在本文中，我们提出的第一个结果，从文艺复兴时期的模拟，一套非常高的分辨率和物理丰富的AMR计算高红移星系形成的蓝水超级计算机上进行。这些模拟包含了$z \sim 25-8$上数百个分辨率很好的星系，并做出了几个新颖的、可检验的预测。最关键的是，我们模拟的星系的紫外线光度函数是一致的高Z星系人口的光度函数（M $_{1600} \leq -17$）的明亮端的观察，但在较低的光度基本上是平坦的，而不是急剧上升，如已推断的Schechter函数适合高Z观测，并有一个明确定义的紫外线光度下限。光度函数的这种行为是由于两个因素：（i）在我们模拟的星系群中，恒星形成速率对晕维里质量的强烈依赖，低质量的晕具有系统性的较低恒星形成速率，因此具有较低的紫外光度;和（ii）维里质量低于$\simeq 2 \times 10^8$ M $_\odot$的晕并不普遍包含恒星，在$\simeq 7 \times 10^6$ M $_\odot$处，包含恒星的晕的比例下降到零。最后，我们表明，我们模拟的星系中最亮的可能是可见的当前和未来的超深空基调查，特别是如果选择透镜区域进行观测。
英文摘要：
In this paper, we present the first results from the Renaissance Simulations, a suite of extremely high-resolution and physics-rich AMR calculations of high redshift galaxy formation performed on the Blue Waters supercomputer. These simulations contain hundreds of well-resolved galaxies at $z \sim 25-8$, and make several novel, testable predictions. Most critically, we show that the ultraviolet luminosity function of our simulated galaxies is consistent with observations of high-z galaxy populations at the bright end of the luminosity function (M$_{1600} \leq -17$), but at lower luminosities is essentially flat rather than rising steeply, as has been inferred by Schechter function fits to high-z observations, and has a clearly-defined lower limit in UV luminosity. This behavior of the luminosity function is due to two factors: (i) the strong dependence of the star formation rate on halo virial mass in our simulated galaxy population, with lower-mass halos having systematically lower star formation rates and thus lower UV luminosities; and (ii) the fact that halos with virial masses below $\simeq 2 \times 10^8$ M$_\odot$ do not universally contain stars, with the fraction of halos containing stars dropping to zero at $\simeq 7 \times 10^6$ M$_\odot$. Finally, we show that the brightest of our simulated galaxies may be visible to current and future ultra-deep space-based surveys, particularly if lensed regions are chosen for observation.
Earliest Galaxy Evolution in the CANUCS+Technicolor fields: Galaxy Properties at $z\sim10-16$ seen with the Full NIRCam Medium and Broad Band Filters
Waseda University（早稻田大学）；Dunlap Institute for Astronomy and Astrophysics（邓拉普天文与天体物理研究所）；York University（约克大学）；University of Ljubljana（卢布尔雅那大学）；University of California Davis（加州大学戴维斯分校）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Tufts University（塔夫茨大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Saint Mary's University（圣玛丽大学）；University of Toronto（多伦多大学）
The first GLIMPSE of the faint galaxy population at Cosmic Dawn with JWST: The evolution of the ultraviolet luminosity function across z~9-15
Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS, Sorbonne Université（巴黎天体物理研究所，法国国家科学研究中心，索邦大学）；Ben-Gurion University of the Negev（内盖夫本-古里安大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Cosmic Frontier Center, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校宇宙前沿中心）；Universite Claude Bernard Lyon 1, CRAL UMR5574, ENS de Lyon, CNRS（里昂第一大学克劳德·贝尔纳大学，CRAL UMR5574，里昂高等师范学校，法国国家科学研究中心）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
A comparison of UV and optical metallicities in star-forming galaxies
我们研究最早期星系中星际介质特性的能力将依赖于静止帧紫外（UV）波长的发射线诊断。在这项工作中，我们确定使用UV发射线的金属敏感的诊断。我们比较紫外衍生的金属丰度与标准的，完善的光学金属丰度使用一个样本的星系与休息帧紫外光谱和光学光谱。我们发现He 2-O3 C3诊断（He II 1640 / C III 1906，1909 vs. O III 1666 / C III 1906，1909）是一个可靠的金属丰度示踪剂，特别是在低金属丰度（12+log（O/H）< 8）时，恒星贡献最小。我们发现，Si 3-O3 C3诊断（Si III 1883 / C III 1906，1909 vs. O III 1666 / C III 1906，1909）是一个可靠的金属丰度示踪剂，虽然有大的散射（0.2-0.3 dex），我们认为这是由气相丰度的变化驱动。我们发现，C4-O3 C3诊断（C IV 1548，1550/ O III 1666 vs. O III 1666 / C III 1906，1909）与光学衍生金属丰度相关性较差。我们讨论了这些不一致的金属丰度测定，包括电离光谱的硬度，恒星风排放的贡献，和非太阳尺度的气相丰度可能的解释。最后，我们提供了两个新的UV氧丰度诊断，计算多项式拟合的模型网格表面的He 2-O3 C3和Si 3-O3 C3图。
Echoes of the First Stars: Massive Star Evolution in Extremely Metal-Poor Environments with the Habitable Worlds Observatory
The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所天文台）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Centro de Astrobiologı́a (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙高等科学研究委员会-国家航空航天技术研究所）；European Space Agency (ESA)（欧洲空间局）
Duration and properties of the embedded phase of star formation in 37 nearby galaxies from PHANGS-JWST
Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文中心）；Cosmic Origins Of Life (COOL) Research DAO（生命宇宙起源（COOL）研究DAO）；Kavli Institute for Particle Astrophysics & Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）；INAF — Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Department of Physics, University of Arkansas（阿肯色大学物理系）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心拉格朗日实验室）；Department of Astronomy, The Ohio State University（俄亥俄州立大学天文学系）
A Cosmic Archipelago of lensed metal-poor galaxies at $z\sim6$
Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；INAF – IASF Milano（意大利国家天体物理研究所米兰天文台与空间物理研究所）；INAF – OAS, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台与空间科学研究所）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；School of Earth and Space Exploration, Arizona State University（亚利桑那州立大学地球与空间探索学院）；Department of Astronomy, Oskar Klein Centre, Stockholm University（斯德哥尔摩大学奥斯卡·克莱因中心天文学系）
