Kaltes Gas mit dem Resonanzdoublett von einfach ionisiertem Magnesium
Traditionelle Untersuchungen des Gases um Galaxien stützen sich vor allem auf die Absorptions- und Emissionsmerkmale von neutralem Wasserstoff, dem einfachsten und häufigsten Element im Universum. Die MPA-Forscher haben nun alternative Tracer untersucht, insbesondere das Resonanzdoublett von einfach ionisiertem Magnesium und festgestellt, dass die Analyse dieser Emission zu bedeutenden Fortschritten bei der Untersuchung des zirkumgalaktischen Medium führen kann. Sie zeigten das Potenzial des Magnesiumdoubletts als Alternative zur Lyman-alpha-Emission durch einen neuen Strahlungstransfercode und schlagen vor, dass das Verhältnis der beiden Magnesiumlinien sogar als Indikator für das Entweichen des Lyman-Kontinuums verwendet werden könnte.
Die Energieniveaus sind auf der linken Seite dargestellt, einige Beispielatome und -ionen mit einem Valenzelektron auf der rechten Seite.
Licht, und insbesondere seine Wechselwirkung mit den Atomen verschiedener Elemente, spielt eine zentrale Rolle bei der Entschlüsselung der Geheimnisse unseres Universums. Im Mittelpunkt dieser Wechselwirkung steht die Resonanzlinie, der Übergang zwischen dem Grundzustand und dem ersten angeregten Zustand eines Atoms. Dieser Übergang ist wichtig und interessant für Atome und Ionen mit nur einem Elektron in ihrer äußersten Schale. In Anbetracht der Feinstruktur zeigt sich diese Resonanzlinie als Doppellinie, die K- und H-Linie. Das bekannteste Beispiel für solch eine Resonanzlinie ist die Lyman-alpha-Linie des Wasserstoffs bei 1216 Å. Obwohl die beiden Lyman-alpha-Linien aufgrund einer zu kleinen Energielücke nicht unterscheidbar sind, werden andere Metalldoubletten als getrennte Linien beobachtet.
In astrophysikalischen Spektren fallen die Resonanz-Doppellinien als markante Absorptionslinien auf, da die reichlich vorhandenen Elektronen im Grundzustand leicht mit Photonen in der Nähe des Zentrums der beiden Linien wechselwirken. Neben Absorptionslinien in astrophysikalischen Spektren treten die Resonanzlinien auch als Emissionslinien auf, sie wirken als wichtige Kühlung von Schock- und ionisiertem Gas. Die Atomphysik des Resonanzdoubletts schreibt vor, dass der Streuquerschnitt der K-Linie immer doppelt so hoch ist wie der der H-Linie. Dies spiegelt sich auch im Verhältnis der K- und H-Emissionen aus Kollisionsanregung und Rekombination, das im Allgemeinen zwei beträgt. Aufgrund der Resonanz streuen Photonen der Dublett-Emission mit Elektronen im Grundzustand, wodurch die physikalischen Eigenschaften des Gases auf ihre Emission aufgeprägt werden. Die Untersuchung von Resonanzdoppellinien öffnet daher ein Fenster zur Komplexität der astrophysikalischen Umgebungen und macht sie zu einem Eckpfeiler der astrophysikalischen Spektroskopie.
Untersuchung des CGM mit Resonanz-Doppellinien
Das zirkumgalaktische Medium (CGM), der diffuse Halo aus mehrphasigem Gas, der Galaxien umschließt, ist ein Schlüssel zum Verständnis der Geheimnisse der Galaxienentstehung, der Entwicklung und des Flusses von Materie rund um Galaxien. Während traditionelle Studien des CGM auf die Analyse der Absorptionsmerkmale der Resonanzlinien in Quasarspektren bauen, ist dieser Ansatz auf einzelne Sichtlinien beschränkt. Die Entwicklung der Beobachtungstechnologie mit Instrumenten wie MUSE am VLT, KCWI auf Keck und HETDEX, eröffnete neue Fenster auf das CGM durch die direkte Beobachtung von räumlich ausgedehnten Emissionen von Lyman-alpha und Resonanzlinien schwererer Elemente.
Die Lyman-alpha-Emission ist für diese Fortschritte von zentraler Bedeutung und ein leistungsfähiges Instrument zur Untersuchung des des kalten CGM (mit Temperaturen bis zu 10000 K) und zur Untersuchung des frühen Universums (bei Rotverschiebung z von 2 bis 5). Die Beobachtung von Lyman-alpha ist jedoch eine Herausforderung: Bei z < 2 wird es von der Erdatmosphäre verschleiert und wird bei z > 6 schwierig nachzuweisen aufgrund des optisch dichten Universums in der Epoche der Reionisation. Diese Einschränkungen unterstreichen die Notwendigkeit alternativer Tracer für kaltes Gas im CGM über verschiedene kosmische Epochen hinweg.
Resonanz-Doublett von einfach ionisiertem Magnesium als neuer Tracer für kaltes Gas
Die Resonanzdoppellinie von einfach ionisiertem Magnesium (Mg II) bei 2796 Å und 2803 Å stellt eine solche Alternative dar. Aufgrund seiner Resonanznatur und einer ähnlichen Ionisierungsenergie wie bei atomarem Wasserstoff kann die Mg II-Emission die Eigenschaften des kalten Gases ähnlich wie Lyman-alpha durch Streuprozesse nachzeichnen. In dieser Arbeit haben wir einen neuen 3D-Monte-Carlo-Strahlungstransfer-Code entwickelt, um das Entweichen beider Emissionslinien durch homogene und klumpige mehrphasige Medien zu untersuchen. Unser neuer Code ermöglicht die Untersuchung von Gas in beliebigen 3D-Geometrien sowohl über Lyman-alpha- und Metallresonanz-Doppellinien, was unser Verständnis des kalten Gases in der Umgebung von Galaxien erheblich verbessert.
Eine der wichtigsten Erkenntnisse dieser Forschung ist das unterschiedliche Verhalten der Mg-II-Emissionen im Vergleich zu Lyman-alpha, trotz Ähnlichkeiten in der Atomphysik. Lyman-alpha-Emissionen sind durch Streuung räumlich ausgedehnter als Mg II aufgrund des geringen Anteils von Magnesium im Gas. Außerdem übersteigt der Mg-II-Escape Anteil im Allgemeinen den von Lyman-alpha, so dass die Magnesiumlinie eine klarere Sicht durch durch den kosmischen Staub bietet, der oft die Lyman-alpha-Emissionen verschluckt. Dies macht Mg II zu einer unschätzbaren Alternative für das Aufspüren von kaltem Gas, insbesondere in Umgebungen, in denen die Lyman-alpha-Emission schwach oder nicht beobachtbar ist.
Verhältnis der Magnesium-Doppellinie
Das Entweichen des Lyman-Kontinuums (LyC) ist besonders wichtig für das Verständnis der Mechanismen der Galaxienentwicklung und der Reionisierung des Universums. Das Mg-II-Doublettenverhältnis, d. h. das Flussverhältnis der beiden Doppellinien, ist einer der neuen vielversprechenden Indikatoren.
Rechts: das Verhältnis der Mg-II-Doppellinie im Halo, d.h. das Flussverhältnis der Mg II K- und H-Linien, als Funktion der Mg II Säulendichte. Sowohl der LyC-Escape-Anteil als auch das Verhältnis der Mg-II-Doppellinie nehmen mit zunehmender Mg II-Säulendichte zu. Wenn das Gas für LyC optisch dick ist, ist das Mg-II-Doublettenverhältnis Verhältnis im Halo kleiner als 2. Andererseits ist das Dublettenverhältnis größer als 2. Daher kann das Dublettenverhältnis im Halo ein Indikator für den LyC-Escape sein.
Unsere Studie untersucht das Verhältnis der Magnesium-Doppellinie in verschiedenen Umgebungen. Wir fanden heraus, dass das Verhältnis auf einen starken Ausfluss/Zufluss hinweist. Das Verhältnis der Doppellinie von Mg II aus dem stellaren Kontinuum wird ~ 1 für hohe Säulendichten von Mg II. Zusätzlich haben wir das Verhältnis als Indikator für das Ausströmen von LyC und als Indikator für den LyC-Escape-Anteil getestet.
Das Mg II-Spektrum im Halo besteht nur aus gestreuten Photonen, und die physikalischen Eigenschaften des kalten Gases sind ihm deutlich aufgeprägt. Wir haben dies untersucht und leiten eine analytische Lösung des LyC-Escape unter Verwendung des Doppellinien-Verhältnisses im Halo ab. Diese Erkenntnisse erweitern nicht nur unsere Methoden zur Untersuchung des CGM, sondern ebnen auch neue Wege für zukünftige Beobachtungen und Theorien.
Das Potenzial der Metallresonanz-Doppellinien
Darüber hinaus öffnet unsere Forschung die Tür, auch die Emissionsmerkmale anderer Metallresonanz-Doppellinine als Tracer des CGM zu untersuchen. Der Erfolg des Mg-II-Dubletts liefert neue Erkenntnisse über die Eigenschaften kalter Gase und das Entweichen ionisierender Photonen deutet auf das Potenzial für ähnliche Analysen bei anderen Elementen hin. Zum Beispiel kann die C IV-Doppellinie ein guter Indikator für den galaktischen Wind sein. Andere Metalldoppellinien, wie O VI, N V und Si IV, haben eine ähnliche Atomphysik und könnten das CGM bei verschiedenen Temperaturen verfolgen. Diese Forschungsrichtung ist vielversprechend für die Erweiterung unser Verständnis des mehrphasigen CGM und ein umfassenderes, nuancierteres Bild zu erhalten über die Prozesse, die die Entwicklung der Galaxien und des kosmischen Netzes bestimmen.
