The Luminosity Function and stellar Mass to Light ratio of the massive globular cluster NGC2419
我们使用哈勃空间望远镜WFC 3的存档图像来获得遥远的球状星团NGC 2419的亮度函数，从水平分支水平以上的两个星等到关闭点以下的\sim 3.0星等（到M_I \sim 6.4），大约覆盖了初始恒星质量0.5 M_sun<= m <= 0.9 M_sun的范围。完整性校正的亮度函数在WFC 3数据覆盖的半径范围内没有显示形状的任何变化，直到~6个核心半径（r_c），或者等效地，到~2个半光半径。在这一径向范围内的光度函数与从距星团中心远得多的距离（12r_c<= R<= 22r_c）的地面数据得到的光度函数在两个分布重叠的星等范围（M_I<= 4.0）内也是相同的。这些结果支持了Dalessandro等人的结论，即星团恒星之间没有明显的质量分离，因此恒星的质光比随着距离星团中心的距离而保持不变。我们用不同的恒星演化模型中的相应年龄和金属丰度来拟合观测到的光度函数，通过外推到氢燃烧极限，我们一致地得到了总V带质光比1.2<= M/L_V<= 1.7，最佳拟合值M/L_V=1.5 +/-0.1。另一方面，假设不存在m<= 0.3 Msun的星团星，我们建立了一个稳健的下限M/Lv> 0.8。这些估计提供了有用的限制集群的动力学模型，被迫考虑恒星的质光比作为一个（几乎）自由参数。
2012-03-14 astro-ph.GA
The evolution of the UV luminosity and stellar mass functions of Lyman-alpha emitters from z~2 to z~6
通过探测SC 4K样品中的4000个Lyman α（Lya）发射体（LAEs），测量了从z~2到z~6的静止坐标系UV光度函数（LF）和恒星质量函数（SMF）的演化。我们发现Lya光度（LLya）和静止坐标系UV（M_UV）之间存在相关性，最佳拟合M_UV=-1.6+-0.2 log 10（LLya/erg/s）+47+-12; LLya和恒星质量（Mstar）之间存在较浅的相关性，最佳拟合log 10（Mstar/Msun）=0.9+-0.1 log 10（LLya/erg/s）-28+-4.0。LLya切割的增加主要降低了微弱的M_UV和低M星LAE的数密度。我们估计一个代理的全紫外LF和SMF的LAEs与简单的假设，微弱的端部斜率。对于紫外LF，我们发现随着红移的增加和特征数密度的减小，特征紫外光度（M_UV*）变亮。对于SMF，我们测量的特征恒星质量（Mstar*/Msun）的增加，增加红移，和披 * 下降。然而，如果我们采用log 10（LLya/erg/s）>= 43.0的均匀光度切割，我们发现LAEs的UV和SMF的演变要温和得多。LAEs全样本的紫外光度密度（rho_UV）显示出适度的演化，恒星质量密度（rho_M）减小，两者总是低于更典型星系的总rho_UV和rho_M，但随着红移的增加慢慢接近它们。总的来说，我们的研究结果表明，无论是rho_UV和rho_M的L…
2021-04-30 astro-ph.GA
Luminosity Profiles of Prominent Stellar Halos
我们提出了一个样本的54个盘状星系，具有发达的面外结构。我们从斯隆数字巡天的彩色图像中通过目视检查选择了它们。由于面外结构的大小与盘相当，它们被认为是突出的恒星晕，而不是大的凸起。一个单一的Sérsic轮廓拟合的表面亮度沿短轴的磁盘显示光度过剩的中心区域的大多数样本星系。这种中心过量被认为是由中心凸起组件引起的。单组分模型的平均Sérsic指数为$1.1\pm0.9$。对于内部区域采用$n=1$，并且对于外部区域采用变化的$n$的双Sérsic轮廓模型提供比单Sérsic轮廓模型更好的拟合。对于一小部分星系，用$n=4$拟合内部区域的Sérsic轮廓得到了类似的结果。$n$随光度和中心速度色散的增加有微弱的增加趋势，但对局地背景密度没有依赖性。
2018-07-17 astro-ph.GA
A break in the high-redshift stellar mass Tully-Fisher relation
本文研究了恒星质量与气体速度色散积分之间的Tully-Fisher关系（TFR），该关系由运动学估计量S_0.5量化，由星系光谱中0<z<5的强发射线测量。我们将光度选择的星系（“高光度样本”）与以其他方式选择的星系（“低光度样本"）结合起来，以覆盖几乎跨越五个数量级的恒星质量范围：7.0 < log M* < 11.5。我们发现，对数幂律斜率和归一化的TFR是独立的红移到z~3。TFR的离散度为<0.5 dex such that the gas velocity dispersion can be used as a proxy for the stellar mass of a galaxy independently of its redshift. At z>3，离散度增大，相关性不明显。在z<3时，高光度样品的斜率为1.5 $\pm$ 0.2，而低光度样品的斜率为2.9 $\pm$ 0.3，这表明TFR发生了转换。合并后的样本与TFR在M*~10 $^{10}$ M $_{\odot}$的特征恒星质量标度处的突变很好地拟合，没有显著的演化到z~3。我们证明，TFR在低质量端出现斜率更陡的突变是具有质量依赖性恒星与晕质量比的星系模型的自然结果。
2017-06-08 astro-ph.GA
A Simple Unified Spectroscopic Indicator of Stellar Luminosity: the Extended Flux Weighted Gravity-Luminosity Relationship
我们发现，对于从0.3到20 Msun的大范围恒星质量，以及从主序到红巨星阶段开始的演化阶段，恒星通量加权重力g_F ~ g/Tef ^[4]与绝对热星等Mbol密切相关。这种相关性是由恒星演化理论预言的。我们确认这种关系的观测，使用445颗恒星的样本精确的恒星参数。它有超过17个星等，从Mbol = 9.0等到-8.0等，在Mbol = -3.0以上的星等为0.17等，在这个值以下的星等为0.29等。然后，我们测试了220万颗6.5等> Mbol > 0.5等的恒星的关系，其中LAMOST DR 5和Gaia DR 2的“大规模生产”但稳健的log g，Teff和Mbol可用。我们发现，同样的关系也适用于~0.2等的单星散射，提供了一个简单的光谱距离估计好~ 10%。
2020-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of the galaxy stellar mass functions and UV luminosity functions at $z=6-9$ in the Hubble Frontier Fields
本文对前线场星系团MACSJ0416.1-2403及其平行场中的$z=6-9$星系的恒星质量函数（GSMF）和紫外光度函数（UV LF）的演化进行了新的测量。为了获得这些结果，我们得到的恒星质量，我们的样本拟合合成恒星人口模型，以他们所观察到的光谱能量分布与列入星云发射线。这是迄今为止测量的距离质量函数中最深和最远的，并且探测到M $_{*} = 10^{6.8}M_{\odot}$的水平。本研究的主要结果是，我们的GSMF的低质量端达到这些极限，红移似乎从$z=6$的$-1.98_{-0.07}^{+0.07}$到$z=9$的$-2.38_{-0.88}^{+0.72}$变得更陡，比之前在稍低的红移下观察到的质量函数更陡，并且我们没有发现探测质量范围内发生转换的证据。我们进一步证明，这些系统的紫外LF似乎也显示出在最高的红移陡峭，没有任何证据的营业额的光度范围内探测。我们的$M_{\mathrm{UV}}-M_{*}$关系表现出较浅的斜率比以前观察到的，是根据一个恒定的质光比。积分我们的GSMF，我们发现恒星的质量密度从$z=9$到$z=6$增加了$\sim15_{-6}^{+21}$倍。我们估计了尘埃校正的恒星形成率（SFR），以计算我们样本的特定恒星形成率（$\mathrm{sSFR}=\mathrm{SFR/M_{*}}$），并发现对于固定的恒星质量$5\times10^{…
2019-03-22 astro-ph.GA
A Gemini/GMOS Study of Intermediate Luminosity Early-Type Virgo Cluster Galaxies. I. Globular Cluster and Stellar Kinematics
利用Gemini/GMOS观测资料，对室女星系团中的四个中等光度（$L^{\ast}$）早型星系的球状星团系统和漫射星光进行了运动学分析。我们的星系样本比以前的大多数研究都要暗（$-23.8<M_K<-22.7$），几乎是这个星等范围内具有GC运动学的星系数量的两倍。漫射光的数据扩展到$4R_e$，球状星团的数据达到8- $12R_e$。我们发现，在这些外部区域的运动学都是不同的，尽管这四个星系有类似的光度特性，并统一归类为“快速旋转”从他们的恒星运动学内$1R_e$。球状星团系统具有广泛的运动学形态。旋转轴和幅度可以在内区域和外区域之间改变，包括反向旋转的情况。这种差异表明了宽场运动学研究的重要性，并表明恒星和GC运动学可以显着改变，因为一个移动到星系的内部区域以外。此外，球状星团系统的运动学可能与恒星的运动学不同，这表明两个种群的形成也是不同的。
2015-05-20 astro-ph.GA
What is the role of stellar radiative feedback in setting the stellar mass spectrum?
尽管经过几十年的理论努力，恒星初始质量函数（IMF）的物理起源仍然存在争议。特别关键的是什么决定了分布的峰值。为了研究这个问题，我们进行高分辨率的数值模拟与辐射反馈探索特别是恒星和吸积光度的作用。我们还进行了模拟与一个简单的有效状态方程（eos），我们调查了1000太阳质量团分别具有0.1和0.4 pc的初始半径。我们发现，大多数运行，无论是与辐射转移或eos，目前类似的质谱峰大致位于0.3-0.5 M $_\odot$和幂律样的质量分布在更高的质量。然而，当考虑到吸积光度时，最致密的团块的质谱往往是中等头重脚轻的。对于不太紧凑的一个，其效果仍然有限，总体上仍然较冷。我们的研究结果支持的想法，而不是辐射恒星反馈，这是从等温到绝热制度的过渡，这发生在气体密度约为10 $^{10}$ cm $^{-3}$，这是负责设置初始质量函数的峰值。这是因为$i)$非常致密的团块，吸积光度对其有显著影响，这是非常罕见的，而$ii)$是因为光度问题，这表明有效吸积光度可能比预期的要弱。
2020-10-07 astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly: luminosity and stellar mass functions in GAMA groups
星系的性质（如恒星质量、光度、恒星形成速率和形态）及其演化如何依赖于其宿主暗物质晕的质量？使用星系和质量大会（GAMA）组目录，我们解决这个问题，探索主机晕质量的光度函数（LF）和恒星质量函数（SMF）的分组星系细分的颜色，形态和中央/卫星的依赖。我们发现，球状星系，特别是占主导地位的LF和SMF，分别明亮和大量的结束。质量越大的晕，拥有的中央星系也越大，亮度也越高。卫星LF和SMF分别表现出系统性的特征亮度增亮和特征质量增加，随着晕质量的增加。与以前的一些结果相反，暗端和低质量的斜率显示出很少的系统依赖晕质量。半解析模型和模拟显示类似或增强的中心质量和光度晕质量的依赖性。微弱和低质量的模拟卫星星系明显独立于晕质量，但最大质量的卫星星系在更大质量的星系团中更常见。在第一次对星系群环境中低红移LF和SMF演化的研究中，我们发现星系群中的红/蓝比在红移$z \approx 0.3$后相对于场的布居数有所增加。这一观察强烈表明，星系中恒星形成的淬灭，因为它们被吸积成星系群是一个重要的和持续的过程。
2020-09-17 astro-ph.GA
Dwarf early-type galaxies in the Coma cluster: internal dynamics, stellar populations
本研究利用Binospec光谱仪对后发星系团低光度早型星系开展光谱巡天，将矮椭球星系纳入基本平面低光度延伸段，并发现可能形成于入群前的千秒差距尺度运动学解耦核。
2023-06-13 astro-ph.GA
Stellar systems following the $R^{1/m}$ luminosity law. III. Photometric, intrinsic, and dynamical properties for all Sérsic indices
Sérsic或$R^{1/m}$模型已经成为描述早型星系和旋涡星系表面亮度轮廓的事实上的标准模型。这个模型的光度、本征和动力学性质已经被研究过，但主要是针对相当大的Sérsic指数$m$。对于小的$m$值，适用于低质量和矮椭圆星系，这些属性的详细调查仍然缺乏。在这项研究中，我们使用了数值和分析技术相结合的Sérsic模型在整个范围内的Sérsic参数，专注于小$m$制度，其中一些有趣的和令人惊讶的属性被发现。对于所有值$m<1$，该模型的特点是由一个有限的中心光度密度，和$m<\tfrac12$，甚至是一个中心凹陷的光度密度分布。这种行为转化为动力学性质：我们表明，所有的Sérsic模型与$m \geqslant\tfrac12$可以支持的各向同性速度色散张量，这些各向同性模型是稳定的径向和非径向扰动。另一方面，具有$m < \tfrac12$的模型不能由各向同性速度色散张量支持。
2019-05-28 astro-ph.GA
The rest-frame optical (900nm) galaxy luminosity function at z~4-7: abundance matching points to limited evolution in the Mstar/Mhalo ratio at z>4
本文首次在Lambda_rest~900 nm（z'波段）的静止系光学中测定了z~4，5，6，7波段的星系光度函数（LF）。静止坐标系的光学光线追踪低质量演化恒星（~恒星质量- Mstar）中的含量，最大限度地减少Mstar的潜在测量偏差。它受星云谱线污染和尘埃衰减的影响较小，不依赖于恒星星族模型，并且可以通过Spitzer/IRAC探测到z~8。我们的分析利用了CANDELS/GOODS-N、CANDELS/GOODS-S和COSMOS/UltraVISTA字段上独特的全深度Spitzer/IRAC 3. 6 um至8. 0 um数据。我们发现，在绝对星等M_z'小于-23等时，M_z'与M_UV，1600成线性相关。在较亮的M_z '，M_UV，1600呈现出一个翻转，这表明在高恒星质量下，恒星的质光比Mstar/L_UV，1600可以由一个非常宽的值范围来表征。中值叠加分析恢复了M_z '>-23等时M星/L_z'与M_z'基本无关，但在较亮的星等处呈指数增加。我们发现，LF的演化稍微倾向于一个纯粹的密度演化的光度的纯演化，与特征光度减少了一个因子~ 5倍之间的z~4和z~7。直接应用恢复的Mstar/L_z'得到的恒星质量函数与文献中的平均测量值一致。在累积数密度固定的情况下，恒星与晕的质量比的测量结果表明，当Mh> 10^12 Msun时，质量比随红移的变化大致保持不变。…
2017-06-15 astro-ph.GA
The miniJPAS survey. Evolution of the luminosity and stellar mass functions of galaxies up to $z \sim 0.7$
本研究利用miniJPAS多滤光片巡天数据，结合更新的SED拟合代码与新的最大似然方法，测定了z~0.7以内星系的光度与恒星质量函数演化，验证了相关技术的可靠性并揭示了不同类型星系的演化差异。
2023-11-29 astro-ph.GA
Simulating galaxies in the reionization era with FIRE-2: galaxy scaling relations, stellar mass functions, and luminosity functions
我们展示了一套来自真实环境反馈项目的z>5的宇宙学放大模拟，在z=5时，跨越晕质量范围M_halo~10^8-10^12 M_sun。我们预测了恒星质量晕质量关系，恒星质量函数和光度函数在几个波段从z=5-12。在z=5-12时，恒星质量-晕质量关系的中值并不强烈演化。光度函数的暗端斜率随着红移的增加而变陡，这是从这些红移处的晕质量函数继承而来的。在z~6以下，恒星质量函数和紫外光光度函数在M_star~10^4.5 M_sun（比M_1500 ~-12暗）以下稍微变平，这是由于低质量晕中恒星形成在再电离结束时受到电离背景的抑制。在更高的红移下不会出现这种平坦化。给出了SFR-M_halo、SFR-M_star和宽带星等-恒星质量关系的红移相关拟合函数。我们得到了z=5-12的恒星形成率密度和恒星质量密度，并表明在z>8时，来自非常微弱星系的贡献变得更加重要。此外，我们还发现比M_1500~-20亮的z~6 UV光度函数的下降主要是由于尘埃的衰减。在亮度大于M_1500=-13（-17）的星系中，大约有37%（54%）的紫外线光度被z~6的尘埃遮蔽。我们的结果与当前的数据基本一致，可以通过未来的观测进行检验。
2018-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Estimating Luminosities and Stellar Masses of Galaxies Photometrically without Determining Redshifts
大型直接成像巡天通常使用模板拟合技术来估计星系的光度红移，然后应用于获得重要的星系属性，如光度和恒星质量。这些估计可能是嘈杂的，并遭受系统的偏见，因为可能的错误选择的模板和传播的光度红移的不确定性。我们介绍了一种算法，直接经验光度法（DEmP），它可以用来直接估计这些数量使用训练集，绕过光度红移的测定。DEmP还采用了两种技术，以尽量减少所产生的影响，从一个通量有限的样本的训练集星系红移的非均匀分布。首先，对于每个输入星系，使用具有最接近输入星系的光度和颜色的训练集星系的子集进行拟合。第二，训练集被人工重新采样以产生红移或其他属性的平坦分布，例如，发光度为了测试DEmP的性能，我们使用了一个4滤波器带模拟目录，以检查其恢复红移，光度，恒星质量，光度和恒星质量函数的能力。我们还比较了结果，从两个公开的模板拟合方法，发现DEmP算法优于两者。我们发现，如果训练集具有均匀的红移分布，不仅在光度红移方面，而且在估计光度和恒星质量方面都产生最好的结果。DEmP方法在估算诸如近红外光度和恒星质量等数量时特别强大，只使用少量光学波段的数据。
2014-07-19 astro-ph.GA
The massive end of the luminosity and stellar mass functions and clustering from CMASS to SDSS: Evidence for and against passive evolution
我们描述的光度函数，基于Sersic适合的光剖面，CMASS星系在z ~ 0.55。与以前的估计相比，我们基于Sersic的减少意味着更明亮，大质量的星系，与Sersic的影响一致，而不是Petrosian或de Vaucouleur基于测光的斯隆数字巡天（SDSS）在z ~ 0.1的主要星系样本。这意味着一个显着的修订，恒星和晕质量之间的相关性的高质量端。关于光度和恒星质量函数演化的推论强烈依赖于假设的、不确定的k+e修正。反过来，这又取决于假定的人口年龄。通过将Maraston et al.（2009）的模型拟合到SDSS和CMASS星系的颜色中，应用k+e修正，光度和恒星质量函数的演化看起来非常被动，前提是拟合需要返回旧的年龄。然而，当在同动数或光度密度上匹配时，SDSS星系与CMASS中的星系相比不那么强烈地聚集在一起。这排除了被动演化的情况，事实上，任何较小的合并情况下，保持排名排序的恒星质量的人口。CMASS样本中潜在的不完整性将进一步加剧这种不匹配。我们的分析突出了聚类测量与数量计数相结合的优点。
2015-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Massive black holes in stellar systems: 'quiescent' accretion and luminosity
只有一小部分的本地星系拥有吸积黑洞，被归类为活动星系核（AGN）。然而，从球状星团到核星团，再到大质量星系，许多恒星系统都有可能存在黑洞。仅仅是黑洞附近恒星的存在就通过演化恒星的质量损失提供了燃料来源。在本文中，我们评估的预期光度的黑洞嵌入在不同大小和性质的恒星系统，跨越大范围的质量。我们模拟了恒星的分布，并通过几何模型推导出中心黑洞的气体量。我们估计光度的黑洞下简单，但物理接地，假设吸积流。最后讨论了局域宇宙中“静止”黑洞的可探测性。
2011-02-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Direct Stellar Metallicity Determination in the Disk of the Maser Galaxy NGC4258
本文首次对螺旋星系NGC 4258（D= 7.6Mpc）中一颗蓝超巨星的低分辨率（~ 5AE）Keck LRIS光谱进行了定量分析，并对该恒星的金属丰度进行了直接测定。在这个星系中的恒星金属丰度的测定是重要的造父变星周期的绝对校准光度关系作为一个锚的河外距离尺度和更好地表征其依赖作为丰度的函数。我们发现一个值0.2德克斯低于太阳的金属丰度在8.7千秒差距的银河中心的距离，在最近的HII地区的研究，使用弱禁极光氧线在4363 AE。我们确定的有效恒星温度，重力，光度和视线消光的蓝超巨星正在研究。我们表明，它适合通量加权重力-光度关系（FGLR），加强这种方法作为一个新的河外距离指标的潜力。
2013-11-19 astro-ph.GA
Galaxy-Absorber Association in the Epoch of Reionization: Galactic Population Luminosity Distribution for Different Absorbers at $10 \geq z \geq 5.5$
本研究通过\textsc{Technicolor Dawn}模拟结合实时粒子追踪，分析再电离末期不同金属吸收体的寄主星系光度与质量分布，发现吸收体特征与星系光度无关联，但与恒星质量呈弱相关，且观测中恒星质量的关联趋势更显著。
2024-08-14 astro-ph.GA
The H$α$ luminosity and stellar mass dependent clustering of star-forming galaxies at $0.7 < z < 1.5$ with 3D-HST
我们目前的测量星系的集群幅度对它们的恒星形成率（SFR）和恒星质量（$M_*$）在$0.7 < z < 1.5$的依赖性，以评估在何种程度上环境影响这些属性。虽然这些关系在局域宇宙中已经被很好地确定了，但在更早的时候，人们对它们的了解要少得多。对于这种分析，我们利用近红外HST WFC3棱镜光谱数据在五个CANDELS领域获得的3D-HST调查的一部分。我们用$\sim$ 6,000个具有精确红移的星系、$M_*$和H $α$光度进行了投影2点相关函数测量。我们发现，H $α$光度，从而SFR的聚类幅度的强烈依赖。然而，在固定的$M_*$，在很大程度上消除了对H $α$光度的聚类依赖性。我们使用条件光度函数模型和新发展的条件恒星质量和H $α$光度分布模型在Halo Occupation Distribution框架内模拟这些星系的成团。这些结果表明，具有较高SFR的星系倾向于生活在较高质量的晕中，但这在很大程度上是由SFR和$M_*$之间的关系驱动的。最后，我们表明，小的剩余相关性之间的集群振幅和H $α$光度固定$M_*$很可能是由扩大的SFR-$M_*$的卫星星系的关系。
2022-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar systems following the $R^{1/m}$ luminosity law. IV. The total energy and the central concentration of galaxies
我们扩大了我们以前的分析和数值研究的家庭Sérsic模型，通常用于描述早期类型的星系和螺旋星系的凸起。特别是，我们专注于总能量预算，一个重要的动力学性质，在以前的工作中没有详细讨论。我们使用两种不同的方法来计算Sérsic模型族的总能量，从而得到两个独立的表达式，可以用于整个Sérsic模型序列。我们使用这些表达式来调查是否斯皮策浓度指数是一个可靠的措施的固有的3D浓度的星系，我们的结论是，它不是一个非常有用的措施的中心浓度。另一方面，流行的第三星系浓度指数被证明是一个可靠的措施，为内在的3D浓度，即使它是基于表面亮度分布，而不是内在的3D密度。
2019-09-03 astro-ph.GA
Ages and metallicities for quiescent galaxies in the Shapley Supercluster: Driving parameters of the stellar populations
我们使用高信噪比光谱学方法对沙普利超星系团中的232个静止星系样本进行了研究，以探讨它们的恒星星族是如何依赖于速度色散、光度和恒星质量的。样品的速度色散（σ从30-300 km/s）和光度（M_R从-18.7到-23.2）范围很大。年龄、总金属丰度（Z/H）和α-元素丰度比（a/Fe）的估计值来自吸收线分析，使用单爆发模型。年龄，Z/H和a/Fe都与速度色散呈正相关，但我们也发现了显着的剩余趋势与光度：在给定的sigma，较亮的星系更年轻，α含量较少，Z/H较高。从表面上看，这些结果可能表明，恒星星族取决于恒星质量以及速度色散。然而，我们发现，所观察到的趋势可以复制的模型，其中的恒星星族系统地依赖于西格玛，并独立于恒星质量Mstel。对于年龄，观测到的光度相关性的出现是因为年轻星系更亮，在固定的Mstel。对于金属丰度，观测到的光度依赖性的出现是因为富含金属的星系，在固定的质量下，也往往更年轻，因此更明亮。我们发现观测到的光度相关性与年龄~ σ ^[0.40]、Z/H ~ σ ^[0.35]、a/Fe ~ σ ^[0.20]很好地吻合，其斜率与拟合传统标度关系时发现的斜率很接近。我们的结论是，恒星的形成和星系的富集历史主要是由它们的引力势阱的深度。观测到的光度的残差相关并不意味着相应的恒星质量的依赖。
2009-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
LLAMA: Nuclear stellar properties of Swift BAT AGN and matched inactive galaxies
在一个完整的本地14-195 keV选定的活动星系核和不活跃的星系的样本，匹配其宿主星系的属性，我们研究了空间分辨的恒星运动学和光度分布在近红外波长的尺度为10-150 pc，使用SINFONI的VLT。在本文中，我们给出了样本的前半部分，其中包括13个星系，8个活动星系核和5个不活动星系。恒星速度场呈现出圆盘状的旋转模式，其运动学位置角与大尺度图像的光度位置角一致。对于这组星系，不活跃星系样本的恒星表面亮度通常与AGN的匹配样本相当，但延伸到较低的表面亮度。在去除核球贡献后，我们发现了一个具有扩展核盘结构的核恒星光过剩，它表现出大小-光度关系。虽然我们预计过量的光度与动态较冷的年轻恒星星族有关，但我们通常不会看到色散的匹配下降。这可能是因为这些星系具有伪凸起，其中内在色散向中心增加。虽然年轻的恒星可能会对观测到的运动学产生影响，但它们的比例太小，无法控制凸起，也无法补偿小半径处色散的增加，因此没有看到色散下降。最后，我们没有发现这些活跃和不活跃的星系之间的恒星运动学和核恒星光度过剩的差异的证据。
2017-10-11 astro-ph.GA
The impact of black hole feedback on the UV luminosity and stellar mass assembly of high-redshift galaxies
我们采用德尔菲半解析模型研究了黑洞生长对高红移星系的影响，包括观测到的紫外光度和恒星形成率。要做到这一点，首先，我们评估的贡献AGN的总星系紫外光度的恒星质量和红移的函数。我们发现，对于$M_{UV} < -24$ MAG和$z \approx 5 - 6$的星系的黑洞紫外光度超过恒星的紫外辐射成为大多数，我们估计他们的占空比。其次，我们研究了活动星系核和恒星光度函数（LF）的演化，发现它是由它们的特征光度（即星系固有亮度的演化）和它们的归一化（即星系数密度的演化）的变化驱动的，取决于所考虑的光度范围。最后，我们遵循质量组装的历史，为三个不同的晕质量仓，发现活动星系核驱动的外流的大小取决于主机晕质量。我们表明，AGN反馈是最有效的吸积黑洞发射的能量是约$1\%$的晕结合能，并满足这个条件在星系中的晕与$M_h \sim 10^{11.75} M_\odot$在$z=4$。在这种情况下，活动星系核的反馈可以驱动比SN驱动的外流能量高出100倍的外流，并且恒星形成率比没有黑洞活动的相同质量的星系低三倍。
2021-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation in high redshift galaxies including Supernova feedback: effect on stellar mass and luminosity functions
我们提出了一个高红移星系形成的半解析模型。在我们的模型中，星系内部的恒星形成是由超新星（SNe）驱动的外流反馈调节的。考虑到SNe反馈的自洽性，我们导出了单个星系中恒星形成率的封闭解析形式。结果表明，我们的模型可以解释观测到的从矮星系到大质量星系$10^{12} M_\odot$的恒星质量与星系圆速度之间的相关性。对于小质量的矮星系，除了超新星反馈之外，还需要额外的反馈来解释观测数据的传播。我们的模型再现所观察到的3-D基本的恒星质量，气相金属丰度和恒星形成率在星系建立SNe反馈在建立这种关系中起着重要作用之间的相关性。此外，观测到的Lyman-Break星系（LBG）的紫外光度函数很好地解释了我们的反馈诱导恒星形成模型的一个巨大的红移范围的$1.5 \le z \le 8$。特别是，平坦的光度函数在低光度端自然出现，由于我们明确的SNe反馈处理。
2014-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The local stellar luminosity function and mass-to-light ratio in the NIR
根据依巴谷星表和第五类邻近恒星表，构造了一个新的恒星样本，代表了太阳邻域光度函数。我们对2 MASS星表中的源进行了交叉匹配，以便在均匀系统（通常为K_s）上对所有恒星进行单独确定的近红外测光（NIR）。样品的空间完整性已被仔细确定的统计方法，和近红外光度函数的恒星已被直接恒星计数。我们发现局部体积光度为0.121 +/- 0.004 L_K_sun/（pc**3），对应的体积质光比为M/L_K = 0.31 +/- 0.02 M_sun/L_K_sun，其中巨星贡献了80%的光，但对恒星质量的贡献小于2%。我们利用垂直圆盘模型导出了太阳圆柱体的表面亮度。我们发现表面亮度为99 L_K_sun/（pc**2），不确定度约为10%。这对应于太阳圆柱体的质光比M/L_K = 0.34 M_sun/L_K_sun。太阳圆柱体的质光比仅比当地值大10%，尽管当地人口对年轻恒星的贡献要大得多。事实证明，携带大部分质量的较低主序的有效刻度高度与巨星相似，后者主导了近红外线。太阳柱的相应色为V-K=2.89等，而太阳柱的局部亮度为2.46等，外推到整个银河系的总光度为M_K = -24.2等，银河系的总光度符合文献中K波段Tully-Fisher（TF）关系。
2015-04-22 astro-ph.GA
The VIMOS Ultra Deep Survey. Luminosity and stellar mass dependence of galaxy clustering at z~3
我们提出的依赖于星系团的光度和恒星质量的红移范围2 $<$ z $<$ 3.5使用3236星系的VIMOS超深巡天（VUDS）强大的光谱红移的研究。我们测量两点实空间相关函数$w_p(r_p)$为四个体积有限的恒星质量和四个光度，M $_{UV}$绝对星等选择，子样本。我们发现，尺度相关的聚类幅度$r_0$显着增加光度和恒星质量表明一个强大的星系聚类依赖于这些属性。这对应于$Δ$ b/b $^*$ =0.43的这两个子样本之间的强相对偏倚。拟合一个5参数的HOD模型，我们发现最明亮和质量最大的星系占据最大质量的暗物质晕，$\langle$ M $_h$ $\rangle$ = 10 $^{12.30}$ h $^{-1}$ M $_{\odot}$ .类似于在较低的红移观察到的趋势，最小晕质量M $_{min}$取决于光度和星系的恒星质量，并从M $_{min}$ =10 $^{9.73}$ h $^{-1}$ M $_{\odot}$到M $_{min}$ =10 $^{11.58}$ h $^{-1}$ M $_{\odot}$，分别从我们的星系样本中最暗到最亮。我们发现这些晕质量之间的差异要明显得多，比观察到的本地星系类似的属性。此外，在z~3，我们观察到，在晕主机，平均而言，一个卫星和一个中心星系的质量是M $_1$ $\approx$ 4 M $_{min}$在所有光度范…
2017-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
No dependence of radio properties of brightest group galaxies on the luminosity gap
我们研究了SDSS DR 7星系群样本中最亮星系群的射电和光学性质。BGG和该星系群中排名第二的星系之间的光度差异（称为光度或星等差距）已被用作探测该星系群中BGG的星系相互作用水平的探针。我们研究了在0-2.7星等范围内具有光度间隙的BGG的性质，以探讨光度间隙与BGG射电性质之间的关系。为了消除选择偏差，我们确保恒星质量的所有变化都被考虑在内。然后，我们确认，在固定的恒星质量，有没有显着的变化，在整个范围内的光度差距研究的BGG的光学性质。我们将这些光学结果与EAGLE流体动力学模拟进行比较，发现与观测数据具有广泛的一致性。使用EAGLE，我们还确认，没有趋势开始出现在模拟数据的光度差距超出我们的观测极限。最后，我们发现，在固定的恒星质量，射电响亮的BGG的分数也没有显示出作为光度差距的函数的趋势。我们研究了BGG从组中心的偏移如何影响无线电结果，并发现在BGG样本中，从组中心偏移大于或小于100 kpc的无线电大声BGG的比例与幅度差距没有显着的趋势。
2021-03-01 astro-ph.GA
Mass Functions, Luminosity Functions, and Completeness Measurements from Clustering Redshifts
本文利用成团红移给出了Sloan数字巡天（SDSS）星系在$i < 21$的恒星质量函数和i波段光度函数，并由此计算了重子振荡光谱巡天（BOSS）的目标完整性测量。群聚红移（Clustering redshifts）是一种通过测量光谱样本在不同红移仓中的角互相关，仅用光度信息获得星系样本的红移分布的方法。我们构建了一个光谱样本包含的数据从BOSS + eBOSS调查，使我们能够恢复红移分布的光度数据到$z\simeq 2.5$。我们产生的K-校正的I-波段光度函数和恒星质量函数应用集群红移SDSS DR 8星系的颜色和大小的小箱子。在$0.2 < z < 0.8$之间的质量函数几乎没有演化，这意味着最大质量的星系在$z = 0.8$之前形成了它们的大部分质量。这些质量函数被用来产生恒星质量完整性估计的重子振荡光谱调查（BOSS），给出一个恒星质量的完整性$80\%$以上$M_{\star} > 10^{11.4}$之间的$0.2 < z < 0.7$，与完整性下降显着的红移高于0.7，并在较低的质量。大型光度数据集将在不久的将来可用（DECaLS，DES，Euclid），因此，为了充分利用这些数据，这种技术和类似的技术将变得越来越有用。
2019-06-15 astro-ph.GA
Mass and luminosity evolution of young stellar objects
一个星团中原恒星质量和光度演化的模型给出了星团年龄、原恒星出生率、吸积率和平均吸积时间的新估计。该模型假设恒定的原恒星出生率，核心团吸积，并同样可能吸积停止。它的参数被设置为重现初始质量函数，并匹配附近恒星形成区域的原恒星光度分布。它从观测到的原恒星和前主序星（PMS）的数量以及原恒星光度的模态值中获得星系团的年龄和出生率。在31个嵌入式集群和复杂的全球集群年龄是1-3百万年，匹配现有的估计基于光谱学和进化轨迹。这种年龄估计方法比光学光谱学简单，并且对于光学光谱学不可能的年轻嵌入式集群更有用。在最年轻的星团中，原恒星部分从致密气体向外减少，表明当地的恒星形成年龄从小的原恒星为主的区域的几百万年向外增加到大的PMS为主的区域的几百万年。
2012-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The $\textit{HST}$ Large Programme on NGC$\,$6752 -- V. Differences in Luminosity and Mass Functions among Multiple Stellar Populations
本研究利用哈勃空间望远镜大型项目的红外数据，测定球状星团NGC 6752多星族的光度与质量函数，发现一二代星族的函数差异符合动力学过程效应，并公开相关星表与模型。
2024-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
PICS: Planetary Nebulae in Cosmological Simulations -- Revelations of the Planetary Nebula Luminosity Function from Realistic Stellar Populations
针对行星状星云光度函数亮端缺乏理论解释的问题，提出PICS方法在宇宙学模拟中建模行星状星云，证实真实恒星族与金属丰度的作用，复现了观测结果。
2024-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fine structure in the luminosity function in young stellar populations with Gaia DR2
一项开创性的研究表明，年轻星团光度函数（LF）中的精细结构包含了有关恒星星族演化阶段（年龄）和组成的信息。它的显著特征包括H峰，这是氢燃烧开始的结果，将前主序星转变为主序星。该特征向LF的微弱端移动，并最终随着种群的进化而消失。另一个可探测到的特征是Wielen dip，1974年首次在太阳环境中的恒星中发现的LF中M_V ~ 7等的一个凹陷。后来的研究也在星团的LF中发现了这一特征。Wielen下降是由于在一定范围的低质量恒星中H不透明度的重要性增加而引起的。利用Gaia DR 2和PARSEC恒星演化模型的数据，研究了光度函数的详细结构，旨在进一步了解年轻恒星星族。我们分析了太阳附近（< 20 pc）和各种相对较近（< 400 pc）的年轻（<5000万年）疏散星团和OB星协中恒星的天体测量学性质，并将光度函数中的特征与PARSEC模型生成的特征进行了比较。在M_G ~7星等，所有星群的低频都存在Wielen谷，包括太阳附近的星群，而在太阳附近的场星的低频存在H峰。这可能意味着该星群中有大量年龄小于1亿年的恒星。H峰出现在年轻疏散星团和OB星协的低频中，其位置随年龄而变化。我们对盖亚DR 2的观测证实了H峰从500万年到4700万年的演变。年轻恒星星族光度函数的精细结构可以用来估计它们的年龄。
2021-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-ray properties of K-selected galaxies at 0.5<z<2.0: Investigating trends with stellar mass, redshift and spectral type
我们研究了来自COSMOS领域的NEWFIRM中带巡天的~3500个星系在0.5<z<2.0的K波段有限样本的总X射线光度与恒星质量、恒星星族和红移的关系。根据光谱能量分布之间的相似性，星系样本被分为32种不同的星系类型。对于每一种星系类型，我们进一步划分的红移和恒星质量的箱子，并执行X射线堆叠分析使用钱德拉COSMOS（C-COSMOS）数据。我们发现，全波段X射线光度主要是随着恒星质量的增加而增加，在相似的质量和谱型下，红移越大，光度越高。当在相同的恒星质量下进行比较时，我们发现年轻星系的X射线光度略高（即，较弱的4000 μ m断裂），但这种关系的分散性很大。我们将观测到的X射线光度与低质量和高质量X射线双星（XRB）的预期光度进行比较。对于蓝色星系，XRB几乎可以完全解释观测到的辐射，而对于具有更大4000破裂的较老星系，活动星系核（AGN）或热气体占主导地位的测量X射线通量。在校正了XRB之后，年轻星系的X射线光度仍然略高，尽管这种相关性并不显著。活动星系核似乎是一个较大的组成部分星系X射线光度在较早的时候，作为硬度比增加红移。加上X射线光度的轻微增加，这可能表明活动星系核在更早的时间更模糊或更高的吸积率。
2013-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Disk galaxies with broken luminosity profiles from cosmological simulations
我们提出了SPH宇宙学模拟的形成三个盘星系的化学演化和冷却的详细治疗。由此产生的星系具有与观测相一致的性质：相对较高的盘与总的比率，薄的恒星盘，以及与塔利-费舍尔和亮度-尺寸关系的良好一致性。它们在3.0 +- 0.5盘尺度长度处呈现出光度分布的中断，同时显示出指数质量分布，没有任何明显的中断，与最近的观测结果一致。由于恒星质量分布是指数分布，只有恒星星族的差异才可能是光度突变的原因。虽然我们在我们的恒星形成模型中发现了一个由密度阈值决定的恒星形成率的截止值，但它与光度突变并不一致，并且位于4.3 +- 0.4盘尺度长度处，恒星形成在两个半径之间进行。颜色曲线和年龄曲线呈“U形”，两种曲线的最小值大致位于断裂半径处。SFR的恒星质量比增加，直到休息，解释的时间与年龄分布的最小值的休息的巧合。在突破之后，我们发现气体密度急剧下降，因此，SFR和红色下降。我们发现，大多数恒星（64-78%）在外盘起源于内盘，然后迁移到那里。这样的恒星迁移很可能是U形年龄剖面的主要来源，因此也是光度突变的主要来源。
2009-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
A search for water maser emission from brown dwarfs and low-luminosity young stellar objects
我们对44个低光度年轻天体的水脉泽发射进行了调查，这些天体包括（原）棕矮星、第一流体静力核（FHC）和其他热光度低于0.4 L $_\odot$的年轻恒星天体（YSO）。水脉泽辐射是能量过程（如质量损失和/或吸积）的良好示踪剂，并且是以非常高的角分辨率研究这些过程的有用工具。这种类型的发射已在具有L $_{\rm bol}\ge 1$ L $_\odot$的物体中得到证实。低光度的天体也经历质量损失和吸积，因此，是脉泽发射的潜在场所。我们灵敏的单碟观测提供了指向FHC L1448 IRS 2 E的单一检测。然而，后续的干涉观测显示水脉泽发射与附近的YSO L 1448 IRS 2 {（L $_{\rm bol}\simeq 3.6-5.3$ L $_\odot$的0级原恒星）}有关，没有发现任何朝向L 1448 IRS 2 E的发射。水脉泽发射的上限由我们的观测确定的是一个数量级低于预期的水脉泽光度和测辐射光度之间的相关性发现YSO。这表明这种相关性在（亚）恒星质量谱的低端并不成立。可能的原因是这种相关性的斜率在L $_{\rm bol}\le 1$ L $_\odot$处更陡，或者存在一个绝对亮度阈值，低于该阈值就不能产生水脉泽发射。或者，如果相关仍然在低光度，脉泽的检测率将显着低于在高光度0级原恒星获得的值。
2017-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic Stellar Halo Luminosity Function
College of Science, China Three Gorges University（三峡大学理学院）；Center for Astronomy and Space Sciences, China Three Gorges University（三峡大学天文与空间科学中心）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology（斯威本科技大学天体物理与超级计算中心）；School of Science, Hangzhou Dianzi University（杭州电子科技大学理学院）；Big Data Institute, Hangzhou Dianzi University（杭州电子科技大学大数据研究院）；Department of Astronomy, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院天文学系）；Key Laboratory for Particle Astrophysics and Cosmology (MOE) / Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology（粒子天体物理与宇宙学教育部重点实验室 / 上海粒子物理与宇宙学重点实验室）；CAS Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）
利用Gaia DR3数据，首次测量银河系恒星晕光度函数，揭示其从亚矮星到巨星的连续分布特征，并计算盘-晕密度比。
2026-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The bivariate luminosity and mass functions of the local HRS galaxy sample. The stellar, dust, gas mass functions
通过计算Herschel参考巡天（HRS）的二元K波段光度函数（BLF）和二元K波段质量函数（BMF），讨论了K波段与恒星质量、远红外光度、恒星形成率、尘埃和邻近星系气体质量之间的关系。我们推导出的BLF和BMF的K-波段和恒星质量，远红外光度，恒星形成率，尘埃和气体质量的累积分布，使用copula方法，详细概述。使用考虑上限的双变量计算使我们能够在更坚实的统计基础上推导出观测到的物理量之间的关系。分析表明，形态（光学选择）子样本的行为是完全不同的。只有从K波段与恒星质量的关系中才能得到对整个HRS样本有统计意义的结果，而对于其余的物理量（尘埃和气体质量、远红外光度和恒星形成率），晚型星系（LT）和早型星系（ETG）的分析是不同的。然而，ETG的数量很少，无法进行稳健的统计分析，并且在大多数情况下，仅讨论了LTG子样本的结果。LTG的亮度和质量函数（LFs，MFs）通常依赖于K带，并详细讨论了各种依赖关系。我们能够推导出相应的LF和MF，并将其与其他样本计算的LF和MF进行比较。我们的统计分析使我们能够重新计算HRS，虽然非均匀选择和部分偏向于低红外光度，可以被认为是当地LT星系人口的代表。
2018-06-07 astro-ph.GA astro-ph.IM
Relation of Observable Stellar Parameters to Mass-Loss Rate of AGB Stars in the LMC
使用Riebel等人（2012）在大麦哲伦星云中6,889颗脉动AGB星的数据集，我们从三个方面推导出了质量损失率作为光度和脉动周期或光度和质量的函数的公式，分别针对五个数据子集：基本模式富氧星，第一泛音模式富氧星，基本模式碳星，第一泛音模式碳星，和极端碳星利用恒星的周期与光度和质量与光度的分布，我们能够推导出质量损失率对这些量的依赖关系的幂律拟合。这导致公式再现观察到的质量损失率，并与质量损失模型的预期一致，即质量损失率对光度，质量和脉动周期高度敏感。在进行这一分析的过程中，我们发现了半径质量光度和检查脉动质量半径的关系，使用出版的演化和脉动模型。这使我们能够从观测到的光度和脉动周期中导出质量和半径。我们还得到了新的质量损失率与颜色的关系。
2022-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The X-ray Luminosity Functions of Field Low Mass X-ray Binaries in Early-Type Galaxies: Evidence for a Stellar Age Dependence
我们提出了直接的限制如何形成低质量的X射线二进制（LMXB）人口在银河领域取决于恒星年龄。在这项初步研究中，我们利用钱德拉和哈勃太空望远镜（HST）的数据来检测和表征附近的三个早期型星系：NGC 3115，3379和3384的X射线点源人口。我们的样本的光度加权恒星年龄跨度3-10 Gyr。X射线二进制人口合成模型预测，现场LMXB与年轻的恒星星族应更多的数量和发光的每单位恒星质量比老人口由于LMXB施主恒星质量的演变。重要的是，深钱德拉和HST观测相结合，使我们能够直接测试这一预测，通过识别和删除对应的X射线点源是无关的领域LMXB人口，包括LMXB动态形成的球状星团，银河系恒星，和背景活动星系核/星系。我们发现，“年轻”的早型星系NGC 3384（~2-5 Gyr）具有过量的发光场LMXB（L_X >（5-10）x 10^37 erg/s）每单位K波段光度（L_K;恒星质量的代理）比“老”早型星系NGC 3115和3379（~8-10 Gyr），这导致NGC 3384的LX/LK超出约2-3倍。这一结果与X射线二进制人口合成模型的预测是一致的，但是，我们的小星系样本量不允许我们得出明确的结论，在一般的演化领域LMXB。我们讨论了未来的调查更大的星系样本，结合深钱德拉和HST数据可以提供一个强大的新基准校准X射线二进制人口合成模型。
2014-05-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Luminous Satellites II: Spatial Distribution, Luminosity Function and Cosmic Evolution
我们推导了红移为0.1 ~ 0.8的大质量星系卫星数密度（$\log_{10}[M_{h}^*/M\odot]>10.5$）的归一化值、径向分布和角向分布，并将其作为宿主恒星质量、红移、形态和卫星光度的函数。利用COSMOS HST图像的深度和分辨率，我们探测到比宿主星系暗8个星等的卫星，接近0.3（1.4）角秒（kpc）。将卫星星系的数密度分布描述为投影幂律，使得$P(R)\propto R^{\rpower}$，我们得到了$\rpower=-1.1\pm 0.3$ .我们没有发现$\rpower$对宿主恒星质量，红移，形态或卫星光度的依赖性。早期型宿主的卫星的角分布比宿主的光分布更平坦，并且与其主轴对齐。没有显着的平均对齐检测到的卫星晚型主机。在一个固定的星等对比度内，卫星星系的数量取决于它的恒星质量，质量越大的星系拥有更多的卫星星系。此外，高质量的晚型宿主比相同恒星质量的早型星系有更少的卫星，这可能是环境差异的结果。没有显着的演变，卫星的数量每主机检测。卫星的累积光度函数定性上与利用晕下丰度匹配技术预测的结果吻合得很好。然而，在绝对标准化中存在显著的残差差异，这表明除了主星系光度或恒星质量之外的其他属性决定了卫星的数量。
2012-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The nature of very low luminosity objects (VeLLOs)
通过核塌缩模拟与恒星演化计算相结合的数值模拟方法，研究了内光度L_obj <= 0.1 Lsun的极低光度天体的性质.研究了质量范围为0.1-2.0 Msun的大样本模型核的引力坍缩。数值模拟开始于前恒星阶段，并在嵌入阶段结束时终止，此时90%的初始核心质量已被吸积到形成的原恒星加盘系统上。盘的形成和演化是用数值流体力学模拟研究的，而中心恒星的形成和演化是用恒星演化程序计算的。三种情况下，从磁盘到恒星的质量吸积被认为是：混合吸积，其中一小部分吸积的能量吸收的原恒星取决于吸积率，热吸积，其中一小部分吸积的能量是恒定的，和冷吸积，其中所有的吸积能量辐射。我们关于VeLLO性质的结论主要取决于原恒星吸积的性质。在混合吸积的情况下，大多数VeLLO（90.6%）预计是第一流体静力核心（FHSC），只有一小部分（9.4%）是真正的原恒星。在热吸积的情况下，所有的VeLLO是FHSC由于过高的光球光度的原恒星。相反，在冷吸积情况下，大多数VeLLO属于恒星演化的I类阶段。这是因为恒星光球的光度是年轻恒星内部总光度的基础，在冷吸积时较低，因此在原恒星阶段有更多的VeLLO。VeLLO是相对罕见的天体，占嵌入相总持续时间的7%-11%，质量不超过0.3 Msun。（节略）。
2016-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-Shooter spectroscopy of young stellar objects: II. Impact of chromospheric emission on accretion rate estimates
上下文缺乏对年轻低质量主序前恒星的光球参数和色球活动水平的了解，在测量吸积（II类）年轻恒星天体的质量吸积率时引入了不确定性。关于色球辐射对年轻低质量恒星质量吸积率估计的影响的详细研究仍然缺失。这可以用年轻的无盘（III类）K型和M型恒星的样本来进行。目标。我们的目标是测量III类前主序星的色球活动，以确定其对吸积光度（Lacc）和质量吸积率（Macc）的估计在年轻的恒星物体与磁盘的影响。方法.使用VLT/X-Shooter光谱，我们分析了24个光谱类型在K5和M9.5之间的非吸积年轻恒星天体的样本。我们确定的主要发射线通常用作示踪剂的吸积在II类物体，我们确定其通量，以估计的贡献的色球活动的线光度。结果我们已经使用的线光度和吸积光度之间的关系，在文献中推导出的第二类物体的吸积率测量的色球活动的影响进行评估。我们发现，典型的色球活动会使吸积光度产生Lacc的偏差，噪声< 10-3Lsun，并与天体的Teff有很强的依赖关系。Macc噪声与恒星质量和年龄有关，log（Macc，noise）的典型值在-9.2 ~-11.6Msun/yr之间。结论.在吸积低质量前主序星时，通过线光度得到的Lacc< 10-3Lsun的值应谨慎对待，因为线发射可能受色球活动的影响。
2013-01-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
DESI Emission-line Galaxies: Clustering Dependence on Stellar Mass and [OII] Luminosity
本研究利用DESI百分之一巡天的约18万个发射线星系，测量其成团性并建模，发现多数为中心星系，成团性对恒星质量依赖弱，且高红移下偏置与[OII]光度相关。
2025-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Explaining the luminosity spread in young clusters: proto and pre-main sequence stellar evolution in a molecular cloud environment
恒星形成区的赫兹-罗素图显示了一个很大的光度分布。这与基于经典的非吸积原恒星演化模型的定义明确的等时线是不相容的。原恒星并不是在孤立的环境中演化，而是通过气体的吸积而生长。此外，虽然恒星形成区的年龄可以被定义，但该区域内个别恒星的年龄会有所不同。我们展示了如何结合原恒星年龄传播的影响，持续的恒星形成的分子云的后果，和随时间变化的原恒星吸积个别原恒星可以解释所观察到的光度传播。我们使用一个全球性的MHD模拟，包括一个恒星形成区的子尺度下沉粒子模型，以遵循每个恒星的吸积过程。的吸积配置文件被用来计算恒星演化模型为每颗恒星，纳入模型的吸积能量是如何分布到磁盘，辐射远离吸积冲击波，或纳入外层的原恒星。使用一个500万年的模拟星团年龄，我们自然地再现了亮度传播，并发现与Collinder 69星团和猎户座星云星团的观测很好的协议。它显示了如何在二进制和多个系统的恒星可以从外部被迫创造经常性的情节吸积事件。我们发现，在一个现实的全球分子云模型中，大质量恒星在相对较长的时间尺度上积累质量。这导致了一个重要的概念变化相比，非吸积恒星演化的经典图片分割成低质量的Hayashi轨道和高质量的Henyey轨道。
2018-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
BVI Photometry and the Red Giant Branch Luminosity Function of M15
我们提出了新的$BVI$测光包含银河系球状星团M15（NGC 7078）的40，000颗恒星，覆盖了以星团为中心的$25 \times 25$弧分区域，其星等范围从红巨星分支的尖端到主序星关闭点以下的三个星等。利用$α$增强的Dartmouth恒星演化程序模型，通过等时线拟合，得到了$13.0 \ \pm \ 1.0$陀螺的年龄和$(m-M)_V = 15.4 \pm 0.1$的距离模量。与以前的工作不同，我们发现观测到的完整性校正的恒星光度函数和模型之间的良好协议。
2014-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
An empirical template library of stellar spectra for a wide range of spectral classes, luminosity classes, and metallicities using SDSS BOSS spectra
我们提出了一个库的经验恒星光谱使用光谱从斯隆数字巡天的重子振荡光谱巡天（BOSS）。这些模板涵盖光谱类型O5到L3，按金属丰度从-2.0 dex到+1.0 dex分类，并分为主序星（矮星）和巨星。利用最近开发的M矮金属丰度指标，我们能够将金属丰度箱向下扩展到光谱亚型M8，使其成为第一个具有这种温度\emph{and}金属丰度覆盖度的经验库。模板的波长覆盖范围从3650埃到10200埃，分辨率优于R~2000。使用这些模板，我们可以通过金属丰度和表面重力来识别颜色空间中的趋势，这对于分析LSST等即将到来的任务的大型数据集非常有用。除了模板，我们还发布了一个代码，用于自动（和/或视觉）识别恒星的光谱类型和金属丰度。
2017-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Massive and Distant Clusters of WISE Survey XI: Stellar Mass Fractions and Luminosity Functions of MaDCoWS Clusters at $z \sim 1$
我们提出了恒星质量分数和复合光度函数（LF）的样本\Ncl \集群从大质量和遥远的集群的智慧巡天（MaDCoWS）在红移范围内的$0.951 \leq z \leq 1.43$。利用光学和深中红外测光的SED拟合，我们建立了沿这些星系团的视线对象的成员资格，并计算成员星系的恒星质量。我们发现这些星系团的恒星质量分数与以前的工作基本一致，包括出现显示与总星系团质量的负相关。我们测量了所有12个簇的复合$3.6~\mathrm{μm}$ LF到$m^*+2.5$。用Schechter函数拟合LF，我们发现在平均红移为$\bar{z} = 1.18$时，全样本的特征$3.6~\mathrm{μm}$幅度为$m^*=19.83\pm0.12$，弱端斜率为$α=-0.81\pm0.10$。我们还分为高，低红移箱分别在$\bar{z}=1.29$和$\bar{z}=1.06$和测量复合LF为每个箱的集群。当我们研究这两个参数的联合拟合时，我们看到了$m^*$和$α$的一个小的，但统计上显着的演变-与被动演变一致-这是探测$z\sim1$中暗淡星系团的演变。这突出了深红外数据在研究高红移星系团星系群演化中的重要性。
2021-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Origin of the Consistent Planetary Nebula Luminosity Function Bright-end Cutoff
本研究通过CLOUDY模拟行星状星云，发现[O III] 5007埃峰值光度主要取决于中心恒星光度与尘气质量比，结合双白矮星并合遗迹的贡献，解释了不同星系类型间行星状星云光度函数亮端截断的一致性。
2023-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass, Luminosity, and Stellar Age of Early-type Stars from the LAMOST Survey
本文基于LAMOST巡天数据，利用随机森林结合PARSEC 1.2S演化网格测定早型主序星的质量、光度、年龄和初始质量，并分析金属丰度影响，提供了两个用于研究恒星群体的星表。
2025-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Planetary Nebulae Luminosity Function (PNLF): current perspectives
本文首先简要回顾了PNLF及其作为距离指标的历史。然后将PNLF距离与表面亮度起伏（SBF）距离和红巨星分支尖端（TRGB）距离进行了比较。蒙特卡罗方法产生模拟PNLF的描述，导致最后一个主题：最近的进展再现预期的最大最终质量在老恒星星族，恒星天体物理学之谜，一直在挑战我们相当一段时间。
2016-10-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
AGN luminosity and stellar age -- two missing ingredients for AGN unification as seen with iPTF supernovae
活动星系核（AGN）是一种非常强大的宇宙天体，由超大质量黑洞上的热气体吸积驱动。活动星系核的种类可分为两大类，第一类活动星系核显示出宽的巴耳末辐射线，第二类活动星系核显示出窄的巴耳末辐射线。很长一段时间以来，人们都认为2型活动星系核是通过千帕大小的尘埃环面观察到的1型活动星系核，但一个新兴的观测机构表明，不仅仅是视角问题。在这里，我们报告的超新星计数和类的显着差异，在第一次研究到目前为止的超新星附近的1型和2型活动星系核宿主星系，使用的数据从中间帕洛玛瞬态工厂，斯隆数字巡天数据发布7和星系动物园。我们在2型活动星系核宿主星系（效应大小$\sim$ 5.1 $σ$）中探测到比1型宿主星系更多的超新星，这表明这两类活动星系核位于具有不同性质的宿主星系内。此外，根据WISE颜色$m_{W1} - m_{W2} < 0.5$，以恒星形成为主的1型和2型活动星系核在22 $μ$ m绝对星等上是匹配的，在$L$ [OIII] $λ$ 5007光度上相差10倍，这表明当居住在类似类型的宿主星系中时，1型活动星系核要明亮得多。我们的结果证明了另外两个因素在完成当前的图像中起着重要作用：恒星星族的年龄和活动星系核的光度。这对理解许多活动星系核类别和星系演化有直接的影响。
2017-01-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
H-alpha as a Luminosity Class Diagnostic for K- and M-type Stars
我们已经确定了H-α吸收特征作为一种新的光谱诊断光度类的K-和M-型恒星。从高分辨率光谱的19颗恒星具有良好的确定的物理性质（包括有效温度和恒星半径），我们测量了等效宽度的H-α和钙II三重态，并研究了它们对光度类和恒星半径的依赖。H-α显示出与光度类和半径的强关系，延伸到晚M光谱类型。H-α中的这种行为已经被预测为氢中亚稳2S能级的密度依赖性过布居的结果，这种效应应该在非LTE条件下成为巴耳末线形成的主导。我们的结论是，这种新的金属不敏感的诊断光度类冷恒星可以作为一种有效的手段，如银河系巨星和背景星系的超巨星成员之间的人口辨别。
2016-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Populations in the Central 0.5 pc of the Galaxy I: A New Method for Constructing Luminosity Functions and Surface-Density Profiles
我们提出了新的高角分辨率近红外光谱观测银河系中央超大质量黑洞周围的核星团。利用凯克II上位于激光导星自适应光学系统后面的积分场摄谱仪OSIRIS，这次光谱巡天使我们能够分离出早期型（年轻，4-6百万年）和晚期型（年老，>1陀螺）恒星，完整性为50%，直到K' = 15.5等，这相当于早期型恒星的~10 \msun。这项工作增加了报告的OSIRIS/凯克测量的径向范围超过3倍，从4”到14”（0.16 pc到0.56 pc），沿着年轻恒星的投影盘。对于我们的分析，我们实现了一个新的方法，完整性校正使用的组合，星形种植模拟和贝叶斯推断。我们使用来自光谱、模拟、数量计数和恒星分布的信息，为深度成像中检测到的每个源的光谱类型分配概率，直至K' = 15.5等。年轻恒星和晚型巨星的径向表面密度分布$Σ(R) \propto R^{-Γ}$与早期的结果（$Γ_{early} = 0.93 \pm 0.09$，$Γ_{late} = 0.16 \pm 0.07$）一致。晚型表面密度剖面到勘探区边缘近似平坦。虽然晚型恒星的光度函数与银河系膨胀一致，但与以前类似深度的调查相比，早型恒星的完整性校正光度函数在微弱的星等上有更多的年轻恒星。这个光度函数表明，年轻恒星的相应质量函数可能比以前的调查推断的更轻。
2013-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
