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
UV-IR luminosity functions and stellar mass functions of galaxies in the Shapley supercluster core
本文对z=0.048的Shapley超星系团核心星系的光度函数（LF）和恒星质量函数（SMF）进行了全色研究，以探讨稠密环境如何影响星系的性质，如恒星形成（SF）或恒星质量。我们发现，虽然光学和近红外LF的暗端斜率随着密度的降低而变陡，但在SMF的斜率中没有发现环境效应。这表明，在不同的环境中，星系的转变机制主要是与淬火的SF，而不是质量损失。得到的近紫外（NUV）和远紫外（FUV）LF比局部场星系群的暗端斜率更陡，而Shapley超星系团的24 $μ$ m和70 $μ$ m星系LF的形状与局部场星系群的形状完全一致。这种明显缺乏环境依赖性的红外（IR）LF表明，大部分的恒星形成星系，使观察到的集群IR LF最近已从外地吸积，并尚未有他们的SF活动显着影响的集群环境。
2010-12-02 astro-ph.CO
Color and Stellar Population Gradients in Passively Evolving Galaxies at z~2 from HST/WFC3 Deep Imaging in the Hubble Ultra Deep Field
我们报道了利用HST ACS和WFC 3/IR图像在HUDF中识别的6个大质量（恒星质量> 10 ^{10} M_{sun}）和被动演化（比SFR <10 ^{-11}/yr）星系中的颜色梯度的探测。在匹配不同的PSF之后，我们在同心环中获得了颜色图和多波段光学/近红外光度学（BVizYJH），从最小的分辨径向（~1.7 kpc）到H波段有效半径的几倍。我们发现这些星系的内部区域比外部区域具有更红的静止框架UV-光学颜色。颜色梯度的斜率温和地取决于整体的尘埃遮蔽和静止帧（U-V）颜色，更模糊或更红的星系具有更陡峭的颜色梯度。z~2颜色梯度也比局部早期类型的颜色梯度陡。单一参数（年龄、灭绝或金属丰度）的梯度不能完全解释观察到的颜色梯度。拟合空间分辨的HST七波段测光恒星星族合成模型，我们发现，无论假设的金属丰度梯度，红色的星系内部区域比蓝色的外部区域有略高的尘埃遮蔽，虽然大小取决于假设的消光定律。导出的年龄梯度取决于金属丰度梯度的假设。我们讨论了这些星系的形成和演化的金属丰度梯度的一些假设的影响。我们发现从z~2到z~0的质量-尺寸关系的演化不是由原位扩展恒星形成驱动的，这意味着吸积或合并是主要的演化原因。颜色梯度和恒星质量之间缺乏相关性，这与单块坍缩所预测的金属丰度梯度相矛盾，单块坍缩需要大量的主要合并才能演变成z~0处观察到的情况。（节录）
2011-05-05 astro-ph.CO
Galaxy formation with cold gas accretion and evolving stellar initial mass function
星系-恒星质量函数的演化对检验当前的星系形成模型特别有用。观测数据揭示了与$Λ{\rm CDM}$模型预测的一些不一致之处。例如，大多数大质量星系已经在非常高的红移下被观测到，并且从那时起它们只经历了温和的演化。与此相矛盾的是，星系形成的半解析模型预测高红移的大质量星系数量不足，并且在红移1和0之间快速演化。此外，对于恒星形成星系，恒星形成速率和恒星质量之间存在很强的相关性，这可以用模型粗略地再现，但在高红移下归一化太低。此外，从宇宙恒星形成历史的积分得到的恒星质量密度比测量值高2倍。在本文中，我们研究了这些问题，使用半解析模型，其中包括：1）冷气体吸积在大规模的晕在高红移; 2）恒星质量从卫星星系潮汐剥离;和3）不断变化的恒星初始质量函数（底光）与更高的气体再循环分数。结果表明，1）和2）的组合效应可以在高红移处预测足够大质量的星系，并在低红移处再现星系的温和演化;而1）和3）的组合效应可以在宽的红移范围内再现恒星形成星系的恒星形成速率与恒星质量之间的相关关系。底部轻/顶部重的恒星IMF可以部分解决恒星质量密度和宇宙恒星形成历史之间的矛盾。
2010-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Large Size Scatter of Passively Evolving Lensed Galaxies at z~2 in CLASH
通过对哈勃星系团透镜与超新星巡天（CLASH）中11个星系团场的系统搜索，我们确定了10个红移z~ 2的被动演化大质量星系。利用HST WFC 3/ACS多波段数据，结合Spitzer IRAC观测，我们得到了这些星系的恒星性质。我们还推导了这些高红移天体的光学静止坐标系有效半径。通过对前景星团透镜采用球面NFW模型估算出的透镜放大因子，对导出的恒星质量和有效半径进行了修正。利用具有高空间分辨率的HST WFC 3相机获得的近红外图像，并通过前景团簇的透镜，使我们能够研究此类系统的结构。十个星系中有九个的有效半径平均比类似恒星质量的ETG小三倍，这与之前在红移1.5 < z < 2.5时的工作一致。结合z~2的文献数据，我们发现质量归一化的有效半径与红移的标度为re/M ^0. 56 \propto（1 + z）^{-1.13}.我们证实，它们的大小分布显示出很大的分散：从正常大小到~5倍小的地方ETG与类似的恒星质量。在z~1.6和z~ 2.1处，尺寸分布的1-σ散射度σ logre分别为0.22和0.34，在星系演化模型的预测中必须仔细考虑观测到的大尺寸散射度.
2012-12-30 astro-ph.CO
Can we measure the slopes of density profiles in dwarf spheroidal galaxies?
利用无碰撞N体模拟的矮星系绕银河系（MW），我们构建现实模型的矮球状（dSph）星系的本地集团。这些矮星最初是由嵌入在暗物质晕中的恒星盘组成的，这些暗物质晕具有不同的内部密度斜率，并被放置在MW亚晕的典型偏心轨道上。经过几个陀螺的演变，恒星的组成部分是三轴的结果，酒吧不稳定性引起的潮汐力。通过对模拟矮星沿恒星分量三个主轴方向的观测，建立了模拟数据集，并确定了它们的半光半径和视线速度色散。使用Wolf等人提出的估计量，我们计算半光半径内的质量。当视线沿着恒星组成部分的最长（最短）轴时，用这种方法得到的质量被高估（低估）了两倍。然后，我们将初始恒星分布分为内部和外部人口，并跟踪其演变的时间。这两个人口，虽然受潮汐力，保留不同的密度配置文件，即使经过几个陀螺仪。我们测量的半光半径和速度分散的恒星在两个人口沿不同的视线，并使用它们来估计的斜率的质量分布在矮星以下的Walker和Penarrubia提出的方法。根据视线的不同，推断出的斜率被系统地高估或低估了。特别是，当看到的矮星沿恒星组件的最长轴，一个显着浅的密度分布推断比真实的模拟测量。由于大多数dSphs是非球形的，并且它们相对于我们视线的方向是未知的，因此当这些系统误差被期望减小时，该方法只能可靠地应用于大样本的矮星。
2013-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar mass -- halo mass relation and star formation efficiency in high-mass halos
利用光学和红外数据精确测量恒星质量，X射线观测精确测量恒星总质量的星系团样本，研究了高质量晕中恒星质量与晕质量之间的关系。我们发现最亮星系团的恒星质量与M*BCG \propto M500 ^a_BCG成比例关系，最佳拟合斜率为a_BCG~0.35 ± 0.1，M*BCG在固定的M500 ~0.2 dex处的散射。我们表明，M*-M关系的丰度匹配或晕建模在最近的研究报告低估了恒星质量的BCGs的一个因素~2-4，因为这些研究使用的恒星质量函数（SMF）的测光的基础上，严重低估了大质量星系的外表面亮度配置文件。我们表明，使用Bernardi等人（2013）基于改进的光度学的最近SMF校准的丰度匹配导出的M*-M关系与我们导出的关系更好地一致。星系的恒星总质量与总质量M500的相关系数为\approx 0.6 ± 0.1，离散度为0.1 dex。这表明重子转化成恒星的效率随着星系团质量的增加而降低。我们发现，对于一个固定的初始质量函数（IMF）的选择，星团中的总恒星分数仅比M \approx 10 ^12 Msun晕中达到的峰值恒星分数低约3-5倍，如果IMF随着早期类型星系质量的增加而逐渐变得更重，则仅低约1.5-3倍，正如最近的观测所表明的那样。在这项研究中导出的M*-M关系的较大的归一化和斜率表明，在大质量晕中恒星形成的整体效率比以前认为的要低得多，并且在大质量晕中恒星形成的反馈…
2014-01-28 astro-ph.CO
The star-formation history of mass-selected galaxies from the VIDEO survey
我们测量恒星形成率（SFR）和特定的SFR（SSFR）的KS选择星系的VIDEO调查堆叠1.4 GHz的甚大阵列数据。我们根据光谱能量分布将样本分为椭圆星系、不规则星系和星爆星系，样本跨度为0 <z <3，恒星质量为10 ** 8.0 <Mstellar/Msol <10 ** 11.5。我们发现，SSFR下降与恒星质量，在协议的“缩小”的范例。我们考虑了SSFR质量斜率对红移的依赖性：对于我们的完整和椭圆样本，斜率是1/2，但对于不规则和星爆样本，斜率与红移无关。对于椭圆星系，SSFR的演化速率随着恒星质量的增加而略有降低，但不规则星系和星暴在恒星质量上共同演化。我们的SSFR作为恒星质量和红移的函数的结果是一致的来自其他无线电堆积测量质量选择的被动和恒星形成的星系，但不一致的半解析模型，往往低估SFR和SSFR产生的。有必要进行更深层次的高分辨率射电观测，例如使用下一代MeerKAT望远镜进行观测，以便在更早的时间探测较低的质量，并允许直接探测，即详细研究单个星系。
2014-01-08 astro-ph.CO
Accurate inner stellar density slopes from projected surface densities in galaxies
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
提出一种避免显式反投影的方法，通过表面密度的径向导数直接推导三维恒星密度内斜率，并应用于六个超暗矮星系，发现其恒星核呈核心分布。
2026-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
An Explanation for the Slopes of Stellar Cusps in Galaxy Spheroids
在典型的~L* 和低质量的球状体中心的恒星表面质量密度剖面显示出与$Σ\propto R^(-n)$的幂律“尖点”，其中对于半径~1-100 pc，0.5<n<1。观测和理论支持的模型中，这些尖点形成的耗散气体流入和丰富的气体合并的核星爆。在这些相对较大的半径，恒星弛豫是不太可能占或强烈修改的尖锐的恒星轮廓。我们认为，观察到的幂律表面密度分布是一个自然的后果，占主导地位的角动量输运的引力不稳定性，在一个中心的大质量黑洞的引力势。在这些半径的主导模式是m=1的不平衡/偏心盘不稳定性，其中恒星扭转气体可以驱动快速流入和吸积。这种模式首先一般出现在大半径处，并且通过在越来越小的半径处激发偏心率而向内传播，其中M*（<R）<<M_BH。当恒星表面密度分布相对较浅且n<1/2时，模式不能有效地传播到R=0，因此气体堆积，恒星形成使密度分布变陡。但是，如果剖面比n=1更陡，偏心率的向内传播受到强烈阻尼，从而抑制流入并再次降低n。这些结果加在一起，在中心黑洞的势中产生1/2 < n < 1的平衡斜率。这些物理参数支持的非线性数值模拟的气体流入星系核。总之，这些结果自然解释了观察到的恒星密度分布的“尖点”椭圆星系。
2012-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
The stellar-to-halo mass relation for Local Group galaxies
我们认为，一个单一的幂律晕质量分布是适当的直接匹配到所观察到的本群矮星系的恒星质量，允许确定的斜率的恒星质量晕质量关系的低质量星系。晕群众的错误被定义为泊松噪声的模拟本地组实现，我们确定使用受约束的本地宇宙模拟（CLUES）。对于恒星质量范围10 $^7$ <M*<10 $^8$ M $_\odot$，我们可能有一个完整的普查观测星系，我们发现，恒星质量晕质量关系遵循幂律与斜率为3.1，显着陡峭比大多数值在文献中。恒星质量和晕质量之间的陡峭关系表明，本星系群矮星系由质量范围较小的暗物质晕构成。我们的方法是强大的恒星质量的人口普查所观察到的本星系群星系是完整的，但显着的不确定性，在目前测得的斜率的恒星晕质量关系将显着降低，如果本星系群的完整性限制是$10^{6.5}$ M $\odot$或以下，突出了这样的限制，以较低的质量和较大的体积的重要性。
2014-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Mass and Assembly History Exposed in the Faint Outskirts: the Stellar and Dark Matter Haloes of Illustris Galaxies
我们使用Illustris模拟来深入了解围绕星系的外部低表面亮度区域的建立。我们的特点是恒星晕的对数斜率的球形平均恒星密度分布，alphaSTARS在z=0，我们与这些斜率的基本暗物质（DM）晕，他们的中央星系，和他们的组装历史的属性。我们分析了大约5,000个星系的样本，每个星系的粒子数超过5x10^4，并且跨越了各种形态和晕质量（3x10^11 < Mvir < 10^14 Msun）。我们发现恒星晕斜率和总晕质量之间有一个很强的趋势，质量较大的天体比质量较小的天体具有较浅的恒星晕（在所研究的质量范围内，-5.5 \pm 0.5 < alphaSTARS <-3.5 \pm 0.2）。在固定的晕质量，我们表明，盘状，蓝色，年轻，更大的星系所包围的显着陡峭的恒星晕比椭圆形，红色，老年人，质量较低的星系。总的来说，恒星密度剖面下降更陡峭的基础DM，并没有明确的趋势之间的恒星斜率和DM晕浓度。然而，最近形成的DM晕，或从坠落的卫星吸积较大比例的恒星质量，表现出较浅的恒星晕比他们的老类似物具有类似的质量，由达Delta（alphaSTARS）~ 0.5-0.7。我们的研究结果，结合最近对M31和银河系截然不同的恒星幂律指数的测量，似乎有利于一个大质量的M31，以及一个在过去10个Gyrs中比它的同伴更安静的吸积历史的银河系。
2014-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A critical analysis of the UV-continuum slopes of high-redshift galaxies; no evidence (yet) for extreme stellar populations at z > 6
最近有报道称，z~6-7处最暗的星系显示出极蓝的紫外连续斜率，紫外指数为β ~-3。这样的斜率比以前报道的任何其他星系种群都要蓝，这意味着无电离、年轻、金属丰度非常低的恒星星族具有高电离光子逃逸分数。在这里，我们进行了一个关键的研究的证据，这种极端值的β，结合三个新的WFC 3/IR选择的样本的星系跨越约20年的紫外光度在红移范围z~4.5-8。我们探讨了包含/排除不太强大的高z候选人的影响，并使用不同深度的样本来探索噪声和选择偏差的影响。简单的数据一致性论证表明，当分析扩展到这些WFC 3/IR选择的样品的最深~ 0.5等仓时，可以得到β的人工蓝色平均值，而不管探测的实际光度或z范围如何。通过将注意力限制在稳健的、探测良好的高z星系候选者上，我们发现，当z=5-7时，β的平均值与-2.05 +/-0.10一致，并且-22 < M_UV <-18。我们创建并分析了一组模拟结果，这些模拟结果表明，当紫外线斜率分析扩展到源检测阈值时，确实可以预期β的人工低/蓝色平均值的偏差，并得出结论，目前还没有明确的证据表明紫外线斜率明显比β-2更蓝，这是最蓝的恒星形成星系在更温和的z上显示的典型值。对z~7-8的最暗星系的β进行可靠的测量仍然是一个关键的观测目标，因为它提供了一个从潜在的丰富的再电离光子源中获得高逃逸分数的基本测试。这一目标可以通过HST实现，但需要HUDF中更深的WFC 3/IR…
2012-05-06 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
Dark matter inner slope and concentration in galaxies: from the Fornax dwarf to M87
我们应用两个新的国家的最先进的方法，模型的分布所观察到的示踪剂在投影相空间解除质量/速度各向异性（VA）的简并和推导的星系的质量分布的约束，以及他们的VA。我们首先展示了如何分布函数为基础的方法应用到卫星运动学，否则孤立的SDSS星系显示令人信服的观测证据的年龄匹配：红色星系有更多的集中暗物质（DM）晕比蓝色星系相同的恒星或晕质量。然后，将MAMPOSSt技术应用于M87（由其红色和蓝色球状星团追踪），我们发现非常尖的DM是有利的，除非我们释放DM浓度或恒星质量的先验（导致不受约束的斜率）。对于天炉座矮椭球（由其富金属和贫金属恒星追踪），内部DM斜率是不受约束的，如果恒星质量固定，则核心的证据很弱。这突出了先验知识对于DM建模的重要性。最后，我们发现M87周围的蓝色GC和天炉座富金属星都有切向的外VA。
2014-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
SEAGLE--II: Constraints on feedback models in galaxy formation from massive early type strong lens galaxies
我们使用九种不同的星系形成的情况下，在十个宇宙学模拟盒从EAGLE套件的ΛCDM流体动力学模拟，以评估反馈机制的影响，星系形成，并比较这些观察到的强引力透镜。为了将观测结果与模拟结果进行比较，我们使用$M_\star$ > $10^{11}$ $M_\odot$创建了具有适当分辨率和噪声水平的强透镜，并使用椭圆幂律质量模型对其进行建模以约束其总质量密度斜率。我们还得到了模拟透镜-星系样品的质量-尺寸关系。我们发现显着的变化，在爱因斯坦半径的总质量密度斜率和投影恒星质量大小的关系，主要是由于不同的实现恒星和活动星系核反馈。我们发现，对于透镜选择星系，太弱或太强的恒星和/或活动星系核反馈模型无法解释观测到的质量密度斜率的分布，与反直觉的趋势，增加反馈陡峭的爱因斯坦半径（$\approx$ 3-10 kpc）周围的质量密度斜率。恒星反馈在高气体密度下变得无效的模型，或较弱的AGN反馈与较高的占空比，产生强透镜，总质量密度斜率接近等温（即-d log（ρ）/d log（r）$\approx$ 2.0）和斜率分布统计上与SLACS和BELLS中观察到的强透镜星系一致。与更异质的SL 2S透镜星系样品的一致性仅略差。因此，对强透镜选择星系的观测似乎有利于大质量星系中反馈相对较弱的模型。
2021-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The new technique for the determination of the stellar initial mass function of unresolved stellar populations
本文提出了一种从积分光谱的像素空间拟合确定恒星质量函数低质量斜率的新方法。该技术是NBursts全谱拟合技术的扩展。它可以用来约束具有高弛豫时间尺度（哈勃时间或更长）的紧凑恒星系统的恒星初始质量函数（IMF）。我们使用模拟光谱的蒙特卡罗模拟来测试该技术，并得出结论：（1）对于高信噪比数据集，在代码的第一个“无限制”变体中可以非常精确地确定年龄，金属丰度和IMF（S/N=100，R=7000，α的不确定度约为0.1）;（2）M/L信息的加入显著提高了精度并减小了简并，但M/L中的系统误差将转化为IMF斜率的偏移。
2013-01-24 astro-ph.CO astro-ph.IM
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
21 Balmer Jump Street: The Nebular Continuum at High Redshift and Implications for the Bright Galaxy Problem, UV Continuum Slopes, and Early Stellar Populations
本文结合理论模型与JWST/NIRSpec的58个星系样本，研究高红移强星云连续谱对UV光度、斜率、ξ_ion及光谱特征的影响，并解释亮星系异常与早期恒星及电离源性质。
2025-07-23 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
Stellar Initial Mass Function (IMF) Probed with Supernova Rates and Neutrino Background: Cosmic Average IMF Slope is $\simeq 2-3$ Similar to the Salpeter IMF
本文结合核心坍缩超新星爆发率与宇宙远紫外辐射密度，首次约束宇宙平均 IMF 斜率约为 1.8-3.2，接近 Salpeter IMF，并提出用 DSNB 中微子观测进一步改进约束。
2023-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Cosmic Reionization On Computers. Ultraviolet Continuum Slopes and Dust Opacities in High Redshift Galaxies
我们比较了宇宙再电离计算机（CROC）计划中的模型星系的恒星星族的性质与现有的紫外和红外数据。由于CROC模拟不直接遵循宇宙尘埃，我们采用了两种变体的尘埃遵循金属的尘埃填充模型星系的尘埃。利用尘埃辐射转移程序，我们计算了模拟星系的合成恒星光谱、紫外连续谱斜率和红外辐射通量。我们发现，模拟结果一般与观测测量结果相匹配，但可能并不完全详细。这些差异似乎表明，我们采用的粉尘跟随金属ansatzes是不够的。虽然与现有数据的差异是微不足道的，但未来的JWST数据将具有更高的精度，使理论和观测之间的任何暂定差异都非常显着。因此，为了充分利用JWST观测的精度，可能需要对尘埃的形成、演化和破坏进行完全动力学建模。
2016-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the slopes of mass profiles for dwarf spheroidals in triaxial CDM potentials
我们产生的恒星分布函数（DF）在三轴晕，以检查斜率$Γ\equiv Δ{\rm log} M / Δ{\rm log} r$的可靠性推断通过应用质量估计的形式$M\propto R_eσ^2$（即假设球对称，其中$R_e$和$σ$是发光的有效半径和全球速度色散，分别）到两个恒星子群独立跟踪相同的引力势。DF的形式为$f(E)$，是动态稳定的，并直接对应于在银河系和星系团晕的宇宙学暗物质模拟中形成的subhaloes的三轴电位内产生。此外，我们考虑了不同的示踪剂数密度分布（尖点和核心）推断的质量分布的斜率的影响。对于这里考虑的各向同性的DF，我们发现，晕三轴性往往会引入反相关的$R_e$和$σ$时，估计为各种视角。净效应对与质量分布斜率相关的系统误差的贡献可忽略不计，质量分布斜率继续由更高浓度示踪剂群体的质量高估偏倚主导。我们表明，简单的质量估计两个不同的示踪剂人口可以给可靠的（和宇宙学意义）下限为$Γ$，无论程度的三轴性或形状的示踪剂数密度分布。
2013-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The evolving relation between star-formation rate and stellar mass in the VIDEO Survey since $z=3$
利用VISTA深河外星系观测（VIDEO）的近红外数据，研究了XMM-LSS场中一个恒星形成（SF）星系样本与$z\sim 3.0$的恒星形成率（SFR）和恒星质量（$M_*$）的关系.结合视频与宽带测光，我们使用的SED拟合算法CIGALE推导SFR和$M_*$，并已适应它占全部光度红移PDF的不确定性。使用D4000指数应用SF选择，我们发现SFR- $M_*$关系到$z\sim 3$的标准化的强烈进化以及（SFR $\propto M_*^α$）$α=0.69\pm0.02$到$z\sim 1.7$的大致恒定的斜率的证据。我们发现，这增加接近统一的$z\sim2.65$。或者，如果我们应用颜色选择，我们发现一个独特的营业额在SFR- $M_*$关系之间的$0.7\lesssim z\lesssim2.0$在高质量端，并建议，这是由于被动星系的污染增加。我们发现特定的SFR $\propto(1+z)^{2.60}$在$\log(M_*)\sim$ 10.5处演化到$z\lesssim2.4$，随着恒星质量的增加，观测到的平坦度超过$z\sim$ 2。比较一系列的模拟，我们发现的分析标度关系的方法，调用一个平衡模型，一个很好的适合我们的数据，这表明一个持续的平稳吸积调节的持续流出可能是一个关键的驱动力在SFG的整体增长。
2015-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy metallicity scaling relations in the EAGLE simulations
我们量化的气相和恒星金属丰度和星系的全球属性，如恒星质量，晕质量，年龄和气体分数之间的相关性，在演化和组装的银河系及其环境（EAGLE）的宇宙流体动力学模拟套件。恒星质量和恒星形成气体金属丰度之间的相关性（$M_*-Z_{\rm SF,gas}$关系）的斜率在某种程度上取决于分辨率，分辨率越高，斜率越陡。该模拟预测了非零金属丰度演化，自$z = 3$起在$\sim 10^9 {\rm M}_{\odot}$处增加$\approx 0.5$ dex。在$z \lesssim 5$上模拟的恒星质量、金属丰度和恒星形成速率之间的关系与观测到的基本金属丰度关系非常吻合。在$M_* \lesssim 10^{10.3} {\rm M}_{\odot}$和固定的恒星质量下，较高的金属丰度与较低的特定恒星形成率、较低的气体分数和较老的恒星种群有关。另一方面，在较高的$M_*$，有一个暗示的反转的金属丰度对这些参数的依赖。在模拟中，与金属含量最相关的基本参数是气体分数。模拟的气体分数-金属丰度关系表现出小的分散性，并且自$z = 3$以来没有显著的演变。为了更好地理解这些相关性的起源，我们分析了一组低分辨率的模拟，其中反馈参数是不同的。我们发现模拟的$M_*-Z_{\rm SF,gas}$关系的斜率在低质量（$M_* \lesssim 10^{10} {\rm M}_{\odot}$）时主要由恒星…
2017-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The IMF from Low to High Redshift
不时地，近年来更频繁地，主张倾向于一个可变的初始质量函数（IMF），无论是在时间还是空间上。在这一章中，我们将加入我们的两个智慧，说明IMF如何影响星系和星系团的各种性质。我们首先表明，即使是相对较小的变化的IMF斜率有很大的影响人口的恒星星族，移动大部分的恒星质量从一端到另一端的分布。然后，我们指出如何在不同的质量范围内的IMF的斜率控制星系和星系团的具体主要属性。在1太阳质量以下，IMF的斜率控制着局部椭圆星系的M/L比，而在1 ~1.4太阳质量之间，IMF的斜率控制着M/L比随红移的演化，从而控制着椭圆星系基面的红移。类似地，在~1和~40太阳质量之间的斜率决定了星系团中的全球金属质量与其总光度的比率。虽然我们认为，接受国际货币基金组织可能不具有普遍性的概念是完全合理的，但我们的信息是，在提出国际货币基金组织的变化以缓解特定问题时，不应忽视探讨所援引的变化的全部后果。这篇论文是从L. Greggio和A.伦齐尼：恒星星族。A User Guide from Low to High Redshift（2011，Wiley-VHC Verlag-GmbH & Co.，ISBN 9783527409181），其索引也随附。
2012-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
