[论文解读] The Vulture Survey I: Analyzing the Evolution of ${\MgII}$ Absorbers

Nigel Mathes, Christopher W. Churchill+1 more|arXiv (Cornell University)|Jan 19, 2017

Space Satellite Systems and Control被引用 14

一句话总结

本研究利用甚大望远镜/UVES和凯克/HIRES的高分辨率类星体光谱，对Mg II吸收体进行了全面分析，在 0.14 < z < 2.64 范围内检测到1,180个系统。结果表明，与恒星形成驱动的外流相关的高等效宽度Mg II吸收体在 z ≈ 2 时比现今更丰富，而低等效宽度系统（可能来自被动的星系晕气体）随时间推移在相对数量上有所增加。

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.

研究动机与目标

• 测量宇宙时空中Mg II吸收体的红移路径密度、等效宽度、柱密度及其红移演化。
• 利用高分辨率光谱测定Mg II吸收气体的共动线密度和宇宙质量密度。
• 探究弱吸收体与强吸收体的物理起源及其演化趋势。
• 将观测到的吸收体演化与宇宙恒星形成率、电离背景和金属度趋势联系起来。
• 提供对Mg II吸收体的完整、自动化且精确的表征，最低可达0.003 Å等效宽度。

提出的方法

• 利用432组VLT/UVES和170组Keck/HIRES类星体光谱（分辨率约7 km s⁻¹）检测Mg II λ2796,2803吸收体。
• 应用一种自动化、高精度的谱线检测算法，测量等效宽度、视光学深度柱密度和速度宽度。
• 使用经验拟合参数化共动线密度 dN/dX：dN/dX = (c/H₀)n₀σ₀(1+z)⁰，其中演化参数 ε 依赖于最小等效宽度。
• 通过Schechter函数拟合等效宽度和柱密度分布，以量化红移演化。
• 从柱密度分布计算宇宙Mg II质量分数 Ω_MgII，以评估总吸收气体质量密度。
• 将吸收体性质的演化趋势与宇宙恒星形成率密度、电离背景和金属度演化进行比较。

实验结果

研究问题

• RQ1 在 0.14 < z < 2.64 范围内，Mg II吸收体的共动线密度如何随红移演化？
• RQ2 Mg II吸收体的等效宽度和柱密度分布函数如何随红移演化？
• RQ3 从 z ≈ 0.5 到 z ≈ 2，Mg II吸收气体的宇宙质量密度如何变化？
• RQ4 强Mg II吸收体（W_r > 1.0 Å）与弱吸收体（W_r < 0.3 Å）在物理上是否不同？它们的演化趋势有何差异？
• RQ5 驱动观测到的Mg II吸收体性质演化的主导物理过程是恒星形成反馈、电离背景变化，还是金属度演化？

主要发现

• 对于高等效宽度系统，共动Mg II线密度 dN/dX 随红移增加，当 W_r ≥ 2 Å 时，ε = 0.88，表明在 z ≈ 2 时存在更强的吸收体。
• 等效宽度分布函数的蓝端斜率 α 在高红移时更平缓（在 1.53 < z < 2.64 范围内，α = -0.81 ± 0.12），而低红移时更陡（在 0.14 < z < 0.78 范围内，α = -1.09 ± 0.09）。
• Mg II吸收气体的宇宙质量密度 Ω_MgII 从 <z> = 0.49 时的 (0.9 ± 0.2) × 10⁻⁸ 增加到 <z> = 2.1 时的 (1.4 ± 0.2) × 10⁻⁸。
• 高等效宽度Mg II吸收体（W_r > 1.0 Å）的演化与宇宙恒星形成率密度相关，表明其起源于恒星形成驱动的外流。
• 低等效宽度吸收体（W_r < 0.3 Å）与恒星形成无相关性，其演化更可能由宇宙电离背景和晕金属度的变化所解释。
• 本调查检测到1,180个中间Mg II吸收体，其等效宽度范围为0.003 Å至8.5 Å，为研究星系晕演化提供了迄今最完整的样本。