星系际介质的恒星形成反馈与金属增丰历史

我们利用流体动力学模拟计算了星系际介质（IGM）的金属增丰历史。我们展示了星系超级风（GSW）反馈可以将金属输运至 IGM，并且模拟的金属吸收体性质与观测相符。GSW 的影响距离通常限于 >0.5Mpc 且密度反差 >10 的区域。大多数 CIV 和 OVI 吸收体位于温度升高（T>2×10⁴K）、密度反差（>10）和金属丰度（[-2.5, -0.5]）的激波区域。OVI 吸收体通常比 CIV 吸收体具有更高的金属丰度、更低的密度和更高的温度。对于 OVI 吸收体，碰撞电离在整个红移范围 z=0-6 内占主导地位，而对于 CIV 吸收体，在中等红移 z~3 处发生从碰撞电离主导向光电离主导的转变。我们发现，模拟合理地再现了在柱密度范围 log N cm⁻²=12-15 内观测到的 CIV 和 OVI 柱密度分布。CIV 和 OVI 谱线中包含的质量密度 Ω_CIV 和 Ω_OVI 的演化也与观测结果吻合良好，显示出在低红移处近乎恒定，而在红移 z=3-4 之后呈指数下降。对于 CIV 和 OVI，大多数吸收体是瞬态的，并且在任何时期，由柱密度 log N cm⁻²=12-15 的 CIV 和 OVI 谱线探测到的金属量仅占总金属密度的约 2%。虽然来自大尺度结构形成的引力激波在能量预算中占主导地位（80-90%），到 z=0 时将约 50% 的 IGM 转变为温热星系际介质（WHIM），但在 z > 1-2 时，GSW 反馈激波在能量上超过引力激波占主导地位。在 z=2-3 时所谓的“失踪金属”大部分隐藏在一个温热（T=10^{4.5-7}K）的气体相中，该相被 GSW 反馈激波加热。它们的质量分布在 IGM 中广泛地峰值在 δ=1-10 处，位于维里化暗晕之外。