[논문 리뷰] VLT/UVES observations of extremely strong intervening damped Lyman-alpha systems: Molecular hydrogen and excited carbon, oxygen and silicon at log N(HI)=22.4

P. Noterdaeme, R. Srianand외 6명|arXiv (Cornell University)|2015. 02. 13.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 91인용 수 42

한 줄 요약

이 연구는 세 개의 극도로 강한 다임프드 라이만-알파 시스템(DLAs)에 대한 VLT/UVES 고해상도 스펙트로스코피를 제시하며, 고적색 이동 우주에서 간섭하는 시스템에서 측정된 바이어블한 H I 기둥 밀도(log N(HI) = 22.4)가 가장 높다. 분자 수소(H₂)와 C I, O I, Si II의 흥분된 미세구조 수준을 검출하여 냉각된 밀도 높은 H₂ 수용성 기체(T ~ 80 K)와 더운 기체(온도 T ≥ 1000 K)로 구성된 다상구조를 밝혀내며, 고에너지 상태를 설명하기 위해 필요한 더운 기체 단계를 확인한다. 주요 발견은 태양 [C/O] 비율을 가정한 모델에서 C I가 현저하게 과잉생산된다는 점으로, 이는 태양계와 유사한 낮은 탄소 농도(가능성 있는 [C/O] ~ -0.7)를 시사하며, 이는 먼지 침전 또는 낮은 핵합성 수율을 의미한다.

ABSTRACT

We present a detailed analysis of three extremely strong intervening DLAs (log N(HI)>=21.7) observed towards quasars with VLT/UVES. We measure overall metallicities of [Zn/H]~-1.2, -1.3 and -0.7 at respectively zabs=2.34 towards SDSS J2140-0321 (log N(HI) = 22.4+/-0.1), zabs=3.35 towards SDSS J1456+1609 (log N(HI) = 21.7+/-0.1) and zabs=2.25 towards SDSS J0154+1935 (log N(HI) = 21.75+/-0.15). We detect H2 towards J2140-0321 (log N(H2) = 20.13+/-0.07) and J1456+1609 (log N(H2) = 17.10+/-0.09) and argue for a tentative detection towards J0154+1935. Absorption from the excited fine-structure levels of OI, CI and SiII are detected in the system towards J2140-0321, that has the largest HI column density detected so far in an intervening DLA. This is the first detection of OI fine-structure lines in a QSO-DLA, that also provides us a rare possibility to study the chemical abundances of less abundant atoms like Co and Ge. Simple single phase photo-ionisation models fail to reproduce all the observed quantities. Instead, we suggest that the cloud has a stratified structure: H2 and CI likely originate from both a dense (log nH~2.5-3) cold (80K) and warm (250K) phase containing a fraction of the total HI while a warmer (T>1000 K) phase probably contributes significantly to the high excitation of OI fine-structure levels. The observed CI/H2 column density ratio is surprisingly low compared to model predictions and we do not detect CO molecules: this suggests a possible underabundance of C by 0.7 dex compared to other alpha elements. The absorber could be a photo-dissociation region close to a bright star (or a star cluster) where higher temperature occurs in the illuminated region. Direct detection of on-going star formation through e.g. NIR emission lines in the surrounding of the gas would enable a detailed physical modelling of the system.

연구 동기 및 목표

• log N(HI) ≥ 21.7인 극도로 강한 간섭 DLA 시스템(ESDLAs)의 물리적 조건과 화학 조성을 조사하기 위해.
• 이 고기둥 밀도 시스템에서 분자 수소(H₂)와 C I, O I, Si II의 흥분된 미세구조 수준의 존재 및 농도를 규명하기 위해.
• 관측된 흥분 수준과 원소 농도가 표준 광이온화 모델로 설명 가능한지 평가하며, 특히 탄소 일산화물(C I) 기둥 밀도의 괴리점을 중심으로 분석하기 위해.
• 관측 데이터가 흡수 기체의 다상구조와 현지에서의 별 형성과의 연관성에 미치는 영향을 탐색하기 위해.

제안 방법

• 칠레 파라날 천체망원경에 설치된 VLT/UVES 장비를 이용한 고해상도 UV 및 가시광선 스펙트로스코피, 프로그램 ID 091.A-0370(A).
• 기체의 기준 기준 UV 및 가시광선 영역에서의 흡수선 분석을 통해 H I, H₂, C I, O I, Si II 및 기타 이종의 기둥 밀도 측정.
• 흡수 기체의 물리적 조건(온도, 밀도, 이온화율)을 모델링하고 기둥 밀도를 예측하기 위해 CLOUDY 광이온화 코드 사용.
• 관측된 기둥 밀도와 모델 예측값을 비교하여 기체 온도, 밀도, 이온화율, 원소 농도를 제약하기 위해.
• 우주선의 흡수성과 관련된 탄소 농도에 영향을 미치는 먼지 침전 효과를 평가하기 위해, 히알로 스타와 저금속도 DLA의 관측 결과를 바탕으로 태양보다 낮은 [C/O] 비율을 시험하기 위해.
• 저신호 대비 잡음 비율로 인해 C II λ1334 감쇠 날개의 탐지 가능성 평가를 통해 C II 기둥 밀도 제약을 분석하기 위해.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 log N(HI) = 22.4인 ESDLAs에서 흡수 기체의 물리적 온도 및 밀도 구조는 어떻게 되는가?
• RQ2 왜 태양 [C/O]를 가정한 표준 광이온화 모델에서는 예측된 것보다 관측된 C I 기둥 밀도가 현저히 높은가?
• RQ3 O I 및 Si II의 고에너지 흥분 상태는 H₂ 또는 Cl I 흡수에 기여하지 않는 더운 기체 단계로 설명될 수 있는가?
• RQ4 은하수 히알로 스타에서 관측된 것과 유사한 낮은 탄소 농도(예: [C/O] ~ -0.7)가 은하수의 흡수 기체 조성과 일치하는가?
• RQ5 현지에서의 별 형성이 다상구조 및 흡수 기체의 흥분 상태를 어떻게 형성하는가?

주요 결과

• J2140−0321 방향의 시스템은 고적색 이동 간섭 DLA에서 측정된 바이어블한 H I 기둥 밀도가 가장 높으며, log N(HI) = 22.4이다.
• 분자 수소(H₂)는 두 개의 ESDLAs(J2140−0321 및 J1456+1609)에서 명확히 검출되었고, 세 번째 시스템(J0154+1935)에서는 가능성이 높다. 이는 강한 DLAs에서 H₂ 탐지 비율이 높다는 것을 시사한다.
• H₂는 약 80 K의 냉각된 밀도 높은 기체 단계와 log n_H ~ 2.5–3과 관련이 있으며, 자가보호 및 저온 화학 반응과 일치한다.
• O I 및 Si II의 흥분된 미세구조 수준는 H₂ 또는 Cl I에 기여하지 않는 더운 기체 단계(T ≥ 1000 K)를 필요로 하며, 다상구조를 시사한다.
• 다양한 기체 단계를 포함하더라도 태양 [C/O]를 가정하면 C I 기둥 밀도가 과잉생산되며, 이는 실제 [C/O] 비율이 훨씬 낮을 가능성이 높다(가능성 있는 ~ -0.7), 은하수 히알로 스타의 관측 결과와 일치한다.
• 데이터는 흡수 기체가 별 형성 활동이 있는 은하에서 작은 영향 거리(<10 kpc)에 위치해 있을 가능성이 높으며, 이는 현지에서의 별 형성이 기체를 가열하고 이온화시킨다는 것을 뒷받침한다.