Searching for cold gas traced by MgII quasar absorbers in massive X-ray-selected galaxy clusters
本研究利用SDSS光谱探测X射线选大质量星系团的冷气体，通过叠加光谱初步探测到MgII吸收，结果与同类观测一致但挑战TNG模拟预测，表明大质量结构中可能存在大量冷气体。
2024-04-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
MAGIICAT I. The MgII Absorber-Galaxy Catalog
我们描述了MgII吸收星系表MAGICAT，一个由182个光谱鉴定的中等红移（0.07 < z < 1.1）星系组成的汇编，测量了MgII 2796，2803从其环星系介质中的吸收，距离背景类星体的投影距离为200 kpc。在这项工作中，我们提出了“孤立”的星系，这被定义为没有光谱识别的星系在投影距离为100千秒差距和视线速度分离500公里/秒。我们将所有星系的性质标准化为Lambda CDM宇宙学，将星系的光度、绝对星等和静止坐标系的颜色标准化为AB系统的B波段和K波段。我们目前的星系属性和休息帧MgII等效宽度，Wr（2796），与星系红移。Wr（2796）和类星体星系碰撞参量D之间的反相关性在8 σ水平上是显著的。MAGICAT星系的平均颜色与SBC星系的所有红移一致。我们还给出了不同Wr（2796）和红移子样本的B-和K-波段光度函数：“弱吸收”[Wr（2796）< 0.3 Ang]，“强吸收”[Wr（2796）> 0.3 Ang]，低红移（z < zmed），和高红移（z > zmed），其中zmed = 0.359是星系红移的中值。静止帧颜色B-K与M_K在整个样本的8 sigma水平上相关，但由强吸收、高红移子样本（6 sigma）驱动。利用M_K作为恒星质量的代用指标，通过对光度函数的分析，我们推断在低恒星质量的星系中，Mg Ⅱ的吸收在蓝星系中更易被探测到，而且这种…
2013-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing star formation across cosmic time with absorption line systems
我们提出了星系晕中的冷气体与恒星形成之间的经验联系。使用的样本超过8,500 MgII吸收器从SDSS类星体光谱，我们报告的检测15 sigma之间的相关性的其余等效宽度W 0的MgII吸收器和相关的OII光度，估计恒星形成率。这种相关性有有趣的影响：仅使用可观察到的量，我们表明，镁II吸收剂跟踪的全球OII光度密度的相当一部分，并恢复从经典的发射估计到z~2的宇宙的整体恒星形成历史。然后，我们表明，分布函数的Mg II休息等效宽度，dN/DW 0继承其形状和振幅从OII光度函数Phi（L）。这些分布可以自然连接，没有任何自由参数。我们的研究结果表明，恒星形成星系周围的冷气覆盖系数很高：C>0.5，有利于外流作为MgII吸收的机制。然后，我们认为，干预MgII吸收和蓝移MgII吸收恒星形成星系的光谱中看到的基本上是相同的系统。这些结果不仅揭示了MgII吸收剂的性质，而且还为我们提供了一种新的恒星形成探测器，即以一种不受尘埃消光影响的方式，并具有与红移无关的灵敏度。如该分析中所示，这样的工具可以应用于噪声占主导地位的制度，即使用在单个对象中未检测到发射线的数据集。这对高红移研究特别有意义。
2009-12-17 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
Constraining stellar properties of intervening damped Lyα and MgII absorbing galaxies toward GRB 050730
我们对GRB 050730周围的场进行了多波段深度成像，以识别中间吸收体的宿主星系，其中包括zabs=3.564的阻尼Lyα吸收（DLA）系统，zabs=3.022的亚DLA系统，以及zabs=1.773和2.253的强MgII吸收系统。我们的观测是在伽马射线暴余辉消失后进行的。因此，我们的成像调查有一个更高的灵敏度的主星系的干预吸收比正常的成像调查的方向上的类星体，其中类星体眩光往往隐藏的前景星系。在这次深度成像调查中，我们无法探测到任何明确的候选者，作为介入吸收体的宿主星系。使用光学到中红外观测波段的通量的3 σ上限，这对应于介于中间的吸收体的静止框架中的UV到光学波段，我们约束了恒星形成速率和宿主的恒星质量。我们估算了中间吸收体的恒星形成速率，z>3的DLAs < 2.5 Msun/yr，z~2的MgII系统< 1.0 Msun/yr。它们的恒星质量估计为10^9 M太阳的数倍，或者所有居间星系的质量都更小。这些性质与矮星系相当，而不是在基于发射线选择或颜色选择的z>2星系巡天中常见的大质量恒星形成星系。
2012-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cool circumgalactic gas in galaxy clusters: connecting the DESI legacy imaging survey and SDSS DR16 MgII absorbers
通过对斯隆数字巡天（SDSS）第16号数据发布的类星体光谱中检测到的MgII吸收体与暗能量光谱仪（DESI）调查中发现的星系团进行交叉相关，研究了星系团中冷气体的吸收。我们发现了显著的覆盖分数（$r_{500}$内的$1-5\, \%$，取决于所选择的红移间隔），比随机视线周围高$\sim 4-5$倍。虽然星系团中冷气体的覆盖率随着中心星系质量的增加而减少，但$r_{\rm 500}$中的总MgII质量仍然是SDSS发光红星系（LRG）的$\sim 10$倍。MgII覆盖分数与影响参数是很好地描述了幂律在内部区域和指数函数在较大的距离。这两个制度之间的过渡的特征尺度是较小的大等效宽度吸收。交叉相关镁II吸收与光z选择的星系团成员星系从DESI揭示了一个统计上显着的连接。MgII吸收体和最近的星系团成员之间的平均投影距离为$\sim200$ kpc，相比之下，$\sim500$ kpc在随机模拟具有相同的星系密度分布。我们没有发现MgII强度和最近的集群邻居的恒星形成率之间的相关性。这表明星系团中的冷气体，如MgII吸收所追踪的，是：（i）与卫星星系有关，（ii）由星系团内介质中的冷气云主导，而不是由星系的星际介质主导，（iii）可能部分源于过去从这些星系团卫星剥离的气体。
2022-04-04 astro-ph.GA
On the incidence of MgII absorbers along the blazar sightlines
人们普遍认为，MgII吸收所追踪到的冷气体云，相对于背景类星体的速度偏移在5000 km/s以内，大多数都与类星体本身有关，而在更大的速度偏移处看到的吸收体是介入的吸收体系统，因此它们的存在完全独立于背景类星体。Bergeron等人（2011年，以下简称BBM）最近的证据严重质疑了这一范式，表明在他们的样本中，45个耀变体中的MgII吸收体的数量密度几乎是基于正常类星体中MgII吸收系统的预期的2倍。鉴于其严重的影响，通过扩大blazar样本并对其进行独立分析来重新审视这一发现变得非常重要。在这里，我们首先报告的结果，我们重新分析的BBM样品本身的可用光谱数据。我们对BBM样本的分析再现了他们声称的沿耀变体视线的dN/dz因子2，相对于正常的类星体。我们还组装了一个约3倍大的耀变体样本，尽管具有中等灵敏度的光谱。将该样本与BBM样本一起使用，我们的分析表明，MgII吸收体的dN/dz在统计上与正常类星体视线的已知值相匹配。此外，分析表明，相关的吸收器可能会显着贡献的估计dN/dz高达偏移速度Δv ~0.2c相对于耀变体。
2017-10-11 astro-ph.GA
The BarYon CYCLE Project (ByCycle): Identifying and Localizing MgII Metal Absorbers with Machine Learning
本文提出利用 TNG50 模拟生成合成 4MOST 类星体光谱并训练卷积神经网络，以高准确率自动识别和定位 MgII 金属吸收体，为百万级类星体光谱巡天分析提供概念验证。
2023-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Solving the conundrum of intervening strong MgII absorbers towards GRBs and quasars
以前的研究表明，干预强MgII吸收剂对伽玛暴的发生率是对类星体的2 - 4倍。探索类似大小和统一选择的遗留数据集XQ-100和XSGRB，每个由100个类星体和81个GRB余辉光谱获得的一台仪器（VLT/X-shooter），我们证明，有没有分歧的数密度强镁II吸收体的静止框架等效宽度$W_r^{2796} >$ 1到GRB和类星体的红移范围0.1 < z < 5。大的和类似的样本量，和路径长度覆盖率$Δ$ z = 57.8和254.4的伽玛暴和类星体，分别，干预吸收的发生率是一致的1西格玛不确定性水平在所有红移。对于z < 2.3的吸收体，对GRB的入射比SDSS类星体光谱中预期的强MgII吸收体的数量高1.5 $\pm$ 0.4倍，而对于用X-射手观察到的类星体吸收体，我们发现相对于SDSS类星体的过剩因子为1.4 $\pm$ 0.2。相反，在所有的红移与报告的高光谱分辨率类星体数据的发病率同意，并没有多余的发现。唯一剩下的差异之间的SDSS MgII目录和高光谱分辨率的研究。静止帧等效宽度分布也同意在1西格玛之间的伽玛暴和类星体样本的不确定性水平。因此，对伽马射线暴的强MgII吸收体的干预既不异常频繁，也不异常强烈。
2017-09-04 astro-ph.GA
The properties of the cool circumgalactic gas probed with the SDSS, WISE and GALEX surveys
我们探讨了冷（~ $10^4$ K）气体在星系周围的分布及其对星系性质的依赖。通过将大约50，000个MgII吸收体与来自SDSS（光学），WISE（IR）和GALEX（UV）调查的数百万个源进行交叉相关，我们有效地提取了z~0.5的大约2，000个星系吸收体对，并探测了吸收强度与星系类型，碰撞参量和方位角之间的关系。我们发现，冷气体跟踪MgII吸收剂存在于周围的恒星形成和被动星系具有相似的发病率在尺度大于100千秒差距，但每种星系类型表现出不同的行为在较小的尺度：MgII等效宽度不相关的被动星系的存在，而更强的MgII吸收剂往往被发现在恒星形成星系附近。这种效应在这些星系的短轴上更容易看到，这表明一些气体与流出的物质有关。相比之下，被动星系周围的冷气体分布与相同尺度下的各向同性一致。我们量化的平均过剩镁II等效宽度$<δW_{0}^{\rm MgII}>$作为星系属性的函数，并找到$<δW_0^{\rm MgII}>\propto SFR^{1.2}, sSFR^{0.5}$和$M_\ast^{0.4}$的恒星形成星系。这项工作表明，恒星形成和被动星系之间的二分法是反映在CGM跟踪低电离气体。我们还测量了MgII吸收的覆盖率，发现在50千秒差距内，恒星形成星系的覆盖率比被动星系高出约2-10倍。我们估计，在$<\log M_\ast/{\rm M_\odot}>$ ~10.8星系…
2014-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
HI 21-cm absorption from $z\sim0.35$ strong MgII absorbers
我们用巨型米波射电望远镜在$0.3<z<0.5$上搜索了11个强MgII系统（$W_{\rm r}$（MgII $λ2796$）$\ge 1$）的HI 21-cm吸收。我们已经在其中两个中检测到HI 21-cm吸收。根据积分光学深度（$\intτ~dv$），我们估计$N$（HI）= $43 \pm 2$和$9 \pm 2$（单位为$10^{19}$ cm $^{-2}$），分别用于朝向J1428+2103（$z_{abs} = 0.3940$）和J1551+0713（$z_{abs} = 0.3289$）的吸收体，假设自旋温度为$T_s = 100$ K，气体覆盖因子为$C_f = 1$。HI吸收向J1428+2103和J1551+0713的速度宽度表明气体温度分别为$<1600$ K和$<350$ K。在HI 21 cm未检测到的情况下，$\intτ~dv$的$3σ$上限表明，当我们假设$T_s = 100$ K和$C_f = 1$时，这些MgII吸收体可能来自亚阻尼Lyman-$α$系统。这一点在其中一个系统中得到了验证，该系统使用在紫外光谱中检测到的Lyman-PDMATHAND吸收进行PDMATHAMR（HI）测量。我们估计在我们的样品中的强MgII系统的HI 21-cm吸收的检测率为$0.18^{+0.24}_{-0.12}$在$z\sim0.35$，对于$\le 0.3…
2017-03-01 astro-ph.GA
The Cross-correlation of MgII Absorption and Galaxies in BOSS
利用SDSS-III重子振荡光谱巡天（CMASS星系）的DR11主星系样品和SDSS-II的DR7类星体光谱，对Mg Ⅱ吸收和大质量星系的互相关进行了测量。交叉相关性的测量是通过堆叠类星体吸收光谱移位到红移的星系，是在一定的类星体的碰撞参量箱，类星体连续模型划分后。这导致平均MgII等效宽度作为星系的碰撞参量的函数，范围从50 kpc到10 Mpc以上的适当单位，其中包括所有MgII吸收体。我们表明，需要特别注意使用一个无偏的类星体连续估计，以避免系统误差的平均堆叠MgII等效宽度的测量。虽然测量误差很大，但测量的互相关符合星系关联函数的预期形状。我们使用的互相关幅度推导出的偏置因子的镁II吸收剂，发现bMgII = 2.33 \pm？0.19，其中误差仅考虑测量平均等效宽度时的统计不确定性。这个偏置因子大于在以前的研究中获得的，可能会受到我们讨论的建模不确定性的影响，但如果正确的话，它表明在红移z \simeq 0：5的MgII吸收体在空间上分布在大尺度上类似于BOSS中的CMASS星系。关键词：星系：晕，星系：形成，类星体：吸收线，宇宙的大尺度结构
2014-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Large scale correlations in gas traced by MgII absorbers around low mass galaxies
孤立的低质量中心星系及其邻近星系在超过1 Mpc尺度上的颜色和特定恒星形成率的大尺度一致性的物理起源仍在争论中。一种可能的情况是，气体在活动星系核（AGN）的反馈下被大尺度加热，导致分离良好的星系之间冷却和恒星形成的相干调制。在这封信中，Zhu & Menard（2013）的金属线吸收目录被用来探测从斯隆数字巡天成像数据中选择的恒星质量约为10^{10} M_{sun}和光度红移在0.4<z<0.8范围内的100万个星系样本周围的大投影半径的气体。该星系样本的有效体积为2.2 Gpc^3。一个统计上显着过剩的镁II吸收体是目前周围的红色低质量星系相比，他们的蓝色同行的投影半径为10兆秒差距。此外，低质量星系周围Mg Ⅱ吸收体的等效宽度分布函数还受到附近射电强活动星系核（R_p<2 Mpc）的强烈影响，其投影半径为5 Mpc。
2017-12-17 astro-ph.GA
The Mass Density of MgII Absorbers from the Australian Dark Energy Survey
利用OzDES巡天数据研究MgII吸收体，通过蒙特卡洛模型测定其质量密度约为5×10^-7，发现其在宇宙正午前后约7吉年内无明显演化。
2024-03-19 astro-ph.GA
MgII Absorbers in High Resolution Quasar Spectra. I. Voigt Profile Models
我们提出了Voigt轮廓（VP）模型，列密度，多普勒b参数，运动学，和422镁II吸收剂的组件分布在249 HIRES和UVES类星体光谱的调查发现。样品的等效宽度范围为0.006 < W_r（2796）< 6.23埃（A），红移范围为0.19 < z < 2.55，平均<z>= 1.18。根据历史先例，我们将180个吸收体划分为弱系统（W_r（2796）<0.3A）和242个强系统（W_r（2796）>= 0.3A）。假设每个系统的显著组分的最小数量，VP拟合产生总共2，989个组分，对于弱和强MgII子样品分别发现平均2.7和10.3个组分。整个样品的VP分量线密度为8.62 +/- 0.23云/A。VP组分柱密度在12.4 < log[N（MgII）] < 17.0 [ions cm^-2]范围内的分布模型良好，幂律斜率为-1.45 +/- 0.01。对于弱、强和全样本，中值多普勒b参数分别为4.5 +/- 3.5 km/s、6.0 +/- 4.5 km/s和5.7 +/- 4.4 km/s。我们使用三分量复合高斯函数模拟了完整样本的分量速度分裂概率（两点速度关联函数，TPCF）。我们得到的速度色散分别为25.4，68.7和207.1公里/秒。这些数据为研究MgII吸收体的宇宙演化提供了良好的数据库。
2020-08-19 astro-ph.GA
Clustering of MgII absorption line systems around massive galaxies: an important constraint on feedback processes in galaxy formation
我们使用Zhu & Ménard（2013）的最新版本的金属线吸收星表研究了红移在0.4 ~ 0.75之间的大质量星系（~10^11.5 M_sun）、类星体和射电活动星系核周围的MgII吸收体的成簇。聚类在两个维度上进行评估，通过在投影半径和速度分离中合并吸收体。在R_p=20 Mpc的大质量星系周围，观测到过量的MgII。在投影半径小于800 kpc时，超出部分扩展到10，000 km/s的速度分离。在这个半径范围内的高速尾的范围是独立的星系的平均恒星年龄和它是否拥有一个活动星系核。我们解释我们的研究结果使用公开的插图和千年模拟。MgII吸收剂追踪暗物质粒子或次晕分布的模型不符合数据。他们高估了小尺度上的集群，并没有再现过多的高速分离MgII吸收器内看到的维里半径的光环。包括热的，但不包括来自活动星系核的机械反馈的Illustris模拟，也没有提供足够的拟合维里半径内的冷晕气体的性质。我们建议，大速度分离镁II吸收示踪气体已被推出的暗物质晕，可能是由活动星系核驱动的机械反馈作用在长时间尺度上的多个事件。
2017-03-14 astro-ph.GA
Environment or Outflows? New insight into the origin of narrow associated QSO absorbers
最近对类星体光谱中窄吸收线系统的详细研究表明，至少有50%的类星体具有与中心引擎相关的窄吸收线，并且在大多数情况下，它们被发现是向外流出的。对NAL的研究是否会为无处不在的类星体反馈提供大量证据，从而阻止星系中恒星的形成？我提出了新的结果分布的视线之间的速度偏移的MgII吸收剂和他们的背景类星体，基于一个大的目录的吸收剂从SDSS DR 6和大大改善类星体红移的估计。我的分析揭示了一个高速人口的MgII NALS延伸到至少6000公里/秒的类星体，这不能归因于集群的本地星系，类似于最近观察到的CIV吸收器。在类星体的强电离场中存在这种低电离气体云表明，我们可能确实目睹了气体的机械排出，以及先前观察到的加热。我还表明，有一个显着过剩的低速MgII NALS在无线电响亮的类星体相比，无线电安静的类星体。在不久的将来，改进的类星体聚类结果将使我们能够判断这是由于环境还是反馈效应。
2009-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematic analysis of an Ultra-Strong MgII absorber at z~1.13 linking to Circumgalactic Gas Structures
研究通过光谱和成像分析，发现超强MgII吸收体源于周围星系气体结构，部分与盘同步旋转，部分以视线方向速度超出盘旋转。
2025-10-24 astro-ph.GA
The comoving mass density of MgII from $z\sim2$ to $5.5$
我们提出了一个调查的结果，干预镁吸收体的红移范围z $\simeq$ 2-6在前景的四个高红移类星体光谱，5.79 $\le z_{em}\le$ 6.133，获得与ESO VLT X-射手。我们确定了24个吸收体在$\ge 5σ$的意义，在等效宽度范围为0.117 $\le W_{2796}\le 3.655\unicode{xC5}$与最高的红移吸收体在$z=4.89031\pm4\times10^{-5}$。对于弱（$W_{2796}<0.3\unicode{xC5}$）系统，我们测量的发病率$dN/dz$ =1.35 $\pm$ 0.58在<z>=2.34，并发现它几乎翻了一番$dN/dz$ =2.58 $\pm$ 0.67 <z>=4.81。弱吸收体超过指数拟合到较强系统（$W_{2796}>0.3\unicode{xC5}$）的预期数量。我们发现，必须有显着的演变与$W_{2796} >0.1\unicode{xC5}$ = <z>4.77和/或，它们与星系的光度超出了目前的光度函数的限制在z $\sim$ 5的镁II吸收剂的吸收晕特性。我们发现，强MgII吸收剂（$W_{2796}>1.0\unicode{xC5}$）的发生率可以解释，如果它们与星系$L\ge0.29L_{\ast}$和/或其覆盖分数增加。如果它们继续只与具有$L\ge0.50L_{\ast}$的星系…
2017-08-01 astro-ph.GA
Mg II Absorption at 2<z<7 with Magellan/FIRE, III. Full Statistics of Absorption Towards 100 High-Redshift QSOs
我们目前的最终统计数据从调查干预镁II吸收对100类星体之间的发射红移$z=3.55$和$z=7.08$。利用Magellan/FIRE的红外光谱，我们探测到279个宇宙学Mg II吸收体，并证实了$W_r>0.3 Å$ Mg II吸收的发生率在$z=0.25$和$z=7$之间没有可测量的变化。这与我们在$z>6$检测到的7个新的MgII系统一致，这是一个在以前的搜索中没有覆盖的红移范围。限制在相对较强的MgII系统（$W_r>1$），有红移演化的重要证据。这些系统的数密度在$z=0$和$z=2$-$3$之间大致加倍，但从该峰值下降一个数量级，即下降$z\sim 6$。这种演变反映了全球恒星形成速率密度的演变，这可能反映了恒星形成反馈与强MgII吸收体之间的联系。我们将我们的结果与$z=2$ - $4$的Illustris宇宙学模拟进行了比较，方法是将吸收分配给编目的暗物质晕，并从模拟体积中直接提取光谱。为了重现我们的结果使用晕目录，我们需要环银河系（CGM）MgII信封晕内的质量逐渐变小，在较早的时候。如果我们使用SFR而不是质量来定义较低的积分截止值，这种情况自然会发生。直接从Illustris体积计算的MgII分布产生太少的强吸收剂。我们认为，这是由于未解决的CGM气体的相空间结构，特别是从亚网格尺度上的湍流速度。在$z>6$中存在CGM MgII--就在普朗克暗示的再电离红…
2017-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping the spatial extent of HI-rich absorbers using MgII absorption along gravitational arcs
本文利用 MUSE 对两个引力弧场的 MgII 吸收进行空间成图，建立气体云模型预测 HI 柱密度、覆盖分数和质量，表明二者可能是大质量 DLA。
2024-12-10 astro-ph.GA
Origin of Weak MgII and Higher Ionization Absorption Lines in an Outflow from an Intermediate-Redshift Dwarf Satellite Galaxy
观测中的红移揭示了存在大量的，紧凑的，弱的镁II吸收剂与近超太阳的金属丰度，往往包围着更广泛的地区，产生CIV和/或OVI吸收在环星系介质中的大碰撞参量从发光的星系。其起源和性质尚不清楚。我们假设，未被检测到的卫星矮星系负责产生这些弱镁吸收剂。我们测试我们的假设，使用气体动力学模拟的星系流出的矮卫星星系的晕质量为$5\times10^{9}$ M $_{\odot}$，这可能会形成一个更大的$L^{*}$晕在z=2，研究气体在晕中的相互作用。我们发现，薄的，不稳定的，弱的MgII吸收剂是在两个阶段产生的：1）当冲击核心坍缩超新星（SNII）富集气体下降在银河喷泉得到冲击压缩由后续SNII驱动的向上流动和冷却（阶段1），后来，2）在由Ia型超新星驱动的外流，冲击和席卷了无处不在的SNII富集气体，然后冷却（阶段2）。细丝和碎片的宽度为$\lesssim~100$ pc，最小的细丝和碎片在12.8 pc分辨率下无法分辨。在我们的模拟中，MgII吸收剂通过冲击和冷却持续产生超过1.5亿年，尽管每个云只存活约6000万年。它们的金属丰度为太阳金属丰度的10-20%，柱密度为$<10^{12}$ cm $^{-2}$。它们也被更大（0.5-1 kpc）的CIV吸收体包围，这些吸收体似乎存活更长时间。此外，在膨胀和冲击的SNII富集气体中产生了较大尺度（>1 kpc）的CIV和OVI云，这些气…
2020-09-21 astro-ph.GA
Host galaxies of Ultra-Strong MgII absorbers at $z \sim 0.7$
本研究构建了迄今最大的红移0.4-0.8区间超强MgII吸收体寄主星系样本，发现其碰撞参数偏大、不遵循经典反相关关系，寄主星系更亮更重且多处于恒星形成向宁静态的过渡阶段，部分孤立系统吸收线宽来自晕中气体流，多星系关联系统则可能由相互作用导致速度展宽。
2023-11-08 astro-ph.GA
MAGIICAT VI. The MgII Intragroup Medium is Kinematically Complex
通过比较星系群环境和孤立星系环星系介质中Mg Ⅱ的吸收，研究了环境对环星系介质的影响。如果有两个或两个以上的星系在吸收红移处，距离背景类星体的投影距离D=200 kpc，视线速度间隔为500 km/s，则MgII吸收体与一个群相关联。我们在$0.113<z_{\rm gal}<0.888$上编制了一个由74个星系（每组2-5个星系）组成的29组环境样本。组吸收体中值等效宽度（$\langle W_r(2796)\rangle=0.65\pm0.13$宽度）和覆盖分数（$f_c=0.89_{-0.09}^{+0.05}$）大于孤立吸收体（分别为$1.27σ$和$2.2σ$），但中值柱密度在统计学上一致。像素速度两点相关函数分析表明，组环境运动学在统计上与孤立环境（$0.8σ$）相当，但对于类似于流出运动学的高速分散体具有更大的功率。群吸收体在更大的速度下显示更大的光学深度。一个叠加模型，其中多个星系有助于观察到的气体匹配较大的等效宽度组吸收体，但过度预测的运动学显着，由于大的成员星系之间的速度分离。最后，星系-星系群（相似的成员星系光度）可能比星系-矮星系群（不同的光度）有更大的吸收体中值等效宽度（$1.7σ$）和速度色散（$2.5σ$）。我们认为，观察到的气体耦合到集团，而不是个别星系，形成一个群内介质。气体可能由多个星系通过外流风沉积到这个介质中，这些外流风在成员星系之间进行星系…
2018-11-15 astro-ph.GA
Baryonic Ecosystem in Galaxies (BEINGMgII) -- II. Unveiling the Nature of Galaxies Harboring Cool Gas Reservoirs
本研究结合 DESI Legacy、SDSS、VISTA 与 unWISE 数据证认 270 个与强 [O II] 发射相关的 MgII 吸收体，分析其宿主星系性质，发现冷气体可能源于星风并束缚于暗物质晕。
2024-10-04 astro-ph.GA
Ultra-strong MgII absorbers trace both inflowing and outflowing gas: insights from dual down-the-barrel and quasar sightlines
本研究通过Keck/LRIS观测7个红移0.4-0.6的星系-类星体对，发现超强MgII吸收体可同时追踪星系的流入与外流气体，揭示了15-31 kpc范围内的重子循环，为未来巡天研究宇宙气体循环提供新方法。
2025-10-03 astro-ph.GA
The associated absorption features in quasar spectra of the Sload Digital Sky survey .I. \MgII\ absorption doublets
利用DR 7 Q和DR 12 Q星表中类星体的SDSS谱，在Mg Ⅱ发射线附近的光谱数据中寻找Mg Ⅱ窄吸收双峰。我们得到了17，316个Mg II双峰，红移范围为0.3299<= z_abs <= 2.5663。我们发现，速度偏移v_r < 6000 km/s是一个安全的边界，以限制绝大多数相关的Mg II系统，虽然我们发现一些双峰v_r > 6000 km/s。如果相关的Mg II吸收体被定义为v_r < 6000 km/s，则~33.3%的吸收体被认为是中间系统的污染物。除去33.3%的杂质，约4.5%的类星体至少存在一个W_r \lambda 2796>=0.2 μ m的Mg II系统。相关联的Mg II系统与高速流出的分数与其中央类星体的平均光度相关，表明流出和类星体反馈功率之间的关系。流出Mg Ⅱ吸收体的vr分布峰值为1023 km/s，小于流出C Ⅳ吸收体的相应值。当v_r > -3000 km/s时，吸收体（dn/dz）的红移数密度演化不同于v_r > 2000 km/s时的红移数密度演化。当v_r > 2000 km/s或更高时，吸波材料的dn/dz分布与此相似。另外，当吸波体受到较大的v_r约束时，dn/dz较小。类星体的等效宽度分布和W_r \lambda 2796/W_r \lambda 2803的比值对于关联系统和介入系统是相同的，并且与类星体的光度无关。
2018-01-24 astro-ph.GA
The extent of the MgII absorbing circum-galactic medium of quasars
利用31个碰撞参量pd<200 kpc的投影类星体对，在红移0.5<z<1.6的范围内，研究了位于类星体晕和环星系环境中的MgII冷、低密度吸收气体的范围和性质。在横向方向上，我们检测到18个与前景类星体相关的MgII吸收体，而沿着视线没有发现由类星体周围气体产生的吸收系统。这表明类星体的辐射在吸收气体的分布中引起了各向异性。我们的观测结果表明，当静止坐标系等效宽度Wr（2796）>0.3Ang时，Mg Ⅱ吸收系统的覆盖率（fc）最大。从pd<65 kpc时的fc~1.0到pd> 150 kpc时的fc~0.2，似乎高于星系。我们的研究结果支持的情况下，亮度/质量的宿主星系的影响的程度和丰富的吸收MgII环银河系介质。
2014-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
MusE GAs Flow and Wind (MEGAFLOW) VI. A study of CIV and MgII absorbing gas surrounding [OII] emitting galaxies
使用MEGAFLOW调查，其中包括组合的MUSE和UVES观测22个类星体领域选择包含强MgII吸收剂，我们测量覆盖分数的CIV和MgII作为影响参数$b$的函数，使用一种新的贝叶斯逻辑回归方法对未分组的数据，适合小样本。我们还分析了CIV和MgII覆盖分数随红移的演化。在MUSE数据中，我们发现了215个$z=1-1.5$ [OII]发射体，其通量为$>10^{-17}$ erg\，s $^{-1}$ \，cm $^{-2}$，距离类星体视线250 kpc以内。在这个红移路径$z=1-1.5$上，我们有19（32）个CIV（MgII）吸收系统，其静止框架等效宽度（REW）$W_r>$ 0.05 μ m，与至少一个[OII]发射体相关。在23 $^{+62}_{-16}$（46 $^{+18}_{-13}$）kpc范围内，平均$W_r\approx$为0.7 μ m（1.0 μ m）的$z\approx1.2$ CIV（Mg Ⅱ）吸收剂的覆盖率超过50%。结合已发表的研究，我们的结果表明，CIV（MgII）的覆盖分数随着时间的推移变得更大（更小），分别。对于具有CIV但不具有MgII的吸收系统，我们发现在73%的情况下没有[OII]对应物。这可能表明CIV来自星系际介质（IGM），即超过250 kpc，或者它与低质量或静止星系有关。
2021-06-04 astro-ph.GA
A Kennicutt-Schmidt Law for Intervening Absorption Line Systems
我们认为，大多数强的介入金属吸收线系统，其中MgII 2796 A线的其余等效宽度>0.5A，是恒星形成盘中的星际物质，并从恒星形成盘流出。我们表明，一个版本的Kennicutt-Schmidt定律是很容易得到的，如果镁II等效宽度被解释为运动学扩大从恒星形成星系的外流风中吸收气体。以现象学的方法，并使用一组观测约束恒星形成的星系，我们能够占强MgII吸收剂在宇宙时间的密度分布。介入物质与恒星形成盘的关联自然地解释了强MgII系统的金属丰度和尘埃含量以及它们的高HI柱密度，并且不需要从致密恒星形成区域到星系晕的金属平流来解释观测结果。我们发现，具有广泛的光度范围内的星系可以引起吸收一个给定的休息等效宽度，并讨论可能的观测策略，以更好地量化真正的星系吸收协会，并进一步测试我们的模型。我们表明，吸收体密度的红移演化密切跟踪宇宙的恒星形成历史，强干预系统可以用来直接探测在广泛的红移范围内的明亮和暗淡的星系的物理。通过确定强干预系统与星系盘和量化的版本的肯尼卡特-施密特定律，适用于他们，一个新的探测器的星际介质的发现，提供补充信息，通过星系的排放研究。我们的研究结果的星系反馈和星系际介质的富集的影响进行了讨论。[删节]
2010-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
MUSE Analysis of Gas around Galaxies (MAGG) -- VI. The cool and enriched gas environment of z$\gtrsim$3 Ly$α$ emitters
本文利用VLT/XSHOOTER光谱中的47个MgII吸收体，研究z≈3-4莱曼α发射星系周围的冷富金属气体，发现多相气体分布与星系环境密切相关，并提出LAEs位于被强金属吸收体富集的气体纤维上的图景。
2024-06-14 astro-ph.GA
Baryonic Ecosystem in Galaxies (BEINGMgII). Host Galaxies of Ultra-strong MgII Absorbers in Subaru Hyper Suprime-Cam Survey
本研究利用HSC和SDSS数据识别出136个超强MgII吸收体宿主星系，发现其多为恒星形成主序星系，吸收体起源于星系盘或大尺度星风，且存在多种产生超强MgII吸收的途径。
2024-12-10 astro-ph.GA
Nature of the Galaxies On Top Of Quasars producing MgII absorption
小间距的类星体-星系对是研究星系盘-晕界面气体流动的重要探针。我们研究的主机星系的198镁II吸收器在$0.39\le z_{abs}\le1.05$，显示可检测的星云发射线的SDSS光谱。我们报告测量的影响参数（5.9 $\le D[kpc]\le$ 16.9）和绝对B-波段星等（$-18.7\le {\rm M_B}\le -22.3$ MAG）的主机星系的74个这些吸收器使用多波段图像从DESI遗产成像调查，超过一倍的已知主机星系的数量与$D\le17$千秒差距。这使得我们能够量化Mg II静止等效宽度（$W_{2796}$）和D之间的关系，最佳拟合参数为$W_{2796}(D=0) = 3.44\pm 0.20$埃，指数标度长度为21.6 $^{+2.41}_{-1.97}$ $kpc$。我们发现$M_B$和D，和$M_B$和$W_{2796}$之间的显着的反相关，与较亮的星系产生较强的MgII吸收一致。我们使用堆叠的图像来检测整个样本中星系的平均发射。利用这些图像和叠加光谱，我们得到了这些星系的平均恒星质量（$9.4\le log(M_*/M_\odot) \le 9.8$）、恒星形成率（$2.3\le{\rm SFR}[M_\odot yr^{-1}] \le 4.5$）、年龄（2.5 $-$ 4 Gyr）、金属丰度（12+log（O/H）$\sim$ 8.3）和电离参…
2022-12-22 astro-ph.GA
Strong nebular emissions associated with MgII absorptions detected in the SDSS spectra of background quasars
本研究利用南非大望远镜对40个类星体前景星系进行长缝光谱观测，测量了低碰撞参数下的吸收线REW与色余等性质，发现其与强MgII吸收体特征相似，并强调需进一步测量宿主星系性质以探究恒星质量与金属线分布的关系。
2024-07-24 astro-ph.GA
Faraday Rotation from Magnesium II Absorbers towards Polarized Background Radio Sources
类星体光谱中强烈的单离子化镁（MgII）吸收线通常作为沿视线介入星系的代理。先前的研究已经发现这些MgII吸收体的数量与在$\approx5$ GHz的法拉第旋转测量（RM）之间的相关性。我们交叉匹配的35,752光学识别的非本征MgII吸收系统与25,649极化背景射电源，我们有测量的光谱指数和RM在1.4 GHz的样本。我们使用的频谱指数分裂成平谱和陡谱子样本的599个源的样本。我们发现，我们的平谱样品显示出显着的（$\sim3.5σ$）的MgII吸收和RM之间的相关性在1.4 GHz的证据，而我们的陡谱样品显示没有这样的相关性。我们认为，这样的效果不能被解释的光度或其他观测效果，在另一个混淆变量的演变，由波长依赖的偏振结构在一个活动星系核，银河系前景，宇宙膨胀，或部分覆盖模型。我们的结论是，我们的数据是最一致的干预者直接贡献的法拉第旋转沿视线，干预系统，因此必须有相当大的强度（$\bar{B}=1.8\pm0.4$ $μ$ G）的相干磁场。然而，相关性的弱性质将需要未来的高分辨率和宽带无线电观测，以便将其置于更坚实的统计基础上。
2014-09-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
MgII in the JWST Era: a Probe of Lyman Continuum Escape?
有限的约束条件的演变莱曼连续（LyC）逃逸分数代表的主要不确定性之一，在理论上确定的再电离历史。由于星系际介质（IGM）的介入，在再电离时期直接观测LyC光子的可能性非常小。由于这个原因，已经鉴定了多种LyC逃逸的间接探针，其中一些用于鉴定低红移LyC泄漏物（例如O32），而其他探针主要用于$z>6$（例如[OIII]/[CII]远红外发射）。在2796 $\dot{\rm A}$和2803 $\dot{\rm A}$处的共振MgII双峰发射的通量比以及MgII光学深度最近被提出作为可以在具有JWST的$z>6$处采用的LyC泄漏的理想诊断。使用国家的最先进的宇宙学辐射流体动力学模拟后处理的云和共振线辐射转移，我们测试是否镁II确实是一个有用的探针LyC泄漏。我们的模拟表明，大多数明亮的，恒星形成的星系与高LyC逃逸分数预计将是镁II发射器，而不是吸收器在$z=6$。然而，我们发现，MgII的双重通量比是一个更敏感的指标，而不是中性氢的尘埃，限制其使用作为一个LyC泄漏指标，只有在光学薄制度的星系。鉴于其共振性质，我们表明，镁II将是一个令人兴奋的探测高红移星系在即将到来的JWST观测复杂的运动学。
2022-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterizing the Chemically-Enriched Circumgalactic Medium of ~38000 Luminous Red Galaxies in SDSS DR12
我们报告了一个明确的检测化学丰富的冷气体周围的大规模，静止的星系在z~0.4-0.7。这一结果是基于对SDSS DR 12中37621个明亮红星系（LRG）-类星体对的观测，其投影距离d<500 kpc。LRGs的特征是年龄>~1Gyr的恒星星族占绝大多数，其中13%显示出[OII]发射特征和LINER类光谱。被动和发射[OII]的LRG具有相同的恒星质量分布，平均<log（M*/Msun）>~11.4，色散为0.2 dex。两个LRG群体都表现出相关的强MgII吸收剂，达到d<500 kpc。在d<~120 kpc时，平均气体覆盖分数为<kappa>_Mg Ⅱ> 15%，<kappa>在d<~500 kpc时迅速下降到_Mg Ⅱ ~ 5%。没有明确的恒星质量的依赖关系，检测到所观察到的MgII吸收特性。所观察到的速度分散的镁II吸收气体相对于被动或[OII]发射的LRGs是只有60%的预期从维里运动在这些大规模的晕。虽然没有明显的方位角依赖性被视为<kappa>在所有半径的被动LRGs周围的_MgII，适度的增强在<kappa>_MgII检测沿主轴的[OII]发射LRGs在d<50 kpc。被动和[OII]发射LRG周围的MgII吸收气体的抑制速度分散，以及<kappa>沿[OII]发射LRG主轴在d<50 kpc处升高的_MgII，为观察到的LRG…
2015-10-05 astro-ph.GA
Tracing Outflows and Accretion: A Bimodal Azimuthal Dependence of MgII Absorption
我们报告的双峰性气体的方位角分布在星系周围的跟踪MgII吸收：晕气体更倾向于存在附近的投影星系的长轴和短轴。利用HST和SDSS成像的88个经光谱证实的MgII吸收选择星系[W_r（2796）>0.1A]和35个经光谱证实的非吸收星系[W_r（2796）<0.1A]，通过计算平均方位角概率分布函数，证明了这种双峰性。非吸收体的方位角分布是平坦的，表明对于W_r（2796）<0.1A的气体没有方位角偏好。我们发现，蓝色的恒星形成星系清楚地驱动双峰，而红色的被动星系可能会表现出过剩沿其主轴。这些结果与星系演化的场景一致，即恒星形成星系吸积新的气体，形成新的恒星并产生风，而红色星系由于减少的气体储存而被动存在。我们进一步计算了一个方位角相关的MgII吸收覆盖分数，这是增强了多达20-30%，沿长轴和短轴。气体沿长轴的W_r（2796）分布可能比气体沿投影短轴的W_r（2796）分布更倾向于弱MgII吸收。这些综合的结果是高度暗示的双峰驱动的气体沿星系长轴吸积和沿星系短轴流出。采用这些假设，我们发现流出和流入的开口角分别为100度和40度。我们发现检测到外流的概率约为60%，这意味着风更常见。
2012-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
MAGIICAT III. Interpreting Self-Similarity of the Circumgalactic Medium with Virial Mass using MgII Absorption
在丘吉尔等人的研究中，我们使用晕丰度匹配应用于182星系的镁II吸收星系目录（MAGIICAT，尼尔森等）。并表明平均MgII 2796等效宽度遵循严格的平方反比幂律W_r（2796）~（D/R_vir）^-2，其投影位置相对于星系维里半径，MgII吸收覆盖率在10.7 < M_h/M_solar < 13.9的范围内与星系维里质量M_h保持不变。在这项工作中，我们探讨了W_r（2796），维里质量，碰撞参量，维里半径，和理论冷却半径之间的多元关系，进一步阐明了在冷/暖（T=10^{4-4.5} K）环星系介质（CGM）与维里质量的自相似性。结果表明，维里质量决定了Mg Ⅱ吸收气体的程度和强度，在一定距离上，平均W_r（2796）随维里质量的增加而增加，而在一定距离上，平均W_r随银河系距离的增加而减小。大部分吸收气体位于D ~ 0.3 R_vir范围内，与维里质量和最小吸收阈值无关;在这个范围内，也许在0.3 < D/R_vir = 1的范围内，平均W_r（2796）与维里质量无关。与星系-星系互相关研究相反，我们发现W_r（2796）与维里质量之间不存在反相关。我们讨论了如何模拟和理论约束的观测充分支持自相似性的冷/暖CGM通过物理管理恒星形成，气相金属富集，回收效率的星系尺度风，灯丝和合并吸积，和过密度的局部环境作为维里质量的函数。
2013-10-28 astro-ph.GA
MAGIICAT II. General Characteristics of the MgII Absorbing Circumgalactic Medium
本文研究了“MgII吸收星系表”（MAGICAT，Nielsen et al.）中182个中等红移（0.072 < z < 1.120）星系的MgII吸收环星系介质（CGM）。我们用对数线性拟合参数化等效宽度Wr（2796）和碰撞参量D之间的反相关性，并表明幂律对数据的描述很差。我们发现，更高的光度星系有更大的Wr（2796）在较大的D（4.3西格玛）。覆盖率fc随D和Wr（2796）检测阈值的增大而减小。高光度星系有较大的f_c，而低光度星系在100 kpc以上没有发现吸收。当D < 100 kpc时，蓝星系和红星系的f_c相似，但当D > 100 kpc时，蓝星系和高红移星系的f_c都较大。我们在四种不同的Wr（2796）探测阈值下检验的“吸收半径”R（L）=R*（L/L*）^{beta}$，对B波段的光度比K波段更敏感，对红星系的光度比蓝星系的光度更敏感，对K波段的光度不随红移而变化，但对B波段的光度对低红移更敏感。这些趋势清楚地表明，一个更广泛的镁II吸收CGM周围更高的光度，更蓝，更高红移星系。我们的一些发现与其他研究相矛盾。我们解决这些冲突，并讨论了我们的低电离，中间红移CGM的结果的影响。
2013-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Near Infrared spectroscopic observations of high redshift C~{\sc i} absorbers
我们研究了基于SDSS光谱中强CI吸收线的存在而选择的17个z>1.5吸收体的样品，并使用ESO-VLT摄谱仪X-shooter进行观察。我们推导出金属丰度，耗尽到灰尘，和灭绝的灰尘，并分析吸收镁II，镁I，钙和钠I的红移到近红外波长范围。我们发现，这些CI吸收剂中的大多数具有高的金属丰度和粉尘含量。在我们具有适当波长覆盖的14个系统中，我们检测到9个具有$W$（CaII $λ$ 3934）>0.23 nm的CaII吸收。所观察到的等效宽度是类似的，在其他低红移调查的CaII系统已被测量。我们在11个可以观察到这种吸收的系统中检测到10个NaI吸收。中值等效宽度（$W$（NaI $λ$ 5891）= 0.68 μ m）大于在具有类似HI柱密度的本地云中观测到的值，也大于在SDSS中检测到的z<0.7 CaII系统中观测到的值。这些CI系统中NaI吸收的系统性存在强烈地表明气体是中性的和冷的，可能是高红移星系ISM中弥散分子气体的一部分。大多数系统（17个中的12个）的$W$（MgII $λ$ 2796）> 2.5 μ m，其中6个系统的log N（HI）< 20.3，极端情况下J1341+1852的log N（HI）= 18.18。对于一半的系统，MgII吸收体分布在$Δv$ $\sim$ 400 km s $^{-1}$以上;三个吸收体的$Δv$ > 500 km s $^{-1…
2018-03-19 astro-ph.GA
The Physical Nature of Circumgalactic Medium Absorbers in Simba
我们研究了Simba宇宙学模拟中的低红移CGM的性质，追踪恒星质量仓（$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 COS CGM Compendium (CCC). I: Survey Design and Initial Results
利用哈勃太空望远镜上的宇宙起源光谱仪对氢离子柱密度为15<logN（HI）<19的气体进行了中性氢选择吸收线测量。我们的主要目的是确定这些吸收剂的金属丰度分布。我们的样品由224个吸收剂组成，根据其HI吸收强度进行选择。在这里，我们讨论我们的调查和直接的实证结果的属性。我们发现单和双离子化的金属物种和HI通常具有相似的速度分布，这意味着它们在相同或相似的环境中探测气体。柱密度离子比（例如，CII/CIII，OI/CII）表明这些吸收器中的气体大部分被电离，并且电离条件在采样的N（HI）范围内相当相似。HI的多普勒参数意味着平均T<50，000 K，与被光电离的气体一致。在任何给定的N（HI）下，MgII柱密度跨越>2个数量级，表明金属丰度范围很广（从太阳到<1/100太阳）。在16.2<log N（HI）<17的范围内，在N（MgII）分布中存在对应于具有~10%太阳金属量的气体的间隙，这与先前在该柱密度区域中确定的双峰金属量分布中看到的间隙一致。在我们的样品中，不到3%的吸收剂没有显示出可检测的金属吸收，这意味着z<1的真正原始气体是不常见的。我们发现[Fe II/Mg II] = -0.4+/-0.3，由于α增强可以影响这个比率，因此尘埃消耗非常温和。
2018-08-15 astro-ph.GA
Galaxies in HI 21-cm absorption at z<3.5
我们提出了最近的结果，从我们的搜索21厘米吸收使用GBT，GMRT，VLBA和WSRT跟踪星系中的冷气体的演变。使用~130视线与21-cm吸收测量，我们发现，在测量不确定度内，在强MgII系统中的21-cm检测率在0.5<z<1.5以上是恒定的。由于恒星反馈过程预计会减少CNM的填充因子超过0.5<z<1，因此MgII吸收体中21 cm探测率的缺乏是有趣的。此外，我们发现，如果大多数21-cm吸收体来自DLA，则21-cm吸收气体（即DLA中的冷中性介质）的横截面从z=3.5增加到z=0.5。在13个z>2的DLAs样品中，同时进行了21-cm和H $_2$（另一种冷气体示踪剂）吸收测量，我们报告了两个新的H $_2$检测，发现在8/13例中既没有检测到21-cm也没有检测到H $_2$。这证实了z>2 DLA中的HI气体主要是热的。有趣的是，有两种情况下，尽管存在H $_2$，但未检测到21 cm吸收，并有冷气体存在的证据。如果在DLA中观察到的H $_2$组分是致密的（<15 pc），并且含有<10%的总N（HI），则可以解释这一点。我们简要地讨论了我们正在进行的调查，以确定21厘米吸收体在低Z建立21厘米吸收体和星系之间的连接，并限制吸收气体的程度的结果。
2014-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic Ecosystem IN Galaxies (BEINGMgII) -- III. Cool gas reservoirs at $0.3 \le z \le 1.6$ in the Dark Energy Survey
Indian Institute of Astrophysics (IIA)（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；Universitá degli Studi di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology（斯威本科技大学天体物理与超级计算中心）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Aix Marseille Université（艾克斯-马赛大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学柯瓦利天文学与天体物理学研究所）
研究通过分析背景类星体光谱中检测到的中间冷却MgII吸收的起源，以及与之相关的星系在0.3 ≤ z ≤ 1.6红移范围内的性质，发现冷气体在星系晕中的演化和分布特征。
2025-09-02 astro-ph.GA
Staring at the Shadows of Archaic Galaxies: Damped Ly$α$ and Metal Absorbers toward a Young $z \sim 6$ Weak-line Quasar
利用Gemini/GNIRS、Magellan/FIRE和VLT/MUSE的观测数据，对PSOJ 083 +11的LyPDMATHABMM晕和吸收系统进行了表征. PSOJ 083 +11是一个独特的$z=6.3401$弱线类星体.氢和几条金属线的强吸收（例如，CII、MgII和OI），这表明存在：（i）在$z=6.314$处的近似亚阻尼Ly $α$（亚DLA）系统和（ii）在$z=2.2305$处的MgII吸收体。为了描述所观察到的阻尼翼信号，我们模拟的Ly $α$吸收与子DLA与中性氢柱密度为$\log N_\mathrm{HI} = 20.03 \pm 0.30$ cm $^{-2}$和吸收从星系际介质的中性分数约为10%的组合。PSO J 083 +11的亚DLA具有[C/O] $=-0.04 \pm 0.33$的丰度比和[O/H] $=-2.19 \pm 0.44$的金属丰度，类似于低红移贫金属DLA。这些测量表明，sub-DLA可能会截断PSO J 083 +11的邻近区的大小和复杂的类星体寿命测量。然而，这个类星体在MUSE数据立方体中没有显示出Ly $α$晕的迹象，其中估计的表面亮度的$1σ$极限为$2.76 \times 10^{-18}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$ arcsec $^{-2}$，孔径大小为1角秒，或相当于Ly $α$光度$…
2022-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
E-XQR-30: The evolution of MgII, CII and OI across 2<z<6
利用E-XQR-30目录分析2<z<6的MgII、CII和OI吸收体，发现弱MgII演化恒定，强MgII追踪恒星形成历史，CII和OI线密度在z>5上升，支持晚期再电离发生在金属增丰区域。
2024-03-15 astro-ph.GA
The Co-Evolution of Galaxies and the Cool Circumgalactic Medium Probed with the SDSS and DESI Legacy Imaging Surveys
我们通过将SDSS类星体光谱中探测到的冷气体（$\sim10^{4}$ ~K）示踪剂$\sim50,000$ MgII吸收体与DESI遗产成像巡天中探测到的星系相关联，研究了星系和环星系介质（CGM）在宇宙时间中的演化。通过这样做，我们提取的星系与吸收体的红移从0.4到1.3有效的$\sim 15,000$对的属性和探索的覆盖率的MgII吸收体作为星系类型，恒星质量，影响参数和红移的函数。我们发现气体覆盖率随星系恒星质量的增加而增加，增加的幅度为$\sim M_{*}^{0.4}$。然而，我们规范化后的影响参数的维里半径的暗物质晕，周围的气体轮廓的质量范围从$10^{9}$到$10^{11} \, M_{\odot}$星系变得弱依赖于恒星质量。此外，气体的分布取决于星系的类型：在所有红移下，恒星形成星系周围的$0.3 \, r_{vir}$的覆盖率比被动星系周围的覆盖率高2-4倍。我们发现，强吸收体（$W_{\lambda2796}>1$ Angstrom）在这两类星系周围的覆盖率随红移的变化而显著变化，类似于星系的恒星形成率的变化，而弱吸收体（$W_{\lambda2796}<1$ Angstrom）没有检测到这种变化.我们量化的HI质量跟踪强吸收，发现星系周围的气体质量的演变与星系的恒星形成率一致。这一结果表明，星系的性质和它们的CGM在宇宙时间中共同进化。最后，我们讨论了被动…
2020-06-16 astro-ph.GA
On the connection between galaxy orientation and halo absorption properties
The University of Chicago（芝加哥大学）
该研究利用 87 个 z < 0.4 的孤立星系样本，系统研究星系际介质中金属线吸收的方位角依赖性，通过比较吸收等效宽度与距离，发现吸收强度与方位角无显著相关性，CaII 吸收无方位依赖性，考虑系统误差后吸收体分布与随机分布一致，需更大样本研究各向异性趋势。
2026-07-08 astro-ph.GA
Multiple MgII Absorption Systems in the Lines of Sight to Quadruply Lensed Quasar H1413+1143
我们发现多个镁II吸收系统在红移z=1.66，2.069，和2.097的空间分辨光谱的四重引力透镜类星体H1413+1143利用京都三维摄谱仪II（京都3DII）摄谱仪上的斯巴鲁望远镜。在这里，我们提出了第一次测量的Mg II吸收强度的差异的多个介入的吸收剂，其中包括确定为阻尼莱曼α（DLA）吸收系统。我们检测到的空间分辨光谱中的显着Mg II的结晶，揭示了约12千秒差距的尺度上的不均匀的化学富集的四个视线的分离。对于z=1.66的DLA系统，四条空间分辨视线之间的Mg II吸收线的其余等效宽度变化高达约6倍，这追踪了HI吸收强度的变化。这表明，引起强H I/Mg II吸收的不均匀冷吸收体在四条视线之间的尺度约为6-12 kpc。我们还研究了视线之间的吸收线的等效宽度的变化程度。我们发现，在四重透镜类星体的光谱中产生强吸收的系统往往在朝向透镜类星体的视线之间具有高度的吸收强度变化。
2021-10-04 astro-ph.GA
The Highly Ionized Circumgalactic Medium is Kinematically Uniform Around Galaxies
OVI $λλ1031, 1037$双峰吸收追踪的环星系介质（CGM）沿主星系投影的长轴和短轴聚集。这表明OVI分别追踪吸积和流出的气体，它们是星系重子循环的关键组成部分。我们进一步研究这一点，通过检查与星系在$0.13 < z_{\rm gal} < 0.66$作为星系的颜色，倾角和方位角的函数的运动学的29 OVI吸收。每个星系都用HST成像，并在附近（$D<200$ kpc）背景类星体的COS/HST光谱中检测到吸收。我们使用像素速度两点关联函数来表征吸收体的速度扩展，这是一种以前用于MgII吸收体-星系对样本的方法。OVI的吸收速度扩散比MgII更长，这表明这两种离子跟踪CGM的不同成分。与MgII相反，OVI的吸收速度分布是相似的，无论星系的颜色，倾角和方位角。这表明高电离气体的运动学并没有受到星系中目前恒星形成活动的强烈影响。OVI吸收的运动学均匀性及其主要沿投影星系长轴和短轴观察的趋势可能是由于星系周围电离条件和气体密度的变化。处于中间方位角的气体可以被电离出OVI相，可能导致方位角依赖于处于较高电离状态的气体的分布。
2016-11-22 astro-ph.GA
The Detection Rate of Associated \mgii\ Absorption Lines in Quasars Depends on Their Radio Emission
该研究结合多波段射电巡天与光谱数据，发现演化程度较高的射电噪类星体因喷流驱动反馈将气体推至更大尺度，其关联\mgii\\吸收线发生率显著更高，约为年轻源的1.7倍。
2025-02-26 astro-ph.GA
A Comparison of Circumgalactic MgII Absorption between the TNG50 Simulation and the MEGAFLOW Survey
本研究利用TNG50模拟生成MgII吸收线，分析了z约1处恒星形成星系周围冷CGM的性质与运动学，发现其与MEGAFLOW巡天观测结果高度一致，证实了MgII作为冷气体示踪剂的有效性。
2021-12-16 astro-ph.GA
