QSO Absorption Lines from QSOs
我们提出的背景类星体的视线通过接近前景类星体的光谱中的金属吸收线的搜索结果。我们在4个z>1.5的类星体的Sloan数字巡天（SDSS）光谱中探测到Mg Ⅱ（2796，2803）吸收，它们的视线经过低红移（z~0.5-1.5）类星体的26-98 kpc。在背景类星体中100% [4/4对]检测到MgII显然与相关（z_abs ~ z_em）系统的发生率不一致-吸收体只存在于少数类星体中。虽然我们的前景类星体光谱的质量不如SDSS数据高，但对其中一个背景类星体的吸收显然不会在相应的前景类星体光谱中以相同的强度显示出来。这意味着吸收气体不均匀地分布在类星体周围，可能是活动星系核中心各向异性辐射的直接结果。我们讨论了可能的起源MgII线，包括：吸收气体从前景类星体宿主星系;同伴星系燃料类星体通过引力相互作用;和潮汐碎片留下的星系合并或相互作用，启动类星体活动。没有一个单一的解释是完全令人满意的，我们很可能会看到一个混合的现象。
2006-05-30 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
Strong Absorption-line Systems at Low Redshift: MgII and Damped Lyman Alpha
详细介绍了一种研究低红移阻尼莱曼α系统的强有力的间接方法。我们发现一个低红移DLA的概率增加到近50%的目标类星体，已知有很强的低红移MgII和FeII吸收线在其光谱。我们正在使用斯隆数字巡天QSO光谱，并辅以我们在MMT进行的调查，以研究金属线系统。哈勃太空望远镜被用来确认低红移的DLAs。此外，我们正在用几个地面望远镜对低红移DLA星系进行成像，以直接研究它们的环境。
2002-11-13 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
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
QSO Absorption Line Constraints on Intragroup High-Velocity Clouds
我们发现，中等红移镁II和莱曼极限吸收体的数量统计可能会排除假设高速云正在下落的群内材料。
2000-08-11 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 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
VLT-SINFONI observations of Mrk 609 - A showcase for X-ray active galaxies chosen from a sample of AGN suitable for adaptive optics observations with natural guide stars
我们将介绍对一个红移为0.04 < z < 1的X射线明亮活动星系核样品的ESO-VLT AO辅助积分场光谱的第一个结果。我们通过SDSS和ROSAT调查的互相关并利用典型的AO约束来构建这个样本。该样品允许对核和宿主环境的近红外特性进行详细研究，具有100 pc尺度的高光谱分辨率。然后，这些天体可以直接与当地（z<0.01）星系群（在没有AO的情况下观察到）以相同的线性尺度进行比较。作为一个当前的例子，我们将提出的观测z=0.034塞弗特1.8星系Mrk 609与新的AO辅助积分场光谱仪SINFONI在VLT。成功的观测表明，在未来--在观测更多天体的同时--我们将能够确定这些天体中核棒和/或环核恒星形成环的存在、频率和重要性，并解决这些X射线发光活动星系核及其宿主如何与光学/紫外亮类星体、低z类星体/射电星系或ULIRGs联系的问题。
2005-06-15 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
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
The CIV-MgII Kinematics Connection in <z>~0.7 Galaxies
我们已经检查了来自哈勃空间望远镜档案的暗天体摄谱仪数据，在0.4 < z < 1.4处与40个MgII 2796，2803吸收选择星系相关的CIV 1548，1550吸收。我们报告了在6 km/s分辨率的HIRES/Keck谱中测量的MgII运动学与W_r（1548）之间的强相关性，这意味着产生“外围速度”MgII云和高电离星系/晕气体的过程之间存在物理联系。在13个已确认有关联星系的系统中，没有发现电离条件W_r（1548）/W_r（2796）随星系-类星体视线距离的变化趋势，说明在这些高红移星系中，电离条件随星系-类星体视线距离的变化没有明显的梯度。我们发现了W_r（1548）/W_r（2796）与星系颜色反相关的初步证据（2-sigma）<B-K>;如果进一步的数据证实这一趋势，鉴于CIV-MgII运动学的强相关性，它可能意味着恒星星族、恒星形成事件和z~1处晕气体的运动学和电离条件之间的联系。
1999-04-21 astro-ph
Mg II Absorption Systems in SDSS QSO Spectra
我们提出了一个镁II吸收线调查使用类星体光谱从SDSS EDR的结果。共鉴定和测量了1,300多个静止等效宽度大于0.3 μ m、红移为$0.366 \le z \le 2.269$的双重峰。我们发现$\lambda2796$静止等效宽度（$W_0^{\lambda2796}$）分布可以用指数函数$\partial N/\partial W_0^{\lambda2796} = \frac{N^*}{W^*} e^{-\frac{W_0}{W^*}}$很好地描述，其中$N^*=1.187\pm0.052$和$W^*=0.702\pm0.017$均为指数函数.以前报道的幂律拟合大大高估了强线的数量。外推我们的指数拟合低估了$W_0 \le 0.3$系统的数量，表明$dN/dW_0$在$W_0 \simeq 0.3$系统附近发生了转变。两个指数的组合再现所观察到的分布以及，这表明MgII吸收剂的叠加至少两个物理上不同的人口的吸收云。我们还导出了一个新的红移参数化的$W_0^{\lambda2796} \ge 0.3$双谱线的数密度：$N^*=1.001\pm0.132(1+z)^{0.226\pm0.170}$和$W^*=0.443\pm0.032(1+z)^{0.634\pm 0.097}$双谱线。我们发现，随着红移的减小，分布变陡，$W^*$从$z=1.6$的$0.80\pm0.04…
2004-10-20 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
MgII absorption systems and their neighbouring galaxies from a background subtraction technique
我们估计的绝对星等分布的星系位于约百万分之一的Mg II吸收系统。吸收系统本身位于斯隆数字巡天数据第三版中类星体的1880条视线上，静止等效宽度大于0.88埃，红移在0.37 < z < 0.82之间。我们的测量是基于所有星系的投影距离约900 kpc/h的每个类星体证明吸收。这些投影近邻的红移是不可用的，所以我们使用背景扣除技术来估计真实近邻的绝对星等分布。(Our方法利用了这样一个事实，即虽然我们不知道邻居的红移，但我们知道吸收体的红移。我们发现绝对星等分布是一个钟形曲线，峰值在静止坐标系M_B =-20处，对应于L/L* = 1.4。这种观察到的分布在文献中的比较表明，它是不太可能从人口占主导地位的晚型星系。然而，强等效宽度系统可能与后来的星系类型有关。最后，我们使用绝对星等分布，以及观测到的约8%的覆盖率，来估计MgII吸收星系周围气体的程度。对于一个L* 星系，这个尺度大约是70 kpc/h。我们提供了一个分析描述我们的方法，这是一般适用于任何数据集，其中红移只适用于一个小的子样本。因此，我们希望它有助于分析星系的光度红移数据集的标度关系。
2008-11-17 astro-ph
Bounds on the fine structure constant variability from FeII absorption lines in QSO spectra
本文介绍了测量精细结构变化的单离子差分α测量（SIDAM）方法及其优值，并给出了利用类星体干扰系统Fe Ⅱ吸收线测量的结果。对于HE 0515- 4414，该方法在zabs = 1.15时提供daa ~= -0.12（+/-1.79）ppm（百万分之一），对于Q 1101- 264，该方法在zabs= 1.84时提供daa = 5.66（+/-2.67）ppm，这是迄今为止对单个系统最准确的测量。来自Chand等人（2004）样品的3个系统的SIDAM分析提供了不一致的结果，我们将其解释为由于Chand等人数据的校准误差约为10 ppm。在一个系统中，发现了Mg Ⅱ和Fe Ⅱ谱线之间光电离多普勒频移的证据，这一证据对多重态方法有重要意义，其中daa变化的信号主要由涉及Mg Ⅱ吸收体的系统携带。在Murphy等人的样本中也发现了一些相关性，这表明误差比以前报告的要大。因此，我们认为Chand等人和Murphy等人的数据集不太可能提供准确度为1 ppm的daa估计值。像ESTERO项目这样的新摄谱仪对于在天文学测定daa方面取得进展至关重要。
2007-12-28 astro-ph
A Survey of Weak MgII Absorbers at 0.4 < z < 2.4
我们目前的结果从调查中获得的ESO档案的VLT/UVES光谱的81类星体的弱MgII吸收剂。在这次调查中，我们确定了112个弱MgII系统的红移范围0.4 < z < 2.4，86%的完整性下降到一个休息框架的等效宽度W_r（2796）= 0.02 A，覆盖的累积红移路径长度deltaZ=77.3。从这个样本中，我们估计每单位红移dN/dz的弱吸收体的数量从=1.9时的1.06 +/- 0.04增加<z>到=1.2时的1.76 +/- 0.08<z>，然后减少到=0.9时的1.51 +/- 0.09<z>和=0.6时的1.06 +/- 0.10<z>。因此，我们发现证据的人口中的弱MgII吸收剂的演变，其数密度峰值在z=1.2。我们还确定了=0.9和=1.9时弱系统的等效宽度分布<z><z>。在0.4 < z < 1.4时，有证据表明，在W_r（2796）<0.1 A时，从形式为n（W_r）\propto W_r^{-1.04}的幂律转换。这种转换在1.4 < z < 2.4时更极端，其中等效宽度分布接近于强MgII吸收剂的指数分布函数的外推。基于这些结果，我们讨论的可能性，弱MgII吸收剂，特别是单云系统的一部分，与卫星云周围强MgII系统。这些结构也可能类似于银河系的高速云。在这种情况下，高红移弱MgII吸收剂的缺乏是由于缺乏孤立的吸积云星系在那个…
2007-01-03 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 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
Emission line widths and QSO black hole mass estimates from the 2dF QSO Redshift Survey
我们利用2dF和6dF类星体红移巡天观测到的22000多个类星体的合成光谱，研究了发射线速度宽度与类星体光度之间的关系。我们发现宽发射线H β、H γ、Mg Ⅱ、CIII和CIV的速度宽度与连续发光度相关，显著性超过99%。在主要的窄发射线（[OIII] 5007、[OII] 3727、NeIII 3870和NeV 3426）中，只有[OIII]表现出线宽与发光度的显著相关性。假设气体在开普勒轨道上运动，宽线区域的半径与类星体的连续发光度有关，我们利用宽线的速度宽度导出对复合光谱有贡献的类星体的平均黑洞质量。由此得到的类星体质光关系与M ~ L ^0.97 +-0.16是一致的。我们发现，线宽和红移之间的相关性，如果存在的话，必须是弱的，只有CIV显示出显着的进化证据。这使我们能够将黑洞质光比的红移演化限制为~（1+z）^beta，其中beta ~< 1，远小于类星体光度演化中的~（1+z）^3演化。假设宽线区气体的运动是开普勒的，它的半径取决于类星体的光度，我们的模型表明，所观察到的弱红移的依赖性太小，所观察到的类星体的光度函数是由于一个单一的长寿人口的源的演变。
2003-04-29 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
Multi-wavelength study of the gravitational lens system RXS J1131-1231: III. Long slit spectroscopy: micro-lensing probes the QSO structure
（简略）目标：利用长缝光学和近红外光谱技术，讨论和表征了引力透镜系统RXS J1131-1231（一个四重成像活动星系核）的3个最亮透镜像（A-B-C）之间的微透镜效应。不同的发射区域的大小的定性约束。方法：我们使用多组分拟合方法将光谱分解成它们各自的发射组分。光谱的互补分解使我们能够独立于任何光谱建模来隔离光谱的宏观透镜部分。结果：-1。数据支持图像A和C的微透镜去放大。在这些图像中，不仅连续发射微透镜化，而且宽线发射区域（BLR）的一小部分也是如此。2. MgII发射线的非常宽的组件的微透镜化表明，相应的发射发生在比发射线的其他组件更紧凑的区域中。-3.我们发现的证据表明，一个大部分的FeII排放出现在外部的BLR。我们还发现在3080-3540 A和4630-4800 A范围内的非常紧凑的发射区可能与Fe II有关。-4. OIII窄发射线区域是部分空间分辨的。这使我们能够将其固有大小的下限定为110 h ^{-1} pc。-5. MgII吸收光谱中发现的分析表明，吸收介质是固有的类星体，有一个覆盖因子为20%，是由均匀分布在前面的连续和BLR的小云。-6.在红移z=0.10和z=0.289处检测到两个邻近星系。这些星系可能是那些红移的星系群的成员。
2007-04-15 astro-ph
Small Scale Structure at High Redshift: IV. Low Ionization Gas Intersecting Three Lines of Sight to Q2237+0305
我们获得了类星体2237+0305的三幅引力透镜图像的Keck HIRES谱，以研究低电离吸收系统及其在视线上的投影速度和柱密度的差异。我们探测到银河系的钙吸收，以及透镜星系（z=0.039）的高速云系统。总等效宽度类似于银河系中高速云的CaII组分以小于1千秒差距的碰撞参量以数百公里/秒的速度分布在透镜星系中心。我们还详细研究了三个低电离MgII-Fe Ⅱ体系。所有这三个系统覆盖所有三个视线，这表明产生MgII复合物的气体结构大于约0.5千秒差距。然而，在大多数情况下，它是难以跟踪的距离大于200-300秒差距的个别MgII的“云"，这表明典型的大小的MgII云是小于尺寸推断较早的个别CIV高电离气体云。我们尝试性地解释了最强的MgII系统的吸收模式，在一个膨胀的气泡或银河风，并表明，可能的轨迹所占据的模型泡沫在径向速度空间重叠的银河系超壳层的观察到的特点。（节略）。
2002-04-26 astro-ph
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
Extremely Red Objects in the Field of QSO 1213-0017: A Galaxy Concentration at z=1.31
我们在z=2.69的类星体QSO 1213-0017（UM 485）的区域发现了一个极红天体（ERO; R-K>6）的集中区，与ERO的表面密度相比，这个集中区明显过多。ERO和许多其他红色星系的光学/近红外颜色与z=1-2的椭圆星系一致。HST光学图像的一个子集的星系显示规则的形态，其中大多数是盘状或弥漫，没有任何明显的证据相互作用。地基红外图像显示出类似的形态，表明这些物体中的任何尘埃变红在空间上是均匀的。光谱学与W。M.凯克望远镜发现，其中四个红色星系位于z <z>=1.31，第五个位于z=1.20的前景。在z <z>=1.31的星系中，有一个是变红的活动星系核，而其余三个的静止坐标系紫外吸收线光谱特征是老的（少数陀螺）恒星星族，类似于老的红色星系LBDS 53 W 091在z=1.55。包括在类星体光谱中看到的MgII吸收体在内，我们在天空中发现了五<z>个分布在1.5 h_50^{-1} Mpc上的=1.31的星系。这些结果表明，我们发现了一个相干结构的老星系在高红移，可能与一个巨大的星系团。
2000-02-24 astro-ph
APM z>4 QSO Survey: Spectra and Intervening Absorption Systems
APM对z > 4的明亮天体进行了巡天，覆盖了2500度^2的天空，直到m（R）~19，结果发现了31个z > 4的类星体。对28个北半球容易观测到的类星体进行了5A分辨率的高信噪比光学分光光度测量。这些光谱已被调查，以创建新的样品的高红移莱曼极限系统，阻尼莱曼α吸收剂，和金属吸收系统（如CIV和MgII）。在本文中，我们提出的光谱，连同检测到的吸收系统的线列表。类星体显示出各种各样的发射和吸收谱线特征，其中5个表现出宽吸收谱线，1个具有极强的发射谱线（BR 2248 -1242）。已经确定了11个候选的阻尼Ly-alpha吸收系统，覆盖红移范围2.8<z<4.4（8个z>3.5）。对高电离发射线和低电离发射线的测量红移的分析表明，它们被蓝移了430+/-60 km/s。在以前的文件（Storrie-Lombardi et. 1994年），我们讨论了在这里编目的莱曼极限系统的红移演化。在随后的论文中，我们将讨论Ly-alpha森林吸收体的性质以及阻尼Ly-alpha吸收体的红移和柱密度演化。
1996-04-03 astro-ph
First Comparison of Ionization and Metallicity in Two Lines of Sight Toward HE 1104-1805 AB at z=1.66
利用引力透镜双类星体HE 1104-1805 AB的新HST/FOS、NTT/EMMI和Keck/HIRES谱（z=2.31，θ=3.2），并假设紫外光电离的超星系辐射场，我们推导出的物理条件，（电离水平，金属丰度和云的大小沿视线）在五个CIV+MgII吸收系统聚集在z=1.66沿两个视线。其中三个系统与logN（HI）=20.85的阻尼Ly-alpha（DLA）系统相关联，该系统在A中观察到。另外两个系统与logN（HI）=17.57（B）的莱曼极限系统相关联。A谱中的CIV和Mg II谱线轮廓与B谱中的相似，跨度Δv=360 km/s。假设这些吸收系统中的相对金属丰度与DLA系统中观察到的相同，我们发现观察到的N（CIV）/N（MgII）比意味着电离参数logΓ=-2.95至-2.35。因此，这些云应该很小（0.5-1.6千秒差距，氢密度n_H<=0.01 cm-3），并且相对高度电离。发现B的吸收系统具有比产生DLA系统的气体的金属量低0.63倍的金属量，Z（DLA）= 0.1*Z（太阳能）。我们在两个类星体光谱中都检测到z=1.66253的OVI，但没有相关的NV。我们的模式计算使我们得出结论，CIV云应该被大的（>= 100 kpc）高度电离的低密度云（n_H \sim e-4 cm-3），其中OVI，但只有弱的CIV吸收发生。在这种状态下，log r>=-1.2再现了观…
1998-10-26 astro-ph
The metal absorption systems of the Hubble Deep Field South QSO
最近选定了哈勃南方深场，计划于1998年10月进行观测。本文给出了位于HDFS以东5.1弧分的类星体J2233- 606（$z_{em}\simeq2.22$）的高分辨率（FWHM $\simeq 14$ \kms）光谱。用新技术望远镜获得的莱曼- $α$发射线的红色光谱覆盖了4386- 8270 nm的光谱范围。这个范围分别对应于$z=1.83-2.25$和$z=0.57-1.95$的CIV和MgII介入系统的红移间隔。这些数据揭示了存在两个复杂的干预CIV系统在红移$z=1.869$和$z=1.943$和两个复杂的相关（$z_{abs} \approx z_{em}$）系统。另外两个位于$z=1.7865$和$z=2.077$的CIV系统，在低分辨率地基和哈勃空间望远镜（HST）STIS观测中存在强的Lyman-$α$线，这表明CIV系统的存在（Sealey等，1998年）。$z=1.943$处的系统也负责HST/STIS光谱中观察到的莱曼极限吸收。目前工作的主要目标是为对哈勃深场南方计划感兴趣的天文学家提供与高红移吸收结构相关的信息，这些结构沿着附近的类星体视线分布。为此目的，从三个小时的积分时间中获得的缩减光谱已经发布给天文学界。
1998-05-26 astro-ph
Gaseous Galactic Halos and QSO Absorption Line Systems
本文研究了一个Lyman极限类星体吸收系统的模型，它们产生于具有两相结构的气态星系晕中：热相处于晕维里温度，处于近似压力平衡状态;冷相为光电离态，处于热介质压力的限制下，并通过热介质落到晕中心。我们表明，这些云的质量必须在一个相对较窄的范围内，使他们对引力坍缩和蒸发是稳定的。这些质量接近$10^6 \msun$，也导致覆盖因子接近1。热相需要有一个核心半径，使得它在核心中的冷却时间等于晕的年龄，而冷相的质量由热气体冷却的速率决定。我们计算了CDM模型中不同质量晕中出现的Lyman极限系统的数目以及这些假设所隐含的它们的碰撞参量，发现它们与观测结果是合理的一致。所观察到的低电离系统，如镁II是很好地再现所产生的光电离阶段，主要是在大质量星系周围的晕，而CIV选定的系统被预测为更常见的与较低质量的星系和较大的碰撞参量。热相可能会引起OVI中可检测的吸收线，而其他高度电离的物种预测的柱密度低，难以观察。
1996-03-06 astro-ph
QSO Absorption Line Systems as a Probe of Galaxies Like the Milky Way
类星体吸收线提供了星系及其环境中的化学、运动学和电离条件的详细信息，并提供了研究这些条件的演化的手段，可以追溯到第一类类星体的时代。在类星体视线上的吸收结构集合中，有一个代表银河系前身的星系演化序列，并提供了对其历史的直接看法。通过银河系和附近星系的视线的吸收光谱揭示了各种化学物质，电离条件和运动学亚结构。这些吸收轮廓是由分布在旋转盘、高速晕云、卫星星系及其碎片、超级气泡和其他亚星系气体碎片中的低密度气体产生的。在研究邻近星系所获得的知识的指导下，我们正在开发各种观测到的吸收特征的解释。负责MgII吸收的.4 < z < 1星系的图像也使我们能够探索星系性质与其气体含量之间的统计联系。类星体吸收线正迅速成为银河系气态条件演化的有力探测器。
1996-04-18 astro-ph
The correlation of line strength with luminosity and redshift from composite QSO spectra
我们利用2dF（18.25<bj<20.85）和6dF（16<bj<18.25）类星体红移巡天的22000多个低分辨率（~8A）类星体的光谱，合成了一系列类星体的合成光谱。大尺寸的目录，使我们能够构建复合光谱在窄红移（dz=0.25）和绝对星等（dMb=0.5）箱。每个复合体中类星体的中位数约为200，典型的信噪比约为100。对于一个给定的红移间隔，复合光谱覆盖的亮度超过25倍。利用合成光谱，我们已经测量了主要的宽和窄的发射线的等效宽度（EW），以及由于AGN的宿主星系的钙K吸收功能。假设宿主星系光谱能量分布（SED）固定，CaII K EW与光度之间的相关性意味着Lgal与Lqso**{0.42+-0.05}成正比。我们发现[OII]和[NeV]的EW与亮度有很强的反相关性。这些提供了线索的NLR在高光度的来源，我们归因于NLR的尺寸变得大于宿主星系的一般衰落。如果AGN宿主星系的SED与一般星系相似，那么观测到的窄[OII]辐射可能仅仅是由于宿主星系在低光度（M_B~-20）下的辐射。我们测量了最宽的发射线（CIV，CIII]，MgII，Hbeta，Hgamma）非常显着的鲍德温效应，并表明它们主要是由于与光度的相关性，而不是红移。我们发现，Hbeta和Hgamma巴耳末线显示出逆鲍德温效应，并与光度呈正相关，不像广泛的紫外线。我们假设，这种以前未知的效果是由于光度依赖的变化的…
2002-07-26 astro-ph
The Advantage of Increased Resolution in the Study of Quasar Absorption Systems
我们用Subaru上的HDS仪器获得了PG 1634 +706（z_QSO = 1.337，m_V = 14.9）的新的R = 120，000谱，并与以前用HIRES/Keck获得的R = 45，000谱进行了比较。在z = 0.9902的强MgII系统和z = 1.0414的多重云，弱MgII系统中，我们发现，在较高的分辨率，额外的组件被解决在一个混合的配置文件。我们发现两个单云弱MgII吸收体已经在R = 45，000处被解析为b = 2 - 4 km/s。我们在R = 120，000光谱中测量的最西进线是银河系NaI吸收的一个组成部分，b = 0.90+/-0.20 km/s。我们讨论了类似的窄线在各种应用中的预期，包括研究的DLAs，强MgII吸收剂的MgI阶段，和高速云。通过将Voigt轮廓拟合应用于合成线，我们比较了在R = 45，000和R = 120，000处可以准确恢复线轮廓参数的一致性。我们估计从超高分辨率在解决窄分离的速度分量的吸收剖面中获得的改善。我们还探讨了影响的同位素线位移和超精细分裂线轮廓参数的测量，并需要确定这些影响的光谱分辨率。类星体的超高分辨率光谱，这将是经常可能的20米级望远镜，将导致更高的灵敏度吸收线调查，并确定更准确的物理条件，为冷阶段的气体在各种环境中。
2006-08-04 astro-ph
HST spectroscopy of the double QSO HS 1216+5032 AB
本文报道了HST FOS对双类星体HS 1216+5032 AB（z（A）=1.455; z（B）=1.451，角距θ =9角秒）的观测结果。一个不寻常的宽吸收线（BAL）系统仅在B分量中观察到：最大流出速度约为5000 km/s;可能是宽和窄分量的混合物。观察到的离子有：HI、CII、CIII、NIII、NV、OVI，可能还有SIV和SVI。我们还讨论了两个突出的干预系统：（1）一个复杂的CIV系统在z=0.72类似的强度在A和B，速度跨度为1500公里/秒;（2）一个可能的强Mg II系统在z=0.04只在B中观察到。假设HS 1216+5032是一个双星类星体，Ly-alpha森林云的大小被限制在S~ 80 /h_50 kpc，红移在z=1.15和1.45之间。在两个光谱中都观察到了四个与金属线无关的Ly-alpha系统和产生W_0> 0.17AA的线，而只有一个光谱中出现了五个Ly-alpha系统。这个样本，虽然由于红移路径被B中的BALs阻挡而稀少，但允许我们对横向云的大小设置上限。将吸收体模拟为不演化的球体，最大似然分析得出最可能的云直径D=256 /h_50 kpc和2 σ界限172<D<896 /h_50 kpc。如果云被模拟为对流结构，同样的分析产生的横向尺寸降低了两倍。独立的最大似然法，等效宽度差异提供证据的相干结构。Ly-alpha森林云的大小随着红移的减小而…
2000-03-28 astro-ph
QSO Absorbing Galaxies at z<~1: Deep Imaging and Spectroscopy in the Field of 3C 336
我们提出了非常深的WFPC 2图像和FOS光谱从哈勃太空望远镜（HST）与众多支持类星体3C 336（$z_{em}=0.927$）领域的地面观测。观测的目的是研究在类星体光谱中产生金属线吸收系统的星系的性质。沿着一条视线，我们发现至少6个金属线吸收系统（其中3个是新发现的），红移范围从0.317到0.892。通过大量的光学和红外成像、类星体光谱学和暗星系光谱学研究，我们在6个金属线吸收系统中识别出了5个发光（L_K > 0.1L *_K）星系。它们的形态从非常晚的螺旋到S 0不等，相对于类星体视线的倾角和位置角范围很广。尽管我们进行了密集的搜索，但唯一未确定的吸收体是$z_{abs}=0.656$的阻尼莱曼$α$系统。吸收光谱的分析表明，该系统中的金属丰度（[Fe/H] $=-1.2$）与$z \sim 2$的阻尼系统中的金属丰度相似，也与$z <1$已确定丰度的另外两个阻尼系统相似。我们没有发现本质上暗淡的星系（$L < 0.1 L^{\ast}$）在小的碰撞参量，可能已经错过了我们以前的地面成像和光谱方案的Mg II吸收星系的吸收体候选人的例子。在50 h ^{-1} kpc范围内，没有亮星系（L > 0.1 L_K）在类星体光谱中不产生可探测的金属线（Mg II 2796，2803和/或C IV 1548，1550）。所有这些结果一般都支持我们以前在$z\simlt 1$对…
1996-10-28 astro-ph
The Absorption and Emission Kinematics in the z=0.7450 Mg II Absorber Towards Q1331+17
本文对一个z~0.7450的MgII系统及其候选吸收星系（G5）的星系辐射和类星体吸收运动学进行了比较分析，该星系距离类星体3.86 arcsec（28.3 h-1 kpc）。我们已经获得了星系候选者的光谱，以前被确定为一个发光的边缘盘，并检测到[OII] 3727 A在系统红移z =0.7450的双重。从这个星系的狭缝光谱中，我们发现v_rot ~> 210 km/s，可能高达350 km/s。在相同的速度标度上绘制，星系的系统红移与吸收系统的中心重合，尽管吸收分量在任何一个方向上的跨度都超过100 km/s。然而，一旦考虑到旋转的方向，在圆盘旋转曲线的投影速度下就没有吸收气体。这意味着与简单的磁盘场景不兼容。此外，对档案HST数据的重新分析显示，该星系只有0.3 L*，比以前文献中报道的亮度低得多。吸收线的分析表明，在吸收星系的星际介质（ISM）的超级气泡的证据，基于组件和大的MgI/MgII和MgI/FeII的比率，指示大密度之间的惊人的对称性。线对之间的大速度分离，dv ~ 150 km/s表明，这些气泡可能是由OB协会提供动力的，与z=0时观察到的最大值相当，并且气体可能富集到至少1/10的太阳金属丰度。
2003-02-07 astro-ph
The Kinematic Connection Between QSO-Absorbing Gas and Galaxies at Intermediate Redshift
我们提供了5个中等红移（0.44 < z < 0.66）MgII吸收星系的补充数据，结合了HST的高空间分辨率成像，Keck/HIRES的高分辨率类星体光谱，以及Keck/LRIS的中等分辨率光谱的星系运动学。这些数据允许直接比较气体的运动学在大的银河系中心碰撞参量与星系运动学从微弱的星系光谱。这5个星系都是相对正常的旋涡星系，它们的自转曲线的圆速度范围为100 < v_c < 260 km/s。我们发现，在4的5例检查中，所有的Mg II吸收组件的速度完全位于星系系统红移的一侧。这些意见是一致的旋转是占主导地位的吸收气体运动学，然而，总的速度范围内观察到的是不一致的简单磁盘旋转在每一种情况下。简单的运动学模型，同时解释系统的吸收材料相对于星系红移的偏移，和总速度宽度跨越的吸收，需要要么极厚的旋转气体层，旋转速度随高度以上的外推银河平面，或两者兼而有之。在任何情况下，我们的小样本表明，旋转的“晕”气体是中等红移螺旋星系的一个共同特征，旋转的运动学特征甚至对远离银道面的气体也优于径向流入或流出。我们讨论了这种行为的可能解释，并将我们的观察结果与可能的本地类似物进行比较。
2002-01-21 astro-ph
Properties of the molecular gas in a starbursting QSO at z=1.83 in the COSMOS field
利用IRAM 30米望远镜，我们在毫米亮、暗视场选定的活动星系核COSMOS J100038+020822中观测到了红移z=1.8275的CO J=2-1，4-3，5-4和6-5发射谱线。J=4能级的次局域热力学平衡（LTE）激发意味着气体比典型的邻近星暴星系（如NGC 253）和迄今为止研究的高红移类星体（如J1148+5251或BR 1202 -0725）中的气体激发要少。CO谱线能量分布（CO SED;通量密度与转动量子数）的大速度梯度（LVG）模型得到H2密度在10^{3.5}-10 ^{4.0} cm-3范围内，动力学温度在50 K和200 K之间。线强度所暗示的H2质量为（3.6 - 5.4）× 10^{10} M_sun，与我们对该物体内部1.5 kpc内的动力学质量的估计相比较。拟合一个双分量灰体光谱，我们发现尘埃质量为1.2 x 10^{9} M_sun，冷尘埃和热尘埃温度分别为42+/-5 K和160+/-25 K。宽的MgII线使我们能够估计中心黑洞的质量为1.7 x 10^{9} M_sun。虽然光谱和多波长SED与平均类星体相匹配，但分子气体含量和尘埃性质与已知的亚毫米星系（SMG）相似。这个源的光学形态显示了潮汐尾，表明最近的相互作用或合并。由于它具有星暴和活动星系核的特性，因此它似乎正处于从一个强烈的恒星形成亚毫米星系向类星体的过渡过程中。
2008-09-13 astro-ph
Analysis of Low z Absorbers in the QSO Spectra
本文介绍了用SS 92程序对低z Mg Ⅱ吸收线样品进行再分析的结果。利用光电离模型和生长曲线得到了产生N（Fe Ⅱ）>N（Mg Ⅱ）的云参数条件。分别分析了W（Fe Ⅱ）/W（Mg Ⅱ）（定义为R）>和< 0.5的Mg Ⅱ吸收剂的性能。与整个Mg II样品相反，R<0.5的云显示数密度（N（z））随z急剧增加。这些系统还显示出W（Mg II）和Mg II的双峰比（dr）随z的明显增加。在R>0.5的情况下，云的W（Mg II）和dr与z不相关。而dr与W（Mg Ⅱ）之间存在明显的负相关关系。我们发现W（Fe II）和W（Mg II）的比率随着z明显降低。Fe II线选择吸收体的N（z）以及平均N（Fe II）不随z变化。LLS的可用数据未显示（tau_{LLS}）对z的任何依赖性。我们收集了53个类星体视线的LLS信息，其中Mg II吸收的细节是可用的。有4个Mg II吸收系统在z处不是LLS，其低于样品的平均z（z=1.1）。在较高的z中，其中期望看到2.5 \pm 1.4这样的吸收体，我们没有发现任何非LLS Mg II吸收体。分析了tau_{LLS} <3.0的单个系统。我们的研究结果表明，在z=0.6的一些吸收器已经达到了金属丰度大致太阳值。在大多数情况下，这些系统所需的电离参数小于0.001。我们的结果与高z吸收体的结果一起证实了富金属吸收云的平均电离态随z下降。
1995-11-18 astro-ph
ISM studies of GRB 030329 with high resolution spectroscopy
本文报道了GRB 030329在红移z=0.16867+-0.00001处的早期UVES/VLT高分辨余辉光谱。与来自这次爆发的其他光谱相反，发射线和吸收线都被检测到。它们都没有显示出任何时间演变。根据这些发射谱线，我们确定了恒星形成率（SFR）为0.198 M_solar yr^-1，金属丰度为1/7 Z_solar的宿主星系的性质。假设恒星宿主的总质量较低，M_star=10^7.75+-0.15 M_solar，绝对光度m_V=-16.37，我们推导出比SFR（SSFR）为log SFR/M = -8.5 yr^-1，SFR/L = 14.1 M_solar yr^-1 L_*^-1。这很好地符合GRB宿主是低质量，低金属含量，活跃的恒星形成星系的图片。来自宿主的MgII和MgI吸收线显示出多个窄（多普勒宽度b=5-10 km/s）分量，跨越约260 km/s的v范围，与来自发射线的红移相比主要是蓝移。这些成分可能正在探测宿主星系的外流物质，这些物质可能来自恒星形成区超新星驱动的前银河系超级风。在类星体光谱中也观察到类似的特征。流出的物质主要是中性的，柱密度很高，log N（MgII）=14.0+-0.1 cm^-2和log N（MgI）=12.3+-0.1 cm^-2。
2006-11-24 astro-ph
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
On the Halo Occupation of Dark Baryons
我们介绍了一种新的技术，采用晕占领框架理解类星体吸收线系统的起源。我们的初步研究重点是MgII吸收剂。本文建立了一个气体含量模型，其中吸收等效宽度W_r由沿视线穿过晕的离散云形式的冷气体量决定。在模式中，我们为每个晕指定两个量：（1）每单位表面质量密度的平均吸收强度A_W（M），（2）气体云的平均覆盖因子kappa_g（M）。这些参数决定了W_r作为晕质量P（W_r）函数的条件概率分布|M）。两个经验测量被用来约束模型：（i）吸收体频率分布函数和（ii）W_r依赖的聚类幅度。我们发现，这些数据要求晕的气体含量在~10^11.5 Msol/h时发生快速转变，低于该值时，晕主要包含冷气体，超过该值时，气体主要变成热气体。为了再现所观察到的吸收体的总体强聚集性以及W_r与晕质量M之间的反相关性，在高达10^14 Msol/h的晕中，大约5%的气体需要是冷的。气体覆盖因子在很宽的晕质量范围内接近统一，支持Mg II系统探测典型星系的无偏样本。我们讨论了我们的研究的背景下，遥远的星系的质量组装和类星体吸收线系统的起源的影响。
2008-01-02 astro-ph
Emission Line Abundances of Absorption Selected Galaxies at z<0.5
我们获得了与Mg Ⅱ类星体吸收体有关的四个星系在红移0.10 < z < 0.45处的光谱。我们使用经验R23强线方法计算了这些星系的气相氧丰度。星系B带绝对星等跨度为-20.6 < M_B <-18.3。如果金属丰度位于R23的上支（8.4 < log（O/H）+ 12 < 8.9），则这些吸收选择星系的金属丰度范围在0.5- 1.4太阳级之间，符合著名的0.10 < z < 0.45发射线星系的光度-金属丰度关系。然而，这样的金属丰度将是0.5- 1.0 dex比阻尼莱曼α系统（DLAs）中观察到的通过吸收线测量在类似的红移。相反，较低的R23分支校准产生的金属丰度约为太阳的1/7，与低红移时的DLA吸收金属丰度一致。在这种情况下，吸收选择的星系将明显低于z<0.5的发射线星系的光度-金属丰度关系。我们讨论了每种情况的影响和可能的解决方案。
2004-11-29 astro-ph
VLT + UVES Spectroscopy of the Low-Ionization Intrinsic Absorber in SDSS J001130.56+005550.7
我们分析了在BAL类星体SDSS J001130.56+005550.7中观测到的低电离本征吸收体的高分辨率VLT+UVES光谱。探测到速度为-600 km/s和-22000 km/s的两个窄吸收系统。低速系统是宽吸收线（BAL）的一部分，而高速系统则是很好的分离。虽然大多数窄吸收分量仅在高电离物质中检测到，但在高电离物质和低电离物质中都检测到最低速度分量，包括在激发的SiII* 和CII* 线中。从双线的分析，我们发现，窄吸收线在低速端的BAL槽是完全饱和的，但没有达到零通量，其配置文件是由一个速度依赖的覆盖因子占主导地位。MgII的覆盖因子显著小于SiIV和NV，这表明吸收体的固有性质。通过分析最低速度分量中的激发Si II * 和CII* 线，我们发现电子密度约为1000 cm^{-3}。假设光电离平衡，我们推导出低电离区和类星体核心之间的距离约为20千秒差距。高电离和低电离特征速度的对应关系表明，所有这些物质必须紧密相关，因此形成于相同的距离~ 20 kpc，远高于通常假设的BAL吸收体的距离。
2003-11-03 astro-ph
The Unusual Near-Infrared Morphology of the Radio Loud Quasar 4C+09.17
明亮、高红移（z=2.1108）的射电大声类星体4C+09.17的近红外图像揭示了一个复杂的结构。这颗类星体（K=15.76等）被三个“伴星”环绕，伴星的质量为17.9< K < 20.2等，半径为1.7”< r < 2.9”，并有明亮的漫反射辐射。最亮的伴星的红移为z=0.8384（Lehnert & Becker 1997），它的光红外色（Lehnert et al. 1997）与一个光度约为2L* 的晚型旋涡星系一致。这个天体很可能是Barthel等人（1990）在4C+09.17光谱中发现的最强MgII吸收线系统的星系。其余两个伴星的红移不可用。第二亮伴星的红色似乎与z > 1.5的高红移恒星形成星系最一致。如果这个天体的红移是4C +09.17，它的光度大约是7 L *。最暗的伴星的颜色与4C+09.17系统的任何红移下的螺旋星系或E/S 0星系的颜色都不一样。由于该天体与4C+09.17的射电喷流/波瓣以及Heckman等人（1991）绘制的扩展Ly-alpha发射位于同一方向，我们认为该分量可以解释为强线发射和散射类星体光的组合。4C+09.17周围的散射辐射是明亮的，K约为17.0等，并且在J-K中比类星体红一个星等。如果这个辐射是星光，那么4C+09.17就意味着有一个非常明亮的椭圆主星系。散射和变红的活动星系核光，发射线气体，以及沿着视线吸收星系的通量都可能有助…
1997-05-10 astro-ph
The line-of-sight towards GRB 030429 at z = 2.66: Probing the matter at stellar, galactic and intergalactic scales
我们报告了长持续时间伽马射线暴GRB 030429的光学余辉（OA）的发现，并提出了一个全面的光学/近红外数据集，用于探测不同距离尺度的物质，即在爆发环境中，在宿主星系和在一个干预的吸收体。在余辉光变曲线中的中断从爆发开始大约1天被看到。光变曲线显示出明显偏离简单的幂律破坏，明亮的1.5级隆起持续2-3天。光学/近红外光谱能量分布与指数β = -0.36 +/-0.12的幂律最佳拟合，通过具有（适度）A_V = 0.34 +/-0.04的SMC类消光律变红。此外，我们提出了与甚大望远镜获得的深光谱观测。通过OA中的金属吸收线测量的红移为z = 2.658 +/- 0.004。基于OA光谱中的阻尼Ly-alpha吸收线，我们测量HI柱密度为log N（HI）= 21.6 +/- 0.2。这证实了伽玛暴倾向于位于非常大的HI柱密度后面的趋势。由此产生的粉尘与气体的比例是一致的，在SMC中发现，表明在爆炸环境中的金属性低和/或低粉尘与金属的比例。我们发现一个相邻的星系，距离只有1.2”，z = 0.841 +/- 0.001，排除了它是GRB 030429的宿主。小碰撞参量的这个附近的星系，这是负责镁II吸收的OA光谱，是在以前的识别大多数类星体吸收选定的星系同行。最后，我们证明，OA是不受强引力透镜通过附近的星系。
2004-07-21 astro-ph
