OVI 吸收线系统的物理起源

我们对银河盘、星际 halo、高速云、魔鬼云、starburst galaxies 以及星际介质中看到的 O{\sc vi} 吸收线进行了统一分析。我们发现，这些离散系统定义了一个 O{\sc vi} 列密度与吸收线宽度之间的简单关系，该关系在 O/H 从 10% 到 两倍太阳值的范围内独立于氧含量。我们指出，该关系正是理论上预测的，当热气体通过腔 corona 温度范畴进行辐射冷却时所得到的关系——与其密度或金属丰度无关(当 O/H $\gtrsim$ 0.1 太阳值时)。由于大多数星际 O{\sc vi} 云都遵循这一关系，我们推断它们的金属丰度不得不至少为几百分之一太阳值。为能够在千年时间内进行辐射冷却，星际云必须小于约 1 Mpc。我们指出，O{\sc iv}、O{\sc v}、Ne{\sc v} 和 Ne{\sc vi} 离子的冷却列密度与 O{\sc vi} 观测到的列密度相当。这也适用于 Li-like 离子 Ne{\sc viii}、Mg{\sc x} 和 Si{\sc xii} (如果气体是从 $T \gtrsim 10^6$ K 冷却的)。所有这些离子在极紫外波段都具有强共振线，若在 $z \gtrsim$ 0.2 到 0.8 的红移处，便可通过 FUSE 观测到。我们还指出，Li-like 离子可用于探测气体在其离子分数峰值出现的高一个数量级的温度进行辐射冷却。我们计算，H-like (He-like) O、Ne、Mg、Si 和 S 离子的冷却列密度约为 $10^{17}$ cm⁻²。O{\sc vii}、O{\sc viii} 和 Ne{\sc ix} X射线吸收线指向 PKS 2155-304 可能源于银河盘或 halo 中辐射冷却的气体。