Submillimetre surveys: The prospects for Herschel
使用所观察到的亚毫米源计数，从250-1200微米（包括最近的250，350和500微米计数从BLAST），我们提出了一个模型，能够再现这些结果，这是用来作为一个基础，使即将到来的调查与SPIRE仪器搭载赫歇尔空间天文台的预测。该模型成功地拟合了所有波段亚毫米星系的积分和微分源计数，预测虽然超亮红外星系在最亮的通量密度占主导地位，但大部分红外背景是由于不太亮的红外星系群。该模型还预测了混乱的限制和贡献的宇宙红外背景是一致的BLAST结果。将其应用于SPIRE，在250、350和500微米波段分别给出了19.4、20.5和16.1mJy的预测源混淆极限。这意味着SPIRE巡天应该达到比BLAST深1.5倍的灵敏度，揭示出更微弱的红外光星系群，并在SPIRE波段每平方度检测到大约2600、1300和700个源（三分之一的源预计是500微米的高红移超光源）。模型数的红移分布预测一个双峰分布的本地静止星系和一个高的红移峰值对应于强烈发展的恒星形成的星系。这表明，使用Herschel-SPIRE进行的最深的调查应该对负责大部分红外背景的源群进行采样。
2009-06-22 astro-ph.CO
BLAST: Correlations in the Cosmic Far-Infrared Background at 250, 350, and 500 microns Reveal Clustering of Star-Forming Galaxies
我们检测到的相关性，在宇宙远红外背景下，由于恒星形成星系的集群在观测中所取得的与星载大孔径亚毫米望远镜，BLAST，在250，350，和500微米。我们执行折叠和其他测试来确认信号的真实性。测得的相关性在5-25弧分范围内符合幂律，Δ I/I = 15.1 +/-1.7%。我们采用了一个特定的亚毫米源模型，其中对聚类的贡献来自红移范围为1.3 <= z <= 2.2，1.5 <= z <= 2.7和1.7 <= z <= 3.2的源，分别在250，350和500微米。利用这些分布，我们对功率谱P（k_theta）的测量分别对应于线性偏置参数b = 3.8 +/- 0.6、3.9 +/- 0.6和4.4 +/- 0.7。我们进一步解释的晕模型的结果，并发现，在较小的尺度，最简单的晕模型无法拟合我们的结果。改善拟合的一种方法是增加模型中人为截断暗物质晕的半径，这相当于在z >= 1处有一些恒星形成星系位于星系群和星系团的外围。在这个模型的背景下，我们发现一个星系所需的最小晕质量是log（M_min / M_sun）= 11.5（+0.4/-0.1），我们推导出有效偏差$b_eff = 2.2 +/- 0.2，2.4 +/- 0.2和2.6 +/- 0.2，有效质量log在250、350和500微米处，（M_eff / M_sun）= 12.9 +/- 0.3、12.8 +/- 0.2和…
2009-10-16 astro-ph.CO
BLAST: the far-infrared/radio correlation in distant galaxies
我们调查远红外（FIR）和无线电光度在遥远的星系，现代天文学的关键之间的相关性。我们使用的数据来自卫星携带的大孔径亚毫米望远镜（BLAST），斯皮策，大顶点BOlometer CamerA（LABOCA），甚大阵列（VLA）和巨型米波射电望远镜（GMRT）在扩展的钱德拉深场南（ECDFS）。对于BLAST 250微米选定星系的目录，我们重新测量了70- 870微米的通量密度，它们最有可能的24微米对应物的位置，其中值[四分位数]红移为0.74 [0.25，1.57]。由此，我们确定了单色光通量密度比q_250 = log_10（S_250micron / S_1400MHz）和辐射热当量q_IR。在z ~= 0.6时，我们的250微米滤波器探测静止坐标系160微米辐射，我们发现局部星系相对于q_160没有演化。我们还堆叠的FIR和submm图像的位置，24微米和无线电选择的星系。250微米和射电选择星系的q_IR之间的差异表明，在~< 100 μ Jy的射电星系中，恒星形成提供了大部分的红外光度，而在mJy区域的星系中，则较少。对于24微米的样本，射电光谱指数在0 < z < 3范围内是恒定的，但q_IR表现出稳定下降的初步证据，使得q_IR与（1+z）^（-0.15 +/- 0.03）成比例-显著的演化，跨越了星系形成的时代，对依赖FIR/射电相关的技术具有重大意义。我们与模型预…
2009-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Submillimetre observations of galaxy clusters with BLAST: the star-formation activity in Abell 3112
我们目前的观测在250，350，和500微米附近的星系团阿贝尔3112（z=0.075）进行的BLAST，卫星携带的大口径亚毫米望远镜。五个星团成员分别被探测为明亮的亚毫米源。它们的远红外SED和光学颜色表明它们是正常的高质量恒星形成星系，具有全球演化的恒星星族。它们的B-R色都是1.38+/-0.08，介于蓝色活跃星系群和红色演化星系群之间。我们叠加确定所有星系团成员的平均亚毫米辐射，在250、350和500 μ m处分别确定为16.6+/-2.5，6.1 +/-1.9和1.5+/-1.3 mJy。对星系团成员的亚毫米级发射进行叠加分析，揭示了平均远红外光度与星系团中心半径和KS波段星等之间的关系。我们发现，一个大部分的亚毫米辐射来自内部的边界，维里化区域的集群，在集群中心的距离R_500左右。叠加还显示，大部分亚毫米辐射来自中等质量星系（L<L*），Ks星等比巨型椭圆星系暗约1等。所得结果和局限性将为Herschel即将进行的星系团巡天观测提供有益的参考。
2010-03-12 astro-ph.CO
A panchromatic study of BLAST counterparts: total star-formation rate, morphology, AGN fraction and stellar mass
我们进行了一个多波长的研究，个别星系探测到的卫星携带的大口径亚毫米波望远镜（BLAST），并确定在其他波长，使用数据跨越无线电的紫外线（UV）。我们开发了一种蒙特卡罗方法来解释通量提升，源混合，和波段之间的相关性，我们用它来推导我们的样品的去增强远红外（FIR）光度。我们估计了BLAST对应物的总恒星形成率，z< 0.9 by combining their FIR and UV luminosities. Star formation is heavily obscured at L_FIR >为10^11 L_sun，z > 0.5，但在L_FIR < 10^11 L_sun，z < 0.25时，来自无遮蔽星光的贡献不可忽略。我们估计，在我们的样本中，约20%的星系显示的1型活动星系核（AGN）的迹象，但他们的亚毫米辐射主要是由于恒星形成的宿主星系。我们计算了92个BLAST对应物的恒星质量;这些都是相对大质量的天体，平均质量为~10^11 M_sun，这似乎将24 μ m和SCUBA种群联系起来，无论是恒星质量还是恒星形成活动。在z<1处的大部分BLAST对应物似乎是普通的恒星形成星系，典型的螺旋形状，具有中等恒星质量和几乎恒定的特定恒星形成速率。另一方面，BLAST对应物的高z尾与SCUBA人口在恒星形成率和恒星质量方面显著重叠，观察到的特定恒星形成…
2010-11-17 astro-ph.CO
A joint analysis of BLAST 250--500um and LABOCA 870um observations in the Extended Chandra Deep Field South
我们对ECDF-S重叠的BLAST 250、350、500 um和LABOCA 870 um观测（来自LESS调查）进行了联合分析。到z~3，BLAST滤波器在来自星系的远红外（FIR）发射的峰值波长附近（静止帧波长~60- 200 μ m）采样，该远红外发射主要由通过恒星形成云的吸收而加热的尘埃产生。然而，在大波束（FWHM 36- 60”）的情况下，识别单个BLAST峰值的对应物是非常具有挑战性的。相比之下，870 μ m的观测具有明显更小的19”FWHM光束，并且由于更有利的负K校正而对更高的红移（z~1- 5，并且可能更高）敏感。我们使用LESS数据，以及深斯皮策和VLA成像，以确定118个单独的来源，产生显着的发射在BLAST波段。我们表征的温度和远红外光谱光度的一个子集的69个源，有良好的测量submm的SEDs和红移测量出z~3。对于每个BLAST波段中的通量受限子样本，当尘埃发射率指数β=2.0时，我们发现中值温度T= 30 K（所有波段）以及中值红移：z=1.1（四分位距0.2--1.9），S250 > 40 mJy; z=1.3（四分位距0.6- 2.1）;和z=1.6（四分位距1.3- 2.3）对于S500 > 20 mJy。考虑到我们调查的选择效应（偏向于检测较低温度的星系），我们没有发现在z~2.5的本地FIR温度相关性的演变的证据。与恒星形成星系SED模…
2010-10-28 astro-ph.CO
Selection of ULIRGs in Infrared and Submm Surveys
我们研究了IRAS、Spitzer、BLAST、Herschel和SCUBA的红外和亚毫米巡天的选择特性，并确定了这些巡天对ULIRG光度范围（12<log（LIR）<13）的星系在z=0和z=4之间的尘埃温度范围敏感。我们发现，调查是无偏的红移范围的程度是一个功能的波长选择，流量密度限制和ULIRG光度。IRAS、Spitzer/MIPS和Herschel/PACS的短波长（<200μm）巡天对大温度区间（17- 87 K）内的所有SED类型都很敏感，在它们可达到的红移范围的很大一部分。另一方面，使用BLAST、Herschel/ SPIRE和SCUBA进行的长波长（>200μm）巡天对冷ULIRGs更敏感，即使在低红移下也不利于温暖的SED。我们在巡天选择效应的背景下评估观测结果，发现在局部（z<0.1）宇宙中缺乏冷ULIRG并不是选择的结果，并且局部看到的ULIRG温度范围只是高红移存在的更大范围的一个子集。我们证明，当地的亮度-温度（L-T）的关系，这表明，更多的光源也更热，是不适用于遥远的宇宙时，外推到ULIRG制度，因为在观测到的温度的散射太大。最后，我们表明，ULIRG的温度分布之间的差异，本地和高红移是不是由于星系变得更冷，由于L-T关系的发展作为一个函数的红移。相反，它们与红外光度函数的演化与温度相关的图像是一致的，即冷星系的演化速度比温暖的星系快。
2010-09-20 astro-ph.CO
Evolution of Infrared Luminosity functions of Galaxies in the AKARI NEP-Deep field: Revealing the cosmic star formation history hidden by dust
尘埃遮蔽的恒星形成随着强度的增加和红移的增加而变得更加重要。我们的目标是通过AKARI的深红外观测来揭示被尘埃掩盖的宇宙恒星形成历史。我们使用AKARI NEP-Deep场中的4128个红外光源构建了0.15<z<2.2处的restframe 8 um，12 um和全红外（TIR）光度函数（LF）。AKARI卫星在中红外波长（2.4，3.2，4.1，7，9，11，15，18和24 μ m）的连续滤波器覆盖使我们能够估计restframe 8 μ m和12 μ m的光度，而无需使用基于SED拟合的大的外推，这是以前工作中最大的不确定性。我们发现，所有的8 μ m（0.38<z<2.2），12 μ m（0.15<z<1.16）和TIR LF（0.2<z<1.6）都表现出向更高红移的连续和强烈的演化。根据宇宙红外光度密度（Omega_IR），我们发现在z<1.2时与以前的工作有很好的一致性，Omega_IR的演化近似于（1+z）^[4.4 +-1.0]。当我们分开LIRGs和ULIRGs对Omega_IR的贡献时，我们发现更多的IR光源在更高的红移处变得越来越重要。我们发现ULIRG（LIRG）的贡献从z=0.35到z=1.4增加了10倍（1.8）。
2010-01-08 astro-ph.CO
The 0.4 < z < 1.3 star formation history of the Universe as viewed in the far-infrared
[摘要]我们使用斯皮策在GOODS和FIDEL领域获得的最深的现有中红外和远红外观测（在70 μ m处达到~3 mJy）来推导z < 1.3的星系的静止框架15 μ m，35 μ m和总红外光度函数的演化。与以往的研究相比，本研究利用了深70 μ m的观测，提供了一个比24 μ m更鲁棒的红外光度指标，受到高红移（z~1）的多环芳烃排放的影响，我们使用了几个独立的字段来控制宇宙方差。我们使用一种新的提取技术的基础上确定的星系在较短的波长的位置提取星系的24和70 μ m的流量密度。利用我们样本中约80%的源存在的光度和光谱红移的组合，我们能够估计15 μ m和35 μ m的星系的静止框架光度。然后使用仔细的叠加分析来验证红外测热校正，我们计算了三个红移仓z~0.55，z~0.85和z~1.15的红外光度函数。我们发现，在宇宙时间的最后2/3的星系的平均红外光谱能量分布是一致的本地星系，虽然个别源不存在显着的散射。我们还测量了红外发光度函数的亮端和暗端，没有发现用于表征发光度函数的双幂律斜率变化的证据。红外发光星系的红移演化与纯光度演化成正比，从（1+z）^3.6一直到z~1.3。在0< z <1之间，红外发光星系的同向运动数密度增加了约100倍。到z~1.0时，LIRGs产生了总的同向红外光度密度的一半。
2009-07-17 astro-ph.CO
Well-Sampled Far-Infrared Spectral Energy Distributions of z ~ 2 Galaxies: Evidence for Scaled up Cool Galaxies
本文分析了两个z = 2.122和z = 2.024的大质量K-选择星系在24 um、70 um、160 um和250 um、350 um、500 um以及870 um的远红外光谱能量分布。这些观测的大波长范围和光谱红移的可用性使我们能够明确地确定尘埃在~ 300 μ m处的红移热发射峰值。这两个星系的SED与L_IR ~ 10^{11} L_{sun} - 10^{12} L_{sun}的本星系合成模板拟合得相当好，但这两个星系的L_{IR} ~ 10^{13} L_{sun}。这表明这些星系不是本地模板中使用的超LIRGs/ULIRGs的高红移类似物，而是本地ULIRGs/LIRGs的“放大”版本。对于这两个星系，从最佳拟合FIR SED确定的恒星形成率（SFR（L_{IR}））与由尘埃校正的H-α光度确定的SFR一致（SFR（H-alpha））的范围在约2倍以内;然而，当仅使用观测到的24 μ m通量和标准的光度依赖模板方法来估计这些星系的SFR时，（SFR（24 μ m）），它系统地高估了SFR多达6倍。从Kriek et al.（2008）GNIRS样本中抽取的z ~ 2.3的24个K选择星系的更大样本显示了SFR（24 um）和SFR（H-alpha）之间的相同趋势。使用该样本，我们表明，SFR（24微米）和SFR（H-α）是在更好的协议时，SFR（24微米）估计使用本…
2010-10-15 astro-ph.CO
Implications of the cosmic infrared background excess for the cosmic star formation
通过唯象地描述高红移恒星的形成历史，即，$\dotρ_{*}(z)\propto[(1+z)/4.5]^{-α}$，并半解析地计算了高红移Pop I/II和Pop III星的分数，我们研究了高红移Pop I/II和Pop III星对观测到的宇宙红外背景辐射中的近红外（$3 μ\rm m<λ<5 μm$）过剩的贡献。为了解释观测水平的近红外过剩，假设的恒星形成历史的幂律指数$α$被限制在$0\lesssimα\lesssim1$的范围内。这种约束是在暗物质晕的维里温度属于$500 {\rm K}\leq T_{\rm vir}\leq10^4$ K范围的条件下得到的。
2013-04-23 astro-ph.CO
FR II Quasars: Infrared Properties, Star Formation Rates, and Extended Ionized Gas
我们提出了斯皮策IRS光谱和MIPS测光的12个射电响亮类星体FR II形态在z ~ 0.3。其中六个源被明亮的扩展发射线区域（EELR）包围，而其他六个则没有这样的扩展星云。这两个子样品在它们的中红外光谱和总体红外光谱能量分布（SED）中是不可区分的。对于这两个子样本，中红外芳香族特征在单个源或其堆叠光谱中均未检测到，并且SED与纯类星体发射一致，而没有显著的恒星形成。恒星形成率的上限足够低，因此可以排除恒星暴驱动的超级风是产生EELR的机制，而EELR很可能是伴随着射电喷流发射的冲击波将大部分气体从系统中喷出的结果。FR II类星体系统地偏离了主星系恒星形成率和黑洞吸积率之间的相关性，而射电宁静类星体明显地紧随其后，这意味着与当前强烈的黑洞增长几乎没有或没有隆起增长。我们还提出了一个新的斯皮策估计的恒星形成率的恒星暴在宿主星系的紧凑陡谱射电类星体3C 48。
2009-02-10 astro-ph.CO
An infrared-radio simulation of the extragalactic sky: from the Square Kilometer Array to Herschel
为了利用赫歇尔空间天文台和下一代无线电设施之间的协同作用，我们将Wilman等人（2008年）的半经验河外无线电连续模拟扩展到中红外和远红外。本文以Spitzer 24、70和160微米巡天和SCUBA 850微米巡天结果为主要约束条件，对恒星形成星系和活动星系核的红外光谱能量分布（SED）进行了分配。恒星形成的星系占主导地位的源计数，和一个模型，在该模型中，他们的远红外无线电相关性和红外SED分配程序是不变的红移低估所观察到的24和70微米的源计数。70微米的赤字可以消除，如果恒星形成的星系经历更强的光度演变比原来假设的无线电模拟，这可能是部分归因于已知的非线性在远红外-无线电相关性在低光度，如果它与红移的发展。在24微米时，如果恒星形成星系发展出具有较冷尘埃和相应较强的多环芳烃（PAH）发射特征的SED，并在给定的远红外光度下增加红移，则不足会减少，但这种趋势可能在z>1时逆转，以便不过度产生亚毫米源计数。由此产生的模型比较有利，最近的BLAST结果，我们已经扩展了模拟数据库，以帮助解释赫歇尔调查。这种比较也可能有助于进一步改进模型和修正SKA及其前兆的预测。
2010-02-05 astro-ph.CO
Cosmic star-formation history and black hole accretion history inferred from the JWST mid-infrared source counts
本文利用JWST中红外深场源计数，通过五类星系本地光度函数的后向演化模型，同时约束宇宙恒星形成历史和黑洞吸积历史，将观测基础拓展到比以往暗数十倍的源。
2023-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Searching for the highest redshift sources in 250-500 micron submillimeter surveys
我们探索了一种技术，通过定位远红外尘埃峰的位置来识别Herschel/SPIRE和BLAST亚毫米巡天中最高红移（z>4）源。正如斯皮策/IRAC被用来识别恒星的“碰撞”源一样，远红外峰值也是一个红移指标;尽管后者也取决于平均尘埃温度。我们证明了一个合理的范围内的尘埃温度允许的红移范围很宽，并表明，这是不可能的约束单独使用的远红外峰的位置的物体的红移。通过拟合光谱能量分布模型，模拟赫歇尔/SPIRE测光，我们显示的实用程序的无线电和/或远红外数据在打破这种简并。有了尘埃温度分布的先验知识，就有可能获得高红移亚毫米星系候选者的统计样本。我们将这种技术应用于ECDFS的BLAST调查，以限制z>4的尘埃星系的数量。我们发现了8个+/- 2的星系，其通量密度比为S500>S350;如果我们假设所有星系都在z>4，则上限为17 +/- 4 deg-2。这是<35% of all 500 micron-selected galaxies down to S500>45 mJy（LIR> 2 e13 Lsun，z>4）。用传统的温度和红移分布模型估计，z>4的500微米峰值星系的百分比在10- 85%之间。我们的结果与其他对非常高红移亚毫米星系数密度的估计一致，并且遵循z>4时恒星形成率密度的下降。
2010-05-03 astro-ph.CO
Cosmic star-formation history from a non-parametric inversion of infrared galaxy counts
[摘要]本文旨在从中红外和远红外数据的经验模型中为宇宙恒星形成历史提供新的保守约束。我们同时在15，24，70，160和850微米处对星系计数进行非参数反演。这是一个“盲”搜索（不需要红移信息）的所有可能的演化的红外光度函数的星系，从恒星形成率密度的演化及其不确定性的推导。宇宙红外背景（CIRB）测量被用于后验收紧的解决方案的范围。这种反演只依赖于两个假设：（1）光度函数在红移和光度上都是光滑的;（2）必须假设星系的红外光谱能量分布。我们得到的恒星形成历史的范围是很好的约束和一致的红移为基础的测量深调查。计数的红移分解也被成功地恢复。因此，多波长计数和CIRB（两者都是投影观测）似乎包含了足够的信息来恢复宇宙恒星形成历史，但存在可量化的误差。SFRD在z~2处的峰是优选的，尽管不排除更高的红移。我们还发现，观测到的恒星质量密度的演化与我们的模型预测之间有很好的一致性。最后，反演无法完美地同时模拟所有的多波长红外计数（特别是在160微米处，在20 mJ左右可以看到过量的红外计数），这意味着（i）存在较冷星系的子种群，（ii）局部星系之间的尘埃温度比预期的分散度更大，（iii）或星系的红外SED的红移演化。
2009-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling the evolution of infrared galaxies: A Parametric backwards evolution model
我们的目标是以尽可能简单的方式模拟红外星系的演化，并再现统计特性，其中包括15微米和1.1毫米之间的计数，光度函数和红移分布。然后，我们的目标是使用这个模型来解释最近的观察（斯皮策，Akari，BLAST，LABOCA，AzTEC，SPT和Herschel），并为未来的实验，如CCAT或SPICA的预测。这个模型使用了密度和光度的演化，在红移~0.9和2处有两个突变，并包含了Lagache等人（2004）模型中的两个种群：正常星系和星暴星系。我们还考虑了高红移亚毫米星系的强透镜效应。它有13个自由参数和8个额外的校准参数。我们拟合参数的IRAS，斯皮策，Herschel和AzTEC测量与Monte-Carlo马尔可夫链。该模型在关键波长的深度计数上进行了调整，再现了从中红外到毫米波长的计数，以及中红外光度函数。我们讨论了宇宙红外背景（CIB）和红外光度密度的不同人群的贡献。我们还估计了透镜效应对计数的影响，并讨论了南极望远镜（SPT）最近发现的一个非常明亮的人口躺在高红移。我们使用P（D）形式主义预测未来任务的混乱程度，以及由于CIB导致的宇宙对TeV光子的不透明度。
2011-01-21 astro-ph.CO
Population synthesis modelling of luminous infrared galaxies at intermediate redshift
发光红光星系（LIRGs）对于研究z=1到z=0的恒星质量的形成特别重要。我们在扩展的Chandra深场南z=0.7处对LIRGs样品进行了多波长研究，该样品由斯皮策空间望远镜上的MIPS在24 μ \m处选择，并在17个滤波器中检测。数据从近紫外线到中红外线。这个多波长数据集使我们能够对星系的光谱能量分布（SED）进行强有力的约束，从而有效地导出物理参数，如SFR，总红外光度，衰减参数和恒星形成历史。这项工作的一个重要组成部分是制定一个模拟目录，使我们能够有一个可靠性标准的派生参数。我们研究了LIRGs通过SED拟合代码CIGALE。首先，该代码根据Maraston恒星星族模型创建合成光谱。恒星星族光谱的衰减，通过使用一个合成的卡尔泽蒂为基础的衰减规律，然后添加尘埃排放的红外SED库。CIGALE的独创性在于，它使我们能够对受灰尘影响的紫外到红外波长范围进行一致的拟合。这种技术似乎是一个非常强大的工具，在这种情况下，我们可以访问一个数据集，在很宽的波长范围内进行良好的采样。我们能够推导出恒星形成的历史，并估计红外光度的分数再处理的活动星系核。我们研究了在70 μ \m探测到的我们星系的尘埃温度，发现它们比模型预测的要冷。我们还研究了SFR和恒星质量之间的关系，并没有发现它们之间的紧密相关性，而是一个平坦的分布和一个大的分散，这是解释在恒星形成历史的变化。
2010-07-27 astro-ph.CO
Cosmic star formation history revealed by the AKARI, & Spatially-resolved spectroscopy of an E+A (Post-starburst) system
我们揭示了宇宙恒星形成的历史掩盖尘埃使用深红外观测与AKARI。AKARI卫星在中红外波长（2.4，3.2，4.1，7，9，11，15，18和24 μ m）的连续滤波器覆盖使我们能够估计restframe 8 μ m和12 μ m的光度，而无需使用基于SED拟合的大的外推，这是以前工作中最大的不确定性。我们发现，根据AKARI NEP深度数据构建的8 μ m（0.38<z<2.2），12 μ m（0.15<z<1.16）和全红外（TIR）光度函数（LF）（0.2<z<1.6）显示出向更高红移的连续和强烈的演化。根据宇宙红外光度密度（Omega_IR），我们发现在z<1.2时与以前的工作有很好的一致性，Omega_IR的近似值为（1+z）^[4.4 +-1.0]。当我们分开LIRGs和ULIRGs对Omega_IR的贡献时，我们发现更多的IR光源在更高的红移处变得越来越重要。我们发现ULIRG（LIRG）的贡献从z=0.35到z=1.4增加了10倍（1.8）。
2009-12-30 astro-ph.CO
Optical-Near Infrared Color Gradients And Merging History Of Elliptical Galaxies
合并在椭圆星系的形成和演化过程中起着重要的作用。为了了解EGs过去的合并历史，我们研究了204个EGs的光学-近红外颜色梯度。光学和近红外数据的使用提供了大的波长基线，并打破了年龄金属丰度（Z）简并，使我们能够推导出年龄和Z梯度。深度SDSS Stripe 82图像的使用使我们能够检查颜色/年龄/Z梯度如何与合并特征相关。我们发现，光学近红外颜色和年龄/Z梯度与潮汐功能的EG是一致的，这表明这两个人口经历了一个类似的合并历史平均和恒星的混合或多或少完成之前，潮汐功能消失。具有灰尘特征的EG具有比其他两种类型更陡峭的颜色梯度，即使在分析期间掩蔽灰尘特征之后，这可能是由于涉及湿合并的过程。更重要的是，我们发现，在放松和合并功能类型的颜色/年龄/Z梯度的分散，减少其亮度增加M > 10^{11.4} M_{\odot}，但保持在较低的亮度大。在探索的质量范围内，平均Z梯度几乎是恒定的，但在大质量端观察到可能的平坦化。根据我们的玩具模型，预测如何分布的Z梯度变化的结果，主要干合并，平均Z梯度应平坦化40%，其分散性变得更小的80%，每一个质量加倍的规模，如果EG的发展，只有通过主要干合并。我们的结果，虽然受到在质量端的统计数字的限制，是一致的图片，主要干合并是一个重要的机制，在M > 10^{11.4} M_{\odot}的EG的演变，但在较低的质量范围不太重要。
2013-03-04 astro-ph.CO
New Observational Constraints and Modeling of the Infrared Background: Dust Obscured Star-Formation at z>1 and Dust in the Outer Solar System
我们提供的综合星系光在70，160，250，350和500微米的深远红外和亚毫米数据从空间（斯皮策）和气球平台（BLAST）河外调查的测量。我们使用在24微米源的位置处堆叠的技术，以补充通过直接检测直接分辨的集成星系光的部分。我们证明，即使通过叠加的综合星系光，在解决河外远红外背景的2-3倍不足。我们还表明，以前的估计综合星系光（IGL）通过堆叠，已偏向于高值。这主要是由于来自24微米源的远红外/亚毫米通量的多次计数，所述24微米源聚集在较亮远红外源的大点扩散函数内。利用z<1.2的光度函数的演化模型，我们发现z<1.2的星系分别占河外70-500 μ m远红外背景的95-55%，这些模型是由24 μ m和70 μ m的观测约束的，并且与叠加分析的结果一致。这使得z>1时尘埃遮蔽恒星形成的比例有很大的上限，这明显低于从星系消光校正的紫外光度得出的值。我们利用这些结果来预测赫歇尔空间天文台的河外星系调查将揭示的星系的性质。最后，从我们对远红外IGL的限制，我们提供了冰地幔尘埃存在的证据，绕太阳运行的距离约为40 AU，这是近红外和远红外背景的强度。[删节]
2010-03-08 astro-ph.CO
Infrared luminosity functions based on 18 mid-infrared bands: revealing cosmic star formation history with AKARI and Hyper Suprime-Cam
恒星形成的大部分都被尘埃所掩盖。为了全面了解宇宙恒星形成历史（CSFH），红外（IR）普查是不可或缺的。AKARI利用其连续9波段滤波器在北极场（5.4度$^2$）进行了深中红外观测。这占用了卫星的大量寿命，占整个定点观测的$\sim$ 10%。通过结合档案斯皮策（5个波段）和WISE（4个波段）中红外测光，我们总共有18个波段的中红外测光，这是数千个星系中红外最全面的测光覆盖范围。然而，之前，我们仅在1.0 deg $^2$的小区域中进行了浅光学成像（$\sim$ 25.9 ABmag）。因此，仍然有数千个AKARI的红外光源在光学上未被检测到。使用斯巴鲁望远镜上的新Hyper Suprime-Cam，我们在5个宽波段（$g\sim$ 27.5等）获得了整个AKARI NEP场足够深的光学图像。这些提供了光度红移，从而为以前未检测到的微弱AKARI红外源提供了红外光度。结合精确的中红外光度测量，我们构建了中红外LF，从而在整个AKARI NEP领域进行了尘埃遮蔽CSFH的普查。我们已经测量了restframe 8 $μ$ m，12 $μ$ m光度函数（LF），并估计总红外LF在0.35 $<$ z $<$ 2.2。我们的结果与我们以前的工作是一致的，但由于新数据的大面积覆盖，统计误差大大减少。我们可能已经见证了CSFH在$z\sim$ 2的营业额。
2019-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stars and Reionization: The Cross-Correlation of the 21cm Line and the Near Infrared Background
随着望远镜的改进，现在可能以多种方式观察再电离时代。我们研究了其中的两个观测值-在近红外背景中的多余的光，这可能是由于高红移恒星和电离的HII气泡，和中性氢的21厘米发射。由于这两种形式的排放应产生于不同的、相互排斥的区域，因此它们之间应存在一种互补关系。我们讨论了使用这些观测之间的互相关的优势，以了解更多关于高红移恒星的形成和再电离的历史。特别是，我们创建模拟地图的发射从近红外背景和21厘米的发射。我们发现，这些观测结果都是相互关联的，最强的相互关联来自于宇宙半电离的时候。这个结果是稳健的，不依赖于恒星本身的性质。相反，它取决于电离历史。互相关可以提供红移信息，这是近红外背景无法单独提供的。此外，互相关可以帮助将前景发射与真正的高红移分量分开，使我们能够更确定地说我们确实正在见证再电离时代。
2014-03-17 astro-ph.CO
Properties and Expected Number Counts of Active Galactic Nuclei and their Hosts in the Far Infrared
像赫歇尔和阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）这样的望远镜正在创造新的机会来研究远红外（FIR）源，这是一个由冷尘埃发射主导的波长区域。探测活动星系中的冷尘埃可以研究活动星系核（AGN）宿主的恒星形成历史。FIR也是观测被尘埃严重遮蔽的活动星系核（如康普顿厚活动星系核）的一个重要光谱区。利用深X射线巡天和宇宙X射线背景合成模型的信息，我们计算了云光电离模拟，用于预测活动星系核在远红外区的光谱能量分布（SED）。计算了活动星系核及其宿主星系在Herschel带中的期望微分计数。计算了活动星系核及其宿主对宇宙红外背景辐射和红外光度密度的贡献。多恒星形成的情况下，使用修改后的黑体恒星形成SED进行了研究。发现~500 μ m波段的远红外线观测是确定活动星系核宿主恒星形成历史的极好工具。此外，活动星系核对CIRB的贡献可以用来确定活动星系核宿主中的恒星形成是否与正常星系不同。康普顿厚活动星系核对亮端微分计数和亮源红外光度密度的贡献是对活动星系核演化模型的一个很好的检验，其中类星体是由主要合并触发的。
2011-01-18 astro-ph.CO
The Star Formation History of Redshift z~2 Galaxies: The Role of The Infrared Prior
我们建立了一个样本的298光谱确认的星系红移z~2，选择在z波段从GOODS-MUSIC目录。通过利用静止帧8微米的光度作为代理的恒星形成率（SFR），我们检查的标准SED拟合技术的准确性，发现它是不够准确，提供可靠的估计星系的物理参数。然后，我们开发了一个新的SED拟合方法，包括作为先验的IR光度和广义Calzetti法律与可变RV。然后，我们利用这样一种新的方法来重新分析我们的星系样本，并鲁棒地确定SFR，恒星质量和年龄。我们发现，有一个总的趋势，随着SFR的衰减增加。此外，我们发现，SFR范围从几个到1000太阳质量每年，质量从10亿到4000亿太阳质量，而年龄从几十万年到超过1 Gyr。我们讨论了如何个人的年龄估计高度衰减的对象表明，尘埃必须在几十万年内形成和丰富的已经在~100万年。此外，我们发现，低亮度星系港口，平均而言，显着的年龄较大的恒星星族，也没有那么大的比明亮的，我们讨论了如何这些发现和众所周知的“缩小”的情况下是一致的框架中，质量较低的星系形成第一，但他们的恒星形成持续时间较长。最后，我们发现，近红外衰减是不稀缺的发光物体，相反的是习惯上的假设，我们讨论这如何影响所观察到的质光比的解释。
2013-09-06 astro-ph.CO
Inferring the Redshift Distribution of the Cosmic Infrared Background
利用普朗克高频仪（Planck High Frequency Instrument，HFI）图像和斯隆数字巡天（Sloan Digital Sky Survey，SDSS）DR 7类星体图像的互相关，估算了红移0 < z <5范围内宇宙红外背景（Cosmic Infrared Background，CIB）的强度分布。545和353 GHz信道，我们在217 GHz获得的上限与预期一致。在所有的频率与可检测的信号，我们推断红移分布峰值约z ~ 1.2，并发现恢复的光谱是一致的恒星形成星系所产生的排放。通过假设简单的修改黑体和Kennicutt关系，我们估计尘埃和恒星形成率密度作为红移的函数，发现结果与早期的多波长测量在宇宙历史的很大一部分。然而，我们注意到，由于缺乏中红外覆盖，我们无法准确确定造成CIB的尘埃的平均温度。我们的研究结果表明，基于聚类的红移推断是一个有价值的工具，从一个单一的和均匀的数据集测量宇宙恒星形成率的整个演化历史。
2014-12-04 astro-ph.CO
Cosmic star formation history and AGN evolution near and far: AKARI reveals both
了解红外光度是了解宇宙恒星形成历史和活动星系核演化的基础，因为它们最强烈的阶段往往被尘埃所掩盖。日本的红外卫星AKARI提供了独特的数据集，在低和高红移下探测这一点。AKARI在6个红外波段（9、18、65、90、140和160 $μ$ m）进行了所有天空调查，灵敏度比IRAS高3-10倍，覆盖了尘埃排放峰值的关键远红外波长。结合更好的空间分辨率，AKARI可以更精确地测量单个星系的总红外光度（$L_{TIR}$），从而测量局部宇宙的总红外光度密度。在AKARI NEP深场中，我们使用4128个红外源构建了剩余帧8 $μ$ m，12 $μ$ m和0.15 $<z<$ 2.2的总红外（TIR）光度函数（LF）。AKARI卫星在中红外波长（2.4、3.2、4.1、7、9、11、15、18和24 $μ$ m）的连续滤光片覆盖范围使我们能够估计剩余帧8 $μ$ m和12 $μ$ m的光度，而无需使用基于SED拟合的大外推，这是以前工作中最大的不确定性。结合这两个结果，我们揭示了尘埃隐藏的宇宙恒星的形成历史和活动星系核的演化从$z$ =0到$z$ =2.2，所有由AKARI卫星探测。
2015-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic star formation history and AGN evolution near and far: from AKARI to SPICA
红外光度是了解宇宙恒星形成历史和活动星系核演化的基础，因为它们最强烈的阶段经常被尘埃所掩盖。日本的红外卫星AKARI提供了独特的数据集，以探测低和高红移的这些。AKARI在6个红外波段（9、18、65、90、140和160 $μ$ m）进行了全天观测，灵敏度比IRAS高3-10倍，覆盖了尘埃排放峰值的关键远红外波长。结合更好的空间分辨率，AKARI可以更精确地测量单个星系的总红外光度（$L_{TIR}$），从而测量本地宇宙的总红外光度密度。在AKARI NEP深场中，我们使用4128个红外源构建了剩余帧8 $μ$ m，12 $μ$ m和0.15 $<z<$ 2.2的总红外（TIR）光度函数（LF）。AKARI卫星在中红外波长（2.4、3.2、4.1、7、9、11、15、18和24 $μ$ m）的连续滤光片覆盖范围使我们能够估计剩余帧8 $μ$ m和12 $μ$ m的光度，而无需使用基于SED拟合的大外推，这是以前工作中最大的不确定性。结合这两个结果，我们揭示了尘埃隐藏的宇宙恒星的形成历史和活动星系核的演化从$z$ =0到$z$ =2.2，所有由AKARI卫星探测。下一代空间红外望远镜，SPICA，将彻底改变我们对红外宇宙的看法，具有冷却的3米空间望远镜的超高灵敏度。最后，我们的调查建议和未来的前景与SPICA。
2015-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
On donuts and crumbs: A brief history of torus models
在过去的十年里，各种各样的活动星系核红外辐射的环面模型已经在文献中出现。这包括使用平滑或云状尘埃和流体动力学模型的辐射转移模型。我将回顾目前使用的各种类型的模型，并指出它们在解释观察结果时的主要相似性，差异和局限性。最后，这些模式目前和未来的观测挑战进行了讨论。
2013-11-15 astro-ph.CO
Star Formation History of a Young Super-Star Cluster in NGC 4038/39: Direct Detection of Low Mass Pre-Main Sequence Stars
本文利用星族合成模型分析了位于相互作用星系NGC 4038/39重叠区的一个年轻大质量星团的近红外光谱。我们的目标是对集群人口进行建模，并对其初始质量函数（IMF）提供粗略的约束。该星团显示出年轻的迹象，如热无线电发射和近红外的强氢发射线。晚型吸收线也是星团中晚型恒星的标志。这些吸收线的强度和比例不能通过晚型前主序星（PMS）或红超巨星单独复制。因此，我们将光谱解释为两个不同年龄的星团的叠加，这是可行的，因为1”光谱涵盖了~90 pc的物理区域，并且超级星团的半径通常被测量为几个秒差距。一个星团是年轻的（<= 300万年），负责部分晚型吸收特征，这是由于星团中的PMS星和氢发射线。第二个星团较老（600万年-1800万年），需要重现光谱中晚期吸收特征的整体深度。两者都需要精确地再现物体的近红外光谱。因此，我们已经直接检测PMS对象在一个未解决的超级星团的第一次使用人口合成模型和主序前轨道相结合。这项分析作为我们的技术，以限制年轻的超级星团的低质量IMF以及探索年轻的UC HII地区的恒星形成历史的测试平台。
2010-01-12 astro-ph.CO
The history of star formation from the cosmic infrared background anisotropies
我们提出了一个线性聚类模型的宇宙红外背景（CIB）各向异性在大尺度上，用于测量宇宙恒星形成率密度高达红移6，有效的偏差的CIB和质量的暗物质晕托管尘埃恒星形成星系。这是使用普朗克CIB自动和交叉功率谱（不同频率之间）和CIBxCMB透镜交叉谱测量以及外部约束（例如CIB平均亮度）来实现的。我们恢复了一个模糊的恒星形成的历史，同意以及来自红外深调查的值，我们确认，模糊的恒星形成占主导地位的unobscured一个至少z=4。在z=5的$1σ$上，遮蔽和未遮蔽的恒星形成率密度是相容的。我们还确定了发射CIB的星系的有效偏压的演变，并发现从$\sim$ 0.8在z $=$ 0到$\sim$ 8在z $=$ 4的快速增加。在2 $<$ z $<$ 4处，这种有效偏差类似于质量函数膝关节处的星系和亚毫米星系。这个有效偏差是真实偏差与星系相应发射率的加权平均。因此，对应于这种偏差的晕质量并不是对恒星形成密度贡献最大的质量。修正后，我们得到了log（M $_h$ /M $_{\odot}$）=12.77 $_{-0.125}^{+0.128}$的值，这是在z=2时对CIB有贡献的典型暗物质晕的质量。最后，我们还使用Fisher矩阵分析计算了宇宙学参数的不确定性对恢复的CIB模型参数的影响，发现这种影响可以忽略不计。
2018-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring star formation in high-z massive galaxies: A mid-infrared to submillimeter study of the GOODS NICMOS Survey sample
我们目前的测量平均中红外到亚毫米通量密度的大规模（M \ast \approx 2 \times 10^11兆太阳）星系，红移1.7 <z <2.9，通过叠加从GOODS NICMOS巡天（GNS）星表中获取的已知天体在地图上的位置获得：24 μ m（Spitzer/MIPS）; 70、100和160 μ m（Herschel/PACS）; 250、350、500 μ m（BLAST）;和870 μ m（LABOCA）。修正后的黑体光谱与叠加通量密度的拟合表明，恒星形成率的中位数为SFR = 63 [48，81] Msun yr ^-1。我们注意到，在拟合堆叠数据时，如果没有正确考虑波段之间的相关性，可能会导致结果出现明显偏差。根据星系的Sersic指数n，星系可分为盘状星系和球状星系两类。我们发现的证据表明，大多数恒星形成都发生在n \leq 2（盘状）星系中，其中值[四分位数] SFR = 122 [100，150] Msun yr ^-1，而有迹象表明，n> 2（球状）星系群可能在中值[四分位数] SFR = 14 [9，20] Msun yr ^-1时形成恒星，如果有的话。最后，我们表明，恒星的形成是一个合理的机制，在这个人口作为一个整体的大小演变，但发现只有边缘的证据表明，它是什么驱动的球状星系的膨胀。
2011-12-25 astro-ph.CO
Infrared composition of the Large Magellanic Cloud
宇宙中星系的演化和恒星形成的历史是当今天体物理学中最重要的课题之一。特别是，小的，不规则星系在宇宙的恒星形成历史中的作用还不清楚。利用AKARI IRC在3.2、7、11、15和24 μm波长对大麦云云进行调查的数据，即，在中红外和近红外波段，我们建立了一个多波长目录，其中包含与其他一些数据库在不同波长的互相关数据。我们提出了不同类别的恒星在大麦哲伦星云的颜色，颜色，星等，图的分离，并分析其对大麦哲伦星云总流量的贡献，在不同的红外波长的点源。
2013-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
AGNs as main contributors to the UV ionizing emissivity at high redshifts: predictions from a Lambda-CDM model with linked AGN/galaxy evolution
本文基于一个在CDM宇宙学方案下的星系形成和演化的半解析模型，研究了活动星系核对宇宙电离历史的贡献。该模型将黑洞的生长和随之而来的活动星系核活动与星系间的相互作用联系起来。在该模型中，我们已经包括了一个自洽的物理描述电离紫外光子逃逸，这是基于爆炸波模型的活动星系核反馈，我们在以前的论文中开发的各种红移和光度的活动星系核中的氢柱密度的分布解释，由于吸收的主机星系气体。该模型预测的活动星系核的紫外光度函数与观测结果吻合得很好，特别是在低和中等红移（z=3）。在较高的红移（z>5）下，模型倾向于高估微弱光度下的数据。在数据和模型中的关键偏差进行了讨论，以解释这种明显的差异。预测的氢光电离率作为红移的函数被发现是一致的，从观测得出的。所有这一切都表明，要重新考虑活动星系核作为宇宙电离历史主要驱动力的作用。
2012-06-13 astro-ph.CO
UV-bright nearby early type galaxies observed in the mid-infrared: evidence for a multi-stage formation history by way of WISE and GALEX imaging
在本地宇宙中，10%的大质量椭圆星系被观察到表现出一种特殊的性质：紫外线辐射（UVX）大大超过了它们古老的红色恒星星族的预期。UVX的几个起源已经被提出，包括一群年轻的热恒星，或一群年老的蓝色水平分支或扩展水平分支（BHB或EHB）恒星，它们经历了大量的外大气质量损失。本文利用GALEX、SDSS和WISE三种天文观测系统对49个邻近E/S 0型星系的紫外-中红外扩展测光进行了观测，研究了它们的紫外过剩（UVX）径向分布。我们将紫外/光学和紫外/中红外颜色与EHB模型的灵活恒星星族合成进行了比较（Conroy & Gunn 2010）。我们发现，结合WISE中红外和GALEX UV颜色是更有效地区分模型比光学颜色，和UV/中红外组合是敏感的EHB分数。有强烈的颜色梯度，外半径比内半光半径蓝约1个数量级。这种色差很容易用BHB分数随半径增加0.25来解释。我们估计内半径和外半径的平均年龄分别为7.0+/-0.3 Gyr和6.2+/-0.2 Gyr，这意味着外部区域可能在内部区域之后形成~1 Gyr。此外，我们发现金属丰度梯度可能不是色差的重要因素。内部和外部区域之间的颜色分离，与特定的恒星星族差异一致（例如，较高的EHB人群），约0.5-2 Gyr年龄差异表明多阶段形成。我们的结果可以用由内而外的形成过程来解释：在早期（>4 Gyr前），核心内的快速恒星形成和至少一个与z~1相一致的…
2013-07-24 astro-ph.CO
Cosmic star formation history revealed by AKARI and Hyper Suprime-Cam
了解红外光度是了解宇宙恒星形成历史和活动星系核演化的基础。日本的红外卫星AKARI提供了独特的数据集，在低和高红移两个波段探测这一点; AKARI全天巡天在6个波段（9-160 $μ$ m），AKARI NEP巡天在9个波段（2-24 $μ$ m）。AKARI在6个红外波段（9、18、65、90、140和160 $μ$ m）进行了所有天空调查，灵敏度比IRAS高3-10倍，覆盖了尘埃排放峰值的关键远红外波长。结合更好的空间分辨率，我们测量的总红外光度（$L_{TIR}$）的单个星系，因此，总红外光度密度的本地宇宙比以前的工作更精确。在AKARI NEP宽视场中，AKARI获得了中红外（IR）深度图像，覆盖5.4 deg $^2$。然而，我们以前的工作仅限于0.25度的中心区域的$^2$由于缺乏深的光学覆盖。为了纠正这种情况，我们使用新出现的斯巴鲁望远镜的超级超级凸轮获得整个5.4度$^2$的AKARI NEP宽领域的深光学图像。有了这个深度和广度的光学数据，我们第一次可以使用整个AKARI NEP宽数据来构建重构帧8 $μ$ m，12 $μ$ m，以及0.15 $<z<$ 2.2的总红外（TIR）光度函数（LF）。AKARI卫星在中红外波长（2.4、3.2、4.1、7、9、11、15、18和24 $μ$ m）的连续9波段滤波器覆盖范围使我们能够估计restframe 8 $μ$ m…
2017-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Luminosity Functions of Local Infrared Galaxies with AKARI: Implications to the Cosmic Star Formation History and AGN Evolution
红外光度是了解宇宙恒星形成历史和活动星系核演化的基础。AKARI红外太空望远镜在6个红外波段（9、18、65、90、140和160微米）进行了所有天空调查，灵敏度比IRAS高3-10倍，覆盖了尘埃排放峰值的关键远红外波长。结合更好的空间分辨率，AKARI可以更精确地测量单个星系的总红外光度（L_TIR），从而测量局部宇宙的总红外光度密度。通过拟合红外SED模型，我们重新测量了IRAS修正亮星系样品的L_TIR。我们提出了Spitzer 8，24 um，AKARI 9，18 um，IRAS 12 um，WISE 12，22 um和ISO 15 um滤光片的中红外单色光度到L_TIR的转换，散射范围为13- 44%。由此得到的AKARI红外光度函数（LF）与IRAS的一致。我们将LF用L_TIR加权积分，得到宇宙红外光度密度Omega_TIR=（8.5^{+1.5}_{-2.3}）x 10^7 L Mpc^-3，其中7+-1%是由LIRGs产生的，只有0.4+-0.1%是由本地宇宙中的ULIRGs产生的。一旦活动星系核和恒星形成星系（SFG）的红外贡献被分离，SFG的红外LF显示出一个急剧下降的亮端。与AKARI NEP深度巡天的高红移结果相比，这些数据显示出Omega_TIRSF propto（1+z）^4.0+-0.5和Omega_TIRAGN propto（1+z）^4.4+-0…
2010-08-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
On the radiative and thermodynamic properties of the extragalactic far infrared background radiation using COBE FIRAS instrument data
使用函数的显式形式描述COBE FIRAS仪器在0.15 - 2.4 THz频率间隔测量的河外远红外背景（FIRB）辐射的平均光谱，计算总发射率、单位面积总辐射功率、总能量密度、光子数密度、亥姆霍兹自由能量密度、熵密度、计算了定容热容、定压热容、焓密度和能量密度。在0.15 ~ 2.4 THz频率区间内接收到的总强度的计算值为13.6 nW m^-2 sr^-1，约占宇宙历史上恒星核合成释放能量的总强度的19.4%。计算了红移z = 1.5时河外远红外背景辐射的辐射函数和热力学函数。
2014-01-17 astro-ph.CO
The Mass-Dependent Clustering History of K-selected Galaxies at z < 4 in the SXDS/UDS Field
我们调查质量依赖的星系演化的基础上的大样本（超过50,000）K波段选定的星系在多波长目录的斯巴鲁/XMM-牛顿深空调查（SXDS）和UKIRT红外深空调查（UKIDSS）/超深空调查（UDS）。我们采用光学到近红外测光来确定这些星系的光度红移。然后，我们估计我们的样本星系的恒星质量使用标准的拟合程序。从样本星系中，我们得到了星系的恒星质量函数和z <4的宇宙恒星质量密度。我们的结果与以前的研究是一致的，我们发现了相当数量的低质量星系（M <10 ^{10.5}）在红移范围3 <z <4。我们的样本星系的恒星质量依赖的关联函数显示出明显的演化，它们与本地宇宙一致。此外，在我们研究的红移范围内，大质量星系显示出强烈的聚集性。大质量星系的相关长度从z = 4迅速减小到2。在我们的样本中，我们还发现了一些1.4 <z <2.5的大质量星系的高质量密度区域，它们可能是现在星系团的候选祖先。在这个红移范围内，大质量的恒星形成星系是构成结构的主要群体，被动演化的星系显示出更强的聚集性，它们可能比那些恒星形成星系更早形成。
2011-01-08 astro-ph.CO
Spectroscopic Characterisation of 250um-Selected Hyper-Luminous Star Forming Galaxies
本文介绍了VLT ISAAC对CDF-S中13个250μ m发光星系的近红外光谱观测结果，其中7个星系的平均红移为<z >= 2.0 \pm 0.4。另外两个来源的13个有暂定z > 1的身份。九个红移中的八个是在H-和K-波段的Hα探测中确定的，其中三个是从以前的光谱调查中确认的红移。我们利用它们的近红外光谱测量了Hα谱线的宽度和亮度，其平均值为415 \pm 20 km/s和3 \times 10^35 W（意味着SFR（Hα）~200 M_（\odot）/yr），两者都与SMG的Hα特性相似。就像SMG一样，250 μ m的发光星系具有大的Hα到远红外（FIR）消光因子，使得Hα SFR低估了FIR SFR约8-80倍。从观测到的24μm到870μm的远红外测光点被用来约束光谱能量分布（SED），即使在BLAST波段中由FIR混淆引起的不确定性是显著的。该星群的平均尘埃温度为Td = 52 \pm 6 K，发射率β = 1.73 \pm 0.13，远红外光度LFIR = 3 \times 10^13 L_ \odot .虽然在250μm的选择允许检测到更热的尘埃主导的HyLIRGs比SMG选择（在850μm），我们没有发现任何>60 K的“热尘埃”HyLIRGs。我们已经证明，近红外光谱结合良好的光度红移是光谱识别和识别这些罕见的极端系统的有效方法，其中数百个系统…
2010-09-28 astro-ph.CO
Evolving Starburst Modeling of FIR/sub-mm/mm Line Emission. III. Application to Nearby Luminous Infrared Galaxies
在以前的工作中，我们发现观测到的星暴星系（M 82）的FIR/sub-mm/mm线光谱可以成功地模拟在一个巨大的分子云（GMCs）和壳的合奏的演化方案，这样的研究可以有效地约束年龄（s）或恒星形成的历史的星暴星系。在本文中，我们提出了一个初步的研究使用的模板的合奏不断发展的GMCs/壳，我们开发的M 82。我们应用该模型来代表在一个著名的样本附近的亮红外星系（LIRGs）的星爆演化的各个阶段。通过这种方式，我们试图解释分子激发程度与远红外（FIR）与$^{12}$ CO（或简称CO）光度之比之间的关系，以可能反映其核区域内恒星形成活动演化的不同阶段。
2010-04-23 astro-ph.CO
The merger history of massive spheroids since z~1 is size independent
利用Palomar/DEEP-2近红外巡天中收集的379个大质量（恒星质量M > 10^{11} M_Sun）类球状星系，我们研究了z~1范围内伴星系的存在是否取决于宿主星系的大小。我们已经探索了质量比下降到1：10和1：100的同伴的存在，相对于中心的大质量星系，并在30，50和100 kpc的这些对象的投影距离。我们发现这些同伴均匀分布在紧凑和扩展的大规模球体周围的证据。这一发现表明，至少从z~1开始，这些天体的合并活动在整个群体中是相当均匀的，其合并历史不受宿主星系大小的影响。我们的结果可能表明，紧凑和扩展的大质量类球体星系的大小以相同的速度增长。
2013-04-18 astro-ph.CO
The Cosmic Thermal History Probed by Sunyaev-Zeldovich Effect Tomography
宇宙的热历史，由宇宙中平均热能密度的演化来量化，是由结构的生长驱动的，因为重子在坍缩的暗物质晕中受到冲击加热。这一过程可以通过热Sunyaev-Zeldovich（SZ）效应背景的红移相关幅度来探测。为此，我们将$\it{Planck}$和红外天文卫星任务中的8张天空强度图与斯隆数字巡天中的200万个光谱红移参考进行了交叉关联。这将远红外到微波背景光的快照光谱作为红移到$z\sim3$的函数。我们把它们分解成SZ和热尘成分。我们的SZ测量直接约束$\langle bP_{\rm e} \rangle$，晕偏置加权平均电子压力，$z\sim 1$。这是迄今为止所取得的最高红移，由于光谱参考，红移仓不相关。我们检测到密度加权平均电子温度$\bar{T}_{\rm{e}}$从$z=1$的$7\times 10^5~{\rm K}$到今天的$2\times 10^6~{\rm K}$增加了三倍。在$z=1$ - $0$上，我们看到了现今平均热能密度$ρ_{\rm{th}}$的近$70\%$的积累，相应的密度参数$Ω_{\rm th}$达到了$1.5 \times10^{-8}$。我们发现$\it{Planck}$的$B=1.27$（或$1-b=1/B=0.79$）的普适压力分布的质量偏差参数，与质量组装的气体运动和湍流中的非热压力的大小一致。我们估计的红移积分平均康普顿参数$y\sim1.…
2020-09-24 astro-ph.CO
Cosmic star formation history with tomographic cosmic infrared background-galaxy cross-correlation
在这项工作中，我们探测宇宙的恒星形成的历史，利用层析交叉相关的宇宙红外背景（CIB）和星系样本。星系样本来自千度巡天（KiDS），而CIB地图则来自\planck \，即天空地图。我们在谐波空间中测量互相关，其显著性为43 $σ$。我们模拟的交叉相关性与晕模型，它将CIB各向异性的恒星形成率（SFR）和星系丰度。我们假设，SFR有一个对数正态依赖于晕质量，而星系丰度遵循晕占据分布（HOD）模型。互相关给出了$η_{\mathrm{max}}= 0.41^{+0.09}_{-0.14}$在晕质量$\log_{10}(M_{\mathrm{peak}}/M_{\odot})= {12.14\pm 0.36}$下的最佳拟合最大恒星形成效率。导出的恒星形成率密度（SFRD）被很好地约束到$z\sim 1.5$。在高红移的约束功率主要是由KiDS调查深度的限制。结合先前研究的外部SFRD测量值，得到$\log_{10}(M_{\mathrm{peak}}/M_{\odot})=12.42^{+0.35}_{-0.19}$。这将SFRD约束收紧到$z=4$，在$z=1.74^{+0.06}_{-0.02}$处产生$0.09_{-0.004}^{+0.003}\,M_{\odot} \mathrm { year }^{-1} \mathrm{Mpc}^{-3}$的峰值SFRD，对应于$10.05…
2022-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The resolved star formation history of M51a through successive Bayesian marginalization
通过GALEX、SDSS和近红外逐像素光度学方法拟合银河系合成光谱图集（SSAG）中的恒星星族合成模型库，获得了M51 a（NGC 5194）的时间和空间分辨恒星形成历史（SFH）。我们适合每个空间分辨的元素（像素）的一个独立的模型，SFH平均在137个年龄箱，每一个1亿年宽。我们使用贝叶斯连续先验（BSP）算法，以减轻目前的空间质量分布的偏差。我们测试BSP与不同的先验概率分布函数（PDF），这项工作表明，最好的先验PDF是一个一致的恒星质量的空间分布推断从近红外图像。我们还表明，不同的隐含先验PDF的SFH SSAG不影响结果。通过总结每个像素对全球恒星形成率的贡献，在每个年龄段，我们已经组装了整个星系的恒星形成历史。根据这些结果，M51a的恒星形成率在大爆炸后的前10 Gyr呈指数增长，然后变成指数下降函数直到今天。叠加起来，我们发现在大爆炸后的11.9 Gyr时有一个恒星形成的主爆发.
2018-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing the formation history of galaxy clusters into the epoch of reionization
z~2-7处的大尺度超密度星系被称为原星系团，被认为是团簇形成的场所，而大口径综合巡天望远镜（LSST）和宽视场红外巡天望远镜（WFIRST）等深空巡天项目将提供大量这些有趣的结构。然而，对这些目标的光谱确认和解释仍然具有挑战性，需要在光学和近红外线的>20米级望远镜上进行宽视场多路光谱分析。在未来的十年里，对原星系团的详细研究将使我们能够第一次系统地将早期宇宙中的这些星系团祖先与它们在较低红移处的维里化对应物联系起来。这将使我们能够在观测上解决最明亮的星系团和其他星系团星系群的形成，星系团内光的积累，星系团内介质的化学富集历史，以及在稠密环境中形成和触发超大质量黑洞，所有这些都是目前几乎完全通过星系团中的化石记录或通过数值模拟来接近的。此外，在最高的红移（z~5-10），这些恒星形成星系的大扩展超密度被认为在宇宙的再电离中发挥了重要作用，这需要通过即将进行的实验来验证。理论和最近的模拟也表明这些超密度和超大质量黑洞的形成之间存在重要联系，但仍然缺乏观测证据。在本白皮书中，我们回顾了我们目前对星系团历史这一重要阶段的理解，下一代大口径地面望远镜GMT和TMT将对其进行探索。
2019-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of the Cosmic Far-Infrared Background in the AKARI Deep Field South
本文报道了AKARI卫星对宇宙红外背景（CIB）绝对亮度和空间涨落的探测和测量。我们在AKARI深场南（ADF-S）进行了65，90，140和160 μ m的观测作为宇宙学调查，这是天空中最低的卷云区域之一。在去除明亮的星系，并从测量的天空亮度减去黄道和银河前景后，我们成功地测量了CIB亮度及其在从角分到度的广泛角度尺度上的波动。测量的CIB亮度与COBE数据报告的先前结果一致，但显着高于70和160微米的下限与斯皮策卫星从24微米选定的源的叠加分析。与斯皮策观测结果的差异可能是由于一个新的高红移星系群被热尘埃所掩盖。从功率谱分析，在90微米，三个组成部分被确定：由于个别星系的散粒噪声;银河卷云排放占主导地位的最大角尺度的几度;和一个额外的组件在一个中间的角尺度为10-30弧分，可能是由于星系集群。在90 μ m的聚类分量的光谱形状是非常相似的，在更长的波长观察到的斯皮策和BLAST。此外，颜色的波动表明，集群组件是红色的超亮红外星系（ULIRGs）在高红移，这些星系不太可能是大多数的CIB发射在90 μ m，但负责集群组件。我们的研究结果提供了新的约束远红外星系的演化和成团特性。
2010-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revealing the formation histories of the first stars with the cosmic near-infrared background
宇宙近红外背景（NIRB）提供了一个强大的整体探测辐射过程在不同的宇宙时代，包括预再电离时代时，无金属，第三族（Pop III）恒星首次形成。虽然来自富含金属的第二星族（Pop II）恒星的辐射可能在再电离时代对观测到的NIRB的贡献中占主导地位，但Pop III恒星-如果有效形成-可能会在NIRB上留下特征印记，这要归功于它们强烈的Ly $α$发射。使用第一个恒星形成的物理模型，我们提供了一个分析的NIRB平均光谱和各向异性贡献的恒星星族在$z>5$。我们发现，在大规模的波普III恒星持续形成的分子冷却晕在几倍的速度$10^{-3}\,M_\odot \ \mathrm{yr}^{-1}$，在被抑制对时代的再电离（EoR）的积累莱曼-维尔纳背景，一个独特的光谱签名显示了向红的$1\,μ$ m在观测到的NIRB光谱来源于星系在$z>5$。虽然光谱特征的详细形状和幅度取决于各种因素，包括恒星形成历史，IMF，LyC逃逸分数等，但最有趣的场景是有效的Pop III恒星形成即将到来的设施，如宇宙历史，再电离时代和冰探测器（SPHEREx）的光谱光度计。因此，在未来几年内，通过对NIRB的精确测量，将可以对高红移的Pop III恒星的丰度和形成历史进行新的限制。
2021-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
