Constraints on the Sunyaev-Zel'dovich signal from the Warm Hot Intergalactic Medium from WMAP and SPT data
在温热的星系际介质中，电离气体的分数在宇宙微波背景上引起类似于星系团的温度各向异性。由于这些低密度、弱非线性的重子丝所导致的Sunyaev-Zel'dovich各向异性不能用频率信息与团簇的各向异性区分开来，但由于它们的角标度非常不同，它们可以分开。为了确定WHIM SZ信号对温度各向异性辐射功率谱的相对贡献，我们使用Monte Carlo马尔可夫链和威尔金森微波各向异性探测器7年和南极望远镜数据探索了一致性LCDM模型的参数空间。我们发现了扩散气体贡献的边缘证据，其振幅为A_WHIM=10-20 μ K^2，但结果也与WHIM的零贡献相一致，允许设定A_WHIM < 43 μ K^2（95.4% C.L.）的上限。星系团产生的信号保持在A_CL=4.5 μ K ^2，这个值与不包括WHIM时得到的值相似。从测得的WHIM振幅，我们约束的扩散气体的温度-密度相图，并发现它是兼容的数值模拟。WHIM中相应的重子分数从0.43到0.47不等，取决于模型参数。普朗克数据可以对温度-密度关系设置更严格的约束。
2013-04-10 astro-ph.CO
Studying the Warm-Hot Intergalactic Medium in Emission
我们评估的可能性，以检测温暖的热星系际介质（WHIM）的发射和表征其物理条件和空间分布，通过空间分辨X射线光谱，在最近提出的DIOS，EDGE，Xenia和ORIGIN任务的框架，所有这些都配备了基于微量热计的探测器。为了这个目的，我们分析了一大套模拟发射光谱，从宇宙流体动力学模拟提取。这些模拟的X射线光谱搜索的排放功能，显示两个OVII K阿尔法三重态和OVIII Ly阿尔法线，这构成了一个典型的签名温暖的热气体。我们的分析表明，1毫秒的长曝光和2.5 eV的能量分辨率将使我们能够检测到每度^2约400个这样的特征，其显著性大于5 sigma，并揭示出这些发射系统通常与高于平均值约100的密度相关。温度可以从线比率估计，精度约为20%。来自其他谱线的污染、连续谱水平的变化和能量分辨率的退化的综合影响降低了这些估计。然而，在能量分辨率为7 eV的情况下，考虑到所有这些效应，我们仍然可以预期每度^[2]大约有160个探测器。这些线系统足以追踪线发射气体的空间分布，这构成了独立于线统计的额外信息，以约束鲜为人知的宇宙化学富集历史和恒星反馈过程。
2011-04-07 astro-ph.CO
The Nature of the Warm/Hot Intergalactic Medium I. Numerical Methods, Convergence, and OVI Absorption
我们进行了一系列的宇宙学模拟使用恩佐，欧拉自适应网格细化，N体+流体动力学代码，适用于研究温暖/热星系际介质。WHIM可能是观测上在低红移处丢失的重子的一个重要组成部分。我们调查的依赖性的全球恒星形成率和质量分数在不同的重子阶段的空间分辨率和方法，将恒星反馈。虽然分辨率和反馈都显著影响WHIM中的总质量，但我们所有的模拟都发现WHIM分数在z = 0.5时达到峰值，在z = 0时下降到35-40%。我们从我们最高分辨率的模拟中构建合成OVI吸收线的样本，使用几种氧电离平衡模型。同时包含碰撞电离和光电离的模型，在整个柱密度范围内（10^13 cm-2 <= N_OVI <= 10^15 cm^-2），都能很好地拟合观测到的每单位红移的吸收体数密度。仅包含碰撞电离的模型更适合高柱密度吸收体（N_OVI > 10^14 cm^-2）。OVI在密度和温度上的分布表现出两种群体：一种在T ~ 10^5.5 K（碰撞电离，占总OVI的55%），另一种在T ~ 10^4.5 K（光电离，占37%），其余的位于星系附近的致密气体中。虽然OVI不是一个完美的热气体示踪剂，但它为WHIM重子普查提供了一个重要的工具。
2011-02-04 astro-ph.CO
Effect of the Metallicity on the X-ray Emission from the Warm-Hot Intergalactic Medium
流体动力学模拟预测，当前宇宙中的气体中有很大一部分是高温、高度电离的等离子体，主要在软X射线和紫外波段发射和吸收，被称为温热星系际介质（WHIM）。它的特征应该可以在高度电离元素的红移发射和吸收线中观察到。为了确定软X射线带中的预期WHIM发射，我们使用大规模流体动力学SPH模拟的输出来生成具有14“的角分辨率和1 eV的能量分辨率的图像和光谱。目前任何流体动力学模拟在预测X射线发射方面的最大限制来自金属扩散。在我们的调查中，通过使用四种不同的模型的WHIM金属丰度，我们已经发现了一个很强的依赖性的排放模型上使用，与差异几乎一个数量级。对于每个模型，我们都研究了红移分布和发射的角标度，证实大多数光子来自红移z<1.2，并且发射具有小于几弧分的典型角标度。我们还比较了我们的模拟与少数目前可用的观测结果，发现，在金属丰度模型的变化，我们的预测是在很好的协议与目前的限制WHIM发射，在这个时候，弱的实验约束WHIM发射不足以排除任何使用的模型。
2010-07-19 astro-ph.CO
Detecting the warm-hot intergalactic medium through X-ray absorption lines
温度为1 E5 - 1 E7 K的温暖-热星系际介质（WHIM）被认为包含了本地宇宙中30-50%的重子。然而，目前所有的X射线探测的WHIM在红移z>0是低统计意义（<= 3西格玛）和/或有争议的。在这项工作中，我们的目标是建立目前的X射线天文台的探测极限，并探讨下一代X射线望远镜的要求，通过X射线吸收线研究WHIM。我们分析了所有可用的光栅观测Mrk 421和获得的光谱与信噪比（S/N）的\sim 90和190每50 mA的光谱箱钱德拉和XMM观测，分别。虽然这些光谱是Chandra和XMM收集到的最好的两个光谱，但我们无法证实Nicastro等人在2005年报道的两个WHIM系统。我们的自举模拟表明，具有如此高的S/N的光谱不能在>= 3 sigma显著性水平上约束具有OVII柱密度N（OVII）\sim 1 e 15 cm^{-2}（对应于多普勒速度为50 km s^{-1}时的2.5 mA等效宽度）的WHIM。模拟结果还表明，从一个流量为\sim 0.2 mCrab（1 Crab = 2 E-8 erg s^{-1} cm^{-2}，0.5-2 keV）的背景类星体的光谱中测量大于等于4 sigma的N（OVII），Chandra需要>60 Ms，XMM需要140 Ms。未来的X射线摄谱仪需要配备光谱分辨率R \sim 4000和有效面积A>=100 cm ^2，以完成类…
2011-12-06 astro-ph.CO
X-ray Absorption Lines in the Warm-Hot Intergalactic Medium: Probing Chandra observations with the CAMEL simulations
被称为“失踪重子问题”，约三分之一的重子在本地宇宙仍然下落不明。失踪的重子被认为存在于宇宙网细丝的温暖-热的星系际介质（WHIM）中，这是具有挑战性的探测。最近的钱德拉X射线观测使用了一种新的叠加分析，并检测到一条朝向发光类星体视线的OVII吸收线，暗示缺失的重子可能存在于WHIM中。为了探索OVII吸收线的性质如何依赖于反馈物理，我们将观测结果与从宇宙学和天体物理学与机器学习（CAMEL）模拟套件中获得的预测进行了比较。CAMELS由宇宙学模拟组成，具有来自IllustrisTNG和SIMBA模拟的最先进的超新星（SN）和活动星系核（AGN）反馈模型，具有不同的强度。我们发现，模拟的OVII柱密度在星系的外围比在大规模WHIM中更高，但它们始终低于在钱德拉观测中获得的，对于所有的反馈运行。我们建立的OVII分布主要是敏感的SN反馈处方的变化，而活动星系核反馈处方的变化有很小的影响。我们还发现在IllustrisTNG和SIMBA运行之间的OVII柱密度的显著差异。我们的结论是，所观察到的和模拟的OVII列密度之间的紧张局势不能解释广泛的CAMELS中实现的反馈模型。
2023-01-12 astro-ph.CO
Coincidences between OVI and OVII Lines: Insights from High Resolution Simulations of the Warm-Hot Intergalactic Medium
采用高分辨率（0.46kpc/h）的自适应网格加密欧拉宇宙流体动力学模拟方法，计算了来自温热星系际介质（WHIM）的O VI和O VII吸收体的性质.我们的新模拟与以前的模拟基本一致，其中约40%的星系际介质在z=0时处于WHIM中。结果表明：（1）在10^6K以下和10^6K以上温度下，WHIM中的气体量在不确定度范围内大致相等; (1)我们的模拟是在良好的协议与观察到的性能的O VI吸收剂，相对于线的入射率和多普勒宽度列密度关系。(2)吸收区域内的速度结构是一个显着的，并为大多普勒宽度的云，一个占主导地位的贡献者的多普勒宽度的O VI和O VII吸收器。温度低于10^5的气体可以产生一部分不可忽略的O VI和O VII云（在数量和质量上），直到多普勒宽度远远超过100 km/s。(3)强OVI吸收剂主要是碰撞电离。在logN（OVI）cm ^2 =（12.5- 13，13 -14，>14）的柱密度范围内，约有61%，57%，39%的OVI吸收剂的温度低于10^5K。(4)定量预测的存在广泛和浅的O VI线，目前的观测可能在很大程度上错过了。COS即将进行的观测可能能够提供一个测试。(5)Yao等人报告的在检测到O VI线的位置处的巧合O VII线的平均柱密度的3 σ上限比预测值高2.5-4倍。(6)Nicastro等人声称的O VII线的观测检测，如果是真的，比我们的模拟预测高…
2012-05-14 astro-ph.CO
Towards the statistical detection of the warm-hot intergalactic medium in inter-cluster filaments of the cosmic web
对结构形成的现代分析预测，宇宙纠缠在暗物质和扩散重子的“宇宙网”中。这些理论进一步预言，在低z时，相当一部分重子将被激波加热到$T \sim 10^{5}-10^{7}$ K，产生一种温热的星系际介质（WHIM），但其实际存在还没有得到可靠的观测证实。我们提出了一个新的实验来检测WHIM，通过瞄准假定的纤维连接星系团。我们利用HST/COS观测到一条显著的类星体视线，它从连接7个红移为$0.1 \le z \le 0.5$的独立星系团对的7个星系团间轴穿过$Δd = 3$ Mpc。我们发现总HI，窄HI（NLA;多普勒参数$b<50$公里/秒），宽HI（BLA; $b \ge 50$公里/秒）和OVI吸收线的初步过剩的静止帧速度$Δv \lesssim 1000$公里/秒的集群对红移，相应的$\sim 2$，$\sim 1.7$，$\sim 6$和$\sim 4$倍，分别其字段的预期。虽然过剩的OVI可能来自气体接近个别星系，我们得出结论，大多数的过剩的NLA和BLA是真正的星系际。我们发现，覆盖分数，$f_c$，BLA接近集群对是$\sim 4-7$倍高于随机期望（在$\sim 2 σ$ c.l.），而NLA和OVI的$f_c$没有显著增强。我们认为，一个更大的相对过剩的BLA相比，那些NLA接近集群对可能是一个签名的WHIM在集群间的灯丝。通过将目前的分析扩展到数十个视线，我们…
2015-10-13 astro-ph.CO
Constraining the baryon fraction in the Warm Hot Intergalactic Medium at low redshifts with PLANCK data
我们交叉关联前景清洁普朗克名义宇宙微波背景（CMB）的地图与两个模板构建的两微米全天红移调查的星系。第一个模板追踪到~90 Mpc/h的温暖-热星系际介质（WHIM）的大尺度引力分布特征。第二个痕迹优先维里化气体在星系周围的未解决的晕。我们发现一个边际信号从普朗克数据和WHIM模板的相关性与信噪比从0.84到1.39在不同的普朗克频率，并与频率依赖兼容的热Sunyaev-Zel 'dovich（tSZ）效应。当我们把我们的分析限制在银河系平面外的60%的天空和已知的点源和星系团时，零滞后的互相关为0.064 +/- 0.051 μ K。相关性延伸到~6度，在我们的模板的中值深度处，对应于~ 6-8 Mpc/h的物理长度。在天空的相同部分上，CMB数据与第二模板的互相关<0.17 μ K（95% C.L.），没有提供来自结合气体对先前结果的贡献的统计学上显著的证据。这个限制转化为一个物理约束的冲击加热WHIM的对数正态模型描述的弱非线性密度场的属性。我们发现，我们的上限与超密度~1-100、温度在10^4.5-10^7.5 K范围内的所有处于丝中的重子的45%是相容的，与van Waerbeke等人（2014）在红移z~0.5处的检测一致。
2015-05-18 astro-ph.CO
A detailed view of filaments and sheets in the warm-hot intergalactic medium. I. Pancake formation
数值模拟预测，在红移z ~ 0处失踪的重子中有相当一部分位于所谓的温热星系际介质（WHIM）中。WHIM的细丝和薄片具有高温（10^5 - 10^7 K）和高电离度，同时只有低到中等密度。WHIM结构的特殊物理条件，如密度和温度分布，速度场，预计会留下他们的特殊印记光谱观测。为了进一步了解这些条件，我们进行流体动力学模拟的WHIM。而不是分析宇宙学结构形成的大型模拟，我们模拟特定的定义明确的结构，并研究不同的物理过程以及尺度依赖性的影响。我们从一维坍缩（煎饼）的综合研究开始，并研究辐射冷却，加热由于紫外线背景和热传导的影响。我们研究了根据初始宇宙学功率谱给出的小尺度扰动的影响。如果初始扰动长度尺度L超过~ 2 Mpc，坍缩将导致激波约束结构。由于辐射冷却和由于UV背景加热的结果，在一维情况下形成相对冷且致密的核。核心的性质（延伸、密度和温度）与L相关。对于较大的L，芯尺寸更加集中。热传导增强了这种趋势，甚至可能导致芯的蒸发。我们的估计预测，一个核心可能开始蒸发的扰动长度大于L ~ 30 Mpc。原型WHIM结构的密度和温度所获得的详细配置文件允许由WHIM的可能的光谱特征的确定。
2010-11-16 astro-ph.CO
Studying the Warm Hot Intergalactic Medium in emission: a reprise
本文利用CAMELS模拟研究WHIM在X射线发射中的可探测性，重点分析OVII和OVIII谱线，揭示其与暗物质晕的关联及对反馈机制的依赖，为Athena等任务提供依据。
2022-09-01 astro-ph.CO
Lensing and the Warm Hot Intergalactic Medium
弱透镜和宇宙微波各向异性（CMB）数据的相关性跟踪的压力分布的热，电离气体和底层的物质密度场。测量的相关性主要是由居住在晕重子。通过测量掩蔽所有已知晕后的残余互相关来检测来自未结合气体的贡献需要对这种相关性及其与模型参数的依赖性有理论上的理解。我们的模型假设气体在细丝是很好地描述了一个对数正态概率分布函数，与温度$10^{5-7}$ K和超密度$ξ\le 100$。透镜-康普顿化互相关主要由密度在$ξ\approx[3-33]$范围内的气体决定;信号产生于红移$z\le 1$。如果测得的互相关只有10%是由于未结合气体，那么最近的测量将银河系间介质平均温度的上限定为$\bar{T}_e\lesssim 10^6$ K。振幅与储存在丝中的重子分数成正比。透镜-康普顿化功率谱的峰值与晕圈中的气体不同，这使得区分两者的贡献成为可能。为了在宇宙学尺度上追踪低密度和低温等离子体的分布，必须从数据中减去晕的影响，这需要比目前可用的更大的信噪比的观测。
2017-07-12 astro-ph.CO
Characterization of the warm--hot intergalactic medium near the Coma cluster through high--resolution spectroscopy of X Comae
我们分析了所有可用的档案XMM牛顿观测的后发座X，一个明亮的X射线类星体后面的后发座星系团，研究在最近的大质量星系团附近的温暖，热的星系际介质的属性。RGS的观测证实了在后发座红移处可能存在Ne IX K-α吸收线，尽管统计意义有限。因此，该分析与Takei等人（2007）基于这些数据子集的早期分析一致。然而，它的大柱密度和光学深度表明吸收介质的条件是不可信的，从而对其真实性产生了严重的怀疑。钱德拉从未观测到彗星X，因此无法提供有关该来源的更多信息。我们结合上限的存在下，其他X射线吸收线（特别是从O VII和O VIII）在红移的后发座与积极的测量软过量发射从后发座测量ROSAT（Bonamente等。在kT~1/4 keV的温热气体的发射和吸收线的上限的组合提供了有用的约束的密度和视线长度的假定WHIM对昏迷。我们的结论是，假定的温暖，热介质向后发座是符合预期的性质，与重子过密度>=10和几十Mpc的量级的视线范围。
2017-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metal-line emission from the warm-hot intergalactic medium: I. Soft X-rays
来自金属的发射线提供了一种最有希望的方法来探测难以捉摸的温暖-热星系际介质（WHIM; 10^5 K<T<10^7 K），它被认为包含了低红移宇宙中相当大一部分的重子。我们提出的预测软X射线线发射的WHIM使用的一个子集的宇宙学模拟的超大规模模拟（OWLS）项目。我们使用OWLS模型来测试预测的发射对一系列物理处方的依赖性，如宇宙学，气体冷却和恒星形成和吸积黑洞的反馈。如果考虑到金属线冷却，模型给出了惊人的相似结果，表明预测是稳健的。软X射线线追踪WHIM的较热部分（T>10^6 K）。我们发现OVIII 18.97A是最强的发射线，预测的最大表面亮度为~10^2 photon/s/cm^2/sr，但其他一些谱线仅稍弱。所有的谱线都显示出观测到的通量强度与导致发射的气体的密度和金属丰度之间的强相关性。另一方面，潜在可检测的发射始终对应于电子跃迁的发射率达到峰值的温度。这种辐射既不追踪重子物质，也不追踪金属物质。特别是，在拟议的任务中可能探测到的发射，在星系和星系群中及其周围追踪过密（rho> 10^2 rho_mean）和富含金属（Z>0.1Z_sun）的气体。虽然软X射线线发射因此不是一个有希望的途径来关闭重子预算，但它确实提供了令人兴奋的可能性，可以将气体吸积到星系上并流出星系。
2010-04-28 astro-ph.CO
X-Ray Absorption by the Warm-Hot Intergalactic Medium in the Hercules Supercluster
“失踪重子”，在温暖的热星系际介质（WHIM）的形式，预计将驻留在宇宙的附属结构，可以跟踪的路标，如大规模的星系超级结构。在雕塑者墙中清晰地探测到X射线吸收线，证明了利用星系上层结构作为寻找WHIM的路标的成功。在这里，我们提出了一个XMM-牛顿反射光栅光谱仪（RGS）观测的耀变体MKN 501，位于武仙座超星系团。我们在前景武仙座超星系团的红移处探测到一条O VII K $α$吸收线（$2.5σ$），能级为98.7%.所得到的吸收体的性质与WHIM的理论预期是一致的。我们讨论的含义，我们的检测寻找“失踪的重子”。虽然这一检测再次表明，使用路标是一个非常有效的策略来搜索WHIM，后续观察是至关重要的，既要加强检测的统计意义，并排除其他解释。一个本地的，$z\sim0$ O VII K $α$吸收线也清楚地检测到在$4σ$水平，我们讨论了它的影响，我们的理解我们的银河系的热气含量。
2014-01-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Searching for the warm-hot intergalactic medium using XMM-Newton high-resolution X-ray spectra
局域宇宙中重子的缺失问题仍然是一个悬而未决的问题。另一种建议是，在低红移时，失踪的重子是以温暖的热星系际介质（WHIM）的形式存在。为了验证这一观点，我们对Mrk 421、1 ES 1028+511、1 ES 1553+113、H2356-309、PKS 0558-504和PG 1116+215等6个河外源的X射线高分辨谱进行了详细的分析，并对它们的X射线谱进行了比较。利用XMM-牛顿反射光栅光谱仪获得的X射线谱图来搜索WHIM和/或环星系介质（CGM）X射线吸收气体的信号。我们用IONeq模型拟合X射线吸收，使我们能够考虑到由于局部ISM的多相分量而存在的X射线光谱特征。包括一个额外的IONeq组件来模拟WHIM吸收，而不是传统的高斯吸收线建模。当在任何源中包括这样的分量时，我们没有发现拟合的统计改进，得出的结论是，我们可以安全地拒绝对这些视线的WHIM吸收体的成功检测。我们的模拟表明，多相ISM吸收特征的存在阻止了使用高分辨率光谱进行中等曝光时在17 A光谱区域中检测到低红移WHIM吸收特征。
2023-03-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Broad HI Absorbers as Metallicity-Independent Tracers of the Warm-Hot Intergalactic Medium
热加宽的Ly α吸收体（BLA）提供了用于追踪WHIM的高度电离的金属线的替代方法。我们编制了一个目录的可靠BLA候选人沿7 AGN视线从一个更大的一组Lya吸收HST/STIS观察。我们将我们的测量结果与其他研究小组发表的测量结果进行了比较，这些测量结果是基于对数据的独立还原和分析。据称BLA分为可能（15），可能（48）和非BLA（56）类别。我们推断线频率（dN/dz）_BLA=18 ± 11，与观察到的OVI吸收体相当。有显着的重叠BLA和OVI吸收（20-40%），我们发现，OVI检测BLA被发现更接近星系比OVI非检测。基于164个测量的COG HI线测量值，我们通过蒙特卡罗模拟对观测到的线宽进行了统计校正。气体温度和中性分数f（HI）推断从这些校正的线宽，并导致总氢列的分布。我们发现Omega_BLA=（6.3+1.1-0.8）x10^-3。有一些关键的系统性假设隐含在这个计算中，我们讨论如何影响我们的结果和以前发表的工作。以我们的值，目前的OVI和BLA调查可以解释约20%的重子在本地宇宙。最后，我们提出了新的，高S/N观测的几个BLA候选线从早期释放观测宇宙起源光谱仪HST。
2009-12-08 astro-ph.CO
The contribution of the Warm-Hot Intergalactic Medium to the CMB anisotropies via the Sunyaev-Zeldovich effect
宇宙流体动力学模拟预测，所有重子中有很大一部分处于温度在$10^{5}-10^{7}$ K范围内的轻度非线性结构中。由于气体是高度电离的，它可以通过宇宙微波背景辐射产生的温度各向异性来探测。我们完善我们以前的热Sunyaev-Zeldovich效应的估计，通过引入一个非多方的状态方程来模拟来自不同流体动力学模拟的温度-密度相图的冲击加热气体的温度分布。根据具体模型，康普顿化参数在$10^{-7}\le y_c \le 2\times 10^{-6}$范围内变化，与FIRAS上限兼容。这个幅度与一个简单的玩具模型一致，该模型用于估计电离气体细丝引起的平均效应。利用对数正态概率密度函数计算了WHIM灯丝产生的温度各向异性的关联函数和功率谱。对于宽范围的参数空间，辐射功率谱的最大幅度是在$\ell \approx 200-500$处的$(\ell+1)\ell C_{\ell}/2π=0.7-70(μK)^2$。该振幅与重子密度、哈勃常数和物质功率谱$σ_8$的振幅成比例，如$[(\ell+1)\ell C_\ell]_{\mathrm{max}}/2π\propto σ_8^{2.6}(Ω_b h)^2$。由于热Sunyaev-Zeldovich效应具有特定的频率依赖性，我们分析了用即将到来的普朗克数据检测该分量的可能性。
2013-01-28 astro-ph.CO
High Resolution Grid-based Simulations of the Warm-Hot Intergalactic Medium
The Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学）；Institute for Advanced Study in Physics, Zhejiang University（浙江大学）；Institute of Astronomy, School of Physics, Zhejiang University（浙江大学）
本研究利用GPU优化网格代码Kratos进行高分辨率宇宙学模拟，发现WHIM重子比例约23.4%，低于先前估计，并证明空间分辨率通过辐射冷却显著影响该比例，为未来X射线任务提供预测。
2026-09-28 astro-ph.CO
Emergence of the Temperature-Density Relation in the Low-Density Intergalactic Medium
本文基于Cosmic Reionization on Computers项目模拟，发现低密度星系际介质中温度-密度关系的演化及涌现主要由体积加权中性分数普适控制，与具体再电离历史无关。
2024-08-22 astro-ph.CO
Detecting shocked intergalactic gas with X-ray and radio observations
探测大尺度结构周围受冲击的宇宙气体的热和非热发射是观测的一个挑战，也是了解温热星系际介质物理学的一个独特窗口。在这项工作中，我们提出了合成无线电和X射线调查的大型宇宙学模拟，以评估联合检测在两个频率范围内的宇宙网的机会。然后，我们提出了针对现有（LOFAR，MWA和XMM）或未来仪器（SKA-LOW和SKA-MID，ATHENA和eROSITA）的最佳观测策略。我们发现，最有希望的目标是在合并的早期阶段，在那里的合并导致快速压缩的温暖，热气体的维里区域的星系团的极端边缘。通过利用无线电波段的探测，未来的深层X射线观测将探测这种气体的发射，并帮助我们以前所未有的细节研究动态温热星系际介质中的等离子体条件。
2019-05-10 astro-ph.CO astro-ph.IM
Galaxy cluster photons alter the ionisation state of the nearby warm-hot intergalactic medium
在星系团的远郊、正常星系的环星系介质和宇宙网的细丝中，微弱而极其稀薄的等离子体的物理性质仍然是我们大尺度结构演化史上最大的未知之一。由于这种非常扩散的等离子体的发射和吸收的光谱特征建模提出了挑战，因为碰撞和光电离过程都必须考虑在内。在本文中，我们研究了电离的光子发射的星系团内介质除了光电离的宇宙紫外/X射线背景气体在星系团附近。对于像A2029这样的近质量星系团，电离参数不再能唯一地描述电离平衡。通过考虑宇宙背景光电离而获得的电离分数（特别是C IV、C V、C VI、N VII、O VI、O VII、O VIII、Ne VIII、Ne IX和Fe XVII）是作为与来自团簇的发射的距离的函数计算的电离分数的上限或下限。使用一个玩具模型的宇宙网络细丝，我们预测如何集群照明改变柱密度为两个不同的方向的视线。对于靠近集群外围的视线，对于低密度气体，O VI可以被抑制高达$4.5$的因子，O VII可以被抑制高达$2.2$的因子，C V可以被抑制高达$3$的因子，并且Ne VIII可以被增强高达$2$的因子。
2022-07-20 astro-ph.CO
The Hot and Energetic Universe: The missing baryons and the warm-hot intergalactic medium
宇宙大尺度结构的主干是由宇宙尺度上的过程和占主导地位的暗物质的引力相互作用决定的。然而，移动的重子群体塑造了这些结构的外观。理论预测，大多数重子存在于连接星系群和星系团的巨大的非维里化结构中，但目前缺乏观测证据。由于大多数重子都被认为存在于大尺度、热而稀的气相中，X射线为我们提供了理想的工具来推进我们的理解。雅典娜+X射线积分场装置的观测将揭示重子活跃种群的位置、化学成分、物理状态和动力学。
2013-06-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
An X-ray WHIM metal absorber from a Mpc-scale empty region of space
本文报道了在一个大于500 ksChandra HRC-S/LETG X射线光栅谱中探测到耀变体H 2356-309的~44.8 nm吸收线。这条谱线可以被认为是热（log T = 5.1 K）星系际吸收体在z \approx 0.112处产生的CV-K α干涉吸收。这个特征在2.9σ水平上是显著的（考虑到独立红移试验的数量）。我们估计氢柱的等效密度为log N_H=19.05（Z/Zsun）^-1 cm^-2。不同于其他先前报道的FUV/X射线金属探测的温暖-热星系际介质（WHIM），这个CV吸收体位于一个区域与本地低星系密度，在~2.2兆秒差距从最近的星系在红移，因此是不太可能与扩展的星系晕。相反，我们尝试用一个介于其间的温热星系际介质细丝来识别这个吸收体，它可能渗透到一个大尺度的、30 Mpc延伸的星系结构中，这些星系的红移质心位于以H 2356-309的视线为中心的半径为7.5 Mpc的圆柱体内，与吸收体的红移勉强一致（在1.8σ水平上）。
2012-05-10 astro-ph.CO
Filaments and sheets of the warm-hot intergalactic medium
在宇宙学结构形成的背景下形成的细丝，不仅应该以WHIM的形式容纳大多数低红移的重子，而且还通过冷蒸汽为形成中的星系提供大量的冷气体。为了深入了解这些结构的水力和水力特性，我们进行了一系列的水动力模拟。而不是分析广泛的模拟宇宙学结构的形成，我们模拟某些定义明确的结构，并研究不同的物理过程的影响，以及规模的依赖性。在本文中，我们继续我们的工作从Klar & München（2010），并扩展我们的模拟到三维。我们现在得到的不是饼状结构，而是由明确定义的片层、细丝和气体晕组成的结构。我们使用一组模拟，参数化的初始扰动L的长度，以获得详细的信息，气体的状态及其内部的灯丝演变。当L > 4 Mpc时，我们得到了被吸积激波完全限制的细丝.此外，它们表现出等温核心，其温度通过由于UV背景的辐射冷却和加热来平衡。这表明在多相结构上的介质温度WHIM。我们得到这个核心的主要数量的标度关系。在光环附近，暗条的核心可以归因于宇宙学流体模拟中发现的冷流。热传导可导致冷流的完全蒸发，L > 6 Mpc/h。这对应于质量大于M_halo = 10^13 M_Sun的晕，这意味着更大质量星系中的恒星形成不能由冷流提供。对于尺度L > 6 Mpc/h的扰动，暗条不再表现出冷核。
2012-03-08 astro-ph.CO
Observations of the MIssing Baryons in the warm-hot intergalactic medium
几十年来，人们已经知道，在局部宇宙中观测到的重子数量比大爆炸核合成预测的重子总数少了30-40%，这是从宇宙微波背景的密度波动中推断出来的，在宇宙的前20 - 30亿年中，在所谓的莱曼α森林中观察到。这个悖论的一个理论解决方案是将失踪的重子定位在星系之间的热而稀薄的星系际气体中，称为温暖的星系际介质。然而，在那里很难检测到它们，因为这种气体的最大成分-氢-大部分被电离，因此在远紫外光谱中几乎不可见，具有典型的信噪比。事实上，尽管进行了大量的观测工作，但迄今为止，只有少数几个边缘的探测结果。本文报道了在红移>0.4的类星体的高信噪比X射线谱中观测到两个高电离氧（OVII）吸收体。这些吸收体在2年的时间尺度上没有变化，也没有相关的冷吸收，使得它们来自类星体的内在外流或宿主星系的星际介质的假设变得不可信。OVII系统位于以大（与平均值相比为x4）星系过密度及其数量（下降到我们数据的敏感阈值）为特征的区域，与长期寻求的温热星系际介质（WHIM）的数值模拟预测一致。我们的结论是，失踪的重子已经找到。
2018-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measurement of the small-scale structure of the intergalactic medium using close quasar pairs
星系际介质（IGM）中扩散气体的分布在被称为莱曼- $α$森林的遥远背景类星体的光谱上留下了一系列氢吸收线。宇宙流体动力学模拟预测，IGM密度波动被抑制在一个特征尺度以下，其中热压力平衡重力。我们测量了这种压力平滑规模量化吸收相关性的样本密切类星体对。我们将我们的测量结果与流体动力学模拟进行了比较，其中压力平滑由IGM的综合热历史确定。我们的研究结果是一致的标准模型的光致电离加热的紫外线辐射背景，再电离宇宙。
2017-04-26 astro-ph.CO
Tracing the 10$^7$K Warm-Hot Intergalactic Medium with UV absorption lines
今天，宇宙中的大多数重子都没有被直接观测到，这导致了在低红移下的“失踪重子”问题。宇宙学流体动力学模拟表明，其中相当一部分将转化为所谓的温热星系际介质（WHIM），气体温度在10 $^5$ -10 $^7$ K之间。虽然这种气体的较冷的阶段已被观察到使用O VI和Ne VIII吸收剂在UV波长，较热的馏分检测主要依赖于O VII和O VIII在X射线波长的观测。在这里，我们的目标是[Fe XXI] $λ$ 1354 $\unicode{x212B}$的禁线，它在紫外波长下追踪10个$^7$ K气体，使用超过100个高光谱分辨率（R $\sim$ 49，000）和高信噪比VLT/UVES类星体光谱，对应于超过600小时的VLT时间观测。这些在已知DLA位置的叠加导致5- $σ$限值为$\mathrm{log[N([Fe\,XXI])]<}$ 17.4（${EW_{rest}<22}$ m $\unicode{x212B}$），比WHIM $\mathrm{log[N([Fe\,XXI])]<}$ 14.5的预期柱密度高三个数量级。这项工作提出了一种替代X射线检测10 $^7$ K WHIM示踪剂，通过从地面受益于更高的仪器吞吐量，增强的光谱分辨率，更长的曝光时间和增加的目标数量的紫外波长的微弱线。目前，要达到这种理论柱密度所需的类星体光谱数量，包括4 MOST、ELT/HIRES、M…
2020-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Partially Cooled Shocks: Detectable Precursors in the Warm/Hot Intergalactic Medium
我目前的计算中产生的综合柱密度在冲击后冷却层和部分冷却的快速冲击的辐射前兆作为一个功能的冲击年龄。这些结果适用于激波加热的暖/热星系际介质（WHIM），它被认为是一个主要的重子库，并包含了很大一部分所谓的“失踪重子”。我的计算表明，容易观察到的中高离子，如CIV，NV，和OVI的年轻冲击的前体中创建的数量，其中冲击气体仍然是热的，难以观察。我认为，这种前兆可能提供一种方法，以确定和估计“失踪”的重子质量与冲击。这里预测的吸收线签名可用于构建离子比图，这将作为诊断的前体中的光电离气体。在我的数值模型中，激波结构、自辐射和相关金属离子柱密度的时间演化由一系列准静态模型计算，每个模型适合于不同的激波年龄。在这项工作中使用的冲击代码计算的非平衡电离和冷却，以下的辐射转移的冲击自辐射通过后冲击冷却层，考虑到由此产生的光电离和加热速率，以下的冷却气体的动力学，并自洽计算的光电离状态的前体气体。我提出了一套完整的年龄依赖的后冲击和前体列的所有电离状态的元素H，He，C，N，O，Ne，Mg，Si，S和Fe，作为功能的冲击速度，气体金属丰度，和磁场。我在方便的在线表格中展示了我的数值结果。
2010-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Identifying the Baryons in a Multiphase Intergalactic Medium
在本白皮书中，我们总结了当前在低红移下的重子普查观测结果（Shull，Smith，& Danforth 2012）。对Lya、O-VI和宽Lya吸收体的测量，加上对金属丰度和电离分数的更仔细的修正，现在可以解释星系际介质（IGM）中大约60%的重子。另外5 +/- 3%可能存在于环星系介质（CGM）中，7 +/- 2%在星系中，4 +/- 1.5%在星系团中。这仍然留下了相当大的一部分，29 +/-13%，下落不明。我们建议改进测量的重子在IGM和CGM的主要组成部分与未来的紫外和X射线摄谱仪。这些任务可以找到并绘制失踪的重子，星系形成和化学演化的燃料。
2012-08-15 astro-ph.CO
Reionization of the Intergalactic Medium
在复合之后，宇宙气体处于冷的中性状态。然而，当第一批恒星和黑洞在早期星系系统中形成时，它们的紫外线和X射线辐射导致星系际气体逐渐相变，进入我们目前观察到的温暖和电离状态。这个过程被称为宇宙再电离。了解与星系和恒星形成有关的能量沉积如何塑造星系际气体的性质是当今宇宙学的主要目标之一。此外，再电离反作用于星系演化，决定了高红移星系群的许多特性，这些特性代表了我们目前发现宇宙的前沿。在这两节课中，我们提供了宇宙再电离和星系际介质的教学概述，以及这些领域中的一些开放性问题。
2014-09-17 astro-ph.CO
Locating the missing baryons in the warm-hot intergalactic medium with fast radio bursts and the Sunyaev-Zel'dovich effect
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））；Department of Astronomy, School of Physical Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学物理科学学院天文学系）；Center for Cosmology and Computational Astrophysics, Zhejiang University（浙江大学宇宙学与计算天体物理中心）
该研究通过CHIME/FRB目录的FRB色散量与普朗克卫星的tSZ图交叉相关检测，定位到宇宙网中温热星系际介质的缺失重子，测得其重子分数为0.48，填补了本地宇宙重子预算缺口。
2026-08-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Abell 3391/95 galaxy cluster system: A 15 Mpc intergalactic medium emission filament, a warm gas bridge, infalling matter clumps, and (re-) accelerated plasma discovered by combining SRG/eROSITA data with ASKAP/EMU and DECam data
我们利用SRG/eROSITA X射线、ASKAP/EMU射电和DECam光学观测系统对相互作用的星系团系统A3391/95周围15平方度区域进行了观测，研究了星系团外围和暗条中的温热气体、周围的大尺度结构及其形成过程。我们的意见，从宇宙流体动力学模拟的Magneticum套件的期望。我们追踪了主星系团的不规则形态，从它们的中心到远超过它们的特征半径$r_{200}$的暖热气体。在两个主要的星系团系统之间，我们观察到一个发射桥;由于eROSITA独特的软响应和大视场，我们发现了温暖气体的诱人线索。检测到物理上围绕系统的几个物质团块。对于“北丛”，我们提供的证据表明，它是下降到A3391的热气形态和射电瓣结构的中央活动星系核。eROSITA探测到的许多扩展源都是已知的星系团或背景中的新星系团，包括红移z=1的已知SZ星系团。在A3391的维里半径$r_{100}$以北发现了一条发射灯丝，它连接着北星系团，并在A3395以南向另一个星系团延伸。这条连续的暖-热发射灯丝的总投影长度为15 Mpc，在整个eROSITA观测中几乎达到4度。DECam星系密度图显示了相同区域的星系密度过高。新的数据集提供了令人印象深刻的确认理论上预期的结构形成过程在单个系统的水平上，包括周围的温暖-热星系际介质分布相比，Magneticum模拟。我们的空间分辨结果表明，重子确实居住在大尺度的温暖，热的气体细丝…
2020-12-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Pre-heating of the intergalactic medium by gravitational collapse and ultraviolet background
在宇宙流体动力学模拟中，研究了星系际介质结构坍缩和紫外背景辐射对星系际介质的预热作用。当引力坍缩是唯一的加热机制时，我们发现：（1）在$z=0$，IGM的$60\%, 45\%$分别被加热到$S>8, 17$ kev cm $^2$，但在$z=2$，$60\%, 45\%$的分数迅速下降到几个单位;（2）从$z=2$开始，环晕气体$S_{\rm{cir}}$的熵大于质量为$M<10^{11.5}$ $M_{\odot}$的晕的维里熵，但在星系形成的预防模型中，当$M<10^{10.5} M_{\odot}$处于$z=0$时，所需的高于熵的部分$S_{\rm{pr}}$仅为$15-20 \%$，且随红移的增加而减小;（3）假设金属丰度为$Z \leq 0.03 Z_{\odot}$，则环晕气体冷却时间长于哈勃时间的部分$t_{cool,cir}>t_{\rm{H}}$仅为$5-10 \%$ at $z \lesssim 0.5$，而在$z \geq 1$使用$M<10^{10.5} M_{\odot}$进行晕圈测试的情况更少。(4)灯丝中的气体经历最强的预热。此外，我们还发现，UVB并不能增加IGM与$S>17$ kev cm $^2$的比例，但可以增加低质量晕（$<10^{10.5} M_{\odot}$）的比例，即在$z=0$处由$S_{\rm{cir}}>S_{\rm{pr}}…
2017-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Properties of Low Redshift Intergalactic O VI Absorbers Determined from High S/N Observations of 14 QSOs with the Cosmic Origins Spectrograph
本文报道了利用宇宙起源光谱仪（COS）对14个类星体进行盲测，在z < 0.5，红移路径为3.52，分辨率为~18 km s-1的条件下，通过对54个O-VI吸收系统（包含85个O-VI和133个H-I）的高信噪比观测，揭示了等离子体的观测特性。具有一个或两个H I组件和一个O VI组件的简单系统占系统的50%。对于45个可以估计温度的良好排列的吸收组分的样本，我们在31个（69%）组分中发现了冷光电离气体的证据，在14个（31%）组分中发现了暖气体（6 > log T > 5）的证据。根据温度和log N（H I）的测量值，可以估算出14个暖组分的总氢含量。log N（H）的非常大的隐含值范围为18.38至20.38，中位数为19.35。log T > 5.45的6个暖组分的金属丰度[O/H]范围为-1.93到0.03，中值为-1.0 dex。基于地面的星系红移研究表明，大多数的吸收，我们检测到的样品气体在IGM延伸200至600千秒差距以外的最近的关联星系。我们估计，在低z时，暖排列的OVI吸收体含有（4.1+/-1.1）%的重子.由对准的O VI和H I吸收跟踪的温暖等离子体包含几乎与星系中发现的一样多的重子。
2014-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Turbulence production and turbulent pressure support in the intergalactic medium
利用网格流体动力学模拟方法研究了星系际介质中湍流的注入和演化，其中包括一个亚网格尺度（SGS）小尺度湍流模型。模拟结果表明，在团内介质（ICM）和暖热星系际介质（WHIM）中，湍流的产生具有不同的红移依赖性。我们发现，在ICM中的湍流主要是由合并引起的剪切流，而在WHIM的生产是由激波相互作用为主。其次，研究了动压支承对引力收缩的影响。在重子超密度为1 < delta < 100的WHIM气体中，这种湍流支持更强，与ICM的相关性较小。虽然具有大涡度的气体的相对质量分数是相当大的（52%的ICM），我们发现，只有约10%的质量，这是动态相关的，即不相关的一个同样大的热压力支持。根据这一结果，一个重要的非热压力支持抵消引力收缩是宇宙流中的局部特征，而不是广泛的特征。
2011-02-16 astro-ph.CO
Star Formation Feedback and Metal Enrichment History Of The Intergalactic Medium
利用流体动力学模拟，我们计算的星系际介质（IGM）的金属富集的历史。我们表明，银河系超风（GSW）的反馈可以传输金属的IGM和模拟金属吸收器的性能与观测相匹配。GSW的影响距离通常限制在>0.5Mpc，并且在过密度>10的区域内。大多数CIV和OVI吸收体位于高温（T>2x10^4K）、过密度（>10）和金属丰度（[-2.5，-0.5]）的冲击区域内。OVI吸收剂通常具有比CIV吸收剂更高的金属性、更低的密度和更高的温度。对于OVI吸收体，碰撞电离在整个红移范围z=0-6内占主导地位，而对于CIV吸收体，在中等红移z~3处发生从碰撞为主到光电离为主的转变。我们发现，在log N cm ^2 =12-15的范围内，CIV和OVI观测到的柱密度分布可以通过模拟合理地再现。CIV和OVI谱线Omega_CIV和Omega_OVI中的质量密度演化也与观测结果很好地吻合，这表明在低红移处接近恒定，在红移z=3-4之后呈指数下降。对于CIV和OVI，大多数吸收体都是瞬态的，并且在任何时期，通过柱log N cm ^2 =12-15的CIV和OVI线探测的金属量仅为总金属密度的~2%。当z=0时，大尺度结构形成的引力激波支配着将50%的IGM转变为温热的星系际介质（WHIM）的能量收支（80-90%），而在z > 1-2时，GSW反馈激波在能量上占主导地位。在z=2-3时，大多数所谓的“缺失金属…
2011-03-19 astro-ph.CO
Thermal state of the intergalactic medium near to the optical limit for the Ly-$α$ forest
本文研究了$1.6 \leq z < 2.0$区域内星系际介质的温度-密度关系。为此目的，Ly- $α$森林分解成个人的吸收轮廓被用于研究35个公开可用的类星体光谱获得的紫外和视觉中阶梯光谱仪（UVES）的甚大望远镜（ESO）和高分辨率中阶梯光谱仪（HIRES）的凯克望远镜。为了确定$b - N_{HI}$分布中的热状态敏感截止位置，采用了迭代拟合过程。使用模拟Ly- $α$森林数据进行校准的测量产生的23个流体动力学模拟与不同的热历史。平均密度温度的值对应于各种模型预测的在较低红移处的下降趋势。在幂律指数的情况下，确定的值接近1.6，这是预期在所有再电离事件后，在各种模型假设的平衡的光加热与绝热冷却。
2021-05-17 astro-ph.CO
Future Detections of the Warm-Hot Intergalactic Medium using Bright Power Law Sources with NewAthena
University College Dublin（都柏林大学学院）；Universität Erlangen-Nürnberg（埃尔朗根-纽伦堡大学）；Leiden University（莱顿大学）；Université de Toulouse（图卢兹大学）
通过模拟X射线积分场单元（X-IFU）探测O VII吸收线，研究NewAthena探测温热星系际介质（WHIM）的能力，并评估不同观测条件下探测显著性所需的计数要求。
2026-06-18 astro-ph.CO astro-ph.IM
Detection of pure warm-hot intergalactic medium emission from a $7.2$ Mpc long filament in the Shapley supercluster using X-ray spectroscopy
本研究通过Suzaku和XMM-Newton观测，首次在沙普利超星系团一条7.2 Mpc长的原始纤维中实现纯温热星系际介质的X射线光谱探测，测得的气体参数与宇宙学模拟一致，为解决宇宙重子缺失问题提供关键观测证据。
2025-06-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Fast Radio Bursts as Probes of Magnetic Fields in the Intergalactic Medium
我们研究了河外线偏振快速射电暴（FRB）的色散测度（DM）和法拉第旋转测度（RM）可以用来探测星系丝中的星系际磁场（IGMF）的建议。通过宇宙网的DM主要由来自丝中的温热星系际介质（WHIM）和来自空隙中的气体的贡献。另一方面，在星系团中，RM主要由热介质引起，只有一小部分是在WHIM中产生的。我们表明，如果排除FRB的视线通过星系团，在灯丝，$B_{||}$，IGMF的视线强度约为$C(\langle 1+z \rangle/f_{DM})(RM/DM)$，其中$C$是一个已知的常数。在这里，FRB的红移不需要知道; $f_{DM}$是由于WHIM导致的总DM的分数，而$\langle 1+z \rangle$是由WHIM气体密度加权的干涉气体的红移，这两个都可以通过FRB的DM来评估给定的宇宙学模型。使用数据的结构形成模拟和模型IGMF，我们表明，$C(\langle 1+z \rangle/f_{DM})(RM/DM)$密切再现密度加权线的视线强度的IGMF的丝的大尺度结构。
2016-05-07 astro-ph.CO
Fluctuations of the intergalactic ionization field at redshift z ~ 2
（略）目标。探测z ~ 2电离背景辐射的谱能量分布，确定对星系际辐射场有贡献的源。方法.明亮类星体HS 1103 +6416（zem = 2.19）的光谱包含5个连续的金属线吸收系统，它们的zabs分别为1.1923、1.7193、1.8873、1.8916和1.9410。该系统在光学上很薄，显示出多条不同金属离子线，电离势位于极紫外（EUV）范围内（1 Ryd至0.2 keV）。对于每一个系统，EUV SED的基本电离场重建的一种特殊的技术，解决光谱学中的逆问题。对于zabs = 1.8916系统，分析还涉及到莱曼系的HeI共振线和HeI 504 A连续谱，这是第一次在除太阳以外的任何宇宙天体中看到。结果从一个系统到另一个系统，电离连续统的SED发生了显著的变化，表明z ~ 2处的星系际电离场至少在Delta_z ~ 0.004的尺度上波动。这与从HeII和HI Lyman-alpha森林测量在红移2和3之间估计的Delta_z ~ 0.01是一致的。
2013-03-05 astro-ph.CO
Synergistic Astrophysics in the Ultraviolet using Active Galactic Nuclei
包括多个科学目标的观测计划将提高NASA下一个紫外/可见光任务的生产力。研究活动星系核（AGN）对于理解黑洞如何吸积物质，如何在宇宙时间中生长，以及如何影响它们的宿主星系具有本质上的重要性。同时，活动星系核明亮的紫外连续谱也是研究星系际介质（IGM）、单个星系的环星系介质（CGM）以及银河系的星际介质（ISM）和晕中前景气体的理想背景光源。一个精心挑选的活动星系核样本可以作为多种光谱研究的观测骨干，包括定量测量活动星系核的外流，它们的吸积盘的结构，以及中心黑洞的质量。
2012-09-14 astro-ph.CO
The thermal history of the intergalactic medium at $3.9 \leq z \leq 4.3$
本文利用 VLT/ESO 的 10 个高分辨率类星体光谱和曲率法，测定了 $3.9 \leq z \leq 4.3$ 星系际介质的温度，发现结果与包含 He II 再电离贡献的热历史一致。
2023-04-11 astro-ph.CO
Bringing Simulation and Observation Together to Better Understand the Intergalactic Medium
在宇宙学模拟中描述物质分布特征的方法与在观测中执行相同任务的方法本质上是不同的。在本文中，我们以一种更合理的方式比较星系际介质（IGM）的模拟和观测。我们提出了一个管道，生成和拟合合成类星体吸收光谱使用视线通过宇宙学模拟，同时识别结构直接分析HI和OVI数密度的变化。我们比较合成的吸收光谱与较少的观测动机，但更直接的密度阈值为基础的方法来寻找吸收剂。我们的工作重点是HI和OVI，以更好地表征温暖/热的星系际介质，IGM的一个子集，这是具有挑战性的，最终确定观测。我们发现，这两种方法跟踪大致相同数量的HI和OVI以上可观察到的列密度限制，但合成光谱通常识别更多的子结构吸收。我们使用这两种方法来表征HI和OVI吸收剂的性能。我们发现，无论是集成和微分柱密度分布从这两种方法一般同意的意见。两种方法的多普勒参数分布相似的Lya和比较合理的观测结果，但虽然这两种方法与OVI系统彼此同意，他们都是系统不同的观测。我们发现OVI重子分数和OVI柱密度之间有很强的相关性。我们还讨论了一种可能的双峰跟踪OVI的气体的温度分布。
2014-07-18 astro-ph.CO
Modeling the Intergalactic Medium during the Epoch of Reionization
观测和理论宇宙学的一个主要目标是观察我们宇宙历史上第一个星系形成的基本上未被探索的时间段，并解释这些测量结果。早期的星系在再电离时期（EoR）通过光电离气体对周围星系际介质（IGM）中的气体产生了巨大的影响。这个时期可能跨越了宇宙时间的一段延长：电离区域在早期星系周围形成并增长，逐渐填充了宇宙体积的越来越大的部分。在某个时候--到目前为止还不确定，但在大爆炸后的第一个十亿年左右--基本上整个宇宙体积都充满了电离气体。IGM的性质提供了关于早期星系群的形成时间和性质的有价值的信息，因此许多研究第一个发光源的方法都是基于对周围星系际气体的测量。在未来十年内，改进IGM和早期星系群再电离时代观测的前景是突出的。基于此，我们回顾了再电离过程中IGM模型的现状。我们专注于几个关键方面的再电离时代的现象和描述：体积平均电离分数的红移演化，电离光子的源和汇的属性，以及模型描述的空间变化的电离分数，紫外辐射场，IGM的温度，和气体密度分布。
2015-11-04 astro-ph.CO
Keeping the Universe ionised: photoheating and the high-redshift clumping factor of the intergalactic gas
维持星系际氢离子化所需的临界恒星形成率密度，主要取决于星系际介质（IGM）中再结合的平均速率。这个速率与聚集因子C = <rho_b^2> / avg（rho_b）^2成正比，其中rho_b和avg（rho_b）分别是局域和宇宙平均重子密度，括号< >表示IGM中重组气体的空间平均值。我们进行了一套宇宙学的光滑粒子流体动力学模拟，包括辐射冷却计算的体积加权聚集因子的IGM在红移z >= 6。我们调查的光电离加热均匀的紫外线背景的影响，并发现，光加热强烈地降低了成团因子的增加压力支持平滑小规模的密度波动。即使是我们对聚集因子C = 6的最保守估计，也比通常用于确定恒星形成星系保持z=6 IGM电离能力的聚集因子小五倍。我们的结果意味着，在z = 6时观测到的恒星形成星系的数量可能足以使IGM保持电离状态，前提是IGM在z >~ 9时被再加热，并且逃离恒星形成区域电离IGM的电离光子的比例大于0.25。
2009-12-21 astro-ph.CO
The Power Spectrum of the Lyman-$α$ Forest at z < 0.5
我们提出了新的测量通量功率谱P（k）的$z<0.5$ HI莱曼- $α$森林跨越尺度k ~ 0.001-0.1 s/km。这些结果是由哈勃太空望远镜上的宇宙起源光谱仪（COS）观测到的65个远紫外类星体光谱（分辨率R~18000）得出的。分析需要仔细掩蔽所有来自HI和银河系星际介质的金属线跃迁的污染、重合吸收和介入吸收体，以及正确处理复杂的COS线扩散函数。根据P（k）测量值，我们估算了z<0.5的星系际介质中HI光电离率（$Γ_{\rm HI}$）。我们的结果证实了大多数以前的$Γ_{\rm HI}$估计。我们的结论是，以前的光子生产不足的危机的关注，现在解决了证明，测量的$Γ_{\rm HI}$可以占紫外线发射类星体单独。在配套文件中，我们将提出的限制$z<0.5$星系际介质的热状态的P（k）测量在这里。
2019-04-09 astro-ph.CO
The low-redshift intergalactic medium as seen in archival legacy Hubble/STIS and FUSE data
我们提出了一个全面的目录紫外HST/STIS和FUSE吸收剂在低红移IGM在z<0.4。该目录从IGM吸收的大量文献中提取，并根据新的HST/COS数据，通过对所有报告的吸收特征进行严格评估，调和了以前目录中的差异。我们报告了746 HI吸收器下降到一个休息框架的等效宽度为12毫埃的最大红移路径长度Δ z =5.38。我们还确认了111 OVI吸收剂，29 CIV吸收剂，和许多吸收功能，由于其他金属离子。我们将吸收体线频率的分布表征为柱密度的函数，即幂律dN/dz \propto N^{-beta}，其中OVI的beta=2.08+-0.12，HI的beta=1.68+-0.03。利用比过去工作更复杂的计算技术，该目录约占43%的重子：24+-2%在光电离Ly-alpha森林中，19+-2%在WHIM中，由OVI追踪。我们讨论了各种假设的金属丰度和电离态对这些计算的大系统的影响，并在我们的估计中实现了最近的模拟结果。
2012-04-16 astro-ph.CO
Giant Radio Galaxies: I. Intergalactic Barometers
我们提出了新的宽带无线电观测与澳大利亚望远镜紧凑阵列的12个巨型射电星系的样本。无线电观测是一项更大的无线电光学研究的一部分，旨在将无线电结构与大尺度的环境介质联系起来。这些天体的投影线性尺寸大于0.7 Mpc，是研究温热星系际介质（WHIM）的理想候选者。样本中的源的尺寸范围为0.8 Mpc至3.2 Mpc，2.1 GHz时的总功率为1.2*10^24 W Hz ^-1至4.0*10^26 W Hz^-1。红移被限制在z<0.15，以允许使用英澳望远镜上的AAOmega摄谱仪对宿主和邻近星系进行光谱观测。我们通过均分参数从射电观测中推导出波瓣能量密度。在巨型射电源的叶瓣中推断出的压力范围为1.1*10^-15 ~ 2.0*10^-14 Pa（80 ~ 1500 cm^-3 K），低于先前通过X射线观测致密暗条推断出的压力。与超大型模拟（OWLS）的比较表明，与射电瓣压力平衡的WHIM的温度超过~10^6.5 K，或者粒子过密度在50 ~ 500之间。这项研究突出了下一代调查的能力，如宇宙进化图（EMU）调查与澳大利亚平方公里阵列探路者（ASKAP），研究在较低的表面亮度巨大的射电源的人口，从而区分模型的星系际介质的宇宙学演化和宇宙学流体动力学模拟的有效性。
2013-03-20 astro-ph.CO
The Equation of State of the Intergalactic Medium After Hydrogen Reionization
本文用解析模型研究了非均匀氢再电离对星系际介质温度分布的影响。在这个过程中，每个电离光子的剩余能量以热的形式沉积在IGM中，使其温度升高到20，000 - 30，000 K;随后宇宙的膨胀使气体冷却。由于再电离最有可能从高密度到低密度进行，低密度的空隙最后电离，冷却时间更短，并且在再电离完成后（“反转”状态方程）比平均密度气体（平均）更温暖。从这个初始状态开始，低密度气体迅速冷却，最终回到更正常的状态方程。快速变化的温度在z~6处的电离背景的测量中引入了系统不确定性。例如，后期再电离意味着快速冷却，因此电离背景在z ~5-6处的演化速度必须比通常声称的更快。这种简并性很难解开，因为莱曼-α森林只探测了一个很窄的密度范围（在这个范围内气体几乎是等温的）。然而，更高的莱曼系列转换探测更宽的密度范围，采样不同的有效温度，并提供了一种新的方法来测量IGM状态方程，应该在接近饱和吸收排除其他方法的情况下工作。这将有助于将温度演化与电离背景演化分开。虽然需要更详细的研究与流体动力学模拟，我们表明，这样的测量可能区分早期和晚期再电离使用只有少数的视线。
2009-01-13 astro-ph.CO
The Sources of Extreme Ultraviolet and Soft X-ray Backgrounds
极紫外线（EUV）和软X射线的辐射提供了失踪重子的位置，恒星反馈过程中的能量学以及宇宙浓缩历史的线索。此外，极紫外和软X射线光子有助于确定大多数星系际和环星系金属的电离状态，从而影响宇宙气体冷却的速率。不幸的是，由于银河系的吸收，这个波段极难观测到。在本文中，我们模型的贡献，各种来源的宇宙EUV和软X射线背景。我们将（1）类星体、（2）X射线双星、（3）热星际气体、（4）环星系气体、（5）维里化气体和（6）超软源的贡献放在一起，开发出使用经验和理论输入外推到这些波段的模型。虽然类星体传统上被认为是主导这些背景，我们讨论的实质性的不确定性，在他们的贡献。此外，我们发现热的晕内气体可能会在低红移时发射出O（1）部分的辐射，而星际和环星系发射可能会在所有红移时对这些背景贡献百分之几十。我们估计角平均背景强度的不确定性对环星系和星系际金属吸收线的电离修正的影响约为0.3-1 dex，并且我们表明，只有在类银河系的r_prox = 10-100 kpc时，局部辐射才能与宇宙背景辐射相媲美。
2019-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
An intergalactic medium temperature from a giant radio galaxy
温热的星系际介质（温热的IGM，或WHIM）遍布宇宙网的细丝，并拥有宇宙中一半的重子。WHIM的热力学性质是出了名的难以测量。本文用一种新的方法估算了星系群WHIM的边界温度.特别是，我们使用了由NGC 6185创建的巨型射电星系（巨型RG或GRG）的射电图像，NGC 6185是一个巨大的附近螺旋。我们用贝叶斯三维叶模型分析了这个非凡的物体，并推导出均分压力$P_\mathrm{eq} = 6 \cdot 10^{-16}\ \mathrm{Pa}$ --这是迄今为止在RG中发现的最低压力。使用Fanaroff-Riley II RG的基于X射线的统计转换，我们找到了真实的叶压$P = 1.5\substack{+1.7\\-0.4}\cdot 10^{-15}\ \mathrm{Pa}$。宇宙网的重建、群目录和MHD模拟进一步暗示了$\mathrm{Mpc}$尺度的IGM密度$1 + δ_\mathrm{IGM} = 40\substack{+30\\-10}$ .逆时针上升的叶片在其内侧被IGM挤压，在那里IGM和叶片压力之间出现近似平衡：$P_\mathrm{IGM} \approx P$。然后，理想气体定律提出了在维里半径处的IGM温度$T_\mathrm{IGM} = 11\substack{+12\\-5} \cdot 10^6\ \mathrm{K}$，或$k_\ma…
2022-10-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The igmspec Database of Public Spectra Probing the Intergalactic Medium
我们描述了igmspec的v02，这是一个探测星系际介质（IGM）的紫外、光学和近红外光谱数据库。这个数据库是specdb github组织的specdb存储库的一个子系统，包括403277个独特的来源和434686个来自世界上最大的天文台的光谱。所有这些数据都分布在一个约25 GB的HDF5文件中，该文件由加州大学天文台和加州大学圣克鲁斯分校维护。specdb软件包包括用于搜索源目录和光谱数据集的Python脚本和模块，以及用于光谱分析的linetools软件包的软件链接。该存储库还包括用于生成符合国际虚拟天文台联盟（IVOA）协议的私有光谱数据集的软件，以及用于IVOA简单光谱访问查询的基于Python的接口。未来版本的igmspec将吸收其他来源（如伽马射线暴余辉）和其他调查，因为他们成为公开可用。总体目标是包括有效探测IGM的每个频谱。specdb未来的数据库可能包括公开可用的星系光谱（exgalspec）和已发表的超新星光谱（snspec）。鼓励社区在github上加入这项工作：https://github.com/specdb
2017-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
