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
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
Evidence for the Missing Baryons in the Angular Correlation of the Diffuse X-ray Background
在本地宇宙中检测到的重子数量至少比在高红移时测量到的要少两倍。据信，当前宇宙中的重子有相当一部分“隐藏”在充满星系际空间的热对流结构中，即温热星系际介质（$WHIM$）。我们发现了$WHIM$中丢失重子的证据，通过探测它们与XMM-牛顿卫星的扩散X射线发射的角相关的签名。我们的结果表明，$(12\pm 5)$ %的总扩散X射线发射的能量范围为0.4-0.6 keV是由于星系际细丝。我们的检测的统计学显著性是几个σ（$χ^2>136$ N=19）。相反，X射线通量的误差条主要由宇宙变化和模型的不确定性决定。
2008-12-11 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
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
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
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
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
Dynamical limits on galactic winds, halo machos and intergalactic globular clusters
我们认为，任何暴力的星系风后，早期的恒星爆发将显着削弱星系的潜力，并留下持久的签名，如降低暗晕密度和优先径向/逃逸轨道的晕示踪剂，如球状星团。如果一个星系的动力学质量有一半以上被吹走，它就会解体。星系中存在致密晕，而没有星系际/逃逸的球状星团，这意味着在星系风中损失的重子数量的上限约为星系总质量的4%。这就限制了参与早期恒星爆发的重子和被锁定在恒星残余物中的重子，比如白矮星。在最近的自行搜索和星系晕中的微透镜观测中，所声称的晕白矮星的数量太高，与我们的动力学上限不一致。类似的论点也暗示了星系晕中中子星和恒星黑洞数量的上限。然而，一个温和的外流是可取的，特别是在矮星系，既降低其冷暗物质中心密度和注入金属的星系际介质。
2002-07-04 astro-ph
Cosmological Halos: A Search for the Ionized Intergalactic Medium
标准的大爆炸核合成预测宇宙的平均重子密度是临界密度的百分之几。只有大约十分之一的预测重子已经看到。失踪重子的一个可能的储存地是弥漫电离的星系际介质（IGM）。为了测量IGM，我们在强高红移射电源周围寻找汤姆逊散射晕。1935-692年的射电源是由澳大利亚望远镜紧凑阵列观测的。我们假设在1935-692年期间有一个均匀的IGM和各向同性的稳定发射，持续时间在10^7 - 10^8年之间。在χ^2拟合中使用了期望晕可见度函数的模型来设置Ω_{IGM}的上限。上限因用于表征数据中系统误差的方法而异。结果是Ω_{IGM} < 0.65的2/sigma极限。虽然还没有达到测试原始核合成的灵敏度水平，但该技术的改进可能会在未来的研究中实现这一点。
1998-10-01 astro-ph
Missing Baryons in the Warm-Hot Intergalactic Medium
我们简要地回顾了利用紫外吸收线在低红移类星体光谱中的物理条件，金属丰度和重子含量的低z IGM的研究，重点是失踪的重子问题。目前的结果的统计和重子含量的干预，低z的O VI和Lya吸收线系统的这两类吸收体和随之而来的重子双计数问题之间的重叠提出了一些意见。利用STIS的E140 M阶梯光栅模式对16个类星体的观测，发现了44个OVI吸收体和14个伴生的OVI系统[即z（abs）~ z（类星体）]。对于静止等效宽度> 30 mA，每单位红移的介入OVI吸收体的隐含数量为dN/dz（OVI）= 23+/-4。如果它们的典型金属丰度为1/10太阳能，并且O VI离子分数<0.2，则介于其间的O VI系统至少包含7%的重子。这一发现与宇宙学对大尺度结构生长的模拟预测相一致。最近，在低z类星体光谱中发现了一组非常宽的Lya谱线。如果这些Lya线主要是热加宽的，那么这些H I吸收体可能含有一部分重子。我们提出并讨论了一些宽的Lya吸收剂的例子。最后，我们简要总结了OVI吸收体与邻近星系/大尺度结构之间关系的一些发现。
2004-11-06 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
Simulations of the Intergalactic Medium
我提出的星系际介质（IGM）的重子的时代审查，从第一颗星到今天。最近的观测表明，再电离的时间很长，这表明再电离器有多个种群;检测这些z>6的源是一个关键目标，现在已经触手可及。光学莱曼α森林（2<z<4）可以用波动冈恩-彼得森近似很好地描述，但是对相关金属线和附近星系的令人困惑的观测可能会提供对星系反馈过程的见解。由于Ly-alpha吸收体和温热星系际介质的紫外线吸收线研究，z<1.5的IGM研究进展迅速。宇宙流体动力学模拟在这些进展中发挥了不可或缺的作用，并帮助塑造了我们对IGM的理解。观测和理论的共同努力继续扩大我们对IGM的认识，IGM是星系形成的最早阶段，也是所有红移下重子的主要储存库。
2003-12-04 astro-ph
The Low-Redshift Intergalactic Medium
低红移的Ly-alpha森林的吸收线提供了一个探测大尺度的星系际介质中的重子结构，其中一些可能是残留的物理条件成立的时代期间的星系形成。我们讨论了我们最近的哈勃太空望远镜（HST）的观测和解释低z Ly-alpha云附近的Seyfert和类星体，包括他们的频率，空间密度，估计质量，与星系的关联，和贡献Ω重子。我们的HST/GHRS探测了70个Ly-alpha吸收体，N_HI > 10^12.6 cm-2，沿着11条视线，覆盖路径长度Delta（cz）= 114，当N_HI > 10^12.6 cm-2时，f（>N_HI）~ N_HI^{-0.63 +- 0.04}和线频率dN/dz = 200 +- 40（每1500 km/s红移一个）。一组朝向PKS 2155-304的强吸收体可能与来自4个大星系的气体（400-800）h_75^-1 kpc有关，它们的金属丰度较低（< 0.003太阳能），D/H < 2 x 10^-4。在低Z，我们从活动星系核中导出了一个超银河系电离辐射场，其J_0 = 1.3^{+0.8 -0.5} × 10^-23尔格/cm ~ 2/s/Hz/sr，Ly-alpha-Forest重子密度Ω-重子=（0.008 +- 0.004）h_75^-1 [J_-23 N_14 b_100]^{1/2}对于特征尺寸的云，b =（100 kpc）b_100。
1999-01-20 astro-ph
Lost Baryons at Low Redshift
我们回顾了我们在低红移下用“X射线森林”吸收线从温暖的星系际介质中发现丢失重子的尝试。我们讨论迄今为止沿着Mrk 421视线的最佳证据。然后讨论了局域群中缺失的重子以及z=0吸收系统在X射线谱中的意义。我们认为，关于z=0系统的银河系与银河系外起源的争论还为时过早，因为这些系统可能包含两种成分。下一代X射线任务，如星座X和XEUS的观测将是至关重要的，以绘制出温暖的星系间介质。
2007-08-13 astro-ph
Scintillation as a Probe of the Intergalactic Medium
在低红移宇宙中的大多数重子都存在于一个温暖/热的成分中，这是很难用标准的吸收/发射线技术检测到的。我们建议使用类星体的折射闪烁作为一个有用的，互补的探针，这样的电离，星系际气体。特别是，一个应用程序的情况下的intracluster介质。我们发现，位于z约0.02的集群应产生一个源均方根强度波动在50-100 GHz的百分之几十和时间尺度范围从几天到几个月，这取决于预测的位置上的前景集群的源。然而，为了产生这样的信号，源需要非常紧凑。如果观察到这种效应，它可以作为一个独立的测试在集群重子质量分数。
2001-04-11 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
Enrichment of the Intergalactic Medium by the Milky Way Subgroup
我研究的化学富集的扩散气体的本集团内的银河系子群的星系的效果。较好的模型预测现在的星系际介质质量是初始重子质量的1/22，金属丰度是1/20 $Z_\odot$。近80%的星系际金属都是在银河系核球中产生的.
2001-08-27 astro-ph
Intergalactic Baryons in the Local Universe
模拟预测，来自大尺度结构形成和星系风的冲击已经将处于温暖的光电离阶段（Lya森林）的重子比例从早期宇宙的近100%减少到今天的不到50%。在T=10^5-10^7 K时，一些剩余的重子被预测处于温热电离介质（WHIM）相，但数量仍然是模型的一个高度可调参数。现代紫外光谱仪提供了前所未有的访问Lya森林和潜在的WHIM示踪剂在z~0，和几个独立的小组已经建立了大的远紫外IGM吸收剂的目录沿~30 AGN视线。有普遍的协议之间的调查，温暖的，光电离相弥补了~30%的重子预算在z~0。另外约10%可以在坍塌的结构（恒星，星系等）中解释。然而，在z<0.5时对~100个高离子（OVI等）吸收剂的解释更具争议。这些物质很容易在IGM中存在的冲击中产生，但它们也可以通过光电离产生，因此不代表WHIM材料。给出几个观测证据和理论预期，我认为，大多数观察到的OVI吸收剂表示在T~ 300，000 K的冲击气体，而不是在T<30，000 K的光电离气体，因此它们是WHIM阶段的有效示踪剂。在这个假设下，T=10^5-10^6 K的富集气体可以占z<0.5时重子预算的10%，但是当考虑到偏差和不完整性时，这个值可能会增加，并有助于缩小50%的重子仍然“失踪”的差距。
2008-12-02 astro-ph
The Gunn-Peterson Effect in the Spectrum of the Z=4.7 QSO 1202-0725: The Intergalactic Medium at Very High Redshift
本文给出了暗类星体BR 1202 -0725（$z_{em}=4.695$）光谱中莱曼吸收线间平均凹陷的一种测量方法。相对较高的光谱分辨率（$\sim 40$ km s $^{-1}$）允许选择莱曼α森林中没有强吸收线的区域。连续谱形状的可靠评价是基于仔细的通量校准和所覆盖的大波长间隔（5000- 9300 nm）。在此分辨率下观测到的最高吸收红移处的耿-彼得森光学深度$τ_{_{GP}}\leq 0.02\pm 0.03$的最佳估计值是$z \simeq 4.3$。如果观测到的类星体是电离紫外背景通量的主要贡献者，则星系际介质的重子密度为$Ω_{IGM}\mincir 0.01$。这个极限，当与从核合成推导出的总重子密度相比时，可能意味着大多数重子已经在$z\sim 5$的束缚系统中。
1994-02-14 astro-ph
X-raying the Intergalactic OVI Absorbers
观测到的z>0的星系际OVI吸收体被认为是"失踪重子“的重要储存库。然而，为了充分理解这些吸收体对重子存量的贡献，确定系统是碰撞电离还是光电离（或两者兼而有之）是至关重要的。利用已识别的星系际OVI吸收体作为示踪剂，我们寻找相应的X射线吸收线，这对于寻找丢失的重子和揭示OVI吸收体的性质是有用的。沿着六条活动星系核视线堆叠钱德拉光栅光谱，我们得到三个光谱的信噪比为32，28，和10每12.5毫安光谱箱周围的预期OVII Ka波长。这些光谱对应于具有各种动态特性的OVI吸收剂。我们在光谱中没有发现可检测到的NeIX、OVII、OVIII、NVII或CVI吸收线，但高计数统计使我们能够获得相应离子柱密度的可靠上限（特别是在95%置信水平下平均N（OVII）≤ 10 N（OVI））。通过对这些未探测到的X射线谱线与平均OVI柱密度的联合分析，我们进一步限定了含OVI气体在碰撞电离平衡时的平均温度为log[T（K）] ≤ 5.7。我们讨论了这些结果的物理性质的假定温暖，热星系际介质和它的检测在未来的X射线观测的影响。
2009-03-23 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
The Baryon Content of the Local Intergalactic Medium
我们描述了我们对低柱密度莱曼α吸收体[N（HI）= 10^（12.5-16.0）cm^-2]的观测，结果表明，在z < 0.1时，温暖的光电离IGM包含了所有重子的30%。这一比例与宇宙学模拟结果一致，宇宙学模拟还预测，另外20-40%的重子存在于温度为10^（5-7）K的气体中，即温热的IGM（WHIM）。观测到的Lya吸收体的线密度（当N（HI）> 10^（12.8）cm^-2时，dN/dz = 170）主要是由低N（HI）系统决定的，与N（HI）>10^（14）的系统相比，低N（HI）系统表现出较慢的红移演化。HST/FUSE对OVI吸收体的调查，以及最近用钱德拉和XMM/牛顿探测到的O VII，表明20-70%的重子可能存在于WHIM中，这取决于它的假设丰度（O/H = 10%太阳）。在最高的柱密度，N（HI）> 10^（20.3），阻尼Lya系统通常被认为是在大范围的光度（0.03-1 L*）和形态上的富含气体的星系盘。莱曼极限系统[N（HI）= 10^（17.3-20.3）]似乎与束缚的明亮（0.1-0.3 L*）星系晕有关。N（HI）= 10^（13-16）cm^-2的Lya吸收体与星系分布中的大尺度结构的细丝有关，尽管有些可能出现在来自矮星系的无束缚风中。我们发现，约20%的低z Lya吸收体存在于星系空隙中，这表明相当大一部分重子可能与星系完全无关。在未来，哈勃（…
2004-07-24 astro-ph
Physical Properties and Baryonic Content of Low-Redshift Intergalactic Ly-alpha and O VI Absorption Systems: The PG1116+215 Sight Line
本文介绍了在900-3000 A光谱区对PG 1116 +215星系际吸收的HST和FUSE观测结果。我们在静止坐标系等效宽度W_r > 30 mA处探测到25个Ly-alpha吸收体，在0.162的无阻塞红移路径上得到（dN/dz）_Ly-alpha = 154+/-18。另外还存在两个W_r ~ 15-20 mA的弱Ly-alpha吸收体。八个Ly-alpha吸收体具有大线宽（b > 40 km/sec）。在z=0.06244的宽Ly-alpha吸收体中检测到窄OVI，这支持了Ly-alpha分布在T > 10^5 K的气体中热展宽的观点。当W_r > 30 mA，b > 40 km/sec时，宽Ly-alpha吸收体的dN/dz ~ 50。如果宽的Ly-alpha谱线是由热气体中的热加宽所主导，那么这些吸收体中的重子物质的数量是巨大的，可能是低红移宇宙中重子质量的一半。我们检测OVI吸收在几个Ly-alpha云沿视线。在z=0.13847和z=0.16548处的两个检测通过在这些红移处存在其他离子来确认，而在z=0.04125、0.05895、0.05928和0.06244处的检测仅基于Ly-alpha和OVI检测。假设金属丰度为0.1太阳能，OVI电离分数< 0.2，沿5条视线的13个W_r > 50 mA的低红移OVI吸收体的可用信息得到（dN/dz）_OVI ~ 14和…
2004-07-27 astro-ph
Chandra Detection of OVIII Ly-alpha Absorption from an Overdense Region in the Intergalactic Medium
我们报告的OVIII Ly-alpha吸收线与星系际介质（IGM）沿PKS 2155-304与钱德拉低能量透射光栅光谱仪（LETGS）的视线过密区域的第一次检测。在4.5 sigma水平检测到吸收线，cz~ 16，600 km/s。在相同的速度下，Shull et al.（1998年）探测到一小群螺旋星系（δ_gal ~ 100的过密度）和低金属含量的HI Ly-alpha云。我们将产生OVIII Ly-alpha线的群内气体限制在重子密度在1 e-5 < n_b <7.5 e-5 cm^-3（50 < delta_b < 350）范围内，温度为（4-5）× 10^6 K，假设太阳丰度为0.1。这些估计是根据热/热星系际介质（WHIM）的流体动力学模拟预测。从这个单一的检测推断，意味着大部分的“失踪重子”（~ 10%，或~ 30-40%的WHIM）被OVIII吸收体探测到。
2002-06-16 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
Structure and Evolution of The Intergalactic Medium: Conference Summary
这不是一个有趣的会议吗？是的，除了下雨。本摘要突出了第13届IAP会议的科学主题：（1）重子的历史;（2）金属的历史;（3）IGM的再电离;（4）Galerkin大会，以及观察员和理论家未来项目的“愿望清单”。
1997-09-11 astro-ph
A large population of metal-rich, compact, intergalactic C IV absorbers - Evidence for poor small-scale metal mixing
我们在9个高质量类星体的光谱中，对红移z ~ 2.3的高金属丰度CIV吸收体进行了观测。使用一种新的分析技术，基于对C IV线的检测和对H I、C III、N V和O VI的柱密度的自动确定上限，我们发现大的（dN/dz > 7）光致电离的、致密的（R ~ 10^2 pc）、富含金属（Z >~ Z_solar）、中等密度（n_H ~ 10^{-3.5} cm^{-3}）的C IV云，我们证明这些性质对于电离模型中的不确定性是稳健的。特别是，电离辐射的局部来源，氧气过剩，偏离电离平衡，碰撞电离都意味着更紧凑的云。云太小，不能自引力，压力约束只有在特殊条件下才是一致的。我们认为，云是，在任何情况下，可能是短暂的，我们证明，这意味着云可以很容易地负责运输的所有金属，最终在星系际介质（IGM）。当云与一般的光电离IGM达到压力平衡时，金属仍然会集中在小的高金属量斑块中，但它们看起来像普通的低金属量吸收剂。我们的结论是，星系际金属混合不良的小尺度上，几乎所有的IGM，从而宇宙，因此可能是原始的组成。
2007-05-21 astro-ph
Reionization Feedback and the Photoevaporation of Intergalactic Clouds
宇宙中一小部分重子在IGM处于冷、暗和中性时凝聚而成，它们释放的能量被重新加热和重新电离，使其中的气体云暴露在电离辐射的强光下。本文介绍了第一次对类星体引起的星系际云光蒸发的气体动力学模拟，包括辐射转移，以及一些观测诊断。
1997-10-21 astro-ph
THE GUNN-PETERSON EFFECT FROM UNDERDENSE REGIONS IN A PHOTOIONIZED INTERGALACTIC MEDIUM
本文用Zel'dovich近似和另一种解析近似计算了光电离星系际介质（IGM）欠密区在引力不稳定性下的演化。我们发现，在类星体的光谱的大部分，$\lya$散射的光学深度起源于欠密区域的气体，或空隙。这使得Gunn-Peterson（GP）吸收的中值与包含宇宙中所有重子的均匀介质的值之比非常小，并且随着引力坍缩的进行而减小。我们将计算结果应用于Webb及其同事对$z=4.11$类星体强度分布的观测。我们表明，如果$\lya$云产生的引力坍缩，他们的意见必须被解释为第一次检测（波动）GP效应，在$z=4$的中值$τ_{GP}\simeq 0.06$。对于典型的低密度（$Ω\sim 0.4$）宇宙学模型，这与从原始核合成预测的重子密度和来自邻近效应的电离背景强度是一致的。从Cen \etal的数值模拟，这样的模型也正确地预测$\lya$吸收线的数量观察。
1995-02-13 astro-ph
The Stellar UV Background at z<1.5 and the Baryon Density of Photoionized Gas
我们使用新的研究恒星形成星系的宇宙演化，以估计电离光子的生产率从热，大质量的恒星在低和中等的红移。加法红移巡天中蓝星系的光度函数在红移区间z=0-1.3内有明显的演化，在z~0.5处产生1 ryd的背景强度J_L~ 1.3 x 10^{-21} f_{esc} ergs cm^{-2} s^{-1} Hz^{-1} sr^{-1}，其中f_esc是恒星莱曼连续谱光子逃逸到星系际空间的未知分数，我们假设吸收是栅栏型的。我们认为，最近的上限附近星系际云的H-α表面亮度限制这一比例为<~ 20%。当f_{esc} >~ 6%时，来自星系的背景电离流在z~ 0.5处可以超过类星体的贡献。我们表明，在一个弥漫的背景为主的类星体和/或恒星形成的星系的一般框架中，宇宙学重子密度与光电离，光学薄气体迅速减少与宇宙时间。最近哈勃太空望远镜对类星体光谱中OVI吸收线的调查结果表明，这种演变的大部分可能是由于年轻星系晕中超新星事件对星系间介质的整体加热和碰撞电离。
1997-04-30 astro-ph
Hot Gas in the Local Group and Low-Redshift Intergalactic Medium
越来越多的观测证据表明，炽热的、高度电离的星际和星系间气体在本地宇宙的星系演化中起着重要作用。暖热星际/星系间介质的主要光谱诊断是O VI和O VII的紫外线和X射线吸收线。本文综述了近年来本星系群和低红移宇宙中热气体光谱研究的一些热点。这些亮点包括调查的重子内容的低z O VI吸收剂，热的银河系日冕或本星系群介质的证据，并发现一个高度电离的高速云系统周围的银河系。
2003-11-04 astro-ph
The thermal history of the intergalactic medium
当红移z > 2时，大多数重子位于光滑的星系际介质中，而光滑的星系际介质是低密度莱曼α森林的主要原因。这种光加热的气体遵循紧密的温度-密度关系，其在作为列密度的函数的莱曼-α吸收线（b-参数）的宽度分布中引入截止。我们已经测量了这个截止在一个样本的9个高分辨率，高信噪比的类星体光谱，并确定了星系际介质的热演化的红移范围2.0-4.5。在红移z ~ 3处，平均密度处的温度出现一个峰值，气体接近等温。我们认为这是地狱再电离的证据。
2000-06-13 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
Confusion of Diffuse Objects in the X-ray Sky
现今宇宙中的大多数重子被认为存在于星系际空间，温度在10^5-10^7 K之间。来自这些重子的X射线辐射贡献了~ 1 keV背景辐射的一小部分（~10%），其在大尺度宇宙网中的突出程度取决于超新星和活动星系核注入星系际空间的非引力能量的数量。在这里，我们表明，集团和集群的维里化区域覆盖了超过三分之一的天空，创造了一个源混淆的问题，可能会阻碍X射线搜索个别星系团间的灯丝和污染的观测遥远的群体。
2000-12-08 astro-ph
Bent-Double Radio Sources as Probes of Intergalactic Gas
作为宇宙中最常见的环境，星系群很可能以星系际气体的形式包含了很大一部分缺失的重子。这种气体的密度是一个重要的因素，是否冲压压力剥离和扼杀影响星系在这些系统中的演化。我们提出了一种测量星系际气体密度的方法，使用双射电源，是独立的温度，使其补充目前的吸收线测量。我们用这种方法探测星系际气体在两个不同的环境：一个小的星系群内，以及一个较大的集团外，在2 Mpc半径和测量总气体密度$4 \pm 1_{-2}^{+6} \times 10^{-3}$和$9 \pm 3_{-5}^{+10} \times 10^{-4}$每立方厘米（随机和系统误差）分别。我们使用X射线数据放置一个上限的$2 \times 10^6$ K的温度的组内气体在小组。
2008-06-24 astro-ph
Heating of the intergalactic medium due to structure formation
我们估计加热的星系际介质由于冲击所产生的结构形成。在这里，借助于Zel'dovich近似，考虑了具有小超密度（${n_b \over {\bar n_b}}\ll 200$）的坍缩区之外的气体的加热。我们估计这种气体的状态方程，与其温度的密度，其演变的时间，考虑到冲击加热由于一个$σ$密度峰值是最主要的。我们还估计了气体的质量分数高于一个给定的温度作为红移的函数。我们发现在$z=0$的$10^6$ K以上的重子分数是$\sim 10 %$。我们估计综合的Sunyaev-Zel'dovich畸变从这个气体在目前的时代是$10^{-6}$的顺序。
2001-07-20 astro-ph
The Intergalactic Medium
大爆炸后大约50万年，不断衰减的宇宙黑体辐射冷却到3000 K以下，首先转变为红外线，然后转变为无线电，充满宇宙的光滑重子等离子体变成中性。然后宇宙进入了一个"黑暗时代“，一直持续到第一个宇宙结构坍塌成引力束缚的系统，并演变成恒星，星系和黑洞，再次照亮了宇宙。在红移7到15之间的某段时间，原星系中的恒星产生了第一批重元素;这些系统，也许与早期的类星体一起，产生了紫外线辐射，使宇宙重新加热和电离。在这些关键的形成阶段期间和之后不久的宇宙历史记录在遍布的星系际介质（IGM）中，据信其中包含大爆炸遗留下来的大部分普通重子物质。在整个结构形成的时期，IGM成为cluerous并在引力的影响下获得特殊的运动，并作为气体的来源，这些气体在星系内吸积，冷却和形成恒星，并作为富含金属的物质，能量和辐射的汇。观测类星体光谱中红移高达5的吸收线提供了对IGM的化学组成和一些最早形成的宇宙学结构的原始密度波动谱以及电离它们的紫外背景辐射的宝贵见解。
2000-05-05 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
A High Resolution Intergalactic Explorer for the Soft X-ray/FUV
我们提出了一个高分辨率X射线光谱学的任务概念，分辨率为R~6000，（c.f.对于Chandra，XMM-牛顿，R=<1000）。这一分辨率是物理学驱动的，因为它允许测量日冕X射线线的热宽度，也是天体物理学驱动的，因为50 km/s可以分辨星系内部的运动，以及更大结构内的星系运动。这样一个任务可以是小型的，并具有快速的反应能力，使我们能够利用伽马射线暴的余辉作为强背景X射线源来“用X射线照射宇宙”，从而照亮“宇宙网”。宇宙网被预测包含附近宇宙中大部分的正常物质（重子）。
2003-03-19 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
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
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 Thermal Sunyaev Zel'dovich effect : a powerful probe for missing baryons
到目前为止，宇宙中大约90%的重子都没有被直接观测到。这被称为{ \it缺失重子问题}。Sunyaev Zel'dovich效应（SZ效应）有可能直接测量大多数这些缺失重子的状态。下一代CMB实验，如AMIBA，将通过SZ效应提供星系际介质的无偏样本。现有的和即将进行的模拟和分析研究提供了一个定量的了解SZ效应。这些都使SZ效应成为一种强有力的重子探测器。我们从现象学和理论两个方面对这种探测进行了概述。
2001-11-15 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
Small Scale Structure at High Redshift: III. The Clumpiness of the Intergalactic Medium on Sub-kpc Scales
从莱曼α森林的Keck HIRES仪器到引力透镜类星体Q1422+231的A和C分量的视线中的光谱被用来研究在亚千秒差距尺度上平均红移z = 3.3的星系际介质的结构。我们测量了平均横向间隔为120 pc的两个莱曼α森林之间的互相关幅度，并计算了在两条视线中看到的各个吸收系统之间的RMS柱密度和速度差异。对于柱密度在12<log N（HI）<14.13范围内的不饱和吸收线，发现莱曼α森林线的速度质心之间的RMS差小于约400 m/s。在100 pc的典型尺度上，能量转移到低密度IGM中的速率似乎比先前测量的强CIV金属吸收系统的速率低3-4个数量级。利用星系际介质中HI柱密度与重子密度之间的紧密相关关系，得到了重子密度场均方根涨落的上限。吸收线的分数是不同的视线被用来确定宇宙的填充因子的气体遭受最近的流体动力学扰动。由此我们导出了高红移星系外流填充因子的上限。短暂的、短距离的古代风基本上不受这种方法的约束，但吹了相当一部分哈勃时间（z = 3.3）的强风似乎只占宇宙体积的不到20%。
2001-07-27 astro-ph
Where Are the Baryons? II: Feedback Effects
对星系际介质的数值模拟表明，在目前的时代，在（T~10^6K）温热星系际介质（WHIM）中应该可以发现相当大一部分（40-50%）的重子成分--最近的几个观测证据表明了这一预测的正确性。我们在这里重新计算的WHIM的演变与以下主要改进：（1）银河系/恒星形成的星系超风反馈过程被明确包括在内;（2）主要的金属物种（O V至O IX）的计算明确在一个非平衡的方式;（3）质量和空间的动态范围分别由8和2倍，比我们以前的模拟。以下是主要调查结果：（1）银河系超级风具有显著的影响，使WHIM质量分数增加约20%，主要是通过加热密度为平均密度10^{1.5}-10^4倍的星系附近的温暖气体。(2)WHIM中重子的比例比早期工作略有增加，但约为40- 50%。(3)WHIM的气体密度在平均密度的10-20倍处达到最大值，范围从低密度区域到高密度10^3-10^4的区域。(4)WHIM的中值金属丰度为0.18Zsun，50%和90%区间分别为（0.040，0.38）和（0.0017，0.83）。
2005-12-31 astro-ph
Small Scale Structure in the Universe and the Distribution of Baryons at High Redshift
我们简要地讨论了莱曼α森林观测测量宇宙学参数的相关性，比较高Z类星体光谱的性质与人工光谱的流体动力学模拟，基于层次宇宙学。特别是，我们描述了一个测量的重子含量的宇宙通过匹配的平均不透明度的莱曼α森林从模拟到观察到的一个新的数据集观察到的凯克望远镜。然后，我们报告的搜索可能的小尺度结构的星系际介质，可能是目前的宇宙学模拟解决。观测透镜类星体光谱中的柱密度梯度，我们发现典型的星系际气体云在0.1千秒差距尺度上至少在4%的水平上是无结构的。将透镜吸收的研究扩展到更高的柱密度，我们开始对高红移星系内部的速度场进行采样。在相距仅几百秒差距的视线之间，发现了柱密度（50%量级）和投影速度（数十公里/秒）的显著差异，我们可能正在观察早期星际介质的结构。
1997-09-14 astro-ph
The Physical State of the Intergalactic Medium or Can We Measure Y?
我们提出了一个参数{ \it下限}的康普顿- $y$参数描述的宇宙微波背景（CMB）的光谱失真。高红移类星体的光谱中没有可探测的Gunn-Peterson信号，这就要求星系际介质（IGM）处于高电离态。给定邻近效应所指示的范围的低端的电离通量，代表核合成预测的重子密度的重要部分的IGM必须被光子通量以外的源加热到温度$\go {\rm few} \times 10^5\, K$。这种气体在观测到的类星体的最高红移处，$z\sim 5$，将产生$y\go 10^{-6}$。如果宇宙是开放的，如果存在一个宇宙学常数，或者如果我们采用一个密度大于标准大爆炸核合成预测的IGM，那么$y$的下限就会上升。
1995-06-26 astro-ph
Measuring Omega Baryon from the Helium Lyman-Alpha Forest
本文根据类星体电离区空洞中He Ⅱ Ly-alpha光学深度的分布，提出了一种从高红移星系际吸收中提取Omega_b的新方法。根据最近PKS 1935-692在z=3处的HST-STIS光谱的初步估计，Omega_b h^2 = 0.013^{+0.002}_{-0.001}（1-sigma统计误差，对于具有额外系统不确定性的Lambda-CDM宇宙学）与其他估计一致。
1999-11-21 astro-ph
The Angular Momentum of Gas in Proto-Galaxies: II -- The Impact of Preheating
利用宇宙流体动力学模拟研究了星系际介质预热对星系形成的影响。通过模拟有无简单的预热模型，我们分析和比较了暗物质和重子的角动量分布。预热使重子从它们的暗物质晕中脱离出来，产生一个重子质量分数，它随着暗物质晕质量的减少而减少。此外，相对于没有预热的情况，气体的自旋参数减小，而气体和暗物质的角动量方向之间的不对准强烈增加。个别晕的角动量分布表明，预热降低（增加）的质量分数与低（负）比角动量。我们讨论了这些发现对在预热的星系际介质中形成盘状星系的影响，并将我们的结果与Maller & Dekel（2002）的预测进行了比较，后者提出了（原）星系角动量起源的另一种解释。
2003-08-07 astro-ph
Gamma-Ray Background from Structure Formation in the Intergalactic Medium
宇宙充满了弥漫的、各向同性的河外伽马射线辐射背景，每十年的光子能量在3 MeV-100 GeV之间，包含大致相等的能量通量。这种背景的起源是宇宙学中未解之谜之一。只有不到四分之一的伽马射线通量可以归因于未解决的离散源，但其余的似乎构成了一个真正的扩散背景，其起源迄今仍是神秘的。在这里，我们证明了在星系际介质中形成大尺度结构的过程中，引力引起的激波产生了一群高度相对论性的电子，其最大洛伦兹因子超过10 ^7。这些电子散射了现今宇宙中一小部分微波背景光子，直到伽马射线能量，从而提供了伽马射线背景。预测的扩散通量与观测到的背景光子能量超过四十年，并意味着重子的平均宇宙学密度是一致的大爆炸核合成。
2000-03-30 astro-ph
Intergalactic Helium Absorption in Cold Dark Matter Models
HUT和HST的观测最近发现了两个高红移类星体沿视线的HeII吸收。我们使用宇宙学模拟与气体动力学研究HeII吸收的冷暗物质（CDM）理论的结构形成。我们考虑了两个具有不同归一化的Ω = 1的CDM模型和一个Ω = 0.4的CDM模型，它们都包含了Haardt和Madau（1996）计算的光致电离紫外背景光谱。模拟的气体分布，结合H & M光谱形状，占相对观测值的taubar_HI和taubar_HeII，HI和HeII吸收的有效平均光学深度。如果背景强度和H & M预测的一样高，那么匹配Taubar_HI和Taubar_HeII的绝对值需要一个比我们假设的Omega_b h^2 = 0.0125大的重子丰度（对于各种CDM模型，是1.5~3倍）。模拟再现了Taubar_heII在观测到的红移范围内的演化，2.2 <z <3.3，如果HeII的光电离率保持大致恒定。在CDM模拟HeII吸收产生的扩散，波动，星系间介质，这也引起了HI ly-alpha森林。大部分的HeII不透明度出现在欠致密的区域，在那里的HI光学深度非常低。我们计算的HeII和HI吸收，可用于测试CDM模型的统计特性，并区分它们从一个替代方案中，其中的HeII吸收是由离散的，紧凑的云。CDM方案预测，大量的重子物质存在于高红移的低密度区域。HeII的吸收是探测这种极度弥散的星系际气体的唯一灵敏的探针，因此它可以为…
1997-05-26 astro-ph
The Infuence of Omega_baryon on High-Redshift Structure
我们在三个流体动力学模拟中分析了高红移结构，它们具有相同的初始条件和宇宙学参数，不同之处仅在于重子密度参数Omega_b=0.02，0.05，0.125。增加Omega_b并不改变星系际介质扩散相（非冲击相）中重子的比例，但它增加了冷却速率，从而使一些重子从冲击星系际相转移到与星系相关的凝聚相。如果调整紫外背景强度使森林的平均不透明度与观测值相匹配，莱曼α森林吸收的预测几乎不受Omega_b变化的影响。所需的紫外背景强度为Ω_b ^[1.7]，较高的光电离率会提高低密度区域的气体温度。阻尼Lyman-alpha吸收和Lyman极限吸收都随Omega_b的增加而增加，但阻尼吸收的影响更强，且在z=4时比z=2-3时弱。高红移星系中的冷气体和恒星质量的增长速度比欧米茄b快，但比欧米茄b ^[2]慢，全球恒星形成速率的比例约为欧米茄b ^[1.5]。在更高的Omega_b模型中，在暗物质晕维里半径范围内的重子物质比例通常高于普适比例，表明气体动力学和冷却会导致重子在维里化系统中的过度表现。总的来说，我们的结果意味着一个相当直观的图片的影响Omega_b的高红移结构，我们提供的标度，可用于估计的影响Omega_b的不确定性的流体动力学模拟的预测。
2001-07-16 astro-ph
