Краткий метод и набор наблюдений.
1) Физическая модель (forward modelling)
- Представьте наблюдаемый спектр как исходный галактический спектр, ослабленный IGM:
$$F_{\mathrm{obs}}(\lambda )=F_{\mathrm{int}}(\lambda )\exp [-{\tau }_{\mathrm{IGM}}(\lambda )].$$ - Параметризуйте $F_{\mathrm{int}}$ через: звёздную популяцию (SPS), внутреннюю резонансную передачу (ISM/CGM) — колонки нейтрального водорода $N_{\mathrm{HI}}$, скорость потока $\Delta v$, пылевой затухание $E(B-V)$ — и выдачу линии Lyman-$\alpha$ (эквивалентная ширина $W_0$, профиль $S(\lambda )$).
- Параметризуйте IGM через глобальную нейтральную фракцию $x_{\mathrm{HI}}$, статистику размеров «пузырей» и профиль оптической толщины ${\tau }_{\mathrm{IGM}}(\lambda ;x_{\mathrm{HI}},\text{bubble\_params})$. В приближении:
$${\tau }_{\mathrm{IGM}}\propto x_{\mathrm{HI}}(1+z{)}^{3/2},$$ и передача линии Lya:
$$T_{\alpha }=\frac{\int S(\lambda )\exp [-{\tau }_{\mathrm{IGM}}(\lambda )]d\lambda }{\int S(\lambda )d\lambda }.$$
2) Оценка вклада реонизации
- Постройте набор моделей $\{F_{\mathrm{int}},{\tau }_{\mathrm{IGM}}(x_{\mathrm{HI}})\}$ и выполните байесовское подгонку к наблюдаемым спектрам / Lya-функциям / долям LAE, маргинализуя по параметрам ISM ($N_{\mathrm{HI}},\Delta v,E(B-V)$). Результат — апостериорное распределение для $x_{\mathrm{HI}}$ и для доли загасания, вызванного IGM.
- Альтернативно: сопоставьте наблюдаемую передачу $T_{\alpha }^{\mathrm{obs}}$ с моделями ISM-only (без IGM). Разница даёт оценку вклада реонизации.
3) Диагностики и наблюдения, которые разбивают вырождения ISM vs IGM
- Системический зо́н: измерьте небезрезонансные линии для систематической красной линии (системная z) — ALMA ([CII]158µm, [OIII]88µm), JWST (H$\alpha$, H$\beta$, [OIII]) — чтобы определить смещение Lya $\Delta v$. Это критично: большой $\Delta v$ уменьшает чувствительность Lya к IGM.
- Профиль Lya: высокая асимметрия и подавление «синей» части указывают на поглощение IGM/damping wing; детальная форма даёт ограничение на ${\tau }_{\mathrm{IGM}}(\lambda )$.
- Небые резонансные линии и Balmer‑линии: позволяют оценить внутренние условия (SFR, пыль, металлическость) и так скорректировать $F_{\mathrm{int}}$.
- UV‑свайп/угол наклона $\beta$ и балмеровский декремент: разграничивают эффект пыли от эффекта IGM.
- Статистика: эволюция доли LAE среди LBG с z и изменение функции светимости Lya — системная проверка реонизации (IGM даёт резкое падение распространённости Lya при росте $x_{\mathrm{HI}}$).
- Кросс-корреляция с 21‑см томографией (HERA, SKA): прямая проверка локальной нейтральности вокруг галактик. Совпадение Lya‑подавления с 21‑см сигналом однозначно укажет на IGM.
- Кластеризация Lya‑излучателей: сильная зависимость от локального «пузыря» помогает отделить глобальные свойства IGM.
- Стекинг и выборки: стэки по bins по $\Delta v$, массе, pыльности — если в стеке с одинаковыми ISM-параметрами остаётся изменение Lya, значит вклад IGM.
4) Практическая процедура (коротко)
- Получить: систематический z (ALMA/JWST), высоко‑разрешённый спектр Lya (Keck/VLT/MUSE), фотометрию (UV slope), неподвижные эмиссионные линии.
- Построить модель $F_{\mathrm{int}}(N_{\mathrm{HI}},\Delta v,E(B-V),W_0)$.
- Прогнать RT‑модель IGM с параметром $x_{\mathrm{HI}}$ (включая распределение пузырей), вычислить $F_{\mathrm{obs}}$ и подогнать к данным, маргинализуя по ISM.
- Дополнительно совместить с 21‑см/функцией светимости/кластерами для устранения остаточных вырожденностей.
Ключевые моменты разрыва вырождений: наличие точной систематической скорости (non‑resonant lines), мультиволновая информация (пыль, SFR, мет.состав), и независимые карты IGM (21‑cm) — они позволяют надёжно отделить эффект реонизации от внутренних свойств галактик.