The Global History of Reionisation
使用贝叶斯框架，我们量化目前的观察意味着什么的历史时代的再电离（EoR）。我们使用一个流行的，三参数EoR模型，足够灵活，以适应广泛的物理合理的再电离历史。我们研究了各种EoR观测的影响：（i）普朗克2016年测量的CMB的光学深度;（ii）莱曼$α$和$β$森林中的暗分数;（iii）银河系Ly $α$发射的红移演化（所谓的“Ly $α$级分”）;（iv）Ly $α$发射体的聚集;（v）类星体ULASJ 1120 +0641谱中的IGM阻尼翼印记;（vi）斑片状动力学Sunyaev-Zel'dovich信号。结合起来，（i）和（ii）已经对再电离历史施加了有趣的限制，对应于平均中性分数（75，50，25）%的时期，限制在1 $σ$到$z= (9.21\substack{+1.22 -1.15}, 8.14\substack{+1.08 -1.00}, 7.26\substack{+1.13 -0.96})$。折叠更多的模型依赖EoR观测[（iii-vi）]，加强了百分之几十的这些限制，在成本的最佳拟合模型的可能性下降，主要由（iii）驱动。最严格的约束来自（v）。不幸的是，目前的观测集不足以打破简并和约束天体物理学EoR参数。然而，EoR参数本身的依赖于模型的先验可以通过排除具有强退化的参数空间区域来设置严格的限制。受最近对$z\sim7$昏暗透镜星系的观测的启发，我们展示了如何对…
2018-02-28 astro-ph.CO
An efficient hybrid method to produce high resolution large volume dark matter simulations for semi-analytic models of reionisation
解析大量的微弱星系对于精确的宇宙再电离模拟至关重要。虽然要求低于流体动力学模拟，半解析再电离模型仍然需要非常大的N体模拟，以解决整个再电离历史的盒子大小$\gtrsim 100 \, h^{-1} {\rm Mpc}$内的原子冷却极限。为了促进这一点，我们扩展了质量分辨率的N体模拟使用蒙特卡罗算法。我们还提出了一种方法来发展的Monte Carlo晕，这可以是半解析再电离模型的输入位置。为了说明，我们提出了一个扩展的晕目录，达到质量分辨率的$M_\text{halo} = 3.2 \times 10^7 \, h^{-1} \text{M}_\odot$在一个$105 \, h^{-1} {\rm Mpc}$框，相当于N体模拟与$\sim 6800^3$粒子。由此产生的晕质量函数同意较小的体积N体模拟具有较高的分辨率。我们的研究结果也产生了一致的两点关联函数与分析晕偏差的预测。扩展的晕星表被应用到\textsc{meraxes}半解析再电离模型中，改进了对恒星质量函数、恒星形成率密度和体积加权中性分数的预测。高分辨率大体积模拟与小体积或低分辨率模拟的比较证实，低分辨率和小体积模拟导致再电离结束得太快。恒星形成率函数预测与我们的扩展和没有之间的挥之不去的差异可以追溯到卫星星系的不确定的贡献。
2020-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of galaxies and AGN in reionising the IGM -- III : IGM-galaxy cross-correlations at z~6 from 8 quasar fields with DEIMOS and MUSE
我们提出了改进的测量结果的星系和星系际介质（IGM）的传输在再电离结束时的相关性。我们从$8$背景$z\gtrsim 6$类星体的视线上收集了一个由光谱证实的莱曼破裂星系（LBG）和$21$莱曼- $α$发射体（LAE）的样本，它们的角间距为$20'' \lesssim θ\lesssim 10'$（$z\sim 6$的$\sim 0.1-4$ pMpc）。我们首次报告了在来自LAE（$3.2σ$）和LBG（$1.9σ$）的$\sim 10-60$ cMpc处检测到过量的Lyman-$α$传输尖峰。我们用改进的银河系-莱曼- $α$传输模型和两点互相关解释数据，其中包括由于成簇的微弱源而增强的光电离，观测到的LAE（LBG）-Lyman-$α$透射尖峰两点互相关函数（2 PCCF）限制了中心亮天体的亮度，并对中心亮天体的平均自由程的空间变化产生了影响。对$\langle f_{\rm esc} \rangle_{M_{\rm UV}<-12} = 0.14_{-0.05}^{+0.28}\,(0.23_{-0.12}^{+0.46})$再电离有贡献的所有星系的平均逃逸分数。我们调查，如果2 PCCF测量可以确定是否明亮或暗淡的星系是再电离的主要贡献者。我们的研究结果表明，从昏暗的星系（$M_{\rm UV} > -20 \, (2σ)$）的贡献是必要的复制观察到的2 PCCF和再电…
2020-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The 21cm-galaxy cross-correlation: Realistic forecast for 21cm signal detection and reionisation constraints
University of Vienna（维也纳大学）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Institut für Theoretische Physik, Universität Heidelberg（海德堡大学理论物理研究所）
研究通过分析21厘米-星系交叉相关信号，探讨不同观测配置对再电离场景区分能力的影响，提出需采用特定深宽光谱观测策略以提高信噪比。
2026-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The imprint of cosmic reionisation on the luminosity function of galaxies
早期宇宙中氢的（再）电离对第一个星系的形成有着深远的影响：通过提高气体的温度和压力，它阻止了气体冷却成小晕，从而影响了今天小星系的丰度。使用Galform半解析模型的星系形成，我们表明，两个关键方面的再电离过程-当再电离发生和特征尺度低于它抑制星系形成-是印在矮星系的光度函数。我们专注于像银河系和大麦哲伦星系的卫星的光度函数，这是更容易测量比作为一个整体的矮人口的光度函数。我们的研究结果表明，再电离的这两个特性的细节确定的形状的光度分布的卫星以一种独特的方式，在很大程度上是独立的星系形成模型的其他细节。我们的模型一般预测双峰分布的卫星作为光度的函数：人口的微弱卫星和人口的明亮卫星分离的“山谷”伪造的再电离。我们发现，这种双峰分布是目前在银河系和M31的组合卫星光度函数的统计意义。我们对LMC质量矮星周围的预期卫星数量进行预测，在未来的观测计划中，双峰也可能是可测量的。我们的首选模型预测的$26 \pm 10$（68%的置信度）卫星比LMC质量系统中的${\rm M}_V=0$亮。
2018-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
High redshift AGNs and HI reionisation: limits from the unresolved X-ray background
z~3处明亮类星体数量的迅速减少似乎对HI莱曼极限的电离背景的贡献越来越小。因此，一般认为（前）星系系统中的大质量恒星可能提供额外的电离通量，以在z>6时完成HI再电离。然而，一个星系主导的背景，可能需要从高红移星系的莱曼连续辐射的逃逸分数高达10%，一个值有点不一致（公认的稀缺）的观测约束。矮星系的高逃逸分数一直被提倡，或者，一个迄今未被发现（或几乎未被发现）的人口的无遮蔽，高红移微弱AGN。在这里，我们质疑后者的假设，并表明，这样的来源，是一致的，在z=0的未解决的X射线背景的测量水平，可以提供一个分数的HII填充因子不大于13%的z=6。分数上升到<27% in the somewhat extreme case of a constant comoving redshift evolution of the AGN emissivity. This still calls for a mean escape fraction of ionising photons from high-z galaxies >10%。
2015-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lower-Luminosity Galaxies could reionize the Universe: Very Steep Faint-End Slopes to the UV Luminosity Functions at z>=5-8 from the HUDF09 WFC3/IR Observations
HUDF 09的数据是有史以来最深的近红外观测，达到29.5马格。亮度函数（LF）从这些新的HUDF 09数据的132 z \sim 7和z \sim 8星系结合新的LF z \sim 5-6星系和更早的z \sim 4 LF达到非常微弱的限制（<0.05 L*（z=3））。弱端斜率α较陡：-1.79+/-0.12（z \sim 5）、-1.73+/-0.20（z \sim 6）、-2.01+/-0.21（z \sim 7）和-1.91+/-0.32（z \sim 8）。斜率α \lesssim -2导致正式发散的紫外线通量，虽然星系预计不会形成低于\sim -10 AB MAG。这些结果有重要的影响再电离。z \sim 6-8处的加权平均斜率为-1.87+/-0.13。对于如此陡峭的斜率，以及-10 AB等的微弱极限，星系提供了非常大的紫外电离光子通量。虽然目前的结果表明，星系可以通过z \sim 6来恢复宇宙，但匹配汤姆逊光学深度更具挑战性。外推当前LF演化到z>8，取α为-1.87+/-0.13（z \sim 6-8处的平均值），并采用典型参数，我们得到汤姆逊光学厚度为0.061 - 0.006}^{+0.009}。然而，如果暗端斜率α不随红移而保持恒定，这个结果就会改变。我们检验了这一假设，发现了一个微弱的，虽然不确定的，在早期的斜率更陡的趋势（dalpha/dz \sim…
2012-05-29 astro-ph.CO
The Bimodal Galaxy Stellar Mass Function in the COSMOS Survey to z~1: A Steep Faint End and a New Galaxy Dichotomy
我们提出了一个新的分析恒星质量函数（MF）在COSMOS领域比以前已经探测到z~1更微弱的限制。一旦探测到3e 9 Msun以下，无论是总MF还是被动MF或恒星形成MF都不能很好地与单个Schechter函数拟合。我们观察到质量约为1 e10 Msun时的下降或平台，以及在任何z<1的较低质量处朝向-1.7的陡峭弱端斜率的上升。MF的这种双峰性质不仅仅是蓝/红二分法的结果。蓝色MF本身在z~1处是双峰的。这表明在红色序列出现之前，星系形成中存在一种新的二分法。我们提出了两种解释这种双峰。如果气体分数向较低质量方向增加，则M_重子~ 1 e10 Msun的星系将向较低的恒星质量移动，从而产生观察到的下降。这表明恒星形成效率的变化，也许与超新星反馈变得更加有效有关。因此，我们调查是否倾角是目前在重子（恒星+气体）MF。或者，下沉可能是由于星系组装率在~ 1 e11 Msun时的提高而产生的，如果重子分数在M_halo ~ 1 e12 Msun时达到峰值，这种现象就会自然出现。在这种情况下，占据M* 周围凸起的星系将被识别为中心星系，第二个较暗的组成部分具有陡峭的卫星暗端斜率。虽然在任何z的总MF中都有明显的下降，但它似乎从蓝色转移到红色，可能是由于高质量的蓝色星系转化为红色星系。与此同时，我们发现低质量红色星系的数量急剧上升。它们随时间的增加反映了蓝色系统数量的减少，因此我们暂时将它们…
2009-10-29 astro-ph.CO
Constraining the contribution of active galactic nuclei to reionisation
最近的研究结果表明，活动星系核（AGN）可以提供足够的光子来使宇宙再电离。我们评估的可行性，这种情况下使用半数值框架建模再电离，我们添加了类星体的贡献，通过构建类星体晕占领分布（QHOD）的基础上Giallongo等人。假设一个常数QHOD，我们发现，活动星系核的唯一模型不能同时匹配的光学深度$τ_e$，中性分数，电离发射率的观测。这样一个模型预测的$\sim 2σ$相对于普朗克约束来说太低了，并在$z\lesssim 5$处使宇宙再电离。为了与这些结果相匹配而不必要地增加活动星系核的发射率，会产生与在$z\sim 5$观测到的电离发射率的强烈不匹配。相反，如果我们假设一个红移无关的活动星系核光度函数产生一个像Madau & Haardt模型中假设的发射率演化，那么我们可以匹配$τ_e$，尽管有后期再电离，但是这样的演化与$z\sim 4-6$的观测不一致，并且物理动机很差。这些结果的出现是因为活动星系核比典型的再电离星系更偏向于大质量晕，导致更强的集群和更晚的形成时间。活动星系核占主导地位的模型产生更大的电离气泡，反映在$\sim\times 2$更多的21厘米的功率在所有尺度上。星系和活动星系核贡献相等的模型仍然（勉强）与观测一致，但可以使用下一代21厘米实验HERA和SKA-low区分。我们的结论是，即使最近声称更微弱的活动星系核比以前认为的，活动星系核是极不可能占主导地位的…
2017-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational Lensing Effects by Galaxy Clusters on Ionised Bubble Size Distribution during the Epoch of Reionisation
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文学与空间科学学院）；Key Laboratory of Space Astronomy and Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台空间天文与技术重点实验室）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology（射电天文与技术国家重点实验室）
研究通过模拟星系团引力透镜效应，发现其显著增加再电离时期离子化气泡中大尺寸气泡数量，需在SKA时代考虑其系统误差。
2026-07-23 astro-ph.CO
The Role of Galaxies and AGN in Reionising the IGM - I: Keck Spectroscopy of 5 < z < 7 Galaxies in the QSO Field J1148+5251
介绍了一种新的方法来确定星系和活动星系核（AGN）对高红移星系际介质（IGM）物理状态的影响，并通过首次应用于$z=6.42$类星体J1148+5251来说明其潜力。通过关联光谱确认的莱曼破裂星系（LBG）的空间位置与莱曼α森林中看到的背景类星体的高信号噪声光谱的波动，我们提供了一个统计测量的典型逃逸分数莱曼连续体光子接近宇宙再电离结束。在这里，我们使用凯克DEIMOS光谱定位7个颜色选择的LBG在红移范围$5.3\lesssim z\lesssim 6.4$和确认一个微弱的$z=5.701$活动星系核。然后，我们研究这个样本和Ly $α$ /Ly $β$传输波动的凯克ESI光谱的类星体之间的空间相关性。解释的统计HI邻近效应所产生的微弱星系聚集在检测到的LBG，我们翻译成平均逃逸分数$\langle f_{\rm esc}\rangle\geq0.08$在$z\simeq6$上的约束的平均检测到的LBG周围的观测到的平均LY $α$传输通量。我们还报告了$z=6.177$发光LBG通过一个Ly $β$传输尖峰和两个广泛的Ly $α$传输尖峰周围的$z=5.701$活动星系核的个别横向HI邻近效应的证据。我们讨论了这种协会的可能起源，这表明，虽然微弱的星系主要是驱动再电离，发光的星系和活动星系核可能提供重要的贡献，紫外背景或热波动的IGM在$z\simeq6$。虽然样本有限，但我们…
2018-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Lyman-alpha luminosity function at z=5.7-6.6 and the steep drop of the faint end: implications for reionization
我们提出了新的结果，从最宽的窄带调查搜索莱曼α（Lya）发射器在z=5.7，再电离后。我们调查了分布在COSMOS、UDS和SA 22领域的总共7度$^2$。我们发现了超过11，000个线发射器，其中514个是z=5.7的鲁棒Lya候选物，体积为6.3 × 10 $^6$ Mpc $^3$。我们的Lya发射体在Lya光度上跨越了很宽的范围，从微弱到明亮（L $_{\rm Lyα}\sim10^{42.5-44}$ erg s $^{-1}$）和静止帧等效宽度（EW $_0$ ~25-1000 nm），在一个单一的均匀数据集中。通过结合我们所有的场，我们发现z=5.7 Lya光度函数的暗端斜率非常陡，具有$α=-2.3^{+0.4}_{-0.3}$。我们还提出了一个更新的z=6.6 Lya光度函数，基于可比的体积和相同的方法，我们直接比较在z=5.7。我们发现从z=5.7到z=6.6（通过$0.5\pm0.1$ dex），微弱的Lya发射体的数密度显著下降，但在亮端没有演化/L* 没有演化。z=6.6的微弱Lya发射体比z=5.7的发射体显示出更多的扩展晕，这表明中性氢起着重要作用，增加了散射并导致在再电离时期内观测丢失微弱Lya发射。总之，我们的结果表明，我们正在观察斑片状再电离，它首先发生在最亮的Lya发射体周围，允许这些源的数量密度不受中性氢分数从z~5到z~7的增加的影响。
2016-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
A redshift survey of the nearby galaxy cluster Abell 2199 : No upturn of the faint-end slope of galaxy luminosity function
Seoul National University（首尔大学）；Chungnam National University（忠南国立大学）
研究通过补充数据确定阿贝尔2199星系团内星系的光度函数，发现微弱端斜率与邻近星系团及模拟结果一致，驳斥了此前关于星系团微弱端斜率上升的结论。
2026-03-24 astro-ph.CO
Pegasus V -- a newly discovered ultra-faint dwarf galaxy on the outskirts of Andromeda
我们报告在飞马座发现了一颗超微弱的矮星。Pegasus~V（Peg~V）最初是在DESI Legacy Imaging Surveys的公开成像数据发布中识别的，并通过Gemini/GMOS-N的深度成像进行了确认。颜色星等图显示了稀疏的红巨星分支（RGB）人口和蓝色水平分支恒星的高密度。我们测量到Peg~V的距离为$D=692^{+33}_{-31}$ ~kpc，使其成为仙女座的远距离卫星，具有$M_V=-6.3\pm0.2$和$r_{\rm half}=89\pm41$ ~pc的半光半径。它位于距仙女座$\sim260$ ~千秒差距的光环外围。RGB与[Fe/H] $=-3.2$的贫金属等时线拟合良好，表明其非常贫金属。这一点，结合其蓝色的水平分支，可能意味着它是一个再电离化石。这是第一次在泛仙女座考古调查区以外发现超微弱的矮星，并指出在我们最近的邻居的郊区有一个丰富的微弱的卫星人口。
2022-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Faint End of the Quasar Luminosity Function at z~4
我们进行了一次光谱巡天，寻找红移z=3.8-5.2的微弱类星体（-26.0 < M_{1450} < -22.0），以测量这些早期类星体光度函数的微弱端。利用NOAO深宽视场巡天和深透镜巡天的部分光学成像数据，我们在总面积为3.76 deg^2的区域内获得了颜色选择类星体候选者。30名候选人有R <= 23个弹匣。我们对28个候选天体进行了光谱跟踪，发现了23个类星体，其中21个是首次报道，红移范围为3.74 < z <5.06。我们通过详细的蒙特卡罗模拟估计我们的调查的完整性，并得出第一次测量的类星体的密度在这个星等和红移的间隔。我们发现，分箱光度函数是有点影响K-校正用于计算在1450 A的静止帧绝对星等。仅考虑我们的R <= 23样本，最佳拟合单次幂律（Φ \propto L^beta）给出了弱端斜率beta = -1.6+/-0.2。如果我们考虑我们的更大，但高度不完整的样本变暗一个星等，我们测量到一个更陡的暗端斜率-2 < beta <-2.5。在所有情况下，我们始终发现模糊端斜率比基于z ~ 3处的测量的预期更陡。我们结合我们的样本与明亮的类星体从斯隆数字巡天获得参数的双幂律光度函数。我们的最佳拟合找到了亮端斜率，alpha = -2.4+/-0.2，和暗端斜率，beta = -2.3+/-0.2，没有良好约束的中断光度。这实际上是一个单一的幂律，beta = -2.7…
2009-12-15 astro-ph.CO
Galaxy Formation and Symbiotic Evolution with the Inter-Galactic Medium in the Age of ELT-ANDES
本文论述了ELT的高分辨率光谱仪ANDES在探测早期宇宙极暗弱目标方面的巨大飞跃，及其在星系形成、再电离研究与多设施协同应用中的关键贡献。
2025-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Planck-ATCA Coeval Observations (PACO) project: the faint sample
普朗克-ATCA共同评估观测（PACO）项目收集了澳大利亚望远镜20 GHz（AT 20 G）目录中选择的482个源的4.5至40 GHz数据，并使用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）进行观测。在2009年7月至2010年8月期间，几乎与普朗克卫星同时进行了观测。本文给出并讨论了南黄道极区159个S（AT_（20）G）>200 mJy的源的全样本资料。普朗克早期发布的紧凑源目录（ERCSC）包含了我们的57个源。PACO星表与ERCSC星表的比较证实后者的可靠性高于95%，ERCSC缺失的源通常与大麦云云、银河系有关，或以其他方式延伸。PACO暗星表的光谱分析表明，在高频率的源的光谱陡峭，证实了从PACO明亮的样品获得的结果。与AT 20 G测量的比较，平均而言，几年前，已经表明，在这些时间尺度上，我们的源显示出相当高的变化性，在20 GHz的均方根幅度约为40%。源的光谱特性被发现不随通量密度变化很大，除了在较暗的通量密度陡峭的频谱源的分数增加。我们的数据也使我们能够扩展一个因素~5向下的通量密度源计数在~33 GHz和~40 GHz的普朗克的早期版本紧凑源目录。这使我们能够大大提高我们的控制的贡献，未解决的河外来源的功率谱的小尺度波动的CMB地图。
2011-06-23 astro-ph.CO
Characterizing faint galaxies in the reionization epoch: LBT confirms two L<0.2L* sources at z=6.4 behind the CLASH/Frontier Fields cluster MACS0717.5+3745
我们报告了LBT/MODS 1光谱确认的两个图像的微弱莱曼α发射体在$z=6.4$后面的前沿领域星系团MACSJ 0717.5 +3745。广泛的镜头型号表明，这两个图像是高度放大的，具有很强的下限mu>5。这些是迄今为止光谱学证实的最微弱的z>6候选者。这些也可能是相同z=6.4源的多个图像，如由其相似的内在属性所支持的，但是透镜模型关于这种解释是不确定的。为了谨慎起见，我们分别推导出每个图像的物理属性。由于高放大率，所观察到的光谱能量分布的近红外（静止帧紫外）部分和Ly-alpha线被很好地检测到，S/N（m_1500）>~10和S/N（Ly-alpha）~10-15。当mu>5时，绝对星等M_1500和Ly-alpha通量分别小于-18.7和2.8 × 10 ^（-18）erg/s/cm ~ 2。我们发现了一个非常陡峭的紫外光谱斜率β =-3.0+/-0.5（F_lambda=lambda^（beta）），这意味着这些天体非常年轻，无尘，金属量低，由标准的恒星星族组成，甚至是极贫金属的恒星（年龄<~ 3000万年，E（B-V）=0，金属量0.0-0.2 Z/Z太阳）。这些天体都很紧凑（< 1 kpc^（2）），恒星质量M* < 10^（8）M_solar。这些新生物体的β值非常陡，Ly-alpha线的存在和固有的半高宽（<300公里/秒）并不排除电离辐射泄漏的可能性。我们讨论…
2014-01-29 astro-ph.CO
Infrared-Faint Radio Sources: A New Population of High-redshift Radio Galaxies
我们提出了一个样本的1317个微弱的无线电源（IFRS），第一次，可靠地检测到红外线，产生交叉相关的宽视场红外巡天探测器（WISE）的所有天空调查与主要的无线电调查。我们的IFRS在无线电和红外线上都比斯皮策太空望远镜在红外线上未探测到的第一代IFRS更亮。我们给出了IFRS的第一光谱红移，发现除了一个IFRS光谱外，所有的IFRS都有z > 2。我们还报告了IFRS的第一个X射线对应物，并提出了无线电频谱和偏振的分析，并表明它们包括千兆赫兹峰频谱，紧凑陡峭频谱和超陡峭频谱源。这些结果，连同它们的WISE红外颜色和射电形态，意味着我们的IFRS样本代表了z > 2的射电大声活动星系核的种群。我们的结论是，我们的样本包括较低的红移对应的极端的第一代国际财务报告准则，这表明较暗的国际财务报告准则是在更高的红移。
2014-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The reionising bubble size distribution around galaxies
本文通过大规模再电离IGM模拟量化星系与过密区周围电离气泡尺寸分布，解释高红移Lyα探测，并提出区分再电离模型的观测途径。
2023-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
EDGE: Dark matter core creation depends on the timing of star formation
本研究通过EDGE矮星系模拟发现，低质量矮星系中暗物质核形成除受恒星-晕质量比影响外，还取决于恒星形成相对再电离的时机，再电离后恒星形成占比与z=0时中心暗物质密度几乎完全相关，并给出拟合公式。
2024-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The brighter galaxies reionised the Universe
宇宙中的氢在红移$z \approx 10$和$z \approx 6$之间被（再）电离。电离辐射源的性质引起了激烈的争论，低于当前探测极限的微弱星系被认为是主要候选者。在这里，我们考虑一个方案，电离光子逃逸通过通道穿孔的星际介质由恒星爆发的流出。我们考虑到的观察，只有当恒星形成密度足够高时，才会发生强烈的外流，并估计星系平均逃逸分数作为红移和光度的函数，从解决恒星形成表面密度在EAGLE宇宙流体动力学模拟。我们发现，从星系逃逸的电离光子的比例随着红移的增加而迅速增加，在$z > 6$达到5- 20%的值，较亮的星系具有较高的逃逸比例。将逃逸分数对亮度和红移的依赖性与观察到的亮度函数相结合，我们证明星系发射足够的电离光子来匹配现有的再电离约束，同时也匹配观察到的再电离后的紫外背景。我们的研究结果表明，超过目前哈勃太空望远镜探测极限的星系会释放出使宇宙再电离所需的电离辐射的一半。
2016-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep GMRT 150 MHz observations of the DEEP2 fields: Searching for High Red-shift Radio Galaxies Revisited
高红移射电星系最好在低射频下搜寻，因为它的射电频谱陡峭。在这里，我们提出了初步的结果，从我们的计划，以寻找高红移射电星系~ 10至100倍，比已知的人口迄今为止。我们已经提取了超陡谱（USS）样本从深150 MHz巨型米波射电望远镜（GMRT）的观测，从三个充分研究的DEEP 2领域之一，这种影响。通过将这些射电源与1.4 GHz的VLA、FIRST和NVSS等高频星表进行对比，我们发现了约100个陡谱（谱指数$α$ $>$ 1）射电源，它们是高红移射电星系的良好候选者。
2011-10-05 astro-ph.CO
A WISE View of a Nearby Supercluster A2199
我们使用覆盖A2199超星系团整个区域（~130 deg^2）z=0.03的宽视场红外巡天探测器（WISE）数据来研究超星系团星系的中红外（MIR）特性。我们在WISE [3.4]-[12]色-12 μm光度图中识别出一个由晚型恒星形成星系组成的“MIR恒星形成序列”。在固定的恒星形成率（SFR）下，在22 μm或12 μm处被MIR探测到的星系往往比没有被MIR探测到的星系更富金属，表面亮度也更高。利用这些中红外探测到的星系，我们构造了红外光度函数（LF），并研究了它的环境依赖性。总红外（TIR）和12 μm的LF都是由晚型恒星形成星系主导的。活动星系核（AGN）宿主星系的贡献随TIR和12 μm光度的增加而增加。早型星系对12 μ mLF的贡献随光度的减小而增大。全内反射光纤的暗端斜率不随环境变化而变化，但12 μm光纤的暗端斜率随环境变化显著：在团簇核心比外围有更陡的暗端斜率。这种变陡主要是由于早期星系对星系团贡献的增加。这些星系是被动演化的，并且包含古老的恒星星族，这些恒星族具有来自渐近巨星分支恒星周围的星周尘埃的微弱MIR辐射。
2012-04-12 astro-ph.CO
The evolving slope of the stellar mass function at 0.6 <= z < 4.5 from deep WFC3 data
我们使用早期发布科学（ERS）的观测与宽视场相机3（WFC 3）在GOODS-S领域研究星系恒星质量函数（GSMF）在0.6<=z<4.5。WFC 3的深层近红外数据（在5 sigma时，Y的亮度为27.3，J和H的亮度为27.4 AB等），以及深度Ks（在5 sigma时亮度为25.5）的Hawk-I波段数据，提供了一个精确的数据集，它以前所未有的方式确定了GSMF的低质量端，从而可以精确探测z~3时低至M~7.6 × 10^9 Msun的质量。尽管所用的面积相对较小（约为33弧分^[2]），但我们发现，在整个质量范围内，它与先前的研究结果基本一致。我们的结果表明，暗端的斜率随着红移的增加而增加，从z~0.8处的α =-1.44+/-0.03到z~3处的α =-1.86+/-0.16，尽管有迹象表明它在z~3和z~4之间没有进一步变陡。该结果对M* 参数中的任何不确定性不敏感。GSMF暗端的陡度解决了众所周知的恒星质量密度（SMD）和z>2时的恒星形成历史之间的不一致。然而，我们证实，似乎有一个过量的综合恒星形成相对于SMD在z<2，由一个因素~2-3。我们的观测结果与理论预测的比较表明，模型预测的低质量星系更丰富，至少到z~3，以及相对于数据的z~4的大质量星系的缺乏，和预测的SMD通常高估了z<~2。
2012-01-10 astro-ph.CO
Directly Observing the Galaxies Likely Responsible for Reionization
我们报告了对哈勃前沿场星系团Abell 2744和MACS 0416的新分析，使用小波分解去除星系团的光，使高度放大（> 50倍）的星系的检测比以前的研究暗10倍。我们发现167个星系在z > 6，并与此样本，我们能够表征的UV光度函数M_UV = -12.5在z ~ 6，-14在z ~ 7和-15在z ~ 8。我们发现了一个陡峭的暗端斜率（α <-2），并且通过我们在暗端的改进统计，我们将α的分数不确定性在z ~ 6 - 7处降低到<2%，在z ~ 8处降低到4%。我们还通过单独使用每个可用的透镜模型并比较结果来研究由于透镜建模引起的系统不确定性;在所有红移下，α的系统分数不确定性<4%。我们现在直接观察星系的光度制度，模拟预测光度函数的暗端斜率的变化，但我们的结果提供了统计上非常有力的证据，反对任何营业额的光度范围内探测，更符合模拟中的恒星形成低质量的晕。因此，我们找到了强有力的支持，在z > 6时，陡峭的光度函数扩展到M_UV = -13，这与在标准假设下重建宇宙所需的暗淡星系的数量一致。
2018-05-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The discovery of diffuse steep spectrum sources in Abell 2256
背景：分层星系形成模型表明，在它们的一生中，星系团经历了几次合并。在这里，我们报告的发现三个弥漫的无线电源在外围的阿贝尔2256，使用GMRT。目的：观测的目的是在Abell 2256星系团内寻找弥散超陡谱射电源。方法：我们对Abell 2256进行了GMRT 325 MHz射电连续谱观测。用4.2mWHT拍摄了星团的V、R和I波段图像。结果：在距星团中心约1 Mpc处发现了3个弥散细长射电源。两个位于集群中心的西部，一个位于东南部。这些源的测量物理范围分别为170、140和240千秒差距。这两个西部源在115-165 MHz的深度低分辨率WSRT图像中也可见，尽管它们被混合成一个源。对于混合源的组合发射，我们发现在140和351 MHz之间的极端谱指数为-2.05 \pm 0.14。非常陡峭的光谱指数表明，这两个来源最有可能是化石射电等离子体由于合并冲击绝热压缩的结果。结论：陡谱源的发现意味着在（合并）星团中存在着一群微弱的弥散射电源，它们具有如此陡峭的谱，以至于在更高频率（\gtrsim 1 GHz）的观测中没有被注意到。因此，一个令人兴奋的可能性是，这些源将决定低频高分辨率无线电地图中集群的一般外观，例如LOFAR或LWA。
2009-10-26 astro-ph.CO
UV-IR luminosity functions and stellar mass functions of galaxies in the Shapley supercluster core
本文对z=0.048的Shapley超星系团核心星系的光度函数（LF）和恒星质量函数（SMF）进行了全色研究，以探讨稠密环境如何影响星系的性质，如恒星形成（SF）或恒星质量。我们发现，虽然光学和近红外LF的暗端斜率随着密度的降低而变陡，但在SMF的斜率中没有发现环境效应。这表明，在不同的环境中，星系的转变机制主要是与淬火的SF，而不是质量损失。得到的近紫外（NUV）和远紫外（FUV）LF比局部场星系群的暗端斜率更陡，而Shapley超星系团的24 $μ$ m和70 $μ$ m星系LF的形状与局部场星系群的形状完全一致。这种明显缺乏环境依赖性的红外（IR）LF表明，大部分的恒星形成星系，使观察到的集群IR LF最近已从外地吸积，并尚未有他们的SF活动显着影响的集群环境。
2010-12-02 astro-ph.CO
An Empirical Model for the Star Formation History in Dark Matter Halos
我们发展了一种经验方法来推断恒星形成率的暗物质晕的星系恒星质量函数（SMF）在不同的红移和本星系团星系光度函数（CGLF），它有一个陡峭的暗端相对于本星系的SMF。由于卫星星系通常是较早吸积的老星系，这一特征对高红移低质量星系的形成具有重要的限制作用。SMF的演化表明，在高质量晕（$>10^{12}M_{\odot}h^{-1}$）中的恒星形成必须在高红移时得到增强，这超出了从动力学时间的简单标度所预期的。CGLF的暗端意味着一个特征红移$z_c\approx2$，高于该红移，质量为$< 10^{11}M_{\odot}h^{-1}$的低质量晕中的恒星形成率相对于低z时必须增强。这并不是标准恒星反馈模型所直接预期的。此外，这种增强导致了一些有趣的预测，例如，一个显着的老恒星星族在今天的矮星系与$M_* < 10^8 M_{\odot}h^{-2}$和陡峭的斜率高红移恒星质量和恒星形成率函数。
2014-01-09 astro-ph.CO
Detections of Faint Lyman-alpha Emitters at z = 5.7: Galaxy Building Blocks and Engines of Reionization
We report results of a unprecedentedly deep, blind search for Ly-alpha emitters (LAEs) at z = 5.7 using IMACS, the Inamori-Magellan Areal Camera & Spectrograph, with the goal of identifying missing sources of reionization that could also be basic building blocks for today's L* galaxies. We describe how improvements in wide field imaging with the Baade telescope, upgrades to IMACS, and the accumulation of ~20 hours of integration per field in excellent seeing led to the detection of single-emission-line sources as faint as F ~ 2 x 10^{-18} ergs s^{-1} cm^{-2}, a sensitivity 5 times deeper than …
2011-07-19 astro-ph.CO
The Evolution of the Rest-frame V-band Luminosity Function from z=4: A Constant Faint-end Slope over the Last 12 Gyr of Cosmic History
我们给出了0.4<z<4.0时星系的静止坐标系V波段光度函数（LF），该光度函数是从NMBS、FIRES、FIREWORKS以及HDFN、HUDF和GOODS-CDFS中的超深NICMOS和WFC 3观测中选取的近红外样本中测量的，这些观测都具有高质量的光学到中红外数据。这个独特的样本以自洽的方式结合了来自大范围深度和区域的调查数据，使我们能够（1）最大限度地减少宇宙方差引起的不确定性;（2）同时以前所未有的精度在目标红移范围内限制明亮和暗淡的末端，在z~3.9处探测LF下降到0.1 L*。我们发现：（1）暗端相当平坦，从z=4开始有一个恒定的斜率，α = -1.27 +/-0.05：（2）特征星等从z~3.7到z=0.1变暗了1.3等;（3）特征密度从z~3.7到z=0.1增加了约8倍，其中从z~4到z~1.8增加了50%;（4）亮度密度在z~1-1.5处达到峰值，从z=4.0到z~1-1.5增加约4倍，随后到z=0.1时减小约1.5倍。我们没有发现任何证据表明红移到z=4时暗端斜率变陡，这与以前的观测结果和理论预测相反。恒定的暗端斜率表明恒星反馈的效率可能会随着红移而变化。替代的解释进行了讨论，如不同质量的晕托管微弱的星系在低和高的红移和/或环境的影响。
2012-01-30 astro-ph.CO
The Faint End of the z=5 Quasar Luminosity Function from the CFHTLS
我们介绍了CFHT遗产巡天（CFHTLS）中$z\sim5$类星体的光谱巡天结果。使用光学颜色选择和似然方法，我们选择了97个候选人在105度$^2$的区域$i_{\rm AB} < 23.2$的限制，和7个候选人在范围$23.2 < i_{\rm AB} < 23.7$在18.5度$^2$的区域。43个候选者的光谱观测得到了双子座，MMT和LBT，其中37个是$z>4$类星体。这个样本扩展了类星体光度函数$\sim$ 1.5等的测量，比我们以前在SDSS Stripe 82中的工作要暗。由此得到的光度函数与我们以前的结果吻合得很好，并表明暗端斜率并不陡峭。我们对我们的调查完整性进行了详细检查，特别是我们的类星体光谱模型中假设的Ly $α$发射的影响，并发现迹象表明，从微弱的$z\sim5$类星体中观察到的Ly $α$发射比具有相似亮度的$z\sim3$类星体弱。我们的结果强烈反对暗类星体对$z=5$氢电离背景的显著贡献。
2017-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Bolometric Quasar Luminosity Function at z = 0-7
在本文中，我们提供了更新的约束条件，从$z=0$到$z=7$的测热类星体光度函数（QLF）。这些限制是基于一个观测汇编，其中包括过去几十年在静止框架IR、B波段、UV、软X射线和硬X射线中的观测。我们的方法遵循Hopkins等人2007年更新的类星体SED模型以及测热和消光校正。新的最佳拟合的测热类星体光度函数在高红移下的行为与Hopkins等人2007年的模型有质的不同。与旧模型相比，在$z\gtrsim 2$处，随着红移的增大，数密度归一化值减小，亮端斜率变陡。由于在暗端的测量很少，所以在$z\gtrsim 5$的暗端斜率是相当不确定的。我们提出了两个模型，一个具有逐渐陡峭的暗端斜率在较高的红移和其他具有浅的暗端斜率在$z\gtrsim 5$。需要对暗端QLF进行进一步的多波段观测，以区分这些模型。的热QLF的演化模式可以解释为早期阶段可能占主导地位的层次组装的结构和后期阶段可能占主导地位的星系淬火。我们探讨了这个模型对类星体电离光子产生、CXB谱、SMBH质量密度和质量函数的影响。预测的类星体贡献的氢光电离率是次主导的再电离的时代，只有在$z\lesssim 3$变得重要。预测的CXB谱、宇宙SMBH质量密度和SMBH质量函数与现有观测基本一致。
2020-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Local Group Ultra-Faint Dwarf Galaxies in the Reionization Era
受本星系群矮星系恒星化石记录的启发，我们发现最暗超暗矮星系（UFD; ${\rm M}_{\rm V}$ $\sim -2$或${\rm M}_{\star}$ $\sim 10^{2}$ at $z=0$）的恒星形成祖先在再电离（$z\sim6-10$）期间具有${\rm M}_{\rm UV}$ $\sim -3$到$-6$的紫外（UV）光度。这种微弱星系的存在对星系形成和再电离的早期阶段有着重要的意义。如果再电离过程中紫外光度函数（UVLF）的暗端斜率很陡，（$α\lesssim-2$）到${\rm M}_{\rm UV}$ $\sim -3$，那么：（i）UFD的祖先产生了来自星系的UV通量的$>50$ %，（ii）星系可以维持再电离，其逃逸分数比目前采用的值低2倍;（iii）直接的HST和JWST观测可能只探测到来自星系的紫外光的$\sim10-50$ %;（iv）宇宙恒星形成历史在$z\gtrsim6$处增加了$\gtrsim4-6$。如果高红移UVLF翻转，来自UFD的显著通量以及由此产生的与LG矮星系计数的紧张关系将减少。与UVLF形状无关，大量UFD的存在需要在再电离期间对${\rm M}_{\rm UV}$ $\sim -3$的非零光度函数。
2017-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Very Faint End of the UV Luminosity Function over Cosmic Time: Constraints from the Local Group Fossil Record
我们提出了一种新的技术来估计的紫外光度函数（LF）出$z\sim5$的非常微弱的一端的演变。利用从本星系群星系化石记录中获得的恒星形成历史（SFH）数据，重建了低至$z\sim5$处的M $_{UV}\sim-5$和$z<1$处的M $_{UV}\sim-1.5$的LF。这种微弱的极限远远超出了目前的观测极限，而且很可能仍然超出下一代设施的极限。重建的LF，当结合直接测量的LF在更高的光度，是很好的拟合由标准的Schechter函数没有证据的突破，以最微弱的限制探测这种技术。导出的微弱端斜率$α$从$z<1$处的$\approx-1.2$变陡至$4<z<5$处的$\approx-1.6$。我们测试的影响，突发性的SFH和恢复的LF发现只有适度的影响。对最暗的本星系群星系的不完全性修正，以及在高红移和当前时期之间矮星系的光度依赖性破坏的（不太可能的）可能性，都是重要的不确定性。这些和其他不确定性可以通过更详细的建模和未来的观察来减轻。因此，从化石记录重建的暗端LF可以是一个强大的和互补的探测高红移暗星系被认为在宇宙的再电离中发挥了关键作用。
2014-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the near-far connection with FIRE simulations: inferring the stellar mass function of the proto-Local Group at z > 6 using the fossil record of present-day galaxies
利用FIRE-2模拟中882个低质量星系，验证了通过现今本地群星系化石记录可无偏重建z > 6时低质量端恒星质量函数斜率的“近-远”方法。
2023-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the faint-end of the high-$z$ galaxy luminosity function
最近对再电离时期（EoR，$z\gsim6$）星系光度函数（LF）的测量表明，填充LF暗端的低质量星系的数密度急剧增加。然而，由于低质量晕中的恒星形成很容易受到电离辐射的抑制甚至淬灭，因此预计在一些微弱的紫外量级上会发生周转。使用一个物理动机的分析模型，我们量化的LF模糊端形状的再电离反馈效应。我们发现，如果再电离反馈被忽略，幂律Schechter参数化特征的LF暗端仍然有效的绝对UV幅度$\sim -9$。相反，如果辐射反馈足够强，在圆速度小于50 km/s $^{-1}$的晕中淬灭恒星形成，LF开始下降到绝对UV星等$\sim -15$，即略低于$z\sim5$的当前（无透镜）调查的检测极限。在绝对紫外星等较高时，由于再电离过程和星系形成的相互作用，大部分星系光来自EoR之前形成的遗迹星。我们认为，星系数计数数据，特别是在透镜领域，可以把强有力的约束再电离反馈。在具有较强再电离反馈的模型中，绝对紫外星等高于$\sim -13$和小于$\sim - 8$的星系中的恒星通常较老。因此，恒星年龄-紫外线星等关系可以作为一种可供选择的反馈探针.
2016-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite Galaxies in the Illustris-1 Simulation: Poor Tracers of the Mass Distribution
在Illustris-1模拟中，计算了相对孤立的宿主星系卫星星系的数密度分布。主机的平均总质量密度是很好的拟合的NFW配置文件。完整的卫星样本的数量密度分布与NFW不一致，并且在< 0.5 r_200的尺度上，卫星不跟踪主机的质量。这与以前的半解析星系形成模型的结果有很大的不同。卫星数密度分布的形状取决于宿主和卫星的光度以及宿主维里质量。最微弱的卫星的数量密度分布是很好的拟合的NFW配置文件，但浓度远低于平均主机质量密度。最亮卫星的数量密度分布图显示，当主卫星距离< 0.1 r_200时，斜率急剧增加，这与最近的观测研究定性一致，这些研究发现，当主卫星距离较小时，卫星数量密度急剧增加。在> 0.1 r_200的尺度上，最暗宿主的卫星相当好地跟踪宿主质量。在> 0.4 r_200的尺度上，最亮宿主的卫星不跟踪宿主质量，并且当宿主-卫星距离< 0.1 r_200时，卫星数密度急剧增加。卫星数密度分布和宿主质量密度之间的差异对于最大质量的系统来说是最明显的，在< 0.5 r_200的尺度上，卫星数密度远低于质量密度。
2018-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The HI column density distribution function in faint dwarf galaxies
我们提出了HI柱密度分布函数，\fnh，从暗不规则星系GMRT（FIGGS）调查的一部分观测到的矮星系。我们发现矮星系\fnh \的形状与高红移阻尼\fnh\吸收体（DLAs）的\fnh\或$z = 0$富气星系代表性样本的\fnh\有显著的不同.与其他测定结果相比，矮\fnh \在高HI柱密度下下降得更陡。虽然$z = 0$处$\nh = 10^{20.3} \acc$以上截面的$\sim 10%$由矮星系提供，但$\nh \sim 10^{21.5} \acc.$的$\lesssim 1%$部分下降。在局部宇宙中，对\fnh \分布的高\nh \端的贡献主要来自大星系的倾斜盘。矮星系，因为它们的尺度长度较小，和它们的较大的固有轴比不产生大的HI柱密度，即使当观察到的edge-on. If高柱密度DLAs/GRB主机对应于像本地矮星星系，这将需要（i）吸收来自合并，而不是孤立的系统或（ii）观察到的视线强烈偏向于高柱密度区域。
2012-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
AKARI near-infrared background fluctuations arise from normal galaxy populations
我们表明，从AKARI卫星的近红外背景（NIRB）的波动的测量可以解释在低红移微弱的星系种群。我们证明了这一点，使用重建图像从深星系目录（HUGS/S-CANDELS）和两个独立的星系人口模型。在所有情况下，我们发现AKARI测量的NIRB波动与暗星系一致，并且不需要未知群体的贡献。我们发现没有证据表明陡峭的瑞利-金斯光谱的基础来源，如以前报道的。大角度尺度下的瑞利-金斯光谱很可能是星系在较长波长通道中被系统地移到更深层次的结果。
2016-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Mass and Assembly History Exposed in the Faint Outskirts: the Stellar and Dark Matter Haloes of Illustris Galaxies
我们使用Illustris模拟来深入了解围绕星系的外部低表面亮度区域的建立。我们的特点是恒星晕的对数斜率的球形平均恒星密度分布，alphaSTARS在z=0，我们与这些斜率的基本暗物质（DM）晕，他们的中央星系，和他们的组装历史的属性。我们分析了大约5,000个星系的样本，每个星系的粒子数超过5x10^4，并且跨越了各种形态和晕质量（3x10^11 < Mvir < 10^14 Msun）。我们发现恒星晕斜率和总晕质量之间有一个很强的趋势，质量较大的天体比质量较小的天体具有较浅的恒星晕（在所研究的质量范围内，-5.5 \pm 0.5 < alphaSTARS <-3.5 \pm 0.2）。在固定的晕质量，我们表明，盘状，蓝色，年轻，更大的星系所包围的显着陡峭的恒星晕比椭圆形，红色，老年人，质量较低的星系。总的来说，恒星密度剖面下降更陡峭的基础DM，并没有明确的趋势之间的恒星斜率和DM晕浓度。然而，最近形成的DM晕，或从坠落的卫星吸积较大比例的恒星质量，表现出较浅的恒星晕比他们的老类似物具有类似的质量，由达Delta（alphaSTARS）~ 0.5-0.7。我们的研究结果，结合最近对M31和银河系截然不同的恒星幂律指数的测量，似乎有利于一个大质量的M31，以及一个在过去10个Gyrs中比它的同伴更安静的吸积历史的银河系。
2014-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hubble Frontier Fields First Complete Cluster Data: Faint Galaxies at $z\sim 5-10$ for UV Luminosity Functions and Cosmic Reionization
利用哈勃前沿场（HFF）观测到的Abell 2744透镜星系团和平行光场的第一个全深度数据集，对$z\sim10$以下的暗脱落星系进行了综合分析。我们在HFF场的$z\sim5-10$处发现了$54$的缺失，并放大了迄今为止获得的$z\sim9$星系样本的尺寸。虽然高度放大（$μ\sim10$）星系的数量很少，由于强透镜的微小调查体积，我们的研究达到了星系的内禀光度相媲美的深场HUDF研究。我们推导出紫外线光度函数与这些微弱的辍学，仔细评估组合的观测不完整性和透镜效应在图像平面的密集模拟，包括放大，失真，和乘法的图像，与质量模型依赖性的评估。我们的研究结果证实，在$z\sim6-8$的弱端斜率$α$和$-2$一样陡，并加强了在$z>8$的紫外光度密度$ρ_\mathrm{UV}$从大$z\sim9$样品中迅速下降的证据。我们研究快速的$ρ_\mathrm{UV}$减少的趋势是否可以调和与大汤姆逊散射光学深度，$τ_\mathrm{e}$，测量CMB实验允许一个大的空间的自由参数，如平均电离光子逃逸分数和恒星人口依赖的转换因子。任何参数集均无法重现快速$ρ_\mathrm{UV}$降低和大$τ_\mathrm{e}$。可能是$ρ_\mathrm{UV}$降低了$z\gtrsim11$的缓和度，自由参数显著地向高$z$演化，或者存在其他的再电离源，如X射线双星和微弱的活动星系核。
2014-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Faint-End Slope of the Redshift 5.7 Lyman Alpha Luminosity Function
使用新的Keck DEIMOS光谱，我们研究了Dressler等人（2011）最近报道的超微弱发射线星系的陡峭数量计数的起源。我们确认六个莱曼α发射器（LAES），其中三个有显着的不对称线轮廓突出的翅膀延伸300-400公里/秒的峰值发射的红色。有了这六个LAE，我们修正了我们以前在Dressler等人调查中对微弱LAE数量的估计。将这些数据与宇宙起源巡天和斯巴鲁深空中明亮LAE的密度相结合，提供了迄今为止对红移5.7 LAE光度函数（LF）的最佳约束。Schechter函数参数，phi^* = 4.5 x 10^{-4} Mpc^{-3}，L^* = 9.1 x 10^{42} erg s^{-1}，α =-1.70，使用极大似然技术和狭缝损耗模型进行估算。为了将这一结果的背景下，紫外线选择的星系人口，我们调查如何各种参数化的莱曼阿尔法等效宽度分布，以及测量的紫外线连续LF，影响形状和规范化的莱曼阿尔法LF。名义模型，它使用z~6等效宽度从文献中，落在明亮端的LAEs的观察到的空间密度短，可能表明需要更高的等效宽度。这种等效宽度分布的参数化意味着，我们最微弱的LAE中，有多达50%的LAE应该具有M_{UV} >-18.0，这使得即使是在最深的哈勃太空望远镜观测中也无法检测到它们。因此，超深发射线巡天发现了一些在再电离期结束时观测到的最暗的星系。这些暗淡的星系可能使星系际介质富含…
2011-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Faint Satellite Population of the NGC-3175 Group - a Local Group Analogue
在本文中，我们确定和研究附近的本星系群类似物-NGC-3175星系群的低质量矮卫星的属性，目的是调查最低质量星系的性质和“失踪的卫星”问题。对邻近星系群（如NGC-3175）的深度成像是探测这些低质量星系的唯一方法之一，这些星系对宇宙学、暗物质和星系形成问题都很重要。我们发现了553个候选矮星系，其中绝大多数以前从未被研究过。我们在NGC-3175中心$\sim$ 500 kpc区域附近获得了R和B波段的图像，ESO 2.2 m，使我们能够在B波段探测到$\sim$ 23等（M $_{B} \sim$ -7.7等）的星系。在没有光谱信息的情况下，矮成员和可能的背景星系是使用颜色，形态和表面亮度标准分离的。我们比较观察到的尺寸，表面亮度和质量标度关系的文献数据。光度函数的暗端斜率为$α$ =-1.31，比在本星系群中观测到的更陡。与模拟结果相比，我们发现我们的观测结果介于纯$Λ$ CDM模型和涉及重子效应的CDM模型之间，消除了银河系周围卫星太少的明显问题。
2018-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Connecting Faint End Slopes of the Lyman-$α$ emitter and Lyman-break Galaxy Luminosity Functions
我们使用Dijkstra & Wyithe（2012）的唯象模型预测了位于$z=3-6$的Ly $α$选择星系（Ly $α$发射体或LAEs）的Lyman- $α$（Ly $α$）光度函数（LF）。该模型结合观测到的Lyman break星系（LBG，或脱落星系）的UV-LF，限制其分布的Ly $α$线强度作为一个功能的UV光度和红移。我们的分析表明，虽然Ly $α$ LF的LAES一般不是Schechter函数，这些提供了一个很好的描述超过亮度范围的$\log_{10}( L_α/{\rm erg}\,{\rm s}^{-1})=41-44$。受此结果的启发，我们预测Schechter函数参数在$z=3-6$。我们的分析进一步表明：（i）Ly $α$ LF的暗端斜率比Lyman-break星系的UV-LF的暗端斜率更陡（在$z\gtrsim 4$处有一个中值$α_{Lyα} < -2.0$），（ii）在Ly $α$光度下LAEs的Ly $α$ LF的翻转$10^{40}$ erg s $^{-1}<L_α\lesssim 10^{41}$ erg s $^{-1}$可能标志着在$-12>M_{\rm UV}>-14$处Lyman-break星系的UV-LF变平。我们讨论了这些结果的影响-这可以直接测试与即将到来的调查-为时代的再电离。
2015-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass and Environment as Drivers of Galaxy Evolution III: The constancy of the faint-end slope and the merging of galaxies
我们探索使用我们的连续性方法的潜在连接的恒星形成星系的恒星质量函数，对数斜率的sSFR质量关系和星系合并的恒星质量函数的弱端斜率的演变。我们解析地导出了观测到的自红移至少为z ~ 2以来的暗端斜率恒定性的结果。如果sSFR-质量关系的对数斜率是负的，那么由于恒星形成主序星上星系的质量微分增加，暗端斜率应该很快发散，这也会很快破坏质量函数的谢克特形式。这个问题可以通过将低质量星系合并成更大质量的星系来解决。我们通过引入特定的合并质量率（sMMR）来量化这一过程，sMMR是通过合并添加到给定星系的质量的特定比率。对于β ~-0.1的sSFR-质量关系的对数斜率的适度负值，需要整个群体的平均sMMR ~ 0.1sSFR以保持弱端斜率随时期恒定，如所观察到的。这反过来又意味着主要合并的合并率约为0.2sSFR，这与现有的观测估计一致。如果β值越负，则需要更高的sMMR和更高的合并率，并且当β < ~-0.6时，质量函数的变陡变得不可能控制，因为观测到的弱端斜率值为~-1.4。原位sSFR和sMMR之间的密切联系可能是因为两者都与暗物质晕的形成密切相关。这些新发现进一步发展了我们之前介绍的演化星系群的形式，并显示了星系群中惊人的对称性如何作为所涉及的物理过程之间的深层联系的结果而出现。
2014-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
