Column Density Profiles of Multi-Phase Gaseous Halos
我们分析了环星系介质（CGM）在一套高分辨率的宇宙学重新模拟银河系大小的星系，并表明，CGM属性是相当敏感的恒星形成的细节-反馈回路建模。模拟产生了一个现实的晚型星系，未能再现现有的CGM观测。相比之下，模拟没有产生一个现实的星系，预测的CGM与观测结果更吻合。这说明星系的性质和CGM的性质对星系形成的过程提供了很强的${\it complementary}$约束。我们的模拟预测，柱密度分布的离子很好地描述了投影距离$d$的指数函数：$N \propto e^{-d/h_s}$。因此，模拟表明，在观测中，在较大距离处吸收体检测的急剧下降并不对应于离子的“边界”，而是反映了潜在的陡峭指数柱密度分布。此外，我们发现离子的电离能与尺度高度$h_s$：$h_s \propto E_{\rm ion}^{0.74}$密切相关。在$z \approx 0$，由低电离物质（例如，Mg II和C IV）具有$ h_s \approx 0.03-0.07 R_{\rm vir}$，而更高电离种类（O VI和Ne VIII）具有$h_s \approx 0.32-0.45R_{\rm vir}$。最后，在我们的模拟中，离子的标度高度比$z\leq 2$的维里半径演化得慢，但与晕标度半径$r_s$相似。因此，我们建议在不同的红移星系的柱密度分布应标度的$r_s$，而不是晕维里半径。
2016-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
HST/COS Observations of Quasar Outflows in the 500-1050 Å Rest Frame: V. Richness of Physical Diagnostics and Ionization Potential-dependent Velocity Shift in PKS J0352-0711
我们分析吸收槽从两个流出PKS J 0352 -0711（S1在$-$ 1950 km s $^{-1}$和S2在$-$ 3150 km s $^{-1}$）从哈勃太空望远镜/宇宙起源摄谱仪，其中包括诊断丰富的585-900埃静止帧波长范围内的光谱。在S2中，我们首次清楚地检测到Ca IV、Ca V、Ca V*、Ca VII* 和Ca VIII* 的吸收谷。Ca V柱密度测量表明S2具有超太阳的金属丰度。两种流出都需要至少两个电离阶段，其中非常高电离阶段的柱密度大约是对应的高电离阶段的15倍。这些高柱密度和非常高的电离势离子类似于X射线暖吸收体。S2的两个相位显示了相关波谷之间的独特速度质心偏移。通过Monte Carlo测量的O V* 吸收槽，我们确定的电子数密度S2（完全证实了独立的测量从钙V* 和钙VIII* 槽），产生的距离为9 pc和动力学光度为2 $\times$ 10 $^{43}$尔格s $^{-1}$。S1位于距离中心源500秒差距处，动力学光度为10 $^{43}$ erg s $^{-1}$。
2020-03-19 astro-ph.GA
Column Density Profiles of Cold Clouds Driven by Galactic Outflows
吸收线的研究对于理解恒星爆驱动的星系外流的起源、性质和影响至关重要。这些研究揭示了一种多相介质，具有许多难以理解的特征，从而需要研究这种气体的电离机制。为了更好地解释这些观测结果，我们使用了一套自适应网格细化流体动力学模拟的冷原子云驱动的热，超音速外流，包括辐射冷却，热传导的影响，和电离背景特征的星爆星系。使用一种新的分析工具，三叉戟，我们估计的平衡柱密度分布为10种不同的离子：H I，Mg II，C II，C III，C IV，Si III，Si IV，N V，O VI和Ne VIII。这些拟合到具有描述最大柱密度和覆盖率的两个参数的模型轮廓，并且对于每个离子，我们提供了这些拟合参数的表，以及平均速度和线宽。我们的结果是最敏感的马赫数和传导效率，更高的马赫数和更有效的传导导致更紧凑，高柱密度云。我们用我们的研究结果来解释下桶观测的流出，并发现所采用的电离平衡模型overpredicted柱密度的离子，如Si IV，并没有充分捕捉所观察到的趋势N V和O VI，这意味着存在强非平衡电离效应。
2018-07-24 astro-ph.GA
Low-column density HVC and IVC gas in the halo of the Milky Way
最近对银河系环星系气体环境的研究主要集中在大质量中性气体云和高电离晕吸收体的分布、化学组成和物理性质上。相对较少的努力已经投入到目前为止，在环银河中性和弱电离金属吸收低HI柱密度的探索。本文系统地研究了银河系晕中中性和电离低柱密度气体的分布和物理性质。我们结合CaII和NaI吸收线测量HI 21厘米发射线数据。对于一些视线，进行了高分辨率的射电合成观测，使我们能够研究单碟望远镜无法分辨的小尺度结构。总共观测到177条视线，为分析银河系环星系环境中的IVC和HVC气体提供了大量的吸收选择数据样本。这项研究使我们能够比较所观察到的银河系晕中气体的吸收柱密度分布（CDD）与类星体的干预吸收体的整体CDD。灵敏的吸收线分析使我们能够识别中性和电离气体结构，在低柱密度和小角度范围内，可能仍然看不见的大型21厘米全天调查。如果这种气体覆盖了天空的很大一部分，它可能对银河系的演化有很大的影响。
2009-09-15 astro-ph.GA
IFU spectroscopy of 10 early-type galactic nuclei - III. Properties of the circumnuclear gas emission
许多早型星系（ETG）在其中心有电离气体辐射，其尺度可达~ 1 kpc。大多数这类物体被归类为LINER，但其电离源的性质仍然不清楚。由于非重力效应或非轴对称势，与这些气体结构相关的运动学通常显示出与纯旋转运动的偏差。这是一系列论文中的第三篇，描述了安装在Gemini-South望远镜上的Gemini多目标光谱仪在积分场模式下观察到的10个附近的大质量ETG样本。在论文II中，我们进行了光谱合成，从样本星系的数据立方体中减去恒星成分，以研究它们的核光谱。在这里，我们分析了样本星系的环核气体排放（尺度~ 100 pc）。在七个星系中检测到环核气体发射，它们都被归类为LINER。在三个星系中发现了纯气体盘。在两个物体中，可能存在气体盘，但它们的运动学受到非开普勒运动的影响。在IC 5181中，我们探测到了一种气体螺旋结构，这种结构可能是由非轴对称势或与气体盘一起的外流引起的。在NGC 3136中，除了五个具有LINER样发射的紧凑结构外，还存在一个电离双锥。在星系中的气体盘，我们发现，电离光子发射的活动星系核是不足以解释所观察到的Ha通量沿此结构。另一方面，沿垂直于气体盘方向的Ha通量分布和等效宽度表明存在低速电离气体发射，这似乎与核活动有关。我们提出了一个方案，LINER样的环核区域中的低速电离锥形成的准直剂对准的气体盘。
2015-06-10 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
A hot gaseous galaxy halo candidate with Mg X absorption
星系晕中的热气体可能是星系中重子缺失的重要组成部分，其中一些气体可以被类星体紫外光谱中的高电离吸收系统所追踪。利用高S/N比的$ HST$ /COS光谱，在朝向\object{LBQS 1435-0134}的视线中，发现了$z=1.1912$处的高电离态系统，并发现了Mg X、Ne VIII、Ne VI、O VI、Ne V、O V、Ne IV、O IV、N IV、O III和H I的双组分吸收线匹配。Mg X是第一次被探测到（$5.8 σ$），它是热星系晕的一个特别直接的示踪剂，因为它的峰值离子分数出现在$10^{6.1}\rm~ K$附近，大约是质量为$\sim 0.5 M^*$的维里化热星系晕的温度。与镁X和NeVIII，光电离模型不能再现所观察到的柱密度与星系晕的路径长度。对于碰撞电离模型，一个或两个温度模型不能产生可接受的拟合，但三个温度模型或幂律模型可以产生观察到的结果。在幂律模型中，温度在$10^{4.39\pm0.13} {\rm~K} < T < 10^{6.04\pm0.05}~ {\rm K}$范围内的${\rm d}N/{\rm d}T = 10^{4.4\pm 2.2-[Z/X]} T^{1.55\pm 0.41}$，总氢柱密度为$8.2 \times 10^{19} (0.3Z_{\odot}/Z) \rm~ cm^{-2}$，正幂律指数表明大部分质量处于…
2016-08-27 astro-ph.GA
Si iv Column Densities Predicted from Non-Equilibrium Ionization Simulations of Turbulent Mixing Layers and High-Velocity Clouds
我们提出了热冷气体之间的湍流混合层（TML）和穿过热晕的冷高速云（HVC）中Si iv离子的预测，补充了Kwak & Shelton，Kwak等人，和Henley等人的研究发现，在热气体和冷气体首先开始混合或混合气体已经显著冷却的区域中，Si IV离子最丰富。在我们的HVC模拟中，在各个视线上发现的高速Si IV的预测柱密度和Si IV与C IV和O VI的预测比率与高速气体的观测结果吻合得很好。在模拟中也可以看到低速Si iv，这是由于在HVC模拟的情况下以及当沿着垂直于TML模拟中的运动方向通过的方向观察时，气体减速的结果。TML模拟中低速Si iv与C iv和O vi的比值与银河系晕气体的记录吻合得很好，而HVC模拟中减速气体的Si iv与O vi的比值低于银河系晕正常速度下的观测值。我们将法向速度Si iv的不足归因于没有模拟光电离的影响，并且遵循Henley等人的观点，考虑一个复合模型，其中包括减速的HVC气体，超新星遗迹，银河喷泉气体，和光电离的影响。
2015-10-16 astro-ph.GA
Cosmological simulations of the circumgalactic medium with 1 kpc resolution: enhanced HI column densities
环星系介质（CGM），即星系周围的气体晕，既是星系生长的气体储存库，也是星系风排出的气体储存库。大多数宇宙学的流体动力学模拟将计算工作集中在星系本身，并对CGM进行更粗糙的处理，这意味着小尺度结构无法解决。我们绕过这个问题，运行放大模拟银河系质量的星系与标准的质量细化和额外的统一空间细化维里半径内。这导致在一个详细的气体晕在前所未有的（1千秒差距）均匀的分辨率，只有适度增加计算时间。空间分辨率的提高不会影响中央星系或CGM的平均密度。然而，它大大改变了中性氢柱密度的径向分布，这是在银河中心半径大于40千秒差距增强。莱曼极限系统在150 kpc内的覆盖率几乎增加了一倍。因此，我们得出结论，CGM的一些观测性质是强烈的分辨率依赖。在不增加星系分辨率的情况下增加CGM的分辨率，是一种有前途的和计算效率高的方法，可以推动最先进的模拟的边界。
2018-10-05 astro-ph.GA
The Primordial Abundance of Deuterium: Ionization correction
我们确定的相对电离氘和氢在低金属阻尼莱曼α（DLA）和子DLA系统使用一套详细的光电离模拟。我们将贫金属DLAs模拟为与宿主暗物质晕处于压力平衡的气体云，暴露于红移z~3的星系和类星体的Haardt & Madau（2012）背景辐射。我们的研究结果表明，氘电离校正与H I柱密度和最常见的观察到的金属的连续离子阶段的比率。N（N II）/ N（N I）柱密度比提供了最可靠的校正因子，基本上与气体几何形状、H I柱密度和辐射场无关。给出了一系列方便的拟合公式，用于计算基于观测量的氘电离修正。对于贫金属DLAs，电离校正通常不超过0.1%，这远远低于当前的测量精度（2%）。然而，当D/H测量的较大样本变得可用时，可能需要应用氘电离校正。
2015-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extreme Gaseous Outflows in Radio-Loud Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies
我们提出了四个无线电响亮的NLS 1星系的极端发射线的变化，表明径向流出速度高达2450公里/秒的电离气体，以上的宿主星系的逃逸速度。禁戒线表现出强烈的增宽，可达2270 km/s。电离层化（在较高的电离电位较高的线位移）意味着我们看到一个大规模的外流，而不是单一的，局部的喷云相互作用。类似地，零速度[OIII] $λ$ 5007发射气体的缺乏意味着在静止时不存在第二窄线区域（NLR）组分，因此大部分高电离NLR受到流出物的影响。考虑到这些NLS 1星系的射电响度，观测结果与其中央引擎上的一个极点一致，因此极外流的影响最大化。此外，需要非常有效的驱动机构，以达到高的观测速度。我们探索的影响，从最近的流体动力学模拟之间的相互作用的快速风或射流与大规模的NLR。总的来说，如果NLS 1星系是相对年轻的源，其寿命不超过100万年，则可以达到与观测（特别是[NeV]发射气体的高流出速度）的最佳一致。这些系统代表了在NLR尺度上工作的强反馈的网站，远低于红移。
2018-07-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Ionization Distributions in Outflows of Active Galaxies: Universal Trends and Prospect of Future XRISM Observations
黑洞流出物的电离结构背后的物理学还有待完全理解。利用钱德拉\HETG光栅在过去20年的观测资料，我们测量了9个活动星系（AGN）外流样本的吸收测度分布，即外流柱密度$N_H$对电离参数$ξ$的依赖关系。发现$\log(N_H)$与$\logξ$的斜率在0.00和0.72之间。我们发现外流总柱密度的对数与活动星系核的亮度对数之间存在反相关，而与黑洞质量和吸积效率之间不存在相关。随着XRISM/Resolve光谱仪的发射，活动星系核外流的诊断可能会有重大改进。利用Resolve的高分辨率和有效面积，通过模拟Resolve光谱构造吸收测度分布，研究了Resolve揭示外流电离结构的能力。Resolve与HETG一样约束列密度，但观测值要短得多。
2022-06-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Shining A Light On Galactic Outflows: Photo-Ionized Outflows
利用哈勃太空望远镜上的宇宙起源摄谱仪研究了37个邻近恒星形成星系的星系外流电离结构。我们使用O I，Si II，Si III和Si IV紫外吸收线来表征流出气体的不同电离状态。我们测量的等效宽度，线宽，和流出速度的四个过渡，并找到它们之间的浅标度关系和银河系恒星质量和恒星形成率。无论电离势如何，强度相似的谱线具有相似的速度和线宽，这表明这四个跃迁可以被建模为共同移动的相位。硅的等效宽度比（如硅IV/硅II）具有低色散，并与恒星质量的变化很小，而与O I和硅的比例变化的一个因素2对于一个给定的恒星质量。光电离模型再现了这些等效宽度比，而冲击模型则预测了高电离气体的相对量。光电离模型将电离参数（U）限制在-2.25 < log（U）<-1.5之间，并要求流出金属丰度大于0.5 Z $_\odot$。我们推导出电离分数的过渡，并表明，电离参数和恒星金属丰度的范围导致电离分数的1.15-10的变化的因素。从历史上看，质量流出率是通过使用电离分数将单个金属离子的柱密度测量值转换为总氢柱密度来计算的，因此质量流出率对流出物的假定电离结构敏感。
2016-01-19 astro-ph.GA
Dynamical effects of the radiative stellar feedback on the H I-to-H2 transition
原子到分子的氢（H/H2）跃迁已经被广泛研究，因为它控制着星际云中分子状态的气体比例。这个分数与恒星形成的关系是施密特-肯尼库特定律。虽然H I层的柱密度的理论估计已经提出了静态光解离区域（PDR），赫歇尔和良好解决ALMA（阿塔卡马大型毫米波阵列）的观测揭示了恒星形成区域的动力学效应，由光蒸发过程引起的。我们扩展的H/H2过渡的分析研究，包括电离前沿的传播的影响，特别是在光蒸发的存在下，在水泡H II区域的墙壁，我们发现其后果的总原子氢柱密度在云的表面在紫外线场的存在下，和H/H2过渡的属性。我们解决了半解析的微分方程给出的H2柱密度分布，考虑到H2形成的谷物，H2的光解，和电离前沿传播动力学建模为平流的气体通过电离前沿。与静态模型相比，考虑这种平流减少了原子区域的宽度。当电离前沿速度超过一定值时，原子区域可能消失，导致H/H2跃迁和电离前沿合并。对于解离和合并的配置，我们提供了解析表达式来确定总H I柱密度。我们的结果考虑了金属丰度。最后，我们将我们的结果与O星照明的PDR的观测结果进行了比较，我们得出结论，动力学效应很强，特别是对于低激发PDR。
2021-09-15 astro-ph.GA
The Chemistry of Interstellar OH+, H2O+, and H3O+: Inferring the Cosmic Ray Ionization Rates from Observations of Molecular Ions
我们的模型生产的OH+，H2O+，和H3 O+在星际云，使用稳态光解区域代码，处理冻结出的气体物种，粮食表面化学，和解吸的冰从粮食。该代码包括多环芳烃，这对化学有重要影响。这三种离子的丰度一般都有两个峰，一个峰在A_V<~1，另一个峰在A_V~3-8，其精确值取决于入射紫外线通量与气体密度的比值。当远紫外辐射通量相对较低时（χ<~ 1000; χ= 1=本地星际值），OH+和H2O+的柱标度大致为宇宙线初级电离率（crp）除以氢核密度n。H3 O+柱由第二个峰主导，我们表明，如果存在多环芳烃，N（H3 O+）~ 4x 10 ^{13} cm^{-2}与NH3（crp）或n无关。如果在第二峰处没有多环芳烃或非常小的颗粒，则只有在低电离势金属被严重耗尽时，N（H3 O+）才能达到这样的柱。我们还模拟了星际介质中的漫射云和半透明云，并说明了如何利用N（OH+）/N（H）和N（OH+）/N（H2O+）的观测值来估计它们中的N（crp）/n、χ/n和A_V。我们将我们的模型与赫歇尔对这两种离子的观测结果进行了比较，并估算出W 49 N方向弥漫前景云的δ（crp）约为4-6 x 10^-16（n/100 cm^-3）s^-1，χ/n = 0.03 cm ^-3。
2012-05-29 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
E-XQR-30: Evidence for an Increase in the Ionization State of Metal Absorbers from z~6 to z~2
Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D)（ARC三维全天体物理学卓越中心）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；Universitá di Trieste（的里雅斯特大学）
E-XQR-30研究发现，从z~6到z~2，金属吸收体电离状态增加，可能由金属licity增加和HI柱密度减少驱动。
2026-01-06 astro-ph.GA
Ionization compression impact on dense gas distribution and star formation, Probability density functions around H ii regions as seen by Herschel
电离反馈应该影响电离气体周围的柱密度的概率分布函数（PDF）。我们的目标是量化这种影响，并讨论其潜在的联系的核心和初始质量函数（CMF/IMF）。我们使用了一个系统的方式赫歇尔柱密度图的几个地区内观察到的HOBYS的关键程序：M16，玫瑰花和船帆座C分子云，和RCW 120 H ii区域。我们用两个对数正态分布拟合了所有云的柱密度PDF，因为它们在PDF中呈现双峰或放大的形状。我们的解释是，柱密度分布的最低部分描述了湍流分子气体，而第二个峰值对应于由电离气体膨胀成湍流分子云引起的压缩区。在电离气体边缘的凝聚有一个陡峭的压缩径向轮廓，有时可以在幂律尾的平坦化中识别出来。这可能会导致一个明确的标准，能够解开触发从预先存在的恒星形成。在CMF/IMF起源的重力湍流情景的背景下，PDF的双峰/放大形状可能会影响CMF/IMF低质量和高质量端的物体的形成。特别是重力湍流方案需要一个更宽的PDF，以使IMF与分子云合理的初始马赫数适当拟合。由于其他物理过程（例如状态方程和堆芯性质之间的变化）已经被提出来扩大PDF，不同效应的相对重要性仍然是一个悬而未决的问题。
2014-01-28 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
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
Cosmic-ray-induced H$_2$ line emission: Astrochemical modeling and implications for JWST observations
内容：有人提出，H $_2$近红外线可能被宇宙射线激发，并允许在稠密气体中测定宇宙射线电离率。一维模型表明，测量的H $_2$气柱密度和H $_2$线强度能够约束宇宙射线电离率以及低能宇宙射线质子的光谱斜率在星际介质（ISM）。目的：我们的目的是调查的影响，某些假设有关的H $_2$化学模型和ISM密度分布的宇宙射线诱导的H $_2$发射线的发射。这对于利用詹姆斯·韦伯太空望远镜对这些谱线的观测来限制宇宙射线电离率特别重要。研究方法：我们比较了不同的一维和三维模型的气体化学和密度分布的假设不同的宇宙射线诱导，振动激发H $_2$发射线的预测发射。结果如下：我们发现，与H $_2$柱密度相比，H $_2$的（1-0）S（0），（1-0）Q（2），（1-0）O（2）和（1-0）O（4）跃迁在2.22，2.41，2.63和3.00 $μ$ m处的谱线强度的模型预测相对独立于天体化学模型和气体密度分布，使它们成为宇宙射线电离率的有力示踪剂。结论：我们建议使用振转H $_2$线发射结合云的H $_2$柱密度的估计，以限制电离率和低能宇宙射线的光谱。
2022-07-06 astro-ph.GA
The ionic composition of the local absorber towards 3C 273
通过光谱吸收特征，在我们星系的局部附近观察到热电离气体。最常见的假设是，这种气体在碰撞电离平衡中形成了围绕我们的银河系（MW）的光环。在本文中，我们调查的元素丰度的热和电离的本地气体。我们使用2.4 Ms的明亮blazar 3C 273的堆叠X射线光谱和探测的本地吸收功能。使用离子的X射线吸收线的离子拟合，我们推导出每个电离物种的柱密度。基于柱密度，我们重建了吸收测度分布（AMD），即作为温度的函数的类氢柱密度。我们报告了C、N、Ne和Fe相对于太阳O的元素丰度。先前对局部X射线发射谱线的测量以及目前的柱密度表明，热电离气体的标度高度为$1-80$ kpc，氢数密度为$10^{-4}-10^{-3}$ cm $^{-3}$。此外，我们还在类星体宽线区探测到类He O线，其速度为6400 $\pm$ 1500 km s $^{-1}$
2020-01-19 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
Silicon X-ray absorption in the Galactic ISM: the gaseous component
我们提出了一个详细的分析的气体成分的Si K边缘使用高分辨率的钱德拉光谱的低质量X射线二进制文件。我们用修正的ISMab模型拟合光谱，包括所有Si离子物种的新的光吸收截面计算。我们估计列密度Si i，Si ii，Si iii，Si xii和Si xiii，跟踪温暖，中间温度和热阶段的银河系星际介质。我们发现，前两相的离子分数是相似的。这可能是由于由温度决定的等离子体的物理状态，或者由于在源附近存在吸收剂材料。我们的研究结果强调了在试图解决固体成分之前，需要对气体成分进行准确建模。
2020-06-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
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 Mean Metal-line Absorption Spectrum of DLAs in BOSS
通过叠加BOSS/SDSS-III的DR 12的$\sim 27\,000$ DLAs的归一化、静止坐标系位移光谱，研究了$z\sim 2.6$上阻尼莱曼α粒子数的平均吸收光谱。我们测量了50个单独的金属吸收线的等效宽度，在5个间隔的DLA氢柱密度，5个间隔的DLA红移，和整体平均等效宽度的另外13个吸收功能，从组的强混合线。低电离线的平均等效宽度随$N_{\rm HI}$的增加而增加，而高电离线的增加要弱得多。从$z\sim2.1$到$z \sim 3.5$，平均金属线等效宽度减小了一个因子$\sim 1.1-1.5$，低电离和高电离物质之间的差异很小或没有差异。我们开发了一个理论模型，灵感来自于高分辨率光谱中观察到的多个吸收成分的存在，推断平均金属柱密度从部分饱和金属线的等效宽度。我们将此模型应用于14个低电离物种和Al III，SIII，Si III，CIV，Si IV，NV和OVI。我们使用一个近似的推导分离的几条线混合吸收功能的等效宽度的贡献，并推断平均等效宽度和列密度线的额外的物种NI，ZnII，CII ${}^{*}$，Fe III，和SIV。这些金属线在DLAs中的平均列密度中的几个是第一次获得的;当它们可用时，它们的值通常与来自高分辨率、高信噪比光谱的单个DLAs的测量值一致。
2017-07-17 astro-ph.GA
Probing the \ion{He}{2} re-Ionization ERa via Absorbing \ion{C}{4} Historical Yield (HIERACHY) IV: A complex redshifted absorption system intrinsic to quasar
利用 Magellan/MIKE 高分辨率光谱分析 z≈4.75 类星体的复杂本征吸收系统，通过多成分拟合、部分覆盖与光致电离建模约束其密度、距离和云体尺度。
2025-09-29 astro-ph.GA
The Baryonic Content of Galaxies Mapped by MaNGA and the Gas Around Them
本研究结合MaNGA积分场光谱与背景类星体/AGN吸收线，刻画14个近邻星系周围冷CGM的柱密度、金属丰度与运动学，并揭示其共转、金属丰度梯度及外流特征。
2023-08-21 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
Feeding the fire: Tracing the mass-loading of 10^7 K galactic outflows with O VI absorption
星系外流调节着星系转化为恒星的气体量。然而，很难测量流出物去除的质量，因为它们跨越大范围的温度和相。在这里，我们研究了一个透镜星系在z~2.9与突出的星际吸收线从O I，跟踪中性气体，到O VI，跟踪过渡相气体的休息帧紫外光谱。的O VI配置文件模仿弱低电离配置文件在低速度，和强饱和配置文件在高速度。这些趋势表明，OVI气体与低电离气体是共空间的。此外，在向蓝方向的速度为~ 200 km/s时，低电离流出物的柱密度迅速下降，而O VI柱密度上升，这表明O VI是在低电离气体被破坏时产生的。光电离模型不再现所观察到的O VI，但充分匹配的低电离气体，表明相有不同的形成机制。光电离流出的质量比O VI流出的大多数观察到的速度，虽然O VI质量流出率超过光电离流出的速度以上的星系的逃逸速度。因此，大多数能够逃离星系的气体都处于热流出阶段。我们认为，O VI吸收是一个临时的副产品传导转移质量从光电离阶段到一个未观察到的热风，并讨论如何观察到的环银河系介质的质量负荷的影响。
2017-10-29 astro-ph.GA
Multiphase turbulence as the origin of OH+, H2O+ and H3+ column density scatter in the local ISM
Technion Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；The Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Rutgers, The State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute, Simons Foundation（西蒙斯基金会平顿研究所计算天体物理学中心）
该研究通过三维磁流体动力学模拟发现，本地星际介质中OH+、H2O+和H3+的柱密度弥散源于多相湍流，而非宇宙射线电离率的大幅波动，推动采用三维动力学框架开展相关研究。
2026-08-18 astro-ph.GA
Broad Emission and Absorption Line Outflows in the Quasar SDSS J163345.22+512748.4
我们详细研究了类星体SDSS J163345.22+512748.4的光学和近红外发射和吸收线光谱。我们在新获得的近红外光谱中发现了一条高度亚稳定的中性氦宽吸收线（BAL）\heiozetz \，其宽度为$\sim$ 2000 \kmps \，速度空间中的蓝移为$\sim$ 7000 \kmps \。在\mgii和\heiteen中也显著检测到BAL系统。我们估计的柱密度为$(5.0 \pm 1.7) \times 10^{14}$ cm $^{-2}$的HeI*（2~ $^3$ S）水平，并推断出$U_{A} = 10^{-1.9\pm 0.2}$的BAL流出的电离参数假设BAL区域是足够厚的电离前沿的充分发展。BAL流出液的总柱密度限制在N $\rm _{H}$ $\sim$ 10 $^{21}$-10 $^{21.4}$ cm $^{-2}$范围内。我们还发现，大部分的Mg II和UV Fe II，以及H $α$宽发射线（BELs）的蓝移的速度$\sim$ 2200 \kmps \相对于类星体的系统红移。我们约束蓝移的BEL区域具有覆盖因子$C_{f}\approx 16\%$、密度n $\rm _{H}$ $\sim $ 10 $^{10.6}$-10 $^{11.3}$ cm $^{-3}$、柱密度N $\rm _{H}\gtrsim 10^{23}$ cm $^{-2}…
2022-03-31 astro-ph.GA
X-Ray Absorption Analysis of MCG-6-30-15: Discerning Three Kinematic Systems
通过分析钱德拉天文台上的HETG光谱仪获得的MCG-6-30-15的X射线光谱，我们确定了三个运动学上不同的吸收系统;两个流出成分固有的MCG-6-30-15，和一个本地z = 0。在-100 +/-50 km/s^-1的速度下，缓慢的外流具有很大的电离范围，这表现为Fe的24种不同电荷态的吸收，这使得能够详细重建吸收测量分布（AMD）。AMD的电离参数跨越了5个数量级：-1.5 < log xi < 3.5（cgs单位），总柱密度为N_H =（5.3 +/- 0.7）x 10^21 cm^-2。在-1900 +/-150 km s^-1处的快速外流有一个定义明确的电离参数，log xi = 3.82 +/-0.03（cgs单位），柱密度N_H = 8.1 +/-0.7 x 10^22 cm^-2。假设这个组成部分是一个薄的、均匀的球壳，它可以被估计位于距离\agn中心11光日的范围内。第三种成分在较低的氧电荷态O^+1 - O^+6中检测得最清楚，过去曾与快速流出相混淆，但在这里被确定为局域气体z = 0，总柱密度N_H只有几个10^20 cm^-2。最后，我们利用HETGS优异的光谱分辨率，并使用目前的光谱来确定以前不确定的氧内壳层线的静止帧波长。
2009-10-13 astro-ph.GA
Characterizing Transition Temperature Gas in the Galactic Corona
利用远紫外光谱探测器（FUSE）和空间望远镜成像光谱仪对银河系外58个目标的远紫外光谱中OVI、NV、CIV、SiIV和FeIII吸收线的测量，研究了银河系日冕中转变温度（T~10^5 K）气体的性质。在许多视线中，银河系的吸收轮廓显示出多个分量，这些分量被单独分析。我们发现，高电离态原子不规则地分布在一个尺度高度约为3 kpc的层中，该层随盘中气体一起旋转，远离银道面的旋转速度没有明显的梯度。在该层内，气体具有随机取向的速度，分散度为40-60 km/s。平均而言，积分柱密度为log N（OVI）=14.3、log N（NV）=13.5、log N（CIV）=14.2、log N（SiIV）=13.6和log N（FeIII）=14.2，在每种情况下的离散度仅为0.2 dex。在银河系中心和银河系北极周围的视线中，所有的离子柱密度都增加了约2倍，而在南半球的中纬度地区，N（OVI）的赤字约为2倍，但其他离子没有赤字。我们比较柱密度和离子比的一系列理论预测：碰撞电离平衡，冲击电离，导电界面，湍流混合，厚盘超新星，静态非平衡电离（NIE）辐射冷却和NIE辐射冷却模型中的气体流过冷却区。这些模型都不能完全重现数据，但很明显，非平衡电离辐射冷却在产生转变温度气体中很重要。
2012-02-27 astro-ph.GA
Integral field unit spectroscopy of 10 early type galactic nuclei: I - Principal component analysis Tomography and nuclear activity
大多数大质量星系的发射线都可以被描述为LINER。这种辐射在多大程度上与活动星系核或恒星过程有关仍然是一个悬而未决的问题。在本文中，我们分析了这样的星系的样本，研究中心区域的核和环核发射线，以及恒星成分的属性。为此，我们选取了10个大质量（$σ$ > 200 km/s）的近邻（d < 31 Mpc）星系，用双子座南望远镜上的IFU/GMOS（integral field unit/Gemini Multi-Object Spectrograph）摄谱仪对它们进行了观测。用主成分分析（PCA）断层扫描对数据进行分析，以评估对象的主要属性。分析了两个光谱区域：黄色区域（5100-5800 A），足以显示恒星成分的性质，红色区域（6250-6800 A），足以分析气体成分。我们发现，以前已知的所有对象目前的发射线有一个中央活动星系核型的发射源。它们还显示了典型的圆盘的气体和恒星运动学。这样的圆盘可以是共对准的（NGC 1380和ESO 208 G-21），反向旋转的（IC 1459和NGC 7097）或未对准的（IC 5181和NGC 4546）。我们还发现了一个有气体盘但没有恒星盘的天体（NGC 2663），一个有恒星盘但没有气体盘的天体（NGC 1404），一个既没有恒星盘也没有气体盘的天体（NGC 1399）和一个可能有电离锥的天体（NGC 3136）。主成分层析成像是一种有效的方…
2014-03-26 astro-ph.GA
Molecules with ALMA at Planet-forming Scales (MAPS) XIII: HCO$^+$ and disk ionization structure
作为MAPS项目的一部分，我们观察到HCO $^+$ $J=1-0$和H $^{13}$ CO $^+$ $J=1-0$向IM Lup，GM Aur，AS 209，HD 163296和MWC 480周围的五个原行星盘发射。HCO $^+$在所有五个盘中以0.3 \arcsec \分辨率被检测和映射，而HPDMATHABMO CO $^+$被检测到（SNR $>6 σ$）朝向GM Aur和HD 163296，并且通过匹配滤波器分析试验性地检测到（SNR $>3 σ$）朝向其它盘。在$R\sim 100$ au的半径内，HCO $^+$柱密度是平坦的或显示中心倾斜。在外半径（$\gtrsim 100$ au）处，HCO $^+$柱密度向外减小，而HCO $^+$ /CO的柱密度比大部分在$\sim 10^{-5}-10^{-4}$的范围内。我们推导出的HCO $^+$丰度在温暖的富CO层，其中HCO $^+$预计是占主导地位的分子离子。在$R\gtrsim 100$ au处，HCO $^+$丰度为$\sim 3 \times 10^{-11} - 3\times 10^{-10}$，这与具有X射线电离的模板盘模型一致。在较小的半径处，丰度向内减小，这表明在密度较大的气体中电离度较低，特别是在CO雪线内，富CO层位于中平面。模板盘模型与柱密度HCO $^+$、N $_2$ H $^+$和…
2021-09-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Impacts of the Metagalactic Ultraviolet Background on Circumgalactic Medium Absorption Systems
本文利用FOGGIE模拟与SALSA在$z=2.5$下比较多种UVB模型，揭示其对CGM吸收体离子柱密度的显著影响及随密度、温度和电离能的变化规律。
2025-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray high-resolution spectroscopy reveals feedback in a Seyfert galaxy from an ultra fast wind with complex ionization and velocity structure
从活动星系核（AGN）流出的风可能会携带大量的质量和能量到它们的宿主星系。在本文中，我们报告了在窄线塞弗特1星系IRAS 17020 +4544中观测到的亚相对论外流，它是一系列吸收线，对应于至少5个吸收分量，具有前所未有的宽范围的相关柱密度和电离水平，速度在23，000 - 33，000 km/s的范围内，欧空局的XMM-牛顿天文台以X射线高光谱分辨率（E/Delta E ~1000）探测到。构成风的材料的电荷状态清楚地表明，在流出的气体和柱密度明显低于在高度电离的超快速流出中观察到的低到中等电离状态的范围。我们估计，至少有一个流出的成分可能携带足够的能量，大大抑制恒星的形成，并加热宿主星系中的气体。IRAS 17020 +4544因此提供了一个有趣的例子，由中等亮度的活动星系核在一个螺旋星系，一个几乎没有设想的情况下，在大多数演化模型，它往往预测，反馈过程发生在大质量的椭圆星系托管发光类星体在合并后的阶段。
2015-11-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Rapid-response mode VLT/UVES spectroscopy of super iron-rich gas exposed to GRB 080310. Evidence of ionization in action and episodic star formation in the host
利用甚大望远镜紫外和目视中阶梯摄谱仪（VLT/UVES）获得的GRB 080310余辉的高分辨率近紫外光谱和光学光谱，研究了伽马射线暴（GRB）宿主星系的环暴环境和星际介质。VLT的快速响应模式（RRM）使观测在雨燕触发后仅13分钟就开始，并在黎明前收集了一系列的四次曝光。一个低中性氢柱密度（log N（HI）= 18.7）是在z = 2.42743的宿主星系红移测量。在这个红移，我们还检测到大量的共振基态吸收线（例如，CII，MgII，Al II，Si II，Cr II，CIV，SiIV），以及来自Fe II精细结构水平的时变吸收。从一个高度激发的FeIII能级（7S 3）的时变吸收，引起所谓的UV 34线三重态，也检测到，第一次在伽玛射线暴余辉。CrII基态和所有观察到的Fe II能级被发现随着时间的推移而减少，而Fe III 7S 3水平越来越多的人口。这种吸收线的变化是伽玛射线暴电离的明显证据，这是第一次在伽玛射线暴余辉光谱中最终观察到。我们推导出离子柱密度在每个时代的观测通过拟合吸收线与四个组件的Voigt轮廓模型。我们对预期的爆发前离子柱密度进行CLOUDY光电离建模，以估计在爆发开始之前，[C/H] = -1.3 \pm 0.2，[O/H] <-0.8，[Si/H] = -1.2 \pm 0.2，[Cr/H] = +0.7 \pm 0.2，积分线剖面的[Fe/H] =…
2012-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bimodality of low-redshift circumgalactic O VI in non-equilibrium EAGLE zoom simulations
我们介绍了一系列的20个宇宙学流体动力学模拟Lstar（M_200 =10^11.7 - 10^12.3 Msol）和群大小（M_200 = 10^12.7 - 10^13.3 Msol）晕运行的模型用于EAGLE项目，其中还包括一个非平衡电离和冷却模块，以下136个离子。模拟再现了观测到的相关性，揭示了COS晕在z~0.2，在碰撞参量b < 150 kpc的O VI柱密度和特定的恒星形成率（sSFR=SFR/Mstar）的中央星系在z~0.2。我们发现，在与L型星系有关的晕中，环星系OVI的柱密度最大，因为它们的维里温度接近OVI电离分数的峰值温度（T~10^5.5 K）。更高的群晕维里温度（> 10^6 K）促进氧达到更高的电离态，抑制了O VI柱密度。因此，所观察到的NOVI-sSFR相关性并不意味着因果关系，而是反映了随着晕质量增加而改变的氧的特征电离状态。尽管氧的电离态与质量有关，但在Lstar和群晕中最丰富的环星系氧离子是O VII; O VI在群晕中仅占0.1%，在Lstar中仅占0.9-1.3%。尽管如此，由O VI吸收剂追踪的金属代表了哈勃时间内星系反馈历史的化石记录;它们的特征喷射时期对应于z > 1，并且大部分喷射的金属质量位于星系的维里半径之外。对于L星和星系群，更多的氧气产生和释放的恒星驻留在环星系介质（维里半径的两倍内）比在恒星和ISM的星系。
2016-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Origin of the High Column Density Turnover in the HI Column Density Distribution
我们研究了HI柱密度分布函数的高柱密度区域，并认为有两个明显的特征：在NHI ~ 10^21 cm^-2处的转换在z=0和z ~ 3时都存在，而在z=0时没有NHI ~ 10^22 cm^-2以上的系统。通过对柱密度分布的观测，我们认为HI-H2跃迁不会引起NHI ~ 10^21 cm^-2的周转，但可以合理地解释NHI > 10^22 cm^-2的周转。我们计算的HI柱密度分布的个别星系的东西样本，并表明，周转柱密度只依赖于弱金属丰度。此外，我们表明，柱密度分布的星系，倾斜校正，是不敏感的HI地图的分辨率或平均径向壳。我们的研究结果表明，在z=3和z=0的HI柱密度分布的相似性是由于高Z和低Z磁盘的最大HI表面密度的相似性，设置大概是由通用的过程，形状的星系的气体磁盘的属性。使用完全宇宙学模拟，我们探索其他候选的物理机制，可以产生一个营业额的列密度分布。我们发现，虽然GMC内的湍流不能影响DLA柱密度分布，恒星反馈可以影响它显着，如果反馈是足够有效地从中央2-3千秒差距的高红移星系中去除气体。最后，我们认为，这是有意义的比较柱密度平均超过~ kpc尺度的类星体光谱探测sub-pc尺度由于陡峭的功率谱的HI柱密度波动在附近的星系中观察到的估计。
2012-12-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dissecting the Gaseous Halos of z~2 Damped Ly$α$ Systems with Close Quasar Pairs
我们使用光谱学的密切对类星体研究扩散气体的环星系介质（CGM）周围的样品的40个阻尼Lya系统（DLAs）。每个类星体对中的主视线探测到红移范围为1.6 < z_DLA < 3.6的DLA，这样第二个类星体的视线就探测到横切DLA的CGM中的Lya、CII、SiII和CIV吸收，投影距离为$R_{\perp} < 300$ kpc。对这些CGM视线中的Lya剖面的分析表明，在DLAs的$R_{\perp} < 200$ kpc范围内，光学厚HI（柱密度N_HI > 10^17.2 cm^-2）的覆盖率（f_C）大于~30%。在$R_{\perp}<100$ kpc内，发生具有等效宽度W_1526 > 0.2 Ang的强SiII 1526吸收，入射率f_C（W_1526 > 0.2 Ang）= 20（+12/-8）%，表明与DLA相关的低电离金属吸收探测物理距离R_3D < 30 kpc处的材料。然而，我们发现强CIV 1548吸收在这些环境中是普遍存在的（f_C（W_1548 > 0.2 Ang）= 57（+12/-13）%在$R_{\perp} < 100$ kpc内），并且另外在高达~175 kpc的尺度上表现出高度的运动学相干性。我们推断，这种高电离物质主要出现在大的，静态的结构延伸到DLA主机暗物质晕的规模，而不是在正在进行的星系风。DLA-CGM中的Lya等效宽度与$R_…
2014-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
