The Baryon Census in a Multiphase Intergalactic Medium: 30% of the Baryons May Still Be Missing
对于低红移的宇宙学和星系形成速率来说，解释大爆炸中合成的所有重子是很重要的。尽管星系和星系团中含有10%的重子，但更多的重子存在于光电离的莱曼-α森林和T = 10^5 ~ 10^7 K的冲击加热的温热星系际介质（WHIM）中。WHIM在10^5至10^6 K的电流示踪剂包括O VI 1032、1038吸收线，以及宽莱曼α吸收体（BLA）和来自Ne VIII、O VII和O VIII的EUV/X射线吸收线。我们改进了O VI重子调查与修正的氧金属性（Z/Zsun）和O VI电离分数（f_OVI）使用宇宙学模拟的加热，冷却和金属输运的密度-温度结构的介质。从统计学上讲，它们的乘积与柱密度相关，（Z/Zsun）（f_OVI）=（0.015）（N_OVI/10^{14} cm^-2）^0.70。N_OVI加权平均值为0.01，这是WHIM重子含量先前估计的两倍。我们还重新分析了H I数据从哈勃太空望远镜，应用红移校正吸收体密度，光致电离背景，和适当的长度，dl/dz。我们发现大量的重子分数在光电离Lya森林（28 +/- 11%），O VI/BLA-traced WHIM（25 +/- 8%），和崩溃阶段（18 +/- 4%）在星系，集团，集群，和环星系气体。重子短缺为29 +/-13%，这可以在来自较热WHIM的X射线吸收体或较弱的Lya和O VI吸收体中检测到。进一步的进展将需要使用…
2012-05-14 astro-ph.CO
On the connection between the metal-enriched intergalactic medium and galaxies: an OVI-galaxy cross-correlation study at $z < 1$
本文给出了在$z < 1$上研究$\sim 18~\textrm{Gpc}^3$共动体中星系和OVI吸收体的自相关函数和互相关函数的新结果。我们使用一个样本的51,296个星系和140个OVI吸收柱密度范围内的$13 \lesssim \log N \lesssim 15$测量两点相关函数在两个维度的横向和正交的视线$ξ(r_{\perp}, r_{\parallel})$。我们进一步推断相应的“实空间”相关函数，$ξ(r)$，通过投影$ξ(r_{\perp}, r_{\parallel})$沿$r_{\parallel}$，并假设一个幂律形式，$ξ(r) = (r / r_0)^{-γ}$。通过比较星系-星系互相关函数$ξ_{\textrm{ag}}$、星系自相关函数$ξ_{\textrm{gg}}$和吸收体自相关函数$ξ_{\textrm{aa}}$的结果，我们将星系和富金属星系际介质之间的统计联系限定为恒星形成活动的函数。我们还比较了这些结果从EAGLE宇宙流体动力学模拟的预测，并找到一个合理的协议。我们发现：（i）OVI吸收体在$\sim$ Mpc尺度上显示出非常小的速度色散，可能是$\lesssim$ 100 \kms ;（ii）OVI吸收体和星系可能不会线性地追踪相同的物质分布。特别是，我们的研究结果表明，OVI吸收较少聚集，并可能更多地延伸到星系周围比星系周围的星系本…
2016-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 Relationship Between Intergalactic HI/OVI and Nearby (z<0.017) Galaxies
我们分析了76个活动星系核的HST和FUSE谱中v<5000 km/s的星系际HI和OVI吸收体。由HI/OVI吸收追踪的重子明显地与星系周围的扩展环境有关;对于碰撞参量<400 kpc的重子，它们的数量是星系内部重子数量的5倍。这个巨大的物质库可能在星系演化中起着重要作用。我们列出了在给定的碰撞参量（rho）和速度差（Dv）内具有给定光度的星系的吸收体的比例，以及具有比给定的rho和Dv更接近的吸收体的星系的比例。我们确定了可能的“空洞吸收体”（rho>3 Mpc到最近的L* 星系），虽然在v<2500 km/s的所有吸收体都在1.5 Mpc的L>0.1 L* 星系。吸收体的性质依赖于ρ，但关系不是简单的相关性。对于一个已知旋转方向的边缘星系的四个rho=50-350 kpc的吸收体，我们没有发现吸收体速度和下面星系的旋转曲线之间有明确的关系。当rho<350 kpc时，L>0.1 L* 星系的Ly-alpha（OVI）覆盖因子对于场星系是100%，对于群星系是65%; 50%的星系群有Ly-alpha相伴。所有OVI吸收体都出现在L>0.25 L* 星系的550 kpc范围内。14种OVI吸收剂中有3种的性质与光电离一致，有5种证据表明是碰撞电离，其他的则不明确。宽的Ly-alpha线的分数从z=3到z=0增加，并且随着碰撞参量的减小，这与星系中~500 kpc的气体正在升温的…
2009-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
Detection of X-ray Emission from the Warm-Hot Intergalactic Medium through the Angular Autocorrelation Function with Chandra
我们已经使用了角自相关函数（AcF）与钱德拉的ACIS-S仪器的指向。然而，我们确定，钱德拉的背景低于1千电子伏的贡献是太高，以实现合理的灵敏度。
2012-09-27 astro-ph.CO
X-ray warm absorption and emission in the polar scattered Seyfert 1 galaxy MRK 704
我们提出了一个详细的研究电离环境的塞弗特1星系Mrk 704使用中，高分辨率X射线光谱获得了长期的XMM-牛顿观测。0.3-10 kev的连续谱由一个幂律（γ ~ 1.86）和两个黑体（kT ~ 0.085和0.22 kev）很好地描述，它受到中性部分覆盖吸收（N_H ~ 10^{23}/cm 2，覆盖分数~ 0.22）和两个暖吸收体分量的影响。我们确定了一个低电离，Xi ~ 20尔格-厘米/秒，和高流出速度，v ~ 1350公里/秒，相生产的OVI和铁M-壳层未分辨过渡阵列（UTA）。一个附加的高电离温吸收阶段，xi ~ 500 erg-cm/sec和低流出速度，v ~ 540 km/s，引起吸收功能，由于OVII，OVIII，NVI，NVII和CVI。我们还检测到的签名弱发射线的氦样三重态从OVII和NVI离子。发射线可以很好地描述为两种密度不同但xi相当的暖发射光电离介质，表明暖发射的离散云。产生共振线的高密度相（n_e ~ 10^{13}/cc）似乎以~ 5000 km/s的高速流出。低速度、低密度相可能类似于在塞弗特2星系中发现的X射线线发射区。暖辐射体和暖吸收体的物理条件表明，这些云是相似的，但在我们的视线上观察到吸收，在其他视线上观察到发射。独特的视线通过接近环面开口角可能是负责中性部分覆盖吸收和我们的看法，由于在这个极性散射塞弗特1星系的抑制连续发射线。
2011-03-31 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
An HST/COS Search for Warm-Hot Baryons in the Mrk421 Sightline
热增宽的Lya吸收剂（BLA）提供了使用高度离子化的金属吸收剂（OVI、OVII等）的替代方法。探测温热的星系际介质（WHIM，T=10^5-10^7 K）。到目前为止，通过BLA进行的WHIM调查并不比通过远紫外和X射线金属离子探针进行的调查更模糊。探测这些微弱的、广泛的特征需要具有良好特征的远紫外连续谱的背景源和非常高质量的数据。然而，最近的HST/COS观测z=0.03 blazar Mrk 421使我们能够以前所未有的精度对WHIM气体进行独立于金属的搜索。数据具有高信噪比（S/N~50/~20 km/s分辨率元素），平滑的幂律blazar光谱允许全参数连续模型。我们分析了BLA吸收器的Mrk 421视线，特别是Nicastro等人（2005 a，b）基于Chandra/LETG观测报告的建议的OVII WHIM系统的对应物。我们推导出了由X射线观测预测的Lya剖面。COS数据的信噪比很高（S/N~25/像素），但通过将数据合并到预期BLA轮廓的宽度特征，可以获得更高的S/N。利用这种技术，我们在Mrk 421瞄准线上对WHIM气体在很大的（N_H，T）参数范围内是敏感的。我们排除了Nicastro等人声称的OVII检测在其标称温度（T~1-2x10^6 K）和金属丰度（Z=0.1 Z_sun）>2 sigma水平。然而，WHIM气体在更高的温度和/或更高的金属丰度是符合我…
2011-08-02 astro-ph.CO
Evidence of X-ray emission from the Warm Hot Intergalactic Medium
本研究通过对XMM-Newton和eROSITA数据进行功率谱分析，首次高置信度间接探测到来自温热星系际介质的X射线辐射，填补了宇宙大尺度结构演化图景的关键空白。
2023-07-26 astro-ph.CO
The effect of feedback on the emission properties of the Warm-Hot Intergalactic Medium
目前，本机宇宙中30%-40%的重子仍未被发现。根据理论预测，这种气体应该存在于填充大尺度结构（LSS）的细丝中，以温热星系际介质（WHIM）的形式存在，温度为10^5 - 10^7 K，从而通过自由-自由相互作用和重元素的线发射软X射线能量。在这项工作中，我们的WHIM的X射线发射的特性，和LSS一般，侧重于不同的物理机制，即银河风（GWs），黑洞反馈和恒星形成的影响，并提供可能的观测约束的估计。为此，我们使用一组宇宙流体动力学模拟，其中包括恒星形成和化学富集的星系际介质的自洽处理，使我们能够遵循不同的金属物种的演变。我们构建了一组模拟光锥，使在0.3-10 keV的能量范围内的发射预测。我们得到，GWs增加了2倍的星系团和WHIM的发射。在平均温度下的氧气量，因此，预期的明亮Ovii和Oviii线的数量增加了3倍，由于GW和20%，当假设一个头重脚轻的IMF。我们比较我们的结果与目前的观测限制，发现从微弱的集团和WHIM的排放应占一半到所有的未解决的X射线背景在1-2 keV带。
2012-06-01 astro-ph.CO
The signature of the Warm Hot Intergalactic Medium in WMAP and the forthcoming PLANCK data
利用对数正态概率密度函数描述弱非线性物质密度场，计算了温热星系际介质与宇宙微波背景温度各向异性图之间的互相关。我们在威尔金森微波各向异性探测器测量的数据中寻找这种贡献。我们使用一个模板的投影物质密度重建从两微米全天红移巡天作为电子分布的示踪剂。细丝的空间分布模型使用最近发展的增广拉格朗日微扰理论。在这里考虑的尺度上，重建的密度场很好地描述了假设的对数正态分布函数。我们预测互相关将具有$0.03-0.3μ$ K的幅度。测量值接近于$1.5μ$ K，与模板中的结构和温度各向异性数据中的结构之间的随机对准相容。使用W1差分程序集来消除这种系统性，给出了由银河前景主导的剩余相关。普朗克可以检测到温暖-热介质，如果它是很好的跟踪密度场重建星系调查。217 GHz信道将允许消除杂散贡献，并且其大的频率覆盖范围可以显示从频谱的瑞利-金斯到维恩部分的符号变化，这是热Sunyaev-Zeldovich效应的特征。
2013-04-11 astro-ph.CO
The contribution of the kinematic Sunyaev-Zel'dovich Effect from the Warm Hot Intergalactic Medium to the Five-Year WMAP Data
利用Wilkinson微波各向异性探测器（WMAP）五年观测数据，研究了由温暖-热的星系际介质（WHIM）产生的运动学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）效应对宇宙微波背景（CMB）温度各向异性的贡献。我们探索的一致性LambdaCDM宇宙模型，有和没有这个kSZ的贡献，使用马尔可夫链蒙特卡罗算法。我们的模型需要一个额外的参数来描述这个新的组件。我们的结果表明，kSZ信号的加入改善了数据的拟合，而没有显著改变除Obh ^[2]外的最佳拟合宇宙学参数。这种改进局限于l>500的多极子。对于最佳拟合模型，该额外分量在l~450处达到峰值，振幅为129 μ K^2，占威尔金森微波各向异性探测器测得的总功率的3.1%。尽管如此，在2-sigma水平上，零kSZ贡献仍然与数据兼容。检测到的信号的一部分可能来自未掩蔽的点源和/或泊松分布的前景残差。一个统计上更重要的检测需要更广泛的频率覆盖范围和角分辨率即将到来的普朗克任务。
2009-05-18 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
To be or not to be: hot WHIM absorption in the blazar PKS 2155-304 sight line?
z<1的宇宙学缺失重子很可能隐藏在温热星系际介质（WHIM）的热（T $\gtrsim10^{5.5}$ K）相中。虽然热WHIM由于其高电离水平而难以检测，但WHIM的暖（T $\lesssim10^{5.5}$ K）相已经在FUV波段中被非常稳健地检测到。我们采用的假设，热和温暖的WHIM阶段是共同定位的，因此使用FUV检测到温暖的WHIM作为宇宙学上有趣的热WHIM的示踪剂。我们利用的假设进行X射线跟踪的视线耀变体PKS 2155-304的红移，其中以前的FUV测量的OVI，SiIV和BLA吸收表明存在的温暖WHIM。我们寻找OVII He $α$和OVIII Ly $α$吸收线，这是最有可能的热WHIM示踪剂。尽管暴露时间非常长（$\approx$> 1 Ms），但XMM-牛顿/RGS 1数据未产生显著检测，这对应于$\log{N({\rm OVII})({\rm cm}^{-2}))} \le 14.5-15.2$和$\log{N({\rm OVIII})({\rm cm}^{-2}))} \le 14.9-15.2$的上限。对LETG/HRC数据的分析得出了一致的结果。然而，LETG/ACIS数据在$λ\approx$ 20 μ m处检测到吸收线样特征，简单的基于一个参数不确定度的置信水平为3.7 $σ$，与几个早期的LETG/ACIS报告一致。鉴于RGS 1数据的高统…
2018-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
CGM properties in VELA and NIHAO simulations; the OVI ionization mechanism: dependence on redshift, halo mass and radius
我们研究了模拟星系的环星系介质（CGM）中冷/热气体的成分，并讨论了光电离与碰撞电离的OVI的相对生产，作为晕质量，红移和距离星系晕中心的函数。这是利用两套不同的放大水文宇宙学模拟，VELA（6晕; $z>1$）和NIHAO（18晕; $z=0$），这提供了广泛的理论基础，因为它们使用不同的代码和物理配方的恒星形成和反馈。在这项工作中研究的所有晕，我们发现，碰撞电离热电子占主导地位，在高红移，而光电离的冷或暖气体的超星系辐射接管附近$z\sim2$。在$\sim 10^{12}M_{\odot}$及以上的晕中，碰撞在$z<0.5$再次变得重要，而对于质量较小的晕，光电离在$z=0$以下仍然很重要。在具有$M_{\textrm v}>3\times10^{11}~M_{\odot}$的晕圈中，在$z\sim 0$下，大部分光电离OVI处于暖的而非冷的气相（$T\lesssim 3\times 10^5$ ~K）。我们还发现，碰撞是占主导地位的中心区域的晕，而光电离是更显着的外围，周围$R_{\textrm v}$，即使在大规模的晕。这也可以用暖气体的存在来解释，或者在质量较低的晕中，用冷气体的流入来解释。
2019-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Multiple Absorption-Line Spectroscopy of the Intergalactic Medium. I. Model
本文提出了一个基于物理的吸收线模型，用于星系际介质的光谱研究。该模型采用了Gnat和Sternberg（2007）的Cloudy模拟和理论计算结果，以检查吸收气体在以下电离场景下的观测特征：碰撞电离平衡（CIE），光电离平衡，混合（光加碰撞电离）和非平衡冷却。作为演示，我们应用这个模型的新的观测与宇宙起源光谱仪搭载在哈勃太空望远镜的IGM吸收在z~0.1877沿1 ES 1553+113视线。我们识别出Ly α，C III，O VI和N V吸收线，它们具有两个不同的速度分量（蓝色在z_b=0.18757;红色在z_r=0.18772），它们之间的距离为Delta（cz）/（1+z）~38 km/s。这些线的联合分析表明，没有一个检查的电离方案可以应用于蓝色的速度分量的信心，虽然光电离似乎发挥了主导作用。对于红色分量，可以排除CIE，但纯光电离和混合方案（T<1.3E5 K）更容易接受。吸收气体的氢密度和金属丰度的限制范围为n_H=（1.9-2.3）E-5 cm^-3和Z=（0.43-0.67）Z_solar。这些约束条件表明OVI和HI电离分数，f_OVI=0.10-0.15，f_HI=（3.2-5.1）E-5，总氢柱密度N_H=（0.7-1.2）E18 cm^-2。这表明多条吸收谱线的联合分析可以约束吸收体的电离态，并将结果用于估计吸收体中所含的重子物质。
2011-02-09 astro-ph.CO
The Dearth of Chemically Enriched Warm-Hot Circumgalactic Gas
围绕星系的环星系介质（CGM）被认为记录了各种形式的星系反馈，并包含了相当一部分的“失踪重子”的个别暗物质晕。然而，热CGM存在的明确观测证据仍然缺乏。我们使用沿12个背景活动星系核的居间星系作为示踪剂，寻找相应的CGM中产生的X射线吸收线。堆叠钱德拉光栅观测相对于星系群和不同的亮度，这些干预星系，我们得到的光谱与信噪比为46-72每20毫安的光谱箱在预期的OVII Ka线。我们没有发现可检测到的吸收线的CVI，NVII，OVII，OVIII，或NeIX。高光谱质量允许我们将上限严格限制到相应的离子柱密度（特别是log[N（OVII）（cm^{-2}）]<=14.2- 14.8）。这些未探测到的现象与活动星系核光谱中常见的z~0处X射线吸收线的局域群假设是不一致的。这些结果表明，在10^{5.5}-10 ^{6.3} K温度范围内的假定CGM可能无法解释丢失的重子，除非金属丰度小于10%太阳。
2010-05-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
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
Rest-frame UV line emission from the intergalactic medium at 2<z<5
静止帧紫外发射线提供了可能性，直接图像周围的气体高红移星系与即将到来的光学仪器。我们使用一套大型的流体动力学模拟来预测星系际介质在2<z<5处的发射线的性质和可探测性。最明亮的发射来自HI Ly-alpha，最强的金属线CIII大约要暗一个数量级，尽管如果气体对紫外线背景有自屏蔽作用，或者如果灰尘很重要，HI Ly-alpha可能会更暗。CIV、SiIII、SiIV和OVI的最高表面亮度区域比CIII暗几倍。NV和NeVIII谱线，以及HeII H-α谱线，都要弱得多，但它们的最大表面亮度在z=2（2”像素）时仍超过100光子/cm ^2/s/sr。较低的电离线出现在密度更大、温度更低的气体中，从而产生更凝块的发射。最亮的HI Ly-alpha发射出现在高密度气体中，但高电离金属线的最高表面亮度发射跟踪更宽范围的超密度。明亮的金属线发射跟踪温度接近相应发射率曲线峰值的气体。HI Ly-alpha、HeII H-alpha、CIII、SiIII和SiIV是探测冷吸积流和流出流较冷部分的优秀探测器，而CIV、NV、OVI和NeVIII则是探测弥散WHIM和银河风的强大示踪剂。不同的物理处方的模拟结果的比较表明，更明亮的金属线发射的预测是强大的几个因素之内。在不久的将来，来自高红移IGM的几条发射线将变得可探测，可能从Palomar上的宇宙网络成像仪开始。MUSE和凯克宇宙网络成像仪有可…
2011-09-01 astro-ph.CO
A search for the missing baryons with X--ray absorption lines towards the blazar 1ES 1553+113
本研究通过分析耀变体1ES 1553+113的X射线能谱搜寻温热星系际介质，发现一例2.6σ的OVII吸收线候选体，提出配套宇宙学统计框架，得出热WHIM重子占比44±22%的结论，指出需更大样本精准测定其密度。
2023-05-02 astro-ph.CO
The abundance, distribution, and physical nature of highly ionized oxygen OVI, OVII, and OVIII in IllustrisTNG
我们探讨的丰度，空间分布，和物理性质的OVI，OVII和OVIII离子的氧在环星系和星系间的媒体（CGM，IGM和WHIM）。我们使用TNG 100和TNG 300大体积宇宙学磁流体动力学模拟。模拟氧的电离态建模，我们发现与观测的低红移OVI柱密度分布函数（CDDF）的良好协议，并提出其演变为所有三个离子从z=0到z=4。生产模拟类星体吸收线光谱调查，我们表明，IllustrisTNG模拟是完全一致的约束OVI内容的CGM从COS-Halos和其他低红移观测，生产列高达观察。我们使用数十万个模拟星系测量每个离子的总质量和平均柱密度，这些星系的跨度为10^11 < Mhalo/Msun < 10^15，对应于恒星质量为10^9 < M*/Msun < 10^12。OVI的叠加径向剖面在三维数密度和二维投影柱中计算，分解为1-晕和2-晕项。晕OVI的中央星系的属性，我们发现一个星系的（g-r）颜色和OVI的总量在其CGM之间的相关性。与COS-Halos的发现相比，这导致了在恒星（或晕）质量固定的情况下，恒星形成星系和被动星系周围的柱状物的二分法。我们证明，这种相关性是一个直接的结果，黑洞反馈与淬火和银河系尺度的重子反馈影响的物理状态的环星系介质的因果关系的后果。
2018-03-15 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
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
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
Metal-line emission from the warm-hot intergalactic medium: II. Ultraviolet
局部宇宙中大约有一半的重子被认为存在于温暖的星系际介质（WHIM）中。金属在紫外波段的发射线是这种气体较冷部分的极好示踪剂。我们提出了一个紫外线样本的表面亮度的预测，可能会被下一代的紫外线望远镜在z<1。我们使用一个子集的模拟从OWLS项目创建发射图，并调查不同的物理处方恒星形成，超新星和AGN反馈，化学动力学和辐射冷却的影响。大多数模型产生的结果在几个因素内一致，表明预测是稳健的。在我们所考虑的谱线中，C III是最强的谱线，但它通常跟踪温度低于10^5 K的气体。Si IV也是如此。第二强的谱线C IV追踪环银河系气体，温度约为10^5 K。O VI和Ne VIII探测温度较高（T分别为10^5.5 K和10^6 K）和扩散性较强的气体，这可能是大尺度结构的较好示踪剂。N-V辐射介于C-IV和O-VI之间.所有发射线的强度随着气体密度和金属含量的增加而强烈增加，并且对于明亮的发射，它与线发射率最高的温度密切相关。特别是，C III、C IV、Si IV和O VI的发射足够明亮，在不久的将来可能被探测到（>10^3光子/s/cm ^2/sr），来自相对致密（rho>10^2 rho_mean）和富含金属（Z>0.1 Z_sun）的气体。因此，发射谱线是丢失重子的高度偏置示踪剂，并不是关闭重子预算的最佳工具。然而，它们确实提供了一种强有力的手段来探测气体冷却到星系和星系群上或流出星…
2010-06-14 astro-ph.CO
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
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
Probing the IGM/Galaxy Connection V: On the Origin of Lya and OVI Absorption at z<0.2
我们分析了星系的关联Lya和OVI吸收，最常见的低z星系际介质（IGM）中检测到的过渡，在14个类星体的领域与z_em = 0.06-0.57。与以往的研究结果一致，我们观测到Lya吸收对碰撞参量rho = 300 kpc的高覆盖率：33/37的L>0.01L* 星系的Lya等效宽度W_Lya> 50 mA。所有光度L>0.01L* 和光谱类型的星系都被弥漫电离的环星系介质（CGM）所包围，其重子质量估计为~10^（10.5 +/-0.3）Msun（N_H为常数）。现代星系的维里化晕和扩展的CGM是大多数强Lya吸收体（W_Lya > 300 mA）的原因，但不能再现Lya森林中观察到的大多数谱线。我们的结论是，大部分W_Lya=30- 300 mA的Lya吸收发生在宇宙学模拟预测的宇宙网中，并估计这些细丝的特征宽度约为400 kpc。对于OVI，我们观测到一个接近1的覆盖率，对于L>0.1L* 的星系，覆盖率为rho= 200 kpc，对于sub-L*（0.1L *<L<L*）的星系，覆盖率为rho = 300 kpc。与我们的Lya结果相似，在L>0.1L* 星系的维里化晕中出现了更强的OVI系统（W_OVI > 70 mA）。与Lya不同的是，在亚L * 星系的扩展CGM中出现了较弱的OVI系统（W_OVI~ 30 mA）。在低z IGM中观测到的OVI气体大部分与单个星系周…
2011-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
Confirming the Detection of two WHIM Systems along the Line of Sight to 1ES 1553+113
我们利用新获得的原子数据对Nicastro及其合作者（2018）报告的两种高度电离的干预OVII吸收剂的两次检测进行了重新分析。我们确认两个干预的温热星系际介质OVII检测，并修改统计意义和物理参数的吸收剂在$z=0.4339$在光的银河系星际介质NII K $α$吸收的部分污染。
2018-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
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
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
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
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
The intergalactic medium over the last 10 billion years II: Metal-line absorption and physical conditions
利用1.1亿粒子宇宙流体动力学模拟研究了z=2->0时星系际介质和星系晕气体的金属丰度演化和含量。我们专注于可探测性和物理性质的紫外共振金属线吸收观测哈勃的宇宙起源光谱仪（COS）。我们确认，银河系的超风外流需要丰富的IGM观测水平下降到z=0使用三个风处方对比无风模拟。由于其中等的能量输入，我们青睐的动量守恒风处方将金属沉积在更靠近星系的地方，而更有活力的恒定风模型将温暖的IGM丰富了6.4倍。尽管有这些显著的差异，所有的风模型产生的金属线统计的两个现有的观测的一个因素。这是因为OVI、CIV、SiIV和NeVIII吸收剂主要来自T<10^5 K的光电离气体，在三种反馈方案中，光电离气体富集到相似的水平。OVI吸收体追踪扩散相，δ <100，在z=0时富集到约1/50 Zsol，尽管吸收体本身通常超过0.3 Zsol，并且来自不均匀分布的未混合风。CIV和SiIV吸收体主要追踪晕内的T~10^4 K气体。我们预测COS将观测到一群NeVIII光电离吸收体，追踪T<10^5 K，δ ~10的气体。在COS S/N=30的模拟视线中，虽然探测到T=10^（6-7）K的晕气，但很少探测到MgX和SiXII。一般来说，IGM是以由外向内的方式富集的，其中在较高的红移下释放的风吹金属达到较低的超密度，导致较高的电离物质追踪较低密度，较老的金属。在z=0时，星系外90%的重子富集到0.096…
2011-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
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
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
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
Cutoff in the Lyman-$α$ forest power spectrum: warm IGM or warm dark matter?
我们重新分析了（Viel et al 2013）中考虑的高红移和高分辨率$α$森林光谱，试图限制暖暗物质粒子的性质。与以前的工作相比，我们考虑了更广泛的星系际介质的热历史。我们发现，无论是温暖的和冷的暗物质模型可以解释截断观察到的通量功率谱的高分辨率观测同样好。然而，这意味着非常不同的热历史和基本的再电离模型。我们讨论如何消除这种简并性。
2017-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
