[논문 리뷰] A translucent interstellar cloud at z=2.69: CO, H2 and HD in the line-of-sight to SDSS J123714.60+064759.5

P. Noterdaeme, P. Petitjean외 4명|arXiv (Cornell University)|2010. 08. 03.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 69인용 수 4

한 줄 요약

이 연구는 초신성으로부터의 적색편이 z=2.69를 가진 고적색편이 투명한 간성간성운에서 CO, H₂, HD의 탐지 결과를 보고한다. 이는 VLT/X-shooter 및 UVES 분광법을 사용하여 수행되었으며, 이는 고밀도, 저온, 화학적으로 진화된 환경을 나타내며, 저감쇠(AV ≈ 0.14)이지만 높은 기체량을 가진다. 이는 이러한 구름이 크기 기반의 탐색 조사에서 놓칠 수 있음을 시사한다.

ABSTRACT

We present the analysis of a sub-DLA system (log N(H^0)=20.0+/-0.15, z_abs=2.69) toward SDSS J123714+064759 (z_em=2.78). Using the VLT/UVES and X-shooter spectrographs, we detect H2, HD and CO molecules in absorption with log N(H2,HD,CO)=(19.21,14.48,14.17). The overall metallicity of the system is super-solar ([Zn/H]=+0.34) and iron is highly depleted ([Fe/Zn]=-1.39), revealing metal-rich and dusty gas. The strongest H2 component does not coincide with the centre of the HI absorption. This implies that the molecular fraction in this component, f=2N(H2)/(2N(H2)+N(H^0)), is larger than the mean molecular fraction =1/4 in the system. This is supported by the detection of Cl^0 associated with this H2-component having N(Cl^0)/N(Cl^+)>0.4. Since Cl^0 is tied up to H2 by charge exchange reactions, this means that the molecular fraction in this component is not far from unity. The size of the molecular cloud is probably smaller than 1pc. Both the CO/H2=10^-5 and CO/C^0~1 ratios for f>0.24 indicate that the cloud classifies as translucent, i.e., a regime where carbon is found both in atomic and molecular form. The corresponding extinction, Av=0.14, albeit lower than the definition of a translucent sightline (based on extinction properties), is high for the observed H^0 column density. This means that intervening clouds with similar local properties but with larger column densities could be missed by current magnitude-limited QSO surveys. The excitation of CO is dominated by radiative interaction with the Cosmic Microwave Background Radiation (CMBR) and we derive Tex(CO)=10.5+0.8-0.6 K when TCMBR(z=2.69)=10.05 K is expected. The astration factor of deuterium -with respect to the primordial D/H ratio- is only about 3. This can be the consequence of accretion of unprocessed gas from the intergalactic medium onto the associated galaxy. [abridged]

연구 동기 및 목표

• 멀리 떨어진 활성은하핵을 향한 분자 종을 통해 고적색편이 투명한 간성간성운을 식별하고 특성화하는 것.
• H₂, CO, HD의 회전 준위를 이용해 성운 내 물리 조건(온도, 밀도, 분자율)을 결정하는 것.
• N(HD)/N(H₂) 측정 및 초기 우주의 값과 비교를 통해 화학적 진화와 탈소율을 평가하는 것.
• 낮은 감쇠와 작은 물리적 크기 때문에 현재 및 향후 조사에서 이러한 분자 성운의 탐지 가능성 평가

제안 방법

• VLT/X-shooter 및 UVES를 사용한 고해상도 분광법으로 활성은하핵 스펙트럼 내 H₂, CO, HD 및 기타 종의 흡수선을 관측하는 것.
• H₂(J=0,1)의 회전 준위 분포 분 析를 통해 운동온도 및 입자 밀도 유도.
• C I의 미세구조 준위를 사용해 중성수소 밀도(nH₀ ≈ 50–60 cm⁻³) 추정.
• z=2.69에서의 우주마이크파배경복사(CMBR) 온도(10.05 K)와 CO 진동 상태를 비교해 진동온도(Tex(CO) = 10.5 K) 유도.
• N(H₂) 및 N(H I)를 이용해 분자율 fH₂ 계산하고, 속도 이동을 통한 부분 커버리지 효과 평가.
• N(H I)/nH₀ 및 Cl I 농도 제약 조건을 사용해 물리적 크기 추정(0.05–0.6 pc)

실험 결과

연구 질문

• RQ1 CO, H₂, HD 흡수를 통해 탐지된 고적색편이 투명한 성운의 물리 상태(온도, 밀도, 분자율)는 무엇인가?
• RQ2 유사한 기체량과 운동온도에도 불구하고, 이 성운의 CO 진동온도가 국지 은하간성간물질보다 높은 이유는 무엇인가?
• RQ3 이 성운의 탈소율은 초기 우주의 값과 어떻게 비교되며, 이는 기체 처리 및 응집 과정에 대해 어떤 시사점을 갖는가?
• RQ4 높은 기체량을 지닌다 할지라도, 이러한 분자 성운이 크기 기반의 활성은하핵 조사에서 빠지게 되는 이유는 무엇인가?

주요 결과

• 주 성분에서 분자율 fH₂ ≈ 0.8을 가지며, N(H₂) = 10¹⁹.²¹ cm⁻²로 고밀도, 저온 환경을 나타낸다.
• 운동온도는 H₂ J=0 및 J=1의 회전 준위에서 유도된 T = 108⁺⁸⁴₋₃₃ K이며, C I 미세구조 준위로부터 중성수소 밀도 nH₀ ≈ 50–60 cm⁻³로 추정된다.
• CO의 진동온도는 Tex(CO) = 10.5⁺⁰.⁸₋₀.⁶ K로, z=2.69에서의 CMBR 온도(10.05 K)와 일치하여 열적 균형 상태를 보이며, 핫 빅뱅 모델에 강력한 지지를 제공한다.
• 비율 N(HD)/2N(H₂) = 10⁻⁵는 fH₂ ≈ 1/4일 때 은하계 내부의 값보다 약 10배 높으며, 국지 은하간성간물질의 높은 분자율과 일치한다.
• 탈소율의 천체화 요인은 약 ≈3에 불과하여 탈소율의 처리가 최소한으로 이루어졌음을 나타내며, 이는 주로 처리되지 않은 간성간성간기체의 응집 때문일 것이다.
• 성운의 물리적 크기는 0.05–0.6 pc로 제약되며, 저감쇠(AV ≈ 0.14)이므로 높은 기체량에도 불구하고 이전 조사에서 발견되지 않는 이유를 설명한다.