CaII and NaI absorption signatures from extraplanar gas in the halo of the Milky Way
分析了面外中高速气体的吸收特性和物理条件，研究了中性弱电离的银河系晕气体的分布及其与银河系和其他旋涡星系演化的关系。我们结合光学吸收线测量CaII/NaI和21厘米发射线观测HI沿103河外视线对类星体（类星体）和活动星系核（AGN）。档案光学光谱是在欧洲南方天文台甚大望远镜上用紫外线辐射获得的，而21厘米高的观测是在埃费尔斯堡用100米射电望远镜进行的。UVES光谱的分析表明，在中等和高速度的单组分和多组分CaII/NaI吸收剂存在于约35%的视线中，表明存在中性面外气体结构。在某些情况下，CaII/NaI吸收与HI中速或高速气体有关，而其他吸收剂则没有相关的HI排放。我们的研究表明，银河系晕中充满了大量的中性气体结构，其高柱密度尾代表了在21厘米的调查中看到的常见HI高速云的人口。CaII柱密度分布遵循幂律，这是相媲美的中间金属线系统对类星体的分布。许多的统计和物理性质的钙吸收类似的强镁吸收系统中观察到的其他星系的环星系环境，这表明这两个吸收人口可能是密切相关的。
2008-06-19 astro-ph
Strong CaII absorption lines in the reddened quasar SDSS J2339$-$0912: Evidence of the collision/merger in the host galaxy?
本文报道了在窄线类星体SDSS J2339-0912（z=0.6604）中探测到类星体红移处的强CaII/MgII吸收线。类星体具有强FeII、小的Balmer发射线宽度和非常红的B-Ks色。光学连续谱和宽发射线都被E（B-V）~1.0等的SMC类尘埃变红，而其近红外颜色（J-KS=1.60）几乎没有变红。Ca Ⅱ吸收线饱和，半高宽为362 km/s，等效宽度为W_{CaII K} = 4.2 μ m（在源静止坐标系中）。MgII吸收线也是饱和的，并且具有类似的线宽。线的轮廓和没有证据表明星光来自宿主星系的事实表明，这些吸收线不是恒星起源的。CaII的柱密度与尘埃的柱密度之比与银河系ISM的柱密度之比一致。我们认为，这两个严重的红化和大的吸收线宽度是由于高度干扰ISM的视线上的类星体，而这种干扰是由星系碰撞，甚至合并类星体宿主星系。
2005-04-14 astro-ph
Evidence for dust reddening in DLAs identified through CaII H&K absorption
本文报道了在Sloan数字巡天（SDSS）数据发布3号类星体光谱中发现的31个Ca Ⅱ（H&K）3935，3970吸收线系统（0.84<z_abs<1.3）的新样品，并分析了它们的尘埃含量。钙吸收的存在以及MgII 2796、FeII 2600和MgI 2853谱线的测量导致我们的大多数系统是阻尼Ly-alpha（DLA）吸收剂的结论。吸收体静止坐标系中的复合光谱显示出明显的红化迹象。大麦哲伦云和小麦哲伦云的消光曲线提供了令人满意的拟合，最佳拟合E（B-V）为0.06，而银河尘埃消光曲线由于缺乏强2175 A特征而提供了较差的拟合。随CaII等效宽度的增加，含尘量有增加的趋势. Monte Carlo技术表明，在>99.99%的置信度下，变红的检测是显著的。在DLAs的子样本中发现大量的尘埃，这对研究宇宙的金属丰度演化和DLAs与高红移星系的关系有直接的影响。讨论了气尘比。我们的研究结果表明，至少~40%的CaII吸收系统被排除在星等有限的SDSS类星体样本作为相关的消光的结果，一个分数类似的上限推导出更高的红移从无线电选择的调查。
2005-05-02 astro-ph
The host galaxies of strong CaII QSO absorption systems at z<0.5
我们提出了新的成像和光谱观测领域的五个类星体非常强的干预钙吸收系统在红移z<0.5选择从斯隆数字巡天。最近的研究表明，这些非常罕见的吸收剂可能与阻尼莱曼α系统（DLAs）。在所有五种情况下，我们确定一个星系的红移的CaII系统的碰撞参量高达~24千秒差距。五分之四的星系是明亮的（L ~L*），富含金属（Z ~Zsun），质量大（速度色散，sigma ~100 km/s）的螺旋星系。它们的恒星形成率很高，SFR = 0.3 - 30 Msun/yr。在我们的分析中，我们特别注意校正观测到的恒星吸收和尘埃消光的发射线通量。我们表明，这些影响是重要的正确的SFR估计，他们的忽视在以前的低Z研究DLA选定的星系可能导致低估的恒星形成活动，至少在一些DLA主机。我们讨论了调用选择星系和DLAs之间可能的联系，并概述了未来的观测，这将有助于澄清这些不同类别的类星体吸收体之间的关系。
2007-05-24 astro-ph
A Balmer-line Broad Absorption Line Quasar
我报告的蓝移宽吸收线（BAL）槽的发现，至少有六个过渡的巴耳末系的氢（H β到H9）和钙，镁II和激发铁II类星体SDSS J125942.80+121312.6。这是已知的第四个表现出巴耳末吸收的活动星系核，所有四个都与含有激发态Fe II的低电离BAL系统结合。在这个类星体的吸收体中，H I的n=2壳层中的大量人口可能来自Ly-alpha捕获。在光学厚度足以显示巴耳末吸收的吸收体中，来自类星体的软X射线穿透到大的τ_Lyα和τ_H I。然后，由于Ly-alpha光子需要约τ_Lyα散射才能扩散出吸收体，因此Ly-alpha光子会使n=2的粒子数增加一个因子τ_Lyα。观测类星体吸收体中的Ly-alpha捕获需要沿着我们的视线有一个大的但康普顿薄的气体柱，其中包括大量的H I，但没有太多的尘埃。据推测，巴尔末线BAL槽的罕见性反映了类星体吸收体中这种条件的罕见性。
2006-11-29 astro-ph
A cold metal-poor cloud traced by a weak MgII absorption at z~0.45. First detection of SiI, CaI and FeI in a QSO absorber
我们在类星体HE 0001 -2340的UVES高分辨光谱中观测到了z~0.452处的弱MgII吸收系统。较弱的两个MgII组成部分形成的系统显示相关的反射由于SiI，CaI和FeI观察到的第一次在类星体光谱。我们调查这种吸收剂的性质，通过比较其性质与不同类别的吸收剂（弱镁II，阻尼Ly-alpha系统和本地星际云）和再现其电离条件与光电离模型。所观察到的吸收体属于类的弱MgII系统的基础上，其等效宽度，然而，通常观察到的过渡的相对强度偏离上述吸收体显着。通过类星体视线穿过这样一个系统的概率的粗略估计是P~0.03。罕见的中性跃迁的存在表明云被大量的中性氢屏蔽。详细比较所观察到的柱密度与阻尼Ly-alpha系统和本地星际冷云的平均性能，特别是在我们的云缺乏MgII/MgI和CaII/CaI的比例。光电离模型的计算结果表明，云可以被紫外背景电离。然而，一个简单的模型，一个单一的云与均匀的密度不能重现所观察到的离子丰度比，这表明一个更复杂的密度结构的吸收剂。假设电离修正可以忽略不计，最令人困惑的结果是镁相对于铁的丰度不足，这很难用核合成和差分尘埃损耗来解释。[删节]
2007-06-22 astro-ph
On the nature of the z=0 X-ray absorbers: II. The contrast between local and AGN host galaxy absorption
我们用Chandra低能透射光栅摄谱仪在三个活动星系核的主星系附近寻找高电离气体。在z=0处可以看到这种气体的强吸收线，最有可能来自以下一个或多个组成部分：（1）银河日冕，（2）本星系群介质，（3）穿过我们的局部过密度的延伸的温暖-热星系际介质（WHIM）细丝。由于活动星系核存在于宿主星系中，而宿主星系也被认为位于宇宙过密区域内，因此这三种成分产生的类似吸收也应该出现在活动星系核的红移处。然而，没有看到这种吸收。缺乏强吸收线可能是因为这些宿主星系和周围星系团中的气体比本星系群+星系系统中的气体热得多，因此电离程度更高。我们的结论是WHIM细丝产生没有可测量的吸收线在AGN的红移，因此，最多只占所观察到的z=0温暖的热气体的一小部分。
2007-09-24 astro-ph
Deep imaging of Q2112+059: A bright host galaxy but no DLA absorber
在一个正在进行的计划，旨在研究星系对应的阻尼Ly-alpha吸收体（DLAs），我们已经获得了高分辨率的深I波段成像数据的领域周围的z_em = 0.457 BAL类星体Q2112 + 059。在文献中，这个类星体被列为沿着视线在z_abs = 0.2039处有一个候选DLA。在减去类星体点扩散函数（PSF）后，我们探测到一个以Q2112 + 059为中心的星系。为了帮助回答这个星系是DLA还是类星体的宿主星系，我们从HST档案中检索了Q2112 + 059的GHRS光谱。该光谱显示在z_abs = 0.2039处没有Ly-alpha吸收线。这一事实结合银河系和Q2112 + 059在天空中的完美对齐，使我们得出结论，该星系必须是Q2112 + 059的宿主星系。主星系Q2112 + 059是明亮的（M_I ^obs =-23.6），其径向轮廓可以用{\it modified Hubble + de Vaucouleurs}的径向轮廓很好地拟合，R_c = 0.5 kpc，R_e = 3.6 kpc。我们的研究结果与早期在较低红移下所做的工作的结论一致，即明亮的低红移类星体优先存在于明亮的椭圆星系中。然而，Q2112 + 059的宿主尽管亮度很高，但与早期类型星系相比，在较低的红移下非常紧凑。
2001-01-04 astro-ph
A Method to Measure the Mass of Damped Ly-alpha Absorber Host Galaxies Using Fluctuations in 21cm Emission
阻尼的Ly-alpha吸收体（DLA）的观测表明，氢的中性形式（HI）的分数是显着的质量在所有的红移。这种气体代表了在晚期可用于恒星形成的物质的储存。因此，对中性氢所在系统的观测识别是星系形成模型中一个重要的缺失成分。通过传统的聚类研究来精确识别DLA宿主质量是不切实际的，这是由于少量的已知系统分布在稀疏分布的视线上。然而，随着再电离的完成，21厘米表面亮度的波动将主要由中性氢在DLAs。对这些波动的观察将测量来自大体积内的所有DLA的组合聚类信号。我们表明，测量球平均功率谱的21厘米强度波动，由于DLAs可以用来测量DLA宿主星系的星系偏差时，结合一个独立的测量宇宙HI质量密度从类星体吸收研究。利用这一技术，目前正在建设的低频阵列可以测量DLA主机的特征质量与统计精度低至0.3德克斯在z~4。此外，高信噪比的特殊运动引起的功率谱的各向异性的观察将有助于直接从21厘米波动的DLA主机质量和宇宙HI密度的测量。通过利用这种各向异性，第二代低频阵列的数量级增加的收集面积可以测量宇宙HI密度和DLA主机质量的值，与百分之几和百分之几十的不确定性分别。
2008-04-10 astro-ph
On the Nature of Intrinsic Absorption in Reddened Seyfert 1 Galaxies
我们讨论了“尘埃不冷不热”的起源，我们以前在变红的塞弗特1星系NGC 3227和Akn 564中发现了它。这种吸收剂的特点是饱和的UV吸收线（C IV，N V）附近的系统速度的宿主星系，并可能是负责红的连续谱和发射线（包括那些从窄线区域）从这些塞弗特。从一个大样本的塞弗特1星系，我们发现，连续红化（通过紫外线颜色测量）往往会增加与主机星系的倾斜。此外，在中高光谱分辨率下观测到的变红的倾斜塞弗特星系都显示出尘埃不冷不热吸收体的证据。我们认为，这些吸收体位于主星系的平面上，距离核> 100 pc，并且在物理上不同于大多数从核流出的内禀吸收体。
2001-10-12 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
The sources of extended continuum emission towards Q0151+048A : The host galaxy and the Damped Ly-alpha Absorber
我们目前在U，B和I波段的深度成像获得良好的看到条件下的双重类星体Q 0151 + 048 A，B和阻尼Ly-alpha（DLA）吸收星系在z（abs）= 1.9342命名为S4。我们使用两种独立的方法分析数据。首先，我们使用MCS算法对图像进行去卷积，其次，我们通过基于对象的迭代过程对图像进行分解，在该过程中，我们将模型拟合到对象，而不尝试提高数据的分辨率。我们对图像的详细分析显示，有点令人惊讶的是，以类星体本身为中心的扩展物体比DLA星系更明亮。由于许多叠加物体造成的复杂性，我们无法验证是否检测到来自DLA星系的连续辐射。从以类星体位置为中心的扩展天体发出的连续辐射清晰可见，这些天体被暂时确定为类星体的“宿主星系”。这些宿主星系的流量是类星体流量的2- 6%，而两个星系中较亮的星系的光剖面显然最符合德沃库勒的剖面。我们讨论了两种不同的解释的起源扩展流量：i）的早期阶段的一个巨大的椭圆星系的过程中形成的大部分恒星，和ii）类星体光散射的尘埃。
2000-04-06 astro-ph
X-Ray Evidence for Multiple Absorbing Structures in Seyfert Nuclei
我们发现了塞弗特星系内的X射线吸收柱密度和中心引擎与其宿主星系盘之间的相对对准之间的相关性。这种相关性对塞弗特统一模型有几个影响。(1)除了小规模的环核吸收体，还有与主银道面相关的吸收系统，它们能够遮蔽宽线区的辐射。(2)发动机中心轴与宿主星系中心轴之间的错位出现在这些吸收器之间的中间尺度上。(3)小尺寸吸收器具有系统地更高的柱密度，并且可以是普遍的康普顿厚度。
2005-11-01 astro-ph
The clustering of Luminous Red Galaxies around MgII absorbers
本文研究了212个Mg Ⅱ类星体吸收系统与从Sloan数字巡天数据Release 1中选取的20,000个发光红星系（LRGs）在红移0.4<z<0.8范围内的互相关。选择的MgII系统具有2796和2803静止框架等效宽度>=1.0埃，并且通过FeII 2600或MgI 2852线确认了标识。在0.05 ~ 13 h^-1 Mpc的共运动尺度上，MgII-LRG互相关的振幅是LRG-LRG自相关振幅的0.69+/-0.09倍。由于当M_R<-21时，LRG的晕质量大于3.5 × 10^12太阳质量，因此这种相对振幅意味着吸收主星系的晕质量大于2--8 × 10^11 M太阳。对于10^13兆太阳的LRG，吸收体宿主星系的晕质量为0.5--2.5 × 10^12兆太阳。我们的结果似乎与Steidel等人（1994）的结果一致，后者发现W_r>=0.3埃的MgII吸收体与~0.7 L^*_B星系有关。
2004-09-20 astro-ph
New perspectives on strong z=0.5 MgII absorbers: are halo-mass and equivalent width anti-correlated?
我们使用1806个MgII类星体吸收系统和~ 250，000个发光红星系（LRG）之间的互相关（在0.05- 13 h ^{-1}Mpc的同动尺度上）测量z=0.5的MgII吸收体的平均晕质量，这两个系统都选自SDSS DR 3。MgII系统的静止框架等效宽度W_r（2796）>=0.3A。由MgII吸收体与LRG互相关与LRG-LRG自相关的比值，我们发现MgII吸收体与LRG之间的偏差比为0.65 ± 0.08，这意味着吸收体宿主星系的平均晕质量比LRG小20-40倍; MgII吸收剂具有平均质量<logM_h（M_sol）>=11.94+/-0.31（stat）+/-0.25（sys）晕圈。我们证明，这种统计技术，这不需要任何光谱的后续行动，不受污染物，如恒星或前景和背景星系。最后，我们发现吸收体晕质量与等效宽度是反相关的。如果MgII吸收体在星系晕中被维里化，那么由于W_r（2796）是MgII子分量速度分布的直接量度，因此可以观察到M_h-W_r的正相关。因此，我们的研究结果表明，个别云的MgII系统中没有维里化的宿主星系的气体晕。我们回顾了过去的结果在文献中的统计Mg II吸收剂，发现它们也需要一个M_h-W_r反相关。当与等效宽度分布的测量相结合时，M_h-W_r的反相关自然地解释了为什么在大碰撞参量下看不到W_r（2796）>=2A的吸收体。我们解释的M_h-W_r…
2006-07-21 astro-ph
High-Redshift Starbursting Dwarf Galaxies Revealed by GRB Afterglows
本文研究了15个z>2的长持续时间伽马射线暴（GRB）宿主星系。为了比较星际介质（ISM）吸收线特性与宿主星系的恒星特性，我们选择了具有早期余辉光谱的伽玛暴。除了五个以前研究的主机，我们认为新的检测GRB 050820和GRB 060206的主机星系和地方2西格玛上限的亮度剩余的身份不明的主机。研究发现：（1）GRB宿主星系的紫外光度分布与平均光度<L（UV）>= 0.1L * 的紫外光度加权随机星系群的期望值一致;（2）紫外发光度与Si Ⅱ 1526吸收宽度之间存在中等程度的相关性，这与观测到的W（1526）>1.5 Ang的大线宽一起表明宿主星系中存在星系外流驱动的速度场;（3）在z=2-4的恒星形成星系中，ISM金属丰度随星系光度的降低而降低;（4）发现GRB宿主中的星际紫外辐射场比银河系平均值高约35-350倍;（5）在所有已知存在强MgII吸收体的区域中，在距离GRB宿主< 2”处发现了额外的星系，但在没有强MgII吸收体的区域中，在距离GRB宿主< 2”处没有发现额外的昏暗星系。我们的研究证实了伽玛暴宿主星系（具有已知的光学余辉）是z>2时未被遮蔽的恒星形成星系的代表，并表明高空间分辨率图像对于精确识别存在强干涉吸收体的伽玛暴宿主星系是必要的。
2008-09-15 astro-ph
The Host Galaxy of GRB 971214
GRB 971214是第三个观测到光学余辉的伽马射线暴。我表明，这余辉的光谱（光学和X射线）是不一致的相对论爆炸波模型，除非一个重要的灭绝源被引入。假设在红移z处存在一个吸收体，我们发现它在此红移处的V带吸收量为A_V（z）= 1.00^{+1.55}-0.21} mag，其中z = 1.89^{+0.27}-0.69}。虽然这种红移只是从下面的边缘绑定，但它是从上面的强烈绑定：在3 sigma置信水平下z < 2.50。V波段吸收幅度的这个范围太高，与星系际气体或星系晕的吸收不一致，这意味着GRB 971214位于星系盘之内或之后。由于星系盘不太可能随机排列，这个吸收体可能是GRB 971214的宿主星系。
1998-01-14 astro-ph
The Apparent Host Galaxy of PKS 1413+135: HST, ASCA and VLBA Observations
PKS 1413+135（z=0.24671）是少数几个拥有明显的旋涡星系的射电强活动星系核之一。以前的作者将其近指数红外截止归因于严重的吸收，但无法对吸收体或其在光学星系中的位置进行严格限制。此外，由于观测到的再发射辐射的缺乏，活动星系核与光学星系的关系仍然存在疑问。我们提出了新的HST，ASCA和VLBA的意见，抛出这些问题的重要新的光。HST观测揭示了PKS 1413+135的活性核的一种非常红色（V-H = 6.9等），这需要同步加速器老化和GMC大小的吸收体在几微米处的光谱转换。我们导出了一个内禀柱N_H = 4.6^{+2.1}_{-1.6} × 10^{22}cm^{-2}，覆盖分数f = 0.12^{+0.07}_{-0.05}。由于GMC很可能位于光学星系的盘中，因此我们的视线是相当不可能的（P ~ 2乘以10^{-4}）。GMC的特性是我们银河系中GMC的典型特征。HI吸收体的中心距离原子核25毫角秒，而X射线和几乎所有的分子吸收体必须覆盖原子核，这意味着一个复杂的几何形状和云结构，沿着我们的视线到原子核有一个分子核心。有趣的是，HST/NICMOS的数据要求活动星系核相对于光学星系偏心13 +/- 4毫角秒。这可以被解释为活动星系核的位置比光学星系更远，但它也可以用遮蔽和/或原子核结构来解释，这与观察到的缺乏多重图像更一致。
2002-08-07 astro-ph
X-ray Evidence for Multiple Absorbing Structures in Seyfert Galaxies
我们用X射线谱测量了大样本塞弗特星系中的衰减柱。其中有超过30个源解析了射电喷流，使得星系核和宿主星系的相对方向受到限制。我们发现吸收柱的分布与Seyfert结构的相对取向密切相关。这一结果与只包含一个环面的统一模型不一致，相反，如果包含第二个吸收体，则最容易解释：除了康普顿厚度、秒差距尺度的环面之外，还将存在N_H < 10^{23} cm^{-2}的更大尺度的吸收体。第二个吸收体与主银道面对齐，而环面任意错位。
2004-11-07 astro-ph
Measuring the halo mass of MgII absorbers from their cross-correlation with Luminous Red Galaxies
我们研究了716个镁II类星体吸收系统与从斯隆数字巡天数据发布3中选择的大约100，000个发光红星系（LRGs）之间的互相关，红移范围为0.4<z<0.8。选择的MgII系统具有大于1.0 μ m的2796和2803静止框架等效宽度，并且由FeII 2600或MgI 2852线确认。在0.2- 13/h Mpc的同动标度上，MgII-LRG互相关的振幅是LRG-LRG自相关的振幅的0.69+/-0.09倍。由于LRG的晕质量为10^{13} \msun，这种强的互相关意味着吸收主星系的晕质量是10^{12} \msun的12倍。
2005-04-25 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
Galactic Wind Shells and High Redshift Radio Galaxies On the Nature of Associated Absorbers
本文模拟了以辐射弓形激波为首的星系风为背景的喷流。由于瑞利-泰勒不稳定性，由辐射弓形激波产生的风壳被喷流茧的冲击有效地破坏。相关的强HI吸收，也可能是分子发射，在高红移射电星系，这是观察优先在较小的，可以解释该模型，这是一个早期的辐射弓激波模型的改进。该模型需要的温度$\approx 10^6$ K的原集群托管这些对象，并可以测试高分辨率光谱的Ly $α$线。模拟表明，在破坏之前，喷射茧在相当长的一段时间内完全充满风壳，并具有完整的吸收系统。因此，如果模型是正确的，小于临界尺寸的源的无线电成像应该揭示圆形中心气泡。
2005-03-15 astro-ph
Intrinsic AGN Absorption Lines
强吸收线在活动星系核的静止框架紫外光谱中是常见的，这是由于各种共振跃迁，例如HI莱曼系线（最著名的是Ly-alpha 1216）和高电离双峰（如CIV 1549，1551）。如果吸收气体与活动星系核有物理上的联系，例如，如果吸收气体广泛地存在于活动星系核周围的“宿主”星系的半径内，则这些线被称为“本征”线。因此，内禀吸收线是研究活动星系核附近气体的运动学、物理条件和元素丰度的有用探针。类星体内禀吸收体的研究历来强调类星体的宽吸收线。今天，我们在更广泛的物体中认识到更广泛的内在线。例如，我们现在知道塞弗特1星系（类星体的不太明亮的表亲）具有内在吸收。我们还认识到，内禀线可以在AGN的一系列环境中形成-从动态的内部区域如BALs，到更安静的外部宿主星系>10 kpc。本文简要介绍了活动星系核内禀吸收体的观测和理论研究现状。
2000-06-12 astro-ph
The blazar GB1428+4217: a warm absorber at z=4.72?
BeppoSAX对高红移（z=4.72）blazar GB 1428+4217的观测证实了ROSAT PSPC首次发现的复杂软X射线光谱的存在。静止坐标系能量低于5 keV时的平坦化可以通过吸收具有约8 x 10^22 cm^-2的N_H的（冷）气体的等效柱密度来解释。低于2keV的（可变）超过一个因素~ 20以上的外推吸收光谱也被检测到。这些发现与之前在射电噪声类星体的大样本中指出的软X射线变平和z增加之间的相关性相一致，并扩展到更高的红移。我们认为，这些特征，包括X射线吸收、软过量发射以及光谱中的吸收，可以通过一个高度电离的核吸收体的存在得到满意的解释，该核吸收体的柱数为N_H ~ 10^23 cm^-2，其性质可能与宿主星系核区的条件有关。高能量X射线发射与中能谱的外推一致，检测到高达~ 300 keV（静止帧）。
2001-01-17 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
Measuring the Halo Mass of z=3 Damped Ly-alpha Absorbers from the Absorber-Galaxy Cross-correlation
[摘要]我们测试了一种测量阻尼Ly-alpha吸收体（DLAs）平均晕质量的方法的可靠性。该方法基于测量DLAs和星系之间的互相关与星系自身的自相关（$w_{\rm dg}/w_{\rm gg}$）的比值，这是（在线性理论中）它们的偏置因子的比值。这是真实的星系红移分布无关，只要一个使用相同的星系的两个关联函数。该方法适用于所有的红移。在这里，我们专注于z = 3 DLAs，我们证明了该方法鲁棒约束的平均DLA晕质量使用平滑粒子流体动力学（SPH）宇宙学模拟。如果我们使用偏置形式的Mo & White与DLA和星系质量分布的这些模拟，我们预测的偏差比为0.771。从$w_{\rm dg}/w_{\rm gg}$ st的模拟中直接测量得到的比值为0.73 +/-0.08，与该预测非常一致。等效地，反转测量的相关比以推断平均DLA晕质量产量（log.平均，以太阳单位计）<log（M_DLA）>= 11.13 +/-013，与模拟中的真实值11.16非常一致。因此，互相关方法似乎产生了一个强大的估计平均主机晕质量，即使DLAs和星系占据了广泛的质量谱的晕，和大质量的晕包含多个星系与DLAs。我们表明，推断的平均DLA晕质量是独立的星系子样本，即互相关技术也是可靠的。我们的结果意味着DLA和LBG之间的互相关长度预计最多为2.85 Mpc。未来的观测将很快区分低质量晕中的DLA和大质量晕中…
2005-06-20 astro-ph
Where is the Molecular Hydrogen in Damped Lyman-Alpha Absorbers?
我们在本文中显示，为什么分子毫米吸收线搜索在DLAs一直不成功。我们利用本星系的CO发射谱线图导出了z=0时的H_2柱密度分布函数f（N_H_2）。我们发现它是f（N_HI）的自然延伸：在N_H ~ 10^22 cm^-2处，H2分布超过f（N_HI），并呈现出幂律衰减，斜率约为-2.5。在N_H2=10^21 cm^-2以上的系统中，大约97%的H2质量密度rho_H2。我们推导出rho_H2 = 1.1 x 10^7 h_70 M_sun Mpc^-3，约为氢原子质量密度的25%。然而，高于N_H2极限的H2的红移数密度仅为~3 x 10^-4，比z=0时DLAs中HI的红移数密度低150倍。此外，我们还发现，N_H2>10^21 cm^-2的吸收体与H2气体所在星系中心之间的平均碰撞参量仅为2.5 kpc。基于施密特定律相关的参数，我们认为，H2气体在此列密度极限以上与积分恒星形成率密度的很大一部分。即使允许在较高的红移增加的分子质量密度，导出的横截面表明，它是非常不可能的，以确定在目前的类星体吸收线样品的大部分分子气体。我们讨论了在未来的调查确定这种分子量的前景。
2006-01-27 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
Multiwavelength Monitoring of the Dwarf Seyfert 1 Galaxy NGC 4395. IV. The Variable UV Absorption Lines
我们报告的可变紫外吸收线在NGC 4395的检测，紫外线观测的基础上与HST STIS在2004年4月和7月进行的，作为混响映射活动的一部分。O I、N I、Si II、C II和Fe II的低电离线出现在低态光谱（2004年4月）中，速度为v_shift=-250 km/s（系统A_l），另外C IV和N V的高电离线出现在高态光谱（2004年7月）中，速度为v_shift=-250 km/s（系统A_h）和v_shift=-840 km/s（系统B）。没有来自Si II的低亚稳能级的吸收意味着系统A_1的密度<~10^3 cm^（-3），表明其位于窄线区（NLR）之外。A_h体系是一个特殊的体系，只有N V吸收被清楚地检测到.预计高的N V/C IV吸收比的高金属量的吸收剂，但这是排除在这里的主星系和核气体的金属量是显着subsolar。对于系统A_h和B，一个简单的可接受的模型是位于宽线区（BLR）和NLR之间的吸收体，它只吸收连续谱和BLR。在低态下，C IV和N V的强窄发射线主导光谱，使得吸收不可见。在高态下，吸收的连续谱和BLR发射占主导地位。因此，所观察到的吸收的变化并不反映吸收体的变化，而是来自吸收体后面的连续谱和BLR发射相对于来自吸收体前面的NLR的发射的变化。因此，对高度可变物体的吸收线可变性的研究可以打破单历元研究所固有的吸收体距离确定中的简并性。
2008-04-01 astro-ph
The SINFONI MgII Program for Line Emitters (SIMPLE): Discovering starbursts near QSO sight-lines
低电离跃迁，如星系附近的MgII 2796/2803双重态示踪冷气体。目前还不清楚这种气体是大原盘的星际介质的一部分，还是矮星的一部分，还是超新星驱动的外流中夹带的物质的一部分。基于MgII统计数据的研究，例如堆叠图像和聚类分析，已经调用了恒星爆发驱动的外流，其中MgII吸收剂正在追踪外流的密度和温度较低的气体。外流情景的一个结果是，最强的吸收体应该与恒星爆发有关。我们使用近红外积分场光谱仪SINFONI来测试z~1 MgII吸收体附近是否存在星暴。对于67%（21个中的14个）的静止坐标系等效宽度大于2 AA的吸收体，我们在基于\MgII红移的预测波长的200 km/s内的发射中检测到Ha。由H α推断出的恒星形成速率（SFR）范围在1 ~ 20 Msun/yr之间，也就是说，恒星形成的水平比M82大4倍以上。我们的通量极限（3-sigma）对应于0.5 Msun/yr的SFR。我们发现了SFR和等效宽度之间相关性的证据（置信度>95%），表明星暴现象和吸收中看到的气体之间存在物理联系。在我们可以提取的速度场的情况下，主机星系居住在晕的平均质量<log M_h>=11.2与集群测量的良好协议。
2007-10-10 astro-ph
The Nature and Origin of z_a~z_e Absorption Lines in the Redshift 0.20 Quasar, PKS 2135-147
利用新的紫外光谱和光学光谱以及HST-WFPC 2的存档图像研究了z_e = 0.20的类星体PKS 2135-147中的z_a~z_e吸收体。用HST-FOS测得的紫外光谱显示出C Ⅳ、N Ⅴ、O Ⅵ、Ly-alpha和Ly-beta的强z_a~z_e吸收线。z_a~z_e谱线轮廓得到了分辨，反卷积的半高宽为270 ~ 450 km/s。对于所有离子，总柱密度的下限为10^15 cm-2。如果吸收体被类星体光致电离，并且在C IV和H I中导出的相对列大致正确，那么金属丰度至少是太阳的。z_a~z_e吸收体的位置仍不确定。位于PKS 2135-147中心的一个小星系团中的两个~L_* 星系位于36 h ^{-1} kpc的投影距离内，它们的红移与引起或促成z_a~z_e线的红移一致。类星体的宿主星系的广泛晕也可能有贡献。计算结果表明，类星体的亮度足以使宿主星系和邻近星系团的低密度晕中的气体达到OVI。尽管如此，有间接证据表明吸收更接近类星体，即（1）派生的高（虽然不确定）金属性，（2）相对较强的N V吸收线，这可能是由富含金属的气体中较高的氮丰度引起的，以及（3）强的，叶主导的陡谱无线电发射，已知这与（可能是本征的）z_a~z_e线的高得多的发生率相关。我们建议，CIV/NV/OVI线的比率可以被用来作为一个一般的诊断与干预的内在吸收，只要线饱和效应是了解。
1997-05-30 astro-ph
NICMOS Imaging of a Damped Lyman-alpha Absorber at z=1.89 toward LBQS 1210+1731 : Constraints on Size and Star Formation Rate
本文报道了利用HST/NICMOS对$z_{em}=2.543$类星体LBQS 1210+1731的$z=1.892$阻尼Lyman-$α$（DLA）吸收体星系进行高分辨率成像搜索（在静止坐标系H-$α$和光学连续谱中）的结果。在PSF减法之后，在宽带和窄带图像中都可以看到一个特征，与类星体的投影距离为0.25 $\arcsec$。如果与DLA相关联，则该物体的大小为$\approx 2-3$ $h_{70}^{-1}$ kpc，在F160 W滤波器中的通量为$9.8 \pm 2.4$ $μ$ Jy，这意味着在$q_{0}=0.5$的静止帧中，在$λ_{central}=5500$处的光度为$1.5 \times 10^{10}$ $h_{70}^{-2}$ L $_{\odot}$，在$z=1.89$处。然而，没有发现明显的H- $α$辐射，这表明恒星形成率（SFR）较低（3 $σ$上限为4.0 $h_{70}^{-2}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$），或者尘埃遮蔽非常高。或者，该物体可能与类星体的宿主星系有关。用NICMOS相机2日冕仪获得的H波段图像显示了一个更暗的结构$\approx 4-5$ $h_{70}^{-1}$ kpc大小，包含四个连续发射节，距离类星体0.7 $\arcsec$。我们探测的区域比以前大多数关于高红移干涉DLA的研究更接近类星体…
2000-02-24 astro-ph
