CERIDWEN: Fast and Flexible GPU-Accelerated Stellar Population Inference
The Kavli Institute for Cosmology (KICC), University of Cambridge（剑桥大学卡弗里宇宙学研究所）；Cavendish Laboratory, University of Cambridge（剑桥大学卡文迪许实验室）
CERIDWEN是一个基于JAX的GPU原生SED拟合框架，通过端到端可微模型和并行嵌套采样，实现全贝叶斯恒星族推断，速度比CPU快134倍，支持非参数SFH和[α/Fe]联合采样。
2026-09-25 astro-ph.GA astro-ph.IM
A New Census of the 0.2 < z < 3.0 Universe, Part I: The Stellar Mass Function
在观测到的恒星形成率密度和观测到的$z\sim2$之后的恒星质量积累之间，长期存在着一种二因子张力。最近，我们提出，复杂的全色SED模型可以解决这种紧张局势，因为这些方法推断系统更高的质量和较低的恒星形成率比标准的方法。在一系列的论文中，我们现在扩展了这种分析，并提出了一个完整的，自洽的人口普查的星系形成的$0.2 < z < 3$推断与\texttt{Prospector}星系SED拟合代码。在这项工作中，论文I，我们提出了星系恒星质量函数的演变，使用新的质量测量$\sim$ 10 $^5$星系在3D-HST和COSMOS-2015调查。我们采用了一种新的方法来推断质量函数从观测到的恒星质量：而不是拟合独立的质量函数在一系列固定的红移间隔，我们构建了一个连续性模型，直接适合的红移演化的质量函数。这种方法确保了星系集合体的平滑图像，并在我们的恒星质量推断中利用了完整的非高斯不确定性轮廓。由此产生的质量函数在固定恒星质量下的数密度比文献中几乎任何其他测量都要高，这主要是由于\texttt{Prospector}推断的恒星年龄更老。恒星的质量密度是$\sim$，比以前的测量值高出50%，偏移峰值在$z\sim1$。本系列接下来的两篇论文将分别介绍恒星形成主序星和宇宙恒星形成率密度的新测量结果。
2020-04-01 astro-ph.GA
pop-cosmos: Scaleable inference of galaxy properties and redshifts with a data-driven population model
本研究提出基于数据驱动星族模型pop-cosmos的高效贝叶斯方法，结合扩散模型、GPU加速采样与神经网络仿真器，实现了大样本星系测光红移与性质的高精度快速推断，为下一代巡天数据建模奠定基础。
2024-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
A Bayesian Population Model for the Observed Dust Attenuation in Galaxies
尘埃在确定星系观测到的光谱能量分布（SED）中起着关键作用。然而，我们对尘埃衰减的理解是有限的，我们的观测遭受的尘埃金属丰度年龄简并在SED拟合（单星系），大的个体方差（合奏测量），并在适当处理不确定性（统计考虑）的困难。在这项研究中，我们创建了一个人口贝叶斯模型，严格考虑相关变量和非高斯误差分布，并证明了一个简单的贝叶斯模型的改进。我们采用了灵活的5-D线性插值模型的参数，控制尘埃衰减曲线作为恒星质量，恒星形成率（SFR），金属丰度，红移和倾角的函数。我们的设置使我们能够同时确定尘埃衰减和这些星系属性之间的复杂关系。使用Prospector拟合近30，000个3D-HST星系，我们发现衰减斜率（$n$）随光学深度（$τ$）的增加而增加，尽管比以前的研究要小。$τ$随着SFR的增加而强烈增加，尽管当$\log~{\rm SFR}\lesssim 0$，$τ$在很大的恒星质量范围内保持大致恒定。边缘星系的$τ$往往比正面星系的大，但仅限于$\log~M_*\gtrsim 10$，反映了低质量星系缺乏三轴性。尘埃衰减的红移演化对于低质量、低SFR的星系是最强的，在高红移处具有更高的光学深度但更平坦的曲线。最后，$n$与恒星质量有着复杂的关系，突出了星尘几何形状的复杂性。我们已经公开发布了软件（https：//github.com/Astropianist/DustE），供用户访问我们的…
2022-02-10 astro-ph.GA astro-ph.IM
The UNCOVER Survey: A First-look HST+JWST Catalog of Galaxy Redshifts and Stellar Population Properties Spanning $0.2 \lesssim z \lesssim 15$
UNCOVER JWST巡天利用Abell 2744的强引力透镜，用Prospector框架拟合5万余源的测光数据，得到z~15内高精度测光红移与恒星族属性，公开发布含后验分布等的星表，助力星系演化研究。
2024-04-16 astro-ph.GA
ArtPop: A Stellar Population and Image Simulation Python Package
我们提出了人工恒星星族（ArtPop），一个开源的Python软件包，用于合成恒星星族和生成完全填充恒星系统的人工图像。该代码的设计是直观的使用和尽可能模块化，使其能够单独或一起使用其每个功能。ArtPop具有广泛的科学和教学用例，包括测量当前和未来成像调查中的探测效率，计算综合恒星星族参数，定量比较等时线模型，以及开发和验证天文图像处理算法。在本文中，我们给出了一个概述的ArtPop包，提供简单的编码示例来演示其实现，并从一些潜在的应用程序的代码目前的结果。我们提供了到创建本文中每个示例和图的源代码的链接。ArtPop正在积极开发中，我们欢迎来自社区的错误报告，功能请求和代码贡献。
2021-09-28 astro-ph.GA astro-ph.IM
JADES: Using NIRCam Photometry to Investigate the Dependence of Stellar Mass Inferences on the IMF in the Early Universe
本文利用JADES和JEMS巡天数据，通过Prospector拟合102个z>6.7星系，研究不同IMF假设对早期宇宙恒星质量推断的影响，发现质量减少三倍以上仍不影响SED拟合。
2023-10-27 astro-ph.GA
Unresolved versus resolved: testing the validity of young simple stellar population models with VLT/MUSE observations of NGC 3603
上下文恒星星族是包括银河系在内的星系的基石。大多数（如果不是所有的话）河外星系研究都与恒星星族模型的使用纠缠在一起，因为它们的观测性质尚未解决。河外星系包含多个具有复杂恒星形成历史的恒星星族。然而，他们的研究主要基于简单恒星星族（SSP）的原理。因此，检验SSP模型的有效性至关重要。目标。本研究旨在实证检验SSP模型的有效性。这是通过比较SSP模型对空间分辨年轻恒星星族的观测，在确定其物理性质，即年龄和金属丰度。方法.利用银河系中一个年轻星团NGC 3603的积分场谱研究了该星团作为分辨和未分辨恒星星族的性质。用H $α$等效宽度作为年龄指标，用强发射线的比率来推断金属丰度，对未分辨的恒星星族进行了分析。此外，使用STARLIGHT的光谱能量分布（SED）拟合用于从积分光谱推断这些特性。独立地，解析的恒星星族分析使用的颜色星等图（CMD）的年龄和金属丰度的测定。由于SSP模型代表的是未分辨的恒星星族，因此，我们检验了由此得到的年龄和金属丰度与由分辨恒星得到的结果是否一致。结果NGC 3603的年龄和金属丰度的估计来自综合光谱被证实是在那些来自CMD的解决恒星星族，包括在文献中发现的其他估计的范围内。初步研究的结果支持SSP模型研究未分辨年轻恒星星族的可靠性。
2016-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The Stellar Populations of Two Ultra-Diffuse Galaxies from Optical and Near-infrared Photometry
利用近红外光谱能量分布（SED）拟合方法研究了两个超漫射星系（UDG）的恒星星族的观测约束。我们的分析通过新的$Spitzer$ -IRAC 3.6 $μ$ m和4.5 $μ$ m成像、存档光学成像和Prospector全贝叶斯SED拟合框架实现。我们的样本包含一个场UDG（DGSAT I）、一个室女星系团UDG（VCC 1287）和一个用于比较的室女星系团矮椭圆星系团（VCC 1122）。我们发现，这三个星系的光学-近红外颜色是显着不同的。我们推断，VCC 1287有一个旧的（$\gtrsim7.7$陀螺仪）和令人惊讶的金属贫乏（$[Z/Z_{\odot}]\lesssim-1.0$）恒星星族，即使在边缘化的弥漫星际尘埃的不确定性。相比之下，UDG DGSAT I显示出比室女座UDG更年轻的证据，具有延长的恒星形成历史和向后延伸到$\sim3$ Gyr的年龄。DGSAT I的恒星金属丰度低于太阳，但高于室女座UDG，具有$[Z/Z_{\odot}]=-0.63^{+0.35}_{-0.62}$ ;在完全零弥漫星际尘埃的情况下，DGSAT I甚至可能具有太阳金属丰度。随着VCC 1287和几个后发座UDG，一个一般的图片正在出现的集群UDG可能是“失败”的星系，但该领域的UDG DGSAT I似乎更符合恒星反馈引起的膨胀的情况。在未来，我们的方法可以应用于一个大的和多样化的UDG的…
2018-03-14 astro-ph.GA
The stellar populations of quiescent ultra-diffuse galaxies from optical to mid-infrared spectral energy distribution fitting
利用光谱能量分布（SED）拟合方法对29个不同环境的静止超漫射星系（UDG）的恒星星族性质进行了约束。我们使用完全贝叶斯常规PROSPECTOR加上档案数据的光学，近，和中红外斯皮策和智慧的假设下呈指数下降的恒星形成的历史。我们恢复恒星质量，年龄，金属丰度，尘埃含量，恒星形成的时间尺度和光度红移（photo-zs）的UDG研究。利用中红外数据，我们探测了UDG中尘埃的存在。虽然它的存在不能被证实，我们发现，包括少量的尘埃模型带来的恒星星族更接近光谱报告。此外，我们拟合了所有星系的红移。我们发现一个高精度的恢复photo-z相比，光谱，使我们能够提供新的photo-z估计三个领域的UDG未知的距离。我们发现的恒星星族依赖于环境的证据，静态场UDG系统比他们的集群同行年轻。最后，我们发现所有的UDG低于正常矮星系的质量-金属丰度关系。特别是，球状星团（GC）贫乏的UDG始终比富含GC的UDG更富含金属，这表明GC贫乏的UDG可能是膨胀的矮星，而大多数GC丰富的UDG更好地解释了失败的星系场景。作为一个副产品，我们表明，在我们的样本，NGC 1052-DF 2和NGC 1052-DF 4，共享相同的恒星星族属性，年龄与8 Gyr一致。这一发现支持星系一起形成的形成场景。
2022-10-21 astro-ph.GA
Dissecting stellar populations with manifold learning I. Validation of the method on a synthetic Milky Way-like galaxy
本文提出用流形学习在最小假设下区分恒星族群，并在基于FIRE-2模拟的类Gaia DR3合成红巨星样本上验证，证明其能有效降维并区分族群。
2025-01-28 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Stellar populations of galaxies in the ALHAMBRA survey up to $z \sim 1$. I. MUFFIT: A Multi-Filter Fitting code for stellar population diagnostics
我们提出了MUFFIT，一个新的通用代码优化检索的主要恒星星族参数的星系光度多过滤器调查，我们检查它的可靠性和可行性与真正的星系数据从ALHAMBRA调查。利用误差加权$χ^2$检验，将星系的多重滤波通量与两个不同红移和折射率的单星族混合物的合成测光进行比较，通过Monte Carlo方法给出了最可能的恒星星族参数（主要是年龄和金属丰度）、折射率、红移和恒星质量的范围。为了提高诊断的可靠性，MUFFIT识别并从分析中删除那些受发射谱线显著影响的谱带。我们强调，检索的年龄-金属丰度轨迹的样本$z \le 0.22$早型星系在ALHAMBRA在不同的恒星质量箱是非常好的协议，从SDSS光谱诊断。此外，一对一的比较红移，年龄，金属丰度和恒星质量的SDSS光谱和MUFFIT的ALHAMBRA显示良好的定性协议的所有参数。此外，MUFFIT使用光度红移编码的结果作为输入，通过$\sim 10$ - $20\%$提高了光度红移的精度，它还探测星系中的星云发射，提供有关其强度的物理信息。我们的研究结果表明，多过滤星系数据进行可靠的恒星星族的研究与适当的分析技术，如MUFFIT的潜力。
2015-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Stellar populations of bulges at low redshift
这一章总结了我们目前对球状体的恒星星族性质的理解，并概述了未来重要的研究方向。
2015-03-27 astro-ph.GA
On the Stellar Populations of Galaxies at z=9-11: The Growth of Metals and Stellar Mass at Early Times
本文对$z=9-11$的11个亮（$H<26.6$）星系（其中三个星系已被光谱学证实）进行了详细的星族分析，以限制早期星系的化学富集和恒星质量的增长。我们使用灵活的贝叶斯光谱能量分布（SED）的拟合代码勘探与一系列的恒星形成的历史（SFHs），灵活的尘埃衰减规律和自洽的建模发射线。这种方法使我们能够评估不同的先验如何影响我们的结果，以及我们如何能够打破尘埃衰减，恒星年龄，金属丰度和发射线之间的简并性，使用的数据只探测静止帧紫外光波长。我们测量了相对大质量的恒星形成星系（$9<\log(M_{\star}/M_{\odot})<10$）的中位观测紫外光谱斜率$β=-1.87_{-0.43}^{+0.35}$，这与在这些恒星质量下从$z=4$到$z=9-10$没有变化一致，意味着快速富集。我们的SED拟合结果与具有次线性斜率的恒星形成主序列（$0.7\pm0.2$）和$3-10~\mathrm{Gyr}^{-1}$的特定恒星形成率一致。然而，恒星年龄和SFH的约束不太好。使用不同的SFH先验，我们不能区分$\sim50-150$ Myr的中值质量加权年龄，其对应于在$z\sim9$处的$z_{50}\sim10-12$的50\%形成红移，并且是这些系统的动力学时标的顺序。重要的是，具有不同SFH先验的模型能够同样很好地拟合数据。我们的结论是，目前的观测数据不能严格约束这些$z=9-11…
2022-04-08 astro-ph.GA
Yonsei evolutionary population synthesis (YEPS). II. Spectro-photometric evolution of helium-enhanced stellar populations
银河系球状星团中多个恒星星族的发现激发了氦增强恒星星族的各种后续研究。本文提出了具有不同初始氦丰度（$Y_{\rm ini}$）的简单恒星星族（SSP）分光光度演化的演化星族合成模型。我们发现，$Y_{\rm ini}$带来{戏剧性}的变化，在光谱光度特性的SSP。与正常氦SSP一样，氦增强SSP的综合分光光度演化也取决于给定$Y_{\rm ini}$的金属丰度和年龄。{We讨论氦增强种群与银河系GC中发现的第二代种群的关系的含义和前景。所有型号均可在\url{http://web.yonsei.ac.kr/cosmic/data/YEPS.htm}上购买。
2017-06-16 astro-ph.GA
Synthesizing Stellar Populations in South Pole Telescope Galaxy Clusters: I. Ages of Quiescent Member Galaxies at 0.3 < z < 1.4
使用恒星星族合成模型来推断恒星形成的历史（SFHS），我们分析了光度和光谱的一个大样本的静态星系的成员Sunyaev Zel 'dovich（SZ）选择的星系团在很宽的红移。我们使用静止标架光谱和基于Python的Prospector框架计算了837个0.3 < z < 1.4的静止星团成员的恒星质量和质量加权年龄，这些星团来自SPT-GMOS光谱巡天中的61个星团（0.3 < z < 0.9）和SPT Hi-z星团样本中的3个星团（1.25 < z < 1.4）。我们分析光谱的子群分为箱的红移，恒星质量，集群质量，和速度半径相空间位置，以及通过创建复合光谱的静止成员星系。我们发现，在我们的数据集样本的SFH的多样性，与中值形成红移（对应的回望时间从观测到的红移时，一个星系的形式，其质量的50%，t $_{50}$）的$z=2.8\pm0.5$，这是类似的或略高于大规模的静态场和星系团的研究。我们还报告了完整样本的年龄中位数-恒星质量关系（宇宙年龄在$t_{50}$（Gyr）= $2.52 (\pm0.04) - 1.66 (\pm0.11)$ log $_{10}(M/10^{11} M\odot))$），并恢复了恒星质量的缩小趋势;我们发现，在我们的集群样本中的大质量星系形成聚合$\sim0.75$ Gyr早于低质量星系。我们还发现，在高红移的年龄-质量关系稍微陡峭，并报告了一…
2022-02-11 astro-ph.GA
Low-mass bursty galaxies in JADES efficiently produce ionising photons and could represent the main drivers of reionisation
本研究基于JADES Deep的677个z≈4–9星系，利用NIRCam发射线和Prospector拟合估算ξion，发现低质量爆发星系高效产生电离光子，可能是宇宙再电离的主要驱动者。
2023-10-02 astro-ph.GA
Stellar populations of galaxies in the ALHAMBRA survey up to $z \sim 1$. IV. Properties of quiescent galaxies on the stellar mass$-$size plane
我们进行了一个全面的研究，作为一个功能的大小和恒星质量的静态星系的恒星人口属性约束的物理机制，恒星质量大会和可能的演化的情况下，解释其大小的增长。在通过尘埃校正的恒星质量$-$色图从ALHAMBRA巡天中选择所有的静止星系后，我们建立了一个来自HST的具有可靠大小的$\sim850$静止星系的共享样本。恒星的人口属性检索使用SED拟合代码MUFFIT与各种组合的恒星人口模型。通过蒙特卡罗方法，在恒星质量$-$尺寸平面上研究了年龄、形成时代、金属丰度和灭绝与尺寸的函数关系。这解释了恒星人口属性之间的不确定性和简并效应。自$z\sim1$以来，静止星系的恒星布居特性与它们的恒星质量和大小是相关的。在固定的恒星质量下，静止星系越紧凑，它就越古老，金属含量也越丰富（分别是$1$ Gyr和$0.1$ dex）。此外，在相同的恒星质量（$<0.1$等）下，更紧凑的星系可能会比更扩展的星系呈现出稍低的折射率。通过研究恒星质量$-$尺寸平面上恒星布居特性的恒定区域，得到了控制恒星质量集合体形式为$M_\star \propto r_\mathrm{c}^α$的物理机制的经验关系式，其中$α$相当于$0.50-0.55 \pm 0.09$ .有迹象表明，支持的想法，速度色散是密切相关的恒星的星系内容。因此，驱动恒星星族演化的机制可以部分地与星系的动力学特性以及它们的引力势联系起来。
2019-10-03 astro-ph.GA
Modeling Tracers of Young Stellar Population Age in Star-Forming Galaxies
恒星形成星系的年轻恒星星族是驱动其辐射特性的主要引擎。因此，星系最年轻一代恒星的年龄对于详细了解其恒星形成历史，恒星内容和演化状态至关重要。在这里，我们提出了预测的等效宽度的H-β，H-α，和Br-γ复合线作为恒星星族年龄的函数。的等效宽度产生的最新一代的恒星演化轨迹和Starburst 99恒星星族合成代码，是第一个充分考虑的合成恒星星族产生的星云发射和连续吸收的综合效应。我们的模型恒星星族网格包括六种金属丰度（0.001 < Z < 0.04），两种恒星形成历史处理（10^6 Mo的瞬时爆发和1 Mo/年的连续恒星形成速率），以及两种不同的初始旋转速率处理（v_rot = 0.0 v_crit和0.4 v_crit）。我们还研究了不同的初始质量函数的影响。考虑到星系金属丰度的限制，我们预测的等效宽度可以应用于恒星形成星系的观测，以近似其年轻恒星星族的年龄。
2013-11-05 astro-ph.GA
Fitting Formulae for the Effects of Binary Interactions on Lick Indices and Colours of Stellar Populations
超过50%的恒星是双星，但大多数恒星星族研究采用单星恒星星族（ssSSP）模型，没有考虑双星的相互作用。事实上，ssSSP的综合特性不同于具有双星相互作用的恒星星族（bsSSP）。因此，有必要详细研究二元互作对群体Lick指数和颜色的影响。我们显示了一些公式计算之间的差异舔指数和颜色的bsSSPs，和ssSSPs。研究了25个Lick指数和12种颜色。这些结果可方便地用于计算双星相互作用对恒星星族研究的影响，以及在现有ssSSP模型中加入双星相互作用的影响。本文的电气数据和fortran程序可向作者索取。
2013-06-30 astro-ph.GA
A panchromatic spatially resolved study of the inner 500 pc of NGC 1052 - I: Stellar population
我们绘制了椭圆星系NGC 1052内部320 $\times$ 535 pc $^2$的光学和近红外（NIR）恒星星族特性。分别使用GMOS仪器和NIFS的Gemini积分场单元获得光学和NIR光谱。通过在光学单独进行恒星的人口合成，我们发现，该地区的星系是占主导地位的老（t $>$ 10 Gyr）恒星星族。使用近红外光谱，我们发现核心是由老恒星星族占主导地位，并与年轻（$\sim$ 2.5 Gyr）的恒星环。我们还结合了光学和近红外数据管，并进行了全色空间分辨的恒星种群合成，这导致了主导地位的老恒星星族，与光学结果一致。我们认为，光学和近红外数据相结合的技术可能是有用的，以隔离恒星星族年龄的贡献与强近红外吸收带。我们还推导了恒星的运动学，发现恒星的运动是由一个高的（$\sim$ 240公里$\cdot$ s $^{-1}$）的速度分散在核，与恒星也围绕中心旋转。最后，我们测量了吸收带，无论是在光学和近红外光谱，并发现其等效宽度的核下降。对这种下降的有利解释是来自低光度活动星系核的无特征连续辐射。
2018-11-07 astro-ph.GA
Stellar Populations and the Star Formation Histories of LSB Galaxies: III. Stellar Population Models
设计了一系列星族模型来研究富气体低表面亮度星系的恒星形成历史。LSB星系的独特之处在于具有非常蓝的颜色，低H $α$发射和高气体分数的特性，这表明恒星形成的历史是恒定的（相对于大多数螺旋和不规则星的恒星形成模型）。该模型模拟使用一个不断发展的多金属丰度复合人口，遵循化学富集计划的基础上银河系的观测。颜色和时间敏感的恒星演化分量（即，BHB，TP-AGB和蓝色离散星），模型的颜色扩展到斯皮策波长范围内的新的观察比较。一般来说，LSB星系很好地匹配了恒定的恒星形成场景，颜色的变化可以通过在过去的0.5 Gyrs（即，弱爆发）。早期型螺旋，从S $^4$ G样本，是更好地符合下降的恒星形成模型，恒星形成减少了40%，在过去的12个Gyrs。
2014-07-25 astro-ph.GA
The TYPHOON stellar population synthesis survey: I. The young stellar population of the Great Barred Spiral NGC 1365
本研究利用TYPHOON长缝光谱与恒星族群合成，绘制NGC 1365恒星年龄、金属丰度及消光分布，揭示其外盘由内向外增长，并解释中心年轻族群金属丰度骤降。
2023-11-02 astro-ph.GA
Applications of Stellar Population Synthesis in the Distant Universe
与人造星系模型的比较是必不可少的翻译不完整和低信噪比的数据，我们可以获得天体物理学的恒星星族的物理解释，描述他们的组成，物理性质，历史和内部条件。特别是对于遥远的星系来说，这是真实的，它们未被解析的光嵌入了它们的形成和演化的线索，以及它们对更广泛的环境的影响。恒星星族综合模型现在被用作所有红移分析的基础，但并非没有问题。在这里，我们回顾了恒星星族合成模型的使用，重点是在遥远的宇宙中的应用。
2020-05-04 astro-ph.GA
Recurrent gas accretion by massive star clusters, multiple stellar populations and mass thresholds for spherical stellar systems
我们探讨了引力的压力支持恒星系统的气体环境的内部密度分布的影响。我们的结论是，质量>= 10^6 M_sun的致密大质量星团作为云凝聚核，能够从温暖的星际介质中循环地吸积气体，这可能导致进一步的恒星形成事件，并解释了最大质量的球状星团和核星团中的多个恒星星族。同样的分析论点可以用来决定一个任意的球形恒星系统是否能够保持温暖或热的星际物质。这些质量阈值与不同形态类型的压力支持星系之间的过渡质量相吻合。
2009-04-28 astro-ph.GA
The nuclear star cluster and nuclear stellar disc of the Milky Way: Different stellar population and star formation history
银河系的核恒星盘（NSD）和核星团（NSC）是银河系中心的主要特征。然而，它们的观测受到极端源拥挤和高灭绝的阻碍。因此，它们之间的关系和形成情景还不完全清楚。我们的目标是检测从NSC和NSD沿视线到NSC的恒星星族，并评估它们是否有不同的恒星星族和恒星形成历史。我们分析了以NSC为中心的$8.2'\times2.8'$区域的$K_s$与$H-K_s$的色星等图，并探测到了两个具有不同折射率的不同恒星群。我们研究了它们的红色团块，以找到与每个恒星星族相关的特征。我们得到这两组恒星分别对应于NSD和NSC，并发现它们具有显著不同的恒星星族和恒星形成历史。我们检测到一个双红色团块的NSD人口，与以前的工作一致，而NSC提出了一个更复杂的结构，很好地拟合三个高斯特征。我们制作了消光图来分析探测到的恒星群之间的消光变化。我们发现，高消光层在较小的尺度（弧秒）上变化，并且在两个消光层之间存在$A_{K_s}\sim0.6$ \，mag的差异。最后，我们得到了每个恒星星族的距离与银河系中心距离是相容的，并发现了NSD恒星（$\sim360\pm200$ \，pc）的距离略近的一些证据。
2021-07-27 astro-ph.GA
On the Simultaneous Modelling of Dust and Stellar Populations for Interpretation of Galaxy Properties
星系的物理性质被编码在其光谱能量分布中，需要与模型进行比较才能提取。这些模型必须包含一个合成的恒星星族，并且在使用红外数据的情况下，还考虑尘埃的能量再加工和再发射的处方。虽然已经建立了许多这样的模型，但很少有分析恒星星族模型选择对导出的尘埃参数的影响，反之亦然。在这里，我们应用一个简单的框架来比较这些选择的影响，结合三个常用的恒星星族合成模型和三个尘埃排放模型。我们比较适合远红外光谱能量分布的验证样本的红外发光星系。我们发现，包括不同的物理，如二进制恒星演化，在恒星合成模型中可以引入偏差和不确定性的尘埃和恒星发射模型的推导参数，主要是由于远紫外线发射的差异可用于后处理。这可能有助于调和宇宙恒星形成速率和恒星质量密度历史之间的差异。值得注意的是，在尘埃辐射模型中包含的尘埃恒星诞生云成分提供了更大的灵活性，以适应恒星星族模型，因为它的再辐射是高度敏感的紫外辐射场的光谱和密度。二进制人口有利于更长的出生云消散时间尺度比发现时，假设只有单星人口合成。
2022-06-13 astro-ph.GA
Stellar populations in the Galactic Bulge (review)
直到最近，我们对银河系膨胀区恒星星族的了解都是基于对几个低消光窗口的研究。大规模的光度和光谱测量正在进行中，以绘制大面积的凸起。他们探测了几个复杂的结构，这些结构仍然有待充分表征，以及它们与内盘、厚盘和内晕的联系。我将回顾我们目前迅速增长的关于核球恒星星族的知识，以及对盖亚时代的新认识，以解开银河系内部区域的形成历史。
2012-10-08 astro-ph.GA
Stochastic 2-D galaxy disk evolution models. Resolved stellar populations in the galaxy M33
我们通过引入来自星系的富集气体流出和恒星星族的合成色星等图改进了随机2-D星系盘模型（Mineikis & Vansevičius 2014 a）。为了测试模型，我们使用HST/ACS恒星测光数据在四个领域位于沿星系M33的主轴（威廉姆斯等人，2009年），并证明了潜在的模型，以获得2-D恒星形成历史的解决盘星系。
2015-09-02 astro-ph.GA
Interaction effects on galaxy pairs with GeminiGMOS-III: Stellar population synthesis
我们提出了一个观测研究的相互作用对恒星星族的样本中的星系对的影响。在3440 - 7300 nm波长范围内的长缝光谱获得的双子座多目标摄谱仪（GMOS）在双子座南部的15个星系在9个紧密的对。利用恒星星族综合程序STARLIGHT计算了恒星星族贡献的空间分布。考虑到对发射光的不同贡献，我们发现我们样本中的大多数星系都是由年轻/中间恒星星族主导的。这一结果不同于孤立星系的老恒星星族占主导地位的光盘表面亮度。我们解释这种不同的行为是由于气体流入沿磁盘上的恒星形成的相互作用的星系在一个时间尺度的顺序约2Gyr的影响。我们还发现，在一般情况下，次级星系对年轻恒星星族的贡献比主星系高。我们比较了由合成方法得到的恒星和星云折射率的估计值与H α/H \b{eta}发射线比，发现星云折射率系统地高于恒星折射率约2倍。我们没有发现星云和恒星金属丰度之间有任何相关性。我们既没有发现恒星的金属丰度和年龄之间的相关性，而星云的金属丰度和恒星年龄之间的正相关性，与老的地区是最丰富的金属。
2017-01-24 astro-ph.GA
Beyond UVJ: More Efficient Selection of Quiescent Galaxies With UV / Mid-IR Fluxes
UVJ色-色图是一种流行而有效的方法，通过静止坐标系$U-V$与$V-J$的颜色来区分静止星系和恒星形成星系。在这里，我们探索这个颜色的颜色空间的信息内容使用贝叶斯推断机器勘探。我们将相同的物理模型拟合到两个数据集：（i）单独的UVJ通量，以及（ii）来自3D-HST调查的完整UV-MIR（MIR）宽带SED。值得注意的是，该模型使用非参数SFHS和灵活的灰尘衰减曲线，这两者都有可能“打破”UVJ颜色空间中观察到的典型相关性。相反，这些拟合证实了UVJ颜色和观测到的星系属性之间的观测趋势，包括特定的恒星形成率（sSFR），尘埃衰减，恒星年龄和恒星金属丰度。他们还证明，UVJ颜色本身并不能限制恒星年龄或金属丰度; UVJ图中观察到的趋势是由星系标度关系驱动的，因此将随着宇宙学时间而演变。我们还表明，UVJ颜色“饱和”低于$\log(\mathrm{sSFR/yr}^{-1})\lesssim -10.5$，即改变sSFR不再产生实质性的变化，在UVJ颜色。我们表明，远紫外线和/或MIR通量继续与sSFR低sSFR相关，并可用于彩色图，以有效地针对正在进行的恒星形成水平低得多的星系。我们在这些新的颜色-颜色空间中提供选择标准作为所需样本sSFR的函数。
2019-07-15 astro-ph.GA
Integrated spectral energy distributions of binary star composite stellar populations
本文介绍了早型星系中双星复合恒星星族（bsCSP）的理论积分谱能量分布（SED），以及如何将bsCSP模型用于星系的谱研究。所有bsCSP都是基于三个可调输入（金属丰度、旧组件和新组件的年龄）构建的。考虑了双星相互作用和恒星星族混合的影响。结果显示，bsCSP自然地具有一些UV上转SED。三个恒星星族参数对bsCSPs的SED都有明显的影响，且三个参数的影响是简并的。这表明，在对早型星系的SED研究中，应该考虑金属丰度的影响，以及恒星星族中老（主要是恒星质量）和年轻（次要）组分的年龄。本文还研究了不同波长的SED对恒星星族模型输入的敏感性。结果表明，紫外SED对所有三个恒星星族参数都敏感，而不仅仅是对恒星年龄敏感。根据一些SED特征，发现了一些对bsCSP的金属丰度、年龄、老组分年龄相对敏感的特殊波长范围。例如，波长范围为5110- 5250 AA、5250- 5310 AA、5310- 5350 AA、5830- 5970 AA、20950- 23550 AA的SED形状对bsCSP的恒星金属丰度相对敏感。在965- 985 AA、1005- 1055 AA、1205- 1245 AA波长范围内的SED形状对老组分年龄敏感，而在2185- 2245 AA、2455- 2505 AA、2505- 2555 AA、2775- 2825 AA、2825- 2875 AA波长范围内的SE…
2012-07-08 astro-ph.GA
Spatially-resolved Stellar Population Properties of the M 51-NGC 5195 System from Multi-wavelength Photometric Data
利用M 51及其伴星NGC 5195从紫外到可见光和红外的多波段光度图像，我们利用恒星星族合成模型研究了这个相互作用系统的空间分辨恒星星族性质.观测到的IRX被用来约束尘埃消光。恒星质量也是从模型拟合中推断出来的。通过拟合观测到的光谱能量分布（SED）与合成的，我们得到的恒星年龄，金属丰度，尘埃消光和恒星质量的二维分布。在M51中，两个设计宏伟的旋臂从隆起处延伸出来，显示出年轻的年龄，丰富的金属含量和丰富的尘埃。臂间区域充满了年龄更大、金属含量更低、尘埃更少的恒星星族。除了从M 51延伸到NGC 5195的旋臂外，NGC 5195的恒星星族性质相当没有特色。NGC 5195比M 51老得多，它的核心非常尘埃，$A_V$高达1.67等，恒星质量表面密度很高。近距离的碰撞可能会将M51旋臂中的尘埃带入NGC 5195的中心。
2020-07-15 astro-ph.GA
Theory of multiple-stellar population synthesis in a non-Hamiltonian setting
我们的目标是调查之间存在的联系的密度配置文件的恒星人口用来定义一个引力约束恒星系统和他们的恒星形成的历史：我们这样做，通过开发一个通用的框架，占经典的恒星星族理论和经典的恒星动力学。我们将Pasetto等人（2012）关于单个复合恒星星族（CSP）的工作扩展到多个CSP，包括CSP概念的相空间描述。在这个框架中，我们使用分布函数的概念来定义CSP的质量，金属丰度，和相空间中的一个合适的空间的存在$\mathbb{E}$的CSP。引入$\mathbb{E}$叶理的概念，将CSP形式化地描述为不相交的简单星族（SSP）之和，旨在为恒星星族理论和恒星动力学理论的方程组的建立提供一个更一般的形式化背景.在这样做时，我们允许CSP的耗散过程的对象，从而发展其动力学在一个一般的非哈密顿框架。此外，我们调查的必要条件和充分条件，以实现多个CSP符合其质量金属丰度和相空间分布函数在其时间演化，为无碰撞CSP。最后，分析和数值算例表明了所得结果的潜力。
2018-07-18 astro-ph.GA
From the inner Milky Way to Local Volume galaxies: resolved stellar populations with ELT-HARMONI
我们讨论的预测性能的HARMONI摄谱仪和ELT的背景下，两个具体的科学案例：解决本地体积星系和银河系考古学在稠密的环境中的恒星星族。我们使用HSIM软件制作并分析了一组模拟数据立方体，模拟了巨大椭圆星系半人马座A和银河系核凸起的观测结果。我们使用我们的结果来证明仪器在大量恒星中执行恒星吸收线光谱的能力，这将使我们能够研究这些高密度区域的详细运动学和恒星星族特征
2018-10-10 astro-ph.GA
Yonsei Evolutionary Population Synthesis (YEPS) Model. I. Spectroscopic Evolution of Simple Stellar Populations
我们提出了一系列的论文，2012年版本的延世进化人口合成（YEPS）模型，这是建立在超过20年的遗产。这第一篇论文描绘了光谱方面的综合光从恒星星族年龄超过1 Gyr。标准YEPS基于最新的Yonsei-Yale恒星演化径迹和BaSel 3.1通量库，提供了Lick/IDS系统的吸收线指数和简单恒星星族的高阶Balmer谱线，它们是恒星参数（如金属丰度、年龄和α元素混合）的函数。特别注意已采取纳入系统的贡献，从水平分支的恒星，改变了温度敏感的巴耳末线显着，导致高达5陀螺差异的年龄估计的老，金属贫恒星星族。我们还发现，水平分支不仅对巴耳末线，而且对包括镁指数在内的金属敏感线产生了明显的影响。这对于解释大质量星系中球状星团指数分布中有趣的双峰现象以及从各种指数中精确推导光谱金属丰度是至关重要的。目前可在http://web.yonsei.ac.kr/cosmic/data/YEPS.htm下载整个参数空间的光谱和光度YEPS模型数据的完整集合
2012-10-25 astro-ph.GA
Recovering stellar population parameters via different population models and stellar libraries
生成简单的恒星星族（SSP）库需要三种基本成分，即，初始质量函数（IMF）、恒星演化模型/等时线和经验/理论恒星光谱库。但是，这些成分的确定和理解仍然存在一些不确定性。我们使用两种不同的恒星星族模型、两种不同的经验恒星库、两种不同的等时线以及Salpeter和Chabrier IMF进行光谱拟合，以测试这些不确定性之间的相对参数偏移。基于这些设置，我们选择了Galaxev/STELIB和Vazdekis/MILES模型生成的五个SSP库，并将它们应用于MaNGA和模拟光谱的pPXF全光谱拟合。我们发现：1）与Galaxev/STELIB模型相比，Vazdekis/MILES模型对富金属（特别是太阳上）光谱的拟合质量有显著改善，从而得到更好的约化$χ^2$分布和更精确的吸收线拟合。这可能是由于经验STELIB库中缺乏富含金属的恒星，或者Vazdekis模型的代码改进。2)当应用Vazdekis/MILES模型进行光谱拟合时，IMF的变化不仅会导致$M_*/L_r$的系统性偏移，而且会导致年龄和金属丰度的偏移，这些偏移随着恒星星族年龄的增加而增加。然而，IMF变化引起的金属丰度偏移消失的情况下，Galaxev/STELIB库。3)Padova 2000模型在[M/H] $_L<-1.0$处提供了与MaNGA星系光谱更好的匹配，而BaSTI模型在[M/H] $_L>-1.0$处更好地匹配…
2019-02-11 astro-ph.GA
Effects of binary stellar populations on direct collapse black hole formation
直接坍缩黑洞（DCBH）形成所需的临界Lyman-Werner通量（J $_{crit}$）取决于辐射光谱能量分布（SED）的形状。到目前为止，使用的SED已经代表了{现实}单个恒星星族。我们研究了双星恒星星族对DCBH形成的影响，这是由于它们对Lyman-Werner辐射场的贡献。虽然年龄$>$ 10百万年的二进制人口产生较大的LW光子输出，我们发现，相应的值J $_{crit}$可以高达100倍高于单恒星星族。我们把这归因于二进制的SED的形状，因为它们产生的H $^-$ photodetaching 0.76 eV的光子相比，单恒星星族的亚临界速率，重申的作用，H $^-$在DCBH形成中发挥。这进一步证实了这样的想法，即DCBH的形成是更好地理解在H $_2$-H $^-$光-破坏率参数空间中的一个关键区域，而不是一个单一的LW通量值。
2017-04-24 astro-ph.GA
Being WISE I: Validating Stellar Population Models and M/L ratios at 3.4 and 4.6 microns
利用来自WISE任务的数据，我们测量了金属丰度范围为-2.2 < [Fe/H]（dex）< 0.3的各种无尘恒星系统（球状星团、矮星系和巨早型星系）的近红外（NIR）测光。这极大地增加了样品的大小，并扩大了金属度制度，其中3.4（W1）和4.6微米（W2）测光的恒星星族已被检查。我们发现中老（> 2 Gyr）恒星星族的W1 - W2色对恒星星族的年龄不敏感，但W1 - W2色随着金属丰度的增加而变蓝，这一趋势在大多数恒星星族合成（SPS）模型中不能很好地再现.与以前的研究一样，我们将这种行为归因于位于4.6微米带通的CO吸收特征的强度增加。在使用我们的样本来验证一些SPS模型的有效性后，我们使用这些模型来推导W1和W2波段的恒星质光比。利用观测数据的SAURON和ATLAS 3D调查，我们证明，这些波段提供了非常简单，但强大的恒星质量示踪剂的无尘老年恒星星族，是免费的光学估计之间的许多共同的不确定性。
2014-07-22 astro-ph.GA
Stellar populations of stellar halos: Results from the Illustris simulation
大合并和小合并的影响预计将显着影响星系外围的恒星年龄和金属丰度梯度。对观测到的梯度的测量开始达到星系的大半径，但将这些发现与星系形成的图像联系起来的理论框架仍处于起步阶段。我们分析了恒星星族的统计代表性样本的静止星系在一个广泛的质量范围内的Illustris模拟。我们测量的金属丰度和年龄分布在恒星质量从$10^{10}$到$10^{12} M_\odot$的静止的Illustris星系的恒星晕，占观测投影和亮度加权效应。我们发现，在类似质量的星系之间的恒星星族梯度的变化很大，典型的梯度与观测到的星系。我们发现，在固定的质量，恒星出生在星系内原位的分数与晕中的金属丰度梯度，确认恒星晕包含独特的信息的星系的建立和合并的历史。
2015-09-16 astro-ph.GA
Connection between dynamically derived IMF normalisation and stellar populations
在这个贡献的演讲中，我提出了最近的结果之间的联系恒星星族属性和标准化的恒星初始质量函数（IMF）使用恒星动力学测量，基于大样本的260个早期类型的星系观测的一部分，的EAS3D项目。这种措施的国际货币基金组织正常化被发现不均匀的年龄和金属敏感的吸收线强度。应用单颗恒星星族模型，IMF随年龄和丰度比的变化趋势很弱，但可以测量。考虑到恒星星族参数对速度弥散的依赖性，有效地消除了这些趋势，但随后引入了金属丰度的趋势，例如“重”IMF有利于较低的金属丰度。这些相关性比以前直接探测低质量恒星的研究所发现的要弱，这表明测量IMF的不同方法之间存在一定程度的紧张关系。解决这些差异将是今后工作的重点。
2015-01-16 astro-ph.GA
Stellar Populations in the Outer Disk and Halo of the Spiral Galaxy M101
我们使用哈勃太空望远镜在附近的螺旋M101的外围成像来研究星系外盘和晕中的恒星星族。我们的ACS场距离M101中心17.6弧分（36千秒差距），目标是M101外盘的蓝色“NE羽”，而平行的WFC 3场距离23.3弧分（47千秒差距），以采样星系的恒星晕。WFC 3晕场显示出一个定义明确的红巨星分支，其特征是金属丰度低（[M/H]=-1.7 $\pm$ 0.2），没有年轻恒星星族的证据。相比之下，ACS的星盘区域显示了多个恒星星族，包括一个年轻的主序星、蓝色和红色的氦燃烧星，以及古老的RGB和AGB星族。这些盘星的平均金属丰度相当低：RGB星群的[M/H]=-1.3 $\pm$ 0.2，而较年轻的氦燃烧序列的[M/H]=-1.15 $\pm$ 0.2。特别令人感兴趣的是沿着BHeB序列的恒星群，这表明了一个不断发展的大质量年轻恒星群。我们表明，在这个领域的年轻恒星星族是很好的描述了一个衰减爆发的恒星形成达到高峰约3亿至4亿年前，随着更长的恒星形成历史，以产生较老的RGB和AGB人口。这些结果证实和扩展了我们以前的深表面测光的M101的外盘的结果，提供了一个重要的交叉检查恒星人口研究使用解决恒星星族与集成光测光。我们讨论了我们的研究结果的背景下，晕形成模型和相互作用的历史M101和它的同伴。
2018-06-18 astro-ph.GA
Spectroscopic evidence of Multiple Stellar Populations in Globular Clusters
银河系的球状星团不是简单的恒星星族。在他们的研究中没有什么是简单的，基本上是因为我们试图通过观察z=0的物体，在哈勃时间之后，重建发生在红移z > 2-3的事件链。幸运的是，光谱学提供了一个放大镜：恒星世代之间数十或数百万年的差异可以转化为丰度的差异，直到一个完整的dex。我将回顾由不同小组的共同努力而出现的复杂模式，重点是球状星团中多个种群的化学特征。
2016-11-15 astro-ph.GA
Ultraviolet-to-far-infra-red self-consistent analysis of the stellar populations of massive starburst galaxies at intermediate redshifts
详细研究了$0.7<z<1.2$上111个大质量（$\log(M_{\star}/\mathrm{M}_\odot) \ge 10)$）尘埃星暴（$SFR/SFR_\mathrm{MS}>2$）星系的恒星星族的性质。为此，我们使用自洽的方法，分析紫外到红外宽带观测的恒星光和尘埃再发射与能量平衡技术。我们发现，我们的星爆星系的排放可以被解释为最近的恒星形成插曲叠加在一个更进化的恒星人口。平均而言，爆发的年龄是$\sim 80$ Myr和它的衰减$\sim 2.4$马格。假设我们的星暴星系在一半的寿命，我们推断的持续时间的恒星爆发阶段的$\sim 160$ Myr。中等恒星质量和SFR为$\log(M_\star/\mathrm{M}_\odot)\sim 10.6$和$\sim220~\mathrm{M}_\odot~$ yr $^{-1}$。假设这个SFR和推断的星爆阶段的持续时间，在这个阶段增加的恒星质量对应于$\sim 40$ %，我们的样本的恒星质量中位数。星族年龄决定了我们星系在$M_{\star}-SFR$平面上的位置。位于MS最大距离的Galeries呈现较短的年龄。用我们的宽带数据无法精确地限制底层恒星种群的性质。我们还讨论了包括FIR数据和能量平衡技术在分析星爆星系的恒星星族的属性的影响。
2022-03-23 astro-ph.GA
Stellar populations of nine passive spiral galaxies from the CALIFA survey: are they progenitors of S0s?
我们研究了CALIFA巡天中被动旋涡星系的恒星星族性质。选取了9个NUV-r > 5且光谱中无或弱星云发射线的旋涡星系作为被动旋涡星系。我们的被动螺旋位于红移范围为0.001 < z < 0.021，恒星质量范围为10.2 < log（M_{\star} / M_{\odot}）< 10.8。在WISE IR色色图中，它们显然属于早期星系。我们分析了恒星星族的两个有效半径，使用最佳拟合模型的Lick/IDS系统中测量的吸收线强度指数。我们发现被动螺旋的恒星星族分布范围很广，甚至在它们的中心也是如此，而且它们之间几乎没有任何共同的趋势。我们比较了被动螺旋与在相同质量范围内选择的S 0。S 0在年龄、金属丰度和[a/Fe]方面覆盖了很宽的范围，被动螺旋的恒星星族包含在S 0属性的传播中。然而，被动螺旋的分布偏向于较高的金属丰度值，较低的[a/Fe]，和年轻的年龄在所有半径。这些结果表明，被动螺线可能与它们的恒星星族中的S 0有关。我们推测，S 0的恒星星族的多样性可能是由于S 0形成的不同演化途径造成的，被动螺旋可能是其中一个可能的途径。
2019-06-18 astro-ph.GA
Bonn Optimized Stellar Tracks (BoOST). Simulated Populations of Massive and Very Massive Stars for Astrophysical Applications
大质量和超大质量恒星可以通过喷射强烈的恒星风和能量爆炸现象在恒星星族中发挥重要作用。因此，必须在合成模型种群中适当考虑它们的行为。我们提出了9个网格的恒星演化模型序列，连同精细解决插值序列和合成人口，恒星9-500 Msun和金属丰度范围从银河系金属丰度下降到1/250 Zsun。恒星模型计算波恩进化代码一致的物理成分，并涵盖核心氢和核心氦燃烧阶段。插值和人口合成进行了我们新开发的例行'synStars'。八个网格代表缓慢旋转的大质量恒星，具有正常或经典的演化路径，而一个网格代表快速旋转，化学均匀演化的模型。网格包含恒星风特性的数据，如估计的风速和风的动能，以及常见的恒星参数，如质量、半径、表面温度、光度、质量损失率和34种同位素的表面丰度。我们还提供了氦和碳氧核心质量的估计，用于计算恒星残骸的质量。波恩优化恒星轨迹（BoOST）项目以简单的表格形式发布，其中包括恒星模型，内插轨迹和合成种群。BooST涵盖了迄今为止任何已发表的大质量恒星演化模型中最广泛的质量和金属丰度范围，是进一步科学应用的理想选择，例如在低和高红移星系中进行恒星形成研究。
2021-12-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Integrated Properties of AGB Stars in Unresolved Stellar Populations: Simple Stellar Populations and Star Clusters
AGB恒星的演化是出了名的复杂。AGB种群模型与观测到的恒星星族的对抗是详细研究单个恒星以努力收敛到可靠的进化理论的有用替代方案。我在这里审查的影响，星团的研究对AGB模型和AGB人口的合成，故意离开任何更复杂的恒星星族。在过去的10年里，尽管付出了很大努力，但中年人口所发出的光的预测的绝对不确定性并没有降低到令人满意的水平。观测样本的定义，以及在AGB属性的自然方差与小数统计的组合，主要负责这种情况。有希望的约束可能很快变得足够强大，由于大的无偏调查的星团，解决颜色星等图，和新的分析方法，可以解释集群中的AGB人口的随机性。
2010-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Role of Bulge Formation in the Homogenization of Stellar Populations at $z\sim2$ as revealed by Internal Color Dispersion in CANDELS
我们使用宇宙大会近红外深河外遗产调查的数据，研究如何在星系的恒星星族的空间变化与星系的形成在$1.5 < z < 3.5$。我们使用内部色散（ICD），测量之间的休息帧紫外和光学波段，这是敏感的年龄（和尘埃衰减）的恒星星族的变化。ICD显示了与恒星质量和星系形态的关系。高ICD证明了星系中恒星星族变化最大的星系具有盘主导的形态（具有Sérsic指数$< 2$），恒星质量在$10 < \mathrm{Log~M/ M_\odot}< 11$之间。当恒星质量和/或Sérsic指数增加时，ICD会显著减小。通过研究ICD和其他星系属性之间的关系，包括大小，总颜色，恒星形成率和尘埃衰减，我们得出结论，最大的变化发生在星系中的光从新的，高恒星形成的团块对比老恒星盘人口。只有在特定恒星质量范围（$10 < \mathrm{Log~M/ M_\odot} < 11$）的星系中，在形成一个大的球状体之前，这个阶段才会达到一个峰值。相比之下，在较高或较低的恒星质量，和/或更高的Sérsic指数（$n > 2$）的星系表现出降低ICD值，这意味着更大的均匀性，他们的恒星星族。这表明，如果一个星系既有一个静止的凸起，又有一个恒星形成盘，这是典型的哈勃序列星系，这是最常见的恒星质量$10 < \mathrm{Log~M/M_\odot} < 11$，当凸起部分保持相对较小（$n<2$）。
2015-03-02 astro-ph.GA
Reevaluating Old Stellar Populations
确定古老的恒星星族（年龄大于1 Gyr的恒星）的性质，长期以来都涉及到将它们的积分光（以测光或光谱指数的形式）与经验或合成模板进行比较。在这里，我们重新评估旧的恒星星族使用一套新的恒星星族合成模型，旨在纳入作为恒星质量和年龄的函数的二进制恒星演化途径的影响的属性。我们发现，单年龄的恒星星族模型，包括双星，以及新的恒星演化和大气模型，可以重现的颜色和光谱指数观察到的球状星团和静止星系。最好的拟合模型人口往往比那些来自旧的光谱合成模型，也可能位于略高的金属丰度。
2018-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Population of Short-duration Gamma-ray Bursts with Dwarf Host Galaxies
本研究利用Prospector-β模型分析11个暗弱短GRB宿主星系，发现其具有矮星系恒星质量且偏移量较小，表明中子星并合前身星多保留在宿主内，这为矮星系中的r过程富集提供了自然解释。
2023-10-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Stellar populations in star clusters
恒星星族包含了星团形成和演化的最重要信息。直到几十年前，星团还被认为是研究简单恒星星族（SSP）的理想实验室。然而，在银河系球状星团中发现多个恒星星族，扩展了我们对星团中恒星星族的认识。它们同时产生了许多争议，特别是关于年轻星团是否可能与老球状星团有相同的起源。此外，广泛的研究表明，SSP的情况似乎并不适用于一些中年和年轻的星团，从而使星团中多个恒星星族的起源更加复杂。许多星团中的恒星星族异常现象都有很好的记录，这意味着星团作为真正的SSP的概念面临着严重的挑战。在这篇综述中，我们主要关注大质量星团中不同年龄的恒星星族。我们介绍了这一活跃领域的研究历史和进展，以及一些最新的改进，包括观测结果和已提出的解释观测的场景。虽然我们目前的能力，以确定在星团中的多个恒星星族的起源是不能令人满意的，我们提出了一些有前途的项目，可能有助于显着提高对这个问题的理解。
2016-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Ages: A Code to Infer Properties of Stellar Populations
Florida State University（佛罗里达州立大学）；University of Washington（华盛顿大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）
Stellar Ages通过结合单个恒星和群体建模方法，推断恒星群体的年龄和前驱质量，提供精确的年龄估计。
2025-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple stellar populations and their evolution in globular clusters: A nucleosynthesis perspective
本文综述了在球状星团中观测到的多个恒星星族的特征及其可能的起源。目前的理论问题和许多开放的问题进行了讨论。
2016-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar populations of seven early-type dwarf galaxies and their nuclei
矮星系是宇宙致密区域中数量最多的星系。虽然乍一看它们似乎是简单的系统，但矮椭圆星系（dEs）的恒星星族可能相当复杂。有核dE特别令人感兴趣，因为许多物体在它们的核和宿主星系中表现出不同的恒星星族。我们目前的恒星星族参数获得的综合光谱使用的Lick指数分析的7个有核矮椭圆星系及其核。在从星系核光谱中减去标度星系光谱后，我们将它们相互比较，并探索它们的恒星星族。初步结果表明，星系核的光度加权年龄比星系核的光度加权年龄略低，但没有发现宿主星系和星系核的金属丰度有明显差异。
2009-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
