The Distribution of High Redshift Galaxy Colors: Line of Sight Variations in Neutral Hydrogen Absorption
通过蒙特卡罗模拟，我们模拟了中性氢（HI）引起的视线不透明度变化在1.75<z<5范围内观测到的U-B，B-V，V-I星系颜色的分布。我们还包括HI内部的源星系。即使没有内部HI吸收，模拟颜色分布与Madau（1995）和Madau等人（1996）的解析近似值的比较也揭示了系统性的不同平均颜色和散射。差异的出现部分是因为我们使用了更真实的列密度和多普勒参数分布。然而，应用平均值和标准差不透明度也存在数学问题，这种应用会产生非物理结果。这些问题是纠正使用我们的蒙特卡罗方法。在给定的红移下，星系内部的HI吸收一般会减少观测到的颜色的散射，但对于感兴趣的红移，这种减少只发生在使用最蓝带通的颜色中。小于10^17 cm ^2的内部柱密度不会影响观测到的颜色，而大于10^18 cm ^2的内部柱密度会产生高红移星系颜色的有限分布。作为我们的分析的一个应用，我们考虑样本完整性作为红移的函数，对于一个单一的光谱能量分布（SED）给定的多色选择边界的哈勃深场提出的Madau等人（1996）。我们认为，从颜色选择的样本中估计z>3星系光度函数的唯一正确方法是测量红移和内禀SED类型的（观测）分布，然后考虑每个SED和红移的颜色变化。一个类似的论点适用于颜色选择，高红移类星体的光度函数的估计。
1999-01-15 astro-ph
Averaging Inhomogeneous Universes: Volume, Angle, Line of Sight
在体积平均意义上匹配的宇宙学通常不需要具有相同的光传播行为。特别是一个具有非均匀性的宇宙，即使在体积平均到FRW时空之后，也可能不表现出弗里德曼-罗伯逊-沃克距离-红移关系。即使是Dyer-Roeder在角度平均意义上将不均匀性纳入等效于FRW的宇宙中的处方也不能保证FRW的一般行为。为了合理地使用FRW距离-红移关系来解释观测，物理条件必须在视线意义上匹配（这里定义：大多数观测都是这样），因为光探测所有长度尺度上的质量分布或几何形状。
1998-01-14 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
The Durham/UKST Galaxy Redshift Survey - IV. Redshift Space Distortions via the 2-Point Correlation Function
我们利用垂直和平行于观测者视线的两点星系关联函数研究了光学选择Durham/UKST星系红移巡天中的红移空间畸变。我们目前的结果为实空间2点关联函数，通过反转的最佳估计投影关联函数，并找到与其他实空间估计良好的协议。在小的非线性尺度上，我们观察到视线方向上的z空间相关函数轮廓的伸长。我们对一维两两均方根速度色散的结果为σ = 416 +- 36 kms^-1，这与最近的红移巡天观测结果和正则值一致，但与SCDM或LCDM模型不一致。在较大的线性尺度上，我们观察到视线方向上的z空间关联函数轮廓的压缩。这是由于星系会落入过密区域，达勒姆/UKST的数据支持Ω ^0.6/b = 0.5，其中Ω是宇宙的平均质量密度，b是与星系和质量分布相关的线性偏差因子。与其他光学估计的比较产生一致的结果，得出的结论是，数据并不有利于无偏的临界密度宇宙。
1997-02-26 astro-ph
A search for clusters and groups of galaxies on the line of sight towards 8 lensed quasars
本文给出了八个引力透镜类星体CTQ 414、HE 0230 -2130、LBQS 1009 -0252、B1030+074、HE 1104 -1805、B1359+154、H1413+117和HE 2149 -2745周围的场的ESO/VLT FORS 1和ISAAC新图像。当可用且足够深时，HST/WFPC 2数据还用于推断类星体周围星系的光度红移。本文介绍了星系空间超密度和红移的研究，以及星系的弱剪切分析和质量重建。我们发现在CTQ 414、HE 0230 -2130、B1359+154、H1413+117和HE 2149 -2745附近很可能存在质量约为4x10^14 M_sol h^-1的星系群。考虑到它的光度红移，在HE 1104 -1805周围发现的星系群与类星体有关，而不是与透镜势有关。
2004-05-26 astro-ph
Requirements for Investigating the Connection Between Lyman Alpha Absorption Clouds and the Large-Scale Distribution of Galaxies
我们对观测数据的要求进行建模，以便准确确定莱曼α吸收体和星系红移分布峰值之间的关联程度（像星系团的大尺度结构）。我们比较模拟的低红移莱曼α吸收系统的分布，约束与HST观察到的分布相一致，与大尺度的星系分布确定从射电束红移调查。我们估计的观测数据的数量需要从莱曼α吸收器和星系的目录，允许一个统计上显着的测试与星系的大尺度结构的吸收器的关联。我们发现，对于观测到的莱曼α吸收线的每一条视线（假设到z=0.4的整个红移范围都是可观测的），必须获得至少18个比Mb=-18更亮的星系的红移，并且红移在0.2和0.4之间。基于本研究中使用的红移巡天，需要从类星体视线起10'的搜索半径。这将确保星系红移分布中的所有峰值都由观测样本中的至少一个星系表示。如果莱曼α吸收体本质上与星系不相关，我们发现必须观察到8条视线才能在95%的置信水平上表明分布是不同的。然而，如果莱曼α吸收体的一部分分布在星系分布的峰值处，则必须为莱曼α吸收体和星系的分布绘制38条视线，以便确定吸收体的分布在星系分布的峰值处的比例，精度为10%。
1995-08-16 astro-ph
On the Incidence of C IV Absorbers Along the Sightlines to Gamma-Ray Bursts
本文报道了在高红移伽马射线暴（GRB）中z=1.5-3.5的强（W_r > 0.15 A）C Ⅳ吸收体的统计。与最近对z < 2的强Mg II吸收系统的观测结果相比，我们发现，每单位红移dN/dz的C IV吸收体数目与以前用类星体（QSO）作为背景源的观测结果没有明显的偏差。计算结果表明，C Ⅳ对γ暴的数密度分别为dN/dz（z~1.5）= 2.2 + 2.8/-1.4，dN/dz（z~2.5）= 2.3 + 1.8/-1.1，dN/dz（z~3.5）= 1.1 + 2.6/-0.9。这些数字与以前使用类星体光谱的C IV调查是一致的。对整个数据集进行分组，我们设置了95%的c.l.沿GRB视线的CIV吸收体过量的上限，其入射角为沿类星体视线观测到的入射角的两倍。此外，GRB和类星体样本的等效宽度分布与来自同一母体的一致。虽然镁II和C IV吸收剂沿伽玛射线暴视线的结果似乎相互矛盾，我们注意到，调查几乎是不相交的：C IV调查对应于更高的红移和更高度电离的气体比镁II调查。然而，对较大统计样本的分析可能会限制这些金属所在星系的性质（例如质量，尘埃含量）和/或引起金属线吸收的气体的相干长度。
2007-09-03 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
Uncertainties on Clusters of Galaxies Distances
本文研究了星系团红移估计的误差随以下因素的变化：（1）沿视线方向星系结构的数目;（2）星系团的形态（规则/子结构）;（3）观测星系的性质（cD/正常星系）;（4）观测星系的数目;（5）星系团的距离。我们发现，如果我们使用cD星系，我们有小于2%的误差（在1- $σ$水平）的集群距离，除非当集群是非常复杂的。在这些情况下，当我们使用沿着星系团视线的五个红移测量值来计算平均红移时，对于z=0.30的星系团，平均红移估计误差小于5%。对于z=[0.30;0.60]的星系团，同样的5%的误差需要大约12次红移测量。
2000-07-18 astro-ph
Organic matter in Seyfert2 nuclei : comparison with our Galactic center lines of sight
我们目前ESO -甚大望远镜和欧空局-红外空间天文台3至4 $μ$米光谱的塞弗特2核相比，我们的银河系中心的视线。在这两种环境中探测到的弥漫星际介质显示出耐火碳质材料的特征3.4 $μ$ m脂肪族CH拉伸吸收。该吸收特征的分布在所有源中是相似的，表明存在于颗粒的耐火组分中的碳链的CH $_2$ /CH $_3$比率在Seyfert 2内部区域中是相同的。在较长的波长下，大部分银河系视线的星周污染排除了对来自3.4 $μ$ m处所见的双折射组的其他吸收带的识别。由塞弗特2核产生的更清晰的连续谱代表了有希望的视线，以限制存在或不存在强红外活性化学基团，如羰基，重要的是要了解星际颗粒中氧插入的作用。斯皮策太空望远镜光谱仪很快将允许人们在更大的河外样本上研究衍射的重要性。
2004-05-17 astro-ph
Probing the Size of Low-Redshift Lyman-alpha Absorbers
3C 273和RX J1230.8+0115的视线探测了室女星系团的外围，其物理距离为200-500 h_70 kpc。我们提出了一个分析的HST STIS阶梯和FUSE紫外光谱的RX J1230.8+0115中，我们检测到五个莱曼α吸收在室女座距离。其中一个吸收器是两个强金属线吸收器的混合物，其速度与3C 273视线中约350 h_70 kpc处的最高中性氢柱密度吸收器一致。RX J1230.8+0115视线中金属线柱密度比的一致性使我们能够确定这些吸收剂的电离机制（光电离）。虽然FUSE光谱的低信噪比限制了我们对这些吸收剂的中性氢柱密度进行建模的能力，但我们能够将它们限制在10^{16-17} cm^-2的范围内。这些吸收体的性质与Tripp等人研究的3C 273吸收体的性质相似。然而，推断的3C 273吸收体的视线尺寸仅为70 pc，远小于RX J1230.8+0115中推断的10-30 h_70 kpc。所有三个吸收体的小尺寸与标准类星体线对分析的应用所暗示的>~350 h_70 kpc的最小横向尺寸不一致。在这两条视线之间的吸收体关联的基础上，我们得出结论，一个大尺度结构灯丝产生相关的，而不是连续的，在室女座超星系团的这个区域的气体结构。这些数据可能表明，我们正在检测该区域中的大尺度结构细丝中的过密度。或者，从3C 273吸收器的星系71 h_70 kpc的存在可能表明，…
2003-03-13 astro-ph
Clustering in Redshift Space at High Redshifts
最近的观测表明，在高红移星系的大浓度。乍看之下，高红移星系的强聚集似乎与结构形成的模型相矛盾。在本文中，我们表明，这样的结构是一种表现，在密度场的罕见的峰值的强集群。我们计算这样的大浓度的星系在一些模型中的结构形成的发生频率。
1998-01-31 astro-ph
Inversion of the Lyman-$α$ forest: 3D investigation of the intergalactic medium
我们讨论了贝叶斯反演方法的实施，以恢复星系际介质的性质，从观测的中性氢莱曼- $α$的光谱中观察到的高红移类星体（所谓的莱曼- $α$森林）。我们使用两个互补的计划（i）一个约束高斯随机场线性方法和（ii）一个更一般的非线性显式贝叶斯反卷积方法，特别是提供了可能性，以约束气体的状态方程的参数。虽然依赖于两点关联函数的先验假设，我们展示了如何恢复，至少定性地，在红移空间中的大尺度结构的三维拓扑结构，通过反转一个合适的网络相邻的，低分辨率的视线。我们还讨论了在高光谱分辨率下观测到的单视线的反演。我们的初步调查表明，显式贝叶斯方法可以用来获得定量信息的气体的物理状态。在假设速度场和密度场具有统计相关性的前提下，通过同时约束重构实空间中的速度场和密度场来考虑红移畸变。该方法似乎工作良好，在强的前政权，奇特的速度被认为是最有可能实现的密度场。最后，我们研究了视线分离和视线数的影响。我们的分析表明，多个低分辨率的视线可以用来提高最有可能的速度重建的高分辨率视线。
2001-05-11 astro-ph
Gravitational lensing in a concordance LCDM universe: The importance of secondary matter along the line of sight
到目前为止，在几乎所有的强引力透镜分析中，为了模拟巨弧系统和多个类星体的图像，都假设所有的偏转物质都集中在一个透镜平面上，在一定的距离-薄透镜近似。然而，在少数观察到的情况下，透镜在一个以上的红移已被确定为有助于图像分裂。在这里，我们报告的重要性和频率显着的多个透镜剂的定量调查。我们使用多透镜平面模拟来评估两个或多个透镜平面组合的频率对于多个成像是必不可少的，与单个透镜平面单独提供足够的聚焦以达到超临界的情况相比。我们发现，分数的情况下，一个以上的透镜平面的贡献显着的多图像透镜的情况是一个强大的功能源红移。对于红移单位的源，95%的透镜仅涉及单个质量浓度，但对于更典型的场景，例如，一个红移z_s = 3.8的源，多达38%的强透镜类星体/弧的出现是因为一个或多个附加透镜平面的显著物质贡献。在30%至40%的情况下，当额外的平面作出显着的贡献，主透镜的表面质量密度将被高估约15%至20%，如果额外的贡献是不承认的。
2004-05-07 astro-ph
Low-Metallicity Gas Clouds in a Galaxy Proto-Cluster at Redshift 2.38
我们提出了一个类星体的高分辨率光谱，其视线通过一对椭圆星系的光环在红移2.38。这对星系可能位于一个星系原星团的中心，并嵌在一个明亮的扩展Ly-alpha星云中。类星体的视线在这个光环中与两个小的气体云相交。这些云的性质与银河系晕中的高速云（HVC）相似。该气体处于冷态（< 2 x 10^4 K），至少有20%的中性相，金属丰度在-3.0 < [Fe/H] < -1.1范围内，中性氢柱密度约为10^19.5 /cm ^2。这些云的起源尚不清楚。在这个可能的原星系团中存在低金属丰度气体意味着要么星系团内的介质在这个红移处没有富集金属，要么这些云嵌入在一个热的、电离的、富含金属的气相中。
2004-01-14 astro-ph
Near-Infrared search for C IV absorption counterparts along the line-of-sights to pair quasars
我们对两对类星体系统（Q 0301 -005/Q 0302 -003和Q2343+125/Q2344+125）和一个三重类星体系统（KP 76/KP 77/KP 78）周围的H-α发射星系进行了Subaru和UKIRT近红外成像巡天。窄带近红外滤光片覆盖的H-α发射预期的星系在确认的C IV吸收红移向类星体系统被用于本次调查。这些类星体对或类星体三重态在天空中彼此之间的距离最多为17弧分（约5 h^-1 Mpc），并且在z=2.24-2.43处具有相同的C IV吸收线，红移几乎相同，这表明可能存在一个Mpc尺度的吸收系统，比如一个星系团或星系群，它们覆盖了类星体对/类星体三重态的所有视线。利用窄带深空图像，我们在六个区域中的两个区域（Q2343+125和Q2344+125）周围探测到了五个H-α发射星系的候选者，它们的视恒星形成率非常高，为20-466 M太阳/年。然而，它们中的全部或大部分不太可能是吸收红移的星系，而是较低红移的星系，因为它们的极端亮度。在其他类星体的区域中，我们没有发现恒星形成星系，也没有发现它们周围有任何多余的星系。这可能是因为星系的光度和恒星形成速率低于我们观测的探测极限（K' > 21，SFR < 1.8-240 h^-2 M_solar/year）。它们可能偶然位于观测场之外。否则，大多数的C IV吸收线可以归因于不是星系团，但孤立的恒星形成口袋远离明亮…
2005-09-22 astro-ph
The Impact of Stochastic Attenuation on Photometric Redshift Estimates
我们采用Tepper Garcia & Fritze-v.A.中描述的Monte Carlo方法（Bershady et al. 99），使用观测约束的微分分布函数（Kim et al. 97），沿随机视线（LOS）对HI引起的衰减进行建模。(in制备）。我们生成一个集合的数千条视线到一个给定的红移z，其中每一个包含一个随机的吸收人口。对于每个LOS，我们计算吸收掩模，即我们计算每个吸收体对平坦输入光谱引起的光电和莱曼系列线吸收（仅针对前五个莱曼跃迁），如Tepper Garcia 2006中所述建模线轮廓。我们使用演化综合代码GALEV（Bicker et al. 2004）计算了红移在0.0 < z < 4.5范围内对应于CSFR的模型星系光谱。对于一个给定的红移，我们乘以我们的输入光谱的每一个面具，从而获得一个相等数量的衰减光谱的系综。对于每一个，我们计算一个SED在约翰逊系统。使用AnalySED（Anders et al. 2006）和一组模板SED，其中只包括每个红移的平均衰减（Madau 95），我们确定在何种程度上我们的模拟光谱能量分布的红移恢复。
2006-09-13 astro-ph
HST Observations of the QSO pair Q1026-0045A,B
利用新的HST数据研究了类星体对Q~1026- 0045 A和B的Ly $α$森林的空间分布，其$z_{em}$分别为1.438和1.520。角间距为36角秒，对应于在红移范围0.833 < z < 1.438内$\sim300h^{-1}_{50}$ kpc（$q_{o}$ = 0.5）的视线之间的横向线性间距。从观测到的符合和反符合的Ly $α$吸收线的数量，我们得出结论，在这个红移，Ly $α$结构具有典型的$\sim500h^{-1}_{50}$ kpc的尺寸，大于两条视线的平均间隔。在类星体A周围，重合线之间的速度差$ΔV$非常小（4对和8对，$ΔV < 50 and 200 km/s respectively). Metal line systems are present at $ z_{abs} $ = 1.2651 and 1.2969 in A, $ z_{abs} $ = 0.6320, 0.7090, 1.2651 and 1.4844 in B. In addition we tentatively identify a weak Mg II system at $ z_{abs} $ = 0.11 in B. It is remarkable that the $ z_{abs} $ = 1.2651 system is common to both l…
1998-04-23 astro-ph
Lensing Reconstruction using redshifted 21cm Fluctuations
我们调查的第二代测量的红移21厘米辐射的再电离（EOR）之前和期间的时代重建沿视线的物质密度波动的潜力。为此，我们推广的二次方法开发的宇宙微波背景（CMB）到21厘米的波动。我们表明，三维信号可以分解成有限数量的视线傅立叶模式，有助于透镜重建。我们的形式主义适当地考虑到沿视线的相关性，并使用信号的二次组合中包含的所有信息。与CMB相比，21 cm波动具有相对尺度不变的非透镜功率谱的缺点，这抑制了透镜效应。透镜效应的微小性通过使用来自观测到的红移范围的信息来补偿。我们估计了测量这种效应所需的实验规模。利用一平方公里的收集面积和3km的最大基线，可以在L=1000处实现低于CMB二次估计器约束的一个数量级的透镜重建噪声水平，并且在一个场上的一个观测季节内将偏转场映射到小于十分之一度（L> 2000）。统计透镜功率谱探测将有可能达到角分以下的尺度，即使目前设想的实验所覆盖的天空有限。人们应该能够通过使用这种方法来改善对宇宙学参数的约束。随着更大的收集面积或更长的观察时间，人们可以探测角分尺度的透镜势，从而个别集群。我们解决的影响，前景可能有21厘米波动的透镜重建。
2006-09-06 astro-ph
Emission within a Damped Lyman Alpha Absorption Trough: the Complex Sight Line Towards Q2059-360
我们提出了新的光谱观测类星体Q2059-360，确认存在的阻尼莱曼阿尔法（DLA）吸收槽内的发射功能。通过观察也从类星体的狭缝位置偏移，我们表明，发射在空间上延伸了至少几个角秒，因此确认看到的功能必须是由于发射，而不是不寻常的吸收特性。我们发现DLA谷的红移与类星体的宽Lyman~ $α$发射线非常接近，结果是DLA吸收移去了该谱线的大部分峰区。尽管DLA和类星体的红移相似，但DLA系统的高电离线的缺乏和相应金属线的未分辨宽度表明DLA云不是一个关联系统。发射特征相对于DLA系统具有+490 km/s的大速度偏移，并且在速度上被分辨，包括两个分离约300 km/s的分量。我们考虑三种可能性：（1）发射和吸收都发生在一个类似于高红移莱曼破裂星系的物体中;（2）发射特征来自一个既不同于DLA吸收体又不同于类星体的物体，可能是一个年轻的恒星形成星系或原星系团。它可能与DLA吸收体有关，也可能与类星体在一个紧密的星系群或星系团中有关;（3）如果DLA吸收覆盖足够小的角尺寸，使细丝可以在DLA云的边缘之外看到，那么红移的特征可能是由于类星体的窄线区细丝造成的。
1998-10-20 astro-ph
Strong magnetic fields in normal galaxies at high redshifts
星系中磁场的起源和增长仍然是个谜。人们通常认为，种子田随着时间的推移通过发电机效应被放大，但在时间尺度上几乎没有限制。最近的研究表明，通过对遥远类星体的旋转测量所追踪到的场强与今天看到的场强相当，但尚不清楚高场强是在类星体本身的奇异环境中还是沿着视线分布。在这里，我们表明，类星体与强镁II吸收线明确地与较大的旋转措施。由于MgII吸收发生在沿着类星体视线的正常星系的晕中，这种关联要求当宇宙只有现在年龄的三分之一时，具有惊人高强度的有组织场与正常星系相关联。
2008-07-21 astro-ph
Measuring the Cosmological Geometry from the Lyman Alpha Forest along Parallel Lines of Sight
我们讨论的可行性测量的宇宙学度规使用的红移空间关联函数的Lya森林在多个视线，作为角和速度分离的函数。测量的几何参数是f（z）= H（z）D（z）/c，其中H（z）是哈勃常数，D（z）是红移z处的角直径距离。在线性理论中计算关联函数。我们描述了一种方法来测量它从观测与Croft等人（1998）的高斯化过程映射的Lya森林传输通量的线性密度场的近似。指出了特殊速度对恢复功率谱形状的影响。我们估计的误差，在恢复f（z）的因素，由于在Lya吸收器的方差从观察。我们证明了需要约20对类星体（间距<3 '）才能区分一个平坦的宇宙（Ω 0 =1）和一个平坦的宇宙（Ω 0 =0.2，Ω Λ=0.8）。从Lya森林的关联函数获得的第二个参数是β \simeq Ω（z）^{0.6}/b（影响特殊速度的大小），其中b是Lya森林的线性理论偏差。如果b可以从数值模拟中独立地确定，那么f（z）的统计误差就会减小，从而将约束宇宙学所需的类星体对的数量减少到大约6个。在小尺度上，当关联函数较高时，f（z）应该可以用较少的类星体来测量，但非线性效应必须考虑在内。非线性红移空间关联函数的各向异性作为尺度的函数，也应该提供一个精确的定量测试的引力不稳定性理论的Lya森林。
1998-07-14 astro-ph
Measuring Baryon Acoustic Oscillations along the line of sight with photometric redshifs: the PAU survey
重子声学振荡（BAO）提供了一个已知物理长度的标准标尺，使其成为研究暗能量本质的一个有希望的探针。BAO的探测需要测量星系的位置和红移。“transmittance”（角距离）BAO测量这个尺度的角尺寸，而“line-of-sight”（或“radial”）BAO需要精确的红移，但提供了不同红移下哈勃参数的直接测量，这是一种更灵敏的暗能量探测器。本文的主要目的是表明σ_z ~0.003（1 + z）的精度足以测量径向BAO。对于明亮的红色星系，可以通过使用由大约40个滤波器组成的滤波器系统来实现这种精度，每个滤波器的宽度为~100 A，从~ 4000 A到~ 8000 A，并辅以两个宽带滤波器。我们描述了一个实际的实施，一个新的星系调查，PAU，将进行与望远镜/相机组合的光学扩展量约为20 m^2 deg^2，覆盖8000平方米。°的在天空中四年。我们期望测量超过1400万个L > L* 和i_AB < 22.5的红色早型星系的位置和红移，在0.1 < z < 0.9的区间内，sigma_z < 0.003（1 + z）。在9（Gpc/h）^3的调查体积内，这个星群的数密度n > 10^-3 Mpc^-3 h^3，这就保证了在确定BAO星等时的误差不受散粒噪声的限制。这样的调查本身将提供5%的精度在暗能量状态方程的参数w，如果假设恒定，并可以确定其时间导数时，结合未来的CMB测量。…
2009-03-06 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
Redshift and velocity dispersion of the cluster of galaxies around NGC 326
测定了几个被认为与NGC 326有关的星系的红移。结果证实了星团的存在，并发现其平均红移为z = 0.0477 +/- 0.0007，视线速度色散sigma_{z} = 599（+230，-110）km/s。速度色散和先前测量的kT ~ 1.9 keV的X射线气体温度与星系团sigma_{z} /kT关系一致，NGC 326被认为是星系团中缓慢移动的成员。
1999-06-25 astro-ph
Redshift-space density versus real-space velocity comparison
我建议直接比较红移空间密度场和实空间速度场。这种比较具有传统红移空间分析的所有优点，同时又克服了它们的缺点。特别地，在实空间中的密度场的模型相关的重建是不必要的，所以是在红移空间中的速度场的重建。红移空间速度场只能在线性阶重建，因为只有在线性阶它才是无旋的。与传统的红移空间密度-速度比较不同，这里提出的比较不必局限于线性区域。然后，非线性效应可以用来打破欧米茄偏置退化，从而使基于线性理论的分析变得更加简单。我提出了一个退化打破的情况下，非线性，但局部偏见的方法。
1999-08-27 astro-ph
Chandra Detection of the First X-ray Forest along the Line of Sight To Mkn 421
我们提出了第一个>=3.5 sigma（保守）或>=5.8 sigma（线的显着性总和）检测的两个温暖-热星系际介质（WHIM）在z>0，我们发现沿视线的耀变体MKN 421。这些系统是通过高质量的Chandra-ACIS和-HRC低能量传输光栅（LETG）光谱的MKN 421，在我们的两个目标的机会要求在两个爆发阶段获得的高电离共振金属吸收检测。我们检测到的两个中间WHIM系统分别具有N（OVII）=（1.0 +/- 0.3）x 1 e15 cm-2} N（NVII）=（0.8 +/- 0.4）x 1 e15 cm-2和N（OVII）=（0.7 +/- 0.3）x 1 e15 cm-2的OVII和NVII柱，N（NVII）=（1.4 +/- 0.5）x 1 e15 cm-2。根据沿这条视线探测到的WHIM细丝的数量，我们可以估算出每单位红移中大于7 e14 cm-2的列的OVII细丝的数量，dP（OVII）/dz（N（OVII）≥ 7 e14）= 67^{+88}_{-43}，与流体动力学模拟预测的dP（OVII）/dz（N（OVII）≥ 7 e14）= 30一致，误差在1 σ以内。最后，我们测量了X射线WHIM细丝的宇宙学质量密度Omega_b = 0.027^{+0.038}_{-0.019} x 10^{[O/H]_{-1}}，与模型预测和估计的低红移"丢失“重子的数目一致…
2005-04-07 astro-ph
Probing Lyman-alpha Absorbers in Cosmological Simulations with Double Lines of Sight
我们进行了双视线（DLOS）的莱曼α森林结构，形成和宇宙学N体/流体动力学模拟的演变分析。从D=12.5kpc到800 kpc的距离分离的视线中提取的模拟光谱对，以及不相关视线的“控制样本”，在红移3，2和1处进行分析。针对Nco = 10^{12.5}、10^{13}和10^{14}每平方厘米的HI柱密度阈值定义重合线样本。我们发现：1）在单一结构尺寸的假设下，贝叶斯分析产生的尺寸对于较小的Nco来说更大，并且在固定的Nco下，尺寸随着红移的减小而减小。然而，发现这些导出的大小随着D的增加而增加，这表明单个结构大小的假设是无效的。2)重合对的列密度与小D高度相关，随着D的增加，散射增加，与具有中心峰值N（HI）的结构一致，该结构随着半径逐渐减小。3)重合线的速度差分布对于小D是非常窄的，并且随着D增加而加宽，以满足在不相关视线中的偶然重合的期望。该行为指示结构内的有组织运动。4)对于小的D，分布的反重合线列密度，Nac，下降陡峭的Nac从截止值增加，但在大的值，这是不一致的人口与尖锐的边缘的球形吸收体，并符合一个扁平的几何形状有一个显着的尾巴。DLOS分析的基础上得出的结论进行了验证的三维结构和速度流的模拟数据的检查。
1996-01-26 astro-ph
The line-of-sight proximity effect in individual quasar spectra
我们利用一组高信噪比（~70），低分辨率（R~800）的类星体光谱，在HI Ly α森林中寻找所谓的邻近效应的签名。我们的样本由红移范围2.7<z<4.1的17个明亮类星体组成。用通量透射技术分析光谱，我们发现样品中存在显著的邻近效应。我们用它来估计的平均强度的超星系紫外线背景，假设它是恒定的在这个红移范围。我们得到J =（9+-4 x10 ^{-22}ergcm^{-2}s^{-1}Hz^{-1}sr^{-1}）的值，与以前在类似z下的测量结果非常一致。然后，我们将同样的过程应用于单个视线，发现除了一个物体之外，每个物体在接近发射红移的有效光学深度上都有显著的缺陷（通过不同的证据，它确实显示出明显的邻近效应）。因此，我们清楚地看到邻近效应是与单个类星体相关的普遍现象。使用广泛的蒙特卡罗模拟量化的误差预算，我们评估预期的统计分散的邻近效应的强度，由于散粒噪声（宇宙方差）。观察到的散射大于预测的散射，因此需要额外的散射源。我们排除了分散的光谱斜率作为一个重要的贡献者。可能的影响是长时间尺度的类星体和/或引力聚集的Ly阿尔法森林线的变化。我们推测了使用邻近效应作为限制单个类星体年龄的工具的可能性，发现年龄在~10^6和~10^8年之间的类星体可能会在朝向类星体的光学深度剖面中产生特征信号。我们在我们的样本中确定了这种效应的一个可能的候选人。
2008-01-18 astro-ph
Mass Along the Line of Sight to the Gravitational Lens B1608+656: Galaxy Groups and Implications for H_0
我们报告了在B1608+656引力透镜系统的视线上发现的四组星系。其中一组位于主透镜星系的红移（z = 0.631），似乎质量较低，有8个光谱确认的成员，估计速度色散为150+/-60 km/s。其他三组在镜头的前景。这三个星系群各包含约10个已确认的成员，它们的红移分别为0.265、0.426和0.520。另外三组中的两组大致以透镜系统为中心，而第三组则以透镜以南约1弧分为中心。我们发现，每一组提供了一个外部收敛（kappa_ext）~0.005- 0.060，这取决于在计算收敛性的假设。对于不存在能破坏质量片简并的额外观测量的透镜系统，如果模型中没有适当地包括外部会聚，则H_0的确定将偏高（1-kappa_ext）^{-1}倍。对于B1608+656系统，测量了透镜星系的恒星速度色散，从而打破了由于与透镜物理相关的群而导致的质量片简并。视线上其他群的影响可以归结为视线上大尺度结构（LSS）引起的总体不确定性。由于B1608+656系统看起来位于过密的视线上，LSS将导致该系统的H_0测量偏高。LSS引入的系统偏倚可能为5%或更高。（节录）
2006-02-23 astro-ph
The Compared Number Density of High-Redshift Galaxies and Lyman αClouds
我们使用我们的目录中的哈勃深场（HDF）的光度红移估计的亮度函数（LF）的星系z=2。利用得到的LF和光度与晕大小之间的关系，我们计算了任意视线的星系晕交叉的预期密度。然后将这个密度与已知的莱曼α线进行比较，表明观测到的星系密度足以解释观测到的吸收线。
1997-09-15 astro-ph
Models of Five Absorption Line Systems Along the Line of Sight Toward PG0117+213
我们提出了我们的调查的物理条件，在五个干预类星体吸收线系统沿视线向类星体PG 0117+213，红移z=0.57，z=0.72，z=1.04，z=1.32和z=1.34。HST，凯克我，和Palomar数据的光电离建模，使用代码多云，推导出密度和金属的多相气体所需的适合每个系统的吸收曲线。我们讨论了这些模型对星系演化的影响，包括对“CIV缺陷”和阻尼莱曼α吸收体（DLAs）的解释，以及星系形态、星系光度和吸收特征之间的关系。
2005-01-08 astro-ph
Glimpses of the Interstellar Medium at Redshift 3.5
我们获得了类星体Q1422+231引力透镜像A和C的高分辨率（FWHM = 4.4km/s）Keck谱。这些图像在天空中相隔1.3英寸。在z = 3.538的吸收系统中，在低电离（SiII，CII）线中观察到一个数量级的气柱密度变化和10 km/s量级的速度剪切。在吸收云的视线之间的横向分离估计是小到26秒差距，相应的有效角分辨率的4毫角秒，从地球上看到的。相比之下，高电离（CIV）气体似乎大多没有特征，因此必须大大扩展。碳、硅和氧元素的丰度似乎接近太阳值。该观测提供了第一个空间和运动学分辨探测的星际介质在高红移的尺度小到足以受到个别恒星或星团的影响。与低电离“云”相关的质量可能小于3000太阳能兆，也可能小于1太阳能兆。在视线上看到的速度切变太大，不可能是由星系体运动引起的，因此低电离气体的速度场必须受到小尺度局部气体动力学的强烈影响。虽然目前还不能排除气体的扰动是由于背景类星体的高速外流造成的，但观测到的z=3.538系统的速度和密度结构与我们的视线穿过膨胀的气体壳层一致，可能是超新星气泡或恒星风。
1998-12-01 astro-ph
Redshift Surveys and the Value of Omega
我们比较了红移巡天观测数据中出现的垂直于视线和垂直于视线的结构的统计性质。我们提出了一个统计，它可以量化这种效果在概念上不同的方式从标准的功率谱或关联函数的失真分析。从N体实验的测试，我们认为，这一统计代表了一个新的，更直接的和潜在的强大的诊断宇宙学密度参数欧米茄。
1999-08-31 astro-ph
Confirmation of two extended objects along the line of sight to PKS1830-211 with ESO-VLT adaptive optics imaging
我们报告了引力透镜射电源PKS 1830 -211（z=2.507的类星体）的新的高分辨率近红外图像。这些自适应光学的意见，采取了甚大望远镜（VLT），进一步改善通过图像解卷积。他们证实了除了先前已知的螺旋星系之外，沿着类星体的视线还存在第二个物体。这个额外的物体在我们的图像中明显地被扩展了。然而，它微弱的光度不允许推断任何光度红移。如果这个星系位于PKS 1830 -211的前景，它会使这个系统的建模变得复杂，并降低使用PKS 1830 -211作为通过类星体的两个透镜图像之间的时间延迟来确定H 0的方法的兴趣。
2005-06-27 astro-ph
High Redshift Metals I.: The Decline of C IV at z > 5.3
我们提出的结果，从我们的搜索C IV在星系际介质中的红移z=5.3-6.0。我们用Keck/NIRSPEC中阶梯光栅模式观测了4个z~6类星体。这些数据是在这些红移下寻找C IV最敏感的，在柱密度log（N_{CIV}）=13.4时完成了50%。我们在四条视线范围内都没有发现C4系统。考虑到我们的完整性，这转化为在13.0 < log（N_{CIV}）< 15.0的范围内CIV吸收剂的数密度从z~2-4.5下降至少4.4倍（95%置信度），其中数密度相对恒定。我们使用我们的检测的缺乏来设置在z=5.3-6.0处的柱密度分布的斜率和归一化的限制。C IV在这些红移处的快速演化表明，数密度的降低可能主要是由于电离效应，在这种情况下，z~4.5 IGM中的许多金属可能已经在z~5.3处就位，但处于较低的电离状态。在我们的数据中缺乏弱系统，加上沿着至少一个其他视线存在强的C IV吸收体，进一步表明z~6 IGM的富集和/或电离状态可能存在大尺度变化，或者这些红移的C IV吸收体与罕见的紫外明亮的恒星形成星系有关。
2008-12-15 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
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
Galaxies, Intergalactic Absorption Lines, and Feedback at High Redshift
Lyman break巡天的星系IGM部分目前包括超过1000个星系的测量红移，其中红移1.5<z<3.5，沿着视线到25个背景类星体。巡天的目标之一是测量恒星和黑洞形成的能量反馈对星系间介质的影响。这个演讲首先描述了星系和星系际吸收线之间的观测相关性，最后讨论了是否有任何观测为Mpc级超级风提供了明确的证据。虽然我们自己的观测结果仍然相当模糊，但其他观测结果不支持星系际金属的产生具有非常高的红移（z~10）。
2005-04-26 astro-ph
Radio imaging of core-dominated high redshift quasars
本文对16个以核心为主的射电类星体进行了千秒级分辨率的VLA成像。许多天体似乎显示出可变的无线电发射，它们的无线电形态明显小于陡谱类星体，这与这些天体在其（相对论性，$γ\approx$ 4-7）喷流轴附近的视线上观察到的一致。确定了射电源方向指示器R_V（定义为射电源核心与静止框架光学V波段光度之比）的有效性。
1999-11-25 astro-ph
Escape of Ionizing Radiation from High Redshift Galaxies
我们使用高分辨率自适应网格细化N体+流体动力学模拟从高红移星系的电离辐射逃逸。我们的模拟包括时间依赖性和空间分辨的三维电离辐射传输，包括灰尘吸收的影响。对于总质量M > 10^11兆太阳、恒星形成率SFR约为1-5兆太阳/年的星系，我们发现在整个研究的红移区间（3<z<9）内，角平均逃逸分数为0.01-0.03。此外，我们发现，逃逸分数的变化超过一个数量级沿不同的视线在个别星系，从最大的值附近的星系极沿银盘最小。逃逸分数在较低的质量和SFR急剧下降。我们发现，逃逸分数的低值是由于一小部分年轻恒星位于HI盘边缘外。我们比较了我们预测的电离光子逃逸分数与以前的结果，并找到一个一般协议与其他模拟结果和可用的直接检测测量z ~ 3。我们还比较了我们的模拟与一种新的方法来估计逃逸分数从观察到的中性氢柱密度沿视线的长期伽马射线暴线的星系。使用这种方法，我们发现的GRB宿主星系的逃逸分数为2- 3%，与我们的理论预测一致。[删节]
2007-07-06 astro-ph
Simulating High-Redshift Disk Galaxies: Applications to Long Duration Gamma-Ray Burst Hosts
恒星形成的效率决定了宇宙学星系群的许多可观测的性质，然而目前的许多星系形成模型在很大程度上忽略了恒星形成和星际介质（ISM）的重要物理学。使用盘星系的流体动力学模拟，包括分子ISM和分子云中的恒星形成（Robertson & Kravtsov 2008），我们研究了恒星形成效率和分子氢丰度对高红移星系种群性质的影响。在这项工作中，我们专注于一个低质量，恒星形成星系在1<~z<~2，可能主机长时间的伽马射线暴（GRB）的模型。对伽玛射线暴宿主的观测揭示了一群具有恒星形成特性的暗淡系统，它们通常不同于莱曼破裂星系（LBG）和更明亮的高红移场星系。观测到的伽玛射线暴视线缺乏分子氢，但目前还不清楚这种缺乏在多大程度上归因于星系的内在属性或伽玛射线暴对其环境的影响。我们发现，在高红移下低恒星质量系统的流体动力学模拟可以再现观测到的恒星形成率和GRB宿主星系在红移1<~z<~2的效率。我们表明，低质量的高红移伽玛暴主机的紧凑结构可能会导致分子ISM分数的十分之几，远高于在个别伽玛暴视线观察。然而，观测到的GRB宿主星系的恒星形成率意味着分子气体质量为10^8 - 10^9 M_sun，这与模拟中产生的结果相似，因此可能意味着它们的ISM中有相当大的平均H_2分数。
2008-08-07 astro-ph
Omega_baryon and the Geometry of Intermediate Redshift Lyman alpha Absorption Systems
原始核合成的Ω_重子估计值与低柱密度Lyman α森林云电离态的标准假设一起，可以用来确定沿视线方向云厚度的上限。这个上限提供了显着的约束轴比的吸收体和重子物质的总分数包含在这些对象中，如果最近测量的大值为它们的横向尺寸是代表性的。吸收体必须是相当平坦的结构，并且可能包含相当大一部分高红移的重子物质。
1995-04-27 astro-ph
High-Redshift Gravitationally Lensed Galaxies and Tunable Filter Imaging
大多数对丰富的星系团之外的多重成像引力透镜的调查都是基于对遥远源的大样本进行筛选，以确定透镜效应的罕见例子。基于选择最佳视线的替代策略提供了许多显著的优点。利用广域多光纤光谱的多路复用能力，加上可调谐法布里-珀罗成像，现在有可能进行这样的调查。本文描述了一个由中等红移z~0.4的大质量早型星系引力透镜作用的高红移恒星形成星系样本的编制进展。
1999-05-25 astro-ph
Power Spectrum Tomography with Weak Lensing
即将到来的弱透镜调查宽领域将提供机会重建的结构沿视线断层摄影采用光度红移信息的源分布。我们定义功率谱统计，包括红移箱之间的互相关，量化的改进，红移信息可以在宇宙学参数估计，并讨论如何优化红移分仓。我们发现，在绝热冷暗物质类的模型，粗层析成像使用两个或三个红移箱是足够的，以提取大部分的信息，并提高宇宙学参数的测量，确定增长率的结构高达一个数量级。
1999-04-13 astro-ph
Thermal and kinematic corrections to the microwave background polarization induced by galaxy clusters along the line of sight
本文推导了宇宙微波背景辐射中由于热电子在星系团中沿视线方向散射而引起的偏振的首阶修正的解析表达式。对于一个热分布的电子与动力学温度为10千电子伏和散装特有的速度为1000公里/秒，占主导地位的修正引起的原始CMB四极和集群特有的速度从电子热运动的极化，并在10%的水平，在每种情况下，附近的极化信号的峰值。当更灵敏的测量变得可行，这些影响将是显着的横向特有的速度的测定，并在集群红移的CMB四极矩的值，通过集群极化路线。
1999-09-30 astro-ph
Caught in the act: a helium-reionizing quasar near the line of sight to Q0302-003
我们报告发现了一个z=3.050+/-0.003的类星体，它的红移与在z = 3.056附近的HeII Gunn-Peterson吸收槽的黑色部分中观察到的孤立的低不透明度特征非常一致，该吸收槽朝向z=3.286的背景类星体Q 0302 -003，位于天空中6.5'远。我们探讨了这个邻近的类星体和它的拦截与视线朝向Q 0302 -003的He III电离区的合理模型。在其目前的亮度为V=20.5，距离为D=3.2 Mpc的情况下，该类星体可以很容易地解释Q 0302 -003的HeII吸收光谱中的不透明度间隙，前提是它的活动时间t_Q > 10^7 y。这是第一次清楚地探测到“横向”邻近效应和类星体对沿相邻视线探测到的干涉吸收的印记。
2002-11-22 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
Where is the Cold Neutral Gas in the Hosts of High Redshift AGN?
在z > 0.1的射电星系和类星体中，对HI 21-cm吸收的先前观测产生了40%的探测率，这归因于活动星系核（AGN）的统一方案。在这个范例中，吸收仅在（接近）2型物体中被观察到，其中中心遮蔽被（几乎）边缘观察到，因此沿着我们的视线吸收了其余帧1420 MHz发射。然而，我们发现这种探测和未探测的混合只适用于低红移（z < 1）：从对8个z > 3射电源的敏感调查中，我们没有发现21厘米的吸收，这表明这些物体中（搜索的视线）冷中性气体的丰度很低。分析这些源的光谱能量分布，我们发现，我们的高红移的选择引入了一个偏见，我们的样本完全由类星体的紫外线光度超过10 e23 W/Hz。这可能表明我们已经选择了一类特别紫外线明亮的1型物体。无论原因是什么，它也必须被用来解释在相同数量的z < 0.7源中的未检测，其中我们第一次发现在> 10 e23 W/Hz时相同的排他性未检测。这些物体也被证明是类星体，从这些独特的高紫外光度-21厘米的非检测，很明显，方向效应本身不能解释在任何红移的21厘米检测和非检测的混合。
2008-07-31 astro-ph
Nuclear Photodisintegration at High Redshifts by Gamma-Ray Blazars
我们分析了耀变体，特别是PKS 0528+134中心附近的核的光致蜕变。我们表明，这个过程可以解释最近观察到的高Al/Si比在云的视线上的一个遥远的类星体，我们计算的氘，同位素的丰度，因为它是敏感的宇宙的重子密度的最高宇宙学兴趣的这种伽马辐照的效果。这一过程产生了有趣的结果，值得将其纳入宇宙早期演化的一致情景中。
1998-11-20 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
Lost Baryons at Low Redshift
我们回顾了我们在低红移下用“X射线森林”吸收线从温暖的星系际介质中发现丢失重子的尝试。我们讨论迄今为止沿着Mrk 421视线的最佳证据。然后讨论了局域群中缺失的重子以及z=0吸收系统在X射线谱中的意义。我们认为，关于z=0系统的银河系与银河系外起源的争论还为时过早，因为这些系统可能包含两种成分。下一代X射线任务，如星座X和XEUS的观测将是至关重要的，以绘制出温暖的星系间介质。
2007-08-13 astro-ph
Detecting the Gravitational Redshift of Cluster Gas
我们研究了从星系团的势能中发出的辐射的引力红移。来自团内介质（ICM）的谱线沿视线方向的红移与辐射加权平均势成比例，在半径为100 kpc/h，团色散为1200 km/s时，红移约为50 km/s。我们发现，在ICM中的不同的电离态的金属的相对红移提供了一个独特的探针的三维物质分布。对已报道的Abell星系团中cD星系的特殊速度的研究表明，它们通常会红移$\sim +200$ km/s。这可以通过重力加上与cD星系相关的陡峭中心势来实现。请注意，一般来说，引力红移会导致对星系团的后退速度有一个小的高估，平均值为$\sim$ 20 km/s。
2000-03-08 astro-ph
Infrared emission-line galaxies associated with damped Lyman-alpha and strong metal absorber redshifts
在一次针对类星体光谱中阻尼莱曼α线或金属线红移的窄带红外巡天中，发现了18个发射线星系的候选者。发射线的存在是从窄带和宽带干涉滤光片的光度星等推断出来的，对应于红移为0.89（6个天体）和2.4（10个天体）的H-α，以及红移为2.3（2个天体）的[OII]。大多数候选者都是小的分辨物体，与吸收体红移处的星系相容。因为一个类似的针对类星体本身红移的调查在一个更大的体积中只发现了一个发射线星系，结果意味着大量的年轻星系聚集或形成在细丝或薄片中，其位置由沿着视线到更遥远的类星体的强吸收红移指示。
1998-05-08 astro-ph
