Strong Absorption-line Systems at Low Redshift: MgII and Damped Lyman Alpha
详细介绍了一种研究低红移阻尼莱曼α系统的强有力的间接方法。我们发现一个低红移DLA的概率增加到近50%的目标类星体，已知有很强的低红移MgII和FeII吸收线在其光谱。我们正在使用斯隆数字巡天QSO光谱，并辅以我们在MMT进行的调查，以研究金属线系统。哈勃太空望远镜被用来确认低红移的DLAs。此外，我们正在用几个地面望远镜对低红移DLA星系进行成像，以直接研究它们的环境。
2002-11-13 astro-ph
Strongly Variable z=1.48 FeII and MgII Absorption in the Spectra of z=4.05 GRB 060206
我们报告的发现强烈可变的Fe II和Mg II吸收线看到在z=1.48的光谱的z=4.05 GRB 060206之间获得4.13至7.63小时（观察框架）后的爆发。特别是，Fe Ⅱ谱线等效宽度（EW）从1.72 ± 0.25 AA迅速衰减到0.28 ± 0.21 AA，在较晚的日期谱中仅增加到0.96 ± 0.21 AA。MgII双峰显示出更复杂的演变：双峰的较弱线从2.05+-0.25 AA下降到0.92+-0.32 AA，但在后来的数据中增加了一倍多，达到2.47+-0.41 AA。MgII双重态的EW的比率也是可变的，当线较强时接近1：1（饱和状态），并且当线较弱时变得接近2：1（不饱和状态），这与基于原子物理学的预期一致。我们已经研究并拒绝了任何仪器或大气影响导致观察到的强烈变化的可能性。我们发现Fe Ⅱ和Mg Ⅱ之间存在明显变化的线，这有力地支持了他们的假设，即Mg Ⅱ "云“的特征尺寸与GRB束的尺寸相当，即大约10^16厘米。我们讨论了这一发现的各种影响，包括MgII吸收剂的性质，伽玛暴的物理，和测量伽玛暴和类星体吸收线的化学丰度。
2007-03-20 astro-ph
Towards an Understanding of the Physical Nature of MgII Absorption Systems
我们讨论的物理性质的干预镁II类星体吸收系统的结果，从我们最近的调查，使用SDSS EDR类星体光谱和数据在MMT。这些调查表明，相对于较强系统的指数dN/dW分布，弱（$W_0^{\lambda2796} \lesssim 0.3$）系统过多。中等强度线的发病率显示出显着的红移很少的演变，从而约束模型的云的性质，包括这些吸收器。总的分布确实在演化，发生率随着红移的减小以$W_0^{\lambda2796}$依赖的速率减小（最强的系统演化得最快）。这表明以不同速率进化的多个群体以$W_0^{\lambda2796}$依赖性方式促成发病率。我们还提出了两个领域的图像包含前所未有的“超强”（$W_0^{\lambda2796} \ge 4.0$）MgII吸收剂。
2005-05-06 astro-ph
MgII Absorbers: Disks, Halos, Satellites, and Pairs?
为了了解星系的哪些部分产生了在类星体光谱中观察到的各种MgII吸收剖面，我们已经开始了一个程序，以生成模拟的吸收剖面，因为它们将产生于我们今天看到的许多典型的星系结构。在这里，我们提出了初步的结果clusional，旋转磁盘已被采样的各种类星体的视线。所得的模拟分布的集合在定性上类似于在0.4 < z < 1.0 MgII系统的HIRES光谱中观察到的那些（Churchill，本卷）。此外，我们还讨论了卫星星系的统计贡献，预计这将有助于额外的吸收子成分，并可能在中间红移更多。我们的初步发现是，共同的磁盘和卫星组件的星系，在很大程度上，是结构引起的各种观察到的MgII吸收剖面。
1996-05-10 astro-ph
Galaxy Morphology - Halo Gas Connections
利用Keck/HIRES和VLT/UVES类星体光谱测量了38个中等红移MgII吸收选择星系的晕气体运动学，利用HST/WFPC-2图像研究了吸收星系的形态。我们已经搜索了量化的气体吸收特性之间的相关性，和主机星系碰撞参量，倾角，位置角，和量化的形态参数。我们报告了3.2西格玛之间的相关性不对称扰动的主机星系形态和镁II吸收等效宽度。我们认为，这种相关性可能表明过去的合并和/或相互作用的MgII吸收选定的星系和周围的气体的速度色散和数量之间的连接星系。
2005-05-10 astro-ph
A cold metal-poor cloud traced by a weak MgII absorption at z~0.45. First detection of SiI, CaI and FeI in a QSO absorber
我们在类星体HE 0001 -2340的UVES高分辨光谱中观测到了z~0.452处的弱MgII吸收系统。较弱的两个MgII组成部分形成的系统显示相关的反射由于SiI，CaI和FeI观察到的第一次在类星体光谱。我们调查这种吸收剂的性质，通过比较其性质与不同类别的吸收剂（弱镁II，阻尼Ly-alpha系统和本地星际云）和再现其电离条件与光电离模型。所观察到的吸收体属于类的弱MgII系统的基础上，其等效宽度，然而，通常观察到的过渡的相对强度偏离上述吸收体显着。通过类星体视线穿过这样一个系统的概率的粗略估计是P~0.03。罕见的中性跃迁的存在表明云被大量的中性氢屏蔽。详细比较所观察到的柱密度与阻尼Ly-alpha系统和本地星际冷云的平均性能，特别是在我们的云缺乏MgII/MgI和CaII/CaI的比例。光电离模型的计算结果表明，云可以被紫外背景电离。然而，一个简单的模型，一个单一的云与均匀的密度不能重现所观察到的离子丰度比，这表明一个更复杂的密度结构的吸收剂。假设电离修正可以忽略不计，最令人困惑的结果是镁相对于铁的丰度不足，这很难用核合成和差分尘埃损耗来解释。[删节]
2007-06-22 astro-ph
The Absorption Signatures of Dwarf Galaxies: The z=1.04 Multicloud Weak MgII Absorber toward PG 1634+706
本文分析了一个多云弱吸收系统[定义为W_r（Mg Ⅱ）<0.3A]沿PG 1634+706视线方向的高分辨光谱。该系统产生部分莱曼极限突破和吸收Mg II、Si II、CII、Si III、Si IV、CIV和OVI。较低的电离跃迁出现在两个运动学子系统中，间隔约为150 km/s。每个子系统被分解成几个窄的组件，具有3-10公里的多普勒宽度。对于这两个子系统，OVI吸收出现在一个单独的更高的电离阶段，在30-40公里/秒的范围内的体积运动为主的区域。两个OVI吸收曲线相对于两个较低电离子系统中的每一个在运动学上偏移约50 km/s。在较强的子系统中，SiIII吸收是强的，具有独特的、平滑的轮廓形状，并且可能部分地出现在冲击加热的气体中。此外，SiIV的运动学子结构的痕迹，较低的电离镁II，但可能会被抵消约3公里/秒。基于光电离模型，部分莱曼极限突破的约束下，我们推断在这两个子系统的低电离气体的~0.03太阳的低金属丰度。更广泛的OVI阶段有一个较高的金属性，他们是一致的光电离，配置文件是不够广泛，以暗示生产OVI通过碰撞电离。各种模型，包括外盘，矮星系，和超级风，讨论占相结构，金属丰度，和运动学的吸收系统。我们倾向于这样一种解释，即这两个子系统是由远离多层矮星系超级风的相反极端的凝聚云产生的。
2004-03-04 astro-ph
Direct Observational Test Rules Out Small MgII Absorbers
最近的观测表明，沿视线到伽马射线暴（GRB）余辉的强干预MgII吸收系统的发生率明显高于类似类星体视线的预期。一个可能的解释是几何效应，因为镁II吸收体只覆盖了类星体的部分连续区域，在这种情况下，镁II吸收体必须比以前的估计小得多。我们调查的生产异常吸收配置文件的部分覆盖，并得出结论，缺乏任何已知的异常配置文件中观察到的系统，而约束，不能自己排除补丁镁吸收剂。在一个单独的测试中，我们寻找类星体连续区和CIII]发射线的MgII等效宽度的分布函数的差异。我们表明，这些异常应该是可观察到的任何情况下，镁吸收剂是非常小的，但他们不存在的数据。我们的结论是，模型调用小MgII云来解释对伽玛射线暴的吸收过剩被排除。
2007-08-07 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 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
Gemini Near-infrared Spectroscopy of Luminous z~6 Quasars: Chemical Abundances, Black Hole Masses, and MgII Absorption
我们目前双子座近红外光谱观测六个发光类星体在z = 5.8 $\sim$ 6.3。其中5个是用Gemini-South/GNIRS观测的，它在交叉色散模式下提供了0.9 - 2.5 $μ$ m的同时波长覆盖。另一个源用Gemini-North/NIRI在K波段观测。我们计算所有检测到的发射线的线强度，并使用它们的比率来估计气体金属丰度在宽线区域的类星体。金属丰度被发现是超太阳的典型值$\sim$ 4 Z_{\sun}，与低红移观测的比较表明，没有强烈的演变，金属丰度z $\sim$ 6。类星体的FeII/MgII比率为4.9 +/-1.4，与低红移测量结果一致。我们估计中心BH的质量为10 ^9~10 ^{10} M_{\sun}，爱丁顿光度比为1级。我们确定了两个MgII $λλ$ 2796，2803吸收体，其在2.2 <z <3处具有静止等效宽度W_0 ^{\lambda 2796}> 1 μ m，并且在z> 3处具有W_0 ^{\lambda 2796}> 1.5 μ m，其中两个最远的吸收体分别在z = 4.8668和4.8823处。W_0 ^{\lambda 2796}> 1.5 Å的MgII吸收体的红移数密度（dN/dz）与z> 4之前没有宇宙演化一致。
2007-07-11 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
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
The Multi-phase Absorption Systems Toward PG 1206+459
高分辨率的HST/STIS光谱（R= 30，000）显示了三个MgII选择性吸收系统（A，B和C，聚集在1500 km/s范围内），z = 0.93，朝向类星体PG 1206+459。一个WIYN冈恩i波段图像的类星体场和光谱的两个星系候选人。在所有三个系统中都观察到多相介质，这与产生低电离跃迁（MgII、FeII和SiII）的较小、较密的云以及产生高电离跃迁（CIV、NV和/或OVI）的较大、弥漫的云是一致的。(1)系统A，一个多云，弱MgII吸收器在z=0.9254，需要在低和高电离阶段的超太阳金属丰度，除非包括α-组增强。由于NV剖面中异常复杂的速度结构，该系统不太可能代表传统的星系盘/日冕。最有可能的候选宿主星系是一个~ 2 L ^* 的螺旋星系，它明显弯曲，碰撞参量为43 h ^-1 kpc。(2)系统B，在z=0.9276，具有最强的MgII吸收，并在低电离阶段具有近似太阳的金属丰度。平滑、宽阔的高电离度剖面可能表明了类似于银河系的日冕结构。一个L^* 星系（z=0.9289）在碰撞参量为38 h ^-1 kpc时的红移与该系统的红移一致。(3)系统C，z=0.9342，只有一个MgII组分，与其他两个系统的距离约为1000 km/s。它缺乏孤立的单云，弱MgII吸收剂的小，低电离云特性。它的吸收特性类似于经典的强MgII吸收体的"卫星云“，因此这可能是星系群中的高速云…
2003-03-05 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
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
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
Probing ~100 AU Intergalactic MgII Absorbing "Cloudlets" with Quasar Microlensing
已知星系间MgII吸收体具有低至~ 10^{-2.5} pc尺度的结构，并且现在有迹象表明它们可能在<~ 10^{-2.5} pc尺度上碎裂（Hao等人，astro-ph/0612409）。当透镜类星体被微透镜化时，类星体的微观图像在焦散性穿越过程中经历了创造、破坏、扭曲和剧烈的天体测量变化。我表明，类星体微透镜可以有效地探测镁II和其他吸收“云”的大小约10^{-4.0} - 10^{-2.0} pc的诱导显着的光谱变化的时间尺度上的几个月到几年。通过数值模拟，我证明了将这种方法应用于Q2237+0305的可行性，我表明，在不久的将来，这种类星体的高分辨率光谱将提供一个明确的测试，这种金属线吸收“云”沿类星体视线的存在。
2006-12-18 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
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
Halo Gas Cross Sections And Covering Fractions of MgII Absorption Selected Galaxies
我们研究了中等红移MgII吸收选择星系的晕气体截面和覆盖分数f_c。我们利用dN/dz和Schechter光度函数参数的当前值计算了统计吸收晕半径R_x，并将这些值与37个星系样本的碰撞参量和光度分布进行了比较。对于等效宽度W_r（2796）> 0.3 Ang，我们发现43 < R_x < 88 kpc，这取决于较低的光度截止值和Holmberg类光度标度R \propto L^beta的斜率β。观测到的碰撞参量D的分布是：几个吸收星系位于D > R_x，几个非吸收星系位于D < R_x。我们推导出f_c必须小于1，并得到我们样品的平均值<f_c>~ 0.5。此外，当fc = 1时，MgII吸收星系的晕半径并不像以前报道的那样服从β在0.2-0.28范围内的光度标度。然而，当f_c~0.5时，我们发现晕半径仍然符合β ~ 0.2和R* = R_x/sqrt（f_c）= 110 kpc的Holmberg型光度关系。如果f_c < 0.37，则无光度标度（β =0）也与观测到的碰撞参量分布一致。这些数据支持这样一种情况，即气体晕是不规则的，可能在星系周围有非对称的几何分布。我们建议晕气体分布可能不是主要由星系质量/光度，但也由随机过程本地的星系。
2008-02-07 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
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 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
Intervening Metal Systems in GRB and QSO sight-lines: The Mgii and Civ Question
Prochter等人2006年发现，在伽马射线暴（GRB）余辉光谱中检测到的强介入0.5 <z <2 MgII吸收体的数密度几乎是类星体光谱中的4倍。我们已经使用CIV吸收剂进行了类似的研究。我们的CIV样品共包括20个系统，来自3个高分辨率和高到中等S/N VLT/UVES光谱的3个长持续时间的GRB余辉，覆盖红移区间1.6 <z <3.1。该样品的柱密度分布和数密度与类星体光谱中测量的相同量没有任何统计差异。我们讨论了CIV和MgII吸收剂之间的差异的几种可能性，并得出结论，到目前为止研究的MgII类星体样本中的更高的尘埃消光将给出最简单的解决方案。然而，这种效应仅对强MgII吸收剂重要。不管这种差异的原因是什么，这一结果再次证实了伽马射线暴可以用来探测宇宙的一个以前未知的方面，不一定与伽马射线暴本身有关，为宇宙的宇宙演化提供了另一种基本的研究工具。
2007-07-05 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
Constraining the photometric properties of MgII absorbing galaxies with the SDSS
利用SDSS早期数据发布中探测到的近700个具有强（W_0（2796）>0.8埃）MgII吸收线的类星体样本，我们证明了通过叠加SDSS成像数据测量吸收体系统光度特性的可行性。由于MgII谱线可以在0.37<z_abs<2.2的范围内观测到，吸收星系通常在SDSS图像中无法识别，但它们在类星体周围产生系统性的光过剩，这可以通过统计分析检测到。在这封信中，我们提出了在i波段的整个样本中对这种效应的6-sigma检测，对于0.37<z_abs<=0.82的低红移子样本，上升到9.4-sigma。我们使用没有强MgII吸收线的类星体的控制样本，以典型的10-20%的准确度量化和删除系统。信号如预期的那样随吸收体红移而变化。对于低z_abs子样本，我们可以可靠地估计每个Mg Ⅱ吸收体系统在g、r和i波段的平均光度，并发现它们与静止坐标系中的M_r ~-21的几百万年前的恒星星族是一致的。颜色也与典型的吸收星系相一致，类似于当地的Sb-c螺旋。我们的技术不需要任何光谱跟踪，也不会与视线上出现的其他星系混淆。它将适用于更大的样本和其他线物种在即将到来的研究。
2005-09-01 astro-ph
The Advantage of Increased Resolution in the Study of Quasar Absorption Systems
我们用Subaru上的HDS仪器获得了PG 1634 +706（z_QSO = 1.337，m_V = 14.9）的新的R = 120，000谱，并与以前用HIRES/Keck获得的R = 45，000谱进行了比较。在z = 0.9902的强MgII系统和z = 1.0414的多重云，弱MgII系统中，我们发现，在较高的分辨率，额外的组件被解决在一个混合的配置文件。我们发现两个单云弱MgII吸收体已经在R = 45，000处被解析为b = 2 - 4 km/s。我们在R = 120，000光谱中测量的最西进线是银河系NaI吸收的一个组成部分，b = 0.90+/-0.20 km/s。我们讨论了类似的窄线在各种应用中的预期，包括研究的DLAs，强MgII吸收剂的MgI阶段，和高速云。通过将Voigt轮廓拟合应用于合成线，我们比较了在R = 45，000和R = 120，000处可以准确恢复线轮廓参数的一致性。我们估计从超高分辨率在解决窄分离的速度分量的吸收剖面中获得的改善。我们还探讨了影响的同位素线位移和超精细分裂线轮廓参数的测量，并需要确定这些影响的光谱分辨率。类星体的超高分辨率光谱，这将是经常可能的20米级望远镜，将导致更高的灵敏度吸收线调查，并确定更准确的物理条件，为冷阶段的气体在各种环境中。
2006-08-04 astro-ph
The Nature of Weak MgII Absorbing Structures
我们考虑的几何形状和可能的物理模型弱低电离吸收的基础上的相对发病率低和高电离吸收系统。我们发现，共有16个金属线系统，低和/或高电离吸收检测在我们的调查弱低电离吸收系统的档案HST/STIS数据。弱的低电离吸收体追踪了大量的金属富集区（接近太阳金属丰度）。一般来说，模型表明，这些系统有一个约10 pc的高密度气体区和一个约1 kpc的高电离吸收的低密度相区。我们比较了在低电离和/或高电离气体中检测到的吸收系统，发现：1）除了10个弱低电离系统中的1个之外，所有系统都具有相关的高电离相。在3种情况下，高电离气体仅具有单一组分，在运动学上以低电离吸收为中心，在其他6种情况下，存在额外的高电离组分，其速度偏移。（2）只有6个系统只有高电离相，而9个系统同时具有低电离和高电离相：（3）弱低电离系统的高电离吸收平均强于只有高电离吸收的系统; 4）弱低电离系统中的高电离运动学结构与高电离系统中的运动学结构相似。我们发现，由于观察到的高电离的只有系统的横截面相对较小，非线性和片状的几何形状是有利的。虽然低电离吸收体与发光星系的关系并不密切，但它们是在宇宙网络中的直接环境中产生的。
2005-12-08 astro-ph
Constraining MgII absorbers with the SDSS
利用Nessel等人（2005）在SDSS早期数据发布中探测到的0.4<z<2.2的MgII吸收体的大样本，我们基于两个统计分析提出了对这些系统物理性质的新约束：（i）通过计算有吸收体和无吸收体的类星体的合成光谱之间的比率，我们测量了这些介入系统引起的红化效应;（ii）通过叠加具有强MgII吸收线的类星体的SDSS图像，并分离出PSF周围的多余光，我们测量了吸收星系的平均光度和颜色。这种统计方法不需要任何光谱跟踪，并允许我们约束吸收体系统的光度特性。
2005-12-17 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
QSO Absorption Lines from QSOs
我们提出的背景类星体的视线通过接近前景类星体的光谱中的金属吸收线的搜索结果。我们在4个z>1.5的类星体的Sloan数字巡天（SDSS）光谱中探测到Mg Ⅱ（2796，2803）吸收，它们的视线经过低红移（z~0.5-1.5）类星体的26-98 kpc。在背景类星体中100% [4/4对]检测到MgII显然与相关（z_abs ~ z_em）系统的发生率不一致-吸收体只存在于少数类星体中。虽然我们的前景类星体光谱的质量不如SDSS数据高，但对其中一个背景类星体的吸收显然不会在相应的前景类星体光谱中以相同的强度显示出来。这意味着吸收气体不均匀地分布在类星体周围，可能是活动星系核中心各向异性辐射的直接结果。我们讨论了可能的起源MgII线，包括：吸收气体从前景类星体宿主星系;同伴星系燃料类星体通过引力相互作用;和潮汐碎片留下的星系合并或相互作用，启动类星体活动。没有一个单一的解释是完全令人满意的，我们很可能会看到一个混合的现象。
2006-05-30 astro-ph
Low and High Ionization Absorption Properties of Mg II Absorption-Selected Galaxies at Intermediate Redshifts. II. Taxonomy, Kinematics, and Galaxies
[摘要]我们研究了45个Mg II吸收选择系统的样品，其红移范围为0.4至1.4。利用HIRES/Keck观测到Mg II和Fe II的吸收剖面，分辨率约为6 km/s。莱曼α和C IV数据在档案FOS/HST光谱（~230 km/s）中测量。我们进行了多变量分析W（镁II），W（铁II），W（CIV）和W（Lya）（休息框架）等效宽度和镁II运动学传播。我们发现Mg II吸收剂分为五类：“经典”、“C IV缺乏”、“单/弱”、“双”和“DLA/HI丰富”。在低电离运动学和W（CIV）-W（MgII）平面上的吸收体的位置之间有很强的联系。在大多数吸收器中，C IV的显著部分出现在与Mg II分离的相中。由于速度结构，许多C IV剖面在FOS谱中被分辨。对于16个星系，我们比较了可用的吸收线属性（取自Churchill et al. 2000，Paper I）的星系属性，但没有发现显着的（大于3-sigma）相关性，虽然几个暗示的趋势是明显的。我们比较我们的中间红移吸收的W（CIV）-W（MgII）平面上的位置与较低和较高的红移数据从文献中，并找到进化的证据，是与Mg II运动学。我们讨论了潜在的使用上述分类的吸收剂，以了解在底层的物理过程中产生的气体和管理其电离阶段和运动学的演变。
2000-05-31 astro-ph
QSO Absorption Line Constraints on Intragroup High-Velocity Clouds
我们发现，中等红移镁II和莱曼极限吸收体的数量统计可能会排除假设高速云正在下落的群内材料。
2000-08-11 astro-ph
Using weak MgII lines to chart Low Surface Brightness Galaxies
我们报告的检测，基于HST和凯克数据，在类星体PKS 0454+039的Ly-alpha森林中的两个特殊的吸收体。这些云，在红移z=0.6248和0.9315分别，显示MgII和FeII的吸收线除了Ly-alpha线。基于光电离模型，这些被推断为被星系际紫外背景光电离，HI柱密度在15.8 < N（HI）< 16.8的范围内。此外，如果假设重元素的相对丰度与我们银河系的耗尽云相似，这两种吸收体的丰度都大于太阳值，这是与类星体无关的吸收体的独特情况。我们初步认为，这些吸收体可能选择巨大的低表面亮度星系。
1998-10-12 astro-ph
Millions of Single Cloud Weak MgII Systems
我们报告人口的吸收系统选择非常弱的Mg II双峰的存在下。这些系统中的一个子群富含铁，金属丰度接近太阳。这将表明在吸收结构内的原位恒星形成的高级阶段（即很少的Gyr）。根据光电离模型，我们推断出低电离分数f（HI/H）约为0.01，气体密度约为0.1 cm^-3。由于HI柱的最大密度为10^17 cm^-2，因此推断出的云的大小约为10 pc。从它们的红移数密度来看，这意味着它们共同运动的空间密度比正常的明亮星系多几百万倍。
2001-11-15 astro-ph
On the Correlation Between CO Absorption and Far-Ultraviolet Non-Linear Extinction Toward Galactic OB Stars
对59个红化银河系OB星的视线样本进行了CO第四正（A-X）吸收带系统强度与紫外星际消光曲线参数的相关性研究。我们使用档案高色散NEWSIPS IUE光谱测量CO的吸收比较，从文献中的消光曲线的参数拟合。发现与非线性远紫外曲率项有很强的相关性，更大的吸收（标准化为E（B-V））与更多的曲率相关。线性消光项的趋势也被发现较弱。在尘埃环境中表现出高非线性曲率增强CO的机制进行了讨论。
2000-05-08 astro-ph
The Population of Weak Mg II Absorbers I. A Survey of 26 QSO HIRES/Keck Spectra
我们在26个类星体的HIRES/Keck谱中寻找了“弱”MgII吸收体[那些W_r（2796）<0.3A的吸收体]。我们发现了30个，其中23个是新发现的。在红移0.4 < z < 1.4的范围内，谱线的累积红移路径为~17.2。每单位红移的吸收体数目dN/dz随着等效宽度阈值的减小而增加;对于0.02 <= W_r（2796）< 0.3 A的样品，我们得到dN/dz = 1.74+/-0.10。等效宽度分布遵循斜率为-1.0的幂律;在W_r = 0.9时，直到W_r（2796）= 0.02 A时没有翻转<z>。弱吸收体至少占MgII总吸收体的65%，其数量超过莱曼极限系统（LLS）3.8+/-1.1倍;大多数弱MgII吸收体必须出现在低于LLS的环境中。最后，我们预测约5%的W_r（1215）> 0.1 A的Lyman-alpha森林云将有可检测到的Mg II吸收到W_r，min（2796）= 0.02 A，这主要是一种高金属丰度选择效应（Z/Z_sun] > -1）。这意味着MgII吸收结构的数字突出作为示踪剂的子LLS环境中的气体已被恒星处理。我们将W_r（2796）> 0.02 A吸收体的数密度与高、低表面亮度星系的数密度进行了比较，发现基准吸收体的大小为35 h ^-1 ~ 63 h ^-1 kpc，这取决于假设的星系数量及其吸收特性。单个吸收“云”的W…
1998-08-10 astro-ph
Strong CaII absorption lines in the reddened quasar SDSS J2339$-$0912: Evidence of the collision/merger in the host galaxy?
本文报道了在窄线类星体SDSS J2339-0912（z=0.6604）中探测到类星体红移处的强CaII/MgII吸收线。类星体具有强FeII、小的Balmer发射线宽度和非常红的B-Ks色。光学连续谱和宽发射线都被E（B-V）~1.0等的SMC类尘埃变红，而其近红外颜色（J-KS=1.60）几乎没有变红。Ca Ⅱ吸收线饱和，半高宽为362 km/s，等效宽度为W_{CaII K} = 4.2 μ m（在源静止坐标系中）。MgII吸收线也是饱和的，并且具有类似的线宽。线的轮廓和没有证据表明星光来自宿主星系的事实表明，这些吸收线不是恒星起源的。CaII的柱密度与尘埃的柱密度之比与银河系ISM的柱密度之比一致。我们认为，这两个严重的红化和大的吸收线宽度是由于高度干扰ISM的视线上的类星体，而这种干扰是由星系碰撞，甚至合并类星体宿主星系。
2005-04-14 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
