Incidence Rate of GRB-host-DLAs at High Redshift

A joint model for the emission and absorption properties of damped Lyman alpha absorption systems

The recently discovered population of ultra-faint extended line emitters can account for the majority of the incidence rate of Damped Lyman Alpha systems (DLAs) at z ~ 3 if the line emission is interpreted as Ly alpha. We show here that a model similar to that proposed by Haehnelt, Steinmetz, & Rauch (2000), which explains the incidence rate and kinematics of DLAs in the context of $Λ$CDM models for structure formation, also reproduces the size distribution of the new population of faint Ly alpha emitters for plausible parameters. This lends further support to identification of the emitters wi…

No Evidence for Variability of Intervening Absorption Lines toward GRB 060206: Implications for the Mg II Incidence Problem

We examine variability of absorption line strength of intervening systems along the line of sight to GRB 060206 at $z = 4.05$, by the low-resolution optical spectra obtained by the Subaru telescope from six to ten hours after the burst. Strong variabilities of Fe\emissiontype{II} and Mg\emissiontype{II} lines at $z=1.48$ during $t=$5--8 hours have been reported for this GRB \citep{Hao07}, and this has been used to support the idea of clumpy Mg\emissiontype{II} cloudlets that was originally proposed to explain the anomalously high incidence of Mg\emissiontype{II} absorbers in GRB spectra compar…

C IV吸收体沿视线对伽马射线暴的入射

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。

GRB030226的高分辨光谱学：是大质量恒星祖先还是干涉吸收系统的特征？

High-Resolution Spectroscopy of GRB030226: Features of a Massive Star Progenitor or Intervening Absorption Systems?

我们提出了一个高分辨率的Keck/ESI光谱的伽玛暴，它表现出四个吸收系统在z=1.04329，1.95260，1.96337，和1.98691。两个最高的红移系统，相隔约2400公里/秒，以前被怀疑是在围绕祖星的星周风中产生的运动学特征。然而，在蓝移系统中，低电离物质（可能包括中性氢）的高柱密度与大质量祖星的星周风的预期高度电离状态不一致，甚至在GRB爆炸之前。这一结论也支持缺乏可检测到的吸收从精细结构转换的Si II和Fe II。相反，我们的结论是，这两个红移系统是类似的多个DLAs中发现的类星体视线具有类似的速度分离和化学丰度的[Cr/Fe]和[Zn/Fe]。z=1.96337的吸收系统可能是一个介于其间的低质量星系，可能与GRB宿主有关，是形成中的大尺度结构的一部分。

z<=1时阻尼Ly-alpha吸收半导体的性质--阻尼Ly-alpha吸收体红移的光度测量

The Nature of Damped Ly-alpha Absorbing Galaxies at z<=1--A Photometric Redshift Survey of Damped Ly-alpha Absorbers

利用11个已获得精确红移测量的DLA星系研究了z<=1时DLA系统的性质。我们证明，光度红移的精度是足够的识别DLA星系，因为DLA是罕见的，其固有的高柱密度意味着一个小的碰撞参量的主机星系的类星体的视线。我们采用这第一个大的DLA星系样本，研究了中红移星系的中性气体截面，并考察了DLA星系在z<=1时的光学性质。研究结果表明：（1）在N（HI）=10^{20} cm^{-2}时，中红移星系周围中性气体的范围与B带光度成R/R * = [L_B/ L_{B_*} ]^β的比例关系，R *=24-30 h^{-1} kpc，β= 0.26 - 0.06 ^{+0.24};（2）观测到的DLA星系的DLAs入射率与B带光度的关系与采用已知的星系B带光度函数和M_B - 5 \log h <= -17时中性气体截面的最佳拟合标度关系所导出的模型是一致的;（3）观测到的DLAs数密度与预测的DLAs数密度的比较表明，亮星系可以解释类星体吸收线巡天中发现的大部分DLAs，并且矮星的贡献很大（M_B - 5 \log h >= -17）对总中性气体截面的影响是不必要的;（4）在所研究的11个DLAs中，45%为盘状，22%为隆起状，11%为不规则状，22%为星系团状，这表明DLAs的星系形态类型广泛，形成于多种星系环境中;（节录）

分子氢缺失与GRB主体半导体的物理条件

Missing Molecular Hydrogen and the Physical Conditions of GRB Host Galaxies

本文研究了伽马射线暴余辉（GRB）光谱中氢分子的丰度。在附近的星系中，H2追踪着冷的中性介质（CNM）和形成恒星的致密分子星际气体。虽然H2在麦哲伦星云中至少有一半的热星视线中被探测到，在类星体中约25%的阻尼Lya系统中被探测到，但在具有类似中性氢柱和金属丰度范围的五个GRB环境中的任何一个中都没有被探测到。我们没有检测到振动激发的H2，这意味着GRB本身已经光解离了它的母体分子云，所以这样的模型被排除了，除非母体云的半径<~4 pc，并且在光谱观测之前完全解离，或者恒星在其主序星寿命期间逃离了母体云。伽马射线暴的低分子部分是神秘的，因为它们的中性H柱密度很大，并且基于当地类似物的预期，即LMC中的30剑鱼座。GRB-DLAs中令人惊讶的H2缺乏表明，抑制LMC和SMC中分子形成的破坏过程在GRB宿主中更有效，最有可能是低金属丰度和10- 100倍于银河平均场的FUV辐射场的组合。这些推断的条件对这些早期星系中的恒星形成区域有很强的限制。

z=1.54948时GRB 051111的光谱：GRB环境和宿主星系的动能和元素丰度

Spectroscopy of GRB 051111 at z=1.54948: Kinematics and Elemental Abundances of the GRB Environment and Host Galaxy

本文介绍了用凯克Ⅰ 10米望远镜的HIRES摄谱仪获得的GRB 051111余辉的高分辨率、高信噪比光谱。光谱表现出三个红移吸收系统的最高，在z=1.54948，产生于伽玛射线暴的宿主星系。虽然Ly-alpha特征超出了我们的光谱范围，但弱贫化Zn的高柱密度表明宿主是一个N（HI）>10^21（Z/Z_sun）^-1的阻尼Lyman-alpha系统。大部分气体（>80%）被限制在|v| <30 km/s的窄速度范围内，表现出强的难熔元素如Fe和Cr的粉尘贫化。这种耗尽模式与在银河系暖盘云中观察到的相似。我们还检测到吸收从所有地面级精细结构状态的Fe II，第一个这样的例子在类星体DLA或GRB吸收光谱，这表明条件是一致的“暖盘”耗尽模式。Fe II和Mg II的吸收剖面延伸超过几百公里/秒，耗尽模式更接近类似于类星体-DLAs，这表明GRB 051111的视线探测了宿主星系的晕，除了致密的盘。因此，详细的诊断星际介质的伽玛射线暴宿主星系继续提供洞察地区，通常错过了类星体的调查。

三个居间的星系吸收体朝向GRB060418：暗淡和尘埃？

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。

Damped Lyman Alpha Systems in Galaxy Formation Simulations

We investigate the population of z=3 damped Lyman alpha absorbers (DLAs) in a recent series of high resolution galaxy formation simulations. The simulations are of interest because they form at z=0 some of the most realistic disk galaxies to date. No free parameters are available in our study: these have been fixed by physical and z=0 observational constraints, and thus our study provides a genuine consistency test. The precise role of DLAs in galaxy formation remains in debate, but they provide a number of strong constraints on the nature of our simulated bound systems at z=3 because of their…

类星体和伽马射线暴谱中的强MgII系统

Strong MgII systems in quasar and gamma-ray burst spectra

强MgII系统在伽马射线暴（GRB）谱中的出现率比类星体（QSO）谱中的出现率高几倍。我们研究了几种可能的解释，包括：尘埃遮蔽偏差，聚集的吸收剂，不同的光束大小的源，多波段放大伽玛射线暴的偏差，关联的吸收剂与伽玛射线暴事件或环暴环境。我们发现：（1）由于尘埃的遮蔽作用，类星体光谱中Mg Ⅱ系统的入射率可能被低估1.3-2倍，（2）Mg Ⅱ吸收体沿伽玛暴的等效宽度分布与类星体的分布一致，说明吸收体比源的光束尺寸更大; iii）平均而言，显示一个以上MgII系统的GRB余辉比其他系统亮1.7倍，表明所观察到的差异的透镜起源; iv）引力透镜（以不同的形式，从星系透镜效应到微透镜效应），如果瞬发伽马射线辐射和光学余辉的光度函数平均较弱，（5）某些吸收体可能与环暴环境有关，或由与GRB事件本身无关但位于同一恒星形成区的超新星遗迹产生。除了可能的放大偏倚外，这些效应之一本身不太可能完全解释观察到的计数。然而，它们中的一些的联合作用可以大大降低差异的统计显著性。

在z = 3.20时，柱密度非常高，且朝向GRB 020124的红色变小

Very high column density and small reddening towards GRB 020124 at z = 3.20

我们目前的光学和近红外观测GRB 020124的暗淡余辉，获得2和68小时之间的伽马射线暴。爆发发生在一个非常微弱（R > 29.5）的阻尼Ly-alpha吸收体（DLA）中，红移为z = 3.198 +- 0.004。导出中性氢的柱密度为log（N_H）= 21.7 ± 0.2，静止框架红化限定为E（B-V）< 0.065，即，对于R_V ~ 3的标准消光定律，A_V < 0.20.由此产生的尘埃与气体的比例小于银河系中发现的11%，但与SMC和高红移类星体DLAs一致，表明在爆发环境中金属丰度和/或尘埃与金属的比例较低。伽玛射线暴优先破坏小尘埃颗粒而产生的灰色消光定律（大R_V）可以增加导出的A_V和尘气比。然而，余辉的暗淡完全是由高红移造成的：如果GRB 020124的z = 1，它会亮大约1.8等-在典型明亮余辉的范围内。

通过探测大麦云云中Wolf-Rayet风几何约束GRB祖先模型

Constraining GRB progenitor models by probing Wolf-Rayet wind geometries in the Large Magellanic Cloud

长持续时间伽马射线暴（GRB）的最佳祖先是快速旋转的沃尔夫-拉叶（WR）星。然而，大多数银河系WR恒星都是缓慢旋转的，因为恒星风被认为会带走角动量。这对Bronzar模型提出了挑战。最近的观测表明，伽玛暴主要发生在低金属量（Z）的环境中，这可能解决这个问题：较低的Z导致较少的质量损失，这可能会抑制角动量的去除，使WR星保持快速旋转直到崩溃。我们希望确定是否低Z WR星旋转平均速度比银河系WR星，并执行甚大望远镜（VLT）的线性分光偏振调查WR星在低Z环境的大麦云（LMC）和比较我们的结果与银河系样本。我们发现，13颗LMC WR星中只有2颗（即15%）表现出线偏振效应，而银河WR星的这一比例同样很低，约为15-20%。LMC WR星的线偏振效应的低发生率表明，WR旋转特性发生显著差异的阈值金属丰度低于LMC（Z ~ 0.5 Zsun），可能将GRB祖通道限制在该上限金属丰度。

A Survey for NV Absorption at z~z_GRB in GRB Afterglow Spectra: Clues to Gas Near the Progenitor Star

We survey NV absorption in the afterglow spectra of long-duration gamma-ray bursts (GRBs) with the intent to study highly ionized gas in the galaxies hosting these events. We identify a high incidence (6/7) of spectra exhibiting NV gas with z~z_GRB and the majority show large column densities NV > 10^14 cm^-2. With one exception, the observed line-profiles are kinematically `cold', i.e. they are narrow and have small velocity offset (Dv < 20 km/s) from absorption lines associated with neutral gas. In addition, the NV absorption has similar velocity as the UV-pumped fine-structure lines indicat…

z=3.372处的GRB 030323的主体：具有低金属度的非常高的柱密度DLA系统

The host of GRB 030323 at z=3.372: a very high column density DLA system with a low metallicity

本文介绍了GRB 030323余辉的光度学和光谱学测量结果。余辉的VLT光谱显示阻尼Lya（DLA）吸收和低-和高电离线的红移z=3.3718+-0.0005。中性氢柱密度logN（HI）=21.90+-0.07，比直接从Lya吸收中推断的任何（GRB-或类星体-）DLA HI柱密度都要大。根据余辉测光，我们得出了主星系消光的保守上限：A（V）<0.5 mag，铁丰度为[Fe/H]=-1.47+-0.11，而从硫测量的气体金属丰度为[S/H]=-1.26+-0.20。我们推导出H2分子分数的上限为2N（H2）/（2N（H2）+N（HI））<~10^-6。在Lya槽中，探测到一条Lya发射线，对应的恒星形成率（未修正尘埃消光）约为每年1兆太阳。所有这些结果与GRB 030323的宿主星系由低金属丰度气体和低尘埃含量组成是一致的。我们检测到精细结构线的硅，SiII*，这从来没有被清楚地检测到类星体-DLAs，这表明，这些线产生在附近的伽玛射线暴爆炸现场。假设这些精细结构能级是由粒子碰撞填充的，我们估计HI的体积密度为n_HI=100-10000 cm^-3。在爆发后4个月的HST/ACS影像显示，在距离余辉早期位置0.14”（1 kpc）处有一个AB（F606 W）=28.0+-0.3等的扩展天体，推测它是GRB 030323的宿主星系。

高红移原星系周围的热晕：阻尼Lyman α系统中O VI和NV吸收的观测

Hot Halos around High Redshift Protogalaxies: Observations of O VI and N V Absorption in Damped Lyman Alpha systems

本文研究了在z = 2.1 - 3.1范围内与阻尼莱曼α（DLA）系统有关的高电离气体（等离子体）。我们在35个DLA系统的甚大望远镜/紫外-可见中阶梯光谱仪（VLT/UVES）样品中搜索O VI吸收和相应的Si IV，C IV和NV，数据覆盖S/N> 10的O VI。我们报告了12个DLAs（9个干预和3个在<5000 km/s的类星体红移）与O-VI吸收的检测。没有明确的OVI未检测到，因此OVI在DLA中的发生率在34%（12/35）和100%之间。线的宽度与光电离建模的分析表明，两个阶段的DLA等离子体存在：一个热的，碰撞电离相（在广泛的O VI组件），和一个温暖的，光电离相（仅在狭窄的C IV和Si IV组件）。我们发现初步证据（98%的置信度）之间的相关性DLA金属丰度（中性气体中测量）和高离子柱密度，DLA金属丰度和高离子线宽之间，如果超新星驱动的星系外流，而不是吸积产生的高离子。使用保守电离校正，我们发现热（O VI轴承）和暖（C IV轴承）阶段的总氢柱密度的下限范围为log N（热H II）> 19.5至> 21.1，log N（暖H II）> 19.4至> 20.9。因此，平均而言，热相和暖相分别包含DLAs中中性相的重子质量的> 40%和> 20%。如果O VI相的温度约为10^6 K，并且f（O VI）= O VI/O <<0.2，则等离子体可以在高红移处对…

阻尼莱曼阿尔法调查和统计-审查

Damped Lyman Alpha Surveys and Statistics - A Review

本文综述了近几十年来DLA研究的历史和进展。更大的数据集和更深入的调查，特别是在过去的几年里，已经提高了我们对所有可观测红移的宇宙中中性气体含量和分布的认识，包括现在的时代。在z=0和高红移的背景下，我们的HST-UV巡天在z<1.65的DLAs统计的新结果和讨论。我们发现，Omega_{DLA}（z>0）保持大致恒定的不确定性;中性气体的质量密度，Omega_{g}，z=0的值是一个因子~2小于Omega_{DLA}。DLA入射率n（z）在红移5和2之间经历快速演化，但在z ~< 2时与当前和谐宇宙学中的无演化曲线一致。我们还表明，如果在DLA红移处，与气体表面密度和恒星形成率（SFR）相关的局部施密特定律是有效的，那么在z >~ 1处，DLA SFR密度太低，它们对宇宙恒星形成历史（SFH）没有显著的贡献。这意味着DLA不太可能与恒星形成星系（即，Lyman break和亚毫米星系），这些星系在高红移宇宙的SFH中占主导地位。我们认为，这种差异和DLA "缺失金属“问题可能是由于其非常小的吸收截面而缺失非常高的柱密度气体的结果。（节略）

Ib型和Ic型超新星的射电巡天：寻找引擎驱动的超新星

A Radio Survey of Type Ib and Ic Supernovae: Searching for Engine Driven Supernovae

伽马射线暴（GRB）与Ib型和Ic型核心坍缩超新星（SNe）的关联是由在GRB 980425的错误框中探测到SN 1998 bw和现在在宇宙学GRB 030329中确定的类似SN 1998 bw事件激发的。SN 1998 bw的明亮射电辐射表明它具有一些伽玛暴的独特属性，即相对论性喷出物中的大量能量和可变的能量输入。SN 1998 bw的起源有两种流行的假设，一种是离轴观测到的典型宇宙学爆发，另一种是新的超新星爆炸（gSNe）。在前者中，预计约0.5%的当地Ib/c型SNe与SN 1998 bw相似;对于后者，不存在这样的限制。因此，出于这种动机，我们开始了一个系统的无线电观测计划，大多数报告的Ib/c型SNe都可以用甚大阵进行。在1999年末至2002年末观测到的33颗超新星中，最多只有一颗像SN 1998 bw一样明亮。由此我们得出结论，此类事件的发生率<3%。此外，无线电发射的分析表明，没有观察到的SNe表现出明确的发动机签名。最后，SN的射电辐射的GRB余辉的比较表明，没有SNe可能是由一个典型的GRB，独立的初始喷流方向。因此，虽然SN 1998 bw的性质仍然是一个悬而未决的问题，但大多数流体动力爆炸和发动机驱动爆炸之间似乎存在明显的二分法。

高红移下的阻尼莱曼α吸收体和星系光度函数的暗端

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。

z<1.65时的阻尼Lyman α系统：扩展的SDSS HST样本

Damped Lyman Alpha Systems at z<1.65: The Expanded SDSS HST Sample

我们介绍了我们的HST第11周调查的结果，在紫外光谱的类星体的低红移（z<1.65）DLAs从SDSS早期数据发布选择。这些类星体有很强的MgII-FeII系统，这是已知的高柱密度中性气体的特征。总的来说，现在已经获得了197个Mg II系统中Ly-alpha吸收的紫外观测结果，其中z<1.65，静止等效宽度（REW）W 2796 \ge 0.3 A。主要结果是：（1）在W2796 \ge 0.5 A和Fe Ⅱ W2600 \ge 0.5 A的体系中，有36（+/-6）%是DLA。对于W2796/W2600 0.1 A的系统，该值增加到42（+/- 7）%< 2 and MgI W2852 >。(2)具有0.3 A \le W2796 &lt; 0.6 A的MgII系统的平均N（HI）比具有W2796 \ge 0.6 A的系统低约36倍。(3)对于z &lt;~ 2（Omega_L=0.7，Omega_M = 0.3），单位红移的DLA入射率与无演化一致，但对于z &gt;~ 2，DLA入射率表现出显著的演化。(4)Omega_{DLA}在0.5&lt;z&lt;5.0时恒定，在不确定度范围内。这比Omega_{gas}（z=0）大约2倍。(5)N（HI）分布的斜率不随红移而显著变化。然而，低红移的分布是稍微平坦，由于在我们的样本中的高N（HI）系统的比例较高。(6)最后，使用Mg…

Asphericity in Supernova Explosions from Late-Time Spectroscopy

Core-collapse supernovae (CC-SNe) are the explosions that announce the death of massive stars. Some CC-SNe are linked to long-duration gamma-ray bursts (GRBs) and are highly aspherical. One important question is to what extent asphericity is common to all CC-SNe. Here we present late-time spectra for a number of CC-SNe from stripped-envelope stars, and use them to explore any asphericity generated in the inner part of the exploding star, near the site of collapse. A range of oxygen emission-line profiles is observed, including a high incidence of double-peaked profiles, a distinct signature of…