观测金属系统的统计特征与再电离问题

我们分析了 Boksenberg, Sargent & Rauch (2003) 在 9 个类星体的高分辨率光谱中观测到的约 200 个金属系统的基本性质。发现氢线和碳线的测量多普勒参数相差约 $\sim\sqrt{m_C/ m_H}$ 倍，这表明热致宽占主导地位，且大多数观测到的金属系统具有高度的弛豫性。对金属系统平均间距的分析证实，它们可以位于典型固有尺度 $R_{cl}\sim 0.1 - 0.25h^{-1}$ Mpc 的区域中，这对应于重子质量 $M_b\approx 10^9-10^{10}M_\odot$ 的原星系的典型尺度。发现在红移 $z=3 - 6$ 处，IGM 和星系内观测到的金属丰度彼此非常相似，这表明年轻星系与 IGM 之间存在强烈的相互作用，且宿主星系的矮卫星星系在此类相互作用中起着重要作用。另一方面，这种金属丰度可被视为任何恒星内部核反应的综合度量，进而限制了恒星对产生电离 UV 背景的贡献。目前对这些丰度的估计表明，试图将宇宙的再电离解释为仅由金属合成过程的副产品是有问题的，似乎需要未观测到和/或非热 UV 源的重大贡献。