Le contenu baryonique de l'univers révélé par les raies d'absorption dans le spectre des quasars

The baryons in the universe from quasar absorption line systems

¹ Institut d'Astrophysique de Paris, CNRS, 98 bis boulevard Arago, 75014 Paris, France
² DAEC, Observatoire de Paris, 5 place Jules Janssen, 92195 Meudon Cedex, France.

Résumé


Même si des progrès considérables ont été faits ces dernières années dans l'observation d'objets à grand décalage spectral, ceux qui sont détectés par leur émission sont issus d'une population d'émetteurs puissants. Au contraire, n'importe quel objet aussi anodin qu'une galaxie normale ou un nuage intergalactique, se trouvant interposé entre nous et un quasar de grand décalage spectral, engendre une absorption dans le spectre du quasar. Ainsi, les raies d'absorption dans le spectre des quasars permettent de sonder l'univers sur toute la ligne de visée de notre époque (z=0) jusqu'au décalage spectral du plus éloigné des quasars (actuellement z=4,897). 
Les systèmes d'absorption sont généralement classés en trois catégories. 
(1) Les systèmes contenant des éléments lourds (différents de l'hydrogène et l'hélium) pour lesquels des raies de nombreux ions peuvent être détectées, de C à C ou de O à O. Parmi ceux-ci, les systèmes optiquement épais à la limite de Lyman sont souvent associés à des galaxies que l'on détecte facilement jusqu'à des décalages spectraux de l'ordre de . Les systèmes plus rares possédant une très forte densité de colonne (N(H) > 2), que l'on appelle les systèmes lorentziens sont, à grand décalage spectral, probablement associés à des disques proto-galactiques. (2) Les systèmes de la forêt Lyman α sont très nombreux et ne contiennent que très peu d'éléments lourds. Ils sont associés à du gaz remplissant le milieu intergalactique. Les caractéristiques physiques des raies (paramètre Doppler, densité de colonne, regroupement) sont dérivées à partir de la modélisation de leur profil. Cela ne peut se faire que sur des données de très bonne qualité qu'il est difficile d'obtenir sur les télescopes de la classe des 4m. En utilisant des lignes de visée proches (images gravitationnelles multiples de quasars ; groupes de quasars rapprochés dans le ciel), on peut évaluer la dimension transversale des nuages qui se révèle être étonnamment grande, de l'ordre de 500 kpc. L'idée que le gaz puisse tracer le potentiel de la matière noire et se répartir le long des structures filamentaires dessinées par celle-ci a été approfondie avec succès grâce à des simulations N-corps récentes. La perspective est ouverte de pouvoir étudier l'évolution cosmologique des grandes structures de l'univers en cartographiant la matière baryonique diffuse. 
(3) Les systèmes à raies larges (BAL) sont caractérisés par des absorptions s'étendant sur plusieurs dizaines de milliers de kilomètres par seconde. Il s'agit certainement de gaz éjecté par le quasar, qui pourrait faire partie de la région qui émet les raies en émission larges, caractéristiques du spectre des quasars. Ces systèmes sont des sources d'information unique sur les noyaux actifs de galaxie. 
La quantité d'information déduite des études des systèmes de raies d'absorption dans le spectre des quasars a augmenté de façon considérable ces dernières années. Ceci est dû à l'amélioration de la sensibilité instrumentale et donc de la résolution spectrale des observations, mais aussi à l'élargissement du domaine spectral qu'il est possible d'observer. Ces progrès ont été accompagnés par le développement de simulations numériques détaillées qui ont permis l'émergence d'un modèle cohérent dans lequel le milieu intergalactique est le réservoir de gaz pour la formation des galaxies. Cette dernière en retour influence l'évolution du milieu intergalactique à travers l'éjection des éléments lourds et l'émission de rayonnements ionisants. 
Un des projets les plus prometteurs de ces prochaines années est de cartographier la distribution spatiale du gaz à grand décalage spectral. Les grands relevés de quasars, maintenant planifiés, vont permettre d'augmenter de façon considérable le nombre de quasars brillants connus qui seront utilisés pour révéler, grâce aux absorptions produites par le gaz, les grandes structures de l'univers. Quelques champs vont être étudiés plus en détail, dans lesquels les quasars seront recherchés jusqu'aux plus faibles luminosités. Si une centaine de lignes de visée peuvent être observées dans un degré carré, le champ de densité de la matière pourrait être reconstruit. C'est un moyen unique d'étudier comment la formation des galaxies est liée à la distribution et la dynamique du gaz dans le milieu intergalactique. 


Abstract


 . 
Although steady progress is made towards detecting faint objects in emission, the high-redshift objects detected this way up to now are drawn from a particular population of powerful emitters. On the contrary, any standard object such as normal galaxies or intergalactic gaseous clouds close enough to the line of sight to high redshift quasars may be detectable by the absorption that it produces in the spectrum of the background quasar. The complete range of redshift is accessible from zero to the highest QSO redshift z=4.897.
Absorption line systems observed in QSO spectra are generally classified into three categories. 
(1) The metal-line systems in which a large number of elements, in different ionization stages, is observed, from C to C or O to O. The Lyman limit systems (LLS) are optically thick at the H Lyman limit (912 Å) and have therefore H column densities N(H) > 2. They are closely related, at any redshift, to galaxies. The latter have been detected by direct imaging and follow-up spectroscopy at low and intermediate redshift. Studying their number density and physical properties (kinematics, ionization state, abundances) is then a unique tool to trace galaxy formation. Among these systems, the rare damped systems, characterized by a very large H I column density (N(H) > 2) are often considered to be associated with galactic or proto-galactic disks. (2) The hydrogen Ly α lines with no or very few metals detected at the same redshift, are of intergalactic origin at high redshift but could somehow be associated with galaxies at low redshift. Information about these systems (column density, Doppler parameter, kinematics, clustering) is derived from line-profile fitting. The latter requires high-resolution high-quality spectra that are difficult to obtain on 4m-class telescopes. Recent studies of absorptions coincident in redshift in the spectra of gravitationally lensed QSO images or QSO pairs have shown that the mean radius of the absorbers perpendicular to the line of sight is surprizingly large (up to 500 kpc). The idea that the Ly gas could trace the potential wells of dark matter and thus reveal its characteristical filamentary structure has been successfully investigated using N-body simulations. This has opened the prospect to study the cosmological evolution of the spatial distribution of the diffuse baryonic matter. 
(3) The broad absorption line (BAL) systems are characterized by impressive absorption troughs from different ions of low and high excitation, extending from 0 up to 60000 km s^-1 outflow velocity relative to the QSO emission redshift. It is widely accepted that the gas is very close to the centre of the QSO host-galaxy and may be part of the broad emission line region. These systems are intimately related to the AGN phenomenon which is an important ingredient of galaxy formation. 
The amount of information derived from studies of QSO absorption line systems has increased tremendously in the last few years. This largely results from improvement of instrumental sensitivity, and spectral resolution and extension of the accessible wavelength range. Coupled with the development of sophisticated N-body simulations, this progress has favored the emergence of a consistent picture in which not only the intergalactic medium is the baryonic reservoir for galaxy formation but also galaxy formation strongly influences the evolution of the intergalactic medium through metal enrichment and ionizing radiation emission. 
One of the most exciting and promizing projects for the next few years may be to probe the 3D spatial distribution of the diffuse gas at high redshift. A number of large surveys are underway or planed, which will provide a large number of bright (m<19) quasars for investigation of large scales. A few small fields will be searched for deeper samples of quasars (m<23). If a hundred of lines of sight can be observed in one square degree, the probability distribution function of the matter density could be investigated at high redshift. This would be a unique way to study how galaxy formation is related to the distribution and dynamics of the underlying matter field.