The impact of an evolving stellar initial mass function on early galaxies and reionisation
本研究将随红移和金属丰度演化的偏重端恒星初始质量函数（IMF）纳入Astraeus框架，发现演化IMF虽改变星系性质与电离光子逃逸特征，但因更强恒星反馈抵消了质量-光度比优势，无法单独解释JWST观测到的z>10亮星系高丰度。
2024-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
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 Initial Mass Function and tilt of the Fundamental Plane of massive early-type galaxies
我们研究了最合理的恒星初始质量函数（IMF）和古老的大质量早型星系的基本面（FP）倾斜的主要来源。我们考虑了后发座星系团的13个明亮星系的样本，并将我们的结果与从相同发光质量范围内的57个透镜星系的样本中获得的结果相结合。我们估计的发光质量和恒星质光比的样本星系的SDSS多波段光度与复合恒星星族模型计算不同的无尘，太阳金属丰度模板和IMF拟合的值。我们比较这些测量结果和来自基于双组分轨道的动力学模型。如果采用Salpeter IMF，则在误差范围内，我们样本中星系的光度和动力学发光质量估计是一致的。相反，对于Kroupa或Chabrier IMF，两种发光质量诊断在超过4 σ的水平上不同。对于大质量后发星系，它们的恒星质光比与发光质量成比例，因为相应的有效量在FP上被观察到成比例。这表明FP的倾斜主要是由恒星星族性质引起的。我们的结论是，老，大规模的透镜和非透镜早型星系遵守相同的发光和动力学的标度关系，有利于萨尔彼得IMF，并建议恒星星族的FP倾斜的起源。这些结果对于不同年龄和质量性质的早型星系样本的有效性仍有待检验。
2009-12-23 astro-ph.CO
The stellar initial mass function in red-sequence galaxies: 1-micron spectroscopy of Coma Cluster galaxies with Subaru/FMOS
为了研究红序星系中恒星初始质量函数（IMF）的可能变化，我们用Subaru/FMOS获得了后发座星系团中92个红序星系的红外光谱。这些星系的速度色散，年龄和元素丰度先前已确定从光学数据。通过堆叠的FMOS光谱在休息帧，删除天空减法残差和其他文物固定在观察帧中，我们得到的复合光谱在9600-10500埃范围内的星系分组，根据其速度色散或Mg/Fe比。我们测量了FeH的Wing-Ford带和一个以CaI线为中心的新指数，该指数位于10345埃;这些特征在冷矮星中很强，因此反映了低质量（<0.5M_sun）IMF的形式。CaI线不像Wing-Ford带和其他“经典”IMF指标（NaI双峰，CaII三重峰），不受钠丰度的影响。我们比较测得的指数对光谱合成模型的预测相匹配的元素丰度估计从光学数据。通过速度色散对星系进行分仓，我们发现Wing-Ford和CaI指数测量结果都可以通过Salpeter IMF模型得到最好的再现。没有明确的证据表明矮星的含量会随着速度的分散而增加。bining观察到的星系，而不是镁/铁比，这两个指数的行为意味着一个趋势的IMF从夏布里耶一样，在丰度比接近太阳，萨尔皮特或更重的高度α增强人口。从表面上看，这表明IMF依赖于恒星形成的模式，强烈的快速恒星爆发产生了大量的低质量恒星。
2012-08-20 astro-ph.CO
MOND and IMF variations in early-type galaxies from $ATLAS^{3D}$
修正牛顿动力学（MOND）是解决星系和星系团中质量缺失问题的一个唯象的暗物质（DM）替代方案。我们分析了从$\rm ATLAS^{3D}$调查的$\sim 220$早型星系的本地样本的中心区域，看看数据是否可以复制而不求助于DM。我们估计动力学质量的MOND背景下，通过牛仔裤分析，并比较$\rm ATLAS^{3D}$恒星质量的恒星星族合成。我们发现，所观察到的恒星质量-速度色散关系是陡峭的比预期假设MOND与一个固定的恒星初始质量函数（IMF）和一个标准值的加速参数$a_{\rm 0}$。从观测量空间转向模型空间，a）固定IMF，$a_{\rm 0}$的普适值不能拟合，而，b）固定$a_{\rm 0}$，让IMF自由变化，我们发现，它是“轻”（Chabrier-like）的低色散星系，和“重”（Salpeter-like）的高色散。这种基于MOND的趋势与牛顿动力学与DM的推论相匹配，并从光谱吸收线的详细分析中得出结论，增加了系统变化IMF的证据收敛线。
2013-11-18 astro-ph.CO
A halo model approach for mock catalogs of time-variable strong gravitational lenses
Chiba University（千叶大学）；Stony Brook University（石溪大学）；Stanford University（斯坦福大学）；SLAC National Accelerator Laboratory（SLAC国家加速器实验室）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；The Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学与天体物理中心）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI)（宇宙物理学与数学卡弗里研究所（WPI））
本文提出了一种基于晕模型的方法，生成伪观测目录以研究时变强引力透镜，发现采用Chabrier IMF会减少强透镜数量，而标准IMF能较好地再现观测结果。
2025-12-17 astro-ph.CO
Non-Universal Stellar Initial Mass Functions: Large Uncertainties in Star Formation Rates at $z\approx 2-4$ and Other Astrophysical Probes
我们探讨的假设，广泛应用于许多天体物理计算，恒星初始质量函数（IMF）是所有星系的通用。通过考虑一个典型的Salpeter-like IMF和一个非普适IMF，我们能够比较不同IMF对天体物理中多个观测量和导出量的影响。具体来说，我们考虑一个非普遍的IMF的变化作为当地的恒星形成率的函数，并探讨对恒星形成率密度（SFRD），河外背景光，超新星（核心崩溃和热核）率，和弥漫的超新星中微子背景的影响。我们最有趣的结果是，我们采用的变化IMF导致SFRD在$z \approx 2-4$比通常假设的更大的不确定性。事实上，我们发现一个SFRD（推断使用观察到的星系光度分布），这是一个因素的$\gtrsim 3$低于使用通用Salpeter样IMF获得的典型结果。其次，我们所探讨的非普适IMF意味着与普适IMF相比，超新星核心坍缩率降低了$\sim2$的一个因子。其他潜在的示踪剂只受到IMF性质变化的轻微影响。我们发现，目前可用的数据并没有提供一个明确的倾向于普遍或非普遍的货币基金组织。然而，在红移$z \gtrsim 2$上对恒星形成率和核心坍缩超新星率的测量的改进可能会提供最好的识别前景。
2022-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Evidence For A Mild Steepening And Bottom-Heavy IMF In Massive Galaxies From Sodium And Titanium-Oxide Indicators
我们测量等效宽度（EW）-集中在两个独特的功能（NaI和TiO 2）的低质量恒星（<0.3 M \odot）-发光的红色星系光谱从斯隆数字巡天（SDSS）和X-射手镜头巡天（XLENS），以研究低质量端的初始质量函数（IMF）。我们比较这些EW来自简单的恒星星族模型计算不同的IMF，年龄，[α/Fe]，和元素丰度。我们发现，对于低质量（\sim σ \ast）早型星系（ETG），模型能够同时再现观测到的NaD λ5895和Na I λ8190特征，但对于质量更大的ETG，由于NaD EWs的强烈失配，模型的偏差越来越大。TiO 2 λ6230和Na I λ8190特征一起似乎是一个强大的IMF诊断，年龄和金属丰度效应与IMF效应正交。我们发现，这两个功能与星系速度色散强烈相关。XLENS ETG（SDSSJ 0912 +0029）和SDSS ETG（SDSSJ 0041 -0914）似乎需要极矮富IMF和高钠增强（[Na/Fe] = +0.4）。此外，对XLENS系统在其爱因斯坦半径内的总质量的透镜约束将具有幂律斜率的底部重IMF限制为在90% C. L.处x \leq 3.0。我们的结论是，NaI和TiO的特征，与最先进的SSP模型相比，表明在σ = 200 - 335 km s-1范围内，ETG的IMF从Salpeter（dn/dm \propto m-x，x = 2.35）到…
2012-06-11 astro-ph.CO
The stellar and dark matter distributions in elliptical galaxies from the ensemble of strong gravitational lenses
我们从161强引力透镜系统的集合从几个调查中选择，假设质量分布尺度与恒星质量和每个透镜星系的有效半径的椭圆星系的平均质量分布。总质量分布符合幂律ρ（r）\propto r^γ，最佳拟合斜率γ= -2.11+/-0.05。由于恒星初始质量函数（IMF）和暗物质分数f_DM之间的基本简并性，将总质量分布分解为恒星和暗物质分布是困难的。我们证明，这种IMF-f_DM简并可以通过增加直接恒星质量分数测量类星体微透镜观测打破。我们的最佳拟合模型更喜欢Salpeter IMF的Chabrier IMF，和一个较小的中央暗物质分数比绝热收缩模型预测。
2014-01-15 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
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
Probing the Star Formation History and Initial Mass Function of the z~2.5 Lensed Galaxy SMM J163554.2+661225 with Herschel
本文分析了z = 2.515的透镜星系SMM J163554.2+661225的Herschel SPIRE远红外（FIR）观测。结合新的250，350和500微米的观测与现有的数据，我们做了一个改进的适合这个星系的FIR光谱能量分布（SED）。我们发现该星系的总红外光度为L（8- 1000微米）= 6.9 +/- 0.6x10^11 Lsol;比之前对该星系的L_IR估计精确了3倍，是在这些红移下对任何星系最精确的测量之一。这个远红外线光度意味着这个星系的无透镜恒星形成率（SFR）为每年119 +/- 10 Msol，比从星云Pa-α发射线得出的SFR低1.9 +/- 0.35倍（2.5-sigma差异）。两种SFR指标都假定相同的萨尔彼得初始质量函数（IMF），在0.1 - 100 Msol的质量范围内斜率Gamma=2.35，因此这种差异表明可能需要更多的电离光子来解释较高的Pa-α衍生SFR。我们研究了一些情况下，发现观测结果可以解释与不同的恒星形成历史（SFH）由于恒星形成率（SFR）的增加，与IMF的轻微平坦配对。如果SFR在时间上是恒定的，则需要通过将上质量截止值增加到约200 Msol或将IMF斜率平坦化到1.9 +/- 0.15或两者的组合来对IMF进行更大的改变。这些情况下的结果，在高达一倍的恒星数量与质量以上20 Msol，这产生了必要的增加电离光子在一个萨尔…
2011-10-14 astro-ph.CO
The stellar IMF determined in early-type galaxies from a non-degenerate set of optical line indices
我们调查了1000颗恒星光谱的光学光谱区域，寻找对IMF敏感的特征来限制椭圆星系中初始质量函数（IMF）斜率的低质量端。我们使用英里恒星库在波长范围[3500-7500] λ选择指数，是敏感的冷矮星，只有弱依赖于年龄和金属。在这个波长范围内，冷红巨星群体的有效温度变化的响应类似于星系中矮星数量变化的响应。我们调查IMF的变化和Teff，RGB之间的退化，并表明，它是可能的，打破它与这里定义的新的IMF指标。特别地，我们定义了一个在λ6380 <$A附近的CaH 1指数，它完全来自冷矮星，不强烈依赖于年龄，并且与[a/Fe]反相关。该指数允许的IMF斜率的确定时，结合TiO线和年龄和金属度依赖的功能。几个指标的使用是至关重要的，以打破国际货币基金组织，年龄，丰度模式和Teff的RGB人口之间的退化。我们测量的SSP模型中的光学IMF指标的线指数强度，并将其与具有不同速度色散的堆叠SSDSS早期型星系光谱中相同特征的指数强度进行比较。利用10种不同的指标，我们发现了一个明显的趋势，即IMF随速度色散的增加而变陡，可用方程x=（2.3+-0.1）*logσ200+（2.13+-0.15）描述，其中x是IMF斜率，σ200是以200 km/s为单位测量的中心恒星速度色散。我们计算“IMF失配”参数作为从x-σ200关系预测的恒星质光比与从假设Salpeter IMF的SSP模型推断的恒星质…
2013-11-28 astro-ph.CO
Bottom-heavy initial mass function in a nearby compact L*-galaxy
我们提出了基于轨道的动力学模型和星系SDSS J151741.75-004217.6的恒星星族分析，一个低红移（z=0.116）的早型星系（ETG），它的中等亮度，具有非常高的速度色散。我们的目标是确定中心黑洞质量（M_bh），i-波段恒星的质光比，和初始质量函数（IMF）的低质量斜率。结合HST成像和长缝运动学数据的约束，从拟合的SDSS光谱与恒星星族模型的不同IMF，我们表明，这个星系有一个很大的比例低质量的恒星，显着高于暗示，甚至由Salpeter IMF。我们排除了Chabrier/Kroupa以及单峰（即单段）IMF，而双峰（低质量锥形）的形状是一致的动力学约束。因此，我们的研究表明，即使在L* ETG中也可以存在非常底部重的IMF。我们把M_bh的上限定为~10^{10.5}M_sun，这仍然留下了极大质量BH的可能性。
2013-05-23 astro-ph.CO
Dynamical masses of early-type galaxies: a comparison to lensing results and implications for the stellar IMF and the distribution of dark matter
本工作旨在研究后发座早型星系中亮物质和暗物质的分布。在质量跟随光的假设下得到的动力学质量与具有类似速度色散的强引力透镜系统的质量不匹配。相反，与暗物质晕的动力学拟合与透镜效应的结果非常一致。我们从Lick吸收线指数导出了恒星星族的质光比，很好地再现了观测到的星系颜色。即使在有暗物质晕的动力学模型中，随着星系速度色散的增加，质量的增加也比恒定恒星初始质量函数（IMF）的预期要快。虽然sigma ~ 200 km/s的星系与Kroupa IMF一致，但同一IMF低估了sigma ~ 300 km/s的星系的发光动力学质量，其系数为2或更多。恒星IMF与星系速度色散的系统变化可以解释这种趋势与Salpeter IMF的最大质量的星系。相反，如果IMF是常数，那么高速弥散星系中的某些暗物质的空间分布必然与光的空间分布非常相似。两者的结合，变化的IMF和跟随光的暗物质成分也是可能的。对于一个子样本的星系与旧的恒星星族，我们表明，在基本平面的倾斜可以解释的系统变化的总（恒星+暗）质量内的有效半径。我们测试了常用的质量估计公式，发现它们在20-30%的水平上准确。
2011-12-20 astro-ph.CO
Dark halo response and the stellar initial mass function in early-type and late-type galaxies
本文研究了早型星系（ETG）和晚型星系（LTG）中恒星质量与光学圆速度关系--Faber-Jackson（FJ）和Tully-Fisher（TF）关系的起源。我们结合暗晕质量的测量（从卫星运动学和弱透镜），和星系中重子的分布（从星系标度关系的新汇编），从宇宙学模拟暗晕结构的约束。主要的未知数是晕对星系形成的响应和恒星初始质量函数（IMF）。TF和FJ关系的斜率自然地再现了大范围的晕圈响应和IMF。然而，具有通用IMF和通用晕轮响应的模型不能同时再现TF和FJ关系的零点。对于具有通用Chabrier IMF的模型，LTG需要晕扩张，而ETG需要晕收缩。Salpeter IMF允许用于高质量（sigma > 180 km/s）ETG，但对于中等质量不一致，除非V_circ（R_e）/sigma_e > 1.6。如果国际货币基金组织是普遍的，接近Chabrier，我们推测，一个重大的合并的存在可能是负责收缩的ETGs，而clueroscopic增生流和/或反馈导致扩张的LTG。另一方面，最近提出的IMF的变化不利于晕收缩在这两种类型的星系。最后，我们表明，我们的模型自然地再现平坦的和无特征的圆形速度轮廓内的光学区域的星系没有微调。
2011-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Top-heavy integrated galactic stellar initial mass functions (IGIMFs) in starbursts
恒星形成率（SFR）大于1000 Msun/ yr在极端的恒星爆发中观察到。这导致了质量大于10^6 Msun的星团的形成，其中星前核心的拥挤可能导致恒星初始质量函数（IMF）的变化。事实上，超致密矮星系的大质轻比和最近对球状星团的研究结果表明，随着恒星形成密度的增加，IMF变得头重脚轻。我们探索的影响，头重脚轻的IMF在这些非常大规模和紧凑的系统的综合星系初始质量函数（IGIMF），这是银河系范围内的IMF，在依赖于星系的恒星形成率。由此产生的IGIMF可以有斜率，α_3，对于质量大于1 Msun的恒星，在1.5和Salpeter斜率2.3之间，对于嵌入星系团质量函数（ECMF）斜率（β）为2.0，但只有当ECMF在具有主要恒星爆发的星系中没有低质量星系团时。或者，β值会随着SFR >10 Msun/ yr的增加而降低，这样有主要恒星爆发的星系就会有一个头重脚轻的ECMF。由此产生的IGIMF的观测推导的IMF的红移变化的范围内。
2010-12-21 astro-ph.CO
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
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
Constraining the PopIII IMF with high-z GRBs
利用数值N体/流体动力学模拟方法，研究了在高红移的PopII GRBs（GRBIs）观测中，从不同初始质量函数（IMF）、产额和寿命的恒星星族中探测和区分PopIII星富集特征的可能性。PopIII和PopII的恒星形成制度，同时采用头重脚轻和Salpeter-like IMF的原始PopIII恒星形成。我们发现，部分GRBIIs托管在介质中以前丰富的PopIII星（PopIII为主）是模型独立的。典型的丰度比，如[Si/O] vs [C/O]和[Fe/C] vs [Si/C]，可以帮助从大质量和中等质量的PopIII恒星中分离富集，而低质量的第一颗恒星则与常规的PopII世代退化。拥有PopIII主导的GRBII的星系的性质对第一颗恒星质量的特定假设并不十分敏感。
2016-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Merger-driven evolution of the effective stellar initial mass function of massive early-type galaxies
早型星系的恒星初始质量函数（IMF）是原地形成的恒星布居的IMF和吸积的恒星星族的IMF的组合。作为一个可观察的有效IMF $α_{IMF}$，定义为一个星系的真实恒星质量和恒星质量之间的比率推断假设萨尔彼得IMF，我们提出了一个理论模型，其演变的结果干合并。我们使用一个简单的干合并演化模型，宇宙学$N$体模拟的基础上，与经验激励的IMF处方作出预测的大规模早期型星系的有效IMF如何从$z=2$到$z=0$的变化。我们发现，个别星系的IMF归一化随着时间的推移变得更轻。在固定的速度色散，$α_{IMF}$被预测为常数与红移。尽管系统性的不确定性阻止了一个结论性的声明，但目前对国际货币基金组织演变的限制与这一预测有点紧张。$α_{IMF}$与恒星质量的相关性随时间变浅，而$α_{IMF}$与速度色散的相关性在干合并中基本保持不变。我们还发现，干合并可以混合依赖的IMF恒星质量和速度色散，使其具有挑战性的推断，从$z=0$观测全球银河系的属性，什么是最初与IMF耦合的量。
2016-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the high-mass end of the stellar initial mass functions in starburst galaxies
利用化学动力学模拟方法研究了恒星形成盘星系中恒星初始质量函数（IMF）的时间演化和空间变化，该模型依赖于星际介质（ISM）的局域密度和金属丰度（[Fe/H]）.我们发现，在模拟的盘星系中，当恒星质量大于1M_sun时，幂律IMF（N（m）~ m^-α）的斜率（α）从标准Salpeter IMF（α ~ 2.35）演化为中等头重脚轻的IMF（α ~ 1.9）。我们还发现恒星形成区的α与恒星形成率密度（Sigma_SFR，单位为M_sun yr^{-1} kpc^{-2}）相关。Ia型和II型超新星的反馈效应被发现可以防止IMF过于头重脚轻（α < 1.5）。模拟预测对于log Sigma_SFR > -2（即，在较高的Sigma_SFR中更头重脚轻），这与相应的最近观测结果相当一致。目前的研究还预测，星暴盘星系的内部区域具有较小的α，因此更头重脚轻（d α/d R ~ 0.07 kpc^{-1}，R < 5 kpc）。预测的径向α梯度可以测试对未来的观测研究的α变化在恒星形成的星系。
2013-01-30 astro-ph.CO
The initial mass function of early-type galaxies
我们确定了一个绝对校准的初始质量函数（IMF）的早期型星系，通过研究的样本的56个引力透镜确定的SLACS调查。在标准Navarro、Frenk和White暗物质晕的假设下，结合透镜效应、动力学模型和恒星星族合成模型，分析了每个透镜对恒星和暗物质的贡献。我们定义了一个“IMF失配”参数α=M*（L+D）/M*（SPS），作为由透镜和动力学联合模型推断的恒星质量（M*（L+D））与由恒星星族合成模型推断的当前恒星质量（M*（SPS））的比值。我们发现Salpeter IMF提供的恒星质量与透镜和动力学模型的结果一致（< \log α>=0.00+-0.03+-0.02），而Chabrier IMF则低估了它们（< \log α>=0.25+-0.03+-0.02）。我们发现了一个试探性的趋势，即α似乎随着星系速度色散的增加而增加。从表面上看，这一结果意味着一个非普适的IMF，可能取决于金属丰度、年龄或恒星星族的丰度比。或者，观察到的趋势可能意味着非普遍的暗物质晕与内部密度的斜率增加速度分散。虽然这两种解释之间的简并性在没有额外信息的情况下无法被打破，但这些数据意味着大质量早型星系不可能同时具有普遍的IMF和普遍的暗物质晕。
2009-11-17 astro-ph.CO
Universal IMF vs dark halo response in early-type galaxies: breaking the degeneracy with the fundamental plane
利用SDSS/DR 7中\sim 15万个早型星系的孔径恒星速度色散（σ ap）、恒星质量（M sps）和星系大小（Re）之间的关系，对恒星初始质量函数（IMF）和暗晕对星系形成的响应进行了约束。我们建立了基于LCDM的质量模型，通过构造再现了星系大小、光密度和恒星质量之间的关系，并使用球面Jeans方程来预测σ_ap。给出我们的模型假设（包括恒星星族合成模型中的假设），我们发现用{ \it both}一个普遍的IMF和一个普遍的暗晕响应来再现中值σ_ap与M_sps的关系是不可能的。显着偏离一个普遍的IMF和/或暗晕响应是必需的，但这两个解决方案之间有一个简并。我们发现，利用速度-质量（Δlog σ_ap）和尺寸-质量（Δlog Re）关系的残差之间的相关强度，可以打破这种简并性。这种相关性的斜率d_vr \equiv Δlog σ_ap/Δlog R_e随星系质量的变化而系统地变化，在M_sps \sim 10^{10}M_sun时d_vr \simeq-0.45，到M_sps \sim 10^{11.6} M_sun时d_vr \simeq -0.15。维里基平面（FP）的dvr =-1/2，因此我们发现观察到的FP的倾斜是与质量有关的。再现这种倾斜需要{ \it两者}非通用IMF和非通用晕轮反应。我们的最佳模型在低质量（Msps < 10^{11.2}M_sun）下具有质量…
2013-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Universal Initial Mass Function In The XUV Disk of M83
我们报告深斯巴鲁Halalpha观测的XUV盘M83。这些新的观测结果使整个XUV盘上非常年轻的星团的第一次完整普查成为可能。结合Subaru和GALEX的数据和一个恒星星族合成模型，我们发现：（1）标准的，但随机抽样的初始质量函数（IMF）优于截断的IMF，因为存在低质量的星团（10^{2-3}Msun）的大质量O型恒星;（2）标准Salpeter IMF和简单的老化效应解释了质量>10^3Msun的FUV亮和Halpha-bright星系团的计数;以及（3）XUV盘上的Halpha与FUV通量比支持标准IMF。Subaru Prime Focus Camera（Suprime-Cam）即使在XUV磁盘之外也能覆盖很大的区域-远远超过HI气体的检测极限。这使我们能够从统计上将盘中的星团与背景污染分开。新的数据，模型和以前的光谱研究提供了整体一致的结果，相对于内部尘埃消光（Av~0.1 mag）和低金属量（~0.2Zsun）使用SMC的尘埃消光曲线。
2012-02-09 astro-ph.CO
An inventory of the stellar initial mass function in early-type galaxies
鉴于最近的一系列索赔的恒星初始质量函数（IMF）的系统变化，我们进行了第一次库存的观测证据使用不同的方法。这包括文献的结果，以及我们自己的新发现，从综合恒星人口的合成（SPS）和牛仔裤动力学分析的数据$\sim$ ~4500早期型星系（ETG）的SPIDER项目。我们专注于相对于银河系IMF，\dimf，对中央恒星速度色散，\sigs相关的质光比失配。我们发现一个强的相关性之间的\dimf \和\sigs，广泛的暗物质（DM）模型配置文件。如果在整个样品中采用均匀的重子晕响应，则这些结果是稳健的。\dimf的总体正常化和详细的DM特征不太确定，但数据与标准的冷DM晕和与\sigs大致恒定的中心DM分数一致。对于各种相关的研究文献中，使用SPS，动力学和引力透镜，类似的结果found. Studies完全基于光谱线诊断同意Salpeter-like IMF在高\sigs，但在低\sigs不同。总的来说，我们发现，多个独立的证据线似乎是在国际货币基金组织的系统性变化，这样的高- \sigs \ETG有多余的低质量恒星相对于螺旋和低- \sigs \ETG。在最高的- \sigs \星系的超级Salpeter IMF的强大的验证将需要额外的散射和系统的不确定性的审查。对DM分布的影响仍然没有定论。
2012-12-10 astro-ph.CO 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
Constraining the z $\sim$ 1 Initial Mass Function with {\it HST} and {\it JWST} Lensed Stars in MACS J0416.1-2403
本研究利用哈勃和韦布空间望远镜观测的强透镜暂现恒星，结合光谱能量分布拟合，首次在红移z~1的宇宙学距离上约束了星系的初始质量函数，证实该星系符合Salpeter IMF而非早期宇宙的顶重IMF。
2025-06-13 astro-ph.CO
The PN.S Elliptical Galaxy Survey: a standard LCDM halo around NGC 4374?
作为我们目前的计划，以测试LCDM预测的暗物质（DM）晕使用扩展的运动学观测的早期型星系的一部分，我们提出了一个明亮的椭圆星系NGC 4374（M84）的动力学分析的基础上~450行星状星云（PNe）的速度从PN.光谱仪，随着扩展的长缝恒星运动学。这是第一个这样的分析星系从我们的调查与径向恒定速度色散曲线。我们发现，在重叠区域，PNe的空间和运动学分布与场星一致。速度峰度在几乎所有半径处都为零。我们构建了一系列的牛仔裤模型，拟合速度色散和峰度，以帮助打破质量各向异性简并。我们的质量模型包括DM晕无论是浅的核心或中央尖点的宇宙学模拟预测-随着新的介绍，在这种情况下，绝热晕收缩重子下落。这两类模型都证实了NGC 4374周围有一个非常巨大的暗晕，表明PN运动学数据能够很好地检测到这种晕。考虑到默认的宇宙学质量模型，我们证实了早期的建议，明亮的星系往往有晕浓度高于LCDM预测，但这被发现解决，如果一个萨尔彼得IMF或绝热收缩与Kroupa IMF的假设。因此，第一次发现的情况下，PN动力学很可能是符合标准的暗物质晕。一个核心晕也可以适合的数据，并喜欢一个恒星质量与萨尔彼得IMF一致。在光度较低的"普通"椭圆星系中发现的不那么引人注目的暗物质含量表明，晕的性质可能是由重子的发散效应在它们的组装历史中产生的双峰性。
2010-10-11 astro-ph.CO
Galaxy properties as revealed by MaNGA. I. Constraints on Initial Mass Function and M$_{*}$/L gradients in ellipticals
我们估计的年龄，金属丰度，$α$元素丰度比和恒星的初始质量函数的椭圆（E）和S 0星系从MANGA-DR 15调查。我们堆叠光谱，并使用各种单一的恒星星族合成模型来解释这些光谱中的吸收线强度。我们量化了这些属性如何在人群中变化，以及与银河系的距离。本文是第一个系列，是基于一个样本的纯椭圆星系在z $\le$ 0.08。我们发现，具有最大亮度（L $_r$）和中心速度色散（$σ_0$）的Es内部区域的性质与常用的Salpeter IMF相关联的那些是一致的，而Kroupa样IMF是一个更好的描述在$\sim$ 0.8 R/Re（假设[Ti/Fe]变化是有限的）。对于这些星系的恒星质量与光的比例减少最多由2的因素，从中心区域到Re。相比之下，对于低L的$_r$和$σ_0$星系，IMF较浅，中心区域的M $_{*}$ /L $_r$与外围相似。虽然2的系数比以前基于少数星系的报告要小，但它仍然足够大，可以用于动力学质量估计。当估计M $_{*}$和M $_{dyn}$时，自洽地考虑这些梯度使两者达到良好的一致：梯度使M $_{dyn}$减少$\sim$ 0.2 dex，而仅略微增加使用Kroupa IMF推断的M $_{*}$。这是一个不同的分辨率的M $_{*}$ -M $_{dyn}$的差异已经遵循的最近的文献中，其中M $_{*}$的大质量星系增加采用萨尔彼得IMF，而保持Mdyn…
2019-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
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
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
The Stellar Initial Mass Function in Early-Type Galaxies From Absorption Line Spectroscopy. II. Results
早型星系的光谱吸收线包含了丰富的信息，详细的丰度模式，恒星形成的历史，和恒星的初始质量函数（IMF）的基本恒星星族。使用我们的新的人口合成模型，占11种元素的可变丰度比的影响，我们分析了非常高质量的吸收线光谱的38个早型星系和核隆起的M31。这些数据扩展到1 μ m，因此它们包括IMF敏感的光谱特征NaI，CaII和FeH分别在0.82 μ m，0.86 μ m和0.99 μ m。该模型与数据拟合良好，典型均方根残差约为1%。强约束的IMF，因此恒星的质量与光的比例，（M/L）_星，推导出单个星系。我们发现，IMF变得越来越底重的速度分散和[Mg/Fe]。在最低的色散和[Mg/Fe]值的派生IMF是一致的银河系IMF，而在最高的色散和[Mg/Fe]值的派生IMF包含更多的低质量的恒星（更底重），甚至比Salpeter IMF。我们的最佳拟合（M/L）_stars值不超过动态M/L值。我们还将我们的模型应用于M31中四个富含金属的球状星团的堆叠光谱，并找到了一个（M/L）_星，这意味着比银河系IMF更少的低质量恒星，再次同意动力学约束。我们讨论了其他可能的解释所观察到的趋势，并得出结论，在国际货币基金组织的变化是最简单和最合理的。
2012-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
A Substantial Population of Low Mass Stars in Luminous Elliptical Galaxies
恒星初始质量函数（IMF）描述了恒星形成时的质量分布，对天体物理学的许多领域都具有重要意义。IMF在银河系的圆盘中受到相当好的约束，但我们对其他星系和早期宇宙时代IMF的形式几乎没有直接的信息。在这里，我们研究恒星的质量函数在椭圆星系的测量强度的Na I的双重和Wing-Ford分子FeH带的光谱。这些线在质量小于0.3 Msun的恒星中很强，而在所有其他类型的恒星中很弱或不存在。我们明确地检测到这两个签名，与以前的研究是基于较低的信噪比的数据相一致。对低质量恒星光的直接探测表明，它们在椭圆星系中非常丰富，占恒星总数的80%以上，占恒星总质量的60%以上。我们推断，早期宇宙中大质量恒星形成星系中的IMF比银河系盘中的IMF产生了更多的低质量恒星，并且在0.1 - 1兆太阳质量范围内可能比Salpeter形式稍微陡一些。
2010-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
$M_*/L$ 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
Testing adiabatic contraction with SDSS elliptical galaxies
我们研究了斯隆数字巡天（SDSS）的75086个椭圆星系在大（50-500 kpc/h）和小（~3 kpc/h）尺度上的轮廓。弱透镜观测在外围的晕相结合的恒星速度色散的测量在内部地区的星系堆叠的星系样本。弱透镜测量的特点是纳瓦罗，弗伦克和怀特（NFW）的配置文件。即使减去估计的恒星质量后，动态质量测量结果仍超过外推的NFW轮廓，为重子对暗物质轮廓的修改提供了证据。这个多余的质量在数量上与绝热收缩（AC）假说的预测一致。我们的发现表明，AC在星系形成的影响是稳定的后续轰击从主要和次要的合并。我们探讨了几个理论和观测系统，并得出结论，他们不能解释推断的质量过剩。系统误差最重要的来源是IMF，它必须将恒星质量估计值相对于Kroupa IMF的质量增加两倍，才能充分解释没有AC的质量过剩。这样的增加将与SAURON的结果产生矛盾（Cappellari等人，2006）。我们证明了暗物质晕轮廓的收缩水平和散射的大小-光度关系，这是一个基本平面的投影之间的连接。无论AC是否是提供多余质量的机制，星系形成和演化的模型都必须将观测到的弱透镜晕质量与星系半光半径处相对较大的动力学质量相协调。
2010-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for a non-universal stellar initial mass function in low-redshift high-density early-type galaxies
本文利用SDSS DR 7的观测数据，对本宇宙中红移z \simeq 0. 08的早期星系中的密度为\simeq 3%的星系进行了恒星质光比的绝对定标。这个由\sim 4000个星系组成的样本，假设具有夏布里耶IMF，有效恒星表面密度σ_e > 2500 M_sun/pc ^2，恒星星族合成（SPS）恒星质量log_10（M_sps/M_sun）<10.8，孔径速度色散σ_ap=168^{+37}_{-34} km/s（68%范围）。与典型的早型星系相比，我们发现这些致密的早型星系遵循维里基本平面，这表明质量遵循光。再加上任何暗物质都不随光运动的假设，稠密星系的动力学质量就可以直接测量恒星的质量。我们的动力学质量（M_dyn），从球形Jeans方程得到，对各向异性（β）的选择只有微弱的敏感性，这是由于这些星系的SDSS纤维的相对大的孔径：R_ap \simeq 1.5 R_e。假设各向同性轨道（β=0），我们发现中值log_{10}（M_dyn/M_sps）= 0.233 \pm 0.003，与Salpeter IMF一致，而更多的底部重IMF和标准的Milky-Way IMF强烈不受欢迎。我们的研究结果是一致的，但不需要，依赖于国际货币基金组织的动态质量或速度色散。我们发现的证据表明，颜色依赖于IMF，红星系有较重的IMF与M_dyn/M_sps \propto（g-r）^{1.…
2012-02-17 astro-ph.CO 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
Evidence for Two Distinct Stellar Initial Mass Functions
本文利用积分光谱测量了20个本群星团（7 < log（age [yrs]）< 10.2）的速度色散，并研究了恒星质光比Uppermance_* 的演化。我们发现星团偏离了由标准恒星初始质量函数（IMF）得出的简单恒星星族的演化轨迹。这种失败的性质，其中Upperdum_* 是在第一次低估，然后高估了年龄，无效的潜在简单的解决方案，涉及重新调整测量的质量或建模的光度。一系列可能的缺点，在直接解释的数据，包括微妙之处所产生的集群动力学演化对当今恒星质量函数和恒星双星的测量速度色散，并没有实质性影响这一结论，目前的理解这些影响。独立于关于这个问题的起源的进一步解释，这个结果突出了我们对这些系统的综合恒星星族的理解的基本失败。我们建议存在两个不同的初始质量函数，一个主要是，但不完全，有效的老年人，金属穷人集群和其他主要是，但不完全，年轻，金属丰富的集群。年轻的（log（age [yrs]）< 9.5）集群可以用底部重的IMF（如Salpeter IMF）很好地描述，而较老的集群可以用顶部重的IMF（如轻权重的Kroupa IMF）更好地描述，尽管这两种特定形式都不是唯一的解决方案。样本很小，目前的调查结果取决于四个关键集群的结果，但样本翻倍是可以实现的。
2012-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The bulge-halo conspiracy in massive elliptical galaxies: implications for the stellar initial mass function and halo response to baryonic processes
最近的研究表明，大质量椭圆星系在有效半径内的总质量密度分布可以近似为ρ_{tot} \propto r^{-ε '}，平均斜率<ε'>=2.08 \pm 0.03，散射度σ_ε '= 0.16 \pm 0.02。这个小的斜率分散（称为膨胀晕阴谋）在基于LCDM的模型中并不常见，因此包含了关于星系形成过程的信息。我们计算了基于LCDM的模型的γ'分布，该模型再现了SDSS中早期星系的恒星质量、速度色散和有效半径之间观察到的相关性。这些模型具有一系列恒星初始质量函数（IMF）和对星系形成的暗晕响应。观测到的γ'的分布很好地再现了宇宙学动机，但未收缩的暗物质晕，和Salpeter型IMF的模型。其他模型平均被数据排除，即使它们可能发生在个别情况下。具有绝热晕收缩（和较轻IMF）的模型预测的α '值太小。具有晕圈膨胀或质量跟随光的模型预测了过高的“α”值。我们的研究表明，大规模的早期型星系的非同源结构可以精确地复制LCDM模型，如果IMF是不普遍的，如果机制，如活动星系核的反馈，或动力学摩擦，有效地平均抵消收缩的光环预期重子冷却的结果。
2014-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The State of the Universe at z~6
在标准冷暗物质模型中的恒星再电离背景下，我们分析了z~6处的观测结果，并得出了关于恒星形成和z~6处星系际介质（IGM）状态的三个重要结论。(1)初始恒星质量函数（IMF）在产生电离光子方面比标准Salpeter IMF更有效，在z~6处需要10-20倍。这可以通过以下两种方式来实现：（A）富含金属的IMF，其质量下限>= 30 Msun;或（B）2-4%的恒星质量是z~6的第III星族大质量无金属恒星。虽然没有令人信服的物理原因或观测证据支持（A），但（B）可以通过继续存在一些未受污染的无金属气体来实现恒星形成。(2)根据<f_HI>SDSS对类星体吸收光谱的观测结果推断，在z=5.8时IGM的体积加权中性部分为_V~ 10^-4，这提供了足够的信息来确定再电离基本上是完全的，在z=5.8时至多有~0.1-1%的IGM是未电离的。(3)除非IMF发生极端的演化，否则IGM的中性部分预计将从HII气泡渗流点快速上升到高红移，IGM的平均中性部分预计在z=6.5时达到6-12%，在z=7.7时达到13-27%，在z=8.8时达到22-38%。
2010-07-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
