Errata on the Calculation of Hot Gas Properties in a Few Li Jiang-Tao's Papers
这是2008年至2016年期间发表的7篇论文的勘误表，其中Jiang-Tao Li（JTL）为第一作者。所有的问题都是由JTL编写的原始脚本中的两个错误引起的，该脚本用于使用热等离子体代码从X射线光谱分析计算热气体的物理参数。这些错误将导致对某些参数的高估，例如电子数密度和热气质量的高估为$\sqrt{10}\approx3.162$的因子，以及对热压力的高估为$\approx2.725$的因子。JTL对这些错误造成的不便向社会道歉。我们提出了一个更新的文本，数字，图形和表格的所有七篇论文受这些错误。其他由JTL牵头的论文或合著论文不受影响。
2020-09-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Hot, Accreted Halo of NGC 891
星系被热气体的晕所包围，其质量和来源仍然未知。测量最具挑战性的属性之一是金属丰度，它限制了这两个属性。我们提出了一个测量NGC 891周围的金属丰度，一个附近的，边缘上，银河系的模拟。我们发现，热的气体是由低金属含量气体占主导地位的维里温度附近的$kT=0.20\pm0.01$ keV和$Z/Z_{\odot} = 0.14\pm0.03$（stat）$^{+0.08}_{-0.02}$（sys），这种气体共存的较热的（$kT=0.71\pm0.04$ keV）气体集中在附近的恒星形成区域的磁盘。模型选择导致$ΔZ/Z_{\odot} \sim 0.05$的差异，而较高的$S/N$观测值将受到系统误差和等离子体发射模型或丰度比选择的限制。低金属气体是一致的内部扩展晕吸积星系际介质，这已被调制的恒星形成。然而，NGC 891周围的冷气体比热气体多得多，这在吸积或超新星驱动的外流场景中都很难解释。我们还发现了一个弥漫的非热过剩中心的银河系中心，并延伸到5千秒差距以上的磁盘与0.3-10 keV的$L_X = 3.1\times 10^{39}$尔格s $^{-1}$。这种发射与逆康普顿散射或单粒子同步辐射不一致，其来源仍然不清楚。
2018-10-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
Hot gas haloes around disc galaxies: O VII column densities from galaxy formation simulations
盘状星系形成的数值模型预言了在现今的螺旋星系周围存在着扩展的热（T~10^6 K）气体晕。这些晕的X射线光度预计会随着星系质量的增加而强烈增加。然而，迄今为止，对它们的X射线发射的搜索还没有成功。我们计算的所有天空O VII柱密度分布的晕的三个银河系一样的盘星系，导致宇宙学高分辨率，N体/气体动力学模拟。我们进行计算，包括磁盘气体和没有它，所以磁盘的贡献列密度是量化的。据发现，估计为银河系的星系柱密度仅低于观测上限，使测试的热晕范例可能在观测范围内。
2010-07-23 astro-ph.GA
Comments on "A huge reservoir of ionized gas around the Milky Way: accounting for the missing mass?" (2012 ApJL, 756, 8) and "The warm-hot gaseous halo of the Milky Way" (arXiv1211.3137)
标题中提到的两篇论文声称在银河系周围发现了大规模的热气体晕，这引起了很多混乱和不必要的兴奋（包括公共新闻报道）。然而，这些论文在许多方面存在严重缺陷，包括有问题的分析和假设，以及对早期研究的误读和错误解释，这些都与索赔不一致。在这里，我们展示了这些缺陷的例子。
2012-11-20 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
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
Missing Iron Problem and Type Ia Supernova Enrichment of Hot Gas in Galactic Spheroids
Ia型超新星（Ia SNe）为银河系恒星球状体中的热气体提供了丰富的铁源。然而，没有观察到预期的超太阳铁丰度的热气体。相反，X射线观测经常显示铁丰度向银河系中心区域下降，预计Ia SN富集度最高。我们通过研究富集过程及其对热气体X射线丰度测量的影响来研究这种缺铁问题的原因。Ia SN铁喷出物的演化模拟的背景下，银河系范围内的热气体流出，在超音速和亚音速的情况下，可以预期的热气体在银河系的凸起或椭圆星系的中间质量。SN反向冲击加热的铁喷射物通常被发现具有非常高的温度和低密度，因此产生很少的X射线发射。这样的热喷出物，由其巨大的浮力驱动，可以迅速达到比周围介质高得多的向外速度，而周围介质主要由演化恒星的质量损失所控制。喷出物在大的星系半径处逐渐动态地与介质混合。喷出物也慢慢地被稀释和冷却{ \sl原位}质量注入从演化的恒星。这些过程一起自然地导致在热气体的平均径向铁丰度分布中观察到的正梯度，即使质量加权。这种趋势是除了X射线测量偏差，倾向于低估具有温度分布的热气体的铁丰度。
2010-06-25 astro-ph.GA
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
Effects of hot halo gas on the star formation and mass transfer during distant galaxy-galaxy encounters
利用$N$ -体/光滑粒子流体动力学方法模拟了一个早型星系（ETG）和一个晚型星系（LTG）的相遇过程，研究了热晕气体对ETG和LTG质量比为2：1，最近接近距离为$\sim$ 100 kpc的情况下星系演化的影响.我们发现，潮桥中的冷盘气体的动力学和新形成的恒星的数量强烈依赖于气体晕的存在。在没有热气晕的相互作用星系中，吸积到ETG中的气体和恒星不包括新形成的恒星。然而，在运行中使用ETG与气体晕和LTG没有气体晕，冲击形成沿磁盘气体潮桥和诱导恒星形成附近的最接近的方法。激波阵面平行于冷气体流向ETG中心的通道。因此，ETG可以在其中心及其附近吸积恒星形成的冷气体和新生恒星。当两个星系都有热气晕时，在最接近的时候，在两个气晕之间会形成一个激波。激波阻碍了冷气体桥到ETG的生长，并使其电离，只有部分盘星通过星桥转移。我们的结论是，热晕气体可以给显着的流体动力学效应，在遥远的遭遇。
2015-05-17 astro-ph.GA
Mock X-ray observations of hot gas with L-Galaxies semi-analytic models of galaxy formation
本研究基于L-Galaxies半解析模型的热气体径向分布扩展，构建X射线模拟观测数据，验证了其与现有观测的吻合性，并论证了其可为HUBS等未来X射线设施的目标选择与策略制定提供支持。
2023-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Scatter in the Hot Gas Content of Early-Type Galaxies
光学相似的早型星系被观察到有一个大的和知之甚少的范围内的热，X射线发射气体，他们contains.To调查这种多样性的起源，我们研究了所有42个早型星系的热气体性质的多波长ATLAS $^{\rm 3D}$调查，有足够深的{ \sl钱德拉} X射线观测。我们把它们的热气性质与一些内部和外部的物理量联系起来。为了表征相对于恒星光的热气体量，我们使用气态X射线光度与恒星$K$波段光度之比，即$L_{X_{\rm gas}}/L_K$ ;我们还使用$L_{X_{\rm gas}}$与最佳拟合$L_{X_{\rm gas}}$ - $L_K$关系（记为$ΔL_{X_{\rm gas}}$）的偏差。我们定量地证实了以前的建议，各种影响合谋产生大的分散在所观察到的$L_X/L_K$关系。特别是，我们发现的偏差$ΔL_{X_{\rm gas}}$是最强烈的正相关（低速率）的恒星形成和样品星系的热气温度。这表明，温和的恒星反馈可能会给气体提供能量，而不会将其推出宿主星系。我们还发现，在高星系密度环境中的星系往往是大质量的慢旋转，而在低星系密度环境中的星系往往是低质量，快速旋转。此外，团簇和场中的冷气体可能有不同的起源。场星系的恒星形成率随冷气质量的增加而增加，而团星系的恒星形成率与冷气质量无关。
2015-04-06 astro-ph.GA
Hot Gas in Galaxy Groups: Recent Observations
星系群是质量最小的系统，其中大部分重子开始被占。星系群不仅是遵循自相似关系的富星系团的缩小版本，而且是研究重子物理的理想系统，这对星系团宇宙学和星系形成都具有重要意义。本文综述了近年来星系群中热气体的观测结果。第一部分是标度关系，包括X射线光度、熵、气体分数、重子分数和金属丰度。与团簇相比，团簇在中心周围具有较低比例的热气体（例如，r <r_2500），但在大半径处可具有相当的气体分数（例如，r_2500 <r <r_500）。更好地约束群气体和重子分数需要不同的选择函数和深入的观察，在r> r_500区域的样本研究。组中的热气体在大半径（0.3 r_500 - 0.7 r_500）下也是贫铁的。在中心区域的热气体的铁含量（r <0.3 r_500）与集团的质量，相反的恒星质量分数的趋势。低质量组中缺失的铁在哪里还有待观察。在第二部分中，我们讨论了星系群中X射线冷核的几个方面，包括它们与星系团冷核的区别、星系群中活动星系核的射电加热以及星系群冷核中的冷气体。由于群冷芯对活动星系核射电加热的脆弱性和群内弱的热传导，群冷芯是检验活动星系核反馈模型和多相冷芯模型的重要系统。最后，提出了一些有待解决的问题.
2012-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Magnetized Gas Clouds can Survive Acceleration by a Hot Wind
我们提出了三维磁流体动力学模拟的磁化气体云加速热风。我们初始化的气体云与纠结的内部磁场，并表明，这个字段抑制云的破坏：而不是混合到热的风中发现在流体动力学模拟，云碎片最终共同移动，并与周围环境的压力平衡。我们还证明了热风中的磁场使云的阻力增加了1倍~（1+v_A^2/v_wind^2）$，其中v_A是风中的阿尔芬速度，v_wind 2测量云和风之间的相对速度。我们将这一结果应用于气体云在几个天体物理背景下，包括星系团，星系风，银河系中心，和郊区的星系晕。我们的结果可以解释冷气体在星系风和星系晕中的普遍存在，以及这些冷气体如何在与热的星系风/星系晕气体相互作用的情况下生存下来。我们还预测，阻力可以导致偏离开普勒轨道的G2云在银河系中心。
2014-09-23 astro-ph.GA
The Hot Gas Exhaust of Starburst Engines in Mergers: Testing Models of Stellar Feedback and Star Formation Regulation
利用钱德拉X射线望远镜的档案数据，我们测量了49个附近相互作用的星系对，合并和合并残留物样本中热星际气体的空间范围。对于SFR > 1 M（太阳）/yr的系统，热气体的体积和质量与恒星形成率（SFR）有很强的线性相关性。这支持了恒星/超新星反馈主导这些星系中热气体产生的观点。我们使用已发表的一氧化碳和21 cm HI测量结果，将这些星系中X射线发射热气体Mx（气体）的质量与分子和原子氢星际气体质量（分别为M（H2）和M（HI））进行了比较。具有较高SFR的系统平均具有较大的Mx（气体）/（M（H2）+ M（HI））比值，与最近的恒星形成和合并星系反馈的数值模拟一致。Mx（气体）/（M（H2）+ M（HI））比也随平均尘埃温度而增加。Mx（气体）/SFR比与IRAS 60微米至100微米通量比和Spitzer 3.6微米至24微米通量比反相关。这些趋势可能是由于年轻恒星的空间密度，恒星年龄，年轻恒星与老恒星的比例，初始质量函数和/或恒星反馈的效率的变化。低SFR（<1 M（太阳）/年）和高K波段光度的星系可能相对于高SFR星系有过量的热气，而低K波段光度的星系（因此恒星质量较低）可能缺乏热气，但我们的样本不够大，统计意义不强。
2019-08-25 astro-ph.GA
Sulphur-rich cold gas around the hot core precursor G328.2551-0.5321. An APEX unbiased spectral survey of the 2 mm, 1.2 mm, and 0.8 mm atmospheric windows
在恒星形成过程中，稠密的气体经历了显着的化学演化，导致出现了与热核心和热Corino相关的各种分子。物理和化学条件的限制很差;特别是新兴热核的早期阶段代表了一个未探索的领域。我们在这里提供了一个完整的分子清单的大规模原恒星的核心，建议是一个热的核心的前身。我们对与团块G328.2551-0.5321相关的热核前体在159 GHz和374 GHz之间进行了无偏差的光谱测量。为了识别谱线，我们使用旋转图和辐射转移模型假设LTE。我们检测到39种和26同位素，并能够区分一个温暖和紧凑的内部区域，一个更冷的更广泛的信封，和吸积冲击的运动学特征，以前已经观察到的ALMA。我们将大部分小分子的发射与冷气体相关联，而暖气体的分子发射被复杂有机分子（COM）富集。我们在冷气相中发现了高丰度的含硫分子，这表明硫的消耗较低，系数> 1%。我们确定了九个COM在温暖的气体，四个在寒冷的气体，和四个对吸积冲击。高丰度的S-轴承物种起源于未受干扰的气体，可能表明在流出腔壁的冲击气体的贡献。温暖气体的分子组成与热核心和热科里诺的分子组成相似，但分子丰度更接近于热科里诺的值，而不是热核心的值。考虑到温暖区域的紧凑性和适中的温度，我们认为，热解吸尚未完成对这个对象，热核心出现的早期阶段。
2022-02-17 astro-ph.GA
The effects of a hot gaseous halo in galaxy major mergers
宇宙流体动力学模拟和观测表明，旋涡星系由五个不同的组成部分组成：暗物质晕、恒星盘、恒星球、气体盘和气体晕。虽然前四个组成部分已被广泛考虑在数值模拟的双星系合并，热气体晕的影响通常被忽略，即使它可以包含高达80%的总气体的星系维里半径。我们提出了一系列的流体动力学模拟的主要合并的盘星系，第一次包括一个弥漫的，旋转的，热的气体晕。通过冷却和吸积，热晕可以在合并前后消散和补充冷气体盘。这些冷气体随后可以形成恒星，从而影响残骸的形态和运动学。对总质量为M~ 10^12 Msun的孤立系的模拟表明，如果包含热气体晕，恒星形成率几乎为常数，约为5 Msun/年，而如果忽略热气体晕，恒星形成率则呈指数下降。我们进行了详细的研究合并过程中的恒星形成效率，并发现热气体晕的存在下降低了星爆效率（e=0.5）相比，模拟没有热晕（e=0.68）。此外，我们发现的情况下，合并残留物的恒星质量低于两个祖先星系的恒星质量的总和时，在孤立的发展。这意味着对半解析星系形成模型的修正，该模型假设合并总是导致增强的恒星形成。我们发现，加入热气体成分对合并残留物的运动学和内部结构有显著影响，比如增加了快速旋转子的丰度和小尺度下的r^（1/4）表面亮度轮廓。
2011-04-01 astro-ph.GA
Constraining the dynamical importance of hot gas and radiation pressure in quasar outflows using emission line ratios
类星体反馈模型经常预测一个膨胀的热气泡，它驱动着星系尺度的外流。在许多情况下，这种热气体辐射效率低，因此难以直接观察。我们提出了一个间接的方法来检测一个热气泡的存在，使用流体静力学光电离计算的冷（~10^4 K）线发射气体。我们比较我们的计算与观测的宽线区域，内面的环面，窄线区域（NLR），和扩展的NLR，从而限制热气体压力在距离0.1 pc - 10千秒差距的中心。我们发现，在平均类星体光谱中观察到的发射线比是一致的辐射压力占主导地位的模型在所有尺度上。在小于40 pc的尺度上，排除了动态显著的热气体压力，而在更大的尺度上，热气体压力不能超过局部辐射压力的六倍。在单个类星体中，约25%的类星体表现出与辐射压力主导模型不一致的NLR比，尽管在这些物体中，热气体压力也不太可能超过辐射压力一个数量级或更多。导出的高温气体压力上限意味着作用于星系尺度外流的瞬时气体压力力低于解释星系尺度外流的大动量通量\dot{p} L_AGN/c所需的时间平均力。如果光学类星体以前经历过一个被掩埋的、完全遮蔽的阶段，在这个阶段中，热气泡被更有效地限制，星系风加速发生，那么这种明显的差异就可以得到调和。
2016-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Hot DOG Forged in FIRE: Nuclear and Starburst Spectral Decomposition of a Luminous Infrared Galaxy Simulation with a Resolved Dust Torus
California Institute of Technology（加州理工学院）；Northwestern University（西北大学）
研究发现一个高红移恒星burst星系具有热尘 obscured特征，其红外光谱由AGN加热的中红外尘埃和恒星burst加热的远红外尘埃主导，揭示了Hot DOGs作为AGN吸积过渡阶段的形成机制。
2026-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing the hot circumgalactic medium of external galaxies in X-ray absorption II: a luminous spiral galaxy at $z\approx 0.225$
利用1.2 Ms Chandra观测在$z\approx0.225$旋涡星系处探测到OVII $Kα$吸收线，证实其热相CGM气体质量远超UV较冷相，为银河系延伸CGM存在提供证据。
2023-06-21 astro-ph.GA
Probing Milky Way's hot gas halo density distribution using the dispersion measure of pulsars
最近的一些研究表明，银河系周围有大量的电离气体，以热气晕的形式存在。这个晕在100千秒差距的区域上延伸，可以用来计算丢失的重子质量。在本文中，我们计算了建议的晕的色散测度（DM）的贡献。对于气晕，考虑了Navarro，Frenk & White（NFW），Maller & Bullock（MB）和Feldmann，Hooper & Gnedin（FHG）密度分布。该数据集包括距离独立于DM已知的双星，例如球状星团、LMC、SMC中的双星和具有已知视差的双星。结果排除了热气体的NFW分布，而更现实的MB和FHG模型与观察到的分散措施是兼容的。
2016-03-15 astro-ph.GA
Hot gaseous atmospheres of rotating galaxies observed with XMM-Newton
非旋转早型星系的X射线发射大气及其与中央活动星系核的联系多年来一直被深入研究。然而，在具有显著角动量的系统中，加热和冷却的过程可能以不同的方式进行。本文分析了六个望远镜和一个螺旋星系的热大气，研究了角动量对热气体性质的影响。我们发现热气体和恒星分布之间的对齐，X射线发射的椭圆率一般低于光学恒星发射的椭圆率，与旋转支持的热大气的理论预测一致。NGC 4382和大质量螺旋星系NGC 1961的熵分布比其他星系的熵分布要浅得多，这表明在这些系统的中心区域存在强烈的加热（通过外流或压缩）。最后，我们调查的热（在）稳定性的热大气通过标准，如TI和C比，并讨论的可能性，这些对象中存在的冷气体盘已冷凝出的热大气。
2020-08-03 astro-ph.GA
The Milky Way Hot Baryons and their Peculiar Density Distribution: a Relic of Nuclear Activity
我们知道我们的银河系充满了稀薄、炽热、富含金属的气体。然而，关于它的起源，它所渗透的银河系的部分，它的总质量，以及它在调节银河系活动中可能发挥的任何作用，仍然有很多未知数。在ApJ目前出版的一封信中，我们表明这种热气体渗透到银河系的圆盘和一个大的球形体积中，以银河系核心为中心，并延伸到距离中心至少60-200 kpc的距离。这种气体显示出一种奇特的密度分布，在距离银河系中心约6千秒差距的地方达到峰值，很可能是6百万年前银河系中心超大质量黑洞强烈活动的见证。通过我们的研究，我们还能够将银河系的重子总质量更新为Mb =（0.8-4）x1 e11太阳质量，足以完成银河系的重子普查。
2016-07-28 astro-ph.GA
Warm-hot Gas in X-ray Bright Galaxy Clusters and the H I-deficient Circumgalactic Medium in Dense Environments
利用背景类星体光谱（HST-COS/STIS）、星系团光谱（MMT/Hectospec和SDSS）和X射线成像/光谱（XMM-Newton和Chandra），对7个X射线探测到的星系团中的团内介质（ICM）和环星系介质（CGM）进行了分析。首先，我们报道了这些星系团CGM中H I吸收的覆盖率非常低，f_c = 25%+25%/-15%，达到严格的检测极限（log N（H I）< 13 cm^-2）。由于场星系在相似半径下的H I覆盖率约为100%，我们的数据中CGM H I的缺乏表明，星系团环境已经有效地剥离或过度电离了这些星系团星系的气体晕。其次，我们评估了温暖的热（10^5 - 10^6 K）气体的贡献ICM跟踪O VI和广泛的Ly-alpha（BLA）吸收。尽管我们的数据信噪比很高，但我们没有在任何星系团中检测到O VI，并且我们只在探测一个星系团的类星体光谱中检测到BLA特征。我们估计，沿着这条视线的温热气体的总柱密度总计约为T > 10 ^7 K的热X射线发射相中所含柱密度的3%。这些特征以高的相对速度存在，可能会追踪到星团外的震前物质。比较低密度“场”、星系团和高密度星系团的气态星系晕，我们发现，随着环境密度的增加，CGM的H I逐渐耗尽，并且CGM在星系团中的转化最为严重。这种CGM转变可能在环境星系淬灭中发挥关键作用。
2017-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Hot gas and magnetic arms of NGC 6946: indications for reconnection heating?
大设计的正面螺旋星系NGC 6946是引人注目的，因为它的高恒星形成活动，巨大的北旋臂，和磁臂，这是观察到的偏振射电同步辐射，并位于光学臂之间，可能是磁重联区。利用XMM-Newton对NGC 6946进行了X射线观测，研究了X射线点源和扩散热气体的辐射，包括磁臂和晕。光谱拟合的漫射X射线发射使我们能够得出的温度的热气体。通过对排放量的假设，这使我们能够估计气体密度，质量和冷却时间。为了解释NGC 6946旋臂的X射线辐射，需要用双温等离子体模型来解释盘和晕的辐射。臂间区域仅显示一个热分量。我们观察到，在磁臂区域和以上的热气体的温度略有增加相比，在该地区的平均温度和以上的螺旋臂。对于西南部的磁盘，这是去极化的无线电范围内的法拉第旋转，我们发现更有效的混合盘和晕气体。我们提出NGC 6946磁臂区的磁重联可能是气体额外加热和磁场有序化的原因。在银盘的西南部，我们观察到可能有更快的热气外流的迹象。MF 16星云内的一种非常热的气体可能表明超新星爆炸的冲击加热。
2016-03-02 astro-ph.GA
Cold-mode and hot-mode accretion in galaxy formation: an entropy approach
我们分析了两个宇宙学变焦模拟与$M_{\rm vir}\sim 10^{12}{\rm\,M}_\odot$从NIHAO系列，有和没有反馈。我们表明，基于星系际介质状态方程的熵准则可以成功地分离冷模和热模吸积。激波加热的气体有不可忽略的湍流支持，冷却效率低。在没有反馈的模拟中，只有一小部分（$\sim 20$ %）的恒星质量来自于热环星系介质中的重子，尽管由于我们的统计数字很小，应该谨慎地做出定量结论。有反馈的情况下，这一比例更大，因为超新星加热的气体的再吸积，比吸积冲击加热的气体具有更低的熵和更短的冷却时间。我们比较了NIHAO的结果与GalICS 2.1半解析星系形成模型的预测。在GalICS 2.1中实现的激波稳定性判据成功地再现了从冷模到热模吸积的转变。
2022-06-25 astro-ph.GA
The formation of hot gaseous haloes around galaxies
我们使用一套流体动力学宇宙学模拟的进化和组装的Galeries和他们的环境（EAGLE）项目，调查热流体静力晕的形成和他们的依赖反馈机制。我们发现，一个强大的双峰的出现在概率密度函数（PDF）的辐射冷却和动力学时间的比率晕气体提供了一个清晰的签名的热日冕的形成。总质量为$10^{11.5}-10^{12}{\rm{M}}_{\odot}$的晕形成了一个与红移无关的热日冕，至少在模拟具有足够好的统计数据的间隔$z=0-4$中是这样。我们分析了建立的热气体质量的晕，$M_{\rm{hot}}$，作为晕质量和红移的函数，并发现，虽然更有力的银河风供电SNe增加$M_{\rm{hot}}$，活动星系核反馈减少它从晕中喷出气体。我们还研究了气体吸积到晕上的热性质，并测量了激波加热气体的分数作为红移和晕质量的函数。我们开发的分析和半分析的方法来估计一个“临界晕质量”，$M_{\rm{crit}}$，热晕形成。我们发现，质量的吸积冲击产生的加热速率等于辐射冷却速率，再现质量以上的晕发展一个显着的热大气。这产生了在$z=0$处的$M_{\rm{crit}} \approx 10^{11.7}{\rm{M}}_{\odot}$的质量估计，其与模拟结果一致。$M_{\rm{crit}}$的值对冷却速率的依赖性大于对任何反馈参数的依赖性。
2017-09-06 astro-ph.GA
How to get cool in the heat: comparing analytic models of hot, cold, and cooling gas in haloes and galaxies with EAGLE
我们使用流体动力学，宇宙学的EAGLE模拟研究如何热气体在晕凝聚形成和成长的星系。我们选择的模拟，积极冷却和研究的温度，分布和金属的热，冷，过渡的“冷却”的气体，把这些在半分析模型的背景下的晕。我们的选择标准使我们专注于银河系般的光环。我们发现热气体密度分布的晕形成一个逐渐强大的核心随着时间的推移，其性质可以被捕获的β分布，有一个简单的依赖于红移。相比之下，将在一个时间步长内冷却的热气体与奇异等温球大致一致。我们发现，冷却气体进行了几倍的特定的角动量的晕，并从其余的热气体的自旋方向偏移。在冷却过程中，气体损失了约60%的特定角动量，通常保持大于晕的角动量，并且它旋进与盘中已经存在的冷气体对齐。我们发现初步的证据表明，角动量损失稍大时，气体冷却到色散支持的星系。我们表明，指数的表面密度分布的气体到达光盘仍然是一个合理的近似，但尖点包含~20%的质量总是存在的，和光盘规模半径大于预测的香草瀑布和Efstathiou模型。这些尺度半径仍然密切相关的晕旋参数，我们建议更新处方的星系形成模型。
2017-01-25 astro-ph.GA
Massive Warm/Hot Galaxy Coronae as Probed by UV/X-ray Oxygen Absorption and Emission: I - Basic Model
我们构造了一个解析唯象模型，研究了$L_*$星系的扩展暖/热气冕。我们认为紫外OVI COS-Halos吸收线数据结合银河系X射线OVII和OVIII的吸收和发射。我们将这些数据与代表COS-Halos星系和银河系日冕的单一模型拟合。我们的模型是多相的，热的和温暖的气体成分，每个与（湍流）对数正态分布的温度和密度。由X射线吸收和发射跟踪的热气体在银河系引力势中处于流体静力平衡。热气体的中值温度为$1.5 \times 10^6$ ~K，平均氢密度为$\sim 5 \times 10^{-5}~{\rm cm^{-3}}$。由OVI跟踪的暖组分是从热组分的高密度尾部冷却出来的气体。暖/热气体总质量较高，为$1.2 \times 10^{11}~{\rm M_{\odot}}$。我们需要的气体金属丰度重现氧离子柱密度是$0.5$太阳。温暖的OVI成分有一个短的冷却时间（$\sim 2 \times 10^8$年），正如观测所暗示的那样。然而，热的成分是总气体质量的$\sim 80\%$，并且相对较长，具有$t_{cool} \sim 7 \times 10^{9}$年。我们的模型支持热星系日冕可能含有大量气体的建议。这些储存库可能使星系能够在很长一段时间内持续稳定地形成恒星，并解释了本地宇宙中星系中“失踪的重子”。
2016-12-06 astro-ph.GA
X-ray Constraints on the Hot Gas Content of Early-type Galaxies in Virgo
基于{ \it Chandra}的观测资料，对室女星系团中早型星系（ETG）周围的扩散热气体进行了系统的研究。我们的代表性样本由79个具有低至中等恒星质量（$M_* \approx 10^{9-11}\rm~M_\odot$）的星系组成，迄今为止，该质量范围尚未通过X射线观测进行广泛探索。我们只在八个星系中探测到弥散X射线发射，并发现在五种情况下，根据它们的空间分布和光谱特性，探测到的发射的相当大一部分可以明确地归因于真正的弥散热气体。对于个别未检测到的星系，我们约束他们的平均X射线发射进行叠加分析，找到一个特定的X射线光度的$L_{\rm X}/M_* \sim 10^{28}{\rm~erg~s^{-1}~M_{\odot}^{-1}}$，这是一致的未解决的恒星星族。在这些低质量和中等质量的ETG中，真正扩散的热气体的明显缺乏可能是热的簇内介质的有效冲压压力剥离的结果。然而，我们也没有发现显着的扩散热气体在57场ETG的比较样本类似的恒星质量，档案{ \it钱德拉}具有类似的灵敏度观测。这指出了另一种可能性，即星系风从低质量和中等质量ETG的内部区域疏散热气，而不管星系环境如何。然而，我们确实发现了两个星系（NGC 4417和NGC 4459）中正在进行的冲压压力剥离的有力形态学证据。为了更好地理解冲压压力剥离和银河风在调节ETG热气含量方面的作用，需要对大星系样本进行灵敏的X…
2021-07-09 astro-ph.GA
Confronting feedback simulations with observations of hot gas in elliptical galaxies
椭圆星系主要由年老的恒星组成，它们通过恒星质量损失和Ia型超新星产生长期的反馈。这种反馈可以通过这些星系内部和周围的X射线发射热气体来追踪，其中通常很少有冷气体存在。然而，在低LX/LB椭圆星系中，由X射线推断的热气体的质量、能量和金属丰度往往远低于反馈的预期值。这种“缺失的”恒星反馈可能在星系范围的外流中丢失，这在星系演化中起着至关重要的作用（例如，解释观察到的星系的颜色双峰）。我们正在开发一种模型，可以用来正确解释X射线数据，并提取有关反馈动力学及其与银河系环境相互作用的关键信息。
2010-03-09 astro-ph.GA
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
A hot gaseous galaxy halo candidate with Mg X absorption
星系晕中的热气体可能是星系中重子缺失的重要组成部分，其中一些气体可以被类星体紫外光谱中的高电离吸收系统所追踪。利用高S/N比的$ HST$ /COS光谱，在朝向\object{LBQS 1435-0134}的视线中，发现了$z=1.1912$处的高电离态系统，并发现了Mg X、Ne VIII、Ne VI、O VI、Ne V、O V、Ne IV、O IV、N IV、O III和H I的双组分吸收线匹配。Mg X是第一次被探测到（$5.8 σ$），它是热星系晕的一个特别直接的示踪剂，因为它的峰值离子分数出现在$10^{6.1}\rm~ K$附近，大约是质量为$\sim 0.5 M^*$的维里化热星系晕的温度。与镁X和NeVIII，光电离模型不能再现所观察到的柱密度与星系晕的路径长度。对于碰撞电离模型，一个或两个温度模型不能产生可接受的拟合，但三个温度模型或幂律模型可以产生观察到的结果。在幂律模型中，温度在$10^{4.39\pm0.13} {\rm~K} < T < 10^{6.04\pm0.05}~ {\rm K}$范围内的${\rm d}N/{\rm d}T = 10^{4.4\pm 2.2-[Z/X]} T^{1.55\pm 0.41}$，总氢柱密度为$8.2 \times 10^{19} (0.3Z_{\odot}/Z) \rm~ cm^{-2}$，正幂律指数表明大部分质量处于…
2016-08-27 astro-ph.GA
The growth and entrainment of cold gas in a hot wind
吸收线和发射线的研究都表明，星系周围的冷气体通常以几百公里$\,\textrm{s}^{-1}$的速度流出。这一观测事实对我们的星系演化理论模型提出了严峻的挑战，因为大多数反馈机制（例如，超新星反馈）加速热气体，并且通过热风加速冷气体团所需的时间尺度远远大于摧毁团所需的时间。我们重新审视这个长期存在的问题，使用三维流体动力学模拟与辐射冷却。我们的研究结果证实了先前的发现，即冷却通常不足以防止冷气体的破坏。然而，我们也确定区域的参数空间的混合，“温暖”的气体的冷却效率是足够大的，以贡献新的共动冷气体，可以显着超过原来的冷气体质量。每当$t_{\mathrm{cool, mix}}/t_{\mathrm{cc}} < 1$时，就会发生这种情况，其中$t_{\mathrm{cool,mix}}$是混合暖气体的冷却时间，$t_{\mathrm{cc}}$是云破碎时间。对于足够大的云，这个标准总是满足的。冷却将汽提后的物质“集中”到尾部，在那里发生混合并形成新的冷气。一个足够大的模拟域对于捕捉这种行为至关重要。
2018-07-24 astro-ph.GA
Polycyclic aromatic hydrocarbon processing in a hot gas
背景：多环芳烃被认为是星际介质中普遍存在的重要尘埃成分。然而，他们在热（冲击后）气体中浸泡的影响以前从未被充分研究过。目的：研究高能离子和电子碰撞对星际激波后热激波后气体中多环芳烃的影响。研究方法：我们计算了在H II区和热的激波后气体中，在10^3 ~ 10^8 K的温度范围内，高于碳原子损失阈值的离子-PAH和电子-PAH的核和电子相互作用。结果：PAH的破坏在低温（T <3 × 10^4 K）下主要由He碰撞引起，在高温下主要由电子碰撞引起。当温度低于10^6 K时，较小的多环芳烃被破坏得更快，但在更高的温度下，所有多环芳烃的破坏速率大致相同。在稀薄的热气体（n_H ~ 0.01 cm^-3，T ~ 10^7 K）中，PAH的寿命约为1000年，比这类天体的典型寿命短几个数量级，这是典型的星系外流日冕气体。结论：在高温气体中，多环芳烃主要通过电子碰撞而不是通过吸收高温气体中的X射线光子而被破坏。多环芳烃的腐蚀是通过从分子外围损失C_2而发生的，从而保留了芳香结构。只有当排放的多环芳烃从尚未暴露于热气体的全部效应的致密、夹带的团块中烧蚀时，才有可能观察到一百万度或更高温度的气体中的多环芳烃排放。
2011-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Outflows of hot molecular gas in ultra-luminous infra-red galaxies mapped with VLT-SINFONI
我们目前的检测和形态特征的热分子气体外流在附近的超亮红外星系，使用近红外积分场光谱仪SINFONI的VLT。我们检测到在2.12微米H $_{2}$ 1-0 S（1）线中观察到的4个ULIRG中的3个的流出; IRAS 12112+0305、14348-1447和22491-1808。流出的比例尺为0.7-1.6千秒差距，显示出典型的流出速度为300-500公里/秒，似乎起源于核区域。流出物包括约6- 8 × 10 $^3$ M（太阳）的热分子气体质量。假设热-冷分子气体质量比为6 × 10 $^{-5}$，就像在附近明亮的红外星系中发现的那样，这些流出物中的总（热+冷）分子气体质量预计为~ 1 × 10 $^{8}$ M（太阳）。这转化为分子质量流出率约为30-85 M（太阳）/年，这比这些ULIRGs的恒星形成率低几倍。此外，大部分流出的分子气体没有达到这些合并系统的逃逸速度，这意味着大部分流出的分子气体在系统内重新分布，因此仍然可以用于未来的恒星形成。最快的H $_{2}$外流出现在IRAS 14348-1447的康普顿厚度活动星系核中，最大外流速度达到约900 km/s。另一个ULIRG，IRAS 17208-0014，显示了与其他三个ULIRG中观察到的流出不同的不对称H $_{2}$线轮廓。我们讨论了几种不同的解释，其线的不对称性，包括一个非常温和的银河风，内部气体动力…
2017-08-30 astro-ph.GA
The spectral energy distribution of the hyperluminous, hot dust-obscured galaxy W2246$-$0526
热尘遮蔽星系（Hot dust obscured galaxies，Hot DOGs）是最近在WISE全天空巡天中发现的一个明亮的尘埃遮蔽星系群。多波长的后续观测表明，它们主要是由吸积超大质量黑洞（SMBHs）提供动力的，这些黑洞位于稠密的环境中，处于极端星爆和紫外亮类星体之间的过渡阶段。因此，它们是研究SMBH，恒星形成和环境之间相互作用的良好候选者。W2246 $-$ 0526（以下简称W2246），是位于$z\sim4.6$的一个热狗星系，被认为是宇宙中已知的最明亮的星系。多波长图像显示，之前对W2246进行的赫歇尔SPIRE测光被前景星系（W2246 f）污染，导致其总红外光度被高估了约2倍。我们用SED 3FIT进行了静止帧UV/光学到远红外光谱能量分布（SED）分析，并重新估计了其物理性质。导出的恒星质量$M_\star = 4.3\times10^{11}~M_\odot$使它成为光谱红移$z>4.5$最大的星系之一。它的结构非常紧凑，需要一个有效的机制来膨胀。（$>95\%$）的大部分红外发光来自活动星系核的环面发射，揭示了中心SMBH的快速增长.我们还预测，W2246可能有一个显着的分子气库的基础上的尘埃质量估计。
2018-02-06 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
The physics of multiphase gas flows: fragmentation of a radiatively cooling gas cloud in a hot wind
银河风呈现出由热扩散相和冷密集相组成的多相结构。在这里，我们提出了高分辨率的理想化模拟的热超音速风与冷云的相互作用与移动网格代码arepo在设置有和没有辐射冷却。我们证明，冷却导致云的大小大于冷却长度的片段在二维和三维模拟（2D和3D）。我们确认了McCourt等人2018年的早期2D模拟，并强调了暴露在热风中的3D云的破碎过程的差异。碎裂过程是量化的朋友的朋友分析破碎的云和密度功率谱。结果表明，当云的初始半径大于冷却长度时，辐射冷却使功率谱指数逐渐增大，并随着时间的增加而增大，直至云完全溶解在热风中。需要大约1 pc的分辨率来揭示100 pc流出云的冷却诱导碎片的影响。因此，国家的最先进的宇宙学变焦模拟环星系介质（CGM）的数量级从解决这个分裂过程的不足。然而，这种物理学是必要的，可靠地模拟观测到的列密度和覆盖部分的莱曼- $α$晕，高速云，和宽线区域的活动星系核。
2018-11-07 astro-ph.GA
The temperature of hot gas in galaxies and clusters: baryons dancing to the tune of dark matter
星系和星系团中热气体的温度分布在很大程度上取决于总引力势的深度，从而取决于暗物质（DM）的分布。我们使用高分辨率的流体动力学模拟的星系形成推导出一个令人惊讶的简单的气体温度和DM属性之间的关系。我们表明，这种关系不仅适用于星系团，但也为平衡和放松星系的半径超过中央恒星占主导地位的地区，通常是几千秒差距。然后阐明如何测量的温度和密度的热气体成分可以导致间接测量DM速度各向异性的星系。我们还研究了存在自调节、周期性活动星系核（AGN）的星系团的温度关系，并证明这种温度关系甚至在具有活动星系核的星系团的30 kpc内区之外也成立。
2010-12-13 astro-ph.GA
Hot Extended Galaxy Halos Around Local L* Galaxies From Sunyaev-Zeldovich Measurements
L * 星系中的大多数重子都是未知的，并被预测位于可能超过R200的热气晕（T~3E6 K）中。热的气体晕将产生热Sunyaev-Zeldovich信号，该信号与气体质量和质量加权温度的乘积成比例。为了最好地检测这个信号，我们使用了一个Needlet独立线性组合全天普朗克地图，这是我们从最新的普朗克数据发布中产生的，也包含了WMAP数据。样本是12个距离为3 - 10 Mpc的L * 螺旋星系，它们是空间分辨的，因此可以排除光学星系的污染。其中一个星系，NGC 891，有一个特别强的SZ信号，当排除它时，11个星系的堆栈被检测到大约4 sigma（随着半径下降），并在> 99%的置信度下扩展到至少250 kpc（~R_{200}）。对于Tavg = 3E6 K，半径为250 kpc的球形体积内的气体质量为9.8 +/-2.8 E10 Msun。这大约是平均星系的宇宙重子含量（3.1E11 Msun）的30%，大约等于恒星、盘气体和温暖的晕气体的质量。剩余的重子（~1.4E11 Msun，占总重子含量的40 - 50%）可能是热的，并延伸到400 - 500 kpc的体积，如果没有超过的话。结果高于预测，但在不确定性范围内。
2022-03-23 astro-ph.GA
Connections between Central Intensity Ratio and hot gas properties of early-type galaxies
本文发现邻近宇宙早型星系的中心强度比与X射线气体光度和温度存在强相关，表明中心恒星形成随气体温度升高和质量、年龄增长而受抑制，并可用于从简单测光估算气体光度。
2024-01-14 astro-ph.GA
Cold vs. Hot Gas Accretion and Angular Momentum in FIRE Simulations: From Halo to Galaxy Scales
Northwestern University（西北大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）
利用高分辨率FIRE宇宙学模拟，系统研究星系周介质中的气体吸积和角动量，发现内CGM的维里化与入流气体温度相关，冷入流主导前维里化晕，热入流主导维里化晕，且冷入流比暗物质和热气体具有更高比角动量，但爆裂星系中冷入流未圆化，稳态星系中热入流圆化冷却形成盘状恒星。
2026-06-11 astro-ph.GA
Probing the Hot Gaseous Halo of the Low-mass Disk Galaxy NGC 7793 with eROSITA and Chandra
本文利用eROSITA和Chandra数据探测到低质量旋涡星系NGC 7793的盘外热气体晕，测得温度约0.18 keV、延展至约6 kpc，并与IllustrisTNG模拟对比，为宇宙学模拟提供新约束。
2025-03-13 astro-ph.GA
A Survey of Hot Gas in the Universe
宇宙中很大一部分重子和大多数金属都无法解释。它们可能存在于扩展的星系晕、星系群和宇宙网中，测量它们的性质对于理解星系形成至关重要。这些环境的维里温度>10^5.5 K，因此气体应该在X射线中可见。在这里，我们展示了光栅光谱仪的突破性能力：1）检测隐藏的金属和质量的这些水库，2）量化银河系和外部星系周围的热气流，湍流和旋转。光栅光谱仪是未来X射线任务的基本仪器，与目前的轨道仪器相比，现有技术的吞吐量高出50-1500倍。
2019-03-27 astro-ph.GA
The Hot Interstellar Medium of the Interacting Galaxy NGC 4490
利用Chandra ACIS-S的~ 100 ks观测数据，分析了旋涡星系NGC 4490与不规则星系NGC 4485相互作用过程中的热星际介质（ISM）。钱德拉的高角分辨率使我们能够去除离散源，并对恒星形成区域和相关流出物进行空间分辨光谱分析，使我们能够观察热ISM的物理特性，如温度，氢柱密度和金属丰度在这些星系中的变化。我们发现温度>0.41 keV和0.85 ± 0.59/-0.12 keV，电子密度>1.87 eta^（-1/2）x 10^（-3）cm^（-3）和0.21 ± 0.03/-0.04 eta^（-1/2）x 10^（-3）cm^（-3），在NGC 4490的平面和晕中，热气体质量分别大于1.1 eta^（1/2）x 10^7 M_{\odot}和~3.7 eta^（1/2）x 10^7 M_{\odot}，其中eta是热气体的填充因子。发现Ne、Mg和Si相对于Fe的丰度比与II型超新星理论模型预测的结果一致。热ISM中的热能约占超新星输入的总机械能的5%，因此很可能热ISM已被II型超新星富集和加热。X射线辐射与H-α和中红外辐射相关，这表明热气体被较冷的电离氢与温暖的尘埃混合的细丝所束缚。
2010-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
A two-phase model of galaxy formation: II. The size-mass relation of dynamically hot galaxies
本文用两阶段星系形成模型，通过星系-晕同源关系和非线性恒星质量-晕质量关系解释动力学热星系的尺寸-质量关系，并成功匹配至 $z\approx4$ 的观测。
2024-07-03 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way's Hot Gas Halo with OVII and OVII Emission Lines
银河系拥有一个热的（$\approx 2 \times 10^6$ K），弥漫，气体晕的基础上检测z = 0 OVII和OVIII吸收线类星体光谱和发射线在空白的天空光谱。在这里，我们通过拟合径向模型的OVII和OVIII发射线测量的XMM-牛顿EPIC-MOS光谱相比，以前的研究（$\approx$ 650视线）更大的样本，提高了对热气晕结构的约束。我们假设一个修改的$β$模型的晕密度分布和一个恒定密度的本地气泡，我们计算的排放量与观测比较。我们发现一个可接受的拟合OVIII发射线观测$χ^{2}_{red}$（dof）= 1.08（644）的最佳拟合参数为$n_o r_c^{3β} = 1.35 \pm 0.24$ cm $^{-3}$ kpc $^{3β}$和$β= 0.50 \pm 0.03$的热气晕和可忽略的本地气泡的贡献。对于相似的最佳拟合参数，OVII观察结果得出不可接受的$χ^{2}_{red}$（dof）= 4.69（645），这可能是由于局部气泡中的温度或密度变化所致。OVIII拟合结果表明，$M$（< 50 kpc）= $3.8_{-0.3}^{+0.3} \times 10^{9} M_{\odot}$，$M$（< 250 kpc）= $4.3_{-0.8}^{+0.9} \times 10^{10} M_{\odot}$，占银河系中丢失重子的$\lesss…
2015-02-06 astro-ph.GA
AGN-stimulated Cooling of Hot Gas in Elliptical Galaxies
本文研究了活动星系核相对较弱的反馈对中等质量椭圆星系的星际介质的影响。我们发现，活动星系核的活动，而全球加热的ISM，自然刺激一定程度的热气体冷却的尺度上的几个千秒差距。这个过程产生了持续存在的冷ISM阶段，与质量范围之间的10 $^4$和$\gtrsim$ 5 $\times$ 10 $^7$ M $_\odot$，其中后者的价值是适当的集团为中心，大质量星系。广泛的冷却发生在活动星系核反馈激活前的冷却与自由落体时间之比满足$t_{cool}/t_{ff} \lesssim 70$的地方，也就是说，我们找到了一个比文献中通常引用的限制性更小的阈值。这个过程有助于解释椭圆星系中的冷气体（电离和中性/分子）的观测结果，也许还可以解释在许多早期星系中检测到的残余恒星形成。偏心冷气的数量和分布随时间无规律地变化。冷ISM速度场是不规则的，最初共享（流出）湍流热气体运动。冷气体的典型速度分散在100-200 km/s的范围内。新产生的冷气体通常会形成一个冷的外流，并可能出现相对于恒星的运动学错位。我们还跟踪了尘埃在热气体和冷气体中的演化。我们发现，内部产生的冷ISM有一个非常低的粉尘含量，与代表性的值为10 $^{-4}$ - 10 $^{-5}$的灰尘气体比。因此，这种冷气体在传统的灰尘吸收图中可以逃脱检测。
2015-05-05 astro-ph.GA
The role of cold and hot gas flows in feeding early-type galaxy formation
我们研究了大规模模拟星系中气体成分的演化，并表明它们的早期形成是由冷的低熵气体流推动的。在z<3的较低红移下，模拟星系的质量足以支持稳定的维里冲击，导致从冷到热的气体吸积转变。早期型星系的气体吸积历史与其恒星成分的形成直接相关，在两个阶段的形成情景中，星系的中心部分通过原位恒星形成迅速聚集，而后期的聚集主要由次要的恒星合并所主导。
2014-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Uplifted cool gas and heating by mixing in cooling flows
我们分析了我们早期的三维流体动力学数值模拟的射流膨胀气泡在冷却流团，并发现，致密的气体，没有被加热的射流的活动和周围的热射流膨胀的气泡可以被确定为抬升的气体中观察到的一些集群。在热气泡周围稠密气体的形成过程中，热气泡气体与团内介质（ICM）的其他区域的混合加热了ICM。将ICM与热气泡气体混合的涡流也激发冲击波、声波和湍流。声波，冲击，湍流和上升的气体，可能比混合过程更容易检测，因此吸引更多的注意力，但我们认为，这些过程的贡献ICM加热不加起来的混合加热过程的贡献水平。
2018-04-11 astro-ph.GA
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
Hot gaseous atmospheres in galaxy groups and clusters are both heated and cooled by X-ray cavities
在许多星系群和星系团的热气体大气中观察到的膨胀X射线空腔产生的冲击波和湍流是避免未观察到的无约束辐射冷却流所需的主要加热机制。然而，我们在这里表明，浮力腔的演变也刺激了可观测质量的低温气体的辐射冷却。在其早期的演变过程中，辐射冷却发生在两个位置的浮力腔的尾流：在薄的径向细丝平行于浮力速度和更广泛地在气体压缩下上升腔。来自这些持续压缩的辐射从热气体中去除了熵。经历最大熵损失的气体首先冷却，然后是熵损失逐渐减少的气体。大多数冷却发生在晚期，$\sim 10^8-10^9$年，在X射线腔破裂并且不可能检测到之后很久。在这些晚期，密度稍大的低熵气体缓慢地下沉到热大气的中心，在那里它间歇性地冷却，在星团中心附近形成云。在NGC5044星系群的大气层中，单腔能量$10^{57}-10^{58}$尔格产生了$10^8 - 10^9$ $M_{\odot}$的冷却气体，超过了目前在该星系群中观测到的扩展分子气体的质量。我们计算的冷却气体云与最近用ALMA在NGC 5044中观察到的分子云有许多共同的属性：自引力未束缚，无尘，在群中心周围几kpc内准随机分布。
2015-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
