Propriétés des absorbants Lyman-alpha à grand décalage spectral
Résumé
In recent years, an extremely successful method to observationally
study early stages of galaxy formation has been provided by the study
of quasar absorbers. Quasar absorption lines are systems intercepting
our line-of-sight to a given quasar and thus produce a feature in the
quasar spectrum. Damped Lyman-alpha systems (hereafter DLAs) have
N(HI) > 2 * 10^20 atoms cm^-2, and were originally thought to be the
precursors of present day disk galaxies but there is evidence that
they may be dominated by gas-rich proto-dwarf galaxies representing
the basic building blocks of hierarchical growth of structure. Since
their detection is independent of their size, shape, and covering
factor, they provide a unbiased method with which to study early
galaxies. DLAs are a subset of Lyman-limit Systems) (hereafter LLS)
which have hydrogen column densities N(HI) > 1.6 * 10^17 atoms
cm^-2. At z < 1, they are probably associated with galactic
halos. Finally, the Lyman-alpha forest is composed of many small
column density systems ranging from N(HI) = 10^12 to 1.6 * 10^17 atoms
cm^-2.
This thesis presents a sample of 66 bright z > 4 quasars observed with
the 4 m Cerro Tololo Inter-American Observatory telescope and the 4.2
m William Herschel telescope. The first part of the study
concentrates on the quasars themselves via the fitting of quasar
continua and the measurement of continuum depression parameters
characterising the mean absorption across the Lyman-alpha forest. The
quasar spectra are then analysed to investigate the absorption systems
they contain. This led to the discovery of 26 new DLAs, 34 LLS and
many associated metal lines which enables the analysis of the
evolution of the column density distribution, f(N,z), and the total
mass in high-column density neutral hydrogen quasar absorbers. The
observed number of LLS per unit redshift is used to constrain f(N,z)
below the DLA limit in the range N(HI) = 1.6 * 10^17 to 2 * 10^20
atoms cm^-2. The joint analysis shows unambiguously that f(N,z)
deviates significantly from a single power law and that a Gamma-law
distribution of the form f(N,z) = (f_*/N_*)(N/N_*)^(-beta) exp(-N/N_*)
provides a better description of the observations. These results are
further used to determine the amount of neutral gas contained in both
DLAs and in systems with N(HI) > 2 * 10^19 atoms cm^-2
("sub-DLAs"). In the redshift range 2 - 3, 85% of the neutral H I +
He II mass density) is in DLAs, however we find that at z>3.5 this
fraction drops to 55% and that the remaining neutral gas mass lies in
sub-DLAs. After correction of the observed mass in H I for this
"missing" neutral gas the comoving mass density no longer shows any
evidence for a decrease over the range z = 2 - 5. The change in the
column density distribution supports a picture, where at z>3.5, we may
be directly observing the formation of high column density neutral
hydrogen systems from lower column density units. Finally, predictions
on the redshift evolution of the sub-DLAs number density are
presented. Preliminary results from measuring their incidence from
archival UVES echelle data seem in good agreement with our
predictions.
study early stages of galaxy formation has been provided by the study
of quasar absorbers. Quasar absorption lines are systems intercepting
our line-of-sight to a given quasar and thus produce a feature in the
quasar spectrum. Damped Lyman-alpha systems (hereafter DLAs) have
N(HI) > 2 * 10^20 atoms cm^-2, and were originally thought to be the
precursors of present day disk galaxies but there is evidence that
they may be dominated by gas-rich proto-dwarf galaxies representing
the basic building blocks of hierarchical growth of structure. Since
their detection is independent of their size, shape, and covering
factor, they provide a unbiased method with which to study early
galaxies. DLAs are a subset of Lyman-limit Systems) (hereafter LLS)
which have hydrogen column densities N(HI) > 1.6 * 10^17 atoms
cm^-2. At z < 1, they are probably associated with galactic
halos. Finally, the Lyman-alpha forest is composed of many small
column density systems ranging from N(HI) = 10^12 to 1.6 * 10^17 atoms
cm^-2.
This thesis presents a sample of 66 bright z > 4 quasars observed with
the 4 m Cerro Tololo Inter-American Observatory telescope and the 4.2
m William Herschel telescope. The first part of the study
concentrates on the quasars themselves via the fitting of quasar
continua and the measurement of continuum depression parameters
characterising the mean absorption across the Lyman-alpha forest. The
quasar spectra are then analysed to investigate the absorption systems
they contain. This led to the discovery of 26 new DLAs, 34 LLS and
many associated metal lines which enables the analysis of the
evolution of the column density distribution, f(N,z), and the total
mass in high-column density neutral hydrogen quasar absorbers. The
observed number of LLS per unit redshift is used to constrain f(N,z)
below the DLA limit in the range N(HI) = 1.6 * 10^17 to 2 * 10^20
atoms cm^-2. The joint analysis shows unambiguously that f(N,z)
deviates significantly from a single power law and that a Gamma-law
distribution of the form f(N,z) = (f_*/N_*)(N/N_*)^(-beta) exp(-N/N_*)
provides a better description of the observations. These results are
further used to determine the amount of neutral gas contained in both
DLAs and in systems with N(HI) > 2 * 10^19 atoms cm^-2
("sub-DLAs"). In the redshift range 2 - 3, 85% of the neutral H I +
He II mass density) is in DLAs, however we find that at z>3.5 this
fraction drops to 55% and that the remaining neutral gas mass lies in
sub-DLAs. After correction of the observed mass in H I for this
"missing" neutral gas the comoving mass density no longer shows any
evidence for a decrease over the range z = 2 - 5. The change in the
column density distribution supports a picture, where at z>3.5, we may
be directly observing the formation of high column density neutral
hydrogen systems from lower column density units. Finally, predictions
on the redshift evolution of the sub-DLAs number density are
presented. Preliminary results from measuring their incidence from
archival UVES echelle data seem in good agreement with our
predictions.
L'etude des raies d'absorption dans le spectre des quasars constitue
aujourd'hui un des outils majeurs de l'observation des galaxies au
cours de leur formation et de leur evolution. En effet, ces raies
revelent le gaz interpose tout au long de la ligne de visee entre le
quasar et l'observateur. Les systemes avec les plus grandes densites
de colonne, les sytemes lorentziens (DLAs), ont une densite de colonne
en hydrogene neutre superieure a 2 * 10^20 atomes cm^-2. Ces
absorbants ont longtemps ete consideres comme les precurseurs des
galaxies spirales observees a faible decalage spectral (z), meme si
certains travaux semblent indiquer qu'ils pourraient etre constitues
en majorite de galaxies naines riches en gaz, elements de base de la
formation hierarchique des structures. L'observation de ces systemes
etant independante de leur taille, forme ou facteur de recouvrement,
ils fournissent des informations complementaires a l'etude de
l'emission propre des galaxies. Les systemes Lyman limit (LLSs)
possedent une densite de colonne N(HI) > 1.6 * 10^17 atomes cm^-2. A
z<1, ils sont probablement associes aux halos des galaxies. Enfin, les
nombreux systemes avec les plus petites densites de colonne (10^12 -
10^17 atomes cm^-2) constituent "la foret Lyman-alpha".
Cette these presente un echantillon de 66 quasars brillants a z>4,
observes avec le telescope de 4 m "Cerro Tololo Inter-American" et
le telescope de 4,2 m "William Herschel". En premier lieu, l'etude
consiste en l'analyse des quasars a l'aide de la modelisation de
l'emission continue du quasar, et de la mesure des parametres de
depression du continu qui quantifient l'absorption moyenne dans la
region de la foret Lyman-alpha. Les spectres de quasars sont ensuite
analyses de maniere a etudier les absorbants qu'ils contiennent. Ces
donnees menent a la construction d'un echantillon de 26 nouveaux
systemes lorentziens lointains et 34 nouveaux systemes Lyman limit
ainsi que de nombreux systemes metalliques associes. Cet ensemble de
donnees permettent de determiner la distribution de la densite de
colonne, f(N,z), ainsi que la masse totale d'hydrogene neutre contenue
dans les absorbants de grande densite de colonne. Le nombre de LLSs
observes par unite de decalage spectral permet de contraindre f(N,z)
en-dessous de la limite des DLAs, dans l'intervalle N(HI) = 1,6 *
10^17 a 2 * 10^20 atomes cm^-2. L'analyse demontre sans ambiguite que
f(N,z) diverge d'une loi de puissance et qu'une distribution gamma
f(N,z) = (f_*/N_*)(N/N_*)^(-beta) exp(-N/N_*) represente de maniere
plus precise les observations. Ces resultats sont ensuite utilises
pour determiner la quantite de gaz neutre contenue dans les systemes
DLAs ainsi que dans les absorbants avec N(HI) > 2 * 10^19 atoms cm^-2
(systemes "sous-lorentziens"). Dans l'intervalle de decalage
spectral 2 - 3, 85% de la densite en masse HI + He II se trouve dans
les DLAs. Cependant, a z>3,5, nous trouvons que cette fraction est
seulement de 55%, le reste de la masse se trouvant dans les systemes
sous-lorentziens. Apres avoir corrige la masse HI observee en prenant
en compte ce gaz neutre "manquant", la densite comobile en masse ne
presente plus de decroissance dans l'intervalle z = 2 - 5 par rapport
aux etudes anterieures ne considerant pas les systemes
sous-lorentziens. Le changement dans la distribution de densite de
colonne suggere qu'a z>3,5, nous observons directement la formation
des systemes de grande densite de colonne HI a partir de systemes de
densite de colonne plus petites. Enfin, nous presentons nos
predictions concernant l'evolution de la densite en nombre de systemes
sous-lorentziens avec le decalage spectral. Des resultats
preliminaires de cette mesure a partir de donnees d'archives echelle
UVES semblent etre en accord avec ces predictions.
aujourd'hui un des outils majeurs de l'observation des galaxies au
cours de leur formation et de leur evolution. En effet, ces raies
revelent le gaz interpose tout au long de la ligne de visee entre le
quasar et l'observateur. Les systemes avec les plus grandes densites
de colonne, les sytemes lorentziens (DLAs), ont une densite de colonne
en hydrogene neutre superieure a 2 * 10^20 atomes cm^-2. Ces
absorbants ont longtemps ete consideres comme les precurseurs des
galaxies spirales observees a faible decalage spectral (z), meme si
certains travaux semblent indiquer qu'ils pourraient etre constitues
en majorite de galaxies naines riches en gaz, elements de base de la
formation hierarchique des structures. L'observation de ces systemes
etant independante de leur taille, forme ou facteur de recouvrement,
ils fournissent des informations complementaires a l'etude de
l'emission propre des galaxies. Les systemes Lyman limit (LLSs)
possedent une densite de colonne N(HI) > 1.6 * 10^17 atomes cm^-2. A
z<1, ils sont probablement associes aux halos des galaxies. Enfin, les
nombreux systemes avec les plus petites densites de colonne (10^12 -
10^17 atomes cm^-2) constituent "la foret Lyman-alpha".
Cette these presente un echantillon de 66 quasars brillants a z>4,
observes avec le telescope de 4 m "Cerro Tololo Inter-American" et
le telescope de 4,2 m "William Herschel". En premier lieu, l'etude
consiste en l'analyse des quasars a l'aide de la modelisation de
l'emission continue du quasar, et de la mesure des parametres de
depression du continu qui quantifient l'absorption moyenne dans la
region de la foret Lyman-alpha. Les spectres de quasars sont ensuite
analyses de maniere a etudier les absorbants qu'ils contiennent. Ces
donnees menent a la construction d'un echantillon de 26 nouveaux
systemes lorentziens lointains et 34 nouveaux systemes Lyman limit
ainsi que de nombreux systemes metalliques associes. Cet ensemble de
donnees permettent de determiner la distribution de la densite de
colonne, f(N,z), ainsi que la masse totale d'hydrogene neutre contenue
dans les absorbants de grande densite de colonne. Le nombre de LLSs
observes par unite de decalage spectral permet de contraindre f(N,z)
en-dessous de la limite des DLAs, dans l'intervalle N(HI) = 1,6 *
10^17 a 2 * 10^20 atomes cm^-2. L'analyse demontre sans ambiguite que
f(N,z) diverge d'une loi de puissance et qu'une distribution gamma
f(N,z) = (f_*/N_*)(N/N_*)^(-beta) exp(-N/N_*) represente de maniere
plus precise les observations. Ces resultats sont ensuite utilises
pour determiner la quantite de gaz neutre contenue dans les systemes
DLAs ainsi que dans les absorbants avec N(HI) > 2 * 10^19 atoms cm^-2
(systemes "sous-lorentziens"). Dans l'intervalle de decalage
spectral 2 - 3, 85% de la densite en masse HI + He II se trouve dans
les DLAs. Cependant, a z>3,5, nous trouvons que cette fraction est
seulement de 55%, le reste de la masse se trouvant dans les systemes
sous-lorentziens. Apres avoir corrige la masse HI observee en prenant
en compte ce gaz neutre "manquant", la densite comobile en masse ne
presente plus de decroissance dans l'intervalle z = 2 - 5 par rapport
aux etudes anterieures ne considerant pas les systemes
sous-lorentziens. Le changement dans la distribution de densite de
colonne suggere qu'a z>3,5, nous observons directement la formation
des systemes de grande densite de colonne HI a partir de systemes de
densite de colonne plus petites. Enfin, nous presentons nos
predictions concernant l'evolution de la densite en nombre de systemes
sous-lorentziens avec le decalage spectral. Des resultats
preliminaires de cette mesure a partir de donnees d'archives echelle
UVES semblent etre en accord avec ces predictions.