银河系气态晕的质量与吸收柱密度

星系气态晕是星系盘星际介质的气体储库，为恒星形成提供物质。我们建立了一个气态晕模型，通过假设盘上的恒星形成率与包括恒星反馈在内的气态晕辐射冷却率相平衡，将星系盘与气态晕联系起来。除处于碰撞电离平衡的单温气态晕外，我们还考虑了光致电离效应与稳态冷却模型。由于密度低，光致电离对于改变低质量星系及大质量星系外缘的离子分布十分重要。多相冷却模型主导冷却半径以内的区域，其中 t_cooling=t_Hubble。我们的模型重现了广泛星系质量范围内大多数观测到的高电离态离子（即 OVI、OVII、NeVIII、MgX 和 OVIII）。我们发现，对于从 M_star ~ 3 * 10^10 Msun 到 6*10^12 Msun 的晕质量，OVI 柱密度在 ~10^14 cm^-2 附近有狭窄范围，这与部分而非全部观测研究一致。对于晕质量 <~ 3 * 10^11 Msun 的星系，光致电离产生了大部分 OVI；而对于质量更大的星系，OVI 来自从更高温度冷却的介质。拟合银河系（Milky Way）的 OVII 与 OVIII 表明一个气态晕模型，其金属丰度约为 0.55 Zsun，气态晕最高温度约为 1.9 * 10^6 K。该气态晕模型未能闭合 R200 内重子物质的普查。