在红移 z=0.7 的大质量星系中发现多相冷吸积

我们提出了针对多相吸收气体的详细光致电离 + 碰撞电离模型和运动学模型，该气体是在背景类星体 TON 153 的 HST/COS、HST/STIS 和 Keck/HIRES 光谱中探测到的，位于一个恒星形成旋涡星系（z=0.6610）投影短轴方向 104 kpc 处。互补的 g'r'i'Ks 测光和恒星种群模型表明，宿主星系主要由年龄为 4 Gyr 的恒星种群主导，其金属丰度略高于太阳金属丰度，估计 log(M*)=11 且 log(Mvir)=13。针对追踪大部分氢的低电离吸收线（MgI、SiII、MgII 和 CIII）的光致电离模型约束多组分气体为低温（logT=3.8-5.2）且贫金属（-1.68<[X/H]<-1.64）。滞后晕模型重现了低电离吸收的运动学特征，表明气体与星系盘角动量耦合，这与模拟中的冷吸积模式物质一致。CIV 和 OVI 吸收最好在单独的碰撞电离贫金属（-2.50<[X/H]<-1.93）暖相中建模，其 logT=5.3。尽管它们的运动学特征与风模型一致，但鉴于星系恒星金属丰度与吸收金属丰度之间存在 2-2.5 dex 的差异，表明该气体不可能源自星系风。我们讨论并得出结论：尽管类星体视线沿星系短轴穿过，投影距离为 0.3 倍维里半径，远在其维里激波半径之内，但相对运动学、温度和相对金属丰度的组合表明，多相吸收气体源于该大质量星系周围的冷吸积。我们的结果似乎与最近的解释相矛盾，后者认为探测星系投影短轴的吸收是在采样星系风。