Hot Gas Halos in Early-Type Field Galaxies
本文利用Chandra和XMM-牛顿方法研究了一个场早型星系样品中的热气体含量。我们发现，场星系的L_X-L_K关系比星系团和星系团中的类似星系要陡。LK <Lstar的场星系的低热气含量表明，低质量星系的内部过程，如超新星驱动的风或活动星系核反馈驱逐热气。这样的机制可能是不太有效的组和集群中的组内或集群内介质的存在下，可以限制流出的材料。此外，星系群和星系团中的星系可能能够从周围介质中吸积气体。虽然在保留热气晕的星系群和星系团中存在着大量的L_K < L_恒星星系，但在这些丰富环境中的一些星系，包括更明亮的星系，基本上没有热气。在这些情况下，热气体晕很可能已经通过冲压压力汽提去除。这表明，在丰富的环境中，星系的群内/群内介质和热气晕之间存在着非常复杂的相互作用，环境介质在某些情况下有助于限制甚至增强晕，而在其他情况下则有助于去除气体。相比之下，更孤立的星系的热气含量主要是星系质量的函数，更大质量的星系能够保持它们的晕，而在较低质量的系统中，热气会在外流风中逃逸。
2010-04-29 astro-ph.CO
Probing Hot Gas in Galaxy Groups through the Sunyaev-Zeldovich Effect
我们探讨了利用Sunyaev-Zeldovich效应（SZE）来研究星系群中热气体性质的可能性。它表明，与即将到来的SZE调查，可以堆叠SZE地图周围的星系群相似的晕质量选择从大星系红移调查，研究热气体的星系团所代表的晕。我们使用各种模型的热晕气体研究如何预期的SZE信号的气体分数，状态方程，晕浓度和宇宙学的影响。将模型预测结果与SPT、ACT和普朗克巡天观测的灵敏度进行比较，结果表明，对于质量M ~> 10^{13} h^{-1}Msun的晕，类似SPT的巡天观测可以对热气性质提供严格的约束。我们还探讨了利用不同光度星系与热气体之间的互相关来探测暗物质晕中的热气体，而不需要确定代表暗晕的星系群的想法。我们的研究结果表明，在斯隆数字巡天这样大规模的星系巡天中，借助条件光度函数（CLF）模型，我们可以得到对质量低至10^{13} h^{-1}Msun的晕中热气体性质的严格约束。因此，即将到来的SZE调查应该提供一个非常有前途的途径来探测大多数L* 星系居住的相对低质量的晕中的热气。
2011-01-19 astro-ph.CO
Do Hot Haloes Around Galaxies Contain the Missing Baryons?
星系中缺少大部分重子，许多模型预测这些重子位于星系周围的热晕中。我们建立观测动机的约束，这些晕的质量和半径使用各种独立的参数。首先，观测到的大麦云云中重子的色散测量使我们能够限制银河系周围的热晕：如果它遵守标准的NFW轮廓，它必须包含少于4-5%的银河系中缺失的重子。这与银河系热晕的其他上限相似，例如软X射线背景和高速云周围的压力。其次，我们注意到，在大型孤立星系周围具有NFW轮廓的热晕的X射线表面亮度足够高，应该观察到这样的发射，除非它们的晕包含少于10-25%的丢失重子。第三，我们使用沿活动星系核视线的OVII吸收的非检测热晕的柱密度的限制：在一般情况下，它们必须包含少于70%的失踪重子或延伸到不超过40千秒差距。星系热晕的密度剖面变平会削弱表面亮度约束，因此一个典型的L $_*$星系可能会在晕中保留一半的丢失重子，但OVII约束保持不变，在银河系周围，一个变平的剖面可能只保留银河系中丢失重子的$6-13%$（$2-4 \times 10^{10} M_{\odot}$）。我们还表明，活动星系核和超新星在低到中等的红移-风的理论来源负责驱逐失踪的重子-不产生预期的相关性与重子塔利-费舍尔关系，因此不足以解释失踪的重子从星系。我们的结论是，大多数失踪的重子从星系不在于热晕周围的星系，和失踪的重子从来没有落入潜在的原星系的井摆在首位。它们可能是作为星系形成过程的一部分被驱逐出星系的…
2010-03-16 astro-ph.CO
Iron in galaxy groups and clusters: Confronting galaxy evolution models with a newly homogenised dataset
我们提出了一个分析的铁丰度的热气体周围的星系群和星系团。要做到这一点，我们首先编译和同质化的79个低红移（|z| = 0.03）系统（159个单独的测量）从文献的大数据集。我们的分析考虑了孔径大小，太阳丰度和宇宙学的差异，并使用定制的温度（T），气体密度和铁丰度（Z）的径向分布来缩放所有测量。然后，我们将此数据集与L-Galerkin星系演化模型中的组和簇进行比较。我们的均质化数据集揭示了集群的紧密T-Z关系，Z的分散度仅为0.10 dex和轻微的负梯度。在检查了潜在的测量偏差之后，我们得出结论，至少有一些负梯度具有物理起源。我们的模型表明，在最热的系统中，通过从坠落的卫星上剥离气体，氢的吸积更大，这是一个原因。在较低的温度下，L-Galerkin在组中高估了Z，表明需要去除富含金属的气体（通过AGN反馈）。L-半乳糖醛酸提供了一个合理的匹配，以观察到的Z在集群内介质（ICM）的最热的集群从至少z ~ 1.3到0.3。这是在不需要修改任何银河系化学演化（GCE）模型参数的情况下实现的。然而，在中温星系团的Z似乎是低估了我们的模型在z = 0。讨论了修改GCE模型以纠正这一问题的优点和问题。
2016-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Detection of a Hot Gaseous Halo Around the Giant Spiral Galaxy NGC 1961
所有大型星系周围都有热气晕，这对我们理解星系形成至关重要，但在螺旋星系周围几千秒差距以外的地方从未探测到过。我们使用钱德拉ACIS-I仪器来寻找一个理想的候选星系周围的漫射X射线辐射：孤立的巨大螺旋NGC 1961。我们观察了银河系周围的四个象限，每个象限为30千秒差距，仔细减去背景和点源发射，发现扩散发射似乎延伸到40-50千秒差距。我们拟合$β$模型的排放，并估计热晕质量在50千秒差距的$5\times10^9 M_{\odot}$。当这个轮廓外推到500 kpc（近似维里半径）时，隐含的热晕质量是$1-3\times10^{11} M_{\odot}$。这些质量估计假定气体金属丰度为$Z = 0.5 Z_{\odot}$。这个星系的热晕是一个巨大的气体储存库，但明显低于先前搜索设定的观测上限，并表明NGC 1961相对于宇宙平均值丢失了75%的重子，这将暂时将其置于较小质量星系的重子塔利-费舍尔关系的外推之下。气体的冷却速率不超过0.4 $M_{\odot}$ /年，比恒星形成过程中的气体消耗速率低一个数量级以上。我们讨论了这个晕的影响星系形成模型。
2011-07-27 astro-ph.CO
Hot Gas, Cold Gas and Sub-Halos in a Lyman-alpha Blob at Redshift 2.38
我们提出了积分场光谱的莱曼α斑点在红移2.38，光谱分辨率比以前发表的工作好三倍。与以前的观察一样，斑点具有混沌的速度结构，其中大部分分解为多个分量。然而，我们的光谱学表明，这些多重分量中的一些非常窄：它们的速度宽度小于100 km/s。结合这些新的数据和以前的观测，我们认为这个莱曼α斑点存在于一个大约10^13太阳质量的暗物质晕中。在这个光环的中心是两个紧凑的红色大质量星系。它们被炽热的气体包围，可能是合并引发的核恒星爆发产生的超级风。这种炽热的气体关闭了这些星系非核区域的恒星形成，导致它们的红色和死亡的颜色。一个丝状或块状的下沉冷气体与热气体相碰撞，并被冲击到高温，同时仍然距离红色星系约30千秒差距。激波区是莱曼α自吸收区，但产生C IV辐射。更远的地方，一些次晕中的冷气体被点亮，最有可能是潮汐触发的恒星形成，当它们犁过热晕介质时的弓形激波，来自灯丝碰撞的莱曼-α共振散射，以及潮汐剥离的气体，这增加了莱曼-α逃逸分数。观测到的莱曼α发射从斑点是占主导地位的总和发射从这些子晕。从统计学的角度来看，我们认为莱曼α斑点的形状并没有被大大拉长，而且大多数并不是由中央活动星系核或星爆的电离或散射提供动力的。
2012-09-17 astro-ph.CO
Properties of gas in and around galaxy haloes
我们研究了星系晕内部和周围气体的性质作为半径和晕质量的函数，主要集中在z = 2，但也显示了一些结果z = 0。为此，我们使用一套大型宇宙学，流体动力学模拟从OverWhelmomentally大型模拟项目。冷模和热模气体的性质，我们根据它在河外时的温度是否高于10^5.5 K来区分，在大质量晕的外部（维里温度>> 10^5 K）是可以清楚区分的。冷态气体和热态气体之间的差异类似于流入气体和流出气体之间的差异。冷模气体主要局限于与扩散的热模气体近似处于压力平衡的凝块细丝。除了更冷和密度更大之外，冷模式气体通常具有更低的金属含量，并且更有可能坠落。然而，即使对于给定的模式和固定的半径和晕质量，气体性质的差异也很大，这使得不可能对单个气体云做出强有力的陈述。金属线冷却在中央星系附近引起强烈的冷却流，这使得很难区分内晕中通过冷模式和热模式吸积的气体。更强的反馈导致更大的流出速度，并将热模气体推向更大的半径。气体性质的演变，如预期的维里参数，这也可以解释许多气体性质的依赖晕质量。我们认为，冷流穿透热晕是可观察到的高柱密度HI莱曼α吸收系统在视线附近的大规模前景星系。
2012-07-18 astro-ph.CO
Ram pressure stripping of the hot gaseous haloes of galaxies using the k-epsilon sub-grid turbulence model
利用k-ε亚网格湍流模型对大质量星系热扩展气体晕在马赫数0.9、1.1和1.9的冲压压力下的剥离进行了三维流体动力学模拟。k-ε模型通过增加高湍流区域的输运系数来模拟高雷诺数流动。我们发现，初始的，瞬时剥离是相同的，无论是否实施的k-milling模型，是与其他研究的结果。然而，使用k-epsilon模型导致超音速流汽提进行10 Gyr后剩余气体减少了五分之一，这与简单的分析计算表明的情况更加一致。因此，连续的开尔文-亥姆霍兹剥离在大质量星系晕的冲压压力剥离中起着重要的作用。为了正确地解释这一点，对星系团的模拟将需要使用亚网格湍流模型
2013-09-20 astro-ph.CO
The effects of flattening and rotation on the temperature of the X-ray halos of elliptical galaxies
椭圆星系有热日冕，其X射线光度和平均气体温度跨越很大范围。这种变化可能部分是由于热气体的能量预算，这取决于宿主星系的结构和内部运动学。借助于真实的轴对称星系模型，我们进行了诊断研究，重点是星系的压扁和旋转支持的热气体温度的影响。
2013-02-27 astro-ph.CO
Confronting fuzzy dark matter with the rotation curves of nearby dwarf irregular galaxies
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉奥罗哈大学）；Università di Padova（帕多瓦大学）；INFN-Padova（意大利国家核物理研究所帕多瓦分部）；INAF-Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦分部）
本文通过高分辨率旋转曲线数据检验模糊暗物质模型的可行性，发现其在核心半径-质量关系和线性功率谱预测上存在显著矛盾。
2026-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Extended Hot Halos Around Isolated Galaxies Observed in the ROSAT All-Sky Survey
我们把一般的限制的光度和质量的热X射线发射气体居住在附近的大质量星系周围的扩展的“热晕”。我们研究堆叠图像的2165星系从2 MASS非常孤立的星系目录（2 MVIG），以及该样本的子集的基础上星系形态和K波段光度。我们探测到的X射线辐射在高置信度（范围高达近10σ）的每个子样本的星系。在50 kpc范围内，L_X的平均值为1.0 \pm 0.1（统计）\pm 0.2（系统）× 10^40 erg/s，尽管早型星系的亮度是晚型星系的两倍多。使用空间分析，我们还发现了七个子样本中的五个（完整样本，发光星系，早期星系，发光晚期星系和发光早期星系）的扩展发射证据，置信度分别为92.7%，99.3%，89.3%，98.7%和92.1%。一些额外的证据也支持这一结论，并表明约1/2的总排放量是延长的，约1/3的延长排放量来自热气体。对于明亮星系的样本，它有最强的证据证明扩展发射，在50千秒差距内，平均热气质量为4 × 10^9兆太阳，隐含的吸积速率为0.4兆太阳/年。
2012-12-07 astro-ph.CO
Thermal Instability & the Feedback Regulation of Hot Halos in Clusters, Groups, and Galaxies
对星系团和星系群的观测表明，这种晕大致处于全球热平衡状态，当在足够长的时间和长度尺度上平均时，加热平衡冷却;然而，ICM很可能是局部热不稳定的。使用简单的观察动机加热处方，我们表明，局部热不稳定性（TI）可以产生一个多相介质--与~ 10000 K冷丝冷凝出的热ICM--只有当热等离子体中的TI时标（t_{TI}）的自由落体时标（t_{ff}）的比例满足t_{TI} / t_{ff} <~ 10。这一判据定量地解释了为什么冷气体和恒星形成优先在低熵星系团和星系群中观察到。此外，加热，冷却和TI之间的相互作用减少了净冷却速率和质量吸积率在小半径的因素约100相对于冷却流模型。这种急剧下降与观察结果一致。防止冷却流所需的反馈效率为~ 0.001的集群和降低质量较低的晕，超新星加热可能是足够的能量来平衡冷却星系晕。我们进一步认为，ICM自我调整，使t_{TI} / t_{ff} >~ 10在所有半径。当不满足该标准时，冷丝从热相中冷凝出来并降低ICM的密度。这些冷细丝可以为黑洞和/或恒星反馈提供动力，以实现全球热平衡，从而驱动t_{TI} / t_{ff} >~ 10。与星系团相比，星系团的核心密度较低，半径较大。这可以解释X射线光温关系偏离自相似性的原因。在星系晕中观察到的高速云也可能是由于局部TI在维里半径附近产生多相气体。
2011-06-23 astro-ph.CO
The effects of a hot gaseous halo on disc thickening in galaxy minor mergers
我们采用流体动力学模拟研究耗散气体物理的影响，在较小的合并盘星系的垂直加热和增厚。我们第一次提出了一套模拟，其中包括一个扩散，旋转，冷却，热气体晕，宇宙流体动力学模拟以及星系形成模型预测。我们研究了在1：10和1：5合并过程中，这种新的气体成分对类银河系恒星盘垂直结构的影响。对于1：10合并，我们发现没有增加最终薄盘规模的高度相比，孤立的模拟，导致的结论，薄盘可以存在，即使在1：10合并后，如果有合理数量的热气体。其原因是新的冷气体的吸积，导致形成了一个巨大的新的薄恒星盘，主导了表面亮度分布。在以前的研究中，我们只包括冷气在磁盘中，我们表明，冷气的存在减少了增厚的一个小合并相对于无气体的情况。在这里，我们表明，在冷却热晕存在的情况下，天秤高度的演变由新星盘的形成主导。在这种情况下，厚盘是在z> 1的小合并中变厚的旧恒星盘，而薄盘是合并后重新形成的新恒星盘。此外，我们研究了1：5合并过程中尺度高度的演变，发现即使在合并后，只要有足够的热气，也可以存在薄盘。在我们的模拟中，最终的尺度高度取决于热气晕的质量，风的效率和合并质量比。我们发现合并后的值在0.5 <z0 <1.0 kpc的范围内与观测的本地星系的限制。
2011-08-08 astro-ph.CO
Testing Sunyaev-Zel'dovich measurements of the hot gas content of dark matter haloes using synthetic skies
热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）效应提供了一种探测大质量星系和星系群和星系团内部及其周围的热气体的方法，这些气体被认为构成了宇宙重子含量的很大一部分。普朗克合作最近进行了堆叠分析的大样本的“本地最亮的星系”（LBG），令人惊讶的是，推断出近似自相似的tSZ通量和晕质量之间的关系。从表面上看，这意味着热气体的质量分数与晕质量无关，这一结果显然与X射线观测结果相矛盾。我们测试的鲁棒性推断的趋势，使用合成的tSZ从宇宙流体动力学模拟产生的地图，并使用相同的工具和假设应用在普朗克研究。我们表明，虽然检测和估计的“总”通量（$5 r_{500}$内）是相当强大的，推断出的通量源自内$r_{500}$（即X射线观测通常探测的极限半径）是高度敏感的气体的假设压力分布。使用我们最现实的模拟活动星系核的反馈，再现各种各样的X射线和光学性质的团体和集群，我们估计，$r_{500}$内导出的tSZ通量偏高高达一个数量级的质量$M_{500} \sim 10^{13}$ M $_{\odot}$晕。此外，我们表明，AGN模拟与普朗克观测到的总tSZ通量-质量关系是一致的，而自相似模型被排除。
2015-05-20 astro-ph.CO
Deep Surface Brightness Profiles of Spiral Galaxies from SDSS Stripe82: Touching Stellar Halos
利用SDSS Stripe 82的数据，我们获得了7个从正面到中间倾斜的晚型螺旋的深径向表面亮度剖面，其亮度在r '波段的范围内一直到\sim 30 mag arcsec^-2。我们没有发现任何证据表明，光盘的光分布的急剧切断，但顺利延续到星系的恒星晕。恒星晕在\sim 28等角秒^-2处开始影响星系的表面亮度轮廓，径向距离为\sim 4-10内标度长度。我们发现，从恒星晕的光的贡献可能是负责以前的分类的表面亮度轮廓为III型晚型星系。为了估计恒星晕光对星系总光的贡献，我们对所有分量进行了相似拟合，进行了Bulge/Disk/Stellar Halo分解。晕光对星系总光的贡献从~ 1%到~ 5%不等，但在正在进行的合并中，晕光的比例可以高达~ 10%，与星系的光度无关。我们还探索了我们星系的恒星晕的积分（g '-r'）色。我们发现（g '-r'）颜色范围从~ 0.4到~ 1.2。通过用模型预测来面对这些颜色，我们遇到了用传统IMF将我们非常红的颜色拟合到恒星星族网格上的问题。非常红的晕颜色可以归因于由底重的IMF产生的低到中等金属丰度的非常低质量的恒星所占的恒星星族。
2012-04-13 astro-ph.CO
An X-ray study of the galactic-scale starburst-driven outflow in NGC 253
为了进一步理解星暴驱动的外流活动，XMM-Newton和朱雀研究了星暴星系NGC 253中热星际气体的X射线性质.对该星系的三个区域进行了光谱分析，这些区域的特点是多波长观测。热气体由两个薄的热等离子体表示，其温度为kT ~0.2和~0.6 keV。畸变比，即，O/Fe、Ne/Fe、Mg/Fe和Si/Fe的比值在三个区域之间一致，表明高温气体有共同的起源。的丰度模式是一致的II型超新星喷出物，表明在中心区域的星暴活动提供了金属通过银河系规模的星暴驱动流出的晕。能量学也可以支持这一点，条件是核区总发射的0.01-50 n^0.5%流向晕区。为了约束热星际气体的动力学，提取了跟踪密度和温度的表面亮度和硬度比轮廓。假设气体的状态方程为一个简单的多方状态方程，Tρ^（1-γ）=常数，我们约束了物理条件。在热盘中γ与5/3一致，在晕中T为常数（γ = 1）。结果表明，热气体从中心区向晕区膨胀，而从晕内向外以自由膨胀的方式流出。根据观测到的晕内温度梯度，我们将外流速度限定为大于100 km/s。通过与NGC 253的逃逸速度~220 km s^-1的比较，表明热星际气体可以通过外流速度和热速度的结合从NGC 253的引力势中逃逸。
2012-12-09 astro-ph.CO
The maximum accretion rate of hot gas in dark matter halos
我们重新审视的问题，“热模式”与“冷模式”吸积到星系使用稳态冷却流的解决方案和理想化的三维流体动力学模拟。我们表明，热吸积模式的存在，冷却时间需要比自由落体时间附近的气体是旋转支持的半径，R_circ，即热模式的存在取决于在星系尺度的物理条件，而不是在晕尺度的物理条件。当考虑到相对于宇宙平均值的晕重子部分的耗尽时，较长的冷却时间意味着在低于重子完全晕的~10^12 M_sun阈值的晕质量中可能形成维里化的气体晕。我们发现，对于任何晕质量，都存在一个最大的吸积速率，在该速率下，气体在整个晕中被维里化，并且可以通过热模Mdot_crit ~ 0.7（v_c/100 km/s）^5.4（R_circ / 10 kpc）（Z/Z_sun）^-0.9 M_sun / yr吸积，其中Z和v_c是在R_circ测量的金属丰度和圆速度。对于吸积率>~Mdot_crit，充满体积的气相原则上可以是“跨音速”的--在外晕中维里化，但在星系附近冷却并自由下落。我们将Mdot_crit与恒星质量晕质量关系所暗示的0<z<10时晕中的平均恒星形成率（SFR）进行比较。对于一个合理的金属丰度随红移的演化，我们发现在大多数质量和红移下，SFR <~ Mdot_crit，这表明星系的SFR可能主要是由质量远低于~10^12 M_sun经典阈值的晕中的热模维持的。
2020-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Deep XMM-Newton Study of the Hot Gaseous Halo Around NGC 1961
我们研究了11个XMM-牛顿观测的巨大的螺旋星系NGC 1961，使我们能够研究热气体晕的螺旋星系在前所未有的细节。我们进行了空间和光谱分析;与前者，热晕被检测到至少80千秒差距，后者的属性可以详细测量到42千秒差距。我们发现的证据是一个负梯度的温度分布是常见的椭圆星系。我们测量了一个粗略的金属丰度曲线，这与在$Z \sim 0.2 Z_{\odot}$处平坦一致。转换为这种金属丰度，去投影密度分布与先前的参数拟合一致，没有证据表明在42 kpc（$\sim$ 0.1 R $_{\text{vir}}$）内出现了断裂。外推到维里半径，我们推断热晕质量相当于星系的恒星质量，以及来自恒星和热气体的重子分数约为30%。热气体的冷却时间比动力学时间长几个数量级，使热晕稳定对冷却不稳定性，我们认为，中性氢的扩展流看到这个星系的西北部，而不是可能是由于星系际介质的吸积。热晕的低金属丰度表明它也可能是吸积的。我们将NGC 1961的热晕与孤立椭圆星系周围的热晕进行了比较，表明总质量比恒星质量更好地决定了热晕的性质。
2015-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Baryonic Assembly of Dark Matter Halos
我们使用一套宇宙学流体动力学模拟来量化的吸积率的重子到暗物质晕和由此产生的重子质量分数，作为晕质量，红移和重子类型（包括冷，热气体）的函数。我们发现，通过维里半径的重子吸积率的净星系外流是敏感的，并探讨了一系列的外流参数来说明的效果。我们表明，冷气体吸积率一般不是一个简单的普遍因素的暗物质吸积率，星系风可以导致恒星形成率偏离显着的外部气体吸积率，无论是通过气体喷射和再吸积。此外，星系风可以在周围的介质中注入足够的能量和动量来减缓吸积，特别是在低质量的晕和低红移的情况下。通过求解吸积率与晕中心半径的关系，我们展示了冷流如何在z>2时穿透大质量晕的热大气，但在较低的红移时逐渐消失。总重子质量分数也强烈抑制流出低质量晕，但几乎是普遍的，在没有反馈的晕以上的UV背景抑制尺度。过渡晕的质量大致恒定在约10^11.5兆太阳，并且不敏感地依赖于风的规定。在过渡晕中，冷分量和热分量的气体质量相等。在无风条件下，给出了冷气体吸积成晕速率的简单拟合公式。最后，我们表明，冷吸积与驱动z~2观测到的大量恒星形成星系大致一致，但更强烈的恒星形成者可能采样吸积率分布的高端，并可能通过气体再循环，气体再吸积，热模冷却和合并的组合来额外提供燃料。
2011-08-10 astro-ph.CO
Soft X-ray line emission from hot gas in intervening galaxy halos and diffuse gas in the cosmic web
本研究借助TNG100模拟评估介入热气体（星系晕束缚气体与宇宙网弥漫气体）的软X射线线发射，发现弥漫气体发射可媲美晕内气体，视线污染通量可达目标的20-200%。
2025-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
XMM-Newton Detects a Hot Gaseous Halo in the Fastest Rotating Spiral Galaxy UGC 12591
我们提出了我们的XMM牛顿观测最快的旋转螺旋星系UGC 12591。我们检测到热气体晕发射到110千秒差距的星系中心，并限制晕气体质量小于3.5e11太阳质量。我们还测量了热气体的温度为T=0.64 \pm 0.03 keV。结合我们的X射线约束和文献中的近红外和射电测量，我们发现UGC 12591中的重子质量分数为0.03-0.04，这表明与宇宙学平均值相比，重子质量缺失了75%。结合NGC 1961年的另一个最近的测量，结果强烈地认为，螺旋星系中大多数失踪的重子并不存在于它们的热晕中。我们还发现UGC 12591明显低于重子Tully-Fisher关系。最后，我们发现大质量旋涡星系的重子分数与质量相近的星系群的重子分数相似，表明重子损失最终是由引力势阱控制的。这个气体晕的冷却半径很小，类似于NGC 1961，它认为这个星系的大部分恒星质量不是由于气体晕的冷却而聚集的。
2011-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas density profile in dark matter halo in chameleon cosmology
我们研究了变色龙力影响下的暗物质晕中的气体密度、温度和压力分布。我们解决流体静力平衡方程的气体耦合的变色龙场的分析方式，使用近似解的变色龙场方程的源项，广义Navarro-Frenk-White的普遍密度分布。我们发现气体分布变得紧凑，因为由于额外的变色龙力而需要更大的压力梯度。面对的理论预测与数据的水螅A集群根据朱雀X射线观测的维里半径的温度分布，我们证明了一个有用的约束模型参数可以得到依赖于的值的耦合常数。例如，在$β=1$情况下，得到了变色龙场背景值的上界$ϕ_\infty<10^{-4}\mpl$，其中$β$是变色龙场与物质之间的耦合常数，$\mpl$是普朗克质量.然而，目前的数据的误差是不是那么小，我们得到了一个有用的约束的情况下，$β=1/\sqrt{6}$，这对应于一个$f(R)$模型。
2012-12-10 astro-ph.CO
Exploring Hot Gas at Junctions of Galaxy Filaments with Suzaku
我们用朱雀号进行了五次定点观测，以寻找与星系细丝连接处有关的热气，到目前为止，还没有发现明显的漫射X射线源。我们在所有五个区域都成功地发现了X射线源，并在每个区域分析了两个明亮的源。光谱分析表明，这三个源都来自与光学亮星系或星系群有关的X射线弥散晕，kT为0.6-0.8 keV。其他三个源可能是群和集群规模的X射线晕，温度分别为~1 keV和~4 keV，而其他的是紧凑的对象的起源，如活动星系核。所有三个观察到的星系丝结内的星系团内介质都参与了正在进行的合并。因此，我们证明，深X射线观测的灯丝结确定的星系调查是一个强大的手段来探索不断增长的晕在一个层次结构未被发现到目前为止。
2013-11-20 astro-ph.CO
On the Hot Gas Content of the Milky Way Halo
银河系似乎缺少重子，因为观测到的恒星和气体的质量远低于宇宙平均值。一种可能性是，银河系的重子中有相当一部分嵌入在一个延伸的百万度热晕中，这一想法得到了对晕中温暖气体云和无气体矮球状卫星的观测的间接支持。X射线观测已经证实，在我们的银河系中，除了局部的热气泡之外，还存在着热气体;然而，它可能分布在一个热的磁盘配置中。此外，最近对X射线约束的研究表明，任何银河系日冕都是微不足道的。在这里，我们重新检查了观测数据，特别是在X射线和无线电波段，以确定是否有可能在~ 10^6 K气体中存在银河系的重子的相当大的一部分。与过去的研究一致，我们发现，重子封闭的晕显然是排除了，如果一个假设，热日冕分布与尖NFW配置文件。然而，如果星系的热日冕是在一个扩展的，低密度的分布，有一个大的中央核心，就像在流体静力平衡的绝热气体所预期的那样，那么它可能包含高达10^11 M_sun的物质，可能解释了所有丢失的银河系重子。我们简要地讨论了一些潜在的途径来区分一个大规模的，扩展的热晕和一个本地的热盘。
2012-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Deep X-ray View of the Hot Halo in the Edge-on Spiral Galaxy NGC 891
NGC 891是一个邻近的边缘星系，类似于银河系，有一个热的X射线发射晕，可能来自吸积，银河喷泉，或两者的组合。气体的金属丰度可以帮助区分这些模型，在这里，我们报告的结果，使用138千的档案钱德拉数据和92千的新XMM-牛顿数据来测量温度和金属丰度的热晕的星系。我们发现很好的拟合与kT ~ 0.2 keV和Z ~ 0.1太阳能的热模型，并排除太阳能金属丰度超过99%的信心。这一结果表明，星系际介质的吸积是热晕的起源。然而，它也可以拟合一个双温度的热模型与太阳的金属丰度，其中kT_1 = 0.1 keV和kT_2 = 0.25 keV。冷却速率和氧化皮高度的考虑更倾向于单温度模型。我们还发现，在热气体的冷却率不能解释大量的HI晕在稳定状态。此外，银河喷泉模型不能喷射出足够的质量来解释HI晕，我们推测中性晕可能是先前流出的气体，后来冷却了。
2012-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Numerical Simulations of Hot Halo Gas in Galaxy Mergers
星系合并模拟已经探索了星系盘内气体的行为，但星系晕内热气的动力学却被忽视了。我们报告的结果，高分辨率的流体动力学模拟碰撞星系热晕气体。我们探索了一系列的质量比，气体分数和轨道配置，以约束内的冲击和气体动力学的祖晕。我们发现：（i）在第一次通过之前，星系晕中产生了强烈的激波，使气体温度增加了近一个数量级，达到$T\sim 10^{6.3}$ K。(ii)激波的X射线光度强烈地依赖于气体分数;当晕气体分数大于10%时，它是$\gtrsim 10^{39}$ erg/s。(iii)模拟中的热扩散气体产生的X射线光度高达$10^{42}$ erg/s。这对宇宙中的总X射线背景有贡献。(iv)我们发现一个解析拟合的最大X射线光度的冲击合并参数的函数。这种拟合可用于星系形成的半解析公式，以估计合并星系中激波的总X射线辐射。(v)对于等质量合并，初始气体质量的$\sim$ 10-20%从星系中释放出来，而对于3：1和10：1合并，气体质量的$3-5%$被释放出来。这种未结合的气体最终远离星系，可以成为一种可行的机制，使IGM富含金属。
2009-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Structure of Hot Gas in Halos: Implications for the Lx-Tx Relation & Missing Baryons
我们提出了一维模型的热气体在暗物质晕，既预测冷核心的存在，并解释其结构。我们的模型直接适用于半解析模型（SAM）的星系形成。我们以前曾论证过，当热不稳定时间尺度与自由下落时间$t_{TI}/t_{ff}$之比低于5-10时，冷（~10^4 K）气体细丝在流体静力学和热平衡状态下从团内介质（ICM）中凝结出来。该标准对应于ICM密度的上限，并激发了一个模型，其中密度核在$t_{TI}/t_{ff} \lesssim 10$的任何地方形成。与观测结果和数值模拟结果一致，该模型预测了质量较低的晕的核心更大、更纤细--虽然星系团的核心密度可能高达~ 0.1 cm^{-3}，但星系晕的核心密度不应超过~ 10^{-4} cm^{-3}。如果我们把中心星系对引力势的贡献包括在内，我们也可以解释较小质量晕（星系“日冕”）中的大密度。我们的模型产生一个有利的匹配观测X射线光度-温度（Lx-Tx）的关系。对于晕质量$\lesssim 10^{13}$ Msun，核尺寸接近维里半径。因此，在这样的晕中的大多数重子不可能在热的ICM中，而是以恒星的形式或以超过维里半径的热气体的形式存在。由于ICM中的质量较小，而恒星形成的质量大得多，低质量晕（$\lesssim 10^{13}$ Msun）中的大多数重子可以由于超新星反馈而被驱逐到维里半径之外。这可以解释重子在低质量晕中“消失”的原因，例如星系晕。
2012-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The baryon census and the mass-density of stars, neutral gas, and hot gas as a function of halo mass
本研究整合多波段观测经验数据，建立不同暗晕质量下恒星、中性气体与热气体的重子质量-暗晕质量标度关系，测得各重子组分的宇宙密度，验证方法可靠性并给出热等离子体密度估算。
2024-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Baryonic Halos of Elliptical Galaxies: Radial Distribution of Globular Clusters and Diffuse Hot Gas
对于一个样本的9个充分研究的巨型椭圆星系，我们比较了投影径向分布的红色和蓝色的球状星团（GC）的子人口与他们的宿主星系恒星和X射线表面亮度配置文件。我们支持以前的研究结果，红色（富含金属）GC的表面密度分布如下的宿主星系星光。我们发现蓝色GC表面密度的外斜率和星系X射线发射之间有很好的一致性。投影径向轮廓的这种重合可能是由于蓝色GC和X射线发射热气体在平衡时共享相同的引力势。当去投影时，X射线发射热气体具有径向密度依赖性，其是GC密度的平方根。我们进一步表明，每单位质量的蓝色GC的能量大约是一半的热气体。
2012-05-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Dwarf Galaxies as Cosmological Probes
Lambda冷暗物质（LCDM）范式对暗物质晕的丰度、结构、子结构和聚集做出了具体的预测，暗物质晕是星系形成的场所。这些预测可以直接测试，在低质量晕制度，由暗物质占主导地位的矮星系。当观测到矮星的预期性质时，已经确定了LCDM的一些潜在挑战。我回顾了我们对其中一些问题的理解，包括“失踪的卫星”和“太大而不能倒”的问题，并认为这两个问题都不会对LCDM构成不可逾越的挑战。要解决这些问题，需要大多数矮星系都有类似质量的晕，并且有一个相对尖锐的最小晕质量阈值来形成发光星系。这些预测显然是可以证伪的。特别是，LCDM预测了大量的“暗”低质量晕，其中一些应该保留了足够的原始气体，在21厘米深或H $_α$调查中可以检测到。探测到这种预测的“小晕”数量将是一项重大发现，也是LCDM在小规模上取得的巨大成功。
2018-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dynamically hot stellar halo around NGC 3311: a small cluster-dominated central galaxy
在星系团中，团内光与中央星系晕的关系是一个重要的悬而未决的问题。在这里，我们报告的结果，从一个正在进行的项目，目的是在NGC 3311周围的长蛇座I（阿贝尔1060）集群的核心动力学状态的特征。方法：我们分析了NGC 3311晕中达到~25 kpc的深长缝吸收线光谱。结果：在R ~ 12 kpc处，速度弥散分布从中心σ 0 =150 km/s急剧增加到σ out ~450 km/s。更远的地方，到25 kpc，sigma似乎是恒定的，这是Hydra I星系速度色散的60%。NGC 3311的热晕动力学不同于其他正常的早型星系。结论：这些结果和从NGC 3311周围的X射线推断出的大量暗物质表明，该星系的恒星晕主要由星团的中央星团内恒星控制，并且从主要的星系束缚星到星团恒星的转变发生在距离NGC 3311中心4到12 kpc的径向范围内。我们评论的晕运动学观察到的星系团中央星系的范围很广，这取决于其主机集群的演化状态。
2010-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Circum-Galactic Medium of MASsive Spirals II: Probing the Nature of Hot Gaseous Halo around the Most Massive Isolated Spiral Galaxies
本文分析了本机宇宙中六个超大质量螺旋星系的环银河介质（CGM-MASS）样本的XMM-牛顿数据。所有的CGM-MASS星系都有来自热气体的漫射X射线发射，这些气体在从星系中心延伸的背景$\sim(30-100)\rm~kpc$之上被探测到。这使现有的对大质量螺旋星系周围这种扩展的热CGM的探测增加了一倍。热气体的径向软X射线强度分布可以用$β$函数拟合，其斜率通常在$β=0.35-0.55$范围内。这个范围，以及那些$β$值测量的其他大质量螺旋星系，包括银河系（MW），一般是一致的X射线发光的椭圆星系类似的热气体光度和温度，并与那些预测的流体静力学等温气体晕。在这样的大质量螺旋星系中，热气的温度往往与其维里值相当，这表明引力加热的重要性。这与低质量星系形成对比，在低质量星系中，热气体的温度往往系统地高于维里温度。在所有CGM-MASS星系的整个晕圈中，辐射冷却与热气体自由降落时间尺度的比值远大于$\sim10$的临界值，表明CGM中气体冷却和沉淀的效率很低。因此，这些大质量螺旋星系中的热CGM很可能处于流体静力学状态，反馈物质与CGM混合，而不是逃离晕或落回盘。我们还同质化和比较CGM-MASS星系和其他星系样本测量的晕X射线光度，并讨论了在这些大质量的螺旋星系中检测到的“失踪”的星系反馈。
2017-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The initial conditions and evolution of isolated galaxy models: effects of the hot gas halo
我们构建了几个银河系的星系模型，包含气体晕（以及气体和恒星盘，暗物质晕，恒星隆起）以下的等温或NFW密度分布与不同的质量和初始自旋。此外，在一些模拟中还测试了与恒星形成相关的银河风。我们使用GADGET-3 $N$ -体/流体动力学模拟代码来发展这些孤立星系模型，特别注意气体晕对演化的影响。我们发现，模型的演变强烈影响所采用的气体晕组件。没有气体晕的模型显示，在模拟开始时，恒星形成率（SFR）增加了数亿年，然后在3 Gyr运行结束时，恒星形成率持续下降。另一方面，在具有气体晕的模型中，SFR要么在整个模拟过程中相对平坦，要么在十亿年内增加，然后减少到最后。具有更集中的NFW气体晕的模型比具有相等质量的等温气体晕的模型显示出总体更高的SFR。从晕到盘上的气体吸积也发生在NFW气体晕的模型中，然而，这被证明主要发生在盘的内部，除非气体晕在中心部分具有非常高的密度，否则对恒星的形成没有显着的贡献。气体晕的旋转被发现，使SFR较低的模式。在运行中，包括银河风的SFR被发现低于相同的运行，但没有风。我们的结论是，热的气体晕对星系演化的影响通常是太显着的，不能简单地忽略，并期望更多的流体动力学过程中的星系可以理解通过数值模拟采用气体盘和气体晕组件。
2012-12-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The alignment and shape of dark matter, stellar, and hot gas distributions in the EAGLE and cosmo-OWLS simulations
我们报告的暗物质，恒星和热气体分布在EAGLE和cosmo-OWLS模拟的对齐和形状。结合这些最先进的水文宇宙学模拟，使我们能够跨越四个数量级的晕质量（$11 < log_{10}(M_{200}/ [h^{-1}M_\odot]) < 15$），一个广泛的径向范围（$-2.3 < log_{10}(r/[h^{-1}Mpc ]) < 1.3$）和红移$0 < z < 1$。暗物质、恒星和热气体分布的形状参数遵循定性相似的趋势：随着晕质量、半径和红移的增加，它们变得更加非球面（和三轴）。我们测量的重子组件（热气体和恒星）的星系与其主机晕作为晕质量，半径，红移和星系类型（中心与卫星和早期与晚期型）的函数的错位。总的来说，星系与总物质（主要是暗物质）的局部分布很好地对齐。然而，星系尺度上的恒星分布相对于它们的宿主晕呈现出大约45 - 50度的中位失准。在质量最大的晕（$13 < log_{10}(M_{200}/ [h^{-1}M_\odot ]) < 15$）中，这种不对准减小到25 - 30度。在EAGLE模拟中，有一半的盘星系相对于其宿主晕的失准角大于40度。我们提出的拟合函数和列表值的概率分布的星系晕错位，使我们的结果直接列入模型的星系形成的基础上纯粹的碰撞N体模拟。
2015-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass Proxy Quality of Massive Halo Properties in the IllustrisTNG and FLAMINGO Simulations: I. Hot Gas
University of Michigan（密歇根大学）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Leiden University（莱顿大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）
本文研究了IllustrisTNG和FLAMINGO模拟中热气体属性与晕质量关系的红移和尺度依赖性，发现大质量晕的热气体质量和Sunyaev-Zel'dovich热能适合用于到z=2的团簇研究。
2025-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The hot gas distribution, X-ray luminosity and baryon budget in the L-Galaxies semi-analytic model of galaxy formation
热电离气体在星系的重子循环中很重要，并贡献了大部分“失踪的重子”。迄今为止，大多数星系形成的半解析模型很少关注热气体晕及其X射线辐射。本文采用Sharma等人的一维模型代替等温球来描述L-Galerkin半解析模型中热气体的径向分布。根据局部热不稳定性时间尺度与自由落体时间尺度的比值，热气晕可分为两部分：一部分是由$t_{\rm TI}/t_{\rm ff}=10$组成的冷核，另一部分是由$t_{\rm TI}/t_{\rm ff}>10$组成的稳定外晕。根据新的热气体分布，我们更新了冷却、反馈和剥离的公式，并再现了几个X射线观测结果，如热气体密度的径向分布，以及X射线光度和温度的标度关系。我们发现：（1）与观测结果一致，晕中心较平坦的密度剖面产生的X射线发射比等温球低;（2）容易发生降水的冷核区域的气体温度比维里温度高，小晕中较大的$T_{\rm X}/T_{\rm 200}$比导致$L_{\rm X}-T_{\rm X}$关系的斜率较陡;（3）无限储层中的电离气体和低质量晕中的低温星系际气体可能是晕“失踪重子”的主要成分。我们的模型输出可以预测附近宇宙中热气的观测结果，并产生未来X射线望远镜探测重子的模拟调查。
2022-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The warm-hot circumgalactic medium around EAGLE-simulation galaxies and its detection prospects with X-ray line emission
利用EAGLE模拟方法，对大晕质量范围（$\mathrm{M}_{\mathrm{200c}} = 10^{11.5}$ - $10^{14.5}\,\mathrm{M}_{\odot}$）内星系环星系介质（CGM）的X射线金属线辐射的可探测性进行了估算.使用XRISM Resolve仪器，应可检测到来自$\mathrm{M}_{\mathrm{200c}} \gtrsim 10^{13}\,\mathrm{M}_{\odot}$晕圈的少量亮（K-$α$或Fe L-壳层）线。使用Athena X-IFU或Lynx主阵列，可检测到来自$\mathrm{M}_{\mathrm{200c}} \gtrsim10^{12.5}\,\mathrm{M}_{\odot}$晕内CGM的发射谱线（尤其是来自O VIII和O VII的发射谱线），并且可检测到维里半径外的组内和簇内气体。利用Lynx超高分辨率阵列，可以访问$\mathrm{L}_{*}$星系的晕的内部CGM。这些估计值确实假设了长暴露时间（$\sim 1 \,$ Ms）和大空间箱（$\sim1$ - $10\,\mathrm{arcmin}^{2}$）。这种发射主要是由碰撞电离（CI）气体，并往往来自晕中心。发射偏向于接近CI气体的最大发射率温度（$\mathrm{T}_\mathrm{peak}$）的温度以及高密度和金属丰度。然而，…
2022-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of stellar feedback on hot gas in galaxy haloes: the Sunyaev-Zel'dovich effect and soft X-ray emission
热Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应和软X射线辐射在大质量星系周围、星系群和星系团中经常被观测到。我们研究了这些星系晕的观测诊断，用于“现实环境中的反馈”项目中的一套宇宙学“放大”模拟，该项目涵盖了晕质量的大范围（10^10-10^13 Msun）。我们探讨了恒星反馈对热气体观测值的影响。我们模拟的群的性质，如重子分数，SZ通量，和X射线光度（L_X），是广泛地与现有的观测，即使反馈的活动星系核是不包括在内。我们预测未来的观测低质量物体的SZ和弥漫X射线测量，发现他们不只是缩小版本的大质量星系，但更强烈的影响由恒星形成驱动的星系风。低质量晕（<~10^11 Msun）保留了少量的重子，这导致了SZ信号的强烈抑制。因此，我们的模拟预测，对于质量小于10^13 Msun的晕，晕质量的标度比自相似更陡。对于质量小于10^12 Msun的晕，L_X是随时间变化的，主要与恒星形成率（SFR）相关。对于这些天体来说，弥漫的X射线发射主要是由星系风提供动力的，而主导X射线发射的气体以接近于晕圈圆速度的径向速度流出。另一方面，对于质量大于~10^13 Msun的晕，L_X的变化要小得多，并且与SFR不相关，因为发射来自准流体静力学的维里化晕气体。
2016-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Connecting massive galaxies to dark matter halos in BOSS - I. Is galaxy color a stochastic process in high-mass halos?
我们使用暗晕丰度匹配（SHAM）来模拟恒星质量函数（SMF）和在$z\sim0.5$的重子振荡光谱巡天（BOSS）“CMASS”样本的聚类。我们介绍了一种新的方法，它占恒星质量的不完整性CMASS作为红移的函数，并产生CMASS模拟目录，其中包括选择效应，再现整体SMF，投影两点关联函数$w_{\rm p}$，CMASS $dn/dz$，并公开提供。我们在“年龄匹配”的背景下研究了坍缩质量以上的组装偏差的影响，并表明这些影响与Hearin等人（2013）在较低恒星质量下探索的影响相比显着不同。我们建立了两个模型，一个是星系颜色是随机的（“AbM”模型），以及一个模型，其中包含组装偏差效应（“AgM”模型）。通过对CMASS的红移相关的聚类与我们模型的预测，我们认为，在高质量晕星系的颜色不是一个随机过程。我们的研究结果表明，在高质量晕的星系的颜色是由其他晕的性质，除了晕的峰值速度和组装偏差的影响起着重要的作用，在确定该样本的集群属性。
2016-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation in mergers with cosmologically motivated initial conditions
我们使用半解析模型和宇宙学合并树来提供多合并数值流体动力学模拟的初始条件，并利用这些模拟来探索星系相互作用和合并对恒星形成（SF）的影响。我们计算从z=1.5到z=0的12棵合并树的数值实现。根据最近的观测和星系形成模型的预测，我们包括了所有星系周围的大热气晕的影响。我们发现，包括热气晕有一些重要的影响。首先，正如预期的那样，由于热晕的冷却和冷气体库的补充，长时间尺度上的恒星形成率增加。其次，我们发现，从长远来看，相互作用并不总是增加SF。这部分是由于轨道星系将引力能量转移到热气体晕并提高其温度。最后，我们发现，相对大小的星暴，包括热晕，是远远小于以前的研究表明。我们的模拟还表明，相互作用的顺序和时间对星系的演化很重要。当多个星系同时相互作用时，SF增强小于星系串联相互作用时。所有这些效应都表明了在星系演化模型中包括热气体和宇宙学动机的合并树的重要性。
2015-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray and SZ constraints on the properties of hot CGM
我们利用堆积X射线光度和Sunyaev-Zel'dovich（SZ）信号的观测结果，分别从一个$\sim 80,000$和$104,000$大质量星系的宇宙学样本中，用$ 10^{12.6}\lesssim M_{500} \lesssim 10^{13} M_{\odot}$和平均红移z $\sim$ 0.1 - 0.14来约束热的环星系介质（CGM）的密度和温度。X射线光度限制密度和热CGM质量，而SZ信号有助于打破密度-温度简并性。我们考虑一个简单的幂律密度分布（$n_e \propto r^{-3β}$）以及流体静力学热晕模型，在这两种情况下的气体假设是等温的。数据集最好由平均热CGM曲线$\propto r^{-1.2}$描述，该曲线比NFW曲线浅。对于晕维里质量$\sim 10^{12}$ - $10^{13} M_{\odot}$，在维里半径范围内，热CGM包含的$\sim$分别为幂律模型的20 - 30%和流体静力晕模型的4 - 11%.对于幂律模型，热CGM轮廓与银河系的观测大致一致。平均热CGM质量相当于或大于$L^*$星系CGM的其他阶段所包含的质量。
2018-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The drop in the cosmic star formation rate below redshift 2 is caused by a change in the mode of gas accretion and by AGN feedback
宇宙恒星的形成率在红移z=2之后急剧下降。我们使用一个大的，宇宙学的，平滑粒子流体动力学模拟，探讨如何这种下降是有关的气体吸积的演变和外流驱动的活动星系核（AGN）。我们发现，在恒星形成率的下降如下相应的下降，在全球冷模吸积率密度到晕，但延迟的顺序气体消耗时间尺度在星际介质。在这里，我们将冷模（热模）吸积定义为被吸积的气体，其温度从未超过（确实超过）10^5.5 K。与在z~3处达到峰值的冷模吸积相反，热模继续增加到z~1，并且此后保持大致恒定。到目前为止，热模强烈主导的全球吸积率到晕。恒星的形成并不遵循热模晕吸积，因为大多数热晕气体从来没有吸积到星系上。活动星系核的反馈起着至关重要的作用，它优先阻止以热模式进入晕的气体吸积到它们的中央星系上。因此，在没有活动星系核反馈的情况下，在热模式下吸积的气体将成为恒星形成的主要燃料来源，宇宙恒星形成率的下降将不会那么陡峭。
2011-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gaseous Galaxy Halos
星系晕气体追踪流入的恒星形成燃料和来自星系盘的反馈，因此对于我们了解星系演化至关重要。本文综述了银河系和低红移旋涡星系晕气的多波长观测特性和起源模型。星系晕包含多相气体流，这些气体流在质量上主要由电离成分控制，并延伸到大半径。在中性氢（HI）中观察到的最冷的弥散性晕气体通常最接近盘（< 20 kpc），吸收线结果表明温暖和温热的弥散性晕气体存在于整个星系的晕中。探测到的热晕气体并不是星系重子的重要组成部分。盘-晕界面是多相流被整合到恒星形成盘中的地方，并且有证据表明，在这个界面上，气体和HI结构的温度和运动梯度都有反馈和燃料。晕气体的起源和命运被认为是在宇宙学和理想化的本地模拟的背景下。在模拟中，沿着宇宙细丝的吸积在热（> 10^5.5 K）和冷模式下都发生，靠近盘的压缩物质最冷，密度最大，与观测结果一致。有证据表明，在晕气体观测辐射和机械反馈机制，包括逃逸光子从磁盘，超新星驱动的风，和银河喷泉。卫星吸积也留下了丰富的晕气体。这些卫星气体与现有的晕介质相互作用，并且这些气体中的大部分将在到达盘之前成为扩散晕的一部分。冷晕和暖晕气体的吸积速率通常低于星系盘的恒星形成速率，但盘-晕界面的气体和恒星反馈可能是重要的额外燃料来源。
2012-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Retrieving the hot circumgalactic medium physics from the X-ray radial profile from eROSITA with an IlustrisTNG-based forward model
Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；INAF-Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；Como Lake Center for Astrophysics (CLAP)（科莫湖天体物理中心）；Università degli Studi dell’Insubria（因苏布里亚大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
利用eROSITA观测数据和IlustrisTNG模型，研究MW质量星系热CGM的物理特性及其与暗物质质量分布的关系。
2026-02-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Misaligned Angular Momentum in Hydrodynamic Cosmological Simulations: Warps, Outer Discs, and Thick Discs
我们提出了一个详细的分析盘星系形成在一个高分辨率的完全宇宙学模拟调查盘的外部区域的性质和它们的相关性的光盘形成过程。具体来说，我们专注于错位光盘组件的现象，并发现外光盘翘曲是一个后果的内部光盘和周围的热气晕之间的错位。当下沉的冷气体向星系中心下沉时，它会受到热气晕的强烈扭转。当新鲜气体到达中心盘形成区域时，其角动量与热气晕的自旋完全一致。如果热气体晕的旋转与内盘的旋转不一致，则会形成一个由新吸积的物质组成的不一致的外盘。内部和外部组件彼此错位，因为它们对下落的子结构和增生的反应不同。由于粘性角动量的损失，翘曲的圆盘为主要的气体圆盘提供能量，但翘曲中的少量恒星形成本身形成了一个低金属含量的厚圆盘。我们发现，解决恒星星族在翘曲星系在本地宇宙的观测可以提供这些过程的存在的证据，因此间接揭示了正在进行的气体吸积和热气晕的存在。
2010-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
AGN Feedback in the Hot Halo of NGC 4649
利用对NGC 4649最深处的$\textit{Chandra}$观测，我们发现了热星际介质（ISM）中空洞、波纹和环状结构的强有力证据，这些结构似乎与中心射电辐射在形态上有关。这些结构没有显示出与较高压力区域（$0.5\mbox{kpc}<r<3\mbox{kpc}$）相对应的显著温度变化。在相同的空间尺度上，从恒星动力学和$\textit{Chandra}$数据获得的质量分布之间的差异代表了在这种热气体中存在重要的非热压力分量的证据，这与射电喷流和叶瓣有关。在更大的尺度上，我们发现从$\textit{Chandra}$数据获得的质量分布与行星状星云和球状星团动力学之间的协议。NGC 4649的核心似乎辐射效率极低，具有高度的次邦迪吸积流。与这一发现相一致的是，从所观察到的X射线腔评估的喷流功率意味着，一小部分的吸积功率计算的邦迪质量吸积率出现的动能。将喷流功率与射电和核X射线光度进行比较，观察到的空洞表现出与其他巨型椭圆星系相似的行为。
2014-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Baryon Budget of the Hot Circumgalactic Medium of Massive Spiral Galaxies
在本星系周围的重子含量被观测到比大爆炸核合成所需的要少得多。模拟表明，这些“失踪重子”中的很大一部分可能储存在大质量星系周围的热的稀薄环星系介质（CGM）中，这些介质延伸到甚至超过了它们的暗物质晕的维里半径。以前的X射线和Sunyaev-Zel'dovich（SZ）信号观测表明，预期重子的$\sim(1-50)\%$存储在维里半径内的热CGM中。大的散射主要是由基于小径向范围内（通常在维里半径的10 - 20%内）的探测的热气体密度分布的非常不确定的外推造成的。在这里，我们报告堆叠X射线观测的六个本地孤立的大质量螺旋星系的CGM-MASS样本。我们发现，平均密度分布可以由一个单一的幂律的特点，以银河中心半径的$\approx 200\rm~kpc$（或$\approx130\rm~kpc$以上的1~ $σ$背景不确定度），大约一半的维里半径的暗物质晕。我们现在可以估计，维里半径内的热CGM可以解释晕所预期的重子质量的$(8\pm4)\%$。包括恒星在内，重子分数是$(27\pm16)\%$，或$(39\pm20)\%$，假设密度分布在$r\gtrsim130\rm~kpc$。我们的结论是，在大质量星系晕维里半径内的热重子不足以解释“失踪重子”。
2018-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Virial shocks are suppressed in cosmic ray-dominated galaxy halos
我们研究了宇宙射线（CR）的维里冲击的结构上的影响，使用一个大的高分辨率宇宙学FIRE-2模拟占CR注入超新星。在大质量（$M_{\rm halo} \gtrsim 10^{11}\,M_{\odot}$），低红移（$z\lesssim 1-2$）晕，这是预期形成“热晕”与缓慢冷却的气体在准流体静力学平衡（与稳定的维里激波），我们的模拟没有CR表现出明确的维里激波。从流入冷凝出来的较冷的相变成压力受限于过密的团块，嵌入在低密度、体积填充的热气体中，其冷却时间比流入时间长得多。因此，气体从冷的自由下落的流入急剧过渡到大约维里半径（$\approx R_{\rm vir}$）处的热和热压力，并且激波是准球形的。与CR，我们以前认为，在这个特定的质量和红移范围内的晕建立CR压力主导的气体晕。在这里，我们表明，当CR压力占主导地位的热压，没有显着的维里冲击。相反，流入的气体被CR压力梯度逐渐减速，并且气体相对亚音速地流出并甚至超过$R_\mathrm{vir}$。快速冷却还保持了$\sim R_\mathrm{vir}$内流入气体的亚维里温度。
2020-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
