On the IMF in a Triggered Star Formation Context
恒星初始质量函数（IMF）的起源是恒星形成理论中的一个基本问题。它一般符合复合幂律。一些关于祖先的线索可以在致密的无星核心中找到，这些核心具有类似形状的核心质量函数（CMF）。在低质量端，这些质量函数随质量增加，尽管样品可能有点不完整;在高质量端，质量函数随质量减少。两种质量分布之间的翻转质量存在偏移。IMF峰的恒星质量比烟斗星云CMF峰的相应核心质量低约三倍。在其他星云中，IMF和CMF之间的偏移量较小。我们认为，偏移量可能是在全球恒星形成的星爆事件，这是由几个O/B星在多相介质中，自然出现通过在云核形成过程中的热不稳定性的发病触发。我们考虑的情况下，点火的几个大质量的恒星光电离的核心之间的温暖的介质，增加外部压力，降低他们的Bonnor？引起了一些先前稳定的核心的坍缩。我们定量再现IMF在低质量端的额外的旋转碎裂的假设。
2015-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
From the CMF to the IMF: Beyond the Core-Collapse Model
观测表明，星前核心质量函数（CMF）与恒星初始质量函数（IMF）相似，只是向更大质量偏移。这导致了核心和恒星之间存在一对一关系的想法，这样整个恒星的质量库都包含在引力约束的星前核心中，正如核心坍缩模型所假设的那样，并且在最近的恒星IMF理论模型中假设。我们测试这一假设的有效性，通过比较最终质量的恒星与他们的祖先核心的质量在一个高分辨率的恒星形成模拟，产生一个现实的货币基金组织的物理条件下观察到的分子云的特征。使用类似于以前的作品，我们得到了一个CMF的约束核心的定义，随着数值分辨率的增加而收敛。我们发现，CMF和IMF是密切相关的统计意义上的，对于任何一个单独的恒星只有一个弱的相关性之间的祖核心质量和最终的恒星质量。特别是对于高质量恒星，只有一小部分的最终恒星质量来自祖核，即使对于低质量恒星，这一部分也是高度可变的，中位数只有大约50%。我们的结论是，核心崩溃的情景和相关的模型的起源国际货币基金组织是不完整的。我们还表明，竞争性增长是不是一个可行的替代方案。
2021-03-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Salpeter IMF and its descendants
恒星初始质量函数（IMF）是理解宇宙物质循环的关键。Edwin Salpeter在1955年的论文奠定了这一研究领域。然而，今天的证据对初始质量函数作为不变概率分布函数提出了挑战。
2019-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The IMF as a function of supersonic turbulence
最近的研究似乎表明，早期型星系中的恒星初始质量函数（IMF）可能不同于经典的Kroupa或Chabrier IMF，即在低质量恒星中包含更大比例的总质量。从理论的角度来看，超音速湍流一直是许多分析理论中感兴趣的主题，这些理论提出了与恒星形成区域的核心质量函数（CMF）的特征质量以及因此与恒星IMF的强相关性。执行两套不同的质量分辨率的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟，我们的目的是测试的影响，在一个致密的，恒星形成的分子云的湍流性质的变化，在不同的密度制度的系统质量函数的形状。虽然分析理论预测的CMF的峰值向低质量的云的速度分散增加的位移，我们观察到在低密度制度的相反的趋势，高马赫数引起的头重脚轻的质量分布。对于高密度制度，我们没有发现任何相关的马赫数与所产生的IMF的特征质量的趋势，这意味着原恒星吸积盘和碎片的小尺度上的动态不强烈影响湍流驱动的云的规模。此外，我们认为，在恒星通过引力坍缩在其内部形成之前，致密核心的很大一部分被湍流破坏。虽然这个特殊的研究有其数值分辨率的局限性，我们认为，我们的结果，以及从其他研究中，对国际货币基金组织的湍流碎片化模型，简单地映射CMF国际货币基金组织的怀疑。
2016-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Salpeter Slope of the IMF Explained
如果我们接受恒星形成是一个自相似的、等级化的过程的范式，那么大质量恒星IMF的萨尔彼得斜率可以简单而优雅地解释如下。如果在最小尺度下的内禀IMF遵循一个简单的-2幂律斜率，那么当最大质量的恒星不能在星团的最低质量团块中形成时，就会陡峭到-2.35萨尔皮特值。需要强调的是，如果星系团是由团块分级形成的，那么这种变陡必然会发生，而质量最低的团块可以形成恒星。该模型与各种观测以及理论模拟一致。
2012-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The stellar IMF from Isothermal MHD Turbulence
我们解决的湍流碎片的情况下，恒星初始质量函数（IMF）的起源，使用一个大的随机驱动的超音速MHD湍流的数值模拟。湍流碎裂模型成功地预测了所观察到的恒星IMF的主要特点，假设一个等温状态方程没有任何恒星反馈。作为模型的测试，我们专注于磁化等温气体的情况下，忽略恒星的反馈，同时追求在空间和时间尺度覆盖从褐矮星到大质量恒星的恒星质量的全光谱的大动态范围。我们的模拟代表了一个典型的银河系分子云内的通用4 pc区域，质量为3000 Msun，均方根速度为等温声速的10倍，平均阿尔文速度的5倍，与观测结果一致。我们实现了50 AU的最大分辨率和4.0万年的恒星形成的最大持续时间，形成多达1000个下沉粒子，其质量分布密切匹配所观察到的恒星IMF。一个大的中型模拟集被用来测试的汇粒子算法，而更大的模拟被用来测试的数值收敛的IMF和依赖的IMF营业额的湍流破碎模型预测的物理参数。我们发现一个明显的趋势，数值收敛和强有力的支持模型的预测，包括初始时间演变的国际货币基金组织。我们的结论是，等温MHD湍流的物理足以解释IMF的起源。
2018-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparing Models for IMF Variation Across Cosmological Time in Milky Way-like Galaxies
关于恒星初始质量函数（IMF）的关键观测之一是它在银河系（MW）中的近似普适性，这为约束预测IMF的不同恒星形成模型提供了一种强有力的方法。然而，这些模型几乎普遍是“云尺度”或更小-它们作为输入或模拟单分子云（GMC），团块或核心，并预测作为云属性的函数的结果IMF。如果没有一个模型来描述在MW中不同位置形成恒星的所有云的祖先属性（包括在高红移中形成的古老恒星星族，可能是富含气体的矮祖先星系，看起来不像今天的银河系），这些预测就不能被充分探索，也不能安全地应用于不同星系在不同宇宙学时间的IMF的“现场”宇宙学计算。因此，我们结合了一套高分辨率的宇宙学模拟（从反馈在现实环境中的项目），形成MW类星系与合理的恒星形成属性，并明确解决大规模的GMC，与各种建议的云尺度IMF模型。我们将模型独立地应用于模拟中形成的每个恒星粒子，以合成当今星系中预测的IMF。我们探索模型，IMF取决于牛仔裤质量，声波或湍流邦纳-埃伯特质量，碎片与多方状态方程，或在那里它是自我调节的原恒星反馈。我们发现，所有这些模型，除了反馈调节的，预测更多的变化（$\sim 0.6-1$指数$1\,σ$分散在IMF周转质量）在模拟中比观察到的MW。
2017-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing the Turbulent Origin of the Stellar Initial Mass Function
星际介质中的超音速湍流（ISM）与恒星的形成密切相关，因此许多理论将恒星的初始质量函数（IMF）与分子云的湍流性质联系起来。在这里，我们测试了三个基于湍流的IMF模型（Padoan & Nordlund 2002，Hennebelle & Chabrier 2008和Hopkins 2012），它们预测了IMF的高质量斜率（$Γ$）$\mathrm{d} N/\mathrm{d} \log M \propto M^Γ$和湍流速度功率谱的指数n $E_v(k)\propto k^{-n} $之间的关系，其中$n\approx 2$对应于典型的ISM湍流。使用流体动力学模拟，我们驱动湍流与一个不寻常的指数$n\approx 1$，测量$Γ$，并比较结果与$n\approx 2$。我们发现，减少$n$从2到1主要改变了IMF的高质量区域（超过中位数质量），在那里我们测量高质量斜率的95%置信区间内的$-1.5<Γ<-1$为$n \approx 1$和$-3.7<Γ<-2.4$为$n\approx 2$，分别。因此，我们发现$n=1$导致IMF的高质量斜率显著平坦，形成的大质量恒星比$n \approx 2$更多。我们将这些模拟与三个IMF理论的预测进行比较。我们发现，虽然Padoan和Nordlund理论与我们的模拟相匹配，但其他理论要么无法再现模拟的主要定性结果，要么需要进行一些修改。…
2021-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Dynamical Evolution of the Arches Cluster
研究了年轻星团拱的动力学演化及其对初始恒星质量函数的依赖性。我们进行了许多直接的$N$体模拟与各种初始条件和两种不同的选择IMF。一个是标准的Kroupa IMF，没有任何大规模隔离。另一种是径向依赖的IMF，正如目前在拱门中观察到的那样。我们发现，这是不可能的拱门已经达到了观察到的程度，在其目前的年龄从一个标准的非隔离Kroupa IMF的大规模隔离。我们还研究了在动力学演化的第一个$\sim 2-3 \rm{Myr}$中发生碰撞逃逸的可能性。我们发现，这个集群的演变是显着不同的，这取决于IMF的选择：如果选择一个原始的质量隔离IMF，碰撞失控之间总是发生$2-3 \rm{Myr}$的初始浓度范围很广。与此相反，对于标准的Kroupa IMF没有碰撞失控的预测。我们认为，如果拱门创建了一个质量隔离IMF类似于今天观察到的，那么在目前的集群年龄非常不寻常，高质量的恒星应该被创建。然而，碰撞逃逸是否会导致中等质量黑洞（IMBH）的形成，在很大程度上取决于大质量恒星风的质量损失率。恒星质量通过碰撞的增长可以被强风质量损失所抑制。在这种情况下，预期簇间以及簇内介质具有显著的氦富集，这可以通过氦重组线观察到。在风中损失的过量气体也可以通过X射线观测作为扩散X射线源来观测。
2009-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
HST survey of the Orion Nebula Cluster in the H$_2$O 1.4 $μ$m absorption band: II. The substellar IMF down to planetary masses
我们利用哈勃太空望远镜探测低质量恒星、棕矮星和行星质量天体大气中近红外水吸收的能力，创建一个非常纯净的猎户座星云团（ONC）成员样本，不受缺乏水吸收的背景恒星和星系污染的影响。由于这些数据，我们推断出ONC的初始质量函数（IMF）在$0.005 - 1.4$ M $_{\odot}$制度，即下降到几个木星质量。ONC的年轻年龄，$\sim1$ Myr，提供了一个快照的结果，恒星形成的现代条件（金属丰度，温度，压力）的典型银河系盘分子云。我们证明，ONC的IMF是很好地描述了一个对数正态函数或破幂律，与规范的Chabrier或Kroupa形式的银河系磁盘IMF的参数值定性一致。这种质量分布的连续性提供了线索，说明同样的物理过程可能正在调节恒星、褐矮星和行星质量物体的形成。这两种典型的IMF形式都低估了观测到的极低质量成员的数量（低于$0.1$ M $_\odot$），我们的数据允许更精确的约束。然而，我们没有观察到棕矮星或行星质量体系的上升或第二峰。因此，我们的研究与基于宽波段近红外地基测光的发现相矛盾，后者预测了极高数量的自由浮动行星，但可能受到不明背景污染的影响。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA-IMF III -- Investigating the origin of stellar masses: Top-heavy core mass function in the W43-MM2&MM3 mini-starburst
ALMA-IMF大型计划观测到W 43-MM 2-MM 3洋脊，其1.3mm和3 mm ALMA 12米阵列连续图像的空间分辨率达到2500 au。我们使用了最佳灵敏度和无线ALMA-IMF图像，使用多分辨率分割技术MnGSeg降低了噪声，并导出了最完整和最稳健的岩心目录。使用两种不同的提取软件包，getsf和GExt 2D，我们确定了200紧凑的来源，其100个共同的来源，平均通量一致的30%以内。我们过滤了具有不可忽略的自由-自由污染的源，并校正了来自线路污染的通量，从而产生了205个getsf核心的W 43-MM 2-MM 3目录。去卷积半高宽中值为3400 au，核心质量范围从0.1 Msun到70 Msun，getsf目录完成90%，低至0.8 Msun。W 43-MM 2-MM 3的核心质量函数（CMF）的高质量端与标准IMF相比是头重脚轻的。用形式为N（>logM）\propto M^a的单次幂律拟合累积CMF，我们测得a=-0.95 \pm 0.04，而典型的Salpeter IMF斜率为a=-1.35。CMF的斜率在地图处理、提取软件包以及用于估计岩心质量的假设的合理变化方面具有稳健性。我们探讨了几个假设的核心如何转移其质量的恒星和子碎片预测IMF导致的W 43-MM 2-MM 3 CMF。与普遍接受的范式形成鲜明对比，我们的结果反对CMF形状的普遍性。需要更强大…
2022-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Young and embedded clusters in Cygnus-X: evidence for building up the IMF?
我们提供了一个新的观点，天鹅座-X北复杂的第一次访问的年轻恒星星族在该地区的低质量含量。CFHT/WIRCam照相机被用来对这个复杂的天体进行深近红外探测，采样恒星质量低至~0.1 M $_\odot$。几种分析工具，包括在这项工作中开发的消光处理，被用来识别和统一识别该地区十几个未经研究的年轻星团。在低质量域的质量分布的调查显示，一个相对均匀的对数正态IMF的特征质量为0.32 $\pm$ 0.08 M $_\odot$和质量分散0.40 $\pm$ 0.06。在高质量区域，它们的斜率表明，虽然最年轻的星团（年龄<400万年）相对于萨尔皮特的值略浅，但我们的老星团（400万年<年龄<1800万年）显示出符合IMF的值和略密集的恒星星族。虽然可能证明偏离“通用”IMF，这些结果也支持这样一种情况，即这些气体占主导地位的年轻星团逐渐“建立”他们的IMF的吸积低质量的恒星在其附近形成的第一个~3百万年，在气体驱逐阶段之前，出现在~4百万年的年龄与一个完全成熟的IMF。最后，这些星团的距离证实了天鹅座-X北复合体中至少存在3个不同的恒星形成区，距离分别为500-900秒差距、1.4-1.7千秒差距和3.0千秒差距，并揭示了这些恒星星族中的一些可能与天鹅座-OB 2星协相互作用的证据。
2016-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The interdependence between density PDF, CMF and IMF and their relation with Mach number in simulations
Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心、天体物理与分子研究实验室）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学、天文中心、理论天体物理学研究所）；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、行星与星系研究所）
研究通过模拟不同湍流条件下恒星形成区域，揭示了湍流水平对气体PDF、IMF和CMF分布的影响，发现湍流主导环境形成对数正态PDF和Salpeter型IMF，而低湍流环境则产生幂律PDF和重尾IMF。
2024-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar initial mass function variation in massive early-type galaxies: the potential role of the deuterium abundance
观测到的恒星初始质量函数（IMF）似乎各不相同，在最大质量、富含金属的早型星系中心变得底部重。目前还不清楚是什么物理过程可能导致这种IMF变化。在本文中，我们证明了形成恒星的诞生云中氘的丰度可能是重要的，在设置IMF。我们使用模型的光盘吸积到低质量的原恒星，以表明那些形成贫氘气体预计将有零年龄的主要序列质量显着低于那些形成原始（高氘分数）的材料。在我们的简单模型中，这种氘丰度效应取决于恒星质量，因此所产生的IMF将变得底部重-正如观测所见。恒星的质量损失是完全不含氘的，在整个宇宙时间内为恒星形成提供燃料是很重要的。使用EAGLE模拟，我们表明，恒星质量损失引起的氘的变化是最强的IMF的变化被观察到的相同地区：在最大的，金属丰富的，被动星系的中心。虽然我们的分析不能证明氘丰度是观测到的IMF变化的根本原因，但它为未来研究这种可能性的理论和观测尝试奠定了基础。
2020-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity and the Universality of the IMF
恒星的初始质量函数（IMF）和恒星形成速率是任何恒星形成理论都必须解释的基本性质之一。国际货币基金组织的一个有趣的特点是，它似乎在广泛的环境中具有显著的普遍性。特别是，似乎有一个小的变化，无论是IMF的特征质量或其高质量的尾巴之间的集群具有不同的金属丰度。以前试图理解这种明显的金属丰度独立性的尝试没有考虑到来自大质量原恒星的辐射反馈，这可以主导恒星形成区域气体的能量平衡。我们扩展了这项工作，表明分子气体的碎片应该只依赖于微弱的尘埃存在的量，即使当主要的热源是来自大质量原恒星的辐射。首先，我们报告了一系列的核心崩溃模拟使用ORION AMR代码，系统地改变尘埃不透明度，并明确表明，这对气体的温度或碎片的影响很小。然后，我们提供了一个分析的论点，为什么IMF的变化如此之小，在观察到的星团，即使金属丰度变化了100倍。
2011-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Stellar Initial Mass Function in Early-Type Galaxies From Absorption Line Spectroscopy. IV. A Super-Salpeter IMF in the center of NGC 1407 from Non-Parametric Models
恒星初始质量函数（IMF）可以从古老恒星系统的吸收谱线确定，这已经被用来测量IMF及其在早期星系群中的变化。以前的工作主要集中在测量IMF在一个或多个恒星质量间隔的斜率，隐含地假设这是一个很好的描述IMF和IMF有一个普遍的低质量截止。在这项工作中，我们考虑更灵活的IMF，包括两个组件的幂律与可变的低质量截止和一般的非参数模型。我们用模拟光谱证明，只要数据质量高（S/N $\gtrsim300$）和覆盖宽波长范围（0.4 μ m-1.0 μ m），就可以准确地恢复IMF的详细形状。我们将这些灵活的IMF模型应用到大质量椭圆星系NGC 1407中心的高S/N光谱。用非参数IMF拟合光谱，我们发现中心的IMF显示出向氢燃烧极限延伸的连续上升，其行为很好地近似于指数为-2.7的幂律。这些结果提供了强有力的证据，极端（超Salpeter）IMF的存在，在大质量星系的核心。
2017-03-02 astro-ph.GA
The emergence of the galactic stellar mass function from a non-universal IMF in clusters
研究了单代星系质量函数（SGMF）如何依赖于星团初始恒星质量函数（IMF）的变化。我们表明，集群到集群的IMF的变化导致多组分SGMF在一个给定的质量范围内的每个组件可以描述一个不同的幂律函数。我们还表明，分散的$\approx 0.3$ M $_{\odot}$在IMF的特征质量，观察到年轻的银河系星团，导致低质量斜率的SGMF匹配所观察到的银河系恒星质量函数，即使当IMF在低质量端的个别集群是陡峭得多。
2018-06-12 astro-ph.GA
Implications of a Temperature Dependent IMF III: Mass Growth and Quiescence
恒星初始质量函数（IMF）被预测依赖于恒星形成分子云中气体的温度。引入一个额外的参数，$T_{IMF}$，光度模板拟合，表明大多数星系服从一个顶重比银河系IMF。这些修订后的质量函数，静止和关闭的影响进行了讨论。在所有的红移中，质量最高的星系首先变得静止，而关闭质量则向现在减少。跨星系的同步关闭质量表明静止是由普遍机制驱动的，而不是随机或环境过程。
2022-06-03 astro-ph.GA
Evidence for a constant IMF in early-type galaxies based on their X-ray binary populations
最近的一些研究提出，早期类型星系的恒星初始质量函数（IMF）作为星系质量的函数系统地变化，与更高质量的星系具有底部重的IMF。相对于高质量恒星的数量，这些底部重的IMF拥有更多的低质量恒星，因此自然会导致相应较少的中子星和黑洞。在本文中，我们特别预测的变化，黑洞和中子星的数量的基础上的幂律IMF的变化所需的再现所观察到的质光比与星系质量的趋势。然后，我们通过研究附近早型星系的低质量X射线双星种群（LMXB）来测试是否观察到这种变化。在这些双星中，一颗中子星或黑洞从一颗低质量的施主星吸积物质。因此，它们的数量预计将与星系中黑洞和中子星的数量成比例。我们发现，在我们的样本中，每个K波段光的LMXB数量在星系之间是相似的。因此，这些数据表明，从大质量恒星到现在占主导地位的K波段光的IMF的斜率是均匀的，并且与不变的IMF相一致。我们的研究结果是不一致的IMF的变化从Kroupa/Chabrier像IMF的低质量星系陡峭的幂律IMF（斜率$x$ =2.8）的高质量星系。我们将讨论这些意见如何限制可能的形式的国际货币基金组织的变化，以及如何未来钱德拉的意见，使国际货币基金组织更尖锐的测试。
2014-02-03 astro-ph.GA
Is it possible to reconcile extragalactic IMF variations with a universal Milky Way IMF?
对恒星初始质量函数（IMF）最可靠的观测之一是它在银河系和邻近星系中的近似普适性。但是最近对早期星系的观测可以解释为底部重的IMF，而其他超暗矮星的观测则可能意味着顶部重的IMF。这将对恒星形成模型施加强大的限制。我们将探讨什么样的云尺度IMF模型可能满足这些约束。我们利用模拟的星系再现（广泛）观察到的星系属性，而他们也提供了详细的恒星形成的历史和每个祖恒星形成云的属性。然后，我们考虑通用模型的IMF的特征质量是一些任意的幂律函数的祖云属性，以及著名的文献IMF模型，其规模与牛仔裤质量，湍流Bonnor-Ebert质量，温度，不透明度限制，金属丰度，或原恒星加热质量。我们表明，目前在文献中没有IMF模型-也没有任何模型的周转质量是一个任意的幂律函数的云的温度/密度/大小/金属丰度/速度色散/磁场的组合-可以重现声称的IMF变化椭圆或矮星，而不严重违反银河系中的观测约束。具体来说，与观测到的情况相比，他们预测银河系极端环境中的变化太大。要么IMF以更复杂的方式变化，要么必须探索河外观测的替代解释。
2019-03-25 astro-ph.GA
Recovery of the low- and high-mass end slopes of the IMF in massive early-type galaxies using detailed elemental abundances
该研究结合25个极重质量早型星系的详细元素丰度与化学演化模型，恢复IMF低、高质量端斜率，揭示其可能随恒星形成时期变化，并指出BCGs与卫星星系形成路径不同。
2024-04-05 astro-ph.GA
The sensitivity of stellar feedback to IMF averaging versus IMF sampling in galaxy formation simulations
星系形成模拟经常使用初始质量函数（IMF）平均反馈处方，其中恒星粒子被假定为代表单个恒星星族，完全采样IMF。这种近似在高质量分辨率下就失效了，在这种情况下，恒星星族的随机变化变得很重要。我们讨论了各种方案，以明确采样的IMF恒星质量填充恒星粒子。我们使用Monte Carlo数值实验来检查的计划，以无偏的方式，同时保存质量的输入IMF再现的能力。我们提出了我们的首选方案，可以很容易地添加到现有的恒星形成处方。然后，我们进行了一系列的高分辨率孤立的模拟矮星系超新星，光电离和光电加热使用IMF平均反馈和明确采样IMF之间的差异进行比较。我们发现，如果超新星是唯一的反馈形式，触发个别超新星从IMF平均利率IMF采样得到相同的结果。然而，我们发现，光电离是更有效地调节恒星的形成时，IMF的平均利率，创造更多的，更小的H II区域比罕见的，明亮的来源IMF采样。我们注意到，IMF平均反馈与IMF采样相比效率的提高并不一定是一个总的趋势，并且可能会根据反馈渠道、分辨率和其他细节而逆转。然而，货币基金组织的抽样始终是更具实际动机的方法。我们保守地认为，它应该用于质量小于$\sim500\,\mathrm{M_\odot}$的恒星粒子。
2021-04-20 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
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 Slope of the Upper End of the IMF and the Upper Mass Limit: An Observer's Perspective
有多种方法可以测量IMF上端的斜率。可以说，其中最直接的方法是将恒星放置在H-R图上，并将它们的位置与恒星演化模型进行比较。即便如此，人们从中推断出的质量取决于所使用的确切方法。我简要地讨论了一些注意事项，并通过一个简短的错误分析。我的结论是，目前的数据表明，国际货币基金组织的斜率是相同的误差。同样地，质量上限的确定也取决于我们能在多大程度上确定星团中质量最大的恒星的质量。Crowther等人（2010）最近的发现使IMF存在150 Mo上限的说法无效，但考虑到先前证据的弱点，这并不奇怪。
2010-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The MASSIVE SURVEY XVI. The Stellar Initial Mass Function in the Center of MASSIVE Early-Type Galaxies
恒星初始质量函数（IMF）是测量恒星质量和星系恒星形成历史的基本性质。在这项工作中，我们集中在最大的星系在附近的宇宙$\log(M_{\star}/M_{\odot})>11.2$。在MASSIVE巡天中获得了41个早型星系（ETGs）的高质量的$0.4μ{\rm m}-1.01μ{\rm m}$波长覆盖范围的Magellan/LDSS-3长缝光谱，并在$R_{\rm e}/8$孔径范围内获得了高信噪比的光谱。使用详细的恒星合成模型，我们通过全光谱建模约束每个星系的元素丰度和恒星IMF。我们样本中的所有ETG都有一个比银河系（Kroupa）IMF更陡峭的IMF。最佳拟合的IMF错配参数$α_{\rm IMF}=(M/L)/(M/L)_{\rm MW}$在1.12到3.05之间，平均值为$\langle α_{\rm IMF} \rangle=1.84$，表明平均而言，IMF比Salpeter更重底部。比较估计的恒星质量与动力学质量，我们发现，大多数星系的恒星质量小于其动力学质量的$1σ$不确定性。我们补充我们的样本与低质量的星系从文献中，并确认，$\log(α_{\rm IMF})$是正相关的$\log(σ)$，$\log(M_{\star})$，和$\log(M_{\rm dyn})$。在更大规模的ETG中心，IMF的底部更重。此外，我们发现$\log(α_{\rm IMF})$…
2021-10-22 astro-ph.GA
Are the total mass density and the low-mass end slope of the IMF anti-correlated?
我们对来自X-Shooter透镜巡天（XLENS）的9个大质量透镜早型星系（ETG）进行了详细的透镜效应、动力学和恒星星族分析。结合引力透镜约束从HST成像与空间分辨运动学和线指数约束从VLT X-Shooter（XSH）光谱，我们推断的低质量斜率和低截止质量的恒星初始质量函数（IMF）：$x_{250}=2.37^{+0.12}_{-0.12}$和$M_{{\rm low}, 250}= 0.131^{+0.023}_{-0.026}\, M_{\odot}$，分别为一个参考点与$σ\equiv 250\, {\rm kms}^{-1}$和R $_{\rm eff} \equiv 10$ kpc。所有的XLENS系统都与比银河系更陡的IMF斜率相一致。我们发现IMF斜率和任何其他数量之间没有显着的相关性，除了在87% CL [ $dx/d\log(ρ)$ = $ -0.19^{+0.15}_{-0.15}$ ]的总动态质量密度和低质量IMF斜率之间的反相关性。这种反相关性与史密斯等人（2015）发现的低红移透镜一致，这些透镜具有高速度色散和高恒星质量密度，但令人惊讶的是IMF斜率很浅。
2015-05-27 astro-ph.GA
Spatially resolved variations of the IMF mass normalisation in early-type galaxies as probed by molecular gas kinematics
在这里，我们提出了第一个空间分辨的研究IMF在外部星系使用的质量-光比的动态示踪剂。我们使用的运动学松弛分子气体盘在7个早期类型的星系（ETGs）从ATLAS 3D调查选择动态确定质光比（M/L）梯度。这些M/L梯度在这些物体的内部不是很强，并且确实显示变化的星系是具有最高特定恒星形成率的星系。从恒星形成历史中得到的恒星星族参数被用来估计恒星初始质量函数函数（IMF）失配参数，并揭示了它在ETG中的变化。我们的一些目标物体需要一个轻的IMF，否则它们的恒星星族质量将大于它们的动力学质量。相反，其他系统似乎需要更重的IMF来解释它们的气体运动学。我们的分析再次证实了IMF的变化似乎发生在大规模的ETG中。我们发现我们的IMF归一化使用分子气体运动学和使用其他技术得到的很好的协议。尽管如此，我们没有看到找到任何相关的IMF归一化和星系动力学性质或恒星星族参数，无论是本地或全球。在未来更大规模的研究中，使用分子作为星系动力学的示踪剂，可以用来帮助我们解开IMF变化的根本原因。
2016-09-12 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
Why should Models of Dwarf Galaxy Evolution care about the Initial Mass Function at low Star-formation Rates?
针对低恒星形成率下初始质量函数（IMF）难以填满大质量恒星的问题，通过三维化学动力学模拟对比了填满与截断的IMF，发现截断IMF导致更高恒星形成率并驱动星系风，且不同IMF在元素丰度比上留下可观测特征。
2023-09-09 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
Calibrated, cosmological hydrodynamical simulations with variable IMFs II: Correlations between the IMF and global galaxy properties
恒星初始质量函数（IMF）与全球星系性质的尺度的方式正在争论中。我们使用两个流体动力学，宇宙学模拟预测可能的趋势，两个自洽变量IMF处方，分别成为本地底部重或顶部重的高压环境。这两个模拟已被校准，以重现中央恒星速度色散和过剩的质量-光比（MLE）相对于萨尔彼得IMF的质量分数增加，分别，矮星或恒星残骸之间的相关性。我们发现的趋势MLE与星系年龄，金属丰度和[Mg/Fe]，同意定性与观测。预测与光度，半光半径，和黑洞质量的相关性。这些相关性的重要性很大程度上取决于星系的选择标准，如年龄、光度和形态。对于一个具有不同高质量端的IMF，其中一些相关性比与出生ISM压力（决定IMF形式的属性）的相关性更强，因为在这种情况下，MLE具有很强的年龄依赖性。具有大MLE的星系倾向于拥有超大质量的中心黑洞。这表明在一些大质量星系中心观测到的异常高的MLE并不意味着超大质量黑洞仅仅是不正确的IMF假设的结果，也不意味着过大的M/L比仅仅是超大质量黑洞的结果。由于潮汐剥离，卫星星系倾向于向高MLE散射，这可能对超紧凑矮星系的恒星质量推断有重要意义。
2018-10-19 astro-ph.GA
Survey of gravitationally-lensed objects in HSC imaging (SuGOHI). III. Statistical strong lensing constraints on the stellar IMF of CMASS galaxies
大质量星系初始质量函数（IMF）的确定是宇宙学中的一个开放性问题。强引力透镜是为数不多的几种方法之一，使我们能够限制本振群之外的IMF。目的：本研究的目标是统计约束IMF失配参数的分布，定义为一个星系的真实恒星质量之间的比率，假设一个参考IMF，从BOSS CMASS样本的大质量星系推断。研究方法：我们从CMASS样品中提取了23个强透镜，利用Hyper Suprime-Cam巡天的多波段测光测量了它们的爱因斯坦半径和恒星质量，然后拟合了整个样品的IMF失配参数和暗物质晕质量的模型分布。我们使用弱透镜测量晕质量的先验，并在我们的模型中考虑强透镜选择效应。结果如下：假设一个NFW密度分布的暗物质分布，我们推断出一个值$μ_{\mathrm{IMF}} = -0.04\pm0.11$的平均底10对数的IMF失配参数，相对于一个Chabrier IMF定义。一个萨尔彼得IMF是在紧张与我们的测量。结论：我们的研究结果是一致的，在该地区的大规模星系的IMF标准化是显着重于银河系的情况下，远小于尺度$5\sim10$ ~kpc探测的爱因斯坦半径的透镜在我们的样本，最近的空间分辨研究的IMF在大规模星系的建议。描述模型后验概率分布的MCMC链可在线获得，以及用于获得它们的代码。
2019-08-13 astro-ph.GA
The statistical challenge of constraining the low-mass IMF in Local Group dwarf galaxies
我们使用Monte Carlo模拟探索的统计挑战，约束的特征质量（$m_c$）和宽度（$σ$）的对数正态亚太阳初始质量函数（IMF）在本星系群矮星系使用直接恒星计数。对于一个典型的银河系（MW）卫星（$M_{V} = -8$），联合约束$m_c$和$σ$到$\lesssim 20\%$的精度要求观测是完整的$\lesssim 0.2 M_{\odot}$，如果IMF是类似的MW IMF。如果观测只完成到$0.4M_{\odot}$，可以获得类似的统计精度，但这需要测量近100个$\times$更多的恒星，因此，一个更大质量的卫星（$M_{V} \sim -12$）。在缺乏足够深的数据来限制低质量周转的情况下，通常的做法是将单斜率幂律拟合到低质量IMF，或者将$m_c$拟合为对数正态，同时保持$σ$固定。我们表明，前近似导致最佳拟合的幂律斜率随观察到的质量范围而变化，并可以在很大程度上解释现有的索赔低质量IMF的MW卫星的变化，即使卫星星系有相同的IMF的MW。此外，在拟合过程中固定$σ$会导致$m_c$的恢复值中的不确定性被大大低估（对于典型观测值，被低估了$\sim 4$的系数）。如果附近矮星系的IMF是对数正态的，并且确实变化，那么观测必须达到$\sim m_c$，才能稳健地检测到这些变化。JWST和WFIRST的高灵敏度、近红外能力有可能极大地改善对低质量IMF的约束。我们提…
2017-02-16 astro-ph.GA
The effects of the IMF on the chemical evolution of elliptical galaxies
我们描述了使用我们的化学演化模型来重现从SDSS DR 4椭圆星系的目录中观察到的丰度模式。该模型假设椭圆形的快速气体吸积，并遭受恒星形成的强烈爆发，其次是星系风淬火恒星形成。固定IMF的模型未能同时再现观测到的星系质量趋势。因此，我们测试了一个不同的IMF;相反的扩散声称，IMF应该成为底部更重的更大的星系，我们发现一个更好的协议与数据假设一个相反的趋势，其中IMF从底部重的质量较小的星系顶部重的质量较大的。这自然会导致恒星形成的规模缩小，有利于最大星系中的大质量恒星。最后，我们测试了使用的综合银河国际货币基金组织，通过平均标准国际货币基金组织的质量分布函数的集群，恒星形成被假定发生。我们结合了两个处方，有效的不同的SFR制度，获得IGIMF值沿整个演化的星系在我们的模型。预测的丰度趋势重现了观测到的斜率，但相对于数据有一个偏移。我们的结论是，底部较重的IMF不再现最大规模的椭圆星系的属性，与以前的建议。另一方面，IMF随星系质量从底部重到顶部重而变化应该是首选
2017-11-27 astro-ph.GA
The observable prestellar phase of the IMF
星前核的质量函数（CMF）和恒星初始质量函数（IMF）之间的相似性导致了IMF在很大程度上已经在气相中确定的建议。然而，理论论证表明，CMF可能与IMF有很大不同。在这封信中，我们研究CMF和IMF之间的关系，正如Padoan和Nordlund的IMF模型所预测的那样。结果表明：（1）星前核的观测质量平均比它们所产生的恒星系统的质量小几倍，（2）CMF随质量的减小而单调上升，在3-5个太阳质量处，CMF的斜率随平均密度的变化而明显变化; 3）选择质量大于其Bonnor-Ebert质量一半的核产生与系统IMF近似一致的CMF，与我们的模型IMF的质量相同的因子重新标度，因此适合于估计恒星形成的局部效率，并研究IMF峰值对云性质的依赖性; 4）只有五分之一的前棕矮星核心候选者是棕矮星的真正祖先。
2011-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical evolution of galaxies with an environment-dependent stellar initial mass function
本研究提供了一个全面的概述的理论和证据的系统变化的恒星初始质量函数（IMF）。然后，我们重点讨论了这种范式的变化，即从普遍不变的IMF到可变的IMF，对星系化学演化（GCE）研究的影响。为了这个目的，我们开发了第一个GCE代码，GalIMF，这是能够将经验校准的环境依赖的IMF变分理论，综合银河系初始质量函数（IGIMF）理论。在这个理论中，银河系范围内的IMF是通过将所有嵌入星团中的IMF相加来计算的，这些星团在1000万年的时间段内形成于整个星系中。GalIMF代码在每个时间步重新计算银河系范围内的IMF，因为综合的银河系范围内的IMF取决于银河系恒星形成率和金属丰度。由此产生的星系范围内的IMF和金属丰度随时间而变化。使用这个代码，我们研究了早期型星系（ETGs）从矮到最大质量的化学演化。我们发现，非正则IMF的引入会影响星系性质的最佳估计，如它们的质量，恒星形成历史和恒星形成效率。此外，我们能够提供一个独立的估计恒星形成的时间尺度的星系，Ia型超新星的生产效率，并约束IMF的变化规律的低质量恒星。这项工作向社会提供了公开可用的GalIMF代码与改进的IMF变化的约束，并首次解决了星系形成时间尺度之间的差异从恒星星族合成和化学富集研究。
2021-12-15 astro-ph.GA
The IMF package: a toolkit implementing mass functions and statistical tools to analyze them
University of Florida（佛罗里达大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
天体物理学中质量函数应用广泛，恒星初始质量函数作用关键但相关工具少。介绍了imf包，它是集成于Python生态系统的库，能将多种质量函数实现为概率分布函数，可执行相关操作且已公开获取。
2026-07-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Testing the universality of the IMF with Bayesian statistics: young clusters
用贝叶斯统计方法对银河系8个年轻星团（IC 348，ONC，NGC 2024，NGC 6611，NGC 2264，$ρ$ Ophiuchi，Chameleon I和Taurus）的恒星初始质量函数（IMF）的普适性进行了检验。我们推断的后验概率分布函数（pPDF）的IMF参数时，似然函数描述的锥形幂律函数，对数正态分布在低质量耦合到一个幂律在较高的质量，和一个多组件的幂律函数。每个似然函数的IMF参数的pPDF的聚类间比较表明，这些分布在$1σ$不确定性水平内不重叠。此外，最可能的值的IMF参数的大部分集群偏离他们的银河系领域恒星IMF的值。我们还量化了考虑完整性校正以及不确定性对测量质量的影响。包括前者影响在低质量端处IMF的斜率的推断的pPDF，而考虑后者影响在中到高质量状态中IMF的斜率的pPDF。作为变化，观察到所有的IMF参数在一次和每个考虑的似然函数，即使是完整性校正的样本，我们认为，观察到的变化是真实的和显着的，至少在这项工作中考虑的8个集群的样本。这里所呈现的结果清楚地表明，国际货币基金组织并不具有普遍性。
2014-07-28 astro-ph.GA
Making top-heavy IMFs from canonical IMFs near the Galactic Centre
我们表明，在一个强大的（银河系中心）潮汐场的动态演化可以创建集群，似乎有非常头重脚轻的IMF。单个恒星形成事件的潮汐破裂可以在1-2百万年内留下几个沿着20 pc轨道分布的束缚“星团"。这些幸存的（子）星团往往包含过多的大质量恒星，而低质量恒星往往沿着整个“潮汐臂”分布。因此，在强潮汐场中观测到顶重IMF的星团，很可能并不意味着恒星是顶重IMF形成的。
2020-03-05 astro-ph.GA
IMF radial gradients in most massive early-type galaxies
使用新的长缝光谱获得的X-Shooter在ESO-VLT，我们研究，第一次，径向梯度的光学和近红外IMF敏感功能的代表性样本的星系在非常高的质量端的星系人口。样本由七个早型星系（ETG）组成，位于$z\sim0.05$，中心速度色散范围为$300<σ<350$ km/s。使用国家的最先进的恒星星族合成模型，我们拟合了一些光谱指数，从不同的化学物种（包括TiO的和Na指数），以约束IMF斜率（即低质量恒星的分数），作为银河系中心距离的函数，在径向范围内到$\sim4$千秒差距。在我们的样本中的ETG显示出IMF斜率和表面质量密度的显着相关性。底部重的星族（即IMF中过多的低质量恒星）被限制在表面质量密度高于$\sim 10^{10} M_\odot kpc^{-2}$的星系中心区域，或者，在$\sim2$ ~kpc的特征半径内。相对于其他动力学（如速度色散）和恒星星族（如金属丰度）性质，径向距离（物理单位）和表面质量密度是IMF变化的最佳解释因子。我们的研究结果表明，最大质量的星系，没有一个单一的参数}，完全解释恒星IMF的变化，但IMF径向配置文件在z $\sim$ 0，而不是从复杂的形成和星系内部和外部区域的质量吸积历史的结果。
2019-09-06 astro-ph.GA
Is the IMF in ellipticals bottom-heavy? Clues from their chemical abundances
我们测试了不同的IMF在我们的椭圆星系的化学演化模型中的实施，目的是再现观测到的关系[Fe/H]和[Mg/Fe]丰度与星系质量的早期类型的星系从SPIDER-SDSS目录中选择的样本。在目录中的丰度来自平均光谱，通过堆叠个人光谱根据中心速度色散，作为星系质量的代理。我们测试了在以前的工作中已经使用的初始质量函数，以及两个新的模型，低质量锥形（“双峰”）IMF的基础上，IMF成为（1）在更大质量的星系底部重，或（2）是依赖于时间的，从顶部重切换到底部重的过程中的星系演化。我们发现，观测结果只能通过假设一个常数，Salpeter IMF或时间依赖分布的模型来重现，因为其他IMF都失败了。我们通过计算它们的M/L比进一步测试了模型。我们的结论是，一个恒定的，与时间无关的底部重IMF不再现的数据，特别是增加的$[α/Fe]$比率与银河系恒星质量，而变量IMF，从顶部切换到底部重，可以匹配的意见。对于后一种模型，IMF切换总是在最早可能考虑的时间发生，即$t_{\text{switch}}= 0.1$ Gyr。
2018-11-15 astro-ph.GA
An Initial Mass Function for Individual Stars in Galactic Disks: I. Constraining the Shape of the IMF
我们从观测约束中推导出一个半经验的银河系初始质量函数（IMF）。我们假设星系中的恒星形成率可以表示为IMF，$ψ(m)$，这是一个平滑的函数质量$m$（单位为\msun），和时间和空间依赖的总恒星形成率每单位面积的星系盘的产品。所提出的IMF的质量依赖性由五个参数确定：低质量斜率$γ$、高质量斜率$-Γ$、特征质量$m_{ch}$（接近IMF翻转时的质量$m_{\rm peak}$）以及质量的下限和上限，$m_l$（取0.004）和$m_u$（取120）。恒星形成率以每单位质量对数间隔内每单位银盘面积上的恒星数量表示，与$m^{-Γ} \left\{1-\exp\left[{-(m/m_{ch})^{γ+Γ}}\right]\right\}$成正比，其中$\cal N_*$是恒星数量，$m_l<m<m_u$是恒星质量的范围。$γ$和$\emch$的值来自两个积分约束：i）$m=0.1-0.6$范围内的恒星数密度与$m=0.6-0.8$范围内的恒星数密度之比，这是从局部邻域的场星质量分布推断出来的; ii）年轻星团中$m=0.08 - 1$范围内的恒星数与$m=0.03-0.08$范围内的棕矮星数之比。满足上述约束的IMF由参数$γ=0.51$和$\emch=0.35$（其对应于$m_{\rm peak}=0.27$）表征。这个IMF与Chabrier（2005）IMF在整个质量范围…
2010-10-12 astro-ph.GA
Formation of Massive Black Holes in Dense Star Clusters. II. IMF and Primordial Mass Segregation
一个有希望形成中等质量黑洞（IMBH）的机制是在密集星团中的失控合并，其中主序星碰撞并形成一个非常大质量的恒星（VMS），然后坍缩成一个黑洞。在本文中，我们研究了原始质量分离的影响和恒星初始质量函数（IMF）的重要性VMSs失控增长使用的N体系统的N高达10^6星的动力学蒙特卡罗代码。我们的代码现在包括一个明确的处理所有恒星碰撞。我们特别强调头重脚轻的IMF的可能性，在一些非常年轻的大规模集群中观察到。我们发现，无论是原始的质量分离和IMF的形状影响星团的核心崩溃的速度，从而失控的时间。当我们包括原始质量分离时，我们通常会看到核心坍缩时间（tcc）的减少。此外，原始质量偏析增加了核心的平均质量，从而减少了中心弛豫时间，这也降低了tcc。最终形成的VMS的质量总是接近于星系团总质量的\sim 10^-3，这与先前的研究结果一致，也让人想起了观测到的星系中心黑洞质量与星系核球质量之间的相关性。随着原始质量分离程度的增加，VMS的质量最多增加3倍。较平坦的IMF通常增加整个集群中的平均质量，这增加了tcc。对于本文研究的IMF范围，这种TCC的增加在一定程度上被加速核心坍缩的恒星碰撞所平衡。因此，在非常年轻的大质量星系团中观察到的稍微平坦的全球IMF的TCC没有显着变化。
2012-05-02 astro-ph.GA
The IMF-sensitive 1.14-micron Na I doublet in early-type galaxies
本文报道了被动星系的J带光谱，主要聚焦在1.14 μm的Na I双重态上。像Na I 0.82 μm的双重态一样，这个特征在低质量恒星中很强，因此可以提供一个有用的初始质量函数（IMF）探测器。从高信噪比的合成光谱中，我们发现Na I 1.14 μm随速度色散σ的增加而急剧增加，并且对于大多数大质量星系（σ> 300 km/s），Na I 1.14 μm远强于用Milky-Way类IMF和太阳丰度合成光谱的预测。在高σ下再现Na I 1.14 μm可能需要非常高的[Na/H]，或底部重IMF，或两者的组合。利用Na-D线打破IMF与丰度之间的简并，我们推断高σ星系的[Na/H] $\approx$ +0. 5和陡峭的IMF（单斜率当量x $\approx$ 3. 2，其中Salpeter星系x = 2. 35）.在较低质量（σ = 50-100 km/s）下，谱线强度与类MW IMF和近太阳[Na/H]相一致。我们强调我们的样本中的两个星系，强大的引力透镜质量有利于MW类IMF。与平均高σ样本一样，这些星系具有强Na I（1.14 μm）;孤立地看，它们的钠指数意味着底部重的IMF，很难与透镜质量相一致。另一种全谱拟合方法应用于高σ样品，恢复了比Salpeter轻的IMF，但在5σ水平下低估了Na I 1.14 μm线。我们的结论是，目前的模型很难在不打破其他限制的情况下在最大的星…
2015-09-03 astro-ph.GA
Comparing IMF-sensitive indices of intermediate-mass quiescent galaxies in various environments
利用Sloan数字巡天的样本，我们首次研究了大尺度环境（星团、星团和空洞）与恒星初始质量函数（IMF）之间的关系。我们执行的观测方法的基础上比较的IMF敏感指数的静止星系在不同的环境中具有相似的质量。这些星系是在一个狭窄的红移间隔（$ 0.020 < z < 0.055 $）内选择的，速度色散范围从100到200公里$^{-1}$。本文的结果是基于对星系光谱叠加所产生的复合光谱的分析，并根据它们的速度色散和红移进行了分类。在不同的环境中，从叠加谱测量的谱指数的趋势，相对于速度色散，进行了比较。我们发现，缺乏依赖的IMF的环境中质量星系制度。我们验证了这一发现，提供了一个更定量的测量银河系环境中使用英里恒星星族模型与$ΔΓ_{b}\sim0.2$的IMF变化。
2019-04-22 astro-ph.GA
Implications of a variable IMF for the interpretation of observations of galaxy populations
我们研究了由Martin-Navarro等人（2015 c）观测推导的金属度依赖的恒星初始质量函数（IMF）对186，886个SDSS星系代表性样本的推断恒星质量和恒星形成率（SFR）的影响。相对于一个夏布里耶国际货币基金组织，我们显示隐含的质量接近最小值，推断的质量增加，在低和高金属量制度，由于除了恒星残骸和矮星，分别。由此产生的星系恒星质量函数（GSMF）向更高质量移动了0.5 dex，而不影响高质量斜率（因此需要有效的淬火）。隐含的低红移SFR密度增加了一个数量级。然而，这些结果强烈依赖于假设的IMF参数化，这是不直接受观测。改变低端IMF斜率而不是高端IMF斜率，同时保持相同的侏儒对巨人的比率，导致GSMF偏移0.2 dex，SFR密度相对于Chabrier IMF增加10%。在星系演化的后期，富含金属的IMF将有助于解释快速淬火和星系人口的双峰性，一方面使星系不那么淬火（由于矮星的持续形成），另一方面减少气体消耗的时间尺度。我们的结论是，变量IMF的观测证据的影响可能会有所不同，从绝对戏剧性的温和，但显着的。
2016-07-21 astro-ph.GA
The SL2S Galaxy-scale Lens Sample. V. Dark Matter Halos and Stellar IMF of Massive Early-type Galaxies out to Redshift 0.8
我们研究了超过宇宙年龄一半的大质量早型星系内部结构的宇宙演化。我们执行一个联合透镜和恒星动力学分析的一个样本的81强透镜从SL 2S和SLACS调查，并结合分层贝叶斯推断方法的结果来测量分布的暗物质质量和恒星IMF的人口的大规模早期型星系。考虑了透镜选择效应。我们发现，暗物质的质量内投影5千秒差距的增加增加红移，减少增加恒星质量密度，但大致是恒定的沿早期类型的星系的演化轨迹。平均暗物质的斜率是一致的NFW配置文件，但没有很好的约束。在$\log{M_*} = 11.5$，恒星IMF的标准化接近于Salpeter IMF，并且随着恒星质量的增加而强烈地缩放。没有依赖的国际货币基金组织的红移或恒星质量密度的检测。暗物质质量和恒星质量密度之间的反相关性支持了在质量更大的暗物质晕中合并更频繁的想法。
2014-12-19 astro-ph.GA
Implications of a Temperature Dependent IMF II: An Updated View of the Star-Forming Main Sequence
恒星初始质量函数（IMF）被预测依赖于恒星形成分子云中气体的温度。在光度模板拟合中引入一个附加参数$T_{IMF}$，使得星系可以用一系列的IMF进行拟合。出现了三个令人惊讶的新特征：（1）大多数恒星形成星系与银河系相比最适合底部较轻的IMF;（2）大多数固定红移的恒星形成星系与非常相似的IMF;（3）最大质量的恒星形成星系在固定红移反而表现出更少的底部光IMF，类似于静止星系的测量结果。此外，由于恒星质量和恒星形成率都取决于IMF，这些结果稍微修改了所得的关系，同时产生类似的定性特征，以前的研究。
2022-05-27 astro-ph.GA
Dynamical stellar mass-to-light ratio gradients: Evidence for very centrally concentrated IMF variations in ETGs?
该研究用含质光比梯度的 Schwarzschild 模型分析七个大质量早型星系，发现 IMF 变化集中于约 1 kpc 内，主体近银河系型而中心偏 Salpeter 型。
2023-09-27 astro-ph.GA
Dynamical masses of brightest cluster galaxies II: constraints on the stellar IMF
我们使用恒星和动力学的质量配置文件，结合恒星星族分析，32个最亮的星系团（BCGs）在红移为0.05 $\leq z \leq$ 0.30，把它们的恒星初始质量函数（IMF）的约束。我们测量BCG的空间分辨的恒星星族特性，并使用它来推导它们的恒星质光比（$Υ_{\star \rm POP}$）。我们在22%的样本中心发现了年轻的恒星星族（PDMATHAMO 200百万年），在60%的样本中心发现了15千秒差距以内的常数$Υ_{\star \rm POP}$。我们进一步使用恒星的质量-光比从动态的质量配置文件的BCGs（$Υ_{\star \rm DYN}$），建模使用多高斯展开（MGE）和Jeans各向异性方法（JAM），与暗物质的贡献明确限制从弱引力透镜测量。我们直接比较恒星的质光比来自两个独立的方法，$Υ_{\star \rm POP}$（假设一些IMF）$Υ_{\star \rm DYN}$的子样本的BCGs没有年轻的恒星星族和常数$Υ_{\star \rm POP}$。我们发现，对于大多数这些BCGs，一个萨尔彼得（或更底重）IMF需要调和的恒星星族和动力学建模的结果，虽然对于少数BCGs，Kroupa（甚至更轻）IMF是首选。对于那些BCGs更好地配合萨尔彼得IMF，我们发现，对速度色散的质量过剩因子落在外推（向更高的质量）已知的文献相关性。我们的结论是，有大量的分散在I…
2020-11-10 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
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
On turbulent fragmentation and the origin of the stellar IMF
恒星初始质量函数（IMF）的两种形式，Kroupa和Chabrier IMF在过去十年中出现，以解释观测到的恒星质量分布。恒星IMF的普遍性质的可能性使我们看到了恒星形成的普遍模式的有趣前景。众所周知，气体在星际介质中的湍流碎裂产生对数正态密度分布，这进一步反映在低质量和中等质量的团块的质量函数中。恒星是由不稳定的团块凝聚而成的，这是一系列动力学过程之间复杂的相互作用，在追踪恒星IMF的起源时必须考虑到这一点。在目前的工作中，应用引力碎裂理论，我们首先推导出质量函数（MF）的团块。然后，核心质量函数（CMF）是通过允许块的碎片，使每一个受到随机选择的气体温度。最后，通过对每个CMF应用5%-15%范围内的随机核-星转换效率$ε$来导出恒星IMF。我们得到了一个幂律的国际货币基金组织，在Kropua国际货币基金组织的误差酒吧内的指数。这派生IMF之前，类似的核心质量函数，这表明，gravoturbulent碎片起着关键作用，在组装必要的条件，涉及两个质量函数。在这个意义上，恒星的形成过程，至少在气体冷却有效的低红移下，可能是普遍的。我们认为，在CMF和恒星IMF中观察到的膝盖可以替代地解释在潜在的恒星形成云的气体可能被发现的特征温度。我们的研究结果还表明，在恒星形成云的湍流可能是驱动大的空间尺度上的功率谱比Kolmogorov型陡峭。
2012-05-24 astro-ph.GA
