Correlations in the three-dimensional Lyman-alpha forest contaminated by high column density absorbers
在莱曼-α森林中测量的三维相关性被中性氢（HI;具有柱密度$N(\mathrm{HI}) > 1.6\times10^{17}\,\mathrm{atoms}\,\mathrm{cm}^{-2}$）的高柱密度（HCD）吸收系统的阻尼翼的存在所污染，该阻尼翼显著地延伸到吸收体的红移空间位置之外。我们测量这种效果作为一个函数的列密度的HCD吸收剂和红移通过测量3D通量功率谱在宇宙学流体动力学模拟从Illustris项目。测量管线不包括包含最大阻尼翼的区域。我们发现，即使在这个过程中，有一个尺度相关的校正3D莱曼α森林通量功率谱从残留污染。我们使用一个简单的物理模型的HCD吸收剂的物质密度分布的线性偏置示踪剂，卷积与他们的Voigt配置文件和集成的列密度分布函数的残差模型。我们推荐使用这个模型，而不是数据分析中使用的现有模型，现有模型将阻尼机翼近似为大礼帽，因此错过了伸展机翼中的形状信息。简单的“线性Voigt模型”在统计学上与我们的模拟残余污染的小尺度（$|k| < 1\,h\,\mathrm{Mpc}^{-1}$）的模拟结果一致。它没有考虑最高柱密度吸收体对最小尺度的影响（例如，$|k| > 0.4\,h\,\mathrm{Mpc}^{-1}$用于小阻尼莱曼α吸收体; HCD吸收体与$N(\mathrm{HI}) \sim 10^{21}\,\mathrm{atoms}\,\math…
2018-03-26 astro-ph.CO
The Completed SDSS-IV extended Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: The Damped Lyman-$α$ systems Catalog
本文介绍了斯隆数字巡天（SDSS）扩展重子振荡光谱巡天（eBOSS）DR 16数据中发现的阻尼莱曼- $α$（DLA）系统的特征。使用~ \cite{Parks2018}的卷积神经网络（CNN）识别DLAs。共发现117，458个具有$2 \leq \zdla \leq 5.5$和$19.7 \leq \lognhi \leq 22$的吸收剂候选物，包括57，136个具有$\lognhi \geq 20.3$的DLA候选物。模拟类星体光谱被用来估计DLA检测效率和纯度的所得目录。将类星体样品限制在明亮的森林中，即那些具有平均森林通量$\meanflux>2\times\fluxunit$的类星体，对于柱密度在$20.1\leq \lognhi \leq 22$范围内的DLAs，完整性和纯度都大于90%.
2021-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.data-an
Absorber Model: the Halo-like model for the Lyman-alpha forest
我们提出了一个半解析模型的莱曼- $α$森林的启发晕模型。该模型建立在森林吸收线分解的基础上。通量相关性被分解为每个吸收线（1-吸收体项）和单独的线（2-吸收体项）之间的那些，治疗线作为偏置示踪剂的底层物质波动。虽然光学深度和通量之间的非线性指数映射需要一个无限系列的时刻来计算任何统计，我们表明，这一系列可以恢复（截断在所需的线性物质密度）。我们专注于$z=2-3$视线功率谱。我们的模型发现，1-吸收项占主导地位的权力在所有尺度上，其大部分贡献来自HI列的$10^{14}-10^{15}\;\mathrm{cm^{-2}}$，而较小的2-吸收的贡献来自较低的列，跟踪超密度的几个。1-吸收体相关性的显著性表明，视线功率谱主要由线的数量密度和它们的吸收轮廓形成，线之间的相关性在较小程度上起作用。我们提出了直观的公式的有效光学深度以及大规模的限制1-吸收体和2-吸收体的条款，简化为积分的HI柱密度分布与不同的等效宽度的权重。最低限度的吸收系统的偏见和他们特有的速度加宽模型，我们的模型预测的密度偏差和速度梯度偏差的值是一致的模拟中发现的。
2018-04-08 astro-ph.CO
A Carbon-enhanced Metal-poor Damped Lyman alpha System: Probing Gas from Population III Nucleosynthesis?
我们提出了一个极端的金属贫阻尼莱曼α系统的高分辨率观测，在Z_abs = 2.3400972的类星体J 0035 -0918的光谱，表现出与模型预测的超新星产量的第III星族恒星的丰度模式一致。具体地说，该DLA的[Fe/H] =-3.04，显示出明显的“奇-偶”效应，并且是富C的，[C/Fe] =+1.53，比任何其他阻尼莱曼-α系统中报道的大约20倍。类似于星系晕中碳增强的贫金属恒星（[C/Fe] > +1.0），这是首次报道的碳增强阻尼莱曼α系统。我们确定了12 C质量的上限，M（12 C）< 200太阳质量，这取决于未知的气体密度n（H）;如果n（H）> 1原子/立方厘米（考虑到其低速色散，这对DLA很可能），那么M（12 C）< 2太阳质量，与之前只有少数超新星的污染一致。我们推测，DLAs，如这里报道的一个可能代表的“失踪环节”之间的产量流行III星和他们后来纳入类碳增强的贫金属星，没有增强的中子捕获元素（CEMP没有星）。
2010-12-15 astro-ph.CO
Bias of Damped Lyman-$α$ systems from their cross-correlation with CMB lensing
利用普朗克宇宙微波背景（CMB）温度数据，对阻尼Lyman- $α$系统（DLAs）及其母类星体星表的位置进行了交叉关联.我们在傅立叶和配置空间中对两个样品的透镜信号进行一致的测量。通过解释DLA星表中存在的相对于母类星体星表的过量信号是由DLA追踪的大尺度结构引起的，我们能够推断这些物体的偏差：$b_{\rm DLA}=2.6\pm0.9$。这些结果是一致的，与莱曼- $α$森林的互相关与以前的测量，虽然目前的噪声在透镜数据和低数密度的DLAs限制了约束力的测量。我们讨论了一些不同的系统性影响和预测前景进行这种测量的数据，从未来的实验分析的鲁棒性。
2020-08-26 astro-ph.CO
Damped and sub-damped Lyman-? absorbers in z > 4 QSOs
我们提出了阻尼（DLA，log N（H I）> 20.3）和亚阻尼莱曼？系统（19.5 < log N（H I）< 20.3）在z > 2.55沿视线到77个类星体的发射红移范围为4 < zem < 6.3。中间分辨率（R？4300）光谱已经用安装在凯克望远镜上的Echellette摄谱仪和成像仪（ESI）获得。共检测到100个log N（H I）> 19.5的体系，其中40个体系为阻尼Lyman-？系统的吸收长度？X = 378。在这次均匀调查中，大约有一半的视线从未被调查过。我们研究了中性气体的宇宙学密度随红移的演化，并发现，与以前的研究在类似的分辨率一致，？DLA，HI在z > 3.5时降低。宇宙的整体演化？HI在这个红移附近有一个峰值。H I柱密度分布为log N（H I）？20.3是吗？ted，与以往的调查一致，与一个单一的指数幂律？? -1.8 $\pm$ 0.25。这种幂律在高端过度预测数据，需要第二个更陡峭的幂律（或伽马函数）。有一个平坦的功能在较低的H I列密度与指数？? ? 1.4对于柱密度范围log N（H I）= 19.5？21.亚DLA中的H1质量分数为30%的量级。H柱密度分布不从z强烈演变？2.5到Z？4.5.
2009-10-01 astro-ph.CO
The covering factor of high redshift damped Lyman-$α$ systems
我们用甚长基线阵列在327、610或1420 MHz的前景阻尼Lyman- $α$系统（DLA）上对18个类星体成像，测量了每个DLA在其红移HI 21 cm线频率或其附近的覆盖因子$f$。包括文献中的6个系统，我们发现在$0.09 < z < 3.45$的24个DLA中没有一个具有特别低的覆盖因子，在$z > 1.5$的14个DLA具有$f \sim 0.45 - 1$，在$z < 1$的10个系统具有$f \sim 0.41 - 1$，并且在两个子样本中具有一致的覆盖因子分布。因此，在高- $z$ DLA中观察到的HI 21 cm吸收的检测不足不能用低覆盖因子来解释，而是可能由于这些吸收体中较大比例的暖HI而出现。
2009-03-25 astro-ph.CO
The kinetic temperature in a damped Lyman-alpha absorption system in Q2206-199 - an example of the warm neutral medium
通过比较Q2206-199光谱中红移z=2.076的单组分阻尼莱曼α吸收系统中OI、Si Ⅱ和Fe Ⅱ的吸收线宽度，我们确定这些吸收线产生于~12000 +/-3000K的暖中性介质气体中。这与星系中暖中性介质的热平衡模型估计值~ 8000 K是一致的，但与存在显著的冷成分不一致。这也与该系统中不存在CII* 精细结构吸收一致，但不是必需的。一些可能的影响有关的丰度估计在窄线WNM吸收进行了讨论。
2012-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ESO UVES Advanced Data Products Quasar Sample - I. Dataset and New N_HI Measurements of Damped Absorbers
我们在这里提出了一个数据集的类星体观察与紫外视觉阶梯光谱仪（UVES）的VLT和ESO UVES先进的数据产品存档。该样品由250个高分辨率类星体光谱组成，发射红移范围为0.191 < z_em <6.311。该数据集的总UVES暴露时间为1560小时。由于UVES光谱的高分辨率，可以明确地测量具有阻尼翼的吸收器的柱密度，低至N_HI > 10^{19} cm^{-2}，其构成亚阻尼Lya吸收器（亚DLA）阈值。在我们的UVES数据的波长覆盖范围内，我们发现150个阻尼Lya系统（DLAs）/子DLAs在1.5 < z_abs < 4.7的范围内。在这150个中，93个是DLA，57个是子DLA。在文献中的广泛搜索表明，这些DLAs和这些亚DLAs中的13个首次测量了它们的N_HI。其中，10个是新鉴定的DLA/亚DLA。对于这些系统中的每一个，我们获得了一个准确的测量HI柱密度和吸收体的红移范围为1.7 < z_abs < 4.2通过实施Voigt轮廓拟合算法。通过检测相关的金属线和/或来自莱曼系成员的线，进一步确认这些吸收体。在我们的数据中，一些类星体的视线是丰富的。一个有趣的例子是QSO J 0133 +0400（z_em = 4.154），报告了六个DLA和子DLA。
2013-08-15 astro-ph.CO
Measuring the temperature and profiles of Lyman-$α$ absorbers
在Ly $α$森林中观测到的吸收线增宽的分布携带着关于星系际介质（IGM）中细丝的温度和宽度的信息。在这项工作中，我们提出并测试了一种新的方法来推断的IGM的温度，吸收丝的大小和光电离率的吸收线加宽的性质在Ly $α$森林中的氢。我们应用我们的方法模拟光谱的EAGLE宇宙学模拟的参考模型，我们表明，我们能够重建IGM属性。我们的方法明确地考虑了IGM温度，氢的光电离率和星系际细丝的宽度之间的简并。
2019-11-26 astro-ph.CO
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
The Lyman-alpha emission of high-z damped Lyman-alpha systems
使用光谱叠加技术，我们搜索的平均\lya发射的高z阻尼\lya（DLA）的斯隆数字巡天类星体光谱中检测到的星系。我们使用了平均红移<z>= 2.86、log N（HI）> 20.62的341个DLAs样本，对距离类星体视线$\sim$ 1.5角秒（或12千秒差距）内发射的\lya通量设定了3 $σ$上限3.0 \times 10^{-18}尔格·s^{-1} cm^{-2}。这相当于平均\lya光度< 2 \times 10^{41} erg s^{-1}或0.03 $L_\star$（\lya）。这个极限比大多数探测微弱\lya发射体的极限更深。DLAs中没有\lya发射，这与在给定N（HI）的情况下原位恒星形成相一致，其效率低于在本地星系中看到的效率。因此，整个DLA人口似乎起源于低光度的高红移\lya发射星系和/或位于远离恒星形成区。后者很可能是真的，因为我们检测到强烈的OVI吸收的堆叠光谱，表明DLAs与高度电离的阶段可能是银河风的遗物和/或源自冷吸积流。我们发现DLA星系对全球恒星形成率密度的贡献相对低于Lyman Break星系。
2010-09-07 astro-ph.CO
Chemical Enrichment in the Carbon-enhanced Damped Lyman $α$ System
我们表明，最近观察到的元素丰度图案的富碳贫金属阻尼莱曼$α$（DLA）系统是在极好的协议与核合成产额的微弱核心坍缩的原始恒星。所观察到的丰度模式与对不稳定超新星的核合成产率不一致。DLA的丰度模式与富碳极贫金属（EMP）星的丰度模式非常相似，来自低质量星和/或双星效应的贡献在DLA中应该非常小。这表明第一个星系中第一颗恒星的化学富集是由来自$\sim 20-50 M_\odot$恒星的核心坍缩超新星驱动的，也支持超新星作为银河系EMP星富集源的假设。
2011-02-11 astro-ph.CO astro-ph.SR
The large-scale cross-correlation of Damped Lyman Alpha Systems with the Lyman Alpha Forest: First Measurements from BOSS
利用重子振荡光谱巡天（BOSS）第9次数据发布，我们首次测量了莱曼α森林吸收和阻尼莱曼α系统（DLA）的大尺度互相关。在40 Mpc/h的尺度上可以清楚地检测到互相关，并且与标准冷暗物质结构形成模型的线性理论预测很好地拟合，并具有预期的红移失真，证实了其起源于结构的引力演化。一旦从独立的莱曼α森林相关性测量已知莱曼α森林偏差因子，DLA-Lyman α互相关的幅度仅取决于一个自由参数，即DLA系统的偏差因子。我们测得DLA偏置因子为b_D =（2.17 +/- 0.20）beta_F^{0.22}，其中莱曼α森林红移失真参数beta_F预期大于1。该偏差因子意味着DLA的典型宿主晕质量比当前DLA模型中预期的大得多，并且如果DLA截面与晕质量按M_h^alpha缩放，则重现该偏差因子，其中对于beta_F=1，alpha= 1.1 +/- 0.1。要使观测到的DLA偏置因子和入射率相匹配，就需要原子气体在大质量晕中的扩展面积比目前星系形成模拟中预测的要大，在质量约为10^12太阳质量的主晕中，典型的DLA适当尺寸大于20 kpc。我们推断z ~ 2到3的典型星系被原子云系统所包围，这些原子云比星系的发光部分延伸得多，并且包含宿主晕中~ 10%的重子。
2012-12-02 astro-ph.CO
A new candidate for probing Population III nucleosynthesis with carbon-enhanced damped Lyman-alpha systems
我们报告了一个非常贫金属的阻尼莱曼α系统（DLA）的鉴定，在z_abs = 3.067295，是适度的碳增强，与铁丰度约1/700太阳（[Fe/H] = -2.84）和[C，O/Fe] ~+0.6。这种丰度模式很可能是大质量恒星核合成的结果。在17条金属吸收线的基础上，我们得到了DLA的动力学温度的2 σ上限T_DLA <= 4700 K，这与DLA在此红移和金属丰度下的自旋温度估计范围大致一致。虽然最佳拟合的丰度模式显示了第三星族核合成的预期特征，但高质量第二星族恒星的模型几乎也可以匹配丰度模式。我们讨论了目前的局限性，在区分这两种情况下，在确定人口III恒星的残余物，预计从即将到来的一代30米级望远镜的显着改善。
2012-07-05 astro-ph.CO
The Impact of Different Physical Processes on the Statistics of Lyman-limit and Damped Lyman-alpha Absorbers
我们计算z = 3中性氢柱密度分布函数f（NHI）的19个模拟来自OWLS项目使用后处理校正计算的电离背景辐射的全辐射转移的自屏蔽。我们研究了不同的物理过程和参数如何影响莱曼极限系统（LLS）和阻尼莱曼α吸收体（DLAs）的丰度，包括：i）金属线冷却; ii）SNe和AGN的反馈效率; iii）ISM的有效状态方程; iv）宇宙学参数; v）假设的恒星形成定律; vi）氢再电离的时间。我们发现，归一化和斜率，D = D log 10 f /D log 10 NHI，在LLS制度的f（NHI）是强大的这些物理过程的变化。在物理上合理的模型中，f（NHI）的变化小于0.2 dex，D的变化小于0.18 LLS。这主要是由于这些不确定的物理过程主要影响恒星形成气体，其对LLS柱密度范围内的f（NHI）的贡献小于10%。当柱密度较高时，f（NHI）的变化较大（在NHI = 10^22 cm^-2时约为0.5 dex，在NHI = 10^23 cm^-2时约为1.0 dex），分子氢的形成也变得重要。这些变化中的许多都可以用自我调节的恒星形成来解释，在这种情况下，星系中恒星形成气体的数量会进行调整，使得由反馈驱动的流出平衡由于吸积引起的流入。复制所有图的数据和代码可以在以下网址找到：https://bitbucket.org/galtay/hi-cddf-owls-1
2013-09-26 astro-ph.CO
Quantum mechanics at high redshift -- Modelling Damped Lyman-$α$ absorption systems
大约100年来，氢光谱建模一直基于Voigt轮廓拟合。半经典的Voigt轮廓是基于2能级原子近似。虽然Voigt曲线在许多情况下是极好的，但是对于非常高的柱密度阻尼的Lyman- $α$吸收系统，其精度是不够的。我们已经调整了量子力学的Kramers-Heisenberg模型，包括热加宽，产生一个新的配置文件，KHT配置文件。涉及多个离散原子能级和连续项的相互作用，在Voigt模型中没有考虑，在莱曼线翼中产生不对称性。如果不建模，这可能会导致显着的系统性参数估计建模时的真实数据。有重要的分歧，特别是原始氘丰度的测量。然而，KHT模型是复杂的。因此，我们提出了一个简化的配方泰勒级数展开和查找表的基础上，量化的近似的影响。KHT配置文件已在广泛使用的VPFIT代码中实现。
2019-11-15 astro-ph.CO gr-qc
HI content, metallicities and spin temperatures of damped and sub-damped Lyman alpha systems in the redshift desert (0.6 < z < 1.7)
Hl 21 cm吸收光学深度和由Lya吸收导出的N（HI）可以组合以产生DLAs的自旋温度（Ts）。虽然Ts测量存在的样品的DLAs与z <0.6 and z >1.7，中间红移制度目前只包含2 HI 21厘米的检测，导致一个“红移沙漠”，跨越4个陀螺的宇宙时间。为了连接低和高z区域，我们给出了六个0.6<z<1.7 HI 21 cm吸收体的Lya线的观测结果。该数据集是补充VLBA观测（推导出吸收覆盖因子，f），并从中确定金属丰度的光学阶梯光栅光谱。因此，我们的数据集不仅提供了迄今为止最大的HI 21 cm吸收体统计研究，并弥合了红移沙漠，而且也是第一个使用完全f校正的数据集来寻找基于金属性的趋势。与银河系视线中发现的趋势一致，我们发现最低的N（HI）吸收剂往往由温暖的气体主导。在DLA制度，自旋温度显示了更广泛的价值观比银河系的数据，可以预期在一个异质星系人口。然而，我们发现，低金属含量的DLAs占主导地位的小冷气体馏分，只有吸收剂具有相对较高的金属含量表现出显着的冷气体馏分。使用汇编HI 21厘米吸收剂，选择具有f-校正的自旋温度，我们确认金属丰度和Ts之间的反相关性在3.4西格玛的意义。最后，我们的样品中的一个DLA是新发现的HI 21 cm吸收体（z=0.602，朝向J1431+3952），我们发现它具有文献中报道的最低的f-校正自旋温度：Ts=90+-23 …
2012-05-06 astro-ph.CO
On the sizes of z>2 Damped Lyman-alpha Absorbing Galaxies
最近，在类星体光谱中检测到z > 2阻尼莱曼α吸收体的星系对应物的数量大幅增加，因此我们今天有10个检测样本。Møller等人在2004年根据DLA的光度-金属丰度关系的暗示做出预测，HI的大小应该随着金属丰度的增加而增加。本文研究了星系大小与金属丰度之间的相关性所导致的碰撞参量和金属丰度的分布。我们比较我们的观察与模拟数据集的大小和金属丰度的关系。这里给出的观测样本支持金属度-尺寸预测：DLA星系的当前样本与模型分布一致。我们的数据还表明，碰撞参量和HI柱密度之间有很强的关系。我们还比较了几个数值模拟的观测结果，并证明观测结果支持的情况下，大小和金属丰度之间的关系是由控制恒星形成效率和流出的富集气体的反馈机制驱动。
2012-04-12 astro-ph.CO
The distribution of Lyman-limit absorption systems during and after reionization
莱曼极限吸收系统在宇宙学再电离过程中和再电离之后可以发挥许多重要作用。不幸的是，由于所需的动态范围过大，不可能自洽地将这些系统包括在宇宙学模拟中。使用快速和多功能的半数值模拟，我们系统地探索吸收系统的空间分布期间和之后的再电离。我们自我校准的平均自由程（MFP）的电离紫外线背景（UVB）的吸收剂的数量，并在一个给定的MFP和中性氢分数目前的结果。我们使用一个简单的光学深度准则来确定吸收体的位置。我们的方法是相当强大的不确定性，如丢失的子网格结构。与在较低的红移，其中的UVB是相对均匀的，在较高的红移中的UVB和HII形态的再电离的波动可以驱动的大规模分布的吸收系统。具体来说，我们发现，吸收剂是高度相关的密度场在小尺度上，然后成为反相关的UVB在大尺度上。再电离后，吸收剂的大尺度功率谱跟踪UVB功率谱，这可以预测与一个简单的分析扩展的晕模型。在再电离过程中，吸收体倾向于优先位于最近电离的星系际介质（IGM）的超密度（即细丝）内。在再电离期间和之后，吸收体也可以主导小尺度（k > 1/Mpc）21-cm功率。相反，它们在中等尺度上平滑对比度。一旦HII区域增长到超过mfp，吸收器增加到大规模的21厘米功率。我们的研究结果应被证明是有用的，在解释未来的观测再电离时代。
2010-07-30 astro-ph.CO
The elusive HI-> H2 transition in high-z damped Lyman-alpha systems
研究了高红移阻尼莱曼α系统中H2分子含量与HI柱密度的关系。我们发现，在log N（HI）（cm^-2）~21.5-22附近，H2分子含量显著增加，这是迄今为止在干预DLAs中尚未探测到的一种状态，超过该状态，大多数系统的log N（H2）> 17。这与朝向附近恒星的视线形成对比，在那里，一旦log N（HI）>20.7，这样的H2柱密度总是被检测到。这可以定性地解释为较低的平均金属丰度和可能较高的周围紫外线辐射的DLAs。然而，与银河系不同的是，整体分子分数保持适度，表明即使在大的N（HI）下，实际上只有一小部分整体HI与自保护的H2气体有关。具有非常高的N（HI）的阻尼莱曼α系统可能沿着类星体的视线出现，靠近主星系的中心，那里的气体压力更高。我们发现，在对数N（HI）~22和金属丰度~1/10太阳能的DLAs中，连续（尘埃）和线吸收（HI莱曼和H2莱曼和维尔纳带）在背景类星体上引起的颜色变化是显着的，但并不负责长期讨论的光学选择样品中缺乏这样的系统。相反，这些系统很可能被发现朝向本质上较暗的类星体，这些类星体支配着类星体的光度函数。在较高的金属丰度下，颜色偏置反过来应该是严重的。
2015-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Revisiting the origin of the high metallicities of sub-damped Lyman-alpha systems
亚阻尼莱曼-α系统（sub-DLAs）以前被发现表现出比经典阻尼莱曼-α系统（DLAs）更陡峭的金属丰度演化，演化到接近太阳金属丰度z~1。从17个亚DLA的新的高分辨率光谱中，我们将z<1.7的[Fe/H]测量次数增加了25%，并编制了迄今为止最完整的亚DLA和DLA丰度的文献样本。我们发现，子DLAs确实比DLAs更富含金属，但仅在z<1.7时;子DLAs和DLAs在z>1.7时的金属丰度分布在统计学上是一致的。我们还提出了第一个证据表明，子DLAs遵循速度宽度金属丰度相关性在相同的速度范围内的DLAs，但这种关系是抵消更高的金属丰度比DLA的关系。在这些结果的基础上，我们重新审视了以前的解释，即在亚DLAs中观察到的系统性较高的金属丰度表明宿主星系的质量较高。我们讨论了这种解释遇到的各种问题，并得出结论，在一般情况下，子DLAs不是唯一的大规模星系的同义词。我们排除了与物理相关的偏差来源（灰尘，环境，电离效应），并研究与低红移子DLAs的选择和分析相关的系统学。我们认为，在z<1.7的亚DLAs的高金属丰度驱动了明显陡峭的演化，这可能是由于大多数低红移亚DLAs基于其高MgII等效宽度的选择。
2009-04-16 astro-ph.CO
Reproducing the Kinematics of Damped Lyman-alpha Systems
我们研究了阻尼莱曼α系统（DLAs）的运动学结构的一系列宇宙学流体动力学模拟使用AREPO代码。我们能够匹配相关的低电离金属吸收剂的速度宽度的分布，大大优于早期的工作。我们的模拟产生了一个人口的DLAs为主的晕维里速度约70公里/秒，符合图片相对较小，微弱的物体。此外，我们再现了所观察到的速度宽度和金属丰度之间的相关性和Si II的等效宽度分布。仍然存在一些中等统计意义的差异;我们的光谱中有太多的吸收集中在轮廓的边缘，并且速度宽度分布的确切形状略有不同。我们表明，与以前的工作相比，改进主要是由于我们从恒星形成的强烈反馈和我们对金属电离态的详细建模。
2015-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the gas masses of low-z damped Lyman-$α$ systems
本文报道了用绿岸望远镜（GBT）在$z \approx 0.1$上对三个阻尼和亚阻尼莱曼- $α$吸收体（DLAs）的红移HI 21 cm辐射进行的深搜索。没有证据表明红移HI 21厘米的发射信号中获得的GBT光谱的两个吸收器，与第三呈现无法使用的地面干扰的数据。未探测到HI 21 cm发射对相关星系的HI质量产生了很强的约束，在$z = 0.0830$朝向J1553+3548的亚DLA处的M $_{\rm HI} < 2.3 \times 10^9 \times (ΔV/100)^{1/2}$ M $_\odot$，以及在$z = 0.0963$朝向J1619+3342的DLA处的M $_{\rm HI} < 2.7 \times 10^9 \times (ΔV/100)^{1/2}$ M $_\odot$，其中$ΔV$是HI 21 cm线宽，单位为km s $^{-1}$。这延续了在所有低$z$ DLA和亚DLA中发现的低HI质量的趋势，这些DLA和亚DLA已经被搜索用于红移HI 21 cm发射。因此，具有相对较低HI柱密度（$\lesssim few \times 10^{20}$ cm $^{-2}$）的低红移吸收体通常不会出现在富含气体的大质量星系中。
2014-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A possible connection between the spin temperature of damped Lyman-alpha absorption systems and star formation history
我们提出了一个全面的分析的自旋温度/覆盖因子简并度，T/f，阻尼莱曼α吸收系统。通过标准化上限，并通过生存分析包括这些，如前所述，在z > 1时红移明显增加T/f。然而，当我们考虑到膨胀宇宙的几何效应时，在以前的研究中忽略了，在z > 1时T/f的增加之前是在z < 1时的减少。利用背景连续源的高分辨率射电图像，我们可以将T/f简并度转换为T/d^2，其中d是吸收体的投影线性尺寸。同样，虽然z ~ 2处的下降持续存在，但红移并没有总体增加。此外，我们发现d^2/T随红移的变化与恒星形成率的变化类似。这表明，尽管总氢柱密度与SFR关系不大，但冷中性介质的分数可能与SFR有关。因此，进一步将中性气体与恒星形成历史联系起来的努力也应该考虑气体的冷成分。
2017-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistical properties of damped Lyman-alpha systems from Sloan Digital Sky Survey DR12
我们提出了阻尼莱曼- $α$吸收体（DLAs）的统计特性的新估计。我们计算了$z>2$处的列密度分布函数、线密度$\mathrm{d}N/\mathrm{d}X$和中性氢密度$Ω_\mathrm{DLA}$。我们的估计来自加内特2016年的DLA目录，该目录使用SDSS-III DR 12类星体光谱调查。这个目录提供了一个给定的光谱包含DLA的概率，允许我们使用即使是最嘈杂的数据，而不会使我们的结果产生偏差，从而大大增加了我们的样本量。我们在$95\%$置信度下测量所有列密度$N_\mathrm{HI} < 5\times 10^{22}$ cm $^{-2}$的非零列密度分布函数。我们在$z>4$从$\mathrm{d}N/\mathrm{d}X$和$Ω_\mathrm{DLA}$的SDSS进行了首次测量。我们发现，我们的结果是不敏感的光谱的信噪比，但有一个残留的依赖类星体红移$z<2.5$，这可能是由于在我们的分析中剩余的系统。
2016-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The explosion energy of early stellar populations: The Fe-peak element ratios in low metallicity damped Lyman-alpha systems
铁峰元素（钛锌）在最低金属丰度的相对丰度与核心坍缩超新星爆炸的物理学密切相关。以25个贫金属阻尼莱曼α体系为样本，研究了铁峰元素比值随金属丰度的变化趋势。对于25种DLA中的9种，可以从检测到的吸收线确定Ti、Cr、Co、Ni、Zn/Fe丰度比中的一种或多种的直接测量值（或有用的上限）。对于其余的系统（没有检测），我们设计了一种新的形式的光谱叠加估计典型的铁峰元素比的DLA人口在这个金属丰度制度。我们比较这些数据类似的测量贫金属恒星的星系晕和详细的计算爆炸核合成在无金属恒星。我们的结论是，我们样本中的大多数DLA都是由那些在核心坍缩超新星爆炸时释放能量小于1.2 x 10^51尔格的恒星富集的。最后，我们讨论了当30米级望远镜出现时，测量Fe/H < 1/1000太阳的阻尼莱曼α系统中Fe峰元素比的令人兴奋的前景。只有到那时，我们才能确定第一批恒星的超新星释放的能量。
2013-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
A connection between extremely strong Damped Lyman-alpha Systems and Lyman-alpha Emitting Galaxies at small impact parameters
我们研究了在重子振荡光谱巡天SDSS-III DR 11的类星体光谱中探测到的~100个高红移（z~2-4）极强阻尼莱曼-α系统（ESDLA，N（HI）>0.5x10^22 cm^-2）。我们研究了中性氢，金属和尘埃含量的这个难以捉摸的人口的吸收剂，并确认我们以前的发现，高柱密度结束的N（HI）频率分布有一个相对较浅的斜率与幂律指数-3.6，类似于从21厘米的地图在附近的星系。叠加的吸收光谱表明典型的金属丰度约为1/20太阳，类似于整个DLA人口的平均金属丰度。相对较小的速度范围内的低电离线表明，ESDLA不产生大规模的中性气体流。这种高密度的柱状体与伽马射线暴余辉（GRB-DLAs）相关的DLAs更相似，后者通常发生在恒星形成区附近。这表明，ESDLA产生的视线通过在非常小的碰撞参量从宿主星系，在附近的星系观察。这也支持简单的理论考虑和最近的高Z流体动力学模拟。我们首次统计检测到<L>了ESDLA核心（对应于z~2-3处的约0.1 L*）中的Lya发射，通过叠加纤维光谱（半径为1”，对应于z~2.5处的约8 kpc）获得，从而有力地证实了这一图像。[截短]
2014-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
