高红移射电星系和类星体中性气体的完全电离

两个z > 7类星体中IGM阻尼翼特征对再电离历史的定量约束

Quantitative Constraints on the Reionization History from the IGM Damping Wing Signature in Two Quasars at z > 7

在再电离过程中，星系际介质（IGM）中的中性氢在高红移类星体的光谱上留下了阻尼翼吸收特征的印记。对这个特征的探测为一个显著中性的宇宙提供了令人信服的证据，并使在那个时期测量氢中性部分$x_{\rm HI}(z)$成为可能。然而，从这种技术获得可靠的定量约束，是具有挑战性的，由于随机性引起的补丁内-外拓扑结构的再电离，退化类星体的寿命，和未知的未吸收类星体光谱接近休息帧Ly $α$。通过对高红移宇宙的高分辨率流体动力学模拟，将再电离拓扑的大体积半数值模拟与一维辐射转移相结合，建立了类星体再电离过程中的透射谱模型。我们最先进的方法捕捉到了在偏置类星体晕中阻尼翼强度的分布，这些偏置类星体晕应该在更早的时候被再电离，以及类星体环境中由其自身电离辐射引起的中性气体的侵蚀。结合这个详细的模型与我们的新技术预测类星体的连续性及其相关的不确定性，我们引入了贝叶斯统计方法来共同约束中性的宇宙和类星体的寿命从个人类星体光谱的分数。我们将这种方法应用于已知的两个最高红移类星体ULAS J1120+0641和ULAS J1342+0928的光谱，并测量了体积平均中性分数$\langle x_{\rm HI} \rangle(z=7.09)=0.48^{+0.26}_{-0.26}$和$\langle x_{\rm HI} \rangle(z=7.54)=0.60^{+0.20}_{-0.23}$（后中位数…

红移z=7.085的类星体ULAS J1120 +0641周围的星系际介质是中性的吗？

How neutral is the intergalactic medium surrounding the redshift z=7.085 quasar ULAS J1120+0641?

红移z=7.085的类星体ULAS J1120+0641有一个高度电离的近区，它比类似光度的z~6类星体周围的近区要小。光谱还显示出阻尼翼向系统Lya红移的证据。我们使用辐射转移模拟在宇宙学的背景下，调查的电离状态的非均匀IGM围绕这个类星体的影响。我们的模拟结果表明，透射剖面与体均HI分数f_HI>0.1的类星体附近的IGM一致，并且ULAS J1120+0641已经明亮了10^6- 10^7年。如果一个高电离IGM中的阻尼Lya系统位于类星体5 Mpc的范围内，那么观测到的光谱也与较小的IGM中性部分相一致，f_HI ~ 10^-3--10-4。然而，对于10^6--10^7年的明亮阶段，这一现象预计只会出现在我们模拟的视线中的5%左右。除非ULAS J1120+0641在之前的光学遮蔽阶段生长，否则类星体推断的低年龄增加了在如此高的红移下形成2 × 10^9 M_sol黑洞的理论挑战。

在GRB宿主星系中缺少气体的问题：高度电离成分的证据

The missing gas problem in GRB host galaxies: evidence for a highly ionised component

X射线吸收量与沿伽马射线暴（GRB）视线测量的光学（静止坐标系UV）推断的量之间存在相当大的差异，前者通常比通过光学吸收线光谱测量中性元素物种所预期的高一个数量级。我们探索这个“失踪的气体问题”，通过使用X射线和光学测量的样品中的29 z=0.7-6.3伽玛暴的光谱数据和余辉宽带光谱能量分布。在紫外线中检测到的低电离物质与GRB宿主星系中的中性星际介质有关，而软X射线吸收，这是弱依赖于气体的电离状态，提供了一个探头的总柱沿视线的气体。在仔细考虑任何系统效应之后，我们发现中性气体占总气体的不到10%，并且这个极限随着X射线吸收气体的电离程度的增加而降低，在我们的光谱拟合中，X射线吸收气体被假设为中性。然而，在电离电位高达~ 200 eV的紫外线吸收线（即SiIV，CIV，NV，OVI）中，只有非常小的一部分电离气体被检测到，这使得我们假设X射线过量是由于伽玛射线暴附近的超高电离的致密气体。

光电离背景下富金属气体的非平衡电离和冷却

Non-Equilibirum ionisation and cooling of metal-enriched gas in the presence of a photo-ionisation background

对星系形成的模拟，以及用来解释类星体吸收线观测的电离模型，通常要么假设电离平衡，要么忽略河外背景辐射的存在。我们介绍了一种方法来计算非平衡电离和冷却的扩散气体暴露于EGB。我们的方法迭代的11个元素的电离状态，占主导地位的冷却和使用列表的离子的离子冷却和光加热效率，以更新气体的温度。我们的反应网络包括辐射和介电复合、碰撞电离、光电离、俄歇电离和电荷转移。我们验证了我们的方法再现碰撞平衡，碰撞非平衡，和光电离平衡的结果。非平衡效应在冷却气体时会变得非常重要，特别是在10^6 K以下。光电离和非平衡效应都倾向于提高电离程度并降低冷却效率。EGB的效果是更大的较低的密度。因此，光电离在等容条件下比在等压条件下更影响冷却。非平衡效应在EGB存在时较小，因此在使用仅碰撞过程时被高估。EGB的加入改变了扩散的、富含金属的气体（例如金属吸收线）的观测诊断，甚至比冷却效率更显著。我们认为，冷却效率应被考虑，如果电离模型被用来推断所观察到的线比的物理条件，作为观察气体的先验概率较低，如果它的冷却时间较短。我们提供平衡和非平衡情况下的电离分数和冷却效率的在线表格。（节略）

高z类星体谱中Gunn-Peterson阻尼翼的证据：加强不完全再电离的情况

Evidence of Gunn-Peterson damping wings in high-z quasar spectra: strengthening the case for incomplete reionization

几个高红移（z>6）类星体的光谱显示出Gunn-Peterson（GP）阻尼翼的证据，表明z ~ 6星系际介质（IGM）中存在相当大的平均中性氢分数（xHI> 0.03）。然而，先前的分析假设IGM在类星体的HII区域之外均匀电离。在这里，我们放松这一假设和模型补丁再电离的情况下，IGM和类星体参数的范围。我们通过拟合三个类星体的光谱来量化这些差异对推断的x_HI的影响：SDSS J1148+5251（z=6.419），J1030+0524（z=6.308）和J1623+3112（z=6.247）。我们发现，在斑块模型中的最佳拟合值x_HI符合一致的情况。更重要的是，我们确认所观察到的谱有利于GP阻尼翼的存在，当谱在没有阻尼翼的情况下建模时，峰值可能性降低>几- 10倍。我们还发现，Ly α吸收光谱，本身，不能区分阻尼翼在一个相对中性的IGM从一个阻尼翼在一个高度电离的IGM，所造成的一个孤立的中性补丁，或阻尼Ly α吸收器（DLA）。然而，在高度电离的宇宙（x_HI < 0.01）中，中性斑块和具有大的所需柱密度（N_HI >几个x 10^{20} cm^{-2}）的DLA都是罕见的。因此，当我们包括合理的先验概率的视线（LOS）拦截中性补丁或DLA在所需的距离约40-60 Mpc的类星体，我们发现在IGM的中性分数的强下限，x_HI > 0.1（在95%的置信度）。这加强了先前…

ESO UVES高级数据产品类星体样本-IV。关于DLA体系中的缺氩问题

The ESO UVES Advanced Data Products Quasar Sample - IV. On the deficiency of Argon in DLA systems

本文研究了高红移星系（2 <z（abs）<4.2）的星际介质中的氩丰度，这些星系在背景类星体的光谱中被探测为阻尼的Lya吸收体（DLA）。我们使用高分辨率的类星体光谱从ESO-UVES先进的数据产品（EUADP）数据库。我们提出了3个新的测量和5个上限的ArI。我们进一步汇编了来自文献的DLAs/sub-DLA数据，并对氩和α捕获元素（S或Si）进行了测量，总共有37个系统，即迄今为止研究的最大DLA氩样品。我们确认，氩通常是缺乏的DLAs，平均值[Ar/alpha]=-0.4 +/-0.06dex（平均值的标准误差）。[Ar/alpha]比值随着NHI的增加和吸收红移的增加而呈现出弱的正趋势，随着无尘金属量[S/H]的增加而呈现出弱的负趋势。丰度比的详细分析表明，ArI电离，而不是尘埃耗尽或核合成的演变，是负责氩缺乏。总而言之，观测证据是一致的氩离子化的情况下，类星体metagalactic辐射调制本地HI自屏蔽DLA宿主星系内占主导地位。我们对氩丰度的测量和限制表明，HeII的宇宙再电离在z = 3以上完成，但在z（abs）> 3.5时需要更多的测量来探测宇宙再电离过程的最后阶段。

用类星体光谱探测再电离：本征莱曼α发射线形状不确定性的影响

Probing Reionization with Quasar Spectra: the Impact of the Intrinsic Lyman-alpha Emission Line Shape Uncertainty

可以说，了解红移z > 6的星系际介质（IGM）再电离尾端的最佳希望是通过检测和表征明亮类星体光谱中IGM的Gunn-Peterson（GP）阻尼翼吸收。然而，使用类星体光谱来测量IGM阻尼翼需要类星体的固有莱曼α发射线的模型。在这里，我们量化的不确定性，在固有的线的形状，以及这些不确定性如何影响IGM中性分数的测定。我们已经收集了一个目录的高分辨率的HST光谱的发射线的未遮蔽的低红移类星体，并具有其特点的变化的形状的线。然后，我们添加模拟吸收高红移IGM这些类星体光谱，以确定相应的不确定性，再电离约束使用当前和未来的样本z > 6类星体光谱。我们发现，如果莱曼-α发射线的红移被假定为符合从金属线确定的系统红移，推断IGM中性分数系统地偏置到低的值，由于莱曼-α线相对于金属线的系统蓝移。如果类似的蓝移持续存在于z > 6的类星体中，这种偏差加强了先前关于z ~ 6处存在大量中性氢的说法。即使只有少数明亮的类星体，这种技术也能够在高度电离（x_IGM ~ 10^-3）和中性（x_IGM = 1）的IGM之间做出可靠的区分。

紫外背景空间涨落对星系际碳和硅的影响

The impact of spatial fluctuations in the ultra-violet background on intergalactic carbon and silicon

空间不均匀性的紫外背景（UVB）的光谱形状在尾端的HeII再电离被认为是在HeII到HI Ly-a森林光学深度比，tau_HeII/tau_HI，在z~2-3观察到的大波动的主要原因。这些光谱硬度波动也将影响星系际金属的电离平衡，我们提取现实的类星体吸收光谱从一个大型流体动力学模拟研究它们对星系际SiIV和CIV吸收剂的影响。使用各种各样的玩具UVB模型，我们发现，虽然预测的空间不均匀性光谱硬度有显着的影响tau_HeII/tau_HI，较长的平均自由程的频率以上和以下的HeII电离边缘的光子意味着这些波动对SiIV和CIV电离平衡的影响较小。此外，在HeII电离边缘产生比强度最大波动的UVB模型也具有最软的电离光谱，因此导致光电离速率太低而不能在观察到的tau_SiIV/tau_CIV中产生显著波动。相反，我们发现IGM金属丰度的空间变化将主导tau_SiIV/tau_CIV的任何分散。我们的研究结果表明，观测到的tau_SiIV/tau_CIV分布的均匀性的观测证据并不排除在z~2-3的UVB光谱形状的显着波动的可能性。另一方面，从星系际CIV和SiIV在z~2-3处的吸收的观测中，使用空间均匀电离校正推断的金属丰度的分散可能是内在的，因此在这些红移处提供了对星系际金属富集情景的有价值的约束。

Using the sample variance of 21cm maps as a tracer of the ionisation topology

Intensity mapping of the 21cm signal of neutral hydrogen will yield exciting insights into the Epoch of Reionisation and the nature of the first galaxies. However, the large amount of data that will be generated by the next generation of radio telescopes, such as the Square Kilometre Array (SKA), as well as the numerous observational obstacles to overcome, require analysis techniques tuned to extract the reionisation history and morphology. In this context, we introduce a one-point statistic, to which we refer as the local variance, $σ_\mathrm{loc}$, that describes the distribution of the mean…

类星体的环银河介质：CIV吸收系统

The circum-galactic medium of quasars: CIV absorption systems

利用CIV吸收线系统研究了类星体宿主星系晕中环星系气体的性质。在加那利大望远镜上获得的一对紧密排列的类星体（投影距离\leq 200 kpc）的光谱被用来研究z \sim 2的18个类星体样本的吸收气体的分布。我们发现，与前景类星体相关的EW \geq 0.3Ang的吸收系统显示出距离宿主星系中心200 kpc。吸收气体的结构是相当不规则的，气体的覆盖部分在超过100 kpc后迅速减少。这些结果与较低电离金属Mg II 2800 Ang的结果定性一致。

明亮z=7类星体J0252-0503周围的显著中性星系际介质

A Significantly Neutral Intergalactic Medium Around the Luminous z=7 Quasar J0252-0503

明亮的$z\ge7$类星体提供了再电离时期超大质量黑洞和星系际介质演化的直接探测。在单一EoR类星体光谱中可以检测到IGM中中性氢留下的Ly $α$阻尼翼吸收，从而可以测量IGM中的中性部分。然而，阻尼翼的功能只被发现在两个$z>7$类星体在以前的研究。本文介绍了利用Keck/NIRES和Gemini/GMOS获得的$z=7.00$类星体DES J025216.64- 050331.8的新的高质量光学和近红外光谱。通过使用镁II单历元维里方法，我们发现它的主机$\rm (1.39\pm0.16) \times10^{9} ~M_\odot$ SMBH在$λ_{\rm Edd}=0.7\pm0.1$的爱丁顿比吸积，与其他发光$z\sim 7$类星体中看到的值一致。此外，光谱的Ly $α$区域表现出强阻尼机翼吸收特征。在类星体光谱中没有相关的金属吸收，表明这种吸收是由中性IGM留下的。使用Davies等人开发的最先进的模型，我们在类星体寿命为$10^3\le t_{\rm Q}\le10^8$年的边缘化时，在68%（95%）的置信区间内测量到体积平均中性氢分数为$\langle x_{\rm HI} \rangle = 0.70^{+0.20}_{-0.23} (^{+0.28}_{-0.48})$的$z=7$。这是迄今为止使用再电离时代类星体光谱测量到的最高IGM中性分数。

ESO UVES高级数据产品类星体样本- II。中性气体质量密度的宇宙学演化

The ESO UVES Advanced Data Products Quasar Sample - II. Cosmological Evolution of the Neutral Gas Mass Density

类星体的前景阻尼吸收体，与HI丰富的星系允许估计中性气体质量在宇宙时间，这是一个可能的指标，气体消耗恒星形成的过程。DLAs和sub-DLAs被认为包含宇宙中大部分的中性气体质量。在该系列的第一篇论文中，我们提出了在ESO-UVES高级数据产品数据集的250个类星体中搜索DLAs和子DLAs的结果。在这里，我们使用来自该数据集的子DLA的无偏子样本。我们建立了一个122个类星体的子集，范围从1.5 <z_em < 5.0，适合于统计分析。统计样本与文献中的其他子DLA样本一起进行分析。这构成了在$Δz=193$的红移路径上的89个子DLA的组合样本。计算了亚DLAs的数密度和线密度的红移演化，并与文献中的LLS和DLAs测量结果进行了比较。结果表明，这三类吸收体在红移区间1 < z < 5内演化。确定下至亚DLA极限的柱密度分布f（N，z）。观测结果表明，在亚DLA区f_（N，z）是平坦的。同时给出了f_（N，z）向亚DLA区的红移演化，表明在高红移处比在低红移处存在更多的亚DLA。f_（N，z）进一步用于确定中性气体在1.5 < z < 5.0时的质量密度Ω_g。完整的样品显示，从1.5 < z < 5.0，亚DLA对总Omega_g的贡献为8-20%。与以前的研究一致，没有观察到Omega_g从低红移到高红移的演化，这表明恒星形成不能单独解释这种不演化，需要补充气体和/或电离气…

QSO视线邻近效应的大尺度环境偏差

Large scale environmental bias of the QSO line of sight proximity effect

本文分析了宇宙学环境中高红移类星体周围星系际物质的邻近区。在一个盒子的64小时-1百万秒差距的基础长度，我们采用暗物质只有模拟。为了估计氢的温度和密度分布，我们使用有效状态方程。氢被假定为在光电离平衡与模型背景通量，这是适合最近的平均光学深度和传输通量统计的观测。在红移z = 3，4和4.8时，我们选择模拟中确定的20个最大质量晕和100个较小质量晕中心的模型类星体位置。从每个假设的类星体位置，我们投下100个随机视线，两个盒子的长度，包括电离分数的变化，类星体通量场，并推导出模拟Lyα谱。邻近效应描述了平均归一化光学厚度τ_（max）= τeff，QSO/τeff，Lyα作为QSO和背景场电离率之比的函数，ω = ΓQSO/ΓUVB，也就是说分布图τ_（max）=（1 + ω/α）-0.5，其中引入了强度参数α。强度参数测量与理论背景模型的偏差，并用于量化环境密度场的任何影响。我们重现的邻近效应，这是不受主机晕质量的无偏测量。不同的视线和不同的类星体宿主位置之间的散射随着红移的减小而增加。在主晕周围，我们只发现在同向运动半径为1 < rc <10 h-1 Mpc的邻近区有轻微的平均超密度。然而，一个明确的幂律相关性的强度参数与平均过密RC被发现，高估的电离背景在过密区域和低估在欠密区域。

在MassiveBlack模拟中高红移类星体附近电离锋的生长和各向异性

Growth and anisotropy of ionization fronts near high redshift quasars in the MassiveBlack simulation

我们使用辐射转移来研究周围最亮的，z=8类星体在一个大型宇宙流体动力学模拟，包括黑洞的增长和反馈（MassiveBlack模拟）的电离区域的增长。我们发现，在类星体的存在下，同向运动的HII泡半径达到10 Mpc/h后，20米，而与恒星成分单独的HII泡至少小了一个数量级。我们的计算表明，几个功能没有捕捉到的分析增长模型的Stromgren球。来自硬类星体光谱的X射线光子驱动电离前沿从完全中性到部分中性的平滑过渡。然而，从部分中性到完全电离的转变要复杂得多。我们测量的气泡的边缘的距离作为角度的函数，并使用这些距离的标准偏差作为诊断的电离区域的各向同性。我们发现，从集群晕附近的电离区的重叠不仅增加了各向异性，但也是主要的机制，使外半径的增长。因此，我们预测，类星体电离气泡在这个早期阶段的再电离过程中，应显着更大，更不规则的形状比周围的气泡恒星形成星系。在恒星形成率增加和宇宙完全再电离之前，类星体气泡将形成21厘米地图中最引人注目和可识别的特征。

红移7类星体ULAS J1120 +0641附近中性气体情况的重新检验

Re-examining the case for neutral gas near the redshift 7 quasar ULAS J1120+0641

最近，第一个已知的$z \sim 7$类星体ULAS J1120+0641的莱曼- $α$发射线被阻尼翼吸收衰减的迹象，为中性IGM提供了令人兴奋的证据。这个期待已久的再电离信号部分是根据类星体的莱曼- $α$发射线的通量不足推断出来的，而这种通量不足是基于对低红移类星体的复合预测。根据其C IV发射线特性选择复合样品;然而，正如Mortlock等人的原始研究所指出的，与ULAS J1120+0641相比，复合样品在C IV中包含轻微的速度偏移。在这里，我们测试这个偏移是否可能与莱曼- $α$发射线的预测强度有关。我们确认了显著性（$\sim 10$ %，r.m.s.）Mortlock等人发现的具有给定C IV速度和等效宽度的类星体的Lyman- $α$通量的散射。我们进一步发现，在选择的更接近ULAS J1120+0641的C IV性质的低红移天体中，其Lyman- $α$发射落在观测到的通量分布范围内。在较低的红移类星体中，我们发现ULAS J1120+0641落在观测到的Lyman- $α$发射线强度分布范围内。这表明，阻尼翼吸收可能不存在，潜在地削弱了中性气体在这个物体周围的情况。因此，可能需要z $>$ 7类星体的更大样本来建立IGM中性部分在这些红移处的更清晰的图像。

高红移类星体光谱中的阻尼翼状特征：对全耦合模拟的挑战

Damping Wing-Like Features in the Spectra of High Redshift Quasars: a Challenge for Fully-Coupled Simulations

该研究对比高红移类星体光谱的阻尼翼特征，发现全耦合模拟虽能复现暗间隙统计，却缺乏该特征，暗示模拟低估光致电离率涨落，遗漏长寿命中性岛。

利用类星体通过基于模拟的推断学习再电离历史

Learning Reionization History from Quasars with Simulation-Based Inference

本文提出用基于模拟的推断（SBI）方法从高红移类星体光谱的阻尼翼信号中精确推断宇宙中性分数和翼位置，成功打破参数简并，优于传统伪似然方法，有望稳健重建宇宙再电离历史。

高红移类星体质量晕中性氢的恒星反馈起源

A Stellar Feedback Origin for Neutral Hydrogen in High-Redshift Quasar-Mass Halos

观测结果表明，在z~2处的类星体宿主晕中，冷致密气体的覆盖率很高（在投影维里半径范围内，莱曼极限系统的覆盖率>~60%）。到目前为止，大多数模拟都未能解释这些大的观测覆盖分数。我们分析了一组新的15个模拟的大质量晕，这些晕具有来自FIRE项目的明确的恒星反馈，覆盖晕质量范围M_h~2x10^12-10^13 Msun，z=2。这将我们之前对高红移星系环星系介质的分析扩展到了更大质量的晕。活动星系核反馈不包括在这些模拟中。我们发现莱曼极限系统覆盖分数与类星体周围观察到的一致。大HI覆盖分数来自恒星形成驱动的星系风，包括来自低质量卫星星系与宇宙细丝相互作用的风。我们表明，这是必要的，以解决这些卫星星系和他们的风再现大莱曼极限系统覆盖类星体质量晕中观察到的分数。我们的模拟预测，星系占据暗物质晕的质量类似于类星体，但没有一个明亮的活动星系核应该有莱曼极限系统覆盖的分数类星体。

类星体宽发射线区的新限制

New Constraints on the Quasar Broad Emission Line Region

我们展示了一种新的技术，用于确定宽线发射气体的类星体的物理条件，使用近红外氢发射线。与更高的电离物种，氢是一个有效的线发射器的光电离条件的范围非常广，所观察到的线比强烈依赖于密度和光电离状态的气体存在。一个本地最佳发射云模型的广泛的发射线区域进行了比较，测量的发射线附近的四个（$z\approx0.2$）类星体，有足够的信号噪声的光学和近红外光谱测量其帕邢线。该模型对其中三个对象提供了良好的拟合，对第四个对象（ULIRG）提供了良好的拟合。我们发现，低的入射电离通量（$\phih<10^{18}$ \cmsqs），和高的气体密度（$\nh>10^{12}$ \cmcu），需要重现所观察到的氢发射线比。这一分析表明，使用复合光谱的光电离建模是不合适的，模型必须拟合的类星体的个人光谱。

Probing the physical properties of the intergalactic medium using gamma-ray bursts

We use Gamma-ray burst (GRB) spectra total continuum absorption to estimate the key intergalactic medium (IGM) properties of hydrogen column density ($\mathit{N}\textsc{hxigm}$), metallicity, temperature and ionisation parameter over a redshift range of $1.6 \leq z \leq 6.3$, using photo-ionisation (PIE) and collisional ionisation equilibrium (CIE) models for the ionised plasma. We use more realistic host metallicity, dust corrected where available, in generating the host absorption model, assuming that the host intrinsic hydrogen column density is equal to the measured ionisation corrected in…

类星体吸收线光谱在z = 5.9处21 cm功率谱的上限

Upper Limits on the 21 cm Power Spectrum at z = 5.9 from Quasar Absorption Line Spectroscopy

我们目前的上限21厘米功率谱在$z = 5.9$计算的中性分数的星系际介质的$x_{\rm H{\small I }} < 0.06 + 0.05\ (1σ)$来自暗像素统计类星体吸收光谱的模型无关的限制。使用21CMMC，再电离分析代码的马尔可夫链蒙特卡罗纪元，我们探索的概率分布的21厘米功率谱与此约束的中性分数。我们提出了99%的置信上限$Δ^2(k) < 10$ $20\ {\rm mK}^2$的$k$从0.5到$2.0\ h{\rm Mpc}^{-1}$的范围内，与确切的限制依赖于采样的$k$模式。该限值可用作21 cm实验的零测试：检测到$z=5.9$的功率超过该值，高度提示残留前景污染或影响分析的其他系统误差。

类星体B1101-26在z ~ 1.8的亚DLA中特殊α丰度的VLT/UVES观测

VLT/UVES observations of peculiar alpha abundances in a sub-DLA at z ~ 1.8 towards the quasar B1101-26

利用ESO甚大望远镜（VLT）上的紫外可见中阶梯光谱仪（UVES）观测到的超高分辨率（R ~ 75，000）和高信噪比（S/N >100）光谱，对类星体B1101-26的亚阻尼莱曼α吸收体（Z=1.839）中的化学丰度进行了详细的分析。吸收线轮廓被分解成最大的11个速度分量，跨越静止帧速度范围为200 km/s。检测到的离子包括CII、CIV、NII、OI、MgI、MgII、AlII、AlIII、SiII、SiIII、SiIV、FeII和可能的SII。总中性氢柱密度为log N（HI）= 19.48 +/- 0.01。从测量的柱密度和多普勒参数，我们估计元素丰度的上述元素。通过[OI/HI]追踪的总体金属丰度为-1.56 +/- 0.01。对于氮氧比，我们推导出[NI/OI] <-0.65的上限，这表明化学上年轻的吸收线系统。这是由超太阳α/Fe比[SiII/FeII] ~ 0.5支持的。观测到的丰度模式中最显著的特征是硫氧比异常高，为0.69 < [SII/OI] < 1.26。我们计算详细的光电离模型与多云的两个子组件，并可以排除电离效应单独负责高S/O比。相反，我们推测，高S/O比是由几种效应的组合引起的，例如多相气体中的特定电离条件，重元素的异常相对丰度，和/或局部气体环境中的尘埃耗尽，这些气体环境没有很好地混合和/或可能与宿主星系中的恒星形成活动有关。我们讨论了我们的研究…

通过吸收线探测进入高红移星系的冷流

Detectability of cold streams into high-redshift galaxies by absorption lines

沿着宇宙网暗物质细丝流动的冷气体被预测为早期宇宙中大质量星系的盘积累、剧烈盘不稳定和恒星形成的主要资源提供者。我们研究在何种程度上这些冷流是可追溯的扩展环银河系环境中的星系通过Ly α吸收和选定的低电离金属吸收线。我们使用高分辨率放大AMR宇宙学模拟的预期吸收签名模型。在后处理中，我们区分了自保护气体和非保护气体。在自屏蔽气体，这是光学厚莱曼连续辐射，我们假设纯碰撞电离的电离势大于13.6 eV的物种。在光学上薄的，无屏蔽的气体中，这些物质也被元星系辐射光电离。除了从背景类星体的辐射吸收，我们计算的吸收线轮廓的辐射发射的星系在同一晕的中心。我们预测的吸收信号的强度为个别星系没有堆叠。我们发现，由流产生的Ly α吸收剖面与观测高红移星系的吸收和发射Ly α剖面是一致的。由于溪流中的金属含量低，覆盖系数低，金属吸收特征较弱，难以检测。

类星体作为宇宙再电离探测器

Quasars as probes of cosmological reionization

类星体是宇宙再电离时代最明亮的非瞬态源（即，它在大爆炸后十亿年结束，对应于z ~ 5的红移），是当时星系间介质的强大探测器。这篇评论涵盖了目前识别高红移类星体的努力，以及它们如何被用来限制再电离历史。这包括中性氢原子吸收/散射紫外光子的各种过程的完整描述，并导致Gunn-Peterson效应，暗隙和暗像素分析，类星体近区和阻尼翼吸收。最后展望了类星体作为再电离探测器的前景。

邻近分子类星体吸收体：中性气体的化学增丰与运动学

Proximate molecular quasar absorbers: Chemical enrichment and kinematics of the neutral gas

本研究通过VLT/X-Shooter对13个邻近分子类星体吸收体进行多波段光谱观测，分析其化学增丰与运动学，发现金属丰度为太阳值的2%-40%，并首次揭示视线速度与金属丰度间的趋势。

尘埃偏置对由于SDSS-II类星体颜色选择引起的高红移宇宙中性气体和金属普查的影响

The effect of dust bias on the census of neutral gas and metals in the high-redshift Universe due to SDSS-II quasar colour selection

我们提出了一个系统的研究的影响，灰尘的偏见阻尼莱曼- $α$吸收剂（DLAs）的样品。这种偏差是斯隆数字巡天（SDSS）在数据发布7（DR 7）之前选择类星体目标时使用的星等和颜色标准的影响。之前已经量化了偏差，假设只有灰尘遮蔽的贡献。在这项工作中，我们应用了SDSS DR 7之前使用的全套幅度和颜色标准，以量化灰尘对灰尘和富含金属的DLA的偏置的全面影响。我们应用类星体的目标选择算法的建模人口的固有颜色，并通过探索的参数空间组成的红移，（$z_{\rm QSO}$和$z_{\rm abs}$），光学消光，HI柱密度，我们演示了如何选择概率取决于这些变量。我们量化的尘埃偏见在z=3的DLAs派生的以下属性：发病率，中性氢和金属的质量密度，平均金属丰度。我们发现，所有数量都受到了显著影响。当考虑所有的不确定性时，中性氢的质量密度被低估了10%到50%，金属中的质量密度被低估了30%到200%。最后，我们发现偏置依赖于红移。在红移z=2.2时，中性氢和金属的质量密度可能分别被低估了2倍和5倍。为了准确地解释和模拟吸收选择星系的性质和金属丰度演化，描述这种偏差是至关重要的。

z ~ 6类星体的电离近带

Ionization near-zones associated with quasars at z ~ 6

我们分析了z=5.7至6.4（“类星体近带”或NZ）之间27个类星体周围HII区域的大小演化。我们包括更多的来源比以前的研究，我们使用更准确的红移的主机星系，8 CO分子线红移和9镁II红移。我们证实了随着红移的减小，NZ尺寸增加的趋势，亮度归一化的适当尺寸演化为：R_{NZ,corrected} =（7.4 \pm 0.3）-（8.0 \pm 1.1）\times（z-6）Mpc。虽然用这种技术推导绝对中性部分仍然很困难，但NZ尺寸的演变表明，在最简单的解释中，星系际氢的中性部分从z=6.4到5.7减少了约9.4倍。或者，最近的数值模拟表明，这种快速增加，在近区的大小从z=6.4到5.7是由于快速增加的背景光电离率在渗滤或重叠阶段结束时，电离光子的平均平均自由程显着增加。无论哪种情况，结果都与z ~ 6到7对应于宇宙再电离尾端的想法一致。归一化新西兰大小的散射比仅仅从测量误差中预期的要大，并且可能反映了类星体或其环境的内在差异。我们发现，近区的大小增加类星体的紫外光度，如预期的光电离为主的类星体辐射。

EAGLE模拟中高红移星系和类星体周围中性氢的分布

The distribution of neutral hydrogen around high-redshift galaxies and quasars in the EAGLE simulation

在红移z~2 - 3的Lyman-Break Galvanian（LBG）和亮类星体周围观测到的高覆盖率的中性氢（HI）柱密度超过$\sim 10^{17} \rm{cm}^{-2}$，这对星系形成的模拟是一个挑战。我们使用的EAGLE宇宙学，流体动力学模拟，已被证明再现了广泛的星系属性，其中的次网格反馈校准不考虑气体的属性，研究HI周围高红移星系的分布。我们预测的覆盖率的强HI吸收（$N_{\rm{HI}} \gtrsim 10^{17} \rm{cm}^{-2}$）内晕迅速增加红移，但仅弱依赖于晕质量。对于大规模（$M_{200} \gtrsim 10^{12} {\rm M_{\odot}}$）晕的覆盖分数配置文件几乎是尺度不变的，我们提供拟合函数，再现模拟结果。虽然需要有效的反馈，以增加HI覆盖分数的高观测值，强吸收体的分布和周围的晕的一个固定的质量是不敏感的因素的两个变化的强度的恒星反馈。相反，在固定的恒星质量的预测HI分布是高度敏感的反馈效率。基准EAGLE模拟再现了观测到的全球柱密度分布函数的HI和观测到的径向覆盖率剖面的强HI吸收周围的LBG和明亮的类星体。

第一批恒星、星系和类星体的独特21厘米结构

Distinctive 21 cm structures of the first stars, galaxies, and quasars

用即将到来的射电望远镜观测红移21厘米线有望改变我们对宇宙再电离的理解。为了揭示潜在的物理过程，我们调查了21厘米结构的三个不同的电离源，人口（Pop）III星，第一个星系，和第一类星体，通过使用辐射转移模拟，包括电离的中性氢和共振散射的Lya光子。我们发现，Pop III星和类星体产生一个平滑的过渡，从电离和热状态到中性和冷的，由于其硬光谱能量分布与丰富的电离光子，在星系中的急剧转变。此外，Lya散射在产生21 cm信号中起主导作用，因为它决定了氢自旋温度和气体动力学温度之间的关系。这种效应，也称为Wouthuysen-Field耦合，强烈依赖于电离源。它在星系周围是最强的，那里的自旋温度与气体的自旋温度高度耦合，导致在21厘米亮温处的吸收槽延长。另一方面，在Pop III星的情况下，21厘米的信号显示了一个小的HII气泡周围的发射和吸收区域。对于类星体，在21厘米的信号中产生一个大的发射区域，并且由于光子的有限的行进时间，吸收区域随着HII泡的尺寸变大而减小。我们预测，未来的调查，从大型无线电阵列，如MWA，LOFAR和SKA可能能够检测到原始星系和类星体的21厘米的信号，但不太可能流行III星，由于其小的角直径。

量化面向类星体的IGM阻尼翼测量精度

Quantifying the Precision of IGM Damping Wing Measurements Towards Quasars

本研究针对高红移类星体光谱的IGM阻尼翼测量宇宙再电离历史的精度展开，构建了考虑多类不确定性的生成式概率模型推断流程，通过模拟测试明确了最优测量设置、约束精度及主要误差来源。

一种局部且拓扑无关的类星体IGM衰减翼参数化方法

A local, topology-independent parameterization of quasar IGM damping wings

本文提出了一种基于局部电离拓扑的类星体IGM衰减翼参数化方法，通过引入两个物理动机的统计量，减少传输散射并提取局部信息，为再电离研究提供新的视角。

从Pan-STARRS1发现一个红移6.6的类星体

A Quasar Discovered at redshift 6.6 from Pan-STARRS1

高亮度高红移类星体的紫外光被视线方向的中性氢吸收，因此可以用来探测早期宇宙中的星系际介质。它们帮助我们测量高z宇宙的中性氢部分，揭示了再电离时代的结束。本文介绍了在全景巡天望远镜和快速反应系统1中发现的一个红移为$z=6.61\pm0.02$的新类星体（PSO J006.1240+39.2219）。包括这个类星体在内，迄今为止在$z>6.5$之上有9个类星体。估计的连续亮度为$M_\text{1450}$ = $-25.96\pm0.08$。与典型的低红移类星体相比，PSO J 006.1240 +39.2219具有较强的Ly~ $α$发射，但测得的近带区域大小为$R_\text{NZ}=3.2\pm1.1$适当的兆秒差距，这与z $\sim$ 6的其他类星体一致。

高红移类星体连续体神经网络预测的再电离历史约束

Reionization history constraints from neural network based predictions of high-redshift quasar continua

早期宇宙的观测表明，再电离是由$z\sim6$完成的，然而，这个过程的确切历史仍然是未知的。测量中性部分在这一时期演化的一种方法是通过观测高红移类星体的Ly $α$阻尼翼。为了限制类星体观测中的中性部分，我们需要一个精确的Ly $α$周围类星体光谱模型，在光谱被其宿主星系处理之后，但在它被中间IGM的吸收和阻尼改变之前。在本文中，我们提出了一种新的机器学习方法，使用人工神经网络，重建类星体连续体周围的Ly $α$。我们的QSANNdRA算法改善了这种重建的错误相比，最先进的PCA为基础的模型在文献中平均14.2%，并提供了6.1%的改善，平均相比，其扩展。与扩展的PCA模型相比，QSANNdRA进一步实现了22.1%和16.8%的改善时，最相似的两个高红移类星体的研究中，ULAS J1120+0641在$z=7.0851$和ULAS J1342+0928在$z=7.5413$的低红移类星体进行评估。使用我们更精确的重建这两个$z>7$类星体，我们估计中性分数的IGM使用均匀再电离模型，并发现$\bar{x}_\mathrm{HI} = 0.25^{+0.05}_{-0.05}$在$z=7.0851$和$\bar{x}_\mathrm{HI} = 0.60^{+0.11}_{-0.11}$在$z=7.5413$。我们的结果与文献一致，有利于快速结束再电离。

An 800-million-solar-mass black hole in a significantly neutral Universe at redshift 7.5

Quasars are the most luminous non-transient objects known and as a result they enable studies of the Universe at the earliest cosmic epochs. Despite extensive efforts, however, the quasar ULAS J1120+0641 at z=7.09 has remained the only one known at z>7 for more than half a decade. Here we report observations of the quasar ULAS J134208.10+092838.61 (hereafter J1342+0928) at redshift z=7.54. This quasar has a bolometric luminosity of 4e13 times the luminosity of the Sun and a black hole mass of 8e8 solar masses. The existence of this supermassive black hole when the Universe was only 690 million…

推断局部类星体IGM衰减翼约束

Inferring local quasar IGM damping wing constraints

通过贝叶斯推断框架，利用类星体衰减翼数据约束IGM中性氢分布及再电离模型参数。

GRB长余辉光谱的等效宽度分布

The distribution of equivalent widths in long GRB afterglow spectra

伽玛射线暴（GRB）余辉的极高亮度和简单的光谱形状使其成为通过吸收线光谱研究宿主星系星际介质的理想信标。利用69条低分辨率GRB余辉谱，研究了平均静止框架等效宽度（EW）大于0.5A的特征的静止框架等效宽度（EW）分布。为了比较一个单独的伽玛射线暴的样品，我们开发了EW图作为图形工具，我们给出了一个目录与图表的69个光谱。我们引入了一个线强度参数（LSP），使我们能够量化的吸收功能的强度相比，由一个单一的数字的样品。使用单物种特征的EW的分布，我们通过生长曲线（CoG）拟合得到列密度的分布。我们发现LSP与伽玛暴的消光、宿主星系的紫外亮度和中性氢柱密度之间存在相关性。然而，我们没有看到LSP随红移的显著演化。有一个弱的相关性之间的电离的吸收剂和GRB的能量，这表明，要么GRB事件是负责的电离的一部分，或具有高电离介质的星系产生更多的精力充沛的GRB。伽玛射线暴的光谱特征平均比类星体阻尼莱曼α（DLA）系统强2.5倍，电离程度略高。特别是我们发现CIV 1549的EW相对于类星体DLAs有较大的过剩，这可能与伽玛暴环境中沃尔夫-拉叶星的过剩有关。从CoG拟合中我们得到伽玛暴吸收特征的平均分量数为6.00（-1.25，+1.00）。在我们的样本中，最极端的电离比被发现的伽玛射线暴与低中性氢柱密度，这可能与电离的伽玛射线暴发射。

再电离对平均自由程直接测量的影响

The effect of reionization on direct measurements of the mean free path

本研究利用辐射转移模拟探讨再电离中性岛对类星体复合光谱测量电离光子平均自由程的影响，发现中性岛对透射的抑制与光谱归一化简并，不会显著偏倚推断结果。

$z \sim 6$类星体邻近带对再电离时代和类星体寿命的意义

Implications of $z \sim 6$ Quasar Proximity Zones for the Epoch of Reionization and Quasar Lifetimes

我们研究类星体邻近区的红移范围$5.77 \leq z \leq 6.54$均匀分析$34$中等分辨率的光谱，包括档案和新获得的数据，并利用最近更新的系统红移和星等测量。而以前的研究发现强烈的邻近区的大小与红移的演变，并认为这提供了一个快速发展的星系际介质（IGM）中性分数在再电离的证据，我们测量一个更浅的趋势$\propto(1+z)^{-1.44}$。我们比较我们测得的邻近区域的大小预测后处理的一维辐射转移的流体动力学模拟，并发现良好的协议之间的观测和理论，无论周围IGM的电离状态。这种对IGM电离态的不敏感性以前已经被注意到，并且是由于这样一个事实，即邻近区大小的定义是平滑的类星体光谱在$10\%$通量透射水平以下的第一个下降，探测了来自类星体的电离辐射比预期的紫外电离背景大一个数量级的位置，该紫外电离背景设定了IGM的中性部分。我们的分析还发现了三个具有非常小的邻近区域的物体（其中两个具有$R_p < 1$适当的Mpc），这构成了观察到的分布的异常值，并且具有挑战性，难以用我们的辐射转移模拟来解释。我们认为它们的起源，如强吸收线系统与类星体或斑片状再电离的各种解释，但发现最引人注目的情况是，这些类星体一直闪耀$\lesssim 10^5$年。

类星体SDSS J115705 .52+615521.7的强金属富尘阻尼\lya吸收系统

A Metal-Strong and Dust-Rich Damped \lya Absorption System toward the Quasar SDSS J115705.52+615521.7

（arXiv的摘要）我们报告了一个不寻常的，非常丰富的灰尘和金属强阻尼\lya吸收系统（DLA）的发现，在一个红移$z_{a}=2.4596$向类星体SDSS J 115705.52 +615521.7（以下简称J 1157 +6155）与发射线红移$z_{e}=2.5125$。它的中性氢柱密度$N_{\hi} = 10^{21.8\pm0.2}$ cm $^{-2}$是类星体DLAs中测量到的最高值之一。测得的金属柱密度为$N_{ZnII}\approx 10^{13.8}$ cm $^{-2}$，约为先前观测到的类星体DLA中最大值的1.5倍。最佳拟合曲线是类似MW的定律，在吸收体的静止坐标系中具有以2175 μ m为中心的显著的宽特征。在类星体DLAs中测得的消光$A_V \approx 0.92$ mag是前所未有的高。经过消光校正后，类星体的$i$波段绝对星等高达$M_{i} \approx -29.4$等，使其成为已知最明亮的类星体之一。这一发现表明，存在一个罕见的但重要的人口富含尘埃的DLAs与高金属和高柱密度，这可能有重大影响的中性气体质量密度和金属丰度的宇宙演化的测量。

类星体发射线上吸收线红移的干涉吸收体的范围和结构

Extent and structure of intervening absorbers from absorption lines redshifted on quasar emission lines

我们希望研究介入类星体吸收体的范围和亚秒差距尺度的空间结构，主要是那些涉及中性和分子气体。我们选择了光谱分辨率高、信噪比好的类星体吸收系统，其中一些谱线落在类星体发射特征上。通过研究对类星体连续谱源或在更扩展的发射线区域（ELR）上形成的线的吸收轮廓的一致性，我们可以探测在ELR范围内（0.3-1 pc）的前景吸收体的范围和结构。空间覆盖分析提供了对吸收体横向尺寸的限制，因此是对可变性或光电离建模研究的补充。我们用线轮廓拟合和生长曲线分析的方法来识别空间覆盖或结构效应，我们在中性气体中检测到了三个具有明确的非均匀性效应的吸收体。对于一个极端情况，FeI吸收体在z_abs=0.45206朝向HE 0001-2340，我们推导出ELR的覆盖因子至多为0.10，可能非常接近于零;这意味着吸收体的总尺寸不大于0.06 pc。对于z_abs=2.41837的CI吸收体朝向类星体J1439+1117，在几个CI和CI* 速度分量中，对ELR的吸收明显强于对连续源的吸收，这表明它们的柱密度的两个空间变化和100 au - 0.1 pc尺度的结构的存在。具有确定或可能影响的其他系统可以用部分覆盖最远距离来描述，覆盖系数在0.7 - 1之间。冷中性吸收体的总体结果意味着横向范围约为ELR尺寸的五倍或更小，这与其他已知的约束一致。

(Nearly) Model-Independent Constraints on the Neutral Hydrogen Fraction in the Intergalactic Medium at $z\sim 5-7$ Using Dark Pixel Fractions in Ly$α$ and Ly$β$ Forests

Cosmic reionization was the last major phase transition of hydrogen from neutral to highly ionized in the intergalactic medium (IGM). Current observations show that the IGM is significantly neutral at $z>7$, and largely ionized by $z\sim5.5$. However, most methods to measure the IGM neutral fraction are highly model-dependent, and are limited to when the volume-averaged neutral fraction of the IGM is either relatively low ($\bar{x}_{\rm HI} \lesssim 10^{-3}$) or close to unity ($\bar{x}_{\rm HI}\sim 1$). In particular, the neutral fraction evolution of the IGM at the critical redshift range of…

一个没有CIV的高红移类星体吸收体--一个被捕获的星系外流？

A high-redshift quasar absorber without CIV - a galactic outflow caught in the act?

基于VLT/UVES获得的高信噪比、高分辨率的光谱数据，对类星体Q 0453 -423的一个红移z=2.304的亚阻尼莱曼α（sub-DLA）系统进行了详细的分析。中性氢柱密度log N（HI）=19.23，金属丰度为-1.61，由[OI/HI]表示，sub-DLA模拟了许多其他光学厚吸收体在此红移处的特性。然而，这个系统的一个非常不寻常的特征是，在中性氢吸收的红移处没有任何CIV吸收，尽管相关的光谱区域没有线混合并且具有非常高的S/N。相反，我们发现高离子吸收CIV和OVI在另一个金属吸收体中的速度超过220公里/秒的中性气体组件的redwards。我们探索的物理条件，在两个不同的吸收系统，使用多云的光电离模型。我们发现，弱电离的吸收体是密集的和金属贫，而高度电离的系统是薄的，更丰富的金属。朝向Q 0453 -423的吸收体对模仿了银河系外流的预期特征，其中高度电离的物质以高径向速度从（原）银河系气体盘中移动，其中发生恒星形成。我们讨论了我们的研究结果的背景下，CIV吸收线统计在高红移，并比较我们的结果，最近的银河风和外流模型。

Pan-STARRS1中Z-丢失的识别：三个6.5

The identification of z-dropouts in Pan-STARRS1: three quasars at 6.5<z<6.7

明亮的遥远类星体是研究高红移星系际介质（IGM）和早期宇宙中大质量星系和黑洞生长的独特探测器。由于IGM中中性氢的吸收，使得红移超过z~6.5的类星体在光学$z$波段非常微弱，因此定位更高红移的类星体需要灵敏度超过1微米的大型巡天。我们报告发现了三个新的z>6.5的类星体，对应于宇宙年龄<8.5亿年，在Pan-STARRS 1调查中被选为z波段的退出者。这使得已知z>6.5的类星体数量从4个增加到7个。这些类星体的红移分别为z=6.50、6.52和6.66，其中包括迄今为止报道的最亮的z-dropout类星体PSO J036.5078+03.0498，M_1450=-27.4。我们获得了类星体的近红外光谱，根据Mg II谱线，我们估计中心黑洞的质量在5 × 10^8到4 × 10^9太阳质量之间，并且正在接近爱丁顿极限（L_Bol/L_Edd=0.13-1.2）的地方吸积。我们研究了类星体周围的电离区，发现近区半径R_NZ=1.5- 5.2Mpc，证实了在5.7<z<6.4的类星体中，近区半径随红移的增加而减小的趋势。将PS1类星体的R_NZ与文献中的5.7<z<7.1类星体的R_NZ相结合，得到了R_NZ的光度修正红移演化，修正后的R_NZ =（7.2+/-0.2）-（6.1+/-0.7）×（z-6）Mpc。然而，在新的类星体中，R_NZ的大范围扩展意味着类星体年龄的大范围变化和…

利用涌现的类星体阻尼翼记录 $6\lesssim z \lesssim 7$ 的再电离历史

Chronicling the reionization history at $6\lesssim z \lesssim 7$ with emergent quasar damping wings

本研究利用18个红移在6.0至7.1之间的类星体光谱，通过神经网络重建连续谱并堆叠分析，结合ATON和CROC流体动力学模拟，填补了再电离时代中性气体比例在 $6\lesssim z \lesssim 7$ 的约束空白，并测得各红移区间的中性气体比例演化及平均类星体寿命上限。

对红移7.1类星体ULAS J1120 +0641的莱曼系森林观测

Observations of the Lyman series forest towards the redshift 7.1 quasar ULAS J1120+0641

我们给出了一个30小时的积分甚大望远镜X射线射谱的莱曼系森林对$z = 7.084$类星体ULAS J1120+0641。在${\rm S/N}>5$上唯一检测到的传输仅限于Ly $α$森林中的七个狭窄的尖峰，在红移范围$5.858<z<6.122$内，正好在Ly $β$森林开始的波长的方向上。使用${\rm S/N}=4.5$，还可能在$z=6.854$的Ly $β$森林中检测到另一个未解决的尖峰。我们还提出了修正的哈勃空间望远镜F814 W测光的源。来自透射尖峰的总通量与F814 W测光一致，因此莱曼系森林中的所有透射都可能被检测到。在Ly $α$森林中，从$z=6.122$一直到$z=7.04$的类星体近带，存在一个Gunn-Peterson（GP）槽。该槽的共同移动长度为$240\,h^{-1}$ Mpc，是下一个已知最长的GP槽的两倍多。我们结合光谱和光度的结果来约束的演变与红移，$τ_{\rm GP}^{\rm eff}$扩展辛普森等类似的分析，我们发现$τ_{\rm GP}^{\rm eff} \propto (1+z)^ξ$，其中$ξ= 11.2^{+0.4}_{-0.6}$，$z > 5.5$的Ly $α$有效的光学深度。然而，这些数据提供的体积加权氢星系际（IGM）中性分数在$z\sim 6.5$，$x_{\rm HI} > 10^{-4}$，类似于在红移$z\…

Interstellar and Circumgalactic Properties of an Unseen $z=6.84$ Galaxy: Abundances, Ionization, and Heating in the Earliest Known Quasar Absorber

We analyze relative abundances and ionization conditions in a strong absorption system at z=6.84, seen in the spectrum of the z=7.54 background quasar ULAS J134208.10+092838.61. Singly ionized C, Si, Fe, Mg, and Al measurements are consistent with a warm neutral medium that is metal-poor but not chemically pristine. Firm non-detections of C IV and Si IV imply that any warm ionized phase of the IGM or CGM has not yet been enriched past the ultra-metal-poor regime (<0.001Z_{solar}), unlike lower redshift DLAs where these lines are nearly ubiquitous. Relative abundances of the heavy elements 794 …