The nature of damped Lyman alpha and sub-damped Lyman alpha absorbers
我们提出的参数的基础上测量的丰度在个别阻尼莱曼α系统（DLAs）和子阻尼莱曼α系统（子DLAs），也推断在类星体吸收线系统的大样本的平均丰度，表明干预类星体吸收的尘埃量很小，并不负责错过许多类星体在震级有限的类星体调查。虽然我们不能完全排除双峰尘埃分布的可能性，其中含有大量尘埃、富含金属的吸收体，这些吸收体将背景类星体推到当前光谱学研究的观测阈值以下，但基于当前的样本，似乎类星体吸收体中的金属丰度随着H I柱密度超过10^{19} cm^{-2}而减小。因此，子DLA人口更丰富的金属比DLA，这一趋势可能会扩展到非阻尼莱曼极限系统（NDLLS）。基于最近发现的星系质量-金属丰度关系，我们认为，大多数sub-DLAs和可能的NDLLS，与大质量的螺旋/椭圆星系，而大多数DLAs与低质量星系。与DLAs相比，sub-DLA星系将为宇宙预算贡献更大比例的总质量（恒星和ISM），因此金属，特别是在低红移处。
2007-01-02 astro-ph
Lyman-alpha emission as a tool to study high redshift damped systems
我们报告了一个定量研究的莱曼α光子从一个非均匀的光学厚介质，模仿阻尼莱曼α吸收器的结构逃逸。建模的光学厚盘与3个组件（大质量恒星和HII地区，尘埃，和中性氢），我们研究了由此产生的发射线分布，可能会出现附近的扩展阻尼吸收剖面。
1997-09-16 astro-ph
The Chemical Evolution of Damped Lyman Alpha Galaxies
对阻尼莱曼α系统中元素丰度的测量为研究星系的化学演化，特别是早期的化学演化提供了新的手段。我们审查在这一领域的进展，集中在最近的努力，扩大现有的调查范围，以更高和更低的红移。
1995-02-08 astro-ph
Are Damped Lyman alpha Systems Rotating Disks ?
我们报告的高光谱分辨率观测的五个阻尼莱曼α系统的线速度剖面和丰度进行了分析。通过结合这些数据与文献中的信息，我们研究了阻尼系统的低和高电离阶段的运动学，并讨论了部分运动是由于旋转的可能性。
1998-01-26 astro-ph
Elemental abundances at early times: the nature of Damped Lyman-alpha systems
阻尼Ly-alpha（DLA）系统中元素丰度随红移的分布可以通过再现银河系晕和盘成分的同一模型在不同的银河系中心距离下充分再现：DLA系统在其早期演化阶段被正常的旋涡星系很好地代表。
1999-03-10 astro-ph
Possible Detection of Lyman-alpha Fluorescence from a Damped Lyman Alpha system at Redshift z=2.8
我们在一个位于明亮类星体HS 1549 +1919附近的阻尼莱曼-α系统（DLA）中探测到莱曼-α辐射。DLA的红移与HS 1549 +1919相同，是在49”（380千秒差距）外的一个微弱类星体的光谱中发现的。发射线的亮度、双峰轮廓和与DLA的小空间分离表明，它可能是来自吸收附近类星体辐射的气体的荧光莱曼α发射。如果是这样的话，我们的观测表明DLA的大小至少为1.5”，并且类星体在100万年前的光度与今天的光度相似。在明亮的类星体的1'范围内对类似系统的调查将对类星体的平均寿命提出有趣的限制。
2005-09-08 astro-ph
On the Evolution of Damped Lyman Alpha Systems to Galactic Disks
银河系厚盘的平均金属丰度比阻尼Lyman α系统高0.5dex。这被解释为前者的恒星不是从后者的气体中产生的。使用新的金属丰度和H I列密度数据，我们表明，富含金属的阻尼系统确实包含足够的重子在厚盘金属丰度占厚盘的恒星质量。比较我们的运动学数据与金属丰度，我们表明，阻尼莱曼α系统表现出最大的剖面速度宽度跨越一个狭窄的范围内的高金属丰度，而系统与小的速度宽度跨越更广泛的金属丰度。这是自然的解释通过阻尼莱曼α视线通过快速旋转的磁盘与负径向梯度的金属丰度。系统较低的N（H I）的系统与高速度的宽度表明（a）气体盘有位于中心的孔，和（b）一个明显的不一致的阻尼莱曼α系统的原星系团模型。具有低N（H I）的系统的更高的金属丰度进一步意味着，恒星而不是气体占主导地位的最富金属阻尼系统的重子含量。
1997-12-03 astro-ph
A z = 3 Lyman Alpha Blob Associated with a Damped Lyman Alpha System Proximate to its Background Quasar
我们报告发现一个明亮的莱曼α斑点与z=3类星体SDSSJ 124020.91 +145535.6，这也是符合强阻尼莱曼α吸收从前景星系（所谓的近阻尼莱曼α系统; PDLA）。Sloan数字巡天（SDSS）获得的一维光谱显示了一条宽的莱曼α发射线，其半高宽约为500 km/s，亮度为L_{Lya} = 3.9e43 erg/s。为这个大莱曼α光度供电的机制进行了讨论。我们反对PDLA星系中HII区域的辐射，因为这需要一个过度的恒星形成速率~ 500 Msun/yr，并且对应于有史以来从阻尼莱曼α系统或星暴星系测量到的最大莱曼α光度。我们使用Monte Carlo辐射转移模拟调查的可能性，线发射是荧光复合辐射从PDLA星系供电的电离通量的类星体，但发现预测的莱曼α通量是几个数量级低于观察到的。我们的结论是，莱曼α发射是不相关的PDLA星系在所有，而是内在的类星体的主机和类似的扩展莱曼α '模糊'，这是检测到周围的许多活动星系核。PDLA是天然的日冕仪，阻止他们的背景类星体在莱曼α，我们讨论了如何系统类似SDSSJ124020.91+145535.6可能被用来成像中性氢在PDLA星系的剪影对屏幕的扩展莱曼α发射的背景类星体。
2008-07-14 astro-ph
Measurement of the Spatial Cross-Correlation Function of Damped Lyman Alpha Systems and Lyman Break Galaxies
首次对阻尼莱曼α星系（DLAs）和莱曼破裂星系（LBG）之间的空间交叉关联函数进行了光谱测量。我们获得了9个类星体场的深u 'BVRI图像，其中有11个已知的z ~ 3类星体，并在光谱上证实了211个< 25.5 photometrically selected z >R2长周期星系团.我们找到了强有力的证据，DLAs附近的LBG与随机的，其结果是类似的LBG附近的其他LBG。极大似然互相关分析发现，使用γ = 1.6的固定值，最佳拟合相关长度值为r_0 = 2.9^（+1.4）_（-1.5）h^（-1）Mpc。讨论了DLA-LBG成团幅度对DLAs平均暗物质晕质量的影响。
2005-11-17 astro-ph
Damped Lyman-alpha and Lyman Limit Absorbers in the Cold Dark Matter Model
我们研究了形成阻尼\lya和莱曼极限吸收的层次聚类的情况下使用的$Ω= 1$，冷暗物质宇宙的气体动力学模拟。在模拟中，这些高柱密度系统与星系的形成有关。阻尼\lya吸收，$N_{HI} \simgt 10^{20.2}\cm^{-2}$，沿着通过相对大质量，密集的原星系中心附近的视线出现。莱曼极限吸收（$10^{17}\cm^{-2} \simlt N_{HI} \simlt 10^{20.2}\cm^{-2}$）是在穿过这些天体的外部或靠近较小原星系中心的视线上产生的。莱曼极限系统的数量比观测到的要少，而阻尼\lya系统的数量与观测到的丰度相当接近。阻尼吸收体的半径通常为$\sim 10$ kpc，但由于系统比现在的$L_*$星系多得多，因此总体横截面很大。我们的研究结果表明，像那些观察到的高柱密度系统自然出现在星系形成的层次理论，现在可以直接从数值模拟研究这些吸收。
1995-09-21 astro-ph
Exploring the Damped Lyman-alpha Clouds with AXAF
高级X射线天体物理学设施上的高能透射光栅光谱仪（定于1998年8月发射）将为研究高红移类星体的X射线光谱中由视线上的物质引起的吸收提供一种新的工具。在本文中，我们试图探索使用AXAF HETG探测来自阻尼莱曼α（DLA）云的共振吸收线的可能性。
1998-05-08 astro-ph
The N/Si Abundance Ratio in Fifteen Damped Lyman-alpha Galaxies: Implications for the Origin of Nitrogen
银河系化学演化模型的计算表明，应该有相当大的分散在所观察到的N/O比在一个固定的金属丰度（O/H）的星系具有非常低的金属丰度由于延迟释放的初级N从中等质量的恒星相对于O从短寿命的大质量恒星。此外，散射应朝着金属丰度降低的方向逐渐增加。这样的影响还没有令人信服地证明了附近的贫金属星系的H II区域的观测，提出了质疑的时间延迟模型的初级N生产。Pettini等人和Lipman等人实现了高红移阻尼Lyman-alpha星系的效用，以获得对N起源的进一步了解，并讨论了三个阻尼Lyman-alpha星系的丰度。由于O的丰度测量通常无法用于阻尼莱曼α星系，他们在合理假设O/Si和O/S丰度比与阻尼莱曼α星系中的太阳丰度比相同的情况下，使用N/Si或N/S代替N/O。我们讨论了15个高红移（z>2）阻尼莱曼α星系的重元素丰度观测，其中许多星系的金属丰度与当地已知的最低金属丰度星系（I Zw 18）相当或更低。我们发现阻尼Lyman-alpha星系的N/Si比在[Si/H]~（-2）处有很大的散射（约为1 dex），并且有迹象表明这种散射随着金属丰度的减小而增大。对各种不确定性来源的考虑表明，它们不太可能是大离散的主要原因。因此，这些结果提供了强有力的支持的时间延迟模型的初级N生产在中等质量的恒星，如果确实，O/Si=太阳能在阻尼莱曼α星系。
1997-10-28 astro-ph
The First Detection of Cobalt in a Damped Lyman Alpha System
我们提出了有史以来第一次检测钴在阻尼莱曼阿尔法系统（DLA）在z = 1.92。除了提供重要的线索，这些高红移星系的恒星形成历史，我们讨论了如何研究在DLAs的钴丰度也可能有助于限制恒星核合成模型在一个政权不探测银河系恒星。
2001-04-18 astro-ph
ORT observations of the damped Lyman alpha system towards PKS 0201+113
我们报告了一个深射电搜索与Ooty射电望远镜（ORT）的红移21厘米的吸收线从阻尼莱曼α系统看到的红移3.388对类星体PKS 0201+113。这是目前声称探测到21厘米吸收的最远的系统。目前的观察具有与早期的灵敏度相当的灵敏度，并且没有检测到统计上显著的吸收。我们使用非检测放置阻尼莱曼α吸收器的光学深度的上限为~ 0.011。这对应于~ 5600 K的系统自旋温度的下限。这大大高于以前的上限~ 1380 K。
1997-11-20 astro-ph
Two-phase equilibrium and molecular hydrogen formation in damped Lyman-alpha systems
与太阳附近的星际介质相比，在高红移的阻尼莱曼α系统中，分子氢的丰度相当不足。这已经被解释为意味着阻尼莱曼α系统中的气体是温暖的。就像附近的中性云间介质，而不是像在银河系中引起大部分H I吸收的云中那样凉爽。其他证据表明，阻尼莱曼-α系统中的气体--全部或部分--实际上是冷的;这里讨论的中性和离子化碳的光谱表明，在较低红移z $<$ 2.3处观察到的阻尼莱曼-α系统基本上是冷的，而在z $>$ 2.8处观察到的则是温暖的（尽管并非没有H2）。为了解释碳和氢的观测结果，我们在两相热平衡条件下构建了详细的H2形成的数值模型，就像那些解释太阳附近条件的模型一样，但具有不同的金属丰度、尘气比、$etc$。我们发现，阻尼莱曼-α系统的低金属含量是足以抑制H2形成的许多数量级，即使在凉爽的漫射云，只要环境的光学/紫外辐射场是不是太小。对于非常低的金属性和最扩散的条件下，H2的形成将主要由缓慢的气相过程不涉及晶粒，并在范围内的最小分子分数$10^{-8}-10^{-7}$预计。
2002-04-30 astro-ph
Connecting high-redshift galaxy populations through observations of local Damped Lyman Alpha dwarf galaxies
我报告的观测z=0.01矮星系SBS 1543 +593投影到背景类星体HS 1543 +5921。作为一个恒星形成星系，首先注意到发射，这个矮星在我们理解高红移星系种群中发挥着关键作用，因为它也产生了阻尼莱曼阿尔法系统。这使我们能够分析，第一次，$α$元素的化学丰度在阻尼莱曼阿尔法星系使用，发射和吸收诊断。我们发现在观测不确定性范围内，丰度是一致的。我讨论了这一结果的高红移星系观测的解释的影响。一个目录的矮星系-类星体预测挑选斯隆数字巡天提供，以促进未来的工作。
2008-07-17 astro-ph
A catalogue of damped Lyman alpha absorption systems and radio flux densities of the background quasars
我们提出了一个目录的322阻尼莱曼α吸收剂从文献中。所有阻尼莱曼α吸收体都包括在内，没有选择红移或类星体的大小。其中，123个是候选者，等待使用高分辨率光谱进行确认。对于所有322个对象，我们编目的背景类星体，在已知的无线电特性。大约有60个类星体的射电通量密度超过0.1 Jy，其中大约一半的光学星等超过V = 18。这个汇编应该证明在河外/宇宙学研究的几个领域是有用的。
2002-06-06 astro-ph
High Redshift Lyman Limit and Damped Lyman-Alpha Absorbers
我们获得了APM z $>$ 4类星体巡天中27个类星体的高信噪比光谱。光谱已被分析，以创建新的样品的高红移莱曼极限和阻尼莱曼- $α$吸收剂。这些数据已与已发表的数据集结合在红移的演变和列密度分布函数的研究与$\log$ N（HI）$\ge17.5$吸收，在红移范围0.01 $<$ z $<$ 5。主要结果是：\begin{itemize} \item Lyman limit systems: The data are well fit by a power law $N(z) = N_0(1 + z)^γ$ for the number density per unit redshift. For the first time intrinsic evolution is detected in the product of the absorption cross-section and comoving spatial number density for an $Ω= 1$ Universe. We find $γ= 1.55$ ($γ= 0.5$ for no evolution) and $N_0 = 0.27$ with $>$99.7\% confidence limits for $γ$ of 0.82 \& 2.37. \item Damped \lya sy…
1995-03-24 astro-ph
First Investigation of the Clustering Environment of Damped Lyman Alpha Absorbers at z=4
我们报告的阻尼莱曼α吸收系统在z=4的聚类环境的第一个观察。利用颜色选择和光度红移，从35 sq的深BRI图像中选择出亮度大于IAB =25.5的44个候选Lyman-break星系。arcmin字段包含类星体BR 0951-04。对35个候选星系进行了多星光谱分析，其中8个星系被确认为z>3.5的Lyman-break星系。只有BRI测光，光度红移是相当准确的光谱确认的星系，但有一个高的错误分类率，由于莱曼破裂星系和低红移椭圆星系之间的颜色退化。两个z>3.5的星系都在类星体视线的15“范围内发现，似乎是类星体光谱中的吸收系统。我们使用一组统计检验来寻找z>3.5星系的红移直方图中的聚类，但没有发现这些具有阻尼莱曼α吸收体的莱曼破裂星系的可测量的聚类。有了更大的星系样本，我们的方法应该确定这些物体之间的互相关，探测的偏差，因此阻尼莱曼α吸收剂的质量。
2001-07-10 astro-ph
Damped Lyman-Alpha Galaxies
本文介绍了一个识别低红移（0.09<z<1.63）阻尼莱曼α（DLA）星系的成像程序的一些结果。十年前被广泛接受的标准范式，即DLA星系是发光盘星系的祖先，现在正在受到严重的挑战。从低红移的成像研究中得出的无可争议的结论是，DLA星系的形态类型是混合的，它们在光度和表面亮度上跨越一个范围。
2000-10-31 astro-ph
A Comprehensive Statistical Analysis of the Gas Distribution in Lyman-limit and Damped Lyman-alpha Absorption Systems
在本文中，我们展示了如何使用莱曼极限和阻尼莱曼α吸收系统的数据，推导出氢电离分数和总的气体柱密度的分布的正面。我们考虑轴对称的，随机取向的吸收体，电离的外部背景辐射场，以便与面对的总气体分布沿视线观察到的中性氢。我们设计了一个统计过程的基础上的极大似然标准，这是能够同时处理来自不同的调查和统计恢复的数据“真正的”列密度存在较大的不确定性：这是特别重要的莱曼极限系统，留下一个不可测量的剩余通量在波长短于莱曼突破。我们利用模拟数据来寻找可能的观测偏差，并广泛测试我们的程序。对于在红移范围[1.75，3.25]内的大量实际数据的统计样本（收集自所有已发表的巡天），我们的极大似然程序给出了总氢分布的幂律斜率为-2.7。因此，所有的莱曼极限系统比阻尼莱曼α系统包含更多的气体。对其他红移数据的分析表明，需要更多的观测才能找到令人信服的证据，证明气体分布斜率的宇宙学演化。
2001-01-18 astro-ph
Damped Lyman alpha systems and galaxy formation models - II. High ions and Lyman limit systems
我们调查的高电离态气体与观察到的阻尼莱曼α系统的模型，基于半解析模型的星系形成设置在层次结构形成的范例。在我们的模型中，晕和亚晕中的热气体引起CIV吸收，而低电离态气体与星系中的冷气体相关联。该模型匹配的CIV列密度的分布，并导致自然的运动学特性，是在良好的协议与数据。我们研究了热气体和冷气体对亚阻尼系统的贡献，并建议这些系统的性质可以作为模型的一个重要测试。我们预计，子DLA系统将通常由一个单一的气体盘，从而预测，他们应该有显着不同的运动比阻尼系统。最后，我们发现，热晕气体产生不到三分之一的莱曼极限系统在红移3。我们模拟了小晕（维里速度< 35 km/s的晕）对莱曼极限系统的贡献，发现它们可能包含与在这些系统中观察到的一样多的气体。然而，如果我们采用真实的气体密度分布模型，我们发现这些系统不是莱曼极限吸收的重要来源。相反，我们认为，维里化晕外的未塌陷气体是负责在高红移的莱曼极限系统。
2002-11-11 astro-ph
A search for molecules in damped Lyman-alpha absorbers occulting millimetre-loud quasars
我们已经使用SEST 15米和Onsala 20米望远镜进行了深度（r.m.s. >~ 30 mJy）的各种分子旋转跃迁的积分向阻尼莱曼-α吸收系统（DLAs）已知的隐藏毫米响亮类星体。我们已经观察到6个新系统，并改进了11个转换的现有限制。这些限制可能接近检测新系统所需的灵敏度，我们提出了少量的候选系统，我们认为值得进一步观察。
2002-09-10 astro-ph
Damped Lyman alpha Systems
阻尼莱曼α系统的观测提供了一个独特的窗口中性气体水库，产生了星系在高红移。这篇评论的重点是关键的属性，如氢和金属含量的气体和恒星形成的独立证据。总之，这些提供了一个新兴的图片引力约束的对象，其中气体吸积从IGM补充气体消耗恒星形成。其他属性，如尘埃含量，分子含量，电离气体含量，气体运动学和星系识别也进行了审查。这些属性指向一个多相ISM中，辐射和流体动力学反馈过程。数值模拟和其他类型的模型用于描述阻尼莱曼α系统的背景下，星系形成进行了讨论。
2005-09-17 astro-ph
GMRT Observations of Low z Damped Lyman-alpha Absorbers
本文介绍了利用巨米波射电望远镜（GMRT）观测到的两个低红移（z=0.2212，z=0.0912）阻尼莱曼α系统的HI 21 cm吸收，观测方向为峰值为10 GHz的OI 363（z_em = 0.630）。z=0.0912的天体是迄今为止已知的最低红移阻尼莱曼α系统。地基成像（Rao & Turnshek，1998）显示，在这两个红移点上，在OI 363的视线范围内，都没有一个低碰撞参量的大旋涡星系，这与认为这些系统是大原盘的说法相矛盾。由于OI 363是一个高度致密的核心主导源，HI气体的覆盖因子可能是1。尽管如此，由21 cm光学深度（并使用Rao & Turnshek，1998年HST谱测量的N_HI）得到的自旋温度仍然很高，高红移系统为1120 ± 200 K，低红移系统为825 ± 110 K。这些值是相当高的典型值（100 - 200 K）在我们的银河系和仙女座测量，事实上，类似于在高红移阻尼莱曼α系统中获得的。因此，我们的观察结果表明，进化的影响可能不是至关重要的理解本地螺旋盘和高红移阻尼莱曼α系统之间的差异派生的自旋温度值。
1998-11-04 astro-ph
Abundances in Damped Lyman-alpha Systems and Chemical Evolution of High Redshift Galaxies
阻尼莱曼α星系，补充未发表的凯克观测，最近的丰度测量进行了讨论。金属丰度分布与宇宙时间的检查线索的程度富集，初始恒星形成的开始，和性质的星系。的元素的相对丰度进行比较，在星系晕恒星和太阳的丰度模式，考虑到尘埃耗尽的影响，以获得洞察恒星的过程和时间尺度的富集发生。
1997-10-31 astro-ph
Properties of Low-Redshift Damped Lyman Alpha Galaxies
给出了红移为0.09<z<0.53的5个类星体场的图像，其中包含6个阻尼莱曼α（DLA）系统。对产生DLA系统的DLA星系进行了鉴别。讨论了DLA星系的观测和模拟特征。DLA星系的碰撞参量范围从< 4 kpc到\approx 34 kpc，光度范围从\approx 0.03 L * 到\approx 1.3 L *。它们的形态包括无定形低表面亮度系统，可能的矮螺旋和发光螺旋。
2001-08-08 astro-ph
Sharp HI edges at high z: the gas distribution from Damped Lyman-alpha to Lyman-limit absorption systems
本文利用已发表的在红移1.75 < z < 3.25范围内的莱曼极限和阻尼莱曼α吸收系统的数据，导出了高红移云中中性和电离气体的分布。我们假设吸收体中氢总（HI+HII）柱密度的分布遵循幂律KN_H^{-α}，而观测到的HI柱密度分布由于背景辐射场的电离而偏离纯幂律。比较模型和观测结果，给出了指数α和对数N_H/N_HI值X的极大似然解，当莱曼极限光深为1时：α =2.7^{+1.0}-0.7}和X=2.75 \pm 0.35。X远低于在其自身重力下平衡的气体分布所获得的值，但是暗物质与气体密度的比率没有很好地约束为log（eta_0）=1.1 \pm 0.8。我们推导出的幂律分布外推到较低柱密度的系统，莱曼α森林，有利于log（eta_0）< 1.1和α =2.7-3.3的模型。当α明显大于2时，莱曼极限系统比阻尼莱曼α系统包含更多的气体，莱曼α森林云甚至更多。由于在z=2.5附近的不同柱密度的吸收体的宇宙学气体和暗物质密度的估计也被给出。
2000-11-14 astro-ph
Damped Lyman Alpha Systems at High Redshift and Models of Protogalactic Disks
我们采用观测确定的内禀速度宽度和柱密度的阻尼莱曼-α系统在高红移范围内的一个标准的冷暗物质模型的原星系中的重子的分布进行调查。我们进行的假设下，阻尼莱曼α系统代表一个人口的冷，旋转支持，原星系盘和原星系晕的丰度是很好的近似冷暗物质模型的临界密度和消失的宇宙学常数。使用条件截面观察一个阻尼系统与给定的速度宽度和列密度，我们比较观测推断的速度宽度和列密度分布相应的理论确定的各种磁盘参数和CDM规范化的分布。在一般情况下，我们发现，大多数磁盘参数和CDM标准化的模型不能再现的意见。而柱密度分布有利于小磁盘与大中性气体分数，速度宽度分布有利于大而厚的磁盘与小中性气体分数。在这个CDM模型的背景下，这个问题的可能解决方案可能是：（1）在大质量暗物质晕中快速旋转的盘对阻尼莱曼-α吸收的贡献增加或（2）在这个CDM模型中，在高红移的阻尼莱曼-α系统中放弃简单的盘模型。这里，第一种可能性可以通过假设阻尼Lya系统的形成只发生在具有相当大的圆周速度的晕中来实现，第二种可能性可能是由于合并和双盘对高红移下阻尼Lya吸收的巨大贡献。
1997-06-30 astro-ph
The Population of Damped Lyman-alpha and Lyman Limit Systems in the Cold Dark Matter Model
莱曼极限和阻尼莱曼-α吸收系统探测在高红移的坍缩冷气体的分布。结合重力和气体动力学的数值模拟可以预测宇宙学模型中这种吸收体的丰度。我们发展了一种半解析方法来修正未分辨低质量晕贡献的数值预测，并将这种方法应用于Katz等人（1996）对标准冷暗物质模型（$Ω=1$，$h=0.5$，$Ω_b=0.05$，$σ_8=0.7$）的模拟。使用这种模拟和高分辨率的模拟个别低质量系统，我们确定晕的圆速度$v_c$和它的横截面之间的关系，用于生产莱曼极限或阻尼吸收。我们结合这个关系与Press-Schechter公式的丰度晕计算每单位红移的吸收体的数量。分辨率校正使预测的丰度在z = 2、3和4处增加了约2倍，使预测的阻尼吸收体数量与观测结果相当吻合。大约有一半的系统存在于圆速度为$v_c>100\kms$的晕中，另一半存在于圆速度为$35\kms<v_c<100\kms$的晕中。带有$v_c>150\kms$的光环通常包含两个或多个能够产生阻尼吸收的系统。即使与分辨率校正，预测的丰富的莱曼极限系统是一个因素的三个以下的观测估计，这意味着一个失败的标准CDM或失败的这些模拟解决系统负责大多数莱曼极限吸收。通过比较模拟与没有恒星形成，我们发现，耗尽的气体供应恒星形成影响的吸收线统计在$z>=2$柱密度超过$N_{HI}=10^{22} cm^{-2}$。
1996-09-09 astro-ph
Dust, Metals and Diffuse Interstellar Bands in Damped Lyman Alpha Systems
虽然阻尼莱曼α（DLA）系统通常被认为是贫金属的，但有人认为这可能是由于对富金属吸收体的观测偏差。我回顾了最近的调查，以量化尘埃遮蔽偏差的特殊问题，并证明目前没有令人信服的观测证据来支持灭绝的广泛影响。另一方面，一个小的子集的DLA可能是富含金属的，我回顾了最近的一些观察，这些富含金属的吸收剂和检测扩散星际带在一个DLA在z ~ 0.5。
2006-09-19 astro-ph
The Nearby Damped Lyman-alpha Absorber SBS 1543+593: A Large HI Envelope in a Gas-Rich Galaxy Group
我们给出了一个甚大阵（VLA）HI 21厘米的地图和光学观测的区域附近的一个最近的阻尼莱曼-α吸收超出本地组，SBS 1543+593。两个以前未被编目的星系已经被发现，第三个星系的红移已经被确定。这三个星系的红移都是SBS 1543+593，距离阻尼莱曼α吸收体约185 kpc。我们讨论了SBS 1543+593及其新发现的邻居的HI和光学性质。SBS 1543+593和矮星1都有由中性气体主导的重子成分，这对于阻尼莱曼α吸收体来说是不寻常的，因为只有~5%的HI截面来自于这种强烈的气体主导系统。目前尚不清楚的是，在局部宇宙中富含气体的星系周围是否普遍存在低质量的富含气体的星系群，以及这些系统中的低恒星形成率是否表明是一个年轻的系统还是一个稳定的缓慢演化的系统。我们讨论这些进化的情况和未来的前景来回答这些问题。
2006-04-10 astro-ph
The Cosmological Evolution of Quasar Damped Lyman-Alpha Systems
我们从一个有效的，非传统的调查发现阻尼莱曼α（DLA）吸收线系统的中性氢柱密度N（HI）> 2 × 10 ^{20}原子cm^{-2}和红移z<1.65。相反，以前的研究表明，在更高的红移的DLA吸收，Omega_{DLA}，随着时间的推移，宇宙学质量密度的中性气体的减少，我们的研究结果表明，Omega_{DLA}是一致的，从红移z \approx 4到z \approx 0.5的剩余常数。没有证据表明Omega_{DLA}接近z=0时的值。还介绍了调查的其他有趣结果。
2000-09-06 astro-ph
Discovery of a z=0.808 damped Lyman-alpha system candidate in a UV selected quasar spectrum
我们提出了一个新的中间红移阻尼莱曼-α吸收系统候选者的观察，发现在光谱跟踪过程中发现的150 A宽带通紫外成像调查在2000 A检测到的源。该系统显示非常强的MgII和FeII线和高的FeII/MgII比，其中，以下光电离模型，表明一个非常高的中性氢柱密度。这类系统在红移<1.7时非常罕见，但对于理解星系中恒星形成的演化至关重要，新发现的候选者值得在不久的将来进一步研究
1998-09-30 astro-ph
Building the bridge between Damped Ly-alpha Absorbers and Lyman Break galaxies
2000年，我们在欧洲南方天文台的甚大望远镜开始了“在阻尼Ly-alpha吸收器和Lyman-Break Galaxies之间建立桥梁：Ly-alpha星系选择”的计划。该项目试图利用Ly-alpha对高z星系的选择来弥补吸收选择星系和发射选择星系之间的差距，方法是创建一个大型的z=3星系数据库，该数据库属于由阻尼Ly-alpha吸收器（DLAs）探测的大量微弱（R>25.5）星系。在这里，我们提出了我们的计划的第一个结果，即从z=2.85 DLA对Q2138-4427领域的深入Ly-alpha研究的结果。
2002-06-26 astro-ph
Reconciling the Metallicity Distributions of Gamma-ray Burst, Damped Lyman-alpha, and Lyman-break Galaxies at z=3
我们测试的假设，长持续时间的伽马射线暴（GRB）以及类星体选择阻尼莱曼α（DLA）系统的宿主星系的紫外线选择的恒星形成，高Z星系（通常称为莱曼破裂星系）的人口。具体来说，我们比较的金属丰度分布的GRB和DLA人口简单的模型，这些星系是随机绘制的恒星形成星系的分布，根据他们的恒星形成率和HI截面分别。我们发现，这是可能的，以配合观测分布假设非常简单和约束的关系，光度，金属丰度和HI的大小。通过观测伽玛暴宿主星系的光度分布和测量DLA选定星系的光度和碰撞参量作为金属丰度的函数，可以检验这个简单的模型。我们的研究结果支持的期望，伽玛射线暴和DLA样品，在星等有限的调查相比，提供了一个几乎完整的人口普查z=3恒星形成的星系，没有严重的尘埃遮蔽。
2008-04-13 astro-ph
Optical Counterparts to Damped Lyman Alpha Systems
以前，我们已经表明（Maller等人，1998），由Prochaska和Wolfe（1998）测量的阻尼莱曼阿尔法系统（DLAS）的运动学可以在多盘模型（MDM）中重现，如果气体盘具有足够的径向范围。在这里，我们讨论这个模型的预测之间的关系DLAS和莱曼break星系（LBG），我们在这里采取的对象在z~3比R=25.5亮。我们预计，未来的DLAS和LBG之间的相关性的观察将提供一个新的数据集，能够区分不同的理论模型的DLAS。Djorgovski（1997）已经发现了一些光学对应物，更多的研究正在进行中。
2000-02-24 astro-ph
Strong Absorption-line Systems at Low Redshift: MgII and Damped Lyman Alpha
详细介绍了一种研究低红移阻尼莱曼α系统的强有力的间接方法。我们发现一个低红移DLA的概率增加到近50%的目标类星体，已知有很强的低红移MgII和FeII吸收线在其光谱。我们正在使用斯隆数字巡天QSO光谱，并辅以我们在MMT进行的调查，以研究金属线系统。哈勃太空望远镜被用来确认低红移的DLAs。此外，我们正在用几个地面望远镜对低红移DLA星系进行成像，以直接研究它们的环境。
2002-11-13 astro-ph
Evidence for Rotation in the Galaxy at z=3.15 Responsible for a Damped Lyman-alpha Absorption System in the Spectrum of Q2233+1310
如果能证明在红移z>2处存在大量的正常盘状星系，将对结构形成和演化的理论产生深远的影响。我们目前的证据的基础上凯克HIRES观测，阻尼莱曼α吸收体在z=3.15朝向类星体Q2233+1310可能是这样一个例子。Djorgovski等人最近探测到了来自吸收体的Lyman-α辐射，我们假设它位于吸收星系的系统红移处。通过研究吸收星系的金属吸收线与系统红移的关系，我们发现了强有力的旋转运动学证据。因此，这个吸收体很可能是一个盘状星系。该星系的圆速度大于200 km/s。由于该星系与类星体视线之间的距离约为17 kpc，因此该星系的动力学质量大于1.6x10（11）太阳质量。该星系的金属丰度为[Fe/H]=-1.4，是典型的阻尼莱曼α星系。然而，在另一个阻尼星系旋转是明显的。在后一种情况下，阻尼莱曼α吸收体发生在红移的背景类星体附近，因此其性质可能受到背景类星体的影响。这是目前仅有的两种情况，可以应用这里所使用的技术。未来将同样的技术应用于大样本的阻尼莱曼α星系，可能使我们能够确定是否在大爆炸后的几十亿年内已经存在大量的盘状星系。
1997-01-22 astro-ph
Zinc and Chromium Abundances in a Third Damped Lyman alpha System at Intermediate Redshift
我们已经测定了明亮类星体EX 0302-223中$z_{abs} = 1.0093$阻尼莱曼α系统的金属丰度，这只是在红移$z \simlt 1$上的第三次测量。与前两种情况不同的是，我们发现，锌的丰度只有$\sim 2$的一个因素低于今天的银河系星际介质，是完全兼容的典型的金属丰度的恒星在银河系盘在9.5 Gyrs的回望时间。虽然负责产生吸收系统的星系还没有被确定，但我们的观测表明，化学演化路径类似于银河系的星系确实有助于阻尼莱曼α人口在中间红移。铬的丰度比锌低2.5倍，可能是因为消耗到尘埃中;然而，消耗的程度不如我们银河系盘和麦哲伦云中弥漫的星际云严重。显然，阻尼莱曼α星系的星际环境不利于尘埃颗粒（和分子氢）的形成和生存，但这种效应的物理过程还有待澄清。
1997-05-28 astro-ph
Measuring Feedback in Damped Lyman Alpha Systems
我们测量反馈（加热率）在阻尼莱曼α系统从中性气体的冷却速率。由于冷却是通过[C II] 158微米的发射发生的，我们从凯克一号望远镜上的HIRES探测到的C II^{*} 1335.7吸收线推断出冷却。推断的加热速率比ISM星系低约30倍。在z = 2.8时，单位面积的恒星形成率为10^{-2.4+-0.3}太阳质量/kpc^{2}/年，单位同向运动体积的恒星形成率为10^{-0.8+-0.2}太阳质量/Mpc^{3}/年。这是第一次测量可能是当前星系祖先的天体的恒星形成率。
2001-01-13 astro-ph
Damped Lyman alpha systems and disk galaxies: number density, column density distribution and gas density
我们提出了一个阻尼莱曼α系统（DLAs）和简单的模型，包括低和高表面亮度星系的演化预测之间的观察到的属性的比较。我们特别关注的是数密度，列密度分布和气体密度的DLAs，现在已经在相对较大的样品的吸收剂测量。从比较中，我们估计的贡献，今天的盘星系人口的DLAs，以及它如何随红移而变化。基于模型和观测结果之间的差异，我们还推测了盘星系中明显不存在的DLAs部分的性质。
2002-08-26 astro-ph
Survey for Galaxies Associated with z~3 Damped Lyman alpha Systems I: Spectroscopic Calibration of u'BVRI Photometric Selection
对与阻尼莱曼α系统（DLAs）有关的z~3莱曼破裂星系（LBG）进行了观测，主要目的是确定DLA-LBG的互相关。本文描述了对9个类星体场的成像和光谱数据的采集和分析，这些类星体场具有11个已知的z~3 DLA，覆盖面积为465弧分^[2]。使用深u 'BVRI图像，从现场检测到的17，343个源中选择了796个LBG候选者，其视R_AB星等为25.5。利用凯克LRIS对529个LBG候选者进行光谱观测，得到339个红移。我们保守地识别了211个z>2的天体，<z>=3.02+/-0.32。本文讨论了z~ 3LBG的鉴别方法，并提出了一个u 'BVRI光度选择函数模型。我们用这339个光谱来评价我们的u 'BVRI z~3莱曼断点光度选择技术。
2004-11-25 astro-ph
Relative abundance pattern along the profile of high redshift Damped Lyman-alpha systems
我们调查了丰度比沿配置文件的六个高红移阻尼莱曼α系统，其中三个与H2吸收，并在每个速度像素导出光学深度。像素丰度比的变化被发现是非常小的，通常小于一个配置文件内的两个因素。即使考虑同一系统中的独立子块，该结果也成立。消耗因子仅在检测到H2的那些组分中显著增强。[Fe/S]和[Si/S]丰度比之间有很强的相关性，表明丰度比模式与尘埃的存在有一定的关系。这种耗尽模式通常与我们银河系温暖的晕气体中看到的模式很接近。
2006-01-29 astro-ph
The Evolution of Neutral Gas in the Universe as Traced by Damped Lyman Alpha Systems
我们讨论了我们最近关于低红移（z<1.65）阻尼莱曼α系统（DLAs）的统计性质的结果（Rao & Turnshek 2000）。与预期相反，我们发现，宇宙学中性气体的质量密度跟踪的DLAs，$Ω_{DLA}$，不从红移$z \approx 4$发展到$z \approx 0.5$和外推到z=0的结果是一个因素的~6.5倍，高于来自星系在当前的时代使用HI 21厘米发射测量。我们回顾了目前的状态HI测量在低红移和在当前的时代，并讨论了这种差异的可能原因。
2001-08-08 astro-ph
The Evolution and Space Density of Damped Lyman-alpha Galaxies
本文介绍了对66个$z \simgt 4$类星体阻尼莱曼α吸收系统的新的光谱测量结果。研究发现了30个新的DLA候选者，并对它们进行了分析，以计算非零λ宇宙中中性气体的共同运动质量密度。讨论了不确定性的可能来源，并强调了我们的结果对星系形成和演化理论的意义。随后的论文将详细介绍这里总结的计算和更广泛的解释的后果，我们的意见的理解的性质的DLAs。
2000-08-11 astro-ph
NICMOS Snapshot Survey of Damped Lyman Alpha Quasars
我们图像19个类星体与22阻尼莱曼α（DLA）系统使用F160 W过滤器和近红外相机和多目标光谱仪搭载哈勃太空望远镜，在直接和日冕模式。我们在大多数图像中达到~H=22的5 sigma检测限。我们比较我们的观察观察到的莱曼break人口的高红移星系，以及Bruzual和Charlot的现代星系的演化模型红移的吸收系统的距离。我们预测我们的DLAs的H星等，假设它们正在产生像L* 莱曼破裂星系（LBG）在其红移的恒星。将这些预测与我们的灵敏度进行比较，我们发现，对于我们的大多数观测，我们应该能够检测到大约0.5-1.0 L*（LBG）的星系。我们只找到一个新的可能的候选者，LBQS 0010 -0012附近。这种稀缺的候选人导致我们的结论是，大多数DLA系统不是从一个正常的LBG光度函数，也不是本地星系光度函数放置在这些高红移。
2001-12-18 astro-ph
The Closest Damped Lyman Alpha System
研究阻尼莱曼α系统的一个困难是它们距离很远，所以人们对星系的星际介质知之甚少。本文报道了NGC 4203星系中的一个阻尼莱曼α系统，它离我们很近（v_helio = 1117 km/s），亮度很高（B_o = 11.62），我们已经绘制了它的HI盘。Ton 1480距离NGC 4203中心只有1.9'（12 h_50 kpc），在Ton 1480上探测到吸收线。用HST上的微弱天体摄谱仪（G270 H光栅）在2222-3277埃区域以200 km/s的分辨率进行了观测。探测到Fe、Mn和Mg的低电离线，导致金属丰度分别为-2.29、<-0.68和>-2.4，这是其他阻尼莱曼α星系的典型特征，但远低于这类星系的恒星金属丰度。最值得注意的是，这些吸收线的速度为1160 +- 10 km/s，这与NGC 4203在该位置的HI旋转速度1170 km/s相同，支持这些吸收线系统可以与星系旋转盘相关联的观点。此外，Mg线的线宽给出了167 km/s的速度分散的上限，达到99%的置信水平。
1998-11-18 astro-ph
21-cm H I emission from the Damped Lyman-alpha absorber SBS 1543+593
我们探测到低表面亮度（LSB）星系SBS 1543+593的21厘米发射，这引起了背景类星体HS 1543+5921（z=0.807）光谱中的阻尼莱曼α（DLA）吸收线。我们得到了一个精确的测量的速度H I气体在LSB星系，v=2868公里/秒，并得出1.3e9太阳质量的质量。我们将该值与对另外两个z~0.1 DLA系统获得的限值进行比较，并表明SBS 1543+593将不会被检测到。因此，类似于SBS 1543+593的LSB星系可以在甚至适度的红移下产生DLA系统，而不会从它们的21厘米发射中检测到。
2001-04-24 astro-ph
Imaging and spectroscopy of galaxies associated with two z~0.7 damped Lyman-alpha absorption systems
我们在两个类星体的紫外光谱中发现了红移为阻尼莱曼α（DLA）系统的星系。这两个星系都在积极地形成恒星。其中一个星系的光度接近于局部星系光度函数L* 的转折点，另一个则比L* 暗得多，似乎正在与附近的伴星相互作用。尽管强烈的选择效应有利于光谱识别的最明亮的DLA星系，许多光谱识别的DLA星系在文献中是sub-L*，这表明大多数的DLA人口可能是sub-L*，相比之下，镁II吸收体在类似的红移，其平均光度接近L*。
2003-08-11 astro-ph
The host galaxy of GRB010222: The strongest damped Lyman-alpha system known
对伽马射线暴GRB 010222余辉光谱中吸收线的分析表明，它的宿主星系（红移z=1.476）是已知最强的阻尼莱曼α（DLA）系统，具有非常低的金属丰度和适度的尘埃含量。这一结论是基于莱曼α的红翼的检测加上紫外Mg I，Mg II和Fe II线与其他DLAs的等效宽度的比较。根据对莱曼α翼的拟合，H I的柱密度为（5 +/- 2）10^22 cm^-2。Zn线和Cr线的柱密度之比表明，我们通过银河系的视线中的尘埃含量很低。这可能是由于余辉的紫外线辐射破坏了尘埃，或者是由于尘埃的初始成分与弥漫的星际物质不同，或者两者兼而有之。
2001-12-04 astro-ph
Chemical Evolution of Damped Lyman Alpha Systems
通过详细的化学演化模型的不同形态类型的星系（即螺旋星系，不规则/星暴星系和椭圆星系），我们研究了阻尼莱曼-阿尔法系统的性质。我们关心的是推断哪些系统代表DLA人群的可能候选者，哪些不代表。通过关注单个系统，我们可以得到一些关于相关星系的性质及其年龄的限制。我们的研究结果表明，由于它们的高金属丰度和[α/Fe]比，大的球状体代表不太可能的DLA候选人，而螺旋形（在不同的银河系距离观察）和不规则是理想的网站，DLA applications可以发生。
2003-06-02 astro-ph
Monte Carlo Simulation of Lyman Alpha Scattering and Application to Damped Lyman Alpha Systems
开发了一个求解Lyman α（Lya）光子传输的Monte Carlo程序，该程序可以预测任意几何形状、Lya发射率、中性氢密度分布和体积速度场的氢云的Lya图像和二维Lya谱。我们将代码应用到几个简单的情况下，一个均匀的云，以显示如何的Lya图像和发射线光谱的柱密度，内部速度梯度，和发射率分布的影响。然后，我们将代码应用到两个模型阻尼Lya吸收系统：一个球形的，静态的，等温的云，和一个扁平的，轴对称的，旋转的云。如果发射是由于外部背景辐射的荧光，则Lya图像应该具有对应于氢被自屏蔽的区域的核心。发射谱线轮廓具有特征的双峰和深的中心谷。我们展示了云的旋转如何导致两个峰在波长上的位移，因为狭缝垂直于旋转轴，以及两个峰的相对振幅是如何变化的。实际上，阻尼Lya系统可能具有带有湍流速度场的clusified气体分布，这应该使线发射轮廓平滑，但仍然应该留下整个系统的波长偏移的旋转特征。
2002-06-25 astro-ph
Chemical Abundances in SFG and DLA
我们研究了导致阻尼莱曼阿尔法线的本地恒星形成星系的化学丰度。构造了一个金属丰度与红移的关系图，并在此图上比较了低红移恒星形成星系群与高红移阻尼莱曼α星系群的化学丰度。我们对单个恒星形成星系进行了两种类型的实验。在第一种情况下，阻尼莱曼阿尔法线是针对恒星形成集群或超新星爆炸产生的内部紫外线光源而创建的。在第二张照片中，可以看到背景类星体上的阻尼莱曼阿尔法线。在恒星形成区域的电离气体和阻尼莱曼阿尔法系统中的中性气体测量的金属丰度，相互比较的情况下，逐个案例的基础上。我们强调了恒星形成星系/类星体对SBS 1543+593/HS 1543+5921的存在，其中发射线和吸收线导出的丰度给出了相同的结果。我们认为，我们因此可以在原则上，解释阻尼莱曼阿尔法系统金属丰度的恒星形成星系金属丰度的延伸到更高的红移，支持气体丰富的星系有较低的化学丰度时，年轻。
2005-04-22 astro-ph
