[論文レビュー] Highly ionized absorbers at high redshift

J. Bergeron, S. Herbert-Fort|ArXiv.org|Jun 28, 2005

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用数 3

ひとこと要約

本研究は、赤方偏移 2.0 ≤ z ≤ 2.6 の範囲にある 10 個のクェーサーの高分解能 VLT-UVES データを分析し、O VI 吸収体を同定した。金属量の二峰性分布が明らかになり、金属貧困および金属豊富な二つの集団が存在する。光電離モデルを用いた分析により、金属豊富な吸収体は星形成領域付近の銀河風に関連しており、宇宙における O VI 密度に顕著な貢献を示すが、高赤方偏移における金属の欠落問題を完全に解消することはできない。

ABSTRACT

We investigate the existence of a metal-rich OVI population in 10 high spectral resolution quasar spectra and define observational criteria for this class of absorbers. The low temperatures of nearly half of all OVI absorbers (redshifts 2.0 to 2.6), implied by their line widths, are too low for collisional ionization to be a dominant process. We estimate the oxygen abundance under the assumption of photoionization; a striking result is the bimodal distribution of [O/H] with median values close to 0.01 (0.5) solar for the metal-poor (metal-rich) populations. We present the first estimate of the OVI column density distribution and fit a single power-law index of ~-1.7 and a normalization of f(N)= 2.3e(-13) at log N(OVI) ~ 13.5, both with a ~30% uncertainty. The value of the index is similar to that found for CIV surveys, whereas the normalization factor is about ten times higher. We use f(N) to derive dn/dz and the cosmic density, Omega_b(OVI), selecting a limited column density range not strongly affected by incompleteness or sample variance. We find some decline of dn/dz with z. The cosmic OVI density derived from f(N), Omega_b(OVI) ~ 3.5e(-7), is 2.3 times higher than the value estimated using the observed OVI sample (of which the metal-rich population contributes ~35%), easing the problem of missing metals at high z (~1/4 of the produced metals) but not solving it. We find that the majority of the metal-rich absorbers are located within ~450 km/s of strong Ly-a lines and show that, contrary to the metal-poor absorbers, this population cannot be in hydrostatic equilibrium. All of the OVI absorber properties imply that there are two distinct populations: metal-poor absorbers tracing the intergalactic medium and metal-rich absorbers associated with active sites of star formation.

研究の動機と目的

• 高分解能分光法を用いて、赤方偏移 z ≈ 2.0–2.6 の領域における O VI 吸収系の同定と特徴付けを行う。
• 金属豊富な O VI 集団の存在を調査し、イオン化モデルを用いてその起源を特定する。
• 宇宙的 O VI 密度を推定し、高赤方偏移におけるバリオン収支と金属豊かさの増加に与える寄与を評価する。
• 金属豊富な O VI 吸収体が静的平衡にあるか、あるいは外向きの流れによって駆動されているかを検証する。
• O VI 項数密度分布関数を導出し、高赤方偏移調査における不完全性とサンプル分散の影響を評価する。

提案手法

• 赤方偏移 2.0 ≤ z ≤ 2.6 の範囲に位置する 10 個のクェーサーの高分解能 VLT-UVES データから、18 個の O VI 吸収系のサンプルを構築した。
• 光電離モデルを用いて、イオン化平衡および硬い UV 背景放射の仮定の下で酸素の金属量 [O/H] を推定した。
• 線幅（b パrameter）を用いてガス温度を推定し、低 b 吸収体に対して衝突電離が支配的でないことを確認した。
• O VI 項数密度分布をべき乗則としてフィットした：f(N) ∝ N^−α、ここで α ≈ 1.7、log N(O VI) ≈ 13.5 における正規化値は f(N) = 2.3×10⁻¹³ であった。
• 観測サンプルとフィットされた f(N) 分布からの両方の方法で宇宙的 O VI 密度 Ω_b(O VI) を計算し、イオン分率補正（O VI/O = 0.15）を適用した。
• z ≈ 2.3 における数密度 dn/dz を低赤方偏移調査と比較し、進化の有無を評価した。N(O VI) の最小値として 10¹³.⁶ cm⁻² を保守的に採用した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 高赤方偏移に金属豊富な O VI 吸収体が存在するか？ その物理的性質は何か？
• RQ2 O VI 項数密度分布は単一のべき乗則に従うか？ その正規化値は C IV 調査と比較してどう異なるか？
• RQ3 不完全性やサンプル分散の影響により、f(N) 分布からの宇宙的 O VI 密度が観測サンプルからの値と顕著に異なるか？
• RQ4 金属豊富な O VI 吸収体は静的平衡にあるか？ それともその運動的および空間的性質が外向きの流れを示唆するか？
• RQ5 金属豊富な O VI 吸収体は、宇宙的バリオン密度および金属密度にどの程度寄与するか？ また、z ≈ 2.5 における金属の欠落問題に与える影響は？

主な発見

• 金属量 [O/H] には二峰性分布が認められ、金属貧困集団と金属豊富集団の中央値はそれぞれ約 0.01 および約 0.5 太陽系値であった。
• O VI 項数密度分布は f(N) ∝ N^−α に従い、α ≈ 1.7、log N(O VI) ≈ 13.5 における正規化値は f(N) = 2.3×10⁻¹³ であり、誤差は約 30% であった。
• f(N) 分布からの宇宙的 O VI 密度は Ω_b(O VI) ≈ (3.5 ± 3.2/0.9)×10⁻⁷ であった。これは観測サンプルからの値の 2.3 倍に相当する。
• 金属豊富な O VI 集団は全 Ω_b(O VI) の約 35% を占め、高赤方偏移における金属の欠落問題を顕著に軽減するが、完全には解消しない。
• 金属豊富な O VI 吸収体は、強度の高い Ly-α 線から Δv < 450 km s⁻¹ の範囲に多く存在しており、星形成領域と関連していることが示唆された。
• 金属豊富な吸収体において δ(U) と δ(G) の間に相関が認められず、過密度分布が重複しないことから、静的平衡を排除し、銀河風起源を支持する結果となった。