MUSEQuBES: The column density, covering fraction, and mass of OVI-bearing gas in and around low-redshift galaxies
基于MUSEQuBES巡天，本研究分析了低红移星系周围的含OVI气体，发现OVI柱密度与覆盖比例在log(M*/Msun)~9.5处达峰，并指出碰撞电离主导该峰值而矮星系需光致电离等过程，同时证实矮星系维里半径外存在高度电离金属底限。
2024-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The COS CGM Compendium V: The Dichotomy of OVI Associated with Low- and High-Metallicity Cool Gas at z < 1
本文利用CCC中126个冷吸收体研究OVI与金属丰度的关系，发现低、高金属丰度SLFS的OVI探测率和性质呈显著二分性，并据此区分CGM与IGM起源。
2024-09-07 astro-ph.GA
Exploring the Milky Way Circumgalactic Medium in a Cosmological Context with a Semi-Analytic Model
我们将星系形成和演化的Santa-Cruz半解析模型（SAM）与Faerman等人（2020）提出的环星系介质（CGM）模型相结合，探索了$L^{*}$星系的CGM性质。我们使用SAM产生的样本的星系晕质量类似于银河系（MW）晕，$M_{\rm vir} \approx 10^{12}~{\rm M_{sun}}$，并发现CGM质量和平均金属丰度的样本相关。我们使用CGM质量和SAM星系的金属丰度作为FSM 20模型的输入，并改变非热支持的量。在我们的模型中的密度分布可以近似的幂律函数的斜率范围内的$0.75 < a_n < 1.25$，更高的非热压力导致更平坦的分布。我们探讨了气体压力，分散措施，OVI-OVIII柱密度，和冷却速率的气体分布和总质量的行为。我们发现，CGM质量低于$\sim 3 \times 10^{10}~{\rm M_{sun}}$，光电离有显着的影响，柱密度的OVI和OVIII。不同MW CGM观测结果的组合有利于在热压、磁场/宇宙射线和湍流支持方面具有相似分数的模型，以及具有$M_{\rm gas} \sim 3-10 \times 10^{10}~{\rm M_{sun}}$的模型。MW OVI色谱柱需要$t_{\rm cool}/t_{\rm dyn} \sim 4$，与气体分布无关。SAM中AGN喷流驱动的加热速率足以抵消CGM冷却，尽管恒星形成星…
2021-07-05 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
The GOLIATH Survey: OVI Absorption Reveals CGM Evolution through the Starburst-to-Quiescent Transition in Massive Galaxies
North Carolina State University（北卡罗来纳州立大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of Notre Dame（圣母大学）；University of Colorado（科罗拉多大学）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；University of South Carolina（南卡罗来纳大学）
戈利亚斯巡天通过氧离子吸收研究大质量星系的多相星系冕介质，揭示其在星暴到宁静转变中的演化，发现恒星形成星系氧离子柱密度等与sSFR有关，氧离子可追踪反馈及探测星静转变。
2026-07-23 astro-ph.GA
Does circumgalactic OVI trace low-pressure gas beyond the accretion shock? Clues from HI and low-ion absorption, line kinematics, and dust extinction
在恒星形成的低红移~L* 星系周围观测到了大的OVI柱，其对碰撞参量的依赖性表明，大多数O^5+粒子位于晕维里半径的一半以上（>~100 kpc）。为了限制OVI追踪的气体的性质，我们分析了外晕的其他观测值，即HI与OVI柱的比值为1-10，没有低离子吸收，平均微分消光为E（B-V）~10^-3，以及OVI柱与速度宽度之间的线性关系。我们将这些观测结果与两种物理场景进行了对比：（1）OVI跟踪的是高压（~30 cm^-3 K）碰撞电离气体从维里激波阶段冷却下来的过程;（2）OVI跟踪的是吸积激波之外的低压（<~1 cm^-3 K）气体，此时气体处于电离状态，与紫外背景处于热平衡。我们证明，高压的情况下，需要多个气相来解释的意见，并在>~100千秒差距的大量沉积的能量，以抵消由冷却气体辐射的能量。相反，低压方案可以解释所有考虑的观测与一个单一的气相在热平衡，提供的重子过密度是可比的暗物质过密度，气体富集到>~Z_sun/3与ISM类的尘埃-金属比。低压的假设意味着OVI追踪到了一个冷流，其质量流率约为5 M太阳年^-1，与中央星系的恒星形成率相当。OVI线宽度与该流内预期的速度剪切一致。低压的情况下，预测的双峰吸收线比在~100千秒差距，由于跨吸积激波的压力跳跃。
2018-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
OVI Traces Photoionized Streams With Collisionally Ionized Boundaries in Cosmological Simulations of $z \sim 1$ Massive Galaxies
我们分析了VELA宇宙学放大模拟中$\sim 10^{12}$ M $_\odot$在$z\sim1$的暗物质晕在环星系介质（CGM）中OVI的分布和起源。我们发现，OVI在流入的冷流主要是光电离，而在散装体积，它主要是碰撞电离。在大的碰撞参量（$\gtrsim 0.3 R_{\rm vir}$）的光致电离的组件占主导地位的观察到的柱密度，而碰撞电离的组件占主导地位更接近。我们发现，大部分的碰撞OVI，按质量计，驻留在相对较薄的边界的光电离流。我们讨论了如何与流和边界性质的分析预测，其兼容性与观测结果是一致的。这使我们能够在未来的CGM观测中预测OVI和其他离子的分布，并为解释它们提供了一个玩具模型。
2021-01-02 astro-ph.GA
Massive Warm/Hot Galaxy Coronae: II. Isentropic Model
我们构造了一个新的$L^*$星系扩展环星系物质（CGM）解析唯象模型。我们的模型再现了银河系（MW）的OVII/OVIII吸收观测和COS-Halos和eCGM调查报告的OVI测量。暖/热气体在MW重力势中处于流体静力平衡，我们采用正压状态方程，导致温度变化作为半径的函数。包括绝热指数为$γ=4/3$的压力分量以近似磁场和宇宙射线的影响。我们引入了金属丰度梯度的激励内CGM的银河系的富集。然后，我们提出了我们的基准模型的日冕，调整到重现所观察到的OVI-OVIII柱密度，并与总质量$M_{\rm gas} \approx 5.5 \times 10^{10}~{\rm M_{\odot}}$内$r_{\rm cgm} \approx 280$千秒差距。CGM中的气体密度很低（$n_{\rm H} = 10^{-5} - 3 \times 10^{-4}~{\rm cm^{-3}}$），其碰撞电离态被元银河辐射场（MGRF）所改变。我们表明，OVI轴承温暖/热气体与典型的观察到的柱密度$N_{\rm OVI} \sim 3 \times 10^{14}~{\rm cm^{-2}}$在大（$\gtrsim 100$ kpc）的影响参数从中央星系，冷却动力学时间的比率，$t_{\rm cool}/t_{\rm dyn}$，有一个模型无关的上限$\lesssim 4$。在我们的模型中，大半…
2020-03-21 astro-ph.GA
A panoramic view of the circumgalactic medium in the photoionized precipitation model
我们考虑一个模型的环星系介质（CGM）中，反馈保持一个恒定的冷却时间比自由落体时间在整个晕，使整个CGM是稍微不稳定的多相冷凝。这个“沉淀模型”是由观测到的多相气体在核心的星系团和晕的大规模椭圆。我们来自模型的密度和温度分布的CGM周围的星系与银河系的质量相似。考虑到我们的太阳系在银河系的几何位置后，我们表明，CGM模型与观测到的OVI，OVII和OVIII柱密度一致，只有当温度波动与对数正态色散$σ_{\ln T} \sim 0.6$ - $1.0$包括在内。我们发现，OVI柱密度观察周围的恒星形成的星系需要系统的$σ_{\ln T}$比周围的被动星系更大的值，这意味着在磁盘中的恒星形成和CGM的状态之间的连接。银河系外紫外背景光电离不会显著改变像银河系这样的星系的CGM特征，但对低质量星系的CGM有更大和更显著的影响。
2021-08-18 astro-ph.GA
Circumgalactic Oxygen Absorption and Feedback
类星体光谱中的OVI吸收是由环绕星系的大气层引起的，这表明在从中心恒星形成星系超过100千秒差距的视线范围内，大气柱密度会下降。这种更替支持了氧起源于中央星系的假设。当使用Abel积分反演转换成氧空间密度时，OVI柱需要大于$\approx 10^9 M_\odot$的氧浓度接近100 kpc。在这个半径范围内的环星系气体在小于1 Gyr的时间内冷却，并辐射$\sim 10^{42.2}$ erg s $^{-1}$。维持许多陀螺仪的富氧大气所需的反馈能量不容易由银河系超新星提供。然而，在恒星形成星系中的大质量中心黑洞可能产生足够的吸积功率和间歇性的冲击波在$r \sim 100$ kpc平衡环星系辐射损失晚型$L^\star$星系。在早期型被动$L^{\star}$星系中观测到的OVI吸收的相对缺乏可能是由于来自其更大质量的中心黑洞的增强的AGN反馈。
2017-08-23 astro-ph.GA
The Column Density, Kinematics, and Thermal State of Metal-Bearing Gas within the Virial Radius of z~2 Star-Forming Galaxies in the Keck Baryonic Structure Survey
本文介绍了凯克重子结构巡天（KBSS）的结果，包括首次详细测量了位于$z\sim2$的8个~ $L^*$星系的位力半径（35-100物理kpc）范围内含金属气体的柱密度、运动学和内能。从我们的完整样本的130个含金属的吸收体，我们推断，晕气体是运动学复杂的单，双，和三重离子化的物种。宽OVI和CIV吸收剂检测到类似的速度较低的电离气体，但有非常不同的运动学结构，表明环星系介质（CGM）是多相的。在100千秒差距内，含金属气体的覆盖率很高，包括高度电离的气体，如OVI;然而，用透镜背景类星体探测的单个星系的观测表明，含金属云的大小很小（除了含OVI的气体外，所有含金属云的大小都小于400千秒差距）。在晕内发现的金属质量相当大，相当于星际介质内金属质量的$\gtrsim$ 25%。气体运动学明确地表明，70%的星系检测到金属吸收有一些未结合的金属富集气体，这表明星系风可能通常从$z\sim2$的晕中喷出气体。在CGM吸收体中检测到显著的热加宽，其主导气体的内能。40%的检测到的气体具有在$10^{4.5-5.5}$ K范围内的温度，其中冷却时间短，表明CGM是动态的，具有恒定的加热和/或冷却以产生该短暂的热相。
2019-02-28 astro-ph.GA
Diffuse Low-Ionization Gas in the Galactic Halo Casts Doubts on $z\simeq 0.03$ WHIM Detections
在这封信中，我们证明了两个声称的$z\simeq 0.03$ OVII K $α$吸收线从温热星系际介质（WHIM）沿着视线到耀变体H~2356-309（Buote等人，2009; Fang等人，2010年）和Mkn~501（Ren，Fang \& Buote，2014年）可能是银河系星际和环银河介质中弥漫的低电离金属介质产生的$z=0$ OII K $β$线的错误识别。我们对H 2356-309和Mkn 501的所有可用的高信噪比Chandra LETG和XMM-牛顿RGS光谱进行了详细的建模，并证明了沿这两条视线的$z\simeq 0.03$ WHIM吸收在统计上是不需要的。然而，我们的研究结果并不排除$z\simeq 0.03$ OVII K $α$吸收剂沿着H~2356-309的视线的小贡献。在我们的模型中，假定的$z = 0.031$ WHIM细丝的温度为T $= 3\times 10^5$ K，OVII柱密度为N $_{OV II} \le 4\times 10^{15}$ cm $^{-2}$，比以前报道的OVII柱密度小20倍，现在更符合宇宙流体动力学模拟的预期。
2016-02-10 astro-ph.GA
The Simulated Oxygen Shortage (SOS): Mapping the Missing OVI in Simulated Dwarf Galaxies to Subgrid Physics
Rutgers University（罗格斯大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（西蒙斯基金会平顿研究所计算天体物理中心）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学学会天文台）；Cahill Center for Astronomy and Astrophysics, California Institute of Technology（加州理工学院凯尔天文学与天体物理学中心）；Grinnell College（格林内尔学院）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Michigan（密歇根大学）；Princeton University（普林斯顿大学）
研究通过比较观测数据与模拟结果，发现低质量星系中OVI产率不足，指出子格模型和金属传输不足可能是原因，需进一步研究恒星形成和反馈机制。
2026-05-14 astro-ph.GA
The COS-Halos Survey: Origins of the Highly Ionized Circumgalactic Medium of Star-Forming Galaxies
扩散晕气体对星系重子预算的总贡献很大程度上取决于它的主要电离态。在本文中，我们解决的物理条件，在高度电离环星系介质（CGM）跟踪的OVI吸收线观测到的COS-Halos光谱。我们分析了所观察到的离子柱密度，吸收线宽度和相对速度，以及NV/OVI的比率为39拟合Voigt配置文件组件的OVI。我们比较这些数量与广泛的电离模型给出的预测。光电离模型，只包括河外紫外背景辐射被排除;保守地说，NV/OVI的上限和N $_{\rm OVI}$的测量意味着非物理的大路径长度> 100 kpc。此外，非常广泛的OVI吸收（b > 40 km s $^{-1}$）是一个定义的特征CGM的恒星形成的L* 星系。我们强调了两个可能的起源为大部分观察到的OVI：（1）高度结构化的气体云主要由当地的高能量源或（2）气体辐射冷却大尺度背后的超音速风。大约20%的环银河OVI不与$\pm$ 50 km s $^{-1}$内的任何低电离态气体对齐，并且仅在M $_{\rm halo}$ < 10 $^{12}$ M $_{\odot}$的晕中发现。我们认为，这种类型的不匹配的OVI吸收跟踪热电晕本身的特征温度为10 $^{5.5}$ K。我们讨论了这些非常不同的物理起源的动力学状态，气体冷却速率，和总重子含量的L* 气体晕的影响。
2016-11-15 astro-ph.GA
Metals in the circumgalactic medium are out of ionization equilibrium due to fluctuating active galactic nuclei
我们研究了波动的活动星系核（AGN）的环星系OVI丰度的EAGLE模拟选择的星系。我们遵循随时间变化的OVI丰度后处理周围的四个星系-两个在$z=0.1$与恒星质量的$M_{\ast} \sim 10^{10}$ M $_{\odot}$和$M_{\ast} \sim 10^{11}$ M $_{\odot}$，和两个在$z=3$与类似的恒星质量-出影响参数的两倍，其维里半径，实现波动的电离辐射的中心源。由于延迟重组，活动星系核在所有四个星系周围留下了重要的“活动星系核邻近区化石”，在活动星系核褪色后的几个百万年里，OVI和其他金属离子都处于电离平衡状态。OVI的柱密度通常在$0.3R_{\rm vir}$内的冲击参数下通过$\approx 0.3-1.0$ dex增强，并且在$2R_{\rm vir}$下通过$\approx 0.06-0.2$ dex增强，从而也增强了OVI的覆盖分数高于给定的柱密度阈值。化石效应随着活动星系核亮度的增加而增加，并趋向于缩短活动星系核的寿命和增大活动星系核的占空比。在活动星系核短寿命的极限下，这种效应收敛于亮度为活动星系核亮度的$(f_{\rm duty}/100\%)$倍的连续活动星系核的效应。我们还发现了其他金属离子的显著化石效应，其中低电离态离子减少（SiIV，$z=3$的CIV），高电离态离子增加（$z=0.1$，NeVIII，MgX的C…
2017-06-27 astro-ph.GA
The halo mass dependence of physical and observable properties in the circumgalactic medium
基于22个Auriga宇宙学zoom-in模拟，本文研究z=0时CGM物理性质及HI、CIV、OVI、MgII、SiII柱密度随晕质量、恒星质量和半径的变化，并与观测比较。
2024-09-09 astro-ph.GA
Kinematics of the OVI Circumgalactic Medium: Halo Mass Dependence and Outflow Signatures
我们探测高电离环星系介质通过检查吸收体运动学，银河系运动学，和平均吸收轮廓的31 OVI吸收剂从“多相星系晕”调查作为晕质量，红移，倾角和方位角的函数。这些星系被隔离在$0.12<z_{\rm gal}<0.66$，并被$D\approx 200$ kpc范围内的背景类星体探测。每一对星系都有哈勃太空望远镜的图像和COS类星体的光谱，大多数星系的红移都是从凯克/ESI光谱中精确测量出来的。利用像素速度两点关联函数（TPCF）方法，我们发现OVI吸收体运动学具有很强的晕质量依赖性。吸收主办的$\sim L^{\ast}$星系有最大的速度色散，我们解释为晕维里温度密切匹配的碰撞电离OVI分数峰值的温度。质量较低的星系和星系群环境具有较小的速度色散。总柱密度遵循相同的行为，与理论结果一致。在规范化了所观察到的质量依赖性，我们研究了银河系的运动学与修改后的TPCF，并发现非维里化运动由于流出的气体。边缘上的短轴气体有大的光学深度集中在星系系统速度附近的双极外流的预期，而面对短轴气体有一个平稳下降的光学深度分布到大的归一化星系速度，暗示减速外流气体。由于观察到多个视线结构的“运动学模糊”，没有观察到吸积气体特征。这些结果表明，星系质量占主导地位的OVI性质的重子循环过程。
2019-09-30 astro-ph.GA
The COS Absorption Survey of Baryon Harbors: The Galaxy Database and Cross-Correlation Analysis of OVI Systems
本文描述了重子港湾COS吸收巡天（CASBaH）计划中对远紫外亮z~1类星体的9条视线范围内星系的巡天。组成数据集的光度学和光谱学来自公共调查（SDSS，DECaLS）和我们对私人设施（Keck，MMT，LBT）的专门努力。本文报道了5902个星系的红移和恒星质量，这些星系在视线的10个同向运动-Mpc（cMpc）范围内，星系的中值z=0.28，M_* ~ 10^（10.1）Msun。该数据集作为CASBaH specDB公开提供，构成了最近和正在进行的几项CASBaH分析的基础。在这里，我们对星系样本进行了聚类分析（自相关），并对CASBaH类星体光谱中发现的OVI吸收系统（互相关）进行了聚类分析，其柱密度N（O^+5）>= 10^（13.5）/cm ^2。对于每一个，我们用幂律关联函数xi（r）=（r/r_0）^（-gamma）描述测量的聚类信号，并发现（r_0，gamma）=（5.48 +/- 0.07 h ^-100 ^-1 Mpc，1.33 +/- 0.04）表示自相关，（6.00 +/- 1 h^-1 Mpc，1.25 +/- 0.18）表示星系-OVI互相关。我们进一步从星系-星系自相关中估计了一个偏差因子b_gg = 1.3 +/- 0.1，表明这些星系是由质量为M_halo ~ 10^（12.1 +/- 0.05）Msun的晕所承载的。最后，我们估计OVI-星系偏…
2019-08-21 astro-ph.GA
Cooling flow solutions for the circumgalactic medium
在星系形成的几个模型中，反馈以周期的方式发生，或者主要发生在高红移处。在反馈加热无效的时间和区域，星系晕中的热气预计会形成冷却流，气体在冷却时间尺度上向内平流。因此，冷却流解决方案可以用作观测和模拟的基准，以约束反馈加热的时间和程度。使用解析计算和理想化的三维流体动力学模拟，我们表明，对于一个给定的晕质量和冷却功能，稳态冷却流形成一个单参数的解决方案，而最初的流体静力学气体晕收敛在这些解决方案之一的冷却时间内。因此，一旦知道质量流入速率$\dot{M}$或总的晕圈气体质量，就完全确定了该解。在银河系（MW）晕中，$\dot{M}$等于恒星形成速率的冷却流预测冷却时间与自由落体时间之比约为10，类似于一些反馈调节模型。该解决方案还正确地预测了观察到的OVII和OVIII吸收柱，以及OVII和OVIII排放所暗示的气体密度分布。这些结果表明，反馈加热可能是可以忽略不计的内部MW晕。然而，将类似的解决方案扩展到冷却半径，低估了MW周围和其他低红移恒星形成星系周围观察到的OVI柱。这可以与冷却流模型的成功调和，该模型具有优先加热OVI轴承外晕的机制，或者如果OVI痕迹冷却光电离气体超出吸积激波。我们还证明了一些最轻松的集群的熵配置文件是合理的冷却流的解决方案。
2019-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematics of H I and O VI Absorbers: Insights into the Turbulence Driver of the Multiphase Circumgalactic Medium
Tsinghua University（清华大学）；The University of Chicago（芝加哥大学）；Peking University（北京大学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Astronomisches Rechen-Institut（海德堡大学天文中心，天文计算研究所）
研究揭示HI和O VI吸收体的动力学特征，表明湍流驱动多相环状星系际介质的形成与维持。
2026-02-24 astro-ph.GA
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
Characterizing Transition Temperature Gas in the Galactic Corona
利用远紫外光谱探测器（FUSE）和空间望远镜成像光谱仪对银河系外58个目标的远紫外光谱中OVI、NV、CIV、SiIV和FeIII吸收线的测量，研究了银河系日冕中转变温度（T~10^5 K）气体的性质。在许多视线中，银河系的吸收轮廓显示出多个分量，这些分量被单独分析。我们发现，高电离态原子不规则地分布在一个尺度高度约为3 kpc的层中，该层随盘中气体一起旋转，远离银道面的旋转速度没有明显的梯度。在该层内，气体具有随机取向的速度，分散度为40-60 km/s。平均而言，积分柱密度为log N（OVI）=14.3、log N（NV）=13.5、log N（CIV）=14.2、log N（SiIV）=13.6和log N（FeIII）=14.2，在每种情况下的离散度仅为0.2 dex。在银河系中心和银河系北极周围的视线中，所有的离子柱密度都增加了约2倍，而在南半球的中纬度地区，N（OVI）的赤字约为2倍，但其他离子没有赤字。我们比较柱密度和离子比的一系列理论预测：碰撞电离平衡，冲击电离，导电界面，湍流混合，厚盘超新星，静态非平衡电离（NIE）辐射冷却和NIE辐射冷却模型中的气体流过冷却区。这些模型都不能完全重现数据，但很明显，非平衡电离辐射冷却在产生转变温度气体中很重要。
2012-02-27 astro-ph.GA
O VI Emission Imaging of a Galaxy with the Hubble Space Telescope: a Warm Gas Halo Surrounding the Intense Starburst SDSS J115630.63+500822.1
我们报告的结果，从一个新的HST研究的OVI 1032，1038的双重辐射周围强烈的恒星形成的星系。该方案的目的是描述星暴星系的能量平衡和难以绘制的2-5 x $10^5$ K日冕温度范围内的气体冷却。我们提出了第一个解决的气体排放的OVI线的图像。我们的目标，SDSS J1156+5008，是非常紧凑的连续，但显示OVI发射半径为23千秒差距。表面亮度分布可用7.5kpc尺度的指数拟合。这是光致电离气体大小的十倍，我们估计总OVI光度的1/6来自共振散射连续辐射。光谱-非常类似于档案光谱的堆叠样品-证实了OVI发射，并确定了蓝移吸收的柱密度和流出速度。测量值的组合使得能够在很少假设的情况下进行几种新的计算。OVI区域仅填充体积的~ $10^{-3}$。通过比较冷却时间与云的声音穿越时间，冷却距离与大小，和OVI和星云气体的压力，我们得出结论，OVI轴承气体不能被提升到刻度高度在这个温度下，必须通过这个日冕温度制度在原地冷却。日冕阶段包含约1%的电离质量，其动能目前约为超新星反馈预算的1%。然而，在恒星形成阶段，大量的气体必须通过这个阶段冷却下来。流出物超过逃逸速度，气体可能变得不受束缚，但它会在逃逸之前重新结合，并变得对莱曼（和OI）光谱可见。绘制这种气体的地图是进一步限制星系形成情景和指导未来卫星发展的关键一步。
2016-06-16 astro-ph.GA
On the connection between the metal-enriched intergalactic medium and galaxies: an OVI-galaxy cross-correlation study at $z < 1$
本文给出了在$z < 1$上研究$\sim 18~\textrm{Gpc}^3$共动体中星系和OVI吸收体的自相关函数和互相关函数的新结果。我们使用一个样本的51,296个星系和140个OVI吸收柱密度范围内的$13 \lesssim \log N \lesssim 15$测量两点相关函数在两个维度的横向和正交的视线$ξ(r_{\perp}, r_{\parallel})$。我们进一步推断相应的“实空间”相关函数，$ξ(r)$，通过投影$ξ(r_{\perp}, r_{\parallel})$沿$r_{\parallel}$，并假设一个幂律形式，$ξ(r) = (r / r_0)^{-γ}$。通过比较星系-星系互相关函数$ξ_{\textrm{ag}}$、星系自相关函数$ξ_{\textrm{gg}}$和吸收体自相关函数$ξ_{\textrm{aa}}$的结果，我们将星系和富金属星系际介质之间的统计联系限定为恒星形成活动的函数。我们还比较了这些结果从EAGLE宇宙流体动力学模拟的预测，并找到一个合理的协议。我们发现：（i）OVI吸收体在$\sim$ Mpc尺度上显示出非常小的速度色散，可能是$\lesssim$ 100 \kms ;（ii）OVI吸收体和星系可能不会线性地追踪相同的物质分布。特别是，我们的研究结果表明，OVI吸收较少聚集，并可能更多地延伸到星系周围比星系周围的星系本…
2016-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Massive Warm/Hot Galaxy Coronae as Probed by UV/X-ray Oxygen Absorption and Emission: I - Basic Model
我们构造了一个解析唯象模型，研究了$L_*$星系的扩展暖/热气冕。我们认为紫外OVI COS-Halos吸收线数据结合银河系X射线OVII和OVIII的吸收和发射。我们将这些数据与代表COS-Halos星系和银河系日冕的单一模型拟合。我们的模型是多相的，热的和温暖的气体成分，每个与（湍流）对数正态分布的温度和密度。由X射线吸收和发射跟踪的热气体在银河系引力势中处于流体静力平衡。热气体的中值温度为$1.5 \times 10^6$ ~K，平均氢密度为$\sim 5 \times 10^{-5}~{\rm cm^{-3}}$。由OVI跟踪的暖组分是从热组分的高密度尾部冷却出来的气体。暖/热气体总质量较高，为$1.2 \times 10^{11}~{\rm M_{\odot}}$。我们需要的气体金属丰度重现氧离子柱密度是$0.5$太阳。温暖的OVI成分有一个短的冷却时间（$\sim 2 \times 10^8$年），正如观测所暗示的那样。然而，热的成分是总气体质量的$\sim 80\%$，并且相对较长，具有$t_{cool} \sim 7 \times 10^{9}$年。我们的模型支持热星系日冕可能含有大量气体的建议。这些储存库可能使星系能够在很长一段时间内持续稳定地形成恒星，并解释了本地宇宙中星系中“失踪的重子”。
2016-12-06 astro-ph.GA
MUSEQuBES: Probing Anisotropies in Gas and Metal Distributions in the Circumgalactic Medium
Inter-University Centre for Astronomy & Astrophysics（天文与天体物理大学间中心）；Leiden Observatory（莱顿天文台）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿基米德天体物理研究所）；Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (CRAL) UMR5574, Univ Lyon1, Ens de Lyon, CNRS（里昂天体物理学研究中心）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Department of Physics, University of Milan Bicocca（米兰比可卡大学物理系）；Institut für Physik und Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）
MUSEQuBES研究了低质量星系环状星系际介质中H I和O VI气体的各向异性分布，发现其覆盖分数在盘面和极向方向增强，而高质量星系则分布更均匀。
2026-08-18 astro-ph.GA
Halo Mass Dependence of HI and OVI Absorption: Evidence for Differential Kinematics
我们使用HST/WFPC 2成像和高分辨率HST/COS或HST/STIS类星体光谱学研究了14个星系（0.1 < z < 0.7）的样本Lya，Lyb，OVI 1031和OVI 1037吸收。这些星系的质量为10.8 < log（M/M_solar）< 12.2，位于类星体视线D = 300 kpc的范围内，探测到D/R_vir = 3。当我们对样品的维里质量和D/R_vir进行全范围的考察时，可以推断出40%的HI吸收云正在逃离它们的宿主晕。随着D/R_vir的增加，束缚云的分数减小，使得对于D/R_vir < 1，逃逸分数为约15%，对于1 < D/R_vir < 2，逃逸分数为约45%，并且对于2 < D/R_vir < 3，逃逸分数为约90%。采用中位质量log（M/M_solar）= 11.5将样本分为“高”和“低”质量星系，我们发现热CGM运动学的质量依赖性。我们的调查限制，OVI吸收被发现在低质量的晕和周围的HI云只有40%，相比之下，85%左右的高质量的晕。对于D/R < 1，较低质量的晕具有65%的逃逸分数，而较高质量的晕具有5%的逃逸分数。当1 < D/R_vir < 2时，低质量和高质量晕的逃逸分数分别为55%和35%。当2 < D/R_vir < 3时，低质量晕的逃逸分数约为90%。我们表明，这是很有可能的吸收云驻留在4维里半径的宿主星系和运动学的外流占主…
2014-07-16 astro-ph.GA
Cold and Hot gas distribution around the Milky-Way-M31 system in the HESTIA simulations
最近的观测揭示了对星系晕环星系介质（CGM）中的气体储集层的显着见解。在本文中，我们在银河系和仙女座星系类似物附近的气体在HESTIA（高分辨率环境模拟的直接区域）套件的约束本地群（LG）模拟。HESTIA套件包括一组三个高分辨率的基于{ \sc arepo}的LG模拟，使用御夫座星系形成模型运行。在本文中，我们只专注于$z = 0$模拟数据集，并生成模拟天空图以及功率谱分析，以表明离子示踪低温气体（HI和SiIII）的分布与较温暖的气体示踪剂（OVI，OVII和OVIII）相比更具有clusiveness。我们比较的光谱CGM观测M31和低红移星系。HESTIA低估了M31观测的柱密度，但模拟结果与低红移星系的观测结果一致。对这些发现的一个可能的解释是，M31的光谱观测被银河系CGM中的气体污染了。
2022-03-16 astro-ph.GA
Non-Equilibrium Ionisation in Photoionised Haloes: Implications for Shock Stability and Absorption-Line Signatures
The Hebrew University（希伯来大学）；Raman Research Institute（拉曼研究所）
研究非平衡电离和元宇宙辐射场对气体热演化、激波稳定性及吸收特征的影响，揭示UV背景在调节气体热状态和观测特征中的作用。
2026-05-02 astro-ph.GA
Implications of the SPEAR FUV Maps on Our Understanding of the ISM
低密度转变温度（10^4.5 - 10^5.5 K）的气体在星际介质中的分布传达了银河系中扩散物质的特征和演化。ISM的这种难以观察的成分主要在远紫外（FUV）（912-1800 nm）波段发射。我们描述了光谱图的FUV发射线的高度电离的物种CIV和OVI可能是占主导地位的冷却机制的过渡温度的气体在ISM。这些地图是使用2003年发射的SPRAY轨道分光计获得的，SPRAY观测了FUV天空，光谱分辨率为\sim 550，角分辨率为10“。我们比较了这些地图中的流量分布与转变温度气体分布的三个基本模型。我们发现，CIV和OVI排放的中位数分布是一致的空间分布和线比预期从麦基Ostriker（MO）型模型的蒸发界面。然而，强度比在MO优选参数下预期的强度高三倍。一些高强度区域显然与超新星遗迹和超级气泡结构有关。其它的可以指示气体冷却通过转变温度的区域。
2011-09-08 astro-ph.GA
The Physical Nature of Circumgalactic Medium Absorbers in Simba
我们研究了Simba宇宙学模拟中的低红移CGM的性质，追踪恒星质量仓（$M_\star>10^{10}M_\odot$）中恒星形成，绿谷和淬灭星系在碰撞参量$r_\perp\leq 1.25r_{200}$的星系周围的紫外吸收线。我们生成HI，MgII，CII，SiIII，CIV和OVI的合成光谱，拟合Voigt曲线以获得线特性，并估计吸收气体的密度，温度和金属度。我们发现，CGM吸收剂是最丰富的恒星形成星系周围的$M_\star < 10^{11}M_\odot$，而丰富的绿谷星系表现出类似的行为，淬火星系，这表明CGM“淬火”之前，恒星形成停止。HI吸收气体存在于广泛的宇宙相（凝聚气体，扩散气体，热晕气体和温热星系际介质），而基本上所有的低电离金属吸收来自凝聚气体。OVI吸收剂在热晕气体和WHIM之间分开。碰撞电离CGM吸收剂的分数是$\sim 25-55\%$的CIV和$\sim 80-95\%$的OVI，这取决于恒星质量和影响参数。通常，每种离子的最高柱密度吸收特征来自致密气体。卫星气体，定义为在$10r_{1/2,\star},$内的气体，贡献了全部HI吸收的$\sim 3\%$，但贡献了Mg II吸收的$\sim 30\%$，其中来自卫星的部分随着离子激发能的增加而减少。
2023-01-05 astro-ph.GA
Highly-ionized metals as probes of the circumburst gas in the natal regions of gamma-ray bursts
本文介绍了用VLT/X-射手摄谱仪获得的长持续时间伽马射线暴（GRB）余辉谱中的高电离吸收线。我们的主要目标是研究伽玛暴诞生区的环暴介质。我们的主要重点是NV 1238，1242线跃迁，但我们也讨论了其他高电离线，如OVI，CIV和SiIV。我们没有发现NV的柱密度和中性气体的属性，如金属丰度，HI柱密度和尘埃耗尽之间的相关性，但是NV的相对速度，通常是相对于中性气体的蓝移，被发现与HI的柱密度。如果NV气体是GRB所在的HII区域的一部分，则可以解释这一点，该区域的膨胀受到GRB宿主星系中致密中性气体的限制。我们发现了初步的证据（在2 σ显著性下），X射线导出的柱密度N_H，X可能与NV的柱密度相关，这将表明这两种测量对位于GRB附近的气体的柱密度敏感。我们调查的情况下，NV（和OVI）产生的重组后，相应的原子已完全剥离其电子的初始即时发射，在以前的模型中，高度电离的气体产生的光电离从伽玛射线暴余辉。
2018-06-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
The formation and physical origin of highly ionized cooling gas
我们提出了一个简单的模型，解释了温暖的弥漫气体的起源，主要是高度电离的吸收线系统的背景源的光谱。我们预测了几个高度电离的过渡，如OVI，OVIII，NeVIII，NV和MgX的观测柱密度;并提出了一个统一的比较模型预测与银河系盘，银河系晕，星暴星系，环星系介质和星系际介质中看到的吸收线在低和高的红移。我们发现，在这样不同的环境中看到的扩散气体可以同时解释一个简单的模型辐射冷却气体。我们发现，大多数这样的吸收线系统是一致的碰撞电离，并估计在每个观察气体的极大似然温度。这个模型令人满意地解释了为什么OVI经常在恒星形成的低z L* 星系周围观察到，以及为什么NV很少在同一星系周围看到。我们进一步提出了这个模型在量化星系周围的冷却气体的动力学和预测与这种流动的冲击速度的一些后果。这个模型的一个独特的优势是，虽然它只有一个自由的（但物理约束良好）参数，但它成功地再现了现有的数据O VI吸收剂在星际，环星系，组内，和星系间的介质，以及其他吸收线从高度电离的物种的可用数据。
2017-09-21 astro-ph.GA
On the origin of the warm-hot absorbers in the Milky Way's halo
像银河系这样的盘状星系被大量的热等离子体日冕所包围，这些日冕可能含有相当大一部分所谓的失踪重子。我们调查是否本地（|vLSR| <400 km/s）温暖的热吸收功能观察到对银河系外的来源或晕星是一致的，由银河系的日冕冷却。在我们的方案中，冷却发生在盘和日冕之间的界面处，它是由正的超新星反馈触发的。我们结合流体动力学模拟与银河喷泉的动态3D模型来预测这种冷却材料的全天空分布，并将其与观察到的不同“温暖”（SiIII，SiIV，CII，CIV）和“热”（OVI）电离物质的检测分布进行比较。该模型再现了绝大多数温吸收器和约一半的OVI吸收器的位置-速度分布和柱密度。我们的结论是，温暖的热气体负责大多数的检测位于几个千秒差距从银河系平面，高金属丰度的材料从光盘有效地混合与热日冕。这个过程提供了一个几钼/年的新鲜气体，可以很容易地饲料在银河系的磁盘恒星形成的吸积。剩下的OVI探测很可能是一个不同的人口吸收，位于外围的银河日冕和/或在附近星系的环星系介质。
2013-05-13 astro-ph.GA
Role of ionizing background and galactic feedback on the redshift space clustering of OVI absorbers in hydrodynamical simulations
本研究利用Sherwood模拟，探究电离紫外背景与不同星系反馈对低红移OVI吸收体红移空间成团性的尺度依赖影响，提出可结合中等尺度成团信号与柱密度分布约束模拟反馈效应。
2023-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling Photoionized Turbulent Material in the Circumgalactic Medium II: Effect of Turbulence within a Stratified Medium
附近恒星形成星系的环星系介质（CGM）显示出OVI吸收的明显迹象，伴随着很少或根本没有可检测到的NV吸收。这种不寻常的光谱特征，伴随着来自较低电离态物质的高度不均匀吸收，表明CGM必须被视为动态的多相介质，例如在湍流存在下发生的。受以前的各向同性湍流模拟的启发，我们进行了分层介质中的Navarro-Frenk-White（NFW）的引力势与总质量的$10^{12}$太阳质量和湍流径向减少的化学动力学模拟。模拟假设0.3太阳，红移零metagalatic紫外线背景的金属丰度，他们跟踪电离，重组，和物种的辐射冷却使用MAIHEM包。我们比较了一套离子柱密度与低红移恒星形成星系的COS晕样本。湍流的平均一维速度色散约为40 km/s，对应的能量注入率约为$10^{49}$ erg/yr，产生的CGM与许多观察到的离子柱密度和比率相匹配。在该模拟中，由于辐射冷却和来自湍流混合的冷却的组合，NVI与OVI的比率从其平衡值被抑制。这种程度的湍流与观测到的更好的约束、更高质量的系统的预期是一致的，并且可以通过来自超新星的能量输入、气体流入和来自暗物质晕下的动力学摩擦来维持。我们还进行了更高分辨率的运行，产生更小规模的结构，但仍然与观察一致。
2020-06-04 astro-ph.GA
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
Highly Ionized Envelopes of High Velocity Clouds
我们目前的银河系高速云（HVC），最初在OVI调查（Sembach等人，2003年）的高度电离气体的最新结果。在一项新的FUSE/HST对37 AGN进行的SiII/III/IV巡天（Shull等人，2009）中，我们探测到了SiIII（λ 1206.500 A）的吸收，天空覆盖率为81 +/- 5%（沿着37条高纬度视线中的30条）。SiIII（λ 1206.500 A）线通常比OVI（λ 1031.926 A）强4-5倍。低晕中低金属丰度（0.1 - 0.2 Z_sun）电离气体的平均HVC柱密度约为10^19 cm^-2。最近对HVC距离的测定使我们能够估计总储量约为10^8 M_sun。对坍缩速度的估计表明，坍缩速率约为1 M太阳年^-1，与星盘中恒星形成的补充速率相当。HVC似乎被SiIII和SiIV中可检测到的中温气体（10^4.0 - 10^4.5 K）以及OVI和其他高离子中看到的更热气体所覆盖。为了准备HST观测10 HVC选择的视线与宇宙起源光谱仪（COS），我们编译FUSE/STIS光谱的这些离子，加上Fe III，CIII，CIV和SIV。高质量（S/N ~ 30-40）COS数据应能更好地约束HVC包线的物理性质，并仔细处理HVC运动学和入流率。
2009-06-26 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
Comparison of Models for the Warm-Hot Circumgalactic Medium around Milky Way-like Galaxies
该研究系统比较了四种假设流体静力学平衡的热星系周介质解析模型，明确了类银河系星系CGM热力学剖面的尺度差异与模型区分指标，并给出了多波段观测量预测，为约束CGM物理过程提供参考。
2024-07-09 astro-ph.GA
Cold and Warm Atomic Gas around the Perseus Molecular Cloud. II. The Impact of High Optical Depth on the HI Column Density Distribution and Its Implication for the HI-to-H2 Transition
我们调查的影响，高光学厚度的HI饱和观测英仙座分子云使用阿雷西博HI发射和吸收测量对26个无线电连续源。的自旋温度和光学深度的个别HI组件沿每个视线，使我们能够估计高光学深度的校正。我们研究了两种不同的方法进行校正，高斯分解和等温方法，并发现它们是一致的（最大校正因子~ 1.2）可能是由于相对较低的光学深度和微不足道的贡献，从弥漫性无线电连续发射英仙座。我们应用校正的光学薄HI柱密度上的像素逐像素的基础上，并发现总HI质量增加了~ 10%。使用校正后的HI柱密度图像和IRIS调查的远红外数据，然后我们推导出约0.4 pc尺度上的H2柱密度。对于五个暗的和恒星形成的子区域，HI表面密度是均匀的，Sigma_HI ~ 7-9太阳质量/pc 2，与屏蔽H2防止光解离所需的最小HI表面密度一致。结果，Sigma_H2/Sigma_H1和Sigma_H1 +Sigma_H2显示出紧密的关系。我们的结果是一致的预测H2的形成在稳态和化学平衡，并建议H2的形成是主要负责的Sigma_HI饱和英仙座。我们还将光学厚HI与观察到的“CO暗”气体进行了比较，发现光学厚HI仅占英仙座“CO暗”气体的~20%。
2015-05-23 astro-ph.GA
The survival of gas clouds in the Circumgalactic Medium of Milky Way-like galaxies
观测证据表明，低红移星系被多相气体的扩展晕所包围，即所谓的“环星系介质”（CGM）。为了研究CGM中相对较冷气体（T < 10^5 K）的生存，我们对穿过热（T = 2x 10^6 K）和低密度（n = 10^-4 cm^-3）日冕介质的冷（T = 10^4 K）中性气体云进行了一组流体动力学模拟，这种介质是大银河系距离（~ 50-150 kpc）的类银河系的典型。我们探讨了不同的相对速度和云半径的初始值的影响。我们的模拟是在一个二维网格上进行的，网格尺寸为2 pc，包括辐射冷却，光电离加热和热传导。我们发现，对于大的云（半径大于250 pc），冷气体存活了很长时间（大于2.5亿年）：尽管它们在轨道上部分被破坏并分裂成较小的云团，但冷气体的总质量以非常低的速率减少。我们发现，热传导起着重要的作用：它的作用是阻碍形成的流体动力学不稳定性的云日冕界面，保持云紧凑，因此更难以破坏。从我们的模拟中提取的柱密度分布与低温离子（例如SiII和SiIII）和高温离子（OVI）观察到的分布是相容的，一旦我们考虑到OVI覆盖的区域比冷气体更广泛，因此，它更有可能沿着通用视线被检测到。
2017-05-19 astro-ph.GA
The Rotation of the Hot Gas Around the Milky Way
星系的热气晕可能包含大量的质量，是星系形成和演化的一个组成部分。银河系有一个2 e6 K晕，在发射和OVII共振线对明亮的背景AGN的吸收，并为目前最好的模型是一个扩展的球形分布检测。使用XMM-牛顿RGS数据，我们测量的OVII吸收线质心的多普勒频移向一个系综的活动星系核。这些多普勒频移限制了热晕的动力学，排除了约3 σ的静止晕和2 σ的共转晕，并导致扩展晕模型的最佳拟合旋转速度为183+/-41 km/s。这些结果表明，热气体旋转，并且它包含的角动量与恒星盘中的角动量相当。我们研究了一个模型的可能性，一个运动学上不同的磁盘和球形晕。为了与发射线X射线数据一致，盘必须贡献小于10%的柱密度，这意味着多普勒频移探测扩展热晕中的运动。
2016-03-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Universal Density Structure for Circum-Galactic Gas
我们发展了一种新的方法来限制冷（~10^4 K）环星系介质（CGM）中的物理条件，通过假设冷CGM跨越大范围的气体密度，小的高密度云分层嵌入在大的低密度云的离子柱密度的测量。新方法结合了在光电离建模过程中从不同视线获得的信息，从而与单独建模每个视线的传统方法相比，对CGM属性产生了更严格的约束。将这一新技术应用于低红移~L * 星系的COS-Halos巡天，我们发现我们可以再现样品中所有44个星系中从低离子到OVI的所有观测到的离子柱，并且对于冷CGM具有单一的普适密度结构。气体密度的范围为50 <ρ/ρ_mean <5x10^5（ρ_mean是宇宙平均值），而单个云的物理大小为~ρ ^-1，从低密度OVI云的~35 kpc到最高密度低离子云的~6 pc。由于云的尺寸太小，这种密度结构不可能是由自引力驱动的，因此它的物理起源还不清楚。维里半径内的冷CGM质量为1.3x10^10太阳质量（约为晕质量的1%），在40年内密度分布相当均匀。平均冷气体密度分布的尺度为R ^-1.0，其中R是到星系中心的距离。我们构建了一个三维模型的基础上，我们的研究结果，我们认为CGM结构的水动力模拟提供了一个基准。我们的结果可以通过测量不同离子的相干尺度来检验。
2016-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interaction of galactic wind with halo gas and the origin of multiphase extraplanar material
我们利用流体动力学模拟研究了星系风与热晕气体的相互作用。我们发现，这种相互作用的结果取决于至关重要的风注入密度和速度。面外介质的各个阶段，如高速云（HVC），外流云，和OVI区域可以起源于风与晕气体的相互作用区，这取决于注入速度和密度。在我们的模拟中，HVC的大小为100 pc的量级。云的总质量为10^5 - 10^7太阳质量，在银河系标准静止坐标系中，它们的速度分布与HVC相似，呈正态分布。对于高注入密度和速度，大量的云向外移动，类似于冷中性外流的情况。此外，在我们的模拟中形成了10^5 - 10^6 K相，其柱密度约为10^{18} cm^{-2}，与观察到的OVI区域相似。注入速度和密度与流出的质量负载因子、超新星能量注入效率和SFR有关。面外气体的预测形态与观测结果的比较可以作为一个有用的诊断约束反馈效率的流出。
2013-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Circumgalactic Medium at High Halo Masses -- Signatures of Cold Gas Depletion in Luminous Red Galaxies
通过研究15个亮红星系的星系周介质紫外吸收线，发现冷气体在恒星质量约10^11.5太阳质量以上被抑制，且强OVI多来自含蓝邻星系的群。
2023-10-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Large Reservoir of Ionized Gas in the Galactic Halo: Ionized Silicon in High-Velocity and Intermediate-Velocity Clouds
低星系晕被电离的低金属度气体鞘所包围，这些气体可以提供大量（1兆太阳/年）的冷却流入，以补充盘中的恒星形成。利用HST和FUSE对37个活动星系核在高纬度的吸收光谱，我们检测到广泛的星际SiIII 1206.5吸收：61高速云（HVC）沿30视线和22中速云（IVC）沿20视线。我们发现一个隔离的红移和蓝移的吸收在银河系的旋转轴在l=180，一致的滞后在银河系平面以上的旋转速度。HVC的天空覆盖范围很大（30/37方向为81 ± 5%），SiIII光学深度通常是OVI 1032的4-5倍。每条视线的平均HVC柱密度<log N_SiIII>=13.42+-0.21，相当于电离低金属丰度气体的总柱密度N_HII~ 6 × 10 ~（18）/（Z_Si/0.2Z_sun），与OVI中推断的结果相似。该水库的总容量为10^8兆太阳，产生的质量下降率约为1兆太阳/年。通过在吸收体的子集中模拟Si II、Si III、Si IV和HI，我们限制了低晕中的平均光电离参数，<log U>= -3.0（+0.3，-0.4），比在低红移星系际介质中观察到的低约10倍。来自[Si II/HI]的一些HVC中的金属丰度为10-30%太阳能，而在纯光电离模型中从所有三种硅离子中发现的值较低。这些形式上较低的金属丰度是高度不确定的，因为一些较高的离子可能是碰撞电离的。17颗HVC和19颗IVC的平均Si金属…
2009-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
