Observations of Galactic star-forming regions with the Cosmic Background Imager at 31 GHz
对银河系弥散射电辐射的研究对于更好地理解银河系的物理条件和最大限度地减少宇宙学测量中的污染都是很有意义的。基于此，我们提出了宇宙背景成像仪31 GHz的观测银河系区域NGC 6357，NGC 6334，W51和W 40在$\sim$ 4 $'$ .5分辨率和进行调查的光谱发射过程中的区域在4 $'$ .5和1 $^{\circ}$分辨率。我们发现，在该地区的大部分发射是由于光学薄自由。对于NGC 6334的2个子区域和W51的子区域，在4 $'$ .5分辨率和31 GHz下，我们检测到的发射比从较低频率下的无线电数据外推的预期少，假设光谱指数为$-$ 0.12，光学薄自由发射分别为3.3 $σ$、3.7 $σ$和6.5 $σ$。我们还检测到过量的排放在子区域的NCG 6334在6.4 $σ$后，排除任何可能的贡献超紧凑HII（UCHII）地区。在1 $^{\circ}$分辨率下，我们在W 40的光谱能量分布（SED）中检测到一个自旋尘埃分量，该分量占峰值频率为37 GHz的区域中总通量密度的18 $\pm$ 7%。与100个${\rm μm}$数据的比较表明，$0.5\pm4.4$ $μ$ K（MJy sr $^{-1}$）$^{-1}$子区域的平均尘埃发射率。最后，我们将该区域中的过量发射转化为相对于250 ${\rm μm }$处的光学深度的异常微波发射（AME）发射率。我们发…
2015-07-29 astro-ph.GA
The Gas Accretion History of Low Mass Halos within the Cosmic Web from Cosmological Simulations
利用高分辨率的流体动力学宇宙学模拟，我们研究了位于类场低密度环境中的低质量晕的气体吸积历史。我们跟踪他们的演变分别从早期，前再电离时代，通过再电离，并超越，直到$z=0$。在再电离之前，低质量的晕以非常快的速度吸积冷的宇宙网气体，通常达到它们所拥有的最高气体质量。但是当再电离发生时，我们看到几乎所有的晕都失去了大量的气体含量，尽管有些反应比其他反应慢。我们发现，响应率的影响晕质量的第一，其次是由其内部的气体密度在再电离的时代。再电离也使宇宙网气体完全电离z $\sim$ 6。因此，最低质量的晕（$\sim$ 10 $^6~h^{-1}$ M $_\odot$在$z=6$）再也不能从宇宙网中重新吸积气体，到了$z\sim5$，所有内部气体都被电离掉了，导致恒星形成在这个时期停止。然而，更大质量的晕可以从它们的气体质量损失中恢复过来，并重新吸积电离的宇宙网络气体。我们发现这种再吸积的效率是晕质量的函数，其次是当地周围的气体密度。更接近宇宙网络结构的晕可以更快地吸积密度更大的气体。我们发现，我们的低质量晕有一个快速，致密的气体吸积的甜蜜点，距离我们的样本中最大质量的晕（$>$ 10 $^8~h^{-1}$ M $_\odot$）大约1-5维里半径，因为这些往往深深地嵌入在宇宙网络中。
2019-12-10 astro-ph.GA
The ALMA Spectroscopic Survey in the HUDF: CO luminosity functions and the molecular gas content of galaxies through cosmic history
本文利用ALMA大型程序ASPECS（哈勃超深场（HUDF）光谱巡天）的结果，对星系CO光度函数和由此产生的$ρ$（H $_2$）红移演化进行了约束。覆盖的宽频率范围使我们能够识别CO发射线的不同的旋转跃迁在HUDF在$z>1$。我们发现强有力的证据表明，CO光度函数的红移的发展，与膝盖的CO光度函数的光度降低了一个数量级从$\sim$ 2到本地宇宙。基于Schechter拟合，我们估计我们的观测恢复了大部分（高达$\sim$ 90%，取决于对暗端的假设）的总宇宙CO光度在$z$ =1.0-3.1。校正CO激发后，并采用银河系CO到H $_2$转换因子，我们约束宇宙分子气体密度$ρ$（H $_2$）的演化：宇宙气体密度在$z\sim1.5$达到峰值，并以$6.5_{-1.4}^{+1.8}$的因子下降到局部测量值。因此，观测到的$ρ$（H $_2$）的演化与宇宙恒星形成率密度$ρ_{\rm SFR}$的演化非常吻合。我们验证了我们的结果的鲁棒性源包含和/或CO激发的假设。由于宇宙恒星形成历史可以表示为恒星形成效率和宇宙分子气体密度的乘积，因此，$ρ$（H $_2$）和$ρ_{\rm SFR}$的相似演化使得自$z\sim 3$（占宇宙历史的85%）以来星系平均恒星形成效率的显著演化空间很小。
2019-03-21 astro-ph.GA
Cosmic downsizing of powerful radio galaxies to low radio luminosities
在明亮的无线电功率（$P_{\rm 1.4 GHz} > 10^{25}$ W/Hz），最强大的源的空间密度峰值在更高的红移比他们较弱的同行。本文建立了这种依赖于亮度的演变是否持续源的数量级比以前研究的，通过测量陡峭的频谱无线电光度函数（RLF）的范围$10^{24} < P_{\rm 1.4 GHz} < 10^{28}$ W/Hz，高红移。一个基于网格的建模方法，其中没有假设的RLF形状和高红移行为。模型的输入与Rigby et al.（2011）相同：来自射电源样本的红移分布，以及源计数和局部光度函数的确定。然而，为了提高覆盖率的无线电功率与红移平面在最低的无线电功率，一个新的微弱的无线电样本的介绍。占地0.8平方米。度，在Subaru/XMM-牛顿深场中，达到$S_{\rm 1.4 GHz} \geq 100~μ$ Jy的1.4 GHz通量密度极限，具有99%的红移完整性。模拟结果表明，以前看到的高红移下降的空间密度持续到$P_{\rm 1.4 GHz} < 10^{25}$ W/Hz。在$P_{\rm 1.4 GHz} > 10^{26}$ W/Hz的峰值空间密度的红移增加与光度，而在较低的射电光度的峰值的位置保持不变的不确定性。这种“宇宙缩小”的行为被认为是类似于在光学波长的类星体，并被解释为代表的过渡，从辐射效率低的吸积模式在陡峭的光谱人口。这一结论是支持这两个不同的…
2015-07-01 astro-ph.GA
Modeling the Extragalactic Background Light and the Cosmic Star Formation History
我们提出了一个更新模型的河外背景光（EBL）从恒星和尘埃，在波长约0.1至1000 $μ$米。这个模型使用精确的恒星光谱理论，并跟踪恒星形成的演化，恒星质量密度，金属丰度，和星际尘埃消光和发射在宇宙中的红移。尘埃辐射分量被自洽地处理，被尘埃吸收的恒星光在红外线中再辐射为三个黑体分量。我们适合我们的模型，与自由参数与恒星形成率和尘埃消光和排放，各种各样的数据：光度密度，恒星质量密度，和尘埃消光数据从星系调查和$γ$-射线吸收光学深度数据从$γ$ -射线望远镜。我们的结果强烈地限制了宇宙的恒星形成率密度和尘埃光子逃逸分数的红移$z=10$，约90%的宇宙历史。我们发现，在某些情况下，我们的模型结果低于$z=0$ EBL强度的下限，也低于某些低$z$ $γ$ -射线吸收测量。
2022-10-03 astro-ph.GA
Exploring AGN Activity over Cosmic Time with the SKA
在本章中，我们提出了在研究活动星系核活动的背景下，利用SKA进行广泛而深入的调查的动机。1年内，在1，000 - 5，000 deg $^2$范围内，1 GHz时的均方根值低至1 $μ$ Jy/波束（宽层带1/2），2000小时内在10 - 30度$^2$上的均方根值降至200 nJy/梁（深层波段1/2），这些巡天观测将直接探测微弱的射电强和射电静活动星系核（在$z=6$处，射电光度低至1 GHz，约为$2\times10^{23}$ W/Hz）。这将使我们第一次能够对射电活动星系核活动到宇宙黎明（$z\gtrsim6$）的宇宙演化进行详细的研究，涵盖所有的环境密度。
2015-01-20 astro-ph.GA
Walking along Cosmic History: Metal-poor Massive Stars
在宇宙历史中，多代大质量恒星的生存和死亡，使宿主星系充满电离光子、动能、新鲜物质和恒星大小的黑洞。目前，小麦哲伦星云（SMC）中的大质量恒星是早期宇宙中低金属量天体的模板。然而，最近的结果突出了大质量恒星的演化，死亡和反馈的重要差异，这些恒星的金属含量较低，更好地匹配了以前宇宙时代的极低金属含量。本文提出了取代SMC标准与一个新的金属量阶梯非常贫金属星系，并提供了一个简要概述的技术设施需要实现这一目标。
2019-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): A forensic SED reconstruction of the cosmic star formation history and metallicity evolution by galaxy type
我们应用光谱能量分布（SED）拟合代码ProSpect的多波长成像$\sim$ 7,000星系从$z<0.06$的GAMA调查，以提取其恒星形成的历史。我们结合一个参数描述的恒星形成的历史与一个封闭的盒子中的金属丰度的演变，目前的气相金属丰度的星系是一个自由参数。我们用这种方法表明，我们能够恢复观测确定的宇宙恒星形成历史（CSFH），这表明恒星形成在宇宙的正确时代，平均而言，我们正在进行SED拟合的方式。我们还显示了贡献的CSFH的星系不同的当今视觉形态，和恒星质量。我们的分析表明，今天椭圆星系中的一半质量是在11 Gyr前。在其他形态类型中，恒星质量形成较晚，对于现在的不规则星系来说，形成时间可达6 Gyr。同样，我们样本中最大质量的星系在11 Gyr前形成了一半的恒星质量，而最小质量的星系在4 Gyr前达到了这个阶段（众所周知的“星系缩小”效应）。最后，我们的金属丰度方法使我们能够遵循星系种群气相金属丰度的平均演化，并提取恒星和气体中宇宙金属质量密度的演化，产生与宇宙中金属密度的独立，高红移观测广泛一致的结果。
2020-10-07 astro-ph.GA
Dependence of Gravitational Wave Transient Rates on Cosmic Star Formation and Metallicity Evolution History
我们比较了双星粒子数合成模型和宇宙恒星形成历史的不确定性对引力波紧致双星合并（GW）事件预测率的影响。这些不确定性导致GW事件的预测率变化高达一个数量级。改变宇宙的体积平均恒星形成率密度历史会对我们的预测产生最弱的变化，而改变金属丰度演化则会产生最强的影响。双中子星合并率对假设的中子星反冲速度比宇宙恒星形成历史更敏感。改变某些参数会以不同的方式影响合并速率，这取决于合并致密天体的质量;因此，通过查看所有事件速率，而不是将我们限制在一类合并中，可以打破一些简并性。
2019-12-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
CHANG-ES XXXV: Cosmic Ray Transport and Magnetic Field Structure of NGC 3556 at 3 GHz
本文利用 VLA S 波段观测 NGC 3556，结合热辐射扣除和旋转测量合成，发现其盒状射电晕中宇宙线传播以平流为主，并揭示环向磁场、能量均分磁场强度及核区恒星形成反馈驱动的超级风结构。
2024-11-19 astro-ph.GA
Determination of the Cosmic Infrared Background from COBE/FIRAS and Planck HFI Observations
给出了普朗克HFI波段100 ~ 857 GHz宇宙红外背景亮度的新测定结果。普朗克并不是用来测量天空亮度的零水平分量的，所以2015年HFI地图与COBE/FIRAS数据的互相关被用来重新校准HFI地图的零水平。对于HFI 545和857 GHz映射，亮度标度也被重新校准。重新校准的HFI地图与银河系H I和H α数据的线性组合的相关性用于分离银河系前景发射，并确定每个HFI波段中的宇宙红外背景亮度。在100、143、217、353、545和857 GHz处，我们得到的CIB值分别为0.007 ± 0.014、0.010 ± 0.019、0.060 ± 0.023、0.149 ± 0.017、0.371 ± 0.018和0.576 ± 0.034 MJy/sr。估计的不确定性为353至857 GHz频段的约3至6倍，小于以前的直接CIB确定在这些频率。我们的研究结果进行了比较，从最近选定的亚毫米波和毫米波波长成像调查的综合源亮度结果。
2019-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing cosmic star formation history through radio continuum spectral energy distribution and non-thermal emission
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（伊朗基础科学研究所）；University of Cologne（科隆大学）；International Centre for Radio Astronomy Research, Curtin University（西澳大学国际射电天文研究中心）；Hunan Normal University（湖南师范大学）；Nanjing University（南京大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Academia Sinica（中央研究院）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；University of the Western Cape（西开普大学）
研究通过射电连续谱辐射追踪宇宙恒星形成历史，介绍了恒星形成星系的射电SFR校准进展及相关研究，强调SKA AA4宽频覆盖和高灵敏度可在宽红移范围为SFGs确定精确射电SED的潜力。
2026-07-29 astro-ph.GA
Metallicity of stars formed throughout the cosmic history based on the observational properties of star forming galaxies
金属丰度是决定恒星演化的重要因素之一。为了描述恒星星族的性质，我们需要知道在不同金属丰度下形成的恒星所占的比例。了解这一部分如何随时间演变是必要的，例如，估计任何恒星演化相关现象（例如，双致密物体合并，伽马射线暴）的发生率。这样的理论估计可能会遇到观测限制，以验证有关祖先系统演化导致某种瞬变的假设。然而，为了正确地进行比较，我们需要知道与假设的恒星形成历史和宇宙化学演化有关的不确定性。结合恒星形成星系的经验标度关系和其他观测性质，构造了不同金属丰度和红移下宇宙恒星形成率密度的分布。我们解决的问题，这种分布的不确定性，由于目前尚未解决的问题，如绝对金属丰度尺度，在恒星形成的扁平化-质量关系或低质量的星系质量函数结束。我们发现，在我们研究中考虑的极端情况之间，自z=3以来，金属丰度<10%太阳（>太阳）的恒星质量分数变化约18%（约26%）。这种不确定性主要来自于用不同方法获得的质量金属丰度关系的差异。我们面对我们的结果与当地的核心坍缩超新星观测。我们的模型是公开的。
2019-07-25 astro-ph.GA
Witnessing the reionization history using Cosmic Microwave Background observation from Planck
我们使用普朗克2015年宇宙微波背景（CMB）温度和偏振各向异性观测数据来约束再电离的历史。我们还使用事先约束的红移$\sim7-8$从莱曼- $α$发射观测的再电离历史。以不同红移处的自由电子分数为自由参数，用多项式构造了完整的再电离历史。我们的结构提供了一个非常灵活的框架，以寻找历史的再电离作为一个函数的红移。我们提出了一个保守的和乐观的再电离的约束，分类的灵活性的模型和数据集用于约束他们，我们报告说，CMB数据稍微有利于延长再电离的历史。在这两种情况下，我们发现光学深度的平均值（$\approx0.09$和$0.1$）大于我们发现在标准的阶梯状再电离历史（$0.079\pm0.017$）。同时我们还发现，在乐观约束条件下，当红移大于15时，在95.4%的置信限下，自由电子分数的最大值为$\sim0.25$.
2017-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The LOFAR Two-metre Sky Survey: the radio view of the cosmic star formation history
本文利用LOFAR 150 MHz深场射电观测构建光度函数，经AGN区分与L–SFR弥散校正后，测量0≲z≲4的宇宙恒星形成率密度。
2023-05-24 astro-ph.GA
The evolution of CNO isotopes: a new window on cosmic star-formation history and the stellar IMF in the age of ALMA
我们使用国家的最先进的化学模型来跟踪宇宙演化的CNO同位素在星际介质（ISM）的星系，产生强大的约束，其恒星的初始质量函数（IMF）。我们重新评估了大质量恒星、渐近巨星分支（AGB）恒星和新星在产生稀有同位素（如13 C、15 N、17 O和18 O）以及12 C、14 N和16 O中的相对作用。计算了超AGB星、新星和快速旋转大质量星的CNO同位素产额。复制了现有的同位素富集数据在太阳附近，整个银河系，并评估了我们的模型的敏感性，其余的不确定性，如新星产量和恒星形成的历史，我们表明，我们可以有意义地限制恒星IMF在星系中使用C，O和N同位素丰度比。在星爆星系中，多个同位素线的数据是可用的，我们发现令人信服的新证据头重脚轻恒星IMF，其恒星形成率和效率的深远影响，也许也是他们的恒星质量。无论是化学分馏，也没有选择性的光解可以显着扰动全球平均同位素丰度比远离相应的同位素，因为这两个过程通常只会影响小质量分数的分子云在星系中。因此，阿塔卡马大型毫米阵列现在随时准备探测恒星IMF，甚至是在整个宇宙时间内恒星形成星系中特定星暴事件的年龄，不受困扰光学/近红外研究的尘埃遮蔽效应的影响。
2017-05-29 astro-ph.GA
Neutrinos from the cosmic noon: a probe of the cosmic star formation history
对宇宙恒星形成历史的多个天体物理探测在红移z > 1时得出了非常不同的推论。虽然所有的探测器似乎都表明在1.5 < z < 3之间有一个恒星形成的高峰期，称为宇宙正午，但这些探测器的详细推论是不一致的。特别是，由H-α数据表示的峰值恒星形成率密度的大小比由UV/IR数据表示的峰值的大小高约4倍。在这项工作中，我们探索了未来在Hyper-Kamiokande（HK）实验中测量弥漫超新星中微子背景的潜力，以解决差异并帮助确定峰值宇宙恒星形成率的大小。我们发现，根据宇宙核心坍缩超新星中微子光谱，HK装载0.1%钆质量有可能区分不同的恒星形成历史之间的1.6-20年的数据收集。
2020-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining the cosmic merger history of intermediate-mass black holes with gravitational wave detectors
中等质量黑洞（IMBHs）还没有被发现，除了任何合理的怀疑，通过动力学或吸积签名。引力波（GWs）代表了一个无与伦比的机会来调查天空和检测IMBH的合并，使其有可能首次限制它们的形成，增长和合并历史跨越宇宙时间。虽然目前的LIGO-Virgo-KAGRA网络在检测IMBH双星合并方面受到很大限制，但下一代地面观测站和天基任务有望通过每年检测几个事件来揭示IMBH人口。在这里，我们通过确定下一代GW观测站的最佳网络来评估这种可能性，以重建整个宇宙时间的IMBH合并历史。我们表明，旅行者，爱因斯坦望远镜，宇宙探测器将能够约束合并IMBHs的主要质量的分布高达$\sim 10^3\ M_\odot$和质量比$\gtrsim 0.1$，而LISA将互补这样做，在更高的质量和更小的质量比。因此，下一代地基和天基观测站网络将有可能重建IMBH的合并历史。此外，质量为$\lesssim 5\times 10^3\ M_\odot$的IMBH可以在多波段观测到，红移可达$z\approx 4$，开创了GW天文学的新纪元。
2023-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Galaxy Protoclusters as Drivers of Cosmic Star-Formation History in the First 2 Gyr
现今的星系团是大质量的晕，其中大多数是静止的星系，而遥远的原星系团是包含许多恒星形成星系的扩展结构。我们调查的影响，这一根本性的变化，在宇宙学的背景下，使用一组N体模拟和半解析模型。我们发现，从z=0到z=7，所有（原）星系团占据的宇宙体积分数增加了近三个数量级。我们发现，（原）团星系是一个重要的，甚至在高红移占主导地位的人口，因为他们的预期贡献的宇宙恒星形成率密度上升（从1%在z=0）到20%在z=2和50%在z=10。因此，原星系团提供了宇宙电离光子的重要部分，并且可能在驱动宇宙再电离的时间和拓扑结构方面至关重要。在内部，团簇形成的平均历史可以分为三个阶段：在z~10-5，原团簇中的星系生长是由内而外的，中心晕是宇宙中最活跃的区域之一：在z~5-1.5，整个10-20 Mpc结构中发生了快速的恒星形成，形成了它们现在的大部分恒星质量;在z<~1.5时，剧烈的引力坍缩将这些恒星的内含物推入单个星系团晕中，由于弛豫和维里化，在很大程度上抹去了星系团星系形成的细节。我们的研究结果激发了对遥远原星系团的观测，以了解宇宙正午期间快速、扩展的恒星生长，以及它们与宇宙黎明期间再电离的联系。
2017-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Troubled cosmic flows: turbulence, enstrophy and helicity from the assembly history of the intracluster medium
模拟和观测都表明，湍流是宇宙场景中普遍存在的现象，但由于其固有的多尺度特性，需要高分辨率，因此特别难以进行数值模拟。此外，湍流与星系和星系团的动力学状态和形成历史密切相关，产生了多种多样的现象，需要大量的此类结构样本才能得出可靠的结论。在这项工作中，我们使用自适应网格细化（AMR）宇宙学模拟，探讨在星系团湍流的产生和消散，在其组装历史。我们发现，主要的合并，更普遍的吸积气体，是主要的过程驱动湍流的内集群介质。我们特别关注螺线管湍流，它可以通过拟能量化。我们的研究结果似乎证实了它的产生，其中涉及斜压和压缩在外部（吸积）和内部（合并）的冲击，其次是涡拉伸下游的情况。我们还研究了质量落入星系团维里边界之外的情况，发现气体遵循具有一定程度螺旋度的轨迹，因为它在外部冲击中已经发展出一些涡度。
2021-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Void replenishment: how voids accrete matter over cosmic history
宇宙空洞是密度不足的区域，占据了宇宙的大部分体积。它们预计会出现在包含负初始密度波动的区域，随后随着周围物质的坍塌并形成壁，细丝和集群而膨胀。我们报告的结果，从分析的宇宙学模拟专门设计，以准确地描述低密度区域，如宇宙空洞。与通常的预期相反，我们发现空洞在宇宙历史上也经历了显著的质量流入。平均而言，在$z \sim 0$处的样品中的空隙质量的$10\%$从过密区域增大，对于大部分空隙达到超过$35\%$的值。超过一半的质量进入空隙逗留的时间周期$\sim 10 \, \mathrm{Gyr}$内，达到内半径。这将意味着在给定时间位于空隙内的部分气体从过密区域（例如，星系团或细丝），在那里它可能已经被预处理，从而挑战了星系形成在空隙中的场景，并反对原始环境的想法。
2021-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic star-formation history and black hole accretion history inferred from the JWST mid-infrared source counts
本文利用JWST中红外深场源计数，通过五类星系本地光度函数的后向演化模型，同时约束宇宙恒星形成历史和黑洞吸积历史，将观测基础拓展到比以往暗数十倍的源。
2023-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revealing the cosmic reionisation history with fast radio bursts in the era of Square Kilometre Array
揭示宇宙再电离的历史处于河外天文学的前沿。宇宙微波背景（CMB）极化的功率谱可以用来约束再电离历史。在这里，我们提出了一个不依赖于CMB的方法，使用快速射电暴（FRB）直接测量星系际介质（IGM）的电离分数作为红移的函数。FRB是新的天文瞬变与毫秒的时间尺度。它们的分散测量（DM $_{\rm IGM}$）是IGM中电离物质量的指标。由于微分DM $_{\rm IGM}$对红移是成比例的电离分数，我们的方法使我们能够直接测量的再电离的历史，而无需任何假设其功能的形状。作为概念的证明，我们构建了模拟非重复FRB源与平方公里阵列检测，假设三个不同的再电离历史与汤姆逊散射的光学深度相同。我们考虑了三种情况下的红移测量：（A）光谱红移的所有模拟数据，（B）光谱红移的10%的模拟数据，和（C）红移估计的FRB之间的经验关系的时间-积分亮度和休息帧固有的持续时间。在所有情况下，再电离的历史是一致的重建模拟FRB数据使用我们的方法。我们的研究结果表明，未来的FRB约束再电离的历史的能力。
2021-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The influence of cosmic rays in the circumnuclear molecular gas of NGC1068
我们调查了塞弗特星系NGC1068的周核盘之间的频率86.2 GHz和115.6 GHz，并确定了17种不同的分子。使用依赖于时间和深度的化学模型，我们再现的观测结果，并表明，柱密度的大多数物种更好地再现，如果分子气体是由高的宇宙射线电离率约1000倍的银河系的高度弥漫。我们讨论了如何在NGC1068核分子可能会受到这种外部辐射，以及紫外线辐射场的影响。
2012-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
GAMA/DEVILS: Constraining the cosmic star-formation history from improved measurements of the 0.3-2.2 micron Extragalactic Background Light
我们提出了一个修正的测量光学河外背景光（EBL）的基础上，解决星系的贡献的综合星系光（IGL）。宇宙光背景辐射（COB）对恒星形成过程中产生的光进行编码，提供了丰富的宇宙恒星形成历史（CSFH）信息。我们结合了来自银河和质量大会调查（GAMA）和深河外可见遗产调查（DEVILS）的宽和深星系数量计数，以及哈勃太空望远镜（HST）档案和其他深调查数据集，在9个多波长滤波器中测量从0.35微米到2.2微米的COB。我们独立地推导出每个波段的光度密度，并与最近的和补充的甚高能量（VHE）实验的光学EBL估计显示出良好的一致性。我们的误差分析表明，IGL和伽马射线测量现在完全一致，误差在10%以内，这表明在已知的星系群之外，几乎不需要任何额外的漫射光源。我们使用我们修改后的IGL测量来约束宇宙恒星形成的历史，并对一些最近的估计振幅约束。作为一致性检查，我们现在可以令人信服地证明，CSFH，恒星质量增长和光学EBL提供了一个完全一致的星系演化图像。我们的结论是，恒星形成率的峰值位于0.066-0.076 Msol/yr/Mpc ^3的范围内，时间回溯为9.1 ~ 10.9 Gyrs。
2021-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extragalactic Background Light: Inventory of light throughout the cosmic history
河外背景光（EBL）代表天空的平均表面亮度，就像我们从银河系以外的星系际空间的代表性有利位置看到的那样。在整个4 π立体角上平均，它代表了整个宇宙历史中所有发光物质辐射的集体光。EBL的一部分被分解成星系，随着巨型望远镜和灵敏探测器的探测能力不断提高，它们被看到越来越深的极限星等。现在已知这一已解决的部分构成了EBL的实质性部分，甚至是主要部分。然而，仍然存在的挑战是，要找出在多大程度上星系太暗或太分散而无法单独识别，单个恒星或星系外气体的发射，或者更推测地说，一些迄今未知的光源，如衰变的基本粒子，正在解释剩余的EBL。我们回顾了EBL测量的最新进展。目前的光度测量结果表明，除了已分辨的星系外，还有一个无法用弥散星系晕或星系际恒星来解释的EBL成分。
2019-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic star-formation history from a non-parametric inversion of infrared galaxy counts
[摘要]本文旨在从中红外和远红外数据的经验模型中为宇宙恒星形成历史提供新的保守约束。我们同时在15，24，70，160和850微米处对星系计数进行非参数反演。这是一个“盲”搜索（不需要红移信息）的所有可能的演化的红外光度函数的星系，从恒星形成率密度的演化及其不确定性的推导。宇宙红外背景（CIRB）测量被用于后验收紧的解决方案的范围。这种反演只依赖于两个假设：（1）光度函数在红移和光度上都是光滑的;（2）必须假设星系的红外光谱能量分布。我们得到的恒星形成历史的范围是很好的约束和一致的红移为基础的测量深调查。计数的红移分解也被成功地恢复。因此，多波长计数和CIRB（两者都是投影观测）似乎包含了足够的信息来恢复宇宙恒星形成历史，但存在可量化的误差。SFRD在z~2处的峰是优选的，尽管不排除更高的红移。我们还发现，观测到的恒星质量密度的演化与我们的模型预测之间有很好的一致性。最后，反演无法完美地同时模拟所有的多波长红外计数（特别是在160微米处，在20 mJ左右可以看到过量的红外计数），这意味着（i）存在较冷星系的子种群，（ii）局部星系之间的尘埃温度比预期的分散度更大，（iii）或星系的红外SED的红移演化。
2009-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigating the CREDIT history of supernova remnants as cosmic-ray sources
本文提出CREDIT情景，利用超新星遗迹中能量依赖的逃逸特征，通过蒙特卡洛模拟和决策树方法，以高显著性识别单个超新星遗迹对局地宇宙线通量的贡献。
2025-07-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Investigating the CREDIT history of supernova remnants as cosmic-ray sources
本文提出宇宙线能量依赖注入时间（CREDIT）情景，利用超新星遗迹能量依赖逃逸产生的窄刚度通量特征，并结合 Monte Carlo 模拟与决策树识别单个超新星遗迹宇宙线源。
2025-02-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
The rise and fall of stellar discs across the peak of cosmic star formation history: mergers versus smooth accretion
从一个国家的最先进的宇宙流体动力学模拟，地平线-AGN星系合并树，我们进行了统计研究如何合并和平滑吸积驱动星系的形态特性以上$z > 1$。更具体地说，我们研究恒星的密度，有效半径和形状参数来自惯性张量取决于合并不同的质量比。我们发现了强有力的证据表明，在宇宙时间内，平滑的吸积往往会使小星系变平，从而形成盘。另一方面，合并，而不仅仅是主要的合并，表现出膨胀和破坏恒星盘的倾向，证实了椭圆星系的起源。我们还发现，椭圆星系更容易通过合并比盘星系的尺寸质量演化$r \prop M^{1.2}$而不是$r \prop M^{-0.5} - M^{0.5}$取决于合并质量比的大小增长。气体含量驱动的大小质量的演变，由于合并与气体贫星系$r \prop M^2$比气体丰富的星系$r \prop M$更快的大小增长。
2015-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
GAMA/G10-COSMOS/3D-HST: The 0<z<5 cosmic star-formation history, stellar- and dust-mass densities
我们使用能量平衡代码MAGPHYS来确定恒星和尘埃质量，以及超过200，000个GAMA星系，170，000个G10-COSMOS星系和200，000个3D-HST星系的尘埃校正恒星形成率。我们的值与先前报道的测量结果吻合得很好，构成了一个具有代表性的均匀数据集，涵盖了恒星质量（10^8- 10^12 Msol）、尘埃质量（10^6- 10^9 Msol）和恒星形成速率（0.01- 100 Msol/年）的广泛范围，以及广泛的红移范围（0.0 < z < 5.0）。我们结合这些数据来测量宇宙恒星形成历史（CSFH），恒星质量密度（SMD），尘埃质量密度（DMD）超过12 Gyr时间轴。数据大多同意以前的估计，如果他们存在，并提供了一个准同质数据集使用一致的质量和恒星形成的估计与一致的基本假设在整个时间范围。因此，与历史文献相比，我们的形式错误显着减少。综合我们的宇宙恒星形成历史，我们精确地再现了恒星质量密度，ISM补充因子为0.50 +/- 0.07，与我们选择的Chabrier IMF加上一些适度的剥离恒星质量一致。探索宇宙尘埃密度的演化，我们发现尘埃密度随着时间的推移逐渐增加。我们从CSFH建立了一个简单的唯象模型来解释尘埃质量的演化，并得出两个关键结论：（1）每形成一个单位的恒星质量，也会形成0.0065- 0.004个单位的尘埃质量;（2）在宇宙的历史上，大约90%到95%…
2017-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic star formation history and AGN evolution near and far: AKARI reveals both
了解红外光度是了解宇宙恒星形成历史和活动星系核演化的基础，因为它们最强烈的阶段往往被尘埃所掩盖。日本的红外卫星AKARI提供了独特的数据集，在低和高红移下探测这一点。AKARI在6个红外波段（9、18、65、90、140和160 $μ$ m）进行了所有天空调查，灵敏度比IRAS高3-10倍，覆盖了尘埃排放峰值的关键远红外波长。结合更好的空间分辨率，AKARI可以更精确地测量单个星系的总红外光度（$L_{TIR}$），从而测量局部宇宙的总红外光度密度。在AKARI NEP深场中，我们使用4128个红外源构建了剩余帧8 $μ$ m，12 $μ$ m和0.15 $<z<$ 2.2的总红外（TIR）光度函数（LF）。AKARI卫星在中红外波长（2.4、3.2、4.1、7、9、11、15、18和24 $μ$ m）的连续滤光片覆盖范围使我们能够估计剩余帧8 $μ$ m和12 $μ$ m的光度，而无需使用基于SED拟合的大外推，这是以前工作中最大的不确定性。结合这两个结果，我们揭示了尘埃隐藏的宇宙恒星的形成历史和活动星系核的演化从$z$ =0到$z$ =2.2，所有由AKARI卫星探测。
2015-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Portrait of the Cosmic Reionisation History in the Context of the Early Dark Energy Model
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Peking University（北京大学）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）
本研究在早期暗能量模型背景下，通过建模再电离历史，发现其能以中等LyC逃逸分数和紫外光度密度解释观测到的高红移星系过剩量，为EDE宇宙学提供独立探测手段。
2026-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dissecting Reionisation with the Cosmic Star Formation and Active Galactic Nuclei Luminosity History
The University of Western Australia（西澳大学）；ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D)（三维全天空天体物理学卓越研究中心）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；University of Louisville（路易斯维尔大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；University of Sussex（萨塞克斯大学）；Association of Universities for Research in Astronomy (AURA)（天文研究大学协会）；The Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；University of Missouri（密苏里大学）
研究通过分析恒星和活动星系核的光度历史，发现恒星和AGN共同作用才能实现再电离，且逃逸分数在不同红移下有特定范围。
2025-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing Cosmic Dawn: Modelling the Assembly History, SEDs, and Dust Content of Selected $z\sim9$ Galaxies
在$z>9$的星系光谱能量分布（SED）中存在光谱学证实的巴耳末断裂，为我们宇宙中第一代恒星的组装历史提供了最好的探测器之一。最近对引力透镜源MACS 1149_JD 1（JD 1）的观测表明，大量的恒星形成可能发生在红移高达$z\simeq15$的地方。推断的恒星质量，尘埃质量和组装历史的JD 1，或任何其他星系在这些红移表现出强烈的巴耳末突变，可以提供一个强有力的测试，我们最好的理论模型从高分辨率的宇宙学模拟。在这项工作中，我们提出的结果从宇宙辐射流体动力学模拟的区域周围的一个巨大的莱曼break星系。对于我们的两个最大质量的系统，我们表明，灰尘优先居住在附近的年轻恒星，从而增加了强度的测量巴耳末破裂，使模拟的SED是一致的光度学的JD 1和其他两个$z>9$系统（GN-z10 -3和GN-z9 -1），提出了在高红移的巴耳末破裂。我们发现强烈的变化，几乎相同的恒星和晕质量的星系的SEDs的形状和光度，表明形态，组装历史和尘埃分布的重要性，在高红移的个别星系的属性进行推断。我们的研究结果强调，即使在极端的红移$z>9$的尘埃可能发挥调制星系的可观察的属性的重要性。
2019-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
On The History and Future of Cosmic Planet Formation
我们结合星系形成的历史与行星形成模型的约束，产生的银河系和宇宙作为一个整体的类地和巨型行星形成的历史。在哈勃体积（10^13 Mpc^3）中，我们预计有大约10^20颗类地行星和大约10^20颗巨行星;我们自己的星系预计分别有大约10^9颗类地行星和大约10^10颗巨行星。提议的行星形成的金属丰度阈值对这些数字没有显著影响。然而，与类地行星相比，巨行星的金属丰度依赖性导致其典型的形成时间更晚，宿主星系更大。太阳系形成于银河系中现有巨行星的年龄中位数，与过去的估计一致，形成于80%的类地行星之后。然而，如果维里化暗物质晕中的现有气体继续坍缩并形成恒星和行星，宇宙将形成比目前存在的行星多10倍的行星。我们表明，这将意味着至少有92%的机会，我们不是宇宙中唯一的文明，独立于涉及德雷克方程的论点。
2015-08-05 astro-ph.EP astro-ph.GA
Cosmic star formation history with tomographic cosmic infrared background-galaxy cross-correlation
在这项工作中，我们探测宇宙的恒星形成的历史，利用层析交叉相关的宇宙红外背景（CIB）和星系样本。星系样本来自千度巡天（KiDS），而CIB地图则来自\planck \，即天空地图。我们在谐波空间中测量互相关，其显著性为43 $σ$。我们模拟的交叉相关性与晕模型，它将CIB各向异性的恒星形成率（SFR）和星系丰度。我们假设，SFR有一个对数正态依赖于晕质量，而星系丰度遵循晕占据分布（HOD）模型。互相关给出了$η_{\mathrm{max}}= 0.41^{+0.09}_{-0.14}$在晕质量$\log_{10}(M_{\mathrm{peak}}/M_{\odot})= {12.14\pm 0.36}$下的最佳拟合最大恒星形成效率。导出的恒星形成率密度（SFRD）被很好地约束到$z\sim 1.5$。在高红移的约束功率主要是由KiDS调查深度的限制。结合先前研究的外部SFRD测量值，得到$\log_{10}(M_{\mathrm{peak}}/M_{\odot})=12.42^{+0.35}_{-0.19}$。这将SFRD约束收紧到$z=4$，在$z=1.74^{+0.06}_{-0.02}$处产生$0.09_{-0.004}^{+0.003}\,M_{\odot} \mathrm { year }^{-1} \mathrm{Mpc}^{-3}$的峰值SFRD，对应于$10.05…
2022-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The History of The Milky Way: The Evolution of Star Formation, Cosmic Rays, Metallicity, and Stellar Dynamics over Cosmic Time
本文构建包含恒星形成、宇宙线、金属、动力学及物质流的银河系长期演化模型，再现当前观测，并预言未知吸积流与超新星能量驱动的弥散热等离子体。
2023-12-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
The locations of features in the mass distribution of merging binary black holes are robust against uncertainties in the metallicity-dependent cosmic star formation history
本文提出了一个金属丰度依赖的宇宙恒星形成历史解析函数，发现并合双黑洞质量分布的特征位置对该函数的不确定性具有鲁棒性，有助于约束相关形成物理。
2023-02-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Cosmic star formation history and AGN evolution near and far: from AKARI to SPICA
红外光度是了解宇宙恒星形成历史和活动星系核演化的基础，因为它们最强烈的阶段经常被尘埃所掩盖。日本的红外卫星AKARI提供了独特的数据集，以探测低和高红移的这些。AKARI在6个红外波段（9、18、65、90、140和160 $μ$ m）进行了全天观测，灵敏度比IRAS高3-10倍，覆盖了尘埃排放峰值的关键远红外波长。结合更好的空间分辨率，AKARI可以更精确地测量单个星系的总红外光度（$L_{TIR}$），从而测量本地宇宙的总红外光度密度。在AKARI NEP深场中，我们使用4128个红外源构建了剩余帧8 $μ$ m，12 $μ$ m和0.15 $<z<$ 2.2的总红外（TIR）光度函数（LF）。AKARI卫星在中红外波长（2.4、3.2、4.1、7、9、11、15、18和24 $μ$ m）的连续滤光片覆盖范围使我们能够估计剩余帧8 $μ$ m和12 $μ$ m的光度，而无需使用基于SED拟合的大外推，这是以前工作中最大的不确定性。结合这两个结果，我们揭示了尘埃隐藏的宇宙恒星的形成历史和活动星系核的演化从$z$ =0到$z$ =2.2，所有由AKARI卫星探测。下一代空间红外望远镜，SPICA，将彻底改变我们对红外宇宙的看法，具有冷却的3米空间望远镜的超高灵敏度。最后，我们的调查建议和未来的前景与SPICA。
2015-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Star formation, supernovae, iron, and alpha: consistent cosmic and Galactic histories
最近观测到的宇宙恒星形成历史（SFH）解决了与恒星质量密度历史的不一致。我们表明，修订后的SFH还按比例增加延迟时间分布（DTD）的Ia型超新星（SNe Ia），从观察到的体积SN Ia率的历史，使其与其他场星系SN Ia DTD测量。基于修正SFH的DTD具有$t^{-1.1 \pm 0.1}$形式，哈勃时间积分产生效率为每$1000~{\rm M_\odot}$形成恒星质量的$N/M_\star=1.3\pm0.1$ SNe Ia。使用这些修订的历史和更新的经验铁产量的各种SN类型，我们重新推导宇宙铁积累的历史。核心坍缩的SNe和SNe Ia对今天宇宙中铁的总质量的贡献大致相等。在[ $α$ /Fe]与[Fe/H]丰度比平面上发现了平均宇宙气体元素的轨道。这条轨道与观测到的银河系恒星在这个平面上的主轨迹大致相似，表明银河系（MW）的SFH在形式上与宇宙的SFH相似。我们很容易找到一个简单的MW SFH，使轨道密切匹配这个恒星轨迹。星系团似乎有一个较高的标准化DTD。这个星团DTD，结合一个短爆发MW SFH峰值在$z=3$，产生一个轨道，匹配非常好的观察到的“高$α$“的MW星的轨迹，这表明晕/厚盘人口有一个星系团状的形成模式。因此，一个简单的两个组件SFH，结合经验的DTDs和SN铁产量，足以密切再现MW的恒星丰度模式。
2017-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Baryon history and cosmic star formation in non-Gaussian cosmological models: numerical simulations
我们提出了第一个数值，N体，流体动力学，化学模拟的宇宙结构形成的非高斯模型的框架。我们研究了原始非高斯性对早期化学（e，H，H+，H-，He，He+，He++，H2，H2+，D，D+，HD，HeH+），分子和原子气体冷却，恒星形成，金属（C，O，Si，Fe，Mg，S）富集，人口III（popIII）和人口II-I（popII）过渡的影响，以及对“可见”物体的演变。我们发现，非高斯性可以有一些后果重子结构的形成在非常早期的时代，但随后的演变在以后的时间洗了各种模型之间的任何差异。当假定原始非高斯扰动的合理值时，事实证明，它们负责：（一）改变约10%的冷致密气相中的早期分子分数;（二）在原始物体的宇宙演化过程中引起<~ 10%的小温度波动;（iii）影响z>~15时第一次恒星形成事件的开始，以及长达约10^7年的popIII/popII转变的开始; ㈣确定第一个结构形成后气体云和恒星质量分布的变化<~ 10%;（5）只引起宇宙化学史的轻微变化。然而，我们强调，纯粹的非高斯效应可能很难解决，因为它们与其他物理现象（例如原始气体整体流动，未知的原始popIII恒星质量函数等）严格扭曲。对重子的行为有类似或更强的影响。
2011-04-18 astro-ph.CO astro-ph.GA math-ph
Dark-matter-induced transients over cosmic time: The role of star formation history profiles
本文构建了一个结合星系结构、恒星形成和初始质量函数标度关系的框架，用于估算不同星系质量和宇宙时间下暗物质诱发瞬变事件的目标族群形成率，以解决暗物质密集区恒星族群可能已被耗尽的问题。
2025-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
