On the stellar masses of giant clumps in distant star-forming galaxies
我们分析了从恒星形成星系的汇编中得出的1.1<z<3.6的团块的恒星质量。比较以不同方式选择的团块，并在透镜或空白场星系，我们研究的空间分辨率和灵敏度的影响推断恒星质量。发现了很大的差异，恒星质量的中位数从经常提到的场星系中的团块的~10^9 Msun到深场或透镜星系中选择的较暗团块的~10^7 Msun不等。我们认为，在空间分辨率为~1千秒差距的非透镜星系中观察到的团块质量是由于较小质量团块的聚集而人为增加的。此外，我们还表明，用于团块选择的灵敏度阈值对推断质量的影响甚至比分辨率更强烈，使团块偏向低质量端。改进的空间分辨率和灵敏度似乎将团块恒星质量分布转移到较低的质量，与最近高分辨率磁盘碎片模拟中发现的团块质量定性一致。我们讨论了最大质量的团块的性质，我们的结论是，它是目前不可能正确地建立一个有意义的团块恒星质量分布的观测和推断特征团块质量尺度的存在和价值。
2017-01-31 astro-ph.GA
Stellar masses calibrated with micro-lensed quasars
我们通过观测由单个恒星引起的宏观透镜类星体的微透镜来测量早期类型星系的恒星质量表面密度，包括恒星残骸，棕矮星和红矮星，它们太微弱而不能产生光度或光谱特征。我们的方法测量引力势的颗粒度，与将平滑的总引力势分解为两个平滑分量（一个恒星和一个黑暗）的方法相反。我们发现校准因子F的中位似然值必须乘以Salpeter恒星质量（0.1太阳质量的低质量截止值）为1.23，一西格玛置信范围为0.77 < F < 2.10。
2014-09-14 astro-ph.GA
Star-forming Galaxies in Intermediate Redshift Clusters: Stellar vs. Dynamical Masses of Luminous Compact Blue Galaxies
我们通过研究位于$z\approx0.54$的遥远星系团MS $~$ 0451.6-0305中的星系样本，利用地基成像和光谱学研究了被称为发光致密蓝星系（LCBGs）的恒星形成天体的恒星质量。对于一个样本的16个光谱确认的集群LCBG（颜色$B-V < 0.5$，表面亮度$μ_B < 21$等角$^{-2}$，和等$M_B < -18.5$），我们测量恒星质量拟合光谱能量分布（SED）模型多波段测光，并与动力学质量（确定之间的速度色散10 $<$ $σ_v (\rm km~ s^{-1})$ $<$ 80），我们以前从他们的发射线光谱。我们比较了两种不同的恒星种群模型，测量恒星质量的恒星爆发星系，表明恒星年龄，灭绝，恒星质量来自两个不同的SED模型之间的相关性。星系团LCBG的恒星质量分布类似于场LCBG的恒星质量分布，但星系团LCBG的动力学-恒星质量比（$\rm M_{dyn}/M_{\ast} = 2.6$）低于场LCBG的动力学-恒星质量比（$\rm M_{dyn}/M_{\ast}=4.8$），这与先前在低红移矮椭圆星系中发现的趋势相呼应。在这个有限的样本中，特定的恒星形成率随着质量的增加而急剧下降，这表明这些星团LCBG经历了蓬勃的恒星形成。
2017-06-14 astro-ph.GA
Back to the Future: Estimating Initial Globular Cluster Masses from their Present Day Stellar Mass Functions
我们使用N-体模拟模拟的12陀螺仪的演化的一套星团具有相同的初始恒星质量函数的初始集群的质量，大小和轨道的范围内。我们的模型再现了在银河系球状星团人口中观察到的当今全球恒星质量函数的分布。我们发现，一个星团的恒星质量函数的斜率是强烈相关的质量，集群已经失去了一部分，独立的集群的初始质量，几乎独立于其轨道和初始大小。因此，如果初始恒星质量函数已知，质量函数-初始质量关系可以用来确定星系团的初始总恒星质量。我们应用这里提出的质量函数-初始质量关系，在假定一个普适的Kroupa初始质量函数的情况下，确定了33个银河系球状星团的初始恒星质量。我们的研究表明，球状星团的初始质量平均比它们现在的质量大4.5倍，有三个星团在出生时的质量比现在大10倍。
2015-08-11 astro-ph.GA
Measuring Reddening with SDSS Stellar Spectra and Recalibrating SFD
我们目前的尘埃红化的测量使用的颜色与光谱的恒星在斯隆数字巡天。我们测量变红作为恒星的测量和预测颜色之间的差异，从SEGUE恒星参数管道（Lee et al. 2008 a）的恒星参数中导出。我们在每颗恒星的u-g，g-r，r-i和i-z颜色上获得了56，34，25和29 mmag的不确定度，尽管不确定度取决于恒星类型和恒星的大小。基于光谱的红化测量证实了我们早期的“蓝尖”红化测量（Schlafly等人，2010，S10），在去除4%的归一化差异后，发现u-g、g-r、r-i和i-z的红化系数与蓝尖方法的红化系数相差-3%，1%，1%和2%。结果表明，R_V=3.1的Fitzpatrick（1999）红化定律优于O 'Donnell（1994）或Cardelli等（1989）红化定律。我们提供了一个表的转换系数从Schlegel等。（1998年）的地图E（B-V）的消光在88个带通的4个值的R_V，使用这个红化的法律和14%的SFD的重新校准首先报告的S10和确认在这项工作中。
2011-09-22 astro-ph.GA
Stellar Masses of Clumps in Gas-rich, Turbulent Disk Galaxies
本文利用HST/WFC 3对6个星系的观测数据，结合SED的恒星星族模型，计算了HST/WFC 3星系团的恒星质量。已经证明，H2O样品具有类似于$z\approx1.5$湍流、团状盘的性质。由于星系具有相同的性质，但观测偏差却显著不同，因此，对$z>1$的研究来说，100个样本团质量提供了一个有用的比较。使用STRO，我们可以更容易地探测静止帧近红外波长，也可以探测更精细的空间尺度。我们发现，类星体团簇的恒星质量是典型的$10^{7}-10^8 \mathrm{M}_\odot$。我们采用了一种技术，使非参数的校正，从附近的团块中去除光，并进行了本地确定的磁盘减法。盘减影过程为主导效应，可在0.3~dex水平改变团块质量。利用这些质量，我们调查的质量函数的团块在星系中。BMO恒星质量函数遵循斜率为$α\approx -1.4$的递减幂律，比在$z>1$透镜星系中观察到的略浅，但与之相似。我们比较的结果，模拟100块群众。星系团的质量和银河中心的位置更类似于模拟中的长寿团。类似于最近的恒星星族梯度上的CNOO结果，这些结果与不采用强“早期”辐射反馈处方的模拟一致。
2022-03-09 astro-ph.GA
Outshining by Recent Star Formation Prevents the Accurate Measurement of High-z Galaxy Stellar Masses
在本文中，我们证明了，由于失去了恒星形成历史（SFH）信息，通过光谱能量分布（SED）拟合技术对大爆炸后前十亿年形成的星系进行星系恒星质量的推断具有根本的不确定性。星系综合光谱中恒星形成的第一幕。虽然这种早期的恒星形成对高红移系统的总恒星质量有很大的贡献，但在探测时正在进行的恒星形成使早期爆发的残余光线黯然失色，阻碍了准确的恒星质量的确定。因此，可以预期恒星质量的数量级不确定性。我们通过直接数值模拟宇宙学背景下的星系形成来证明这个潜在的问题。详细地说，我们进行了两个宇宙学模拟与显着不同的恒星反馈模型，跨越一个显着的范围内的恒星形成历史爆发。我们通过三维尘埃辐射转移计算得到了这些模型星系在z=7时的模拟SED，然后用Prospector SED拟合软件对这些SED进行了后向拟合。我们在z>7星系中发现的恒星质量的不确定性激发了新技术和/或恒星形成历史的发展，以模拟早期宇宙恒星形成。
2023-11-01 astro-ph.GA
Global Properties of M31's Stellar Halo from the SPLASH Survey: III. Measuring the Stellar Velocity Dispersion Profile
我们提出了红巨星分支（RGB）的恒星在M31的晕的速度色散，通过建模的视线速度分布超过5000颗恒星在50个领域遍布M31的恒星晕。该数据集是作为SPLASH（仙女座恒星晕的光谱和光度景观）调查的一部分获得的，覆盖了从M31中心到9到175 kpc的投影半径。所有主要的结构组件沿视线在银河系（MW）和M31被纳入高斯混合模型，包括所有以前确定的M31潮汐碎片的功能，在观察领域。根据一组经验光度和光谱诊断，单个恒星是M31或MW组成部分的概率被作为先验概率包含在混合模型中。发现M31晕中恒星的速度色散仅随投影半径的增加而轻微减小，从最内侧径向仓（8.2至14.1 kpc）的108 km/s到$\sim 80$到投影半径$\sim 80$至130 kpc的90 km/s，并且可以用幂律斜率$-0.12\pm 0.05$进行参数化。引用的幂律斜率的不确定性仅反映了该方法的精度，尽管我们认为其他不确定性来源对总体误差预算的贡献可以忽略不计。
2017-11-07 astro-ph.GA
The SLUGGS Survey: stellar masses and effective radii of early-type galaxies from Spitzer Space Telescope 3.6$μ$m imaging
3.6 $μ$ m的星系星光是恒星质量的极好示踪剂。在这里，我们使用最新的3.6 $μ$米成像斯皮策太空望远镜测量总恒星质量和有效半径的样本星系的SLUGGS调查均匀的方式。这些星系是代表附近的早型星系的恒星质量范围为10 $<$ log M $_{\ast}$ /M $_{\odot}$ $<$ 11.7，我们的方法可以应用于其他样本的早型星系。我们在2D模型中的每个星系，并估计其总的渐近幅度从1D曲线的增长。使用来自Röck等人的最新恒星星族模型的3.6 $μ$ m质光比将星等转换为恒星质量，假设是Kroupa IMF。我们应用一个比率的基础上，每个星系的平均质量加权恒星年龄在一个有效半径（质量-光比是不敏感的星系金属丰度的一般老恒星年龄和高金属丰度发现在大规模的早期类型的星系）。我们的3.6 $μ$ m恒星质量与2.2 $μ$ m数据的质量一致。从1D表面亮度轮廓，我们拟合一个单一的Sersic定律，不包括非常中心的区域。我们测量了每个星系的有效半径、Sersic n参数和有效表面亮度。我们发现，从浅层光学成像和2 MASS调查得出的星系大小往往低估了我们样本中最大，最大质量星系的真实大小。我们采用3.6 $μ$ m恒星质量和有效半径的SLUGGS调查星系。
2016-10-06 astro-ph.GA
Measuring the evolution of stellar bars with the host galaxy's spin
The University of Sydney（悉尼大学）；University of New South Wales（新南威尔士大学）
研究星系自转参数λ_R受棒形成的影响及其与强弱棒分类的关系，发现棒的形成可使质量加权的λ_R下降16%，并探讨弱棒星系的快速形成与强棒星系的缓慢演化。
2026-03-09 astro-ph.GA
Stars as cosmic scales: measuring stellar mass with microlensed supernovae
本文提出利用引力透镜超新星的通量比异常和焦散穿越事件，在不假设恒星质量的情况下，将恒星质光比约束至约15%、微透镜质量约束至约50%，验证了微透镜作为宇宙标尺的可行性。
2025-03-31 astro-ph.GA
Measuring the Matter Density of the Galactic Disk Using Stellar Streams
我们提出了一种新的方法来确定总物质的表面密度的银河系盘通过分析的动态冷恒星流，通过或接近银河系平面的运动学。该方法依赖于这样一个事实，即这种流星的能量的垂直分量近似恒定，使得它们的垂直位置和垂直速度通过银河系盘的物质密度相互关联。通过测试我们的方法模拟数据恒星流，与现实的相空间色散和盖亚的不确定性，我们表明，它是适用于小流的距离为几千秒差距，和磁盘的表面密度可以确定到6%的精度。这种方法是对其他质量测量的补充。特别是，它不依赖于银河系圆盘中恒星的任何平衡假设，并且还可以在距离太阳很远的地方测量表面密度。这样的测量将告诉我们银河系盘的物质组成及其空间变化，对暗盘子结构施加更强的约束，甚至诊断可能的非平衡效应，这些效应会使其他类型的动态质量测量产生偏差。
2020-06-15 astro-ph.GA
Determining the stellar masses of submillimetre galaxies: the critical importance of star formation histories
亚毫米（submm）星系是恒星形成最快和质量最大的高红移星系之一，因此，它们的性质对星系演化模型提供了重要的限制。然而，关于它们的恒星质量及其在一般星系人口背景下的性质仍然存在争议。为了测试他们的恒星质量测定的可靠性，我们使用了一个模拟的submm星系的样本，我们通过光谱能量分布（SED）建模（与Grasil，Magphys，Hyperz和LePhare）采用各种恒星形成历史（SFHS）推导出恒星质量。我们发现，假设SFH与两个独立的组件导致最准确的恒星质量。指数下降的SFH（tau）导致较低的质量（尽管仍然与真实值一致），而单次爆发SFH的假设导致显着的质量低估。因此，我们的结论是，研究的基础上更高的质量推断拟合的SED的真正的submm星系与双SFH是最有可能是正确的，这意味着submm星系位于高质量的恒星形成星系的主要序列的一端。这一结论似乎稳健的假设是否submm星系驱动的主要合并，因为这里模拟的一套模拟星系包含合并和孤立星系的例子。我们确定了真实和推断的恒星年龄（而不是尘埃衰减）之间的差异作为质量恢复成功/失败的主要决定因素。无论选择的SFH，SED导出的恒星质量表现出一个因素的~2分散周围的真实值，这种分散是一个固有的限制，由于简化的假设SED建模。最后，我们发现，活动星系核的贡献并没有任何显着的影响导出的恒星质量。
2014-08-12 astro-ph.GA
Measuring the mass distribution in stellar systems
动力天文学的基本任务之一是从恒星的位置和速度的快照中推断恒星系统中的质量分布。执行此任务的通常方法（例如，Schwarzschild方法）涉及将引力势和相空间分布的参数化形式拟合到数据。我们回顾了这种方法的实际和概念上的困难，并描述了一种新的统计方法，用于确定质量分布，不需要确定的相空间分布的恒星。我们表明，这个新的估计优于其他分布免费估计的谐波和开普勒潜力。
2017-12-23 astro-ph.GA astro-ph.IM
Extreme Value Statistics of the Halo and Stellar Mass Distributions at High Redshift: are JWST Results in Tension with ΛCDM?
在$Λ$ CDM宇宙学中，暗物质晕质量的分布可以得到精确的预言。在一个特定的红移下，一个大质量的晕或星系的存在，假设后者有一些重子和恒星的分数，因此可以用来测试基本的宇宙学模型。最近的一些测量非常大的星系恒星质量在高红移（$z > 8$）激发调查是否有任何这些对象是在紧张与$Λ$ CDM。我们使用极值统计产生的质量红移平面的最极端的质量晕和星系的置信区域。对数值模型的测试表明，无论是在它们的暗物质晕质量还是它们的星系恒星质量中，都没有张力。然而，我们发现试探$> 3σ$张力与最近的观测测定星系质量在高红移从HST和JWST，尽管使用保守的估计恒星分数（$f_{\star} \sim 1$）。这些星系要么与$Λ$ CDM处于紧张状态，要么在它们的恒星质量或红移估计中存在未知的不确定性。
2022-11-09 astro-ph.GA
The Halo Masses of Galaxies to $z\sim 3$: A Hybrid Observational and Theoretical Approach
我们使用混合观测/理论的方法来研究星系运动学和派生的恒星和星系晕质量z=3作为恒星质量，红移和形态的函数之间的关系。我们的观测样本由1125个星系的串联组成，这些星系在长缝和积分场研究中具有0.4<z<3的运动学测量。我们调查了几种方法来测量晕质量的观测结果的基础上，从半分析模型，表明星系晕质量可以检索的分散度为0.4德克斯只使用恒星质量。我们发现了第三个参数，有关的时间形成的晕，这减少了恒星和晕质量之间的关系的分散，这样的系统形成较早有较高的恒星质量晕质量比，我们也发现观测。我们发现这种散射与形态学有关，例如早期类型或较老的恒星系统具有较高的M_*/M_halo比。我们进一步使用这种方法，并通过弱透镜和丰度匹配，恒星与晕质量的比率在1<z<3时不会随红移显着变化。这是证据，为规范的星系分级大会，使恒星的比例，暗物质的质量保持近似恒定，因为$z = 2$。我们利用这些结果表明，暗物质吸积速率的演变从$dM_{\rm halo}/d{\rm t} \sim 4000$ M太阳年$^{-1}$在$z \sim 2.5$，到几个100 M太阳年$^{-1}$由$z \sim 0.5$。
2018-06-20 astro-ph.GA
The masses and metallicities of stellar haloes reflect galactic merger histories
有越来越多的观测和理论证据表明，对于具有银河系恒星质量的星系，金属丰度和恒星晕质量之间存在相关性。使用的插图宇宙流体动力学模拟，我们发现，这种关系的出现，因为一个单一的大规模的大规模祖贡献的大部分质量的吸积恒星组件，以及设置其金属丰度。此外，在Illustris模拟中，这种关系在中央星系的吸积恒星质量中延伸了3个数量级。我们发现，对于银河系般的质量星系，吸积金属丰度在一个固定的吸积恒星质量的分散编码的信息占主导地位的吸积祖恒星质量，而径向密度和金属丰度梯度的吸积恒星组件编码的信息占主导地位的祖吸积的时间。我们证明，对于银河系般的质量星系，Illustris模拟预测，总吸积恒星成分的金属丰度和恒星质量可以重建从沿短轴边缘盘星系的恒星晕的孔径测量。这些相关性突出了恒星晕观测研究的潜力，以量化我们对星系生长历史中最主要事件的理解。我们探索我们的模型的影响，我们的银河系，M31和NGC 5128的吸积历史的理解。特别是，一个相对较晚的大规模吸积有利于M31，此外，我们提供了第一个估计的吸积恒星质量的NGC 5128。
2017-11-27 astro-ph.GA
The Dawes Review 8: Measuring the Stellar Initial Mass Function
恒星的诞生和星系的形成是现代天体物理学的基石。虽然我们对星系和它们的恒星是如何形成和演化的了解很多，但影响两者的一个基本性质仍然难以捉摸。这是有问题的，因为这个关键属性，恒星的出生质量分布，称为恒星初始质量函数（IMF），是恒星形成物理学的关键示踪剂，支撑着星系和恒星演化中几乎所有的未知。它可能是恒星和星系演化中系统不确定性的最大来源。在过去的十年里，越来越多的方法来测量或推断IMF的形状，随着越来越详细的模拟，IMF的概念在不同的物理尺度上的应用或概念化方式的改进。这一系列的方法和不断变化的被衡量数量的定义反过来又导致了关于货币基金组织是否具有普遍性的相互矛盾的结论。在这里，我回顾并比较了越来越多的方法来理解这个定义了天体物理学的基本属性。我总结了恒星分析，河外研究和宇宙约束的观测测量，并强调考虑潜在的IMF变化的重要性，加强测量的必要性，以量化其范围和不确定性仔细，为了这一领域的进展。我提出了一个新的框架，以帮助国际货币基金组织的讨论，并促进这一基本领域的进一步发展的清晰度。
2018-07-26 astro-ph.GA
Early results from GLASS-JWST. XI: Stellar masses and mass-to-light ratio of z>7 galaxies
我们利用詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）的NIRCam观测从GLASS-JWST-早期释放科学计划调查星系恒星质量在z>7。我们首先表明，JWST观测减少了恒星质量的不确定性的至少5-10倍，与最高质量的数据集相比，到目前为止。然后，我们研究了紫外光质光比，发现星系表现出两个数量级的范围内的M/L_UV值为一个给定的光度，指示各种各样的物理条件和恒星形成的历史。因此，以前对宇宙恒星质量密度的估计--基于紫外线光度和恒星质量之间的平均相关性--可能会有大约6倍的偏差。我们的第一次探索表明，JWST代表了我们对z>7时恒星质量的理解的新时代，因此也代表了宇宙再电离之前星系的生长。
2022-09-28 astro-ph.GA
The Spitzer Survey of Stellar Structure in Galaxies (S4G): Stellar Masses, Sizes and Radial Profiles for 2352 Nearby Galaxies
斯皮策银河系恒星结构巡天（Spitzer Survey of Stellar Structure in Galvanian，S4 G）是一个对2352个邻近星系进行的体积、星等和大小有限的巡天，深度成像为3.6和4.5微米。在本文中，我们描述了我们的表面测光管道，并展示了相关的数据产品，我们已经发布给社会。我们还确定了物理机制，导致不同水平的中央恒星质量浓度的星系具有相同的总恒星质量。最后，我们导出了不同形态星系在3.6 μ m处的局域恒星质量-尺寸关系。我们的径向轮廓达到恒星质量表面密度低于1 Msun pc-2。考虑到尘埃的影响可以忽略不计，而且在这些波长下的质光比几乎是恒定的，这些剖面构成了附近星系恒星质量径向分布的准确清单。从这些配置文件中，我们还得到了全球性的性质，如渐近的大小（和相应的恒星质量），等照度线的大小和形状，和浓度指数。这些和其他来自我们各种管道的数据产品（科学准备镶嵌，对象掩模，2D图像分解和恒星质量图）可以在IRSA上公开访问（http：//irsa.ipac.caltech.edu/data/SPITZER/S4G/）。
2015-05-13 astro-ph.GA
High-z stellar masses can be recovered robustly with JWST photometry
通过用SPHINX20模拟星系及JWST NIRCam测光数据测试SED拟合代码，发现z=5-10、M*~10^7-10^9M_sol星系的恒星质量恢复误差约3倍内，但低质量星系被高估、高质量被轻微低估，源于强发射线建模不足。
2024-12-03 astro-ph.GA
Stellar Streams in the Galactic Disk: Predicted Lifetimes and Their Utility in Measuring the Galactic Potential
在本文中，我们提出了一个整体的观点，检测，表征和起源的恒星流在磁盘的模拟银河系般的星系。星系的逐星模拟演化出在真实星系势中的星团中诞生的恒星，其中包括旋臂、棒和$5$ Gyr上方的巨大分子云。我们首先设计了一种新的混合方法来检测恒星流，结合相空间密度信息以及恒星在我们的模拟中所跨越的作用角空间。我们发现，流的祖先星团和协会都优先高质量（$>1000$ $M_{\odot}$）和年轻（$< 1$ Gyr）。我们的流查找方法预测，仅在太阳附近，我们就可以使用6D \textit{Gaia} DR 2数据找到从$1$到$10$的任何地方。模拟表明，流是敏感的初始动力学状态的集群，积累的能量增益遇到巨大的分子云（GMCs），和目前的行动。我们调查我们可以了解银河系的潜力，通过研究的可行性倒带恒星流回到他们的起源。即使有完美的信息的非轴对称组件（旋臂，酒吧）的银河系的潜力，随机GMC人口不可能向后整合超过一个或两个磁盘轨道时间。流也敏感的酒吧的属性，但相当不敏感的非瞬态双臂螺旋在我们的模拟的属性。最后，我们预测，$10$到$30$的恒星流应该可以用\textit{Gaia}的10年任务结束数据探测到。在银河系盘中还有更多的恒星流等待着被发现，它们可能包含着关于银河系过去Gyr历史的线索。
2021-06-03 astro-ph.GA
On the derivation of dynamical masses of the stellar clusters in the circumnuclear region of NGC2903
（摘要）利用高分辨光谱学方法，在蓝波段和远红波段，计算了四个环核恒星形成区（CNSFR）和螺旋星系NGC 2903的核心的气体和恒星速度色散。恒星的速度分散已获得从CaII三重态（CaT）线在8494，8542，8662 A，使用互相关技术，而气体的速度分散已被测量高斯拟合的Hbeta线。CNSFR的直径约为100至150 pc，在哈勃太空望远镜的分辨率下显示出复杂的结构，有大量的子团，线性直径在3至8 pc之间。它们的恒星速度色散范围从39到67公里/秒。这些数值，再加上在档案HST图像上测量的大小，得出单个星团的动力学质量上限在1.8 x 10 $^6$ M $_\odot$和8.7 x 10 $^6$ M之间，整个CNSFR的质量上限在4.9 x 10 $^6$ M和4.3 x 10 $^7$ M $_\odot$之间。...
2009-04-20 astro-ph.GA
The Contribution of Faint, Failed and Defunct Stars to the "Stellar" Masses of Galaxies
星系的恒星质量中有很大一部分是看不见的：接近氢燃烧极限的恒星、褐矮星、白矮星、中子星和黑洞。然而，这些成分确实是引力微透镜背景类星体，从而允许测量沿着视线的总恒星对质量表面密度的贡献。我们报告的结果，这样的测量使用一个样本的十个四重透镜类星体。我们讨论了改善这种测量与更大的样本的前景，并描述了努力寻找新的四倍透镜。如果我们颠倒我们的论点，并采取已知的恒星质量，我们得出的暗晕在MaCHO（包括20个太阳质量的原始黑洞）的分数小于10%的值，证实了Mediavilla等人（2009）被广泛忽视的结果。
2017-12-01 astro-ph.GA
Multi-Layer Perceptron for Predicting Galaxy Parameters (MLP-GaP): stellar masses and star formation rates
针对大尺度巡天海量多波段星系数据的物理参数提取需求，研究团队开发了基于多层感知机的工具MLP-GaP，经模拟和真实数据验证，它能快速准确地预测恒星质量与恒星形成率，适用于大天区巡天的海量星系分析。
2024-11-01 astro-ph.GA
Measuring Optical Extinction Towards Young Stellar Objects Using Diffuse Interstellar Bands
对年轻的金牛座T星和赫比格Ae/Be星的视线消光估计是基于许多不同的测量和分析方法。这导致了同一颗恒星的公布的$A_V$值之间的广泛分散。在这项工作中，我们讨论了在测量消光积极吸积，特别是爆发的年轻恒星物体（YSO）的挑战。然后，我们探索一种方法，以前不适用于年轻的恒星利用弥漫星际带（DIBs）。在早期型恒星中，DIB等效宽度和星际物质柱密度之间存在狭窄的相关性，因此视线消光。在这里，我们测量等效宽度的5780和6614 DIB功能在一个样本的积极吸积YSO，并应用DIB红化校准估计红化和随后的灭绝。我们的校准是新近从现有的文献数据的复合，并充分考虑这些测量中的散射。我们还比较了DIBs推断的光学视线消光值与以前的消光估计我们的样本恒星。
2022-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring stellar and black hole masses of tidal disruption events
当恒星被超大质量黑洞潮汐破坏时产生的耀斑有可能作为黑洞质量和恒星质量的诊断。我们提出了一种新的方法，以实现这一潜力的基础上的物理模型的光学/紫外光的生产，其中冲击附近的远心碎片轨道耗散轨道能量，然后从该地区辐射。测量耀斑峰值处的光学/UV光度和色温直接导致两个质量。黑洞的质量主要取决于在峰值亮度时观测到的温度，而被破坏的恒星的质量主要取决于峰值亮度。我们介绍{ \sc TDEmass}，一种方法来推断的黑洞和恒星质量给定这两个输入量。使用{ \sc TDEmass}，我们发现，对于21个测量良好的事件，黑洞质量在$5\times 10^5$和$10^7 M_\odot$之间，初始质量在0.6和$13M_\odot$之间的破裂星。https://github.com/taehoryu/TDEmass.git上提供了一个用于{ \sc TDEmass}的基于{ \sc python}的开源工具。
2020-10-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The search of the stellar clusters in vicinity of YSOs with high and middle masses
本文给出了利用GPSUKIDSS巡天资料在20颗中、高质量YSO附近进行致密星团搜索的结果。我们总共发现了13个领域的集群。大约有5个天体（IRAS 18151-1208，IRAS 18316-0602，IRAS 19110+1045，IRAS 19213+1723，IRAS 20056+3350）是新发现的。半径和恒星密度具有明显的梯度：分别为0.2 ~ 2.7秒差距和3 ~ 1000颗星/弧分^[2]。
2015-12-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar masses and disk properties of Lupus young stellar objects traced by velocity-aligned stacked ALMA 13CO and C18O spectra
在最近的ALMA巡天中，由于积分时间短，大部分原行星盘的气体分布和速度结构仍然不能在高信噪比下成像。本文采用速度排列叠加方法重新分析了88颗狼疮年轻天体的ALMA 13 CO（3-2）和C18 O（3-2）数据，以提高信噪比，并研究分子线追踪的运动学和盘性质。该方法基于投影的开普勒速度将圆盘中不同位置的光谱对齐，然后将它们叠加。这种方法提高了分子线数据的信噪比，使我们能够获得更好的检测和约束动力学恒星质量和磁盘的方向。在41个圆片上得到了13 CO的检测结果，在18个圆片上得到了C18 O的检测结果，其中13 CO新检测结果11个，C18 O新检测结果9个。我们估计的磁盘方向和动力学恒星质量的13 CO数据。我们估计的动力学恒星质量与光谱恒星质量相关，在16个源的子样本中，倾角得到了更好的约束，这两个质量在不确定性范围内非常一致，平均差为0.15 Msun。随着越来越多的检测较暗的磁盘，我们的研究结果表明，来自13 CO和C18 O线的高气体质量往往与高尘埃质量估计的连续排放。然而，分散是大的（0.9德克斯），这意味着在推导磁盘气体质量的线通量的大的不确定性。我们发现，有这么大的不确定性，预计有没有相关的磁盘气体质量和质量吸积率与目前的数据。需要更深入的观测来检测分子线中气体质量<1 E-5 Msun的盘，以研究盘气体质量和质量吸积率之间的相关性。
2018-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury III. Measuring Ages and Masses of Partially Resolved Stellar Clusters
当从低质量星团（小于~10^4太阳质量）的积分颜色推断时，星团的表观年龄和质量会受到恒星初始质量函数的随机采样的强烈影响。我们使用模拟的星团表明，这些影响最小化时，最明亮的，快速发展的恒星在一个集群可以解决，和光线较暗，更多的未解决的恒星可以单独分析。当比较来自亮度较低的星系团成员的光与未解析光的模型时，可以获得比在假设初始质量函数完全填充的情况下分析来自整个星系团的集成光时更准确的年龄估计。我们展示了这种技术的成功，首先使用模拟集群，然后与一个星团在M31。这种方法代表了一种方法占离散，随机抽样的恒星初始质量函数在质量较小的集群，并可以利用在整个本地集团和其他附近星系的集群的研究。
2012-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the mass function of isolated stellar remnants with gravitational microlensing. I. Revisiting the OGLE-III dark lens candidates
引力微透镜可以探测到黑暗的恒星残骸--黑洞或中子星--即使它们是孤立的。然而，这是具有挑战性的估计质量孤立的暗恒星遗迹，仅使用光度数据的微透镜事件。最近对OGLE-III长时间尺度微透镜事件的分析显示了年度视差效应，声称许多明亮的事件是由于“质量间隙”物体（质量介于中子星和黑洞之间）。在这里，我们提出了一个更新和校正的方法，可用于估计质量的黑暗恒星残留物中检测到的微透镜事件给定的光变曲线数据和源的自行车的详细描述。我们使用这种更新的方法，结合来自盖亚EDR 3的新自行，来修改之前在OGLE-III数据中发现的暗遗迹候选者的质量。我们证明，在以前的工作中确定的“质量差距”和黑洞事件的质量被高估，因此，这些对象是最有可能的主序星，白矮星，或中子星。
2021-07-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dynamical Masses for 23 Pre-Main Sequence Stars in Upper Scorpius: A Critical Test of Stellar Evolutionary Models
本研究基于CO盘气体开普勒运动测得23颗上天蝎主序前恒星的动力学质量，发现多数演化模型低估质量逾25%，而纳入磁场的模型表现最佳，并检验了尘埃质量–恒星质量关系。
2025-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Blue Tip of the Stellar Locus: Measuring Reddening with the SDSS
我们目前的测量红化由于灰尘使用的颜色的恒星在斯隆数字巡天（SDSS）。我们通过寻找恒星轨迹的“蓝尖”来测量主序星的颜色：恒星颜色分布中突出的蓝色边缘。该方法对在90'乘14'的区域中分别在颜色u-g、g-r、r-i和i-z中的18、12、7和8 mmag级的红化的颜色变化敏感。我们在整个SDSS足迹中呈现了这些波段中每个波段的蓝色尖端颜色的地图，包括SDSS-III提供的新的尘埃南银河帽数据。结果不支持最佳拟合的O 'Donnell（1994）和Cardelli等（1989）红化定律，但可以用Fitzpatrick（1999）红化定律（R_V = 3.1）很好地描述。SFD尘埃图被发现跟踪的灰尘，但高估了1.4，1.0，1.2，和1.4的因素，在u-g，g-r，r-i，和i-z的红化，主要是由于所采用的红化法。在选定的多尘地区的天空中，我们发现的SFD温度校正的问题的证据。银河系南北天空之间15%的尘埃图归一化差异可能是由于这些尘埃温度误差。
2010-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Improved [O III] Line Width to Stellar Velocity Dispersion Calibration: Curvature, Scatter, and Lack of Evolution in the Black-Hole Mass Versus Stellar Velocity Dispersion Relationship
给出了活动星系核[O III] 5007线半高宽（FWHM）到主星系速度色散σ的改进变换。这显著地减少了在使用[O III] FWHM作为σ的代理时的系统误差。AGN黑洞的质量，M，估计使用Dibai单历元谱方法，结合新的估计σ，给出一个修订的AGN M-σ关系延伸到高质量。这表明，质量最大的黑洞的质量系统地高于通过M \propto σ ^[4]外推到高质量时的预测值。这支持了最近的一种说法，即大质量黑洞的恒星动力学质量被系统性地低估了。M-sigma关系的变陡与当地宇宙中没有非常高的sigma星系以及Faber-Jackson关系的曲率一致。对于黑洞质量大于10^9太阳质量的星系，M-sigma关系中的内禀散射似乎要小得多。据推测，这与核心椭圆与超轻椭圆二分法有关。在M-西格玛关系的高端的低散射意味着这里提出的转换和Dibai方法分别是恒星速度色散和质量的良好指标。没有证据表明M-sigma关系随时间的演变。
2009-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Uncertainties and Systematic Effects on the estimate of stellar masses in high z galaxies
本文讨论了在用宽带测光法估算高红移星系的恒星质量时存在的不确定性和系统效应，以及它们对推导出的星系恒星质量函数的影响。为此，我们使用最新版本的GOODS-MUSIC目录。特别是，我们讨论了不同的合成模型，假设的初始质量函数和选择带的影响。使用Charlot & Bruzual 2007和Maraston 2005模型，我们发现质量低于Bruzual & Charlot 2003模型。此外，我们发现一个轻微的趋势，作为一个函数的质量本身比较这两个质量测定与Bruzual & Charlot 2003年模型。因此，推导出的星系恒星质量函数具有不同的形状，其斜率取决于假设的模型。尽管存在这些差异，但总体结果和情况保持不变。在所有红移下，采用Chabrier初始质量函数的假设得到的星系质量比采用Salpeter假设得到的星系质量平均低0.24 dex，从而导致星系恒星质量函数产生等量的位移。最后，使用4.5微米选定的样本，而不是一个KS选定的，我们添加了一个新的人口高度吸收，尘埃星系在z \simeq 2-3相对较低的质量，产生更强的约束在较低的质量的星系恒星质量函数的斜率。
2009-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolved and Integrated Stellar Masses in the SDSS-IV/MaNGA Survey, Paper I: PCA spectral fitting & stellar mass-to-light ratio estimates
我们提出了一种方法拟合光谱的星系使用的基组的主成分分析（PCA）的40000恒星形成历史（SFHS）的合成光谱库中获得的6个向量。使用这个库，我们提供了估计的解决有效的恒星质光比（$\log Υ^*$）的数千个星系的SDSS-IV/MANGA积分场光谱调查。使用一个测试框架建立在额外的合成SFHS，我们表明，恒星的质光比的估计是可靠的（因为它们的不确定性）在各种信噪比，恒星金属丰度，尘埃衰减条件。最后，我们描述了未来发布的解决恒星质光比作为SDSS-IV/MANGA增值目录（VAC），并提供了一个链接到用于进行这种分析的软件。
2019-08-06 astro-ph.GA astro-ph.IM
Stellar ages and masses in the solar neighbourhood: Bayesian analysis using spectroscopy and Gaia DR1 parallaxes
我们提出了一个贝叶斯实现的等时线拟合在推导恒星年龄和质量，结合绝对K星等（$\rm M_K$）来自2 MASS测光和盖亚DR 1视差和差异之间的初始散装金属丰度和现今的表面金属丰度，并允许纳入进一步的约束（例如，天文学）。作为一个测试，我们重新计算恒星年龄和质量的$\sim 4000$恒星在太阳附近的六个充分研究的文献样本，使用依巴谷和TGAS天体。我们的年龄被认为是兼容的文献价值，但减少一般的不确定性。包含基于视差的$\rm M_K$作为对导出量的额外约束，特别是当恒星参数中的系统误差被低估时。我们重建的年龄金属丰度的关系，在太阳附近的重新分析日内瓦-哥本哈根调查，包括TGAS-EQUILLAXES和初始散装金属丰度采样。我们发现一个平坦的趋势盘星的年龄$<$ 11\，陀螺仪，但较小的分散在所有年龄的文献相比。
2018-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Towards measuring supermassive black hole masses with interferometric observations of the dust continuum
本文主要研究活动星系核（AGN）以及热尘连续体的大小与宽线区（BLR）的关系。我们发现，使用光学/近红外干涉法（OI）测量的连续体尺寸大约是混响映射（RM）测量的两倍。OI和RM连续体尺寸都显示出与H $β$ BLR尺寸的紧密关系，仅具有0.25 dex的固有散射。因此，超大质量黑洞（BH）的质量可以简单地从尘埃的大小结合宽线宽和维里因子推导出来。由于这些BH质量的主要不确定性来自维里因子，基于连续体的BH质量的准确性接近于基于宽发射线的RM测量的准确性。此外，所需的连续测量可以在比RM所需的监测更短的时间尺度上获得，并且也比用OI解决BLR所需的时间效率更高。这项工作的主要目标是演示测量BH质量的基础上，我们的第一个校准的$R_\mathrm{BLR}$ - $R_\mathrm{d}$关系的尘埃连续体的大小。详细讨论了当前的限制和注意事项。未来的重力观测有望改进基于连续介质的方法，并有可能测量低红移宇宙中大样本活动星系核的BH质量。
2022-09-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Systematic Redshift of the Fe III UV Lines in Quasars. Measuring Supermassive Black Hole Masses under the Gravitational Redshift Hypothesis
我们发现类星体的Fe Ⅲ $λλ$ 2039-2113光谱特征在中心超大质量黑洞引起的引力红移假设下出现了系统的红移。我们的分析27个复合光谱从BOSS调查表明，红移和加宽的线在Fe III $λλ$ 2039-2113混合大致遵循预期的相关性在弱极限的史瓦西几何维里化运动学。假设Fe III的紫外红移提供了一个测量$M_{BH}\over R$（${Δλ\over λ}\simeq{3\over2}{G\over c^2} {M_{BH}\over R}$），并使用不同的估计发射区域的大小，$R$（无论是从引力微透镜，混响映射或从缩放的大小与内在类星体的光度），我们得到的质量与以前的质量估计的维里定理的基础上的不确定性内一致的10个对象。为了确认测量到的红移的引力来源，需要对样本中Fe III $λλ$ 2039-2113发射区的大小进行混响映射估计。同时，我们提出了一个尝试性的黑洞质量标度关系的基础上的Fe III $λλ$ 2039-2113红移有用的测量黑洞质量的一个单独的对象从一个单一的光谱。
2018-07-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring Supermassive Black Hole Masses: Correlation between the Redshifts of the Fe III UV Lines and the Widths of Broad Emission Lines
我们基于Fe III $λλ$ 2039-2113线混合的红移{相对于类星体的静止坐标系}测试了最近提出的（Mediavilla et al. 2018）黑洞质量标度关系。为此，我们在一个非常合适的类星体样本的光谱中拟合了这一特征，该样本是在甚大望远镜（VLT）上用X射线枪观测到的，其质量已经使用维里定理独立估计。对于这个样品的类星体，我们一致确认了Fe III $λλ$ 2039-2113混合物的红移，并发现它与H $β$，H $α$和Mg II的平方宽度相关，这些宽度通常用作$M_{BH}/R$的测量，以根据维里定理确定质量。当分别使用H $β$、H $α$和Mg II线的半高宽（FWHM）时，维里和Fe III $λλ$ 2039-2113红移质量之间的平均差异为0.18 $\pm 0.21$ dex、0.18 $\pm 0.22$ dex和0.14 $\pm 0.21$ dex。当使用Mg II线的标准差PDMATHAMT时，差值减小到0.10 $\pm 0.16$ dex。我们还研究了重子振荡光谱巡天（BOSS）的高S/N复合类星体光谱，发现Fe III $λλ$ 2039-2113的红移和Mg II的平方宽度，$FWHM_{MgII}^2$，非常好地匹配与X-射手观察到的单个类星体光谱的相关性。如果红移是引力引起的，这种相关性是可以预期的。
2019-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A universal relationship between stellar masses and binding energies of galaxies
在这项研究中，我们证明了星系的恒星质量（Mstar）是普遍相关的，通过一个双幂律函数的产品的动态速度（Ve）和大小的四分之一功率（Re ^0.25）的星系，都在有效半径测量。乘积VeRe ^[0.25]表示星系有效半径内总结合能的四次方根。这种恒星质量-结合能相关性在log（VeRe ^0.25）和log（Mstar）中的观测离散度分别为0.14 dex和0.46 dex。它适用于在9个数量级的恒星质量范围内的各种星系类型，在宇宙时间内几乎没有演化。结合能和超新星反馈之间的自我调节的玩具模型被证明能够再现所观察到的斜率，但潜在的物理机制仍然不清楚。的相关性可以是一个潜在的距离估计的不确定性为0.2德克斯独立的星系类型。
2021-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolved and Integrated Stellar Masses in the SDSS-IV/MaNGA Survey, Paper II: Applications of PCA-based stellar mass estimates
星系的恒星质量是其最基本的属性之一，但可靠地测量它仍然具有挑战性。随着超大型光学光谱测量的出现，需要能够利用低信噪比光谱的有效方法。考虑到这一点，我们创建了一个新的软件包，用于估计有效的恒星质光比$\log Υ^*$，使用主成分分析（PCA）的基础设置，以优化观测到的光谱和一个大型的恒星星族合成模型库之间的比较。在论文I中，我们表明，一组六个PCA基向量，我们可以忠实地代表大多数光学光谱的映射附近Galerkin在APO（MANGA）调查，我们测试了我们的M/L估计的准确性，使用合成光谱。在这里，我们探索的系统误差的来源，在我们的质量测量比较我们的新的测量数据从文献中。我们比较我们的恒星质量表面密度估计动力学推导的动态质量表面密度测量的质量调查，并找到一些张力之间的两个可以解决，如果磁盘的尺度高度在运动学分析中使用的高估了一个因素的$\sim 1.5$。我们制定了一个孔径校正的恒星质量目录的MANGA调查，并比较以前的恒星质量估计的基础上，多波段光学测光，发现典型的差异为0.1德克斯。使用空间分辨的MANGA数据，我们评估的影响，估计总恒星质量的空间未分辨光谱，我们探讨了如何从未分辨光谱的偏差，结果取决于星系的尘埃消光和恒星形成率。最后，我们描述了一个SDSS增值目录，其中将包括空间分辨和总（孔径校正）恒星质量的MANGA星系。
2019-08-06 astro-ph.GA astro-ph.IM
Measuring chemical likeness of stars with RSCA
University College London（伦敦大学学院）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（弗莱迪龙研究所）
利用元素丰度来识别化学性质相似的恒星是银河系考古学中许多追求的核心。然而，直接利用丰度测量恒星的化学相似性受到丰度推导中不完美合成光谱的系统印记的限制。我们提出了一种新的数据驱动模型，能够单独从光谱中识别化学相似的恒星。我们称之为相关比例分量分析（RSCA）。RSCA找到了一个从恒星光谱到一个表示的映射，优化了已知疏散星团的恢复。通过设计，RSCA放大了化学丰度变化的因素，并最大限度地减少了非化学参数，如仪器系统。因此，恒星光谱的合成表示可以用于精确测量恒星之间的化学相似性。我们使用APOGEE巡天中22个疏散星团的185颗星团星验证了RSCA。我们量化我们的性能，在测量化学相似性使用一组参考151,145场星。我们发现，我们的代表确定已知的恒星兄弟姐妹更有效地比恒星丰度测量。使用RSCA，1.8%的场星对与出生的兄弟姐妹相似，而使用恒星丰度标签时为2.3%。我们发现，几乎所有的光谱内的信息利用RSCA适合到一个二维的基础上，我们链接到[Fe/H]和α-元素丰度。我们的结论是，化学标记的恒星，他们的诞生集群仍然是禁止的。然而，使用光谱具有明显的增益，我们的方法有望从更大的数据集和改进的算法设计中受益。
2021-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR cs.LG
Diverse Stellar Haloes in Nearby Milky Way-Mass Disc Galaxies
我们已经研究了解决恒星星族在大银河系中心的距离沿短轴（从10 kpc到40和75 kpc之间），有限的长轴覆盖范围内，附近的六个高度倾斜的银河系质量盘星系使用HST数据的GHOSTS调查。我们选择红巨星支星来获得恒星晕密度分布。投影的短轴密度分布可以近似为幂律，投影斜率介于$-2$和$-3.7$之间，恒星晕质量的多样性为$1-6\times 10^{9}M_{\odot}$，或总星系恒星质量的$2-14\%$。由于子结构，光滑幂律拟合周围的典型固有散射是$0.05-0.1$ dex。通过比较短轴和长轴轮廓，我们推断出在$0.4-0.75$之间的$\sim 25$ kpc处的投影轴比$c/a$。GHOSTS的恒星晕是多种多样的，介于银河系和M31的（相当非典型的）晕所描绘的极端之间。我们发现恒星晕金属丰度和恒星晕质量之间有很强的相关性。我们比较我们的结果与宇宙学模型，发现我们的观测和吸积模型之间的良好协议，恒星晕的矮卫星的破坏形成。特别是，恒星晕金属丰度和质量之间的强观测相关性是自然再现。低分辨率的流体动力学模型具有不切实际的高恒星晕质量。目前的高分辨率流体动力学模型似乎预测恒星晕质量略高于观察到的，但合理的金属丰度，金属丰度梯度和密度分布。
2016-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the 8621 Å Diffuse Interstellar Band in Gaia DR3 RVS Spectra: Obtaining a Clean Catalog by Marginalizing over Stellar Types
针对弥散星际带测量受恒星模型残差干扰的问题，提出MADGICS方法，将光谱分解为恒星、尘埃和残差成分，利用数据驱动先验，在低信噪比下获得无污染的8621 Å DIB星表并验证其可靠性。
2023-08-30 astro-ph.GA astro-ph.IM
Intense star cluster formation: stellar masses, the mass function, and the fundamental mass scale
本研究针对大质量球状星团形成环境，分析了热反馈、辐射压等对恒星质量函数的影响，提出柱密度升高会使恒星族群顶重化、金属丰度降低可抵消该效应，并通过toy模型验证了辐射压致气体弥散的作用。
2024-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical estimate of post main sequence stellar masses in 47 Tucanae
我们使用质量分离的影响，不同的恒星星族的径向分布在核心的47 Tuccenda找到估计的质量的恒星在不同的后主序星演化阶段。我们采取样本的主序星（MS）从核心的47图格里克，在不同的幅度（即不同的质量），并使用这种动态过程的影响，开发的径向距离（RD）之间的关系，在累积分布达到第20和第50百分位数，和恒星质量。从这些关系，我们估计不同的MS后人口的质量。我们发现，质量保持不变的恒星经历的进化阶段之间的上部MS水平分支（HB）。通过比较HB星和低质量恒星的RD，我们可以排除在红巨星分支（RGB）阶段在接近3σ水平上的质量损失大于0.09M。渐近巨星分支（AGB）的质量稍高，这与AGB是从质量稍大的恒星演化而来的一致。AGB还显示出更多大质量恒星的污染证据，可能是蓝离散星（BSS），经历RGB阶段。由于这些对象的复杂性，我们在本文中不包括BSS，相反，对这个群体的完整分析留给了一篇配套论文。本文所描述的估算质量的过程是47 Tuc核心所独有的。
2016-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Prospects for Measuring Abundances of >20 Elements with Low-resolution Stellar Spectra
要了解银河系的演化，需要精确测定许多恒星中许多元素的丰度。一个普遍的看法是，推导出几个以上的元素丰度（[Fe/H]，[ $α$ /Fe]，也许[C/H]，[N/H]）需要中到高的光谱分辨率，$R \gtrsim 10,000$，主要是为了克服线混合的影响。在最近的工作中（Rix et al. 2016; Ting et al. 2016），我们提出了一种有效而实用的方法来模拟完整的恒星光谱，即使同时拟合大量的恒星标签。在本文中，我们量化到什么样的精度，许多不同的元素的丰度可以恢复，作为光谱分辨率和波长范围的函数。在完美的光谱模型和光谱归一化的限制，我们表明，元素丰度的精度几乎是独立的分辨率，对于一个固定的曝光时间和探测器像素数;低分辨率光谱只是提供更高的S/N每像素和一般较大的波长范围在一个单一的设置。我们还表明，大多数恒星标签的估计并不强烈相关，彼此一旦$R \gtrsim 1,000$。线扩展函数中的适度误差以及小的径向速度误差不影响这些结论，并且数据驱动模型表明在实践中可以足够好地实现谱（连续）归一化。这些结果将通过对观测到的低分辨率数据的分析加以证实，为设计大型光谱恒星巡天和重新分析档案低分辨率数据集开辟了新的可能性。
2017-06-06 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
TDCOSMO XIX. Measuring stellar velocity dispersion with sub-percent accuracy for cosmography
University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；University of Chicago（芝加哥大学）；Independent University, Bangladesh（孟加拉国独立大学）；University of Oxford（牛津大学）；Stony Brook University（石溪大学）
TDCOSMO XIX通过高精度测量椭圆星系恒星速度弥散，实现亚百分比精度，为宇宙学研究提供更精确的数据支持。
2026-01-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Sizes and Stellar Masses of the Little Red Dots Imply Immense Stellar Densities
本研究基于PRIMER和COSMOS-Web数据，发现JWST深场中的Little Red Dots有效半径极小，导致其核心恒星密度极高，甚至远超引发失控碰撞的阈值。
2024-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
