Lyα [Ly-alpha] emission galaxies in the FORS deep field [Elektronische Ressource] / presented by Christian Tapken

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• Astronomie

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• Publié par: ruprecht-karls-universitat_heidelberg
• Publié le: 01 janvier 2005
• Nombre de lectures: 16
• Langue: Deutsch
• Poids de l'ouvrage: 2 Mo

Extrait

Dissertation
submitted to the
Combined Faculties of the Natural Sciences
and for Mathematics
of the Ruperto-Carola University of
Heidelberg, Germany
for the degree of
Doctor of Natural Science
presented by
Dipl.-Phys. Christian Tapken
born in Westerstede, Germany
Oral examination: June 1st 2005Ly emission galaxies in the
FORS Deep Field
Referees:
Prof. Dr. Immo Appenzeller
Prof. Dr. Klaus MeisenheimerZusammenfassung
Ly-Emissionslinien-Galaxien im FORS Deep Field
VLT/FORS-Spektren mit einer Au osung von A 2000 von 18 Galaxien mit
einer Rotverschiebung von z = 2:7 bis 5 werden pr asentiert. Die Sternentste-
1hungsraten der 18 Galaxien reichen von UV = 2 bis 60 M yr und ihreSFR
e ektiv en Radien von r <0.2 bis 1.8 kpc. Der Vergleich mit synthetischen Spek-
tren ergibt, dass die Galaxien jung sind und ungef ahr SMC/LMC-Metallizit at
haben. Die breiten, blauverschobenen, niedrig-angeregten interstellaren Absorp-
tionslinien weisen darauf hin, dass die Galaxien Superwinde besitzen. Die St arke
dieser Absorptionslinien ist bestimmt durch die Geschwindigkeitsdispersion des
ausstr omenden Mediums und nicht durch dessen Abdeckungsgrad. Alle Spektren
enthalten die Ly-Linie, welche von reiner Absorption bis zu starker Emission
(Emissions-EW = -20 bis 270 A) reicht. Die meisten Emissionslinien sind asym-
metrisch, drei Galaxien besitzen ein Ly-Pro l mit zwei Emissionskomponenten.
Die asymmetrischen als auch die komplexeren Pro le k onnen mit einem kom-
pakten Starburst erkl art werden, der von einer neutralen Schale umgeben ist.
Die St arke der Ly-Emissionslinie wird durch die Entweichwahrscheinlichkeit der
Ly-Photonen bestimmt, welche wiederum durch die mittlere Geschwindigkeit, die
Geschwindigkeitsdispersion und den Ionisationsgrad des austr omenden Mediums
bestimmt wird. Die m ogliche Existenz einer zus atzlichen Galaxien-Population mit
ausserordentlich starker Ly-Emissionsline wird diskutiert.
Abstract
Ly emission galaxies in the FORS Deep Field
VLT/FORS spectra with a resolution of R 2000 of 18 galaxies in the redshift
range of z = 2:7 to 5 are presented. The star-formation rates of the 18 galaxies
1range fromUV = 1.2 to 63.2 M yr and their half-light radii fromr < 0.2 toSFR
1.8 kpc. A comparison of the rest-frame UV spectra with synthetic spectra show
that the objects are young starburst galaxies with approximately SMC/LMC met-
alicity. The broad, blue-shifted, low-ionisation interstellar absorption lines indicate
a galaxy-scale out o w. The strengths of these lines are found to be determined by
the velocity dispersion and not by the covering fraction of the out o wing medium.
Each spectrum includes the Ly line, which ranges from pure absorption to strong
emission (emission EW = -20 to 270 A). Most of the lines show an asymmetric
pro le, three galaxies show a double-peak pro le. The asymmetric and the double-
peak pro les are explained by an expanding shell around a compact starburst
region. The emission strength of the Ly line is determined by the escape prob-
ability of the Ly photons, which in turn depends on out o w velocity, velocity
dispersion and the degree of ionisation of the out o wing material. The possibility
of a distinct population, showing exceptionally strong Ly emission, is discussed.Contents
1 Introduction 1
1.1 The formation and evolution of galaxies in the young universe . . . 1
1.2 High-redshift galaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.3 Ly emission (LAEs) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.4 The aim of this thesis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
2 Observations and data reduction 7
2.1 The FORS Deep Field . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
2.1.1 Characteristics and photometry of the FDF . . . . . . . . . 9
2.1.2 FDF spectroscopic survey . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
2.2 The medium-resolution spectra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
2.2.1 Target selection for the medium-resolution spectroscopy . . 12
2.2.2 Observation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.2.3 Data reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.2.4 Results of the medium-resolution spectroscopy . . . . . . . 18
3 Observational results 19
3.1 Basic spectral properties of the medium-resolution sample . . . . . 19
3.1.1 The redshift distribution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
3.1.2 UV continuum . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
3.2 Properties of the Ly lines . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
3.2.1 Flux and star-formation rate . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
3.2.2 Ly equivalent width . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
3.2.3 The observed Ly line pro les . . . . . . . . . . . . . . . . 27
3.3 Analyses of the rest-frame UV spectral features . . . . . . . . . . . 29
3.3.1 UV-spectral features . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
3.3.2 Modelling the UV-spectra with STARBURST99 . . . . . . 31
3.4 Remarks on individual objects . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
4 Modelling the Ly emission pro le 51
4.1 Physics of the Ly line . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
4.2 Finite elements calculations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
4.2.1 Radiative transfer equation . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
4.2.2 Finite element discretisation . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
4.2.3 Ly pro le modelling for FDF-4691 . . . . . . . . . . . . . 59
4.2.4 Ly pro le mo for FDF-5215 . . . . . . . . . . . . . 60viii Contents
4.3 Modelling Ly with Gauss emission and Voigt absorption pro les . 61
4.3.1 Method . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
4.3.2 Results on individual objects . . . . . . . . . . . . . . . . . 62
4.4 Results of the Ly pro le modelling . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
5 Correlations 79
5.1 Parameters a ecting the interstellar absorption lines . . . . . . . . 79
5.2 P the Ly equivalent width . . . . . . . . . . . 80
5.2.1 Slope of the UV-continuum . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80
5.2.2 Width of the Ly line . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82
5.2.3 Radii of the galaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84
5.2.4 Out o w velocities . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84
5.2.5 UV luminosity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85
6 Discussion 87
6.1 Origin of the Ly emission line . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87
6.2 Two populations of Ly emission galaxies? . . . . . . . . . . . . . 89
7 Conclusions 91
A Tables 95
Literature 103
Danksagung 109