UV Absorption Line Ratios in Circumgalactic Medium at Low Redshift in Realistic Cosmological Hydrodynamic Simulations
利用高分辨率的宇宙流体动力学模拟，我们调查了各种紫外线吸收线在环星系介质中的恒星形成星系在低红移，希望检查和减轻所声称的观测难题的NV OVI吸收剂的比例，除其他外。我们发现一个令人满意的协议之间的模拟和现存的观测数据，以下四个线对检查，NV/OVI，SiIV/OVI，NIII/OVI和NII/OVI的比率。对于涉及氮线的对，我们研究了两种情况下的氮丰度，一个恒定的N/O比和其他不同的N/O比，与后者的动机由理论考虑两个不同的合成来源的氮，是独立的经验验证。沿着一个单独的矢量，对于所有的线对，我们检查两种情况下的辐射场，一个与Haardt-Madau背景辐射场和另一个额外的本地辐射场来源于热气体在宿主星系。在所有情况下，双样本Kolmogorov-Smirnov检验均显示出良好的一致性。我们发现，模拟和观察之间的明显协议将受到强烈的考验，如果大部分目前的上限的各种线比变成实际的检测。我们发现，观察灵敏度增加0.2 dex将已经开始显着约束模型。
2016-09-12 astro-ph.GA
The Relation Between Galaxy ISM and Circumgalactic OVI Gas Kinematics Derived from Observations and $Λ$CDM Simulations
我们首次对20个与孤立星系（0.15 $<z<$ 0.55）有关的吸收系统（EW>0.1~ 1.5）进行了星系-OVI吸收运动学研究。我们的样本被分成两个方位角仓：长轴（$Φ<25^{\circ}$）和短轴（$Φ>33^{\circ}$）。OVI沿星系主轴的吸收与星系旋转运动学无关，只有1/10的系统可以用旋转/吸积模型来解释。这与通常观察到的MgII吸收的共旋转相反。沿短轴的OVI可以通过加速流出来建模，但仅针对小的开度角，而OVI的大部分是减速的。沿着这两个轴，堆叠OVI配置文件驻留在星系系统速度与吸收运动学跨越整个动态范围的星系。在AMR宇宙学模拟中发现的OVI存在于细丝和周围星系~50 kpc的晕中。模拟显示，长轴OVI气体流入沿细丝和减速，因为它接近星系，同时增加其水平的共同旋转。模拟中的短轴外流在50-75千秒差距内是有效的，超过这个范围，它们会减速并落回星系。虽然模拟显示了明确的OVI运动学特征，但它们与观测结果并不直接可比。当我们比较运动学的签名集成通过整个模拟星系晕，我们发现，这些签名被冲掉，由于全速度分布的OVI整个晕。我们的结论是，OVI单独不作为一个有用的气体吸积，外流或恒星形成的运动学指标，可能是最好的探测器的晕维里温度。
2018-11-14 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
Quasar Sightline and Galaxy Evolution (QSAGE) Survey - I. The Galaxy Environment of OVI Absorbers up to z=1.4 around PKS 0232-04
我们提出的第一个结果，从OVI吸收星系周围的研究在$z<1.44$使用的数据从近红外棱镜光谱哈勃太空望远镜大计划，类星体视线和星系演化（QSAGE）调查。QSAGE是$z\sim1$的第一个专注于环星系介质的棱镜星系巡天，提供了对星系群的盲测。使用12个字段中的第一个字段，我们提供了减少方法的细节，特别是使用多个位置角度来最大限度地减少重叠痕迹污染影响的深棱栅数据的处理。得到的星系样本是H $α$通量受限的（$f({\rm Hα}) > 2\times10^{-17}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$），0.68<z<1.44，对应于$\gtrsim0.2-0.8$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。我们结合银河系数据和背景类星体的高分辨率STIS和COS光谱来研究环银河系介质中的OVI。在z>0.68时，我们发现了5个OVI吸收系统，它们的碰撞参数为$b\approx100-350$ kpc（proper），而另外13个星系在相同的碰撞参数和红移范围内没有明显的OVI吸收（即$N({\rm OVI})<10^{13.5-14}$ cm $^{-2}$）。我们发现一个大的分散在恒星质量和恒星形成率的最近的星系与相关的OVI。虽然OVI吸收剂系统之一被发现与$z\approx1.08$的低质量星系群有关，但我们推断检测到的OVI吸收剂通常位于质量为$10^…
2018-09-14 astro-ph.GA
The Low Redshift Circumgalactic Medium in Simba
我们研究的性质的低红移环星系介质（CGM）周围的恒星形成和淬火星系的辛巴宇宙流体动力学模拟，重点比较HI和金属线吸收的观测COS晕和COS矮调查。晕重子分数通常是宇宙分数的$\lesssim 50\%$，这是由于低质量时的恒星反馈和高质量时的喷流模式活动星系核反馈。淬冷星系的CGM中重子和金属是$\gtrsim 90\%$热气体，而恒星形成星系的CGM是多相的。热的CGM气体金属丰度较低，而温的和冷的CGM气体金属丰度接近银河系气体。在Simba恒星形成星系的匹配样本周围，HI和选定的金属线（MgII，SiIII，CIV和OVI）的等效宽度，覆盖分数和总路径吸收与COS-Halos和COS-Dwarfs观测到的$\lesssim 0.4$ ~dex基本一致，取决于离子和假设的电离背景。在匹配的淬灭星系周围，所有离子的吸收都较低，HI吸收明显低于预测。金属线吸收对光电离背景的选择很敏感;假设最近的背景，Simba匹配OVI，但低估了低离子，而较旧的背景匹配低离子，但低估了OVI。Simba再现了在恒星形成和淬灭星系周围观察到的OVI吸收的二分法。CGM金属主要来自恒星反馈，而喷流模式AGN反馈减少吸收，特别是对较低的离子。
2021-09-06 astro-ph.GA
Understanding the strong intervening OVI absorber at z$_{abs}$ ~0.93 towards PG1206+459
我们在\zabs观测到了类星体PG~1206+459的部分莱曼极限吸收体，并重新讨论了它的物理和化学条件。该吸收体具有$ N(HI) \sim 10^{17.0}$ ~ \sqcm \，吸收线在速度上遍布$\gtrsim$ 1000~ \kms \，是已知最强的OVI吸收体之一，$\log N(OVI)=$为$\log N(OVI)=$ 15.54 $\pm$ 0.17。我们的分析利用了先前已知的低电离（例如\MgII）、中等电离（例如SiIV）和高电离（例如，CIV，NV，NeVIII）金属线以及覆盖OVI的新PDMATHAMV COS观测，以及类星体场的PDMATHAMV ACS图像。与先前的研究一致，我们发现吸收体具有多相结构。低电离相来自密度为$\log (n_{\rm H}/\rm cm^{-3})\sim-2.5$的气体，金属丰度为太阳至超太阳。高电离相来自密度明显较低的气体，即$\log (n_{\rm H}/\rm cm^{-3}) \sim-3.8$，以及接近太阳的金属丰度。高电离相占CIV、NV和OVI中观察到的所有吸收。我们发现检测到的\NeVIII，\cite{Tripp2011}报告，最好的解释是起源于一个独立的碰撞电离阶段在$T\sim10^{5.85}~\rm K$，除了在一个组件中，其中OVI和NeVIII都可以通过光电离产生。我们表明，这种强大的O…
2018-02-06 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
NIHAO VIII: Circum-galactic medium and outflows - The puzzles of HI and OVI gas distributions
我们研究了宇宙学流体动力学模拟软件NIHAO中86个星系的冷热环星系介质（CGM）。NIHAO允许使用OVI和HI作为热气体和冷气体的替代物来研究$z=0$ CGM如何在5个恒星质量数量级上变化。冷HI覆盖分数和柱密度分布匹配观测，特别是在内部CGM。OVI显示随着质量的增加，柱密度增加，这一趋势似乎与观测结果相呼应。如在多个先前的模拟中，模拟中的OVI柱密度低于观察到的，并且光学厚HI不像观察中延伸得那么远。我们来看看OVI的碰撞电离分数作为晕质量的函数。我们可以观察到的流出的两极性和它们的效果的CGM的一般形状的预测。在中等和低质量晕（$M_{\mathrm{halo}}<10^{11}M_{\mathrm{sun}}$）中，可以看到40千秒差距左右的两极外流，但在该半径之外，CGM混合得太好，无法检测到细长的形状。更大的晕圈将气体盘延伸到恒星盘之外，控制了内部CGM的形状。即使在低质量模拟中，模拟的CGM也是显著的球形。晕和盘气的化学富集度随晕质量的增加而增加，并符合幂律。这些关系可用于非流体动力学模型，如半解析模型。
2016-10-18 astro-ph.GA
Spatial Distribution of OVI Covering Fractions in the Simulated Circumgalactic Medium
我们使用自适应网格细化宇宙学模拟研究的空间分布和覆盖分数的OVI吸收在环星系介质（CGM）作为投影维里半径和方位角的函数。我们将这些模拟与来自多相星系晕调查的53个星系的观测样本进行比较。使用Mockspec，一个吸收线分析管道，我们生成模拟CGM的合成类星体吸收线观测。为了最好地模拟观测结果，我们研究了15，000个“模拟样本”的平均属性，每个样本有53条视线，分布为$D/R_{vir}$，视线方向与观测结果在统计学上一致。我们发现模拟星系的OVI覆盖分数与观测值的内晕（$D/R_{vir} \leq 0.375$），并在$1.1σ$外晕（$D/R_{vir} > 0.75$），但不足的$0.375 < D/R_{vir} \leq 0.75$。观察到的双峰分布的OVI覆盖分数与方位角，沿投影的星系的长轴和短轴的吸收频率较高，是没有重现的模拟。进一步的分析表明，OVI吸收气体的空间运动学分布主要是由内晕中的流出气体与来自晕中更远的流入气体混合而成。虽然个别模拟星系的CGM表现出空间结构，平坦的方位角分布发生，因为个别模拟星系没有开发一个CGM结构，是普遍的星系到星系。
2020-12-01 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 Highly Ionized Circumgalactic Medium is Kinematically Uniform Around Galaxies
OVI $λλ1031, 1037$双峰吸收追踪的环星系介质（CGM）沿主星系投影的长轴和短轴聚集。这表明OVI分别追踪吸积和流出的气体，它们是星系重子循环的关键组成部分。我们进一步研究这一点，通过检查与星系在$0.13 < z_{\rm gal} < 0.66$作为星系的颜色，倾角和方位角的函数的运动学的29 OVI吸收。每个星系都用HST成像，并在附近（$D<200$ kpc）背景类星体的COS/HST光谱中检测到吸收。我们使用像素速度两点关联函数来表征吸收体的速度扩展，这是一种以前用于MgII吸收体-星系对样本的方法。OVI的吸收速度扩散比MgII更长，这表明这两种离子跟踪CGM的不同成分。与MgII相反，OVI的吸收速度分布是相似的，无论星系的颜色，倾角和方位角。这表明高电离气体的运动学并没有受到星系中目前恒星形成活动的强烈影响。OVI吸收的运动学均匀性及其主要沿投影星系长轴和短轴观察的趋势可能是由于星系周围电离条件和气体密度的变化。处于中间方位角的气体可以被电离出OVI相，可能导致方位角依赖于处于较高电离状态的气体的分布。
2016-11-22 astro-ph.GA
The Warm Circum-Galactic Medium: 10^5-6 K Gas Associated with a Single Galaxy Halo or with an Entire Group of Galaxies?
在准备哈勃太空望远镜（HST）使用宇宙起源摄谱仪（COS）的观测项目时，所有具有高信噪比远紫外G130 M光谱的活动星系核目标的位置与从斯隆数字巡天（SDSS）光谱样本中均匀选择的大量低红移星系群的目录进行了交叉相关。仅在z = 0.1-0.2（其将OVI双峰置于峰值COS灵敏度的波长区域中）的那些组后面搜索靶标，我们仅鉴定出一个潜在S/N = 15-20靶标，FBQS 1010+3003。在其G130 M光谱z = 0.11326处发现了一个OVI吸收体，接近于z = 0.11685处的一小群明亮星系的红移。由于没有相关的Lyalpha吸收，因此这种吸收体的任何表征都必须是最小的;然而，OVI检测可能在T ~ 300，000 K的碰撞电离平衡中跟踪“温暖”气体。虽然这一发现与较冷的光电离云和较热的组内介质之间的界面气体是一致的，但它也可能是与最近的单个星系的环星系介质（CGM）相关的温暖的界面气体。在这种情况下，对星系分布的详细分析（完整到0.2 L*）强烈支持单个星系协会。这一分析强调了高S/N > 20 COS数据和该区域深星系红移调查的必要性，以便更严格地测试OVI吸收气体与星系群的关联。第23周期的HST/COS计划目前正在瞄准12个低红移星系群后面的10个紫外线明亮的活动星系核，以测试温暖的群体气体假设。
2017-02-27 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
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
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
The COS Absorption Survey of Baryon Harbors: Unveiling the Physical Conditions of Circumgalactic Gas through Multiphase Bayesian Ionization Modeling
类星体吸收系统包含了星系际和环星系介质的丰度、电离结构和物理条件等丰富的信息。简单的（通常是单相）光电离模型经常被用来解码这些数据。使用来自重子港COS吸收调查（CASBaH）的五个离散吸收体，其表现出宽范围的检测到的离子（例如，Mg II，S II-S VI，O II-O VI，Ne VIII），我们展示了几个例子，其中单相电离模型不能再现全套测得的柱密度。为了探索模型，可以自我一致地解释不同离子的测量和运动学对齐，我们开发了一个贝叶斯多相电离建模框架，其特征在于离散相由其独特的物理条件，并调查的UV通量场，金属丰度和相对丰度的形状的变化。我们的模型需要至少两个（但更倾向于三个）不同的电离阶段，从$T \approx 10^{4}$ K光电离气体到$T \lesssim 10^{5.8}$ K的温热阶段。对于一些离子，明显的单一吸收“分量”包括来自多于一个相的贡献，并且高达30%的H I不是来自最低电离相。如果我们假设所有的相都是光致电离的，我们就不能在热压平衡中找到解。然而，通过引入更热的碰撞电离相，我们可以实现平衡的压力。最好的模型表明中等的金属丰度，通常与太阳下的N/ $α$，并在两种情况下，电离通量场比基准Haardt和Madau紫外线背景模型更软，更亮。
2020-11-10 astro-ph.GA
Direct Insights into Observational Absorption Line Analysis Methods of the Circumgalactic Medium Using Cosmological Simulations
我们研究了环星系介质（CGM）的z=0.54模拟矮星系使用hydroART模拟。我们提出了我们的分析方法，模拟观测，包括客观的吸收线检测，表观光学深度（AOD）的测量，福格特轮廓（VP）分解，电离建模。通过比较从吸收线直接推断的CGM气体性质与由低电离HI和MgII选择的气体，以及由较高电离CIV和OVI吸收，我们研究了观测分析方法如何恢复CGM气体的“真实”性质。在这个矮星系中，低电离气体出现在千秒差距以下的“云”结构中，但高电离气体出现在超过100千秒差距的多个扩展结构中;由于复杂的速度场，高度分离的结构会以相似的速度产生吸收。我们发现，AOD和VP分析未能准确地描述高电离气体的空间，运动学和热条件。我们发现，HI吸收选定的气体和OVI吸收气体出现在完全不同的物理气体结构，质疑目前的观测技术推断金属丰度和总质量的“温暖，热”CGM气体。我们提出了一种方法来确定CIV和OVI吸收气体是光电离还是碰撞电离，以及电离平衡的假设是否合理。正如我们所讨论的，这些和其他发现对目前采用的观测吸收线方法如何准确地恢复真实的气体性质，以及最终我们理解CGM及其在星系演化中的作用的能力具有强烈的影响。
2015-01-28 astro-ph.GA
Baryon Cycling in the Low-Redshift Circumgalactic Medium: A Comparison of Simulations to the COS-Halos Survey
我们分析了低红移（z~0.2）环星系介质通过比较吸收线数据的COS-Halos调查周围的一个匹配的星系样本从两个宇宙学流体动力学模拟的吸收。这些模型包括了不同的银河系外流公式，即混合能量/动量驱动风（ezw）和恒定风（cw）。我们提取比较直接观测值，包括等效宽度，覆盖因子，离子比，和运动学。这两个风模型一般都与这些观测HI和某些低电离金属线，但显示较差的协议与较高的电离金属线，包括SiIII和OVI，以及COS-Halos观察。这些差异表明，这两种风模型预测太多的冷，富含金属的气体和没有足够的热气体，和/或金属没有充分混合。这可能反映了我们的模型假设喷射流出冷和未混合的气体。我们的ezw模拟包括一个启发式的处方，通过过热其ISM气体来淬灭大质量星系，我们表明这产生了足够低的电离吸收，与观测结果基本一致，但也有大量的OVI吸收与数据不一致，这表明真实宇宙中淬灭星系周围的气体不会冷却。在碰撞参量<50 kpc时，循环风主导了低离子甚至HI的吸收，而OVI几乎总是由超过1 Gyr前的金属喷射引起的。风模型之间的相似性是令人惊讶的，因为我们表明，它们在预测的晕气体的量和相分布上有很大的不同。我们表明，这种相似性主要是由于我们在这里的比较在固定的恒星质量，而不是在固定的晕质量在我们以前的工作，这表明CGM性能更紧密地联系在一起的星系，而不是晕质量的恒星质量。
2015-03-06 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
COS-EDGES: Co-rotation and Kinematic Stratification of the Multi-Phase CGM Around Edge-On Galaxies
本文基于COS-EDGES巡天对九个侧向星系的类星体吸收线研究，揭示了多相环星系介质的运动学随半径分层：内晕低电离气体与盘共转且速度弥散较大，外晕高电离气体共转减弱且速度显著滞后。
2025-09-02 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
CGM properties in VELA and NIHAO simulations; the OVI ionization mechanism: dependence on redshift, halo mass and radius
我们研究了模拟星系的环星系介质（CGM）中冷/热气体的成分，并讨论了光电离与碰撞电离的OVI的相对生产，作为晕质量，红移和距离星系晕中心的函数。这是利用两套不同的放大水文宇宙学模拟，VELA（6晕; $z>1$）和NIHAO（18晕; $z=0$），这提供了广泛的理论基础，因为它们使用不同的代码和物理配方的恒星形成和反馈。在这项工作中研究的所有晕，我们发现，碰撞电离热电子占主导地位，在高红移，而光电离的冷或暖气体的超星系辐射接管附近$z\sim2$。在$\sim 10^{12}M_{\odot}$及以上的晕中，碰撞在$z<0.5$再次变得重要，而对于质量较小的晕，光电离在$z=0$以下仍然很重要。在具有$M_{\textrm v}>3\times10^{11}~M_{\odot}$的晕圈中，在$z\sim 0$下，大部分光电离OVI处于暖的而非冷的气相（$T\lesssim 3\times 10^5$ ~K）。我们还发现，碰撞是占主导地位的中心区域的晕，而光电离是更显着的外围，周围$R_{\textrm v}$，即使在大规模的晕。这也可以用暖气体的存在来解释，或者在质量较低的晕中，用冷气体的流入来解释。
2019-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Observations of metals in the $z\approx3.5$ intergalactic medium and comparison to the EAGLE simulations
我们研究$z\approx3.5$星系际介质（IGM）的比较新的，高质量的吸收光谱的八个类星体与$\langle z_{\rm QSO} \rangle=3.75$，虚拟观测的鹰宇宙学流体动力学模拟。我们采用像素光学深度的方法，并揭示HI，CIII，CIV，SiIII，SiIV和OVI的各种组合之间的强相关性。我们发现许多模拟和观察到的相关性，包括OVI（HI）之间的良好协议。然而，观察到的CIV（HI）和SiIV（HI）关系的中值光学深度高于从模拟光谱测量的那些。差异从$τ_{\rm HI}=1$的$\approx0.1$ dex增加到$τ_{\rm HI}=10^2$的$\approx1$ dex，我们可能在小的银河系中心距离探测密集区域。作为可能的解决方案，我们调用（a）电离辐射软化超过4 Ryd的模型来解释延迟完成的HeII再电离;（b）模拟运行在更高的分辨率;（c）包括额外的线加宽由于未解决的湍流;和（d）增加元素丰度;然而，这些因素都不能完全解释观察到的差异。通过本地源增强HI的光致电离，这是没有模拟的，可以提供一个解决方案。然而，更好的协议与所观察到的OVI（HI）的关系，我们发现探针热的和可能的碰撞电离的气相，表明模拟没有紧张的热相的IGM，并表明模拟的流出可能夹带不足的冷气体。
2016-08-24 astro-ph.GA
The COS Absorption Survey of Baryon Harbors (CASBaH): Warm-hot Circumgalactic Gas Reservoirs Traced by Ne VIII Absorption
根据z > 1类星体的高信噪比紫外光谱和重子港COS吸收巡天（CASBaH）的星系数据库，我们对29个盲选星系在0.49 <zgal < 1.44的高电离环星系介质（CGM）进行了观测。我们在其中9个星系中探测到Ne VIII双线，对于N（Ne VIII）> 10^13.3 cm^-2的气体，（> 10^13.5 cm^-2），我们导出了Ne Ⅷ覆盖分数f_c = 75 + 15/-25%（44 + 22/-20%），在rho < 1.5维里半径范围内f_c = 70 + 16/-22%（f_c = 42 + 20/-17%）。我们估计Ne VIII示踪气体的质量为M_gas（Ne VIII）> 10^9.5 Msol（Z/Zsol）^-1，或者是预期重子质量的6-20%（如果Ne VIII吸收体具有太阳金属丰度）。将Ne VII电离为Ne VIII需要207 eV，而具有这种能量的光子在CGM中是稀缺的。然而，对于我们的样品的中值晕质量和红移，维里温度接近于Ne VIII离子的峰值温度，并且Ne VIII-轴承气体在此温度附近被碰撞电离。此外，我们发现，光致电离的Ne VIII需要冷和低密度的云，将是高度负压（约两个数量级）相对于假定的，环境维里化介质，复杂的情况下，这样的云可以生存。因此，更复杂的（例如，非平衡）模型可能需要;这第一个统计样本的Ne VIII吸收体/星系系统将提…
2019-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diffuse coronae in cosmological simulations of Milky Way-sized galaxies
我们调查的性质晕气体使用三个宇宙学的“放大”模拟现实的银河系星系类似物与不同的次网格物理。在所有三种情况下，热（$T > 10^6$ K）晕气体的质量是宿主维里质量的$\sim 1\%$。其中两次运行的X射线光度与银河系的观测结果一致，而第三次模拟是X射线明亮的，更像一个非常巨大的恒星形成螺旋。热晕从银河系中心延伸到140 kpc，并被延伸到维里半径的温热（$T = 10^5 - 10^6$ K）气体泡包围。模拟的晕在20-30 kpc之外与Miller & Bregman（2013）基于OVII吸收和OVIII发射测量的$β$模型完全一致。暖--热的和热的气体贡献了总气体库的$80\%$，并且包含与恒星成分几乎相同数量的重子。暖热和热成分的质量落在$L^*$星系估计的范围内。随着银河系日冕密度的关键观测约束得到满足，我们表明，无处不在的温暖，热重子的隐藏，随着喷出的只是$20-30 \%$的扩散气体的位阱超新星驱动的外流，可以解决“失踪重子问题”。在3维里半径范围内的重子分数是普适值的$90\%$。扩散日冕的特征密度为$\sim 10^{-4}$ cm $^{-3}$，密度为$50-80$ kpc，满足矮星系卫星气藏快速、完全的冲压压力剥离的要求。
2016-01-15 astro-ph.GA
Detection of the Missing Baryons toward the Sightline of H1821+643
基于大爆炸核合成和宇宙微波背景的约束，高红移宇宙的重子含量可以精确确定。然而，在低红移，大约三分之一的重子仍然下落不明，这就造成了长期存在的重子失踪问题。失踪的重子被认为存在于以温热星系际介质（WHIM）形式存在的大尺度细丝中。在这项工作中，我们采用了一种新的堆叠方法来探索WHIM的热相。具体来说，我们利用470千克拉钱德拉LETG数据的发光类星体，H1821+643，随着以前的测量紫外线吸收线系统和光谱红移测量星系对类星体的视线。我们重复地蓝移和叠加类星体的X射线光谱，对应于17个吸收线系统的红移。因此，我们获得了堆叠光谱与$8.0$ Ms总曝光，这使我们能够探测X射线吸收线具有无与伦比的灵敏度。基于堆叠的数据，我们检测到OVII吸收线，其表现出高斯线轮廓并且在$3.3 σ$水平上具有统计学显著性。由于紫外线吸收线系统的红移是已知的先验，这是第一个明确的检测X射线吸收线起源于WHIM。OVII线的等效宽度为$(4.1\pm1.3) \ \mathrm{mÅ}$，其对应于$(1.4\pm0.4)\times10^{15} \ \mathrm{cm^{-2}}$的OVII柱密度。我们将吸收气体约束为对于单个WHIM灯丝具有$n_{\rm H} = (1-2)\times10^{-6} \ \rm{cm^{-3}}$的密度。我们推导出$Ω_{\rm b} \rm(O\,VII) = (…
2018-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signatures of gas flows-II: Connecting the kinematics of the multiphase circumgalactic medium to galaxy rotation
本研究通过EW共转分数分析27个星系的多相CGM吸收线运动学特征，揭示不同电离态气体共转规律与分布差异，为区分星系周内流、循环吸积等气流场景提供观测依据。
2024-09-10 astro-ph.GA
Probing the assembly of dwarf galaxies through cosmic time with damped Lyman-$α$ absorption spectroscopy
利用宇宙流体动力学模拟研究了一个富含气体的矮星系的吸收特征。我们的目标是探索在宇宙时间内，是否有可能检测到目前已知的最低质量矮星系（M_star~10^6太阳质量，M_halo=4x10^9太阳质量）的祖先是阻尼莱曼α吸收体（DLAs）。我们跟踪一个单一的矮星系的演化，预先选择包含DLAs，从第一个无金属的时代，所谓的人口~III（Pop~III），恒星，到z=0，从而使我们能够研究与模拟星系相关的DLAs的金属富集历史。我们发现，模拟矮星的祖先预计将被视为他们的大部分演化的DLAs被污染的正常，人口~II，恒星。另一方面，DLAs仅由Pop~III星富集金属的时间段可能非常短暂，仅限于高红移z~6。矮星对外部紫外线辐射背景的敏感性使它们只能在中心保留中性气体（几个~100 pc）。这导致模拟的矮星被观察为DLA的概率很小。这项研究表明，DLA不太可能存在于能够容纳中性气体的最低质量矮星（M_halo~ 4x10^9太阳质量）中，低于该质量的矮星不太可能存在中性气体。然而，这项研究确实说明，当被检测到时，吸收线提供了一种强有力的方法来探测最小矮星系内部的ISM条件，在中等到高的红移。
2019-05-14 astro-ph.GA
Characterizing Circumgalactic Gas around Massive Ellipticals at z ~ 0.4 I. Initial Results
利用哈勃空间望远镜（HST）的宇宙起源光谱仪（COS）的吸收线巡天观测，研究了16个发光红星系（LRGs）周围z=0.21-0.55的晕气。LRGs被均匀地选择，恒星质量Mstar> 1 e11 Msun，并且没有任何吸收特征的存在/不存在的先验知识。基于对完整的莱曼系的观测，我们获得了中性氢柱密度N（HI）的精确测量，并发现在这些巨大的静止晕中，高N（HI）气体是常见的，在投影距离d<~160 kpc处，其中值<log N（HI）> = 16.6。我们测量了光学厚度气体的平均覆盖率，log N（HI）>~17.2，<kappa>在d<~160 kpc时LLS=0.44^{+0.12}-0.11}，<kappa>在d<~100 kpc时LLS=0.71^{+0.11}-0.20}。HI吸收气体与LRG之间的视线速度分离的特征是平均和色散< v_{gas-gal} >=29 km/s，σ_ v_{gas-gal} =171 km/s。结合COS FUV和地面阶梯光谱提供了一个扩大的光谱覆盖范围的多个离子的过渡，从低电离镁II和硅II，中间电离硅III和CIII，和高电离OVI吸收线。发现CIII和SiIII探测的中间离子是LRG晕中最突出的紫外金属线，当W（977）>= 0.1 Ang时，d<160 kpc时，其平均覆盖分数为<kappa（CIII…
2018-07-30 astro-ph.GA
An HST/COS Observation of Broad Ly$α$ Emission and Associated Absorption Lines of the BL Lacertae Object H 2356-309
BL Lacertae天体（BL Lac）的弱光谱特征通常为探测这种罕见类型的活动星系核的内部区域提供了独特的机会。我们提出了一个哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪观测的BL Lac H 2356 - 309。检测到弱的Ly $α$发射线。这是继Stocke等人之后第四次在所谓的"高能尖峰BL Lac"中探测到紫外（UV）波段的弱Ly $α$发射特征。假设线发射气体位于宽线区（BLR），电离源为离轴喷流发射，我们将相对论喷流的洛仑兹因子（$Γ$）限制为$\geq 8.1$，最大视角为3.6 $^\circ$。推导出的$Γ$是略大于以前的测量$Γ\approx 3 - 5$，这意味着一个覆盖因子的$\sim$ 3%的线发射气体。或者，BLR云可以是光学薄的，在这种情况下，我们将BLR暖气体限制为$\sim 10^{-5}\rm\ M_{\odot}$。我们还检测到两个HI和一个OVI吸收线，在BL Lac天体的$|Δv| < 150\rm\ km\ s^{-1}$内。OVI和HI吸收器之一可能共存，因为它们的速度几乎相同。讨论了几种电离模型，发现以BL Lac天体为电离光子源的光电离模型能以合理的物理参数拟合观测到的离子柱密度。这个吸收体可以位于宿主星系的星际介质中，也可以位于BLR中。
2014-09-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Circumgalactic Medium on the Largest Scales: Detecting X-ray Absorption Lines with Large-Area Microcalorimeters
本文提出利用大面积X射线微量热计和宇宙X射线背景的累积发射，通过吸收线探测大尺度环星系介质，并基于模拟证明该方法可在高置信度下探测单个及叠加星系周围的OVII和OVIII吸收线。
2023-06-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
A 10 kpc Scale Seyfert Galaxy Outflow: HST/COS Observations of IRAS F22456-5125
我们目前的低z活动星系核IRAS-F22456-5125的紫外光谱的哈勃太空望远镜上的宇宙起源摄谱仪获得的分析。频谱揭示了六个主要的运动组成部分，跨越的速度范围高达800公里s-1，这是第一次观察到槽与CII，CIV，NV，SiII，SiIII，SiIV和SIV。我们还获得的OVI槽的数据，我们比较那些可从较早的FUSE时代。从这些离子测得的柱密度，使我们能够得到一个良好的约束光电离解决方案，为每个流出组件。这些运动学分量中的两个示出了与从SiII\和CII的激发态的转变相关联的波谷。从这些槽推断出的数密度，结合推导出的电离参数，使我们能够确定从中央源到这些流出分量的距离。我们发现这些成分的距离约为10 kpc。得出的距离和数量密度与流出是银河风的一部分是一致的。
2012-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
CRexit observed: probing cosmic ray transport in the circumgalactic medium with absorption line spectra
Leibniz institute for astrophysics in Potsdam（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
研究利用吸收线光谱探测星系际介质中宇宙射线传输，通过高分辨率模拟生成合成光谱测量多种参数，发现有效CR传输速度调节CGM多相结构，不同传输模式下吸收特征不同，为CR传输提供有价值限制。
2026-07-09 astro-ph.GA
MaGICC Disks: Matching Observed Galaxy Relationships Over a Wide Stellar Mass Range
我们使用相同的物理模型来模拟四个星系，匹配恒星和总质量之间的关系，在质量范围内，包括绝大多数盘星系。由此产生的星系，在宇宙学背景下（MaGICC）计划的一部分，也符合观测到的光度，旋转速度，大小，颜色，恒星形成率，HI质量，重子质量和金属丰度之间的关系。来自大质量恒星和超新星能量的辐射调节恒星的形成和驱动外流，平衡冷却气体，恒星形成，大规模外流和气体再循环之间的复杂相互作用，以正确的方式与星系的质量成比例。外流在模拟具有指数表面亮度剖面、平坦旋转曲线和暗物质核心的星系中也起着关键作用。我们的研究表明，大规模外流是盘星系性质对质量依赖的主要驱动力。我们表明，在我们的模型中调用的流出量是需要满足OVI吸收线的观测提供的约束，在环银河系介质的本地星系。
2012-05-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
