“CGM”的版本间差异
跳到导航
跳到搜索
无编辑摘要 |
无编辑摘要 |
||
| （未显示同一用户的5个中间版本） | |||
| 第3行： | 第3行： | ||
*CGM 的冷却，the mixing between the cold/metal-rich disc gas (T <~ 10^4 K) and the hot coronal gas (T >~ 10^6 K) |
*CGM 的冷却，the mixing between the cold/metal-rich disc gas (T <~ 10^4 K) and the hot coronal gas (T >~ 10^6 K) |
||
:在大质量晕里面，这两种气体的热传统不是很有效，从而有效地阻止冷却[http://arxiv.org/abs/1608.06290] |
:在大质量晕里面，这两种气体的热传统不是很有效，从而有效地阻止冷却[http://arxiv.org/abs/1608.06290] |
||
*CGM中没有detect到中性氢：quench的原因 [http://arxiv.org/abs/2011.02589] |
|||
*经典的两相模型 Muller & Bullock 2004 [http://adsabs.harvard.edu/abs/2004MNRAS.355..694M] |
*经典的两相模型 Muller & Bullock 2004 [http://adsabs.harvard.edu/abs/2004MNRAS.355..694M] |
||
| 第9行： | 第11行： | ||
*MUSE的观测并没有发现quasar N(HI) absorber 对应的恒星形成的发射线[https://arxiv.org/abs/1901.05217] |
*MUSE的观测并没有发现quasar N(HI) absorber 对应的恒星形成的发射线[https://arxiv.org/abs/1901.05217] |
||
*Zhang, Huanian一系列的工作，可以直接探测到温气体的发射线 [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017NatAs...1E.103Z/abstract] |
|||
*[[eROSITA]]的结果：恒星形成 quiescent星系和的差别 [https://arxiv.org/pdf/2411.19945] |
|||
==吸收体== |
|||
*类星体做背景源 |
|||
*高电离线，like OVI （10^5.5 K），早型星系和晚型星系的结果差别比较大，为什么？ |
|||
: 激波加热？晕吸积气体激波后方 Oppenheimer 2016 |
|||
:: UV 电离，Stern et al. 2018 |
|||
: AGN反馈？（Nelson 2018） |
|||
: 恒星反馈增强OVI 吸收体 （数值模拟）Su et al. 2018 |
|||
*低电离线，like MgII，不同形态星系也有 |
|||
: 用MgII吸收线可以研究气体的运动学，支持和中性气体盘盘一样有旋转（arXiv 1901.09123） |
|||
* arXiv:2405.20316 No obvious causal link between CGM CIV and the mass of the galaxy's SMBH; specific star-formation rate (sSFR) is highly correlated with the ionized content of the CGM |
|||
==理论模型== |
|||
*不同的模型[https://arxiv.org/pdf/2407.06555] |
|||
2024年12月3日 (二) 02:48的最新版本
circumgalactic medium
- CGM 的冷却，the mixing between the cold/metal-rich disc gas (T <~ 10^4 K) and the hot coronal gas (T >~ 10^6 K)
- 在大质量晕里面，这两种气体的热传统不是很有效，从而有效地阻止冷却[1]
- CGM中没有detect到中性氢：quench的原因 [2]
- 经典的两相模型 Muller & Bullock 2004 [3]
- COS的观测，发现OVI吸收可以到600kpc远[4]
- MUSE的观测并没有发现quasar N(HI) absorber 对应的恒星形成的发射线[5]
- Zhang, Huanian一系列的工作，可以直接探测到温气体的发射线 [6]
吸收体
- 类星体做背景源
- 高电离线，like OVI （10^5.5 K），早型星系和晚型星系的结果差别比较大，为什么？
- 激波加热？晕吸积气体激波后方 Oppenheimer 2016
- UV 电离，Stern et al. 2018
- AGN反馈？（Nelson 2018）
- 恒星反馈增强OVI 吸收体 （数值模拟）Su et al. 2018
- 低电离线，like MgII，不同形态星系也有
- 用MgII吸收线可以研究气体的运动学，支持和中性气体盘盘一样有旋转（arXiv 1901.09123）
- arXiv:2405.20316 No obvious causal link between CGM CIV and the mass of the galaxy's SMBH; specific star-formation rate (sSFR) is highly correlated with the ionized content of the CGM
理论模型
- 不同的模型[8]