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Title: Chemical and physical evolution of the intergalactic medium
Authors: Tescari, Edoardo
Keywords: methods: numericalgalaxies: formationintergalactic mediumquasars: absorption linescosmology: theory
Issue Date: 5-Mar-2010
Publisher: Università degli studi di Trieste
Abstract: The aim of this thesis work is to explore coherently different aspects related to the properties of the Intergalactic Medium (IGM) and to its chemical and physical evolution from high to low redshift, especially regarding metal enrichment and the impact of different feedback processes. In the last years, high resolution spectroscopic observations have shown that the neutral hydrogen (HI) in the IGM at redshift around three, traced by the Lyman-alpha forest lines in absorption, is subjected to metal pollution down to very low column density (10^13 atoms cm^-2) with a metallicity of about 10^-3 in solar units. Since metals are produced only by stars inside galaxies, the diffuse metals in the IGM retain an important trace of the star formation and of the feedback processes from the galaxies to the IGM. The purpose of the thesis is to identify the mechanisms responsible of the enrichment, propose some physically motivated theoretical models and compare the prediction of the models with the latest observational data. In particular we focussed on two different type of enrichment: galactic (energy and momentum driven) winds produced by "starburst" galaxies at redshift z=1.5-4 and AGN feedback associated to the energy released by gas accretion onto super-massive black holes. We analysed in detail the following aspects: dynamic and energetic of wind and AGN feedbacks, IGM contamination efficiency as a function of different astrophysical and cosmological parameters, temperature and chemical composition of the metal systems, nature of the ultraviolet ionizing background (UVB). In the first part of the thesis we investigated the properties of a particular class of cosmological objects, the so called Damped Lyman-alpha systems (DLAs). These are defined as quasar (QSO) absorption systems with neutral hydrogen column density N_HI > 2 x 10^20 atoms cm^-2 (Wolfe et al. 1986). DLAs are considered as an important reservoir and/or sink of gas for the galaxy formation process in the high redshift Universe and their HI content dominate the total neutral hydrogen budget over a large fraction of the cosmic history. The interplay between DLAs and galaxies is thereby fundamental and should be addressed by any galaxy formation model. Using parallel national and internationals supercomputers, we ran high-resolution and large box-size cosmological hydrodynamical simulations of a LambdaCDM model. The numerical code used is a modified version of the Tree Particle-Mesh Smoothed Particle Hydrodynamics code GADGET-2 (Springel 2005). The main modification consists in an accurate modelling of the chemical evolution which allow us to follow the metal release from Type II and Type Ia supernovae (SNII, SNIa), along with low and intermediate mass stars (LIMS) (see Tornatore et al. 2007). We explored the numerical convergence of some relevant physical quantities and we vary the parameters describing: the properties of galactic winds, the initial stellar mass function, the linear dark matter power spectrum and the metal enrichment pattern of the IGM around DLAs. We focussed on the properties of dark matter haloes that are likely to be the hosts of DLAs systems: we predict relatively low star formation rates (0.01-0.1 M_sun/year) and metallicities around 0.1 Z_sun, at least for the bulk of our haloes of masses between 10^9 and 10^10 h^-1 M_sun hosting DLAs. For more massive haloes metallicities and star formation rates depend on the specific wind model. We found that strong galactic winds with speed of about 600 km/s, in an energy-driven wind scenario, are needed in order to match the observed column density distribution function for DLAs and the evolution of the neutral hydrogen content with redshift. The momentum-driven implementation of the galactic wind model, that relates the speed and mass load in the wind to the properties of the dark matter haloes, shows a behaviour which is intermediate between the energy-driven galactic winds of small (100 km/s) and large (600 km/s) velocities. At z=3 the contribution of haloes of masses between 10^9 and 10^10 h^-1 M_sun, for DLAs below 10^20.8 atoms cm^-2, to the column density distribution function, is significant. By interpolating physical quantities along line-of-sights through massive haloes we qualitatively showed how different galactic wind models impact on the IGM around DLAs. Furthermore, we analysed statistics related to the velocity widths of SiII associated to DLAs: while the expanding shells of gaseous matter associated to the wind can account for the observed velocities, the metallicity in the wind seems to be rather clumpy and this produces an underestimation of the observed velocity widths. We outlined possible solutions to this problem. These results are published in the paper Tescari et al. (2009, MNRAS, 397, 411). In the second part of the thesis we turned our attention to the cosmic evolution of the CIV, i.e. triply ionized carbon. Most studies of the high redshift IGM have focussed on CIV absorption, because it is strong and lies redward of the Lyman-alpha forest. Moreover the absorption line is actually a doublet with rest frame wavelengths 1548.204 and 1550.781 Angstrom, so its identification in the observational spectra is easier because of the fixed ratio between the wavelengths of the two components. The cosmological mass density of CIV, Omega_CIV, observed as a function of redshift is a fundamental quantity closely related to the metal enrichment of the IGM. Its apparent lack of evolution in the redshift interval z=[1.5,5] (Songaila 2001; Pettini et al. 2003; Boksenberg et al. 2003) is puzzling since both the physical conditions of the IGM and the properties of the ionizing background are thought to evolve between these epochs. The most recent measurements of CIV absorptions in spectra of QSOs at z=6 seem to indicate a downturn in the CIV mass density at z>5 (Becker et al. 2009; Ryan-Weber et al. 2009). At z<1, recent results based on HST UV data (Cooksey et al. 2009) give Omega_CIV=(6 +- 1) x 10^-8 corresponding to a 2.8 +- 0.5 increase over the 1.5<z<5 values. Our work was the theoretical counterpart of the D'Odorico et al. (2009) paper in which the authors present a new measurement of Omega_CIV in the redshift range [1.5,4] based on a sample of 25 high resolution, high signal-to-noise QSO spectra plus an additional sample of 8 QSO spectra from the literature. The main result is that Omega_CIV is no longer approximately constant in the considered redshift range, but shows a steady increase from z=3-5 to z=1.5-2. Using the same high-resolution and large box-size cosmological simulations of the first part, and adding some new runs with improved feedback parameters prescriptions (for example we run a simulation with the combined effect of wind and AGN feedbacks) we reproduced the Omega_CIV evolution, at least in the range z=1.5-3, by extracting mock but realistic QSO spectra inside the cosmological box and subsequently fit the CIV lines with the public available software package VPFIT. Statistically, with the momentum-driven wind run we fitted, even if with some discrepancies, the observed CIV column density distribution function, the CIV Doppler parameter (b_CIV) probability distribution function and the relation b_CIV-N_CIV, at redshifts z=1.5, 2.25 and 3. A paper containing the results of this work will be soon submitted to MNRAS (Tescari et al. 2010, in preparation).
Lo scopo di questa tesi di dottorato è l'esplorazione coerente di diversi aspetti concernenti le proprietà del Mezzo Intergalattico (IGM) e la sua evoluzione chimica e fisica da alto a basso redshift, specialmente considerando l'arricchimento metallico e l'impatto di differenti processi di feedback. Negli ultimi anni, osservazioni spettroscopiche ad alta risoluzione hanno mostrato che l'idrogeno neutro (HI) nell'IGM a redshift circa tre, tracciato dalle linee di assorbimento della foresta Lyman-alpha, è soggetto ad arricchimento metallico fino a densità di colonna estremamente basse (10^13 atomi cm^-2) con metallicità attorno a 10^-3 in unità solari. Poiché i metalli sono prodotti solo dalle stelle all'interno delle galassie, i metalli diffusi nell'IGM conservano la traccia dei processi di formazione stellare e dei processi di feedback dalle galassie al mezzo intergalattico. Il fine di questa tesi è di identificare i meccanismi responsabili dell'arricchimento, proporre alcuni modelli teorici fisicamente plausibili e confrontare le predizioni dei modelli con i più aggiornati dati osservativi disponibili. In particolare ci siamo concentrati su due tipi distinti di arricchimento: feedback da venti galattici (sia a conservazione di energia che a conservazione di momento), prodotti da galassie "starburst" a redshift z=1.5-4, e feedback da AGN, associato all'energia rilasciata dall'accrescimento del gas su buchi neri supermassivi. Abbiamo analizzato in dettaglio i seguenti aspetti: dinamica ed energetica dei due precedenti tipi di feedback, efficienza di contaminazione dell'IGM in funzione di differenti parametri astrofisici e cosmologici, temperatura e composizione chimica dei sistemi metallici, natura del background ionizzante ultravioletto (UVB). Nella prima parte della tesi abbiamo investigato le proprietà di una particolare classe di oggetti cosmologici, i sistemi Damped Lyman-alpha (DLAs): definiti come sistemi di assorbimento con densità di colonna in idrogeno neutro N_HI > 2 x 10^20 atomi cm^-2 (Wolfe et al. 1986). I DLAs sono considerati come un importante bacino e/o riserva di gas per i processi di formazione delle galassie ad alto redshift e contengono la maggior parte dell'idrogeno neutro dell'Universo per una larga frazione della storia cosmica. La reciproca interazione tra galassie e DLAs è quindi di fondamentale importanza e ogni modello di formazione galattica dovrebbe essere in grado di spiegarla all'interno di un contesto fisicamente plausibile. Usando supercomputer in Italia e all'estero, abbiamo eseguito simulazioni cosmologiche idrodinamiche, ad alta risoluzione e per box di grandi dimensioni, di un modello di universo LambdaCDM. Il codice utilizzato è una versione modificata del codice TreePM-SPH GADGET-2 (Springel 2005). La modifica principale consiste in un'accurata modellizzazione dell'arricchimento chimico dovuto a supernovae di tipo Ia e di tipo II (SNIa, SNII), e a stelle di massa intermedia (LIMS) (Tornatore et al. 2007). Abbiamo analizzato la convergenza numerica di alcune quantità fisiche rilevanti e variato i parametri che descrivono: le proprietà dei venti galattici, la funzione di massa stellare iniziale (IMF), lo spettro di potenza iniziale della materia oscura e il modello di arricchimento metallico dell'IGM attorno ai DLAs. Ci siamo concentrati sulle proprietà degli aloni di materia oscura che, statisticamente, ospitano sistemi DLAs, trovando tassi di formazione stellare relativamente bassi (0.01-0.1 M_sun/anno) e metallicità attorno a 0.1 Z_sun, almeno per il grosso degli aloni con masse tra 10^9 e 10^10 h^-1 M_sun contenenti DLAs. Per aloni più massivi le metallicità e i tassi di formazione stellare dipendono dallo specifico modello di vento. Venti galattici "forti" con velocità di 600 km/s, nello scenario a conservazione di energia, riproducono la funzione di distribuzione della densità di colonna osservata per i DLAs e l'evoluzione col redshift del contenuto totale di idrogeno neutro nella box. L'implementazione dei venti galattici a conservazione del momento, che mette in stretta relazione la velocità e l'efficienza del vento con le proprietà degli aloni di materia oscura, mostra un andamento intermedio tra i venti galattici "deboli" (100 km/s) e "forti" (600 km/s) nello scenario a conservazione dell'energia. A z=3 il contributo degli aloni di massa tra 10^9 and 10^10 h^-1 M_sun alla funzione di distribuzione della densità di colonna, per DLAs con densità di colonna minori di 10^20.8 atomi cm^-2, è significativo. Interpolando quantitià fisiche di interesse lungo linee di vista attraverso gli aloni più massivi delle simulazioni abbiamo mostrato qualitativamente come i diversi modelli di vento galattico influiscono sull'IGM attorno ai DLAs. Inoltre, abbiamo analizzato statistiche relazionate alla "velocity width" del SiII associato ai DLAs: anche se le velocità delle bolle di gas espulse dai venti galattici riproducono le velocità osservate, l'arricchimento prodotto dal vento sembra essere costituito da piccoli agglomerati metallici isolati e non un arricchimento uniforme. Questo produce una sottostima delle velocity widths osservate. Possibili soluzioni a questo problema sono brevemente discusse. I risultati di questo lavoro sono stati pubblicati nell'articolo Tescari et al. (2009, MNRAS, 397, 411). Nella seconda parte della tesi ci siamo focalizzati sull'evoluzione cosmica del CIV, cioè il carbonio tre volte ionizzato. Molti studi dell'IGM ad alto redshift si basano sull'analisi delle righe di assorbimento del CIV, perché sono ben definite e marcate e si situano a lunghezza d'onda superiore rispetto alla foresta Lyman-alpha, non essendone pertanto contaminate. Inoltre, la linea di assorbimento è in realtà un doppietto con lunghezze d'onda a riposo di 1548.204 e 1550.781 Angstrom, per cui la sua identificazione nello spettro è più facile per via della distanza fissata tra le lunghezze d'onda delle due componenti. La densità di massa cosmologica in CIV, Omega_CIV, osservata in funzione del redshift è una quantità fondamentale strettamente correlata all'arricchimento chimico dell'IGM. La sua apparente mancanza di evoluzione nell'intervallo di redshift z=[1.5,5] (Songaila 2001; Pettini et al. 2003; Boksenberg et al. 2003) è interessante poiché sia le condizioni fisiche dell'IGM che le proprietà del background ionizzante ultravioletto evolvono tra queste due epoche. Le più recenti osservazioni delle righe di assorbimento del CIV in spettri di quasars (QSOs) a z=6, sembrano indicare una flessione nella densità di massa in CIV a z>5 (Becker et al. 2009; Ryan-Weber et al. 2009). A z<1, risultati recenti basati su dati HST in banda UV (Cooksey et al. 2009) danno come risultato Omega_CIV=(6 +- 1) x 10^-8 corrispondente a un incremento di 2.8 +- 0.5 rispetto ai valori a 1.5<z<5. Il nostro lavoro è in sostanza la controparte teorica dell'articolo di D'Odorico et al. (2009), in cui gli autori presentano una nuova misura di Omega_CIV nell'intervallo di redshift [1.5,4], basata su un campione di 25 spettri di QSO ad alta risoluzione e alto rapporto segnale/rumore, più un campione addizionale di 8 spettri di QSO presi dalla letteratura. Il risultato principale è che Omega_CIV non è più approssimativamente costante nell'intervallo di redshift considerato, ma mostra un progressivo incremento da z=3-5 a z=1.5-2. Usando le stesse simulazioni cosmologiche ad alta risoluzione e con box di grandi dimensioni della prima parte, e con l'aggiunta di alcune nuove simulazioni con una diversa descrizione dei parametri di feedback (per esempio abbiamo eseguito una simulazione con l'effetto combinato del feedback da venti galattici e da AGN), abbiamo riprodotto l'evoluzione di Omega_CIV, nell'intervallo di redshift z=1.5-4, estraendo spettri sintetici di QSO all'interno delle box cosmologiche e successivamente modellando le linee di assorbimento del CIV con il software pubblico VPFIT. Statisticamente, la simulazione con venti galattici a conservazione del momento riproduce, seppure con qualche discrepanza, la funzione di distribuzione della densità di colonna osservata per il CIV, la funzione di distribuzione di probabilità per il parametro Doppler del CIV (b_CIV) e la relazione b_CIV-N_CIV, ai redshifts z=1.5, 2.25 e 3. Un articolo contenente i risultati di questo lavoro sarà sottomesso a breve nella rivista scientifica MNRAS (Tescari et al. 2010, in preparazione).
Description: 2008/2009
NBN: urn:nbn:it:units-7514
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