让类星体的光照过星系际氢

莱曼α森林：气体、速度与吸收谱

一束类星体的光，为什么会留下密密麻麻的暗线？ 中性氢会吸收莱曼阿尔法跃迁附近的光。宇宙膨胀和气体运动把不同位置的吸收移到不同波长，于是留下成片暗线。密度影响有多少氢参与吸收，温度则同时改变中性比例和谱线宽度。

拖动视线穿过三维气体场，把同一片氢的空间密度、退行速度和透射光谱连起来看。

中性氢柱密度 $N_{\mathrm{HI}}=4.65\times10^{14}\,\mathrm{cm^{-2}}$

平均透射比例 $\langle F\rangle=0.702$

热多普勒宽度 $b=12.8\,\mathrm{km\,s^{-1}}$

所选光的透射比例 $F_{\mathrm{selected}}=0.159$

让一束光穿过气体

气体温度

10^4\,\mathrm K

T/\mathrm K

光致电离率

1.00

\Gamma_{\mathrm{photo}}/(10^{-12}\,\mathrm{s^{-1}})

本动速度强度

1.00

s_v

拖动明亮光源，让视线扫过立方体。点击光谱里的一个凹谷，跟踪这一颜色的光。

正在准备一条完整视线。

视线位置与模型假设

共动横向位置

0.800

共动纵向位置

-0.400

这是红移为三时一片有限区域里的规定气体场。点的亮度表示密度；光点运动经过加速，只用于示意。

温度同时改变中性氢丰度和热展宽，不会演化或抹平这片固定气体。转动相机只改变观看角度。

采用纯氢和均匀光致电离平衡；未求解氦、碰撞、自屏蔽、气体动力学或宇宙学参数拟合。电离光学深度的保守上界只适用于这个有限立方体内部；计算热速度时，以质子质量近似氢原子质量。

这里是一片规定的有限气体场，不演化宇宙结构。光谱只计算立方体内部的吸收；真实SDSS光谱练习另列。

先抓重点

核心问题: 你选中的凹谷，来自哪片气体？
一句话直觉: 几个不同位置可以吸收同一种谱线速度的光。温度把每份贡献展宽；各处光学深度先相加，再决定最后剩下多少光。

核心数学模型

本模型里的中性氢比例

\Gamma_{\mathrm{photo}}n_{\mathrm{HI}}=\alpha(T)n_e n_p

电离移走中性原子，复合又把它们补回来。这里采用纯氢和均匀辐射背景。

热展宽

b=\sqrt{\frac{2k_{\mathrm B}T}{m_{\mathrm H}}}

温度越高，原子速度的分布越宽。即使气体位置固定，吸收也会铺向更宽的波长范围。

位置映到谱线速度

u(x)=aH x+v_x(x)

位置采用共动坐标，尺度因子把它换成膨胀贡献。本动速度能让几处气体挤到同一种速度。显示相机不决定这个物理方向。

沿视线叠加吸收

\tau(v)=\int n_{\mathrm{HI}}(x)\,\sigma_v[v-u(x)]\,a\,\mathrm dx,\qquad F(v)=e^{-\tau(v)}

完整Voigt截面包含热展宽和自然展宽。直接沿空间积分，在速度映射折回时仍然有限，不需要倒置这张映射。

常见难点

一条暗线就是一朵云？

容易误解一个凹谷对应一个距离确定的天体。

正确理解几处气体可以共享退行速度，热展宽后的线翼也会重叠。选中的波长标出的是合起来的贡献。

温度与压力历史

容易误解调高温度就会把细小气体结构一起抹平。

正确理解这里温度只改变中性丰度和线宽。压力平滑需要演化热历史，这片固定气体场没有计算它。

动手实验

01
跟踪一个凹谷
点击光谱里较暗的位置，再拖动光源扫过立方体。
你会看到： 视线、密度剖面、速度映射与缺失的光一起改变。
02
给同一片气体升温
保持视线不变，对比低温与高温预设。
你会看到： 谱线变宽，中性氢比例也降低。这两种变化都会影响透过的光。
03
让速度挤到一起
把本动速度强度调到零，再与速度挤压预设对比。
你会看到： 空间气体场保持不动，速度映射却弯曲，甚至折回。更深的凹谷未必意味着多了一颗天体。

莱曼α森林：气体、速度与吸收谱

看一片气体怎样留下一条暗线

核心数学模型

本模型里的中性氢比例

热展宽

位置映到谱线速度

沿视线叠加吸收

常见难点

一条暗线就是一朵云？

温度与压力历史

动手实验

跟踪一个凹谷

给同一片气体升温

让速度挤到一起

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