基本介紹
- 中文名：阻尼萊曼α系
- 外文名：Damped Lyman alpha systems
- 領域：光學，物理學
簡介,萊曼α斑點,萊曼α森林,萊曼斷裂星系,相關條目,
簡介
阻尼萊曼α系或阻尼萊曼α吸收系（Damped Lyman alpha systems,Damped Lyman alpha absorption systems）是在類星體光譜中檢測到，列密度大於10^20原子/公分^2的氣體天體，所觀測到的中性氫萊曼α線因為輻射阻尼而使吸收譜線變寬。這些系統因為顯示出很大的紅移而很重要，它們主導了宇宙充滿了中性氫的時期，並且意味著在測量時無需做電離的修正。阻尼萊曼α系的高中性氫列密度也在典型的銀河視線方向上，和其他鄰近的星系。因此曾被觀測到的阻尼萊曼α系，在所有的紅移上都被認為是氣體豐富的星系。
萊曼α斑點
萊曼α斑點(LAB)是天文學上一種釋放出萊曼α線的巨大且濃密的氣體。萊曼α線的發射是電子和電離的氫原子再結合時產生的。萊曼α斑點是宇宙中已知最大的單一天體，有些這樣的氣體結構在太空中跨越了400,000光年的距離。因為自然的萊曼α發射線是紫外線，到目前為止，只在高紅移的宇宙中發現它們。由於地球大氣層是非常有效率的紫外線光子過濾器，萊曼α線的光子必須被紅移過才能通過大氣層傳輸。
大部分的萊曼α斑點都是在2000年被Steidel等人發現的，松田有一等人使用日本國家天文台的昴星團望遠鏡繼續的搜尋萊曼α斑點，並且在松田等人原來的場所發現超過30個新的萊曼α斑點。雖然它們都比原先發現的小，但這些萊曼α斑點形成的結構都超過2億光年。它是目前未知的，無論萊曼α斑點是在高紅移宇宙中追蹤到的超密度星系(如同高紅移電波星系－它們也有擴展開的萊曼α暈－的例子)，或是沒有機制產生萊曼α發射線，或是萊曼α斑點是如何聯結到周圍的星系。萊曼α斑點可能有有價值的線索，可以讓科學家確定星系是如何形成的。
許多大質量的萊曼α斑點被Steidel等人(2000)、Francis等人(2001)、 松田等人(2004)、 Dey等人(2005)、 Nilsson等人(2006)和Smith 與Jarvis等人(2007)發現。
萊曼α森林
萊曼α森林是探索星系際介質的重要探針，可以用來確定雲中包含的中性氫密度和頻率，以及它們的溫度。也可以用來尋找其他的元素，像是氦、碳和矽(與紅移相符)，並研究它們在雲中的豐度。具有高柱密度的中性氫雲會在譜線兩邊顯示典型的阻尼翼，這被稱為阻尼萊曼α系。
萊曼斷裂星系
萊曼斷裂星系是利用星系在萊曼極限兩側波段的圖像不同而發現的高紅移的恆星形成星系。過去這種技術主要利用紫外和光學波段尋找紅移值z=3-4的星系，但是隨著紫外線天文學和紅外線天文學的發展，我們已經可以在紫外和近紅外波段尋找更低或更高紅移的星系。
萊曼斷裂星系的篩選技術事實上是依賴能量高於萊曼極限的輻射，因為912Å的波長几乎完全被星系的恆星形成區周圍的中性氣體吸收。在靜止參考系的發射星系，波長比912Å更長的光譜較為明亮，但是非常黯淡或無法檢測出更短的波長 －這被稱為漏失或是"斷裂"，可以用來尋找萊曼極限的位置。波長短於912Å，在遠紫外線範圍的光會被地球的大氣層阻擋，但是不能忽略掉非常遙遠星系的光因為宇宙膨脹的拉長。對紅移z=3的星系，萊曼斷裂的位置出現在3600Å，這足以被地基或太空中的望遠鏡檢測出來。
紅移z=3的星系候選者可以通過光學的影像篩檢（對波長大於3600Å的靈敏），但是沒有出現在紫外線的影像（對波長短於3600Å的靈敏）。這項技術經過修改，通過選擇不同的篩選器，可以尋找不同紅移的星系 －只要影像可以通過至少一個萊曼極限篩選器的上下界限，這個方法就行得通。為了確認經由顏色選擇所估計的紅移，必須使用光譜儀進行後續的觀測。由於光譜測量，特別是高精度的光譜測量，以獲得紅移職校耗費許多時間，過萊曼斷裂技術篩選出候選者，已經大大提高星系紅移調查的效率。
它們的遠紅外線發射對研究萊曼斷裂星系一直是至關重要的中心議題，可以更好的了解它們的演化以及恆星形成率。到目前為止，只有一個小的中紅外線樣本被檢測到。大部分的結果依然依靠收集靜止參考系的萊曼斷裂星系透鏡的紫外線，或是赫歇爾衛星檢測到的幾個天體的資訊，或使用堆疊技術，這可以獲得尚未檢測的萊曼斷裂星系的平均值。
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