星系周介质金属度与星系取向的关系

我们利用“多相星系晕”巡天中 $47$ 个 $z<0.7$ 星系，研究了星系周介质（CGM）中气体金属度的几何分布。结合 HST/COS 与 Keck/HIRES 或 VLT/UVES 的类星体光谱，我们测量了 CGM 吸收线的柱密度或确定其上限。随后采用基于 Cloudy 的蒙特卡洛马尔可夫链方法估算低温（T$\sim$$10^4$K）CGM 气体的金属度。我们还利用 HST 图像确定宿主星系倾角与类星体–星系方位角。我们的样本覆盖 $13.8$ cm s$^{-1}<{\log N_{HI}}<19.9$ cm s$^{-1}$ 的 HI 柱密度范围。我们发现：（1）尽管金属度分布看似双峰，但 Hartigan dip 检验不能排除单峰分布（$0.4\sigma$）。（2）CGM 金属度与晕质量无关，在固定晕质量下跨越三个数量级。（3）无论 HI 柱密度、冲击参数和星系颜色如何，CGM 金属度不依赖于星系方位角和倾角。（4）电离参数不依赖于方位角。我们认为部分 Lyman 极限金属度双峰性并非由空间方位角双峰性驱动。我们的结果与模拟一致，即 CGM 是复杂的，且在 $z<0.7$ 时外流、吸积和循环气体已充分混合。所有取向下均存在低金属度气体，表明吸积丝的冷流在低红移时未必与星系平面对齐，或星系际转移可能占主导。最后，我们的结果支持如下模拟：强金属吸收可掩盖视线积分 CGM 金属度中低金属度气体的存在。