Detection of hot, metal-enriched outflowing gas around $z\approx\,$2.3 star-forming galaxies in the Keck Baryonic Structure Survey
利用Keck重子结构巡天（KBSS）观测到的红移$z\approx 2.3$成星星系的类星体吸收线，研究了环星系介质中的物理条件。在Turner等人2014年的研究中，我们使用像素光学深度技术表明，HI和金属离子OVI、NV、CIV、CIII和SiIV的吸收在$|Δv|\lesssim170$ km/s和从视线到背景类星体的投影距离$|d|\lesssim180$适当kpc内强烈增强。在这里，我们表明，OVI吸收也强烈增强在固定HI，CIV和SiIV光学深度，这种增强延伸到$\sim350$公里/秒。在固定的HI，在OVI光学深度的中位数增加星系附近是0.3-0.7 dex，并检测到在2- 3- $σ$的置信度为所有七个HI箱有$\log_{10}τ_{\rm HI}\ge-1.5$。我们使用电离模型表明，所观察到的强度OVI作为HI的函数是一致的，丰富的，光电离的气体像素与$τ_{\rm HI}\gtrsim10$。然而，对于具有$τ_{\rm HI} \lesssim 1$的像素，如果气体被背景辐射光电离，则这将导致在低密度下难以置信的高金属度。这表明星系被足够热的气体所包围，足以被碰撞电离（$T > 10^5\,$ K），并且相当一部分热气体具有太阳的金属丰度$\gtrsim 10^{-1}$。鉴于这种气体的高金属丰度和大的速度范围（到$\sim1.5\times v_{\r…
2015-04-25 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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
Photoionized Herbig-Haro objects in the Orion Nebula through deep high-spectral resolution spectroscopy I: HH529II and III
我们提出的物理条件，化学成分和运动学特性的分析两个弓形激波-HH 529 II和HH 529 III-的完全光电离赫比格-哈罗对象HH 529在猎户座星云。这些数据是由8.2米甚大望远镜的紫外和视觉中阶梯光谱仪和哈勃太空望远镜20年的成像获得的。我们将HH 529 II和III的高速分量的发射与星云分量的发射分开，通过多种诊断，包括一些基于重组线（RL）的诊断，确定所有分量中的$n_{\rm e}$和$T_{\rm e}$。我们推导出离子丰度的几种离子，碰撞激发线（CEL）和RL的基础上。我们发现温度涨落范式（$t^2$）和丰度差异因子（ADF）在猎户座星云的主发射的预测之间有很好的一致性。然而，$t^2$不能解释HH 529 II和III中较高的ADF。我们估计猎户座星云的气相中有6%的铁，而这个值在HH 529 II中增加到14%，在HH 529 III中增加到10%到25%。我们发现这种增加可能是由于弓形激波中尘埃颗粒的破坏。我们发现在HH 529 II-III中C，O，Ne，S，Cl和Ar的丰度约为0.1 dex，这可能与HH 529流源中包含缺H物质有关。我们确定自行HH 529找到多个离散的功能。我们估计了HH 529相对于$58\pm 4^{\circ}$天空平面的气流角。
2021-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of Low Metallicity Warm Plasma in a Galaxy Overdensity Environment at z ~ 0.2
我们提出的结果，从分析的多相O VI -宽Ly-alpha吸收剂在z = 0.19236的HST/COS光谱的PG 1121+422。该吸收体中的低电离和中等电离金属线具有单一窄分量，而Ly-alpha具有可能的宽分量，b（HI）$\sim 71$ km/s。电离模型有利于低和中等离子来自一个$T \sim 8,500$ K，中等密度的光电离气体与太阳的金属丰度。弱O VI需要一个单独的气相，碰撞电离。与BLA耦合的O VI表明$T \sim 3.2 \times 10^5$ K，与光电离相相比，具有显著较低的金属丰度和高$\sim 1.8$数量级的总氢柱密度。SDSS显示了$ρ\leq 5$ Mpc中的12个发光（$> L^*$）星系，吸收体周围的$|Δv| \leq 800$ km/s区域，吸收体在最近星系的维里边界之外。该吸收体的暖相是一致的过渡温度等离子体之间的热intragroup气体和较冷的光电离云组内的界面区域，或与高速气体在晕的$\lesssim L^*$星系。该吸收体突出了O VI-BLA吸收体作为与电离模型无关的暖重子储备探测器的优势。
2018-01-09 astro-ph.CO 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
Cosmic distribution of highly ionized metals and their physical conditions in the EAGLE simulations
我们研究了银河系及其环境的演化和组装（EAGLE）宇宙学，流体动力学模拟中高度电离的星系际金属的分布和演化。EAGLE已经被证明可以再现广泛的星系特性，而它的次网格反馈是在不考虑气体特性的情况下校准的。我们比较的预测柱密度分布函数（CDDF）和宇宙密度的SiIV，CIV，NV，OVI和NeVIII吸收与观测在红移z = 0 ~ 6，并找到合理的协议，虽然有一些差异。结果表明，吸收气体的典型物理密度随柱密度和红移的增大而增大，随吸收离子的电离能的增大而减小。典型的金属丰度随柱密度和时间增加。碰撞电离的金属吸收体的分数随时间和电离能而增加。虽然我们的研究结果表明，AGN反馈的存在或不存在的敏感性很小，增加/减少恒星反馈的效率的两个因素大大减少/增加的CDDF和宇宙密度的金属离子。我们发现，恒星反馈的效率对CDDF和宇宙密度的影响很大程度上是由于其对金属生产率的影响。然而，金属吸收体的温度，特别是强OVI的金属吸收体的温度，对反馈的强度直接敏感。
2016-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatial-Kinematic Absorption Models of the Circumgalactic Medium. II. Ionized Gas Phases and Absorption Lines
New Mexico State University（新墨西哥州立大学）
本文提出星系周介质（CGM）的多相电离气体空间-运动学吸收模型（SKAMs），用于合成类星体吸收线轮廓，支持研究重子循环及教学应用。
2025-10-27 astro-ph.GA
A three-dimensional, multi-wavelength view and time-dependent analysis of the Milky Way's local ionized gas
本研究通过三维模拟和辐射流体动力学模拟，首次预测银河系本地电离气体的多种发射线，估算恒星形成率并揭示其由少数明亮O型星电离的机制。
2025-06-21 astro-ph.GA
Fundamental Properties of the Highly Ionized Plasmas in the Milky Way
星际介质（ISM）中的冷却转变温度气体，由高离子Si IV、C IV、N V和O VI追踪，有助于限制能量从T >10^6 K的热ISM流到T< 2x10^4 K的暖ISM。利用空间望远镜成像光谱仪（STIS）1.5-2.7 km/s分辨率的Si IV、C IV和NV吸收光谱，以及远紫外光谱探测器（FUSE）15 km/s分辨率的O VI吸收光谱，研究了银河系盘中38颗恒星视线范围内的这种气体的性质。Si IV和C IV的吸收表现出宽的和窄的分量，而在N V和O VI中仅看到宽的分量。窄组分意味着气体的温度小于7 × 10^4 K，并追踪两种不同类型的气体。强、饱和和窄的Si IV和C IV组分追踪了与O型恒星及其超壳层附近有关的气体。较弱的窄Si IV和C IV组分示踪气体在一般ISM中，其由来自冷却热气体的EUV辐射光电离，或从转变温度阶段以非平衡方式辐射冷却，但很少由Al III探测的温暖电离介质（WIM）。宽Si IV、C IV、N V和O VI分量跟踪碰撞电离气体，其非常可能经历从热ISM到暖ISM的冷却过渡。冷却过程可能提供产生N（C IV）/N（Si IV）= 3.9 +/- 1.9的调节机制。冷却过程还产生吸收线，其中线宽的中值和平均值随着产生离子所需的能量而增加。
2010-11-12 astro-ph.GA
Cloud-by-cloud Multiphase Investigation of the Circumgalactic Medium of Low-redshift Galaxies
本文通过逐云多相电离建模分析47个低红移星系周介质，发现云金属丰度与方位角无关但与双极外流和平面吸积模型不符，而视线上的云数量在主轴附近显著增多，表明外流与吸积共同贡献于CGM云群体。
2024-04-05 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
