Comparing Galaxies and Lyman Alpha Absorbers at Low Redshift
一个场景中，莱曼α吸收低红移产生的视线通过扩展星系盘，包括矮和低表面亮度星系的探索。根据观测到的星系特性分布模拟了星系的种群，并利用压力和重力约束对气体盘进行了建模。通过与观测星系光度函数的比较，排除了某些参数的取值，并对星系的吸收截面进行了约束。模拟结果表明，这是很难匹配的吸收与特定的星系观测，因为吸收通常发生在高碰撞参量（>200千秒差距）从发光星系。低碰撞参量吸收主要是由低光度的矮星。发现很大一部分吸收线起源于低表面亮度星系，因此吸收星系很可能被错误识别。当包含低表面亮度星系时，低红移莱曼α吸收体计数可以很容易地用适度扩展的星系盘来解释，并且很容易找到一个与观测到的星系光度函数一致的方案，具有低红移莱曼极限吸收体计数，以及标准的重子密度的核合成预测，Omega_Baryon。
1997-09-26 astro-ph
High-Redshift Superwinds as the Source of the Strongest Mg II Absorbers: A Feasibility Analysis
本文给出了四种极强（W_r > 1.8A）Mg Ⅱ吸收体在1 < z < 2时的HIRES/Keck分布。的配置文件显示一个共同的运动学结构，具有急剧下降的光学深度附近的中心的配置文件和强大的，黑底吸收的任何一方。这种“螺旋倒置”结构，速度分布每秒几百公里，暗示着在活跃的恒星形成星系中出现的超级风。类似强度的低电离吸收已经在本地恒星形成星系中观察到。具有W_r > 1.8 A的Mg II吸收体从z = 2演化到现在。我们建议，这些非常强的吸收剂的相当一部分是由于超级风和它们的演变是有关的恒星形成星系的红移演变。基于在1 < z < 2处观察到的W_r > 1.8 A Mg II吸收体的红移数密度，我们探讨了来自星爆星系的超级风是否可能产生这些吸收体。最后，我们做了分析的超风连接阻尼Lya吸收器（DLAs）。DLAs和超级风的演化不同，通常具有不同的运动学结构，表明超级风可能不会引起大多数DLAs。
2001-08-03 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
On the Possibility that Mg II Absorbers Can Track the Merger Evolution of Galaxy Groups from High Redshift
Mg II吸收选择系统的性质显示出各种各样的运动学和更高的电离条件。Mg II吸收剂的多元分类研究产生了“极端”类的“双”系统。这些双系统的特点是运动速度蔓延高达400公里/秒，并通过两倍的Ly α，镁II，铁II，和C IV吸收强度的更典型的，“经典”，镁II系统。这些系统的每单位红移数的演化与紧密星系对数的红移演化进行了比较。研究发现，双星系统出现在小星系群中是一个合理的假设，这意味着它们可能将密偶演化追溯到高红移。
1999-09-24 astro-ph
On the nature of z(abs) ~ z(em) damped absorbers in quasar spectra
我们目前的光谱观测的阻尼Ly-alpha吸收体在红移z=1.9342看到的类星体Q 0151 + 048 A的光谱。吸收体的红移大于类星体的红移，因此系统类似于z=2.81的z（abs）~ z（em）阻尼吸收体，朝向类星体PKS 0528 -250。我们以前曾报道过检测Ly-alpha发射从后者的吸收，只有两个阻尼吸收Ly-alpha发射已明确被检测到之一。PKS 0528 -250和Q 0151 + 048 A系统之间的相似性通过在Q 0151 + 048 A吸收体的波谷中检测到弱发射特征而变得更接近。这导致我们考虑这些z（abs）~ z（em）DLA吸收体是否与介入的DLA吸收体是不同的对象。两种可能性被审查和拒绝。首先，Q 0151 + 048 A和PKS 0528 -250的z（abs）~ z（em）吸收体似乎与本征吸收体（即类星体核附近的气体，由类星体喷出）无关，因为本征吸收体具有较高的金属丰度，具有较高的电离参数，并显示出复杂的吸收轮廓。其次，这两个DLA吸收体不能等同于类星体宿主星系的气体盘，因为吸收体的红移与类星体的系统红移有很大的不同。因此，z（abs）~ z（em）DLA吸收体很可能本质上与中间的DLA吸收体相同，因此某些z（abs）~ z（em）吸收体的特性可以归因于它们的不同环境，即接近类星体，或与类星体属于同一个星团。我们指出邻近效应可能起到一定的作用，通…
1997-09-16 astro-ph
Probing the IGM-Galaxy Connection Toward PKS0405-123 II : A Cross-Correlation Study of Lya Absorbers and Galaxies at z<0.5
我们提出了一个试点研究的Lya吸收相对于已知的星系的基础上，112 Lya吸收和482个星系确定在z<0.5沿视线朝向PKS 0405 -123的集群特性。主要目标是确定Lya吸收体的起源，根据它们与已知星系的互相关幅度，并调查可能的N（HI）依赖的交叉关联函数。我们的主要研究结果如下。(1)仅使用发射线主导的星系和log N（HI）>= 14的Lya吸收体测量的互相关联函数xi_{ga}显示出与在共同移动、投影距离尺度< 1 h^{-1} Mpc的星系自关联函数xi_{gg}相当的强度，而仅使用吸收线主导的星系时仍然缺乏互相关信号。这意味着一个形态依赖的xi_{ga}，并表明log N（HI）>= 14的强吸收体和发射线星系居住在同一个晕人口。(2)最大似然分析表明，对数N（HI）< 13.6的Lya吸收体与已知星系的随机分布相一致。最后，（3）基于这一单一视线，我们发现对于log N（HI）>= 13.6的强吸收体，xi_{ga}的振幅并不敏感地依赖于N（HI）。
2005-07-26 astro-ph
Building the bridge between Damped Ly-alpha Absorbers and Lyman Break galaxies
2000年，我们在欧洲南方天文台的甚大望远镜开始了“在阻尼Ly-alpha吸收器和Lyman-Break Galaxies之间建立桥梁：Ly-alpha星系选择”的计划。该项目试图利用Ly-alpha对高z星系的选择来弥补吸收选择星系和发射选择星系之间的差距，方法是创建一个大型的z=3星系数据库，该数据库属于由阻尼Ly-alpha吸收器（DLAs）探测的大量微弱（R>25.5）星系。在这里，我们提出了我们的计划的第一个结果，即从z=2.85 DLA对Q2138-4427领域的深入Ly-alpha研究的结果。
2002-06-26 astro-ph
Dust lanes, thick absorbers, and the unification model for Seyfert galaxies
提出了一个修改流行的统一模型的塞弗特星系，它考虑到最近的观测结果的统计性质的1型和2型塞弗特。在提出的方案中，康普顿厚的Seyfert 2星系是通过致密、厚的物质（“环面”）观察到的那些来源，而康普顿薄/中等的Seyfert星系在更大的距离上被尘埃带所掩盖。
2000-02-23 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
Effects of Galaxy Selection Upon Lyman Alpha Absorber Identification
虽然有可能解释莱曼α吸收体计数在低红移使用气体，这是与适度扩展的星系（林德1997），吸收体经常被观察到与星系在更大的碰撞参量从类星体的视线比预期的计算星系吸收截面在这样的星系-星系模型。然而，很大一部分的吸收体预计会出现在通过星系的视线是低光度和/或表面亮度，使他们不太可能被检测到的星系调查接近类星体的视线。鉴于这是不可能的，以确定任何特定的吸收剂已匹配到正确的星系，我表明，它是可能的模拟图的吸收覆盖因素周围的发光星系类似于观察到的图假设吸收往往起源于不明星系。
1997-09-26 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
The Stochastic Effect of Ly-alpha absorbers on Broadband Luminosities of Galaxies
我们调查的宽带光度的变化的低和中等的红移星系由于随机性质的中性氢存在的形式Ly-alpha吸收在星系际介质。这种效应是由吸收体的分布和性质（红移，列密度，多普勒参数）的变化引起的，沿着不同的视线到一个给定的红移。使用一组观测约束的红移，列密度和多普勒参数分布，我们执行蒙特卡罗模拟的大量线的视线朝向星系在一个给定的红移z和计算衰减FUV/NUV的幅度和相应的1，2和3西格玛变化。我们预测在GALEX数据中z=1.5的星系在1-sigma水平上的光度变化范围为-0.22到+0.48等。
2005-04-25 astro-ph
K-band Imaging of strong CaII-absorber host galaxies at z~1
我们提出了K波段成像的领域周围的30强钙II吸收线系统，在0.7<z<1.1，其中三个被证实是阻尼莱曼α系统。在距吸收器视线6“0（~ 50 kpc）范围内发现了大量的星系。与场星系相比，多余的星系优先发光。在一个模型中，场星系对CaII的吸收具有一个依赖于光度的截面，其形式为（L/L*）^[0.7]，这个模型很好地再现了观测结果。CaII吸收体的光度依赖性截面似乎明显强于MgII吸收体的已建立的（L/L*）^0.4依赖性。关联星系位于大的物理距离的调用吸收气体，我们发现一个平均的碰撞参量为24千秒差距（H 0 = 70公里\s \Mpc）。结合所观察到的数密度的钙吸收剂的大的物理分离的结果推断填充因子只有~ 10%.The物理起源的强钙吸收仍然不清楚，可能的解释各不相同，从非常扩展磁盘的发光星系相关的矮星系邻居，残余的流出发光星系，或潮汐碎片从较小的星系同类相食。
2007-05-10 astro-ph
High Redshift Lyman Limit and Damped Lyman-Alpha Absorbers
我们获得了APM z $>$ 4类星体巡天中27个类星体的高信噪比光谱。光谱已被分析，以创建新的样品的高红移莱曼极限和阻尼莱曼- $α$吸收剂。这些数据已与已发表的数据集结合在红移的演变和列密度分布函数的研究与$\log$ N（HI）$\ge17.5$吸收，在红移范围0.01 $<$ z $<$ 5。主要结果是：\begin{itemize} \item Lyman limit systems: The data are well fit by a power law $N(z) = N_0(1 + z)^γ$ for the number density per unit redshift. For the first time intrinsic evolution is detected in the product of the absorption cross-section and comoving spatial number density for an $Ω= 1$ Universe. We find $γ= 1.55$ ($γ= 0.5$ for no evolution) and $N_0 = 0.27$ with $>$99.7\% confidence limits for $γ$ of 0.82 \& 2.37. \item Damped \lya sy…
1995-03-24 astro-ph
Properties of warm absorbers in active galaxies
我们提出了一个研究的基础上进行的代码多云ROSAT X射线观测和光电离计算的温暖的吸收剂的性质。我们专注于“非标准”的温暖的吸收：（一）IRAS 13349+2438和IRAS 17020+4544，并可能在4C +74.26建议的尘埃温暖的吸收;（二）我们探讨了几种方案，以考虑最近观察到的特殊吸收功能的基础上详细的光电离模型的1.1千电子伏左右，并将这些应用到PG 1404+226。
1998-08-19 astro-ph
The Absorbers Toward CSO 118: Superclustering at {z~3}, or an Intrinsic Absorption Complex?
本文给出了用霍比-埃伯利望远镜Marcario低分辨率摄谱仪拍摄的类星体CSO 118（zem=2.97）的两个低分辨率（R~1300）高信噪比（Wr，lim~ 50 mA）光谱。在红移范围{2.23 < zabs < 2.97}内，我们探测到了CIV 1548，1550吸收双峰选择的8个吸收体，其中7个zabs > 2.68。在7个ZABS > 2.68系统所覆盖的红移范围内，人们期望找到两个吸收体。我们讨论了可能的解释，这种过量的吸收剂在一个小的速度范围内。只有在高红移和吸收由于本征气体的超集群是可行的。
2001-05-04 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
Properties of Warm absorbers in Narrow-Line Seyfert 1 galaxies
我们提出了几个NLS 1星系的X射线特性的研究，重点是他们的温暖的吸收。在第一部分中，我们讨论了NLS 1 s中有尘和无尘暖吸收体的性质，并研究了它们对高电离光学铁谱线的潜在贡献。在第二部分中，我们总结了我们对NLS 1星系RX J0134.3-4258异常光谱变化的研究工作（从ROSAT全天巡天观测中的伽马约-4.4到我们随后的定点观测中的伽马约-2.2）。
2000-05-08 astro-ph
Comparing Low Surface Brightness Galaxies and Ly$α$ Absorbers
我探讨的假设，Ly $α$吸收在低红移是由扩展星系盘，包括矮和低表面亮度星系的外部区域。McGaugh（1996）已经表明，中央星系表面亮度的分布在25 B等角秒$^{-2}$以下可能是平坦的，也可能更暗。一个人口的星系是根据观察到的分布模拟。预测了低红移中性柱密度分布，并估计了解释所有吸收体所需的盘星系数密度。与星系光度和碰撞参量有关的结果进行了讨论。
1996-09-04 astro-ph
The Evolution of Lyman alpha Absorbers in the Redshift Range 0.5<z<1.9
我们调查的星系际介质（IGM）在很大程度上未探索的红移范围z=0.5-1.9的Lya吸收的演化和统计特性。我们使用高分辨率（R > 30，000）UV（STIS）和光学（VLT/UVES和Keck/HIRES）光谱对9个明亮的类星体进行了观测，它们的z_em < 1.94。主要结果总结如下：1。吸收体数密度的演化可用幂律dn/dz ~（1+z）^γ来描述。在z=0.7-1.9的区间内，低列密度线的数密度随着z的减小而减小，γ =0.74 ± 0.31。与较高红移处的结果比较表明，在探索的红移范围内，它是减速的，当z -> 0时，它变成一个平坦的演化。较强的吸收体稀释得更快（γ =1.50+-0.45）。在z=1.5-1.7时预测的它们演化的中断在z=0.7时看不出来。另一方面，从文献中的本地数密度值的比较给出了一个提示，这种突破发生在较低的红移。2.吸收体的柱密度分布在N_HI=10^12.90 cm^-2时是完全的。它可以近似为一个单一的幂律，指数β =1.60+-0.03超过近三个数量级。β是与红移无关的。3.具有较低柱密度的Lya线以及较高柱密度的线显示在短距离上具有2 σ显著性的边缘聚类（分别为Δ v < 200 km/s和Δ v < 100 km/s）。我们没有看到任何差异，无论是在集群列密度或红移。
2006-08-16 astro-ph
The redshift evolution of Lyman-$α$ absorbers
我们提出了一个模型的莱曼α吸收剂，对待所有的对象（从低密度的森林云的密集阻尼系统）在一个统一的描述。这种方法与早期的星系模型（光度函数，金属丰度）是一致的，但也与已知的小尺度非线性制度的密度场的描述。我们考虑两个宇宙模型：一个临界宇宙$Ω=1$的CDM功率谱，和一个开放的CDM宇宙$Ω_0=0.3$，$Λ=0$。我们重现现有的数据列密度分布作为红移的函数，主要的新参数，背景电离紫外线通量的值，与观察到的限制是一致的。这允许在跨越10个数量级的柱密度范围内对这些吸收体的不透明度、质量、尺寸、速度分散和金属度进行定量可靠的分析描述。此外，与早期的星系形成模型一起，这绘制了宇宙中结构红移演化的统一图像，从密度不足的云到大质量的高密度星系，从弱势阱到非常深的势阱。
1999-03-25 astro-ph
The complex X-ray spectra of active galaxies with warm absorbers
暖吸收体是探测活动星系中心区的一种重要的新方法。到目前为止，他们揭示了它们主要存在于软X射线光谱区域。在观测和模拟这个成分的过程中，我们可以学到很多关于暖吸收体本身的性质，它与活动核其他成分的关系，以及活动星系核的内在X射线光谱形状。在这里，我们简要地回顾了基本的X射线光谱特征的温暖的吸收（无尘WA，尘埃WA，特有的~1.1千电子伏的吸收，发射和反射组件），然后讨论这些更详细的分析的基础上观察到的X射线卫星ROSAT个别对象。XMM在提高我们的知识的温暖的材料的重要性进行了讨论。
1998-11-03 astro-ph
Galaxy Selection and Clustering and Lyman alpha Absorber Identification
本文探讨了星系选择对我们限制低红移弱Lyα吸收体性质的影响。目前的观测表明存在着一群富含气体的低表面亮度（LSB）星系，这些星系可能具有大的Lyα吸收截面。LSB星系中产生的吸收可能是由于HSB星系在类星体视线的较大碰撞参量下产生的，因此观测到的星系吸收截面可能看起来大得不合理。因此，不可能排除LSB星系通过直接观测对Lyα吸收做出重大贡献的情况。不太直接的测试，其中观测选择效应考虑到使用模拟，应该有可能通过观察类星体视线周围的约100个星系的样本来确定Lyα吸收体的性质，这些星系具有明确的选择标准。这种测试，其中包括比较模拟和观察到的曲线图的未识别的吸收体分数和吸收星系分数与碰撞参量，可以区分吸收体出现在特定的星系和那些吸收体出现在气体跟踪大尺度星系分布的情况。即使在使用这些测试时，也必须注意尽量减少选择效应。此类测试的结果可能取决于极限中性氢柱密度。虽然目前还没有足够的数据来对中等弱吸收体的性质做出强有力的结论，但有证据表明，这种吸收体出现在星系周围或星系之间的气体中，而这些气体通常在调查中无法检测到。
1999-09-12 astro-ph
The Relationship Between Galaxies and Low Redshift Weak Lyman alpha Absorbers in the Directions of H1821+643 and PG1116+215
为了研究类星体光谱中低z Lya吸收体的性质，我们用HST上的GHRS获得了H1821 +643（z = 0.297）和PG 1116+215（z = 0.177）的高信噪比紫外光谱。光谱具有70-100的最小S/N和50-75 mA的3 σ极限等效宽度。我们检测到26条Lya线，Wr > 50 mA，朝向H1821+643，13条朝向PG 1116 +215，这意味着每单位红移102+/-16线的密度。两点关联函数显示了在~500 km/s尺度上聚类的边缘证据，但只有在排除最弱的线的情况下。我们还利用WIYN天文台测量了以每个类星体为中心的~1度视场中的星系红移。我们发现了17个星系吸收体对的投影距离为1 Mpc，速度间隔为350 km/s或更少。蒙特卡罗模拟表明，如果Lya线是随机分布的，观察到这么多的密切对的概率是3.6e-5。我们发现，所有星系的投影距离为600 kpc或更少的相关Lya吸收在1000公里/秒，和大多数这些星系的吸收在350公里/秒。我们还发现Lya等效宽度与最近星系的投影距离至少为600 kpc，但这应该谨慎解释，因为存在潜在的选择偏差。使用整个样本的统计检验也表明，吸收体不是随机分布的。我们讨论的Lya吸收剂的性质，根据新的数据。
1998-06-02 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 clustering of galaxies around three damped Ly-alpha absorbers at Redshift Three
利用KPNO 4 m观测的深多波段MOSAIC图像，研究了三个阻尼\Ly吸收体（DLAs）周围的Lyman break星系（LBG）在红移3处的互相关。大面积的马赛克图像，0.31 $°^2$，使我们能够探测集群的LBG规模高达20 Mpc的共同移动，以测试是否DLA晕是更多或更少的质量比LBG晕。.我们提出了我们的调查，涵盖了1度$^2$和包含$\sim$ 3,000 LBG与光度红移之间的2.8和3.5。在一个宽度为$W_z=0.15$的红移切片内，我们发现DLA-LBG互相关是$1.6\pm 1.3$乘以LBG-LBG自相关。这对应于$r_o=5\pm4.5h^{-1}$（共同移动）的相关长度。互相关在5-10 Mpc尺度上最显著，并且在蒙特卡罗模拟的$>95$ %水平上显著大于零。
2004-06-28 astro-ph
The Connection between the Narrow-Line Region and the UV Absorbers in Seyfert Galaxies
我们提出的证据表明，外流的紫外线吸收在塞弗特1星系主要出现在其内部的窄（发射）线区域（NLR），根据其位置，运动学和物理条件的相似性。1)哈勃太空望远镜的观测表明，几乎所有的塞弗特星系都有明亮的，在它们的NLR中有半径为几十秒差距的[O III]发射的中心结。这些尺寸与大多数先前对紫外线（和X射线）吸收体与其中心连续源的距离的估计是一致的，并且最近获得的赛弗特1星系NGC 3783中紫外线吸收体的可靠距离约为25 pc。2)在10个赛弗特星系的样本中，核发射线结的速度宽度为300 - 1100 km/s（零强度下的半宽度），与大多数紫外线吸收体的径向速度相似。到目前为止，Seyfert UV吸收剂的最高径向速度仅为-2100 km/s，这远低于典型的宽线区（BLR）速度。还有越来越多的证据表明，NLR云正在从核中流出，就像紫外线吸收剂一样。3)如果我们的假设是正确的，那么NLR必须有一个组件具有高的全球覆盖因子（Cg）的连续源和BLR，以匹配从以前的调查中发现的紫外线吸收剂（Cg = 0.5 - 1.0）。使用STIS光谱的NGC 4151，当连续和BLR通量低，我们发现的证据，光学薄气体在其核发射线结。我们能够匹配线比从这种气体与光电离模型，包括一个组件与Cg ~ 1和电离参数和氢柱密度，是典型的紫外吸收剂。
2005-02-16 astro-ph
High Metallicity Mg II Absorbers in the z < 1 Lyman alpha Forest of PKS 0454+039: Giant LSB Galaxies?
我们报告发现两个铁组增强高金属含量镁II吸收剂在搜索通过28莱曼阿尔法森林云沿PKS 0454+039视线。根据我们的研究和测量的z ~ 1处的W_r（Mg Ⅱ）≤ 0.3 A吸收体和Lyman α吸收体的红移数密度，我们认为大约5%的z < 1处的Lyman α吸收体表现出“弱”Mg Ⅱ吸收，其5 σ W_r（2796）检测限为0.02 A。这两个吸收体的红移分别为z = 0.6248和z = 0.9315，它们的W_r（Lya）分别为0.33和0.15。根据光电离模型，推断H I柱密度在15.8 <= log N（HI）<= 16.8 cm^-2的范围内。对于z = 0.6428的吸收体，如果其丰度模式是太阳能，则该云的[Fe/H] > -1;如果其气相丰度与银河系中耗尽云的丰度相同，则推断[Fe/H] > 0。对于z = 0.9315的吸收体，金属丰度为[Fe/H] > 0，无论丰度模式是太阳能还是遭受贫化。对PKS 0454+039场的成像和光谱研究显示，在这些红移处没有候选的发光物体。我们讨论了这些Mg II吸收体可能出现在“巨”低表面亮度星系中的可能性，这些星系在其扩展盘中的[Fe/H] >=-1，甚至[Fe/H] >= 0。我们初步认为，这些“弱”镁II吸收剂的很大一部分可能会选择低表面亮度星系到z ~ 1。
1998-01-14 astro-ph
The Kinematic Evolution of Strong MgII Absorbers
我们研究了强（W_r（2796）> 0.3A）MgII吸收体的演化，其中大部分与亮星系密切相关。利用VLT/UVES公共档案中的20个高分辨率类星体光谱，我们研究了红移范围为0.3 < z < 2.5的33个强MgII吸收体。我们将该样品与先前用HIRES/Keck观察到的0.4 < z < 1.4的23个强MgII吸收剂进行比较和补充。我们发现，既不等效宽度也不运动扩展（光学深度加权速度二阶矩）的MgII 2796演变。然而，运动展布对最高速度分量敏感，因此对相对于剖面中心的中间速度处的附加弱分量不敏感。在整个速度范围内的吸收像素的分数的系统没有显示出减少的趋势，随着红移的减少。大多数高红移系统（14/20）在整个系统速度范围内都表现出吸收，这与低红移系统（18/36）在95%水平上的结果不同。这就导致了高红移系统中分离的子系统的数量较少，因为弱吸收分量倾向于连接较强的吸收区域。我们假设，低红移MgII配置文件更有可能代表良好形成的星系，其中许多具有与磁盘/晕结构的运动学一致。高红移镁II配置文件更有可能显示复杂的原星系结构的证据，与多个吸积或流出事件。虽然这些结果是来自气体运动学的测量，他们是一致的分层星系形成证明了深星系调查。
2007-06-04 astro-ph
The relation between Lyman-alpha absorbers and gas--rich galaxies in the local universe
我们利用高分辨率流体动力学模拟研究了局域宇宙中弱（N（HI）<10^{15} cm^{-2}）Ly-alpha吸收体与富气体星系之间的空间相关性。我们确认，Ly-alpha吸收体优先预期附近的富含气体的星系和相关程度的增加与柱密度的吸收体。与Ryan-Weber（2006，RW 06）最近的结果相反，实空间星系的自相关比互相关强（相关长度分别为r_{0,gg} =3.1 \pm 0.1 Mpc/h和r_{0,ag} =1.4 \pm 0.1 Mpc/h），吸收体的自相关非常弱。这些结果是强大的银河风的存在下，在流体动力学模拟。在红移空间中，由于在小的分离处，模拟的星系-吸收体交叉关联函数的畸变模式与RW 06测量的不同，出现了进一步的失配。然而，当沿着有限数量的视线对星系际介质进行采样时，如在真实数据中，互相关估计的不确定性足够大，可以解释这些差异。我们的分析表明，在当前数据集中，互相关和自相关信号之间的差异的统计显著性仅为~ 1-sigma。
2008-05-06 astro-ph
Discovery of Damped Lyman-Alpha Systems at Redshifts Less Than 1.65 and Results on their Incidence and Cosmological Mass Density
我们报告的阻尼莱曼α（DLA）系统的红移小于1.65的发病率和宇宙学质量密度的结果。我们使用HST和一种有效的非传统（但无偏）调查技术来发现红移z<1.65的DLA系统，其中我们在已知的MgII吸收线系统中观察到莱曼α线。我们发现了14条DLA线，其中2条是偶然发现的。我们发现：（1）DLA吸收体几乎完全来自于静止等效宽度W（2796）>0.6A的Mg Ⅱ吸收体。(2)每单位红移的DLA系统的发生率，n（DLA），被观察到随着红移的减少而减少。(3)另一方面，观察到低红移DLA吸收体Omega（DLA）中中性气体的宇宙学质量密度与高红移时观察到的质量密度相当。(4)低红移DLA吸收剂表现出显着更大的分数非常高的柱密度系统相比，在高红移和本地的测定。
2000-05-02 astro-ph
The Contribution of HI-Rich Galaxies to the Damped Absorber Population at z=0
我们提出了一个研究HI丰富的星系在本地宇宙中选择从盲发射线调查。这些星系代表了本地阻尼莱曼α系统的发射线对应物。我们发现，星系的HI截面是由M_star以下的大范围星系质量组成的，其中66%的面积来自8.5 < Log M_star < 9.7的星系。由于低质量星系的贡献，以及在任何给定的HI质量下星系类型和光度的范围，对HI横截面有贡献的星系并不像通常预期的那样完全是L_星螺旋。这些星系的光学和近红外对应物涵盖了一系列类型（从螺旋星系到不规则星系），光度（从L星到<0.01 L星）和表面亮度。该群体的光学和近红外特性以及运动学的范围与低z阻尼莱曼-α吸收体的特性一致。我们还表明，在本地宇宙中的HI丰富的星系的数量并不排除低Z阻尼吸收人口的演变，但它是一致的没有演变。
2001-07-26 astro-ph
Properties of warm absorbers in active galaxies: a systematic stability curve analysis
在所有观测到的赛弗特1星系中，大约有一半的星系和一些类星体和耀变体的软X射线光谱中都可以看到暖吸收体的特征。利用热平衡曲线研究了电离连续体的形状、密度和吸收气体的化学成分对热吸收体的存在和性质的影响。我们描述的情况下，一个稳定的温暖的吸收器可以存在作为一个多相介质或一个连续变化的压力。特别地，我们发现：（1）暖吸收体只存在于X射线幂律电离连续谱$α> 0.2$的谱指数，并且当$α\sim 0.8$时具有多相性，有趣的是，它是大多数观测到的Seyfert 1星系的谱指数; ii）如果电离连续体足够软，则高密度暖吸收体的热和电离状态对其密度敏感，即由紫外线为主iii）吸收气体与超太阳金属量更可能有一个多相的性质; iv）温暖的吸收剂的性质是显着影响的缺乏铁和相关的元素，产生于恒星形成历史的后期阶段的超新星Ia型。
2009-11-25 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
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
Coronal lines and the warm X-ray absorber in Seyfert 1 Galaxies
系统地研究了日冕线与暖吸收体之间的联系。在早期的工作中，人们发现日冕线发射等离子体和温暖的吸收气体具有相同的密度和温度。如果有一个温暖的吸收体气体和禁止的高电离线（FHIL）等离子体之间的连接，可以使用日冕线的轮廓，推导出的运动学和动力学的温暖的吸收体由于在光学范围内的高光谱分辨率。进一步支持的连接是[Fe X] 6375的等效宽度和ROSAT光谱指数之间的相关性，发现一个光学选择的样品。对于X射线选定的对象与ASCA观察到的吸收边缘，我们寻找日冕线和温暖的吸收气体之间的相关性。无法证实直接相关性。
2000-05-08 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
The gaseous extent of galaxies and the origin of Lyman alpha absorption systems. IV: Lyman alpha absorbers arising in a galaxy group
我们提出了新的GHRS观测莱曼α吸收线与一组星系对类星体1545+2101。我们在类星体1545+2101的光谱中发现了8个明显的莱曼α吸收特征，其平均红移为z=0.2648，速度色散为163 km/s。在这个类星体附近探测到一个星系群，其平均红移为z=0.2645，速度色散为239 km/s。离散的吸收系统的识别表明，它们出现在云的中性氢，而不是在一个弥漫的组内介质。我们的分析表明，莱曼α吸收线与星系群中的单个星系有关，尽管在如此密集的环境中很难建立吸收体和星系之间的一对一关系。
1999-04-19 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
Phase Structure of Weak MgII Absorbers: Star Forming Pockets Outside of Galaxies
类星体吸收线光谱中大量弱MgII双峰的发现揭示了一类新的神秘天体。将审查这些物体的特性。它们并不靠近发光星系，但它们的金属丰度接近太阳值;它们很可能是自我富集的。很大一部分弱MgII吸收体的大小被限制在10秒差距以下，但它们的吸收截面很大，这表明它们的数量比发光星系多100万倍。它们可能是第三星族星团的残余物，也可能是在冷暗物质结构形成情景中预期的“失败矮星系”中超新星残余物的示踪物。
2001-10-14 astro-ph
A High-Resolution Survey of Low-Redshift QSO Absorption Lines: Statistics and Physical Conditions of O VI Absorbers
利用16个低z类星体的高分辨紫外光谱，我们研究了z < 0.5的IGM中O-VI吸收的物理条件和统计特性。我们确定了51个干预（z_{abs} << z_{QSO}）O-VI系统，包括77个独立的组件，我们发现了14个“接近”系统（z_{abs} ~ z_{QSO}），包括34个组件。对于静止帧等效宽度W_{r} > 30 mA的介入系统[组件]，每单位红移的O-VI吸收体数量dN/dz = 15.6（+2.9/-2.4）[21.0（+3.2/-2.8）]，对于W_{r} > 300 mA，这减少到dN/dz = 0.9（+1.0/-0.5）[0.3（+0.7/-0.3）]。随着z_{abs}接近z_{QSO}，每个红移的数量急剧增加，并且一些邻近的吸收体具有显著更低的H I/O VI比。较低的近似比值可能部分是由于电离效应，但也需要较高的金属丰度。我们发现，37%的干预O VI吸收剂的速度质心，以及与相应的H I吸收对齐。如果O VI和H I跟踪相同的气体，则线宽的相对小的差异意味着吸收体是冷的，T < 10^{5} K。大多数这些排列良好的吸收体具有富含金属的光电离气体的特征。然而，如果金属丰度足够高，导致相关的广泛的Ly α吸收太弱而无法检测到，那么在明显简单和冷的系统中，O VI可能与T ~ 10^{5.5} K的热相相关。我们发现，53%的介入O VI系统是复杂的多相吸收…
2008-02-19 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
The Kinematics of Intermediate Redshift Mg II Absorbers
我们给出了在红移0.4<z<1.2的范围内，由W_r（2796）> 0.3Ang的MgII双峰选择的23个类星体吸收线系统。运动学研究在~6公里/秒的分辨率为0.015安的5西格玛检测阈值。大多数吸波器的特点是由一个占主导地位的运动子系统，其Wr>0.2 Ang，速度扩展范围为10-50 km/s，与系统等效宽度成比例。附加的运动学子系统具有高达~400 km/s的速度。这些“外围”较弱的子系统的等效宽度和速度分布与它们的速度成反相关，并且它们的等效宽度分布在W_r~0.08 A_n以下从幂律向下翻转。这些“中等”和“高速”的子系统，可能没有更高的红移类似银河系高速云（HVC）。弱子系统的速度分布是不对称的，它们要么全部蓝移，要么相对于主导子系统全部红移。这意味着，在个案的基础上，一个给定的视线显然是探测一个明确定义的空间和运动结构。我们调查一个简单的运动学模型，依赖于一个旋转的磁盘来解释所观察到的不对称性。有系统的差异，或趋势，在两个子系统的子系统的速度聚类和整体运动学与增加等效宽度，我们讨论如何这些可能提供线索所观察到的差分演化的MgII吸收剂的等效宽度分布。
2001-06-01 astro-ph
Adaptive Optics Imaging of Low-redshift Damped Lyman-alpha Quasar Absorbers
我们利用Gemini-North望远镜上的Hokupa 'a自适应光学系统和QUIRC近红外相机，对6个类星体的7个强吸收线系统（z < 0.5）进行了高角分辨率近红外成像研究。这些吸收系统包括4个经典阻尼莱曼α吸收器（DLAs），2个子DLAs，和一个莱曼限制系统。图像是在H或K'滤波器中获得的，半高宽在0.2”-0.5”之间，目的是检测吸收星系并识别它们的形态。在距离类星体0.5”-16.0”的投影距离处可以看到特征，所有的场都显示出距离小于2”的特征。我们在所有七个系统中找到候选吸收体。假设其中一些与吸收体有关，吸收体是低光度< 0.1 L*_H或L*_K;我们在任何领域都没有发现任何大的明亮候选吸收体。有些场显示出致密的特征，对于定量形态学来说太微弱了，但可能出现在矮星系中。
2005-12-05 astro-ph
Warm absorbers in Narrow-Line Seyfert 1 galaxies
暖吸收体是研究活动星系中心区域内环境的一种重要的新工具。它们在50%的已被研究的Seyfert星系中被观测到，并且在相当数量的窄线Seyfert 1星系（NLSy 1）中也被观测到。在这里，我们提出了几个NLSy 1 s的X射线特性的研究，重点是他们的温暖的吸收体：（a）分析所有的ROSAT PSPC观测NGC 4051，包括新的，它揭示了一个因素的变化~30的计数率和更少的变化在温暖的吸收体参数。(b)基于尘埃暖气体的光电离模型和ROSAT光谱拟合，探讨了IRAS 13349+2438中尘埃暖吸收体存在的可能性。(c)分析了NLSy 1 1E0117.2-2837的X射线光谱。它可以成功地用光子指数G_x =-4的非常陡的幂律或热吸收的平坦幂律来描述。UV-EUV发射线预计产生的温暖的材料进行了预测。(d)RXJ0134.3 -4258的强光谱变率（从ROSAT巡天观测的G_x = -4.4到我们随后指向的~-2.2 $）是用暖吸收来检验的。
1998-10-07 astro-ph
On the Nature of Intrinsic Absorption in Reddened Seyfert 1 Galaxies
我们讨论了“尘埃不冷不热”的起源，我们以前在变红的塞弗特1星系NGC 3227和Akn 564中发现了它。这种吸收剂的特点是饱和的UV吸收线（C IV，N V）附近的系统速度的宿主星系，并可能是负责红的连续谱和发射线（包括那些从窄线区域）从这些塞弗特。从一个大样本的塞弗特1星系，我们发现，连续红化（通过紫外线颜色测量）往往会增加与主机星系的倾斜。此外，在中高光谱分辨率下观测到的变红的倾斜塞弗特星系都显示出尘埃不冷不热吸收体的证据。我们认为，这些吸收体位于主星系的平面上，距离核> 100 pc，并且在物理上不同于大多数从核流出的内禀吸收体。
2001-10-12 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
Physical Properties of Weak MgII Absorbers at z~2
本文报道了用甚大望远镜上的紫外和可见中阶梯光谱仪对9个红移为1.4<z<2.4的弱MgII（W_r<0.3Ang）类星体吸收线系统进行光电离模拟的结果。之所以选择这些系统，是因为它们提供了一个以前弱MgII研究没有考虑过的红移空间。这些系统的密度，金属丰度，多普勒参数，和柱密度相比，其他弱MgII系统在较低的红移。在0.4<z<2.4的红移范围内，吸收体的性质没有显著的统计变化。对于z~1和z~2之间的弱MgII吸收体，每单位红移的数密度下降的量比仅从宇宙学效应和河外电离背景变化预测的要大。我们建议，因为吸收人口的物理性质没有看到在这个范围内显着变化，在dN/dz的演变是由于减少的活动，引起弱MgII吸收，而不是由于在形成弱MgII吸收剂的过程中的变化。单独的存在下，但对齐（速度）低和高密度云在所有的单云弱MgII吸收器提供了一个重要的诊断其几何形状。我们讨论了矮星系和河外类似物的高速云可能的起源。
2007-05-14 astro-ph
APM z>4 QSO Survey: Distribution and Evolution of High Column Density HI Absorbers
从APM z>4巡天的27个类星体光谱中识别出11个候选阻尼Lya吸收系统，覆盖红移范围为2.8<z（abs）<4.4（8个z（abs）>3.5）。获得了三个类星体的高分辨率阶梯光谱（0.8A半高宽），其中包括巡天中两个最高红移的天体。两个阻尼系统已经证实了N（HI）的HI柱密度大于等于10^20.3个原子cm^-2，第三个系统刚好低于这个阈值。我们在类星体BR 1202 -0725中发现了红移最高的阻尼Lya吸收体z=4.383。对于z>3的阻尼巡天，APM类星体提供了红移路径的显著增加。我们将这个高红移样品与其他覆盖红移范围为0.008 < z < 4.7的类星体样品相结合，研究了logN（HI）>=17.2的吸收体的红移演化和柱密度分布函数。在HI柱密度分布f（N）=kN^-β中，我们发现了幂律断裂的证据，当17.2< log N（HI）<21时，密度分布变平，而当log N（HI）>21.2时，密度分布变陡。log N（HI）>=20.3的数据的柱密度分布函数与形式f（N）=（f*/N*）（N/N*）^-beta exp（-N/N*）更好地拟合。在较高的柱密度系统中，每单位红移的数密度的显著红移演化是明显的，当z>3.5时，N（z）明显下降。
1996-08-22 astro-ph
The Contribution of HI-rich Galaxies to the Damped Lyman-alpha Absorber Population at z=0
我们提出了一个研究的预期性质的低红移阻尼莱曼α吸收人口确定的HI选定的星系在本地宇宙的样本。由于HI质量和HI横截面之间的紧密相关性，我们证明跨越所有星系类型，我们可以使用我们的HI选择的样本来预测吸收线系统的属性。我们使用测量的数密度和HI横截面的星系表明，在柱密度足以产生阻尼莱曼-α吸收的总HI横截面是一致的，没有演变的吸收人口。我们还发现，dN/dz分布主要由HI质量接近10^9 M太阳系的星系决定。然而，由于HI质量与恒星光度之间的相关性存在很大的离散性，我们发现dN/dz作为L_J的函数的分布是相当平坦的。此外，我们研究的HI选择的星系的线宽，并表明可能有HI丰富的星系的运动学的演变，但它是没有必要的高红移人口包含更大比例的高质量星系比我们发现本地。
2002-11-04 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
The Relationship Between Baryons and Dark Matter in Extended Galaxy Halos
本文从星系晕重子含量的角度讨论了富气星系与Ly-alpha吸收体之间的关系。深阿雷西博HI观测两个富含气体的螺旋星系在125千秒差距内的Ly-alpha吸收器以类似的速度投影的距离。研究的星系接近边缘，吸收体几乎沿着它们的主轴分布，可以比较Ly-alpha吸收体的速度与星系的旋转。这种比较被用来检验吸收体是与星系晕一起旋转的扩散气体，还是从星系流出的物质，还是在低红移宇宙网中的星系际气体。结果表明，如果气体存在于星系的晕中，它就不会随系统旋转，而可能是反向旋转。此外，简单的几何学表明，气体并没有从星系中喷射出来，在3.6 - 7.5 x 10^6 Msun以下没有探测到富含气体的卫星，或者在5-6 x 10^{18} cm^{-2}以下没有探测到卫星的残留物。气体可能从大半径处坠落，但与银河系周围的高速云相比，速度和距离都相当高。最可能的解释是星系和吸收体并没有直接联系，尽管旋涡星系靠近吸收体（距离HI边缘58-77 kpc）。螺旋星系位于星系际气体的细丝中，吸收器探测到的气体还没有与星系达到平衡。这些结果还表明，螺旋星系的大质量、扩展的暗物质晕在大半径处通常不具有相关的扩散重子分量。
2005-10-11 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
Measuring the halo mass of MgII absorbers from their cross-correlation with Luminous Red Galaxies
我们研究了716个镁II类星体吸收系统与从斯隆数字巡天数据发布3中选择的大约100，000个发光红星系（LRGs）之间的互相关，红移范围为0.4<z<0.8。选择的MgII系统具有大于1.0 μ m的2796和2803静止框架等效宽度，并且由FeII 2600或MgI 2852线确认。在0.2- 13/h Mpc的同动标度上，MgII-LRG互相关的振幅是LRG-LRG自相关的振幅的0.69+/-0.09倍。由于LRG的晕质量为10^{13} \msun，这种强的互相关意味着吸收主星系的晕质量是10^{12} \msun的12倍。
2005-04-25 astro-ph
