[論文レビュー] The Ionization and Metallicity of the Intervening O VI Absorber at z = 0.1212 in the Spectrum of H1821+643

Todd M. Tripp, Mark L. Giroux+3 more|ArXiv.org|Aug 23, 2001

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 85被引用数 9

ひとこと要約

本研究は、ハッブル宇宙望遠鏡のSTISおよびFUSEデータを用いて、クェเซルH1821+643における赤方偏移z = 0.1212のO VI吸収体を分析し、そのイオン化状態と金属量が、T ≈ 10^5.3–10^5.6 Kの衝突的イオン化ガスおよび[O/H] ≈ –1.8～–0.6と一致することを明らかにした。一方、経路長l ≈ 85–1900 kpc、[O/H] ≈ –1.1～–0.3の光電離モデルも妥当である。広帯域のH IおよびO VI成分の整合性は、グループスケールの高温媒体が起源であることを支持する。

ABSTRACT

We use high-resolution UV spectra of the radio-quiet QSO H1821+643 (z_em = 0.297), obtained with STIS and FUSE, to study the ionization and metallicity of an intervening O VI absorption line system at z(abs) = 0.1212. This absorber has the following notable properties: (1) Several galaxies are close to the sight line at the absorber redshift, including an actively star-forming galaxy at a projected distance of 144 kpc. (2) There is a complex cluster of H I lya absorption lines near the O VI redshift, including at least five components spread over a velocity range of ~700 km/s . (3) The strongest lya line in the cluster appears to be composed of a mildly saturated component with a typical b-value blended with a broad component with b = 85 km/s . (4) The O VI absorption is not aligned with the strongest H I absorption, but instead is well-aligned with the broad component. (5) The only detected species (>4sigma) are O VI and H I despite coverage of strong transitions of other abundant elements. Based on these constraints, we find that the absorption line properties can be produced in collisionally ionized gas with roughly 5.3 < log T < 5.6 and -1.8 < [O/H] < -0.6. However, we find that photoionization is also viable if the pathlength l through the absorbing gas is long enough; simple photoionization models require 85 < l < 1900 kpc and -1.1 < [O/H] < -0.3. We briefly discuss how observations of X-ray absorption lines due to O VII and O VIII could be used, in principle, to break the ionization mechanism degeneracy.

研究の動機と目的

• クェเซルH1821+643における中間的O VI吸収体（z = 0.1212）のイオン化機構を特定すること。
• 高分解能UV分光法を用いて、吸収ガスの金属量を評価すること。
• 吸収体が衝撃加熱された温・高温銀河間媒体（WHIM）または光電離ガスと整合するかを検証すること。
• このようなO VI系が低赤方偏移のバリオンバジェットに果たす寄与を評価すること。

提案手法

• ハッブル宇宙望遠鏡のSTISおよびFUSE機器を用いたH1821+643の高分解能UV分光法。
• O VIおよびH I Lyα吸収ラインの分析、ならびに運動的構造とb値の評価。
• 観測されたO VI/C IV比とH I成分との整合性を用いて、イオン化条件を制約。
• 観測された全密度とライン幅に一致するように、衝突的イオン化平衡（CIE）および光電離平衡（PPE）のモデル化。
• 広帯域H I成分のb値（b ≈ 85 km s⁻¹）を温度および大規模運動の診断として用いる。
• X線吸収ライン（例：O VII, O VIII）の予測を、イオン化機構の区別に用いる。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 H1821+643におけるz = 0.1212のO VI吸収体は、高温で衝撃加熱された銀河間媒体における衝突的イオン化と整合するか？
• RQ2 特に広帯域H I成分を伴う観測されたO VIおよびH Iラインプロファイルは、熱的運動のみで説明可能か、それともグループ環境由来の整列した大規模速度分散を要するか？
• RQ3 異なるイオン化モデル下で、観測されたO VIおよびH I全密度に一致させるために必要な金属量（[O/H]として測定）はどの程度か？
• RQ4 光電離は衝突的イオン化の代替として妥当であり得るか？その場合、必要な経路長と金属量は？
• RQ5 O VIIおよびO VIIIからのX線吸収ラインは、衝突的イオン化と光電離モデルのデゲネラシーを解消するのに有効か？

主な発見

• O VI吸収体は、温度10^5.3–10^5.6 K、金属量[O/H] = –1.8～–0.6の衝突的イオン化ガスによって最もよく説明される。
• 広帯域H I成分（b ≈ 85 km s⁻¹）がO VIと整合しており、O VIがグループスケール環境に一致する高温で運動的に広がった媒体から起因していることを示唆する。
• 光電離モデルは、経路長が長いかつ金属量が高い場合にのみ妥当である（85–1900 kpc、[O/H] = –1.1～–0.3）。
• 4σレベルでC II、C III、C IV線が強く検出されないことは、低金属量または低被覆率を示唆し、低金属量で高温の媒体と整合する。
• 観測されたO VI吸収体は、銀河グループと空間的に関連しており、144 h₇₅⁻¹ kpcの投影距離に活発な星形成を示すスパイラル銀河が存在する。これは、高温の銀河間媒体と整合する。
• 観測されたO VIライン幅および運動論的性質は、熱的広がりだけでは説明できず、グループ速度分散（約100 km s⁻¹）に起因する非熱的運動が関与していることを支持する。