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翻译：遠山真理
校对：酥油饼
审阅：牧夫天文校对组
美编：送你一朵量子玫瑰
后台：李子琦
原文链接：https://www.asj.or.jp/jp/activities/geppou/2024/entry927.html
译者注：本文为原作者，藤本征史研究员在获得日本学术振兴会青年研究者奖后受邀作的一篇文章。藤本研究员目前在美国得克萨斯州立大学奥斯汀分校从事博士后研究，他同时也曾是哥本哈根大学Cosmic DAWN fellow与现役的Hubble fellow获得者。
使用射电和红外线研究遥远星系
前言
在宇宙演化中以大爆炸为起点，追溯天体形成和元素合成的过程，并以此来解析星系形成和演化，这是现代天文学的重要课题之一。过去，通过基于昴星团望远镜、哈勃太空望远镜等的可见光观测，我们已经研究了红移为6到10左右的早期星系内恒星和热电离星际物质的演化情况。但与此同时，星系中形成恒星的原材料的中性气体以及恒星形成过程中放出的星际尘埃这一类的冷星际物质，是很难在早期星系中观测到的。近年来，通过ALMA望远镜的观测，这些情况已经逐渐清晰起来。在本文中，我想介绍一下我过去进行的对远距离星系的观测研究，这些研究结合了ALMA望远镜、昴星团望远镜和哈勃望远镜等，走过了曲折的道路。
一．通往射电与可见/红外波段研究之路
2012年8月，在野辺山的观测实习中，本科时期的我彻底地被观测天文学所迷住。当时的观测目标是附近的恒星形成区域。尽管天空被云层覆盖，天气并不理想，但观测仍顺利进行，我们成功捕捉到了分子云中氨分子的转动跃迁辐射线。当时，我并没有熟练的编程技能，却凭借Excel，强行完成了所有的数值计算。从云层覆盖下推断出的近邻宇宙具体的物理量（如柱密度和气体温度），并由此推断出这一特定位置未来可能会有恒星形成，这让我心潮澎湃。顺理成章地，我在本科论文时期有幸在东京大学天文学中心的河野孝太郎教授的实验室里得到照顾。然而，对于研究生阶段的进路我也陷入了犹豫之中。河野教授的招生名额只有一个，而另一位优秀的同学也希望加入河野研究室。我是一个现实主义者，我放弃了高风险的赌注，并翻看其他研究室介绍资料时，一句挑衅性的话吸引了我的目光。——虽然环境并不轻松，但我们欢迎有志向的学生—— 柏校区，宇宙线研究所，大内研。在试探学生的志愿阶段，这个研究室的主题正好契合了我，一个对宇宙起源充满兴趣的天文学爱好者。经历了许多波折后，我下定决心进入这片新天地，在大内正己教授和前辈们的指导下，我有幸获得了参与了昴星团望远镜和Keck望远镜在夏威夷的实地观测的机会。在那里，随着摄谱狭缝实时绘制的二维光谱，光学过程以更直观的方式传达给我，又与当年射电的观测以不同的方式深深地触动了我的心灵。看着当时在身旁用肉眼判断观测信号的同行，他们的身影让我感到无比崇敬。
如今，对于从事星系形成和演化研究的人来说，多波长观测的重要性是理所当然的。尤其是结合可见光和红外光捕捉到的恒星和热电离星际物质的光，以及来自冷星际物质（如中性气体和尘埃等）放射出的射电。这种前卫的思想对当时的我来说并不入脑。然而，正是这些幸运的机遇以及不畏惧新环境的一些挑战精神的作用，塑造了我的研究风格。在本科阶段，我在擅长射电天文学的河野研究室度过，而在研究生阶段，则在擅长可见光和红外天文学的大内研究室度过。这些经历奠定了我后来研究的基础，主要是将射电和可见光红外线相结合的研究风格。
二．百折不挠
进入大学院后，我感到焦虑。与我一起从本科毕业的同学，正在沿着本科时期的工作不断深化同一主题的研究，并积极向期刊投稿，而我却要重新选择研究课题。幸运的是，研究室拥有大内教授和百瀬莉恵子女士担任PI的当时世界最深远的ALMA望远镜毫米波观测数据。有趣的是，ALMA数据虽然视野相对狭窄，但由于其卓越的灵敏度，常常能捕捉到目标以外的其他毫米波天体的影像。通过利用这些偶然发现的天体，廿日出文洋先生和小野宜昭先生报告了对暗淡毫米波天体的个数密度统计精确限制的结果。我们彻底检查了研究室拥有的最深数据和公开的存档数据，并收集了这些数据，同时考虑到引力透镜效应，我们不断探索到底可以深入到什么程度。经过与大内教授的反复讨论，我确定了初始的研究课题。在ALMA数据的分析方面，我利用天文台的驻站研究员制度，在永井洋先生那里实习，同时在引力透镜分析方面，得益于研究室的石垣真史先生的合作，我们得以顺利进行。每天早上起来，我首先检查新发布的存档，逐一检查原始数据，制作图像，寻找新的探测天体，同时进行天体探测的模拟，并评估探测过程中的偏差校正项，这样艰难的日子持续了下去。尽管很辛苦，但努力的确是值得的，我们捕捉到了比当时用ALMA调查到的更暗淡的毫米波辐射天体，并且证明了宇宙红外背景辐射（CIB）并不是源自宇宙中暗淡的弥散天体，而是由星系中的尘埃红外辐射。此外，在这项研究中，我们进行了可见光和近红外光数据的比较，并在之后早于其他研究报告了即使在可见光深度成像中也无法探测到的毫米波源，后来被称为“近红外暗淡星系”（Wang et al，2019年，Nature 572，211等），我硕士二年级时（2016年）将该论文发表在ApJS杂志上[1]。
然而，随着时间的推移，人们获得了更多的ALMA数据，而行业对数据特性的理解也不断进步。回顾当时的情况，我们不仅在挑战着探测的极限，还有来自欧美等大型团体的论文提出了不同的结果[2]，这些情况都让我心中感到不安。但随着时机的成熟，我希望能够再次深入研究这个课题，甚至超过任何人。正如我在本刊2022年2月号中详细描述的，河野教授领导的针对33个大质量星系团的ALMA大型计划ALMA Lensing Cluster Survey（ALCS）被选中，获得了约100小时的观测时间。我从提案之初就与河野先生教授频繁交流，领导了方案设计。提案的一个关键点是利用星系团引起的引力透镜效应，一次性大量发现通常情况下无法探测到的遥远暗淡的毫米波天体，从而为暗淡毫米波天体的个数密度统计提供解答。如期，我们的调查是迄今为止所有ALMA大型计划中最有效地发现暗淡毫米波天体的一个（见图1；与其他设计深入特定区域的ALMA大型计划ASPECS相比，我们的调查发现了约5倍数量的天体，其中包含更暗的天体），而暗淡毫米波天体的个数密度与2016年的报告相一致（见图2）。在我于2022年受邀在博洛尼亚大学进行的研讨会上，来自欧美团队的关键人物R. Decarli先生称赞道：“你说服了我！”这让我深刻地体会到坚持不懈的重要性。
图1显示了ALCS所捕获的远方暗淡毫米波天体的引力透镜效应校正后的固有1.2毫米通量（S_int）和红移分布[3]。与其他大规模ALMA调查（如AS2UDS [4]、ASPECS [2]、A2GS [5]、MORA [6]）相比，ALCS实现了对远方星系最深入的调查。
回到2016年，我成功地在ALMA上发现了许多暗淡的毫米波天体后，我将下一步战略定为每年提出针对这些天体的ALMA跟踪观测提案。然而，尽管付出了努力，却并没有收获回报。除了尝试各种想法外，在我读研究生期间，我向ALMA提出了共计10份观测提案书，其中仅有一份作为填充方案被采纳，但该计划最终也未执行。考虑到竞争倍率约为5比1，而且我还是一个经验不足的学生，这种情况是理所当然的，但我仍然看到了比我更出色的同学、后辈和前辈每年都成功地有作为PI的研究提案被采纳，相比之下，我心中仍然感到沮丧。尽管如此，我试图改变心态，思考是否还有其他新的可能性。于是，在第二篇论文中，我再次致力于大量分析ALMA存档数据，创建了超过1000个毫米波天体目录，并统计性地研究了以前未被充分研究的毫米波天体的毫米波尺寸和形态。在接下来的第三篇论文中，我将堆叠分析方法应用于像ALMA这样的干涉仪数据中的原始观测量，以探究暗淡的毫米波天体的毫米波尺寸和形态。通过这些努力，我们发现了远方的毫米波辐射与光和红外辐射一样，具有与其光度和尺寸正相关的特性。此外，在恒星分布的不均匀盘状结构内部，毫米波辐射形成了更加紧凑的盘状分布，而在该区域发生的恒星形成还不足以使其演化为邻近的椭圆星系，这提示了其中的力学作用的重要性。获得某种东西也意味着失去了另一种机会。回顾这一切，我现在想到，正是因为自己的观测提案一直未能通过，才养成了利用好手边一切资源的习惯，这成为了扩展自己研究课题的契机。此外，在第一篇论文的主题之后，我继续进行了非均匀的大量数据的分析，并进行了模拟以验证所得到的测量的可靠性。这种基础而需要耐心的工作不断锻炼着我作为研究者的基础，逐渐扩展了我的研究领域。回顾这段时期，我认为这对我来说是非常有益的。
图2展示了利用ALCS强大数据集进行了约8年的精确研究，探索了毫米波天体的个数密度统计[3]。如图1所示，通过ALMA的100小时观测和引力透镜的有效组合，我们能够在参数空间中探索到最深的范围，从而以前所未有的精度获得了暗淡一侧的密度统计。我们发现在ASPECS团队所提出的0.01 mJy处并没有呈现出平坦的趋势[2]，我们由此解释了约80%左右的宇宙红外背景辐射(CIB)。
三．马失前蹄
与此同时，业界报告了使用ALMA从红移z＞6的远处星系中捕捉到远红外发射线的结果，其中特别明亮的是静止波长158 微米的碳一次电离谱线[C II] [9, 10]。此外，大内教授作为PI主导的针对Himiko的[C II]谱线的深度ALMA后续观测数据在Cycle 0之后又进行了Cycle 2的观测[12]。鉴于我积累的ALMA数据解析经验，教授安排我对这些新旧数据进行分析，结果发现了约4σ左右的[C II]信号。然而，在谱线内部还出现了同等水平的负信号，因此无法完全排除噪声的可能性，我在2016年9月的日本天文学会年会上报告了这一结果。因此，我便搁置了对于Himiko的研究，甚至都忘了新获取的数据也已经在存档中公开*。然而，在一年后的某一天，一篇来自欧美团队的论文报道称，他们在Himiko中检测到了5σ以上的[C II]谱线[13]。我立即对数据进行了重新分析，结果发现，按照论文中的设置检查谱线强度，至少在我的数据中也能确实达到5σ左右。在讨论检测与非检测的过程中，5σ作为一个界限仍然相当重要。如果我从一开始就更深入地分析数据，那么我是否能够在不错过这一点的情况下，作为PI团队先报告这一检测结果呢？这样岂不是糟蹋了大内教授和研究室至今为止的努力吗？这种自责不断涌上心头，让我开始质疑自己作为研究者未来应该如何继续前行，这是一段非常艰难的日子。
*译者注：根据ALMA的规定，获得观测数据的项目其PI以及带领的研究组拥有1年的私有时间，过了这个“保护期”以后，数据将会对所有研究者开放。
然而，最重要的问题仍然是为什么会错过这一点。具体来说，在该欧美团队的分析中，他们使用了比我最初采用的更广的取样窗口来提取[C II]谱线。换句话说，这暗示了碳气云的空间结构比我预期的要更广。图3a展示了这一过程，其中包括了我当时留下的实际再分析笔记的一部分。当绘制出[C II]谱线强度随着光圈半径增加的增长曲线时，发现至少在半径约6 kpc左右的范围内都有信号。有趣的是，该结构比欧美团队在论文中采用的窗口（约3 kpc左右的半径）更大，也就是说还可能存在未被注意到的更大尺度的碳气云结构。我与大内教授分享了这一发现，询问是否应该作为PI团队准备对抗性论文，以下是他给出的建议：“别担心Himiko了，如果我们调查一下其他星系是否也存在这种情况，可能会很有趣。”道路已经明确。在此之前，我已经进行了大量的ALMA存档数据分析，以及基于可见性的堆叠分析，对尺寸和形态进行了进一步的分析，因此从那时起就很迅速了。我详细调查和收集了针对远距离星系的[C II]谱线的公开存档数据，并且在文献报道的天体基础上，找到了新的检测结果并进行了再分析。我使用自己编写的代码完成了谱线的堆叠。结果，从红移z＝5‒7的18个远距离星系中，获得了约25小时的深度数据作为有效积分时间，获得了世界上最高灵敏度的[C II]谱线图（当时其他深度数据每个天体的积分时间约为几个小时）。利用这些[C II]谱线图以及使用相同堆叠分析获得的尘埃连续辐射和由哈勃望远镜获取的星体辐射区域的图，基于Sérsic模型进行了结构比较，结果显示[C II]谱线的半径约为10 kpc，比尘埃和星体的分布半径大了约5倍。
图3a）在欧美团队发布检出论文后，对Himiko的ALMA数据进行再分析时的分析笔记部分。显示了[C II]谱线的积分流量随取样窗口半径增加的增长曲线。浮现了比欧美团队观察到的结构（约0.5角秒半径）更为广泛的结构可能存在的可能性。右上小图显示了在最佳速度范围内积分时的[C II]谱线的二维分布。b）我们仔细研究了存档数据，并对18个红移z＝5‒7的远距离星系中检测到的[C II]谱线进行了再分析，进行堆叠处理，从而得到了世界上最高灵敏度的平均[C II]谱线的二维分布[14]（红色等高线）。 黑色等高线显示了同时获得的尘埃连续辐射的分布。与哈勃图像处理得到的年轻星的分布相比，[C II]谱线尺寸大了5倍。这一线索暗示了早期星系中存在强烈的外流，从而导致了超出星系本身尺度的重元素污染。
这样的结构当时没有人预料到，因此我们开始谨慎地检查是否有任何遗漏。我邀请了有过一面之缘的德国科学家R. Ivison先生加入团队，提供了观测和分析方面的支持，同时也希望能够从理论角度得到一些帮助。我申请了大学的学生交流支持基金，成功地获得了一个替补名额，于是前往意大利与理论家A. Ferrara先生进行了3个月的交流讨论。之后，我也加入了大阪大学的长峰健太郎教授的团队，从每个团队的理论模型中生成了虚拟观测图像进行比较，但是没有任何模型能够定量地再现观测到的广泛结构。通过成功探测到早期银河周围物质，并从这种早期银河周围碳元素的存在中推断出早期存在强烈的流出，我们率先向世界展示了这一结果。随后，我们参与了当时刚刚启动的ALPINE计划（PID: 2017.1.00428.L），并与暑期项目的本科生一起进行了受到强引力透镜效应影响的远距离星系研究，最终在个别星系周围也发现了类似扩展的碳气体云结构。
方向一旦确立后，尽管我们进展迅速，但回想起那些因为自己的不足而错失发现、让海外团队抢先一步的日子，血液中的怒火依然沸腾。正如人们常说的那样，失败，特别是深入探究失败原因的过程中，蕴含着宝贵的教训。此外，我想这一次错失发现，对于从使用昴星团望远镜发现Himiko直到在激烈的竞争中获得作为PI获得ALMA观测时间的大内教授，想必是有各种感慨的吧。然而当时的大内教授建议我们与其专注于一个天体，不如更加统计地探索其结果所提示的方向，这样会更有趣。对于大内教授的睿智和人格力量，我永远感激不尽。
四．新天地，已是曲中人
2019年3月，我顺利取得博士学位，之后在宇宙线研究所和早稻田大学各做了几个月的博士后研究员，直至12月，我加入了位于丹麦哥本哈根的Cosmic DAWN Center，担任DAWN Fellow。虽然我被聘为Prize Fellow，但当时我在城市和研究所都没有认识的人，而且察觉到北欧特有的冬季气候带来的极短的日照时间可能会对心理健康产生负面影响。因此，我策划了一场突发的午餐研讨会，并请求同事前来参加。其目的首先是让大家了解我自己。我以非常随意的形式，连续两天分享了我的过去、现在和未来的项目和想法。大家积极发表意见，DAWN的学生也参与到了上述ALCS项目中，并不久后决定将其中一个项目作为他们学位论文的一个主题。
一旦了解自己，有趣的化学反应便会自然而然地发生。有一天，我的同事 G. Brammer 来到我的办公桌前。“Seiji，我找到了一个有趣的天体，你对追踪观测它的射电辐射有兴趣吗？”他是在分析哈勃望远镜的档案数据时偶然发现了一个罕见的红移QSO样点源天体，据说是在 z ～ 7 时期，是已知同类天体中最遥远的。我接受了邀请，几周后紧急起草了五份观测提案书，并作为Director’s Discretionary Time（DDT）提交到了世界各地的望远镜。幸运的是，我们从NOEMA观测站收到了采纳通知，在进行的观测中，最终从明亮的 [C II] 辐射线中确定了该天体的红移为 z = 7.19。同时进行的X射线、可见光、红外线、亚毫米/毫米波和无线电多波长数据分析也表明，这个点源天体很可能是超大质量黑洞形成初期的红色类星体。我从中途开始自然而然地领导了这个项目，也将德国的类星体观测与理论专家F. Walter和意大利的专家R. Schneider等人吸引了进来，并总结撰写了论文，作为揭示宇宙初期超大质量黑洞起源的缺失环节的发现，在《自然》杂志上发表了这一结果。最初编辑的反应很严厉，这个过程非常艰苦，但我们通过与团队成员的讨论一次次克服了困难。当向团队成员通报被接受发表的消息时，已经超过了晚上11点，但立即收到了所有人的热情回应。比起在《自然》杂志上发表文章本身，如此与共享喜怒哀乐的美妙团队攻克难关，更让人感到满足和愉悦，这是一段充满清新感的青春岁月。
图4. 从哈勃望远镜的档案数据中发现，并根据光谱确认了红移z=7.19，被认为是超大质量黑洞形成早期阶段的红色类星体，GNz7q [18]。a）在哈勃望远镜的任何滤波器中，都呈现为点源的形态。b）NOEMA DDT观测捕捉到的明亮的[C II]发射线（中央），以及尘埃辐射（左）。图像都是4×4角秒。此外，结合其他波长的数据，发现该宿主星系的恒星形成率约为1,600 /yr，是在这个时期发现的天体中具有最活跃的星形成活动的一个。右侧图显示了哈勃得到的图像，重叠显示了[C II]发射线（青绿色）和尘埃辐射（蓝色）的轮廓。在附近还发现了可能是相同红移的星系（ND1），被尘埃所覆盖，无法在哈勃或斯皮策红外图像中找到对应的天体。c）GNz7q的近中红外光谱能量分布（SED）。横轴是观测波长。24μm的亮度无法用任何星系来源的SED（蓝线）来解释，而与类星体来源的SED（黑色/灰色线）非常吻合，并且与点源特性相结合，强烈支持GNz7q是类星体。
实际上，这个天体的发现还有另一个有趣之处，即往常情况下，类似于z=7.19这样最遥远的类星体通常需要在至少数百平方度的探测区域内才能发现。然而，这次的发现是在相当有限的望远镜数据中偶然发现的，即使将包括哈勃望远镜在内的所有的归档数据汇总在一起，也只有不到几平方度的调查区域。这表明遥远类星体的数量密度可能比我们之前所知道的要高。虽然我们尚未获得分光的确认，但在哈勃望远镜的归档图像数据中，森下贵弘等人在前一年的论文中也指出了类似的遥远点源候选天体，这也支持了同样的可能性。我们希望在未来的调查中能够进一步了解这种情况，因此，在论文的最后一段中，我们对这种可能性进行了更深入的讨论。然后，到了2022年，JWST的运行结果如何呢？世界各地的研究人员，例如尾上匡房和播金优一研究员，立即发现了比之前预期更多的暗淡遥远类星体，特别是被称为“小红点”的许多与我们的天体类似的红色点源天体，实际上被分光确认为是z=4-9的遥远类星体。亲爱的读者们，在今后参考JWST发现的新的大量遥远类星体研究时，如果能够查阅和讨论森下先生和我们之前的结果，将不胜感激。
五．其间乐，亦无穷
从我搬到丹麦开始，大学研究生时代那些无人问津的观测提案开始被采纳了。我开始走出ALMA，还向其他全球望远镜如NOEMA、SMA、JVLA、Subaru、Keck、VLT、JWST和Gemini等作为PI提出广泛主题的观测提案书。仔细数了一下，在2020年、2021年和2022年的三年时间里，分别有10/22（45％）、16/26（62％）和8/13（62％）的观测提案被采纳。特别是到了2022年，ALMA的DDT提案有3个被采纳，JWST从新捕获的超远距离星系候选体中检测到了5σ的远红外发射线，将其锁定在z=4.61的[C II] 158μm或z=16.01的[OIII] 52μm [28]，并捕捉到了z=8.5的高电子密度，电离光子逃逸的情况 [29]，这些及时的ALMA追踪观测结果起到了关键作用。研究生时代费尽心思的观测提案书，回想起来，那时，我更多地是想要尽早作为PI来引领自己的原创项目。我曾向大内教授求助，但他告诉我：灵感是从天而降的，而不是挖空心思想出来的。当时我并不明白，但现在我明白了。就像研究人员的数量一样，有趣的研究也是无穷无尽的，那些未被开发的想法也是无限的。保持研究本源的好奇心，积极学习周围人正在进行的有趣研究，拓宽兴趣和视野，会突然有一瞬间，想知道为什么还没有人做这件事。尽管这种想法是常见的，在那一刻，世界上可能会有很多人正在考虑同样的事情，然后，实际行动和是否能够坚持下去就变得非常重要。在过去几年中，提案被突然大量接受的原因是，我认为有趣的课题本就是无限的，不要过于执着于一件事，而是要根据好奇心拓展兴趣，专注不懈地工作。此外，虽然发芽的想法常常很脆弱，但在积极地与周围的人士交流和讨论的过程中，我们可以不断完善它，这也得益于我所属机构的开放氛围和同事们友好的个性。
如此，随着周围人的加入，我渐渐开始自然而然地享受研究，并意识到这还有其他正面作用。有一天，我收到了一封与平时不同的电子邮件。“建立一个团队，包括最优秀的早期职业研究人员，他们不仅会做出伟大的科学研究，而且还会享受在一起工作。”这是来自UNCOVER计划（PID: 2561）的JWST Cycle1 Treasury Program的PI们（I. Labbe和R. Bezanson）直接邀请的邮件。通过这封邮件的最后一段，我第一次意识到一起工作能令人愉快这一点与研究执行能力同样重要。同时，被认为具备这样的品质让我感到非常高兴。我毫不犹豫地加入了团队，在此之前，就像之前一样，我向团队提出了各种各样的想法，在UNCOVER中，我们完成了一项约40小时的ALMA计划，用于观测引力透镜区域的深度毫米波数据（PID: 2022.1.00073.S），并在今年夏天领导团队撰写了两篇论文。结果，我们对受到引力透镜效应影响的远距离星系的紫外线光度函数进行了光谱限制，并讨论了活动星系核的贡献[30]，并且我们还首次进行了关于JWST/NIRCam+NIRSpec对65个检测到的暗淡毫米波天体的系统特性评估[31]（见图5）。从2022年10月开始，我调动到了美国德克萨斯大学奥斯汀分校，同样在与周围人交流的过程中，我有幸参与了由德克萨斯大学奥斯汀分校的S. Finkelstein带领的JWST早期公开科学计划CEERS（PID: 1345），并在2023年初被委以领导团队的第一篇NIRSpec论文[32]。也许这过于理想化了，但我仍然相信，研究人员都渴望做一些有趣的事情。而且在成为研究人员之前，他们首先是人，首先与周围的人一起享受眼前的科学研究和日常生活，道路就会自然而然地打开。在图6中，我想通过介绍最近的日常生活和研究情况来结束本文。
图5 在作者担任PI的ALMA项目中，对于检测到尘埃辐射（上部）和[C II]发射线（下部）的星系，展示了UNCOVER调查中JWST/NIRSpec的光谱结果[31]。这两者都显示了从NIRSpec Multi-shutter Array（MSA）获得的二维和一维光谱，针对共同的观测波长。
上部）对于在ALMA中检测到尘埃辐射，并被分光确认为z＝2.985的天体。矩形区域内显示了MSA的快门位置，白色和青色的快门位置对应的光谱分别为黑色和蓝色的一维光谱。从Paβ/Paγ可以看出，在星系中心，与星系边缘相比，存在明显的尘埃衰减。
下部）对于在ALMA中偶然捕获到[C II]发射线，并被分光确认为z＝6.332的天体。黑线显示了从MSA获得的一维光谱，蓝线显示了通过拟合得到的SED模型。通过检测到丰富的可见发射线，从基于Hα的恒星形成率到尘埃衰减和金属量的估计，我们首次利用非偏见的方法研究了典型[C II]发射线天体的性质。
六．总结
本文中我介绍了我迄今为止进行的远距离星系观测研究，包括研究内容以及其前后的背景等。正如您所看到的，这并不是一条从一开始就周密计划的道路，可以说是既灵活应变，也可以说是摸着石头过河。然而，即使是摸着石头过河，后来也可能会发现各种线索并将它们连接起来，成为自己独一无二的轨迹。虽然我仍然是一个刚刚起步的年轻人，但如果有更年轻、更担心的读者，我想告诉他们不要想得太远，而是全力以赴地享受眼前的事情，那么在那个过程中积累的丰富经验终将成为你的优势。
图6 左上）与DAWN的同事们在一起。我们可以入住由Carlsberg基金会提供的研究人员公寓，我和他们住在同一公寓里，我们之间建立了密切的私人和工作关系。
右上）与UT Austin的同事们在一起。由于有许多年轻的教职成员，以及每次活动老教授们都会邀请大家参加家庭聚会，这使得研究所充满了活力，无论是在研究还是其他方面。
左下）2023年4月在匹兹堡举行的UNCOVER团队会议。尽管由欢乐的PI I. Labbe和成员H. Atek等人带来了一场充满笑声的会议，但照片却拍得十分认真。
下中央）J. Silverman先生在2023年6月在波士顿举办的研讨会上组织了一次棒球比赛观赛。在异国他乡，与日本友人们共度时光也是一种乐趣。
右下）在圣诞节时收到了CEERS的NIRSpec数据，从新年开始，核心成员们齐聚一堂进行数据分析和论文撰写。这也是一段青春般的片段，虽然很辛苦，但也是一段快乐的回忆。
参考文献
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责任编辑：甘林
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庞士-布鲁克斯彗星多变的离子尾
影像提供与版权: Shengyu Li & Shaining
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