[논문 리뷰] The Vulture Survey I: Analyzing the Evolution of ${\MgII}$ Absorbers

Nigel Mathes, Christopher W. Churchill외 1명|arXiv (Cornell University)|2017. 01. 19.

Space Satellite Systems and Control인용 수 14

한 줄 요약

이 연구는 VLT/UVES 및 Keck/HIRES의 고해상도 Quasar 스펙트럼을 사용하여 Mg II 흡수체에 대한 종합적인 분석을 수행하며, 0.14 < z < 2.64 범위에서 총 1,180개의 시스템을 검출하였다. 연구 결과, 항성 형성에 의해 유도되는 유동과 연관된 높은 등가 폭을 가진 Mg II 흡수체는 오늘날보다 z ≈ 2에서 더 흔했으며, 반면 낮은 등가 폭을 가진 시스템은 보통 퇴적된 CGM 기체에서 기인할 가능성이 있으며, 시간이 지남에 따라 상대적인 수가 증가하였다.

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.

연구 동기 및 목표

• 우주 시간에 걸쳐 Mg II 흡수체의 적색편이 경로 밀도, 등가 폭, 열량 밀도, 적색편이 진화를 측정하기 위해.
• 고해상도 스펙트로스코피를 사용하여 Mg II 흡수 기체의 공동 운동선 밀도 및 우주 질량 밀도를 결정하기 위해.
• 약한 vs. 강한 Mg II 흡수체의 물리적 기원과 그들의 진화 추세를 조사하기 위해.
• 관측된 흡수체 진화를 우주의 항성 형성률 밀도, 이온화 배경, 금속성 진화와 연결하기 위해.
• 0.003 Å 이等가 폭까지의 완전하고 자동화되며 정확한 Mg II 흡수체 특성화를 제공하기 위해.

제안 방법

• 분석에 432개의 VLT/UVES 및 170개의 Keck/HIRES Quasar 스펙트럼을 사용하였으며, 분辨도 약 7 km s⁻¹로 Mg II λ2796,2803 흡수체를 탐지하였다.
• 자동화되고 정확한 선 탐지 알고리즘을 적용하여 등가 폭, 명백한 최적 밀도 열량 밀도, 속도 폭을 측정하였다.
• 공동 운동선 밀도 dN/dX를 경험적 피팅을 통해 매개변수화: dN/dX = (c/H₀)n₀σ₀(1+z)⁰, 진화 매개변수 ε는 최소 등가 폭에 따라 달라진다.
• 등가 폭 및 열량 밀도 분포를 Schechter 함수로 피팅하여 적색편이 진화를 정량화하였다.
• 열량 밀도 분포에서 우주의 Mg II 질량 분율 Ω_MgII를 계산하여 총 흡수 기체 질량 밀도를 평가하였다.
• 흡수체 성질의 진화 추세를 우주의 항성 형성률 밀도, 이온화 배경, 금속성 진화와 비교하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 0.14 < z < 2.64 범위에서 Mg II 흡수체의 공동 운동선 밀도는 적색편이에 따라 어떻게 진화하는가?
• RQ2 Mg II 흡수체의 등가 폭 및 열량 밀도 분포 함수는 적색편이에 따라 어떻게 변화하는가?
• RQ3 z ≈ 0.5에서 z ≈ 2로의 기간 동안 Mg II 흡수 기체의 우주 질량 밀도는 어떻게 변화하는가?
• RQ4 강한 Mg II 흡수체(W_r > 1.0 Å)는 약한 흡수체(W_r < 0.3 Å)와 물리적으로 구별되는가? 그들의 진화 추세는 어떻게 다를까?
• RQ5 관측된 Mg II 흡수체 성질의 진화를 주도하는 주요 물리적 과정은 무엇인가? 항성 형성 피드백, 이온화 배경, 또는 금속성 진화 중 어느 것인가?

주요 결과

• 높은 등가 폭을 가진 Mg II 흡수체의 공통 운동선 밀도 dN/dX는 적색편이가 증가함에 따라 증가하며, W_r ≥ 2 Å인 경우 ε = 0.88로 나타나 z ≈ 2에서 더 강한 흡수체가 존재함을 시사한다.
• 등가 폭 분포 함수의 흐린 끝 기울기 α는 고적색편이에서 더 얕다(1.53 < z < 2.64에서 α = -0.81 ± 0.12), 저적색편이에서는 더 기울어져 있다(0.14 < z < 0.78에서 α = -1.09 ± 0.09).
• Mg II 흡수 기체의 우주 질량 밀도 Ω_MgII는 <z> = 0.49에서 (0.9 ± 0.2) × 10⁻⁸에서 <z> = 2.1에서 (1.4 ± 0.2) × 10⁻⁸로 증가한다.
• 높은 등가 폭을 가진 Mg II 흡수체(W_r > 1.0 Å)는 우주의 항성 형성률 밀도와 진화 상관관계를 보이며, 항성 형성에 의해 유도된 유동에서 기인할 가능성이 있음을 시사한다.
• 낮은 등가 폭 흡수체(W_r < 0.3 Å)는 항성 형성과 상관관계가 없으며, 그들의 진화는 우주의 이온화 배경 및 할로 금속성의 변화에 더 잘 설명된다.
• 이 조사에서는 0.003 Å에서 8.5 Å의 등가 폭을 가진 1,180개의 간섭 흡수체를 검출하여, CGM 진화 연구를 위한 지금까지 가장 완전한 샘플을 제공한다.