新的IMF斜率测量现在与X射线观测相一致，表明与Salpeter IMF相比，发射X射线的前主序星比预期少10倍。银河系中心的年轻星系团是IMF的少数几个明确例子之一，它与太阳附近发现的接近普遍的IMF有很大的偏离。
2013-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The present-day mass function of the Quintuplet cluster
背景：恒星质量函数是探索恒星形成对环境的潜在依赖性。已知只有少数年轻的星团居住在中央分子带内，可以作为该地区极端条件下恒星形成的试验台。目的：我们确定五重星系团，在银河系中心附近的一个年轻的大质量的集群，目前的质量函数。研究方法：我们使用两个时期的高分辨率近红外成像数据获得的NAOS/CONICA在ESO VLT测量的五重星系团的恒星在集群参考系的个人自行。一个公正的样本的集群成员的半径为0.5 PC从集群中心的基础上建立了他们的共同运动相对于字段和随后的颜色切割。恒星的初始质量是从4个年龄从3到5百万年的等时线和两套恒星演化模型中推断出来的。对于每个等时线的恒星的现今质量函数确定的主序星簇成员的完整样本使用相等的数量装箱计划。结果如下：我们发现五重星系团中心部分的现今质量函数的斜率为α = -1.66+-0.14，近似质量范围为5到40 M_Sun，这比Salpeter斜率α =-2.35要平坦得多。今天的质量函数的扁平化可能是由于在强大的银河系中心潮汐场中的集群的快速动力学演化。导出的质量函数斜率相比，在银河系中的其他年轻的大规模集群中发现的值。
2011-08-22 astro-ph.GA
Multimass modelling of Milky Way globular clusters -- I. Implications on their stellar initial mass function above 1 M$_{\odot}$
本研究通过多质量模型分析37个银河系球状星团的多源观测数据，发现1倍太阳质量以上的高质量端恒星初始质量函数符合Salpeter形式，与顶重IMF假说不符，且该斜率与星团金属丰度无显著关联。
2023-04-24 astro-ph.GA
Further evidence for a time-dependent initial mass function in massive early-type galaxies
重力敏感谱线强度的光谱分析提供了越来越多的证据，证明在大质量早型星系（ETG）中存在过多的低质量恒星。这种情况需要一个底部重的初始质量函数（IMF）。然而，如果我们考虑到银河系的化学富集，就可以施加强有力的限制。我们扩展了Weiden等人的分析，并考虑了最近工作中使用的底部重IMF的函数形式，其中高质量端斜率保持固定于Salpeter值，并引入一个自由参数来描述恒星质量低于某个枢轴质量标度（M<MP=0.5Msun）时的斜率。我们发现，没有这样的时间无关的参数化是能够再现的大质量ETG的恒星星族的完整的约束集-依赖于重力敏感线强度的分析，导致在质量M<0.5 Msun的恒星在出生时的质量分数超过60%的假设。最值得注意的是，在恒星形成的早期，大量的贫金属气体被锁定在低质量恒星中，导致平均恒星金属丰度[M/H]<-0.6，远低于太阳值。结论是不变的，无论是低质量端截止，或枢轴质量作为自由参数，加强了时间依赖的IMF的情况。
2015-01-07 astro-ph.GA
Origin of the fundamental plane of elliptical galaxies in the Coma Cluster without fine-tuning
在发现基本平面30年之后，对基本平面相对于维里平面倾斜的解释仍然需要微调。在本文中，我们试图探索这种倾斜的起源，从修改的牛顿动力学（MOND）的角度，通过应用托马斯等16后发星系。[1]的文件。基于质量模型，可以重现德Vaucouleurs定律密切，我们发现，传统的基本平面的倾斜是自然的解释由简单形式的MONDian插值函数，如果我们假设一个很好的动机选择的各向异性速度分布，并采用Kroupa或Salpeter恒星质光比。我们的分析并不一定排除恒星质光比的变化。
2017-03-17 astro-ph.GA
Observable and ionizing properties of star-forming galaxies with very massive stars and different IMFs
本研究结合定制化恒星演化与大气模型，计算含超大质量恒星（VMS）的星系SED，发现VMS显著提升紫外光度与电离光子产量，且高红移星系IMF可能延伸至VMS区间但比Salpeter更平坦。
2024-12-03 astro-ph.GA
On the Origin of the Variety of Velocity Dispersion Profiles of Galaxies
本文利用SAMI和CALIFA观测数据及Horizon-AGN和NewHorizon模拟，发现星系速度弥散度轮廓的多样性主要由年轻恒星径向分布、吸积恒星比例及其导致的径向各向异性共同决定，并反映了星系的并合历史。
2024-11-22 astro-ph.GA
The Dark Halo - Spheroid Conspiracy and the Origin of Elliptical Galaxies
动力学模拟和强透镜数据表明，早型星系的总密度分布接近等温，即，rho_tot ~ r^gamma，其中gamma约为-2。为了了解这个普遍的斜坡的起源，我们研究了一组模拟的球状体形成孤立的二进制合并以及宇宙学框架内的形成。总的恒星加上暗物质的密度分布总是可以用幂律来描述，指数γ约为-2.1，对于更紧凑、质量更低的椭圆星系，斜率倾向于更陡。在二元并合中，气体的量决定了斜率的精确陡度。这与宇宙学模拟的结果一致，在宇宙学模拟中，斜率更陡的椭圆星系有更高比例的恒星在原地形成。每个贫气体合并事件使斜率向γ ~-2演化，一旦达到该斜率，进一步的合并事件不再改变它。我们所有的椭圆星系都有平坦的恒星和暗物质速度色散曲线。我们得出结论：恒星和暗物质组合系统的平坦速度色散剖面和总密度分布的斜率为γ ~ -2，这是一个自然吸引子。各种复杂的形成历史，目前在宇宙学模拟，包括主要以及次要的合并事件，是必不可少的，以产生全方位的观察到的密度斜率，今天的椭圆星系。
2013-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The influence of a top-heavy integrated galactic IMF and dust on the chemical evolution of high-redshift starbursts
本文研究了星系初始质量积分函数（IGIMF）和尘埃演化对高红移星暴星系丰度分布的影响。在我们的化学模型中，气体云的快速坍缩引发了一个激烈而快速的恒星形成过程，这一过程一直持续到星系风的爆发，由恒星风和超新星爆炸注入的热能提供动力。我们的模型遵循几个化学元素（C，N，$α$ -元素和Fe）在气体和尘埃阶段的演变。%采用了最新的恒星产额和尘埃公式。我们测试了不同的$β$值，即IGIMF的嵌入式集群质量函数的斜率，其中较低的$β$值意味着更头重脚轻的初始质量函数（IMF）。计算出的丰度进行比较，高品质的丰度测量获得透镜星系和复合光谱中的大样本的恒星形成星系的红移范围$2 \lesssim z \lesssim 3$。IGIMF的采用导致了相对于标准Salpeter IMF的恒星形成速率的明显增加，对化学演化产生了强烈的影响。我们发现，为了重现在这些星系中观察到的丰度模式，我们需要一个非常头重脚轻的IGIMF（$β< 2$）或大量的尘埃。特别是，如果灰尘很重要，IGIMF应该有$β\ge 2$，这意味着IMF比Salpeter稍微重一些。还计算了不同质量和IMF的星系的尘埃质量随时间的演化，突出了尘埃量随着顶部较重的IGIMF而增加。
2020-03-24 astro-ph.GA
The Arches cluster out to its tidal radius: dynamical mass segregation and the effect of the extinction law on the stellar mass function
银河系中心是银河系中最活跃的恒星形成场所，特别是最近形成的高质量恒星，今天仍在形成。然而，由于我们是通过银河系盘来观察银河系中心，因此在研究该区域时，灭绝的知识至关重要。拱门星团是一个年轻的大质量恒星爆发星团，位于银河系中心附近。我们观察到拱集群的潮汐半径使用KS波段成像获得NAOS/CONICA在VLT与Subaro/思科J波段数据相结合，以获得一个完整的了解集群质量分布。我们发现，在拱星团，这已被用于在以前的研究中建立一个银河系中的恒星形成过程的质量上限，最大质量的恒星的质量的确定，强烈依赖于假设的斜率的消光定律。假设两个制度的广泛使用的红外消光定律，我们表明，差异可以达到30%的个别导出的恒星质量和Δ AKs ~ 1级收购KS-波段消光，而现今的质量函数的斜率变化~ 0.17德克斯。假设最近的消光定律，得出的现今质量函数斜率从地核（r<0.2 pc）的平坦斜率alpha_{Nishi} =-1.50 \pm 0.35增加到中间环（0.2 <r<0.4 pc）的alpha_{Nishi} =-2.21 \pm 0.27，其中萨尔皮特斜率为-2.3。质量函数在外环变陡到alpha_{Nishi} =-3.21 \pm 0.30（0.4<r<1.5 pc），表明星团外区的高质量恒星已经耗尽。这幅图像与由于团簇的动力学演化而导致的质量分离是一致的。
2013-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the core mass function to the initial mass function
研究表明，自引力湍流分子云内的碎裂（“湍流碎裂”）可以自然地解释原恒星核心的观测特性，包括核心质量函数（CMF）。在这里，我们扩展了最近开发的湍流碎片的分析模型，以遵循自引力核心的时间依赖性分层碎片，直到它们达到有效的无限密度（并形成恒星）。我们表明，动荡的碎片鲁棒地预测IMF的两个关键特征。首先，一个高质量的幂律标度非常接近萨尔彼得斜率，这是湍流和自引力的无标度性质的一般结果。我们预测IMF斜率（-2.3）比CMF斜率（-2.1）略陡，这是由于大岩心的坍塌速度较慢且更容易破碎。第二，周转质量，这是由CMF周转质量（一对太阳质量，由银河系湍流的“声音尺度”决定，因此对星系性质的依赖很弱）和状态方程（EOS）的组合设置的。具有多变指数$γ<1.0$的“软”状态方程预测，IMF斜率在声速以下变得“浅”，但未能产生观察到的完全周转。在足够低的表面密度$Σ_{\rm gas} \sim 5000\,M_{\odot}\,{\rm pc^{-2}}$下变得“僵硬”的EOS，和/或其中每个塌陷核心能够加热并有效地加热周围气体的适度质量（$\sim 0.02\,M_{\odot}$）的EOS的模型，能够再现所观察到的周转。这些特征可能是更详细的化学和辐射反馈的结果。
2015-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury: Triangulum Extended Region (PHATTER). VI. The High-Mass Stellar Initial Mass Function of M33
本研究基于哈勃观测和概率建模分析M33中9个年轻大质量星团，测得平均大质量IMF斜率为1.49±0.18，支持近普适且略陡于经典值的IMF。
2024-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Stellar Initial Mass Function of Ultra-Faint Dwarf Galaxies: Evidence for IMF Variations with Galactic Environment
我们提出的恒星初始质量函数（IMF）在两个超暗矮（UFD）星系，武仙座和狮子座IV，基于深HST/ACS成像的约束。武仙座和狮子座IV星系是一个极低光度（M_V =-6.2，-5.5）、贫金属（<[Fe/H]>=-2.4，-2.5）的星系，它们具有古老的恒星星族（> 11 Gyr）。因为它们有很长的弛豫时间，我们可以直接测量低质量恒星的IMF通过计数低于主序星关闭，而无需校正动力学演化。在0.52 - 0.77 Msun的恒星质量范围内，IMF最适合的幂律斜率为α = 1.2^{+0.4}_{-0.5}（武仙座）和α = 1.3 +/- 0.8（狮子座IV）。对于大力士，IMF斜率比5.8-sigma水平的Salpeter IMF（α =2.35）和5.4-sigma水平的Kroupa IMF（α =2.3，高于0.5 Msun）更浅。我们同时拟合了二进制分数，发现大力士的f_binary = 0.47^{+0.16}_{-0.14}，狮子座IV的f_binary = 0.47^{+0.37}_{-0.17}。UFD的二进制分数是一致的，在同一质量范围内的银河系恒星推断，尽管非常不同的金属丰度。相比之下，UFD中的IMF斜率比其他银河系环境更浅。在0.5 - 0.8 Msun的质量范围内，我们看到了一种趋势，即在少数星系中直接测量IMF，随着星系速度色散和金属丰度的降低，幂律斜率变…
2013-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Origin of a bottom-heavy stellar initial mass function in elliptical galaxies
利用具有非普适初始质量函数（IMF）的化学演化模型，研究了最近在椭圆星系中观测到的底重恒星初始质量函数（IMF）的起源。我们采用Kroupa IMF，其三个斜率（α_1，α_2和α_3）依赖于恒星形成气体云的金属丰度（[Fe/H]）和密度（rho_g），从而寻找最佳IMF模型，该模型能够再现（i）观测到的陡峭IMF斜率（α_2 ~ 3，即，（ii）α_2与椭圆星系化学性质的自洽关系。我们发现，如果星系的IMF斜率α_2同时依赖于[Fe/H]和rho_g，那么在我们的模型中，[Mg/Fe]越高的椭圆星系的IMF斜率α_2（~3）越陡。我们还发现，在椭圆星系中观测到的恒星质光比（M/L）与[Mg/Fe]的正相关关系可以在我们的模型中定量地再现：α_2 = β [Fe/H]}+ γ log rho_g，其中β ~ 0.5，γ ~ 2.我们讨论了低质量恒星（α_2）和高质量恒星（α_3）的IMF斜率是否需要相互独立地变化，以自洽地解释一些IMF相关的观测结果。我们还简要地讨论了为什么在矮和巨椭圆星系中α_2对[Fe/H]的依赖性不同。
2013-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gaia DR3 in 6D: The search for fast hypervelocity stars and constraints on the Galactic Centre environment
欧洲航天局盖亚卫星的第三次数据发布（DR 3）提供了$\sim 34$百万颗恒星样本的坐标、视差、自行和径向速度。我们使用组合的6维相空间信息来搜索超高速恒星（HVS），即由银河系中心发生的动力学过程加速的未绑定恒星。通过观察银河系中心坐标系中盖亚DR 3恒星的运动学，并将它们的轨道整合到银河系的势能中，我们没有发现任何HVS候选者的速度高于$700$ km s $^{-1}$，并且观测到的运动学很强。假设一个场景，其中恒星双星和大质量黑洞Sgr A $^*$之间的相互作用是负责从银河系中心的HVS喷射，我们推导出退化的限制HVS的喷射率和初始质量函数的斜率之间的双星在银河系中心。我们的研究结果表明，HVS弹射率是$\lesssim 8\times10^{-5}$年$^{-1}$假设萨尔皮特质量函数，这个上限变得越来越小的头重脚轻的质量分布。一个基准的HVS喷射率$10^{-4}$年$^{-1}$喜欢的质量函数斜率$\lesssim -2.35$，不赞成先前声称的头重脚轻的初始质量函数之间的恒星在银河系中心。
2022-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Progenitor Mass Distribution for Core-Collapse Supernova Remnants in M31 and M33
利用94颗超新星遗迹附近的恒星形成历史，我们推断了核心坍缩超新星的起源质量分布。我们使用贝叶斯推断和模型每个SFH与多个爆发的恒星形成（SF），其中之一被假定为与SNR。假设是单星演化，CCSNe的最小质量为$7.33^{+0.02}_{-0.16}$ $\text{M}_\odot$，祖先质量分布的斜率为$α= -2.96^{+0.45}_{-0.25}$，最大质量大于$\text{M}_\textrm{max} > 59$ $\text{M}_\odot$，置信度为68%。虽然这些结果与以前的推论是一致的，但它们也提供了更严格的约束。祖细胞分布比Salpeter初始质量函数（$α$ = -2.35）稍陡。这表明，要么SNR目录对最年轻的SF区域有偏见，要么最大质量的恒星不像低质量恒星那样容易爆炸。如果SNR星表有偏差，它很可能会影响斜率，但不会影响最小质量。不确定性主要由三个主要来源的不确定性，SFH分辨率，SF爆发的数量，和SF率在每个年龄箱的不确定性。我们解决这些不确定性的前两个，重点是多个突发。第三个问题将在今后的工作中处理。
2018-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Systematic variation of the stellar Initial Mass Function with velocity dispersion in early-type galaxies
星系形成理论的一个重要组成部分是恒星初始质量函数（IMF），它描述了恒星形成区域中恒星质量的母源分布。我们目前的观测证据在早期型星系（ETGs）的样本中心速度色散和几个吸收功能的强度之间的紧密相关性敏感的低质量恒星的存在。我们的样本包括来自SPIDER调查的约40，000个ETG（z<0.1）。将从斯隆数字巡天中提取的数据进行组合，排除噪声数据和具有来自大地线的污染的光谱，从而产生一组18个堆叠光谱，具有高信噪比（S/N> 400每A）。IMF敏感线强度和光谱拟合的综合分析与最新的国家的最先进的人口合成模型（MILES模型的扩展版本）。IMF斜率和速度色散之间存在一个显着的趋势，在最大质量的星系中，低质量恒星过多。虽然我们强调IMF斜率的准确值需要对化学成分（如[a/Fe]甚至单个元素丰度比）进行详细分析，但观察到的趋势表明，低质量ETG更适合Kroupa型IMF，而大质量星系需要底部重的IMF，在速度色散超过200 km/s时超过Salpeter斜率。
2012-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
A Census of Star Formation in the Outer Galaxy II: The GLIMPSE360 Field
我们在GLIMPSE 360计划观测的65 \degr $< l <$ 265 \degr ~区域内进行了外星系恒星形成的研究。这个{ \it Spitzer}暖任务计划用IRAC在3.6和4.5~ $μ$ m处绘制了外银河系平面。我们结合了IRAC、{ \it WISE}和2 MASS目录以及我们之前另一次外银河系调查的结果，在银河经度的$>$ 180 \degr \范围内总共识别了47，338个年轻恒星物体（YSO）。使用组合目录上的$DBSCAN$方法，我们确定了618个具有5个或更多成员的YSO集群或聚合。我们确定了10，476例I类、29，604例II类和7，325例贫血II类/III类YSO。被鉴定为簇成员的YSO的比率为25，528/47，338，或54%。我们发现100个被识别的集群以前在{ \it WISE} \ion{H}{2}调查中测量过距离。我们在这些集群中的YSO的光谱能量分布（SED）拟合中使用了这些距离，其中96个具有PDMATHAMT拟合的YSO。我们用SED模型拟合的质量来估计星系团内外的初始质量函数（IMF）：用星系团的质心距离来划分星系团，对于$R_{Gal} < 11.5$ ~kpc，斜率为$Γ= 1.87 \pm 0.31$大于3~M $_{\odot}$，对于$R_{Gal} > 11.5$ ~ kpc，斜率为$Γ= 1.15 \pm 0…
2020-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Looking deep into the Rosette Nebula's heart: the (sub)stellar content of the massive young cluster NGC 2244
作为描述大质量年轻星团样本中低质量（亚）恒星星族特征的持续努力的一部分，我们已经瞄准了200万年前的星团NGC 2244。从盖亚DR 2星系到NGC 2244的距离为1.59 kpc，误差为1%（统计）和11%（系统）。我们使用双子座南望远镜的火烈鸟-2近红外相机对星团中心部分（约2.4pc^2）进行了深多波段成像。我们以统计的方式确定成员资格，通过比较集群的颜色-幅度图的控制字段。在演化模型的帮助下，计算了候选成员的质量和相对密度，得到了星系团的第一个初始质量函数（IMF），其90%的完整性极限约为0.02 Msun. IMF由破幂律（dN/dM \propto M^{-alpha}）很好地表示，在~0.4 Msun处有一个破幂。高质量侧（0.4 - 7 Msun）的斜率为alpha=2.12+-0.08，接近标准萨尔皮特斜率。在低质量范围（0.02 - 0.4 Msun），我们发现斜率α =1.03+-0.02，这是在附近恒星形成区获得的典型值（α =0.5-1.0）的高端，但在不确定性范围内仍然一致。我们的研究结果显示，没有明确的证据表明，由于OB星的存在，褐矮星和非常低质量恒星的形成效率会发生变化，或者恒星密度会发生变化。我们的发现排除了光蒸发和碎片下降的灯丝作为褐矮星形成的重要途径。
2019-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
