中等红移矮卫星星系外流中弱MgII及更高电离吸收线的起源

中等红移的观测揭示了大量致密、弱MgII吸收体的存在，其金属丰度接近至超过太阳丰度，且常被更大范围的区域所包围，这些区域在距亮星系大冲击参数处的星周介质中产生CIV和/或OVI吸收。它们的起源与性质仍不清楚。我们假设未探测到的卫星矮星系是产生部分此类弱MgII吸收体的原因。我们利用晕质量为$5\times10^{9}$ M$_{\odot}$的矮卫星星系星系外流的气体动力学模拟来检验该假设，该矮星系可形成于z=2时的一个更大的$L^{*}$晕中，以研究晕内的气体相互作用。我们发现，薄而丝状的弱MgII吸收体分两个阶段产生：1）当富含核塌缩超新星(SNII)增丰、在星系喷泉中下落的气体被后续SNII驱动的上行流激波压缩并冷却时（阶段1），以及随后，2）在Ia型超新星驱动的外流激波并扫过普遍存在的SNII增丰气体，随后冷却时（阶段2）。丝状结构与碎片的宽度为$\lesssim~100$ pc，最小的在12.8 pc分辨率下无法分辨。我们的模拟中MgII吸收体由激波与冷却持续产生超过150 Myr，尽管每个云仅存活约60 Myr。其金属丰度为太阳金属丰度的10–20%，柱密度为$<10^{12}$ cm$^{-2}$。它们也被更大的(0.5–1 kpc) CIV吸收体包围，后者似乎存活更久。此外，更大尺度(>1 kpc)的CIV与OVI云在膨胀及被激波的SNII增丰气体中产生，这些气体在中等红移下受紫外星系际辐射光致电离。我们的模拟凸显了矮星系外流产生高度增丰多相气体的可能性。