CO-lines and dust emission from merging star forming galaxies as CMB foregrounds [Elektronische Ressource] / vorgelegt von Mattia Righi

Mattia Righi

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• Astronomie

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• Publié par: ludwig-maximilians-universitat_munchen
• Publié le: 01 janvier 2008
• Nombre de lectures: 8
• Langue: English
• Poids de l'ouvrage: 2 Mo

Extrait

CO lines and dust emission
from merging star-forming galaxies
as CMB foregrounds
Mattia Righi
Munchen¨ 2008CO lines and dust emission
from merging star-forming galaxies
as CMB foregrounds
Mattia Righi
Dissertation
an der Fakult¨at fur¨ Physik
der Ludwig–Maximilians–Universit¨at
Munc¨ hen
vorgelegt von
Mattia Righi
aus Trento, Italien
Munc¨ hen, den 30. April 2008Erstgutachter: Prof. Dr. Rashid A. Sunyaev
Zweitgutachter: Prof. Dr. Gerhard B¨orner
Tag der mundlic¨ hen Prufung:¨ 3. Juli 2008to Luisa
Restano i sogni senza tempo,
le impressioni di un momento,
le luci nel buio di case
intraviste da un treno.
Siamo qualcosa che non resta,
frasi vuote nella testa,
e il cuore di simboli pieno.
Francesco Guccini, IncontroContents
Zusammenfassung (Summary in German) 3
Summary 5
1. Introduction 7
2. A model for star formation and dust emission in merging haloes 15
2.1. Star formation from halo mergers . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
2.2. Lifetime of the starburst phase. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
2.3. Infrared luminosity of the haloes . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
2.4. A model for dust emission . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
2.4.1. Dust emission in the CMB thermal bath at high redshift 22
3. Three observational tests 25
3.1. SCUBA source counts . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
3.2. Intensity of the cosmic infrared background . . . . . . . . . . . 32
3.2.1. Escape fraction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
3.3. The Madau plot for cosmic star formation history . . . . . . . . 34
4. Dust emission as CMB foreground 37
4.1. Angular fluctuations from the star-forming objects . . . . . . . . 37
4.2. Results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
4.2.1. Contribution from normal spiral galaxies . . . . . . . . . 40
4.2.2. Comparison with galactic foregrounds sources . . . . . . 43
4.2.3. with previous works . . . . . . . . . . . . . 43
4.3. Sensitivity to the parameters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
4.3.1. Spectral. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
4.3.2. Frequency dependence . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
4.3.3. Escape fraction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
4.3.4. Gas fraction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
1Contents
4.4. Intergalactic dust . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
4.4.1. Equilibrium temperature . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
4.4.2. Radiative transfer . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
4.4.3. Average density and optical depth . . . . . . . . . . . . . 55
4.4.4. The signature of intergalactic dust in the power spectrum 58
5. Carbon monoxide line emission as CMB foreground 61
5.1. Line luminosities from a sample of objects . . . . . . . . . . . . 62
5.2. The angular power spectrum . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
5.3. Results for the CO lines . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70
5.3.1. Source counts and background intensity . . . . . . . . . 70
5.3.2. Power spectrum of angular fluctuations . . . . . . . . . . 73
5.4. Angular fluctuations from fine-structure lines of atom and ions . 82
5.4.1. Comparison with similar works . . . . . . . . . . . . . . 84
6. Concluding remarks 87
A. The angular correlation of dust emission from star forming haloes 91
A.1. Model of measured intensity fluctuations . . . . . . . . . . . . . 91
A.2. Correlation of the measured intensity fluctuations . . . . . . . . 95
B. The angular correlation of line emission from star forming haloes 99
C. Useful cosmological formulae 103
C.1. Growth factor . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
C.2. Power spectrum . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104
C.3. Mass variance . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104
C.4. Critical density . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105
C.5. Halo bias factor . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105
C.6. Distances . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105
References 106
2Zusammenfassung
SeitdemerstenNachweisderAnisotropienimkosmischenMikrowellenhinter-
grund(CMB)mitdemCOBE-Satelliten,istderenErforschungeinschnellwach-
sendes Gebiet der modernen Astrophysik geworden. Der Erfolg der WMAP-
Mission mit ihrer hoheren¨ Genauigkeit und Empfindlichkeit fuhrt¨ uns heute in
¨die Ara der Prazisionskosmologie. Fur die nachsten Jahre sind schon neue Ex-¨ ¨ ¨
perimente geplant: der PLANCK surveyor und die bodenbasierten Teleskope
ACT und SPT werden große Mengen an neuen Daten mit bedeutend besse-
rer Empfindlichkeit und Winkelaufl¨osung liefern. In diesem Kontext wird die
Erforschung der Vordergrundquellen des CMB immer detaillierter und konzen-
triert sich sowohl auf die galaktische Emission (Synchrotronstrahlung, Brems-
strahlung, Emission von rotierendem und vibrierendem Staub) als auch auf
die (oft nicht aufzulosenden) kleinskaligen extragalaktischen Quellen (eine der¨
bestbekanntesten ist der Sunyaev-Zel’dovich Effekt in Clustern). Auch ist der
von diesen Studien abgedeckte Frequenzbereich sehr groß, um den heutigen
und zukunftigen¨ Beobachtungsmissionen mit ihrer großen Anzahl an Frequenz-
kanalen Rechnung zu tragen. Es ist wichtig zu erwahnen, dass die verschie-¨ ¨
denen Vordergrundquellen nicht nur eine Behinderung bei der Beobachtung
des primordialen CMB-Signals darstellen, sondern sich auch als ein m¨achtiges
Instrument fur die Bestimmung der physikalischen Eigenschaften der Vorder-¨
grundquellen selbst herausstellen k¨onnten. Hierfur¨ ist es entscheidend, dass in
vielen verschiedenen Frequenzbandern beobachtet wird.¨
In dieser Dissertation entwickle ich ein auf dem Press-Schechter Formalis-
mus beruhendes Modell (veroffentlicht in Righi et al, 2008) um eine Ansamm-¨
lung verschmelzender, sternbildender Objekte im Universum und ihre W¨arme-
strahlungzuuntersuchen.DieWarmestrahlungentstehtdurchdieReprozessie-¨
rung des von neu entstandenen Sternen emittierten ultravioletten Lichts durch
Staub. Die sogenannte Kennicut-Relation besagt, dass die Sternentstehungsra-
te in Galaxien sehr stark mit der Leuchtkraft im fernen Infrarot (8-1000 μm)
korreliert ist. Dies erlaubt es mir, zwischen der Verteilung von verschmelzen-
den,sternbildendenObjektenimUniversumundderenLeuchtkraftfunktionim
3Zusammenfassung
Infraroten eine Verbindung herzustellen. Ich zeige, dass die Verklumpung sol-
cherObjekteim150−350GHz-BandundaufWinkelskalenvonBogenminuten
einebedeutendeVordergrundquelleist.DieswirdfurdiehohenFrequenzkanale¨ ¨
von PLANCK und fur¨ ACT und SPT von besonderer Wichtigkeit sein. Andere
Projekte wie CCAT, ASTE, APEX und ALMA werden, obwohl sie nicht auf
die Erforschung des CMB ausgelegt sind, ¨ahnliche Frequenzbereiche abdecken
und konnen daher die Eigenschaften dieser Objekte gut einschranken.¨ ¨
DieselbensternbildendenRegionen,vonwelchendieStaubemissionherruhrt,¨
geben große Mengen an Metallen an das interstellare Medium ab: die erste Ge-
neration von Sternen im fruhen¨ Universum produziert Kohlenstoff und Sau-
erstoff schon bei sehr hoher Rotverschiebung (z ∼ 15− 20). Die Rotations-
ubergange des Kohlenmnoxydmolekuls verursachen sehr starke Emissionslini-¨ ¨ ¨
en, sowohl in lokalen Objekten als auch in Objekten hoher Rotverschiebung,
wievonvielenBeobachtungenbelegtwird.IchkombinieredievorhandenenBe-
obachtungsdaten mit dem “merging model” und zeige, dass die Emission in
diesen Linien einen bedeutenden Einfluss auf das Leistungsspektrum des CMB
im 10−60 GHz-Band haben konn¨ te, wo das Signal des Staubs stark abnimmt.
Daruber hinaus demonstriere ich, wie Beobachtungen mit unterschiedlicher¨
spektraler Auflosung¨ die Amplitude der Fluktuation um eine Gr¨oßensordnung
verst¨arken k¨onnen und es somit erlauben, die Signatur der Linien von ande-
ren Vordergrunden zu unterscheiden, die von Kontinuumsemission herruhren.¨ ¨
Beobachtungen in verschiedenen Frequenzkan¨alen werden es ermoglic¨ hen, un-
terschiedlich weit entfernte Regionen des Universums zu untersuchen und In-
formationen ub¨ er die Geschichte der Sternentstehung, die Anreicherung von
Metallen im Universum und die Epoche der Reionisation zu erhalten.
Die Dissertation gliedert sich wie folgt: im ersten Kapitel wird ein kurzer
¨Uberblick gegeben, im zweiten Kapitel wird das “merging model” beschrieben
unddieVerbindungzurStaubemissionerkl¨art.DasdritteKapitelbeinhaltetei-
neBeschreibungderdreibeobachtungsbasiertenTests,diedurchgefuhrtwurden¨
um das Modell zu kalibrieren. Im vierten Kapitel prasentiere ich die Ergebnisse¨
fur¨ die kontinuierliche Staubemission, wahrend¨ das funfte¨ Kapitel sich mit der
Linienemission beschaftigt. Die technischen und mathematischen Aspekte der¨
Arbeit werden im Detail in den Anh¨angen dargestellt.
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