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
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
Detecting Damped Lyman-$α$ Absorbers with Gaussian Processes
我们开发了一种自动化的技术，用于检测阻尼莱曼- $α$吸收体（DLAs）沿光谱视线的类星体（类星体或类星体）。在SDSS-III等大型光谱巡天中对DLAs的探测揭示了高红移下的星系形成，显示了星系从扩散气体中成核。我们使用近50000类星体光谱学习一种新的定制高斯过程模型的类星体发射光谱，我们应用到DLA检测问题，通过贝叶斯模型选择。我们提出了模型，用于确定任意数量的DLAs沿给定的视线。我们证明了我们的方法的有效性，使用大规模的验证实验，具有优异的性能。我们还提供了一个目录，我们的结果适用于162 858光谱SDSS-III数据发布12。
2018-05-15 astro-ph.CO physics.data-an
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
Galactic outflows and the kinematics of damped Lyman alpha absorbers
阻尼莱曼α吸收体（DLAs）的运动学很难在分层星系形成模型中再现，特别是在宽星系占优势的情况下。我们调查DLA运动学在z=3使用高分辨率宇宙流体动力学模拟，包括一个启发式模型的星系外流。没有流出，我们的模拟无法产生足够宽的DLA，在以前的研究。流出，预测的DLA运动学更好地与观察一致。比较两个外流模型，我们发现，基于动量驱动的风缩放模型提供了最好的匹配所观察到的DLA运动统计的Prochaska & Wolfe。在这个模型中，DLA通常出现在距离星系几千秒差距的地方，这些星系可以在发射中识别出来。窄的DLAs可以产生于任何晕和星系质量，但宽的DLAs只产生于质量大于10^11 Mo的晕，无论是大的中心星系还是小的卫星星系。这意味着，这种外流模型的成功源于最有效地将气体从生活在较大晕中的小卫星星系中推出。相对于较小的光环，这增加了大光环的横截面，从而产生更广泛的运动学。我们的模拟不包括辐射转移的影响或详细的金属跟踪，和外流的模拟，但他们强烈建议，银河系外流是理解DLA运动学的核心。一个有趣的结果是，DLA运动学可能会限制从高Z星系的气体喷射的性质和效率。
2010-08-27 astro-ph.CO
Absorption signatures of warm-hot gas at low redshift: Broad HI Lyman-Alpha Absorbers
我们使用OWLS项目的宇宙学流体动力学模拟子集研究了低红移（z = 0.25）下HI吸收气体的物理状态，特别关注宽（bHI> 40 km/s）HI Lyman-Alpha吸收体（BLA），这些吸收体被认为起源于温热星系际介质（WHIM）中的激波加热气体。我们的基准模型，其中包括重元素的辐射冷却和超新星和活动星系核的反馈，预测到z = 0.25，近60%的气体质量最终达到WHIM的密度和温度特征，我们发现这部分的一半是由于流出。用模拟方法计算的标准HI观测量（HI柱密度分布N_HI、多普勒参数分布b_HI、b_HI-N_HI相关）和BLA线数密度与观测值符合得很好。BLA产生于比产生典型莱曼-阿尔法森林吸收器的气体更热、更高度电离和更富集的气体中。大多数BLA产生于低过密度（log Delta < 1.5）的温热（log（T/K）~ 5）气体中。平均而言，热加宽至少占BLA线宽的60%，这反过来又可以用作气体热状态的粗略指标。在低红移时，可探测的BLA只占WHIM真实重子含量的一小部分。为了检测该气相中的大部分质量，需要比当前紫外光谱仪所实现的灵敏度好至少一个数量级。我们认为，BLAs主要是跟踪气体已被冲击加热和丰富的外流，因此，他们提供了一个很好的理解反馈过程的重要窗口。
2012-07-02 astro-ph.CO
A SINFONI Integral Field Spectroscopy Survey for Galaxy Counterparts to Damped Lyman-alpha Systems - I. New Detections and Limits for Intervening and Associated Absorbers
对阻尼和亚阻尼莱曼-α系统（DLA）的详细研究，即通过它们在背景类星体光谱中产生的吸收来探测星系，依赖于用更传统的方法识别负责吸收体的星系。积分场光谱学提供了一种有效的方法来探测明亮类星体附近的微弱星系，进一步提供立即的红移确认。在这里，我们报告的H-α发射的检测从DLA和亚DLA星系之间的样本6干预类星体吸收目标。我们得出F（H-α）=7.7+/-2.7 10 ^-17 erg/s/cm^2对于z_abs=1.009和F（H-alpha）=17.1+/-6.0 10 ^-17 erg/s/cm^2的DLA，在碰撞参量b=25 kpc时，SFR=1.8+/-0.6 M_sun/yr（SFR=2.9+/-1.0 M_sun/yr），b=39 kpc，朝向Q1009-0026，z_abs=0.887时，亚DLA。这些结果与先前文献中关于类星体吸收体的低恒星形成率一致。我们使用NII 6585/H-α比率来推导HII发射金属丰度，并将其与来自高分辨率光谱的中性气体H I吸收金属丰度进行比较。在一种情况下，实际上发现吸收金属度高于发射线金属度。对于其余的天体，我们获得了F（H-α）~10^-17 erg/s/cm^2量级的3-sigma极限通量（对应于z~1处的SFR~ 0.1 M_sun/yr和z~2处的SFR ~1 M_sun/yr），也就是说，这是地面观测所能达到的最低值之一。我们还…
2010-08-31 astro-ph.CO
The Low-Redshift Lyman Alpha Forest toward 3C 273
我们提出了一个分析的Ly-a森林向3C 273从空间望远镜成像光谱仪在~7公里/秒的分辨率，随着再处理的数据从远紫外光谱探测器。3C 273的高UV通量允许我们探测弱的低z吸收剂。主要样本由21种HI吸收剂组成，我们可以将其区分为log NHI~ 12.5的灵敏度。吸收体的红移密度为13.1<log NHI<14.0，比其他视线的平均值低约1.5 sigma;对于log NHI >= 12.5，它与数值模型预测一致。多普勒参数分布与其他低z样本一致。我们发现没有证据表明打破列密度幂律分布日志NHI=12.3。一个宽Ly-a吸收体（BLA）位于两个~0.5L* 星系的Delta v =< 50 km/s和1.3局部框架Mpc范围内，一个OVI吸收体距离~700 km/s，同样接近三个星系，表明过密环境。我们检测到在Delta v<1000 km/s尺度上的聚集，对于log NHI >= 12.6具有3.4 sigma显著性，与从流体动力学模拟预测的水平一致，并且指示Ly-a森林空隙在0.09<z<0.12。我们发现至少有两个组件的z=0.0053处女座吸收，但总NHI列没有显着改变。
2010-02-17 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
Damped Lyman-alpha absorbers as a probe of stellar feedback
我们研究的丰度，集群和金属的阻尼莱曼α吸收体（DLAs）在一套流体动力学宇宙学模拟使用移动网格代码AREPO。我们将模型的超新星和活动星系核的反馈，以及分子氢的形成。我们比较我们的模拟在$z=3$的柱密度分布函数，在$z=2-4$的总DLA丰度，在$z=2.3$的测量DLA偏差和在$z=2-4$的DLA金属度分布。我们的首选模型产生的DLAs群体与大多数这些观察结果非常一致。例外的是在$z < 3$的DLA丰度，我们表明需要更强的反馈在$10^{11-12} \, h^{-1} M_\odot$质量晕。虽然DLA人口探测范围广泛的晕质量，我们发现横截面是由质量$10^{10} - 10^{11} \, h^{-1} M_\odot$和维里速度$50 - 100 \;\mathrm{km/s}$晕为主。模拟的DLA群体具有$1.7$的线性理论偏倚，而观察结果需要$2.17 \pm 0.2$。我们发现，非线性增长增加了我们的模拟在$k=1\; \mathrm{Mpc/}h$，观察到的最小规模的$2.3$的偏见。然而，与观测结果相比，模拟中的偏差的尺度依赖性非常不同。我们发现，我们考虑的意见，DLA丰度和列密度函数提供最强的约束反馈模型。
2014-09-16 astro-ph.CO
Element Abundances at High-redshift: Magellan MIKE Observations of sub-Damped Lyman-alpha Absorbers at 1.7 < z <2.4
我们提出了化学丰度测量的高分辨率观测5次阻尼莱曼α吸收体在1.7 < z < 2.4观测麦哲伦稻盛京瓷Echelle（MIKE）光谱仪上的6.5米麦哲伦II粘土望远镜。检测Zn II、Mg I、Mg II、Al II、Al III、S II、Si II、Si IV、C II、C II*、C IV、Ni II、Mn II和Fe II的谱线，并测定柱密度。从几乎未耗尽的元素Zn推断，吸收气体的金属丰度在我们样本中的五个吸收体的< -0.95到+0.25 dex的范围内，其中三个系统是近太阳或超太阳。我们还调查了电离的影响，所观察到的丰度使用光电离建模。结合我们的数据与其他子DLA和DLA的数据从文献中，我们报告了最完整的现有的测定的金属丰度与红移关系的子DLAs和DLAs。我们证实了以前的调查，子DLAs的建议，平均而言，更丰富的金属比DLAs和发展更快。我们还讨论了这些吸收体的相对丰度和丰度比。更多的金属丰富的系统显示出显着的粉尘消耗水平，建议的比值[Zn/Cr]和[Zn/Fe]。对于我们样本中的大多数系统，[Mn/Fe]与[Zn/H]的趋势与先前在低红移亚DLA中看到的一致。我们还测量的速度宽度值的子DLAs在我们的样品中的Fe II 2344，2374，2600 A的不饱和吸收线，并检查这些系统位于金属丰度与速度色散的图。最后，我们研究冷却速率与H I柱密度在这些子DLAs，并比…
2013-07-26 astro-ph.CO
Stringent constraints on the H I spin temperature in two z > 3 Damped Lyman-alpha systems from redshifted 21 cm absorption studies
阻尼莱曼α吸收体的物理性质及其演化与星系形成和演化理论密切相关，具有重要的宇宙学意义。H I 21 cm吸收研究是测量这些系统的温度的一种有用的方法。在这项工作中，两个阻尼莱曼-α吸收体在z > 3的温度非常强的约束来自低射频观测。H I自旋温度被发现是大于2000 K的吸收剂。这些高红移系统的高自旋温度与其他阻尼莱曼α吸收体的温度汇编中发现的趋势一致。我们还认为，温度-金属丰度的关系，在文献中较早报道，是不太可能是一个虚假的视线效应，和红移的自旋温度的演变不会出现由于选择效应。所有这些都与阻尼莱曼α系统中暖气体部分的红移演化相一致。
2013-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Galaxy Counterparts of metal-rich Damped Lyman-alpha Absorbers - I: The case of the z=2.35 DLA towards Q2222-0946
我们已经开始了一项调查，使用新委托的X-shooter摄谱仪，以目标候选人相对丰富的金属阻尼莱曼α吸收剂（DLAs）。X-shooter的光谱覆盖范围使我们不仅可以搜索莱曼α发射，还可以搜索静止帧光学发射线。我们已经选择了其中最强的静止帧光学线（[OII]、[OIII]、Hbeta和Halpha）落在NIR大气传输带中的DLA。在这第一篇论文所产生的调查，我们报告发现的星系对应的z_abs = 2.354 DLA对z=2.926类星体Q2222$-0946。这个DLA是迄今为止在可比的红移下研究的最富金属的z>2 DLA之一，并且有证据表明尘埃颗粒上的难熔元素大量耗尽。我们测得Zn II、Si II、Ni II、Mn II和Fe II的金属丰度分别为-0.46+/-0.07、-0.51+/-0.06、-0.85+/-0.06、-1.23+/-0.06和-0.99+/-0.06。该星系在莱曼α，[OIII] A4959，5007 Halpha发射线中被探测到，碰撞参量约为0.8弧秒（6千秒差距，z_abs = 2.354）。我们推断恒星的形成速率为10 M_sun/年，这是一个下限，因为可能存在狭缝损失。与最近确定的z=2.2星系的H α光度函数相比，DLA星系的光度为L~0.1L^*_H α。发射线比为4.0（Lyalpha/Halpha）和1.2（[OIII]/Halpha）。L…
2010-07-02 astro-ph.CO
Dust-to-metal ratios in damped Lyman-alpha absorbers: Fresh clues to the origins of dust and optical extinction towards gamma-ray bursts
出于对伽马射线暴（GRB）阻尼莱曼α吸收体（DLAs）的文献中推导出的异常尘埃-金属比，我们测量这些比率使用的尘埃耗尽模式在与ISM在GRB宿主星系红移的UV/光学余辉光谱。我们的样品由20个GRB吸收体和72个类星体DLAs组成，红移1.2 < z < 4.0，Z_Sol金属丰度Z = 0.002。类星体和GRB-DLAs的尘埃-金属比随金属丰度和金属柱密度的增加而增加，跨度约为银河值的10- 110%，表明尘埃-金属比是非普遍的。尘埃-金属比的低值表明，低金属量系统的尘埃比例比典型的螺旋星系低，也许这些系统中的尘埃产生效率低下，即在低金属量制度中的晶粒生长，超新星（SNe）和渐近巨星分支（AGB）恒星的贡献可以忽略不计。另一方面，一些GRB-和QSO-DLAs显示出高的尘埃-金属比值到z ~ 4，需要快速的尘埃产生，例如在SN喷出物中，但也在AGB风中，并通过最高金属丰度系统的颗粒生长。GRB-DLAs总体上遵循类星体-DLAs的尘埃-金属比特性，GRB-DLAs探测更大的柱和体积密度。作为比较，我们得出的SMC和LMC的尘埃-金属比分别为银河值的~82- 100%和~98%。文献中低金属量星系I Zw 18（< 37%）的尘埃-金属比与我们发现的分布一致。尘埃消光Av随着尘埃中铁的柱密度（N（Fe）尘埃）急剧增加，从相对金属丰度计算，证实尘埃消光主要发生在主星系ISM中。大多…
2013-10-08 astro-ph.CO
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
Metallicities and dust content of proximate damped Lyman alpha systems in the Sloan Digital Sky Survey
利用SDSS中85个邻近吸收体（logN（HI）>20，吸收和发射红移之间的速度差dv<10，000 km/s）的合成谱，研究了金属线强度随与类星体速度分离的变化趋势。我们在3个速度箱中构建合成物：dv<3000 km/s、3000<dv<6000 km/s和dv>6000 km/s，并使用更多子样本来研究金属线对N（HI）和类星体亮度的依赖性。与dv>6000 km/s的光谱相比，低电离（例如Si II和Fe II）和高电离（例如Si IV和CIV）物种在dv<3000 km/s的复合物中具有大1.5 - 3倍的等效宽度（EW）。如果仅考虑最高中性氢柱密度（log N（HI）>20.7）的吸收体，则EW显示出对dv的更强的依赖性。我们得出结论，PDLA通常具有更高的金属比介入吸收剂，与增强是dv和N（HI）的函数。它也被发现，吸收体附近的类星体具有较低的休息帧紫外光度有显着更强的金属线。我们推测，高光度类星体附近的吸收体可能过早地淬灭了它们的恒星形成。最后，我们搜索的PDLA的尘埃变红的签名，基于类星体连续体的斜率相对于控制样本的分析，并确定一个SMC消光曲线的E（B-V）<0.014的限制。这项工作提供了一个经验的动机，区分接近和干预DLAs，并建立了类星体环境和星系的性质在高红移之间的连接。
2010-10-25 astro-ph.CO
Searching for Dust Reddening in SDSS Spectra with Damped Lyman $α${} Systems
我们寻找证据的背景SDSS类星体光谱由于干预DLA系统的灰尘变红。我们利用第5版和第7版数据，根据两个不同的SDSS DLA发布列表，得出475（DR 5）和676（DR 7）吸收器的样本量。这两个样本大致跨越2.2 < z_abs < 5.2的红移范围，平均值为z~3.0，大多数DLA（75%）低于z=3.3。我们在1240 ~~2800 A的吸收系中构造了几何平均谱，以及在i带星等和发射红移z_em上与“DLA”类星体相匹配但没有吸收线的样品的合成谱。通过比较这些复合光谱的斜率与它们匹配的对应物，我们没有发现从这些样品的吸收体的系综变红的迹象。由于DLA样本本身和非DLA SDSS类星体样本的尺寸都是前所未有的大，我们可以从中提取匹配光谱，因此我们可以对这种未检测到的情况设置非常严格的限制（<E（B-V）> =-0.0013+-0.0025（DR 5）和<E（B-V）> =-0.0017+-0.0022（DR 7）。有趣的是，当应用我们的技术的样本约克等。（2006）、vandenBerk等人（2008）（中介和内在MgII吸收体）以及Vladilo等人（2008）的较小DLA子样本和比较类星体池，我们确实恢复了他们的结果，即检测到与这些作者相同的红化量。此外，我们已经测试了我们的大样本中的子样本是否涉及吸收体（HI柱密度，伴随金属吸收的存在或不存在，吸收体红移）或背景类星体（…
2010-04-19 astro-ph.CO
A SINFONI Integral Field Spectroscopy Survey for Galaxy Counterparts to Damped Lyman-alpha Systems - III. Three Additional Detections
我们报告了三个新的SINFONI探测类星体吸收体的H-α发射线，其中两个是新的鉴定。这些目标是在log N（HI）>19.0的系统样本中，通过高分辨率光谱测量金属丰度。被探测到的星系的碰撞参量从类星体的视线范围从6到12千秒差距。我们推导出两个吸收体在z_abs~1处的恒星形成率为每年几个太阳质量，而DLA在z_abs~2处的恒星形成率为每年17个太阳质量。在16个DLA和亚DLA（5个在z_abs~1，7个在z_abs~2）的样本中发现这三个检测。对于其余未被探测到的星系，我们推导出对应于SFR<0.1- 11.0太阳质量/年的通量极限，这取决于吸收体的红移和数据的深度。当结合以前的结果，从我们的调查星系对应HI选择的吸收剂，我们发现一个更高的概率检测系统具有更高的金属跟踪无尘[Zn/H]金属丰度。我们还报告了更高的检测率与SINFONI的宿主星系在z_abs~1比系统在z_abs~2。使用NII/H-alpha比值，我们可以比较相同高红移天体的吸收和发射金属丰度，使这种测量方法可能的系统数量增加一倍以上。
2011-10-04 astro-ph.CO
Hubble Space Telescope Observations of Sub-Damped Lyman-alpha Absorbers at z < 0.5, and Implications for Galaxy Chemical Evolution
我们报告了用哈勃太空望远镜宇宙起源光谱仪观测到的四个z<0.5的亚阻尼莱曼α（亚DLA）类星体吸收体。我们测量C、N、O、Si、P、S、Ar、Mn、Fe和/或Ni的可用中性或离子。我们的数据使z<0.5的sub-DLA金属丰度样品加倍，并改善了对sub-DLA化学演化的约束。我们的所有四个亚DLA都与近太阳或超太阳金属丰度和相对适度的电离修正相一致;更多线的观测和详细的建模将有助于验证这一点。结合我们的数据与测量从文献中，我们证实了以前的建议，N（HI）加权平均金属丰度的子DLAs超过DLAs在所有红移研究，即使在子DLAs电离校正。朝向PHL 1598的吸收器显示出显著的粉尘消耗。朝向PHL 1226和PKS 0439-433的吸收体显示出与太阳能一致的S/P比，即，它们缺乏深刻的奇偶效应。朝向Q 0439 -433的吸收体显示出超太阳能Mn/Fe。对于z<0.5的几个亚DLAs，[N/S]低于次生N生产的预期水平，表明次生N或三级N生产机制的释放延迟。我们使用Si II* 和C II* 吸收来约束电子密度。我们还报告了不同的金属丰度与Δ V_90的关系，亚DLAs和DLAs。对于两个亚DLAs的发射线从底层星系的检测，我们的测量的吸收线金属丰度是一致的发射线金属丰度，这表明金属丰度梯度是不显着的，在这些星系。
2015-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Host Halos of OI Absorbers in the Reionization Epoch
我们使用氢再电离时期的辐射流体动力学模拟来研究z~6处的OI吸收体。星系际介质（IGM）在富集之前被再电离，因此OI吸收起源于暗物质晕。预测的OI吸收剂的丰度与观测结果相当吻合。在z=10时，大约70%通过原子冷却晕的视线会遇到可见（N_OI > 10^14 cm^-2）柱。再电离会电离并去除质量小于10^8.4 M_0的晕中的气体，但即使在z=5时，通过质量更大的晕的视线中也有20%会遇到可见的柱状物。吸收体-宿主晕的质量尺度比Lyman break星系和Lyman-α发射体的质量尺度小10-100倍，因此吸收更直接地探测主导电离源。OI吸收体具有10^19-10^21 cm^-2的中性氢柱，这表明在OI和HI吸收中选择的天体非常相似。最后，在z=7.085类星体ULASJ 1120 +0641的前景中的吸收不可能起源于暗物质晕，因为在观测到的HI柱密度下的晕气体富集到足以违反OI柱的上限。相比之下，小于宇宙平均密度三分之一的气体满足约束。因此，前景吸收可能起源于IGM。
2013-08-30 astro-ph.CO
Directly imaging damped Lyman-alpha galaxies at z>2. I: Methodology and First Results
我们提出的方法，和第一个结果，一个新的成像计划，旨在识别和表征的宿主星系的阻尼莱曼α吸收（DLAs）在z>2。我们用多个光学厚度的HI吸收器瞄准类星体的视线，并使用更高的红移系统作为“阻挡滤波器”（通过其莱曼极限吸收）来消除类星体的所有远紫外（FUV）发射。这使我们能够直接图像的休息帧FUV连续发射的低红移DLA，没有任何类星体的污染，并没有对大的碰撞参量的偏见。我们介绍了一种形式主义的基础上，星系数计数和贝叶斯统计，我们量化的概率，一个候选人是DLA主机星系。该方法将允许鉴别太微弱而无法通过光谱确认的真正的DLA样品。同样的形式主义也可以用于研究其他类星体的吸收线系统（如MgII吸收体）。我们已经将这种成像技术应用于两个类星体的视线。对于朝向J 073149 +285449的z~2.69 DLA，一个碰撞参量b=1.54”=11.89 kpc且隐含的恒星形成率（SFR）为~5 M/yr的星系被认为是最可靠的候选者。在J211444-005533的z~2.92 DLA的情况下，未发现低于1.4 M/年的3 σ SFR限值的可能宿主。研究HI柱密度作为碰撞参量的函数，包括文献中已知宿主的6个DLA，我们发现证据表明观察到的HI分布比数值模拟通常预测的范围更广。
2010-06-30 astro-ph.CO
Cos observations of metal line and broad lyman alpha absorption in the multi-phase o vi and ne viii system toward he 02226-4110
本文利用类星体HE 0226-4110（zem = 0.495）在1134 - 1796光年的观测资料，用分辨率为17 km s-1，单位分辨率信噪比为20 - 40的宇宙起源摄谱仪（COS）研究了z = 0.20701的O-VI和Ne-VIII多相吸收系统。该系统以前研究了较低的S/N观测与FUSE和STIS。COS观测提供了更可靠的H I和金属线的测量，并揭示了宽莱曼α（BLA）吸收的明显存在，b = 72（+13，-6）km s-1，logN（H I）= 13.87 \pm 0.08。探测与暖气体吸收体相关的BLA对于确定吸收体的温度、金属丰度和重子总含量至关重要。BLA可能记录了log T ~5.7的碰撞电离等离子体中的痕量热增宽H I，它也产生了O VI和Ne VIII吸收。碰撞电离气体中的总氢柱logN（H）~ 20.1，超过系统中较冷的光电离气体中的总氢柱约22倍。碰撞电离气体中的氧丰度为[O/H] = -0.89 \pm 0.08 \pm 0.07。这个吸收体可能出现在一个前景盘星系的环星系环境（晕）中，该星系的L = 0.25 L *，其碰撞参量为109 h 70 -1 kpc，由Mulchaey & Chen（2009）确定。
2011-11-07 astro-ph.CO
A Super-Damped Lyman-alpha QSO Absorber at z=2.2
我们报告了在斯隆数字巡天观测中发现的位于类星体Q1135-0010的$z_{abs}=2.2068$上的“超阻尼”莱曼α吸收体，以及后续的VLT UVES光谱。与DLA线拟合的Voigt曲线指示log $N_{\rm H I} = 22.05 \pm 0.1$。这是迄今为止发现的第二个具有如此高PDMATHAMO的类星体DLA。我们推导出元素丰度[Si/H] = $-1.10 \pm 0.10$，[Zn/H] = $-1.06 \pm 0.10$，[Cr/H] = $-1.55 \pm 0.10$，[Ni/H] = $-1.60 \pm 0.10$，[Fe/H] = $-1.76 \pm 0.10$，[Ti/H]= $-1.69 \pm 0.11$，[P/H] = $-0.93 \pm 0.23$，[Cu/H] = $-0.75 \pm 0.14$ .我们的数据表明，在DLA槽中检测到Ly- $α$发射，这意味着在没有尘埃衰减的情况下，$\sim$ 10 $M_{\odot}$/年$^{-1}$的恒星形成率。还检测到C II $^{*} \, λ1336$吸收，表明SFR表面密度$-2 < {\rm log} \, \dot{ψ_{*}} < 0$ $M_{\odot}$ yr $^{-1}$ kpc $^{-2}$。我们估算了C II $^{*}$ /C II的$3.5 \tim…
2012-02-21 astro-ph.CO physics.space-ph
The First Observations of Low-Redshift Damped Lyman-α Systems with the Cosmic Origins Spectrograph: Chemical Abundances and Affiliated Galaxies
我们介绍了在COS-Halos巡天中偶然发现的8个0.083 <z <0.321阻尼Lyman-α（DLA）和亚阻尼Ly-α吸收系统中金属丰度的宇宙起源光谱仪（COS）测量结果。我们发现这些系统的金属丰度范围很大，-1.10 <[Z/H]<0.31，类似于在更高红移处发现的扩散。这些低红移系统平均具有太阳下的金属丰度，但与高红移系统相比，金属丰度确实在宇宙时间内有所上升。我们发现在所有红移处，平均亚DLA金属丰度都高于平均DLA金属丰度。在所有的吸收体中，氮相对于α族元素来说都是不足的，但也许只有一个吸收体除外。在某些情况下，[N/α]明显低于附近星系中最低的氮测量值。可以研究耗尽模式的系统显示出很少的耗尽，如果有的话，这是银河系晕型气体的特征。我们还确定附属星系的3个子DLAs使用从凯克/LRIS获得的光谱。这些次DLAs都不会出现在明亮星系的恒星盘中，相反，这些吸收体可能存在于星系晕中，其碰撞参量范围为38至92 kpc。多个星系存在于两个亚DLAs附近，星系间的相互作用可能在气体的扩散中发挥作用。许多这些低红移吸收体表现出简单的运动学，但一个子DLA有一个复杂的混合，至少有13个组件分布在150公里/秒。我们在这个亚DLA附近发现了三个星系，这也表明星系间的相互作用搅动了气体。这项研究加强了这样一种观点，即DLAs有各种各样的起源，而低红移研究对于理解银河系与星系的联系至关重…
2011-11-21 astro-ph.CO
HI 21cm emission from the sub-damped Lyman-alpha absorber at z=0.0063 towards PG1216+069
本文介绍了利用阿雷西博望远镜和甚大天线阵（VLA）对PG 1216 +069进行的z ~ 0.00632次阻尼莱曼α吸收体（sub-DLA）的HI 21 cm辐射观测。阿雷西博21厘米光谱对应的HI质量约为3.2x10^7太阳质量，比典型的旋涡星系小两个数量级。这是令人惊讶的，因为在当地的宇宙中，在高HI柱密度的吸收截面预计将主要由螺旋。VLA光谱立方体中检测到的21厘米发射具有低的信噪比，并且仅代表在阿雷西博看到的总通量的一半。在VLA观测中检测到来自其他三个源的发射，其中只有一个源具有光学对应物。这组HI源似乎是复合体“W”的一部分，据信位于室女星系团的背景中。虽然在室女星系团内和周围发现了几个HI云复合体，但尚不清楚被认为是在星系团环境中产生这种云的冲压压力和星系骚扰过程是否与这个云复合体的位置有关。气体的金属丰度极低，约为太阳的1/40，也使得亚DLA不太可能由从星系剥离的物质组成。因此，虽然我们的研究结果大大提高了我们对这一亚DLA宿主的理解，但气体云的起源仍然是一个谜
2015-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lyman-Alpha Emitting Galaxies as a Probe of Reionization: Large-Scale Bubble Morphology and Small-Scale Absorbers
LyA发射星系在再电离时期的可见度是由大尺度气泡形态和小尺度吸收体中的弥漫HI补丁控制的。为了研究对LyA光子的影响，我们采用了一种新的分析和数值计算的组合，以三种情况：（一）“气泡”模型，其中只有扩散HI电离气泡外存在;（二）“网络”模型，其中HI只存在于过密的自保护气体;和（iii）更现实的“网络气泡”模型，其中包含两者。我们的分析证实，有一个星系际介质（IGM）的电离结构和HI馏分推断LyA调查之间的简并，因为三个模型抑制LyA通量同样非常不同的HI馏分。我们认为，LyA光度函数和休息帧等效宽度分布/LyA分数的联合分析可以打破这种简并性，并提供再电离历史及其拓扑结构的约束。我们进一步表明，限制可以改善，如果我们考虑的完整形状的M_UV依赖的红移演化的Lyman break星系的LyA部分。与传统的智慧相反，我们发现（i）下降的LyA分数大于紫外线暗的比紫外线亮的星系可以复制与网络和网络气泡模型，因此不提供斑片状再电离的唯一证据，和（ii）IGM传输PDF是单峰的气泡模型和双峰网络模型。我们进一步强调了星系吸收体互相关的重要性。将我们的模型与观察结果进行比较，当用气泡或网状气泡模型解释时，z~7处的中性分数可能为百分之几十。或者，我们得到一个保守的下限~1%的网络模型，如果我们允许的光电离率下降了约100倍，从后再电离宇宙。[删节]
2015-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metal Lines Associated with the Lyman-alpha Forest from eBOSS Data
我们研究了在eBOSS类星体光谱中与Ly $α$森林相关的金属物种。金属吸收线显示在堆叠的光谱从交叉相关的森林和通量波动场的选择Ly $α$吸收。在$2<z_{\rm abs}<4$的吸收体红移范围内，识别出与相对强的Ly $α$吸收体（具有通量波动$-1.0<δ_{\rm Lyα}<-0.6$和~ $10^{15-16}$ $\rm cm^{-2}$的中性氢柱密度的那些）相关的多达13种金属物种。这些物种的柱密度降低向更高的红移和较弱的Ly $α$吸收。从建模的各种物种的柱密度，我们发现，柱密度模式表明，在环星系介质（CGM）和星系际介质（IGM）的多个气体成分的贡献。而低电离物质（例如，C II、Si II和Mg II）可以通过来自CGM的高密度冷气体（$T \sim 10^4$ K）来解释，高电离物质可能存在于IGM中的低密度或高温气体中。这些测量结果为Ly $α$森林重子声学振荡测量中的金属污染模型提供了输入。与高分辨率类星体光谱中的金属吸收和流体动力学星系形成模拟的比较可以进一步阐明这些Ly $α$吸收体的物理条件。
2022-06-22 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
Damped Lyman-$α$ absorbers and atomic hydrogen in galaxies: the view of the GAEA model
本文利用GAEA半解析模型分析了星系中阻尼Lyman-$α$系统（DLAs）与HI的关系。我们的国家的最先进的半解析模型进行调整，以再现本地星系HI质量函数，也再现其他重要的星系属性，包括星系质量气体金属丰度关系。为了产生模拟DLAs的目录，我们在一个复合模拟体积中抛出$10^5$随机视线：从Millennium模拟中提取具有对数$(\frac{M_{200}}{ M_{\odot}}) \geq 11.5$的暗物质晕，而对于$9.2 \leq \log(\frac{M_{200}}{ M_{\odot}})<11.5$，我们使用Millennium II，对于$8 \leq \log(\frac{M_{200}}{M_{\odot}}) < 9.2$，使用晕占据分布模型。在观测数据更准确的$2 < z < 3$，我们的基准模型预测了柱密度分布函数的正确形状，但其归一化低于观测值，在更高的红移上差异增加。与观测的协议显着改善增加两个HI质量和磁盘半径的模型星系的一个因素2，实施“后验”在我们的$2M-2R$模型。在感兴趣的红移范围内，具有$M_{200} \geq {10}^{11} M_{\odot}$的晕对$Ω_{\rm DLA}$的贡献最大，典型的DLA宿主晕质量为$\sim {10}^{11} M _{\odot}$。模拟的DLA金属丰度分布与观测结果比较吻合，但我们的模型…
2020-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dust-depletion sequences in damped Lyman-α absorbers: a unified picture from low-metallicity systems to the Galaxy
我们研究了由于星际介质（ISM）中的尘埃导致的金属耗尽，以推断尘埃颗粒的性质并表征星系的金属和尘埃含量，直到低金属丰度和中等红移z。本文提供了利用甚大望远镜（VLT）紫外和可见中阶梯摄谱仪（UVES）高光谱分辨率观测到的70个阻尼莱曼α吸收体（DLAs）样品的金属柱密度和丰度。这是迄今为止在DLAs中测量的最大的磷丰度样本。我们使用文献测量银河云覆盖高金属丰度结束。我们发现[Zn/Fe]和观测到的相对丰度之间存在紧密的相关性（分散度<= 0.2 dex）。这意味着ISM中的晶粒长大是粉尘产生的重要过程。这些序列是连续的[Zn/Fe]从无尘到尘埃DLAs，以及银河系云，这表明ISM中难熔金属的可用性对尘埃生产至关重要，无论恒星形成的历史如何。我们观察到[S/Zn]高达~0.25 dex的DLAs，这与银河系恒星丰度大致一致。此外，我们发现星系晕星的核合成模式和我们观测到的尘埃最少的DLAs之间有很好的一致性。这支持了最近在低金属含量的DLAs中的恒星形成。Zn、O、P、S、Si、Mg、Mn、Cr和Fe的衍生贫化与[Zn/Fe]相关，对于更难熔的元素具有更陡的斜率。P大多不受粉尘损耗的影响。我们提出典型的消耗模式，作为参考，在未来的研究相对丰度和消耗。我们得出了总的（灰尘校正）金属丰度，通常为DLAs-2 <=[M/H] tot <= 0，并分散在银河ISM的太阳金属丰度。粉尘与金属的…
2016-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Reionization in Technicolor
我们提出了Technicolor Dawn模拟，一套宇宙辐射流体动力学模拟的第一个12亿年。通过模拟一个空间不均匀的UVB的飞行与24个频率和解决暗物质晕下降到$10^8 M_\odot$内12 $h^{-1}$兆秒差距卷，我们的模拟统一观测星系际和环星系介质，星系和再电离到一个共同的框架。唯一一个被精确调整的参数，逃离星际介质的电离光子的分数$f_{\mathrm{esc,gal}}(z)$，被调整以匹配莱曼- $α$森林和宇宙微波背景的观测。通过这一单次校准，我们的模拟再现了再电离的历史;星系的恒星质量-恒星形成率关系; $z\sim5$处阻尼$α$吸收体（DLAs）的数密度和金属丰度;弱金属吸收体的丰度;紫外背景（UVB）振幅;以及$z=5.4$处的$α$通量功率谱。星系恒星质量和紫外光度函数是不足的$\leq2\times$，建议过于激烈的反馈模型。莱曼- $α$森林中的平均透射率在$z<6$处产生不足，表明UVB振幅和莱曼- $α$透射率的测量之间存在张力。观察到的SiIV柱密度分布被合理良好地再现（$\sim 1σ$低）。相比之下，CIV仍然显着不足，尽管被一个强烈的$>4$ Ryd UVB提高。通过增加金属产率来解决这个问题将过度产生弱吸收体和DLA金属量。相反，观测到的来自高红移星系的高电离辐射强度和来自其环境的吸收表明，传统恒星种群模型的电离通量太软。
2018-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
