Panchromatic Hubble Andromeda Treasury XVI. Star Cluster Formation Efficiency and the Clustered Fraction of Young Stars
我们使用全色哈勃仙女座宝库（PHAT）的调查数据集进行空间分辨测量的恒星团簇形成效率（$Γ$），恒星质量的一部分，形成在长寿的星团。我们使用强大的恒星形成的历史和集群参数的限制，通过色星等图分析解决恒星星族，研究仙女座的集群和外地人口在过去的$\sim$ 3亿年。我们测量到M31中年轻、1千万-1亿岁人群的$Γ$为4-8%。我们发现，团簇形成效率系统地变化在整个M31磁盘，一致的中面压力的变化。这些$Γ$测量扩展了研究良好的银河系环境的范围，提供了精确的约束，在高强度为主，低强度的恒星形成环境。从M31的空间分辨结果与以前在星系综合尺度上观察到的趋势大致一致，其中$Γ$随着恒星形成率表面密度（$Σ_{\mathrm{SFR}}$）的增加而增加。然而，我们可以解释观察到的散射的关系，并达到更好的协议之间的观测和理论模型，如果我们考虑到环境变化的气体耗尽时间（$τ_{\mathrm{dep}}$）时，建模$Γ$，占恒星形成行为的定性转变时，从H $_2$为主的HI为主的星际介质。我们还表明，$Γ$测量高$Σ_{\mathrm{SFR}}$星爆系统是很好的解释$τ_{\mathrm{dep}}$依赖的基准$Γ$模型。
2016-06-16 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury X. Ultraviolet to Infrared Photometry of 117 Million Equidistant Stars
利用哈勃空间望远镜（HST）WFC 3和ACS在近紫外（F275 W，F336 W）、光学（F475 W，F814 W）和近红外（F110 W，F160 W）波段测量了M31中1.17亿颗恒星的光度。作为全色哈勃仙女座宝藏（PHAT）调查的一部分，我们在精确的天体测量图像对准（<5-10毫弧秒精度）后，在所有波段和所有源位置同时测量了点扩散函数拟合的测光。在外盘中，光度达到F475 W ~28的完全极限深度，而在拥挤的高表面亮度凸起中，光度达到F475 W ~25。我们发现，同时测光和优化的测量参数显着增加最低分辨率的过滤器（WFC 3/IR）提供的颜色幅度图，是高达2.5个数量级更深的检测限相比，从WFC 3/IR测光单独的颜色幅度图。我们提出了广泛的数据质量分析，包括光度函数和重复测量的比较，我们使用人造星测试来量化光度的完整性，不确定性和偏见。我们发现，测光系统误差的最大来源是由于空间变化的点扩散函数模型和电荷转移效率的修正。这个恒星目录是有史以来最大的等距源，并公开供社区下载。
2014-09-02 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury VIII: A Wide-Area, High-Resolution Map of Dust Extinction in M31
我们映射的尘埃分布在M31在25pc的分辨率，使用恒星测光从全色哈勃仙女座宝库。我们开发了一种新的映射技术，模型的近红外色星等图（CMD）的红巨星分支（RGB）的恒星。模型CMD结合了RGB恒星的未红化前景和通过对数正态尘埃柱密度分布观察到的红化背景人口。与模型的拟合限制了中值消光、消光分布的宽度和变红恒星的比例。由此产生的消光图比尘埃排放图的分辨率高出4倍以上，同时提供了更直接的尘埃柱测量。新地图与Draine等人2014年从尘埃排放推断的灭绝地图之间存在极好的形态学一致性。然而，广泛使用的Draine & Li（2007）尘埃模型将观测到的灭绝高估了约2.5倍，这表明M31的真实尘埃质量较低，尘埃颗粒的放射性明显高于Draine等人（2014）的假设。我们发现的差异与普朗克合作组织（2015）在银河系中的类似发现一致，但对Draine & Li（2007）尘埃模型的参数有更复杂的依赖性。我们还表明，与Draine et al.（2014）地图的差异最小，其中星际辐射场的光谱比平均值更硬。我们讨论了可能的改进CMD尘埃映射技术，并探讨进一步的应用。
2015-09-22 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury: Triangulum Extended Region (PHATTER) II. The Spatially Resolved Recent Star Formation History of M33
我们测量的空间分辨最近的恒星形成历史（SFH）的M33使用的光学图像与哈勃太空望远镜的全色哈勃仙女座宝库的一部分：三角座扩展区（PHATTER）调查。本分析中所用的观测覆盖的区域包括一个去投影的区域，即$\sim$ 38 kpc $^{2}$，并沿长轴和半长轴分别从M33中心延伸到$\sim$ 3.5和$\sim$ 2 kpc。我们划分为2005年的PHATTER光学调查，测量24弧秒，$\sim$ 100 pc，在一侧和适合每个区域的颜色星等图单独测量的空间分辨SFH的M33的PHATTER足迹。在小的空间尺度上，SFH有显著的波动，我们测量的星系范围的尺度可以追溯到大约6.3亿年前。我们观察到一个更絮凝的螺旋结构在恒星星族年轻约80万年，而结构的老年恒星星族是由两个螺旋臂为主。我们还观察到M33中心的一个酒吧，它在年龄超过8000万年时占主导地位。最后，我们发现在过去的1亿年中，在PHATTER足迹内的平均恒星形成率（SFR）为0.32 $\pm$ 0.02 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。我们测量的当前SFR（过去1000万年）为0.20 $\pm$ 0.03 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。当按比例考虑到PHATTER调查足迹覆盖的D25区域的一部分时，这一SFR略高于以前的宽带估计测量值。
2022-06-22 astro-ph.GA
Panchromatic Hubble Andromeda Treasury XIII: The Cepheid period-luminosity relation in M31
利用哈勃空间望远镜高级巡天照相机（HST/ACS）和来自全色哈勃仙女座宝库（PHAT）的宽视场照相机3（WFC 3）观测，我们提出了M31造父变星新的周期光度（PL）关系。在PHAT测光中识别了几个地基研究中的造父变星，导出了近红外和可见光滤光片中新的P-L和Weseneirs P-L关系。我们推导出M31的距离模量在IR波段为24.51 +/- 0.08，在可见波段为24.32 +/- 0.09，包括M31的F475 W和F814 W滤波器中的第一个P-L关系。我们推导出的视觉和IR距离模量不一致，略高于1σ水平。对造父变星的一个子集，研究了地基观测和HST观测之间的P-L关系的差异。我们发现一个显着的差异之间的地基和HST的P-L关系与相同的造父变星，表明在地基造父变星观测光度污染的不利影响。此外，在P-L关系中发现了一个统计上显著的径向趋势，这似乎不能用金属丰度来解释。
2015-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury. VI. The reliability of far-ultraviolet flux as a star formation tracer on sub-kpc scales
我们利用全色哈勃仙女座宝库（PHAT）的光学观测，测量了M31中33个FUV明亮区域的最近（<5亿年）恒星形成历史（SFHS）。区域面积范围从~ $10^4$到$10^6$ pc $^2$，这使我们能够测试FUV通量作为亚千秒差距尺度上最近恒星形成示踪剂的可靠性。恒星形成率（SFR）来自于修正后的观测FUV通量，平均而言，与1亿年的平均SFR的SFH内的1 $σ$分散一致。总体而言，分散性大于SFR的不确定性，在最小区域中尤其明显。分散是一致的，甚至组合的离散采样的初始质量函数和高变异性的SFHS。这一结果表明，为获得精确的SFR估计从FUV通量满足全IMF和恒定的SFR假设的重要性。假设一个强大的FUV消光校正，我们估计，一个因素的2.5不确定性，可以预期在FUV为基础的SFR的区域小于$10^5$ pc $^2$，或几百个pc。我们还研究了年龄和质量来自紫外线通量的共同假设下，该地区是简单的恒星星族（SSP）。SFHS表明，大多数地区不是SSP，年龄和质量估计相应地从SFHS不一致。对于这些地区的SSP样SFH，我们发现平均差异10万年的年龄和3至4的质量的一个因素。基于积分FUV通量，不可能将SSP样区域与其他区域区分开。
2014-04-19 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury: Triangulum Extended Region (PHATTER). III. The Mass Function of Young Star Clusters in M33
本文利用 PHATTER 巡天的 711 个年轻星团测量 M33 星团质量函数，发现其更符合带高质量截断的 Schechter 函数，并验证截断质量与恒星形成率面密度的线性关系。
2022-02-03 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury XVII. Examining Obscured Star Formation with Synthetic Ultraviolet Flux Maps in M31
我们提出了合成的远紫外和近紫外（FUV和NUV）的M31的地图，无论有和没有尘埃变红。这些地图是从空间分辨的恒星形成历史（SFHS）中构建的，这些历史来自于哈勃太空望远镜对分辨恒星的光学成像，作为全色哈勃仙女座宝藏计划的一部分。我们使用恒星星族合成模型来生成合成的紫外线地图，预计空间分辨率为$\sim$ 100 pc（$\sim$ 24角秒）预测的紫外线通量与观测到的通量吻合得很好，与模拟和观测到的流量之间的中位数比$\log_{10}(f^{syn}/f^{obs}) = 0.03\pm0.24$和$-0.03\pm0.16$在FUV和NUV，分别。考虑到我们仅使用光学光度学来构建这些紫外图，这种一致性特别令人印象深刻。我们使用无尘图来研究遮蔽通量和恒星形成的性质，通过将我们的红化和无尘FUV通量图与观测到的FUV和FUV+24μm通量进行比较，以检查遮蔽通量的比例。合成通量图要求M31中$\sim$ 90%的FUV通量被尘埃遮蔽，而基于GALEX的方法表明$\sim$ 70%的通量被遮蔽。模糊通量估计值的增加是由于无尘合成FUV通量与用24μm观测值对观测到的FUV进行尘埃校正时得出的通量之间存在显著差异。当我们将FUV+24μm通量的SFR与SFH的1亿年平均SFR进行比较时，进一步说明了差异。经24μ m校正的FUV通量低估了SFR，低估系数为$\sim$ 2.3 - 2.…
2016-10-31 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury V: Ages and Masses of the Year 1 Stellar Clusters
我们目前的年龄和质量为601星团在M31从分析的六个过滤器集成光测量从近紫外到近红外波长，作为全色哈勃仙女座宝库（PHAT）的一部分。我们得出的年龄和质量使用概率技术，占随机抽样的恒星初始质量函数的影响。对合成数据的测试表明，这种方法，结合精湛的灵敏度的PHAT观测和他们的宽波长基线，提供了强大的年龄和质量恢复范围从$\sim 10^2 - 2 \times 10^6 M_\odot$的集群。我们发现，集群的年龄分布是一致的，是均匀的，在过去的$100$百万年，这表明在M31集群中断的影响很弱。年龄分布的老年人（$>100$ Myr）集群落向老年人，符合幂律下降的指数$-1$，可能从集群的衰落和中断的组合。我们发现，整个样品的质量分布可以很好地描述由一个单一的幂律与光谱指数的$-1.9 \pm 0.1$的范围内的$10^3-3 \times 10^5 M_\odot$。然而，如果我们用银河中心半径来细分样本，我们发现年龄分布保持不变。然而，质谱指数变化显着，显示最佳的拟合值之间的$-2.2$和$-1.8$，在最高的恒星形成强度区域的斜率较浅。我们探讨了我们的研究潜在的系统学的鲁棒性，并得出结论，集群质量函数可能会随环境而变化。
2014-02-27 astro-ph.GA
Panchromatic Hubble Andromeda Treasury. XIX. The Ancient Star Formation History of the M31 Disk
我们映射的恒星形成历史M31的拟合恒星演化模型的颜色星等图的每一个83 $''{\times}$ 83 $''$（0.3 $\times$ 1.4千秒差距，去投影）的PHAT调查以外的最里面的6 $'{\times}$ 12 $'$部分。我们发现，大部分的恒星形成发生在$\sim$ 8 Gyr前，其次是一个相对平静的时期，直到$\sim$ 4 Gyr前，随后的恒星形成插曲约2 Gyr前，并返回到相对平静。年龄超过2 Gyr的种群似乎没有什么结构，这表明自那个时代以来有很大的混合。最后，假设Kroupa IMF从0.1 $-$ 100 M $_{\odot}$，我们发现，在过去的14 Gyr的恒星形成的总量在该地区，我们已经拟合模型是5 ${\times}$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$。拟合这一恒星形成的径向分布，并假设方位角对称，（1.5 $\pm$ 0.2）${\times}$ 10 $^{11}$ M $_{\odot}$的恒星形成在M31盘作为一个整体，（9 $\pm$ 2）${\times}$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$的可能已经生存到现在后，占进化的影响。这个质量大约是M31总动力学质量的五分之一。
2017-08-08 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury XXI. The Legacy Resolved Stellar Photometry Catalog
本研究发布PHAT巡天最终传统版恒星光度星表，采用改进方法处理多波段成像数据，新增CTE校正，星表恒星数达1.38亿颗，提升了低密度区域探测能力，生成更无缝的星族分布图。
2023-07-18 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury. VII. The Steep Mid-Ultraviolet to Near-Infrared Extinction Curve in the Central 200 pc of the M31 Bulge
利用Swift/UVOT和HST WFC 3/ACS的13个波段观测数据，测量了M31中心200 pc的中紫外-近红外波段（1928 ~ 1.5μm）的消光曲线。利用HST WFC 3和ACS探测器的高角分辨率，我们发展了一种同时测定环核区五个尘埃复合体的相对消光和被遮蔽星光的方法。这些团块的消光曲线（RV =2.4-2.5）比银河系的平均消光曲线（RV =3.1）更陡，但与最近测量的银河系隆起（RV~2.5）的光学和近红外曲线相似。这种相似性表明，陡峭的消光曲线可能在星系的内部隆起中很常见。在紫外线下，这些团块的消光曲线也是不寻常的。我们发现，一个尘埃团（大小<2 pc）表现出强烈的紫外隆起（消光在2175），超过三个标准偏差比普通模型预测。虽然M31核球的高恒星金属丰度表明有足够的碳和硅来产生大的尘埃颗粒，但这些颗粒可能已经被超新星爆炸或中央超大质量黑洞过去的活动所破坏，导致了观测到的陡峭的消光曲线。
2014-03-12 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury: Triangulum Extended Region (PHATTER). V. The Structure of M33 in Resolved Stellar Populations
本研究利用PHATTER巡天多波段数据分析M33星系结构，首次确认其存在中心棒，揭示年老与年轻恒星种群的形态差异，拟合出含吸积晕的多成分结构并给出晕质量等参数。
2023-08-22 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury: Triangulum Extended Region (PHATTER) I. Ultraviolet to Infrared Photometry of 22 Million Stars in M33
本文介绍了本星系群矮螺旋三角座（M33）中2200万颗恒星的全色分辨恒星测光，这些恒星来自哈勃太空望远镜（HST）的观测，光学观测中使用了先进的巡天照相机（ACS）。（F475 W，F814 W），以及近紫外（F275 W，F336 W）和近红外（F110 W，F160 W）波段的宽视场相机3（WFC 3）。大的、连续的测量区域覆盖$\sim$ 14平方千秒差距，并从M33中心延伸到3.5千秒差距（14弧分，或1.5-2尺度长度）。PHATTER的观测策略和测光技术与全色哈勃仙女座宝库（PHAT）的观测策略和测光技术非常相似，但采用了更新的测光技术，充分利用了所有重叠点（对准在$<$ 5-10毫角秒内），并改进了对空间变化点扩散函数的处理。测光在M33中观测到的最低表面密度区域达到了F475 W $\sim$ 28.5的完整极限深度，在M33中心附近发现的最拥挤区域达到了F475 W $\sim$ 26.5。我们发现年轻种群有几条相对较紧的手臂，而老年种群则表现出明显、较松的双臂结构。我们提出了广泛的数据质量分析，包括人造星测试，以量化的完整性，光度的不确定性，和通量偏差。这个恒星星表是有史以来为M33制作的最大的星表，并可供社区公开下载。
2021-01-05 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury XI: The Spatially-Resolved Recent Star Formation History of M31
我们测量最近的恒星形成历史（SFH）的M31使用的光学图像与\texit{Hubble Space Telescope}作为全色哈勃仙女座宝库（PHAT）的一部分。我们在M31东北象限的约9000个区域中拟合了色星等图，这些区域的投影大小为约100 pc $\times$ 100 pc，覆盖了0.5平方度的区域（约380 kpc $^2$，去投影）。我们表明，SFH在这些小的空间尺度上变化显着，但也有相干的银河系范围内的波动SFH回到~500百万年，最显着的是在M31的10千秒差距的恒星形成环。我们发现，10千秒差距的环至少有4亿年的历史，表明在过去的5亿年中正在进行恒星的形成。这表明在这个半径下，环中存在至少2个动力学时间的分子气体。我们还发现，环的位置是恒定的整个这段时间，是固定在1公里/秒的水平，虽然有证据扩大环由于扩散到磁盘的恒星。根据M31环特征的现有模型，环的位置缺乏演化使得纯粹的碰撞环起源非常不可能。我们发现，全球SFR在过去的5亿年中一直相当稳定，尽管它确实在5千万年时出现了小幅增长，是过去1亿年平均SFR的1.3倍。在过去的~ 5亿年中，所有SF的~60%发生在10-kpc环中。最后，我们发现在过去的1亿年中，PHAT调查区的平均SFR为$0.28\pm0.03$ M $_\odot$ yr $^{-1}$，平均去投影强度为$7.3 \times 10^{-4}$…
2015-04-13 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury II. Tracing the Inner M31 Halo with Blue Horizontal Branch Stars
我们试图限制的形状M31的内部恒星晕的蓝色水平分支（BHB）恒星的表面密度在银河系的距离范围从2千秒差距到35千秒差距。我们的测量利用解决恒星测光从全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查的一部分，由几个档案哈勃太空望远镜观测补充。我们发现，BHB红巨星的比例是相对恒定的10千秒差距以外，这表明BHB是可靠的示踪晕人口的红巨星分支。在内晕中，我们不期望BHB星由高金属丰度的凸起和盘产生，这使得BHB星成为一个很好的候选者，成为一个可靠的恒星晕示踪剂，以小得多的银河系距离。如果我们假设二维投影面密度BHB分布为幂律分布r ^（-α），则在3 kpc外得到高质量的拟合，其二维幂律指数为α = 2.6 ^{+0.3}-0.2}，在3 kpc内则为α <1.2。该斜率与先前的测量值一致，但锚定到更向内延伸的径向基线。最后，假设方位角对称和恒定的质光比，最佳拟合的轮廓得出晕恒星的总质量为2.1 ^{+1.7}-0.4} x 10^9 M_sun。这些属性是可比的模拟卫星中断单独形成的恒星晕形成，并与模拟，包括一些在原地形成的晕星。
2012-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury III. Measuring Ages and Masses of Partially Resolved Stellar Clusters
当从低质量星团（小于~10^4太阳质量）的积分颜色推断时，星团的表观年龄和质量会受到恒星初始质量函数的随机采样的强烈影响。我们使用模拟的星团表明，这些影响最小化时，最明亮的，快速发展的恒星在一个集群可以解决，和光线较暗，更多的未解决的恒星可以单独分析。当比较来自亮度较低的星系团成员的光与未解析光的模型时，可以获得比在假设初始质量函数完全填充的情况下分析来自整个星系团的集成光时更准确的年龄估计。我们展示了这种技术的成功，首先使用模拟集群，然后与一个星团在M31。这种方法代表了一种方法占离散，随机抽样的恒星初始质量函数在质量较小的集群，并可以利用在整个本地集团和其他附近星系的集群的研究。
2012-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury XX: The Disk of M31 is Thick
本文利用尘埃几何提出测量部分正面星系盘厚度的新方法，通过 M31 中变红 RGB 恒星比例的系统变化测得盘标高约 770pc，表明 M31 缺乏显著薄盘而由厚盘主导，并建议以不对称红化作为识别厚盘系统的通用判据。
2023-04-17 astro-ph.GA
Variable Stars in M31 Stellar Clusters from the Panchromatic Hubble Andromeda Treasury
本研究利用PHAT巡天数据在M31星团中识别出86颗变星，通过理论等龄线确定其演化阶段和初始质量，并评估了测光混合概率，首次系统展示了HST在河外星团变星研究中的独特能力。
2024-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Panchromatic Hubble Andromeda Southern Treasury (PHAST). II. The Spatially Resolved Recent Star Formation History in M31
University of Washington（华盛顿大学）；California State University, Los Angeles（加州州立大学洛杉矶分校）；Flatiron Institute（平顿研究所）；University of Michigan（密歇根大学）；University of Utah（犹他大学）；Raytheon（雷神公司）；University of Arizona（亚利桑那大学）；University of California Berkeley（加州大学伯克利分校）
利用PHAST数据研究M31南盘近期恒星形成历史，发现恒星形成率显著下降，尤其在接近M32区域，通过结合PHAST和PHAT数据获得高分辨率的恒星形成历史，揭示了恒星形成活动的演变过程。
2026-05-12 astro-ph.GA
The Local Ultraviolet to Infrared Treasury I. Survey Overview of the Broadband Imaging
本研究介绍哈勃空间望远镜的LUVIT项目，结合新观测与存档数据生成22个近邻低质量恒星形成星系的多波段分辨恒星星表，详述巡天设计与数据处理，给出完备度等测光性能评估，为恒星种群研究提供数据集。
2025-01-15 astro-ph.GA
Dust around massive stars is agnostic to galactic environment: New insights from PHAT/BEAST
本研究利用PHAT项目测光数据与BEAST工具，分析仙女座星系4万余颗大质量恒星候选体的环境消光，发现其近邻尘埃含量均匀，支持大质量恒星可在星系稀疏区原位形成的结论。
2024-01-19 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury IV. A Probabilistic Approach to Inferring the High Mass Stellar Initial Mass Function and Other Power-law Functions
我们提出了一个概率的方法来推断目前的幂律恒星质量函数（MF）的参数，解决了年轻星团。这种技术（a）充分利用了给定数据集的信息内容;（b）以直接的方式解释了观测的不确定性;（c）为推断的参数分配了有意义的不确定性;（d）避免了与合并数据有关的陷阱;（e）几乎适用于任何已分辨的年轻星团，为系统研究大质量恒星MF（M > 1 Msun）奠定了基础。使用模拟的星团和概率分布函数的马尔可夫链蒙特卡罗抽样，我们证明了MF斜率α的估计是无偏的，并且不确定性Δα主要取决于观测恒星的数量和它们所跨越的恒星质量范围，假设单个质量的不确定性和完整性是良好的。使用理想化的模拟数据，我们计算了α的下限精度，并给出了Δα作为观测恒星数和质量范围的函数的解析近似。我们发现，约3/4的引用文献的不确定度小于理论下限。通过将这些不确定性校正到理论下限，我们发现文献研究得出<α>=2.46，1-σ离差为0.35 dex。我们验证，这是不可能的幂律MF获得有意义的限制上的IMF的质量上限。我们表明，避免MF斜率的实质性偏差需要：（1）在推导单个恒星质量估计值时将MF作为先验;（2）对单个恒星质量的不确定性进行建模;（3）充分表征并明确建模给定质量恒星的完整性。（节略）
2012-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury: Triangulum Extended Region (PHATTER). VI. The High-Mass Stellar Initial Mass Function of M33
本研究基于哈勃观测和概率建模分析M33中9个年轻大质量星团，测得平均大质量IMF斜率为1.49±0.18，支持近普适且略陡于经典值的IMF。
2024-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling Massive Main-Sequence Stars in Sextans A through Panchromatic Photometry
The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所天文台）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；NSF National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory（美国国家光学-红外天文研究实验室）；University of Washington（华盛顿大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Flatiron Institute（平托研究所）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）
通过多波段光度计研究Sextans A中高金属含量的主序星群体，识别出OBe星候选者并预测LyC逃逸分数，揭示极低金属含量下的恒星演化和反馈机制。
2026-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hubble Tarantula Treasury Project: Unraveling Tarantula's Web. II. Optical and Near Infrared Star Formation History of the Starburst Cluster NGC 2070 in 30 Doradus
我们提出了一个研究最近的恒星形成的30剑鱼座的大麦云（LMC）使用全色成像调查哈勃狼蛛国库项目（HTTP）。在本文中，我们集中在20秒差距内的大质量电离星系团30剑鱼座，NGC 2070的中心的恒星。我们通过比较深光学和近红外色星等图（CMD）与最新PARSEC模型生成的最先进的合成CMD来恢复恒星形成历史，其中包括从主序前到主序后的所有恒星相位。这是我们在这一领域首次能够同时使用中低质量恒星测量恒星形成。我们的研究结果表明，NGC 2070经历了一个长期的活动。特别是，我们发现该地区的恒星形成：i）超过了大约2000万年前的平均LMC速率; ii）在大约700万年前急剧加速; iii）在1- 300万年前达到峰值。我们没有发现显着偏离Kroupa初始质量函数下降到0.5 Msun。平均内部红化E（B-V）在0.3 ~ 0.4 mag.
2015-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hubble Tarantula Treasury Project: Unraveling Tarantula's Web. I. Observational overview and first results
哈勃狼蛛宝库项目（HTTP）是一个正在进行的全色成像调查的狼蛛星云在大麦云，达到太阳质量制度（< 0.5 Mo）的恒星星族。HTTP利用HST的能力来并行操作高级勘测相机（ACS）和宽视场相机3（WFC 3），以研究近紫外、光学和近红外光谱区域中的这一显著区域，包括窄带H $α$图像。所有这些波段的组合提供了一个独特的多波段视图。由此产生的蜘蛛星云主体内恒星含量的地图为研究类似于星爆星系和早期宇宙中极端条件下的恒星形成提供了基础。获取单个恒星的详细属性使我们能够开始重建蜘蛛星云的恒星骨架在空间和时间上的演化，分辨率为秒差距。在这第一篇论文中，我们描述的观测策略，测光技术，即将到来的数据产品，从这次调查和目前的初步结果，从分析的初始近红外观测。
2013-04-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Samples and Binary Fractions of Red Supergiant in M31 and M33 by the HST Observations
本研究利用HST高分辨率测光数据在M31和M33中构建更完备的红超巨星样本，通过紫外超探测双星候选体，测得双星比例分别约为33.4%和30.9%，并与BPASS模型预测相符。
2025-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asymmetric Drift in the Andromeda Galaxy (M31) as a Function of Stellar Age
我们分析了仙女座的磁盘作为恒星年龄的函数的运动学通过使用测光从全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查和光谱从仙女座的恒星晕（SPLASH）调查的光谱和测光景观。我们使用HI 21-cm和CO（$\rm J=1 \rightarrow 0$）数据来检查气体的去投影旋转速度与恒星的旋转速度之间的差异。我们将恒星分为四个恒星年龄箱，从最短的寿命到最长的寿命：大质量主序星（0.03 Gyr），更明亮的中间质量渐近巨星分支（AGB）星（0.4 Gyr），不太明亮的中间质量AGB星（2 Gyr）和低质量红巨星分支星（4 Gyr）。恒星的偏移量和气体的自转速度或不对称漂移之间存在明显的相关性：寿命较长的粒子群比寿命较短的粒子群更落后于气体。我们还研究了可能的原因的子结构中的旋转曲线，并发现分散在旋转曲线中的最重要的原因来自倾斜环模型是一个不完美的方式来解释仙女座的磁盘中的多个翘曲。
2018-11-21 astro-ph.GA
A Spectroscopic and Photometric Exploration of the C/M Ratio in the Disk of M31
我们利用中分辨率光谱学和六滤光片哈勃空间望远镜光度学相结合的方法研究了M31盘中富碳和富氧热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）恒星的比例（C/M），碳星被光谱学识别。富氧的M-星被识别使用三种不同的光度定义，旨在模仿，从而评估，在文献中常见的选择技术。我们计算的C/M比作为一个函数的银河中心半径，现今的气相氧丰度，恒星金属丰度，年龄（通过代理定义为TP-AGB恒星的红巨星分支，RGB，恒星的比例），和平均恒星形成率在过去的400万年。我们发现log（C/M）和所有参数之间存在统计学显著相关性。这些趋势在不同的M星选择方法中是一致的，尽管基准值会发生变化。特别值得注意的是我们观察到的log（C/M）和恒星金属丰度之间的关系，这与本星系群卫星星系的趋势完全一致。事实上，这一趋势持续存在于具有非常不同的恒星形成历史的恒星星族中，表明C/M比仅由恒星性质决定。
2015-07-23 astro-ph.GA
Stellar Clusters in M31 from PHAT: Survey Overview and First Results
全色哈勃仙女座宝藏（PHAT）是一个正在进行的哈勃太空望远镜（HST）多周期计划，将以高分辨率对M31盘的三分之一进行成像，波长覆盖从紫外到近红外。该数据集将允许构建最完整的螺旋星系星团目录。在这里，我们提供了PHAT调查的概述，观测和分析的进展报告，以及PHAT集群计划的初步结果。虽然只有~20%的调查是完整的，HST的优越的分辨率使我们能够识别数百个新的中等和低质量的集群。因此，第一年调查足迹内的集群样本的大小相对于以前的目录增长了三倍。
2011-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
A clear age-velocity dispersion correlation in Andromeda's stellar disk
星系盘的恒星运动学是制约星系盘形成和演化过程的关键。本文首次测量了M31内部20 kpc（3.5盘尺度）的恒星年龄-速度色散相关，发现它与银河系中的恒星年龄-速度色散相关有很大的不同。我们使用光学哈勃太空望远镜/先进的相机调查测光的5800个单独的恒星从全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查和凯克/DEIMOS径向速度测量相同的恒星从仙女座的恒星晕（SPLASH）调查的光谱和测光景观。我们发现，平均视线速度色散是一个稳定增加的函数的恒星年龄外部R=10千秒差距，从30公里/秒的年轻的上主序星增加到90公里/秒的老红巨星支星。这种单调的增加意味着一个连续的或重复的过程有助于磁盘的演变。色散与年龄关系的斜率和标准化都明显大于银河系，这使得M31的盘可能比银河系的盘有更剧烈的历史，更符合宇宙学的预测。我们还发现证据的恒星分布不均匀，除了占主导地位的磁盘组件从第二个运动学组件。其中一个最大和最热的高色散斑块存在于所有年龄段中，可能是长柱结束的标志。
2015-02-12 astro-ph.GA
Mass-to-Light Ratios of Spatially Resolved Stellar Populations in M31
星系的恒星质光比（$M_\star/L$）是将光度转换为恒星质量（$M_\star$）的有用工具。然而，从恒星星族合成（SPS）模型推断出的$M_\star/L$的实际效用受到恒星形成历史（SFH）和尘埃几何形状的真实和假设模型之间的不匹配的限制，这两者在星系内都是变化的。在这里，我们测量$M_\star/L$的空间变化及其对颜色，恒星形成历史和尘埃的依赖性，整个磁盘的M31，使用的$M^\mathrm{CMD}_\star$的地图来自彩色星等图的解析恒星在全色哈勃仙女座宝库（PHAT）的调查。首先，我们发现在$M_\star/L$的光学和中红外散射相当，相反的共同的想法，$M_\star/L$是在IR较少的变量。其次，我们确认，$M_\star/L$是与光学和中红外的颜色和报告的颜色与$M_\star/L$关系（CMLR）在M31中使用的过滤器在斯隆数字巡天（SDSS）和广角红外巡天探测器（WISE）。第三，我们发现，CMLR残差与最近的SFH，这样，静止区域的偏移量更高的$M_\star/L$比恒星形成区域在一个固定的颜色。然而，中红外CMLR并不是线性的，这是由于$M_\star/L$在恒星形成区的高散射。最后，我们发现一个平坦的光学CMLR比任何SPS为基础的CMLR在文献中。我们表明，这是一个影响的灰尘的几何形状，这是通常被忽略，但应占时，使用光学数据映射$M_\star…
2020-01-24 astro-ph.GA
Resolved SPLASH Chemodynamics in Andromeda's PHAT Stellar Halo and Disk: On the Nature of the Inner Halo Along the Major Axis
恒星运动学和金属丰度是探索星系盘和晕形成情景的关键。在这项工作中，我们的特点之间的关系，运动学和光度金属丰度沿视线M31的磁盘。我们结合了光学HST/ACS光度从全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查与凯克/DEIMOS光谱从仙女座的恒星晕（SPLASH）调查的光谱和光度景观。由此产生的3512颗红巨星分支恒星的样本跨度为4-19 kpc，使其成为一个有用的探测盘和内晕的探针。我们将这些恒星分为磁盘和晕人口建模的视线速度分布作为整个磁盘区域的位置的函数，其中$\sim$ 73%的恒星有很高的可能性属于磁盘和$\sim$ 14%的晕。虽然恒星晕通常被认为是贫金属的，但运动学识别的晕包含大量具有盘状金属丰度（[Fe/H] $_{\rm phot}$ $\sim$ $-0.10$）的恒星（$\sim$ 29%）。这个富含金属的晕人口滞后于气体盘的程度与晕的其余部分相似，表明它不对应于典型的厚盘。它的性质是不一致的潮汐碎片起源于巨型恒星流合并事件。此外，晕圈在化学上不同于先前沿着短轴识别的相混合组分（即，远离盘），这意味着来自不同形成通道的贡献。这些富含金属的晕星提供了直接的化学动力学证据，支持先前提出的M31内部恒星晕中的“反冲”盘人口。
2022-12-12 astro-ph.GA
Extinction Distributions in Nearby Star-resolved Galaxies. II. M33
Qilu Normal University（齐鲁师范学院）；Shandong Key Laboratory of Space Environment and Exploration Technology（山东省空间环境与探月技术重点实验室）；Beijing Normal University（北京师范大学）；Yunnan University（云南大学）
本文通过PHATTER调查的数据，构建了M33的高分辨率灭绝分布图，揭示了星系盘中尘埃的复杂分布，并展示了其与氢、HI和CO分布的强相关性。
2026-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extinction Maps and Dust-to-Gas Ratios in Nearby Galaxies with LEGUS
本文研究了五个邻近星系NGC 628（M74）、NGC 6503、NGC 7793、UGC 5139（Holmberg I）和UGC 4305（Holmberg II）的尘埃气体比。使用哈勃太空望远镜宽带WFC 3/UVIS紫外线和光学图像从财政部计划LEGUS（遗产银河系外紫外线调查）结合档案HST/ACS数据，我们纠正了数千个个体恒星灭绝这五个星系使用等时线匹配（无红Q）的方法。我们使用自适应和固定分辨率技术从单个恒星的位置生成每个星系的消光图，并将这些图与文献中的中性HI和CO气体图相关联，包括HI附近星系巡天（THINGS）和HERA CO线河外星系巡天（HERALES）。我们计算尘埃与气体的比率，并调查的尘埃与气体的比率与星系金属丰度的变化。我们发现尘气比和金属丰度之间的幂律关系，与其他研究的尘气比相比，金属丰度。当H $_2$不包括在内时，我们发现关系发生了变化。这意味着，过低的CO-H $_2$转换因子$X_{CO}$可能会导致低金属度矮星中的$N_{H_2}$低估，从而导致尘气比与金属度之间的关系斜率过低。我们还比较了我们的解释来自拟合的光谱能量分布（SED）使用贝叶斯消光和恒星工具（BEAST）的NGC 7793，并发现系统较低的解释，从SED拟合相比，等时线匹配。
2018-03-16 astro-ph.GA
Kinematical Modeling of the Resolved Stellar Outskirts of M32: Constraints on Tidal Stripping Scenarios
本研究结合SPLASH/PHAST的2525颗巨星光谱与成像数据，联合建模M32、M31盘及恒星晕离群成分，发现M32外围运动学在约5倍有效半径处发生旋转方向转变，为M31潮汐扭曲及M32形成路径提供约束。
2025-07-29 astro-ph.GA
Galaxy UV Legacy Project: Survey Description and First Insights Into NGC 4449 Recent History of Star Formation
Gemini Observatory/NSFs NOIRLab（双子座天文台/美国国家光学红外天文研究实验室）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；AURA for the European Space Agency (ESA), ESA Office, Space Telescope Science Institute（欧洲航天局（ESA）办公室，太空望远镜科学研究所）；Dept. of Astronomy, University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校天文学系）；Department of Physics, The University of Auckland（奥克兰大学物理系）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学计算研究所）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Astrophysics Research Cluster, School of Mathematical and Physical Sciences, University of Sheffield（谢菲尔德大学数理科学学院天体物理学研究集群）；Department of Astronomy, O（天文学系）
银河紫外遗产计划通过观测NGC 4449揭示了近期恒星形成活动的迁移过程及紫外波峰与恒星形成的关系。
2026-03-06 astro-ph.GA
A New Approach to Detailed Structural Decomposition: Kicked-up Disk Stars in Andromeda's Halo?
我们在0.4 < R < 225 kpc的径向范围内描述了仙女座星系（M31）的球、盘和晕子成分。这些子成分的共空间性质使得它们难以单独使用表面亮度（SB）信息来解开，特别是在~20 kpc的内部。我们的新分解技术结合了来自超过150万明亮的亮度函数（LF）的信息，（20 < I < 22）颗恒星来自全色哈勃仙女座宝藏（PHAT）巡天，超过5000颗红巨星分支恒星的径向速度来自仙女座恒星晕的光谱和光度景观（SPLASH）巡天，以及来自各种来源的集成I波段SB配置文件。我们使用一个仿射不变的马尔可夫链蒙特卡罗算法，以适应这三个数据集的一个适当的玩具模型。凸起，磁盘和晕SB配置文件被建模为Sersic，指数，和核心的幂律，分别，和LF被建模为破幂律。我们发现，与盘状LF的恒星的数量是~5%的数量大于在动态冷组件，这表明，一些恒星出生在磁盘已动态加热的点，他们是运动学上无法区分的晕成员。这是第一个运动学证据，证明在M31的恒星晕中存在着一个“被踢起的盘”。被踢出的盘星的比例与模拟中发现的一致。更多信息见Dorman et al.（2013，已提交）。
2013-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
PHAT Stellar Cluster Survey. II. Andromeda Project Cluster Catalog
我们构建了一个星团目录全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查使用图像分类收集仙女座项目公民科学网站。我们在PHAT成像搜索的~0.5 deg $^2$范围内识别出2，753个星团和2，270个背景星系，或者在仙女座星系（M31）距离的去投影区域中识别出~400 kpc $^2$。这些识别结果来自数万名志愿者对约20，000张个人图像（总计约7千兆像素）的182万个分类。我们表明，我们的众包方法，每个图像收集>80个分类，提供了一个强大的，可重复的聚类识别方法。高空间分辨率的哈勃太空望远镜图像分辨出每个星团中的单个恒星，并有助于在调查足迹内已知的星团数量增加约6倍。我们在六个滤波器通带测量积分测光，范围从近紫外到近红外。PHAT集群跨越F475 W（g波段）光度的~8个星等的范围，相当于集群质量的~4个十年。我们使用>3000个合成星团模拟来进行星表完整性分析，以确定稳健的检测限，并证明星表在年龄<1亿年的情况下完成了50%，直到约500个太阳质量。我们包括星系团，背景星系，剩余的候选星系团和合成星系团模拟的目录，使所有信息公开提供给社区。这里发布的目录作为PHAT星团科学的最终基础数据产品，提供了一个L $^*$螺旋星系中星团的普查，具有无与伦比的灵敏度和质量。
2015-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
PHAT Stellar Cluster Survey I. Year 1 Catalog and Integrated Photometry
全色哈勃仙女座宝藏（PHAT）调查是一个正在进行的哈勃太空望远镜（HST）多周期计划，以获得从紫外到近红外波长的M31盘的三分之一的高空间分辨率成像。本文介绍PHAT星团星表的第一部分。完成后，PHAT星团目录将成为任何星系中最大和最全面的星团调查。HST所达到的精致空间分辨率使我们能够识别数百个新的星团，这些星团以前无法通过现有的地面调查获得。我们在第一年的样本中识别出了601个星团，比当前调查区域（390弧分^[2]）内以前的星表增加了4倍多。这项工作的结果来自第一个\sim 25%的调查数据，我们估计，最终的样本将包括\sim 2500集群。对于第一年的对象，我们提出了一个目录的位置，半径和六波段积分测光。随着一般的集群光度和颜色的表征，我们讨论了集群光度函数，集群的大小分布，并突出了一些单独有趣的集群中发现的第1年的搜索。
2012-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Emission-line stars in M31 from the SPLASH and PHAT surveys
我们提供了仙女座星系（M31）中224颗发出H $α$（H $α$星）的样本。这些恒星是从$\sim$ 5000个光谱中挑选出来的，这些光谱是使用凯克II/DEIMOS进行的仙女座恒星晕光谱和光度景观调查的一部分。我们使用六个过滤器哈勃空间望远镜测光从全色哈勃仙女座宝藏调查的H $α$星的分类和调查的属性。我们确定了五种不同类型的H $α$星：B型主序星（MS），“过渡”-MS（T-MS）星，红核He燃烧（RHeB）星，非富C渐近巨星分支（AGB）星，和富C AGB星。我们发现$\sim$ 12%的B型恒星具有H $α$发射（Be星）。所有B星的Be频率都随其环境的金属丰度而变化。将Be星的这一比例与本星系群周围的其他环境进行比较，结果可能表明M31比银河系更富含金属。我们预测这17颗T-MS H $α$星是由MS演化而来的Be星，H $α$发射逐渐减弱.我们分离了RHeB和AGB H $α$星。我们认为这61颗RHeB和AGB星可能是长周期变星。我们发现，$\sim$ 14%的富C AGB星（C星）发射H $α$，这是富C Miras与C星比例的上限。这一H $α$星表将有助于约束恒星演化模型，校准中间年龄群体的距离指标，并研究M31的性质。
2016-11-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Census of Thermally-Pulsing AGB stars in the Andromeda Galaxy and a First Estimate of their Contribution to the Global Dust Budget
我们提出了一个接近完整的目录的富金属人口的热脉冲渐近巨星分支恒星在西北象限的M31。这个富含金属的样本补充了同样完整的贫金属麦哲伦云AGB目录由SAGE计划产生。我们的目录包括HST宽波段测光从全色哈勃仙女座宝藏调查，HST中波段测光用于化学分类的一个子集的样品，和斯皮策中，远红外测光，我们已经用来隔离尘埃生产AGB星。我们已经探测到346，623颗AGB恒星，其中包括4，802颗产生大量尘埃的AGB候选恒星，以及1，356颗位于星团内的AGB候选恒星，这些恒星具有测量的年龄，在某些情况下具有金属丰度。使用斯皮策数据和化学分类的中波段数据，我们已经确定了富碳和富氧的AGB候选人产生显着的灰尘。我们已经应用的颜色-质量损失关系的基础上，尘埃AGB星从LMC估计的尘埃注入AGB星的PHAT足迹。将我们的颜色关系应用于产生大量尘埃的化学分类恒星的子集，我们发现~97.8%的尘埃是富氧的。使用几个场景的尘埃寿命，我们估计的AGB星的贡献，全球尘埃预算的M31为0.9- 35.5%，这是符合以前的估计在麦哲伦云。使用JWST对M31 AGB候选者的后续观测将使我们能够进一步限制恒星和化学演化模型，以及富含金属的演化恒星的反馈和尘埃产生。
2021-12-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
PHAT XX. AGB stars and other cool giants in M31 star clusters
星团中AGB星的存在为恒星模型提供了关键的限制，正如麦哲伦云的历史数据所证明的那样。在这项工作中，我们寻找候选人AGB星M31星团的全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查。我们的光度标准选择了比红巨星分支尖端更亮的恒星，其中包括大部分的热脉冲AGB恒星以及早期AGB恒星和其他在年轻恒星星族中预期的发光冷巨星（例如大质量红超巨星和中等质量红氦燃烧恒星）。AGB星可以区分，后验，使用我们的集群样本已经估计的年龄。在星团孔径半径内发现了937个候选者，其中一半（450）很可能是星团成员。与其他数据库的交叉匹配揭示了其中的两个碳星和十个安全变量。经磁场校正的年龄分布显示，年轻的超巨星在小于1亿年的年龄达到峰值，随后是一条长长的AGB恒星的尾巴，延伸到最古老的可能年龄。这条长尾巴揭示了AGB恒星数量的普遍减少，从1亿年时的初始值50 e-6/Msun下降到10 Gyr时的5 e-6/Msun。近太阳金属丰度的理论模型再现了这一总体趋势，尽管在某些年龄段存在局部差异，但其起源尚未确定。整个目录连同调查结果图表一起发布，以方便后续研究。
2020-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
A New Approach to Detailed Structural Decomposition from the SPLASH and PHAT Surveys: Kicked-up Disk Stars in the Andromeda Galaxy?
本文描述了仙女座星系（M31）在4 <Rproj < 225 kpc径向范围内的球、盘和晕子成分。这些子成分的共空间性质使得它们难以单独使用表面亮度（SB）信息来解开，特别是在~20 kpc的内部。我们的新分解技术结合了来自超过150万明亮的亮度函数（LF）的信息，（20 < m_814W < 22）颗恒星来自全色哈勃仙女座宝藏（PHAT）巡天，超过5000颗红巨星分支恒星的径向速度来自仙女座恒星晕的光谱和光度景观（SPLASH）巡天，以及来自各种来源的集成I波段SB配置文件。我们使用一个仿射不变的马尔可夫链蒙特卡罗算法，以适应这三个数据集的一个适当的玩具模型。凸起，磁盘和晕SB配置文件被建模为Sersic，指数，和核心的幂律，分别，和LF被建模为破幂律。我们提出了概率分布的32个参数描述的SB配置文件和LF的三个子组件。我们发现，与盘状LF的恒星的数量是~5%大于盘状（动态冷）运动学的数量，这表明，一些恒星出生在磁盘已动态加热的点，他们是运动学上无法区分的晕成员。这是第一个运动学证据的“踢盘”晕人口在M31。被踢出的盘星的比例与模拟中发现的一致。我们还发现了径向变化的磁盘LF的证据，在恒星盘的负金属丰度梯度一致。
2013-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Hubble Space Telescope Advanced Camera for Surveys Emission Line Survey of Andromeda. I: Classical Be Stars
我们目前的结果从2时代的HST H $α$发射线调查的仙女座星系重叠的足迹全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查。我们发现552（542）经典Be星和8429（8556）正常B型星在历元# 1（历元# 2），产生的整体分数的Be含量为6.15% $\pm$ 0.26%（5.96% $\pm$ 0.25%）。在历元#1（历元#2）中，Be含量随光谱子型的变化而降低，从B0型的$\pm$ 2.0%（$\sim$ $\pm$ 2.0%）到B8型的$\sim$ $\pm$ 0.34%（$\sim$ $\pm$ 0.35%）。我们观察到一个明确的人口集群Be星在早期分数主序列的寿命，表明一个子集的Be星出现在ZAMS作为快速旋转。与SMC相比，M31中最早的子类型的Be星是2.8倍稀有，证实了在金属丰富的环境中（如银河系和M31），Be的分数含量会显著降低。然而，与银河系相比，M31并没有遵循明显的Be分数随金属丰度降低的趋势，这可能反映了Be现象随着演化年龄的增加而增强。我们观察到的磁盘丢失或磁盘再生事件的速率，$\pm$ 2%yr $^{-1}$，与文献中报道的其他七个银河系星团的观测结果相似，假设这些后者的瞬时分数按线性速率缩放。磁盘丢失事件（57）与磁盘更新事件（43）的相似数量是意料之外的，因为磁盘耗散时间尺度可以是磁盘建立阶段典型时间尺度的$\sim$ 2倍。
2020-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The High-Mass Stellar Initial Mass Function in M31 Clusters
我们对迄今为止大质量恒星初始质量函数（IMF）进行了最大规模的系统研究，使用了85个解析的年轻（400万年< t <2500万年）中等质量星团（10^3-10^4 Msun）的光学色星等图（CMD），这些星团是全色哈勃仙女座宝库（PHAT）计划的一部分。我们拟合每个星团的CMD来测量大于2 Msun的恒星的质量函数（MF）斜率。对于星团系综，恒星MF斜率的分布最好用$Γ=+1.45^{+0.03}_{-0.06}$来描述，其内禀散射非常小。这些数据也意味着没有显着的依赖关系的MF斜率集群的年龄，质量和大小，提供直接的观测证据表明，测量的MF代表IMF。这个分析意味着M31星系团的高质量IMF斜率是普遍的，斜率（$Γ=+1.45^{+0.03}_{-0.06}$）比典型的Kroupa（+1.30）和Salpeter（+1.35）值更陡。使用我们的推理模型选择银河系（MW）和LMC高质量IMF的研究文献中，我们发现$Γ_{\rm MW} \sim+1.15\pm0.1$和$Γ_{\rm LMC} \sim+1.3\pm0.1$，都具有约0.3-0.4 dex的内在散射。因此，虽然高质量的IMF在本地集团可能是普遍的，在文学IMF研究的系统排除任何明确的结论;同质调查的高质量的IMF在本地宇宙需要克服这一限制。因此，本研究是迄今为止对大质量IMF斜率的最可靠的测量。我们将M31的高质量I…
2015-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
