An Intergalactic Magnetic Field from Quasar Outflows
类星体的外流不可避免地会污染星系际介质（IGM）的磁场。类星体的短暂活动会在IGM中留下一个膨胀的磁化气泡。我们模拟了类星体残余气泡的膨胀，并计算了它们在不同红移下的分布与磁场强度的关系。我们发现，红移z ~ 3时，IGM体积的5-80%被磁场填充，其能量密度大于光电离IGM（~ 10^4 K）的平均热能密度的10%。当大质量星系和X射线团从磁化的IGM中凝聚出来时，磁场的绝热压缩可能导致在这些系统中观察到的场，而不需要进一步的发电机放大。
2001-10-03 astro-ph
The Intergalactic Medium and the Energy Distribution of Quasars
已知类星体的电离光谱能量分布在1050 nm处有一个陡峭的分布。人们假设幂律指数从-1到-2的这种变化是类星体所固有的。我们研究了另一种解释，其中一个脆弱的吸收屏幕是负责的指数的变化。如果我们假设中间气体的电离态是由视线类星体控制的，则利用总氢密度分布随红移的减小得到了一个成功的光谱拟合，其结果为$\sim (1+z)^ξ$和$ξ$的数量级为-3.5。然而，这种解释与观测到的类星体强度相对于局部背景元银河系辐射强度的相对弱点是不相容的。因此，我们目前的解释是站不住脚的。
2002-05-15 astro-ph
Detection of Intergalactic HeII Absorption at Redshift 3.5
斯隆数字巡天发现了大量的类星体，这使得人们可以寻找难以捉摸的、清晰的视线，指向HeII Ly-alpha吸收，这是一种敏感的星系际介质探测器。少数已知的系统表明HeII的再电离发生在z>3。我们报告检测到的HeII Ly-alpha吸收边在类星体的光谱z=3.50，最遥远的这样的功能，迄今为止发现。该候选类星体是从SDSS光谱类星体巡天的z~3样品中选出的，并作为HST/STIS SNAP巡天的一部分得到证实。我们讨论的吸收功能的一般特性，以及发现额外的这样的对象的概率。
2003-11-13 astro-ph
Technique for detecting warm-hot intergalactic gas in quasar UV spectra
类星体的电离能谱分布呈现出~ 1200 A的分布陡化.幂律指数从大约-1（近紫外）到-2（远紫外）的变化，迄今为止一直被解释为类星体的内在特征。我们考虑的可能性，陡峭可能会导致一个纤细的吸收组件，这是与大质量超密度相关。紫外线敏感卫星的探测器可以向下延伸到1000埃，通过在1050-1190埃（观察者坐标系）的窗口中搜索相对于1230埃以上的连续谱的外推的通量增加，可以对这种吸收分量设置有用的限制。由于最近的FUSE或HST-STIS数据在这个区域没有显示任何明显的不连续性，这有效地排除了星系际HI吸收非常重要的可能性，并得出结论，即使不是所有的陡峭化都是类星体所固有的。然而，还不能排除1%量级的较小的通量不连续性，如果它达到重子质量的30%（正如某些大尺度结构形成模型所预测的那样），只要它的温度在10^{5.5} K左右，它仍然与温热的星系际分量相一致。
2003-03-14 astro-ph
High Resolution Spectroscopy of X-ray Quasars: Searching for the X-ray Absorption from the Warm-Hot Intergalactic Medium
本文用Chandra和XMM-Newton对六个中低红移类星体进行了观测。主要目标是寻找在温热星系际介质中高电离金属产生的窄X射线吸收线。所有的X射线谱都可用中性氢吸收法进行幂律拟合。为了寻找窄吸收特征，采用多项式方法考虑了由附加发射机制或定标不确定性引起的残差。在所有的光谱中，在3 σ以上的水平上没有检测到真正的吸收线。我们讨论的影响，我们的理解宇宙的重子含量和星系际介质（IGM）的金属丰度的吸收线的缺乏。我们发现，未探测到X射线吸收线表明IGM的金属丰度应小于~0.3太阳丰度。我们还讨论了与ISM，星系晕或本地集团，如已经看到沿其他几个视线（LOS）的任何本地（z ~ 0）X射线吸收的非检测的影响。通过比较一对LOSs，我们估计了（z ~ 0）3C 273吸收体的氢数密度的下限，即n_H >= 4 e-3 cm^-3。
2005-06-06 astro-ph
Lyman-alpha absorption is a prominent cosmological tool for probing both galactic halos and the intergalactic medium at high redshift. We consider a variety of sources that can be used as the Lyman-alpha emitters for this purpose. Among these sources, we argue that quasars are the best probes of the evolution of massive halos, while gamma-ray bursts represent the cleanest sources for studying the reionization of the intergalactic medium.
2003-11-20 astro-ph
Mapping Low-Density Intergalactic Gas: a Third Helium Lyman-alpha Forest
我们给出了z=3.18类星体PKS 1935-692的新的HST/STIS光谱，并总结了可能由前景HeII莱曼α吸收引起的静止框架中304 A短方向的光谱特征。与之前在其他两个类星体在类似的红移的结果一致，我们证明了与HI莱曼α森林吸收的相关性，并表明大部分的氦吸收是由相当数量的更弥漫的气体与Ω ~0.01，这是没有检测到HI。类星体周围的氦电离区被检测到，以及在HI和HeII中看到的空洞。吸收的属性是在广泛的协议与其他类星体和模型的原星系气体分布和电离在这个红移。
1998-09-18 astro-ph
Evidence that Quasars and Related Active Galaxies are Good Radio Standard Candles and that they are Likely to be a Lot Closer than their Redshifts Imply
多年来，一些天文学家一直在争论，利用红移周期和类星体星系关联，类星体可能比它们的红移所暗示的更接近。在这里，第一次使用原始无线电数据，我重新审视这个问题，并找到支持这一论点的新证据。使用VLBA流量密度和角运动的喷流，我表明，类星体和BL Lac对象的中央引擎似乎是一个很好的无线电标准蜡烛。利用这些信息，计算相对距离，然后通过参考源获得绝对无线电距离，该源的真实距离已经使用造父变星获得。结果表明，在这个模型中，大多数强射电源发现在早期的调查是接近100 Mpc。（节略）
2006-02-10 astro-ph
A High Yield of New Sightlines for the Study of Intergalactic Helium: Far-UV-Bright Quasars from SDSS, GALEX, and HST
He II Ly-alpha（304 A静止）吸收对z~3-4的六个类星体的研究已经证明了IGM氦研究的巨大潜力，但目前He II Gunn-Peterson测试的干净视线的样本量非常小，限制了宇宙学推断的可信度，需要更大的样本。虽然没有被遮蔽的类星体视线达到高红移是非常罕见的，SDSS DR 6提供了数千个z>2.8的类星体。我们将这些SDSS类星体与GALEX GR 2/GR 3进行了交叉相关，以建立一个目录，其中包含200个置信度更高（约70%安全）的z=2.8-5.1的类星体案例，这些类星体可能具有幸存的远紫外（restframe）通量。我们还从GALEX与其他（非SDSS）类星体的交叉相关中编目了另外112个可能的远紫外亮类星体。我们的SDSS/GALEX候选人的24个HST的侦察UV棱镜观测证实了12个在远紫外线中检测到，至少有9个具有延伸到非常接近He II突破的通量;经过改进，我们的成功率甚至更高。因此，我们的SDSS/GALEX选择方法被证实比以前的He II类星体搜索效率高出一个数量级，光谱确认的干净视线到高红移的数量增加了一倍多，并为即将到来的He II和其他远紫外研究提供了数百个高置信度视线的资源列表。我们的侦察HST棱镜光谱表明一些远紫外多样性，确认需要获得一个大样本的独立类星体视线在一个广泛的红移范围内，以评估等问题的时代（S）的氦再电离，同时平均在个别…
2008-09-04 astro-ph
Numerical simulations of the intergalactic medium
红移为2- 6的星系际介质可以通过它在背景类星体光谱中产生的吸收特征进行观测研究。大多数的紫外线吸收线出现在轻度过密的区域，这可以可靠地模拟与当前的流体动力学模拟。观测光谱和模拟光谱的比较允许对模型的参数施加约束。
2002-09-05 astro-ph
X-Ray Absorption by the Hot Intergalactic Medium
根据标准的大爆炸核合成，目前对本机宇宙中观测到的重子的普查仍然缺少其中的很大一部分。数值模拟预测，大多数失踪的重子是在一个热的星系际介质，这是很难观察到通过其X射线发射或Sunyaev-Zel'dovich效应。我们表明，下一代的X射线卫星将能够检测到这种气体通过X射线吸收线由其高度电离的金属印记的光谱背景类星体。对于通常在团内气体中发现的金属丰度，高达70%的重子产生等效宽度>0.1eV的O VIII吸收线。任何高红移类星体的光谱，由于星系团的气体晕的介入，每单位红移都会显示出几条这样的线。这些谱线将在未来的星座-X望远镜整合一天后，以信噪比>5的速度被探测到，用于天空中数百个最亮的类星体中的任何一个。
1998-04-07 astro-ph
Evolution of the Intergalactic Opacity: Implications for the Ionizing Background, Cosmic Star Formation, and Quasar Activity
我们研究了星系际不透明度对宇宙紫外光密度演化及其来源的影响。我们的主要限制是我们从86个高分辨率类星体光谱中测量了红移2<z<4.2的Lya森林不透明度。此外，我们施加的要求，HI必须再电离的z=6和HeII的z~3，并考虑从HI到HeII柱密度比的电离背景的硬度的估计。推导出的氢光电离率是非常平坦的Lya森林红移范围内覆盖。由于类星体的光度函数在z~2附近有一个强烈的峰值，红移演化的缺乏表明恒星形成星系可能在z>~3时控制光电离率。结合星系紫外光度函数的直接测量，这只需要一小部分f_esc~0.5%的星系氢电离光子逃离星系的源，以单独占整个电离背景。假设银河系的紫外线辐射率跟踪恒星形成率，目前最先进的恒星形成率密度的观测估计似乎低估了z~4处的总光电离率约4倍，与最近的紫外线光度函数的测定相矛盾，如果外推到任意高的红移，则无法将宇宙恢复到z~6。一个理论上的恒星形成历史峰值提前很好地符合Lya森林光电离率，在时间上重新电离宇宙，并且与Swift观测到的z~4伽马射线暴的速率更一致。类星体足以以z~3倍于氦，并且可能在它们的z~2峰处贡献了不可忽略的，也许是主要的氢电离背景部分。[删节]
2008-07-26 astro-ph
Novel Ways to Probe the Universe with Gamma-Ray Bursts and Quasars
我认为伽马射线暴（GRB）和类星体可以用来探测宇宙的新方法。关于星系际介质如何以及何时被电离的线索，可以从第一代恒星伽马射线暴爆炸的紫外发射光谱中读出。星系际恒星和银河系恒星的存在可以从它们对伽玛暴余辉的引力微透镜效应中推断出来。在再电离之前，类星体应该被散射的莱曼-α辐射的晕所包围，这些辐射探测它们周围的中性星系际介质（IGM）。这种情况类似于嵌入浓雾中的路灯周围的散射光的光晕的外观。从类星体流出的磁场在所有红移处都磁化了IGM。结果，在IGM中形成大尺度结构期间由会聚流产生的冲击将电子加速到相对论能量，并且通过它们的同步辐射在射电区域中变得可见，并且通过它们的微波背景光子的逆康普顿散射在伽马射线区域中变得可见。因此，在短暂的强烈合并期间，X射线团应该在天空中显示为扩展的无线电或伽马射线源。
2001-08-28 astro-ph
Numerical simulations of quasar absorbers
星系际介质的物理状态可以通过类星体光谱中所见的介入吸收系统进行非常详细的探测。氢吸收剂的性质取决于许多宇宙学参数，例如物质功率谱、再电离历史、电离背景和暗物质的性质。光谱还包含金属线，可以用来约束恒星形成的历史和反馈过程中的大小星系。模拟一直有助于调查这些参数在多大程度上可以明确地约束当前和未来的数据。本文是对这一课题的介绍，并回顾了模拟星系际介质的技术和方法。
2005-07-25 astro-ph
The Properties of Intergalactic C IV and Si IV Absorption, I: Optimal Analysis of an Extremely High S/N Quasar Sample
我们已经分析了在高红移星系际介质中的金属的性质，使用一种新的客观像素光学深度技术的样本上的极高的信号噪声凯克HIRES和ESI光谱的26个类星体之间的红移2.1和6.4。该技术依赖于使用的双重性质的共同离子CIV和SiIV是主要的金属示踪剂在星系际介质以外的Ly阿尔法森林。光学深度统计校正污染的其他线路，大地吸收，坏像素，连续拟合等，并为不完整性，我们以这种方式实现了约0.5德克斯比以前的分析增加的灵敏度。与现有的POD技术不同，我们不比较的离子光学深度与HI光学深度，因此，我们避免了在离子和HI不同的速度宽度所产生的问题。我们已经展示了如何使用渗流方法从离子光学深度生成伪云，可以重现传统的分析。我们发现，对于高分辨率的HIRES数据，峰值光学深度和柱密度之间有一个紧密的关系，τ~N ^{0.7}。从光学深度矢量本身，我们表明，有一个小的演变总量的CIV从z = 2到z = 5，虽然有一个turndown的至少一个因素，在欧米茄（CIV）以上z = 5。然而，我们确实看到了SiIV/CIV比率的实质性变化。随后的两篇论文将研究吸收体的哪一部分位于银河风外流中（论文II），以及金属丰度与τ（Ly α）<1的区域相关（论文III）。
2005-07-27 astro-ph
Comparison of stars and decaying neutrinos as additional sources of Intergalactic UV background
本文从光电离平衡出发，对有限吸收体和星系际介质的性质进行了数值计算。可以看出，光谱包括一个大的峰值周围的HI电离能由于衰变中微子是太软的区域中的HeI边缘解释相对较小的观察到的比例中性He和H密度在莱曼极限系统，如果他们的大小是kpc的顺序。最近提出的减少来自不稳定中微子的贡献解决了这个问题，但倾向于破坏IGM和$α$云之间的一致性，这需要HI和HeII电离频率的大比例通量，除非在$z = 3$之上有非常快的类星体衰减。另一方面，类星体中加入恒星可能会产生一个在HI和HeI之间足够硬的光谱，然后软到HeII，从而使更致密的吸收体的性质与IGM的性质合理一致。这个模型似乎更倾向于冷暗物质和额外的宇宙学常数。
1996-09-25 astro-ph
Transverse and longitudinal correlation functions in the Intergalactic Medium from 32 close pairs of high-redshift quasars
本文给出了来自VLT-FORS和VLT-UVES观测的32对类星体在z~2.1处吸收光谱中莱曼α森林的横向通量关联函数，其中26对类星体的距离在0.6<θ <4弧分范围内，6对4<θ <10弧分范围内。在3 σ水平上检测到相关性，分离度高达~4 arcmin（或对于Omega_{m} =0.3和Omega_{Lambda} =0.7，在z=2.1处共动~4.4 h^{-1} Mpc）。此外，我们还用VLT-UVES高光谱分辨率和高信噪比观测了20条视线，测量了平均红移稍高（z=2.39）的纵向关联函数。我们比较观察到的横向和纵向的关联函数从数值模拟得到的，并说明光谱分辨率，热加宽和特殊的运动的效果。关联函数的形状和关联长度与CDM结构形成模型中预测的光电离暖星系际介质中的片状结构和片状结构的吸收相吻合。使用的样本139 C_{iv}系统检测沿视线对类星体，我们还调查了横向相关的金属在相同的尺度。观察到的横向关联函数的干预C_{iv}吸收系统是一致的随机分布的人口的吸收。这可能是由于间隔小于2弧分的对的数量很少。然而，我们在朝向四重星系Q 0103 -294A&B、Q 0102 -2931和Q 0102 -293的视线中发现了一个显著的超密度系统，其红移范围为1.5<z<2.2，角标度大于10弧分。
2006-05-24 astro-ph
Resolving the Helium Lyman-$α$ Forest: Mapping Intergalactic Gas and Ionizing Radiation at $z\approx 3$
我们给出了类星体Q 0302 -003的一个新的、高分辨率的HST/GHRS光谱，并利用HeII的$α$吸收和HI的$α$森林的高分辨率Keck光谱，探测了类星体红移$z\approx 3.3$以下的前景气体的分布和电离状态。从现有数据中得出的主要新结论是：1.检测到HeII Lyman- $α$森林; 2. "弥散“（红移空间填充）介质也被探测到，并且必须具有低密度（$Ω\le 0.01 (h/0.7)^{-3/2}$），与标准的原始核合成和早期气体坍缩成原星系的模型一致; 3.星系际电离光谱是软的（$η\ge 100$），虽然星系际氦可能主要是双电离的$z=3.3$ ; 4。氦的丰度是在一些标准的大爆炸预测的一个因素，在一个大体积的空间在高红移。
1997-02-10 astro-ph
Detecting HeliumII reionization from a sudden injection of entropy in the intergalactic medium
低密度星系际介质的温度是由宇宙膨胀导致的绝热冷却和紫外背景光加热之间的平衡决定的。再电离产生的熵的突然注入会增加气体的温度，导致IGM中产生的氢莱曼-α吸收线变宽，并在背景类星体的光谱中观察到。我们提出了一种基于小波的方法来客观地估计这种吸收线的线宽。我们使用高分辨率的流体动力学模拟来证明，该算法可以检测到温度的变化的顺序为50%的规模> 5000公里/秒。我们应用该方法的UVES/VLT光谱的类星体0055- 269（发射红移=3.7），并检测在99%的置信水平的温度突然增加低于红移z=3.3，我们解释为证据氦II再电离。
2001-10-25 astro-ph
Constraints on reionization from the thermal history of the intergalactic medium
由于星系际介质的热时间尺度很长，其温度依赖于其再电离历史。在IGM中出现的遥远类星体的光谱中看到的氢莱曼α吸收线的宽度可以用来确定它的温度。我们使用的类星体光谱的莱曼α森林区域的小波分析表明，有一个相对突然的增加，在红移z=3.5和3.0之间的线宽，我们与熵注入导致的HeII的再电离。在z~3.5之后的温度的随后下降与由绝热膨胀主导的热演化一致。如果像预期的那样，氢再电离后温度也迅速下降，那么从HeII再电离前的线宽推断出的高温意味着氢再电离发生在红移z=9以下。
2002-01-30 astro-ph
The Physical State of the Intergalactic Medium or Can We Measure Y?
我们提出了一个参数{ \it下限}的康普顿- $y$参数描述的宇宙微波背景（CMB）的光谱失真。高红移类星体的光谱中没有可探测的Gunn-Peterson信号，这就要求星系际介质（IGM）处于高电离态。给定邻近效应所指示的范围的低端的电离通量，代表核合成预测的重子密度的重要部分的IGM必须被光子通量以外的源加热到温度$\go {\rm few} \times 10^5\, K$。这种气体在观测到的类星体的最高红移处，$z\sim 5$，将产生$y\go 10^{-6}$。如果宇宙是开放的，如果存在一个宇宙学常数，或者如果我们采用一个密度大于标准大爆炸核合成预测的IGM，那么$y$的下限就会上升。
1995-06-26 astro-ph
How Universal is the Gunn-Peterson Trough at z~6?: A Closer Look at the Quasar SDSS J1148+5251
在迄今为止发现的最高红移（$z=6.42$）类星体SDSS J1148+5251的Ly-alpha和Ly-beta谷中可以看到可检测的通量。这以前被解释为来自z=4.94的闯入者星系的连续污染。我们研究了SDSS J1148+5251的Ly-gamma谷，并表明这种解释是站不住脚的：光谱没有显示z=4.94星系中预期的连续中断，这是由于Ly-alpha森林的吸收。因此，通量必须从类星体本身的至少一个槽中泄漏。与先前的声明相反，Ly-alpha和Ly-beta槽中的通量比与纯透射一致。从Ly-gamma谷，我们将τ < 14.3（2 σ）的z~6.2处的有效Ly-alpha光学深度的上限放置。这意味着沿着这条视线有一个高度电离的IGM，以及在向完全冈恩-彼得森吸收过渡的过程中有显著的宇宙变化。对观测到的传输特征的详细研究将有助于了解这一时代。
2004-11-05 astro-ph
Intergalactic HeII absorption towards QSO 1157+3143
我们报告发现了一个进一步的视线允许检测的银河系际介质的HeII Ly α吸收。HST/STIS对从汉堡类星体巡天中选出的32个明亮的z ~ 3类星体进行了巡天，发现了一个朝向类星体1157+3143（z ~ 3，B ~ 17）的天体。一个10轨道的跟踪光谱揭示了一个紫外光谱在z=2.77和2.94处被两个莱曼极限系统显著抑制，但是连续通量恢复到足够短的~ 1700 A，允许研究HeII在红移范围2.75 < z < 2.97的吸收光谱。吸收的特点是交替的空隙和致密的细丝结构中看到的HeII和HI。试图模拟的HeII不透明的HI Ly α森林吸收方面的空隙是不成功的，这表明HeII再电离是不完整的z=2.77和2.97之间或光学薄莱曼极限系统与z ~ 0.3是负责额外的不透明。
2005-07-07 astro-ph
Ionization by early quasars and Cosmic Microwave Background anisotropies
讨论了早期形成的类星体对星系际介质的光电离作用，提出了一种产生可测量的宇宙微波背景（CMB）温度涨落$δ_{T }~=~ΔT/T$的机制。早期的类星体会在它们周围产生独立的电离区。我们评估与这些电离区域相关的热和动力学（一阶多普勒）Sunyaev-Zeldovich（SZ）效应。
1996-04-16 astro-ph
On The Source of Ionization of The Intergalactic Medium at $z \sim 2.4$
我们利用最近在类星体HS 1700 +64视线范围内的$z=2.2-2.6$探测到的He II吸收，对电离源进行了界定。我们发现，鉴于$\tauhgp$的不确定性和星系际介质（IGM）的吸收模型，广泛的电离源的可能性仍然是允许的观测。我们表明，恒星形成星系的显着贡献是允许的，是一致的邻近效应。在紫外背景辐射光电离的情况下，恒星形成星系对$912 > Å$强度的贡献可以在类星体的$\sim 1 - 15$倍的范围内。我们也研究了碰撞电离的星系际介质的情况。我们发现，虽然碰撞电离可以是一个主要的电离源在$z \sim 2.4$（考虑到微波背景辐射的康普顿y参数的上限），IGM的热状态还不能确定。我们还考虑了Sciama的中微子辐射衰变模型，并表明衰变中微子模型与观测结果是一致的。
1997-03-20 astro-ph
Fluorescent Ly-alpha emission from the high-redshift intergalactic medium
我们结合高分辨率流体模拟的LambdaCDM宇宙学与两个辐射转移计划（连续和线辐射）预测的性质，光谱和空间分布的荧光Ly-alpha发射在z~3。我们专注于线辐射产生的密集星系际介质电离的紫外光子的重组。特别是，我们考虑了均匀的背景和气体云被附近的类星体照亮的情况。我们发现，从光学厚的区域的发射是大大低于预测的广泛使用的静态，平面平行模型。由一个现实的速度场和复杂的几何结构的发射区域引起的影响进行了详细讨论。我们对荧光源的亮度和大小分布进行了预测，我们的结果解释了最近的零探测，并可用于计划新的观测活动，包括在野外（测量漫射紫外背景的强度）和在明亮的类星体附近（了解高柱密度吸收体的起源）。
2005-04-01 astro-ph
The b Distribution of the Lya Forest: Probing Cosmology and the Intergalactic Medium
本文研究了利用类星体吸收线系统确定星系际介质z~2-4温度-密度关系的方法。使用一个简单的模型与数值模拟相结合，我们表明，有一个较低的截止的列密度（NHI）和线宽（b参数）的分布。该截止点的位置可用于确定温度-密度关系（在某些条件下）。我们描述和测试一个算法来做到这一点。只要这些尺度（~100 kpc）上的波动幅度足够大，该方法就可以工作。功率较小的模型可以模拟更高的温度。初步应用的数据从两个类星体的视线，我们确定的IGM的温度上限。最后，我们研究了b参数的完整分布，并表明这完全由两个参数指定：气体的温度和功率谱的幅度。使用NHI-b截止方法测量的温度上限，我们推导出功率谱的振幅的上限。
1999-06-28 astro-ph
Resolving the Structure of Ionized Helium in the Intergalactic Medium with the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer
类星体光谱中的中性氢和电离氦吸收是早期宇宙结构的独特探针。我们目前的远紫外光谱探测器的视线类星体HE 2347 -4342在1000-1187 A波段的分辨率为15000。我们解决的He II Ly α吸收作为一个离散的森林的吸收线在红移范围2.3至2.7。这些特征中约有50%具有柱密度log N（HI）> 12.3的H I对应物，这解释了He II Ly alpha中观察到的大部分不透明度。He II与H I柱密度比的范围从1到>1000，平均值约为80。<100的比值与吸收气体的光致电离一致，这是由类星体的积分光产生的硬电离光谱造成的，但在许多地方>100的比值表明来自星暴星系或严重过滤的类星体辐射的额外贡献。没有H I对应物的He II Ly α吸收体的存在表明即使在低密度区域也存在结构，这与通过引力不稳定性形成结构的理论预测一致。
2001-08-09 astro-ph
We discuss physical properties and baryonic content of broad Ly alpha absorbers (BLAs) at low redshift. These absorption systems, recently discovered in high-resolution, high-signal to noise quasar absorption line spectra, possibly trace the warm-hot intergalactic medium (WHIM) in the temperature range between 10^5 and 10^6 K. To extend previous BLA measurements we have analyzed STIS data of the two quasars H 1821+643 and PG 0953+415 and have identified 13 BLA candidates along a total (unblocked) redshift path of dz=0.440. Combining our measurements with previous results for the lines of sight…
2005-09-19 astro-ph
The Gunn-Peterson Effect in the Spectrum of the Z=4.7 QSO 1202-0725: The Intergalactic Medium at Very High Redshift
本文给出了暗类星体BR 1202 -0725（$z_{em}=4.695$）光谱中莱曼吸收线间平均凹陷的一种测量方法。相对较高的光谱分辨率（$\sim 40$ km s $^{-1}$）允许选择莱曼α森林中没有强吸收线的区域。连续谱形状的可靠评价是基于仔细的通量校准和所覆盖的大波长间隔（5000- 9300 nm）。在此分辨率下观测到的最高吸收红移处的耿-彼得森光学深度$τ_{_{GP}}\leq 0.02\pm 0.03$的最佳估计值是$z \simeq 4.3$。如果观测到的类星体是电离紫外背景通量的主要贡献者，则星系际介质的重子密度为$Ω_{IGM}\mincir 0.01$。这个极限，当与从核合成推导出的总重子密度相比时，可能意味着大多数重子已经在$z\sim 5$的束缚系统中。
1994-02-14 astro-ph
Metallicity of the intergalactic medium using pixel statistics: III. Silicon
我们通过分析19个高质量类星体吸收光谱样本中SiIV，CIV和HI像素光学深度的统计数据来研究星系际介质中硅的丰度，这些光谱跨越红移z ~ 2 - 4，我们将其与流体动力学模拟绘制的真实光谱进行比较。我们发现硅相对于碳是高度过剩的，并且在Si/C中的分散度比在C/H中的分散度小得多，这意味着Si和C的共同起源。推断出的[Si/C]取决于紫外背景（UVB）的形状（更硬的背景导致更高的[Si/C]），范围从[Si/C] ~ 1.5（仅类星体UVB）到[Si/C] ~ 0.25（包括星系和人工软化的UVB）。对于我们的基准UVB，其中包括类星体和星系，我们发现[Si/C]=0.77 +/- 0.05，可能的系统误差为~ 0.1 dex。没有证据表明[Si/C]发生了变化，并且数据与先前声称的在z ~ 3处SiIV/CIV比率（或UVB）急剧变化不一致。与低金属丰度晕星和核合成产率的比较表明，要么我们的基准UVB太硬，要么超大质量Pop III星可能必须包括在内。推断的[Si/C]对应于对[Si/H] =-2.0的宇宙Si丰度的贡献，这是由z ~ 3预期的所有Si产生的显著部分。
2004-01-13 astro-ph
THE GUNN-PETERSON EFFECT FROM UNDERDENSE REGIONS IN A PHOTOIONIZED INTERGALACTIC MEDIUM
本文用Zel'dovich近似和另一种解析近似计算了光电离星系际介质（IGM）欠密区在引力不稳定性下的演化。我们发现，在类星体的光谱的大部分，$\lya$散射的光学深度起源于欠密区域的气体，或空隙。这使得Gunn-Peterson（GP）吸收的中值与包含宇宙中所有重子的均匀介质的值之比非常小，并且随着引力坍缩的进行而减小。我们将计算结果应用于Webb及其同事对$z=4.11$类星体强度分布的观测。我们表明，如果$\lya$云产生的引力坍缩，他们的意见必须被解释为第一次检测（波动）GP效应，在$z=4$的中值$τ_{GP}\simeq 0.06$。对于典型的低密度（$Ω\sim 0.4$）宇宙学模型，这与从原始核合成预测的重子密度和来自邻近效应的电离背景强度是一致的。从Cen \etal的数值模拟，这样的模型也正确地预测$\lya$吸收线的数量观察。
1995-02-13 astro-ph
A Century of Cosmology: A Direct Precision Measurement of the Intergalactic Lyman-alpha Opacity at 2<z<4.2
利用Keck/ESI、Keck/HIRES和Magellan/MIKE获得的86个高分辨率、高信噪比的类星体光谱样本，直接测量了星系际Lyman α有效光学厚度τ_eff在红移范围2<z<4.2的演化。我们发现，我们的估计类星体连续水平的Ly-alpha森林样条拟合得到的系统偏低，但这种偏见可以使用模拟光谱。平均分数误差<Delta C/C_true>在z=2时<1%，在z=3时为4%，在z=4时为12%。我们根据文献中的直接和统计金属去除结果，估计了Ly-alpha森林中金属的吸收水平，发现在z=3时，这种贡献约为6-9%，并随红移单调下降。我们的测量的高精度表明显着偏离最佳拟合幂律红移演化，特别是在z=3.2附近。
2007-10-24 astro-ph
Cosmological Blastwaves and the Intergalactic Medium
来自原星系恒星爆发和类星体的风可以驱动激波，使星系际介质变热、膨胀和丰富。Sedov-Taylor的点状爆炸解充分描述了这些爆炸波的早期发展，但随着爆炸（$t - t_1$）接近宇宙年龄（$t$），宇宙效应开始改变爆炸波的结构和增长率。本文给出了膨胀宇宙中绝热爆炸波的一个解析解，当IGM是均匀的并且只包含总质量密度（$Ω_{\rm IGM} << Ω_0$）的一小部分时，该解是有效的。利用这个解析解，我们研究了原星系爆炸可能发挥的作用，在确定星系际气体的状态在$z \sim 2 - 4$。
1996-05-13 astro-ph
On why the Iron K-shell absorption in AGN is not a signature of the local Warm/Hot Intergalactic Medium
我们比较了2001年XMM-牛顿和2005年朱雀观测的类星体PG 1211 +143，z=0.0809。在7千电子伏的铁K壳层吸收线（在类星体框架中为7.6千电子伏）中观察到可变性，这在2005年比2001年XMM-牛顿观测期间明显减弱。从<4年的复合时间尺度来看，这意味着吸收体密度n>0.004个粒子/cm 3，而吸收体柱为5e 22 <N_H <11 e24个粒子/cm 2。因此，吸收体的尺寸尺度太紧凑（pc尺度），稠密气体的表面亮度太高（9-10个数量级），不可能是由局部热气体引起的，例如局部气泡，集团或温暖/热星系际介质（WHIM），如McKernan等人（2004，2005）所建议的。相反，铁K壳层吸收必须与AGN流出温和的相对论速度。最后，我们证明了PG 1211 +143中的吸收与局部热气体的关联仅仅是一种巧合，其它活动星系核中的退移速度与铁K吸收体流出速度的比较并没有揭示出一对一的运动学关联。
2008-01-10 astro-ph
The correlation of the Lyman-alpha forest in close pairs and groups of high-redshift quasars: clustering of matter on scales 1-5 Mpc
利用VLT-UT 2 Kueyen ESO望远镜FORS 2和UVES观测到的z ~ 2类星体对或组的光谱，研究了星系际介质中的Lyman α森林物质成团现象。该样本由五对分别为0.6、1、2.1、2.6和4.4弧分的类星体和一组四个分别为2至10弧分的类星体组成。这个前所未有的数据集使我们能够测量的横向通量关联函数的角度尺度范围。相关性在小于3弧分的分离处明显可检测到。这些尺度上的横向关联函数的形状和相关长度与光电离的温暖星系际介质的吸收预期的那些在CDM结构形成模型中预测的非线性和片状结构是一致的。在较大的分离度下，没有检测到显著的相关性。假设吸收结构相对于视线随机取向，横向和纵向相关长度的比较约束宇宙学参数（作为Alcock & Paczybroski检验的修改版本）。目前的样本太小，无法获得显著的约束。使用N-体模拟，我们调查的可能性，以限制OI从未来更大的样本类星体对类似的分离。在2、4.5和7.5弧分下对30对样品的观察应将OI值限制在± 15%（2 σ水平）。我们进一步利用四个类星体的观测光谱，在星系际介质中寻找欠密区域。我们发现了一个准球形结构的约化吸收半径为12.5 h^{-1} Mpc，我们确定为欠密区域。
2003-02-07 astro-ph
UV Diagnostics of the Interaction between Starburst Galaxies and the Intergalactic Medium
从$z \approx 2$到现在，星系和星系际介质都发生了剧烈的演化。这些变化通过星系风、云吸积和电离辐射耦合在一起。这些相互作用的测量对于建立星系组装的物理理解至关重要。本文综述了星暴星系在加热、富集和电离星系际介质中的作用。用于解决这些问题的策略在很大程度上依赖于对静止帧紫外（UV）光谱的访问。紫外线敏感性的相当适度的增益被证明可以在我们跟踪由星系风和星系相互作用分散的非常低密度的气体的能力上产生巨大的增益。这种杠杆作用是由于吸收线对低离子柱的敏感性，以及类星体的面密度朝着更暗的星等急剧上升。
1998-10-28 astro-ph
Soft X-ray Absorption by High-Redshift Intergalactic Helium
在过去的几年里，在红移范围为2.4 < z < 3.2的四个类星体中，用HST测量了星系际一次电离氦（HeII）的莱曼α吸收。这些观测结果表明，HeII的再电离可能直到z \simeq 2.8才完成，而且在此之前HeII电离背景强度的大波动就已经存在了。然而，在更高的红移下，氦II再电离的详细历史是依赖于模型的，并且很难从这些观测中确定，因为当只有一小部分氦仍然是氦II时，IGM可以完全光学厚到Lya光子。此外，由于大量的氢莱曼极限系统，在更高的红移下，发现可以观察到HeII Lya吸收的类星体变得越来越困难。这里指出，在IGM中的HeII也应该引起可检测的连续吸收的软X射线。当大部分氦是He II时，IGM后面的高红移源的光谱应该在观测到的能量\sim 0.1 keV处从He II莱曼连续吸收中恢复。银河系的吸收通常会更强，但不是一个大的因素;星系间的HeII吸收可以被检测到超过预期的银河系吸收21厘米HI柱密度。原则上，如果测量是在一个红移范围内的大量高红移源样本上进行的，这种方法可以直接确定氦的单电离分数作为红移的函数。
1999-11-02 astro-ph
The thermal history of the intergalactic medium
当红移z > 2时，大多数重子位于光滑的星系际介质中，而光滑的星系际介质是低密度莱曼α森林的主要原因。这种光加热的气体遵循紧密的温度-密度关系，其在作为列密度的函数的莱曼-α吸收线（b-参数）的宽度分布中引入截止。我们已经测量了这个截止在一个样本的9个高分辨率，高信噪比的类星体光谱，并确定了星系际介质的热演化的红移范围2.0-4.5。在红移z ~ 3处，平均密度处的温度出现一个峰值，气体接近等温。我们认为这是地狱再电离的证据。
2000-06-13 astro-ph
A Direct Precision Measurement of the Intergalactic Lyman-alpha Opacity at 2<z<4.2
我们直接测量了星系际Lya有效光学厚度τ_eff在红移范围2<z<4.2内的演化，从86个高分辨率，高信噪比的类星体光谱样本中获得，这些光谱是用凯克的ESI和HIRES光谱仪以及麦哲伦的MIKE光谱仪获得的。这代表了一个改进，比以前的分析Lya森林从高分辨率光谱在这个红移间隔的一个因素的大小的数据集单独的两个。我们特别注意稳健的误差估计和广泛的测试系统的影响。我们发现，我们的估计类星体连续水平在Lya森林样条拟合得到系统偏置低，与红移增加的偏差的幅度，但这种偏差可以占使用模拟光谱。平均分数误差在z=2时<1%，在z=3时4%，在z=4时12%。先前在z>~3处对τ_eff的测量基于直接拟合Lya森林中的类星体连续体，通常忽略了这种影响，因此可能偏低。我们根据文献中的直接和统计金属去除结果，估计了Lya森林中金属的吸收水平，发现在z=3时，这种贡献约为6-9%，并随红移单调下降。我们的测量精度很高，在z=3附近，在宽度为Δ z=0.2的红移仓中达到了3%，这表明与最佳拟合的幂律红移演化（τ_eff=0.0018（1+z）^3.92，当金属留在其中时）有很大的偏离，特别是在z=3.2附近。观测到的向下偏离与Bernardi及其同事使用独立方法使用斯隆数字巡天光谱进行的精密统计测量中检测到的类似特征在统计上一致。
2008-07-25 astro-ph
Probing the thermal history of the Intergalactic Medium with Lyman-alpha absorption lines
计算了一组不同再电离历史的莱曼α吸收的多普勒参数分布。不同的再电离历史之间的温度差异大到三到四倍，这取决于电离源的光谱和氦再电离的红移。这些温度差异导致多普勒参数分布的可观察差异。最好的协议与观测到的多普勒参数分布之间的红移2和4被发现，如果氢和氦的再电离同时在或之前的红移5类星体的光谱。
1997-06-30 astro-ph
The Intergalactic Medium
大爆炸后大约50万年，不断衰减的宇宙黑体辐射冷却到3000 K以下，首先转变为红外线，然后转变为无线电，充满宇宙的光滑重子等离子体变成中性。然后宇宙进入了一个"黑暗时代“，一直持续到第一个宇宙结构坍塌成引力束缚的系统，并演变成恒星，星系和黑洞，再次照亮了宇宙。在红移7到15之间的某段时间，原星系中的恒星产生了第一批重元素;这些系统，也许与早期的类星体一起，产生了紫外线辐射，使宇宙重新加热和电离。在这些关键的形成阶段期间和之后不久的宇宙历史记录在遍布的星系际介质（IGM）中，据信其中包含大爆炸遗留下来的大部分普通重子物质。在整个结构形成的时期，IGM成为cluerous并在引力的影响下获得特殊的运动，并作为气体的来源，这些气体在星系内吸积，冷却和形成恒星，并作为富含金属的物质，能量和辐射的汇。观测类星体光谱中红移高达5的吸收线提供了对IGM的化学组成和一些最早形成的宇宙学结构的原始密度波动谱以及电离它们的紫外背景辐射的宝贵见解。
2000-05-05 astro-ph
Reionization of the Intergalactic Medium and its Effect on the CMB
宇宙中的大部分氢在红移区间5 < z < 40的某个地方从中性转变为电离，这很可能是由于早期恒星或小型类星体产生的电离光子。由此产生的自由电子，通过汤姆逊散射与CMB光子相互作用，是一个混合的祝福，既提供了第一批恒星的时代的探测器，又污染了原始的原始各向异性。在这里，我们回顾我们目前的知识，再电离的不均匀性和描述可能的连接到CMB各向异性的重点。
1999-03-26 astro-ph
Scintillation as a Probe of the Intergalactic Medium
在低红移宇宙中的大多数重子都存在于一个温暖/热的成分中，这是很难用标准的吸收/发射线技术检测到的。我们建议使用类星体的折射闪烁作为一个有用的，互补的探针，这样的电离，星系际气体。特别是，一个应用程序的情况下的intracluster介质。我们发现，位于z约0.02的集群应产生一个源均方根强度波动在50-100 GHz的百分之几十和时间尺度范围从几天到几个月，这取决于预测的位置上的前景集群的源。然而，为了产生这样的信号，源需要非常紧凑。如果观察到这种效应，它可以作为一个独立的测试在集群重子质量分数。
2001-04-11 astro-ph
On the Detectability of the Hydrogen 3-cm Fine Structure Line from the EoR
在再电离时期（EoR），透过中性星系际气体的软紫外辐射场（10.2 eV < E <13.6 eV）激发了氢原子的2 p（直接）和2s（间接）态。因为2s态是亚稳态，所以该能级中原子的寿命相对较长，这可能导致2s态相对于2 p态过填充。最近有人提出，由于这个原因，中性星系际原子氢气可以在其3厘米精细结构线（2s_1/2 -> 2p_3/2）对宇宙微波背景的吸收中检测到非常高的红移。特别是在EoR期间，通过明亮类星体周围中性星系际气体的精细结构线的光学深度可能达到tau~ 1 e-5。由此产生的几十微K（吸收）的表面亮度温度可以用现有的射电望远镜探测到。出于这个令人兴奋的建议，我们进行了详细的分析莱曼β，γ，δ，…辐射，并重新分析高红移类星体周围的中性星系际气体的精细结构线的可探测性。我们发现，适当的辐射转移建模导致精细结构的吸收签名大大减少到τ <1 e-10。因此，我们得出结论，中性星系际气体在EoR无法揭示其存在于现有的射电望远镜的3厘米精细结构线。
2009-02-25 astro-ph
A Study of the Reionization History of Intergalactic Helium with FUSE and VLT
我们获得了类星体HE 2347 -4342的高分辨率VLT和FUSE谱，研究了红移z=2.0-2.9的星系际介质的性质。高质量的光谱使我们能够识别出约850种氦II吸收组分，其柱密度在N~ 5 × 10^11 ~ 10^18 cm^-2之间。再处理的FUSE光谱将HeII吸收的波长覆盖范围向下扩展到920 A的观测波长。大约1400 HeII吸收组件被确定，包括917 HeII Ly-alpha系统和他们的一些HeII Ly-beta，Ly-gamma和Ly-delta对应物。HeII的电离结构很复杂，大约有90种在氢光谱中没有检测到的成分。这些成分可能代表了软电离源的效应。Eta=N（HeII）/N（HI）的比值从1到1000多不等，中值为62，其分布与类星体的内禀光谱指数一致。这表明主要的电离场来自于累积的类星体辐射，还有其他软源的贡献，如恒星形成区和被遮蔽的活动星系核，它们不包含氦。我们发现，在Eta的演变朝着较小的值在较低的红移，软组件的逐渐消失。在红移z>2.7时，HeII不透明度的大而有限的增加，Tau=5+/-1，表明我们正在观察一个开始于更早时期的再电离过程的结束阶段。未混合谱线的吸收曲线拟合表明，氢离子和He^+离子之间的速度相当。当氢柱密度N<3 × 10^12 cm^-2时，森林线的数量相对于幂律表现出明显的不足，当N=10^11 cm^-2时，森林线的数量可…
2003-12-20 astro-ph
The History and Morphology of Helium Reionization
现在各种观测表明星系际氦在z~3时完全电离。最近对高红移类星体光度函数的测量表明，到那时，这些源已经产生了每个氦原子约2.5个电离光子，这与已知的类星体数量驱动HeII再电离的图片一致。在这里，我们描述了在这个时代的电离和中性氦气的分布。由于这些源稀少而明亮（光子收支主要由光度L>L_ \star的类星体决定），当整体电离分数x_i很小时，类星体中的随机波动决定了电离气体的形态，HeIII气泡的典型半径R_c约为15-20 Mpc。只有当x_i>0.5时，类星体的大尺度成团才使电离区的特征尺寸超过这个值。再后来，当x_i>0.75时，大部分电离光子在到达源电离环境的边缘之前就被密集的重组系统消耗掉了，当R_c~35-40 Mpc时，气泡停止生长。这些阶段在性质上与氢再电离中的阶段相似，但是源的稀有性使得早期的随机阶段更加重要。此外，z=3的星系际介质的众所周知的特性允许一个更强大的描述后期的重组占主导地位。
2008-04-25 astro-ph
3D Spatial Distribution of the Intergalactic Medium
最近发展了一种新的反演方法来分析类星体光谱中吸收的星系际介质（所谓的莱曼α森林）。该方法被应用于恢复气体的温度和下伏的密度场。使用来自莱曼-贝塔森林的约束，有可能将该场恢复到超密度δ =10。通过把HI和CIV折射率一起反演，已经表明，CIV/HI比在强线剖面上是变化的，在机翼上更大。该方法可以应用于重建的三维密度场从多个视线，并给出了良好的结果，平均分离3弧分。本文总结了用HST/STIS和VLT/UVES-FORS对类星体对进行的一次调查的结果。
2001-09-06 astro-ph
Quasar Absorption Lines
在类星体光谱中观测到的吸收线为我们提供了星系际介质、高红移星系的金属丰度和运动学的详细图像。在这篇评论中，我们提出了一个介绍该领域，开始与用于解释吸收线光谱的技术。然后，我们调查的观测和理论的发展，我们的理解莱曼α森林，金属吸收剂，阻尼Ly-alpha吸收剂。最后，我们将讨论一些剩余的未决问题，并展望未来。
2001-12-21 astro-ph
Metallicity of the intergalactic medium using pixel statistics: IV. Oxygen
我们通过分析17个类星体在2.1 < z < 3.6处的高质量VLT和Keck谱得到的OVI、CIV、SiIV和HI像素光学厚度，研究了IGM中氧的丰度。将OVI和CIV光学深度比与从流体动力学模拟得出的实际合成光谱中的光学深度比进行比较，并与[Si/C]的现有约束进行比较，使用[Si/O]允许值的弱先验对紫外背景（UVB）模型施加了强约束：例如，只有类星体的背景产生[Si/O] ~ 1.4，与核合成产生的[Si/O] ~ 0和贫金属恒星的观测结果极不一致。假设一个基准类星体+星系UVB符合这些约束，得到的主要结果是[O/C] = 0.66 +/- 0.06 +/- 0.2;这个结果适用于密度大于0.2的气体。通过类似地将OVI与HI或OVI与SiIV光学深度比与模拟值进行比较，并且还通过将作为HI光学深度的函数的OVI光学深度直接电离校正为作为密度的函数的[O/H]，来获得一致的结果。细分样品没有发现演化的证据，但低密度和高密度样品是不一致的，这表明[O/C]的密度依赖性或-更可能-高密度下碰撞电离气体的普遍性。
2008-07-21 astro-ph
Characterizing the Low-Redshift Intergalactic Medium towards PKS1302-102
本文详细分析了低红移类星体PKS 1302 -102（z_QSO = 0.2784）的HST/STIS和FUSE紫外光谱中的星系际金属线吸收系统。我们补充档案数据云电离模型和调查的星系在类星体领域。存在15个柱密度logN_HI > 14的强Lya吸收体。其中，有6个至少与CIII 977吸收有关（logN（C^++）> 13）;这意味着对于静止等效宽度W_r > 50 mA的5个探测，红移密度dN_CIII/dz = 36+13/-9（68%置信限）。两个系统除了显示CIII外还显示OVI 1031、1037吸收（logN（O^+5）> 14）。一种是部分莱曼极限系统（logN_HI = 17），具有相关的CIII、OVI和SiIII 1206吸收。有三个试验性OVI系统未检测到CIII。对于一个OVI双峰，其中两条线都在3 σ处检测到，W_r > 50 mA，dN_OVI/dz = 7+9/-4。我们还寻找没有Lya吸收的OVI双峰，但没有发现。根据云模型，这些金属线系统的金属丰度范围为-4 < [M/H] <-0.3。根据金属的相对丰度和运动学参数，具有相关CIII吸收的两个OVI系统不能是单相的碰撞电离介质。从星系巡天观测中，我们发现吸收系统存在于一组不同的星系环境中。每个金属线系统至少有一个星系的速度在500 km/s和600 h^-1 kpc范围内，L > 0.1 L_…
2007-12-17 astro-ph
Interaction between the Intergalactic Medium and Galactic Outflows from Dwarf Galaxies
我们进行了二维流体动力学模拟，以研究低质量星系的超新星动力气体外流和本地星系际介质（IGM）之间的相互作用。我们特别感兴趣的是研究高压IGM，例如星系团中的IGM，是否可以阻止气体从星系中逃逸。流出物和周围IGM之间的界面由流出物扫过的气体形成的致密膨胀壳划界。足够高的IGM压力可以使壳层在逃离星系之前停止。然而，在这样的高压环境中，Galerkin将以相对高的速度犁过IGM。因此，它们也会受到冲压压力的影响，这种压力会将气体从星系中剥离出来。我们进行了模拟，考虑到冲压压力和热压力的综合影响。我们发现，冲压压力使外壳变形成一个尾巴状的结构，将其破碎成致密的云，并最终将云拖离星系。这些云是恒星形成的潜在场所，如果在这个短暂的阶段观察，星系将出现一个低表面亮度的尾巴，就像z=1.15的星系团3C324中看到的弥漫彗星状尾巴一样。相比之下，在低密度、低温环境中相对不受阻碍的外流可以将被掠起的气体壳层从星系中驱赶到很远的地方。这样的壳层如果与类星体的视线相交，就会产生类星体光谱中所见的Ly $α$吸收线。
1999-06-04 astro-ph
High-Velocity Clouds and the Local Intergalactic Medium
本文综述了近年来在星系和星系际介质中观测到的低红移气体晕。在第一部分中，我讨论了银河系中高速云和银河系热晕的分布、金属含量和物理性质。最近的吸收和发射测量表明，银河系与麦哲伦云的潮汐相互作用，低金属含量气体的流入，以及作为银河系喷泉一部分的气体循环，有助于观察到的银河系晕中气体的分布。在第二部分中，我对其他邻近旋涡星系的环星系气体环境做了一个简短的概述。多波长观测表明，星系的中性和电离气体晕是常见的，它们延伸到星系际空间深处。这些研究表明，螺旋星系周围的气态物质与这些星系正在进行的等级形成和演化密切相关。在本文的最后一部分，我总结了最近的类星体吸收线测量的本地星系际介质。根据宇宙学模拟，在远紫外线吸收线的研究表明，无论是光电离的Ly α森林和冲击加热温暖的热星系际介质港重子在本地宇宙的相当大的一部分。
2006-02-15 astro-ph
New results on the Gunn-Peterson Effect at High Redshift
评述了欧洲南方天文台星系际介质关键计划中测量高红移类星体光谱中弥散星系际介质光学厚度的尝试（GP测试）。结果表明，在类星体光谱中观测到的最高红移之前，没有任何冈恩-彼得森效应的证据。与此限制一致的Ly $α$线统计数据无法解释在一个类星体中HeII森林处观察到的强烈吸收，从而为真正的HeII GP效应留下了空间。HI/HeII GP的比值意味着在$z\sim 5$有一个陡峭的电离紫外背景和恒星起源的电离源。
1995-03-01 astro-ph
