Environmentally Driven Suppression of Star Formation in Galaxies Over the Last 10 Billion Years
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Environmentally driven suppression of star formation in galaxies over the last 10 billion years Matteo Fossati M¨unchen 2016 Environmentally driven suppression of star formation in galaxies over the last 10 billion years Matteo Fossati Dissertation an der Fakult¨at f¨ur Physik der Ludwig–Maximilians–Universit¨at M¨unchen vorgelegt von Matteo Fossati aus Monza, Italien M¨unchen, den 22.09.2016 Erstgutachter: Priv.-Doz. Dr. Roberto P. Saglia Zweitgutachter: Prof. Dr. Andreas Burkert Tag der m¨undlichen Pr¨ufung: 07.11.2016 Zusammenfassung Die große Menge an photometrischen und spektroskopischen Daten, die uns in den letzten Jahrzehnten aus umfangreichen Datens¨atzen zur Verf¨ugung stehen, hat zu bedeutenden Erkenntnissen ¨uber die Galaxienentwicklung in den unterschiedlichen kosmischen Epochen gef¨uhrt. Beobachtungen und Simulationen zeigen ¨ubereinstimmend, dass zwei Klassen von Prozessen f¨ur die Entwicklung von Galaxien ausschlaggebend sind: i) Innere Prozesse, die eng mit der Form und der Tiefe des Gravitationspotentials der Galaxie korreliert sind (Kauffmann et al., 2003; Smith et al., 2009; Lang et al., 2014). ii) Außere¨ Prozesse, die abh¨angig von der jeweiligen Umgebung der Galaxie durch Wechselwirkungen innerhalb der Galaxiengruppen und Galaxienhaufen hervorgerufen werden (Balogh et al., 2000; Boselli & Gavazzi, 2006, 2014). Die Natur der zugrundeliegenden physikalischen Prozesse und die relative Wichtigkeit von ¨außeren bzw. inneren Prozessen unterschiedlicher kosmischer Epochen und Galaxienmassen geh¨ort zu den wichtigsten offenen Fragen der modernen Astronomie. In dieser Arbeit untersuchen wir die Rolle der Galaxienumgebung. Wir entwickeln eine neuartige Methode zur Kalibration physikalisch motivierter Gr¨oßen (z.B. Masse des Halos) ausgehend vom lokalen Dichtefeld der Galaxien (durch das Z¨ahlen benachbarter Objekte). Mit Hilfe dieses Verfahrens k¨onnen wir auch ermitteln, ob sich die Galaxie im tiefsten Punkt des Gravitationspotentials ihres Halos befindet, d.h. ob es sich um eine zentrale Galaxie oder eine Satellitengalaxie handelt. Jede Galaxie hat dann zum einen genau definierte beobachtbare Eigenschaften (z.B. stellare Masse, lokale Galaxiendichte), zum anderen wer- den die Eigenschaften ihrer Umgebung probabilistisch aus unserer Kalibrationsmethode gewonnen (z.B. Masse des Halos, Klassifikation als zentrale oder Satellitengalaxie). Let- zteres erreichen wir, indem wir die beobachteten Galaxien einem synthetischen Datensatz zuordnen, den wir anhand von semi-analytischen Modellen zur Galaxienentstehung erzeu- gen. Dabei w¨ahlen wir die synthetischen Datens¨atze so, dass sie auf die Eigenschaften der jeweils beobachteten sample von Galaxien abgestimmt sind. Wir wenden unsere Methode auf den 3D-HST Survey an, welcher mit dem Hubble Space Teleskop durchgef¨urth wurde und genaue Rotverschiebungen durch spaltlose Spektroskopie f¨ur die große Mehrzahl der beobachteten Galaxien gemessen hat. Der gewonnene Datensatz besteht aus Galaxien in f¨unf Gebieten mit langer Belichtungszeit (engl. deep fields) und ist magnitudenlimitiert (engl. magnitude limited). Die Genauigkeit der Rotverschiebungsmes- sungen ist ausschlaggebend f¨ur die Rekonstruktion des Dichtefelds. Bisherige Datens¨atze mit genauen Rotverschiebungen sind jedoch durch ihre geringe Objektzahl begrenzt und vi Zusammenfassung werden dadurch verf¨alscht, dass sie ¨uberwiegend besonders helle Galaxien untersuchen. Die Verbindung von 3D-HST Spektroskopie mit tiefer Photometrie aus dem CANDELS Survey erm¨oglicht es, diese bisherigen Beschr¨ankungen aufzuheben, und stellt somit einen idealen Datensatz f¨ur eine genaue Quantifizierung der Galaxienumgebung f¨ur eine Rotver- schiebung von 0.5 <z< 2.0 zur Verf¨ugung. Wir wenden unsere Methode auch auf einen Datensatz bzgl. des lokalen Universums an, der vom Sloan Digital Sky Survey stammt. Dadurch k¨onnen wir den Einfluss der Galaxienumgebung an einem homogenen Datensatz in einer kosmischen Zeitspanne von 10 Milliarden Jahren auswerten. Wir verwenden die dadurch gewonnenen Kataloge der Galaxienumgebungen (die wir ver¨offentlichen), um das von der Umgebung verursachte “Quenching” (Unterdr¨uckung aus dem engl.) der Sternentstehung in Satellitengalaxien zu untersuchen. Wir berechnen den Anteil von passiven Zentralen- und Satellitengalaxien in Abh¨angigkeit von stellarer Masse, Halo-Masse und Rotverschiebung. Daraus ermitteln wir die Effizienz von Quenching in Satelliten: Darunter verstehen wir den Anteil der Galaxien, deren Sternenstehung durch Prozesse in ihrer Umgebung st¨arker unterdr¨uckt worden ist als nur durch innere Prozesse. Anhand unserer synthetischen Kataloge sch¨atzen wir die Zeitskala des Quenching in Satel- liten auf tquench 2 5 Gyr; wobei wir l¨angere Zeitskalen bei geringerer stellarer Masse und niedrigerer∼ Rotverschiebung− finden, diese allerdings unabh¨angig von der Halo-Masse sind. Das deutet darauf hin, dass “Quenching” eintritt, wenn das Gasreservoir der Satel- liten ersch¨opft ist, ohne dass zus¨atliches Gas von Aussen einf¨allt. Außerdem folgt daraus, dass der dynamische Verlust des Gases (z.B. durch das Entfernen des Kaltgasreservoirs durch hydrodynamische Prozesse) ineffizient im Massenbereich der betrachteten Halos aus dem 3D-HST-Datensatz ist. Die sogar deutlich l¨angere Zeitskala des “Quenching” bei z=0 weist darauf hin, dass die Ersch¨opfung des Gasreservoirs von allen Prozessen in der Umgebung haupts¨achlich f¨ur das “Quenching” verantwortlich ist. F¨ur die massereichsten Halos beobachten wir dagegen k¨urzere “Quenching”-Zeiten, welche man durch eine erh¨ohte Effizienz schneller dynamischer Prozesse in der Halo-Umgebung erkl¨aren kann. Aus der Verteilung der Sternentstehungsraten in den 3D-HST Galaxien ermitteln wir, dass man die zeitliche Entwicklung des Quenching einteilen kann in eine Verz¨ogerungsphase, in der sich Satelliten ¨ahnlich wie zentrale Galaxien der gleichen stellaren Masse verhalten, und eine Phase in der die Sternenstehungsrate schnell sinkt, wie bereits f¨ur das lokale Universum gezeigt (Wetzel et al., 2013). Daraus schließen wir, dass Satelliten w¨ahrend des Einfalls in den Galaxienhaufen große Reserven von mehrphasigem Gas beibehalten, und dass dieses Gas ein normales Maß an Sternentstehungsraten f¨ur die langen beobachteten Zeitskalen des Quenching aufrechterhalten muss. Statistische Auswertungen großer Galaxien-Datens¨atze erg¨anzt man ¨ublicherweise mit detaillierten Untersuchungen von Einzelobjekten, die eindeutig eine Entwicklung durch- laufen, die durch ¨außere Prozesse aus der Umgebung hervorgerufen wird, um die zu- grundeliegende Physik, sowohl bei niedrigen als auch bei hohen Rotverschiebungen, zu verstehen. In dieser Dissertation f¨uhren wir anhand von aufgel¨oster Spektroskopie die erste Analyse eines solchen Objekts durch, n¨amlich der Galaxie ESO137-001, inf den Norma-Galaxienhaufen einf¨allt. Diese Galaxie weist eindrucksvolle Gasschweife auf, die aus mehrphasigem Gas bestehen, welches von der Scheibe der Galaxie durch Staudruck Zusammenfassung vii (engl. ram pressure) abgestreift wird. Um ein vollst¨andiges Bild der Wirkungsweise des Staudrucks in dieser Galaxie zu erhalten, ben¨otigt man ein umfassendes Verst¨andnis der Gaskinematik und der Diagnostik der Emissionslinienspektren. Diese erhalten wir, indem wir die einzigartigen M¨oglichkeiten des Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE), seit kurzem am Very Large Telescope, aussch¨opfen. Durch die Untersuchung der Fl¨achen- helligkeit der Rekombinationslinie Hα des Wasserstoffs und der Kinematik im gesamten Gasschweif in Verbindung mit dem stellaren Geschwindigkeitsfeld finden wir, dass der Staudruck das Kaltgasreservoir der ¨außeren Scheibe der Galaxie vollst¨andig entfernt hat, und dass dem Schweif nur noch aus dem inneren Bereich der Galaxie mit Gas versorgt wird. Unsere Analyse zeigt auch, dass das Abstreifen des Gases nicht das Rotationsmuster des ionisierten Gases ver¨andert, welches mit der Rotationskurve der stellaren Komponente ¨ubereinstimmt. Die Ionisation des Schweifes wird durch turbulente Schocks angetrieben sowie durch die Photoionisation durch junge, massereiche Sterne: Im abgeschweiften Gas findet man tats¨achlich eine signifikante Sternentstehung. Die Quantifizierung der Galaxienumgebung in gr¨oßeren und tieferen Galaxiendatens¨at- zen aus erdgest¨utzen und Weltraumbeobachtungen wird in naher Zukunft wichtige Beitr¨age zum Verst¨andnis des Einflusses der Galaxienumgebung leisten (¨uber einen großen Bereich von stellarer und Halo-Masse und Rotverschiebung). Diese Datens¨atze werden zusammen mit detallierten Untersuchungen kleinerer Datens¨atze erm¨oglichen, die zugrundeliegende Physik und das Zusammenwirken der Prozesse in der Galaxienumgebung besser zu verste- hen. viii Abstract Abstract The availability of photometric and spectroscopic data for large samples of galaxies in the last decades has led to significant progress towards understanding the evolution of galaxies across cosmic epochs. Both observations and simulations consistently reveal that the fate of galaxies is determined by two main classes of process: i) the evolution driven by internal processes that are tightly correlated to the gravitational potential of the galaxy (Kauffmann et al., 2003; Smith et al., 2009; Lang et al., 2014); and ii) environment-driven evolution in the form of external interactions within groups of galaxies (Balogh et al., 2000; Boselli & Gavazzi, 2006). The nature and relative importance of internal versus external processes across cosmic time and galaxy mass, however, remains one of the open questions of modern astronomy.