A Spitzer Unbiased Ultradeep Spectroscopic Survey
我们进行了一个公正的，光谱调查使用低分辨率模块的红外光谱仪（IRS）的斯皮策瞄准两个2.6平方角分区域在GOODS北场。IRS用于光谱映射模式，每个像素的有效积分时间为5小时。一个区域被覆盖在14和21微米之间，另一个区域被覆盖在20和35微米之间。我们提取了45个源的光谱。大约84%的源报告了GOODS在24微米处的探测，中值F_nu（24 μ m）~ 100 uJy。除一个源外，所有四个IRAC波段（3.6至8微米）均检测到。我们使用一种新的互相关技术来测量红移和估计IRS光谱类型;这对约60%的光谱是成功的。14个来源显示出显著的PAH排放，4个主要是SiO吸收，8个存在混合光谱特征（低PAH和/或SiO），2个显示出单一的发射线。对于其余17个，没有检测到光谱特征。红移范围从z ~ 0.2到z ~ 2.2，中值为1。IR亮度是根据24微米通量密度粗略估算的，在z ~ 1和z ~ 2处的中值分别为2.2 x 10^{11} L_{\odot}和7.5 x 10^{11} L_{\odot}。这个样本比以前用IRS观测到的微弱样本有更少的活动星系核，我们把这归因于这里达到的更微弱的光度。
2009-10-13 astro-ph.CO
Submillimeter sources behind the massive lensing clusters A370 and A2390
我们报告了四个引力透镜亚毫米星系（SMG），A370-2，A2390-1，A2390-3和A2390-4，这是最初发现的亚毫米波公共用户测辐射热仪阵列（SCUBA）的850微米亚毫米波阵列（SMA）的观测。我们对A370-2的SMA探测具有7.95 +/- 0.60 mJy的亚毫米波通量，明确地识别了该源在光波长和无线电波长的对应物。A2390-1是一个超亮红外星系，其亚毫米波通量为5.55 +/- 0.92 mJy，红移为1.8 +/- 0.2。我们将A2390-3分解为两个组分，A2390-3a和A2390-3b，通量分别为3.15 +/- 0.63 mJy和1.92 +/- 0.60 mJy。该系统的结构可以与引力透镜引起的形态畸变相一致。在光学和红外线上缺乏对应的物质，这表明它的性质是被大量的尘埃包裹着，而在射电上没有探测到意味着这两个源可能位于z > 4.7，这将使它们成为迄今为止已知的最遥远的SMG之一。我们没有探测到A2390-4，这表明在SCUBA波束内有多个较暗的亚毫米波源，或者SCUBA探测可能是错误的。我们精确的位置使我们能够确定所有检测到的源的准确放大率和通量。我们的新结果给出了一个较浅的幂律拟合（-1.10）的模糊端850微米的累积数计数比以前的工作。我们强调需要高分辨率的观测单碟检测SMG，以准确地测量微弱的850微米计数结束。
2011-03-22 astro-ph.CO
WISE detections of known QSOs at redshifts greater than six
我们目前的WISE全天中红外（IR）调查检测到55%（17/31）的已知类星体在z>6从一系列的调查：SDSS，CFHT-LS，FIRST，斯皮策和UKIDSS。因此，WISE目录提供了这些来源的红外数据量的大幅增加：在WISE W1（3.4微米）波段检测到17个，在W2（4.6微米）波段检测到16个，在W3（12微米）波段检测到3个，在W 4（22微米）波段检测到0个。这对于斯皮策在其暖任务阶段尤其重要，并且在JWST发射之前没有5微米波长的微弱后续能力。因此，WISE提供了一个有用的工具，用于了解即将使用PanSTARRS、SkyMapper、VISTA、DES和LSST进行的大面积光学/红外巡天中发现的类星体。WISE检测和WISE未检测样品的剩余UV特性不同：检测具有更亮的i/z带幅度和更红的剩余UV颜色。这表明，通过将WISE W1和W2数据与红色观测到的光学颜色相结合，更积极地寻找非常高红移的类星体，至少对尘埃候选类星体的子集可能是有效的。将WISE未探测到的类星体的WISE图像叠加表明，它们平均比WISE探测到的例子要暗得多，因此在WISE目录中不会勉强错过探测。在W3波段对我们的三个样品进行的WISE目录检测表明，它们的中红外通量可以单独检测到，尽管在W1中检测到的源没有堆叠的W3检测，但在W3中检测不到。对大型活动星系核样本的WISE数据进行叠加分析将是一个有用的…
2013-10-08 astro-ph.CO
Exploring the active galactic nucleus and starburst content of local ultraluminous infrared galaxies through 5-8 micron spectroscopy
本文对71个红移z < 0.15的超亮红外星系（ULIRGs）的Spitzer-IRS光谱进行了5-8 μ m的分析，研究了活动星系核（AGN）和星暴（SB）作为极红外辐射动力源的作用。大约5微米的活动星系核比相同辐射光度的恒星暴增亮得多（30倍）。这使我们能够检测到ULIRGs内部甚至微弱的吸积驱动核心的存在：在我们的样本中有70%（50/71来源）发现了AGN活动的特征。通过一个简单的分析模型，我们也能够得到一个定量的估计AGN/SB的贡献，每个源的总能量输出。虽然ULIRG光度的主要部分被证实来自恒星形成事件，活动星系核的贡献是不可忽略的（23%），并显示出与光度增加。一个相当异构的模式中的组成和几何结构的尘埃ULIRGs之间的存在是新的支持个人的吸收功能和连续消光之间的比较。
2009-07-07 astro-ph.CO
Contribution of Lensed SCUBA Galaxies to the Cosmic Infrared Background
亚毫米（sub-mm）星系的表面密度作为流量的函数，通常被称为源数计数，约束模型的星爆星系的密度和光度的演变。在分布的最暗端，直接探测和计数星系是不可能的。然而，星系团的引力透镜可以探测到那些太暗而无法研究的光源。我们已经使用了最大的目录亚毫米选定的来源沿视线到星系团，以估计暗淡的结束，850微米数计数;积分到S = 0.10 mJy时，850微米处的等效通量密度为v I_{v} = 0.24 +/- 0.03 nW/m^2/sr。红外背景，并与直接估计的全部强度从FIRAS一致。这里提出的结果可以帮助指导即将进行的调查与单碟亚毫米仪器的策略。
2010-09-30 astro-ph.CO
The Deep SWIRE Field III. WIYN Spectroscopy
我们提出的光谱学的结果，使用HYDROGEN的WIYN 3.5米望远镜的对象在深SWIRE无线电领域。该项目的目标是尽可能多地确定该领域中较亮物体的光谱红移，特别是那些在无线电和24微米处检测到的物体。这些红移主要用于星系演化的研究，以及这种演化与活动星系核和恒星形成的联系。报告了365个单个天体的红移测量结果。红移范围从0.03到2.5，大部分z < 0.9。选择的震源位于WIYN HYDROGEN场内，距离SWIRE深场中心约30'，10h46m00s，59d01'00”（J2000）。光谱观测的光源是从该领域的r波段图像中选择的。光谱目标的优先级列表按以下顺序建立：20厘米探测，24微米探测，r < 20的星系，以及由该领域中较暗的星系组成的平衡。我们提供了一个表格，列出了星系的位置，测量的红移和误差，并注意到光谱中可见的任何发射线。实际上，几乎所有r < 19的星系都被观测到，包括所有的射电源和大多数r < 20的24微米射电源，以及在r波段图像上有较暗光学对应物的射电源样本。
2009-04-29 astro-ph.CO
Source Counts at 15 microns from the AKARI NEP Survey
我们目前的星系计数在15微米使用日本AKARI卫星的NEP深和NEP宽的遗产调查在北极。探测到的源总数分别约为6700和10,700，分别为NEP深度和NEP范围调查的117和250 microJy（5 sigma）的极限通量。我们构造了两个数据集的欧几里得归一化差分源计数（假设80%的完整性水平分别为200和270微焦耳），以产生迄今为止最宽和最深的15微米连续测量，覆盖从最深到最浅的整个通量范围，这些测量是用红外空间天文台在足以克服宇宙方差的重要区域进行的，我们将AKARI的结果与ISO在相同波长下进行的先前调查以及Spitzer在16微米处使用IRS仪器上的窥视相机进行的观测结果进行了比较。AKARI源计数是一致的，与其他结果的日期再现陡峭的进化上升通量小于一毫Jansky和超欧几里德斜率。我们发现，AKARI源计数显示出轻微的过剩，在通量比200 microJanskys，这是没有预测到以前的源计数模型在15微米。然而，我们警告说，在这个层面上，我们可能会受到数据来源混乱的影响。在更亮的通量大于一毫扬斯基，NEP范围内的调查源计数同意与北方ISO-ELAIS现场结果，解决了ISO 15微米源计数的亮端校准的差异。
2010-03-15 astro-ph.CO
Strong PAH Emission from z~2 ULIRGs
利用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪，我们提出了低分辨率（64 < lambda / dlambda < 124），中红外（20-38微米）光谱的23个高红移ULIRGs在Bootes领域的NOAO深宽视场调查。所有的源都被选择为：1）fnu（24微米）> 0.5 mJy; 2）R-[24] > 14织女星等; 3）一个突出的静止框架1.6微米恒星光球特征红移到斯皮策的3-8微米IRAC波段。其中20个显示了多环芳烃（PAH）的排放，通常被解释为恒星形成的标志。PAH特征表明红移在1.5 < z < 3.0的范围内，平均值<z>=1.96，色散为0.30。根据当地的模板，这些来源有非常大的红外光度，相当于亚毫米星系。我们的研究结果证实了以前的迹象表明，休息帧1.6微米恒星碰撞可以有效地用于选择高度模糊的恒星形成星系在z~2，和恒星爆发占主导地位的ULIRGs的比例增加到微弱的24微米流量密度。使用本地模板，我们发现，所观察到的窄红移分布是由于这样一个事实，即24微米的PAH丰富的源的可检测性急剧在z = 1.9。我们可以类似地解释更广泛的红移分布斯皮策探测到的活动星系核为主的ULIRGs的基础上，他们的SED的形状。最后，我们得出结论，z~2源与可检测的1.6微米恒星不透明度功能缺乏足够的活动星系核发射掩盖7.7微米的PAH带。
2009-06-04 astro-ph.CO
Hubble Space Telescope WFC3 Early Release Science: Emission-Line Galaxies from Infrared Grism Observations
本文利用哈勃空间望远镜3号宽视场照相机拍摄了0.6-1.6微米范围内的发射线星系（ELG）的棱镜光谱。这些新的红外光栅数据增强了以前的光学高级相机的调查G800 L 0.6-0.95微米光栅数据在GOODS-South从PEARS计划，延长波长覆盖远超过G800 L红色截止。在每个棱栅2个轨道的深度观测到ERS棱栅场，产生了数百个微弱天体的光谱，这里介绍了其中的一个子集。通过在G102（0.8-1.1微米; R~210）和G141（1.1-1.6微米; R~130）光栅中分别在0.2<z<1.4、1.2<z<2.2和2.0<z<3.3的红移范围内检测到的Ha、[OIII]和[OII]发射线来研究ELG。WFC 3棱镜提供的更高光谱分辨率还揭示了G800 L棱镜无法检测到的发射线（例如，[SII]（三）行。从这些相对较浅的观测，线光度，恒星形成率，和棱镜光谱红移确定了共48 ELG到m（AB）~25 mag.17 GOODS-South星系，以前只有光度红移现在有新的grism-spectroscopic红移，在某些情况下与大的修正光度红移（Δ（z）~0.3-0.5）。此外，有一个星系以前没有测量到红移，但现在有了一个安全的灰色光谱红移，总共有18个新的GOODS-South光谱红移。在我们的样本中最微弱的源有一个等m（AB）=26.9马格。ERS棱镜的数据也反映了预期的趋势，较低的…
2010-10-27 astro-ph.CO
A LABOCA survey of submillimeter galaxies behind galaxy clusters
背景：亚毫米星系是一群具有高红移的尘埃恒星形成星系。测量它们的性质将有助于将它们与其他类型的星系联系起来，无论是在高红移还是低红移。这是理解星系的形成和演化所必需的。目的：我们利用引力透镜的星系团探测微弱和丰富的亚毫米星系人口下降到一个较低的通量密度水平比可以实现的空白场观测。方法：我们使用APEX望远镜上的LABOCA测辐射热相机，在870微米波长下观测了5个星系团。最终的地图具有27.5角秒的角分辨率和1.2-2.2毫焦的点源噪声水平。我们模拟的质量分布在集群的叠加球形NFW晕，并得出放大率的地图，我们用来计算内禀通量密度以及面积加权数。我们还使用斯皮策MIPS 24微米源在四个领域的叠加分析的位置。结果：我们检测到37个亚毫米源，其中14个以前没有报道过。一个源具有亚毫微焦耳的本征通量密度。在对引力放大率和完整性水平进行校正后，得出的数量计数与以前的结果一致。叠加分析揭示了在14.5 σ显著性下390 \pm 27 μ y的固有870微米信号。我们通过在24微米源的子样品上堆叠来研究S_{24 micron} - S_{870 micron}关系，并且发现在S_{24 micron} < 300微焦处线性关系，随后在更高的24微米通量密度处平坦化。在COBE观测到的河外背景光中，显著探测源的信号占13%，叠加信号占11%。
2011-01-11 astro-ph.CO
The Herschel Multi-Tiered Extragalactic Survey: Source Extraction and Cross-Identifications in Confusion-Dominated SPIRE Images
我们提出了交叉识别和源测光技术用于处理赫歇尔SPIRE成像采取的赫歇尔多层河外巡天（HerMES）的一部分。交叉识别是在地图空间中进行的，以尽量减少源混合效应。我们利用线性反演和模型选择技术相结合，以产生可靠的交叉识别目录的基础上斯皮策MIPS 24微米源位置。模拟和实际Herschel观测的测试表明，即使是最微弱的源S250~10 mJy，该方法也给出了鲁棒的结果。我们将我们的新技术应用于HerMES SPIRE观测，作为赫歇尔科学演示阶段的一部分。对于我们真实的SPIRE观测，我们表明，对于明亮的未混淆源，我们的通量密度估计与Smith等人2010年通过更传统的点源检测方法（SussExtractor; Savage & Oliver等人2006）产生的通量密度估计非常一致。当与SPIRE波段中源的测量数密度相比时，我们表明，我们的方法允许比这些传统方法更大比例的微弱源的恢复。然而，这种完整性在很大程度上取决于现有的24微米目录和SPIRE成像的相对深度。使用我们在GOODS-N中最深的多波长数据集，我们估计在我们的其他领域中使用浅24微米在250微米处引入了20- 40%的微弱水平的不完整性。
2010-09-08 astro-ph.CO
BLAST: Resolving the Cosmic Submillimeter Background
运载火箭的大口径亚毫米波望远镜（BLAST）在三个不同的波段上制作了一个平方度的、深的、混乱有限的地图，以大天文台起源深巡天南部场为中心。通过计算这些图与来自远红外深河外遗留巡天（FIDEL）的24微米源星表的协方差，我们确定了在250、350和500微米处亚毫米波的总强度分别为8.60 +/- 0.59、4.93 +/- 0.34和2.27 +/- 0.20 nW m^2 sr^（-1）。这些数字比之前对宇宙红外背景（CIB）的估计更精确，并且与产生CIB全部强度的24个微米选择星系一致。我们发现，CIB的一部分，起源于源在z >= 1.2的波长增加，与60%的高红移源在500微米。在所有BLAST波长下，24微米微弱源的高z源的相对强度高于24微米明亮源的相对强度。通过红外线阵列照相机（IRAC）的颜色识别为活动星系核（AGN）的星系核比250-500微米的平均亮度高1.6-2.6倍，与X射线选择的AGN一致。BzK选择的星系被发现是中等亮度比典型的24微米选择的星系在BLAST波段。这些数据提供了高精度的约束模型的恒星形成星系的数量密度和强度在高红移的演变。
2009-09-25 astro-ph.CO
Herschel deep far-infrared counts through the Abell 2218 cluster-lens
大质量星系团产生的引力透镜使得我们能够研究那些在当前红外和亚毫米望远镜的灵敏度和混淆度极限之下的、本质上微弱的红外星系。我们提出了超深PACS 100和160微米的观察对集群透镜阿贝尔2218，穿透赫歇尔混淆限制。在强引力透镜的辅助下，我们推导出在100微米处通量密度为1 mJy和在160微米处通量密度为2 mJy的源计数。在这些水平，源密度是20和10束/源在两个波段，接近源密度混淆在160微米。低于营业额的欧几里得归一化微分曲线的计数的斜率在两个波段都受到限制，并且与最近的向后进化模型一致。通过对Abell 2218透镜测量的通量范围（100 μ m处为0.94-35 mJy，160 μ m处为1.47-35 mJy）内的计数进行积分，我们得到了宇宙红外背景（CIB）表面亮度，分别为~8.0和~9.9 nW m^-2 sr^-1。这些值对应于DIRBE直接测量值的55%（+/- 24%）和77%（+/- 31%）。将Abell 2218结果与更宽/更浅的视野相结合，这些数字增加到62%（+/- 25%）和88%（+/- 32%）CIB总分数，在100和160微米处分辨，忽略DIRBE绝对值的高不确定性。
2010-05-24 astro-ph.CO
Balancing the Energy Budget: Star-Formation versus AGN in High Redshift Infrared Luminous Galaxies
我们提出了深{ \it斯皮策}中红外光谱，以及16，24，70和850\，$\micron$ \测光，位于大天文台起源深巡天北（GOODS-N）领域的22个星系。样品的红移范围为$0.6\la z \la 2.6$，24~ $μ$ m的通量密度介于$\sim$ 0.2 $-$ 1.2 mJ y之间，由亚毫米星系（SMG）、X射线或光学选择的活动星系核（AGN）和光学暗淡（$z_{AB}>25$ \，mag）源组成。我们发现，红外（IR;对于具有$z\la1.4$和24-$\micron$衍生的红外光度典型值为$\la 3\times 10^{12}~L_{\sun}$的星系，通过单独用24-$\micron$光度法拟合局部光谱能量分布（SED）而得到的$8-1000~\micron$）光度与使用额外的中红外光谱和较长波长光度数据时得到的光度很好地匹配。然而，对于红移范围在$1.4\la z \la 2.6$之间的星系，通常具有由24~ $\micron$导出的红外光度$\ga 3\times 10^{12}~L_{\sun}$，当SED单独与24~ $\micron$光度学拟合时，红外光度被高估了平均因子$\sim$ 5.这一结果的出现部分是由于这样一个事实，即高红移星系表现出的芳香特征等效宽度是大的本地星系相比，类似的光度。通过中红外光谱数据的光谱分解，我们能够分离出的红外光度部…
2010-05-04 astro-ph.CO
MIPS 24 Micron Observations of the Hubble Deep Field South: Probing the IR-Radio Correlation of Galaxies at z > 1
我们目前的MIPS 24微米观测哈勃深场南与斯皮策太空望远镜。得到的图像大小为254弧分^[2]，灵敏度范围为~12至~30微焦均方根，灵敏度中值为~20微焦均方根。总共有495个源被编目，其信噪比大于5西格玛。源目录以及源计数已被纠正的完整性和通量提升。然后将红外源与MUSYC光学/近红外和ATHDFS射电观测相结合，以获得样品的红移和射电通量密度。我们使用IR/射电通量密度比（q_24）来探索该IR样本的IR-射电相关性，并发现在IR和射电中都检测到的源的q_24 = 0.71 +- 0.31。通过叠加射电观测中未检测到的红外源，我们得到了0 < z < 2.5的红移箱的平均q_24。我们发现高红移（z > 1）源的平均q_{24}比更适合用局域LIRG SED而不是局域ULIRG SED，这表明高红移ULIRG在它们的IR/射电性质上是不同的。因此，在高红移的ULIRG有不同于本地发现的SED。红外微弱的射电源进行了检查，虽然有九个射电源没有MIPS检测，因此无线电响亮的活动星系核，只有一个射电源有一个极端的IRAC 3.6微米无线电通量密度比，表明它是一个无线电响亮的活动星系核在z > 1。
2010-09-08 astro-ph.CO
On the nature of faint mid-infrared sources in M33
我们研究了M33中24微米源的性质，这些源具有弱的或没有相关的H α发射。在M33的8微米和24微米图中，明亮的演化恒星和嵌入的恒星形成区都是紧凑的红外源，并在这些波段中贡献了更弥散和微弱的发射。我们能区分这两个群体吗？我们在紧凑的中红外源的位置进行深度CO J=2-1和J=1-0线搜索，以揭示正在进行的恒星形成过程。我们使用不同的假设来估计云的质量，并分析如果SED和中红外颜色可以用来区分演化的恒星和恒星形成区域。分子发射已被检测到在几个源的位置在0.3公里/秒或更高的水平，在至少一个CO旋转线。尽管M33中没有超过4kpc的巨大分子云，但我们的深层观测表明，质量较小的云非常常见。已知是演化变星的源显示出较弱或不可检测的CO线。演化恒星占据了IRAC色图中一个明确的区域。恒星形成区散布在一个更大的区域，即使大部分的分布有不同的IRAC颜色比进化的变星。我们估计，大约一半的24微米来源没有一个阿尔法对应的真正嵌入恒星形成区。微弱但紧凑的Halpha发射源在高质量端有一个不完整的初始质量函数（IMF），并与随机抽样的年轻星团人口兼容，通用IMF。
2011-01-31 astro-ph.CO
Evolution of the far-infrared luminosity functions in the Spitzer Wide-area Infrared Extragalactic Legacy Survey
我们提出了新的观测确定的演变的休息帧70和160微米和总红外（TIR）星系光度函数（LF）使用70微米的数据从斯皮策广域红外河外遗产调查（SWIRE）。LFs是为来自SWIRE测光红移星表的光谱红移仅在XMM-LSS和Lockman Hole场中的源构造的。使用参数贝叶斯和Vmax方法，在红移范围0<z<1.2中构建70微米和TIR LF，并且在红移范围0<z<0.5中构建160微米LF。在我们的模型中，我们假设LF的弱端幂律指数不随红移而变化。我们发现，双幂律模型是一个更好的表示IR LF比更常用的幂律和高斯模型。我们模拟了远红外线低频的演化作为红移的函数，其中特征光度$L^\ast$演化为$\propto(1+z)^{α_\textsc{l}}$。静止坐标系70微米LF显示出强烈的亮度演化，z=1.2，α_l=3.41^{+0.18}_{-0.25}。静止帧160微米LF也显示出快速的光度演化，从α_l=5.53^{+0.28}_{-0.23}到z=0.5。光度的演变速度与以前使用IRAS，ISO和Spitzer数据的研究估计值一致。TIR LF的光度演化为α_l=3.82^{+0.28}_{-0.16}，这与Spitzer 24 μ m观测到的强烈光度演化的结果一致。通过对LF积分，我们计算了z= 1.2时的共动红外光度密度，证实了LIRG和ULIRG的数密度的快速演化，它们…
2012-05-25 astro-ph.CO
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
The Infrared Properties of Sources Matched in the WISE all-sky and Herschel-ATLAS Surveys
我们利用赫歇尔天体物理太赫兹大区域巡天（H-ATLAS）和宽视场红外巡天（WISE）的数据，描述了在GAMA 15小时赤道视场中，在~36 deg^2天空范围内探测到的源的红外特性。在250 μ m和3.4 μ m处，5 σ点源深度分别为34和0.048 mJy，我们能够识别WISE调查中50.6%的H-ATLAS源，对应于~630 deg^{-2}的表面密度。大约三分之二的这些来源已经测量到z<1的光谱或光学/近红外光度红移。对于光谱红移z<0.3的源，我们发现3.4微米和250微米的红外光度之间存在线性相关，在~1.5个光度数量级（~10^9 - 10^{10.5} L_sun）上有± 50%的散射。相比之下，先前没有测量到红移的匹配源（r>~20.5）具有250-350微米的通量密度比，这表明要么是高红移星系（z>~1.5），要么是光学暗淡的低红移星系，温度异常低（T<~20）。它们3.4-250微米的小通量比有利于高红移星系群，因为只有最活跃的恒星形成星系在低红移（例如，Arp 220）表现出相当的通量密度比。此外，我们发现一个相对较大的活动星系核分数（~30%）在12微米通量有限的子样本的H-ATLAS源，也符合有一个显着的人口的高红移源在没有红移的样品。
2012-04-10 astro-ph.CO
Ultra Steep Spectrum radio sources in the Lockman Hole: SERVS identifications and redshift distribution at the faintest radio fluxes
超陡谱（USS）射电源已成功地用于选择高红移（z>~2）的强射电源。通常局限于大天空调查和相对明亮的无线电通量密度，由于最近出现了敏感的低频无线电设施，将USS搜索扩展到次mJy级别已逐渐成为可能。在这里，第一次详细分析的性质，最微弱的USS源。利用巨型米波射电望远镜和甚大阵对洛克曼洞进行了610 MHz和1.4GHz的射电观测，收集了58个610 MHz积分通量大于100微焦的USS源样本。来自斯皮策河外代表性体积巡天（SERVS）的3.6和4.5微米的深红外数据被用来可靠地识别48个（83%）这些源的对应物，显示平均总星等为[3.6]（AB）=19.8等。14个USS源的光谱红移，以及光度红移估计，通过使用深SERVS数据得到改进，另外19个天体的红移范围从z=0.1到z=2.8，在z~0.6处达到峰值，在高红移处逐渐减少。其余25个没有红移估计的USS源包括最微弱的[3.6]星等，其中10个在3.6和4.5微米（通常[3.6]>22-23等，从当地测量）未被发现，这表明在亚mJy的USS群体中可能存在更高的红移。与平方公里阵列设计研究模拟天空模型的比较表明，Fanaroff-Riley I型射电源和无线电安静的活动星系核可能构成了最微弱的USS人口的大部分，并提出了这样的可能性，即即使在亚mJy水平上，USS技术选择高红移源的高效率仍然存在。
2011-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dust Obscuration and Metallicity at High Redshift: New Inferences from UV, H-alpha, and 8 Micron Observations of z~2 Star-Forming Galaxies
我们使用一个样本的90光谱证实莱曼Break Galerkin与H α和24微米的观测约束之间的关系，静止帧8微米光度，L（8），和恒星形成率（SFR）的L* 星系在z~2。对于L（IR）~10^10 - 10^12 Lsun的z~2星系，我们发现L 8和L（Ha）/SFR之间有0.24 dex散射的紧密相关。利用这种关系与一个更大的样本的392个星系的光谱红移，我们发现，紫外线的斜率可以用来恢复的尘埃衰减的绝大多数L* 星系在z~2内的0.4 dex散射使用本地相关。另外，年龄小于1亿年的年轻星系似乎遵循比本地星暴星系更陡峭的灭绝曲线。因此，这些年轻星系的尘埃可能比以前推断的要少得多。我们的研究结果提供了第一个直接的证据，独立的紫外线斜率，在高红移的紫外线和热辐射光度之间的相关性，在这个意义上说，紫外线微弱的星系也平均红外线和热辐射发光比他们的紫外线明亮的同行。此外，随着SFR增加，UV光度在z~2处达到对应于L* 的最大值，这意味着灰尘遮蔽可能主要负责调制UV光度函数的亮端。在z~2的L* 星系，虽然辐射热光度至少高出一个数量级，但其金属与尘埃的比例与局部星暴相似。如果高红移星系形成恒星的环境与相同光度的本地星系相比金属含量较低，那么这一结果是可以预期的，从而自然导致光度-金属丰度和光度-遮蔽关系的红移演化。[删节]
2010-02-03 astro-ph.CO
A Spectroscopically Confirmed Excess of 24 micron Sources in a Super Galaxy Group at z=0.37: Enhanced Dusty Star Formation Relative to the Cluster and Field Environment
为了追踪尘埃遮蔽的恒星形成如何随环境而变化，我们比较了一个超级星系群中24微米源的比例，以及z~0.35处的磁场和丰富的星系团。我们利用多波长观测，将哈勃、钱德拉和斯皮策成像与广泛的光谱学（>1800红移）相结合，以隔离每个环境中的星系，从而确保统一的分析。我们关注的是1120-12超星系群中的四个星系群，它们将合并形成一个质量与后发座相当的星系团。我们发现：（1）SFR（IR）>3 Msun/yr的超星系群星系比例是星团的4倍（32% vs.7%）; 2）红外光度函数证实，与星系团相比，它具有更高的红外成员密度，并包括z<0.35的星系团中没有的明亮红外源;（3）星系团中存在一种强烈的红外辐射率随星系密度增加而减小的趋势，即红外辐射与星系密度的关系，而在星系团中没有观察到这种关系。这些巨大的差异是令人惊讶的，因为在超群中的早期型分数已经和星团中一样高，即形态转变的时间尺度不能与恒星形成完全淬灭时强烈耦合。这个超星系群中有相当一部分（约17%）明亮、低质量、红外线的成员位于星系群核心之外（R>0.5 Mpc）;一旦它们的恒星形成被淬灭，大多数将演化成暗淡的红色星系。我们的分析表明，超群的24微米人口也不同于在现场：1）尽管超群有两倍的E/S 0 s的分数的字段，IR星系的分数是在两种环境中是可比的，和2）超群的IR光度函数有一个更高的L（IR）* 比以前测量的字段。
2009-09-22 astro-ph.CO
The First Hyper-Luminous Infrared Galaxy Discovered by WISE
我们报告了宽视场红外巡天探测器发现的z = 2.452的源WISE J181417.29+341224.9，这是WISE巡天中发现的第一个超光源。WISE 1814+3412也是一个全天空样本的原型，大约有1000个非常明亮的“W1 W2-dropouts”（WISE在3.4和4.6微米处微弱或未检测到，在12或22微米处检测良好）。WISE的数据和350微米的探测器给出的最小辐射热光度为3.7 x 10^13 Lsun，而10^14 Lsun是合理的。后续的影像显示了附近的四个来源：一个类星体和两个z = 2.45的莱曼破裂星系（LBG），以及一颗M矮星。较亮的LBG主导热辐射。考虑到源的位置和它们不同的光谱和颜色，引力透镜是不可能的。主要的LBG光谱显示恒星形成速率约为300 Msun/yr，占热光度的10%。相对于350微米，22微米的强辐射意味着温暖的尘埃对光度有很大的贡献，而通常与星爆相关的较冷的尘埃则受到1.1毫米的上限限制。无线电辐射比远红外/无线电相关性高出约10倍，表明存在活动星系核。一个被遮蔽的活动星系核结合星暴和演化的恒星成分可以解释观测结果。如果黑洞的质量服从局部M_BH-核团质量关系，则隐含的爱丁顿比>~4。WISE 1814+3412可能是一个被严重遮蔽的天体，活动星系核的活动高峰期发生在恒星形成的高峰期之前。
2012-08-27 astro-ph.CO
Precise Identifications of Submillimeter Galaxies: Measuring the History of Massive Star-Forming Galaxies to z>5
我们进行了非常敏感的亚毫米阵列（SMA）340 GHz（860微米）连续成像的完整样本的SCUBA 850微米源（>4西格玛）与通量>3毫焦耳在GOODS-N。使用这些数据和新的SCUBA-2数据，我们没有检测到4的16个SCUBA源，我们排除了原来的SCUBA通量在4西格玛水平。另外三个解析成多个较暗的SMA星系，这表明我们对最明亮的高红移尘埃星系的理解可能不像我们想象的那么可靠。16个独立SMA源中的10个具有光谱红移（光学/红外或CO）至z=5.18。使用一个新的，超深20厘米的图像获得的卡尔G。Jansky甚大阵列（rms为2.5 microJy），我们发现所有16个SMA源都在>5 sigma处被检测到。使用Herschel远红外（FIR）数据，我们表明，五个孤立的SMA源与Herschel检测很好地描述了在FIR的Arp 220光谱能量分布模板。他们也密切遵守当地的FIR无线电相关性，结果不受无线电偏见。我们计算的贡献，从16 SMA源的通用恒星形成率（SFR）每共动体积。在每年700-5000太阳质量范围内的单个SFR，它们贡献了从z=1到至少z=5的反射校正的紫外选择SFR密度的约30%。由于某些亚毫米星系的紫外线极微弱，因此从修正的紫外线种群和亚毫米星系种群确定的恒星形成历史只有部分重叠。
2013-01-07 astro-ph.CO
The 2 to 24 micron source counts from the AKARI North Ecliptic Pole survey
本文介绍了AKARI北极巡天（NEP）的基础上，在2-24微米范围内的9个波段的星系数计数。这些数字来自NEP深层和NEP范围的调查，分别覆盖0.5和5.8 deg 2的区域。为了产生可靠的数字计数，来源是从最近更新的图像中提取的。利用蒙特卡罗模拟对观测星等与本征星等之间的差异和完整性进行了修正。通过使用从光学数据估计的恒星分数减去恒星计数。得到的源计数下降到80%的完整性限制; 0.18，0.16，0.10，0.05，0.06，0.10，0.15，0.16，和0.44 mJy在2.4，3.2，4.1，7，9，11，15，18和24 μ m波段，分别。在所有波段的亮侧，计数分布是平坦的，与欧几里得宇宙一致，而在暗侧，计数偏离，表明遥远宇宙的星系人口正在演变。这些结果与以前在类似波段的星系计数基本一致。我们还将我们的计数与进化模型进行了比较，发现它们具有良好的一致性。通过将模型集成到80%的完整性极限，我们计算出AKARI NEP调查围绕20%-50%的宇宙红外背景，这取决于波段。
2014-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
North Ecliptic Pole Wide Field Survey of AKARI: Survey Strategy and Data Characteristics
介绍了AKARI北黄道极（NEP）广域测量的测量策略和数据特征。调查由2006年5月开始进行，为期约一年，采用9个通带，范围由2.5至24微米，面积覆盖约5.8平方米。以NEP为中心。在近红外波段探测深度达21.8AB星等，在中红外波段（15、18微米）探测深度达~ 18.6AB星等。在这次调查中检测到的源总数约为104，000个，近红外光谱中的源多于多红外光谱。在CFHT成像调查中，我们将红外源与光学识别源交叉匹配，覆盖了约2平方米。度，以表征红外源的性质。在15和18微米波段的中红外源中，大部分是成星盘星系，少数是早型星系和活动星系核。我们发现，大部分（60~ 80%）亮源集中在9和11微米的恒星中，而恒星的比例则向暗源方向减少。我们提出了在中红外波段在9，11，15和18微米的源的直方图。因此，对于波长较长的源，每个星等的源数变化为m ^0.6，而波长较短的源随m的变化更陡，其中m是AB星等。
2009-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spitzer bright, UltraVISTA faint sources in COSMOS: the contribution to the overall population of massive galaxies at z=3-7
我们分析了UltraVISTA超深COSMOS场上574个斯皮策4.5微米选择星系的样本，[4.5] <23 and Ks_auto>24（AB）。我们的目标是调查这些中红外明亮，近红外暗淡的来源是否对红移z>=3的大质量星系的总体人口有显着贡献。通过使用多达30个光度带进行光谱能量分布（SED）分析，我们已经确定了我们的样品峰的红移分布在红移z~2.5-3.0，约32%的星系位于z>=3。我们研究了在高红移下这些源对星系恒星质量函数（GSMF）的贡献。我们发现，[4.5]<23，Ks_auto>24的星系对先前在3=<z<4时Ks_auto<24的源所确定的GSMF产生的变化可以忽略不计，但在4=<z<5时它们的贡献更重要，占恒星质量Mst>~6 x 10^10 Msun的星系的>~50%。我们还将GSMF限制在z>=5时的最高质量端（Mst>~2 x 10^11 Msun）。根据它们在5=<z<6处的存在，以及在较高红移处的实际不存在，我们可以相当精确地确定第一个最大质量星系出现的时刻发生在z~6和z~5之间的约0.2 Gyr的时间内。或者，如果非常大的星系在宇宙时间的早期就存在，它们应该被大量的尘埃遮蔽，从而超出当前大面积深近红外探测的探测极限。
2015-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fast-growing SMBHs in Fast-growing Galaxies, at High Redshifts: the Role of Major Mergers as Revealed by ALMA
我们提出了一个长期的，多波长的项目，以了解最大质量的黑洞的最快增长的时代，通过使用40个发光类星体的样本在z~4.8。这些类星体具有相当一致的性质，具有典型的吸积速率和黑洞质量，L/L_Edd~0.7和M_BH~10^9 M_sol。该样品由先前Herschel/SPIRE探测到的“FIR-bright”源（SFR > 1000 Msol/yr）和“FIR-faint”源（Herschel叠加分析表明典型的SFR约为400 Msol/yr）组成。ALMA在[CII]λ157.74 μ m谱线发射和相邻的150 μ m静止坐标系中观测了其中的6个类星体，以研究尘埃冷ISM。ALMA探测到了伴星，光谱证实了三个源的亚毫米星系（SMG）-一个明亮的FIR和两个微弱的FIR。伴星与类星体宿主的距离约为14-45千秒差距，我们将它们解释为主要的星系相互作用。因此，我们的ALMA数据清楚地支持这样一种观点，即重大合并可能是SMBH快速早期增长的重要驱动力。然而，并非所有高SFR类星体宿主都伴随着相互作用的SMG，以及ALMA观察到的有序气体运动学，这一事实表明其他过程可能为这些系统提供燃料。因此，我们的分析表明，与早期和快速SMBH增长的宿主星系的性质和气体吸积机制的多样性。
2018-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The nuclear and extended infrared emission of the Seyfert galaxy NGC 2992 and the interacting system Arp 245
我们目前的亚角秒分辨率红外（IR）成像和中红外光谱观测的塞弗特1.9星系NGC 2992，获得与双子座北望远镜和大望远镜CANARIAS（GTC）。N波段的图像显示出微弱的扩展发射，约为3千秒差距，GTC/CanariCam 7.5-13微米光谱中检测到的PAH特征表明，这种扩展发射的大部分是恒星形成时加热的尘埃。我们还报告弧秒分辨率的MIR和远红外成像的相互作用系统Arp 245，采取与斯皮策太空望远镜和赫歇尔空间天文台。利用这些数据，我们用不同的方法得到的核通量，发现我们只能恢复从亚角秒数据在20-25微米，AGN的排放占主导地位的核通量。我们拟合了NGC 2992的核红外光谱能量分布，包括GTC/CanariCam核光谱（~50 pc），与cluplantorus模型。然后，我们使用最佳拟合环面模型分解斯皮策/IRS 5-30光谱（~630 pc）的活动星系核和星爆组件，使用不同的星爆模板。我们发现，而在较短的中红外波长的星爆分量占主导地位（64%，在6微米），活动星系核组件达到90%，在20微米。我们最终获得了Arp 245系统不同组成部分的尘埃质量、温度和恒星形成速率，并在NGC 2992和NGC 2993中找到了类似的值。这些测量值在相互作用的第一阶段中为其他相互作用系统报告的测量值范围内。
2015-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
