XMM-{\em Newton} and FUSE Tentative Evidence for a WHIM filament along the Line of Sight to PKS~0558-504
我们提出了一个可能的OVIII X射线吸收线在$z=0.117 \pm 0.001$，如果得到证实，将是第一个与广泛的HI Ly $β$（BLB：FWHM= $160^{+50}_{-30}$ km s $^{-1}$）吸收。这个吸收体沿着视线指向附近的（$z=0.1372$）塞弗特1星系PKS~0558-504，与WHIM灯丝一致。在PKS~0558-504的两个独立的XMM-牛顿光谱（长的$\sim 600$ ks来宾观察值和较短的$\sim 300$ ks总校准观察值）中检测到X射线吸收剂，合并的单线统计显著性为2.8 $σ$（两个光谱中分别为2.7 $σ$和1.2 $σ$）。当与我们的自洽混合光电离WHIM模型拟合时，组合的XMM-{ \em Newton}光谱与OVIII K $α$在$z=(0.117 \pm 0.001)$处的存在一致。该模型给出了最佳拟合温度和吸附剂的等效H柱密度$T=6.56_{-0.17}^{+0.19}$ K和logN $_H=(21.5 \pm 0.3) (Z/Z_{0.01\odot})^{-1}$ cm $^{-2}$。通过在PKS~0558-504的档案FUSE光谱中检测到宽的和复杂的HI Ly $β$吸收，增加了该单个X射线检测的统计显著性，其红移$z=0.1183 \pm 0.0001$与X射线吸收体的最佳拟合红移一致。该细胞系的单…
2010-04-12 astro-ph.CO
Hot WHIM counterparts of FUV OVI absorbers: Evidence in the line-of-sight towards quasar 3C 273
我们探索了类星体3C 273的高光谱分辨率X射线数据，以寻找与两个已建立的星系际FUV OVI吸收体共存的热（$\sim10^{6-7}$ K）X射线吸收气体的信号。我们分析了所有XMM-牛顿和钱德拉仪器的软X射线波段光栅数据，以寻找在FUV预测红移处的热相吸收线。潜在的线检测的可行性研究通过采用物理合理的吸收模型的约束。WHIM假说的研究与互补的3D星系分布分析，并通过比较的测量结果的WHIM属性在EAGLE宇宙学，流体动力学模拟。在FUV红移z=0.09017处，我们测量了两个热离子物种OVIII和NeIX的信号，具有$3.9σ$组合显著性水平。综合考虑所有仪器中的线特征并假设吸收气体的碰撞平衡，我们能够约束吸收体的温度（$kT=0.26\pm0.03$ keV）和柱密度（$N_H\times{Z_\odot/Z}=1.3_{-0.5}^{+0.6}\times10^{19}$ cm $^{-2}$）。热分析表明，FUV和X射线吸收涉及到不同的阶段，估计的温度$T_{FUV}\approx3\times10^5$和$T_{X-ray}\approx3\times10^6$ K，这与EAGLE预测WHIM在FUV/X射线测量$N_{ion}$ -范围。我们探测到一个大尺度的星系细丝在吸收的红移处穿过视线，将吸收与这个结构联系起来。这项研究提供了深入了解共存的温暖和热的气体在WHI…
2019-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Finding and characterising WHIM structures using the luminosity density method
我们发展了一种新的方法来处理重子失踪问题。我们假设，失踪的重子居住在一种形式的温暖热星系际介质，即WHIM。我们的方法包括：（a）探测星系空间分布中的相干大尺度结构，它跟踪宇宙网，在流体动力学模拟中与WHIM相关联，（b）将其光度映射到星系光度密度场，（c）使用数值模拟将光度密度与WHIM的密度联系起来，（d）将此关系应用于实际数据，以史隆数位巡天及2dF红移巡天观测到的星系光度追踪WHIM。在我们的应用程序中，我们发现的WHIM沿视线的雕塑家墙的证据，在红移与最近报道的X射线吸收线检测一致。我们的间接WHIM检测技术补充了基于特征X射线吸收线检测的标准方法，表明星系光度密度是WHIM的可靠路标。出于这个原因，我们的方法可以应用于当前的星系调查，以优化观测策略，检测和研究WHIM及其属性。我们估计的WHIM氢柱密度在雕塑同意通过X射线分析得到的。由于额外的柱密度估计，我们的方法有可能改善的约束的物理参数的WHIM与X射线吸收推导，从而提高了对失踪的重子问题的理解。
2014-10-06 astro-ph.CO
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
Confirmation of X-Ray Absorption by WHIM in the Sculptor Wall
在以前的论文中，我们报告了一个3-sigma检测的吸收线从温暖-热星系际介质（WHIM）使用的钱德拉和XMM X射线光栅光谱的耀变体H2356-309，其视线拦截的雕塑壁，一个大规模的星系超结构在z ~ 0.03。为了验证我们的初始检测，我们获得了H2356-309的深度（500 ks）后续曝光，作为第10周期钱德拉大型项目计划的一部分。从周期10和以前的（周期8）钱德拉光栅数据的联合分析，我们检测到红移OVII WHIM线在3.4西格玛的显着水平，一个显着的改善，在1.7西格玛水平以前报告时，只使用周期8的数据。当现有的XMM光栅数据被包括在分析中时，显著性增加到4.0-sigma，从而以更高的显著性确认了在Sculptor Wall的红移处存在具有28.5+/-10.5 mA的等效宽度的线（90%置信度）。我们得到OVII柱密度的90%下限为0.8 × 10^16 cm^-2，多普勒b参数的90%上限为460 km/s。假设吸收体均匀地分布在blazar视线中约15 Mpc的部分，该部分与玉夫座壁相交，那么OVII柱的密度约为2 × 10^16 cm^-2（对应于b > 150 km/s，其中推断的柱密度仅弱依赖于b），并且氧丰度为0.1太阳能，我们估计WHIM的重子过密度约为30，这与宇宙学模拟预测的WHIM质量分数的峰值一致。清晰的OVII吸收在雕塑家墙的检测表明，使用目前…
2010-03-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
Detection of the Missing Baryons toward the Sightline of H1821+643
基于大爆炸核合成和宇宙微波背景的约束，高红移宇宙的重子含量可以精确确定。然而，在低红移，大约三分之一的重子仍然下落不明，这就造成了长期存在的重子失踪问题。失踪的重子被认为存在于以温热星系际介质（WHIM）形式存在的大尺度细丝中。在这项工作中，我们采用了一种新的堆叠方法来探索WHIM的热相。具体来说，我们利用470千克拉钱德拉LETG数据的发光类星体，H1821+643，随着以前的测量紫外线吸收线系统和光谱红移测量星系对类星体的视线。我们重复地蓝移和叠加类星体的X射线光谱，对应于17个吸收线系统的红移。因此，我们获得了堆叠光谱与$8.0$ Ms总曝光，这使我们能够探测X射线吸收线具有无与伦比的灵敏度。基于堆叠的数据，我们检测到OVII吸收线，其表现出高斯线轮廓并且在$3.3 σ$水平上具有统计学显著性。由于紫外线吸收线系统的红移是已知的先验，这是第一个明确的检测X射线吸收线起源于WHIM。OVII线的等效宽度为$(4.1\pm1.3) \ \mathrm{mÅ}$，其对应于$(1.4\pm0.4)\times10^{15} \ \mathrm{cm^{-2}}$的OVII柱密度。我们将吸收气体约束为对于单个WHIM灯丝具有$n_{\rm H} = (1-2)\times10^{-6} \ \rm{cm^{-3}}$的密度。我们推导出$Ω_{\rm b} \rm(O\,VII) = (…
2018-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
A possible Chandra and Hubble Space Telescope detection of extragalactic WHIM towards PG 1116+215
我们已经分析了Chandra LETG和XMM-Newton RGS光谱朝向z=0.177的类星体PG 1116+215，HST探测到的几条OVI和HI宽莱曼-α吸收线可能与温暖-热的星系际介质有关，这条视线特别有趣。我们进行了搜索的共振K-α吸收线从OVII和OVIII的红移检测到的远紫外线。我们在Chandra光谱中检测到吸收线，置信水平为5.2 sigma，波长对应于OVIII K-α，z=0.0911+-0.0004+-0.0005（统计后有系统误差）。这个红移在z=0.09279+-0.00005的b=130 km/s的HI宽莱曼α的3 sigma内。我们还分析了PG 1116+215的可用XMM-牛顿RGS数据。不幸的是，XMM-牛顿数据不适合研究这条线，因为在感兴趣的波长的仪器功能。在相同的红移，钱德拉和XMM-牛顿光谱具有OVII K-α吸收线功能的显着性分别为1.5西格玛和1.8西格玛。我们还分析了现有的SDSS光谱星系巡天数据对PG 1116+215的红移范围内的利益。我们发现了与PG 1116+215视线相交的星系细丝的证据，以及可能拥有WHIM的其他星系结构。HST、Chandra、XMM-Newton和SDSS数据的组合表明，我们很可能在z=0.091-0.093处检测到朝向PG 1116+215的多温度WHIM。
2016-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Missing baryons traced by the galaxy luminosity density in the large-scale WHIM filaments
我们提出了一个新的方法来解决失踪重子问题。基于普遍的假设，即失踪的重子是在温暖的热星系际介质（WHIM）的形式，我们进一步假设在这里，星系光度密度可以作为一个示踪剂的WHIM。后一种假设得到了我们在Cui等人（2012）的流体动力学模拟中发现的WHIM密度和星系光度密度之间的显着相关性的支持。我们进一步发现，在WHIM阶段的气体质量的分数是实质上（由$\sim$ 1.6的一个因素）更高的大尺度银河丝，即$\sim$ 70\%，相比之下，在整个模拟体积的平均值$\sim$ 0.1\，Gpc $^3$。WHIM超密度与星系暗条内星系光度超密度之间的关系符合线性关系：$δ_{\rm whim}\,=\,0.7\,\pm\,0.1\,\times\,δ_\mathrm{LD}^{0.9 \pm 0.2}$。我们将我们的程序应用于blazar H2356-309的视线，并在雕塑家墙的对应中找到了WHIM的证据（z $\sim$ 0.03且$\log{N_H}$ = $19.9^{+0.1}_{-0.3}$）和双鱼座-鲸鱼座超星系团（z $\sim$ 0.06且$\log{N_H}$ = $19.7^{+0.2}_{-0.3}$），与Fang等人（2010）和Zappacosta等人（2010）确定和研究的X射线吸收体的红移和柱密度一致。这一协议表明，星系光度密度和银河丝是可靠的路标WHIM和…
2015-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Pinpointing the cosmic web between massive galaxy clusters I. The incidence of HI and OVI as WHIM tracers
Pontificia Universidad Católica de Valparaíso（智利天主教瓦帕莱索大学）；Universidad Técnica Federico Santa María（费德里科·圣塔玛丽亚理工大学）；Leibniz-Institut for Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿基米德天体物理研究所）；The University of Tokyo（东京大学）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Washington（华盛顿大学）；CONICET-Universidad Nacional de Córdoba（阿根廷国家科学研究委员会-科尔多瓦国立大学）
该研究通过HST/COS的远紫外吸收光谱，分析连接大质量星系团的宇宙网纤维附近HI、OVI等WHIM示踪物的发生率，发现其超额与覆盖分数显著高于冷气体示踪物，为探测星系团间纤维的WHIM提供了潜在信号。
2026-10-09 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
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
Discovery of a large-scale galaxy filament near a candidate intergalactic X-ray absorption system
我们提出了一个分析的大尺度星系分布在两个可能的温暖，热星系际介质（WHIM）吸收系统沿Markarian 421视线报告。利用斯隆数字巡天，我们发现了一个突出的星系细丝的红移z=0.027的X射线吸收线系统。细丝的宽度为3.2 Mpc，长度至少为20 Mpc，与宇宙学模拟中看到的WHIM细丝的尺寸相当。没有个别星系落在投影的350千秒差距之内，因此这种吸收不太可能与星系晕或外流中的气体有关。在z=0.011的相同钱德拉光谱中报道了另一个较低显著性的X射线吸收系统，但其附近的大尺度结构要弱得多，可能是虚假的排列。通过在140个随机平滑的SDSS场中寻找类似的星系结构，我们估计z=0.027的双星系-暗条排列偶然发生的概率为5-10%。如果这两个系统确实在物理上有联系，这将是已知的第一个大规模星系结构和X射线WHIM探测之间的巧合。
2010-10-15 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
Absorption studies of the most diffuse gas in the Large Scale Structure
随着宇宙的演化，它形成了一个物质结构的网络。这个宇宙网充满了气体，最弥散的气体位于星系际区域。在低红移时，气体主要是温暖的，它最好的示踪剂之一是X射线吸收背景类星体的视线。在这一章中，我们介绍了温暖-热星系际介质（WHIM）形成的理论背景，并从宇宙学流体动力学模拟中介绍了WHIM的物理性质。我们讨论了用X射线吸收线探测WHIM的可行性，具有高分辨率和高信噪比的光谱。我们提出了详细的讨论的观测技术，包括WHIM电离平衡，可观察的线，生长曲线，和诊断使用的X射线线。我们目前的努力，检测WHIM与光栅上的钱德拉和XMM-牛顿天文台。我们讨论了文献中报道的WHIM检测的临界性，其中强大的检测可能来自介入星系的环星系介质，或组内介质，而不是真正的星系际介质中的扩散气体。在低红移的大尺度结构中，对最弥散的气体的安全探测可能要等到下一代X射线望远镜。本章最后将讨论未来携带色散和非色散光谱仪的任务。我们提出了线可探测性以及WHIM系统的数量，可以检测到未来的任务的优值参数。这些将定义我们解释失踪的低红移重子的能力，并理解宇宙在其生命的一半以上的演化。
2022-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Warm-hot gas in groups and galaxies toward H2356-309
本文详细分析了类星体H2356-309光谱中三个X射线吸收线系统周围的星系和星系群分布。先前的研究将这些吸收体与已知的大规模星系结构（即，壁和细丝）沿着视线。这样的吸收线通常跟踪10^{5-7} K气体，可能是难以捉摸的温暖-热星系际介质（WHIM）的证据，该介质被认为是大部分低红移“失踪重子”的藏身之处;或者，它们可能与单个星系或细丝中的星系群有关。在这里，我们结合现有的星系调查数据与新的，多对象麦哲伦光谱研究每个吸收器附近的详细星系分布。所有这三个吸收系统都在附近星系和/或星系团的投射维里半径内，因此可能出现在这些维里化结构中，而不是（或除了）WHIM。然而，我们发现没有额外的星系附近的第四个“空”吸收最近发现的光谱，这表明该系统可能确实跟踪气体与任何个人的晕。虽然已知系统的数量仍然很少，但空间巧合表明，一些X射线吸收体位于星系和/或星系群环境中，尽管其他人仍然可以追踪模拟预测的大规模非线性WHIM气体。
2012-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic metal invaders: Intergalactic OVII as a tracer of the warm-hot intergalactic medium within cosmic filaments in the EAGLE simulation
目前对热（log T（K）> 5.5）的温热星系际介质（WHIM）的观测状况还不完全。虽然最近通过堆叠大量宇宙网细丝进行的观测已经产生了统计学意义上的探测结果，但对单个物体的直接测量仍然很少。由于缺乏这样的样本，目前无法对由热WHIM组成的宇宙重子内容进行强有力的分析，这可能有助于解决宇宙学上的重子缺失问题。为了改进对失踪重子的搜索，我们使用了EAGLE模拟。我们的目标是了解宇宙网络中高度电离金属的富集和分布。我们检测到的细丝，通过应用Bisous形式主义的模拟星系，其特征在于空间分布以及质量和体积分数的辅助氧和OVII。然后，我们构建了OVII柱密度图，并用Athena X-IFU确定其可检测性。然而，氧气和OVII数密度下降迅速超过维里半径的晕，低于可检测的水平在700千秒差距。因此，只有约1%的长丝体积以可检测的密度填充有OVII。OVII的这种非均匀分布使其用于追踪丢失的重子变得复杂。相反，OVII在光环周围形成狭窄的信封。这种局部性质导致在SDSS灯丝目录中使用Athena X-IFU检测星系际OVII的机会很低（每视线10-20%）。对于来自4 MOST调查的未来长丝样品，机会增加到约50%的水平。尽管如此，根据EAGLE的结果，这不足以最终解决重子缺失的问题，因为它将被限制在晕维里半径的几倍。幸运的是，在热WHIM中，晕周围的体积是密集的，追踪它可以将仍然缺失的重子的…
2023-01-18 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
Improvement of cosmological constraints with the cross correlation between line-of-sight optical galaxy and FRB dispersion measure
快速射电暴（以下简称FRB）可以通过研究色散测度（以下简称DM）作为红移的函数而用于宇宙学。物质分布的大尺度结构被认为是这种应用的主要误差预算。使用光学星系和色散测量模拟建立从N体模拟，我们已经表明，星系数密度可以作为一个示踪剂的大规模电子密度，并有助于提高测量DM作为一个函数的红移。我们已经证明，使用给定的定域FRB源周围1'内的视线星系数计数可以帮助改善宇宙学参数约束超过20%。
2022-05-08 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
Dust properties along anomalous extinction sightlines. II. Studying extinction curves with dust models
我们银河系中绝大多数的消光视线都遵循一个简单的关系，这个关系取决于一个参数，即总消光系数与选择性消光系数Rv。不同的Rv值能够在不同的环境中匹配整个消光曲线，从而表征正常的消光曲线。本文分析了60多条紫外线偏离最佳单参数曲线的曲线。这些曲线与灰尘模型相拟合，以揭示颗粒的性质，影响它们的过程及其与环境特征的关系。消光曲线模型估计以下最近的处方能够描述一个参数曲线的Rv值从3.1到5.5的粒度分布。这样的模型，在这里向下扩展到Rv=2.0，使我们能够比较我们的偏离曲线与自洽框架中的正常曲线相同的结果属性，从而克服建模的不确定性恢复相对趋势。这些曲线代表了迄今为止使用尘埃模型研究的更大且均匀的异常曲线样本。结果表明，紫外线偏差是由大量的小颗粒比预测的视线消光只取决于一个参数。此外，异常曲线的尘气比低于相同的值没有偏离视线。冲击和颗粒与颗粒的碰撞都应该破坏尘埃颗粒，从而减少被困在颗粒中的尘埃量，并改变尘埃的粒度分布，从而增加小颗粒与大颗粒的粒度比。因此，消光性能的推导应出现沿视线冲击和高速流扰动的物理状态的星际介质生活的尘埃属性上的签名。（节录本）
2010-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The first measurement of temperature standard deviation along the line-of-sight in galaxy clusters
根据标准的宇宙学假设，星系团主要是由较小的结构合并而成的。当子结构的质量大于星系团质量的10%时，合并星系团中团内介质的温度分布变得不均匀。各种方法已被用来获得的ICM的二维投影温度分布。然而，没有研究通过星团的视线温度分布的方法。在本文中，我们提出了第一次测量的温度标准偏差沿视线，作为一个参考案例的多频SZ测量的子弹集群。我们发现子弹星系团的温度标准偏差很高，为（10.6 ± 3.8）keV。这一结果表明子弹星系团内的温度沿视线方向的分布具有很强的不均匀性，为深入研究星系团提供了一种新的方法。
2012-07-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Interlopers speak out: studying the dark universe using small-scale lensing anisotropies
强透镜系统是小尺度上暗物质分布的有力探测器。在本文中，我们表明，视线之间的源和观察者的晕引起一个明显的各向异性签名的两点函数的有效透镜偏转场。我们特别表明，视线晕和主透镜平面之间的非线性耦合的印记特征四极矩的两点函数，其振幅反映了这种晕内的强透镜场的丰度。我们讨论了如何，通过采取不同的多极矩的比率，这样的可观的质量片变换下可以鲁棒。我们还表明，未来的超大型望远镜有能力检测四极矩由于这种独特的各向异性签名在理想条件下。我们的方法打开了一扇大门，统计上区分视线晕的影响，从主透镜子结构的透镜图像，从而允许一个探测暗物质物理学的一种新的方式。
2022-12-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Neural posterior estimation of the line-of-sight and subhalo populations in galaxy-scale strong lensing systems
University of Minnesota（明尼苏达大学）；University of New Mexico（新墨西哥大学）；University of Chicago（芝加哥大学）
本研究探讨神经密度估计器能否从强引力透镜图像中识别暗物质次亚结构和视线上方晕的各向异性特征。
2025-11-21 astro-ph.CO
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
Line-of-sight statistical methods for turbulent medium: VCS for emission and absorption lines
我们提出了一个概述的速度坐标谱（速度坐标谱），一种新的技术，用于研究天体物理湍流，利用多普勒展宽谱线的视线统计。我们认为检索的湍流光谱从发射强度观测的高和低的空间分辨率，并发现，即使当发射湍流体积不空间分辨的湍流允许一个研究。这为使用该技术进行河外研究开辟了有趣的前景。如果使用光学深度而不是强度，则针对光谱发射线开发的方法也适用于吸收线。点源光谱中吸收线的消除得益于有效的窄波束，并且不需要通过采样方向来密集天空覆盖。即使是强饱和的吸收线仍然携带着关于小尺度湍流的信息，尽管仅限于线的翅膀。结合不同的吸收线，人们可以开发出星际气体中湍流的复杂性断层摄影。
2009-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Searching for the shadows of giants: characterising protoclusters with line of sight Lyman-α absorption
我们使用来自Sherwood、EAGLE和Illustris项目的最先进的流体力学模拟来检查在$z\simeq 2.4$处的Ly- $α$吸收中观察到的$M_{\rm z=0}\simeq 10^{14}M_{\odot}$原簇的签名。我们发现，有一个弱的相关性之间的质量过密度，$δ_{\rm m}$，和Ly- $α$有效光学深度相对于平均值，$δ_{τ_\textrm{eff}}$，平均超过$15~h^{-1}\rm\,cMpc$尺度，虽然在$δ_{\rm m}$ - $δ_{τ_\textrm{eff}}$平面的散射意味着它是不可能唯一地确定大规模的过密度与强的Ly- $α$吸收。虽然所有的原星团都与大规模的质量超密度有关，但通过$\sim 10^{6}$ $\rm cMpc^{3}$体积中的原星团的大多数视线探测到低柱密度的Ly- $α$森林。穿过原星系团的一小部分视线在$15h^{-1}\rm\,cMpc$尺度上表现出连贯的、强的Ly-$α$吸收，尽管这些对应于大范围的质量过密度。假设用带有阻尼翼的Ly-$α$吸收器完全清除了污染物，那么在剩余的视线中，有一半以上的$δ_{τ_{\rm eff}}>3.5$追踪到原团。此外，可以识别仅选择原簇的依赖于模型的$δ_{τ_{\rm eff}}$阈值。然而，这样的区域是罕见的：排除阻尼系统引起的吸收，通过原星系团的视线中只有不到0…
2019-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Origins Spectrograph and FUSE Observations of T ~ 10^5 K Gas In A Nearby Galaxy Filament
我们提出了一个广泛的Ly-alpha吸收体（BLA）与匹配的O-VI线在附近的宇宙中的检测。在使用宇宙起源摄谱仪获得的Mrk 290的高S/N光谱中，在z = 0.01028处检测到BLA。Ly-alpha吸收有两个分量，b（HI）= 55 +/- 1 km/s和b（HI）= 33 +/- 1 km/s，速度相差约115 km/s。由FUSE在z = 0.01027处检测到的O VI具有b（OVI）= 29 +/- 3 km/s，并且在运动学上与更广泛的HI分量很好地对准。BLA和OVI的不同线宽表明吸收体中的温度为T = 1.4 × 10^5 K。观察到的线强度比和线宽有利于电离的情况下，离子-电子碰撞和紫外光子有助于在气体中的电离。这样的模型需要-1.7 dex的低金属丰度，log U ~-1.4的电离参数，N（H）~ 4 x 10^19 cm^-2的大氢柱密度和400 kpc的路径长度。Mrk 290的视线在吸收体的红移处截取，吸收体是一个在天空中延伸超过20度的百万秒差距尺度的连续结构，有几个明亮的星系分布在距离吸收体1.5 Mpc的投影距离内。在这个吸收器中的碰撞电离气体可能是追踪冲击加热的气体结构，与一些不同的起源场景相一致，包括星系细丝中WHIM的过密区域或细丝中一个星系的扩展晕中的高度电离气体。一般来说，含金属的BLA为研究星系晕和星系际介质中的T ~ 10^5 -…
2010-08-17 astro-ph.CO
Line-of-sight shear in SLACS strong lenses II: validation tests with an extended sample
University of Cambridge（剑桥大学）；Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（剑桥大学卡弗里宇宙学研究所）；Laboratoire Univers et Particules de Montpellier, CNRS & Université de Montpellier（蒙彼利埃大学与法国国家科学研究中心宇宙与粒子物理实验室）；University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Independent University, Bangladesh（孟加拉独立大学）
研究强引力透镜视线切变，通过扩展样本建模45个透镜，得出平均切变大小为0.11±0.024，发现部分透镜切变大小意外大，且透镜和源红移等因素与切变无显著相关性。
2026-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Studying dark gaps in Ly-$α$ forest transmission with large reionization simulations
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Institute for Theoretical Physics, Heidelberg University（海德堡大学理论物理研究所）
通过大体积模拟研究Ly-α森林暗隙分布，探讨再电离末期宇宙介质的物理条件，发现稍晚的再电离结束情景与观测数据最吻合。
2026-05-09 astro-ph.CO
Suzaku Observations of the Cluster Outskirts and Intercluster Filament in the Triple Merger Cluster Abell 98
本文介绍了Abell 98（A98）三重星系团系统和星系团间暗条的朱雀观测结果。这三个子星系团预计将沿着一条大尺度的宇宙细丝分布。与部分方位角覆盖的最北的集群，我们发现，推断的熵配置文件，这个相对较低的质量集群（$kT \approx 2.8$千电子伏）坚持从自相似的纯引力坍缩模型的维里半径的区域的预期。有证据表明，$r_{200}$以外的扩展结构，沿合并轴向最北集群的北部，与预期的温暖-热的银河系间介质（WHIM; $kT = 0.11_{-0.02}^{+0.01}$ keV，$n_e = {7.6 \times 10^{-5}}^{+3.6 \times 10^{-5}}_{-3.6 \times 10^{-5}}$ ~cm $^{-3}$）的性质一致。在远离合并轴的相同半径区域没有检测到这样的发射，这与这个三重系统的合并轴沿着大尺度宇宙细丝的预期一致。在A98 N和A98 S之间的桥区，有证据表明在$2.2σ$水平上有额外的发射，以及冷气体（$kT \sim 1$ keV）的试探性探测。这个星系团间暗条的熵分布表明，A98系统很可能更接近天空平面，而不是沿着视线排列。该系统北部以及A98 N和A98 S之间的结构表明这些星系团与一个至少跨越4 Mpc的更大规模结构相连。
2022-06-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Anisotropic strong lensing as a probe of dark matter self-interactions
本研究利用强透镜中视线晕产生的偶宇称与奇宇称四极矩，区分视线晕和子结构，并探测暗物质自相互作用截面的强度及速度依赖性。
2023-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The first direct imaging of the silhouette of a damped Lyman $α$ system along the line-of-sight to a background galaxy
利用凯克宇宙网成像仪对背景星系视线方向上的阻尼莱曼α吸收体进行首次剪影成像，验证了用延展源研究其形态的方法，并揭示其内部结构及周围环境。
2025-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Chandra view of the clumpy reflector at the heart of the Circinus galaxy
我们提出了一个光谱和成像分析的X射线反射结构的圆规星系的心脏，调查周围的中央黑洞的最里面的区域。通过研究一个档案200 ks钱德拉ACIS-S的观测，我们能够成像的扩展clusified结构负责的初级辐射和中性铁Ka线发射的冷反射。我们测量了铁Ka线的等效宽度的过剩，它遵循围绕核的轴对称几何在100 pc尺度上。从不同区域提取的光谱证实了一种情况，其中占主导地位的机制是康普顿厚气体的核辐射的反射。铁Ka发射线的等效宽度的显着差异（高达2倍）被发现。有人认为，这些差异是由于不同的散射角相对于视线，而不是不同的铁丰度。
2013-09-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Studying the Multi-frequency Angular Power Spectrum of the Cosmic Dawn 21-cm Signal
本文利用多情景模拟研究宇宙黎明物理过程对21-cm MAPS的影响，并预测HERA、NenuFAR和SKA-Low在噪声与宇宙方差限制下的测量精度。
2023-04-13 astro-ph.CO astro-ph.IM
The PICO-Cluster Project: presenting the galaxy cluster sample and studying magnetic field growth, Faraday rotation and Braginskii heating
Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（尼尔斯·玻尔学院，哥本哈根大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Max-Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理研究所）
通过高分辨率宇宙学 zoom-in 模拟，研究大质量星系团中的等离子体物理，包括磁场增长、法拉第旋转和 Braginskii 粘性加热，发现小尺度发电机饱和后磁能在数值上收敛，法拉第旋转测量剖面随半径下降，且 Braginskii 加热率在团簇外围接近辐射冷却率。
2026-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The MUSE-Wide survey: Detection of a clustering signal from Lyman-α-emitters at 3<z<6
我们提出了一个聚类分析的样品238赖氨酸{ $α$ }-发射器在红移3<z<6从博物馆范围的调查。这项调查镶嵌河外遗留领域与1h MUSE指向检测统计相关的样本发射线星系。我们分析了第一年的观察，从博物馆范围内利用聚类信号的视线方向。这种方法依赖于在固定的横向距离上比较接近的红移处的对计数，从而利用了我们的样本所覆盖的红移范围的全部潜力。检测到相关长度为r 0 = 2.9（+1.0/-1.1）Mpc（共动）的清晰聚类信号。虽然这一结果仅基于整个调查规模的四分之一，但它已经显示了MUSE有效观察和研究Ly{ $α$ }发射体聚类的巨大潜力。
2017-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
