高红移阻性Lyman-α吸收体中的分子氢

模拟预计，位于$z\sim4$处质量为$M_{\rm halo}^{z=1}=10^{12}-10^{13}\ M_{\odot}$的星系周围的星际气体可能呈主要中性状态，可能沿着背景类星体的视线产生阻性Lyman-α吸收线（DLA）。星系盘的尺寸远大于DLA检测到的星系磁盘尺寸，这一CGM来源自然解释了在物理分离距离方面的高红移HI吸收选取的星系检测\citep{Neeleman2017, Neeleman2019}。我们观察到的$z\sim4$ DLA HI列密度较大，相当于在相当相同HI列密度下ISM气体中发生显著分子氢（H$_2$）丰度的条件。因此，我们调查了高红移CGM气体的可能分子含量及其通过（靛帧）远紫外（UV）吸收线研究的潜在可探测性。为此，我们开发了一个用于HI到H$_2$转换的解析亚网格模型，并将其与演化的高$z$星系的FIRE-2模拟相结合。我们包括尘埃吸收和散射计算，用于处理光解双生Lyman-Werner（LW）波段辐射的传输。我们发现，可探测H$_2$视线的典型尺度为$\approx 0.1\, R_{\rm vir}$，独立于从$z=2.5$到5的红移。我们认为，DLA的CGM来源自然解释了在DLA观测中H$_2$检测率低下的现象，因为CGM密度较低且远紫外场相对较强，导致分子分数远低于在相当相同HI列密度下ISM中观察到的分子分数。