A large population of metal-rich, compact, intergalactic C IV absorbers - Evidence for poor small-scale metal mixing
我们在9个高质量类星体的光谱中，对红移z ~ 2.3的高金属丰度CIV吸收体进行了观测。使用一种新的分析技术，基于对C IV线的检测和对H I、C III、N V和O VI的柱密度的自动确定上限，我们发现大的（dN/dz > 7）光致电离的、致密的（R ~ 10^2 pc）、富含金属（Z >~ Z_solar）、中等密度（n_H ~ 10^{-3.5} cm^{-3}）的C IV云，我们证明这些性质对于电离模型中的不确定性是稳健的。特别是，电离辐射的局部来源，氧气过剩，偏离电离平衡，碰撞电离都意味着更紧凑的云。云太小，不能自引力，压力约束只有在特殊条件下才是一致的。我们认为，云是，在任何情况下，可能是短暂的，我们证明，这意味着云可以很容易地负责运输的所有金属，最终在星系际介质（IGM）。当云与一般的光电离IGM达到压力平衡时，金属仍然会集中在小的高金属量斑块中，但它们看起来像普通的低金属量吸收剂。我们的结论是，星系际金属混合不良的小尺度上，几乎所有的IGM，从而宇宙，因此可能是原始的组成。
2007-05-21 astro-ph
The Hot Intergalactic Medium - Galaxy Connection: Two Strong Absorbers in the Sightline Toward PG 1211+143
本文给出了类星体PG 1211+143（z_em = 0.081）的HST/STIS和FUSE谱以及对周围场的星系巡天。这条视线显示了在cz ~ 15，300和19，300处的两个强星系际吸收系统。这条视线解决了OVI吸收剂的性质和起源，以及它们与星系的联系。我们探讨这些吸收器的关系，附近的星系，并比较它们与其他OVI轴承吸收器在不同的环境。在15，300 km s^-1处，我们发现了四个截然不同的HI组分和相关的CII、CIII、CIV、SiII、SiIII、SiIV、NV和OVI，它们位于一个螺旋星系为主的星系群附近，该星系群中有一个明亮的成员星系，距离视线137 h_70^-1 kpc。观察到的C，Si和N离子可能是光电离的，但OVI更符合碰撞电离。这个吸收体中的离子比率类似于高度电离的银河系HVC;它也可能追踪到热的群内介质气体或未被发现的矮星系的未束缚风。在19，300 km s^-1处，我们发现了5个HI组分以及与之相关的CIII、SiIII和碰撞电离OVI，它们距离一个孤立星系146 h_70^-1 kpc。含OVI气体的性质与低金属含量气体（>= 2 - 6%太阳）和一种或多种温暖的光电离成分之间的强烈冲击的起源一致。这些吸收体很可能与附近的星系有关，也许是通过相互作用从看不见的卫星星系中剥离出来的流出物或气体。然而，我们不能完全否定这样一种假设，即它们存在于星系嵌…
2004-11-10 astro-ph
Extreme Ultraviolet Absorption Lines in LyA Forest Absorbers and the Oxygen Abundance in the Intergalactic Medium
我们从哈勃太空望远镜微弱天体摄谱仪数据中创建了四个类恒星天体的叠加复合吸收光谱，以寻找与红移范围为1.6 < z < 2.9的LyA森林吸收体相关的极紫外波长区域的吸收线。我们成功地在10^13 ~ 10^16.2 cm^-2的柱密度范围内探测到LyA吸收体中的O V 630。对于10^13.2 < N（H I）< 10^14.2 cm^-2的吸收体样品，对应于从普遍平均值到几个超高密度的气体密度范围，我们测量到O V 630的等效宽度为10.9 +/- 3.7 mA。我们估计检测是真实的，至少有99%的置信度。我们只检测到O IV 788，O IV 554，O III 833，和HeI 584在吸收器与LyA等效宽度> 0.6 A，这可能与传统的金属线系统。我们在任何子样品中均未发现N IV 765、NeV 568、NeVI 559、NeVIII 770、780或MgX 610、625吸收的证据。O V的测量等效宽度表明，当N（H I）<10^13.2 cm^-2时，<O V / H I>的值在-1.7到-0.6之间。除了在最强的吸收系统中，缺乏可检测的O IV吸收表明类似于标准Haardt & Madau光谱的硬电离背景。利用光电离模型，我们估计星系际介质中的氧丰度相对于太阳值的[O / H]约为-2.2至-1.3。与C IV的研究相比，我们估计[O / C]约为0.3至1.2…
2002-07-14 astro-ph
Physical Properties and Baryonic Content of Low-Redshift Intergalactic Ly-alpha and O VI Absorption Systems: The PG1116+215 Sight Line
本文介绍了在900-3000 A光谱区对PG 1116 +215星系际吸收的HST和FUSE观测结果。我们在静止坐标系等效宽度W_r > 30 mA处探测到25个Ly-alpha吸收体，在0.162的无阻塞红移路径上得到（dN/dz）_Ly-alpha = 154+/-18。另外还存在两个W_r ~ 15-20 mA的弱Ly-alpha吸收体。八个Ly-alpha吸收体具有大线宽（b > 40 km/sec）。在z=0.06244的宽Ly-alpha吸收体中检测到窄OVI，这支持了Ly-alpha分布在T > 10^5 K的气体中热展宽的观点。当W_r > 30 mA，b > 40 km/sec时，宽Ly-alpha吸收体的dN/dz ~ 50。如果宽的Ly-alpha谱线是由热气体中的热加宽所主导，那么这些吸收体中的重子物质的数量是巨大的，可能是低红移宇宙中重子质量的一半。我们检测OVI吸收在几个Ly-alpha云沿视线。在z=0.13847和z=0.16548处的两个检测通过在这些红移处存在其他离子来确认，而在z=0.04125、0.05895、0.05928和0.06244处的检测仅基于Ly-alpha和OVI检测。假设金属丰度为0.1太阳能，OVI电离分数< 0.2，沿5条视线的13个W_r > 50 mA的低红移OVI吸收体的可用信息得到（dN/dz）_OVI ~ 14和…
2004-07-27 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
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
Confirming the Detection of an Intergalactic X-ray Absorber Toward PKS 2155-304
我们提出了新的观测PKS 2155-304与钱德拉低能量透射光栅光谱仪（LETG），使用先进的CCD成像光谱仪（ACIS）。我们确认检测到的吸收线合理地确定为OVIII Ly-alpha从温暖的热星系际介质与一小群星系沿视线，最初由方等报道。2002年（这里FANG 02后）。结合FANG 02中以前的观测结果和对同一目标的五个新的长期观测结果，我们将总曝光时间增加了三倍，每个分辨率元素的总计数增加了五倍。测得的线等效宽度小于FANG 02中观察到的线等效宽度，但在90%置信度下仍保持一致。我们还分析了XMM-牛顿观测同一目标，以及观测使用钱德拉LETG和高分辨率相机（HRC）组合。这些观察结果已被用来挑战我们报告的检测。虽然在XMM-Newton和Chandra LETG+HRC数据中都没有看到线，但我们发现我们的结果与两个数据集的上限一致。我们将未检测归因于（1）Chandra LETG+ACIS光谱的较高质量，以及（2）XMM RGS和Chandra LETG+HRC的线扩展函数的相当扩展的翅膀。我们讨论的含义，我们的观察的温度和密度的吸收体。我们还证实了检测到z ~ 0 OVII吸收，并与以前的钱德拉分析相比，我们得到更严格的限制线的属性。
2007-08-14 astro-ph
Highly-Ionized Intergalactic Gas at Low Redshifts: Constraints from QSO Absorption Lines
利用空间望远镜成像摄谱仪和远紫外光谱探测器对低z类星体进行的高分辨率紫外光谱研究表明，O VI吸收线系统为低z星系际介质提供了一个有价值的探测器。这些意见和它们的影响进行了简要审查。虽然由于样本小，仍不确定，每单位红移的O VI吸收体的数量是相当高的，这些吸收体似乎跟踪一个重要的重子水库。O VI系统正在介入;它们与背景类星体的红移高度位移，并与前景发光星系相关。他们的身体状况是多变的，有时很复杂。在某些情况下，有明确的证据表明，吸收剂具有多相性质。有些似乎是由类星体的紫外背景光电离，而其他人可能是碰撞电离。然而，大多数的O VI线的b值，这表明起源于碰撞电离的热气体。这些观测结果与宇宙学结构增长的流体动力学模拟一致，该模拟预测了大量的冲击加热，低z下的热星系际气体，但需要更多的观测和理论工作来确认O VI系统的性质。
2001-08-16 astro-ph
Tracing baryons in the warm-hot intergalactic medium with broad Ly alpha absorption
本文讨论了低红移下宽Ly α吸收体的物理性质和重子含量。这些吸收系统是最近在高分辨率、高信噪比的类星体吸收线光谱中发现的，它们可能在10^5 ~ 10^6 K的温度范围内追踪到温热的星系际介质（WHIM）。为了扩展以前的BLA测量，我们分析了两个类星体H 1821+643和PG 0953+415的STIS数据，并确定了13个BLA候选者沿着总（未阻塞）红移路径dz=0.440。将我们的测量结果与之前对PG 1259+593和PG 1116+215视线的结果相结合，得到的新BLA样品由20个可靠检测到的系统以及29个额外的试验性情况组成，这意味着BLA数密度为dN/dz=22-53。我们估计，对于log（N/b）>11.3的吸收体，BLA对z=0时重子密度的贡献为Omega_b（BLA）>0.0027 h_70^-1。这个数字表明WHIM宽Ly α吸收体包含了本地宇宙中重子的相当一部分。（摘要摘要）
2005-09-19 astro-ph
Quasar Absorption Lines and the Intergalactic Medium
HST的类星体的吸收线和星系际介质的性质的研究的重要性，说明了从过去的HST观测审查选定的结果。回顾的主题包括在低红移的Ly-alpha吸收体的研究和在高红移的扩散IGM的搜索。
1996-01-24 astro-ph
Missing Baryons in the Warm-Hot Intergalactic Medium
我们简要地回顾了利用紫外吸收线在低红移类星体光谱中的物理条件，金属丰度和重子含量的低z IGM的研究，重点是失踪的重子问题。目前的结果的统计和重子含量的干预，低z的O VI和Lya吸收线系统的这两类吸收体和随之而来的重子双计数问题之间的重叠提出了一些意见。利用STIS的E140 M阶梯光栅模式对16个类星体的观测，发现了44个OVI吸收体和14个伴生的OVI系统[即z（abs）~ z（类星体）]。对于静止等效宽度> 30 mA，每单位红移的介入OVI吸收体的隐含数量为dN/dz（OVI）= 23+/-4。如果它们的典型金属丰度为1/10太阳能，并且O VI离子分数<0.2，则介于其间的O VI系统至少包含7%的重子。这一发现与宇宙学对大尺度结构生长的模拟预测相一致。最近，在低z类星体光谱中发现了一组非常宽的Lya谱线。如果这些Lya线主要是热加宽的，那么这些H I吸收体可能含有一部分重子。我们提出并讨论了一些宽的Lya吸收剂的例子。最后，我们简要总结了OVI吸收体与邻近星系/大尺度结构之间关系的一些发现。
2004-11-06 astro-ph
Far Ultraviolet Spectroscopy of the Intergalactic and Interstellar Absorption Toward 3C 273
我们目前的远紫外光谱探测器（FUSE）观测的分子，中性原子，弱电离和高度电离的星际和星系间物质的成分对类星体3C 273。我们确定Ly-beta吸收在8个已知的星系际Ly-alpha吸收器沿视线与休息帧等效宽度大于50毫安。给出了云的H I柱密度和多普勒参数（b）的精确估计。我们发现b = 16-46 km/s的范围。我们在1590 km/s的Virgo吸收器中检测到多条H I线（Ly-beta - Ly-theta），并估计log N（H I）= 15.85，比沿视线的所有其他吸收器中的H I总和高10倍。该吸收体的多普勒宽度b约为16 km/s，意味着T <15，000 K。我们检测到O VI吸收在1015公里/秒的2-3西格玛水平，可能与热，X射线发射气体的室女星系团。我们在z=0.12007处的IGM中检测到弱的C III和O VI吸收;该吸收体主要是电离的并且具有N（H+）/N（H I）> 4000/Z，其中Z是金属丰度。在-100到+100 km/s之间存在着强的银河系星际O VI，在+100到+240 km/s之间存在着一个额外的高速翼，包含了大约13%的O VI。宽阔的O VI吸收翼可能是热气体从银河系盘中被驱逐到晕中的痕迹。在视线外3.5弧分处的O VI扩散发射量的极限，结合观测到的朝向3C 273的O VI柱密度，意味着在假定温度为3 × 10^5 K时，n_e…
2001-08-02 astro-ph
Stochastic Absorption of the Light of Background Sources due to Intergalactic Neutral Hydrogen I. Testing different line-number evolution models via the cosmic flux decrement
[摘要]我们通过比较平均宇宙通量衰减D_A的演化预测与基于观测的该量的测量，来测试由于星系际中性氢共振散射引起的光衰减的不同模型的准确性。为此，我们使用文献中的数据和我们自己对来自SDSS数据发布5的红移范围为2.71 < z < 5.41的25个类星体的宇宙通量衰减的测量。为了进行D_A的测量，我们将幂律拟合到Lya发射线的连续红区，并将该拟合外推到其蓝区，在该区域中，由于HI吸收剂的介入，通量受到吸收的严重影响。我们用数值模拟的方法计算了D_A在Lya Forest吸收体和Lyman极限系统沿视线随机分布时的红移演化，并计算了由于吸收体性质（柱密度、多普勒参数、红移）沿不同视线的波动而引起的1、2和3 σ水平的内禀散射。数值模拟由观测约束的吸收体特性分布的Monte Carlo实现组成。本文所考虑的模型的结果证实了我们的理论预期，即在任何给定的红移处，D_A的分布都可以用对数正态分布函数来描述。这意味着有效光学厚度，通常定义为平均通量的负对数，1 -DA，是非常准确的高斯分布，与以前的研究相反。这个结果与输入分布函数的形式无关，并且对高柱密度吸收体的存在不敏感，例如莱曼极限系统。
2007-11-09 astro-ph
The Low-z Intergalactic Medium. II. LyB, OVI, and CIII Forest
本文介绍了在低红移（z<0.3）星系际介质（IGM）中对HI、OVI和CIII吸收线的大规模观测结果。我们首先用哈勃空间望远镜研究了活动星系核31条视线中的171条强Lyalpha吸收线（W>80 mA），并用FUSE测量了高阶Lyman线的相应吸收。高阶莱曼线用于通过生长曲线（COG）分析准确地确定N_HI和b_HI。我们发现每个柱密度仓中HI吸收体的数量呈幂律分布，dN/dN_HI=N^-beta，其中beta_HI=1.68+-0.11。在129个和148个潜在的吸收体中，我们分别检测到40个OVI 1032、1038和30个CIII 977。CIII吸收剂的柱密度分布具有β_CIII=1.68+-0.04，类似于β_HI，但不像β_OVI=2.1+-0.1那样陡峭。从吸收线频率dN_C_III/dz=12^+3_-2（W（C_III）>30 mA）计算了典型的IGM吸收体尺寸r_0 ~400 kpc。COG导出的b值表明，HI样品的材料温度<10^5 K，与热IGM相不相容。通过计算一个网格的云模型的IGM吸收剂的碰撞和光电离参数的范围内，我们发现很难同时占OVI和CIII的观测与一个单一的阶段。观测需要一个多相IGM，其中HI和CIII出现在光电离区域，而OVI主要是通过冲击产生的。根据多相比N_HI/N_CIII，我们推断IGM金属丰度Z_C=0.12 Z_sun，与我…
2005-12-01 astro-ph
An OVI Baryon Census of the Low-z Warm-Hot Intergalactic Medium
星系际吸收体沿视线到遥远的类星体是一个强大的诊断的演变和内容的星系际介质（IGM）。在这项研究中，我们使用FUSE卫星搜索了129个已知的lya吸收系统，在z<0.15朝向31 AGN，寻找相应的高莱曼线和重要的金属离子OVI的吸收。我们在40个系统中检测到OVI，其柱密度范围小于HI中所见。OVI和HI的共存表明一个多相IGM，温暖的光电离和热电离成分。利用改进的OVI检测统计，我们发现OVI柱密度dN（OVI）/dN_OVI N_OVI^（-2.2+-0.1）的陡峭分布，这表明许多弱OVI吸收体包含与罕见的强吸收体相当的重子质量。在这个热气体中，总的宇宙质量分数至少是Omega_WHIM=（0.0022+-0.0003）。在10^5-6 K时，WHIM中的气体至少贡献了z<0.15时重子总质量的4.8 ± 0.9%。然后，我们结合经验标度关系的观察到的“多相比”，N_HI/N_OVI N_HI^（0.9+-0.1），和宇宙学模拟中的氢过密度，N_HI delta_H^{0.7}，与HI光电离校正，推导出平均氧金属丰度，Z_O（0.09 Z_sun）（f_OVI/0.2）^（-1）在低z多相气体。考虑到经验关系式和f_OVI中的分布，OVI WHIM中的重子含量可能高达10%。我们的调查是基于OVI吸收器的数量（40与10）和总红移路径长度（dz 2.2与dz 0.5）相比，早期…
2005-01-04 astro-ph
Metal enrichment of the high-z intergalactic medium
最近的观测表明，在高红移（$z\sim 3$）的低密度Ly $α$森林吸收体中存在金属。金属在Mpc尺度上的扩散机制、金属在星系际介质中是否均匀分布、星系际介质的金属丰度是如何演化的等问题，至今仍没有完全弄清楚。这些问题在本次审查中简要讨论。
2002-05-19 astro-ph
X-ray Absorption by the Low-redshift Intergalactic Medium: A Numerical Study of the Lambda CDM model
利用LCDM宇宙的流体动力学模拟，研究了星系际介质（IGM）对背景类星体光谱的“X射线森林”吸收。与以前的研究一致，我们发现OVII和OVIII产生最强的吸收功能。钱德拉或XMM-牛顿可能探测到的强氧吸收剂出现在T ~ 10^6 K和超密度δ>~ 100的气体中，这是星系群的特征。未来的X射线探测任务可以探测到气体在更宽的温度范围内产生的较弱的氧气吸收，以及非维里化结构的较低密度;它们还可以探测森林对C、N、Ne、Fe（可能还有Si）的X射线吸收。如果IGM的金属丰度是0.1太阳能，那么预测的强到足以用钱德拉或XMM-牛顿进行~5σ探测的系统数量是非常低的，尽管金属丰度的分散会增加强吸收体的数量，即使平均金属丰度保持不变。我们的模拟再现了OVI吸收剂（在UV中）的高观测发生率，并且找到X射线森林的最有希望的策略是在已知OVI系统的红移处进行搜索，从而降低了显著检测所需的信噪比阈值。然而，虽然许多OVI吸收器具有与OVII或OVIII吸收相关的OVI系统，但OVI系统仅跟踪X射线森林的低温阶段，并且对强OVII和OVIII系统的全面核算将需要具有星座-X的预期能力的飞行任务。XEUS卫星的大有效面积将使其成为研究IGM的极其强大的仪器，测量各种元素对X射线的森林吸收，并揭示可能是宇宙重子重要储存库的冲击加热细丝。
2003-05-09 astro-ph
The Baryon Content of the Local Intergalactic Medium
我们描述了我们对低柱密度莱曼α吸收体[N（HI）= 10^（12.5-16.0）cm^-2]的观测，结果表明，在z < 0.1时，温暖的光电离IGM包含了所有重子的30%。这一比例与宇宙学模拟结果一致，宇宙学模拟还预测，另外20-40%的重子存在于温度为10^（5-7）K的气体中，即温热的IGM（WHIM）。观测到的Lya吸收体的线密度（当N（HI）> 10^（12.8）cm^-2时，dN/dz = 170）主要是由低N（HI）系统决定的，与N（HI）>10^（14）的系统相比，低N（HI）系统表现出较慢的红移演化。HST/FUSE对OVI吸收体的调查，以及最近用钱德拉和XMM/牛顿探测到的O VII，表明20-70%的重子可能存在于WHIM中，这取决于它的假设丰度（O/H = 10%太阳）。在最高的柱密度，N（HI）> 10^（20.3），阻尼Lya系统通常被认为是在大范围的光度（0.03-1 L*）和形态上的富含气体的星系盘。莱曼极限系统[N（HI）= 10^（17.3-20.3）]似乎与束缚的明亮（0.1-0.3 L*）星系晕有关。N（HI）= 10^（13-16）cm^-2的Lya吸收体与星系分布中的大尺度结构的细丝有关，尽管有些可能出现在来自矮星系的无束缚风中。我们发现，约20%的低z Lya吸收体存在于星系空隙中，这表明相当大一部分重子可能与星系完全无关。在未来，哈勃（…
2004-07-24 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
FUSE Observations of the Galactic and Intergalactic Medium Towards H1821+643
我们用FUSE获得了明亮类星体H 1821 +643（z=0.297）在990- 1185埃波长区间的中等分辨率光谱。检测到几个旋臂上方的气体中产生的强烈、复杂的OVI 1032和FeII 1145吸收，以及我们银河系的外部扭曲。我们已经确定了OVI的高负速度（-215 km/s）分量的吸收，这对应于银河系气体沿着这条视线的极限速度v_LSR = 190+/-20 km/s，假设盘和晕气体的共转和外部星系的平坦旋转曲线。我们报告了星系际介质中四种吸收体的探测，通过探测到z =0.2454和z=0.1213的莱曼β，z=0.2249的莱曼δ，δ，ζ，z=0.1705的CIII 977和z=0.12137的OVI 1032。FUSE数据表明，z=0.225处的莱曼吸收体由两个分离为70 km/s的分量组成。最后，我们还观测到了OIII 832、OIV 787以及可能的SV 786在类星体红移处（z= 0.297）的相关吸收。在该相关系统中未检测到NeVIII 770，780。当结合先前检测到的相关OVI 1032（Savage等，1998），我们得出结论，该系统是一个多相吸收，我们讨论了吸收的起源在这种情况下。
2000-05-16 astro-ph
Intergalactic H_2 Photodissociation and the Soft UV Background Produced by Population III Objects
我们研究了PopIII天体产生的电离和离解光子对周围星系际介质的影响。我们发现H_2光离解区的典型尺寸R_d ~ 1-5 kpc，小于z ~ 20-30处的源间平均距离，但比电离区大一个因子，其大小取决于发射光谱的具体性质。这意味着星系际H_2的清除发生在宇宙再电离完成之前。在相同的红移范围内，当考虑星系际H和H_2不透明度时，Lyman-Werner带的软紫外背景为J_LW ~ 1d-30 - 1d-27 erg cm^{-2} s^{-1} Hz^{-1}。这个值远低于PopIII天体对随后的星系形成的负反馈在该红移范围内有效所需的阈值。
1999-04-09 astro-ph
The Low-Redshift Intergalactic Medium
低红移的Ly-alpha森林的吸收线提供了一个探测大尺度的星系际介质中的重子结构，其中一些可能是残留的物理条件成立的时代期间的星系形成。我们讨论了我们最近的哈勃太空望远镜（HST）的观测和解释低z Ly-alpha云附近的Seyfert和类星体，包括他们的频率，空间密度，估计质量，与星系的关联，和贡献Ω重子。我们的HST/GHRS探测了70个Ly-alpha吸收体，N_HI > 10^12.6 cm-2，沿着11条视线，覆盖路径长度Delta（cz）= 114，当N_HI > 10^12.6 cm-2时，f（>N_HI）~ N_HI^{-0.63 +- 0.04}和线频率dN/dz = 200 +- 40（每1500 km/s红移一个）。一组朝向PKS 2155-304的强吸收体可能与来自4个大星系的气体（400-800）h_75^-1 kpc有关，它们的金属丰度较低（< 0.003太阳能），D/H < 2 x 10^-4。在低Z，我们从活动星系核中导出了一个超银河系电离辐射场，其J_0 = 1.3^{+0.8 -0.5} × 10^-23尔格/cm ~ 2/s/Hz/sr，Ly-alpha-Forest重子密度Ω-重子=（0.008 +- 0.004）h_75^-1 [J_-23 N_14 b_100]^{1/2}对于特征尺寸的云，b =（100 kpc）b_100。
1999-01-20 astro-ph
Hot Gas in the Local Group and Low-Redshift Intergalactic Medium
越来越多的观测证据表明，炽热的、高度电离的星际和星系间气体在本地宇宙的星系演化中起着重要作用。暖热星际/星系间介质的主要光谱诊断是O VI和O VII的紫外线和X射线吸收线。本文综述了近年来本星系群和低红移宇宙中热气体光谱研究的一些热点。这些亮点包括调查的重子内容的低z O VI吸收剂，热的银河系日冕或本星系群介质的证据，并发现一个高度电离的高速云系统周围的银河系。
2003-11-04 astro-ph
Intergalactic Hydrogen Clouds at Low-Redshift: Connections To Voids And Dwarf Galaxies
我们提供了一个视线（Mrk 421）的新的后COSTAR数据和来自另一个（I Zw 1）的更新数据，这些数据来自我们的哈勃太空望远镜（HST）对银河系间莱曼α云的调查，这些云位于四个明亮的类星体的视线上，这些类星体穿过绘制良好的星系空洞（16，000 km/s路径长度）和超星系团（18，000 km/s）。我们报告了两个更明确的空洞中低z莱曼α云的探测：一个在3047 km/s（日心）朝向Mrk 421，第二个在2861 km/s朝向I Zw 1，证实了我们早期在空洞中发现的莱曼α吸收云（Stocke et al. 1995）。我们现在已经确定了10个确定的低红移中性氢吸收云和1个可能的低红移中性氢吸收云，它们分别朝向4个目标，在柱密度大于10^12.7 cm^-2时，频率大约为每3400 km/s出现一个吸收体。在这10个吸收系统中，3个位于空隙中;可能的吸收体也位于空隙中。因此，莱曼α吸收剂“避免空隙”的趋势并不像我们以前发现的那样清楚。如果莱曼α云近似为半径为100 kpc的均匀球体，它们的质量约为10^9 Msun（约为明亮L* 星系的0.01倍），数量是明亮L* 星系的40倍，与数值CDM模拟中矮星系和低质量晕的密度相当。莱曼α云对宇宙闭合密度的贡献率为Ω_cl ~ 0.003 h75^-1，与发光物质的贡献率相当。这些云可能需要大量的非重子暗物质来进行引力束缚。它们可能…
1995-10-10 astro-ph
The Local Lya Forest. III. Relationship between Lya Absorbers and Galaxies, Voids and Superclusters
在本文中，我们使用大角度，附近的星系红移调查，我们的HST/GHRS调查和星系，超星系团和空洞的81个低红移Lya吸收体之间的关系。在2000年2月8日的CfA星表中，有46个Lya吸收体位于至少L* 星系的区域，最近的星系邻居范围从100 kpc到>10 Mpc。在这46个吸收体中，有8个是在星系空洞中发现的。在对光程和灵敏度进行修正后，我们发现22 ± 8%的Lya吸收体位于空洞中，这就要求至少有一些低柱密度吸收体不是单个亮星系的扩展晕。这些云的数密度在空洞中产生4.5+-1.5%的重子分数。较强的Lya吸收体（10^{13.2-15.4} cm^-2）与星系的聚集比星系之间的聚集要弱，而较弱的Lya吸收体（10^{12.4-13.2} cm^-2）的分布则更为随机。从我们样本中的低z Lya吸收体到其最近的星系邻居（~500 kpc）的中值距离是相同调查体积中明亮星系之间中值距离的两倍。这使得这些Lya吸收器和单个星系之间的任何有目的的“关联”都成问题。Lya吸收体等效宽度（W）与最近星系碰撞参数之间的相关性不适用于W<200 mA或碰撞参量> 200 kpc的情况。相反，我们发现统计支持的论点，即吸收器与大规模的星系丝。虽然一些强（W> 400 mA）的Lya吸收体可能是个别星系扩展的气体晕中的气体，但大部分局部Lya“森林”似乎与星系的大尺度结构有关，有些则与空洞有关。
2001-09-17 astro-ph
Intergalactic Baryons in the Local Universe
模拟预测，来自大尺度结构形成和星系风的冲击已经将处于温暖的光电离阶段（Lya森林）的重子比例从早期宇宙的近100%减少到今天的不到50%。在T=10^5-10^7 K时，一些剩余的重子被预测处于温热电离介质（WHIM）相，但数量仍然是模型的一个高度可调参数。现代紫外光谱仪提供了前所未有的访问Lya森林和潜在的WHIM示踪剂在z~0，和几个独立的小组已经建立了大的远紫外IGM吸收剂的目录沿~30 AGN视线。有普遍的协议之间的调查，温暖的，光电离相弥补了~30%的重子预算在z~0。另外约10%可以在坍塌的结构（恒星，星系等）中解释。然而，在z<0.5时对~100个高离子（OVI等）吸收剂的解释更具争议。这些物质很容易在IGM中存在的冲击中产生，但它们也可以通过光电离产生，因此不代表WHIM材料。给出几个观测证据和理论预期，我认为，大多数观察到的OVI吸收剂表示在T~ 300，000 K的冲击气体，而不是在T<30，000 K的光电离气体，因此它们是WHIM阶段的有效示踪剂。在这个假设下，T=10^5-10^6 K的富集气体可以占z<0.5时重子预算的10%，但是当考虑到偏差和不完整性时，这个值可能会增加，并有助于缩小50%的重子仍然“失踪”的差距。
2008-12-02 astro-ph
Simulations of the Intergalactic Medium
我提出的星系际介质（IGM）的重子的时代审查，从第一颗星到今天。最近的观测表明，再电离的时间很长，这表明再电离器有多个种群;检测这些z>6的源是一个关键目标，现在已经触手可及。光学莱曼α森林（2<z<4）可以用波动冈恩-彼得森近似很好地描述，但是对相关金属线和附近星系的令人困惑的观测可能会提供对星系反馈过程的见解。由于Ly-alpha吸收体和温热星系际介质的紫外线吸收线研究，z<1.5的IGM研究进展迅速。宇宙流体动力学模拟在这些进展中发挥了不可或缺的作用，并帮助塑造了我们对IGM的理解。观测和理论的共同努力继续扩大我们对IGM的认识，IGM是星系形成的最早阶段，也是所有红移下重子的主要储存库。
2003-12-04 astro-ph
The Local Ly-alpha forest: Association of absorbers with galaxies, voids, and superclusters
我们描述了最近用哈勃太空望远镜（HST）发现的低柱密度[N（HI）< 10^14.5 cm^-2] H I Ly-alpha吸收体，这使我们能够第一次看到我们和“长城”之间的局部星系际空间中的气体。尽管HST的孔径只有2.4 m，但这些新的观测结果使我们能够探测到柱密度为N（HI）\approx 10 ^12.5 cm^-2的吸收体，其密度与凯克/HIRES在高z时发现的密度一样低。由于这些吸收体靠近地球，我们的GHRS + STIS组合样本中的197个吸收体（Penton，Stocke，& Shull 2001）为我们提供了这些吸收体与星系，空洞和超星系团细丝之间关系的最佳视图。与以前的结果的基础上星系调查附近的高N（HI）吸收，我们没有发现证据表明，这些低N（HI）吸收扩展星系晕。相反，大多数（78%）与星系的大规模结构有关，而22%则在星系的“空洞”中发现。由于这些Ly-alpha吸收体是目前在空洞中检测到的唯一重子，我们使用它们的性质来估计空洞包含4.5（+/-1.5）%的普适重子密度。
2001-07-25 astro-ph
Lyman Alpha Absorption and Tidal Debris
宇宙结构的起源和演化是当今天文学家面临的主要问题之一。对类星体光谱中Lyalpha吸收体的理解是该计划的一个重要部分，因为这种吸收体可以追溯到非常高的红移。它们的存在本身就限制了星系际介质的物理状态。Lyalpha吸收体在低红移的发现使我们能够第一次估计低红移Lyalpha吸收体的比例是（i）随机分布，（ii）像星系一样分布，但与发光物体没有物理联系，（iii）实际上是发光星系晕的一部分，或（iv）星系群内的潮汐尾。从视线到类星体3C273的结果表明，大多数吸收体与星系无关，但有一个重要的子集。与星系有关的吸收体可能产生于环绕正常旋涡星系的巨大气体盘中，也可能是束缚在小星系群中的潮汐物质
1994-09-29 astro-ph
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 Ionized Gas and Nuclear Environment in NGC 3783 III. Detection of a Decreasing Radial Velocity in an Intrinsic UV Absorber
本文报道了在Seyfert 1星系NGC 3783中存在一个外流速度逐渐减小的内禀吸收体。这是第一次探测到与塞弗特星系有关的外流中径向速度的变化。这些结果是基于2000年2月至2002年1月间哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪的18次观测测量得出的。在相隔约13个月和9个月的两个时间段内，具有最高流出速度的运动分量中的吸收线分别表现出约35和55 km/s的平均速度红移。在第二个间隔中，速度下降速率快2.2 +/- 0.6倍。在其他运动学成分中没有检测到吸收速度的变化。我们探索潜在的解释所观察到的速度变化：径向减速的紫外线吸收剂由于变化的速度或方向的运动的流出，和一个连续的流动在我们的视线的排放源的演变。
2003-06-10 astro-ph
The impact of population III objects on the early universe
我们研究了Pop III天体产生的电离和离解光子对周围星系际介质的影响。我们发现在z=20-30时，H_2光离解区的典型尺寸小于源间平均距离，但大于电离区。这意味着星系际H_2的清除发生在宇宙再电离完成之前。在相同的红移范围内，当考虑星系际H和H_2不透明度时，莱曼-沃纳带的软紫外背景为J_LW = 10^-28 - 10^-26 erg cm^-2 s^-1 Hz^-1。这个值远低于波普III天体对随后的星系形成产生负反馈所需的阈值。我们将这些半解析结果与高分辨率N体模拟相结合，研究了光电离和光解离的拓扑结构以及H^+和H_2填充因子的演化。
1998-09-11 astro-ph
Simulations of thermally broadened HI Lya absorption arising in the warm-hot intergalactic medium
最近对低红移类星体的远紫外（FUV）吸收线测量揭示了一个具有大多普勒参数（b> 40 km/s）的宽HI Lya吸收体（BLA）的干涉群体。如果这些谱线的大宽度是由热谱线加宽所决定的，那么BLA可能在T ~ 10^5-10^6 K的温度范围内追踪到温暖-热的星系际介质（WHIM）中的高度电离气体，这种气相预计在低红移时包含大部分重子。在本文中，我们使用流体动力学模拟研究频率，分布，物理条件，和重子含量的BLA在z=0。从我们的模拟光谱中，我们得到了log（N（cm^-2）/b（km/s））>10.7，b>40 km/s，log N（HII）<20.5的HI吸收体的每单位红移（dN/dz）_BLA ~ 38的BLA数。这些系统的重子含量为Omega_b（BLA）=0.0121/h_65，约占我们模拟的总重子预算的25%。因此，我们的研究结果支持的想法，BLA代表一个重要的重子水库在低红移。BLA主要跟踪温度log T~4.4-6.2的冲击加热碰撞电离WHIM气体。在我们的模拟中，大约27%的BLA起源于光电离的Lya森林（log T<4.3），它们的大线宽是由非热加宽效应（如未分辨的速度结构和宏观湍流）决定的。我们的模拟意味着，对于一个足够大的样本的BLA在FUV光谱，它是可能的，以获得一个合理的近似这些系统的重子含量仅从测量的HI柱密度和b值。
2006-02-15 astro-ph
Correlations between O VI Absorbers and Galaxies at Low Redshift
在一个大尺度宇宙学模拟中，我们研究了星系与金属线吸收系统之间的关系，包括星系形成。我们的金属富集和氧物种的非平衡计算的详细治疗，使我们能够，第一次，进行定量计算的星系和O VI吸收体之间的互相关性。结果表明：（1）互相关强度对吸收强度的依赖性很弱，而对星系的光度的依赖性很强。(2)相关距离随光度单调增加，从0.1 L * 星系的~0.5- 1 h ^-1 Mpc增加到L* 星系的~3- 5 h ^-1 Mpc。(3)相关距离对吸收体强度有复杂的依赖关系，并有一个依赖于发光度的峰。(4)只有15%的O VI吸收体位于>=Lz* 星系附近。剩下的85%，那么，必须出现“近”低光度星系，虽然，这些星系的位置是不相关的吸收。这可能表明星系际气体的污染主要来自较小的星系。(5)有一个微妙的趋势，对于>~0.5Lz* 的星系，吸收体强度和星系光度之间存在正相关关系，在这个意义上，更强的吸收体在给定的投影距离上找到这样一个大星系的概率略高。对于亮度较低的星系，光度和吸收体强度之间似乎存在负相关。
2008-03-28 astro-ph
Low Redshift Intergalactic Absorption Lines in the Spectrum of HE0226-4110
我们呈现了HE 0226 -4110的FUSE和STIS E140 M光谱的分析（z=0.495）。我们检测到56个莱曼吸收体和5个O VI吸收体。在W>50 mT的情况下，每单位红移的O-VI干涉系统数为dN（O-VI）/dz~ 11。OVI系统仅在一种情况下明确地跟踪热气体。对于其他4个O VI系统，光电离和碰撞电离模型是可行的选择，以解释所观察到的柱密度的O VI和其他离子。如果OVI系统大部分是光致电离的，那么只有一小部分观测到的OVI将对沿着这条视线的温热电离介质（WHIM）的重子密度做出贡献。结合我们的结果与以前的，我们表明，有一个普遍的增加N（O VI）与增加b（O VI）。冷却流模型可以再现N-b分布，但不能再现所观察到的离子比。每单位红移的O I，O II，O III，O IV和O VI系统的数量的比较表明，低z IGM是更高的电离比弱电离。我们证实，光电离O VI系统显示出降低电离参数增加H I柱密度。O VI吸收碰撞电离/光电离简并遵循这种关系，可能表明它们主要是光电离。我们发现，在低红移IGM的光电离O VI系统的平均丰度为0.3太阳。除了Savage等人发现的系统之外，我们没有发现其他Ne VIII系统，虽然我们的灵敏度应该允许在T~（0.6-1.3）x10^6 K（如果CIE适用）下在O VI系统中检测Ne VIII。由于WHIM的大部分被认为是在温度T…
2006-02-03 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
Chandra Detection of OVIII Ly-alpha Absorption from an Overdense Region in the Intergalactic Medium
我们报告的OVIII Ly-alpha吸收线与星系际介质（IGM）沿PKS 2155-304与钱德拉低能量透射光栅光谱仪（LETGS）的视线过密区域的第一次检测。在4.5 sigma水平检测到吸收线，cz~ 16，600 km/s。在相同的速度下，Shull et al.（1998年）探测到一小群螺旋星系（δ_gal ~ 100的过密度）和低金属含量的HI Ly-alpha云。我们将产生OVIII Ly-alpha线的群内气体限制在重子密度在1 e-5 < n_b <7.5 e-5 cm^-3（50 < delta_b < 350）范围内，温度为（4-5）× 10^6 K，假设太阳丰度为0.1。这些估计是根据热/热星系际介质（WHIM）的流体动力学模拟预测。从这个单一的检测推断，意味着大部分的“失踪重子”（~ 10%，或~ 30-40%的WHIM）被OVIII吸收体探测到。
2002-06-16 astro-ph
Metal enrichment of the intergalactic medium
我证明通过高分辨率的宇宙学模拟，其中包括一个两相星际介质的建模，运输重元素从原星系到IGM的主导机制是合并机制发现Gnedin和Ostriker。超新星对星际气体的直接喷射在将金属输送到IGM中只起了很小的作用：在现实的宇宙学场景中，IGM中只有一小部分金属是由超新星驱动的风输送的，而IGM中的大部分金属是由合并机制输送的。因此，IGM中的金属丰度分布是高度不均匀的，与类星体金属吸收系统的研究一致，莱曼α吸收体的金属丰度分布预测作为其柱密度的函数与观测数据非常吻合。
1997-09-23 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
Metal Lines in Cosmological Models of Lyman-Alpha Absorbers
与中等到高HI柱密度的\lya吸收体相关的金属吸收线包含了关于吸收体内金属丰度和电离条件的有价值的信息，并提供了对\sim 3 $ than HI absorption lines alone. We have developed a method to predict the strengths of metal absorption lines within the framework of cosmological models for the \lya forest. The method consists of evaluating a quantity, the Line Observability Index, for a database of hundreds of candidate metal lines, allowing a comprehensive identification of the lines the model predicts to be detectable associated with a \lya absorber of a given HI column density and metallicity. Applying this technique to a particular class of models at \sim…
1997-09-09 astro-ph
The Connections between QSO Absorption Systems and Galaxies: Low-Redshift Observations
类星体吸收线长期以来被认为是一种敏感的探测器，可以探测各种环境中气体的丰度、物理条件和运动学，包括可能无法用任何其他手段研究的低密度星系际区域。虽然一些哈勃太空望远镜（HST）之前的观测表明Mg II吸收线出现在具有大覆盖因子的气态星系晕中，但许多早期的类星体吸收体研究因缺乏关于吸收体背景及其与星系联系的信息而受到阻碍。通过在低红移处提供关键的紫外共振线，哈勃空间望远镜和远紫外光谱探测器的部署使得能够详细研究类星体吸收体与星系之间的关系。像斯隆数字巡天（SDSS）这样的大型巡天的出现也通过极大地改进吸收体和星系样本的大小而推进了这一主题。本文简要地回顾了HST/SDSS时代对银河系-星系联系的一些观测结果，包括Mg II吸收体、低z Lyman α森林、Lyman极限和阻尼Lyman α吸收体以及O VI系统。
2005-10-11 astro-ph
The Fate of the First Galaxies. III. Properties of Primordial Dwarf Galaxies and their Impact on the Intergalactic Medium
在之前的两篇论文中，我们模拟了宇宙中具有代表性的第一个星系。模拟是独特的，因为我们的模型反馈调节星系形成，使用时间依赖性，空间不均匀的辐射转移耦合到流体力学。在这里，我们研究了模拟的原始矮星系的性质，质量小于2x10^8 Msolar，并调查它们对星系际介质的影响。虽然许多原始星系都是暗星系，但每同向运动约有100--500个Mpc ^[3]是亮星系，但相对较暗。它们优先形成链状结构，并且具有低表面亮度的恒星球状体，延伸到维里半径的20%。它们的星际介质的平均密度n_H约为10- 100 cm^-3，金属丰度Z约为0.01- 0.1 Z太阳能，并且可以维持多相结构。在大散射的情况下，恒星形成的平均效率与晕质量成比例，<f_*> \propto M_dm ^2，与红移无关。由于反馈，小于临界质量M_crit（z）的晕中没有大部分重子。更有趣的是，我们发现暗晕的M_crit（z）总是比亮晕小。星系际介质中金属的富集是不均匀的，[Z/H]>-3.0时，富集气体的体积填充因子只有1%~ 10%，[Z/H]>-5.0时，富集气体的体积填充因子只有10%~ 50%。在z=10时，金属丰度Z<10^-3的恒星占恒星总质量的比例为10^-6。虽然用詹姆斯·韦伯太空望远镜探测高红移矮星系将是一个挑战，但由于它们的空间密度很大，对它们在本地宇宙中的化石记录的研究是有希望的。
2008-02-19 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
Small Scale Structure at High Redshift: III. The Clumpiness of the Intergalactic Medium on Sub-kpc Scales
从莱曼α森林的Keck HIRES仪器到引力透镜类星体Q1422+231的A和C分量的视线中的光谱被用来研究在亚千秒差距尺度上平均红移z = 3.3的星系际介质的结构。我们测量了平均横向间隔为120 pc的两个莱曼α森林之间的互相关幅度，并计算了在两条视线中看到的各个吸收系统之间的RMS柱密度和速度差异。对于柱密度在12<log N（HI）<14.13范围内的不饱和吸收线，发现莱曼α森林线的速度质心之间的RMS差小于约400 m/s。在100 pc的典型尺度上，能量转移到低密度IGM中的速率似乎比先前测量的强CIV金属吸收系统的速率低3-4个数量级。利用星系际介质中HI柱密度与重子密度之间的紧密相关关系，得到了重子密度场均方根涨落的上限。吸收线的分数是不同的视线被用来确定宇宙的填充因子的气体遭受最近的流体动力学扰动。由此我们导出了高红移星系外流填充因子的上限。短暂的、短距离的古代风基本上不受这种方法的约束，但吹了相当一部分哈勃时间（z = 3.3）的强风似乎只占宇宙体积的不到20%。
2001-07-27 astro-ph
Was the Universe Reionized by Massive Population-III Stars?
WMAP卫星测得宇宙复合后电子散射的光学深度为0.17 ± 0.04，这意味着大爆炸后约2亿年原始气体发生了显著的再电离。然而，根据莱曼-阿尔法森林对星系际介质热历史的约束，星系际HII区最近的重叠一定发生在z<9处。在这里，我们认为，第一代的无金属恒星的重（而不是萨尔彼得）的质量函数，因此需要占大部分的推断光学深度。如果反馈调节早期矮星系中的恒星形成，就像在今天的矮星系中观察到的那样，这个结论就成立了。
2003-04-10 astro-ph
Intergalactic CIV absorption at redshifts 5.4 to 6
本文报道了在类星体SDSS J1030 + 0524的近红外光谱（J波段）中，在z_em = 6.28处发现了一个强的CIV 1548，1550吸收系统。这些观测是用欧洲南方天文台甚大望远镜（ESO VLT）上的红外光谱仪和阵列照相机（ISAAC）获得的，表明利用现代仪器，类星体吸收线光谱学可以成功地扩展到近红外波长，以探测再电离时代末期附近的星系际介质。虽然这项初步研究的统计数据是有限的，我们的数据所暗示的三重电离碳的质量密度是可比的Omega_CIV在较低的红移报告的值。无论是CIV吸收体的柱密度分布，还是它的积分，都没有显示出在大爆炸后从1 Gyr到4.5 Gyr的一段时间内显著的红移演化，这表明很大一部分星系际金属可能已经在红移超过6的地方。或者，我们探测到的强CIV系统可能与来自前景大质量星系的外流，高度电离的气体有关;类星体视线附近星系的深度成像和光谱学应该能够区分这两种可能性。
2006-07-03 astro-ph
Highly Ionized High-Velocity Clouds: Hot Intergalactic Medium or Galactic Halo?
我们使用光谱数据从HST和FUSE的研究范围广泛的电离状态的“高度电离的高速云”。在OVI吸收中进行了广泛的研究，这些云通常被认为是距离小于50 kpc的星系晕中的下落气体。另一种模型将OVI（和OVII X射线吸收）归因于低密度、激波加热的星系际气体的宇宙学结构，这些气体分布在银河系周围1-3 Mpc。后一种解释是不可能的，因为所需的气体质量巨大（4 × 10^12 M_solar）。我们在12条视线中的9条中探测到了低电离级（CII/III/IV; SiII/III/IV），其速度与OVI相似，需要的气体密度远高于与温热星系际介质（WHIM）相关的气体密度（n_H= 5 × 10 ^-6 cm^-3）。这些HVC可能是冷却的，多相气体在星系晕，弓形激波和云之间的界面下降通过一个热的，旋转的气体晕。在银河系坐标系中，这些HVC的速度分离与一种模式是一致的，在这种模式中，下落的云反映了银河系旋转的意义，并叠加了特殊的速度。
2005-01-15 astro-ph
Exploring the intergalactic medium with VLT/UVES
VLT的UVES摄谱仪的显着效率使得有可能将Ly-a森林的高分辨率，高S/N地面观测降低到z~1.5，从而获得对星系际介质的物理条件及其在90%以上的宇宙时间内的演化的新见解。宇宙膨胀、紫外电离背景和结构的引力凝聚是形成吸收体数密度和柱密度分布的驱动因素。一个（有限的）贡献的紫外光子产生的星系被发现是重要的复制观察到的演化模式在非常高和低的红移。莱曼森林包含了大部分的重子，至少在z>1.5的时候，它是星系形成的储存库。在一个固定的柱密度的典型的多普勒参数测量略有增加，减少红移，但推断的温度在平均密度是增加的红移。在莱曼森林中可能探测到HeII再电离和星系结构形成的反馈信号。
2001-12-12 astro-ph
Cosmic Variance In the Transparency of the Intergalactic Medium After Reionization
随着宇宙再电离的完成，电离光子的平均自由程由Ly-limit吸收体的数量决定。随着平均自由程的稳步增长，电离背景的强度也在增长，从而降低了整个扩散星系际介质（IGM）电离平衡中氢的剩余中性部分。Ly-alpha光子提供了一种灵敏的探针，用于追踪再电离结束时残余氢的分布。在这里，我们计算不同的视线之间的平均Ly-alpha光学深度分布的宇宙方差。我们发现分数变化的有效后再电离的光学深度是为了统一的规模为100共同移动Mpc，在协议对高红移类星体的观测。这些变化的显着贡献提供的宇宙方差的密度对比度的尺度上的平均自由程的电离光子，并在电离背景的波动引起的延迟或增强的结构形成。宇宙的变化导致了IGM的高度不对称的传输分布，Ly-alpha传输的分数波动大于Ly-beta传输。
2006-01-30 astro-ph
Probing the OVI forest
最近的FUSE和STIS观测OVI吸收在低红移沿视线遥远的类星体已被解释为一个温暖的星系际介质（IGM）的热扩散成分的签名。在这些诉讼中，我们表明，在数值模拟中预测的数量这样的吸收器同意与观察到的特征，贷款支持这一想法。我们发现，碰撞电离线往往更强，更宽，而光电离吸收弱，更窄。我们还发现，比较预测的线宽分布观察到的是稍微太低。
2001-10-30 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
The Nature and Origin of Low-Redshift O VI Absorbers
在类星体吸收线谱中观测到的OVI离子是研究低红移（z<0.5）星系际介质（IGM）中宇宙金属分布的最容易的示踪剂。我们探索的性质和起源的O VI吸收宇宙流体动力学模拟，包括银河系外流。我们认为电离背景的变化，非平衡电离和冷却，均匀的金属，和小尺度（亚分辨率）湍流的影响。我们的主要结果是：1）IGMO VI在T= 10^（4.2+/-0.2）K时主要是光电离的;一个关键的原因是，在给定的密度下，OVI吸收剂优先跟踪IGM的过富集区域，这增强了金属线冷却，使得吸收剂可以在哈勃时间内冷却。因此，O VI不是WHIM的好跟踪器。2)预测的OVI属性适合观测值，只有当子分辨率湍流被添加。所需的湍流随着OVI吸收体强度的增加而增加，使得更强的吸收体从更近的流出物中产生，其中湍流耗散在哈勃时间的量级上。湍流的数量与IGM和星系晕中观察到的其他湍流例子一致。3)被O VI和H I追踪的金属并不追踪完全相同的重子，而是存在于相同的大尺度结构中。在我们的模拟中再现了观察到的对齐统计。4)光致电离的O VI在各种环境中都能追踪到气体，虽然通常最接近约0.1L* 的星系，但与最近的星系没有直接联系。较弱的O VI成分可以追溯到一些最古老的宇宙金属。5)非常强的吸收体更有可能被碰撞电离，追踪星系晕内或附近最近的富集（<2 Gyr）。
2009-02-27 astro-ph
Highly ionized absorbers at high redshift
我们调查了10个高光谱分辨率类星体光谱中富金属OVI族的存在，并定义了这类吸收体的观测准则。近一半的OVI吸收体的低温（红移2.0至2.6），由它们的线宽暗示，对于碰撞电离来说太低了，不能成为主导过程。我们估计光电离的假设下的氧丰度;一个引人注目的结果是双峰分布的[O/H]的中值接近0.01（0.5）太阳的金属贫（富金属）人口。我们给出了OVI柱密度分布的第一个估计值，并拟合了一个~-1.7的单一幂律指数和f（N）= 2.3e（-13）的归一化，log N（OVI）~ 13.5，两者的不确定性均为~30%。该指数的值与CIV调查的值相似，而标准化因子约高出10倍。我们使用f（N）导出dn/dz和宇宙密度Omega_b（OVI），选择一个不受不完全性或样本方差强烈影响的有限列密度范围。我们发现dn/dz随z的增加而减小。由f（N）得到的宇宙OVI密度为Omega_b（OVI）~ 3.5e（-7），比用观测OVI样品估算的值高2.3倍（其中富含金属的人口贡献约35%），缓解了在高Z下缺失金属的问题我们发现，大多数富金属吸收体位于强Ly-a线的~450 km/s范围内，并表明，与贫金属吸收体相反，该群体不能处于流体静力平衡。所有的OVI吸收剂的性质意味着有两个不同的人口：贫金属的吸收剂跟踪星系际介质和富金属的吸收剂与恒星形成的活动场所。
2005-06-28 astro-ph
Hubble and FUSE studies of Ly-alpha absorbers at low redshift
哈勃空间望远镜（HST）和远紫外光谱探测器（FUSE）上的紫外光谱仪已经证明了它们在低红移（z < 0.1）下作为低密度星系际介质（IGM）灵敏探测器的价值。最近对Ly-alpha、Ly-beta以及偶尔出现的更高的莱曼谱线的观测表明，低z IGM中温暖的光致电离气体可能包含20-25%的重子，其柱密度分布为N（HI）^-1.8。对Si III、C III、C IV和O VI的共振线的测量表明，这些吸收体的金属丰度范围从太阳丰度的1-10%到低于0.003 Z（太阳）的值。Ly-beta/Ly-alpha比值（FUSE和HST）的比较得出多普勒参数的分布，平均值b = 31.4 +/- 7.4 km/s，中值为28 km/s，与z = 2-3时的值相当。生长曲线（CoG）b值远小于从Ly-alpha轮廓拟合得到的宽度，平均b（CoG）/b（宽度）= 0.52，这表明低z吸收体包含相当大的非热运动或由宇宙膨胀和坍缩引起的速度分量。未来紫外光谱任务（HST/COS和SUVO）的一个挑战是获得欧米茄（IGM）和占主导地位的IGM重子含量的强Ly-alpha吸收剂的金属丰度的精确测量。该计划将需要精确测定：（1）使用较高的莱曼系线的生长曲线;（2）1-5 Ryd的电离辐射场;和（3）吸收体的特征尺寸和形状。
2001-07-25 astro-ph
