作为星系周介质探针的 $z\sim 2$ 吸收系统：一种概率方法

我们表征了在 $z\sim 2$ 时、25 Mpc 共动体积内从结构形成的最先进流体动力学模拟中提取的星系样本周围星际介质 (IGM) 的性质。这些模拟基于两种不同的恒星形成和超新星反馈的次分辨率方案：MUlti-Phase Particle Integrator (MUPPI) 方案和 Effective Model。我们基于表观光深方法，发展了一种定量且概率性的分析，研究了吸收体的性质作为其附近星系撞击参数的函数；通过这种方式，我们探测了从星系周介质到低密度丝状结构的不同环境。然后将吸收体的性质与从高分辨率类星体光谱获得的光谱观测数据集进行了比较。我们的主要焦点是模拟星系周围的 N$_{\rm{ CIV}}$-N$_{\rm { HI}}$ 关系：使用 MUPPI 和 Effective Model 获得的结果非常相似，仅在撞击参数 $b = [1-3] \times r_{\rm {vir}}$ 的区域存在微小差异。使用 $\mbox{C IV}$ 作为金属丰度的示踪剂，我们获得了证据表明观测到的金属吸收系统有最高概率被限制在星系周围 150-400 kpc 的区域内。近丝状结构环境的金属丰度则太低，无法被当今望远镜探测到，但可能被未来的光谱学研究探测到。最后，我们计算了 $\mbox{C IV}$ 覆盖分数，结果与观测数据一致。