Role of galactic gaseous halos in recycling enriched winds from bulges to disks: A new bulge-disk chemical connection
我们首次证明，盘星系的气体晕可以发挥至关重要的作用，在回收富含金属的气体喷出的隆起，从而促进化学演化的磁盘。我们的数值模拟结果表明，当星系晕的平均密度（rho_ hg）高达10^{-5} cm^{-3}时，由于气体喷出物和气体晕之间的流体动力学相互作用，盘状星系中来自球壳的富金属星风可以吸积到薄盘上.通过恒星风从膨胀中喷射出来，然后吸积到盘上的气体总量主要取决于rho_ hg和恒星风的初速度。在一组合理的模型参数下，尺度长度为a_d的盘星系中约有1%的球状喷出物可以吸积到R ~ 2.5 a_ d的盘上。我们讨论了这些结果的背景下，令人惊讶的高金属丰度的太阳附近的星系盘星的起源。我们还讨论了这些结果对不同环境中rho_ hg可能不同的盘星系化学演化的影响。
2009-01-10 astro-ph.GA
Spatial distribution of the Milky Way hot gaseous halo constrained by Suzaku X-ray observations
与银河系有关的热气晕的形成机制仍在争论之中。我们使用107线的朱雀X射线观测在$75^{\circ}<l<285^{\circ}$和$|b|>15^{\circ}$的总曝光量为6.4毫秒的气体晕的新的观测约束。气体晕光谱表示的碰撞电离平衡的单温度等离子体模型。观测场的中值温度为0.26 keV（$3.0\times10^6$ K），具有$\sim30$ %的典型波动。发射量的变化是一个数量级，与银河系的纬度略有相关。尽管数据的分散性很大，但排放测量分布大致上是由盘状密度分布再现的，其标度长度为$\sim7$ kpc，标度高度为$\sim2$ kpc，总质量为$\sim5\times10^7$ $M_{\odot}$。此外，我们发现，一个球形的热气体与$β$模型的轮廓几乎没有贡献的观察到的X射线，但它的总质量可能达到$\gtrsim10^9$ $M_{\odot}$。结合从其他观测得到的扩展气体晕的间接证据，热气体晕可能由致密的盘状成分和稀薄的球形成分组成; X射线发射主要来自前者，但质量由后者主导。盘状成分可能源于银河系盘中的恒星反馈，由于低尺度高度和发射测量的大散射。$\sim0.25$的中值[O/Fe]表明了核心坍缩超新星的贡献，支持恒星反馈起源。
2018-06-13 astro-ph.GA
Diagnostics of Gaseous Halo of the Milky Way by a Shock Wave from the Galactic Centre
本文提出了一种利用来自银河系中心（GC）的激波诊断星系晕气体分布的方法。传播的冲击波所造成的中心爆炸与释放的能量$\sim 10^{55}$ erg计算的各种模型的气体晕，和冲击波阵面的形态进行了比较，与观察到的北极（ESTA）和南极马刺（SPS）。当采用径向变尺度高度的半指数晕模型时，再现了观测到的双极超壳层（BHS）结构。球形晕模型（$β$模型）被证明是不适合解释所观察到的BHS形状。相对于旋转轴和银河系平面的不对称的马刺解释了大规模的密度梯度在整个银河系的晕。这样的梯度可能是由IGM在本星系群运动过程中的冲压压力产生的。具有正弦密度波动（云）的晕模型也可以解释这种不对称性，只要选择适当的云参数。其他不规则的特徴，如细丝和多重弯曲叠加在突出物上，也被认为是由于晕中的密度波动。
2019-01-04 astro-ph.GA
The Properties of the Galactic Hot Gaseous Halo from X-ray Emission
银河系的扩展热X射线发射气体晕具有\ion{O}{7}和\ion{O}{8}的主发射线的光学深度$\sim1$，其用于推断晕的性质。为了改善晕气体的性质，我们处理光学深度的影响与蒙特卡罗辐射传输模型，这导致稍微陡峭的密度分布（$β\approx 0.5$）比，如果光学深度的影响被忽略。对于首选的模型，其中的晕是旋转的圆柱体在$180$公里秒$^{-1}$，独立的适合两条线导致相同的结果，其中的核心半径是$2.5$ kpc和多普勒b参数的湍流分量是$100-120$公里秒$^{-1}$ ;湍流压力是$20\%$的热压力。当包括来自盘的发射时，拟合得到改善，径向尺度长度为$3$ kpc（假设），拟合的垂直尺度高度约为$1.3$ kpc。盘的组成部分是一个小的质量成分，并具有低光学深度，除了在低纬度。气体质量是$250\,\mathrm{kpc}$中的$3-4\times10^{10}\,M_{\odot}$，与我们以前的测定结果相似，并且明显小于$1.7\times10^{11}\,M_{\odot}$中缺失的重子。
2017-10-05 astro-ph.GA
The Magellanic Stream to Halo Interface: Processes that shape our nearest gaseous Halo Stream
了解麦哲伦流（MS）和星系晕之间的界面处的流体动力学过程和条件对于理解MS以及其他相互作用星系中的气体尾至关重要。这些过程在相对较小的尺度上运作，不仅有助于形成这一团流，而且还影响中性气体动力学和质量从流到晕的转移，从而影响银河系的金属富集和气体补充。我们描述了一个观测计划，通过高分辨率测量HI发射，HI吸收和Halpha发射前所未有的灵敏度，这些过程的约束。方法将包括结构分析，寻找冷气体核心的团块和分析气体运动学，因为它过渡到晕。后一种方法包括先进的空间积分技术，深入探测中性气体，我们适用于一个新的HI地图从绿岸望远镜获得的MS最高灵敏度HI观测。我们证明，集成技术提高灵敏度，甚至进一步，从而允许检测明显的MS气体成分的密度接近的星系晕。
2009-08-28 astro-ph.GA
GCN: a gaseous Galactic halo stream?
我们表明，一串HI云的高速云复杂的一部分，称为GCN是一个可能的气体流超过50度的星系晕。沿流的径向速度梯度被用来推导横向速度作为距离的函数，使一个家庭的轨道计算。我们发现，一个方向的运动对银河系的磁盘再加上一个中游的距离为20千秒差距提供了一个很好的匹配所观察到的天空位置和径向速度的HI云组成的流。它的质量估计为10^5兆太阳，其前身很可能是一个矮星系。然而，在目前已知的银河系矮球状星系或恒星流中还没有发现恒星对应物，因此目前还不知道恒星流的确切起源。
2010-08-18 astro-ph.GA
The Mass and Absorption Columns of Galactic Gaseous Halos II -- The High Ionization State Ions
高电离态离子追踪宇宙中的热气，其中星系周围的气态晕是主要贡献者。根据Qu & Bregman（2018），我们通过将气体晕模型与观测到的恒星质量函数进行卷积，计算了气体晕对这些离子观测到的柱密度分布的贡献。预测的柱密度分布再现了观察到的柱密度分布的一般形状--{ \OVI }的断点在$\log N=14.0$处的破幂律。我们的模型表明，高柱密度系统起源于星系的维里温度相匹配的电离分数峰的温度。具体地，该质量范围对于{ \OVI }为$\log M_\star=8.5-10$，对于{ \NeVIII }为$\log M_\star=9.5-10.5$，并且对于更高电离态离子（假定$T_{\rm max}=2T_{\rm vir}$）更高。与观察到的{ \OVI }柱密度分布的比较倾向于大半径模型，其中最大半径是维里半径的两倍。该模型可能与定义更差的{ \NeVIII }柱密度分布相冲突，表明需要进一步观察。高柱密度系统的红移演化受宇宙星形成率变化的控制，从$z=1.0$到局域宇宙，宇宙星形成率逐渐减小。我们的模型和观测结果之间的一些差异表明，集团内（集群）介质和星系际介质的吸收也是总柱密度分布的贡献者。
2018-06-12 astro-ph.GA
The early gaseous and stellar mass assembly of Milky Way-type galaxy halos
银河系如何在哈勃时间内积累质量，是否有大量的气体和恒星从卫星星系中吸积，或者银河系是否经历了最初的气体聚集，然后或多或少地孤立进化，这是现代天文学中的一个紧迫问题，因为它对我们在宇宙学背景下理解星系形成有影响。在这里，我们提出了一个银河系型卫星系统放大到宇宙学大尺度模拟的演化模型。嵌入到暗物质晕，并允许重子过程，这些化学动力学模拟的目的是研究气体和恒星从卫星的损失，以饲料银河系晕和恒星化学丰度的晕和卫星星系。
2016-04-24 astro-ph.GA
Emission from the Ionized Gaseous Halos of Low Redshift Galaxies and Their Neighbors
使用近50万个星系的样本，超过800万视线从斯隆数字巡天数据发布12，我们扩展了我们以前的研究附近星系的气体晕发射的复合辐射。我们确定的H $α$ +N[{ \small II}]径向发射剖面的径向分布在一个投影半径为$\sim 50$千秒差距的拐点，并建议，超过这个半径的空间相关的晕从电离气体的排放占主导地位的配置文件。我们证实，这是一个可行的假设，使用的结果从一个高度简化的理论处理，其中的暗物质晕分布从宇宙学模拟直接填充气体。我们是否能把晕圈气体的分数（T $= 12,000$ K），光滑（$c = 1$）组件（对于具有M $_* = 10^{10.88}$ M $_\odot$的星系为0.26，对于具有M $_* = 10^{10.18}$ M $_\odot$的星系为0.34），或者从已发表的流体动力学模拟中获取该分数的独立值（分别为0.19和0.38），该模型成功地再现了所观察到的拐点的径向位置和幅度。我们还观察到，气体晕的物理性质连接到主星系形态超越任何关系的星系的恒星质量和恒星形成率。我们将探讨该模型是否再现与中央星系的恒星质量，恒星形成率和形态有关的行为。我们发现，它是不成功的，在这个层次上的细节再现的意见，并讨论我们的简单模型，可能是负责任的各种缺点。
2018-05-21 astro-ph.GA
The detailed structure and the onset of galaxy formation in low-mass gaseous dark matter haloes
我们提出了一个模型，在早期宇宙中的氢再电离之前和之后的第一个星系的形成。在这个模型中，星系形成只能发生在质量超过与红移相关的临界值的暗物质晕中，该临界值在再电离之前等于（在最简单的情况下）原子氢冷却变得有效的质量，在再电离之后等于气体不能保持流体静力平衡的质量。我们定义晕占据分数（HOF）作为晕质量的函数，作为一个明亮的星系的主机晕的分数。HOF是由晕的临界质量演化和组装历史之间的相互作用建立的，并取决于三个因素：再电离前星系形成的最小晕质量，再电离的红移和（不断变化的）外部光加热率的强度。我们的基准模型预测截止星系质量函数在现今的晕质量，$M_{200} \sim 3\times 10^{8} M_{\odot}$ ; 100\%占领$M_{200} > 5\times 10^9 M_{\odot}$ ;和人口的无星气体晕的现今质量范围内的$10^{6} \lesssim M_{200} / M_{\odot}\lesssim 5\times 10^{9}$，其中气体是在热平衡与紫外线背景辐射和流体静力平衡中的重力势的晕。HOF = 0和HOF=1之间的过渡反映了晕质量增长的随机性。我们将探讨这些特征质量如何随模型假设和参数值而变化。我们的模型的结果与星系形成的宇宙学流体动力学模拟非常一致。
2020-09-04 astro-ph.GA
CNN-Based Inference of Gaseous Halo Properties from Synthetic X-ray and 21-cm HI Observations
University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；University of Colorado（科罗拉多大学）；Yale University（耶鲁大学）；University of Wisconsin-Milwaukee（威斯康星大学密尔沃基分校）；Sorbonne Université（索邦大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）
本研究利用CNN结合X射线与HI观测数据推断晕性质，发现多波段组合优于单波段，微热量计提升金属丰度推断1.75倍，并实现0.04 dex的群晕质量推断精度。
2026-09-16 astro-ph.GA
The Halo Gas of Local Spiral Galaxies and the Link to Gaseous Satellites
Rensselaer Polytechnic Institute（伦斯勒理工学院）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；University of Washington（华盛顿大学）
该研究选取21个本地旋涡星系样本，结合HST/COS数据探究其CGM与气态卫星的关联，发现气态卫星对宿主CGM的贡献较小，视线靠近大质量气态卫星时CGM探测率会升高。
2026-09-02 astro-ph.GA
{\it HST}/COS Observations of the Warm Ionized Gaseous Halo of NGC 891
星系晕的金属丰度为研究星系的吸积和反馈提供了重要的信息。附近的边缘星系NGC 891有一个多成分的气体晕和一个背景活动星系核（LQAC 035+042 003），在短轴附近投影到盘上方5 kpc。针对活动星系核的紫外连续谱，我们在新的{ \it HST}/COS谱中探测到了与NGC 891有关的13个离子的谱线。大部分吸收来自含有$\log T=4.22\pm0.04$、$\log n_{\rm H}=-1.26\pm0.51$和$\log N_{\rm H}=20.81\pm 0.20$的温暖电离气体。挥发性元素的金属含量（即，C、N和S）约为半太阳能（$\rm[X/H] \approx -0.3\pm 0.3$），而Mg、Fe和Ni显示出较低的金属丰度$\rm[X/H]\approx-0.9$。的吸收系统显示的耗尽模式看到温暖的银河弥漫云，这是一致的喷射太阳金属盘气体和热X射线发射晕（$Z=0.1-0.2Z_\odot$）的混合物。温暖的电离气体比银河系中心周围的冷\ion{H}{1}发射气体的质量大5倍，这可能导致在一段时间内以$10^2~M_\odot\rm~yr^{-1}$的平均速率吸积。我们还在$110\rm~km~s^{-1}$（一个高速云）和$30\rm~km~s^{-1}$的另一条视线（3C 66 A;从NGC 891投射的108 kpc）上探测到朝向LQAC 0…
2019-04-09 astro-ph.GA
The complementary roles of feedback and mergers in building the gaseous halo and the X-ray corona of Milky Way-sized galaxies
我们使用高分辨率的宇宙学流体动力学模拟银河系大小的星系不同的超新星反馈强度和合并的历史，调查其气体晕的形成，特别是他们的热（$>10^6$ ~K）X射线发光日冕。我们的模拟预测存在显着的热气体的晕早在$z=3-4$，以及之前的晕应该能够维持热模式吸积在传统的图片。初生的日冕由内向外生长，最初主要是由于合并引起的冲击加热和强烈的超新星反馈提供动力的中央星系流出，这两者都是今天成功的星系形成模型的基本特征。此外，外流和日冕的形成也加速了从冷模到热模吸积的转变，有助于维持稳定的吸积激波的条件。它们还破坏了向中央星系输送冷气体的对流，使它们的嘴磨损成一个宽阔的三角洲，从星系中分离出来，并被推向更大的半径。即使在早期，细丝会反复重新形成，但热气和外流会削弱细丝，并加速其最终的破坏。虽然银河系外流通常被认为是一种喷射反馈，但我们发现它们对暗条的作用也表明了一种预防作用。
2018-09-27 astro-ph.GA
Hot gaseous atmospheres of rotating galaxies observed with XMM-Newton
非旋转早型星系的X射线发射大气及其与中央活动星系核的联系多年来一直被深入研究。然而，在具有显著角动量的系统中，加热和冷却的过程可能以不同的方式进行。本文分析了六个望远镜和一个螺旋星系的热大气，研究了角动量对热气体性质的影响。我们发现热气体和恒星分布之间的对齐，X射线发射的椭圆率一般低于光学恒星发射的椭圆率，与旋转支持的热大气的理论预测一致。NGC 4382和大质量螺旋星系NGC 1961的熵分布比其他星系的熵分布要浅得多，这表明在这些系统的中心区域存在强烈的加热（通过外流或压缩）。最后，我们调查的热（在）稳定性的热大气通过标准，如TI和C比，并讨论的可能性，这些对象中存在的冷气体盘已冷凝出的热大气。
2020-08-03 astro-ph.GA
Hot Gaseous Coronae around Spiral Galaxies: Probing the Illustris Simulation
现今大质量螺旋星系周围存在热气体日冕是星系形成模型的基本预测。然而，我们的观测知识仍然很少，因为到目前为止，只有四个气体日冕被发现周围的螺旋与大质量恒星体（$\gtrsim2\times10^{11} \ \rm{M_{\odot}}$）。为了探索低质量螺旋星系周围的热日冕，我们利用钱德拉X射线观测样本的8个正常的螺旋星系与恒星质量的$(0.7-2.0)\times10^{11} \ \rm{M_{\odot}}$。虽然统计上显着的扩散X射线发射没有检测到超过光学半径（$\sim20$ kpc）的星系，我们得出$3σ$限制的特性的日冕。这些极限，加上之前对NGC 1961和NGC 6753的探测，被用来探测Illustris模拟。观测到的X射线光度和气体质量的$3σ$上限超过或处于模型预测的上限。对于NGC 1961和NGC 6753，观测到的气体温度、金属丰度和电子密度分布与Illustris的预测基本一致。这些结果表明，Illustris的物理模块与螺旋星系周围的热日冕的观测特性基本一致。然而，Illustris的一个缺点是，大质量的黑洞，主要居住在巨大的椭圆星系，引起强大的无线电模式活动星系核的反馈，这导致在明亮的日冕椭圆星系。
2015-03-03 astro-ph.GA
The effect of stellar feedback on a Milky Way-like galaxy and its gaseous halo
本文采用N体+SPH方法模拟了一个类银河系统，该系统是由嵌入在暗物质晕中的热气体辐射冷却而产生的。银河系及其气态晕孤立地演化了10 Gyr，这使我们能够研究内部过程如何影响系统的演化。我们展示了输入超新星反馈能量E $_{\rm SN}$如何影响星系的形态、运动学和演化，并将其性质与银河系进行了比较。不同的E $_{\rm SN}$值对系统的恒星形成历史没有显著影响，但随着反馈的增加，冷气体盘变得更厚，更湍流。我们的主要结果是，对于所考虑的E $_{\rm SN}$的最高值，该星系显示出一个突出的平面外冷气体层（log（T）<4.3），在$10^{19}$ cm $^{-2}$的柱密度下延伸到盘上方几kpc。这种物质的运动学与我们银河系和NGC 891的HI晕推断一致，尽管它的质量较低。此外，热气体（5.3<log（T）<5.7）的位置、运动学和典型柱密度与银河系晕和外星系中O $_{\rm VI}$吸收系统确定的结果非常一致。然而，与观测结果相反，在我们系统的环星系区域，log（T）<5.3的气体是缺乏的。
2015-06-01 astro-ph.GA
Gas and Metal Contents of Galaxies and Gaseous Halos: Preventive versus Ejective Feedback
本文用半解析方法研究了三种星系形成模型对星系内和星系周围重子物质质量和金属丰度的预测特征。这些模型代表了三种不同的反馈方案：一种模型与纯粹的喷射反馈，一种模型与喷射反馈与喷射气体的再结合，和一个预防模型。我们发现，当模型参数进行调整，以预测正确的恒星质量的晕质量范围在10^{10}至10^{12}Msun，这三个方案有非常不同的预测质量和金属丰度的星际和环银河系的媒体。与目前的观测数据相比，实施预防性反馈的模型具有很大的自由度来匹配广泛的观测数据，而弹射模型难以同时匹配多个观测约束，而与弹射和再结合的实施方式无关。我们的研究结果表明，调节低质量星系中恒星和冷气量的反馈过程本质上是预防性的。
2015-04-08 astro-ph.GA
The formation of hot gaseous haloes around galaxies
我们使用一套流体动力学宇宙学模拟的进化和组装的Galeries和他们的环境（EAGLE）项目，调查热流体静力晕的形成和他们的依赖反馈机制。我们发现，一个强大的双峰的出现在概率密度函数（PDF）的辐射冷却和动力学时间的比率晕气体提供了一个清晰的签名的热日冕的形成。总质量为$10^{11.5}-10^{12}{\rm{M}}_{\odot}$的晕形成了一个与红移无关的热日冕，至少在模拟具有足够好的统计数据的间隔$z=0-4$中是这样。我们分析了建立的热气体质量的晕，$M_{\rm{hot}}$，作为晕质量和红移的函数，并发现，虽然更有力的银河风供电SNe增加$M_{\rm{hot}}$，活动星系核反馈减少它从晕中喷出气体。我们还研究了气体吸积到晕上的热性质，并测量了激波加热气体的分数作为红移和晕质量的函数。我们开发的分析和半分析的方法来估计一个“临界晕质量”，$M_{\rm{crit}}$，热晕形成。我们发现，质量的吸积冲击产生的加热速率等于辐射冷却速率，再现质量以上的晕发展一个显着的热大气。这产生了在$z=0$处的$M_{\rm{crit}} \approx 10^{11.7}{\rm{M}}_{\odot}$的质量估计，其与模拟结果一致。$M_{\rm{crit}}$的值对冷却速率的依赖性大于对任何反馈参数的依赖性。
2017-09-06 astro-ph.GA
The vertical structure of gaseous galaxy discs in cold dark matter halos
我们研究的垂直结构多变，$P\propto ρ^Γ$，离心支持的气体盘嵌入冷暗物质（CDM）晕。在固定的半径$R$，垂直密度分布的形状仅微弱地取决于是否光盘是自引力（SG）或不（NSG）。在NSG情况下，由中平面声速和圆周速度$(c_s/V_c)R$设定的盘厚度，以及在SG盘中由声速和表面密度$c_s^2/GΣ$设定的盘厚度，小于这两个尺度中的任何一个。SG盘通常是Toomre不稳定的，NSG盘是稳定的。CDM晕中的指数盘具有大致平坦的圆周速度曲线，通常向外“张开”。对于EAGLE模拟的多方状态方程，其质量和尺寸与观测约束相匹配的圆盘对于$M_d< 3\times 10^9\, M_\odot$是稳定的（NSG），而在更高质量时是不稳定的（SG），如果是完全气态的。我们测试这些分析结果使用一组理想化的SPH模拟，并找到很好的协议。我们的研究结果澄清了模拟盘的厚度上的重力软化的作用，并对径向不稳定性的发病。EAGLE低质量圆盘是非自引力的，因此软化在它们的垂直结构中不起作用。另一方面，高质量的圆盘预计会自引力和不稳定，并且可能被人为加厚和稳定，除非重力得到很好的解决。具有足够高的空间分辨率以不损害盘的垂直结构的模拟也解决了它们的不稳定性的开始，但反过来是不正确的：解决不稳定性并不保证垂直结构被解决。
2017-07-25 astro-ph.GA
Probing the anisotropy of the Milky Way gaseous halo: Sight-lines toward Mrk 421 and PKS2155-304
我们最近发现，银河系的晕包含了一个巨大的热气体库，其中包含了银河系中大部分缺失的重子。这种环星系介质（CGM）的平均物理性质是通过结合沿几个河外视线的平均吸收和发射测量来确定的。然而，有一个广泛的分布，晕发射措施和\ovii柱密度，这表明银河系温热气体晕是各向异性的。我们提出了{ \it朱雀}观测领域接近两个视线，沿着我们有精确的\ovii吸收测量与\chandran。沿这两条视线的柱密度在误差范围内是相似的，但我们发现，排放措施是不同的。因此，在两个方向上的密度和路径长度一定是不同的，这提供了一个暗示性的证据，即银河系CGM中的温热气体不是均匀分布的。然而，导出的参数的形式错误太大，使这样的索赔。两条视线的平均密度和路径长度与全球平均值相似，因此光环质量仍然很大，超过100亿个太阳质量。随着更多这样的研究，我们将能够更好地表征CGM各向异性，并更准确地测量其质量。我们还表明，银河系盘所观察到的\ovii吸收的贡献微不足道，一个类似的结论也独立的排放措施。我们进一步认为，任何密度的不均匀性，在温暖的热气体，无论是从结块，从磁盘，或从一个不恒定的密度梯度，将加强我们的结果，星系晕的路径长度和质量将变得比我们在这里估计的更大。因此，我们的结果是保守和稳健的。
2013-11-19 astro-ph.GA
Stellar and Gaseous Disk Structures in Cosmological Galaxy Equilibrium Models
我们提出了“径向分辨平衡模型”的恒星和气体磁盘在宇宙吸积大规模晕的增长。我们的重点是发展到红移$z\sim 2$的对象。我们解决了依赖于时间的方程，支配径向依赖的恒星形成率，流入和流出的星系间和环星系介质，和向内的径向气体流动的磁盘内。恒星盘和气体盘在动力学时间尺度上达到平衡构型的时间比宇宙学暗物质晕生长和重子吸积速率的变化要短得多。我们通过分析表明，质量和整体角动量守恒自然会在许多径向长度尺度上产生指数气体和恒星盘。正如预期的那样，气体盘在恒星形成的Toomre $Q<1$条件下更加延伸。盘迅速变成重子主导的。对于红移为$z=2$的大质量$5\times 10^{12}M_\odot$晕，我们再现了典型观测到的恒星形成率$\sim 100 \, M_\odot \, {\rm yr}^{-1}$、恒星质量$\sim 9\times 10^{10}\, M_\odot$、气体含量$\sim 10^{11}\, M_\odot$、恒星和气体的半质量尺寸4.5和5.8 kpc，以及恒星和气体的特征表面密度$500$和$ 400\, M_\odot \, {\rm pc}^{-2}$。
2016-02-26 astro-ph.GA
Probing gaseous halos of galaxies with radio jets
气体晕对于理解星系的流入、反馈和整个重子预算起着关键作用。文献模型预测的过渡状态的气体晕之间的冷和热吸积，风，喷泉和流体静力晕在某些星系质量。由于射电活动星系核的光度对晕的密度很敏感，任何显著的跃迁都可能出现在大样本星系的射电光度中。低频阵列（LOFAR）两米巡天（LoTSS）确实确定了一个星系恒星质量标度，$10^{11} M_\odot$，超过这个标度，射电光度会不成比例地增加。在这里，我们调查，如果无线电光度的星系，特别是显着上升的星系质量周围$10^{11} M_\odot$，可以解释与标准的假设喷流功率，缩放之间的黑洞质量和星系质量和气体晕。基于观测数据和理论约束，我们建立了在落入、星系风和流体静力学条件下射电活动星系核晕中射电光度的模型，并将其与质量范围在$10^{8.5} M_\odot$和$10^{12} M_\odot$之间的大样本星系的LoTSS数据进行了比较。假设相同的特征上限喷气功率是已知的高星系质量，以保持在所有的质量，我们发现，最大的射电光度的流体静力学气体晕适合与LOFAR数据的分布的上包络线。在$10^{11} M_\odot$射电光度的显著上升与我们的模型相匹配，并且与该星系质量周围晕气体密度的显著变化有关，这是在较高维里温度下较低冷却速率的结果。风和下落模型高估了小星系质量的射电光度，并且在任何星系质量下都没有特别陡峭的射电光度预测。[...]
2019-05-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing the gaseous halo of galaxies through non-thermal emission from AGN-driven outflows
活动星系核（AGN）驱动的外流反馈可以影响星系气晕的分布和性质。我们研究了活动星系核驱动外流产生的前向外流激波的流体动力学和非热辐射。我们考虑了一些可能的轮廓晕气体密度，自洽约束的晕质量，红移和磁盘重子浓度的星系。我们表明，流出速度在星系盘的尺度内的$\sim 10^3\,\rm km\, s^{-1}$处趋于平稳。通常，外流可以在活动星系核关闭的时候到达维里半径。我们表明，外流是能源驱动的，与观察和最近的理论研究结果一致。外流激波在很宽的波长范围内照亮了大质量星系的晕。对于银河系质量晕，Jansky甚大阵（JVLA）和平方公里阵（SKA）的射电观测以及James Webb太空望远镜（JWST）和哈勃太空望远镜（HST）的红外/光学观测可以探测到星系在红移到$z\sim5$范围内的角尺度$\sim 8"$的发射信号。阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的毫米观测对来自红移为$z\lesssim1$的星系的角尺寸为$\sim 18"$的非热发射敏感，而钱德拉、XMM-牛顿和高能天体物理学高级望远镜（ATHENA）的X射线观测仅限于发射角尺寸为$\sim2'$的本地星系（$z\lesssim 0.1$）。总的来说，扩展的非热辐射提供了一种新的方法来探测星系的气体晕在高红移。
2015-07-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Interaction between dark matter sub-halos & galactic gaseous disk
我们调查的想法，暗物质（DM）的子晕与星系的气体盘的相互作用可以是起源的观察到的洞和壳层中发现的中性氢（HI）的分布。我们使用高分辨率的流体动力学模拟表明，纯DM子晕影响星系盘不能产生孔，相反，它们会导致在磁盘中的高密度区域。然而，含有少量气体的次晕（占次晕总DM质量的百分之几）能够取代盘中的气体并形成洞和壳。这些空穴的大小和寿命取决于次晕气体的质量、密度和撞击速度。质量为$10^8$ $M_{\odot}$且气体质量分数为$\sim 3$ %的DM子晕能够产生kpc尺度的空穴，其寿命与在附近星系中观察到的相似。我们还记录了黑洞边缘恒星形成率的增加，再次与观测结果一致。即使这些模拟结构的属性类似于观测中发现的那些，我们发现预测的洞的数量（基于来自宇宙学N体模拟的DM晕的质量和轨道分布）与观测相比不足。每千兆年只产生少数几个洞。这使我们得出结论，DM晕的影响是不是通过这些孔形成的主要渠道。
2011-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Seeding the formation of cold gaseous clouds in Milky Way size halos
我们使用一个最高分辨率的宇宙学SPH模拟到目前为止，证明冷气体云形成银河系大小的星系。我们进一步探索机制负责其形成，并表明，大部分的云起源于晚时间的“冷模式”吸积的结果。在这里，仍然比周围的晕气体更冷和更密集的细丝不能直接连接到星系，因为它们在高红移时可以直接连接到星系，而是容易受到冷却和瑞利-泰勒不稳定性的联合作用，在中间半径的晕内导致冷，致密的压力限制云的产生，没有相关的暗物质成分。这个过程是通过热的晕气体和晕形成期间的膨胀激波对进入的细丝的压缩来帮助的。与以前的模型不同，我们的机制直接从具有大量局部超密度的气体中播种云，并为云复合体的起源提供了一个通道。这些云稍后会“下雨”到星系上，为恒星的形成提供燃料。由于细丝的截面相对较大，气体携带的净角动量也较大，因此这些云将分布在星系周围的一个适度平坦的区域。
2009-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the possible environmental effect in distributing heavy elements beyond individual gaseous halos
我们提出了一个扩展的星系晕气体通过HI和OVI吸收超过二十年的$z\approx0.2$投影距离的研究。这项研究是基于一个样本的$95$星系从一个高度完整的（$ > 80\%$）调查微弱的星系（$L > 0.1L_*$）档案类星体的吸收光谱和$53$星系的文献。HI（OVI）柱密度和维里半径归一化投影距离$d/R_{\rm h}$之间存在明显的反相关性。强HI（OVI）吸收系统的柱密度大于$10^{14.0}$（$10^{13.5}$）cm $^{-2}$被发现的$54$星系的$48$（$36$ of $42$）在$d < \,R_{\rm h}$表明平均覆盖分数的$\langleκ_{\rm HI}\rangle=0.89$（$\langleκ_{\rm OVI}\rangle=0.86$）。在$d\approx R_{\rm h}$发现OVI吸收剂，超出了对较低电离物质观察到的程度。在$d/R_{\rm h}=1-3$，只有$43$的$7$（$34$的$5$）星系（$\langleκ_{\rm HI}\rangle=0.16$和$\langleκ_{\rm OVI}\rangle=0.15$）发现了强HI（OVI）吸收系统。超过$d=3\,R_{\rm h}$，HI和OVI覆盖分数降低至与巧合系统一致的水平。星系巡天的高度完整性使得能够对扩展气体性质的环境依赖性进行调查。与孤立…
2015-05-01 astro-ph.GA
X-Ray Detection of Warm Ionized Matter in the Galactic Halo
我们报告的冷和轻度电离的气体重子金属成分的银河系的系统调查，通过分析高分辨率钱德拉和XMM-牛顿光谱的两个样本的银河系和河外源。对位于我们的银河系和河外来源的源的视线之间的比较，使我们第一次能够清楚地区分我们的银河系的磁盘和晕中的气态金属成分。我们发现，一个温暖的电离金属介质（WIMM）渗透在银河系的磁盘上方和下方的大体积，也许到环银河系空间（CGM）。这个Halo-WIMM几乎印刻了我们河外目标光谱中看到的OI和OII吸收的全部，温度为T（Halo-WIMM）=2900 +/- 900 K，密度<n_H>（Halo-WIMM）= 0.023 +/- 0.009 cm-3，金属丰度Z（Halo-WIMM）=（0.4 +/- 0.1）Z_Solar。与以前的工作相一致，我们还确认银河系的盘至少包含两种不同的气态金属成分，一种是冷的和中性的（CNMM：冷中性金属介质），另一种是温暖的和轻度电离的，具有与Halo-WIMM相同的温度，但密度更高（<n_H>E-WIMM）= 0.09 +/- 0.03 cm-3）和金属量（Z（E-WIMM）= 0.8 +/- 0.1$ Z_Solar）。通过对银河系采用一个简单的盘+球几何，我们估算了CNMM的质量以及M（CNMM）<8 e8太阳质量和M（WIMM）~ 8.2e9太阳质量的总（盘+晕）WIMM。
2015-12-11 astro-ph.GA
Gusty, gaseous flows of FIRE: galactic winds in cosmological simulations with explicit stellar feedback
我们提出了一个分析的星系尺度的气体流出的FIRE（真实环境中的反馈）模拟。这套流体动力学宇宙学变焦模拟解决了恒星形成的巨大分子云的形成$z=0$，并具有显式的小尺度恒星反馈模型。我们的模拟显示，高红移星系经历恒星形成的爆发，然后是强大的星系外流，喷出大部分的ISM和暂时抑制恒星形成的阵风。然而，在低的红移，足够大的星系对应的L*-祖先发展稳定的磁盘和切换到一个连续的和静态的恒星形成模式，不驱动外流到晕。在高红移时，L*-祖元风的质量负荷因子为$η\approx 10$，而在低红移时则减小到$η\ll 1$。虽然较低的值$η$预计随着时间的推移，晕增长的质量，我们表明，强烈的抑制流出减少红移不能单独解释的质量演变。环银河外流速度是可变的，分布广泛，但通常范围在1到3倍的光环的圆周速度。大部分喷出的物质在环星系介质中形成了一个富集气体的储存库，其中一些可以在以后再循环，为进一步的恒星形成提供燃料。然而，通过星系风离开维里半径的一小部分气体永远不会恢复，导致大多数质量为$M_h \le 10^{12} M_{\odot}$的晕与宇宙平均值相比缺少$z=0$。
2015-10-20 astro-ph.GA
The hydrodynamic stability of gaseous cosmic filaments
宇宙网络结构边缘的维里冲击是标准结构形成理论的明确预测。我们推导出一个准则的稳定性的冲击后气体和维里激波本身在球形，椭圆形和平面的下落几何形状。当气体冷却很重要时，我们发现激波变得不稳定，气体不间断地流向各自的晕、丝或片的中心。对于细丝，我们施加这个标准的自相似的下落解。我们发现，预计不稳定的细丝质量之间的$10^{11}-10^{13}M_\odot Mpc^{-1}.$使用一个简化的玩具模型，然后，我们表明，这些细丝将可能饲料晕与$10^{10}M_{\odot}\lesssim M_{halo}\lesssim 10^{13}M_{\odot}$在红移$z=3$，以及$10^{12}M_{\odot}\lesssim M_{halo}\lesssim 10^{15}M_{\odot}$在$z=0$。不稳定性将影响细丝的生存能力，因为它们以非平凡的方式穿透气体晕。此外，在不稳定的细丝上生长的较小的晕将不会受到细丝内部的冲压压力。流入的气体将继续向中心移动，一旦它的角动量平衡了引力，或者当它的密度变得如此之高以至于它对辐射形成了自我屏蔽时，就会停止。
2016-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the hot gaseous halo around an extremely massive and relativistic jet launching spiral galaxy with XMM-Newton
我们提出了一个深XMM牛顿观测的极端巨大的，快速旋转，相对论喷气发射螺旋星系2 MASX J23453268-0449256。从星系周围的热气体晕发出的弥散X射线辐射在160 kpc的半径范围内被强烈探测到，大约相当于维里半径（$\approx 450$ kpc）的35%。用标准的等温$β$模型对X射线辐射进行了拟合，发现160 kpc以内的封闭气体质量为$1.15_{-0.24}^{+0.22} \times 10^{11} \, \rm{M}_{\odot}$。将气体质量分布外推到维里半径，估计的气体质量为$8.25_{-1.77}^{+1.62} \times 10^{11} \, \rm{M}_{\odot}$，约占星系重子总质量的65%。当考虑恒星质量并考虑统计和系统的不确定性时，维里半径内的重子质量分数为$0.121_{-0.043}^{+0.043}$，与普适重子分数一致。重子质量分数与所有重子都落在$r_{200}$内，或者只有一半重子落在$r_{200}$内是一致的。与大质量旋涡星系NGC 1961和NGC 6753相似，我们发现$\approx 0.1 {\rm{Z}}_{\odot}$的金属丰度值较低，且随半径变化均匀。我们还探测到与南北叶相关的漫射X射线发射，可能归因于宇宙微波背景光子的逆康普顿散射。估计的能量密度的电子和磁场在这些无线电波瓣表明，它们是电子…
2020-10-28 astro-ph.GA
A Deep XMM-Newton Study of the Hot Gaseous Halo Around NGC 1961
我们研究了11个XMM-牛顿观测的巨大的螺旋星系NGC 1961，使我们能够研究热气体晕的螺旋星系在前所未有的细节。我们进行了空间和光谱分析;与前者，热晕被检测到至少80千秒差距，后者的属性可以详细测量到42千秒差距。我们发现的证据是一个负梯度的温度分布是常见的椭圆星系。我们测量了一个粗略的金属丰度曲线，这与在$Z \sim 0.2 Z_{\odot}$处平坦一致。转换为这种金属丰度，去投影密度分布与先前的参数拟合一致，没有证据表明在42 kpc（$\sim$ 0.1 R $_{\text{vir}}$）内出现了断裂。外推到维里半径，我们推断热晕质量相当于星系的恒星质量，以及来自恒星和热气体的重子分数约为30%。热气体的冷却时间比动力学时间长几个数量级，使热晕稳定对冷却不稳定性，我们认为，中性氢的扩展流看到这个星系的西北部，而不是可能是由于星系际介质的吸积。热晕的低金属丰度表明它也可能是吸积的。我们将NGC 1961的热晕与孤立椭圆星系周围的热晕进行了比较，表明总质量比恒星质量更好地决定了热晕的性质。
2015-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
PAndAS in the mist: The stellar and gaseous mass within the halos of M31 and M33
对本星系群主要成员的大规模调查为大质量星系的等级形成提供了令人信服的证据，揭示了大量的子结构，这些子结构被认为是古代和正在进行的吸积事件的碎片。在本文中，我们比较了两个现存的调查M31-M33星系群;泛仙女座考古调查（PAndAS）的恒星结构，并结合观测HI气体含量，在21厘米检测。我们的主要发现是这两个组件之间的空间相关性在所有尺度上，只有少数潜在的重叠恒星和气体。空间相关性的缺乏显着限制了运动学相关性的分析，虽然似乎有HI运动学与巨型恒星流，它通过磁盘的M31。这些结果表明，不同的过程必须显着影响的动力学演化的恒星和HI组件的子结构，如冲压压力驱动气体远离一个纯粹的gravitational path. Detailed modeling恒星和气体子结构之间的偏移将提供一个确定的性质的气体晕的M31和M33。
2012-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the Hot Gaseous Halo of the Low-mass Disk Galaxy NGC 7793 with eROSITA and Chandra
本文利用eROSITA和Chandra数据探测到低质量旋涡星系NGC 7793的盘外热气体晕，测得温度约0.18 keV、延展至约6 kpc，并与IllustrisTNG模拟对比，为宇宙学模拟提供新约束。
2025-03-13 astro-ph.GA
The rates and modes of gas accretion on to galaxies and their gaseous haloes
我们研究气体在星系和晕上的吸积速率，并调查吸积气体在到达星系之前是否受到高温冲击。为此，我们使用一套大型宇宙学，流体动力学模拟从OWLS项目。我们改进以前的工作，考虑更广泛的晕质量和红移，通过区分吸积到晕和星系，包括重要的反馈过程，并通过比较模拟与不同的物理。气体吸积到晕上的比速率与暗物质的比速率一样，仅微弱地依赖于晕质量。当晕质量Mhalo>>10^11 Msun时，它对反馈过程相对不敏感。相反，星系的吸积速率是由辐射冷却和超新星和活动星系核驱动的外流决定的。星系风使中心星系增长最快的晕质量增加了大约两个数量级，达到Mhalo~10^12 Msun。气体吸积是双峰式的，过去的最高温度要么是维里温度，要么是<~10^5 K。在热模中，气体在晕上的吸积分数对反馈和金属线冷却不敏感。它随着红移的减小而增大，但主要由晕质量决定，从10^11兆太阳的小于10%逐渐增大到10^13兆太阳的大于90%。相反，对于星系上的吸积，冷模式总是显着的，两种吸积模式的相对贡献更敏感的反馈和金属线冷却。在任何红移的质量晕中，大多数恒星都是由冷模吸积的气体形成的，尽管热模对M晕>~10^11 M太阳的贡献通常超过10%。星系晕，但不一定是它们的气体晕，主要是由进入宿主晕时没有经历吸积激波的气体提供的。
2011-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the Hot Gaseous Halos of Milky Way-like Galaxies in the TNG50 simulation
Xiamen University（厦门大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Tsinghua University（清华大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；University of Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Astrophysics and Space Science Observatory Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台与空间科学观测站）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
研究通过合成软X射线发射和O VII/O VIII吸收线，分析银河系类星系的热气体晕结构，发现模拟结果在空间分布和高温气体相方面存在不足，暗示TNG50反馈模型需改进。
2026-05-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Is the Milky Way's Hot Halo Convectively Unstable?
本文研究了两种流行的热星系晕气体分布模型的对流稳定性。我们首先考虑模型中的晕密度和温度随高度以上的磁盘呈指数下降。创建这些晕模型是为了解释这样一个事实，即在某些视线上，晕的X射线发射线和吸收线产生不同的温度，这意味着晕是非等温的。我们发现，在这些指数模型中的热气体是对流不稳定的，如果$γ<3/2$，其中$γ$是温度和密度标度高度的比值。使用已发表的测量$γ$和它的不确定性，我们使用贝叶斯定理来推断后验概率分布$γ$，因此的概率，晕是对流不稳定的不同视线。我们发现，如果这些指数模型是很好的描述热晕气体，至少在前几个千秒差距的飞机，热晕是合理的可能是对流不稳定的三个视线的尺度高度信息是可用的。我们还考虑了更多的扩展模型的光环。虽然等温晕模型是对流稳定的，如果密度随着距离银河系的距离而减小，一个扩展的绝热晕模型与银河系的暗物质处于流体静力学平衡，是在稳定性和不稳定性之间的边界。然而，我们发现，辐射冷却可能扰动这个模型的对流不稳定的方向。如果星系晕确实是对流不稳定的，这将有利于银河系盘中的超新星活动，有助于加热热晕气体。
2014-01-30 astro-ph.GA
XMM-Newton Detects a Hot Gaseous Halo in the Fastest Rotating Spiral Galaxy UGC 12591
我们提出了我们的XMM牛顿观测最快的旋转螺旋星系UGC 12591。我们检测到热气体晕发射到110千秒差距的星系中心，并限制晕气体质量小于3.5e11太阳质量。我们还测量了热气体的温度为T=0.64 \pm 0.03 keV。结合我们的X射线约束和文献中的近红外和射电测量，我们发现UGC 12591中的重子质量分数为0.03-0.04，这表明与宇宙学平均值相比，重子质量缺失了75%。结合NGC 1961年的另一个最近的测量，结果强烈地认为，螺旋星系中大多数失踪的重子并不存在于它们的热晕中。我们还发现UGC 12591明显低于重子Tully-Fisher关系。最后，我们发现大质量旋涡星系的重子分数与质量相近的星系群的重子分数相似，表明重子损失最终是由引力势阱控制的。这个气体晕的冷却半径很小，类似于NGC 1961，它认为这个星系的大部分恒星质量不是由于气体晕的冷却而聚集的。
2011-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydrogen Emission from the Ionized Gaseous Halos of Low Redshift Galaxies
使用近50万个星系的样本，超过700万条视线从斯隆数字巡天数据发布12，我们跟踪H $α$ + [N{ \small II}]发射从银河系中心投影半径，$r_p$，5千秒差距到超过100千秒差距。发射通量表面亮度为$\propto r_p^{-1.9 \pm 0.4}$。我们得到一致的结果，仅使用H $α$或[N{ \small II}]通量。在小尺度上，我们测量到目标样品的蓝色一半比红色一半更强的信号，$r_p <$ 20 kpc。我们获得了H $α$ + [N{ \small II}]发射在50至100 kpc $r_p$ bin的$3σ$检测。该箱中的平均发射通量为$(1.10 \pm 0.35) \times 10^{-20}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$ <$$^{-1}$，其对应于$1.87 \times 10^{-20}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$ arcsec $^{-2}$或0.0033瑞利。这一探测比以前使用深窄带成像获得的严格限制暗34倍。微弱的信号说明了为什么在星系周围的大半径范围内追踪复合辐射是如此困难。这个信号，结合公布的估计n $_{\rm H}$，导致我们估计的气体温度为12,000 K，与独立的经验估计的基础上金属离子吸收线和数值模拟的预期一致。
2016-10-31 astro-ph.GA
Probing gaseous galactic halos through the rotational kSZ effect
旋转运动学Sunyaev-Zeldovich（rkSZ）信号，由前景星系的气体晕（旋转的“大气”）印在宇宙微波背景（CMB）上，将是星系形成的新探测器。虽然信号太弱，在个别星系检测，我们分析了其统计检测的可行性，通过堆叠CMB数据的许多星系的自旋取向可以估计光谱。我们使用一个“乐观”的模型，其中完全电离的大气包含宇宙重子分数和旋转在晕的圆速度$v_{\rm circ}$，和一个更现实的模型，基于流体动力学模拟，与多相大气旋转在一个分数的$v_{\rm circ}$。我们将现实的噪声估计纳入我们的分析。使用低红移星系的性质从MANGA光谱调查（与中等晕质量的$6.6\times10^{11}\,M_{\odot}$），和CMB数据质量从普朗克，我们发现，$3σ$检测将需要几个$\times 10^4$星系，即使在乐观的模型。这对目前的调查来说太高了，但即将到来的更高角分辨率的CMB实验将大大降低要求：在$\sim10$ deg $^2$中堆叠星系自旋上的CMB数据可以排除乐观的模型，而$\approx$ 350 deg $^2$将足以用ACT进行$3σ$探测。作为概念验证，我们将普朗克数据叠加在$\approx2,000$ MaNGA星系的位置上，与星系的投影自旋对齐，并按比例缩放到它们的晕的角度大小。我们排除了平均温度偶极子大于$\approx1.9\,μ$ K周围场螺旋星系。
2020-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of giant bubbles in the hot gaseous halo of the massive disk galaxy NGC 6286
利用多波段数据在 NGC 6286 中发现一对约 5 kpc 的巨型气泡，源于超级风，温度较高，能量注入率约 10^43 erg/s，揭示星系反馈过程。
2025-09-08 astro-ph.GA
Hot gas haloes around disc galaxies: O VII column densities from galaxy formation simulations
盘状星系形成的数值模型预言了在现今的螺旋星系周围存在着扩展的热（T~10^6 K）气体晕。这些晕的X射线光度预计会随着星系质量的增加而强烈增加。然而，迄今为止，对它们的X射线发射的搜索还没有成功。我们计算的所有天空O VII柱密度分布的晕的三个银河系一样的盘星系，导致宇宙学高分辨率，N体/气体动力学模拟。我们进行计算，包括磁盘气体和没有它，所以磁盘的贡献列密度是量化的。据发现，估计为银河系的星系柱密度仅低于观测上限，使测试的热晕范例可能在观测范围内。
2010-07-23 astro-ph.GA
Evolution of cold streams in hot gaseous halos
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Sun Yat-Sen University（中山大学）
研究通过模拟探讨了恒星流在质量接近M_shock的晕中如何被破坏，发现冷流在不同金属licity下能持续输送冷气体至中心区域，但压缩加热会使其热化。
2024-03-13 astro-ph.GA
Constraining the properties of gaseous halos via cross-correlations of upcoming galaxy surveys and thermal Sunyaev-Zel'dovich maps
热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）效应在宇宙微波背景（CMB）温度图中引起康普顿- $y$畸变，该畸变对电离气体压力的视线积分敏感。通过将星系的位置与康普顿- $y$畸变图相关联，人们可以探测重子反馈过程，并研究宇宙中相当一部分气体的热力学性质。使用模型拟合的方法，我们预测如何以及未来的星系和CMB调查将能够测量这些相关性，并显示出强大的限制晕压力剖面可以获得。我们的预测主要集中在即将进行的暗能量光谱仪器调查和西蒙斯天文台和CMB-S4实验的tSZ地图所确定的星系和晕之间的相关性，但对其他调查具有普遍适用性，例如大型综合巡天望远镜。我们包括观测系统学的处方，如晕偏心和晕质量偏差，证明了几个重要的退化与压力剖面参数。假设这些系统学适度的先验，我们发现，测量晕- $y$和星系- $y$与未来的调查的相关性将产生严格的约束组规模的暗物质晕的压力分布，并使当前的反馈模型被确认或排除。
2020-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can A Kinematically Hot and Thick Disk Form A Bar? : Role of Highly Spinning Dark Matter Halos
Indian Institute of Technology Kanpur（坎普尔印度理工学院）
研究发现，在自转暗物质晕环境中，角动量高且厚的盘会形成棒，而传统标准无法预测此现象。
2025-12-25 astro-ph.GA
Probing the Anisotropy of the Milky Way Gaseous Halo-II: sightline toward Mrk509
炽热的百万度气体似乎弥漫在银河系晕中，包含了银河系中大部分缺失的重子。这种环星系介质（CGM）在X射线中被有效地探测，无论是在吸收还是在发射中。CGM也似乎是各向异性的，所以我们已经开始了一个程序，以确定CGM属性沿几个视线结合吸收和发射测量。在这里，我们提出了使用新的\suzaku和\xmm观测接近\mrk 509视线的排放测量。我们还提出了新的分析和建模的\chandra HETG光谱约束的吸收参数。在这个视线范围内的排放量很高，EM $=0.0165\pm0.0008\pm0.0006~$ cm $^{-6}~$ pc，是平均值的五倍。然而，观察到的\ovii柱密度N（\ovii）$= 2.35\pm0.4 \times 10^{16}$ cm $^{-2}$接近平均值。我们发现发射和吸收气体的温度是相同的：分别为$\log T (\rm K) = 6.33\pm0.01$和$\log T (\rm K)=6.33\pm0.16$。我们用$β-$模型密度分布拟合了观测到的柱密度和发射测量。中心密度被限制在$n_0=2.8$- $6.0\times 10^{-4}$ cm $^{-3}$之间，并且密度分布的芯半径具有40 kpc的下限。这表明热气体主要在星系的CGM中，而不是在银河系盘中。我们推导出的密度分布接近\citet{Maller2004}配置文件的绝热气体在流体静力学…
2016-12-01 astro-ph.GA
Probing Milky Way's hot gas halo density distribution using the dispersion measure of pulsars
最近的一些研究表明，银河系周围有大量的电离气体，以热气晕的形式存在。这个晕在100千秒差距的区域上延伸，可以用来计算丢失的重子质量。在本文中，我们计算了建议的晕的色散测度（DM）的贡献。对于气晕，考虑了Navarro，Frenk & White（NFW），Maller & Bullock（MB）和Feldmann，Hooper & Gnedin（FHG）密度分布。该数据集包括距离独立于DM已知的双星，例如球状星团、LMC、SMC中的双星和具有已知视差的双星。结果排除了热气体的NFW分布，而更现实的MB和FHG模型与观察到的分散措施是兼容的。
2016-03-15 astro-ph.GA
Gaseous Galaxy Halos
星系晕气体追踪流入的恒星形成燃料和来自星系盘的反馈，因此对于我们了解星系演化至关重要。本文综述了银河系和低红移旋涡星系晕气的多波长观测特性和起源模型。星系晕包含多相气体流，这些气体流在质量上主要由电离成分控制，并延伸到大半径。在中性氢（HI）中观察到的最冷的弥散性晕气体通常最接近盘（< 20 kpc），吸收线结果表明温暖和温热的弥散性晕气体存在于整个星系的晕中。探测到的热晕气体并不是星系重子的重要组成部分。盘-晕界面是多相流被整合到恒星形成盘中的地方，并且有证据表明，在这个界面上，气体和HI结构的温度和运动梯度都有反馈和燃料。晕气体的起源和命运被认为是在宇宙学和理想化的本地模拟的背景下。在模拟中，沿着宇宙细丝的吸积在热（> 10^5.5 K）和冷模式下都发生，靠近盘的压缩物质最冷，密度最大，与观测结果一致。有证据表明，在晕气体观测辐射和机械反馈机制，包括逃逸光子从磁盘，超新星驱动的风，和银河喷泉。卫星吸积也留下了丰富的晕气体。这些卫星气体与现有的晕介质相互作用，并且这些气体中的大部分将在到达盘之前成为扩散晕的一部分。冷晕和暖晕气体的吸积速率通常低于星系盘的恒星形成速率，但盘-晕界面的气体和恒星反馈可能是重要的额外燃料来源。
2012-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Absorption and emission line studies of gas in the Milky Way halo
本文对银河系晕中中性气体和电离气体的物理性质和分布进行了系统的研究。除了大型中性中高速云（IVC、HVC）复合体之外，还存在一群部分电离的气态结构，具有低柱密度，具有很大的面积填充因子。这些结构的起源和性质仍在争论之中。我们分析了微波晕气体的物理参数和类星体（QSO）金属吸收线系统在低和高红移的关系。为此，我们将来自EBHIS和GASS巡天的新的HI 21 cm数据与光学类星体吸收线数据相结合，以研究HI密度低于10^19 1/cm ^2时这些气体云在晕中的填充因子和分布。这一研究对于理解星系分子量的演化和星系气体吸积机制具有重要意义。
2010-07-20 astro-ph.GA
Introducing the Descriptive Parametric Model: Gaseous Profiles for Galaxies, Groups, and Clusters
University of Colorado, Center for Astrophysics and Space Astronomy（科罗拉多大学天体物理与空间天文中心）；Michigan State University, Department of Physics and Astronomy（密歇根州立大学物理与天文系）；School of Physics and Astronomy, University of Nottingham（诺丁汉大学物理与天文学院）；Laboratory of Astrophysics, Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院天体物理实验室）；Department of Astronomy, Cornell University（康奈尔大学天文系）；Université Paris Cité, CNRS, Astroparticule et Cosmologie（巴黎西岱大学、法国国家科学研究中心、粒子与宇宙学研究所）；Department of Astronomy University of Michigan（密歇根大学天文系）；Department of Astronomy, New Mexico State University（新墨西哥州立大学天文系）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文系）；University of Washington, Department of Astronomy（华盛顿大学天文系）；TAPIR, California Institute of Technology（加州理工学院理论天体物理、仪器与研究组）；Department of Astronomy, Yale University（耶鲁大学天文系）；Department of Physics, Yale University（耶鲁大学物理系）；Department of Astronomy, Columbia University（哥伦比亚大学天文系）；Department of Astronomy & Astrophysics, The University of Chicago（芝加哥大学天文与天体物理系）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）；Department of Physics and Astronomy, University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校物理与天文系）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
本文提出描述性参数模型（DPM）用于生成星系、星系群和星系团的气体晕轮廓，并通过多波段观测验证了在低质量晕中更有效移除重子且轮廓更浅的模型，同时发布了DPMhalo代码。
2025-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effects of hot halo gas on the star formation and mass transfer during distant galaxy-galaxy encounters
利用$N$ -体/光滑粒子流体动力学方法模拟了一个早型星系（ETG）和一个晚型星系（LTG）的相遇过程，研究了热晕气体对ETG和LTG质量比为2：1，最近接近距离为$\sim$ 100 kpc的情况下星系演化的影响.我们发现，潮桥中的冷盘气体的动力学和新形成的恒星的数量强烈依赖于气体晕的存在。在没有热气晕的相互作用星系中，吸积到ETG中的气体和恒星不包括新形成的恒星。然而，在运行中使用ETG与气体晕和LTG没有气体晕，冲击形成沿磁盘气体潮桥和诱导恒星形成附近的最接近的方法。激波阵面平行于冷气体流向ETG中心的通道。因此，ETG可以在其中心及其附近吸积恒星形成的冷气体和新生恒星。当两个星系都有热气晕时，在最接近的时候，在两个气晕之间会形成一个激波。激波阻碍了冷气体桥到ETG的生长，并使其电离，只有部分盘星通过星桥转移。我们的结论是，热晕气体可以给显着的流体动力学效应，在遥远的遭遇。
2015-05-17 astro-ph.GA
X-ray Halos around Massive Galaxies: Data and Theory
本文综述了对邻近大质量星系周围高温气态X射线晕的现有观测与理论理解，并探讨了未来仪器的观测前景，强调了X射线晕在星系演化研究中的重要性。
2022-06-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gas Accretion and Angular Momentum
在这一章中，我们回顾了气体吸积的角动量的收购，在星系和它们的气体晕的作用。我们首先讨论角动量在暗物质晕，潮汐扭矩理论和合并的重要性进行了简要的回顾，然后在这个框架内，假设晕气体冲击热的维里温度的晕，以下相同的自旋分布的暗物质晕冷却到晕的中心，形成一个星系有一个典型的图片星系形成的讨论。在最近的观测证据表明存在的高角动量气体的星系晕的背景下，我们回顾最近的宇宙学流体动力学模拟，已经开始强调的作用，“冷流”吸积-各向异性气体吸积沿宇宙细丝，不冲击热下沉到中央星系。我们讨论了这些模拟的影响，回顾了一些最近的发展在文献中，并建议修订的正则模型，因为它涉及到预期的角动量含量的气体晕星系周围。
2016-12-01 astro-ph.GA
Gas around galaxy haloes - III: hydrogen absorption signatures around galaxies and QSOs in the Sherwood simulation suite
现代星系形成理论预测，星系对周围的气体环境产生影响，在调节转化为恒星的气体量方面发挥着根本性的作用。虽然恒星形成星系被认为是通过星系风提供反馈，但类恒星物体（QSO）被认为是通过吸积到中央超大质量黑洞上产生的热量提供反馈。反馈对恒星形成星系和类星体的气体环境的影响在数量上的差异还没有通过直接观测建立起来。使用舍伍德宇宙学模拟，我们证明，中性氢的测量在附近的恒星形成星系和类星体的时代的高峰星系形成显示过剩的LyA吸收延伸到共动半径约150 kpc的恒星形成星系和300 - 700 kpc的类星体。模拟包括超新星驱动的风与风速缩放一样的逃逸速度的光环帐户周围的恒星形成星系的吸收，但不是类星体。
2017-01-24 astro-ph.GA
