基于观测与 $\Lambda$CDM 模拟的星系星际介质与星系周 OVI 气体运动学之间的关系

我们展示了首个针对 20 个吸收系统（EW>0.1~{\AA}）的星系–OVI 吸收运动学研究，这些系统与孤立星系（0.15$<z<$0.55）相关，并具有使用 Keck/ESI 获得的精确红移与旋转曲线。我们的样本被划分为两个方位角区间：主轴（$\Phi<25^{\circ}$）与次轴（$\Phi>33^{\circ}$）。沿星系主轴的 OVI 吸收与星系旋转运动学不相关，仅 1/10 的系统可用旋转/吸积模型解释。这与 MgII 吸收中普遍观测到的共旋转形成对比。沿次轴的 OVI 可用加速外流建模，但仅适用于小张开角，而大多数 OVI 正在减速。沿两轴，堆叠的 OVI 轮廓位于星系系统速度处，其吸收运动学跨越星系的整个动力学范围。AMR 宇宙学模拟中发现的 OVI 存在于丝状结构及环绕星系约 50 kpc 的晕中。模拟显示，主轴 OVI 气体沿丝状结构流入并在接近星系时减速，同时其共旋转程度增加。模拟中的次轴外流在 50–75 kpc 内有效，超出该范围则减速并落回星系。尽管模拟显示出清晰的 OVI 运动学特征，它们无法直接同观测比较。当我们将贯穿整个模拟星系晕积分的运动学特征进行比较时，发现由于晕中 OVI 的完整速度分布，这些特征被抹平。我们得出结论：OVI 本身并非气体吸积、外流或恒星形成的有用运动学示踪物，最可能探测晕的维里温度。