An absorption-selected survey of neutral gas in the Milky Way halo
我们的目标是系统地分析银河系晕中性和轻度电离气体的分布和物理性质，基于一个大的吸收选择的数据集。多波长的研究相结合的光学吸收线数据的钙和碘化钠与后续HI 21厘米发射线观测沿408视线对低和高红移类星体。我们利用UVES/VLT获得的档案光谱。HI数据取自Effelsberg-Bonn HI巡天和银河全天巡天。对于选定的视线，我们获得了更深的后续观察使用Effelsberg 100米望远镜。在中等和高径向速度下的CaII（NaI）晕吸收体存在于40-55%（20-35%）的视线中，这取决于所选择的柱密度阈值。许多晕吸收体显示出多组分吸收线，表明存在亚结构。在65%的病例中，吸收与HI 21-cm发射相关。CaII（NaI）柱密度分布函数遵循幂律，斜率为-2.2（-1.4）。我们的吸收选择的调查证实了我们以前的结果，银河系晕充满了大量的中性气体结构，其高柱密度尾部代表人口的常见HI高速和中速云在21厘米的观测。我们发现，CaII/NaI柱密度比的晕吸收器通常小于那些在银河系盘，在气体中的麦哲伦云，并在阻尼莱曼α系统。小的比率（特别是在高速组件突出）表明一个较低水平的钙耗尽到尘埃颗粒在银河系晕吸收器相比，气体在磁盘和星系的内部区域。
2012-03-26 astro-ph.GA
SDSS-IV MaStar: Quantification and Abatement of Interstellar Absorption in the Largest Empirical Stellar Spectral Library
该研究量化并消减了SDSS-IV MaStar恒星库中的星际吸收，通过建模识别低吸收恒星、替换谱线或使用模型校正，生成了清理后的光谱库及SSP光谱，为恒星年龄等参数的准确约束提供了改进基础。
2025-02-13 astro-ph.GA
Comparing absorption from classic tracers of the diffuse interstellar medium at optical and radio wavelengths along the same sightlines
目的比较从漫射星际介质沿同一视线的射电和光学吸收线剖面获得的信息。方法我们比较了新的和现有的21 cm HI和3.4 mm HCO+剖面与光学示踪剂Ca II，NaI，和KI来自Tappe（2004）未发表的论文。结果与太阳丰度相比，光学追踪的原子都是严重亏损的，只有HI和HCO+的积分光学深度与E（B-V）有很好的相关性。HCO+是迄今为止运动学分布最有限的物种，其最西的线依次为KI、HI、NaI和CaII。CaII在柱密度和运动学上都有单独的行为，因为它对更宽范围的温暖气体进行采样。冷中性介质NaI，KI，HI和HCO+的示踪剂在统计上共享相同的运动学空间，而在丰度上几乎没有相同程度的相关性。N（NaI）和N（KI）是相关的，是HI和HCO+的综合光学深度，但光学和无线电示踪剂之间的丰度相关性没有看到。在唯一的方向与测量的CH+的配置文件，2公里/秒的速度之间的CH+和CH，通常被解释为冲击气体的迹象，模仿HI相对于HCO+的移位。CH和HCO+出现在两条视线上的比例N（CH）/N（HCO+）=14.6和21.1，光学测量的N（CH），与之前在无线电和亚毫米波长确定的平均值12相比。
2021-04-30 astro-ph.GA
On the connection between galaxy orientation and halo absorption properties
The University of Chicago（芝加哥大学）
该研究利用 87 个 z < 0.4 的孤立星系样本，系统研究星系际介质中金属线吸收的方位角依赖性，通过比较吸收等效宽度与距离，发现吸收强度与方位角无显著相关性，CaII 吸收无方位依赖性，考虑系统误差后吸收体分布与随机分布一致，需更大样本研究各向异性趋势。
2026-07-08 astro-ph.GA
Galactic Gas Flows from Halo to Disk: Tomography and Kinematics at the Milky Way's Disk-Halo Interface
我们提出了一个新的吸收线调查使用54个蓝色水平支星（BHB）在银河系晕作为背景源，检测在盘晕界面的气体流动。在3.1 - 13.4 kpc的高纬度（$b$> 60 °）背景星的距离测量，结合前所未有的空间采样和光谱分辨率，使我们能够检查的三维空间分布和运动学的气体流动附近的磁盘。我们检测到的吸收签名的平面外钙和碘化钠在凯克HIRES光谱，并发现它们的柱密度表现出与距离的背景源没有任何趋势，这表明这些云位于3.1千秒差距的磁盘。我们计算的覆盖率为$f_{CaII}$ = 63%，$f_{NaI}$ = 26%，和$f_{HI}$ = 52%，与CGM的图片，包括多相云包含小块冷气体在更热，更扩散的气体。我们的测量将这些冷云内任何子结构的尺度限制在<0.5 kpc。CaII和NaI的吸收特征表现出中等速度（IV）分量，相对于当地静止标准，以-75 km/s <v <-25 km/s的速度流入，与以前研究的HI结构一致。我们报告的新检测流入速度梯度$Δv_z$~6 - 9公里/秒/千秒差距在银河平面。这些发现限制了CGM气体流经盘-晕界面的物理和运动学性质，并支持了冷气体降雨回到盘上的星系喷泉模型。
2019-07-22 astro-ph.GA
Dust depletion of Ca and Ti in QSO absorption line systems
为了探索钛和钙尘埃耗尽气体中的作用和周围的星系，我们系统地研究了Ti/Ca丰度比在低和高红移的干预吸收线系统。我们研究了超大望远镜UVES仪器获得的高分辨率光谱，并在z<=0.5处对34个吸收线系统进行了光谱分析，以测量CaII和TiII的柱密度（或极限）。我们补充我们的UVES数据集与以前发表的吸收线数据的Ti/Ca红移z~3.8。我们的吸收器样品包含110个吸收器（DLAs，sub-DLAs & LLS）。我们将我们的Ti/Ca观测结果与银河系和麦哲伦云的观测结果进行了比较，并讨论了类星体吸收线系统中Ti/Ca吸收体的性质，我们的分析表明，在类星体吸收线系统中存在两种不同的Ti/Ca比的吸收体，它们的间距为[Ti/Ca}]~1。虽然在大多数吸收器中的钙粉尘消耗似乎是严重的，但在具有高Ti/Ca比的系统中钛消耗是温和的。导出的趋势表明，具有高Ti/Ca比的吸收体具有比银河系中低得多的尘气比。我们通过将Ti/Ca与其他可观测量（例如，金属丰度，速度分量结构），并通过模拟不同环境中的单电离Ca和Ti的电离特性。我们得出结论，钙和钛轴承吸收线系统跟踪主要是中性气体的磁盘和内晕区的星系，其中丰富的钙和钛反映了当地的金属和尘埃含量的气体。我们的研究表明，Ti/Ca比是一个有用的措施，干预吸收线系统中的气体粉尘比和总金属含量。
2016-05-10 astro-ph.GA
Spatially Extended NaI D Resonant Emission and Absorption in the Galactic Wind of the Nearby Infrared-Luminous Quasar F05189-2524
金属共振线的发射最近成为一个潜在的强有力的探测器在低和高红移的星系风的结构。在这项工作中，我们目前只有第二个例子的空间分辨观测的NaI D发射从附近星系的星系风（和第一个3D观测在任何红移）。F05189-2524是一个由类星体提供能量的近红外超亮星系（z=0.043），在双子座北的双子座多目标摄谱仪（GMOS）上用积分场装置观测到。在系统中的NaI D吸收跟踪尘埃丝的近侧的扩展，活动星系核驱动的星系风（预计速度高达2000公里/秒）。这些暗条（A_V < 4）和N（H）< 10^22 cm^-2）同时遮蔽了恒星的连续谱和NaI D发射线。NaI D发射线作为风的补充探测器;它们在前景遮蔽度低的区域最强，并延伸到视场的极限（银河中心半径为4 kpc）。一个方位角对称Sersic模型由相同的前景屏幕作为恒星连续再现的NaI D发射线表面亮度分布，除了在风的内部区域，在那里可能会发生一些吸收线的发射线填充。F05189-2524中可检测到的NaID发射的存在可能是由于其在NaID的静止波长处的高连续表面亮度。这些数据独特地限制了当前银河风中冷气体的模型，并作为未来观测和模型的基准。
2015-02-02 astro-ph.GA
High-resolution 21-cm observations of low-column density gas clumps in the Milky Way halo
我们研究的低柱密度气体团的性质的基础上的高分辨率21厘米的观测银河系晕。使用干涉数据从WSRT和VLA，我们研究HI发射在低，中，高径向速度沿四条视线对类星体。沿着这些视线，我们以前检测到弱CaII和NaI吸收剂在其光谱。高分辨率HI数据的分析揭示了几个紧凑和冷的中性气体团的存在下，类似于光学吸收的速度。团簇具有窄的HI线宽度，在1.8至13 km/s的范围内，产生70至3700 K的气体动力学温度的上限。中性气体具有低HI柱密度，在5E 18至3E 19 1/cm ^2的范围内。所有团块的角大小都只有几弧分。我们的高分辨率21厘米的观测表明，在我们的光学类星体光谱中看到的许多CaII和NaI吸收剂与低柱密度HI团块在小角度尺度。这表明，在晕中的大质量，高柱密度的中性气体云（常见的21厘米LVC，IVC和HVC）旁边，存在着一个低质量的中性气体结构，在现有的21厘米全天空IVC和HVC调查中，大多数情况下都看不到。估计的热气体压力的检测HI团块是一致的，从理论模型的气体在银河系的内部和外部晕。
2009-07-01 astro-ph.GA
High velocity blue-shifted FeII absorption in the dwarf star-forming galaxy PHL293B: Evidence for a wind driven supershell?
本文给出了恒星形成星系PHL 293 B（也称为A2228-00和SDSS J223036.79-000636.9）的X射线和ISIS WHT光谱。我们发现布罗德（FWHM = 1000 km/s）和非常宽（FWZI = 4000 km/s）分量，巴耳末系窄吸收分量蓝移800 km/s，以前未检测到的FeII多重（42）吸收也蓝移800 km/s，IR CaII三重态恒星衍射符合[Fe/H] < -2.0，在HeI线中没有宽成分或蓝移衍射。根据历史记录，我们发现在2005年至2013年期间，在0.02 mag的5 sigma水平上没有光学变化，并且在过去24年中，在0.1 mag的水平上没有光学变化。缺乏可变性排除了瞬态现象，如发光的蓝色变量或SN IIn作为HI和Fe II蓝移的起源。证据表明，要么是一个年轻而致密的膨胀超壳层，要么是一个静止的冷却风，在这两种情况下，都是由年轻的星团风驱动的。
2014-09-03 astro-ph.GA
Discovery of CO absorption at z=0.05 in G0248+430
在毫米波段，遥远类星体前面的吸收线是相当罕见的。然而，它们可以为发射线带来非常有用和补充的信息。本文报道用NOEMA探测到类星体/星系对Q 0248 +430/G 0248 +430中CO（1-0）和CN（1-0）吸收线，并证实CO辐射。系统G 0248 +430对应于两个在z=0.0519处合并的星系（一个塞弗特星系和一个LINER星系），在z = 1.313的背景类星体Q 0248 +430的视线上有一个潮汐尾。光学（CaII，NaI），HI-21厘米和OH-1667 MHz的吸收线与潮汐尾的前景系统先前已被检测到对类星体，而四个CO线在不同的旋转J水平已被检测到的排放从前景星系。本文介绍了用改进的GMRT天线阵进行的新的HI 21厘米线观测。我们讨论了合并星系的分子含量，以及潮尾吸收星际介质的物理条件。
2019-02-28 astro-ph.GA
Multiple origins for the DLA at $z_\mathrm{abs}=0.313$ toward PKS 1127$-$145 indicated by a complex dust depletion pattern of Ca, Ti, and Mn
我们研究了星系中和周围光学厚气体的尘埃耗尽特性及其起源，详细研究了在$z_\mathrm{abs}=0.313$朝向类星体PKS 1127 $-$ 145的多组分阻尼Lyman-$α$（DLA）吸收体中Ti、Mn和Ca的尘埃耗尽模式。我们进行了详细的光谱分析的吸收曲线的钙，锰，钛，和钠与DLA对PKS 1127 $-$ 145，根据光学高分辨率数据获得的UVES仪器在甚大望远镜（VLT）。我们获得了上述离子的柱密度和多普勒参数，并确定了它们的气相丰度，从中我们得出了它们的尘埃耗尽特性。我们比较了这种DLA的钙和钛耗尽性能与其他DLA。六个分析的吸收组件之一显示了显着的Ti和Mn在气相中的丰度不足，表明这些元素和局部增强的粉尘-气体比的粉尘贫化的效果。在此DLA和其他类似的吸收剂，锰II丰度如下的钛非常密切，这意味着这两种离子是同样敏感的灰尘耗尽效应。我们的分析表明，对PKS 1127 $-$ 145的DLA具有多个来源。由于其窄线宽和强烈的尘埃损耗，第3分量指向PKS 1127 $-$ 145前面的一个微弱LSB星系的中性气体盘的存在，而另一个更弥散和少尘埃的吸收分量可能与各种光学确认的星系群成员之间相互作用的潮汐气体特征有关。在一般情况下，Mn/CaII比值在亚DLAs和DLAs可能作为一个重要的指标，以区分尘埃丰富和尘埃贫中性气体中的星系和周围。
2017-09-20 astro-ph.GA
Gas Accretion Traced in Absorption in Galaxy Spectroscopy
在星系光谱中观察到的追踪扩散物质的吸收跃迁的正速度位移是朝向宿主系统的气体流动的明确特征。光谱探测，例如，在静止坐标系光学中的NaI D共振线或近紫外线中的Mg II和Fe II，原则上对沿着星系恒星成分视线的任何地方的~ 100- 10，000 K温度下的冷物质的下落敏感。然而，这种红移吸收特征的安全检测已被证明是具有挑战性的，因为冷气体流出的普遍存在引起沿相同视线的蓝移吸收。在本章中，我们将回顾对这一现象的真实检测。对NaI D线剖面的分析揭示了许多观测到的早期型和/或活动星系核宿主星系的红移吸收的例子，而MgII和FeII的光谱学提供了证据，表明在z ~ 0.5-1处>5%的发光恒星形成星系上正在进行气体吸积。然后，我们讨论了潜在的突破性的好处，未来的努力，以提高光谱分辨率的研究，并利用空间分辨光谱的新的限制流入的气体形态。
2016-12-02 astro-ph.GA
Mapping HI 21-cm in the Klemola 31 group at z = 0.029: emission and absorption towards PKS2020-370
我们提出了MeerKAT吸收线巡天（MALS）观测的HI气体的Klemola 31星系群（$z=0.029$），位于沿视线的射电响亮类星体PKS 2020 -370（$z=1.048$）。在Klemola 31 A的PKS 2020 -370前还检测到HI吸收。在类星体的视线上，发射和吸收在某种程度上是补偿的，相对于邻近的发射，吸收的导出柱密度似乎被低估了。Klemola 31 A的对称倾斜环模型，假设吸收气体在平面内规则旋转，产生相当高的自旋温度为530 K。另一种解释是吸收气体是超平面的，这也可以解释其非圆周运动。NaI/CaII比值也表明吸收气体与冷HI盘无关。Klemola星系群中的两个星系与一个小伴星相互作用，并显示出典型的潮汐尾和速度扰动。只有一个星系，ESO 400 -13，揭示了一个强烈的HI不足，和一个特征的冲压压力剥离，在其气体分布的总不对称。由于像Klemola 31这样的小星系群预计不会有致密的群内气体，因此这个星系必须以非常高的速度穿过星系群，主要是在天空平面上。
2022-07-26 astro-ph.GA
New HI 21-cm absorbers at low and intermediate redshifts
本文介绍了中、低红移（0<z<1.2）的HI 21-cm吸收体的观测结果。对于我们总共24个系统的样本，我们获得了17个系统的高质量数据，其他7个系统受到射频干扰（RFI）的严重影响。我们的五个目标是低红移（z<0.17）的光学星系与小碰撞参量（<20千秒差距）对射电明亮的背景源。其中两个在21厘米吸收中被探测到，显示出窄的、高的光学深度吸收轮廓，最西面的速度色散仅为1.5公里/秒，这使得动力学温度的上限T_k<270 K。结合我们的观察与文献中的结果，我们测量了一个弱的反相关性之间的碰撞参量和积分光学深度在本地（z<0.5）21厘米吸收。在检索的11个CaII和MgII系统中，2个在21 cm吸收中检测到，6个受RFI影响到无法检测的水平。在z~0.6处，我们测量了这两个系统的自旋温度T_s=（65+/-17）K和T_s>180 K。我们的系统的一个子集也被搜索的OH吸收，但没有检测。
2015-07-27 astro-ph.GA
On the Emergence of Thousands of Absorption Lines in the Quasar PG1411+442: A Clumpy High-Column Density Outflow from the Broad Emission-Line Region?
类星体外流是类星体环境的基本组成部分，可能在星系演化的反馈中发挥重要作用。本文报道了在类星体PG 1411 +442（红移~0.089）中出现的一个显著的新的流出吸收线系统，该系统分别由哈勃太空望远镜宇宙起源摄谱仪和双子座多目标摄谱仪在紫外和可见光波段探测到。这个新的“瞬态”系统包含数千条谱线，包括从激发态到3.89 eV的Fe II和Fe II *，HI* Balmer谱线，NaI D 5890，5896，以及首次在类星体中检测到的HeI* 5876。瞬态吸收体在空间上是不均匀的和紧凑的，其尺寸约<0.003 pc，基于类星体连续源上的覆盖分数，范围从强UV线中的约0.45到NaI D中的约0.04。云光电离模拟表明，要在完全电离和部分电离气体的厚区中产生观测到的谱线，需要大的总柱密度log N_H（cm^-2）>~ 23.4和类星体的强辐射场~<0.4~pc。基于Fe Ⅱ *、HI* 和HeI*，密度保守地为log n_H（cm ^-3）>~ 7，但基于NaI D，它们可能达到log n_H（cm^-3）>~ 10。瞬变线出现在与先前探测到的“迷你BAL '”外流大致相同的速度偏移（v ~ -1900 km/s）处，但在更紧凑的外流结构中具有更窄的多普勒宽度（b ~ 100 km/s）和更大的柱密度。我们提出，瞬态线确定了一个clusional流出广泛的发射线区域，在其目前的速…
2019-05-20 astro-ph.GA
Low-column density HVC and IVC gas in the halo of the Milky Way
最近对银河系环星系气体环境的研究主要集中在大质量中性气体云和高电离晕吸收体的分布、化学组成和物理性质上。相对较少的努力已经投入到目前为止，在环银河中性和弱电离金属吸收低HI柱密度的探索。本文系统地研究了银河系晕中中性和电离低柱密度气体的分布和物理性质。我们结合CaII和NaI吸收线测量HI 21厘米发射线数据。对于一些视线，进行了高分辨率的射电合成观测，使我们能够研究单碟望远镜无法分辨的小尺度结构。总共观测到177条视线，为分析银河系环星系环境中的IVC和HVC气体提供了大量的吸收选择数据样本。这项研究使我们能够比较所观察到的银河系晕中气体的吸收柱密度分布（CDD）与类星体的干预吸收体的整体CDD。灵敏的吸收线分析使我们能够识别中性和电离气体结构，在低柱密度和小角度范围内，可能仍然看不见的大型21厘米全天调查。如果这种气体覆盖了天空的很大一部分，它可能对银河系的演化有很大的影响。
2009-09-15 astro-ph.GA
The initial mass functions of M31 and M32 through far red stellar absorption features
利用牛津短波长积分场光谱仪（SWIFT），我们研究了M31和M32的几个初始质量函数（IMF）依赖的吸收特征的径向变化。我们在M31的长轴上的六个点获得了高信噪比的光谱，达到~ 700”（2.7 kpc），而在M32的中心10 pc处获得了一个单点。在M31中，钠NaI λ8190指数显示出一个平坦的等效宽度轮廓，在大部分隆起处约为0.4 <$，在中央10”（38 pc）处有一个高达0.8 <$的强烈梯度; Wing-Ford FeH λ9916指数在所有半径处都是恒定的0.4 <$;钙三重态CaT λ8498、8542、8662随突起向中心逐渐增加。M32的所有三个指数都显示出平坦的轮廓，FeH在~ 0.5 ℃，CaT非常高，在~ 0.8 ℃，NaI较低，在~ 0.1 ℃。我们使用恒星星族模型分析这些数据。我们发现M31在所有尺度上都能用Chabrier IMF很好地描述，在外隆区钠离子的增强梯度为[Na/Fe] ~+0.3dex，在中心10”内升高到核区的[Na/Fe] ~+1.0dex。我们发现M32是由Chabrier IMF和年轻恒星年龄描述的，与其他研究一致。模型表明，CaT对金属丰度和[α/Fe]比对IMF更敏感。我们注意到，M31和M32的中心有非常高的恒星密度，但我们在这些地区测量夏布里耶IMF。
2015-07-07 astro-ph.GA
Kinematic analysis of an Ultra-Strong MgII absorber at z~1.13 linking to Circumgalactic Gas Structures
The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Notre Dame（圣母大学）；University of Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）
研究通过光谱和成像分析，发现超强MgII吸收体源于周围星系气体结构，部分与盘同步旋转，部分以视线方向速度超出盘旋转。
2025-10-24 astro-ph.GA
An Empirical Relation between Sodium Absorption and Dust Extinction
尘埃消光和红化现象在天文观测中普遍存在，通常是系统不确定性的主要来源。我们在这里提出了一个在银河系中的消光和NaI D吸收双峰的等效宽度之间的相关性的研究。我们的样本包括来自KECK望远镜的100多个高分辨率光谱和来自斯隆数字巡天（SDSS）的近100万个低分辨率光谱。我们测量的相关性，以前所未有的精度，限制其形状，并推导出这些数量之间的经验关系，在E（B-V）的分散度为0.15量级。从增长曲线的形状，我们进一步表明，通过银河系的一个典型的视线，在SDSS足迹内看到，跨越大约三个尘埃云。我们提供了一个简短的指南，如何最好地估计灭绝的河外来源，如超新星，使用NaI D吸收功能，在各种情况下。
2012-08-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Radial Trends in IMF-Sensitive Absorption Features in Two Early-Type Galaxies: Evidence for Abundance-Driven Gradients
早期型星系的样本显示了恒星速度色散和恒星初始质量函数（IMF）之间的相关性，这是从星系中心区域的引力敏感吸收线推断出来的。为了寻找IMF的空间变化，我们用Keck/LRIS观测了两个早型星系，并测量了4000-5500 $\,$和8000- 10000吸收特征强度的径向梯度。我们提出了空间分辨测量的矮敏感光谱指数NaI（8190）和Wing-Ford FeH（9915），以及H，C $_2$，CN，Mg，Ca，TiO和Fe的物种的指数。我们的测量结果表明，在这两个对象的金属丰度梯度，和Mg/Fe一致的α增强的浅梯度，匹配广泛观察到的大规模早期型星系的趋势。在4160 μ $\,$处的NaI指数和CN $_1$指数显示出明显更陡的梯度，在$r \sim 0.1 r_{\rm eff}$处有一个突变（$r \sim 300$ pc）。在这个半径内，NaI强度朝着星系中心急剧增加，与[Na/Fe]的快速中心上升一致。相反，FeH与Fe指数强度之比向星系中心减小。如果IMF是一个单一的幂律函数，那么$0.1 r_{\rm eff}$内部的陡峭IMF就不能再现这种行为。虽然在$\sim 0.4 M_\odot$之上的质量函数中可能会出现梯度，但需要格外小心才能将这些IMF变化与星系中心附近单个元素丰度的极端变化区分开来。
2016-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radial gradients in initial mass function sensitive absorption features in the Coma brightest cluster galaxies
利用牛津短波长积分场光谱仪（SWIFT）跟踪了后发座星系团中三个星系的初始质量函数（IMF）敏感吸收特征的径向变化。我们获得了两个中央最亮星系团（BCGs）NGC4889，NGC4874和西南星系团NGC4839中的BCG的中央5kpc的分辨光谱，以及NGC4873作为低$σ_*$对照的未分辨数据。我们提出了径向测量的IMF敏感功能钠碘化钠$_{\rm{SDSS}}$，钙三重态CaT和铁氢化物FeH 0.99，随着镁MgI0.88和氧化钛TiO 0.89功能。我们采用两种不同的方法，大地校正和天空扣除周围微弱的FeH功能，以验证我们的分析。在NGC4889中，我们发现了NaI $_{\rm{SDSS}}$和CaT的强烈梯度，但FeH的分布是平坦的，与恒星星族合成模型相比，这表明一个古老的，$α$增强的种群具有Chabrier，甚至是底光IMF。的年龄和丰度是符合以前的研究，但正常的IMF是在最近的结果表明，增加IMF的斜率与速度色散增加。我们在NGC4874内测量平坦的NaI $_{\rm{SDSS}}$和FeH轮廓，并确定一个旧的、可能稍微$α$增强的和Chabrier IMF人口。我们发现一个$α$增强，Chabrier IMF人口在NGC4873。在NGC4839中，我们测量了强NaI $_{\rm{SDSS}}$和强FeH，尽管具有较大的系统不确定性，表明可能存在较重的IM…
2016-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Stellar Initial Mass Function in Early-Type Galaxies From Absorption Line Spectroscopy. II. Results
早型星系的光谱吸收线包含了丰富的信息，详细的丰度模式，恒星形成的历史，和恒星的初始质量函数（IMF）的基本恒星星族。使用我们的新的人口合成模型，占11种元素的可变丰度比的影响，我们分析了非常高质量的吸收线光谱的38个早型星系和核隆起的M31。这些数据扩展到1 μ m，因此它们包括IMF敏感的光谱特征NaI，CaII和FeH分别在0.82 μ m，0.86 μ m和0.99 μ m。该模型与数据拟合良好，典型均方根残差约为1%。强约束的IMF，因此恒星的质量与光的比例，（M/L）_星，推导出单个星系。我们发现，IMF变得越来越底重的速度分散和[Mg/Fe]。在最低的色散和[Mg/Fe]值的派生IMF是一致的银河系IMF，而在最高的色散和[Mg/Fe]值的派生IMF包含更多的低质量的恒星（更底重），甚至比Salpeter IMF。我们的最佳拟合（M/L）_stars值不超过动态M/L值。我们还将我们的模型应用于M31中四个富含金属的球状星团的堆叠光谱，并找到了一个（M/L）_星，这意味着比银河系IMF更少的低质量恒星，再次同意动力学约束。我们讨论了其他可能的解释所观察到的趋势，并得出结论，在国际货币基金组织的变化是最简单和最合理的。
2012-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatially resolved kinematics of the multi-phase interstellar medium in the inner disk of M82
我们给出了星际NaI D 5890，5896双重吸收和12 CO（1-0）发射穿过M82盘内部~ 2x 1 kpc的空间分辨运动学。这些数据是用WIYN望远镜上的DensePak IFU和加州理工学院欧文斯谷射电天文台（OVRO）毫米阵列获得的。通过测量碘化钠和CO（和Halpha运动学从以前的研究）在相同的空间分辨率，并采用相同的线拟合方法，我们已经能够电离，中性和分子气相之间进行有意义的比较。我们检测到一个组件的碘化钠线在整个内部磁盘的速度是禁止已知的银河系旋转。我们将其解释为起源于反向旋转或可能流入的物质。在南部羽流，我们发现明确的证据夹带CO气体的运动学与Halpha一致。在北侧，CO运动学似乎跟踪更多的静态云的内部晕，可能是预先存在的或潮汐的起源。我们没有发现任何证据表明，碘化钠的吸收与外流的动力学相关。我们的结论是，由于系统的高倾角的速度分辨率和混乱的缺乏相结合的作用，以防止检测。因此，在寻找中性流出的星系，签名的高速分量可能很容易错过在低光谱分辨率和/或灵敏度的观测，特别是在高度倾斜的系统。
2012-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Synthetic Absorption Line Spectral Almanac (SALSA)
Universität Heidelberg（海德堡大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM（艾克斯-马赛大学）；Institut für Physik und Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）；Universidad de Chile（智利大学）；North Carolina State University（北卡罗来纳州立大学）；Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy, National Astronomical Observatories（中国科学院南美天文中心，国家天文台）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学）
本文介绍了首个大规模的模拟光谱学调查，通过宇宙流体动力学模拟生成气体吸收视线的光谱，旨在研究银河系周围星际介质、 circumgalactic medium 和 intergalactic medium 的特性，提供了广泛的应用场景和科学目标。
2026-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
