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
On the significance of the excess number of strong MgII absorbers observed towards Gamma-ray bursts
在观测到的伽马射线暴（GRB）中，强（等效宽度> 1埃）MgII吸收体的数量在统计学上大于类星体（QSO）中强吸收体的数量。我们正式这个“MgII问题”，并提出了一个详细的解释所需的统计工具来评估的差异的意义。我们发现，对于高分辨谱的伽玛暴，在4σ水平上存在这个问题。有人认为，这种差异可以通过对类星体的尘埃遮蔽偏差和对伽玛暴的强引力透镜偏差的结合来解决。我们调查的两个最可能的透镜伽玛暴，我们在我们以前的工作（GRB 020405; Rapoport等人）。并发现它没有强烈的引力透镜，限制透镜伽玛暴的百分比< 35%（2σ）。据估计，类星体的尘埃遮蔽是一个显着的效果，有尘埃的MgII系统从通量限制的类星体样本中去除了约20%的吸收物体。我们发现，如果约30%的强MgII系统对类星体的观测样本中失踪，那么伽玛暴和类星体将有相当数量的吸收每单位红移。因此，引力透镜偏置对解决MgII问题的贡献不大。然而，如果尘埃遮蔽偏差被稍微低估，MgII问题将不再存在。
2013-01-03 astro-ph.CO
Signature of outflows in strong MgII absorbers in quasar sightlines
本文报道了SDSS-DR 7中强Mg Ⅱ吸收系统的速度偏移（β = v/c）与类星体的热光度（L_bol）之间的相关性。我们发现，β随L_bol呈幂律增长，斜率约为1/4。我们发现，这种β与L_bol的关系是预期的黑洞辐射的尘埃粒子的散射驱动的外流，并从最里面的尘埃生存半径发射。我们的结果表明，在β =（0--0.4）的范围内，很大一部分强MgII吸收体可能与类星体本身有关。
2013-02-01 astro-ph.CO
A search for HI 21cm absorption in strong MgII absorbers in the redshift desert
我们报告了用绿岸望远镜（GBT）和巨型米波射电望远镜（GMRT）在55个强MgII $λ$ 2796吸收体（具有$W (MgII) > 0.5 Å$）中以中等红移$0.58 < z_{\rm abs} < 1.70$深度搜索红移HI 21 cm吸收的结果。在$1.17 < z_{\rm abs} < 1.68$中获得了9个HI 21 cm吸收的检测结果，包括Gupta等人（2007）早期报告的3个系统。在其他32种MgII吸收剂中，未检测到$> 3σ$显著性的吸收，其中26种为HI 21 cm光学深度（每$\sim 10$ km/s的$τ_{3σ} < 0.013$）提供了很强的上限。对于后26个系统，如果HI柱密度为$\ge 2 \times 10^{20}$ cm $^{-2}$，即如果吸收器为阻尼莱曼-$α$系统（DLA），则吸收器的旋转温度$T_s$必须为$> [800 \times f]$ K（其中$f$为覆盖因子）。样本中其余13个系统的数据受到无线电频率干扰的影响，因此没有用处。排除“关联”系统（类星体红移在3000 km/s以内），在强MgII吸收体中HI 21 cm吸收的探测率为$x_{\rm 21,MgII} ({\bar z} = 1.1) = 25^{+11}_{-8}$ %，$3σ$光学深度灵敏度为$\sim 0.013$/10 km/s。比较强MgII吸…
2009-03-25 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
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
The Redshift Distribution of Intervening Weak MgII Quasar Absorbers and a Curious Dependence on Quasar Luminosity
在红移0.1 < z < 2.6的252个Keck/HIRES和UVES/VLT类星体光谱中，我们识别出469个W_r ≥ 0.02 μ m的Mg Ⅱ双重态系统。利用迄今为止最大的188个弱MgII系统的样本（0.02 π <= W_r < 0.3 π），我们计算了它们的吸收体红移路径密度dN/dz。我们发现明确的证据的演变，与dN/dz峰值在z ~ 1.2，和产品的吸收体数密度和截面随红移增加线性下降;弱镁II吸收似乎消失以上z ~ 2.7。如果吸收体被紫外背景电离，我们估计球形几何结构的数密度为10^6 ~ 10^9/Mpc ^3，片状几何结构的数密度为10^2 ~ 10^5/Mpc ^3。我们还发现，对于弱吸收体和强吸收体（W_r >= 1.0 μ m），暗类星体和亮类星体的dN/dz有显著的不同。对于弱吸收，明亮类星体的dN/dz比暗淡类星体高25%左右（低红移时为10 sigma，0.4 <= z <= 1.4，高红移时为4 sigma，1.4 < z <= 2.34）。对于强吸收，趋势相反，暗类星体的dN/dz比亮类星体高约20%（低红移为10 sigma，高红移为4 sigma）。我们探讨的情况下，光束的大小是成比例的类星体的光度和吸收体和类星体的红移而异。这并不能解释dN/dz对类星体光度的依赖性。
2013-03-08 astro-ph.CO
Ultra-strong MgII Absorbers as a Signature of Cool Intragroup Gas
本文给出了在Mg Ⅱ λλ 2786，2803超强吸收体附近星系的光谱观测结果，该吸收体的静止坐标系吸收等效宽度为W_r（2796）= 4.2 π，z=0.5624。这个吸收体最初是在一个明亮的红色星系（LRG）的投影距离ρ=246 kpc处发现的，z=0.5604。Magellan IMAC光谱显示在吸收体红移附近有两个ρ< 60 kpc的星系（z=0.5623和z=0.5621）和一个ρ=209 kpc的星系（z=0.5623），这些发现表明吸收气体存在于群环境中。结合SDSS宽波段测光、B波段、K_s波段图像和光谱学，我们对该星群成员进行了恒星星族综合分析，以表征它们的恒星形成历史、正在进行的恒星形成速率（SFR）和恒星质量。我们发现，在ρ< 60 kpc的两个星系群成员的最佳特征是古老的恒星星族（>1 Gyr）和很少的恒星形成活动（SFR<2.9 \msun /yr），而在ρ=209 kpc的第三个天体表现出与SFR>3.0 \msun /yr一致的[OII]和连续统衍生的SFR。这是第三个可以详细研究银河系环境的超强MgII吸收体，其中包括Nessel等人（2011）分析的两个超强MgII吸收体。这三个星系都在星系群中被发现。我们研究了不同的物理机制引起的吸收气体，包括星爆驱动外流，冷灯丝，延长旋转盘，剥离气体。我们认为，在这些吸收体中观察到的大的等效宽度更可能是由于气体…
2013-03-29 astro-ph.CO
The Clustering of MgII Absorption Systems at z=0.5 and Detection of Cold Gas in Massive Halos
我们测量了Mg II λλ 2796，2803吸收体相对于z \sim 0.5的发光红星系（LRG）群体的大尺度聚集。从MgII吸收体和LRGs之间的互相关测量，我们计算的平均偏差的暗物质晕中的吸收体居住。我们调查系统的不确定性，由于LRGs的样本选择和光度红移的不确定性的聚类测量。首先，我们比较了使用磁通限制LRG样本和体积限制样本确定的互相关幅度。比较结果表明，使用通量限制LRG样品的MgII吸收剂的相对晕偏可被高估多达\approx 20%。接下来，我们评估系统的不确定性，由于光度红移误差使用模拟星系目录增加的红移不确定性的数据。我们发现，不计测光红移的不确定性测量的相对集群幅度高估了\approx 10%。在考虑了这两个主要的不确定性之后，我们发现平均晕偏差与吸收体强度之间存在1-σ反相关，这转化为平均星系质量与W_r（2796）之间存在1-σ反相关。结果表明，在log M_h < 13.4的群大小暗物质晕中发现了W_r（2796）=1-1.5 μ m的MgII吸收体，而在log M_h <12.7的晕中发现了W_r（2796）>1.5 μ m的吸收体。更大的数据集将提高聚类测量的精度以及W_r与晕质量之间的关系。最后，镁II吸收剂的强烈聚集，低至\sim 0.3 h^{-1} Mpc，表明在承载LRG的晕的维里半径内存在冷气体。
2009-06-30 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
The Pittsburgh Sloan Digital Sky Survey MgII Quasar Absorption-Line Survey Catalog
我们提出了一个红移区间为0.36 <= z <= 2.28的镁II类星体吸收线系统的目录。该星表由斯隆数字巡天数据发布4（SDSS DR 4）类星体光谱构建。目前，该目录包含> 17，000个测量的MgII双峰。我们还提供了用于构建目录的~ 44，600个类星体光谱的数据，包括红移和星等信息，连续归一化光谱，以及在我们的置信阈值下可检测到的红移相关最小静止等效宽度的相应阵列。该目录可在网上查阅。仔细的第二次搜索的500个随机光谱表明，每100个光谱搜索，大约一个显着的MgII系统被意外拒绝。目前的计划，扩大目录以外的DR 4类星体进行了讨论。已知许多MgII吸收体与星系有关。因此，结合大尺寸和充分理解的统计数据，使这个目录的理想精密研究的低电离和中性气体区域与星系在低到中等红移。使用该目录的MgII吸收剂的统计分析将在随后的论文中提出。
2011-03-08 astro-ph.CO
Searching for MgII absorbers in and around galaxy clusters
为了研究环星系介质（CGM）的环境效应，我们利用SDSS中的redMapPer星系团、背景类星体和团星系的样品。利用~ 82000个类星体光谱，我们在星系团内部和周围探测到197个MgII吸收体。每个类星体的探测率是2.7 $\pm$ 0.7倍，高于集群内的集群外，这表明镁II吸收剂是相对丰富的集群。然而，当考虑到星系的数量密度时，星系与星系的比率在星系团内部相当低。如果我们假设MgII吸收体主要来自大质量恒星形成星系的CGM，则典型的团星系晕的大小比场星系小30 $\pm$ 10%，这一发现支持星系晕可以通过与主星系团的相互作用而被截断。
2021-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Imaging and Spectroscopic Study of Four Strong MgII Absorbers Revealed By GRB060418
我们目前的结果，从成像和光谱研究的四个强Mg II吸收的W（2796）>~ 1Ang揭示的余辉GRB 060418在z_GRB=1.491。这些吸收体在z= 0.603，0.656，1.107和z_GRB处表现出大的离子丰度，表明中性气柱密度是阻尼Lya系统的特征。成像数据包括使用凯克I望远镜上的LRIS和使用HST上的ACS获得的光学图像，以及使用麦哲伦巴德望远镜上的PANIC获得的近红外H波段图像和使用凯克II望远镜上的NIRC 2和LGSAO获得的K '波段图像。这些图像显示了在余辉位置<~ 3.5“处的六个不同的物体，其中两个表现出清晰的成熟盘形态，一个显示红色，三个是蓝色紧凑源。使用LRIS的后续光谱观测证实，其中一个盘星系与z=0.656的MgII吸收体相吻合。观测到的第二盘星系和红色源的宽带光谱能量分布表明，它们分别与z=0.603和z=1.107的吸收体有关。这些结果表明，在伽玛暴余辉光谱中发现的强MgII吸收体与亮度为~（0.1-1）L*、碰撞参量<~ 10 h^-1 kpc的典型星系有关。如此接近的角距，将使我们无法轻易侦测到明亮的类星体。最后，我们将剩下的三个蓝色致密源与伽玛暴宿主星系联系起来，注意到它们很可能是恒星形成节点，位于距余辉2-12 h^-1 kpc的投影距离处。在余辉的位置，我们推导出潜在的SFR强度的2 σ上限为0.0074 M_sun yr^…
2009-06-24 astro-ph.CO
Low-z MgII Broad Absorption-Line Quasars from the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了一个样本的68低z镁II低电离宽吸收线（loBAL）类星体。根据以下标准从SDSS 5中均匀选择样品：（1）0.4<z<0.8，（2）中值S/N>7，和（3）MgII吸收线宽度> 1600 \kms。最后一个标准是平衡的完整性和一致性之间的权衡与规范定义的BAL类星体，有'balnicity指数' BI>0的CIV BAL。我们采用了这样的标准，以确保我们的样本的~90%是经典的BAL类星体和完整性是~ 80%，基于广泛的测试，使用高Z类星体样本与CIV和MgII BALs的测量。我们发现（1）MgIIBAL在具有窄的H β发射线、弱的[OIII]发射线、强的光学FeII多重态和高亮度的类星体中更容易被探测到。从黑洞吸积系统的基本物理参数来看，高爱丁顿比类星体的loBAL分数明显高于低爱丁顿比类星体。该分数不依赖于黑洞的质量在有关的范围内。总体分数分布较宽，表明吸收材料的覆盖因子范围较大。(2)[OIII]-弱loBAL类星体平均显示未检测到的[NeV]发射线和[NeV]与[OIII]的非常小的线比。然而，在非BAL类星体，这是远远大于在[OIII]-弱loBAL类星体的线比，是独立的[OIII]线的强度。(3)loBAL类星体和非loBAL类星体在近红外到光学波段有相似的颜色，但在紫外波段有不同的颜色。(4)具有中等宽度MgII吸收线的类星体在光学发射线特性上与非LoB…
2010-04-02 astro-ph.CO
Cosmic dust in MgII absorbers
MgII吸收体导致背景类星体变红。我们测量了这种效应，并推断这些系统中存在的尘埃的宇宙密度为Ω ~ 2 e-6，以宇宙的临界密度为单位，这与星系盘中发现的尘埃量相当，或者大约是星系外存在的尘埃量的一半。我们还估算了MgII云中中性氢的丰度为Ω ~ 1.5e-4，约为星系中恒星中氢的5%。这意味着MgII云的尘埃与气体的质量比约为1/100，这与正常星系的值相似。这将支持MgII云外流起源的假设，MgII云本质上没有恒星，因此没有尘埃来源。尘埃丰度的考虑意味着星系周围的MgII吸收剂的存在有效地持续了几个陀螺。高红移吸收体使我们能够测量静止坐标系消光曲线到900埃，在该位置莱曼边缘的吸收在消光不透明度中占主导地位，超过了尘埃的散射。
2012-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dusty MgII absorbers: population statistics, extinction curves and gamma-ray burst sightlines
本文对Sloan数字巡天（SDSS）观测到的类星体的~8300个强（等效宽度> 1A）MgII吸收体样品的尘埃含量和近紫外/光学消光曲线进行了新的测定，这些吸收体的红移为0.4<z<2.2。考虑到尘埃消光的选择效应，包括减少的信噪比的吸收体出现在一个红化类星体光谱，我们发现一个更强的依赖性E（B-V）对吸收体的休息等效宽度（EW）比其他已发表的工作。中值红化对EW的依赖性可以通过幂律模型再现：对于1.0A<EW<5.0A，E（B-V）= 0.8 +/-3 10 -4 * EW^（3.48+/-0.3）。来自通量限制类星体调查的观测到的Mg II样品显示出明显的不完整性，EW>1A的吸收体为24+/-4%，EW>2A的吸收体为34+/-2%。直接测定吸收剂的近紫外消光曲线的形状作为E（B-V）的函数，表明消光曲线形式的系统变化的证据。在低E（B-V）（>0.05）时，消光曲线由小麦哲伦云状消光曲线很好地表示。对于中间E（B-V）s（<0.2），大约三分之一的MgII吸收体显示出类似于大麦云云的2175 A特征的证据。对于少数高E（B-V）（>0.3）吸收体，其中大多数表现出强烈的CaII 3935，3970吸收，有证据表明2175 A的特征与银河系中发现的一样强。强镁II吸收剂的尘埃含量的新结果的应用表明，尘埃吸收剂可以占一个显着的比例，高达两个因素，所观察到的超密度的吸收剂朝向伽马…
2011-06-03 astro-ph.CO
MgII Absorption at 2 < z < 6 with Magellan / FIRE. II: A Longitudinal Study of HI, Metals, and Ionization in Galactic Haloes
本文详细研究了在高红移类星体的红外光谱中发现的110个Mg Ⅱ吸收系统的HI和金属离子，它们的位置在1.98 <= z <= 5.33。使用新的测量的静止框架紫外线从相同的目标的光谱，我们比较了高红移样品与精心构造的低红移控制样品从文献中研究从z=0 --> 5.33（>12 Gyr）的演化趋势。我们观察到一个显着加强的特征N（HI）固定MgII的等效宽度作为一个移动到更高的红移。事实上，在我们的样本的平均zbar=3.402，所有MgII系统是阻尼Ly-alpha吸收剂或亚DLA，40.7%的系统超过DLA阈值（相比之下，在zbar=0.927为16.7%）。我们设定的MgII系统，我们可以测量HI的金属丰度的下限，这些结果是一致的，与完整的DLA人口。经典的MgII系统（W（2796）=0.3-1.0 Ang），优先与亚DLAs缔合，在~0.1 Solar处非常富含金属。我们应用定量分类指标，我们的吸收体相比，低红移人口，发现弱系统是类似于经典的MgII吸收体在低红移。强系统要么有非常大的镁II和铁II的速度传播意味着非维里化动力学，或更多的静态DLAs。有初步的证据表明，动力学上的复杂系统以类似于全球恒星形成速率的方式演化。我们推测，如果较弱的MgII系统代表吸积气体所建议的最近的研究银河系吸收体的倾斜，那么他们的高金属丰度表明最近喷出的物质，而不是第一次从金属贫IGM，即使…
2012-07-12 astro-ph.CO
Low-Ionization Outflows in High Eddington Ratio Quasars
广泛的MgII双重线已被大量研究，其潜在的重要作用，作为一个维里估计的黑洞质量在高红移类星体。因此，一个重要的任务是识别任何可能与非维里运动加宽有关的线分量。高s/n中值复合光谱（在Sulentic et al. 2007的"4D特征向量1"上下文中合并）是为0.4 <z <0.75范围内最亮的680个SDSS DR 7类星体构建的，其中MgII 2800和H β都记录在相同的光谱中。代表90%类星体的复合光谱证实了先前的发现，即FWHM（MgII 2800）比FWHM（H β）窄约20%。对于样本中最高的爱丁顿辐射源（A族），情况明显不同。在这些源的中值光谱中，FWHM MgII 2800等于或大于FWHM（Hbeta），并且相对于Hbeta显示出显著的蓝移。我们解释的MgII 2800蓝移作为一个辐射驱动的风或流出的最高吸积类星体的签名。在这种解释中，MgII 2800线宽-受蓝移发射的影响-不适合用于~10%类星体的维里质量估计。
2013-01-03 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
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
What Determines the Incidence and Extent of MgII Absorbing Gas Around Galaxies?
我们研究正在进行的恒星形成，星系质量和扩展的晕气体之间的联系，以区分恒星爆发驱动的外流和下降云，产生大部分观测到的MgII吸收剂在大星系半径（>~ 10 h^{-1} kpc），并获得星系周围的晕气体含量的见解。我们提出了新的测量总恒星质量（M_star），H-α发射线强度（EW（H-α）），和特定的恒星形成率（sSFR）的94个星系发表在H。W. Chen等人（2010年）。我们发现Mg Ⅱ吸收气体的程度R_Mg Ⅱ与M_star和sSFR成正比，遵循R_Mg Ⅱ \propto M_star^{0.28} \times sSFR^{0.11}。如果质量越大的星系拥有更多的冷气体晕，并且观测到的Mg Ⅱ吸收体出现在下落云中，从而为星系中的恒星形成提供燃料，那么R_Mg Ⅱ对M_星的强烈依赖性就可以得到最自然的解释。R_MgII与sSFR的额外标度关系可以理解为由于星爆外流而导致的额外气体供应，或者可以理解为对高质量晕中被抑制的冷气体含量的校正。后者是由场星系中著名的sSFR--M_star}逆关联所激发的。我们的分析表明，沿共同视线的星系和镁II吸收剂的联合研究提供了一个经验的表征晕气体半径与晕质量。红序列星系和蓝序列星系的R_Mg Ⅱ的比较研究可能为解决星系中观测到的sSFR-M_star关系的物理起源提供第一个经验约束。
2010-11-02 astro-ph.CO
The extended Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: measuring the cross-correlation between the MgII flux transmission field and quasars and galaxies at $z=0.59$
本文首次尝试利用镁-Ⅱ双态（MgII）通量传输场与类星体和星系示踪星位置之间的大尺度互相关测量重子声振荡（BAO）。在$0.3 < z < 1.6$的Mg II通量传输连续场是从重子振荡光谱巡天（BOSS）和扩展的BOSS（eBOSS）获得的500，589个类星体光谱测量的。246，697个类星体示踪星和1，346，776个星系示踪星的位置是从斯隆数字巡天（SDSS）I，II，BOSS和eBOSS目录中提取的。除了测量宇宙学的BAO尺度和有偏的物质密度相关性，这项研究允许测试和改进宇宙学的莱曼- $α$分析。在显著性为$Δχ^{2} = 7.25$时检测到与BAO一致的特征。测得的Mg II线性透射偏置参数为$b_{\mathrm{MgII(2796)}} (z = 0.59) = (-6.82 \pm 0.54) \, \times 10^{-4}$和$b_{\mathrm{MgII(2804)}} (z = 0.59) = (-5.55 \pm 0.46) \, \times 10^{-4}$，Mg I偏置为$b_{\mathrm{MgI(2853)}} (z = 0.59) = (-1.48 \pm 0.24) \, \times 10^{-4}$。它们的红移演化用幂律指数$γ_{\mathrm{Mg}} = 3.36 \pm 0.46$表征。这些测量打开了一个新的窗口，在最…
2019-06-12 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
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
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
The Dark Matter Haloes and Host Galaxies of MgII Absorbers at z~1
单离子化镁（Mg II）的强前景吸收特征通常在类星体的光谱中观察到，并被认为可以探测广泛的银河系环境。到目前为止，通过与发光星系的大尺度互相关，对介于其间的Mg II吸收体的平均暗物质晕质量的测量被限制在z<0.7。在这项工作中，我们交叉关联了21个强（Wλ2796>0.6 °A）Mg II吸收系统，这些系统来自斯隆数字巡天数据发布7的类星体光谱，与来自DEEP 2星系红移巡天的约32，000个光谱确认的星系在0.7<z<1.45。我们测量的暗物质（DM）晕偏差b_G=1.44 \pm 0.02和b_A=1.49 \pm 0.45的DEEP 2星系和Mg II吸收体，分别表明它们的集群振幅大致一致。我们对Mg II吸收体测量的具有偏差的晕具有1.8（+4.2/-1.6）\times 10^12 h-1 M_sun的相应质量，尽管实际平均吸收体晕质量将取决于DM晕内吸收体的精确分布。该质量估计值与z=0.6时的观测值一致，表明典型Mg II吸收体的晕质量不会从z~1显著演化。另外，我们还测量了DEEP 2星系周围60 h-1 kpc内Wλ2796>0.6 μ m的平均气体覆盖率f =0.5，并且发现在40 h-1 kpc的投影距离之外，没有强的Mg II吸收。虽然恒星形成z>1的DEEP 2星系被认为表现出普遍的蓝移Mg II吸收，但我们在我们的小样本中没有发现直接证据将Wλ2796…
2011-06-08 astro-ph.CO
Modeling the distribution of Mg II absorbers around galaxies using Background Galaxies & Quasars
我们提出了联合约束周围星系的MgII吸收的分布，通过结合MgII吸收看到堆叠背景星系光谱和强MgII系统的背景类星体的光谱的宿主星系的分布。我们提出了一套模型，预测，MgII吸收星系的视倾角，碰撞参量（b）和方位角的依赖。的吸收强度与方位角的变化提供了更强的约束比依赖于星系的倾斜度的内在几何形状的MgII吸收。强MgII吸收体（W_r（2796）>0.3）在主星系周围的方位角上呈不对称分布：72%的吸收体和100% b<35 kpc的近距离吸收体位于主星系投影短轴的50度以内。复合模型由一个简单的双极分量加上一个球形或盘形分量，或一个单一的高度软化的双极分布，可以很好地代表在这两个数据集中观察到的方位角的依赖性。同时将两个数据集拟合到复合模型，双极锥被限制在短轴的50度，并且包含总MgII吸收的2/3。单软化锥模型在45 °张开角下，随方位角呈指数衰减，尺度长度呈指数衰减。我们的结论是，在低碰撞参量的MgII气体的分布是不一样的，发现在高碰撞参量。40 kpc内的MgII吸收主要来自风中夹带的冷MgII气体。在40千秒差距以上，有证据表明有一个更对称的分布，与更接近星系的分布明显不同。在这里，一个重要的组成部分似乎与圆盘更一致，可能是流入的，也许是银河喷泉的一部分，或者是来自系统更远的物质流入。
2014-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Large scale outflows from z ~ 0.7 starburst galaxies identified via ultra-strong MgII quasar absorption lines
恒星形成驱动的外流是星系演化理论处理中的一个临界现象，尽管观测在宇宙学时间尺度上追踪它们的能力有限。如果在背景类星体的光谱中检测到的最强MgII吸收线系统出现在这样的外流中，“超强”MgII（USMgII）吸收剂将在宇宙时间的巨大基线上识别出大量的星系风，其方式与星系的发光特性无关。为此，我们提出了第一个详细的成像和光谱研究领域的两个USMgII吸收剂系统从统计吸收剂目录中挑选，理解的物理过程，导致定义这样的系统的大速度传播的目标。每个场包含两个明亮的发射线星系，其红移与吸收线星系的红移相似（dv < 300 km/s）。从观测到的OII和Hb线通量的瞬时恒星形成率（SFR）的下限，以及从光谱模板拟合的恒星质量表明，在z~0.7处，它们的质量是最高的。此外，它们的4000 A的破裂和巴耳末吸收强度意味着它们最近经历了（~0.01 - 1 Gyr）的恒星爆发。伴随出现的两种罕见现象--星爆和USMgII吸收体--强烈暗示了一种因果关系。我们认为这些数据和USMgII吸收剂一般在各种流行的模型的背景下，并得出结论，银河系外流一般是必要的，以考虑吸收的速度范围。我们赞成星爆驱动外流潮汐剥离气体从一个主要的相互作用，引发了星爆作为能源的大多数系统。最后，我们讨论了这些结果的影响，并推测这些系统的整体贡献的全球SFR密度在z~0.7。
2010-10-14 astro-ph.CO
The extent of the MgII absorbing circum-galactic medium of quasars
利用31个碰撞参量pd<200 kpc的投影类星体对，在红移0.5<z<1.6的范围内，研究了位于类星体晕和环星系环境中的MgII冷、低密度吸收气体的范围和性质。在横向方向上，我们检测到18个与前景类星体相关的MgII吸收体，而沿着视线没有发现由类星体周围气体产生的吸收系统。这表明类星体的辐射在吸收气体的分布中引起了各向异性。我们的观测结果表明，当静止坐标系等效宽度Wr（2796）>0.3Ang时，Mg Ⅱ吸收系统的覆盖率（fc）最大。从pd<65 kpc时的fc~1.0到pd> 150 kpc时的fc~0.2，似乎高于星系。我们的研究结果支持的情况下，亮度/质量的宿主星系的影响的程度和丰富的吸收MgII环银河系介质。
2014-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
13 Billion Years of MgII Absorber Evolution
本研究利用分配积分法测量红移0到7范围内的MgII吸收体等值宽度分布，通过两种情景模拟结合高红移其他离子观测佐证，给出了跨越130亿年的MgII吸收体演化定量描述，为星系重子循环研究提供新见解。
2025-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematics of MgII Absorbers from the Redshift-space Distortion Around Massive Quiescent Galaxies
MgII吸收体的运动学是理解大质量静止星系环星系介质中冷的、富含金属的气体云起源的关键。利用云的视线速度分布是由星系周围Mg II吸收体的三维实空间分布预测其红移空间畸变RSD的唯一未知量这一事实，我们发展了一种由红移空间星系-云互相关$ξ^{s}$推断冷云运动学的新方法。我们在$0.4{<}z{<}0.8$测量了${\sim}8{\times}10^5$ CMASS星系周围${\sim}10^4$ MgII吸收体的$ξ^{s}$。我们发现，$ξ^{s}$并没有表现出很强的上帝之指的效果，但严重截断速度${\sim}300\,km/s$。我们重建的红移和实空间云数密度分布内晕，$ξ^{s}_{1h}$和$ξ_{1h}$，分别。因此，对于任何云运动学模型，我们可以从重建的$ξ_{1h}$预测$ξ^{s}_{1h}$，并自洽地与观测到的$ξ^{s}_{1h}$进行比较。我们考虑了四种类型的云运动学，包括一个等温模型与一个单一的速度色散，一个卫星下沉模型中，冷云居住在subhaloes，云吸积模型中，云遵循宇宙气体吸积，和一个疲惫的风模型中，云起源于银河风驱动的气泡。所有四个模型都提供了统计上良好的拟合RSD数据，但只有疲劳风模型可以重现观测到的截断传播尺度${\sim}400\,kpc/h$上的${\sim}250\,km/s$古风气泡。我们的方法提供了一个令人兴奋的路径解码的动态起源…
2021-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy counterparts of intervening high-z sub-DLAs/DLAs and MgII absorbers towards gamma-ray bursts
我们提出了第一次寻找星系对应的干预高z（2<z< 3.6）亚DLAs和DLAs对伽玛暴。我们的最终样本包括五个干预子DLAs和DLAs在四个伽玛暴领域。为了确定候选星系对应的吸收器，我们使用深光学和近红外成像，低，中，高分辨率光谱获得6至10米级望远镜，哈勃和斯皮策太空望远镜。此外，我们还利用光谱信息和光谱能量分布拟合技术对它们进行了详细的研究。我们的主要结果是在GRB 070721 B（z_GRB=3.6298）场中探测到并光谱证实了其他作者提出的z=3.096的DLA干涉星系对应物。我们还确定了两个强MgII吸收体在z=0.6915和1.4288对GRB 050820 A（z_GRB=2.615）的星系对应物的良好候选者。探测到的DLA星系的性质是典型的莱曼break星系（LBG）在类似的红移;一个年轻的，高度恒星形成的星系，显示出星系外流的证据。这支持了DLA可能是LBG的气体晕的假设。此外，我们报告了一个红移符合不同的对象与金属线在同一领域，分开130-161千秒差距。在两对视线中，在小至~150 kpc的长度尺度上的三个相关结构的高检测率是耐人寻味的。这些吸收体中的每一个都很可能不是同一个重力束缚结构的一部分。它们更可能代表星系群。
2012-07-25 astro-ph.CO
A complete sample of 21-cm absorbers at z~1.3: Giant Metrewave Radio Telescope Survey Using MgII Systems
本文报道了利用巨米波射电望远镜（GMRT）对红移范围为zabs~1.10-1.45的35个强MgII系统（其中33个Wr>1 μ m）的21 cm吸收进行的系统观测结果。使用约400小时的望远镜时间进行的调查导致9个新的21厘米探测和严格的21厘米光学深度上限（每10公里/秒的3-sigma光学深度中位数为0.017）。这是迄今为止从任何干预吸收体的单次调查中探测到的最大数量的21厘米。在我们的调查之前，在上述红移范围内没有已知的21厘米系统，只有一个系统在红移范围0.7<z<1.5。讨论了21厘米吸收的可探测性与紫外吸收线的各种性质之间的关系。我们发现，当MgII体系的双峰比小于1.3，W_r（MgI）/W_r（MgII）>0.3时，21-cm吸收的探测率可达90%。我们估计了21 cm吸收体的单位红移数n_{21}，其中W_r（Mg（II））>W_o，积分光学深度Tau_{21} >Tau_o，并表明n_{21}随红移的增加而减小.特别地，对于W_o=1.0 μ m和Tau_o>0.3 km \s，n_{21}从<z>=0.5下降到<z>=1.3，下降了4倍。更强的MgII系统的演变似乎更强。使用子样本的系统，高频VLBA图像是可用的，我们表明，效果是不相关的背景射电源的结构，最有可能是由于在MgII系统的冷中性介质填充因子的演变。我们发现在z~1.3处，21 cm吸收特…
2009-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Techniques for Profile Binning and Analysis of Eigenvector Composite Spectra: Comparing Hbeta and MgII 2800 as Virial Estimators
本文综述了从类星体的宽发射谱线中提取类星体结构和运动学信息的基本技术。我们考虑哪些线可以最有效地作为黑洞质量的维里估计。在低红移时，巴耳末谱线，特别是宽的H β谱线，是最好的谱线。对于大于0.7 - 0.8的红移，可以跟随H β进入IR窗口或找到H β替代物。我们解释了为什么UV CIV 1549是不是一个安全的维里估计和镁II 2800如何作为最好的维里替代H β最高的红移类星体在z ~ 7。我们展示了如何在参数空间的背景下（4DE 1）的光谱分仓，使可能更有效的比较H β和镁II。它还有助于从适当的分箱光谱中获得更准确的质量估计，并最终绘制出类星体群体中黑洞质量和爱丁顿比的分散度。当比较从这两条线估计的黑洞质量时，在大多数需要校正的1型活动星系核中，MgII的半高宽比H β的半高宽小20%左右。20%的源显示出最西的FWHM H β（< 4000 km/s）和最强的Fe II（R_Fe II>~ 1.0）发射（我们称它们为bin A3-4源）没有显示出这种FWHM差异，并且在这些源的Mg II中检测到蓝移，这表明FWHM H β是这些极端爱丁顿发射体的更安全的维里估计。
2013-10-16 astro-ph.CO
The BarYon CYCLE Project (ByCycle): Identifying and Localizing MgII Metal Absorbers with Machine Learning
本文提出利用 TNG50 模拟生成合成 4MOST 类星体光谱并训练卷积神经网络，以高准确率自动识别和定位 MgII 金属吸收体，为百万级类星体光谱巡天分析提供概念验证。
2023-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Is Mg II 2800 a Reliable Virial Broadening Estimator for Quasars?
[摘要]广义MgII 2800和Hbeta线已经成为类星体中黑洞质量的最可靠的维里估计。哪个更可靠？比较MgII 2800和在相同的来源，特别是FWHM措施，提供维里加宽估计的Hbeta配置文件的措施。识别680个明亮的斯隆数字巡天数据Release 7类星体，光谱显示MgII 2800和Hbeta线，红移0.4 < z < 0.75。这些光谱的s/n足够高，以允许在“四维（4D）本征向量1”光学平面中进行分箱和构造高s/n复合光谱。我们证实，MgII 2800显示出的轮廓比以前的一些研究中提出的窄约20%。B族源的FWHM测量（即，Hbeta的FWHM大于4000 km/s）是不确定的，因为它们显示出具有至少两个宽线分量的复杂轮廓，包括几乎未移位的宽分量和红移的非常宽的分量。只有广义分量才可能是有效的维里估计量。如果不对Hbeta和MgII 2800进行非常宽的分量校正，那么B族源的黑洞质量值将被系统地高估，最高可达logM ~ 0.3-0.4 dex。我们建议一个简单的修正，可以适用于大多数来源。MgII 2800是B族源的更安全维里估计器，因为相对于静止坐标系的质心偏移低于Hbeta。在广泛和非常广泛的成分轮廓解释中，这是由于MgII 2800的非常广泛与广泛成分强度比较低的结果。在固定的红移下，黑洞质量和爱丁顿比的有效区分不是通过光度分箱实现的，而是通过在“4D特征向量1”…
2013-05-07 astro-ph.CO
Searching for cold gas traced by MgII quasar absorbers in massive X-ray-selected galaxy clusters
本研究利用SDSS光谱探测X射线选大质量星系团的冷气体，通过叠加光谱初步探测到MgII吸收，结果与同类观测一致但挑战TNG模拟预测，表明大质量结构中可能存在大量冷气体。
2024-04-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 Civ line width distribution for quasars and its implications for broad-line region dynamics and virial mass estimation
我们进行了广泛的分析Civ线在三个大型光谱调查类星体。在文献中可以找到不同的方法来拟合Civ线，我们比较了最常用的方法，以突出与每个相关的相对系统学。我们开发了一个线拟合程序，并将其应用到从SDSS，2QZ和2SLAQ调查的光谱中的Civ线。我们的研究结果进行了比较，与以前的研究在同一样本中的Mingdom线。Civ往往比具有两者的谱线中的Meso线更宽，并且线之间的平均比率与光电离、维里化和分层宽线区域的简化模型一致。在Civ和Meso线的宽度之间存在统计学显著相关性。然而，相关性是弱的，并且最佳拟合周围的散布仅略微小于线宽的全动态范围。受以前工作的启发，我们研究了Civ线宽分布的分散性。我们发现，Civ线宽的色散基本上是独立的红移和光度。这与显示出强烈光度依赖性的Mendy线形成鲜明对比。最后，我们考虑我们的结果的维里黑洞质量估计的影响。在单谱中MdR和Civ线宽之间的不一致，结合MdR和Civ线宽分布的不同行为，表明MdR和Civ维里质量估计之间必须存在不一致。此外，在MdR和Civ线宽度的固有分散的水平贡献较少的动态范围的维里质量估计比与估计相关的误差。这表明，在这些紫外维里质量估计的线宽项可能是基本上无关的质量估计的典型不确定性。
2010-05-28 astro-ph.CO
Probing star formation across cosmic time with absorption line systems
我们提出了星系晕中的冷气体与恒星形成之间的经验联系。使用的样本超过8,500 MgII吸收器从SDSS类星体光谱，我们报告的检测15 sigma之间的相关性的其余等效宽度W 0的MgII吸收器和相关的OII光度，估计恒星形成率。这种相关性有有趣的影响：仅使用可观察到的量，我们表明，镁II吸收剂跟踪的全球OII光度密度的相当一部分，并恢复从经典的发射估计到z~2的宇宙的整体恒星形成历史。然后，我们表明，分布函数的Mg II休息等效宽度，dN/DW 0继承其形状和振幅从OII光度函数Phi（L）。这些分布可以自然连接，没有任何自由参数。我们的研究结果表明，恒星形成星系周围的冷气覆盖系数很高：C>0.5，有利于外流作为MgII吸收的机制。然后，我们认为，干预MgII吸收和蓝移MgII吸收恒星形成星系的光谱中看到的基本上是相同的系统。这些结果不仅揭示了MgII吸收剂的性质，而且还为我们提供了一种新的恒星形成探测器，即以一种不受尘埃消光影响的方式，并具有与红移无关的灵敏度。如该分析中所示，这样的工具可以应用于噪声占主导地位的制度，即使用在单个对象中未检测到发射线的数据集。这对高红移研究特别有意义。
2009-12-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The nature of Damped Lyman-α and MgII absorbers explored with their dust contents
我们通过统计测量阻尼莱曼α吸收体（DLAs）在其背景类星体上引起的过量红化来估计尘埃的丰度。我们发现DLA背后的系统性红化与SMC型红化曲线一致，但与银河系型红化不一致。我们发现，得出的尘埃-气体比是，平均而言，成反比的中性氢的柱密度，这意味着尘埃的量是恒定的，无论氢的柱密度。这意味着平均金属性与氢柱密度成反比，除非平均粉尘与金属的比率随氢柱密度而变化。这表明在DLAs中发现的金属的主要起源不是由原位恒星形成，而Z ~ N_{HI} ^{0.4}是由经验恒星形成定律所预期的，与我们的观测相反。我们解释的金属吸收器中观察到的沉积主要是从附近的星系风无处不在的星系际空间。当外推尘气比和HI柱密度之间的关系，以较低的柱密度，我们发现一个值，这是与观察到的Mg II吸收剂。
2014-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Clusters in the Line of Sight to Background Quasars: II. Environmental effects on the sizes of baryonic halo sizes
根据最近在“RCS星系团背后的类星体”巡天（QbC）中对Mg Ⅱ吸收线系统频率的测量结果，分析了星系团环境对星系周围重子晕大小的影响。我们使用两个独立的模型，i）一个经验晕占领模型，适合当前测量的星系在低和高红移的集群和光度函数，和ii）的GALFORM半解析模型的星系形成，它遵循的星系人口的演变从第一原则，调整到匹配的统计数据的低和高红移星系。在这两个模型中，我们约束的MgII晕的大小的场和星系团的观测结果观测到的MgII统计。我们的结果与以前的工作一致，表明在半解析模型中，典型的\mgii晕的尺寸为50 h_71 ^-1 kpc，而在晕占据数方法中，尺寸略低。对于星系团环境，我们发现两个模型都要求MgII晕的平均尺寸r_MgII< 10h_71^-1 kpc，才能再现星系团中观测到的吸收线系统的统计数据。基于Chen & Tinker（2008）的结果，即更强的系统发生在更靠近MgII晕中心的地方，我们发现星系团中的强吸收系统发生在距离星系团中心大约1h_71^-1 Mpc的冷暖晕大小的固定部分。与此相反，较弱的吸收系统似乎发生在逐渐较短的相对分数，这个晕作为集群中心的距离减少。
2009-02-11 astro-ph.CO
An Independent Measurement of the Incidence of MgII Absorbers along Gamma-Ray Burst Sightlines: the End of the Mystery?
2006年，Prochter等人报告了一个统计学显著增强的非常强的Mg II吸收系统，相对于沿着类星体视线的这种吸收的发生率，它干扰了伽马射线暴（GRB）的视线。这一违反直觉的结果激发了一系列不同的天体物理学解释（例如尘埃，引力透镜），但这些都没有明显解决这个难题。使用最大的一组伽玛射线暴余辉光谱，我们重新审视了所谓的增强。在测量路径比Prochter等人大3倍的伽玛射线暴光谱的独立样本中，我们测量了在$z \approx 1$处的$\geq 1$静止系等效宽度Mg II吸收体的每单位红移的入射率为l（z）= 0.18 $\pm$ 0.06。这与目前对类星体视线上这种吸收体发生率的估计完全一致。因此，我们不确认原始增强，并建议这些结果遭受统计侥幸。原始结果的特征确实保留在我们的完整样本中（l（z）显示出$\approx 1.5$对l（z）类星体的增强），但统计学意义现在在于$\approx 90%$ c. l。将我们的分析限制在伽玛射线暴余辉的高分辨率光谱的子集上（与Prochter等人的分析基本重叠），我们仍然再现了Mg II吸收的统计学显著增强。这种过剩的原因，如果是真的，仍然不清楚，因为有没有连接之间的快速余辉后续过程与中阶梯光栅（或小阶梯光栅）光谱仪和强镁II双峰的可检测性。只有更大的高分辨率数据样本才能对这一问题有所帮助。
2012-11-28 astro-ph.CO
Constraining stellar properties of intervening damped Lyα and MgII absorbing galaxies toward GRB 050730
我们对GRB 050730周围的场进行了多波段深度成像，以识别中间吸收体的宿主星系，其中包括zabs=3.564的阻尼Lyα吸收（DLA）系统，zabs=3.022的亚DLA系统，以及zabs=1.773和2.253的强MgII吸收系统。我们的观测是在伽马射线暴余辉消失后进行的。因此，我们的成像调查有一个更高的灵敏度的主星系的干预吸收比正常的成像调查的方向上的类星体，其中类星体眩光往往隐藏的前景星系。在这次深度成像调查中，我们无法探测到任何明确的候选者，作为介入吸收体的宿主星系。使用光学到中红外观测波段的通量的3 σ上限，这对应于介于中间的吸收体的静止框架中的UV到光学波段，我们约束了恒星形成速率和宿主的恒星质量。我们估算了中间吸收体的恒星形成速率，z>3的DLAs < 2.5 Msun/yr，z~2的MgII系统< 1.0 Msun/yr。它们的恒星质量估计为10^9 M太阳的数倍，或者所有居间星系的质量都更小。这些性质与矮星系相当，而不是在基于发射线选择或颜色选择的z>2星系巡天中常见的大质量恒星形成星系。
2012-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistics and characteristics of MgII absorbers along GRB lines of sight observed with VLT-UVES
我们分析了MgII吸收系统的性质检测沿视线对GRB使用的样品10 GRB余辉光谱与VLT-UVES在过去的六年。信噪比足够高，我们可以将以前的研究扩展到更小的等效宽度（通常Wr>0.3A）。在Delta（z）~14的路径长度上，沿GRB和类星体视线方向探测到的弱吸收体的数量相似，而沿GRB视线方向探测到的强吸收体的数量较多，具有2-sigma显著性。使用文献中报道的中分辨率和低分辨率观测，我们将强系统的吸收长度增加到Delta（z）=31.5（大约是以前研究的路径长度的两倍），发现强MgII系统的数密度比类星体高2.1+/-0.6（大约3-sigma显著性），但是比以前报道的小两倍。我们将样品分成三个红移的仓，我们发现强MgII的数密度在低红移仓中较大。我们详细研究了UVES观察到的强MgII系统的性质。强GRB MgII系统中的尘埃消光和等效宽度分布与标准类星体系统的观测结果一致。我们还发现，在UVES样品中的单位红移的（子）-DLAs的数密度可能是预期的两倍，从类星体的视线，这证实了伽玛射线暴视线的特殊性。这些结果表明，无论是尘埃消光偏差，也不是不同的光束大小的来源是可行的解释过剩。目前的伽马射线暴样本仍然有可能受到微妙的引力透镜效应的影响。需要更多的数据和更大的样本来检验这一假设。（节略）
2009-06-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
A new apparent quasar pair: Q2225-403A,B
我们报告了一个先前未知的类星体的偶然发现，距离Q2225-403（z=2.410）10.5”。对MgII_2798的宽发射线和周围FeII多重谱线的观测表明，类星体的伴星位于z=0.932。Q2225-403的光谱显示了许多吸收线，最值得注意的是在与伴星相同红移处的MgII线，这表明我们正在探测距离更近的类星体约80 kpc的晕内的气体。从高分辨率的近红外图像中，我们能够分辨出这两个类星体的宿主星系。根据2dF巡天中已知的类星体表面密度，我们估计找到这样一对紧密的类星体的概率<1%。
2009-03-12 astro-ph.CO
Assessing the dust selection bias in quasar absorbers at 0.7 < z< 1.6: Zn/Fe abundances in a radio-selected sample
完整的光学和无线电吸收线系统（CORALS）调查以前曾被用来证明z>1.6阻尼莱曼α系统的数密度，气体和金属含量在震级有限的调查中没有被显著低估。本文选取了在红移0.7 < z < 1.6范围内光学完全0.7 < z <0.5的Mg Ⅱ强吸收体样品< 1.6 CORALS sample of Ellison et al. is used to assess the potential of dust bias at intermediate redshifts. From echelle spectra of all CORALS absorbers with MgII lambda 2796 and FeII lambda 2600 rest equivalent widths >，测定了Zn、Cr、Fe、Mn和Si的柱密度。的范围内的灰尘，金属比和推断的数密度的DLAs从D-指数是一致的光学样品。我们还报道了在红移范围1.7 < z< 2.0的阶梯光栅数据中发现的4个新吸收体，其中两个是确认的DLA，一个是亚DLA，而第四个Lya线没有被覆盖。
2009-04-21 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
The Milky Way halo as a QSO absorption-line system. New results from an HST/STIS absorption-line catalogue of Galactic high-velocity clouds
我们使用档案紫外吸收线数据从HST/STIS统计分析的吸收特性的高速云（HVC）的星系晕对40多个河外背景源。我们确定吸收覆盖分数的低和中间离子（OI，CII，SiIII，MgII，FeII，SiIII，CIV，和SiIV）的范围fc = 0.20 - 0.70。对于详细的分析，我们集中在硅的吸收成分在HVC，我们调查的列密度，b值和径向速度的分布。结合信息的Si II和Mg II，并使用几何HVC模型，我们调查的贡献HVC强Mg II吸收剂的吸收截面在本地宇宙。我们估计，如果从外部有利位置观察我们的银河系，银河系HVC将平均贡献~52%的银河系总强MgII截面。我们进一步估计，从外部有利位置的银河系晕和光盘的强镁II吸收的平均投影覆盖分数是fc（sMgII）= 0.31晕半径R = 61千秒差距。这些数字，以及在低红移处观察到的强MgII吸收体的数密度，表明下落气体云（即，银河系型星系晕中的HVC类似物）对强MgII吸收体截面的贡献小于34%。这些发现与流出气体（例如，由星系风产生）在更活跃的恒星形成星系的晕中占主导地位的吸收截面的强MgII吸收在本地宇宙。
2013-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Comparing Single-Epoch Virial Black Hole Mass Estimators for Luminous Quasars
单历元维里黑洞（BH）的质量估计，利用广泛的发射线已被例行应用于高红移类星体，以估计其BH质量。根据红移，不同的线估计（Halpha，Hbeta，MgII，CIV）通常用于光学/近红外光谱。在这里，我们使用一个均匀的样本的60个中等红移（z~1.5-2.2）SDSS类星体的光学和近红外光谱覆盖CIV通过H α调查不同的线估计之间的一致性。对于我们的样本探测的高光度区域（L_5100>10^45.4 erg/s），我们严格比较了restframe UV谱线估计值（CIV、CIII]和MgII）与光学估计值（Hbeta和Halpha）在谱线宽度之间以及连续谱/谱线光度之间的相关性。L_1350和L_3000的连续光度以及L_5100的宽线光度都有很好的相关性。我们发现，MgII的FWHM与巴耳末线的FWHM相关良好，并且MgII线估计量可以被校准以产生一致的维里质量估计与那些基于Hbeta/Halpha估计量的维里质量估计，从而扩展了较早的结果在较不明亮的物体上。CIV FWHM与巴耳末线FWHM的相关性较差，CIV和Hbeta FWHM之间的散射由不可约部分（~0.12 dex）和与CIV质心相对于Hbeta的蓝移相关的部分组成。发现CIII FWHM与CIV FWHM相关，因此也与Hbeta FWHM相关性差。虽然CIV和CIII]线可以被校准以产生一致的维里质量估计值作为平均值，…
2012-03-03 astro-ph.CO
The properties of the cool circumgalactic gas probed with the SDSS, WISE and GALEX surveys
我们探讨了冷（~ $10^4$ K）气体在星系周围的分布及其对星系性质的依赖。通过将大约50，000个MgII吸收体与来自SDSS（光学），WISE（IR）和GALEX（UV）调查的数百万个源进行交叉相关，我们有效地提取了z~0.5的大约2，000个星系吸收体对，并探测了吸收强度与星系类型，碰撞参量和方位角之间的关系。我们发现，冷气体跟踪MgII吸收剂存在于周围的恒星形成和被动星系具有相似的发病率在尺度大于100千秒差距，但每种星系类型表现出不同的行为在较小的尺度：MgII等效宽度不相关的被动星系的存在，而更强的MgII吸收剂往往被发现在恒星形成星系附近。这种效应在这些星系的短轴上更容易看到，这表明一些气体与流出的物质有关。相比之下，被动星系周围的冷气体分布与相同尺度下的各向同性一致。我们量化的平均过剩镁II等效宽度$<δW_{0}^{\rm MgII}>$作为星系属性的函数，并找到$<δW_0^{\rm MgII}>\propto SFR^{1.2}, sSFR^{0.5}$和$M_\ast^{0.4}$的恒星形成星系。这项工作表明，恒星形成和被动星系之间的二分法是反映在CGM跟踪低电离气体。我们还测量了MgII吸收的覆盖率，发现在50千秒差距内，恒星形成星系的覆盖率比被动星系高出约2-10倍。我们估计，在$<\log M_\ast/{\rm M_\odot}>$ ~10.8星系…
2014-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supermassive Black Hole Mass Estimates Using Sloan Digital Sky Survey Quasar Spectra at 0.7 < z < 2
我们提出了基于镁II的黑洞质量估计的27,602类星体与休息帧紫外光谱可在斯隆数字巡天数据发布三。这种估计是可能的，因为宽线区域的半径和3000埃处的连续发光度之间存在经验相关性。我们再生这种相关性，通过应用我们的测量方法，在HST/IUE数据库中的低红移类星体的紫外光谱，有相应的混响映射估计的Hbeta宽线区域的半径。我们的质量估计方法使用的线分散，而不是在低电离MgII发射线的半高全宽。我们测量镁II线色散的类星体，其光谱已重建使用最重要的本征谱通过主成分分析。我们已经测试了使用重建的光谱在黑洞质量估计的可靠性，使用蒙特卡罗模拟，并通过比较原始和重建的数据释放三光谱的结果。我们表明，使用重建的光谱不仅使无偏质量估计可能的类星体与低光谱信噪比，但也减少了内在的散射分布的黑洞质量低于0.15 dex。
2011-04-11 astro-ph.CO
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
