Kooistra, Robin Rinze

University of Groningen

   University of GroningenLarge-scale filaments and the intergalactic mediumKooistra, Robin RinzeIMPORTANT NOTE: You are advised to consult the publisher's version (publisher's PDF) if you wish to cite fromit. Please check the document version below.Document VersionPublisher's PDF, also known as Version of recordPublication date:2018Link to publication in University of Groningen/UMCG research databaseCitation for published version (APA):Kooistra, R. R. (2018). Large-scale filaments and the intergalactic medium. [Groningen]: RijksuniversiteitGroningen.CopyrightOther than for strictly personal use, it is not permitted to download or to forward/distribute the text or part of it without the consent of theauthor(s) and/or copyright holder(s), unless the work is under an open content license (like Creative Commons).Take-down policyIf you believe that this document breaches copyright please contact us providing details, and we will remove access to the work immediatelyand investigate your claim.Downloaded from the University of Groningen/UMCG research database (Pure): http://www.rug.nl/research/portal. For technical reasons thenumber of authors shown on this cover page is limited to 10 maximum.Download date: 13-11-2019SamenvattingWanneer we de verdeling van materie in het huidige universum op de groot-ste schalen bekijken, zien we een ingewikkeld patroon van knooppunten, aanelkaar verbonden door draadvormige filamenten, met grote leegtes er tuss-enin, zie figuur 1. De filamenten en hun knooppunten zijn de gebieden metde grootste dichtheden in het universum. In het geheel lijkt hun patroon opeen spinnenweb en het wordt daarom ook wel het kosmische web genoemd.De meeste sterrenstelsels worden gevormd in filamenten. Al het gas buitende sterrenstelsels wordt het intergalactische medium genoemd (IGM). Gasin het IGM bestaat voornamelijk uit waterstof en helium. Het IGM in de0 10 20 30 40 50 60x (h−1Mpc)0102030405060y (h−1Mpc)10-1100101δFiguur 1: Het kosmische web in een simulatie. De dichtheid in het IGMis hoger in de donkere pixels.162 Samenvattingfilamenten kan de evolutie en formatie van de sterrenstelsels be¨ınvloeden.Via de filamenten kan een nieuwe voorraad gas naar de sterrenstelsels wor-den getransporteerd. Met dit gas kunnen sterren worden gevormd. Omde formatieprocessen van sterren en sterrenstelsels beter te begrijpen is hetbelangrijk om de eigenschappen van het gas te bestuderen.Door de hoeveelheid van het neutrale gas te meten wordt het mogelijk omde temperatuur en de ionisatietoestand in het IGM te bepalen. Echter, hethedendaagse universum is sterk geioniseerd. De voorraad met neutraal gasbevindt zich voornamelijk in sterrenstelsels, maar is ook verspreid door hetdiffuse IGM in de filamenten. Door de hoge ionisatiegraad is de dichtheidvan het neutrale gas laag, wat het moeilijk maakt dit gas te vinden. Demeeste observaties van het IGM zijn dan ook indirecte geweest of warengericht op het geionizeerde gas. In de afgelopen jaren zijn er gevoeligeretelescopen beschikbaar gekomen en door gebruik te maken van nieuw on-twikkelde technieken begint het nu mogelijk te worden om het IGM recht-streeks te detecteren.Het doel van dit proefschrift is om te bepalen of huidige en aankomende in-strumenten de temperatuur- en ionisatietoestand in het IGM kunnen meten.Bovendien wordt er gekeken naar de mogelijkheid om het neutrale water-stofgas in de sterrenstelsels met lage massa in filamenten waar te nemendie normaal gesproken te zwak zouden zijn voor een individuele detectie.Experimenten waarmee dit zou kunnen worden gedaan maken gebruik vansterke emissielijnen in het spectrum van neutraal waterstof.De Lyman alpha emissielijn van neutraal waterstof wordt uitgestraald opultraviolette (UV) golflengtes en wordt besproken in hoofdstuk 2 van ditproefschrift. In dit hoofdstuk worden de benodigdheden gepresenteerd vooreen experiment waarmee Lyman alpha-emissie van het IGM en sterrens-telsels in kaart kan worden gebracht. Hiermee kan de grote schaal structuurbeter worden bestudeerd dan mogelijk is met conventionele observaties vansterrenstelsels. Ook wordt bepaald wat de benodigde gevoeligheid en resolu-tie is voor een experiment om de signalen van het IGM en de sterrenstelselste scheiden. Het werk in dit hoofdstuk laat zien dat de aankomende gener-atie van UV ruimtetelescopen een dergelijke observatie mogelijk zal maken.Voor de emissielijn van neutraal waterstof met een golflengte van 21 cm iseen radiotelescoop nodig. In de resterende hoofdstukken van dit proefschriftSamenvatting 163wordt een methode toegepast waarbij de positie aan de hemel van de fila-menten eerst wordt bepaald met behulp van de al vooraf gemeten positiesvan sterrenstelsels, waarna het 21 cm signaal van het IGM en de zwakkesterrenstelsels kan worden gemeten door alle emissie in een filament samente integreren. In hoofdstuk 3 wordt een model beschreven waarmee hetsignaal van een filament met behulp van simulaties kan worden berekend.Er wordt aangetoond dat een aantal radiotelescopen in staat zullen zijn omde filamenten op deze manier te detecteren. Als het zichtsveld van de tele-scoop groot genoeg is wordt het zelfs mogelijk om het signaal van meerderefilamenten te detecteren, ongeacht hun orie¨ntatie.In hoofdstuk 4 worden de methodes uit hoofdstuk 3 in meer detail toegepastop de Square Kilometre Array (SKA). Dit is een toekomstige radiotelescoopen de meest gevoelige van de telescopen die zijn besproken in hoofdstuk 3.Hierbij wordt gebruik gemaakt van een realistische simulatie die belangrijkeastrofysische processen toepast, zoals verhitting van het gas door schokkenen lokale verhitting door de straling van sterrenstelsels. Daarnaast wordtde onzekerheid in de intensiteit van de kosmische UV achtergrondstralingbesproken. Dit resulteert in een 21 cm signaal wat een factor ∼10 - 100 lageris dan de waarde die wordt gevonden in hoofdstuk 3. Desondanks zal eentelescoop met de gevoeligheid van de eerste fase van de SKA het mogelijkmaken om een handvol nabije filamenten te detecteren met behulp van gein-tegreerde 21 cm straling. Als de tweede fase van de SKA beschikbaar komt,zal het mogelijk zijn om de condities in het IGM in filamenten statistischnauwkeuriger vast te stellen.Tot slot worden in hoofdstuk 5 dezelfde methodes toegepast om te bepalenhoeveel emissie van zwakke sterrenstelsels kan worden gevonden door de fil-amenten te volgen. In dit hoofdstuk wordt een vergelijking gemaakt tussenradio observaties met de ”Apertif medium deep survey” en observaties opoptische/infrarode golflengtes met de Sloan Digital Sky Survey (SDSS) inhun vermogen om het kosmische web op te sporen. Dit laat zien dat SDSSvoornamelijk de meest duidelijke structuren weet te vinden, maar met Aper-tif kunnen bijna twee keer zoveel filamenten worden gevolgd en daarmeeook een grotere populatie van relatief jonge sterrenstelsels. Door de 21 cmemissie van alle zwakke sterrenstelsels in deze filamenten te integreren wordthet mogelijk om een grote hoeveelheid gas te vinden die anders verborgenzou zijn in de ruis.164 Samenvatting

Large-scale filaments and the intergalactic medium

https://pure.rug.nl/ws/files/67862631/Samenvatting.pdf

Large-scale filaments and the intergalactic medium

Abstract

Similar works

Full text

Available Versions

University of Groningen