Fast Radio Bursts as Probes of Magnetic Fields in the Intergalactic Medium
我们研究了河外线偏振快速射电暴（FRB）的色散测度（DM）和法拉第旋转测度（RM）可以用来探测星系丝中的星系际磁场（IGMF）的建议。通过宇宙网的DM主要由来自丝中的温热星系际介质（WHIM）和来自空隙中的气体的贡献。另一方面，在星系团中，RM主要由热介质引起，只有一小部分是在WHIM中产生的。我们表明，如果排除FRB的视线通过星系团，在灯丝，$B_{||}$，IGMF的视线强度约为$C(\langle 1+z \rangle/f_{DM})(RM/DM)$，其中$C$是一个已知的常数。在这里，FRB的红移不需要知道; $f_{DM}$是由于WHIM导致的总DM的分数，而$\langle 1+z \rangle$是由WHIM气体密度加权的干涉气体的红移，这两个都可以通过FRB的DM来评估给定的宇宙学模型。使用数据的结构形成模拟和模型IGMF，我们表明，$C(\langle 1+z \rangle/f_{DM})(RM/DM)$密切再现密度加权线的视线强度的IGMF的丝的大尺度结构。
2016-05-07 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
Faraday Rotation Measure due to the Intergalactic Magnetic Field
星系际磁场（IGMF）的性质和起源是宇宙学中的一个突出问题。测量法拉第旋转将是探索宇宙大尺度结构中IGMF的一种很有前途的方法。利用模拟宇宙结构形成的方法，研究了星系细丝中IGMF引起的法拉第旋转测度。我们采用了一个模型IGMF的基础上湍流发电机在LSS的宇宙，它有一个平均强度的$< B > \sim 10$ nG和几个$\times\ 100\ h^{-1}$千秒差距的相干长度的细丝。当相干长度小于光程长度时，RM的产生是一个随机游走过程，并且发现RM主要由沿视线方向的密度峰贡献。在目前的宇宙中，RM通过暗条的均方根被预测为$\sim 1\ {\rm rad\ m^{-2}}$。此外，我们还预言了$|{\rm RM}|$通过暗条的几率分布函数服从对数正态分布，并且在局域宇宙中RM的功率谱峰值在$\sim 1\ h^{-1}$ Mpc尺度.我们对RM的预测可以用未来的仪器进行测试。
2010-09-03 astro-ph.CO
Filaments and sheets of the warm-hot intergalactic medium
在宇宙学结构形成的背景下形成的细丝，不仅应该以WHIM的形式容纳大多数低红移的重子，而且还通过冷蒸汽为形成中的星系提供大量的冷气体。为了深入了解这些结构的水力和水力特性，我们进行了一系列的水动力模拟。而不是分析广泛的模拟宇宙学结构的形成，我们模拟某些定义明确的结构，并研究不同的物理过程的影响，以及规模的依赖性。在本文中，我们继续我们的工作从Klar & München（2010），并扩展我们的模拟到三维。我们现在得到的不是饼状结构，而是由明确定义的片层、细丝和气体晕组成的结构。我们使用一组模拟，参数化的初始扰动L的长度，以获得详细的信息，气体的状态及其内部的灯丝演变。当L > 4 Mpc时，我们得到了被吸积激波完全限制的细丝.此外，它们表现出等温核心，其温度通过由于UV背景的辐射冷却和加热来平衡。这表明在多相结构上的介质温度WHIM。我们得到这个核心的主要数量的标度关系。在光环附近，暗条的核心可以归因于宇宙学流体模拟中发现的冷流。热传导可导致冷流的完全蒸发，L > 6 Mpc/h。这对应于质量大于M_halo = 10^13 M_Sun的晕，这意味着更大质量星系中的恒星形成不能由冷流提供。对于尺度L > 6 Mpc/h的扰动，暗条不再表现出冷核。
2012-03-08 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
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
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
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
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
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
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
X-ray Absorption Lines in the Warm-Hot Intergalactic Medium: Probing Chandra observations with the CAMEL simulations
被称为“失踪重子问题”，约三分之一的重子在本地宇宙仍然下落不明。失踪的重子被认为存在于宇宙网细丝的温暖-热的星系际介质（WHIM）中，这是具有挑战性的探测。最近的钱德拉X射线观测使用了一种新的叠加分析，并检测到一条朝向发光类星体视线的OVII吸收线，暗示缺失的重子可能存在于WHIM中。为了探索OVII吸收线的性质如何依赖于反馈物理，我们将观测结果与从宇宙学和天体物理学与机器学习（CAMEL）模拟套件中获得的预测进行了比较。CAMELS由宇宙学模拟组成，具有来自IllustrisTNG和SIMBA模拟的最先进的超新星（SN）和活动星系核（AGN）反馈模型，具有不同的强度。我们发现，模拟的OVII柱密度在星系的外围比在大规模WHIM中更高，但它们始终低于在钱德拉观测中获得的，对于所有的反馈运行。我们建立的OVII分布主要是敏感的SN反馈处方的变化，而活动星系核反馈处方的变化有很小的影响。我们还发现在IllustrisTNG和SIMBA运行之间的OVII柱密度的显著差异。我们的结论是，所观察到的和模拟的OVII列密度之间的紧张局势不能解释广泛的CAMELS中实现的反馈模型。
2023-01-12 astro-ph.CO
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
Statistical Techniques for Detecting the Intergalactic Magnetic Field from Large Samples of Extragalactic Faraday Rotation Data
河外射电源旋转测量网格已广泛应用于宇宙磁学研究。但是，它们在探索星系细丝中的星系际磁场（IGMF）方面的潜力还不清楚，因为其他法拉第旋转介质，如射电源本身、居间星系和我们银河系的星际介质都是重要的贡献者。我们研究的统计技术，用于区分法拉第旋转的灯丝从其他来源的法拉第旋转在未来的大规模调查的无线电极化。我们考虑一个30度乘以30度的视场朝向南银河系极点，而在目前和未来的观测中检测到的源的数量不同。我们选择位于高红移的源，并且没有观察到去偏振和光学吸收系统，以便减少来自源和居间星系的RM贡献。据发现，高通滤波器可以令人满意地减少来自银河系的RM的贡献，因为这个组件的角尺度对高银河系纬度将远远大于预期的IGMF。目前的观测还没有提供足够的源密度，以便能够估计细丝的RM。然而，从拟议的方法与即将进行的调查，我们预测显着的残差RM应归因于长丝。IGMF的预测结构下降到0.1度的规模应该是可观察的SKA的数据，如果我们实现的视线不包含干预星系和RM误差小于几个rad m-2的源的选择。
2014-06-17 astro-ph.CO
Constraints on Large-Scale Magnetic Fields in the Intergalactic Medium Using Cross-Correlation Methods
星系际介质中的大尺度相干磁场被认为在宇宙网的形成和演化以及大尺度反馈机制中起着关键作用。然而，它们在理论上是非常弱的，在纳米高斯范围内。为了寻找这些弱磁场的统计特征，我们在$z > 0.5$和$0.1 < z< 0.5$的大尺度结构的1742个射电星系的法拉第旋转测量之间进行了互相关，由1800万个光学和红外前景星系跟踪。在不确定度限度内未检测到显著相关信号。我们能够确定模型相关的$3 σ$上限的平行分量的平均磁场强度的灯丝在星系际介质的$\sim 30 \ \mathrm{nG}$之间的$1$和$2.5 \ \mathrm{Mpc}$的相干尺度，对应于一个平均上限RM增强$\sim 3.8 \ \mathrm{rad/m^{2}}$由于灯丝沿所有探测视线。这些上限与以前使用其他技术发现的上限是一致的。我们的方法可用于进一步约束星系际磁场与即将到来的未来无线电极化调查。
2021-03-22 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
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
Detection of pure warm-hot intergalactic medium emission from a $7.2$ Mpc long filament in the Shapley supercluster using X-ray spectroscopy
本研究通过Suzaku和XMM-Newton观测，首次在沙普利超星系团一条7.2 Mpc长的原始纤维中实现纯温热星系际介质的X射线光谱探测，测得的气体参数与宇宙学模拟一致，为解决宇宙重子缺失问题提供关键观测证据。
2025-06-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
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
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
Star forming filaments in warm dark matter models
我们对暖暗物质（WDM）宇宙学中类银河星系的形成进行了流体动力学宇宙学模拟。光滑而致密的细丝，几个共同移动的兆秒差距长，在这个模型中一般形成在z 2以上。原子线冷却允许这些灯丝中心的气体冷却到冷却功能的基础，从而产生非常引人注目的扩展莱曼极限系统（LLS）模式。因此，对LLS的关联函数的观测可能会对暗物质的性质提供有用的限制。我们认为，自屏蔽的灯丝可能会导致恒星形成的热不稳定性。我们实现了一个子网格模型，并发现，细丝，而不是晕主导恒星形成，直到z 6。再电离降低了灯丝中的气体密度，更常见的恒星形成晕在z 6以下占主导地位，虽然恒星形成的灯丝继续，直到z=2。z=0星系中有15%的恒星形成为丝状。在更高的红移，这些恒星给星系一个弦的外观，如果观察到，这可能是一个强有力的迹象表明，暗物质是温暖的。
2015-03-26 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
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
Probing the Warm Dark Matter with High-z Quasar Luminosity Function
在温暖的暗物质（WDM）宇宙学中，在z ≥ 20处形成的第一个物体是平均长度在WDM自由流尺度量级的一维细丝。Gao和Theuns最近通过使用高分辨率流体动力学模拟声称，这些WDM细丝沿着其最长轴的最终坍缩可能会产生为高z类星体提供动力的超大质量黑洞。在这幅图中，我们假设高z类星体的光度函数应该反映早期宇宙中WDM细丝的丰富程度。我们借助泽尔多维奇近似解析地推导出早期宇宙细丝的质量函数。然后，我们确定其减少的速度在质量部分对应的WDM粒子的质量m_v的自由流标度。调整m_v的值，我们拟合的斜率的分析模型的高Z类星体的光度函数从斯隆数字巡天DR3测量。一个新的WDM约束从这个可行性研究被发现是一致的最轻的超对称的合作伙伴。
2009-08-06 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
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
Optical Spectroscopy of Halpha Filaments in Cool Core Clusters: Kinematics, Reddening, and Sources of Ionization
我们获得了9个星系团冷核中H α星云的深、高空间和光谱分辨率的长狭缝光谱。这个样本提供了大量关于电离状态、运动学和星系团冷核中暖气体变红的信息。我们发现在延伸的线状发射灯丝中只有少量的红化，大多数灯丝的E（B-V）< 0.2。[O III]/Hb、[N II]/Ha、[S II]/Ha和[O I]/Ha的组合使我们能够排除由宇宙射线引起的碰撞电离、热传导以及由ICM X射线和活动星系核引起的光电离对核和细丝中的暖气体电离的强贡献。这些数据充分描述了一个复合模型的缓慢冲击和恒星形成。这个模型进一步支持观测到的线宽和低电离线比之间的相关性，这在远紫外观测的基础上具有更温和的恒星形成活动的系统中变得更强。我们发现，更广泛的，狭窄的细丝往往有较浅的速度梯度和较窄的线宽比紧凑的复合物。我们证实，发射线的宽度随半径减小，从FWHM \sim 600 km/s的核的FWHM ~ 100 km/s的最扩展的灯丝。我们认为，这种径向依赖的速度宽度实际上可能与ICM湍流，因此，可以提供一个一瞥到冷核心的湍流量。在几个系统的中心区域（r < 10 kpc），温暖的气体显示出与旋转一致的运动学特征。我们发现，在这个样本中的最延长的灯丝的运动学是大致一致的流入和流出，并建议进一步的研究，连接到无线电和X射线地图的暖气体运动学，以进一步了解所观察到的运动学。
2011-11-28 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
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
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
Confirmation of Intervening Filaments of Galaxies at the Redshifts of $Chandra$ WHIM Absorption Features
利用$a~posteriori$方法证实了在耀变体1 ES ~1553+113的视线方向上存在两个大尺度的暗条，这两个暗条对应于温暖-炽热星系际介质（WHIM）在X射线和远紫外波段的吸收特征。我们使用WISE-SuperCOSMOS测光表来绘制耀变体方向的宇宙网，并在红移为$z=0.23\pm0.02$和$z=0.31\pm0.02$的位置发现了重要的细丝，它们与吸收红移大致一致。$z_X=0.133$的第三个X射线吸收特征在光度目录中没有任何对应的结构。
2017-11-13 astro-ph.CO
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
Exploring the Intergalactic Magnetic Field by Means of Faraday Tomography
揭示星系丝中的星系际磁场（IGMF）是现代天文学中一个非常重要而又具有挑战性的课题。为了从河外射电源的旋转测量（RM）中探测IGMF，我们需要分离由于其他来源（如源，干预星系和我们的银河系）引起的RM。在本文中，我们讨论的观测策略分离的法拉第层析成像（法拉第RM合成）。我们考虑通过银河系和宇宙网观察单个射电源，如射电星系或类星体。然后，我们将观察结果与另一个具有小角距的相邻源的观察结果进行比较。我们的模拟与简单的模型的来源表明，这将是不容易检测到RM由于IGMF的订单~ 1 rad/m/m，通过一个单一的灯丝IGMF的预期值。与此相反，我们发现，至少~10 rad/m/m的RM可以检测到SKA或其探路者/前体，如果我们实现理想的源的选择。这些结果将得到改善，如果我们将分解技术，如RMCLEAN和QU拟合。我们讨论的情况下，复杂的银河系的排放，以及与观测噪声和射频干扰的影响的战略的可行性。
2014-03-03 astro-ph.CO
An X-ray WHIM metal absorber from a Mpc-scale empty region of space
本文报道了在一个大于500 ksChandra HRC-S/LETG X射线光栅谱中探测到耀变体H 2356-309的~44.8 nm吸收线。这条谱线可以被认为是热（log T = 5.1 K）星系际吸收体在z \approx 0.112处产生的CV-K α干涉吸收。这个特征在2.9σ水平上是显著的（考虑到独立红移试验的数量）。我们估计氢柱的等效密度为log N_H=19.05（Z/Zsun）^-1 cm^-2。不同于其他先前报道的FUV/X射线金属探测的温暖-热星系际介质（WHIM），这个CV吸收体位于一个区域与本地低星系密度，在~2.2兆秒差距从最近的星系在红移，因此是不太可能与扩展的星系晕。相反，我们尝试用一个介于其间的温热星系际介质细丝来识别这个吸收体，它可能渗透到一个大尺度的、30 Mpc延伸的星系结构中，这些星系的红移质心位于以H 2356-309的视线为中心的半径为7.5 Mpc的圆柱体内，与吸收体的红移勉强一致（在1.8σ水平上）。
2012-05-10 astro-ph.CO
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
An EAGLE view of the missing baryons
上下文预测的重子中有很大一部分在局部宇宙中仍未被发现。我们采用了一个共同的假设，即大部分失踪的重子对应于热（log T（K）= 5.5-7）相的温暖的热星系际介质（WHIM）。我们基于我们的失踪重子搜索的情况下，WHIM已被加热通过吸积冲击和星系外流，并集中向宇宙网络的细丝。目的。我们的目标是改善对探测不佳的热WHIM的观测搜索。方法.我们检测到的EAGLE模拟内的星系分布的Bisous形式主义。此外，我们使用的EAGLE的暗物质组件的大尺度环境的MMF/NEXUS+分类。然后，我们研究了提取的细丝内的热重子的空间-热分布。结果虽然细丝只占整个模拟体积的5%，但细丝中弥漫的热星系际介质占总重子预算的23% $-$-25%，或占所有热WHIM的79% $-$-87%。通过选择具有高星系光度密度的Bisous细丝，获得了最佳的细丝样品，缺失重子质量分数为82%。对于这些细丝，我们推导出径向气体密度和温度分布的解析公式，与最近的普朗克SZ和CMB透镜观测中心$r$ ~ 1 Mpc。结论. EAGLE的结果表明，丢失的重子强烈地集中在暗条轴上。由于这里使用的灯丝发现方法适用于星系调查，很大一部分失踪的重子可以通过集中在中心1 Mpc区域的灯丝观测工作本地化。此外，聚焦高星系光度密度区域将优化观测信号。
2020-12-16 astro-ph.CO
A Search for Warm/Hot Gas Filaments Between Pairs of SDSS Luminous Red Galaxies
我们搜索普朗克数据的热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）的信号，由于气体细丝之间的发光红星系（LRG的）采取的斯隆数字巡天数据发布12（SDSS/DR 12）。我们在DR 12目录中识别出了260，000个LRG对，它们在切向方向上彼此在6-10 $\sim$范围内，在径向方向上在6 $h^{-1} \mathrm{Mpc}$范围内。我们通过旋转和缩放每个LRG的角位置来堆叠对，使它们位于公共参考系上，然后我们从对的每个成员中减去圆对称晕，以搜索对成员之间的残留信号。我们发现，在叠加数据中，LRG对之间的信号具有统计学显著性（5.3 $σ$），幅度为$Δy = (1.31 \pm 0.25) \times 10^{-8}$。的不确定性估计从两个蒙特卡洛零测试，也建立了我们的分析的可靠性。假设一个简单的，等温的，圆柱形灯丝模型的电子过密度与$r_c/r$（从模拟确定），其中$r$是垂直距离的圆柱体轴和$r_c$是核心半径的密度分布成比例，我们约束的产品的过密度和灯丝温度为$δ_c \times (T_{\rm e}/10^7 \, {\rm K}) \times (r_c/0.5h^{-1} \, {\rm Mpc}) = 2.7 \pm 0.5$。据我们所知，这是第一次探测到宇宙大尺度结构中典型的超密度气体。我们将我们的结果与BAHAMAS宇宙学流体动力学模拟套件（Mc…
2019-11-07 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
Searching for HI imprints in cosmic web filaments with 21-cm intensity mapping
我们研究了极低红移（$z\sim 0.08$）星系际细丝中可能存在中性氢（HI）的情况，通过将一组274，712个2dFGRS星系对叠加在21厘米的地图上，这些地图是用帕克斯射电望远镜进行专门观测获得的，总天空面积约为1，300平方度，覆盖了银河系南北半球的两个补丁。堆叠是通过结合当地的地图，其中每对被带到一个共同的参考系，从边缘星系产生的信号，然后删除提取的灯丝残余排放。我们在主成分分析中删除10个或20个前景模式的地图上重复分析。我们的研究没有发现任何明确的HI过量在考虑的灯丝在任何情况下，我们确定上限的总灯丝HI亮度温度在$T_{\rm b} \lesssim 10.3 \,μ\text{K}$的10模式和在$T_{\rm b} \lesssim 4.8 \,μ\text{K}$的20模式删除地图在95%的置信水平。这些估计值分别转化为局部丝HI密度参数$Ω_{\rm HI}^{\rm (f)} \lesssim 7.0\times10^{-5}$和$Ω_{\rm HI}^{\rm (f)} \lesssim 3.2\times10^{-5}$的上限，以及HI柱密度$N_{\rm HI} \lesssim 4.6\times10^{15}\,\text{cm}^{-2}$和$N_{\rm HI} \lesssim 2.1\times10^{15}\,\text{cm}^{-2…
2019-07-31 astro-ph.CO
Warm-hot baryons comprise 5-10 per cent of filaments in the cosmic web
对宇宙微波背景的观测表明，重子占宇宙总能量的5%。在局域宇宙中，对所有观测到的重子的普查比这个估计少了两倍。宇宙学模拟表明，失踪的重子可能没有凝聚成维里化的晕，而是在$10^5-10^7$开尔文的温度下作为低密度等离子体存在于宇宙网的细丝中（那里的物质密度大于平均值），被称为温暖-热的星系际介质。以前曾有人声称在遥远的耀变体的视线上探测到了温暖的重子，以及在相互作用的星系团之间探测到了热气。然而，这些观测无法追踪大尺度的重子结构，也无法估计宇宙中有代表性的体积中暖重子的总量。在这里，我们报告的X射线观测气体在$10^7$开尔文与星系团阿贝尔2744。以前对这个星团的观测无法解决和消除巧合的X射线点源。减去这些之后，我们揭示了在8兆秒差距尺度上相干的热气体结构。这些暗丝与星系和暗物质的超密度相吻合，它们的质量有5-10%是重子气体。这些气体已经被星系团的引力加热，现在正在为其核心提供食物。我们的发现加强了宇宙图像的证据，其中大部分失踪的重子驻留在宇宙网的细丝中。
2015-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Reionization of the Intergalactic Medium
在复合之后，宇宙气体处于冷的中性状态。然而，当第一批恒星和黑洞在早期星系系统中形成时，它们的紫外线和X射线辐射导致星系际气体逐渐相变，进入我们目前观察到的温暖和电离状态。这个过程被称为宇宙再电离。了解与星系和恒星形成有关的能量沉积如何塑造星系际气体的性质是当今宇宙学的主要目标之一。此外，再电离反作用于星系演化，决定了高红移星系群的许多特性，这些特性代表了我们目前发现宇宙的前沿。在这两节课中，我们提供了宇宙再电离和星系际介质的教学概述，以及这些领域中的一些开放性问题。
2014-09-17 astro-ph.CO
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
Gas Accretion is Dominated by Warm Ionized Gas in Milky Way-Mass Galaxies at z ~ 0
我们进行高分辨率的流体动力学模拟银河系质量的星系在一个完全的宇宙学设置使用自适应网格细化代码，恩佐，并研究气体的运动学模拟星系晕。我们发现，气体流入主要发生在晕内的边缘构造上。在从维里半径到盘附近的很大距离范围内，发现热电离气体（10^5 K < T < 10^6 K）和热电离气体（T > 10^6 K）主导了系统的总质量吸积（dM/dt = 3-5 M_solar/yr）。大多数流入的气体（按质量计）不会冷却，而一小部分设法冷却的气体主要靠近星系（R <~ 20 kpc），可能包括可以检测到的中性气体，例如，高速云中性云嵌入在较大的吸积对流中，只占总质量流入率的一小部分。流入气体具有相对低的金属丰度（Z/Z_solar < 0.2）。对流层的外层在接近圆盘时由于压缩而被加热。除了流入，我们发现高速，富含金属的流出由超新星反馈驱动的热气。我们的结果是一致的低z晕气体的观察。
2012-05-16 astro-ph.CO
Cosmic gas accretion from filaments onto galaxy clusters using the IllustrisTNG simulation
Université Paris-Saclay（巴黎-萨克雷大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Sorbonne Université（索邦大学）；Université de Lille（里尔大学）；Centrale Lille（里尔中央理工学院）
研究通过IllustrisTNG-300模拟分析415个星系团，探讨丝状结构在驱动各向异性吸积和热力学性质中的作用，发现不同距离范围内气体吸积特征差异显著。
2026-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The intergalactic medium in the cosmic web
星系际介质（IGM）占所有时期重子的90%，但它在宇宙网中的三维分布仍然是未知的。之所以如此，是因为观察IGM主体的唯一可行方法是通过明亮背景源光谱中的介入吸收线系统，这将其表征限制为一维。尽管如此，通过将多个一维IGM信息与三维星系巡天相结合和交叉匹配，可以获得平均的三维图像。在这里，我们提出了我们最近和目前的努力，映射和表征IGM在宇宙网络中使用星系作为示踪剂的基本质量分布。特别是，我们总结了我们的研究结果：（一）IGM周围的恒星形成和非恒星形成星系;（二）IGM内和周围的星系空洞;（三）IGM在星系团间细丝。有了这些数据集，我们可以直接测试宇宙中重子物质结构形成和演化的现代范式。
2014-10-01 astro-ph.CO
Properties of Cosmological Filaments extracted from Eulerian Simulations
使用一个新的并行算法实现的VisIt框架内，我们分析了大宇宙学网格模拟研究的性质的重子在细丝。该程序使我们能够建立大型目录高达$\sim 3 \cdot 10^4$丝每个模拟体积和调查宇宙细丝的性质非常大的体积在高分辨率（高达$300^3 ~\rm Mpc^3$模拟与$2048^3$细胞）。我们确定的质量，体积，长度和温度的细丝的标度关系，并将它们与那些星系团。最长的长丝具有约$200 ~\rm Mpc$的总长度和几个$10^{15} M_{\odot}$的质量。我们还研究了不同气体物理的影响。辐射冷却显着修改的温暖，热的星系际灯丝介质的热特性，主要是通过降低其平均温度通过线冷却。另一方面，来自周围晕中活动星系核的强大反馈可以加热丝状气体。由扩散激波加速产生的激波加速宇宙射线对暗条的影响很小，宇宙线与暗条内气体压力的比值约为$\sim 10-20$ %。
2015-07-21 astro-ph.CO
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
Turbulence production and turbulent pressure support in the intergalactic medium
利用网格流体动力学模拟方法研究了星系际介质中湍流的注入和演化，其中包括一个亚网格尺度（SGS）小尺度湍流模型。模拟结果表明，在团内介质（ICM）和暖热星系际介质（WHIM）中，湍流的产生具有不同的红移依赖性。我们发现，在ICM中的湍流主要是由合并引起的剪切流，而在WHIM的生产是由激波相互作用为主。其次，研究了动压支承对引力收缩的影响。在重子超密度为1 < delta < 100的WHIM气体中，这种湍流支持更强，与ICM的相关性较小。虽然具有大涡度的气体的相对质量分数是相当大的（52%的ICM），我们发现，只有约10%的质量，这是动态相关的，即不相关的一个同样大的热压力支持。根据这一结果，一个重要的非热压力支持抵消引力收缩是宇宙流中的局部特征，而不是广泛的特征。
2011-02-16 astro-ph.CO
