Hot Bubbles in Cooling Flow Clusters
随着钱德拉和XMM-牛顿X射线天文台观测到更多具有中心射电源的星系冷却流团，（与射电辐射一致的X射线低发射区）。这些气泡被明亮的X射线辐射壳层包围，目前还没有发现强烈冲击的证据。使用分析方法和一些简化假设，我们导出了气泡的大小、位置以及气泡与周围介质的密度差与气泡的冲击历史之间的关系式。这些可以直接应用于新的观察。我们发现，现有的观测结果与过去发生的轻微冲击相一致，并且与X射线壳层中的大部分冷物质在星团中心被冷却，然后被射电源向外推。强烈的冲击被排除，除非它们发生在1 Gyr之前。我们还讨论了瑞利-泰勒不稳定性以及一个泡沫膨胀成一个旧的泡沫产生的前一个周期的无线电活动的情况下。
2002-01-19 astro-ph
Searching for the Missing Baryons in the Warm-Hot Intergalactic Medium
在低红移（z<2）下，宇宙中几乎一半的重子都没有在星系和星系团等束缚结构中发现，因此最有可能存在于温暖的星系际介质（WHIM）中，正如模拟预测的那样。试图在宇宙学距离上探测WHIM细丝对明亮背景源的吸收，产生了有争议的结果，我在这里回顾。我认为，一个安全的检测吸收功能的WHIM是在极限的XMM牛顿的能力，但可行的。对整个WHIM的适当描述属于未来X射线任务的领域。
2007-11-30 astro-ph
Hot Gas in the Circumstellar Bubble S308
S308是由WN 4恒星HD 50896吹出的拱星气泡。它是仅有的两个显示出可探测到的弥散X射线发射的单星气泡之一。我们获得了S308西北象限的XMM-牛顿EPIC观测。弥散X射线辐射显示出边缘增亮的形态，从弥散X射线辐射的外缘到星云壳的外缘有一个明显的间隙。漫发射的X射线光谱非常柔和，并且与温度约为1.1x10^6 K的富氮等离子体的光学薄等离子体模型很好地拟合。可能存在较热的气体成分，但其温度没有得到很好的限制，因为它对观测到的X射线通量的贡献小于6%。S308的总X射线光度，从明亮的西北象限外推，是<=（1.2+-0.5 x10 ^{34}尔格/秒。我们利用观测到的气泡动力学和S308内部热气体的物理参数，结合Garcia-Segura & Mac Low（1995）的拱星气泡模型，证明了X射线发射气体必须由混合的星云物质主导。
2003-09-05 astro-ph
Bubbles and Superbubbles
一颗孤立的大质量恒星可以吹出一个泡泡，而一群大质量恒星可以吹出超级泡泡。在本文中，我们研究了三个有趣的问题，泡沫和超级泡沫：（1）为什么我们没有看到星际泡沫周围的每一个O星？(2)泡泡内部有多热（3）气泡中热/冷气体界面上发生了什么？
2003-10-10 astro-ph
Missing Baryons and the Warm-Hot Intergalactic Medium
星系中的恒星和气体、热的团内介质和星系际光电离气体最多只占宇宙中重子的一半。大多数重子仍然下落不明，预计将隐藏在一个温暖的星系际介质网中。这种物质在密度扰动坍缩期间受到冲击加热，导致我们今天看到的松弛结构的形成。找到丢失的重子，从而产生一个完整的清单，可能是宇宙能量-质量预算中唯一可检测的组成部分，对于验证或废除我们的标准宇宙学模型至关重要。
2007-12-14 astro-ph
Hot bubble and slow wind dynamics in PNe (Radiation-gasdynamics of PNe V)
本文探讨了行星状星云的广义相互作用风模型的数值工作所揭示的各个方面。首先，辐射和非辐射模型之间的详细比较，表明一个人的天真的期望辐射加热和冷却的影响并不总是正确的。其次，我们考虑了慢风被电离后的演化。发现初始的非球面密度分布在电离后变得平滑，因此要求非球面星云在PN演化的最初几千年内形成。第三，研究了热泡中的流动性质。一维和二维的数值模型都显示出强烈的迹象不稳定或湍流的热泡。虽然观测上很难证明或反驳这种湍流结构是严格审查。据发现，虽然湍流是不是一个数字的文物，完整的三维图片将最肯定不同于在二维中发现的。模型的解释的影响进行了讨论。最后，从PNe的软X射线发射的问题被认为是。发现软X射线主要来源于热泡与实际星云之间的薄界面。
1994-10-27 astro-ph
Diffuse 0.5-1 keV X-Rays and Nuclear Gamma-Rays from Fast Particles in the Local Hot Bubble
我们表明，快速粒子与边界壳的局部热泡的相互作用，可以作出重要贡献的0.5-1 keV的扩散X射线背景观测与ROSAT。这些非热X射线的大部分是由于来自能量约为1 MeV/核子的快O离子的线发射。这是超新星喷出物中每个粒子的典型能量，人们认为它为气泡提供了能量。我们发现，有足够的总能量在喷出物中产生所需强度的X-射线，受超新星爆炸（约3 - 10 $^5$年前的Geminga脉冲星的年龄的基础上）的快速粒子群的演化的细节。快离子退激发产生的谱线的明确特征是它们的宽（O谱线的$δE/E$ ~0.1），这将清楚地将它们与热等离子体中产生的X射线谱线区分开来。如果总喷出物能量的一小部分转化为加速粒子的动能（>~30 MeV/核子），则在局部热泡的边界壳层中产生的伽马射线线发射可以解释最近报道的COMPTEL观测到的从一个广阔区域朝向银河系中心的核伽马射线线。
1998-07-03 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
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
Quenching Cluster Cooling Flows with Recurrent Hot Plasma Bubbles
观察到的团簇中热气体的冷却速率远低于从气体密度分布推断的速率。这表明气体被某种热源加热。我们使用自适应网格细化代码（FLASH）来模拟多个随机位置的热能注入的效果，这些热能注入到初始等温团簇中心的50 kpc范围内，团簇质量为M_200= 3 × 10 ^（14）Msol，kT=3.1 keV。我们已经进行了八次模拟，每10^8年产生一次能量的球形气泡，总共超过1.5 Gyr。每个气泡都是通过持续10^7年稳定注入热能而产生的;每个气泡的总能量范围为0.1- 3x 10 ^（60）erg，具体取决于模拟。我们发现每个气泡2 × 10 ^（60）erg（对应于6.3 × 10 ^（44）erg/s的平均功率）有效地平衡了团簇中的能量损失，并防止低于kT=1 keV的气体积累超过30 Msol/yr的观测极限。这个注入率是可比的集群的辐射亮度，所需的能量和周期性的事件的时间尺度是一致的观测到的中央活动星系核在集群中产生的气泡。该过程的有效性主要取决于注入能量的总量和气泡的初始位置，但对事件的确切占空比相对不敏感。
2004-09-07 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
Future instrumentation for the study of the Warm-Hot Intergalactic Medium
我们简要回顾了未来仪器在紫外线和X射线天文学的能力和要求，可以促进我们的理解的扩散，高度电离的星系际介质。
2008-01-07 astro-ph
Hot and cold bubbles in M87
利用XMM-牛顿获得的X射线数据研究了M87周围室女星系团大气中气体的复杂结构。我们构造了一个简单的温度和密度分布模型。这个模型意味着团簇气体的累积质量是其熵指数$kT n^{-2/3}$的幂律，类似于Hydra团簇。这支持了这样一种观点，即这种幂律是引力势中气体冷却的直接结果。在星系团的大气中，活动星系核注入的热气泡不断上升。我们估计这些结构的同步辐射数据的年龄，发现这个“辐射年龄”与估计的动力学时间尺度是一致的。然而，这需要相对论性粒子与磁场的空间分离。年龄估计表明活动星系核在M87的活动周期大约为$10^8$年。我们发现，最大的无线电结构是一致的残余物的浮力泡沫注入活动星系核在更早的活动周期。目前上升的热气泡后面的尾流将冷气体从星团中心抬升。使用一个简单的模型的冷气体的轨迹，我们表明，在这种情况下，可以解释由XMM-牛顿的混合物的热和冷气体在集群大气中的无线电结构附近的观测。这也可以解释CHANNEL观测到的来自冷气体的增强的X射线发射的脊。
2003-05-07 astro-ph
Hot Bubbles from Active Galactic Nuclei as a Heat Source in Cooling Flow Clusters
星系团中的热等离子体经常在X射线表面亮度上显示出一个中心峰值，这与熵的下降是一致的。这被认为是冷却流的证据，其中在星团中心区域的辐射冷却导致缓慢的亚音速流入。在所有波段中的测量显示冷气体比预测的少得多，表明冷却流的质量沉积速率比预期的低得多。然而，大多数冷却流团的中心都有一个活动星系核（AGN）。活动星系核可以使热等离子体的大气泡膨胀，随后通过星系团大气层上升，从而搅动这些气体。在这里，我们报告的结果，从高分辨率的流体动力学模拟首次表明，浮力气泡增加冷却时间在内部集群区域，从而显着减少沉积的冷气体。这项工作表明，活动星系核在冷却流团中心的作用可以解释观测到的大量冷却气体的缺乏。
2002-07-17 astro-ph
IR Dust Bubbles: Probing the Detailed Structure and Young Massive Stellar Populations of Galactic HII Regions
我们提出了一个分析风吹，秒差距大小，中红外气泡和相关的恒星形成使用GLIMPSE/IRAC，MIPSGAL/MIPS和MAGPIS/VLA调查。从Churchwell等人（2006）的目录中选择了三个气泡。比较了电离气体（基于20 cm发射）、PAH发射（基于8 um、5.8 um和缺少4.5 um发射）和热尘埃（24 um发射）的相对分布。在每个气泡的中心有一个区域，包含电离气体和热尘埃，周围是多环芳烃。我们确定了可能的来源（S）的恒星风和电离通量产生每个泡沫的基础上SED拟合数值热恒星光球模型。候选YSO也确定使用SED拟合，包括几个可能触发恒星形成的网站。
2008-06-03 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
Recent progress in understanding the hot and warm gas phases in the halos of star-forming galaxies
在这篇文章中，我们提出了一些选定的例子，说明最新一代的天基仪器-美国宇航局的钱德拉X射线天文台和远紫外线光谱探测器（FUSE）-最终回答了关于大质量恒星反馈对ISM和IGM的温暖和炎热阶段的影响的老问题。特别是，我们讨论的物理起源的软热X射线辐射的恒星形成和星爆星系的晕，其关系到额外的平面H-α发射，和等离子体诊断使用FUSE观测O VI吸收和发射。
2002-07-08 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
XMM-Newton detection of warm/hot integalactic medium at z~0.01
我们报告了在BL Lac MRK 421方向上的21.82 A吸收特征的~3 sigma检测，其被解释为z~0.01处的OVII K（alpha）。这对应于HST沿着同一物体的视线探测到的宇宙空隙中H吸收体的红移。21.82 A线证明了在本星系群外存在温暖/热的星系际介质（WHIM），这与目前宇宙结构形成的模型一致。当气体密度在1 E-6 - 1 atom/cm ~ 3范围内时，WHIM在z~0.01处的温度<~（2.5-4）E6 K。我们还检测到OVII，OVIII和NeIX吸收线与零速度，可能与WHIM在本地组。
2004-05-08 astro-ph
An Inside Out View of Bubbles
快速的恒星风可以席卷周围的介质并形成气泡。气泡的演化在很大程度上受其内部冲击快风的内容和物理条件的控制。直到最近钱德拉和XMM-牛顿X射线天文台的出现，这种热气体才被清楚地观测到。到目前为止，已经明确地从WR恒星吹出的两个拱星气泡，四个行星状星云和两个年轻星团吹出的超级气泡中检测到了弥散X射线发射。模型拟合的X射线光谱显示，星周气泡主要由低温（<= 3x10^6 K）的热气体组成，而星际气泡则包含相当大比例的高温气体（>= 5x10^6 K）。在所有的情况下，观测和传统的气泡模型之间的X射线光度存在很大的差异。未来的气泡理论模型需要重新检查热传导的有效性，并考虑到现实的微观过程，如密集的团块/结和湍流混合的质量负荷。钱德拉ACIS-S对NGC 6888的观测将揭示这些天体物理过程。
2002-12-06 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
Structured Red Giant Winds with Magnetized Hot Bubbles and the Corona/Cool Wind Dividing Line
通过MHD模拟，我们研究了中低质量恒星从主序星（MS）到红巨星分支（RGB）阶段的质量损失。阿尔芬波由表面对流激发，向外传播，通过非线性过程耗散，加速和加热星风。我们动态地对待这些过程中的开放磁场地区的光球25恒星半径。当恒星演化到分界线（Linsky & Haisch）稍偏蓝的位置时，温度约为1 MK的稳定热日冕突然消失。相反，由于热不稳定性，在冷的（T<~2x10^4K）色球风中形成了许多热的（~ 1 MK）和暖的（~10^5K）气泡;红巨星风不是稳定的流，而是结构性的外流。因此，RGB恒星的质量损失率\dot{M}随时间变化很大，变化幅度为3-4个数量级。在磁压力的支持下，可以保持较低的热气泡密度，以减少辐射冷却，并保持高温长时间。即使在分界线的红色部分，热气泡也间歇性地存在，它们可以是混合恒星的紫外线/软X射线辐射源。在RGB恒星的光球层上方形成了几乎静止的区域，恒星风从几个恒星半径有效地加速。然后，风速比表面逃逸速度小得多，因为它由该位置的较慢逃逸速度调节。最后，我们推导出一个方程，确定\dot{M}从能量的模拟波驱动风在前进的方式。该关系式解释了\dot{M}从MS到RGB的变化，对主要针对更亮恒星的赖默斯公式可以起到补充作用。
2007-02-28 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
A Warm-Plus-Hot Dark Matter Universe
我们研究一个新的混合模型宇宙包含两种类型的暗物质，一个"温暖“和其他"热”。热组分是质量为$\sim 25h^2$ ~eV的普通轻中微子，而暖组分是质量为$\sim 700h^2$ ~eV的无菌中微子。这两种类型的暗物质完全产生于中微子区，不需要单独的物理起源。我们计算的线性传递函数的代表性样本的温暖加热模型。的传递函数，并从几个观测测试的结构形成的结果，进行了比较与冷加热模型，已被广泛研究的文献。在这些测试的基础上，我们得出结论，暖加热暗物质是本质上无法区分的冷加热暗物质，因此提供了一个可行的方案，大尺度结构。我们证明，中微子质量矩阵可以构建提供必要的暗物质成分，同时保持一致的所有宇宙学边界。
1995-04-05 astro-ph hep-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
Warm Molecular Gas in M51: Mapping the Excitation Temperature and Mass of H_2 with the Spitzer Infrared Spectrograph
利用Spitzer空间望远镜上的红外光谱仪（IRS），在M51（NGC 5194）的核盘径向带上绘制了H_2S（0）-H_2S（5）纯转动中红外辐射线示踪的暖分子气体图。六条H_2谱线具有明显不同的发射分布。我们采用两温模型：由低J（S（0）- S（2））线跟踪的暖相（T = 100 - 300 K）和由高J（S（2）- S（5））线跟踪的热相（T = 400 - 1000 K），得到了H_2的温度和表面密度分布。最低的分子气体温度被发现在螺旋臂内（T ~ 155 K），而最高的温度被发现在臂间区域（T > 700 K）。暖气体面密度在西北旋臂处达到最大值11 Msun/pc ^2，而热气体面密度在核处达到最大值0.24 Msun/pc ^2。暖相和热相峰值的空间偏移以及H_2谱线发射分布的差异表明，暖相主要由恒星形成区的紫外光子产生，而热相主要由与核活动有关的激波或X射线产生。温暖的H_2位于M51的尘埃带中，在空间上偏离最亮的HII区。热H_2与CO（J = 1 - 0）辐射所追踪的冷分子气体在空间上基本一致，这与稠密光解区（PDR）中热相的激发相一致。相反，热H_2在核区最为突出。在M51核周围0.5kpc半径范围内，热H_2与[O IV]（25.89 μ m）和X射线辐射相一致，表明激波和/或X射线是激发这一相的原因。
2007-11-30 astro-ph
Warm and Hot Diffuse Gas in Dwarf Galaxies
矮星系提供了一个特殊的环境，因为它们的质量低，体积小，金属含量普遍较低。这些属性使它们成为大质量恒星与星际介质在小尺度和特别大的空间尺度上相互作用的完美实验室。OB星协的恒星风和超新星在空间上集中的能量输出的自然结果是一个膨胀的气泡。这些气泡可以增长到千帕当量大小，并成为矮星系化学和动力学演化的主要驱动力。在这样的低质量系统中，气泡有更大的可能性从气体盘破裂进入宿主星系的晕。这可能导致将富含金属的热气体排放到离产生地点很远的地方。在这项工作中，我回顾了目前的观测材料中的气泡，井喷，热晕的矮星系和热气体，并讨论了几个结论，可以从观察得出。我还将介绍矮星系NGC 1705作为案例研究的分析，强调观测方法和现有数据的问题。最后，我将谈谈在不久的将来有可能取得重大进展的一些领域。
2001-04-24 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
Formation of Semi-relativisitc Jets from Magnetospheres of Accreting Neutron Stars: Injection of Hot Bubbles into a Magnetic Tower
利用2.5维电阻磁流体动力学（MHD）方法模拟了弱磁化中子星与其吸积盘的磁相互作用。用伪牛顿势模拟了广义相对论效应。我们发现，沿圆盘旋转轴方向的平行喷流是由以下机制形成的：（1）由于中子星和圆盘之间的差速旋转，连接中子星和圆盘的磁环发生扭曲。(2)从盘的扭转注入启动环的膨胀。(3)膨胀的磁环创造了一个磁塔，在其中加速的磁盘材料作为准直的双极射流行进。射流的工作表面的传播速度是光速（$\sim 0.1c$）的10%的量级。(4)在膨胀的磁环内部发生的磁重联间歇地将热气泡注入磁塔。在我们的模拟中，气泡的喷射速度是发射点的局部Alfvén速度和$\sim 0.2c$的数量级。(5)在塔内移动的热气泡赶上射流的工作表面。由磁重联产生的高能电子是无线电发射的一个合理来源。我们的模型可以解释弱磁化（$|{\boldmath$ B_{*} $}|\le 10^{9}$ gauss）中子星窄喷流的形成过程以及Sco X-1核部射电耀斑和瓣部射电耀斑之间的相关性。
2003-11-06 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
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
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
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
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
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
Iron depletion in the hot bubbles in planetary nebulae
在\bd、NGC 6543、NGC 7009和NGC 7027中，我们已经搜索了\fex和\fexiv的发射，这是从扩散X射线中发射的气体中预期的。在任何物体上都没有检测到这两条线。适合这些物体的X射线光谱的模型表明，\fex发射应该低于我们的检测阈值，但预测的\fexiv发射超过我们观察到的上限（一个西格玛）至少3.5至12倍。对没有\fexiv的最好解释是X射线等离子体中的铁被耗尽。原则上，这一结果提供了一个清晰的化学特征，可以用来确定星云气体或恒星风中X射线气体的起源。目前，虽然各种证据似乎有利于星云的起源，缺乏大气和星云中的铁丰度在这里研究的对象排除了一个明确的结论。
2005-11-23 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
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
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
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 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
Formation of methyl formate and other organic species in the warm-up phase of hot molecular cores
目的：在热核和可里诺中产生饱和有机分子还不是很清楚。标准的方法是假设，随着恒星形成过程中温度的升高，甲醇和其他物质从晶粒表面蒸发，并在100 K或更高的温度下经历温暖的气相化学反应，产生甲酸甲酯，二甲醚等物质。但一系列实验室结果表明，质子化离子，在离子-分子方案中最终产物的典型前体，倾向于在与电子解离复合时碎裂，而不仅仅是喷射出一个氢原子。此外，现在已知产生质子化甲酸甲酯的具体提议反应根本不会发生。研究方法：我们利用气体颗粒化学网络来探测相对被忽视的热核演化阶段的化学，在此期间，原恒星开启，周围气体和尘埃的温度从10 K上升到100 K以上。在此阶段，涉及重基的表面化学变得更加重要，因为表面氢原子倾向于蒸发而不是反应。结果如下：我们的研究结果表明，复杂的物种，如甲酸甲酯，甲酸和二甲醚可以产生大量的原恒星开关阶段，但颗粒表面和气相过程有助于产生大多数物种。原恒星开启的时间尺度越长，表面过程就越重要。
2006-07-25 astro-ph
A Study of the Vertical Motion of Supernova Remnant Bubbles in the Interstellar Medium Drawn from the Results of Three-Dimensional MHD Simulations
为了确定孤立的SNRs能够上升并富集厚盘和星系晕的情况，用FLASH磁流体动力学程序对超新星遗迹进行了模拟。我们进行了星际磁场平行于或垂直于银道面的模拟，以及没有磁场的模拟。周围的气体密度分布和引力势是基于对我们星系的观测。我们将这些残留物进化到大约1000万年的年龄。对于我们的模拟没有磁场，我们比较了热气泡的速度的演变从浮力和阻力加速度计算的速度演变。我们发现了令人惊讶的小垂直速度的热气体，从我们估计的阻力系数为10的非磁性模拟。虽然我们发现在残骸的寿命期间，热气体几乎没有浮力运动，但我们发现在残骸寿命接近尾声时，相关的冷致密气体有快速的垂直运动。这种运动使残骸变形成蘑菇云结构，类似于以前的模拟中发现的结构。在模拟中，我们有一个4微高斯的磁场平行于银河系中平面显示了一个显着拉长的气泡平行于磁场。磁场固定住超新星遗迹，阻止它上升。在具有垂直于中平面的4微高斯磁场的模拟中，热气泡上升得更多，这表明具有与重力方向相同的磁场增强了气泡的上升。
2007-07-20 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
X-ray Imaging of Planetary Nebulae with Wolf-Rayet-type Central Stars: Detection of the Hot Bubble in NGC 40
介绍了Chandra X射线天文台（CXO）对NGC 40和Hen 2-99行星状星云的观测结果。这两个PN的特点是晚型沃尔夫-拉叶中心恒星，目前正在快速行驶~1000公里/秒，大规模的风进入密度更大，移动缓慢（~10公里/秒）的材料在最近终止的渐近巨星分支（AGB）演化阶段喷出。因此，这些观测结果提供了关键的测试模型的风-风相互作用的PN。在NGC 40中，我们探测到微弱的、弥漫的X射线发射，分布在光学和近红外图像中观察到的一个直径约40“的星云环内的一个部分环内。2-99号母鸡未被发现。NGC 40的X射线温度（T_X ~10^6 K）和亮度（L_X ~ 2 X 10^30尔格/秒）是迄今为止对任何显示弥散X射线发射的PN测量的最低值。这些结果，结合NGC 40的X射线发射的环状形态，表明它的X射线发射来自一个高度演化的“热泡”，是由来自中央恒星的冲击，准球形快风产生的，而不是AGB或后AGB喷流活动。在台风中，母鸡2-99没有可探测到的X射线发射，这表明这个PN还没有进入强风-风震的阶段。
2005-08-16 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
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
Pressure and Ionization Balances in the Circum-Heliospheric Interstellar Medium and the Local Bubble
两种相互接触的介质，（1）温暖的环日球层星际介质（CHISM）和（2）更大区域内的非常热的物质，称为局部气泡（LB），令人不安的热压不匹配困扰了天文学家二十多年。这个问题的一个可能的解决方案，至少部分，现在看来是可能的。我们现在了解到，早期对非常热的LB等离子体中的平均电子密度的估计被未识别的前景污染对低能漫射X射线背景测量的夸大。这种前景照明来自太阳风离子与进入日光层的星际介质中性原子之间的电荷交换反应所发射的光子。然而，随着这个问题的解决，又出现了一个新的问题。氦在CHISM中的高电离分数，相对于氢的电离分数，可以根据来自本地气泡和CHISM周围的导电界面的EUV和X射线辐射的强通量的影响来理解。现在可以对这种解释进行修正了，因为由热气体发射的光电离率比以前假设的要低。
2008-05-17 astro-ph
Nucleosynthesis in the Hot Convective Bubble in Core-Collapse Supernovae
当大质量恒星坍缩的核心发生爆炸时，中微子辐射会驱动原中子星外的辐射、核子和核子对组成的热气泡中的对流。此后不久，中微子从中子星中驱动出类似风的外流。在对流气泡和早期风中，弱相互作用暂时导致质子过剩（Ye > 0.5）在喷射物质中发展。这种情况至少会持续第一秒，并且大约0.05 - 0.1太阳质量的抛射物具有不寻常的成分，可能对核合成很重要。使用示踪粒子跟踪由Janka，Buras和Rampp（2003）计算的成功超新星爆炸的二维模型中的条件，我们确定了这种物质的组成。大部分是氦和56镍。其余的是相对稀有的物种，由对正电子发射不稳定的富质子同位素衰变产生。在没有明显的带电中微子捕获的情况下，核流将被64 Ge附近的长寿命等待点核所阻碍。由此产生的丰度模式可以适度富含一些有趣的稀有同位素，如45 Sc，49 Ti和64 Zn。目前的计算意味着，与超新星其余部分的主要物质相比，产量大约是解释太阳45 Sc和49 Ti丰度所需的产量。由于合成过程在高金属量和低金属量的恒星中几乎是相同的，这些物质的初级产物可能在低金属量恒星的丰度中具有可辨别的特征。我们还讨论了核物理和早期超新星演化的不确定性，感兴趣的核的丰度是敏感的。
2004-09-17 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
