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
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
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
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
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
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 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
Correlations between O VI Absorbers and Galaxies at Low Redshift
在一个大尺度宇宙学模拟中，我们研究了星系与金属线吸收系统之间的关系，包括星系形成。我们的金属富集和氧物种的非平衡计算的详细治疗，使我们能够，第一次，进行定量计算的星系和O VI吸收体之间的互相关性。结果表明：（1）互相关强度对吸收强度的依赖性很弱，而对星系的光度的依赖性很强。(2)相关距离随光度单调增加，从0.1 L * 星系的~0.5- 1 h ^-1 Mpc增加到L* 星系的~3- 5 h ^-1 Mpc。(3)相关距离对吸收体强度有复杂的依赖关系，并有一个依赖于发光度的峰。(4)只有15%的O VI吸收体位于>=Lz* 星系附近。剩下的85%，那么，必须出现“近”低光度星系，虽然，这些星系的位置是不相关的吸收。这可能表明星系际气体的污染主要来自较小的星系。(5)有一个微妙的趋势，对于>~0.5Lz* 的星系，吸收体强度和星系光度之间存在正相关关系，在这个意义上，更强的吸收体在给定的投影距离上找到这样一个大星系的概率略高。对于亮度较低的星系，光度和吸收体强度之间似乎存在负相关。
2008-03-28 astro-ph
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 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
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
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
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
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
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
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
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
Elemental Abundance Measurements in Low-redshift Damped Lyman Alpha Absorbers
我们提出了9个阻尼Ly-alpha系统（DLAs）和1个sub-DLA在0.1 < z < 1.5的元素丰度测量，从最近的观测与多镜望远镜。这些吸收体中的大多数被发现是贫金属的，而2个被发现具有~ 30-50太阳金属丰度。结合我们的数据和文献中的其他数据，我们发现具有较高[Zn/H]的系统也具有较强的耗尽，如[Cr/Zn]和[Fe/Zn]所测量的。还研究了金属丰度与H I柱密度之间的关系。结合我们之前的MMT调查（Khare等人，2004），我们已经发现了z < 1.5的4种已知吸收体中的2种，它们位于“遮蔽阈值”之上（尽管接近）。这似乎是在我们的样品中选择具有强金属线的吸收体的结果。通过观察更大的样本来发现其他类似的系统，并研究这些系统对金属的宇宙预算有多大贡献，这将是有趣的。最后，对我们样本的N（H I）加权平均金属丰度与红移的分析结合了文献中的数据，支持了先前的结论，即N（H I）加权平均全球DLA金属丰度最多缓慢上升，即使在z=0时也低于太阳水平4倍。
2006-05-01 astro-ph
Galactic Wind Shells and High Redshift Radio Galaxies On the Nature of Associated Absorbers
本文模拟了以辐射弓形激波为首的星系风为背景的喷流。由于瑞利-泰勒不稳定性，由辐射弓形激波产生的风壳被喷流茧的冲击有效地破坏。相关的强HI吸收，也可能是分子发射，在高红移射电星系，这是观察优先在较小的，可以解释该模型，这是一个早期的辐射弓激波模型的改进。该模型需要的温度$\approx 10^6$ K的原集群托管这些对象，并可以测试高分辨率光谱的Ly $α$线。模拟表明，在破坏之前，喷射茧在相当长的一段时间内完全充满风壳，并具有完整的吸收系统。因此，如果模型是正确的，小于临界尺寸的源的无线电成像应该揭示圆形中心气泡。
2005-03-15 astro-ph
On the HI content, dust-to-gas ratio and nature of MgII absorbers
在0.5<z<1.4的范围内，我们估计了Mg Ⅱ吸收体的平均尘气比作为静止等效宽度W_0和红移的函数。使用扩展的SDSS/HST样品的低红移莱曼α吸收体，我们首先显示存在8 σ之间的相关性的平均氢柱密度<N_HI>和W_0，气体速度分散的指标。通过结合这些结果与最近的粉尘变红的测量，我们表明，镁吸收剂的平均尘气比不明显依赖于休息等效宽度。假设，平均而言，尘埃与气体的比例是成正比的金属丰度，我们发现它的红移演化是一致的L^恒星星系从z=0.5到1.4，我们表明，我们的限制不利于矮星系作为这种吸收体的起源。我们还讨论了其它的MgII，并认为大部分强MgII吸收体的起源是~L^型星系的流出流。最后，我们指出，一旦考虑到演化效应，强MgII系统的A_V和N_H之间的关系也满足Bohlin等人的关系，直到比我们银河系中探测到的更低的柱密度。
2008-11-10 astro-ph
Damped Lyman alpha absorber and the faint end of the galaxy luminosity function at high redshift
我们结合几个层次的cosmogonies与观测证据阻尼莱曼α系统的预测，以建立一个对应的高红移星系人口和阻尼莱曼α系统的属性。我们假设高红移星系和阻尼莱曼α系统是由相同的暗物质晕托管，并要求预测的晕空间密度，入射率和阻尼莱曼α系统的速度宽度分布之间的一致性，观测到的星系光度函数在明亮的一端。我们得到了以下结果：（1）阻尼吸收系统与吸收星系的发光部分之间的预测碰撞参量很小（0.3 - 1arcsec）;（2）引起阻尼吸收的星系的光度一般比m_R = 25和阻尼莱曼α系统的预测，优先采样的星系在暗端的星系光度函数在高红移的外部区域。因此，DLAS应该是目前最好的探测正常的现代星系的祖先。
1999-11-24 astro-ph
Ly alpha Cloud Size Evolution and Shape from QSO Groups
我们目前的结果，从Keck HIRES，KPNO 4 m/RC Spec和HST FOS光谱的低红移，密切类星体对和密切，高红移类星体三重态，以探讨的大小演变，形状和聚集的Ly α吸收体。我们在此强调的结果表明，没有强有力的证据表明Ly $α$云的大小随红移而演化，强（W > 0.4 A）Ly α森林吸收体可能不是细丝，而可能更像片状。对于CIV吸收体，沿单个视线在200 km/s < Delta v < 600 km/s尺度上的聚集的大部分是由于单个吸收体的内部速度，而不是吸收体之间的聚集。
1997-10-27 astro-ph
The star formation rate of CaII and damped Lyman-alpha absorbers at 0.4<z<1.3
利用叠加的斯隆数字巡天光谱，我们探测到来自CaII和MgII吸收线系统的星系的[OII] 3727，3730星云发射。吸收体的两个样品，345 Ca II系统和3461 Mg II系统，跨越红移区间0.4 < z < 1.3;所有的前一个和后一个样品的一半预计是真正的阻尼莱曼α（DLA）吸收体。在SDSS光纤孔径（对应于6-9 h^-1 kpc的物理半径）范围内的光中，每个吸收体测得的恒星形成率（SFR）为0.11-0.14 Msol/yr（对于MgII选择的DLAs）和0.11-0.48 Msol/yr（对于CaII吸收体）。这些结果代表了第一次估计的平均SFR在吸收选定的星系人口直接检测星云发射。采用目前流行的模型，即DLAs很大，半径大于9 h ^-1 kpc，并假设没有尘埃的衰减，得出的结论是，MgII选择的DLAs的单位面积SFR比施密特定律的预测值低一个数量级，施密特定律将SFR与z~0处的HI柱密度联系起来。在红移0.4 < z < 1.3范围内，DLA和CaII吸收体对观测到的总恒星形成率密度的贡献很小，分别<10%和<3%。这一结果与Hopkins等人的结论形成了对比，Hopkins等人认为在相同的红移范围内，DLA吸收体可以解释观测到的SFR密度的大部分。我们的结果有效地排除了这样一种情况，即DLA吸收体是在红移z < 1处发生总SFR密度的大部分的位置。
2006-11-02 astro-ph
HI 21cm absoprtion in two low redshift damped Ly-alpha systems
我们发现了两个低红移的HI 21 cm吸收体，一个位于z = 0.2212，朝向z_{em} = 0.630的类星体OI 363（B 0738 +313），另一个位于z = 0.3127，朝向PKS B 1127 -145（z_{em} = 1.187）。两者都是在韦斯特博克综合射电望远镜（WSRT）使用新的UHF-高系统对红移为0.2 < z < 1的MgII选定系统进行调查时发现的。新的HST/FOS观测也将这两个系统确定为阻尼Ly-alpha（DLa）吸收体。通过比较DLa线和HI 21 cm线的柱密度，计算了自旋温度，发现这两种低红移吸收体的T_s都在1000 K左右。我们简要地讨论了这个结果的一些影响。
1998-03-20 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
Properties of QSO Metal Line Absorption Systems at High Redshifts: Nature and Evolution of the Absorbers and the Ionizing Radiation Background
在9个类星体的Keck HIRES光谱中，我们在莱曼森林外的188个系统中识别出了908个CIV吸收体成分，红移范围为1.6 < z < 4.4，相关谱线为SiIV，CII，SiII和NV。CIV吸收剂的性质几乎随z而恒定。我们发现随着z的减小，Omega（CIV）略有增加，平均值=（3.8+/-0.7）*10^（-8）（空间平坦的LCDM宇宙学，h = 0.71）。使用CMB的Ω（b）和我们数据中的电离分数，我们得到[C/H]_（z = 4.0）>/= -3.11（+0.14/-0.19）和[C/H]_（z = 2.1）>/= -2.64（+0.15/-0.22），表明增加了约3倍。将Ω（H）与包含吸收体的区域更直接地联系起来，我们的值分别变为>~ 2.2和>~ 2.0。CIV分量在Delta（v）< 300 km/s时表现出很强的聚类，但系统之间没有任何尺度的聚类。我们认为，对于我们的样本的CIV集群是完全由于气体存在于星系的外部扩展的奇特的速度。我们发现没有变化与z的中位数柱密度比SiIV/CIV，与以前的观察相反，其他离子的比例不断变化与红移。我们发现，这些只是电离状态的部分指标，并通过使用特定的比例对这一补救措施。我们表明，大多数吸收光电离，并发现在z < 2.65 QSOs dominate the ionization whereas at z >3.4的额外的，占主…
2003-07-31 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
GRAVITATIONAL LENSING OF QUASARS BY THEIR DAMPED LYMAN-ALPHA ABSORBERS
阻尼莱曼α吸收体被认为与星系盘有关。我们表明，引力透镜，因此可以影响这些系统的统计。首先，由于透镜效应的放大偏差使微弱的类星体上升到给定的星等阈值以上，从而提高了观测阻尼吸收系统的概率。其次，来自光源的光线的弯曲有效地限制了相对于吸收体中心的视线的最小影响参数，从而为观察到的中性氢（HI）柱密度提供了上限截止值。这些效应的结合产生了一个明显的峰值，在观测到的吸收体丰度中，具有高柱密度（>2*10^{21} cm^{-2}）和低红移（z<1）。中性氢的宇宙学密度参数Omega_{HI}的推断值随源的红移和光度的增加而增加，即使真实的HI密度保持不变。该趋势类似于观察到的Omega_{HI}（z）的演变。柱密度>10^{21} cm^{-2}且红移0.5<z<1的阻尼莱曼-α吸收体是透镜类星体的可靠标志，其图像对之间的距离为0.3弧秒。用哈勃太空望远镜探测这些引力透镜特征，可以用来限制吸收体势阱的深度和宇宙学常数。
1995-05-17 astro-ph
Lyman-Alpha Absorption Systems and the Nearby Galaxy Distribution
我们研究了先前用HST观测到的18个低红移莱曼α吸收体周围的星系数密度（在5 h ^{-1} Mpc尺度上平滑）。这些吸收体位于Mrk 335、Mrk 421、Mrk 501、I Zw 1和3C 273的前方，它们都位于现在已经完成了m_{Zw} =15.5的红移测量的区域内。我们构造了一个平滑的星系数密度场的红移调查数据，并确定在莱曼α吸收体位置的密度分布。我们还发现了各种测试样本的星系数密度分布：天体物理学红移巡天中心（CfA 2）内的所有星系位置，沿随机选择的视线（LOS）的CfA 2星系位置，以及沿随机LOS的随机选择的红移。莱曼α吸收体存在于巡天的稠密区域，但在欠稠密区域的出现频率远远高于典型的发光星系。在4-sigma水平上，莱曼α吸收体周围的平滑星系密度分布与巡天星系周围的密度分布不一致。它与沿随机视线随机选择的红移处的密度分布高度一致。这支持了早期的证据，即附近的低柱密度（log N_{HI} < 14）莱曼α森林系统在空间上是随机分布的;它们与当地的大尺度结构没有很好的相关性。
1998-04-29 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
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 Shot in the Dark: A Technique for Locating the Stellar Counterparts of Damped Lyman Alpha Absorbers
我们提出了麦哲伦望远镜计划的初步结果，图像星系，产生阻尼莱曼吸收（DLAs）在1.63 < z_DLA < 2.37。我们的计划不同于以往的努力，我们的目标是类星体与干预莱曼极限系统（LLS）沿视线在红移z_LLS > 3.5。高红移LLS被用作阻挡滤波器，以去除背景类星体在前景星系静止帧紫外波长处的眩光。类星体光的完全消失提供了一个沿着视线到LLS红移的畅通无阻的视野，允许对DLA星系进行详尽的搜索，达到成像数据的灵敏度极限（等于或优于0.25L*）。在我们的两个试点领域（PKS 2000 -330，z_DLA=2.033和SDSS 0322 -0558，z_DLA=1.69），我们确定了一个L* 星系在5”的视线，其光学颜色与恒星形成星系在z~2一致。我们研究了吸收线性质与星系光度和碰撞距离之间的相关性，并将高红移星系和吸收体对与z<1的已知星系和吸收体对进行了比较。
2006-03-13 astro-ph
Classical and MgII-selected Damped Lyman-alpha Absorbers: impact on Omega_HI at z<1.7
在类星体的光谱吸收中看到的阻尼莱曼α系统（DLAs）被认为包含宇宙中大部分的中性气体。特殊的是，这些系统在z_abs<1.7时更难以观察，因为它们是罕见的，并且它们的HI特征在UV光谱中下降。Rao和Turnshek（2000）开创了一种基于MgII选择的DLA的方法，该方法是由于我们对它们在光谱中的MgII特征的了解而发现的吸收体。我们使用在TNG进行的新观测以及仔细的文献和档案搜索，以建立低红移吸收体的样本，根据用于发现它们的技术进行分类。我们成功地恢复N（HI）和等效宽度的Fe II 2600，Mg II 2796，Mg II 2803和Mg II 2852的样品的36个吸收体，其中21个是Mg II选择。我们发现，MgII选择的样品包含一个稍微更大的分数的吸收体与log N（HI）>21.0比看到否则在低红移。如果得到证实，该属性将进而影响Omega_HI的估计，Omega_HI由最高HI柱密度主导。我们发现，对数N（HI）不相关的金属等效宽度显着。同样，我们没有发现引力透镜，关联系统的分数或红移演化影响吸收体样品以不同的方式的证据。我们的结论是，暗示的差异，在N（HI）分布最有可能产生的小数统计。因此，需要进一步的观察，以更好地澄清这种差异的影响，估计Omega_HI在低红移。
2004-05-18 astro-ph
The nature of intermediate-redshift damped Ly-alpha absorbers
我们提供了HST/WFPC 2在近距离环境中的R和B波段的高空间分辨率图像，其中7个类星体的光谱显示出阻尼的Ly-alpha吸收线，21 cm吸收，或在中等红移（0.4 < z < 1）处非常强的MgII/FeII吸收系统。对于由8个吸收体（其中一个红移z=1.78，朝向MC 1331+170）组成的7个场，可以探测到低至约0.3”或2.0 kpc（z=0.6，H 0 = 50 kms/s/Mpc，q 0 =0），以及极限星等m（702，lim）=25.9的天体，这些吸收体具有至少1 × 10^20 cm^-2的高HI柱密度。在每种情况下，已经检测到绝对量值Mb =-19.0或更亮的候选吸收体。这个中等红移的富含气体的星系的小样本涵盖了广泛的形态类型。有三个不同大小和光度的旋涡星系（朝向3C 196、Q 1209+107和MC 1331+170），三个致密天体（朝向EX 0302-223、PKS 0454+039和高红移的MC 1331+170），以及两个无定形低表面亮度星系（朝向PKS 1229-021和3C 286）。在3C 196、PKS 1229-021和Q 1209+107周围的区域，在PC 2图像中有过多的星系，暗示着一组星系的存在，这些星系与阻尼的Ly-alpha吸收体有关，或者可能与两个z = 1.0的类星体本身有关。对于3C 196和3C 286，类星体宿主星系也…
1996-11-05 astro-ph
Mg II Absorber Number Density at z~0.05: Implications for Omega_DLA Evolution
利用FOS/HST获得的147个类星体/活动星系核的无偏光谱样本，在0<z<0.15的红移范围内寻找了Mg Ⅱ的介入吸收体。总的红移路径搜索是18.8，调查完成80%的5西格玛静止框架等效宽度，W_r（2796），0.6安。主要结果如下：[1]发现了四个系统，平均红移<z>=0.06，对于W_r（2796）> 0.6Ang的吸收体，红移数密度dN/dz=0.22（+0.12）（-0.09）。如果这些系统不是从更高的红移（z=2.2）演化而来，这与预期的值是一致的。[2]没有发现W_r（2796）<0.6Ang的系统，对W_r（2796）较小的系统进行零检测是一个2-sigma的结果。如果这意味着在z~0处等效宽度分布的低W_r（2796）区发生了翻转，那么z<0.2的星系平均气体截面至少减少了25%。[3]这些系统具有强的Fe II吸收，并且是阻尼Ly-α吸收器DLA的良好候选者（参见Rao & Turnshek 2000，ApJS，130，1）。这转化为dN/dz=0.08（+0.09）（-0.05）的红移数密度。结合Rao和Turnshek的数据分析，这些结果表明DLAs的红移数密度从z~4到z~0没有演化。如果HI质量函数不从z~0.5演化到z~0，那么宇宙学HI质量密度也不从z~4演化到z~0。MgII吸收选择的DLAs的这些z~0结果与HI星系2…
2001-06-15 astro-ph
The $z=0.558$ absorption system towards PKS 0118-272: A candidate Damped Ly $α$ system at low redshift
我们提出了一个光谱和成像研究的z=0.558镁II吸收系统对BL紫胶PKS 0118-272。在吸收体的红移，我们检测线的低电离物种镁I，镁II，钙，钛，锰II，铁II。这些物质的柱密度是银河系盘中星际气体的典型特征。通过假设无尘气体和太阳丰度，我们推断N（HI）> 2.5 x 10^19 cm^-2。该保守下限的高值表明吸振器是阻尼Ly α系统。我们发现[Ti/Fe] =+0.3，与DLA吸收体中的[Ti/Fe]测量值一致，但[Mn/Fe] =+0.4，与DLA系统中常见的[Mn/Fe]<0的值不同。测得的[Ti/Fe]和[Mn/Fe]比值与银河系中低密度星际云的差分耗尽模式非常匹配。与高红移的DLA系统（z>2）不同，z=0.558的吸收体似乎起源于一个已经达到现今盘星系的丰度和尘埃含量的星系。对我们的成像数据的分析支持了一个介入星系的存在。在仔细减去BL Lac图像后，检测到PKS 0118-272的1.6弧秒处的物体。在吸收体红移处，这颗伴星的投影距离（14 h_50^-1 kpc）和绝对星等（M_R ~ -22.3）与低红移DLA系统相关星系的结果一致。
1997-10-02 astro-ph
The O VI Absorbers Toward PG0953+415: High Metallicity, Cosmic-Web Gas Far From Luminous Galaxies
低红移的类星体PG 0953 + 415的光谱显示出两个强的、相互干扰的O VI吸收系统。为了研究这些吸收体的性质，我们利用双子座多目标摄谱仪在以类星体为中心的5 'x5'视场中进行了深光谱星系红移测量。该调查对于r '<19.7是完全完成的，对于r'<21.0是73%完成的。我们发现三个星系的红移较高的z O VI系统（z = 0.14232），包括一个星系在投影距离ρ = 155千秒差距。我们在双子场中没有发现低z OVI吸收体红移（z = 0.06807）的星系，这表明最近的星系距离我们超过195 kpc，或者L <0.04 L *。先前较浅的巡天覆盖了更大的区域，显示z = 0.06807的O VI吸收体隶属于一个星系群/星系丝，但最近的已知星系的ρ = 736 kpc。z = 0.06807的吸收体由于几个原因而值得注意。吸收曲线揭示了静态材料的简单运动学指示。HI线宽度和HI线与金属线的良好对准有利于光电离，并且此外，列密度比意味着高金属性：[M/H]=-0.3 +/-0.12。z = 0.14232 O VI系统更复杂，限制更少，但也表明金属丰度相对较高。使用星系红移从SDSS，我们表明，这两个PG 0953 + 415 O VI吸收体位于大规模的宇宙网的细丝。显然，纤维网长丝的一些区域是高度富集金属的。我们讨论了高金属丰度气体的起源，并提出富集可能发生在很久以前（在…
2006-04-19 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
Deep Searches for High Redshift Molecular Absorption
毫米波段扫描光学暗类星体的频率空间是一种潜在的高效率的方法来检测新的高红移分子吸收系统。在这里，我们描述了扫描对7类星体在宽带宽（高达23 GHz）的灵敏度限制足以检测到4红移吸收已知。随着更宽的频带，对大量可能被遮蔽的物体的高效搜索将产生许多新的分子吸收剂。
2003-10-21 astro-ph
The nature of NV absorbers at high redshift
本文研究了19个类星体在1.5 < z < 2.5处的NV吸收系统。我们的分析包括两个吸收所产生的星系际介质以及系统在附近的背景类星体。我们建立了详细的光电离模型来研究吸收体中的物理条件和丰度，并限制电离辐射的光谱硬度。介入NV组分的发生率为dN/dz = 3.38 +/- 0.43，对应于dN/dX = 1.10 +/- 0.14。柱密度分布函数通过斜率β = 1.89 +/- 0.22拟合，与CIV和OVI的测量值一致。窄线宽（bNV ~ 6 km/s）表明光电离而非碰撞是主要的电离过程。CIV和NV的柱密度是相关的，但对于介入和相关吸收体显示出不同的斜率，这表明不同的电离光谱。相关联的系统被发现更富含金属，密度更大，更紧凑，比介入吸收。该结论与所采用的电离辐射无关。对于介于其间的NV体系，我们发现典型值为[C/H] ~ -0.6，n_H ~ 10^-3.6 cm^-3，尺寸为几个kpc，而对于相关的NV吸收体，我们得到[C/H] ~+0.7，n_H ~ 10^-2.8 cm^-3，尺寸为几个10 pc。氮相对于碳的丰度[N/C]和α-元素如氧和硅的丰度[N/α]与[N/H]相关，表明次生氮的富集。介入系统中[N/α]的较大分散表明IGM的不均匀富集。[N/alpha]和[alpha/C]之间存在反相关，这可以用来约束产生碳和氮的恒星星族的初始质量函数。
2009-01-23 astro-ph
Associated HI in Absorbers at High Redshift
WSRT观测提供了与活动星系核相关的HI 21 cm线吸收在红移z=1.0时的第一份清单。谱线深度的范围很大，从τ =0.44到τ小于0.001，谱线轮廓的变化也很大，从高斯型的不到10 km/s到更典型的几百km/s，以及不规则的多峰吸收，有时跨越几百km/s。在最紧凑的射电源、GPS和CSO中，探测到可观的HI吸收的机会最大，在那里它可以发生在环核的"圆盘“或"托里”，以及气体包围的喷流和热点中;推断的密度范围至少在每立方厘米10和每立方厘米10000之间。但HI吸收也发生在某些CSS中，可能与喷流-云相互作用区域有关，并且在类星体中具有大的光学红化。在红移HI 21厘米的不寻常的UHF频率上进行VLBI观测，可以为年轻射电源及其银河系内介质的物理和演化提供独特的“视线”。
2000-12-15 astro-ph
GMRT Observations of Low z Damped Lyman-alpha Absorbers
本文介绍了利用巨米波射电望远镜（GMRT）观测到的两个低红移（z=0.2212，z=0.0912）阻尼莱曼α系统的HI 21 cm吸收，观测方向为峰值为10 GHz的OI 363（z_em = 0.630）。z=0.0912的天体是迄今为止已知的最低红移阻尼莱曼α系统。地基成像（Rao & Turnshek，1998）显示，在这两个红移点上，在OI 363的视线范围内，都没有一个低碰撞参量的大旋涡星系，这与认为这些系统是大原盘的说法相矛盾。由于OI 363是一个高度致密的核心主导源，HI气体的覆盖因子可能是1。尽管如此，由21 cm光学深度（并使用Rao & Turnshek，1998年HST谱测量的N_HI）得到的自旋温度仍然很高，高红移系统为1120 ± 200 K，低红移系统为825 ± 110 K。这些值是相当高的典型值（100 - 200 K）在我们的银河系和仙女座测量，事实上，类似于在高红移阻尼莱曼α系统中获得的。因此，我们的观察结果表明，进化的影响可能不是至关重要的理解本地螺旋盘和高红移阻尼莱曼α系统之间的差异派生的自旋温度值。
1998-11-04 astro-ph
First Investigation of the Clustering Environment of Damped Lyman Alpha Absorbers at z=4
我们报告的阻尼莱曼α吸收系统在z=4的聚类环境的第一个观察。利用颜色选择和光度红移，从35 sq的深BRI图像中选择出亮度大于IAB =25.5的44个候选Lyman-break星系。arcmin字段包含类星体BR 0951-04。对35个候选星系进行了多星光谱分析，其中8个星系被确认为z>3.5的Lyman-break星系。只有BRI测光，光度红移是相当准确的光谱确认的星系，但有一个高的错误分类率，由于莱曼破裂星系和低红移椭圆星系之间的颜色退化。两个z>3.5的星系都在类星体视线的15“范围内发现，似乎是类星体光谱中的吸收系统。我们使用一组统计检验来寻找z>3.5星系的红移直方图中的聚类，但没有发现这些具有阻尼莱曼α吸收体的莱曼破裂星系的可测量的聚类。有了更大的星系样本，我们的方法应该确定这些物体之间的互相关，探测的偏差，因此阻尼莱曼α吸收剂的质量。
2001-07-10 astro-ph
The Statistical and Physical Properties of the Low Redshift Lyman Alpha Forest Observed with HST/STIS
我们研究了用哈勃空间望远镜上的空间望远镜成像光谱仪拍摄的类星体PG 0953 +415和H1821+643的光谱中z<0.3处的Ly-alpha吸收体群。我们比较它们的统计特性，精心构造的模拟类星体光谱从宇宙学流体动力学模拟的Lambda CDM宇宙。我们发现，在柱密度和b参数分布上，直到N_HI \approx 10^{12.3} cm^-2的最小可观测吸收体，都有很好的一致性。当N_HI \ga为10^{13} cm^-2时，观测到的吸收体布居是完整的，柱密度分布斜率为β=2.04 \pm 0.23，b参数的中值比这个极限高21 km/s。产生这些弱吸收体的星系际气体类似于高红移时的气体，位于被变星系紫外线通量高度光致电离的扩散大尺度结构中，尽管在激波加热的温暖气体中出现了更多的吸收体。这些吸收体的密度、温度和柱密度遵循与高红移相似的关系，尽管由于激波加热的气体而具有更大的散射。b-参数通常具有来自热加宽的显著贡献，这有助于测量如由Ly-alpha吸收体追踪的低z IGM温度。根据我们的模拟，我们估计T_IGM \sim为5000 K，在平均密度下的上限为10^4 K。柱密度分布的预测值和观测值的一致性使我们能够测量出z=0.17时的HI光电离率为10^{-13.3 \pm 0.7} s^{-1}（估计的建模不确定性），接近基于类星体特性的预测值。
2001-06-26 astro-ph
Three intervening galaxy absorbers towards GRB060418: faint and dusty?
本文分析了伽马射线暴（GRB）060418光学余辉中三个强的Mg II吸收系统（z_abs = 0.603，0.656，1.107）。从高分辨率的UVES光谱，我们测量金属柱密度，发现最高的红移吸收体表现出大量的尘埃耗尽相比，在类星体光谱中看到的DLAs。中间的z_abs = 1.107吸收体也不寻常地表现出清晰的2175 A凸起，这是第一次在GRB光谱中明确检测到这一特征。GRB余辉光谱最适合于两个分量的消光曲线：在z=1.49（宿主红移）处的SMC消光定律，E（B-V）= 0.07+-0.01;在z ~ 1.1处的银河系消光曲线，E（B-V）= 0.08+-0.01。我们还提出了一个中等深度的NTT R-波段图像的GRB 060418字段和光谱的4个星系在1弧分。这些天体的红移都不符合任何中间吸收体的红移，我们得出结论，在z ~ 0.6处产生两个中间Mg II吸收体的星系具有~<0.3 L^星的光度。
2006-07-25 astro-ph
The star formation history of damped Lyman alpha absorbers
中性氢气表面密度与恒星形成率（SFR）之间的局域幂律关系可以用来研究阻尼Lyman α（DLA）系统在高红移下的SFR性质.我们发现，虽然DLA系统的SFR密度是一致的，在红移低于z~0.6的发光恒星形成星系，在较高的红移，他们的SFR密度太低，他们提供了一个显着的贡献宇宙恒星形成历史（SFH）。这表明大多数DLAs可能是来自莱曼破裂星系（LBG）或亚毫米恒星形成星系的独特群体，这些星系共同主导了高红移的SFR密度。也有可能在高红移时，DLAs不追踪大部分中性气体。DLAs的金属丰度特性与这种解释是一致的。DLAs显示，在所有红移处的金属质量密度比从宇宙的SFH推断的低两个数量级。这些结果是一致的DLAs被占主导地位的低质量系统具有低SFR或晚发病的恒星形成，类似于在本地宇宙中的矮星系的恒星形成历史。
2005-05-19 astro-ph
