Optical properties and spatial distribution of MgII absorbers from SDSS image stacking
本文统计分析了在SDSS类星体谱中探测到的2,800多个0.37<z<1，静止等效宽度W_0（\lambda 2796）> 0.8 μ m的Mg Ⅱ吸收体的光度特性和空间分布。利用改进的图像叠加技术，我们测量了Mg II气体和光之间的互相关（在g，r，i和z-波段）从10至200 kpc和推断轻重量的碰撞参量分布的Mg II吸收剂。这个量可以用幂律来描述，其指数与W_0密切相关，范围从W_0<~ 1.5 Ω时的~-1到W_0>~ 1.5 Ω时的~-2。在红移0.37<z<0.55处，Mg Ⅱ吸收体周围100 kpc范围内的平均光度为M_g=-20.65+-0.11mag，约为0.5L_g*。全球光度加权颜色是典型的现代中间型星系。然而，虽然较弱的吸收体的光主要来自红色被动星系，但较强的系统显示出蓝色恒星形成星系的颜色。基于这些观察，我们认为，起源强MgII吸收系统可能会更好地解释富含金属的气体流出恒星形成/爆裂星系的模型。我们的分析并没有显示任何红移依赖的碰撞参量和静止帧的颜色z=1。然而，我们确实观察到吸收体相关光在高红移处（从z~0.4到1约50%）的增亮。我们认为，镁II吸收剂是一个典型的现象，一个给定的进化阶段，更大的星系经验比质量较低的，在一个缩小的时尚。（节略）
2007-01-09 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
A survey of weak MgII absorbers at redshift <z>=1.78
弱MgII吸收体（W_r（2796）< 0.3 A）的确切性质是一个有争议的问题，但大多数可能与巨星系外的局部恒星形成或超新星活动有关。利用甚大望远镜（VLT）上的紫外中阶梯摄谱仪（UVES）获得的18个类星体光谱，对1.4 < z < 2.4的弱Mg Ⅱ吸收体进行了巡天。我们搜寻了8.51的红移路径长度，排除了被大气吸收严重污染的区域，使得测量接近100%完成到W_r（2796）= 0.02 A。我们共发现9个弱吸收体，当0.02 ≤ W_r（2796）<0.3A时，吸收体的数密度为dN/dz = 1.06 +/- 0.12。Narayanan等人（2005年）在0 < z < 0.3时发现dN/dz = 1.00 +/- 0.20，Churchill等人（1999年）在0.4 < z < 1.4时发现dN/dz = 1.74 +/- 0.10。因此，弱MgII吸收剂的群体似乎在z~1处达到峰值。我们探讨了吸收体种群在河外背景辐射（EBR）从z = 0.9到z = 1.78（我们调查的中值红移）变化的情况下的预期演化，发现结果高于观测值。我们指出，在z~1处的弱MgII吸收峰期可能与矮星系环境中的全球恒星形成峰期相吻合。
2005-12-02 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
MgII Absorbers: Halos or Disks?
我们挑战传统的观点，大多数的MgII/莱曼极限吸收扩展晕的星系组成的“云”与近统一的覆盖因子。已知螺旋星系的气体盘延伸到大半径，并且可能贡献显著的吸收横截面。我们执行的Monte-Carlo调查的类星体领域中的模型星系有镁II吸收“云”在一个球形的晕或在一个随机取向的磁盘。对于这两种几何形状，模型，恢复所观察到的性能的MgII吸收剂只有70-80%的覆盖因子。因此，不管吸收体几何形状如何，对随机选择的类星体场进行调查，在小的碰撞参量下，应该会产生不可忽略的非吸收星系。很少有人观察到（Steidel（1995））。然而，选择效应是重要的，一旦观测程序应用于我们的模型领域，我们发现，这一结果是预期的。由于球形晕和磁盘模型可以与调查结果相一致，我们提出的测试辨别吸收气体的几何分布从哈勃太空望远镜图像和高分辨率光谱。
1996-01-22 astro-ph
The Kinematic Evolution of Strong MgII Absorbers
我们研究了强（W_r（2796）> 0.3A）MgII吸收体的演化，其中大部分与亮星系密切相关。利用VLT/UVES公共档案中的20个高分辨率类星体光谱，我们研究了红移范围为0.3 < z < 2.5的33个强MgII吸收体。我们将该样品与先前用HIRES/Keck观察到的0.4 < z < 1.4的23个强MgII吸收剂进行比较和补充。我们发现，既不等效宽度也不运动扩展（光学深度加权速度二阶矩）的MgII 2796演变。然而，运动展布对最高速度分量敏感，因此对相对于剖面中心的中间速度处的附加弱分量不敏感。在整个速度范围内的吸收像素的分数的系统没有显示出减少的趋势，随着红移的减少。大多数高红移系统（14/20）在整个系统速度范围内都表现出吸收，这与低红移系统（18/36）在95%水平上的结果不同。这就导致了高红移系统中分离的子系统的数量较少，因为弱吸收分量倾向于连接较强的吸收区域。我们假设，低红移MgII配置文件更有可能代表良好形成的星系，其中许多具有与磁盘/晕结构的运动学一致。高红移镁II配置文件更有可能显示复杂的原星系结构的证据，与多个吸积或流出事件。虽然这些结果是来自气体运动学的测量，他们是一致的分层星系形成证明了深星系调查。
2007-06-04 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 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
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
Phase Structure of Weak MgII Absorbers: Star Forming Pockets Outside of Galaxies
类星体吸收线光谱中大量弱MgII双峰的发现揭示了一类新的神秘天体。将审查这些物体的特性。它们并不靠近发光星系，但它们的金属丰度接近太阳值;它们很可能是自我富集的。很大一部分弱MgII吸收体的大小被限制在10秒差距以下，但它们的吸收截面很大，这表明它们的数量比发光星系多100万倍。它们可能是第三星族星团的残余物，也可能是在冷暗物质结构形成情景中预期的“失败矮星系”中超新星残余物的示踪物。
2001-10-14 astro-ph
The Baryon Content of Dark Matter Halos: Empirical Constraints from MgII Absorbers
为了限制Mg^+离子在不同光度和质量的星系周围的范围和覆盖率，我们开始了对已知星系附近的Mg II 2796、2803吸收体的观测，这些星系与背景类星体的投影距离rho<~100 h^-1 kpc。目前的样本包括13个星系和吸收体对和10个星系，不产生MgII吸收线内敏感的上限。星系和吸收体对的红移范围从z = 0.2067到0.892，中值z = 0.3818。我们发现，星系在较大的碰撞参量平均产生较弱的MgII吸收。当考虑到单个星系的固有光度时，这种反相关性得到了实质性的改善。此外，在ρ =R_gas处存在明显的边界，极大似然分析表明，观测结果最好用等温密度分布和比例关系R_gas = 91 x（L_B/ L_{B_*}）^（0.35 +/- 0.05）h^-1 kpc（或在W（2796）=0.3 Ang时为69 h^-1 kpc），平均覆盖因子<kappa>=80- 86%。再加上晕占据研究中得出的晕质量与星系光度之间的标度关系，R_gas的标度关系表明气体半径是暗物质晕半径的固定分数。我们将我们的结果与以前的研究进行比较，并讨论了我们的分析的影响，约束的重子含量的星系晕和区分竞争的情况下，了解扩展气体的性质。
2008-07-08 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
Lensing, reddening and extinction effects of MgII absorbers from z=0.4 to z=2
利用SDSS DR 4数据集中检测到的近7000个强MgII吸收体（0.4 < z < 2.2）样本，我们研究了它们对背景类星体的引力透镜和尘埃消光效应。在仔细量化几个选择偏差后，我们分离出作为红移和吸收体静止等效宽度W_0的函数的红化效应。我们发现尘埃的数量随着宇宙时间的增加为（1+z）^（-1.1 +/-0.4），遵循宇宙恒星密度或综合恒星形成率的演化。我们在E（B-V）中测量了30倍以上的红化效应，发现尘柱密度与W_0^（1.9 +/- 0.2）成正比，这为金属吸收体的理论建模提供了重要的标度。我们还测量了尘埃与金属的比例，发现它与银河系相似。与以前的研究相比，我们没有检测到任何引力放大的MgII系统。我们测量了上限μ<1.10，并讨论了差异的来源。最后，我们估计了由于消光效应而错过的吸收体的分数，并且表明在1<W_0<6埃的范围内，它从1%上升到50%。我们参数化这种影响，并提供了一个恢复的吸收体休息等效宽度的本征分布的校正。
2007-06-07 astro-ph
Large Scale Structure at z=1.2 Outlined by MgII Absorbers
高红移宇宙中已知最大的结构由至少18个类星体映射而成，在天空中的跨度约为5度x 2.5度，类星体的空间过密度是平均值的6-10倍。这一大型类星体群提供了一个非同寻常的实验室，其大小约为100 x 200 x 200 h^-3，共动速度为Mpc ^3（q 0 =0.5，λ =0，H 0 = 100 h km/s/Mpc），覆盖了1.20<z<1.39的红移。确定LQG如何与质量（星系）增强相关的一种方法是通过背景类星体探测它们的气体含量和分布。我们发现大型类星体群在1.2<z<1.4处与11个MgII吸收系统有关;在该红移区间内，0.02%-2.05%的随机MgII红移模拟匹配或超过这个数字，这取决于所使用的归一化方法。最小生成树测试也支持存在的MgII吸收器的结构与LQG一致，并另外表明在z~0.8的MgII吸收器和类星体填充的前景结构。最后，我们发现MgII吸收体一般倾向于与场类星体（即LQG内部和外部的类星体）相关，在天空上的投影尺度长度为9/h Mpc，速度差|Delta V| =3000至4500 km/s。虽然相关性是在一个规模上与观测到的星系活动星系核分布一致，非零速度偏移可能是由于“周边效应”，其中类星体往往填充星系团和金属吸收系统的外围，或奇特的速度效应。
2002-06-20 astro-ph
MgII Absorption through Intermediate Redshift Galaxies
目前的状态和遗留问题的MgII吸收审查着眼于新的结果，将高品质的哈勃太空望远镜图像的吸收星系。最后，我们发现，我们目前的图片星系周围的扩展气体区域在早期的时代是需要一些修订;镁II吸收“晕”似乎是补丁和他们的几何形状不规则比以前推断。我们还发现，所谓的“弱”MgII吸收剂与正常星系在很宽的范围内的碰撞参量，这表明这类吸收剂不严格选择低表面亮度，矮星系，或IGM材料。我们强调需要一个完整的调查的星系在类星体领域，并获得确认的吸收星系的旋转曲线的重要性。
2005-04-18 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
MgII Absorbers: Disks, Halos, Satellites, and Pairs?
为了了解星系的哪些部分产生了在类星体光谱中观察到的各种MgII吸收剖面，我们已经开始了一个程序，以生成模拟的吸收剖面，因为它们将产生于我们今天看到的许多典型的星系结构。在这里，我们提出了初步的结果clusional，旋转磁盘已被采样的各种类星体的视线。所得的模拟分布的集合在定性上类似于在0.4 < z < 1.0 MgII系统的HIRES光谱中观察到的那些（Churchill，本卷）。此外，我们还讨论了卫星星系的统计贡献，预计这将有助于额外的吸收子成分，并可能在中间红移更多。我们的初步发现是，共同的磁盘和卫星组件的星系，在很大程度上，是结构引起的各种观察到的MgII吸收剖面。
1996-05-10 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
Using weak MgII lines to chart Low Surface Brightness Galaxies
我们报告的检测，基于HST和凯克数据，在类星体PKS 0454+039的Ly-alpha森林中的两个特殊的吸收体。这些云，在红移z=0.6248和0.9315分别，显示MgII和FeII的吸收线除了Ly-alpha线。基于光电离模型，这些被推断为被星系际紫外背景光电离，HI柱密度在15.8 < N（HI）< 16.8的范围内。此外，如果假设重元素的相对丰度与我们银河系的耗尽云相似，这两种吸收体的丰度都大于太阳值，这是与类星体无关的吸收体的独特情况。我们初步认为，这些吸收体可能选择巨大的低表面亮度星系。
1998-10-12 astro-ph
Intervening Metal Systems in GRB and QSO sight-lines: The Mgii and Civ Question
Prochter等人2006年发现，在伽马射线暴（GRB）余辉光谱中检测到的强介入0.5 <z <2 MgII吸收体的数密度几乎是类星体光谱中的4倍。我们已经使用CIV吸收剂进行了类似的研究。我们的CIV样品共包括20个系统，来自3个高分辨率和高到中等S/N VLT/UVES光谱的3个长持续时间的GRB余辉，覆盖红移区间1.6 <z <3.1。该样品的柱密度分布和数密度与类星体光谱中测量的相同量没有任何统计差异。我们讨论了CIV和MgII吸收剂之间的差异的几种可能性，并得出结论，到目前为止研究的MgII类星体样本中的更高的尘埃消光将给出最简单的解决方案。然而，这种效应仅对强MgII吸收剂重要。不管这种差异的原因是什么，这一结果再次证实了伽马射线暴可以用来探测宇宙的一个以前未知的方面，不一定与伽马射线暴本身有关，为宇宙的宇宙演化提供了另一种基本的研究工具。
2007-07-05 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
The Kinematic Composition of MgII Absorbers
利用类星体吸收线研究星系演化需要了解星系及其周围的哪些成分在各种跃迁中对吸收有贡献。本文考虑了0.4 < z < 1.0 MgII吸收体的运动学组成，特别是解决了这样一个问题，即吸收的哪一部分是在晕中产生的，哪一部分来自星系盘。我们设计的模型与各种分数的贡献，从径向落入晕材料和旋转厚盘组件。我们从通过模型星系的视线生成合成光谱，并将由此产生的MgII轮廓与HIRES/Keck观察到的0.4 < z < 1.0样本进行比较。我们应用一组统计测试，发现纯磁盘和纯晕模型可以排除，但旋转磁盘和下落/晕贡献的各种模型可以产生一个合奏，几乎是一致的数据。在所有的模型，我们认为需要存在一个中间的晕和厚盘的运动分量的差异。MgII分布的多样性可以用星系盘和星系晕中的气体来解释，这些星系与本地宇宙中的星系没有太大的不同。在任何一种情况下，单独从低电离高分辨率光谱诊断吸收体的运动学组成都有相当大的模糊性。未来的数据将允许星系形态，碰撞参量，方向，云的Fe II/Mg II，以及高电离气体的分布被纳入运动学分析。结合所有这些数据将允许更准确地诊断沿着吸收星系的视线的物理条件。
1997-12-17 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
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
Gemini Near-infrared Spectroscopy of Luminous z~6 Quasars: Chemical Abundances, Black Hole Masses, and MgII Absorption
我们目前双子座近红外光谱观测六个发光类星体在z = 5.8 $\sim$ 6.3。其中5个是用Gemini-South/GNIRS观测的，它在交叉色散模式下提供了0.9 - 2.5 $μ$ m的同时波长覆盖。另一个源用Gemini-North/NIRI在K波段观测。我们计算所有检测到的发射线的线强度，并使用它们的比率来估计气体金属丰度在宽线区域的类星体。金属丰度被发现是超太阳的典型值$\sim$ 4 Z_{\sun}，与低红移观测的比较表明，没有强烈的演变，金属丰度z $\sim$ 6。类星体的FeII/MgII比率为4.9 +/-1.4，与低红移测量结果一致。我们估计中心BH的质量为10 ^9~10 ^{10} M_{\sun}，爱丁顿光度比为1级。我们确定了两个MgII $λλ$ 2796，2803吸收体，其在2.2 <z <3处具有静止等效宽度W_0 ^{\lambda 2796}> 1 μ m，并且在z> 3处具有W_0 ^{\lambda 2796}> 1.5 μ m，其中两个最远的吸收体分别在z = 4.8668和4.8823处。W_0 ^{\lambda 2796}> 1.5 Å的MgII吸收体的红移数密度（dN/dz）与z> 4之前没有宇宙演化一致。
2007-07-11 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
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
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
Disparate MgII Absorption Statistics towards Quasars and Gamma-Ray Bursts : A Possible Explanation
我们研究了Prochter等人（2006）的最新报告，即伽马射线暴（GRB）视线比类星体视线具有更高的强MgII吸收发生率。我们认为，这种差异是由于伽玛暴和类星体的光束尺寸不同，而介于其间的MgII系统与大小与类星体相似（即小于10^16 cm）但大于伽玛暴的每个云团的致密部分是一致的。我们还讨论了我们提出的模型的观察预测。最值得注意的是，在某些情况下，干预的镁II吸收伽玛射线暴光谱中应该看到不同的，和类星体与较小的尺寸应该显示出增加率的强镁II吸收体。事实上，我们对伽马射线暴谱中可变Mg II线的预测现在已经被Hao等人（2007）证实，他们观察到z=1.48处的Fe II和Mg II线在z=4.05的多历元谱中强烈变化。
2007-10-23 astro-ph
The star formation rate of CaII and damped Lyman-alpha absorbers at 0.4<z<1.3
利用叠加的斯隆数字巡天光谱，我们探测到来自CaII和MgII吸收线系统的星系的[OII] 3727，3730星云发射。吸收体的两个样品，345 Ca II系统和3461 Mg II系统，跨越红移区间0.4 < z < 1.3;所有的前一个和后一个样品的一半预计是真正的阻尼莱曼α（DLA）吸收体。在SDSS光纤孔径（对应于6-9 h^-1 kpc的物理半径）范围内的光中，每个吸收体测得的恒星形成率（SFR）为0.11-0.14 Msol/yr（对于MgII选择的DLAs）和0.11-0.48 Msol/yr（对于CaII吸收体）。这些结果代表了第一次估计的平均SFR在吸收选定的星系人口直接检测星云发射。采用目前流行的模型，即DLAs很大，半径大于9 h ^-1 kpc，并假设没有尘埃的衰减，得出的结论是，MgII选择的DLAs的单位面积SFR比施密特定律的预测值低一个数量级，施密特定律将SFR与z~0处的HI柱密度联系起来。在红移0.4 < z < 1.3范围内，DLA和CaII吸收体对观测到的总恒星形成率密度的贡献很小，分别<10%和<3%。这一结果与Hopkins等人的结论形成了对比，Hopkins等人认为在相同的红移范围内，DLA吸收体可以解释观测到的SFR密度的大部分。我们的结果有效地排除了这样一种情况，即DLA吸收体是在红移z < 1处发生总SFR密度的大部分的位置。
2006-11-02 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
Constraining the photometric properties of MgII absorbing galaxies with the SDSS
利用SDSS早期数据发布中探测到的近700个具有强（W_0（2796）>0.8埃）MgII吸收线的类星体样本，我们证明了通过叠加SDSS成像数据测量吸收体系统光度特性的可行性。由于MgII谱线可以在0.37<z_abs<2.2的范围内观测到，吸收星系通常在SDSS图像中无法识别，但它们在类星体周围产生系统性的光过剩，这可以通过统计分析检测到。在这封信中，我们提出了在i波段的整个样本中对这种效应的6-sigma检测，对于0.37<z_abs<=0.82的低红移子样本，上升到9.4-sigma。我们使用没有强MgII吸收线的类星体的控制样本，以典型的10-20%的准确度量化和删除系统。信号如预期的那样随吸收体红移而变化。对于低z_abs子样本，我们可以可靠地估计每个Mg Ⅱ吸收体系统在g、r和i波段的平均光度，并发现它们与静止坐标系中的M_r ~-21的几百万年前的恒星星族是一致的。颜色也与典型的吸收星系相一致，类似于当地的Sb-c螺旋。我们的技术不需要任何光谱跟踪，也不会与视线上出现的其他星系混淆。它将适用于更大的样本和其他线物种在即将到来的研究。
2005-09-01 astro-ph
Detection of 20-30 Mpc-scale Galaxy Structures Embedded in 100 Mpc-scale Structures of Quasars and MgII Absorbers at z~0.8 and z~1.2
我们报告了在40'x35'视场中发现的两个星系的大尺度结构，它们嵌在一个25 ° ^2的区域中，而在此区域中，先前已经探测到了两个100 Mpc尺度的类星体和z~0.8和z~1.2的Mg II吸收体结构。使用深光学（V-和I-波段）成像，我们能够选择高红移（0.5<z<1.3）的早型星系，即那些比z=0.5的星系团红序列更红且I<23.5的星系。通过与35'x35'的控制场进行比较，我们发现这些红色星系多出30%，相当于整个场中有563个星系。多余星系的颜色分布在2.7<V-I<3.1处显示出一个相干峰，星等分布可以用Schechter函数很好地描述，明确地表明星系多余主要是由于z=0.83 \pm 0.08处的早型星系群。在后续的近红外成像的四个最好的集群候选人，我们确定了三个集群在z=0.8 \pm 0.1，每个有明确的红色序列的~20星系在I-K~3.4，形成一个结构20兆秒差距。第四个候选星系对应于先前发现的z=1.2 \pm 0.1的星系团，它与28个K<20.5的星系一起被证实，这些星系的VIJK颜色与z~1.2的被动演化星系一致，位于星系团中心的1'以内。这项研究的结果支持存在两个片状的大尺度星系结构，延伸到20-30 Mpc尺度的光学数据探索，一个“片”在z~0.8与三个相关的集群，第二个“片”在z~1.2与一个嵌入的集群。我们的研究结果证实，至少在探测区域内，两个…
2004-04-05 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
Detecting and interpreting statistical lensing by absorbers
我们提出了一种方法来检测引力放大的遥远的来源，如类星体，由于吸收系统检测到它们的光谱。我们首先激励使用金属吸收线，而不是莱曼α线，然后我们展示了如何将所观察到的源的幅度分布的时刻的吸收剂的质量分布。为了说明该方法的可行性，我们使用一个简单的模型来估计预期的MgII吸收线的效果的幅度，并表明他们的透镜信号可能已经在大型调查，如SDSS检测。我们的模型表明，强MgII吸收体后面的类星体由于放大而平均亮度为-0.05至-0.2等。因此，人们必须重新审视这样的主张，即在星等有限的调查中，由于消光效应，具有强吸收体的类星体往往会被错过。除了约束吸收系统的质量，应用我们的方法将允许量化这种偏差。
2004-08-16 astro-ph
The Metallicity - Kinematics Relation in Large-N(HI) Absorbers
斯隆数字巡天（SDSS）类星体光谱学正在产生一个红移区间为0.36<z<2.28的强低电离MgII吸收体数据库，这比以前组装的任何东西都大两个数量级。HST紫外光谱已被用来测量中性氢柱密度的一小部分。这些数据凭经验表明，具有静止等效宽度$W^{\lambda2796}_0 \ge 0.6$的MgII吸收体具有大致恒定在$N(HI) \approx 4 \times 10^{20}$原子cm $^{-2}$的平均中性氢柱密度，其中各个系统处于阻尼Ly-alpha（DLA）和亚DLA状态。由于MgII双峰通常表现出饱和，因此$W^{\lambda2796}_0$值是吸收体速度分布的指示。因此，我们可以通过形成SDSS复合光谱并测量在中性气体中形成的弱不饱和金属线（例如，Cr II、Fe II、Mn II、Si II、Zn II）作为$W^{\lambda2796}_0$的函数。我们使用这种方法的SDSS复合光谱显示金属丰度和运动学是如何正相关的大N（HI）吸收剂，包括有关的尘埃贫化和增强的α-元素的趋势。我们还讨论了在DLA调查中考虑选择效应的必要性，并对DLA吸收模型及其对宇宙恒星形成的贡献进行了推断。
2005-06-28 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 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
The Multi-phase Absorption Systems Toward PG 1206+459
高分辨率的HST/STIS光谱（R= 30，000）显示了三个MgII选择性吸收系统（A，B和C，聚集在1500 km/s范围内），z = 0.93，朝向类星体PG 1206+459。一个WIYN冈恩i波段图像的类星体场和光谱的两个星系候选人。在所有三个系统中都观察到多相介质，这与产生低电离跃迁（MgII、FeII和SiII）的较小、较密的云以及产生高电离跃迁（CIV、NV和/或OVI）的较大、弥漫的云是一致的。(1)系统A，一个多云，弱MgII吸收器在z=0.9254，需要在低和高电离阶段的超太阳金属丰度，除非包括α-组增强。由于NV剖面中异常复杂的速度结构，该系统不太可能代表传统的星系盘/日冕。最有可能的候选宿主星系是一个~ 2 L ^* 的螺旋星系，它明显弯曲，碰撞参量为43 h ^-1 kpc。(2)系统B，在z=0.9276，具有最强的MgII吸收，并在低电离阶段具有近似太阳的金属丰度。平滑、宽阔的高电离度剖面可能表明了类似于银河系的日冕结构。一个L^* 星系（z=0.9289）在碰撞参量为38 h ^-1 kpc时的红移与该系统的红移一致。(3)系统C，z=0.9342，只有一个MgII组分，与其他两个系统的距离约为1000 km/s。它缺乏孤立的单云，弱MgII吸收剂的小，低电离云特性。它的吸收特性类似于经典的强MgII吸收体的"卫星云“，因此这可能是星系群中的高速云…
2003-03-05 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
Chandra Observation of 3C 212: a New Look at the X-ray and UV Absorbers
红色类星体3C 212（z=1.049）是最遥远、最明亮的活动星系核之一，它已显示出X射线暖吸收体的证据。为了进一步研究这个不寻常的类星体，我们使用Chandra/ACIS-S观测了3C 212 19.5 ksec，导致净检测到约4000个计数。钱德拉的数据证实了在类星体红移处存在一个过量吸收柱N_H ~ 4 x 10^21 cm^-2，但我们没有发现热吸收体存在的令人信服的证据。使用钱德拉和档案ROSAT PSPC数据，我们获得了非常好的适合部分覆盖的中性吸收剂和低电离（U = 0.03）光电离吸收剂。在紫外线中，3C 212显示出强的缔合MgII吸收剂。基于中等分辨率（80公里/秒）的MMT光谱，我们表明，吸收体是高度饱和的，并具有一个覆盖率小于60%，这意味着吸收体是真正的类星体固有的。MgII吸收剂的光电离建模产生对U < 0.03的电离参数的约束，这与暖UV/X射线吸收剂不一致。除了我们的光谱分析，我们发现证据的ACIS图像数据弱扩展发射周围的类星体，以及发射对应的无线电波瓣在距离3C 212的5角秒。这些功能的统计意义是低的，但我们简要探讨的影响，如果检测是有效的。
2003-07-22 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
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
Probing ~100 AU Intergalactic MgII Absorbing "Cloudlets" with Quasar Microlensing
已知星系间MgII吸收体具有低至~ 10^{-2.5} pc尺度的结构，并且现在有迹象表明它们可能在<~ 10^{-2.5} pc尺度上碎裂（Hao等人，astro-ph/0612409）。当透镜类星体被微透镜化时，类星体的微观图像在焦散性穿越过程中经历了创造、破坏、扭曲和剧烈的天体测量变化。我表明，类星体微透镜可以有效地探测镁II和其他吸收“云”的大小约10^{-4.0} - 10^{-2.0} pc的诱导显着的光谱变化的时间尺度上的几个月到几年。通过数值模拟，我证明了将这种方法应用于Q2237+0305的可行性，我表明，在不久的将来，这种类星体的高分辨率光谱将提供一个明确的测试，这种金属线吸收“云”沿类星体视线的存在。
2006-12-18 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
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
The Kinematics of Intermediate Redshift Mg II Absorbers
我们给出了在红移0.4<z<1.2的范围内，由W_r（2796）> 0.3Ang的MgII双峰选择的23个类星体吸收线系统。运动学研究在~6公里/秒的分辨率为0.015安的5西格玛检测阈值。大多数吸波器的特点是由一个占主导地位的运动子系统，其Wr>0.2 Ang，速度扩展范围为10-50 km/s，与系统等效宽度成比例。附加的运动学子系统具有高达~400 km/s的速度。这些“外围”较弱的子系统的等效宽度和速度分布与它们的速度成反相关，并且它们的等效宽度分布在W_r~0.08 A_n以下从幂律向下翻转。这些“中等”和“高速”的子系统，可能没有更高的红移类似银河系高速云（HVC）。弱子系统的速度分布是不对称的，它们要么全部蓝移，要么相对于主导子系统全部红移。这意味着，在个案的基础上，一个给定的视线显然是探测一个明确定义的空间和运动结构。我们调查一个简单的运动学模型，依赖于一个旋转的磁盘来解释所观察到的不对称性。有系统的差异，或趋势，在两个子系统的子系统的速度聚类和整体运动学与增加等效宽度，我们讨论如何这些可能提供线索所观察到的差分演化的MgII吸收剂的等效宽度分布。
2001-06-01 astro-ph
Structure of the MgII and damped Lyman-alpha systems along the line of sight to APM 08279+5255
研究了引力透镜类星体APM 08279+5255的吸收系统。大多数红移范围在1.2-2.07的MgII系统，虽然饱和，但在线的底部显示出大的残差。最有可能的解释是，镁II晕内的单个云只覆盖了两张最亮的类星体图像中的一张。这表明MgII晕是由半径小于1千秒差距的云组成的。两个强MgII吸收剂在z = 1.062和1.181进行了详细研究。这是第一次在如此高的红移系统中检测到NaI 3303的双重态。与MgI 2852跃迁的检测一起，这强烈地约束了气体的物理特性。发现N（NaI）/N（MgI）比大于1，这意味着气体是冷的和中性的。在z = 1.1801处观测到的NaI、CaII、MgI、TiII、MnII和FeII的柱密度非常接近我们银河系中沿着朝向23 Ori的视线观测到的柱密度。类星体连续体的形状和Fe、Ti、Mn和Ca的相对贫化与z = 1（AV = 0.5等）的尘埃的存在是一致的。总的来说，发现在z = 1时HI柱密度为1 - 5 × 10 ~（-2）cm ~（-2）的数量级，相应的金属丰度在1- 0.3 Zsol范围内。与这两个系统相关的物体都可以与另一个可能的z = 1.1727的强系统和z = 2.974的强莱曼α系统一起对透镜做出贡献。在z = 2.974处的可能阻尼Ly-alpha系统具有19.8 < log N（HI）< 20.3。吸收器的横向尺寸大于200 pc。…
2000-05-18 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
The Nature of Weak MgII Absorbing Structures
我们考虑的几何形状和可能的物理模型弱低电离吸收的基础上的相对发病率低和高电离吸收系统。我们发现，共有16个金属线系统，低和/或高电离吸收检测在我们的调查弱低电离吸收系统的档案HST/STIS数据。弱的低电离吸收体追踪了大量的金属富集区（接近太阳金属丰度）。一般来说，模型表明，这些系统有一个约10 pc的高密度气体区和一个约1 kpc的高电离吸收的低密度相区。我们比较了在低电离和/或高电离气体中检测到的吸收系统，发现：1）除了10个弱低电离系统中的1个之外，所有系统都具有相关的高电离相。在3种情况下，高电离气体仅具有单一组分，在运动学上以低电离吸收为中心，在其他6种情况下，存在额外的高电离组分，其速度偏移。（2）只有6个系统只有高电离相，而9个系统同时具有低电离和高电离相：（3）弱低电离系统的高电离吸收平均强于只有高电离吸收的系统; 4）弱低电离系统中的高电离运动学结构与高电离系统中的运动学结构相似。我们发现，由于观察到的高电离的只有系统的横截面相对较小，非线性和片状的几何形状是有利的。虽然低电离吸收体与发光星系的关系并不密切，但它们是在宇宙网络中的直接环境中产生的。
2005-12-08 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
MgII Absorption Lines in z=2.974 Damped Lyman-alpha System toward Gravitationally Lensed QSO APM 08279+5255: Detection of Small-scale Structure in MgII Absorbing Clouds
在斯巴鲁8.2米望远镜的1-5微米近红外照相机和摄谱仪IRCS的试运行期间，获得了z_em=3.911的引力透镜类星体APM 08279+5255的1.02-1.16微米光谱（R ~ 7，000）。在2976，2800埃处的强MgII双峰和z_abs=2.974处的Fe II（2600埃），Fe II（2587埃）吸收线在静止框架紫外光谱中被清楚地检测到，证实了Petitjean等人提出的在红移处存在阻尼Lyman α系统，也可能检测到MgI（2853埃）吸收线。进行了包括速度分解的吸收线的分析。这是第一次详细的研究镁Ⅱ吸收系统在高红移（z > 2.5），其中镁Ⅱ的双重移动到近红外的观察者的框架。在良好的视宁度条件下，在某些曝光帧中分辨出了间距为0.38角秒的透镜类星体对A和B的光谱。我们分别提取了A和B的MgII双重谱。虽然已知在这个MgII系统中存在三个速度分量（v ~-28，+5，+45 km/s）（Petitjean等人），在源B方向未探测到v ~ +45 km/s的吸收线，说明+45 km/s的MgII云只位于源A的视线范围内。我们的研究结果表明，MgII吸收云的大小是小到200 pc，这对应于A和B的吸收体的红移分离。这是第一次直接探测到高红移的MgII云的小尺度结构，证实了Churchill和Charlton根据光电离模型估计的云的大小。
2002-04-10 astro-ph
The kinematic signature of damped Lyman alpha systems: Using the D-index to screen for high column density HI absorbers
使用21个阻尼莱曼α系统（DLAs）和35个子DLAs的样本，我们从MgII λ 2796剖面的高分辨率光谱评估D指数= EW / Delta v × 1000。这个样本代表了DLA D指数统计数据的增加，比Ellison（2006）使用的样本增加了四倍。我们调查各种技术来定义的速度扩散（Δ V）的MgII线，以确定最佳的D-指数的DLAs的识别。DLA识别的成功率为50 - 55%，取决于所使用的速度限制，当Fe II的柱密度包括在D指数计算中时，提高了几个百分点。我们推荐的参数集被认为是最稳健的，具有高DLA识别率（57%）和低DLA遗漏率（6%）的组合，并最干净地分离DLA和子DLA（Kolmogorov-Smirnov概率0.5%）。这些统计数据表明，D指数是选择低红移DLA候选者的最有效的技术：比单独基于Mg II和Fe II的等效宽度选择DLA效率高65%。我们还研究了分辨率对确定子DLAs的N（HI）的影响。我们卷积阶梯光谱的分DLA的利亚配置文件与高斯典型的光谱分辨率的仪器上的哈勃太空望远镜和比较最佳的拟合N（HI）值在两个分辨率。我们发现，拟合HI柱密度是系统高估了~ 0.1倍，在中等分辨率的光谱相比，最好的拟合原始阶梯光谱。这种偏移是由于附近Lya云的混合造成的，Lya云包含在低分辨率的阻尼机翼拟合中。
2008-10-20 astro-ph
CaII and DLA absorption line systems: dust, metals and star formation at 0.4<z<1.3
沿着视线到遥远的类星体的星系的吸收线研究允许扩展的气体盘/晕和星系的恒星形成区域的属性之间的直接观测联系。在这些论文中，我们回顾了最近在SDSS中检测到的0.4<z<1.3的CaII吸收体的工作，由于它们的尘埃含量和化学性质，它们在空间上可能比大多数DLAs更接近中央宿主星系。我们提出了直接的证据，恒星形成的存在下，通过观察的[OII] 3727，3730发射线，在钙吸收剂和镁选择阻尼莱曼α（DLA）系统。从落入SDSS光纤孔径（对应于6-9 h^{-1}kpc的物理半径）的光中测得的恒星形成率（SFR）对于CaII吸收体为0.11-0.48 Msol/yr，对于MgII选择的DLAs为0.11 -0.14 Msol/yr。在红移0.4 < z < 1.3的范围内，CaII吸收体和DLAs对总观测到的SFR密度的贡献很小，<10%。我们的结果与最近的结论，施密特定律的基础上，DLA吸收体可以占大多数的总观测到的SFR密度在相同的红移范围。
2006-07-21 astro-ph
