From nuclei to atoms and molecules: the chemical history of the early Universe
宇宙的“黑暗时代”通常被认为是复合时期和当前观测视界（z=5-6）之间的时期。宇宙历史中的时间之箭描述了从简单到复杂的过程，因为现在的宇宙与均匀的早期宇宙不同，它是复杂的。因此，为了理解第一个结合对象的形成条件，了解这些成分的性质是至关重要的。在本文中，我们分析了这个“黑暗时代”的化学历史，从原始原子核的产生到第一个原子和分子的形成。然后，我们将描述分子形成对原始物体诞生的影响。在这方面，我们将提到丹尼斯W。Sciama影响了大量的理论家-宇宙学家和天文学家-在这个致力于原始分子研究的新领域。
2001-01-10 astro-ph
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
Dark Energy, Expansion History of the Universe, and SNAP
这次演讲提出了一个教学讨论如何精确的距离红移观测可以映射出宇宙的最近的膨胀历史，包括目前的加速和过渡到物质主导的减速。拟议中的超新星/加速探测器（SNAP）将进行观测，确定能量密度的组成部分和状态方程，深入了解宇宙学模型，加速暗能量的性质，并为基本的高能物理理论和引力提供潜在的线索。这包括区分暗能量的各种动态标量场模型，以及更高维度和替代引力理论的能力。本文还提出了一种新的、有利于研究高红移范围内的暗能量的参数化方法。
2003-02-03 astro-ph
History of Star Formation in the Universe
简要回顾了恒星形成的宇宙历史，从银河系开始，然后讨论了与闭箱模型和分层模型相关的观测结果。本地恒星形成的观测进行了审查比较。晕状球状星团的形成方式似乎与今天的星团大致相同，具有相同的IMF和恒星密度，并且具有更大的质量，反映了其环境的更高压力。银河系的隆起似乎是按照耗散坍缩模型演化的，但其他隆起可能有所不同。
2001-10-05 astro-ph
The Star-formation History of the Universe
恒星形成的历史来自紫外和H $α$数据，没有修正的尘埃消光，一方面，从远红外和亚毫米数据，另一方面，进行了调查。后者的估计值比前者高出2 - 3倍，这与恒星形成区2-3 - 3/4的紫外线被尘埃吸收并重新发射到远红外线相一致。使用光度重置对哈勃深场星系进行的重新分析显示，在z = 2 - 4时，没有证据表明恒星形成率下降。一个简单而通用的参数化方法的恒星形成的历史允许定量调查的约束，从远红外和亚毫米计数和背景强度测量。在$Ω_o$ = 1的宇宙中可以找到一个很好的适合的计数，850 $μ$ m背景和恒星形成历史，但是这个模型甚至不能解释140 - 350 $μ$ m背景的最低估计值。要么观测值被高估，要么我们需要在$Λ$ = 0，$Ω_o$ = 0.3的宇宙中找到一个新的总体。
1999-06-18 astro-ph
Ionization history of the Universe as a test for Super Heavy Dark Matter particles
在本文中，我们讨论了由于假设的超重暗物质（SHDM）粒子衰变而注入的非热能所引起的宇宙电离历史的可能扭曲。这些粒子通常被认为是自上而下模型框架下的超高能宇宙射线（UHECR）的可能来源。对转换到紫外波段的衰变能量分数的估计表明，对于合适的SHDM粒子参数，CMB各向异性的功率谱出现了显著的畸变。与观察到的功率谱进行比较可以限制SHDM颗粒的某些性质。这些衰变也可以增加约5 - 10倍的氢的电离度在红移$z\sim$ 10 - 50，基本上加速形成分子$H_2$和第一个恒星在“黑暗时代”。
2002-04-08 astro-ph
Determining the expansion history of the universe with the three dimensional cosmic shear
我们定义了一个新的观测值，它依赖于三维宇宙剪切的两点函数的自旋加权角动量的有限红移差和光度距离。它表明，我们的可观测的精确测量将能够严格约束宇宙的膨胀历史。
2010-08-17 astro-ph hep-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
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
The Star-formation History of the Universe as Revealed from Deep Radio Observations of the 13H XMM-Newton/Chandra Deep Field
由于这些源在大多数波长下的光度很低，因此在历史上很难辨别微弱（亚mJy）射电群的确切性质。利用Chandra/XMM-Newton/Spitzer的深层观测和地面跟踪，我们能够在深层多频GMRT/VLA/MERLIN巡天中首次解开活动星系核和恒星形成种群。许多诊断包括无线电光度，形态，无线电中红外通量密度比，无线电光通量密度比和无线电频谱指数。进一步的诊断，例如光学光谱、X射线光谱/硬度比、红外颜色，表明活动星系核的存在，以及射电辐射是由活动星系核还是恒星形成提供动力。我们能够以一种独特的方式，基于一个无偏见的恒星形成率指标--射电光度--来研究宇宙在z=2.5之前的恒星形成历史。这项工作提供了另一种观点的分布恒星形成的质量，“缩小”，并使我们能够检查活动星系核的流行在恒星爆发。
2006-12-05 astro-ph
The accretion history of the Universe with the SKA
在本文中，我们研究了平方公里阵列（SKA）可以帮助确定的红移z= 0 ->6的活动星系核（AGN）的演化历史。鉴于SKA的巨大收集区域，它将对“射电强”活动星系核和更丰富的“射电静”活动星系核（即射电静类星体及其“II型”对应物）敏感，直至最高红移。SKA不仅可以探测到这些源，而且还可以通过氢21厘米线的发射和/或吸收来测量它们的红移。我们构造了一个完整的活动星系核的射电光度函数（RLF），结合最近对强射电源的测定和使用Ueda等人的硬X射线光度函数对射电宁静天体的RLF的估计，包括I型和II型活动星系核。我们使用这个完整的RLF来确定SKA的最佳设计，用于调查宇宙的吸积历史，它可能是一个独特的强大的工具。
2004-09-04 astro-ph
Radio galaxies and the star formation history of the universe
在过去十年中进行的多波长观测表明，宇宙在过去经历了恒星形成的激烈阶段（z> 1）。这种密集的活动通常归因于当宇宙是现在年龄的一小部分时，星系合并率较高。我们研究的强大的无线电源的作用，其同动密度是已知的几个数量级更高的z~2，“类星体时代”。考虑到最近的模型的时间演化的大小和亮度的一个强大的双射电源，以及在不同的红移的重子物质的宇宙网络的Lambda-CDM模拟，我们认为，在类星体时代的网络的体积的很大一部分被占领的瓣的双射电源。由射电瓣同步加速器等离子体的高压引发的原恒星云的广泛压缩，因此可以预期在宇宙的全球恒星形成历史中发挥了重要作用。在这些早期宇宙时期，这些叶也可以产生相当高水平的星系际介质磁化。
2002-11-20 astro-ph
Mapping the thermal history of the Universe with the new generation of CMB spectrum space experiments
我们研究了新一代CMB光谱空间实验对我们了解宇宙热历史的意义。结合两个实验的灵敏度和频率覆盖范围共同预见的DIMES和FIRAS II将能够大大改变我们的看法的能力的CMB频谱信息约束物理过程在不同的宇宙年龄。在宇宙微波背景辐射谱研究所能达到的所有宇宙时间（z < z_therm），能量耗散的极限可以提高两个数量级，甚至DE/E ~ 10^-6的耗散过程也可以被探测到，并可能被精确地研究。这些结果是可能的，因为在如此宽的频率范围上的这种精度水平允许去除自由和玻色-爱因斯坦（BE）类失真之间以及康普顿化和BE类失真之间的近似简并。最后，我们讨论了不同的签名上的CMB光谱最近在文献中提出的一些后期天体物理和粒子衰变模型，并可能与宇宙的再电离WMAP指示，并比较它们与这些类别的CMB空间光谱实验的灵敏度。
2003-09-18 astro-ph
A Short History of the Missing Mass and Dark Energy Paradigms
在1900年，人们认为宇宙的质量几乎100%都存在于恒星中。现在，在2000年，这样的恒星（和冷气体）已知只占其质量的1%。宇宙的剩余质量被认为是热重子（~3%），冷暗物质（~30%）和暗能量（~66%）。本文追溯了二十世纪以来我们对宇宙密度的认识的演变，特别强调了冷暗物质的发现。
2000-05-15 astro-ph
CMB anisotropy at degree angular scales and the thermal history of the Universe
本文研究了冷暗物质和混合暗物质模型中宇宙微波背景辐射的各向异性，这些模型具有非标度不变的原始功率谱（即$n \neq 1$）和星系际介质在红移$z_{rh}$处的突然再电离.我们测试这些模型对最近检测到的CMB各向异性在大和中等角度尺度。我们发现，目前的CMB各向异性测量不能区分CDM和MDM模型。我们的可能性分析表明，蓝色功率谱（$n \simeq 1.2$）和再电离在$z_{rh} \sim 20$的模型是最一致的各向异性数据考虑在这里。在没有再电离的情况下，我们的分析给出了$1.0 \le n \le 1.26$（95% C.L.）对于$Ω_b = 0.05$。
1996-09-21 astro-ph
The Star Formation History in a Hierarchical Universe
现在的观测探测宇宙的恒星形成历史，可以追溯到$z\sim5$的红移。我们调查的半解析模型的预测的星系形成的基础上分层冷暗物质（CDM）型模型是在这些直接的意见，也与“化石”的证据包含在约束的年龄，现在的早期类型的星系。先前的模型预测，恒星形成率密度在$z\ga 2$处急剧下降，相应地，宇宙中大多数恒星形成的红移相对较低。我们调查的效果，包括恒星形成的爆发模式，假设星系星系合并触发星爆，并使用自然产生的合并率在CDM合并层次。由此产生的星爆大大增加了全球的恒星形成率在高红移，导致的预测是在良好的协议与恒星形成率密度在$z\sim3$从亚毫米观测（SCUBA）和光学/紫外线估计后，校正尘埃消光。在$z \ge 3$形成的恒星的质量与化石证据相一致。我们还调查了互补的全球性的数量，如冷气体的质量和平均金属丰度的冷气体作为红移的函数，和综合的河外背景光。我们认为，这些意见，放在一起，提供了强有力的约束宇宙的恒星形成的历史，和CDM类型的层次模型是在合理的协议与这些意见时，包括星爆。
1998-10-31 astro-ph
The Star Formation History of the Universe
最近利用紫外和远红外测量建立了对宇宙恒星形成历史（SFH）的强约束，改进了过去十年中许多测量的结果。总之，最新的和可靠的数据表明，在红移z~6的范围内，SFH的图像是令人信服的一致的，特别是z < 1的严格限制。还已经有许多专门的努力来测量或约束在z~6和更高处的SFH。它也是可能的约束标准化的SFH使用的组合的电子反中微子通量限制从超级神冈测量和超新星速率密度测量。本文介绍了SFH测量的最新汇编，并总结了相应的恒星和金属质量密度，超新星速率密度的演变。宇宙SFH的归一化的约束，所产生的超新星速率测量和测量限制的超新星电子反中微子通量的组合，也进行了讨论。
2006-11-09 astro-ph
Gamma-Ray Burst Neutrino Background and Star Formation History in the Universe
我们估计的GRB中微子背景的流量和计算的事件率在SK和TITAND在Bracksar模型，假设GRB的形成率成正比的恒星形成率。我们发现，流量和事件率敏感地依赖于质量吸积率。虽然从伽玛暴的信号的检测似乎是困难的SK，我们发现，我们可以检测到他们的TITAND（乐观地约20事件，每年的能量范围内的反电子中微子的能量大于50兆电子伏）。因此，我们表明，我们将获得的质量吸积率的信息，通过观察伽玛暴中微子背景，这反过来，应该给我们的伽玛暴的总爆炸能量的信息。
2002-03-27 astro-ph
The First Nonlinear Structures and the Reionization History of the Universe
在当前观测所支持的宇宙学模型中，第一批天体形成于红移z>20的暗物质晕中，它们的性质由原始H_2分子化学决定。这些原星系非常丰富，但比本宇宙中的典型星系质量要小得多。极端贫金属的恒星，以及其核中的大质量黑洞使星系际介质中的大部分氢重新电离。再电离可能发生在一个延长的红移间隔内，在z=7附近结束。通过研究宇宙微波背景各向异性的偏振，以及通过研究遥远的莱曼α发射星系的光谱和丰度，提供了对再电离过程的观测探测。在这里，我们回顾了第一个星系如何以及何时形成的理论预期，并总结了未来探测氢再电离的观测前景。
2003-04-07 astro-ph
A large population of galaxies 9 to 12 billion years back in the history of the Universe
为了了解星系的演化，我们需要尽可能准确地知道在不同的时期宇宙中有多少个星系。迄今为止，年轻宇宙中的星系团主要是利用它们预期的光学颜色来识别的，但这也留下了一种可能性，即大量的星系团仍然没有被发现，因为它们的颜色是恒星、气体、尘埃或活动星系核复杂混合的结果。在这里，我们报告的结果，通量有限的I波段调查的星系在回顾时间为9至12亿年。我们发现970个星系的光谱红移在1.4和5之间。这个星群比先前的估计大1.6到6.2倍，并且随着亮度的增加，差异越来越大。强烈的紫外线连续谱（在星系的静止框架中）表明每年有超过10到100个太阳质量的恒星形成。因此，宇宙恒星的形成速率高于以前在红移3至4时测量的速率。
2005-09-21 astro-ph
Star Formation History and Stellar Metallicity Distribution in a Cold Dark Matter Universe
利用流体动力学宇宙学模拟研究了Lambda冷暗物质宇宙中星系的恒星形成历史和恒星金属丰度分布。我们的模型预测恒星形成率呈指数下降的时间从早期时代到现在的时间尺度为6 Gyr，这是符合经验的马道图与适度的尘埃遮蔽。在L^* 星系中，恒星的形成间歇性地持续到现在，也是以类似时间尺度的指数下降速率进行的，而在小星系中，恒星的形成在早期就停止了。现存恒星的平均年龄随着红移的增加而缓慢下降，在z=3时超过1 Gyr。正常星系中的恒星具有广泛的金属丰度和年龄：在z<1时形成的恒星的金属丰度为0.1-1.0 Zsun，而老恒星的金属丰度范围从10^{-6} Zsun到3.0 Zsun。正常星系的平均金属丰度在0.1- 1.0Zsun之间。只有老恒星的矮星系有一个很宽的平均金属丰度范围（10^{-4}-1.0 Zsun），但平均来说，它们比正常星系缺乏金属。
2001-05-09 astro-ph
The Acceleration History of the Universe and the Properties of the Dark Energy
Daly和Djorgovski（2003，2004）提出并发展的使用Ia型超新星的模型无关方法已被应用于Riess等人（2007）的超新星样本。假设只有一个罗伯逊-沃克度规，我们发现宇宙今天正在加速。这个结果纯粹是运动学的，与宇宙的内容无关，也不需要指定引力理论。我们的模型无关的方法允许确定的q（z）为一个特定的空间曲率值。当q（z）从负值转变为正值时，宇宙从加速状态转变为减速状态。对于零空间曲率，我们发现宇宙在Riess等人（2007）样本的zedshift = 0.35处从加速转变为减速。如果引力理论是特定的，超新星的数据可以用来确定压力，能量密度，状态方程的暗能量，和潜在的和动能密度的暗能量标量场作为函数的红移。应用广义相对论的有关方程，得到了这些函数。结果是一致的预测，在标准的λ冷暗物质模型在大约两个西格玛水平。
2007-10-30 astro-ph
The Early History of Dark Matter
简要回顾了宇宙中暗物质发现的历史。特别强调的是Zwicky（1933），Smith（1936），Babcock（1939）和Oort（1940）的早期工作。
1999-04-19 astro-ph
Gigamasers: the key to the dust-obscured star-formation history of the Universe?
我们讨论了使用OH和H2O gigamasers跟踪的红移分布的发光，尘埃遮蔽，恒星形成的星系的可能性。长期以来，人们一直认为，超明亮的，相互作用的星系应该主机的gigamaser由于其巨大的泵浦红外光度，大柱密度的分子可用于填充的脉泽状态和湍流运动的气体在这些动态复杂系统，允许不饱和的脉泽发射。因此，OH脉泽可能非常适合于超亮和超亮红外星系（L_FIR >= 10^12 L_sun）的红移盲探测，例如SCUBA亚毫米相机所发现的那些星系。带宽要求很低，对于z=1-10 <1 GHz（如果有额外的红移限制，则更低），并且双线1665-/1667 MHz OH光谱特征可以作为对检测现实的检查。
2002-01-04 astro-ph
High Redshift Quasars and Star Formation History
类星体是宇宙中最明亮的物体之一，它们可以被详细研究到已知的最高红移。假设类星体伴随的气体与宿主星系的星际介质密切相关，类星体可以作为早期宇宙恒星形成历史的示踪剂。我们观测了一小部分红移为3<z<5的类星体，并给出了用NV/CIV和NV/HeII以及MgII/FeII估算第一个主要恒星形成时期的结果。这些谱线比率表明了类星体附近气体的太阳和超太阳金属丰度。假设时间为tau_{evol} = 1 Gyr，则第一个恒星形成时期可以定在z_f >= 10，对应于宇宙年龄小于5*10^8年（H_o = 65 km/s/Mpc，Omega_M = 0.3，Omega_Lambda = 0.7）。
2001-04-10 astro-ph
Can Quantum Gravitational Effects Influence the Entire History of the Universe?
在这项工作中，一个平坦的Friedmann-Robertson-Walker（FRW）宇宙的尘埃和宇宙学常数的量子化。通过正则变换，经典哈密顿量被简化为谐振子或反振子的哈密顿量，这取决于是$Λ<0$还是$Λ>0$。用这种方法可以很容易地得到惠勒-德威特方程的精确解。事实证明，一个正的宇宙学常数可以单独解释早期的暴胀状态和后来的加速膨胀阶段，以及介于两者之间的减速膨胀阶段。这表明量子引力效应可以影响宇宙的大部分历史甚至整个历史。
2008-05-26 astro-ph gr-qc hep-th
The reheating and reionization history of the universe
我们将类星体纳入一个分析模型来描述宇宙的再加热和再电离。结合以前对星系和莱曼- $α$云的研究，我们能够提供一个统一的结构形成的描述，对各种各样的观测进行验证。我们还考虑到了重子气体的聚集，除了存在的坍缩对象。我们考虑两种宇宙学：一个临界宇宙的CDM功率谱和一个开放宇宙的$Ω_0=0.3$，$Λ=0$。推导出的类星体光度函数与$z<4.5$的观测结果相当吻合，并且与HDF的较大红移的约束条件相当吻合。这些天体在$z \sim 16$产生的辐射缓慢地重新加热宇宙，宇宙在开放宇宙的$z_{ri}=6.8$（临界密度宇宙的$z_{ri}=5.6$）突然重新电离。紫外背景辐射同时急剧增加，在$z=2.6$处达到最大值$J_{21} = 0.18$，但在$z \leq 1$之前显示出强电离边缘。在高$z$下，气体的金属性迅速增加，并且在$z=10$下已经大于$0.01 Z_{\odot}$。类星体数和氦不透明度限制了再电离红移为$z_{ri} \sim 6$。我们确认，人口的微弱类星体是必要的，以满足观测。由于低再电离红移，CMB波动的阻尼是相当小的，但未来的观测（如NGST）的辐射源和HI和HeII不透明度的多重功能将强烈约束的情况下，再电离是由于类星体。
1999-03-26 astro-ph
Cosmological Growth History of Supermassive Black Holes and Demographics in the High-z Universe : Do Lyman-Break Galaxies Have Supermassive Black Holes?
利用活动星系核的硬X射线光度函数（HXLF）研究了局域宇宙和高z宇宙中超大质量黑洞（SMBH）的人口统计学.首先，我们比较了光学光度函数（OLFs）和HXLF在z>0时的质量吸积历史。我们考虑的质量吸积参数（能量转换效率和爱丁顿比）的约束，并得出结论，基于HXLF的约束比基于OLFs的约束更充分。只有当我们使用HXLF时，才允许子爱丁顿情况。接下来，我们估计了在任何红移下SMBH的累积质量密度的上限。作为一个应用，我们研究了z=3的Lyman-Break星系（LBG）是否已经在它们的中心有SMBH，这是最近的观测所建议的。如果大多数LBG在z=3时已经有了大质量的SMBH，那么在z=0时SMBH的质量密度应该超过观测估计，因为这样的SMBH应该会通过吸积进一步增长。我们表明，为了使大部分LBG具有SMBH，应该满足特殊条件（例如，大的能量转换效率和频繁的合并和/或在z>3时直接形成）。可靠地排除了几乎所有的LBG都具有大质量比的SMBH（如M_BH/M_stellar > 0.005）的可能性。（节略）
2004-01-15 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
Did most present-day spirals form during the last 8 Gyrs? A formation history with violent episodes revealed by panchromatic observations
对遥远星系的研究表明，椭圆星系和大螺旋星系在8 Gyr前就已经存在，导致中等质量星系中最近的恒星形成非常温和。这一观点受到了最近对大约10^5个邻近星系的恒星星族化石记录的分析（Heavens et al. 2004）的挑战，该分析表明中等质量星系在4到8 Gyr前已经形成或聚集了大部分恒星。在这里，我们提供了直接的观测证据，支持Heavens等人对195个z>0.4中等质量星系进行长期多波长研究的发现，这些星系大部分来自CFRS调查。我们表明，最近和有效的恒星形成揭示了在红外波长，因为约15%的中等质量星系在z>0.4确实是明亮的红外星系（LIRGs），一个现象比在本地宇宙中更常见。LIRGs中的恒星形成本身足以产生中等质量星系总恒星质量的38%，然后占大多数报告的恒星质量形成z=1。LIRGs的高发生率很容易理解，只有当它们对应于恒星形成的阶段性高峰时，在此期间，星系通过短红外线（红外线）变红。我们研究如何星系IRES可以与出现在高红移，丰富的人口与小尺寸，蓝核和许多不规则的星系。我们发现，最近的合并和气体的下降自然地解释了形态的变化和情节恒星形成的历史，在一个分层的星系形成框架。我们提出了一个简单的方案，其中75+-25%的中间质量螺旋最近经历了他们的最后一次重大合并事件，导致他们的隆起和磁盘在过去8个Gyr的急剧重塑。
2004-11-08 astro-ph
The Nature of Compact Galaxies at z=0.2-1.3: Implications for Galaxy Evolution and the Star Formation History of the Universe
本文研究了哈勃深场两侧场中51个红移z = 0.2-1.3、视星等I<23.74的致密场星系的整体标度律。在45个紧凑的发射线星系中，大约有60%具有年轻恒星形成HII星系的大小，表面亮度，光度，速度宽度，激发，恒星形成率（SFR）和质光比特征。剩下的40%形成了一个更加异质的演化星爆类，类似于本地盘星暴星系。如果没有额外的恒星形成，像HII一样的遥远致密体很可能会褪色，变成像今天的球状星系，如NGC 205。我们的样本意味着，在z = 0.55时，全球同向SFR密度的下限为0.004 M/yr/Mpc^3，在z = 0.85时为0.008 M/yr/Mpc^3。这些值，当与类似的本地星系样本相比，支持宇宙的历史，其中SFR密度从z = 1到今天下降了10倍。通过与以前数据集得出的SFR密度的比较，我们得出结论，紧凑的发射线星系，虽然只有20%的一般场人口，可能会贡献高达45%的全球SFR的宇宙在0.4 < z < 1。
1997-03-14 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
Linking the Metallicity Distribution of Galactic Halo Stars to the Enrichment History of the Universe
我们比较了星系晕恒星的金属丰度分布与分层星系形成的3D实现。来自矮星系的流出物不均匀地富集了星系际介质，其速率取决于当地星系的密度。因此，在早期形成的小星系中形成的第一颗恒星的金属含量低于在更大质量的星系中形成的第一颗恒星，这些星系通常形成得更晚。由于大多数晕星可能起源于吸积矮星，而盘星是由流出的富集气体形成的，这种情况自然会为老盘星产生一个“金属丰度底”，我们发现这与我们预测的晕星金属丰度分布的高端大致一致，与观测结果一致。在我们的模型中，晕星金属丰度的广泛和中心峰值分布得到了很好的再现，自然分散取决于确切的吸积历史。我们的建模包括早期外流的重要“重子剥离”效应，它会刷掉邻近维里化前密度扰动中微弱的气体。这个剥离过程并没有显着修改晕星金属分布的预测形状，但抑制恒星的形成，因此吸积星的数量，有助于重现观测到的总星系晕光度，也缺乏低光度的本地矮星系相对于N体预测。
2001-02-06 astro-ph
Globular Clusters in Blue Compact Galaxies as Tracers of the Starburst History
球状星团（GCs）代表单个恒星星族，相对容易建模，从而为研究星系演化提供了强有力的工具。这已经在蓝色致密星系ESO 338-IG 04中得到了证明。星系中的GC系统可能是星暴和合并的化石。因此，对本宇宙中GC的研究可能会增加我们对星系和遥远宇宙的形成和演化的理解。
1998-12-16 astro-ph
The history of star formation in a LCDM universe
利用LCDM宇宙学中结构形成的流体动力学模拟，我们研究了从红移z~20的“暗时代”到现在的宇宙恒星形成历史。除了重力和普通的流体动力学，我们的模型还包括气体的辐射加热和冷却，恒星形成，超新星反馈和银河风。通过利用一组关于连锁尺度和时期的全面模拟，我们证明了我们的结果在所有相关晕质量尺度（范围从10^8到10^15兆太阳/小时）上的数值收敛性。考虑到观测的不确定性，宇宙恒星形成的预测密度与测量结果大致一致。从现在开始，它逐渐上升了约10倍，在z~5-6处达到峰值，这超出了观测估计的红移范围。50%的恒星被预测是在红移z~2.1时形成的，因此年龄大于10.4 Gyr，而只有25%的恒星在红移z~1时形成。目前所有恒星的平均年龄约为9 Gyr。我们的模型预测在z=0的总恒星密度为Omega_*=0.004，相当于所有重子的10%被锁定在长寿命恒星中，与最近测定的宇宙光度密度一致。我们确定了“宇宙恒星形成的多重性函数”作为红移的函数，即恒星形成相对于晕质量的分布。我们还简要地研究了我们预测的恒星形成历史对宇宙中氢再电离的可能影响。我们发现，模拟预测的恒星形成率足以解释氢再电离的z~6，但只有当一个高的逃逸分数接近统一的假设。（节略）
2003-10-09 astro-ph
The Weak Energy Condition and the Expansion History of the Universe
我们研究包含一个暗物质组件和一个任意的暗能量组件的平坦模型，仅受约束的暗能量满足弱能量条件。我们确定的约束条件，这些条件放置在哈勃参数与红移，H（z）的演变，并与红移，r（z）的坐标距离的缩放。H（z）上的观测约束用于导出当前物质密度的上界。我们演示了弱能量条件如何约束r（z）的拟合函数。
2007-11-30 astro-ph gr-qc
X-raying the Star Formation History of the Universe
目前早期恒星和星系形成的模型是基于暗物质晕的分层生长，其中重子从热扩散阶段冷却下来后凝结成恒星。后者是由外部气体注入到晕势阱中补充的;这包括一部分先前被驱逐和预热的气体，这是由于恒星形成后SNe反馈的动量和能量。我们确定这样一个隐含的热阶段与已知的媒体辐射强大的X射线在集群和星系群。我们表明，目前的恒星形成模型所需的热分量的量是足够的，可以观察到的红移$z \approx 1.5$在即将到来的深调查从{ \it钱德拉}和{ \it XMM}，特别是在情况下，恒星形成率高，在这样和更早的$z$。这些X射线辐射构成了一个必要的对应物，并将提供一个非常想要的SF过程本身（特别是SN反馈）的探测，以平行和补充目前有争议的年轻恒星的光学和红外观测数据。
1999-12-17 astro-ph
Luminosity Density Evolution in the Universe and Cosmological Parameters
星系的恒星形成历史与它们现在的颜色有很强的相关性，哈勃序列可以被认为是不同恒星形成历史的序列。因此，我们可以根据本星系的颜色来模拟宇宙恒星的形成历史，并与高红移下的光度密度演化的直接观测结果进行比较，从而对对星系合并历史不敏感的宇宙学参数进行了新的检验。加拿大-法国红移巡天在2800 nm、4400 nm和1 $μ$ m三个波段观测到的$0<z<1$中的光度密度演化表明，具有$λ_0\sim0.8$（95%CL时$>$ 0.53）的$Λ$主导的平坦宇宙是非常有利的。还将$z>2$的宇宙星形成率（SFR）与哈勃深场的最新数据进行了比较，其中包括Totani，Yoshii，& Sato（1997）以前工作中没有的新数据，我们考虑气体入流的旋涡星系光度密度模型与观测结果是一致的。在椭圆星系的星爆，这是预期从银河风模型，但是过度生产SFR，因此，他们应该形成在$z \gtilde 5$或其紫外线辐射被掩盖的尘埃消光。银河风中大量的金属和逃逸的电离光子足以污染Ly $α$森林或使宇宙重新活跃起来。
1997-10-28 astro-ph
The Cosmic Reionization History as Revealed by the CMB Doppler--21-cm Correlation
我们表明，时代（S）的再电离时，宇宙的电离分数约为一半，可以确定相关的宇宙微波背景（CMB）温度图与21厘米线地图度标度（$l\sim 100$）。在再电离过程中，自由电子的特殊运动引起CMB的多普勒各向异性，而中性氢的密度涨落引起21厘米线各向异性。在我们的非均匀再电离简化模型中，当宇宙再电离时，正相关性出现，而当宇宙重新组合时，负相关性出现;因此，相关性的符号提供了目前无法获得的再电离历史的信息。信号主要来自大尺度（k~0.01 Mpc^-1），在这种尺度下，线性微扰理论是有效的，并且由于斑片状再电离而导致的复杂性被平均化了。由于多普勒信号来自电离区，而21厘米来自中性区，因此当宇宙的电离分数约为一半时，相关性在红移中有一个明确的峰。此外，互相关对系统误差，特别是前景发射，比21厘米线的自相关性不太敏感：这类似于CMB的温度-偏振相关性比偏振-偏振更不受系统误差的影响。因此，我们认为，多普勒-21厘米相关提供了一个强大的测量21厘米的各向异性，这也可以被用来作为一个诊断工具，在21厘米的数据检测到的信号-检测的互相关提供了最强的确认，信号是宇宙学的起源。我们表明，平方公里阵列可以很容易地测量预测的相关信号为1~一年的调查观察。
2006-04-11 astro-ph
Probing the Reionization History of the Universe using the Cosmic Microwave Background Polarization
最近在红移6.28的SDSS类星体的光谱中发现了一个冈恩-彼得森（GP）槽，这提高了我们探测到宇宙再电离的诱人可能性。然而，小至0.1%的中性部分（氢）足以引起GP槽，因此其检测本身不能排除在更早的时期再电离。宇宙微波背景（CMB）的偏振各向异性为探索宇宙的黑暗时代提供了另一种途径。我们发现，对于大多数模型的约束下，目前的CMB数据和发现的GP槽（显示，再电离发生在z > 6.3），MAP可以检测到再电离签名的偏振功率谱。对电子光学深度的测量的预期1-西格玛误差为约0.03，对该光学深度的值具有弱依赖性。这种对光学深度的约束将允许MAP在6%的原始功率谱的幅度上实现1-sigma误差。经过两年的观测（普朗克观测一年），MAP可以区分一个在红移6.3和20之间部分电离度为50%（6%）的模型，以及一个在红移大于6.3时氢完全中性的模型。普朗克将能够区分不同的再电离历史，即使它们意味着相同的光学深度，以电子散射的CMB光子。
2002-10-12 astro-ph
Reionization of an Inhomogeneous Universe
为了研究非均匀宇宙中的再电离历史，求解了三维空间中的全辐射转移。已经证明，非均匀宇宙的再电离不是一个瞬发事件，而是一个相当缓慢的过程。利用辐射转移的计算结果模拟了类星体的吸收线系统。Ly $α$连续谱的降低意味着在$z>5$处随着$z$，元银河系紫外线强度迅速降低，并且再电离必须在$z=6$和10之间发生。最后强调H $α$森林是探测$z>5$再电离历史和宇宙密度涨落的一个更有力的工具。
2001-08-10 astro-ph
The CANADA-FRANCE REDSHIFT SURVEY XIII: The luminosity density and star-formation history of the Universe to z ~ 1
利用CFRS暗星系样品在0 < z < 1的红移范围内，在2800 A、4400 A和1 μ m三个波段上估算了宇宙的共动光度密度。在所有三个波段中，随红移的增加，共动光度密度显著增加。对于（q_0 = 0.5，Omega = 1.0）宇宙学模型，同动光度密度在1微米处随$(1+z)^{2.1 \pm 0.5}$增大，在4400 A处随$(1+z)^{2.7 \pm 0.5}$增大，在2800 A处随$(1+z)^{3.9 \pm 0.75}$增大，（0.05，0.1）和（-0.85，0.1）宇宙学模型的这些指数分别减小0.43和1.12。光度密度随历元的变化可以用一个活跃演化的恒星星族来模拟，其Salpeter初始质量函数（IMF）扩展到125 M_sun，恒星形成率以2.5的幂下降，恒星形成在早期开始。Scalo（1986）IMF扩展到相同的质量极限会产生太多的长寿低质量恒星。恒星形成率和宇宙共动光度密度的这种快速演化与Pei和Fall（1995）从他们对宇宙金属丰度演化的分析中得出的结论非常一致。这种演化的一个结果是，短波长的物理光度密度可能从z ~ 1开始下降了两个数量级。
1996-01-10 astro-ph
The entropy history of the universe
利用类星体、星系、Lyman-alpha吸收体和IGM的统一解析模型，得到了气体温度和熵的红移演化以及相应的星系团温度-X射线光度关系。我们表明，虽然类星体可以很容易地重新加热IGM和提高其熵的水平所需的当前集群观测超新星提供的能量是不太可能是足够的。事实上，超新星场景所需的效率因子是1阶，而对于类星体，我们得到的值约为0.008。因此，IGM更有可能是被类星体重新加热的。此外，我们发现，如果这两种情况下，规范目前的观察类星体的再加热发生的时间（z ~ 2）比超新星（z ~ 0.4），因为类星体的光度函数的急剧下降在低z。我们还表明，诱导的IGM的康普顿参数y远低于所观察到的上限在所有情况下。最后，我们注意到，这样的再加热过程可能部分地解释了下降，在低红移的同向恒星形成率和类星体光度函数。特别是，我们表明，矛盾的要求所产生的星系团和星系导致再加热温度$T \sim 5 10^5$ K。另一方面，宇宙的再电离过程几乎不受这些熵源的影响。
1999-09-29 astro-ph
Recent CMB Observations and the Ionization History of the Universe
最近的宇宙微波背景（CMB）的BOOMERANG和MAXIMA的结果，显示出一个意想不到的低的第二声峰，导致在最佳拟合重子密度是50%，比大爆炸核合成（BBN）的预测，激发了人们对非标准复合方案的兴趣。如果宇宙有一个非标准的电离历史，其中氢的复合相对于标准模型有明显的延迟，那么这种明显的差异就可以避免。虽然未来的CMB观测可能会消除这种差异，它是有用的，以发展一个通用的框架来分析非标准电离历史。我们开发了这样一个框架，检查非标准模型，其中氢结合能E_b和电离电子分数的时间变化率的总体表达式乘以任意因子。这组模型包括一些以前提出的模型作为特殊情况。我们发现了一个广泛的延迟重组的模型，能够符合与BBN重子密度的CMB数据，但甚至有允许的模型与更早的重组比在标准模型。这些模型的一般预测是第三声CMB峰值相对于在标准模型中发现的峰值应该非常低。甚至对于具有比标准模型中更早的复合的模型也是如此，因为在此第三峰通过相对于标准模型在复合时增加的扩散阻尼而降低。有趣的是，第三个峰的具体高度敏感地取决于模型参数，因此未来的CMB测量将能够区分不同的非标准重组情况。
2001-01-26 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
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
Scaling defect decay and the reionization history of the Universe
我们考虑一个模型的再电离历史的宇宙中，观察到的光学深度的一个显着的部分是直接再电离的结果，由一个缩放的宇宙缺陷网络的衰变产物。我们表明，这样的网络可以作出显着的贡献，宇宙的再电离历史，即使它的能量密度是非常小的（缺陷的能量密度必须大于约$10^{-11}$的背景密度）。我们计算的宇宙微波背景的温度，偏振和温度偏振交叉功率谱，并表明，所观察到的光学深度的贡献，由于一个标度缺陷网络的衰变产物可能有助于调和一个高的光学深度与低红移的完整的再电离类星体的数据建议。然而，如果缺陷的能量密度近似为背景密度的一个常数，那么这些模型不能解释WMAP观测到的温度-偏振互功率谱中的大尺度凸起。
2004-06-02 astro-ph gr-qc hep-ph
String-inspired Gauss-Bonnet gravity reconstructed from the universe expansion history and yielding the transition from matter dominance to dark energy
我们考虑标量-高斯-邦纳和修正的高斯-邦纳引力，并从宇宙膨胀历史重建这些理论。特别是，我们能够构建这些理论的版本（有和没有普通物质），其中物质主导时代过渡到宇宙加速时代。值得注意的是，在所考虑的几种情况下，物质占主导地位和减速-加速转变只发生在物质存在的情况下。后期加速时期由de Sitter空间渐近描述，但也可以对应于精确的$Λ$ CDM宇宙学，在两种情况下都具有接近-1的$w$ $w$的有效状态方程参数。修正的高斯-博内引力对德西特背景的单圈有效作用进行了评估，并用于推导随后的德西特宇宙的稳定性准则。
2007-03-28 astro-ph gr-qc hep-th
Mapping the ionizing sources with CMB polarization measurements
在考虑辐射转移效应和反馈机制计算宇宙再电离历史时，我们发现从WMAP 3开始的结构形成延迟不能完全解释从WMAP 1到WMAP 3的电子光学厚度的减小.由于我们对系统效应和前景消除的理解将限制普朗克宇宙再电离历史的最终限制，我们也讨论了这些方面。
2006-05-20 astro-ph
Modified gravity and its reconstruction from the universe expansion history
我们开发的重建程序的数量修改的重力：标量张量理论，$f(R)$，$F(G)$和字符串启发，标量高斯-邦纳重力。已知的（经典的）宇宙膨胀历史被用于明确和成功的重建的一些版本（特殊形式或特定的潜力）从所有上述修改的引力。结果表明，物质占优、减速-加速跃迁和加速时代的宇宙学序列总是可以作为该理论的宇宙学解出现的。此外，晚时间暗能量FRW宇宙可能具有近似或精确的$Λ$ CDM形式与三年的WMAP数据一致。主要的可能性，以扩大这一重建计划，包括辐射主导的时代和通货膨胀的简要提及。最后，它是如何表明，即使是修改后的重力，不描述的物质主导的时代可能有这样一个解决方案，在加速时代的代价，引入补偿暗能量。
2006-12-02 astro-ph gr-qc hep-th
Model Independent Reconstruction of the Expansion History of the Universe and the Properties of Dark Energy
我们改进了平滑超新星数据的方法，使用两个最新的数据集，黄金和SNLS重建宇宙的膨胀历史，h（z）。重建过程不采用任何参数化，是独立于任何暗能量模型。用重构的h（z）导出了红移至0.35的距离因子“A”，并与探测到的重子声学振荡峰（BAO）的A值进行了比较。我们发现超新星观测与BAO的结果非常吻合，Ω_{0 m} \approx 0.276 \pm 0.023。Ω_{0 m}的估计值完全与模型无关，仅基于观测数据。然后用导出的Ω_{0 m}值重建了暗能量的状态方程w（z）。使用我们的平滑方法，我们可以证明，虽然SNLS数据是非常好的协议与LCDM，黄金样品稍微喜欢演变的暗能量。我们还表明，适当的估计状态方程的暗能量在高红移将是不可能的，在目前的观测状态。
2007-10-30 astro-ph gr-qc hep-ph
Probing reheating temperature of the universe with gravitational wave background
大爆炸核合成（BBN）后宇宙的热历史在理论和观测上都得到了很好的理解，最近的宇宙学观测也开始揭示暴胀动力学。然而，通货膨胀和BBN之间的时代几乎不为人所知。在本文中，我们表明，检测的随机引力波背景约1赫兹提供有用的信息，热历史以及之前的BBN。特别是，如果宇宙的再加热温度在10^{6-9} GeV左右，那么宇宙的再加热温度可以通过未来的空间激光干涉仪实验（如DECIGO和/或BBO）来确定，这取决于张量与标量的比值$r$和稀释因子$F$。
2008-06-22 astro-ph gr-qc hep-ph
Exploring the Edge of the Stellar Universe with Gamma-Ray Observations
从远红外线到紫外线的星系际光子的密度的测定由恒星辐射和尘埃再辐射在不同的红移可以提供一个独立的测量宇宙的恒星形成历史。高能伽马射线可以与FIR-UV光子湮灭，产生电子-正电子对，这导致河外源伽马射线光谱中的高端吸收截止。今后，利用诸如（即将发射的）GLAST空间望远镜等探测器，在更高红移处测量河外高能伽马射线源光谱中的这种吸收，可用于确定遥远过去的星系际光子密度，从而揭示恒星形成和星系演化的历史。（节略），
2006-11-14 astro-ph hep-ph
Smoothing Supernova Data to Reconstruct the Expansion History of the Universe and its Age
我们提出了一种非参数的方法，平滑超新星数据的红移使用高斯核，以重建重要的宇宙学量，包括H（z）和w（z）在一个模型独立的方式。这种方法被证明是成功的区分不同型号的暗能量时，数据的质量是相称的预期从未来的超新星加速探测器（SNAP）。我们发现，哈勃参数是特别确定的，并为此目的有用。在该方法中，还可以以非常高的准确度（\lleq 0.2%）确定全域的回顾时间。通过对方法的改进，也有可能获得暗能量状态方程的合理界限。我们探索了一种新的暗能量诊断方法--“w探针”，它可以从数据的一阶导数中计算出来。我们发现，这种诊断是非常准确的重建不同的重建方法，即使Ω_m被边缘化。w-探针可以用来成功区分$Λ$ CDM和其他暗能量模型，达到很高的准确度。
2007-03-28 astro-ph gr-qc hep-ph
