Variations of the stellar Initial Mass Function in Semi-Analytic Models: implications for the mass assembly of galaxies in the GAEA model
最近大量的观测结果对普遍的恒星初始质量函数（IMF）的概念提出了挑战，它们显示了支持这一统计指标随星系性质变化的证据。我提出的预测从半解析模型GAEA（银河系演化和大会），其特点是（a）化学富集的详细治疗，（b）一个改进的恒星反馈计划，（c）实现IMF变化的理论处方。我们的变量IMF实现预测的内在恒星质量和质光比大于合成测光估计假设一个普遍的IMF。这提供了一个自洽的解释光度推断的恒星质量的本地早期型星系和动力学和光谱研究所得出的观察到的不匹配。在较高的红移，一个变量IMF的假设有深刻的影响，我们的能力，重建星系恒星质量函数的演化和星系的恒星形成历史。
2019-03-08 astro-ph.GA
Direct Evidence for Stellar Initial Mass Function Variation in the Milky Way
University of Missouri（密苏里大学）；University of Rochester（罗切斯特大学）
通过Gaia观测数据，研究发现银河系中恒星初始质量函数并非普遍，而是随不同恒星群体变化，反映了分子云平均条件的宇宙演化。
2026-03-24 astro-ph.GA
Initial conditions of formation of starburst clusters: constraints from stellar dynamics
星暴星团是如何从分子云中形成的仍然是一个悬而未决的问题。在这篇文章中，我强调了这方面的一些关键约束，人们可以从致密恒星系统的动力学演化特性中得到。我特别关注大质量星团的长期膨胀和子星团的分层合并，并讨论它们的含义相对于年轻的大质量星团的观测性质。分析表明，残余气体的排出是必要的，塑造这些集群，因为我们今天看到他们，无论他们的整体或分层模式的形成。
2015-10-20 astro-ph.GA
Stellar populations dominated by massive stars in dusty starburst galaxies across cosmic time
所有宇宙恒星形成的测量都必须假设恒星质量的初始分布-恒星初始质量函数-以便从典型的稀有大质量恒星（> 8 Msun）测量的恒星形成率外推到整个恒星质量谱的总恒星形成率。不同星系群中恒星初始质量函数的形状支持了我们对整个宇宙时间内星系形成和演化的理解。传统上，对局部星系中恒星初始质量函数的经典测定是在紫外线、光学和近红外波长下进行的，而在尘埃遮蔽的星系中，特别是在遥远的恒星爆发中，无法探测到这些波长，这些恒星爆发的恒星形成率比我们银河系高几百到几千倍，选择在亚毫米（静止帧远红外）波长下进行。冷分子气体中的13 C/18 O丰度比--可以通过13 CO和C18 O同位素的旋转跃迁来探测--是恒星初始质量函数的一个非常敏感的指标，其测定不受尘埃的有害影响。在这里，我们报告的13 CO和C18 O排放的样品的四个尘埃笼罩的恒星爆发的红移约2至3，并找到明确的证据，头重脚轻的恒星初始质量函数在所有这些。我们所有目标的13 CO/C18 O比率都很低，再加上以银河系为基准的经过充分测试的详细化学演化模型，这意味着在星暴事件中有比普通恒星形成螺旋星系更多的大质量恒星。这可以使这些非凡的恒星爆发更接近恒星形成星系的“主序星”，尽管这样的主序星星系可能不会受到初始恒星质量函数变化的影响，这取决于它们的恒星形成密度。
2018-06-04 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: variation of the stellar initial mass function in spiral and early-type galaxies
我们进行牛仔裤各向异性建模（JAM）的椭圆和螺旋星系的MaNGA DR13样本。通过比较恒星恒星星族合成（SPS）和JAM估计的恒星质光比，我们发现了与早期$\rm ATLAS^{3D}$结果相似的初始质量函数（IMF）的系统变化。早期类型的星系（椭圆形和透镜状）与较低的速度分散在一个有效的半径是一致的，而与较高的速度分散的星系是一致的，与一个更底重的货币基金组织，如萨尔彼得货币基金组织。旋涡星系具有相似的系统IMF变化，但由于这些星系较高的气体分数和折射率所引起的不确定性，它们的斜率略有不同，散射更大。此外，我们研究了恒星质光比梯度对我们的JAM模型的影响，并发现我们的结果的趋势变得更强后，考虑梯度。
2017-03-15 astro-ph.GA
Massive stars reveal variations of the stellar initial mass function in the Milky Way stellar clusters
我们调查恒星初始质量函数（IMF）是否是普遍的，或者它是否在银河系中的年轻星团之间有显着差异。我们提出了一种方法来揭示的变化范围的参数，描述的年轻星系团的人口的IMF的形状。这些参数分别是低恒星质量区和高恒星质量区的斜率$γ$和$Γ$，以及特征质量$M_{ch}$。该方法完全依赖于高质量的内容的集群，但能够产生的信息的分布参数，描述IMF在整个恒星质量范围内。这是通过将最近的银河系星系团目录中单个和孤独的大质量O星的分数与用IMF参数的各种分布函数构建的模拟星系团库进行比较来实现的。的合成集群校正的影响的二进制人口，恒星演化，样本不完整，和弹出的O型星。我们的研究结果表明，广泛的分布的IMF参数，以再现银河系星团中的单个和孤独的O星的分数。它们也不支持星团质量与最大恒星质量关系的存在。我们提出了一个概率公式的IMF，其中的IMF的参数被描述为高斯分布函数围绕$γ=0.91$，$Γ=1.37$，和$M_{ch}=0.41$ M $_{\odot}$，并与分散的$σ_γ=0.25$，$σ_Γ=0.60$，和$σ_{M_{ch}}=0.27$ M $_{\odot}$在这些值。
2016-09-27 astro-ph.GA
Initial Mass Function Variability (or not) Among \\ Low-Velocity Dispersion, Compact Stellar Systems
对强引力透镜、星系尺度运动学和吸收线恒星星族合成（SPS）的分析都得出结论，恒星初始质量函数（IMF）在大质量早型星系（ETG）中是变化的。然而，驱动IMF变化的物理机制是一个悬而未决的问题。在这里，我们使用新的SPS模型来考虑一组不同的紧凑，低速色散恒星系统：球状星团（GC），超紧凑的矮（UCD），和紧凑的椭圆（cE）星系M32。我们将我们的结果与大规模ETG和可用的动态测量进行比较。我们发现GC的恒星质光比（M/L）要么与Kroupa IMF一致，要么稍微底部轻，而UCD和cE的M/L略有升高。具有相似金属丰度和丰度模式的系统在导出IMF中的分离表明，我们的SPS模型可以区分丰度和IMF效应。与ETG样本之间的$\sim 4\times$相比，本文样本之间的变异仅为标准化M/L中的$\sim 50\%$。这表明，金属丰度不是IMF可变性的唯一驱动因素，需要考虑其他参数。
2017-10-30 astro-ph.GA
The evolution of the global stellar mass function of star clusters: an analytic description
通过对不同初始质量和初始浓度的星团在不同潮汐环境中的圆轨道和椭圆轨道上的N体模拟，研究了星团的整体恒星质量函数（MF）的演化.包括有和没有初始质量分离的模型。在最初的罗奇体积（潮汐）填充集群中的低质量恒星的耗尽通常开始于核心坍缩时间的顺序的时间尺度上。在最初未充满其罗奇体积的星系团中，这需要更长的时间，因为在动力学质量损失变得重要之前，星系团必须膨胀到它们的潮汐半径。我们引入了微分质量函数（DMF）的概念，它描述了相对于初始质量函数（IMF）的变化。我们表明，DMF的演变可以描述一组非常简单的解析表达式，适用于广泛的初始集群参数和不同的IMF。这种描述和模型之间的协议是非常好的，除了最初的罗奇体积填充不足的集群，严重的质量隔离。
2013-05-13 astro-ph.GA
Exponential Galaxy Disks from Stellar Scattering
恒星散射关闭的轨道或瞬态团块的表面密度和速度色散在一个二维的非自引力恒星盘与一个固定的晕势的指数配置文件的形成。近似平坦旋转曲线和近似固体旋转曲线的指数形式。该指数不依赖于初始条件、旋臂、棒、粘度、星形成或强剪切。在快速的初始发展之后，指数饱和到近似固定的标度长度。在一个两个组成部分的配置文件的内部指数有一个相当于初始磁盘半径的断裂半径;外部指数主要是散射的恒星。
2013-08-23 astro-ph.GA
Probing the Milky Way stellar and brown dwarf initial mass function with modern microlensing observations
我们使用最近的微透镜观测对中央隆起的银河系探测整体恒星加褐矮星初始质量函数（IMF）在这些地区以及在褐矮星域。我们发现，IMF是一致的相同的Chabrier（2005年）的银盘IMF特征。与此相反，文献中提出的其他IMF过度预测了短时间事件的数量，因此与观测相比，非常低质量的恒星和棕矮星。这再次支持了棕矮星和恒星主要通过相同机制形成的观点。我们表明，不同的IMF在恒星和亚恒星域的索赔，而不是从一个不正确的参数化的IMF。此外，我们表明，在隆起的中心区域的国际货币基金组织似乎是底部重，说明了大量的短期事件与其他地区相比。这让我们想起了我们之前对大质量早期星系中IMF的分析，并提出了同样的两阶段形成情景，中央隆起最初是在比银河系其他部分更猛烈的爆发式条件下形成的。
2023-01-12 astro-ph.GA
On the function describing the stellar initial mass function
我们提出了一个函数形式的IMF，L_3 IMF，这是一个自然的重尾逼近对数正态分布。它是由一个低质量幂律和一个高质量幂律平滑地连接在一起。实现这一点需要三个参数。Kroupa-2001 a、Kroupa-2002 a和Chabrier-2003 b（单星或系统）的标准IMF基本上与这种形式无法区分。与其它三参数IMF相比，L_3 IMF的优点是累积分布函数和许多其它特征量都具有封闭形式，例如质量母函数可以显式写出。
2012-12-05 astro-ph.GA
Constraining the Stellar Mass Function in the Galactic Center via Mass Loss from Stellar Collisions
银河系中心的恒星密集和高速分散意味着恒星碰撞经常发生。因此，恒星碰撞可能导致显著的质量损失率。我们计算了恒星质量损失的数量，由于间接和直接的恒星碰撞，并发现其依赖于当今的质量函数的恒星。我们发现，由于恒星碰撞在银河系中心的总质量损失率是敏感的，目前的质量函数。我们使用银河系中心观测到的X射线光度来排除任何导致$\sim 1"$附近质量损失率$> 10^{-5} \mathrm{M_{\odot} yr^{-1}}$的现今质量函数。对于形式为$dN/dM \propto M^{-α}$的现今质量函数，我们将现今质量函数约束为具有最小恒星质量$\lesssim 7\mathrm{M_{\odot}}$和幂律斜率$\gtrsim 1.25$。我们还使用这个结果来约束初始质量函数在银河系中心考虑不同的恒星形成的情况。
2011-06-29 astro-ph.GA
Implementation of stellar heating feedback in simulations of star cluster formation: effects on the initial mass function
解释恒星的初始质量函数（IMF）是天体物理学中一个长期存在的问题。恒星团簇形成过程中涉及的复杂机制的数量，如湍流，磁场和恒星反馈，使理解和建模IMF的一项具有挑战性的任务。在本文中，我们的目的是断言恒星加热反馈在恒星团簇形成过程中的重要性及其对IMF形状的影响。我们使用一个分析的子网格模型来实现辐射反馈在全三维磁流体动力学（MHD）模拟的恒星团簇形成，与IMF的数值收敛的最终目标。我们比较了一组MHD自适应网格细化（AMR）模拟与三种不同的实现加热的气体：1）多方状态方程（EOS），2）球对称恒星加热反馈，和3）我们新开发的极地加热模型，考虑到吸积盘的几何形状和由此产生的屏蔽恒星辐射的灰尘。对于三个加热模型中的每一个，我们分析了在十个分子云模拟中形成的恒星质量的分布，这些分子云模拟具有不同的湍流实现，以获得具有统计代表性的IMF。我们的结论是恒星加热反馈对恒星形成的数量有着深远的影响，并在控制IMF中起着至关重要的作用。我们发现，与极地加热模型的模拟实现了最好的收敛所观察到的IMF。
2020-08-02 astro-ph.GA
The VIRUS-dE Survey I: Stars in dwarf elliptical galaxies - 3D dynamics and radially resolved stellar initial mass functions
本研究通过高光谱分辨率积分场观测与轨道叠加建模，分析室女座不同环境下矮椭圆星系的3D动力学与恒星初始质量函数，揭示其恒星形成历史、角动量特征与初始条件的关联。
2024-09-16 astro-ph.GA
Recurrent gas accretion by massive star clusters, multiple stellar populations and mass thresholds for spherical stellar systems
我们探讨了引力的压力支持恒星系统的气体环境的内部密度分布的影响。我们的结论是，质量>= 10^6 M_sun的致密大质量星团作为云凝聚核，能够从温暖的星际介质中循环地吸积气体，这可能导致进一步的恒星形成事件，并解释了最大质量的球状星团和核星团中的多个恒星星族。同样的分析论点可以用来决定一个任意的球形恒星系统是否能够保持温暖或热的星际物质。这些质量阈值与不同形态类型的压力支持星系之间的过渡质量相吻合。
2009-04-28 astro-ph.GA
Wolf-Rayet galaxies in SDSS-IV MaNGA. II. Metallicity dependence of the high-mass slope of the stellar initial mass function
沃尔夫-拉叶（WR）区或WR星系作为高质量恒星的宿主，是约束恒星初始质量函数（IMF）高质量端的理想对象。我们构建了一个大样本的910 WR星系/地区，涵盖了广泛的恒星金属丰度（从Z~0.001到Z~0.03），结合三个目录的WR星系/地区以前选择的SDSS和SDSS-IV/MANGA调查。我们测量了每个光谱在~4650 A处WR蓝色凸起的等效宽度。它们与恒星演化模型Starburst 99和BPASS的预测进行了比较，并采用了不同的IMF假设（IMF的高质量斜率α从1.0到3.3不等）。考虑了奇异演化和二元演化。我们还使用了贝叶斯推断代码进行全谱拟合WR光谱与恒星星族光谱从BPASS作为拟合模板。然后，我们在不同的α假设贝叶斯证据的基础上进行模型选择。这些分析一直导致IMF高质量斜率α与恒星金属丰度Z呈正相关，即在较高的金属丰度下，IMF更陡峭（更底重）。具体而言，α=1.00的IMF在最低金属丰度（Z~0.001）时优选，而Salpeter或甚至更陡的IMF在最高金属丰度（Z~0.03）时优选。即使采用二元总体模型，这些结论也成立。
2021-10-02 astro-ph.GA
The giants that were born swiftly -- Implications of the top-heavy stellar initial mass function on the birth conditions of globular clusters
最近的研究结果表明，球状星团（GC）的初始质量函数（IMF）与金属丰度和密度有关。在这里，它是研究如何影响这种变化的初始质量和核心坍缩超新星（CCSNe）的数量所需的复制所观察到的铁扩散GC。所有的研究GC的IMF头重脚轻意味着较大的初始质量相比，以前的结果计算假设一个不变的正则IMF。这导致需要更多的CCSNe来解释观测到的铁丰度分布。结果表明，更大质量的GC形成在较小的银心半径，可能表明在原位形成的人口II晕。恒星形成（SF）在原GC内结束的时间被计算为350 - 400万年，略短于使用标准IMF获得的400万年。因此，IMF对SF持续时间的影响很小。
2022-08-31 astro-ph.GA
Cosmic history of integrated galactic stellar initial mass function : a simulation study
理论和间接观测证据表明，恒星初始质量函数（IMF）随红移的增加而增加。另一方面，恒星形成率（SFR）可能高达100 $M_{\odot}$年$^{-1}$在恒星爆发星系。这可能导致大质量星团的形成，从而形成大质量恒星，使积分星系恒星初始质量函数（IGIMF）头重脚轻（即大质量恒星的比例高于小质量恒星）。我们调查的联合作用，不断发展的IMF和SFR的几个措施依赖于银河系范围内的IMF。由此产生的IGIMF的斜率$α_{2,IGIMF}$在高质量的制度，这是高度依赖于嵌入集群的最小质量（$M_{ecl,min}$），恒星形成率和嵌入集群的质谱指数（即$β$）。发现对于z $\sim$ 0 - 2，$α_{2,IGIMF}$变得更陡（即底部重），对于z $\sim$ 2 - 4，$α_{2,IGIMF}$变得更平坦（即顶部重），并且从z $\sim$ 4向前，$α_{2,IGIMF}$再次变得更陡。$β$值越高，效果越快。对于较高的$M_{ecl,min}$值，$α_{2,IGIMF}$也更平坦。所有这些效应都可以算作环境介质温度升高以及SFR随红移增加而变化的联合效应。
2015-06-09 astro-ph.GA
Hierarchical Bayesian inference of the Initial Mass Function in Composite Stellar Populations
初始质量函数（IMF）是研究星系形成和演化的关键。虽然国际货币基金组织经常被认为是普遍的，但不断有证据表明它并不普遍。光谱学的研究，得出一个星系的未解决的恒星星族的IMF往往假设，这个光谱可以描述的一个单一的恒星星族（SSP）。为了减轻这些限制，在本文中，我们已经开发了一个独特的分层贝叶斯框架的复合恒星星族（CSP）建模。在这个框架内，我们使用一个参数化的IMF之前，调节IMF的直接推理。我们使用这个新的框架来确定所需的SSP的数量，以适应一组现实的CSP模拟光谱。CSP模拟光谱，我们使用的是基于半解析模型，并有一个国际货币基金组织，作为星系的恒星速度色散的函数而变化。我们的研究结果表明，使用一个单一的SSP偏置的IMF斜率的测定，以一个更高的值比真实的斜率，虽然与恒星速度色散的趋势是整体恢复。如果我们在拟合中包括更多的SSP，贝叶斯证据会显着增加，并且我们模拟光谱的推断IMF斜率在误差范围内收敛到其真实值。通过使用两个而不是一个SSP，已经消除了大部分偏差。我们表明，我们可以重建我们的模拟频谱的信噪比超过$\sim$ 75的变量IMF。
2017-11-20 astro-ph.GA
Formation of star clusters and enrichment by massive stars in simulations of low-metallicity galaxies with a fully sampled initial stellar mass function
该研究通过GRIFFIN低金属丰度矮星系流体动力学模拟，采用完全采样IMF并纳入大质量恒星反馈，揭示星团形成及超新星与恒星风的差异化化学增丰机制。
2023-04-20 astro-ph.GA
What does (not) drive the variation of the low-mass end of the stellar initial mass function of early-type galaxies
恒星的初始质量函数（IMF）似乎是可变的，而不是普遍的，在过去的三十年里，在文献中争论。IMF斜率的低质量端与大质量早型星系（ETG）的其他恒星星族、光度或运动学参数之间的关系已被提出，但关于观测到的变化的实际原因还没有达成统一的一致意见。研究了长蛇座I星系团中央星系NGC 3311的IMF与其他恒星星族参数之间的关系。NGC 3311的特征是像其他大质量ETG一样拥有古老且富含金属的恒星，但具有不寻常的恒星速度色散和[ $α/$ Fe]分布。我们使用空间分辨的MUSE观测，以获得恒星星族属性使用贝叶斯全谱拟合的中心部分的NGC 3311的IMF斜率与其他恒星参数进行比较，以评估其关系/依赖性的目标。对于NGC 3311，我们毫不含糊地使以前观察到的IMF斜率和当地恒星速度色散之间的直接相关性无效，证实了文献中已经提出的一些疑问。这种关系可能只是空间上的巧合，在恒星速度色散最大的区域和最古老的$\textit{in situ}$种群被发现并占主导地位的区域之间。我们还展示了强有力的证据表明，建议IMF金属丰度的关系是由这两个参数之间的简并污染。最紧密的相关性，我们发现恒星年龄和IMF之间和银河系中心半径和IMF之间。IMF的变化不是由于NGC 3311的运动学、动力学或全局性质。我们推测，IMF可能是矮占主导地位的“红块”形成在高红移，最终成为今天的巨型椭圆星系的中央核心。[删节]
2020-12-02 astro-ph.GA
Mass Metallicity Relationship of SDSS Star Forming Galaxies: Population Synthesis Analysis and Effects of Star Burst Length, Extinction Law, Initial Mass Function and Star Formation Rate
本文对SDSS约20万个恒星形成星系的吸收线光谱进行分质量叠加与星族合成，评估星暴时长、RV、IMF等因素，揭示质量–金属丰度关系及星系演化特征。
2023-03-20 astro-ph.GA
The integrated galaxy-wide stellar initial mass function over the radial acceleration range of early-type galaxies
本文研究了462个早期型星系的径向加速度与重子质量关系，发现标准IMF下牛顿和MONDian RAR在高加速度时失效，而采用IGIMF理论能更好解释观测结果，并证实了星系减缩化现象。
2023-09-12 astro-ph.GA
Kinetys II: Constraints on spatial variations of the stellar initial mass function from K-band spectroscopy
利用光学和近红外数据，包括K波段光谱，我们研究了附近7个大质量早型星系（ETG）样本的空间分辨恒星星族。这些数据提供了良好的前景，减轻固有的不确定性，在恒星星族建模，使各种强大的光谱功能。我们报告了新的VLT-KMOS测量的平均经验径向梯度的有效半径的强度的钙I 1.98 $μ$ m和2.26 $μ$ m的功能，钠I 2.21 $μ$ m线，和CO 2.30 $μ$ m带头。继以前的工作，这表明了大量的ETG核心的矮星过剩，我们特别注意恒星初始质量函数（IMF）的径向变化，以及在我们的样本中的化学丰度模式和恒星星族年龄建模。使用最先进的恒星星族模型，我们推断出[Fe/H]梯度为-0.16 $\pm$ 0.05/dex（分数半径），平均[Na/Fe]梯度为-0.35 $\pm$ 0.09。我们发现一个大的，但径向恒定的增强$\sim$ 0.4的[Mg/Fe]和一个低得多的[Ca/Fe]增强$\sim$ 0.1。最后，我们发现在我们的样本中平均没有显著的IMF径向梯度，并且发现我们样本中的大多数星系都与具有银河系样IMF相一致，或者最多是适度的底部重IMF（例如，比具有Salpeter斜率的单一幂律IMF更少的矮富集）。
2018-05-15 astro-ph.GA
KINETyS: Constraining spatial variations of the stellar initial mass function in early-type galaxies
在大质量早型星系（ETG）的核心中观察到的重量级恒星初始质量函数（IMF）与其核心在初始快速猝灭的快速星暴中的形成有关。然而，ETG的外围被认为是通过较小系统的缓慢积累而聚集起来的，其中恒星形成不那么极端;这表明IMF的形式应该在ETG中表现出径向趋势。在这里，我们报告径向恒星星族的梯度，以半光半径的样本附近的8个ETG。VLT的KMOS仪器在0.8-1.35μm处的空间分辨光谱用于测量各种IMF敏感吸收特征（包括一些以前未探索的）强度的径向趋势。我们发现，在某些带中，径向变化很弱或没有径向变化，如果有径向IMF趋势，这些径向变化应该是可测量的，例如，对于Wing-Ford带，我们测量到半径每十年的梯度为+0.06 $\pm$ 0.04。使用恒星星族模型来拟合叠加和单个光谱，我们推断，测量到的吸收特征强度的径向变化主要是由丰度梯度引起的，这些丰度梯度在我们的样本中相当一致（例如，我们得出平均[Na/H]梯度为-0.53 $\pm$ 0.07）。推断出的贡献，矮星的总光通常对应于底部重IMF，但我们没有发现径向IMF的变化在我们的大多数样本星系的证据。
2017-02-17 astro-ph.GA
The Stellar Mass Assembly of Low Redshift, Massive, Central Galaxies in SDSS and the TNG300 simulation
星系的恒星质量集合会受到长期过程和环境过程的影响。在这项研究中，第一次，我们调查的$\sim90,000$低红移，中央星系选自SDSS组目录（M $_{\rm Stellar}\gtrsim10^{9.5}$ M $_{\odot}$，M $_{\rm Halo}\gtrsim10^{12}$ M $_{\odot}$）作为恒星和晕质量的函数的恒星质量大会。我们使用的时间，其中10%，50%和90%的恒星质量的光度光谱能量分布拟合组装的估计，允许一个更完整的调查比单恒星年龄。我们同时考虑恒星和晕质量的趋势，找到所有组装时间对两者的依赖关系。我们发现，具有较高的恒星质量（在恒定的晕质量）的星系有平均年龄较大的回望时间，类似于以前的研究星系组装。我们还发现，在较高的晕质量（恒星质量不变）的星系有年轻的回望时间，可能是由于恒星形成的气体更大的水库。一个例外是具有高恒星与晕质量比的子样本，这可能是大质量的场螺旋。我们将这些观察到的趋势与TNG 300模拟预测的趋势进行比较，发现作为恒星或晕质量的函数，总体上具有良好的一致性。然而，当同时考虑恒星和晕质量时，组装时间（高达$\sim 3$ Gyr）会出现一些差异，尤其是在中等恒星质量（M $_{\rm Stellar} \sim 10^{11}$ M $_{\odot}$）时。这些差异可能与淬灭的星系和动力学模式AGN反馈TNG 300中实施…
2020-08-12 astro-ph.GA
A hierarchical Bayesian approach for reconstructing the Initial Mass Function of Single Stellar Populations
最近基于遥远星系积分光的研究表明，初始质量函数（IMF）可能不是普适的。IMF与星系类型和/或形成时间的变化可能会对我们理解星系演化产生重要影响。我们已经开发了一个新的恒星星族合成（SPS）的代码，专门设计用于重建IMF。我们实现了一种将正则化与分层贝叶斯推断相结合的新方法。在这种方法中，我们使用一个参数化的国际货币基金组织之前，调节国际货币基金组织的直接推理。这种直接推理为IMF提供了更多的自由度，并允许模型在数据需要时偏离参数化模型。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗抽样技术来重建IMF先验，年龄和金属丰度的一个单一的恒星星族的最佳参数。我们提出了我们的代码，并将我们的模型应用到一些模拟单恒星星族与不同的年龄，金属丰度，IMF。当系统不确定性不显著时，我们能够重建用于创建模拟种群的输入参数。我们的研究结果表明，如果系统的不确定性确实发挥了作用，这可能会导致结果的偏差。因此，客观地比较SPS模型的不同成分是重要的。通过贝叶斯框架，我们的模型非常适合于此。
2016-08-18 astro-ph.GA
An HSC view of the CMASS galaxy sample. Halo mass as a function of stellar mass, size and Sérsic index
目的。我们希望确定暗物质晕质量的分布作为恒星质量和恒星质量分布的函数，在大质量星系的BOSS CMASS样本。方法.我们使用grizy测光从HSC获得Sérsic适合和恒星质量的CMASS星系的HSC弱透镜数据是可用的，视觉上选择有球状形态。我们在恒星质量上应用一个切割，$\log{M_*/M_\odot} > 11.0$，选择$\sim$ 10000个天体。使用贝叶斯分层推理方法，我们首先调查的分布的Sérsic指数和大小作为恒星质量的函数。然后，利用剪切测量从HSC，我们测量晕质量的分布作为一个函数的恒星质量，大小和Sérsic指数。结果我们的数据揭示了一个陡峭的恒星质量-尺寸关系$R_e \propto M_*^{β_R}$，$β_R$大于1，以及Sérsic指数和恒星质量之间的正相关：$n \propto M_*^{0.46}$。晕的质量大约是恒星质量的1.7次方。我们没有发现证据的晕质量的大小或Sérsic指数在固定的恒星质量的额外依赖。结论.我们的研究结果不赞成星系演化模型，预测显着差异的大小生长效率的星系生活在低质量和高质量的晕。
2018-11-12 astro-ph.GA
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
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 Stellar Initial Mass Function and Population Properties of M89 from Optical and NIR Spectroscopy: Addressing Biases in Spectral Index Analysis
限制恒星初始质量函数（IMF）在早期类型的星系的复杂性不能被夸大，考虑到非常高的信号噪声（S/N）的数据的必要性和打破几个恒星星族参数，包括年龄，金属丰度和元素丰度之间发生的强简并的困难。本文是系列中的第二篇，我们详细分析了利用光学和近红外IMF敏感光谱指数检索IMF形状时可能发生的偏差。作为一个测试案例，我们分析了附近星系M89的数据，我们有高信噪比的光谱数据，覆盖了3500- 9000 nm的光谱区域，使我们能够研究恒星星族性质的径向变化到1 R_e。进行并行模拟，模拟检索的所有探索恒星参数从一个已知的输入模型，我们量化的偏差量在我们的分析的每一步。从更一般的模拟，我们的结论是，要准确地检索IMF，它不仅是必要的，以检索准确的估计年龄和金属丰度，但也所有的元素丰度的光谱指数拟合是敏感的。通过将我们的分析技术应用于M89，我们发现当使用Conroy等人2018以及Vazdekis等人2016 EMILES恒星星族模型时，从中心到半R_e具有负梯度的底部重IMF是一致的。我们发现协议与平行的全谱拟合相同的数据和文献结果。
2021-07-06 astro-ph.GA
The masses and metallicities of stellar haloes reflect galactic merger histories
有越来越多的观测和理论证据表明，对于具有银河系恒星质量的星系，金属丰度和恒星晕质量之间存在相关性。使用的插图宇宙流体动力学模拟，我们发现，这种关系的出现，因为一个单一的大规模的大规模祖贡献的大部分质量的吸积恒星组件，以及设置其金属丰度。此外，在Illustris模拟中，这种关系在中央星系的吸积恒星质量中延伸了3个数量级。我们发现，对于银河系般的质量星系，吸积金属丰度在一个固定的吸积恒星质量的分散编码的信息占主导地位的吸积祖恒星质量，而径向密度和金属丰度梯度的吸积恒星组件编码的信息占主导地位的祖吸积的时间。我们证明，对于银河系般的质量星系，Illustris模拟预测，总吸积恒星成分的金属丰度和恒星质量可以重建从沿短轴边缘盘星系的恒星晕的孔径测量。这些相关性突出了恒星晕观测研究的潜力，以量化我们对星系生长历史中最主要事件的理解。我们探索我们的模型的影响，我们的银河系，M31和NGC 5128的吸积历史的理解。特别是，一个相对较晚的大规模吸积有利于M31，此外，我们提供了第一个估计的吸积恒星质量的NGC 5128。
2017-11-27 astro-ph.GA
The Massive End of the Stellar Mass Function
我们推导出平均通量修正的\texttt{Model}的斯隆数字巡天（SDSS）星系的星等堆叠在一起的马赛克类似的星系在箱子的恒星质量和浓度。额外的通量被检测到在外部低表面亮度的星系的一部分，导致从0.05至0.32等的最高恒星质量的星系的修正。我们将这些修正应用于MPA-JHU（约翰霍普金斯大学马克斯普朗克天体物理研究所）恒星质量的完整样本的50万个星系的SDSS调查，以获得一个校正的星系恒星质量函数在$z=0.1$在恒星质量范围$9.5<\log(M_\ast/M_\odot)<12.0$。我们发现，通量修正和MPA-JHU恒星质量的使用对恒星质量函数的质量端有显著影响，使得斜率比Li \& White（2009）估计的要小得多，但比Bernardi等人（2013）推导的要陡。这对应于恒星质量为$\log(M_\ast/M_\odot) \ge 11.0$的星系的平均同向恒星质量密度，比Li \& White（2009）的估计大3.36倍，但比Bernardi等人（2013）的报告小43%。
2015-09-24 astro-ph.GA
The significant effects of stellar mass estimation on galaxy pair fractions
对星系对的数量和演化的测量存在差异。配对分数似乎是敏感的标准来选择配对分数和方法来分析调查数据。本文利用STEEL统计经验模型探讨了恒星质量估算与星系偶分数之间的联系。以前的结果发现，对分数是敏感的选择时，选择什么资格作为一对，例如光度或恒星质量的选择。我们发现，不同的估计恒星质量，如光度选择质光比或IMF的恒星质量函数的影响也显着影响派生的星系对分数。通过利用星系晕的联系，我们调查这些系统的对分数的影响。我们约束星系晕连接使用恒星质量晕质量关系的两个观测到的恒星质量函数，和插图TNG恒星质量函数。此外，我们还创建了一套玩具模型，其中恒星质量晕质量关系是手动改变的。对于每一个恒星质量晕质量关系的对分数，及其演变，产生。我们发现，高质量星系的数量密度的增强导致恒星质量晕质量关系的陡峭化，导致对分数的减少。我们认为，这是一个相当大的偏差，必须占比较对分数时的原因。
2020-01-16 astro-ph.GA
Relations Between Central Black Hole Mass and Total Galaxy Stellar Mass in the Local Universe
中心黑洞质量与宿主星系性质之间的标度关系对于研究黑洞和星系演化具有重要意义。在这里，我们研究BH质量和宿主星系总恒星质量之间的关系，使用附近宇宙（z < 0.055）中的262个宽线活动星系核（AGN），以及79个具有动力学BH质量的星系。我们的活动星系核样本的绝大多数是使用斯隆数字巡天光谱学和搜索西弗特般的窄线比和广泛的H-α发射。BH质量估计使用标准维里技术。我们还包括了少量的总恒星质量M_stellar < 10^9.5 Msun的矮星系和反射映射AGN的子样本。所有341个星系的总恒星质量是使用颜色相关的质光比以最一致的方式计算出来的。我们发现活动星系核宿主星系的BH质量与恒星总质量之间存在明显的相关性，M_BH与M_stellar成正比，类似于具有动力学检测BH的早型星系。然而，由活动星系核定义的关系具有一个标准化，比标准化低一个数量级以上，在恒星质量范围10^8 < M_stellar/Msun < 10^12内，BH占恒星总质量的比例为M_BH/M_stellar ~ 0.025%。这一结果对研究高红移和宇宙学模拟中的恒星膨胀不能解决有重要意义。
2015-09-17 astro-ph.GA
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
Formation and assembly history of stellar components in galaxies as a function of stellar and halo mass
星系质量集合是$Λ$ CDM宇宙学中结构形成的最终产物。作为Lee \& Yi（2013）的推广，我们用半解析方法研究了星系中恒星组分的组装历史与晕环境和恒星质量的关系.在我们的基准模型中，晕质量本质上决定了恒星质量的形成和组装。总的来说，离地分数缓慢增加，在中央星系增加晕质量，但急剧增加$\log M_{*}/M_{\odot}\gtrsim11$。在卫星星系中也发现了类似的趋势，这意味着合并对于在$\log M_{*}/M_{\odot}\sim11$之上建立恒星质量至关重要。我们还研究了质量增长通道的贡献的时间演化。当中心星系的主晕质量开始超过$\log M_{200}/M_{\odot}\sim13$时，合并成为星系质量增长的主要通道。然而，卫星星系很少达到合并主导阶段，尽管它们的恒星形成活动减少，由于环境的影响。
2017-01-26 astro-ph.GA
The stellar initial mass function of early type galaxies from low to high stellar velocity dispersion: homogeneous analysis of ATLAS$^{\rm 3D}$ and Sloan Lens ACS galaxies
我们提出了一个调查的初始质量函数（IMF）的形状的早期型星系（ETG），基于联合透镜和动力学分析，和恒星的人口合成模型，为样本的55个透镜ETG确定的斯隆透镜ACS（SLACS）调查。我们构建轴对称动力学模型的基础上的Jeans方程，允许轨道各向异性，包括暗物质晕。该模型详细再现所观察到的\textit{HST}测光，并受到爱因斯坦半径内的总投影质量和SDSS纤维内的恒星速度色散（$σ$）的约束。比较动力学推导的恒星质光比$(M_*/L)_{\rm dyn}$，获得一个假设的晕斜率$ρ_{\rm h}\propto r^{-1}$，恒星的人口$(M_*/L)_{\rm pop}$，来自全光谱拟合和假设Salpeter IMF，我们推断IMF的质量归一化。我们的研究结果证实了SLACS团队先前的分析，即高$σ$星系IMF的质量归一化平均与Salpeter斜率一致。我们的研究允许对SLACS和\ATLAS样本的IMF和$σ$之间的趋势进行完全一致的研究，这些样本探索了完全不同的$σ$范围。这两种样品是高度互补的，第一种基本上是PDMATHAMN选择的，而后者是体积有限的，几乎是质量选择的。我们发现，这两个样本合并成一个单一的趋势的形式$\logα=(0.38\pm0.04)\times\log(σ_{\rm e}/200\,\mathrm{km~s}^{-1})+(-0.06\pm0.…
2014-10-07 astro-ph.GA
The effect of the environment-dependent stellar initial mass function on the baryonic Tully Fisher relation
本研究探讨了环境依赖的全星系恒星初始质量函数（gwIMF）对重子Tully-Fisher关系（BTFR）的影响，提出IGIMF理论通过考虑星族变化，能更准确解释高质量星系中的系统性偏差，并修正MOND预测的偏移。
2025-07-16 astro-ph.GA
The Big Problems in Star Formation: the Star Formation Rate, Stellar Clustering, and the Initial Mass Function
恒星的形成是驱动宇宙演化的一系列过程的中心：辐射能的产生，元素的合成，行星的形成和生命的发展。几十年的观察已经产生了关于它如何运作的各种经验规则，但目前我们还没有全面的定量理论。在这篇评论中，我讨论了恒星形成领域的现状，重点是三个核心问题：是什么控制着星系中气体转化为恒星的速率？是什么决定了这些恒星是如何聚集在一起的，以及有多少恒星星族最终形成了引力束缚结构？是什么决定了恒星的初始质量函数，它是否随恒星形成环境而变化？我用这三个问题作为一个镜头来介绍恒星形成的基础知识，首先回顾观测现象学和基本的物理过程。然后，我回顾了试图解决这三个问题的当前理论的现状，指出它们之间的联系，以及跨越它们之间规模的理论和数值工作的机会。最后，我对未来几年理论发展的前景进行了讨论。
2014-06-01 astro-ph.GA
The Fornax 3D project: a two-dimensional view of the stellar initial mass function in the massive lenticular galaxy FCC 167
恒星初始质量函数（IMF）调节星系内的重子循环，是将观测结果转化为物理量的关键因素。虽然几十年来它被认为是普遍存在的，但现在越来越多的观测证据表明，与银河系的预期相比，大质量早期型星系的中心拥有更多的低质量恒星。此外，IMF的这些变化被发现与大质量星系中的径向金属丰度变化有关。作为Fornax 3D项目的一部分，我们在这里提出了一个大质量透镜星系FCC 167（NGC 1380）的二维恒星星族分析。利用一个新发展的恒星星族拟合方案，我们得到了一个早型星系的完整二维IMF图。这种二维分析使我们比径向分析更进一步，显示了金属丰度如何沿着盘状结构变化，而IMF遵循一个独特的，不太盘状的分布。因此，我们的研究结果表明，金属丰度不能是所观察到的径向IMF变化的唯一驱动程序。此外，与轨道分解的比较显示暗示性的证据之间的耦合恒星星族属性和FCC 167的内部动力学结构，金属丰度和IMF地图似乎跟踪冷和温暖的轨道分布，分别。
2019-03-25 astro-ph.GA
Stellar populations of galaxies in the ALHAMBRA survey up to $z \sim 1$. IV. Properties of quiescent galaxies on the stellar mass$-$size plane
我们进行了一个全面的研究，作为一个功能的大小和恒星质量的静态星系的恒星人口属性约束的物理机制，恒星质量大会和可能的演化的情况下，解释其大小的增长。在通过尘埃校正的恒星质量$-$色图从ALHAMBRA巡天中选择所有的静止星系后，我们建立了一个来自HST的具有可靠大小的$\sim850$静止星系的共享样本。恒星的人口属性检索使用SED拟合代码MUFFIT与各种组合的恒星人口模型。通过蒙特卡罗方法，在恒星质量$-$尺寸平面上研究了年龄、形成时代、金属丰度和灭绝与尺寸的函数关系。这解释了恒星人口属性之间的不确定性和简并效应。自$z\sim1$以来，静止星系的恒星布居特性与它们的恒星质量和大小是相关的。在固定的恒星质量下，静止星系越紧凑，它就越古老，金属含量也越丰富（分别是$1$ Gyr和$0.1$ dex）。此外，在相同的恒星质量（$<0.1$等）下，更紧凑的星系可能会比更扩展的星系呈现出稍低的折射率。通过研究恒星质量$-$尺寸平面上恒星布居特性的恒定区域，得到了控制恒星质量集合体形式为$M_\star \propto r_\mathrm{c}^α$的物理机制的经验关系式，其中$α$相当于$0.50-0.55 \pm 0.09$ .有迹象表明，支持的想法，速度色散是密切相关的恒星的星系内容。因此，驱动恒星星族演化的机制可以部分地与星系的动力学特性以及它们的引力势联系起来。
2019-10-03 astro-ph.GA
On the scatter of the present-day stellar metallicity-mass relation of cluster dwarf galaxies
在宇宙学模拟中，我们研究了星系团矮星系的恒星质量与恒星金属丰度之间关系的离散性。质量-金属丰度关系表现出最小的内在散射在星系的峰值恒星质量的时间，这表明恒星质量剥离是目前相当广泛的关系负责的主要影响。然而，对于大约40%的星系中的高金属量的尾巴的关系，我们发现质量剥离，以符合恒星金属量的增加，可能是由剥离低金属量的恒星在星系郊区的富集。
2018-04-16 astro-ph.GA
Correlations between mass, stellar kinematics and gas metallicity in EAGLE galaxies
EAGLE模拟的星系中恒星形成气体的金属丰度随着恒星质量的增加而增加。在这里，我们调查周围的这种关系的散射是否与形态和/或恒星运动学。在红移$z=0$处，当恒星质量低于$M_\star\approx 10^{10}~{\rm M}_\odot$时，具有更多旋转支持的星系平均具有较低的金属丰度。这种趋势在$M_\star$值较高时发生逆转，此时长扁星系的金属丰度通常较低。随着红移的增加，转动支撑和金属丰度之间的趋势在低恒星质量时变得较弱，但在高恒星质量时更为明显。我们认为，恒星运动学的金属丰度的第二依赖是另一种表现形式的金属丰度和恒星形成率在给定的恒星质量之间的反相关性。在低质量下，这种趋势似乎是由星系不同的恒星形成历史和恒星反馈驱动的。在高质量时，来自活动星系核和星系合并的反馈起着主导作用。
2020-05-11 astro-ph.GA
The Stellar Mass - Halo Mass Relation for Low Mass X-ray Groups at 0.5<z<1 in the CDFS with CSI
自z~1以来，锁定在低质量群和星团中的恒星质量密度增长了~8倍。在这里，我们进行了第一次统计测量的低质量X射线集团在0.5<z<1的恒星质量含量，使校准恒星晕质量尺度的宽视场光学和红外调查。从钱德拉深场南方（CDFS）的钱德拉和XMM-牛顿X射线观测组合中选择组。这些超深观测使我们能够在高红移处识别真正的低质量群，并测量它们的总晕质量。我们计算这些晕星系的总恒星质量从Spitzer-IMACS（CSI）光谱红移调查。质量为10^{12.8}<M200/Msun<10^{13.5}（大约是天炉座的质量和室女座质量的1/50）的恒星占晕群总质量的3-4%。补充我们的样本与更高质量的晕在这些红移，我们发现，恒星晕质量比降低向更高的晕质量，与其他工作在本地和高红移宇宙。观测到的恒星晕质量关系的离散度约为0.25 dex，这是相对较小的，表明总的恒星群质量可以作为晕质量的粗略代理。我们没有发现任何证据表明，自z<1以来，恒星-晕质量关系发生了显著的演化。量化的恒星含量组，因为这个时代是至关重要的，层次组装导致这样的晕增长的数量密度和托管静止星系的份额增加。
2015-01-08 astro-ph.GA
The Influence of Galaxy Environment on the Stellar Initial Mass Function of Early-Type Galaxies
本文研究了早型星系的恒星初始质量函数是否依赖于其宿主环境。为此，我们从SPIDER星表中选取了一个早型星系样本，通过Wang等人的星表描述了它们的环境，并通过对IMF敏感的光谱指数的分析，利用它们的光学SDSS光谱来限制IMF斜率。为了达到一个足够高的信噪比，我们堆叠的光谱速度色散（$σ_0$）箱，顶部的分离样品的星系层次结构和主机晕质量，作为代理星系环境。为了约束IMF，我们比较了观测到的线强度的预测MIUSCAT/EMILES合成恒星种群模型，不同的年龄，金属丰度，和"双峰"（低质量锥形）IMF斜率（$\rm Γ_b$）。与以前的研究一致，我们发现$\rm Γ_b$随着$σ_0$的增加而增加，在高$σ_0$时变得底部重（即相对于Milky-Way-like IMF的低质量恒星过多）。我们发现，这一结果是强大的对一组的等时线中使用的恒星星族模型，以及元素丰度比的影响被考虑在内的方式。因此，我们的结论是，它是可能的，使用目前国家的最先进的恒星星族模型和中等分辨率的光谱，以一贯探测IMF的变化。对于第一次，我们表明，有没有依赖的$Γ_b$对环境或星系的层次结构，在$3"$ SDSS纤维内测量，从而离开IMF作为一个内在的星系属性，可能已经设置在高红移。
2018-02-16 astro-ph.GA
Suppression of stellar tidal disruption rates by anisotropic initial conditions
本文利用含时Fokker-Planck方程计算了低角动量轨道上恒星亏损的超大质量黑洞捕获恒星的速率。一类初始条件具有由二元黑洞产生的相空间间隙，另一类初始条件具有全局切向各向异性速度分布。我们发现，对于年龄小于~0.1弛豫时间的星系核，恒星进入黑洞的通量相对于稳态值被抑制。这种效应可能会大大减少黑洞质量M>10^7 Msun的星系中可观测到的潮汐破裂耀斑的数量。
2015-06-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Low-mass Stellar Population in L1641: Evidence for Environmental Dependence of the Stellar Initial Mass Function
我们目前的结果，从光学光度和光谱调查的年轻恒星星族在L1641，低密度的恒星形成区域的猎户座星云星团（ONC）南部的猎户座A云。我们的目标是确定L1641是否有足够大的低质量人口，使已知的缺乏高质量恒星的环境依赖性的高质量恒星初始质量函数（IMF）的一个显著的证明。我们的光谱样本包括从斯皮策/IRAC调查中选择的IR过量对象和从光学光度学中选择的非过量对象。我们有864个成员的光谱确认，另外98个可能的成员;在确认的成员中，406个有红外过度，458个没有。假设在高亮度区域有和没有红外线过剩的恒星比例相同，L1641可能包含多达1600颗恒星，质量低至0.1太阳质量，与ONC相当。与国际货币基金组织的标准模型相比，假设我们知道L1641中所有的大质量恒星，L1641中O型和早期B型恒星的数量会少到3-4 sigma的显著水平。随着即将进行的中等质量恒星的调查，我们将处于一个更好的位置，与邻近的，致密的ONC进行直接比较，这将产生一个更强的测试恒星初始质量函数的高质量端对环境的依赖性。
2012-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dependence of stellar properties on initial cloud density
我们调查的依赖性的恒星性质的初始平均密度的分子云，其中星团形式使用辐射流体动力学模拟，解决不透明度限制的碎片。我们已经模拟了三个星团的形成，这些星团是由分子云的引力坍缩形成的，这些分子云的密度相差一百倍。与以前的计算，包括辐射反馈，我们发现，依赖的特征恒星质量，$M_{\rm c}$，对云的初始平均密度，$ρ$，是弱于热金斯质量的依赖。然而，与以前的计算，发现没有统计上显着的变化，在密度的中位数质量，我们发现一个弱的依赖性近似的形式$M_{\rm c} \propto ρ^{-1/5}$。多个系统的属性分布在计算之间没有显著变化。我们将我们的结果与恒星形成区域的观测调查结果进行比较，并建议我们的最低密度计算和附近的金牛座-御夫座区域的性质之间的相似性表明，观测到的太阳型恒星明显过剩可能是由于该区域的低密度。
2018-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new perspective on globular clusters, their initial mass function, and their contribution to the stellar halo and to cosmic reionisation
我们研究了各种影响的动力学和化学模型的球状星团（GC），成功地再现了所观察到的丰度模式和多个人口的恒星在这些系统中假设化学富集快速旋转的大质量恒星。使用Decressin et al.（2007）的模型，我们确定了观测到的球状星团的现今质量与它们的初始恒星质量之间的比值，作为恒星初始质量函数（IMF）的函数。我们还计算了低质量恒星喷出的质量，以及原始球状星团发射的氢电离光子的数量。通常，我们发现GC的初始质量必须比现在的恒星质量大8-10倍（如果第二代恒星也从GC逃逸，则可达25倍）。现在的银河系GC星群对星系晕中低质量恒星的贡献率大约为5-8%（10-20%）。我们还表明，第二代恒星的检测在星系晕，最近宣布由不同的团体，GC初始质量函数（GCIMF）提供了一个新的约束。这些意见似乎排除了幂律GCIMF，而他们是兼容的对数正态分布。最后，高的初始质量也意味着GC在早期宇宙中必须发射大量的电离光子。我们的研究结果重新打开的GC的初始质量函数的问题，并加强了早期的结论，老GC可能代表了一个显着的贡献，在高红移再电离的星系间介质。
2011-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
The influence of stellar-dynamical ejections and collisions on the relation between the maximum-star and star-cluster-mass
我们进行了目前最大的一组直接N体计算的年轻星团模型的动力学影响，特别是通过最大质量的恒星在集群中的喷射，对当前的最大恒星质量和星团质量之间的关系。我们改变了几个初始参数，如初始半质量半径的集群，初始的二元分数，和初始质量偏析的程度。为了使大质量双星的初始条件更符合实际，采用了两种不同的配对方法来构造大质量双星。我们发现，较低质量的星团（<= 10^2.5 Msun）不会射出它们最重的恒星。在大质量星团（>= 1000 Msun）的情况下，如果星团的初始半质量半径r_0.5，>= 0.8 pc，那么无论初始条件如何，在300万年内没有质量最大的恒星逃离星团。然而，一些最初较小的星团（r_0.5 = 0.3 pc），具有较高的密度，在300万年内喷射出最大质量的恒星。如果星系团形成时尺寸紧凑，并且它们的大质量恒星诞生在质量比偏向于1的双星系统中，由于最初质量最大的恒星的抛射，星团中质量最大的恒星的质量发生变化的概率可以高达20%。当星团相对密集时，恒星碰撞会增加大量星团中的最大恒星质量（M_ecl >= 10^3 Msun和r_0.5 = 0.3 pc）和富含二进制。总的来说，我们得出结论，动力学效应几乎没有影响观测的最大恒星质量的集群质量关系。
2012-04-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
