BRIDGE巡天 I. 宇宙正午星系周介质气体的金属丰度与物理性质
The BRIDGE Survey. I. Metallicities and Physical Properties of Gas Probing the Circumgalactic Medium at Cosmic Noon
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BRIDGE-I巡天通过105个吸收体研究宇宙正午星系周介质气体，发现其金属丰度分布与低红移一致，且致密气体存在金属丰度下限，表明不同密度气体混合状态不同。
中文摘要 AI 辅助
我们介绍BRIDGE-I，一项针对宇宙正午（1≤z≤2.2）时期、探测“类星系周介质”气体（16.4≤log N_HI<20.3）的HI选择吸收体的金属丰度巡天，该时期是恒星形成和活动星系核活动的峰值时期。结合哈勃太空望远镜紫外光谱档案数据与凯克/HIRES和甚大望远镜/UVES光学光谱，我们估算了105个吸收体的金属丰度和物理条件。宇宙正午的金属丰度分布（中值[X/H]=-1.19）在统计上与z<1时的分布（-1.18）无法区分，但与z>2.2时的分布（-2.02）显著不同。这一平台期由最弥散的吸收体（16.4≤log N_HI<17.2）驱动，它们在宇宙正午时已达到z<1时的增丰水平，而较致密的吸收体仍比z<1时的对应体更贫金属，并在更晚时期继续增丰。与z>2.2时不同，没有吸收体低于[X/H]=-3.5，表明宇宙正午时不存在原始（未增丰）的类星系周介质气体。BRIDGE-I中的吸收体追踪的超密度范围为400≲δ_b≲2200，高于z>2.2时的值。不同吸收体类型的平均N_HI相差400倍，但平均总氢柱密度仅相差2.5倍，因为较高的N_HI被较高的中性分数所抵消。因此，吸收体类别在电离状态和金属丰度上有所不同，而非总气体含量。对于log N_HI>19.0的吸收体，出现了[X/H]~-2.0的金属丰度下限，表明较致密、更类似星际介质的气体作为群体已充分混合，而较弥散的气体仍保留着尚未完全混合的贫金属群体。
英文摘要
We present BRIDGE-I, a metallicity survey of \HI-selected absorbers probing ``CGM-like'' gas ($16.4\leq \log N_{\rm HI}<20.3$) at Cosmic Noon ($1\leq z \leq2.2$), the epoch of peak star formation and AGN activity. Combining archival HST UV spectra with Keck/HIRES and VLT/UVES optical spectra, we estimate metallicities and physical conditions for 105 absorbers. The Cosmic Noon metallicity distribution (median $[\rm{X/H}]=-1.19$) is statistically indistinguishable from that at $z<1$ ($-1.18$) but differs significantly from $z>2.2$ ($-2.02$). This plateau is driven by the most diffuse absorbers ($16.4\leq \log N_{\rm HI}<17.2$), which reach their $z<1$ enrichment level by Cosmic Noon, whereas denser absorbers remain more metal-poor than their $z<1$ counterparts and continue to be enriched at later times. Unlike at $z>2.2$, no absorber falls below $[\rm{X/H}]=-3.5$, indicating no pristine CGM-like gas at Cosmic Noon. Absorbers in BRIDGE-I trace overdensities of $400\lesssim δ_b\lesssim2200$, higher than at $z>2.2$. Mean $N_{\rm HI}$ differs by a factor of 400 across absorber types, but mean total hydrogen column by only 2.5, as higher $N_{\rm HI}$ is offset by a higher neutral fraction. The absorber classes thus differ in ionization state and metallicity rather than the total gas content. A metallicity floor of $[\rm{X/H}]\sim-2.0$ emerges for $\log N_{\rm HI}>19.0$ absorbers, indicating that denser, more ISM-like gas is well mixed as a population, while more diffuse gas retains a metal-poor population that is not yet fully mixed.
发表机构
- University of Notre Dame（圣母大学）
- W.M. Keck Observatory（W.M.凯克天文台）
- European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
- Aix Marseille Université（艾克斯-马赛大学）
- CNRS（法国国家科学研究中心）
- Laboratoire d’Astrophysique de Marseille（马赛天体物理学实验室）
- University of California（加利福尼亚大学）
- UCO/Lick Observatory（加州大学/利克天文台）
- Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe（Kavli宇宙物理与数学研究所）
- National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
机构由 AI 辅助整理，请以论文原文为准。
