Direct Observational Test Rules Out Small MgII Absorbers
最近的观测表明，沿视线到伽马射线暴（GRB）余辉的强干预MgII吸收系统的发生率明显高于类似类星体视线的预期。一个可能的解释是几何效应，因为镁II吸收体只覆盖了类星体的部分连续区域，在这种情况下，镁II吸收体必须比以前的估计小得多。我们调查的生产异常吸收配置文件的部分覆盖，并得出结论，缺乏任何已知的异常配置文件中观察到的系统，而约束，不能自己排除补丁镁吸收剂。在一个单独的测试中，我们寻找类星体连续区和CIII]发射线的MgII等效宽度的分布函数的差异。我们表明，这些异常应该是可观察到的任何情况下，镁吸收剂是非常小的，但他们不存在的数据。我们的结论是，模型调用小MgII云来解释对伽玛射线暴的吸收过剩被排除。
2007-08-07 astro-ph
A Quadruple-Phase Strong Mg II Absorber at z~0.9902 Toward PG 1634+706
沿着类星体PG 1634+706视线的z=0.9902系统是一个强的MgII吸收体（W（2796）>0.3A），只有弱的CIV吸收（它是“CIV缺乏”）。为了研究该系统，我们使用了HST/STIS（R= 30，000）和Keck/HIRES（R= 45，000）的高分辨率光谱。这些光谱涵盖了关键跃迁，如MgI、MgII、FeII、SiII、CII、SiIII、CIII、SiIV和CIV。假设一个Haardt和Madau河外背景光谱，我们模拟了光电离和碰撞电离相结合的系统。根据合成光谱与数据剖面的比较，我们推断存在以下四种相态的气体：i）七个镁II云的大小为1- 1000 pc，密度为0.002-0.1/cm ^3，密度从蓝色到红色逐渐降低。MgII相产生了大部分的CIV吸收，类似于银河系温暖的电离云间介质; ii）而不是出现在相同的相位作为MgII，MgI是在单独的，窄的组件与b~ 0.75公里/秒。这些小的MgI口袋（~ 100 AU）可以代表星际介质（ISM）的密度更大的相（~200/cm ^3），类似于在银河系ISM中观察到的小尺度结构; iii）多普勒参数b~ 60 km/s的"宽相“需要一致地拟合Ly-alpha、Ly-beta和高阶莱曼系列线。这一阶段的低金属丰度（log Z <= -2）可以解释为什么该系统是“CIV缺乏”，以及为什么没有检测到NV和OVI。这一阶段可…
2003-02-14 astro-ph
CIV Absorbers in z>4 Quasars: Tracing Early Galactic Halos Evolution
我们利用29个z>4类星体的光谱建立了一个均匀的高红移CIV吸收体样品。我们用这些数据计算了W_rest（CIV）>0.30 A CIV双峰的数密度n（z）。我们发现n（z）从z ~ 4.5开始随时间增加。此外，在所有红移处，W_rest（CIV）>0.15 A的CIV系统比前者更多.相反，W_rest（MgII）>0.30 A的MgII双峰的n（z）随时间而减小，这与LLS数密度的研究结果一致.在z<3以下，所有类型的吸收体都没有显示出进化的迹象。我们将其解释为由较小的晕形成的星系包层。此外，发现双峰比DR=W（CIV 1548）/W（CIV 1550）随时间减小，这是平均CIV柱密度增加的标志。最后，发现强吸收体（W_rest（CIV 1548）> 0.50 A）中的W（SiIV 1393）/W（CIV 1548）比从z=3.5到z=2.5近似恒定，然后随时间减小。这一结果表明，最高柱密度吸收体对电离连续区的变化不敏感。
2003-12-19 astro-ph
Constraining MgII absorbers with the SDSS
利用Nessel等人（2005）在SDSS早期数据发布中探测到的0.4<z<2.2的MgII吸收体的大样本，我们基于两个统计分析提出了对这些系统物理性质的新约束：（i）通过计算有吸收体和无吸收体的类星体的合成光谱之间的比率，我们测量了这些介入系统引起的红化效应;（ii）通过叠加具有强MgII吸收线的类星体的SDSS图像，并分离出PSF周围的多余光，我们测量了吸收星系的平均光度和颜色。这种统计方法不需要任何光谱跟踪，并允许我们约束吸收体系统的光度特性。
2005-12-17 astro-ph
High Resolution STIS/HST and HIRES/Keck Spectra of Three Weak MgII Absorbers Toward PG 1634+706
高分辨率光学（HIRES/Keck）和紫外（STIS/HST）光谱，涵盖了大范围的化学跃迁，分析了三个单云弱MgII吸收系统沿视线向类星体PG 1634+706。类星体光谱中微弱的MgII吸收线追踪着富含金属的环境，这些环境很少与最明亮的星系（> 0.05 L ^*）密切相关。z=0.81和z=0.90的两个弱MgII系统被限制为具有>=太阳的金属丰度，而z=0.65系统的金属丰度没有那么好的限制，但与>1/10太阳一致。这些弱的MgII云很可能是低金属量环境中高金属量的局部口袋。所有这三种系统都具有两相气体，较高密度区域产生较窄的吸收线用于低电离跃迁，如MgII，而较低密度区域产生较宽的吸收线用于高电离跃迁，如CIV。一个系统（z=0.81）的CIV廓线可以用一个宽分量（b~10 km/s）拟合，而另外两个系统的CIV廓线则需要一个或两个附加的偏置高电离云。两种可能的物理图片相结构进行了讨论：一个低电离，密度较大的相嵌入在一个较低的密度周围的介质，和其他更密集的团块周围更高度电离的气体。
2003-02-19 astro-ph
Narrow associated QSO absorbers: clustering, outflows and the line-of-sight proximity effect
利用斯隆数字巡天数据发布3（SDSS DR 3）的数据，我们研究了窄（<700 km/s）CIV和MgII类星体吸收线系统在类星体周围的分布。CIV吸收体位于1.6 < z < 4的红移范围内，MgII吸收体位于0.4<z<2.2的范围内。通过将吸收体与不同但相邻的视线上的类星体相关联，我们测量了在4到30 Mpc之间的共动尺度上类星体周围吸收体的聚集。观测到的共动关联长度为r_o~ 5 h ^-1 Mpc，与在这些红移下观测到的亮星系相似。通过比较吸收体与类星体的相关性，发现：（1）类星体破坏吸收体时，沿其视线方向的同向运动距离为~ 300 kpc（CIV）和~ 800 kpc（MgII）;（ii）>40%的CIV吸收剂在3，000 km/s的类星体不是大规模集群的结果，而是与类星体本身直接相关;（iii）这种内禀吸收体的数量级扩展到12，000 km/s量级的外流速度;（iv）这种外流分量在射电强和射电静类星体中都存在;和（v）一个小的高速流出成分中观察到的MgII人口，但任何进一步的内在吸收剂成分是检测不到的，在我们的聚类分析。我们还发现，在3,000 km/s的范围内，射电强的类星体比射电静的类星体的吸收系统更丰富。这表明，要么是无线电噪声较大的天体生活在更大质量的晕中，要么是它们的无线电活动产生了额外的低速外流，或者两者兼而有之。
2008-02-27 astro-ph
The Absorption Signature of Six MgII-Selected Systems Over 0.5<z<0.9
我们给出了六个MgII选择性吸收系统的光电离模拟结果，红移0.5 < z 0.9，沿着三个类星体的视线：PG 1241+176，PG 1248+401和PG 1317+274。这些是一个更大的样本的一部分~20镁II吸收剂在中间红移，这有利于调查的属性，和过程中，多相气体，无论是在星系内外。我们提出了新的高分辨率紫外光谱从HST/STIS以及高分辨率光学光谱与HIRES/凯克。总之，这些光谱允许同时研究不同化学元素的各种电离状态，运动学的分辨率对多相特性提供了强有力的约束。这里介绍的六个系统包括几个可能来自于通过螺旋星系的盘和晕结构的视线。对于这些，我们发现CIV追踪的高电离气体与类似于银河系的日冕结构一致，以及100-200 km/s的高速云。另一个系统的CIV相对较弱，相对于低电离吸收，这导致了对星系中日冕可能较弱或不存在的情况的讨论，即早期类型的形态或低恒星形成率。最后，我们提出的系统是单云和多云弱MgII吸收剂的例子，这是作为一类不太可能在~50千秒差距的发光星系。基于从模型中推断的物理条件，我们讨论了这些类型的系统的性质，这可能会跟踪星系，矮星系卫星，或星系际介质的金属丰富的区域的外部区域。
2004-12-15 astro-ph
Broad Emission Line Shifts in Quasars: An Orientation Measure for Radio-Quiet Quasars?
使用斯隆数字巡天的3814个类星体的样本，我们确认，高电离，宽，发射线，如CIV显着蓝移相对于低电离，宽，发射线，如MgII。与MgII相比，CIV发射线峰值具有从500 km/s的红移到超过2000 km/s的蓝移的范围。我们证实了以前的结果，表明CIV发射线峰值的移位和CIV发射线的其余等效宽度之间的反相关。此外，使用复合光谱，我们能够表明，CIV发射线峰值的表观位移不是位移这么多，因为它是一个缺乏通量的红翼的复合材料具有最大的表观位移。这一观察结果应该强烈约束类星体中宽发射线区域的模型。本文还讨论了CIV谱线的蓝移和等效宽度与类星体光谱指数、射电和X射线探测等性质的关系。我们发现一个可能的相关性与无线电和广泛的吸收线性质的类星体，这是暗示的方向的原因的CIV速度的变化。
2002-05-08 astro-ph
First Comparison of Ionization and Metallicity in Two Lines of Sight Toward HE 1104-1805 AB at z=1.66
利用引力透镜双类星体HE 1104-1805 AB的新HST/FOS、NTT/EMMI和Keck/HIRES谱（z=2.31，θ=3.2），并假设紫外光电离的超星系辐射场，我们推导出的物理条件，（电离水平，金属丰度和云的大小沿视线）在五个CIV+MgII吸收系统聚集在z=1.66沿两个视线。其中三个系统与logN（HI）=20.85的阻尼Ly-alpha（DLA）系统相关联，该系统在A中观察到。另外两个系统与logN（HI）=17.57（B）的莱曼极限系统相关联。A谱中的CIV和Mg II谱线轮廓与B谱中的相似，跨度Δv=360 km/s。假设这些吸收系统中的相对金属丰度与DLA系统中观察到的相同，我们发现观察到的N（CIV）/N（MgII）比意味着电离参数logΓ=-2.95至-2.35。因此，这些云应该很小（0.5-1.6千秒差距，氢密度n_H<=0.01 cm-3），并且相对高度电离。发现B的吸收系统具有比产生DLA系统的气体的金属量低0.63倍的金属量，Z（DLA）= 0.1*Z（太阳能）。我们在两个类星体光谱中都检测到z=1.66253的OVI，但没有相关的NV。我们的模式计算使我们得出结论，CIV云应该被大的（>= 100 kpc）高度电离的低密度云（n_H \sim e-4 cm-3），其中OVI，但只有弱的CIV吸收发生。在这种状态下，log r>=-1.2再现了观…
1998-10-26 astro-ph
On the Incidence of Strong MgII Absorbers Along GRB Sightlines
本文报道了沿长持续时间伽马射线暴（GRBs）视线的强（静止等效宽度W_r >= 1A）、介入MgII系统的观测结果。伽玛射线暴光谱，包括调查有一个异构的混合分辨率和波长覆盖范围，但我们实施了严格的，统一的搜索标准，以获得一个定义明确的统计样本。我们确定了15个强MgII吸收沿14 GRB视线（几乎每个视线至少有一个吸收器）与光谱覆盖的总路径长度Δ z = 15.5，平均红移<z>= 1.1。相比之下，这种吸收体系统沿着相同的路径长度到类星体视线的预测入射率仅为3.8。沿着伽玛射线暴视线的大约四倍高的发生率与大于99. 9% c.l.的统计波动不一致。有几种效应可以解释这个结果：（i）镁II吸收体中的尘埃掩盖了微弱的类星体，使得沿着类星体的视线观察到的入射率较低;（ii）气体是GRB事件的内在因素;（iii）GRB被这些吸收体引力透镜化。我们对前两种效应提出了强有力的论据，并认为透镜效应是一个不太可能的解释。结果表明，我们对吸收线研究的基本信念中至少有一个是有缺陷的。
2006-06-19 astro-ph
The Quasar-frame Velocity Distribution of Narrow CIV Absorbers
本文报道了斯隆数字巡天中红移为$1.8 \le z < 2.25$的亮类星体样品中窄（FWHM < 600 km/s）CIV吸收线的观测结果。我们的主要目标是了解窄CIV吸收类星体流出的关系，更一般地说，类星体环境。我们使用宽MgII发射线确定速度零点，然后测量吸收体的类星体框架速度分布。我们研究的线的分布所产生的类星体流出减去模型适合宇宙干预吸收和吸收由于类星体的宿主星系或集群环境的贡献。我们发现，相当数量（$\ge 43\pm6$ %）的吸收体与REW $> 0.3$的速度范围+750 km/s $\la v \la $ +12000 km/s的吸收是固有的活动星系核流出。这一“流出分数”在$v=+2000$ km/s附近达到峰值，数值为$f_{outflow} \simeq 0.81 \pm 0.13$。在速度低于$v \approx +2000$ km/s时，流出系统的入射率下降，这可能是由于几何效应或更靠近吸积盘的气体的过度电离。此外，我们发现，流出吸收平均更广泛和更强大的宇宙干预系统。最后，我们发现，在我们的样品中，$\sim 14$ %的类星体表现出窄的，流出的CIV吸收与REW $> 0.3$双，略大于宽吸收线系统。
2008-03-03 astro-ph
Determining the Fraction of Intrinsic CIV Absorption in Quasi-Stellar Object Absorption Line Systems
我们提出的研究结果的类星体吸收线系统（QSOALSs）的内在类星体属性使用更新的目录中的数据在文献中。我们已经搜索了文献6和20厘米射电通量密度，并研究了20厘米的地图，从第一VLA调查，以比较的吸收特性与射电光度，射电光谱指数和射电形态。这项工作特别侧重于CIV类星体的性质和它们在速度空间中的分布，根据类星体的内在属性。我们发现，相对速度超过5000 km/s的窄CIV吸收系统的分布不仅依赖于类星体的光学光度，而且依赖于类星体的射电光度、射电谱指数和射电形态。这些观测结果显然与这些系统完全是由于居间星系的假设不一致，而且似乎居间系统（从5000到75000 km/s）被类星体环境固有的系统污染的程度比预期的要大得多。我们强调需要真正均匀和公正的调查QSOALS确认这些结果从我们的非均匀数据集。
1999-02-11 astro-ph
Low and High Ionization Absorption Properties of Mg II Absorption-Selected Galaxies at Intermediate Redshifts. II. Taxonomy, Kinematics, and Galaxies
[摘要]我们研究了45个Mg II吸收选择系统的样品，其红移范围为0.4至1.4。利用HIRES/Keck观测到Mg II和Fe II的吸收剖面，分辨率约为6 km/s。莱曼α和C IV数据在档案FOS/HST光谱（~230 km/s）中测量。我们进行了多变量分析W（镁II），W（铁II），W（CIV）和W（Lya）（休息框架）等效宽度和镁II运动学传播。我们发现Mg II吸收剂分为五类：“经典”、“C IV缺乏”、“单/弱”、“双”和“DLA/HI丰富”。在低电离运动学和W（CIV）-W（MgII）平面上的吸收体的位置之间有很强的联系。在大多数吸收器中，C IV的显著部分出现在与Mg II分离的相中。由于速度结构，许多C IV剖面在FOS谱中被分辨。对于16个星系，我们比较了可用的吸收线属性（取自Churchill et al. 2000，Paper I）的星系属性，但没有发现显着的（大于3-sigma）相关性，虽然几个暗示的趋势是明显的。我们比较我们的中间红移吸收的W（CIV）-W（MgII）平面上的位置与较低和较高的红移数据从文献中，并找到进化的证据，是与Mg II运动学。我们讨论了潜在的使用上述分类的吸收剂，以了解在底层的物理过程中产生的气体和管理其电离阶段和运动学的演变。
2000-05-31 astro-ph
Detection of the 2175Å~ extinction feature and 21-cm absorption in two MgII systems at z~1.3
我们在斯隆数字巡天（SDSS）数据库中发现了两个位于z~1.3处的尘埃MgII干涉吸收系统。这两个类星体的整体光谱都是红色的（u-K>4.5等），并且可以很好地用复合类星体光谱来模拟，复合类星体光谱是由大麦云（LMC 2）超壳层的消光曲线红移到Mg II系统的静止坐标系的结果。特别地，我们清楚地检测到在$λ_{\rm rest}\sim 2175$ ~ λ处存在UV消光凸起。即使在低信噪比和低分辨率的SDSS光谱中，也可以检测到来自这些系统的弱跃迁的吸收线，如SiII $λ$ 1808，CrII $λ$ 2056，CrII+ZnII $λ$ 2062，MnII $λ$ 2594，CaII $λ$ 3934和TiII $λ$ 1910，表明这些物种的高柱密度。从这些吸收线推断出的耗尽模式与LMC冷中性介质中看到的一致。利用LMC A_V与N（HI）的关系，我们导出了两个系统中的N（HI）~ $6\times 10^{21}$ cm $^{-2}$。金属丰度接近太阳能。用巨型米波射电望远镜（Giant Metrewave Radio Telescope，GMRT）对这两个相对较弱的射电强类星体（f $_ν$ ~ 50 mJy）进行了观测，结果发现这两个类星体都有21 cm的吸收。我们证明了气体的自旋温度为或小于500 K。这些系统提供了一个独特的机会，以寻找分子和扩散星际带在z>1。
2008-09-04 astro-ph
The Population of Weak MgII Absorbers. II The Properties of Single-Cloud Systems
我们提出了一个调查的MgII吸收剂的特点是单云弱系统在z~1。我们测量了柱密度和多普勒参数的镁II和铁II在15个系统中发现HIRES/凯克光谱在6.6公里/秒。使用这些量和CIV，莱曼α和莱曼极限吸收观察FOS/HST（分辨率~230 km/s），我们应用光电离模型，以限制每个系统的金属丰度，密度，电离条件和大小。我们发现：（1）单云弱系统的中性氢在光学上很薄，可能起源于一群与明亮星系相关的光学厚的强MgII吸收体不同的物体。(2)在15.8<log N（HI）<16.8 cm^-2的范围内，z < 1的莱曼α森林云的25%~ 100%都是弱系统。(3)15个系统中至少有7个系统具有两个或多个气体电离相（多相介质）。(4)我们确定了一个子集的弱MgII吸收剂，我们的术语“富铁”。这些云不是α群增强的，并且被限制在~10 pc的大小。在这个尺寸下，要产生观测到的红移路径密度，它们需要比L* 星系多大约6个数量级。我们讨论了这些结果和富铁系统需要从Ia型超新星富集的影响。此外，我们解决如何星团或超新星遗迹矮星系可能会引起吸收推断的属性。这意味着这类天体的数量比目前已知的要多得多，即使是在当地。我们比较弱系统的弱运动子系统在强MgII吸收和银河系高速云。（节略）
2001-10-08 astro-ph
Active Galactic Nuclei in the CNOC2 Field Galaxy Redshift Survey
我们提出了一个样本的47个确认和14个候选活动星系核（AGN）在加拿大观测宇宙学领域星系红移巡天网络（hocC2）发现。该样品由38个从宽发射线确定的对象，8个从窄[NeV]发射，和15个候选人从Fe II或Mg II吸收线，其中一个已被确认为宽线AGN通过红外光谱。这些活动星系核的红移范围为z = 0.27~z = 4.67，平均绝对星等为MB =-22.25。在选择这个光谱发现的样品时没有涉及颜色选择标准。样本也是无偏的对象与发光的宿主星系，因为光谱优先针对扩展对象。简单的色图选择标准可以恢复81 +-6%的hocC2活动星系核，但是一些最不寻常的物体将从这样一个颜色选择的样本中丢失。在具有宽发射线的子样本中，Mg II和CIII的平均等效宽度与先前Baldwin效应研究的预测一致。然而，CIV和Ly-alpha的平均等效宽度小于先前在较低红移下Baldwin效应的研究所预测的。这可能意味着CIV和Ly-alpha Baldwin效应的斜率随着红移而变化，随着宇宙时间而变陡。活动星系核的宽发射线也显示出比以前大多数调查中更高的相关MgII和CIV吸收的发生率。这可能是因为强吸收与光学光度反相关，或者随着宇宙时间变得不那么频繁，或者可能是因为我们的选择方法对具有解析空间结构的物体没有偏见，或者是因为与吸收气体相关的尘埃使其变红。（节录）
2000-07-12 astro-ph
The Number Density of 0.6 < z < 1.7 MgII Systems from CORALS: Observational Biases at Intermediate Redshift
完整的光学和射电吸收线系统（CORALS）调查的目标是量化干预星系中尘埃对类星体吸收统计的潜在影响。尘埃可能会在基于星等有限的类星体样本的调查中引入选择偏差，导致低估吸收体数密度n（z）。在这里，我们提出了CORALS调查的第二阶段的结果，该调查扩展了我们先前对z > 1.8阻尼莱曼α系统（DLAs）的工作，以在0.6 < z < 1.7的范围内搜索强金属线系统（候选DLAs）。在我们的75个射电选择类星体的样本中，我们已经确定了47个静止框架等效宽度EW（MgII λ 2796）> 0.3 A的MgII系统。我们的主要和最强大的结果是，n（z）的低红移的MgII系统确定的CORALS调查是在良好的协议与光学选择，震级有限的类星体样本。从统计学上推断出的DLAs的数密度，n（z）=0.16^+0.08_-0.06，与其他低红移样品一致，尽管大的1 σ误差线允许CORALS中的DLAs多出2.5倍。然而，DLA候选者的确认，它们的n（z）的精确评估和HI柱密度的测量等待着哈勃太空望远镜的紫外观测。最后，我们报告了过量的中间红移MgII系统观察到明亮的类星体，这可能是由于透镜放大偏置。然而，也有证据表明，这种过度可能仅仅是由于对更明亮的类星体更敏感的电子战探测极限。我们还强调，吸收体的统计确定的星等有限的调查达到一个稳定的值，如果完整性的限制是显着比类星体光度函数的基准值微弱。（节录）…
2004-07-12 astro-ph
A Survey of Analogs to Weak MgII Absorbers in the Present
我们提出了在0 < z < 0.3时弱MgII吸收体（静止框架等效宽度W（2796）< 0.3 A）的类似物的调查结果。我们的样品包括25个HST/STIS阶梯状类星体光谱（R = 45，000），覆盖了SiII 1260和CII 1335在这个红移范围内。使用这些类似的跃迁作为MgII的示踪剂，可以进行更大范围的观测，覆盖MgII的红移路径长度g（z）= 5.3，对应于W（2796）> 0.02 A的MgII等效宽度极限，最弱的谱线的完整性为30%。我们发现0.02 < W（2796）< 0.3的弱MgII吸收体类似物的数量对于0 < z < 0.3为dN/dz = 1.00 +/-0.20。这个值与人口的宇宙学演化是一致的。我们考虑了从z~1到z~0，河外背景辐射场强度的降低对弱MgII吸收体可观测性的预期影响。假设所有在z~1处产生吸收的天体在宇宙学时间尺度上都是稳定的，并且没有新的天体产生，我们预计在z~0处dN/dz为2-3。约30-50%的z~0人口将是下降的秒差距尺度的结构，产生单云，弱镁II吸收剂在z~1。其他50-70%将是较低密度、千秒差距尺度的结构，其产生CIV吸收，但在z~1处不可检测的低电离吸收。我们的结论是，这些种群中至少有一个，也许是两个种群中的一小部分，从z~1开始就已经进化走了，以便与我们调查中测量的z~0 dN/dz相匹配。这将自然遵循人口的瞬态…
2005-09-16 astro-ph
Black hole masses and enrichment of z ~ 6 SDSS quasars
我们对5个z ~ 6类星体进行了灵敏的近红外光谱观测。它们是宇宙中目前已知的最遥远的类星体之一。光谱已获得使用ISAAC在VLT和包括CIV，MgII和FeII线。我们测量Fe II/Mg II线比，作为Fe/α元素比的观测代理。我们推导出我们的样本的比率为2.7+/-0.8，这与低红移类星体的发现相似，即，我们提供了额外的证据，证明类星体的Fe II/Mg II谱线比在最高红移处没有演化。这一结果表明，样本类星体必须经历了一个主要的插曲铁富集在小于一个陀螺和恒星形成必须开始在z > 8。MgII和CIV线的线宽给出了黑洞质量的两个估计。第三种估计是假设类星体以它们的爱丁顿光度发射。使用这三种方法得到的质量一致，这意味着类星体不太可能是强透镜的。我们推导出中心黑洞的质量为0.3-5.2 × 10^9太阳质量。我们使用的MgII（类星体的系统红移的代理）和冈恩彼得森槽的发病率之间的差异，推导出我们的目标类星体周围的电离斯特朗格伦球的范围。导出的物理半径约为5 Mpc。使用一个简单的电离模型，中心类星体的辐射需要10^6-10^8年的时间才能在周围中性分数在0.1 ~ 1.0之间的星系际介质中产生这些空洞。由于中心吸积黑洞的e-折叠时间尺度大约是10 ^7年的几倍，因此它可以在这个时间跨度内增长一个e-折叠或更少。
2007-07-11 astro-ph
Testing the Possible Intrinsic Origin of the Excess of Very Strong MgII Absorbers Along GRB Lines-of-Sight
Prochter等人（2006）的惊人发现：在类似的红移范围内，沿伽马射线暴（GRB）视线（[dN/dz]_{GRB} = 0.90）的非常强（W_r（2796）>1 A）的MgII吸收体的频率是沿类星体视线（[dN/dz]_{QSO} = 0.24）频率的三倍以上，这一发现还有待理解。我们重新考虑了这样一种可能性，即对伽玛暴来说，过量的非常强的MgII吸收剂是伽玛暴本身或其周围环境所固有的，并且与速度高达v_{max} ~ 0.3c的大量外流有关。为了验证这一假设，我们收集了81个类星体的27个W_r（2796）> 1 A吸收系统的样本，并将它们的性质与6个伽玛暴的9个W_r（2796）>1 A吸收系统的性质进行了比较;所有的系统都是用甚大望远镜上的紫外和可见中阶梯摄谱仪以高光谱分辨率（R = 45，000）观测的。我们在两个人口的吸收剂性能进行多重比较，测试金属丰度，电离状态，丰度模式，尘埃丰度，运动学和相结构的差异。我们发现使用任何这些指标的两个吸收人口之间没有显着差异，这意味着，如果对伽玛射线暴视线的过剩吸收确实是内在的，他们必须在一个过程中产生的过程具有很强的相似性，产生强大的MgII系统与介入星系。虽然这似乎是一个先验不可能的，考虑到任何内禀模型所需的高流出速度，我们注意到，同样的结论是得出的，最近，在一些类星体中看到的窄吸收线系统。
2009-03-04 astro-ph
Echelle Spectroscopy of a GRB Afterglow at z=3.969: A New Probe of the Interstellar and Intergalactic Media in the Young Universe
我们提出了一个阶梯光谱的雨燕GRB 050730，获得四个小时后，使用麦哲伦粘土望远镜的MIKE摄谱仪的余辉时，在R=17.7的爆发。该光谱揭示了叠加在简单的幂律形状的连续体上的吸收特征森林，最好描述为f_nu（lambda）\propto lambda^{alpha}，其中在lambda=7000-9000 A上，alpha =1.88 \pm 0.01。我们确定的GRB主机在z_GRB=3.96855的基础上，氢莱曼吸收系列，窄吸收线，由于重离子，如OI，CII，SiII，SII，NiII，FeII，CIV，SiIV，和NV，和精细结构的转变，如OI*，OI**，SiII*，CII*，和FeII*。这些跃迁使我们能够研究伽玛暴宿主中星际介质的性质。主要结果如下。(1)我们估计在宿主中的中性氢柱密度为log N（HI）=22.15 \pm 0.05。(2)相关的金属线在~80 km/s的速度范围内表现出多个分量，其中>90%的中性气体被限制在20 km/s内。(3)不同离子跃迁之间的比较表明，主机有很少/没有灰尘耗尽，并有1/100的太阳金属。(4)吸收气体的密度比插入阻尼Lya吸收（DLA）系统的密度高得多。此外，我们还报告了一个在z_DLA=3.56439处的DLA干涉系统，log N（HI）=20.3 \pm 0.1，太阳金属丰度< 5%，一个在z_LLS=3.02209处…
2005-10-09 astro-ph
New search strategy for high z intervening absorbers: GRB021004, a pilot study
我们提出了近红外窄波段和宽波段成像的领域GRB 021004，与ISAAC上的UT 1的ESO甚大望远镜。选择窄带滤光片以匹配在吸收线系统的红移处的突出发射线，所述吸收线系统分别在z=1.38的GRB 021004：[OIII]和z=1.60的Halpha的早期余辉中发现。对于z=1.38的系统，我们发现一个发射线源的影响参数为16”，这是有点大于典型的碰撞参量的样品的MgII吸收在红移约1。假设这个初步的红移鉴定是正确的，星系的恒星形成速率是13 +- 2 Msun/年。我们的研究达到恒星形成速率极限（5 σ），在z=1.38时为5.7 Msun/年，在z=1.60时为7.7 Msun/年。这些极限对应于大约0.13 L* 的深度。任何靠近视线的吸收体的星系对应物要么比这个极限更暗，要么不是发射线源。
2003-08-10 astro-ph
The Absorption Signatures of Dwarf Galaxies: The z=1.04 Multicloud Weak MgII Absorber toward PG 1634+706
本文分析了一个多云弱吸收系统[定义为W_r（Mg Ⅱ）<0.3A]沿PG 1634+706视线方向的高分辨光谱。该系统产生部分莱曼极限突破和吸收Mg II、Si II、CII、Si III、Si IV、CIV和OVI。较低的电离跃迁出现在两个运动学子系统中，间隔约为150 km/s。每个子系统被分解成几个窄的组件，具有3-10公里的多普勒宽度。对于这两个子系统，OVI吸收出现在一个单独的更高的电离阶段，在30-40公里/秒的范围内的体积运动为主的区域。两个OVI吸收曲线相对于两个较低电离子系统中的每一个在运动学上偏移约50 km/s。在较强的子系统中，SiIII吸收是强的，具有独特的、平滑的轮廓形状，并且可能部分地出现在冲击加热的气体中。此外，SiIV的运动学子结构的痕迹，较低的电离镁II，但可能会被抵消约3公里/秒。基于光电离模型，部分莱曼极限突破的约束下，我们推断在这两个子系统的低电离气体的~0.03太阳的低金属丰度。更广泛的OVI阶段有一个较高的金属性，他们是一致的光电离，配置文件是不够广泛，以暗示生产OVI通过碰撞电离。各种模型，包括外盘，矮星系，和超级风，讨论占相结构，金属丰度，和运动学的吸收系统。我们倾向于这样一种解释，即这两个子系统是由远离多层矮星系超级风的相反极端的凝聚云产生的。
2004-03-04 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
The Sizes and Kinematic Structure of Absorption Systems Towards the Lensed Quasar APM08279+5255
利用哈勃空间望远镜（HST）上的空间望远镜成像光谱仪（STIS）获得了z=3.911的类星体APM 08279 +5255的空间分辨光谱。我们研究了视线等效宽度（EW）的差异和速度剪切的高，低电离吸收（包括阻尼莱曼α [DLA]系统中确定的空间分辨地基光谱）在三条视线。我们发现，高电离系统（主要是CIV吸收剂）不表现出强烈的EW变化的规模<0.4千秒差距，他们的分数EW差异通常小于30%。当结合以前的工作对其他类星体对，我们发现，分数变化稳步增加，分离到至少~100千秒差距。相反，低电离系统（主要是MgII吸收剂）在kpc尺度上显示出强烈的变化（通常> 80%）。强（EW > 0.3 A）MgII系统的最小半径> 1.4 kpc的推断从吸收符合在所有视线。对于弱MgII吸收体（EW < 0.3 A），极大似然分析表明，对于均匀球形几何形状，最可能的相干尺度为2.0 kpc，95%置信限范围在1.5和4.4 kpc之间。最后，对于可以自信地转换为柱密度的弱吸收系统，我们在三条视线上发现常数N（CIV）/N（SiIV）。同样地，在z = 2.974 DLA中的[Al/Fe]比值在0.35kpc的横向距离上与太阳相对丰度一致。（abrdiged）
2003-10-08 astro-ph
Small Scale Structure at High Redshift: IV. Low Ionization Gas Intersecting Three Lines of Sight to Q2237+0305
我们获得了类星体2237+0305的三幅引力透镜图像的Keck HIRES谱，以研究低电离吸收系统及其在视线上的投影速度和柱密度的差异。我们探测到银河系的钙吸收，以及透镜星系（z=0.039）的高速云系统。总等效宽度类似于银河系中高速云的CaII组分以小于1千秒差距的碰撞参量以数百公里/秒的速度分布在透镜星系中心。我们还详细研究了三个低电离MgII-Fe Ⅱ体系。所有这三个系统覆盖所有三个视线，这表明产生MgII复合物的气体结构大于约0.5千秒差距。然而，在大多数情况下，它是难以跟踪的距离大于200-300秒差距的个别MgII的“云"，这表明典型的大小的MgII云是小于尺寸推断较早的个别CIV高电离气体云。我们尝试性地解释了最强的MgII系统的吸收模式，在一个膨胀的气泡或银河风，并表明，可能的轨迹所占据的模型泡沫在径向速度空间重叠的银河系超壳层的观察到的特点。（节略）。
2002-04-26 astro-ph
Towards Understanding the Mass-Metallicity relation of Quasar Absorbers: Evidence for bimodality and consequences
描述和理解HI选择星系的一种方法是研究它们的金属丰度特性。特别是，我们表明，吸收剂的金属性是一个双变量函数的HI列密度（NHI）和MgII的等效宽度（Wr（2796））。因此，对Wr（2796）的选择不等同于对介入吸收体的HI选择。对于NHI>20.3的阻尼吸收体，从双变量金属丰度分布得到的直接结果是，金属丰度[X/H]和速度宽度（或Wr（2796））之间的任何相关性都来自HI切割，因此不能被解释为类似于正常场星系的质量-金属丰度关系的特征。因此，DLA样品本质上是不均匀的。另一方面，一个样本的MgII选择的吸收剂，这是统计上占主导地位的最低NHI系统（子DLAs），被发现有一个更均匀的金属丰度分布。我们假设，双变量金属丰度分布可以解释两个不同的物理起源的吸收，即视线通过ISM的小星系和视线通过流出的物质。几个已发表的结果遵循这种双变量[X/H]分布，例如（a）Wolfe等人报道的两类DLA，和（b）镁吸收剂的恒定尘气比。
2008-06-23 astro-ph
A Catalog of Broad Absorption Line Quasars from the Sloan Digital Sky Survey Third Data Release
我们从斯隆数字巡天第三次数据发布中总共获得了4784个独特的宽吸收线类星体。一个自动化的算法被用来匹配一个连续的每个类星体，并确定在至少1000公里/秒的速度范围内的CIV和MgII吸收区的连续至少10%以下的通量区域。模型连续体被选为最佳拟合匹配从一组模板类星体光谱分箱的亮度，发射线宽，红移，与幂律光谱指数和尘埃红化量作为额外的自由参数。我们通过传统的“balnicity”指数和修订的吸收指数，以及通过参数，如宽度，流出速度，分数深度和槽数来表征我们的样品。从1.7<z<4.38的16883个类星体样本中，我们识别出4386个（26.0%）具有宽CIV吸收的类星体，其中1756个（10.4%）满足传统的选择标准。从34973个0.5<z<2.15的类星体样本中，我们识别出457个（1.31%）具有宽MgII吸收的类星体，其中191个（0.55%）满足传统的选择标准。我们还提供了一个补充列表，其中包括39个视觉识别的z>4.38的类星体，它们具有广泛的CIV吸收。我们发现宽吸收线类星体可能比其他类星体平均具有更宽的发射线。
2006-03-03 astro-ph
APM z>4 QSO Survey: Spectra and Intervening Absorption Systems
APM对z > 4的明亮天体进行了巡天，覆盖了2500度^2的天空，直到m（R）~19，结果发现了31个z > 4的类星体。对28个北半球容易观测到的类星体进行了5A分辨率的高信噪比光学分光光度测量。这些光谱已被调查，以创建新的样品的高红移莱曼极限系统，阻尼莱曼α吸收剂，和金属吸收系统（如CIV和MgII）。在本文中，我们提出的光谱，连同检测到的吸收系统的线列表。类星体显示出各种各样的发射和吸收谱线特征，其中5个表现出宽吸收谱线，1个具有极强的发射谱线（BR 2248 -1242）。已经确定了11个候选的阻尼Ly-alpha吸收系统，覆盖红移范围2.8<z<4.4（8个z>3.5）。对高电离发射线和低电离发射线的测量红移的分析表明，它们被蓝移了430+/-60 km/s。在以前的文件（Storrie-Lombardi et. 1994年），我们讨论了在这里编目的莱曼极限系统的红移演化。在随后的论文中，我们将讨论Ly-alpha森林吸收体的性质以及阻尼Ly-alpha吸收体的红移和柱密度演化。
1996-04-03 astro-ph
The metal absorption systems of the Hubble Deep Field South QSO
最近选定了哈勃南方深场，计划于1998年10月进行观测。本文给出了位于HDFS以东5.1弧分的类星体J2233- 606（$z_{em}\simeq2.22$）的高分辨率（FWHM $\simeq 14$ \kms）光谱。用新技术望远镜获得的莱曼- $α$发射线的红色光谱覆盖了4386- 8270 nm的光谱范围。这个范围分别对应于$z=1.83-2.25$和$z=0.57-1.95$的CIV和MgII介入系统的红移间隔。这些数据揭示了存在两个复杂的干预CIV系统在红移$z=1.869$和$z=1.943$和两个复杂的相关（$z_{abs} \approx z_{em}$）系统。另外两个位于$z=1.7865$和$z=2.077$的CIV系统，在低分辨率地基和哈勃空间望远镜（HST）STIS观测中存在强的Lyman-$α$线，这表明CIV系统的存在（Sealey等，1998年）。$z=1.943$处的系统也负责HST/STIS光谱中观察到的莱曼极限吸收。目前工作的主要目标是为对哈勃深场南方计划感兴趣的天文学家提供与高红移吸收结构相关的信息，这些结构沿着附近的类星体视线分布。为此目的，从三个小时的积分时间中获得的缩减光谱已经发布给天文学界。
1998-05-26 astro-ph
The Population of Weak Mg II Absorbers I. A Survey of 26 QSO HIRES/Keck Spectra
我们在26个类星体的HIRES/Keck谱中寻找了“弱”MgII吸收体[那些W_r（2796）<0.3A的吸收体]。我们发现了30个，其中23个是新发现的。在红移0.4 < z < 1.4的范围内，谱线的累积红移路径为~17.2。每单位红移的吸收体数目dN/dz随着等效宽度阈值的减小而增加;对于0.02 <= W_r（2796）< 0.3 A的样品，我们得到dN/dz = 1.74+/-0.10。等效宽度分布遵循斜率为-1.0的幂律;在W_r = 0.9时，直到W_r（2796）= 0.02 A时没有翻转<z>。弱吸收体至少占MgII总吸收体的65%，其数量超过莱曼极限系统（LLS）3.8+/-1.1倍;大多数弱MgII吸收体必须出现在低于LLS的环境中。最后，我们预测约5%的W_r（1215）> 0.1 A的Lyman-alpha森林云将有可检测到的Mg II吸收到W_r，min（2796）= 0.02 A，这主要是一种高金属丰度选择效应（Z/Z_sun] > -1）。这意味着MgII吸收结构的数字突出作为示踪剂的子LLS环境中的气体已被恒星处理。我们将W_r（2796）> 0.02 A吸收体的数密度与高、低表面亮度星系的数密度进行了比较，发现基准吸收体的大小为35 h ^-1 ~ 63 h ^-1 kpc，这取决于假设的星系数量及其吸收特性。单个吸收“云”的W…
1998-08-10 astro-ph
The Sources of Intergalactic Metals
我们研究了星系际介质（IGM）中金属的成团性质，这些金属是由19个高信噪比（每像素60-100）、高分辨率（R = 45000）类星体光谱中的619 CIV、81 SiIV（N ≥ 10^12 cm^-2）和316 MgII和82 FeII（N ≥ 10^11.5 cm^-2）吸收分量追踪的。在探测到的红移范围（1.5-3.0）内，CIV和SiIV相互紧密跟踪，它们的视线关联函数在大间隔处急剧下降，在150 km/s以下剖面较平坦，总偏差较大。这些特征不依赖于列深度。通过详细的SPH模拟（2 × 320^3，57 Mpc^3的同向运动），我们发现，IGM金属丰度为常数或密度的局部函数的模型不能再现这种行为。然而，CIV关联函数与一个模型是一致的，在这个模型中，金属被限制在气泡中，其典型半径Rs = 2，在z=3时，与质量大于等于Ms = 10^12太阳质量的源Mpc共动。我们对Mg II和Fe II的关联函数的较低红移（0.5-2）测量也揭示了在大分离处的急剧下降和在小分离处的平坦轮廓，但聚集程度甚至更高，转换率移动到~ 75 km/s^-1。同样，这些特征不随柱深度而改变。我们描述了这些物质的解析气泡模型，这些物质来自于过于致密而无法进行数值模拟的区域，得出了R_s ~ 2.4 Mpc和M_s ~ 10^12太阳质量的最佳拟合值。在一个有类似偏差的高红移富集模型中，发现了与所有四…
2005-10-13 astro-ph
Damped Lyman Alpha Systems at z<1.65: The Expanded SDSS HST Sample
我们介绍了我们的HST第11周调查的结果，在紫外光谱的类星体的低红移（z<1.65）DLAs从SDSS早期数据发布选择。这些类星体有很强的MgII-FeII系统，这是已知的高柱密度中性气体的特征。总的来说，现在已经获得了197个Mg II系统中Ly-alpha吸收的紫外观测结果，其中z<1.65，静止等效宽度（REW）W 2796 \ge 0.3 A。主要结果是：（1）在W2796 \ge 0.5 A和Fe Ⅱ W2600 \ge 0.5 A的体系中，有36（+/-6）%是DLA。对于W2796/W2600 0.1 A的系统，该值增加到42（+/- 7）%< 2 and MgI W2852 >。(2)具有0.3 A \le W2796 < 0.6 A的MgII系统的平均N（HI）比具有W2796 \ge 0.6 A的系统低约36倍。(3)对于z <~ 2（Omega_L=0.7，Omega_M = 0.3），单位红移的DLA入射率与无演化一致，但对于z >~ 2，DLA入射率表现出显著的演化。(4)Omega_{DLA}在0.5<z<5.0时恒定，在不确定度范围内。这比Omega_{gas}（z=0）大约2倍。(5)N（HI）分布的斜率不随红移而显著变化。然而，低红移的分布是稍微平坦，由于在我们的样本中的高N（HI）系统的比例较高。(6)最后，使用Mg…
2005-09-15 astro-ph
A damped Ly-alpha candidate at z~0.1 toward Q 0439-433
我们报告了从类星体Q 0439-433（z_em=0.594）中探测到一个z_gal=0.101的星系，该星系以4.2角秒（或5.2 h^{-1} kpc，q_o=0.5）投射到天空中。类星体的HST光谱在与银河系相同的红移处显示出强的Mg II、Fe II、Si II、Al II和CIV吸收线。低电离线的等效宽度比表明该系统可能是阻尼的中性氢柱密度为N_HI~10^{20}cm^{-2}。CIV双星呈现出复杂的结构，特别是一颗相对于星系速度v= 1100 km/s的卫星。额外的HST和红移21厘米观测这对类星体星系将提供一个理想的机会，研究阻尼吸收体的形态和运动学的低红移星系晕。
1996-07-24 astro-ph
Clues to the nature of high-redshift OVI absorption systems from their (lack of) small-scale structure
我们提出的高红移（<z>~ 2.3）OVI吸收系统沿平行视线对两个透镜类星体的第一次调查的结果。经过仔细和明确的搜索，我们发现了10个干预OVI系统。在误差范围内，所有的OVI系统出现在相同的红移，并有类似的线强度在前面的两个类星体的图像，而在大多数情况下，CIV或SiIV显示更多的差异跨越视线，无论是在径向速度或线强度。我们的结论是：（1）OVI的相干长度必须远大于~ 1 kpc，（2）CIV吸收体的重要部分可能不会驻留在与OVI相同的体积中。由于多普勒参数与光电离是一致的，我们提出了一个模型，其中CIV发生在两个不同的光电离阶段，一个大的，具有几百千秒差距和轴承OVI的特征尺寸，和另一个一个小的10倍，包含CIII。该模型能够解释观察到的柱密度和运动学的各种横向差异。我们成功地将该模型应用于两种吸收剂，具有低和高金属含量。在低金属丰度区[C/H]-2，我们发现[C/O]-0.7才能解释观测结果，这暗示了晚期（z < 6）而不是早期的金属富集。在高金属丰度区，观测到的OVI和CIV气体之间的解离可能是由星系外流产生的。总而言之，相对丰度，不均匀的CIV和无特征的OVI与最近在吸收发生之前处理过的气体一致（因此接近恒星形成区域）。最后，我们简要地讨论了三个关联系统（z_abs ~ z_em），也显示OVI。（节略）
2007-03-13 astro-ph
Bounds on the fine structure constant variability from FeII absorption lines in QSO spectra
本文介绍了测量精细结构变化的单离子差分α测量（SIDAM）方法及其优值，并给出了利用类星体干扰系统Fe Ⅱ吸收线测量的结果。对于HE 0515- 4414，该方法在zabs = 1.15时提供daa ~= -0.12（+/-1.79）ppm（百万分之一），对于Q 1101- 264，该方法在zabs= 1.84时提供daa = 5.66（+/-2.67）ppm，这是迄今为止对单个系统最准确的测量。来自Chand等人（2004）样品的3个系统的SIDAM分析提供了不一致的结果，我们将其解释为由于Chand等人数据的校准误差约为10 ppm。在一个系统中，发现了Mg Ⅱ和Fe Ⅱ谱线之间光电离多普勒频移的证据，这一证据对多重态方法有重要意义，其中daa变化的信号主要由涉及Mg Ⅱ吸收体的系统携带。在Murphy等人的样本中也发现了一些相关性，这表明误差比以前报告的要大。因此，我们认为Chand等人和Murphy等人的数据集不太可能提供准确度为1 ppm的daa估计值。像ESTERO项目这样的新摄谱仪对于在天文学测定daa方面取得进展至关重要。
2007-12-28 astro-ph
Spectral Properties From Lyman-alpha to H-alpha For An Essentially Complete Sample of Quasars I: Data
在红移z<0.4，M_B<-23的23个类星体的完整PG-X射线样品中，我们获得了其中22个类星体的准同时紫外光谱。光谱覆盖至少从莱曼-α到H-α的静止帧波长。在这里，我们提供了一个详细的描述的数据，包括仔细的分光光度法和红移测定。我们还提出了直接测量的连续，强发射线和功能，包括莱曼α，SiIV+OIV]，CIV，CIII]，SiIII]，MgII，H-β，[OIII]，He 5876 + NaI 5890，5896，H-α，和混合铁的紫外和光学发射。强发射谱线的宽度、不对称性和速度变化表明CIV和Lyman α与H β和H α有很大的不同。这表明，宽线区域的运动与电离结构有关，但数据似乎不同意混响映射研究支持的径向分层电离结构，因此表明，流出贡献额外的速度分量的宽发射线配置文件。
2007-04-10 astro-ph
The $z=0.558$ absorption system towards PKS 0118-272: A candidate Damped Ly $α$ system at low redshift
我们提出了一个光谱和成像研究的z=0.558镁II吸收系统对BL紫胶PKS 0118-272。在吸收体的红移，我们检测线的低电离物种镁I，镁II，钙，钛，锰II，铁II。这些物质的柱密度是银河系盘中星际气体的典型特征。通过假设无尘气体和太阳丰度，我们推断N（HI）> 2.5 x 10^19 cm^-2。该保守下限的高值表明吸振器是阻尼Ly α系统。我们发现[Ti/Fe] =+0.3，与DLA吸收体中的[Ti/Fe]测量值一致，但[Mn/Fe] =+0.4，与DLA系统中常见的[Mn/Fe]<0的值不同。测得的[Ti/Fe]和[Mn/Fe]比值与银河系中低密度星际云的差分耗尽模式非常匹配。与高红移的DLA系统（z>2）不同，z=0.558的吸收体似乎起源于一个已经达到现今盘星系的丰度和尘埃含量的星系。对我们的成像数据的分析支持了一个介入星系的存在。在仔细减去BL Lac图像后，检测到PKS 0118-272的1.6弧秒处的物体。在吸收体红移处，这颗伴星的投影距离（14 h_50^-1 kpc）和绝对星等（M_R ~ -22.3）与低红移DLA系统相关星系的结果一致。
1997-10-02 astro-ph
An Intrinsic Absorption Complex Toward RXJ1230.8+0115: Geometry and Photoionization Conditions
给出了类星体RXJ 1230.8 +0115（V=14.4，z=0.117）的HST/STIS和FUSE谱。除了银河系、室女座和干涉吸收外，这个类星体还拥有一个非凡的内在吸收复合体。四个窄吸收线系统，在CIV，NV和OVI强，位于5000公里/秒的类星体红移。其中三个系统似乎是线路锁定的，两个在NV中，两个在OVI中，公共系统位于其他两个系统之间（在速度中）。所有三个系统都显示出内在起源的迹象-平滑的风状轮廓，高电离，以及中央发动机的部分覆盖。第四个系统出现在类星体的系统红移处，它可能起源于宿主星系或居间气体。光电离分析表明柱密度在19.1<log N（H）<21的范围内，电离参数在-1.3<log U<0.3的范围内。重新审视线锁定的问题，我们讨论了一个可能的模型的背景下的吸积盘/风的情况下，并指出几个问题，仍然是未来的模拟和观测。
2003-08-15 astro-ph
Unified model for quasar absorption line systems
我们提出了一个三分量模型，包括迷你晕和星系晕嵌入薄盘的吸收产生所有观察到的类星体吸收线系统。我们表明，这个模型，基于CDM宇宙学，可以解释大多数观察到的统计分布的各种类型的吸收系统。另一方面，对于吸收体使用谢克特光度函数，只有在过去星系的数量较大并且由于合并而随着时间减少的情况下，才与观测结果一致。CIV线的观测特性表明，在星系晕中存在着强烈的化学演化。我们讨论了我们的结果在光的吸收线系统的最新观测。
2001-05-10 astro-ph
