Observed Faraday Effects in Damped Lyman-Alpha Absorbers and Lyman Limit Systems: The Magnetised Environment of Galactic Building Blocks at Redshift=2
原银河系环境通常使用类星体吸收线来识别，这些银河系的构建块可以表现为阻尼莱曼-阿尔法吸收体（DLAs）和莱曼极限系统（LLLS）。我们使用法拉第效应的无线电观测测试DLA和LLS是否托管磁化介质，通过将DLA和LLS检测与NRAO VLA巡天（NVSS）的1.4 GHz极化数据结合在一起。我们获得了一个对照，一个DLA，和一个LLS样品组成的114，19和27线的视线分别-所有这些都是偏振在$\ge8σ$，以确保莱斯偏差是可以忽略不计的。使用贝叶斯框架，我们无法检测DLAs中的相干或随机磁场：DLAs内的规则相干磁场必须是$\le2.8$ $μ$ G，并且缺乏去极化与DLAs中的弱磁化气体是非湍流和静止的一致。然而，我们发现了轻微的暗示性证据，表明LLS具有相干磁场：在控制了我们数据的红移分布后，我们发现LLS具有比对照样本更高RM的可能性为71.5%。我们还发现强有力的证据表明，LLS主机随机磁场，与95.5%的概率，LLS的视线有较低的极化分数比对照样品。LLS内的规则相干磁场必须是$\le2.4$ $μ$ G，并且磁化气体必须是高度湍流的，典型尺度为$\approx5$ -20 pc，这与银河系相似。这与标准的发电机教学法是一致的，即原星系中的磁场的相干性和强度随着宇宙时间的变化而增加。我们的研究结果是一致的分层星系形成的情况下，与DLAs，LLS，和强镁II（MgII）系统…
2016-09-06 astro-ph.GA
The gas and stellar mass of low-redshift damped Lyman-$α$ absorbers
我们报告哈勃太空望远镜宇宙起源光谱仪远紫外和阿雷西博望远镜H{ \sc i} 21厘米光谱研究的六个阻尼和亚阻尼莱曼- $α$吸收剂（DLAs和亚DLAs，分别）在$z \lesssim 0.1$，产生的估计，其H{ \sc i}柱密度，金属丰度和原子气体质量。这大大增加了具有气体质量估计的DLAs的数量，允许DLAs和本地星系的气体质量之间的第一次比较。包括文献中的三个吸收体，我们得到H{ \sc i}质量$\approx (0.24 - 5.2) \times 10^9 \: {\rm M}_\odot$，低于局部H{ \sc i}质量函数的拐点。这意味着，大质量星系不占主导地位的吸收截面低$z$的DLAs。我们使用斯隆数字巡天测光和光谱，以确定可能的主机的四个吸收器，获得低恒星质量，$\approx 10^7-10^{8.7} M_\odot$，在所有情况下，符合主机矮星系。我们得到了高的H{ \sc i} 2 1 cm或CO发射谱线宽度$ΔV_{20} \approx 100-290$ ~km~s $^{-1}$和高的气体分数$f_{\rm HI} \approx 5-100$，表明吸收体宿主是低恒星形成效率的富气体星系.然而，H{ \sc i} 2 1.cm的速度扩展（$\gtrsim 100$ ~km~s $^{-1}$）系统性地大于典型矮星系的速度扩展。
2017-10-02 astro-ph.GA
Sub-damped Lyman alpha systems in the XQ-100 survey I -- Identification and contribution to the cosmological HI budget
次阻尼莱曼α系统（subDLAs; HI柱密度为19.0<=logN（HI）<20.3）很少被包含在红移z>=1.5的宇宙HI普查中，但预计对宇宙的整体HI质量预算有显着贡献。在本文中，我们提出了一个盲目选择的样本155 subDLAs发现沿100类星体的视线（红移路径长度X=475）在XQ-100调查调查subDLAs的宇宙HI质量密度的贡献。评估了X-Shooter光谱分辨率对亚DLA识别的影响，发现其足以可靠地找到logN（HI）>=18.9的吸收体。我们比较了单独使用HI吸收与使用额外的金属线来确认识别的subDLAs搜索的影响，发现金属选择技术会错过75个subDLAs。用Bootstrap-蒙特卡罗模拟计算了亚DLAs的柱密度分布函数（f（N，X））和宇宙学HI质量密度，并与我们以前基于XQ-100阻尼Lyman α系统的工作进行了比较.我们没有发现任何显着的红移演化的f（N，X）或宇宙学HI质量密度subDLAs。然而，在红移2<z<5处测量到的宇宙学HI质量密度中，subDLAs贡献了10- 20%（与先前的测量结果一致），因此对宇宙的HI预算有很小但很重要的贡献。
2019-07-17 astro-ph.GA
A New Constraint on the Physical Nature of Damped Lyman Alpha Systems
星系的形成和演化需要大量的冷中性气体。阻尼Lya系统（DLAs），看到在吸收到遥远的类星体和伽马射线暴，预计是这种气体的主要水库。几十年来，人们对DLA的详细性质进行了广泛的研究，并取得了巨大的成功。然而，它们的大小，理解它们的本质的基础，仍然难以捉摸，因为类星体和伽马射线暴的视线只能探测前景DLAs的相对较小的区域。在这里，我们介绍了一种新的方法来衡量的全部范围的DLAs的视线向扩展的背景源。我们发现了一个z ~ 2.4的高柱密度（log N（HI）= 21.1 +/-0.4 cm^-2）DLA，它覆盖了视线背景星系发光范围的90-100%。对背景星系大小的估计范围从最小的几kpc^2到~100 kpc^2不等，并表明高柱密度中性气体可以跨越比以前在类星体或伽马射线暴视线中探索的大10^8 - 10^10倍的连续区域。这里介绍的DLA是第一个从我们的试点调查，搜索莱曼break和莱曼连续星系在高红移的DLA样本。这个DLA和早期的数据所暗示的低光度、大尺寸和质量含量（>~10^6 - 10^9 M_solar）表明DLA含有星系所需的燃料，许多系统与相对大质量、低光度的原始星系相一致。
2015-10-21 astro-ph.GA
Do Damped and Sub-damped Lyman-alpha Absorbers Arise in Galaxies of Different Masses?
我们考虑的问题，是否阻尼莱曼α（DLA）和次DLA吸收类星体光谱中的金属丰度不同的本质，以及它们是否可以出现在不同质量的星系。利用最近对DLAs和亚DLAs中强金属丰度指标Zn和S的测量，我们证实亚DLAs具有比DLAs更高的平均金属丰度，特别是在$z \lesssim 2$。我们发现Zn和S的金属性-红移关系的截距比Fe的高0.5- 0.6dex。我们还表明，虽然有金属丰度和镁II $λ2796$或铁II $λ2599$的DLAs的其余等效宽度之间的相关性，没有相关性被视为子DLAs。考虑到这一点，以及在发现这两种类型的系统时采用的类似的Mg II或Fe II选择标准，DLAs和子DLAs的金属丰度之间的差异似乎是真实的，而不是人为的选择。这一结论是支持我们的模拟Mg II $λ2796$和Fe II $λ2599$线的广泛的物理条件。在检查的吸收器的速度传播，我们发现，子DLAs显示出较高的平均和中值速度传播（$Δv$），和过量的系统与$Δv > 150$公里s $^{-1}$，比DLAs。与DLAs相比，亚DLAs的[Mn/Fe]与[Zn/H]的趋势似乎更陡峭，更接近银河系核球和厚盘星的趋势，可能表明不同的恒星星族。吸收体的数据似乎与星系缩小相一致。这些数据也与低质量和高质量星系的相对数密度一致。因此，亚DLAs出现在平均质量比DLAs更大的星系中是合理的。
2010-06-02 astro-ph.GA
The Magellan Uniform Survey of Damped Lyman alpha Systems II: Paucity of Strong Molecular Hydrogen Absorption
首次对阻尼莱曼α体系中的氢分子进行了大规模、盲态、均匀选择的中高分辨光谱测量。在86个DLA中搜索了许多莱曼和维尔纳H_2跃迁的吸收，当假设多普勒展宽参数b=2 km s^-1时，对于N（H_2）=10^17.5 cm^-2以上的H_2柱密度，完整性约为79%。在VLT/UVES光谱中只发现了一个单一的强H_2吸收体系。考虑到我们的N（H_2）上限分布，这个~1%的检出率小于以前调查在99.8%置信度下的预期。假设N（H_2）的分布形状来自以前的调查，我们的检测率意味着对于DLAs中的N（H_2）≥ 10^17.5 cm^-2气体，覆盖因子约为1%（在95%置信度下<6%）。我们获得了53个DLAs的新的麦哲伦/MagE光谱，其中27个DLAs的光谱分辨率为8 km/s^-1。MagE的中等分辨率（~71 km s^-1）产生了较弱的N（H_2）上限，并使它们依赖于假定的多普勒参数。例如，在之前探测到的（相关的）H_2中，有一半的N（H_2）>= 10^18.1 cm^-2，比我们的中值上限高出3倍。然而，一些测试表明我们的上限是准确的，他们需要增加1.8 dex，使我们的检测率在95%的信心，以前的调查。
2014-07-04 astro-ph.GA
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 Chemical Evolution of Very Metal-Poor Damped Lyman-$α$ Systems
在早期的工作中，我们表明，一个维里质量为$10^7$ M $_\odot$的暗物质晕可以从它自己的大质量恒星的反馈中幸存下来，并形成$\gtrsim100$ Myr的恒星。我们还发现，我们的模拟系统与超暗矮星（UFD）的观测结果一致，UFD是已知质量最小的星系。最近在$z\sim2$发现的贫金属阻尼$α$系统（DLAs）可能代表了形成UFD中至少一些观测到的恒星的气体。我们比较预测的视线从我们的模拟所观察到的贫金属的DLAs，发现我们的模型可以达到所观察到的视线的密度，但金属丰度是不一致的单超新星模拟，这表明富集多个超新星。我们为这些系统的历史模拟了两种场景。第一个解释了气体丰度在DLAs由一个单一的恒星形成的爆发。这个模型可以产生观测到的DLA丰度，但没有解释为什么与UFD的恒星星族相比，DLA显示出抑制的[ $α$ /Fe]。第二种情况将DLAs分成一个由单一爆发富集的种群和一个由贫金属气体吸积后的第二次爆发富集的种群。在这种情况下，与UFD相比，DLAs的抑制平均值[ $α$ /Fe]是Ia型超新星对第二次爆发系统富集的结果。
2015-04-09 astro-ph.GA
The high A_V Quasar Survey: A z=2.027 metal-rich damped Lyman-alpha absorber towards a red quasar at z=3.21
为了充分利用类星体作为宇宙化学演化和星系内部气体动力学探测器的潜力，重要的是要了解类星体样本背后的选择效应，特别是如果选择标准排除具有某些属性（最重要的是高尘埃含量）的前景星系。在这里，我们提出了光谱的后续行动，从10.4米GTC望远镜的尘埃红化类星体，eHAQ0111+0641，从扩展的高A_V类星体（HAQ）调查。我们发现z=3.21的类星体在z=2.027处有一个前景阻尼莱曼α吸收体（DLA）。DLA具有非常强的金属线，这是因为它的金属丰度相当高（推断下限为太阳金属丰度的25%），但在其宿主星系的视线方向上有非常大的气柱密度。这一发现进一步证明，在z>2 DLA的现有样品中，存在由尘埃遮蔽和变红的综合效应引起的影响金属普查的尘埃偏差。eHAQ0111+0641的情况说明，尘埃偏差不仅是由尘埃遮蔽引起的，而且是由尘埃变红引起的。
2017-06-23 astro-ph.GA
Implications of a non-universal IMF from C, N, and O abundances in very metal-poor Galactic stars and damped Lyman-alpha absorbers
最近发现的C，N，O丰度最贫金属阻尼莱曼α（DLA）吸收体相比，那些极端贫金属恒星的星系晕，以及河外H II地区，破译核合成和化学富集在早期宇宙。这些比较令人惊讶地确定了DLA系统中相对高的C/O比和低的N/O比，这在理论上难以解释。我们认为，如果这些特征被未来的研究所证实，这种效应的发生是因为在贫金属DLA系统的初始质量函数在20-25 Msun附近的高质量端有一个截止点，因此缺乏大质量恒星提供核合成产物，导致低C/O和高N/O比。这一发现是一个合理的解释的性质DLA系统中，足够数量的冷氢气体保持完整，因为抑制电离的大质量恒星。此外，我们的主张强烈支持在非常大质量的恒星，这可能是可以接受的，在最近的核合成计算与快速旋转模型的高生产率的N。丰度数据和核合成结果的更新将加强我们的新主张，即C/O和N/O丰度是一个强有力的工具，用于推断初始质量函数的形式。
2011-03-03 astro-ph.GA
A Unique View of AGN-Driven Molecular Outflows: The Discovery of a Massive Galaxy Counterpart to a $z=2.4$ High-Metallicity Damped Lyman-$α$ Absorber
我们报道了在类星体J1439+1117的光谱中发现的一个大质量的$\log(M/M_\odot)=10.74^{+0.18}_{-0.16}$星系，其红移与一氧化碳轴承次阻尼莱曼$\log(M/M_\odot)=10.74^{+0.18}_{-0.16}$吸收体（sub-DLA）相同。该星系J1439 B位于距类星体视线\farcs 7处，在$z=2.4189$上投影距离为38物理千秒差距，并具有宽的光学发射线（$σ_{\rm{[O III]}}=303 \pm 12$ ~ \kms），其比率特征为活动星系核（AGN）激发。该星系的恒星形成比相同质量和红移的典型恒星形成星系低$\sim$ 9倍。附近的亚DLA是高度富集的，这表明如果它遵循$z\sim2$质量-金属丰度关系，它的银河系对应物必须是巨大的。在次DLA和J1439 B的环星系介质内的金属吸收分布在速度范围$Δv > 1000$ \kms上，表明能量来源。我们探讨了一个不同的星系可能是负责罕见的吸收剂的可能性，并得出结论，这是不太可能的成像，积分场光谱，和高$z$大质量星系对统计的基础上。我们认为，在吸收对类星体看到的气体可能是从星系J1439 B喷出，因此提供了一个独特的观测探测活动星系核反馈在遥远的宇宙。
2017-06-25 astro-ph.GA
Verifying the mass-metallicity relation in damped Lyman-alpha selected galaxies at 0.1<z<3.2
最近提出了一个标度关系，将星系质量-金属丰度（MZ）关系与类星体谱中阻尼莱曼α系统（DLAs）的金属丰度结合起来。根据这个关系，可以预测吸收星系的恒星质量。我们通过测量红移范围为0.1<z<3.2的已确认的DLA吸收体星系对中的12个星系的恒星质量来检验这一预测。我们发现预测和测量的恒星质量之间的一个很好的协议超过三个数量级，我们确定的平均偏移量$\langle C_{[M/H]} \rangle$ = 0.44+/-0.10之间的吸收和发射金属丰度。我们进一步测试了$C_{[M/H]}$是否依赖于碰撞参量，并在5.5 sigma水平上发现了相关性。金属度的碰撞参量依赖性对应于-0.022+/-0.004 dex/kpc的平均金属度差异。通过在处方中包括这种金属性与碰撞参量的相关性而不是$C_{[M/H]}$，分散度降低到log M* 中的0.39 dex。给出了在已知DLA金属丰度和DLA星系碰撞参量的情况下，如何计算星系的恒星质量（M*，DLA）的公式。我们证明，DLA星系遵循MZ关系的亮度选择星系在z=0.7和z=2.2时，我们包括一个修正的碰撞参量和金属丰度之间的相关性。
2014-08-22 astro-ph.GA
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
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
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
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
On the Absence of High Metallicity-High Column Density Damped Lyman Alpha Systems: Molecule Formation in a Two-Phase Interstellar Medium
我们认为，缺乏观察到的阻尼莱曼α（DLA）系统，同时具有高HI列密度和高金属性的结果自然从形成的分子在冷相的两相原子介质中的压力平衡。我们的结果同样适用于扩散系统中的紫外线辐射场主要是由河外背景和密集的恒星形成的，其中本地辐射场可能是数量级更高。我们指出，需要这样的辐射不敏感模型来解释使用伽马射线暴余辉观察到的DLA中不存在高柱-高金属丰度系统，因为这些系统可能会受到伽玛射线暴宿主星系中活跃恒星形成产生的强辐射场的影响。此外，我们发现，在DLAs中的最大原子气柱之间的关系设置了一个坚定的上限，在这些系统中，可以在温暖的，扩散相的质量分数。最后，我们认为，我们的结果解释了观察到的缺乏原位恒星形成DLA系统。
2009-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metallicity Evolution of Damped Lyman-alpha Systems out to z~5
我们提出了47个阻尼莱曼α系统（DLAs）的化学丰度测量，其中30个在z>4，观察与Echellette光谱仪和成像仪和高分辨率Echelle光谱仪的凯克望远镜。DLA的HI柱密度用与Lyman-alpha分布拟合的Voigt分布测量，并且我们发现由于Lyman-alpha森林的密度增加，在z>4处SDSS的错误DLA鉴定的数量增加。离子柱密度确定使用表观光学深度方法，我们结合我们的新的金属丰度测量与195从以前的调查，以确定中性气体的宇宙金属丰度的演变。我们发现DLAs的金属丰度随着红移的增加而降低，提高了趋势的显著性并将其扩展到更高的红移，在z=0.09-5.06的范围内，每单位红移的线性拟合为-0.22+-0.03 dex。尽管我们对寻找金属丰度低得多的DLA很敏感，但~1/600太阳的金属丰度“底”一直持续到z~5。然而，这个底部与分布的陡尾没有统计学差异。我们还发现，~0.5 dex的DLAs之间的金属丰度的内在分散性持续到z~5。此外，z>2的DLAs的金属丰度分布和α/Fe比与晕星的母星群体一致。因此，银河系中的晕星可能是由气体形成的，这些气体通常在z>2时表现出DLA吸收。
2012-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the selection of damped Lyman alpha systems using MgII absorption at 2<z<4
XQ-100测量提供了36个盲选的、介于2 <z <4的阻尼莱曼α系统（DLAs）的光学和近红外覆盖，同时覆盖了2796 A、2803 A的MgII双峰和Ly-alpha跃迁。使用XQ-100 DLA样品，我们调查的完整性选择DLA吸收剂的基础上，他们的MgII静止框架等效宽度（W2796）在这些红移。在具有干净MgII分布的29个DLA中，我们发现6个（20%的DLA）具有W2796 <0.6A。W2796 <0.6A吸收体的DLA发生率比z~1样品中所见的高约5倍，表明具有红移的DLA的MgII性质的潜在演变。所有W2796 <0.6A的DLA都具有低金属丰度（-2.5 <[M/H]<-1.7）、小速度宽度（v90 <50 km/s）和相对低的N（HI）。我们证明，排除这些低W2796 DLAs导致更高的平均N（HI），这反过来又导致在2 <z <4的DLAs的HI的宇宙学气体密度增加约7%;并且这种排除对HI加权平均金属丰度的影响极小。
2016-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extreme damped Lyman-$α$ absorption in young star-forming galaxies at $z=9-11$
本文利用 JWST 观测发现 z=8.8–11.4 的三个年轻星系存在极强阻尼 Lyman-α 吸收，表明其周围有大量中性氢气体，因而这些星系在现阶段对宇宙再电离贡献有限，并揭示了早期星系形成仍在进行中的特征。
2023-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
First gravitational lensing mass estimate of a damped Lyman-alpha galaxy at z=2.2
我们提出了第一个星系的透镜总质量估计，在红移2.207，作为一个引力偏转器和阻尼莱曼α吸收背景类星体SDSS J1135-0010，在红移2.888。在最近的一项工作中，透镜和光源之间的投影距离或碰撞参量非常小，估计为0.8 +/- 0.1 kpc。利用斯隆数字巡天数据库，我们建立了类星体测光中可能的透镜放大信号。经确定，在红移相当的情况下，它比中间类星体亮2.2等（或亮度高8倍）。我们用单组分奇异等温球模型描述了透镜星系的总质量分布，并将观测到的放大因子和模型预测的放大因子进行了对比。对于前者，我们保守地使用了95%的远距离类星体群体的光度数据。我们估计，在半径等于碰撞参量的圆柱体内投影的透镜有效速度色散和二维总质量的值分别在60 ~ 170 km/s和2.1 x 10^9和1.8 x 10^10 M_Sun之间。我们的结论是，这种分析是至关重要的探索之间的关系，在高红移宇宙中的星系的发光和暗物质组件。
2014-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Physical Nature of the Most Metal-Poor Damped Lyman Alpha Systems
利用高分辨率、大尺度的LAOZI宇宙学模拟研究了$z=3$上贫金属（${\rm [Z/H]<-2}$）阻尼莱曼α系统（mpDLA）的性质.下面是mpDLAs的物理图像。大多数mpDLAs位于距主星系中心$\ge 20$ ~kpc的区域，这些区域是来自星系际介质的下沉冷气流，下沉速度为$\sim 100$ km/s，温度为$\sim 10^{4}$ K。对于每个宿主星系，平均而言，半径$150$ ~kpc范围内大约$1\%$的区域被mpDLAs覆盖。mpDLAs是相对弥散的（$n_{\rm{gas}} \sim 10^{-2}$ cm $^{-3}$），金斯准稳定的，并且有非常低的恒星形成率（$\dotΣ \le 10^{-4} M_{\odot} \rm{\ yr}^{-1} \rm{\ kpc}^{-2}$）。当mpDLAs向内迁移到星系中心时，它们在这个过程中与高金属丰度气体和恒星流出物混合，将自己从贫金属类别中去除，并使星系的中心（$\le 5$ kpc）区域没有mpDLAs。因此，主星系的中心区域主要由富含金属的DLAs而不是mpDLAs组成。模拟的mpDLAs的所有观测值都与观测值非常吻合，除了气体密度，它比观测推断的值低约10倍。然而，观测推断值是基于简化的假设，而这些假设在模拟中没有得到证实。
2016-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Identifying the Lens Galaxy B1152+199 as a Ghostly Damped Lyman Alpha System by the Cosmic Origins Spectrograph
强类星体透镜效应为利用背景类星体辐射探测透镜星系的星际介质提供了有力的工具。利用哈勃太空望远镜上的宇宙起源摄谱仪（COS），我们研究了红移z=0.4377的透镜星系B1152+199的冷ISM性质。由于现有的光学消光和X射线吸收测量的镜头已经揭示了大量的冷ISM，我们预计将检测到阻尼的Lya吸收（DLA）系统在近紫外光谱，然而，我们的上限HI柱密度是几个数量级低于预期。我们还勉强检测OI和CII吸收线与透镜星系的COS光谱。因此，透镜星系被认为是一个幽灵般的DLA系统，这些幽灵般的DLA系统的进一步调查将是重要的，以表征使用DLA探测宇宙的物质密度的偏差。虽然是初步的，但最有可能的解释是没有探测到DLA是因为透镜星系的Lya辐射填充了吸收槽，Lya光度为4 e42 erg/s。
2020-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Damped Lyman-alpha Absorbers from Sloan Digital Sky Survey DR16Q with Gaussian processes
我们提出了一个新的目录的阻尼莱曼- $α$吸收剂从SDSS DR 16 Q，以及新的估计其统计特性。我们的估计是使用Garnett et al.（2017）中提出的高斯过程模型计算的; Ho et al.（2020）使用改进的模型来边缘化每个类星体平均光学深度的不确定性。我们计算了$2 < z < 5$处的列密度分布函数（CDDF）、线密度（$\textrm{d} N/ \textrm{d} X$）和中性氢密度（$Ω_{\textrm{DLA}}$）。我们的高斯过程模型提供了每个光谱的DLA数量的后验概率分布，因此即使在最嘈杂的数据下，也可以对DLA群体的统计数据进行无偏概率预测。我们测量一个非零的柱密度分布函数的$N_{\textrm{HI}} < 3 \times 10^{22} \,\textrm{cm}^{-2}$与$95\%$置信限，和$N_{\textrm{HI}} \lesssim 10^{22} \,\textrm{cm}^{-2}$的光谱与信噪比$> 4$。我们的DLA线密度和总氢密度的结果与以前的测量是一致的。尽管有一个小的偏差，由于测量不好的光谱的蓝色边缘，我们证明了我们的新模型可以测量DLA人口统计时，DLA是在莱曼- $β$森林地区。我们验证了我们的结果是不敏感的信噪比和红移的背景类星体，虽然残留的相关性仍然从$z_{\textrm{QSO}} < 2.5…
2021-08-21 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.data-an
