再电离时期星系内部及周围的中性氢

揭示 $z\sim 5-14$ 星系中 Lyman-$\alpha$ (Ly$\alpha$) 吸收的 JWST 光谱为探测再电离最早阶段提供了独特手段。然而，由于这些红移下星系内部及周围中性氢 (HI) 的性质受到的约束不足，将日益中性化的星系际介质 (IGM) 的吸收与星系星际介质和环星系介质 (ISM, CGM) 的吸收区分开来仍然具有挑战性。我们使用 SERRA 高分辨率宇宙学放大模拟来表征再电离期间朝向恒星形成区视线上的 HI 分布及其演化，以解释局部 HI (ISM+CGM) 对 $z>5$ 光谱中 Ly$\alpha$ 吸收的贡献。我们分析了约 100 个 $z=6-9.5$ 的星系，从每个星系的恒星形成峰值处生成模拟视线。我们研究了 HI 柱密度 ($N_{\rm HI}$) 的视线分布及其随半径、晕质量与红移的变化。我们发现，由于爆发式恒星形成驱动的复杂 ISM 形态，$N_{\rm HI}$ 沿视线存在较大变化 (0.5-1.5 dex)，其中位数 $\log(N_{\rm HI}/{\rm cm}^{-2}) \simeq 21-22$。致密的 ISM 气体是朝向恒星形成区视线上的阻尼 Ly$\alpha$ 吸收 (DLA) 系统的主要起源，其重要性超过 CGM、纤维状结构和近距吸收体中的气体。中位数 $N_{\rm HI}$ 随晕质量增加而增加，大致与维里半径成比例，这符合由于更大的势阱和更扩展的 CGM 所产生的预期，但在固定晕质量下表现出可忽略的红移演化。这表明再电离后的 $N_{\rm HI}$ 分布可以为解释更高红移下的 IGM 阻尼翼提供有用的先验。为了解释 JWST 发现的强 $z>5$ DLA 候选体，我们研究了 $N_{\rm HI}>10^{22}{\rm cm}^{-2}$ 的视线。这些视线追踪了距大质量晕 <1 kpc 内的致密、金属富集的 ISM，这是一个可通过更高分辨率光谱进行检验的情景。