A hot bubble at the centre of M81
上下文梅西耶81有最近的活动核，具有宽的H $α$发射。对这个星系中心的详细研究对于理解活动星系核现象的最内部结构非常重要。目的。我们的目标是使用额外的技术来寻找以前未被发现的结构，以重新分析安装在双子座北望远镜上的GMOS-IFU获得的数据立方体（Schnorr Müller等人，2011年）。法我们分析了数据立方体使用技术的降噪，空间反卷积，星光减法，PCA层析成像，并与HST图像比较。结果我们确定了一个热泡与T $>$ 43500 K，这是与强发射的[N II] $λ$ 5755 K和高[O I] $λ$ 6300/H $α$的比例;泡沫显示出一个蓝色的连续体，由薄壳的H $α$ + [N II]发射包围。我们还重新解释了Schnorr Müller等人（2011）发现的外流，表明蓝移锥几乎与无线电喷流重合，正如预期的那样。结论.我们将热泡解释为由后星暴事件引起的，这些事件留下了一个或多个年轻恒星的星团，类似于在银河系中心发现的星团，如拱门和IRS 16星团。来自年轻恒星风或超新星遗迹的冲击结构可能是造成这种高温气体和低电离辐射的原因。
2015-02-24 astro-ph.GA
Uplifted cool gas and heating by mixing in cooling flows
我们分析了我们早期的三维流体动力学数值模拟的射流膨胀气泡在冷却流团，并发现，致密的气体，没有被加热的射流的活动和周围的热射流膨胀的气泡可以被确定为抬升的气体中观察到的一些集群。在热气泡周围稠密气体的形成过程中，热气泡气体与团内介质（ICM）的其他区域的混合加热了ICM。将ICM与热气泡气体混合的涡流也激发冲击波、声波和湍流。声波，冲击，湍流和上升的气体，可能比混合过程更容易检测，因此吸引更多的注意力，但我们认为，这些过程的贡献ICM加热不加起来的混合加热过程的贡献水平。
2018-04-11 astro-ph.GA
The relationship between warm and hot gas-phase metallicity in massive elliptical galaxies and the influence of AGN feedback
Universidad de Santiago de Chile（圣地亚哥智利大学）；University of Kentucky（肯塔基大学）；NASA-Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）；University of Nottingham（诺丁汉大学）；University of Modena & Reggio Emilia（摩德纳与雷焦艾米利亚大学）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；Collége de France（法兰西学院）；PSL University（巴黎文理研究大学）；Sorbonne University（索邦大学）；University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；Universidad de Tarapacá（塔拉帕卡大学）
研究揭示了巨大椭圆星系中暖相和热相金属度的正相关性，并指出其可能由气体冷却和混合驱动，同时指出冷气体质量估算需修正。
2025-11-13 astro-ph.GA
Revealing the Warm and Hot Halo Baryons via Thomson Scattering of Quasar Light
由于缺乏探测所需温度范围、空间尺度、晕质量和红移的观测量，环星系介质（CGM）的温热（$10^5\lesssim T\lesssim 10^7$ K）相的重子含量和物理性质受到很差的约束。来自发光类星体的辐射产生空间扩展的发射晕，这是由CGM中的自由电子的汤姆逊散射造成的，它可以用来测量电子密度分布，因此，存在的温暖和炎热的重子物质的数量。我们预测由此产生的表面亮度分布，并表明，他们很容易检测到在三个小时的集成与詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST），出$\sim 100$物理千秒差距从中心的个别超亮类星体。这种电子散射表面的亮度与红移无关，信噪比对红移的依赖很弱，原则上允许在$z\sim 6.5$的再电离时期测量温暖和炎热的CGM。我们考虑了一系列潜在的污染物，并发现对于$z\lesssim1$较暗的类星体，扩展的恒星晕可能具有可比的表面亮度。在$z>2$，JWST中红外观测开始探测静止帧光学/紫外波长，这意味着CGM中尘埃颗粒的散射变得很重要，尽管多色观测应该能够区分这些情况，因为汤姆森散射是消色差的。
2018-06-23 astro-ph.GA
Heating the intra-cluster medium by jet-inflated bubbles
我们研究了由喷流膨胀的气泡加热冷却流星系团的团内介质（ICM），并得出结论，热气泡气体与ICM的混合比湍流加热和冲击加热更重要。我们使用的PLUTO流体动力学代码在全三维适当占的膨胀的气泡和多个涡流引起的射流和气泡。涡流混合一些热冲击射流气体与ICM。对于我们所用的参数，混合过程所占的热量大约是ICM中动能（即湍流和声波）所占热量的四倍。我们的结论是，湍流加热起着较小的作用比混合。通过震动加热的效率更低。
2015-10-29 astro-ph.GA
Efficiently Cooled Stellar Wind Bubbles in Turbulent Clouds I. Fractal Theory and Application to Star-Forming Clouds
来自大质量恒星的风的速度为1000公里/秒或更高，并在冲击时产生高温高压气体。我们开发了一个理论的泡沫驱动的集体风从星团的早期在他们的生命周期，其中涉及与湍流，密集的星际介质周围的出生分子云的相互作用。一个关键特征是热气泡表面的分形性质。由于湍流混合和随后在T = 10^4-10^5 K温度下的冷却（此时辐射效率最高），该界面与周围密度较大的气体的大面积接触，强烈地增强了来自热内部的能量损失。由于极端冷却，气泡半径的尺度与经典的韦弗77解不同（R ~ t^1/2），在给定的R下，膨胀速度和动量降低了10-10^2倍，压力降低了10^2 ~ 10^3倍。我们的理论解释了弱的X射线发射和低壳膨胀速度的观测源。我们讨论了我们的理论的进一步影响，观测的热气泡和冷却膨胀壳所产生的恒星风，并在一系列的环境中的反馈调节恒星形成的预测。在配套文件中，我们验证了我们的理论与一套流体动力学模拟。
2021-04-15 astro-ph.GA
The Local Leo Cold Cloud and New Limits on a Local Hot Bubble
我们提出了一个多波长的本地狮子座冷云（LLCC），一个非常接近，非常冷的云在星际介质的研究。通过对恒星吸收的研究，我们发现LLCC离我们的距离在11.3秒差距到24.3秒差距之间，这使它成为已知的离我们最近的冷中性介质云，并且在当地空腔的边界之内。在21厘米HI线的云的观测表明，LLCC是非常冷的，温度范围从15 K到30 K，是最适合由两个碰撞组件组成的模型。该云团伴随着100微米的热尘埃排放，表明尘气比略低，为48 x 10^-22兆焦耳·年·sr^-1厘米^2。我们发现，LLCC是太远了，附近的复杂的本地星际云之间的碰撞产生的，但小的相对速度表明，LLCC在某种程度上与这些云。我们使用LLCC在1/4 keV X射线中进行遮蔽实验，使我们能够区分所观察到的软X射线背景的不同可能来源。我们发现，一个本地的热泡模型不能单独考虑低纬度软X射线背景，但各向同性发射太阳风电荷交换没有重现我们的数据。在一个组合的本地热泡和太阳风电荷交换的情况下，我们排除了从本地热泡发射1/4千电子伏发射率大于1.1斯诺登/ pc在3西格玛，4倍低于以前的估计。这一结果极大地改变了我们对本地星际介质的看法。
2011-04-27 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
The in situ formation of molecular and warm ionised gas triggered by hot outflows
分子外流有助于恒星形成星系的物质循环，现在在低和高红移的小型和大型系统中观察到。它们的物理起源尚不清楚。在大多数理论研究中，恒星形成过程中只产生从星际介质流出的温暖的电离/中性和热气体。我们调查的现场H $_2$形成的情况下，在外流使用高分辨率的模拟，包括非平衡化学和自重，湍流，温暖，原子云密度为0.1，0.5和$1\,\mathrm{cm}^{-3}$暴露在磁化热风。对于云密度$\gtrsim 0.5\,\mathrm{cm}^{-3}$，磁化风在云消散之前触发H $_2$形成。在$\sim 10\,\mathrm{Myr}$时间尺度上，初始云质量的3%可以变成分子。对于具有垂直$B$场和中等密度云（$n_\mathrm{c}\sim 0.5\,\mathrm{cm}^{-3}$）的风，这种效应更强.在这里，H $_2$的形成可以提高到一个数量级相比，孤立的冷却云独立的自重力。自重力使致密云在它们的$\sim 15\,\mathrm{Myr}$云破碎时间尺度之后得以保存。该模型可以为观测到的分子气体提供一个合理的原位起源。温暖的电离气体也会产生，几乎与云的密度无关。该量仅取决于风中的磁场配置。对于低密度云（$0.1\,\mathrm{cm}^{-3}$），形成的温暖电离气体可以高达最初原子云质量的60%。这可能有助于观察与电离气体敏感示踪剂的外流。
2021-05-27 astro-ph.GA
The warm-hot circumgalactic medium of the Milky Way as seen by eROSITA
本研究利用eRASS1的O VIII全天图，结合三维物理辐射模型约束银河系温热CGM的几何与密度分布，发现盘状扁球气体主导局地辐射，而球形晕解释吸收柱密度与重子预算。
2023-10-16 astro-ph.GA
Numerical Simulations of Multiphase Winds and Fountains from Star-Forming Galactic Disks: I. Solar Neighborhood TIGRESS Model
在星系演化过程中，超新星反馈作用从星系盘吹走的气体起着关键作用。我们调查外流利用我们的高分辨率，本地星系盘模拟套件，TIGRESS的太阳邻域模型。在我们的数值实现中，恒星形成和SN反馈的自洽处理和解决多相，湍流，磁化星际介质。恒星形成的爆发会产生时空相关的SNe，驱动强烈的外流，包括热（T>5x10^5K）风和暖（5050 K < T < 2x10^4K）喷泉。在距离中平面d> 1 kpc处，热气体的质量通量和能量通量几乎与d保持恒定。热流逃逸出我们当地的笛卡尔盒子，几乎不受重力的影响，预计会加速到v_wind~350- 500 km/s的终极速度。热风的平均质量和能量负荷因子分别为0.1和0.02。对于温暖的气体，通过d= 1 kpc的平均向外质量通量与平均恒星形成速率相当，但只有一小部分气体的速度大于50 km/s。因此，温暖的流出最终会回落为流入。暖喷泉流是由d<1 kpc时膨胀的热超气泡产生的;在较大的d时，冲压压力加速和冷却都不会将大量的动量或能量通量从热风转移到暖外流。在发射附近的速度分布d~ 1 kpc更好地代表温暖的外流比一个单一的质量加载因子，可能使亚网格模型的发展在任意大尺度银河系的潜力温暖的星系风。
2018-01-11 astro-ph.GA
The Interaction of the Fermi Bubbles with the Milky Way's Hot Gas Halo
费米泡是两个充满非热粒子的裂片，它们发射伽马射线，从银河系中心垂直延伸$\approx$ 10 kpc，形成于Sgr A* 上的核恒星形成或吸积活动。模拟预测的冲击强度范围内的气泡扩展到周围的热气晕分布（$T_{halo} \approx 2 \times 10^6$ K），但在能量，年龄和热气体结构的显着不确定性。气泡应包含温度在$10^6$和$10^8$ K之间的热气体，具有潜在的X射线特征。在这项工作中，我们约束气泡的热气体结构的OVII和OVIII发射线强度从档案XMM牛顿和朱雀数据建模。我们的发射模型包括一个热的热体积填充的气泡组件与伽马射线区域同空间，和一个外壳的压缩材料。我们发现，一个气泡/壳模型与$n \approx 1 \times 10^{-3}$ cm $^{-3}$和log（$T$）$\approx$ 6.60-6.70是一致的观察线强度。在一个连续的银河外流的框架中，我们推断泡沫膨胀率，年龄和能量注入率的$490_{-77}^{+230}$公里的$^{-1}$，$4.3_{-1.4}^{+0.8}$百万年，和$2.3_{-0.9}^{+5.1} \times 10^{42}$尔格的$^{-1}$。这些估计与Sgr A* 吸积事件而不是核恒星形成形成的气泡一致。
2016-07-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Heating Cold Clumps by Jet-inflated Bubbles in Cooling Flow Clusters
我们模拟了星系团内部冷流介质中的稠密冷团簇在多次喷流活动循环下的演化过程，发现团簇的主要加热过程是与热冲击喷流的气体（气泡）的混合，而冲击的作用有限。我们使用PLUTO流体动力学代码在两个维度与强加的轴对称，遵循热演化的团块。我们发现，在观测中表现为X射线缺陷空洞的热气泡的膨胀过程中，伴随着气泡内部和周围复杂的诱导涡。涡量诱导热气泡的气体与ICM和冷团块的有效混合，导致团块的温度和熵的大幅增加。对于我们使用的参数加热冲击几乎没有竞争与辐射冷却，即使在25个连续的冲击激发在0.5 Gyr的模拟。一些团块被成形为可以转向观察到的光学细丝的非连续结构。我们发现并非所有的团块都被加热。那些冷却到非常低温度的物质将落入并供给中央超大质量黑洞（SMBH），从而关闭所谓冷反馈机制的反馈循环。
2014-09-30 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
Fast Winds Drive Slow Shells: A Model for the Circumgalactic Medium as Galactic Wind-Driven Bubbles
成功的低红移环星系介质（CGM）模型必须考虑到（1）大量的气体，（2）相对较慢的气体速度，（3）高度的金属富集，（4）恒星形成星系和被动星系周围相似的吸收特性，以及（5）观测推断的CGM气体的温度和密度。我们表明，星系风驱动的气泡可以解释这些观察到的属性。我们开发了一个模型，描述了由超新星能量注入的热，快的星系风特性驱动的气泡运动。气泡大小在$5-10$ Gyr上缓慢增长到数百千秒差距。对于高的恒星形成率或高的风质量负载$\dot M_w/\dot M_\star$，自由流动的热风，在气泡内部的冲击热风，和吹扫的晕气体内的气泡壳都可以辐射冷却，并有助于低电离状态的金属线吸收。我们证实，如果自由流动的风冷却，冲击风也一样。当气泡扫入CGM时，我们发现了$(M_w+M_\mathrm{swept})/M_\star\sim5-12$的有效质量载荷因子。我们预测冷气体质量，速度，柱密度，金属含量，和吸收线速度和线宽的气泡的参数选择范围。这张照片可以重现许多COS-Halos和Keeney等人（2017）对恒星形成和被动星系周围低电离态金属吸收线的观测。
2018-09-03 astro-ph.GA
Interstellar magnetic cannon targeting the Galactic halo : A young bubble at the origin of the Ophiuchus and Lupus molecular complexes
我们报告检测到一个新的银河系泡沫之间的接口晕和银河系盘。我们认为，附近的狼疮复合体和蛇夫座复合体的部分构成了结构的致密部分。这个年轻的气泡，年龄小于300万年，可能是超新星的遗迹，并在一个更大的HI环内膨胀，该环是由上天蝎座OB协会的流出物造成的。一个充满热X射线气体的HI空腔与该结构相关，这与银河系烟囱情景一致。X射线辐射超出了气泡的西部和西北部边缘，表明热气体流出正在突破空腔，可能是通过破碎的狼疮复合体。对该地区的偏振射电同步加速器和偏振尘埃辐射的分析表明，银河系中心的支线与年轻的银河系泡沫有关。在VLSR ~ -100 km/s时，发现了与空泡边界空间对应的HI团簇分布。这些HI团块中的一些正在形成射流，这些射流可能来自气泡的破碎部分。我们认为，这些团块可能是从充满热电离气体的空腔内的壳壁上“滴落”的冷云。这些团块中的一些可能被磁化，然后被空腔边缘的压缩磁场加速。这种机制将挑战银河系吸积和喷泉模型，其中高速云被认为是由来自银河系平面的热气流在银河系高纬度形成的。
2018-07-11 astro-ph.GA
The hot circumgalactic medium of the Milky Way: evidence for super-virial, virial, and sub-virial temperature, non-solar chemical composition, and non-thermal line broadening
这是第一次，我们提出了同时检测和表征的三个不同的阶段，在$>10^5$ K在$z=0$吸收，使用深$\it{Chandra}$观测Mrk 421。非常高的信噪比（$\geqslant60$）的光谱，使我们能够检测到银河系环星系介质（CGM）的$\it{hot}$相位在3.2 $^{+1.5}_{-0.5}\times$ 10 $^7$ K，共存的$\textit{warm-hot}$相位在1.5 $\pm$ 0.1 $\times$ 10 $^6$ K和$\textit{warm}$相位在3.0 $\pm$ 0.4 $\times$ 10 $^5$ K。$\textit{warm-hot}$相处于银河系的维里温度，而$\textit{warm}$相可能已经从$\textit{warm-hot}$相冷却下来，但超维里$\textit{hot}$相仍然是个谜。发现$\textit{warm}$和$\textit{warm-hot}$相中的[C/O]、$\textit{warm-hot}$相中的[Mg/O]和$\textit{hot}$相中的[Ne/O]是超太阳能的，$\textit{hot}$和$\textit{warm-hot}$相中的[Ne/O]是$α-$增强的.非热谱线增宽在$\textit{warm-hot}$和$\textit{hot}$相中是明显的，并且它在总谱线增宽中占主…
2021-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Physical and numerical stability and instability of AGN bubbles in a hot intracluster medium
虽然来自活动星系核（AGN）的反馈是星系团中心的一个重要热源，但反馈能量是如何注入到星系团内介质（ICM）中的以及不同的数值方法所起的作用仍不清楚。在这里，我们比较了四个流体动力学方案在理想化模拟的上升气泡膨胀AGN反馈在热分层ICM：（传统的）平滑粒子流体动力学（TSPH），SPH（PSPH）的压力味，无网格有限质量（MFM）计划，以及自适应网格细化的欧拉代码。在没有磁场的情况下，气泡在足够短的时间尺度上是Kelvin-Helmholtz不稳定的，以使其完全溶解在ICM中，这被MFM和RAMSES模拟捕获，而在TSPH模拟中，气泡存活。当ICM是湍流时，气泡与ICM的混合被加速。如果数值格式能够很好地捕捉到不稳定性，就会出现这种情况。气泡演化的差异对ICM的热结构的影响令人惊讶地小。然而，在MFM和RAMSES的模拟中，气泡破裂导致ICM的湍流搅拌，这在SPH中被抑制。在后者中，热能保持被捕获在气泡中并被输送到大半径。我们讨论了流体动力学方案的选择是否会导致宇宙学模拟结果的系统差异。
2018-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sulphur-rich cold gas around the hot core precursor G328.2551-0.5321. An APEX unbiased spectral survey of the 2 mm, 1.2 mm, and 0.8 mm atmospheric windows
在恒星形成过程中，稠密的气体经历了显着的化学演化，导致出现了与热核心和热Corino相关的各种分子。物理和化学条件的限制很差;特别是新兴热核的早期阶段代表了一个未探索的领域。我们在这里提供了一个完整的分子清单的大规模原恒星的核心，建议是一个热的核心的前身。我们对与团块G328.2551-0.5321相关的热核前体在159 GHz和374 GHz之间进行了无偏差的光谱测量。为了识别谱线，我们使用旋转图和辐射转移模型假设LTE。我们检测到39种和26同位素，并能够区分一个温暖和紧凑的内部区域，一个更冷的更广泛的信封，和吸积冲击的运动学特征，以前已经观察到的ALMA。我们将大部分小分子的发射与冷气体相关联，而暖气体的分子发射被复杂有机分子（COM）富集。我们在冷气相中发现了高丰度的含硫分子，这表明硫的消耗较低，系数> 1%。我们确定了九个COM在温暖的气体，四个在寒冷的气体，和四个对吸积冲击。高丰度的S-轴承物种起源于未受干扰的气体，可能表明在流出腔壁的冲击气体的贡献。温暖气体的分子组成与热核心和热科里诺的分子组成相似，但分子丰度更接近于热科里诺的值，而不是热核心的值。考虑到温暖区域的紧凑性和适中的温度，我们认为，热解吸尚未完成对这个对象，热核心出现的早期阶段。
2022-02-17 astro-ph.GA
High-ionisation oxygen absorption from the Warm-Hot Intergalactic Medium in Simba
我们在Simba宇宙流体动力学模拟套件中研究了星系际Ovi、Ovi和Oviii吸收体的物理条件、环境和统计特性。目标是了解这些高电离吸收体的性质，并测试辛巴令人惊讶的预测，即$z=0$的宇宙重子的$\sim 70\%$位于活动星系核（AGN）的喷流反馈驱动的温热星系际介质（WHIM）中。通过比较一个完整的物理辛巴运行与一个与射流关闭，我们发现，射流反馈导致广泛的加热，影响吸收形态，特别是较高的离子。然而，可检测的吸收剂的物理性质的分布没有显著影响。更高的电离吸收剂探测更热的气体，正如预期的那样，但在辛巴所有的离子都出现在类似的超密度（通常是$δ\sim20-30$），类似的环境（主要是灯丝）和类似的最近晕距离（通常是$\sim2-3r_{200c}$）。辛巴匹配观测到的Ovi柱密度分布函数（CDDF）相当不错，但根据预测的CDDF初步来自两个检测到的星系际Ovii吸收。在有或没有射流的$z=1$，预测的CDDF非常相似，但通过$z=0$显示出差异，特别是在高柱端。尽管有一些差异，辛巴重现现有的观察以及或优于其他可比的模拟，这表明辛巴的广泛喷流加热不能排除这些数据。这些结果提供了希望，未来的X射线和紫外线设施可以提供显着的限制银河反馈模型从高电离IGM金属吸收剂。
2022-03-28 astro-ph.GA
Fermi Bubbles Inflated by Winds Launched from the Hot Accretion Flow in Sgr A*
{ \it Fermi} LAT揭示了一对巨大的伽马射线泡。本文探讨了它们的形成机理。观测表明，位于银河系中心Sgr A* 的超大质量黑洞的活动比现在强得多。具体地说，一种可能性是，虽然Sgr A* 也处于热吸积状态，但在过去的$\sim 10^7$年中，吸积速率应该是$10^3-10^4$的$10^3-10^4$倍。另一方面，最近的热吸积流的MHD数值模拟明确地显示了强风的存在，并获得了它们的性质。基于这些知识，通过进行三维流体动力学模拟，我们在本文中表明，费米气泡可以膨胀的风发射的“过去”热吸积流在Sgr A*。在我们的模型中，Sgr A* 的活跃期需要持续约1000万年，它在不超过20万年前被淬灭。中央分子带（CMZ）包括在内，它使风的方向对准银河系的两极。粘性抑制瑞利-泰勒和开尔文-亥姆霍兹不稳定性，并导致气泡边缘的平滑。气泡的主要观测特征可以得到很好的解释。具体地说，{ \it ROSAT}的X射线特征被解释的冲击星际介质和风和CMZ气体之间的相互作用区域。在我们的模型中得到的热压力和温度与最近的{ \it朱雀}观测结果有很好的一致性。
2014-06-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Galactic winds and bubbles from nuclear starburst rings
从局部星暴星系流出的星系流通常呈现出分层的几何形状，冷的$10^4\,$ K流包裹着较热的$10^7\,$ K，圆柱形准直的X射线发射等离子体。在这里，我们认为，风驱动的能量注入在一个环形的几何形状可以产生这种独特的大规模多相形态。环状结构的动机是观察到大质量的年轻星团通常分布在宿主星系内部林德布拉德共振的环中，在那里大规模的螺旋臂结构终止。我们提出了参数化的三维辐射流体动力学模拟，遵循的出现和动力学的能量驱动的热风从星暴环。在这封信中，我们表明，在内环孔内的流动冲击本身，保持高$10^7$ \，K温度，而从风驱动环畅通无阻的流动可以经历快速批量冷却到$10^4\,$ K，产生一个快速的热双锥形流出封闭的鞘冷却器几乎共同移动的材料没有冲压压力加速。即使没有来自银盘或磁场的压力限制，热流也会沿着环轴准直。在膨胀的早期阶段，出现的风形成一个类似于银河系的eROSITA和费米气泡的气泡形状，并且可以达到通常与活动星系核驱动的风相关的速度。我们讨论的物理环配置，辐射体冷却的条件，以及未来的X射线观测的影响。
2022-08-04 astro-ph.GA
Studying the absorption signatures of H I Lyman-α in the warm-hot circumgalactic medium with TNG50
Universität Potsdam（波茨坦大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）
利用TNG50宇宙学模拟研究银河系质量星系周围暖热星系周介质的中性氢莱曼-α吸收特征，识别并表征日冕宽莱曼-α吸收体（CBLA），发现其具有显著吸收截面，贡献了约50%的CGM吸收体，并追踪了温度在10^5.2-6.4 K的暖热气相。
2026-06-02 astro-ph.GA
Discovery of Radial Spectral Hardening in the Hot Bubble of Planetary Nebula BD+30 3639 with Median Energy Imaging
本文提出中值能量成像新技术，发现行星状星云BD+30 3639热气泡存在径向光谱硬化，归因于边缘柱密度增加，为暗弱延展X射线源空间变化研究提供新途径。
2023-05-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A three-dimensional map of the hot Local Bubble using diffuse interstellar bands
太阳系位于一个低密度的空腔内，被称为局部气泡，其中似乎充满了温度为10 $^6$ K的X射线发射气体。这样的条件对于典型的星际原子和分子来说太苛刻了。星际气体中存在着一种神秘的示踪物，称为弥散星际带（DIB），它通常以吸收特征出现在恒星光谱中。这些乐队的携带者基本上仍然身份不明。在这里，我们使用两种不同的DIB示踪剂（$λ$ 5780和$λ$ 5797）报告的三维结构的局部气泡，这表明，DIB载体存在于气泡。该图显示与外部相比，气泡内部的$λ$ 5797/ $λ$ 5780的低比率。这一发现证明，$λ$ 5780 DIB的载体可以承受X射线光解离和快离子溅射，其中$λ$ 5797 DIB的载体屈服。这意味着DIB载体可能比迄今为止认为的更稳定，并且$λ$ 5780 DIB的载体必须大于$λ$ 5797 DIB的载体。另一种可能是，小规模的致密（和冷却）结构，屏蔽了一些DIB载体必须在气泡内普遍存在，这意味着这种结构可能是超新星驱动气泡的内在特征。
2019-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dissecting the hot bubbles in LMC-N57 with XMM-Newton
我们对来自大麦云（LMC）中恒星形成区LMC-N 57的漫X射线发射进行了研究。我们使用档案XMM-牛顿观测详细揭示了这个复杂的热泡分布。X射线辐射是从中心超级气泡（SB）DEM L 229，超新星遗迹（SNR）0532 $-$ 675和沃尔夫-拉叶（WR）气泡DEM L 231围绕WR星Br 48探测到的。与红外图像的比较揭示了大质量恒星摧毁其托儿所的强大影响。热气体在SNR和SB中的分布在与由IR图像检测到的间接冷材料接触的区域中显示其最大值。我们的观测并没有显示出充满DEM L 231的扩展X射线发射，尽管在这个WR星云的视场中检测到了几个点状源。Br 48的X射线性质与其他作者提出的WN 4 $+$ O的X射线性质一致。我们模拟了SB的X射线发射，发现它的X射线发射可以简单地用压力驱动风模型来解释，也就是说，没有必要像以前建议的那样调用SN爆炸的存在。通过对热气体压力的计算，证实了SB DEM L 229的动力学演化是由LH 76星团的恒星风主导的。
2019-09-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Characterization of the warm--hot intergalactic medium near the Coma cluster through high--resolution spectroscopy of X Comae
我们分析了所有可用的档案XMM牛顿观测的后发座X，一个明亮的X射线类星体后面的后发座星系团，研究在最近的大质量星系团附近的温暖，热的星系际介质的属性。RGS的观测证实了在后发座红移处可能存在Ne IX K-α吸收线，尽管统计意义有限。因此，该分析与Takei等人（2007）基于这些数据子集的早期分析一致。然而，它的大柱密度和光学深度表明吸收介质的条件是不可信的，从而对其真实性产生了严重的怀疑。钱德拉从未观测到彗星X，因此无法提供有关该来源的更多信息。我们结合上限的存在下，其他X射线吸收线（特别是从O VII和O VIII）在红移的后发座与积极的测量软过量发射从后发座测量ROSAT（Bonamente等。在kT~1/4 keV的温热气体的发射和吸收线的上限的组合提供了有用的约束的密度和视线长度的假定WHIM对昏迷。我们的结论是，假定的温暖，热介质向后发座是符合预期的性质，与重子过密度>=10和几十Mpc的量级的视线范围。
2017-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Ray Mediated Thermal Fronts in the Warm-Hot Circumgalactic Medium
本文研究星系周介质中连接温暖相与炽热相的一维热前沿，揭示宇宙线在热平衡中的主导作用，并通过离子柱密度比与观测对比评估模型适用性。
2024-10-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Analytical Framework for Expanding Bubbles in a Hot Circumgalactic Medium
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）
本文提出分析框架，研究反馈驱动气泡在热 circumgalactic 媒介中的演化，探讨压力限制和跨音速过渡对演化结束的影响，并讨论AGN反馈与超新星反馈的动力学差异。
2026-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Evidence for massive warm-hot circumgalactic medium around NGC 3221
我们报告了一个3.4 $σ$探测的温暖，热，大质量，扩展环星系介质（CGM）周围的L $^\star$恒星形成的螺旋星系NGC 3221，使用深朱雀观测。气体的温度是$10^{6.1}$ K，与银河系CGM的温度相当。气体的空间范围至少为$150$ kpc。对于具有太阳丰度的密度廓线的$β$模型，中心发射量度为EM = $3\pm 1 \times 10^{-5}$ cm $^{-6}$ kpc，中心电子密度为$n_{eo} = 4\pm 1 \times10^{-4}$ cm $^{-3}$，斜率为$β= 0.56$。我们调查了一系列的$β$值，并发现密度分布的细节不会显着改变我们的结果。温热气体的质量，假设$\frac{1}{3}$ Z $_\odot$的金属丰度为$16 \pm 3 \times 10^{10}$ M $_\odot$，是NGC 3221中质量最大的重子成分。重子分数为$f_b$ = 0.120 $\pm$ 0.036（统计）$^{+0.104}_{-0.048}$（系统），与宇宙学平均值一致，关闭该星系的重子预算。我们还调查了失踪的金属问题与失踪的重子问题，并得出结论，金属很可能是优先驱逐出星系。我们是第一次探测到一个外部L $^\star$恒星形成螺旋星系周围的扩展的温热CGM，在那里CGM可能解释了丢失的星系重子。
2019-10-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the requirement for mixing-heating to utilize bubble cosmic rays to heat the intracluster medium
我进行简单的分析估计，并得出结论，混合的漩涡是一个更有效的过程，以转移宇宙射线能量的喷气膨胀的气泡的集群内介质（ICM）比流的宇宙射线沿磁场线。喷流和它们膨胀的气泡在星系团和星系中的冷却流中将热量传递给周围的气体。喷射膨胀的气泡的内能由非常热的热气体和/或宇宙射线支配。宇宙射线沿着连接气泡和ICM的磁场线流动，当它们的能量在那里消散时，宇宙射线加热ICM。我发现大约一半的宇宙射线能量都消散在气泡本身。我还发现，宇宙射线流过程加热的ICM体积只有气泡体积的五倍左右。仅通过流动加热的结果是宇宙射线形成一个充满非常热的热气体的更大的气泡。因此，需要一种更有效的方法来将气泡的内能传递到ICM。我认为这个过程是通过混合加热的，它对宇宙射线和气泡内非常热的热气体都很有效。这使得混合加热成为冷却流的主要加热过程。
2018-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
The warm-hot, extended, massive circumgalactic medium of NGC 3221: an XMM-Newton discovery
利用朱雀观测数据，我们发现了L $^\star$星系NGC 3221中存在X射线辐射的暖-热环星系介质（CGM）的$3.4σ$证据。在这里，我们提出了XMM-Newton数据，并概述了一种有效，严格和定义良好的方法来提取微弱的CGM信号。我们确认CGM检测在$4σ$意义范围内的星系30-200千秒差距。我们满怀信心地声称，$99.62\%$的CGM已扩展至超过$150$ kpc。CGM的平均温度为2.0 $^{+0.2}_{-0.3} \times 10^6$ K，但它不是等温的。我们发现了暗示性的证据，温度梯度下降到125千秒差距和100千秒差距内的超维里温度。虽然在银河系CGM中检测到了超维里温度分量，但这是第一次在任何螺旋星系的温暖热CGM中观察到温度梯度。排放测量曲线与$β-$模型或恒定密度曲线拟合良好。需要更深入的数据来约束温度和密度分布。我们还证实了朱雀实验的结果，即暖热的CGM是NGC 3221中质量最大的重子成分之一，并且可以解释星系中缺失的重子。
2020-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Origin of warm and hot gas emission from low-mass protostars: Herschel-HIFI observations of CO J=16-15. I. Line profiles, physical conditions, and H2O abundance
通过对高J CO跃迁的光谱未分辨观测，Herschel-PACS揭示了低质量原恒星周围存在大量温暖（300 K）和热（700 K）分子气体。我们的目标是阐明对原恒星观测到的CO阶梯的激发和起源，以及使用光谱分辨的Herschel-HIFI数据在不同物理成分中的水丰度。本文介绍了用Herschel-HIFI对24个低质量原恒星天体的高激发CO谱线J=16-15的观测结果。光谱分辨的配置文件显示两个不同的速度分量：一个广泛的组成部分，平均FWHM为20公里/秒，和较窄的组成部分，FWHM为5公里/秒，往往是从源速度偏移。通过比较CO J=16-15和10-9的辐射，测得整个剖面的平均转动温度约为300 K。辐射传输分析表明，平均H2O/CO柱密度比约为0.02，表明H2O的总丰度约为2x 10 ^-6。两个不同的速度剖面中观察到的HIFI线配置文件表明，与PACS观察到的CO阶梯由两个激励组件。暖分量（300 K）与宽HIFI分量相关联，并且热分量（700 K）与偏移HIFI分量相关联。前者起源于外流空腔激波或盘风，后者起源于辐射激波。无处不在的温暖和热的CO组件表明，基本机制管理这些组件的激发，我们假设，温暖的组件出现时，H2停止是占主导地位的冷却剂。在这种情况下，热分量出现在冷却分子H2-贫气体之前的H2形成的开始。高光谱分辨率观测高激发CO跃迁独特地揭示了低质量原恒星物体中温暖和…
2017-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hot bubbles of planetary nebulae with hydrogen-deficient winds. III. Formation and evolution in comparison with hydrogen-rich bubbles
本研究通过流体动力学模拟与12个行星状星云样本的观测对比，揭示了Wolf-Rayet型中心星贫氢风驱热泡的演化特性与富氢泡的差异，及其形成途径的多样性。
2024-01-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Cold Filaments Formed in Hot Wake Flows Uplifted by Active Galactic Nucleus Bubbles in Galaxy Clusters
通过流体动力学模拟，发现星系团中冷纤维可由AGN气泡抬升的热尾流凝聚形成，且其性质受喷流能量类型和参数显著影响。
2024-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gentle heating by mixing in cooling flow clusters
我们分析了三维流体动力学模拟的相互作用的射流和气泡，他们膨胀的内集群介质（ICM），并表明，加热的ICM混合热气泡气体与ICM操作超过数千万年，因此可以平滑的零星活动的射流。热气泡在传播射流的作用下膨胀形成许多旋涡，这些旋涡将热气泡气体与ICM混合。混合，因此ICM的加热，在喷流发射后立即开始，但持续了数千万年。我们认为，活动星系核活动星系核（AGN）的零星活动的长寿命的涡旋平滑解释了最近发现的一个温和的能量耦合之间的活动星系核加热和ICM。
2017-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
In a hot bubble: why does superbubble feedback work, but isolated supernovae do not?
使用理想化的1-D欧拉流体动力学模拟，我们对比孤立的超新星的行为与多个，并置超新星驱动的超级气泡。连续的能量注入通过连续的超新星在热/稀泡内爆炸，保持了强烈的终止激波。这种强烈的冲击使超级气泡保持超压，并在外部冲击变得具有辐射性之后驱动外部冲击。与此相反，孤立的超新星，没有进一步的能量注入，变得辐射相当早（$\lesssim 0.1$百万年，10秒pc），并停止在尺度$\lesssim 100$ pc。我们发现，孤立的超新星失去了几乎所有的机械能的百万年，但超级气泡可以保留高达$\sim 40\%$的输入能量的形式机械能在整个星团的寿命（几十亿年）。这些结论甚至在存在真实的磁场和热传导的情况下也成立。我们还比较了各种食谱实施超新星反馈的数值模拟。对于各种反馈处方，我们得出的空间尺度下，能量需要存放它耦合到星际介质（ISM）。我们发现，一个稳定的热风内的超级气泡出现只有大量的超新星（$\gtrsim 10^4$）。对于较小的星系团，我们预计会有多个内部激波，而不是平滑、密集的热化风。
2014-10-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
ALMA Survey of Orion Planck Galactic Cold Clumps (ALMASOP): The Warm-Envelope Origin of Hot Corinos
本文基于 ALMASOP 样本，通过 SED 建模和甲醇发射模拟，提出热科里诺的复杂有机分子发射源于年轻恒星天体的温暖内部包层，其可探测性由源光度和演化阶段共同决定，为在明亮 0 类源中探测热科里诺提供了统一框架。
2023-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
A High-resolution SZ View of the Warm-Hot Universe
Sunyaev-Zeldovich（SZ）效应在近50年前首次被预测，但直到最近才成为一种成熟的工具，用于对星系、星系群和星系团内部和之间的温暖和热电离气体进行高分辨率研究。星系群和星系团是宇宙学的强大探测器，它们也是宇宙中大约一半星系的宿主。在这份白皮书中，我们概述了我们对未来十年通过空间和光谱分辨的SZ效应测量来理解温暖宇宙的热力学和运动学性质的进展。其中许多进步将通过现有设施上新的/即将推出的毫米/亚毫米（mm/submm）仪器来实现，但真正的变革性进步将需要建设具有更大视场和更宽频谱覆盖范围的新设施。
2019-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Warm-hot baryons comprise 5-10 per cent of filaments in the cosmic web
对宇宙微波背景的观测表明，重子占宇宙总能量的5%。在局域宇宙中，对所有观测到的重子的普查比这个估计少了两倍。宇宙学模拟表明，失踪的重子可能没有凝聚成维里化的晕，而是在$10^5-10^7$开尔文的温度下作为低密度等离子体存在于宇宙网的细丝中（那里的物质密度大于平均值），被称为温暖-热的星系际介质。以前曾有人声称在遥远的耀变体的视线上探测到了温暖的重子，以及在相互作用的星系团之间探测到了热气。然而，这些观测无法追踪大尺度的重子结构，也无法估计宇宙中有代表性的体积中暖重子的总量。在这里，我们报告的X射线观测气体在$10^7$开尔文与星系团阿贝尔2744。以前对这个星团的观测无法解决和消除巧合的X射线点源。减去这些之后，我们揭示了在8兆秒差距尺度上相干的热气体结构。这些暗丝与星系和暗物质的超密度相吻合，它们的质量有5-10%是重子气体。这些气体已经被星系团的引力加热，现在正在为其核心提供食物。我们的发现加强了宇宙图像的证据，其中大部分失踪的重子驻留在宇宙网的细丝中。
2015-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
To be or not to be: hot WHIM absorption in the blazar PKS 2155-304 sight line?
z<1的宇宙学缺失重子很可能隐藏在温热星系际介质（WHIM）的热（T $\gtrsim10^{5.5}$ K）相中。虽然热WHIM由于其高电离水平而难以检测，但WHIM的暖（T $\lesssim10^{5.5}$ K）相已经在FUV波段中被非常稳健地检测到。我们采用的假设，热和温暖的WHIM阶段是共同定位的，因此使用FUV检测到温暖的WHIM作为宇宙学上有趣的热WHIM的示踪剂。我们利用的假设进行X射线跟踪的视线耀变体PKS 2155-304的红移，其中以前的FUV测量的OVI，SiIV和BLA吸收表明存在的温暖WHIM。我们寻找OVII He $α$和OVIII Ly $α$吸收线，这是最有可能的热WHIM示踪剂。尽管暴露时间非常长（$\approx$> 1 Ms），但XMM-牛顿/RGS 1数据未产生显著检测，这对应于$\log{N({\rm OVII})({\rm cm}^{-2}))} \le 14.5-15.2$和$\log{N({\rm OVIII})({\rm cm}^{-2}))} \le 14.9-15.2$的上限。对LETG/HRC数据的分析得出了一致的结果。然而，LETG/ACIS数据在$λ\approx$ 20 μ m处检测到吸收线样特征，简单的基于一个参数不确定度的置信水平为3.7 $σ$，与几个早期的LETG/ACIS报告一致。鉴于RGS 1数据的高统…
2018-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting the effect of non-thermal sources on the warm-hot Galactic halo
本研究首次在银河系温热周星系介质中探测到OVII谱线的非热展宽，证实其主导热展宽并源于银盘，排除了多速度分量解释。
2024-02-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
L483: Warm Carbon-Chain Chemistry Source Harboring Hot Corino Activity
0类原恒星L483在1.2毫米波段的亚弧秒分辨率下被观测到。CS谱线描绘了一个下降旋转包络，而CS、SO、HNCO、NH $_2$ CHO和HCOOCH $_3$谱线则观测到一个非常紧凑的速度宽度很宽的分量。虽然这个源被认为是1000 au尺度的暖碳链化学（WCCC）候选源，但在原恒星附近检测到了热可丽子的复杂有机分子特征，如NH $_2$ CHO和HCOOCH $_3$。因此，在L483中可以看到热的可里诺化学和WCCC。虽然这样一个混合的化学字符源已被确认为一个中间源在以前的单碟观测，我们在这里报告的第一个空间分辨检测。一个简单的弹道模型粗略地解释了坠落旋转包层的运动学结构，原恒星质量为0.1- 0.2 $M_\odot$，离心障半径（离心半径的一半）为30- 200 au，假设倾角为80 \degr \（正面为0 \degr \）。在上述分子中观察到的宽线发射最有可能来自离心屏障内的盘组分。因此，在离心屏障周围可以看到剧烈的化学变化。
2017-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The wavelength dependence of interstellar polarization in the Local Hot Bubble
在离太阳最近的星际介质（ISM）中，尘埃的性质知之甚少，因为靠近恒星的尘埃柱密度很低，几乎不会引起测光变红，使得尘埃颗粒很大程度上无法检测到。恒星偏振测量提供了一种推导这种漫射材料性质的途径。在这里，我们提出了多波长孔径偏振测量的七个明亮的恒星选择探测星际偏振的边缘附近的局部热泡（LHB）-一个相对低密度的星际气体和尘埃的非晶区域，从太阳延伸~70-150 pc。这些测量是使用3.9米英澳望远镜上的高精度偏振仪（HIPPI）进行的。HIPPI是一种孔径恒星偏振计，经证实灵敏度为百万分之4.3。在观测到的恒星中，有两颗恒星的偏振程度比其他恒星大得多;它们的最大偏振波长（$λ_{max}$）约为550 $\pm$ 20 nm --与LHB以外的恒星相似--我们得出结论，它们位于LHB的壁中。其余五颗恒星的偏振度在70到160 ppm之间，其中四颗的$λ_{max}$更蓝，约为350 $\pm$ 50 nm。较蓝的$λ_{max}$值可能表明在Loop I超级气泡演化过程中受到冲击的颗粒。另一颗恒星HD 4150并不能很好地符合瑟可夫斯基曲线，可能是内在偏振的。
2018-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation and X-ray emission from hot bubbles in planetary nebulae - III. The impact of [Wolf-Rayet]-type winds
Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学无线电天文学与天体物理研究所）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙高等科学研究委员会）；Fakultät für Physik, Universität Duisburg-Essen（杜伊斯堡-埃森大学物理学院）
研究通过辐射-流体动力学模拟，发现[WR]型风显著提高PNe热气泡的X射线辐射功率，但等离子体温度趋于稳定，表明混合是产生软X射线发射的关键机制。
2026-01-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Warm-hot gas in groups and galaxies toward H2356-309
本文详细分析了类星体H2356-309光谱中三个X射线吸收线系统周围的星系和星系群分布。先前的研究将这些吸收体与已知的大规模星系结构（即，壁和细丝）沿着视线。这样的吸收线通常跟踪10^{5-7} K气体，可能是难以捉摸的温暖-热星系际介质（WHIM）的证据，该介质被认为是大部分低红移“失踪重子”的藏身之处;或者，它们可能与单个星系或细丝中的星系群有关。在这里，我们结合现有的星系调查数据与新的，多对象麦哲伦光谱研究每个吸收器附近的详细星系分布。所有这三个吸收系统都在附近星系和/或星系团的投射维里半径内，因此可能出现在这些维里化结构中，而不是（或除了）WHIM。然而，我们发现没有额外的星系附近的第四个“空”吸收最近发现的光谱，这表明该系统可能确实跟踪气体与任何个人的晕。虽然已知系统的数量仍然很少，但空间巧合表明，一些X射线吸收体位于星系和/或星系群环境中，尽管其他人仍然可以追踪模拟预测的大规模非线性WHIM气体。
2012-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Warm-hot Gas in X-ray Bright Galaxy Clusters and the H I-deficient Circumgalactic Medium in Dense Environments
利用背景类星体光谱（HST-COS/STIS）、星系团光谱（MMT/Hectospec和SDSS）和X射线成像/光谱（XMM-Newton和Chandra），对7个X射线探测到的星系团中的团内介质（ICM）和环星系介质（CGM）进行了分析。首先，我们报道了这些星系团CGM中H I吸收的覆盖率非常低，f_c = 25%+25%/-15%，达到严格的检测极限（log N（H I）< 13 cm^-2）。由于场星系在相似半径下的H I覆盖率约为100%，我们的数据中CGM H I的缺乏表明，星系团环境已经有效地剥离或过度电离了这些星系团星系的气体晕。其次，我们评估了温暖的热（10^5 - 10^6 K）气体的贡献ICM跟踪O VI和广泛的Ly-alpha（BLA）吸收。尽管我们的数据信噪比很高，但我们没有在任何星系团中检测到O VI，并且我们只在探测一个星系团的类星体光谱中检测到BLA特征。我们估计，沿着这条视线的温热气体的总柱密度总计约为T > 10 ^7 K的热X射线发射相中所含柱密度的3%。这些特征以高的相对速度存在，可能会追踪到星团外的震前物质。比较低密度“场”、星系团和高密度星系团的气态星系晕，我们发现，随着环境密度的增加，CGM的H I逐渐耗尽，并且CGM在星系团中的转化最为严重。这种CGM转变可能在环境星系淬灭中发挥关键作用。
2017-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
