Absorption signatures of warm-hot gas at low redshift: O vi
Absorption signatures of warm-hot gas at low redshift: O vi
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低红移下温热气体的吸收特征：O vi
DOI：
10.1111/j.1365-2966.2010.18123.x
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发表时间：
2011
影响因子：
4.8
通讯作者：
R.P.C.
中科院分区：
文献类型：
--
作者：
Tepper-García;Richter;Schaye;Dalla Vecchia;Theuns;Wiersma;R.P.C.
我们利用OWLS项目的宇宙学和流体力学模拟的一个子集，研究了低红移(z=0.25)的Ovi吸收体的起源和物理性质。据信，介入型Ovi吸收体在温热的星际介质(WHIM)中追踪激波加热的气体，因此可能在寻找今天宇宙中失踪的重子方面发挥关键作用。与观测值相比，我们模拟得到的不同Ovi谱线参数(柱密度、多普勒参数、静止等效宽度Wr)的预测分布没有很强的Ovi吸收峰，Oppenheimer&Davé也发现了这一差异。这表明，亚格子尺度上的物理过程(如湍流)可能强烈影响O-vi系统的观测性质。我们发现，在典型的超密度为1−/<；ρ>；≲102时，介入氧吸收主要发生在高金属丰度(10≪ρ1ρZ/Z≲1)气体中。在我们的模拟中，三分之一的Ovi吸收体在105K的温度下示踪气体，其余的在更高的温度下产生，大多数在T=105.3±0.5K左右。这些温度比Oppenheimer&Davé的推算高得多，可能是因为那项工作没有考虑到光致电离背景辐射对金属线冷却的抑制。虽然Ovi与大多数受激波加热的重子物质位于(ρ，T)空间的相似区域，但这种气体的绝大多数金属含量较低，不会引起可检测到的Ovi吸收。由于金属的片状分布，在我们的模拟中，O-vi吸收体只追踪到宇宙重子(<；2%)和宇宙金属中非常小的一部分。取而代之的是，这些系统可能会追踪到以前受到冲击加热的、来自星系风的富含金属的物质，这些物质现在与周围的气体混合并冷却。通过比较Ovi和HI柱密度来估计来自类星体观测的中间吸收体的物理条件的常用方法可能是误导的，因为大多数HI(和大多数气体质量)与引起Ovi吸收的高金属丰度斑块没有物理联系。
We investigate the origin and physical properties of O vi absorbers at low redshift (z= 0.25) using a subset of cosmological, hydrodynamical simulations from the OverWhelmingly Large Simulations (OWLS) project. Intervening O vi absorbers are believed to trace shock-heated gas in the warm-hot intergalactic medium (WHIM) and may thus play a key role in the search for the missing baryons in the present-day Universe. When compared to observations, the predicted distributions of the different O vi line parameters (column density, Doppler parameter, rest equivalent width W r) from our simulations exhibit a lack of strong O vi absorbers, a discrepancy that has also been found by Oppenheimer & Davé. This suggests that physical processes on subgrid scales (eg turbulence) may strongly influence the observed properties of O vi systems. We find that the intervening O vi absorption arises mainly in highly metal enriched (10− 1≪ Z/Z⊙≲ 1) gas at typical overdensities of 1≪ ρ/< ρ>≲ 102. One-third of the O vi absorbers in our simulation are found to trace gas at temperatures T< 105 K, while the rest arises in gas at higher temperatures, most of them around T= 105.3±0.5 K. These temperatures are much higher than inferred by Oppenheimer & Davé, probably because that work did not take the suppression of metal-line cooling by the photoionizing background radiation into account. While the O vi resides in a similar region of (ρ, T)-space as much of the shock-heated baryonic matter, the vast majority of this gas has a lower metal content and does not give rise to detectable O vi absorption. As a consequence of the patchy metal distribution, O vi absorbers in our simulations trace only a very small fraction of the cosmic baryons (< 2 per cent) and the cosmic metals. Instead, these systems presumably trace previously shock-heated, metal-rich material from galactic winds that is now mixing with the ambient gas and cooling. The common approach of comparing O vi and H i column densities to estimate the physical conditions in intervening absorbers from QSO observations may be misleading, as most of the H i (and most of the gas mass) is not physically connected with the high-metallicity patches that give rise to the O vi absorption.
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DOI：
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2002
期刊：
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--
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通讯作者：
P. Richter
DOI：
10.1086/587486
发表时间：
2007-06
期刊：
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--
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T. Tripp;K. Sembach;D. Bowen;B. Savage;E. Jenkins;N. Lehner;P. Richter
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