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
PhD thesis: On the diversity of O vi absorbers at high redshift
本文利用UVES/VLT获得的中分辨率（$\sim 6.6$ \kms FWHM）和高分辨率（$\sim 4.0$ \kms FWHM）光谱，系统地分析了高红移下星系际\Ovi吸收气体结构的性质。我们补充我们的分析与合成光谱从广泛的宇宙学模拟，是OWLS项目的一部分（Schaye等2010）。我们的主要结论是：1）观测和模拟结果都表明，高红移的\Ovi吸收体出现在跨越广泛尺度和不同物理条件的结构中。当\Ovi组分的多普勒参数较小时，电离机制很可能是光电离;否则，碰撞电离是主要机制。2)在$z\approx2$处，\Ovi吸收体的重子和金属含量小于该红移处重子和金属总质量密度的1%。因此，\Ovi吸收体在那个时期不能追踪重子和金属的大部分。3)\Ovi气体密度、金属丰度和非热致宽机制在高红移和低红移时有显著不同。特别是，非热增宽机制在高红移时显得不那么重要，而在低红移时，吸收气体中的湍流可能很重要。这一点，以及\Ovi产生于不同环境，嵌入在小尺度和大尺度结构中的结果，表明\Ovi并不跟踪环星系和星系际介质中的特征区域，而是跟踪具有特征转变温度（$T\sim10^{5}$ K）的气相。4)高红移的\Ovi吸收体出现在金属丰度明显高于周围环境的气体中，这表明IGM的金属富集不均匀。
2015-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
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
Extended OVI haloes of starforming galaxies
我们认为富金属气体暴露于附近的星暴星系的随时间变化的辐射场和几乎不变的（在时间尺度上1亿年）河外电离背景的叠加的演化。在非平衡（随时间变化）的光电离模型，我们确定电离分数的OVI离子通常在银河系周边观察。我们推导出OVI出现在扩展星系晕中的条件，这取决于星系质量和恒星形成速率。我们发现，在银河和河外电离辐射场的共同作用下，OVI的最大值可达$\sim 0.4-0.9$。我们的结论是，软X射线发射与$E\simgt 113$ ~eV的中央恒星形成星系的恒星人口的主要来源，这样一个高比例的OVI。这种情况可以解释在恒星形成星系的晕中观察到的高柱密度${\rm N(OVI)} \sim 10^{14.5 - 15.3}$ ~cm $^{-2}$（Tumlinson et al 2011）{ \it even}，其金属丰度相对较低（{ $\sim 0.01-0.1\zsun$ }）。因此，对扩展晕中氧源的要求放宽到合理的保守水平。我们表明，在$z\simlt 0.5$电离动力学的氧在一个相对密集的等离子体$n\simgt 10^{-4}$厘米$^{-3}$的外晕暴露于一个低的河外电离通量的非平衡效应占主导地位。
2014-10-30 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
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
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
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
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
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
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
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
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 filling factor of intergalactic metals at redshift z=3
对类星体吸收线系统的观测表明，z=3的星系际介质（IGM）被重元素污染，污染深度达HI光学深度τ_HI<<10。然而，目前尚不清楚的是，需要用金属富集的体积的比例是多少，以及为了重现观测结果，仅富集靠近星系的区域是否足够。我们使用来自大型宇宙学模拟的气体密度场，与合成类星体光谱和强加的，模型金属分布，调查什么样的富集模式可以重现所观察到的中值光学深度的CIV作为tau_HI的函数。我们的模型只能满足观测约束，如果z=3 IGM主要由位于低质量（m_tot<10^10 M_sun）晕中的星系富集，这些晕可以将金属喷射到>10^2 kpc的距离。更大质量的晕中的Galerkin不可能解释这些观测结果，因为它们太罕见了，它们的流出物无法覆盖足够大的体积。星系团需要将气体富集到远大于其宿主晕维里半径的距离。假设金属在小尺度上很好地混合，我们的建模要求模拟的体积和重子质量中被金属污染的部分分别为>10%和>50%，以便与观测结果相匹配。
2011-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
Anisotropic AGN Outflows and Enrichment of the Intergalactic Medium
我们调查的宇宙尺度的影响流出驱动的活动星系核的星系际介质的金属富集。活动星系核位于致密的宇宙结构中，这种结构往往是各向异性的。我们设计了一个各向异性活动星系核外流的半解析模型，它沿最小阻力方向向外扩展。将该模型应用于宇宙学数值模拟算法，模拟宇宙中大尺度结构的生长。使用这种改进的算法，我们进行了一系列的9个模拟宇宙体积的大小$(128 h^{-1}{\rm Mpc})^3$，在一个和谐的$Λ$ CDM宇宙，不同的开口角的流出，AGN的寿命，他们的动力学分数，和他们的集群水平。对于每一个模拟，我们计算的IGM的体积分数富集金属的流出。得到的富集体积分数在$z \gtrsim 2.5$处相对较小，然后快速增长到$z = 0$。我们发现，活动星系核外流丰富的65%至100%的整个宇宙在目前的时代，不同的值的模型参数。富集体积分数弱依赖于流出的开口角。然而，越来越多的各向异性流出优先丰富undersdense区域，发现更突出的趋势在较高的红移和降低在较低的红移。富集体积分数随动力学分数的增加而增加，随活动星系核寿命和成团程度的减小而减小。
2009-05-21 astro-ph.CO 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
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
Inspiraling streams of enriched gas observed around a massive galaxy 11 billion years ago
该研究通过观测红移2.3处大质量星系周围延伸100千秒差距的富集气体发射线，证实其为旋入流形态，为早期宇宙星系组装过程中的气体循环维持恒星形成的理论提供了观测证据。
2023-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Metal abundances in the high-redshift intergalactic medium
20年来，8-10米级望远镜的高分辨率光谱学极大地扩展了我们对z>2宇宙中气相金属丰度的看法。这篇文章简要总结了这些研究如何揭示星系际介质中广泛的金属污染，在z~3处的中位丰度[C/H] ~ -3.5，从z~4.3到z~2.4增加了~2-3倍。在典型的星系晕密度较高的情况下，观测发现莱曼极限系统的金属丰度分布范围为5个数量级，从超太阳（[M/H]~+0.7）到原始（[M/H]< -4）气体云。最后，中性阻尼Ly-alpha系统被富集到[M/H] ~ -1.5的中值金属丰度，随着红移到z ~ 4.5而缓慢下降，在该点处，随着再电离的结束，它似乎更迅速地演变。
2013-12-18 astro-ph.CO
The effects of binary stars on galaxies and metal-enriched gas during reionization
双星在附近的星系中很丰富，但在高红移宇宙的模拟中通常无法解释。恒星星族合成模型，包括二进制演化的影响，导致更大的相对丰度的电离光子，可以显着影响周围的电离背景在氢再电离的时代，另外导致星系气体含量和恒星形成的差异。我们使用流体动力学宇宙学模拟，包括在原位多频辐射转移的再电离时代的星系中的一个高的二元分数的早期星系际介质的性状和H I和He II电离光子的丰度的影响进行评估。我们进一步扩展到分析富集气体的特性。在比较指标使用基准模拟假设单星与一个纳入一个高的二进制分数，我们发现，双星导致H I再电离完成更早，并在加速的步伐，同时也增加了模拟吸收光谱中的高电离金属（C IV和Si IV）的丰度，同时减少了低电离态（O I，Si II和C II）的丰度。然而，通过增加星系和环星系气体的光加热，它们同时降低了低质量星系中恒星形成的速率，减缓了正在进行的浓缩过程并抑制了它们自己的电离背景。这可能导致$z\geq5$的He II再电离过程变慢，并进一步表明当忽略双星恒星演化时，可能低估了星系的自我调节。
2021-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Anisotropic AGN Outflows and Enrichment of the Intergalactic Medium. II. Metallicity
我们调查的大规模的影响，从活动星系核的外流，在丰富的IGM与金属的宇宙学背景下。我们结合宇宙学模拟的大尺度结构形成的详细模型的金属富集，其中流出的各向异性扩展沿最小阻力的方向，分布到IGM的金属。外流所携带的金属是由两个独立的恒星星族产生的：位于活动星系核中心附近的恒星和位于大星系的恒星。利用该算法，我们对活动星系核驱动的外流在λ-CDM宇宙中大小为（128/h Mpc）^[3]的宇宙体积中的传播进行了一系列5次模拟，并分析了由此导致的IGM金属富集。我们发现，在IGM中诱导的金属丰度主要由辐射光度L > 10^9 L_sun的活动星系核所决定，而10^8 < L / L_sun < 10^9的活动星系核贡献可以忽略不计。我们的模拟产生了在z = 5.5时[O/H] = -5的平均IGM金属丰度，然后逐渐上升，并在z = 2和z = 0之间保持相对平坦的[O/H] = -2.8的值。由活动星系核驱动的外流从活动星系核中喷出的金属被发现使IGM富集到观测值的> 10 - 20%，其数量取决于红移。富集的IGM体积分数在z > 3时较小，然后在z = 0时迅速上升至以下值：6 - 10%体积富集至[0/H] >-2.5，14 - 24%体积富集至[0/H] >-3，34 - 45%体积富集至[0/H] >-4。在z > 2时，存在诱导富集的梯度，金属丰度随着IGM密度的增加而降低，使低…
2010-11-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Enrichment of the Intergalactic Medium with Adiabatic Feedback I: Metal Cooling and Metal Diffusion
采用金属冷却、金属湍流扩散和热能，利用一系列SPH模拟研究IGM金属富集。采用绝热反馈机制，防止气体冷却，产生没有明确的风粒子的星系风。模拟产生的宇宙恒星形成历史（SFH）与观测结果大致一致，直到z $\sim$ 0.5，以及通用中性氢分数（$Ω_{\rm H I}$）的稳定演变。在z=0时，大约40%的重子在温暖的星系际介质（WHIM）中，但大多数金属（80%-90%）被锁定在恒星中。在较高的z，IGM中的金属比例较高，这是由于星系更有效的损失。在整个宇宙历史中，IGM金属主要存在于WHIM。星系内部气体的金属丰度演化与观测结果基本一致，但弥散IGM在z $\sim$ 2.5处富集。银河风最有效地富集了中等质量范围$10^{10}$ M $_{\sun}$ - $10^{11}$ M $_{\sun}$的晕的IGM。在低质量端气体被阻止吸积到晕上，并且具有非常低的金属丰度。在高质量端，随着星系中恒星质量分数的降低，晕重子逃逸率也随之降低。这可能是因为恒星形成活动和逃逸效率的降低。金属增强冷却，使WHIM气体冷却到星系上，并增加恒星的形成。金属的扩散使得风在逃逸之前混合，减少了IGM的金属含量，有利于星系晕内的气体和恒星形成气体。扩散显著增加了低金属丰度气体的量，并改变了密度-金属丰度关系。
2010-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Anisotropic Galactic Outflows and Enrichment of the Intergalactic Medium. II. Numerical Simulations
我们结合各向异性流出和星系形成的解析模型与大尺度结构和晕形成的数值模拟来研究星系流出对IGM演化的影响。我们模拟了LCDM宇宙中一个共动体积（15 Mpc）^[3]的演化。我们遵循20000-60000星系的形成，并模拟这些星系产生的星系外流，为五个流出开口角，α =60，90，120，150和180度（各向同性流出）。各向异性的外流遵循阻力最小的路径，因此优先进入低密度区域，远离星系形成的宇宙结构。这些各向异性的外流不太可能彼此重叠，或者撞击前星系坍缩的晕并剥离它们的气体，从而阻止星系形成。从180度到60度，实际形成的星系数量翻了一番，产生了两倍的流出，这些流出在较小程度上重叠。因此，IGM的金属体积填充因子从各向同性流出的8%上升到各向异性流出的28%。高密度区域比低密度区域更有效地富集（体积比约为80%比约为20%），即使大多数富集区域是低密度的。增加流出物的各向异性增加了在所有密度（低密度和高密度）下的富集程度。这部分是因为各向异性流出更多。当这种效应是factored了，我们发现，一个星系的概率将丰富系统的密度高达10 rho_mean是越来越各向异性流出。这是IGM动态演化的结果。各向异性的流出物优先膨胀到密度不足的气体中，但该气体随后可以聚集到密度过高的结构上。
2010-02-25 astro-ph.CO
Metals in the z~3 intergalactic medium: results from an ultra-high signal-to-noise ratio UVES quasar spectrum
在这项工作中，我们调查的丰度和分布的星系际介质（IGM）在$\langle z \rangle \simeq 2.8$通过分析的超高信噪比UVES光谱的类星体HE 0940 -1050。在CIV森林中，我们的深谱在$3\,σ$对列密度低至$\log N_{\rm CIV} \simeq 11.4$的谱线敏感，并且在考虑的红移范围的60%中低至$\simeq11.1$。在我们的样品中，所有含$\log N_{\rm HI} \ge 14.8$的HI系均显示出相关的CIV吸收。在$14.0 \le \log N_{\rm HI} <14.8$范围内，43%的HI谱线具有相关的CIV吸收。在$\log N_{\rm HI} < 14.0$中，检测率下降到$<10$ %，这可能是由于我们的灵敏度限制，而不是由于气体丰度特性的实际变化。在$\log N_{\rm HI} \ge 14$的范围内，我们观察到一个分数的HI线与检测到的CIV的一个因素的2比分数的HI线躺在环银河系介质（CGM）的相对明亮的莱曼break星系托管的暗物质晕与$\langle M\rangle \sim10^{12}$ M $_{\odot}$。我们的结果与光电离模型的网格和两个宇宙学模拟的输出的比较意味着IGM气体富集到金属丰度$\log Z/Z_{\odot} \ge -3$的体积填充因子应该是$\sim 10-…
2016-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intergalactic Dust Extinction in Hydrodynamic Cosmological Simulations
最近，梅纳德等人探测到类星体的平均颜色发生了微妙但系统性的变化，这种变化是类星体与前景星系的投影距离的函数，扩展到约10 Mpc/h的同向运动距离，他们将其解释为星系际尘埃变红的特征。我们利用体积为（50 Mpc/h）^3的SPH宇宙学模拟，提出了这一引人注目的观测结果的理论模型。我们的主要模型使用模拟银河风，并假设尘埃跟踪星系际金属。预测的星系-尘埃关联函数在形式上类似于星系-质量关联函数，并且再现MSFR数据需要尘埃-金属质量比为0.24，大约是银河ISM中数值的一半。大约一半的红化来自距离最近的大质量星系超过100 Kpc/h的尘埃。我们还研究了没有银河风的模拟，该模拟预测星系际金属的比例要小得多（3%与35%），因此需要2.18的非物理尘埃与金属比来重现MSFR数据。在这两种模型中，信号由E（g-i）=0.001-0.1的视线主导。如果我们也允许红化出现在几× 10^10 Msun的星系中，那么无风模拟可以与数据相一致。风模型预测在z=0.5时，超新星的平均视消光值为AV ~0.0133等，视线间色散与平均值相近，这对未来的超新星宇宙学研究具有重要意义。在这些模拟中再现MSFR结果需要ISM尘埃的很大一部分从星系中驱逐出来并在星系际介质中居住。未来的观测研究提供了更高的精度，并测量了对星系类型和环境的依赖性，这将允许对富集的星系外流和IG尘埃的生存模型进行详细的测试。
2011-01-05 astro-ph.CO
Gas Metallicities in the Extended Disks of NGC 1512 and NGC 3621. Chemical Signatures of Metal Mixing or Enriched Gas Accretion?
我们获得了位于旋涡星系NGC 1512和NGC 3621的内盘和扩展盘中的135个HII区的光谱，这些HII区的银河系中心距离范围为0.2-2 × R25（从2-3 kpc到18-25 kpc）。我们发现，在外部（R>R25）磁盘的星云的激发特性是类似的内部磁盘，但平均年轻的HII区往往被选择在明亮的内部磁盘。在外盘中，由尘埃引起的变红是不可忽略的，并且受到显着的大尺度空间变化的影响。对于这两个星系的径向丰度梯度的恒定值以外的等照度半径。外盘O/H丰度比是高度均匀的，只有~0.06 dex的分散。基于激发和化学（N/O比）的分析，我们没有发现令人信服的证据，在上初始质量函数的扩展磁盘的电离集群的变化。目标星系外盘的O/H丰度相当于太阳值的35%（或更高，取决于金属丰度诊断）。这与螺旋星系扩展盘中金属丰度必然较低的概念相冲突。在目前的恒星形成水平下，无法产生所观察到的金属富集。我们讨论的可能性，金属运输机制从内部磁盘导致金属污染的外部磁盘。星系际介质的气体吸积，通过外流而富集，提供了另一种解决方案。
2012-03-05 astro-ph.CO
X-ray absorption evolution in Gamma-Ray Bursts: intergalactic medium or evolutionary signature of their host galaxies?
伽马射线暴（GRB）的固有X射线辐射经常被我们自己的星系吸收，超过或超过柱密度。额外的成分通常被认为是由于吸收了位于GRB本身的宿主星系内的气体。氢的等效柱密度N（H，本征）（假设它在伽玛暴红移处）和红移z之间有明显的相关性，少数z>6的伽玛暴显示出最大的本征柱密度。我们调查的N（H，内禀）- z关系使用大样本的雨燕伽玛暴，以及活动星系核（AGN）和类星体的样本，特别注意的光谱能量分布的两个最高的红移伽玛暴。各种可能的样本偏差和系统，可能会产生这样的相关性被认为是，我们的结论是，相关性很可能是真实的。这可能表明宿主星系性质的演化效应，或者来自扩散星系际介质（IGM）或中间吸收云中沿视线的气体的贡献。采用一个比以前的工作更现实的IGM吸收模型，我们发现这可以解释在z>~3处观察到的不透明度，只要它不是太热，可能在10^5 K和10^6.5 K之间，并且适度富集金属，Z~0.2 Z_sun。因此，这种物质可能构成温暖的热星系际介质。然而，从介入的冷气体云的累积效应中也可以预计到相当的吸收水平，并且鉴于目前的不确定性，不可能说哪一个占主导地位。在较低的红移，我们得出结论，在宿主星系的气体必须是所观察到的X射线吸收的主要贡献者。
2013-03-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
