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
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
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
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
Modeling the Local Warm/Hot Bubble
在本文中，我们回顾了本地泡沫（LB）的建模，特别强调了自1997年在Garching举行的最后一次重要会议“本地泡沫和超越（I）”以来所取得的进展。从那时起，人们对LB的可能起源有了新的认识，在过去的1000万到1500万年期间，一个移动的集团穿过它的体积，很可能是造成一个充满热重组气体的局部空腔的原因。数值高分辨率三维模拟的超新星驱动的非均匀星际介质表明，我们可以再现的LB和OVI柱密度的扩展与FUSE测量的吸收LB年龄为13.5 - 14.5百万年。我们进一步证明了LB的演变像一个普通的超级气泡膨胀成密度分层介质通过比较分析2D Kompaneets解决方案，碘化钠轮廓，代表的扩展的本地腔。这些结果表明，进入银河系晕的LB爆发大约发生在500万年前。
2008-12-02 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
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
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
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
One Dimensional Dynamical Models of the Carina Nebula Bubble
我们已经测试了两个主要的理论模型的气泡周围的大质量星团，Castor等。和Chevalier和Clegg，对观测的良好研究船底座星云。Castor等人的理论高估了船底座泡的X射线光度，预测值是原来的60倍，膨胀过快，是原来的4倍;如果使用正确的半径和年龄，预测的X射线光度甚至更大。相比之下，Chevalier & Clegg模型将X射线亮度的预测低估了10倍。我们修改了Castor等人的理论，考虑到较低的恒星风质量损失率，辐射压力，重力，以及热冲击气体的逃逸或能量损失。我们认为，能量是平流，而不是辐射的泡沫。我们进行参数研究减少恒星质量损失率和各种泄漏率，并能够找到可行的模型。船底座的X射线表面亮度在靠近气泡壁处最高，这与冷云的传导蒸发相一致。由此可见，热气体的压力远低于用时间积分的风光度除以气泡体积所得到的压力;相反，热气体中的压力是由与光电离气体在T=10^4 K时的压力平衡决定的。由此可见，受冲击的恒星风在形成气泡方面并不具有动力学重要性。
2008-12-16 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
A Chandra detection of the radio hotspot of 3C123
钱德拉X射线天文台对强大而奇特的射电星系3C123的观测，导致了对明亮的东方热点的X射线探测，其1 keV的通量密度约为5 nJy。如果热点中的磁场接近其均分值，那么热点的X射线通量和光谱与X射线是由负责无线电发射的电子群对无线电同步加速器光子的逆康普顿散射（"同步加速器自康普顿发射"）相一致。因此，3C123是第三个从热点发出X射线的射电星系，这与均分一致。钱德拉还探测到了3C123周围中等丰度的星系团的辐射，Lx（2 - 10 keV）= 2 x 10^44 ergs/s，kT约为5 keV，以及来自活动核的吸收辐射，推测其本征柱密度为1.7 x 10^22 cm ^-2，2 - 10 keV的本征光度为10^44 ergs/s。
2001-06-07 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
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
ASCA Compilation of X-Ray Properties of Hot Gas in Elliptical Galaxies and Galaxy Clusters: Two Breaks in the Temperature Dependences
本文利用ASCA对椭圆星系、星系群和星系团中约300个天体的存档数据，对它们系统中热气体的X射线性质进行了系统的测量，并对测量结果进行了汇编。在$kT=$ 1.5- 15 keV范围内，光度-温度（LT）关系$L_{\rm X}\propto(kT)^α$的陡度为$α=3.17\pm0.15$，与以前的测量结果一致。在该关系中，我们发现在ICM温度为1 keV和4 keV附近有两个断裂：$α=2.34\pm0.29$高于4 keV，$3.74\pm0.32$在1.5- 5 keV，以及$4.03\pm1.07$低于1.5 keV。这两个突变在温度和尺寸关系中也很明显。在$kT>4$千电子伏的LT关系的陡峭度是一致的尺度关系来自CDM模型，表明引力效应是占主导地位的，在更丰富的集群，而穷人集群遭受非重力效应。在1 keV以下的陡峭LT关系几乎归因于椭圆星系和星系群的X射线微弱系统。我们发现，从X射线暗星系到富星系团，在标度半径$R_{1500}$内ICM质量遵循$M_{\rm gas}\propto T^{2.33\pm0.07}$的关系。因此，我们推测，即使是这样的X射线微弱的系统包含一个大规模的热气体，这是太微弱，以检测。
2004-11-28 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
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
X-ray Spectral Signatures of the Photon Bubble Model for Ultraluminous X-ray Sources
邻近星系中超亮X射线源的性质是现代X射线天体物理学中的一个重要问题。对这些物体的一种可能的解释是围绕$\sim 10 M_{\odot}$黑洞的非均匀的、辐射主导的吸积盘--所谓的"光子泡“模型。虽然以前的研究主要集中在这个模型的辐射流体力学方面，在本文中，我们提供了一个分析其X射线光谱（连续和可能的边缘和线）的特点。盘中高密度区和低密度区之间的康普顿反射可能提供了区分这种模型与其他模型的关键，例如吸积到中等质量黑洞上。我们耦合的Monte Carlo/Fokker-Planck辐射输运程序与XSTAR代码的反射模拟光子气泡模型中产生的光子光谱的ULXs。我们发现，反射分量往往是非常弱的，在大多数情况下是不可观察的，并作出预测的形状的高能康普顿化谱。在许多情况下，康普顿化甚至在低至$\sim$几keV的光谱中占主导地位。在一个模拟中，发现了一个$\sim 9 \kev$功能，这可能被认为是ULX中光子气泡的签名;此外，我们预测了未来仪器可能观察到的高能幂律。
2007-07-03 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
Constraints on the Abundance of Highly Ionized Proto-Cluster Regions from the Absence of Large Voids in the Lyman Alpha Forest
星系团形成过程中的能量反馈过程可能加热并电离了原星系团区域中的大部分星系际气体。当这样一个高度电离的热“超级气泡”沿着视线落到背景类星体上时，它将被视为莱曼阿尔法森林中的一个大空洞，几乎没有吸收。我们检查了斯隆数字巡天中137个类星体的光谱，以寻找这样的空洞，并没有发现它们存在的明确证据。在5-70埃范围内的空隙的尺寸分布（对应于大约3-35 Mpc/h的物理尺寸）与没有额外热气泡的莱曼α森林的标准模型一致。我们采用了宇宙学再电离过程中HII气泡生长的物理模型（Furlanetto，Zaldarriaga和Hernquist 2004），以描述在z = 3附近红移时热超气泡的预期尺寸分布。该模型结合了各个邻近星系周围气泡的结合。使用未检测到的空隙，我们发现可以排除其中热气泡的体积填充因子在z=3处超过约20%的模型，主要是因为它们过度产生大（40-50埃）空隙的数量。我们的结论是，任何解释星系团观测的预热机制都必须避免加热原星系团区域的低密度气体，要么通过相对较近的操作（z<3），要么通过在高密度区域沉积熵。
2007-05-17 astro-ph
Chandra evidence for AGN feedback in the spiral galaxy NGC 6764
本文报道了Chandra探测到活动星系核-星暴星系NGC 6764中kpc尺度射电泡的X射线辐射。X射线发射起源于热气体（kT ~ 0.75 keV），这些气体可能包含在射电泡中，也可能包含在环绕它们的热气体壳中。我们考虑了三种热气体起源的模型：（1）星暴驱动的星系风，（2）与膨胀的射电泡相关的冲击气体，（3）气体加热并被内部AGN流出的喷流/ISM相互作用带入气泡。我们排除了银河风的基础上，从已知的星系风系统的显着差异。最亮的X射线发射和塞弗特核内流的射电发射之间的紧密对应，以及X射线和射电光谱特征之间的相关性暗示了激波和粒子加速，这使我们倾向于第三种模型;然而，我们不能坚决排除气泡驱动大规模激波进入ISM星系的模型。在任一活动星系核驱动的加热方案中，储存在热气体中的总能量都很高，约为10^56尔格，与半人马座A等低功率射电星系的能量冲击相当，并将对星系及其周围环境产生巨大影响。
2008-09-04 astro-ph
Hard X-ray emission from the core of the Perseus cluster and the thermal content of the radio bubbles
我们使用一个非常深的900千克拉钱德拉X射线观测英仙座星团的核心，测量和确认的硬X射线发射检测到从以前的分析。通过拟合由多个温度分量加上幂律或热的热分量组成的模型，我们映射了硬通量的空间分布。我们确认中部地区存在强烈的硬过剩。在3弧分半径范围内，2-10 keV波段的总光度约为5 × 10^43 erg·s^-1。作为第二个项目，我们把限制的热气体含量的X射线腔在集群核心。这是通过将由多个组件组成的模型拟合到气泡内部和外部的光谱，并查看特定温度下组件强度的差异来完成的。这种方法避免了对集群核心几何形状的假设。只有高达50%的腔体体积可以填充有温度为50 keV的热气体。
2006-11-07 astro-ph
Revising the Local Bubble Model due to Solar Wind Charge Exchange X-ray Emission
通过对太阳附近热局域磁泡软X射线辐射的观测，对热局域磁泡进行了初步研究。通过将所有观察到的局部软X射线归因于气泡来获得测量结果。然而，越来越多的证据表明，日光层也会产生漫射X射线。其来源是太阳风离子，这些离子从另一个原子接收了一个电子。这种对局部产生的漫射X射线的另一种解释的存在，使人们对局部气泡的存在和性质提出了质疑。本文将讨论这些问题。它回顾了太阳风电荷交换（SWCX）X射线生产的文献，发现SWCX约占在低纬度地区观察到的本地1/4 keV X射线的一半。本文还对日球OVI柱密度和强度进行了预测，发现它们小于观测误差。继续相信局部气泡包含热气体的证据包括剩余的局部1/4 keV强度，观察到的局部O VI柱密度，以及用某种等离子体填充局部区域的需要。如果真正的局域气泡的亮度只有我们之前所认为的一半，那么它的电子密度和热压力是我们之前所认为的1/2，它的能量需求和发射量是我们之前所认为的1/2。这些调整可以很容易地适应，事实上，使局部气泡的压力与相邻材料的压力更加一致。对今后的工作提出了建议。
2008-04-15 astro-ph
Flavor oscillations in the supernova hot bubble region: Nonlinear effects of neutrino background
靠近超新星核心的中微子流对中微子折射有很大的贡献，因此味振荡成为一种非线性现象。一个意想不到的结果是，在只有中微子遇到MSW共振或反之亦然的区域中，反中微子的有效味转换。与以往的研究相反，我们发现在中微子驱动风中，电子分数Y_e始终保持在0.5以下，对应于r过程核合成所要求的富中子环境。质量和混合角的相关范围包括LSND指示的区域，但不包括大气或太阳振荡参数。
2002-10-11 astro-ph hep-ph
Microflares and Hot Component in Solar Active Regions
3-15千电子伏X射线的开放式快门RHESSI观测发现，即使在迄今为止的任务中太阳活动最低的时期，也会以至少每小时10次的速度出现活动区瞬时增亮和微耀斑。由6-14 MK的温度拟合的热分量在3 keV至约9 keV处占主导地位，但在某些情况下可以追踪到14 keV，并且在7-8 keV处具有131（± 103）秒的平均持续时间。持续时间随着光子能量的降低而增加。由互相关定义的峰值计数率在低能量下延迟。温度在事件早期达到峰值，然后下降，而排放量在整个事件中增加。的属性是一致的热传导主导的演变。在一些较大的事件中，在11-14 keV范围内发现了第二个分量，在某些情况下延伸到8 keV。持续时间通常短3倍，并在热分量的峰值时间附近结束，与规则耀斑的Neupert效应一致。因此，第二组分被认为是非热源的，推测引起第一组分的束驱动蒸发。这两种成分首次被分离并详细分析。低千电子伏的测量允许一个可靠的估计的能量输入的微耀斑必要的评估其相关的日冕加热。
2002-10-01 astro-ph
Evidence for a heated gas bubble inside the "cooling flow" region of MKW3s
本文报道了对MKW 3s星系团中心r= 200 kpc区域的深Chandra观测。MKW 3s星系团是一个中等冷却流星系团。钱德拉的图像揭示了两个引人注目的特征-一个100 kpc长，21 kpc宽的灯丝，从中心延伸到西南部，以及一个接近圆形，直径50 kpc的凹陷，位于X射线峰以南90 kpc。温度图表明，在任何半径上，对流结构都比平均温度冷，而表面亮度低压都比平均温度热。热区和冷区表明MKW 3的中心同时发生了冷却和加热过程。我们认为，表面亮度抑郁症是由一个加热，低密度的气泡沿视线。我们认为，加热的气泡是由中央星系的短暂核爆发产生的。
2001-07-29 astro-ph
Long-Term Evolution of Supernova Remnants in Magnetized Interstellar Medium
利用轴对称二维磁流体动力学模拟研究了超新星遗迹的演化，特别关注了磁场的影响。在绝热Sedov阶段，磁信噪比的演化与非磁信噪比的演化相同。在薄壳形成之后，壳由热的内部气体（气泡）的压力驱动。在压力驱动的雪犁阶段的演变是很大的影响磁场。扫过磁场线的壳由于磁压力而变厚。在$5\times 10^5{\rm yr}$ - $2\times 10^6{\rm yr}$之后，厚壳的内边界开始收缩。这径向压缩热气泡并保持其热压。因此，由于气泡在平行于$B_0 \gtrsim 3μ{\rm G}$的磁场的方向上膨胀，因此气泡形成长球形并且变得越来越薄。最后，泡沫收缩了。考虑到磁场的影响，减小了ISM中热低密度气体的孔隙率。
2005-07-19 astro-ph
The Solar Wind Charge-eXchange contribution to the Local Soft X-ray Background. Model to data comparison in the 0.1-1.0 keV band
软X射线背景（SXRB）的主要来源除了超新星和超气泡等不同的结构外（例如，回路I）是：（i）遵循幂律的被吸收的河外辐射，（ii）来自银盘和晕的被吸收的热成分，（iii）未被吸收的热成分，推测为10^6 K，归因于本地气泡和（iv）最近确定的未吸收的太阳风电荷交换（SWCX）从日光层和地日冕的排放。我们研究了SWCX日球分量及其对观测数据的贡献。在第一部分中，我们应用SWCX日光层模拟模型的氧线（3/4千电子伏）的局部强度在阴影观测的MBM 12分子云和密集的灯丝在南银河半球与钱德拉，XMM-牛顿，朱雀望远镜。在第二部分中，我们提出了一个初步的比较SWCX模型的结果与ROSAT和威斯康星州的调查数据在1/4千电子伏波段。我们的结论是，在3/4千电子伏波段，总的本地强度是完全日光层，而在1/4千电子伏波段，日光层组件似乎有助于显着的本地SXRB强度和有潜在的强烈影响的解释ROSAT和威斯康星州的调查数据在本地气泡热气温度。
2008-05-21 astro-ph
Buoyant radio plasma in clusters of galaxies
已知射电星系会将热的相对论性等离子体的瓣状物膨胀到星系际介质中。在这里，我们提出了流体动力学和磁流体动力学模拟FRII对象中的这些热等离子体气泡。我们关注的是它们演化的后期阶段，在喷流逐渐减弱之后，以及在早期阶段围绕着叶瓣的弓形激波消失之后。我们调查的等离子体气泡的演变，因为它们成为瑞利-泰勒不稳定性。从我们的模拟中，我们计算了泡沫的无线电和X射线发射率，并讨论了它们在观测中的外观。最后，我们研究了大尺度磁场对气泡演化的影响。简要讨论了相对论粒子的再加速和扩散问题。
2000-10-02 astro-ph
Mechanical Feedback: From stellar wind bubbles to starbursts
通过评价壳层形成和演化的标准绝热模型，回顾了目前对机械反馈的理解。这个模型是相关的现象，从个别的恒星风泡沫银河超级风，形成的基础上，我们了解的多相ISM，IGM和星系的演化过程。虽然已经发现模型和观测之间存在重大差异，但迄今为止还没有发现需要进行根本性修订的差异。各种各样的证据，在空间尺度上超过三个数量级，与标准模型大致一致。这包括个别物体的运动学，热气体的观测，HI壳的大小分布，以及星暴星系的外流率。然而，与壳层演化有关的一些最紧迫的问题仍然悬而未决，阻碍了解决热气体命运等关键问题的努力。
2001-03-20 astro-ph
RXTE Hard X-ray Observation of A754: Constraining the Hottest Temperature Component and the Intracluster Magnetic Field
Abell 754是一个正在合并的星系团，为了限制其最热的温度分量和寻找非热辐射的证据，我们用Rossi X射线定时探测器（RXTE）在硬X射线中观测了它。RXTE数据的同时建模和与以前的任务产生的平均集群内温度$\sim 9$千电子伏的1-50千电子伏的能量带。一个多温度组件模型来自一个集群的演变进行合并的数值模拟产生类似的质量的拟合，表明从非常热的气体组件的排放措施是足够小，它使两个模型难以区分。未检测到显著的非热发射。然而，我们的观察设置了上限$7.1 \times 10^{-14} ergs/(cm^2 s keV)$（90%置信限）的非热发射通量在20千电子伏。结合这一结果与无线电同步辐射通量，我们发现一个下限为0.2 $μ$ G的集群内磁场。我们讨论了我们的研究结果的影响，在集群合并的磁场放大的理论。
1998-12-30 astro-ph
X-ray Reflection from Inhomogeneous Accretion Disks: I. Toy Models and Photon Bubbles
辐射主导的吸积盘内部的数值模拟表明，显着的密度不均匀性可以在气体中产生。在这里，我们提出的第一个结果，我们的研究X射线反射光谱从这种不均匀的密度结构。我们考虑两种情况：首先，我们制作了许多玩具模型，其中在均匀的板中的不同深度处放置了可变宽度的密度的急剧增加或减少。将所得的反射光谱与未改变的板的反射光谱进行比较表明，不均匀性会影响发射特征，特别是Fe K和O VIII Lyalpha线。任何差异的大小取决于密度变化的参数和照射辐射的电离功率，但不均匀性需要在表面的约2汤姆逊深度内才能产生影响。然而，仅相对小的密度变化（在几个数量级上）对于可能的反射特征的显著变化是必要的。我们的第二个测试是计算反射光谱的密度结构预测的模拟的非线性结果的光子泡不稳定性。由此产生的光谱也表现出差异的恒定密度模型，主要是由一个强大的6.7千电子伏的铁线。然而，恒定密度模型可以提供一个很好的拟合模拟光谱，虽然具有低反射率，2和10千电子伏之间。低于2 keV，预测的软X射线线发射的差异导致非常差的适合与恒定密度电离盘模型。结果表明，密度的不均匀性可能会进一步复杂的Fe K等效宽度和X射线连续谱之间的关系。
2003-11-17 astro-ph
Suzaku X-Ray Spectroscopy of a Peculiar Hot Star in the Galactic Center Region
我们提出了一个明亮的点状源在银河系中心区域的6.7 keV强度图朱雀研究的结果。我们从X射线成像光谱仪获得的光谱中检测到一条等效宽度约为1 keV的强FeXXV 6.7 keV线以及高电离Ar和Ca的发射线。整个光谱由一个高度吸收的（~ 2x 10 ^{23}cm^{-2}）薄热等离子体模型很好地描述，温度为3.8+/-0.6 keV，8 kpc时的亮度为~ 3x 10 ^{34} erg s^{-1}（2.0--8.0 keV）。的吸收，温度，光度，和6.7 keV线强度与存档的XMM-牛顿数据进行了确认。该源具有非常红色（J-KS=8.2等）的红外光谱能量分布（SED），该分布由~1000 K的黑体发射拟合，该黑体发射被~31等离子体的视觉消光衰减。高等离子体温度和大的X射线亮度与风-风碰撞沃尔夫-拉叶双星一致。SED的相似性的epsilon五重星系团成员的建议，源是一个WC型源。
2007-12-03 astro-ph
Radiation from hot bare strange stars
本文给出了总光度L=10^{35}- 10^{42}尔格/秒的定常、球形外流对风的数值模拟结果。这些结果与来自炽热、裸露、奇异恒星的辐射有直接关系，这些恒星被认为是夸克表面库仑势垒产生的电子-正电子对的强大来源。计算了出射光子和出射光子对的光谱。当L > 2 × 10 ^{35} erg/s时，光子主导出现的发射。当L从10^{35}尔格/秒增加到10^{42}尔格/秒时，平均光子能量从~ 400-500 keV降低到40 keV，同时光谱的形状从宽湮灭线改变为具有高能量（> 100 keV）尾部的近黑体。光子光谱与光度的这种相关性，加上可以达到超爱丁顿光度的事实，可能是一个很好的观测热，裸露，奇怪的恒星的标志。
2003-07-15 astro-ph
X-ray Emission from Wind Blown Bubbles. III. ASCA SIS Observations of NGC6888
我们目前ASCA SIS观测风吹气泡NGC 6888。与ROSAT PSPC相比，由于SIS对高能光子的灵敏度更高，我们能够探测到T ~ 8x10^6 K的等离子体成分，以及之前在PSPC观测中探测到的T ~ 1.3x10^6 K成分。在NGC 6888内未检测到显著的温度变化。Garcia-Segura & Mac Low（1995）的WR气泡分析模型受到观测到的星云壳层的大小、膨胀速度和质量的限制，因此不能准确预测星风光度，也不能同时重现观测到的NGC 6888气泡内部的X射线光度、光谱、表面亮度轮廓和SIS计数率。如果做出以下一个或多个特别假设，模型的观测值和期望值之间的一致性可以得到改善：（1）过去星风光度较弱，（2）星云泡处于一个特殊的演化阶段，星云壳层的膨胀速度最近已降到原来的1/2，（3）热的星云内部和冷的星云壳层之间的热传导被抑制。钱德拉和XMM-牛顿观测需要高空间分辨率和高灵敏度，以准确地确定物理条件NGC 6888的内部热气体与气泡模型的关键比较。
2005-07-17 astro-ph
Feedback from Multiple Supernova Explosions inside a Wind-Blown Bubble
我们研究了多个超新星（SN）爆炸的演化内部的一个预先存在的空腔风吹从大质量的祖星。在一维球形几何形状的流体动力学模拟，包括辐射冷却和热传导，进行以下的第一发展的风吹气泡在主序列，然后SN驱动的气泡的演变。我们发现SN驱动的气泡壳的大小和质量取决于预先存在的风气泡的结构以及SN爆炸能量E_{SN}（= N_{SN} 10^{51}尔格）。气泡内的热腔比SNe在均匀星际介质中爆炸产生的气泡大2-3倍，热腔的温度也比SNe在均匀星际介质中爆炸产生的气泡高。对于平均ISM中有10颗大质量恒星的星协，SN驱动壳层在爆炸后10^6年的外径为R_{ss} ~（85 pc）N_{SN} ^{0.1}，质量为M_{ss} ~（10^{4.8} Msun）N_{SN} ^{0.3}。到那时，大部分爆炸能量通过辐射冷却损失，而约10%以动能形式保留，约10%以热能形式保留。我们还计算了SN气泡的冲击加热气体所发射的漫射辐射的总积分谱。与太阳金属度为0.1的模型相比，太阳金属度为0.1的模型的辐射能量损失更小，非电离光子的比例更大。我们的结论是光电离/加热的漫辐射是最主要的形式反馈到周围介质的SN爆炸。
2007-08-26 astro-ph
Diffuse X-rays in the Galactic center region -- The zoo of iron line clumps, non-thermal filaments and hot plasmas --
本文报道用Chandra观测到的银河系中心周围的漫射X射线特征。我们证实了ASCA和Ginga在银河系中心区域发现的具有强谱线的大尺度薄热等离子体。此外，还发现了从中性铁（6.4 keV线）到类氦铁（6.7 keV线）的许多小团发射谱线。6.4 keV的谱线团可能是反射星云，而6.7 keV的谱线团可能是信噪比。我们还发现了6.5-6.7 keV之间的中间能量的发射线，这是由于年轻的SNR在非平衡电离。发现了无发射谱线的非热细丝或带，表明在快速膨胀的壳层中存在费米加速点。所有这些都表明，在不久的过去，银河系中心区域周围发生了多颗超新星或特大爆炸。
2002-02-01 astro-ph
Detection of an X-Ray Hot Region in the Virgo Cluster of Galaxies with ASCA
根据ASCA的成图观测，在M87和M49之间发现了一个异常热区，其空间范围为1平方度，中心坐标为R。A. = 12 h 27 m 36 s，Dec. = $9^\circ18'$（J2000）。从该区域发射的X射线具有2-10 keV的$1 \times 10^{-11}$ ergsPDMATHABMO cm $^{-2}$通量和$kT \gtrsim 4$ keV的温度，其显著高于周围介质中的$\sim 2$ keV。热区域的内部热能估计为$V n k T \sim 10^{60}$尔格，气体密度为$\sim 10^{-4}$ cm $^{-3}$。光子指数为$1.7-2.3$的幂律谱也是数据所允许的。热区表明有一个能量输入，这可能是由于与M49有关的气体运动引起的，以$\gtrsim 1000$ km s $^{-1}$的速度向M87星系团坠落。
2000-01-18 astro-ph
Early GeV afterglows from gamma-ray bursts in pulsar wind bubbles
脉冲星风泡（PWB）中可能会发生伽马射线暴，例如在类超新星模型中，脉冲星的前身在死亡前会产生一股强烈的风，冲击周围的介质，产生火球。在这里，我们研究的早期余辉辐射从伽玛暴扩展到这样的PWB环境。与通常的冷伽玛暴外部介质不同，PWB由热电子-正电子介质组成，具有典型的γ_w量级的“热”洛伦兹因子，即脉冲星粒子风的洛伦兹因子。伽玛射线暴冲击波冲击这些高温电子-正电子对后，它们将发射出峰值在GeV波段的同步辐射。结果表明，软光子辐射场对GeV光子的吸收可以忽略不计。因此，强烈的GeV的排放在早期余辉阶段的预期，提供了一个合理的解释，从GRB 940217的长时间GeV的排放EGRET检测。未来的GLAST可能有潜力测试这种GRB-PWB相互作用模型。
2002-08-24 astro-ph
The Chandra ACIS Survey of M33 (ChASeM33): Investigating the Hot Ionized Medium in NGC604
NGC 604是M33中最大的HII区，在本星系群中仅次于30 Dor，是了解大质量年轻星团如何与周围星际介质相互作用的重要实验室。在这里，我们呈现了NGC 604的深（300 ks）X射线图像，作为Chandra ACIS调查M33（ChASeM 33）的一部分，它显示了高度结构化的X射线发射，覆盖了NGC 604整个Halpha范围的70%。NGC 604中的主要气泡和空腔充满了热的（kT=0.5keV）X射线发射气体，从这些区域提取的X射线谱表明，气体是热的。对于NGC 604的西部，我们得到了~4300M_sol的X射线气体质量和L_X = 9.3E35erg/s的未吸收（0.35-2.5keV）X射线光度。这些值与完全由大约200颗OB星提供动力的恒星质量损失气泡是一致的。这个结果是显著的，因为标准气泡模型倾向于低估X射线明亮气泡的亮度，并且通常需要来自SNR的额外加热。考虑到星团的年龄约为300万年，大质量恒星很可能还没有演化成SNe。我们探测到两个离散的增强和更硬的X射线发射点，我们认为这是由超音速风与壳壁碰撞后产生的反向冲击的指纹。在NGC 604东部，X射线气体质量约为1750M_sol。然而，年轻恒星的质量损失不能解释未吸收的X射线光度L_X = 4.8E35 erg/s。偏离中心的SNR可以产生额外的亮度。东部的气泡似乎要古老得多，很可能是由过去的恒星和超新星…
2008-06-10 astro-ph
Confronting the Superbubble Model with X-ray Observations of 30 Dor C
我们提出了一个分析XMM牛顿观测的超级气泡30 Dor C和比较的结果与标准的风吹气泡模型的预测。我们发现，所观察到的X射线光谱不能满意地拟合与模型单独，有证据表明，非热X射线发射，这是特别重要的，在> 4千电子伏。在0.1-10 keV能量范围内，磁泡东部和西部的总非吸收光度分别为~3 10^36 erg/s和~5 10^36 erg/s。气泡模型的0.1-10 keV未吸收光度为4 10^36 erg/s，因此幂律分量对该能带中总未吸收光度的贡献在1/3到1/2之间。硬非热辐射的性质尚不清楚，尽管最近在气泡中的超新星可能是负责的。我们预计，大约有一两颗核心坍缩的超新星可能已经发生，并需要解释热气体的富集，正如α元素的过剩系数为3所证明的那样，而大麦云中星际介质的平均值为0.5太阳。与先前对各种超级气泡的研究一样，目前存在于30 Dor C中的能量明显低于封闭的大质量恒星在其一生中的预期能量输入。我们推测，相当大一部分的输入能量可以辐射在远红外线的尘埃颗粒，这是由于热传导和/或动态混合与热气体混合。
2004-05-06 astro-ph
Thermal metastabilities in the solar core
线性稳定性分析表明，太阳核心是热稳定的无穷小的内部扰动。这是第一次，在太阳核心的热膨胀率时，外部扰动与显着的振幅存在。所得结果表明，由外部扰动产生的热泡可能在太阳体内行进相当长的距离。这些深源热气泡的质量、能量和化学成分可能与太阳耀斑有关。所获得的结果可能与木星等行星以及太阳系外行星系统的活动周期有显著的关系。
2002-01-18 astro-ph
Oxygen Absorption in M87: Evidence for a Warm+Hot ISM
我们提出了一个重新分析的ROSAT PSPC数据内的中央100千秒差距的M87搜索的内在氧吸收类似于最近在几个星系和团体测量。使用空间光谱解投影分析，我们发现最强有力的证据，以日期为内在的氧气吸收的热气体的星系，集团或集群。通过干预银河系吸收修改的单相等离子体模型不能拟合0.2-2.2 keV PSPC数据，因为它们对0.2-0.4 keV区域的预测不足，对0.5-0.8 keV区域的预测过高，在0.5-0.8 keV区域，发射和吸收残留物在光谱拟合的目视检查时是明显的。由于0.2-0.4 keV之间的过量辐射排除了来自冷气体或尘埃的本征吸收，因此过量辐射和吸收特征的最合理模型是温度约为10^6 K的温暖的碰撞电离气体。简单的多相模型（冷却流，两个阶段）修改的干预银河系吸收和一个单一的氧边缘提供良好的拟合和产量温度和铁丰度的热气体同意与以前的决定ASCA和SAX。从PSPC推断的M87的多相模型可以解释EUVE观测到的过量EUV发射和从EINSTEIN和ASCA数据推断的0.5 keV以上的过量X射线吸收。虽然由氧气吸收暗示的暖气体的总质量与由冷却流沉积的物质一致，但在射电发射最明显的区域中，质量沉积速率的抑制和X射线等照度线的畸变表明活动星系核对冷却气体的一些反馈效应。（节录）
2000-08-26 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
