Краткая модель «квазар — хост — межгалактическая среда» и набор спектроскопических тестов.

Модель (геометрия и физика, объясняющая широкие эмиссионные линии, узкие линии и Lyman‑α лес)

Центральный двигатель: аккреционный диск + релятивистская корона даёт непрерывный UV/optical континуум и ионизирующее поле; близкая к нему зона широких линий (BLR) с высокой плотностью и большими скоростями даёт широкие эмиссионные линии:
типичные скорости/ширины: (\text{FWHM}_{\rm BLR}\sim 2000\text{--}10000\ \text{km/s}).Узкая линия (NLR) в пределах хост‑галактики (порядок (10^2)–(10^3\ \text{pc})), с меньшими скоростями и низкой плотностью — узкие эмиссионные линии ([O III], [N II], Hα, Hβ):
(\text{FWHM}_{\rm NLR}\sim 200\text{--}1000\ \text{km/s}).Хост/CGM и связанные выбросы: звёздные ветры или AGN‑выбросы (wind, biconical outflow) могут давать:
сдвиги и расширенные «крылья» в [O III] и других узких линиях (синее смещение при выносе к наблюдателю),ассоциированные поглощения (intrinsic absorbers) в металлах (C IV, Si IV, N V, O VI, Mg II) — часто ближе по z к квазару ((|\Delta v|\lesssim 5000\ \text{km/s})).Межгалактическая среда (IGM): многочисленные облачка нейтрального водорода вдоль луча дают Lyman‑α лес — узкие поглощения на разных z, каждая система — отдельное интергравитационное облако/филамент:
типичные столбцы леса: (N_{\rm HI}\sim 10^{12}\text{--}10^{15}\ \text{cm}^{-2}),ширины (b‑параметр): (b\sim 10\text{--}30\ \text{km/s}) (тепловое+турбулентное).Более сильные абсорберы: Lyman‑limit системы (LLS) при (N{\rm HI}\gtrsim 10^{17.2}\ \text{cm}^{-2}), DLA при (N{\rm HI}\gtrsim 2\times10^{20}\ \text{cm}^{-2}) — обычно связанные с галактиками/CGM.

Ключевые наблюдательные следствия (как читать спектр)

Широкие эмиссионные линии → BLR, близко к центральному источнику; их профиль и линия‑ширина дают массу чёрной дыры через вирилизованные оценки.Узкие линии и их глобальная z обычно дают системную z хоста.Ассоциированные (intrinsic) поглощения: нередко большие ионизационные параметры, широкие или частично покрывающие профили, вариабельность по времени, наличие возбужденных уровней → ближе к квазару / в выбросе.Интервальные Lyman‑α поглощения: узкие, стабильные по времени, часто без металлов → IGM/межгалактические облака.

Спектроскопические тесты для проверки гипотез: галактические выбросы vs межгалактические облака

1) Высокое разрешение + S/N

Получить R(\gtrsim 30000) (Echelle) чтобы разложить компоненты; IGM даст узкие раздельные компоненты ((b\sim 10\text{--}30\ \text{km/s})), выбросы — более широкие/асимметричные профили.

2) Металлические линии и ионзационные модели

Для каждой абсорбции искать C IV, Si IV, N V, O VI, Mg II, Fe II.
Интергалактические облака обычно имеют низкую металличность и слабые/отсутствующие металлы; ассоциированные выбросы часто показывают сильные высокоионизационные линии (N V, O VI) и повышенную металличность.Построить ионизационные модели (CLOUDY) по соотношениям линий, чтобы оценить ионизационный параметр (U), плотность (n_H) и металличность.

3) Двойные переходы и покрытие

Использовать двойные линии (C IV 1548/1550, Mg II 2796/2803): сравнение глубин и отношения эквивалентных ширин даёт оптическую глубину и покрывающую фракцию (C_f). Частичное покрытие и несоответствие ожиданию из полного покрытия указывает на внутренние/выбросные поглотители.
аналитически: для двойного перехода с оптическими толщинами (\tau_1=2\tau_2), остаточная интенсивность (I=\ 1-C_f + C_f e^{-\tau}).

4) Вариабельность по времени

Наблюдать эквивалентные ширины и профили на месячных/годичных интервалах: вариабельность поглощений (особенно быстрое) указывает на близкие / внутренние облака (выбросы); IGM стабильна.Использовать рекомбинационное время для оценки плотности: (t_{\rm rec}\approx \dfrac{1}{ne \alpha{\rm rec}}). Из наблюдаемой (t_{\rm var}) получить (n_e) и оценить расстояние (R) через ионизационный параметр.

5) Возбуждённые уровни и спектры fine‑structure

Наличие линий типа Si II, C II означает высокую плотность и/или сильное УФ поле → ближе к квазару / CGM. Отсутствие — в пользу IGM.

6) Профили эмиссионных линий NLR

IFU‑спектроскопия (например, [O III] 5007) для картирования скорости: широкие синие крылья, расширенные конусы скорости и большая пространственная протяжённость — признак галактического выброса. Из данных IFU можно оценить массу выноса и (\dot{M}):
приближённо (\dot{M}\sim 4\pi R N_H m_p v C_f), где (N_H) — колонка, (R) — радиус, (v) — характерная скорость, (C_f) — покрытие.

7) Отсутствие или присутствие связанной Lyman‑серии и Lyman‑limit

Исследовать Lyman‑серии для точного определения (N{\rm HI}); при (N{\rm HI}\gtrsim 10^{17.2}\ \text{cm}^{-2}) будет Lyman‑limit оптическая глубина → обычный CGM/галактический поглотитель, не типичный лес.

8) Поляриметрия и line‑locking

Линейная поляризация и изменение профилей по поляризации помогают отделить прямой и рассеянный свет (важно для BAL/outflow).Наблюдение эффектов line‑locking и ускорения компонентов поддерживает идею радиационно‑направленного выброса.

9) Транзитные/поперечные измерения

Если есть близкая проекция другого квазара/галактики, сравнить поглощения на разных лучах (трассировка поперечных размеров облаков). IGM облака имеют крошечные поперечные масштабы по сравнению с CGM/галактическими облаками.

Короткие критерии идентификации

Признаки выброса/внутреннего поглотителя: сильные высокоионизационные металлы, частичное покрытие, вариабельность, возбужденные уровни, широкие/асимметричные/синие профили, пространственное распространение в IFU.Признаки IGM: узкие стабильные Lyα поглощения на множественных z, низкая или отсутствующая металличность, термально‑малые b‑параметры, отсутствие временной вариабельности.

Резюме методики проверки (конкретный план наблюдений)

Высокое разрешение (R(\gtrsim 30000)) спектр UV/optical с хорошим S/N для C IV, Si IV, N V, O VI, Mg II, Fe II и Lyman‑серии. Мультиэпохальные наблюдения для поиска вариабельности поглощений. IFU‑карта [O III]/Hα для выявления и картирования выноса в хосте. Ионизационное моделирование (CLOUDY) по наборам линий + использование двойтных соотношений для оценки покрытия и τ. При возможности — поперечные лучи (квазары‑пары) и поляриметрия.

Эти тесты позволят отделить: (a) внутренние/галактические выбросы (ближе к источнику, высокая ионизация, вариабельность, частичное покрытие, fine‑structure) от (b) интергалактических облаков (узкие стабильные Lyα, низкие металлы, отсутствие покрывающей фракции и вариабельности).