A fourth HI 21-cm absorption system in the sight-line of MG J0414+0534: a record for intervening absorbers
我们报告了在z=0.5344处检测到一个强HI 21-cm吸收系统，以及在z=0.3389处的候选系统，在朝向z=2.64类星体MG J 0414 +0534的视线中。这一点，加上主红移处的吸收和另外两个中间吸收体，总共有四个（可能是五个）。以前沿单一视线探测到的21厘米吸收体的最大数量是两个，因此我们怀疑这个富含气体的吸收体的数量在某种程度上与背景源的红色有关。尽管如此，没有分子气体（通过OH吸收）尚未检测到在任何21厘米的红移，虽然，从人口的21厘米吸收作为一个整体，有证据表明，弱的相关性之间的原子线强度和光学-近红外颜色。在任何一种情况下，沿着一条视线朝向一个高度模糊的源发现了如此多的富含气体的星系（可能是阻尼莱曼α吸收系统），这一事实可能对光学测量中未检测到的微弱星系的数量产生深远的影响，这种可能性可以通过未来的平方公里阵列宽场吸收线测量来解决。
2013-06-05 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
One percent determination of the primordial deuterium abundance
我们报告了一个近原始的吸收系统，位于红移z_abs=2.52564的类星体Q1243+307，根据档案和新的数据相结合的基础上获得的HIRES阶梯光栅光谱仪的凯克望远镜。这个吸收系统的氧丰度[O/H]=-2.769+/-0.028（太阳丰度的约1/600），是目前已知的最低金属丰度的系统之一，可以精确测量氘丰度。基于八条D I吸收线，我们对该系统的详细分析得出结论，该气体云的氘丰度为log_10（D/H）= -4.622+/-0.015，这与Kirkman等人（2003）先前报道的结果非常一致，但该单次测量的精度提高了约3.5倍。结合这个新的估计和我们以前的六个高精度和均匀分析的D/H测量样本，我们推断原始氘丰度为log_10（D/H）_P = -4.5974+/-0.0052，或者，用线性量表示，（D/H）_P =（2.527+/-0.030 x10 ^-5;该值相当于原始氘丰度的1%。将我们的结果与使用最新核物理输入的BBN计算相结合，我们发现来自BBN的重子密度与来自普朗克CMB数据的最新结果在2 σ内一致。
2018-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA nucl-th
Higher D or Li: Probes of Physics beyond the Standard Model
在由微波各向异性谱确定的重子密度下的标准大爆炸核合成预测，与观测结果相比，\li 7的过量为4-5倍。相比之下，BBN对D/H的预测略低于（但在~2 σ范围内）类星体吸收系统观测确定值的加权平均值。解决\li 7问题，改变BBN期间或之后的核过程，往往导致氘丰度的显着增加与吸收系统中看到的D/H的最高值一致。此外，观察到的D/H丰度显示出相当大的分散性。在这里，我们认为那些D/H比为\simeq 4 \times 10^{-5}的系统可能更能代表原始丰度，因此，那些D/H比较低的系统必然会受到氘破坏的局部过程的影响。这可以通过宇宙化学演化模型来解释，由于这种同位素的脆弱性，宇宙化学演化能够在原位破坏氘。
2012-03-26 astro-ph.CO
Lines of sight through randomly oriented flattened spheroids; quasar absorption cloud sizes
随机取向的扁球体已被用来描述广泛的天体物理现象。在这里，我们使用这种几何方法来推导方程表示视线通过类星体吸收云约束云的大小。
2022-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of dispersion in the cosmic deuterium abundance
氘是在大爆炸核合成过程中产生的，与其他轻稳定核不同，它只能在恒星内部通过聚变被破坏。本文利用真实的星系演化模型研究了星际介质中氘丰度及其色散的宇宙演化。我们发现，再现所观察到的金属丰度的模型与局域ISM和z ~ 3吸收线系统中氘丰度的观测是相容的。特别是，我们重现了低astration因素，我们归因于一个低的全球恒星形成效率。我们计算的氘丰度的分散所产生的不同结构的形成历史，在宇宙的不同部分。我们的模型还预测了氘和金属丰度之间的非常紧密的相关性，可用于测量原始氘丰度。
2016-02-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Ca II and Na I Quasar Absorption-Line Systems in an Emission-Selected Sample of SDSS DR7 Galaxy/Quasar Projections: I. Sample Selection
这个项目的目的是通过选择在类星体视线投影中看到的星系来识别类星体吸收线系统的低红移宿主星系。为此，我们使用的斯隆数字巡天（SDSS-DR 7）的第七次数据发布构建一个父样本的97489星系/类星体的预测在碰撞参量高达100千秒差距的前景星系。然后，我们搜索类星体的吸收线系统的Ca II和Na I在+- 500公里/秒的星系的速度。这产生92 Ca II和16 Na I吸收系统。我们发现，大多数的Ca II和Na I系统的视线通过银河系盘，通过我们的光环，或室女星系团的视线高速云复合体。对吸收线剩余等效宽度重要性施加约束（>=3.0 sigma），沿视线静止速度的当地标准（>= 345 km/s），以及碰撞参量与星系光学半径的比值（<=5.0），我们在高置信度下确定了4个与低红移星系有关的吸收线系统，由两个Ca II系统（其中一个也显示Na I）和两个Na I系统组成。这4个系统出现在蓝色的L_r^* 星系中。提供了108个吸收系统的表格，以便于今后的跟踪。
2011-08-09 astro-ph.CO
Galaxies at Redshift ~0.5 Around Three Closely Spaced Quasar Sightlines
利用哈勃空间望远镜观测到的一组3个z_em ~1的背景类星体，研究了z < 1时星系与星系际介质的关系。使用一种新的分组算法，我们确定了跨三个类星体的视线，可能是物理联系的星系和吸收组。在99.9%的置信水平下，与我们从随机分布的吸收剂中预期的数量相比，此类组的数量过多。使用流体动力学模拟生成的模拟光谱进行相同的搜索，我们发现绝大多数这样的群体出现在模拟的密集区域。我们发现，在z<0.5时，模拟中的基团通常会跟踪大尺度的平行结构，如在约30 h^-1 Mpc区域中HI柱密度的二维投影分布中所见。我们发现了一个可能的亚阻尼莱曼α系统在z=0.557显示强，低电离金属吸收线。先前对三条视线吸收的分析将这些金属线归因于HI。我们表明，即使考虑到新的线识别，证据仍然是平面结构的尺度为~1百万秒差距吸收跨越三个视线。我们确定了一个z=0.2272的星系，在两条视线中有相关的金属吸收，每条视线距离200 kpc。通过限制星系的恒星形成历史，我们发现导致这种金属吸收的气体可能是在2 Gyr前的恒星形成爆发期间被星系富集和喷出的。
2009-11-02 astro-ph.CO
The primordial deuterium abundance of the most metal-poor damped Lyman-alpha system
我们报道了目前已知的最贫金属的阻尼莱曼α（DLA）系统的发现和分析，它也显示中性氘的莱曼系吸收线。该系统的平均[O/H]丰度为[O/H] = -2.804 +/- 0.015，其包括[O/H] = -3.07 +/- 0.03的吸收组分。尽管不幸的混合许多弱的DI吸收线，我们报告一个精确的测量该系统的氘丰度。使用六个最高质量和自洽的分析措施D/H的DLAs，我们报告了一个微妙的D/H减少金属丰度增加的初步证据。这一趋势必须通过未来跨越金属丰度范围的高精度D/H测量来证实。这六个独立测量值的加权平均值提供了我们对氘原始丰度的最佳估计，10^5（D/H）_P = 2.547 +/- 0.033（log_10（D/H）_P = -4.5940 +/- 0.0056）。我们进行了一系列详细的大爆炸核合成（BBN）的Monte Carlo计算，其中包括几个关键的核截面的最新测定，并传播其相关的不确定性。如果我们采用d（p，gamma）3 He反应速率的最新理论测定，将我们对（D/H）_P的测量与这些BBN计算相结合，得到宇宙重子密度的估计值：100 Omega_B，0 h^2（BBN）= 2.156 +/- 0.020。这个Ω_B，0 h^2的测量值与根据普朗克对宇宙微波背景的观测所估算的标准模型值相差约2.3 σ。使用基于最佳实验截面数据的d（p，gamma）3 He反应速率，我们估计10…
2016-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA nucl-th
Spectroscopy along Multiple, Lensed Sightlines through Outflowing Winds in the Quasar SDSS J1029+2623
研究了大分离透镜类星体SDSS J1029+2623在z_em ~ 2.197处C IV宽发射线蓝侧吸收特征的起源。类星体图像是由前景星系团产生的，最大分离角为~ 22”。大的角距表明，类星体中心源的视线可以穿过类星体吸积盘流出风的不同区域，这为研究吸积盘流出风的结构提供了一个独特的机会，吸积盘流出风的结构是类星体演化以及星系形成和演化的关键因素。基于斯巴鲁望远镜进行的两个最明亮的图像的中分辨率和高分辨率光谱，我们发现每个图像具有不同的内在水平的吸收，这可以归因于透镜图像之间的时间延迟，~ 774天的吸收特征的变化，或者通过对类星体的多个视线探测类星体流出的精细结构。虽然这两种情况都与目前的数据是一致的，我们认为，他们可以区分额外的光谱监测观测。
2012-12-30 astro-ph.CO
Line-of-sight statistical methods for turbulent medium: VCS for emission and absorption lines
我们提出了一个概述的速度坐标谱（速度坐标谱），一种新的技术，用于研究天体物理湍流，利用多普勒展宽谱线的视线统计。我们认为检索的湍流光谱从发射强度观测的高和低的空间分辨率，并发现，即使当发射湍流体积不空间分辨的湍流允许一个研究。这为使用该技术进行河外研究开辟了有趣的前景。如果使用光学深度而不是强度，则针对光谱发射线开发的方法也适用于吸收线。点源光谱中吸收线的消除得益于有效的窄波束，并且不需要通过采样方向来密集天空覆盖。即使是强饱和的吸收线仍然携带着关于小尺度湍流的信息，尽管仅限于线的翅膀。结合不同的吸收线，人们可以开发出星际气体中湍流的复杂性断层摄影。
2009-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Absorption spectroscopy of gamma-ray burst afterglows: probing the GRB line of sight
GRB吸收光谱学为高红移宇宙的研究开辟了一个新的窗口，特别是雨燕卫星的发射和余辉的快速精确定位。八米级望远镜可以在几个小时内从伽玛射线暴重新调整，从而能够获得高信噪比和高分辨率的余辉光谱。在本文中，我将简要回顾一下我们通过这项技术所学到的东西，并介绍一些用X-射手摄谱仪获得的第一批结果。
2011-08-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Precision measures of the primordial abundance of deuterium
我们报道了在贫金属（[Fe/H] = -2.88）阻尼的莱曼α系统中，在z_abs = 3.06726处，对类星体SDSS J1358+6522的氘吸收的发现.根据13条分辨的氘吸收线和H I Lyman α跃迁的阻尼翼，我们获得了一个新的氘原始丰度的精确测量。此外，为了支持目前的统计精度D/H措施，我们重新分析了所有已知的氘吸收线系统，满足一套严格的标准。我们采用了盲分析策略（以消除人为偏见），并开发了一个专门为精确D/H丰度测量而设计的软件包。对于这个重新分析过的系统样本，我们得到加权平均值（D/H）_p =（2.53 +/- 0.04）x 10^-5，对应于大爆炸核合成的标准模型的普适重子密度100 Ω_b h ^2 = 2.202 +/- 0.046。结合我们对（D/H）_p的测量和对宇宙微波背景的观测，我们得到了轻费米子的有效数N_eff = 3.28 +/- 0.28。因此，我们在99.3%的置信度（2.7 σ）下排除了额外的（无菌）中微子（即N_eff = 4.046）的存在，前提是N_eff和重子与光子的比率（eta_10）在BBN和复合之间没有变化。我们还根据CMB+（D/H）_p的观测结果，对中微子简并参数xi_D = +0.05 +/-0.13给出了一个强的界。将xi_D与目前最好的文献测量Y_p相结合，我们发现|xi| <=+0.062。在未来，几个关键的反…
2013-11-27 astro-ph.CO hep-ph nucl-ex
Searching for the shadows of giants: characterising protoclusters with line of sight Lyman-α absorption
我们使用来自Sherwood、EAGLE和Illustris项目的最先进的流体力学模拟来检查在$z\simeq 2.4$处的Ly- $α$吸收中观察到的$M_{\rm z=0}\simeq 10^{14}M_{\odot}$原簇的签名。我们发现，有一个弱的相关性之间的质量过密度，$δ_{\rm m}$，和Ly- $α$有效光学深度相对于平均值，$δ_{τ_\textrm{eff}}$，平均超过$15~h^{-1}\rm\,cMpc$尺度，虽然在$δ_{\rm m}$ - $δ_{τ_\textrm{eff}}$平面的散射意味着它是不可能唯一地确定大规模的过密度与强的Ly- $α$吸收。虽然所有的原星团都与大规模的质量超密度有关，但通过$\sim 10^{6}$ $\rm cMpc^{3}$体积中的原星团的大多数视线探测到低柱密度的Ly- $α$森林。穿过原星系团的一小部分视线在$15h^{-1}\rm\,cMpc$尺度上表现出连贯的、强的Ly-$α$吸收，尽管这些对应于大范围的质量过密度。假设用带有阻尼翼的Ly-$α$吸收器完全清除了污染物，那么在剩余的视线中，有一半以上的$δ_{τ_{\rm eff}}>3.5$追踪到原团。此外，可以识别仅选择原簇的依赖于模型的$δ_{τ_{\rm eff}}$阈值。然而，这样的区域是罕见的：排除阻尼系统引起的吸收，通过原星系团的视线中只有不到0…
2019-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
HD molecules at high redshift: The absorption system at z=2.3377 towards Q 1232+082
本文详细分析了在z_abs=2.3377的阻尼莱曼α（DLA）系统中探测到的类星体Q1232+082的H_2和HD吸收线。我们发现，这个干预云有一个覆盖因子小于单位，只覆盖部分类星体广泛的发射线区域。在饱和H_2线和光学细HD线处的零通量水平需校正约10%。我们精确地确定了HD和CI谱线的多普勒参数（b = 1.86+/-0.20 km/s）。我们发现N（HD）/N（H_2）=（7.1 +3.7 -2.2 x10 ^-5）的比值明显高于在银河系分子云中观测到的值。化学模型表明，在分子云中心部分的物理条件下，氘和氢主要以分子形式存在。假设这是真的，我们得到D/H =（3.6 + 1.9 - 1.1）× 10 ^-5。这意味着宇宙的重子密度为Ω_bh^2 =（0.0182 + 0.0047 - 0.0042）。这个值与CMBR观测值以及低金属丰度类星体吸收线系统D/H原子比观测值在1σ以内一致。因此，在高红移下观测HD是一种很有前途的独立的方法来约束Ω b。这一观察结果也表明氘的吸收系数很低。这可以被解释为原始气体强烈流入相关星系的结果。
2010-02-10 astro-ph.CO
GMRT mini-survey to search for 21-cm absorption in Quasar-Galaxy Pairs at z~0.1
本文给出了我们对5个类星体星系对（QGP）的21厘米吸收巡天结果，这些星系对的红移范围为0.03<zg<0.18，是从SDSS中选出的。使用GMRT，在碰撞参量范围为10至55 kpc的9条视线内搜索HI 21 cm吸收。21厘米的吸收只在一种情况下被探测到，即朝向类星体（zq=2.625 SDSS J124157.54+633241.6）-星系（zg=0.143 SDSS J124157.26+633237.6）对，碰撞参量为11千秒差距。在这种情况下，类星体的视线穿过一个星系的星盘，该星系具有接近太阳的金属丰度（即（O/H）+12 = 8.7）和0.1 M_odot/yr的未经尘埃衰减校正的恒星形成率。类星体的光谱红的前景星系是很好地拟合银河系的消光曲线（与Av为0.44）和估计的HI柱密度是类似的值从21厘米的吸收假设自旋温度为100 K。结合我们的样品与z<0.1的数据，在文献中，我们发现的21厘米的吸收与集成的光学深度大于0.1公里\s的可探测性为50%的碰撞参量小于20千秒差距。使用表面亮度的轮廓和光学尺寸和范围之间的关系，HI磁盘已知的附近星系，我们得出结论，在大多数情况下的21厘米吸收非检测，视线可能不会通过HI气体。我们还发现，在与这些QGP相关的吸收系统相比，z<1的DLAs与21厘米的吸收检测具有较低的CaII等效宽度，尽管有较高的21厘米的光学深度和较小的碰…
2010-07-02 astro-ph.CO
Multi-Sightline Observation of Narrow Absorption Lines in Lensed Quasar SDSS J1029+2623
我们利用透镜类星体SDSS J1029+2623（$z_{em}$ =2.197，$θ=22^{\prime\prime}\!\!.5$）的宽间隔图像，从两个不同的视线观测其外流风。我们对三次观测进行了分析，其中两次是在2010年2月（Misawa et al. 2013）和2014年4月（Misawa et al. 2014）使用斯巴鲁望远镜进行的，间隔4年，一次是使用超大望远镜进行的，与第二次斯巴鲁观测间隔$\sim$ 2个月。我们检测到66条窄吸收线（NALS），其中24条被归类为与类星体物理相关的部分覆盖分析的基础上的内在NALS。内禀NAL的速度似乎集中在$v_{ej}$ $\sim$ 59，000、43，000和29，000 km/s的值附近，这让人想起通过数值模拟获得的内禀结构。沿着两条视线，在相同的红移处没有共同的本征NAL，这意味着NAL吸收体的横向尺寸应该小于两个透镜图像之间的视线距离。除了具有$v_{ej}$ > 1，000 km/s的大喷射速度的NAL之外，我们还在$z_{abs}$ $\sim$ $z_{em}$处检测到更宽的邻近吸收线（PAL）。PAL可能出现在离中心黑洞r $\leq$ 620 pc的外流气体中，电子密度为$n_e$ $\geq$ 8.7 $\times$ 10 $^{3}$ cm $^{-3}$。这些限值基于以下假设：谱线的变异性是由…
2016-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multi-Resonant-Line Radiative Transfer: Lyman-Alpha Fine Structure and Deuterium Coupling
University of Florida（佛罗里达大学）；The University of Texas at Dallas（德克萨斯大学达拉斯分校）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本文提出多共振线辐射转移的解析解，研究Lyman-alpha细结构与氘耦合对辐射场和反馈的影响，验证了其在早期宇宙中的稳定性。
2026-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The primordial deuterium abundance: subDLA system at $z_{\rm abs}=2.437$ towards the QSO J1444+2919
本文报道了一个在亚阻尼莱曼α系统中探测到中性氘的新结果，该系统具有低金属丰度[O/H]，=，$-2.042 \pm 0.005$，位于$z_{\rm abs}=2.437$，朝向类星体J，1444 $+$ 2919.该体系中氢柱密度为log $N$（H_1，{ PDMATHABMQ_i}）~ $=19.983\pm0.010$，氘丰度测量值为log（D/H）~ $=-4.706\pm0.007_{\rm stat}\pm0.067_{\rm syst}$。该系统符合Cooke等人最近提出的一套严格的选择标准，因此扩大了D/H的{PDMATHAMT精密度样本}。然而，系统误差的可能低估会给平均D/H值带来偏差（特别是如果使用加权平均值）。因此，放宽这些选择标准可能是合理的，从而增加具有测量D/H值的可接受吸收系统的数量。此外，未加权平均值可能更适合描述原始氘丰度。迄今为止可用的整个D/H数据样本（15次测量）的未加权平均值给出了原始氘丰度（D/H）$_{\rm p}=(2.55\pm 0.19)\times10^{-5}$的保守值，该值与标准大爆炸核合成宇宙微波背景辐射分析的预测非常一致。利用导出的（D/H）$_{\rm p}$值，导出了宇宙的重子密度$Ω_{\rm b}h^2=0.0222\pm0.0013$和重子光子比$η_{10} = 6.09\pm 0.36$。这些值的置信区…
2015-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Type-Ia Supernova Remnant Shell At $Z=3.5$ Seen In The Three Sightlines Toward The Gravitationally Lensed Qso B1422+231
利用斯巴鲁8.2米望远镜和IRCS阶梯摄谱仪，我们获得了类星体B1422+231（z=3.628）的高分辨率（R= 10，000）近红外（1.01-1.38 μm）光谱，它由四个已知的引力透镜像组成。我们在z=3.54处探测到Mg II吸收线，这表明视线A和B之间的柱密度（~ 0.3 dex）和速度（~ 10 km/s）存在很大的变化，在红移处的投影分离仅为8.4 h_{70} ^{-1} pc。这是在Rauch等人使用图像A和C的光谱发现相同z=3.54吸收系统的20-pc尺度结构之后检测到的高z气体云的最小空间结构。观测到的系统差异意味着该系统是一个膨胀的壳层，正如Rauch等人最初提出的那样。通过结合三条视线的数据，我们设法限制了壳层的半径和膨胀速度（~ 50-100 pc，130 km/s），得出结论，壳层是真正的超新星遗迹（SNR），而不是其他类型的壳层物体，如巨大的HII区域。我们还检测到了该系统的强Fe Ⅱ吸收线，但其多普勒宽度比α元素线宽得多。我们认为，这FeII吸收线起源于一个本地化的富FeII气体云，不完全混合犁周围的星际气体云显示其他α元素的低离子吸收线。随着铁的丰富，我们得出结论，SNR是由SNIa爆炸。
2012-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
To be or not to be: hot WHIM absorption in the blazar PKS 2155-304 sight line?
z<1的宇宙学缺失重子很可能隐藏在温热星系际介质（WHIM）的热（T $\gtrsim10^{5.5}$ K）相中。虽然热WHIM由于其高电离水平而难以检测，但WHIM的暖（T $\lesssim10^{5.5}$ K）相已经在FUV波段中被非常稳健地检测到。我们采用的假设，热和温暖的WHIM阶段是共同定位的，因此使用FUV检测到温暖的WHIM作为宇宙学上有趣的热WHIM的示踪剂。我们利用的假设进行X射线跟踪的视线耀变体PKS 2155-304的红移，其中以前的FUV测量的OVI，SiIV和BLA吸收表明存在的温暖WHIM。我们寻找OVII He $α$和OVIII Ly $α$吸收线，这是最有可能的热WHIM示踪剂。尽管暴露时间非常长（$\approx$> 1 Ms），但XMM-牛顿/RGS 1数据未产生显著检测，这对应于$\log{N({\rm OVII})({\rm cm}^{-2}))} \le 14.5-15.2$和$\log{N({\rm OVIII})({\rm cm}^{-2}))} \le 14.9-15.2$的上限。对LETG/HRC数据的分析得出了一致的结果。然而，LETG/ACIS数据在$λ\approx$ 20 μ m处检测到吸收线样特征，简单的基于一个参数不确定度的置信水平为3.7 $σ$，与几个早期的LETG/ACIS报告一致。鉴于RGS 1数据的高统…
2018-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of the Missing Baryons toward the Sightline of H1821+643
基于大爆炸核合成和宇宙微波背景的约束，高红移宇宙的重子含量可以精确确定。然而，在低红移，大约三分之一的重子仍然下落不明，这就造成了长期存在的重子失踪问题。失踪的重子被认为存在于以温热星系际介质（WHIM）形式存在的大尺度细丝中。在这项工作中，我们采用了一种新的堆叠方法来探索WHIM的热相。具体来说，我们利用470千克拉钱德拉LETG数据的发光类星体，H1821+643，随着以前的测量紫外线吸收线系统和光谱红移测量星系对类星体的视线。我们重复地蓝移和叠加类星体的X射线光谱，对应于17个吸收线系统的红移。因此，我们获得了堆叠光谱与$8.0$ Ms总曝光，这使我们能够探测X射线吸收线具有无与伦比的灵敏度。基于堆叠的数据，我们检测到OVII吸收线，其表现出高斯线轮廓并且在$3.3 σ$水平上具有统计学显著性。由于紫外线吸收线系统的红移是已知的先验，这是第一个明确的检测X射线吸收线起源于WHIM。OVII线的等效宽度为$(4.1\pm1.3) \ \mathrm{mÅ}$，其对应于$(1.4\pm0.4)\times10^{15} \ \mathrm{cm^{-2}}$的OVII柱密度。我们将吸收气体约束为对于单个WHIM灯丝具有$n_{\rm H} = (1-2)\times10^{-6} \ \rm{cm^{-3}}$的密度。我们推导出$Ω_{\rm b} \rm(O\,VII) = (…
2018-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
