A Correlation Between Galaxy Morphology and MgII Halo Absorption Strength
我们比较了37个中等红移MgII吸收选定星系的量化形态学性质的吸收晕气体的性质，在背景类星体的光谱中观察到的。利用哈勃空间望远镜WFPC-2图像的GIM 2D模型测量了星系的形态，并从HIRES/Keck和UVES/VLT类星体光谱中获得了吸收气体的性质。我们发现了一个3.1西格玛星系形态不对称性规范化的类星体星系投影分离，A/D，和MgII休息帧等效宽度之间的相关性。饱和效应导致散射随W_r（2796）的增加而增加。我们定义了吸收曲线中饱和像素的分数为f_sat<0.5的子样本。相关性加强到3.3 sigma。我们还发现了一个缺乏小的形态不对称的星系选择镁II吸收相比，一般人口的领域星系，测量中深调查。在99.8%的置信水平下，排除了两个样本来自同一星系群的K-S概率。A/D-W_r（2796）关联表明，扰动星系的过程与其晕中的气体量（用碰撞参量归一化）之间存在联系。由于扰动是微小的，很明显，一个星系不需要戏剧性的过程或事件就能有一个扩展的晕;星系看起来是“正常的”。我们认为，常见的，更温和的过程，填充晕与气体，如卫星星系合并，吸积的本地宇宙网，和更长范围的星系-星系相互作用，因此也引起观察到的微小扰动的星系。
2007-03-14 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
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
The Multiple Phases of Interstellar and Halo Gas in a Possible Group of Galaxies at z~1
我们使用HIRES/Keck配置文件（R=6公里/秒）的MgII和FeII结合FOS/HST光谱（R=230公里/秒）的物理条件（金属丰度，电离条件，和多相分布）的吸收气体在三个星系在z=0.9254，0.9276，和0.9343沿视线PG 1206+459的限制。FOS/HST光谱中涵盖的化学和电离物质为HI、SiII、CII、NII、FeIII、SiIII、SiIV、NIII、CIII、CIV、SVI、NV和OVI，电离电位范围为13.6至138 eV。多个MgII云表现出复杂的运动学和CIV，NV和OVI是非常强的吸收。我们假设的MgII云的银河系外背景光电离，并确定其物理性质的允许范围的限制在FOS光谱的吸收强度。本文的一个主要结果是，低分辨率的光谱可以提供有意义的限制的物理条件的MgII云，包括允许的范围内的云云的变化系统。我们发现，MgII云，这有一个典型的大小为100秒差距，引起的SiIV，其中大部分出现在一个单一的，非常大的（~5千秒差距），更高的电离云。然而，MgII云不能解释强CIV、NV和OVI吸收。我们的结论是，镁II云嵌入扩展（10-20千秒差距），高度电离的气体，引起CIV，NV，OVI，这些是多相吸收系统。高电离阶段具有接近太阳的金属丰度，与围绕单个星系的类似银河系的日冕相一致，而不是一个非常广泛的共同“光环”包围着所有三个星系。
1999-03-18 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
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
Relationships between the HI 21-cm line strength, MgII equivalent width and metallicity in damped Lyman-alpha absorption systems
我们提出了一个调查的结果，21厘米吸收在四个以前从未搜索阻尼莱曼α吸收系统（DLAs）与韦斯特博克综合射电望远镜。我们将我们的结果添加到其他最近的研究中，以解决有关通过21 cm吸收在DLAs中检测冷气体的重要问题：虽然，由于与螺旋星系确定的DLA，有一个混合的自旋温度/覆盖因子比在低红移，两个最近的高红移端点证实，在整个搜索的红移范围内（直到z = 3.39），该比率一般不会上升。也就是说，如果这些星系的覆盖因子比螺旋星系的覆盖因子小2倍以上，那么这两类星系的自旋温度就不需要有显著差异。此外，虽然很难分离的自旋温度和覆盖因子的相对贡献，新的结果证实，21厘米的检测往往发生在低角直径的距离，其中一个给定的吸收截面的覆盖范围是最大化。最后，我们还发现了一个明显的21厘米线强度-镁II等效宽度的相关性，这似乎是由于耦合的组件，每个物种的痕迹之间的速度结构。也就是说，在21厘米吸收中看到的气体可能与在光学吸收中看到的气体相同。结合已知的等效宽度-金属丰度关系，这可能表现为自旋温度-金属丰度的反相关，这是非进化的起源。
2007-09-14 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
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
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
Evolution of quasar absorption-selected galaxies
我们提出的调查结果的星系选择其气体横截面产生的背景类星体的光谱中的MgII吸收线。该样本包括11个覆盖红移范围为0.7 <z <1.2的星系，并与15个MgII吸收星系的较低红移样本相结合。光谱范围从现在的椭圆星系到不规则星系。先前在较低红移时发现的晕半径和星系光度之间的强相关性在z = 1时仍然成立。对于低和高红移的样本，我们已经建立了模板光谱结合个别星系的光谱。我们使用这些模板来分析的平均丰度和过去的历史恒星形成的镁II吸收星系。
1997-05-21 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
Mapping Metal-Enriched High Velocity Clouds to Very Low HI Column Densities
我们的星系是已知的最近的类星体吸收线系统，它为我们提供了一个独特的机会，通过同一个星系探测多条视线。这是必不可少的，我们的解释中看到的MgII吸收由于视线通过中间红移星系的复杂的运动学配置文件。在21 cm探测阈值N（HI）~10^18 cm-2以下的高速云中，从未探测过银河系晕。通过对最明亮的活动星系核和类星体的镁离子吸收的调查，有可能将HI柱密度降低几个数量级。应该看到由于中等红移星系的MgII吸收剖面的高速分量的类似物。我们描述了一个程序，我们正在进行，并提出了一些初步的调查结果。
2001-08-15 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
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
Connecting Galaxy Disk and Extended Halo Gas Kinematics
利用类星体光谱中观测到的Mg Ⅱ晕气体吸收，选取了10个中等红移星系，利用它们的旋转曲线（Keck/ESI）研究了星系盘/扩展晕气体的运动学关系。以前的结果，沿其主轴探测六个边缘上的星系，表明观察到的晕气体速度是一致的扩展盘状晕旋转在银河系中心的距离为25-72千秒差距。使用我们的新样本，我们表明，气体速度是由和大不一致的直接耦合到星系运动学。因此，除了共旋转动力学之外的机制（即，气体流入，反馈，星系-星系相互作用等）必须被调用来解释晕圈气体的总体观察到的运动学。为了更好地理解星系/晕/宇宙网环境的动态相互作用，我们在Lambda-CDM宇宙学模拟中对星系和气态晕进行了类似的模拟观测。我们讨论了一个例子的情况下，z=0.92星系的各种方向探测晕气体在一系列的位置。利用模拟的类星体吸收线推断的气体动力学与观测数据是一致的。
2007-10-25 astro-ph
Mg II Absorbing Galaxies: Morphologies and Kinematics
在这篇文章中，我们回顾了我们目前的知识的性质的星系，和他们的扩展晕，选择MgII吸收背景类星体的光谱。然后，我们描述了最近的努力，量化的星系的形态和方向，并探讨这些如何与气体运动学。在26个星系的样本中，我们发现类星体通过星系的视线方向和气体的速度分布之间没有明确的联系。然而，似乎在晕中“搅动”的气体量可能与星系形态的不对称性有关。由于星系有相当正常的形态，这种联系可能表明，星系与扩展晕经历了相互作用或合并事件之前的几个动态时间的观察。
2004-11-10 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
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
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
Low-column density gas clumps in the halo of the Milky Way
我们报告的低柱密度中性氢块在银河系晕的检测。利用VLT/UVES摄谱仪获得的高分辨率（FWHM~7 km/s）光谱，我们探测到Ca Ⅱ和Na I在接近-150km/s的高径向速度下对类星体PKS 1448-232（l=335.4，b=+31.7）的窄星际吸收。VLA对HI 21 cm波段的后续观测揭示了HI柱密度小于8x10^18 cm^-2的小中性氢团簇复合体的存在。测得的HI谱线宽度意味着气体相对较冷，温度T<900 K。虽然朝向PKS 1448-232的视线并没有直接穿过已知的大型高速云（HVC），但天空位置和测量的径向速度表明这些团块与HVC云复合体L有关。对其他UVES类星体光谱的研究表明，即使在没有检测到高速HI 21 cm发射的方向上，在高速下微弱、窄的CaII吸收也是一种常见的现象。这表明，银河系晕包含大量的高速中性气体团块与低HI柱密度。如果这样的团块是典型的螺旋星系晕，他们应该有助于显着的人口强镁II吸收剂和莱曼极限系统（LLS）中看到的环星系环境中的其他星系。
2005-09-20 astro-ph
Redistributing hot gas around galaxies: do cool clouds signal a solution to the overcooling problem?
我们提出了一对高分辨率的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟，探讨银河系大小的星系周围的热气体的演化和冷却行为。模拟包含相同的重子总质量和相同的初始气体密度分布的其他。第一个是初始化的低熵热气晕的曲线的暗物质，第二个是初始化的高熵热晕与核心的密度分布可能是预期的模型与预热反馈。星系形成的过程因初始设置的不同而有很大的不同。虽然低熵晕主要从中心区域迅速冷却，但高熵晕在~4 Gyr内是准稳定的，并最终通过~100 kpc距离的云的破碎和下沉而冷却。低熵晕的X射线表面亮度比目前的极限亮100倍，由此产生的盘状星系包含了系统中一半以上的重子。高熵晕的X射线亮度与观测结果一致，压力限制云的扩展分布让人想起观察到的人口，最后一个盘星系的质量是低熵模拟中形成的盘的一半，比角动量多50%。最后的高熵系统将其大部分重子保留在低密度的热晕中。热晕中有微量的冷的、大部分电离的、压力受限的云，在冷却10 Gyr后，这些云中含有约10%的重子。高熵晕中HI和MgII吸收云的覆盖率分别为~0.4和~0.6，尽管大部分为盘生长提供燃料的质量是电离的，因此在HI调查中会被低估。
2009-04-06 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
The outer-halo globular cluster NGC 6229. III. Deep CCD photometry
本文报道了覆盖外晕球状星团NGC 6229的大视场深BV测光。首次获得了该星系团在主层序转折点以下的彩色星等图（CMD）。证实了以前的结果关于水平和巨大的分支的整体形态。此外，在我们的深空图像中还发现了9颗可能的极端水平分支恒星，以及33颗蓝色离散星。我们还发现，后者是更集中的亚巨星分支恒星覆盖相同的范围内的V等。比较星系团CMD和Sandquist et al.（1996）的M5（NGC 5904）山脊线发现：i）NGC 6229和M5的金属丰度基本相同; ii）NGC 6229和M5的年龄在误差范围内相同，尽管它们的水平分支形态不同。
1998-12-21 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
On the Heterogeneity of Metal-Line and Ly-Alpha Absorption in Galaxy "Halos" at z~0.7
本文研究了TON 153（z_em = 1.01）类星体场中z ~ 0.7的两个星系晕的性质。第一对星系对（G1）是一个z = 0.672，L_B = 4.3 L*_B，E/S 0的星系，探测距离为58 kpc。G1与一个显著的五分量Ly-alpha复合体有关，其τ_LL < 0.4，W_r（Lya）= 2.8 A，速度展度v = 1420 km/s。我们发现没有MgII，CIV，NV，也没有OVI吸收在这些云和推断金属丰度上限-3 < log（Z/Z_sun）<-1，取决于假设的光电离或碰撞电离的气体。第二个星系对（G2）是一个z = 0.661，L_B = 1.8 L*_B的Sab星系，探测距离为103 kpc。G2与富含金属（log Z/Z_sun ~ -0.4）的光致电离气体有关，其N（HI）~ 18.3，速度分布v = 200 km/s。非常不同的G1和G2系统都有气体星系的属性不一致的标准光度依赖星系“晕”模型通常调用类星体吸收线调查。我们强调，越来越多的证据表明，在D < 100千秒差距的制度中，扩展的银河系气体信封没有表现出支持标准化晕模型的均匀性水平。选择效应可能在一个简单模型的发展中发挥了核心作用。我们讨论的背景下的星系形成的Lambda CDM模型的G1和G2系统，并建议的异质性的星系对可能涉及的范围内的超密度星系和气体结构的出现。
2006-12-19 astro-ph
The Distribution of Gas In and Around Galaxies
在不同的红移制度，特别是对它们的关系，在这些时代的星系的各种人口的吸收的性质正在发展的共识。作为一个例子，我们讨论z < 1的MgII吸收体的群体。运动学模型表明，这个人口是一致的一些组合的晕和磁盘的运动学，而不是一个纯粹的磁盘或晕模型。相比之下，2 < z < 3的CIV吸收体很可能是已经形成的晕和正在组装的原星系团的混合体。线索可以提供的水平，其中SiIV跟踪相同的运动学成分CIV（相对于它如何跟踪较低的电离气体），这是说明了一个简单的应用程序的主成分分析。目前还不确定，通过单个吸收曲线，沿着视线可以提取多少关于气体详细性质的明确信息。然而，沿着视线的各种低和高电离跃迁的比率可以与从运动学模型和星系特性观测中获得的见解相结合。我们有理由乐观地认为，我们将朝着一个点前进，有朝一日我们将研究星际介质和气体晕以及吸收星系的环境，接近我们研究银河系中这些成分的水平。
1997-07-25 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
On the Connection Between Metal Absorbers and Quasar Nebulae
我们建立了一个简单的模型，冷气体分布L * 星系周围使用一个大的观测约束的强MgII吸收系统的属性。我们的分析表明，L * 星系的晕中充满了大小为1kpc量级、密度为~10 ^{-2} cm ^{-3}的冷气体云。然后，我们调查云照射类星体的物理效应，并研究由此产生的光谱特征。我们表明，类星体活动引起（i）扩展的窄线发射~100kpc尺度和（ii）的吸收气体的性质的各向异性所产生的几何形状的类星体辐射场。假设类星体存在于比L * 星系质量大几倍的晕中，我们的模型预测似乎与类星体周围窄发射线星云的观测以及最近在这些物体周围探测到的~100kpc冷气体包层一致，表明这些现象的共同起源。我们讨论了我们的研究结果的影响，了解吸收系统，探测类星体环境在高红移，并测试类星体统一计划。
2007-06-28 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
