Physical Properties of Galaxies from z=2-4
2<=z<=4的星系集合时代标志着今天星系群演化的一个关键阶段。在此期间，宇宙中的恒星形成活动处于高峰期，在本宇宙的星系中观察到的结构模式还没有到位。在过去的十年中，各种新的技术已经被用来在这个重要的时代组装星系的多波长观测。在这主要是观测审查，我提出了一个普查的方法来寻找遥远的星系和经验的限制，他们的多波长光度和颜色。然后，我讨论了什么是已知的恒星的内容和过去的历史，在高红移星系的恒星形成;他们的星际内容，包括尘埃，气体和重元素;和他们的结构和动力学性质。最后，我考虑一些最紧迫的和开放的问题，高红移星系的物理，这是要解决与未来的设施。
2011-08-21 astro-ph.CO
The interaction-driven starburst contribution to the cosmic star formation rate density
越来越多的观测证据支持恒星形成有两种模式：盘状星系的静止模式和星暴模式，后者通常被解释为由合并驱动。使用半解析模型的星系形成，我们推导出相对贡献的宇宙恒星形成率密度的静止恒星形成和星暴星系，预测的假设下，星暴事件触发的星系相遇（合并和飞的种类）在合并的历史。我们表明，在这个框架内，安静的恒星形成星系占主导地位的宇宙恒星形成率密度在所有的红移。爆发主导的恒星形成星系的贡献随着红移而增加，从低红移（z<0.1）的<5%上升到z>5的~20%。我们估计，当10 ^10 M_ \odot <M_*<10 ^11.5 M_PDMATHABMM时，通过恒星形成的爆发成分形成的最终（z=0）星系恒星质量的比例约为10%.星暴星系，根据它们与星系主序星的距离来选择，在红移区间1.5<z<2.5，也就是恒星形成活动的宇宙峰值，占恒星形成率密度的10%。
2013-02-06 astro-ph.CO
HI Selected Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey II: The Colors of Gas-Rich Galaxies
我们利用HI选择的195个星系的样本的颜色信息，探索恒星形成的历史和物理条件，产生所观察到的颜色。我们表明，HI选择创建一个显着的偏移对蓝色的颜色，可以解释增强最近爆发的恒星形成。也没有明显的颜色双峰性，因为HI选择限制了样本的蓝色，积极的恒星形成系统，减少了红色序列的重要性。上升的恒星形成率仍然需要解释比g-r < 0.3更蓝的星系的颜色。我们还表明，在我们的样本中最蓝的星系的颜色是由发射线和恒星星族的合成模型单独（没有发射线）是不足以再现许多星系的颜色。这些发射线在r-i颜色中产生大的变化，但使g-r颜色基本上不变。此外，我们发现在低质量的星系颜色的色散增加，这可能是在低质量星系的恒星形成过程中的变化的结果。
2009-10-26 astro-ph.CO
The accuracy of the UV continuum as an indicator of the star formation rate in galaxies
静止坐标系内禀紫外光度常被用作星系瞬时恒星形成率（SFR）的指标。虽然它在一般是一个强大的指标，正在进行的恒星形成活动，校准的紫外线光度SFR（$B_ν$）的精确值，是敏感的各种物理性质，如最近的恒星形成和金属富集的历史，随着恒星初始质量函数的选择。这些属性的恒星形成星系人口的分布，然后表明，通过一个单一的校准是不合适的，除非适当的资格与校准的不确定性。我们调查的援助下，{ \sc galform}半解析模型的星系形成，UV-SFR校准的分布获得了真实的恒星形成和金属富集的历史。在$z=0$中，我们发现当初始质量函数固定（到Kennicutt IMF）时，中值校准是$B_{\rm fuv}=0.9$，其中${\rm SFR}/[{\rm M_{\odot}\,yr^{-1}}]=B_ν\times 10^{-28}\times L_ν/[{\rm ergs\,s^{-1}\,Hz^{-1}}]$。然而，分布$B_{\rm fuv}$的宽度表明，对于一个单一的对象有大约20%的{ \em内在}的不确定性（在$z=0$，上升到$\simeq 30%$在$z=6$）的恒星形成率推断FUV光度没有额外的限制，恒星形成的历史或金属丰度。我们还发现，校准$B_{\rm fuv}$的中值与恒星形成率和红移（在$z>3$）提高的影响，从紫外线的恒星形成率的正确测定。
2012-09-16 astro-ph.CO astro-ph.IM
Direct measurements of dust attenuation in z~1.5 star-forming galaxies from 3D-HST: Implications for dust geometry and star formation rates
遥远星系中尘埃的性质还没有得到很好的理解，直到最近才有可能直接测量尘埃。我们调查尘埃在遥远的恒星形成星系使用近红外棱镜光谱的3D-HST调查结合档案多波长测光。这些数据使我们能够直接比较恒星形成区周围的尘埃（$A_{V,\mathrm{HII}}$）和综合尘埃含量（$A_{V,\mathrm{star}}$）。我们选择了一个样本的163个星系之间的$1.36\le{}z\le1.5$与H $α$信噪比$\ge5$和测量的巴耳末减量从堆叠光谱计算$A_{V,\mathrm{HII}}$。首先，我们对$A_{V,\mathrm{star}}$的光谱进行了叠加，发现$A_{V,\mathrm{HII}}=1.86\,A_{V,\mathrm{star}}$具有$σ=1.7$的显著性。我们的结果是一致的两个组件的尘埃模型，其中星系包含弥漫和恒星诞生云尘埃。接下来，我们将光谱叠加在特定恒星形成率（$\log\,\mathrm{SSFR}$）、恒星形成率（$\log\,\mathrm{SFR}$）和恒星质量（$\log{}M_*$）的仓中。我们发现，平均$A_{V,\mathrm{HII}}$随着SFR和质量的增加而增加，但随着SSFR的增加而减少。有趣的是，数据暗示额外衰减的量随着SSFR的增加而减少。这一趋势可以从双组分模型中得到预测，因为一旦恒星形成区以外的较老恒星在星系光谱中变得更占主…
2014-04-21 astro-ph.CO
The Evolution of Cluster Early-Type Galaxies over the Past 8 Gyr
本文给出了星系团RXJ1415.1+3612中z=1.013的早型星系的基本面。这是第一次详细的星系团早型星系红移z=1的FP调查。与本星系团的FP关系相比，远星系团的FP关系更陡。FP斜率的变化可以解释为质量依赖性演化。为了更详细地分析高红移星系团在0.8<z<1时的星系人口，我们将我们的样本与先前对两个遥远星系团中38个早型星系的详细光谱研究相结合，RXJ 0152.7 -1357在z=0.83和RXJ 1226.9 +3332在z=0.89。对于所有的星系团，Gemini/GMOS光谱具有高信噪比和中等分辨率，已获得测量的内部运动学和恒星星族的星系。从HST/ACS成像，表面亮度分布，形态和结构参数的星系样品。在我们的样本中，质量最小的星系（M= 2 × 10 ^{10} M_{\sun}）经历了它们最近一次的主要恒星形成爆发，爆发时间为z_{form} ~1.1。对于大质量星系（M> 2 × 10 ^{11} M_{\sun}），它们的大部分恒星星族都是在z_{form} >~1.6之前形成的。我们的研究结果证实了Jorgensen等人以前的发现。这表明，在遥远的星系团中，质量较小的星系比质量较大的星系团具有更年轻的恒星星族。一种解释是，与高质量星系团的形成历史相比，低质量星系团经历了更长的恒星形成历史，恒星形成的爆发更频繁，持续时间更短。
2009-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signs of `Everything Everywhere All At Once' formation in low surface brightness globular cluster-rich dwarf galaxies
只有两个超扩散星系（UDG）的空间分辨恒星星族的属性，都表现出径向平坦上升的金属丰度配置文件，表明不同的形成途径，以大多数矮星系。缺乏其他低表面亮度（LSB）的矮星进行类似的分析，阻碍了对这种行为的深入理解。我们研究了在“极端星系分析”（AGATE）合作中新观察到的四个富含球状星团（GC）的LSB矮星的年龄、金属丰度和恒星形成历史的径向轮廓。DFX 1和DF 07是真正的UDG，而PUDG-R27和VCC 1448几乎是UDG（NUDG）。将他们和DF 44的结果与模拟结果进行比较，我们的目标是揭示它们的形成途径。我们使用pPXF拟合不同的光谱提取的环形孔径恢复恒星星族的性质和计算它们的梯度。我们比较了文献经典矮星和模拟的样本，特别是与模拟的UDG。我们的五个LSB矮星呈现出平坦的年龄和平坦到上升的金属丰度轮廓。平坦的年龄梯度与经典矮星的年龄梯度（观测到的和宇宙学模拟的）一致，但金属丰度梯度不同。我们所有的LSB矮星（除了PUDG-R27，显示出明显的金属丰度增加的轮廓）都与年龄-金属丰度梯度关系的极端尾部相一致，倾向于同时形成星系。这个富含GC的LSB矮星样本具有空间分辨特性，证实它们似乎遵循与经典矮星不同的形成路径。然而，更大的样本，更高的S/N光谱和不同数量的GC丰富的LSB矮星系的形成路径上设置强大的约束。
2025-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the importance of using appropriate spectral models to derive physical properties of galaxies at 0.7<z<2.8
解释观测到的遥远星系的物理参数的限制-如恒星质量，恒星形成率（SFR）和尘埃光学厚度-需要光谱合成建模。我们分析了这些物理参数的可靠性，确定下普遍采用的“经典”假设：恒星形成的历史假设是指数下降的时间函数，一个简单的尘埃法律和没有排放线的贡献。改进的建模技术和数据质量现在使我们能够使用更复杂的方法，包括真实的恒星形成历史，结合现代的尘埃衰减和星云发射处方（Pacifici等人，2012）。本文对3D-HST巡天中1048个星系的光谱和多波长光度学进行了贝叶斯分析，这些星系的红移范围为0.7<z<2.8，恒星质量范围为9<log（M/Mo）<12。我们发现，使用经典的光谱库，恒星质量被系统高估（~0.1德克斯）和SFR被系统低估（~0.6德克斯）相对于我们更复杂的方法。我们还发现，同时适合的光度通量和发射线等效宽度有助于打破SFR和光学深度的尘埃之间的简并，减少这些参数的不确定性。最后，我们展示了经典方法的偏差如何影响恒星形成星系（“恒星形成主序星”）的恒星质量和SFR之间的相关性。我们的结论是，这种关系的归一化，斜率和分散强烈依赖于所采用的方法，并表明经典的，过于简化的方法不能恢复恒星质量和SFR的真实分布。
2014-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Critical Star-Formation Rates for Reionization: Full Reionization occurs at z = 7
我们评估了可能的红移（z_rei ~ 7）的星系际介质（IGM）的完全再电离使用处方的共同移动的恒星形成率（SFR）密度（rho_SFR）所需的维持光电离对重组。我们新开发的在线再电离模拟器允许用户评估所需的SFR和电离的历史，使用各种假设的银河系和恒星星族，IGM聚集因子和温度，和LyC逃逸分数。在z = 6-8处，高红移星系候选者和Lya发射体的减少表明中性部分的增加，在z > 7处的再电离由于增加的复合速率和来自电离背景和LyC平均自由程的约束而变得越来越困难。（0.018 M_sun/yr/Mpc^3）[（1+z）/8]^3（C_H/3）（0.2/f_esc）T_4^（-0.845）标度到凝聚因子C_H = 3、逃逸分数f_esc = 0.2、电子温度T_e = 10^4 K、低金属丰度初始质量函数（IMF）和恒星大气的基准值。我们的流体动力学+N体模拟发现，在z = 5-9时，光致电离、光致加热的丝状体的平均聚集因子C_H =（2.9）[（1+z）/6]^-1.1。临界SFR可以通过增加最小恒星质量、调用顶重IMF或系统地增加高z时的f_esc来降低。CMB光学深度τ_e = 0.088 +/- 0.015可以通过完全再电离来解释，产生τ_e = 0.050回到z_rei = 7，在z > 7的UV/X射线部分电离IGM中增加Δ-τ_e = 0.01-0.04。在这种情况…
2011-12-28 astro-ph.CO
An ultraviolet-optical flare from the tidal disruption of a helium-rich stellar core
恒星的潮汐破裂和吸积产生的辐射耀斑可以作为超大质量黑洞的标志，否则这些黑洞就潜伏在遥远星系的中心，无法被发现。先前的候选耀斑的光变曲线下降与预期一致，但对中断时间和中断的恒星类型的限制很差，因为没有观察到上升的发射。最近，发现了两个“相对论性”潮汐扰动候选事件，其极端X射线光度和同步加速器无线电发射都被解释为相对论性喷流发射的开始。在这里，我们报告的发现，一个发光的紫外光耀斑从核区域的一个不活跃的星系在红移为0.1696。观测到的连续性比简单的吸积碎片盘预期的要冷，但其光变曲线的良好采样上升和下降遵循预测的质量吸积率，并且可以建模以确定中断时间，精确度为两天。这个黑洞的质量大约是200万个太阳质量，模因子取决于被破坏的恒星的质量和半径。从未结合的碎片电离氦的光谱特征的基础上，我们确定，被破坏的恒星是一个富含氦的恒星核心。
2012-05-01 astro-ph.CO
An empirical prediction for stellar metallicity distributions in nearby galaxies
我们将高红移星系的恒星形成历史与气相金属丰度、恒星质量和恒星形成率之间的z~0关系的测量相结合，在近场和远场星系观测之间建立了一个明确的、完全经验的联系。我们的方法依赖于两个基本假设：1）星系在恒星质量与恒星形成率空间中的平均时间路径由一系列由星系最终恒星质量决定的光滑函数表示，2）星系生长并富含重元素，因此它们总是沿着质量-金属丰度-恒星形成率关系演化。通过对这些路径进行积分，我们可以以独立于模型的方式跟踪星系中恒星的化学演化，而不需要对气体流入，流出或恒星形成效率进行明确的假设。使用这种方法，我们提出了恒星金属丰度的预测（即，O/H）分布函数以及z~1以来α元素恒星金属度-质量关系的演化。金属丰度分布函数被很好地描述为高斯分布，在高金属丰度处截断，在低金属丰度处具有幂律尾部。我们发现，银河系质量星系的恒星金属丰度分布与我们银河系的观测结果是合理的一致，并且在z=0时预测的恒星质量与平均恒星金属丰度关系与星系巡天的结果相当吻合。这验证了我们简单方法中隐含的假设。接下来的观测将通过测量z~1范围内的平均恒星质量与金属丰度的关系，以及测量一系列星系质量范围内的恒星金属丰度分布，进一步检验这些假设及其有效性范围。
2012-10-08 astro-ph.CO
Steadily Increasing Star Formation Rates in Galaxies Observed at 3 <~ z <~ 5 in the CANDELS/GOODS-S Field
利用CANDELS/GOODS-S场研究了高红移（3 <z <5）恒星形成星系的恒星形成历史。通过将来自光谱能量分布拟合分析的结果与关于SFH的两种不同假设（即，指数下降的SFH以及增加的，我们得出的结论是，高红移恒星形成星系的SFH随时间增加，而不是指数下降。我们还研究了恒星形成率（SFR）和恒星质量之间的相关性。当星系与上升的SFR相匹配时，我们发现数据中看到的趋势与星系形成的半解析模型的预期定性相匹配。的平均特定的SFR示出增加的红移，也与理论预测一致。从推导出的恒星质量与SFR之间的紧密相关性，我们推导出了红移范围为3 <~ z <~ 5的恒星形成星系的平均SFH，它显示出随时间呈陡峭的幂律（幂α = 5.85）增加。我们还研究了这些恒星形成星系的形成时间尺度和平均恒星星族年龄。我们的分析表明，紫外线选择的恒星形成星系具有广泛的形成红移范围。导出的恒星质量和恒星星族年龄表现出正相关性，在某种意义上，更大质量的星系平均年龄更大，但具有显着的分散性。这种大的散射意味着星系的质量不是影响高红移星系生长或恒星形成的唯一因素。
2014-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Formation of Submillimetre-Bright Galaxies from Gas Infall over a Billion Years
高红移的亚毫米光度星系是宇宙中最明亮、大量恒星形成的星系，其特征是在850微米（S850 > 5 mJy）的远红外线中有惊人的发射。它们存在于~ 10^13 Msun的晕中，与红移相当的主序星盘相比，气体含量较低，环境复杂，在光学波长下不易观察到。它们的物理起源尚不清楚。模拟已经能够形成具有必要光度的星系，但无法同时匹配恒星质量，恒星形成速率，气体分数和环境。在这里，我们报告的宇宙流体动力学星系形成模拟，能够形成一个亚毫米星系，同时满足广泛的观测到的物理约束。我们发现居住在大质量暗物质晕中的星系群有上升的恒星形成历史，在z=2-3时的集体速率达到峰值~ 500-1000 Msun/yr，到那时，星际介质中的金属已经足够丰富，该区域可以被观察到亚毫米选择系统。强烈的恒星形成率部分是由早期恒星反馈的储层气体供应所推动的，而不是通过主要的合并。在占空比接近千兆年的情况下，我们的模拟表明，高z星系的亚毫米级发光阶段是一个与早期宇宙原星系团中的重大质量积累有关的阶段，并且许多亚毫米级发光星系实际上是由许多未解决的组件组成的（对此有一些观测证据）。
2015-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galaxy UV Luminosity Function Before the Epoch of Reionization
我们提出了一个模型的星系紫外线（UV）光度函数（LF）在整个宇宙时间的恒星形成与暗物质晕的组装下的质量依赖，但红移独立的假设，效率的演变。我们引入了一个新的自洽治疗晕星形成的历史，这使我们能够在$z>10$（回顾时间$\lesssim500$百万年），当增长迅速的预测。在一个单一的红移校准设置恒星晕质量比，没有进一步的自由度，我们的模型捕捉到的紫外线LF在所有可用的观测（$0\lesssim z\lesssim10$）的演变。在$z\sim8$以外的星系中，目前可探测到的光度密度的显著下降可以用恒星形成向质量较小、较暗的星系转移来解释。假设恒星的形成过程中下降到原子冷却晕，我们得到了再电离光学深度$τ= 0.056^{+0.007}_{-0.010}$，完全符合最新的普朗克测量，这意味着宇宙是完全再电离在$z=7.84^{+0.65}_{-0.98}$。此外，我们的模型自然产生顺利上升的恒星形成的历史与观测和流体动力学模拟的$L\lesssim L_*$的星系。在$z>10$的再电离时期之前，我们预测LF仍然由Schechter函数很好地描述，但是具有越来越陡的暗端斜率（$z\sim16$处的$α\sim-3.5$）。最后，我们用\JWST ~和\WFIRST建立了巡天预报，并预测将观测到$z\sim14$以外的星系。JWST和WFIRST只有在强透镜放大的帮助下才有可能访问$z>…
2015-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
A core in a star-forming disc as evidence of inside-out growth in the early Universe
本研究在宇宙诞生前7亿年发现了形态成熟的星系JADES-GS+53.18343-27.79097，其具备致密核心、恒星形成盘与团块三组分，中心密度接近现代大质量椭圆星系，首次在再电离时期证实了星系由内向外生长的模式。
2024-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inferred Hα Flux as a Star-Formation Rate Indicator at z ~ 4-5: Implications for Dust Properties, Burstiness, and the z = 4-8 Star-Formation-Rate Functions
我们利用深空望远镜、斯皮策/IRAC和地面观测，在红移范围z = 3.8-5.0的GOODS-北和南上空，获得了一个大型光谱和光度红移选择源样本的Hα通量。Hα通量是根据IRAC 3.6 μm通量与最佳拟合SED预测通量之间的偏移量推断的。我们证明了Hα通量与尘埃校正的紫外恒星形成率（SFR）有很好的相关性，因此可以作为一个独立的SFR指标。然而，我们也发现z ~ 4-5星系的SFR_Hα/SFR_UV比值相对于局域关系有系统的偏移（假设星云区和恒星光的尘埃修正相同）。我们发现，通过假设更蓝的内禀UV斜率（增加尘埃修正）、恒星形成历史的上升或假设低金属丰度恒星星族和硬电离谱（增加LH α/SFR比值），我们可以解决SFR中的适度张力。使用Hα作为SFR指标，我们发现恒星形成主序列的归一化与最近基于SED的测定结果非常一致，并且还导出了z ~ 4-8处的SFR函数。此外，我们通过比较UV和Hα的sSFR，首次评估了z ~ 4星系在<1亿年时间尺度上恒星形成的突发性;它们之间的一一关系反对显著的恒星形成历史。通过结合ALMA的新结果，将在这些结果上取得进一步的进展，以限制高红移紫外选择样本中尘埃遮蔽的恒星形成。
2016-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO XXI: The emergence of Low Surface Brightness galaxies
三十年来，人们一直知道存在表面亮度低于夜空的星系$μ$。然而，它们的形成机制和在$\rmΛCDM$宇宙中的出现在很大程度上仍然没有确定。我们首次用M $_{\star}$ $\sim$ 10 $^{9.5-10}$ M $_{\odot}$研究了低表面亮度（LSB）星系的起源，我们能够在NIHAO套件的流体动力学宇宙学模拟中重现。模拟和观测到的LSB具有相似的性质，具有大的HI水库，延长的恒星形成历史和有效半径，低的Sérsic指数和缓慢上升的旋转曲线。探讨了这些天体的形成机制：模拟LSB的形成是由于早期气体的共面同向旋转并合和对准吸积，而垂直并合和不对准气体吸积导致更高的$μ$星系，$z$ =0.合并越大，合并轨道构型与最终$μ$之间的相关性越强。虽然模拟LSB星系的晕旋参数一直很高，但晕浓度、反馈驱动气体流出和合并时间的影响在确定$μ$时只起很小的作用。有趣的是，这种“经典”LSB的形成方案不同于质量较小的M $_{\star}$ $\sim$ 10 $^{7-9}$ M $_{\odot}$，超扩散镓团，后者是由SNae驱动的气体流出的影响造成的：因此，$\sim$ 10 $^9$ M $_{\odot}$的M $_{\star}$代表LSB领域中反馈主导到角动量主导的形成方案之间的过渡状态。观测预测提供空间分辨恒星形成率通过LSB光盘：这些，连同即将到来的调查，可以用来验证…
2019-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
K+A Galaxies as the Aftermath of Gas-Rich Mergers: Simulating the Evolution of Galaxies as Seen by Spectroscopic Surveys
星暴后（或“K+A”）星系的模型是通过将星系合并的全三维流体动力学模拟与尘埃衰减的辐射转移计算相结合来构建的。谱线目录自动生成的中等分辨率的光学光谱计算作为合并的进展在每个一个大的模拟套件的功能。合并星系的质量，气体分数，轨道参数和质量比的系统变化，显示的K+A相的寿命和属性是合并方案的强功能。K+A的持续时间通常小于0.1-0.3 Gyr，比通常假设的1 Gyr要短得多，而1 Gyr仅在极少数情况下获得，这是由于不同的轨道和祖先配置导致恒星形成历史的变化很大。结合经验合并率，模型寿命预测快速上升的K+A分数作为红移的函数，这与大型光谱调查的结果一致，解决了观测到的K+A丰度与假设K+A持续时间是A星寿命（~1 Gyr）时预测的K + A丰度之间的紧张关系。分析了尘埃衰减、视角和孔径偏差对模型的影响。在某些情况下，当活动星系核的反馈作用将尘埃从中心移除时，K+A的特征会更持久，也更明显，从而暴露出在爆发过程中形成的年轻恒星。在这张照片中，K+A阶段开始于明亮的恒星暴/活动星系核阶段的剧烈合并期间或之后不久，因此提供了一个独特的机会来研究类星体和恒星形成反馈对气体储存和残余物演化的影响。分析拟合公式提供的K+A发病率的估计作为合并的情况下的功能。
2011-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
