Search for cosmological mu variation from high redshift H2 absorption; a status report
在远距离类星体的视向线上观测H2谱，可以揭示在高红移处质子-电子质量比mu=m_p/m_e的变化，典型的情况是z>2。目前，已分析了四个高质量系统（Q 0347 -383、Q 0405 -443、Q 0528 -250和J2123-005），返回的约束条件为Dmu/mu < 1 x 10^{-5}。我们提供了另一个系统Q2348-011的数据和μ变化分析，其红移为z_{abs} =2.42，得出dmu/mu =（-1.5 \pm 1.6）x 10^{-5}。除了观测数据的实验室测量的状态进行审查。未来的可能性得出的竞争性约束DMU/MU从已知的高红移H2吸收剂的影响，从而在识别一些潜在的有用的系统用于检测μ变化。
2011-07-19 astro-ph.CO
Calibrating Galaxy Redshifts Using Absorption by the Surrounding Intergalactic Medium
恒星形成星系的静止坐标系紫外谱线与星系的系统红移有系统的偏移，可能是因为大规模的外流。我们校准星系红移测量从静止帧紫外线利用的事实，即平均HI Ly-alpha吸收分布在星系周围，如背景物体的光谱中看到的，必须是对称的，相对于真正的星系红移，如果星系是随机取向的视线背景物体。我们使用15个类星体在z~2.5-3和600多个前景星系的光谱红移在z~1.9-2.5。所有的星系都在2百万秒差距内，从视线到背景类星体。我们发现LyA发射和ISM吸收的红移需要系统位移v_LyA=-295（+35）（-35）km/s和v_ISM=145（+70）（-35）km/s。假设一个高斯分布，我们把可能的随机红移偏移的1-sigma上限为LyA <220 km/s和ISM红移<420 km/s。对于小的子集（<10%）的星系的近红外光谱已经获得，我们可以比较我们的结果直接测量的基础上，我们确认标记系统红移的星云发射线。虽然我们的v_ISM与直接测量结果一致，但我们的v_LyA明显较小。然而，当我们将我们的方法应用于其特征在于略有不同的选择效应的近红外子样本时，最佳拟合速度偏移与直接测量一致。这证实了我们的方法的有效性，并意味着没有一个单一的数字适当地描述了整个人口的星系，线偏移取决于星系光谱形态的观察。这种方法提供了准确的红移校准，并将使研究的环星系周围的物质，静止框架光学观测是不可用的。
2011-03-01 astro-ph.CO
Halo Gas and Galaxy Disk Kinematics Derived from Observations and LCDM Simulations of MgII Absorption Selected Galaxies at Intermediate Redshift
我们获得了10个MgII吸收选择星系（0.3 < z < 1.0）的ESI/Keck旋转曲线，并获得了它们的WFPC-2/HST图像和高分辨率的HIRES/Keck和UVES/VLT类星体谱。我们执行这些星系和它们相关的晕MgII吸收的运动学比较。对于所有10个星系，大多数的吸收速度位于观测到的星系旋转速度的范围内。在7/10的情况下，吸收速度完全位于星系系统速度的一侧，通常与旋转曲线的一条臂对齐。在所有情况下，一个恒定的旋转厚盘模型很难再现所观察到的MgII吸收速度的充分传播时，采用合理的现实参数。在2/10的情况下，星系的运动学，恒星形成面密度，和吸收运动学有相似的高红移星系表现出强烈的外流。我们发现，MgII吸收速度扩展和光学厚度分布可能依赖于星系倾角。为了进一步帮助的数据的空间运动学关系，我们应用类星体吸收线技术嵌入在LCDM模拟的星系（v_c=180公里/秒）。在模拟中，MgII吸收选择富含金属的“晕”气体，从星系，潮汐流，细丝和小卫星星系中大约100千秒差距。在模拟的局限性内，模拟的MgII吸收主要发生在暗条和潮汐流中，并以-200 < v_r < -180 km/s的速度向星系下落。MgII吸收速度偏移分布（相对于模拟星系）跨越~200 km/s，在星系系统速度下检测MgII的频率最低。
2009-12-14 astro-ph.CO
A third HI 21-cm absorption system in the sight-line of MG J0414+0534: A redshift for Object X?
我们报告在z=2.64的类星体MG J 0414 +0534（4C +05.19）的视线中探测到第三个HI 21-cm吸收体。除了在主机红移和z=0.96引力透镜的吸收，我们发现，通过分米波光谱扫描对这个源，在z=0.38强吸收。我们相信这可能与“X物体”有关，X物体是透镜星系和透镜图像领域中的一个额外特征，它与类星体图像非常接近，并且可能在已发表的光谱中检测到[OIII]双峰。如果是真的，[OIII]发射的强度将表明存在一个活动星系核，或者一个正在快速形成恒星的富含气体的星系，这两者都与21厘米光谱中明显的强烈外流相一致。虽然这是迄今为止发现的最强的21厘米吸收体，但同时观测未能在21厘米红移处检测到任何18厘米OH线。这表明，对于透镜星系来说，这不是导致MG J 0414 +0534非常红色的介入物质的主要位置。
2011-02-25 astro-ph.CO
A Giant Metrewave Radio Telescope search for associated HI 21cm absorption in high-redshift flat-spectrum sources
本文报道了用巨型米波射电望远镜在$1.1 < z < 3.6$上对24个活动星系核（AGN）的“关联”红移HI 21 cm吸收的研究结果，这些活动星系核是从加州理工学院Jodrell银行平谱（CJF）样品中选出的。23个有可用数据的源中有22个没有显示出吸收的证据，典型的$3σ$光学深度探测极限为$\approx 0.01$，速度分辨率为$\approx 30$ ~km~s $^{-1}$。在$z \approx 3.530$获得了对TXS 0604 +728的单次试验性吸收检测。如果得到证实，这将是HI 21 cm吸收的最高红移。包括文献中检索到的29个具有红移HI 21 cm吸收的CJF源，主要是在$z < 1$上，我们构造了52个均匀选择的平谱源的样本。对截尾数据的Peto-Prentice双样本检验发现（在$\approx 3σ$显著性下），高$z$样本的HI 21 cm吸收强度比低$z$样本的弱，这是第一个统计上显著的证据，证明了在一致选择的活动星系核样本中HI 21 cm吸收强度的红移演化。然而，双样本检验还发现，在$\approx 3.4 σ$显著意义下，低紫外或射电光度的活动星系核的HI 21 cm吸收强度较高。高光度的活动星系核通常位于高红移，这一事实意味着目前不可能打破活动星系核光度和红移演化之间的简并性，这是高红移、高光度活动星系核中低HI 21 cm不透明度…
2015-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the absence of molecular absorption in high redshift millimetre-band searches
我们已经进行了搜索的毫米波段吸收（通过CO和HCO+旋转跃迁）在宿主星系的红化射电源（z = 0.405-1.802）。尽管有颜色选择（除了一个光源外，所有光源的光学-近红外颜色都是V-K> 5），但在检测到背景连续通量的八个类星体中，没有发现任何吸收。在以前（主要是干预）H2和OH检测的基础上，在这里和以前的一些调查中达到的极限应该足够深，以根据它们的V-K颜色检测分子吸收。然而，我们的调查假设，红化与尘埃接近类星体的发射红移，这种发射的窄毫米分量被紧凑的分子核心拦截。通过使用已知的毫米吸收器来定义颜色深度，并将其与光源的紫外线光度进行比较，我们发现，即使这些假设是有效的，40个物体中只有12个（主要来自这项工作）是潜在的可检测的。这是假设在z=0时的激发温度为10 K，随着温度的升高，数量减少（在100 K时可检测到零）。
2011-06-03 astro-ph.CO
EDGES result versus CMB and low-redshift constraints on ionization histories
我们研究的结果，从实验中检测全球时代的再电离签名（EDGES），最近声称检测到强吸收的21厘米超精细过渡线的中性氢，在红移标定的早期阶段的恒星形成。更具体地说，我们研究的EDGES吸收轮廓的形状的兼容性，中心在一个红移的$z \sim 17.2$，测量的再电离光学深度，冈恩-彼得森光学深度，莱曼- $α$发射从恒星形成的星系，为各种可能的再电离模型内的标准$Λ$ CDM框架（即宇宙与宇宙学常数和冷暗物质）。保守地说，当我们只试图适应吸收倾角的位置时，我们在天体物理参数的参数空间中确定了一个区域，它成功地解释了所有上述观测结果。然而，EDGES测量的最不正常的特征之一是吸收幅度，其大致是$Λ$ CDM框架中最大允许值的两倍。我们指出，简单的考虑产生最大的吸收振幅的天体物理模型是无法解释的深度的倾角和再现所观察到的形状的吸收剖面。
2018-05-18 astro-ph.CO
High-Redshift Metals. II. Probing Reionization Galaxies with Low-Ionization Absorption Lines at Redshift Six
本文对17个类星体在红移z_em=5.8-6.4范围内的低电离金属吸收线系统进行了观测。我们的九个对象被观察到在高分辨率与凯克/HIRES或麦哲伦/MIKE，和其余的中等分辨率与凯克/ESI。测量跨度为5.3 < z_abs < 6.4，路径长度间隔ΔX=39.5，或Δz=8.0。我们总共发现了10个系统，其中5个是新发现的。视线数密度与z~3处DLAs和亚DLAs的组合数密度一致，DLAs和亚DLAs构成了低红移低电离系统的主要群体。这种明显缺乏演化的现象可能是因为低电离系统是由红移较高的低质量晕所承载的，或者是因为低电离气体在给定晕质量下的平均截面随着红移的增加而增加，这是由于较高的密度和较低的电离背景。这一大致恒定的数密度与C IV所追踪的高度电离系统在z > 5.3时数密度的急剧下降形成鲜明对比。z~6处的低电离系统的速度宽度范围与低红移亚DLAs相似，但在给定的宽度下具有明显较弱的线。这意味着宿主星系的质量-金属丰度关系在较高的红移下向较低的金属丰度方向演化。这些系统缺乏强Si IV和C IV，这在低红移的DLAs和亚DLAs中很常见。然而，这与低电离和高电离相的金属性类似的减少是一致的，并不一定表明附近缺乏高电离气体。z~6处低电离系统的高数密度表明，我们可能正在检测低于当前i-dropout和Ly-alpha发射星系调查限制的星系。因此，这些系统可能是负责氢再电离的“…
2011-01-23 astro-ph.CO
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
Fitting trends in quasar emission and absorption line redshifts
Indian Institute of Science Education and Research（印度科学教育与研究所）
本研究针对类星体发射线与吸收线红移的系统趋势，基于MgII和CIV吸收线数据建立了可预测对应最低吸收线红移的线性模型，模型拟合度优异，为类星体相关研究提供了可靠的参考工具。
2026-08-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
A search for HI 21cm absorption towards a radio-selected quasar sample II: a new low spin temperature DLA at high redshift
我们报告的结果，从红移HI 21厘米的吸收，从八个阻尼莱曼- $α$吸收体（DLAs）在我们早期的光学调查发现DLAs对射电响亮类星体的深搜索。从$z = 2.192$ DLA到TXS 2039 +187检测到HI 21 cm吸收，仅在$z > 2$处检测到第6例，而在$z > 2$处的其他6个DLA中获得了HI 21 cm光学深度的上限。我们在第八个系统中检测到HI 21 cm吸收，在朝向TXS 0311 +430的$z = 2.289$处，已在较早时报道。我们还提出了高空间分辨率的图像的背景类星体的频率接近红移HI 21厘米线频率，使我们能够估计每个DLA的覆盖因子，然后确定其自旋温度$T_s$。对于三个未检测到HI 21 cm吸收的情况，我们得到了自旋温度的强下限$T_s \gtrsim 790$ K，类似于大部分高$z$ DLA群体;另外三个DLA产生弱下限$T_s > 140-400$ K。然而，对于具有HI 21 cm吸收的检测的两个DLA，对于朝向TXS 2039 +187的$z = 2.192$ DLA，导出的自旋温度均为低的$T_s = (160 \pm 35) \times (f/0.35)$ K，并且对于朝向TXS 0311 +430的$z = 2.289$ DLA，导出的自旋温度均为低的$T_s = (72 \pm 18) \times (f/0.52)$ …
2013-01-15 astro-ph.CO
The Origins of a Rich Absorption Line Complex in a Quasar at Redshift 3.45
讨论了类星体J102325.31 + 514251.0在红移3.447处的一个丰富的窄吸收线复合体的性质和起源。我们测量了9个C Ⅳ（\lambda 1548，1551）吸收线系统，速度从-1400到-6200 km/s，半最小全宽从16到350 km/s。我们还检测到这些系统中的其他吸收线，包括H I，C III，N V，O VI和Si IV。不存在较低的电离线，表明所有九个系统中的电离程度普遍较高。总氢柱密度范围为<= 10 ^{17.2}至10 ^{19.1} cm ^{-2}。我们检查几个诊断更直接地估计每个吸收器的位置和起源。四个系统可以归因于类星体驱动的流出的基础上的线轮廓是平滑和广泛的相比，热线宽。几个星系也有其他类星体外流起源的迹象，包括部分覆盖。总的来说，有直接证据表明，9个系统中有6个形成于类星体外流。与近类星体的起源一致，其中8个系统的金属丰度值或下限在Z>= 1 - 8 Z_{sun}的范围内。速度最低的系统，位置不明确，也有最低的金属丰度，Z <= 0.3 Z_{sun}，可能形成于离类星体较远的非外流环境。然而，总的来说，这种复杂的窄吸收线可以用类星体的高度结构化的多组分流出来识别。高金属丰度类似于其他类星体在类似的红移和光度，并与演化的情况下，其中类星体出现后，在主情节的恒星形成和金属富集的宿主星系是一致的。
2010-07-13 astro-ph.CO
A blind Green Bank Telescope millimetre-wave survey for redshifted molecular absorption
我们提出的方法“盲”毫米波调查红移分子吸收的CO/HCO $^+$旋转线。频率范围$30-50$ GHz似乎是最佳的这种调查，提供灵敏度的吸收剂在$z \gtrsim 0.85$。至关重要的是，调查是“盲目的”，即基于无线电选择的样本，包括没有已知红移的来源。我们还报告了第一次大规模调查的结果，使用Q波段接收器的绿岸望远镜（GBT）搜索分子吸收朝向36源，3没有已知的红移，在频率范围$39.6 - 49.5$ GHz。GBT巡天的总红移路径为$Δz \approx 24$，大部分位于$0.81 < z < 1.91$，灵敏度足以检测到在$5σ$显著性下吸收的等效${\rm H_2}$柱密度$\gtrsim 3 \times 10^{21}$ cm $^{-2}$（使用银河系的CO到${\rm H_2}$和HCO $^+$到${\rm H_2}$转换因子）。该调查没有得到确认的分子吸收检测，产生了在柱密度$N({\rm H_2}) \gtrsim 3 \times 10^{21}$ cm $^{-2}$的分子气体的红移数密度的$2σ$上限$n(z=1.2) < 0.15$。
2013-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectroscopic Observations of Lyman-Break Galaxies at Redshift ~ 4, 5 and 6 in the GOODS-South Field
本文报道了在欧洲南方天文台-甚大望远镜（ESO-VLT）上用FORS 2摄谱仪对起源深巡天中的莱曼破裂星系（Lyman-break galaxies，LBG）在平均红移z~4，5和6处的观测结果，共得到114个星系的光谱鉴别，其中z~4，z~5，z~6各有51个，32个。所采用的选择标准是有效的，识别星系在预期的红移与最小的前景污染。一旦选择效应被适当地考虑，高红移LBG的静止坐标系UV光谱似乎与z~3处的对应物相似。在z~3处，z~4和z~5处的LBG在发射和吸收中都显示Lya;当在吸收时，观察到强星际线和红UV光谱，这一事实在z~2和3处也测量到。在z~6处，灵敏度问题使我们的样本偏向于发射Lya的星系;然而，这些光谱似乎与它们的低红移对应物相似。在类似的红移的其他研究中，我们发现明确的证据表明，较亮的LBG往往有较弱的Lya发射线。在固定的静止帧紫外光度，在较高的红移的Lya发射线的等效宽度较大。在所有可以可靠测量的红移中，Lya发射线的红移都大于星际吸收线的红移，在z~4和5处的中位速度差Δ V约为400 km/s，与较低红移的结果一致。这表明在高红移时，强有力的大尺度风是常见的。一般来说，紫外光的形态和光谱特性之间没有很强的相关性。然而，具有深星际吸收线和强Lya吸收的星系似乎比具有Lya发射的星系更弥散。（节略）
2009-01-27 astro-ph.CO
On the Redshift Evolution of MgII Absorption Systems
我们使用晕占领的方法来连接镁II吸收剂的暗物质晕作为红移的函数。利用Tinker & Chen（2008）建立的模型，我们参数化了在给定红移P（Wr）下，质量为M_h的晕产生等效宽度为Wr的吸收体的条件概率|M_h，z）。我们通过匹配观测到的MgII吸收体的统计数据来约束模型的自由参数：频率函数f（Wr），红移演化n（z）和聚类偏差b（Wr）。Wr>1 A吸收体的红移演化随z=0.4到z=2而增加，而总晕截面随红移单调减小。这种差异只能解释为气体晕相对于其宿主晕的演化。我们预测了在不同的演化情景下，吸收体的成团偏差随红移的变化，例如，每个晕的气体截面的演化或吸收体的晕质量尺度的变化。我们表明，这些情况下的相对贡献可能会受到限制的吸收剂集群在z>1和z~0.1的测量。如果我们进一步假设一个红移无关的质量尺度为有效的冲击加热晕气体的Mcrit = 10^{11.5} Msol/h，吸收体的演变主要是由一个不断变化的晕质量尺度的吸收体。我们的模型预言，强吸收体总是出现在~Mcrit晕中，与红移无关，但弱吸收体的质量尺度从0<z<2减小了2 dex。因此，测量的聚类偏差和Wr的反相关性应该平坦化z~1.5。
2009-09-14 astro-ph.CO
Predictions for the sky-averaged depth of the 21cm absorption signal at high redshift in cosmologies with and without non-baryonic cold dark matter
Case Western Reserve University（凯斯西储大学）
研究预测高红移宇宙中无非重子冷暗物质时21厘米吸收信号比有暗物质时大约2倍，提示可能需要扩展引力理论替代暗物质解释。
2018-08-07 astro-ph.CO hep-ph
The JHU-SDSS metal absorption line catalog: redshift evolution and properties of Mg II absorbers
我们提出了一个通用的和全自动的方法，旨在检测吸收线的光谱天体。该算法使用降维技术，非负矩阵分解，估计源连续通量，然后检测和识别金属吸收线。我们将其应用于斯隆数字巡天的~ 100，000个类星体光谱样本，并编译了~ 40，000个Mg II和Fe II吸收体系统的样本，跨越红移范围0.4< z < 2.3。相应的目录是公开的。我们研究了这些吸收体系统的统计特性，发现强Mg II吸收体的其余等效宽度分布在所有红移处都遵循指数分布，证实了以前的研究。结合我们的研究结果与最近的近红外观测镁II吸收剂，我们引入了一个新的参数化，充分描述了这些系统的发病率z~5。我们发现强Mg II吸收体的红移演化与宇宙恒星形成历史在0.4<z<5.5（观测所覆盖的整个红移范围）上非常相似，这表明这两个量之间存在物理联系。
2012-11-27 astro-ph.CO astro-ph.IM
Mg II Absorption at 2<z<7 with Magellan/FIRE, III. Full Statistics of Absorption Towards 100 High-Redshift QSOs
我们目前的最终统计数据从调查干预镁II吸收对100类星体之间的发射红移$z=3.55$和$z=7.08$。利用Magellan/FIRE的红外光谱，我们探测到279个宇宙学Mg II吸收体，并证实了$W_r>0.3 Å$ Mg II吸收的发生率在$z=0.25$和$z=7$之间没有可测量的变化。这与我们在$z>6$检测到的7个新的MgII系统一致，这是一个在以前的搜索中没有覆盖的红移范围。限制在相对较强的MgII系统（$W_r>1$），有红移演化的重要证据。这些系统的数密度在$z=0$和$z=2$-$3$之间大致加倍，但从该峰值下降一个数量级，即下降$z\sim 6$。这种演变反映了全球恒星形成速率密度的演变，这可能反映了恒星形成反馈与强MgII吸收体之间的联系。我们将我们的结果与$z=2$ - $4$的Illustris宇宙学模拟进行了比较，方法是将吸收分配给编目的暗物质晕，并从模拟体积中直接提取光谱。为了重现我们的结果使用晕目录，我们需要环银河系（CGM）MgII信封晕内的质量逐渐变小，在较早的时候。如果我们使用SFR而不是质量来定义较低的积分截止值，这种情况自然会发生。直接从Illustris体积计算的MgII分布产生太少的强吸收剂。我们认为，这是由于未解决的CGM气体的相空间结构，特别是从亚网格尺度上的湍流速度。在$z>6$中存在CGM MgII--就在普朗克暗示的再电离红…
2017-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
A limit on the warm dark matter particle mass from the redshifted 21 cm absorption line
最近的EDGES合作探测到中心频率为$ν= 78 \pm 1$ MHz的吸收信号，指出存在显著的莱曼- $α$背景，其红移为$z=18$。这个信号的时间限制了暖暗物质（WDM）宇宙学模型中的暗物质粒子质量（$m_χ$）。WDM延迟了小尺度结构的形成，因此，基于由于在$z=18$处的恒星形成而存在足够强的Ly-$α$背景，可以对$m_χ,$设置严格的下限。我们的结果表明，通过$α$泵浦的自旋温度耦合到气体需要一个最小的$m_χ>3$ keV的质量，如果原子冷却晕主导恒星形成率在$z=18,$和$m_χ>2$ keV，如果${\rm\,H_2}$冷却晕也有效地形成恒星在这个红移。这些限制匹配或超过最严格的限制引用到目前为止在文献中，即使在面对许多不确定性的恒星形成在高红移。
2018-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
A first quantification of the effects of absorption for HI Intensity Mapping experiments
HI强度测绘（IM）将用于使用许多现有和即将到来的射电天文台进行精确的宇宙学研究。信号将由于吸收而被污染，其中最大的分量将是HI发射源自身从来自背景无线电连续源的入射在其上的通量中吸收的通量。我们，第一次，提供了一个定量估计的大小相比，发射HI通量的各种体素放置在红移0.1和2.5之间的吸收通量。我们使用宇宙学的天空模拟的原子HI发射线，并在不同的红移的体素内的所有源的发射和吸收通量的总和。为了估计吸收通量，我们使用基于现有观测和模拟的各种关系。我们发现，对于相同的同向运动体积，HI辐射随红移的增加而迅速衰减，而吸收随红移的变化要小得多，并遵循在射电连续谱源计数中占主导地位的微弱源的红移分布。这导致在附近宇宙中，吸收与发射的比例可以忽略不计（最高红移为~0.5），在红移为1时增加到约10%，并继续增加到约30%，最高红移为2.5。这些数字可能会有很大的变化，由于使用的各种关系的确切形式的不确定性，最大的变化是由在亚mJy通量密度的无线电连续源的数量计数的不确定性驱动的。从背景无线电连续源入射通量的吸收可能成为一个重要的污染物HI IM信号超过红移0.5，需要更准确地量化使用即将到来的深高分辨率调查的无线电连续源，HI吸收，HI发射与SKA及其前体的输入。
2019-09-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistical Detection of IGM Structures during Cosmic Reionization using Absorption of the Redshifted 21 cm line by HI against Compact Background Radio Sources
在宇宙再电离过程中，通过吸收（21厘米森林）对背景辐射探测星系际介质（IGM）中的中性氢结构被认为是独立的和补充的三维层析成像和功率谱技术。这种吸收的直接检测需要在高红移（$z\gtrsim 8$）下非常明亮（$\gtrsim 10$ ~ 100 mJ y）的背景源，这显然是罕见的;非常长的积分时间;或者非常高灵敏度的仪器。这激发了沿着狭窄的视线但具有较暗背景物体（$\sim 1$ -10 mJy）的统计一维（1D）功率谱方法，这些背景物体在高红移下可能更丰富和重要。1D功率谱降低了宇宙方差，提高了灵敏度，特别是在小空间尺度上。使用标准的辐射转移和基准模型的仪器，背景源，在宇宙再电离过程中的IGM结构的演变，沿选定的窄方向的一维功率谱的潜力进行了研究，对热噪声和彩色合成点扩散函数（PSF）响应的不确定性。高红移背景源的数量，望远镜的灵敏度，和PSF质量的最低要求估计的范围内的仪器，背景源，和再电离模型参数。在较高的红移下，一维功率谱本质上更强。一个$\sim 1000$ hr的观测活动，目标是$\sim 100$狭窄的视线，以无线电微弱，高红移背景对象与现代射电望远镜，特别是平方公里阵列，可以检测的一维功率谱的空间尺度和红移的范围，并可能区分宇宙再电离的模型。
2020-08-07 astro-ph.CO astro-ph.IM
Analysis of the impact of broad absorption lines on quasar redshift measurements with synthetic observations
本文利用匹配DESI巡天观测的合成光谱，定量证明掩膜宽吸收线特征可使类星体红移误差降低约1%、灾难性误差减少约80%，建议将其纳入标准红移测定流程。
2023-04-12 astro-ph.CO gr-qc
Stringent constraints on the H I spin temperature in two z > 3 Damped Lyman-alpha systems from redshifted 21 cm absorption studies
阻尼莱曼α吸收体的物理性质及其演化与星系形成和演化理论密切相关，具有重要的宇宙学意义。H I 21 cm吸收研究是测量这些系统的温度的一种有用的方法。在这项工作中，两个阻尼莱曼-α吸收体在z > 3的温度非常强的约束来自低射频观测。H I自旋温度被发现是大于2000 K的吸收剂。这些高红移系统的高自旋温度与其他阻尼莱曼α吸收体的温度汇编中发现的趋势一致。我们还认为，温度-金属丰度的关系，在文献中较早报道，是不太可能是一个虚假的视线效应，和红移的自旋温度的演变不会出现由于选择效应。所有这些都与阻尼莱曼α系统中暖气体部分的红移演化相一致。
2013-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Molecular hydrogen in absorption at high redshifts. Science cases for CUBES
背景源光谱中的氢分子吸收线（$\rm H_2$）是探测冷中性介质中物理状态的有力工具。在高红移时，$z>2$、$\rm H_2$线在光域中方便地移动，允许使用地面望远镜进行高分辨率光谱学，这对于正确分析冷气体是必不可少的。我们描述了最近的观测进展，有效的预选技术的发展的基础上，在低分辨率的光谱调查，如斯隆数字巡天（SDSS）。具有高蓝光通量的下一代光谱仪，如CUBES，肯定会大大提高后续观测的效率和结果。在本文中，我们讨论了高优先级的CUBES的科学案例，最近的$\rm H_2$在高Z观测的基础上：探测规则星系冷相的物理条件和从活动星系核流出的气体。
2022-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can UVB variations reconcile simulated quasar absorption lines at high redshift?
在这项工作中，我们提出了新的计算与合成金属和HI吸收线在高红移类星体的光谱中的观测值，灵感来自统一的Haardt-Madau 2012紫外线背景（UVB）的工作中提出的问题和限制。我们在$z \sim$ 6处引入UVB和HI自屏蔽的变化，并探索吸收特征对UVB硬度的修改的敏感性。我们发现，观察到的SiIV和低电离状态（如CII，SiII，OI）是很好地表示由软UV电离场在$z =$ 6，但这同一处方，未能再现所观察到的离子CIV吸收剂人口的统计特性。因此，我们建议在此红移处适度减少UVB，UVB模型之间的发射率变化介于Haardt-Madau 2012发射率J $_ν$和在1 Ryd处dex低于J $_ν -$ 1之间。另一方面，HI自屏蔽（SSh）规定的变化在$z =$ 4处计算的HI柱密度分布函数（CDDF）和在4处的中性氢的共动质量密度（以及与阻尼$α$吸收剂系统相关的计算）中留下不可忽略的印记$< z <$ 6。我们的结论是，在UVB和HI SSh在$z \sim$ 6的小的变化发挥了重要作用，在提高估计的金属离子和HI统计在这个红移。
2019-12-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Microwave Background Temperature at a Redshift of 6.34 from H2O Absorption
观测到的宇宙微波背景由于高能电子对微波光子的逆康普顿散射而产生的苏尼亚耶夫-泽尔多维奇效应对大质量星系团的影响而产生的畸变，提供了在红移从0到1时微波背景温度的直接测量。一些额外的背景温度估计存在于红移从1.8到3.3的基础上的分子和原子线激发温度的类星体吸收线系统，但依赖于模型。到目前为止，还没有发现微波背景温度偏离预期的（1+z）标度行为，但是测量还没有深入到红移z>3.3的宇宙物质主导时代。在这里，我们报告的检测亚毫米线吸收水分子对宇宙微波背景在z=6.34在一个巨大的星爆星系，对应的回视时间为12.8 Gyr。在尘埃星系HFLS 3中，由于星暴活动，基态ortho-H2O（110-101）线的上能级的辐射泵浦导致在过渡最初被微波背景激发后冷却到低于红移的微波背景温度。这种效应的强度意味着z=6.34时的微波背景温度为16.4-30.2 K（1-sigma范围），这与标准CDM宇宙学所预期的背景温度随红移而增加一致。
2022-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reionization and high-redshift galaxies: the view from quasar absorption lines
确定第一个星系何时以及如何再电离星系际介质（IGM）有望揭示第一个物体的性质和重子的宇宙历史。为了实现这一目标，类星体吸收线通过探测星系和星系际尺度上扩散气体的性质发挥了独特的作用。在这篇综述中，我们研究了多种方式，其中吸收线跟踪星系和IGM附近的再电离时代之间的连接。我们首先描述了如何使用Ly $α$森林来确定电离紫外线背景的强度和全球电离发射率预算。至关重要的是，这些测量反映了所有星系逃逸的电离辐射，包括那些太微弱而无法直接检测的星系。然后，我们讨论从金属吸收线到再电离时代星系及其周围环境的见解。目前的观测表明，在环星系环境中的金属积累超过$z \sim 6$至5，虽然电离的变化也会影响金属线属性的演变。在这些红移的金属吸收体中，有相当一部分可能追踪到相对低质量的星系。最后，我们审查约束从Ly $α$森林和类星体附近区域的时间再电离。与其他高红移宇宙的探测器一样，吸收线数据与相对较晚的再电离结束（$5.5 \lesssim z \lesssim 7$）相一致;然而约束仍然相当弱。通过改进分析技术，增加光学和红外巡天中已知的高红移类星体的数量，下一代观测设施的灵敏度大幅提高，以及与再电离时代其他探测器的协同作用，预计将取得重大进展。
2015-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
An HST/COS legacy survey of intervening SiIII absorption in the extended gaseous halos of low-redshift galaxies
双电离硅（SiIII）是星系内外弥漫电离气体的强大示踪剂。它可以在本地宇宙中的紫外线（UV）吸收中观察到明亮的河外背景源。本文基于哈勃空间望远镜（HST）上的宇宙起源摄谱仪（COS）获得的303条河外视向线的紫外吸收光谱，对低红移（z<=0.1）星系的SiIII选择性吸收体及其与环星系介质（CGM）的关系进行了广泛的研究。沿着Dz=24的总红移路径，我们确定了69个干预SiIII系统，所有显示相关的吸收从其他低和高离子。对于柱密度log N（SiIII）>12.2的吸收体，我们推导出偏差校正的数密度dN/dz（SiIII）=2.5。我们发展了一个几何模型的吸收截面的CGM周围的本地星系人口和发现模型的预测和观测之间的良好协议。我们进一步比较红移和位置的吸收器与~64,000星系档案星系巡天数据。对于大多数的吸收体，我们确定可能的主机星系内的吸收器300公里/秒，并推导出碰撞参量rho<200千秒差距，表明SiIII吸收体和星系的空间分布高度相关。我们的研究表明，我们的样品中的大多数硅选择的吸收剂跟踪的CGM附近的星系维里半径在一个典型的覆盖分数~ 70%.From一个详细的电离模型，我们估计，扩散气体的CGM星系周围，跟踪的硅III，包含更多的重子质量比他们的中性星际介质。
2016-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Absorption of Millimeter-band CO and CN in the Early Universe: Molecular Clouds in Radio Galaxy B2 0902+34 at Redshift 3.4
本文利用VLA在红移3.4的射电星系B2 0902+34中探测到CO和CN毫米波吸收线，揭示了早期宇宙小而致密的分子云，并支持CO吸收体红色源于高尘埃含量的观点。
2024-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing quasar lifetimes with proximate $21$-centimetre absorption in the diffuse intergalactic medium at redshifts $z\geq 6$
增强的电离辐射在靠近红移$z\gtrsim 6$类星体的地方产生了星系际Ly $α$传输的短窗口，这些窗口位于类星体Ly $α$发射线的蓝色方向。这些Ly $α$近区的大多数与具有$t_{\rm Q}\sim 10^{5}-10^{7}\rm\,yr$的光学/紫外亮寿命的类星体一致。然而，最小的Ly $α$近区似乎需要短至$t_{\rm Q}\lesssim 10^{4}\rm\,yr$的寿命。这些短的寿命对$z\gtrsim 6$上的$\sim 10^{9}\rm\,M_{\odot}$黑洞的生长提出了明显的挑战。只有当黑洞主要在一个模糊的阶段中生长，或者类星体在与电离氢的平衡时间相当的时间尺度上变化时，才有可能在更长的时间尺度上吸积。然而，区分非常年轻的类星体和经历过仅由Ly $α$吸收的幕式吸积的老类星体是具有挑战性的。因此，我们预测的签名近21厘米吸收周围$z\gtrsim 6$射电响亮类星体。对于星系际氢的适度预热的X射线背景，在任何类星体加热之前的自旋温度$T_{\rm S} \lesssim 10^{2}\rm\,K$，我们发现近21厘米的吸收应该是可观察到的射电响亮类星体的光谱。近21厘米吸收的程度是敏感的类星体的综合寿命。在$2-3\rm\,pMpc$类星体的（射电强）类星体中，来自弥散星系际介质的近21厘米吸收的证据与短类星体寿命$t_{\rm Q}\lesss…
2022-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
A high-redshift quasar absorber without CIV - a galactic outflow caught in the act?
基于VLT/UVES获得的高信噪比、高分辨率的光谱数据，对类星体Q 0453 -423的一个红移z=2.304的亚阻尼莱曼α（sub-DLA）系统进行了详细的分析。中性氢柱密度log N（HI）=19.23，金属丰度为-1.61，由[OI/HI]表示，sub-DLA模拟了许多其他光学厚吸收体在此红移处的特性。然而，这个系统的一个非常不寻常的特征是，在中性氢吸收的红移处没有任何CIV吸收，尽管相关的光谱区域没有线混合并且具有非常高的S/N。相反，我们发现高离子吸收CIV和OVI在另一个金属吸收体中的速度超过220公里/秒的中性气体组件的redwards。我们探索的物理条件，在两个不同的吸收系统，使用多云的光电离模型。我们发现，弱电离的吸收体是密集的和金属贫，而高度电离的系统是薄的，更丰富的金属。朝向Q 0453 -423的吸收体对模仿了银河系外流的预期特征，其中高度电离的物质以高径向速度从（原）银河系气体盘中移动，其中发生恒星形成。我们讨论了我们的研究结果的背景下，CIV吸收线统计在高红移，并比较我们的结果，最近的银河风和外流模型。
2016-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quantum mechanics at high redshift -- Modelling Damped Lyman-$α$ absorption systems
大约100年来，氢光谱建模一直基于Voigt轮廓拟合。半经典的Voigt轮廓是基于2能级原子近似。虽然Voigt曲线在许多情况下是极好的，但是对于非常高的柱密度阻尼的Lyman- $α$吸收系统，其精度是不够的。我们已经调整了量子力学的Kramers-Heisenberg模型，包括热加宽，产生一个新的配置文件，KHT配置文件。涉及多个离散原子能级和连续项的相互作用，在Voigt模型中没有考虑，在莱曼线翼中产生不对称性。如果不建模，这可能会导致显着的系统性参数估计建模时的真实数据。有重要的分歧，特别是原始氘丰度的测量。然而，KHT模型是复杂的。因此，我们提出了一个简化的配方泰勒级数展开和查找表的基础上，量化的近似的影响。KHT配置文件已在广泛使用的VPFIT代码中实现。
2019-11-15 astro-ph.CO gr-qc
The potential of tracing the star formation history with HI 21-cm in intervening absorption systems
与中性气体密度在0 < z < 5的红移范围内基本保持不变不同，恒星形成密度表现出强烈的红移依赖性，从现在开始增加，然后在z ~ 2.5的红移处达到峰值。因此，有一个鲜明的对比之间的恒星形成率和丰富的原材料可供燃料。然而，使用的HI 21厘米吸收的强度的总中性气体柱密度的比率来量化的气体的自旋温度，它最近被证明，其倒数可以跟踪恒星形成密度。这是可以预期的，因为气体云必须足够冷，才能在自身重力下坍缩。然而，这依赖于非常有限的数据，因此在这里，我们探索了将上述方法应用于无法获得单个柱密度的吸收器（主要是MgII吸收系统）的潜力。通过使用平均值作为在给定红移下气体柱密度的替代，我们再次发现1/T（随光子-发射体尺寸比简并）跟踪SF密度。如果得到更高红移数据的证实，这将为未来使用平方公里阵列在整个宇宙中调查冷气体提供一个强大的工具。
2017-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Artificial intelligence and quasar absorption system modelling; application to fundamental constants at high redshift
探索自然界基本常数可能在时间或空间上发生变化的可能性是欧洲南方天文台VLT上的ESTERO光谱仪和ELT上的HIRES光谱仪的关键科学驱动力之一。类星体吸收系统的高分辨率光谱允许精确测量高红移的基本常数。新数据的质量要求完全客观和可重复的方法。我们开发了一种新的全自动人工智能方法，能够推导出已知最复杂的吸收系统的最佳模型。AI结构是围绕VPFIT构建的，VPFIT是一种开发良好且经过广泛测试的非线性最小二乘代码。新方法形成了一个复杂的并行系统，消除了人类决策，从而消除了偏见。在这里，我们描述了这样一个系统的工作原理，并将其应用于合成光谱，在这样做建立的VLT和ELT数据的未来分析的重要方法。结果表明，高红移吸收谱线展宽的模拟应同时考虑热效应和湍流效应。不这样做意味着很容易得出错误的模型，从而得出不正确的参数估计。我们还认为，模型的非唯一性可以是显着的，这样，它是不可行的，期望得到一个明确的估计的精细结构常数α从一个或少量的测量。无论建模方法多么优化，使用大样本测量来有意义地约束时间或空间α变化是一个基本要求。
2021-04-02 astro-ph.CO astro-ph.IM physics.data-an
