[论文解读] 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. Giroux+3 more|ArXiv.org|Aug 23, 2001

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 85被引用 9

一句话总结

本研究利用哈勃空间望远镜的STIS和FUSE数据，分析类星体H1821+643中红移z = 0.1212处的O VI吸收体，发现其电离状态和金属丰度与温度约为T ≈ 10^5.3–10^5.6 K的碰撞电离气体一致，[O/H] ≈ –1.8至–0.6；然而，光致电离模型（路径长l ≈ 85–1900 kpc，[O/H] ≈ –1.1至–0.3）也具有可行性。宽H I与O VI成分的对齐支持该吸收体起源于一个高温、星系群尺度的介质。

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.

研究动机与目标

• 确定类星体H1821+643中红移z = 0.1212处的中间O VI吸收体的电离机制。
• 利用高分辨率紫外光谱评估吸收气体的金属丰度。
• 检验该吸收体是否与激波加热的暖/热星系际介质（WHIM）或光致电离气体一致。
• 评估此类O VI系统对低红移重子预算的贡献。

提出的方法

• 利用哈勃空间望远镜的STIS和FUSE仪器对H1821+643进行高分辨率紫外光谱观测。
• 分析O VI和H I Lyα吸收线，包括其运动学结构和b值。
• 通过比较观测到的O VI/C IV比值以及与H I成分的对齐情况，约束电离条件。
• 对碰撞电离平衡（CIE）和光致电离平衡（PPE）进行建模，以拟合观测到的柱密度和线宽。
• 利用宽H I成分的b值（b ≈ 85 km s⁻¹）作为温度和整体运动的诊断工具。
• 评估X射线吸收线（如O VII、O VIII）的预测结果，作为区分电离机制的潜在判据。

实验结果

研究问题

• RQ1 H1821+643中红shift z = 0.1212处的O VI吸收体是否与高温、激波加热的星系际介质中的碰撞电离一致？
• RQ2 观测到的O VI和H I谱线轮廓，尤其是宽H I成分，能否由热运动解释，还是需要星系群环境中的整体速度弥散？
• RQ3 在不同电离模型下，为匹配观测到的O VI和H I柱密度，所需金属丰度（以[O/H]衡量）是多少？
• RQ4 光致电离是否是碰撞电离的可行替代方案？其所需的路径长度和金属丰度是多少？
• RQ5 能否利用O VII和O VIII的X射线吸收线来打破碰撞电离与光致电离模型之间的歧义？

主要发现

• 该O VI吸收体最合理的解释是温度为10^5.3–10^5.6 K、金属丰度为[O/H] = –1.8至–0.6的碰撞电离气体。
• 宽H I成分（b ≈ 85 km s⁻¹）与O VI对齐，表明O VI来源于一个高温、动力学展宽的介质，与星系群尺度环境一致。
• 仅当吸收气体路径长（85–1900 kpc）较长且金属丰度较高（[O/H] = –1.1至–0.3）时，光致电离模型才具有可行性。
• 在4σ水平下未检测到强C II、C III和C IV吸收线，表明金属丰度较低或覆盖因子较小，支持低金属丰度、高温介质的结论。
• 该O VI吸收体在空间上与一个星系群相关，其中包括一个距离投影144 h₇₅⁻¹ kpc的活跃恒星形成螺旋星系，与热的星系群内介质一致。
• 观测到的O VI线宽和运动学特征无法仅由热展宽解释，支持存在来自星系群速度弥散（约100 km s⁻¹）的非热运动。