Molecular absorption lines at high redshift: PKS1413+135 (z=0.247)
本文报道了对射电源PKS 1413 +135（红移z=0.247）的吸收分子云的详细研究。物理条件推导出分子气体的框架工作的两个模型：一个均匀的多组分模型，具有相等的填充因子，和一个两相介质中的致密团块嵌入在一个更扩散的组件。我们的吸收数据是一致的存在下，弥漫的气体成分，占主导地位的观察到的不透明度，和致密的组件，占大部分的质量。我们表明，没有知识的小尺度结构的吸收分子气体，我们只能得到下限的列密度。我们发现，在CO中的两个吸收组件之间的不透明度比变化了一个因素2.3 \pm 0.3。我们还讨论了什么可以从分子吸收线观测有关的物理常数的不变性。
1997-08-05 astro-ph
Submillimeter water and ammonia absorption by the peculiar z~0.89 interstellar medium in the gravitational lens of the PKS 1830-211 system
利用阿塔卡玛探路者实验望远镜（APEX），在PKS 1830-211引力透镜系统中观测到了正氨和正水分子向红移~0.89吸收星系的转动基态跃迁。我们讨论我们的意见，最近的空间数据的背景下获得的这些线与SWAS和奥丁卫星对银河系的来源。我们发现的共同点，但也显着差异的星际介质中的星系在中等红移和银河系。未来对PKS 1830-211基态氨跃迁的高质量观测，以及反演线数据，将对过去7.2 Gyr的质子与电子质量比的变化产生强有力的约束。
2008-10-16 astro-ph
Drastic changes in the molecular absorption at redshift z=0.89 toward the quasar PKS 1830-211
对z=0.89的旋涡星系在射电引力透镜类星体PKS 1830-211的视线上引起的吸收进行了长达12年的监测，揭示了HCO+和HCN（2-1）线轮廓的壮观变化。在1998-1999年，类星体NE图像的吸收深度增加了约3倍，随后在2003年至2006年期间减少了>=6倍。这些变化与朝向SW图像的吸收线翼的类似变化相呼应。最有可能的是，这些变化是由于类星体图像相对于前景星系的运动造成的，这可能是由于背景类星体零星地喷射出明亮的等离子体激元。VLBA观测表明，东北和西南图像之间的分离在1997年的几个月内改变了0.2 mas之多。假设在1999年和2003年发生了类似幅度的运动，我们认为，云负责东北吸收和西南吸收的宽翼应该是稀疏的，并具有0.5-1 pc的特征尺寸。
2008-10-02 astro-ph
Spatially Resolved Millimeter Spectroscopy of the Gravitational Lens PKS 1830-211
本文介绍了来自BIMA干涉仪的数据，显示了引力透镜类星体PKS 1830-211的空间分辨吸收光谱。高分辨率（1.2 km/s）光谱是在两个光谱窗口集中的HCO+（2-1）和HCN（2-1）分子跃迁的红移频率。在东北图像中没有分子吸收，但西南图像揭示了在这些过渡频率处的光学厚吸收气体。进一步的分析得出结论，光谱与西南图像中的完全饱和吸收一致，并且线轮廓表明吸收介质是复杂的，可能包含多个组分和小尺度结构。吸收发生在一个笔形光束穿过透镜星系，这被认为是一个晚型螺旋取向几乎面对。然而，光谱显示吸收跨越超过60公里/秒，这是很难解释这种情况。
2001-02-18 astro-ph
Probing isotopic ratios at z = 0.89: molecular line absorption in front of the quasar PKS 1830-211
用Plateau de Bure干涉仪测量了一个红移为0.89的旋涡星系臂中的C、N、O和S同位素丰度比。根据HST图像，该星系被正面看到。它的凸起部分挡住了射电噪声较大的类星体PKS 1830-211的视线，在毫米波段上产生了两个爱因斯坦图像，每个图像都位于一个旋臂的后面。旋臂出现在几个分子的吸收线中，这给了研究一个只有几个Gyr的星系的化学成分的机会。这个螺旋星系的同位素比率与银河系中观测到的同位素比率有很大不同。$^{17}$ O/ $^{18}$ O和$^{14}$ N/ $^{15}$ N的比值都很低，这是因为它太年轻，不能让低质量恒星在气体再生中发挥主要作用。
2006-08-04 astro-ph
PKS 1004+13: A High-Inclination, Highly-Absorbed Radio-Loud QSO -- The First Radio-Loud BAL QSO at Low Redshift?
只有射电宁静类星体中才存在BAL外流，这被认为是物质抛射和射电-宁静二分法的重要线索。最近在高红移发现了一些射电强的BAL类星体。我们提出的证据表明PKS 1004+13是一个射电大的BAL类星体。它将是第一个已知的低红移（z = 0.24），也是最明亮的射电之一。对于PKS 1004+13，似乎有O VI，N V，Si IV和C IV的宽吸收槽，表明高电离流出高达约10，000 km/s。还有两个强、宽（~500 km/s）、高电离、相关的吸收系统，显示出连续源的部分覆盖。我们已经检测到的强紫外吸收表明PKS 1004+13的极端软X射线弱点主要是吸收的结果。大射电瓣的优势表明BAL和伴生气体与发动机中心轴的倾角很大，也许是在通过吸积盘风的视线上。
1999-06-04 astro-ph
ORT observations of the damped Lyman alpha system towards PKS 0201+113
我们报告了一个深射电搜索与Ooty射电望远镜（ORT）的红移21厘米的吸收线从阻尼莱曼α系统看到的红移3.388对类星体PKS 0201+113。这是目前声称探测到21厘米吸收的最远的系统。目前的观察具有与早期的灵敏度相当的灵敏度，并且没有检测到统计上显著的吸收。我们使用非检测放置阻尼莱曼α吸收器的光学深度的上限为~ 0.011。这对应于~ 5600 K的系统自旋温度的下限。这大大高于以前的上限~ 1380 K。
1997-11-20 astro-ph
Keck High Resolution Spectroscopy of PKS 0123+257: Intrinsic Absorption in a Radio Loud Quasar
本文介绍射电噪类星体PKS 0123+257（$z_e$ =2.364，V=17.5）的Keck I高分辨率光谱结果。在这个物体中，我们在红移为2.369的吸收系统中检测到Ly $α$，NV 1238，1242，Si IV 1393，1402和C IV 1548，1550。Ly $α$线具有正方形底的轮廓，表明气体的高柱密度，但该线没有达到零强度。解析的C IV双重态比也清楚地表明，在这个红移的吸收云并没有完全掩盖我们视线上的背景光源。吸收线位于宽发射线的中心附近，并且最强吸收线的覆盖分数与相应发射线的强度成反比地变化。这意味着，虽然吸收线区域可能会掩盖连续谱源，但它不会完全掩盖宽发射线区域。这种效应表明，这些谱线是在类星体中心区域附近形成的。提出了一个模型，其中的表观覆盖率推导出较弱的吸收线可能会随着列线密度。宽吸收线（已知是本征的）几乎只存在于无线电宁静天体中。本征窄吸收线以前曾在射电宁静类星体中发现过，因此在射电大声类星体中验证了本征吸收系统是很有意义的。
1996-11-01 astro-ph
ASCA observations of high redshift quasars
本文报道了4个具有1.44 $<$ z $<$ 3.21的高红移射电噪类星体的ASCA观测结果。对其中三个（PKS 0332-403、PKS 0537-286、PKS 2149-306）的光谱分析表明，它们的X射线连续辐射由简单的幂律模型加上吸收很好地表示，光子指数分别为$Γ=1.92^{+0.30}_{-0.20}$（PKS 0332-403）、$Γ=1.63^{+0.14}_{-0.12}$（PKS 0537-286）和$Γ=1.57\pm 0.05$（PKS 2149-306）。第四个也是最遥远的天体PKS 1614+051，z=3.21，被探测到，但由于光子数量很少，无法进行详细的光谱分析。我们在PKS 2149-306的ASCA数据中发现了超过银河系$N_H$ -值的过量吸收的证据，这并没有得到ROSAT全天巡天PSPC光谱的证实。这可能是由于可变吸收。PKS 0537-286的ROSAT光谱，从10千秒的点PSPC观测推断，与ASCA的结果是一致的。热韧致辐射模型也给出了ASCA数据的可接受拟合，PKS 0332-403、PKS 0537-286和PKS 2149-306的最佳拟合（静止坐标系）温度分别为10.4、33.5和45.8 keV。不需要更复杂的X射线连续谱模型，特别是给出了Fe-K发射线强度的严格上限。给出并讨论了从射电到$γ$射线的宽带谱能量分布。
1995-06-26 astro-ph
HI Absorption Toward the Nucleus of the Radio Galaxy PKS 2322-123 in A 2597
我们提出了敏感的，高分辨率甚长基线阵列（VLBA）的中央0.3角秒的PKS 2322-123在1.3和5 GHz的观测。这些观测揭示了从倒置光谱核心两侧出现的直而对称的射流。21厘米的氢原子线被检测到吸收对核心和东部喷流与大量的不透明，但没有看到对同样强大的西部喷流。可以看到一条窄的（110 km/s FWHM）和一条很宽的（735 km/s FWHM）谱线，尽管这条很宽的谱线只在核心附近看到。两条谱线相对于系统速度都有红移（~220 +/- 100 km/s）。最有可能的解释所观察到的HI运动学是一个原子环中心的核相当大的湍流和向内流动的运动。这个圆环的刻度高度小于20 pc。虽然在致密射电源的通量有限样本中很少见，但对称的秒差距尺度结构在具有HI吸收的射电星系中几乎无处不在，这可能是因为它们更接近于通过环面的边缘。
1998-11-24 astro-ph
Image Deconvolution of the Radio Ring PKS 1830-211
本文给出了PKS 1830 - 211的高质量Keck和ESO图像。对这些光学和红外数据应用一种强大的新的反卷积算法，已经识别出射电源的平谱核心的两个图像。在光学图像中还检测到一个扩展源，与透镜星系的预期位置一致。源对应物在I-K~7处非常红，这表明在z = 0.885处有很强的星系吸收以及透镜星系的额外吸收，并且与透镜中高红移分子的检测一致。
1998-04-01 astro-ph
A view of PKS 2155-304 with XMM-Newton Reflection Grating Spectrometers
我们目前的高分辨率X射线光谱的BL Lac对象PKS 2155 - 304采取的与RGS单位板载XMM-牛顿在2000年11月。我们在21.59A（~4.5 sigma检测）从温暖/热的局部气体中检测到OVII Ka共振吸收线。线轮廓可能是双峰。我们没有证实Chandra观察到的强20.02 A吸收线，并解释为z~0.05 OVIII Ka。等效宽度的3 σ上限为14 mA。我们还探测到了~23.5A的星际OI1s-> 2p谱线，并推导出在PKS2155 - 304视线上的ISM中的亚太阳O/H比因子<= 1.5。
2003-11-26 astro-ph
ASCA Observation of the Lyman-limit Quasar PKS2145+067
利用ASCA对著名的莱曼极限类星体PKS 2145 + 067 zem = 0.990进行了X射线观测。该源显示出2-10 keV的通量为1.3 E-11 erg cm^-2 sec^-1（当H_0=50 km s^-1 Mpc^-1时，L_X = 2.5 E46 erg sec^-1），由光子指数γ =1.63 +/- 0.04的幂律谱描述。在ASCA能带中，没有检测到过量吸收，这意味着如果吸收介质的金属丰度为0.5太阳能，则z_ ab=0.791处的吸收柱密度小于1.6 E21 cm^-2。与以前的爱因斯坦和ROSAT观测相比，PKS 2145 +067的光度在1991年至1998年期间增加了2- 3倍。
2000-06-16 astro-ph
Chandra and Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Observations of z~0 Warm-Hot Gas Toward PKS 2155-304
X射线明亮的z=0.116的类星体PKS 2155-304经常被观测到作为钱德拉校准源，到2006年5月，低能透射光栅（LETG）的曝光时间累计为483 ksec。高度电离的金属吸收线，包括z=0的许多线和z=0.055的假定OVIII K-α线，在过去的钱德拉研究中已经报道了这个来源。使用所有可用的钱德拉LETG光谱和分析技术开发的z=0 X射线吸收沿其他视线，我们重新审视这些以前的检测。我们在>3σ显著性下检测到4条吸收线（OVII K-alpha/beta、OVIII K-alpha和NeIX K-alpha），其中OVII K-alpha为7.3σ检测。z=0 OVII柱密度和Doppler参数的1σ范围与Mrk 421一致，在Mrk 279吸收的2σ范围内。从相对OVII和其他离子柱密度推断的温度和密度被发现是一致的，无论是当地的温暖，热的星系际介质或银河日冕。与其他视线中看到的局部X射线吸收体不同，不能排除与低速或高速远紫外OVI吸收线的联系。Fang等人报道的z=0.055 OVIII吸收在ACIS/LETG光谱中具有3.5σ置信度，但在相同的红移处未发现其他吸收线。
2007-04-16 astro-ph
Tentative detection of warm intervening gas towards PKS 0548-322 with XMM-Newton
我们给出了对明亮的BL-Lac天体PKS 0548-322（z=0.069）进行长时间（~93 ksec）XMM-牛顿观测的结果。我们的反射光栅光谱仪（RGS）光谱在观察到的波长λ =23.33 A处显示出单一吸收特征，我们将其解释为在z=0.058处的OVI Ka吸收，即，距离背景物体约3000 km/s。观测到的吸收线的等效宽度约为30 mA，加上EPIC pn数据中缺乏相应的吸收边，这意味着OVI柱密度约为2 × 10^{16} cm-2，湍流的多普勒速度参数b>100 km/s。在我们的RGS光谱的限制内，没有检测到OVII或OV Ka吸收。在碰撞和河外背景电离平衡的假设下，如果气体温度为~ 250，000 K，这只是勉强一致的，明显更低或更高的值被我们对OV或OVII的限制排除在外。如果得到证实，这将是第一次通过OVI吸收对大量介入的温暖吸收气体进行X射线检测。如此高的柱密度吸收体的存在，比以前在OVI中探测到的任何一个都要强得多，这将对宇宙中重子气体的大规模分布产生严格的限制。
2005-03-08 astro-ph
The Multiphase Intergalactic Medium towards PKS 2155-304
我们研究了H I和O VI吸收系统的集群，并声称检测到O VIII吸收星系际介质在z ~ 0.0567，与一组星系对BL Lac对象PKS 2155-304。通过哈勃太空望远镜、远紫外线光谱探测器和钱德拉的光谱仪测量，这个系统似乎包含各种温度的气体。我们分析了这种多相气体在一个集落模型。从没有C IV和Si III吸收的Ly-alpha云，我们推断金属丰度小于2.5-10%的太阳值。在两个OVI吸收分量中检测到唯一的金属，从群重心（cz ~ 16，600 km/s）偏移+/- 400 km/s。O VI分量可以表示“近侧”和“背侧”落入群势阱中，这与所要求保护的O VIII吸收一致。如果所声称的O VIII探测是真实的，我们的分析表明，与星系群相关的强Ly-alpha和O VI吸收体的集群可能是冲击加热的富含金属的重子的“路标”。通过H I和O VI、O VII和O VIII的组合UV和X射线光谱，可以澄清这种多相气体的加热机制。
2003-07-25 astro-ph
The Nature and Origin of z_a~z_e Absorption Lines in the Redshift 0.20 Quasar, PKS 2135-147
利用新的紫外光谱和光学光谱以及HST-WFPC 2的存档图像研究了z_e = 0.20的类星体PKS 2135-147中的z_a~z_e吸收体。用HST-FOS测得的紫外光谱显示出C Ⅳ、N Ⅴ、O Ⅵ、Ly-alpha和Ly-beta的强z_a~z_e吸收线。z_a~z_e谱线轮廓得到了分辨，反卷积的半高宽为270 ~ 450 km/s。对于所有离子，总柱密度的下限为10^15 cm-2。如果吸收体被类星体光致电离，并且在C IV和H I中导出的相对列大致正确，那么金属丰度至少是太阳的。z_a~z_e吸收体的位置仍不确定。位于PKS 2135-147中心的一个小星系团中的两个~L_* 星系位于36 h ^{-1} kpc的投影距离内，它们的红移与引起或促成z_a~z_e线的红移一致。类星体的宿主星系的广泛晕也可能有贡献。计算结果表明，类星体的亮度足以使宿主星系和邻近星系团的低密度晕中的气体达到OVI。尽管如此，有间接证据表明吸收更接近类星体，即（1）派生的高（虽然不确定）金属性，（2）相对较强的N V吸收线，这可能是由富含金属的气体中较高的氮丰度引起的，以及（3）强的，叶主导的陡谱无线电发射，已知这与（可能是本征的）z_a~z_e线的高得多的发生率相关。我们建议，CIV/NV/OVI线的比率可以被用来作为一个一般的诊断与干预的内在吸收，只要线饱和效应是了解。
1997-05-30 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
PKS 1830-211: A Possible Compound Gravitational Lens
对引力透镜性质的测量有能力告诉我们我们生活在什么样的宇宙中。已知最亮的射电爱因斯坦环/引力透镜PKS 1830-211（Jauncey等人，1991年），虽然在可见光波段被我们的银河系遮蔽，但最近被证明在红移为0.89的毫米波段有吸收（Wiklind和Combes，1996年a）。我们报告检测到一个新的吸收功能，最有可能是由于中性氢在第二红移系统在z = 0.19。后续的VLBI观测空间分辨的吸收，并揭示它覆盖东北紧凑的组成部分和低表面亮度环的一部分。这些新的信息，加上VLBI射电结构异常的现有证据，以及透镜系统建模的困难，指出沿着我们的视线存在第二个透镜星系，并暗示PKS 1830-211可能是一个复合引力透镜。
1996-09-18 astro-ph
Redshifted molecular absorption systems towards PKS1830-211 and B0218+357: submillimeter CO, CI and H2O data
我们在类星体PKS 1830 -211的Z=0.89处观测到了~（12）CO的J=4-3转动跃迁，但没有观测到~（12）CO的5-4或~（3 P）1-~（3 P）0精细结构线。因此，中间分子介质的12 CO总柱密度为N（CO）~2x10^18 cm^-2，这对应于分子氢的大柱密度N（H2）=2.5x10^22 cm^-2和红化Av=25个数量级。~（12）CO的激发温度较低，低于15 K。与Wiklind和Combes（1996）的分子吸收结果比较表明，吸收物质具有与银河系暗云相似的分子丰度。我们发现碳原子的上限N（CI）<10^18 cm^-2，这也是大多数银河系暗云的情况。我们还报告了在z=0.68处对B 0218 +357吸收系统的新观测。我们已经试探性地检测到13 CO 4-3线，但对于H2O，尽管在正确的速度下看到一个特征，但由于信噪比不足，我们仅报告了正水蒸气基本线的上限。对13 CO J=4-3谱线的初步探测表明，13 CO的激发温度低于20 K，且柱密度相当大，N（13 CO）~10^17 cm^-2，这导致了J=2-1跃迁的饱和吸收。在这个源中，分子气体的总柱密度也很大，N（H2）> 2 × 10^22 cm^-2，对应于红化>20个星等。
1997-08-19 astro-ph
Spectroscopy of PKS 0528-260: New Limits on CO Absorption and Emission
为了研究z = 2.8115的阻尼莱曼α吸收线系统，我们利用多镜望远镜（MMT）上的红通道摄谱仪获得了类星体PKS 0528-250的中等分辨率光谱。在z = 2.8115阻尼Lyman α系统中，我们得到了z = 2.8108速度分量下CO柱密度的一个新的上限。在这个组成部分的不同物种的电离排除了类星体的光谱能量分布（SED）作为电离场，并意味着紫外辐射场强度的几倍，银河系的值。估计的总数密度为n（H）约20 cm^{-3}。这些模型所暗示的z = 2.8108分量的物理大小约为40秒差距。不同种类的电离也表明了一个结构与热intercloud介质与H I云在这个组件中，也就是说，大多数低电离离子是从冷介质中的光电离和光解占主导地位。高度电离的物质可能来自碰撞电离占主导地位的云间介质。我们还提出了新确定的Ni II吸收线在z = 2.1408和z = 2.8115阻尼Ly $α$系统。由尘埃得到的镍的贫化证实了以前的结果，即在这两个阻尼莱曼α系统中的尘埃-气体比约为银河系比的10%。在NRAO 12米望远镜获得的毫米波观测提供了z = 2.8115阻尼莱曼α系统中CO（3-2）发射的新上限。
1997-08-12 astro-ph
HI absorption and the ISM around radio galaxies
我们提出了一个研究，与澳大利亚LBA，HI吸收两个紧凑的射电星系（PKS 1549-79和PKS 1814-63）。在这两个射电星系中，HI似乎给我们提供了有关无线电源嵌入环境的信息，ISM对观测特性的影响以及ISM与射电等离子体之间可能存在的相互作用。
2000-10-24 astro-ph
Multiwavelength investigation of a near-solar metallicity sub-DLA at z =1.3647 towards PKS 0237-233
我们使用GMRT搜索了与PKS 0237-233的z_abs = 1.3647吸收系统相关的21 cm吸收。高质量的UVES光谱显示，在该红移处检测到C I和C I* 以及C II*、Mg I、Mg II、Si II、Al II、Fe II和Mn II。分布在~300 km/s范围内的复杂剖面拟合了21个Voigt剖面分量。在21 cm吸收波长下，当检测限为τ（3σ）\le 3 × 10 ^{-3}（或N（HI）/T_S <10^{17} cm ^-2 K^-1）时，这些组分都没有被检测到。利用类星体IUE谱中探测到的莱曼α吸收线，我们推导出log N（HI）<19.30 $\pm$ 0.30。Mg II、Si II和Al II柱密度与近太阳金属丰度一致，我们测量到[O/H]>-0.33。利用光电离模型约束的精细结构激发的C I和C II，和21厘米的光学深度，我们表明，C I的吸收主要出现在WIM或WNM的电离和热平衡与元银河系的紫外背景为主的类星体和恒星形成的星系。通过吸收曲线，气体的估计热压力在不同速度范围内具有相同的数量级（2.6 \le log [P/k cm^{-3} K] \le 4.0）。经电离校正的气相金属丰度为Z>0.5 Z_ \odot，与α过程元素相比，Fe共生元素的丰度低约0.5 dex。当z>1.9时，DLAs中的Cl吸收通常与冷气体中的H_2吸收相关联…
2006-11-10 astro-ph
HI 21cm absorption at $z \sim 3.39$ towards PKS 0201+113
本文报道了$z \sim 3.39$阻尼Lyman-$α$吸收体（DLA）对PKS 0201+113的HI 21 cm吸收的GMRT检测，PKS 0201+113是DLA中检测到的21 cm吸收的最高红移。吸收分布在$\sim 115$ km s $^{-1}$上，具有两个分量，分别为$z = 3.387144 (17)$和$z = 3.386141 (45)$。较强分量的红移和速度宽度与Briggs等人（1997）的试验性探测一致，但光学深度明显较低。根据VLBA 328 MHz图像，估计核心尺寸和DLA覆盖因子分别为$\lesssim 100$ pc和$f \sim 0.69$。如果人们作常规的假设，即朝向光学和无线电核心的HI柱密度是相同的，则该光学深度对应于$\ts \sim [(955 \pm 160) \times (f/0.69)] $ K的自旋温度。然而，这个假设可能是不正确的，因为在较强的21厘米分量的红移处没有看到金属线吸收，这表明这个分量不是沿着光学类星体的视线出现的，并且在21厘米吸收气体中存在比射电核心尺寸更小的结构。我们将21 cm吸收气体建模为具有两相结构，冷致密气体随机分布在暖气体的扩散包络内。对于这样一个模型，我们的无线电数据表明，即使光学类星体位于视线与偶然高（$\sim 50$ %）的冷气分数，平均冷气分数是低的，（$\lesssim 17%$…
2007-01-05 astro-ph
The absorption spectrum of the QSO PKS 2126-158 (z_em = 3.27) at high resolution
在λ λ 4300-6620 A范围内获得了z_em = 3.268类星体PKS 2126-158的光谱，分辨率R = 27000，每个分辨率单元的平均信噪比s/n = 25。给出了识别的吸收线的列表以及它们的拟合列密度和多普勒宽度。Ly-alpha线的多普勒参数分布的模态值为= 25 km/s。柱密度分布可以用幂律dn/dN \propto N^{-β}描述，其中β = 1.5。目前已经确定了12个金属系统，其中两个是以前未知的。为了使中间系统的柱密度与关于云的大小和硅碳过剩的现实假设相兼容，有必要假设在z = 3时，紫外电离背景光谱中的He II边缘的跳跃比标准预测的综合类星体贡献大10倍。一个扩大的CIV吸收体样本（71个双峰）已被用来分析这类吸收体的统计性质与星系严格相关。柱密度分布很好地描述了一个单一的幂律，β =1.64和多普勒参数分布显示模态值b = 14公里/秒。在速度空间中计算了CIV特征的各个分量的两点关联函数。对于小于200-300 km/s的尺度，获得显著信号，xi（30< Delta v < 90 km/s）= 32.71 +- 2.89。随着柱密度的降低，聚集幅度降低的趋势是明显的，类似于对Ly-alpha线所观察到的。
1997-05-01 astro-ph
The X-ray absorber of PKS2126-158
BeppoSAX在1999年5月24日至28日观测到z=3.27的类星体PKS 2126 -158，其2- 10 keV和0.1-2.5keV的通量分别为1.1E-11和4.4E-12 cgs，比以前所有的ROSAT和ASCA观测高出2倍，比最近的两次钱德拉和XMM-牛顿观测高出40%。最短的检测到的休息帧可变性的时间尺度是几个月，可比的因果时间尺度的发射区域约10史瓦西半径周围的几个1 E10太阳质量的黑洞。在高达~50 keV、215 keV静止帧的情况下，以信噪比S/N>=3检测源。BeppoSAX号卫星的观测结果以高置信度证实，沿视线存在低能量吸收，与所采用的连续模型无关。尽管BeppoSAX LECS和MECS的光谱分辨率有限，但可以对不同的吸收和连续模型施加限制，但不能明确地确定吸收体的红移。如果吸收体没有被显著电离，BeppoSAX数据确实倾向于z<=2.7的吸收体。已经在z=0.6631和2.64<z<2.82处发现了沿着PKS 2126 -158的视线的强且复杂的金属线系统。它们很可能与X射线吸收有关。相反，只有当铁丰度小于~0.3太阳能时，类星体红移处的电离（“暖”）吸收体才能提供良好的拟合，而其他元素的丰度则固定在太阳能值上。
2003-06-26 astro-ph
TeV Gamma-Ray Spectra Unfolded for IR Absorption for a Sample of Low and High Red-Shifted AGN
H.E.S.S.合作最近对南部天空的两个BL Lac型活动星系核（PKS 2155-304和PKS 2005-489）进行了200 GeV以上的伽马射线光谱的精确测量。BL Lac天体1 ES 2344+514的TeV光谱最近也由惠普尔合作测量。利用EBL的SED的唯象计算结果，我们提取了这些耀变体的内禀γ射线谱。因此，我们已经表明，这些光谱可以很好地拟合的同步自康普顿模型。
2005-07-20 astro-ph
The broad-band X-ray spectrum of the blazar PKS B1830-211 by Chandra and INTEGRAL
本文利用Chandra和Integral观测资料对Blazar PKS 1830 -211的X射线辐射进行了宽带研究。尽管它有很高的红移（z=2.507），但它是一个明亮的X射线源（F（2-10 keV）~10^{-11} erg cm^{-2} s^{-1}），这是由于一个z=0.89的介入星系的引力透镜。先前的X射线观测将观测到的E<2 keV的吸收归因于透镜星系。我们的分析，虽然不是在与这个假设相反，也表明了内在的（电离）吸收的可能性，发生在喷流的前侧。这种情况也得到了一些证据的支持，在相同的数据中，在2.15千电子伏观察到的功能，可以解释为蓝移铁线（v/c ~ 0.18）。PKS 1830 -211的SED可以通过结合同步加速器自康普顿组件和外部光子源来很好地模拟，该外部光子源被在喷流中向外移动的相对论电子散射到γ射线能量。低能光子的主要来源是温度为10^3 K的尘埃环，正如在MeV耀变体中所预期的那样。
2005-04-06 astro-ph
A Cluster of Low-Redshift Lyman-alpha Clouds toward PKS 2155-304. I. Limits on Metals and D/H
我们报告观测哈勃太空望远镜（HST）和VLA的银河系环境，金属丰度，和D/H在强低红移Lya吸收系统对明亮的BL Lac对象PKS 2155-304。GHRS/G160 M在20 km/s分辨率下的光谱显示了14个Lya吸收体，6个聚集在cz = 16，100 - 18，500 km/s。ORFEUS声称LyC在z = 0.056处有吸收，N（HI）=（2-5）x10^16 cm^-2，而我们的Lya数据表明N（HI）=（3-10）x10^14 cm^-2。如果17，000 +/- 50 km/s的Lya线核心包含窄HI分量，则更高的柱是可能的。我们发现Lya星系团由五个HI星系组成，距离视线偏移400-800千秒差距。两个最强的吸收功能覆盖相同的速度范围内的HI发射在两个星系最接近的视线。如果Lya与这些星系有关，它们必须具有高度湍流的巨大晕，主要是电离气体。Lya吸收也可能来自于扩展的群内气体层，或者来自于矮星系较小的原始云和晕。我们没有看到来自SiIII 1206、CIV 1548或DI Lya的吸收。如果N（HI）= 2x10^16 cm^-2，光电离模型得出的极限为（Si/H）<0.003太阳能，（C/H）< 0.005太阳能，（D/H）< 2.8x10^-4（4 σ）。如果N（HI）= 2 × 10^15 cm^-2，则极限增加到0.023太阳能和D/H <2.8 × …
1998-07-23 astro-ph
Kinematics and star formation activity in the z=2.03954 damped Lyman-alpha system towards PKS 0458-020
我们目前的UVES观测对数N（HI）= 21.7阻尼莱曼α系统在z=2.03954对类星体PKS 0458-020。在阻尼莱曼-α吸收槽的中心检测到HI莱曼-α发射。对Mg II、Si II、PII、Cr II、Mn II、Fe II和Zn II推导出金属度，发现其为-1.21 \pm 0.12，-1.28 \pm 0.20，-1.54 \pm 0.11，-1.66 \pm 0.10，-2.05 \pm 0.11，-1.87 \pm 0.11，分别为-1.22 \pm 0.10，相对于太阳。因此，消耗因子为[Zn/Fe]=0.65的量级。我们观察到金属吸收线蓝移相比，莱曼-α发射高达100和200公里/秒的最大值分别为低和高电离物种。这可以解释为一个大的（~ 7 kpc）圆盘旋转的结果，或者是银河风的印记。恒星形成率（SFR）来自莱曼α发射，1.6太阳质量/年，比较估计从观测到的CII* 吸收。在我们的数据中没有检测到分子氢，得到分子分数f<-6.52。H2的这种缺乏可以解释为高环境紫外线通量的结果，该通量比我们银河系ISM中的辐射场大一个数量级，并且起源于所观察到的发射区域。
2005-12-05 astro-ph
A 22GHz search for molecular absorption at z~3 with the upgraded ATCA
我们报告了一个λ> 1厘米的旋转分子吸收对类星体的搜索，现在可能与升级的澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）。这些目标是PKS 0201+113、PKS 0336-017和Q 0537-286，其中已知的阻尼莱曼-α吸收系统（DLAs）可以在望远镜的12毫米波段引起红移的分子吸收。我们对任何HCO+ 0-1吸收特征的3-sigma上限为<30 mJy/3.4km/s通道。未检出可归因于DLAs中固有的低金属性导致通常低的H_2和因此低的HCO+柱密度。一般来说，低于预期的CO到H_2的转化率会进一步阻碍DLAs分子转动跃迁的检测，无论是由于碳的光电离还是由于其在高红移处的相对丰度不足。
2002-11-18 astro-ph
Highly Ionized High-Velocity Clouds toward PKS 2155-304 and Markarian 509
为了深入了解Sembach等人（1999）发现的四种高度电离的高速云（HVC），我们分析了来自哈勃太空望远镜（HST）和远紫外光谱探测器（FUSE）的PKS 2155-304和Mrk 509视线数据。我们测量OVI中的强吸收和硅（SiII/III/IV）和碳（CII/III/IV）的多个电离阶段的柱密度。我们解释这种电离模式作为一个多相介质，包含碰撞电离和光电离气体。对于PKS 2155-304，在-140 km/s和-270 km/s的HVC，我们分别测量到logN（OVI）=13.80+/-0.03和log N（OVI）=13.56+/-0.06;从莱曼系吸收，我们发现log N（HI）=16.37^（+0.22）_（-0.14）和15.23^（+0.38）_（-0.22）。高速OVI的存在遍布广泛的（100 km/s）剖面，以及大量的低电离物质，很难与Nicastro等人（2002）的碰撞/光电离模型中的低密度（n= 5 × 10 ^（-6）cm^（-3））相一致，尽管HVC在N（SiIV）/N（CIV）和N（CII）/N（CIV）方面表现出与高z星系际云相似的关系。我们的研究结果表明，在这些吸收器中的高速OVI不一定跟踪WHIM，而是可以跟踪HVC与低的总氢柱密度。我们建议，广泛的高速OVI吸收产生的冲击电离，在弓激波界面产生的下落块的气体与速度剪切。HVC复合体C和这些高…
2003-12-31 astro-ph
Chandra Discovery of a Tree in the X-ray Forest towards PKS 2155-304: the Local Filament?
我们提出了第一个X射线探测的共振吸收从温暖/热的本地气体无论是在我们的银河系，或在银河系周围的星系际空间，沿视线对耀变体PKS 2155-304。该z=0.116源的Chandra HRCS-LETG光谱清楚地显示了在21.603 A和13.448 A处未分辨的OVII（Ka）和NeIX（Ka）共振吸收线（即，在静止坐标系中，从OVII线开始，cz = [-340--200] km/s）。来自同一系统的OVIII（Ka）和OVII（Kb）也在较低的显著性水平下检出，而OVIII（Kb）、NeX（Ka）和NeIX（Kb）设定了上限。该源的FUSE光谱显示出与X射线系统相同红移的复合OVI（2s-> 2 p）吸收，由至少两个组件组成：一个相对较窄且略微红移，另一个较宽且蓝移（cz = -135 km/s）。我们表明，紫外线和X射线吸收剂的物理状态是很难调和与一个单一的，纯粹的碰撞电离，平衡等离子体。相反，我们建议，X射线，至少是更广泛和蓝移的紫外线吸收剂产生于低密度的星系间等离子体（部分光电离的弥漫河外X射线背景），向我们的银河系坍缩，符合预测的暖-热星系间介质（WHIM）从数值模拟。我们发现，任何合理的解决方案需要过剩的Ne相比，O的一个因素~2，相对于太阳值，并提出了几种方案来解释这种观察。
2002-01-04 astro-ph
The z=0.8596 Damped Lyman Alpha Absorbing Galaxy Toward PKS 0454+039
我们目前的{ \it哈勃太空望远镜}和地面上的$z_{abs}=0.8596$金属线吸收系统沿视线PKS 0454+0356的数据。该系统是一个中等红移的阻尼莱曼α系统，由{ \it暗天体摄谱仪}光谱测量，具有${\rm N(HI)}=(5.7\pm0.3)\times10^{20}$ ~cm $^{-2}$。我们还提出了地面为基础的图像，我们用来确定最有可能引起阻尼系统的星系，最有可能的候选人是相对欠亮的类星体吸收标准（$M_B \sim -19.0$的$q_0=0.5$和$H_0=50$ \kms Mpc $^{-1}$），并在于$\sim 8.5h^{-1}$千秒差距的投影从类星体视线。通过对该系统Zn~II、Cr~II和Fe~II吸收线的地面测量，我们可以推断出[Zn/H]= $-1.1$、[Cr/H]= $-1.2$和[Fe/H]= $-1.2$的丰度，表明总体金属丰度与$z >2$的阻尼系统相似，而且，Cr和Fe在尘埃颗粒上的贫化可能比许多具有可比金属丰度的高红移系统更重要。在$z=0.8596$系统中，对21 cm光学深度的限制，以及我们新的N（H~I）测量，表明H~I的自旋温度很高，即$T_S >> 580$ K.
1994-12-29 astro-ph
An Investigation of Gravitational Lensing in the Southern BL Lac PKS 0537-441
BL-Lac家族的活动星系拥有几乎没有特征的光谱，并在整个光谱范围内表现出快速的变化。已经开发了许多模型来解释这些极端的性质，其中一些模型已经调用了前景星系中亚恒星质量物体的微透镜作用;这不仅引入了可变性，而且还放大了正常的类星体源。在这里，我们提出了最近的光谱学和光度学的南方BL Lac PKS 0537-441;与一个推断的红移约为0.9，它代表了一个最遥远的和最明亮的成员BL Lac家庭。观测的目的不仅是确认PKS~0537-441的红移，而且还要确定沿着BL-Lac视线的一个假定星系的红移;有人提出这个星系是微透镜恒星的宿主，这些恒星解释了PKS ~ 0537-441的极端性质。虽然几次观测都未能在PKS 0537-441中检测到任何扩展发射，但这里提供的HST成像数据表明存在银河系成分，尽管我们未能确定任何揭示发射红移的吸收特征。PKS 0537-441还伴随着几个小的，但扩展的伴星，位于距离点状BL-Lac源几角秒的地方。有两种可能性：要么它们是PKS 0537-441的真正伴星，要么它们本身就是更远来源的引力透镜图像。
1999-08-16 astro-ph
The first XMM-Newton spectrum of a high redshift quasar - PKS 0537-286
我们目前的XMM牛顿观测的高红移z=3.104，射电响亮类星体PKS 0537-286。EPIC CCD相机提供了迄今为止高Z类星体的最高信噪比光谱。EPIC的观测结果显示，PKS 0537-286的X射线亮度极高（Lx=2x10^47 erg/s），X射线光谱异常坚硬（伽马=1.27+/-0.02）。平坦的幂律辐射覆盖了整个观测到的能量范围;没有内在吸收的证据，这在PKS 0537-286和其他高z类星体中被声称。然而，存在弱康普顿反射的证据。红移铁K线，观察到在1.5千电子伏-对应于6.15千电子伏的类星体休息框架-检测到95%的信心。如果得到证实，这是已知的最远的铁K线。线的等效宽度很小（33 eV），与在其他发光类星体中观察到的“X射线鲍德温效应”一致。反射连续谱也很弱（R=0.25）。我们发现PKS 0537-286的总的光谱能量分布是以X射线辐射为主，这与平坦的幂律和弱反射特征一起表明，PKS 0537-286的X射线辐射是以与正面相对论性喷流相关的逆康普顿辐射为主。
2000-10-18 astro-ph
Modelling rapid TeV variability of PKS 2155-304
我们提出的理论模型非常快速TeV的变化PKS 2155- 304最近观察到的H.E.S.S.实验为了解释光变曲线，其中至少有五个耀斑事件被很好地观察到，我们假设五个独立的组件的射流，其特征在于略有不同的物理参数。一个额外的，显着更大的组件是用来解释排放源在长时间尺度。该成分在X射线范围内占主导地位，而其他成分在TeV范围内占主导地位。用于我们模拟的模型精确地描述了每个组件内部粒子能谱的演变，并考虑了光的旅行时间效应。我们表明，一个相对简单的同步自康普顿的情况下，可以解释这种非常快速的变化。此外，我们发现，由于对创建过程中的组件内的TeV发射的吸收是可以忽略不计的。
2008-07-28 astro-ph
Chandra Detection of X-ray Absorption Associated with a Damped Lyman Alpha System
我们用钱德拉X射线天文台上的ACIS-S观测了PKS 1127-145、Q 1331+171和Q 0054 +144三个类星体，以测量与21-cm和阻尼Ly $α$吸收体有关的软X射线吸收。对于PKS 1127-145，我们检测到吸收，如果与干预z_{abs} =0.312吸收剂相关，则意味着23%太阳能的金属丰度。如果吸收不在z_{abs} =0.312，则金属丰度仍被限制为小于23%太阳能。X射线测量的优点是，所导出的金属丰度对电离、分子中原子的包含或晶粒上的耗尽不敏感。X射线的吸收主要是由于氧，是一致的30%的太阳氧丰度来自光学星云发射线在前景星系的吸收体的红移。对于Q 1331 +171和Q 0054+144，只获得了上限，尽管曝光时间故意很短，因为对于这两个物体，我们主要感兴趣的是测量通量水平，以规划未来的观测。成像结果在配套文件。
2001-06-30 astro-ph
XMM-Newton observations of four high-z quasars
我们提出了四个高Z类星体的XMM-牛顿观测结果，两个射电大声和两个射电安静。其中一个射电大声天体PKS 2126-158清楚地表明吸收超过了以前ASCA和ROSAT观测所声称的银河值。对于PKS 2149-306，与之前的结果相比，过量吸收的证据仅是微不足道的。PKS 2126-158中吸收体的位置与源的红移是一致的。X射线数据允许使用温吸收体和冷吸收体。这两个类星体都有非常平坦的光子谱（Γ \la 1.5），并且高光子统计揭示了与简单幂律形式的微小偏差。对于两个射电宁静天体Q 0000-263和Q 1442+2931，我们首次确定了可靠的光谱参数。这两个类星体都有更陡的幂律（Γ \sim 2），并显示出与银河值一致的吸收，类似于低红移的射电宁静类星体。在Q 0000-263的情况下，由于所有仪器中有限的光子统计，无法进一步检查阻尼Ly $α$系统（在z = 3.39时N（HI）\sim 2.6 \times 10^{21} cm^{-2}）的存在。
2003-02-20 astro-ph
The Complex 0.1-100 keV X-Ray Spectrum of PKS2155-304
作为科学核查阶段的一部分，利用BeppoSAX号卫星的窄场仪器对明亮的BL Lac天体PKS 2155-304进行了长时间（$>100,000$秒）观测。与以前的观测结果相比，在0.1至约100千电子伏之间的中间强度水平上检测到该源。BeppoSAX卫星独特的光谱覆盖范围使我们能够探测到一些光谱特征。在0.1和10千电子伏之间的频谱可以很好地描述了一个凸谱（能量）斜率逐渐变陡，从1.1到1.6。在较高的能量下，发现了明显的光谱硬化的证据，而在软X射线（0.1-1.0 keV）中，发现了吸收特征的一些证据。在几个小时的时间尺度上，可以清楚地检测到平均通量周围$\approx 20-30%$的重复变异性。从观测到的变化的对称性和时间尺度，我们得出的限制磁场和发射粒子的最大能量，这意味着PKS 2155-304不应该是明亮的TeV的能量。
1998-03-11 astro-ph
A Laboratory for Constraining Cosmic Evolution of the Fine Structure Constant: Conjugate 18 cm OH Lines Toward PKS 1413+135 at z=0.2467
本文报道了在z=0.2467的分子吸收系统中，在1612和1720 MHz处对射电源PKS 1413+135的卫星18 cm OH谱线的探测。这两条OH线是共轭的; 1612 MHz的线出现在吸收中，而1720 MHz的线出现在弱的脉泽发射中，光深相等，但为负。我们没有检测到主要的18厘米OH线在1667和1665 MHz下降到1.1毫焦耳均方根在4.0公里/秒的渠道。探测到的和未探测到的18 cm OH谱线支持辐射泵浦受激吸收和发射的假设，其中泵浦主要由OH的119微米梯内谱线控制，表明柱密度N（OH）~= 10^15 ~ 10^16 cm^-2。结合同步的HI 21 cm观测和已发表的CO数据，我们将OH红移应用于精细结构常数α = e^2/（hbar c）的宇宙演化测量。我们得到非常显着的（~25西格玛）之间的OH和HI线和OH和CO线的速度偏移，但测量的α-独立的系统学表明，所观察到的速度差异是完全归因于物种之间的物理速度偏移，而不是在α的变化。在OH中，共轭谱线的轮廓保证了两条谱线都来自同一分子气体，因此在z=0.2467时，OH提供了δ α/α_o =（+0.51 +/- 1.26）x 10^-5的弱约束。更高频率的OH线检测可以在Δ α上提供更大的杠杆臂，并且可以将精度提高一个数量级。因此，OH分子可以提供宇宙演化α的精确测量，包括对系统误差的定量约束。该技术的应用仅…
2004-05-12 astro-ph
Confirming the Detection of an Intergalactic X-ray Absorber Toward PKS 2155-304
我们提出了新的观测PKS 2155-304与钱德拉低能量透射光栅光谱仪（LETG），使用先进的CCD成像光谱仪（ACIS）。我们确认检测到的吸收线合理地确定为OVIII Ly-alpha从温暖的热星系际介质与一小群星系沿视线，最初由方等报道。2002年（这里FANG 02后）。结合FANG 02中以前的观测结果和对同一目标的五个新的长期观测结果，我们将总曝光时间增加了三倍，每个分辨率元素的总计数增加了五倍。测得的线等效宽度小于FANG 02中观察到的线等效宽度，但在90%置信度下仍保持一致。我们还分析了XMM-牛顿观测同一目标，以及观测使用钱德拉LETG和高分辨率相机（HRC）组合。这些观察结果已被用来挑战我们报告的检测。虽然在XMM-Newton和Chandra LETG+HRC数据中都没有看到线，但我们发现我们的结果与两个数据集的上限一致。我们将未检测归因于（1）Chandra LETG+ACIS光谱的较高质量，以及（2）XMM RGS和Chandra LETG+HRC的线扩展函数的相当扩展的翅膀。我们讨论的含义，我们的观察的温度和密度的吸收体。我们还证实了检测到z ~ 0 OVII吸收，并与以前的钱德拉分析相比，我们得到更严格的限制线的属性。
2007-08-14 astro-ph
ESO VLT optical spectroscopy of BL Lacertae objects. III. An extension of the sample
我们目前的结果正在进行的计划在ESO VLT的光谱学BL紫胶对象缺乏一个坚定的红移估计，在这里，我们报告15个对象。对于11个源，我们确认了BL Lac分类，并且我们确定了3个物体的新红移，1个具有弱发射线（PKS 1057-79，z=0.569）和2个来自宿主星系的天体（RBS 1752，z=0.449; RBS 1915，z=0.243）;此外，在BLLac PKS 0823-223（z ≥ 0.911）的方向上检测到亚阻尼莱曼α（sub-DLA）系统。对于剩下的8个BL Lac，由于没有宿主星系的吸收线，我们得到了红移的下限，z_min在0.20-0.80之间。剩下的三个源被重新归类为FSRQ（PKS 1145-676，z=0.210; TXS 2346+052，z=0.419）和错误分类的银河系恒星（PMNJ 1323-3652）。
2008-10-20 astro-ph
A survey for redshifted molecular and atomic absorption lines I
我们目前正在进行一项关于红移原子和分子吸收的大型调查。仅获得一个明确的和一个试验性的检测：分别在PKS 1555-140中在z = 0.097处的HI吸收和在PKS 2300-189中在z =0.126处的OH吸收。为了确定为什么没有明确的分子吸收中检测到的任何13个来源搜索，我们调查的性质，目前已知的五个红移系统表现出OH吸收。在其中的四个中，首先通过毫米波跃迁检测到分子，并且平坦的无线电光谱指示紧凑的背景连续源，这可能表明吸收器中的分子云对背景源的高度覆盖。此外，对于这些系统，我们发现的分子线强度和红色光学-近红外（V-K）颜色之间的关系，从而支持的概念，这些来源的变红是由于灰尘，这提供了一个有利于形成分子的环境。与我们样品的V-K色比较后，这种关系表明，假设红化发生在宿主星系红移处，至少在一些目标中，我们的许多观测仍然达不到检测OH吸收所需的灵敏度，尽管2300-189年OH“检测”的确认可能会违反这一点。
2006-07-26 astro-ph
A Peculiar Emission Line Feature in the X-ray Spectrum of the Quasar PKS 0637-752
我们报告的结果，从ASCA观测的高亮度，射电大声类星体PKS 0637-752（红移0.654），覆盖0.8-15千电子伏的带类星体框架。我们发现该源在2-10 keV波段的光度约为10^46 erg/s，比之前GINGA的观测结果低3倍。连续体似乎可以用简单的幂律模型很好地模拟，光子指数为1.64 +/- 0.07，没有证据表明类星体固有的物质吸收或铁-钾发射（在90%的置信度下，等效宽度< 80 eV）。然而，我们确实发现了能量为1.60 +/- 0.07 keV和等效宽度为59 [+38，-34] eV的窄发射线的证据（均在类星体框架中）。到目前为止，在任何其他活动星系或类星体中都没有观察到这些能量的线发射。我们拒绝的可能性，这条线是仪器文物的结果，并简要探讨可能的识别。
1998-07-31 astro-ph
Interferometric Observations of Redshifted Molecular Absorption toward Gravitational Lenses
我们对引力透镜系统B 0218 +357和PKS 1830 -211的各种分子吸收线进行了射电和毫米波干涉观测。吸收发生在透镜星系的红移分别为0.685和0.89。我们的VLA和VLBA观测的高空间分辨率允许背景连续发射和吸收分布的成像。我们的多跃迁研究产生了z = 0.89处的宇宙微波背景温度的估计值，并确定了分子和同位素丰度比，这使得与银河系分子云进行有意义的比较成为可能。
1998-12-09 astro-ph
The nature of the absorbing torus in compact Radio Galaxies
我们提出了两个射电星系PKS 1934-63和S5 1946+708的BeppoSAX观测。在这两个天体中都检测到了强的铁K α线，这表明这两个源被柱密度高于10^24 cm^（-2）的物质吸收。结合射电连续谱、HI吸收和X射线数据，我们可以约束吸收体的物理状态和尺寸。我们发现，假定的模糊环面是分子和位于一个距离高于20 pc的中心在S5 1946+70。在PKS 1934-63中没有观测到射电核。如果这是由于自由-自由吸收的半径只有几个pc的推断。由于仅在90%的置信度下检测到Ka线，因此我们还讨论了它们是否不像我们的数据那样强的影响。从我们的研究结果看来，硬X射线数据和空间分辨HI吸收测量的组合提供了一个强大的诊断条件的吸收“环面”。
2003-01-27 astro-ph
H.E.S.S. Observations of PKS 2155-304
使用H.E.S.S.在大于160 GeV的能量下以高显著性（~45 sigma）检测到红移z=0.117的高频峰值BL Lac PKS 2155-304。纳米比亚的成像空气切伦科夫望远镜的立体阵列。在对应于2002年7月和10月以及2003年6月至9月的暗期的每个数据集中发现了一个强信号。观测到的VHE伽马射线通量在月、日和小时的时间尺度上显示出变化。在300 GeV以上的月平均积分通量变化在蟹状星云观测到的通量的10%到60%之间。能谱是针对这些单独的数据采集周期测量的，其特征在于具有3.32 +/- 0.06的时间平均光子指数的陡峭幂律。改进的卡方每自由度时，发现无论是指数截止能量的幂律或打破幂律适合的时间平均能量谱。然而，改善的显著性是边际的（~2 sigma）。能谱中存在的特征可能是耀变体发射的固有特征，或者是河外红外背景光吸收TeV伽马射线的指示。
2004-11-19 astro-ph
Highly extinguished emission line outflows in the young radio source PKS 1345+12
我们给出了致密射电源PKS 1345+12的新的中分辨率谱（~4A）。我们的光谱清楚地显示出扩展线发射（~ 20 kpc）与光学和红外图像中观察到的扩散发射的不对称晕一致。在原子核中，我们观察到复杂的发射线轮廓，需要3个高斯分量（窄，中间和宽）。最宽的分量（FWHM ~2000 km/s）相对于星系晕和HI吸收蓝移~2000 km/s。我们将其解释为流出物中的物质。我们发现了高红化的证据，并且对于最宽的分量测量E（B-V）>0.92。根据[S II] 6716、6731，我们分别估算了发射窄、中和宽分量的区域的n_e<150 cm ^{-3}、n_{e} >5300 cm^{-3}和n_{e} >4200 cm^{-3}的电子密度。我们计算出的线发射气体的总质量为M_{gas} <10^6太阳质量。不是所有的发射谱线轮廓都可以用同一个模型再现：[O I] 6300、6363和[S II]需要单独的、独特的模型。我们认为PKS 1345+12是一个年轻的射电源，其核区域被笼罩在一个致密的气体和尘埃茧。无线电喷流正在膨胀，将物质从核区域扫出。发射起源于三个运动学上不同的区域，尽管梯度（例如密度、电离电位、加速度）必须存在于负责中间和宽组分发射的区域之间。
2003-02-16 astro-ph
HD Molecular Lines in an Absorption System at Redshift z = 2.3377
我们分析了Petitjean等人（2000）获得的类星体PKS 1232+082的光谱。在红移z=2.3377处的吸收系统中确定了HD分子线。估算了体系中HD分子的柱密度N（HD）=（1-4）× 10 ^{14} cm^{-2}。第一转动能级J=1相对于基态J=0的激发温度为T_ex=70 ± 7 K。据我们所知，这是HD分子在高红移的第一次检测。
2001-07-17 astro-ph
Extreme emission line outflows in the GPS source 4C 12.50 (PKS 1345+12)
我们提出了高分辨率的光谱（0.7 A/pix）的GPS源4C 12.50与大的光谱覆盖范围（~ 4500 A）采取的4.2米威廉赫歇尔望远镜在拉帕尔马。狭缝沿着PA 160对齐，以包括核和发射线区域到NW。一个不对称的晕从核向西北延伸20千秒差距，向东南延伸12千秒差距。在星系核的位置，我们观察到了异常宽的禁带发射谱线分量（最宽分量：FWHM ~ 2000 km·s^-1），相对于星系晕和HI吸收的蓝移高达2000 km·s^-1。我们将其解释为流出物中的物质。我们测量E（B-V）= 1.44的最广泛的，最运动学干扰的组件，对应于一个实际的H β通量130倍的亮度比测量。我们计算了中等和宽波段谱线发射气体的质量上限，其质量为10^6太阳质量。我们的研究结果与4C 12.50是一个年轻的射电源是一致的。
2002-10-03 astro-ph
The Apparent Host Galaxy of PKS 1413+135: HST, ASCA and VLBA Observations
PKS 1413+135（z=0.24671）是少数几个拥有明显的旋涡星系的射电强活动星系核之一。以前的作者将其近指数红外截止归因于严重的吸收，但无法对吸收体或其在光学星系中的位置进行严格限制。此外，由于观测到的再发射辐射的缺乏，活动星系核与光学星系的关系仍然存在疑问。我们提出了新的HST，ASCA和VLBA的意见，抛出这些问题的重要新的光。HST观测揭示了PKS 1413+135的活性核的一种非常红色（V-H = 6.9等），这需要同步加速器老化和GMC大小的吸收体在几微米处的光谱转换。我们导出了一个内禀柱N_H = 4.6^{+2.1}_{-1.6} × 10^{22}cm^{-2}，覆盖分数f = 0.12^{+0.07}_{-0.05}。由于GMC很可能位于光学星系的盘中，因此我们的视线是相当不可能的（P ~ 2乘以10^{-4}）。GMC的特性是我们银河系中GMC的典型特征。HI吸收体的中心距离原子核25毫角秒，而X射线和几乎所有的分子吸收体必须覆盖原子核，这意味着一个复杂的几何形状和云结构，沿着我们的视线到原子核有一个分子核心。有趣的是，HST/NICMOS的数据要求活动星系核相对于光学星系偏心13 +/- 4毫角秒。这可以被解释为活动星系核的位置比光学星系更远，但它也可以用遮蔽和/或原子核结构来解释，这与观察到的缺乏多重图像更一致。
2002-08-07 astro-ph
The Hellas2XMM survey: III. Multiwavelength observations of hard X-ray selected sources in the PKS 0312-77 field
我们提出了广泛的光学，无线电和红外线的后续观察的样品35硬X射线（2-10千电子伏）的选择源偶然发现的PV XMM-牛顿观测的射电响亮类星体PKS 0312-77字段，也是一个档案钱德拉观测。这些观测是作为HELLAS 2XMM调查的一部分进行的，该计划旨在了解造成大部分硬X射线背景（XRB）的源的性质。光学对应物的识别大大受益于钱德拉和射电观测获得的位置精度。因此，本样品的光谱完整性（80%）仅受光学对应物的模糊度的限制。我们调查的多波长覆盖范围使我们能够揭示硬X射线选定源的整体属性的大范围。在低红移（z<1），源分解包括宽线活动星系核，窄发射线星系核和光学“正常”星系。所有z>1的十个源在光谱上都被归类为宽线活动星系核。其中一些显示出显著的固有X射线吸收（N（H）>10^22 cm^-2），进一步支持了先前的证据，即在高亮度和红移下，光学和X射线性质之间存在解耦。最后，一个不可忽略的分数（15%）的硬X射线源没有检测到的光学图像的限制幅度。相应的高X射线光通量比、X射线和光红外色强烈地表明它们是高红移、被遮蔽的活动星系核。
2003-07-21 astro-ph
Intrinsic absorbers in BL Lac objects: the XMM-Newton view
我们提出了四个BL Lac天体（1H 1219 +301，H1426+428，Markarian 501和PKS 0548-322）的XMM-牛顿观测，这些天体在过去的X射线任务中被发现含有广泛的软X射线吸收特征的证据。XMM-牛顿上的高分辨率反射光栅光谱仪的观测提供了研究这些特征的最佳机会。在任何物体中都没有观察到广泛的吸收特征。我们也没有找到令人信服的证据，窄的发射和吸收线的RGS光谱。我们讨论了这四个对象的广泛吸收功能的观测历史，发现如果功能存在，那么它们必须是瞬态的，并且-考虑到报告的观测频率-我们可以排除这些对象中存在瞬态广泛吸收功能在93%的置信度。
2003-12-23 astro-ph
