The resolved lifecycle of metals and dust in nearby galaxies

• Autores: Stephan Anthony van der Giessen
• Directores de la Tesis: Ilse de Looze (codir. tes.), Mónica Relaño Pastor (codir. tes.)
• Lectura: En la Universidad de Granada ( España ) en 2025
• Idioma: inglés
• ISBN: 9791370150587
• Número de páginas: 182
• Enlaces
  • Tesis en acceso abierto en: DIGIBUG
• Resumen
  • español

    Mi trabajo de tesis doctoral se centra en el estudio de las propiedades del polvo interestelar en galaxias cercanas. El proyecto está dividido en tres proyectos diferentes. El primero compara las propiedades observadas de una muestra de galaxias espirales cercanas NGC628 (M87), NGC5457 (M101), NGC598 (M33), y NGC300 con simulaciones producidas por el equipo de investigación en la Universidad de Osaka. En este proyecto calibramos las simulaciones a través de los perfiles radiales de masa estelar y del gas de la galaxia NGC628, asumiendo por tanto, que las simulaciones tienen el mismo tiempo de escala de caída del gas y la mima historia de formación estelar que NGC628. Estas simulaciones se emplearon para investigar el contenido de polvo y la razón entre granos de polvo pequeños y grandes. Demostramos que es posible reproducir la masa de polvo de NGC628 una vez corregida de la cantidad máxima de metales disponibles en la fase gaseosa para ser acretados en los granos de polvo. No obstante, observamos que la razón entre granos pequeños y grandes obtenida por las simulaciones sobreestima de manera sistemática los valores observados. Asimismo, concluimos que no es posible discriminar entre modelos con distintas escalas temporales de acreción de polvo, dado que las metalicidades en las que dichos modelos muestran diferencias no son observadas en nuestras galaxias. Esta limitación constituye la razón principal por la cual no podemos determinar una escala de tiempo de acreción en los discos de las galaxias de nuestra muestra. Finalmente, constatamos que la razón entre granos pequeños y grandes depende de manera significativa de la fracción de gas denso en el medio interestelar. Esto sugiere que la sobreproducción de granos pequeños está vinculada con la eficiencia con la cual los diferentes mecanismos ocurren en el medio interestelar y con el contenido de metales en el disco de la galaxia. El segundo proyecto de investigación reconstruye el contenido estelar y de polvo mediante modelos de evolución química para las mismas cuatro galaxias de nuestra muestra. De acuerdo con los modelos, podemos explicar las diferencias individuales en el contenido estelar y gaseoso a través de la eficiencia de formación estelar, la tasa inicial de acreción de gas, la importancia de los flujos de gas expulsados de la galaxia y las diferencias en la cantidad de gas acretado en la misma. Encontramos en las cuatro galaxias una disminución en la eficiencia de formación estelar, en la tasa inicial de acreción de gas y en la escala temporal en que esta acreción tiene lugar. En general se obtiene que la importancia de los flujos de gas expulsados por la galaxia aumenta con el radio. NGC628 es la galaxia menos afectada por dichos flujos, mientras que NGC5457 presenta en la región central valores similares a NGC628, pero la influencia aumenta significativamente con el radio. NGC598 y NGC300 son las más afectadas, mostrando valores comparables a los de las regiones externas de NGC5457. Asimismo, observamos que las cuatro galaxias requieren diferentes valores de eficiencia de acreción de polvo y de masa de gas barrida por supernova para reproducir el perfil radial de la masa de polvo. NGC628 requiere de manera consistente una menor eficiencia de acreción de polvo y una baja influencia de las supernovas en todo el disco de la galaxia. Por otro lado, NGC5457 muestra valores similares de la eficiencia de acreción de polvo en el centro, pero se necesita una eficiencia mayor en las regiones externas. NGC598 y NGC300 requieren de manera consistente una mayor eficiencia de acreción de polvo para reproducir las masas de polvo observadas. Concluimos que la importancia de la acreción de polvo depende significativamente de la relevancia de los flujos de gas. El proyecto final de investigación emplea nuevas observaciones con CFHT SITELLE para cartografiar la atenuación por polvo. El instrumento CFHT SITELLE ha observado cuatro regiones de 2 kpc × 2 kpc con una resolución angular de 0,32" en la galaxia de Andrómeda. Este instrumento proporciona cubos de datos ópticos (IFUs) que contienen líneas espectrales importantes, como Hα, Hβ, y otras líneas utilizadas para determinar metalicidades. Utilizamos la razón entre Hα y Hβ, conocida como decremento de Balmer, para cuantificar la atenuación. La atenuación, asociada con la cantidad de granos pequeños, depende de la masa de polvo, pero la correlación está influenciada por la configuración espacial relativa entre estrellas, gas y polvo. Observamos que nuestras medidas se sitúan entre los modelos teóricos que asumen una pantalla plana de polvo entre el observador y la nube de gas y estrellas y los modelos mixtos. La dispersión en nuestra correlación depende fuertemente de la orientación relativa entre estrellas y polvo. Al emplear las razones entre la luz atenuada y la reemisión en el infrarrojo, notamos que los valores más bajos de dicha razón corresponden a valores más altos de AV y de masa de polvo. La combinación de los tres proyectos evidencia la necesidad de trabajos posteriores para especificar las propiedades de los granos de polvo que resultan determinantes para el crecimiento por acrecion del polvo en el medio interestelar.

  • English

    My PhD focuses on the properties and evolution of dust in nearby galaxies. This project is divided into three smaller research projects. The first project compares the observed dust properties for the four nearby spiral galaxies NGC628 (M87), NGC5457 (M101), NGC598 (M33), and NGC300 with isolated galaxy simulations created by a team from Osaka. We calibrated these simulations to recreate the radial profiles in the stellar and gas mass of NGC628, which should imply we have a gas infall and star formation history similar to NGC628. These simulations were used to investigate the dust masses and the ratio between small and large dust grains. We show we can reproduce the dust masses for NGC628 after we correct for the maximum amount of metals available to be locked up into dust grains. However, we do notice that the simulated small-to-large grain ratio always overestimates compared to what is observed. We further conclude that we cannot distinguish between the models with different dust accretion timescales since we do not observe the metallicities where the models differentiate. This is the primary reason why we cannot determine an accretion timescale. We finally notice how the ratio between small and large grains strongly depends on the dense gas fraction. This suggests the overproduction of small grains relates to the models converting the different dust grain sizes. The second research project recreates the stellar and dust content using chemical evolution models for the same four galaxies. According to the models, we can explain individual differences in the stellar and gas content with the star formation efficiency, the initial gas mass infall rate, the importance of outflows, and differences in the gas infall. We find for all four galaxies a decrease in the star-formation efficiency, initial gas mass infall rate, and the gas infall timescale. The importance of outflow increases with radius. NGC628 is the least affected by outflows. NGC5457 has similar values in the center, but the influence strongly increases with radius. NGC598 and NGC300 are the most affected, with similar values to the outskirts for NGC5457. We further notice how the four galaxies require different values for the dust accretion efficiency and the gas mass impacted per supernova to reproduce the dust mass radial profile. NGC628 consistently needs a lower accretion efficiency and a low influence of SNe at all radii. NGC5457 has similar values in the center, but it needs higher dust accretion efficiencies in the outskirts. NGC598 and NGC300 consistently require higher dust accretion efficiencies to reproduce the observed dust masses. We conclude that the importance of dust accretion depends on the importance of gas outflows. The final research project uses new observations with CFHT SITELLE to map out dust attenuation. The CFHT SITELLE instrument has observed four areas of 2kpc × 2kpc with an angular resolution of 0.32" in the Andromeda galaxy. This instrument provides optical IFUs containing important spectral lines, such as Hα, Hβ, and lines to determine metallicities. We used the ratio between Hα and Hβ, the Balmer decrement, to quantify the attenuation. The attenuation, linked with the amount of small grains, depends on the dust mass, but the correlation is influenced by the relative distribution between stars and dust. We see that our observations lie between the theoretical foreground screen and mixed models. The scatter in our correlation heavily depends on the orientation of stars and dust. When we use ratios between attenuated light and the re-emission in infrared, we notice the lower ratios correspond with higher values in AV and dust mass. The combination of the three projects shows we need follow-up work to specify dust grain properties important for grain growth.

  • Nederlands

    Mijn PhD focust op de eigenschappen en evolutie van stof in nabije sterrenstelsels. Dit project is onderverdeeld in drie onderzoeken. Het eerste onderzoek vergelijkt de waargenomen stofeigenschappen voor de vier nabije spiraalvormige sterrenstelsels NGC628 (M87), NGC5457 (M101), NGC598 (M33) en NGC300 met geïsoleerde sterrenstelsel simulaties uitgevoerd door een team uit Osaka. We hebben deze simulaties gecalibreerd zodat de simulaties de radiële gradient van de stellaire en gas massa in NGC628 kon reproduceren; wat zou moeten impliceren dat de simulaties een stervormingsen gasverrijkingsgeschiedenis hebben gelijkaardig aan NGC628. Deze simulaties werden gebruikt om vervolgens de bijbehorende interstellaire stofmassa’s en verhouding van kleine en grote stofkorrels te onderzoeken, waarbij processen die de grootte van de stofkorrels beï gescheiden zijn tussen het difuse en dichte gas medium. Hierbij laten we zien dat we de stofmassa voor NGC628 kunnen reproduceren wanneer wij corrigeren voor de maximale hoeveelheid metalen die vast kan zitten in stofkorrels. We zien wel dat de verhouding tussen kleine en grote stofkorrels altijd te groot is in verhouding met de waarnemingen. Verder vinden wij dat de modellen met verschillende accretie tijdsschalen niet van elkaar te onderscheiden zijn omdat we de metaliciteit niet bereiken waar de modellen verschillen. Dit is de voornaamste reden waarom we niet de accretie tijdschaal kunnen bepalen. Verder merken we op dat de verhouding tussen kleine en grote stofkorrels sterk afhangt van de dichte gasmassa fractie. Dit suggereert dat het overschot aan kleine stofkorrels te maken heeft met de modellering van stofgrootte overgangen. Het tweede onderzoek recreëert de opbouw van sterren en stof met chemische evolutie modellen voor dezelfde vier sterrenstelsels. Vanuit de modellen volgt dat de individuele verschillen in de stellaire massa en gas eigenschappen verklaart kan worden aan de hand van verschillen in ster formatie efficiëntie, het belang van uitstromend gas, en verschillen in de gas toevoer. We vinden voor alle vier de sterrenstelsels een afname in de ster formatie efficiëntie, de initiële gas massa instromingstempo en de tijdschaal van instromend gas met de straal. De invloed van uitstromend gas neemt toe met de straal. NGC628 heeft de laagste invloed van uitstromend gas. NGC5457 heeft gelijkwaarde waardes in het centrum, maar deze nemen sterk toe met de straal. NGC598 en NGC300 hebben de hoogste waarde gelijk aan de buitenranden van NGC5457. Verder zien we ook dat de accretie efficiëntie en de gas massa beïnvloed door supernova varieert per sterrenstelsel. NGC628 heeft over het algemeen een lage accretie efficiëntie en een lage invloed van supernova over de gehele schijf. Het centrum van NGC5457 heeft dat ook, maar de accretie efficiënctie neemt toe met de schaal. NGC598 en NGC300 hebben consistent een hoge accretie efficiënctie nodig om de stofmassa te reproduceren. Vanuit de stofmassa opbouw merken dat dit te maken heeft met de invloed van uitstromend gas. Het laatste onderzoek maakt gebruik van nieuwe waarnemingen met CFHT SITELLE om de attenuatie van stof in kaart te brengen. Het CFHT SITELLE instrument heeft vier gebieden ter grootte van 2kpc × 2kpc met een resolutie van 0.32" in het Andromeda sterrenstelsel waargenomen. Het instrument geeft optische IFU die belangrijke lijnen bevat zoals Hα, Hβ, and lijnen om de metalliciteit te bepalen. We maken gebruik van de ratio tussen Hα en Hβ, de Balmer vermindereing, om de attenuatie te bepalen. De attenuatie, gelinkt aan de hoeveelheid kleine stofkorrels, hangt af van de stofmassa, maar deze trend lijkt beïnvloed te worden door de relatieve posities tussen de sterren en het stof. We vinden namelijk dat de verhouding tussen de stofattenuatie en de stofmassa precies tussen de attenuatiemodellen van een uniform scherm en een gemixt medium zit. De spreiding in deze relatie heeft vooral te maken met de oriëntatie van sterren en stof. Wanneer we gebruik maken van ratio’s tussen geattenueerd licht en heruitgestraald infrarood, merken we dat de lagere ratios overeenkomen met hoge waarden voor de stofattenuatie en de stofmassa. De combinatie van de drie onderzoeken laat zien dat vervolgonderzoeken de specifieke stofeigenschappen van belang zijn voor stofgroei.