Discovery of a Dwarf Post-Starburst Galaxy Near a High Column Density Ly-alpha Absorber
本文报道在3C~273视线内发现一个星暴后矮星系（M_B = -13.9），其后退速度（在不确定度范围内）与最高柱密度吸收体（在cz = 1586 km/s处N_HI = 10^15.85 cm^{-2}）相一致。这个星系是迄今为止离这个吸收体最近的星系，从视线上看，它在天空中的投影只有71千秒差距。这个星系中恒星星族的平均属性与3.5 Gyrs前的大规模恒星爆发相一致，我们认为，伴随而来的超新星可以从这个星系中驱动足够的气体来解释附近的吸收体。除了在天空中的接近度和衰退速度之外，支持这一结论的进一步证据包括吸收体和星系的金属丰度匹配，以及吸收体具有过剩的Si/C的事实，这表明最近的II型超新星富集。因此，这个星系和它的喷出物是预期的中间阶段，在衰落的矮演化序列所设想的贝蒂斯和里斯解释的丰富的微弱的蓝色星系在中等红移。
2004-03-01 astro-ph
The Spatial, Ionization, and Kinematic Conditions of the z=1.39 Damped Ly-alpha Absorber in Q0957+561 A,B
我们研究了双像透镜类星体Q 0957 +561 A，B中z=1.3911阻尼Ly-alpha吸收体（DLA）的吸收云的大小（吸收体红移处间距为135 pc）。用HIRES/Keck谱研究了MgII 2796，2803双重峰，Fe II多重峰和MgI 2853吸收跃迁。我们在视线A系统中定义了六个“云”，在视线B系统中定义了七个云。用视光学深度法对N（v）廓线的检查表明，在A和B的云之间没有明显的物理联系。在两个系统的全速度范围内和空间上（在两个视线内），观测到的所有云的柱密度比都是log[N（MgI）/N（FeII）] ~（-2）。这是在莱曼极限系统中没有看到的显著一致性。云特性的均匀性表明，多重云不是“晕”的一部分。基于光电离模型，我们将电离参数限制在-6.2 < log（U）<-5.1的范围内，其中范围包括已知的丰度比和尘埃贫化模式。由此推断出的云的性质是密度2 < n_H < 20 cm^-3，视线大小1 < D < 25 pc。对于球形云，系统A中云的质量为10 < M/M_sun < 1000，系统B中云的质量为1 < M/M_sun < 60。对于平面云，A和B的上限分别为400 M_sun和160 M_sun。我们倾向于这样一种吸收体模型，在这种模型中，DLA区域本身就是这个复合体中的一个单独的云，它可能是星系ISM中的一个气体包。约10 pc的球形云将被限制在其中一…
2003-04-17 astro-ph
Lyman alpha absorption in the nearby universe: the sightline to Q1821+643
我们提出的第一个调查结果，旨在了解的起源莱曼α森林吸收系统在低红移。我们利用WHT和WIYN望远镜上的WYFFOS和HYESTRONE多光纤摄谱仪，在类星体1821+643的视线30弧分范围内，共发现了51个亮度大于b_j=18.5的星系。我们发现三个星系在500 h-1 kpc的类星体的视线，最近的星系是104 h-1 kpc的视线，是在相同的红移作为一个强大的莱曼α吸收线。剩下的两个星系没有相应的吸收到极低的等效宽度极限（< 0.05 μ m）。超过500 h-1千秒差距莱曼α吸收线被发现在类似的几个星系的红移，但我们表明，这些巧合很可能是偶然的。在莱曼α系统中，我们至少可以找到一个L^* 星系，但在吸收体的红移处，有一半的莱曼α系统没有星系。对于其余的大多数，我们表明，任何明显的关联星系可能是巧合。这些\lya系统的特征在于它们的弱等效宽度（W_r < 0.2 μ m），我们的结论是，这个人口的吸收体是不相关的，或在最好的情况下，弱相关，与星系。
1997-12-18 astro-ph
Reobservation of Close QSO Groups: The Size Evolution and Shape of Lyman Alpha Forest Absorbers
探测的大小和形状的吸收体，躺在前面的类星体，特别是Ly α森林，我们分析了785吸收线的光谱中的五个类星体在密切的分组：一对和三重态。这两组类星体以前都曾被观测到，但这些数据比以前的数据有了很大的改进，并提供了对吸收体性质的不同看法。这对样本在确定Ly α吸收体的大小上限方面至关重要，与以前的研究相比，它在红移方面具有重要的杠杆作用。三重态数据代表了曾经研究过的Ly α森林的空间密集样本，并且是吸收体形状的几乎理想的合适探针。我们观察到三重态视线之间共有大量的Ly α谱线，这些谱线强于静止等效宽度W > 0.4 A（且未检测到金属谱线），速度差高达200 km/s，对应于两点关联函数xi = 1.88 + 0.78/-0.50，标度范围为0.5至0.8 Mpc/h，且< z >= 2.14，在99.999%水平上不一致，没有任何聚类。这些数据还表明，W > 0.4A的Ly α森林吸收体中有相当一部分跨越了三重态的所有三个视线，表明强线吸收体与从一系列不同伸长的可能圆柱体中选择的近似圆形形状一致。这可能与早期宇宙中H I的流体动力学/引力模拟结果不一致，该结果表明Ly α森林云的理论对应物是长期和持久的。我们的结论是，暂定，W > 0.4A Ly α森林对象是片状的。这是由三个视线之间的线强度的均匀性支持的，W > 0.4A。（摘要继续。）
1998-05-21 astro-ph
Where are the absorbers towards Q2302+029?
我们提供了靠近Q2302+029视线的天体的图像和光谱，以寻找Jannuzi等人（1996）发现的z=0.7高电离吸收线系统的星系。该系统显示“正常”的窄OVI、NV和CIV线叠加在较宽（3，000 - 5，000 km/s宽）的不饱和吸收槽上，距离类星体发射红移（z=1.052）约56，000 km/s。尽管达到足够的灵敏度，以检测1/10 L* 星系的光学和1/20 L* 的红外线，我们无法检测到任何明显的明亮的星系，这可能是负责超过6小时-1千秒差距的视线吸收。这支持了这样的假设，即吸收要么是类星体固有的，要么是在星团内气体中产生的。采用任何一种解释都是有问题的：在第一种情况下，在如此高的喷射速度下的“相关”吸收很难理解，并且挑战了固有吸收体和介入吸收体之间的传统区分;在第二种情况下，气体必须驻留在沿着视线对齐的~ 40 h-1 Mpc长的灯丝中，以便再现广泛的吸收。在类星体视线附近以外的天体的光谱显示了一个z=0.59的星系团，这与类星体光谱中强Lya和更窄的高电离线相吻合。在这里，也缺乏星系的距离可比的发现，例如，Lia吸收星系，表明吸收可能来自与任何单个星系无关的星系团内气体。
2000-09-12 astro-ph
A Shot in the Dark: A Technique for Locating the Stellar Counterparts of Damped Lyman Alpha Absorbers
我们提出了麦哲伦望远镜计划的初步结果，图像星系，产生阻尼莱曼吸收（DLAs）在1.63 < z_DLA < 2.37。我们的计划不同于以往的努力，我们的目标是类星体与干预莱曼极限系统（LLS）沿视线在红移z_LLS > 3.5。高红移LLS被用作阻挡滤波器，以去除背景类星体在前景星系静止帧紫外波长处的眩光。类星体光的完全消失提供了一个沿着视线到LLS红移的畅通无阻的视野，允许对DLA星系进行详尽的搜索，达到成像数据的灵敏度极限（等于或优于0.25L*）。在我们的两个试点领域（PKS 2000 -330，z_DLA=2.033和SDSS 0322 -0558，z_DLA=1.69），我们确定了一个L* 星系在5”的视线，其光学颜色与恒星形成星系在z~2一致。我们研究了吸收线性质与星系光度和碰撞距离之间的相关性，并将高红移星系和吸收体对与z<1的已知星系和吸收体对进行了比较。
2006-03-13 astro-ph
Discovery of Damped Lyman-Alpha Systems at Redshifts Less Than 1.65 and Results on their Incidence and Cosmological Mass Density
我们报告的阻尼莱曼α（DLA）系统的红移小于1.65的发病率和宇宙学质量密度的结果。我们使用HST和一种有效的非传统（但无偏）调查技术来发现红移z<1.65的DLA系统，其中我们在已知的MgII吸收线系统中观察到莱曼α线。我们发现了14条DLA线，其中2条是偶然发现的。我们发现：（1）DLA吸收体几乎完全来自于静止等效宽度W（2796）>0.6A的Mg Ⅱ吸收体。(2)每单位红移的DLA系统的发生率，n（DLA），被观察到随着红移的减少而减少。(3)另一方面，观察到低红移DLA吸收体Omega（DLA）中中性气体的宇宙学质量密度与高红移时观察到的质量密度相当。(4)低红移DLA吸收剂表现出显着更大的分数非常高的柱密度系统相比，在高红移和本地的测定。
2000-05-02 astro-ph
Two New Low Redshift 21cm Absorbers
作为识别高红移类星体光谱中阻尼莱曼α（DLA）吸收体的低红移射电类似物的更大计划的一部分，Westerbork综合射电望远镜（WSRT）的观测在射电源B 0248+430和B1243 -072的光谱中分别发现了两条z=0.394和z=0.437的HI 21 cm吸收线。这些视线和红移是根据以前已知的镁II的低电离吸收线选择研究的，在莱曼α线中也没有观察到。21厘米线观测提供了吸收器中最厚冷中性云的柱密度、温度和运动学信息。
2001-09-20 astro-ph
PC1643+4631A,B: The Lyman-Alpha Forest at the Edge of Coherence
这是首次在相当高的红移（z~3.8）和大的物理尺度（~2.5 h^-1 Mpc）上测量和探测星系际介质（IGM）中的相干性。我们通过Keck LRIS对高红移类星体对PC 1643+ 4631 A，B及其Ly-alpha吸收体符合的新观测进行测量。该实验将多视线类星体吸收体研究扩展到更高的红移，更高的不透明度，更大的横向分离，并进入IGM相干性变弱且难以检测的区域。我们将222个离散的Ly-alpha吸收器拟合到视线A，将211个拟合到视线B。相对于蒙特卡罗配对检验（使用对称的最近邻匹配），数据在低速分裂（<150 km/s）下显示出4 σ的对过剩，因此在约2.5 h^-1 Mpc的横向尺度上检测到相干性。我们使用从SPH模拟提取的光谱来分析对称对匹配，传输分布作为红移的函数，并计算零滞后互相关，以与类星体对数据进行比较。模拟结果与相同强度（~4sigma）的数据在随机机会配对上以类似的低速分裂一致。在互相关测试中，当假设平均通量（作为红移的函数）遵循Kirkman等人（2005）给出的规定时，模拟结果一致。虽然通量相关性的检测（通过重合吸收体和互相关幅度测量）只是轻微的显着，数据和模拟之间的协议是令人鼓舞的未来的工作中，更好的质量数据将提供最好的洞察IGM的总体结构和它的理解所示的SPH模拟。
2008-04-14 astro-ph
Galaxy Clusters in the Line of Sight to Background Quasars: I. Survey Design and Incidence of MgII Absorbers at Cluster Redshifts
我们描述了与z = 0.3 - 0.9的星系团有关的吸收系统的第一次光学巡天。我们将SDSS DR 3类星体与来自红色序列星系团巡天的高红移星系团/群候选者进行了交叉相关。我们已经发现了442个类星体-星团对，在距离星团中心的横向（物理）距离d <2 Mpc处可能检测到MgII双重态。为了研究星系团红移时MgII系统的入射率（dN/dz）和等效宽度分布n（W），从这些对中抽取了两个统计样本：一个由高分辨率光谱类星体观测（46对）组成，另一个由文献中发现的MgII搜索中使用的类星体组成（375对）。结果表明：（1）强Mg Ⅱ系统（W_0> 2.0Ang.）近星系团的红移显示出明显的（> 3 sigma）过剩（高达15倍）：（2）在离星系团中心较近的距离（d <1 Mpc）比离星系团中心较远的距离（d <2 Mpc）的过剩更明显;（3）弱Mg Ⅱ系统（W_0 <0.3 Ang.）近星系团红移符合场统计。与场不同，这种二分法使得簇中的n（W）看起来是平坦的，并且在整个W范围内都符合幂律。最大质量的星团的子样本产生更强且仍然显著的信号。由于吸收体数密度或填充因子/截面影响吸收体统计，一个有趣的可能性是，我们已经检测到由于环境影响的截断晕的签名。因此，我们认为，强系统的过剩是由于人口的吸收在一个过密的星系环境中，和缺乏弱系统的不同人口，在集群环境中被摧毁。（节录）
2008-03-05 astro-ph
On the nature of the z=0 X-ray absorbers: I. Clues from an external group
在河外视线的高质量Chandra谱中观测到OVII的零红移吸收线。产生这些线的吸收体的位置，无论是来自银河系的日冕还是来自本星系群，甚至是更大规模的结构，一直是一个争论的问题。在这里，我们研究另一个像我们的本星系团这样的穷人群体，以了解从星系到群体尺度的柱密度分布。我们表明，我们还不能排除组起源的z=0系统。我们进一步认为，关于z=0系统的银河系与河外起源的争论还为时过早，因为它们可能包含两种成分，并预测未来更高分辨率的观测将把z=0系统分解为多个成分。
2007-09-18 astro-ph
Ly alpha Cloud Size Evolution and Shape from QSO Groups
我们目前的结果，从Keck HIRES，KPNO 4 m/RC Spec和HST FOS光谱的低红移，密切类星体对和密切，高红移类星体三重态，以探讨的大小演变，形状和聚集的Ly α吸收体。我们在此强调的结果表明，没有强有力的证据表明Ly $α$云的大小随红移而演化，强（W > 0.4 A）Ly α森林吸收体可能不是细丝，而可能更像片状。对于CIV吸收体，沿单个视线在200 km/s < Delta v < 600 km/s尺度上的聚集的大部分是由于单个吸收体的内部速度，而不是吸收体之间的聚集。
1997-10-27 astro-ph
Double-Damped Lyman Alpha Absorption: A Possible Large Neutral Hydrogen Gas Filament Near Redshift z=1
我们报告了在一个类星体视线（Q1727+5302）上发现了两个在红移z=1附近的阻尼Ly-alpha吸收线系统（DLAs），中性氢柱密度分别为N（HI）=（1.45 \pm 0.15）\times 10^{21}和（2.60 \pm 0.20）\times 10^{21} atoms/cm 2。它们的视线速度差为13，000 km/s，对应于106 h_{70} ^{-1} Mpc的适当分离，如果将其解释为哈勃流（Ω_m=0.3，Ω_λ =0.7）。这种情况发生的随机概率明显小于3%。通过后续光谱，我们分别发现[Zn/H] = -0.58 \pm 0.15（26.5%太阳能）和-1.32 \pm 0.28（4.7%太阳能），[Cr/H] = -1.26 \pm 0.15（5.5%太阳能）和-1.77 \pm 0.28（1.7%太阳能），这是耗尽到晶粒上的证据。后续的红外图像显示，两个最有可能的DLA星系候选者的碰撞参量为22 h_{70} ^{-1} kpc，如果接近z=1，则为32 h_{70} ^{-1} kpc。相对于z=1的星系群，它们的亮度明显不足。为了研究额外的高氮（HI）吸收体的可能性，我们在SDSS数据库中搜索了原始视线30弧分以内的z>1类星体。发现了五个，其中两个在z=1附近显示出强的MgII-FeII吸收，与经典的DLA吸收约37%的时间一致，但几乎总是N（H…
2004-04-30 astro-ph
Lyman Alpha Absorption and Tidal Debris
宇宙结构的起源和演化是当今天文学家面临的主要问题之一。对类星体光谱中Lyalpha吸收体的理解是该计划的一个重要部分，因为这种吸收体可以追溯到非常高的红移。它们的存在本身就限制了星系际介质的物理状态。Lyalpha吸收体在低红移的发现使我们能够第一次估计低红移Lyalpha吸收体的比例是（i）随机分布，（ii）像星系一样分布，但与发光物体没有物理联系，（iii）实际上是发光星系晕的一部分，或（iv）星系群内的潮汐尾。从视线到类星体3C273的结果表明，大多数吸收体与星系无关，但有一个重要的子集。与星系有关的吸收体可能产生于环绕正常旋涡星系的巨大气体盘中，也可能是束缚在小星系群中的潮汐物质
1994-09-29 astro-ph
On the Incidence and Kinematics of Strong Mg II Absorbers
我们提出了两个调查的结果，在高红移强（静止等效宽度> 1.0安）Mg II吸收系统的性质。第一行问题检查完整的SDSS-DR 3类星体光谱集，以确定强Mg II吸收的入射率的演变。同动视线数密度l（x）的红移演化特征是在z > 0.8时大致为常数，这表明在这些红移下，强Mg II晕的数密度和气体截面的乘积是不演化的。在z < 0.8时，l（x）下降，我们将其解释为对强Mg II吸收的气体横截面的减少，因此与这种吸收相关的物理过程的下降。这种演变大致跟踪SFR密度的全球演变。对于较大的等效宽度系统，l（x）的减小更为明显。我们还提出了在91个高分辨率类星体光谱中寻找强Mg II吸收的结果，这使我们能够研究这些系统的运动学。这些系统的特点是存在的许多组件分布在一个~200公里/秒的速度宽度和存在更高度电离的物种，显示类似于相应的Mg II吸收的运动学配置文件。我们认为这些结果在光的两个竞争的理论来解释强镁II吸收：后星爆，SN驱动的星系风和吸积气体在大规模星系的晕。后一种模型由于l（x）在z > 1时没有演化而不受欢迎。我们认为，强镁II现象主要来自反馈过程中相对较低的质量星系晕有关的恒星形成。
2005-11-03 astro-ph
The Environments of Ultra-strong Mg II Absorbers
我们提供了15个斯隆数字巡天类星体的r '或i'波段WIYN图像，这些类星体的光谱显示出中间的MgII吸收线系统，其静止等效宽度为2.7 A \le REW \le 6.0 A，红移为0.42 < z_{abs} < 0.84。这样的系统是罕见的，并表现出超过\approx 300-650 km/s的预计吸收速度扩展。预计约60%为阻尼Lyα系统。在我们的每一个领域，我们至少检测到一个星系，如果在吸收红移，将有碰撞参量b \lesssim 40千秒差距和光度L \gtrsim 0.3 L*。我们测量了一个显着过剩的星系在低b的视线在一个大范围的光度。许多视线被发现穿过或接近星系的光学发光范围。考虑到在吸收中看到的非常大的速度扩散，这表明这些吸收区域在运动学上比银河系等局部螺旋更复杂。我们的数据表明，相互作用和星系对可能是产生如此大的速度差的一个因素。最后，我们还发现证据表明，人口的星系的光度范围为4 L * \lesssim L \lesssim 13 L* 可能有助于超强镁II吸收的存在。因此，一些吸收星系可能代表一个中间的人口非常明亮的高红移莱曼break星系和暗淡的本地星暴人口。
2006-10-25 astro-ph
An Excess of Mg II Absorbers in BL Lac Objects
提出了两种新的Mg II吸收剂（在S5 0454+844中z=1.340，在PKS 2029+121中z=1.117），使得1 μ y放射性选择的BL Lac样品中Mg II系统的总数达到10。10个吸收系统中有5个在W > 1A;这比基于类星体视线的预期数字大4到5倍，比预期值大2.5到3 sigma。这种可能的过量的解释包括一些镁II吸收体可能是BL Lac固有的，或者在前景中吸收气体的存在与这些BL Lac天体与类星体相比几乎没有特征的光谱之间存在相关性。这种相关性可以由Ostriker和Vietri提出的引力微透镜产生。具有Mg II吸收的BL Lac的光谱与伽玛射线暴源GRB 970508的光谱之间的相似性表明，应该研究微透镜活动星系核的伽马射线暴模型。
1997-09-11 astro-ph
Limits on Reddening and Gas-to-Dust Ratios for Seven Intermediate Redshift Damped Ly-alpha Absorbers from Diffuse Interstellar Bands
本文给出了在红移范围0.091<z<0.524，采样20.3<log[N（HI）]<21.7的七个阻尼Ly-alpha吸收体（DLAs）中六个弥散星际带（DIB）的等效宽度测量和极限。在七个DLA中仅在一个DLA中检测到DIB，该DLA具有最高的变红和金属性。根据银河系DIB-N（HI）关系，7个DLA中有4个的6284 DIB等效宽度上限是银河系中观测到的6284 DIB等效宽度的4-10倍，但与麦哲伦云中的不一致。假设银河系的DIB-E（B-V）关系，我们确定在我们的样本中的DLAs的红化上限。基于E（B-V）极限，上述四个DLA的气尘比N（HI）/E（B-V）至少是银河系ISM的5倍。另外两个DLA的比率至少高出几倍。对红化的最佳约束来自于5780和6284 DIB的上限，其对于七个DLA中的四个产生E（B-V）<0.08。我们的研究结果表明，在DLAs，与尘埃有关的量，如变红和金属含量，似乎有一个更大的影响DIB的强度比HI气体丰度;有机分子可能负责DIB在DLA选定的视线是相对于视线在银河系中的类似高N（HI）的不足。关于天体生物学的研究，这可能对红移星系中有机分子的丰度有影响。然而，由于观察到DLA具有低变红，选择偏差可能在DLA中DIB的明显丰度不足中起作用。
2008-05-15 astro-ph
High Redshift Metals I.: The Decline of C IV at z > 5.3
我们提出的结果，从我们的搜索C IV在星系际介质中的红移z=5.3-6.0。我们用Keck/NIRSPEC中阶梯光栅模式观测了4个z~6类星体。这些数据是在这些红移下寻找C IV最敏感的，在柱密度log（N_{CIV}）=13.4时完成了50%。我们在四条视线范围内都没有发现C4系统。考虑到我们的完整性，这转化为在13.0 < log（N_{CIV}）< 15.0的范围内CIV吸收剂的数密度从z~2-4.5下降至少4.4倍（95%置信度），其中数密度相对恒定。我们使用我们的检测的缺乏来设置在z=5.3-6.0处的柱密度分布的斜率和归一化的限制。C IV在这些红移处的快速演化表明，数密度的降低可能主要是由于电离效应，在这种情况下，z~4.5 IGM中的许多金属可能已经在z~5.3处就位，但处于较低的电离状态。在我们的数据中缺乏弱系统，加上沿着至少一个其他视线存在强的C IV吸收体，进一步表明z~6 IGM的富集和/或电离状态可能存在大尺度变化，或者这些红移的C IV吸收体与罕见的紫外明亮的恒星形成星系有关。
2008-12-15 astro-ph
A Study of Quasar Proximity in O VI Absorbers at z=2-3
为了研究OVI吸收体在高红移下的性质，我们研究了与背景类星体的接近效应。在用VLT/UVES以6.6 km/s的分辨率观测到的16个z（类星体）在2.14和2.87之间的类星体样本中，我们探测到35个OVI吸收线系统，它们位于z（类星体）的8000 km/s范围内。这些系统可分为9个强OVI吸收剂和26个弱OVI吸收剂。强吸收体的定义是存在广泛的、完全饱和的OVI吸收或连续源的部分覆盖，并且log N（OVI）>~15.0;这些系统是活动星系核所固有的。弱（窄）系统显示没有部分覆盖或饱和，其特征是log N（OVI）<14.5，总速度宽度中值仅为42 km/s。类星体2000 km/s范围内的弱OVI系统的入射dN/dz为42+/-12。在2000和8000 km/s之间，dN/dz下降到14+/-4，等于插入OVI吸收体的入射角。而伴随的H I和C IV柱密度显着较低（平均约1 dex）在弱OVI吸收器在2000公里/秒的z（类星体）比那些在较大的速度，OVI柱密度显示没有依赖于接近。此外，在~50%的弱吸收体中，HI和OVI质心之间的显著偏移意味着（至少在这些情况下）HI和OVI不是在相同的气相中形成的。总之，我们没有发现确凿的证据表明类星体辐射影响OVI轴承气体，这表明OVI是碰撞电离，而不是光电离，可能在前景星系的多相晕。需要非平衡碰撞电离模型来解释吸收气体中的低温，这是由…
2008-06-02 astro-ph
Towards an Understanding of the Physical Nature of MgII Absorption Systems
我们讨论的物理性质的干预镁II类星体吸收系统的结果，从我们最近的调查，使用SDSS EDR类星体光谱和数据在MMT。这些调查表明，相对于较强系统的指数dN/dW分布，弱（$W_0^{\lambda2796} \lesssim 0.3$）系统过多。中等强度线的发病率显示出显着的红移很少的演变，从而约束模型的云的性质，包括这些吸收器。总的分布确实在演化，发生率随着红移的减小以$W_0^{\lambda2796}$依赖的速率减小（最强的系统演化得最快）。这表明以不同速率进化的多个群体以$W_0^{\lambda2796}$依赖性方式促成发病率。我们还提出了两个领域的图像包含前所未有的“超强”（$W_0^{\lambda2796} \ge 4.0$）MgII吸收剂。
2005-05-06 astro-ph
Spectroscopy of the Double Quasars Q1343+264 Ab: II. the Relationship between Galaxies Ans QSO C~IV Absorption Lines -
我们给出了类星体1343+266 AB的光谱，包括2 π ~ 3分辨率的Ly-beta到C-IV发射，并进一步发现了该系统不是引力透镜的证据。然而，我们看到，大量的Ly-alpha和一些C~IV吸收特征共同的两个光谱。C~IV谱线的频率相同，表明这些吸收体的半径接近于视距$39~h^{-1}$ kpc（$q_o=0.5$），这意味着这些吸收体的空间数密度与现今的$L>0.3L_*$星系相同。此外，C~IV系统的速度失配表明吸收体质量在$10^{11}~M_{\odot} < M < 10^{12}~M_{\odot}$范围内.这些结果证实了典型星系引起类星体C~ IV线吸收。给出了金属线和Ly-alpha森林的完整线表
1994-09-02 astro-ph
A STIS Survey for OVI Absorption Systems at 0.12 < z < 0.5 I.: The Statistical Properties of Ionized Gas
我们对16个z_QSO = 0.17-0.57的类星体的阶梯光谱中的OVI吸收体进行了系统的观测。这些光谱是使用具有E140 M光栅的HST/STIS获得的。我们的搜索总共发现了27个前景OVI吸收体，其静止帧吸收等效宽度W_r（1031）> 25 mA。这些类星体中有10个在其附近表现出强烈的OVI吸收体。我们的OVI测量不需要已知的Lya的存在，并且中阶梯分辨率允许我们基于它们的公共线质心和已知的通量比来识别OVI吸收双峰。我们用一系列的蒙特卡罗模拟估计了总的红移测量路径Δz，发现对于强度为W_r = 30、50和80 mA的吸收体，Δz分别为1.66、2.18和2.42。导致dN（W > 50 mA）/dz = 6.7 +/-1.7和dN（W > 30 mA）/dz = 10.4 +/-2.2的数密度。相比之下，我们还测量了W_r > 50 mA的OVI吸收剂的dN/dz = 27 +/- 9，|Δv|距离背景类星体< 5000公里。使用具有良好表征的观测完整性的OVI吸收体的随机样本，我们估计出OVI气体的平均宇宙学质量密度Ω（OVI）h = 1.7 +/- 0.3 x 10^-7。此外，我们表明，<5%的OVI吸收剂起源于不显示出显着的HI痕迹的欠密区域。此外，我们表明，中性气体柱N（HI）与这些OVI吸收剂跨越近五个数量级，并显示适度的相关性与N（OVI）。最后，虽然O…
2008-07-01 astro-ph
Observationnal constraints on the nature of the low redshift Lyman-alpha absorbers
我们目前的结果从光谱和成像调查的星系领域的类星体从HST类星体吸收线的关键项目。这次巡天的目的是识别距离类星体视线3.5'以内的星系，直到r波段的极限星等mr = 22.5。然后将数据与HST莱曼-α-仅吸收器的均匀样品进行比较，以限制这些吸收器的性质，特别是它们与星系的关系。结合我们的样本和前人的研究结果分析表明：1）Ly-alpha星系-星系协的红移一致性不可能是偶然的巧合; 2）整个样本的Ly-alpha静止坐标系等效宽度和碰撞参量之间不存在明显的反相关。我们的研究结果表明，大多数Ly-alpha吸收体不是严格意义上属于星系的气体云，就像MgII吸收体一样。在碰撞参量< D时，星协占星系总数的比例作为D的函数，在D = 200 H50 kpc和200 s时从1下降到0.65，在较大的D值时（> 300 H50 kpc），这导致Ly-alpha星系晕的尺寸比内MgII晕区大3倍; 3）星系光度与碰撞参量之间没有相关性。这再次表明，一个显着的Ly-alpha云不属于个别星系，而是分布在当地的大尺度结构。4)Ly-alpha星系协的相对速度分布的HWHM=120 km/s与星系自转速度或大尺度结构中的局部速度弥散相一致。
1995-09-28 astro-ph
Strong MgII systems in quasar and gamma-ray burst spectra
强MgII系统在伽马射线暴（GRB）谱中的出现率比类星体（QSO）谱中的出现率高几倍。我们研究了几种可能的解释，包括：尘埃遮蔽偏差，聚集的吸收剂，不同的光束大小的源，多波段放大伽玛射线暴的偏差，关联的吸收剂与伽玛射线暴事件或环暴环境。我们发现：（1）由于尘埃的遮蔽作用，类星体光谱中Mg Ⅱ系统的入射率可能被低估1.3-2倍，（2）Mg Ⅱ吸收体沿伽玛暴的等效宽度分布与类星体的分布一致，说明吸收体比源的光束尺寸更大; iii）平均而言，显示一个以上MgII系统的GRB余辉比其他系统亮1.7倍，表明所观察到的差异的透镜起源; iv）引力透镜（以不同的形式，从星系透镜效应到微透镜效应），如果瞬发伽马射线辐射和光学余辉的光度函数平均较弱，（5）某些吸收体可能与环暴环境有关，或由与GRB事件本身无关但位于同一恒星形成区的超新星遗迹产生。除了可能的放大偏倚外，这些效应之一本身不太可能完全解释观察到的计数。然而，它们中的一些的联合作用可以大大降低差异的统计显著性。
2007-01-05 astro-ph
Intergalactic Hydrogen Clouds at Low-Redshift: Connections To Voids And Dwarf Galaxies
我们提供了一个视线（Mrk 421）的新的后COSTAR数据和来自另一个（I Zw 1）的更新数据，这些数据来自我们的哈勃太空望远镜（HST）对银河系间莱曼α云的调查，这些云位于四个明亮的类星体的视线上，这些类星体穿过绘制良好的星系空洞（16，000 km/s路径长度）和超星系团（18，000 km/s）。我们报告了两个更明确的空洞中低z莱曼α云的探测：一个在3047 km/s（日心）朝向Mrk 421，第二个在2861 km/s朝向I Zw 1，证实了我们早期在空洞中发现的莱曼α吸收云（Stocke et al. 1995）。我们现在已经确定了10个确定的低红移中性氢吸收云和1个可能的低红移中性氢吸收云，它们分别朝向4个目标，在柱密度大于10^12.7 cm^-2时，频率大约为每3400 km/s出现一个吸收体。在这10个吸收系统中，3个位于空隙中;可能的吸收体也位于空隙中。因此，莱曼α吸收剂“避免空隙”的趋势并不像我们以前发现的那样清楚。如果莱曼α云近似为半径为100 kpc的均匀球体，它们的质量约为10^9 Msun（约为明亮L* 星系的0.01倍），数量是明亮L* 星系的40倍，与数值CDM模拟中矮星系和低质量晕的密度相当。莱曼α云对宇宙闭合密度的贡献率为Ω_cl ~ 0.003 h75^-1，与发光物质的贡献率相当。这些云可能需要大量的非重子暗物质来进行引力束缚。它们可能…
1995-10-10 astro-ph
On the absence of Wind Signatures in GRB Afterglow Spectra: Constraints on the Wolf-Rayet Winds of GRB Progenitors
本文研究了余辉光谱中长持续时间伽马射线暴（GRB）前体周围星周介质（CSM）的有效约束。我们首先建立了一个统计样本的五个伽玛射线暴余辉光谱已收集和分析，没有先验知识的视线属性。然后采用该样本对Wolf-Rayet风特征进行统一搜索，这些风特征由距伽玛暴dv=-1000至-5000 km/s的CIV 1548、1550吸收双峰（以下称为CIV_{15}）表示。我们在GRB 050730的dv ~ -1500 km/s处探测到了一个CIV_{15}吸收体，而在其余的GRB中没有探测到.我们的搜索结果估计，在GRB宿主星系附近，静止坐标系吸收等效宽度EW（CIV 1548）>0.2 Ang的CIV_{15}吸收体的入射率为20%，这与类星体视线附近经典阻尼Lya吸收体的星系际CIV_{15}的入射率一致。包括先前已知的GRB 021004的两个CIV_{15}吸收体，我们进一步证明了H^0、C^+和Si^+的存在以及激发态C^+或Si^+的缺失与CSM起源相矛盾。零结果与余辉辐射场使环暴流介质完全电离的预期是一致的。我们研究了可能的情况下的C^{3+}离子的生存，包括cloudical风模型。我们发现，在r<10 pc的余辉中，云团风不能有效地屏蔽电离辐射，使C^{3+}存活。我们的结论是，缺乏CSM起源的CIV_{15}吸收体是一致的沃尔夫-拉叶风终止在< 30 pc从他们的祖星。
2007-04-10 astro-ph
The Sightline to Q2343-BX415: Clues to Galaxy Formation in a Quasar Environment
我们发现了一个与暗类星体Q2343-BX 415（R = 20.2，z_em = 2.57393）在红移上一致的强DLA。在中间光谱分辨率的后续观察表明，与此“接近”DLA的金属线由两组吸收成分。其中一组正以约150-600 km/s的速度向类星体移动;这种气体是高度电离的，并没有完全覆盖连续源，这表明它在物理上接近活动核。另一个是占大部分中性气体的，相对于类星体是蓝移的，最强的成分在~ -160 km/s。我们认为，PDLA产生的可能性，在流出的星际介质的宿主星系Q2343-BX 415，在附近的速度强的C IV和N V吸收的解释支持，并通过强烈的辐射场longward的莱曼极限暗示的高C II*/H I比。如果Q2343-BX 415是这些UV光子的主要来源，那么PDLA位于距离活性核约8或约37 kpc处。或者，吸收体可能是一个与类星体无关的前景恒星形成星系，并且巧合地处于相同的红移，但我们对Q2343-BX 415的深度成像和后续光谱学尚未产生可能的候选者。我们测量了PDLA中14种元素的丰度，发现总体金属丰度为太阳的1/5，并且该金属丰度的相对元素丰度为正常模式。因此，在这个PDLA中，没有证据表明某些邻近的高电离系统具有超太阳金属丰度。
2007-08-01 astro-ph
The nature of intermediate-redshift damped Ly-alpha absorbers
我们提供了HST/WFPC 2在近距离环境中的R和B波段的高空间分辨率图像，其中7个类星体的光谱显示出阻尼的Ly-alpha吸收线，21 cm吸收，或在中等红移（0.4 < z < 1）处非常强的MgII/FeII吸收系统。对于由8个吸收体（其中一个红移z=1.78，朝向MC 1331+170）组成的7个场，可以探测到低至约0.3”或2.0 kpc（z=0.6，H 0 = 50 kms/s/Mpc，q 0 =0），以及极限星等m（702，lim）=25.9的天体，这些吸收体具有至少1 × 10^20 cm^-2的高HI柱密度。在每种情况下，已经检测到绝对量值Mb =-19.0或更亮的候选吸收体。这个中等红移的富含气体的星系的小样本涵盖了广泛的形态类型。有三个不同大小和光度的旋涡星系（朝向3C 196、Q 1209+107和MC 1331+170），三个致密天体（朝向EX 0302-223、PKS 0454+039和高红移的MC 1331+170），以及两个无定形低表面亮度星系（朝向PKS 1229-021和3C 286）。在3C 196、PKS 1229-021和Q 1209+107周围的区域，在PC 2图像中有过多的星系，暗示着一组星系的存在，这些星系与阻尼的Ly-alpha吸收体有关，或者可能与两个z = 1.0的类星体本身有关。对于3C 196和3C 286，类星体宿主星系也…
1996-11-05 astro-ph
Damped Lyman alpha absorber and the faint end of the galaxy luminosity function at high redshift
我们结合几个层次的cosmogonies与观测证据阻尼莱曼α系统的预测，以建立一个对应的高红移星系人口和阻尼莱曼α系统的属性。我们假设高红移星系和阻尼莱曼α系统是由相同的暗物质晕托管，并要求预测的晕空间密度，入射率和阻尼莱曼α系统的速度宽度分布之间的一致性，观测到的星系光度函数在明亮的一端。我们得到了以下结果：（1）阻尼吸收系统与吸收星系的发光部分之间的预测碰撞参量很小（0.3 - 1arcsec）;（2）引起阻尼吸收的星系的光度一般比m_R = 25和阻尼莱曼α系统的预测，优先采样的星系在暗端的星系光度函数在高红移的外部区域。因此，DLAS应该是目前最好的探测正常的现代星系的祖先。
1999-11-24 astro-ph
The nature of NV absorbers at high redshift
本文研究了19个类星体在1.5 < z < 2.5处的NV吸收系统。我们的分析包括两个吸收所产生的星系际介质以及系统在附近的背景类星体。我们建立了详细的光电离模型来研究吸收体中的物理条件和丰度，并限制电离辐射的光谱硬度。介入NV组分的发生率为dN/dz = 3.38 +/- 0.43，对应于dN/dX = 1.10 +/- 0.14。柱密度分布函数通过斜率β = 1.89 +/- 0.22拟合，与CIV和OVI的测量值一致。窄线宽（bNV ~ 6 km/s）表明光电离而非碰撞是主要的电离过程。CIV和NV的柱密度是相关的，但对于介入和相关吸收体显示出不同的斜率，这表明不同的电离光谱。相关联的系统被发现更富含金属，密度更大，更紧凑，比介入吸收。该结论与所采用的电离辐射无关。对于介于其间的NV体系，我们发现典型值为[C/H] ~ -0.6，n_H ~ 10^-3.6 cm^-3，尺寸为几个kpc，而对于相关的NV吸收体，我们得到[C/H] ~+0.7，n_H ~ 10^-2.8 cm^-3，尺寸为几个10 pc。氮相对于碳的丰度[N/C]和α-元素如氧和硅的丰度[N/α]与[N/H]相关，表明次生氮的富集。介入系统中[N/α]的较大分散表明IGM的不均匀富集。[N/alpha]和[alpha/C]之间存在反相关，这可以用来约束产生碳和氮的恒星星族的初始质量函数。
2009-01-23 astro-ph
Associated HI in Absorbers at High Redshift
WSRT观测提供了与活动星系核相关的HI 21 cm线吸收在红移z=1.0时的第一份清单。谱线深度的范围很大，从τ =0.44到τ小于0.001，谱线轮廓的变化也很大，从高斯型的不到10 km/s到更典型的几百km/s，以及不规则的多峰吸收，有时跨越几百km/s。在最紧凑的射电源、GPS和CSO中，探测到可观的HI吸收的机会最大，在那里它可以发生在环核的"圆盘“或"托里”，以及气体包围的喷流和热点中;推断的密度范围至少在每立方厘米10和每立方厘米10000之间。但HI吸收也发生在某些CSS中，可能与喷流-云相互作用区域有关，并且在类星体中具有大的光学红化。在红移HI 21厘米的不寻常的UHF频率上进行VLBI观测，可以为年轻射电源及其银河系内介质的物理和演化提供独特的“视线”。
2000-12-15 astro-ph
The Nature of the Low-redshift Ly-alpha Clouds
我讨论了最近的HST观测和解释低z Ly-alpha云向附近的Seyferts和类星体，包括他们的频率，空间密度，估计的质量，与星系的关联，和欧米茄_b的贡献。我们的HST/GHRS对73个N_HI > 10^12.6 cm^（-2）的Lya吸收体的探测显示，f（>N_HI）与N_HI^（-0.6 +/-0.2）成正比。一组朝向PKS~2155-304的强吸收体可能与来自4个大星系的气体（400-800）/h_75 kpc有关，这些星系的金属丰度较低（<0.004太阳），D/H < 2 x 10^-4。在低z下，我们导出了特征尺寸b =（100 kpc）b_100的云的超银河系电离辐射场和Lya-forest重子密度J_0 =（1.1 +/- 0.4）x 10^（-23）ergs/cm^2/s/Hz/sr和Omega_b =（0.008 +/- 0.004）h_75^（-1）[J_-23 N_14 b_100]^0.5。
1997-09-11 astro-ph
A Survey of Metal Lines at High-redshift (II) : SDSS Absorption Line Studies - OVI line density, space density and gas metallicity at z_abs ~ 3.0
我们分析了在3702个SDSS类星体光谱中发现的OVI吸收体候选者的大数据集，重点是387个AGN视线的子样本，平均S/N>5.0，允许检测OVI 1032 A分量的静止框架等效宽度W_r>0.19 A以上的吸收体。考虑到模仿OVI双峰的随机闯入者，我们首次推导出了红移z_abs>2.8的红移数密度$ΔN / Δz$的安全下限。通过广泛的蒙特卡罗模拟，我们量化了吸收体由于与无处不在的莱曼森林线混合而造成的损失，并通过模拟典型的莱曼森林光谱来估计检索每个候选者的成功率，作为其红移，类星体的发射红移，吸收体的强度和测量的光谱S/N的函数。这些修正因子使我们能够导出OVI吸收体的“不完全性和信噪比修正”后的红移数密度：$ΔN _{OVI, c} / Δz_{c} (2.8 < z < 3.2) = 4.6+-0.3, at 3.2 < z < 3.6 = 6.7+-0.8,and at 3.6 < z < 4.0 = 8.4+-2.9. We can place a secure lower limit for the contribution of OVI to the closure mass density at the redshifts probed here: $ Ω_{OVI}（2.8 < z < 3.2）>1.9x10^{-8} h^-1。我们发现，我们探测的强线占超过6…
2010-06-10 astro-ph astro-ph.CO
