Non-equilibrium Ionization State of Warm-Hot Intergalactic Medium
在没有电离平衡假设的宇宙学背景下，研究了宇宙重子中金属电离态的时间演化。我们发现，在z~0红移处，在温热星系际介质（WHIM）中有相当一部分电离氧离子（OVII和OVIII）不处于电离平衡态。我们还调查的结果，这种偏离电离平衡的WHIM的可探测性和可观的效果。结果发现，WHIM的可探测性并没有改变很大，通过其发射和吸收的签名，但OVII和OVIII之间的线比是显着不同的电离平衡态。
2006-06-13 astro-ph
Hydrogen-like nitrogen radio line from hot interstellar and warm-hot intergalactic gas
高电荷态离子的超精细结构谱线可能为热稀薄天体物理等离子体的观测打开一扇新的窗口。本文讨论了温度在10^5 - 10^7 K范围内的同位素和离子谱线，这些谱线是温热星系际介质、热星际介质、星暴星系、它们的超级风和年轻超新星遗迹的特征。这些线的观测将允许研究所观察到的目标的体和湍流运动，并将扩大有关气体电离状态，化学和同位素组成的信息。最有前景的是波长为5.65 mm的主要氮同位素线（Sunyaev和Churazov 1084）。这条线的波长非常适合观测z = 0.15 - 0.6的物体，当它被红移到地面无线电观测中广泛使用的6.5 - 9 mm光谱带时，例如，对于z>= 1.3，当该线可以在1.3 cm波段和较低频率下观测时。现代和未来的射电望远镜和干涉仪能够观察到14-N VII在温暖的星系间介质中的吸收，在最亮的毫米波段源的光谱中红移超过z = 0.15。在年轻超新星遗迹的光谱中也可能检测到几种最丰富的具有超精细分裂的同位素的亚毫米发射线。
2006-10-06 astro-ph
X-ray Observations of the Hot Intergalactic Medium
最近对宇宙结构形成的N体/水模拟给出了一个明确的预测，即在10^5 - 10^7 K的温度范围内存在一种弥散星系际介质（IGM）。IGM的这个热相可以解释宇宙中大部分的重子含量，并可以提供关于结构形成的各种物理和化学过程的独特信息。我回顾了热IGM的观察证据。主题包括软X射线背景分解成点状和漫射成分，初步的光谱数据从ASCA的热成分，银河系前景从河外背景的分离，并检测个别热IGM增强附近丰富的星系团。结果表明，X射线观测作为研究宇宙大尺度结构的有力工具的潜力。
1997-10-14 astro-ph
Constraining the thermal history of the Warm-Hot Intergalactic Medium
利用多目标光谱观测，我们在洛克曼洞内发现了z=0.8的星系跟踪的大尺度结构。通过使用深XMM图像，我们已经调查了软X射线发射的温暖-热星系际介质（WHIM）预计将与这个大尺度结构，我们设置了严格的上限，其通量在非常软的0.2-0.4 keV带。非检测要求在这些红移的WHIM低于0.1 keV。结合WHIM在低红移处的发射探测，我们的结果表明WHIM温度随着红移而迅速下降，正如流行的宇宙学模型所预期的那样。
2005-01-19 astro-ph
Detections of Warm-Hot Intergalactic Medium
几个流行的宇宙学模型预测，本地宇宙中的大部分重子质量位于与星系群和星系团相关的星系和片状结构中。这种气体预计会被重力加热到~10^6 K，因此会发射软X射线。我们研究了红移为0.1，0.45，0.79的三个星系大尺度结构场，发现前两个场都有与星系分布相关的温热热辐射（kT< 1 keV）信号。X射线和星系分布的相关性和性质强烈表明，扩散的X射线通量是由于银河系外辐射的温暖-热星系际介质（WHIM）的宇宙学模型预测。
2004-01-12 astro-ph
Future Japanese missions for the study of warm-hot intergalactic medium
我们提出了我们的建议，一个小型的X射线任务DIOS（弥漫星系际氧探测器）进行调查观测温暖的热星系际介质使用OVII和OVIII发射线。这将提交给日本宇航科学研究所/日本宇宙航空研究开发机构计划于2008年发射的一个小型卫星方案。该仪器包括一个阵列的TES微量热仪的能量分辨率为2 eV，由机械冷却器冷却。X射线望远镜将采用4级反射镜，焦距短至70厘米，角分辨率为2“。除了DIOS，我们简要介绍了NeXT（新X射线望远镜）任务，这是一个更大的日本X射线天文台，将于2010年发射，计划探索宇宙中的非热过程。
2004-02-24 astro-ph
Soft X-ray Transmission Spectroscopy of Warm/Hot Intergalactic Medium with XEUS
利用未来的X射线探测卫星XEUS，讨论了通过对亮点源的吸收谱线探测暖/热星系际介质（WHIM）的可能性。虽然我们认为明亮的类星体作为具体的例子，该方法可以适用于明亮的伽玛暴余辉。我们创建模拟吸收光谱明亮的类星体（超过20个类星体在所有的天空）使用光锥输出的宇宙流体动力学模拟。我们假设WHIM处于碰撞和光电离平衡。如果WHIM有一个恒定的金属丰度$Z=0.1Z_\odot$，大约2 O{ \sc vii}的吸收线系统与$>3σ$将被检测到平均沿随机视线对明亮的类星体高达$z=0.3$为30千秒曝光。
2006-07-18 astro-ph
The baryon density at z=0.9-1.9 - Tracing the warm-hot intergalactic medium with broad Lyman alpha absorption
我们提出了一个分析的莱曼α森林的类星体光谱在近紫外。本文研究了中等红移区间（0.9 < z < 1.9）的星系际介质的性质。本文追踪了漫光电离星系际介质和温热星系际介质中重子的数量，得到了星系际气体不同相态红移演化的限制条件。在局域流体静力平衡的假设下，用光电离计算确定了扩散IGM的重子密度。我们假设气体是由具有Haardt & Madau（2001）光谱的超星系背景辐射电离的。WHIM用宽莱曼α（BLA）吸收进行跟踪。一些BLA检测的性质进行了研究。在碰撞电离平衡的假设下，重子密度的下限可以被估计。结果表明，在红移1 < z < 2处，漫射光电离IGM至少包含25%的重子物质。对于WHIM，可以确定2.4%的下限。此外，数据表明星系际气体处于z=1.5的演化状态。我们确认，相当大一部分WHIM是在z=1和z=2之间产生的。
2007-05-11 astro-ph
Gamma-Rays from Large Scale Structure Formation and the Warm-Hot Intergalactic Medium: Cosmic Baryometry with Gamma-Rays
结果表明，逆康普顿伽马射线从电子加速在大尺度结构形成冲击可以受到至关重要的非引力效应，如辐射冷却和星系形成，与相应的不确定性的一个数量级的伽马射线源计数或河外背景的贡献。然而，这也意味着在不久的将来，这种伽马射线可能会为我们提供有关不同形式的宇宙重子的分数的有价值的信息，特别是宇宙中大多数重子被认为居住的温暖-热的星系际介质。我们解决这个问题，在一个简单的方式，通过半解析建模的结构形成冲击，自洽处理合并和吸积冲击。
2005-02-17 astro-ph
Highly Ionized High-Velocity Clouds: Hot Intergalactic Medium or Galactic Halo?
我们使用光谱数据从HST和FUSE的研究范围广泛的电离状态的“高度电离的高速云”。在OVI吸收中进行了广泛的研究，这些云通常被认为是距离小于50 kpc的星系晕中的下落气体。另一种模型将OVI（和OVII X射线吸收）归因于低密度、激波加热的星系际气体的宇宙学结构，这些气体分布在银河系周围1-3 Mpc。后一种解释是不可能的，因为所需的气体质量巨大（4 × 10^12 M_solar）。我们在12条视线中的9条中探测到了低电离级（CII/III/IV; SiII/III/IV），其速度与OVI相似，需要的气体密度远高于与温热星系际介质（WHIM）相关的气体密度（n_H= 5 × 10 ^-6 cm^-3）。这些HVC可能是冷却的，多相气体在星系晕，弓形激波和云之间的界面下降通过一个热的，旋转的气体晕。在银河系坐标系中，这些HVC的速度分离与一种模式是一致的，在这种模式中，下落的云反映了银河系旋转的意义，并叠加了特殊的速度。
2005-01-15 astro-ph
A galaxy overdensity at z=0.401 associated with an X-ray emitting structure of Warm-Hot Intergalactic Medium
本文介绍了Zappacosta等人（2002）发现的与弥散X射线发射结构有关的星系的光谱观测结果。在测量了161个星系的红移后，我们确认了投影尺度至少为2 Mpc的星系的过密度，确定了其光谱红移z=0.401+/-0.002，并表明它与弥散X射线发射在空间上是一致的。这证实了最初的说法，即这种X射线发射具有河外性质，是由于温热星系际介质（WHIM）。我们用这个红移值来计算发射气体的温度。由此产生的值取决于IGM假设的金属丰度，并且对于0.05和0.3太阳能之间的金属丰度，其被约束在0.3和0.6千电子伏之间，与WHIM的预期非常一致。
2007-04-05 astro-ph
Halo White Dwarfs and the Hot Intergalactic Medium
本文给出了本星系群和星系际介质中重子星系晕和热气体形成的示意模型。我们遵循的动力学，化学演化，热流和气体流动的层次结构的规模，包括：原星系云，星系晕，和本地集团本身。在这个层次中，银河系是通过原银河系碎片的合并而建立的。我们发现，早期爆发的恒星形成导致了大量的残余物（主要是白矮星），这将目前居住在晕，并有助于在微透镜实验中观察到的黑暗成分。早期恒星爆发和合并产生的炽热、富含金属的气体从云层中蒸发，最终融入星系际介质。因此，该模型表明，大多数微透镜物体可能是白矮星（$m \sim 0.5 \msol$），它构成了晕质量的重要部分。此外，本星系群可能有一个富含金属的热气体成分，类似于在较大的星系团中观察到的成分，尽管数量较少。我们讨论了这种情况下的已知约束，并表明，在这个模型中，所有的本地观测可以满足目前的数据。最佳拟合模型的晕是40%重子，上限为77%。
1996-10-07 astro-ph
Baryons in the Warm-Hot Intergalactic Medium
现今宇宙中大约有30-40%的重子存在于一个温度在10^5<T<10^7 K之间的温热星系际介质（WHIM）中。这是一个通用的预测，从目前有利的结构形成模型，具有各种各样的数值方法，输入物理，体积和空间分辨率的六个流体动力学模拟。大多数这些温热的重子存在于弥漫的大尺度结构中，其平均密度约为10-30，而不是在维里化的物体中，如星系群或星系晕。WHIM的演化主要是由引力扰动在轻度非线性、非平衡结构（如细丝）上破裂产生的激波加热驱动的。超新星反馈能量和辐射冷却在其演化中起的作用较小。WHIM气体与0.25 keV X射线背景的观测结果一致，没有被非重力过程显着加热，因为发射气体非常分散。我们的研究结果证实并扩展了Cen & Ostriker和Dave' et al.
2000-07-15 astro-ph
X-Ray Absorption by the Hot Intergalactic Medium
根据标准的大爆炸核合成，目前对本机宇宙中观测到的重子的普查仍然缺少其中的很大一部分。数值模拟预测，大多数失踪的重子是在一个热的星系际介质，这是很难观察到通过其X射线发射或Sunyaev-Zel'dovich效应。我们表明，下一代的X射线卫星将能够检测到这种气体通过X射线吸收线由其高度电离的金属印记的光谱背景类星体。对于通常在团内气体中发现的金属丰度，高达70%的重子产生等效宽度>0.1eV的O VIII吸收线。任何高红移类星体的光谱，由于星系团的气体晕的介入，每单位红移都会显示出几条这样的线。这些谱线将在未来的星座-X望远镜整合一天后，以信噪比>5的速度被探测到，用于天空中数百个最亮的类星体中的任何一个。
1998-04-07 astro-ph
Searching for the Missing Baryons in the Warm-hot Intergalactic Medium
讨论了低热红移星系际介质的物理性质和重子含量。宇宙学模拟预测，WHIM中含有大部分z=0的重子，它们以高度电离气体的形式存在，温度在10^5 K到10^7 K之间。利用空间望远镜成像光谱仪（STIS）和远紫外光谱探测器（FUSE）获得的高分辨率紫外光谱，我们通过寻找一些类星体和活动星系核（AGN）的OVI和热增宽Lyman α（BL）吸收，研究了低红移下的WHIM。我们的测量结果表明，Omega_b（OVI）~0.0027/h_75和Omega_b（BL）~0.0058/h_75的宇宙学质量密度。我们的结果表明，WHIM在低z包含更多的重子质量比恒星和气体的星系。
2004-12-06 astro-ph
Numerical simulations of the Warm-Hot Intergalactic Medium
在本文中，我们回顾了目前的预测的起源和可观测性的暖热星系际介质（WHIM），扩散气体，包含高达50%的重子在z~0的数值模拟。在结构形成过程中，从坍缩区产生的引力吸积激波逐渐将星系际介质（IGM）加热到T~10^5-10^7 K。WHIM被预测为在紫外（UV）和X射线波段辐射其大部分能量，并贡献了软X射线背景发射的一个显着的部分。虽然在FUSE和HST观测中看到了在WHIM的较冷部分中产生的O VI和C IV吸收系统，T约为10^5-10^5.5 K，但模型一致认为，目前的X射线望远镜，如钱德拉和XMM-牛顿没有足够的灵敏度来检测更热的WHIM。然而，未来的任务，如星座-X和XEUS可能能够检测到高度电离的原子，如O VII，O VIII和Fe XVII的发射线和吸收系统。
2008-01-07 astro-ph
Tracing the Warm Hot Intergalactic Medium in the local Universe
本文提出了一种简单的方法，从局部宇宙中的星系光分布图来追踪温暖-热星系际介质（WHIM）的空间分布并预测其物理性质。在偏置是局部的和单调的假设下，我们将~ 2 Mpc/h平滑的星系光密度场映射到质量密度场中，由此我们推断了WHIM在局部超星系团中的空间分布。考虑到分散的WHIM密度-温度和密度-金属丰度关系，从z=0输出的高分辨率和大盒子大小的流体动力学宇宙学模拟提取，我们能够量化的概率检测WHIM签名的形式中的吸收功能的X射线光谱，沿天空中的任意方向。为了说明这种半分析方法的有用性，我们专注于在室女星系团区域的WHIM属性。
2005-04-01 astro-ph
FUV and X-ray absorption in the Warm-Hot Intergalactic Medium
温热星系际介质（WHIM）是由激波加热的气体坍缩成大尺度的丝状体而产生的，并且可能包含了本机宇宙中相当大一部分的重子。在紫外（UV）和X射线波段的吸收线测量目前代表了最好的方法来研究低红移的WHIM。我们在这里描述的物理特性的WHIM和WHIM的H I和高离子，如O VI，O VII，和O VIII在远紫外和X射线波段的吸收线测量背后的概念。我们回顾了最近的WHIM吸收线的研究结果进行了紫外线和X射线卫星，如FUSE，HST，钱德拉，和XMM-牛顿和讨论他们的影响，我们的知识的WHIM。
2008-01-07 astro-ph
On why the Iron K-shell absorption in AGN is not a signature of the local Warm/Hot Intergalactic Medium
我们比较了2001年XMM-牛顿和2005年朱雀观测的类星体PG 1211 +143，z=0.0809。在7千电子伏的铁K壳层吸收线（在类星体框架中为7.6千电子伏）中观察到可变性，这在2005年比2001年XMM-牛顿观测期间明显减弱。从<4年的复合时间尺度来看，这意味着吸收体密度n>0.004个粒子/cm 3，而吸收体柱为5e 22 <N_H <11 e24个粒子/cm 2。因此，吸收体的尺寸尺度太紧凑（pc尺度），稠密气体的表面亮度太高（9-10个数量级），不可能是由局部热气体引起的，例如局部气泡，集团或温暖/热星系际介质（WHIM），如McKernan等人（2004，2005）所建议的。相反，铁K壳层吸收必须与AGN流出温和的相对论速度。最后，我们证明了PG 1211 +143中的吸收与局部热气体的关联仅仅是一种巧合，其它活动星系核中的退移速度与铁K吸收体流出速度的比较并没有揭示出一对一的运动学关联。
2008-01-10 astro-ph
The Temperature Structure of the Warm-Hot Intergalactic Medium
利用大宇宙学N体/SPH方法研究了星系际介质的温度结构。我们采用一个双温度模型的电离气体的热演化，其中电子和离子之间的弛豫过程是明确包括在内。在弥漫的热IGM中，弛豫时间与宇宙的年龄相当，因此冲击后区域的电子温度仍然明显小于离子温度。我们发现，在目前的时代，很大一部分的温暖/热星系际介质（WHIM）有一个发达的两个温度结构，与典型的温度差的顺序的几个因素。因此，在不同的电离状态，如OVI，OVII和OVIII，以及它们的线发射率的金属的分数，可以从一个单一的温度模型计算出的局部差异超过一个数量级。因此，有必要明确地跟踪电子温度的演变，以确定WHIM的吸收和发射。虽然均分几乎实现在致密的团内介质（ICM），我们发现一个明显的系统偏差之间的气体质量加权电子温度和平均温度，即使在一半的维里半径的集群。因此，在大质量星系团内部和周围存在着温暖的（Te <1 keV）气体。我们的研究结果意味着，松弛过程需要考虑在描述和解释观测数据从现有的X射线望远镜，以及从未来的任务，旨在检测WHIM，如弥漫星系际氧探测器和失踪的重子探测器。
2004-11-30 astro-ph
A Mass Measurement for the Missing Baryons in the Warm-Hot Intergalactic Medium via the X-ray Forest
最近的宇宙学测量表明，重子约占宇宙总质量-能量密度的4%，这与最轻元素产生研究的预测一致。它也与早期探测到的重子的实际数量（红移>2）相一致。然而，接近我们自己的时代（z<2），实际检测到的重子数量加起来刚好超过z>2时所见数量的一半（~ 55%），这意味着大约45%是“失踪”的。在这里，我们报告了一个以前未被发现的重子人口的质量密度的测定，在温暖的星系际介质的热阶段。我们表明，这种质量密度是一致的，在不确定性，与失踪的重子的质量密度。
2004-12-15 astro-ph
Hot Baryons and the Distribution of Metals in the Intergalactic Medium
我们利用观测到的星系际OVI吸收体的数量和列密度分布来约束金属在低红移星系际介质（IGM）中的分布。在这个简单的模型中，O-VI吸收体中的金属被假设为产生于从真实样本中提取的低红移星系中并从其传播，在这种情况下是斯隆数字巡天（SDSS）。这个模型可以解释在OVI吸收体中观察到的金属dN/dz，如果这些金属被星系分散到~ 200 kpc，低至L0.01 - 0.1 L_r^*。大质量星系（L ~ L_r^*）本身不能提供必要的浓缩，除非它们能将体积浓缩到\gtrsim 0.5 ~ 1 Mpc。或者，我们的模型允许估计的分数O VI吸收直接引起的星系，而不是热IGM。在这个假设下，我们探讨了银河系际O VI吸收体和银河系周围已知的高度电离的高速云（HVC）之间可能存在的联系。我们的模型预测，更敏感，完整的调查优化，以发现较弱的O VI吸收剂将发现低于log N（O VI）~ 13.5的暂定营业额是一个真正的效果，从明显有限的体积，星系可以丰富的IGM。如果是这样的话，这将表明金属在整个低密度IGM中并不像在WHIM的宇宙学模拟中假设的那样广泛分布。
2005-01-25 astro-ph
Locating the Warm-Hot Intergalactic Medium in the Simulated Local Universe
我们提出了一个分析的模拟光谱观测的暖-热星系际介质（WHIM）使用约束模拟的本地宇宙。局域WHIM的氧发射谱线模拟图很好地再现了真实局域宇宙中星系追踪的观测结构。我们进一步尝试采用DIOS（Diffuse Intergalactic Oxygen Surveyor）的预期性能对模拟后发座星系团和A3627的外部进行模拟观测，DIOS被提议作为一个专门的软X射线任务来寻找宇宙失踪的重子。我们发现，WHIM周围的附近的集群是可检测的一个典型的曝光时间的一天，从而构成现实和有前途的目标DIOS。我们还发现，最近在XMM-牛顿观测中报道的后发座星系团前面的X射线发射团在模拟的局域宇宙中也有对应的发射团，并且当气体温度设定为观测估计值时，其观测光谱在模拟的局域宇宙中可以很好地再现。
2004-09-27 astro-ph
Galactic Corona or Local Group Intergalactic Medium?
宇宙流体动力学模拟预测，低红移宇宙包括一个温暖的星系际气体和星系的网络，星系群和星系团在这些细丝中形成密集的结。我们自己的银河系也不例外，预计也将被温暖的星系际介质包围，充满本星系群。一些理论模型也预测了热的银河日冕的存在。通过对河外源的X射线和FUV观测，我们可以通过高电离元素的吸收线探测温暖的热气体。事实上，钱德拉，XMM和FUSE观测已经检测到z=0吸收线朝向许多视线。已经出现的争论是对这些观测结果的解释：z=0的吸收系统是来自我们银河系的晕还是来自扩展的本星系群环境？这对我们理解本星系群的质量、星系际介质的物理条件、星系的结构和一般的星系形成都有重要的意义。我们将介绍目前的辩论状态，并讨论我们正在进行的观测计划，旨在了解z=0吸收系统，重点是Mrk 421和Mrk 279视线的高质量钱德拉光谱。
2005-11-21 astro-ph
Tracing baryons in the warm-hot intergalactic medium with broad Ly alpha absorption
本文讨论了低红移下宽Ly α吸收体的物理性质和重子含量。这些吸收系统是最近在高分辨率、高信噪比的类星体吸收线光谱中发现的，它们可能在10^5 ~ 10^6 K的温度范围内追踪到温热的星系际介质（WHIM）。为了扩展以前的BLA测量，我们分析了两个类星体H 1821+643和PG 0953+415的STIS数据，并确定了13个BLA候选者沿着总（未阻塞）红移路径dz=0.440。将我们的测量结果与之前对PG 1259+593和PG 1116+215视线的结果相结合，得到的新BLA样品由20个可靠检测到的系统以及29个额外的试验性情况组成，这意味着BLA数密度为dN/dz=22-53。我们估计，对于log（N/b）>11.3的吸收体，BLA对z=0时重子密度的贡献为Omega_b（BLA）>0.0027 h_70^-1。这个数字表明WHIM宽Ly α吸收体包含了本地宇宙中重子的相当一部分。（摘要摘要）
2005-09-19 astro-ph
A search for Warm-Hot Intergalactic Medium features in the X-ray spectra of Mkn 421 with the XMM-Newton RGS
本文介绍了2003年11月利用XMM-牛顿卫星上的RGS获得的Mkn 421的高分辨率X射线谱。由于源在X射线波段处于高活动状态，因此触发了此机会目标观测。这些数据进行了比较，在2002年11月和12月，在2003年6月进行的同一来源的三个档案RGS的意见。我们寻找存在的吸收功能，由于温暖的热星系际介质（WHIM）。我们确定了各种光谱特征，其中大部分是仪器的起源。我们的光谱提供的灵敏度，我们能够确定只有两条线的天文起源，即功能在23.5 A，可能是由于星际中性氧吸收，并在21.6 A，这对应于零红移OVII K_α过渡。对于后者，如果气体密度的值n_e > 10^-5 cm^-3，则我们推导出气体温度的上限，该上限与WHIM一致，为10^5 K的几倍。
2005-03-08 astro-ph
High-Velocity Clouds and the Local Intergalactic Medium
本文综述了近年来在星系和星系际介质中观测到的低红移气体晕。在第一部分中，我讨论了银河系中高速云和银河系热晕的分布、金属含量和物理性质。最近的吸收和发射测量表明，银河系与麦哲伦云的潮汐相互作用，低金属含量气体的流入，以及作为银河系喷泉一部分的气体循环，有助于观察到的银河系晕中气体的分布。在第二部分中，我对其他邻近旋涡星系的环星系气体环境做了一个简短的概述。多波长观测表明，星系的中性和电离气体晕是常见的，它们延伸到星系际空间深处。这些研究表明，螺旋星系周围的气态物质与这些星系正在进行的等级形成和演化密切相关。在本文的最后一部分，我总结了最近的类星体吸收线测量的本地星系际介质。根据宇宙学模拟，在远紫外线吸收线的研究表明，无论是光电离的Ly α森林和冲击加热温暖的热星系际介质港重子在本地宇宙的相当大的一部分。
2006-02-15 astro-ph
High Resolution Spectroscopy of X-ray Quasars: Searching for the X-ray Absorption from the Warm-Hot Intergalactic Medium
本文用Chandra和XMM-Newton对六个中低红移类星体进行了观测。主要目标是寻找在温热星系际介质中高电离金属产生的窄X射线吸收线。所有的X射线谱都可用中性氢吸收法进行幂律拟合。为了寻找窄吸收特征，采用多项式方法考虑了由附加发射机制或定标不确定性引起的残差。在所有的光谱中，在3 σ以上的水平上没有检测到真正的吸收线。我们讨论的影响，我们的理解宇宙的重子含量和星系际介质（IGM）的金属丰度的吸收线的缺乏。我们发现，未探测到X射线吸收线表明IGM的金属丰度应小于~0.3太阳丰度。我们还讨论了与ISM，星系晕或本地集团，如已经看到沿其他几个视线（LOS）的任何本地（z ~ 0）X射线吸收的非检测的影响。通过比较一对LOSs，我们估计了（z ~ 0）3C 273吸收体的氢数密度的下限，即n_H >= 4 e-3 cm^-3。
2005-06-06 astro-ph
X-Ray Emission from the Warm Hot Intergalactic Medium
在z<0.5的宇宙中探测到的重子数量比标准大爆炸核合成和在红移z=2的莱曼α森林的详细观测所预测的要少得多。流体动力学模拟表明，今天的重子中有很大一部分预计是分布在星系际介质中的"温热“（10^5- 10^7 K）气态物质。这种气体，如果存在的话，应该只能在软X射线和UV波段观察到。使用一个特定的流体动力学模型的预测，我们模拟了预期的X射线通量作为能量的函数，在0.1-2千电子伏波段由于温暖的热星系际介质（WHIM），并比较它与本地和高红移扩散组件的通量。我们的研究结果表明，在能量范围为0.37- 0.925 keV的总扩散X射线背景（DXB）中，多达20%可能是由于WHIM的X射线通量，其中70%来自红移z在0.1和0.6之间的灯丝。使用3 '的FOV进行的模拟，与朱雀和星座X的FOV相当，表明在超过20%的观测中，我们预计WHIM通量对DXB的贡献超过20%。这些模拟还表明，在所有观测的约10%中，FOV中的单个亮灯丝单独占DXB通量的20%以上。在这些观测中，红移的氧谱线应该清晰可见。
2006-04-10 astro-ph
Technique for detecting warm-hot intergalactic gas in quasar UV spectra
类星体的电离能谱分布呈现出~ 1200 A的分布陡化.幂律指数从大约-1（近紫外）到-2（远紫外）的变化，迄今为止一直被解释为类星体的内在特征。我们考虑的可能性，陡峭可能会导致一个纤细的吸收组件，这是与大质量超密度相关。紫外线敏感卫星的探测器可以向下延伸到1000埃，通过在1050-1190埃（观察者坐标系）的窗口中搜索相对于1230埃以上的连续谱的外推的通量增加，可以对这种吸收分量设置有用的限制。由于最近的FUSE或HST-STIS数据在这个区域没有显示任何明显的不连续性，这有效地排除了星系际HI吸收非常重要的可能性，并得出结论，即使不是所有的陡峭化都是类星体所固有的。然而，还不能排除1%量级的较小的通量不连续性，如果它达到重子质量的30%（正如某些大尺度结构形成模型所预测的那样），只要它的温度在10^{5.5} K左右，它仍然与温热的星系际分量相一致。
2003-03-14 astro-ph
Dynamical evolution of high velocity clouds in the intergalactic medium
对高速云（HVC）的HI观测表明，它们与周围介质相互作用。甚至位于最外层的星系晕或星系际空间的云似乎也与周围的介质相互作用。本文采用二维磁流体力学等离子体-中性气体模型，研究了高速中性气体云在高温磁化等离子体中的动力学演化。这种情况对于麦哲伦流中快速移动的致密中性气体云以及一般的高速云都具有代表性。本文用数值方法研究了热薄晕等离子体中冷稠密中性云的动力学和热稳定性问题。模拟结果显示，形成了一个彗星状的头-尾结构，结合磁场强度增加的磁屏障，对云施加稳定压力，并阻止热等离子体扩散到云中。模拟可以解释星系际介质中的生存时间和头尾高速云的存在。
2002-07-19 astro-ph
A warm hot intergalactic medium towards 3C 120?
利用Chandra高能透射光栅对Seyfert I活动星系/宽线射电星系3C 120进行了观测，并对软X射线谱进行了分析。我们确定了最强的吸收特征（检测到>99.9%的置信度）与O VIII Lya（FWHM=1010^{+295}_{-265} km/s），蓝移从系统速度-5500 +/- 140 km/s。这种吸收可能是由于沿着z=0.0147 +/- 0.0005的3C 120视线的暖/热星系际介质（WHIGM）中缺少重子，或者它可能是3C 120喷流的内在原因。假设金属丰度为0.1太阳能，我们估计WHIGM的离子柱密度为N_{O VIII} >3.4 \times 10^{16} cm^{-2}，暗条深度<19 h^{-1}_{70} Mpc。我们发现一个相对于$Λ$主导的冷暗物质宇宙的临界密度的重子过密度>56，这与WHIGM模拟的结果相当吻合。我们检测到，在边缘意义，吸收O VIII Lya在z \sim 0由于热介质在本地组。我们还检测到一个身份不明的吸收功能在\sim 0.71千电子伏。与O VIII Lya一起预期的吸收特征在统计学上不显著。因此，WHIGM和当地吸收器中金属的相对丰度可能与太阳能有很大不同。
2003-10-16 astro-ph
Search for Oxygen Emission from Warm-Hot Intergalactic Medium around A2218 with Suzaku
我们使用朱雀星上的XIS仪器搜索了z = 0.1756处星系团A2218周围可能存在的温热星系际介质（WHIM）的红移O发射线。根据以前的研究，这个星团被认为沿着视线有一个细长的结构。我们研究了系统的不确定性，在银河系发射光谱和软X射线响应的探测器由于污染的XIS过滤器上建立。我们没有检测到明显红移的O线，并对强度进行了严格的限制，OVII和OVIII线的表面亮度上限分别为1.1 x 10 ^-7和3.0 x 10 ^-7光子cm ^-2 s ^-1 arcmin ^-2。这些上限显着低于以前报道的流量从WHIM周围的其他星系团。我们还讨论了未来使用朱雀XIS检测WHIM线的前景。
2006-08-03 astro-ph
Probing Warm-Hot Intergalactic Medium Associated with the Virgo Cluster using an Oxygen Absorption Line
为了探测与宇宙大尺度结构相关的温热星系际介质，我们用XMM-牛顿观测了室女星系团背后的类星体。在54 ks的净曝光时间下，我们在RGS光谱中在650.9 + 0.8/-1.9 eV处勉强检测到OVIII K α吸收线，统计置信度为96.4%。观测到的线中心能量与M87的红移一致，因此该吸收体与室女星系团有关。根据生长曲线，估计OVIII柱密度大于7 x 10^16 cm^-2。在EPIC光谱中，在评估了室女星系团中的热团内介质和各种背景成分后发现了过量发射。我们检查了ROSAT全天空巡天图的漫射软X射线背景，并确认了室女星系团外的北部和西部地区的水平与我们使用的背景模型一致，而东侧的水平明显更高，增强与EPIC数据中发现的过量发射相当。我们认为相当一部分的过量排放与室女星系团，虽然可能的贡献，从北极支线不能排除。利用柱密度和发射测量，并假设氧丰度为0.1，电离分数为0.4，我们估计出温热气体的平均电子密度和视距分别小于6 x 10^-5 cm^-3和大于9 Mpc。这些数字有力地表明，我们已经在与室女星系团相关的暗条中探测到了一种温热的星系际介质。
2004-09-09 astro-ph
Are X-ray Clusters Cooled by Heat Conduction to the Surrounding Intergalactic Medium?
我们表明，X射线集群将大大超过哈勃时间的热量从他们的热内部运输到他们的信封，如果没有严重抑制的热导率相对于斯皮策值由于磁场。为了使观测到的热X射线团的丰度与流行的宇宙学模型的预测相一致，这种抑制是必需的。如果类似或更强的抑制因子应用于集群核心，则热传导不可能是阻止那里的冷却流的机制。
2002-04-29 astro-ph
FUSE and STIS Observations of the Warm-Hot Intergalactic Medium towards PG1259+593
利用FUSE和STIS光谱研究了类星体PG 1259 +593（z=0.478）的星系际吸收。我们识别出135条等效宽度大于10 mA的星系际吸收线，追踪了72个Ly α/β吸收线系统中的78个吸收分量。我们集中在分布和物理性质的WHIM采样的OVI和本质上广泛的Ly阿尔法线。在dz=0.368的无遮蔽红移路径上，对于等效宽度W>24 mA，介入OVI吸收体的数量为3-6。这意味着OVI系统的数密度dN/dz沿着该视线为~8-16。这个范围与其他视线的估计是一致的，支持这样一种观点，即干预星系际OVI吸收体包含了低红移宇宙中重子质量的很大一部分。我们发现了许多具有大多普勒参数（b~40-200 km/s）和低柱密度（N（HI）<10^14 cm^-2）的宽Ly α吸收体。对于纯粹的热加宽，这些宽度对应的温度约为1 × 10^5 ~ 3 × 10^6 K。虽然这些广泛的吸收体可能是由混合物的多个，未解决的线，连续起伏，或由运动流和哈勃加宽，我们认为这些功能的可能性是单组分，热加宽的Ly α线。这些系统可能代表WHIM吸收剂太弱、太贫金属和/或太热而无法在OVI中检测到。如果是这样的话，它们的宽度和在PG 1259 +593光谱中的频率意味着这些吸收体比OVI吸收系统在低红移宇宙中追踪到更大比例的重子。
2004-03-22 astro-ph
Constrain intergalactic medium from the SZ effect map
在本文中，我们试图检测SZ效应在2MASS DWT集群和少约束的对象，以限制温暖的热星系际介质分布在大尺度上的互相关分析。观测到的WMAP和模拟SZ效应图的结果都表明，热气体分布在星系团的高密度区内外，这与观测和流体模拟的结果一致。因此，互相关的离散小波变换测量将成为探测宇宙中重子缺失的有力工具。
2006-03-10 astro-ph
XMM-Newton View of the z>0 Warm-Hot Intergalactic Medium Toward Markarian 421
最近，Nicastro等人用钱德拉探测到两个朝向Mrk 421的温热星系际介质（WHIM）细丝，提供了对附近宇宙中大量“失踪重子”的测量。由于Mrk 421是一个明亮的X射线源，它也经常被XMM-牛顿反射光栅光谱仪（RGS）用于校准目的。使用所有可用的存档XMM观测这个源与小的指向偏移（<15”），我们构建了最高质量的XMM光栅光谱的Mrk 421到目前为止的净曝光时间（不包括高背景通量的时期）为437 ks和1 ~15000计数每个分辨率元素在21.6A，超过两倍的钱德拉光谱。尽管曝光时间很长，但两个中间吸收系统都没有被看到，尽管得出的上限与钱德拉等效宽度测量结果一致。这似乎是由于（1）由坏的检测器柱引起的大量窄仪器特征，（2）与Chandra/LETG相比，XMM/RGS的分辨率降低，以及（3）λ> 29 A时的固定模式噪声。因此，XMM未检测到WHIM吸收体与Chandra测量完全一致。
2006-03-28 astro-ph
Warm-hot intergalactic medium contribution to baryonic matter
流体动力学模拟表明，宇宙中的重子大部分仍然存在于一个弥漫的组成部分-温暖的星系际介质（WHIM）。为了确定WHIM的物理性质（空间分布、温度和密度），利用XMM-Newton EPIC/MOS观测系统对场星系周围软扩展X射线辐射的空间结构进行了细致的研究。星系分布和软X射线背景之间的角度相关性延伸了几个弧分。大尺度上的相关性是由星系团形成引起的。在小尺度（低于2弧分）的软流量的过剩被解释为真正的发射从晕的WHIM周围的个别星系。估算了样品中与星系有关的平均WHIM晕的体参数。典型的晕的特征半径约为0.3 Mpc，质量为4 - 7 x 10^11太阳质量。在局部宇宙中，WHIM的平均密度为7 - 11 x 10^{-32} g cm^{-3}（Omega_WHIM = 0.7 - 1.2%）。X射线WHIM发射的观测结果与数值模拟结果吻合较好，但观测材料的精度不足以约束WHIM理论。用钱德拉的高分辨率仪器对中等数量的低红移星系样本进行一系列深层次观测，将显著改善我们对WHIM参数的估计。
2006-04-21 astro-ph
Detectability of the Warm/Hot Intergalactic Medium Through Emission Lines of OVII and OVIII
大爆炸核合成理论预言的宇宙重子大多数都无法直接探测到。最近的数值模拟表明，目前宇宙中大约有30%~ 50%的重子是以热/暖星系际介质（WHIM）的形式存在的，其X射线连续谱发射很弱。为了确定那些丢失的重子，我们详细考虑了WHIM直接通过OVII（561，568，574，665 eV）和OVIII（653 eV）发射线的可探测性。为此，我们创建模拟光谱的发射线的WHIM使用光锥输出的宇宙流体动力学模拟。由于预测的通量一般低于当前的检测极限，明确的检测需要一个专门的X射线卫星任务，我们也详细讨论。我们发现，我们提出的任务是敏感的WHIM与气体温度$T=10^{6-7}$ K和过密度$δ=10-100$高达红移0.3，而不被宇宙X射线背景和银河系的排放显着污染。因此，这样的任务提供了一个独特而重要的工具，以确定宇宙中的大部分重子，否则难以捉摸。
2003-07-02 astro-ph
An OVI Baryon Census of the Low-z Warm-Hot Intergalactic Medium
星系际吸收体沿视线到遥远的类星体是一个强大的诊断的演变和内容的星系际介质（IGM）。在这项研究中，我们使用FUSE卫星搜索了129个已知的lya吸收系统，在z<0.15朝向31 AGN，寻找相应的高莱曼线和重要的金属离子OVI的吸收。我们在40个系统中检测到OVI，其柱密度范围小于HI中所见。OVI和HI的共存表明一个多相IGM，温暖的光电离和热电离成分。利用改进的OVI检测统计，我们发现OVI柱密度dN（OVI）/dN_OVI N_OVI^（-2.2+-0.1）的陡峭分布，这表明许多弱OVI吸收体包含与罕见的强吸收体相当的重子质量。在这个热气体中，总的宇宙质量分数至少是Omega_WHIM=（0.0022+-0.0003）。在10^5-6 K时，WHIM中的气体至少贡献了z<0.15时重子总质量的4.8 ± 0.9%。然后，我们结合经验标度关系的观察到的“多相比”，N_HI/N_OVI N_HI^（0.9+-0.1），和宇宙学模拟中的氢过密度，N_HI delta_H^{0.7}，与HI光电离校正，推导出平均氧金属丰度，Z_O（0.09 Z_sun）（f_OVI/0.2）^（-1）在低z多相气体。考虑到经验关系式和f_OVI中的分布，OVI WHIM中的重子含量可能高达10%。我们的调查是基于OVI吸收器的数量（40与10）和总红移路径长度（dz 2.2与dz 0.5）相比，早期…
2005-01-04 astro-ph
Revealing the Warm-Hot Intergalactic Medium with OVI Absorption
对宇宙结构生长的流体动力学模拟表明，z=0时30-50%的重子可能处于温度约为10^5-10^7K的温热星系际介质（WHIM）中。在类星体光谱的FUV部分，OVI λλ1032，1038吸收线偶线提供了这种气体的一个重要探针。利用最近的流体动力学模拟，发现应该有~5 O VI吸收线每单位红移与等效宽度>= 35 mA，迅速减少到~0.5每单位红移在>= 350 mA。大约10%的重子物质或20-30%的WHIM预计将在等效宽度>= 20 mA的O VI吸收线系统中;剩余的WHIM气体可能太热或金属丰度太低而无法在O VI中检测到。我们发现，模拟结果与观测吻合得很好，在这些系统中包含的线丰度和总质量。一些O-VI系统是碰撞电离的，一些是光电离的，但大部分的质量是在碰撞电离系统。我们表明，产生的O VI吸收线的气体并不居住在维里化的区域，如星系，星系团或星系团，而是有一个10-40倍的平均密度的过密度。这些区域形成了一个稍微相连的细丝网络。这些地区的典型金属丰度为0.1-0.3Zsun。
2001-08-17 astro-ph
The warm-hot intergalactic medium at z~2.2: Metal enrichment and ionization source
结果，我们的搜索温暖的热气体对类星体Q 0329-385。我们确定了10个OVI系统，其中两个是在5000公里/秒的Z_EM和第三个应该是内在的起源。其余7个系统的HI柱密度为10^13.7<N（HI）<10^15.6 cm^-2。至少有1/3的OVI子系统的温度T<1x10^5 K，并且不可能起源于碰撞电离气体。硬紫外背景场的光电离很好地再现了金属丰度在10^-2.5 - 10^-0.5太阳能范围内的离子比，可能具有亚太阳能的N/C相对丰度。对于[O/C]=0，OVI云的大小在某些情况下比哈勃流所暗示的最大范围要大。假设氧相对于碳适度过量，则满足该约束。对于软紫外电离光谱，需要过量的O/C，[O/C]~0.0-1.3。对于硬（软）UV光谱和[O/C]=0（1），OVI区域具有10-40的过密度。
2002-11-04 astro-ph
X-Ray Constraints on the Warm_hot Intergalactic Medium
使用\rosat PSPC指向和测量数据，可以对温热星系际介质（WHIM）设置三个观测约束：发射强度、能谱和波动谱。WHIM的发射强度上限为3/4 keV波段的7.5 +/- 1.0 keV s^-1 cm^-2 sr^-1，其中一个未知值可能是由于我们自己的星系晕。WHIM发射的光谱形状可以描述为log T=6.42的热发射，尽管真实光谱更可能来自一系列温度。发射强度和谱形的值与流体动力学宇宙学模型是合理的协议。在0.44 keV < E < 1.21 keV波段范围内，对于包括WHIM和点源贡献的河外软X射线本底（SXRB），在3/4 keV波段内，对于10弧分<θ < 20弧分，自相关函数w（θ）小于约0.002。这个数值比Croft等人（2000）的宇宙学模型低约5倍，但仍然与宇宙学模型不一致。我们还发现，软X射线背景谱的河外幂律分量的归一化值必须为9.5 +/- 0.9 keV s^-1 cm^-2 sr^-1 keV^-1，才能与ROSAT全天巡天的结果一致。
2000-11-29 astro-ph
Warm-Hot Intergalactic Medium in the Sculptor Supercluster
利用重叠ROSAT PSPC点，分析了玉夫座超星系团大范围的软X射线辐射。在减去点源后，我们发现了扩展的扩散软X射线发射的证据。我们已经调查了这样的扩展发射的性质，通过互相关与星系的密度从明斯特红移巡天推断。特别是，我们已经分析了作为X射线发射气体的温度的函数的相关性。我们发现星系分布只与最软的X射线辐射（0.1 - 0.3keV）和气体温度kT <0.5keV有显著的相关性。我们已经排除了这种软X射线扩散发射，以及它与星系分布的相关性，是由未解决的活动星系核，星系群或个别星系显着贡献。最有可能的解释是，软的，弥漫的X射线发射是跟踪温暖-热星系际介质，温度低于0.5 keV，与玉夫座超星系团中的大尺度结构有关。
2004-12-13 astro-ph
Intergalactic Star Formation
在相互作用的系统中，恒星的形成可能发生在不同的地方，从超铝红外线星系团的尘埃包裹的核心到更不寻常的地方，如碰撞星系的碎片被驱逐到星系际介质中。确定恒星形成是否在后一种环境中进行，远离母星系，以类似的方式在螺旋盘激励了多波长的研究。我们收集了VLA/HI，UV/GALEX，光学Halpha和MIR/Spitzer图像的几个附近的相互作用的系统选择其突出的“星系际”恒星形成活动。本文给出了NGC 5291周围壮观的碰撞HI环的初步结果。
2006-10-13 astro-ph
Heating of the Hot Intergalactic Medium by Powerful Radio Galaxies and Associated High Energy Gamma-Ray Emission
越来越多的证据表明，除了引力激波加热之外，一些加热机制对星系团和星系群内的热气体也很重要，正如它们观测到的X射线标度特性所表明的那样。虽然超新星是最明显的候选热源，但最近的一些研究表明，它们的能量可能不足。在这里，我们考虑高功率，FRII射电星系和冲击加热的团内介质（ICM，包括星系际介质之前的情况下，团簇形成）由他们的大尺度喷流。根据观测到的星系团中射电星系的统计及其演化，在最合理的假设下，表明它们能为ICM提供1- 2 keV/粒子的超额比能，主要是在红移区间$z \sim 1-3$。这自然符合要求的集群演化模型与非引力反馈占观测到的偏差的X射线光度-温度关系。与超新星相反，这种大规模的喷流将能量直接沉积到星系外的低密度ICM中，并且不太容易受到辐射损失的影响。作为一个明确的和潜在的决定性的测试，这种情况下，我们建议的观测“提示”高能伽马射线发射的冲击加速，非热电子在ICM加热的射电星系，这可能是可行的{ \it GLAST}卫星的时代。最近检测到的过量的硬X射线组的影响进行了讨论。
2001-08-01 astro-ph
Equilibration processes in the Warm-Hot Intergalactic Medium
在目前的宇宙演化阶段，星系际介质（WHIM）对重子收支的贡献约为40- 50%。观测到的大尺度结构可能是由于后暴胀时代密度波动的引力增长。在暗能量主导的宇宙学中，最初微弱的密度波动的非线性引力增长控制着不断演化的宇宙网。非线性结构形成、吸积和合并过程、恒星形成和活动星系核活动等都在WHIM中产生气体激波。冲击波将一部分引力能量转化为重子/轻子物质的热发射和非热发射。他们提供了最有可能的方式，以动力发光的物质在WHIM。WHIM中的等离子体激波预计是无碰撞的。无碰撞冲击产生高度非平衡态，具有各向异性温度和离子和电子温度的大差异。我们讨论了离子和电子加热的碰撞冲击，然后审查负责的库仑平衡和碰撞电离平衡的氧离子在WHIM的等离子体过程。由强烈的无碰撞激波产生的MHD湍流可以对WHIM的UV线谱的观测多普勒参数提供相当大的非热贡献。
2008-01-07 astro-ph
Warm-hot intergalactic baryons revealed
几个流行的宇宙学模型预测，本地宇宙中的大部分重子质量位于与星系超密度相关的星系和片状结构中。这种气体预计会被重力加热到~10^6 K，因此会发射软X射线。我们在高银河纬度ROSAT场中探测到了点源扣除和银河吸收校正后的弥散软X射线结构。这些扩散结构的X射线能量分布比预期的星团、星系团或活动星系核的未分辨发射要软得多，但与预期的扩散温暖的星系际介质一致。为了区分银河系或河外性质的扩散气体，我们已经相关的软X-地图与多波段光学图像在这一领域。我们已经发现了一个显着的超密度的星系对应的最强的扩散X射线结构。X射线峰上星系的光度红移分布在z~0.45处超过场星系。这一结果强烈地表明，弥漫的X射线通量是由于与z~0.45的过密星系区域相关的温暖气体的河外发射。
2002-08-01 astro-ph
Warm-Hot Intergalactic Medium Associated with the Coma Cluster
我们提出了我们的XMM-牛顿RGS观测X彗星，后发座星系团后面的活动星系核。我们在后发座的红移处检测到NeIX和OVIII的吸收，其等效宽度分别为3.3+/-1.8 eV和1.7+/-1.3 eV（根据蒙特卡罗模拟确定的90%置信误差或2.3 sigma和1.9 sigma置信检测）。两条线的组合显著性为3.0 sigma，再次由蒙特卡罗模拟确定。同样的观测也得到了后发座X位置的后发座团簇气体的高统计EPIC谱。我们探测到了NeIX的辐射，其通量为2.5+/-1.2 x 10^-8光子cm^-2 s^-1 arcmin^-2（90%置信误差或3.4 sigma置信检测）。这些数据允许许多诊断以确定引起吸收和产生发射的材料的性质。尽管允许的性质范围很广，但接近该范围中点的值为T = 4 x 10 ^6 K，n_H = 6 x 10^-6 cm^-3，对应于相对于32的平均值的超高密度，通过它的视线路径长度为41 Z/Z太阳能^-1 Mpc，其中Z/Z太阳能是相对于太阳能的氖金属丰度。所有这些性质都是预测的温暖-热星系际介质（WHIM），所以我们得出结论，我们已经检测到与后发座星系团相关的WHIM。
2006-10-13 astro-ph
The Intergalactic Medium and Soft X-ray Background
我提出了一些最近的进展，我们在宇宙中的普通重子物质的分布和演化的理解的概述。两个观测结果强烈表明，在高红移（$z\ge 2$）看到的大多数重子已经变成了一些形式，但在$z=0$未被发现的突出。借助于大尺度宇宙流体动力学模拟，我们发现，今天的重子大多数是气体形式，温度为$10^5-10^7~$开尔文--即“暖/热气”，在低红移的引力坍缩和大尺度结构形成过程中被激波加热。来自这种暖/热气体的主谱线发射可以解释$hν< 1.0$ keV处的剩余（在去除可识别的离散源之后）软X射线背景的大部分。这种温暖/热的气体可能会被下一代的EUV和软X射线仪器检测指示。探测到或没有探测到这种温暖/炽热的气体将对宇宙学产生深远的影响。
1999-08-13 astro-ph
Simulations of thermally broadened HI Lya absorption arising in the warm-hot intergalactic medium
最近对低红移类星体的远紫外（FUV）吸收线测量揭示了一个具有大多普勒参数（b> 40 km/s）的宽HI Lya吸收体（BLA）的干涉群体。如果这些谱线的大宽度是由热谱线加宽所决定的，那么BLA可能在T ~ 10^5-10^6 K的温度范围内追踪到温暖-热的星系际介质（WHIM）中的高度电离气体，这种气相预计在低红移时包含大部分重子。在本文中，我们使用流体动力学模拟研究频率，分布，物理条件，和重子含量的BLA在z=0。从我们的模拟光谱中，我们得到了log（N（cm^-2）/b（km/s））>10.7，b>40 km/s，log N（HII）<20.5的HI吸收体的每单位红移（dN/dz）_BLA ~ 38的BLA数。这些系统的重子含量为Omega_b（BLA）=0.0121/h_65，约占我们模拟的总重子预算的25%。因此，我们的研究结果支持的想法，BLA代表一个重要的重子水库在低红移。BLA主要跟踪温度log T~4.4-6.2的冲击加热碰撞电离WHIM气体。在我们的模拟中，大约27%的BLA起源于光电离的Lya森林（log T<4.3），它们的大线宽是由非热加宽效应（如未分辨的速度结构和宏观湍流）决定的。我们的模拟意味着，对于一个足够大的样本的BLA在FUV光谱，它是可能的，以获得一个合理的近似这些系统的重子含量仅从测量的HI柱密度和b值。
2006-02-15 astro-ph
The Hot Intergalactic Medium - Galaxy Connection: Two Strong Absorbers in the Sightline Toward PG 1211+143
本文给出了类星体PG 1211+143（z_em = 0.081）的HST/STIS和FUSE谱以及对周围场的星系巡天。这条视线显示了在cz ~ 15，300和19，300处的两个强星系际吸收系统。这条视线解决了OVI吸收剂的性质和起源，以及它们与星系的联系。我们探讨这些吸收器的关系，附近的星系，并比较它们与其他OVI轴承吸收器在不同的环境。在15，300 km s^-1处，我们发现了四个截然不同的HI组分和相关的CII、CIII、CIV、SiII、SiIII、SiIV、NV和OVI，它们位于一个螺旋星系为主的星系群附近，该星系群中有一个明亮的成员星系，距离视线137 h_70^-1 kpc。观察到的C，Si和N离子可能是光电离的，但OVI更符合碰撞电离。这个吸收体中的离子比率类似于高度电离的银河系HVC;它也可能追踪到热的群内介质气体或未被发现的矮星系的未束缚风。在19，300 km s^-1处，我们发现了5个HI组分以及与之相关的CIII、SiIII和碰撞电离OVI，它们距离一个孤立星系146 h_70^-1 kpc。含OVI气体的性质与低金属含量气体（>= 2 - 6%太阳）和一种或多种温暖的光电离成分之间的强烈冲击的起源一致。这些吸收体很可能与附近的星系有关，也许是通过相互作用从看不见的卫星星系中剥离出来的流出物或气体。然而，我们不能完全否定这样一种假设，即它们存在于星系嵌…
2004-11-10 astro-ph
FUSE Observations of Interstellar and Intergalactic Absorption Toward the X-ray Bright BL Lac Object Mrk 421
本文介绍了对明亮的BL Lac天体Mrk 421的X射线的高质量远紫外光谱探测器（FUSE）在910 - 1187 A的星际和星系间吸收的20 km /s分辨率的观测结果。在这项研究中，我们考虑的O VI吸收之间的-140至165公里/秒和它的关系，较低的电离吸收和强烈的吸收产生的O VII和O VIII在X射线波长。O-VI吸收范围从-140到60 km /s，与强烈的低电离气体吸收有关，起源于银河系厚盘/晕。这个O VI似乎是由多种过程的组合产生的，包括温暖和高温气体之间的导电界面，以及可能冷却的银河喷泉气体和热晕气泡。从60到165 km /s的O VI吸收具有不寻常的电离特性，因为除了C III之外，几乎没有相关的低电离吸收。这种吸收在两颗前景晕星上没有观察到，这意味着它发生在距离银河系盘3.5 kpc更远的气体中。在60至165公里/秒的速度范围内，O VI和C III吸收具有相同的运动学行为。N（O VI）/N（C III）= 10+/-3，速度范围为60至120 km/s。考虑到O VI与C III的关联，高速O VI不太可能与导致O VII和O VIII吸收的较热气体共存。O VI正速度吸收翼可能正在追踪热银河喷泉流出物中夹带的较冷气体。钱德拉和XMM-牛顿观测到的O VII和O VIII吸收可能是在高度延伸（~100 kpc）的银河日冕中的热气或本星系群中的热气。
2004-12-15 astro-ph
