UVB 变化能否调和红移处模拟的类星体吸收线？

本工作中，我们给出与高红移类星体光谱中合成金属和 HI 吸收线相关可观测量的新计算，其灵感来自使用均匀 Haardt-Madau 2012 紫外背景（UVB）工作中提出的问题与局限。我们在 $z \sim$ 6 处引入 UVB 与 HI 自屏蔽的变化，并探究吸收特征对 UVB 硬度修改的敏感性。我们发现观测到的 SiIV 与低电离态（如 CII、SiII、OI）在 $z =$ 6 处可由软 UV 电离场很好表示，但同一方案无法重现观测离子 CIV 吸收体族系的统计性质。因此，我们建议在该红移处适度降低 UVB，即 UVB 模型间辐射 emissivity 的变化介于 Haardt-Madau 2012 的 emissivity J$_{\nu}$ 与在 1 Ryd 处低于 J$_{\nu} -$ 1 一个 dex 的模型之间。另一方面，HI 自屏蔽（SSh）方案的变化在 $z =$ 4 处计算出的 HI 柱密度分布函数（CDDF）以及 4 $< z <$ 6 处中性氢的 comoving 质量密度（及相关的阻尼 Lyman--$\alpha$ 吸收体系统计算）上留下不可忽略的印记。我们得出结论：$z \sim$ 6 处 UVB 与 HI SSh 的微小变化对改善该红移处金属离子与 HI 统计的估计具有重要作用。