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#CGM

3건의 기사

Glucometer showing 562 mg/dl indicating high blood sugar level on a wooden table.
천문·천체물리

라이먼알파·HeII·Hα 방출선으로 z>2 퀘이사의 차가운 은하주변물질(CGM) 밀도 분포 제약

연구진은 CLOUDY 광이온화 시뮬레이션으로 퀘이사 빛을 받는 기체의 HeII/Hα 비를 예측하고, 로그정규 밀도 분포를 포함한 모델을 z~2.1~4.5 퀘이사 주변의 확장된 라이먼알파·HeII·Hα 관측과 비교했다. z~2.2에서는 Keck/KCWI로 퀘이사 13개를 관측하고 확장 방출이 가장 두드러진 대상을 Keck/MOSFIRE로 추가 관측해, 세 방출선을 함께 측정한 첫 통계적 퀘이사-CGM 표본을 확보했으며, 약 35pkpc까지 동일 구경에서 겹친 스펙트럼은 Lyα/Hα=9.1, HeII/Hα=0.54, HeII/Lyα=0.06을 보였다. 단일 밀도 모델은 낮은 HeII/Hα 비를 재현하려면 n>10 cm^-3의 매우 높은 밀도나 비현실적으로 부드러운 AGN 스펙트럼이 필요했고, 넓은 로그정규 밀도 분포는 더 낮은 중간 밀도에서도 이를 설명하지만 이 매개변수화에서 C~10^3~10^4에 해당하는 고밀도 꼬리가 요구됐다. 또한 3.1<z<4.5의 VLT/MUSE 퀘이사 26개를 분석해 14개에서 라이먼알파와 HeII의 공간적으로 겹친 확장 방출을 찾았고, 검출된 HeII/Lyα 성분은 z~2.2와 z~3.7 사이에서 강한 진화의 증거를 보이지 않았다.

arXiv astro-ph.GA (은하)

A southern bald eagle is perched in a tree at NASA’s Kennedy Space Center on Jan. 20, 2023. After a recent fire burned a tree that housed an eagles’ nest for several years, the birds returned to the a
천문·천체물리

고해상도 우주론 시뮬레이션으로 본 은하 주변 물질(CGM)의 환경 의존성

연구진은 EAGLE 은하 형성 모형에 기반한 고해상도 우주론 시뮬레이션(기체 입자 질량 약 4.5×10^4 태양질량, 암흑물질 입자 질량 약 2.4×10^5 태양질량)을 이용해 대규모 구조가 은하 주변 물질(CGM)의 차갑고 따뜻한 기체상(T~10^4-5 K)에 미치는 영향을 처음으로 모형화했다. z=0에서 항성질량 10^8 태양질량 이상인 은하를 Friends-of-Friends 알고리즘으로 과밀 환경(그룹) 은하와 고립 은하로 나눠 비교한 결과, 항성질량·헤일로질량을 맞추고 중심 은하만 사용했을 때는 CGM의 물리적 성질과 피복률(covering fraction)에서 유의미한 차이가 나타나지 않았다. 반면 위성 은하를 포함하자 환경에 따른 피복률 차이라는 관측적 경향이 재현됐다. 연구진은 위성 은하 혼입에 관한 이 결과가 사용한 준격자(subgrid) 물리와 무관하므로, 관측 연구에서도 중심 은하와 위성 은하를 구분해야 환경이 CGM에 미치는 역할을 명확히 판별할 수 있다고 지적했다.

arXiv astro-ph.GA (은하)

Every 27 years, a bright star called Epsilon Aurigae fades over period of two years, then brightens back up again. A companion is known to be surrounded by a dusty disk, as illustrated in this artist
천문·천체물리

같은 은하, 다른 CGM: 은하풍의 금속 함량이 은하 주변 물질과 바리온 순환을 좌우한다

연구진은 아우리가(Auriga) 시뮬레이션 세트를 이용해 우리은하 질량의 헤일로를 다룬 5개의 우주론적 자기유체역학 시뮬레이션에서 항성 피드백이 만드는 은하풍의 금속 함량과 에너지 로딩을 변화시키는 통제 실험을 수행했다. 다섯 개 시뮬레이션은 z=0에서 항성질량과 형태가 약 10% 이내로 거의 같지만, 금속이 별·기체 원반·은하주변물질(CGM)·은하간물질 중 어디에 어떻게 분포하는지는 크게 달랐으며, 두 극단 모델 사이에서는 원반면 위 |z| ≳ 30 kpc 높이의 기체 금속함량 중앙값이 10배가량 차이를 보였다. 금속 함량은 헤일로 기체의 냉각 효율에 영향을 주어 CGM의 저온 기체 비율과 은하로의 강착률을 조절했다. |z| ≲ 15 kpc의 중·고속도 구름 흡수선 관측으로 얻은 우리은하 헤일로 기체 금속함량 제약과는 대체로 일치하지만 방법 차이로 직접 비교에는 한계가 있으며, 연구진은 항성 함량과 형태가 거의 같은 은하도 CGM은 크게 다를 수 있다는 점이 피드백 물리를 제약하는 유망한 수단이 된다고 밝혔다.

arXiv astro-ph.GA (은하)