Enabling the next generation of cm-wavelength studies of high-redshift molecular gas with the SKA
平方公里阵列将是研究遥远宇宙中气体的革命性仪器。SKA 1将有足够的灵敏度来探测和成像原子21厘米HI在个别星系在显着的宇宙学距离，补充正在进行的ALMA成像的红移高J CO线发射和远红外星际介质线，如[CII] 157.7微米。在低于~50 GHz的频率下，对CO、HCN、HCO+、HNC、H2O和CS的低J跃迁的红移发射的观测提供了对星系中冷的、致密的恒星形成气体的运动学和质量预算的深入了解。在ALMA波段1（35 ~ 52 GHz）部署之前，用于研究50 GHz以下分子气体高红移的最灵敏的装置是卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA）在这里，我们提出了一个概述的作用，SKA可以发挥在分子发射线研究期间SKA 1和SKA 2，重点研究致密气体示踪剂直接探测活跃的恒星形成区域。
2014-12-18 astro-ph.GA
The Kormendy relation of early-type galaxies as a function of wavelength in Abell S1063, MACS J0416.1-2403, and MACS J1149.5+2223
的波长依赖性的Kormendy关系（KR）的特点是在低红移，但在中间的红移研究不足。KR提供了早期星系（ETG）人口演化的信息。因此，通过研究它，我们可以揭示这些物体的组装过程和它们的尺寸演化。由于不同红移的研究通常是在不同的静止系波段进行的，因此研究KR是否依赖于波长是很重要的。了解这种依赖关系是正确解释我们从这些研究中得出的结论的基础。我们分析了三个哈勃前沿场星系团Abell S1063（z = 0.348），MACSJ0416.1-2403（z = 0.396）和MACS J1149.5+2223（z = 0.542）的KR随波长的变化。这是第一次在中等红移的波长范围内对ETG的KR进行了一致的探索。我们利用非常深的HST测光，从观察到的B-波段的H-波段，和MUSE积分场光谱。我们通过一个新开发的Python包称为morphofit，我们在以前的工作中进行的结构参数估计，提高。通过在星系团ETG上的使用，我们发现在所有三个星系团中，KR斜率随着从光学到近红外（NIR）波段的波长而平滑增加，由于ETG的被动老化，在红移较低的情况下，拦截变得较弱。恒星星族。斜率的趋势是一致的，在较低的红移与以前的研究结果。斜率随波长的增加意味着相对于光学状态，在NIR中较小的ETG比较大的ETG更集中。由于不同的波段探测星系中不同的恒星星族，斜率的增加也意味着较小的ETG相对于较大的ETG具有…
2023-03-10 astro-ph.GA
Testing the wavelength dependence of cosmological redshift down to $Δz \sim 10^{-6}$
标准宇宙学模型的核心假设是遥远星系的红移与光子波长无关。这种宇宙学红移随波长的不变性通常在所有星系的光谱中发现，其精度为$Δ$ z~10 $^{-4}$。结合使用斯隆数字巡天（SDSS）的大约50万个高质量星系光谱，使我们能够探索这种不变性，使红移的标称精度达到百万分之一（统计）。我们的分析是在红移区间0.02<z<0.25上进行的。我们使用3700- 6800静止坐标系光学窗口上的谱线的质心。我们没有发现蓝边和红边之间的红移有任何差异，在z<0.1时精确到10 $^{-6}$，在0.1<z<0.25时精确到10 $^{-5}$（也就是说，至少比单个星系光谱好一个数量级）。这是第一次在这个精度水平上在宽光谱窗口上证实了（1+z）红移定律的波长无关性。这一结果与星系的恒星星族及其运动学性质无关。该结果对于波长校准问题也是鲁棒的。有限的光谱分辨率（R~2000）的SDSS数据与观察到的restframe中的光谱特征的非对称波长采样，由于（1+z）拉伸的线阻止我们的方法，以达到精度高于10 $^{-5}$，在z>0.1。未来限制这一定律的尝试将需要更高分辨率（R> 10，000）的高质量星系光谱。
2016-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The Redshift Search Receiver 3 mm Wavelength Spectra of 10 Galaxies
在五学院射电天文台使用一种新的、非常宽频带的接收机和光谱仪，称为红移搜索接收机（RSR），获得了10个星系的3毫米波长光谱。RSR的瞬时带宽为37 GHz，覆盖74至111 GHz的频率，频谱分辨率为31 MHz（~100 km/s）。在FCRAO 14 m望远镜上对RSR进行测试时，获得了NGC 253，Maffei 2，NGC 1068，IC 342，M82，NGC 3079，NGC 3690，NGC 4258，Arp 220和NGC 6240中心区的完整3 mm光谱。在RSR覆盖的波段内，检测到来自14种不同原子和分子的20条谱线。同时适合每个星系的光谱的基础上，一些关键的分子线比推导出来。一个简单的模型，假设发射来自银河系般的巨型非分子云核心的合奏，可以充分拟合所观察到的线比使用分子丰度的基础上银河系分子云核心。某些谱线比率的变化，例如13 CO/HCN和HCO+/HCN，可以用星系间分子气体的平均密度变化来解释。然而，NGC 3690，NGC 4258和NGC 6240显示出非常大的HCO+/HCN比，并且需要HCO+相对于HCN的显著丰度增强，这可能是由于接近活动星系核活动。最后，我们估算了致密分子气体的质量，并推断在这些星系的中心区域，25- 85%的分子气体的密度必须大于10^4 cm^-3。
2010-12-30 astro-ph.GA
The FENIKS Survey: Multi-wavelength Photometric Catalog in the UDS Field, and Catalogs of Photometric Redshifts and Stellar Population Properties
本文发布FENIKS在UDS天区构建的24波段深度PSF匹配测光星表，并利用eazy-py、FAST和Dense Basis提供测光红移及恒星族群性质。
2024-05-21 astro-ph.GA
High-redshift Merger-induced Bar-like Galaxies in IllustrisTNG
本研究利用IllustrisTNG模拟发现，高红移棒状星系通过小卫星并合形成，最终演化为星系团中的S0或椭圆星系，而非类似银河系的棒状盘星系。
2025-09-26 astro-ph.GA
NuSTAR Observations and multi-wavelength modeling of the high-redshift BL Lac Object 4FGL J2146.5-1344
高同步峰值（HSP; $ν_{sy}^{pk} > 10^{15}$ Hz）BL Lac是宇宙中最极端的加速器之一。这些发现在高红移（$z>1$）挑战我们的理解耀变体演化模型，是至关重要的宇宙学测量的河外背景光。在本文中，我们研究了一个高$z$ BL Lac，4FGL J2146.5-1344，检测到的$z$ =1.34使用光度学dropout技术。我们收集了多波长的数据，这个源从光学到$γ$ -射线，以研究其光谱能量分布（SED）。特别是，这个来源是第一次观察到的NuSTAR，它准确地测量了这个耀变体的同步辐射高达50千电子伏。尽管被归类为HSP BL Lac天体，但SED的建模显示，该源可能属于“伪装BL Lac”类，其包括作为伪装BL Lac天体出现的FSRQ。
2020-01-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Far-Infrared Photometric Redshifts: A New Approach to a Highly Uncertain Enterprise
我提出了一种新的方法，根据静止帧远红外到毫米波长的尘埃再处理发射来推导星系的远红外光度红移。在过去的十年中，远红外测光红移（“FIR- $z$“）已经被用来推导出在其他波长（如光学/近红外）缺乏测光的高度模糊星系的红移限制。大多数文献FIR-z拟合是通过$χ^2$最小化单个星系的远红外模板光谱能量分布（SED）来进行的。使用单一的星系模板，或适度的一套模板，可以导致一个人为的低不确定性估计FIR- $z$的，因为真正的星系显示出广泛的内在尘埃SED。我使用观测到的星系SED的分布（在$0<z<5$的样本约束良好），以激发一种新的远红外通过毫米测光红移技术称为MMpz。MMpz算法认为，星系最有可能是从经验观察到的静止帧峰值波长，$λ_{\rm peak}$，和总红外光度，L $_{\rm IR}$之间的关系;推导出的光度红移帐户的测量不确定性和内在变化的SED在推断L $_{\rm IR}$，以及加热从CMB在$z>5$。MMpz算法具有$σ_{Δz/(1+z)}\approx0.3-0.4$的精度，类似于单模板拟合，同时与替代的远红外光度红移技术（具有$\mathcal{O}(χ^2_ν)\approx10-10^{3}$）相比，提供了对具有降低的卡方阶数$\mathcal{O}(χ^2_ν)=1$的$z$不确定性的更准确的估计。
2020-07-21 astro-ph.GA
Cm-wavelength Studies of Molecular Gas and Star Formation at High Redshift with the SKA
Peking University（北京大学）；Kavli Institute of Astronomy and Astrophysics at Peking University（北京大学天文与天体物理研究所）；Laboratoire Lagrange, OCA, CNRS（拉格朗日实验室，尼斯蔚蓝海岸天文台，法国国家科学研究中心）；University Catholic of Lyon- University of Lyon（里昂天主教大学-里昂大学）；International Centre for Radio Astronomy Research, University of Western Australia（西澳大利亚大学国际射电天文研究中心）；Leiden Observatory（莱顿天文台）
本文强调SKA在高频（>15 GHz）观测高红移星系低J分子谱线的重要性，以探测早期宇宙年轻星系中的冷分子气体和活跃恒星形成区。
2026-06-26 astro-ph.GA
AGN Populations in Large Volume X-ray Surveys: Photometric Redshifts and Population Types found in the Stripe 82X Survey
覆盖大天量的多波长巡天对于精确普查高光度和/或高红移活动星系核等稀有天体是必要的。Stripe 82 X是一个31.3度$^2$ X射线测量，具有$Chandra$和$XMM$ -牛顿观测，与传统的斯隆数字巡天（SDSS）Stripe 82字段重叠，该字段具有从紫外线到无线电的多波长覆盖的丰富投资。这次调查的广域性质提出了新的挑战，光度红移AGN相比，以前的工作窄深领域，因为它探测不同的人口的对象，需要确定和表示在模板库。在这里，我们提出了一个更新的X射线加上多波长匹配目录，包括$Spitzer$对应物，并估计光度红移为5961（96%的6181）X射线源，其中有一个归一化的中位数绝对偏差，$σ_{\rm nmad}$ = 0.06和离群分数，$η$ = 13.7%。在这次巡天中发现的星群，以及用于测光红移的模板库，为即将进行的大面积巡天提供了重要的指导原则，如$eROSITA$和3 $XMM$（X射线）以及大型综合巡天望远镜（LSST;光学）。
2017-10-11 astro-ph.GA
More insights into bar quenching. Multi-wavelength analysis of four barred galaxies
由于恒星棒的作用，棒盘星系中心区域恒星形成猝灭过程的基本性质还没有完全了解。我们提出了一个多波长的研究四个酒吧星系使用档案数据从光学，紫外，红外，CO和HI成像数据的恒星形成过程和恒星和气体分布，以更好地了解酒吧淬火的过程。我们发现，对于三个星系，核或中央的亚千秒差距区域和酒吧（酒吧区）的结束之间的区域是缺乏中性和分子氢。虽然检测到的中性氢是非常微不足道的，我们注意到，分子氢是目前丰富的核或中央的所有四个星系的千秒差距区域。棒的共同旋转半径也没有最近的恒星形成的四个星系中的三个。其中一个星系显示出沿棒存在大量的氢分子，这可能意味着气体仍在通过恒星棒的作用向中心汇集。沿着这个星系的棒共同旋转半径也存在重要的恒星形成。这里提出的研究支持的情况下，气体重新分配作为恒星酒吧的行动的结果清除酒吧区域的燃料进一步恒星形成，并最终导致恒星形成淬火酒吧区域。
2020-10-07 astro-ph.GA
Dust Attenuation in High Redshift Galaxies -- 'Diamonds in the Sky'
利用COSMOS巡天中观测到的266个星系的光学到近红外光谱能量分布（SED），推导了高红移处尘埃衰减的波长依赖关系。所有星系的光谱红移在z = 2到6.5之间。的CIV吸收功能的存在下，表明休息帧的UV-光学SED占主导地位的OB星，是用来选择对象的固有的，未衰减的光谱具有良好的既定形状。与所观察到的宽带光度SED的本征光谱的比较，然后允许推导的尘埃衰减的波长依赖性。衍生的尘埃衰减曲线是类似的整体形状的卡尔泽蒂曲线的本地星暴星系。我们还看到了2175年出现在银河系和大麦哲伦星系消光曲线中的“凸点”特征，但在卡尔泽蒂曲线中没有看到。凸块特征通常归因于石墨或多环芳烃。在z = 2 - 4和z = 4 - 6.5处的子样本之间没有看到红移的显著依赖性。所得的“消光”曲线为高红移星系光度学的颜色和消光改正提供了坚实的基础。
2014-12-28 astro-ph.GA
Redshifted Diffuse Interstellar Bands in Orion OB1 association
4502、5705、5780、6284和7224波长处的星际漫射带相对于众所周知的窄原子/分子星际谱线的波长位移用HARPS \textendash N摄谱仪在猎户座梯形星HD 37022和HD 37020的光谱中测量了Ca{ \sc ii}和Na{ \sc i}，由3.5米的国家伽利略望远镜和1.8米的韩国望远镜提供的BOES光谱仪。所有这些DIB的红移为$\sim$ 25 km/s。我们讨论了各种可能的起源，这种非常特殊的波长变化的光在猎户座梯形的特定物理条件。在6196和6993 Ω的DIB中似乎没有上述变化。
2015-05-17 astro-ph.GA
The Tremaine-Weinberg method at high redshifts
本研究基于TNG50模拟生成JWST NIRSpec的IFU模拟观测数据，验证了Tremaine-Weinberg方法在测量高红移棒旋星系图样速度时的可靠性，为研究高红移棒旋星系性质开辟了新途径。
2025-08-21 astro-ph.GA
A multi-wavelength de-blended Herschel view of the statistical properties of dusty star-forming galaxies across cosmic time
我们的目标是研究尘埃恒星形成星系的统计特性，如它们的数量计数，光度函数（LF）和尘埃遮蔽的恒星形成率密度（SFRD）。我们在COSMOS领域使用最先进的去混合Herschel目录，通过结合贝叶斯源提取工具XID+和光谱能量分布的信息先验来生成，以测量远红外（FIR）和亚毫米（sub-mm）波长的数量计数和LF。得益于我们的去混淆技术和深度多波长测光，我们能够实现更精确的测量，同时探测比混淆极限低十倍。我们在250微米处的计数与以前的Herschel研究一致。然而，我们在350和500微米的计数大大低于以前的赫歇尔结果。这是由于以前的研究遭受源混淆，这使得波长更长。我们在450和870微米的计数显示出与以前的单碟和干涉观测结果非常一致。我们的单色LF和总IR LF的测量与以前的结果吻合得很好。我们测量的增加的动态范围使我们能够更好地测量LF的弱端斜率，并测量z~6的灰尘遮挡的SFRD。我们发现，尘埃遮蔽恒星形成活动的比例在z~1附近达到最高，然后向低和高红移方向降低。我们没有发现宇宙恒星形成历史中z~3和z~4之间的平衡从高红移的无遮蔽恒星形成为主到低红移的遮蔽恒星形成为主的变化。然而，我们确实发现3<z<4是一个有趣的过渡期，因为在较高的红移下，被尘埃遮蔽的总SFRD的比例显着降低。
2019-02-25 astro-ph.GA
The redshift evolution of galactic bar pattern speed in TNG50
基于TNG50模拟，研究星系棒模式速度的红移演化，发现棒随时间减速，快棒张力在z≤1内不受并合或气体影响，预测z=1时棒转速约为z=0时的2倍。
2024-09-04 astro-ph.GA
The SCUBA-2 Cosmology Legacy Survey: Multi-wavelength Properties of ALMA-identified Submillimeter Galaxies in UKIDSS-UDS
我们提出了一个多波长分析的52个亚毫米星系（SMG），确定使用ALMA 870 $μ$米连续成像在一个试点计划，以精确定位明亮的SCUBA 2选择的亚毫米源UKIDSS超深调查（UDS）领域。使用现有的深（特别是近红外），全景成像的UDS领域在光到无线电波长，我们的特点的SMG人口的关键属性。明亮的ALMA/SCUBA-2 UDS（AS 2UDS）SMG在足够数量的波段中检测到的光度红移的中值为$z$ =2.65 $\pm$ 0.13。然而，与先前的研究相似，27%的SMG在光学到近红外波长下太微弱，无法获得可靠的光度红移。假设这些SMG位于z $\gtrsim$ 3处，则将全样本的中值红移提高到$z$ =2.9 $\pm$ 0.2。一个子集的23个，无透镜，明亮的AS 2UDS SMG的大小测量从解决成像的休息帧远红外发射。我们表明，远红外发射的范围和亮度是一致的尘埃发射所产生的光学厚的区域，平均而言，在波长为$λ_0$ $\ge$ 75 $μ$ m（1- $σ$色散55-90 $μ$ m）。使用我们的光学厚的光谱能量分布模型得出的尘埃质量，我们确定这些星系有一个中位氢柱密度$N_{H}$ =9.8 $_{-0.7}^{+1.4}$ $\times$ 10 $^{23}$ cm $^{-2}$，或相应的中位$V$ -带遮蔽$A_\mathrm{v}$ =540 $^{+80}_{…
2017-03-03 astro-ph.GA
A tentative emission line at z=5.8 from a 3mm-selected galaxy
我报告了一条来自“COS-3 mm-1”的$ν=100.84\,$ GHz的暂定（$\sim4σ$）发射线，这是Williams等人2019年报告的一个3 mm选择星系，在光学和近红外波长下未被检测到。这条线是在ALMA科学档案馆重新处理针对不同来源的ALMA波段3观测后发现的。假设这条谱线对应于$\rm CO(6\to5)$跃迁，这个初步的探测意味着光谱红移为$z=5.857$，这与多波长测光的星系红移限制一致。这将使这个物体成为最高红移3毫米的选定星系，也是迄今为止已知的最高红移尘埃恒星形成星系之一。在这里，我报告的特点，这种试探性的检测和物理性质，可以推断假设线是真实的。最后，我主张进行后续观测，以证实这一发现，并确认这个光学暗尘埃恒星形成星系的高红移性质。
2021-02-15 astro-ph.GA
The redshift evolution of the baryonic Tully-Fisher relation in Simba
重子Tully-Fisher关系（BTFR）是约束星系演化模型的重要工具。由于21厘米HI发射的研究主要局限于低红移，BTFR的红移演化研究较少。即将到来的LADUMA调查（用MeerKAT阵列观察遥远的宇宙）将解决这个问题。作为LADUMA的准备，我们使用Simba流体动力学星系形成模拟从Simba-hires（25 h $^{-1}$ Mpc）$^{3}$运行生成旋转速度的测量星系旋转曲线（$V_{\rm flat}$）和HI谱线轮廓宽度（$W_{\rm 50}$和$W_{\rm 20}$）在三个不同的红移（$z$ = 0，0.5和1）。利用这些测度，结合暗物质速度色散和晕质量，我们研究了Simba星系BTFR的红移演化。我们发现，LADUMA将成功地检测弱红移演化的BTFR，辅助数据被用来区分星系的盘状形态。与$W_{\rm 50}$相比，$W_{\rm 20}$谱线宽度提供更低的散射和更明显的红移演化。我们还比较了这些旋转速度的措施，整个红移和星系形态的暗物质速度色散。我们发现旋转速度和暗物质晕质量之间的弱红移演化，并提供适合估计一个星系的暗物质晕质量从HI谱线宽度。这项研究与辛巴展示了即将到来的，深SKA探路者调查，如LADUMA的重要性，并提供预测比较红移演化的BTFR和星系暗物质内容HI旋转速度的措施。
2021-08-03 astro-ph.GA
Structural evolution of quiescent galaxies at intermediate redshifts at UV and red rest-frame wavelengths
Saint Mary’s University（圣玛丽大学）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA)（中央研究院天文及天文物理研究所）；Seoul National University（首尔大学）；Smithsonian Astrophysical Observatory（史密森尼天体物理台）
研究通过光谱和光度学数据分析，揭示了中间红移休眠星系在不同余波长下的结构演变特征，发现新成员和衰老人口在大小和Sérsic指数上有显著差异，支持内部淬火机制。
2025-11-11 astro-ph.GA
A JWST investigation into the bar fraction at redshifts 1 < z < 3
本研究利用JWST CEERS和PRIMER数据，首次将盘星系棒比例研究扩展至红移1至3，发现棒比例随红移增加而下降，但高于HST观测结果，表明棒驱动演化在约11 Gyr前已存在。
2024-04-23 astro-ph.GA
Hybrid photometric redshifts for sources in the COSMOS and XMM-LSS fields
在本文中，我们提出了光度红移的270万个星系在XMM-LSS和COSMOS领域，无论是丰富的光学和近红外数据从VISTA和HyperSuprimeCam。模板拟合（使用LePhare中的星系和活动星系核模板）和机器学习（使用GPz）方法都是在KS波段中选择的源的孔径测光上运行的。然后使用分层贝叶斯模型组合得到的预测，以产生共识光度红移点估计和概率分布函数，分别优于每种方法。与光谱红移相比，我们的点估计值的均方根误差约为0.08-0.09，异常值分数约为3- 4%。我们还将我们的结果与COSMOS 2020光度红移进行了比较，后者包含较少的光源，但可以获得更多的波段和更大的波长覆盖范围，发现可以实现相当的photo-z质量（对于明亮和中等亮度的光源，可以进行直接比较）。我们得到的红移代表了迄今为止这些深多平方度多波长场的最准确的光度红移集（对于这么大的目录）。
2022-06-01 astro-ph.GA
The robustness in identifying and quantifying high-redshift bars using JWST observations
该研究通过模拟JWST/CEERS巡天图像，探究高红移棒旋星系识别与量化的鲁棒性，分析分辨率、噪声对测量的影响并推导校正函数，验证棒检测阈值，指出需区分真实演化与观测效应以避免棒占比演化的误判。
2024-05-18 astro-ph.GA
On the Detectability and Measurement of Galactic Bars as a Function of Redshift
Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）；Department of Astronomy, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院天文学系）；Key Laboratory for Particle Astrophysics and Cosmology (MOE)/Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology（粒子天体物理与宇宙学教育部重点实验室/上海粒子物理与宇宙学重点实验室）；Department of Astronomy, University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校天文学系）
本研究开发了结合椭圆拟合与傅里叶分解的自动化流程，通过模拟观测量化高红移星系棒探测偏差，提出自适应标准和校正因子，实现HST和JWST观测中超过60%的恢复率。
2026-09-22 astro-ph.GA
Bar properties as a function of wavelength in TNG50: analysis of mock images
本研究利用SKIRT辐射转移模拟图像分析TNG50中50个强棒星系，发现棒的椭率和长度随波长变化，在较蓝滤光片中更长更椭圆，且该效应在恒星形成星系中更显著，重现了观测中的波长依赖现象。
2025-08-19 astro-ph.GA
Multi-wavelength morphology and dust emission in low-redshift dwarf galaxies in COSMOS-Web with HST and JWST
University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Nottingham（诺丁汉大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
本研究利用JWST和HST数据，分析低红移矮星系的多波段形态学和尘埃发射，探讨尘埃含量对星际介质的影响。
2026-02-09 astro-ph.GA
Insights on bar quenching from a multi-wavelength analysis: The case of Messier 95
在旋涡星系的核/中心亚千秒差距区和棒端之间的区域中，与棒在恒星形成猝灭中的作用有关的物理过程尚未完全了解。有人假设，棒可以稳定气体，防止坍缩，抑制恒星形成，或者有效地消耗所有可用的气体，没有燃料进一步形成恒星。我们提出了一个多波长的研究使用的档案数据的早期类型的棒旋星系，梅西耶95，它显示的签名抑制恒星形成的酒吧区。使用光学，紫外，红外，CO和HI成像数据，我们研究的模式，恒星形成的进展，恒星/气体分布，并试图提供见解的过程中负责所观察到的模式。FUV $-$ NUV像素颜色图显示了条区域中没有UV通量的空腔，有趣的是，该空腔与条的长度（$\sim$ 4.2kpc）相匹配。星系的中央核区域显示出蓝色的团块，沿着恒星棒的长轴，颜色逐渐变红。基于对单个恒星星族模型的比较，我们表明，沿酒吧的主轴的星系区域（不像酒吧外的区域）是由年龄为$\geq$ 350百万年的恒星星族，在年轻的年龄中心（$\sim$ 150百万年）的恒星形成的集群。有趣的是，棒区也没有中性氢和分子氢，但在星系的核区有丰富的分子氢。我们的结果与Messier 95中的恒星棒通过漏斗状气体流入核区而重新分配气体的图像是一致的，从而使棒区缺乏恒星形成的燃料。
2018-12-11 astro-ph.GA
Fraction of Strong Barred Galaxies (SB) in groups in the Nearby Universe, 0 < z < 0.066, as a function of redshift
本文对文献中的913个星系群和56个Abell星系团进行了分析，以估计在0 < z < 0.066的红移区间内强棒星系分数SB/（S+SB）的平均值
2010-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bars in field and cluster galaxies at intermediate redshifts
我们提出了第一个研究的大规模酒吧在中间红移（z=0.4-0.8）的集群。在相同的红移范围内，我们比较了星系团中的棒星系和它们的宿主星系的性质与现场样品的性质。我们使用的样本945适度倾斜盘星系从EDisCS项目。星系的形态分类和酒吧的检测是基于深HST/ACS F814 W图像。在红移范围z=0.4-0.8中的总光学棒分数，在整个样品上平均，为25%。这是低于当地发现，但在良好的协议，在现场环境中的酒吧在中间红移的研究。对于集群和字段子样本，我们分别测量24%和29%的酒吧分数。在协议与当地的研究，我们发现，盘为主的星系有一个更高的酒吧比膨胀为主的星系。我们还发现，一个小的子样本的基础上，酒吧在集群中的平均长度比在该领域，并优先发现靠近集群中心，酒吧的分数是略高于在较大的距离。
2009-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Astrometric Redshifts for Quasars
大气折射的波长依赖性导致差分色折射（DCR），由此在不同光学/UV波长下成像的物体在检测器平面中的略微不同的位置处被观察到。强的光谱特征引起宽带滤波器的有效波长的变化，所述宽带滤波器能够相对于标准DCR校正产生显著的位置偏移。我们研究了斯隆数字巡天（SDSS）中宽发射线（1型）类星体的这种偏移，跨度为0<z<5，气团范围为1.0至1.8。这些偏移量是在很好的协议，通过卷积的复合类星体光谱与SDSS带通作为红移和空气质量的函数预测。这种天体测量信息可以用来打破类星体（或其他发射线源）光度红移的简并，在极端情况下，可能适合于确定“天体测量红移”。在SDSS的南赤道条纹上，有可能平均许多多历元测量，超过60%的类星体的发射线引起的天体测量偏移大于SDSS的相对天体测量误差25-35 mas。将这些天体测量偏移量折叠到光度红移估计中，在Δ z+/-0.1范围内产生9%的改进。未来的多历元天气调查，如LSST和Pan-STARRS，可以在相对较高的气团（AM~1.4）故意进行~10次观测，以改善类星体的光度红移。
2009-04-24 astro-ph.GA astro-ph.IM
The faint radio source population at 15.7 GHz - II. Multi-wavelength properties
从洛克曼洞15.7 GHz的10 C测量中选择了一个完整的、通量密度有限的96个微弱（$> 0.5$ mJy）射电源样本。我们已经匹配了这个样本的范围内的多波长目录，包括SERVS，SWIRE，UKIDSS和光学数据;多波长对应物被发现的96个源和光谱红移可用于24个源。光度的红移估计与多波长数据可用的源，样品的中值红移为0.91，四分位数范围为0.84。射电-光学比率显示，至少94%的样本是射电大声的，这表明10 C样本由射电星系主导。这与在较低频率下选择的样本相反，在这些通量密度水平下，无线电安静的活动星系核和恒星形成星系数量可观。所有六个射电宁静源都有上升的射电频谱，这表明它们是由活动星系核发射主导的。这些结果证实了论文I的结论，即在$\sim 1$ mJy以下的10 C样品中占主导地位的微弱的平谱源是射电星系的核心。10 C样本的性质进行了比较，SKADS模拟天空的人口的低红移恒星形成星系的模拟预测没有发现在观察到的样本。
2015-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multi-wavelength mock galaxy catalogs of the low-redshift Universe
我们提出了一套新的模拟星系目录模仿低红移宇宙，基于更新的晕占据分布（HOD）模型和星系的光学性质和中性氢（HI）含量之间的比例关系。我们的算法是受观测的光度函数和光度和颜色依赖的SDSS星系的集群，以及HI质量函数和HI依赖的集群的大规模HI选定的星系在ALCAFA调查。模拟中心星系和卫星星系的$r$ -波段光度，$g-r$和$u-r$颜色，恒星质量和HI质量的真实值填充在一个$N$体模拟，继承了一些属性的密度和潮汐环境的主机晕。每个中心星系的主晕也被“重子化”，具有真实的恒星空间分布以及热气体和冷气体，以及相应的旋转曲线。我们默认的HOD假设星系的属性是一个函数的组晕质量单独，并可以选择性地包括影响，如星系的一致性和颜色依赖的星系组装的偏见。模拟预测了大质量HI星系的恒星质量和HI质量之间的关系，以及空间共位光学和HI选择样本的2点交叉关联函数。他们使新的零测试星系组装偏差，提供HI速度宽度函数的预测，并澄清的起源和$Λ$ CDM框架中的径向加速度关系的普遍性。
2021-03-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The large-scale environment from cosmological simulations II: The redshift evolution and distributions of baryons
根据Cui等人2018年关于z = 0时大尺度环境（LSE）分类的论文（以下简称论文I），我们将我们的分析推向更高的红移，并研究LSE的演化和其中的重子分布。我们的目标是研究重子如何影响LSE作为红移的函数。与论文I一致，重子模型对所有研究的红移的LSE的影响可以忽略不计。我们进一步验证了在论文I中得到的结论，即气网是总物质的无偏示踪剂-在高红移时甚至更好。通过主要根据温度来分离气体，我们发现大约40%的气体存在于所谓的温热星系际介质（WHIM）中。WHIM中的气体质量分数随着红移而减少，特别是从z = 1（29%）到z = 2.1（10%）。通过将WHIM气体分为四个大尺度环境（即空洞、片层、细丝和结），我们发现大约一半的WHIM气体位于细丝中。虽然WHIM中的总气体质量随着红移而减少，但在不同的LSE中WHIM的质量分数似乎没有变化。
2019-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Frequency and properties of bars in cluster and field galaxies at intermediate redshifts
我们提出了一个研究领域和集群环境中的大规模酒吧的红移~0.8使用的945适度倾斜盘星系的EDisCS项目得出的最终样本。我们的特点酒吧和他们的宿主星系，并寻找酒吧的存在和底层磁盘的属性之间的关系。我们调查的分数和属性的酒吧在集群中是不同的，从他们的同行在外地。在红移范围z=0.4-0.8（中值z=0.60）中的总光学棒分数，在整个样品上平均，为25%（对于强棒为20%）。对于集群和字段子样本，我们分别测量24%和29%的酒吧分数。我们发现，酒吧在集群中的平均长度比在现场，并优先发现靠近集群中心，酒吧的分数是有点高（~31%）比在更大的距离（~18%）。然而，这些研究结果依赖于相对较小的子样本，并可能受到少量统计数据的影响。与当地的研究，我们发现，盘主导的星系有一个更高的光学棒分数（~45%）比膨胀主导的星系（~15%）。这个结果是基于哈勃类型和有效半径，不随红移而改变。后者的发现意味着，酒吧的形成或溶解是密切相关的出现的形态结构的磁盘，通常伴随着过渡的哈勃类型。（节略）
2009-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determining the systemic redshift of Lyman-alpha emitters with neural networks and improving the measured large-scale clustering
我们探索如何减轻Lyman-$α$发射体（LAEs）样品中Lyman- $α$（Ly $α$）波长在其Ly $α$线轮廓中的误识别所引起的聚类失真。我们使用的LY $α$线轮廓从我们以前的LAE理论模型，包括星际和星系间介质中的辐射转移。我们介绍了一种新的方法来测量系统的红移LAEs从他们的Ly $α$线使用神经网络。详细地说，我们假设，对于整个LAE人口的一小部分，他们的系统红移是通过其他光谱特征精确地确定。然后，我们使用该子集来训练神经网络，该神经网络在给定Ly $α$线轮廓的情况下预测Ly $α$波长。我们测试了两个不同的训练集：i）均匀选择LAE，ii）只选择最亮的LAE。与文献中以前的方法相比，我们的方法在确定Ly $α$波长方面显著提高了准确度和精密度。事实上，在理想的Ly $α$线轮廓中应用我们的算法之后，我们将未扰动的聚类恢复到1cMpc/h。然后，我们测试我们的方法在现实的LY $α$线配置文件的性能，通过降低其质量。即使Ly $α$线轮廓质量显著降低，机器学习技术也能很好地工作。我们的结论是，LAE调查，如HETDEX将受益于确定高精度的系统红移的一个亚群，并应用我们的方法来估计系统红移的其余星系样本。
2020-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Subaru-XMM-Newton Deep Survey (SXDS) VIII.: Multi-wavelength Identification, Optical/NIR Spectroscopic Properties, and Photometric Redshifts of X-ray Sources
本文报道了利用Subaru-XMM-Newton深度调查（SXDS）中发现的X射线源的多波长识别。我们利用覆盖了远紫外到中红外波长范围的深度成像数据，通过对R波段、3.6微米、近紫外、近红外、近红外和远红外波段的探测数据应用似然比方法来选择每个X射线源的主要对应源。和24微米源星表以及在1.4GHz射电和i '波段变率巡天中选出的活动星系核候选者的匹配星表。一旦除去银河系恒星、附近星系中的超亮X射线源和星系团的候选者，样本中就有896个活动星系核候选者。我们利用光学和近红外多目标光谱仪对活动星系核进行了光谱观测，发现了65%的活动星系核候选者的X射线光谱。对于其余的X射线活动星系核候选者，我们用15个波段的光度数据估算了它们的光度红移。利用大样本的X射线选择活动星系核的多波长光度数据，我们估算了窄线活动星系核的宿主星系的恒星质量M*。恒星质量的分布在z=0.1到4.0之间是非常恒定的。M* 与2- 10 keV光度的关系可用黑洞质量与M* 关系的强宇宙学演化来解释。我们还评估了X射线活动星系核的紫外-中红外光谱能量分布（SED）的散射作为X射线亮度和吸收到核的函数。散射进行了比较与星系的红移和恒星质量分布与X射线活动星系核相匹配。被遮蔽的X射线活动星系核的紫外-近红外辐射强度与匹配样品中的星系相似。在近红外-中红外波段，X射线活动星系核的中位散射强度较红，但匹配样本中X射线活动星系…
2015-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The interpretation of Rotation Measures in the presence of inhomogeneous foreground screens
我们分析了Taylor等人（2009）数据集中旋转测度（RM）的红移演化，该数据集基于21 cm的NVSS射电数据，并与我们以前的工作（Kronberg等人（2008），Bernet等人（2008），（2010））的结果进行了比较，基于较低波长（例如6 cm）确定的RM。我们发现，尽管进行了相同的分析，但Taylor的数据集既没有产生Kronberg等人（2008）发现的RM色散随红移的增加，也没有产生Bernet等人（2008）发现的RM强度与MgII吸收线的相关性。我们开发了一个简单的模型来理解这种差异。该模型假设法拉第旋转器，即类星体的宿主星系和介于其间的MgII宿主星系沿视线，包含部分不均匀的RM屏幕。我们发现，这会导致越来越多的退偏向更长的波长和波长依赖RM值。特别是，由于宇宙学红移，在不同的红移源的固定波长的观测不同的影响，去极化和不同的法拉第活性成分是敏感的。例如，在21厘米的偏振信号的平均出不均匀的法拉第屏幕和测量RM主要反映了银河系的贡献，对于低红移类星体，而偏振是相对不受影响的高红移类星体。类似的效应也可以通过介入的星系作为不均匀的屏幕来产生。最后，我们评估我们的合成模型上的旋转测量合成的性能，并得出结论，星系中的磁场作为宇宙时间的函数的研究将大大受益于这种技术的应用，提供了足够的仪器带宽。为此目的，高频信道似乎是优选的，但不是严格必要的。
2012-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
