Influence of the Gaia-Sausage-Enceladus on the density shape of the Galactic stellar halo revealed by halo K giants from the LAMOST survey
我们提出了一个研究的影响盖亚香肠土卫二（GSE）的银河系恒星晕的密度形状使用11624 K巨星LAMOST调查。通过高斯混合模型，根据恒星的球速度和金属丰度，为每颗恒星分配一个成为GSE成员的概率。我们根据得到的概率将恒星晕分为两部分，一部分是由GSE成员组成的，定义为GSE相关晕，另一部分是GSE去除晕。采用非参数方法，两个恒星晕的径向数密度分布可以很好地描述为一个单一的幂律与可变平坦$q$（$r = \sqrt{R^2+[(Z/q(r))]^2}, ν= {ν_0}r^{-α}$）。指数$α$为$4.92\pm0.12$（用于GSE相关晕轮）和$4.25\pm0.14$（用于GSE去除晕轮）。这两个恒星晕在较小的半径处垂直变平，但在较大的半径处变得更加球形。我们发现与GSE有关的晕比去除GSE的晕在垂直方向上更不平坦，并且两个恒星晕之间的$q$的差异在0.07到0.15之间。然而，在考虑偏差之后，认为其在大多数半径内在0.08以内。最后，我们将我们的结果与两个银河系类似物进行比较，它们在TNG 50模拟中经历了一次重大的合并。对这两个类似物的研究还表明，与主并合有关的恒星晕比主并合后的恒星晕具有更小的椭圆率。
2022-05-30 astro-ph.GA
The Evolution of Stellar Velocity Dispersion During Dissipationless Galaxy Mergers
利用N体模拟方法研究了星系无耗散双星合并过程中中心恒星速度色散σ的详细演化。恒星速度色散是使用普通质量加权法以及为模拟观测者使用的技术而设计的通量加权法测量的。为了研究粉尘衰减对σ测量的影响，提出了一种粉尘衰减模型。我们发现，有三个主要阶段的演变σ在这样的合并：振荡，相混合，和动力学平衡。在振荡阶段，σ经历频率增加的阻尼振荡。振荡阶段之后是相位混合阶段，在相位混合阶段期间，σ的变化幅度比振荡阶段更小且更混沌。在达到动态平衡时，σ呈现稳定值。我们使用我们的数据，在合并过程中的σ的演变，以表征在非静态系统中的σ测量固有的散射。特别是，我们发现，在合并过程中，σ不会下降到其最终静态值的70%以下，也不会超过其最终静态值的200%，并且在这样一个系统中，σ的随机测量更有可能落在平衡值附近，而不是极值附近。我们的尘埃衰减玩具模型表明，尘埃可以系统地减少观测测量的σ和增加散射σ测量。
2012-01-22 astro-ph.GA
Properties of massive star-forming clumps with infall motions
在这项工作中，我们的目标是收集高质量的团块与下落运动。我们从毫米天文学遗产小组90-GHz（MALT 90）调查中选择了327个团块，并确定了100个坠落候选者。结合He et al.（2015）的结果，我们获得了732个高质量团块的样本，其中包括231个大规模坠落候选者和501个未检测到坠落的团块。在我们的样本中的对象被分类为前恒星，原恒星，HII或光解离区（PDR）。在星前、原恒星、HII和PDR阶段的探测率分别为41.2%、36.6%、30.6%和12.7%。与在每个阶段都没有检测到下落的团块相比，下落候选物具有更高的H $_{2}$柱密度和体积密度。在恒星前、原恒星、HII和PDR阶段的陨石坠落率中位数分别为2.6 PDMATHAMN 10 PDMATHAMO、7.0 PDMATHAMN 10 PDMATHAMO、6.5 $\times$ 10 $^{-3}$和5.5 $\times$ 10 $^{-3}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。这些值表明，在后来的进化阶段，陷落候选人仍然有效地积累物质。有趣的是发现，无论是有可能坠落的天体，还是没有发现坠落的天体，都显示出从恒星前到原恒星，再到HII阶段质量增加的明显趋势。对于未探测到有可能进入大气层的团块和未探测到有可能进入大气层的团块，团块质量函数的幂指数（ClMF）分别为2.04 $\pm$ 0.16和2.17…
2016-05-29 astro-ph.GA
PHANGS-JWST First Results: The Influence of Stellar Clusters on PAHs in Nearby Galaxies
我们提出了一个比较的尘埃连续体和多环芳烃（PAH）的排放与新的JWST观测在三个附近的星系：NGC 628，NGC 1365，和NGC 7496的理论预测。我们的分析集中在总共1063个紧凑的星团和2654恒星协会以前的特点是在三个星系的HST。我们发现，在所观察到的多环芳烃集中的红外颜色的分布和趋势一般同意与理论预期，和大部分的观察是更大的，电离的多环芳烃模型对齐。这些JWST数据开创了一个探测星际尘埃和研究星团附近的强辐射场如何在塑造多环芳烃的物理性质方面发挥作用的新时代。
2022-11-30 astro-ph.GA
The influence of dark matter halo on the stellar stream asymmetry via dynamical friction
本文研究了动力学摩擦对球状星团和在星系晕中运动的球状星团（恒星流）中蒸发的恒星的影响。由于动力学摩擦的作用，球状星团（GC）作为星系流祖先的位置开始相对于其在初始GC轨道参考系中的原始位置发生偏移。因此，在不同时间蒸发的恒星相对于GC位置有不同的平均位置。这种移动导致了恒星流的前臂和后臂之间恒星密度分布的某种不对称性。不对称的程度取决于GC和流星运动的环境特征。由于GC主要位于星系的外部，这使得动力学摩擦成为限制底层暗物质空间密度和速度分布的独特探针。对于GC NGC 3201，我们将我们的理论位移估计与现有的观测结果进行了比较。由于目前观测数据的不确定性很大，我们只能得出结论，得出的估计值具有相同的数量级。
2019-05-14 astro-ph.GA
The influence of dense gas rings on the dynamics of a stellar disk in the Galactic center
银河系中心拥有数百颗早期型恒星，其中约20%位于所谓的顺时针圆盘中，而其余80%不属于任何圆盘。环核环（CNR）是一个围绕半径为1.5 pc的超大质量黑洞（SMBH）运行的分子气体环，它被认为可以在最内层的秒差距内引起恒星轨道的进动和Kozai-Lidov振荡。本文利用直接N体和光滑粒子流体动力学方法研究了气环对一个近开普勒恒星盘的扰动。我们模拟了通过分子气体云的坠落和破裂形成的气体环，采用不同的倾斜度之间的坠落气体云和恒星盘。我们发现，CNR环是没有效率的影响恒星盘的时间尺度为3万年。相比之下，在最里面的0.5秒差距的气体环诱导进动的经度的升交点欧米茄，显着影响恒星盘倾角。此外，两体弛豫和欧米茄岁差的综合效应驱动恒星盘解体，使恒星从盘中移位。岁差对恒星轨道的影响在恒星盘和内部气体环几乎共面时更强。我们推测，内腔中的温暖气体可能在顺时针盘的演化中发挥了重要作用。
2015-12-08 astro-ph.GA
Disruption of giant molecular clouds and formation of bound star clusters under the influence of momentum stellar feedback
来自星团的能量反馈在形成巨分子云的动力学演化过程中起着至关重要的作用。为了研究恒星反馈对星云恒星形成效率的影响以及嵌入星团的动力学响应，我们使用动网格流体动力学程序\textsc{Arepo}，采用恒星形成和动量反馈亚网格模型，进行了一系列孤立的GMC模拟。我们模拟的GMCs的性质跨越了广泛的初始质量，半径和速度配置。我们发现最终恒星质量与总云质量之比$ε_{\rm int}$与初始云面密度和动量反馈强度成强烈的比例关系。这种相关性解释了一个分析模型，认为重力和动量反馈之间的力平衡。对于所有模拟的GMCs，恒星密度剖面系统陡峭的恒星形成的高峰时期的气体，这表明一个集中的恒星分布。我们还发现，星团总是在亚维里状态的维里参数$\sim0.6$之前的气体驱逐。亚维里动力学状态和陡峭的恒星密度分布都阻止了星团在其演化的气体去除阶段的分散。最终的簇结合分数是$ε_{\rm int}$的连续增加的函数。恒星形成效率小于0.5的GMC仍然能够形成具有大束缚分数的团簇。
2019-05-20 astro-ph.GA
Detection of Strong Epicyclic Density Spikes in the GD-1 Stellar Stream. An Absence of Evidence for the Influence of Dark Matter Subhalos?
稀薄恒星流中的密度变化可能编码了关于暗物质性质的重要信息。例如，如果暗物质聚集成大质量的次晕，这些扰动预计会将恒星从动态冷恒星流中散射出来，可能导致这些结构中可检测到的间隙。在这里，我们重新检查GD-1流的密度变化，使用盖亚DR 2天体测量，泛STARRS测光，以及高精度的径向速度测量的CFHT/ESPaDONS和VLT/UVES仪器和公共径向速度目录的补充。我们表明，校正投影效应后，密度分布具有高对比度的周期性峰值，分离由$2.64\pm0.18$ kpc。一个N体模拟再现了这种惊人的形态与简单的周转运动在一个光滑的银河系的潜力。我们还讨论了使用地面光度测量测量密度变化的可靠性，并为GD-1的特殊情况下，我们突出了一些文物存在于盖亚DR 2目录沿其轨道。大规模的黑暗subhalos似乎并不需要解释密度结块沿GD-1。
2020-02-08 astro-ph.GA
Ageing and Quenching: Influence of Galaxy Environment and Nuclear Activity in Transition Stage
本研究利用SDSS第十二次发布的体积限定样本，探究环境与核活动对星系演化过渡阶段老化和熄灭的影响，发现老化依赖环境且受核活动调控，熄灭则与环境无关且不受核活动影响。
2025-02-22 astro-ph.GA
The influence of stellar objects mass distribution on their gravitational fields
研究了天体质量的随机性对天体引力场分布函数的影响。基于纯理论的论点和广泛的数据比较，从观测和数值模拟中收集，我们已经表明，虽然质量的随机性并没有改变非高斯特性的引力场分布，它改变了依赖的星系和星系团的平均角动量的丰富性。这种依赖关系的具体形式是由质量分布特征和不同的团簇形态假设相互作用决定的。在CDM和$Λ$ CDM模型中，我们追踪了质量分布对恒星天体角动量随时间演化的影响。我们的理论预测与观测数据和数值模拟的统计结果符合得很好。
2020-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the brightest cluster galaxies: the influence of morphology, stellar mass and environment
利用von der Linden et al.（2007）的425个附近的布里渊星系团星系（BCGs）样本，我们研究了它们的内部性质（恒星质量、结构参数和形态）与环境之间的关系。更大质量的BCGs倾向于居住在更密集的区域和更大质量的星系团，而不是质量较低的BCGs。此外，CD，这是特别扩展的信封BCGs，似乎更喜欢稍微密集的地区，往往是由更大规模的晕比椭圆BCGs托管。cD型和椭圆型BCGs的恒星质量与环境密度呈平行正相关。然而，在一个固定的环境密度下，cDs的质量平均要高出40%。我们的研究结果，以及以前的研究结果，表明椭圆形和cD BCGs之间的进化联系。我们认为，大多数现今的CD开始他们的生活椭圆，随后在恒星质量和大小的增长，由于合并。在这个过程中，cD信封发展。恒星质量和cDs大小的大分散反映了它们不同的合并历史。BCGs在质量和大小上的增长似乎与它们所居住的结构的等级增长有关：随着群体和集群变得更加密集和庞大，它们中心的BCGs也在增长。这一过程已接近完成，因为本宇宙中的大多数（约60%）BCGs具有cD形态。然而，中间形态类（椭圆和CD之间）的星系的存在表明，一些BCGs的增长和形态转变仍在进行中。
2015-08-20 astro-ph.GA
StAGE: Stellar Archaeology-driven Galaxy Evolution
构建基于恒星考古学的半经验框架StAGE，计算静止星系前身的恒星形成率密度，解决观测矛盾，并重建黑洞质量组装历史，揭示星系与黑洞的共同演化。
2025-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The BaLROG project - II. Quantifying the influence of bars on the stellar populations of nearby galaxies
我们继续探索的BaLROG（酒吧在低红移光学星系）的样本：16个大的马赛克观察与积分场单位SAURON棒星系。我们量化酒吧的恒星组成的组成的影响。我们推导出H $β$、Fe 5015和Mgb的线强度指数。基于单颗恒星星族（SSP）模型，计算了棒状体的年龄、金属丰度和[Mg/Fe]丰度及其沿棒状体长、短轴的梯度。我们的数据的高空间分辨率，使我们能够识别指数和SSP配置文件之间的休息，通常在0.13 $\pm$ 0.06酒吧长度，符合运动学特征。内部梯度比外部梯度陡约10倍，并且当存在中心旋转分量时变得更大，这意味着梯度并不独立于动力学和轨道。中心年龄似乎更年轻，更强的酒吧。然而，酒吧区通常是旧的。我们发现一个平坦的铁（Fe 5015）和镁（MgB）外梯度沿酒吧主轴，转化为平坦的金属丰度梯度。发现该梯度沿棒长轴为0.03 $\pm$ ± 0.07 dex/kpc，而棒短轴的平均值与未棒化的对照样品的平均值相比很好，并且明显更陡，即-0.20 $\pm$ ± 0.04 dex/kpc。这些结果证实了最近的模拟和辨别酒吧的重要本地化的影响。的[Mg/Fe]丰度的酒吧和凸起相比，较低的值盘建议早期形成，特别是早期型星系。
2016-05-20 astro-ph.GA
The Influence of Galaxy Environment on the Stellar Initial Mass Function of Early-Type Galaxies
本文研究了早型星系的恒星初始质量函数是否依赖于其宿主环境。为此，我们从SPIDER星表中选取了一个早型星系样本，通过Wang等人的星表描述了它们的环境，并通过对IMF敏感的光谱指数的分析，利用它们的光学SDSS光谱来限制IMF斜率。为了达到一个足够高的信噪比，我们堆叠的光谱速度色散（$σ_0$）箱，顶部的分离样品的星系层次结构和主机晕质量，作为代理星系环境。为了约束IMF，我们比较了观测到的线强度的预测MIUSCAT/EMILES合成恒星种群模型，不同的年龄，金属丰度，和"双峰"（低质量锥形）IMF斜率（$\rm Γ_b$）。与以前的研究一致，我们发现$\rm Γ_b$随着$σ_0$的增加而增加，在高$σ_0$时变得底部重（即相对于Milky-Way-like IMF的低质量恒星过多）。我们发现，这一结果是强大的对一组的等时线中使用的恒星星族模型，以及元素丰度比的影响被考虑在内的方式。因此，我们的结论是，它是可能的，使用目前国家的最先进的恒星星族模型和中等分辨率的光谱，以一贯探测IMF的变化。对于第一次，我们表明，有没有依赖的$Γ_b$对环境或星系的层次结构，在$3"$ SDSS纤维内测量，从而离开IMF作为一个内在的星系属性，可能已经设置在高红移。
2018-02-16 astro-ph.GA
Influence of galaxy stellar mass and observed wavelength on disc breaks in S$^4$G, NIRS0S, and SDSS data
在星系盘的外部区域的表面亮度剖面的中断被认为是由各种内部和外部过程形成的，通过研究中断，我们的目标是更好地了解什么过程是负责外部盘的演变。我们使用一个大的定义明确的样本来研究如何常见的中断，以及它们的属性是否取决于星系恒星质量或观测到的波长。我们研究了753个星系的径向表面亮度分布，从斯皮策巡天星系结构（S $^4$ G）的$3.6 μm$图像，和$K_s$ -波段数据从近红外S 0-Sa星系巡天（NIRS 0 S），涵盖了广泛的星系形态和恒星质量。光学SDSS或利物浦望远镜的数据被用于其中480个星系。我们发现，在低质量星系的单指数盘（I型）是最常见的，它们的分数随着星系恒星质量的增加而减少。向下弯曲（II型）光盘的分数增加与恒星质量，可能是由于更常见的酒吧共振结构的发生。上弯盘（III型）在大质量星系中也更常见。观察到的波长影响每种轮廓类型的圆盘的标度长度。特别是II型剖面的内盘的标度长度从红外到U波段平均增加$\sim 2.2$倍。与以前的研究一致，我们发现晚型和低质量星系的II型外盘标度线（$h_o$）在蓝色波长较短，可能是由于恒星的径向迁移与老恒星的外盘人口。在III型盘中，$h_o$在u波段较大，暗示在外盘中存在年轻的恒星星族。虽然观察到的波长会影响光盘参数，但它不会显著影响我们样本中的轮廓类型。（节录）
2016-10-03 astro-ph.GA
How does the stellar wind influence the radio morphology of a supernova remnant?
基于三维磁流体动力学模型，模拟了银河系中大质量逃逸恒星的星风和超新星遗迹（SNR）的演化.考虑到恒星风，我们可以解释许多超新星遗迹的射电形态。影响形态的主要因素是运动速度方向、磁场方向和视线方向。如果速度垂直于磁场，则仿真将给出两个不同的单侧SNR和双侧对称SNR。如果速度平行于磁场，我们可以得到一个双边非对称的SNR和准圆形的SNR。我们的模拟表明，恒星风在信噪比的无线电演化中起着关键作用，这意味着银河系的全球密度和磁场分布在塑造信噪比中起着次要作用。
2018-10-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Influence of Bar Formation on Star Formation Segregation and Stellar Migration: Implications for Variations in the Age Distribution of Milky Way Disk Stars
通过模拟类银河系星系，发现棒形成时期驱动内盘恒星形成峰值和向外迁移，造成外盘年龄分布峰值，并暗示太阳圈恒星年龄分布应有约80亿年对应峰。
2025-05-22 astro-ph.GA
The BaLROG project - I. Quantifying the influence of bars on the kinematics of nearby galaxies
我们提出了16个形态上不同的棒旋星系的BaLROG（低红移光学星系中的棒）样本，以观测到棒对邻近星系的影响。每个星系都是使用IFU光谱仪SAURON观察到的几个点的马赛克，与正在进行的IFU调查相比，空间分辨率提高了十倍（约100 pc）。在本文中，我们专注于运动学性质。我们使用3.6 μm Spitzer（S4 G）图像通过经典扭矩分析计算杆强度Qb，但也开发了一种仅基于运动学的新方法。发现两个测量值之间的相关性，并通过N体模拟进行备份，验证Qb的测量值。我们发现，酒吧从电离气体运动学的强度是2.5大于恒星运动学测量的，更强的酒吧有增强的内部运动学特征的影响。我们检测到恒星角动量在0.2 $\pm$ 0.1巴长处“下降”，并且我们的样本的一半在这些中心部分表现出h3 -恒星速度（v/σ）的反相关。随着棒强度的增加，恒星σ梯度的变平支持棒诱导轨道混合的概念。这些测量设置的空间尺度上的重要限制，即在中心区域（0.1-0.5酒吧长度），揭示了由于酒吧驱动的长期演变在当今星系的运动学签名的影响越来越大。
2015-04-29 astro-ph.GA
Stellar populations in central cluster galaxies: the influence of cooling flows
我们提出了详细的，高空间和光谱分辨率，长缝观测的四个中央星系团（阿贝尔0085，0133，0644和蛇夫座）最近获得的南部非洲大望远镜（SALT）。我们的样本由具有先前观测到的Hα-细丝的中央星系团（CCG）组成，并且具有从X射线到无线电波长区域的现有数据。在这里，我们提出了详细的光学数据在一个广泛的波长范围内探测的空间分辨运动学和恒星的恒星星族。我们使用Pegase.HR模型和XNUDIE v3.1恒星库，通过全谱拟合确定星系的恒星形成历史。我们执行单一恒星星族（SSP）以及复合恒星星族（CSP）适合占更复杂的恒星形成的历史。用蒙特卡罗模拟和χ2映射检验了解的可靠性。这与其他多波长数据相结合，将形成一个完整的视图，不同的阶段（热和冷气体和恒星），以及它们如何在恒星形成过程中相互作用，在冷却流星系团的中央星系中检测到反馈，以及宿主星系团的影响。我们发现至少有三个四个星系的小，年轻的恒星成分，即使有两个三个主机集群有零光谱导出的质量沉积率从X射线观测。
2014-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The influence of external environment at cosmic noon on the subsequent evolution of galaxy stellar mass
研究发现高红移环境因素对低红移星系恒星质量演化有显著影响，环境密度越高，后续星系恒星质量增长越显著。
2025-12-07 astro-ph.GA
Linking Young Stellar Object Morphology to Evolutionary Stages with Self-Organizing Maps
Universität Wien（维也纳大学）；Natural History Museum Vienna（维也纳自然历史博物馆）；Université de Genève（日内瓦大学）；Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, Hungarian Research Network (HUN-REN)（孔科利天文台，匈牙利研究网络（HUN-REN）地球与天文学研究中心）；CSFK, MTA Centre of Excellence（MTA卓越中心天文研究所）；Department of Experimental Physics, Institute of Physics, University of Szeged（塞格德大学物理学院实验物理系）；HITS gGmbH（海德堡理论研究所）
本研究利用自组织映射算法分析年轻恒星对象的形态，将其与观测分类联系，为未来光谱-形态分类奠定基础。
2025-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of atomic diffusion on stellar ages and chemical tagging
在大型恒星光谱巡天的时代，重点不仅是推导恒星丰度，而且还要推导数百万颗恒星的年龄。在银河系考古学的背景下，恒星年龄提供了对银河系形成历史的直接探测。我们使用恒星演化代码MESA来计算原子扩散模型-有和没有辐射加速-和额外的混合在表面层。附加混合包括密度相关的湍流混合和包络超调混合。基于这些模型，我们认为，重要的是要区分初始，散装丰度（参数）和当前，表面丰度（变量）在分析单个恒星的年龄。在演化时间尺度上保持辐射区域的恒星中，原子扩散改变了表面丰度。我们发现，当初始，散装金属丰度等同于当前，表面金属丰度等时线年龄分析所产生的恒星年龄可以系统地高估了20%。随着演化阶段的变化，表面丰度的变化也使化学标记复杂化，这一概念可以通过独特的高维化学特征来识别分散的星团。来自同一个星团，但处于不同演化阶段的恒星，将显示出不同的表面丰度。我们推测，恒星模型的校准可能使我们不仅可以估计恒星的年龄，但也初始丰度为个别恒星。与此同时，分析处于类似演化阶段的恒星的化学性质对于在化学标记的背景下最大限度地减少原子扩散的影响至关重要。
2017-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of stellar-dynamical ejections and collisions on the relation between the maximum-star and star-cluster-mass
我们进行了目前最大的一组直接N体计算的年轻星团模型的动力学影响，特别是通过最大质量的恒星在集群中的喷射，对当前的最大恒星质量和星团质量之间的关系。我们改变了几个初始参数，如初始半质量半径的集群，初始的二元分数，和初始质量偏析的程度。为了使大质量双星的初始条件更符合实际，采用了两种不同的配对方法来构造大质量双星。我们发现，较低质量的星团（<= 10^2.5 Msun）不会射出它们最重的恒星。在大质量星团（>= 1000 Msun）的情况下，如果星团的初始半质量半径r_0.5，>= 0.8 pc，那么无论初始条件如何，在300万年内没有质量最大的恒星逃离星团。然而，一些最初较小的星团（r_0.5 = 0.3 pc），具有较高的密度，在300万年内喷射出最大质量的恒星。如果星系团形成时尺寸紧凑，并且它们的大质量恒星诞生在质量比偏向于1的双星系统中，由于最初质量最大的恒星的抛射，星团中质量最大的恒星的质量发生变化的概率可以高达20%。当星团相对密集时，恒星碰撞会增加大量星团中的最大恒星质量（M_ecl >= 10^3 Msun和r_0.5 = 0.3 pc）和富含二进制。总的来说，我们得出结论，动力学效应几乎没有影响观测的最大恒星质量的集群质量关系。
2012-04-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple stellar populations at less evolved stages: detection of chemical variations among main-sequence dwarfs in NGC 1978
具有不同化学成分的多个恒星星族（MP）并不是古老GC（年龄大于10 Gyr）的独有特征。事实上，最近的研究表明，麦哲伦云中较年轻的星系团（$\sim$ 2- 6 Gyr-old）也在进化恒星中表现出恒星与恒星之间的化学变化。然而，MP是否存在于这些中等年龄集群中进化程度较低的侏儒中仍然不清楚。在这项工作中，我们在$\sim$ 2 Gyr-old星团NGC 1978中寻找GK型矮星之间的化学变化，这是最年轻的具有MP的星团。我们利用哈勃太空望远镜的深紫外和可见光观测来限制MS恒星中氮（N）和氧（O）的变化。要做到这一点，我们比较适当的光度图，是敏感的N和O与简单的恒星星族和MP的合成图。我们认为NGC 1978中的G-型和K-型MS星是MP的宿主星。我们的统计分析表明，富N星的比例范围从$\sim$ 40\%到$\sim$ 80\%，这取决于氮和氧的详细分布。
2020-10-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Setting the Stage for Cosmic Chronometers. II. Impact of Stellar Population Synthesis Models Systematics and Full Covariance Matrix
被动星系在不同红移下的微分年龄演化（宇宙计时器）已被证明是一种可能以与宇宙学无关的方式约束哈勃参数的方法，但必须仔细评估系统的不确定性。在本文中，我们计算的贡献，由于初始质量函数的选择，恒星库，金属丰度的系统不确定性的完整的协方差矩阵，探索各种恒星星族的合成模型。通过在0<z<1.5的红移范围内的模拟，我们发现恒星星族合成模型的选择主导了$H(z)$的总误差预算，其贡献在~ 4.5%的水平上，丢弃了最不协调的模型。由于初始质量函数的选择，平均贡献<0.5%，而由于恒星库的贡献约为6.6%。我们还评估了恒星金属丰度测定中不确定性的影响，发现恒星金属丰度的~10%（5%）误差传播到$H(z)$的9%（4%）误差。这些结果用于提供这些系统效应对误差预算的组合贡献。对于目前的$H(z)$测量，由于金属丰度和恒星形成历史的不确定性已经包括在内，我们表明，使用更现代的恒星库，额外的系统不确定性是在5.4%（在z=0.2）和2.3%（在z=1.5）之间。为了达到将系统误差预算保持在1%以下的目标，我们讨论了获得更高分辨率和信噪比光谱所需的努力以及对恒星星族合成建模的改进。
2020-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multiple stellar populations at less evolved stages-II: no evidence of significant helium spread among NGC 1846 dwarfs
在年龄大于2 Gyr的星团中发现的星与星之间的化学变化改变了传统的星团“简单恒星星族“（SSP）的典型例子的观点，成为所谓的“多恒星星族“（MP）。虽然MP的意义似乎与集群总质量相关，但MP的存在似乎是由集群年龄决定的。在这篇文章中，我们使用哈勃空间望远镜的深测光来研究$\sim$ 1.7 Gyr-old星团NGC 1846中的FG型矮星是否有氦扩散。通过与合成的恒星星族的观测结果进行比较，我们估计了NGC 1846主序星之间的氦扩散为$Δ{Y}\sim0.01\pm0.01$。氦的最大扩散不会超过$Δ{Y}\sim0.02$，这取决于富氦恒星所占的比例。为了掩盖这种氦富集所导致的颜色变化，需要至少$Δ{\rm [N/Fe]}$ =0.8 dex的氮富集度，这是之前对该星团红巨星分支的分析所排除的。我们发现我们的结果与银河系球状星团的$Δ{Y}$ -质量关系是一致的。为了检查NGC 1846是否含有MP，需要更高的光度精度。我们的结论是，在所采用的光度质量下，NGC 1846矮星之间没有极端的氦变化。
2021-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Influence of tidal dissipation on outcomes of binary-single encounters between stars and black holes in stellar clusters
在密集的星团的核心，双星和单星之间的近距离引力相遇经常发生。使用Tsunami代码，我们计算了大量涉及两个黑洞（BH）和一颗恒星的双星-单星相互作用的结果，以检查由于潮汐耗散而导致的轨道能量损失如何改变这些混沌相互作用的结果。每个相互作用首先在没有任何耗散过程的情况下进行模拟，然后我们系统地添加了由于引力波发射（使用后牛顿（PN）校正）和动力学潮汐引起的轨道能量损失，并重新计算了相互作用。我们发现，潮汐的列入增加了高达75%的BH-恒星合并的数量，但它不影响BH-BH合并的数量。这些结果突出了包括轨道能量耗散的重要性，由于动力学潮汐在几个机构遇到和演化的密切的双星系统内星团模拟。与以前的研究一致，我们发现，包括PN条款增加的BH-BH合并的数量在二进制单遇到。然而，BH星合并在很大程度上不受这些条款的影响。
2022-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Starbursts in isolated galaxies. I. The influence of stellar birth function and IMF
恒星爆发和恒星形成历史的巨大变化是星系中的常见现象。我们研究了孤立的恒星形成矮星系的稳定性，目的是确定星暴模式。研究了恒星出生函数、初始质量函数、恒星反馈和星际介质模型对系统的影响。我们应用一个单区模型的恒星气体系统耦合的质量和能量转移。此外，我们扩展了网络的主动动态演化。这使得星系的动力学状态与其内部性质之间存在耦合。虽然动力学对恒星形成速率的影响很大，但内部性质（气体温度）对动力学的耦合作用却相当有限，因为辐射冷却使气体温度远低于维里温度。由于冷却和反馈时间尺度短，恒星形成率接近平衡恒星形成率。准周期性的星爆之所以会发生，是因为恒星的形成遵循着由衰减维里振荡引起的气体密度的变化。这种行为是相当不敏感的性质和细节的恒星诞生的描述，即是否自发或诱导恒星形成被认为是或IMF是不同的。第二种类型的爆发被发现作为一个不稳定的操作时，冷却可能会下降，在非常低的密度，随着温度的升高。恒星形成的爆发发生在动态平衡建立的过渡阶段。那么它们在动力学时标上是准周期的。由于加热和冷却的时间尺度很短，恒星形成速率遵循与实际气体密度相对应的平衡恒星形成速率。
2009-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Surface Brightness Fluctuations as Stellar Population Indicators
表面亮度起伏（SBF）可以提供有关早期星系和螺旋星系球中未分辨恒星成分的有用信息。在给定的通带内，绝对SBF星等Mbar依赖于恒星星族的性质，可以通过星族合成模型进行预测。不同带通的SBF测量对星系内不同演化阶段的恒星星族敏感。近红外SBF星等对AGB阶段的恒星演化敏感，特别是热脉冲AGB阶段，而蓝光和紫外SBF对热水平分支和后AGB阶段敏感。因此，多波段SBF研究可以约束重要的进化参数。从经验上讲，光谱红端的SBF数据（i、z和潜在的y）仍然是极好的距离指示器。我简要地回顾了最近的一些工作恒星星族使用SBF，主要是从观测的角度来看。
2009-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Influence of protostellar jets and HII regions on the formation and evolution of stellar clusters
上下文了解恒星和星团形成的条件是非常重要的。特别是恒星反馈可能发挥的作用仍然受到很大的不确定性的阻碍。目标。本文研究了电离辐射和原恒星外流在星团形成和演化过程中所起的作用。为了自洽地考虑气体吸积，我们从数十秒差距大小的团块开始。方法.使用自适应网格细化代码，我们运行磁流体动力学数值模拟，旨在描述大规模团块的崩溃，无论是没有恒星反馈或考虑电离辐射和/或原恒星喷流。结果恒星反馈在几个方面大大改变了原恒星团的性质。我们确认，原恒星外流减少恒星形成率的几个因素，虽然外流不停止吸积和可能不够不修改最终的集群质量。另一方面，一旦足够大质量的恒星形成，电离辐射就会有效地排出剩余的气体，并将最终的星团质量减少几倍。我们发现，虽然HII辐射和射流几乎没有改变高密度气体的分布，后者增加，在几个地方，致密气体的速度分散再次由几个因素。当我们从一个相对较大的尺度开始时，我们发现质量和大小分别为几个1000 M和几分之一秒差距的星系团呈现出显著的旋转水平。此外，我们还发现，模拟恒星本身的下沉粒子的旋转轴往往与星团的大尺度旋转一致。最后，计算用于量化星团结构的经典Q参数，我们推断，当计算中包括喷流时，[.]
2022-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolutionary Stages and Disk Properties of Young Stellar Objects in the Perseus Cloud
我们研究了211个年轻恒星对象（YSO）在英仙座云的演化阶段和磁盘属性通过模拟宽带光学中红外（IR）光谱能量分布（SED）。通过探讨λ_turnoff的关断波段之间的关系，（在恒星光球层上方观察到明显的红外过量），λ <~ 24微米处的过量光谱指数α_excess，以及盘内半径R_in（根据SED建模）对于不同进化阶段的YSO，我们发现具有光学厚盘的YSO的α过量的中值和标准偏差倾向于随着λ_turnoff而增加，特别是在λ_turnoff >= 5.8微米时，而中值分数尘埃光度L_dust/L_star则随着λ_turnoff而减小。这表明小尘埃颗粒的由内而外的磁盘清除。当α_excess > ~0，R_in > ~10 $\times$尘埃升华半径R_sub时，α_excess与R_in之间存在正相关关系，而与λ_turnoff、L_dust/L_star和星盘耀斑无关。这表明外盘耀斑要么与盘内向外的清除不同步发展，要么对24微米的α_过量短缩影响很小。大约23%的YSO盘被归类为过渡盘，它们的λ_turnoff >= 5.8微米，L_dust/L_star >10^（-3）。在L_dust/L_star vs. alpha_excess图上，过渡盘和完整盘占据了明显不同的区域。以L_dust/L_star作为吸积活动大于0.1和不大于0.1的盘的近似值，我们发现65%和35%…
2015-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
StAGE: Stellar Archaeology-driven Galaxy Evolution II. Binary Black Hole Mergers in Quiescent Galaxies and their Star-forming Progenitors
SISSA（斯issa国际高等研究院）；INFN-Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）；IFPU（理论物理学前沿研究所）；INAF-IRA（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）；Univ. Heidelberg（海德堡大学）；Univ. of Trento（特伦托大学）；INAF-OAR（意大利国家天体物理研究所阿斯科利山天文台）
本文应用恒星考古学驱动的星系演化框架StAGE，研究宁静星系及其前身中的双黑洞并合率与引力波背景，发现其贡献可观但与LVK观测存在张力，并预测随机背景可被未来探测器探测。
2026-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dense Cores in Perseus: The Influence of Stellar Content and Cluster Environment
我们提出的化学，温度和动力学状态的一个样本的193个致密的核心或核心候选人在英仙座分子云，并比较与年轻恒星和集群的核心与那些没有。我们的NH3和CCS观测与以前的毫米，亚毫米和斯皮策数据相结合，使我们能够精确地确定核心属性，并准确地将核心分类为无星或原恒星。在不同的集群环境和恒星形成前后的核心的属性提供了重要的限制恒星形成的模拟，特别是在恒星形成的本质是由星前核心的湍流形成的范例。我们将恒星含量的影响与星系团环境的影响分开，发现星系团内部的核心具有（1）较高的动力学温度和（2）较低的CCS和NH3丰度。与原恒星相关的核心具有（1）略高的动力学温度（2）较高的NH3激发温度），（3）具有较高的柱密度，（4）具有略大的非热/湍流NH3线宽，（5）具有较高的质量，（6）具有较低的CCS丰度。我们发现，无论是集群环境，也没有原恒星的内容作出显着的差异，核心的动力学状态的维里参数估计-大多数核心在每个类别中的引力约束。总体而言，集群环境和原恒星的内容有一个较小的影响，核心的属性比通常假设的，和类别内的变化是大于类别之间的差异。
2009-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Primordial Star Formation under the Influence of Far Ultraviolet Radiation: 1540 Cosmological Halos and the Stellar Mass Distribution
我们进行了大量的早期结构形成的宇宙学模拟，并遵循1540恒星形成的气体云的形成和演化，推导出原始恒星的质量分布。在我们的宇宙学模拟中，恒星形成的特征是两个不同的群体，所谓的第三族1星和在远紫外线（FUV）辐射影响下形成的原始恒星（第三族2D星）。在这项工作中，我们确定恒星质量的恒星形成云的物理性质和/或来自附近的原始恒星的外部光解离强度的依赖关系，这是来自于二维辐射流体动力学模拟的结果的原恒星反馈。Pop III星的特征质量在z ~ 25处是几百个太阳质量，随着红移的减小，它逐渐向更低的质量转移。在高红移z > 20时，大约一半的恒星形成气体云暴露在强烈的FUV辐射下，从而产生大质量的Pop III.2D恒星。然而，当典型的Pop III恒星质量较小，恒星之间的平均物理距离由于宇宙膨胀而变大时，附近Pop III恒星的局部FUV辐射在较低的红移处变得较弱。因此，在z < 20时，很大一部分原始气体云拥有Pop III.1恒星。在z =< 15时，Pop III.1恒星形成于相对较冷的气体云中，这是由于H_2和HD分子有效的辐射冷却;这类恒星的质量为几× 10 Msun。由于恒星演化和最终命运是由恒星质量决定的，所以不同时期形成的Pop III星在早期宇宙中扮演着不同的角色。
2015-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multiple stellar populations at less evolved stages. IV. evidence of helium enrichments in four Magellanic globular clusters
本研究利用哈勃望远镜深度测光分析四个大麦哲伦云球状星团的主序展宽，发现星族存在显著氦富集，富氦恒星占比40%到80%以上，结果可能为受拥挤效应影响的上限值。
2025-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Feedback in Molecular Clouds and its Influence on the Mass Function of Young Star Clusters
我们研究如何去除星际物质的恒星反馈限制了恒星形成的分子云的效率，这是如何决定的年轻星团的质量函数的形状。特别是，我们推导出的云和集群的质量函数的幂律指数之间的关系，在限制制度中的反馈是能量驱动和动量驱动，对应于最小和最大的辐射损失，并可能括号所有现实的情况下。我们发现预测和观察到的指数之间的良好协议，特别是动量驱动的反馈，提供的原星团有大致恒定的平均表面密度，如分子云内的恒星形成团块的观测所示。我们还考虑了各种具体的反馈机制，得出的结论是，HII区域膨胀的辐射压力占主导地位的大规模原星团，动量有限的过程中，光子可以逃脱后，只有少数相互作用与尘埃颗粒。然后，我们提出了在这种情况下的恒星形成效率的第一个估计，发现它取决于原星团的质量和大小，只有通过其平均表面密度，从而确保所观察到的云和集群的质量函数的幂律指数之间的一致性。该效率的数值也与观测结果一致。
2010-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Influence of planets on debris discs in star clusters -- II. The impact of stellar density
本文通过LPS+耦合N体模拟，研究星团恒星密度对含木星质量行星的碎片盘动力学影响，发现密度增加会缩小行星系统空间范围并改变碎片轨道分布，但结果不能直接解释星团中碎片盘稀缺现象。
2024-09-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
"In-System" Fission-Events: An Insight into Puzzles of Exoplanets and Stars?
为了扩展我们最近的提议（物理学，2020，2，213 - 276）太阳系的演化发生在两个阶段-在第一阶段，气态巨星形成（通过磁盘不稳定），并在第二阶段（由与特定恒星物体的相遇引起，导致“系统内”裂变驱动的核生成），类地行星的形成（通过吸积）-我们在此强调，这类恒星物体的形成机制一般是普遍的，因此，这类物体与恒星系统的相遇可能发生在星系的其他地方。如果是这样的话，它们的后效也许可以被观察到，在单个恒星的光谱中（如特殊的化学富集）和/或在系外行星系统的结构中（如异常高的行星密度或短的轨道周期）。本文在"裂变事件"框架内对天文学资料进行了回顾和重新解释。提供了恒星系统的"原始"或"受影响"的分类。
2021-04-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
