The association between gas and galaxies III: The Cross-correlation of Galaxies and Ly-alpha Absorbers at z ~ 1
我们测量了低柱密度Ly-alpha吸收体与红移z ~ 1的星系之间的二维两点关联函数Xi_AG。我们从HST STIS E230 M吸收光谱中测量了红移z=0.68到1.51之间的Ly-alpha吸收体，总红移路径长度为Δ z=1.08，朝向类星体HE 1122-1648（z=2.4）和PKS 1127-145（z=1.187）。Ly-alpha吸收剂的柱密度范围为13.2< log（N_HI（cm^-2））<17.4，中位柱密度为log（N_HI）=14.0。在VLT使用FORS 2摄谱仪进行的R星等限制巡天（21.5<R_Vega<24.5）中，在这两颗类星体周围6.8' x 5.7'的视场内，共识别出193个星系的红移，其中95个高于关联函数中使用的最小红移z=0.68。当145个Ly-alpha星云-星系对在红移空间中进行分组时，发现了3 sigma的上限Xi_AG=2.8，它们分别位于投影间距和视线距离上的Δ sigma=1.0，Δ pi=2.0 h^-1 Mpc的分组中。在相同的红移范围内，互相关的上限比星系自相关的中心峰值低5.4 sigma，Xi_GG在我们的数据中等于10.7+/-1.4。因此，我们第一次证明了低柱密度吸收体与红移为1的星系之间的成团比相同红移的星系之间的成团要弱。
2010-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting Damped Lyman-$α$ Absorbers with Gaussian Processes
我们开发了一种自动化的技术，用于检测阻尼莱曼- $α$吸收体（DLAs）沿光谱视线的类星体（类星体或类星体）。在SDSS-III等大型光谱巡天中对DLAs的探测揭示了高红移下的星系形成，显示了星系从扩散气体中成核。我们使用近50000类星体光谱学习一种新的定制高斯过程模型的类星体发射光谱，我们应用到DLA检测问题，通过贝叶斯模型选择。我们提出了模型，用于确定任意数量的DLAs沿给定的视线。我们证明了我们的方法的有效性，使用大规模的验证实验，具有优异的性能。我们还提供了一个目录，我们的结果适用于162 858光谱SDSS-III数据发布12。
2018-05-15 astro-ph.CO physics.data-an
Cosmic Origins Spectrograph Observations of Warm Intervening Gas Towards 3C263
我们提出了HST/COS高S/N观测的z = 0.32566多相吸收朝向3C 263。COS数据显示来自H I、O VI、C III、N III、Si III和C II的吸收。该吸收体中的Ne VIII在FUSE光谱中被检测到。低和中间离子在运动学上彼此对齐，并且H I显示6 km/s的窄线宽。的O VI线的运动学偏移12公里/秒的低离子，是一个更广泛的四倍。所有的金属离子，除了O VI和Ne VIII是一致的起源于气体光电离的河外背景辐射。大部分观察到的H I也被这种光电离介质追踪。这种气相中的碳丰度接近太阳能。O VI和Ne VIII倾向于起源于T = 5.2 × 10^5 K时的碰撞电离气体。与该暖吸收体相关联的HI吸收是在COS光谱中边缘检测到的BLA。这个热气相的总氢柱密度为N（H）~ 3 × 10^19，比光电离气体的密度高2倍。在吸收器中同时探测到O VI、Ne VIII和BLA，可以对温度在10^5 - 10^6 K范围内的气体进行强有力的诊断，这对应于WHIM的暖相或星系扩展晕中的激波加热气体。
2012-04-18 astro-ph.CO
A Multiphase Absorber Containing O VI and Broad H I Directly Tracing 10^6 K Plasma at Low-Redshift Toward HE 0153-4520
本文利用类星体HE 0153-4520（z-em = 0.450）在1134 - 1796 A的观测资料，用分辨率为17 km/s，单位分辨率信噪比为20 - 40的COS观测资料，研究了z = 0.22601的多相部分莱曼极限系统（LLS），追踪了冷、热气体。莱曼极限破坏屈服对数N（H I）的FUSE观测值= 16.61（0.12，-0.17）观察到的H I 1216至926，C III，C II，N III，N II，Si III，和Si Ⅱ表明LLS中存在冷的光电离气体，log U = -2.8 \pm 0.1和log N（H）= 19.35 \pm 0.18，log n（H）= -2.9 \pm 0.2，log T = 4.27 \pm 0.02，log（P/k）= 1.75 \pm 0.17，log L（kpc）= 0.70 \pm 0.25。N、Si和C的丰度为[X/H] = -0.8（+0.3，-0.2），但结果对电离背景辐射场的假定形状敏感。多相系统具有强的O VI和相关的宽Ly α吸收（BLA），log N（O VI）= 14.21 \pm 0.02，b（O VI）= 37 \pm 1 km/s，log N（H I）= 13.70（+0.05，-0.08），b（H I）=140（+14，-16）km/s和b（H I）/b（O VI）= 3.9 \pm 0.4。在L…
2011-02-14 astro-ph.CO
The Composite Spectrum of Strong Lyman-alpha Forest Absorbers
本文提出了一种探测星系际介质的物理条件和金属富集的新方法：Ly-alpha森林吸收体的复合光谱。我们将这种技术应用于9480个Ly-alpha吸收体的样本，这些吸收体的红移为2 < z < 3.5，这些吸收体是在斯隆数字巡天（SDSS）第五次数据发布（DR 5）的13，279个高红移类星体的光谱中确定的。吸收体被选择为光谱中的局部最小值，其中2.4 < tau_Ly-alpha < 4.0;在SDSS分辨率（~ 150 km/s FWHM）下，这些吸收体是单独较弱的系统的混合物。在堆叠的光谱中，我们检测到O VI，N V，C IV，C III，Si IV，C II，Al II，Si II，Fe II，Mg II和O I的七条莱曼系列线和金属线。这些谱线中的许多谱线具有< 0.02的峰值光学深度，但它们仍然以高统计显著性被检测到。对莱曼系列测量的建模表明，我们选择的系统具有总H I柱密度N_HI ~ 10^15.4cm-2。假设典型的物理条件为rho /<rho>= 10，T = 10^4 - 10^4.5 K，[Fe/H]= -2，则可以合理地预测高电离态物质的谱线强度，但它比低电离态物质的谱线强度低两个数量级或更多。这种差异表明，低电离线出现在密集，凉爽，富含金属的团块，目前在一些吸收系统。
2010-10-07 astro-ph.CO
A high resolution study of intergalactic O VI absorbers at z~2.3
[摘要]我们详细研究了在VLT/UVES观测到的18个明亮类星体的高分辨率（R ~ 45，000）光谱中检测到的红移范围为1.9 < z < 3.1的最大样本O VI系统。根据Voigt剖面和表观光学深度分析，我们发现：（i）OVI吸收的多普勒参数通常比CIV宽;（ii）OVI的柱密度分布比CIV陡;（iii）OVI和CIV的线展（δv）有很强的相关性（iv）δv（O VI）和δv（C IV）也与它们各自的柱密度和N（H I）相关（在> 5σ水平）（分别为3和4.5 σ）。这些研究结果有利于这样的想法，CIV和OVI吸收起源于不同阶段的相关结构和系统具有较大的速度扩展可能与过密区域。发现C Ⅳ和O Ⅵ吸收的光学深度加权红移之间的速度偏移在0 <|Δv（O VI - CIV）|< 48 km/s，中值为8 km/s。我们比较了样品中的O-VI系统和低红移系统的性质（z < 0.5）样品，发现（i）低z下的O VI组分比高z下的O VI组分系统地更宽，对它们的b参数具有增强的非热贡献，（ii）高z和低z的柱密度分布函数的斜率是一致的，（iii）从对准良好的吸收体的子样本估计的气体温度范围在高z和低z处是相似的，并且（iv）Ω_{OVI} =（1.0 \pm 0.2）\times 10^{-7}对于N（O VI）> 10^{13.7} cm^{-2}，在我们的高z样本中估计，与低z估计非…
2011-12-06 astro-ph.CO
Incidence of Strong MgII Absorbers Towards Different Types of Quasars
我们报告的第一个比较研究的强镁II吸收体看到对射电大声类星体的核心为主（CDQs）和瓣为主（LDQs）类型和正常的类星体。与背景类星体系统速度偏移v <5000 km/s的MgII相关吸收系统也被排除在外。现有的光谱数据的红移匹配视线的3975 CDQs和1583 LDQs，覆盖的发射红移范围0.39-4.87，进行了分析和864强MgII吸收剂被发现，覆盖的红移范围0.45-2.17。使用这个定义明确的强MgII吸收体的大数据集得出的结论是：（i）CDQs的数密度dN/dz显示出比类星体的估计值小的、略微显着的超出;（ii）在红移空间中，这种差异反映在1.2-1.8的窄红移区间内，dN/dz比类星体超出1.6 σ;（iii）CDQ的dN/dbeta分布（β =v/c）比类星体的红移和光度匹配样本的分布大得多，β在0.05-0.1之间。这使我们推断，在这个偏移速度范围内看到的强MgII吸收系统的一个显着的部分可能与CDQs，并可能被加速到视线的强大的射流和/或由于吸积盘流出接近我们的方向。对这种情况的支持来自一致性检查，其中我们只考虑对应于beta > 0.2的光谱范围。计算的红移分布强MgII吸收CDQs现在显示出良好的协议与已知的类星体，确实是预期的纯粹干预吸收系统。因此，对于CDQs，在相对于原子核的速度比通常采用的上限5000 km/s大得多的情况下，可以看到相关的强MgI…
2013-07-15 astro-ph.CO
Constraints on the relative sizes of intervening Mg II-absorbing clouds and quasar emitting regions
内容：相对于类星体的视线，在伽马射线暴（GRB）的视线上观察到了更高的强（静止等效宽度W_r > 1 μ m）MgII干涉吸收的发生率。这种差异的几何解释已被建议：源的光束尺寸的比率的特征尺寸的Mg II吸收系统可以影响观察到的Mg II等效宽度，如果这两个尺寸是可比的。目的：我们调查是否不同的光束大小的连续源和宽线区域的斯隆数字巡天（SDSS）类星体产生的类星体的连续区和连续区和宽线区光照射的吸收体的强Mg II吸收体的入射之间的差异。方法：我们进行了半自动搜索强镁II吸收剂的SDSS数据版本7类星体样本。由此产生的强Mg II吸收剂目录可在线获得。我们测量了叠加在类星体C IV 1550和C III] 1909发射线上和外的强Mg II吸收体的视线数密度。结果如下：我们看到没有区别的视线数密度的强镁II吸收体叠加在类星体宽发射线相比，那些叠加在连续占主导地位的光谱区域。这表明，在类星体光谱中，通常作为中间吸收体观测到的Mg II吸收云大于类星体中心连续发射区和宽线发射区的光束尺寸，对应于Mg II吸收云特征尺寸的下限为10^17} cm量级。
2012-11-21 astro-ph.CO
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
Element Abundances at High-redshift: Magellan MIKE Observations of sub-Damped Lyman-alpha Absorbers at 1.7 < z <2.4
我们提出了化学丰度测量的高分辨率观测5次阻尼莱曼α吸收体在1.7 < z < 2.4观测麦哲伦稻盛京瓷Echelle（MIKE）光谱仪上的6.5米麦哲伦II粘土望远镜。检测Zn II、Mg I、Mg II、Al II、Al III、S II、Si II、Si IV、C II、C II*、C IV、Ni II、Mn II和Fe II的谱线，并测定柱密度。从几乎未耗尽的元素Zn推断，吸收气体的金属丰度在我们样本中的五个吸收体的< -0.95到+0.25 dex的范围内，其中三个系统是近太阳或超太阳。我们还调查了电离的影响，所观察到的丰度使用光电离建模。结合我们的数据与其他子DLA和DLA的数据从文献中，我们报告了最完整的现有的测定的金属丰度与红移关系的子DLAs和DLAs。我们证实了以前的调查，子DLAs的建议，平均而言，更丰富的金属比DLAs和发展更快。我们还讨论了这些吸收体的相对丰度和丰度比。更多的金属丰富的系统显示出显着的粉尘消耗水平，建议的比值[Zn/Cr]和[Zn/Fe]。对于我们样本中的大多数系统，[Mn/Fe]与[Zn/H]的趋势与先前在低红移亚DLA中看到的一致。我们还测量的速度宽度值的子DLAs在我们的样品中的Fe II 2344，2374，2600 A的不饱和吸收线，并检查这些系统位于金属丰度与速度色散的图。最后，我们研究冷却速率与H I柱密度在这些子DLAs，并比…
2013-07-26 astro-ph.CO
Probing the Circumgalactic Medium at High-Redshift Using Composite BOSS Spectra of Strong Lyman-alpha Forest Absorbers
我们呈现了由242，150个Lyman-alpha（Lya）森林吸收体样本构建的复合光谱，这些吸收体在红移2.4<z<3.1处，这些吸收体是在作为斯隆数字巡天III数据发布9的一部分的重子振荡光谱巡天（BOSS）的类星体光谱中确定的。我们根据138 km/s宽的箱中的通量（大约是BOSS分辨率元素的大小）来选择森林吸收体。我们将这些吸收器分成跨越通量-0.05 < F<0.45范围的五个样本。对较小样本的高分辨率光谱的测试表明，我们的三个最强吸收仓将探测环星系区域（投影分离< 300适当kpc，|Delta V| <300 km/s），对于非常高的信噪比，在大约60%的情况下。在这个子集内，削弱Lya吸收与降低环星系选择的纯度，一旦BOSS噪声被包括在内。我们较弱的两个Lya吸收样本由星系际介质主导。我们提出了这些样品的复合光谱和HI和13种金属电离物种的测量吸收特性的目录，所有这些我们都提供给社会。我们比较测量七个莱曼系转换在我们的复合光谱单线模型，并获得进一步的限制，从其相关的过剩莱曼极限不透明度。该分析提供了在14.4 <~ Log（N_HI）<~ 16.45范围内与柱密度一致的结果。我们比较我们的测量金属吸收的各种简单的单线，单相模型的初步解释。我们的研究结果意味着在环星系样品中，尺度下降到~30 pc和近太阳金属丰度的聚集，而与典型IGM密度和金属丰度一致的高电离金属吸收…
2014-03-20 astro-ph.CO
Detection of Ne VIII in an Intervening Multi-Phase Absorption System Towards 3C 263
我们报告的检测Ne VIII在一个干预多相吸收线系统在z=0.32566的FUSE光谱的类星体3C 263。Ne VIII 770 A线检测具有3.9 σ显著性。在相同的速度下，我们还发现了来自C IV，O III，O IV和N IV的吸收线。谱线参数的测量结果是log [N（Ne VIII），cm^-2] =13.98（+0.10，-0.13），b = 49.8 +/- 5.5 km/s。我们发现，在气相中产生的Ne VIII吸收的电离机制是不一致的光电离。这种吸收体具有多相结构，在温度范围为（0.5 - 1.0）× 10^6 K的冷的光电离气体中产生中间离子，而Ne VIII最有可能在温暖的碰撞电离介质中产生。这是有史以来第二次探测到干预Ne VIII吸收系统。其性质类似于Savage等人（2005年）报道的Ne VIII吸收剂。需要直接观测H I和O VI，以更好地约束该吸收体的碰撞电离气相中的物理条件。
2009-07-20 astro-ph.CO
Chemical constraints on the contribution of Population III stars to cosmic reionization
最近的研究强调，z = 6-8的星系无法产生足够的电离光子来恢复IGM，并建议第三星族恒星可以解决这种紧张局势，因为它们更硬的光谱可以产生比第二星族多10倍的电离光子。但这个论点关键取决于第三星族时代的持续时间，因为第三星族恒星是由原始气体形成的，反过来又取决于银河系富集的速度。我们使用一个半解析模型的星系形成，跟踪星系的化学演化，以衡量的影响，第三族恒星的再电离。星族III SNe产生不同的金属丰度，我们认为，星族III时代的持续时间可以通过高z阻尼Lyα吸收体（DLAs）的精确相对丰度测量来限制，这提供了过去恒星形成的化学记录。我们发现，由于第三星族恒星的金属产额很大，寿命很短，因此在10^6年左右的极短时间尺度内，第三星族恒星的单代恒星就可以在第三星族到第二星族跃迁的临界金属丰度Zcrit=10^-4 Zsun以上自富集星系。这随后终止了第III族时代，因此它们仅在z >~ 30时贡献>~ 50%的电离光子，并且在z=10时贡献<1%。通过延迟金属混合到ISM中，可以增加III族贡献。然而，将得到的金属丰度模式与z <~ 6 DLAs中现有的测量结果进行比较，我们表明，在z = 10时，高质量第三星族恒星对电离率的贡献率必须<~ 10%。未来对z~7-8类星体和伽玛暴的丰度测量应该能探测到星族III恒星形成的化学痕迹的时代。
2013-10-02 astro-ph.CO
ALMACAL III: A combined ALMA and MUSE Survey for Neutral, Molecular, and Ionised Gas in an HI-Absorption-Selected System
研究重子进出星系的流动是理解星系随时间演化的重要组成部分。我们提出了一个详细的情况下，周围的环境中的干预LY $α$吸收线系统在$z_{\rm abs} = 0.633$，看到对类星体J 0423 $-$ 0130（$z_{\rm QSO} = 0.915$）。我们用ALMA探测到一个星系的$^{12}$ CO（2- 1），$^{12}$ CO（3- 2）和$1.2$ ~mm连续辐射，其红移为Ly $α$吸收体，投影距离为$135$ kpc。从ALMA探测，我们推断ISM条件类似于在低红移的发光红外星系。DDT MUSE积分场单位观测揭示了$^{12}$ CO发射线源的光学对应物和吸收体红移处的三个额外的发射线星系，它们共同形成一个星系群。探测到的$^{12}$ CO发射线来自这一星系群中质量最大的星系。虽然我们不能排除我们错过了一个较暗的主机，我们达到了一个尘埃未校正的恒星形成率（SFR）的限制> $0.3 \text{M}_{\odot} \text{ yr}^{-1}$在$100$千秒差距从视线到背景类星体。我们测量尘埃校正的SFR（范围从$3$到$50$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$），形态运动学和金属丰度的四个组星系，以了解集团和中性气体探测吸收之间的关系。我们发现，Ly $α$吸收剂的痕迹，无论是从最大的星系或组内气体流出。这个案例研究说明了结合ALM…
2017-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Deep Search For Faint Galaxies Associated With Very Low-redshift C IV Absorbers: II. Program Design, Absorption-line Measurements, and Absorber Statistics
为了研究富金属气体在最近几个宇宙时期的演化，以及描述弥散、电离、富金属的环星系介质（CGM）的特征，我们利用哈勃空间望远镜（HST）宇宙起源谱仪（COS）对89条类星体视线中的CIV吸收系统进行了盲测。我们在z < 0.16处识别了42个吸收体，这是迄今为止在这个红移范围内最大的均匀盲样。我们的测量结果表明，从z ~ 1.5到现在，每一个共动路径长度的C IV吸收体数密度（dN/dX = 7.5 +/- 1.1）都在增加，相对于宇宙临界密度的质量密度（Ω（C IV）= 10.0 +/- 1.5 x 10^-8）也在适度增加，这与宇宙学流体动力学模拟的预测一致。此外，数据支持偏离单一幂律的列密度分布函数的函数形式，也与独立的理论预测一致。由于数据还探测重元素离子，除了C IV在相同的红移，我们确定，测量，并寻找这些物种的组件出现对齐的速度列密度之间的相关性。在这些离子-离子的相关性，我们发现C II和硅II，C II和硅III，C IV和硅IV之间的紧密相关性的证据，这表明这些对物种出现在类似的电离条件。然而，相关性的证据随着电离势差的增加而减少。最后，当控制观测偏差，我们发现只有边缘的证据之间的相关性（86.8%的可能性）的多普勒线宽b（C IV）和列密度N（C IV）。
2015-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the connection between the metal-enriched intergalactic medium and galaxies: an OVI-galaxy cross-correlation study at $z < 1$
本文给出了在$z < 1$上研究$\sim 18~\textrm{Gpc}^3$共动体中星系和OVI吸收体的自相关函数和互相关函数的新结果。我们使用一个样本的51,296个星系和140个OVI吸收柱密度范围内的$13 \lesssim \log N \lesssim 15$测量两点相关函数在两个维度的横向和正交的视线$ξ(r_{\perp}, r_{\parallel})$。我们进一步推断相应的“实空间”相关函数，$ξ(r)$，通过投影$ξ(r_{\perp}, r_{\parallel})$沿$r_{\parallel}$，并假设一个幂律形式，$ξ(r) = (r / r_0)^{-γ}$。通过比较星系-星系互相关函数$ξ_{\textrm{ag}}$、星系自相关函数$ξ_{\textrm{gg}}$和吸收体自相关函数$ξ_{\textrm{aa}}$的结果，我们将星系和富金属星系际介质之间的统计联系限定为恒星形成活动的函数。我们还比较了这些结果从EAGLE宇宙流体动力学模拟的预测，并找到一个合理的协议。我们发现：（i）OVI吸收体在$\sim$ Mpc尺度上显示出非常小的速度色散，可能是$\lesssim$ 100 \kms ;（ii）OVI吸收体和星系可能不会线性地追踪相同的物质分布。特别是，我们的研究结果表明，OVI吸收较少聚集，并可能更多地延伸到星系周围比星系周围的星系本…
2016-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
MApping the Most Massive Overdensities (MAMMOTH) II -- Discovery of an Extremely Massive Overdensity BOSS1441 at $z=2.32$
宇宙学模拟表明，高光学深度Ly $α$吸收体，这是从星系际介质（IGM），和3-D质量超密度的尺度上的$10-30$ $h^{-1}$共动Mpc之间的强相关性。通过研究斯隆数字巡天III（SDSS-III）中$\sim$ 80，000类星体视线在0.1 Gpc $^3$体积上的吸收光谱，我们已经确定了一个极端的超密度，BOSS 1441，它在$z=2.32\pm 0.02$上含有一组罕见的强Ly $α$吸收体。这个吸收体群与六个类星体在相同的红移在一个30百万秒差距的规模。利用Mayall/MOSAIC窄带和宽带成像技术，我们探测到了低至$0.7\times L_{\rm{Lyα}}^*$的Ly $α$发射体（LAEs），并揭示了该区域Ly $α$发射体（LAEs）的大尺度结构。我们后续的大双筒望远镜（LBT）观测已经在光谱上确认了19个星系的密度峰值。我们发现BOSS 1441在15 Mpc尺度上有一个$10.8\pm 2.6$的LAE超密度，它可以在$z\sim0$坍缩成一个$M\gtrsim10^{15}$ M $_\odot$的大质量星系团。这种高密度是迄今为止在$z\sim2$发现的最大规模的结构之一。
2016-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
[O III] Equivalent Width and Orientation Effects in Quasars
[OIII]线的通量被认为是类星体辐射热辐射的一个很好的指标。从吸积盘观察到的连续辐射应该强烈依赖于盘轴和视线之间的倾斜角θ。基于此，[OIII]的等效宽度（EW）应提供θ的直接测量。在这里，我们分析了EW（[OIII]）在约6，000个SDSS类星体样本中的分布，并发现它可以准确地再现假设相对较小的内在散射和随机分布的倾角。这一结果具有以下意义：（1）它是类星体光学连续谱盘状发射的直接证明：（2）EW（[OIII]）值可以作为倾斜度的代用指标，用来校正测量的连续谱发射，进而估算类星体的辐射光度;（3）宽线类星体中存在的几乎是边向盘，意味着吸积盘并不与环核吸收体对齐，和/或后者的覆盖率相当小。最后，我们表明，EW分布的宽线（H β，Mg II，C IV）的类似分析没有提供倾斜效应的证据，这表明一个圆盘状的几何形状的宽发射线区域。
2010-10-11 astro-ph.CO
Multiwavelength campaign on Mrk 509. III. The 600 ks RGS spectrum: unravelling the inner region of an AGN
我们目前的结果，我们的600 KS RGS观测的一部分，Mrk 509的多波长运动。由于长时间曝光和使用RGS多点模式，非常高质量的光谱使我们能够以前所未有的精度研究电离流出。我们探测到来自星际介质和Mrk 509电离吸收体的多条吸收线。还检测到许多发射分量，包括与宽线区域中的原点一致的宽发射线、窄OVII禁止发射线以及（窄）辐射复合连续体。电离吸收体由两个速度分量组成（v = -13 \pm 11 km/s和v = -319 \pm 14 km/s），这两个分量与包括紫外数据在内的早期结果一致。另外还有一个实验性的高速流出分量，-770 \pm 109 km/s，这只在少数几条高电离吸收线中看到。外流显示离散电离组件，跨越四个数量级的电离参数。由于我们的光谱的出色的统计，我们证明了第一次，流出Mrk 509在1-3之间的重要范围内的log xi不能描述一个平滑的，连续的吸收测量分布，而是显示出两个强大的，离散的峰。在最高和最低电离参数下，我们无法区分光滑和分立元件。
2011-07-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Multiple Absorption-Line Spectroscopy of the Intergalactic Medium. I. Model
本文提出了一个基于物理的吸收线模型，用于星系际介质的光谱研究。该模型采用了Gnat和Sternberg（2007）的Cloudy模拟和理论计算结果，以检查吸收气体在以下电离场景下的观测特征：碰撞电离平衡（CIE），光电离平衡，混合（光加碰撞电离）和非平衡冷却。作为演示，我们应用这个模型的新的观测与宇宙起源光谱仪搭载在哈勃太空望远镜的IGM吸收在z~0.1877沿1 ES 1553+113视线。我们识别出Ly α，C III，O VI和N V吸收线，它们具有两个不同的速度分量（蓝色在z_b=0.18757;红色在z_r=0.18772），它们之间的距离为Delta（cz）/（1+z）~38 km/s。这些线的联合分析表明，没有一个检查的电离方案可以应用于蓝色的速度分量的信心，虽然光电离似乎发挥了主导作用。对于红色分量，可以排除CIE，但纯光电离和混合方案（T<1.3E5 K）更容易接受。吸收气体的氢密度和金属丰度的限制范围为n_H=（1.9-2.3）E-5 cm^-3和Z=（0.43-0.67）Z_solar。这些约束条件表明OVI和HI电离分数，f_OVI=0.10-0.15，f_HI=（3.2-5.1）E-5，总氢柱密度N_H=（0.7-1.2）E18 cm^-2。这表明多条吸收谱线的联合分析可以约束吸收体的电离态，并将结果用于估计吸收体中所含的重子物质。
2011-02-09 astro-ph.CO
The Ionized Absorber and Nuclear Environment of IRAS 13349+2438: Multi-wavelength insights from coordinated Chandra HETGS, HST STIS, HET, and Spitzer IRS
我们提出的结果，从协调IR到X射线光谱活动的类星体IRAS 13349+2438。光谱显示极端的本征矢量-1特性，但H-β线宽反对NLS 1分类;我们根据[O III]改进z=0.10853。我们使用两种独立的方法（H-β线宽和SED拟合）估计BH质量=10^9 Msun。蓝移吸收（-950km/s和-75km/s）首次出现在Ly-alpha，NV和CIV的STIS紫外光谱中。较高速度的紫外线与较低电离度（xi~1.6）的X射线暖吸收线重合。需要一个蓝移700- 900 km/s的尘埃多重电离吸收体来拟合X射线数据。比较不同电离SED的理论模型揭示了包含UV的（即，吸积盘）电离连续体强烈影响热吸收体的热力学稳定性的结论。具体到IRAS 13349，一个X射线-紫外电离SED有利于连续分布的电离状态在一个光滑的流动（本文），而不是离散的云在压力平衡（工作的其他人，其中紫外线被省略）。直接灰尘检测可见于IR：PAH发射（7.7和11.3）微米，其也可能与镁橄榄石混合，和（10和18）微米硅酸盐发射，以及X射线：铁粉，其中灰尘与气体的比率> 90%。我们发展了一个几何模型，通过一个模糊的环面的高层大气中看到的类星体核区。这条视线被灰尘遮挡，阻挡了紫外线/光发射区域的直接视野，但由于气体被电离，因此在X射线中基本上是透明的。在我们的模型中，20%的固有UV/光学连续谱被散射到我们的视线中的…
2013-01-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
Probing Large-scale UV Background Inhomogeneity Associated with Quasars using Metal Absorption
我们研究了与高红移类星体种群相关的三维大尺度紫外背景不均匀性。我们这样做是通过测量金属吸收通过类星体吸收光谱叠加作为一个函数的距离最近的类星体在SDSS-IV/eBOSS上10秒的共同移动megaparsec尺度。我们研究了星系际介质吸收体和混合环星系介质吸收体以及O VI、C IV、Si IV和Si III中的探测吸收。在$2.4<z<3.1$的类星体附近可以看到总体上更强的高电离物质吸收。O VI吸收显示出特别强烈的变化，在某些情况下，C IV的影响是明显的，而Si III和Si IV的影响更小。我们进一步研究了$2.05<z<2.4$（随着时间的推移增加均匀性的微弱迹象），并探讨了金属吸收作为综合SDSS-r带通量类星体通量的函数的研究（产生一致但不太重要的结果）。虽然金属吸收确实显示出对大规模3D类星体接近的敏感性，但目前不完整的类星体样本限制了详细的解释。然而，这项工作确实表明，紫外线背景不均匀性存在于与类星体相关的几十秒的同动megaparsec尺度上，并且可以通过检查星系际介质中的金属吸收来精确测量。
2020-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing the Reionization-Epoch Intergalactic Medium with Metal Absorption Lines
在z>6光谱中观察到的IGM金属吸收线提供了探测早期反馈过程、富集源的性质和再电离拓扑结构的机会。我们进行了包括星系外流在内的高分辨率宇宙学模拟，研究了5种离子（C II，C IV，O I，Si II，Si IV）在z=8->5之间吸收的可观测性和物理性质。我们应用三种情况下的电离条件：完全中性，完全再电离，和一个补丁模型的基础上从最近的星系的流量。我们发现，我们的模拟广泛适用于现有的z~5-6 IGM金属线数据，虽然所有的观察不能容纳一个单一的电离条件。Becker等人（2006年）观察到的视线中的O 1吸收剂的变化表明，低至z~6的中性IGM斑块显著。z~6处的强C IV吸收体可能是其母星系电离的结果。我们的外流有典型的速度~200公里/秒和质量加载因子~6。如此高的质量负载对于将IGM富集到观测水平，同时减少恒星形成以匹配观测到的z~6静止框架UV光度函数是至关重要的。金属的体积填充因子在这一时期增加，但当Z>10^（-3）Zsolar时，到z=5时仅达到~1%。CIV是IGM金属在z~5-6的理想示踪剂，其整体电离分数下降到更高或更低的红移。这导致从z=8->5强烈增加的全局Ω（C IV），与其从z=5->2的相对恒定性相反。我们的模拟不支持广泛的早期IGM富集，例如Pop III星。高z吸收体产生于金属第一次从星系向外的旅程，距离小于50 kpc。负责早期IGM富集的星系…
2009-03-12 astro-ph.CO
Strong z~0.5 O VI Absorption Toward PKS 0405-123: Implications for Ionization and Metallicity of the Cosmic Web
我们给出了用FUSE和STIS观测到的O-VI系统在z_abs = 0.495096处朝向PKS 0405-123（z_em = 0.5726）的观测结果。除了强O VI（log N（O VI）= 14.47+/-0.02）和中等H I外，该吸收剂还显示C III、N IV、O IV和O V，上限为另外7种离子。大量的可用离子使我们能够测试电离模型通常采用少得多的约束。我们发现，离子柱密度不能匹配的碰撞电离模型，在平衡或不平衡。光电离模型可以匹配所观察到的柱密度，包括O VI。如果我们假设光电离是由类星体主导的紫外背景造成的，那么气体的金属丰度为[O/H] =-0.15，而一个紫外背景的模型加上从星系逃逸的电离光子的贡献，则得到[O/H] =-0.62。两者均给出[N/O] ~ -0.6和[C/H] ~ -0.2至-0.1。电离光谱的选择受到很大的限制。同时考虑光致电离气体（T~10^4 K）和碰撞电离气体（T~（1-3）x10^5 K）的多相模型也可以与观测结果相匹配，得到非常相似的金属丰度。该系统中的OVI不一定是WHIM物质的可靠示踪剂。我们没有检测到Ne VIII或Mg X吸收。Ne VIII/O VI的极限< 0.21（3 σ），是迄今观察到的最低值。因此，该吸收体并没有显示出T~（0.5-3）x10^6 K处的“温热星系际介质”存在的确凿证据，该介质被认为含有相当大比例…
2009-03-23 astro-ph.CO
First results from the CRESST-III low-mass dark matter program
CRESST实验是一个直接的暗物质搜索，其目的是测量潜在的暗物质粒子在地球上的探测器的相互作用。在目前的CRESST-III阶段，我们专注于低能量阈值，以提高对光暗物质粒子的灵敏度。在这篇手稿中，我们描述了在CRESST-III（05/2016-02/2018）的第一次运行中运行的一个探测器的分析，实现了30.1eV的核反冲阈值。该结果是用23.6 g CaWO $_4$晶体在Cratori Nazionali del Gran Sasso（LNGS）的CRESST装置中作为低温蒸发量热计操作获得的。初级声子/热信号和同时发射的闪烁光（其在单独的蓝宝石上硅光吸收体中被吸收）都用在~ 15 mK下操作的高灵敏度过渡边缘传感器测量。这些传感器与我们目标中存在的轻元素氧的独特组合产生对低至160 MeV/c $^2$的暗物质粒子质量的灵敏度。
2019-03-31 astro-ph.CO astro-ph.IM
Variability in Quasar Broad Absorption Line Outflows III. What Happens on the Shortest Time-scales?
类星体光谱中的宽吸收线（BALs）是高速外流的显著特征，这可能存在于所有类星体中，并且可能是星系演化反馈的主要贡献者。研究这些BALs中的可变性使我们能够进一步了解流出物的结构、演化和基本物理性质。这是关于24颗红移为1.2 < z < 2.9的发光BAL类星体监测计划的系列论文中的第三篇。在这里，我们专注于在我们的完整的多历元样本，其中涵盖的时间尺度从0.02-8.7年的类星体休息框架的CIV 1549 A BALs的变化的时间尺度。我们的样本包含每个类星体多达13个时期的数据，平均每个类星体7个时期。我们发现，在较长的时间尺度上，变异的发生率和幅度都更大。我们的部分监测计划专门针对这些BAL类星体中的一半，其静止帧时间尺度<2个月。这揭示了我们探测的最短时间尺度（8-10天）的变化。观测到的变化，只有部分的BAL槽或线的光学厚表明，至少有一些这些变化是由云（或某种类型的外流子结构）移动通过我们的视线。在这种穿越云的情况下，变化时间约束穿越速度和吸收器的位置。典型的变化时间约为1年，表明穿越速度为几千公里/秒，距离中心黑洞的径向距离接近1 pc。然而，发生在8-10天内的最快BAL变化需要17 000 - 84 000 km/s的穿越速度和仅0.001-0.02 pc的径向距离。这些速度类似于或大于观测到的径向流出速度，并且推断出的位置在宽发射线区域的标称半径内。
2012-11-20 astro-ph.CO
The Cross-correlation of MgII Absorption and Galaxies in BOSS
利用SDSS-III重子振荡光谱巡天（CMASS星系）的DR11主星系样品和SDSS-II的DR7类星体光谱，对Mg Ⅱ吸收和大质量星系的互相关进行了测量。交叉相关性的测量是通过堆叠类星体吸收光谱移位到红移的星系，是在一定的类星体的碰撞参量箱，类星体连续模型划分后。这导致平均MgII等效宽度作为星系的碰撞参量的函数，范围从50 kpc到10 Mpc以上的适当单位，其中包括所有MgII吸收体。我们表明，需要特别注意使用一个无偏的类星体连续估计，以避免系统误差的平均堆叠MgII等效宽度的测量。虽然测量误差很大，但测量的互相关符合星系关联函数的预期形状。我们使用的互相关幅度推导出的偏置因子的镁II吸收剂，发现bMgII = 2.33 \pm？0.19，其中误差仅考虑测量平均等效宽度时的统计不确定性。这个偏置因子大于在以前的研究中获得的，可能会受到我们讨论的建模不确定性的影响，但如果正确的话，它表明在红移z \simeq 0：5的MgII吸收体在空间上分布在大尺度上类似于BOSS中的CMASS星系。关键词：星系：晕，星系：形成，类星体：吸收线，宇宙的大尺度结构
2014-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
An extended XMM-Newton observation of the Seyfert galaxy NGC 4051 - III. FeK emission and absorption
2009年，对塞弗特1星系NGC 4051进行了扩展的XMM-牛顿观测，发现了一种具有复杂吸收线速度结构的光电离外流，以及速度与电离参数的广泛相关性，Pounds等人（2011）表示，这与进入星际介质或先前喷出物的高度电离的高速风一致，在由此产生的强烈冲击中失去了大部分的动能。在本文中，我们更详细地研究了Fe K谱区，并发现在高度电离的吸收体中支持两个不同的速度分量，其值对应于假定的快风（~ 0.12c）和激波后流（v ~ 5000-7000 km/s）。铁K吸收线结构被认为是不同的轨道到轨道的时间尺度上，显然响应于电离通量的短期增加和-也许更普遍的-在软X射线（和同时紫外线）光度的变化。后一个结果是特别有趣的，在提供独立的支持存在的冲击气体冷却主要是由康普顿散射吸积盘光子。铁钾发射是由一个窄的荧光线从近中性物质，与弱红翼在这里模拟的相对论盘线。窄线通量是准恒定的整个45天的2009年活动，但解决，与散射的冲击后流的一个组成部分的速度宽度一致。在几个单独的轨道光谱中的Fe XXV和Fe XXVI的共振跃迁的P天鹅座配置文件的证据。
2012-02-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Radiation Pressure Confinement -- III. The origin of the broad ionization distribution in AGN outflows
活动星系核（AGN）驱动的电离气体风可以通过其X射线谱中的吸收线来研究。这些流出物的反复出现的特征是它们的宽电离分布，包括基本上所有的电离水平（例如，Fe^0+至Fe^25+）。这一特征可以用吸收测度分布（AMD）来量化，AMD定义为柱密度随电离参数的分布|dN / dlog xi|.观测到的AMD扩展到0.1 < xi < 10^4（cgs），并且在不同的对象中非常相似。幂律拟合（|dN /dlog xi| ~ N_1 xi^a）得到N_1 = 3x 10 ^{21} cm^-2 +- 0.4 dex和a = 0 -- 0.4。这种宽电离分布的来源是什么？观测到的$N_1$和$a$的小范围是由什么决定的？一种常见的解释是多相流出，在均匀的气体压力介质中具有广泛的气体密度。然而，入射辐射压力导致光致电离气体中的气体压力梯度，并且因此导致单个板内的宽范围的电离状态。我们表明，这种压缩的气体的辐射压力导致AMD与|dN / dlog xi| = 8x10^21 xi^0.03 cm^-2，与观测结果非常相似。$N_1$和$a$的计算值弱依赖于气体金属丰度，电离光谱斜率，到核的距离，环境密度，和总吸收柱。因此，光致电离气体的辐射压压缩（RPC）为所观察到的AMD提供了一个自然的解释。RPC预测的气压随着电离度的降低而增加，这可以用来检验RPC在活动星系核外流中的有效性。
2014-09-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
CAIXA: a catalogue of AGN in the XMM-Newton archive III. Excess Variance Analysis
我们报告的第一个XMM系统的“过剩方差”的研究结果的所有无线电安静，X射线无遮蔽活动星系核。整个样本由XMM观测到的161个源组成，观测时间超过10 ks，这是迄今为止用于研究活动星系核X射线变率的最大样本。我们计算了所有活动星系核在不同时间尺度（10，20，40和80千秒）和不同能带（0.3 - 0.7，0.7 - 2和2 - 10千电子伏）的超额方差。我们观察到一个非常显着的和紧密的（~0.7 dex）之间的过度方差和MBH的相关性。混响映射AGN的子样本显示出更小的散射（~0.45 dex），可与MBH不确定性引起的散射相媲美。这意味着X射线光变率可以作为测量MBH的精确工具，并且这种方法比基于单历元光谱的方法更精确。多余的方差与吸积率的依赖性是弱于预期的基础上的PSD中断频率缩放，这表明PSD的高频中断和正常化依赖于吸积率在这样一种方式，他们几乎完全相互抵消。观测到超额方差与2 - 10 keV谱指数之间存在高度显著的相关性。变异性与LBol和FWHM_H β的相关性都与MBH相关性的副产品一致。软和中等变异性与硬变异性非常相关，这表明额外的软组分（即软过量、热吸收剂）对总变异性的贡献很小。一旦对MBH和mdot的变异性进行重新标度，就没有观察到窄线和宽线Seyfert 1之间的显著差异。结果是一致的图片，在第一近似，所有的本地AGN有相同的变化特性，一旦重新标度的MBH和…
2011-12-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Deep Chandra ACIS Study of NGC 4151. III. the Line Emission and Spectral Analysis of the Ionization Cone
本文是第三个系列中，我们提出了深钱德拉ACIS-S成像光谱的塞弗特1星系NGC 4151，致力于研究其复杂的环核X射线发射。在r>130 pc（2”）的明亮扩展发射（L[0.3-2keV]~10^40 erg/s）的软X射线光谱中，发射特征与钱德拉HETGS和XMM-牛顿RGS光谱中低于2 keV的更明亮的OVII、OVIII和NeIX线一致。我们构建了这些特征的发射线图像，并发现与[OIII] 5007 A中绘制的窄线区域云具有良好的形态相关性。自洽的光电离模型提供了很好的描述的光谱的大规模发射，以及解决的结构，支持核光电离的主导作用，虽然位移的光学和X射线功能意味着一个更复杂的介质。碰撞电离发射估计为扩展发射的<12%。在垂直于双锥的X射线图像中存在低电离和高电离光谱分量以及扩展发射，表明核电离的泄漏，可能通过温暖的吸收体过滤，而不是被连续的模糊环面阻挡。[OIII]/软X射线通量的比率是近似恒定的（~15）为1.5千秒差距的半径跨越这些测量，表明一个相对恒定的电离参数，符合光电离流出风一样的密度分布。利用空间分辨特征，我们估计在130秒差距时，NGC 4151的质量外流速率约为2 Msun/yr，电离外流的运动学功率为1.7x10^41 erg/s，约为NGC 4151辐射热光度的0.3%。
2011-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
