X-Ray Absorption By WHIM in the Sculptor Wall
我们提出了XMM RGS和钱德拉LETG观测的耀变体，H 2356 - 309，位于后面的雕塑家墙，一个大规模的星系结构，预计港口高密度的温热星系际介质（WHIM）。我们对RGS和LETG光谱的同时分析产生了对关键的红移O vii K-α线的3-sigma检测，其柱密度（>~10 ^{16} cm ^{-2}）与宇宙学模拟中产生的类似大尺度结构一致。这代表了第一次检测到非本地WHIM从X射线吸收研究，XMM和钱德拉数据进行了分析，同时吸收体红移是已知的，从而提供了强大的证据，预期的存储库的"失踪重子"。
2009-01-24 astro-ph.CO
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
Absorption signatures of warm-hot gas at low redshift: Broad HI Lyman-Alpha Absorbers
我们使用OWLS项目的宇宙学流体动力学模拟子集研究了低红移（z = 0.25）下HI吸收气体的物理状态，特别关注宽（bHI> 40 km/s）HI Lyman-Alpha吸收体（BLA），这些吸收体被认为起源于温热星系际介质（WHIM）中的激波加热气体。我们的基准模型，其中包括重元素的辐射冷却和超新星和活动星系核的反馈，预测到z = 0.25，近60%的气体质量最终达到WHIM的密度和温度特征，我们发现这部分的一半是由于流出。用模拟方法计算的标准HI观测量（HI柱密度分布N_HI、多普勒参数分布b_HI、b_HI-N_HI相关）和BLA线数密度与观测值符合得很好。BLA产生于比产生典型莱曼-阿尔法森林吸收器的气体更热、更高度电离和更富集的气体中。大多数BLA产生于低过密度（log Delta < 1.5）的温热（log（T/K）~ 5）气体中。平均而言，热加宽至少占BLA线宽的60%，这反过来又可以用作气体热状态的粗略指标。在低红移时，可探测的BLA只占WHIM真实重子含量的一小部分。为了检测该气相中的大部分质量，需要比当前紫外光谱仪所实现的灵敏度好至少一个数量级。我们认为，BLAs主要是跟踪气体已被冲击加热和丰富的外流，因此，他们提供了一个很好的理解反馈过程的重要窗口。
2012-07-02 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
The intergalactic medium over the last 10 billion years I: Lyman alpha absorption and physical conditions
星系际介质（IGM）是所有宇宙时期重子的主要储存库。我们调查的IGM从z=2-0在48 Mpc/h，1.1亿粒子宇宙流体动力学模拟银河系外流使用三个处方的演变。我们专注于IGM的物理性质的演变，以及如何跟踪这些属性的Ly-alpha吸收使用HST/COS检测。我们的研究结果广泛地证实了经典的图片，大多数Ly-alpha吸收剂产生于高度电离的气体示踪的非线性大尺度结构。结构的增长导致气体从弥漫的光电离IGM进入其他宇宙阶段，即恒星，星系晕内的冷和热气体，以及未结合和冲击加热的温热星系际介质（WHIM）。到目前为止，重子在束缚相（35%）、扩散IGM（41%）和WHIM（24%）之间大致相等。在这里，我们（重新）定义WHIM为超密度低于晕且温度>10^5 K的气体，以便更紧密地将其与“缺失重子”对齐。当我们调整我们的光致电离背景，以配合所观察到的演变的Ly-alpha平均通量递减，我们得到的线数的演变，广泛同意与现有的数据。我们预测我们所青睐的动量驱动风模型的柱密度分布斜率为-1.70，与最近的观测结果一致，并且随着红移而变浅。通过改进统计数据，强线的频率可以成为流出的有价值的诊断，我们青睐的风模型与现有数据最匹配。在z=2-0范围内，柱密度和物理密度之间的关系相当紧密，对于扩散吸收体，其关系为ρ N_HI ^0.74 10^（-0.37z）。线宽仅粗略地反映吸收气体的温度，这将妨碍使…
2010-07-01 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
Studying the WHIM with Gamma Ray Bursts
我们评估的可能性，以检测和表征的物理状态的失踪重子在低的红移通过分析X射线吸收光谱的伽马射线暴[GRB]余辉，测量的微热计为基础的探测器具有3 eV的分辨率和1000平方厘米的有效面积，并能够快速重新指向，类似于最近提出的X射线卫星EDGE和XENIA板上。为了这个目的，我们分析了模拟吸收光谱提取不同的流体动力学模拟用于模拟温暖的热星系际介质[WHIM]的属性。这些模型预测的OVI吸收线在UV中观察到的正确丰度，并满足当前的X射线约束。根据这些模型，EDGE和XENIA等太空任务每年应该能够通过OVII线检测到大约60个WHIM吸收器。其中约45%的样品除了OVII外还具有至少两条可检测的谱线，可用于确定气体的密度和温度。气体密度和温度的估计中的系统误差可以以稳健的、很大程度上与模型无关的方式进行校正。对三年内收集的伽玛射线暴吸收光谱的分析也将允许测量WHIM的宇宙质量密度，精度约为15%，尽管这一估计取决于WHIM模型。我们的研究结果表明，伽玛暴是一个有效的，如果不是优选的，替代活动星系核研究WHIM的吸收。吸收光谱的分析很好地补充了发射中WHIM的研究，由于其高灵敏度和大视场，EDGE和XENIA的光谱仪将能够进行。
2009-03-10 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
Studying the WHIM Content of the Galaxy Large-Scale Structures along the Line of Sight to H 2356-309
我们利用一个500 ksChandra HRC-S/LETG光谱的blazar H2356-309，结合一个较低的S/N光谱的相同的目标，寻找存在的温暖，热的吸收气体与两个大尺度结构（LSS）通过这条视线在z=0.062（双鱼座-鲸鱼座超星系团，PCS）和在z=0.128（“更远的雕塑家墙”，FSW）。在结构的红移处，从C、O和Ne的任何强He或H类跃迁中检测到统计学显著（>=3sigma）的单独吸收。然而，我们仍然能够约束相关的假定吸收气体的物理和几何参数，通过执行联合光谱拟合的边缘检测和上限的最强预期线与我们的自洽混合电离WHIM光谱模型。在PCS的红移处，我们确定了一个温暖的相位，logT=5.35_-0.13^+0.07 K，log N_H =19.1+/-0.2 cm^-2，可能与一个更热但不太重要的相位共存，logT=6.9^+0.1_-0.8 K，log N_H=20.1^+0.3_-1.7 cm^-2（1 σ误差）。对于FSW，我们估计logT=6.6_-0.2^+0.1 K，log N_H=19.8_-0.8^+0.4 cm^-2。我们的限制，使我们能够估计的累积数密度每单位红移的OVIWHIM吸收剂。我们还估算了宇宙学质量密度，得到Omega_b（WHIM）=（0.021^+0.031_-0.018）（Z/Z_sun）^-1，与高金属丰度星系际“缺失重子”的质量…
2010-04-29 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
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
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
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
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
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
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
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
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
Cosmic Origins Spectrograph Observations of Warm Intervening Gas Towards 3C263
我们提出了HST/COS高S/N观测的z = 0.32566多相吸收朝向3C 263。COS数据显示来自H I、O VI、C III、N III、Si III和C II的吸收。该吸收体中的Ne VIII在FUSE光谱中被检测到。低和中间离子在运动学上彼此对齐，并且H I显示6 km/s的窄线宽。的O VI线的运动学偏移12公里/秒的低离子，是一个更广泛的四倍。所有的金属离子，除了O VI和Ne VIII是一致的起源于气体光电离的河外背景辐射。大部分观察到的H I也被这种光电离介质追踪。这种气相中的碳丰度接近太阳能。O VI和Ne VIII倾向于起源于T = 5.2 × 10^5 K时的碰撞电离气体。与该暖吸收体相关联的HI吸收是在COS光谱中边缘检测到的BLA。这个热气相的总氢柱密度为N（H）~ 3 × 10^19，比光电离气体的密度高2倍。在吸收器中同时探测到O VI、Ne VIII和BLA，可以对温度在10^5 - 10^6 K范围内的气体进行强有力的诊断，这对应于WHIM的暖相或星系扩展晕中的激波加热气体。
2012-04-18 astro-ph.CO
Absorption signatures of warm-hot gas at low redshift: OVI
我们调查的起源和物理性质的OVI吸收剂在低红移（z = 0.25）使用的一个子集的宇宙学，流体动力学模拟的超大规模模拟（OWLS）项目。干预OVI吸收器被认为可以追踪温暖-热星系际介质（WHIM）中的激波加热气体，因此可能在寻找当今宇宙中失踪的重子中发挥关键作用。与观测结果相比，从我们的模拟不同的OVI线参数（列密度，多普勒参数，休息等效宽度）的预测分布表现出缺乏强大的OVI吸收剂。这表明，亚网格尺度上的物理过程（例如湍流）可能会强烈影响OVI系统的观测特性。我们发现，干预OVI吸收主要出现在高度富集金属（0.1 << Z/Z_sun < 1）的气体中，典型的过密度为1 << rho/<rho>< 100。在我们的模拟中，发现三分之一的OVI吸收剂在温度T < 10^5 K时跟踪气体，而其余的在温度T =10^5.3 K左右的更高温度下出现在气体中。OVI存在于与激波加热重子物质相似的（rho，T）空间区域，但绝大多数气体的金属含量较低，不会引起可检测的OVI吸收。由于金属分布不均匀，我们的模拟中的OVI吸收剂只能追踪到宇宙重子（<2%）和宇宙金属的很小一部分。相反，这些系统可能会追踪到来自星系风的先前冲击加热的富含金属的物质，这些物质现在正在冷却。比较OVI和HI柱密度以根据类星体观测估计中间吸收体的物理条件的常见方法可能会产生误导…
2010-12-02 astro-ph.CO
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
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
Strong z~0.5 O VI Absorption Toward PKS 0405-123: Implications for Ionization and Metallicity of the Cosmic Web
我们给出了用FUSE和STIS观测到的O-VI系统在z_abs = 0.495096处朝向PKS 0405-123（z_em = 0.5726）的观测结果。除了强O VI（log N（O VI）= 14.47+/-0.02）和中等H I外，该吸收剂还显示C III、N IV、O IV和O V，上限为另外7种离子。大量的可用离子使我们能够测试电离模型通常采用少得多的约束。我们发现，离子柱密度不能匹配的碰撞电离模型，在平衡或不平衡。光电离模型可以匹配所观察到的柱密度，包括O VI。如果我们假设光电离是由类星体主导的紫外背景造成的，那么气体的金属丰度为[O/H] =-0.15，而一个紫外背景的模型加上从星系逃逸的电离光子的贡献，则得到[O/H] =-0.62。两者均给出[N/O] ~ -0.6和[C/H] ~ -0.2至-0.1。电离光谱的选择受到很大的限制。同时考虑光致电离气体（T~10^4 K）和碰撞电离气体（T~（1-3）x10^5 K）的多相模型也可以与观测结果相匹配，得到非常相似的金属丰度。该系统中的OVI不一定是WHIM物质的可靠示踪剂。我们没有检测到Ne VIII或Mg X吸收。Ne VIII/O VI的极限< 0.21（3 σ），是迄今观察到的最低值。因此，该吸收体并没有显示出T~（0.5-3）x10^6 K处的“温热星系际介质”存在的确凿证据，该介质被认为含有相当大比例…
2009-03-23 astro-ph.CO
Cosmic Origins Spectrograph Detection of Ne VIII Tracing Warm - Hot Gas Towards PKS 0405-123
我们报告在HST/宇宙起源光谱仪光谱的干预吸收系统在z = 0.495096对PKS 0405-123的检测氖VIII。高S/N COS光谱还覆盖了与该多相系统相关的H I、C III、O III、O IV和O VI的吸收。Ne VIII在双联体的两个品系中均以高显著性检测到，其中log Na（Ne VIII 770）= 13.96 +/- 0.06 dex和log Na（Ne VIII 780）= 14.08 +/- 0.07 dex的积分柱密度。我们发现Ne VIII的起源与T ~ 5 x 10^5 K时的碰撞电离气体一致，重子柱密度为N（H）~ 10^{19} - 10^{20} cm^-2。气相中的金属丰度为[Ne/H] ~ -0.6 +/-0.3dex。在T ~ 10，000 K时，C Ⅲ、O Ⅲ、O Ⅳ和H Ⅰ等中间离子与低电离度气体中的光电离一致。该吸收体中的O V和O VI可以具有来自光电离和碰撞电离气相的贡献。吸收体的系统速度为180 km/s，投影距离为110 kpc，来自一个M_R = -19.6的扩展星系。T ~ 5 x 10^5 K时的碰撞电离气体表明，起源于嵌入星系热晕或附近WHIM结构中的多相气体。COS所提供的高灵敏度紫外光谱学为通过探测Ne VIII系统发现低z宇宙中“失踪重子”的大型水库开辟了新的机会。
2010-08-19 astro-ph.CO
Detection of A Transient X-ray Absorption Line Intrinsic to the BL Lacertae Object H 2356-309
自20世纪70年代爱因斯坦X射线天文台发射以来，BL Lac天体的X射线光谱中出现了许多宽吸收特征。这些特征通常被解释为BL Lac天体固有的高速外流，因此提供了关于中央引擎周围内部环境的重要信息。然而，这种吸收特征最近还没有被钱德拉和XMM-牛顿等高分辨率X射线望远镜观测到。本文报道了用钱德拉X射线望远镜探测BL Lac天体H 2356-309的瞬态X射线吸收特性。这个BL Lac天体是在XMM周期7、钱德拉周期8和10期间观测到的，这是我们调查位于前景大尺度超结构中的温热星系际介质（WHIM）产生的X射线吸收活动的一部分。在一个80千秒，钱德拉周期10的观测，瞬态吸收功能检测到3.3西格玛（或99.9%的置信水平，占试验的数量），我们确定为OVIII K-α线产生的吸收器固有的BL Lac对象。其他11项观察结果均未显示这条线。我们约束了吸收体的电离参数（25 <~ Xi <~ 40）和温度（10^5 < T < 2.5 10^7 K）。这种吸收体可能是由速度高达1，500 km/s的外流产生的。在吸收线的长波长侧可能存在过量发射的建议;然而，发射材料的衍生性质与吸收材料的性质非常不同，这意味着它不太可能是典型的P Cygni型分布。
2011-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
