Dust depletion of Ca and Ti in QSO absorption line systems
为了探索钛和钙尘埃耗尽气体中的作用和周围的星系，我们系统地研究了Ti/Ca丰度比在低和高红移的干预吸收线系统。我们研究了超大望远镜UVES仪器获得的高分辨率光谱，并在z<=0.5处对34个吸收线系统进行了光谱分析，以测量CaII和TiII的柱密度（或极限）。我们补充我们的UVES数据集与以前发表的吸收线数据的Ti/Ca红移z~3.8。我们的吸收器样品包含110个吸收器（DLAs，sub-DLAs & LLS）。我们将我们的Ti/Ca观测结果与银河系和麦哲伦云的观测结果进行了比较，并讨论了类星体吸收线系统中Ti/Ca吸收体的性质，我们的分析表明，在类星体吸收线系统中存在两种不同的Ti/Ca比的吸收体，它们的间距为[Ti/Ca}]~1。虽然在大多数吸收器中的钙粉尘消耗似乎是严重的，但在具有高Ti/Ca比的系统中钛消耗是温和的。导出的趋势表明，具有高Ti/Ca比的吸收体具有比银河系中低得多的尘气比。我们通过将Ti/Ca与其他可观测量（例如，金属丰度，速度分量结构），并通过模拟不同环境中的单电离Ca和Ti的电离特性。我们得出结论，钙和钛轴承吸收线系统跟踪主要是中性气体的磁盘和内晕区的星系，其中丰富的钙和钛反映了当地的金属和尘埃含量的气体。我们的研究表明，Ti/Ca比是一个有用的措施，干预吸收线系统中的气体粉尘比和总金属含量。
2016-05-10 astro-ph.GA
The environments and hosts of metal absorption at z>5
在z>5处观察到越来越多的金属吸收体，许多在接近氢再电离时期的入射率中显示出强烈的演变。后续的调查检查这些金属周围的领域导致星系探测，但探测到的星系和吸收器之间的直接物理关系尚不清楚。即将到来的观测将阐明这种星系-吸收体关系，但解释这些观测的理论框架仍然缺乏。为了告知未来z>5的研究，我们使用Technicolor Dawn模拟来定义金属和星系之间的预期关系，以模拟z=5-7的金属吸收，包括再电离的结束。我们发现，金属吸收体的类型和强度与其环境的关系比与其宿主星系的特征的关系稍好，因为吸收系统的强度与当地星系的过密度比与宿主星系的恒星质量的关系更密切。对于再电离时期结束之前的红移，像C IV这样的强高电离跃迁在几百kpc的尺度上比低电离系统与更亮的星系在空间上更相关，这是因为前者更喜欢具有较高UVB振幅的环境，并且这些离子在z>6时相对稀少。再电离后，这些高电离离子附近的星系计数减少，而某些低电离离子周围的星系计数增加，这是由于它们的相对丰度和更致密的气相的结合。我们的结论是，星系吸收体的关系预计将迅速发展，高电离吸收体是更好的示踪剂的星系预再电离，而低电离吸收体是更好的后再电离。
2022-11-14 astro-ph.GA
The XQR-30 Metal Absorber Catalog: 778 Absorption Systems Spanning 2 < z < 6.5
z > 6类星体光谱中的金属吸收线是探测再电离末期环星系和星系际气体电离状态和化学成分的基本探针。需要大的吸收体样品来鲁棒地测量典型的吸收体性质，并改进早期宇宙中金属的合成、传输和电离的模型。“终极XSHOOTER遗留巡天z~5.8-6.6类星体”（XQR-30）获得了30个亮类星体的高信噪比光谱，比现有的12个高质量z~6类星体的光谱样本增加了近4倍。我们使用这一前所未有的样本来构建778个系统的目录，这些系统显示了MgII（360个系统），FeII（184个系统），CII（46个系统），CIV（479个系统），SiIV（127个系统）和NV（13个系统）中一个或多个系统的吸收，这些系统跨越2 < z < 6.5. This catalog significantly expands on existing samples of z >5吸收体，特别是CIV和SiIV，它们是高红移电离光子背景的重要探针。对于静止框架等效宽度W > 0.03AA（0.09AA），样本完成50%（90%）。我们公开发布了吸收剂目录以及完整性统计和Python脚本，以计算不同离子和红移范围的吸收搜索路径。该数据集是从星系组装时代到宇宙正午的浓缩气体研究的关键遗产资源，并为詹姆斯韦伯太空望远镜和30米级望远镜的更高红移研究铺平了道路。
2023-01-20 astro-ph.GA
Warm Gas in and Around Simulated Galaxy Clusters as Probed by Absorption Lines
了解气体流入和流出我们宇宙中最大质量的暗物质结构，星系团，是了解它们演化的基础。团簇中的气体在热态（$>$ 10 $^{6}$ K）和冷态（$<$ 10 $^{4}$ K）下得到了很好的研究，但对暖态气体组分（10 $^{4}$ - 10 $^{6}$ K）的约束很差。直接观察具有挑战性，但可以通过Ly $α$吸收研究进行探索。我们产生的第一个系统的研究温暖的气体含量的星系团通过合成的Ly $α$吸收研究使用宇宙学模拟的两个星系团与恩佐。我们探讨了我们的集群吸收器的空间和运动学特性，并表明，大多数识别的吸收器是由于快速移动的气体与集群从IGM灯丝的下落。然而，在星系团的中心，温暖的IGM细丝不再占主导地位，吸收体倾向于具有更高的柱密度和金属丰度，代表剥离的星系物质。我们预测，吸收器的速度分布一般应该是双模态的，并讨论了集群的大小，质量和形态上的识别的吸收器的属性，和整体集群温暖的气体含量的影响。我们发现了一个众所周知的增加N $_{HI}$的变化与减少碰撞参量的最大质量的暗物质晕的初步证据。我们的研究结果进行了比较，直接观察到的赖氨酸$α$吸收室女座星系团，并提供预测未来的赖氨酸$α$吸收的研究。
2015-08-19 astro-ph.GA
The Physical Nature of Circumgalactic Medium Absorbers in Simba
我们研究了Simba宇宙学模拟中的低红移CGM的性质，追踪恒星质量仓（$M_\star>10^{10}M_\odot$）中恒星形成，绿谷和淬灭星系在碰撞参量$r_\perp\leq 1.25r_{200}$的星系周围的紫外吸收线。我们生成HI，MgII，CII，SiIII，CIV和OVI的合成光谱，拟合Voigt曲线以获得线特性，并估计吸收气体的密度，温度和金属度。我们发现，CGM吸收剂是最丰富的恒星形成星系周围的$M_\star < 10^{11}M_\odot$，而丰富的绿谷星系表现出类似的行为，淬火星系，这表明CGM“淬火”之前，恒星形成停止。HI吸收气体存在于广泛的宇宙相（凝聚气体，扩散气体，热晕气体和温热星系际介质），而基本上所有的低电离金属吸收来自凝聚气体。OVI吸收剂在热晕气体和WHIM之间分开。碰撞电离CGM吸收剂的分数是$\sim 25-55\%$的CIV和$\sim 80-95\%$的OVI，这取决于恒星质量和影响参数。通常，每种离子的最高柱密度吸收特征来自致密气体。卫星气体，定义为在$10r_{1/2,\star},$内的气体，贡献了全部HI吸收的$\sim 3\%$，但贡献了Mg II吸收的$\sim 30\%$，其中来自卫星的部分随着离子激发能的增加而减少。
2023-01-05 astro-ph.GA
The FAST HI 21-cm Absorption Blind Survey. III. OH Absorption Search in the 21-cm Absorber Sample and Continued HI Absorption Search
State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Department of Physics and Astronomy, University of the Western Cape（西开普大学）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Key Laboratory of Cosmology and Astrophysics (Liaoning) & College of Sciences, Northeastern University（东北大学）；Center for Astrophysics and Space Astronomy, Department of Astrophysical and Planetary Sciences, University of Colorado（科罗拉多大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Research Center for Intelligent Computing Platforms, Zhejiang Laboratory（浙江实验室）；First Light Fusion Ltd.（第一光聚变有限公司）；ATNF, CSIRO Space and Astronomy（澳大利亚联邦科学与工业研究组织空间与天文天文台）；Sydney Institute for Astronomy, School of Physics A28, University of Sydney（悉尼大学）
利用FAST对HI 21厘米吸收线进行盲测并扩展搜索，同时首次对OH 18厘米吸收线盲测，重新检测到已知OH吸收体，未发现新的，研究两者关系无显著证据，还给出OH柱密度上限，为相关研究设基准并铺平未来大规模调查道路。
2026-10-12 astro-ph.GA
Cool Outflows and HI absorbers with SKA
HI 21厘米吸收光谱提供了一个独特的探测正常和活动星系从红移z > 6到现在的冷中性气体。我们描述了HI吸收研究的现状，探路者/前体的计划，SKA 1可能实现的预期突破，以及当前设计的一些限制。
2015-01-06 astro-ph.GA
H_2 molecular gas absorption-selected systems trace CO molecular gas-rich galaxy overdensities
吸收选择星系是研究高红移低质量星系的有效途径。然而，基本星系群的物理性质仍然不确定。特别是，多相环星系介质被认为包含了星系中气体流入和流出的关键信息，这些信息对星系演化模型至关重要。本文介绍了含H_2吸收体星系中CO分子气体的ALMA观测结果。在我们的六个吸收器的样本中，我们在五个吸收器场中检测到富含分子气体的星系，尽管我们没有针对高金属量（> 50%太阳能）系统，以前的研究报告了最高的检测率。令人惊讶的是，我们发现，大多数的吸收器与多个星系，而不是单一的晕。这些结果与大的碰撞参量一起表明，吸收中所见的含H_2气体不是扩展盘的一部分，而是存在于环星系和群内介质中的致密气袋中。
2021-06-08 astro-ph.GA
Quasar 2175 Å$ $ dust absorbers II: Correlation analysis and relationship with other absorption line systems
我们给出了13个类星体2175 Å $ $尘埃吸收剂（2DA）在$z$ = 1.6 - 2.5处的冷中性含量（H I和C I气体），以研究紫外线消光凸起的存在与其他物理特征之间的相关性。这些2DA最初是从斯隆数字巡天I - III中选择的，随后是我们的论文I中详细介绍的Bronek-II望远镜和多镜望远镜。我们进行了金属丰度，红移，耗尽能级，速度宽度之间的相关性分析，并探讨2DA和其他吸收线系统之间的关系。平均而言，2DA具有比阻尼莱曼- $α$吸收体（DLA）或亚DLA更高的金属丰度、更高的耗尽水平和更大的速度宽度。[Zn/H]与[Fe/Zn]或[Zn/H]与log $Δ$ V $_{90}$之间的相关性可以作为基于已建立的质量-金属丰度关系的替代恒星质量估算值。这个样本中的2DA的估计恒星质量在$\sim$ 10 $^9$到$\sim$ 2 $\times$ 10 $^{11}$ $M_{\odot}$之间，中值为$\sim$ 2 $\times$ 10 $^{10}$ $M_{\odot}$。与其它类星体吸收线系统的关系可以描述为：（1）2DA是Mg II和Fe II吸收体的子集，（2）2DA优先是金属强的DLAs/subDLAs，（3）更重要的是，所有的2DA都显示出具有logN（C I）$>$ 14.0 cm $^{-2}$的C I探测，（4）2DA可以用作分子气体示踪剂…
2017-11-28 astro-ph.GA
Average [O II] nebular emission associated with Mg II absorbers: Dependence on Fe II absorption
研究了在斯隆数字巡天中用3角秒和2角秒光纤获得的类星体合成光谱中，Fe II等效宽度（$W_{2600}$）和光纤尺寸对与Mg II吸收体（在$0.55 \le z \le 1.3$）有关的[O II] $λλ$ 3727、3729星云发射平均光度的影响。我们证实了[O II]光度（L $_{[\rm O~II]}$）和等效宽度（$W_{2796}$）与Mg II吸收体红移之间存在强相关性。然而，我们表明L $_{[\rm O~II]}$和平均光度表面密度受到纤维尺寸效应的影响。更重要的是，对于一个给定的纤维尺寸的平均L $_{[\rm O~II]}$强烈地依赖于Fe II吸收线的等效宽度，并发现是更高的Mg II吸收剂与$R \equiv$ $W_{\rm 2600}/W_{\rm 2796}$ $\ge 0.5$。事实上，我们观察到的强相关性的L $_{[\rm O~II]}$与$W_{2796}$和$z$的Mg II吸收剂主要是由这样的系统。直接[O II]检测也证实了L $_{[\rm O~II]}$和$R$之间的联系。因此，在使用Mg II吸收体作为全球恒星形成速率密度的光度无偏探测器之前，必须注意光纤损耗和Mg II吸收体红移演化对$W_{2600}$的依赖性。我们表明，在堆叠光谱中检测到的[O II]星云发射并不受少数直接检测的影响（即，检测$\ge 3 σ$显著水平…
2018-01-11 astro-ph.GA
Narrow absorption lines with two observations of Sloan Digital Sky Survey
利用Sloan数字巡天（SDSS）的3524颗类星体的重复观测资料，在观测帧上寻找窄C IV 1548、1551和Mg II 2796、2803吸收双峰在短于7000 A的光谱区域内的变化，对应于类星体静止帧上约150 ~ 2643天的时间尺度。在这些类星体的光谱中，我们探测到3580个C Ⅳ吸收系统，其z_{abs} z_{abs} = 1.5188 ~ 3.5212; 1809个Mg Ⅱ吸收系统，其z_{abs} z_{abs} = 0.3948 ~ 1.7167。根据类星体静止坐标系下的吸收体速度分布，我们发现了相当数量的β <0.06的C IV吸收体，这可能与类星体外流的吸收有关。出流脉动在v~2000 km/s时达到峰值，并在峰值以下迅速下降。在3580个CIV吸收系统中，有52个系统（约1.5%）在吸收体静止框架处的等效宽度（Wr）有明显变化，其中16个系统增强，16个系统出现，12个系统减弱，8个系统消失。我们发现在类星体静止坐标系下，类星体548的变化与两个SDSS观测的时间尺度无关，也与吸收体的速度无关。低电离物质中的可变吸收对于约束吸收气体的物理条件是重要的。Hacker等人从SDSS光谱中检测到两个可变Mg II吸收系统。然而，在我们的Mg II$吸收样品中，我们发现两个系统都没有显示出可变吸收，其置信水平分别为>4sigma（对于Mg 2796线）和>3si…
2015-09-19 astro-ph.GA
A pilot search for extragalactic OH absorption with FAST
OH吸收是目前唯一可行的方法来检测在宇宙学距离的非masing星系中的OH分子。到目前为止，只有6个这样的探测到z>0.05，因此很难对遥远星系中的OH柱密度进行统计上的严格限制。我们利用500米口径球面射电望远镜（FAST）对8个关联和1个干预HI 21-cm吸收体进行了试点OH吸收调查。我们能够将相对于HI的OH丰度（[OH]/[HI]）限制在10^-6 ~ 10^-8之间，使红移z在[0.1919，0.2241]范围内。尽管没有单独的检测，但将三个不含RFI的相关吸收剂堆叠起来，可以得到灵敏的OH柱密度3 σ上限~ 1.57 x 10^14（Tx/10 K）（1/fc）cm^-2，相当于[OH]/[HI] < 5.45 x 10^-8。结合档案数据，我们表明，相关的吸收剂有一个稍低的OH丰度比干预吸收剂。我们的结果是一致的趋势，减少OH丰度减少红移。
2020-10-05 astro-ph.GA
The Bimodal Absorption System Imaging Campaign (BASIC) I. A Dual Population of Low-metallicity Absorbers at z $<1$
双峰吸收系统成像活动（BASIC）的目的是在$z \lesssim 1$的23个类星体场中表征36个HI选择的部分莱曼极限系统（pLLS）和莱曼极限系统（LLS）样本的星系环境。这些pLLS/LLS提供了一个独特的吸收体样本，具有无偏和良好的约束金属丰度，使我们能够在$z<1$探索富含金属和低金属丰度的环星系介质（CGM）的起源。在这里，我们提出了凯克/KCWI和VLT/MUSE观测的11个这些类星体领域（19 pLLS），我们结合HST/ACS成像，以确定和表征的银河系相关的星系。我们发现了23个独特的吸收体相关星系，平均每个吸收体有一个相关星系。对于七个吸收体，所有的$<10\%$太阳金属丰度，我们没有发现关联的星系与$\log M_\star \gtrsim 9.0$内$ρ/R_{vir}$和$|Δv|/v_{esc} \le$ 1.5相对于吸收体。除了星系的恒星质量外，我们没有发现气体的金属丰度或HI柱密度与大多数星系性质之间有任何强相关性：低金属丰度（[X/H] $\le -1.4$）系统在$ρ/R_{vir} \le 1.5$中有一个含$\log M_\star \ge 9.0$的宿主星系的概率为$0.39^{+0.16}_{-0.15}$，而高金属丰度吸收体的概率为$0.78^{+0.10}_{-0.13}$。这意味着$z<1$中富含金属的pLLS/LLS通常与具有$…
2023-01-03 astro-ph.GA
The extended High A(V) Quasar Survey: Searching for dusty absorbers toward mid-infrared selected quasars
我们提出了一个新的光谱调查的结果，尘埃干预吸收系统，特别是阻尼Ly $α$吸收体（DLAs），向红化类星体。候选类星体是从宽视场红外巡天探测器的中红外测光结合光学和近红外测光中选出的。在1073名候选人中，我们使用西班牙拉帕尔马的北欧光学望远镜获得了108名候选人的低分辨率光谱。根据光谱，我们能够将108个目标中的100个分类为类星体。观察到大部分（50%）具有宽吸收线（BALs）。此外，我们还发现6个类星体的光谱中有奇怪的突变，这与常规的尘埃红化不一致。使用模板拟合，我们推断出沿每个视线范围从A（V）$\approx$ 0.1 mag到1.2 mag（假设SMC消光曲线）的变红量。在四种情况下，变红是一致的灰尘表现出2175毫米的功能所造成的干预吸收，并为其中两个，镁II吸收系统观察到的最佳拟合吸收红移。在其余的情况下，红化很可能是类星体固有的。在这次调查中，我们没有观察到尘埃DLA的证据。然而，大部分的BAL类星体阻碍了吸收系统的检测。在50个非BAL类星体中，只有28个具有足够高的红移，可以检测到吸收中的Ly $α$。
2016-08-30 astro-ph.GA
Mapping the z>=5 SiIV Column Density Distribution onto the Galaxy Stellar Mass Function Using the Cumulative Absorption Cross Section
New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；Cosmic Dawn Center (DAWN), Niels Bohr Institute, University of Copenhagen / DTU-Space, Technical University of Denmark（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所宇宙黎明中心(DAWN)/丹麦技术大学DTU空间）；Vanderbilt University（范德堡大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
该研究针对低质量星系活动探测的灵敏度问题，构建六参数累积吸收截面模型，结合星系恒星质量函数预测z≥5的Si IV柱密度分布，揭示不同质量星系与Si IV吸收体的关联，为相关观测提供理论框架。
2026-08-24 astro-ph.GA
A comparative study of intervening and associated HI 21-cm absorption profiles in redshifted galaxies
遥远宇宙中的恒星形成储层可以通过HI 21厘米吸收来检测，这些吸收来自与射电源相关的冷气体或来自干涉连续源视线的星系内。为了检验吸收体的性质是否可以从谱线的形状来预测，我们收集和分析了所有已知的红移（z > 0.1）HI 21-cm吸收谱线。虽然个别光谱之间有太多的变化，分配一个典型的光谱轮廓，我们确认，相关的吸收曲线平均而言，比他们的干预同行更广泛。人们普遍认为，这是由于高速核气体供给中央发动机，而在更安静的中间吸收器中没有。建模列密度分布的平均关联和干预光谱，我们确认，额外的低光学深度，宽色散分量，典型的相关吸收体，来自气体内的内部秒差距。关于在没有光谱学的情况下预测吸收体类型的潜力，我们已经对55个相关光谱和43个干预光谱实施了机器学习技术，每个测试模型在预测吸收体类型方面的准确度都超过80%。由于下一代大型射电望远镜预计将探测到大量21厘米波段的后续光谱学是不切实际的，因此这可能提供一种强有力的新技术，用以确定吸收星系的性质。
2016-08-22 astro-ph.GA
High-ionisation oxygen absorption from the Warm-Hot Intergalactic Medium in Simba
我们在Simba宇宙流体动力学模拟套件中研究了星系际Ovi、Ovi和Oviii吸收体的物理条件、环境和统计特性。目标是了解这些高电离吸收体的性质，并测试辛巴令人惊讶的预测，即$z=0$的宇宙重子的$\sim 70\%$位于活动星系核（AGN）的喷流反馈驱动的温热星系际介质（WHIM）中。通过比较一个完整的物理辛巴运行与一个与射流关闭，我们发现，射流反馈导致广泛的加热，影响吸收形态，特别是较高的离子。然而，可检测的吸收剂的物理性质的分布没有显著影响。更高的电离吸收剂探测更热的气体，正如预期的那样，但在辛巴所有的离子都出现在类似的超密度（通常是$δ\sim20-30$），类似的环境（主要是灯丝）和类似的最近晕距离（通常是$\sim2-3r_{200c}$）。辛巴匹配观测到的Ovi柱密度分布函数（CDDF）相当不错，但根据预测的CDDF初步来自两个检测到的星系际Ovii吸收。在有或没有射流的$z=1$，预测的CDDF非常相似，但通过$z=0$显示出差异，特别是在高柱端。尽管有一些差异，辛巴重现现有的观察以及或优于其他可比的模拟，这表明辛巴的广泛喷流加热不能排除这些数据。这些结果提供了希望，未来的X射线和紫外线设施可以提供显着的限制银河反馈模型从高电离IGM金属吸收剂。
2022-03-28 astro-ph.GA
Cold molecules in HI 21cm absorbers across redshifts 0.1-4
本研究针对红移0.1-4范围内的30个HI 21厘米吸收体样本，利用IRAM-30m望远镜及NOEMA开展观测，探测到多个新的分子发射与吸收系统，揭示了星系不同区域的分子气体相态差异及吸收探测的空间分辨率要求。
2023-12-16 astro-ph.GA
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。
2017-05-22 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
Cospatial 21 cm and metal-line absorbers in the epoch of reionization -- I : Incidence and observability
高密度、富含金属的区域，由于受到恒星辐射的屏蔽，在整个再电离过程中可能保持中性，并产生金属和21厘米的吸收线。金属和21 cm的同时吸收可以作为潜在气体性质的探针相互补充。我们使用极光，一套高分辨率的辐射流体动力学模拟的星系形成，调查这种“对齐”的吸收体的发生。我们计算了21 cm，OI，CII，Si II和Fe II的吸收光谱。我们发现速度窗口与吸收至少一种金属和21厘米，并将对齐的吸收器分为两类：“对齐和cospatial吸收器”和“对齐，但不是cospatial吸收器”。虽然“对齐和共空间吸收体”起源于过密结构，并可用于跟踪气体性质，“对齐但不是共空间吸收体”是由于特殊的速度效应。吸收体的发生率是红移依赖的，因为它是由再电离和金属富集之间的相互作用决定的，并且对于对齐的和共空间的吸收体在$z \approx 8$处显示出峰值。虽然对齐，但没有cospatial吸收消失的再电离结束，因为缺乏一个环境的21厘米森林，对齐和cospatial吸收相关联的中性气体，可以发现在较低的红移过密的口袋。我们为下一代望远镜（如ELT和SKA 1-LOW）的一组视线进行了模拟观测，发现如果有足够明亮的背景类星体，这些望远镜将能够在整个再电离过程中检测到这两种类型的吸收体。
2022-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2016-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
An HST/COS legacy survey of intervening SiIII absorption in the extended gaseous halos of low-redshift galaxies
双电离硅（SiIII）是星系内外弥漫电离气体的强大示踪剂。它可以在本地宇宙中的紫外线（UV）吸收中观察到明亮的河外背景源。本文基于哈勃空间望远镜（HST）上的宇宙起源摄谱仪（COS）获得的303条河外视向线的紫外吸收光谱，对低红移（z<=0.1）星系的SiIII选择性吸收体及其与环星系介质（CGM）的关系进行了广泛的研究。沿着Dz=24的总红移路径，我们确定了69个干预SiIII系统，所有显示相关的吸收从其他低和高离子。对于柱密度log N（SiIII）>12.2的吸收体，我们推导出偏差校正的数密度dN/dz（SiIII）=2.5。我们发展了一个几何模型的吸收截面的CGM周围的本地星系人口和发现模型的预测和观测之间的良好协议。我们进一步比较红移和位置的吸收器与~64,000星系档案星系巡天数据。对于大多数的吸收体，我们确定可能的主机星系内的吸收器300公里/秒，并推导出碰撞参量rho<200千秒差距，表明SiIII吸收体和星系的空间分布高度相关。我们的研究表明，我们的样品中的大多数硅选择的吸收剂跟踪的CGM附近的星系维里半径在一个典型的覆盖分数~ 70%.From一个详细的电离模型，我们估计，扩散气体的CGM星系周围，跟踪的硅III，包含更多的重子质量比他们的中性星际介质。
2016-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovering Ca II Absorption Lines With a Neural Network
类星体吸收线分析是研究早期宇宙中气体和尘埃成分及其物理化学性质以及星系演化和形成的关键。钙II吸收体是尘埃最多的吸收体之一，位于比大多数其他吸收体更低的红移处，在研究最近星系的物理过程和条件时特别有价值。然而，已知的类星体Ca II吸收体的数量相对较低，因为用传统方法很难检测到它们。在这项工作中，我们开发了一种使用深度学习搜索Ca II吸收线的准确快速方法。在我们的深度学习模型中，使用模拟数据调整的卷积神经网络用于分类任务。模拟的训练数据是通过插入人工钙II吸收线到原始的类星体光谱从斯隆数字巡天（SDSS），而现有的钙II目录作为测试集。由此产生的模型在测试集中的真实数据上达到了96%的准确率。我们的解决方案运行速度比传统方法快数千倍，只需几分之一秒即可分析数千个类星体，而传统方法可能需要数天至数周。训练好的神经网络应用于SDSS的DR 7和DR 12的类星体光谱，发现了399个新的类星体Ca II吸收体。此外，我们还确认了409个已知的类星体Ca II吸收体，这些吸收体以前由其他研究小组通过传统方法确定。
2022-10-08 astro-ph.GA astro-ph.IM
Absorption Measure Distribution in Mrk 509
在本文中，我们观察到的吸收测量分布（AMD）在Mrk 509，它跨越三个数量级的电离水平与压力平衡的单区吸收模型。AMD通常是由观测到的具有暖吸收体的射电宁静活动星系中的窄吸收线构建的。本文利用最近发表的不同仪器观测到的宽谱能量分布研究了Mrk~509中暖吸收体的性质。该光谱是使用{ \sc titan}代码进行完全光电离处理的辐射转移计算中的输入。我们表明，最简单的方法来完全再现AMD的形状是假设温暖的吸收体是一个单一的区域下恒定的总压。在此假设下，我们发现理论AMD与基于Mrk~509的600 ks RGS XMM-牛顿谱确定的观测AMD相匹配。源光谱的柔软性和自由-自由发射的重要作用打破了电离态计算中通常的简并性，并且AMD下降深度对密度的显式依赖性为热吸收体的密度诊断开辟了一条新的途径。在Mrk 509中，隐含密度为$10^8$ cm $^{-3}$的量级。
2015-11-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Deep Search For Faint Galaxies Associated With Very Low-redshift C IV Absorbers: II. Program Design, Absorption-line Measurements, and Absorber Statistics
为了研究富金属气体在最近几个宇宙时期的演化，以及描述弥散、电离、富金属的环星系介质（CGM）的特征，我们利用哈勃空间望远镜（HST）宇宙起源谱仪（COS）对89条类星体视线中的CIV吸收系统进行了盲测。我们在z < 0.16处识别了42个吸收体，这是迄今为止在这个红移范围内最大的均匀盲样。我们的测量结果表明，从z ~ 1.5到现在，每一个共动路径长度的C IV吸收体数密度（dN/dX = 7.5 +/- 1.1）都在增加，相对于宇宙临界密度的质量密度（Ω（C IV）= 10.0 +/- 1.5 x 10^-8）也在适度增加，这与宇宙学流体动力学模拟的预测一致。此外，数据支持偏离单一幂律的列密度分布函数的函数形式，也与独立的理论预测一致。由于数据还探测重元素离子，除了C IV在相同的红移，我们确定，测量，并寻找这些物种的组件出现对齐的速度列密度之间的相关性。在这些离子-离子的相关性，我们发现C II和硅II，C II和硅III，C IV和硅IV之间的紧密相关性的证据，这表明这些对物种出现在类似的电离条件。然而，相关性的证据随着电离势差的增加而减少。最后，当控制观测偏差，我们发现只有边缘的证据之间的相关性（86.8%的可能性）的多普勒线宽b（C IV）和列密度N（C IV）。
2015-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interstellar Silicate Dust in the z=0.685 Absorber Toward TXS 0218+357
我们报告的星际硅酸盐尘埃的检测z_abs=0.685吸收器沿视线对引力透镜耀变体TXS 0218+357。使用斯皮策太空望远镜红外光谱仪的数据，我们检测到10微米的硅酸盐吸收功能的检测意义为10.7西格玛。我们从文献中获得的实验室衍生的硅酸盐尘埃轮廓模板与观察到的10微米吸收特征相拟合，发现使用无定形橄榄石模板获得最佳的单矿物拟合，其测量的峰值光学深度为tau_10=0.49+/-0.02，如果考虑覆盖因子，则上升到tau_10~0.67+/-0.04。我们还在我们的数据中检测到18微米硅酸盐吸收特征，具有>3-sigma显著性。由于18微米吸收特征接近我们覆盖的光谱范围的边缘，以及18微米附近类星体连续谱归一化形状的相关不确定性，我们不能独立地拟合这个特征。然而，我们发现，18微米的硅酸盐吸收的形状和深度与无定形橄榄石模板预测很好地匹配，给出了推断为10微米特征的光学深度。该吸收体中测得的10微米峰值光学深度明显高于之前研究的类星体吸收系统中发现的深度。红化，21厘米的吸收，和速度传播的镁II不是离群值相对于其他研究的吸收系统，但是。这种高的光学厚度可能是证据之间的ISM和以前研究的高红移星系的尘埃颗粒属性的变化。
2014-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Giant Metrewave Radio Telescope detections of two high-opacity HI 21cm absorbers at $z \approx 1.2$
本文报道了在低光度活动星系核（AGN）上发现的两个显著的高不透明度HI 21 cm吸收体，它们分别位于J 0229 +0044方向的$z = 1.2166$和J 0229 +0053方向的$z=1.1630$。这些吸收体是在巨型米波射电望远镜的无偏巡天中探测到的，它对DEEP 2巡天中的射电源进行了HI 21 cm吸收，覆盖了$z \approx 0.73-1.53$，包括没有已知红移的源。速度积分的HI 21 cm光学厚度分别为$(74.2 \pm 7.8)$ km s $^{-1}$（J 0229 +0044）和$(78.41 \pm 0.81)$ km s $^{-1}$（J 0229 +0053），高于任何已知的红移HI 21 cm吸收体在$z > 0.12$的光学厚度，意味着高的H{ \sc i}柱密度$> 10^{22}$ cm $^{-2}$ . J 0229 +0044的发射红移与HI 21 cm吸收红移一致，而J 0229 +0053的吸收强度和速度分布表明它也来自活动星系核环境中的气体：因此两个吸收体可能是“关联”系统。这两个活动星系核具有低的静止坐标系1.4 GHz射电和1215埃紫外光度（分别为$\lesssim 10^{26.1}$ W Hz $^{-1}$和$\lesssim 10^{21.7}$ W Hz $^{-1}$），两者都明显低于迄今为止在$z…
2020-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
21-cm absorbers at intermediate redshifts
阻尼莱曼α系统（DLAs）中看到的高Z类星体的光谱允许我们探测原星系的物理条件。我们对DLAs在高z下的物理条件的理解主要基于H_2分子的吸收线和精细结构跃迁。探测这些系统中星际介质热状态的另一个重要途径是研究背景类星体光谱中的21厘米吸收。在这里，我们报告了我们的GMRT调查的主要结果，以在1.10<z<1.45的35个DLA候选者的代表性和无偏样本中搜索21 cm吸收。我们的DLA候选样品来自SDSS DR 5中的强MgII系统，并发现了9个新的21 cm吸收体。在我们的调查之前，只有一个21厘米的吸收体在红移范围内是已知的：0.7<z<2。这项调查使我们能够调查21-cm吸收的可探测性的依赖关系的紫外吸收线的SDSS光谱中检测到的属性，并估计每单位红移的21-cm吸收剂的数量。我们的GMRT调查提供了一个具有代表性的系统样本，可与各种后续观察结合使用：（1）利用自旋温度测量研究吸收气体中的物理条件，（2）研究金属含量和灰尘含量对21厘米吸收的可探测性的影响，（3）用于研究吸收气体的形态和（4）用于探测各种基本常数的时间演化。我们第一阶段调查的结果见Gupta et al.（2007）。Gupta等人（2009年）详细介绍了整个样本和调查结果。
2009-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the warm absorber in AGN outflow
暖吸收剂（WA）是一种电离气体，存在于AGN中央发动机的视线中。在活动星系核的X射线谱中观察到的吸收谱线中，存在着吸收体的影响。在这项工作中，我们模型西弗特1星系Mrk 509使用其最近公布的宽带光谱能量分布（SED）的形状作为一个连续照明的吸收体的WA。使用光电离代码{ \sc Titan}，最近，我们已经表明，该对象的吸收测量分布（AMD）发现可以成功地模拟为一个单一的板的气体在总压（辐射+气体）平衡，相反，通常的模型的恒定密度多个板。我们讨论的透射光谱，将被记录的观察者后，从核辐射通过WA。
2016-01-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Milky Way halo as a QSO absorption-line system. New results from an HST/STIS absorption-line catalogue of Galactic high-velocity clouds
我们使用档案紫外吸收线数据从HST/STIS统计分析的吸收特性的高速云（HVC）的星系晕对40多个河外背景源。我们确定吸收覆盖分数的低和中间离子（OI，CII，SiIII，MgII，FeII，SiIII，CIV，和SiIV）的范围fc = 0.20 - 0.70。对于详细的分析，我们集中在硅的吸收成分在HVC，我们调查的列密度，b值和径向速度的分布。结合信息的Si II和Mg II，并使用几何HVC模型，我们调查的贡献HVC强Mg II吸收剂的吸收截面在本地宇宙。我们估计，如果从外部有利位置观察我们的银河系，银河系HVC将平均贡献~52%的银河系总强MgII截面。我们进一步估计，从外部有利位置的银河系晕和光盘的强镁II吸收的平均投影覆盖分数是fc（sMgII）= 0.31晕半径R = 61千秒差距。这些数字，以及在低红移处观察到的强MgII吸收体的数密度，表明下落气体云（即，银河系型星系晕中的HVC类似物）对强MgII吸收体截面的贡献小于34%。这些发现与流出气体（例如，由星系风产生）在更活跃的恒星形成星系的晕中占主导地位的吸收截面的强MgII吸收在本地宇宙。
2013-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
XMM-Newton Survey of Local O VII Absorption Lines in the Spectra of Active Galactic Nuclei
在背景活动星系核（AGN）X射线谱中探测到的高度电离的z=0金属吸收线为探测银河系及其周围的热（$T\sim10^6$ K）气体及其金属含量提供了一种有效的方法。我们提出了一个全天空调查的$K_α$过渡的本地O VII吸收线获得Voigt轮廓拟合档案XMM-牛顿观测。共选取了43个活动星系核，其中12个是BL Lac型活动星系核，其余为Seyfert 1星系。在$3σ$能级以上，在21个活动星系核中探测到O VII局域吸收线，其中7个是本工作新发现的。天空覆盖率，定义为检测的数量和样本大小之间的比率，增加从约40%的所有目标的100%的最明亮的目标，这表明一个均匀分布的O VII吸收剂。我们相关的线等效宽度与银河系坐标，并没有发现这些数量之间的任何强相关性。一些活动星系核具有热吸收体，这可能会使局部X射线吸收体的分析复杂化，因为衰退速度可以由流出速度补偿，特别是对于附近的目标。我们讨论的潜在影响，我们的分析温暖的吸收剂。X射线吸收器的综合理论模型将在以后的论文中提出。
2015-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
