Clusters Have Edges: The Projected Phase SpaceStructure of SDSS redMaPPer Clusters
本文研究了SDSS redMaper星系团附近星系的视速度分布。根据它们的速度，星系可以分为两类：与星系团动态相关的星系，以及随机的视线投影。与星系团相关的星系比例和星系团的速度色散都表现出明显的半径函数特征。该要素以径向比例$R_{\rm edge} \approx 2.2R_{\rmλ}$出现，其中$R_{\rmλ}$是redMapper指定的聚类半径。我们将$R_{\rm edge}$称为“边缘半径”。“这些结果自然可以用一个模型来解释，该模型进一步将与星系团动态相关的星系分裂为绕晕运行的星系组成部分和坠落的星系组成部分。边缘半径$R_{\rm edge}$构成了一个真正的“星团边缘”，在这个意义上，没有轨道结构存在超过这个半径。一篇配套论文（Aung et al. 2020）测试了在数值模拟中研究暗物质子结构的全三维相空间分布时“晕边缘”假设是否成立，并证明了该半径与适当定义的回溅半径一致。
2020-03-25 astro-ph.CO
Resolving the Clumpy Structure of the Outflow Winds in the Gravitationally Lensed Quasar SDSS J1029+2623
利用强引力透镜，通过多视线观测，研究了类星体吸积盘外流风的几何结构和内部结构。使用Subaru/HDS，我们对引力透镜类星体SDSS J1029+2623（$z_{em}$ $\sim$ 2.197）的图像A和B进行了高分辨率（$R$ $\sim$ 36，000）光谱观测，其图像分离角$θ$ $\sim$ 22 $^{\prime\prime}\!\!$ .5是迄今为止发现的最大的。我们证实，Misawa等人（2013）发现的图像A和B中的吸收曲线差异自2010年以来保持不变，这意味着该差异不是由于图像之间的延迟（$Δt$ $\sim$ 744天）吸收曲线的时间变异性，而是由于沿视线的差异。我们还发现，由于电离条件的变化，在图像A和B中的CIV吸收强度的时间变化。如果典型吸收体的尺寸比其与通量源的距离小五个数量级以上，则应该有可能检测到其他较小分离、星系尺度引力透镜类星体图像中的视线变化。
2014-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectroscopic Quantification of Projection Effects in the SDSS redMaPPer Galaxy Cluster Catalogue
投影效应，即沿着视线到星系团的星系被错误地与星系团晕联系在一起，对光学星系团宇宙学提出了重大挑战。我们使用统计上有代表性的光谱覆盖的发光星系的投影效应如何影响低红移极限的斯隆数字巡天（SDSS）redMapPer星系团目录。光谱红移使我们能够区分真正的集群成员从假阳性，并确定在投影中看到的候选集群成员的比例。我们的主要结果可以概括如下：首先，我们证明了一个简单的双高斯模型可以用来描述redMapPer样本中视线速度的分布;其次，投影效应的发生率是相当大的，占最低丰富度对象的加权丰富度的$\sim 16$ %;第三，投影效应是丰富度的强函数，其中最高丰富度仓中的贡献比低丰富度对象小数倍;第四，我们的测量与最先进的模型具有相似的幅度，但发现投影效应对丰富度的依赖性比这些模型更陡峭;第五，观测到的速度弥散-丰度关系的斜率，经投影效应校正，意味着真实的，三维晕质量和三维丰富度。我们的研究结果提供了一个强大的，经验的描述SDSS redMapPer集群样本的投影效应的影响，并在星系团天体物理学和宇宙学研究的光学成像和光谱数据之间的协同作用。
2021-06-03 astro-ph.CO
A Study on the Line of Sight to Galaxies Detected at Gamma-ray Energies
本研究测量费米LAT探测的AGN和SDSS类星体的视线空洞度，发现高红移AGN的空洞度显著高于红移匹配的类星体，暗示空洞环境可能影响伽马射线产生。
2025-01-23 astro-ph.CO astro-ph.HE
The disappearance of a narrow Mg II absorption system in quasar SDSS J165501.31+260517.4
在这封信中，我们提出的第一次，发现一个窄的Mg II $λ\lambda2796,2803$吸收系统的类星体SDSS J 165501.31 +260517.4（$z_{\rm e}=1.8671$）的光谱消失。这个吸收体位于$z_{\rm abs} =1.7877$，相对于类星体的速度偏移为$8,423\rm ~km~s^{-1}$。根据速度偏移和谱线的变化，这种窄的Mg II $λ\lambda2796,2803$吸收系统很可能是类星体所固有的。由于相应的紫外连续发射和另一个窄Mg II $λ\lambda2796,2803$吸收系统在$z_{\rm abs}=1.8656$的吸收线非常稳定，我们认为该吸收系统的消失不太可能是由吸收气体电离的变化引起的。相反，它可能是由吸收气体穿过视线的运动引起的。
2013-11-19 astro-ph.CO
Spatial Anisotropy of Galaxy Kinematics in Sloan Digital Sky Survey Galaxy Clusters
星系团运动学的测量对于理解星系团的动力学状态和演化，以及约束宇宙学模型具有重要意义。虽然星系团呈现出非球形的几何形状，在天空中的星系分布中很明显，但星系团内星系运动学的方位角变化尚未被观察到。在这里，我们测量的视线速度色散分布在一个堆叠的样本1743星系团从斯隆数字巡天（SDSS）的方位角的依赖性。这些聚类来自SDSS DR8 redMapPer星表。我们发现，在中心星系的长轴上的星系的视线速度色散大于在短轴上的星系。这是第一次观测到星系团中星系的各向异性运动学。我们的结果是一致的数值模拟的预测。此外，我们发现，投影各向异性的程度是强烈依赖于视线方向的星系团，光学集群发现评估系统开辟了新的可能性。
2012-09-24 astro-ph.CO
Emergences of C IV narrow absorption troughs in the quasar SDSS J095254.10+021932.8
本文报道了类星体SDSS J 095254.10 + 021932.8光谱中出现的两个C IV窄吸收系统，它们分别位于$z_{\rm abs}=2.0053$和$z_{\rm abs}=1.8011$.这些特征相对于类星体具有$\rm \sim 13,800$和$\rm \sim 34,700~km~s^{-1}$的速度偏移，对背景辐射源有明显的部分覆盖。这两个C IV吸收系统被印在斯隆数字巡天（SDSS）III在2011年3月25日获得的光谱上，这在SDSS-I/II在2000年12月30日获得的光谱中无法观察到。在类星体静止坐标系下，两次SDSS观测的时间间隔为1186.4d.由于连续辐射，宽发射线和质量吸积率是稳定的两个观测，再加上观测的时间间隔，我们认为，所观察到的光谱变化不太可能是由吸收气体的电离态的变化或由一个新的流出，所产生的情况下，以前没有流出在所有。相反，它们可能是由多股气流穿过类星体视线的运动引起的。
2013-10-24 astro-ph.CO
Dynamically evolving Mg II broad absorption line flow in SDSS J133356.02+001229.1
本文报道了类星体SDSS J133356.02+001229.1（z_em = 0.9197）中动态演化的低电离宽吸收线流。这些观测是我们正在进行的监测低电离宽吸收线（BAL）类星体的IUCAA Girawali天文台（IGO）的2米望远镜的一部分。在斯隆数字巡天（SDSS）光谱中发现的喷射速度为1.7x10^4 km/s的Mg II宽吸收，在我们的IGO光谱中已经完全消失。我们发现了一个正在出现的新成分，其喷射速度为2.8 x 10^4 km/s。在我们的监测期间，该分量在其速度宽度和光学深度上都表现出强烈的演化，并且在我们的最新观测中几乎消失。在SDSS光谱中看到的低速分量加速到更高的速度是不可能的，因为对于新的分量，总是观察到Mg II柱密度更高。我们认为，所观察到的变化可能与电离变化无关，并与多流流动过境通过我们的视线所产生的吸收是一致的。我们发现类星体的通量变化和新出现的成分N（Mg II）之间可能存在联系。这可能意味着喷射是由吸积盘的变化或气体流出导致的尘埃变红触发的。
2012-01-02 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
Rapidly varying Mg II broad absorption line in SDSS J133356.02+001229.1
我们报道了在类星体SDSS J133356.02+001229.1（zem ~ 0.9197）中发现的高速Mg Ⅱ宽吸收线（BAL）槽的快速变化。Vivek等人（2012 a）揭示了该源中BAL成分的出现和随后的几乎消失，其喷射速度约为28000 km s-1。我们进一步的后续研究与南非大望远镜（SALT）揭示了戏剧性的性质，吸收线的变化，在这个来源。吸收线以相同的速度再次出现，在SALT观测中几乎消失。我们的观测使我们能够探测类星体静止框架中几天到4.2年的时间尺度上的变化。所观察到的BAL吸收的速度稳定性并不指向BAL云的任何视线加速/减速。吸收云的电离参数由Mg Ⅱ与Fe Ⅱ的基态吸收柱密度比来约束。在没有强的光学连续谱的变化，我们建议，光电离驱动BAL的变化，由于在屏蔽，多个流云在我们的视线在一个共同旋转的风或两者的结合作为可能的解释所观察到的强等效宽度变化。
2018-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Keck/LRIS Spatially-Resolved Spectroscopic Study of a LINER Galaxy SDSS J091628.05+420818.7
利用Keck I望远镜低分辨率成像光谱仪获得的空间分辨光谱，研究了LINER星系SDSS J091628.05+420818.7中电离源的性质和发射线气体的运动学性质。该星系是一个邻近（z = 0.0241）的明亮（M_r = -20.2）早型星系。在使用简单的恒星星族模型组合减去恒星吸收特征之后，我们测量了四条发射线的通量、视线速度和速度色散，即，Hα、Hβ、[O III] λ5007和[N II] λ6584，以研究发射线通量和速度的径向变化。与观测的点扩散函数相比，发射线区域略微延长，但与视宁度相当。发射线气体的中心浓度表明电离是由核源触发的，不包括作为电离源的老恒星星族。我们发现发射线气体相对于恒星成分是反向旋转的，并且[O III] λ5007线与其他发射线相比是蓝移的，可能是由于流出。
2012-04-23 astro-ph.CO
The Optical Variability of SDSS Quasars from Multi-epoch Spectroscopy. III. A Sudden UV Cutoff in Quasar SDSS J2317+0005
我们收集了20个多历元严重红化的SDSS类星体的近红外到X射线数据，以研究红化的物理机制。其中，J2317+0005是一个紫外截止类星体。它的连续光谱通常看起来很正常，但在3000度时，它的连续光谱比它在23天内的更典型的明亮状态减少了3.5倍。在这个突然的连续截止期间，宽发射线通量没有变化，可能是由于宽线区（BLR）的大尺寸，r > 23 /（1+z）天。紫外线连续体可能已经遭受了戏剧性的下降。然而，这种解释存在一些困难。另一种可能性是，内在连续体并没有改变，只是暂时被阻挡了，至少在我们的视线范围内。正如X射线观测所示，连续体在42天后迅速恢复。比较亮态和暗态，意味着日食是由一片尘埃云造成的，其变红曲线有一个明显的急剧上升，短于3500度。在被开普勒尘埃云遮蔽的假设下，我们用观测结果表征了尘埃云的大小，但它比吸积盘模型所推断的3000 μ m连续辐射的大小要小一些。因此，我们推测这是由于一个快速的流出或流入与尘埃云通过我们的视线到中心。
2016-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
SDSS surface photometry of M 31 with absorption corrections
这项工作的目的是获得一个修正的分布光学表面亮度和颜色指数的大型附近星系M 31使用均匀的观测数据和模型的内在消光。我们处理的斯隆数字巡天（SDSS）图像在ugriz通带和构建相应的镶嵌图像，特别注意减去变化的天空背景。我们应用Tempel等人（2010）开发的银河系模型和远红外成像来纠正固有尘埃效应的测光。我们得到了观测到的和尘埃校正的M31的表面亮度分布和星系内部的视线距离图。我们的灭绝模型表明，要么M31是内在的非对称沿短轴或尘埃的性质不同于银河系。假设后者的情况下，我们提出的表面亮度分布和积分测光的斯隆过滤器以及标准的UBVRI系统。我们得到了M31的本征积分色指数：（U-B）_0=0.35;（B-V）_0 =0.86;（V-R）_0 = 0.63;（R-I）_0=0.53。
2010-12-16 astro-ph.CO
Interstellar C_2 in the Perseus molecular complex: excitation temperature and density of a molecular cloud with anomalous microwave emission
在英仙座分子复合体中，在C-$_2$-$A^1Π_u$ - $X^1Σ^+_g$系统的（2，0）带中检测到J”=10的星际吸收线，在（3，0）带中检测到J”=6的星际吸收线，朝向Cernis 52（BD+31 $^o$ 640）。这颗恒星位于一条重新定义的视线中，在那里，各种实验都检测到了与尘埃热辐射空间相关的异常微波辐射。推断的总C $_2$柱密度N（C $_{2}$）=（10.5 $\pm$ 0.2）× 10 $^{13}$ cm $^{-2}$与CH的相关性很好，正如理论模型所预期的那样，并且是半透明云中具有类似消光的最高报告之一。观测到的旋转C $_2$线将中间云的气体动力学温度T和密度n=n（H）+n（H $_2$）分别限制为T = 40 $\pm$ 10 K和n = 250 $\pm$ 50 cm $^{-3}$。这是第一次测定气体动力学温度和粒子密度的云与已知的异常微波发射。
2010-11-16 astro-ph.CO
The rest-frame ultraviolet properties of radio-loud broad absorption line quasars
我们最近提出了一个大样本的射电大声宽吸收线（BAL）类星体的SDSS和FIRST调查，以及一个很好的匹配的未吸收类星体的样本，主要是测量其射电光谱指数和估计合奏方向的射电观测。在这里，我们分析了这些样品的SDSS光谱，并比较了射电大声BAL和非BAL类星体的静止帧紫外特性。紫外特性包括连续体形状，C IV，Al III，C III]，Fe II和Mg II的发射线测量，以及BAL特性，包括Balnicity指数（BI），吸收指数（AI）以及最小和最大流出速度。我们发现，无线电响亮的BAL类星体有类似的紫外线特性相比，无线电响亮的非BAL源，虽然他们似乎有更红的连续谱和更强的Fe II发射，这是一致的，发现无线电安静的BAL源。流出属性和方向（无线电频谱指数）之间不存在相关性，这表明沿任何视线的BAL风是由相同的机制驱动的。光谱指数与其他属性之间也几乎没有相关性。我们的结论是，BAL流出发生沿所有视线具有相似的强度和速度。
2012-09-06 astro-ph.CO
Spectral properties of the narrow-line region in Seyfert galaxies selected from the SDSS-DR7
尽管在过去的三十年里，许多学者对活动星系核窄线区的性质进行了深入的研究，但仍有许多问题有待解决。这项工作的主要目标是探索NLR的Seyfert星系收集大量的统计光谱样本的Seyfert 2和中间型Seyfert星系具有高的信噪比，以利用大量的发射线进行精确测量。2153 Seyfert 2和521 Intermediate-type Seyfert光谱是从Sloan Digital Sky Survey - Data Release 7（SDSS-DR 7）中选择的，并带有基于氧发射线比率的诊断图。所有的发射线，包括广泛的组成部分，是通过一个自行开发的代码，扣除恒星成分后测量。确定了每个物体的物理参数，如内部红化、电离参数、温度、密度、气体和恒星速度色散。此外，我们还估算了NLR的质量和半径，电离气体的动能，以及黑洞的吸积率。从发射线分析和估算的物理性质来看，Seyfert 2和Intermediate-Seyfert星系的NLR相似。唯一的区别，较低的消光，气体运动学一般不占主导地位的宿主星系的引力势和较高的百分比[O III]5007蓝色不对称的中间-塞弗特可以归因于我们的视线相对于环面轴倾斜的影响。
2012-10-18 astro-ph.CO
First case of strong gravitational lensing by a QSO : SDSS J0013+1523 at z = 0.120
本文报道了第一个类星体SDSS J 0013 +1523（z = 0.120）的强引力透镜现象。这一发现是在SDSS数据第7版的22298个光谱中系统搜索类星体后面红移的发射线的结果。除了前景类星体的z = 0.120光谱特征外，SDSS J 0013 +1523的光谱还显示了OII和H β发射线以及OIII双重线，它们都在相同的红移z = 0.640。使用尖锐的凯克自适应光学K波段图像获得的激光导星，我们揭示了两个对象的半径为2角秒的类星体。深凯克光谱学清楚地证实了其中一个物体在z = 0.640处，并显示了第二个物体的OIII发射线的痕迹，也是在z = 0.640处。透镜模型表明，它们代表了同一个z = 0.640发射线星系的两个图像。我们的凯克光谱也使我们能够测量一个位于z = 0.394的中间星系的红移，该星系位于距离类星体视线3.2角秒的地方。若将z = 0.120的类星体宿主星系模拟为奇异等温球，则其在爱因斯坦半径内的质量为M_E（r < 1 kpc）= 2.16e 10 M_Sun，速度色散为sigma_SIS = 169 km/s。这与根据类星体Hbeta发射线的宽度估算的速度色散σ_*（M_BH）= 124 +/- 47 km/s相差约1 σ。深度光学HST成像将是必要的，以限制总的径向质量档案的类星体宿主星系使用的详细形状的透镜源。这是类星体作为强透镜作用于更远…
2010-06-17 astro-ph.CO
Uncovering strong MgII absorbing galaxies: Imaging below the Lyman limit
在类星体光谱中产生吸收线的星系的性质，如阻尼莱曼α系统（DLAs）或强MgII线，很难在发射中研究。利用两个DLAs在z>3.4处的Lyman极限蓝向的类星体光的总吸收，我们寻找通过强金属吸收线识别的z~2处的居间星系的连续辐射。MgII吸收体具有足够大的等效宽度以成为潜在的DLA系统。深度图像是由甚大望远镜上的FOcal减速器和摄谱仪（FORS 1）获得的，用于SDSS J110855+120953和SDSS J140850+020522。这些类星体分别在z=1.87（W_r（MgII）=2.46 A）和z=1.98（W_r（MgII）=1.89 A）处具有MgII吸收线，并且每个类星体在z>3处具有两个介入的较高红移的DLA。FORS 1的U和R波段位于背景DLAs的莱曼极限的蓝色和红色，使我们能够直接沿着类星体的视线搜索来自前景星系的发射。在UAB =28.0的点源极限下，在类星体视线附近没有发现星系。在这两个领域，最近的对象在于一个碰撞参量为5角秒对应于40千秒差距在z=2的投影，并具有典型的颜色的恒星形成星系在该红移。然而，目前可用的数据不允许我们确认星系是否与吸收系统处于相同的红移。在SDSS J14085+020522字段中，碰撞参量为0.8 arcsec或7 kpc时，可以看到更扩展的结构。如果这些天体在z~2处，它们在两个场中的光度都是0.03- 0.04L *。…
2009-08-26 astro-ph.CO
Active Galactic Nucleus Pairs from the Sloan Digital Sky Survey. I. The Frequency on ~ 5-100 kpc Scales
星系-星系合并和紧密相互作用一直被认为是一种可行的机制，引导气体流向星系中心的超大质量黑洞（SMBH），这些黑洞被触发为活动星系核（AGN）。活动星系核对，其中星系合并的中央SMBH都很活跃，预计在此类事件中很常见。本文对Sloan数字巡天（SDSS）第七次数据发布中的1286个z ~ 0.1的活动星系核（AGN）对进行了系统的研究，这些活动星系核的视向速度偏差dv < 600 km/s，投影间距rp < 100 kpc。这对活动星系核样本是从138，070个活动星系核中提取的，这些活动星系核是根据诊断发射线比率和/或线宽进行光学识别的。经SDSS光谱不完全性校正后，在0.02 < z < 0.16的活动星系核中，5 kpc <rp < 100 kpc的活动星系核对所占比例为3.6%，其中约30%的活动星系核对在SDSS图像上显示出潮汐的形态特征，最亮的活动星系核对所占比例大于80%。我们的样本增加了这些尺度上已知活动星系核对的数量，增加了一个数量级以上。我们提出了他们的活动星系核和宿主星系恒星形成的属性在一个配套文件。
2011-07-14 astro-ph.CO
MusE GAs FLOw and Wind (MEGAFLOW) IV: A two sightline tomography of a galactic wind
人们认为银河系外流会将重子喷射回环银河系介质（CGM）。基于背景类星体光谱中的金属吸收线（特别是MgII）的研究表明，气体是各向异性喷出的，星系风可能以垂直于星系盘的双圆锥流离开宿主。在本文中，我们提出了一个详细的分析流出的z = 0.7“绿谷”星系（log（$M_*$ / $\mathrm{M}_\odot$）= 9.9; SFR = 0.5 $\mathrm{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$）探测的两个背景源的MUSE气流和风（MEGAFLOW）调查的一部分。多亏了一个偶然的配置与背景类星体（SDSSJ 1358 +1145）和明亮的背景星系在$z = 1.4$，无论是在$\approx 15\,\mathrm{kpc}$的碰撞参量，我们可以-第一次-探测两个后退和接近的组成部分，一个遥远的星系周围的假定的星系外流。我们测量的MgII吸收从两个视线（$84\pm17\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$），这是符合我们的简单的基准风模型的预期，可能结合扩展磁盘的贡献之间的显着速度变化。
2019-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Regarding the Line-of-Sight Baryonic Acoustic Feature in the Sloan Digital Sky Survey and Baryon Oscillation Spectroscopic Survey Luminous Red Galaxy Samples
分析了斯隆数字巡天（SDSS）亮红星系（LRG）样本（0.16 < z < 0.47）的两点关联函数谱中的视线重子声学特征。通过定义一个狭窄的视线区域，rp < 5.5 Mpc/h，其中rp是横向分离分量，我们测量到在~ 110 Mpc/h时的强烈过度聚集，如先前在文献中所报道的。我们还在另一个坐标系中测试了这些结果，将视线定义为θ < 3°，其中θ是开度角。这种过度聚集似乎比测量得更好的P2P中的特征强得多。红移空间中的一个基准ΛCDM非线性模型预测了一个弱得多的信号。我们使用现实的模拟目录来模拟预期的信号和噪声。我们发现，视线测量可以很好地解释我们的模拟，以及由一个无特征的θ = 0。我们的结论是，没有令人信服的证据表明，强集群测量是视线重子声学特征。我们还评估了在即将到来的重子振荡光谱测量LRG卷（BOSS）中如何检测到这样的信号。模拟LRG目录（z < 0.6）表明：（i）上述定义的窄视线圆柱体和圆锥体可能不会揭示BOSS中可检测的声学特征;（ii）可以排除与当前样品中一样高的聚类测量（或确认）在高置信水平使用BOSS大小的数据集;以及（iii）具有更宽的角度切割的分析，其提供更好的信噪比，然而可以用于比较视线距离和横向距离，并且由此约束膨胀率H（z）和直径距离DA（z）。
2010-04-13 astro-ph.CO gr-qc
Dusty MgII Absorbers: Implications for the GRB/Quasar Incidence Discrepancy
从伽马射线暴（GRB）和类星体的视线所确定的MgII吸收体的数量密度相差近四倍。我们使用蒙特卡罗模拟来测试，如果尘埃消光偏差可以解释这种差异。我们应用经验确定的尘埃柱密度和镁II休息等效宽度之间的关系模拟类星体的视线和模型的基本数量的类星体，必须存在解释公布的SDSS类星体的星等分布。我们发现，在0.4 <= z <= 2.0范围内，输入MgII数密度dn/dz为0.273 ± 0.002，并且MgII等效宽度W_0 >= 1.0埃，准确地再现了观察到的分布。从这个值中，我们得出结论，尘埃阻挡偏差不能是观测到的伽玛暴和类星体视线之间的差异的唯一原因：这种偏差可能只会减少约10%的差异。
2009-05-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
SDSS J1138+3517: A quasar showing remarkably variable broad absorption lines
我们报告了SDSS J113831.4+351725.2中四个观测时期的高度可变的SiIV和CIV宽吸收线。使用SiIV双重分量，我们发现蓝色分量通常是饱和的和非黑色的，两个分量之间的光学深度之比很少为2：1。这表明，这些吸收剂不完全覆盖视线，因此，当测量吸收剂的真实不透明度时，简单的表观光学深度模型是不够的。使用吸收SiIV光学深度的非均匀（幂律）和纯部分覆盖（阶跃函数）模型进行的测试同样可以很好地预测最不混合的双重谱线的分量分布。然而，当用高斯拟合的双峰分量对所有SiIV吸收体进行测试并对每个双峰中预测的总吸收进行平均时，幂律指数的上限大多不受约束。这导致我们赞成纯部分覆盖作为一个更准确的措施，真正的光学深度比非均匀的幂律模型。纯部分覆盖模型表明，在整个时代的覆盖率没有显着变化，而被青睐的可变性机制的吸收气体上的入射电离通量的变化。这是支持（a）的吸收槽的协调行为，（b）在光谱的蓝色端的连续的行为和（c）的一致性的光电离模拟离子柱密度依赖于电离参数与观察到的变化。来自模拟的证据与CIV吸收轮廓一起表明，吸收体位于宽线区域之外，尽管精确的距离和动力学光度没有得到很好的限制。
2015-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
21-cm absorption from galaxies at z ~ 0.3
我们报告了从前景星系到类星体的21厘米吸收的检测，具体地说，z_gal = 0.3120对SDSS J084957.97+510829.0（z_qso = 0.584;对I）和z_gal = 0.3714对SDSS J144304.53+021419.3（z_qso = 1.82;对II）。在这两种情况下，积分的21 cm光学深度与吸收气体是阻尼莱曼-α（DLA）系统一致。在Pair-I的情况下，在类星体光谱的z_gal处也检测到强的Na I和Ca II吸收。我们在b ~ 14 kpc的碰撞参量下识别出一个早型星系，其光度红移与探测到的金属和21-cm吸收线一致。这将是第一个与21厘米吸收体有关的早期星系的例子。在这个明亮的红色星系的外围21厘米和金属吸收线检测到的气体可能与水库的冷H I气体与低水平的恒星形成活动的星系的外部区域的文献中报道的z ~ 0.1早型星系。在Pair-II的情况下，吸收与低表面亮度星系有关，不像大多数其他已知的类星体星系对（QGP），即通过前景星系的盘/晕的类星体视线，只能通过在类星体光谱顶部检测到的窄光发射线来识别。利用SDSS谱，我们推断该气体的发射线起源于类星体视线的5 kpc范围内，其金属丰度[12+O/H]约为8.4，恒星形成速率约为0.7- 0.8M_sun/yr。如果H I气体是温暖的，或者该星系中每个氢原子的消光比小麦哲伦云的平均值高得多…
2013-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Direct Measurement of the IGM Opacity to HI Ionizing Photons
本文提出了一种利用星系际介质（IGM）沿类星体视线方向的HI莱曼极限（LL）吸收k_LL直接测量不透明度的新方法。该方法分析了类星体系综的平均（“堆叠”）光谱在一个共同的红移，以推断电离辐射的平均自由程（MFP）。我们将这种方法应用于斯隆数字巡天（SDSS）中1800个z=3.50-4.34的类星体，给出了任意红移下kLL的最精确测量值。从z=3.6到4.3，不透明度如预期的那样稳步增加，并通过MFP =（48.4 +/- 2.1）-（38.0 +/- 5.3）*（z-3.6）h^-1 Mpc（适当距离）进行了很好的参数化。相对较高的MFP值表明，在z>3时，主导kLL的系统的发生率比Lya森林的发生率演化得更弱。我们推断平均自由程比以前的一些估计高三倍，这一结果具有重要意义的光电离率来自恒星形成星系和类星体的发射率。最后，我们的分析揭示了一个以前未报告的，系统性的偏差，在SDSS类星体样本相关的调查的颜色目标的标准。该偏倚可能影响使用SDSS数据库的所有z~3 IGM研究。
2009-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
A possible Chandra and Hubble Space Telescope detection of extragalactic WHIM towards PG 1116+215
我们已经分析了Chandra LETG和XMM-Newton RGS光谱朝向z=0.177的类星体PG 1116+215，HST探测到的几条OVI和HI宽莱曼-α吸收线可能与温暖-热的星系际介质有关，这条视线特别有趣。我们进行了搜索的共振K-α吸收线从OVII和OVIII的红移检测到的远紫外线。我们在Chandra光谱中检测到吸收线，置信水平为5.2 sigma，波长对应于OVIII K-α，z=0.0911+-0.0004+-0.0005（统计后有系统误差）。这个红移在z=0.09279+-0.00005的b=130 km/s的HI宽莱曼α的3 sigma内。我们还分析了PG 1116+215的可用XMM-牛顿RGS数据。不幸的是，XMM-牛顿数据不适合研究这条线，因为在感兴趣的波长的仪器功能。在相同的红移，钱德拉和XMM-牛顿光谱具有OVII K-α吸收线功能的显着性分别为1.5西格玛和1.8西格玛。我们还分析了现有的SDSS光谱星系巡天数据对PG 1116+215的红移范围内的利益。我们发现了与PG 1116+215视线相交的星系细丝的证据，以及可能拥有WHIM的其他星系结构。HST、Chandra、XMM-Newton和SDSS数据的组合表明，我们很可能在z=0.091-0.093处检测到朝向PG 1116+215的多温度WHIM。
2016-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
