Lyman-alpha emission galaxies at a redshift of z = 5.7 in the FORS Deep Field
本文介绍了在FORS深场中寻找z~ 5.7的莱曼α发射星系的结果。本研究的目的是改进高红移Lyman-alpha发射星系光度函数的暗端，并导出年轻宇宙中本征暗Lyman-alpha发射星系的性质。使用FORS 2在ESO VLT和一组特殊的干涉滤光片，我们确定了高红移莱曼α星系的候选者。然后，我们使用FORS 2在光谱模式，以验证的身份，并研究其光谱特性。窄带测光导致检测到15个可能的莱曼α发射星系。光谱与足够的曝光时间可以获得八个星系。在所有这些情况下，在z = 5.7处莱曼α发射的存在被光谱学证实。这15个候选恒星的谱线通量在3 ~ 16 * 10^-21 Wm^-2之间，这对应于未对15 Msun/yr的尘埃进行校正的恒星形成速率。我们的光度确定的对象导出的光度函数扩展了已公布的光度函数的本质上更明亮的莱曼α星系。利用这种技术，高红移莱曼α发射星系的研究可以扩展到低内禀光度。
2006-04-12 astro-ph
A Comprehensive Statistical Analysis of the Gas Distribution in Lyman-limit and Damped Lyman-alpha Absorption Systems
在本文中，我们展示了如何使用莱曼极限和阻尼莱曼α吸收系统的数据，推导出氢电离分数和总的气体柱密度的分布的正面。我们考虑轴对称的，随机取向的吸收体，电离的外部背景辐射场，以便与面对的总气体分布沿视线观察到的中性氢。我们设计了一个统计过程的基础上的极大似然标准，这是能够同时处理来自不同的调查和统计恢复的数据“真正的”列密度存在较大的不确定性：这是特别重要的莱曼极限系统，留下一个不可测量的剩余通量在波长短于莱曼突破。我们利用模拟数据来寻找可能的观测偏差，并广泛测试我们的程序。对于在红移范围[1.75，3.25]内的大量实际数据的统计样本（收集自所有已发表的巡天），我们的极大似然程序给出了总氢分布的幂律斜率为-2.7。因此，所有的莱曼极限系统比阻尼莱曼α系统包含更多的气体。对其他红移数据的分析表明，需要更多的观测才能找到令人信服的证据，证明气体分布斜率的宇宙学演化。
2001-01-18 astro-ph
Lyman Break Galaxies at Redshift z~3: Survey Description and Full Data Set
我们提出了一个大型的地面光谱调查的z~3 "莱曼break星系“（LBG）的基本数据，光度选择使用静止紫外颜色从非常深的图像在17个高银河系纬度领域。总的调查覆盖面积为0.38平方度，包括2347个光度选择的候选LBG，表观R_{AB}星等限制为25.5。这些天体中大约有一半是用凯克望远镜观测到的，产生了940个红移，<z>=2.96 +/- 0.29。我们讨论的图像，测光，目标的选择，和光谱程序的一些细节，并提出目录的测光和光谱数据，以电子形式提供。我们讨论的一般效用进行近体积有限的红移调查，在规定的红移间隔使用明智的应用光度预选。
2003-05-20 astro-ph
The Ages and Masses of Lyman Alpha Galaxies at Redshift $z\sim 4.5$
我们研究的恒星星族的一个样本的98个红移4.5莱曼α发射星系使用它们的宽带颜色来自深测光在MMT。这些星系是通过大面积莱曼阿尔法巡天的窄带过剩选择的。在我们的两个或多个MMT滤波器（g '，r'，i'和z'）中检测到22个星系。通过比较这些星系的宽和窄带颜色与来自恒星星族模型的合成颜色，我们确定了它们的年龄和恒星质量。最高等效宽度的天体平均年龄为400万年，与正在进行的恒星形成相一致。最低的EW天体显示年龄为40 - 200百万年，与大量恒星导致低EW的预期一致。我们发现样本中最年轻的物体质量为2 e7太阳质量，最古老的物体质量为2 e9太阳质量。这是可能的，尘埃效应可以产生大的等效宽度，即使在老年人口允许莱曼α光子逃逸，即使在连续熄灭，我们也提出了这种情况下的模型。
2007-01-05 astro-ph
A search for the submillimetre counterparts to Lyman break galaxies
我们已经进行了有针对性的亚毫米观测作为一个方案的一部分，以探索在高红移，这是目前知之甚少的恒星形成星系的静止帧紫外和远红外特性之间的联系。一方面，Lyman break技术在选择z~3星系方面是非常有效的。另一方面，亚毫米波段的“空白场”成像似乎经常出现源，其中一些是具有类似红移的恒星形成星系。已经做了很多工作，寻找使用SCUBA仪器探测到的物体的光学识别。在这里，我们已经采取了相反的方法，执行亚毫米光度的样本莱曼break星系的紫外线特性意味着高恒星形成率。从我们的莱曼break样本的总信号是未检测到的亚毫米，在0.5毫焦耳的RMS水平，这意味着人口的莱曼break星系不构成最近检测到的空白场亚毫米源的大部分。然而，我们的一次探测表明，通过合理的SCUBA集成，我们可能期望探测到那些少数的远红外最亮的LBG。
2000-07-08 astro-ph
A Lyman Break Galaxy Candidate at z~9
我们报告了一个z~9莱曼Break星系（LBG）候选星系的发现，它是从NICMOS平行成像巡天中选出的J-脱落星系，J110 - H160 = 1.7。斯皮策/IRAC测光显示该星系有一个蓝色的H160 - 3.6微米的颜色，和一个3.6和4.5微米之间的光谱中断。我们解释这个破裂为巴耳末破裂，并推导出最佳拟合的光度红移z~9。我们使用蒙特卡罗模拟来测试这种光度红移的意义，并显示了96%的概率z>7。我们估计这样的星系在z~9处的共动数密度的下限为φ> 3.8 x 10^{-6} Mpc^{-3}。如果这个星系的高红移被证实，这将表明静止坐标系UV光度函数的发光端从z~ 9到z~3没有实质性的演化。尽管如此，在这个z~9模型和z~2-3的模型之间仍然存在一些小的简并;深度光学成像（达到I ~ 29 AB）可以排除较低z模型。
2008-05-08 astro-ph
Are high-redshift DLA galxies Lyman-break galaxies?
我们使用深HST STIS和NICMOS图像的三个光谱确认的星系对应的高红移阻尼Ly-alpha（DLA）吸收（其中之一是一个新发现）来测试的假设，高红移DLA星系是莱曼破裂星系。如果这个假设是正确的，DLA星系的发射特性必须在绝对星等相似的莱曼破裂星系的发射特性范围内。这将是真实的，无论在检测到的DLA星系样本的选择偏差。我们使用几种发射特性来测试这一预测：半光半径、径向轮廓（Sersic n参数）、光学到近红外颜色、形态、Ly alpha发射等效宽度和Ly alpha发射速度结构。在所有情况下，DLA星系的测量值都在莱曼破裂星系的测量范围内。没有一个测量结果与预测相矛盾。我们的结论是，测量的发射特性的三个DLA星系研究这里是一致的猜测，高红移DLA星系是莱曼break星系。我们发现，这一结果并不冲突的观察，少数高红移DLA星系发现大多比光谱证实的L* 莱曼破裂星系暗淡。
2002-03-21 astro-ph
Evolution of Lyman Break Galaxies From z=5 to 3
本文报道了更新的z~5处Lyman break星系（LBG）的紫外光度函数（LF）。结合较低的红移数据，我们发现UV LF的演化取决于UV光度;即，从z=5到3，发光LBG的数密度没有显著变化，而暗淡（L<L*）星系的数密度增加了5倍。我们还发现了在z~5的LBG的其他观测结果中的差异演化的迹象。紫外线发光的物体显示出很强的聚集性，它们有很弱或没有莱曼α发射，同时显示出突出的金属吸收线。对于那些在静止帧光学波段中明亮的天体（来自GOODS项目获得的Spitzer/IRAC数据），具有蓝色紫外光学颜色的天体也明显不足。利用静止坐标系光学到近红外测光数据进行的SED拟合表明，z~5处的大部分发光天体已经积累了超过10^10 Msun的恒星质量。我们讨论，这种差异演化可能被理解为有偏见的星系演化的后果。
2005-10-30 astro-ph
Detecting the Earliest Galaxies Through Two New Sources of 21cm Fluctuations
第一个在红移~20-30处形成的星系发射出能量在氢的莱曼α和莱曼极限波长之间的连续光子，除了莱曼系列共振外，中性宇宙对这些光子是透明的。当这些光子红移或散射到莱曼-α共振中时，它们将氢的21 cm跃迁的自旋温度耦合到气体温度，使其偏离微波背景温度。我们发现，在辐射的波动由第一个星系产生强烈的波动，在21厘米流量之前，莱曼α耦合变得饱和。这种波动是由星系密度的不均匀性以及星系数量的泊松波动引起的。观测这两个源的功率谱将探测最早星系的数量密度和它们宿主暗物质晕的典型质量。莱曼-α耦合时代21厘米波动的振幅增强，大大改善了探测它们的实际前景。
2005-12-23 astro-ph
Rest-frame optical and far-infrared observations of extremely bright Lyman-break galaxy candidates at z ~ 2.5
我们研究了斯隆数字巡天中发现的一个非常明亮的候选莱曼破裂星系（LBG）样本的静止坐标系光学和远红外特性。它们的高紫外线光度和缺乏强紫外线发射线暗示了大规模的恒星爆发，尽管它们可能是更典型的光度LBG，它们被强引力透镜高度放大。或者，它们可能是一类不寻常的弱线类星体。如果这些天体的紫外线和亚毫米波特性反映了那些亮度较低的星暴LBG，那么它们应该有可检测的静止帧远红外辐射。然而，我们的submm测光未能检测到这样的排放，表明这些系统不仅仅是按比例放大（无论是内在的或作为透镜的结果）的典型LBG的例子。此外，我们还使用高分辨率的近红外成像技术来寻找强透镜效应的形态特征，但我们一无所获。相反，近红外光谱显示，这些系统实际上是一类罕见的宽吸收线（BAL）类星体。
2005-07-11 astro-ph
Unbiased reconstruction of the mass function using microlensing survey data
大量的微透镜事件发现朝向银河系隆起承担重建恒星质量函数的承诺。关于质量函数，更有趣的问题当然是探索它的低质量端。然而，由于源混淆，即使透镜的分布和运动学是已知的，质量函数的估计在低质量下是非常有偏差的。由于源混淆的混合使事件的持续时间有偏差，这反过来又使透镜质量的估计有显著偏差。为了克服这个问题，我们建议使用差分测光的微透镜事件，使用图像相减法。差示光度法没有任何由于混合而引起的偏差，然而差示光度法的缺点是基线通量是未知的。在本文中，我们将表明，即使不知道基线通量，纯差分测光允许估计的质量函数没有任何偏见。该方法的基础是取微透镜光变曲线与给定函数的标量积，并取其对所有微透镜事件的总和，相当于将质量函数投影到另一个函数上。这种方法证明了观测空间与质量函数空间之间存在着直接的对应关系。关于使用的功能，以项目的意见，我们表明，光变曲线的主要成分是一个最佳的设置。为了说明这种方法，我们模拟了与微透镜实验一致的集合。通过使用1000个这样的模拟，我们表明，例如质量函数的指数可以在没有任何偏差的情况下重建。
2000-04-05 astro-ph
The Masses of Lyman Break Galaxies
由莱曼-布雷克光度技术确定的高红移星系的数据可以告诉我们星系是如何形成和演化的。恒星质量和其他性质的莱曼break星系（LBG）敏感地依赖于恒星形成的细节。在本文中，我们考虑三种不同的恒星形成处方，并使用半解析方法应用到现在的标准$Λ$ CDM理论的层次结构形成，以显示这些假设如何影响恒星的预测质量，在这些星系和质量的暗物质晕，主机。我们发现，在相当大的不确定性，最近的估计的恒星质量的LBG多色测光是一致的所有三个模型的预测。然而，估计的恒星质量更符合两个模型的预测，其中恒星形成加速在高红移$z\gsim3$，这些模型中的一个，其中许多LBG合并驱动的恒星爆发也更符合许多高红移星系是气体丰富的迹象。LBG的聚类特性对其宿主晕的质量提出了一些限制，但由于我们考虑的三种模型的晕占据的相似性和模型参数之间的退化，目前的限制还不足以区分现实的模型。
2001-12-20 astro-ph
HI 21cm imaging of a nearby Damped Lyman-alpha system
本文给出了巨米波射电望远镜（GMRT）HI 21 cm对类星体HS 1543+5921的z=0.009阻尼莱曼α（DLA）吸收体的辐射图像。DLA较早被确认为一个低表面亮度星系SBS 1543+593，其对类星体视线的碰撞参量约为400 pc。吸收体极低的红移使我们能够对21厘米的辐射进行空间分辨;除了HI质量，这也使我们能够确定星系的速度场，从而估计其动力学质量。我们得到了HI的总质量约为1.4x10^9 Msun，远小于盲测21 cm发射测量所确定的M*（HI）值。这继续在所有低红移的DLAs，HI发射观测已尝试低HI质量的趋势。我们还发现类星体位于前景星系中一个低HI柱密度区域的后面。鉴于DLA样品对高HI柱密度系统有偏见的建议，这是有趣的。该星系的动力学质量为Mdyn ~ 5x10^9 Msun。
2002-04-05 astro-ph
The origin of intergalactic metals around Lyman-break galaxies
理论和观测的论据表明，星系际介质（IGM）可能已经被早期恒星形成所产生的金属污染。在这种情况下，红移z=3的莱曼破裂星系（LBG）很可能被旧的金属气泡包围，这是星系特征质量小且气体保留更困难的时代的遗迹。我们发现，在6<z<12时，10^8-10^{10} M太阳矮星系的IGM的星系前富集可以定量地解释在z=3时观测到的CIV系统和LBG之间的高互相关。原因有两方面。首先，LBG和高Z矮星都是质量分布的偏置示踪剂，并且是由非常高的密度波动形成的，这些波动是强烈聚集的。第二，重力的作用倾向于增加金属气泡和LBG之间的空间关联。我们的分析表明，为了与z=3时观测到的CIV系统的丰度相匹配，高z矮星产生的金属泡必须具有约100 kpc的共动尺寸。我们的结论是，所观察到的星系CIV的空间关联不需要从LBG后期的“超级风”。
2005-04-06 astro-ph
A z=5.34 Galaxy Pair in the Hubble Deep Field
本文给出了凯克II望远镜拍摄的暗V型滴星系对HDF 3 -951.1和HDF 3 -951.2的光谱图。Fernando-Soto，Lanzetta，& Yahil（1998）推导出这些星系的光度红移z（ph）= 5.28（+0.34，-0.41; 2 sigma）;我们的综合光谱图显示在7710（+- 5）埃附近有一个大而突然的不连续。这个突变几乎肯定是由于莱曼α森林，因为它的振幅（1 - fnu（短）/ fnu（长）> 0.87; 95%置信限）超过了恒星或银河系静止框架光谱中观察到的任何不连续性。由此产生的吸收突变红移为z=5.34（± 0.01）。HDF的光学/近红外光度测定产生异常红色（V（606）-I（814）），与此大的断裂一致。利用成像测光法对莱曼α的连续谱向蓝方向的衰减进行更精确的测量，得到D（A）= 0.88。相对于z~3 Lyman break星群，该系统作为一个整体比L*（1500）稍亮，并且假设没有尘埃消光，从紫外连续谱推断出的总恒星形成速率为~22 h（50）^-2 M（sun）yr^-1（q（0）= 0.5）。这两个独立的星系相当小（尺度小于1 h（50）^-1 kpc）。因此，这些星系表面上类似于Pascarelle等人（1996）的“积木”;如果它们组成一个引力束缚系统，这对星系可能会在约1亿年的时间尺度内合并。
1998-09-11 astro-ph
GaBoDS: The Garching-Bonn Deep Survey VIII. Lyman-break galaxies in the ESO Deep Public Survey
目标。研究了大样本U-辍学的聚类特性，并与其他研究中B-辍学的非常精确的结果进行了比较，以确定从z=4到z=3的可能演变。方法.通过著名的Lyman-break技术，从一个大型的光学多色调查（ESO深度公众调查）中选择了大约8800个z=3的恒星形成星系候选者。通过大量的模拟研究了该群体的选择效率、污染率和红移分布。测光红移估计每个莱曼break星系（LBG）的候选人从其UBVRI测光产生的经验红移分布。测得的角度关联函数的deprojected和空间相关长度和斜率的关联函数的不同的子样本进行比较，以前的研究。结果通过对关联函数拟合一个简单的幂律，我们没有看到从z=4的其他研究到z=3的我们的研究的关联长度和斜率的演变。特别是，斜率对UV-光度的依赖性类似于最近检测到的样品的B-辍学也证实了我们的U-辍学。这是第一次，U-脱落者的数量统计足以清楚地检测到其他B-脱落者组报告的在小尺度上偏离纯幂律的情况。
2006-11-10 astro-ph
Deep Spectroscopic Survey of Lyman Break Galaxies at z~5
我们报告的深光学光谱与斯巴鲁/FOCAS莱曼Break星系（LBG）的候选人在z~5的结果。到目前为止，我们对200个明亮（z '<25.0）LBG样品中的24个LBG候选者进行了光谱观测，确认了9个z~5的LBG。有趣的是，这些明亮的LBG没有显示或显示出较弱的Ly-alpha发射以及相对较强的低电离星际金属吸收线。我们还确定了2个在z~5处具有强（EW_rest> 20 AA）Ly-alpha发射的微弱（z '> 25.0）天体。将我们的结果与其他星系在类似红移范围内的光谱观测相结合，我们发现Ly-alpha发射的EW_rest明显依赖于光度，即，在明亮的LBG中缺乏强的Ly-alpha发射。如果Ly-alpha发射的缺失是由于尘埃的吸收，这些结果表明，在z~5的明亮的LBG在尘埃和更多的化学演化的环境比暗的。这种解释意味着明亮的LBG比暗淡的LBG更早开始恒星形成，这表明恒星形成有偏差。
2005-10-30 astro-ph
The Effects of Reionization on Lyman-alpha Galaxy Surveys
对莱曼α发射线的测量是识别高红移星系的最有效方法之一。它们特别有趣，因为它们不仅探测星系本身，而且还探测星系际介质（IGM）的电离状态。观测到的谱线强度取决于每个光子在遇到中性气体之前能够从谱线中心红移的量，因此取决于源周围HII区域的尺寸分布。在这里，我们使用的尺寸分布的分析模型来研究再电离的莱曼α发射体的光度函数和它们所观察到的空间分布的影响。我们的模型包括了高红移星系的聚集，因此包含了比孤立星系周围预期的大得多的电离泡。结果，Lyman-α发射星系在再电离早期仍然可见：在最简单的模型中，当平均电离分数下降到x_i~0.75（或0.5）时，我们预计数量计数只会下降~2（或10）倍。此外，这种吸收在整个天空中并不均匀：星系只有当它们位于大气泡中时才能被看到，而随着x_i的减小，这种气泡变得越来越少。因此，大小分布也会影响莱曼-α选择星系的表观聚集。在大尺度上，它跟踪大气泡的轨迹，在我们的模型中，大气泡比星系更有偏差。在小尺度上，随着x_i的减小，星系团迅速增加，因为大的HII区包围着强的星系超密度，所以巡天自动只选择那些有邻居的星系。这两种状态之间的过渡发生在特征气泡尺寸处。因此，大型莱曼α星系巡天有可能直接测量再电离过程中HII区域的大小分布。
2005-11-23 astro-ph
Photometry of Star Clusters in the M31 Galaxy. Aperture Size Effects
本文研究了在拥挤视场中星团测光的孔径效应。对M31星系盘西南区域的285个候选星团样本进行了测试，这些样本是在本星系群巡天镶嵌图像中测量的（Massey等人，2006年）。在大多数情况下，推导的UBVRI测光误差代表团簇颜色的准确性很好，然而，对于微弱的对象，居住在拥挤的环境中，颜色的不确定性可能被低估。因此，在通过将测量的颜色与SSP模型进行比较来获得聚类参数之前，必须考虑由于背景拥挤而产生的颜色偏差。将我们的测光数据与Krienke和Hodge（2007）的哈勃太空望远镜观测数据进行了比较。
2007-12-23 astro-ph
Cosmological Implications of Lyman-Break Galaxy Clustering
本文回顾了Wechsler等人（1998）对红移z~3的“莱曼破裂”星系（LBG）成团性质的分析。我们研究了Steidel等人（1998）在宇宙结构演化的一套模型中，在LBG的红移分布中发现的尖峰的可能性。使用高分辨率的无耗散N体模拟，我们分析了这些模型中的深反射束调查，以同样的方式，他们实际上是观察到的，确定最大质量的暗物质晕的LBG。我们发现，所有的模型（SCDM是一个边缘例外）都有很大的可能性产生与观察到的类似的尖峰，因为大质量的晕比底层物质更加聚集-即，他们有偏见。因此，在这些模型中，这种尖峰的可能性不是一个很好的选择。LBG的关联函数没有今天的星系陡峭（伽马值约为1.4），但显示出相似或稍长的关联长度。我们扩展了这一分析，并包括与Adelberger等人（1998）提出的新数据的初步比较。我们还讨论了正在进行的工作，在其中我们使用半解析模型来识别暗物质晕内的莱曼破裂星系。
1998-12-20 astro-ph
Are Galaxies Optically Thin to Their Own Lyman Continuum Radiation? I. M33
利用M33内部kpc的Halpha和UBV测光研究了OB星和HII区在星系中的分布，并确定了星系的个别区域是否处于电离平衡状态。基于表面亮度的H α发射，我们确定了三个不同的电离气体环境（明亮，光晕和字段）。我们发现，50%的OB星位于该领域，因此，OB星的寿命的1/2必须花在可识别的HII区域之外。如果OB星从明亮的HII区逃逸，破坏了它们的母体分子云，这个结果意味着形成OB星后的分子云寿命可能低至5e 6年，或者是OB星典型寿命的1/2。从电离模型预测的Halpha通量显示，没有一个区域处于电离平衡状态：预测的通量比观测到的大3-7倍。电离光子的最大损失似乎发生在磁场中。我们的研究结果表明，从H α光度获得的恒星形成率一定低估了M33这些区域的真实恒星形成率。
1995-06-21 astro-ph
Galaxies and Large Scale Structure at z~3
我们总结了一个“目标”的红移调查，旨在建立星系的性质和它们的大尺度分布在红移范围2.5 < z < 3.5的状态。在写这篇文章的时候，我们已经获得了400多个星系在这个红移范围内的光谱，所有这些都是用“莱曼断裂”颜色选择技术确定的。我们提出了一些第一个结果的Lyman break星系的一般聚类特性。这些星系是非常强烈的集群，与同向运动的相关长度类似于今天的星系，它们显然是强烈的偏见相对于质量分布在这些早期的时代，这是符合等级星系形成模型，如果莱曼break星系跟踪最大质量的晕在z ~ 3。讨论了z ~ 4以上星系大巡天的前景。
1998-04-23 astro-ph
Large-scale Correlation of Mass and Galaxies with the Lyman-alpha Forest Transmitted Flux
我们提出的预测类星体光谱中的莱曼α森林吸收和质量之间的相关性在\sim 5 Mpc/h（共动）的视线，使用完全流体动力学和流体PM数值模拟的冷暗物质模型支持目前的观测。基于星系和Lya森林的观测相关性可以直接与我们的理论结果进行比较，假设星系在大尺度上是线性偏置的。具体地说，我们预测的质量波动的平均值<delta_m>，条件为一个固定值的Lya森林传输通量delta_F，后，他们已被平滑超过10 Mpc/h的立方体和视线的间隔，分别。我们发现，<delta_m>作为delta_F/sigma_F的函数的/sigma_m在该平滑尺度下的斜率为0.6，其中sigma_m和sigma_F是均方根色散（该斜率应随平滑尺度减小）。我们发现，这个值在很大程度上是不敏感的宇宙模型和其他Lya森林参数。将我们的预测与观测结果进行比较，应该可以对我们关于Lya森林的性质和星系分布的想法进行基本测试，并可以测量在Lya森林视线附近观察到的任何类型星系的偏差因子。
2001-12-20 astro-ph
Are Galaxies Optically Thin to Their Own Lyman Continuum Radiation? II. NGC 6822
利用NGC 6822的H α和UBV测光研究了OB星和HII区在星系中的分布，并确定了星系的个别区域是否处于电离平衡状态。四个不同的组件的Halpha发射（明亮，晕，漫反射和字段）区分其表面亮度。我们发现，在NGC 6822中，大约1/2的OB星位于视场中，而只有1/4的OB星位于亮区和晕区，这表明OB星大约有3/4的寿命在“经典”H II区之外。将观测到的Halpha辐射与恒星电离通量模型预测的辐射进行比较，我们发现虽然亮区、晕区和漫射区可能处于电离平衡状态，但场区产生的电离通量至少是观测到的6倍。NGC 6822的电离平衡结果表明，从H α光度获得的恒星形成率必须低估该星系的真实恒星形成率约50%。将我们对NGC 6822的研究结果与之前对旋涡星系M33的研究结果进行比较，我们发现M33内部千秒差距的电离不平衡状态更为严重，这可能是由于其表面更高的蓝星密度。
1995-06-21 astro-ph
The Structure and Clustering of Lyman Break Galaxies
Lyman-break星系（LBG）的数密度和成团性质与它们是z~3处最大质量暗晕的中心星系相一致。这一结论适用于目前流行的结构形成的等级模型，并且几乎与全局宇宙学参数无关。我们研究是否的大小，光度，运动学和恒星形成率的LBG也与此一致的识别。简单的形成模型调整，以提供良好的适合低红移星系可以预测这些数量的分布在LBG人口。LBG应该很小（典型的半光半径为0.6-2 kpc/h），应该存在中等高圆速度（180-290 km/s）的晕，但具有低恒星速度色散（70-120 km/s），并且应该具有相当大的恒星形成率（15-100 Msun/yr）。这里的数字指的是Adelberger等人（1998）在LBG样本中预测的中值;第一个假设宇宙为Ω =1，第二个假设宇宙为Ω =0.3的平坦宇宙。对于任何一种宇宙学来说，这些预测都与当前（相当有限的）观测数据相一致。根据Kennicutt（1998）的工作，我们假设恒星在表面密度较高的气体中形成得更快。这预示着LBG样本应该优先包含具有低角动量的物体，因此对于它们的质量来说尺寸很小。相比之下，阻尼莱曼α系统（DLSs）的样本应该偏向于具有大角动量的物体。明亮的LBG和DLSs可能因此形成不同的族群，具有非常不同的大小和恒星形成速率，LBG比类似质量和红移的DLSs更小，更富含金属。
1998-07-31 astro-ph
The escape of Lyman photons from a young starburst: the case of Haro 11
莱曼α（Lyman alpha，Lya）是一个主要的高z星系群探测器。然而，从Lya单独得出的数据的解释取决于Lya逃逸分数，由于复杂的辐射传输，可能会有很大的不同。在这里，我们映射的Lya发射从本地星爆Haro 11，Lya发射器和唯一已知的候选人低z莱曼连续发射（LyC）。为了帮助解释，我们进行了详细的多波长分析和模型的恒星星族，尘埃分布，电离光子预算和星团人口。我们使用档案的X射线观测，以进一步限制性能的星爆和估计HI柱密度。发现Lya形态与恒星和星云（H-α）形态强烈解耦。一般表面测光发现Lya和H halpha，E（B-V）和恒星年龄之间只有很小的相关性。只有在中心的Lya-bright集群，我们发现的Lya/Ha比在复合理论预测的值。发现总Lya逃逸分数仅为3%。我们计算出，大约90%的Lya光子在经历多次共振散射事件后逃逸，掩盖了它们的起源点。这导致了一个很大程度上对称的分布，并且通过增加光子必须行进以逃逸的距离，显著降低了逃逸概率。虽然尘埃最终必须对Lya的破坏负责，但它在控制观察到的形态方面几乎没有作用，这更多地是由ISM运动学和几何学调节的。我们发现初步的证据，当地的Lya等效宽度在附近的星团的集群年龄的函数，与流体动力学研究。我们估计了电离光子的产生，并进一步将900 AA处的逃逸分数限制为<~9%。
2007-10-17 astro-ph
The Most Distant Galaxies
我回顾了目前对遥远星系的观测，以及我们对脆弱（偶尔相互矛盾）的数据的解释。处于技术“当代极限”的伽利略和红移（z~6）首先很难定位。此外，大的红移可能会推动一些关键的确认和/或解释性的分析对陌生的红外波长。我将集中在观测手段和结果，探索星系的早期演化。我们还注意到的偏见，侵入计划的解释方面的遥远星系测光和光谱。我们讨论了最好的方法，选择那些非常遥远的系统，这些方法包括利用强大的子毫米发射尘埃，测光表明紫外线“光谱中断”，最后一个强大的莱曼α发射线的信号。这个特征现在已经把我们带到了一个红移超过z = 6.57的星系！
2003-08-22 astro-ph
Confirmation of the effectiveness of sub-mm source redshift estimation based on rest-frame radio to FIR photometry
我们提出了一个比较公布的光学，红外和CO光谱红移的15（分）毫米星系和他们的光度红移来自长波长（无线电毫米FIR）光度数据。在射电毫米-远红外波段中，对12个具有至少一种强确定颜色的亚毫米星系测量的红移精度为dz=0.30（r.m.s.）。尽管以无偏的方式作为模板使用的本星系的光谱能量分布范围很广，但该分析表明，仅使用静止帧FIR到射电波长数据就可以有效地导出亚毫米星系的光度红移，精度为dz < 0.5。
2004-10-29 astro-ph
Fitting Photometry of Blended Microlensing Events
我们重新审视的有用性拟合混合光变曲线模型微透镜光度数据。我们发现协议与以前的工人（例如Wozniak和Paczynski），这是一个困难的命题，因为退化的混合分数与其他拟合参数。我们发现，在特定点的后续观察沿光变曲线（峰区和翅膀）的高放大率的事件是最有帮助的，在消除简并。我们还表明，非常小的误差在基线幅度可能会导致在测量的混合分数的问题，并研究非高斯误差的拟合结果的重要性。讨论了回收的共混分数分布的偏差和偏斜度。我们还发现了一个新的近似公式的混合分数和未混合的拟合参数的基本事件持续时间需要估计微透镜光学深度。
2005-07-08 astro-ph
Large-scale Filamentary Structure around the Protocluster at Redshift z=3.1
本文报道了在z=3.1的红移空间中发现的Lyman α发射体的大尺度相干结构。我们进行了光谱观测映射的三维结构的带状特征的莱曼α发射器发现我们以前的窄带成像观测集中在z=3.1的原星系团。发现该特征由至少三个相互连接的物理细丝组成。这一结果与“有偏见的”星系形成理论的预测是定性一致的，即星系在早期宇宙中优先形成于大规模的星系或片状的质量超密度中。我们还发现，两个已知的巨大莱曼α发射线星云显示出高恒星形成活动，位于这些细丝的交叉点附近，这可能会演变成本地宇宙中的一个巨大的星系团。这可能表明大质量星系形成发生在高红移周围大尺度结构的特征位置。
2005-10-27 astro-ph
Clustering Segregation With UV Luminosity in Lyman-Break Galaxies at z~3 and Its Implications
本文报道了z~3处Lyman-break星系的成团性质。LBG的通量限制样本的相关长度取决于它们在λ ~1700埃的静止帧紫外（UV）光度，较暗的星系在空间中不那么强烈地聚集。在我们探测到的极限星等范围内，即25<R<27，它减少了3倍，这表明较暗的样本包括质量较小的星系。我们发现：1）在误差范围内，LBG的成团强度与冷暗物质（CDM）晕的体积密度符合相同的标度律; 2）使用晕质量谱和一些将晕质量映射到星系紫外光光度的关系模型预测的星系标度律仅取决于质量和紫外光光度的相关程度，但是在其他方面对模型的细节不敏感。这些结果提供了额外的证据表明，强大的空间集群的LBG是由于星系的偏置，支持有偏见的星系形成和引力不稳定性的主要机制，形成的结构。我们还发现：1）质量与紫外光光度之间存在标度不变的关系（例如幂律）不支持，表明星系的恒星形成的性质沿着观测到的LBG的质谱变化; 2）给定质量的LBG的UV光度的散射对于大质量LBG必须相对较小，这表明质量是控制这些系统中恒星形成活动的一个重要参数，而且在紫外选择巡天中没有观测到的z~3质量晕的比例并不大。
2000-12-20 astro-ph
Discovery of a Transient U-band Dropout in a Lyman-Break Survey: A Tidally-Disrupted Star at z = 3.3?
本文报道在Abell 267星系团中心区域发现一个瞬变源。我们称之为“PALS 1”的物体是在一项旨在识别干涉丰富星系团领域中高度放大的莱曼破裂星系的调查中发现的。在发现时，源具有U>24.7（2-sigma; AB），g=21.96，以及非常蓝色的g-r和r-i颜色;即，PALS 1是一个U波段的退出点，是z~3处恒星形成星系和类星体的特征。然而，三个月后，这个辐射源已经减弱了三个多量级。进一步的观测显示其光度持续下降，在发现后7个月，R>26.4。虽然视亮度暗示着一颗超新星的红移大致与星团相同，但我们的测光和光变曲线表明，任何已知类型的超新星都不存在任何红移。在星系团中心附近的光谱能量分布和位置与PALS 1是z~3.3的引力透镜瞬变的假设是一致的。如果这种解释是正确的，则源被放大4-7倍，并且预测两个反像。我们的镜头模型预测的时间延迟之间的三个图像的1-10年，我们已经目睹了最终发生的瞬态。强烈的光度（校正透镜效应后的M（AB）~ -23.5）和蓝紫外连续谱（意味着T> 50，000 K）表明，该源可能是一个恒星被10^6-10^8太阳质量的黑洞潮汐破坏而产生的耀斑。不管其物理性质如何，PALS 1突出了监测星系团中高放大率区域的重要性，以寻找遥远的、随时间变化的现象。
2004-05-24 astro-ph
The evolution of Omega(HI) and the epoch of formation of damped Lyman-alpha absorbers
我们提出了一个研究的柱密度分布，f（N，z），和总中性氢质量的演化在高柱密度类星体吸收体使用候选人从最近的高红移调查阻尼莱曼α（DLA）和莱曼极限系统（LLS）吸收体。利用观察到的LLS数（N（HI）> 1.6 * 10^{17} atom/cm ^2）将f（N，z）限制在经典的DLA Wolfe等人（1986）定义的2 * 10^{20} atom/cm ^2以下。LLS-DLA联合分析表明，f（N，z）明显偏离单一的幂律分布，而形式为f（N，z）=（f_*/N_*）（N/N_*）^{-Beta} exp（-N/N_*）的伽玛律分布能更好地描述观测结果。这些结果用于确定DLAs和柱密度较低的系统中所含的中性气体量。在红移2 ~ 3.5的范围内，约90%的中性HI质量是在DLAs中，我们发现在z>3.5时，这一比例下降到只有55%，剩余的中性气体的“缺失”质量部分位于N（HI）10^{19} - 2 * 10^{20} atom/cm ^2的亚DLAs中。特征柱密度N_* 从z<3.5时的1.6 * 10^{21} atom/cm ^2变化到z> 3.5时的2.9 * 10^{20} atom/cm ^2，这支持了这样一种观点，即在z>3.5时，我们直接观察到低柱密度单元形成高柱密度中性氢DLA系统。此外，由于目前的DLA系统的金属丰度研究集中在更高的柱密度系统，他们可能会给出一个…
2003-08-25 astro-ph
Single and Composite Hot Subdwarf Stars in the Light of 2MASS Photometry
利用两微米全天巡天（2MASS）第二次增量数据发布目录，我们已经检索了数百个热次矮星（sdO和sdB星）的近红外星等从“光谱识别的热次矮星目录”（基尔肯尼，赫伯，钻1988年，1992年）。这个样本量大大超过了以前对热亚矮星的研究。检查2MASS测光单独或结合视觉测光（约翰逊BV或Stromgren uvby）在文献中，我们表明，它是可能的，以确定热亚矮星，表现出红色的红外颜色，可以归因于存在一个未解决的晚期类型的同伴。利用这个大的样本，我们第一次尝试定义一个近似体积有限的热次矮星样本。我们讨论的考虑因素，偏见，并在定义这样的样本的困难。我们发现，在基尔肯尼等人的热次矮星中，在幅值受限的样本中，约40%具有与未分辨的晚期类型伴星的存在相一致的颜色。在星等有限的样本中，双星被过度代表。在近似体积有限的样品中，复合色二进制的分数约为30%。
2003-05-27 astro-ph
On the Clustering of Lyman Alpha Clouds
我们详细研究了$\lya$云的相关性质，并将其与质量和星系的相关性质进行了比较。我们发现，$\lya$云的相关强度是有点弱于底层的物质，这反过来又是弱于星系（有偏见的星系形成）。在探测的尺度$10-300$ km/s上，对于$\lya$云，我们发现高密度、高光学厚度、高柱密度区域比低密度、低光学厚度、低柱密度区域更强烈地聚集。因此，一个一致的画面似乎出现了：一组物体的相关强度与其特征性的全球密度呈正相关，星系、$\lya$云和质量之间的相关性差异反映了每个痕迹的密度差异。在速度范围为$50-300$ km/s的$\lya$云中发现了与$0.1-1.0$强度的显著正相关。在所检查的相关性度量中，这里提出的光学深度关联函数（等式5）可以用作最佳相关性度量。它合理地忠实地代表了底层物质的真实相关性，从而能够更好地指示物质相关性以及星系与$\lya$云之间的关系。此外，它似乎是一个替代传统的线-线关联函数的优点，它不需要模糊的后观察拟合程序，如那些通常采用在传统的线发现方法。它也不敏感地依赖于观测分辨率（例如，FWHM），如果云被解析，它可以很容易地用当前的观测灵敏度测量，而不会受到噪声的严重污染。
1997-09-11 astro-ph
The Relationship Between Galaxies and Low Redshift Weak Lyman alpha Absorbers in the Directions of H1821+643 and PG1116+215
为了研究类星体光谱中低z Lya吸收体的性质，我们用HST上的GHRS获得了H1821 +643（z = 0.297）和PG 1116+215（z = 0.177）的高信噪比紫外光谱。光谱具有70-100的最小S/N和50-75 mA的3 σ极限等效宽度。我们检测到26条Lya线，Wr > 50 mA，朝向H1821+643，13条朝向PG 1116 +215，这意味着每单位红移102+/-16线的密度。两点关联函数显示了在~500 km/s尺度上聚类的边缘证据，但只有在排除最弱的线的情况下。我们还利用WIYN天文台测量了以每个类星体为中心的~1度视场中的星系红移。我们发现了17个星系吸收体对的投影距离为1 Mpc，速度间隔为350 km/s或更少。蒙特卡罗模拟表明，如果Lya线是随机分布的，观察到这么多的密切对的概率是3.6e-5。我们发现，所有星系的投影距离为600 kpc或更少的相关Lya吸收在1000公里/秒，和大多数这些星系的吸收在350公里/秒。我们还发现Lya等效宽度与最近星系的投影距离至少为600 kpc，但这应该谨慎解释，因为存在潜在的选择偏差。使用整个样本的统计检验也表明，吸收体不是随机分布的。我们讨论的Lya吸收剂的性质，根据新的数据。
1998-06-02 astro-ph
Damped Lyman alpha Absorbing Galaxies At Low Redshifts z<1 From Hierarchical Galaxy Formation Models
我们在等级结构形成方案中研究了低红移z<1的阻尼Ly-alpha吸收星系（DLA星系），以澄清DLA星系的性质，因为目前这类星系的观测数据主要在低红移。我们发现，我们的模型很好地再现了DLA星系的基本属性，如光度，柱密度，碰撞参量的光学和近红外成像获得的分布。我们的研究结果表明，DLA系统主要由低光度星系组成，这些星系具有与低表面亮度（LSB）星系相似的小碰撞参量（典型半径约为3 kpc，表面亮度为22至27 mag arcsec^{-2}）。此外，我们调查所产生的模糊和掩蔽效应，使我们无法识别隐藏或污染的背景类星体的点扩散函数的DLA星系的选择偏差。我们发现，后者的影响更严重，而不是前者的DLA属性的分布，只有当考虑到掩蔽效应的观测数据是很好地再现。当角尺寸限制为1角秒时，在红移0<z<1的样品中，DLA星系的掩蔽效应的丢失率达到60- 90%。此外，我们还发现了HI质量与DLA星系截面之间的密切关系，并发现M（HI）\sim 10^{9} M_sun的富HI星系在DLA系统中占主导地位。这些特征与阿雷西沃双波束调查的特征完全一致，阿雷西沃双波束调查是一项21厘米的盲测。最后我们讨论了恒星形成率，发现它们通常比LSB星系低10^{-2} M_sun_yr^{-1}。
2004-12-21 astro-ph
Differential Evolution of the UV Luminosity Function of Lyman Break Galaxies from z~5 to 3
本文报道了利用Subaru/Suprime-Cam对Lyman break星系进行的深宽巡天测量中得到的z~5处的紫外光度函数（LF）。目标场由两个天空空白区（HDF-N和J 0053 +1234）组成，总有效测量面积为1290平方角分。在V-I和I-z'中应用精心确定的颜色选择准则，得到了853个z' AB <26.5 mag的候选者。导出的z~5处的UVLF显示，明亮（L>=L*_z=3）LBG的数密度与z~3处相比没有显著变化，而LF的暗端随着回望时间的增加而显著下降。这一结果意味着数密度的演化与UV光度不同：UV发光天体的数密度在z~5到3之间几乎保持不变，而较暗天体的数密度则随着宇宙时间的推移而逐渐增加。这种趋势变得明显，这要归功于在不同时期的LF明亮和暗淡部分的数量密度的小不确定性，这是通过深度和广泛的调查而实现的。我们讨论了这种差异演化的起源，并建议我们的观测结果与有偏见的星系演化的情况是一致的：一个星系人口主办的大规模暗晕开始活跃的恒星形成优先在早期宇宙时间，而质量较小的星系增加其数量密度后。我们还通过积分UVLF计算了UV光度密度，发现在z~5处，对于光度范围L>0.1 L^*_z=3，它是z~3处的38.8%。将我们的结果与文献中的结果相结合，我们发现宇宙紫外光密度在z=2-3处达到峰值，然后向更高的红移缓慢下降。
2007-01-29 astro-ph
Star formation rates, efficiencies and initial mass functions in spiral galaxies (I Method)
本文导出了一种利用宽波段光度学计算相对恒星形成率（臂相对于臂间盘）和相对恒星形成效率以及旋臂振幅随银河中心半径变化的新方法。本文讨论了由H_α光度测量获得恒星形成率的经典方法，并导出了一种新的方法来诊断可能存在的由于臂和臂间盘初始质量函数不同而引起的恒星形成偏差。作为一个例子，这些方法被应用到螺旋星系NGC 4321和NGC 4254，获得他们的臂振幅，相对臂/臂间恒星形成效率，相对臂/臂间初始质量函数为每个臂，作为一个函数的银河系中心半径。这两个物体都提供了证据，证明大质量恒星的形成是在螺旋臂中触发的，这与螺旋密度波理论相一致，并且在臂中的初始质量函数与盘的其余部分不同，在这个意义上，臂中有更大比例的大质量恒星。这种有偏差的恒星形成出现在臂的区域，那里触发了大质量恒星的形成，然后与密度波系统有关，并且可能是由密度波系统引起的。然而，由于这种偏向的恒星形成，研究的星系的旋臂并没有触发形成一个更大的总质量的恒星（所有光谱类型）相对于臂间盘。
1997-07-24 astro-ph
