Spatial variation in the fine-structure constant -- new results from VLT/UVES
本文介绍了利用智利甚大望远镜（VLT）上的UVES（紫外和可视中阶梯摄谱仪）获得的类星体吸收谱的一个大样本的新分析。在VLT样本（154个吸收器）中，我们发现了α随与地球的宇宙学距离增加而增加的证据。然而，如前所示，凯克样本（141个吸收体）提供了在遥远的吸收云中α较小的证据。将这些样本结合起来，天空中的α出现了明显的变化，这可以通过指向方向RA=（17.3 +/- 1.0）hr，dec. =（-61 +/- 10）deg的角偶极子模型很好地表示，振幅为（0.97 + 0.22/-0.20）x 10^（-5）。偶极子模型需要在4.1 sigma统计显著性水平上优于简单的α模型，其中α在整个天空中是相同的（但可能与当前的实验室值不同）。数据集揭示了一些显着的差异：各种数据切割是一致的，有一致性的重叠区域的凯克和VLT样品。假设仅偶极（即无偶极）模型的振幅与“回看时间距离”成比例增长（r=ct，其中t是回看时间），振幅为（1.1 +/- 0.2）x 10^（-6）GLyr^（-1），该模型在4.2 sigma置信水平下显著高于零模型[Delta alpha]/alpha = 0）。我们应用鲁棒性检查，并证明偶极效应并不源于一个小的子集的吸收剂或光谱。我们提出了一个系统效应的分析，并无法确定任何单一的系统效应，可以模仿观察到的变化α。
2012-02-21 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
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
VLT/UVES observations of peculiar alpha abundances in a sub-DLA at z ~ 1.8 towards the quasar B1101-26
利用ESO甚大望远镜（VLT）上的紫外可见中阶梯光谱仪（UVES）观测到的超高分辨率（R ~ 75，000）和高信噪比（S/N >100）光谱，对类星体B1101-26的亚阻尼莱曼α吸收体（Z=1.839）中的化学丰度进行了详细的分析。吸收线轮廓被分解成最大的11个速度分量，跨越静止帧速度范围为200 km/s。检测到的离子包括CII、CIV、NII、OI、MgI、MgII、AlII、AlIII、SiII、SiIII、SiIV、FeII和可能的SII。总中性氢柱密度为log N（HI）= 19.48 +/- 0.01。从测量的柱密度和多普勒参数，我们估计元素丰度的上述元素。通过[OI/HI]追踪的总体金属丰度为-1.56 +/- 0.01。对于氮氧比，我们推导出[NI/OI] <-0.65的上限，这表明化学上年轻的吸收线系统。这是由超太阳α/Fe比[SiII/FeII] ~ 0.5支持的。观测到的丰度模式中最显著的特征是硫氧比异常高，为0.69 < [SII/OI] < 1.26。我们计算详细的光电离模型与多云的两个子组件，并可以排除电离效应单独负责高S/O比。相反，我们推测，高S/O比是由几种效应的组合引起的，例如多相气体中的特定电离条件，重元素的异常相对丰度，和/或局部气体环境中的尘埃耗尽，这些气体环境没有很好地混合和/或可能与宿主星系中的恒星形成活动有关。我们讨论了我们的研究…
2014-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rapid-response mode VLT/UVES spectroscopy of super iron-rich gas exposed to GRB 080310. Evidence of ionization in action and episodic star formation in the host
利用甚大望远镜紫外和目视中阶梯摄谱仪（VLT/UVES）获得的GRB 080310余辉的高分辨率近紫外光谱和光学光谱，研究了伽马射线暴（GRB）宿主星系的环暴环境和星际介质。VLT的快速响应模式（RRM）使观测在雨燕触发后仅13分钟就开始，并在黎明前收集了一系列的四次曝光。一个低中性氢柱密度（log N（HI）= 18.7）是在z = 2.42743的宿主星系红移测量。在这个红移，我们还检测到大量的共振基态吸收线（例如，CII，MgII，Al II，Si II，Cr II，CIV，SiIV），以及来自Fe II精细结构水平的时变吸收。从一个高度激发的FeIII能级（7S 3）的时变吸收，引起所谓的UV 34线三重态，也检测到，第一次在伽玛射线暴余辉。CrII基态和所有观察到的Fe II能级被发现随着时间的推移而减少，而Fe III 7S 3水平越来越多的人口。这种吸收线的变化是伽玛射线暴电离的明显证据，这是第一次在伽玛射线暴余辉光谱中最终观察到。我们推导出离子柱密度在每个时代的观测通过拟合吸收线与四个组件的Voigt轮廓模型。我们对预期的爆发前离子柱密度进行CLOUDY光电离建模，以估计在爆发开始之前，[C/H] = -1.3 \pm 0.2，[O/H] <-0.8，[Si/H] = -1.2 \pm 0.2，[Cr/H] = +0.7 \pm 0.2，积分线剖面的[Fe/H] =…
2012-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The optically unbiased GRB host (TOUGH) survey. V. VLT/X-shooter emission-line redshifts for Swift GRBs at z~2
我们提出了同时光学和近红外（NIR）光谱的19个雨燕伽玛暴宿主星系的VLT/X-shooter的目的是测量它们的红移。银河系是从光学无偏伽马射线暴宿主（TOUGH）调查（19个星系中的15个）中选出的，或者是因为它们的伽马射线暴没有明亮的光学余辉。在这里，我们提供了13个观测到的星系的发射线红移，亮度在F606 W> 27等和R=22.9等之间（中值R=24.6等）。所有的红移中值为z=2.1，TOUGH宿主的z=2.3。我们的新数据显着提高了TOUGH调查的红移完整性，现在为77%（69个GRB中的53个）。它们还提供了九个原型暗伽马射线暴的精确红移（例如，GRB 071021在z=2.452和080207在z=2.086），这是典型的GRB，其中红移是具有挑战性的，以获得通过余辉光谱。这建立了X-射手光谱学作为一个有效的工具，用于确定红移的微弱，恒星形成，高红移星系，如伽玛射线暴主机。因此，这是朝着消除伽马射线暴样品中由光学暗事件引起的偏差迈出的又一步，并为更好地理解伽马射线暴形成的条件提供了基础。例如，从X射线数据（N_{H,X}）测量的柱密度的分布与余辉的暗度密切相关，并且在由具有明亮光学余辉的爆发主导的样品中向低N_{H, X}值倾斜。
2012-09-09 astro-ph.CO
VLT/UVES observations of extremely strong intervening damped Lyman-alpha systems: Molecular hydrogen and excited carbon, oxygen and silicon at log N(HI)=22.4
本文详细分析了用VLT/UVES观测到的三个类星体极强的干涉DLA（logN（HI）>=21.7）。根据SDSS J2140-0321，我们分别在zabs=2.34处测量了[Zn/H]~-1.2、-1.3和-0.7的总体金属丰度（log N（HI）= 22.4+/-0.1），对SDSS J1456+1609的zabs=3.35（log N（HI）= 21.7+/-0.1），对SDSS J 0154 +1935的zabs=2.25（log N（HI）= 21.75+/-0.15）。我们检测到J2140-0321（log N（H2）= 20.13+/-0.07）和J1456+1609（log N（H2）= 17.10+/-0.09）方向的H2，并主张对J 0154 +1935进行试验性检测。从激发的精细结构水平的OI，CI和SiII的吸收中检测到的系统对J2140-0321，具有最大的HI柱密度检测到目前为止，在一个干预DLA。这是第一次在类星体DLA中探测到OI精细结构线，这也为我们研究Co和Ge等丰度较低的原子的化学丰度提供了难得的可能性。简单的单相光电离模型不能再现所有观测到的量。相反，我们认为，云具有分层结构：H2和CI可能起源于一个密集的（log nH~2.5-3）冷（80 K）和温暖（250 K）阶段，其中包含一小部分的总HI，而温暖（T>1000 K）阶段可能有助于显着的…
2015-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
VLT/X-shooter spectroscopy of the afterglow of the Swift GRB 130606A: Chemical abundances and reionisation at $z\sim6$
宇宙的再电离被认为在z~6附近结束，这是从遥远的明亮背景源的光谱学中推断出来的，比如类星体（QSO）和伽马射线暴（GRB）的余辉。此外，伽玛射线暴余辉的光谱学提供了对其宿主星系的深入了解，而宿主星系通常过于暗淡和遥远，无法进行其他研究。我们给出了GRB 130606 A在z = 5.913处的高S/N VLT/X-射手光谱。我们的目标是测量IGM在5.02 <z <5.84之间的电离程度，并研究其宿主星系的化学丰度模式和尘埃含量。我们测量了由于在Ly $α$、$β$和$γ$波长区域的吸收而导致的通量衰减。在宿主星系中形成的氢和金属吸收线与Voigt轮廓拟合，以获得柱密度。我们对Ly $α$-森林光学厚度的测量与以前对类星体的测量是一致的，但不确定性要小得多。对红阻尼机翼的分析得出中性分数$x_{HI}<0.05$（3 $σ$）。我们获得几个元素的柱密度测量。由于伽玛射线暴的电离修正估计可以忽略不计（<0.03 dex），但由于预先存在的辐射场，可能会应用更大的修正（根据亚DLA研究，高达0.4 dex）。我们的测量证实，在这项工作中探测的红移范围内，宇宙已经主要电离，但在z> 5.6时稍微中性。GRB是早期宇宙IGM电离状态的有用探针，但由于内部散射，我们需要更大的统计样本才能得出可靠的结论。宿主中的高[Si/Fe]可能是由于尘埃耗尽、α元素增强或两者的组合。[Al/Fe]= 2.…
2015-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
VLT/X-shooter spectroscopy of the GRB 120327A afterglow
利用余辉光谱研究了z ~2.8的雨燕长伽马射线暴GRB 120327 A的环境。我们分析了中分辨率，多历元光谱观测（~7000 - 12000，对应于~ 15 - 23 km/s，S/N = 15- 30，波长范围3000- 25000 AA）的伽玛暴120327 A的光学余辉，采取了X-射手在VLT 2.13和27.65小时后的伽玛暴触发。第一历元光谱表明，在伽玛暴的宿主星系在z = 2.8145的ISM是非常丰富的吸收功能，与三个组件有助于线的轮廓。与GRB 120327 A相关的氢柱密度log NH / cm^（-2）= 22.01 +/- 0.09，宿主星系的金属丰度在[X/H] = -1.3到-1.1之间。除了基态线，我们检测到的吸收功能与激发态的CII，OI，硅，铁，镍，我们用来推导出主机之间的距离的信息吸收气体和网站的伽玛射线暴爆炸。FeI \lambda 2396激发线在两个历元之间的变化证明了这些特征是由GRB UV通量激发的。此外，发现分量I的距离为dI=200+100-60 pc，而分量II位于更靠近GRB的位置，dII=100+40-30 pc。这些值是伽玛射线暴中发现的最低值。分量III没有显示出激发跃迁，因此它应该位于远离伽玛暴的位置。H2分子的存在是确定的，其分子分数在f=4 × 10^（-7）- 10^（-4）的范围内。这个特别低的值可以归因于小的粉…
2014-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
GRB091127/SN2009nz and the VLT/X-shooter spectroscopy of its host galaxy: probing the faint end of the mass-metallicity relation
我们使用狭缝和积分场单元（IFU）中的VLT/X-shooter摄谱仪对z=0.490的伽马射线暴GRB 091127/SN 2009 nz宿主星系进行了详细的研究。从地面望远镜和Swift-XRT获得的光学和X射线余辉数据的分析中，我们确认了与SN 2009 nz相关的凸起的存在，并发现了余辉光曲线中可能存在喷流断裂的证据。的X-射手余辉光谱揭示了几个发射线从底层主机，从中我们得到它的综合性能。这些是在协议与以前研究的GRB-SN主机，更一般地说，与那些长的GRB主机人口。我们使用哈勃太空望远镜和主机的地面图像来确定它的恒星质量（M_star）。我们的结果将从0.3<z<1.0的长GRB宿主样品导出的M-Z图推广到了较低的M_星值，增加了新的信息来探测M-Z关系的暗端和LGRB宿主M-Z关系相对于发射线星系巡天发现的位移。由于IFU光谱，我们可以建立2D速度，速度色散和恒星形成率（SFR）地图。他们表明，宿主星系有一个扰动的旋转运动学的证据与余辉位置一致的SFR增强。
2011-09-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
The UVES Large Program for Testing Fundamental Physics: I Bounds on a change in alpha towards quasar HE 2217-2818
在类星体光谱中检测到的吸收线系统可以用来比较精细结构常数α的值，α是今天在地球上测量到的，它在遥远的星系中的值。近年来，一些证据显示α在宇宙学尺度上的时间和空间变化很小，可能达到~ 10 ppm（百万分之一）的分数级。为了验证这些说法，我们正在与VLT UVES进行一个大型项目。我们正在获得专门为此目的校准的高分辨率（R ~ 60000和高信噪比（S/N ~ 100）UVES光谱。在这里，我们分析了该计划中的第一个完整的类星体光谱，即HE 2217-2818。我们用多重态方法测量了该类星体的5个吸收系统的α：zabs = 0.7866，0.9424，1.5558，1.6279和1.6919。对于zabs = 1.6919的吸收体获得了最精确的结果，其中3个Fe II跃迁和Al II λ1670具有高S/N，并提供了对α的宽范围灵敏度。吸收剖面是复杂的，有几个非常狭窄的功能，并需要32个速度分量来拟合的数据。我们最终得到的该系统中α的相对变化为Deltaα/α = +1.3 +/- 2.4stat +/- 1.0sys ppm。这是目前对单个吸收体的α变化的最严格限制之一。类星体HE 2217-2818的吸收体显示，在3 ppm的精度水平（1σ置信度）下，α没有变化的证据。如果最近报道的10 ppm的偶极变化是正确的，那么根据所使用的偶极模型，在这个天空位置的预期值是（3.2-5.4…
2013-05-08 astro-ph.CO
VLT spectroscopy of low-metallicity emission-line galaxies: abundance patterns and abundance discrepancies
我们提出了一个大样本的低金属丰度发射线星系的深光谱。这项研究的主要目标是在这些低金属量星系的元素丰度。本文分析了46个低金属丰度发射线星系中HII区的121个VLT谱。这些光谱中的83个是档案VLT/FORS 1 +UVES光谱的HII区的31个低金属丰度的发射线星系，研究了第一次与标准的直接方法，以确定电子温度，电子数密度，和化学丰度。样品的氧丰度在12 + log O/H = 7.2-8.4的范围内。Ne/O比随着氧丰度的增加而增加。铁/氧比从最低金属丰度时的太阳能值下降到太阳能值的十分之一，表明铁在尘埃颗粒中的消耗程度取决于金属丰度。在12+logO/H<7.5的极低金属量星系中，N/O比随着氧丰度的降低而略有增加。本文首次给出了低金属丰度星系中电子温度的经验关系式，即由[SIII]6312/9069或[NII]5755/6583导出的电子温度与由[OIII]4363/（4959+5007）导出的电子温度之间的经验关系。在许多天体中，C^++和O^++的丰度可以从重组谱线中推导出来。我们的研究证实了从复合线（RL）和碰撞激发线（CEL）发现的丰度之间的差异，以及C/O随O/H增加。
2011-11-06 astro-ph.CO
The UVES Large Program for Testing Fundamental Physics II: Constraints on a Change in μ Towards Quasar HE 0027-1836
本文对甚大望远镜紫外和目视中阶梯摄谱仪观测到的Zabs ~ 2.4018阻尼Lyα系统对HE 0027-1836的H_2吸收线进行了精确的分析（VLT/UVES）作为欧洲南方天文台大型计划“UVES大型基础物理测试计划”的一部分，以限制质子-电子质量比的变化，μ = mp/me。我们在三年内拍摄的19个单独曝光与组合光谱之间进行互相关分析，以检查波长校准稳定性。我们注意到可能存在的波长依赖的速度漂移，特别是在2012年采取的数据。我们使用可用的小行星光谱与UVES接近我们的观察，以确认和量化这种影响。我们考虑单组分和双组分Voigt分布来模拟所观察到的H2吸收分布。我们使用线性回归分析和Voigt轮廓拟合，其中Δμ/μ被明确地认为是额外的拟合参数。两组分模型略受统计指标的支持，我们得到Δμ/μ =（-2.5 +/- 8.1（stat）+/- 6.2（sys））ppm。当我们对波长相关的速度漂移进行校正时，我们发现Δμ/μ =（-7.6 +/- 8.1（stat）+/- 6.3（sys））ppm。重要的是要检查我们在这项研究中注意到的速度漂移在多大程度上存在于以前用于Δμ/μ测量的UVES数据中。
2013-07-22 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
The optical afterglows and host galaxies of three short/hard gamma-ray bursts
短伽玛暴通常被认为起源于双致密天体双星的合并，但这种情况的直接证据仍然缺失。短伽玛暴的光学观测使我们能够测量红移，确定宿主星系，描述它们的性质，并准确地定位伽玛暴。对伽玛暴余辉的多波长观测提供了有关工作中的辐射机制的有用信息。这些都是关键问题，使人们能够区分这些难以捉摸的事件的不同模型。我们用ESO-VLT对短/硬GRB 051227、GRB 061006和GRB 071227进行了测光观测，从爆炸后几小时开始，一直到几天后的宿主星系水平。对于GRB 061006和GRB 071227，我们还获得了宿主星系的光谱观测。我们比较了我们的光学观测结果与现有的X射线数据，这些爆发。对于上述三次爆发，我们都发现了光学余辉，并确定了它们的宿主星系。在爆发后大约半天，GRB 051227和GRB 061006的光学余辉呈现出比X射线更陡峭的衰减。在GRB 051227的情况下，光学衰减是如此陡峭，它可能表明在两个波长范围内的不同发射机制。这三个宿主是蓝色的恒星形成星系，红移适中，金属丰度与太阳相当。光学余辉从其宿主星系中心的投影偏移范围很广，但所有的余辉都位于其宿主星系的光中，并在其X射线光谱中提供了局部吸收的证据。我们讨论了我们的研究结果，根据目前的模型短GRB祖细胞。
2009-03-05 astro-ph.CO
A deep search for the host galaxies of GRBs with no detected optical afterglow
伽马射线暴可以提供高红移恒星形成的信息。即使在没有光学/近红外/射电余辉的情况下，swift/XRT对X射线余辉的高探测率和2-3角秒的定位精度也有利于伽玛暴宿主星系的识别和研究。我们专注于寻找一个样本的17个爆发的XRT误差圆，但没有检测到长波长余辉的宿主星系。其中三个事件也可以被归类为真正的暗爆发：观测到的余辉光通量上限低于基于X射线通量的预期。我们的研究基于使用ESO/VLT仪器进行的深度R和K波段观测，并得到了GROND和NEWFIRM的支持。为了保守起见，我们在半径为90% swift/XRT误差圆两倍的区域内搜索宿主星系。对于17个爆发中的15个，我们发现至少有一个星系在双倍XRT误差圆内。在七种情况下，我们在误差圆中发现了非常红色的物体。最引人注目的例子是GRB 080207的宿主，它的颜色为R-K~4.7等（AB），是有史以来与GRB相关的最红的星系之一。作为我们研究的副产品，我们确定了GRB 070517 A的光学余辉。光学昏暗的余辉是由宇宙学的Lyman drop out和尘埃消光引起的，但前者只适用于少数情况（<1/3）。宿主星系中的尘埃导致的灭绝可能解释了所有其他事件。因此，这些宿主中似乎不可忽略的一部分是全球尘埃笼罩的极端红色星系。这表明，光学暗淡的余辉的爆发跟踪大质量星暴星系的子群，这是显着不同的主体的伽玛射线暴的宿主星系人口，即蓝色，亚发光，紧凑的星系…
2012-08-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
The afterglow and host galaxy of GRB 090205: evidence for a Ly-alpha emitter at z=4.65
伽马射线暴已被证明在远大于任何其他天体的距离上是可以探测到的，这为研究高红移宇宙提供了最有效的方法，是对普通观测的补充。为此，我们在这里提出的结果，观测活动致力于研究的高Z GRB 090205。我们用ESO-VLT对GRB 090205进行了光学/近红外光谱和成像，从事件发生后的几个小时开始，直到几天后才探测到宿主星系。我们比较了从我们的光学/近红外观测的结果与现有的雨燕高能量数据的爆发。我们的观测活动导致了对GRB 090205的光学余辉和宿主星系的探测，并首次测量了它的红移，z=4.65。与最近的其他高z伽玛暴类似，伽玛暴090205在静止帧中的持续时间很短，T_{90,rf} =1.6 s，这表明它可能属于短伽玛暴类。GRB 090205的X射线余辉显示了一个复杂而有趣的行为，可能在触发时间的500- 1000秒和晚期耀斑活动中出现再亮。对GRB 090205宿主星系的光度观测结果支持一个星暴星系，其恒星星族的年龄小于1.5亿年。此外，由GRB余辉光谱得到的Z > 0.27ZSun的金属丰度是由GRB高Z余辉测量得到的最高值之一，表明爆发发生在一个相当富集的环境中。最后，余辉光谱的详细分析表明，存在一条线对应于莱曼α发射的红移的爆发。因此，GRB 090205在z=4.65处位于典型的莱曼α发射体（LAE）中。这使得GRB 090205宿主星系成为迄今为止最远的GRB宿主星…
2010-06-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Searching for variations in the fine-structure constant and the proton-to-electron mass ratio using quasar absorption lines
类星体的吸收线提供了一个精确的测试，以验证物理学基本常数的恒定性。我们已经研究了精细结构常数α和质子与电子质量比μ的潜在变化。多多重态方法允许人们使用光学精细结构跃迁将（Δ α）/α约束在优于10^（-5）的水平。本文对154个0.2 < z <3.7的类星体吸收体的VLT/UVES光谱进行了新的分析。从这些吸收器，我们发现2.2西格玛的证据，在α角的变化下的偶极+ α模型。结合之前的Keck/HIRES观测，我们发现了α角（因此也是空间）变化的4.1 σ证据，α的最大增加发生在RA=（17.3 +/- 1.0）hr，dec=（-61 +/- 10）deg的方向。在观察到的效应与回顾时间距离成比例的模型下，显著性增加到4.2 sigma。偶极子模型拟合的VLT和凯克样本和模型拟合z <1.6 and z>1.6子样本独立产生一致的估计偶极子方向，这表明该效果是不是由望远镜系统学。我们考虑了一些系统的影响，并表明他们无法解释所观察到的偶极子效应。我们利用VLT/UVES观测到的类星体Q 0405 -443、Q 0347 -383和Q 0528 -250的光谱，分别研究了这些光谱中z=2.595、3.025和2.811的吸收体。我们发现在这些吸收体中（Δ mu）/mu分别=（10.1 +/- 6.6）× 10^（-6）、（8.2 +/- 7.5）× 10^（-6）和（-1.4 +/- …
2012-02-28 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
