[論文レビュー] 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. Srianand+6 more|arXiv (Cornell University)|Feb 13, 2015

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 91被引用数 42

ひとこと要約

本研究は、3つの極めて強いダムプド・ライマン・アルファ系（DLA）のVLT/UVES高分解能分光法を報告する。これは、高赤方偏移の干渉系として測定された中で、最高のH I吸収断面密度（log N(HI) = 22.4）を示す。分子水素（H₂）およびC I、O I、Si IIの励起準位が検出され、冷たい密度の高いH₂を含むガス相（T ~ 80 K）と、高い励起状態を説明するために必要なより温かい相（T ≥ 1000 K）を含む多相構造が明らかになった。主な発見は、太陽[ C/O ]を仮定したモデルではC Iが著しく過剰生成されることであり、これは低炭素元素含有量（おそらく[ C/O ] ~ -0.7）を示唆し、宇宙線によるダストの吸着または低核合成生成率を示唆している。

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.

研究の動機と目的

• log N(HI) ≥ 21.7を示す極めて強い干渉的ダムプド・ライマン・アルファ系（ESDLA）の物理的状態および化学組成を調査すること。
• これらの高吸収断面密度系における分子水素（H₂）およびC I、O I、Si IIの励起準位の存在と含有量を特定すること。
• 観測された励起状態および元素含有量が、標準的な光電離モデルで説明可能かどうかを評価すること。特に、酸化炭素（C I）の吸収断面密度の乖離に注目すること。
• データが吸収ガスの多相構造および現地での星形成との関連性に与える含意を検討すること。

提案手法

• チリのパラナル観測所に設置されたVLT/UVES機器を用いた高分解能紫外および可視域分光法、プログラムID 091.A-0370(A)。
• H I、H₂、C I、O I、Si II、その他の核種の吸収ラインを、静止系紫外および可視域で分析して吸収断面密度を測定すること。
• CLOUDY光電離コードを用いて、吸収ガス内の物理的状態（温度、密度、電離率）をモデル化し、吸収断面密度を予測すること。
• 観測された吸収断面密度とモデル予測を比較し、ガス温度、密度、電離率、元素含有量を制約すること。
• ヘリウム星や低金属量DLAの観測に基づき、太陽より低い[ C/O ]比をテストすることで、炭素含有量に及ぼすダスト吸着の影響を評価すること。
• 低SN比のスペクトルにもかかわらず、C II λ1334のダミング・ウイングの検出可能性を評価してC II吸収断面密度を制約すること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 log N(HI) = 22.4のESDLAにおける吸収ガスの物理的温度および密度構造は何か？
• RQ2 なぜ太陽[ C/O ]を仮定した標準的光電離モデルでは、観測されたC I吸収断面密度が著しく予測値を上回るのか？
• RQ3 O IおよびSi IIの高励起状態は、H₂やCl Iの吸収に寄与しない温かい相によって説明可能か？
• RQ4 ガス組成は、銀河のハロー星で観測されたように、低炭素含有量（例：[ C/O ] ~ -0.7）と整合的か？
• RQ5 現地での星形成は、吸収ガスの多相構造および励起状態を形作る上で果たす役割は何か？

主な発見

• J2140−0321方向のシステムは、高赤方偏移の干渉的DLAとして測定された中で、最高のH I吸収断面密度（log N(HI) = 22.4）を示した。
• 分子水素（H₂）は2つのESDLA（J2140−0321およびJ1456+1609）で明確に検出され、第3のシステム（J0154+1935）でも検出可能性があることが示唆され、強力なDLAにおいてH₂の検出率が高いことを示している。
• H₂は約80 Kの冷たく密度の高い相に関連しており、自己遮蔽および低温化学と整合的である（log n_H ~ 2.5–3）。
• O IおよびSi IIの励起準位は、H₂やCl Iに寄与しないが、T ≥ 1000 Kのより温かい相を必要とし、多相構造を示唆している。
• 複数の相を含んでも、太陽[ C/O ]を仮定したモデルではC Iが過剰に生成されるため、真の[ C/O ]比ははるかに低い（おそらく~ -0.7）ものと考えられ、銀河のハロー星の観測結果と整合的である。
• データは、吸収ガスが星形成銀河から小さいインパクトパラメータ（<10 kpc）の位置にある可能性を示唆しており、現地での星形成がガスを加熱・電離していると整合的である。