Cosmic Growth History and Expansion History
宇宙膨胀史检验宇宙整体演化的动力学及其能量密度含量，而宇宙生长史检验能量密度非均匀部分的演化。通过对这两种历史的精确比较，我们可以区分出加速宇宙膨胀的物理本质：是一种额外的平滑成分--暗能量--还是对引力场方程的修正。借助于一个精确到0.05- 0.2%的线性微扰增长拟合公式，我们分离出了增长对膨胀历史的依赖，并引入了一个新的增长指数参数γ来量化引力修正。
2005-08-16 astro-ph gr-qc
The Cosmic Microwave Background and the Ionization History of the Universe
关于原始等离子体如何重组以及宇宙后来如何再电离的细节目前还有些不确定。这种不确定性限制了从宇宙微波背景（CMB）测量宇宙学参数的准确性。更积极的是，未来的CMB数据可以用来约束电离历史的观测。我们首先讨论如何在重组历史的当前不确定性碰撞参量的限制，并显示如何合适的参数化可以用来获得无偏的参数估计，从未来的数据。一些参数可以被鲁棒地约束，然而，有明确的动机来用量化的误差更准确地对重组进行建模。然后，我们讨论了约束的电离分数在红移在再电离过程中。理想的CMB偏振数据原则上可以区分具有相同光学深度的不同历史。我们讨论如何以及普朗克卫星可能能够约束电离的历史，并显示目前非常弱的约束WMAP三年的数据。
2006-09-15 astro-ph
Star Formation History up to z = 7.4: Implications for Gamma-Ray Bursts and the Cosmic Metallicity Evolution
目前的雨燕样本的伽马射线暴（GRB）与测量的红移允许测试的假设，伽玛射线暴跟踪恒星形成的宇宙。一些作者声称伽玛暴的速率随宇宙红移的增加比恒星形成速率更快，其原因尚不清楚。基于宇宙金属丰度随红移而变化以及伽玛暴更倾向于发生在低金属丰度星系的观测结果，本文研究了用宇宙金属丰度演化解释伽玛暴速率历史与恒星形成速率历史之间的差异的可能性。首先，我推导出一个恒星形成的历史，红移z=7.4从一个更新的样本的恒星形成率密度通过添加新的紫外测量Bouwens等人。和新的紫外和红外测量Reddy等人。现有的样本由霍普金斯和Beacom编译。然后，采用Langer & Norman提出的GRB产生与宇宙金属丰度历史关系的简单模型，证明了观测到的Swift GRB红移分布可以相当准确地再现。虽然结果是有限的小尺寸的GRB样本和了解甚少的选择偏差在检测和定位的GRB和红移的测定，他们认为，GRB跟踪恒星的形成和金属丰度的演变。如果能用其他方法精确测量恒星的形成历史，这在不久的将来是可能实现的，那么通过研究伽玛暴的红移分布来确定宇宙金属丰度的演化就有可能。
2008-05-20 astro-ph
Cosmic Star Formation History and Deep X-ray Imaging in the XMM-NEWTON and CHANDRA Era
我总结了宇宙恒星形成的X射线诊断研究的X射线双星演化的演化方案在正常星系演化的恒星形成。深X射线成像研究的CHANNEL和XMM-NEWTON开始约束两个X射线光度演化的星系和log N - log S诊断的X射线背景：我讨论这些在上述背景下，总结目前的理解和未来的前景。
2002-03-20 astro-ph
Lithium-6 and Gamma Rays: Complementary Constraints on Cosmic-Ray History
稀有的同位素6Li只能由宇宙射线产生，主要是在ISM氦的α + α聚变反应中产生。因此，这种核素提供了一个独特的诊断历史的宇宙射线在我们的银河系。同样的强子宇宙射线相互作用也会产生高能伽马射线（主要是通过中性π介子产生）。因此，强子伽马射线和6Li是密切相关的。具体来说，6Li直接编码了宇宙时间内的局部宇宙射线注量，而河外强子伽马射线编码了视界外的平均宇宙射线注量。我们研究这种联系，并显示如何6Li和伽马射线可以一起使用，把重要的模型独立的限制我们的银河系和宇宙的宇宙射线的历史。我们首先限制普通银河系宇宙射线的伽马射线的生产，使用本地6Li丰度。我们发现，太阳6Li丰度要求伴随的河外π介子γ射线强度超过整个观测到的EGRB的2-6倍。这种差异的可能解释进行了讨论。然后，我们约束锂生产使用最近的河外伽玛射线背景（EGRB）的测定。我们注意到，宇宙结构形成过程中产生的宇宙射线会导致前银河系锂的产生，这将作为一个“污染物”的原始7 Li含量的贫金属晕星。我们发现，在所观察到的EGRB的不确定性是如此之大，我们不能排除一个前银河系李，这是原始7 Li。我们的限制和他们更多的模型依赖的扩展将显着改善与额外的观测晕星中的6Li，并与GLAST的EGRB光谱的改进测量。（摘要摘录）
2004-07-15 astro-ph
Cosmic Star Formation History Required from Infrared Galaxy Number Count : Future Prospect for Infrared Imaging Surveyor (IRIS)
我们建立了一个红外和亚毫米（以下简称IR）星系数计数和估计的红外光度密度的历史模型。我们将星系光度的演化变化视为一种逐步的非参数形式，以探索最适合再现当前观测结果的演化历史。我们发现的演化模式，满足两个约束条件所需的宇宙红外背景（CIRB）和红外星系数计数。在红外$60 μ$ m光度密度演化中，发现在红移$z=0.75 - 1.0$处光度增加一个数量级。我们还发现，大量的星系（$\sim 10^7$在整个天空）将被发现在全天调查的远红外线红外成像测量仪（IRIS），日本红外卫星计划Astro-F。
2000-02-07 astro-ph
Cosmic Microwave Background polarization and the ionization history of the Universe
我们指出，偏振测量计划为即将到来的普朗克任务可以显着提高宇宙参数估计的准确性相比，单独的温度各向异性谱。为了说明这一点，我们考虑一个标准的宇宙学模型和几个修改，调整一个参数，每个适合最近发表的Maxima-1数据。虽然所有的模型产生可接受的拟合就功率谱而言，其相应的偏振光谱差异很大。最强的差异预计延迟重组的模型，反映了这样一个事实，即极化测量是最敏感的过程中的重组时代。
2001-02-26 astro-ph
Cosmic Star Formation History
我回顾了我们对星系演化和恒星形成的宇宙历史的理解最近取得的一些进展。像书挡一样，从深地光谱学和哈勃深场成像巡天获得的结果将中间红移间隔$1<z<2$放在括号内，在那里恒星诞生的峰值可能比今天高10倍。自$z\sim 1$以来观察到的稳定下降主要与晚型星系有关。在$z\gtrsim 2.5$上，莱曼破裂选定的天体可能代表了现今球状体的前兆，但平均而言，相对于标准的早期和快速形成的球状系统图片的预期，似乎相当不亮。观测到的紫外光密度占了今天在“正常”大质量星系中看到的大部分金属。
1996-12-17 astro-ph
Matching the Cosmic Star Formation History to the Local Galaxy Population
在这篇评论中，我将描述一些河外天文学的最新进展。首先，我将描述我们目前对宇宙恒星形成历史的最佳估计。然后，我将描述本地星系和它们的恒星星族的测量，集中在不同类型的星系的光度函数和恒星星族组成的测量。最后，我将研究这两组结果之间的关系。最终目的是告诉在宇宙历史的哪个阶段，在本地星系中看到的不同恒星形成。目前我们知道的很多，但仍有很大的不确定性，我将强调未来的一些前景。
2003-08-11 astro-ph
Effects of metal enrichment and metal cooling in galaxy growth and cosmic star formation history
利用宇宙学流体动力学模拟方法，对金属富集和金属冷却对星系形成和宇宙恒星形成（SF）历史的影响进行了数值研究。我们发现，在有金属冷却的模拟中，与无金属冷却的模拟相比，（1）宇宙星形成率（SFR）在z=1和3处分别提高了50%和20%，（2）星系中气体的质量分数降低了;（3）重子总质量函数（气体+恒星）在z=3时没有显著差异，但在z=1时相对大质量星系的数量有所增加;（4）星系际介质（IGM）的重子质量分数在z<3时由于更有效的冷却和气体吸积而降低。我们的研究结果表明，金属冷却通过两种不同的机制促进星系的生长：（1）提高局部星际介质（ISM）中的SF效率，（2）增加星系对IGM的吸积。前一个过程在宇宙历史的大部分时间里都是有效的，而后一个过程只在z<3时有效，此时IGM由于反馈而被金属充分富集。
2008-12-11 astro-ph
Probing the Cosmic Star Formation History by Brightness Distribution of Gamma-Ray Bursts
在假设伽玛暴发生率与宇宙恒星形成率有关的前提下，详细研究了伽马射线暴（GRB）的亮度分布。分别分析了4 B BATSE星表中长持续时间和短持续时间爆发的两个总体。考虑到目前恒星形成率（SFR）观测估计的不确定性，我们尝试了各种宇宙恒星形成历史的模型，发现如果标准烛光近似成立，则$z$ = 0--1的SFR演化受GRB分布的强烈约束。从紫外观测推断出的从$z$ = 0到1的$\sim$ 15倍的强SFR演化太陡，与任何距离尺度的伽玛暴分布都不一致。一些可能性，以调和这种差异进行了讨论，包括固有的亮度色散的伽玛暴和/或修改的恒星形成历史估计的紫外观测。我们认为，SFR增加因子从$z$ = 0到1可能是低至约4，如果我们选择不同的宇宙学参数集和/或考虑的演变的金属丰度和尘埃消光的紫外数据，这将显着补救的差异。
1998-08-20 astro-ph
Expansion of radio galaxies in a cosmologically evolving medium: Possible implications for the cosmic star-formation history
我们比较早期的估计，在类星体时代的基础上，非不断发展的环境介质与新的假设一个强大的宇宙学演化的环境介质的射电星系叶填充的体积。如果放射源保持活跃超过10^8年，则它们所填充的体积在两种情况下是相当的。这加强了我们先前的推论，即在类星体时代，宇宙中的大部分气体细丝网（星系形成的地方）可能被射电瓣所渗透，这可能引发了广泛的恒星形成，并对z ~ 2时宇宙中磁场和金属的扩散做出了巨大贡献。
2004-11-03 astro-ph
We define a new observable that depends on finite redshift differences of the spin-weighted angular moments of the two point function of the three dimensional cosmic shear and on luminosity distance. It is shown that precise measurements of our observable will be able to tightly constrain the expansion history of the universe.
2010-08-17 astro-ph hep-ph
Cosmic ray propagation and star formation history of NGC 1961
我们提出了新的无线电连续数据在4个频率的超大质量，奇特的星系NGC 1961。这些观测结果使我们能够分离热射电和非热射电辐射，并确定非热谱指数分布。银河系盘中的这种光谱指数分布是不寻常的：在射电辐射的最大值处，同步加速器光谱非常陡峭，表明宇宙射线电子老化。远离最大值的光谱要平坦得多。在最大值处的同步辐射光谱陡峭，表明在这些地点发生了恒星形成率的强烈下降。扩展的无线电发射是最近宇宙射线加速的迹象，可能是由于最近的恒星形成。我们认为，过去的一次剧烈事件，很可能是与星系际气体云的合并或碰撞，导致了星系的各种不寻常的特征。
1998-05-18 astro-ph
The Physics and Early History of the Intergalactic Medium
星系际介质--充满星系间巨大空间的宇宙气体--受到从极早期宇宙的量子涨落到新形成恒星的辐射发射等过程的影响。这使星系际介质具有了作为基础物理学和天体物理学强有力探测器的双重作用。基础物理学的标题包括非常早期宇宙的条件和基本的宇宙学参数。天体物理学指的是恒星和星系漫长的宇宙历史的章节，这些历史通过恒星对宇宙气体的反馈效应而被揭示。这篇评论描述了星系际介质的物理学，重点是最近的理论和观测发展，了解早期宇宙的历史。特别是，来自最早一代恒星的辐射被认为改变了宇宙，将周围的原子变成了自由电子和离子。宇宙学家的主要目标是确切地知道再电离过程是何时以及如何发生的，因为这将告诉我们早期的恒星和黑洞是何时形成的，以及在什么样的星系中。在理论模型和计算机模拟的帮助下，人们开始理解宇宙再电离。目前正在设计的各种各样的仪器将探测宇宙历史上一个迄今为止基本上未被探索的时代的第一批光源。新的观测结果以及对理论模型和数值模拟的挑战将在未来十年内激发这一领域的大量工作。（节略）
2007-04-26 astro-ph
Probing the cosmic acceleration history and the properties of dark energy from the ESSENCE supernova data with a model independent method
利用模型无关方法，直接从包含新的ESSENCE Sne Ia数据和高红移Sne Ia数据的192个Sne Ia数据点重建宇宙膨胀历史$H(z)$、宇宙减速参数$q(z)$和暗能量状态方程$w(z)$.我们发现由192 Sne Ia数据重建的$q(z)$和$w(z)$的演化性质似乎弱于Gold集，但强于SNLS集.结合192 Sne Ia和BAO数据，得到了对$Ω_{m0}$的严格约束。在$1σ$置信水平$Ω_{m0}=0.278^{+0.024}_{-0.023}$，与Gold+BAO和SNLS+BAO高度一致。
2008-02-29 astro-ph
Uncorrelated Measurements of the Cosmic Expansion History and Dark Energy from Supernovae
我们提出了一种方法来测量宇宙膨胀历史H（z）在不相关的红移箱，并将其应用到当前和模拟的Ia型超新星数据假设空间平坦。如果物质密度参数Omega_m可以从其它数据中精确测量，那么暗能量密度历史X（z）=rho_X（z）/rho_X（0）可以从这个膨胀历史H（z）中简单地推导出来。与习惯的“黑匣子”参数拟合相反，我们的方法是透明的且易于解释：红移箱中H（z）^{-1}的测量只是该箱中超新星测量的同动距离的线性组合，这使得很明显如何系统误差从输入传播到输出。我们发现Riess等人（2004）的“金”样本与"香草“和谐模型一致，其中暗能量是一个宇宙学常数。我们比较了两个任务的概念，美国宇航局/能源部联合暗能量任务（JDEM），联合有效的暗能量调查（JEDI），和超新星探测器（SNAP），使用模拟数据，包括弱透镜效应（基于数值模拟）和系统偏差K-校正。在七个不相关的红移箱中估计H（z），我们发现两者都提供了比当前数据显着的改进：JEDI可以测量H（z）到约10%的准确度，SNAP到30-40%的准确度。
2005-05-13 astro-ph
Cosmic Gamma-Ray Bursts as a Probe of Star Formation History
从长持续时间伽玛暴的光变关系导出了宇宙伽马射线暴（GRB）的形成率，并与宇宙恒星的形成率进行了比较。如果伽玛暴与大质量恒星的坍缩有关，那么伽玛暴的速率应该与恒星的形成速率近似成正比。我们发现这两个速率在低红移处有相似的斜率。这表明伽玛射线暴确实跟踪宇宙的恒星形成率，这反过来又意味着产生伽玛射线暴的大质量恒星的形成率与总的恒星形成率成正比。这也意味着我们可以利用伽玛暴作为探测宇宙恒星在高红移下的形成速率。我们发现，由光变率-光度关系推断的宇宙恒星形成率在z > 3时随红移的增加而急剧增加。这与从场星系的光学观测得到的宇宙恒星形成率的测量结果形成明显的对比，这表明即使在对尘埃消光进行了校正之后，光学观测仍然遗漏了许多高z恒星的形成。
2000-10-29 astro-ph
Implications of the cosmic infrared background for light production and the star formation history in the Universe
本文评述了在宇宙的整个生命过程中，由于星系的累积辐射而产生的宇宙背景。我们发现，这一背景是很好的约束测量。背景中的总功率在60-93 nW/m2/sr的范围内。数据显示存在一个最小值，将直接恒星辐射与由尘埃重新发射的辐射的红外部分分开。这种再发射的尘埃辐射约为光学/近红外背景功率的1-2.6倍，因此远大于当地测量的相同比率（30%）。远红外和亚毫米背景很可能是由红移红外星系主导的。背景的长波长光谱比这些星系的光谱明显平坦，它强烈地限制了远红外辐射产生率的历史，在现在和红移1之间必须增加大于10倍，然后在更高的红移处保持相当恒定，与紫外辐射产生率迅速下降相反。已经提出了几种星系演化的模型来解释亚毫米背景。在本文中，我们没有提出一个新的模型，我们系统地探讨了数据允许的演化历史的范围。如果红外星系主要由最近的观测表明的恒星爆发提供动力，那么这种红外生产历史反映了宇宙中恒星爆发的历史。
2000-07-05 astro-ph
Linked evolution of gas and star formation in galaxies over cosmic history
我们比较了星系中恒星形成率的宇宙演化与它们的中性氢密度。我们强调需要中性氢不断补充电离气体的水库，以保持观察到的恒星形成率在星系中。流体动力学模拟表明，补充可能会自然发生通过气体流入，虽然在附近星系的气体流入率测量不足以匹配消费。我们确定了一种替代机制，这种补充，与星系内的膨胀超壳层。预先存在的电离气体可以在超壳层的壁中有效地冷却和重组，分子气体可以在壳层壁中原位形成，壳层可以压缩预先存在的分子云以引发坍缩和恒星形成。我们表明，这种机制提供了足够的补充率，以保持观察到的HI质量密度和推断的分子气体质量密度在红移范围0<z<5。
2008-06-03 astro-ph
The Sloan Digital Sky Survey: The Cosmic Spectrum and Star-Formation History
我们提出了一个确定的“宇宙光谱”的宇宙，即从星系的系综发射，确定从红色选择斯隆数字巡天主要星系样本，并与以前的结果相比，蓝色选择2dF星系红移调查。广泛地说，我们发现很好的协议，在光谱和衍生的恒星形成的历史。如果我们使用幂律恒星形成历史模型，其中恒星形成率$\propto (1+z)^β$到z=1，那么我们发现$\propto (1+z)^β$为2到3仍然是最有可能的模型，并且没有证据表明当前的调查遗漏了大量的高红移恒星形成。特别是，局部宇宙的“化石宇宙学”给出了恒星形成历史的量度，这与在高红移时的直接观测是一致的。利用SDSS的测光法，我们能够推导出以绝对单位表示的宇宙光谱（即：$ W Å$ ^{-1} $ Mpc$ ^{-3} $) at 2--5Åresolution and find good agreement with published broad-band luminosity densities. For a Salpeter IMF the best fit stellar mass/light ratio is 3.7--7.5 $ \Msun / \Lsun $ in the r-band (corresponding to $ \omstars h = 0.0025 $--0.0055) and from both the stellar emission…
2003-01-01 astro-ph
Ionization history of the cosmic plasma in the light of the recent CBI and future PLANCK data
本文介绍了利用最近的宇宙微波背景辐射观测确定宇宙学参数的方法。我们发现，更复杂的模型与一些“失踪”的参数描述的重组过程中的重组动力学提供更好的协议测量和预期的CMB各向异性特性之间。特别地，我们考虑了Ly-{alpha}和Ly-{c}辐射的外源以及重子分量强成团的模型。这些因素可以限制通常讨论的宇宙学参数的估计。我们还表明，偏振的测量可以提高这些估计，并为精度预期的普朗克任务，允许歧视广泛的一类模型。
2002-12-06 astro-ph
A meta-analysis of cosmic star-formation history
一个荟萃分析的文献中的宇宙恒星形成率密度从红移统一到现在的演变。测量方法极为多样，包括无线电、红外线和紫外线宽波段光度指示器，以及可见光和近紫外线发射指示器。虽然在任何给定的红移上，指标之间都有很大的分散，但几乎所有的研究都发现从红移单位到现在的显着下降。这是星系演化研究中最不均匀的证实结果。当共动恒星形成率密度被视为与$(1+z)^β$成正比时，元分析给出了在世界模型中$β= 2.7\pm 0.7$的最佳拟合指数和保守置信区间，其中$(Ω_M,Ω_Λ)=(0.3,0.7)$和$β= 3.3\pm 0.8$在$(Ω_M,Ω_Λ)=(1.0,0.0)$中。无论是哪种情况，这些演化趋势都足够强烈，以至于今天的大部分恒星质量都应该属于古老的（$>6 \mathrm{Gyr}$）种群。
2002-08-31 astro-ph
An analytical model for the history of cosmic star formation
我们使用简单的分析推理，以确定物理过程，驱动宇宙恒星形成密度在冷暗物质宇宙的演变。基于我们的分析，我们制定了一个模型来解释恒星形成历史的红移依赖性，并将其与一组流体动力学模拟（包括恒星形成和反馈）的结果进行比较。在早期，密度足够高，冷却时间足够短，大量的恒星形成气体存在于所有可以通过原子过程冷却的暗物质晕中。因此，恒星形成密度一般随z的减小而呈指数上升，与恒星形成物理模型的细节无关，但取决于宇宙学功率谱的归一化和形状。这部分的演化是由引力驱动的晕质量函数的增长。在低红移时，密度随着宇宙膨胀到冷却被抑制的程度而下降，从而限制了可获得的恒星形成气体的数量。我们发现，在这一制度的恒星形成率规模约成比例的冷却速度内晕。我们推导出完整的恒星形成历史的解析表达式，并表明它们与我们的模拟结果相匹配，优于~ 10%。使用各种近似，我们减少了一个简单的解析拟合函数，可用于计算全球宇宙学量，直接相关的恒星形成历史的表达式。作为例子，我们考虑的综合恒星密度，超新星和伽马射线暴率可观察到的地球上，宇宙的金属富集的历史，和致密物体的密度。（节略）
2002-09-10 astro-ph
Cosmic star formation history associated with QSO activity: an approach using the black hole to bulge mass correlation
中心黑洞质量与其邻近星系和活动星系核中的宿主球体质量之间的紧密相关性表明，黑洞的生长与其球体的形成密切相关。基于我们以前的工作，这样一个联合的演化方案和相应的黑洞的隆起质量的相关性，我们使用的X射线光度函数的活动星系核和宇宙学的演化率，这是从ROSAT X射线巡天估计宇宙恒星形成的历史与黑洞的生长。基于活动星系核的主要黑洞生长发生在活动星系核的发光阶段的基本假设，活动星系核的光度函数作为红移的函数，不仅反映了黑洞的吸积历史，而且反映了球状体的宇宙星形成历史。虽然特别明亮的类星体的空间密度是非常低的，我们表明，与大质量黑洞增长的恒星形成的总量是几乎相同的莱曼Break Galeries检测到的当前光学深调查。因此，我们认为光学深度调查可能会错过我们宇宙中大约一半的净恒星形成，这可能在一定程度上是由于显着的尘埃灭绝以及之前光学调查的视场较小，无法以相对较短的时间对此类罕见事件进行采样。尺度。然而，在黑洞生长过程中，恒星形成加热的尘埃的远红外辐射可以充分解释观测到的SCUBA数量，并且可能是SUBA种群的主要能量来源。
2002-12-24 astro-ph
Cosmic Dispersion Measure from Gamma-Ray Burst Afterglows: Probing the Reionization History and the Burst Environment
我们提出了一种可能的方法来测量沿光路的自由电子的列密度，所谓的色散测量（DM），从早期的$[\sim 415 (ν/1 {\rm GHz})^{-2} ({\rm DM}/10^{5} {\rm pc} {\rm cm}^{-3}) {\rm s}]$无线电余辉的伽马射线暴。我们发现，拟议的平方公里阵列可以检测到明亮的无线电余辉周围的时间$\sim 10^{3}(ν/160 {\rm MHz})^{-2}$ s测量星系际DM（$\simg 6000$ pc cm $^{-3}$在红移$z>6$），直到$z\sim 30$，我们可以确定宇宙的再电离历史，并确定失踪的暖-热重子。在低$z$时，宿主星系中的DM可能达到$\sim 10^{5}$ pc cm $^{-3}$，这取决于爆发环境，这可能被当前的探测器探测到。自由-自由吸收和衍射散射也可能影响高密度的无线电发射。
2003-10-14 astro-ph
The 2dF Galaxy Redshift Survey: constraints on cosmic star-formation history from the cosmic spectrum
我们提出的第一个结果在宇宙中的恒星形成的历史的基础上的“宇宙光谱”，特别是，体积平均，亮度加权，恒星吸收线光谱的现今星系从2dFGRS。这种方法是新颖的，与以往的研究不同，它不是一个基于总光度密度的估计。宇宙光谱拟合模型的人口合成，跟踪恒星形成的历史之前，所观察到的星系的时代，使用我们已经开发出的方法，其中包括连续和光谱线的变化，是强大的分光光度的不确定性。宇宙光谱只能用包含化学演化的模型来拟合，并且表明过去有一个恒星形成率的峰值，至少是当前值的三倍，并且假设它的尺度为（1+z）^beta，则增加回到z=1，具有beta<5的强上限。我们发现在一般情况下，在低红移和高红移的恒星形成之间存在着某种模型简并。然而，如果我们结合以前关于z 1处恒星形成的工作<1 we can put strong upper limits on the SFR at z>：例如，如果beta>2，则针对1<z<5的SFR缩放为（1+z）^alpha，其中alpha为<2. This is equivalent to stating that no more than 80% of stars in the Universe formed at z>1。我们的结果与基于UV光度密度的宇宙SFR估计汇编的最佳拟合结果一致，该结果给出1.8<beta<2.9和-1.0<al…
2002-01-03 astro-ph
The dust un-biased cosmic star formation history from the 20 cm VLA-COSMOS survey
我们推导出宇宙恒星形成历史（CSFH）到z=1.3使用的样本~350无线电选择的恒星形成星系，一个更大的样本比以前，类似的研究。我们试图区分来自活动星系核和恒星形成星系的无线电发射，并确定一个不断发展的1.4 GHz光度函数的基础上，这些VLA-COSMOS恒星形成星系。我们精确地测量了恒星形成星系光度函数（SFR>100 M_Sol/yr;相当于ULIRGs）的高光度端，直到z=1.3，发现比以前从中红外数据得出的演化要慢一些。我们发现更多的恒星在高红移的明亮恒星爆发中形成。我们使用外推的基础上的本地无线电星系光度函数，假设纯光度的演变，我们得到$L_* \propto (1+z)^{2.1 \pm 0.2}$或$L_* \propto (1+z)^{2.5 \pm 0.1}$，这取决于本地无线电星系光度函数的选择。因此，我们的无线电导出的结果独立地证实了CSFH自z~1以来的~1个数量级的下降。
2008-08-04 astro-ph
Cosmic Star Formation History to z=1 from a Narrow Emission Line Selected Tunable Filter Survey
我们报告的结果，深3D成像调查的哈勃深场北使用金牛座可调滤波器和威廉赫歇尔望远镜。这次巡天的目的是寻找被其他技术遗漏的新的谱线发射天体群，并从一次谱线选择巡天中测量宇宙恒星形成率密度。我们在7100、8100和9100 A波段观测到三个连续的窄带切片序列，对应于z=1时高达1000 Mpc ^3的宇宙学体积，其通量极限为2 x 10^-17尔格·cm^-2·s^-1。调查是足够深，是高度完整的低线光度星系。交叉匹配与现有的光谱在现场的结果在一个小的线光度有限的样品，具有非常高的红移识别完整性，包含7个[OII]，Hbeta和Halpha发射器的红移范围0.3 - 0.9。将其视为直接恒星形成率选择样本，我们估计宇宙的恒星形成历史为z=1。我们没有发现任何新的线发射物体群对宇宙学恒星形成率密度有显着贡献的证据。相反，从我们完整的窄带样本中，我们发现恒星形成的历史与宽带成像调查和其他不太深的选线调查的早期估计一致。
2004-08-26 astro-ph
Cosmic Star Formation History from Local Observations and an Outline for Galaxy Formation and Evolution
这项研究的目标是从局部观测中重建宇宙恒星形成率密度的历史，并在此过程中深入了解星系是如何形成和演化的。描述了一个新的化学演化模型，它解释了球状星团以及伴随的场星的形成。当这个模型被用来与所观察到的年龄金属丰度关系的集群和输入，这使得几乎普遍观察到的双峰分布的球状星团的形成，恒星形成率。通过将注意力限制在局部宇宙的代表性体积上，这些速率允许成功地重建马道图，而互补的结果类似地满足许多局部宇宙学约束。星系形成的物理框架，其中包括从这个化学演化模型的结果，并假定各向异性崩溃。除了提供“经典的”晕，隆起和磁盘组件，该模型还预测了一个新的恒星晕组件峰值[Fe/H] ~ -0.8和盘状角动量，并允许形成厚盘所概述的金属丰富的球状星团。银河系对应的后两个组件被确定。
2003-11-14 astro-ph
Cosmic Star Formation History and the Brightness of the Night Sky
我回顾了所观察到的河外背景光（EBL）对星系中恒星出生率的历史所施加的限制。在微弱的星等下，哈勃深场南成像巡天的所有七个UBVIJHK光学带通中，星系计数的对数斜率都小于0.4。积分的数量计数提供了一个下限的表面亮度的光学河外天空的15 nW/m2/sr，可比的强度远红外背景COBE数据。如果初始质量函数具有与M亚矮星盘星的观测一致的较低质量截止的Salpeter斜率，Omega_* 的下限>0.005（在哈勃常数50 km/s/Mpc时）是针对可见光导出的产生50 nW/m2/sr水平的河外背景光（EBL）所需的（处理气体+恒星）质量密度。是0.012，大约是核合成重子密度的16%。类星体活动对观测到的EBL的贡献不太可能超过20%。
1999-07-20 astro-ph
Cosmic Star Formation History and its Dependence on Galaxy Stellar Mass
利用双子座深空巡天（GDDS）的观测数据，我们研究了宇宙恒星形成率（SFR）及其对红移范围0.8 < z < 2的星系恒星质量的依赖性。最大质量的星系（M > 10^{10.8} M_sun）在z = 2时的SFR比现在高6倍。它从z = 2开始急剧下降，在z ~ 1时达到当前值。相比之下，中等质量星系（10^{10.2} < M < 10^{10.8} M_sun）的SFR密度下降得更慢，并且可能在z ~ 1.5处达到峰值或平台。我们使用特征增长时间t_SFR = rho_M / rho_SFR来提供大质量星系在z ~ 2处从爆发到静止恒星形成模式的相关转变的证据。中等质量的系统在z ~ 1处从爆发过渡到静止模式，而最低质量的物体在整个红移范围内经历爆发。我们的结果清楚地表明，星系的形成时代延长，并从高到低质量系统进行。最大质量的星系在宇宙历史的第一个~3 Gyr形成了它们的大部分恒星。中等质量的天体继续形成其主导恒星质量的额外的~2 Gyr，而最低质量的系统已经形成了整个宇宙时代的GDDS。这种星系形成的观点清楚地支持SFR中的“缩小”，即最大质量的星系首先形成，星系形成从较大的质量尺度到较小的质量尺度。
2004-11-29 astro-ph
What Do We Really Know About Cosmic Acceleration?
基本上，我们对宇宙加速历史的所有认识--包括加速本身--都是基于广义相对论的正确性。在不依赖于这个假设的情况下，我们使用SNeIa来分析膨胀历史，并发现（i）非常强有力的（5 sigma）加速期的证据，（ii）强有力的证据表明加速度不是恒定的，（iii）早期的证据减速和（iv）只有弱证据表明宇宙自z~0.3以来没有减速。
2005-12-23 astro-ph
The History of the Baryon Budget: Cosmic Logistics in a Hierarchical Universe
利用一系列高分辨率N体流体动力学数值模拟，我们研究了星系晕中重子收支的几种演化方案。我们推导出单个晕星的形成历史（SFH），以及在宇宙中的全球恒星形成率。我们开发了一个简单的分析模型，使我们能够计算出令人惊讶的准确预测，与我们的模拟相比，也与Springel & Hernquist（2003）中提出的其他模拟相比。该模型依赖于两个主要参数：恒星形成时间尺度t* 和风效率eta_w。我们还计算，对于给定质量的晕，重子分数在以下每个阶段：冷盘气体，热晕气体和恒星。在这里，我们的分析模型预测与模拟结果吻合良好，如果一个正确地考虑到有限分辨率的影响。我们比较我们的分析模型的预测几个观测约束，并得出结论，一个非常窄的范围内的模型参数是允许的。概述了银河风所起的重要作用，以及可能的“超级风”的情况下，集团和集群。所观察到的SFH的“反分层”行为很好地再现了我们的最佳模型与t*=3Gyr和eta_w=1.5。在这种情况下，我们得到一个当前的宇宙重子预算的欧米茄 *= 0.004，欧米茄_冷=0.0004，欧米茄_热=0.01和欧米茄_背=0.02（漫射背景）。
2005-05-23 astro-ph
The History of the Comic Supernova Rate Derived from the Evolution of the Host Galaxies
我们预测宇宙超新星的历史作为一个复合物的超新星在螺旋星系和椭圆星系的速率。我们包括Ia型超新星（SN Ia）的祖先演化的金属丰度的影响，并建立详细的模型，螺旋和椭圆星系的星系团和领域的演变，以满足最新的观测约束。在星团环境中，合成的宇宙星形成率（SFR）在对应于椭圆星系中早期恒星爆发的$z \gtsim 3$处有一个过量，并且与Madau的图相比，从现在到$z \sim 1.4$红移处的峰值的斜率较浅。在外场环境中，我们假设椭圆星系在很宽的红移范围内形成为$1 \ltsim z \ltsim 4$。合成的宇宙SFR在$z \sim 3$附近有一个宽峰，这与观测到的结果非常一致。由此得到的宇宙SFR导致宇宙SN Ia速率的以下预测：1）由于SNe Ia的低金属丰度抑制，螺旋中的SN Ia速率在$z \sim 2$处有一个中断，无论簇或场如何。2)在高红移时，超新星Ia的速率在星团中的$z \sim 3$附近有一个很强的峰值，而在实际中的速率要低得多，这反映了椭圆星系形成时代的差异。
2000-03-17 astro-ph
Testing the Relation Between the Local and Cosmic Star Formation Histories
最近，在观测上确定宇宙的平均恒星形成历史方面取得了很大进展。如果银河系的恒星形成率能代表宇宙恒星形成的平均历史，那么，当准确地知道宇宙恒星形成率时，它就能提供许多关于星系演化的信息。一个简单的假设是，我们当地的恒星形成率与宇宙平均值成正比。此外，为了描述恒星的形成历史，还必须采用初始质量函数（IMF）;通常假设IMF是一个在时间上恒定的光滑函数。我们将展示如何直接测试所有这些假设的兼容性，通过利用本地（太阳邻域）恒星形成记录编码在当今的恒星质量函数。目前的数据表明，以下至少有一个是错误的：（1）本地IMF是恒定的时间;（2）本地IMF是一个光滑（单峰）的功能;和/或（3）在银河系盘恒星形成是宇宙的平均代表。我们简要地讨论如何确定这些假设失败，和改进的意见，这将使这个测试。
1998-06-12 astro-ph
Deciphering the cosmic star formation history and the Nature of Type Ia Supernovae by Future Supernova Surveys
我们调查未来超新星搜索的前景，以获得有意义的限制宇宙恒星形成的历史（CSFH）和延迟时间的Ia型超新星从恒星形成（tau_{Ia}），仅基于超新星数据。在这里，我们参数化CSFH的两个参数，α和β，这是进化指数（比例（1+z）^{α，β}）在z <~ 1和>~ 1，分别，并定量研究如何以及三个参数（α，β，和tau_{Ia}）可以约束在正在进行的和未来的超新星调查。我们发现，所探测到的超新星的类型分类下降到I_{AB} ~ 27等是必不可少的，得到有用的约束β。参数tau_{Ia}也可以被限制在~ 1- 2 Gyr的精度内，而不需要知道与tau_{Ia}有些退化的α。这有可能通过地面调查实现，但取决于成像数据的类型分类仍然高度不确定。SNAP任务将实现更可靠的分类。在I_{AB}或K_{AB} ~ 30等级的超新星计数将允许我们打破α和tau_{Ia}之间的简并，并独立地约束所有三个参数，即使不知道超新星类型。这可以通过SNAP和JWST任务来实现，它们分别具有不同的较大统计强度和更高的红移。定量计算和讨论了观测量对观测时间间隔的依赖关系。
2005-05-15 astro-ph
The Asymptotic Form of Cosmic Structure: Small Scale Power and Accretion History
我们探讨了真空能量主导的宇宙中小尺度结构对暗物质晕形成和平衡的影响。我们提出了一套四个N体模拟的结果，两个LCDM初始功率谱和两个WDM类光谱，抑制早期形成的小结构。所有的模拟都是在遥远的未来进行的，那时宇宙的年龄是64 Gyr/h，足够长的时间让晕基本上达到动力学平衡。我们量化了分层合并对晕质量吸积历史、子结构种群和平衡密度分布的重要性。我们通过引入一个控制质量吸积速率的参数γ（dln（M）/ dln（a）~ a^（-γ））来修改Wechsler等人（2002）的质量吸积历史函数，发现这种形式既表征了分层形成，也表征了整体形成。次晕的衰减速率随时间呈指数变化，WDM晕的时间尺度要短得多。在模拟结束时，我们发现截断赫恩奎斯特密度分布的晕在CDM和WDM宇宙学。有一个系统的转变，以较低的浓度WDM晕，但这两个宇宙学位于同一轨迹有关的浓度和形成时代。由于密度分布的形式保持不变，我们的结果表明，平衡晕密度分布的设置独立于晕的形成过程。
2006-11-30 astro-ph
The Joint Efficient Dark-energy Investigation (JEDI): Measuring the cosmic expansion history from type Ia supernovae
JEDI（联合高效暗能量调查）是NASA-DOE联合暗能量任务（JDEM）的候选实施。JEDI将用三种独立的方法探测暗能量：（1）Ia型超新星，（2）重子声学振荡，（3）弱引力透镜。在随附的一份文件中，对JEDI任务进行了全面总结。在本文中，我们提出了进一步的细节超新星组成的JEDI。为了推导出与模型无关的对暗能量的约束，在z 0-2（暗能量重要的红移范围）的连续红移区间中精确测量宇宙膨胀历史H（z）是很重要的。z > 1的Ia超新星不容易从地面观测到，因为它们的大部分光线已经转移到了近红外线，在那里天空背景是压倒性的;因此需要一个太空任务来探测暗能量。由于其独特的近红外波长覆盖范围（0.8-4.2微米），JEDI的优势是在0 < z < 2的整个红移范围内观测静止框架J波段的超新星Ia，它们受尘埃的影响较小，似乎是近乎完美的标准烛光。在JEDI运行的第一年，将获得约4，000 SNe Ia在z < 2时的光谱和光变曲线。讨论了由此产生的对暗能量的限制，特别强调了由静止帧近红外数据提供的改进的精度。
2006-06-28 astro-ph
X-Ray Probes of Cosmic Star-Formation History
利用White和Ghosh（1998，WG98）提出的星系X射线光度Lx的演化是由其X射线双星星族演化驱动的方案，讨论了恒星形成率（SFR）的宇宙学演化对正常星系X射线光度Lx演化的影响.如WG98所指出的，Lx的红移轮廓既可以作为SFR轮廓的诊断探针，又可以约束X射线双星的演化模型。我们在这里报告的第一个计算的预期演变的星系的X射线光度，更新WG98的工作，通过使用一套最近开发的SFR配置文件，跨越目前合理的范围。Lx上的第一个钱德拉深度成像结果开始探测明亮螺旋的SFR轮廓：早期结果与基于当前SFR模型的预测一致。使用这些新的SFR配置文件，解决“出生率问题”的低质量X射线双星（LMXB）和回收，毫秒双星（WG 98）在一个不断发展的全球SFR方面是更完整的。我们讨论了可能的影响，在个别星系和星系类型的SFR配置文件的变化。
2001-08-14 astro-ph
Planck and reionization history: a model selection view
我们使用贝叶斯模型选择工具来预测普朗克卫星的能力，区分不同的模型之间的再电离历史的宇宙，使用大角度尺度信号的宇宙微波背景偏振光谱。我们发现，普朗克预计不能区分瞬时再电离模型和两个参数的光滑再电离模型，除了极端值的额外的再电离参数。如果它不能，那么它也将无法区分不同的双参数模型。然而，贝叶斯模型平均将需要获得无偏估计的光学深度再电离。我们还将我们的结果推广到一个假设的未来宇宙方差有限的微波各向异性调查，其中前景更为乐观。
2008-07-09 astro-ph
Probing the Cosmic Reionization History and Local Environment of Gamma-Ray Bursts through Radio Dispersion
讨论了电离介质的色散延迟对伽马射线暴射电辐射的影响。对于高红移伽玛暴（$z \ga 3$），电离星系际介质（IGM）应该是色散的主要来源，而没有大量的局部或前景污染，通过测量不同红移的自由电子柱密度提供了宇宙再电离时期的独特探测。从$z \sim 10$开始的延迟时间在100 MHz下可以是$\sim$ 1小时，在30 MHz下可以是$\sim$ 10小时。另一方面，如果伽玛暴发生在致密的分子云内部或后面，则本地电离物质的色散对较低红移的伽玛暴可能很重要，这为伽玛暴环境提供了线索;在这种情况下，自由-自由吸收也可能很重要。由于相关频率下的低通量，检测已知无线电余辉发射中的色散延迟应该是极具挑战性的，但对于{ \it平方公里阵列}的罕见明亮余辉，可能是勉强可能的。如果伽玛暴也像Sagiv & Waxman（2002）预测的那样发射瞬发、相干射电辐射，观测前景会好得多;由{ \it低频阵列}探测到足够多的高$z$伽玛暴样本，就可以区分不同的再电离历史。有趣的限制，低红移，温暖的热IGM也可以通过色散获得。
2003-10-30 astro-ph
Recently, Gamma-Ray Bursts (GRBs) were proposed to be a complementary cosmological probe to type Ia supernovae (SNIa). GRBs have been advocated to be standard candles since several empirical GRB luminosity relations were proposed as distance indicators. However, there is a so-called circularity problem in the direct use of GRBs. Recently, a new idea to calibrate GRBs in a completely cosmology independent manner has been proposed, and the circularity problem can be solved. In the present work, following the method proposed by Liang {\it et al.}, we calibrate 70 GRBs with the Amati relation usin…
2009-08-31 astro-ph gr-qc hep-th
