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
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
Stellar Initial Mass Function Varies with Metallicities and Time
星系的大多数结构和演化性质强烈依赖于恒星初始质量函数（IMF），即在每一个恒星形成事件中形成的恒星质量分布。由于IMF塑造了所有恒星系统中的恒星星族，它成为现代天文学最基本的概念之一。尽管进行了大量的理论和观测工作，但在不同环境下的恒定和可变IMF都已被提出。然而，银河系恒星星族的IMF测量一直受到光度观测恒星数量相对较少的限制，导致高不确定性。在这里，我们报告了一个恒星计数结果的基础上，~93,000光谱观察到的M-矮星，一个数量级比以前的研究，在100- 300秒差距（pc）的太阳附近。我们发现明确的证据表明，一个变量IMF的金属丰度和恒星年龄的依赖。具体来说，早期形成的恒星星族包含的低质量恒星比标准IMF少，与恒星金属丰度无关。另一方面，在今天，低质量恒星的比例随着恒星金属丰度的增加而增加。我们银河系中低质量恒星的可变丰度为恒星形成模型建立了一个强有力的基准，并且可以严重影响银河系化学富集模型，星系质量估计和行星形成效率的结果。
2023-01-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
Formation of first star clusters under the supersonic gas flow -- III. Environmental trends and halo-to-halo scatter in the Pop III IMF
Kanagawa University（神奈川大学）；University of Tokyo（东京大学）
研究通过138个宇宙放大模拟测试了I Ⅲ IMF的假设，发现高红移、高质量晕和高SV环境导致高质量恒星形成，而低质量晕仅形成少量恒星，且环境差异显著。
2026-04-03 astro-ph.GA
The CMF as provenance of the stellar IMF ?
在目前的工作中，我们检查的假设，核心质量函数（CMF），如推导的核心在猎户座分子云（OMC），可能是原始的恒星初始质量函数（IMF）。使用的原恒星从其出生的核心作为一个自由参数的吸积率，我们证明了其典型的作用，在确定的形状的IMF。通过改变吸积率，我们表明，一个恒星的质量分布类似于普遍的国际货币基金组织可能会产生从一个典型的CMF，如一个OMC，或均匀分布的星前核心质量，这导致我们建议，在CMF和国际货币基金组织的形状明显的相似性，也许只是偶然的。这个论点的结论是，导致恒星诞生的复杂物理过程在决定最终恒星质量以及恒星质量分布的形状方面至关重要。这项工作需要部分蒙特卡罗处理的问题，并开始与一个随机挑选的样品的核心，并在经典的论点，其中包括原恒星反馈和冷却由于发射从温暖的尘埃，恒星质量的理论分布推导出五个实现的问题，磁场，虽然，已被排除在这项工作。
2011-03-07 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
The IMF and multiplicity of stars from gravity, turbulence, magnetic fields, radiation and outflow feedback
我们进行了一系列的三维，磁流体动力学（MHD）模拟团簇形成包括重力，湍流，磁场，恒星辐射加热和外流反馈。我们观察到，包含原恒星流出（1）降低恒星形成率的一个因素$\sim2$，（2）增加碎片，（3）移动初始质量函数（IMF），以较低的质量的一个因素$2.0\pm0.2$，没有显着影响IMF的整体形状。从我们的模拟中获得的下沉粒子（原恒星物体）质量分布的形式相当好地匹配观测IMF。我们还表明，基于双折射的理论模型的IMF同意我们的模拟IMF在高质量和低质量的制度，但不预测任何棕矮星，而我们的模拟产生了相当数量的亚恒星物体，这是由动力学相互作用（喷射）。我们发现，这些动力学相互作用也发挥了关键作用的二进制分离分布和恒星运动学一般。我们的恒星团簇形成的数值模型也再现了观察到的多重性的质量依赖。我们的多重性分数估计一般同意与观测估计不同的光谱类型。我们进一步计算了所有汇粒子的比角动量，发现$1.5 \times 10^{19}\, \mathrm{cm^2\, s^{-1}}$的平均值与观测数据一致。我们的下沉粒子的特定角动量位于典型的原恒星信封和双星的范围内。我们的结论是，IMF是由重力，湍流，磁场，辐射和外流反馈的组合控制。
2021-08-11 astro-ph.GA
A new strong-lensing galaxy at z=0.066: Another elliptical galaxy with a lightweight IMF
我们报告了一个新的低红移星系尺度引力透镜的发现，从公开可用的MUSE观测的系统搜索确定。透镜星系2MASXJ 04035024 - 0239275是一个巨大的椭圆星系，$z$ = 0.06604，速度色散为$σ$ = 314 km s $^{-1}$。透镜光源的红移为0.19165，并在透镜中心的两侧形成一对明亮的图像。爱因斯坦半径是1.5角秒，投影到1.8千秒差距，这只是星系有效半径的四分之一。在校正了估计的19%的暗物质贡献后，我们发现来自透镜效应的恒星质光比与银河系初始质量函数（IMF）的预期一致。结合新的系统与三个以前研究的低红移透镜类似的$σ$，推导出的平均质量过剩因子（相对于Kroupa IMF）是$\langleα\rangle$ = 1.09 $\pm$ 0.08。有了这四个系统，大质量椭圆星系的$α$中的固有散射可以限制在$<0.32$中，置信度为90%。
2018-03-19 astro-ph.GA
The evolution of CNO isotopes: a new window on cosmic star-formation history and the stellar IMF in the age of ALMA
我们使用国家的最先进的化学模型来跟踪宇宙演化的CNO同位素在星际介质（ISM）的星系，产生强大的约束，其恒星的初始质量函数（IMF）。我们重新评估了大质量恒星、渐近巨星分支（AGB）恒星和新星在产生稀有同位素（如13 C、15 N、17 O和18 O）以及12 C、14 N和16 O中的相对作用。计算了超AGB星、新星和快速旋转大质量星的CNO同位素产额。复制了现有的同位素富集数据在太阳附近，整个银河系，并评估了我们的模型的敏感性，其余的不确定性，如新星产量和恒星形成的历史，我们表明，我们可以有意义地限制恒星IMF在星系中使用C，O和N同位素丰度比。在星爆星系中，多个同位素线的数据是可用的，我们发现令人信服的新证据头重脚轻恒星IMF，其恒星形成率和效率的深远影响，也许也是他们的恒星质量。无论是化学分馏，也没有选择性的光解可以显着扰动全球平均同位素丰度比远离相应的同位素，因为这两个过程通常只会影响小质量分数的分子云在星系中。因此，阿塔卡马大型毫米阵列现在随时准备探测恒星IMF，甚至是在整个宇宙时间内恒星形成星系中特定星暴事件的年龄，不受困扰光学/近红外研究的尘埃遮蔽效应的影响。
2017-05-29 astro-ph.GA
A top-heavy stellar initial mass function in starbursts as an explanation for the high mass-to-light ratios of ultra compact dwarf galaxies
最近的研究表明，质量在10^6 ~ 10^8太阳质量之间的致密恒星系统的V波段动态质光比与简单的恒星星族（SSP）模型的预测不一致。在这些所谓的超紧凑矮星系（UCD）中，头重脚轻的恒星初始质量函数（IMF）为这一发现提供了一个有吸引力的解释，恒星残骸和保留的恒星包层提供了不可见的质量。因此，我们建立了一个模型，量化了UCD的IMF在中等质量和高质量范围内偏离正则IMF的程度，以解释UCD的M/L_V比增强。UCD中的高质量IMF取决于UCD的年龄和它们保留的恒星演化的微弱产物的数量。假设UCD中的IMF是一个三部分幂律，等于低质量范围内的正则IMF，并将20%作为UCD保留的高质量恒星残余部分的合理选择，该模型表明，如果UCD的年龄为13 Gyr，那么大质量IMF的指数大约为1.6（即几乎和宇宙一样古老）或者如果UCD是7 Gyr，则大约为1.0，而Salpeter-Massey IMF则为2.3。如果IMF像这里所说的那样头重脚轻，那么UCD的稳定性可能会受到大质量恒星辐射和演化引起的严重质量损失的威胁。当UCD以每年10到100太阳质量的恒星形成率形成时，其中心密度一定在每立方秒差距10^6到10^7太阳质量之间。
2010-02-25 astro-ph.GA
The ADF and the t$^2$ formalism in H II regions based on the upper mass limit of the IMF for the MW
我们深入研究的丰度差异问题在H II区域，这一次从一个不同的角度比通常的：通过研究的初始质量函数（IMF）的质量上限（M $_{\rm up}$）的O，C，和他的化学演化模型预测的银河系的效果。我们使用直接法（DM）和与温度无关的方法（TIM）确定的丰度。我们比较了目前预测的丰度与猎户座，M17和M8的观测，以确定银河系IMF的M $_{\rm up}$值。根据DM丰度，模型预测M $_{\rm up}$ = 25-45 M $_{\odot}$，而根据TIM，CEM得出M $_{\rm up}$ = 70-110 M $_{\odot}$。具有MW恒星质量和恒星形成率的旋涡星系被预测具有M $_{\rm up} \sim100$ M $_{\odot}$。这些结果支持TIM的丰度比DM的丰度高。
2020-06-12 astro-ph.GA
Probing Population III Initial Mass Functions with He II/H$α$ Intensity Mapping
我们证明了潜在的线强度映射的初始质量函数（IMF）的人口III星通过测量的平均He II 1640 A/H $α$线强度比的限制。我们用现代高红移星系形成和光电离模型扩展了21 cm FAST程序，并估算了星族II和III星系在红移$5 \le z \le 20$的线辐射。在我们的模型中，He II/H $α\gtrsim 0.1$的平均比值表明，在$z \gtrsim 10$，当第三星族恒星主导恒星形成时，第三星族恒星的质量达到几百个太阳质量。下一代空间任务的能力略优于CDIM，将能够通过测量He II和H $α$波动功率谱信号及其在高显著性上达到$z\sim 20$的互相关来探测这种情况。此外，无论IMF如何，He II/H $α\lesssim 0.01$的比值表明第三星族恒星的形成量很低，因此，它标志着由这一恒星群体主导的时期的结束。然而，对应的He II功率谱的检测可能仅对于头重脚轻的族III IMF或通过与更强的H $α$信号的互相关是可能的。最后，$0.01 \lesssim$ He II/H $α$ $\lesssim 0.1$的比值解释起来很复杂，因为它们可能受到几种竞争效应的驱动。我们讨论了如何在不同的红移和线强度比与其他探头的组合的各种测量可以帮助限制人口III IMF在这种情况下。
2022-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observable and ionizing properties of star-forming galaxies with very massive stars and different IMFs
本研究结合定制化恒星演化与大气模型，计算含超大质量恒星（VMS）的星系SED，发现VMS显著提升紫外光度与电离光子产量，且高红移星系IMF可能延伸至VMS区间但比Salpeter更平坦。
2024-12-03 astro-ph.GA
ALMA-IMF XVI: Mass-averaged temperature of cores and protostellar luminosities in the ALMA-IMF protoclusters
本文利用ALMA-IMF高分辨率观测和PPMAP辐射转移建模，首次系统估算883个恒星形成核的尘埃温度与原恒星光度，并建立质量-光度演化图，揭示原恒星从大于宿主核的质量库中吸积质量。
2024-12-02 astro-ph.GA
The impact of magnetic fields on the IMF in star-forming clouds near a supermassive black hole
星系中心的恒星形成被认为产生了大质量的恒星，其质量分布可能是头重脚轻的。磁场很可能在形成恒星的分子云内部的恒星质量分布中起着至关重要的作用。在这种情况下，我们探索了磁场对10^7太阳质量黑洞附近（< 10 pc）初始质量函数（IMF）的影响，其中典型的磁场强度为38 microG，如RCW 38，磁场强度为135 microG，类似于NGC 2024和红外暗云G28.34+0.06。利用这些条件，我们进行了一系列的数值模拟与流体动力学代码FLASH阐明的影响，磁场的IMF和恒星形成效率（SFE）出现从800太阳质量的云。我们发现，随着磁场强度的增加，引力不稳定分子云的坍缩速度减慢，恒星沿着磁力线形成。在模拟过程中形成的恒星总数随着磁场的增加而增加了1.5-2倍。IMF的主要成分具有对数正态的形状，其峰值在磁场的存在下移动到亚太阳（< 0.3 M_sun）的质量，由于从气体库的吸积率的降低。此外，我们看到一个头重脚轻，几乎平坦的IMF超过2个太阳质量，从磁压支持的区域，直到达到高质量。我们还考虑了中心黑洞处于活动状态时X射线辐射的影响。X射线反馈抑制了亚太阳质量的形成，并进一步减少了SFE。因此，第二个贡献不再可见。我们的结论是，磁场可能会改变SFE和IMF的活动和非活动星系，并需要考虑在这样的计算。
2012-08-02 astro-ph.GA
Downsizing revised: Star formation timescales for elliptical galaxies with an environment-dependent IMF and number of SNIa
以往对大质量椭圆（E）~星系的恒星平均金属丰度和[Mg/Fe]值的研究表明，它们的恒星形成时间很短，这与恒星星族合成（SPS）研究的估计和分级组装理论不一致。应用先前开发的化学演化程序GalIMF，它允许一个环境依赖的恒星初始质量函数（IMF）被应用在集成星系初始质量函数（IGIMF）理论，而不是一个不变的正则IMF，恒星形成时标（SFT）的E星系重新评估。该代码的独特之处在于它允许银河系范围内的IMF和相关的化学富集随着银河系物理条件的变化而演变。对于质量较大的E~星系，如果单位质量的Ia型超新星（SNIa）数目增加，则计算的SFT与独立的SPS结果一致。这是恒星形成率较高的星系产生更大质量的星团的自然结果，每个恒星产生更多的SNIa祖先。计算结果表明，具有恒星质量$\approx 10^{9.5} M_\odot$的E~星系具有最长的平均SFT $\approx2\,$ Gyr.大部分质量较大的E~星系形成得更快（SFT $\,\approx 1\,$ Gyr），导致被M~矮星和更大的动态质光比所支配，而质量较低的星系由于其较浅的潜力而更容易失去气体供应，因此也具有类似的短平均SFT。这项工作首次实现了化学富集和SPS建模之间的早期型星系的SFT的一致性，并导致更好地了解恒星形成环境如何影响每单位恒星质量形成的SNIa总数。
2021-07-07 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
Abundance ratios and IMF slope in the dwarf elliptical galaxy NGC~1396 with MUSE
用VLT/ MUSE摄谱仪在$4750-9350$波段对位于天炉座星系团中的矮椭圆星系NGC 1396（M $_V = -16.60$，质量$\sim 4\times10^8$ M $_\odot$）进行了深度观测。在本文中，我们提出了一个恒星的人口分析研究化学丰度，恒星形成历史（SFH）和恒星初始质量函数（IMF）作为一个函数的银河中心距离。不同的、独立的分析恒星族群的方法得出了$\sim$ 6 Gyr的光度加权年龄和[Fe/H] $\sim$ $-0.4$，类似于其他类似质量的dE。我们发现[Ca/Fe] $\sim +0.1$异常过剩，而钠则不足，[Na/Fe]值在$-0.1$附近，而[Mg/Fe]在所有半径处都过剩，从中心的$\sim+0.1$增加到$\sim +0.2$ dex。我们注意到在这个矮星系中有一个显著的金属丰度和年龄梯度。为了限制NGC 1396的恒星IMF，我们发现NGC 1396的IMF与Kroupa样或头重脚轻的分布一致，而底部重的IMF被坚决排除。对丰度比的分析以及与本星系群中星系的比较表明，NGC 1396的化学富集历史与银河系盘相似，具有延长的恒星形成历史。如果这个星系起源于一个LMC大小的矮星系祖先，它会在落入天炉座星系团的过程中失去气体，那么情况就是这样。
2016-08-25 astro-ph.GA
ALMA-IMF XV: The core mass function in the high-mass star-formation regime
本文利用ALMA-IMF项目对15个高质量原星团提取约680个引力束缚核，测得核质量函数斜率为1.97±0.06，显著平坦于Salpeter值2.35，表明这些区域可能产生非典型恒星初始质量函数。
2024-07-26 astro-ph.GA
The Stellar IMF and Dark Matter Halo of ESO0286: Constraints from Strong Lensing and Dynamics
Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Technical University of Munich（慕尼黑工业大学）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；Université de Genève（日内瓦大学）；Institute of Cosmology and Gravitation, University of Portsmouth（朴茨茅斯宇宙学与引力研究所）
通过强引力透镜和动力学分析，研究ESO0286-G022的恒星IMF和暗物质晕，揭示其三轴性及质量分布，发现恒星质量上限与IMF限制，对比其他透镜系统的IMF差异。
2026-03-27 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
Effects of the integrated galactic IMF on the chemical evolution of the solar neighbourhood
初始质量函数决定了每一代恒星中诞生的不同初始质量恒星的比例。在本文中，我们测试的综合银河系初始质量函数（IGIMF）的太阳附近的化学演化的影响。IGIMF（Weiglion & Kroupa 2005）是由恒星初始质量函数（IMF）（即单个星团的质量函数）和嵌入的星团质量函数（即指数为β的幂律）的组合计算出来的。考虑到最大可获得的恒星质量是星团总质量的函数，IGIMF成为一个随时间变化的IMF，它取决于恒星形成率。我们应用这种形式主义的化学演化模型的太阳附近，并通过假设三种可能的值β与通过一个标准的，经过良好测试的，恒定的IMF得到的结果进行了比较。一般来说，β的绝对值越低，意味着IGIMF越平坦，因此有更多的大质量恒星和更大的金属喷射率。这意味着更高的Ia型和II型超新星爆发率，更高的大质量恒星的质量喷射率和更大量的气体可用于恒星形成，再加上现今较低的恒星质量密度。我们还讨论了当今恒星质量函数（PDMF）的重要性，它提供了一种方法来解决β的各种假设。我们的研究结果表明，采用IGIMF计算β ~2的模型应该被认为是最好的，因为它允许我们重现观察到的PDMF和占大多数的化学演变的限制，在这项工作中考虑。
2010-04-06 astro-ph.GA
The role of the turbulence driving mode for the Initial Mass Function
湍流是恒星形成的关键因素，但它对初始质量函数（IMF）的作用尚未完全了解。本文通过对恒星团簇形成的磁流体动力学（MHD）模拟，研究了引力、湍流、磁场、恒星加热和外流反馈等湍流驱动模式对IMF的影响。我们发现，采用纯粹的压缩湍流驱动（COMP）的模拟产生了较高比例的低质量恒星相比，使用纯粹的螺线管驱动（SOL）的模拟。COMP下沉粒子（原恒星）分布的特征（中值）质量与SOL相比，向低质量移动了约1.5倍。我们的模拟IMF捕捉到了所观察到的IMF形式的重要特征。我们发现，在高质量和低质量范围内，IMF的有序性调节理论与我们的模拟IMF相当匹配，但低估了非常低质量恒星的数量，这些恒星在我们模拟的后期阶段形成，并由于动力学相互作用而停止吸积。我们的模拟表明，对于COMP和SOL，多重性分数是一个增加的函数的初级质量，虽然在COMP的多重性分数是高于SOL的任何初级质量范围。我们发现二元质量比分布与湍流驱动模式无关。在SOL中的下沉粒子的平均比角动量是一个因素的2高于COMP。总的来说，我们得出结论，湍流驱动模式在塑造IMF中起着重要的作用。
2022-11-25 astro-ph.GA
A counter-image to the gravitational arc in Abell 1201: Evidence for IMF variations, or a $10^{10}$M$_{\odot}$ black hole?
阿贝尔1201是一个z=0.169的大质量星系团，其中最亮的星系团星系（BCG）对z=0.451的背景源来说是一个引力透镜。透镜结构是不寻常的，在小半径（$\sim$ 2角秒）处形成了一个明亮的弧，恒星和暗物质都被认为对总的透镜质量有很大的贡献。在这里，我们提出了深光谱观测的阿贝尔1201 BCG与MUSE，揭示了发射线从一个微弱的反图像，相反的主弧，在半径为0.6弧秒。我们探讨模型中的透镜质量描述的恒星质量和标准的暗物质晕的组合。在这样的模型中没有预测到反像，除非暗物质成分可以忽略不计，这意味着这个星系中有一个非常重的恒星初始质量函数（IMF）。我们考虑两个修改的模型，可以产生所观察到的配置，而不诉诸极端IMF。在恒星质光比$Υ$中施加径向梯度，如果$Υ$在内部$\sim$ 1弧秒内增加$\gtrsim$ 60%（例如，从Milky Way类IMF到Salpeter类IMF的变化），则可以产生接近观测位置的反像。或者，反像可以通过引入一个中心超大质量黑洞来产生。所需的质量是$M_{\rm BH}$ =（1.3 $\pm$ 0.6）$\times$ 10 $^{10}$ M $_\odot$，这与迄今为止已知的最大黑洞相当，其中几个也是由BCG主持的。我们评论未来的意见，承诺区分这些替代品。
2017-01-10 astro-ph.GA
MaNGA DynPop -- V. The dark-matter fraction versus stellar velocity dispersion relation and stellar initial mass function variations in galaxies: dynamical models and full spectrum fitting of integral-field spectroscopy
基于10K星系的MaNGA样本，利用JAM和SPS两种方法估计暗物质比例，发现其随速度弥散减小而增加；在235个早型星系中证实恒星初始质量函数随速度弥散增加从类Chabrier向Salpeter转变，但光谱叠加分析对IMF测量方法的有效性提出质疑。
2024-04-23 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
ALMA-IMF XXII. Role of core subfragmentation in the IMF origin: Hierarchical fragmentation cascade and CMF in W43-MM1
Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；LPC2E, CNRS, Univ. Orléans（奥尔良大学）；Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多大学）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学）；Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文学系）；Laboratoire de Physique de l’École Normale Supérieure, ENS, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université de Paris（巴黎文理研究大学）；Observatoire de Paris, PSL University, Sorbonne Université, LUX（巴黎天文台）；Departamento de Astronomía, Universidad de Concepción（孔多西比托大学）
研究通过分析W43-MM1的碎片化过程，发现核心亚碎片化对IMF起源影响有限，碎片化过程主要由引力驱动，而非湍流。
2026-07-14 astro-ph.GA
Sub-millimeter galaxies in hierarchical models: revisiting the need for a top-heavy stellar initial mass function with Bayesian optimisation
Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, Science Laboratories, South Road, Durham, DH1 3LE, UK（达勒姆大学物理系计算宇宙学研究所）；Institute for Data Science, Science Laboratories, South Road, Durham, DH1 3LE, UK（达勒姆大学数据科学研究所）；Engelhart, 7th Floor, Berkeley Square House, 4-19 Berkeley Square, London, W1J 6BR, UK（Engelhart）
本文针对层级星系形成模型中亚毫米星系与近邻星系性质匹配的争议，利用贝叶斯优化探索GALFORM模型参数空间，证实星暴中采用顶重恒星初始质量函数是同时匹配两类观测约束的必要条件。
2025-11-16 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
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
Astro2020 White Paper: On the Origin of the Initial Mass Function
通常假设恒星的初始质量函数（IMF）是一个普适的形式，并且在它和出生时的核心质量分布（核心质量函数，CMF）之间存在着直接的映射。IMF和CMF在太阳系附近得到了最好的表征。在距离太阳500秒差距以上，金属丰度变化和大质量恒星反馈可能占主导地位的不同环境中，IMF仅被不完整和不精确地测量，而CMF几乎没有被测量过。为了确定IMF和CMF是否确实具有普遍性并相互关联，有必要：1）对银河系不同环境进行多波长大尺度成像和光谱调查; 2）要求恒星的光学/近红外角分辨率<0.1“，核心的远红外角分辨率<5”;（3）在2--3kpc的温度范围内，实现了探测0.1~Msol岩心的远红外灵敏度。
2019-04-22 astro-ph.GA
Measuring the stellar population parameters of the early-type galaxy NGC 3923 -- The challenging measurement of the initial mass function
最近对早期型星系的研究表明，初始质量函数（IMF）的斜率是底部重的，也就是说，它们比银河系包含更多的低质量恒星。然而，IMF的测量仍然具有挑战性的未解决的星系，因为他们观察到的光谱的功能是敏感的一些因素，包括恒星年龄，金属丰度，元素丰度，除了IMF。在本文中，我们使用新的高信噪比IMACS（麦哲伦）光谱研究椭圆壳星系NGC 3923在光学（3700-6600埃）和近红外（7900-8500埃）波长，作为半径的函数。我们已经采取了一些独立的方法，以更好地了解我们的结果中的不确定性。1)我们比较了两个不同的恒星星族模型库; 2）我们进行了光谱指数拟合以及全光谱拟合; 3）我们进行了模拟，我们先验地知道输入IMF，并密切匹配我们的数据; 4）我们还研究了包括两个组件，而不是一个单一的恒星星族的影响。我们表明，我们的结果是敏感的假设，我们所使用的方法。此外，我们评估我们的结果的准确性和精度的基础上模拟数据。在0.5-1.0 M_sun质量范围内，我们发现了一些底重IMF的迹象（尽管与折射率有关），而在0.08-0.5 M_sun质量范围内，IMF似乎是Milky Way样的和恒定的。将近红外数据加入到我们的分析中，得到了一致的结果，并提高了精度。
2020-08-21 astro-ph.GA
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
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
Binary Formation Mechanisms: Constraints from the Companion Mass Ratio Distribution
我们提出了一个统计比较的质量比分布的同伴，在不同的多重性调查中观察到的，最新估计的单一对象的质量函数（Bochanski等2010）。我们分析的主要目标是测试观测到的伴星质量比分布（CMRD）作为主星质量和恒星形成环境的函数是否与从场星IMF得出的结果一致。我们认为M矮星，太阳型和中等质量的恒星，无论是在外地，以及集群或协会的同伴的样本，并比较它们与人口的二进制随机配对所产生的假设国际货币基金组织为一个固定的主要质量。关于领域，我们可以拒绝的假设，CMRD是从国际货币基金组织得出的不同的初级质量范围：观察到的CMRD显示了更多的等质量系统比国际货币基金组织预测。这与双星形成的碎裂理论是一致的。对于疏散星团英仙座α和昴星团，我们也拒绝IMF随机配对假说.关于年轻的恒星形成区，目前我们可以排除金牛座的CMRD和IMF场之间的联系，但不能排除变色龙I。需要更大和不同的样本来更好地将结果约束为环境的函数。我们还考虑了其他同伴的质量函数（CMF），我们比较它们与观测。此外，CMRD在外地和集群或协会似乎是独立的分离的范围内所涵盖的意见。因此，当质量比q = M2/M1，从0.2到1时，结合磁场中M和G原色以及Sco OB 2中中等质量的原色双星的CMRD，我们发现最佳卡方拟合遵循幂律dN/dq \propto q^β，其中β = -0.50 \pm 0.29，与以前的结果一致。
2011-06-15 astro-ph.GA
The Role of the IGIMF in the chemical evolution of the solar neighbourhood
综合银河系初始质量函数（IGIMF）是由恒星初始质量函数（IMF）和嵌入的星团质量函数的组合计算出来的，由指数β的幂律描述。组合的结果是一个随时间变化的IMF，它取决于恒星形成率。我们应用IGIMF形式主义的化学演化模型的太阳附近，并通过假设三个可能的值β与通过一个标准的，经过良好测试的，恒定的IMF得到的结果进行比较。一般来说，较低的β绝对值意味着较平坦的IGIMF，因此有更多的大质量恒星，较高的Ia和II型超新星速率，较高的质量喷射速率和较高的[α/Fe]值在给定的金属丰度。我们建议β的基准值为2，因为有了这个值，我们就可以解释大多数的局部观测值。我们讨论了我们的结果在更广泛的角度来看，与一些影响可能的普遍性的国际货币基金组织和恒星形成阈值的重要性。
2011-01-25 astro-ph.GA
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
Chemical evolution of disc galaxies from cosmological simulations
我们进行了一套盘星系的宇宙学流体动力学模拟，放大的初始条件导致形成的质量$M_{\rm halo, \, DM} \simeq 2 \cdot 10^{12}$ M $_{\odot}$在红移$z=0$的晕。这些模拟的目的是研究盘状星系中金属的化学演化和分布，并量化$(i)$（假设的IMF）、$(ii)$（采用的恒星产额）和$(iii)$（起源于SNe Ia的双星系统对化学富集过程的影响）的影响。我们考虑Kroupa et al.（1993）或更头重脚轻的Kroupa（2001）IMF，两组恒星产额和适合产生Ia型超新星的双星系统比例的不同值。我们调查恒星年龄，SN率，恒星和气体金属丰度梯度，恒星$α$ -模拟增强，并与观测比较预测。我们发现，Kroupa等（1993）IMF的晚型星系在本地宇宙中的建模时，必须首选。另一方面，恒星金属丰度剖面和$α$增强趋势与银河系恒星观测结果的比较表明，当假设Kroupa（2001）IMF时，两者的一致性更好。比较预测的SN率和恒星$α$ -增强与观测支持的分数的二进制系统生产SNe Ia的$0.03$，至少对于晚型星系和所考虑的IMF。采用恒星产额是至关重要的调节冷却和恒星的形成，并在确定模式的化学富集的恒星，特别是那些位于星系的隆起。
2019-02-15 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
The impact of the turbulent Mach number on star formation and the initial mass function
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）
该研究通过磁流体动力学模拟比较不同湍流马赫数（2.5、5、10）对恒星形成和初始质量函数的影响，发现高马赫数提高恒星形成率，而低马赫数产生双峰IMF，表明SFR和IMF受不同物理过程控制。
2026-10-01 astro-ph.GA
The Lifetimes of Star Clusters Born with a Top-heavy IMF
一些观测和理论表明，初始质量函数（IMF）变得越来越头重脚轻（即，在质量为$m > 1M_{\odot}$的高质量恒星中过量），形成物体的金属量减少，气体密度增加。由于质量损失率和形成的黑洞数量不同，这影响了球状星团（GC）的演化。以前的GC数值模拟通常假设一个不变的正则IMF。使用国家的最先进的$NBODY6$代码，我们进行了一系列全面的直接$N$体模拟研究星团的演化，从头重脚轻的IMF和经历早期的气体排出。利用Marks & Kroupa（2012）的嵌入式集群质量半径关系来初始化模型，并通过改变顶重程度，我们计算出集群生存超过12 Gyr所需的最小集群质量。我们记录了星团的不同特征的演化，如总质量，最终大小，密度，质光比，恒星残骸的人口，和GC的生存是如何受到头重脚轻程度的影响。我们发现，不同的IMF移动在同一轨道上的集群的寿命是成比例的弛豫时间的权力$x$是在0.8至1的范围内。在银河系GC中观察到的浓度和质量函数斜率之间的相关性，可以很好地解释从头重脚轻的IMF开始并经历快速气体排出的早期阶段的模型。
2020-12-13 astro-ph.GA physics.comp-ph
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
A Precise Benchmark for Cluster Scaling Relations: Fundamental Plane, Mass Plane and IMF in the Coma Cluster from Dynamical Models
我们研究了后发座星系团中的148个早型星系的样本，使用SDSS测光和光谱，并校准我们的结果使用详细的动力学模型，这些星系的一个子集，在高密度环境中的动态标度关系创建一个精确的基准。对于这些星系，我们成功地测量了全球星系的属性，模拟了恒星星族，并创建了动力学模型，并支持使用16个星系的详细动力学模型的结果，包括两个最大的星系团星系，使用SAURON IFU获取的数据。根据设计，由于星系相对距离与星系团距离相比具有很小的不确定性，因此该研究在推导的标度关系中提供了最小的分散性。我们的研究结果表明，低（$\leq$ 55%的90 $^{th}$百分位数）的暗物质分数内1 $R_{\rm e}$ ~的星系。由于研究设计，我们产生最紧密的，据我们所知，IMF- $σ_e$关系的星系，与当地的星系中看到的一致的斜率。利用我们的动力学模型，我们把经典的基本平面的星系的质量平面。我们发现，质量平面的系数接近维里定理的预测，并具有显着较低的散射相比，基本平面。我们发现后发星系在（M $_*$ - $R_{\rm e}$）和（M $_*$ - $σ_e$）关系中占据与局域场星系相似的位置，但更老。这一点，以及我们在星系团中只发现三个慢转星系的事实，与分层星系形成的情景和运动学形态-密度关系的预期是一致的。
2020-04-16 astro-ph.GA
The initial mass functions of M31 and M32 through far red stellar absorption features
利用牛津短波长积分场光谱仪（SWIFT），我们研究了M31和M32的几个初始质量函数（IMF）依赖的吸收特征的径向变化。我们在M31的长轴上的六个点获得了高信噪比的光谱，达到~ 700”（2.7 kpc），而在M32的中心10 pc处获得了一个单点。在M31中，钠NaI λ8190指数显示出一个平坦的等效宽度轮廓，在大部分隆起处约为0.4 <$，在中央10”（38 pc）处有一个高达0.8 <$的强烈梯度; Wing-Ford FeH λ9916指数在所有半径处都是恒定的0.4 <$;钙三重态CaT λ8498、8542、8662随突起向中心逐渐增加。M32的所有三个指数都显示出平坦的轮廓，FeH在~ 0.5 ℃，CaT非常高，在~ 0.8 ℃，NaI较低，在~ 0.1 ℃。我们使用恒星星族模型分析这些数据。我们发现M31在所有尺度上都能用Chabrier IMF很好地描述，在外隆区钠离子的增强梯度为[Na/Fe] ~+0.3dex，在中心10”内升高到核区的[Na/Fe] ~+1.0dex。我们发现M32是由Chabrier IMF和年轻恒星年龄描述的，与其他研究一致。模型表明，CaT对金属丰度和[α/Fe]比对IMF更敏感。我们注意到，M31和M32的中心有非常高的恒星密度，但我们在这些地区测量夏布里耶IMF。
2015-07-07 astro-ph.GA
On the Dynamical Evolution of the Arches Cluster
研究了年轻星团拱的动力学演化及其对初始恒星质量函数的依赖性。我们进行了许多直接的$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
Individual Star Sampling in Star Formation Simulations: A Semi-Deterministic Model
Tsinghua University（清华大学）；Nanjing University（南京大学）
提出半确定性方案，通过储库粒子和朋友的朋友算法从星形成气体中采样单颗恒星，自然再现观测的$m_{\star,\text{max}}$-$M_\text{ecl}$关系，减少随机种子间差异，预测低恒星形成率下高质量端IMF斜率变陡。
2026-08-25 astro-ph.GA astro-ph.IM
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 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$更多。我们将这些模拟与三个IMF理论的预测进行比较。我们发现，虽然Padoan和Nordlund理论与我们的模拟相匹配，但其他理论要么无法再现模拟的主要定性结果，要么需要进行一些修改。…
2021-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Complete Initial Mass Function Down to the Sub-Solar Regime in the Large Magellanic Cloud with Hubble Space Telescope ACS Observations
在对大麦云星云（LMC）中LH 95星协的光度学研究中，我们首次以主序前星群（PMS）为研究对象，构造了LMC中的亚太阳初始质量函数（IMF）。我们使用哈勃太空望远镜（HST）上的高级巡天相机（ACS）在LMC中进行的最深测光。我们进行了蒙特卡罗技术，以减去LMC的一般领域的贡献，我们隔离的中心区域的协会的观察区域。我们研究了它的减场布居的质量函数。为此，我们引入了一套新的演化模型，来自Siess等人对PMS星演化的计算。我们使用这些模型与我们的观测LH 95的系统，这是可靠地构建到0.43 Msun，有史以来在合理的完整的麦哲伦云观测到的最低质量的IMF。因此，它的建设提供了一个突出的改善，我们的理解低质量恒星形成的大麦哲伦星云。LH 95的系统IMF在1 Msun处的斜率显示出一定的变化，在那里它变得更浅。总的来说，这个IMF的形状与银河系的平均IMF非常一致，直到太阳系下的区域。就这个系统IMF的斜率而言，它被发现比亚太阳系中相应的经典银河系IMF稍微浅一些，可能是由于未解决的双星性，而对于M>1M_sun的恒星，它变得稍微陡峭。我们没有发现显着差异的形状的整体IMF的LH 95从每个三个单独的子集群，这表明IMF的LH 95是不受局部变异。
2009-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical+NIR analysis of a Newly Confirmed Einstein ring at z$\sim$1 from the Kilo-Degree Survey: Dark matter fraction, total and dark matter density slope and IMF
本文光谱确认KiDS中z~1的爱因斯坦“蓝眼”，结合透镜、Jeans动力学与多波段恒星族群分析，测量其总密度斜率、暗物质比例及暗物质晕斜率约束。
2025-09-02 astro-ph.GA
Triaxial Schwarzschild Models of NGC 708: a 10-billion solar mass black hole in a low dispersion galaxy with a Kroupa IMF
本文利用三轴 Schwarzschild 模型分析 NGC 708 运动学数据，发现其中心存在约 100 亿太阳质量超大质量黑洞，并揭示星系形状随半径变化及 Kroupa IMF 特征，为黑洞-星系共同演化提供新证据。
2024-05-01 astro-ph.GA
The fraction of globular cluster second-generation stars in the Galactic halo
许多观测研究揭示了银河系球状星团中存在多个恒星世代。这些研究表明，第二代恒星在球状星团目前的质量中占很大比例，在单个星团中，第二代恒星的质量比例从50%到80%不等。在这封信中，我们进行流体动力学模拟，探索第二代恒星的质量对初始质量和结构参数和恒星初始质量函数（IMF）的父集群的依赖。然后，我们使用这些模拟的结果来估计的分数，f_{SG,H}，银河系恒星晕的质量组成的第二代恒星起源于球状星团。研究了银河系球状星团系统初始质量函数参数对f_{SG,H}的依赖性。对于广泛的初始条件，我们发现，银河系恒星晕的质量分数在第二代恒星总是很小，f_{SG,H} <4- 6%的Kroupa-1993 IMF和f_{SG,H} <7- 9%的Kroupa-2001 IMF。
2010-07-09 astro-ph.GA
