我们提出了一个新一代的工具来模拟和解释星系的光谱能量分布（SED），它以一致的方式结合了辐射的产生及其通过星际和星系间介质的传输。这个灵活的工具，名为BEAGLE（Bayesian Analysis of GalaxyssEds），允许人们建立模拟星系目录，并根据物理参数解释光度和光谱星系观测的任何组合。该工具的当前版本包括对恒星和光电离气体发射、尘埃衰减的多功能建模，并考虑到不同的仪器效应，如光谱通量校准和线扩散函数。我们展示了第一个应用程序的小猎犬工具的解释宽带SED的${\sim}10^4$星系在红移$0.1 \lesssim z\lesssim8$公布的样本。我们发现，使用这个多用途的工具上的光度红移导出的约束是可比的使用公共的，专用的光度红移代码和量化的结果在一个严格的统计方式。我们还展示了如何使用Python扩展PYP-BEAGLE对BEAGLE输出数据进行后处理，以表征模型和观测之间的系统偏差，特别是通过后验预测检查。BEAGLE工具的模块化设计允许容易的扩展，例如，包括中性星系和环星系气体的吸收，以及活动星系核、尘埃和激波电离气体的发射。关于BEAGLE工具的公开发布的信息将在http://www.jacopochevallard.org/beagle上维护。
英文摘要：
We present a new-generation tool to model and interpret spectral energy distributions (SEDs) of galaxies, which incorporates in a consistent way the production of radiation and its transfer through the interstellar and intergalactic media. This flexible tool, named BEAGLE (for BayEsian Analysis of GaLaxy sEds), allows one to build mock galaxy catalogues as well as to interpret any combination of photometric and spectroscopic galaxy observations in terms of physical parameters. The current version of the tool includes versatile modeling of the emission from stars and photoionized gas, attenuation by dust and accounting for different instrumental effects, such as spectroscopic flux calibration and line spread function. We show a first application of the BEAGLE tool to the interpretation of broadband SEDs of a published sample of ${\sim}10^4$ galaxies at redshifts $0.1 \lesssim z\lesssim8$. We find that the constraints derived on photometric redshifts using this multi-purpose tool are comparable to those obtained using public, dedicated photometric-redshift codes and quantify this result in a rigorous statistical way. We also show how the post-processing of BEAGLE output data with the Python extension PYP-BEAGLE allows the characterization of systematic deviations between models and observations, in particular through posterior predictive checks. The modular design of the BEAGLE tool allows easy extensions to incorporate, for example, the absorption by neutral galactic and circumgalactic gas, and the emission from an active galactic nucleus, dust and shock-ionized gas. Information about public releases of the BEAGLE tool will be maintained on http://www.jacopochevallard.org/beagle.
Simulating and interpreting deep observations in the Hubble Ultra Deep Field with the JWST/NIRSpec low-resolution 'prism'
詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）将能够探测星系中的光发射线，其亮度范围很广，红移z>10。通过这些观测，对星系的关键特性（如恒星形成率和金属丰度）的测量将提供独特的见解，例如，来自恒星和活动星系核（AGN）的反馈在调节星系演化中的作用，AGN和宿主星系的共同演化，恒星形成星系的“主序列”的物理起源以及恒星形成星系对宇宙再电离的贡献。我们提出了一个原始的框架来模拟和分析观测与近红外光谱仪（NIRSpec）上JWST。我们使用的BEAGLE工具（贝叶斯分析的GalerosEds）建立一个半经验的星系光谱目录的基础上的光度光谱能量分布（SED）的辍学星系在哈勃超深场（HUDF）。我们证明，由此产生的星系光谱目录满足不同类型的高红移星系的观测约束，并使用它作为输入，以模拟NIRSpec/棱镜（R~100）的观测。我们发现，一个单一的“深”（~100 ks）的近红外光谱/棱镜指向HUDF将使S/N>3检测的多个光学发射线在~30（~60）星系在z>6（z~4-6）下降到m_F160 W <30 AB MAG。这样的观测将允许测量星系恒星形成率，电离参数和气相金属丰度的1.5倍，质光比在2倍之内，星系年龄在3倍之内，V波段衰减光学深度的精度为0.3。
Unified modelling of broad and narrow optical-UV emission lines from massive black holes: interpreting high-redshift JWST observations
Ecole Polytechnique Federale de Lausanne（洛桑联邦理工学院）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Sorbonne Université, CNRS, UMR7095, Institut d’Astrophysique de Paris（索邦大学，法国国家科学研究中心，巴黎天体物理研究所）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；INAF – Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；ESA/AURA Space Telescope Science Institute（欧洲空间局/美国大学研究协会太空望远镜科学研究所）
Interpreting ALMA Observations of the ISM During the Epoch of Reionisation
我们目前的宇宙学，辐射流体动力学模拟星系形成的时期，再电离的努力对建模的星际介质（ISM）和解释ALMA观测。模拟和没有恒星辐射进行了比较，在大（百万秒差距），中间（几十千秒差距），和小（子千秒差距）尺度。在大尺度上，星系周围的致密区域在紫外光子穿透空隙之前首先恢复;然而，大量的中性气体仍然存在于晕中。中性气体的空间分布是高度动态的，并且与年龄超过几百万年的恒星存在反相关。对于我们具体的反馈实现，大多数金属保持在晕的维里半径内，并且它们按质量成比例地分布在电离和中性介质上。对于我们质量最大的星系${\rm M_h}\sim10^{11}$ M $_{\odot}$，大部分的CII和OI质量与冷中性团块有关。NII更分散，并在较温暖的气体中产生，而OIII则在具有较高电离参数的较热气体中产生，由光加热和超新星产生。如果ISM中存在较小的高金属丰度气体，那么这些离子的发射可能会被ALMA观测到，而星系的低金属丰度可能会导致这些系统低于本地[CII]-SFR关系。尘埃的存在会导致UV/Ly $α$和[CII]发射之间的空间偏移，正如Maiolino等人最近的观测所表明的那样。[OIII]可能在空间上与这两个分量偏移，因为它来自密度-温度相空间的不同部分。
Observing the host galaxies of high-redshift quasars with JWST: predictions from the BlueTides simulation
高红移类星体发出的明亮辐射在静止坐标系的紫外/光学波段完全掩盖了它们的宿主星系，甚至哈勃太空望远镜（HST）也无法利用详细的点扩散函数（PSF）建模技术来探测这些波长的宿主星系。在这项研究中，我们产生模拟图像的样本z=7类星体提取的BlueTides模拟，并应用马尔可夫链蒙特卡洛为基础的PSF建模，以确定其宿主星系的可探测性与詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）。虽然没有统计学意义的检测与HST，我们预测，在相同的波长和曝光时间JWST近红外相机成像将检测到约50%的类星体宿主星系。我们研究了各种观测策略，发现长波长滤波器中的NIRCam宽带成像导致成功探测类星体宿主的比例最高，在5 ks的曝光时间内探测到>80%的明亮类星体宿主。在NIRCam宽波段滤波器中，需要约5 k s的曝光时间来探测大多数宿主星系，然而，即使用MIRI进行10 k s的曝光，也会导致<30%的宿主星系探测成功。我们发现星系的属性和它们的可探测性之间没有显着的趋势。PSF模型可以准确地恢复主机的大小，半径和空间分布的大规模的发射，占中央核心被污染的残余类星体通量。在解释使用PSF建模测量的主机属性时应小心。
Towards Accurate Modelling of Galaxy Clustering on Small Scales: Testing the Standard $Λ\mathrm{CDM}$ + Halo Model
用晕模型解释星系的小尺度成团现象可以阐明星系与暗物质晕之间的联系。不幸的是，建模通常不够准确，无法在统计上排除模型。因此，很难使用小尺度编码的信息来测试宇宙学模型或探测星系-晕连接的微妙特征。在本文中，我们试图推动晕模型的"准确"的制度，完全数值模拟为基础的方法和统计和系统误差的仔细治疗。通过我们的前向建模方法，我们可以将聚类统计纳入传统的两点统计之外。我们使用这种建模方法来测试标准的$Λ\mathrm{CDM}$+晕模型对SDSS DR 7星系的聚类。具体地说，我们使用投影关联函数，群多重性函数和星系数密度作为约束条件。我们发现，虽然模型分别拟合每个统计量，但它很难同时拟合它们。添加组统计量会导致对模型进行更严格的测试，并对模型参数进行更严格的约束。我们探讨了不同的晕定义和宇宙学模型的影响，发现改变宇宙学有显着的差异。我们尝试的最成功的模型（普朗克宇宙学与Mvir晕）匹配的低光度星系的集群，但表现出2.3 $σ$张力与发光星系的集群，从而提供了证据，"标准"晕模型需要扩展。这项工作打开了大门，增加有趣的自由光环模型，并包括额外的聚类统计作为约束。
Interpreting nebular emission lines in the high-redshift Universe
University of Sussex（苏塞克斯大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；Academia Sinica（中央研究院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Leiden University（莱顿大学）
Interpreting the stacked kinetic SZ effect I: velocity reconstruction and non-linear velocity effects
Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）；Kavli Institute for Cosmology Cambridge（卡弗里宇宙学剑桥研究所）；Donostia International Physics Center（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；IKERBASQUE, Basque Foundation for Science（伊克拉巴斯基，巴斯克科学基金会）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）
Interpreting the stacked kinetic SZ signal II: the degeneracy between satellite galaxies and baryonic feedback
Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）；Kavli Institute for Cosmology Cambridge（卡弗里宇宙学剑桥研究所）；Donostia International Physics Center（多诺斯蒂亚国际物理中心）；IKERBASQUE, Basque Foundation for Science（伊克巴萨奎，巴斯克科学基金会）
X-ray disc reverberation modelling of the X-ray/UV/optical spectral/timing properties of Fairall 9
University of Crete（克里特大学）；Università Federico II（那不勒斯费德里科二世大学）；Institute of Astrophysics, FORTH（FORTH天体物理研究所）；Department of Physics and Institute of Theoretical and Computational Physics, University of Crete（克里特大学物理系与理论与计算物理研究所）；MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院卡弗里天体物理学与空间研究研究所）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Astronomical Institute of the Academy of Sciences（科学院天文研究所）
Interpreting map-based $E$/$B$ spectral properties of CMB foregrounds
University of Oxford（牛津大学）；The International School for Advanced Studies (SISSA)（高级研究国际学院（SISSA））；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；The National Institute for Nuclear Physics (INFN)（国家核物理研究所（INFN））；The Institute for Fundamental Physics of the Universe (IFPU)（宇宙基础物理研究所（IFPU））；Univ Toulouse（图卢兹大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
