星系間居然存在著高溫氣體

星系是怎樣形成的？

天文觀測和理論研究認為，這一過程始於均勻分布的宇宙暗物質由於攝動而出現的坍縮。重子物質被擠到了一起，而其密度不斷增大，最終這些重子物質形成了我們現在觀測到的旋渦星系和橢圓星系。基於遠紫外分光探測器（Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer，FUSE）的觀測數據，尼可斯特洛（Nicastro）及其同事發現了銀河系周圍存在大量重子物質的證據——他們認為這些物質是形成銀河系以及臨近幾個星系的原始物質中的一部分。

宇宙中重子物質的總量是宇宙學的一個重要參數。對宇宙中氘-氫丰度比的測量顯示，重子物質佔了宇宙總質能的4%。值得注意的是，對原始等離子體聲學振蕩的研究以及對微波背景輻射中漲落的研究證實了這一點。

對宇宙年齡十分之一處（那時星系剛才是形成）的星系間原子氫的觀測也可以估計出重子物質的量。那時，大多數的重子物質分布在星系際介質中，它們被第一代恆星和類星體光致電離，並加熱至104K。但是現在，重子物質的量卻顯得很少。對星系際介質以及星系團中熾熱等離子體（108K）的觀測顯示，其重子物質只佔宇宙重子物質總量的1/3。

那麼，其他的重子物質到哪裡去了呢？一種可能是他們存在於暈族大質量緻密天體（massive astrophysical compact halo object，MACHO）中，例如中子星、褐矮星或者行星質量的其他天體，它們由於十分暗弱所以很難被發現。另一種可能是，其他的重子物質隱藏在溫度為105-107K的稀薄溫熱電離雲中。由於溫度太高無法觀測到其中的氫原子，同時又由於溫度太低而無法發出X射線，所以使用傳統的方法很難探測到這些氣體雲。

星系形成的流體動力學模擬顯示，現今大量的重子物質可能確實存在於溫度為105-107K的溫-熱星系際介質（warm–hot intergalactic medium，WHIM）中。模擬顯示，在星系形成過程中，當氣體從外圍低溫、彌散的星系際介質掉入坍縮中的纖維狀高密度區時，會產生激波，而這一激波又會導致WHIM的形成。由於WHIM的密度很低，受激的氣體很難冷卻，預計大約有一半的重子物質處於WHIM中，而不是位於恆星或者星系中。

WHIM能被探測到嗎？一種方法是探測「金屬」元素（比氦重的元素）的高電離吸收線。氧元素的O5+、O6+和O7+離子是非常重要的候選目標，天文學家稱它們為O-VI、O-VII和O-VIII。但是這些氧離子的譜線只能在紫外線和X射線波段才能被觀測到，所以必須藉助空間設備才能進行觀測。遠紫外分光探測器（FUSE）、錢德拉X射線天文台和XMM-Newton探測器使得這些觀測成為了可能。遙遠的類星體可以作為紫外線和X射線的輻射源，如果在視線方向上有電離雲存在，就能探測到氧的吸收線。

[圖片說明]：天文學家已經找銀河系存在一個熱暈。現在天文學家使用FUSE發現了本星系群中的纖細的熱氣體冕。

事實上，FUSE已經在全天範圍內探測到了大量的O-VI吸收體。它們可能是不同距離、不同起源的氣體雲。其中一些可能是星際介質中的電離氣體，另一些則可能位於銀河系之外。

O-VI吸收體的視向速度將提供它們起源和位置的重要線索。尼可斯特洛小組以及與之獨立的另一個桑巴克（Sembach）小組分析了視向速度超過100km/s到550km/s的高速O-VI吸收體。這一速度超過了銀河系中天體運動速度的上限。尼可斯特洛小組證明，從這些吸收體的動能特性分析，它們應該分布於整個本星系群周圍，其中本星系群是由銀河系、仙女星系以及30個大大小小的不同星系組成的星系群。他們注意到高溫氣體的延展分布與由O-VII和O-VIII的X射線吸收線探測結果所預言的低密度氣體的分布一致。由此推斷，高溫電離氣體的總質量大致和本星系群的動力學質量相當，而且高溫氣體中有大量的重子物質。

延展分布的高速O-VI吸收體就是WHIM嗎？尼可斯特洛認為它們是。但是由於距離測量上的不確定性，這些氣體也可能是由超新星噴出的富金屬雲。所以對這些高溫氣體的金屬丰度測量將有助於我們弄清楚這個問題。

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