极强 MgII 吸收体群的演化
摘要
我们展示了对几类 MgII 吸收体及其相应 FeII 吸收在宇宙历史大部分时期（大爆炸后 2.3 至 8.7 Gyr）演化的研究。我们的样本由 87 个强（Wr(MgII)>0.3 A）MgII 吸收体组成，红移范围为 0.2<z<2.5，测量自 Very Large Telescope (VLT)/Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph (UVES) 档案中的 81 个类星体高分辨率光谱（R ~ 45,000）。对于中等强度的 MgII 吸收体（0.3<Wr(MgII)<1.0 A），未发现 Wr(FeII)/Wr(MgII) 的演化趋势。然而，在较低红移处，我们发现缺乏具有较小 FeII 与 MgII 等效宽度比的极强 MgII 吸收体（即 Wr(MgII)>1 A 者）。在高红移处，存在具有较小和较大 Wr(FeII)/Wr(MgII) 值的极强 MgII 吸收体。我们将我们的发现与 Narayanan 等人 (2007) 在同一类星体光谱中发现的 100 个弱 MgII 吸收体（Wr(MgII)<0.3 A）样本进行了比较。驱动极强 MgII 系统演化的主要效应是低红移和高红移处运动学轮廓的差异。在高红移处，我们观察到，在极强 MgII 吸收体中，所有具有较小 Wr(FeII)/Wr(MgII) 比的系统都具有相对较大的速度弥散，导致轮廓饱和程度较低。在低红移处，此类运动学弥散系统缺失，FeII 和 MgII 均处于饱和状态，导致 Wr(FeII)/Wr(MgII) 值均接近 1。高红移、小 Wr(FeII)/Wr(MgII) 的系统可能对应于 sub-DLA 系统，其中许多具有较大的速度弥散，并可能与恒星形成星系中的超级风有关。除了由运动学演化引起的饱和变化外，较小的 Wr(FeII)/Wr(MgII) 值也可能是由于高红移处 Fe 的丰度较低，这表明这些环境中的恒星形成处于相对早期阶段。
引用
@article{arxiv.1208.1739,
title = {Evolution of the Population of Very Strong MgII Absorbers},
author = {Paola Rodríguez Hidalgo and Kaylan Wessels and Jane Charlton and Anand Narayanan and Andrew Mshar and Antonino Cucchiara and Therese Jones},
journal= {arXiv preprint arXiv:1208.1739},
year = {2015}
}
备注
20 pages, 14 figures (figure 1 is a set of 87 figures, which is available on the online version), accepted for publication in the MNRAS