[논문 리뷰] A vestige low metallicity gas shell surrounding the radio galaxy 0943-242 at z=2.92

L. Binette, J. Kurk외 2명|arXiv (Cornell University)|2000. 02. 09.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 1인용 수 4

한 줄 요약

이 논문은 적색이동 z=2.92인 라디오 은하 0943–242 주위에 있는 고도로 이온화된 낮은 금속성 가스 케이지가, 내부의 발광 영역과 공위치하지 않는 고립된 외부 할로우 상태의 유물로 간주되어야 한다고 제안한다. 이 가스는 Z ≈ 0.01 Z☉로 낮은 금속성을 가지며, 라디오 코코넛을 훨씬 떨어진 곳에 위치해 있어 낮은 밀도로 인해 은하계 이온화 복사가 이온화를 유지할 수 있으며, 이는 강한 C iv 흡수와 Lyα 발광이 동시에 존재하더라도 고압·고금속성 조건이 필요로 하지 않음을 설명한다. 이는 이 가스가 초기 은하 형성의 잔여물이며, AGN 단계 이전에 존재했음을 지지한다.

ABSTRACT

Observations are presented showing the doublet CIV 1550 absorption lines superimposed on the CIV emission in the radio galaxy 0943-242. Within the errors, the redshift of the absorption system that has a column density of N_CIV = 10^{14.5 +- 0.1} cm-2 coincides with that of the deep Ly-alpha absorption trough observed by Rottgering et al. (1995). The gas seen in absorption has a resolved spatial extent of at least 13 kpc (the size of the extended emission line region). We first model the absorption and emission gas as co-spatial components with the same metallicity and degree of excitation. Using the information provided by the emission and absorption line ratios of CIV and Ly-alpha, we find that the observed quantities are incompatible with photoionization or collisional ionization of cloudlets with uniform properties. We therefore reject the possibility that the absorption and emission phases are co-spatial and favour the explanation that the absorption gas has low metallicity and is located further away from the host galaxy (than the emission line gas). The estimated low metallicity for the absorption gas in 0943-242 (Z \~ 1% solar) and its proposed location -outer halo outside the radio cocoon- suggest that its existence preceeds the observed AGN phase and is a vestige of the initial starburst at the onset of formation of the parent galaxy.

연구 동기 및 목표

• 0943–242의 고도로 이온화된 C iv 흡수와 기대되는 고금속성·고압 조건을 가진 발광 영역 가스 사이의 물리적 모순을 해결하기 위해.
• 다른 이온화 상태를 가진 흡수 및 발광 가스 단계가 공간적으로 공위치인지 여부를 확인하기 위해.
• 특히 AGN 활동의 시작과 관련하여 외할로우 가스의 금속성 및 이온화 조건을 평가하기 위해.
• 관측된 C iv 및 Lyα 선 비율에 대해 광이온화 및 충돌 이온화 모델의 타당성을 시험하기 위해.
• 거대 은하 형성에서 초기 스타버스트 단계의 잔여물로 보는 흡수 가스의 진화적 의미를 탐색하기 위해.

제안 방법

• 0943–242의 C iv λλ1548,1551 이중선에 대한 고해상도 스펙트로스코피를 확보하여 깊은 Lyα 흡수 터널과 적색이동 일치를 확인.
• 보이트 프로파일 피팅을 통해 C iv 흡수의 기울기 밀도를 유도: N_CIV = 10^{14.5±0.1} cm⁻².
• 공위치한 발광 및 흡수 가스를 가정한 단일 영역 광이온화 모델을 구축하여 관측된 선 비율을 재현할 수 있는지 테스트.
• 이온화 및 밀도의 반경 방향 변화를 고려하기 위해 계층적 광이온화 판을 개선한 모델을 적용.
• 흡수 가스의 커버링 인자 및 부피 채움 인자를 평가하여, 낮은 밀도의 단일 케이지 모델에서 f_V ≈ 1일 경우 높은 커버링 인자를 달성할 수 있음을 보여줌.
• 광이온화 및 충돌 이온화 조건에서의 이온화 평형을 비교하여, 공위치 모델에서는 양쪽 모두가 관측된 C iv/Lyα 선 비율을 재현하지 못함을 확인함.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 광이온화 또는 충돌 이온화 조건 하에서, 공위치한 균일한 이온화 가스 모델이 관측된 C iv 및 Lyα 선 비율을 재현할 수 있는가?
• RQ2 흡수 가스의 암시적 금속성은 무엇이며, 0943–242의 발광 영역 가스와 비교해 볼 때 어떻게 다를까?
• RQ3 흡수 가스는 낮은 밀도임에도 불구하고 왜 고도로 이온화되어 있으며, 무엇이 이온화를 유지하는가?
• RQ4 흡수 가스의 공간 분포는 밀도가 낮은 단일 케이지 모양의 외할로우에 부합하는가, 아니면 조밀한 덩어리로 이루어진 밀도 높은 매체인가?
• RQ5 흡수 가스의 낮은 금속성은 AGN 단계 이전에 형성되었으며 초기 스타버스트에서 유래했음을 시사하는가?

주요 결과

• 0943–242의 C iv 흡수는 적색이동 z ≈ 2.92로, 깊은 Lyα 흡수 터널과 정확히 일치하여 흡수 가스의 공통된 적색이동을 확인한다.
• 관측된 C iv/Lyα 선 비율은 공위치한 발광 및 흡수 가스를 가정한 단일 영역 광이온화 또는 충돌 이온화 모델로는 재현될 수 없다.
• 흡수 가스는 낮은 금속성(Z ≈ 0.01 Z☉)의 케이지 형태로, 낮은 밀도(∼10⁻².⁵ cm⁻³)이며 라디오 코코넛을 초월한 외할로우에 위치해 있음이 가장 잘 설명된다.
• 낮은 밀도의 외할로우는 은하계 이온화 배경 복사에 의해 충분히 이온화되어 있어 AGN가 직접 이온화할 필요가 없음을 의미한다.
• 커버링 인자가 1이 되는 것은 단일 또는 소수의 낮은 밀도 케이지로 달성되며, 공위치 모델에서 요구되는 약 10¹⁰개의 조밀한 응집체가 필요로 하는 것을 피할 수 있다.
• 낮은 금속성 및 외할로우 기원은 이 가스가 현재 AGN 단계 이전에 존재했으며, 주 은하 형성의 초기 스타버스트의 유물 잔여물임을 시사한다.