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
Testing the Universality of the Stellar IMF with Chandra and HST
恒星初始质量函数（IMF），这通常被认为是通用的未解决的恒星种群，最近被认为是“底部重”的大质量椭圆。在这些星系中，重力敏感吸收线（如Na I和Ca II）在其近红外光谱中的普遍存在意味着低质量（$m <= 0.5$ $M_\odot$）恒星的数量超过了在低质量椭圆星系中观察到的标准IMF。直接将这样一个底部重的IMF外推到高质量恒星（$m >= 8$ $M_\odot$），将导致这些星系中每单位近红外光度的中子星和黑洞的相应不足，因此也会导致低质量X射线双星（LMXB）的不足。Peacock等人（2014）搜索了这一趋势的证据，发现每单位$K$波段光度（$N/L_K$）观察到的LMXB数量几乎恒定。我们扩展这项工作使用新的和存档的钱德拉X射线天文台（钱德拉）和哈勃太空望远镜（HST）的七个低质量椭圆星系的观测，其中$N/L_K$预计是最大的，并将这些数据与各种IMF模型进行比较，以测试与观测到的$N/L_K$一致。我们重现了Peacock等人（2014）的结果，加强了在$m >= 8$ $M_\odot$处IMF的斜率必须与Kroupa类IMF一致的约束。我们构建了一个IMF模型，它是一个类似银河系的IMF和一个破幂律IMF的线性组合，对于$M_\odot$ < 0.5的恒星（如近红外指数所示），它具有陡峭的斜率（$α_1=$ $3.84$），对于> 0.5 $M_\odot$的…
2016-12-15 astro-ph.GA
The SINFONI Nearby Elliptical Lens Locator Survey: Discovery of two new low-redshift strong lenses and implications for the initial mass function in giant early-type galaxies
我们提出了一个盲目的调查结果，以确定强引力透镜人口中的低红移早型星系。SINFONI近距离椭圆透镜巡天（SNELLS）使用积分场红外光谱法在$z$ <0.055的大质量透镜候选物后面搜索透镜发射线源。从观测到的27个星系中，我们发现了一个已知的透镜（ESO 325-G 004），其$z$值为$z$ =0.034，并发现了两个新的系统，其$z$值分别为$z$ =0.031和$z$ =0.052。这三个透镜星系都具有高速色散（σ>300 km/s）和α元素丰度（[Mg/Fe]>0.3）。从透镜配置，我们得出总J-波段的质量-光比为1.8 $\pm$ 0.1，2.1 $\pm$ 0.1和1.9 $\pm$ 0.2内的$\sim$ 2千秒差距爱因斯坦半径。校正估计的暗物质贡献，并与银河系（Kroupa）初始质量函数（IMF）的恒星星族模型进行比较，我们确定了“质量过剩因子”，α。假设透镜星系有“老”的恒星星族（10 $\pm$ 1 Gyr），平均IMF质量因子为$\langleα\rangle$ =1.10 $\pm$ 0.08 $\pm$ 0.10，其中第一个误差是随机的，第二个是系统的。如果我们从6dF光学巡天光谱拟合出恒星星族，所有三个星系都与年龄一致，但由于有限的信噪比，年龄误差为3-4 Gyr。因此，IMF约束在这种情况下更宽松，$\langleα\rangle$ = $1.23…
2015-03-09 astro-ph.GA
Chemical evolution of galaxies with an environment-dependent stellar initial mass function
本研究提供了一个全面的概述的理论和证据的系统变化的恒星初始质量函数（IMF）。然后，我们重点讨论了这种范式的变化，即从普遍不变的IMF到可变的IMF，对星系化学演化（GCE）研究的影响。为了这个目的，我们开发了第一个GCE代码，GalIMF，这是能够将经验校准的环境依赖的IMF变分理论，综合银河系初始质量函数（IGIMF）理论。在这个理论中，银河系范围内的IMF是通过将所有嵌入星团中的IMF相加来计算的，这些星团在1000万年的时间段内形成于整个星系中。GalIMF代码在每个时间步重新计算银河系范围内的IMF，因为综合的银河系范围内的IMF取决于银河系恒星形成率和金属丰度。由此产生的星系范围内的IMF和金属丰度随时间而变化。使用这个代码，我们研究了早期型星系（ETGs）从矮到最大质量的化学演化。我们发现，非正则IMF的引入会影响星系性质的最佳估计，如它们的质量，恒星形成历史和恒星形成效率。此外，我们能够提供一个独立的估计恒星形成的时间尺度的星系，Ia型超新星的生产效率，并约束IMF的变化规律的低质量恒星。这项工作向社会提供了公开可用的GalIMF代码与改进的IMF变化的约束，并首次解决了星系形成时间尺度之间的差异从恒星星族合成和化学富集研究。
2021-12-15 astro-ph.GA
Confirmation of Enhanced Dwarf-sensitive Absorption Features in the Spectra of Massive Elliptical Galaxies: Further Evidence for a Non-universal Initial Mass Function
我们最近发现大质量椭圆星系团具有强的Na I 8183、8195和FeH 9916 Wing-Ford带吸收，表明存在着质量<0.3Msun的大量恒星。在这里，我们通过比较椭圆星系光谱和与M31相关的发光球状星团的光谱来检验这一结果。这些球状星团与大质量椭圆星系具有相似的金属丰度、丰度比和年龄，但它们的低动力学质光比排除了陡峭的恒星初始质量函数（IMF）。从高质量的Keck谱中我们发现，球状星团中的矮敏感吸收线明显弱于椭圆星系，并且与正常的IMF一致。Na I和Wing-Ford指数的差值分别为0.027 ± 0.007 mag和0.017 ± 0.006 mag。我们直接比较这两类对象减去平均球状星团光谱的平均椭圆星系光谱。差分谱与具有底重IMF和底轻IMF的恒星星族合成模型之间的差异很好地拟合。我们推测，IMF的斜率可能会随着速度分散而变化，尽管目前还不清楚是什么物理机制导致了这种关系。
2011-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
SDSS-IV MaNGA: variation of the stellar initial mass function in spiral and early-type galaxies
我们进行牛仔裤各向异性建模（JAM）的椭圆和螺旋星系的MaNGA DR13样本。通过比较恒星恒星星族合成（SPS）和JAM估计的恒星质光比，我们发现了与早期$\rm ATLAS^{3D}$结果相似的初始质量函数（IMF）的系统变化。早期类型的星系（椭圆形和透镜状）与较低的速度分散在一个有效的半径是一致的，而与较高的速度分散的星系是一致的，与一个更底重的货币基金组织，如萨尔彼得货币基金组织。旋涡星系具有相似的系统IMF变化，但由于这些星系较高的气体分数和折射率所引起的不确定性，它们的斜率略有不同，散射更大。此外，我们研究了恒星质光比梯度对我们的JAM模型的影响，并发现我们的结果的趋势变得更强后，考虑梯度。
2017-03-15 astro-ph.GA
A Substantial Population of Low Mass Stars in Luminous Elliptical Galaxies
恒星初始质量函数（IMF）描述了恒星形成时的质量分布，对天体物理学的许多领域都具有重要意义。IMF在银河系的圆盘中受到相当好的约束，但我们对其他星系和早期宇宙时代IMF的形式几乎没有直接的信息。在这里，我们研究恒星的质量函数在椭圆星系的测量强度的Na I的双重和Wing-Ford分子FeH带的光谱。这些线在质量小于0.3 Msun的恒星中很强，而在所有其他类型的恒星中很弱或不存在。我们明确地检测到这两个签名，与以前的研究是基于较低的信噪比的数据相一致。对低质量恒星光的直接探测表明，它们在椭圆星系中非常丰富，占恒星总数的80%以上，占恒星总质量的60%以上。我们推断，早期宇宙中大质量恒星形成星系中的IMF比银河系盘中的IMF产生了更多的低质量恒星，并且在0.1 - 1兆太阳质量范围内可能比Salpeter形式稍微陡一些。
2010-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of a top-heavy integrated galactic IMF and dust on the chemical evolution of high-redshift starbursts
本文研究了星系初始质量积分函数（IGIMF）和尘埃演化对高红移星暴星系丰度分布的影响。在我们的化学模型中，气体云的快速坍缩引发了一个激烈而快速的恒星形成过程，这一过程一直持续到星系风的爆发，由恒星风和超新星爆炸注入的热能提供动力。我们的模型遵循几个化学元素（C，N，$α$ -元素和Fe）在气体和尘埃阶段的演变。%采用了最新的恒星产额和尘埃公式。我们测试了不同的$β$值，即IGIMF的嵌入式集群质量函数的斜率，其中较低的$β$值意味着更头重脚轻的初始质量函数（IMF）。计算出的丰度进行比较，高品质的丰度测量获得透镜星系和复合光谱中的大样本的恒星形成星系的红移范围$2 \lesssim z \lesssim 3$。IGIMF的采用导致了相对于标准Salpeter IMF的恒星形成速率的明显增加，对化学演化产生了强烈的影响。我们发现，为了重现在这些星系中观察到的丰度模式，我们需要一个非常头重脚轻的IGIMF（$β< 2$）或大量的尘埃。特别是，如果灰尘很重要，IGIMF应该有$β\ge 2$，这意味着IMF比Salpeter稍微重一些。还计算了不同质量和IMF的星系的尘埃质量随时间的演化，突出了尘埃量随着顶部较重的IGIMF而增加。
2020-03-24 astro-ph.GA
Color-Magnitude Relations within Globular Cluster Systems of Giant Elliptical Galaxies: The Effects of Globular Cluster Mass Loss and the Stellar Initial Mass Function
最近的几项研究为大质量椭圆星系中的“底部重”恒星初始质量函数提供了证据。在这里，我们研究了IMF形状对最近发现的此类星系中的球状星团（GC）之间的颜色-星等关系（CMR）的影响。为此，我们使用的GC质量损失的计算由于恒星和动力学演化评估（一）形状的恒星质量功能的GC后，12 Gyr的演化作为当前GC质量的函数，以及它们对集成光的颜色和质量-光比的影响，和（ii）它们的影响GC自富集的影响使用2009年的“参考”模型的Bailin & Harris。至于贫金属GC类，我们发现观察到的CMR的形状（通常被称为“蓝倾”）是非常好地再现贝林和哈里斯的参考自富集模型，一旦12 Gyr的GC质量损失被考虑在内。国际货币基金组织对这一结果的影响是微不足道的。然而，我们发现，如果IMF是底部重的（例如，在$dN/dM \propto M^α$中的$-3.0 <~ α<~ -2.3$），这使得太阳质量以下的恒星质量函数相对强烈地依赖于GC质量。这进一步证明了在巨型椭圆星系中富含金属的恒星星族是由底部重的IMF形成的。
2013-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cosmic Evolution of the IMF Under the Jeans Conjecture with Implications for Bottom-Heavy Ellipticals
研究了星系中恒星初始质量函数（IMF）随星际介质中Jeans质量变化的宇宙演化，特别关注了现时代大质量星系K波段恒星质光比（M/L_K）。我们计算典型的牛仔裤质量使用高分辨率的流体动力学模拟加上一个完全辐射模型的ISM，这产生了一个参数化的IMF特征质量作为星系恒星形成率（SFR）的函数。然后，我们利用平衡星系生长模型以及丰度匹配模型对恒星形成历史的约束来计算星系的恒星形成历史。我们发现，在早期的时候，充满活力的尘埃和气体之间的耦合驱动温暖的条件下的ISM，产生底部轻/顶部重IMF与大ISM牛仔裤质量的大质量恒星形成星系。由于在早期头重脚轻阶段形成的大质量恒星的残余物，在当前时期大质量星系中的合成M/L_K（σ）相对于不变的IMF情况是增加的。在后期，较低的宇宙线通量使得大质量星系的ISM温度较低，因此新形成的星系团将表现出底部重的IMF，进一步增加M/L_K（sigma）。因此，我们的主要结果是，一个给定的大质量星系在其一生中可能会经历头重脚轻和底重的IMF阶段，尽管大部分恒星是在头重脚轻阶段形成的。定性地说，M/L_K（sigma）随星系质量的变化与观测结果是一致的，然而，我们的模型可能无法解释恒星吸收特征所指示的底重质量函数。
2013-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The SLUGGS Survey: Breaking degeneracies between dark matter, anisotropy and the IMF using globular cluster subpopulations in the giant elliptical NGC 5846
我们研究的质量和各向异性分布的巨大椭圆星系NGC 5846使用的恒星，以及红色和蓝色的球状星团（GC）的子群体。我们打破退化的动力学模型，利用不同的相空间分布的两个GC子群明确地约束星系的质量和各向异性的GC系统。红色GC表现出与星光相同的空间分布和行为，而蓝色GC具有较浅的密度分布，较大的速度色散和较低的峰度，所有这些都表明不同的轨道分布。我们使用的色散峰度Jeans分析，发现两个GC亚群的单独分析的解决方案重叠的晕参数空间。该解收敛于一个巨大的暗物质晕，与$Λ$ CDM和WMAP 7宇宙学在维里质量（$\log M_{DM} \sim13.3 M_{sun}$）和浓度（$c_{vir}\sim8$）方面的预期一致。这是第一个这样的分析，解决了不同的GC亚群的动力学在一个自洽的方式。我们的方法提高了晕参数确定的两个因素的不确定性，并开辟了新的途径，使用椭圆星系动力学的宇宙学模拟的预测测试。从动力学模型推导出的隐含的恒星质光比与Salpeter初始质量函数（IMF）完全一致，并排除了底光IMF。不同的GC亚群在大半径处显示出明显不同的轨道分布，红色GC在$\sim3R_e$之外具有各向异性参数$β\sim0.4$，而蓝色GC在相同半径处具有$β\sim0.15$，而中心（$\sim1R_e$）它们都是各向同性的。我们讨论了我们的研究结果的影响内的两个阶段的形成方案的早期型星系。
2014-01-07 astro-ph.CO 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
Simulating a metallicity-dependent initial mass function: Consequences for feedback and chemical abundances
越来越多的观测和理论论证表明，恒星的初始质量函数（IMF）可能系统地依赖于环境，但迄今为止，大多数星系形成模型假设一个普遍的IMF。在这里，我们调查模拟银河系类似物的形成与经验得出的金属性依赖IMF和移动网格代码AREPO运行，以表征相关的不确定性。特别是，我们比较了一个恒定的夏布里耶和不同的金属依赖IMF在宇宙学，磁流体力学放大模拟银河系大小的晕。我们发现，由于IMF变化的非线性效应通常有一个有限的影响形态和恒星形成的历史形成的星系。我们的研究结果支持这样的观点，即恒星晕质量比，反馈强度，金属丰度演化和金属丰度分布的约束是部分退化的非普遍的，金属丰度依赖IMF的影响。有趣的是，我们使用的经验关系金属丰度和IMF的高质量斜率并没有帮助淬火过程。如果反馈保持不变，它实际上会产生2-3倍的恒星质量。此外，富集历史和z = 0金属丰度分布也受到显著影响。特别是，α增强模式显示了更陡峭的依赖铁丰度的金属依赖模型，更好地符合观测的限制。
2018-11-22 astro-ph.GA
Subaru FOCAS IFU observations of two z=0.12 strong-lensing elliptical galaxies from SDSS MaNGA
我们提出了两个z=0.12强透镜椭圆星系的新观测，最初发现的SDSS-IV的MANGA调查，使用新的FOCAS IFU光谱仪的斯巴鲁望远镜。对于J1436+4943，我们的观测证实了这个系统是一个多像透镜，处于尖点构型，爱因斯坦半径$θ_{Ein}$ =2.0弧秒。对于J1701+3722，改进的数据证实了早期关于复杂源平面的暗示，在不同的发射线中有不同的配置。新的观测揭示了一个以前从未见过的内部反像，与从MaNGA发现的[OIII]弧相反，导致更小的修正爱因斯坦半径为$θ_{Ein}$ =1.6弧秒。爱因斯坦孔径内的投影质量（3.7-4.7kpc）与初始质量函数（IMF）类似于银河系的恒星占主导地位是一致的，宇宙学模拟支持暗物质贡献约35%。这些结果与低红移透镜的“纯透镜”分析一致，但与对更遥远的早型星系的透镜和动力学联合研究中关于更重IMF的说法形成鲜明对比。
2019-11-14 astro-ph.GA
A giant elliptical galaxy with a lightweight initial mass function
我们提出了新的VLT观测的最近已知的强透镜星系，sigma=330公里/秒的巨型椭圆ESO 325-G 004。透镜的低红移（z_lens=0.035）导致在有效半径的一小部分（R_Ein ~ R_Eff/4）处形成弧。在如此小的半径下，恒星占据了透镜质量的主导地位，因此透镜提供了一个直接探测恒星质光比的方法，只需要对暗物质进行很小的修正。被ESO 325-G 004透镜化的星系的红移是未知的，所以透镜化的质量并没有被确定。使用X-SHOOTER，我们测量了z_src=2.141的安全源红移。结合透镜配置，这产生了爱因斯坦半径内的总质量为（1.50+/-0.06）10^11 M_sun。我们估计的范围内的可能贡献的暗物质的透镜质量，从宇宙学N体模拟统计。减去这个分量，得到透镜的恒星M/L比为3.14^+0.24_-0.42（M/L）_sun（在F814 W波段）。使用VIMOS，我们还获得了非常高的S/N光谱的透镜星系。VIMOS的数据证实ESO 325-G 004有一个非常古老的恒星星族。对于Kroupa IMF，恒星星族拟合得到的恒星M/L比为3.01+/-0.25（M/L）_sun。因此，具有这种IMF的恒星的质量与透镜估计是一致的。相比之下，在99.8%的置信水平下，萨尔皮特或更重的IMF不受欢迎。一个“重量级”的IMF，其规模是Kroupa案的两倍，被坚决排除在外。这样的…
2013-06-20 astro-ph.CO 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
Is it possible to reconcile extragalactic IMF variations with a universal Milky Way IMF?
对恒星初始质量函数（IMF）最可靠的观测之一是它在银河系和邻近星系中的近似普适性。但是最近对早期星系的观测可以解释为底部重的IMF，而其他超暗矮星的观测则可能意味着顶部重的IMF。这将对恒星形成模型施加强大的限制。我们将探讨什么样的云尺度IMF模型可能满足这些约束。我们利用模拟的星系再现（广泛）观察到的星系属性，而他们也提供了详细的恒星形成的历史和每个祖恒星形成云的属性。然后，我们考虑通用模型的IMF的特征质量是一些任意的幂律函数的祖云属性，以及著名的文献IMF模型，其规模与牛仔裤质量，湍流Bonnor-Ebert质量，温度，不透明度限制，金属丰度，或原恒星加热质量。我们表明，目前在文献中没有IMF模型-也没有任何模型的周转质量是一个任意的幂律函数的云的温度/密度/大小/金属丰度/速度色散/磁场的组合-可以重现声称的IMF变化椭圆或矮星，而不严重违反银河系中的观测约束。具体来说，与观测到的情况相比，他们预测银河系极端环境中的变化太大。要么IMF以更复杂的方式变化，要么必须探索河外观测的替代解释。
2019-03-25 astro-ph.GA
Galaxy properties as revealed by MaNGA. I. Constraints on Initial Mass Function and M$_{*}$/L gradients in ellipticals
我们估计的年龄，金属丰度，$α$元素丰度比和恒星的初始质量函数的椭圆（E）和S 0星系从MANGA-DR 15调查。我们堆叠光谱，并使用各种单一的恒星星族合成模型来解释这些光谱中的吸收线强度。我们量化了这些属性如何在人群中变化，以及与银河系的距离。本文是第一个系列，是基于一个样本的纯椭圆星系在z $\le$ 0.08。我们发现，具有最大亮度（L $_r$）和中心速度色散（$σ_0$）的Es内部区域的性质与常用的Salpeter IMF相关联的那些是一致的，而Kroupa样IMF是一个更好的描述在$\sim$ 0.8 R/Re（假设[Ti/Fe]变化是有限的）。对于这些星系的恒星质量与光的比例减少最多由2的因素，从中心区域到Re。相比之下，对于低L的$_r$和$σ_0$星系，IMF较浅，中心区域的M $_{*}$ /L $_r$与外围相似。虽然2的系数比以前基于少数星系的报告要小，但它仍然足够大，可以用于动力学质量估计。当估计M $_{*}$和M $_{dyn}$时，自洽地考虑这些梯度使两者达到良好的一致：梯度使M $_{dyn}$减少$\sim$ 0.2 dex，而仅略微增加使用Kroupa IMF推断的M $_{*}$。这是一个不同的分辨率的M $_{*}$ -M $_{dyn}$的差异已经遵循的最近的文献中，其中M $_{*}$的大质量星系增加采用萨尔彼得IMF，而保持Mdyn…
2019-08-27 astro-ph.CO 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
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
The SLUGGS Survey: Multi-population dynamical modelling of the elliptical galaxy NGC 1407 from stars and globular clusters
我们进行深入的动力学模拟的发光和暗物质（DM）的椭圆星系NGC 1407的内容。我们的策略包括解决三个独立的动力学示踪剂：恒星，蓝色GC和红色GC的自洽方式的球形牛仔裤方程。我们采用最大似然马尔可夫链蒙特卡罗拟合技术，试图约束DM密度分布（尖点/核心问题）的内斜率，和恒星初始质量函数（IMF）的星系。我们发现DM密度曲线的内对数斜率为$γ= 0.6\pm0.4$，这与DM尖点（$γ= 1$）或DM核心$(γ= 0)$一致。我们的研究结果是一致的萨尔彼得国际货币基金组织，并与Kroupa国际货币基金组织略有一致。我们推断切向轨道的蓝色GC，和径向各向异性的红色GC和恒星。模拟结果与$Λ$ CDM模拟预测的维里质量浓度关系一致。NGC 1407的维里质量是$\log$ $M_{\rm vir} = 13.3 \pm 0.2 M_{\odot}$，而恒星质量是$\log M_* = 11.8 \pm 0.1 M_{\odot}$。NGC 1407质量的总体不确定性在投影的恒星有效半径上只有5%。我们把我们的结果和以前的X射线结果之间的分歧归因于气体在星系中心区域不处于流体静力平衡。发现NGC 1407的晕以DM为主，动力学质光比为$M/L=260_{-100} ^{+174} M_{\odot}/L_{\odot, B}$。然而，该值可以大到3倍，这取决于DM尺度半径的假设先验。
2015-04-13 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
A Comparison of Full Spectral Fitting Codes for Measuring the Stellar Initial Mass Function and Other Stellar Population Properties in Elliptical Galaxies
本文比较了四种全光谱拟合代码在椭圆星系中测量恒星初始质量函数和恒星族性质的表现，发现假设简单恒星族的代码在复杂恒星形成历史下会出错，而无需先验假设的代码虽离散度较大但更能识别次级成分。
2025-08-22 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
A Salpeter IMF and an NFW halo: Disentangling the dark and stellar mass of an elliptical galaxy through precise lens modelling of a double-source-plane system
University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；The University of Sydney（悉尼大学）
通过双源平面系统透镜建模，研究暗物质和恒星质量的区分，发现恒星质量-光度比接近常数，暗物质晕符合NFW模型，结果对未来欧几里得任务的暗物质研究有指导意义。
2026-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ca, Fe, and Mg Trends Among and Within Elliptical Galaxies
在一个跨越大范围质量的椭圆星系样本中，以前未使用的Ca指数CaHK显示，[Ca/Fe]和[Ca/Mg]随着椭圆星系质量的增加而系统地降低。金属丰度混合物，年龄效应，恒星色球发射效应，和低质量初始质量函数（IMF）的提升效应被排除的原因。小于0.3 dex的[Ca/Fe]范围足以覆盖所有观察结果。星系内的功能梯度意味着全球钙赤字，而不是一个依赖于半径的现象。一些（但不是全部）II型超新星核合成产额的计算表明，在更大质量的超新星中，Ca/Fe产额比会降低，这可能支持了更大质量的椭圆星系具有有利于更大质量恒星的IMF的假设。没有II型超新星核合成产率计算显示出显着的杠杆作用，在钙/铁比作为一个功能的祖先金属丰度。因此，钙的行为似乎不太可能被解释为一种内在的金属丰度效应，这与只改变II型到Ia型超新星富集率的解释相反。
2012-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-regulated galaxy evolution within a self-consistently varying galaxy-wide IMF
Helmholtz-Institut für Strahlen- und Kernphysik, Universität Bonn（波恩大学赫尔姆霍兹射线与核物理研究所）；Argelander-Institut für Astronomie, Universität Bonn（波恩大学阿尔格兰德天文学研究所）；Astronomical Institute, Faculty of Mathematics and Physics, Charles University（查理大学数学与物理学院天文研究所）；Department of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理学系）
研究银河系内星系自我调节机制，探讨银河系内恒星初始质量函数对恒星形成率自我调节的影响，发现IGIMF模型能更准确预测质量-金属量关系和休眠椭圆星系描述。
2026-04-22 astro-ph.GA
The bulge-halo conspiracy in massive elliptical galaxies: implications for the stellar initial mass function and halo response to baryonic processes
最近的研究表明，大质量椭圆星系在有效半径内的总质量密度分布可以近似为ρ_{tot} \propto r^{-ε '}，平均斜率<ε'>=2.08 \pm 0.03，散射度σ_ε '= 0.16 \pm 0.02。这个小的斜率分散（称为膨胀晕阴谋）在基于LCDM的模型中并不常见，因此包含了关于星系形成过程的信息。我们计算了基于LCDM的模型的γ'分布，该模型再现了SDSS中早期星系的恒星质量、速度色散和有效半径之间观察到的相关性。这些模型具有一系列恒星初始质量函数（IMF）和对星系形成的暗晕响应。观测到的γ'的分布很好地再现了宇宙学动机，但未收缩的暗物质晕，和Salpeter型IMF的模型。其他模型平均被数据排除，即使它们可能发生在个别情况下。具有绝热晕收缩（和较轻IMF）的模型预测的α '值太小。具有晕圈膨胀或质量跟随光的模型预测了过高的“α”值。我们的研究表明，大规模的早期型星系的非同源结构可以精确地复制LCDM模型，如果IMF是不普遍的，如果机制，如活动星系核的反馈，或动力学摩擦，有效地平均抵消收缩的光环预期重子冷却的结果。
2014-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemodynamical simulations with variable IMF
使用自洽化学动力学模拟，包括恒星形成，超新星反馈，和化学富集，我显示宇宙恒星形成和化学富集的历史依赖于初始质量函数（IMF）。Pop-III IMF的影响只能在z>4或[Fe/H]<-2的元素丰度比中看到。在高恒星形成率（SFR）的情况下，较好的IMF具有较平坦的斜率，而在低SFR的情况下，较好的IMF具有较小的上部质量（~ 20 Msun），这与观测到的矮球状星系元素丰度一致。然而，椭圆星系的[alpha/Fe]问题可能需要其他解决方案。
2010-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
CRIMSONS: An Online Tool for Modeling Chemical Enrichment with Stochastic IMF Sampling
Alma Mater Studiorum, Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所）；INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（阿切特里天文台）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）
本文介绍CRIMSONS，首个在线化学增丰建模工具，自洽整合随机IMF采样、核合成产额不确定性和PopIII预增丰，通过封闭箱模型量化这些因素对预测丰度模式的影响。
2026-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dark matter halos of massive elliptical galaxies at $z \sim 0.2$ are well described by the Navarro-Frenk-White profile
我们在$z\sim 0.2$研究了椭圆星系的内部结构。我们从斯隆透镜ACS（SLACS）调查中选择了23个星系-星系透镜的样本，对哈勃太空望远镜的图像进行建模。而原来的SLACS分析估计的对数斜率相结合的运动学与成像数据，我们估计的对数斜率只从成像数据。我们发现，仅透镜对数斜率的分布具有中值$2.08\pm0.03$和固有散射$0.13 \pm 0.02$，与原始SLACS分析一致。我们将透镜约束与恒星运动学和弱透镜测量相结合，并约束暗物质（DM）晕中的绝热收缩量。我们发现，DM晕是很好地描述了一个标准的Navarro-Frenk-White晕，没有收缩的平均恒星质量与光比（$M/L$）模型和恒星$M/L$梯度模型。对于$M/L$梯度模型，我们发现大多数星系不具有$M/L$梯度。我们推断的恒星质量与那些从恒星星族合成方法得到的比较支持一个沉重的初始质量函数（IMF），如Salpeter IMF。我们讨论我们的结果在以前的观测和模拟的背景下，并认为我们的结果是一致的情况下，活动星系核反馈抵消重子冷却驱动的收缩DM晕。
2021-05-27 astro-ph.GA
Chemistry of the Sagittarius Dwarf Galaxy: a Top-Light IMF, Outflows and the R-Process
通过对人马座矮球状星系（Sgr）恒星的化学丰度分析，我们得出结论，α元素的缺乏不可能是由于Tinsley（1979）的Ia型超新星（SNIa）时间延迟方案造成的。相反，证据表明，低[α/Fe]比是由初始质量函数（IMF）在最高质量恒星中的缺陷造成的。关键的证据是[O/Fe]、[Mg/Fe]等流体静力学元素的0.4dex亏损，而不是r过程[Eu/Fe]r随[Fe/H]的正常变化趋势。支持证据来自流体静力学元素（O，Mg，Na，Al，Cu）[X/Fe]比，这与铁添加到银河系（MW）磁盘的趋势不一致。此外，流体静力学爆炸（硅，钙，钛）元素丰度的比例表明一个相对顶轻IMF。与LMC、天炉座和IC 1613的惊人相似之处表明，它们的α元素缺陷也是由于IMF缺乏最大的SNII造成的。对于这样的顶光IMF，r过程[Eu/Fe]r与[Fe/H]的正常趋势，如Sgr所见，表明大质量的II型超新星（> 30 Msun）不是r过程元素的主要来源。高[La/Y]比，漏盒化学演化一致，证实，但~0.3德克斯大于理论AGB预测。这可能是由于13 C口袋质量，或MW和Sgr AGB恒星之间的差异。Sgr的[Rb/Zr]比值是已知最低的，与[Fe/H]=-0.6附近的低质量（~ 2 Msun）AGB星一致，可能是漏盒化学演化的结果。[Cu/O]的趋势，在Sgr和MW表明，铜产量增加的金属丰度和恒星质量，预期从铜生…
2013-09-11 astro-ph.GA
Stellar kinematics of X-ray bright massive elliptical galaxies
本文讨论了一种由光学数据估算早型星系质量的简单快速方法，并将其结果与X射线质量进行了比较。光学方法只依赖于最基本的观测，如表面亮度$I(R)$和视线速度色散$σ_p(R)$配置文件，并提供了一个各向异性独立的估计星系圆周速度$V_c$。质量各向异性简并有效地克服通过评估$V_c$在一个特征半径$R_{\rm sweet}$定义从{ \it本地}观察到的配置文件的属性。预期甜半径$R_{\rm sweet}$接近$R_2$，其中$I(R) \propto R^{-2}$，并且离有效半径$R_{\rm eff}$不远。我们应用该方法的一个样本的5个X射线明亮的椭圆星系观察与6米望远镜BTA-6在俄罗斯。然后，我们比较了光学$V_c$ -估计与X射线导出值，并讨论了可能的约束的非热压力的热气体和恒星轨道的配置。我们发现，光学$V_c$ -估计的X射线之一的平均比率等于$\approx 0.98$与$11 \%$散射，即没有证据表明在气体中的大的非热压力贡献在$\sim R_{\rm sweet}$。通过对Lick指数H、$β$、Mgb、Fe 5270和Fe 5335的分析，计算了甜半径内恒星组分的质量。我们的结论是，一个典型的暗物质部分内的$R_{\rm sweet}$在样本星系中是$\sim 60\%$的Salpeter IMF和$\sim 75 \%$的Kroupa IMF。
2014-04-10 astro-ph.GA
Transition of the Stellar Initial Mass Function Explored with Binary Population Synthesis
恒星初始质量函数（IMF）在确定星系中幸存恒星的数量、星际介质的化学组成以及星系中光的分布等方面起着至关重要的作用。一个尚未解决的关键问题是，国际货币基金组织在时间和空间上是否具有普遍性。在这里，我们使用国家的最先进的恒星演化的结果表明，我们的银河系的IMF作出了过渡，从一个大质量恒星占主导地位的IMF到现在的IMF在星系形成的早期阶段。更新的结果恒星演化在一个广泛的金属丰度已实施的二进制人口合成程序，并与我们的银河系中的碳增强贫金属（CEMP）星的观察。我们发现，应用当今IMF的星系晕星导致严重的矛盾与四个可观察到的数量与AGB星的演化。此外，我们的计算和CEMP星的观测之间的比较可能有助于我们限制过渡金属丰度的IMF，我们暂定为[Fe/H] =-2。目前研究的一个新颖之处是在低金属丰度的中等质量AGB星中包含质量损失抑制。这大大减少了氮增强型恒星的过度生产，这是以前研究中使用大质量恒星主导的IMF的主要问题。我们的研究结果还表明，在化学演化模型中使用当今IMF的所有时间导致I. 5型超新星的过度生产。更多关于恒星丰度的数据将有助于理解IMF是如何变化的，以及是什么导致了这种转变。
2013-03-09 astro-ph.GA
The chemical evolution of galaxies with a variable IGIMF
标准的分析化学演化模型的星系一直假设恒星的初始质量函数（IMF）是不变的，并充分采样允许大质量恒星的分数，即使在矮星系的恒星形成率（SFR）非常低的贡献。最近的观测表明，恒星的积分星系初始质量函数（IGIMF），即银河系范围内的IMF，成为系统性的头重脚轻增加SFR。这已经被IGIMF理论预言，该理论在这里被用来发展星系化学演化的分析理论。该理论是非线性的，并且由于IGIMF对金属丰度和SFR的依赖性，需要隐式积分方程的迭代解。结果表明，星系的质量-金属丰度关系是自然出现的，尽管在低质量时，理论预言比观测值高出0.3- 0.4dex。只有考虑气体流动，才能得到与观测结果的良好一致性。特别是，我们能够重现Lee等人（2006）观察到的质量-金属丰度关系，具有适度的流入量和流出率，流出率作为银河系质量的函数而降低。拟合数据所需的流出率比具有不变IMF的模型所需的流出率小得多。
2014-11-02 astro-ph.GA
Aeos: The Impact of Population III Initial Mass Function and Star-by-Star Models in Galaxy Simulations
Aeos研究了Pop III初始质量函数和星间反馈对早期星系形成和化学演化的不同影响，发现不同IMF对电离、化学丰度和星系形成有显著影响。
2025-11-19 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
Chemical evolution of elliptical galaxies I: supernovae and AGN feedback
我们研究椭圆星系的形成和演化，以及它们如何抑制恒星的形成并保持其熄灭。采用了一个单区化学模型，该模型详细描述了主动和被动演化过程中气体质量及其化学丰度的时间演化。该模型包括气体流入和流出以及详细的恒星核合成。椭圆星系与不同的质量下降，在恒星形成的情况下，被认为是缩小。在化学演化模拟中，我们包括一个新的计算的反馈过程。我们包括恒星风加热、核心坍缩SNe、Ia型SNe（通常在星系形成模拟中不突出显示）和活动星系核反馈。活动星系核反馈是这类模型中的一个新现象，它是通过考虑中心超大质量黑洞的Bondi-Eddington有限吸积来计算的。我们成功地再现了几个观测特征，如[ $α$ /Fe]比值随星系质量增加，质量金属丰度，$\rm M_{BH}-σ$和$\rm M_{BH}-M_{*}$关系。此外，我们表明，恒星的反馈，特别是Ia型超新星，有一个主要的作用，在维持淬火的恒星形成后，发生的主要星系风，特别是在低质量的椭圆。对于较大的系统，活动星系核对气体热能的贡献似乎是必要的。然而，除非假设活动星系核效率不合理或恒星反馈极低，否则活动星系核对主银河风发展的影响可以忽略不计。我们强调了Ia型超新星在早型星系能量收支中所起的重要作用。
2022-10-21 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
Variations in the initial mass function in early-type galaxies: A critical comparison between dynamical and spectroscopic results
我提出了一个比较公布的动力学（ATLAS 3D）和光谱（康罗伊和范Dokkum）的恒星初始质量函数（IMF）在早期型星系的约束，使用34个星系之间的共同工作。这两项研究都推断出平均IMF质量因子$α$（相对于年龄和金属丰度相似的Kroupa-IMF人口的恒星质量）大于1，也就是说，两种方法都倾向于IMF比银河系重，平均超过样本。然而，在逐个星系的基础上，从这两种方法推断的$α$之间没有相关性。我调查的两个估计$α$系统相关的星系速度色散，$σ$，并与镁/铁丰度比。基于金属吸收线的强度的光谱方法仅产生与金属丰度比的相关性：在固定的Mg/Fe下，与$σ$没有剩余相关性。动力学方法，应用于完全相同的星系样本，产生相反的结果：IMF的变化只与动力学相关，没有剩余的相关性与镁/铁后，控制$σ$。因此，虽然这两种方法表明，平均在椭圆星系的沉重IMF，他们导致不兼容的结果的系统趋势，当应用到同一组星系。这种不一致的感觉可能表明，其中一种（或两种）方法没有完全解释主要的混杂因素，即元素丰度比或暗物质的贡献。或者，差的一致性可能表明IMF的详细形状的额外变化，超出了目前可以从光谱特征推断的范围。
2014-06-03 astro-ph.GA
Cosmological formation and chemical evolution of an elliptical galaxy
我们的目的是研究宇宙学动机的气体落入法形成一个巨大的椭圆星系的影响，以了解其对形成的球状体的影响。我们取代经验的下落法的模型Pipino和Matteucci与宇宙学推导的下落法形成的椭圆星系。我们用观察来证明我们的预测。我们还比较了Pipino和Matteucci的结果。我们计算了有和没有银河风的模型：我们发现，没有风的模型预测了一个太大的电流SNIa率。特别是，宇宙学模型产生的电流SNIa比观测值高出约10倍。此外，没有风的模型预测当前的SNII率很大，即使与最近的GALEX数据相比也太大了。另一方面，如果与GALEX给出的恒星形成历史相比，预测的有风模型的SNII速率太低。最后但并非最不重要的是，在模拟星系的主要恒星星族的[Mg/Fe]比的平均值，宇宙学模型预测，是太低，如果与观测相比。这是一个非常重要的结果，表明宇宙学的下落定律与化学演化相反。从宇宙学导出的椭圆星系的下落定律不能再现观测所给出的所有化学约束。问题在于，宇宙学推导出的下落定律意味着缓慢的气体吸积，因此恒星形成率在很长一段时间内都很活跃。在这种情况下，低[Mg/Fe]比产生的占主导地位的恒星星族在一个典型的椭圆，在与观测的差异。
2009-02-16 astro-ph.GA
The impact of X-rays on molecular cloud fragmentation and the IMF
恒星的形成是通过各种反馈过程来调节的。在这项研究中，我们用X射线处理反馈，并讨论其影响。我们的目的是调查是否恒星形成显着影响时，恒星形成云居住在附近的强X射线源。我们用欧拉网格模拟了一个质量为10^7 M_o的黑洞附近坍缩分子云的嵌入拉格朗日汇粒子。由辐射引起的化学和热变化被纳入FLASH代码。当有强烈的X射线反馈时，恒星形成的云碎片会变成更大的团块，从而形成更少但更大质量的原恒星核心。竞争吸积有很大的影响，质量函数和近平坦，非萨尔彼得IMF的结果。
2010-09-02 astro-ph.GA
Two categories of UV-upturn galaxies revealed by semi-analytic models
基于半解析模型GABE，发现紫外上翘星系分为年老富金属淬灭椭圆星系和年轻尘埃恒星形成星系两类，尘埃消光贡献20%-60%，双星形成通道偏好高金属丰度。
2025-06-04 astro-ph.GA
Early-Age Evolution of the Milky Way Related by Extremely Metal-Poor Stars
我们利用最近对星系晕中极贫金属（EMP）恒星的观测，研究了[Fe/H]<-2.5的低质量幸存者对恒星星族IMF的限制以及它们参与的化学演化。一个典型质量约为10 Msun的高质量IMF和低质量双星对EMP幸存者的压倒性贡献来自于有和没有s-过程元素增强的富碳EMP星的统计数据（Komiya et al. 2007）。我们首先检查的分析，以确认他们的各种假设的质量比分布函数的结果。与均匀分布相比，质量比的增加或减少函数给出了更高或更低的质量IMF，并且对于两个成员在同一IMF中的独立分布，得到了更低的质量IMF，但是导出的典型质量的范围相差不到2倍，并且在极端情况下重叠。此外，我们证明，同样的约束放置在IMF的表面密度的EMP星估计从调查和化学演化与理论超新星模型的金属产量一致。然后，我们应用派生的高质量IMF与二进制的贡献表明，所观察到的电磁脉冲星的形状，但也为电磁脉冲星的数量可以重现。特别是，[Fe/H]<-4以下的恒星的稀少自然可以用等级结构的形成来解释，并且没有迹象表明EMP星族的IMF发生了重大变化。研究结果表明，3颗[Fe/H]<-4的HMP星是在其宿主云被超新星污染之前作为双星的低质量成员诞生的原始恒星。
2009-01-06 astro-ph.GA
Uncertainties in Galactic Chemical Evolution Models
我们使用一个简单的单区星系化学演化模型来量化数值预测中的输入参数所产生的不确定性，对于一个具有类似于银河系性质的星系。我们从文献中汇编了几项研究，以收集模拟的当前约束条件，这些约束条件涉及七个基本参数的典型值和不确定性，这些参数是：恒星初始质量函数（IMF）的质量下限和上限，恒星IMF的高质量端的斜率，Ia型超新星（SNe Ia）的延迟时间分布函数的斜率，每Msun形成的SNe Ia的数量，形成的恒星总质量和气体的最终质量我们推导出一个概率分布函数来表达每个参数的可能值范围，然后将其包含在蒙特卡洛代码中，使用随机选择的输入参数进行数百次模拟。这种方法使我们能够通过识别最可能的解决方案以及它们的68%和95%置信水平，以统计方式分析16种元素的预测化学演变。我们的结果表明，总体不确定性由几个输入参数决定，这些参数分别对不同的金属丰度产生影响，从而对不同的银河系年龄产生影响。不确定性的水平取决于金属丰度，并且因元素而异。在这项工作中考虑的七个输入参数中，IMF的斜率和SNe Ia的数量是目前不确定性的两个主要来源。
2016-05-11 astro-ph.GA
Variations of the initial mass function in semi-analytical models: implications for the mass assembly and the chemical enrichment of galaxies in the GAEA model
在这项工作中，我们调查的综合银河系范围内的恒星初始质量函数（IGIMF）的方法的半分析模型GAEA（银河系演化和组装），其特点是化学富集和恒星反馈的详细治疗的框架内的影响。IGIMF提供了恒星IMF形状对星系中恒星形成速率的依赖性的解析描述。我们发现，我们的模型与一个普遍的IMF预测一个相当平坦的[ $α$ /Fe]恒星质量的关系。模型假设的IGIMF，而不是，能够再现所观察到的增加$α$ -增强与恒星质量，与以前的研究。这主要是由于大质量星系在高红移时具有较大的恒星形成率，导致相对于低质量星系有较强的$α$增强。与此同时，IGIMF假说并没有显著影响更大质量星系的恒星形成时间尺度更短的趋势。我们认为，在IGIMF的情况下，[ $α$ /Fe]比是最高的恒星形成事件的良好示踪剂。我们的模型大质量星系的最终恒星质量和质光比大于合成测光估计假设一个普遍的IMF，提供了一个自洽的解释类似的最近的结果，基于本地早型星系的动力学分析。
2016-10-07 astro-ph.GA
Disentangling the Galactic Halo with APOGEE: II. Chemical and Star Formation Histories for the Two Distinct Populations
导致目前银河系恒星晕的形成过程仍在争论中。以前的研究已经提供了不同的恒星星族在元素丰度和运动学方面的证据，指出了不同的化学和恒星形成历史。在目前的工作中，我们探讨了在更广泛的范围内的金属丰度（-2.2 < [Fe/H] < -0.5），这两个恒星星族在本系列的第一篇论文中发现的贫金属恒星的阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）DR 13。我们的目标是推断签名的初始质量函数（IMF）和最APOGEE可靠的α-元素（O，Mg，Si和Ca）。使用简单的化学进化模型，对于每个种群。与低α种群相比，我们得到了更强烈和更长寿命的SFH，以及高α种群的顶重IMF。
2017-11-16 astro-ph.GA
When Shape Matters: correcting the ICFs to derive the chemical abundances of bipolar and elliptical PNe
从有限的光谱范围内提取电离星云的化学丰度，通常由于缺乏与某些离子阶段相对应的发射线而受到阻碍。到目前为止，丢失的发射线已经被电离校正因子（ICF）所解释，这些因子是在简单的假设下构建的，比如通过使用1-D光电离建模的球形几何。在这篇文章中，我们讨论了结果（Goncalves et al. 2011，in prep.）我们正在进行的项目，以找到一套新的ICF，以确定总丰度的N，O，Ne，Ar和S，与光谱，在非球形PNe的情况下。这些结果是基于一个网格的3-D光电离建模的圆形，椭圆形和双极形PNe，跨越典型的PN光度，有效温度和密度。我们表明，额外的修正-广泛使用的Kingsburgh和Barlow（1994）ICF-总是更高的双极比椭圆。此外，这些额外的修正，对于双极，高达：17%的氧，氮33%，氖40%，氩28%和硫50%。最后，除了修正量随形状变化很大的事实之外，它们也随中心恒星温度变化很大，而光度是一个不太重要的参数。
2011-10-12 astro-ph.GA
The evolution of CNO isotopes: the impact of massive stellar rotators
在星系中测量的化学丰度和丰度比提供了关于宇宙结构组装的机制、模式和时间尺度的宝贵信息。然而，比氦重的元素的成核和化学演化主要取决于恒星的物理性质和恒星质谱的形状。特别是，估计CNO同位素丰度的热，尘埃介质的高红移星爆星系提供了一个独特的一瞥到形状的恒星初始质量函数（IMF）在极端的环境中，不能直接观察（恒星计数）。然而，恒星演化和核合成理论中潜在的不确定性可能会损害我们对这些星系中IMF的坚定把握。在这项工作中，我们采用了新的大质量恒星的产量，涵盖不同的初始旋转速度。首先，我们在一个经过充分测试的银河系化学演化模型中实现了新的产量集。校准后的模型，然后适应的原型亚毫米星系（SMG）的具体情况。我们表明，如果快速旋转的恒星的形成是有利的，在动荡的介质中的剧烈恒星形成的星系，无论金属丰度，IMF需要向高质量的恒星倾斜，以解释在SMG中观察到的CNO同位素比。相反，如果恒星的自转在超过给定的金属丰度阈值后变得可以忽略不计，就像我们银河系的情况一样，那么就没有必要在恒星爆发中调用头重脚轻的IMF。
2019-07-22 astro-ph.GA
The Optical Colors of Giant Elliptical Galaxies and their Metal-Rich Globular Clusters Indicate a Bottom-Heavy Initial Mass Function
我们报道了7个大质量椭圆星系的光学（g-z或B-I）颜色与其相关的大质量富金属球状星团（GC）的平均颜色之间的系统和统计上的显著偏移，在这个意义上，母星系在给定的银河系中心距离下红了0.12-0.20等。然而，蓝色的光谱指数表明，这些星系的光度加权年龄和金属丰度等于它们在给定的银河系中心距离上的平均大质量富金属GC，在很小的不确定性范围内。红色GC系统和它们的母星系之间观察到的颜色差异不能用大质量富含金属的GC中存在多个恒星世代来解释，因为后者对群体的综合g-z或B-I颜色的影响可以忽略不计。然而，我们表明，这种悖论可以解释，如果在这些大规模的椭圆星系的恒星初始质量函数（IMF）是显着陡峭的亚太阳质量比典型的IMF来自恒星计数在太阳附近，与GC的颜色已成为蓝色由于动力学演化，造成显着平坦的恒星MF的平均幸存GC。
2013-01-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
INSPIRE: INvestigating Stellar Population In RElics VI -- The low-mass end slope of the stellar Initial Mass Function and chemical composition
本研究利用INSPIRE项目的超致密大质量星系样本，通过全指数拟合方法测量恒星初始质量函数低质量端斜率等参数，发现其与遗迹度相关，且高红移形成质量占比的关联更强，为早型星系的IMF变化提供了形成机制层面的解释。
2024-01-28 astro-ph.GA
Recovery of the low- and high-mass end slopes of the IMF in massive early-type galaxies using detailed elemental abundances
该研究结合25个极重质量早型星系的详细元素丰度与化学演化模型，恢复IMF低、高质量端斜率，揭示其可能随恒星形成时期变化，并指出BCGs与卫星星系形成路径不同。
2024-04-05 astro-ph.GA
Consistent dynamical and stellar masses with potential light IMF in massive quiescent galaxies at $3 < z < 4$ using velocity dispersions measurements with MOSFIRE
利用Keck/MOSFIRE近红外摄谱仪对位于$3.2 < z < 3.7$的四个大质量$\sim10^{11}M_\odot$静止星系的深H和K $-$带谱进行了速度色散测量。我们发现高速色散的顺序$σ_e\sim250$公里/秒的基础上强巴耳末吸收线，并结合这些尺寸测量的基础上HST/WFC 3 F160 W成像推断动力学质量。速度色散与高质量和小尺寸的恒星基本一致。与静止恒星种群的证据一起，光谱证实了在早期宇宙$z>4$中快速形成并熄灭的大质量星系种群的存在。调查$z\sim3.5$和$z\sim2$之间的恒定速度色散的演变，我们发现一个大的增加，在有效半径$0.35\pm0.12$ dex和动态到恒星质量比$<$ log（M $_{\textrm{dyn}}$ /M*）$>$的0.33 $\pm0.08$ dex，与低预期的暗物质的贡献。我们的$z\sim3.5$样本的动力学质量与Chabrier初始质量函数（IMF）的恒星质量一致，$<$ log（M $_{\textrm{dyn}}$ /M $^*_{\textrm{Ch}})>$ = -0.13 $\pm$ 0.10 dex，这表明比Salpeter轻的IMF可能是$z>3$大质量静止星系的共同点。考虑到在$z\sim2$中发现的高速弥散星系和当今椭圆星系的核心（这些星系被认为是演变成的）的Salpeter或更重的IM…
2021-03-30 astro-ph.GA
Solar chemical composition in the hot gas of cool-core ellipticals, groups, and clusters of galaxies
热的团内介质（ICM）遍布星系团和星系群，富含金属，这些金属是由数十亿颗超新星合成的，并在星系团引力阱中积累了几个陀螺。由于在ICM中发现了Ia型超新星和核心坍缩超新星的产物--预计它们会在不同的时间尺度上爆炸--精确地限制这些热大气的化学成分可以提供关于大尺度结构富集历史的宝贵信息。最近，Hitomi观测报告了英仙座星系团核心的太阳丰度比，与之前对44个冷核星系团、星系群和大质量椭圆星系（CHEERS样本）的XMM-牛顿测量结果相矛盾。在这项工作中，我们通过使用用于拟合数据的光谱代码的更新版本（SPEXACT v3）来重新访问CHEERS结果，与用于获得Hitomi测量结果相同。尽管在光谱分辨率的限制，平均Cr/Fe和Ni/Fe的比例，现在发现是非常一致的统一和Hitomi的结果非常一致。我们最新的测量结果表明，英仙座ICM的太阳成分在附近的冷核系统中是一个非常常见的特征。
2018-07-30 astro-ph.GA
