Dark matter halo occupation: environment and clustering
我们使用一个大的暗物质模拟的LambdaCDM模型研究的集群和环境的依赖性的子结构的数量在晕。在红移z=1的情况下，我们发现晕占据分布对周围密度的敏感性在百分之几十的水平上，对周围密度分布的不对称性的敏感性较小。我们计算了晕的自相关函数作为占据的函数，建立在Wechsler等人（2006）和Gao和White（2007）的发现基础上，即具有更多子结构的晕（在固定质量下）更加聚集。我们计算的相对偏差作为一个函数的占用数在固定的质量，找到一个强有力的关系。在固定质量下，占据前5%的晕可以具有比平均值高约1.5-2倍的自相关函数。我们还计算的偏见作为晕质量的函数，固定晕占领。我们发现，集团和集群大小的晕，当subhalos的数量是固定的，有一个很强的偏差和晕质量之间的关系。这种关系对晕轮模型提出了额外的挑战。
2011-09-19 astro-ph.CO
Observing the End of Cold Flow Accretion using Halo Absorption Systems
我们使用宇宙学SPH模拟来研究两个银河系大小的星系中的冷吸积气体，通过宇宙时间z=0。我们发现，气体合并和冷流吸积的结果在星系晕中的冷气体的显着数量。一旦星系超过临界质量，形成稳定的激波，Mvir = Msh ~ 10^12 Msun，这种冷的环星系成分就会急剧下降。在达到Msh之前，星系经历冷模吸积（T<10^5 K），并在吸积气体中显示出中等程度的高覆盖率：当R为10^16 cm^-2时，f_c ~ 30-50%<50 co-moving kpc and N_HI>。这些值比观测到的覆盖分数要低得多，这表明外流气体（不包括在这里）在模拟具有真实气体晕的星系中很重要。在超过Msh阈值约500 Myr内，每个星系都会转变为热模式气体吸积，f_c下降到约5%。在覆盖分数的急剧转变主要是晕质量的函数，而不是红移。这个签名应该是可检测的吸收系统的研究，目标星系不同的主机质量，并可能提供一个直接的观测示踪剂的过渡，从冷流吸积到热模式吸积的星系。
2011-06-06 astro-ph.CO
The Milky Way halo as a QSO absorption-line system. New results from an HST/STIS absorption-line catalogue of Galactic high-velocity clouds
我们使用档案紫外吸收线数据从HST/STIS统计分析的吸收特性的高速云（HVC）的星系晕对40多个河外背景源。我们确定吸收覆盖分数的低和中间离子（OI，CII，SiIII，MgII，FeII，SiIII，CIV，和SiIV）的范围fc = 0.20 - 0.70。对于详细的分析，我们集中在硅的吸收成分在HVC，我们调查的列密度，b值和径向速度的分布。结合信息的Si II和Mg II，并使用几何HVC模型，我们调查的贡献HVC强Mg II吸收剂的吸收截面在本地宇宙。我们估计，如果从外部有利位置观察我们的银河系，银河系HVC将平均贡献~52%的银河系总强MgII截面。我们进一步估计，从外部有利位置的银河系晕和光盘的强镁II吸收的平均投影覆盖分数是fc（sMgII）= 0.31晕半径R = 61千秒差距。这些数字，以及在低红移处观察到的强MgII吸收体的数密度，表明下落气体云（即，银河系型星系晕中的HVC类似物）对强MgII吸收体截面的贡献小于34%。这些发现与流出气体（例如，由星系风产生）在更活跃的恒星形成星系的晕中占主导地位的吸收截面的强MgII吸收在本地宇宙。
2013-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence Against Dark Matter Halos Surrounding the Globular Clusters MGC1 and NGC 2419
皮布尔斯（Peebles，1984）首先提出了古老的球状星团（GC）是在其自身的暗物质晕中心形成的猜想，最近又重新提出来解释在许多GC中观察到的令人困惑的丰度模式。在本文中，我们证明了孤立的GC的外部恒星密度分布是非常敏感的扩展的暗晕的存在。GC NGC 2419位于距离我们银河系中心90 kpc的位置，而MG C1位于距离M31中心约200 kpc的位置，是测试GC在大质量暗晕中心形成的理想实验室。将分析模型与这些GC的观测结果进行比较，我们得出结论，这些GC不可能嵌入维里质量大于10^6 Msun的暗晕中，或者等价地说，暗物质晕质量与恒星质量之比必须为Mdm/M_*<1。如果这些GC确实在它们的一生中在弱潮汐场中轨道运行，那么这些限制意味着这些GC不是在它们自己的黑暗晕中形成的。最近的观察，在GC NGC 1851的扩展恒星晕也解释在我们的分析模型的背景下。这些结果的GC的形成的影响进行了简要讨论。
2011-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Strong Dark Matter Self-interactions Diversify Halo Populations within and surrounding the Milky Way
通过含LMC类似天体的银河系尺度高分辨率SIDM放大模拟，研究强速度依赖自相互作用对卫星、回落和孤立晕的影响，揭示核形成与深度核坍缩共存及环境依赖。
2023-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Clusters in the Line of Sight to Background Quasars: II. Environmental effects on the sizes of baryonic halo sizes
根据最近在“RCS星系团背后的类星体”巡天（QbC）中对Mg Ⅱ吸收线系统频率的测量结果，分析了星系团环境对星系周围重子晕大小的影响。我们使用两个独立的模型，i）一个经验晕占领模型，适合当前测量的星系在低和高红移的集群和光度函数，和ii）的GALFORM半解析模型的星系形成，它遵循的星系人口的演变从第一原则，调整到匹配的统计数据的低和高红移星系。在这两个模型中，我们约束的MgII晕的大小的场和星系团的观测结果观测到的MgII统计。我们的结果与以前的工作一致，表明在半解析模型中，典型的\mgii晕的尺寸为50 h_71 ^-1 kpc，而在晕占据数方法中，尺寸略低。对于星系团环境，我们发现两个模型都要求MgII晕的平均尺寸r_MgII< 10h_71^-1 kpc，才能再现星系团中观测到的吸收线系统的统计数据。基于Chen & Tinker（2008）的结果，即更强的系统发生在更靠近MgII晕中心的地方，我们发现星系团中的强吸收系统发生在距离星系团中心大约1h_71^-1 Mpc的冷暖晕大小的固定部分。与此相反，较弱的吸收系统似乎发生在逐渐较短的相对分数，这个晕作为集群中心的距离减少。
2009-02-11 astro-ph.CO
Inner radius and energy conditions of dark matter halos surrounding Schwarzschild black holes
本文研究史瓦西黑洞周围暗物质晕的解析模型，证明当内半径不小于5M/2时三个能量条件均满足，强调内半径对暗物质分布研究的重要性。
2025-02-07 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
On the Redshift Evolution of MgII Absorption Systems
我们使用晕占领的方法来连接镁II吸收剂的暗物质晕作为红移的函数。利用Tinker & Chen（2008）建立的模型，我们参数化了在给定红移P（Wr）下，质量为M_h的晕产生等效宽度为Wr的吸收体的条件概率|M_h，z）。我们通过匹配观测到的MgII吸收体的统计数据来约束模型的自由参数：频率函数f（Wr），红移演化n（z）和聚类偏差b（Wr）。Wr>1 A吸收体的红移演化随z=0.4到z=2而增加，而总晕截面随红移单调减小。这种差异只能解释为气体晕相对于其宿主晕的演化。我们预测了在不同的演化情景下，吸收体的成团偏差随红移的变化，例如，每个晕的气体截面的演化或吸收体的晕质量尺度的变化。我们表明，这些情况下的相对贡献可能会受到限制的吸收剂集群在z>1和z~0.1的测量。如果我们进一步假设一个红移无关的质量尺度为有效的冲击加热晕气体的Mcrit = 10^{11.5} Msol/h，吸收体的演变主要是由一个不断变化的晕质量尺度的吸收体。我们的模型预言，强吸收体总是出现在~Mcrit晕中，与红移无关，但弱吸收体的质量尺度从0<z<2减小了2 dex。因此，测量的聚类偏差和Wr的反相关性应该平坦化z~1.5。
2009-09-14 astro-ph.CO
The COS-Halos Survey: An Empirical Description of the Metal-Line Absorption in the Low-Redshift Circumgalactic Medium
本文给出了COS-Halos巡天中44个低z、L ~ L* 星系周围的环星系介质（CGM）低、中电离态的等效宽度和柱密度测量结果。这些测量结果来自于在背景类星体的HST/COS和Keck/HIRES光谱中观测到的远紫外跃迁，背景类星体与目标星系的碰撞参量R < 160 kpc。数据显示，44个星系中有33个星系（包括静止星系）有明显的金属线吸收，揭示了冷（T ~ 10^{4 - 5} K）、金属富集的CGM的普遍存在。这些金属线的检测率和列密度随着碰撞参量的增加而降低，我们将这种趋势解释为CGM的金属表面密度曲线下降。相邻电离态的相对柱密度的比较表明气体主要是电离的。金属中的大表面密度要求在冷CGM中有大量的金属和气体储层（非常保守地，M_ CGMcool > 10^9 MSun），这可能会跟踪与OVI吸收跟踪的高度电离CGM不同的密度和/或温度状态。吸收强度（包括未检测）的大分散表明冷CGM跟踪广泛的密度或混合的局部电离条件。最后，从金属线轮廓推断的运动学与冷CGM被束缚在星系的暗物质晕上是一致的;这种气体可能作为未来恒星形成的燃料。未来的工作将利用这一数据集提供估计的质量，金属丰度，动力学和低z，L* 星系的冷CGM的起源。
2012-12-03 astro-ph.CO
Cold gas accretion by high-velocity clouds and their connection to QSO absorption-line systems
我们结合HI 21厘米观测银河系，M31，和当地的星系人口与类星体吸收线测量几何模型的三维分布的落中性气体云（HVC）在扩展的晕的低红移星系。我们表明，所观察到的分布的HVC周围的银河系和M31可以模拟的径向指数下降的平均HI体积填充因子在他们的晕。我们的模型表明，对于M31/Milky Way型星系，HVC的特征径向范围为R_halo=50 kpc，HVC中的HI总质量约为10^8 M_sun，中性气体吸积速率约为0.7 M_sun/yr。使用Holmberg一样的光度标度的星系晕的大小，我们估计R_halo=110千秒差距的最大质量的星系。在z=0时，HVC的总吸收截面很可能是由HI总质量在10^8.5和10^10 M_sun之间的星系占主导地位。我们的模型表明，星系的HI盘及其周围的HVC人口可以解释30- 100%的干预类星体吸收线系统的log N（HI）>17.5在z=0。我们估计，低红移星系的中性气体吸积率密度为dM_HI/dt/dV=0.022 M_sun/yr/Mpc ^[3]，这接近于在局域宇宙中测得的恒星形成率密度。因此，HVC可能在星系的形成和演化过程中发挥重要作用。
2012-03-13 astro-ph.CO
The HI Mass Density in Galactic Halos, Winds, and Cold Accretion as Traced by MgII Absorption
它是公认的，MgII吸收线检测到的背景类星体光谱产生的气体结构与前景星系。星系演化在多大程度上是由气体通过晕圈循环驱动的，这是非常不确定的，因为它们的气体质量密度受到很差的约束。用Schechter函数拟合MgII等效宽度（W）分布，并应用Menard和Chelouche的N（HI）-W相关性，我们计算出Omega（HI）_MgII ~ Omega（HI）_halo =（1.41 +0.75 -0.44 x10 ^-4，其中0.4<z<1.4。我们从我们的计算中排除DLAs，以便Omega（HI）_halo包括吸积和/或流出的晕气体，而不是锁定在冷中性云中。根据Mg Ⅱ的吸收，我们推断出星系晕中宇宙HI气体的质量密度分数为：Omega（HI）_halo/Omega（HI）_DLA=15%，Omega（HI）_halo/Omega_b= 0.3%。通过几条证据，我们提出了在W=1.23^{+0.15}-0.28} Ω时，流入/吸积物质的采样值为小W，而流出/风的采样值为大W，并发现Omega（HI）_infall与Omega（HI）_outflow在分叉处是一致的，冷吸积在总HI质量密度中所占比例不超过~7%.我们讨论的证据表明，（1）总HI质量循环通过晕保持相当恒定的宇宙时间和HI气体的吸积维持星系风，和（2）宇宙恒星形成率的演变主要取决于冷HI气体循环通过晕的速度。
2011-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Clustering of MgII Absorption Systems at z=0.5 and Detection of Cold Gas in Massive Halos
我们测量了Mg II λλ 2796，2803吸收体相对于z \sim 0.5的发光红星系（LRG）群体的大尺度聚集。从MgII吸收体和LRGs之间的互相关测量，我们计算的平均偏差的暗物质晕中的吸收体居住。我们调查系统的不确定性，由于LRGs的样本选择和光度红移的不确定性的聚类测量。首先，我们比较了使用磁通限制LRG样本和体积限制样本确定的互相关幅度。比较结果表明，使用通量限制LRG样品的MgII吸收剂的相对晕偏可被高估多达\approx 20%。接下来，我们评估系统的不确定性，由于光度红移误差使用模拟星系目录增加的红移不确定性的数据。我们发现，不计测光红移的不确定性测量的相对集群幅度高估了\approx 10%。在考虑了这两个主要的不确定性之后，我们发现平均晕偏差与吸收体强度之间存在1-σ反相关，这转化为平均星系质量与W_r（2796）之间存在1-σ反相关。结果表明，在log M_h < 13.4的群大小暗物质晕中发现了W_r（2796）=1-1.5 μ m的MgII吸收体，而在log M_h <12.7的晕中发现了W_r（2796）>1.5 μ m的吸收体。更大的数据集将提高聚类测量的精度以及W_r与晕质量之间的关系。最后，镁II吸收剂的强烈聚集，低至\sim 0.3 h^{-1} Mpc，表明在承载LRG的晕的维里半径内存在冷气体。
2009-06-30 astro-ph.CO
The Dark Matter Haloes and Host Galaxies of MgII Absorbers at z~1
单离子化镁（Mg II）的强前景吸收特征通常在类星体的光谱中观察到，并被认为可以探测广泛的银河系环境。到目前为止，通过与发光星系的大尺度互相关，对介于其间的Mg II吸收体的平均暗物质晕质量的测量被限制在z<0.7。在这项工作中，我们交叉关联了21个强（Wλ2796>0.6 °A）Mg II吸收系统，这些系统来自斯隆数字巡天数据发布7的类星体光谱，与来自DEEP 2星系红移巡天的约32，000个光谱确认的星系在0.7<z<1.45。我们测量的暗物质（DM）晕偏差b_G=1.44 \pm 0.02和b_A=1.49 \pm 0.45的DEEP 2星系和Mg II吸收体，分别表明它们的集群振幅大致一致。我们对Mg II吸收体测量的具有偏差的晕具有1.8（+4.2/-1.6）\times 10^12 h-1 M_sun的相应质量，尽管实际平均吸收体晕质量将取决于DM晕内吸收体的精确分布。该质量估计值与z=0.6时的观测值一致，表明典型Mg II吸收体的晕质量不会从z~1显著演化。另外，我们还测量了DEEP 2星系周围60 h-1 kpc内Wλ2796>0.6 μ m的平均气体覆盖率f =0.5，并且发现在40 h-1 kpc的投影距离之外，没有强的Mg II吸收。虽然恒星形成z>1的DEEP 2星系被认为表现出普遍的蓝移Mg II吸收，但我们在我们的小样本中没有发现直接证据将Wλ2796…
2011-06-08 astro-ph.CO
Infra-red emission line tomography of the intergalactic medium during the Epoch of Reionization
第一个主要的恒星形成星系和活动星系核将产生巴耳末和高阶扩展晕在再电离时代通过散射莱曼共振线光子周围的中性星系际气体。散射率的光学深度依赖性将产生对气体密度和速度波动都敏感的信号，从而提供探测年轻恒星形成星系周围的电离区和流场的可能性。讨论了使用天基望远镜探测红外线晕的要求，并评估了使用詹姆斯·韦伯太空望远镜上的可调滤波成像仪探测晕的可能性。
2012-01-26 astro-ph.CO
The Global 21 cm Absorption from Cosmic Dawn with Inhomogeneous Gas Distribution
考虑到星系际介质（IGM）中气体分布的不均匀性，由于非线性结构的形成，我们从宇宙黎明的最大21厘米吸收信号的分析估计。位于晕附近的气体密度过高，但被加热，而远离晕的气体密度较低，因此温度较低。绝热加热和冷却的累积效应，从这种气体的不均匀性的结果在减少约40%的最大全球21厘米的吸收深度相比，均匀IGM模型，假设中性氢（HI）的自旋温度和绝热气体动力学温度之间的饱和耦合。
2019-01-30 astro-ph.CO
Halo Gas and Galaxy Disk Kinematics of a Volume-Limited Sample of MgII Absorption-Selected Galaxies at z~0.1
我们直接比较MgII晕气体运动学的旋转速度来自相关的宿主星系的发射/吸收线。我们的0.096<z<0.148体积有限的样品包括13个L* 星系，从背景类星体的视线看，它们的碰撞参量为12-90 kpc，与11个Mg Ⅱ吸收系统有关，Mg Ⅱ的等效宽度为0.3< W_r（2796）<2.3 A。只有5/13的星系，吸收驻留在星系系统速度的一侧，并倾向于与星系旋转曲线的一侧对齐。其余的吸收跨越星系系统速度的两侧。这些结果与z~0.5时的结果不同，在z ~0.5时，有74%的星系吸收位于星系系统速度的一侧。对于所有的z~0.1系统，简单的扩展盘状旋转模型无法再现完整的MgII速度分布，这意味着其他动力学过程有助于MgII运动学。事实上，55%的星系相对于大部分的MgII吸收是“反向旋转”的。这些镁II主星系是孤立的，中心区域的恒星形成率（SFR）较低（<1 Msun/yr），单位面积的SFR远低于强风星系的测量值。星系NaID（恒星+ISM）和MgIb（恒星）的吸收线比是一致的，主要是恒星的起源，这意味着运动学上静止的星际介质。这些事实表明，我们的样本星系的MgII吸收晕的运动学不受星系-星系环境效应，也不受风固有的宿主星系。对于这些低红移的星系，我们倾向于这样一种情况，即下落的气体吸积提供了一个低到中等的恒星形成率和磁盘/晕过程的气体水库。
2011-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Smooth MgII gas distribution through the interstellar/extra-planar/halo interface
我们报道了在D<6 kpc的投影距离上，与光谱学证实的z~0.1恒星形成星系相关的Mg II吸收系统的首次测量结果。我们证明，数据是一致的休息帧MgII等效宽度，Wr（2796），和碰撞参量，D，由一个单一的对数线性关系表示的休息帧MgII等效宽度，Wr（2796）。（MAGIICAT），收敛到~2A在D= 0 kpc。对MAGIICAT进行了简化，发现在D~ 25 kpc以下，晕气覆盖率为1。我们还报道了我们的D<6 kpc吸收体与银河系星际介质（ISM）和ISM+晕的Wr（2796）分布是一致的。此外，6<D<25 kpc的中等红移星系的类星体视线具有类似于银河系晕的等效宽度分布，这意味着超过~ 6 kpc的类星体视线可能是探测晕气体而不是ISM。正如银河系和我们的新数据所推断的那样，星系的气体轮廓可以通过单个对数线性Wr（2796）-D关系拟合到各种气相条件下的大尺度，并通过晕/平面外/ISM界面保持，考虑到它们的运动学复杂性，这是显着的。这些低红移、小碰撞参量的吸收系统是弥合类星体吸收线研究和CGM HI观测之间差距的第一步。
2013-10-07 astro-ph.CO
Line Transfer through Clumpy, Large-Scale Outflows: Lyman Alpha Absorption and Halos around Starforming Galaxies
我们提出了约束辐射转移计算莱曼α（Lya）光子传播通过cluerous，尘埃，大规模的外流，并探讨我们是否可以定量地解释Lya晕，已观察到周围莱曼打破星系。我们构建了大规模外流的现象学模型，其中包括冷团块的压力平衡与等速热风。首先，我们考虑模型中的冷团块对称分布在星系周围，并在其中的团块进行连续的加速在其“环银河”介质（CGM）。我们约束冷团的属性（半径，速度，HI柱密度和数密度）通过匹配观测到的Lya吸收强度的CGM背景星系的光谱。然后，我们插入一个Lya源在这个clusional流出，其中包括1 e5 - 1 e6块的中心，并计算散射Lya光子的可观察的属性。在这些模型中，散射的辐射形成的光晕比观察到的要集中得多。为了同时再现所观察到的Lya吸收线强度和Lya晕，我们需要-最好是双极-流出，其中团块在其初始加速后减速。这种减速是预测自然在'动量驱动'风模型cloudflows。在同时拟合吸收谱线和发射谱线数据的模型中，在表面亮度等值线S= 1 e-18 erg/s/cm^2/arcsec^2时，预测的线性偏振度约为30-40%。我们的工作清楚地表明，恒星形成星系周围的Lya发射线晕提供了宝贵的约束冷气分布和运动学在环星系介质，这些约束补充了那些从吸收线研究单独获得。
2012-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
A GBT Survey for HI 21 cm Absorption in the Disks and Halos of Low-Redshift Galaxies
我们提出了一个HI 21厘米的吸收调查与绿岸望远镜（GBT）的银河系类星体对的选择相结合的数据从斯隆数字巡天（SDSS）和无线电天空在20厘米（FIRST）调查的微弱图像。我们的样本由23条视线通过15个低红移的前景星系-背景类星体对组成，碰撞参量范围从1.7 kpc到86.7 kpc。我们在前景矮星系GQ 1042 +0747的GBT调查中检测到一个吸收体，其碰撞参量为1.7 kpc，在我们对附近前景星系UGC 7408的后续甚大阵（VLA）成像中检测到另一个可能的吸收体。这两个吸收体都很窄（半高宽分别为3.6和4.8 km/s），具有次阻尼莱曼α柱密度，并且很可能起源于前景星系的盘状气体。我们还检测到H I发射从三个前景星系，包括UGC 7408。虽然我们的样本包含蓝色和红色星系，两个H I吸收体以及H I发射与蓝色星系。我们讨论的物理条件，在21厘米的吸收器和一些缺点的大型GBT光束，这种类型的调查。
2010-10-27 astro-ph.CO
The Implications of a Pre-reionization 21 cm Absorption Signal for Fuzzy Dark Matter
EDGES实验最近宣布了在78 MHz附近的天空平均无线电频谱中存在广泛吸收特征的证据，这可能是由于中性氢在z~15-20的21 cm线中的吸收。如果得到证实，一个暗示是21厘米线的自旋温度与气体温度通过z=20耦合。实现这一点的已知机制是Wouthuysen-Field效应，其中莱曼α光子在星系际介质（IGM）中散射并影响超精细能级的种群。这表明，早期的恒星形成已经产生了丰富的莱曼α背景z=20，并强烈约束模型中的线性物质功率谱被抑制在小尺度上，因为晕和恒星形成延迟在这种情况下。在这里，我们考虑的情况下，暗物质由超轻轴子宏观德布罗意波长（模糊暗物质，FDM）。我们假设恒星形成轨道晕形成，并采用两个简单的模型，从目前的文献中的晕质量函数FDM。我们进一步假设形成恒星的晕重子的比例小于$f_\star \leq 0.05$的保守上限，并且每个恒星重子产生~10^4个莱曼α到莱曼极限的光子。我们发现，21厘米的自旋温度耦合到气体温度的$z=20$的要求，放置在FDM粒子质量的$m_a \geq 5 \times 10^{-21} {\rm eV}$的下限。该约束对恒星形成的晕的精确最小质量不敏感。随着全球21厘米测量的改进，耦合红移可能会改变，我们量化FDM约束将如何修改。一个粗略的翻译的FDM质量绑定到一个热遗迹温暖的暗物质（WDM）的质量约束。
2018-05-03 astro-ph.CO
Effect of Dust on Lyman-alpha Photon Transfer in Optically Thick Halo
通过求解共振光子辐射转移的积分微分方程，研究了尘埃对光学厚介质中Lyα光子出射的影响.为了数值求解微分方程，我们使用加权基本无振荡方法（WENO）。虽然尘埃对辐射传输的影响是众所周知的，但Lyα光子的共振散射使问题变得不平凡。例如，如果介质的灰尘吸收和散射的光学深度为τa>>1，τ>>1，并且τ>>τa，则随机游走场景中的有效吸收光学深度将等于\surd τa（τa+τ）。然而，我们表明，对于频率为ν0的共振散射，有效吸收光学深度将甚至大于τ（ν0）。如果尘埃散射和吸收的截面与频率无关，则共振散射给出的频率剖面的双峰结构基本上与尘埃无关。也就是说，灰尘既不会导致双峰轮廓的宽度变窄也不会导致双峰轮廓的宽度变宽。另一个结果是，光学厚晕中Lyα光子传输的时间尺度也基本上与尘埃散射无关，即使散射是各向异性的。这是因为这些时间尺度主要由频率空间中的传输确定，而当散射的截面与波长无关时，各向同性或各向异性的灰尘散射不会影响频率空间中的传输行为。这一结果不支持尘埃将导致光学厚晕Lyα光子源亮度分布平滑化的推测。
2011-07-09 astro-ph.CO
Kinematic effects of the velocity fluctuations for dark halos population in LCDM model
$Λ$ CDM模型预测的暗晕比观测值多。过剩是从本超星系团内部及其周围的维里化质量的估计中看到的。结果表明，考虑到暗晕形成过程中的宇宙学速度涨落，有可能消除$Λ$ CDM宇宙学框架内的这一矛盾。基于Press和Schechter的理论，我们提出了一个考虑暗物质运动学效应的暗晕布居形成模型。该模型允许在本地宇宙的维里化质量的可观测赤字的定量解释。
2015-01-09 astro-ph.CO
Empirical estimates of the Galactic halo contribution to the dispersion measures of extragalactic fast radio bursts using X-ray absorption
我们提供了银河色散测度（$DM_{Gal}$）对沿72条视线的河外快速射电暴贡献的经验列表。它独立于银河系的任何模型，即，我们并不假设盘或晕的密度、晕的空间范围、重子质量含量或任何这样的外部约束来测量$DM_{Gal}$。我们使用21-cm，UV，EUV和X射线数据来说明不同的阶段，并发现$DM_{Gal}$是占主导地位的热相探测的X射线吸收。与以前的研究相比，我们改进了N（\oviin）和f $_{OVII}$的测量，从而提供了更好的热相贡献的估计。中位$DM_{Gal}$ =64 $^{+20}_{-23}$ cm $^{-3}$ pc，68%（90%）置信区间为33- 172（23- 660）cm $^{-3}$ pc。$DM_{Gal}$似乎并不遵循银河系经度或纬度的任何趋势，并且在简单的盘+球形晕模型预测的值周围有很大的分散。我们的测量提供了更完整和准确的估计$DM_{Gal}$独立于以前的研究。我们提供了一个表和一个代码来检索任何FRB定位在天空中的$DM_{Gal}$。
2020-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Calibrating Galaxy Redshifts Using Absorption by the Surrounding Intergalactic Medium
恒星形成星系的静止坐标系紫外谱线与星系的系统红移有系统的偏移，可能是因为大规模的外流。我们校准星系红移测量从静止帧紫外线利用的事实，即平均HI Ly-alpha吸收分布在星系周围，如背景物体的光谱中看到的，必须是对称的，相对于真正的星系红移，如果星系是随机取向的视线背景物体。我们使用15个类星体在z~2.5-3和600多个前景星系的光谱红移在z~1.9-2.5。所有的星系都在2百万秒差距内，从视线到背景类星体。我们发现LyA发射和ISM吸收的红移需要系统位移v_LyA=-295（+35）（-35）km/s和v_ISM=145（+70）（-35）km/s。假设一个高斯分布，我们把可能的随机红移偏移的1-sigma上限为LyA <220 km/s和ISM红移<420 km/s。对于小的子集（<10%）的星系的近红外光谱已经获得，我们可以比较我们的结果直接测量的基础上，我们确认标记系统红移的星云发射线。虽然我们的v_ISM与直接测量结果一致，但我们的v_LyA明显较小。然而，当我们将我们的方法应用于其特征在于略有不同的选择效应的近红外子样本时，最佳拟合速度偏移与直接测量一致。这证实了我们的方法的有效性，并意味着没有一个单一的数字适当地描述了整个人口的星系，线偏移取决于星系光谱形态的观察。这种方法提供了准确的红移校准，并将使研究的环星系周围的物质，静止框架光学观测是不可用的。
2011-03-01 astro-ph.CO
Tracing Inflows and Outflows with Absorption Lines in Circumgalactic Gas
我们研究如何HI和低红移星系晕内的金属吸收线跟踪环星系气体的动力学状态，使用宇宙流体动力学模拟，包括一个经过严格审查的启发式模型的星系外流。我们根据模拟中跟踪的历史和命运对流入、流出和环境气体进行分类。继我们早期的工作表明，电离水平的吸收剂是一个主要因素，在确定吸收气体的物理条件，我们在这里表明，它也是一个控制因素，其动力学状态。低电离金属吸收体（例如MgII）倾向于在几个Gyr内落在星系上的气体中出现，而高电离金属吸收体（例如OVI）通常跟踪许多Gyr前流出的物质。流入的气体主要是由富集的物质，以前在外流喷射，因此在低红移吸积通常是大大丰富。回收风物质更倾向于靠近星系，并且在低质量的晕中更占主导地位，因为高质量的晕具有更多的热气体，能够支持自己对抗落入。低质量的晕也倾向于重新喷射更多的吸积物质，这是由于我们的外流处方，采用更高的质量加载因子为低质量的星系。典型的HI吸收体追踪不参与重子循环的未富集的环境材料，但是更强的HI吸收体出现在冷的、富集的流入气体中。吸收器的瞬时径向速度测量通常不能区分流入和流出的气体，除非是最近流出的气体。这些结果表明，使用一系列吸收剂探测晕气体可以提供有关参与重子循环的物质的数量和物理条件的详细信息。
2013-10-11 astro-ph.CO
Constraining the Halo Mass of Damped Ly$α$ Absorption Systems (DLAs) at $z=2-3.5$ using the Quasar-CMB Lensing Cross-correlation
利用最新的DLA星表和Planck 2018 CMB透镜收敛场，研究了阻尼Ly $α$系统（DLA）与其背景类星体的互相关.我们的测量表明，DLA偏差$b_{\rm DLA}$小于$3.1$，对应于$\log(M/M_\odot h^{-1})\leq 12.3$，置信度为$90\%$。这些约束条件与Alonso等人（2018）以及之前通过DLA和Ly $α$森林之间的互相关进行的测量结果大致一致（例如Font-Ribera等人，2012; Perez-Rafols等人，2018）。此外，我们的结果表明，使用具有更高角分辨率的下一代宇宙微波背景实验，有可能获得对高红移源晕质量更精确的测量。我们分析的基于Python的代码和数据产品可以在https://github.com/LittleLin1999/CMB-lensingxDLA上找到。
2020-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational lensing detection of an extremely dense environment around a galaxy cluster
星系团形成于宇宙网络中密度最高的节点。相对于一般的质量分布，大质量晕的聚集是增强的，并且超出维里区域的物质与晕质量（晕偏置）强烈相关。聚类可以进一步增强，这取决于晕轮性质而不是质量（二次偏置）。围绕着富星系团的区域有多少以及为什么会过度密集，这些问题仍然没有答案。在这里，我们报告的环境偏差的分析非常大规模的集群，选择通过Sunyaev-Zel'dovich效应的普朗克任务的样本。我们提出的第一个检测相关的暗物质与一个单一的集群，PSZ 2 G099.86+58.45。在当前的结构形成范式中，这种系统是极其罕见的。引力透镜信号被追踪到30兆秒差距，具有高信噪比~3.4。测得的剪切力非常大，指向环境物质密度明显超过宇宙学平均值。在高质量的晕圈周围，相关的暗物质密度的增加是非常有效的。与大尺度结构的集合研究一起，透镜测量可以描绘单个晕的周围环境。
2018-07-11 astro-ph.CO
A Survey of MgII Absorption at 2 < z < 6 with Magellan / FIRE: I: Sample and Evolution of the MgII Frequency
我们目前的初步结果，从第一次系统调查镁II类星体吸收线在z > 2.5。利用46个高红移类星体的红外光谱，我们发现了111个MgII系统，其路径覆盖1.9 < z < 6.3. Five systems have z >5，最大z = 5.33，是目前已知的最遥远的MgII系统。对于较弱的系统（Wr <1.0 A），共动MgII线密度在统计上与z = 0.4到z = 5.5没有演化一致，而对于较强的系统，共动MgII线密度增加三倍，直到z \sim 3，然后再次向更高的红移下降。符合指数的等效宽度分布反映了这种演变，即随着z接近3而变平，然后再次变陡。强吸收体的上升和下降表明与恒星形成率密度有关，就好像它们追踪银河系外流或恒星形成的其他副产品一样。较弱的系统缺乏演化并不符合这种解释，但可以通过将宿主星系光度和吸收晕半径之间的低红移比例关系外推到更早的时代来重现。对于弱系统，光度标度模型匹配的演变比类似的模型的基础上MgII占领不断发展的CDM晕质量，大大低估dN/dz在早期的时间，除非小晕的吸收效率显着更大的早期宇宙。总之，这些观测结果表明，含镁II晕的一般结构是在星系组装过程的早期就形成的。除了短暂出现的更强的系统附近的宇宙恒星形成的高峰时期，镁II吸收剂的基本属性已经演变得相当少，即使（据推测）相关的星系人口大幅增长的恒星质量和半光半径。
2012-01-18 astro-ph.CO
Metal-Enriched Plasma in Protogalactic Halos: A Survey of N V Absorption in High-z Damped & Sub-Damped Lyman-alpha Systems
我们继续我们最近的工作来表征高红移阻尼和次阻尼莱曼α系统（DLAs/子DLAs），这代表了多相气体（原）星系盘和晕看到的背景源的等离子体内容。利用VLT/UVES、Keck/HIRES和Keck/ESI的数据，我们测量了91个DLAs和18个亚DLAs在1.67<z<4.28红移范围内的N-V吸收，其中N-V双峰为非共混覆盖。在DLAs中，我们发现8个安全的NV检测，4个边缘检测和79个未检测。因此，在DLAs中NV的检出率为13^{+5}_{-4}%.在18个样本中发现了两个亚DLA NV检测，检测率为11^{+15}_{-7}%。我们表明，N V检测率是金属丰度的强函数，在[N/H]=[NI/HI]>-2.3时增加~4倍。DLAs中的NV和CIV分量b值分布在统计学上相似，但18 km/s的中值b（NV）低于25 km/s的中值b（O VI）。约20%的N V分量b<10 km/s，因此产生于log（T/K）<4.92的温暖的光电离等离子体中;当地的电离辐射源（与河外背景相反）需要保持云的大小在物理上合理。其余~80%的（宽）N V成分的性质尚不清楚; log（T/K）=5.2-5.4的辐射冷却碰撞电离等离子体模型在再现所观察到的集成高离子柱密度比和成分线宽方面相当成功，但我们不能排除本地源的光电离。最后，我们确定了几个不寻常的DLAs，金属丰度极低（<0.01太阳），但强的高…
2009-06-23 astro-ph.CO
A Fundamental Test for Galaxy Formation Models: Matching the Lyman-$α$ Absorption Profiles of Galactic Halos over Three Decades in Distance
星系形成主要取决于环星系介质（CGM）中气体的物理状态及其与星系际介质（IGM）的界面，这取决于IGM的流入和超新星或活动星系核反馈的流出之间的复杂相互作用。星系晕周围的平均Lyman α（Ly-a）吸收轮廓是探测其气体环境的有力工具。我们比较预测从Illustris和Nyx流体动力学模拟与周围的前景类星体，阻尼Ly-A系统，莱曼破裂星系的吸收观察到的。我们展示了如何将大规模BOSS和小规模类星体对测量相结合，以精确地限制横向距离20 kpc $\lesssim b\lesssim$ 20 Mpc的吸收剖面超过三十年。远离星系$\gtrsim2$ Mpc，模拟收敛到相同的配置文件，并提供了一个合理的匹配的意见。这种渐近一致性的出现是因为$Λ$ CDM模型成功地描述了环境IGM，并代表了研究平均吸收曲线的关键优势。然而，模拟之间的显着差异，以及模拟和观测之间存在的规模20千秒差距$\lesssim b\lesssim$ 2 Mpc，说明准确建模和解决星系形成物理的挑战。值得注意的是，这些差异远至$\sim2$ Mpc，表明星系的“影响范围”可以扩展到大约$\sim7$乘以晕维里半径（$\sim100$ kpc）。目前的观测在这些尺度上非常精确，因此可以很好地区分不同的星系形成模型。我们表明，Ly-a吸收轮廓主要是敏感的基本的温度-密度关系的扩散气体周围的星系，并认为它因此提供了一个基…
2021-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metal-enriched halo gas across galaxy overdensities over the last 10 billion years
本文介绍了在MUSE星系周围气体分析巡天和类星体视线和星系演化巡天中，利用Mg Ⅱ和CIV吸收在z<2处示踪的富金属晕气体的研究。使用这些大型和完整的星系调查类星体领域，我们研究的金属分布对星系的属性和超密度的依赖性，物理投影分离750千秒差距。我们发现，冷，低电离气体是显着影响的环境在整个红移范围内探测，与~2-3倍更普遍和更强的MgII吸收在更高的过密度群环境和地区具有更大的整体恒星质量和恒星形成率。作为对这些结果的补充，我们进一步研究了通过CIV吸收追踪的更高度电离的气体，并发现它可能比MgII气体更长，在给定距离处具有约2倍的覆盖分数。我们发现，CIV吸收的强度和覆盖分数对星系性质和环境的依赖性比MgII吸收要小，但质量更大和恒星形成星系的CIV吸收发生率也要高出2倍。在维里半径内的Mg II和CIV吸收的发生率显示出随红移的试探性增加，在z>1时分别高出~1.5和~4倍。从我们的研究结果中可以清楚地看出，环境过程对星系周围金属的分布有显着影响，在分析气体晕和星系属性之间的相关性时需要充分考虑。
2021-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatially Resolved Velocity Maps of Halo Gas Around Two Intermediate-redshift Galaxies
在一个已知的前景星系附近的多透镜类星体的吸收线光谱学提供了一个独特的机会，超越了传统的一维应用类星体探测器，并建立一个粗略的三维（3D）地图的星系周围的晕气体，记录在气体晕的不同位置的视线速度场。在红移z=1.689的四倍透镜类星体HE 0435 -1223周围的区域中，有两个中等红移的星系作为目标，并在这些星系附近沿着每个透镜类星体进行吸收光谱研究。其中一个星系是典型的L* 星系，z=0.4188，距离透镜星系的投影距离为rho=50 kpc。另一个是超L * 棒旋星系，z=0.7818，ρ =33 kpc。结合已知的四倍透镜类星体对两个前景星系的取向和观测到的沿着单个类星体视线的MgII吸收剖面，首次导致了z>0.2时5-10 kpc尺度上的稀薄晕气体的空间分辨运动学。通过两个星系的晕观察到的每一个视线中检测到镁II吸收剂，记录的吸收剂强度是典型的在以前的密切类星体-星系对研究中看到的。虽然多视线研究证实了MgII从恒星形成盘中吸收rho < 50 kpc气体的统一覆盖率，但星系也提出了两个复杂的晕气体运动学的对比例子。不同的模型，包括一个旋转的磁盘，准直流出，气体流从吸积或潮汐/冲压压力剥离，被认为是与吸收线观测比较，和下落流/剥离气体的宽度>~ 10千秒差距被发现最好地描述了所观察到的气体运动学在多个视线。
2013-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The warm-hot circumgalactic medium around EAGLE-simulation galaxies and its detection prospects with X-ray and UV line absorption
我们利用EAGLE（Evolution and Assembly of Galvanes and their Environments）宇宙学模拟研究了红移为0.1的质量为$\mathrm{M}_{200c}=10^{11}$ - $10^{14.5}\,\mathrm{M}_{\odot}$的星系和晕周围的重子、远紫外（O VI）、极紫外（Ne VIII）和X射线（O VII、O VIII、Ne IX和Fe XVII）线吸收体的分布。EAGLE预测，环星系介质（CGM）包含更多的金属比跨晕质量的星际介质。我们在这里研究的离子跟踪温暖的热，体积填充阶段的CGM，但偏向于温度对应的碰撞电离峰为每个离子，并对高金属。在维里半径内的气体主要是碰撞电离的，但在这个半径附近和之外，对于O VI，光电离变得显着。当提出可观的，我们的工作与列密度，但量化它们的关系与等效宽度分析虚拟光谱。维里温度碰撞电离平衡离子分数是很好的预测柱密度的趋势与晕质量，但低估了晕中的离子的多样性。Halo气体在X射线谱线的最高柱密度吸收中占主导地位，但较低密度的气体对来自O VI和Ne VIII的强UV吸收谱线有贡献。在雅典娜X-IFU盲法调查中可检测到的O VII（O VIII）吸收剂中，我们发现41%（56%）来自$\mathrm{M}_{200c}=10^{12.0}$ - $10^{13.5}\,\mathr…
2020-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterizing the Circumgalactic Medium of Nearby Galaxies with HST/COS and HST/STIS Absorption-Line Spectroscopy: II. Methods and Models
我们提出了基本的数据和建模调查的冷，光电离环银河系介质（CGM）的低红移星系使用远紫外类星体吸收线探针。该调查包括“有针对性的”和“偶然的”CGM子样本，最初描述于Stocke等人（2013年，论文1）。有针对性的子样本探测低光度，晚型星系在$z<0.02$与小的影响参数（$\langleρ\rangle = 71$ kpc），和偶然的子样本探测更高的光度星系在$z\lesssim0.2$与较大的影响参数（$\langleρ\rangle = 222$ kpc）。HST和FUSE紫外光谱的吸收剂和相关星系的基本数据，来自地面成像和光谱，介绍。我们发现与COS-Halos结果的广泛一致性，但我们的样本显示没有证据表明电离参数或氢密度随着与CGM宿主星系的距离而变化，这可能是因为COS-Halos调查在较小的影响参数下探测CGM。我们发现至少有两个被动星系与H I和金属线吸收，证实了有趣的COS晕的结果，星系有时有冷的气体晕，尽管没有正在进行的恒星形成。使用一种新的方法来拟合H I吸收络合物，我们确认了CGM冷气体质量的文件1，但这个值是显着小于发现的COS-Halos调查。我们跟踪这种差异的具体值的低$z$元星系电离率假设。在考虑了这一差异后，通过结合两次测量的结果，得到$\log{(M/M_{\odot})}=10.5\pm0.3$，或$L \geq L^*$的总重子库的~30%，…
2017-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mg II Absorption at 2<z<7 with Magellan/FIRE, III. Full Statistics of Absorption Towards 100 High-Redshift QSOs
我们目前的最终统计数据从调查干预镁II吸收对100类星体之间的发射红移$z=3.55$和$z=7.08$。利用Magellan/FIRE的红外光谱，我们探测到279个宇宙学Mg II吸收体，并证实了$W_r>0.3 Å$ Mg II吸收的发生率在$z=0.25$和$z=7$之间没有可测量的变化。这与我们在$z>6$检测到的7个新的MgII系统一致，这是一个在以前的搜索中没有覆盖的红移范围。限制在相对较强的MgII系统（$W_r>1$），有红移演化的重要证据。这些系统的数密度在$z=0$和$z=2$-$3$之间大致加倍，但从该峰值下降一个数量级，即下降$z\sim 6$。这种演变反映了全球恒星形成速率密度的演变，这可能反映了恒星形成反馈与强MgII吸收体之间的联系。我们将我们的结果与$z=2$ - $4$的Illustris宇宙学模拟进行了比较，方法是将吸收分配给编目的暗物质晕，并从模拟体积中直接提取光谱。为了重现我们的结果使用晕目录，我们需要环银河系（CGM）MgII信封晕内的质量逐渐变小，在较早的时候。如果我们使用SFR而不是质量来定义较低的积分截止值，这种情况自然会发生。直接从Illustris体积计算的MgII分布产生太少的强吸收剂。我们认为，这是由于未解决的CGM气体的相空间结构，特别是从亚网格尺度上的湍流速度。在$z>6$中存在CGM MgII--就在普朗克暗示的再电离红…
2017-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
An HST/COS legacy survey of intervening SiIII absorption in the extended gaseous halos of low-redshift galaxies
双电离硅（SiIII）是星系内外弥漫电离气体的强大示踪剂。它可以在本地宇宙中的紫外线（UV）吸收中观察到明亮的河外背景源。本文基于哈勃空间望远镜（HST）上的宇宙起源摄谱仪（COS）获得的303条河外视向线的紫外吸收光谱，对低红移（z<=0.1）星系的SiIII选择性吸收体及其与环星系介质（CGM）的关系进行了广泛的研究。沿着Dz=24的总红移路径，我们确定了69个干预SiIII系统，所有显示相关的吸收从其他低和高离子。对于柱密度log N（SiIII）>12.2的吸收体，我们推导出偏差校正的数密度dN/dz（SiIII）=2.5。我们发展了一个几何模型的吸收截面的CGM周围的本地星系人口和发现模型的预测和观测之间的良好协议。我们进一步比较红移和位置的吸收器与~64,000星系档案星系巡天数据。对于大多数的吸收体，我们确定可能的主机星系内的吸收器300公里/秒，并推导出碰撞参量rho<200千秒差距，表明SiIII吸收体和星系的空间分布高度相关。我们的研究表明，我们的样品中的大多数硅选择的吸收剂跟踪的CGM附近的星系维里半径在一个典型的覆盖分数~ 70%.From一个详细的电离模型，我们估计，扩散气体的CGM星系周围，跟踪的硅III，包含更多的重子质量比他们的中性星际介质。
2016-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The observed impact of galaxy halo gas on fast radio bursts
星系团和星系群存在于充满弥漫气体的暗物质晕中。扩散气体占晕内重子物质质量的80%（1，2），但由于其密度低（粒子数密度为$\lesssim10^{-4}$ \，cm $^{-3}$）和温度高（大多数大于$10^{6}$ \，K），很难探测到。本文利用河外快速射电暴（FRB）的色散测度（DM）分析了与邻近星系相关的扩散气体的影响。FRB DM提供沿其视线的总电离气体含量的直接测量。在CHIME/FRB目录1（3）中的474个遥远FRB样本中，我们确定了一个可能与本地宇宙（$<40$ \，Mpc）中星系暗物质晕相交的事件子集。与银河系相交的FRB的平均DM大于不相交的DM，概率为$>0.99$，多余DM为$>90$ \，pc\，cm $^{-3}$，置信度为$>95\%$。这个过剩比孤立星系周围的扩散气体预期的要大，但可能是由星系群周围的气体（包括本星系群）的额外贡献所解释的。这一结果证明了FRB的预测能力，可用作暗物质晕扩散气体含量的灵敏、独立于模型的测量（4-7）。
2022-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Dissecting the Gaseous Halos of z~2 Damped Ly$α$ Systems with Close Quasar Pairs
我们使用光谱学的密切对类星体研究扩散气体的环星系介质（CGM）周围的样品的40个阻尼Lya系统（DLAs）。每个类星体对中的主视线探测到红移范围为1.6 < z_DLA < 3.6的DLA，这样第二个类星体的视线就探测到横切DLA的CGM中的Lya、CII、SiII和CIV吸收，投影距离为$R_{\perp} < 300$ kpc。对这些CGM视线中的Lya剖面的分析表明，在DLAs的$R_{\perp} < 200$ kpc范围内，光学厚HI（柱密度N_HI > 10^17.2 cm^-2）的覆盖率（f_C）大于~30%。在$R_{\perp}<100$ kpc内，发生具有等效宽度W_1526 > 0.2 Ang的强SiII 1526吸收，入射率f_C（W_1526 > 0.2 Ang）= 20（+12/-8）%，表明与DLA相关的低电离金属吸收探测物理距离R_3D < 30 kpc处的材料。然而，我们发现强CIV 1548吸收在这些环境中是普遍存在的（f_C（W_1548 > 0.2 Ang）= 57（+12/-13）%在$R_{\perp} < 100$ kpc内），并且另外在高达~175 kpc的尺度上表现出高度的运动学相干性。我们推断，这种高电离物质主要出现在大的，静态的结构延伸到DLA主机暗物质晕的规模，而不是在正在进行的星系风。DLA-CGM中的Lya等效宽度与$R_…
2014-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Self-Similarity of the Circumgalactic Medium with Galaxy Virial Mass: Implications for Cold-Mode Accretion
本文应用晕丰度匹配方法计算了“MgII吸收星系表”（MAGIICAT，Nielsen et al.）中183个孤立星系的维里质量M_h和半径Rvir。所有星系都有光谱红移（0.1 < z < 1.1），它们的环星系介质（CGM）在投影的银河系中心距离D < 200 kpc的范围内被探测到MgII吸收。我们研究了等效宽度W（2796）和覆盖率f_c作为D、D/Rvir和M_h的函数的行为。我们发现：[1] M_h在W（2796）-D平面（4.0 sigma）上的系统偏析;与低质量晕相比，在较高D处发现高质量晕，具有较大的W（2796）。在W（2796）-D/Rvir平面上，质量偏析消失，我们发现W（2796）~（D/Rvir）^-2（8.9 sigma）; [2]在给定的D下，更高质量的晕具有更大的f_c，而在所有D/Rvir下，f_c与M_h无关; [3]在给定的D或D/Rvir内，f_c在10.7 < log（M_h/Msun）< 13.8的范围内与M_h保持恒定。综合结果表明，MgII吸收CGM与晕质量自相似，甚至在log（M_h/Msun）~12以上，理论上预测冷模吸积将被淬灭.如果理论是正确的，流出或子晕必须有助于吸收高质量的晕，低质量和高质量的晕是不可区分的，一旦碰撞参量的晕质量缩放使用镁II吸收强度。或者，数据可能表明，在大质量晕中普遍关闭冷模吸积的预测可能需要修改。
2013-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Accretion of Fuel at the Disk-Halo Interface
我们讨论的支持直接在盘晕界面的气体冷却作为一种机制，不断燃料的星系。这可能是一个重要的储存库，因为在星系晕中没有足够的冷气，模拟表明现有的冷云在穿过周围的晕介质时会迅速被破坏。我们显示了可能的证据，在银河系中的WIM层的净下降，模拟结果显示在磁盘晕界面的热云的再冷却，和GALFA HI数据的小，冷HI云，可以代表这种再冷却。
2009-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
General relativistic effects on photon spectrum emitted from dark matter halos around primordial black holes
本文研究了原初黑洞周围暗物质晕发射光子谱的广义相对论效应，发现引力红移导致的谱线展宽可作为独特观测特征，为混合暗物质场景提供关键证据。
2025-04-01 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
