恒星形成星系的扩展 OVI 晕

我们考虑了富金属气体在邻近星爆星系的时间依赖辐射场与近乎不变（时间尺度为 100 Myr）的星系际电离背景叠加作用下的演化。在非平衡（时间依赖）光致电离模型中，我们确定了通常在星系周缘观测到的 OVI 离子的电离分数。随后，我们推导了 OVI 在扩展星系晕中产生吸收的条件，这些条件取决于星系质量和恒星形成率。我们发现，在星系和星系际电离辐射场的共同作用下，最大 OVI 分数可达 $\sim 0.4-0.9$。我们得出结论，中心恒星形成星系的恒星种群发出的 $E\simgt 113$~eV 软 X 射线辐射是造成如此高 OVI 分数的主要来源。这一情况可以解释在低红移处恒星形成星系晕中观测到的高柱密度 ${\rm N(OVI)} \sim 10^{14.5 - 15.3}$~cm$^{-2}$ (Tumlinson etal 2011)，即使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至合理保守的水平。我们表明，在 $z\simlt 0.5$ 时，暴露于低星系际电离通量的外晕中相对稠密的等离子体（$n\simgt 10^{-4}$ cm$^{-3}$）内，氧的电离动力学主要由非平衡效应主导。