A Parametric Galactic Model toward the Galactic Bulge Based on Gaia and Microlensing Data
我们开发了一个参数化的银河系模型，通过拟合盖亚DR2盘速度，VVV自行，BRAVA径向速度，OGLE-III红团星计数，OGLE-IV星计数和微透镜率的空间分布，优化用于微透镜研究。我们包括银河系盘星的不对称漂移和速度色散对银河系位置的依赖关系的运动学模型，这在大多数以前的模型中被忽略用于微透镜研究。我们表明，我们的模型预测的微透镜参数分布显着不同，通常在以前的研究中使用的。我们估计各种基本模型参数为我们的银河系通过我们的建模，包括初始质量函数（IMF）在内部星系。从OGLE-IV调查的恒星计数和微透镜事件的时间尺度分布的组合约束，除了在隆起恒星质量的先验，使我们能够成功地测量国际货币基金组织的斜率使用一个破碎的幂律形式在一个广泛的质量范围内，$α_{\rm bd}=0.22^{+0.20}_{-0.55}$的$M<0.08\,M_{\odot}$，$α_{\rm ms} = 1.16^{+0.08}_{-0.15}$的$0.08\,M_{\odot}\leq\,M<M_{\rm br}$，$α_{\rm hm} = 2.32^{+0.14}_{-0.10}$的$M\geq\,M_{\rm br}$，以及在$M_{\rm br} = 0.90^{+0.05}_{-0.14} \, M_{\odot}$的突破质量。这是显着不同的Kroupa国际货币基金组织的本地恒星，但类似的Zocc…
2021-06-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Automated detection and modeling of binary microlensing events in OGLE-IV data. I. Events with well-separated bumps
本文提出OGLE-IV双星微透镜事件的全自动搜索与建模流程，在十年数据中识别并区分59个双透镜与48个双源事件，为约束核球低质量恒星IMF奠定基础。
2025-06-10 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Implications of a variable IMF for the interpretation of observations of galaxy populations
我们研究了由Martin-Navarro等人（2015 c）观测推导的金属度依赖的恒星初始质量函数（IMF）对186，886个SDSS星系代表性样本的推断恒星质量和恒星形成率（SFR）的影响。相对于一个夏布里耶国际货币基金组织，我们显示隐含的质量接近最小值，推断的质量增加，在低和高金属量制度，由于除了恒星残骸和矮星，分别。由此产生的星系恒星质量函数（GSMF）向更高质量移动了0.5 dex，而不影响高质量斜率（因此需要有效的淬火）。隐含的低红移SFR密度增加了一个数量级。然而，这些结果强烈依赖于假设的IMF参数化，这是不直接受观测。改变低端IMF斜率而不是高端IMF斜率，同时保持相同的侏儒对巨人的比率，导致GSMF偏移0.2 dex，SFR密度相对于Chabrier IMF增加10%。在星系演化的后期，富含金属的IMF将有助于解释快速淬火和星系人口的双峰性，一方面使星系不那么淬火（由于矮星的持续形成），另一方面减少气体消耗的时间尺度。我们的结论是，变量IMF的观测证据的影响可能会有所不同，从绝对戏剧性的温和，但显着的。
2016-07-21 astro-ph.GA
Formation of Massive Black Holes in Dense Star Clusters. II. IMF and Primordial Mass Segregation
一个有希望形成中等质量黑洞（IMBH）的机制是在密集星团中的失控合并，其中主序星碰撞并形成一个非常大质量的恒星（VMS），然后坍缩成一个黑洞。在本文中，我们研究了原始质量分离的影响和恒星初始质量函数（IMF）的重要性VMSs失控增长使用的N体系统的N高达10^6星的动力学蒙特卡罗代码。我们的代码现在包括一个明确的处理所有恒星碰撞。我们特别强调头重脚轻的IMF的可能性，在一些非常年轻的大规模集群中观察到。我们发现，无论是原始的质量分离和IMF的形状影响星团的核心崩溃的速度，从而失控的时间。当我们包括原始质量分离时，我们通常会看到核心坍缩时间（tcc）的减少。此外，原始质量偏析增加了核心的平均质量，从而减少了中心弛豫时间，这也降低了tcc。最终形成的VMS的质量总是接近于星系团总质量的\sim 10^-3，这与先前的研究结果一致，也让人想起了观测到的星系中心黑洞质量与星系核球质量之间的相关性。随着原始质量分离程度的增加，VMS的质量最多增加3倍。较平坦的IMF通常增加整个集群中的平均质量，这增加了tcc。对于本文研究的IMF范围，这种TCC的增加在一定程度上被加速核心坍缩的恒星碰撞所平衡。因此，在非常年轻的大质量星系团中观察到的稍微平坦的全球IMF的TCC没有显着变化。
2012-05-02 astro-ph.GA
Constraining the low-mass end of the Initial Mass Function with Gravitational Lensing
恒星初始质量函数（IMF）的低质量端受到强透镜星系中重子占主导地位的中心区域的限制。在这封信中，我们研究爱因斯坦十字（Q2237+0305），一个z=0.04的棒星系，其凸起作为背景类星体的透镜。四个类星体图像的位置限制了透镜平面上的表面质量密度，而表面亮度（H波段NICMOS/HST成像）以及透镜的深层光谱（VLT/FORS 1）允许我们限制恒星质量含量，对于一系列IMF。我们发现，一个经典的单次幂定律（Salpeter IMF）预测更多的恒星质量比观察到的透镜估计。这一结果在99%的置信水平下得到证实，并且由于人口合成模型的选择、灰尘的存在或复杂的圆盘/凸起人口混合而对系统效应具有鲁棒性。我们的非参数方法比运动学估计更鲁棒，因为我们不需要对星系的动力学状态或其分解为凸起和盘做出任何假设。在低质量幂律斜率范围内（Salpeter为Gamma=+1.35），我们发现在90%的置信水平下，Gamma>0的斜率被排除。
2010-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic astroarchaeology: reconstructing the bulge history by means of the newest data
在银河系核球的恒星中测量的化学丰度提供了一个独特的机会来测试星系形成模型，以及对恒星形成和恒星核合成的历史施加强有力的约束。本文的目的是比较丰富的预测，从一个详细的化学演化模型的凸起与最新的数据。一些预测已经出现在以前的文件（O，Mg，Si，S和Ca），但其他一些预测是新的（Ba，Cr和Ti）。我们采用不同的初始质量函数计算了几个化学演化模型，然后将结果与新的数据进行比较，包括巨星和矮星的凸起。通过这种方式，我们可以对核球的恒星形成历史施加强有力的约束。我们发现，为了最好地再现金属丰度分布函数，应该假设一个平坦的IMF的凸起不陡于Salpeter的。太阳附近的初始质量函数，而不是提供了一个非常差的适合的数据。[el/Fe]与[Fe/H]的关系，在隆起很好地再现了一个非常激烈的恒星形成率和平坦的IMF的情况下，恒星的金属丰度分布。我们的模型预测，隆起形成得非常快，大多数恒星形成在第一个0.5 Gyr内。我们的研究结果强烈地表明，新的数据，特别是隆起的膨胀，证实了之前的结论，特别是隆起形成得非常快，从气体脱落的光环，并且初始质量函数比太阳附近和盘中更平坦，尽管不像以前认为的那样平坦。最后，我们的模型还可以再现[Mg/H] > 0时球核[O/Mg]比的降低，这被新的数据所证实，并被解释为大质量恒星的质量损失。
2010-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Initial Mass Function Variability (or not) Among \\ Low-Velocity Dispersion, Compact Stellar Systems
对强引力透镜、星系尺度运动学和吸收线恒星星族合成（SPS）的分析都得出结论，恒星初始质量函数（IMF）在大质量早型星系（ETG）中是变化的。然而，驱动IMF变化的物理机制是一个悬而未决的问题。在这里，我们使用新的SPS模型来考虑一组不同的紧凑，低速色散恒星系统：球状星团（GC），超紧凑的矮（UCD），和紧凑的椭圆（cE）星系M32。我们将我们的结果与大规模ETG和可用的动态测量进行比较。我们发现GC的恒星质光比（M/L）要么与Kroupa IMF一致，要么稍微底部轻，而UCD和cE的M/L略有升高。具有相似金属丰度和丰度模式的系统在导出IMF中的分离表明，我们的SPS模型可以区分丰度和IMF效应。与ETG样本之间的$\sim 4\times$相比，本文样本之间的变异仅为标准化M/L中的$\sim 50\%$。这表明，金属丰度不是IMF可变性的唯一驱动因素，需要考虑其他参数。
2017-10-30 astro-ph.GA
Dynamical modelling of the Galactic bulge and bar: the Milky Way's bar pattern speed, stellar, and dark matter mass distribution
我们使用量身定做的方法建立了一套大的星系球、棒和内盘的动力学模型。我们的模型被约束，以匹配红团巨星密度从VVV，UKIDSS和2MASS红外线调查的组合，以及恒星运动学在凸起的BRAVA和OGLE调查，并在整个酒吧地区的ARGOS调查。我们能够恢复的酒吧模式的速度和恒星和暗物质的质量分布在酒吧区，从而恢复整个银河系的有效势。我们发现一个酒吧模式的速度$39.0 \pm 3.5 \,\rm{km\,s^{-1}\,kpc^{-1}}$，把酒吧共转半径在$6.1 \pm 0.5 \rm{kpc}$和银河系酒吧一个典型的快速旋转。我们估计的恒星质量的长杆和隆起结构是$M_{\rm{bar/bulge}} = 1.88 \pm 0.12 \times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$，大于质量的磁盘在酒吧区，$M_{\rm{inner\ disk}} = 1.29\pm0.12 \times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$。膨胀体积中的总动力学质量是$1.85\pm0.05\times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$。由于更多的扩展运动学数据集和最近的测量的凸起IMF我们的模型有一个低的暗物质部分的$17\%\pm2\%$的凸起。我们发现了一个暗物质密度分布图，它在隆起区域接近一个浅尖点或核心。最后，我们发现一个额外的中心质量…
2016-11-18 astro-ph.GA
Improved Estimates of the Milky Way's Stellar Mass and Star Formation Rate from Hierarchical Bayesian Meta-Analysis
我们提出了改进的估计的几个全球性的银河系，包括其目前的恒星形成率（SFR），恒星质量包含在其磁盘和凸起+酒吧组件，以及其总恒星质量。我们通过使用分层贝叶斯（HB）统计方法结合文献中以前的测量结果来做到这一点，该方法允许我们考虑任何值可能不正确或低估错误的可能性。我们表明，这种方法是强大的各种各样的假设的性质的问题，在个人测量或误差估计。最后，我们的分析产生一个SFR的$\dot{\mathrm{M}}_\star=1.65\pm0.19$ $\textrm{M}_\odot \textrm{yr}^{-1}$的银河系，假设Kroupa初始质量函数（IMF）。通过将HB方法与Monte Carlo模拟相结合，结合太阳银心半径$R_0$，盘的指数标度长度$L_d$和恒星质量的局部表面密度$Σ_\star(R_0)$的最新估计，我们证明了银河系凸起+棒的质量是$\textrm{M}_\star^B=0.91\pm0.07\times10^{10}$ $\textrm{M}_\odot$，盘的质量是$\textrm{M}_\star^D=5.17\pm1.11\times10^{10}$ $\textrm{M}_\odot$，它们的组合产生的总恒星质量为$\textrm{M}_\star=6.08\pm1.14\times10^{10}$ $\textrm{M}_\odot$（假设为Kro…
2015-08-21 astro-ph.GA
VIMOS mosaic integral-field spectroscopy of the bulge and disk of the early-type galaxy NGC 4697
我们提出了一个积分场研究的内部结构，运动学和恒星人口的几乎边缘上，中等光度（$L_ {*}$）椭圆星系NGC 4697。我们建立了扩展的2维（2D）地图的恒星运动学和线强度的星系$\sim 0.7 $有效半径（R $_{eff}$）使用8个VIMOS（VLT上的可见多对象摄谱仪）积分场单位点的马赛克。我们找到了明确的证据旋转支持的结构沿主轴从二维运动学地图，确认了以前的分类，这个系统作为一个“快速通道”。我们研究了视线速度分布（LOSVD）的第三和第四高斯-厄米特矩$h_3$和$h_4$与旋转参数（$V/σ$）之间的相关性，并将我们的研究结果与流体动力学模拟进行了比较。我们发现显着的相似之处，从丰富的气体合并的预测。基于光度学，我们进行了球/盘分解，并研究了这两个组成部分的恒星布居特性。隆起和盘状星云显示出不同的恒星族群，隆起中的恒星年龄较大（年龄为$_{\rm bulge}=13.5^{+1.4}_{-1.4}$ Gyr，年龄为$_{\rm disk}=10.5^{+1.6}_{-2.0}$ Gyr），金属含量较低（$\mathrm{[M/H]_{bulge}} = -0.17^{+0.12}_{-0.1}$，$\mathrm{[M/H]_{disk}}=-0.03^{+0.02}_{-0.1}$）。后来形成的证据，更多的金属丰富的磁盘嵌入在一个较老的，更贫金属的隆起，连同LOS…
2015-06-05 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
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. IV. Two bulge populations
[摘要]基于UVES/VLT获得的高分辨率（R~42000 ~ 48000）和高信噪比（S/N~50 ~ 150）光谱，我们给出了银河系核球区26颗微透镜矮星和亚巨星的详细元素丰度（O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Fe，Ni，Zn，Y，Ba）和恒星年龄。分析是基于等效宽度测量和标准的1-D LTE MARCS模型恒星大气。我们还提出了NLTE锂丰度的基础上线合成的7 Li线在670.8 nm。我们发现，球核金属丰度分布（BLM）是双峰型的;一个峰值在[Fe/H]= -0.6处，另一个峰值在[Fe/H]=+0.3处，并且在太阳金属丰度周围缺乏恒星。这与Baade窗中红巨星的最大值形成对比。一个简单的显著性检验表明，如果矮星是从巨星中抽取出来的，那么微透镜矮星中极不可能有这样的间隙。为了解决这个问题，我们讨论了几种可能性，但我们不能解决所观察到的差异的结论性解决方案。我们进一步发现，贫金属球矮星的年龄大多大于10 μ gyr，而富金属球矮星的年龄变化范围很大.在平均金属丰度、元素丰度趋势和恒星年龄方面，贫金属球样品与银河系厚盘非常相似。据推测，富金属的凸起人口可能是内部薄盘的表现。如果是这样的话，这两个球群可以支持最近的发现，基于运动学，没有经典球的签名，银河系是一个纯盘星系。此外，最近声称的一个平坦的国际货币基金组织在隆起的基础上的巨大的恒星可能要修改的基础上，我们的微…
2011-08-19 astro-ph.GA
The galaxy-wide IMF of dwarf late-type to massive early-type galaxies
观测研究表明，在恒星形成率（SFR）较高的星系中，整个星系的恒星初始质量函数都是头重脚轻的。通过计算积分星系恒星初始质量函数（IGIMF）与星系SFR的函数关系，可以得出结论：SFR> 10 Msol yr^-1的星系或以大于10 Msol yr^-1的SFR形成的星系，其IGIMF的头重脚轻与观测结果非常一致。因此，与观测结果一致，椭圆星系将具有更高的M/L比，作为恒星残余物过剩的结果相比，恒星星族，形成了一个不变的正则恒星初始质量函数（IMF）。对于银河系，IGIMF产生非常好的协议与磁盘和膨胀IMF的决定。我们的结论是，纯粹的随机描述的恒星形成的规模为pc和以上是伪造的。相反，恒星的形成遵循的是定义IGIMF理论的定律，在这里被称为公理。我们还发现证据表明，嵌入式集群质量函数的幂律指数β随SFR的增加而降低。我们建议通过计算矮星系中的大质量恒星来进一步检验IGIMF理论。
2013-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The MASSIVE SURVEY XXI: Local Variations in the Stellar Initial Mass Function of MASSIVE Early-Type Galaxies
Tsinghua University（清华大学）；The University of Hong Kong（香港大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所）；University of California at Berkeley（加州大学伯克利分校）；NSF NOIRLab（美国国家光学-红外天文研究实验室）；University of Arizona（亚利桑那大学）
利用MASSIVE巡天中37个近邻大质量早型星系的高质量光谱，研究低质量端恒星初始质量函数（IMF）的径向变化，发现IMF随半径增加而变轻，与恒星金属丰度相关，且IMF梯度主导恒星质光比径向变化。
2026-06-24 astro-ph.GA
The origin of bulges and discs in the CALIFA survey: I. Morphological evolution
这一系列的论文旨在了解非棒盘星系的形成和演化。我们使用新的分光光度分解代码，C2 D，从CALIFA调查的星系的统计代表性样本的凸起和光盘分离的光谱信息。然后，我们用Pipe 3D算法分析了与结构无关的数据立方体，研究了它们的恒星星族性质。我们发现膨胀总（$B/T$）光度（和质量）比和星系恒星质量之间的相关性。大质量星系的$B/D$质量比随红移的变化很小，但膨胀盘质量比随红移的变化很明显。隆起和盘的质量-尺寸关系描述了在高星系恒星质量（log{（M_{\star} / M_{\sun}）} > 10.5）时的上升。当使用单个恒星的质量时，这个关系适用于凸起，但不适用于圆盘。我们发现，最大质量（log{（M_{\star \rm ,b,d} / M_{\sun}）} > 10）的隆起和光盘的质量-尺寸关系的演变可以忽略不计。对于较低的质量，光盘显示出更大的变化比凸起。我们还发现，星系和球的恒星质量，这并不适用于光盘质量的Sérsic指数之间的相关性。我们的研究结果支持了附近非棒星系的由内而外的形成，并且它们表明i）凸起形成于早期，ii）它们在宇宙时间中没有进化太多。然而，我们发现，凸起的早期属性驱动着整个星系的未来演化，特别是最终在它们周围形成的圆盘的属性。
2021-04-15 astro-ph.GA
The Stellar Initial Mass Function in Early-Type Galaxies From Absorption Line Spectroscopy. II. Results
早型星系的光谱吸收线包含了丰富的信息，详细的丰度模式，恒星形成的历史，和恒星的初始质量函数（IMF）的基本恒星星族。使用我们的新的人口合成模型，占11种元素的可变丰度比的影响，我们分析了非常高质量的吸收线光谱的38个早型星系和核隆起的M31。这些数据扩展到1 μ m，因此它们包括IMF敏感的光谱特征NaI，CaII和FeH分别在0.82 μ m，0.86 μ m和0.99 μ m。该模型与数据拟合良好，典型均方根残差约为1%。强约束的IMF，因此恒星的质量与光的比例，（M/L）_星，推导出单个星系。我们发现，IMF变得越来越底重的速度分散和[Mg/Fe]。在最低的色散和[Mg/Fe]值的派生IMF是一致的银河系IMF，而在最高的色散和[Mg/Fe]值的派生IMF包含更多的低质量的恒星（更底重），甚至比Salpeter IMF。我们的最佳拟合（M/L）_stars值不超过动态M/L值。我们还将我们的模型应用于M31中四个富含金属的球状星团的堆叠光谱，并找到了一个（M/L）_星，这意味着比银河系IMF更少的低质量恒星，再次同意动力学约束。我们讨论了其他可能的解释所观察到的趋势，并得出结论，在国际货币基金组织的变化是最简单和最合理的。
2012-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical Mass Determinations and Scaling Relations of Early-Type Galaxies
我回顾我们的理解经典的动力学标度关系，有关光度，大小和运动学的早期型星系。利用恒星动力学模型中星系质量分布的无偏确定，出现了一个简单的图像，其中标度关系由维里平衡驱动，伴随着恒星质光比（M/L）的趋势。这张照片证实了最早的见解。这种趋势主要是由于年龄、金属丰度和恒星初始质量函数（IMF）的综合变化。系统的变化与星系的速度色散最好的相关，它跟踪球的质量分数。这表明了膨胀增长和恒星形成的淬灭之间的联系。暗物质在半光半径范围内并不重要，那里的总质量分布接近等温（$ρ\propto r^{-2}$）。
2014-10-27 astro-ph.GA
Evidence of a Bottom-heavy Initial Mass Function in Massive Early-type Galaxies from Near-infrared Metal Lines
我们提出了一个可变的恒星初始质量函数（IMF）在大规模的早期型星系的新证据，使用高分辨率，近红外光谱从折叠端口的红色Echellette摄谱仪（FIRE）的麦哲伦巴德望远镜在Las Campanas天文台。在这项初步研究中，我们观察到几个重力敏感金属线之间的1.1 $μ$ m和1.3 $μ$ m在8个高亮度（$L \sim 10 L_*$）附近的星系。由于FIRE的宽波长覆盖范围，我们还能够观察到Ca II三重态特征，这有助于我们的分析。在测量这些线的等效宽度（EW）后，我们注意到EW和中心速度色散（$σ$）之间的轻度至中度趋势，某些物种（KI，Na I，Mn I）显示正EW-$σ$相关性，而其他物种（Mg I，Ca II，Fe I）为负相关性。为了最大限度地减少金属性的影响，我们测量了$R$ =[EW（K I）/EW（Mg I）]的比率，发现相对于$σ$，该比率有显著的系统性增加。然后，我们通过比较几个IMF模型中的预期值与实测线比率来探测IMF的变化。总体而言，我们发现，低质量星系（$σ\sim 100$公里的$^{-1}$）有利于夏布里耶IMF，而高质量星系（$σ\sim 350$公里的$^{-1}$）更好地描述了陡峭（矮丰富）IMF斜率。虽然我们注意到我们的星系样本很小，可能会受到选择效应的影响，但这些初步结果仍然很有希望。因此，一个更大的星系样本将提供一个更清晰的图片IM…
2017-08-15 astro-ph.GA
Stellar populations of massive early-type galaxies observed by MUSE
利用MUSE IFU数据对八个大质量早型星系进行恒星族群研究，发现中心存在底部重的IMF和质量过剩，且恒星族群M/L与动力学结果存在系统性差异。
2024-02-09 astro-ph.GA
Elemental abundance ratios for the bulge of M31
INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna (ULL)（拉帕尔马大学）；Università di Trieste（的里雅斯特大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；INFN-Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie, Universität Heidelberg（海德堡大学天文学计算研究所，天文学中心）
本研究结合多种光谱分析方法，分析M31核球多元素丰度径向趋势，发现其丰度模式类似大质量星系，支持核球主体形成于快速剧烈恒星形成事件的结论。
2025-11-19 astro-ph.GA
Reddening and Extinction Toward the Galactic Bulge from OGLE-III: The Inner Milky Way's Rv ~ 2.5 Extinction Curve
我们将OGLE-III的VI测光与E（J- K_{s}）的VVV和2 MASS测量相结合，以解决长期存在的对银河系凸起的非标准光学消光问题。我们证明了消光系数与A_{I} = 0.7465*E（V-I）+ 1.3700*E（J- K_{s}）的关系很好地拟合，或者等价地，A_{I} = 1.217*E（V-I）（1+1.126*（E（J- K_{s}）/E（V-I）-0.3433））。朝向内星系的光学和近红外红化规律近似遵循R_{V} \approx 2.5消光曲线，色散σ_{ R_{V} } \approx 0.2，与对Ia型SNe宿主的河外调查一致。微分红化被证明是显着的尺度小到我们的平均字段大小为6 '，与1σ分散的红化平均9%的总红化我们的领域。推导出银河系核球红团的内禀光度参数为（M_{I,RC}，σ_{I，RC，0}，（V-I）_{RC，0}，σ_{（V-I）_{RC}}，（J- K_{s}）_{RC，0}）=（-0.12，0.09，1.06，0.121，0.66）。我们的RC亮度，亮度色散和数量计数的测量使我们能够估计几个银河系隆起的结构参数。我们估计到银河系中心的距离为8.20千秒差距，解决了以前根据I波段观测到的距离测定的差异。我们测量了倾斜α \approx 40°的上限。在棒的长轴和太阳-银河系中心视线之间，虽然我们的亮度峰值与α \approx 25°取向的…
2013-03-14 astro-ph.GA
Stellar age gradients and inside-out star formation quenching in galaxy bulges
径向年龄梯度记录了推动星系球中恒星星族形成和随后恒星形成（SF）淬灭过程的众多物理过程，因此可能是球形成和演化理论概念之间的敏感鉴别器。积分场光谱数据的CALIFA调查的光谱建模的基础上，我们推导出质量和轻重量的恒星年龄梯度（$\nabla$（t，B）L，M）内的光度测定的凸起半径（RB）的一个代表性的样本的本地面对晚型星系，跨度2.6德克斯的恒星质量。我们的分析证明了$\nabla$（t，B）L，M随着M，T的增加而降低的趋势，高质量的隆起主要显示负的年龄梯度，反之亦然。从正到负的$\nabla$（t，B）L，M的反转发生在logM，T ~ 10处，这大致与从低质量凸起（其气体激发由SF提供动力）到分类为Composite、LINER或Seyfert的凸起的转变相一致。我们讨论了两个限制的情况下，在大规模的LTG隆起的径向年龄梯度的起源。第一个假设的恒星年龄的凸起最初是空间均匀的，因此所观察到的年龄梯度出现从内到外的SF淬火（ioSFQ）的前面，是径向扩张的平均速度vq。在这种情况下，年龄梯度转化为缓慢的iSFQ，持续到z~2，表明SF或AGN的轻微负反馈。如果大质量凸起中的负年龄梯度不是由于ioSFQ，而是主要由于它们由内而外的形成过程，那么必须放弃准整体凸起形成的标准假设，而支持这样一种情况，即恒星质量逐渐积累超过2-3 Gyr，例如，由内而外的SF和SF团块从磁盘向内迁移。…
2020-01-16 astro-ph.GA
Spin-up of massive classical bulges during secular evolution
螺旋星系中的经典凸起是已知的旋转，但这种观察到的旋转运动的起源还没有很好的理解。最近的研究表明，棒星系中的低质量经典球（ClB）可以通过吸收棒星系发射的角动量的很大一部分来获得旋转。我们的目的是调查酒吧是否可以旋转起来，也更大规模的ClBs在长期的演变过程中的酒吧，并研究这些ClBs的运动学和动力学。我们使用一组自洽的N体模拟研究的相互作用的ClBs与酒吧，形成自洽的磁盘。我们利用轨道谱分析来研究经典核球星的角动量增益。我们发现，平均而言，在酒吧区域内的磁盘的初始角动量的2 - 6%的ClBs增益。大部分的角动量增益是通过低阶共振，特别是5：2共振轨道发生的。一个密度尾流在ClB中形成，它在演化结束时与酒吧同步旋转并对齐。旋转过程在ClB中产生特征线性旋转轮廓和温和的切向各向异性。诱导旋转在中心很小，但在$\sim2$凸起半质量半径之外很明显，在那里它导致质量加权$V/σ\sim 0.2$，并在杆的尺度附近达到局部$V_{max}/σ_{in} \sim 0.5$。产生的$V/σ$与凸出尺寸与条尺寸的比率密切相关。在所有模型中，形成了一个盒子/花生状凸起，这表明复合凸起可能很常见。棒球共振相互作用在棒星系中可以提供一些大质量的CIBs的自旋，但这个过程似乎比低质量的CIBs效率低。进一步的角动量转移由于核棒或气体流入将需要解释所观察到的旋转，如果它不是原始的。
2015-12-22 astro-ph.GA
The Similarity of Abundance Ratio Trends and Nucleosynthetic Patterns in the Milky Way Disk and Bulge
我们比较了从阿帕奇点天文台银河演化实验（APOGEE）的银河系盘（$5$ kpc $< R_{\rm GC} < 11$ kpc）中的APOGEE恒星的$\sim 11,000$银河系核球恒星（$R_{\rm GC} < 3$ kpc）样本的丰度比趋势。我们将每个样品分为低Ia（高[Mg/Fe]）和高Ia（低[Mg/Fe]）群体，在每个群体中，我们检查元素X = Fe，O，Na，Al，Si，P，S，K，Ca，V，Cr，Mn，Co，Ni，Cu和Ce的[X/Mg]与[Mg/H]的中位数趋势。为了消除小的系统性趋势的远地点丰度与恒星$\log(g)$，我们重新采样的磁盘恒星，以匹配的$\log(g)$分布的隆起数据。在这样做之后，我们发现几乎相同的中位数趋势低Ia盘和所有元素的凸起恒星。高Ia的趋势是相似的大多数元素，锰，钠，钴的显着（0.05 - 0.1德克斯）的差异。丰度趋势的密切协议（与典型的差异$\lesssim 0.03$德克斯）意味着类似的核合成过程丰富的球和盘星，尽管不同的恒星形成历史和这些地区的物理条件。例如，我们推断，在高质量斜率的恒星初始质量函数（IMF）之间的磁盘和隆起的差异必须是$\lesssim 0.30$。这种一致性，以及中间序列的一般小的分散性，意味着人们可以预测所有的球星的APOGEE丰度具有良好的准确性，只知道它的测量[Mg/Fe]和[Mg/H]和观察到…
2021-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
CO radial gradients in the bulge of M31
本研究利用LBT望远镜的LUCI光谱仪观测M31核球的CO吸收特征，发现多数CO无明显径向梯度，结合恒星种群模型分析了其成因及核球的元素丰度特征。
2024-04-04 astro-ph.GA
New insights on the Galactic Bulge Initial Mass Function
We have derived the Galactic bulge initial mass function of the SWEEPS field in the mass range 0.15 $< M/M_{\odot}<$ 1.0, using deep photometry collected with the Advanced Camera for Surveys on the Hubble Space Telescope. Observations at several epochs, spread over 9 years, allowed us to separate the disk and bulge stars down to very faint magnitudes, F814W $\sim$ 26 mag, with a proper-motion accuracy better than 0.5 mas/yr. This allowed us to determine the initial mass function of the pure bulge component uncontaminated by disk stars for this low-reddening field in the Sagittarius window. In …
2015-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
New insights on the origin of multiple stellar populations in globular clusters
为了研究银河系晕和核球中多个恒星星族的起源，我们建立了低质量原银河系子系统如球状星团（GC）的化学演化模型。与以前的研究不同，我们假设超新星爆炸波在没有排出预富集气体的情况下发生井喷，而大质量恒星（WMS）的相对缓慢的风，以及来自低质量和中等质量渐近巨星分支恒星（AGB）的风和喷出物，都保留在这些质量较小的系统中。我们发现，所观察到的Na-O反相关的金属贫GC可以再现，当多个事件的星爆被允许继续在这些子系统。具体的恒星形成历史（SFH）的恒星世代之间的时间间隔减少，但是，需要获得这一结果，这是在很好的协议，从我们的恒星演化模型的水平分支的参数。“质量预算问题”也大大缓解了我们的模型没有特别的假设恒星形成效率（SFE）和初始质量函数（IMF）。我们还应用这些模型研究了Lee等人最近提出的富含金属的隆起中超富氦红团星的起源。我们发现，化学富集的WMS可以自然地再现所需的氦增强（dY/dZ = 6）的第二代恒星。在一个等级合并范例中，原GC的破坏将为核球场提供氦增强型恒星。
2017-07-31 astro-ph.GA
Clumpy Disc and Bulge Formation
我们提出了一套流体动力学/Nbody控制的模拟孤立的富含气体的星系，自洽包括SN反馈和详细的化学演化模型，都在宇宙学模拟测试。初始条件是由观测到的z ~ 2-3处的恒星形成星系激发的。我们发现，在我们的模型中的多相星际介质的存在下，促进磁盘不稳定性的增长，有利于形成团块，在一般情况下，不容易被打乱的时间尺度相比，迁移时间。我们发现，恒星团迁移到中心区域，并有助于形成一个经典的类凸起的Sersic指数，n > 2。我们的物理动机的超新星反馈对团块的生存和演化有轻微的影响，部分限制了团块的质量增长，因为每个超新星事件释放的能量增加，随之而来的是隆起轮廓的平坦化。即使是在最强的反馈测试中，这种调节也不会阻止经典的凸起。我们的超新星反馈模型能够建立一个自我调节的恒星形成，产生质量负载的外流和恒星年龄的传播与观测相当。我们发现，由团块形成的凸起可能与其他凸起组装的通道共存，如酒吧和合并。我们的研究结果表明，星系凸起可以被解释为复合系统的结构组件和恒星星族存储考古信息的动力学历史的星系。
2013-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SWELLS survey. II. Breaking the disk-halo degeneracy in the spiral galaxy gravitational lens SDSS J2141-0001
星系盘、星系球和星系晕对星系自转曲线的贡献之间的简并性阻碍了对盘星系中重子和暗物质分布的理解。在试图打破这种简并，我们提出了一个分析的螺旋星系强引力透镜SDSS J2141-0001，发现作为SLACS调查的一部分。我们提出了新的哈勃空间望远镜的成像，气体和恒星的运动学数据来自长缝光谱，K波段LGS自适应光学成像，无论是从凯克望远镜。我们模型的星系作为一个同心轴对称的隆起，磁盘和晕组件的总和，并推断每个组件的贡献，利用引力透镜和气体运动学的信息。这个分析得出最佳拟合的恒星总质量（盘加上球）为log_{10}（M星/M日）= 10.99（+0.11，-0.25）。光度数据结合恒星人口合成模型得出log_{10}（Mstar/Msun）= 10.97 \pm 0.07，和11.21 \pm 0.07的夏布里埃和萨尔彼得IMF，分别。占预期的气体部分\simeq 20%减少透镜加上运动恒星质量由0.10 \pm 0.05 dex，导致贝叶斯因子为11.9，有利于Chabrier IMF。暗物质晕大致呈球形，短轴与长轴之比q_{halo} =0.91（+0.15，-0.13）。暗物质晕的最大圆速度为V_{max} =276（+17，-18）km/s，中心密度参数为log_{10} Δ V/2}=5.9（+0.9，-0.5）。这高于LCDM宇宙学中未收缩暗物质晕的预测值，log_{10} Δ…
2011-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Stellar Initial Mass Function in Early-Type Galaxies From Absorption Line Spectroscopy. I. Data and Empirical Trends
老恒星星族积分光中引力敏感吸收线的强度是在银河系外对恒星初始质量函数（IMF）的少数直接探测之一。由于全耗尽CCD的出现，几乎没有或没有边缘，最近已成为可能，以获得这些功能的精确测量。在这里，我们目前的光谱覆盖的波长范围为0.35 - 0.55微米和0.72 - 1.03微米的M31和34个早型星系的SAURON样品，获得与凯克低分辨率成像光谱仪的凸起。信噪比大于200埃/1微米，这足以测量单个星系的重力敏感特征，并确定它们如何依赖于星系的其他属性。结合新的数据与以前获得的光谱的球状星团在M31和最大质量的椭圆星系的室女星系团，我们发现，矮敏感的Na I双和FeH Wing-Ford带系统增加速度色散，而巨敏感的Ca II三重态减少色散。这些趋势与不同的IMF相一致，因此具有更深势阱的星系具有更多的矮星富集质量函数。在一篇配套论文（Conroy & van Dokkum 2012）中，我们使用了一个全面的恒星星族合成模型来证明IMF效应可以与年龄和丰度变化分开，并量化了早期星系之间的IMF变化。
2012-05-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Long-slit spectral observations and stellar mass-to-light ratio of spiral galaxy UGC11919
利用俄罗斯6米望远镜对旋涡星系UGC 11919进行了长缝观测，研究了它的运动学和恒星星族。以往的研究为推测该星系具有特殊低的恒星星族质量光比$M/L_B$提供了依据，这可能表明该星系存在底光恒星初始质量函数（IMF）。比率$M/L_B$估计为不同的演化模型的恒星星族使用宽带的星等和详细的光谱数据证实了这一特点，如果光盘倾角$i>30^o$，因为它是获得较早的光学测光，在一个很好的协议与HI数据立方体建模。然而，我们进行的HI数据立方体的再处理表明，它与对应于“正常”比率$M/L_B$的低得多的值$i=13^o$兼容，这不需要任何特殊的恒星IMF。在距中心一个星盘径向尺度长度处测量的恒星速度色散也与低星盘倾角相吻合。然而，在这种情况下，我们应该承认，即使考虑到双臂螺旋结构，圆盘也具有非轴对称形状。导出的恒星运动学剖面揭示了星系中运动学解耦核盘的特征。利用不同的恒星星族演化模型，我们分别估算了该星系球核、盘核和盘核的金属丰度[Z/H]（-0.4，-0.5和-0.3 dex）和平均光度加权年龄（对于光谱范围$4800-5570$ λ内的光度）（4.2，2.6和2.3 Gyr）。
2015-07-22 astro-ph.GA
Chemical evolution of ultra-faint dwarf galaxies in the self-consistently calculated IGIMF theory
利用积分星系初始质量函数（IGIMF）理论，可以计算出依赖于星系金属丰度和恒星形成率（SFR）的全星系恒星初始质量函数（gwIMF）。Lacchin等人（2019）首次应用IGIMF理论研究超暗矮（UFD）卫星星系的化学演化，但未能重现数据。在这里，我们发现IGIMF理论与数据自然一致。我们应用在每个时间步计算的随时间变化的gwIMF。每单位恒星质量形成的Ia型超新星爆炸的数量根据gwIMF重新归一化。对观测最好的UFD之一的牧夫座I的化学演化进行了计算。我们的计算表明牧夫座I有一个温和的底部光和顶部光的gwIMF，这个UFD与其他矮星有相同的气体消耗时间尺度，但在形成后约0.1 Gyr被淬灭，与独立估计一致，与蜻蜓44相似。在这项工作中恢复的最佳拟合输入参数未涵盖在Lacchin等人的工作中。（2019），造成我们的结论之间的差异。此外，还详细讨论了不确定性，讨论了化学演变模型的结果如何取决于应用的假设。这项研究表明IGIMF理论在理解极端环境下的恒星形成方面的力量，并表明UDF是限制低质量恒星IMF变化的一条有前途的途径。
2020-03-24 astro-ph.GA
Puzzling radial gradients of K-band absorption features in the giant elliptical galaxy M87
本研究利用LBT的LUCI光谱仪观测M87的K波段吸收线，发现其径向梯度大多平坦，仅NaI2.21呈负梯度，且与M31核球存在差异，揭示现有恒星族模型在近红外波段需大幅改进。
2025-06-06 astro-ph.GA
A Measurement of the Assembly of Milky Way Analogues at Redshifts $0.5 < z < 2$ with Resolved Stellar Mass and Star-Formation Rate Profiles
该研究利用哈勃前沿场多波段成像构建银河系类似物前身星系的恒星质量与恒星形成率图，揭示其自红移2以来以盘增长为主、核球仅轻微增长的质量组装模式。
2024-02-19 astro-ph.GA
Chemo-Archaeological Downsizing in a Hierarchical Universe: Impact of a Top Heavy IGIMF
我们利用一个半解析的星系形成模型来研究椭圆星系中[a/Fe]丰度比与恒星质量之间的相关性。我们实现了一个新的星系范围内的恒星初始质量函数（顶重综合星系初始质量函数，TH-IGIMF）的半解析模型SAG和评估其对星系的化学演化的影响。TH-IGIMF的斜率的SFR依赖性被发现是复制正确的[a/Fe]-恒星质量关系的关键。大质量星系达到更高的[a/Fe]丰度比，因为它们的特点是更多的头重脚轻的IMF作为其较高的SFR的结果。作为我们的分析的结果，嵌入星团质量函数的最小嵌入星团质量和嵌入星团质量函数的斜率的值，这是在TH-IGIMF理论中涉及的自由参数，被发现是低至5个太阳质量和2，分别。一个温和的缩小的趋势是目前假设一个普遍的IMF或变量TH-IGIMF产生的星系。我们发现，无论星系质量如何，较老的星系（形成红移> 2）在较短的时间尺度（< 2 Gyr）形成，从而获得较大的[a/Fe]值。因此，星系形成的时间尺度本身不能解释的[a/Fe]-星系质量关系的斜率，但负责的[a/Fe]丰度比在固定的恒星mass.We大分散进一步测试的hypothesis的TH-IGIMF在椭圆星系通过寻找到质光比，光度函数。具有TH-IGIMF的模型也受到这些约束的青睐。特别是，质光比同意与观测值的大质量星系，而被高估的质量较轻的，这种高估是目前无论国际货币基金组织考虑。
2014-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Trinity I: Self-Consistently Modeling the Dark Matter Halo-Galaxy-Supermassive Black Hole Connection from $z=0-10$
我们提出了三位一体，一个灵活的经验模型，自洽地推断暗物质晕，星系和超大质量黑洞（SMBHs）之间的统计联系。Trinity受到来自$0<z<10$的星系观测值（星系的恒星质量函数，特定和宇宙SFR，淬灭分数和UV光度函数）和来自$0<z<6.5$的SMBH观测值（类星体光度函数，类星体概率分布函数，活动黑洞质量函数，局部SMBH质量-凸起质量关系，以及观测到的高红移亮类星体的SMBH质量分布）的约束。该模型包括对观察系统学的全面处理（例如，活动星系核遮蔽和恒星质量误差）。从这些数据中，三一推断平均SMBH质量，SMBH吸积率，合并率，和爱丁顿比分布作为晕质量，星系恒星质量和红移的函数。主要调查结果包括：1）SMBH质量-核团质量关系的标准化和斜率从$z=0$到$z=10$略有增加; 2）最适合的活动星系核辐射$+$动力学效率是$\sim 0.05-0.06$，但在不同的输入假设下可以从$\sim 0.035-0.07$变化; 3）活动星系核显示出缩小，即，质量较大的SMBH的爱丁顿比比开始下降的时间早于质量较小的天体; 4）对于以恒星形成为主的低质量星系，平均SMBH吸积率与SFR之间的平均比值为$\sim 10^{-3}$。在$z\sim 1$以下的质量最大的晕中，这个比率增加到$\sim 10^{-1}$，在那里恒星的形成被淬灭，但SMBH继续吸积。
2022-09-09 astro-ph.GA
Ancient stellar populations in the outskirts of nearby grand-design spirals: Investigation of their star formation histories
本文利用 BAGPIPES 代码对 8 个近邻旋涡星系进行光谱能量分布拟合，研究其空间分辨的恒星形成历史，发现 NGC4321 和 NGC5194 外围存在出乎意料的古老恒星种群，并探讨了环境效应或气体供应停止等潜在起源。
2024-03-26 astro-ph.GA
Evolution of the stellar mass function in open clusters from a universal and unsegregated initial state
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University, Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）；Centre for Astrophysics and Planetary Science, Racah Institute of Physics, The Hebrew University（希伯来大学拉卡物理学院天体物理学与行星科学中心）；Key Lab for Astrophysics, Shanghai（上海市天体物理重点实验室）；School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area（中国空间站科学中心粤港澳大湾区分中心）
通过贝叶斯正向建模分析163个高保真疏散星团，发现年轻星团（<300 Myr）具有普适的初始质量函数（IMF斜率-2.29）且初始质量分档极小，揭示了动力学处理在10^7至10^9.8年内的不同时间尺度。
2026-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxy formation with cold gas accretion and evolving stellar initial mass function
星系-恒星质量函数的演化对检验当前的星系形成模型特别有用。观测数据揭示了与$Λ{\rm CDM}$模型预测的一些不一致之处。例如，大多数大质量星系已经在非常高的红移下被观测到，并且从那时起它们只经历了温和的演化。与此相矛盾的是，星系形成的半解析模型预测高红移的大质量星系数量不足，并且在红移1和0之间快速演化。此外，对于恒星形成星系，恒星形成速率和恒星质量之间存在很强的相关性，这可以用模型粗略地再现，但在高红移下归一化太低。此外，从宇宙恒星形成历史的积分得到的恒星质量密度比测量值高2倍。在本文中，我们研究了这些问题，使用半解析模型，其中包括：1）冷气体吸积在大规模的晕在高红移; 2）恒星质量从卫星星系潮汐剥离;和3）不断变化的恒星初始质量函数（底光）与更高的气体再循环分数。结果表明，1）和2）的组合效应可以在高红移处预测足够大质量的星系，并在低红移处再现星系的温和演化;而1）和3）的组合效应可以在宽的红移范围内再现恒星形成星系的恒星形成速率与恒星质量之间的相关关系。底部轻/顶部重的恒星IMF可以部分解决恒星质量密度和宇宙恒星形成历史之间的矛盾。
2010-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of galaxy size--stellar mass relation from the Kilo Degree Survey
我们已经从153平方度的数据发布1，2和3中获得了约340，000个星系的结构参数。通过选取高信噪比（S/N > 50）系统，对KiDS观测的4个光度带（u，g，r，i）的星系图像进行视宁度卷积二维单Sérsic拟合。结合星系的光谱能量分布特性和Sérsic指数，我们将星系分为球状和盘状两类。使用光度红移来自机器学习技术，我们已经确定了演化的有效半径，\Re \和恒星质量，\mst，相对于红移，质量完整的样本的球状体和盘占主导地位的星系z ~ 0.6。我们的结果表明，在中等红移的大质量的球状体（$\mbox{Log}\ M_*/M_\odot>11$，Chabrier IMF）的结构量的显着的演变，而几乎没有演变的质量较小的（$\mbox{Log}\ M_*/M_\odot < 11$）。另一方面，盘主导的系统在质量较小的系统（$\mbox{Log}\ M_*/M_\odot < 11$）中表现出较温和的演化，而在质量较大的系统中可能没有演化。这些趋势通常与流体动力学模拟的预测和红移z ~ 0.6的独立数据集一致，尽管在某些情况下，数据的分散性很大，无法得出最终结论。这些结果基于预期KiDS面积的1/10，加强了基于较小统计样本的先前发现，并显示了通往更准确结果的路线，预计下一次调查发布。
2018-07-16 astro-ph.GA
MRK 1216 & NGC 1277 - An orbit-based dynamical analysis of compact, high velocity dispersion galaxies
本文通过动力学分析来推断两个邻近的致密高速色散星系MRK 1216和NGC 1277的结构参数和性质。结合深HST成像、宽视场IFU恒星运动学和互补长缝光谱数据，我们构建了基于轨道的模型来约束它们的黑洞质量、暗物质含量和恒星质光比。我们得到了一个黑洞质量的log（Mbh/Msun）= 10.1（+0.1/-0.2）的NGC 1277和一个上限的log（Mbh/Msun）= 10.0的MRK 1216，在99.7%的置信度。NGC 1277和MRK 1216的恒星质光比分别为Upperdam_V = 6.5（+1.5/-1.5）和Upperdam_H = 1.8（+0.5/-0.8），与单一幂律Salpeter IMF的SSP模型吻合得很好。尽管我们的模型对暗晕参数没有严格的限制，但它们表明暗物质是MRK 1216的必要成分，在1 R_e内暗物质对总质量预算的贡献为22%（+30/-20）。另一方面，NGC 1277可以在不需要暗晕的情况下复制，并且在相同的径向范围内最大暗物质分数为13%。此外，我们研究了这两个星系的轨道结构，这是旋转支持和光度多Sérsic分解一致，表明这些紧凑的对象不主机的经典，非旋转的凸起形成在最近（z <= 2）耗散事件或通过暴力松弛。最后，MRK 1216和NGC 1277都是各向异性的，全局各向异性参数δ分别为0.33和0.58。MRK 1216遵循快速…
2015-06-22 astro-ph.GA
Quantitative constraints on starburst cycles in galaxies with stellar masses in the range 10**8-10**10 Msol
我们用4000个星散点和H $δ_A$指数，结合由发射线通量测量得到的SFR/M*，来约束恒星质量在10**8-10**10 Msol范围内的星系的近期恒星形成历史。爆发星系中的总SFR密度的分数是恒星质量的强函数，从10**8 Msol的恒星质量的0.85下降到M* = 10**10 Msol的星系的0.25。低质量星系并不都是年轻的。对于恒星质量小于10**9 Msol的星系，其半质量形成时间的分布范围很广，跨度为1-10 Gyr。恒星形成率在爆发星族范围内的峰谷变化范围为10-25。在低质量星系中，爆发的平均持续时间与星系的动力学时间相当。星系结构与估计的爆发质量分数相关，但在低质量和高质量星系中以不同的方式。具有大爆发质量分数的高质量星系更集中在中心，这表明凸起的形成正在起作用。在低质量星系中，恒星表面质量密度作为F_{burst}的函数而减小。这些结果与Teyssier等人（2013）的观测预测非常一致，并进一步证明了尖点晕问题可以通过星系生命周期中多次恒星爆发的能量输入来解决。我们注意到，没有令人信服的证据表明本地宇宙中恒星形成星系数量的IMF变化。
2014-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The CALIFA survey across the Hubble sequence: Spatially resolved stellar population properties in galaxies
本文以CALIFA巡天的300个星系为例，描述了邻近宇宙星系恒星星族性质的径向结构。样本涵盖了广泛的哈勃类型和星系恒星质量。我们应用光谱合成技术来恢复恒星质量表面密度，恒星消光，光和质量加权年龄，和质量加权金属丰度，在我们的目标星系的每个空间分辨率元素。为了研究星系整体特性的平均趋势，将单个径向轮廓堆叠在星系形态的七个箱中。我们证实，更大质量的星系更紧凑，更古老，更富含金属，更少的尘埃变红。此外，我们发现，这些趋势在空间上与核的径向距离。偏离这些关系似乎与哈勃类型相关：早期的类型更紧凑，更古老，对于给定的质量更富含金属，这证明淬火与形态有关，但不是由质量驱动的。负的年龄梯度与星系的由内而外的增长是一致的，其中Sb-Sbc星系的年龄梯度最大。此外，平均恒星年龄的磁盘和凸起的相关，磁盘覆盖更广泛的年龄范围，晚型螺旋托管年轻的磁盘。恒星质量表面密度的梯度主要取决于恒星质量，在这个意义上，质量越大的星系越集中。在这个意义上，在相同质量的早期类型星系有更陡的梯度，这是一个次级相关。我们发现轻微的负金属丰度梯度，比孤立的星系演化模型预测的要浅。最大的梯度发生在Sb星系。总的来说，我们得出结论，淬火过程的方式是独立的质量，而金属丰度和星系结构的质量依赖的过程的影响。
2015-06-16 astro-ph.GA
