X-ray gaseous emission in the galaxy M82
Piero Ranalli, Andrea Comastri, Livia Origlia, Roberto Maiolino
本文总结了M82深X射线观测的主要结果：空间相关的化学丰度，气体的温度结构，光谱中的电荷交换发射线。我们还提出了一个更新的化学双折射，基于更精细的提取光谱。
The main results from a deep X-ray observation of M82 are summarised: spatially-dependent chemical abundances, temperature structure of the gas, charge-exchange emission lines in the spectrum. We also present an update of the chemical bundances, based on a more refined extraction of spectra.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
继续探索
Disentangling the circumnuclear environs of Centaurus A: Gaseous Spiral Arms in a Giant Elliptical Galaxy
利用亚毫米波阵列（SMA）对最近的巨型椭圆星系NGC 5128（半人马座A）的中心3弧分（3 kpc）进行的高分辨率12 CO（2-1）观测，我们报道了最近形成的气体和尘埃盘中螺旋臂的存在。这提供了证据表明，如果有足够的冷气体存在，螺旋状的特征可以在椭圆星系中发展。我们阐明了分子气体在该区域的分布和运动学的分辨率为4.4 × 1.9（80 pc × 40 pc）。旋臂从环核气体以200秒差距的半径延伸到至少1千秒差距。旋臂的一般性质与旋涡星系相似：它们是拖尾的，宽度为\sim 500 \pm 200 pc，俯仰角为20度。根据对富HI星系合并发生时间的独立估计，我们推断旋臂的形成发生在小于\sim 10 ^8年的时间尺度上。螺旋臂的形成增加了气体密度，从而在盘形成的早期阶段提高了恒星形成的效率。
Prominent spiral arms in the gaseous outer galaxy disks
内容：几个旋涡星系，如NGC 6946的例子所展示的那样，在它们的气体外盘中显示出突出的大尺度螺旋结构。这种结构通常被认为是一个动力学难题，因为传统上认为大设计螺旋结构是主要在恒星盘中携带的密度波的结果。目标。在这里，我们认为，明亮光盘外部冷气体中的外旋臂实际上有一种自然的解释，即在光盘的主要恒星主导的主体中激发宏伟设计的螺旋结构的机制的表现：激发由到外部区域的角动量传输驱动，通过尾随的密度波外的共转圈，可以穿透外林德布拉德共振的气体组成部分的磁盘。研究方法：由于密度波作用的守恒性，这些传出的波很可能在外盘中变得更加突出，并最终达到非线性振幅。为了计算所需的振幅分布，我们利用色散波理论。结果如下：如果超出光学半径的条件允许近似处理的线性理论，我们表明，拟合所观察到的振幅分布导致定量测试的磁盘材料的密度，从而在星系的外部的暗物质分布。结论：本研究对旋转曲线的盘晕分解的一般问题是有意义的。
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。
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。
The fate of the gaseous disks of galaxies that fall into clusters
已知星系团会在下落星系中引起气体损失，这是由于星系团内的介质对星系团中的气体所施加的冲压压力。在本文中，我们研究了这一过程，通过一组模拟银河系的星系落入理想的集群10 $^{14}$ M $_\odot$和10 $^{15}$ M $_\odot$，包含一个冷的核心或没有，使用自适应网格细化代码RAMSES。我们使用这些模拟来限制银河系气体盘中包含的初始质量中有多少将被转换为恒星，以及在整个星系团的一次穿越之后，有多少将被丢失。我们发现，如果星系到达一个冷核星系团的中心区域，它预计将失去所有的气体，独立于其进入条件和星系团的质量。另一方面，它在穿过一个没有冷核的星系团一次后，预计永远不会失去所有的气体。在到达星系团中心之前，星系的SFR总是被增强，增强了1.5到3倍。如果星系穿过星系团而没有被完全剥离，那么在穿过10 $^{15}$ M $_\odot$星系团后，它的最终气体量平均要比10 $^{14}$ M $_\odot$星系团小两倍。这反映在星系的最终SFR上，前者的SFR也小了两倍，范围从0.5 $-$ 1 M $_\odot$ yr $^{-1}$到1 $-$ 2 M $_\odot$ yr $^{-1}$。
Constraining the properties of gaseous halos via cross-correlations of upcoming galaxy surveys and thermal Sunyaev-Zel'dovich maps
热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）效应在宇宙微波背景（CMB）温度图中引起康普顿- $y$畸变，该畸变对电离气体压力的视线积分敏感。通过将星系的位置与康普顿- $y$畸变图相关联，人们可以探测重子反馈过程，并研究宇宙中相当一部分气体的热力学性质。使用模型拟合的方法，我们预测如何以及未来的星系和CMB调查将能够测量这些相关性，并显示出强大的限制晕压力剖面可以获得。我们的预测主要集中在即将进行的暗能量光谱仪器调查和西蒙斯天文台和CMB-S4实验的tSZ地图所确定的星系和晕之间的相关性，但对其他调查具有普遍适用性，例如大型综合巡天望远镜。我们包括观测系统学的处方，如晕偏心和晕质量偏差，证明了几个重要的退化与压力剖面参数。假设这些系统学适度的先验，我们发现，测量晕- $y$和星系- $y$与未来的调查的相关性将产生严格的约束组规模的暗物质晕的压力分布，并使当前的反馈模型被确认或排除。
On the origin of gaseous galaxy halos - Low-column density gas in the Milky Way halo
最近的观测表明，螺旋星系被扩展的气体晕所包围，正如等级结构形成方案所预测的那样。面外气体的起源和性质通常是不清楚的，因为作为星系正在进行的形成和演化的一部分，晕不断地被不同的环流过程所推动（例如，流出、星系合并和星系际介质的气体吸积）。我们使用银河系作为实验室来研究位于内外晕的中性和轻度电离气体。使用谱线吸收和发射测量在不同的波长范围内，我们获得的物理条件和气体的分布的详细信息。这些研究对于我们理解星系与其气体环境之间复杂的相互作用是至关重要的，这是星系形成和演化的一部分。我们的分析表明，在低和高红移的银河系晕的气体的柱密度分布和物理性质是非常相似的其他盘星系周围。
Merger Interactions Enhance Star Formation Rates in Galaxy Group Housing QSO PKS0405$-$123 and Gaseous Nebulae
针对星系恒星形成率的主导影响机制不明确的问题，研究人员通过VLT/MUSE观测分析承载QSO PKS0405$-$123的星系群中的30个成员星系，发现星云内星系恒星形成更普遍，证实星系并合相互作用可提升恒星形成率。
Gaseous Galaxy Halos
星系晕气体追踪流入的恒星形成燃料和来自星系盘的反馈，因此对于我们了解星系演化至关重要。本文综述了银河系和低红移旋涡星系晕气的多波长观测特性和起源模型。星系晕包含多相气体流，这些气体流在质量上主要由电离成分控制，并延伸到大半径。在中性氢（HI）中观察到的最冷的弥散性晕气体通常最接近盘（< 20 kpc），吸收线结果表明温暖和温热的弥散性晕气体存在于整个星系的晕中。探测到的热晕气体并不是星系重子的重要组成部分。盘-晕界面是多相流被整合到恒星形成盘中的地方，并且有证据表明，在这个界面上，气体和HI结构的温度和运动梯度都有反馈和燃料。晕气体的起源和命运被认为是在宇宙学和理想化的本地模拟的背景下。在模拟中，沿着宇宙细丝的吸积在热（> 10^5.5 K）和冷模式下都发生，靠近盘的压缩物质最冷，密度最大，与观测结果一致。有证据表明，在晕气体观测辐射和机械反馈机制，包括逃逸光子从磁盘，超新星驱动的风，和银河喷泉。卫星吸积也留下了丰富的晕气体。这些卫星气体与现有的晕介质相互作用，并且这些气体中的大部分将在到达盘之前成为扩散晕的一部分。冷晕和暖晕气体的吸积速率通常低于星系盘的恒星形成速率，但盘-晕界面的气体和恒星反馈可能是重要的额外燃料来源。
Evolution of Splashback Boundaries and Gaseous Outskirts: Insights from Mergers of Self-similar Galaxy Clusters
一个自相似的球形坍缩模型预测了暗物质（DM）的溅回和吸积激波在星系团的外围，而错过了结构形成的一个关键因素-与合并相关的过程。为了填补这一空白，我们进行了模拟合并自相似集群和研究他们的DM和气体演化在一个理想化的宇宙学背景。我们的模拟结果表明，集团迅速收缩，在主要合并和回溅半径$r_{\rm sp}$减少，接近维里半径$r_{\rm vir}$。虽然$r_{\rm sp}$与自相似模型中的平滑质量吸积率（MAR）参数$Γ_{\rm s}$相关，但我们的模拟显示出与总MAR $Γ_{\rm vir}$（包括合并和$Γ_{\rm s}$）相似的趋势。$Γ_{\rm vir}-r_{\rm sp}/r_{\rm vir}$关系的分散性表明在宇宙学模拟中星系团的$Γ_{\rm s}\sim1$一般较低。与DM相反，当失控的合并激波超过外部吸积激波时，形成的合并加速（MA-）激波使热气体大气显著膨胀。在一次大合并之后，MA激波半径比$r_{\rm sp}$大，对于$Γ_{\rm s}\lesssim1$，MA激波半径是$\sim1.7$的一个因子，对于$Γ_{\rm s}\gtrsim3$，MA激波半径是$\sim r_{\rm sp}$。这意味着（1）合并可以很容易地产生在宇宙学模拟中测量到的MA-激波-回溅偏移，（2）在远离MA-激波所在的细丝的区域，平滑MAR很小。我们进一步讨论了在合…
Stellar and Gaseous Disk Structures in Cosmological Galaxy Equilibrium Models
我们提出了“径向分辨平衡模型”的恒星和气体磁盘在宇宙吸积大规模晕的增长。我们的重点是发展到红移$z\sim 2$的对象。我们解决了依赖于时间的方程，支配径向依赖的恒星形成率，流入和流出的星系间和环星系介质，和向内的径向气体流动的磁盘内。恒星盘和气体盘在动力学时间尺度上达到平衡构型的时间比宇宙学暗物质晕生长和重子吸积速率的变化要短得多。我们通过分析表明，质量和整体角动量守恒自然会在许多径向长度尺度上产生指数气体和恒星盘。正如预期的那样，气体盘在恒星形成的Toomre $Q<1$条件下更加延伸。盘迅速变成重子主导的。对于红移为$z=2$的大质量$5\times 10^{12}M_\odot$晕，我们再现了典型观测到的恒星形成率$\sim 100 \, M_\odot \, {\rm yr}^{-1}$、恒星质量$\sim 9\times 10^{10}\, M_\odot$、气体含量$\sim 10^{11}\, M_\odot$、恒星和气体的半质量尺寸4.5和5.8 kpc，以及恒星和气体的特征表面密度$500$和$ 400\, M_\odot \, {\rm pc}^{-2}$。
The Mass and Absorption Columns of Galactic Gaseous Halos
星系气体晕是星系盘中星际介质的气体储存库，为恒星的形成提供物质。我们开发了一个连接星系盘和气体晕的气体晕模型，假设在磁盘上的恒星形成率是平衡的气体晕的辐射冷却率，包括恒星反馈。除了碰撞电离平衡的单温气体晕外，我们还考虑了光电离效应和稳态冷却模型。光电离对于改变低质量星系和大质量星系外围低密度区的离子分布具有重要意义。多相冷却模型在冷却半径内占主导地位，其中t_cooling=t_Hubble。我们的模型再现了大部分观测到的高电离态离子的星系质量范围很广（即，OVI、OVII、NeVIII、MgX和OVIII）。我们发现，对于质量从3 * 10^10 Msun到6*10^12 Msun的晕，OVI柱密度的范围很窄，约为10^14 cm^-2，这与部分观测研究结果一致，但不是全部。对于晕质量小于~ 3 * 10^11 Msun的星系，光电离产生了大部分的OVI，而对于更大质量的星系，OVI来自于从更高温度冷却的介质。对银河系（银河系）OVII和OVIII的拟合表明了一个气体晕模型，其中金属丰度约为0.55 Zsun，气体晕的最高温度约为1.9 * 10^6 K。这个气体晕模型并没有关闭R200内重子物质的普查。
The structure and kinematics of the the Galaxy thin gaseous disc outside the solar orbit
银河系的旋转曲线通常被认为是平坦的。然而，使用星际分子云的径向速度，这是常见的旋转曲线确定，似乎是不正确的，并可能导致错误地推断旋转曲线确实是平坦的。基于明亮恒星的光度和光谱观测的测试可能会产生误导。旋转示踪星（OB星）受到围绕局部重心的运动和在这种早期类型物体中看到的脉动效应的影响。为了摆脱后者，必须进行大量的观察工作。我们介绍了一种方法来研究我们的银河系薄盘太阳轨道以外的运动学的方式，避免这些问题。我们提出了一个测试的基础上观测的星际钙H和K线，确定径向速度和距离。我们使用银河系半径为135{ \degr }和180{ \degr }的薄盘星的恒星光谱进行了测试。利用这种方法，我们构造了银河系薄盘的自转曲线。实验结果表明，薄的气态银盘的CaII线所代表的自转曲线在太阳轨道外是开普勒型的，而不是平坦的。
Growth of Supermassive Black Hole Seeds in ETG Star-Forming Progenitors: Multiple Merging of Stellar Compact Remnants via Gaseous Dynamical Friction and Gravitational Wave Emission
提出了$z\gtrsim 1$上局域早型星系（ETGs）恒星形成祖星中超大质量黑洞（BH）种子生长的新机制。这设想的迁移和合并的恒星紧凑的残余物（中子星和恒星质量的黑洞）通过气体动力学摩擦向中央的高密度区域的星系。我们表明，在合理的假设和初始条件下，该过程可以建立中央BH质量的顺序$10^4-10^6\, M_\odot$在一些$10^7$年，因此有效地提供重种子之前，标准盘（类爱丁顿）吸积接管，成为进一步BH增长的主导过程。值得注意的是，当宇宙$\lesssim 0.8$ Gyr的年龄构成了一个苛刻的限制时，这种机制可能为$z\gtrsim 7$类星体宿主中数十亿太阳质量BH的积累提供一种解释，而不是超爱丁顿吸积速率;此外，本发明还在红移$z\sim 2-6$的更常见的ETG祖细胞中，即使在短时间内的中等爱丁顿比$\lesssim 0.3$下，恒星形成持续时间$\lesssim$ Gyr。最后，我们探讨了未来的地面和空间探测器，如爱因斯坦望远镜（ET）和激光干涉仪空间天线（LISA）通过引力波发射检测迁移的恒星残骸和积累的中央超大质量BH之间的合并事件的前景。
The early gaseous and stellar mass assembly of Milky Way-type galaxy halos
银河系如何在哈勃时间内积累质量，是否有大量的气体和恒星从卫星星系中吸积，或者银河系是否经历了最初的气体聚集，然后或多或少地孤立进化，这是现代天文学中的一个紧迫问题，因为它对我们在宇宙学背景下理解星系形成有影响。在这里，我们提出了一个银河系型卫星系统放大到宇宙学大尺度模拟的演化模型。嵌入到暗物质晕，并允许重子过程，这些化学动力学模拟的目的是研究气体和恒星从卫星的损失，以饲料银河系晕和恒星化学丰度的晕和卫星星系。
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。
SDSS IV MaNGA: Characteristics of Edge-on Galaxies with a Counter-rotating Gaseous Disk
星系中的反向旋转成分是过去气体吸积或合并的最直接证据之一。我们发现了10个边缘盘气体反向旋转器在523个边缘星系的样本中确定的最后MANGA（映射附近Galerkin在APO）IFU样本。反旋肌倾向于以小群体的形式存在。气体反旋星的质量和质量都在恒星的中间，并且位于色星等图的绿谷和红序列中。恒星和电离气体盘的平均垂直范围与样本的其余部分相同，而它们的径向气体和恒星分布则更加集中。这可能指向在反向旋转盘的形成过程期间的角动量损失。反向旋转者的气体和尘埃含量低，发射线强度弱，恒星形成率低。这表明反旋子的形成可能是熄灭星系的一种有效方法。其中一个反旋星系SDSS J080016.09+292817.1（星系F）有一个星暴后区域，中心可能有一个活动星系核。另一个反旋星系SDSS J131234.03+482159.8（星系H），被认为是一个潜在的正在进行的星系相互作用与它的伴星系，一个富含气体的螺旋星系。这可能是通过合并起源形成的气体反旋体的代表性情况。然而，合并中预期的潮汐扭曲只在少数星系中发现，我们不能排除直接气体吸积作为另一种形成机制。
The Properties of the Galactic Hot Gaseous Halo from X-ray Emission
银河系的扩展热X射线发射气体晕具有\ion{O}{7}和\ion{O}{8}的主发射线的光学深度$\sim1$，其用于推断晕的性质。为了改善晕气体的性质，我们处理光学深度的影响与蒙特卡罗辐射传输模型，这导致稍微陡峭的密度分布（$β\approx 0.5$）比，如果光学深度的影响被忽略。对于首选的模型，其中的晕是旋转的圆柱体在$180$公里秒$^{-1}$，独立的适合两条线导致相同的结果，其中的核心半径是$2.5$ kpc和多普勒b参数的湍流分量是$100-120$公里秒$^{-1}$ ;湍流压力是$20\%$的热压力。当包括来自盘的发射时，拟合得到改善，径向尺度长度为$3$ kpc（假设），拟合的垂直尺度高度约为$1.3$ kpc。盘的组成部分是一个小的质量成分，并具有低光学深度，除了在低纬度。气体质量是$250\,\mathrm{kpc}$中的$3-4\times10^{10}\,M_{\odot}$，与我们以前的测定结果相似，并且明显小于$1.7\times10^{11}\,M_{\odot}$中缺失的重子。
Extended Gaseous Disk in the S0 galaxy NGC 4143
我们提出了我们的光谱研究的透镜星系NGC 4143 -大熊座星系团的外围成员的结果。利用6米SAO RAS望远镜的SCORPIO-2摄谱仪的观测结果以及SAURON IFU在WHT的全景光谱学存档数据，我们探测到了一个延伸的倾斜气体盘，它被追踪到距离中心约3.5 kpc的距离，其自旋与恒星盘的自旋大致相反。在2.5米CMO SAI MSU望远镜上用MaNGaL仪器获得的H-alpha和[NII]6583发射线的星系图像表明，发射线是由冲击波激发的。在电离气体线的亮度分布中可以清楚地看到星系恒星盘中不存在的螺旋结构（来自MaNGaL数据的H-α和[NII]以及来自SAURON数据的[OIII]）。对Lick指数沿半径的分布和综合颜色的复杂分析，包括用GALEX空间望远镜进行的紫外测量和用WISE空间望远镜进行的近红外测量，表明在过去的10 Gyr内，银河系中可能没有恒星形成。因此，从NGC 4143的运动学来看，最近在NGC 4143中检测到的外部气体吸积并没有伴随恒星的形成，这可能是由于气体流入盘面的方向倾斜所致。
The detailed structure and the onset of galaxy formation in low-mass gaseous dark matter haloes
我们提出了一个模型，在早期宇宙中的氢再电离之前和之后的第一个星系的形成。在这个模型中，星系形成只能发生在质量超过与红移相关的临界值的暗物质晕中，该临界值在再电离之前等于（在最简单的情况下）原子氢冷却变得有效的质量，在再电离之后等于气体不能保持流体静力平衡的质量。我们定义晕占据分数（HOF）作为晕质量的函数，作为一个明亮的星系的主机晕的分数。HOF是由晕的临界质量演化和组装历史之间的相互作用建立的，并取决于三个因素：再电离前星系形成的最小晕质量，再电离的红移和（不断变化的）外部光加热率的强度。我们的基准模型预测截止星系质量函数在现今的晕质量，$M_{200} \sim 3\times 10^{8} M_{\odot}$ ; 100\%占领$M_{200} > 5\times 10^9 M_{\odot}$ ;和人口的无星气体晕的现今质量范围内的$10^{6} \lesssim M_{200} / M_{\odot}\lesssim 5\times 10^{9}$，其中气体是在热平衡与紫外线背景辐射和流体静力平衡中的重力势的晕。HOF = 0和HOF=1之间的过渡反映了晕质量增长的随机性。我们将探讨这些特征质量如何随模型假设和参数值而变化。我们的模型的结果与星系形成的宇宙学流体动力学模拟非常一致。
The effect of stellar feedback on a Milky Way-like galaxy and its gaseous halo
本文采用N体+SPH方法模拟了一个类银河系统，该系统是由嵌入在暗物质晕中的热气体辐射冷却而产生的。银河系及其气态晕孤立地演化了10 Gyr，这使我们能够研究内部过程如何影响系统的演化。我们展示了输入超新星反馈能量E $_{\rm SN}$如何影响星系的形态、运动学和演化，并将其性质与银河系进行了比较。不同的E $_{\rm SN}$值对系统的恒星形成历史没有显著影响，但随着反馈的增加，冷气体盘变得更厚，更湍流。我们的主要结果是，对于所考虑的E $_{\rm SN}$的最高值，该星系显示出一个突出的平面外冷气体层（log（T）<4.3），在$10^{19}$ cm $^{-2}$的柱密度下延伸到盘上方几kpc。这种物质的运动学与我们银河系和NGC 891的HI晕推断一致，尽管它的质量较低。此外，热气体（5.3<log（T）<5.7）的位置、运动学和典型柱密度与银河系晕和外星系中O $_{\rm VI}$吸收系统确定的结果非常一致。然而，与观测结果相反，在我们系统的环星系区域，log（T）<5.3的气体是缺乏的。
Probing gaseous halos of galaxies with radio jets
气体晕对于理解星系的流入、反馈和整个重子预算起着关键作用。文献模型预测的过渡状态的气体晕之间的冷和热吸积，风，喷泉和流体静力晕在某些星系质量。由于射电活动星系核的光度对晕的密度很敏感，任何显著的跃迁都可能出现在大样本星系的射电光度中。低频阵列（LOFAR）两米巡天（LoTSS）确实确定了一个星系恒星质量标度，$10^{11} M_\odot$，超过这个标度，射电光度会不成比例地增加。在这里，我们调查，如果无线电光度的星系，特别是显着上升的星系质量周围$10^{11} M_\odot$，可以解释与标准的假设喷流功率，缩放之间的黑洞质量和星系质量和气体晕。基于观测数据和理论约束，我们建立了在落入、星系风和流体静力学条件下射电活动星系核晕中射电光度的模型，并将其与质量范围在$10^{8.5} M_\odot$和$10^{12} M_\odot$之间的大样本星系的LoTSS数据进行了比较。假设相同的特征上限喷气功率是已知的高星系质量，以保持在所有的质量，我们发现，最大的射电光度的流体静力学气体晕适合与LOFAR数据的分布的上包络线。在$10^{11} M_\odot$射电光度的显著上升与我们的模型相匹配，并且与该星系质量周围晕气体密度的显著变化有关，这是在较高维里温度下较低冷却速率的结果。风和下落模型高估了小星系质量的射电光度，并且在任何星系质量下都没有特别陡峭的射电光度预测。[...]
Probing gaseous galactic halos through the rotational kSZ effect
旋转运动学Sunyaev-Zeldovich（rkSZ）信号，由前景星系的气体晕（旋转的“大气”）印在宇宙微波背景（CMB）上，将是星系形成的新探测器。虽然信号太弱，在个别星系检测，我们分析了其统计检测的可行性，通过堆叠CMB数据的许多星系的自旋取向可以估计光谱。我们使用一个“乐观”的模型，其中完全电离的大气包含宇宙重子分数和旋转在晕的圆速度$v_{\rm circ}$，和一个更现实的模型，基于流体动力学模拟，与多相大气旋转在一个分数的$v_{\rm circ}$。我们将现实的噪声估计纳入我们的分析。使用低红移星系的性质从MANGA光谱调查（与中等晕质量的$6.6\times10^{11}\,M_{\odot}$），和CMB数据质量从普朗克，我们发现，$3σ$检测将需要几个$\times 10^4$星系，即使在乐观的模型。这对目前的调查来说太高了，但即将到来的更高角分辨率的CMB实验将大大降低要求：在$\sim10$ deg $^2$中堆叠星系自旋上的CMB数据可以排除乐观的模型，而$\approx$ 350 deg $^2$将足以用ACT进行$3σ$探测。作为概念验证，我们将普朗克数据叠加在$\approx2,000$ MaNGA星系的位置上，与星系的投影自旋对齐，并按比例缩放到它们的晕的角度大小。我们排除了平均温度偶极子大于$\approx1.9\,μ$ K周围场螺旋星系。
IFU spectroscopy of 10 early-type galactic nuclei - III. Properties of the circumnuclear gas emission
许多早型星系（ETG）在其中心有电离气体辐射，其尺度可达~ 1 kpc。大多数这类物体被归类为LINER，但其电离源的性质仍然不清楚。由于非重力效应或非轴对称势，与这些气体结构相关的运动学通常显示出与纯旋转运动的偏差。这是一系列论文中的第三篇，描述了安装在Gemini-South望远镜上的Gemini多目标光谱仪在积分场模式下观察到的10个附近的大质量ETG样本。在论文II中，我们进行了光谱合成，从样本星系的数据立方体中减去恒星成分，以研究它们的核光谱。在这里，我们分析了样本星系的环核气体排放（尺度~ 100 pc）。在七个星系中检测到环核气体发射，它们都被归类为LINER。在三个星系中发现了纯气体盘。在两个物体中，可能存在气体盘，但它们的运动学受到非开普勒运动的影响。在IC 5181中，我们探测到了一种气体螺旋结构，这种结构可能是由非轴对称势或与气体盘一起的外流引起的。在NGC 3136中，除了五个具有LINER样发射的紧凑结构外，还存在一个电离双锥。在星系中的气体盘，我们发现，电离光子发射的活动星系核是不足以解释所观察到的Ha通量沿此结构。另一方面，沿垂直于气体盘方向的Ha通量分布和等效宽度表明存在低速电离气体发射，这似乎与核活动有关。我们提出了一个方案，LINER样的环核区域中的低速电离锥形成的准直剂对准的气体盘。
Introducing the TNG-Cluster Simulation: overview and physical properties of the gaseous intracluster medium
本研究推出TNG-Cluster模拟项目，通过重模拟352个大体积星系团区域，在保留原有物理模型与分辨率的前提下，大幅扩充大质量星系团样本，为星系团相关多领域研究提供新的模拟数据支撑。
The Infall of the Virgo Elliptical Galaxy M60 toward M87 and the Gaseous Structures Produced by Kelvin-Helmholtz Instabilities
我们提出钱德拉观测的热气结构，特征的气体剥离过程中，在室女座星系团椭圆星系M60（NGC 4649）位于$1$ Mpc东部的M87。$0.5-2$ keV钱德拉X射线图像显示，在M87方向的星系中心以北和以西，表面亮度为$12.4 \pm 0.1$ kpc的尖锐前沿，这是M60运动通过室女座ICM时合并冷锋的特征。我们测量了$1.00 \pm 0.02$ keV的边缘内的丰度$0.5 Z_\odot$和$1.37^{+0.35}_{-0.19}$ keV的丰度$0.1 Z_\odot$在室女座ICM自由流区域的温度。我们发现，所观察到的跳跃表面亮度产生的气体内的边缘和集群自由流区域之间的密度比$6.44^{+1.04}_{-0.67}$。如果边缘是一个冷锋，仅仅是由于M60向M87方向的进入，我们发现压比为$4.7^{+1.7}_{-1.4}$，马赫数为$1.7 \pm 0.3$。对于1.37 keV的Virgo气体，我们发现M60的总下落速度为$1030 \pm 180$ kms $^{-1}$。我们计算出在天空平面内的运动为$1012^{+183}_{-192}$ km $^{-1}$，这意味着倾角为$ξ= 11 \pm 3$度。表面亮度剖面显示存在一个微弱的弥漫气体尾巴。我们确定了由星系通过ICM运动引起的非线性气体翼结构。这些机翼的结构和尺寸与开尔文-亥姆霍兹不稳定性的模拟…
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。
Column Density Profiles of Multi-Phase Gaseous Halos
我们分析了环星系介质（CGM）在一套高分辨率的宇宙学重新模拟银河系大小的星系，并表明，CGM属性是相当敏感的恒星形成的细节-反馈回路建模。模拟产生了一个现实的晚型星系，未能再现现有的CGM观测。相比之下，模拟没有产生一个现实的星系，预测的CGM与观测结果更吻合。这说明星系的性质和CGM的性质对星系形成的过程提供了很强的${\it complementary}$约束。我们的模拟预测，柱密度分布的离子很好地描述了投影距离$d$的指数函数：$N \propto e^{-d/h_s}$。因此，模拟表明，在观测中，在较大距离处吸收体检测的急剧下降并不对应于离子的“边界”，而是反映了潜在的陡峭指数柱密度分布。此外，我们发现离子的电离能与尺度高度$h_s$：$h_s \propto E_{\rm ion}^{0.74}$密切相关。在$z \approx 0$，由低电离物质（例如，Mg II和C IV）具有$ h_s \approx 0.03-0.07 R_{\rm vir}$，而更高电离种类（O VI和Ne VIII）具有$h_s \approx 0.32-0.45R_{\rm vir}$。最后，在我们的模拟中，离子的标度高度比$z\leq 2$的维里半径演化得慢，但与晕标度半径$r_s$相似。因此，我们建议在不同的红移星系的柱密度分布应标度的$r_s$，而不是晕维里半径。
First detection of submillimeter-wave [13C I] 3P1-3P0 emission in a gaseous debris disk of 49 Ceti with ALMA
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）探测到了鲸鱼座49号（49 Ceti）气体碎片盘中~（13）C（~（13）C I）的亚毫米波精细结构跃迁（3 P1 - 3 P0）。最近，[C I] 3 P1 - 3 P0发射已在该源中用ALMA空间分辨。在这个数据集中，[13 C I]的F=3/2-1/2超精细成分，从正常物质线[C I]蓝移2.2 km/s，已经在49 Ceti盘的外部被识别，这要归功于气体成分的窄速度宽度。[C I]/[13 C I]线强度比为12 ± 3，约为星际介质中12 C/13 C丰度比77的1/5。这一结果清楚地表明，鲸鱼座49的[C I]发射至少部分地是光学厚的，正如先前的工作所推测的那样。据我们所知，这是第一次探测到[1 - 3 C I] 3 P1 - 3 P0发射在492 GHz不仅在碎片盘，而且在星际介质。
Spatial distribution of the Milky Way hot gaseous halo constrained by Suzaku X-ray observations
与银河系有关的热气晕的形成机制仍在争论之中。我们使用107线的朱雀X射线观测在$75^{\circ}<l<285^{\circ}$和$|b|>15^{\circ}$的总曝光量为6.4毫秒的气体晕的新的观测约束。气体晕光谱表示的碰撞电离平衡的单温度等离子体模型。观测场的中值温度为0.26 keV（$3.0\times10^6$ K），具有$\sim30$ %的典型波动。发射量的变化是一个数量级，与银河系的纬度略有相关。尽管数据的分散性很大，但排放测量分布大致上是由盘状密度分布再现的，其标度长度为$\sim7$ kpc，标度高度为$\sim2$ kpc，总质量为$\sim5\times10^7$ $M_{\odot}$。此外，我们发现，一个球形的热气体与$β$模型的轮廓几乎没有贡献的观察到的X射线，但它的总质量可能达到$\gtrsim10^9$ $M_{\odot}$。结合从其他观测得到的扩展气体晕的间接证据，热气体晕可能由致密的盘状成分和稀薄的球形成分组成; X射线发射主要来自前者，但质量由后者主导。盘状成分可能源于银河系盘中的恒星反馈，由于低尺度高度和发射测量的大散射。$\sim0.25$的中值[O/Fe]表明了核心坍缩超新星的贡献，支持恒星反馈起源。
Emission from the Ionized Gaseous Halos of Low Redshift Galaxies and Their Neighbors
使用近50万个星系的样本，超过800万视线从斯隆数字巡天数据发布12，我们扩展了我们以前的研究附近星系的气体晕发射的复合辐射。我们确定的H $α$ +N[{ \small II}]径向发射剖面的径向分布在一个投影半径为$\sim 50$千秒差距的拐点，并建议，超过这个半径的空间相关的晕从电离气体的排放占主导地位的配置文件。我们证实，这是一个可行的假设，使用的结果从一个高度简化的理论处理，其中的暗物质晕分布从宇宙学模拟直接填充气体。我们是否能把晕圈气体的分数（T $= 12,000$ K），光滑（$c = 1$）组件（对于具有M $_* = 10^{10.88}$ M $_\odot$的星系为0.26，对于具有M $_* = 10^{10.18}$ M $_\odot$的星系为0.34），或者从已发表的流体动力学模拟中获取该分数的独立值（分别为0.19和0.38），该模型成功地再现了所观察到的拐点的径向位置和幅度。我们还观察到，气体晕的物理性质连接到主星系形态超越任何关系的星系的恒星质量和恒星形成率。我们将探讨该模型是否再现与中央星系的恒星质量，恒星形成率和形态有关的行为。我们发现，它是不成功的，在这个层次上的细节再现的意见，并讨论我们的简单模型，可能是负责任的各种缺点。
Evidence of ram pressure stripping of WLM, a dwarf galaxy far away from any large host galaxy
矮星系会受到任何质量的星系中通常发生的所有演化过程的影响。然而，作为较暗和质量较小的星系，矮星系特别容易受到环境机制的影响，这些机制更容易扰动这些系统。重要的是，附近大星系的存在预计将对矮星系产生深远的影响。来自大星系的引力（特别是潮汐引起的）效应会导致矮星的质量损失，而矮星通过大星系周围的气体介质的通道会导致矮星通过一个称为冲压压力剥离的过程失去自己的气体。这种效应被认为是“卫星”和“场”矮星系种群之间差异的主要来源。在这里，我们报告的气体含量的Wolf-Lundmark-Melotte（WLM），一个原型的孤立的，富含气体的领域矮星系在本地宇宙，这表明了一个更复杂的情况下的新的观测。以前的研究表明，它的气体盘扰动运动学，在这里，我们确定四个尾随，延长气体云在相反的方向WLM的空间运动，以及WLM气体和恒星之间的空间偏移。总体而言，这种气体的形态和运动学表明，WLM正在经历冲压压力剥离，尽管从银河系和M31分别为930和830千秒差距。这一发现表明，存在一个星系间的，远离大型星系的气体水库，其对星系的演化作用，无论是大的还是小的，可能没有得到充分的理解。
Role of galactic gaseous halos in recycling enriched winds from bulges to disks: A new bulge-disk chemical connection
我们首次证明，盘星系的气体晕可以发挥至关重要的作用，在回收富含金属的气体喷出的隆起，从而促进化学演化的磁盘。我们的数值模拟结果表明，当星系晕的平均密度（rho_ hg）高达10^{-5} cm^{-3}时，由于气体喷出物和气体晕之间的流体动力学相互作用，盘状星系中来自球壳的富金属星风可以吸积到薄盘上.通过恒星风从膨胀中喷射出来，然后吸积到盘上的气体总量主要取决于rho_ hg和恒星风的初速度。在一组合理的模型参数下，尺度长度为a_d的盘星系中约有1%的球状喷出物可以吸积到R ~ 2.5 a_ d的盘上。我们讨论了这些结果的背景下，令人惊讶的高金属丰度的太阳附近的星系盘星的起源。我们还讨论了这些结果对不同环境中rho_ hg可能不同的盘星系化学演化的影响。
Probing the gaseous halo of galaxies through non-thermal emission from AGN-driven outflows
活动星系核（AGN）驱动的外流反馈可以影响星系气晕的分布和性质。我们研究了活动星系核驱动外流产生的前向外流激波的流体动力学和非热辐射。我们考虑了一些可能的轮廓晕气体密度，自洽约束的晕质量，红移和磁盘重子浓度的星系。我们表明，流出速度在星系盘的尺度内的$\sim 10^3\,\rm km\, s^{-1}$处趋于平稳。通常，外流可以在活动星系核关闭的时候到达维里半径。我们表明，外流是能源驱动的，与观察和最近的理论研究结果一致。外流激波在很宽的波长范围内照亮了大质量星系的晕。对于银河系质量晕，Jansky甚大阵（JVLA）和平方公里阵（SKA）的射电观测以及James Webb太空望远镜（JWST）和哈勃太空望远镜（HST）的红外/光学观测可以探测到星系在红移到$z\sim5$范围内的角尺度$\sim 8"$的发射信号。阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的毫米观测对来自红移为$z\lesssim1$的星系的角尺寸为$\sim 18"$的非热发射敏感，而钱德拉、XMM-牛顿和高能天体物理学高级望远镜（ATHENA）的X射线观测仅限于发射角尺寸为$\sim2'$的本地星系（$z\lesssim 0.1$）。总的来说，扩展的非热辐射提供了一种新的方法来探测星系的气体晕在高红移。
Evidence for extended gaseous reservoirs around AGN at cosmic noon from ALMA CO(3-2) observations
气体外流是星系演化中的关键现象，因为它们影响恒星的形成（无论是积极的还是消极的），从核心或盘中喷出气体，并直接导致原始和加工材料的混合。可以通过搜索宽谱线发射或高速气体来检测活跃的外流，但也可以通过搜索环银河介质（CGM）中化学富集分子气体的扩展储层来确定过去外流的存在。星系。在这项工作中，我们研究了一组7个z~2.0-2.5活动星系核宿主星系的CO（3-2）发射，作为ALMA观测。通过三维叠加分析，我们发现了半径为r~ 13 kpc的扩展CO发射的证据。我们将这种分析扩展到样本星系的HST/ACS i波段图像，发现一个复杂的小尺度（r<10 kpc）形态，但没有强有力的证据扩展发射。此外，尘埃排放（跟踪休息帧FIR发射）没有证据表明显着的空间扩展。这表明ALMA揭示的弥散CO发射在形态上与恒星成分不同，因此追踪了富集气体的扩展储层。在宇宙中午，围绕活动星系核宿主星系样本的扩散，富集分子库的存在暗示了活动星系核驱动的外流的历史，可能对这些物体的恒星形成历史产生了强烈的影响。
Gaseous infall triggering starbursts in simulated dwarf galaxies
利用计算机模拟，我们探讨了气体的infall作为一个可能的解释在蓝色致密矮星系的星爆阶段。我们模拟云的影响合并成一个孤立的矮星系的球形气体云。我们研究了哪些条件有利于触发爆发，发现气体云的轨道和质量起着重要作用。我们讨论了星暴过程中的金属丰度、运动学性质、内部动力学以及气体、恒星和暗物质的分布。我们发现这些与观测结果非常一致，并且取决于设置（例如宿主星系的旋转，气体云的半径），我们的爆发星系可以具有非常不同的性质。我们的模拟提供了关于恒星暴如何开始和演变的见解。在此基础上，我们提出了爆发后矮星系的样子。
The vertical structure of gaseous galaxy discs in cold dark matter halos
我们研究的垂直结构多变，$P\propto ρ^Γ$，离心支持的气体盘嵌入冷暗物质（CDM）晕。在固定的半径$R$，垂直密度分布的形状仅微弱地取决于是否光盘是自引力（SG）或不（NSG）。在NSG情况下，由中平面声速和圆周速度$(c_s/V_c)R$设定的盘厚度，以及在SG盘中由声速和表面密度$c_s^2/GΣ$设定的盘厚度，小于这两个尺度中的任何一个。SG盘通常是Toomre不稳定的，NSG盘是稳定的。CDM晕中的指数盘具有大致平坦的圆周速度曲线，通常向外“张开”。对于EAGLE模拟的多方状态方程，其质量和尺寸与观测约束相匹配的圆盘对于$M_d< 3\times 10^9\, M_\odot$是稳定的（NSG），而在更高质量时是不稳定的（SG），如果是完全气态的。我们测试这些分析结果使用一组理想化的SPH模拟，并找到很好的协议。我们的研究结果澄清了模拟盘的厚度上的重力软化的作用，并对径向不稳定性的发病。EAGLE低质量圆盘是非自引力的，因此软化在它们的垂直结构中不起作用。另一方面，高质量的圆盘预计会自引力和不稳定，并且可能被人为加厚和稳定，除非重力得到很好的解决。具有足够高的空间分辨率以不损害盘的垂直结构的模拟也解决了它们的不稳定性的开始，但反过来是不正确的：解决不稳定性并不保证垂直结构被解决。
The MUSE Ultra Deep Field (MUDF). II. Survey design and the gaseous properties of galaxy groups at 0.5 < z < 1.5
我们提出的目标，设计，并在ESO甚大望远镜的多单元光谱探测器（MUSE）仪器的大型计划的MUSE超深场（MUDF）调查的第一批结果。MUDF巡天在一个1.5 x 1.2平方角分的区域内收集约150小时的积分场光谱，该区域沿视线拥有几个天体物理结构，包括两个明亮的z ~ 3.2类星体，它们相距很近（约500 kpc）。在描述了数据处理过程之后，我们分析了在红移0.5 < z < 1.5处探测到的七个星系群的星系环境和气体性质，这些星系群跨越了晕质量log（Mh/Msun）~ 11 - 13.5的大动态范围。对于四组，我们发现相关的镁II吸收剂跟踪冷气体的高分辨率光谱的两个类星体，包括一个案例的相关吸收在两个视线在距离~ 480千秒差距。与这些星系群相关的吸收强度高于已报道的具有可比质量和碰撞参量的更孤立的星系。我们没有发现广泛的冷气体引起这些群体内的强吸收的证据。结合这些结果的中性和电离气体的分布中看到的排放在较低的红移组，我们得出结论，在组环境中的引力相互作用剥离气体从星系晕到组内介质，提高冷气体的截面，并导致我们检测到的强MgII吸收剂的高比例。
Exploring the hot gaseous halo around an extremely massive and relativistic jet launching spiral galaxy with XMM-Newton
我们提出了一个深XMM牛顿观测的极端巨大的，快速旋转，相对论喷气发射螺旋星系2 MASX J23453268-0449256。从星系周围的热气体晕发出的弥散X射线辐射在160 kpc的半径范围内被强烈探测到，大约相当于维里半径（$\approx 450$ kpc）的35%。用标准的等温$β$模型对X射线辐射进行了拟合，发现160 kpc以内的封闭气体质量为$1.15_{-0.24}^{+0.22} \times 10^{11} \, \rm{M}_{\odot}$。将气体质量分布外推到维里半径，估计的气体质量为$8.25_{-1.77}^{+1.62} \times 10^{11} \, \rm{M}_{\odot}$，约占星系重子总质量的65%。当考虑恒星质量并考虑统计和系统的不确定性时，维里半径内的重子质量分数为$0.121_{-0.043}^{+0.043}$，与普适重子分数一致。重子质量分数与所有重子都落在$r_{200}$内，或者只有一半重子落在$r_{200}$内是一致的。与大质量旋涡星系NGC 1961和NGC 6753相似，我们发现$\approx 0.1 {\rm{Z}}_{\odot}$的金属丰度值较低，且随半径变化均匀。我们还探测到与南北叶相关的漫射X射线发射，可能归因于宇宙微波背景光子的逆康普顿散射。估计的能量密度的电子和磁场在这些无线电波瓣表明，它们是电子…
A deep Chandra observation of the hot gaseous halo around a rare, extremely massive and relativistic jet launching spiral galaxy
我们提出了一个深钱德拉观测的极大质量的螺旋星系2 MASX J23453268-0449256，这个非常罕见的系统，其功能是已知的最大的相对论射流从螺旋星系的第一个X射线观测。我们探测到从星系周围的热晕发出的X射线辐射，半径达到80千秒差距。热晕沿着螺旋星系的平面被拉长，一种可能性是强大的相对论喷流破坏了垂直于盘的热晕气体。我们的计算表明，这是积极可行的，在这个系统中的活动星系核的反馈可能已经提升或完全排出了显着的一部分气体在20-80千秒差距的径向范围。我们还检测到扩展的发射，这似乎是与内部和外部南射电瓣，并可能是逆康普顿发射的结果。利用观测到的活动星系核中心的X射线和射电光度，Gultekin等人的基平面预测了一个质量为5 × 10^8 M_solar的黑洞，当考虑基平面关系中的散射时，其范围为1 × 10^8 - 3 × 10^9 M_solar。这与M_BH-sigma标度关系所提出的可能性一致，即在该星系的中心存在一个特别大的（>10^9 M_solar）黑洞，但不能给出更严格的约束。
Analysis of the spiral structure in a simulated galaxy
我们分析的螺旋结构，结果在一个星系盘恒星和气体成分的数值模拟演变的潜力，包括轴对称的晕和凸起。我们在没有气体成分的情况下进行第二次模拟，以观察它如何影响盘中的螺旋结构。为了量化这一点，我们使用傅立叶分析，并获得值的螺距角和速度的自激螺旋图案的磁盘。结果表明，在模拟中与气体成分更紧密的螺旋。螺旋结构与波的叠加一致，每个波在给定的径向范围内具有恒定的模式速度。
Hydrogen Emission from the Ionized Gaseous Halos of Low Redshift Galaxies
使用近50万个星系的样本，超过700万条视线从斯隆数字巡天数据发布12，我们跟踪H $α$ + [N{ \small II}]发射从银河系中心投影半径，$r_p$，5千秒差距到超过100千秒差距。发射通量表面亮度为$\propto r_p^{-1.9 \pm 0.4}$。我们得到一致的结果，仅使用H $α$或[N{ \small II}]通量。在小尺度上，我们测量到目标样品的蓝色一半比红色一半更强的信号，$r_p <$ 20 kpc。我们获得了H $α$ + [N{ \small II}]发射在50至100 kpc $r_p$ bin的$3σ$检测。该箱中的平均发射通量为$(1.10 \pm 0.35) \times 10^{-20}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$ <$$^{-1}$，其对应于$1.87 \times 10^{-20}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$ arcsec $^{-2}$或0.0033瑞利。这一探测比以前使用深窄带成像获得的严格限制暗34倍。微弱的信号说明了为什么在星系周围的大半径范围内追踪复合辐射是如此困难。这个信号，结合公布的估计n $_{\rm H}$，导致我们估计的气体温度为12,000 K，与独立的经验估计的基础上金属离子吸收线和数值模拟的预期一致。
The innate origin of radial and vertical gradients in a simulated galaxy disc
我们研究了在APOSTLE宇宙学流体动力学模拟中形成的星系盘的恒星组分的年龄/金属丰度的径向和垂直梯度的起源。其中一些梯度类似于银河系中的梯度，它们有时被解释为由于内部演化，例如巨大分子云的散射，螺旋图案驱动的径向迁移，或轨道共振与酒吧。长期的过程在模拟的星系中扮演着次要的角色，它缺乏强烈的螺旋或条形图案，并且这种梯度是由于气体盘的逐渐富集而产生的，气体盘出生时很厚，但当它变成恒星并进入离心平衡时就会变薄。沉降是由年轻恒星的反馈控制的;它联系着恒星的形成、富集和平衡的时间尺度，在气体盘及其后代恒星中引起径向和垂直梯度。同时代恒星的运动学在出生后几乎没有演化，并提供了它们形成时气体盘结构的忠实快照。在这种解释中，年龄-速度色散关系反映的是气盘逐渐变薄，而不是长期轨道散射的重要性;恒星向外的耀斑是气盘耀斑而不是径向迁移的结果;垂直梯度的出现是因为气盘在富集时逐渐变薄。这种径向和垂直趋势可能只是反映了母气体盘的演变特性，而不一定是长期演变过程的结果。
Detection of submillimeter-wave [C I] emission in gaseous debris disks of 49 Ceti and Beta Pictoris
我们用阿塔卡马亚毫米望远镜实验的10米望远镜探测到了49个鲸鱼座和β-Picturistic的气体碎片盘中的[C I] 3 P1 - 3 P0发射，这是首次探测到这种发射。[C I]的谱线轮廓与用同一台望远镜和阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵观测到的CO（J=3-2）的谱线轮廓相似。这一结果表明，原子碳（C）与CO共存的碎片盘，并可能通过光分解的CO。假设一个光学薄[C I]发射与激发温度范围从30至100 K，鲸四49和毕赤座β的碳柱密度分别为（2.2 ± 0.2）× 10^17和（2.5 ± 0.7）× 10^16 cm^-2。因此，Ceti 49和Picture Beta的C/CO柱密度比分别为54 ± 19和69 ± 42。这些比值比分子云和扩散云高一个数量级。C与CO的异常高的比率可能归因于缺乏从C有效地再生CO分子所需的H2分子。这个结果意味着气体盘中有少量的H2分子;即，来自尘埃颗粒的二次气体有明显的贡献。
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…
WHTZ 1: A high excitation Planetary Nebula not a gaseous cocoon from runaway star HD 185806
我们提出的证据表明，星云茧和弓形激波发射星云pueros和最近报道的9等“失控”恒星HD 185806是以前发现的，但模糊的行星状星云WHTZ 1（Ra 7）。它的几何中心有一颗蓝色电离星Gaia DR 3 G~16。我们目前的图像，光谱，其他数据和论据来支持，这个发射源是一个高激发行星状星云，而不是恒星风弓激波。
Integral field unit spectroscopy of 10 early type galactic nuclei: I - Principal component analysis Tomography and nuclear activity
大多数大质量星系的发射线都可以被描述为LINER。这种辐射在多大程度上与活动星系核或恒星过程有关仍然是一个悬而未决的问题。在本文中，我们分析了这样的星系的样本，研究中心区域的核和环核发射线，以及恒星成分的属性。为此，我们选取了10个大质量（$σ$ > 200 km/s）的近邻（d < 31 Mpc）星系，用双子座南望远镜上的IFU/GMOS（integral field unit/Gemini Multi-Object Spectrograph）摄谱仪对它们进行了观测。用主成分分析（PCA）断层扫描对数据进行分析，以评估对象的主要属性。分析了两个光谱区域：黄色区域（5100-5800 A），足以显示恒星成分的性质，红色区域（6250-6800 A），足以分析气体成分。我们发现，以前已知的所有对象目前的发射线有一个中央活动星系核型的发射源。它们还显示了典型的圆盘的气体和恒星运动学。这样的圆盘可以是共对准的（NGC 1380和ESO 208 G-21），反向旋转的（IC 1459和NGC 7097）或未对准的（IC 5181和NGC 4546）。我们还发现了一个有气体盘但没有恒星盘的天体（NGC 2663），一个有恒星盘但没有气体盘的天体（NGC 1404），一个既没有恒星盘也没有气体盘的天体（NGC 1399）和一个可能有电离锥的天体（NGC 3136）。主成分层析成像是一种有效的方…
Outflows in the Gaseous Discs of Active Galaxies and their impact on Black Hole Scaling Relations
本文将AGN驱动风的新物理处理引入星系形成半解析模型，推导了黑洞质量与星系多项属性的标度关系，发现AGN反馈主要控制关系弥散，并指出当前模型在复现局部标度关系上的不足或观测样本的不完备性。
CO Emission Delineating the Interface between the Milky Way Nuclear Wind Cavity and the Gaseous Disk
基于MWISP观测，我们研究了高z CO向切点的发射，在切点处分子云（MC）的距离被很好地确定。在l=12-26 deg和|b| <5.1 deg的区域内，共鉴定出321个|z| > 110 pc的MC，其中近30个极高z MC（|z| > 260 pc的EHMC）集中在R_GC=2.6-3.1 kpc的狭窄区域内。EHMC浓度与RGC =2.3-2.6 kpc的其他高z MCs一起构成了与费米泡物理相关的HI空隙边缘周围的分子火山口壁结构。有趣的是，一些位于银道面上方和下方的陨石坑壁中的大型高z MC显示出彗星状结构，其头部朝向银道面，这有利于夹带的分子气体随着多相流从银道面移动到高z区域的情况。我们认为，银河系核风有一个显着的影响银河系气体盘。大约3- 600万年前的强大核风可能是造成观测特征的原因：（1）位于HI空洞边缘的CO气体增强，（2）R_GC<3 kpc内原子和分子气体的缺乏，（3）EHMC浓度与3 kpc臂之间的可能联系，以及（4）高Z MC拉长，尾部指向远离银河平面。
A Gemini view of the galaxy cluster RXC J1504-0248: insights on the nature of the central gaseous filaments
我们重新审视星系团RXC J1504-0248，这是一个具有近红移（$z = 0.216$）强冷核结构的显著例子。我们进行了综合分析，使用光度和光谱数据在双子座南望远镜。我们通过引力透镜估计了星系团的质量，得到$M_{200} = 5.3\pm0.4 \times 10^{14}$ $h_{70}^{-1}$ M $_\odot$在$R_{200} = 1.56 \pm 0.04$ $h^{-1}_{70}$ Mpc内，与维里质量估计一致。这个星团呈现出一个与其BCG相关的突出的附属结构，主要位于其长轴上，并与X射线发射对齐。对三个发射谱线诊断图的综合研究表明，灯丝发射落在这些图的所谓过渡区。因此，若干电离源应发挥有意义的作用。我们认为，老恒星，经常被用来解释LINER发射，不应该是电离的主要来源。我们已经注意到，大多数的附加发射的线比与从激波模型获得的激波激发极限一致。我们还发现，线通量与气体速度（这里估计从线宽）的幂律与冲击模型的预期范围内的斜率。然而，这些模型也表明，只有~10%的H $α$光度可以用激波来解释。我们的结论是，可能与冷却的星系团内的气体的结构可能确实有助于灯丝星云发射的冲击，但不能电离光子的主要来源。
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。
Discovery of giant bubbles in the hot gaseous halo of the massive disk galaxy NGC 6286
利用多波段数据在 NGC 6286 中发现一对约 5 kpc 的巨型气泡，源于超级风，温度较高，能量注入率约 10^43 erg/s，揭示星系反馈过程。
Gaseous disks in white dwarfs: properties of the current sample
本研究通过观测13颗红外超量白矮星的光学光谱搜寻气体成分，结合文献汇编最大相关样本，发现含/不含气体盘的白矮星恒星性质无显著差异，验证了气相寿命短于尘埃阶段的观点，为白矮星星周盘演化研究提供支撑。
Discovery of X-shaped Morphology of the Giant Radio Galaxy GRG 0503-286
巨大射电星系GRG 0503-28在70-230 MHz的GLEAM巡天图像的高表面亮度灵敏度揭示了它的两个叶的反转对称弯曲，同时在它们的弯曲部分之间保持了约200 kpc宽的带状射电发射间隙。这使得源的外观是一个巨大的X形射电星系。识别的气体层，可能是宇宙网络中的WHIM填充片的存在下的发射间隙，我们认为，该层是两个射电瓣的反转对称弯曲的最有可能的原因。注意到这种气体层的多种观测表现。这个GRG的两个叶，已知从宿主星系非常不对称地延伸，关于发射间隙非常对称，证实了之前提到的正常尺寸的双射电源的奇怪趋势。北瓣的异常射电频谱梯度报告，这GRG是没有得到证实。
The Complex Gaseous and Stellar environments of the nearby dual AGN Mrk 739
利用甚大望远镜（VLT）上的多单元光谱探测器（MUSE）对邻近（$z\sim0.03$）活动星系核（AGN）Mrk 739进行了积分场光谱（IFS）观测，其投影核间距为$\sim$ 3.4 kpc。我们发现，该星系有一个扩展的活动星系核电离的发射线区域延伸到$\sim 20$ kpc远离核，而恒星形成区更集中在2 - 3 kpc。我们模拟的东核周围的电离气体的运动学使用一个圆形的磁盘配置文件，导致在$237^{+26}_{-28}$ km s $^{-1}$的峰值速度在$\sim 1.2$千秒差距的距离。1.2 kpc内的动力学质量是$\log M(M_{\odot})=10.20\pm0.06$，$\sim$是Mrk 739 E估计的超大质量黑洞（SMBH）质量的1,000倍。该系统的形态和动力学与碰撞的早期阶段相一致，前景星系（Mrk 739 W）是一个年轻的恒星形成星系，与其背景伴星（Mrk 739 E）正在进行第一次通过。由于Mrk 739 W的SMBH没有显示出快速吸积的证据，我们认为Mrk 739 W的北旋臂是被Mrk 739 E的核活动电离的。
Studying the gaseous outskirts of galaxy groups with coherent Ly alpha absorption patterns
本研究利用HST/COS存档光谱，在四个近邻低质量星系群维里半径外的群外介质中发现高探测率的Lyα吸收体，其密度超于一般星际介质，支持AGN反馈抬升气体的假说，为理解星系群演化提供观测依据。
Jet--ISM Interactions in Gaseous Disks: Simulating Kinetic Feedback in the Radio Galaxy 3C 326 N
利用三维相对论流体动力学模拟研究非均匀气体盘中喷流-星际介质耦合，探索不同云配置等参数空间，发现其受云配置强烈影响，结果能重现3C 326 N观测特性。
Imaging Spectroscopy of Ionized Gaseous Nebulae around Optically Faint AGN at Redshift z ~ 2
利用Keck/OSIRIS激光导星辅助的自适应光学（LGSAO）积分场光谱技术，观测了12个星系的[O III] 5007埃星云辐射，这些星系的活动星系核（AGN）具有光学微弱（R = 20 - 25; nuLnu ~ 10^44 -10^46 erg/s），红移z ~ 2 - 3。结合深哈勃空间望远镜宽视场相机3休息帧光学成像，凯克/MOSFIRE休息光学光谱，和凯克/KCWI休息紫外积分场光谱，我们证明了这些源的连续谱和发射线结构表现出广泛的形态，从紧凑的孤立点源到双活动星系核合并系统广泛的~ 50 kpc潮汐尾。十二个星系之一，以前已知的表现出一个接近阻尼LyA系统与星系的红移一致的证据都扩展[O III]窄线发射区和空间偏移LyA发射（形态上不同的蓝移和红移组件）表示大规模的气流光电离的中央活动星系核。我们没有发现广泛的证据，恒星形成的宿主星系周围的活动星系核的[O III]速度色散往往是高的（西格玛= 100 - 500公里/秒），连续形态比质量匹配的恒星形成比较样本更紧凑，诊断星云发射线比主要由活动星系核样电离光谱。该样本是最一致的人口活动星系核辐射约在其爱丁顿极限和photocatalytic扩展[O III]星云的特征尺寸尺度约为活动星系核光度的平方根。
Probing the anisotropy of the Milky Way gaseous halo: Sight-lines toward Mrk 421 and PKS2155-304
我们最近发现，银河系的晕包含了一个巨大的热气体库，其中包含了银河系中大部分缺失的重子。这种环星系介质（CGM）的平均物理性质是通过结合沿几个河外视线的平均吸收和发射测量来确定的。然而，有一个广泛的分布，晕发射措施和\ovii柱密度，这表明银河系温热气体晕是各向异性的。我们提出了{ \it朱雀}观测领域接近两个视线，沿着我们有精确的\ovii吸收测量与\chandran。沿这两条视线的柱密度在误差范围内是相似的，但我们发现，排放措施是不同的。因此，在两个方向上的密度和路径长度一定是不同的，这提供了一个暗示性的证据，即银河系CGM中的温热气体不是均匀分布的。然而，导出的参数的形式错误太大，使这样的索赔。两条视线的平均密度和路径长度与全球平均值相似，因此光环质量仍然很大，超过100亿个太阳质量。随着更多这样的研究，我们将能够更好地表征CGM各向异性，并更准确地测量其质量。我们还表明，银河系盘所观察到的\ovii吸收的贡献微不足道，一个类似的结论也独立的排放措施。我们进一步认为，任何密度的不均匀性，在温暖的热气体，无论是从结块，从磁盘，或从一个不恒定的密度梯度，将加强我们的结果，星系晕的路径长度和质量将变得比我们在这里估计的更大。因此，我们的结果是保守和稳健的。
X-Ray Detection of Warm Ionized Matter in the Galactic Halo
我们报告的冷和轻度电离的气体重子金属成分的银河系的系统调查，通过分析高分辨率钱德拉和XMM-牛顿光谱的两个样本的银河系和河外源。对位于我们的银河系和河外来源的源的视线之间的比较，使我们第一次能够清楚地区分我们的银河系的磁盘和晕中的气态金属成分。我们发现，一个温暖的电离金属介质（WIMM）渗透在银河系的磁盘上方和下方的大体积，也许到环银河系空间（CGM）。这个Halo-WIMM几乎印刻了我们河外目标光谱中看到的OI和OII吸收的全部，温度为T（Halo-WIMM）=2900 +/- 900 K，密度<n_H>（Halo-WIMM）= 0.023 +/- 0.009 cm-3，金属丰度Z（Halo-WIMM）=（0.4 +/- 0.1）Z_Solar。与以前的工作相一致，我们还确认银河系的盘至少包含两种不同的气态金属成分，一种是冷的和中性的（CNMM：冷中性金属介质），另一种是温暖的和轻度电离的，具有与Halo-WIMM相同的温度，但密度更高（<n_H>E-WIMM）= 0.09 +/- 0.03 cm-3）和金属量（Z（E-WIMM）= 0.8 +/- 0.1$ Z_Solar）。通过对银河系采用一个简单的盘+球几何，我们估算了CNMM的质量以及M（CNMM）<8 e8太阳质量和M（WIMM）~ 8.2e9太阳质量的总（盘+晕）WIMM。
扫码添加微信好友，提出您的宝贵建议 👇
💡 备注请填写：网站反馈
发表机构由 AI 从论文文本抽取，如发现错误，欢迎反馈修正建议。