Absorption signatures of warm-hot gas at low redshift: OVI
我们调查的起源和物理性质的OVI吸收剂在低红移（z = 0.25）使用的一个子集的宇宙学，流体动力学模拟的超大规模模拟（OWLS）项目。干预OVI吸收器被认为可以追踪温暖-热星系际介质（WHIM）中的激波加热气体，因此可能在寻找当今宇宙中失踪的重子中发挥关键作用。与观测结果相比，从我们的模拟不同的OVI线参数（列密度，多普勒参数，休息等效宽度）的预测分布表现出缺乏强大的OVI吸收剂。这表明，亚网格尺度上的物理过程（例如湍流）可能会强烈影响OVI系统的观测特性。我们发现，干预OVI吸收主要出现在高度富集金属（0.1 << Z/Z_sun < 1）的气体中，典型的过密度为1 << rho/<rho>< 100。在我们的模拟中，发现三分之一的OVI吸收剂在温度T < 10^5 K时跟踪气体，而其余的在温度T =10^5.3 K左右的更高温度下出现在气体中。OVI存在于与激波加热重子物质相似的（rho，T）空间区域，但绝大多数气体的金属含量较低，不会引起可检测的OVI吸收。由于金属分布不均匀，我们的模拟中的OVI吸收剂只能追踪到宇宙重子（<2%）和宇宙金属的很小一部分。相反，这些系统可能会追踪到来自星系风的先前冲击加热的富含金属的物质，这些物质现在正在冷却。比较OVI和HI柱密度以根据类星体观测估计中间吸收体的物理条件的常见方法可能会产生误导…
2010-12-02 astro-ph.CO
Probing the IGM-Galaxy Connection at z < 0.5 I: A Galaxy Survey in QSO Fields and a Galaxy-Absorber Cross-Correlation Study
本文对类星体HE 0226 -4110、PKS 0405 -123和PG 1216 +069附近的星系进行了成像和光谱观测。选择具有紫外阶梯光谱的场，其沿着三条视线揭示195个Lya吸收器和13个OVI吸收器。我们获得了1104个静止坐标系绝对星等M_R-5log h <~-16，距类星体投影物理距离ρ <~ 4 h^{-1} Mpc的星系的鲁棒红移。利用HST/WFPC 2获得的PKS 0405 -123和PG 1216 +069周围星系的光场图像可以研究吸收星系的光学形态。结合吸收体和星系的数据，我们进行了互相关研究，以了解Lya和OVI吸收体的物理起源，并限制星系周围扩展气体的性质。结果表明：（1）在同向运动投影距离尺度r_p < 3 h^{-1} Mpc下，log N（HI）>= 14的强Lya吸收体和OVI吸收体的成团振幅与发射线支配星系相当，但比吸收线支配星系弱6倍;（2）logN（HI）<13.5的Lya弱吸收体在星系周围的聚集很弱;（3）在r_p <= 250 h^{-1} kpc的吸收线占优星系中，没有一个OVI吸收体的灵敏上限为W（1031）< 0.03 A，而OVI吸收气体在发射线星系周围的覆盖率约为kappa ~ 64%;（4）5个OVI吸收星系的高分辨率图像显示，这些星系都呈现盘状形态，边缘有轻微的扰动特征。
2009-06-17 astro-ph.CO
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
Star Formation Feedback and Metal Enrichment History Of The Intergalactic Medium
利用流体动力学模拟，我们计算的星系际介质（IGM）的金属富集的历史。我们表明，银河系超风（GSW）的反馈可以传输金属的IGM和模拟金属吸收器的性能与观测相匹配。GSW的影响距离通常限制在>0.5Mpc，并且在过密度>10的区域内。大多数CIV和OVI吸收体位于高温（T>2x10^4K）、过密度（>10）和金属丰度（[-2.5，-0.5]）的冲击区域内。OVI吸收剂通常具有比CIV吸收剂更高的金属性、更低的密度和更高的温度。对于OVI吸收体，碰撞电离在整个红移范围z=0-6内占主导地位，而对于CIV吸收体，在中等红移z~3处发生从碰撞为主到光电离为主的转变。我们发现，在log N cm ^2 =12-15的范围内，CIV和OVI观测到的柱密度分布可以通过模拟合理地再现。CIV和OVI谱线Omega_CIV和Omega_OVI中的质量密度演化也与观测结果很好地吻合，这表明在低红移处接近恒定，在红移z=3-4之后呈指数下降。对于CIV和OVI，大多数吸收体都是瞬态的，并且在任何时期，通过柱log N cm ^2 =12-15的CIV和OVI线探测的金属量仅为总金属密度的~2%。当z=0时，大尺度结构形成的引力激波支配着将50%的IGM转变为温热的星系际介质（WHIM）的能量收支（80-90%），而在z > 1-2时，GSW反馈激波在能量上占主导地位。在z=2-3时，大多数所谓的“缺失金属…
2011-03-19 astro-ph.CO
Broad HI Absorbers as Metallicity-Independent Tracers of the Warm-Hot Intergalactic Medium
热加宽的Ly α吸收体（BLA）提供了用于追踪WHIM的高度电离的金属线的替代方法。我们编制了一个目录的可靠BLA候选人沿7 AGN视线从一个更大的一组Lya吸收HST/STIS观察。我们将我们的测量结果与其他研究小组发表的测量结果进行了比较，这些测量结果是基于对数据的独立还原和分析。据称BLA分为可能（15），可能（48）和非BLA（56）类别。我们推断线频率（dN/dz）_BLA=18 ± 11，与观察到的OVI吸收体相当。有显着的重叠BLA和OVI吸收（20-40%），我们发现，OVI检测BLA被发现更接近星系比OVI非检测。基于164个测量的COG HI线测量值，我们通过蒙特卡罗模拟对观测到的线宽进行了统计校正。气体温度和中性分数f（HI）推断从这些校正的线宽，并导致总氢列的分布。我们发现Omega_BLA=（6.3+1.1-0.8）x10^-3。有一些关键的系统性假设隐含在这个计算中，我们讨论如何影响我们的结果和以前发表的工作。以我们的值，目前的OVI和BLA调查可以解释约20%的重子在本地宇宙。最后，我们提出了新的，高S/N观测的几个BLA候选线从早期释放观测宇宙起源光谱仪HST。
2009-12-08 astro-ph.CO
A Survey of Metal Lines at High-redshift (II) : SDSS Absorption Line Studies - OVI line density, space density and gas metallicity at z_abs ~ 3.0
我们分析了在3702个SDSS类星体光谱中发现的OVI吸收体候选者的大数据集，重点是387个AGN视线的子样本，平均S/N>5.0，允许检测OVI 1032 A分量的静止框架等效宽度W_r>0.19 A以上的吸收体。考虑到模仿OVI双峰的随机闯入者，我们首次推导出了红移z_abs>2.8的红移数密度$ΔN / Δz$的安全下限。通过广泛的蒙特卡罗模拟，我们量化了吸收体由于与无处不在的莱曼森林线混合而造成的损失，并通过模拟典型的莱曼森林光谱来估计检索每个候选者的成功率，作为其红移，类星体的发射红移，吸收体的强度和测量的光谱S/N的函数。这些修正因子使我们能够导出OVI吸收体的“不完全性和信噪比修正”后的红移数密度：$ΔN _{OVI, c} / Δz_{c} (2.8 < z < 3.2) = 4.6+-0.3, at 3.2 < z < 3.6 = 6.7+-0.8,and at 3.6 < z < 4.0 = 8.4+-2.9. We can place a secure lower limit for the contribution of OVI to the closure mass density at the redshifts probed here: $ Ω_{OVI}（2.8 < z < 3.2）>1.9x10^{-8} h^-1。我们发现，我们探测的强线占超过6…
2010-06-10 astro-ph astro-ph.CO
Coincidences between OVI and OVII Lines: Insights from High Resolution Simulations of the Warm-Hot Intergalactic Medium
采用高分辨率（0.46kpc/h）的自适应网格加密欧拉宇宙流体动力学模拟方法，计算了来自温热星系际介质（WHIM）的O VI和O VII吸收体的性质.我们的新模拟与以前的模拟基本一致，其中约40%的星系际介质在z=0时处于WHIM中。结果表明：（1）在10^6K以下和10^6K以上温度下，WHIM中的气体量在不确定度范围内大致相等; (1)我们的模拟是在良好的协议与观察到的性能的O VI吸收剂，相对于线的入射率和多普勒宽度列密度关系。(2)吸收区域内的速度结构是一个显着的，并为大多普勒宽度的云，一个占主导地位的贡献者的多普勒宽度的O VI和O VII吸收器。温度低于10^5的气体可以产生一部分不可忽略的O VI和O VII云（在数量和质量上），直到多普勒宽度远远超过100 km/s。(3)强OVI吸收剂主要是碰撞电离。在logN（OVI）cm ^2 =（12.5- 13，13 -14，>14）的柱密度范围内，约有61%，57%，39%的OVI吸收剂的温度低于10^5K。(4)定量预测的存在广泛和浅的O VI线，目前的观测可能在很大程度上错过了。COS即将进行的观测可能能够提供一个测试。(5)Yao等人报告的在检测到O VI线的位置处的巧合O VII线的平均柱密度的3 σ上限比预测值高2.5-4倍。(6)Nicastro等人声称的O VII线的观测检测，如果是真的，比我们的模拟预测高…
2012-05-14 astro-ph.CO
Bringing Simulation and Observation Together to Better Understand the Intergalactic Medium
在宇宙学模拟中描述物质分布特征的方法与在观测中执行相同任务的方法本质上是不同的。在本文中，我们以一种更合理的方式比较星系际介质（IGM）的模拟和观测。我们提出了一个管道，生成和拟合合成类星体吸收光谱使用视线通过宇宙学模拟，同时识别结构直接分析HI和OVI数密度的变化。我们比较合成的吸收光谱与较少的观测动机，但更直接的密度阈值为基础的方法来寻找吸收剂。我们的工作重点是HI和OVI，以更好地表征温暖/热的星系际介质，IGM的一个子集，这是具有挑战性的，最终确定观测。我们发现，这两种方法跟踪大致相同数量的HI和OVI以上可观察到的列密度限制，但合成光谱通常识别更多的子结构吸收。我们使用这两种方法来表征HI和OVI吸收剂的性能。我们发现，无论是集成和微分柱密度分布从这两种方法一般同意的意见。两种方法的多普勒参数分布相似的Lya和比较合理的观测结果，但虽然这两种方法与OVI系统彼此同意，他们都是系统不同的观测。我们发现OVI重子分数和OVI柱密度之间有很强的相关性。我们还讨论了一种可能的双峰跟踪OVI的气体的温度分布。
2014-07-18 astro-ph.CO
The Baryon Census in a Multiphase Intergalactic Medium: 30% of the Baryons May Still Be Missing
对于低红移的宇宙学和星系形成速率来说，解释大爆炸中合成的所有重子是很重要的。尽管星系和星系团中含有10%的重子，但更多的重子存在于光电离的莱曼-α森林和T = 10^5 ~ 10^7 K的冲击加热的温热星系际介质（WHIM）中。WHIM在10^5至10^6 K的电流示踪剂包括O VI 1032、1038吸收线，以及宽莱曼α吸收体（BLA）和来自Ne VIII、O VII和O VIII的EUV/X射线吸收线。我们改进了O VI重子调查与修正的氧金属性（Z/Zsun）和O VI电离分数（f_OVI）使用宇宙学模拟的加热，冷却和金属输运的密度-温度结构的介质。从统计学上讲，它们的乘积与柱密度相关，（Z/Zsun）（f_OVI）=（0.015）（N_OVI/10^{14} cm^-2）^0.70。N_OVI加权平均值为0.01，这是WHIM重子含量先前估计的两倍。我们还重新分析了H I数据从哈勃太空望远镜，应用红移校正吸收体密度，光致电离背景，和适当的长度，dl/dz。我们发现大量的重子分数在光电离Lya森林（28 +/- 11%），O VI/BLA-traced WHIM（25 +/- 8%），和崩溃阶段（18 +/- 4%）在星系，集团，集群，和环星系气体。重子短缺为29 +/-13%，这可以在来自较热WHIM的X射线吸收体或较弱的Lya和O VI吸收体中检测到。进一步的进展将需要使用…
2012-05-14 astro-ph.CO
Properties of QSO Metal Line Absorption Systems at High Redshifts: Nature and Evolution of the Absorbers and New Evidence on Escape of Ionizing Radiation from Galaxies
使用Voigt轮廓拟合程序对9个类星体的Keck HIRES谱进行拟合，我们识别出1099个CIV吸收体成分，它们聚集在莱曼森林外的201个系统中，分布范围为1.6 < z < 4.4。与相关的SiIV，CII，SiII和NV在可用的情况下，我们调查散装统计和电离特性的组件和系统，并发现没有显着的变化，而CII，SiII和NV的红移CIV和SiIV的变化很大。CIV组件表现出很强的集群，但没有集群检测到系统的规模从150公里/秒到50000公里/秒。我们的结论是集群完全是由于气体存在于星系的环星系介质的奇特速度。使用特定的组合的离子比，我们比较我们的观察与模型电离预测的吸收暴露于metagalactic电离辐射背景增强邻近辐射从其相关的星系，并发现普遍接受的辐射逃逸的透明通道从内部恒星形成网站的手段是光谱上不可行的，我们更强的吸收。我们开发了一个积极的方案的基础上失控的恒星与由此产生的辐射，自然使所需的光谱收敛，并反过来提供相关星系的形态演化的经验指标的流出的变化。再加上我们样本中较弱的吸收体所指示的相对紧凑的星系共存的种群，辐射的集体逃逸足以维持IGM在1.9 < z < 4.4的整个范围内电离。
2014-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Nature of the Warm/Hot Intergalactic Medium I. Numerical Methods, Convergence, and OVI Absorption
我们进行了一系列的宇宙学模拟使用恩佐，欧拉自适应网格细化，N体+流体动力学代码，适用于研究温暖/热星系际介质。WHIM可能是观测上在低红移处丢失的重子的一个重要组成部分。我们调查的依赖性的全球恒星形成率和质量分数在不同的重子阶段的空间分辨率和方法，将恒星反馈。虽然分辨率和反馈都显著影响WHIM中的总质量，但我们所有的模拟都发现WHIM分数在z = 0.5时达到峰值，在z = 0时下降到35-40%。我们从我们最高分辨率的模拟中构建合成OVI吸收线的样本，使用几种氧电离平衡模型。同时包含碰撞电离和光电离的模型，在整个柱密度范围内（10^13 cm-2 <= N_OVI <= 10^15 cm^-2），都能很好地拟合观测到的每单位红移的吸收体数密度。仅包含碰撞电离的模型更适合高柱密度吸收体（N_OVI > 10^14 cm^-2）。OVI在密度和温度上的分布表现出两种群体：一种在T ~ 10^5.5 K（碰撞电离，占总OVI的55%），另一种在T ~ 10^4.5 K（光电离，占37%），其余的位于星系附近的致密气体中。虽然OVI不是一个完美的热气体示踪剂，但它为WHIM重子普查提供了一个重要的工具。
2011-02-04 astro-ph.CO
The low-redshift intergalactic medium as seen in archival legacy Hubble/STIS and FUSE data
我们提出了一个全面的目录紫外HST/STIS和FUSE吸收剂在低红移IGM在z<0.4。该目录从IGM吸收的大量文献中提取，并根据新的HST/COS数据，通过对所有报告的吸收特征进行严格评估，调和了以前目录中的差异。我们报告了746 HI吸收器下降到一个休息框架的等效宽度为12毫埃的最大红移路径长度Δ z =5.38。我们还确认了111 OVI吸收剂，29 CIV吸收剂，和许多吸收功能，由于其他金属离子。我们将吸收体线频率的分布表征为柱密度的函数，即幂律dN/dz \propto N^{-beta}，其中OVI的beta=2.08+-0.12，HI的beta=1.68+-0.03。利用比过去工作更复杂的计算技术，该目录约占43%的重子：24+-2%在光电离Ly-alpha森林中，19+-2%在WHIM中，由OVI追踪。我们讨论了各种假设的金属丰度和电离态对这些计算的大系统的影响，并在我们的估计中实现了最近的模拟结果。
2012-04-16 astro-ph.CO
Galactic and Circumgalactic OVI and its Impact on the Cosmological Metal and Baryon Budgets at 2<z<3.5
本文介绍了NASA凯克天文台类星体电离吸收体数据库（KODIAQ）调查的第一批结果，该调查旨在表征高红移星系及其环星系介质（CGM）在2 <z <4处的高度电离气体的性质。我们选择光学厚度在Lyman极限（τ LL> 1，log N（HI）> 17.3）的吸收体作为这些星系及其CGM的探测器，其中O-VI双重态的两个跃迁几乎没有受到Ly α，β森林的污染。我们找到了20个满足这些规则的吸收器：7个莱曼极限系统（LLS），8个超级LLS（SLLS）和5个阻尼Ly α（DLAs）。OVI检测率为100%的DLA，71%的LLS和63%的SLLS。当探测到O VI时，log N（OVI）= 14.9 +/-0.3，平均O VI柱密度比在类似红移的盲O VI调查中发现的要大得多，分散度更小。因此，强OVI吸收在z~2 - 3星系的CGM中几乎是普遍存在的. OVI剖面的总速度宽度也很大（200 <Dv（OVI）<400 km/s）。这些性质与低z恒星形成星系中的O VI非常相似，因此我们假设这些强CGM O VI吸收体（τ LL> 1）在2 <z <3.5也探测恒星形成星系的流出。没有O VI吸收的LLS和SLLS的属性与在宇宙学模拟跟踪冷流喂养星系中看到的一致。当考虑到高电离态（Si IV和O VI）气体时，我们确定τ LL> 1吸收体在z~2 - 3处可以包含宇宙重子预算的3 - 14…
2014-04-28 astro-ph.CO
The intergalactic medium over the last 10 billion years II: Metal-line absorption and physical conditions
利用1.1亿粒子宇宙流体动力学模拟研究了z=2->0时星系际介质和星系晕气体的金属丰度演化和含量。我们专注于可探测性和物理性质的紫外共振金属线吸收观测哈勃的宇宙起源光谱仪（COS）。我们确认，银河系的超风外流需要丰富的IGM观测水平下降到z=0使用三个风处方对比无风模拟。由于其中等的能量输入，我们青睐的动量守恒风处方将金属沉积在更靠近星系的地方，而更有活力的恒定风模型将温暖的IGM丰富了6.4倍。尽管有这些显著的差异，所有的风模型产生的金属线统计的两个现有的观测的一个因素。这是因为OVI、CIV、SiIV和NeVIII吸收剂主要来自T<10^5 K的光电离气体，在三种反馈方案中，光电离气体富集到相似的水平。OVI吸收体追踪扩散相，δ <100，在z=0时富集到约1/50 Zsol，尽管吸收体本身通常超过0.3 Zsol，并且来自不均匀分布的未混合风。CIV和SiIV吸收体主要追踪晕内的T~10^4 K气体。我们预测COS将观测到一群NeVIII光电离吸收体，追踪T<10^5 K，δ ~10的气体。在COS S/N=30的模拟视线中，虽然探测到T=10^（6-7）K的晕气，但很少探测到MgX和SiXII。一般来说，IGM是以由外向内的方式富集的，其中在较高的红移下释放的风吹金属达到较低的超密度，导致较高的电离物质追踪较低密度，较老的金属。在z=0时，星系外90%的重子富集到0.096…
2011-11-09 astro-ph.CO 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
IslandFAST: A Semi-numerical Tool for Simulating the Late Epoch of Reionization
我们介绍了我们的半数值模拟，islandFAST，这是从21厘米FAST和再电离后期设计的算法和主要结果。islandFAST预测了大尺度欠致密中性区（中性岛）的演化和尺寸分布，我们发现再电离后期（EoR）进行得非常快，在每个红移处显示出中性岛的特征尺度。使用islandFAST，我们比较了两种类型的吸收系统的影响，即大规模的低密度中性岛与小规模的过密度吸收体，在调节再电离过程。中性岛控制电离场的形态，而小尺度吸收体控制电离光子的平均自由程，也延迟和延长再电离过程。我们的半数值模拟，电离背景的演变可以自洽地推导出一个模型的小吸收体。在致密吸收体的存在下，电离背景的氢电离率降低了一个数量级。
2016-12-17 astro-ph.CO
Large fluctuations in the hydrogen-ionizing background and mean free path following the epoch of reionization
莱曼α森林中的极大不透明槽被解释为z~6以下扩展再电离过程的标志。这样的特征是不可能重现简单的模型，假设一个统一的平均自由程电离光子的星系际电离背景。我们建立了一个自洽模型的电离背景，其中包括波动的平均自由程由于电离背景和大尺度密度场的强度变化。主要的效果是抑制电离背景在大规模的空隙，由于“自屏蔽”的光学厚吸收剂的数量增加。我们的模型的结果在50兆秒差距/小时莱曼α森林有效光学深度的分布，显着提高了与观测在z~5.6的协议。外推到z~5.4和z~5.8似乎是有希望的，但是匹配平均背景演化需要超出本模型范围的吸收体群体的演化。我们还证明了需要非常大的体积（>400 Mpc的一侧），以准确地确定罕见的大规模特征的发病率在莱曼α森林。
2015-09-23 astro-ph.CO
A high-redshift quasar absorber without CIV - a galactic outflow caught in the act?
基于VLT/UVES获得的高信噪比、高分辨率的光谱数据，对类星体Q 0453 -423的一个红移z=2.304的亚阻尼莱曼α（sub-DLA）系统进行了详细的分析。中性氢柱密度log N（HI）=19.23，金属丰度为-1.61，由[OI/HI]表示，sub-DLA模拟了许多其他光学厚吸收体在此红移处的特性。然而，这个系统的一个非常不寻常的特征是，在中性氢吸收的红移处没有任何CIV吸收，尽管相关的光谱区域没有线混合并且具有非常高的S/N。相反，我们发现高离子吸收CIV和OVI在另一个金属吸收体中的速度超过220公里/秒的中性气体组件的redwards。我们探索的物理条件，在两个不同的吸收系统，使用多云的光电离模型。我们发现，弱电离的吸收体是密集的和金属贫，而高度电离的系统是薄的，更丰富的金属。朝向Q 0453 -423的吸收体对模仿了银河系外流的预期特征，其中高度电离的物质以高径向速度从（原）银河系气体盘中移动，其中发生恒星形成。我们讨论了我们的研究结果的背景下，CIV吸收线统计在高红移，并比较我们的结果，最近的银河风和外流模型。
2016-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the accuracy of common moment-based radiative transfer methods for simulating reionization
在再电离的宇宙学模拟中，通常通过求解强度场的双极和偶极，并通过计算四极矩来封闭方程组来处理辐射转移。我们调查的准确性最常见的封闭方法，即爱丁顿张量的选择。我们认为，这些算法是最有可能出错后，再电离和准分析的测试问题，模仿这些情况：大规模后再电离背景波动和辐射转移在一个主要的电离介质与离散吸收剂。我们表明，OTVET和M1过自屏蔽吸收固定的背景光电离率时，导致30-40%的高发射率，以平衡增加的复合。这种过电离导致在模拟运行与这些算法有一个因子的平均元银河光电离率相对于真相给定的电离发射率低~2。此外，这些算法不太可能在低于光子平均路径的尺度上再现电离背景波动：当模拟盒小于平均自由路径的两倍时，OTVET倾向于高估那里的波动，否则低估，而M1则大大低估了这些波动。因此，这些数值方法很可能不够准确，以解释再电离后观察到的Ly $α$森林不透明度波动。我们发现，需要遵循大量的角方向，以捕捉后再电离电离背景波动准确地与射线跟踪代码。最后，我们认为，在许多模拟信号，电离光子的平均自由程是几倍大，在这样的模拟比观测测量值的减少的光速的值上的后再电离背景的强烈依赖性。
2020-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effect of Fluctuations on the Helium-Ionizing Background
解释He II再电离时期后的He II Lyα吸收谱需要了解He II电离背景。虽然过去的工作模拟了平均背景的演化，但标准的宇宙学辐射转移技术假设辐射场是均匀的，尽管占主导地位的（罕见的）明亮类星体具有离散的性质。我们实现了一个宇宙学的辐射转移模型，其中包括最新的约束的电离光谱和光度函数的类星体和IGM吸收体的分布。我们还估计，第一次，波动对不断变化的连续不透明度的影响，在两种方式：通过将电离背景振幅的完整分布到标准的方法，并明确对待类星体离散-但孤立-源。我们的模型的结果，在He II电离率，随着红移急剧演变，增加了一个因素~2从z=3.0到z=2.5。这导致了He II Lyα平均光学深度的快速演化--正如最近观察到的--而没有引起He II的再电离。观察到的行为可能是由于电离光子的平均自由程的快速演变，因为在较高的H I柱密度吸收体中的氦变得完全电离。
2013-10-07 astro-ph.CO
HST/COS Observations of the Ly alpha Forest toward the BL Lac Object 1ES1553+113
本文介绍了BL Lac天体1 ES 1553 +113的宇宙起源摄谱仪（HST/COS）在1135-1795波长范围内的新的远紫外光谱。数据显示了一个平滑的连续谱，在ISM和IGM中产生了丰富的窄吸收特征。这些特征包括41个0<z<0.43的Lya吸收体，其中14个在多个莱曼线中检测到，6个在一个或多个金属线中检测到。我们分析了在z=0.188处的Lya吸收剂的富金属三重态，其中检测到OVI、NV和CIII吸收。硅离子（SiIII/IV）未被检测到相当强的上限，并且我们使用测量的SiIII/CIII上限来推导吸收剂络合物的最强组分的丰度极限[C/Si]>0.6。星系红移巡天显示，许多大质量星系的红移与这个吸收复合体大致相同，这表明它产生于大尺度的星系细丝中。1 ES 1553 +113是最亮的河外X射线源和γ射线源之一，是高能天体物理学界的重要研究对象。1 ES 1553 +113没有固有的发射或吸收特性，因此没有直接的红移测定。我们使用介入的Lya吸收体对红移进行直接限制：基于确认的Lya+OVI吸收体的z_em>0.395，基于Lya的单线检测的z_em>0.433。COS/FUV数据仅对z<0.47的Lya吸收体敏感，但我们提出了z_em 0.4的统计参数<0.58 based on the non-detection of any Lyb absorbers at z…
2010-05-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Column Density Distribution and Continuum Opacity of the Intergalactic and Circumgalactic Medium at Redshift <z>=2.4
我们提出了新的高精度测量的不透明度的星系际和环星系介质（IGM，CGM）在<z>=2.4。使用Voigt轮廓拟合15个高分辨率高信噪比的超亮类星体的完整Lyman alpha和Lyman beta森林，我们首次对HI柱密度为14 < log（NHI）< 17.2的吸收体频率进行了统计稳健的测量。我们还提出了第一次测量的HI吸收体的频率分布在周围的体积高Z星系（CGM，300 pkpc），发现在CGM中的吸收体的发病率是远远高于在IGM。与Rudie等人（2012）一致，我们发现与IGM相比，CGM中的高NHI吸收体比低NHI吸收体多一点，导致CGM频率分布的幂律拟合较浅。我们使用这些新的测量来计算IGM和CGM对氢电离光子的总不透明度，发现比大多数以前的研究显着更高的不透明度，特别是从log（NHI）< 17.2的吸收剂。再现在我们的数据中测量的不透明度以及log（NHI）> 17.2的吸收体的发生率，需要在log（NHI）~ 15附近具有中断的频率分布的中断幂律参数化。我们计算新的估计的平均自由程（mfp）氢电离光子在z=2.4，发现mfp = 147 +- 15 Mpc时，只考虑IGM不透明度。相反，如果我们考虑从高z恒星形成星系发出的光子，并考虑由于星系本身周围的CGM而导致的局部过度不透明度，则平均自由程减少到mfp = 121 +- 15 Mpc。…
2013-04-24 astro-ph.CO
The Metagalactic Ionizing Background: A Crisis in UV Photon Production or Incorrect Galaxy Escape Fractions?
最近提出的“光子生产不足危机”（Kollmeier \etal \ 2014）引起了对超银河系紫外线背景（UVB）中电离光子强度和光谱的关注。氢光电离和复合的平衡决定了低红移星系际介质（IGM）的不透明度。我们校准氢光电离率（$Γ_{\rm H}$）通过比较{ \it哈勃太空望远镜}光谱调查的低红移列密度分布的\HI \吸收剂和观察到的（$z < 0.4$）平均\Lya \通量递减，$D_A = (0.014)(1+z)^{2.2}$，新的宇宙学模拟。分布，$f(N_{\rm HI}, z) \equiv d^2 {\cal N} / d(\log N_{\rm HI}) dz$，是一致的增加UVB，包括类星体和星系的贡献。我们推荐的拟合，$0 < z < 0.47$的$Γ_{\rm H}(z) = (4.6 \times 10^{-14}$ s $^{-1})(1+z)^{4.4}$，对应于$z = 0$处的单向LyC光子通量$Φ_0 \approx 5700$ ~cm $^{-2}$ ~s $^{-1}$。该通量与观测到的IGM金属电离比（\CIII / \CIV \和\SiIII / \SiIV）一致，并表明\Lya \吸收体对宇宙重子清单的贡献为25-30\%。在低红移UVB的主要不确定性是来自星系中的大质量恒星的贡献和LyC逃逸分数（$f_{\rm esc}$），一个高度…
2015-08-12 astro-ph.CO
Reionization in Technicolor
我们提出了Technicolor Dawn模拟，一套宇宙辐射流体动力学模拟的第一个12亿年。通过模拟一个空间不均匀的UVB的飞行与24个频率和解决暗物质晕下降到$10^8 M_\odot$内12 $h^{-1}$兆秒差距卷，我们的模拟统一观测星系际和环星系介质，星系和再电离到一个共同的框架。唯一一个被精确调整的参数，逃离星际介质的电离光子的分数$f_{\mathrm{esc,gal}}(z)$，被调整以匹配莱曼- $α$森林和宇宙微波背景的观测。通过这一单次校准，我们的模拟再现了再电离的历史;星系的恒星质量-恒星形成率关系; $z\sim5$处阻尼$α$吸收体（DLAs）的数密度和金属丰度;弱金属吸收体的丰度;紫外背景（UVB）振幅;以及$z=5.4$处的$α$通量功率谱。星系恒星质量和紫外光度函数是不足的$\leq2\times$，建议过于激烈的反馈模型。莱曼- $α$森林中的平均透射率在$z<6$处产生不足，表明UVB振幅和莱曼- $α$透射率的测量之间存在张力。观察到的SiIV柱密度分布被合理良好地再现（$\sim 1σ$低）。相比之下，CIV仍然显着不足，尽管被一个强烈的$>4$ Ryd UVB提高。通过增加金属产率来解决这个问题将过度产生弱吸收体和DLA金属量。相反，观测到的来自高红移星系的高电离辐射强度和来自其环境的吸收表明，传统恒星种群模型的电离通量太软。
2018-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
An HST/COS Survey of the Low-Redshift IGM. I. Survey, Methodology, & Overall Results
我们使用高质量、中等分辨率的{ \it哈勃太空望远镜}/宇宙起源摄谱仪（\HST /COS）观测82个红移为$z_{AGN}<0.85$的紫外亮活动星系核，以构建迄今为止对低红移星系际介质（IGM）的最大调查：HI和25种不同金属中的5343条河外吸收线在$z_{abs}<0.75$中，离子种类被分为2610个不同的红移系统，覆盖了总的红移路径长度$Δz_{HI}=21.7$和$Δz_{OVI}=14.5$。我们的半自动寻线和测量技术使目录尽可能客观地定义。HI系统的累积柱密度分布可以用$dN(>N)/dz=C_{14}(N/10^{14} cm^{-2})^{-(β-1)}$、$C_{14}=25\pm1$和$β=1.65\pm0.02$参数化。对于$z<0.47$，可以看到该分布在幅度$C_{14}\sim(1+z)^{2.0\pm0.1}$和斜率$β(z)=1.73-0.26 z$上都发生演变。我们观察了427个系统中的金属线，发现在金属中检测到的IGM吸收体的分数强烈依赖于N_{HI}。OVI吸收剂的分布似乎与Lya森林的演变相同。我们计算的贡献$Ω_b$从不同的组成部分的低$z$ IGM和确定的Lya减量作为红移的函数。IGM吸波器通过两点相关函数（TPCF）在速度空间进行了分析。我们发现\HI \吸收剂在$Δv=50-300$ km/s的尺度上大量聚集，在$Δv>100…
2015-12-21 astro-ph.CO
The Low-Redshift Lyman Alpha Forest toward 3C 273
我们提出了一个分析的Ly-a森林向3C 273从空间望远镜成像光谱仪在~7公里/秒的分辨率，随着再处理的数据从远紫外光谱探测器。3C 273的高UV通量允许我们探测弱的低z吸收剂。主要样本由21种HI吸收剂组成，我们可以将其区分为log NHI~ 12.5的灵敏度。吸收体的红移密度为13.1<log NHI<14.0，比其他视线的平均值低约1.5 sigma;对于log NHI >= 12.5，它与数值模型预测一致。多普勒参数分布与其他低z样本一致。我们发现没有证据表明打破列密度幂律分布日志NHI=12.3。一个宽Ly-a吸收体（BLA）位于两个~0.5L* 星系的Delta v =< 50 km/s和1.3局部框架Mpc范围内，一个OVI吸收体距离~700 km/s，同样接近三个星系，表明过密环境。我们检测到在Delta v<1000 km/s尺度上的聚集，对于log NHI >= 12.6具有3.4 sigma显著性，与从流体动力学模拟预测的水平一致，并且指示Ly-a森林空隙在0.09<z<0.12。我们发现至少有两个组件的z=0.0053处女座吸收，但总NHI列没有显着改变。
2010-02-17 astro-ph.CO
Reconstructing the intergalactic UV background with QSO absorption lines
本文提出了一种通过研究金属吸收系统来约束星系际紫外背景光谱能量分布的新方法。我们研究单组分金属线系统表现出各种测量良好的物种。在所观察到的跃迁中，需要来自同一元素的至少两个电离级的比率，例如CIII/CIV和SiIII/SiIV。对于每个系统的光电离模型构建不同的电离辐射的光谱。然后，通过将模型与观测到的柱密度比进行比较，可以约束光谱能量分布。人工吸收器的广泛测试表明，电离辐射的光谱不能被明确地重建，但可以限制光谱的主要特征。此外，所得到的吸收体的物理参数，如电离参数，金属丰度，和相对丰度，可能强烈地依赖于所采用的电离光谱。即使在拟合良好的模型的情况下，电离参数的不确定性也可高达~0.5 dex，金属丰度的不确定性可高达~1.5 dex。因此，在估计星系际介质的金属丰度时，了解紫外背景的硬度是至关重要的。将该过程应用于3个观察到的单组分金属线系统的小样本，在z > 2处产生软电离辐射，在z < 2处产生稍硬的光谱。由此产生的能量分布表现出强烈的HeII Ly α再发射功能，这表明星系际HeII的再处理是重要的。与文献中的紫外背景光谱相比，Madau & Haardt（2009）的最新模型（包括由星系际He II延迟氦再电离后处理引起的α调制）非常适合所研究的系统。
2011-06-14 astro-ph.CO
Suzaku Monitoring of the Seyfert 1 Galaxy NGC5548: Warm Absorber Location and its Implication for Cosmic Feedback
本文介绍了对Seyfert 1星系NGC 5548进行的为期两个月的朱雀星X射线观测。该运动包括7个观察。我们分析了在不透明度的气体，形成电离吸收电离通量的变化的响应。尽管在撞击连续谱中有4倍的变化，但源的软X射线光谱显示出很小的光谱变化，这表明电离吸收体没有响应。一个详细的时间建模证实了缺乏高电离的吸收组件的不透明度的变化。相反，该模型初步表明，低电离吸收组件的电离参数可能会随着电离通量的变化，如预期的气体在光电离平衡。利用缺乏变化，我们设定的上限n_e <2.0E7 cm-3的气体形成的高电离，高速组件的电子密度。这意味着与连续谱源的距离很大（R > 0.033 pc）。如果低电离分量的变化是真实的，则n_e > 9.8E4cm ~（-3），R < 3 pc。我们讨论我们的结果在两个不同的情况下：一个大规模的外流起源于内部的吸积盘，或热驱动风起源更远。考虑到风的距离很大，隐含的质量流出率也很大（Mw > 0.08 Maccr）。在主星系中，风所释放的相关总动能（>1.2E56 erg）足以扰乱星际介质，可能调节大规模恒星的形成。即使外推到类星体的光度，风喷射出的总质量和能量仍然低于宇宙反馈所需的质量和能量。这种反馈要求我们在风完全加速之前观察它。
2010-01-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
The z = 0.0777 C III Absorber Towards PHL 1811 as a Case Study of a Low Redshift Weak Metal Line Absorber
我们认为，在C III，C II，Si III，C IV，O VI和H I吸收沿视线对类星体PHL 1811的z = 0.0777吸收系统的物理条件和起源。我们分析了这个类星体的HST/STIS和FUSE光谱，并将结果与云光电离和碰撞电离模型进行了比较，以获得吸收气体的密度，温度和金属丰度。这种吸收可以用两个C III云来解释，它们的速度相差35 km/s，金属丰度约为太阳值的十分之一。一个云的密度为n_H = 1.2 + 0.9 - 0.5 * 10^-3 cm^-3（厚度0.4 ± 0.3 - 0.2 kpc）并产生观察到的C II和Si III吸收，而另一个的密度为n_H = 1.2 + 0.9 - 0.5 * 10^-5 cm^-3（厚度为80 + 70 - 40 kpc），并产生了观察到的弱C IV吸收。光电离模型的云温度为~ 14，000 + 3000 - 2000 K和~ 34，000 - 4000 + 2000 K。虽然T ~ 70，000 K的碰撞电离云是可能的，但由于涉及的冷却时间尺度较短，它们的可能性较小。先前的研究显示，在吸收体的红移处没有发光星系，因此它可能与潮汐碎片、喷射物质、矮星系或星系群中的其他晕物质有关。我们的模型还表明，两个云之一将产生可检测的弱镁II吸收，如果光谱覆盖的过渡存在。我们预测了当电离背景辐射更强时，系统在z ~ 1处的样子。我们发现…
2009-12-22 astro-ph.CO
Ionization bias and the ghost proximity effect near $z\gtrsim6$ quasars in the shadow of proximate absorption systems
在Ly $α$森林的不透明度中的大于预期的散射表明，在$z > 5.5$处，元银河系电离背景强烈波动。电离背景涨落的模型预测在大尺度上会有很强的正偏差，因此大质量$>10^{12}\,{\rm M}_\odot$暗物质晕的环境，例如$z\sim6$类星体宿主，将是限制电离光子源的理想实验室。虽然类星体本身应该压倒来自邻近星系的任何可能的电离光子贡献，但最近在$z\sim6$类星体的前景中发现了近阻尼Ly $α$吸收体（DLA），并且这些DLA阴影中的Ly $α$森林可以探测局部电离环境。使用GPC $^3$模拟的$z=6$电离背景波动，我们表明，虽然从电离偏置类星体宿主晕周围的Ly $α$森林信号应该是强的，它可能是抑制相关的星系际物质过密度。我们还发现，类星体本身仍然可以压倒集群信号通过“鬼”的邻近效应从类星体辐射引起的电离光子的平均自由程的大规模的偏差。这种鬼邻近效应是敏感的类星体发射的寿命和几何形状，潜在地解锁一个新的途径来约束这些基本的类星体属性。最后，我们提出了一个$z\sim6$类星体的观测与邻近的DLA显示出强烈的过剩在Ly $α$森林传输的鬼邻近效应的预测位置。
2019-04-23 astro-ph.CO
