[論文レビュー] The Vulture Survey I: Analyzing the Evolution of ${\MgII}$ Absorbers

Nigel Mathes, Christopher W. Churchill+1 more|arXiv (Cornell University)|Jan 19, 2017

Space Satellite Systems and Control被引用数 14

ひとこと要約

本研究では、VLT/UVESおよびKeck/HIRESの高分解能クェเซルスペクトルを用いてMg II吸収体の包括的分析を実施し、0.14 < z < 2.64の範囲で1,180系統を検出した。その結果、星形成駆動の噴流に関連する高等価幅のMg II吸収体は、z ≈ 2の頃に現在よりもより多く存在していたのに対し、低等価幅の系統は、おそらく恒星形成のないCGMガスに起因するものと考えられ、時間経過とともに相対的な数が増加したことが明らかになった。

ABSTRACT

We present detailed measurements of the redshift path density, equivalent width distribution, column density distribution, and redshift evolution of ${\MgII}$ absorbers as measured in archival spectra from the UVES spectrograph at the Very Large Telescope (VLT/UVES) and the HIRES spectrograph at the Keck Telescope (Keck/HIRES) to equivalent width detection limits below $0.01$~Å. This survey examines 432 VLT/UVES spectra from the UVES SQUAD collaboration and 170 Keck/HIRES spectra from the KODIAQ group, allowing for detections of intervening ${\MgII}$ absorbers spanning redshifts $0.1 &lt; z &lt; 2.6$. We employ an accurate, automated approach to line detection which consistently detects redshifted absorption lines. We measure the equivalent widths, apparent optical depth column densities, and velocity widths for each absorbing system. Using our complete sample of all detectable ${\MgII}$ absorbers, we can accurately determine the redshift path density of absorbers across cosmic time. We measure evolution in the comoving ${\MgII}$ line density, $dN\,/dX$, finding more high equivalent width absorbers at $z = 2$ than at present. We also measure evolution in the equivalent width distribution, parameterized by a Schechter function fit, finding a shallower weak-end slope for absorbers at redshifts between $1.53 &lt; z &lt; 2.64$ as compared to lower redshifts. Finally, we calculate the cosmic mass fraction of ${\MgII}$ using the column density distribution. We find that weak ${\MgII}$ absorbers, those with equivalent widths less than $0.3$~Å, are physically distinct and evolve separately from very strong ${\MgII}$ absorbers, which have equivalent widths greater than $1.0$~Å.

研究の動機と目的

• 宇宙の時間にわたるMg II吸収体の赤方偏移パス密度、等価幅、断面密度、赤方偏移進化を測定すること。
• 高分解能分光法を用いて、Mg II吸収ガスの共動的線密度および宇宙質量密度を特定すること。
• 弱いと強いMg II吸収体の物理的起源とその進化傾向を調査すること。
• 観測された吸収体の進化を、宇宙の星形成率、イオン化背景、金属量の傾向と関連付けること。
• 0.003 Åの等価幅まで及ぶ、完全で自動的かつ正確なMg II吸収体の特徴付けを提供すること。

提案手法

• 分解能約7 km s⁻¹の432本のVLT/UVESおよび170本のKeck/HIRESクェーサースペクトルを用い、Mg II λ2796,2803吸収体を検出。
• 等価幅、見かけの光度深さ断面密度、およびドップラー幅を測定するための自動的かつ正確なライン検出アルゴリズムを適用。
• 共動的線密度 dN/dX を経験的フィットでパラメータライズ：dN/dX = (c/H₀)n₀σ₀(1+z)⁰ で、進化パラメータ ε は最小等価幅に依存。
• 等価幅および断面密度分布をSchechter関数でフィットし、赤方偏移進化を定量化。
• 断面密度分布から宇宙質量分率 Ω_MgII を計算し、全吸収ガス質量密度を評価。
• 吸収体の性質の進化傾向を、宇宙の星形成率密度、イオン化背景、金属量の進化と比較。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 0.14 < z < 2.64の範囲で、Mg II吸収体の共動的線密度は赤方偏移とともにどのように変化するか？
• RQ2 Mg II吸収体の等価幅および断面密度分布関数の赤方偏移進化はいかなるものか？
• RQ3 z ≈ 0.5 から z ≈ 2 にかけて、Mg II吸収ガスの宇宙質量密度はどのように変化するか？
• RQ4 高等価幅のMg II吸収体（W_r > 1.0 Å）と低等価幅の吸収体（W_r < 0.3 Å）は物理的に別個のものであり、その進化傾向はどのように異なるか？
• RQ5 観測されたMg II吸収体の性質の進化を主導する物理的プロセスは、星形成フィードバック、イオン化背景、または金属量の進化のうちどれか？

主な発見

• 高等価幅のMg II吸収体では、共動的線密度 dN/dX が赤方偏移とともに増加し、W_r ≥ 2 Å の場合に ε = 0.88 となる。これは、z ≈ 2 でより強い吸収体が存在していたことを示唆する。
• 等価幅分布関数のきつい端の傾き α は、高赤方偏移（1.53 < z < 2.64 で α = -0.81 ± 0.12）の方が、低赤方偏移（0.14 < z < 0.78 で α = -1.09 ± 0.09）よりも浅い。
• Mg II吸収ガスの宇宙質量密度 Ω_MgII は、&lt;z&gt; = 0.49 で (0.9 ± 0.2) × 10⁻⁸ から、&lt;z&gt; = 2.1 で (1.4 ± 0.2) × 10⁻⁸ に増加した。
• 高等価幅のMg II吸収体（W_r > 1.0 Å）は、宇宙の星形成率密度と相関を示し、星形成駆動の噴流に起因する可能性がある。
• 低等価幅の吸収体（W_r < 0.3 Å）は星形成と相関を示さず、その進化は宇宙のイオン化背景およびハロー金属量の変化によってより適切に説明できる。
• 本調査では、等価幅 0.003 Å から 8.5 Å の間隔で1,180個の中間Mg II吸収体を検出し、CGM進化を研究するための、これまでで最も包括的なサンプルを提供した。