[論文レビュー] A cold metal-poor cloud traced by a weak MgII absorption at z~0.45. First detection of SiI, CaI and FeI in a QSO absorber

V. D’Odorico|ArXiv.org|May 3, 2007

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 25被引用数 10

ひとこと要約

本研究では、QSO HE0001-2340に向かう赤方偏移 z ≈ 0.452 のクェザー吸収系において、中性ケイ素（Si I）、カルシウム（Ca I）、鉄（Fe I）の初回検出を報告する。高分解能のUVES分光法と光電離モデルを用いて、標準的な核合成およびダスト脱付モデルに反する、Mg に対して Fe より著しく欠乏した冷たく金属量が少ない雲が特定された。この現象は、観測されたイオン比を説明するための複雑で不均一な密度構造を示唆している。

ABSTRACT

We present the observations of a weak MgII absorption system detected at z~0.452 in the UVES high resolution spectrum of the QSO HE0001-2340. The weaker of the two MgII components forming the system shows associated absorptions due to SiI, CaI and FeI observed for the first time in a QSO spectrum. We investigate the nature of this absorber by comparing its properties with those of different classes of absorbers (weak MgII, Damped Ly-alpha systems and local interstellar clouds) and reproducing its ionization conditions with photoionization models. The observed absorber belongs to the class of weak MgII systems on the basis of its equivalent width, however the relative strength of commonly observed transitions deviates significantly from those of the above mentioned absorbers. A rough estimate of the probability to cross such a system with a QSO line of sight is P~0.03. The presence of rare neutral transitions suggests that the cloud is shielded by a large amount of neutral hydrogen. A detailed comparison of the observed column densities with the average properties of damped Ly-alpha systems and local interstellar cold clouds shows, in particular, deficient MgII/MgI and CaII/CaI ratios in our cloud. The results of photoionization models indicate that the cloud could be ionized by the UV background. However, a simple model of a single cloud with uniform density cannot reproduce the observed ionic abundance ratios, suggesting a more complex density structure for the absorber. Supposing that ionization corrections are negligible, the most puzzling result is the underabundance of magnesium with respect to iron which is hard to explain both with nucleosynthesis and with differential dust depletion. [Abridged]

研究の動機と目的

• z ≈ 0.452 における弱い Mg II 吸収を用いて、希少で冷たく金属量が少ない銀河間雲を特定・特徴づけること。
• 既知の吸収体クラスと比較することで、この吸収体の電離状態および物理的条件を調査すること。
• 観測された中性種（Si I, Ca I, Fe I）が、高い中性水素密度と低い電離状態による遮蔽を示しているかどうかを特定すること。
• 一様密度を仮定した標準的な光電離モデルが、観測されたイオン濃度比を再現できるかどうかを検証すること。
• 異常な Mg/Fe 濃度比の起源を検討し、核合成およびダスト脱付説明が成立しない理由を解明すること。

提案手法

• S/N ≈ 60–100 の高分解能 UVES 分光法（R ≈ 45,000）を用いて、QSO HE0001-2340 における吸収線を検出した。
• Mg I, Mg II, Si I, Ca I, Ca II, Mn II, Fe I, Fe II の濃度を測定するためにボイグループフィッティングを適用した。
• 成長曲線解析により、特に Fe II および Mg II の濃度測定値が著しく低く見積もられていないことが確認された。
• 観測システムは、ESO 大規模プログラムの 28 つの弱い Mg II システムおよび文献の 24 つに加え、11 つのダムプド Lyα システムと 44 つの銀河系線の視線と比較された。
• Cloudy を用いて、観測された Mg I/Mg II、Ca I/Ca II、Fe I/Fe II 濃度比を再現するための光電離モデルのグリッドを計算した。
• UV 背景スペクトルを用いて、電離パラメータを制約し、J912 は log 単位で -22.3 から -21.98 の範囲にあった。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 中性種が希少に検出されたことを踏まえ、z ≈ 0.452 の弱い Mg II 吸収体の物理的状態および電離状態は何か？
• RQ2 このシステムのイオン濃度パターンは、ダムプド Lyα システムおよび局所の冷たい星間雲と比べてどのように異なるか？
• RQ3 一様密度を仮定した標準的な光電離モデルが、Mg I/Mg II、Ca I/Ca II、Fe I/Fe II の観測された濃度比を再現できるか？
• RQ4 なぜこのシステムでは鉄に対してマグネシウムが顕著に欠乏しているのか？これは核合成およびダスト脱付モデルとどのように整合するか？
• RQ5 クェザー線視方向にこのような希少で冷たく金属量が少ない雲に遭遇する確率はどの程度か？

主な発見

• このシステムは弱い Mg II 吸収体に分類されるが、Fe に対して Mg が著しく欠乏しており、[Fe/H] は -2.78 から -3.78 の間と推定され、既知の DLA よりも低い。
• Si I, Ca I, Fe I の検出は、クェザー吸収系において初の例であり、高遮蔽性・低電離状態環境を示している。
• Mg I/Mg II および Ca I/Ca II の比は、通常の弱い Mg II システムやダムプド Lyα システムと比較して、1〜2 時間分高い。これははるかに低い電離状態を示している。
• 一様密度の平板モデルでは、観測された 3 つのイオン比を同時に再現できないため、複雑で不均一な密度構造が必要であると示唆される。
• Mg および Ca の比を再現するための水素密度は、それぞれ nH ≈ 10–60 cm⁻³ および 150–1000 cm⁻³ であるが、Fe I/Fe II の比を再現するにはさらに高い密度（>1000 cm⁻³）が必要であり、構造の複雑さを強化する。
• このようなシステムにクェザー線視方向で遭遇する確率は P ≈ 0.03 と推定され、その希少性を示している。