Non variability of intervening absorbers observed in the UVES spectra of the "naked-eye" GRB080319
本文通过对伽马射线暴（GRB）080319 B的光学吸收特性的分析，研究了沿GRB视线方向的中间吸收体的性质。为此目的，我们分析了一个多历元，高分辨率光谱观测（R=40000，对应于7.5公里/秒）的光学余辉GRB 080319 B（z=0.937），采取UVES在VLT。由于采用了快速响应模式（RRM），我们在γ暴爆发后8 m：30 s就观测到了余辉，当时的震级为R ~ 12。这使我们能够获得最好的信噪比，高分辨率的伽玛射线暴余辉光谱（S/N每分辨率元素~ 50）。分别在事件后1.0和2.4小时开始获得另外两个RRM和机会目标观察结果。在红移0.5 < z < 0.8的范围内，观测到了4个位于余辉视线方向上的MgII吸收系统，它们大多呈现出多组分的复杂结构。吸收由于Fe II，Mg I和Mn II也存在，他们出现在四个，两个和一个干预吸收，分别。四分之一的系统显示MgII 2796支架等效宽度大于1A。这证实了与类星体相比，MgII强吸收体过量，dn/dz = 0.9，比沿着类星体视线观察到的大4倍。此外，多历元，高分辨率光谱的分析，使我们能够排除每个吸收剂的单个组件的列密度的显着变化。结合这一结果的发射区域的大小的估计，我们可以拒绝的假设，伽玛射线暴和类星体镁II吸收剂之间的差异是由于不同大小的发射区域。
2009-06-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Low-Resolution Spectroscopy of Gamma-ray Burst Optical Afterglows: Biases in the Swift Sample and Characterization of the Absorbers
（节录）。我们提出了一个样本的77个光学余辉（OAs）的雨燕检测到的伽玛暴光谱的后续观测已得到保障。我们为所有检测到的Ly-alpha红色线提供了线列表和等效宽度。我们讨论在何种程度上目前的样本雨燕爆发OA光谱是一个有偏见的子样本的雨燕检测到的伽玛暴。为了这个目的，我们定义了一个X射线选择样本的雨燕爆发的最佳条件，地面跟踪从2005年3月至2008年9月期间，146爆发满足我们的样本标准。我们推导出这个样本的红移分布，并得出结论，只有不到19%的雨燕爆发是在z>7。我们比较了样本中爆发的三个子样本的高能特性：i）从OA光谱测量的红移的爆发，ii）检测到OA的爆发，但没有基于OA的红移，iii）没有检测到OA的爆发。组i）中的爆发具有比其他两组中的爆发显著更少的过量X射线吸收。此外，暗爆发的分数在组i）中为14%，在组ii）中为38%，在组iii）中> 39%。由此，我们得出结论，伽马射线暴与OA光谱的样本是不代表所有的雨燕爆发，最有可能是由于对最尘土飞扬的视线的偏见。最后，我们将GRB吸收系统作为一类，并将它们与类星体吸收系统，特别是DLAs进行比较。平均而言，伽玛射线暴吸收体的特点是显着更强的EWs为HI以及低和高电离金属线比在干预类星体吸收体中看到的。基于样本中z>2的爆发，我们将恒星形成星系电离光子的平均逃逸分数的95%置信上限定为7.5%。
2009-10-06 astro-ph.CO
An Independent Measurement of the Incidence of MgII Absorbers along Gamma-Ray Burst Sightlines: the End of the Mystery?
2006年，Prochter等人报告了一个统计学显著增强的非常强的Mg II吸收系统，相对于沿着类星体视线的这种吸收的发生率，它干扰了伽马射线暴（GRB）的视线。这一违反直觉的结果激发了一系列不同的天体物理学解释（例如尘埃，引力透镜），但这些都没有明显解决这个难题。使用最大的一组伽玛射线暴余辉光谱，我们重新审视了所谓的增强。在测量路径比Prochter等人大3倍的伽玛射线暴光谱的独立样本中，我们测量了在$z \approx 1$处的$\geq 1$静止系等效宽度Mg II吸收体的每单位红移的入射率为l（z）= 0.18 $\pm$ 0.06。这与目前对类星体视线上这种吸收体发生率的估计完全一致。因此，我们不确认原始增强，并建议这些结果遭受统计侥幸。原始结果的特征确实保留在我们的完整样本中（l（z）显示出$\approx 1.5$对l（z）类星体的增强），但统计学意义现在在于$\approx 90%$ c. l。将我们的分析限制在伽玛射线暴余辉的高分辨率光谱的子集上（与Prochter等人的分析基本重叠），我们仍然再现了Mg II吸收的统计学显著增强。这种过剩的原因，如果是真的，仍然不清楚，因为有没有连接之间的快速余辉后续过程与中阶梯光栅（或小阶梯光栅）光谱仪和强镁II双峰的可检测性。只有更大的高分辨率数据样本才能对这一问题有所帮助。
2012-11-28 astro-ph.CO
The host-galaxy response to the afterglow of GRB 100901A
对于伽马射线暴100901 A，由于余辉在后期仍然异常明亮，我们获得了爆发后1小时、1天、3天和1周四个时期的双子座北望远镜和甚大望远镜光学余辉光谱。除了丰富的金属共振线，我们还检测线产生的精细结构水平的基态的Fe II，和亚稳态水平的Fe II和Ni II的主机红移（z = 1.4084）。发现这些线随时间变化很大。数据和建模结果的组合表明，我们检测到Ni II 4 F9/2亚稳能级种群的下降，这是迄今为止尚未观察到的。假设激发态的布居是由于余辉的紫外辐射，我们估计吸收体距离为几百pc。与类似研究相比，这似乎是一个典型值。我们检测到两个中间吸收体（z = 1.3147，1.3179）。尽管数据的时间范围很宽，但我们没有看到这两个介入系统的吸收线的显著变化。
2013-01-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Incidence of MgII absorbers towards Blazars and the GRB/QSO puzzle
为了调查的起源对GRB余辉相比，类星体视线的强MgII系统过剩，我们已经测量了MgII吸收剂对第三类对象的发病率：耀变体。这一类别包括BL Lac天体群，此前已经报道过该天体群中存在着暂时过剩的MgII系统。我们在ESO-VLT 42 Blazars上用FORS 1观测到了发射红移为0.8<z_em<1.9的Blazars，其中我们加入了属于1 Jy BL Lac样本的三个高z北方天体。我们检测到32 MgII吸收器的红移范围0.35-1.45，导致过量的MgII吸收器的发病率相比，测量到类星体的一个因素~2，在3西格玛检测。这种效应的幅度与沿伽玛射线暴视线所见的幅度相似。我们的分析提供了一个新的证据，所观察到的MgII吸收剂的发生率可能取决于背景源的类型。在Blazar前面，对于“强”（wr（2796）> 1.0 A）和较弱（0.3 <wr（2796）< 1.0 A）的MgII系统，过剩都是明显的。相对于背景Blazar的速度分离的依赖性表明，在~1.5 sigma水平，β = v/c ~0.1的潜在过剩。我们表明，涉及尘埃灭绝或引力放大的偏见不太可能显着影响MgII系统对耀变体的发病率。最后，我们讨论了所需的物理条件，这些吸收气体夹带的强大的Blazar喷流。更现实的数值模拟射流周围的气体相互作用，需要达到任何坚定的结论，以及重复观测在高光谱分辨率的强MgII吸收剂对耀变体在高…
2010-08-26 astro-ph.CO
Late time afterglow observations reveal a collimated relativistic jet in the ejecta of the binary neutron star merger GW170817
双星中子星（BNS）合并GW 170817是第一个在引力波和多波长电磁辐射中探测到的天体物理源。几乎同时观测到的伽玛射线脉冲证明了BNS合并至少与一些短的伽马射线暴（GRB）有关。然而，伽马射线脉冲是微弱的，使人怀疑BNS合并与明亮的，高度相对论性的典型短伽玛暴流出的关联。在这里，我们表明，具有相对论性、高能核心的结构性喷流被速度较慢、能量较低的机翼包围，会产生余辉发射，这种余辉发射的特征是随着时间的推移而变亮，正如最近在GW 170817的余辉中看到的那样。最初，我们只看到相对缓慢的物质向我们移动。随着时间的推移，越来越大的流出部分变得可见，增加了余辉的亮度。GW170817的多波长余辉的后期出现和亮度的增加使我们能够限制其喷出物的几何形状，从而揭示了离轴喷流的存在，该喷流指向距离地球约30度。我们的研究结果证实了一个单一的起源BNS合并和短GRB：GW170817产生了一个结构化的外流具有高度相对论性的核心和典型的短GRB。我们没有看到明亮的爆发，因为它是从地球发射出去的。然而，在引力波中检测到的20次合并中，大约有一次会伴随着明亮的、典型的短伽玛射线暴。
2018-05-11 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Future Constraints on the Reionization History and the Ionizing Sources from Gamma-ray Burst Afterglows
我们预测的再电离的历史约束，推断从莱曼α阻尼翼吸收功能，为未来的样本$\sim 20$ $z \geq 6$伽马射线暴（GRB）余辉。我们描述了每个余辉光谱的三参数模型。首先，L表征了GRB宿主晕周围电离区域的大小（“气泡大小”）。第二，$\langle{x_{\rm HI}\rangle}$是伽玛暴周围电离泡外部的体积平均中性分数，其近似为空间均匀的。最后，$N_{\mathrm{HI}}$表示与GRB宿主星系相关的局部阻尼莱曼α吸收体（DLA）的柱密度。电离区域的尺寸分布是从再电离的数值模拟中提取的，并且在再电离时期（EoR）强烈地演变。模型DLA柱密度遵循从当前GRB余辉谱确定的经验分布。我们使用Fisher矩阵形式主义预测的$\langle{x_{\rm HI}(z)\rangle}$的限制，可以从后续的余辉光谱与SNR = 20每R=3,000分辨率的元素在连续。我们发现，中性部分可以确定优于10-15\%（1- $σ$）的准确度，从这个数据跨越多个独立的红移箱在$z \sim 6-10$，跨越大部分的EoR，虽然精度下降了一些接近年底的再电离。在$z \geq 6$用$80$伽玛暴余辉进行更有前途的巡天，可以将这里的精度提高一个因子$2$，并将测量范围扩大到$z \sim 14$。我们进一步讨论了如何将这些约束条件与电离光子逃逸分数的估计相结合，从DLA柱密度分布对伽玛…
2021-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dust-to-metal ratios in damped Lyman-alpha absorbers: Fresh clues to the origins of dust and optical extinction towards gamma-ray bursts
出于对伽马射线暴（GRB）阻尼莱曼α吸收体（DLAs）的文献中推导出的异常尘埃-金属比，我们测量这些比率使用的尘埃耗尽模式在与ISM在GRB宿主星系红移的UV/光学余辉光谱。我们的样品由20个GRB吸收体和72个类星体DLAs组成，红移1.2 < z < 4.0，Z_Sol金属丰度Z = 0.002。类星体和GRB-DLAs的尘埃-金属比随金属丰度和金属柱密度的增加而增加，跨度约为银河值的10- 110%，表明尘埃-金属比是非普遍的。尘埃-金属比的低值表明，低金属量系统的尘埃比例比典型的螺旋星系低，也许这些系统中的尘埃产生效率低下，即在低金属量制度中的晶粒生长，超新星（SNe）和渐近巨星分支（AGB）恒星的贡献可以忽略不计。另一方面，一些GRB-和QSO-DLAs显示出高的尘埃-金属比值到z ~ 4，需要快速的尘埃产生，例如在SN喷出物中，但也在AGB风中，并通过最高金属丰度系统的颗粒生长。GRB-DLAs总体上遵循类星体-DLAs的尘埃-金属比特性，GRB-DLAs探测更大的柱和体积密度。作为比较，我们得出的SMC和LMC的尘埃-金属比分别为银河值的~82- 100%和~98%。文献中低金属量星系I Zw 18（< 37%）的尘埃-金属比与我们发现的分布一致。尘埃消光Av随着尘埃中铁的柱密度（N（Fe）尘埃）急剧增加，从相对金属丰度计算，证实尘埃消光主要发生在主星系ISM中。大多…
2013-10-08 astro-ph.CO
Helium in natal HII regions: the origin of the X-ray absorption in gamma-ray burst afterglows
在大多数伽马射线暴（GRB）的余辉中观察到超过银河系的软X射线吸收，但是经过十多年的工作，还没有找到正确的解决方案，这阻碍了它作为一个强大的诊断工具的使用。我们解决这个长期存在的问题，并发现，他在伽玛射线暴的主机HII区负责大部分的吸收。结果表明，X射线吸收柱密度（N_Hx）与中性气体柱密度和光学余辉消光系数（Av）均相关。这种相关性解释了暗爆发和高NHx值爆发之间的联系。从这些相关性中，我们排除了与宿主星系无关的X射线吸收的起源，即星系际介质或介入的吸收体不起作用。我们发现，与尘埃柱的相关有一个很强的红移演化，而与中性气体的相关没有。由此我们得出结论，X射线吸收的柱密度与宿主星系中的总气体柱密度相关，而不是与金属柱密度相关，尽管X射线吸收通常由金属主导。因此，NHx/Av的强红移演化反映了恒星形成星系的宇宙金属丰度演化。我们的结论是X射线的吸收在伽玛暴余辉是由他在HII区托管的伽玛暴。当尘埃被破坏，金属被伽马射线暴剥离所有电子到很远的地方时，大量的He使更接近伽马射线暴的He电离紫外连续谱饱和，使其保持在中性或单电离状态。氦X射线吸收解释了与总气体的相关性，缺乏强烈的红移演化，以及在光学-紫外光谱中没有灰尘，金属或氢的吸收特征。
2012-12-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
The metallicity and dust content of a redshift 5 gamma-ray burst host galaxy
对长伽马射线暴（GRB）余辉的观测，使我们能够研究宇宙历史上大部分时期的恒星形成星系。在这里，我们提出了GRB 111008 A的观测，从中我们可以测量金属丰度，化学丰度模式，尘埃-金属比和GRB宿主星系在z=5.0的消光。主体吸收系统是阻尼莱曼-α吸收器（DLA），具有非常大的中性氢柱密度，log N（HI）/cm^（-2）= 22.30 +/- 0.06，金属度[S/H]= -1.70 +/- 0.10。它是具有如此精确金属丰度测量的最高红移伽玛暴。精细结构线的存在证实了z=5.0系统是伽玛暴的宿主星系，并使其成为Fe II精细结构线被探测到的最高红移。余辉呈轻微红色，A_V = 0.11 +/- 0.04等，宿主星系的尘埃与金属比等于或低于本星系群的典型值。
2014-03-12 astro-ph.CO
The distribution of equivalent widths in long GRB afterglow spectra
伽玛射线暴（GRB）余辉的极高亮度和简单的光谱形状使其成为通过吸收线光谱研究宿主星系星际介质的理想信标。利用69条低分辨率GRB余辉谱，研究了平均静止框架等效宽度（EW）大于0.5A的特征的静止框架等效宽度（EW）分布。为了比较一个单独的伽玛射线暴的样品，我们开发了EW图作为图形工具，我们给出了一个目录与图表的69个光谱。我们引入了一个线强度参数（LSP），使我们能够量化的吸收功能的强度相比，由一个单一的数字的样品。使用单物种特征的EW的分布，我们通过生长曲线（CoG）拟合得到列密度的分布。我们发现LSP与伽玛暴的消光、宿主星系的紫外亮度和中性氢柱密度之间存在相关性。然而，我们没有看到LSP随红移的显著演化。有一个弱的相关性之间的电离的吸收剂和GRB的能量，这表明，要么GRB事件是负责的电离的一部分，或具有高电离介质的星系产生更多的精力充沛的GRB。伽玛射线暴的光谱特征平均比类星体阻尼莱曼α（DLA）系统强2.5倍，电离程度略高。特别是我们发现CIV 1549的EW相对于类星体DLAs有较大的过剩，这可能与伽玛暴环境中沃尔夫-拉叶星的过剩有关。从CoG拟合中我们得到伽玛暴吸收特征的平均分量数为6.00（-1.25，+1.00）。在我们的样本中，最极端的电离比被发现的伽玛射线暴与低中性氢柱密度，这可能与电离的伽玛射线暴发射。
2012-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistics and characteristics of MgII absorbers along GRB lines of sight observed with VLT-UVES
我们分析了MgII吸收系统的性质检测沿视线对GRB使用的样品10 GRB余辉光谱与VLT-UVES在过去的六年。信噪比足够高，我们可以将以前的研究扩展到更小的等效宽度（通常Wr>0.3A）。在Delta（z）~14的路径长度上，沿GRB和类星体视线方向探测到的弱吸收体的数量相似，而沿GRB视线方向探测到的强吸收体的数量较多，具有2-sigma显著性。使用文献中报道的中分辨率和低分辨率观测，我们将强系统的吸收长度增加到Delta（z）=31.5（大约是以前研究的路径长度的两倍），发现强MgII系统的数密度比类星体高2.1+/-0.6（大约3-sigma显著性），但是比以前报道的小两倍。我们将样品分成三个红移的仓，我们发现强MgII的数密度在低红移仓中较大。我们详细研究了UVES观察到的强MgII系统的性质。强GRB MgII系统中的尘埃消光和等效宽度分布与标准类星体系统的观测结果一致。我们还发现，在UVES样品中的单位红移的（子）-DLAs的数密度可能是预期的两倍，从类星体的视线，这证实了伽玛射线暴视线的特殊性。这些结果表明，无论是尘埃消光偏差，也不是不同的光束大小的来源是可行的解释过剩。目前的伽马射线暴样本仍然有可能受到微妙的引力透镜效应的影响。需要更多的数据和更大的样本来检验这一假设。（节略）
2009-06-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Dust extinction bias in the column density distribution of gamma-ray bursts; high column density, low redshift GRBs are more heavily obscured
伽马射线暴（GRB）的余辉比银河系中前景气柱的预期具有更多的软X射线吸收。虽然吸收的红移一般不能从目前的X射线观测中得到限制，但人们认为吸收是由于伽玛射线暴宿主星系中的金属。现在可以得到大量的X射线余辉和红移的样本，这使得我们可以构造出有统计意义的金属柱密度分布。我们构建这样一个样本，并显示，在以前的研究中发现，典型的吸收柱密度（N_HX）大幅增加与红移，很少有高柱密度的对象发现在低到中等的红移。然而，我们发现，当高度熄灭的爆发包括在样本中，使用从他们的宿主星系的红移，高柱密度源也发现在低到中等的红移。我们从样本中的单个物体和耀变体的观测结果推断，柱密度随红移的增加不太可能与星系际介质中的金属或介入吸收体有关。相反，我们表明，明显增加的红移的起源主要是由于尘埃消光偏置：在$z\lesssim4$发现的具有高X射线吸收柱密度的伽玛暴通常具有非常高的尘埃消光柱密度，而在最高红移处发现的则没有。目前尚不清楚如此强烈的NHX/A V比值是如何产生的，根据目前的数据，仍然是一个谜。
2012-05-31 astro-ph.CO
Testing the gravitational lensing explanation for the MgII problem in GRBs
60%的伽马射线暴（GRB）显示出强烈的MgII吸收系统，这是沿类星体视线观察到的速率的2倍。覆盖因子的差异很可能是类星体被尘埃遮蔽的结果，或者是许多伽玛暴被强烈引力透镜化的结果。我们分析观测的伽玛暴，显示出强大的前景MgII吸收。我们Monte-Carlo的前景星系之间的距离在HUDF和视线随机分布的半径内的覆盖因子，并发现星系位于系统更接近所观察到的伽玛暴的位置比预期的随机视线。在小的碰撞参量下，这种过密度在统计学上比GRB余辉光谱中众所周知的Mg II吸收剂过量更鲁棒，并为Mg II吸收研究提出了一个新的难题。过密度不能用伽玛射线暴样品中的遮蔽来解释，而是引力透镜的自然结果。在研究具有强MgII吸收的GRB样本附近星系的特定配置时，我们发现了几个有趣的透镜候选者。我们的研究结果表明，透镜提供了一个可行的贡献所观察到的增强沿视线到伽玛射线暴的强MgII吸收，我们概述了未来的观测结果，最终检验这一假设。
2012-06-04 astro-ph.CO
GRB 140515A at z=6.33: Constraints on the End of Reionization From a Gamma-ray Burst in a Low Hydrogen Column Density Environment
我们提出的发现和随后的光谱学与Gemini北的光学余辉的雨燕伽马射线暴（GRB）140515 A。该光谱在波长大于8915 Angs处表现出良好的连续性，由于红移z~6.33处的Ly-alpha吸收，该光谱在8910 Angs的蓝向处急剧衰减至零通量。在5.2<z<5.733处有一些穿过莱曼α森林的透射，但在更高的红移处没有检测到，这与之前对类星体和GRB 130606 A的测量结果一致。我们用三种方法模拟了Lyman-alpha的红阻尼翼：（a）单个宿主星系吸收体，z=6.327，log（N_HI）=18.62+/-0.08;（b）纯星系际介质（IGM）吸收体，z =6.0 ~ 6.328，中性氢含量x_HI=0.056+0.011-0.027;以及（c）混合模型，其中主吸收体位于半径为10的电离泡内，在IGM中与Mpc共动，其中x_HI=0.12+/-0.05（在2-sigma水平下x_HI<0.21）。不管是哪种模型，在这个红移处，传输中的衰减的尖锐性与IGM中的大量中性部分不一致。没有检测到来自宿主星系的窄吸收线，表明宿主星系的金属丰度[Z/H]<~-0.8。即使我们假设所有的氢吸收都是由于宿主星系，对于GRB视线来说，该柱也异常低，类似于其他三个具有测量log（N_HI）的最高红移爆发中的两个。这可能是一个证据，说明在z>~6时，来自正常恒星形成星系的电离光子的逃逸分数会…
2014-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Studying the WHIM with Gamma Ray Bursts
我们评估的可能性，以检测和表征的物理状态的失踪重子在低的红移通过分析X射线吸收光谱的伽马射线暴[GRB]余辉，测量的微热计为基础的探测器具有3 eV的分辨率和1000平方厘米的有效面积，并能够快速重新指向，类似于最近提出的X射线卫星EDGE和XENIA板上。为了这个目的，我们分析了模拟吸收光谱提取不同的流体动力学模拟用于模拟温暖的热星系际介质[WHIM]的属性。这些模型预测的OVI吸收线在UV中观察到的正确丰度，并满足当前的X射线约束。根据这些模型，EDGE和XENIA等太空任务每年应该能够通过OVII线检测到大约60个WHIM吸收器。其中约45%的样品除了OVII外还具有至少两条可检测的谱线，可用于确定气体的密度和温度。气体密度和温度的估计中的系统误差可以以稳健的、很大程度上与模型无关的方式进行校正。对三年内收集的伽玛射线暴吸收光谱的分析也将允许测量WHIM的宇宙质量密度，精度约为15%，尽管这一估计取决于WHIM模型。我们的研究结果表明，伽玛暴是一个有效的，如果不是优选的，替代活动星系核研究WHIM的吸收。吸收光谱的分析很好地补充了发射中WHIM的研究，由于其高灵敏度和大视场，EDGE和XENIA的光谱仪将能够进行。
2009-03-10 astro-ph.CO
Can the soft X-ray opacity towards high redshift sources probe the missing baryons?
雨燕卫星对100多个已知红移的伽马射线暴（GRB）的X射线余辉进行了观测，发现软X射线吸收无处不在。在给定的观测能量下，直接测量的光学深度τ在红移z > 2时平均为常数，即，<τ（0.5 keV）>_{z > 2} = 0.40+/- 0.02。如果前景弥漫星系际介质（IGM）占主导地位的吸收效应，如果扩散IGM的金属丰度达到~ 0.2 - 0.4太阳在z = 0，这样的渐近光学深度是预期的。为了进一步检验IGM吸收假说，我们分析了来自XMM-牛顿档案的12个最高S/N（> 5000光子）z > 2的类星体光谱，它们都是极端射电大声（RLQ）。发现类星体的光学厚度与伽玛暴的平均值是一致的。然而，四个z最低的类星体（2 < z < 2.5）并没有表现出明显的吸收。射电宁静类星体（RQQs）在z > 2处的最佳X射线谱仅提供了吸收的上限，这仍然与RLQs一致，尽管信噪比要低得多（在z ~ 4处< 1000光子）。类星体吸收的缺乏对IGM的解释提出了挑战，并且可能暗示不透明性是由于RLQ和GRB中的喷流造成的。然而，只有当z > 2.5时，才需要在RLQ中出现喷流吸收柱，而在伽玛暴中，喷流吸收柱则需要随着z的增加而强烈增加，以便产生观测到的平均τ恒定的趋势。高X射线光谱分辨率可以区分产生可辨别的谱线的源固有的吸收体和产生显著吸收但没有离散特征的漫射IGM。
2011-01-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
