[논문 리뷰] Neutral atomic-carbon QSO absorption-line systems at z>1.5: Sample selection, HI content, reddening, and 2175 A extinction feature

C. Ledoux, P. Noterdaeme외 2명|arXiv (Cornell University)|2015. 04. 27.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 58인용 수 38

한 줄 요약

이 연구는 저해상도 SDSS-II QSO 스펙트럼을 통해 z > 1.5에서 66개의 중성 원자탄소(C i) 흡수선 시스템을 식별하였으며, C i는 차폐되고 냉각된 먼지가 많은 가스를 추적하는 데 사용된다. 주요 발견은 C i로 선택된 시스템이 희귀하며(DLA보다 약 100배 희귀함), 상당한 먼지 흡수(최대 E(B-V) 0.3)를 보이며, 2175 Å 흡수 특징이 약한 것으로 나타나 최근 또는 지속 중인 별 형성의 증거이며, 강한 C i 시스템은 고금속도, 분자-rich 가스를 포함하고 있어 고적색계에서 CO 및 DIB 탐색에 이상적인 조건을 제공한다.

ABSTRACT

We present the results of a search for cold gas at high redshift along QSO lines-of-sight carried out without any a priori assumption on the neutral atomic-hydrogen (HI) content of the absorbers. To do this, we systematically looked for neutral-carbon (CI) 1560,1656 transition lines in low-resolution QSO spectra from the SDSS database. We built up a sample of 66 CI absorbers with redshifts 1.5<z<3.1 and equivalent widths 0.1<W_r(1560)<1.7 A. The completeness limit of our survey is W_r,lim(1560)~0.4 A. CI systems stronger than that are more than one hundred-times rarer than DLAs at z_abs=2.5. The number of CI systems per unit redshift increases significantly below z=2. We suggest that the CI absorbers are closely related to the process of star formation and the production of dust in galaxies. We derive the HI content of the CI systems and find that a majority of them are sub-DLAs with N(HI)~10^20 atoms cm^-2. The dust content of these absorbers is yet significant as seen from the redder optical colours of the background QSOs and their reddened SEDs. The overall N(HI) distribution of CI systems is relatively flat however. As a consequence, among the CI systems classifying as DLAs there is a probable excess of strong DLAs with log N(HI)>21 compared to systematic DLA surveys. We study empirical relations between W_r(CI), N(HI), E(B-V) and the strength of the 2175 A extinction feature, the latter being detected in about 30% of the CI absorbers. We show that the 2175 A feature is weak compared to Galactic lines-of-sight exhibiting the same amount of reddening. This is probably the consequence of current or past star formation in the vicinity of the CI systems. We also find that the strongest CI systems tend to have the largest amounts of dust and that the metallicity of the gas and its molecular fraction is likely to be high in a large number of cases.

연구 동기 및 목표

• 저해상도 QSO 스펙트럼을 사용하여 H i 함량에 대한 사전 가정 없이 고적색계 중성 원자탄소(C i) 흡수 시스템을 식별하는 것.
• C i 흡수체의 H i 함량, 먼지 적색화 및 흡수 특성 등을 조사하여 고적색계 은하의 차폐되고 냉각된 먼지가 많은 가스를 추적하는 데 목적이 있다.
• C i 흡수체와 별 형성, 먼지 차폐, 약 10 eV 수준의 UV 배경의 진화 간의 연관성을 탐색하는 것.
• 현재의 등급 한계가 있는 QSO 설문조사를 통한 강력하고 먼지가 많은 DLA의 탐지 능력과 선택 효과를 평가하는 것.
• 고해상도 후속 관측 연구를 위한 최적의 대상으로서 분자 종류(CO 등)와 희박한 간성간 성분의 고적색계 탐색을 식별하는 것.

제안 방법

• SDSS-II DR7에서 확보한 41,696개의 저해상도 QSO 스펙트럼에서 C i λλ1560,1656 전이를 체계적으로 탐색.
• 복귀 기준 등가폭 임계값 기반 샘플 선택: Wr(λ1560) > 0.4 Å, 이는 완전성 한계를 정의한다.
• 남반구 대상에 대해 VLT/UVES 고해상도 분광법을 사용하여 H i 기수밀도(N(H i))를 측정하고 E(B-V)를 유도한다.
• 관측된 스펙트럼 에너지 분포를 사용하여 Wr(C i), N(H i), E(B-V), 그리고 2175 Å 흡수 특징 강도 간의 경험적 관계를 분석.
• 유사한 E(B-V)를 가진 은하계 선로와 비교하여 국소 UV 복사장이 영향을 미치는지 추론.
• N(H i) 분포의 통계적 분석과 C i 시스템의 적색편이 진화를 통해 별 형성과 은하간 매질 조건과의 관계를 평가.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 C i 흡수체의 수 밀도와 적색편이 진화는 전통적인 덩어리진 라이만-알파(DLA) 시스템과 어떻게 비교되는가?
• RQ2 C i로 선택된 흡수체의 H i 기수밀도 분포는 어떻게 되며, H i로 선택된 DLA 설문조사와 비교해 볼 때 어떻게 다른가?
• RQ3 먼지 적색화와 2175 Å 흡수 특징 강도가 C i 흡수 강도와 H i 기수밀도와 얼마나 관련되어 있는가?
• RQ4 강한 적색화에도 불구하고 C i 흡수체에서 2175 Å 특징이 약한 이유는 무엇이며, 이는 국소 별 형성 또는 UV 복사장에 대한 어떤 함의를 갖는가?
• RQ5 C i 흡수체는 일반적인 DLA보다 금속과 분자 가스로 풍부한가? 그리고 CO 또는 기타 분자 성분이 감지 가능한가?

주요 결과

• 1.5 < z < 3.1 범위에서 Wr(λ1560) > 0.1 Å 및 Wr(λ1560) < 1.7 Å를 만족하는 C i 흡수체 66개를 식별하였으며, 완전성 한계는 Wr,lim(λ1560) ≈ 0.4 Å이다.
• Wr(λ1560) > 0.4 Å인 C i 시스템은 z ≈ 2.5에서 DLA보다 약 100배 이상 희귀하여, 매우 차폐된 가스 상태를 나타내는 희귀한 상ases를 추적한다.
• C i 흡수체의 수 밀도는 z ≈ 2 이하에서 크게 증가하여, 이 적색편이 범위에서 별 형성 효율이 향상된다는 연관성을 시사한다.
• 대부분의 C i 흡수체는 N(H i) ≈ 10^20 cm⁻² 수준의 서브-DLA이지만, 체계적 DLA 설문조사에 비해 강력한 DLA(log N(H i) > 21)의 과잉이 발견된다.
• 약 30%의 C i 흡수체에서 E(B-V) ∼ 0.3까지의 먼지 적색화가 관측되었으며, 상당한 흡수와 적색화된 QSO 스펙트럼 에너지 분포가 나타난다.
• 2175 Å 흡수 특징은 동일한 E(B-V)를 가진 은하계 선로와 비교해 약하게 나타나, 근처 별 형성에서 유래한 강력한 UV 복사장이 특징의 실체를 고갈시키기 때문일 것이다.