Simulated Absorption Lines in the Circum-Galactic Medium
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Simulated Absorption Lines in the Circum-Galactic Medium Bernhard Röttgers Garching 2017 Simulated Absorption Lines in the Circum-Galactic Medium Bernhard Röttgers Dissertation an der Fakultät für Physik der Ludwig–Maximilians–Universität München vorgelegt von Bernhard Röttgers aus Fürth München, den 15.5.2017 Erstgutachter: Prof. Dr. Simon D. M. White Zweitgutachter: Dr. Klaus Dolag Tag der mündlichen Prüfung: 3. Juli 2017 Contents Abstract xiii 1 Introduction 1 1.1 Preamble . .1 1.2 Recognising Galaxies as Such . .2 1.3 Defining Galaxies . .4 1.4 Galaxy Properties . .5 1.4.1 Classifying Galaxies and the Hubble Sequence . .5 1.4.2 Galaxy Statistics . .6 1.4.3 A Typical Galaxy . .7 1.5 Brief Overview of Galaxy Formation . .8 1.6 What is Missing? And Where to Go? . 10 2 Metals and Absorption in the Halo 15 2.1 Absorption Lines . 16 2.1.1 Lines and Ionisation Processes . 16 2.1.2 Lyman-α Absorption . 18 2.1.3 The Lyman-α Forest . 18 2.1.4 Classification of Lyman-α Absorbers . 18 2.1.5 H i in the CGM . 20 2.2 Metals . 21 2.2.1 The WHIM and the Missing Baryon Problem . 21 2.2.2 Metal Line Absorption Characteristics . 22 2.2.3 Constrains on Feedback Models . 26 2.3 Compendium . 26 3 A Multiphase Galaxy Formation Model 29 3.1 The Choice of the Galaxy Formation Code . 29 3.1.1 Options . 29 vi CONTENTS 3.1.2 Multiphase SPH . 30 3.2 Multiphase Hydrodynamics . 31 3.3 Two-Phase Stellar Feedback . 31 3.3.1 ‘Hot’ and Cold Phase . 32 3.3.2 Promotion / Delayed Heating . 32 3.3.3 Thermal and Kinetic Feedback from SNe and AGB Stars . 33 3.3.4 Radiation Pressure . 35 3.4 Star Formation . 35 3.5 Metals . 36 3.5.1 Metal Enrichment . 36 3.5.2 Metal Line Cooling . 37 3.5.3 Metal Diffusion . 37 3.6 The Simulation Sample . 38 4 The Analysing Framework and pygad 45 4.1 Motivation . 45 4.2 Binning and Plotting . 46 4.3 Analysis of the Simulations . 50 4.3.1 The Halo and the Galaxy . 50 4.3.2 Stellar luminosities . 51 4.3.3 Ionisation Fractions and H i ................... 51 4.3.4 Hydrogen Self-Shielding . 51 4.3.5 Self-Shielding of Metals . 53 4.4 Mock Absorption Line Spectra . 53 4.4.1 Line Spectra of Homogeneous Gas . 53 4.4.2 The Voigt Profile . 54 4.4.3 Equivalent Width and Curve of Growth . 55 4.4.4 Generating Spectra from Simulations . 58 4.4.5 SPH Particles as Atomic Gas Elements (SPAGE) . 58 4.4.6 SPH-Smoothed Spatial Grid Cells as Atomic Gas Elements (GriCAGE) . 59 4.4.7 Comparison of the Methods and my Fiducial Approach . 60 5 Results on Lyman-α Absorption 63 5.1 Motivation . 63 5.2 Results for H i and Lyman-α Lines . 64 5.2.1 Large Scale Picture . 64 5.2.2 Absorption at the Disc-Halo Interface . 67 Table Of Content vii 5.2.3 Velocity Structure and Line Shapes . 70 5.2.4 Radial Equivalent Width Profiles . 74 5.2.5 Angular Dependence of the Equivalent Widths . 78 5.3 Model and Resolution Dependence . 80 5.3.1 Different Simulations of Halo M1859 . 82 5.3.2 Absorption in Different Simulations Models . 83 6 Results for Metal Ions and Metal Line Absorption 89 6.1 Phase Space Distributions . 89 6.2 Ion Spatial Distributions and Flows . 91 6.2.1 Ion Flow Maps . 91 6.2.2 Escaping Gas . 93 6.2.3 Radial Velocity Profiles . 95 6.2.4 Metal Budget and Recycling . 97 6.3 Mg ii Lines . 100 6.4 O vi Lines . 104 6.5 Individual Lines and their Relations . 104 7 Summary 111 7.1 The Setting . 111 7.2 Results on the Lyman-α Absorption in the CGM . 113 7.3 Results on Metal Ions and Lines in the CGM . 115 A Large Smoothing Lengths in the Cold Phase 117 B Phase Space Distribution for Chosen Lines 121 Bibliography 123 Acknowledgements 133 viii Table Of Content List of Figures 1.1 Milky Way Panorama . .3 1.2 Andromeda Galaxy . 12 1.3 Hubble Tuning Fork . 13 1.4 Baryon Recycling . 14 2.1 Observational Constrains on the Baryon Budget in the CGM . 16 2.2 Example COS Absorption Spectra . 17 2.3 Lyman-α Forest . 19 2.4 Phase Diagram of EAGLE Simulation . 22 2.5 Mg ii EW Profile Fit . 25 3.1 Schematics of Stellar Feedback . 34 3.2 Stellar Mass-Halo Mass Relation for Simulation Suite . 39 3.3 Morphological Overview for Halo M0858 . 41 3.4 H i Fractions as a Function of Stellar Mass . 43 4.1 Smoothing Length Distribution in M0858 . 47 4.2 Quality of the Binning Routines in pygad ............... 49 4.3 Mock Spectra for M0858, Lines #9 through #12 . 60 5.1 H i Property Maps for M0858, Large Scale . 65 5.2 H i Equivalent Width Correlations for M0858, Large Scale . 66 5.3 H i Property Maps for M0858, Small Scale . 68 5.4 H i Equivalent Width Correlations for M0858, Small Scale . 69 5.5 Mock Spectra for M0858, Lines #5 through #8 . 70 5.6 Mock Spectra for M0858, Lines #1 through #4 . 71 5.7 Phase-Space of Mock Spectrum #9 of M0858 . 72 5.8 Phase Space Distribution for Chosen Lines . 73 5.9 H i Equivalent Width Profiles for Random Orientations (1) . 75 x List Of Figures 5.10 H i Equivalent Width Profiles for Random Orientations (2) . 76 5.11 H i Equivalent Width Profiles for Random Orientations Combined . 77 5.12 H i Equivalent Width Profiles for Edge-On Projections . 79 5.13 H i Property Maps for M0501 . 81 5.14 H i Property Maps for Different Models of Halo M1859 . 84 5.15 H i Equivalent Width Correlations for Different Models of Halo M1859 86 6.1 Phase Diagram with Ion Distribution for M0858/M0664 . 90 6.2 Star and Ion Maps for M0664 . 92 6.3 Star and Ion Maps for M0858 . 94 6.4 In- and Outflowing Fraction Profiles . 96 6.5 Radial Flow Rates . 98 6.6 Mass and Metal Profiles . 99 6.7 Mg ii Equivalent Width Profiles for Random Orientations (1) . 101 6.8 Mg ii Equivalent Width Profiles for Random Orientations (2) . 102 6.9 Mg ii λ2796Å Equivalent Width Profiles for Random Orientations Combined . 103 6.10 O vi Equivalent Width Profiles for Random Orientations (1) . 105 6.11 O vi Equivalent Width Profiles for Random Orientations (2) . 106 6.12 O vi λ1031 Equivalent Width Profiles for Random Orientations Com- bined . 107 6.13 Spectrum Decomposition . 109 A.1 Smoothing Length Histogram of the Two Phase . 118 A.2 Spatial Distribution of the Two Phases . 119 B.1 Phase Space Distribution for Chosen Lines . 122 List of Tables 1.1 Relative Number Densities of Galaxy Types . .7 3.1 Simulation Suite’s Halos Properties Overview . 40 3.2 Resolution Level Initial Particle Masses & Smoothing Lengths . 42 xii List Of Tables Zusammenfassung / Abstract Neuere Untersuchung der Absorptionslinien von Gas in the Halos von nahen Spi- ralgalaxien haben die allgegenwärtige Existenz des circum-galaktischen Mediums (CGM) offenbart. Ich nutze 12 kosmologische Zoom-Simulationen von Spiralgalax- ien um den physikalischen Ursprung der Absorptionslinien im CGM zu prüfen. Die Simulationen wurden mit einem mehrphasigem Smoothed Particle Hydrodynamics (SPH) Code mit zwei-phasigem Feedback durchgeführt, der auf Gadget basiert und Sternentstehung, Metallanreicherungen und stellares Feedback berücksichtigt. Ich entwickelte pygad, ein neues, Python-basiertes, modulares Paket, das ein zweck- mäßiges Framework und eine Vielzahl von Analysemodulen für die SPH Galaxiensim- ulationen stellt. Unter diesen findet sich eins für das Übertragen von SPH Größen auf räumliche Gitter and eines zur Generierung von künstlichen Absorptionsspek- tren aus SPH Simulationen, welche im Detail diskutiert werden. Im Allgemeinen zeigen die simulierten Galaxien radial abfallende Ly-α Äquivalentbreiten (ÄBs) von ∼1.1 Å bei 50 kpc bis 0.5 Å bei ∼250 kpc mit großer Streuung in akzeptabel Überein- stimmung mit Beobachtungen. Die simulierten Ly-α ÄBs korrelieren typischerweise nicht gut mit H i Säulendichten im CGM, da die Linien oft saturiert sind und die H i Geschwindigkeits-Struktur entlang der Sichtlinie die Absorptionslinie signifikant verbreitert. Nur Galaxien mit ungestörtem CGM zeigen eine gute Korrelation zwis- chen der H i Säulendichten und der ÄB Verteilungen. Wenn H i überwiegend in der Scheibenebene akkretiert wird, zeigen die Ly-α ÄBs eine Abhängigkeit vom azimu- talen Winkel, die in stärker gestörten Systemen, die eine Wechselwirkung unterliegen, ausgelöscht ist. Die ÄB Profile für Mg ii and O vi stimmen gut mit Beobachtungen überein. Insbesondere O vi ist besser reproduziert als in allen vorherigen Simulatio- nen. C iv and O vi Absorptionsmerkmale werden bis zu großen Radien beobachtet und die räumliche und Geschwindigkeits-Verteilung ist deutlich verschieden zu der von H i. Ich stelle fest, dass O vi.