Cover Page
The handle http://hdl.handle.net/1887/36145 holds various files of this Leiden University dissertation. Author: Turner, Monica L. Title: Metals in the diffuse gas around high-redshift galaxies Issue Date: 2015-11-12
159
Samenvatting Gewoonlijk denkt men dat een sterrelstelsel met name uit sterren bestaat. Dit beeld mist echter een belangrijke component, namelijk het gas dat zich tussen de sterren en rondom sterrenstelsels bevindt en dat de bouwstof voor nieuwe sterren levert. Dit gas is te difuus om waargenomen te worden door emissie, zodat we het alleen waar kunnen nemen als absorptie tegenover heldere lichtbronnen in de achtergrond. Hiervoor worden gewoonlijk quasars gebruikt, waarvan het licht wordt uitgezonden door materiaal dat in het super massieve zwarte gat valt. Een enkel spectrum van een quasar kan honderden absorptielijnen bevatten, die veroorzaakt worden door het gas rondom sterrenstelsels en in het inter galactisch medium (IGM). Deze absorptielijnen komen voornamelijk door neutraal waterstof, dat veel in het Heelal voorkomt, maar ook door andere elementen zoals koolstof, zuurstof en silicium. Een gangbare methode voor het karakteriseren van de eigenschappen van de absorptie bestaat uit het fitten van individuele lijn-profielen. Deze aanpak kan echter zeer lastig zijn voor quasars in het vroege Heelal, simpelweg vanwege het hoge aantal absorptielijnen in een spectrum. Daarom definieren we een kleiner gebied van het spectrum waar we een lijn van een bepaald ion verwachten, in plaats van het bestuderen van individuele lijnen over het hele spectrum. Vervolgens karakteriseren we de absorptie-sterkte over het volledige gebied door de reductie in flux over elke pixel te meten. Een andere belangrijke uitdaging aan het bestuderen van gas in absorptie ligt in het vinden van de sterrenstelsels die verantwoordelijk zijn voor de absorptie. In deze thesis gebruiken we data van het baanbrekende Keck Baryonic Structure Survey (KBSS), dat zich richt op sterrenstelsels in de buurt van quasars. Elk sterrenstelsel in dit onderzoeksproject is spectroscopisch waargenomen, zodat het mogelijk is om emissie-lijnen van elk sterrenstelsel te associeren met absorptielijnen in het quasar-spectrum. Hoewel waarnemingen ons veel leren over sterrenstelsels, hebben we cosmologische simulaties nodig om de resultaten te interpreteren en in context te plaatsen met de theorie over de vorming van sterrenstelsels. Hoewel theoretische modellen in staat zijn veel waargenomen eigenschappen van sterrenstelsels te reproduceren, is er grote onzekerheid over de implementatie van de fysieke processen die gas uit sterrenstelsels drijven, bekend als ’energetische feedback’. Deze processen zijn bijvoorbeeld explosies van supernovae, stralingsdruk van jonge sterren, en stralingsdruk en jets van actieve super massieve zwarte gaten. Het voornaamste probleem is dat de fysieke processen zich op schalen afspelen die veel kleiner zijn dan de typische resolutie van moderne cosmologische simulaties. Het is daarom niet mogelijk de input parameters van deze processen a priori vast te stellen. Dit probleem is met name prangend omdat kleine wijzigingen in de input parameters grote
160
Samenvatting
gevolgen hebben voor de eigenschappen van gesimuleerde sterrenstelsels. De moeilijkheid om realtistische energetische feedback te simuleren blij voorlopig een van de grootste puzzels van de theorie over de vorming van sterrenstelsels. Een belangrijke stap voorwaarts is om de resultaten van simulaties te vergelijken met waarnemingen. Het gas rondom sterrenstelsels in het bijzonder biedt een belangrijk laboratorium waar we de gevolgen van feedback kunnen testen. Deze regio representeert het samenspel van invallend ongerept gas met de uitdrijvende galactische winden, die verrijkt zijn door zware elemten ontstaan in supernovae. Het is daarom zeer sensitief voor details in de implementatie van energetische feedback. De sterkte van absorptielijnen van verschillende ionisatie-toestanden van zware elementen, die een grote diversiteit hebben, kan belangrijke aanwijzingen tot de compositie en toestand van het gas bevatten.
Thesis inhoud In deze thesis bestuderen we de absorptie van neutraal waterstof en zware elementen toen het Heelal slechts miljard jaar oud was. We gebruiken zowel waarnemingen van het eerdergenoemde KBSS project, als gearchiveerde data en nieuwe waarnemingen van de UVES spectrograaf op de Very Large Telescope (VLT). Dit tijdperk is in het bijzonder interessant omdat het de mogelijkheid biedt het Heelal waar te nemen in de tijd waarin het meest actief was en de meeste sterren gevormd zijn. Bovendien zijn emissielijnen door de expansie van het Heelal roodverschoven naar golflengten waarop ze waarneembaar zijn met instrumenten op telescopen op aarde. Met behulp van de pixel optische diepte methode hebben we de unieke mogelijkheid om het gas rondom sterrenstelsels in dit cruciale tijdperk te bestuderen. In Hoofdstuk gebruiken we data van het KBSS project om de absorptielijn-eigenschappen te bestuderen van absorptie door waterstof en zware elementen rondom sterrenstelsels. Met behulp van de optische diepte methode meten we de absorptie rondom elk sterrenstelsel en gebruiken deze informatie om voor het eerst een twee-dimensionale kaart te maken van absorptie door zware elementen rondom sterrenstelsels. We ondervinden dat de absorptie versterkt is in de buurt van sterrenstelsels en dat een kleine versterking waarneembaar is tot op de maximale afstand die we kunnen meten. De absorptie van het quasar-spectrum bevat ook informatie over de snelheid van het gas, waaruit we concluderen dat het gas rond de waargenomen sterrenstelsels in beweging is doordat het ofwel in of uit het sterrenstelsel gedreven wordt, of omdat het erom roteert. In Hoofdstuk gebruiken we wederom data van het KBSS project om de fysieke toestand van het gas rondom sterrenstelsels te bestuderen. In plaats van het individueel bestuderen van de absorptie van waterstof of zware elementen, onderzoeken we de absorptie varieert van ion tot ion. Deze meting van de verhoudingen van ionen kan vervolgens vergeleken worden met de uitkomsten van modellen die ionisatie-toestanden simuleren, die aanwijzingen geven over de dichtheid en temperatuur van het gas. We bestuderen de absorptie van zuurstof in vergelijking met waterstof, zowel in de nabijheid van sterrenstelsels als op lukraak gekozen gebieden in het IGM. Het gas in het IGM is meestal gefoto-ioniseerd en hee een temperatuur van ∼ K. Dichterbij sterrenstelsels vinden we een grotere verhouding van zware elementen ten opzichte van waterstof dan in het IGM. Bovendien vinden we bewijs voor een hete gas-component (T ∼ . K) dat verhit is door botsingen van
161 atomen en waarschijnlijk via galactische wind met hoge snelheid uit sterrenstelsels wordt geblazen. In Hoofdstuk vergelijken we de resultaten van Hoofdstuk met de cosmologische simulaties van het EAGLE project. We doen metingen aan gezichtslijnen door de simulatie waarvan de eigenschappen gekozen zijn zodat ze overeenkomen met de waarnemingen. We vinden een excellente overeenkomst tussen waarneming en simulatie, voor zowel de hoge versterking in de nabijheid van sterrenstelsels, als de aanhoudende versterking tot verre afstanden. Bovendien vinden we dat het gas rondom de sterrenstelsels echt in beweging is. We onderzoeken hoe verschillende methoden van de implementatie van feedback, waar we de sterkte van de stellaire feedback met een factor twee verhogen en verlagen, onze resultaten veranderen. Het resultaat is echter dat er geen significante verschillen zijn. Dit duidt erop dat de belangrijkste contributie aan de beweging van gas van invallend gas of rotatie komt, in plaats van gas dat uit sterrenstelsels gedreven wordt. In Hoofdstuk richten we onze blik op het IGM. We passen de pixel optische diepte techniek toe op nieuwe, hoge kwaliteit spectra van acht quasars die waargenomen zijn met VLT/UVES. Net als in Hoofdstuk bestuderen we how de absorptie verschilt tussen verschillende ionen, en we vergelijken dit met de EAGLE simulaties. De simulaties vertonen overeenkomst met zowel de waarnemingen van de relaties tussen zuurstof en waterstof als met de relaties tussen verschillende ionisatie-toestanden van koolstof en silicium. Voor een vaste hoeveelheid waterstof absorptie hebben de simulaties echter te weinig koolstof of silicium. Deze discrepantie is het grootst voor de hoogste waterstof kolomdichtheden, die wellicht representatief zijn de regios nabij sterrenstelsels. De overeenkomst tussen waarneming en simulatie wordt verbeterd wanneer de resolutie van de simulatie verhoogd wordt, zodat sterrenstelsels met lagere massa nauwkeuriger berekend worden, die mogelijk een belangrijke bijdrage leveren aan de verrijking van zware elementen in het IGM. We merken eveneens op dat de relatie tussen zuurstof en waterstof (waarin de simulatie en waarneming overeenstemmen) waarschijnlijk ontstaat door gas dat door botsingen van atomen wordt verhit, terwijl de bestudeerde ionisatie-toestanden van koolstof en silicum voorkomen in koeler, gefoto-ioniseerd gas. Dit betekent de chemische verrijking van zware elementen in heet gas in de simulaties nauwkeurig is, terwijl de overeenkomst tussen het koelere gas in de simulaties en waargenomen koolstof en silicium onvoldoende nauwkeurig is.
