低红移 O VI 吸收体的性质与起源

在类星体吸收线光谱中观测到的 O VI 离子是低红移 (z<0.5) 星际介质 (IGM) 中宇宙金属分布最易获取的示踪物。我们利用包含星系外流的宇宙学流体动力学模拟，探讨了 O VI 吸收体的性质和起源。我们考虑了电离背景变化、非平衡电离与冷却、均匀金属丰度以及小尺度（亚分辨率）湍流的影响。我们的主要结果是：1) IGM 中的 O VI 主要是光致电离的，温度为 T= $10^{4.2\pm0.2}$ K。一个关键原因是 O VI 吸收体优先示踪给定密度下过富集的 IGM 区域，这增强了金属线冷却，使得吸收体能够在哈勃时间内冷却。因此，O VI 不是温热星系际介质 (WHIM) 的良好示踪物。2) 只有加入亚分辨率湍流，预测的 O VI 特性才能符合观测结果。所需的湍流随 O VI 吸收体强度增加而增加，表明更强的吸收体源于更近期的外流，其湍流耗散时间尺度约为一个哈勃时间。湍流量与在 IGM 和星系晕中观测到的其他湍流实例一致。3) O VI 和 H I 示踪的金属并不完全示踪相同的重子，但 reside 在相同的大尺度结构中。我们的模拟重现了观测到的对齐统计特征。4) 光致电离的 O VI 示踪各种环境中的气体，并不直接与最近的星系相关联，尽管通常最接近约 0.1L* 的星系。较弱的 O VI 成分示踪了一些最古老的宇宙金属。5) 非常强的吸收体更有可能是碰撞电离的，示踪星系晕内或附近更近期的富集 (<2 Gyr)。