[논문 리뷰] 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. Giroux외 3명|ArXiv.org|2001. 08. 23.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 85인용 수 9

한 줄 요약

이 연구는 허블 우주망원경의 STIS 및 FUSE 데이터를 사용하여 퀘이사 H1821+643에서 z = 0.1212에 위치한 O VI 흡수체를 분석하며, 이의 이온화 상태와 중성율이 T ≈ 10^5.3–10^5.6 K에서 충돌에 의한 이온화된 기체와 일치하며 [O/H] ≈ –1.8에서 –0.6 수준임을 발견한다. 그러나 경로 길이 l ≈ 85–1900 kpc이고 [O/H] ≈ –1.1에서 –0.3일 경우 광이온화 모델도 타당하다. 넓은 H I와 O VI 성분의 정렬은 이 흡수체가 고온의 군 규모 매체에서 기인했음을 지지한다.

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.

연구 동기 및 목표

• intervening O VI 흡수체가 퀘이사 H1821+643에서 z = 0.1212에 위치한 이온화 메커니즘을 규명하는 것.
• 고해상도 우주선 스펙트로스코피를 사용하여 흡수 기체의 중성율을 평가하는 것.
• 이 흡수체가 충격으로 가열된 따뜻한/고온의 간성간 매질(Whim) 또는 광이온화 기체와 일치하는지 테스트하는 것.
• 이러한 O VI 시스템이 저적성적 복사량 비율에 기여하는지 평가하는 것.

제안 방법

• 허블 우주망원경의 STIS 및 FUSE 기구를 사용한 H1821+643의 고해상도 우량 스펙트로스코피.
• O VI 및 H I Lyα 흡수선 분석, 운동학적 구조 및 b-값 포함.
• 관측된 O VI/C IV 비율과 H I 성분과의 정렬을 비교하여 이온화 조건을 제약하는 것.
• 관측된 기체 밀도 및 선 폭을 맞추기 위해 충돌 이온화 평형(CIE) 및 광이온화 평형(PPE) 모델링.
• 넓은 H I 성분의 b-값(b ≈ 85 km s⁻¹)을 온도 및 대규모 운동을 진단하는 데 사용하는 것.
• X선 흡수선 예측(예: O VII, O VIII)을 충돌 이온화와 광이온화 모델 간의 딜레마를 풀기 위한 잠재적 기준으로 평가하는 것.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 H1821+643에서 z = 0.1212에 위치한 O VI 흡수체는 고온의 충격으로 가열된 간성간 매질 내 충돌 이온화와 일치하는가?
• RQ2 관측된 O VI 및 H I 선 프로파일, 특히 넓은 H I 성분은 열 운동으로 설명될 수 있는가, 아니면 군 환경의 대규모 속도 분산이 필요한가?
• RQ3 다양한 이온화 모델 하에서 관측된 O VI 및 H I 기체 밀도를 일치시키기 위해 필요한 중성율([O/H])은 무엇인가?
• RQ4 광이온화가 충돌 이온화의 타당한 대안이 될 수 있는가? 이를 위해 필요한 경로 길이와 중성율은 무엇인가?
• RQ5 O VII 및 O VIII의 X선 흡수선을 사용하여 충돌 이온화와 광이온화 모델 간의 혼동을 해소할 수 있는가?

주요 결과

• O VI 흡수체는 온도 10^5.3–10^5.6 K에서 충돌 이온화된 기체이며 중성율 [O/H] = –1.8에서 –0.6 수준에서 가장 잘 설명된다.
• 넓은 H I 성분(b ≈ 85 km s⁻¹)이 O VI와 정렬되어 있어 O VI가 고온의 운동학적으로 넓어진 매체에서 기인했음을 나타내며, 이는 군 규모 환경과 일치한다.
• 광이온화 모델은 경로 길이가 길고(85–1900 kpc), 중성율이 높을 경우에만 타당하다([O/H] = –1.1에서 –0.3).
• 4σ 수준에서 강한 C II, C III, C IV 선이 관측되지 않아 낮은 중성율 또는 낮은 커버리지 요소를 지지하며, 낮은 중성율의 고온 기체를 지지한다.
• 관측된 O VI 흡수체는 은하 군과 공간적으로 연관되어 있으며, 144 h₇₅⁻¹ kpc의 투영 거리에 활발한 항성 형성 활동을 보이는 나선은하를 포함하고 있어 고온의 은하군 내 매질과 일치한다.
• 관측된 O VI 선 폭과 운동학은 열 운동으로만 설명될 수 없으며, 군 속도 분산(~100 km s⁻¹)으로 인한 비열운동 성분이 추가로 필요함을 지지한다.