MAGIICAT I. The MgII Absorber-Galaxy Catalog
我们描述了MgII吸收星系表MAGICAT，一个由182个光谱鉴定的中等红移（0.07 < z < 1.1）星系组成的汇编，测量了MgII 2796，2803从其环星系介质中的吸收，距离背景类星体的投影距离为200 kpc。在这项工作中，我们提出了“孤立”的星系，这被定义为没有光谱识别的星系在投影距离为100千秒差距和视线速度分离500公里/秒。我们将所有星系的性质标准化为Lambda CDM宇宙学，将星系的光度、绝对星等和静止坐标系的颜色标准化为AB系统的B波段和K波段。我们目前的星系属性和休息帧MgII等效宽度，Wr（2796），与星系红移。Wr（2796）和类星体星系碰撞参量D之间的反相关性在8 σ水平上是显著的。MAGICAT星系的平均颜色与SBC星系的所有红移一致。我们还给出了不同Wr（2796）和红移子样本的B-和K-波段光度函数：“弱吸收”[Wr（2796）< 0.3 Ang]，“强吸收”[Wr（2796）> 0.3 Ang]，低红移（z < zmed），和高红移（z > zmed），其中zmed = 0.359是星系红移的中值。静止帧颜色B-K与M_K在整个样本的8 sigma水平上相关，但由强吸收、高红移子样本（6 sigma）驱动。利用M_K作为恒星质量的代用指标，通过对光度函数的分析，我们推断在低恒星质量的星系中，Mg Ⅱ的吸收在蓝星系中更易被探测到，而且这种…
2013-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The MgII Cross-section of Luminous Red Galaxies
本文描述了在Sloan数字巡天（SDSS）中寻找Mg Ⅱ（2796，2803）吸收线的方法，这些类星体的视线通过星系的碰撞参量为200 kpc，光度红移z=0.46-0.6，红移误差Δ z~0.05。所选星系的颜色和光度与之前从SDSS中选出的亮红星系（LRG）群体相同。在星系光度红移的+/-0.1范围内寻找Mg II谱线表明，这些星系的吸收是罕见的：在20和100 kpc之间的覆盖率约为10-15%，对于静止等效宽度为Wr >= 0.6 μ m的Mg II谱线，在更大的距离下下降到零。没有证据表明Wr与碰撞参量或星系光度相关。我们的研究结果与现有的情况是一致的，在这种情况下，由于星系的环境，LRGs附近可能没有冷的Mg II吸收云：如果LRGs存在于高质量的星系群和星系团中，要么它们的晕太热而不能保持或吸积冷气体，或者星系本身--它们拥有被动进化的老恒星星族--不会产生恒星形成的速率，也不会产生用镁II吸收云填充晕所需的气体流出。然而，在检测到Mg II的罕见情况下，吸收的来源不太清楚。吸收可能来自于星系际介质中能够进入星系团晕的少量冷气体，或者来自于已知存在的少数恒星形成和/或活动星系核样的LRG。
2010-12-22 astro-ph.CO
A Survey of MgII Absorption at 2 < z < 6 with Magellan / FIRE: I: Sample and Evolution of the MgII Frequency
我们目前的初步结果，从第一次系统调查镁II类星体吸收线在z > 2.5。利用46个高红移类星体的红外光谱，我们发现了111个MgII系统，其路径覆盖1.9 < z < 6.3. Five systems have z >5，最大z = 5.33，是目前已知的最遥远的MgII系统。对于较弱的系统（Wr <1.0 A），共动MgII线密度在统计上与z = 0.4到z = 5.5没有演化一致，而对于较强的系统，共动MgII线密度增加三倍，直到z \sim 3，然后再次向更高的红移下降。符合指数的等效宽度分布反映了这种演变，即随着z接近3而变平，然后再次变陡。强吸收体的上升和下降表明与恒星形成率密度有关，就好像它们追踪银河系外流或恒星形成的其他副产品一样。较弱的系统缺乏演化并不符合这种解释，但可以通过将宿主星系光度和吸收晕半径之间的低红移比例关系外推到更早的时代来重现。对于弱系统，光度标度模型匹配的演变比类似的模型的基础上MgII占领不断发展的CDM晕质量，大大低估dN/dz在早期的时间，除非小晕的吸收效率显着更大的早期宇宙。总之，这些观测结果表明，含镁II晕的一般结构是在星系组装过程的早期就形成的。除了短暂出现的更强的系统附近的宇宙恒星形成的高峰时期，镁II吸收剂的基本属性已经演变得相当少，即使（据推测）相关的星系人口大幅增长的恒星质量和半光半径。
2012-01-18 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
Investigating MgII Absorption in Paired Quasar Sight-Lines
我们测试是否廷克和陈模型的MgII吸收由于星系周围的气体晕可以再现吸收类星体对（透镜和物理）和透镜的三倍体和四倍体的文献。这些类星体表现出吸收来自总共38个MgII系统，跨度z=0.043 - 2.066，平均红移<z>=1.099，加权平均静止框架等效宽度为0.87 Ang。利用Tinker & Chen模型生成模拟的视线，我们边缘化了吸收星系的未知参数：暗物质晕质量，碰撞参量和天空上的方位角。我们确定该模型的能力，以统计再现观察到的变化，在Mg II吸收强度对视线之间的不同值的气体覆盖分数f_c和特征长度尺度ell_c，其中吸收等效宽度的变化视线之间呈指数下降。我们发现最佳拟合f_c=0.60 \pm 0.15和ell_c<8/h_70 kpc（1σ置信限），在较大的ell_c下允许较小的f_c。在99.7%的置信度下，我们能够排除所有ell_c值以及ell_c<1.0/h_70 kpc和f_c<0.3的区域的f_c>0.87。
2011-12-07 astro-ph.CO
Precious Metals in SDSS Quasar Spectra II: Tracking the Evolution of Strong, 0.4 < z < 2.3 MgII Absorbers with Thousands of Systems
我们已经对斯隆数字巡天（SDSS）数据发布7类星体光谱中的34，000多个0.36 < z < 2.29的MgII双峰进行了分析;目录，先进的数据产品和分析工具都是公开的。星表被分成14个小的红移仓，每个仓大约有2500个双峰，通过蒙特卡罗模拟，我们估计在静止时50%的完整性等效宽度W_r ~ 0.8埃。等宽频率分布在所有红移处都可用指数模型来描述，并且随着红移的增加，分布变得更加平坦，即，强系统相对于弱系统而言更多。与以前的SDSS MgII调查的直接比较表明，我们恢复了至少70%的双峰在这些其他目录中，除了检测到数千个新的系统。我们讨论了这些调查是如何得到不同的结果的，这些结果在质量上是一致的，但由于不确定性很小，在统计上有很大的差异。从z = 0.4 -> 2.3，吸收Mg II的星系晕的物理截面估计增加了大约三倍，而W_r >= 1埃的吸收体线密度dN_Mg II/dX增加了大约45%。最后，我们探讨了不同的吸收群体的不同演变-阻尼莱曼α吸收体，莱曼极限系统，强CIV吸收体，强和弱MgII系统-在宇宙时间（0 < z < 6）。
2014-01-16 astro-ph.CO
A Bare Molecular Cloud at z~0.45
在Z~0.45处的弱MgII吸收线系统（W_r（2796）~0.15埃）中，沿瞄准线HE 0001 -2340的方向探测到了几种中性物种（MgI，SiI，CaI，FeI）。正如D 'Odorico（2007）所指出的，这些观测需要极端的物理条件。我们通过运行广泛的光电离模型网格，进一步限制了这个系统的性质，确定产生中性吸收的吸收云非常密集（~100-1000/cm ^3），冷（<100 K），并且具有显着的分子含量（~72-94%）。这种大小和温度的结构已经在银河系CO调查中被检测到，并且已经在湍流气体的流体动力学模拟中被预测。为了解释在所有中性和单电离化学跃迁中观察到的谱线轮廓，谱线必须遭受未解决的饱和和/或吸收体必须部分覆盖背景类星体的宽发射谱线区域。除了这个极不寻常的云外，还有三个普通的弱MgII云（密度约为0.005/cm^3，温度约为10000 K）位于同一视线范围内，速度在500 km/s以内。我们认为，“裸分子云”，这似乎是居住在星系盘外，可能有原位恒星形成，并可能演变成一个普通的弱镁吸收云。
2010-04-12 astro-ph.CO
MgII absorption systems with W_0 > 0.1 Åfor a radio selected sample of 77 QSOs and their associated magnetic fields at high redshifts
本文给出了一个由77个类星体的高分辨率UVES/VLT数据得到的MgII吸收系统的目录，其红移范围为0.6 < z < 2.0，直到等效宽度W_0 > 0.1 μ m。我们的样品的统计特性被发现是在与以前的工作在文献中的协议。然而，我们指出，以前观察到的增加与红移的dN/dz弱吸收，专门适用于非常弱的吸收与W_0 < 0.1赫兹。相反，与强吸收体的情况类似，W_0在0.1-0.3 μ m范围内的吸收体的dN/dz实际上随着红移而减小。然后，我们使用这个目录，以扩展我们以前的分析之间的联系的类星体的法拉第旋转测量和存在的干预镁吸收系统在其光谱。与强MgII吸收系统W_0 > 0.3 μ m的情况相比，弱MgII吸收系统对背景类星体的转动测度没有显著的贡献。这可能是由于与强系统相比，弱系统的碰撞参量更高，这表明负责法拉第旋转的高柱密度磁化材料位于星系的约50 kpc范围内。最后，我们表明，这一结果也排除了可能性，即类星体的红移和它的内在旋转测度之间的一些意想不到的二次相关性是负责高旋转测度和强干预MgII吸收，我们在其他地方提出的协会，因为这将产生一个平等的影响弱吸收线系统，表现出非常相似的类星体红移的分布。
2010-01-13 astro-ph.CO
Search for cold gas in strong MgII absorbers at 0.5<z<1.5: nature and evolution of 21-cm absorbers
我们报告了4个新的21-cm吸收的检测，从系统搜索的21-cm吸收的样品中的17个强（Wr（MgII 2796）>1A）干预MgII吸收剂在0.5<z<1.5。我们还提出了20厘米毫角秒尺度的40个类星体有42个干预强MgII吸收，我们已经寻找了21厘米的吸收地图。结合21厘米的吸收测量50强MgII系统从我们的调查与测量从文献中，我们获得了85强MgII吸收剂在0.5<z<1和1.1<z<1.5的样本。我们提出了详细的分析这个样本，考虑到不同的21厘米的光学深度灵敏度和覆盖因子与不同的类星体视线的影响。我们发现，21厘米的检测率是更高的对类星体的平坦或倒置的光谱指数在厘米波长。在21厘米波段的探测中，大约70%的探测器是指向线性大小的类星体，LS<100 pc。速度宽度为21厘米的吸收线，Δ V>100公里/秒，主要出现在角秒尺度上射电形态扩展的类星体上。然而，我们没有发现任何相关性之间的综合21厘米的光学深度或Δ V与LS测量的毫弧秒尺度的图像。如果吸收气体是斑片状的，典型的相关长度为~30-100 pc，那么所有这些都可以理解。我们表明，在测量不确定度范围内，强MgII系统中的21-cm探测率在0.5<z<1.5范围内是恒定的，即，超过宇宙总年龄的30%。我们表明，检测率可以被低估的一个因素2，如果21厘米的光学深度不校正的部分覆盖估计使用毫角秒尺度地图。由于恒星反馈过程预计…
2012-05-26 astro-ph.CO
Physical properties of galactic winds using background quasars
背景类星体是潜在的银河系外流的敏感探针，只要人们可以确定吸收材料的起源，因为气体盘和强双极外流都可以对吸收截面做出贡献。利用$z\sim0.1$上的12个类星体，我们发现具有强MgII吸收（EW>0.3 μ m）的类星体视线的方位角取向是双峰的：大约一半的MgII视线与主轴对齐，另一半在30度以内。的短轴，表明双极流出的MgII横截面的贡献显着。这种双模态也存在于宿主的瞬时恒星形成率（SFR）中。对于沿短轴排列的视线，一个简单的双圆锥风模型能够再现所观察到的MgII运动学和MgII与碰撞参量b的依赖关系（EW $\propto b^{-1}$）。使用我们的风模型，我们可以直接提取关键的风属性，如去投影流出速度$V_{out}$的冷物质跟踪镁II和流出率。流出速度为150-300 \kms，即圆周速度的数量级，比逃逸速度小约2倍。流出速率通常是瞬时SFR的两到三倍。我们的结果演示了背景类星体如何用于高精度测量风的特性。
2012-05-27 astro-ph.CO
An Empirical Characterization of Extended Cool Gas Around Galaxies Using MgII Absorption Features
我们报告的结果，从调查的背景类星体的光谱镁II吸收剂是在近角距离内的前景星系在z<0.5，使用麦哲伦Echellette摄谱仪。我们<z>在70个遥远的背景类星体（z_QSO>0.6）周围的区域建立了一个94个星系的光谱样本，这些星系的平均红移为0.24，其中71个处于“孤立”环境中，没有已知的伴星，位于距离背景类星体视线ρ <~ 120 h^-1 kpc处。静止帧绝对B带幅度跨越从M_B-5log h=-16.4到M_B-5log h=-21.4的范围，并且静止帧B_AB-R_AB颜色范围从B_AB-R_AB~0到B_AB-R_AB~1.5。在这些“孤立”星系中，我们发现47个在背景类星体的光谱中有相应的MgII吸收体，其静止坐标系吸收等效宽度W_r（2796）=0.1-2.34 A，而24个没有引起MgII吸收到敏感的上限。我们的分析表明：（1）Wr（2796）随离“孤立”星系距离的增加而减小，但在“星系群”环境中没有明显的变化趋势;（2）越亮的星系具有越长的MgII吸收晕，其气体半径与B带光度的比例关系为R_gas= 75 x（L_B/L_B*）^（0.35+/-0.03）h^{-1} kpc;（3）观测到的吸收体强度与星系内禀色之间的依赖性很小;（4）在R_gas中，我们发现<kappa_0.3>Wr（2796）≥ 0.3 A的吸收体的平均覆盖率约为70%，<k…
2010-04-05 astro-ph.CO
Tracing Outflows and Accretion: A Bimodal Azimuthal Dependence of MgII Absorption
我们报告的双峰性气体的方位角分布在星系周围的跟踪MgII吸收：晕气体更倾向于存在附近的投影星系的长轴和短轴。利用HST和SDSS成像的88个经光谱证实的MgII吸收选择星系[W_r（2796）>0.1A]和35个经光谱证实的非吸收星系[W_r（2796）<0.1A]，通过计算平均方位角概率分布函数，证明了这种双峰性。非吸收体的方位角分布是平坦的，表明对于W_r（2796）<0.1A的气体没有方位角偏好。我们发现，蓝色的恒星形成星系清楚地驱动双峰，而红色的被动星系可能会表现出过剩沿其主轴。这些结果与星系演化的场景一致，即恒星形成星系吸积新的气体，形成新的恒星并产生风，而红色星系由于减少的气体储存而被动存在。我们进一步计算了一个方位角相关的MgII吸收覆盖分数，这是增强了多达20-30%，沿长轴和短轴。气体沿长轴的W_r（2796）分布可能比气体沿投影短轴的W_r（2796）分布更倾向于弱MgII吸收。这些综合的结果是高度暗示的双峰驱动的气体沿星系长轴吸积和沿星系短轴流出。采用这些假设，我们发现流出和流入的开口角分别为100度和40度。我们发现检测到外流的概率约为60%，这意味着风更常见。
2012-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the Extended Gaseous Regions of M31 with Quasar Absorption Lines
我们提供了位于M31后面的10个类星体的HST-COS光谱，这些类星体被选择来研究与其扩展盘和高速云（HVC）相关的气体的性质。视线的碰撞参量在b= 13千秒差距和112千秒差距之间。在b=57千秒差距以上的四条视线中没有检测到吸收。剩下的6条视线都位于b<32 kpc，并在M31的HI盘的N（HI）= 2 E18 cm^{-2}边界内，我们在其中4条视线上探测到M31速度下的低电离吸收（其中3条包括Mg II吸收）。我们还检测到从HVC的MgII吸收。我们发现，沿视线都被检测到，低离子气体的速度位置跟踪在21厘米发射的峰值。沿三条内视线探测到高电离吸收，但沿三条外视线没有探测到，这三条外视线有CIV数据。从21 cm发射线图推断，只有一条视线可能具有阻尼Ly-alpha系统。这条视线的b= 17.5 kpc，我们探测到了与之相关的低离子和高离子吸收线。通过M31的碰撞参量与Rao等人在2011年的一项研究中发现的红移为0.1<z<1.0的MgII吸收体星系的碰撞参量相似。相比之下，沿着所有十条视线都检测到来自银河系气体的中到强MgII吸收。因此，这项研究表明，M31并不把自己作为一个吸收星系，这是典型的高红移星系推断产生中等强度的类星体吸收线。M31似乎也不具有大的气体截面，至少沿其长轴方向不具有。（节录）
2013-03-08 astro-ph.CO
Galaxy Clusters in the Line of Sight to Background Quasars - III Multi-Object Spectroscopy
我们提供了31个星系团候选者的Gemini/GMOS-S多目标光谱，红移在0.2和1.0之间，并以Lopez等人（2008）的类星体视线为中心。目标的选择是基于一个MgII吸收系统的存在，该系统的红移与一个候选星系团的红移相似，该星系团位于距离类星体视线投影距离< 2 h^{-1}Mpc处（一个“光度命中”）。吸收系统跨越0.015和2.028埃之间的静止框架等效宽度。我们的目标有三个方面：1）识别吸收星系并确定其碰撞参量，2）确认每个类星体视线附近的星系团候选者，3）确定吸收星系是否位于星系团中。我们的主要发现是：（1）在24个吸收星系中，有10个星系的红移达到1.0955。2)光谱确认了31个簇/组候选者中的20个，其中大多数确认的簇/组在z < 0.7处。3)根据上述结果，光谱学证实了星系团/星系群在~ 650 km/s范围内的14个光度撞击中的10个，另外还有2个新的与星系群环境有关的撞击。这些数字意味着71%的效率在寻找这样的系统与MOS光谱。这是一个了不起的结果，因为我们定义了一个光度命中那些具有红移差dz = 0.1的团簇吸收体对。吸收团星系托管弱吸收体是一致的，较低的恒星形成活动比其余的，产生较强的吸收，并同意在文献中发现的典型镁II吸收星系。我们的光谱确认支持Lopez等人（2008）中的光度命中选择。
2013-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Empirical Constraints of Super-Galactic Winds at z >= 0.5
在星系短轴附近发现的MgII吸收体起源于风的冷相的假设下，我们基于观测到的单个吸收云相对于星系位置和方向的相对运动，对红移z >= 0.5的大尺度外流的性质进行了约束研究。我们在文献中确定了四个高度倾斜的盘星系位于50千秒差距内，短轴方向在45度的背景类星体视线。星系的深HST图像可用于精确的星系形态。类星体成员的阶梯光谱也可在公共档案中找到，用于分辨单个吸收团的速度场。在我们的样本中，有三个星系位于rho=8-34 kpc，表现出强的关联MgII吸收特征，Wr（2796）>= 0.8 μ m。一个星系，位于一个碰撞参量rho=48 kpc，没有显示出相关的MgII吸收剂的3西格玛极限Wr（2796）= 0.01。结合已知的恒星形成盘的倾角和方位角，以及相关吸收体在ρ < 35 kpc处的吸收轮廓，我们探索了大尺度星系外流的张开角θ_0和速度场作为z高度v（z）的函数的参数空间。我们发现，MgII双峰和FeII系列的吸收曲线是兼容的气体被加速或减速，这取决于θ_0，虽然加速流出仅适用于一个狭窄的范围θ_0。在加速情况下，我们将推导的$v(z)$与Murray等人（2011）的预测进行比较，发现如果气体被来自超级星团的辐射和冲压压力加速，那么来自超新星爆炸的热能输入的效率为1/2 <= 0.01。
2012-05-17 astro-ph.CO
On the cool gaseous haloes of quasars
我们提出的光学光谱投影类星体对调查的MgII和CIV吸收功能的背景对象的光谱上的气体晕周围的前景类星体。我们在红移范围0.7<z<2.2内观测到13个投影对，跨越60 kpc和120 kpc之间的投影分离。在背景类星体的光谱中，我们发现在10对中有7对与前景类星体相关的MgII介入吸收系统，而在3对中发现了1个CIV吸收系统。作为碰撞参量函数的等效宽度的分布表明，与正常星系的情况不同，一些强吸收系统（EWr > 1 Ang）也存在于投影半径~70 kpc之外。如果我们把星系的质量作为影响气晕程度的一个附加参数考虑进去，那么与类星体有关的反射分布与星系的分布是一致的。在前景类星体的光谱中，我们没有检测到任何由类星体周围气体产生的MgII吸收线，但在2种情况下，这些特征存在于CIV中。横向和沿视线方向观测到的吸收特征之间的比较使我们能够对吸收气体的分布和类星体的发射特性作出评论。根据欧洲南方天文台甚大望远镜在方案085.B-0210（A）和086.B-0028（A）下进行的观测。
2012-11-14 astro-ph.CO
Galaxies probing galaxies: cool halo gas from a z = 0.47 post-starburst galaxy
利用Keck/LRIS光谱技术研究了z = 0.4729星系周围的冷气体，背景星系的亮度为B = 21.7，z = 0.6942，横向距离为16.5/h_70 kpc。背景星系的光谱在前景星系的红移处显示出强烈的Fe II、Mg II、Mg I和Ca II吸收，Mg II 2796的静止等效宽度为3.93 +/- 0.08埃，表明速度宽度超过400 km/s。由于背景星系很大（> 4/h_70 kpc），吸收气体的高覆盖率表明它出现在一个空间扩展的复杂的冷云中，具有很大的速度色散。大质量（log M_*/M_sun = 11.15 +/-0.08）主星系的光谱表明，它在大约1 Gyr前经历了一次恒星形成爆发，并拥有一个弱的活动星系核。我们讨论了冷气体在其晕中的可能来源，包括热晕气体的多相冷却，冷流入，潮汐相互作用和星系风。我们的结论是，吸收气体很可能是在过去的星暴事件中从宿主星系或其祖先星系的星际介质中喷出或潮汐剥离。采用后一种解释，这些结果对从遥远宇宙中的星系驱动或剥离的冷气体的径向范围施加了为数不多的限制。未来的研究与空间扩展的背景星系的积分场单位光谱将提供多个视线通过前景吸收器和允许分析的形态和运动学的气体周围的星系与一组不同的属性和环境。
2009-07-01 astro-ph.CO
Morphological Properties of z~0.5 Absorption-Selected Galaxies: The Role of Galaxy Inclination
我们利用GIM 2D对40个中等红移的MgII吸收选择星系（0.03<Wr（2796）<2.9 Ang）的形态学性质进行了量化，并将它们与HIRES/Keck和UVES/VLT类星体光谱测量的晕气体性质进行了比较。我们发现，作为类星体星系分离，D，增加的MgII当量减少与大的散射，这意味着D不是唯一的物理参数影响晕气体的分布和数量。我们的主要结果表明，在归一化吸收性质和D之间的关系（和分散）后，倾斜度与MgII吸收性质相关。我们发现Wr（2796）和星系倾角之间有4.3 sigma的相关性，用碰撞参量i/D归一化。吸收光学深度的其它测量也与i/D在大于3.2 sigma显著性处相关。总体而言，这一结果表明，镁II气体具有共面几何形状，不一定是盘状，这是耦合到星系的倾斜。吸收气体来自潮汐流、卫星、细丝等，这似乎是合理的，其倾向于具有某种共面分布。这一结果并不支持Wr（2796）<1A的MgII吸收体主要由恒星形成驱动风产生的观点。我们还发现，（1）MgII宿主星系在红移相近的情况下具有与场星系相似的球盘和盘尺度长度分布，平均盘和球盘尺度长度分别为3.8kpc和2.5kpc：（2）星系的颜色和光度与吸收性质没有很强的相关性，这意味着宿主星系的恒星形成率与吸收强度之间缺乏联系;（3）尺度长度和膨胀比等参数与吸收参数没有显著相关性，表明吸收与星系的大小和质量无关。
2011-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Kennicutt-Schmidt Law for Intervening Absorption Line Systems
我们认为，大多数强的介入金属吸收线系统，其中MgII 2796 A线的其余等效宽度>0.5A，是恒星形成盘中的星际物质，并从恒星形成盘流出。我们表明，一个版本的Kennicutt-Schmidt定律是很容易得到的，如果镁II等效宽度被解释为运动学扩大从恒星形成星系的外流风中吸收气体。以现象学的方法，并使用一组观测约束恒星形成的星系，我们能够占强MgII吸收剂在宇宙时间的密度分布。介入物质与恒星形成盘的关联自然地解释了强MgII系统的金属丰度和尘埃含量以及它们的高HI柱密度，并且不需要从致密恒星形成区域到星系晕的金属平流来解释观测结果。我们发现，具有广泛的光度范围内的星系可以引起吸收一个给定的休息等效宽度，并讨论可能的观测策略，以更好地量化真正的星系吸收协会，并进一步测试我们的模型。我们表明，吸收体密度的红移演化密切跟踪宇宙的恒星形成历史，强干预系统可以用来直接探测在广泛的红移范围内的明亮和暗淡的星系的物理。通过确定强干预系统与星系盘和量化的版本的肯尼卡特-施密特定律，适用于他们，一个新的探测器的星际介质的发现，提供补充信息，通过星系的排放研究。我们的研究结果的星系反馈和星系际介质的富集的影响进行了讨论。[删节]
2010-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Self-Similarity of the Circumgalactic Medium with Galaxy Virial Mass: Implications for Cold-Mode Accretion
本文应用晕丰度匹配方法计算了“MgII吸收星系表”（MAGIICAT，Nielsen et al.）中183个孤立星系的维里质量M_h和半径Rvir。所有星系都有光谱红移（0.1 < z < 1.1），它们的环星系介质（CGM）在投影的银河系中心距离D < 200 kpc的范围内被探测到MgII吸收。我们研究了等效宽度W（2796）和覆盖率f_c作为D、D/Rvir和M_h的函数的行为。我们发现：[1] M_h在W（2796）-D平面（4.0 sigma）上的系统偏析;与低质量晕相比，在较高D处发现高质量晕，具有较大的W（2796）。在W（2796）-D/Rvir平面上，质量偏析消失，我们发现W（2796）~（D/Rvir）^-2（8.9 sigma）; [2]在给定的D下，更高质量的晕具有更大的f_c，而在所有D/Rvir下，f_c与M_h无关; [3]在给定的D或D/Rvir内，f_c在10.7 < log（M_h/Msun）< 13.8的范围内与M_h保持恒定。综合结果表明，MgII吸收CGM与晕质量自相似，甚至在log（M_h/Msun）~12以上，理论上预测冷模吸积将被淬灭.如果理论是正确的，流出或子晕必须有助于吸收高质量的晕，低质量和高质量的晕是不可区分的，一旦碰撞参量的晕质量缩放使用镁II吸收强度。或者，数据可能表明，在大质量晕中普遍关闭冷模吸积的预测可能需要修改。
2013-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxies in HI 21-cm absorption at z<3.5
我们提出了最近的结果，从我们的搜索21厘米吸收使用GBT，GMRT，VLBA和WSRT跟踪星系中的冷气体的演变。使用~130视线与21-cm吸收测量，我们发现，在测量不确定度内，在强MgII系统中的21-cm检测率在0.5<z<1.5以上是恒定的。由于恒星反馈过程预计会减少CNM的填充因子超过0.5<z<1，因此MgII吸收体中21 cm探测率的缺乏是有趣的。此外，我们发现，如果大多数21-cm吸收体来自DLA，则21-cm吸收气体（即DLA中的冷中性介质）的横截面从z=3.5增加到z=0.5。在13个z>2的DLAs样品中，同时进行了21-cm和H $_2$（另一种冷气体示踪剂）吸收测量，我们报告了两个新的H $_2$检测，发现在8/13例中既没有检测到21-cm也没有检测到H $_2$。这证实了z>2 DLA中的HI气体主要是热的。有趣的是，有两种情况下，尽管存在H $_2$，但未检测到21 cm吸收，并有冷气体存在的证据。如果在DLA中观察到的H $_2$组分是致密的（<15 pc），并且含有<10%的总N（HI），则可以解释这一点。我们简要地讨论了我们正在进行的调查，以确定21厘米吸收体在低Z建立21厘米吸收体和星系之间的连接，并限制吸收气体的程度的结果。
2014-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing coherence in metal absorption towards multiple images of strong gravitationally lensed quasars
基于MUSE对强引力透镜类星体多重像的观测，本文层析分析了z~0.5-2星系周介质的金属吸收，发现金属气体相干性随距离减弱（约10 kpc尺度），且高电离CIV比低电离MgII相干度更高，揭示了CGM的团块状结构。
2024-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Comprehensive Study of Broad Absorption Line Quasars: I. Prevalence of HeI* Absorption Line Multiplets in Low-Ionization Objects
中性氦多重谱HeI* 3189，3889，10830对类星体吸收气体的几何和物理条件是非常有用的诊断。到目前为止，只报告了少数HeI* 检测结果。使用一种新的方法，我们检测到HeI*3889吸收线在101个源的一个定义良好的样本285 MgII BAL类星体从SDSS DR 5选择。这使得HeI* BAL类星体的数量增加了一个数量级以上。我们进一步在样品中的50%（52/101）类星体中检测到HeI*3189。MgII BAL类星体中HeI* BALs的探测率总体上约为35%，并且随着光谱信噪比的增加而急剧增加，从信噪比<= 10时的18%增加到信噪比>= 35时的93%。这表明，如果光谱S/N足够高，大多数MgII LoBAL类星体都可以检测到HeI* BALs。这种令人惊讶的高HeI* BAL分数实际上是根据基于简单BAL模型的光电离计算预测的。结果表明，HeI* 吸收线可以用来寻找低z波段的BAL类星体，而这类星体通常是由地面光谱观测中常见的紫外吸收线所不能识别的。利用HeI*3889，我们从SDSS光谱数据库中发现了19个z<0.3的BAL类星体。HeI* BAL类星体的比例与LoBAL天体相似。
2015-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatially Resolved Velocity Maps of Halo Gas Around Two Intermediate-redshift Galaxies
在一个已知的前景星系附近的多透镜类星体的吸收线光谱学提供了一个独特的机会，超越了传统的一维应用类星体探测器，并建立一个粗略的三维（3D）地图的星系周围的晕气体，记录在气体晕的不同位置的视线速度场。在红移z=1.689的四倍透镜类星体HE 0435 -1223周围的区域中，有两个中等红移的星系作为目标，并在这些星系附近沿着每个透镜类星体进行吸收光谱研究。其中一个星系是典型的L* 星系，z=0.4188，距离透镜星系的投影距离为rho=50 kpc。另一个是超L * 棒旋星系，z=0.7818，ρ =33 kpc。结合已知的四倍透镜类星体对两个前景星系的取向和观测到的沿着单个类星体视线的MgII吸收剖面，首次导致了z>0.2时5-10 kpc尺度上的稀薄晕气体的空间分辨运动学。通过两个星系的晕观察到的每一个视线中检测到镁II吸收剂，记录的吸收剂强度是典型的在以前的密切类星体-星系对研究中看到的。虽然多视线研究证实了MgII从恒星形成盘中吸收rho < 50 kpc气体的统一覆盖率，但星系也提出了两个复杂的晕气体运动学的对比例子。不同的模型，包括一个旋转的磁盘，准直流出，气体流从吸积或潮汐/冲压压力剥离，被认为是与吸收线观测比较，和下落流/剥离气体的宽度>~ 10千秒差距被发现最好地描述了所观察到的气体运动学在多个视线。
2013-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Persistence of Cool Galactic Winds in High Stellar Mass Galaxies Between z~1.4 and ~1
本文分析了468个星系在0.7 < z < 1.5时的Mg Ⅱ 2796，2803和Fe Ⅱ 2586，2600吸收谱线轮廓。该星系样本来自GOODS-N场的凯克财政部红移巡天小组，其恒星质量（M_*）范围与Weiner等人（2009; W 09）以类似方式分析的z~1.4的样本相当，但扩展到较低的红移，并且具有低约0.6 dex的特定恒星形成率。我们从MgII吸收线的多普勒频移识别出冷气体的流出，发现流出气体的吸收等效宽度（EW）平均随M * 和恒星形成率（SFR）的增加而增加。我们属性的更大的质量，更高的SFR星系光谱测量的大EW光学厚吸收云具有大的速度宽度。流出的氢柱密度N（H）> 10^19.3 cm^-2，速度可达500 km/s。虽然SFR > 10 Msun/yr的星系在这个样本和W 09样本中都有强烈的外流，但我们在较低的SFR中没有检测到外流（即，log M_*/Msun < 10.5）星系。利用一个简单的星系演化模型，假设SFR指数下降，我们推断，在log M_*/Msun > 10.5的星系中，当它们的年龄在z=1.4和z~1之间时，强烈的外流持续存在，这可能是因为它们的绝对SFR高。最后，使用高分辨率的HST/ACS成像与我们的光谱分析，我们发现一个微弱的趋势（在1西格玛的意义），增加外流吸收强度与星系SFR表面密度增加的证据。
2009-12-13 astro-ph.CO
21-cm absorbers at intermediate redshifts
阻尼莱曼α系统（DLAs）中看到的高Z类星体的光谱允许我们探测原星系的物理条件。我们对DLAs在高z下的物理条件的理解主要基于H_2分子的吸收线和精细结构跃迁。探测这些系统中星际介质热状态的另一个重要途径是研究背景类星体光谱中的21厘米吸收。在这里，我们报告了我们的GMRT调查的主要结果，以在1.10<z<1.45的35个DLA候选者的代表性和无偏样本中搜索21 cm吸收。我们的DLA候选样品来自SDSS DR 5中的强MgII系统，并发现了9个新的21 cm吸收体。在我们的调查之前，只有一个21厘米的吸收体在红移范围内是已知的：0.7<z<2。这项调查使我们能够调查21-cm吸收的可探测性的依赖关系的紫外吸收线的SDSS光谱中检测到的属性，并估计每单位红移的21-cm吸收剂的数量。我们的GMRT调查提供了一个具有代表性的系统样本，可与各种后续观察结合使用：（1）利用自旋温度测量研究吸收气体中的物理条件，（2）研究金属含量和灰尘含量对21厘米吸收的可探测性的影响，（3）用于研究吸收气体的形态和（4）用于探测各种基本常数的时间演化。我们第一阶段调查的结果见Gupta et al.（2007）。Gupta等人（2009年）详细介绍了整个样本和调查结果。
2009-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Uncovering the absorbed atomic Universe with the [OI]63um line
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Ghent University（根特大学）；Max Planck Institute für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM（艾克斯-马赛大学）；Joint ALMA Observatory（ALMA联合天文台）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Cornell Center for Astrophysics and Planetary Sciences, Cornell University（康奈尔大学）
研究通过[OI]63μm线在高红移DSFGs中的探测，发现强吸收特征，揭示高红移星暴区域的气体和尘埃柱密度影响，限制了该线作为恒星形成诊断的效力。
2026-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Tracing Inflows and Outflows with Absorption Lines in Circumgalactic Gas
我们研究如何HI和低红移星系晕内的金属吸收线跟踪环星系气体的动力学状态，使用宇宙流体动力学模拟，包括一个经过严格审查的启发式模型的星系外流。我们根据模拟中跟踪的历史和命运对流入、流出和环境气体进行分类。继我们早期的工作表明，电离水平的吸收剂是一个主要因素，在确定吸收气体的物理条件，我们在这里表明，它也是一个控制因素，其动力学状态。低电离金属吸收体（例如MgII）倾向于在几个Gyr内落在星系上的气体中出现，而高电离金属吸收体（例如OVI）通常跟踪许多Gyr前流出的物质。流入的气体主要是由富集的物质，以前在外流喷射，因此在低红移吸积通常是大大丰富。回收风物质更倾向于靠近星系，并且在低质量的晕中更占主导地位，因为高质量的晕具有更多的热气体，能够支持自己对抗落入。低质量的晕也倾向于重新喷射更多的吸积物质，这是由于我们的外流处方，采用更高的质量加载因子为低质量的星系。典型的HI吸收体追踪不参与重子循环的未富集的环境材料，但是更强的HI吸收体出现在冷的、富集的流入气体中。吸收器的瞬时径向速度测量通常不能区分流入和流出的气体，除非是最近流出的气体。这些结果表明，使用一系列吸收剂探测晕气体可以提供有关参与重子循环的物质的数量和物理条件的详细信息。
2013-10-11 astro-ph.CO
A Groundbased Imaging Study of Galaxies Causing DLA, subDLA, and LLS Absorption in Quasar Spectra
本文介绍了在背景类星体光谱中寻找在红移0.1 ~< z ~< 1处产生阻尼莱曼α（DLA）、亚阻尼莱曼α（subDLA）和莱曼极限系统（LLS）吸收的星系的结果。该样品由强MgII吸收剂（W_0^（2796）>= 0.3 A）的较大样品形成，其HI柱密度通过测量HST UV光谱中的Ly-alpha线来确定。测光红移，星系的颜色，和接近类星体的视线，在重要性降序，被用来确定负责吸收星系。我们的样本包括80个吸收系统的吸收星系已被确定，其中54个是第一次在这里。主要结果是：（1）相对于恒定的星系背景，在类星体视线上，星系的面密度随碰撞参量b的增大呈指数下降，e折叠长度约为46 kpc。在吸收红移处计算的b >~ 100 kpc的Galerkin与吸收系统无关是统计上一致的。(ii)logN（HI）在3.0 σ显著性水平下与b负相关。DLA星系被发现系统更接近类星体的视线，比产生subDLA或LLS的星系接近两倍。DLA星系样本的中值碰撞参量为17.4 kpc，subDLA样本为33.3 kpc，LLS样本为36.4 kpc。(iii)相对于L*、L/L* 的吸收星系光度与W_0^（2796）、log N（HI）或b无显著相关。(iv)DLA，subDLA和LLS星系包括光谱类型的混合，但根据其光谱能量分布推断主要是晚型星系。这些结果的影响进行了讨论。（节录）
2011-05-23 astro-ph.CO
A Lyman limit system associated with galactic winds
投射类星体星系对为研究环星系介质提供了强有力的手段，环星系介质保存着星系反馈的遗迹和星系际介质的吸积气体。在这里，我们研究了一个莱曼极限系统（LLS）的性质与N（HI）=10 $^{19.1\pm0.3}$ cm $^{-2}$和尘埃未校正的金属丰度[Fe/H] $=-1.1\pm0.3$在$z=0.78$向Q 0152 $-020$。MgII的吸收曲线由一个主要的饱和和一些较弱的光学薄的组件。使用MUSE观测，我们检测到一个星系接近吸收红移的影响参数为54千秒差距。这个星系具有星云发射线，我们测量了尘埃校正的恒星形成率为$10^{+8}_{-5}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$和发射金属丰度为[O/H] $=-0.1\pm0.2$。通过结合吸收线运动学与宿主星系形态运动学，我们发现，虽然主要的吸收成分可以来自银河风在$V_{\rm w}=110\pm4$公里的$^{-1}$较弱的组件不能。我们估计质量喷射率为$\dot M\gtrsim0.8$ M $_\odot$ yr $^{-1}$，转化为加载因子$η\gtrsim0.1$。由于晕的局部逃逸速度，$V_{\rm esc}\simeq430$ km s $^{-1}$，比$V_{\rm w}$大几倍，我们预计这种气体将保持与宿主星系的结合。这些观测结果为星系形成模型预测的风的物理性质提供了额外的限制。我们还介绍了…
2018-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
