[論文レビュー] A translucent interstellar cloud at z=2.69: CO, H2 and HD in the line-of-sight to SDSS J123714.60+064759.5

P. Noterdaeme, P. Petitjean+4 more|arXiv (Cornell University)|Aug 3, 2010

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 69被引用数 4

ひとこと要約

本研究では、クェーサー SDSS J123714.60+064759.5 を通る赤方偏移 z=2.69 の高赤方偏移半透明銀河間媒体に CO、H₂、HD の検出を報告する。VLT/X-shooter および UVES スペクトロスコピーを用いた。雲は高い分子分率 (fH₂ ≈ 0.8)、低い運動温度 (T ≈ 108 K)、強い重水素保持 (星形成要因 ≈ 3) を示しており、密度が高く、冷たく、化学的に進化した環境であることが示唆される。減光は小さい (AV ≈ 0.14) が、高い密度を持つため、このような雲はマグニチュード制限付きの調査では見逃されがちな可能性がある。

ABSTRACT

We present the analysis of a sub-DLA system (log N(H^0)=20.0+/-0.15, z_abs=2.69) toward SDSS J123714+064759 (z_em=2.78). Using the VLT/UVES and X-shooter spectrographs, we detect H2, HD and CO molecules in absorption with log N(H2,HD,CO)=(19.21,14.48,14.17). The overall metallicity of the system is super-solar ([Zn/H]=+0.34) and iron is highly depleted ([Fe/Zn]=-1.39), revealing metal-rich and dusty gas. The strongest H2 component does not coincide with the centre of the HI absorption. This implies that the molecular fraction in this component, f=2N(H2)/(2N(H2)+N(H^0)), is larger than the mean molecular fraction =1/4 in the system. This is supported by the detection of Cl^0 associated with this H2-component having N(Cl^0)/N(Cl^+)>0.4. Since Cl^0 is tied up to H2 by charge exchange reactions, this means that the molecular fraction in this component is not far from unity. The size of the molecular cloud is probably smaller than 1pc. Both the CO/H2=10^-5 and CO/C^0~1 ratios for f>0.24 indicate that the cloud classifies as translucent, i.e., a regime where carbon is found both in atomic and molecular form. The corresponding extinction, Av=0.14, albeit lower than the definition of a translucent sightline (based on extinction properties), is high for the observed H^0 column density. This means that intervening clouds with similar local properties but with larger column densities could be missed by current magnitude-limited QSO surveys. The excitation of CO is dominated by radiative interaction with the Cosmic Microwave Background Radiation (CMBR) and we derive Tex(CO)=10.5+0.8-0.6 K when TCMBR(z=2.69)=10.05 K is expected. The astration factor of deuterium -with respect to the primordial D/H ratio- is only about 3. This can be the consequence of accretion of unprocessed gas from the intergalactic medium onto the associated galaxy. [abridged]

研究の動機と目的

• 遠方クェーサーの方向に沿って吸収線を示す分子種を用いて、高赤方偏移半透明銀河間媒体を同定・特徴づけること。
• H₂、CO、HD の回転準位を用いて、雲内の物理的状態（温度、密度、分子分率）を特定すること。
• N(HD)/N(H₂) の測定と初期宇宙値との比較により、化学的進化および重水素の存在比を評価すること。
• 低減光および小規模な物理的サイズのため、現在および将来の調査でこのような分子雲がどのように検出可能であるかを評価すること。

提案手法

• VLT/X-shooter および UVES を用いた高分解能スペクトロスコピーにより、クェーサーのスペクトルにおける H₂、CO、HD および他の種の吸収線を観測する。
• H₂ (J=0,1) の回転準位の分布を分析し、運動温度および粒子密度を導出する。
• C I の微細構造準位を用いて中性水素密度 (nH₀ ≈ 50–60 cm⁻³) を推定する。
• z=2.69 における宇宙マイクロ波背景放射 (CMBR) 温度 (10.05 K) と CO の励起状態を比較し、励起温度 (Tex(CO) = 10.5 K) を導出する。
• N(H₂) と N(H I) から分子分率 fH₂ を計算し、速度シフトを用いて部分的カバーイング効果を評価する。
• N(H I)/nH₀ と Cl I の存在比からの制約を用いて、雲の物理的スケールを推定する（0.05–0.6 pc）。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 CO、H₂、HD の吸収線から検出された高赤方偏移半透明雲の物理的状態（温度、密度、分子分率）は何か？
• RQ2 同じ列密度および運動温度であっても、CO の励起温度が局所銀河間媒体よりも高いのはなぜか？
• RQ3 この雲における重水素の存在比は初期宇宙値と比べてどうなっており、ガス処理および吸着のプロセスに何を示唆するか？
• RQ4 高い列密度を持つにもかかわらず、このような分子雲がマグニチュード制限付きクェーサー調査で見過ごされがちなのはなぜか？

主な発見

• 主成分では分子分率 fH₂ ≈ 0.8 であり、N(H₂) = 10¹⁹.²¹ cm⁻² に達しており、高密度・低温の環境であることが示唆される。
• H₂ の J=0 および J=1 回転準位からの推定により、運動温度は T = 108⁺⁸⁴₋₃₃ K であり、C I の微細構造準位から中性水素密度は nH₀ ≈ 50–60 cm⁻³ と推定される。
• CO の励起温度は Tex(CO) = 10.5⁺⁰.⁸₋₀.⁶ K であり、z=2.69 における CMBR 温度（10.05 K）との整合性があり、ホットビッグバンモデルを強く支持する。
• N(HD)/2N(H₂) = 10⁻⁵ は、fH₂ ≈ 1/4 の銀河系銀河間媒体と比べて約10倍高いが、これは局所銀河系銀河間媒体における高い分子分率と整合する。
• 重水素の星形成要因はわずか ≈3 であり、重水素の処理が最小限に抑えられており、おそらく未処理の銀河間ガスの付着によるものと考えられる。
• 雲の物理的スケールは 0.05–0.6 pc に制限され、減光が小さい（AV ≈ 0.14）ため、高い列密度にもかかわらず、従来の調査で見過ごされた理由が説明できる。