XMM-Newton and Chandra Cross Calibration Using HIFLUGCS Galaxy Clusters: Systematic Temperature Differences and Cosmological Impact
来自星系团的宇宙学约束依赖于精确的引力质量估计，这在很大程度上依赖于星系团气体温度的测量。因此，系统的校准差异可能会导致偏差，仪器依赖的宇宙学约束。这是特别感兴趣的光之间的紧张关系的普朗克结果的主要温度各向异性的CMB和Sunyaev-Zel'dovich加上X射线团簇计数分析。我们量化的系统性和不确定性的交叉校准的有效面积之间的五个X射线仪器，EPIC-MOS 1/MOS 2/PN板载XMM-牛顿和ACIS-I/S板载钱德拉，和温度测量的影响。此外，我们评估了交叉校准不确定性对宇宙学的影响。使用HIFLUGCS样本，由64个X射线最亮的星系团，我们约束ICM温度通过光谱拟合在相同的，主要是等温，区域和比较。我们的工作是一个扩展到以前的一个使用X射线集群由IACHEC。在全能带中进行光谱拟合，我们发现用XMM-牛顿/EPIC确定的最佳拟合温度显著低于Chandra/ACIS温度。我们证明，多温结构和不同的相对灵敏度的仪器在某些能带的影响，不能解释所观察到的差异。我们的结论是，使用XMM-牛顿/EPIC，而不是钱德拉/ACIS获得完整的能带温度分布的集群质量测定的结果在一个完整的样本的星系团的宇宙学分析中，向较低的OmegaM值的8%的移动和向较高的sigma 8值的<1%的移动。这样的转变不足以显著缓解普朗克CMB各向异性和SZ加上XMM-牛顿宇宙学约束之间的紧张关系。
2014-12-05 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
Wide-field VLBA Observations of the Chandra Deep Field South
宽视场测量是一种常用的方法，用于同时研究数千个对象，以调查，例如，恒星形成星系和活动星系核的联合演化。VLBI观测可以为这些研究提供有价值的信息，因为它们能够识别活动星系核。然而，用标准方法对大片天空进行VLBI观测是不切实际的，因为VLBI观测的视场是10”或更小的量级。我们已经开始了一个项目，对天空中研究得最好的地区之一--钱德拉深场南部（CDFS）的所有96个已知射电源进行甚长基线阵列（VLBA）观测。面临的挑战是开发能够大大减少观测（和后处理）时间的方法。我们已经开发了一个扩展的DiFX软件相关器，它允许一个相关的主要光束内的数百个位置。这种扩展使我们能够以全分辨率和高灵敏度瞄准许多源，仅使用少量的观测时间。在这次调查中，宽视场和高灵敏度的结合是前所未有的。我们用VLBA观测到一个包含钱德拉深场南的单点，其中96个射电源是从ATCA以前的观测中已知的。从我们的输入样本中，VLBA检测到20个。大多数天体的通量密度与角秒尺度的观测结果一致，这意味着它们的无线电发射来自非常小的区域。一个VLBI探测到的物体早些时候被归类为恒星形成星系。比较VLBI探测到的敏感，共定位的X射线观测中发现的源，我们发现，X射线探测是不是一个很好的指标VLBI探测。宽视场VLBI测量科学正在走向成熟。
2010-11-10 astro-ph.CO
The Chandra COSMOS Survey, I: Overview and Point Source Catalog
Chandra COSMOS Survey（C-COSMOS）是一个大型的1.8 Ms Chandra计划，它已经对COSMOS场的中心0.5平方度（以10 h，+02度为中心）进行了成像，有效曝光量约为160 ksec，外部0.4平方度。有效曝光量约为80 ksec。在软（0.5-2 keV）波段，极限源探测深度为1.9 e-16 erg cm（-2）s（-1）;在硬（2-10 keV）波段，极限源探测深度为7.3 e（-16）erg cm^-2 s^-1;在全（0.5-10 keV）波段，极限源探测深度为5.7 e（-16）erg cm（-2）s（-1）。在这里，我们描述的战略，设计和执行的C-COSMOS调查，并提出了目录的1761个点源检测到的虚假概率<2 e（-5）（1655在全，1340在软，1017在硬带）。通过使用ACIS-I成像仪的36个高度（~50%）重叠的指向位置的网格，获得了在内部0.5平方度区域内非常均匀（至12%）的曝光，从而获得了明确定义的通量下限。在现场的每个点的每个曝光中获得的广泛不同的PSF需要一种新的源检测方法，因为重叠的平铺策略，这是在配套文件中描述的。（Puccetti等人，Paper II）。这种方法产生了可靠的源，计数低至7-12个，如所得到的logN-logS曲线所验证的，具有亚弧秒位置，使得能够对几乎所有源进行光学和红外识别，如第二…
2009-04-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Population of High Redshift AGNs in the Chandra COSMOS survey
给出了ChandraCOSMOS巡天中X射线选择活动星系核的高红移（3<z<5.3）0.5- 2keV计数和2-10 keV（静止坐标系）空间密度。该样品包括81个具有可用光谱（31）和光度（50）红移的X射线检测源，加上20个具有形式z_phot<3但具有宽光度红移概率分布的源，使得z_phot+1 sigma>3。在0.5- 2keV波段选择了81个源，在2-10 keV波段选择了14个，在0.5-10 keV波段选择了6个。我们对高光度（logL_（2-10 keV）>44.15 erg/s）的空间密度进行了采样，直到z~5，对比以前研究更暗的光度范围（43.5<logL_（2-10 keV）<44.15 erg/s）进行了采样，直到z=3.5。我们用它们在z>3处的概率来加权测光红移源对计数和空间密度的贡献。我们发现，高光度活动星系核的空间密度呈指数下降，在所有的红移，确认观察到的光学选择类星体的趋势。在较低的光度下，测量的空间密度并不是决定性的，需要更大的微弱光源样本。与光学光度函数和BH形成模型的比较，以及未来调查的前景。
2011-09-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray Absorption Lines in the Warm-Hot Intergalactic Medium: Probing Chandra observations with the CAMEL simulations
被称为“失踪重子问题”，约三分之一的重子在本地宇宙仍然下落不明。失踪的重子被认为存在于宇宙网细丝的温暖-热的星系际介质（WHIM）中，这是具有挑战性的探测。最近的钱德拉X射线观测使用了一种新的叠加分析，并检测到一条朝向发光类星体视线的OVII吸收线，暗示缺失的重子可能存在于WHIM中。为了探索OVII吸收线的性质如何依赖于反馈物理，我们将观测结果与从宇宙学和天体物理学与机器学习（CAMEL）模拟套件中获得的预测进行了比较。CAMELS由宇宙学模拟组成，具有来自IllustrisTNG和SIMBA模拟的最先进的超新星（SN）和活动星系核（AGN）反馈模型，具有不同的强度。我们发现，模拟的OVII柱密度在星系的外围比在大规模WHIM中更高，但它们始终低于在钱德拉观测中获得的，对于所有的反馈运行。我们建立的OVII分布主要是敏感的SN反馈处方的变化，而活动星系核反馈处方的变化有很小的影响。我们还发现在IllustrisTNG和SIMBA运行之间的OVII柱密度的显著差异。我们的结论是，所观察到的和模拟的OVII列密度之间的紧张局势不能解释广泛的CAMELS中实现的反馈模型。
2023-01-12 astro-ph.CO
A constant characteristic mass for star forming galaxies since z~3 revealed by radio emission in the COSMOS field
我们提出了我们的1.4 GHz的图像叠加分析的质量选择的星系在宇宙领域的结果。从由此产生的中值射电连续通量密度，我们已经确定了星系的平均恒星形成率（SFR）的演化作为恒星质量的函数，不受尘埃的影响，但也源混淆由于1.5”角分辨率实现的VLA。我们发现特定的SFR（SSFR）和恒星质量之间的幂律关系的恒星形成星系到z=3。虽然较高质量的系统在任何时期都表现出较低的SSFR，但至少在z~1.5范围内，高质量星系没有明显的差异，更快的演化是显而易见的，在那里我们的结论是最稳健的。利用恒星形成系统的测量质量函数，贡献最多的同向SFR密度的星系的特征恒星质量似乎没有演变。因此，这些发现挑战了“缩小”的情况下，恒星的形成已逐渐转向较低的质量系统与宇宙时间。我们的分析构成了迄今为止最好的测定宇宙恒星形成历史（CSFH），因为z=3，并产生间接的证据，全球分子气体的质量密度随时间迅速下降。
2011-02-07 astro-ph.CO
The sub-mJy radio sky in the Extended Chandra Deep Field South: source population
亚mJy射电总体是由恒星形成星系（SFG）和活动星系核（AGN）组成的混合体。我们研究了一个样本的883无线电源在1.4 GHz的深甚大阵列调查的扩展钱德拉深场南（E-CDFS），达到最佳的均方根灵敏度为6微焦耳。我们已经使用了一个简单的计划来解开SFG，无线电安静（RQ）和无线电大声（RL）AGN的基础上结合无线电数据与钱德拉X射线数据和中红外观测斯皮策。我们发现，在约30和100 microJy之间的流量密度的无线电人口占主导地位的SFG（~60%）和RQ活动星系核变得越来越重要的RL的低于100 microJy。我们还比较了三个类的宿主星系的性质的形态，光学颜色和恒星质量。结果表明，SFG和RQ活动星系核的宿主星系都具有蓝色和晚型形态，而RL活动星系核则倾向于宿主于具有早型形态的大质量红星系。这支持了SFG和RQ活动星系核的射电辐射主要来自同一物理过程的假设：恒星形成。
2013-10-04 astro-ph.CO
GOODS-Herschel: radio-excess signature of hidden AGN activity in distant star-forming galaxies
在这里，我们提出了一个新的光谱能量分布（SED）拟合的方法，我们通过选择在遥远的恒星形成星系中的GOODS-Herschel（北）领域的无线电过剩源，并揭示隐藏的存在，高度模糊AGN。通过对458个射电1.4 GHz和中红外24 μ m探测的星系进行广泛的SED分析，使用了一些迄今为止最深的钱德拉X射线、斯皮策和赫歇尔红外以及VLA射电数据，我们稳健地识别出了51个红移z~3的射电过剩活动星系核（~1300 deg^-2）。这些射电过剩活动星系核的远红外/射电比（q<1.68）明显低于恒星形成星系的典型关系（q~2.2）。我们发现，约45%的这些无线电过剩的源有一个占主导地位的活动星系核的成分在中红外波段，而对于超的无线电发射是活动星系核活动的唯一指标。在Lx~10^44-10^45 erg/s时，随着X射线光度达到~60%，放射性过剩活动星系核的比例增加，这使得这些源成为活动星系核总体的重要组成部分。然而，几乎一半（24/51）的这些放射性过剩活动星系核没有检测到深钱德拉X射线数据，这表明其中一些来源可能是严重模糊。我们还发现，放射性过剩活动星系核的特定恒星形成率（sSFR）平均低于X射线选择的活动星系核主机，表明我们的源形成恒星的速度比典型的活动星系核主机更慢，可能是他们的恒星形成逐渐淬火。
2012-10-09 astro-ph.CO
Minimum star-forming halo mass in axion cosmology
阐明暗物质的粒子物理本质是现代科学的重大挑战之一。目前在实验室中缺乏任何直接的DM探测，这就增加了对天体物理约束的需求，将搜索范围扩展到DM模型，超越了流行的弱相互作用大质量粒子（WIMP）场景。在这里，我们应用经典的Rees-Ostriker-Silk冷却标准的星系形成模型与超轻轴子DM，也被称为模糊暗物质（FDM）。由此产生的约束条件提供了一个启发式的框架，为即将到来的观察，我们的近似分析激励未来的FDM结构形成的自洽模拟的需要。我们使用观测约束DM主机的超暗矮（UFD）星系的本地组，连同红移约束的发生从最近的EDGES 21厘米宇宙学测量的原始恒星形成，来说明这种方法。我们发现，现有的限制是直接调和与标准$Λ$ CDM，但不利于FDM轴子质量低于$\sim 10^{-21}\,{\rm eV}/c^2$。利用DM粒子物理的天体物理探测器的未来潜力是引人注目的。
2018-09-05 astro-ph.CO
A LABOCA survey of the Extended Chandra Deep Field South - submillimeter properties of near-IR selected galaxies
利用阿塔卡马探路者实验（APEX）上的大顶点BOlometer CAmera（LABOCA）获得的330小时ESO-MPG 870微米扩展钱德拉深场南（ECDF-S）测量，我们对8266个近红外（近红外）样品进行了亚毫米（submm）波长的叠加分析。（K_vega <= 20）个星系，包括893个BzK星系，1253个极红天体（ERO）和737个遥远红星系（DRG）。对于K_vega <= 20、BzK、ERO和DRG样品，我们测量的平均870微米通量分别为0.20+-0.01mJy（20.0sigma）、0.45+-0.04mJy（11.3sigma）、0.42+-0.03mJy（14.0sigma）和0.41+-0.04mJy（10.3sigma）。对于BzK，ERO和DRG子样本，它们在某种程度上重叠，并且类似于z ~ 1-2，这意味着平均远红外光度为~2- 6 × 10 ^{11} Lsolar，恒星形成速率为~40- 100 Msolar。将BzK星系分为恒星形成星系（sBzK）和被动星系（pBzK），前者被显著探测到（0.48 ± 0.04mJy，12.0 σ），而后者仅被勉强探测到（0.27 ± 0.10mJy，2.7 σ），从而证实sBzK/pBzK标准确实分离出了遮蔽的、恒星形成的和真正被动的星系。K_vega ≤ 20个星系对870 μ m河外背景光的贡献为6.…
2009-03-31 astro-ph.CO
Early-type galaxies in the Chandra COSMOS Survey
本文研究了ChandraCOSMOS巡天中69个早期星系（ETG）的X射线探测样本，探讨了红移至z=1.5范围内，热气体晕的X射线光度（LX，gas）与星系的恒星积分光度（LK）之间的关系。在局域宇宙中，这两个量（L_X，气体~ L_K ^[4.5]）之间建立了一种紧密的陡峭关系，这表明在X射线发光系统中存在大量维里化的晕。我们使用从本地宇宙ETG的研究，连同预期的X射线发射的演变，从我们的样品的X射线光度减去低质量X射线双星种群（LMXB）的贡献建立良好的关系。我们的选择最大限度地减少了活动星系核（AGN）的存在，产生了一个代表正常被动COSMOS ETG的样本;因此，由此产生的光度应该是代表气体晕，虽然我们不能排除其他来源，如模糊的AGN，或增强的X射线发射与嵌入恒星形成在较高的z星系。我们发现，大多数L_X<10^42 erg/s，z<0.55的星系都遵循本宇宙ETGs的L_X，气体- L_K关系。对于这些星系，引力质量可以从局域维里关系中得到一定程度的估计。然而，更明亮的星系（10^42<LX <10^43.5 erg/s）和遥远的星系呈现出明显更大的散射;这些星系也倾向于具有更年轻的恒星年龄。在这些星系中，从局部L_X，气体- L_K关系的发散意味着显著增强的X射线发射，比从局部关系预测的大100倍。我们讨论了隐藏的活动星系核的存在下，这一结果的影响，和热晕的演化，在存在…
2014-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Chandra COSMOS Legacy survey: the z>3 sample
我们提出了最大的高红移（3<z<6.85）样品的X射线选择的活动星系核（AGN）在一个连续的领域，使用源检测到的钱德拉COSMOS遗产调查。样品包含174个源，其中87个具有光谱红移，另外87个具有光度红移（z_phot）。在这项工作中，我们将z_phot视为贡献的概率加权和，将z>3时z_phot为0的源的贡献添加到我们的样本中<3 but z_phot probability distribution >。我们计算了观测到的0.5-2 keV波段的计数，发现在z>3时源的数量下降，并限制了X射线背景的唯象模型。我们计算了两个不同光度箱中z>3时活动星系核的空间密度。在较高的光度下（logL（2-10 keV）> 44.1 erg/s），空间密度呈指数下降，从z~3到z~6下降约20倍。从z~3到z~4.5，在较低的光度下（43.55 erg/s < logL（2-10 keV）< 44.1 erg/s），观察到的下降约为80%。我们研究的空间密度演化划分我们的样本在光学分类的1型和2型活动星系核。在logL（2-10 keV）> 44.1 erg/s时，未遮蔽和遮蔽天体的红移演化可能不同，在z~5处，遮蔽成分高出3倍。最后，我们将我们的空间密度与类星体激活合并模型的预测进行了比较，该模型的校准是基于光学发光活动星系核的。相对于我们的数据…
2016-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Ysz--Yx Scaling Relation as Determined from Planck and Chandra
像普朗克、南极望远镜和阿塔卡马宇宙学望远镜这样的SZ星系团调查，很快就会公布数百个SZ选定的系统。将质量校准从当前X射线选择的簇样品传输到这些SZ系统所需的关键成分是Ysz-Yx标度关系。我们约束的振幅，斜率，和散射的Ysz-Yx标度关系使用SZ数据从普朗克，和X射线数据从钱德拉。我们发现，在支点CY_X=8 \times 10^{-5} Mpc ^2处，\ln的最佳拟合振幅（D_A^2 \Ysz /CY_X）= -0.202 \pm 0.024。这对应于0.82 \pm 0.024的Ysz/Yx比率，在包括气体聚集效应之后与X射线预期良好一致。该关系的斜率为α=0.916 \pm 0.032，与\approx 2.3σ处的单位一致。我们无法探测到内禀散射，也没有发现标度关系依赖于团簇动力学状态的证据。
2012-02-09 astro-ph.CO
The X-ray properties of high-z FRI candidates in the COSMOS field
我们报告了在Chandra COSMOS场（C-COSMOS）观测到的来自Chiaberge等人（2009）样品的候选高红移（1<z<2）FRI源样品的X射线分析。我们的主要目标是通过未分辨的X射线发射来研究它们的核性质，并通过相关的热等离子体来限制FRI源周围的团簇的存在，使其不受漫射X射线发射的影响。在19个FRI候选者中，有6个在C-COSMOS星表中有一个未解决的X射线对应物。另外两个源在C-COSMOS星表中不存在，但在钱德拉图像中被清楚地检测到。X射线光谱分析（如果可能）或X射线检测源的叠加发射的硬度比表明，其中一些具有显著的本征吸收（N_H~10^22 cm^-2），X射线亮度相对于局部FRI较高。然而，从11个未探测源的叠加分析中，我们发现了未分辨的软X射线发射和未探测到硬发射的证据，这表明有未吸收的光谱。因此，在这些FRI候选物中，X射线性质从源到源显著变化。从所有19个FRI候选者的堆叠图像的分析中，我们可以排除温度大于2-3 keV的维里化晕的存在;然而，平均扩展发射的上限仍然与~1-2 keV热气体的存在一致。
2011-10-24 astro-ph.CO
The VLA survey of the Chandra Deep Field South III: X-ray spectral properties of radio sources
本文讨论了扩展钱德拉深场南（E-CDFS）1.4和5 GHz甚线阵射电观测中探测到的射电源的X射线性质。在探测到的266个射电源中，我们发现89个源（占总数的1/3）与X射线对应物在中心0.08度^2的1 Ms曝光量目录中（Giacconi等，2002; Alexander等，2003）或在0.3度^2的E-CDFS场的250 ks曝光量目录中（Lehmer等，2005）。对于这些源中的76个（85%），我们有光谱或光度红移，因此我们能够从X射线光谱分析中得出它们的固有特性，即固有吸收和总X射线光度。我们发现，人口的submillijansky无线电源与X射线同行是由大约1/3的恒星形成星系和2/3活动星系核的混合。X射线探测到的射电源的本征吸收分布与X射线选取的样品不同。也就是说，低吸收源的分数比CDFS中的X射线选择源的分数大至少两倍。这主要是由于在X射线探测到的射电源中存在着更大比例的恒星形成星系。如果我们在2-10 keV硬带（也就是活动星系核的光度范围）内研究L_X>10^42 erg s^-1的源的本征吸收分布，我们会发现有射电辐射和无射电辐射的X射线粒子数是一致的。一般来说，射电探测到的X射线活动星系核并不比非射电探测到的活动星系核更模糊。这反对使用无线电测量作为寻找强吸收活动星系核失踪人口的有效方法。
2009-02-17 astro-ph.CO
The 0.3-30 keV Spectra of Powerful Starburst Galaxies: NuSTAR and Chandra Observations of NGC 3256 and NGC 3310
我们提出了几乎同时钱德拉和NuSTAR观测两个活跃的恒星形成星系在50 Mpc：NGC 3256和NGC 3310。这两个星系都被钱德拉和NuSTAR探测到，它们共同提供了这两个星系的首次光谱，范围为0.3-30 keV。两个星系的X射线发射都是由钱德拉空间分辨的;我们发现热气体在E < 1-3 keV的发射中占主导地位，而超亮X射线源（ULX）在E > 1-3 keV时占主导地位。这两个星系的NuSTAR全星系光谱都遵循陡峭的幂律分布，在E > 5-7 keV时γ ~ 2.6，类似于NuSTAR研究过的明亮的单个ULX和其他星系的光谱。我们发现NGC 3256和NGC 3310都有与核区域一致的X射线探测源;然而，这两个星系陡峭的NuSTAR光谱限制了这些源在自然界中是低光度AGN或非AGN（例如，不能排除达到L2-10 keV ~ 10^40 erg/s的ULX或密集X射线源）。结合我们对NGC 3256和NGC 3310的0.3-30 keV光谱的限制和附近恒星形成星系M83和NGC 253的等效测量，我们分析了这些星暴星系的SFR归一化光谱。所有四个星系的光谱显示急剧下降的幂律斜率超过3-6千电子伏，由于ULX人口。因此，我们的观测限制了发光吸积双星的平均光谱（即，ULX）。这一结果类似于在有针对性的NuSTAR ULX计划中单独研究的超级爱丁顿吸积ULX。我们还发现，NG…
2015-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Concurrent Supermassive Black Hole and Galaxy Growth: Linking Environment and Nuclear Activity in z = 2.23 H-alpha Emitters
我们给出了对2 QZ星团1004+00在z = 2.23处结构（以下简称2 QZ Clus）的~100 kS钱德拉观测结果。2 QZ Clus最初被认为是在15 × 15弧分的区域内，在z = 2.23处由四个光学选择的类星体组成的高密度体^[2]。近红外窄带成像显示，该结构包含额外的22个z = 2.23的Halpha-emitting galaxies（HAE），导致23个独特的z = 2.23 HAE/QSO。我们的钱德拉观测结果显示，除了4个类星体外，还有3个HAE拥有强大的吸积超大质量黑洞（SMBH），其2-10 keV的光度为~（8-60）x 10^43尔格/s，X射线光谱斜率与未被遮蔽的活动星系核一致。使用一个大的比较样本的210个HAE在钱德拉-宇宙（C-COSMOS），我们发现暗示性的证据表明，活动星系核的分数增加与本地HAE星系密度。2 QZ Clus HAE存在于一个中等过密的环境中（在该区域的系数约为2倍），在排除光学选择的类星体之后，我们发现活动星系核的分数比类似环境中的C-COSMOS HAE高出约3.5^+3.8_-2.2倍。利用Chandra数据和Herschel SPIRE 250 μ m观测数据的叠加分析，我们分别估算了2 QZ Clus和C-COSMOS样品的平均SMBH吸积率（Mdot）和恒星形成率（SFR）。我们发现，2 QZ Clus H…
2013-01-16 astro-ph.CO
No evidence of obscured, accreting black holes in most z=6 star-forming galaxies
有人声称，在高红移处有大量的被遮蔽的、吸积的黑洞，并且根据X射线观测推断的z=6处的综合黑洞密度比根据光学类星体推断的大100倍。我已经进行了堆叠分析非常深的钱德拉X射线数据在光度选择的z=6星系候选人的位置。结果发现，在软（0.5-2千电子伏）或硬（2-8千电子伏）X射线波段中没有堆叠X射线信号的证据。以前的工作，报告了一个显着的信号是由一个不正确的方法，低估了目标孔径内的真实背景减法的影响。为什么z=6的黑洞质量函数与恒星质量函数相比有如此平坦的斜率和较低的归一化，这个问题仍然存在。
2011-10-18 astro-ph.CO
The VLA Survey of the Chandra Deep Field South. V. Evolution and Luminosity Functions of sub-mJy radio sources and the issue of radio emission in radio-quiet AGN
我们提出了属于钱德拉深场南VLA调查，达到在1.4 GHz的43 microJy的场中心和红移~5的通量密度极限，其中包括第一个无线电选择的完整样本的无线电安静的活动星系核（AGN）的无线电源的演化特性和光度函数。我们使用一个新的，全面的分类方案的基础上，无线电，远红外和近红外，光学和X射线数据解开恒星形成星系AGN和无线电安静从无线电响亮AGN。我们证实了我们以前的结果，恒星形成星系成为主导只有低于0.1毫焦耳。亚mJy射电天空是一个复杂的混合体，由恒星形成星系和射电宁静活动星系核组成，它们以相似的强速率演化;不演化的低光度射电星系;和衰减的射电强大（P > 3 10^24 W/Hz）活动星系核。我们的研究结果表明，射电宁静活动星系核的射电辐射与恒星形成密切相关。在几个附近的射电宁静活动星系核中检测到紧凑的高亮度温度核心，可以解释为两个成分的共存，一个是非演化的和活动星系核相关的，另一个是演化的和恒星形成相关的。射电宁静活动星系核是一类重要的亚mJy源，约占样本的30%，约占所有活动星系核的60%，在< 0.1 mJy时，其数量超过射电强活动星系核。这意味着，未来，大面积次mJy的调查，适当的辅助多波长数据，有可能能够组装大量的无线电安静AGN的样本绕过遮蔽的问题，困扰光学和软X射线波段。
2011-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Short-lived star-forming giant clumps in cosmological simulations of z~2 disks
许多观测到的大质量恒星形成z \approx 2星系都是表现出不规则形态的大圆盘，\sim 1 kpc，\sim 10^（8-10）Msun团块。我们提出了迄今为止最大的高分辨率宇宙学SPH模拟样本，该模拟放大了z \approx 2处\sim 10 ^（12）Msun晕中单个M* \sim 10 ^（10.5）Msun星系的形成。我们的代码包括强烈的恒星反馈参数化为动量驱动的星系风。该模型再现了这类星系的许多特征，如星系团的形态、平滑而单调的速度梯度、高气体分数（\sim 50%）和高比恒星形成率（\gtrsim 1Gyr^（-1））。根据最近的模型，巨大的团块（Mclump \sim（5 × 10^8 -10^9）Msun）通过引力不稳定性就地形成。然而，星系风对它们随后的演化至关重要。我们获得的巨大团块是短暂的，并被风驱动的质量损失所破坏。它们并不像最近忽略强风的研究所建议的那样，形成或迁移到星系中心。通过从现象学上实现从高红移星系，特别是从个别星系团观察到的风，我们的模拟再现了很好的新观测约束的星系团运动学和星系团年龄。特别是，在我们的模拟中再现了较老的团块似乎更靠近星系中心的观察结果，这是由于盘的内部向外形成而不是向内的团块迁移。
2011-10-09 astro-ph.CO
The discovery of lensed radio and X-ray sources behind the Frontier Fields cluster MACS J0717.5+3745 with the JVLA and Chandra
我们报告的高分辨率JVLA和钱德拉观测的HST前沿星系团MACS J0717.5+3745。MACS J0717.5+3745提供了任何已知星团中最大的连续放大区域，使其成为寻找透镜射电和X射线源的有希望的目标。利用高分辨率1.0-6.5 GHz JVLA成像，在A和B配置下，我们在HST成像覆盖的区域内探测到总共51个紧凑的射电源。在这个样本中，我们发现7个放大因子大于$2$的透镜源。这些来源都没有被确定为多重透镜。根据射电光度，这些来源中的大多数可能是恒星形成的星系，恒星形成率为10-50 M $_\odot$ yr $^{-1}$，位于$1 \lesssim z \lesssim 2$。两个透镜射电源也在星团的钱德拉图像中被检测到。这两个源很可能是活动星系核，因为它们的$2-10$ keV X射线光度是$\sim 10^{43-44}$ erg s $^{-1}$。从推导出的射电光度函数，我们发现的证据，在$0.6<z<2.0$的射电源的数量密度增加，相比，一个$z < 0.3$样本。我们的观测结果表明，透镜星系团的深射电成像可以用来研究恒星形成星系，恒星形成率低至$\sim10$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$，在宇宙恒星形成历史的高峰期。
2016-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Chandra view of the relation between X-ray and UV emission in quasars
我们提出了一个研究类星体的X射线和紫外线发射之间的关系的宽线，无线电安静的对象从交叉匹配的斯隆数字巡天DR 14与最新的钱德拉源目录2.0（2,332类星体）和钱德拉宇宙遗产调查（273类星体）。在类星体中，紫外线（在2500 A，$L_{O}$）和X射线（在2 keV，$L_{X}$）之间的非线性关系已被证明是由一个较小的本征色散比观察到的，只要一个均匀的选择，目的是防止在样品中包含的污染物，是履行。通过利用Chandra的低背景，我们对SDSS-CSC 2.0类星体样本的所有可用数据（即3，430个X射线观测）进行了完整的光谱分析，主要目标是减少源属性（例如通量，光谱斜率）的不确定性。我们分析了$L_{X}-L_{O}$关系是否存在任何演化，方法是在我们的样本$z \simeq 0.5-4$跨越的红移范围内，将样本划分为窄的红移间隔。结果表明，该关系式的斜率不随红移的变化而变化，在所考察的红移范围内与文献中的$0.6$值一致，表明在不同的宇宙历元中，吸积盘与热日冕的耦合机制是相同的.我们还发现，当检查最高的红移，只有指向的观察是可用的分散减少。这些结果进一步证实了类星体是“可标准化的烛光”，也就是说，我们可以在宇宙学探测器很少的情况下可靠地测量高红移的宇宙学距离。
2021-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Pressure of the Star Forming ISM in Cosmological Simulations
利用SPH+ N体高分辨率模拟方法研究了银河系盘状星系的成星星际介质的压力。这些模拟包括显式处理金属线冷却除了灰尘和自屏蔽，$\mathrm{H_{2}}$为基础的恒星形成。4个模拟的晕的质量从$10^{10}$的几倍到接近$10^{12}$太阳质量不等。使用这些星系的运动学分解成现今的凸起和磁盘组件，我们发现，在现今的凸起的恒星形成ISM的典型压力是高于在现今的磁盘由一个数量级。我们还发现，恒星形成的ISM在高红移的压力平均高于ISM在低红移的压力。这解释了为什么在较高的压力下会形成隆起：当ISM处于较低的压力时，盘在较低的红移处组装，而当ISM处于较高的压力时，隆起在高红移处形成。如果像\cite{Conroy2012}等研究中所建议的那样，将ISM压力和IMF变化联系在一起，则这些结果可能表明Milky Way类系统中的时间依赖性IMF，以及凸起和盘中的不同IMF。
2013-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Chandra X-ray Analysis of Abell 1664: Cooling, Feedback and Star Formation in the Central Cluster Galaxy
Abell 1664星团中最亮的星团星系（BCG）是不寻常的蓝色，其恒星形成速率约为23 M_{\sun}/年^{-1}。BCG位于X射线峰值的5 kpc范围内，冷却时间为3.5 × 10^8年，熵为10.4 keV cm ^2，与冷却流团中其他恒星形成的BCG一致。A1664的中心具有细长的“棒状”X射线结构，其质量与BCG中的分子氢的质量相当，约为10^{10} M_{\sun}。我们表明，这种气体不太可能已经剥离的星系。这一区域的冷却速率与恒星形成速率大致一致，这表明热气体正在凝结到BCG上。我们使用Birzan等人2008年的标度关系表明，活动星系核的能量与中心X射线冷却光度相比不足大约三倍。我们认为，A1664正在经历快速冷却和恒星形成的活动星系核反馈周期的低状态，调节冷却和恒星形成的速度。模拟的排放作为一个单一的温度等离子体，我们发现，金属丰度峰值100千秒差距的X射线中心，导致中心金属丰度下降。然而，多温度冷却流模型改进了对X射线发射的拟合，并且能够恢复预期的中心峰值金属丰度分布。
2009-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the Mass-Metallicity relations in passive and star-forming galaxies from SPH-cosmological simulations
我们目前的结果SPH宇宙学模拟，包括自洽的SN反馈和化学演化的模型，属于两个星系团和12组的星系。我们重现的质量金属丰度（ZM）的关系分类在两个样本中，根据他们的恒星形成活动，参数化的sSFR，在整个红移范围内z=2。它的斜率显示了被动样本中不相关的进化，在群体中比在集群中更陡。然而，只有高质量被动星系的子样本的特征是随着红移的斜率急剧增加，从中可以推断，ZM关系的斜率演化的大部分是由更大质量的被动物体驱动的。(...缩写.）恒星形成样本的ZM关系揭示了随着红移而增加的散射，表明它仍然在早期建造。在高红移的SFR-M * 平面上，成星星系组成一个紧密的序列，随着时间的推移，其散射随着被动序列的巩固而增加。我们还证实了sSFR和恒星质量之间的反相关性，指出前者在确定星系缩小中的关键作用，作为诊断恒星形成效率的最重要手段。同样，sSFR和金属丰度之间的反相关性可以建立恒星形成星系，而相反，更活跃的星系在简单的SFR方面也更丰富的金属。我们讨论了这些结果的驱动机制的演变在不同时期的高质量和低质量的制度：合并，反馈驱动的外流和恒星形成效率的内在变化。
2014-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
An ALMA survey of Sub-millimeter Galaxies in the Extended Chandra Deep Field South: Physical properties derived from ultraviolet-to-radio modelling
ALESS调查在870 um的扩展Chandra Deep Field South中跟踪了122个亚毫米源的样本，允许将亚毫米星系（SMG）的位置精确到0.3“，并在不同波长下找到它们的精确对应物。这使得第一次汇编的多波长光谱能量分布（SED）的统计可靠的调查SMG。在本文中，我们提出了一个新的校准的MAGPHYS建模代码，优化，以适应这些紫外线到无线电SED的z>1恒星形成的星系使用能量平衡技术连接发射从恒星星族，尘埃衰减和尘埃排放在物理上一致的方式。我们从统计和物理上得到可靠的测光红移和物理参数的ALESS SMG的估计。我们发现它们具有中等恒星质量$M_\ast=(8.9\pm0.1)\times10^{10} M_\odot$，SFR $=280\pm70 M_\odot$ /yr，总V波段尘埃衰减$A_V=1.9\pm0.2$ mag，尘埃质量$M_\rm{dust}=(5.6\pm1.0)\times10^8 M_\odot$，平均尘埃温度T dust ~40 K。ALESS SMG的平均固有SED类似于当地ULIRG在IR范围内的，但我们的平均SMG的恒星发射更亮，更蓝，表明较低的尘埃衰减，可能是因为它们更扩展。我们探索了平均SED如何随不同参数而变化，并提供了一组新的SMG模板。为了把ALESS SMG的背景下，我们比较它们的恒星质量和SFR与那些不太活跃的恒星形成…
2015-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Correlation between Star Formation Rate and Average Black Hole Accretion in Star-forming Galaxies (Proceeding of IAUS304: Multiwavelength AGN Surveys and Studies)
本文介绍了最近在牧夫座巡天用Herschel远红外和Chandra X射线观测研究星系和超大质量黑洞共同演化的结果。对于一个恒星形成（SF）星系的样本，我们发现了一个强的相关性星系恒星形成率和平均SMBH吸积率在SF星系。最近的研究表明，恒星形成和活动星系核吸积只有弱相关的单个活动星系核，但这可能是由于活动星系核相对于恒星形成的变化时间尺度短。平均在整个AGN人口产生吸积和恒星形成之间的强线性相关性，符合一个简单的图片，其中SMBH和它们的宿主星系的增长是密切相关的星系演化的时间尺度。
2014-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The GMRT CAT$z$1-COSMOS Survey: HI 21 cm emission from star-forming galaxies at $z\approx1$ in the COSMOS field
Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（天文与天体物理大学间中心）；National Centre for Radio Astrophysics, Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所国家射电天文学中心）
通过GMRT对COSMOS天区216小时观测，叠加8,122个恒星形成星系的HI 21厘米信号，以4.2σ显著性测得平均HI质量，证实z<1处恒星形成率下降源于原子气体吸积不足。
2026-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on Quenching of $z\lesssim2$ Massive Galaxies from the Evolution of the average Sizes of Star-Forming and Quenched Populations in COSMOS
我们使用$>$ 9400 $\log(m/M_{\odot})>10$静止和恒星形成星系在$z\lesssim2$在COSMOS/UltraVISTA研究这些系统的平均大小的演变，重点是罕见的，超大质量的人口在$\log(m/M_{\odot})>11.4$。2平方度的大调查区域提供了$\sim400$这样的超大型系统的样本。精确的尺寸是使用基于哈勃太空望远镜高分辨率图像的校准得出的。我们发现，在这些非常高的质量，恒星形成和静止星系的大小演化几乎是无法区分的归一化和幂律斜率。我们利用这一结果来研究$z<2$中大质量$m>M^*$星系淬灭的可能途径。我们一贯的模型的大小演变的静止星系的恒星形成人口通过假设不同的简单模型的恒星形成的抑制。这些模型包括不改变星系结构的瞬时和延迟猝灭，以及紧接着压缩的中央星暴。我们发现，瞬时淬火再现$z>1$观测到的大质量星系的质量大小关系。我们的星爆$+$压缩模型，其次是个别增长的星系的轻微合并是优于其他模型没有结构变化的$\log(m/M_{\odot})>11.0$星系在$z>0.5$。我们的模型都不能满足观测在$m>M^*$和$z<1$没有显着的贡献后淬火增长的个别星系通过合并。我们的结论是，淬火是一个快速的过程中的星系与$ m \ge 10^{11} M_\odot$，主要的合并可能发挥了重要作用，在最后的步骤，他们的演变。
2017-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Tail of Late-forming Dwarf Galaxies in $Λ$CDM
我们使用一个强大的分析模型与高分辨率的流体动力学宇宙学模拟证明，在$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）的宇宙中，一小部分矮星系居住的暗物质（DM）晕在质量范围$3\times 10^{9} \lesssim M_{200} / M_{\odot} \lesssim 10^{10}$形式异常晚（$z<3$）相比，大部分人口的星系。这些星系起源于DM晕的随机增长和存在一个依赖于时间的DM晕质量之间的相互作用，低于该质量的星系不会形成。模拟的晚形成星系的形成时代的痕迹非常好的时间，当他们的主机DM晕第一次超过了一个非平凡的（但很好理解）的时间依赖的临界质量，从而使晚形成的矮星有吸引力的宇宙学探测器与约束的权力在过去的增长历史，他们的主机晕。我们的模型和模拟结果之间的一致性表明，模拟的晚成矮星的数量是一个强有力的宇宙学结果，并且在很大程度上独立于模拟中所包含的特定星系形成模型：（1）宇宙在$z_{\rm re} \sim 8$之前经历了宇宙再电离;（3）在$z_{\rm re}$之前，星系形成主要限于原子冷却晕。在$Λ$ CDM中预期的大质量晚期形成的矮星的稀缺性意味着在我们的本地宇宙中观察到的绝大多数明亮，金属贫乏和活跃的恒星形成矮星-这些晚期形成星系的最明显的候选者-不能在$Λ$ CDM宇宙中首次形成。
2021-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sub-parsec resolution cosmological simulations of star-forming clumps at high redshift with feedback of individual stars
我们介绍了一套新的放大宇宙学模拟亚pc分辨率，旨在模拟极其微弱，高度放大的恒星形成恒星团，在z=6.14检测到由于引力透镜。模拟包括来自单个大质量恒星（在超新星爆发前和超新星阶段）的反馈，这些反馈是通过对恒星初始质量函数的随机直接采样产生的。我们采用了一种改进的“延迟冷却”反馈方案，专门用于防止由非常致密的气体（n~10^3-10^5 cm^{-3}）中的单个恒星注入的能量的人为辐射损失。恒星形成点燃点的最大密度为10^5 cm^{-3}量级，引力压力P/k>10^7 K/cm ^3，这与致密恒星聚集体形成的局部湍流区的值相对应。z=6.14时的恒星总质量为3.4x10^7 M_sun，与观测到的恒星质量相吻合。最大质量的团块质量约为10^6太阳质量，半质量大小约为100 pc。这些尺寸比观测到的要大，包括其他透镜高红移团块的样本，意味着平均密度比观测到的低一个数量级。在大小质量平面中，我们的团块填充的序列是观察到的高红移团块和本地dSph星系之间的中间。
2022-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chandra counterparts of CANDELS GOODS-S sources
提高对微弱X射线源的探测能力是增加对微弱高Z活动星系核和恒星形成星系的统计的基础。我们在34930个坎德尔H波段选定星系的位置上，同时对4个Ms{ \em Chandra}深场南（CDFS）数据的[0.5-2] keV和[2-7] keV能带进行了最极大似然PSF拟合。对于每个检测到的源，我们提供X射线测光和光学对应验证。我们验证了这种技术的光线跟踪模拟。我们共检测到698个X射线点源，其可能性为$\mathcal{L}$ $>$ 4.98（即$>$ 2.7 $σ$）。我们表明，光学近红外星系的深样本的先验知识导致显着增加的微弱（即$\sim$ 10 $^{-17}$ cgs在[0.5-2] keV波段）源的检测相对于“盲”X射线检测。通过包括以前的X射线目录，这项工作增加了在4 Ms CDFS，CANDELS区域检测到的X射线源的总数，达到793个，这是迄今为止组装的极微弱X射线源的最大样本。我们的研究结果表明，我们的X射线源的光学对应物的似然比确定的大部分实际上与用于源检测的先验一致。大多数新发现的源可能是恒星形成星系或微弱的吸收AGN。我们确定了几个光源，它们的光度红移z $>$为4.尽管低的数字统计和不确定性的照片z，这个样本显着增加了X射线选择的候选高z活动星系核的数量。
2016-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
