The Cosmic Evolution of the IMF Under the Jeans Conjecture with Implications for Bottom-Heavy Ellipticals
研究了星系中恒星初始质量函数（IMF）随星际介质中Jeans质量变化的宇宙演化，特别关注了现时代大质量星系K波段恒星质光比（M/L_K）。我们计算典型的牛仔裤质量使用高分辨率的流体动力学模拟加上一个完全辐射模型的ISM，这产生了一个参数化的IMF特征质量作为星系恒星形成率（SFR）的函数。然后，我们利用平衡星系生长模型以及丰度匹配模型对恒星形成历史的约束来计算星系的恒星形成历史。我们发现，在早期的时候，充满活力的尘埃和气体之间的耦合驱动温暖的条件下的ISM，产生底部轻/顶部重IMF与大ISM牛仔裤质量的大质量恒星形成星系。由于在早期头重脚轻阶段形成的大质量恒星的残余物，在当前时期大质量星系中的合成M/L_K（σ）相对于不变的IMF情况是增加的。在后期，较低的宇宙线通量使得大质量星系的ISM温度较低，因此新形成的星系团将表现出底部重的IMF，进一步增加M/L_K（sigma）。因此，我们的主要结果是，一个给定的大质量星系在其一生中可能会经历头重脚轻和底重的IMF阶段，尽管大部分恒星是在头重脚轻阶段形成的。定性地说，M/L_K（sigma）随星系质量的变化与观测结果是一致的，然而，我们的模型可能无法解释恒星吸收特征所指示的底重质量函数。
2013-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The 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
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
Color-Magnitude Relations within Globular Cluster Systems of Giant Elliptical Galaxies: The Effects of Globular Cluster Mass Loss and the Stellar Initial Mass Function
最近的几项研究为大质量椭圆星系中的“底部重”恒星初始质量函数提供了证据。在这里，我们研究了IMF形状对最近发现的此类星系中的球状星团（GC）之间的颜色-星等关系（CMR）的影响。为此，我们使用的GC质量损失的计算由于恒星和动力学演化评估（一）形状的恒星质量功能的GC后，12 Gyr的演化作为当前GC质量的函数，以及它们对集成光的颜色和质量-光比的影响，和（ii）它们的影响GC自富集的影响使用2009年的“参考”模型的Bailin & Harris。至于贫金属GC类，我们发现观察到的CMR的形状（通常被称为“蓝倾”）是非常好地再现贝林和哈里斯的参考自富集模型，一旦12 Gyr的GC质量损失被考虑在内。国际货币基金组织对这一结果的影响是微不足道的。然而，我们发现，如果IMF是底部重的（例如，在$dN/dM \propto M^α$中的$-3.0 <~ α<~ -2.3$），这使得太阳质量以下的恒星质量函数相对强烈地依赖于GC质量。这进一步证明了在巨型椭圆星系中富含金属的恒星星族是由底部重的IMF形成的。
2013-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SLUGGS Survey: Breaking degeneracies between dark matter, anisotropy and the IMF using globular cluster subpopulations in the giant elliptical NGC 5846
我们研究的质量和各向异性分布的巨大椭圆星系NGC 5846使用的恒星，以及红色和蓝色的球状星团（GC）的子群体。我们打破退化的动力学模型，利用不同的相空间分布的两个GC子群明确地约束星系的质量和各向异性的GC系统。红色GC表现出与星光相同的空间分布和行为，而蓝色GC具有较浅的密度分布，较大的速度色散和较低的峰度，所有这些都表明不同的轨道分布。我们使用的色散峰度Jeans分析，发现两个GC亚群的单独分析的解决方案重叠的晕参数空间。该解收敛于一个巨大的暗物质晕，与$Λ$ CDM和WMAP 7宇宙学在维里质量（$\log M_{DM} \sim13.3 M_{sun}$）和浓度（$c_{vir}\sim8$）方面的预期一致。这是第一个这样的分析，解决了不同的GC亚群的动力学在一个自洽的方式。我们的方法提高了晕参数确定的两个因素的不确定性，并开辟了新的途径，使用椭圆星系动力学的宇宙学模拟的预测测试。从动力学模型推导出的隐含的恒星质光比与Salpeter初始质量函数（IMF）完全一致，并排除了底光IMF。不同的GC亚群在大半径处显示出明显不同的轨道分布，红色GC在$\sim3R_e$之外具有各向异性参数$β\sim0.4$，而蓝色GC在相同半径处具有$β\sim0.15$，而中心（$\sim1R_e$）它们都是各向同性的。我们讨论了我们的研究结果的影响内的两个阶段的形成方案的早期型星系。
2014-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical Versus Stellar Masses in Compact Early-Type Galaxies: Further Evidence for Systematic Variation in the Stellar Initial Mass Function
几个独立的证据表明，恒星的初始质量函数（IMF）在早期型星系变得越来越“底重”的星系质量和/或速度色散，西格玛。在这里，我们考虑的证据IMF变化的样本相对紧凑的早期型星系从斯隆数字巡天。这些星系有足够高的恒星密度，在一个有效半径内，暗晕可能对总动力学质量Mdyn有很小的贡献。我们适合我们详细的恒星星族合成模型，这些星系的堆栈吸收线光谱在箱中的西格玛，并找到证据，从IMF敏感的光谱特征底部重IMF在高西格玛。我们也适用于简单的“质量跟随光”的动力学模型相同的数据，并发现Mdyn是显着高于预期，如果这些星系的恒星为主，并有一个普遍的银河系IMF。因此，采用Mdyn M_* 意味着IMF在高sigma时“更重”。最重要的是，这两种技术之间推断的IMF变化的定量非常相似，在质量上在0.1 dex内一致。当应用于相同的数据时，两种独立技术之间的一致性为IMF作为早期星系速度弥散函数的系统变化提供了令人信服的证据。任何替代的解释都必须重现动力学和基于恒星星族的技术的结果。
2013-09-23 astro-ph.CO
A giant elliptical galaxy with a lightweight initial mass function
我们提出了新的VLT观测的最近已知的强透镜星系，sigma=330公里/秒的巨型椭圆ESO 325-G 004。透镜的低红移（z_lens=0.035）导致在有效半径的一小部分（R_Ein ~ R_Eff/4）处形成弧。在如此小的半径下，恒星占据了透镜质量的主导地位，因此透镜提供了一个直接探测恒星质光比的方法，只需要对暗物质进行很小的修正。被ESO 325-G 004透镜化的星系的红移是未知的，所以透镜化的质量并没有被确定。使用X-SHOOTER，我们测量了z_src=2.141的安全源红移。结合透镜配置，这产生了爱因斯坦半径内的总质量为（1.50+/-0.06）10^11 M_sun。我们估计的范围内的可能贡献的暗物质的透镜质量，从宇宙学N体模拟统计。减去这个分量，得到透镜的恒星M/L比为3.14^+0.24_-0.42（M/L）_sun（在F814 W波段）。使用VIMOS，我们还获得了非常高的S/N光谱的透镜星系。VIMOS的数据证实ESO 325-G 004有一个非常古老的恒星星族。对于Kroupa IMF，恒星星族拟合得到的恒星M/L比为3.01+/-0.25（M/L）_sun。因此，具有这种IMF的恒星的质量与透镜估计是一致的。相比之下，在99.8%的置信水平下，萨尔皮特或更重的IMF不受欢迎。一个“重量级”的IMF，其规模是Kroupa案的两倍，被坚决排除在外。这样的…
2013-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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 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
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
Further evidence for large central mass-to-light ratios in early-type galaxies: the case of ellipticals and lenticulars in the Abell~262 cluster
本文给出了Abell~262中8个早型星系的径向分辨光谱，测量了它们的自转、速度色散、三个轴上的$H_3$和$H_4$系数，以及Mg、Fe和H $β$的线强度指数分布。电离气体的速度和速度色散包括6个星系。我们从基于轨道的动力学模型中推导出动态质光比和暗物质密度，并辅以星系的年龄、金属丰度和$α$元素丰度。有四个星系有显著的暗物质，其晕的密度大约是相同恒星质量的螺旋星系的10倍。使用暗物质密度和宇宙学模拟，组装红移$\zdm\approx 1-3$，这是我们早先发现的昏迷。动力学质量的光是大于预期的Kroupa恒星IMF，特别是在星系的高速色散$\sigeff$内的有效半径$\reff$。这可能表明在大质量星系中存在一个“大质量”IMF。或者，大质量星系中的一些暗物质可以紧紧地跟随光。结合我们的后发座早期类型的比较样本，我们现在有24个星系中的5个，其中（1）质量跟随光到$1-3\,\reff$，（2）所有跟随光的质量的动态质光比很大（$\approx\,8-10$在克朗-朗费斯$R$带中），（3）暗物质部分可以忽略不计到$1-3\,\reff$。除非这些星系中的IMF特别“巨大”，并且以某种方式与暗物质含量相耦合，否则在一些早期类型的星系中，亮物质和暗物质之间似乎存在显着的简并。暴力放松的作用进行了简要讨论。
2012-06-25 astro-ph.CO
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
Ca, Fe, and Mg Trends Among and Within Elliptical Galaxies
在一个跨越大范围质量的椭圆星系样本中，以前未使用的Ca指数CaHK显示，[Ca/Fe]和[Ca/Mg]随着椭圆星系质量的增加而系统地降低。金属丰度混合物，年龄效应，恒星色球发射效应，和低质量初始质量函数（IMF）的提升效应被排除的原因。小于0.3 dex的[Ca/Fe]范围足以覆盖所有观察结果。星系内的功能梯度意味着全球钙赤字，而不是一个依赖于半径的现象。一些（但不是全部）II型超新星核合成产额的计算表明，在更大质量的超新星中，Ca/Fe产额比会降低，这可能支持了更大质量的椭圆星系具有有利于更大质量恒星的IMF的假设。没有II型超新星核合成产率计算显示出显着的杠杆作用，在钙/铁比作为一个功能的祖先金属丰度。因此，钙的行为似乎不太可能被解释为一种内在的金属丰度效应，这与只改变II型到Ia型超新星富集率的解释相反。
2012-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The formation of UCDs and massive GCs: Quasar-like objects for testing for a variable stellar initial mass function (IMF)
恒星的初始质量函数（IMF）被描述为是不变的，底部重或头重脚轻在非常密集的恒星爆发条件。为了提供有用的可观测的诊断，我们计算红移依赖的光谱能量分布的恒星星族在极端的恒星爆发集群，这可能是今天的大质量球状星团（GC）和超紧凑的矮星系（UCD）的前身。恒星残余物的滞留分数被用来估计老化星暴的质光比。它们的红移依赖的光度学性质的计算作为詹姆斯韦伯空间望远镜（JWST）的观测预测。虽然目前的GC和UCD在很大程度上是关于底重或顶重IMF的简并，但金属丰度和密度依赖的顶重IMF意味着年龄<1亿年的最大质量UCD表现为具有类星体般光度的天体，由于核心坍缩超新星，在月时间尺度上具有0.1-10%的变化。
2017-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Variations of the Initial Mass Function in Semi-Analytical models
据报道，遥远星系偏离了一个普遍的、类似MW的恒星初始质量函数（IMF），尽管观测到的变化背后的物理原因仍然是一个持续争论的问题。在本文中，我们提出了一个探索性的研究，以评估所提出的IMF演化对星系的统计性质的影响，预测的半解析模型的星系形成和演化MORGANA。特别是，我们测试不同的依赖性的IMF形状，作为模型星系的属性（如恒星形成率，速度色散或恒星质量）和环境的函数，并比较预测的恒星质量函数和恒星形成率函数与参考运行在固定IMF。在大多数情况下，MORGANA预测显示出的偏差是十分之几dex的数量级，相对于假设一个通用Kroupa IMF的运行。在提出的IMF的变化，增加顶部重IMF在增加恒星形成率预测的星系属性的影响最大，而大多数模型假设增加底部重IMF在更高的质量/速度色散导致星系属性的变化是相同的顺序的质量和恒星形成率的不确定性的确定。通过比较预测的星系恒星质量函数，我们得出结论，高质量端的研究可以提供有用的约束，解开模型假设增加顶部重IMF在高恒星形成或底部重IMF在大规模系统。
2014-05-29 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
Chemodynamical simulations with variable IMF
使用自洽化学动力学模拟，包括恒星形成，超新星反馈，和化学富集，我显示宇宙恒星形成和化学富集的历史依赖于初始质量函数（IMF）。Pop-III IMF的影响只能在z>4或[Fe/H]<-2的元素丰度比中看到。在高恒星形成率（SFR）的情况下，较好的IMF具有较平坦的斜率，而在低SFR的情况下，较好的IMF具有较小的上部质量（~ 20 Msun），这与观测到的矮球状星系元素丰度一致。然而，椭圆星系的[alpha/Fe]问题可能需要其他解决方案。
2010-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Recent advances on IMF research
在这里，我讨论了最近的工作，褐矮星，大质量恒星和国际货币基金组织的一般。恒星IMF可以很好地描述了一个不变的两部分幂律在本星系群内的恒星形成事件。它在形状上与星前核心质量函数几乎相同。大多数褐矮星都有一个独立的IMF。来自球状星团和超致密矮星系的证据表明，IMF可能是头重脚轻的，这取决于恒星形成率密度。IGIMF的范围从低星系范围内的恒星形成率的底部重到星系规模的恒星爆发的顶部重。
2013-12-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar and sub-stellar IMF of simple and composite populations
目前的知识恒星货币基金组织的文件。当恒星形成率密度在pc尺度上超过约0.1 Msun/（yr pc^3）时，它似乎变得头重脚轻，并且随着金属丰度的增加和在质量越来越大的早型星系中，它可能变得越来越底重。在0.07 Msun以下，它会急剧下降，而褐矮星（BD）和非常低质量的恒星有自己的IMF。质量最大的恒星mmax形成于一个嵌入式星团，恒星质量Mecl与Mecl密切相关，Mecl是引力驱动的结果，但资源有限的增长和碎片引起的饥饿。没有任何令人信服的证据表明大质量恒星是孤立形成的。离散的恒星星族的各种方法进行了介绍：最佳采样导致的质量分布，完美地代表了所需的IMF和MMAX-Mecl关系的确切形式，而随机抽样的结果在统计变化的形状的IMF。所观察到的最大Mecl的相关性和国际货币基金组织幂律指数的小蔓延一起表明，最佳采样的国际货币基金组织可能是更现实的描述恒星形成比随机抽样从一个通用的国际货币基金组织具有恒定的质量上限。星系尺度上的复合星族是由许多pc尺度的恒星形成事件形成的，需要用积分星系IMF来描述。这个IGIMF系统地从顶部轻到顶部重的星系类型和恒星形成率的依赖，与戏剧性的影响星系形成和演化的理论。
2012-11-04 astro-ph.CO
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
When did the initial mass function become bottom-heavy?
设定恒星初始质量函数（IMF）峰值的特征质量与星际气体的热力学行为密切相关，星际气体控制着气体在重力作用下坍缩时的碎片。随着宇宙在宇宙时间内金属丰度的增加，这种热力学行为已经从压缩加热和分子氢冷却之间的竞争主导的原始状态演变为现代状态，其中致密气体中的主导过程是原恒星辐射反馈，通过尘埃-气体碰撞传递到气体。在本文中，我们绘制出的原始到现代的过渡，通过构建一个模型的坍塌，尘埃气体云在广泛的金属丰度的热力学。我们表明，从原始政权的过渡到现代政权开始在金属度$Z\sim 10^{-4} \rm{Z_\odot}$，通过一个中间阶段，金属线冷却是占主导地位的$Z \sim 10^{-3}\,\rm{Z_{\odot}}$，然后过渡到现代灰尘和反馈为主的政权在$Z\sim 10^{-2} \rm{Z_\odot}$。在像银河系这样的低压环境中，这种转变伴随着特征恒星质量的急剧变化，从$Z \sim 10^{-6}\,\rm{Z_{\odot}}$的$\sim 50\,\rm{M_\odot}$到$\sim 0.3\,\rm{M_\odot}$，一旦辐射反馈开始占主导地位，这标志着现代底部重的银河系IMF的出现。在典型的大质量椭圆星系的高压环境中，现代的，尘埃为主的制度的特征质量下降到$\sim 0.1\,\rm{M_{\odot}}$，从而提供了一个解释，在这些星系中观察到的底部更重的IMF…
2021-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
A low-mass cut-off near the hydrogen burning limit for Salpeter-like initial mass functions in early-type galaxies
我们对两个速度色散分别为245 km/s和325 km/s的大质量早型透镜星系的恒星初始质量函数（IMF）的性质进行了详细的研究。我们比较从两个完全独立的方法得到的推论：（一）结合引力透镜和恒星动力学（L&D）分析的数据集采用自洽轴对称模型，和（ii）光谱简单的恒星星族（SSP）分析的光学线强度指数，假设单一的幂律IMF。从这两种方法的结果被发现是一致的1-西格玛的不确定性。这两个星系都符合萨尔彼得IMF（x = 2.35的幂律斜率），这是强烈倾向于夏布里耶IMF（x = 1.8），从联合分析推断的概率分别为89%和99%。对于两个星系来说，明显比萨尔皮特（x >= 3.0）陡峭的底部重IMF被排除在决定性的证据之外（贝叶斯因子B > 1000），因为它们超过了从L&D约束得出的总质量。我们的分析允许，第一次，推断低质量的国际货币基金组织（M_低）的截止。结合两个星系的联合L&D和SSP分析，我们推断IMF斜率x = 2.22 +/- 0.14，与Salpeter IMF一致，低质量极限M_low = 0.13 +/- 0.03 M_sun，略高于氢燃烧极限。
2013-08-17 astro-ph.CO
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
The Optical Colors of Giant Elliptical Galaxies and their Metal-Rich Globular Clusters Indicate a Bottom-Heavy Initial Mass Function
我们报道了7个大质量椭圆星系的光学（g-z或B-I）颜色与其相关的大质量富金属球状星团（GC）的平均颜色之间的系统和统计上的显著偏移，在这个意义上，母星系在给定的银河系中心距离下红了0.12-0.20等。然而，蓝色的光谱指数表明，这些星系的光度加权年龄和金属丰度等于它们在给定的银河系中心距离上的平均大质量富金属GC，在很小的不确定性范围内。红色GC系统和它们的母星系之间观察到的颜色差异不能用大质量富含金属的GC中存在多个恒星世代来解释，因为后者对群体的综合g-z或B-I颜色的影响可以忽略不计。然而，我们表明，这种悖论可以解释，如果在这些大规模的椭圆星系的恒星初始质量函数（IMF）是显着陡峭的亚太阳质量比典型的IMF来自恒星计数在太阳附近，与GC的颜色已成为蓝色由于动力学演化，造成显着平坦的恒星MF的平均幸存GC。
2013-01-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical spectroscopy and initial mass function of $z=0.4$ red galaxies
光谱吸收特征可以用来约束星系积分光中恒星的初始质量函数（IMF）。在低红移下使用的光谱指数是在远红光下，因此当它们通过大气传输和CCD检测器波长窗口时，越来越难以在越来越高的红移下检测到。我们采用IMF敏感指数在蓝色波长。我们堆叠光谱的红色，静止星系周围的$z=0.4$，从深2星系红移调查。$z=0.4$红星系的平均年龄为2 Gyr，因此它们不可能是附近星系被动演化的前体。它们在C和Na中略微增强，在Ti中略微降低。通过光度分割，较暗的一半似乎更古老，这一结果应该在未来用更大的样本进行检查。我们发现没有证据表明货币基金组织之间的演变$z=0.4$和现在，但我们强调的重要性，样本选择，发现SDSS样本挑选到选择原型椭圆星系在z $\sim$ 0是向一个更底部重货币基金组织的偏移。其他样本，包括我们的DEEP 2样本，显示了一个更像螺旋星系的IMF的偏移。所有的样本都证实，与蓝色的星系相比，最红的星系看起来底部很重。样本的选择也会影响年龄颜色的趋势：红色的发光星系看起来总是古老而富含金属，但蓝色的星系可能更缺乏金属，同样的丰度，或者更富含金属，这取决于它们是如何被选择的。
2017-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for dark matter contraction and a Salpeter IMF in a massive early-type galaxy
恒星和暗物质占据了早期星系的大部分质量，但恒星星族和暗物质分布的不确定性使得区分这两种成分具有挑战性。然而，对恒星和暗物质的精确观测对于检验结构形成和演化的许多模型是极其有价值的。我们在$z=0.222$上测量了一个大质量早型星系的恒星质量和暗物质晕的内斜率。该星系是双爱因斯坦环引力透镜系统SDSSJ 0946 +1006的前景偏转器，也被称为“头奖”。通过结合透镜和动力学的工具，我们首先将外环半径内的总质量密度分布（$ρ_{\rm{tot}}\propto r^{-γ'}$）的平均斜率约束为$γ' = 1.98\pm0.02\pm0.01$。然后，我们得到一个膨胀晕分解，假设幂律形式的暗物质晕。我们的分析产生$γ_{\rm{DM}} = 1.7\pm0.2$的内斜率的暗物质的配置文件，在协议的理论研究结果的暗物质在椭圆形的分布，和恒星质量的透镜和动力学$M_*^{\rm{LD}} = 5.5_{-1.3}^{+0.4}\times10^{11}M_\Sun$。通过比较这一测量结果与恒星质量推断的恒星星族综合拟合，我们发现，一个Salpeter IMF提供了一个很好的描述的恒星星族的透镜，而IMF是比Chabrier重的概率是95%。我们的数据表明，从一个紧凑的红块的小系统的吸积增长是一个合理的形成这个对象的情况。
2012-04-30 astro-ph.CO
Do blue compact galaxies have red halos?
红晕是一种微弱的、延伸的、极红的结构，自20世纪90年代中期以来，在各种类型的星系周围都有报道。这些晕圈的颜色太红，与迄今已知的任何类型的恒星星族都不一致，而是表示一个非常底部重的恒星初始质量函数（IMF）。由于这种恒星晕的质光比很大，它们对星系的重子质量有很大的贡献，而对星系的整体光度却贡献甚微。因此，星系的红晕构成了一些重子的潜在储存库，这些重子在低红移宇宙的清单中仍然缺失。虽然大多数对红晕的研究都集中在盘星系上，但在蓝色致密星系（BCGs）的微弱外围也有报告称红色过量。底部重的IMF也可以解释这些结构的颜色，但由于模型的简并性，具有标准IMF和异常高金属丰度的恒星星族也被证明符合数据。在这里，我们表明，由于光谱合成领域的最新发展，在这种替代方案中所需的金属丰度可能不像以前认为的那么极端。这表明在BCGs外围看到的红色过量可能来自一个正常的中等金属丰度的宿主星系，而不是在盘星系周围看到的红色晕。然而，推断出的宿主金属丰度仍然需要宿主比BCGs中心星爆中的气体更富含金属，这与目前对BCGs如何形成的模拟相矛盾。
2009-02-26 astro-ph.CO
The galaxy-wide IMF of dwarf late-type to massive early-type galaxies
观测研究表明，在恒星形成率（SFR）较高的星系中，整个星系的恒星初始质量函数都是头重脚轻的。通过计算积分星系恒星初始质量函数（IGIMF）与星系SFR的函数关系，可以得出结论：SFR> 10 Msol yr^-1的星系或以大于10 Msol yr^-1的SFR形成的星系，其IGIMF的头重脚轻与观测结果非常一致。因此，与观测结果一致，椭圆星系将具有更高的M/L比，作为恒星残余物过剩的结果相比，恒星星族，形成了一个不变的正则恒星初始质量函数（IMF）。对于银河系，IGIMF产生非常好的协议与磁盘和膨胀IMF的决定。我们的结论是，纯粹的随机描述的恒星形成的规模为pc和以上是伪造的。相反，恒星的形成遵循的是定义IGIMF理论的定律，在这里被称为公理。我们还发现证据表明，嵌入式集群质量函数的幂律指数β随SFR的增加而降低。我们建议通过计算矮星系中的大质量恒星来进一步检验IGIMF理论。
2013-10-17 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 non-universality of the low-mass end of the IMF is robust against the choice of SSP model
我们进行了直接比较的两个国家的最先进的单恒星星族（SSP）模型，已被用来证明初始质量函数（IMF）斜率的低质量端的非普适性。SSP模型的两个公开版本被限制为太阳丰度模式或太阳金属丰度，如果一个人的目的是解开大规模早型星系（ETG）与恒星形成历史不同的太阳附近的元素增强，金属丰度变化和IMF变化的限制。我们定义了响应函数（金属丰度和α丰度），以扩展每组模型的参数空间。我们比较了这些扩展模型与斯隆数字巡天（SDSS）ETGs光谱与不同的速度色散的样本。我们测量光学IMF敏感的恒星特征的等效宽度，以研究基础模型假设和成分，如恒星库或等时线，对IMF斜率下降到~0.1太阳质量的推断的影响。我们表明，陡峭的低质量端的初始质量函数（IMF）的基础上的非简并的一组光谱光学指标是强大的对选择的恒星星族模型。虽然模型同意在一个相对的意义上（即都意味着更多的底部沉重的IMF更大规模的系统），我们发现不可忽略的差异推断在每个速度分散的IMF斜率的绝对值，通过使用两个不同的模型。特别是，我们发现大的不一致性，在定量预测的IMF斜率变化和丰度模式时，钠线。我们调查这些不一致的可能原因。
2015-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar population analysis of MaNGA early-type galaxies: IMF dependence and systematic effects
我们研究系统学与估计简单的恒星星族（SSP）参数-年龄，金属丰度[M/H]，$α$ -增强[ $α$ /Fe]和IMF形状-和相关的$M_*/L$梯度，椭圆慢旋（E-SR），快旋（E-FR）和S 0的星系在MaNGA调查的堆叠光谱。这些系统学产生于（i）叠加时如何归一化光谱;（ii）在估计吸收线强度之前必须减去发射;（iii）决定拟合整个光谱或仅几条吸收线;（iv）SSP模型差异（例如等时线，富集，IMF）。MILES+Padova SSP模型与H $_β$、$\langle$ Fe、$\rangle$、TiO $_{\rm 2SDSS}$和[MgFe] Lick指数的拟合表明，在半光半径外$R_e$：（a）中心区域年龄较年轻，[ $α$ /Fe]值较低，而[M/H]值则相反;（b）IMF在中心区域底部较重，但在$R_e/2$附近接近Kroupa;（c）这使得$M_*/L$在中心区域比在$R_e/2$附近大$2\times$左右。虽然Conroy等人（2018）的模型返回了类似的[M/H]和[ $α$ /Fe]曲线，但即使对于太阳丰度和Kroupa IMF，年龄和（因此）$M_*/L$曲线也可能存在显着差异;对非太阳丰度和IMF参数化的不同响应进一步加剧了这些差异。E-SR、E-FR和S 0之间存在明显（与模型无关）差异：年龄较小和[ $α$ /Fe]值增强较少表明E-FR和S 0…
2022-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
$M_*/L$ gradients driven by IMF variation: Large impact on dynamical stellar mass estimates
在星系中，恒星的质光比$Υ_*$不是常数。附近早型星系的空间分辨运动学表明，允许一个可变的初始质量函数（IMF）返回显着更大的$Υ_*$梯度比如果IMF是固定的。如果$Υ_*$在中心区域更大，那么忽略IMF驱动的梯度可以高估$M_*^{\rm dyn}$，对于最大质量的星系可以高估两倍，尽管恒星星族估计$M_*^{\rm SP}$也会受到影响。大的$Υ_*$ -梯度有四个主要的后果：第一，$M_*^{\rm dyn}$不能独立于恒星星族合成模型来估计。第二，如果$Υ_*$有一个下限并且梯度未知，则要求$M_*^{\rm dyn}=M_*^{\rm SP}$约束它们。第三，如果在质量较大的星系中梯度更强，那么$M_*^{\rm dyn}$和$M_*^{\rm SP}$就可以达成一致，而不是像最近一些研究所提倡的那样，通过调用恒定的底部重IMF来向上移动$M_*^{\rm SP}$，而是通过向下修正文献中的$M_*^{\rm dyn}$估计。第四，考虑$Υ_*$梯度改变了恒星质量函数$ϕ(M_*^{\rm dyn})$的高质量斜率，并降低了相关的恒星质量密度。这些结论可能会影响反馈和绝热收缩的需要估计，所以我们的研究结果强调了在较大样本中测量$Υ_*$梯度的重要性。
2018-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Elliptical galaxies kinematics within general relativity with renormalization group effects
重整化群框架可以应用于弯曲时空上的量子场论，但没有证据证明引力耦合的β函数在远红外线上是否真的为零。在最近的一篇论文中，我们已经表明，如果存在一个小的广义相对论耦合G，螺旋星系内的暗物质的量可以忽略不计。在这里，我们将建议的模型扩展到椭圆星系，并提出了一个详细的分析NGC 4494（一个普通的椭圆）和NGC 4374（一个巨大的椭圆）的建模。为了比较我们的结果与一个众所周知的替代模型的标准暗物质图片，我们还评估NGC 4374与MOND。在这个星系中，MOND导致了与观测到的速度色散曲线的显著差异，并具有切向各向异性的显著趋势。另一方面，基于重整化群和广义相对论（RGGR）的方法可以应用于这些椭圆星系，并与较低的质光比（约Kroupa IMF型）兼容。
2012-09-04 astro-ph.CO gr-qc
The Origin of the Mass-Metallicity relation: an analytical approach
最近，在所有红移的恒星形成星系中，质量-金属丰度（MZ）关系的存在已被确立。我们的目的是研究一些可能的物理机制，有助于MZ关系，通过采用化学演化模型，包括流入和流出的解析解。我们探讨了一个变量的星系风率，每恒星一代（即在IMF的变化），作为可能的原因MZ关系的假设。通过分析模型，我们计算了预期的O丰度的星系的重子总质量和气体质量。恒星的质量是由观测和气体质量是由反肯尼库特定律的恒星形成，一旦恒星形成率是已知的。然后，我们测试如何描述的流出，流入和IMF的参数应该发生变化，以重现MZ关系，我们排除的情况下，这种变化导致不切实际的情况。我们发现，一个星系风率增加，减少星系质量或变量IMF都是可行的解决方案MZ关系。而可变的下降速率是不可接受的。仅考虑MZ关系很难将外流解和IMF解区分开来，应考虑其他观测约束来选择具体的解。例如，恒星形成效率随星系质量的增加而变化也可以重现MZ关系，并解释椭圆星系中恒星形成的缩小。最好的解决方案可能是恒星形成的可变效率加上星系风，这确实是在低质量星系中观察到的。
2010-01-25 astro-ph.CO
A possible physical connection between helium-rich stellar populations of massive globular clusters and the UV upturn of galactic spheroids
利用解析模型和数值模型讨论了大质量球状星团中的富氦（Y > 0.35）恒星星族与银河系球状体紫外线（UV）上转之间可能存在的物理联系。在我们的模型中，所有的恒星最初都是由巨分子云（GMC）形成的束缚或非束缚星团（SC），SC最终可以成为GMC，疏散星团和场星取决于其宿主GMC的物理性质。该模型的一个重要组成部分是，富氦恒星几乎完全由大质量渐近巨星分支（AGB）恒星喷出的气体形成。富氦恒星的形成被认为是发生在大规模的SC，如果祖GMC的质量大于阈值质量（M_thres）。这些大质量的SC最终可以成为大质量的GC或富氦的场星，这取决于它们是否被分解。利用这个模型，我们证明了如果银河系球状体的初始质量函数（IMF）是轻微的头重脚轻，那么当M_thres=10^7 M_sun时，富氦主序星的质量分数（F_He）可以达到~ 0.1。发现F_He依赖于IMF和M_thres，使得对于较浅的IMF和较小的M_thres，F_He可以较大。在几乎所有的模型中，银河系球状体的内部区域都显示出较大的F_He。基于这些结果，我们认为，如果椭圆星系的紫外线向上翻转是由于较大比例的富氦恒星，那么起源可以密切相关的头重脚轻的IMF的星系。
2011-12-22 astro-ph.CO
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
SDSS-IV MaNGA: The Spatially Resolved Stellar Initial Mass Function in $\sim$400 Early-Type Galaxies
由于其独特的空间分辨率、波长覆盖范围和样本大小的组合，MANGA提供了对星系中IMF斜率进行精确空间分辨测量的机会。我们推导出年龄、元素丰度和IMF斜率的径向梯度，分析了366个质量为$9.9 - 10.8\;\log M/M_{\odot}$的早期星系的堆叠光谱到半光半径的光学和近红外吸收特征。我们发现平坦的年龄梯度和[ $α$ /Fe]比，以及金属丰度的负梯度，与文献一致。我们进一步推导出显着的负梯度的[Na/Fe]比与星系中心被很好地增强钠丰度高达0.5德克斯。最后，我们发现一个梯度的IMF斜率与底部重IMF的中心（典型的质量过剩因子为1.5）和银河系型IMF的半光半径。这种模式是质量依赖的，在我们的样本中质量最低的星系在银河系IMF周围只有一个浅梯度。我们的结果意味着本地IMF- $σ$关系的星系内甚至比全球的关系更陡峭，并暗示对本地金属丰度的IMF变化背后的主导因素。我们还采用不同的恒星星族模型在我们的分析和径向IMF梯度被发现独立的恒星星族模型使用。对Wing-Ford带的类似分析提供了不一致的结果，并进一步证明了测量和建模这一特殊特征的困难。
2018-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radial gradients in initial mass function sensitive absorption features in the Coma brightest cluster galaxies
利用牛津短波长积分场光谱仪（SWIFT）跟踪了后发座星系团中三个星系的初始质量函数（IMF）敏感吸收特征的径向变化。我们获得了两个中央最亮星系团（BCGs）NGC4889，NGC4874和西南星系团NGC4839中的BCG的中央5kpc的分辨光谱，以及NGC4873作为低$σ_*$对照的未分辨数据。我们提出了径向测量的IMF敏感功能钠碘化钠$_{\rm{SDSS}}$，钙三重态CaT和铁氢化物FeH 0.99，随着镁MgI0.88和氧化钛TiO 0.89功能。我们采用两种不同的方法，大地校正和天空扣除周围微弱的FeH功能，以验证我们的分析。在NGC4889中，我们发现了NaI $_{\rm{SDSS}}$和CaT的强烈梯度，但FeH的分布是平坦的，与恒星星族合成模型相比，这表明一个古老的，$α$增强的种群具有Chabrier，甚至是底光IMF。的年龄和丰度是符合以前的研究，但正常的IMF是在最近的结果表明，增加IMF的斜率与速度色散增加。我们在NGC4874内测量平坦的NaI $_{\rm{SDSS}}$和FeH轮廓，并确定一个旧的、可能稍微$α$增强的和Chabrier IMF人口。我们发现一个$α$增强，Chabrier IMF人口在NGC4873。在NGC4839中，我们测量了强NaI $_{\rm{SDSS}}$和强FeH，尽管具有较大的系统不确定性，表明可能存在较重的IM…
2016-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Population III X-ray Binaries and their Impact on the Early Universe
第一批X射线双星（XRB）预计将影响早期宇宙中气体的热和电离状态。虽然这些X射线源被预测对高红移的可观测信号有重要的影响，例如来自宇宙黎明和宇宙X射线背景的氢21厘米信号，但它们的性质却很少被探索，使得理论模型在很大程度上不知情。在本文中，我们模拟了一个人口的X射线双星产生的零金属丰度的恒星。我们探讨了它们的性质如何依赖于原始恒星的初始质量函数（IMF），发现它们的数量和X射线产生效率有很大的影响。我们还提出了XRB和它们的X射线发射与局部恒星形成率之间的标度关系，这可以用于数值模拟中的亚网格模型，以改善X射线反馈处方。具体地说，我们发现星系际介质中的X射线反馈的均匀性和强度强烈依赖于IMF。底部重的IMF导致XRB的更平滑的分布，但是具有比更多顶部重的IMF低的光度数量级。头重脚轻的IMF导致空间上更不均匀，尽管很强，X射线发射。中间的IMF有一个强的X射线反馈，同时维持在星系际介质的均匀发射。这些X射线反馈的差异可以在未来通过测量中性氢的宇宙黎明21厘米线来探测，这为我们提供了一种限制人口III IMF的新方法。
2023-03-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
A systematic variation of the stellar initial mass function in early-type galaxies
我们对星系的许多认识来自于分析其恒星发出的辐射。它依赖于描述星族形成时恒星质量分布的恒星初始质量函数（IMF）。因此，IMF的知识对星系演化的几乎每个方面都至关重要。在国际货币基金组织第一次确定之后的半个多世纪里，对于它是否在不同星系中具有普遍性，还没有达成共识。先前的研究表明，IMF和星系中心的暗物质部分不可能同时具有普适性，但它们不能打破这两种效应之间的简并性。直到最近才有迹象表明，大质量椭圆星系可能没有与我们银河系相同的IMF。在这里，我们报告明确的证据，一个强大的系统变化的IMF在早期型星系作为其恒星的质量与光的比例的函数，产生的差异高达三个因素的质量。这是推断出详细的动力学模型的二维恒星运动学的大型dmas3D代表样本附近的早期型星系跨越两个数量级的恒星质量。我们的发现表明，IMF密切依赖于星系的形成历史。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
EDGE: The sensitivity of ultra-faint dwarfs to a metallicity-dependent initial mass function
受暗矮星中观测到的底光初始质量函数（IMF）的启发，我们研究了金属性依赖的IMF如何影响超暗矮星系的反馈预算和观测值。我们模拟的演化低质量（$\approx 8 \, \times \, 10^{8} \, \rm M_{\odot}$）暗物质晕与宇宙学，放大流体动力学模拟能够解决个别超新星爆炸，我们补充与经验激励的亚网格处方系统IMF的变化。在这个框架下，在典型的微弱矮星的低气体金属丰度下，新生恒星星族的IMF变得头重脚轻，增加了超新星和光电离反馈调节恒星形成的效率。在固定动力学质量下，这导致矮星的最终恒星质量比典型IMF减少了100倍。尽管如此，反馈预算的增加是由更多的大质量恒星增加的金属生产所满足的，导致$z=0$的铁含量几乎不变。因此，一个金属丰度依赖的IMF提供了一种机制，以产生低质量（$\rm M_{\star}\sim 10^3 \rm M_{\odot}$），但丰富（$\rm [Fe/H]\approx -2$）场矮星系，从而打开了一个自洽的途径，以填充高原$\rm [Fe/H]$的质量-金属丰度关系的最暗端。
2022-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
What are we missing in elliptical galaxies ?
6dF星系巡天中早型星系的标度关系不具有标准恒星星族模型所期望的速度色散依赖性。正如在最近的工作与SDSS，似乎有一个额外的依赖性的质轻比与速度色散，可能是由于底部重的初始质量函数。在这里，我们提供了一个新的理解的6dF星系巡天三维高斯基本平面的参数化的Jeans方程，但离开质量依赖的M/L和质量依赖的结构仍然退化，只是目前的限制。最近提出了混合模型。我们的新分析带来了关注有前途的调查线，可以追求解除这种简并，包括恒星大气计算，运动学探测椭圆在大半径，和一个大样本的一微米光谱。
2014-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-redshift elliptical galaxies: are they (all) really compact?
我们在COSMOS 2 deg^2场中研究了12个z_phot>1.4的超大质量被动演化早型星系（ETG）的性质。选择这12个ETG作为pBzK，具有精确的1.4<= z_phot <= 1.7，椭圆体典型的高Sersic折射率分布，在24微米处未检测到，导致M*>2.5x10^11 M_sun（Chabrier IMF）的完整ETG样品。与先前的声明相反，在HST+ACS的非常高的S/N成像数据中估计的半光半径对于大多数样品来说都很大，与局部椭圆相一致。如果M*<2.5x10^11 M_sun的高红移ETG真的像以前的研究报道的那样尺寸小且紧凑，我们的结果可能表明一种“缩小”的情况，即最大质量的ETG比低质量的ETG更早更快地达到它们的最终结构。然而，模拟星系的形态属性固定到那些本地ETG具有相同的恒星质量表明，少数紧凑的星系，我们仍然在我们的样本中恢复可以理解的波动，由于噪声防止恢复扩展的低表面亮度晕在光剖面。这样的晕，典型的Sersic配置文件，甚至延伸到40千秒差距，确实看到在我们的样品。
2009-09-16 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
Chemical evolution of local galaxies in a hierarchical model
我们在星系形成的层次图中，在宇宙学的框架内研究了本星系的化学性质。为此，我们使用了一个分层的半解析模型，其中包括（i）低和中等质量的恒星，（ii）Ia型超新星（SNe）和（iii）大质量恒星的贡献。- 摘要-我们比较我们的预测与现有的观测银河系（MW），在本地矮星系和本地椭圆。对于类银河星系，我们可以成功地再现盘星中观测到的[O-Fe]与[Fe/H]关系以及恒星金属丰度分布（SMD）。对于矮星系，恒星的金属丰度与质量的关系是通过假设的重元素的相当大的一部分是通过金属增强的外流和Ia型SN实现概率低于MW类星系之一丢失再现。- 在椭圆星系中，观测表明较大星系中的[alpha/Fe]值较高。- 摘要-我们的结果计算与标准萨尔彼得初始质量函数（IMF）表明一个平坦的[α/Fe]-σ关系。然而，我们提出了一个可能的解决方案，这个问题，并显示如何，通过假设一个恒星形成依赖IMF的斜率x=1.35的系统与恒星形成率< 100 M_sun/yr和稍微平坦（即x=1）的对象与较强的恒星形成，观测到的相关性之间的[α/Fe]和σ可以占一个大的速度色散范围。相互作用触发的恒星爆发和活动星系核也扮演着重要角色。
2009-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemo-Archaeological Downsizing in a Hierarchical Universe: Impact of a Top Heavy IGIMF
我们利用一个半解析的星系形成模型来研究椭圆星系中[a/Fe]丰度比与恒星质量之间的相关性。我们实现了一个新的星系范围内的恒星初始质量函数（顶重综合星系初始质量函数，TH-IGIMF）的半解析模型SAG和评估其对星系的化学演化的影响。TH-IGIMF的斜率的SFR依赖性被发现是复制正确的[a/Fe]-恒星质量关系的关键。大质量星系达到更高的[a/Fe]丰度比，因为它们的特点是更多的头重脚轻的IMF作为其较高的SFR的结果。作为我们的分析的结果，嵌入星团质量函数的最小嵌入星团质量和嵌入星团质量函数的斜率的值，这是在TH-IGIMF理论中涉及的自由参数，被发现是低至5个太阳质量和2，分别。一个温和的缩小的趋势是目前假设一个普遍的IMF或变量TH-IGIMF产生的星系。我们发现，无论星系质量如何，较老的星系（形成红移> 2）在较短的时间尺度（< 2 Gyr）形成，从而获得较大的[a/Fe]值。因此，星系形成的时间尺度本身不能解释的[a/Fe]-星系质量关系的斜率，但负责的[a/Fe]丰度比在固定的恒星mass.We大分散进一步测试的hypothesis的TH-IGIMF在椭圆星系通过寻找到质光比，光度函数。具有TH-IGIMF的模型也受到这些约束的青睐。特别是，质光比同意与观测值的大质量星系，而被高估的质量较轻的，这种高估是目前无论国际货币基金组织考虑。
2014-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Stellar Initial Mass Function in Early-Type Galaxies From Absorption Line Spectroscopy. I. Data and Empirical Trends
老恒星星族积分光中引力敏感吸收线的强度是在银河系外对恒星初始质量函数（IMF）的少数直接探测之一。由于全耗尽CCD的出现，几乎没有或没有边缘，最近已成为可能，以获得这些功能的精确测量。在这里，我们目前的光谱覆盖的波长范围为0.35 - 0.55微米和0.72 - 1.03微米的M31和34个早型星系的SAURON样品，获得与凯克低分辨率成像光谱仪的凸起。信噪比大于200埃/1微米，这足以测量单个星系的重力敏感特征，并确定它们如何依赖于星系的其他属性。结合新的数据与以前获得的光谱的球状星团在M31和最大质量的椭圆星系的室女星系团，我们发现，矮敏感的Na I双和FeH Wing-Ford带系统增加速度色散，而巨敏感的Ca II三重态减少色散。这些趋势与不同的IMF相一致，因此具有更深势阱的星系具有更多的矮星富集质量函数。在一篇配套论文（Conroy & van Dokkum 2012）中，我们使用了一个全面的恒星星族合成模型来证明IMF效应可以与年龄和丰度变化分开，并量化了早期星系之间的IMF变化。
2012-05-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
