Metallic UV absorption lines as diagnostics of the escape of ionising photons from simulated galaxies
Les raies d'absorption métalliques UV comme diagnostiques d'échappement des photons ionisants de galaxies simulées
Résumé
One open question in cosmology is the exact origin of cosmic Reionisation. Around redshift 6, or about one billion years after the Big Bang, the state of the hydrogen in the Intergalactic Medium (IGM) went from neutral to ionised, which constitutes the last phase transition of the Universe. The precise origin of this process is still debated, although the current consensus is that the ionising photons emitted by the young massive stars in early galaxies are responsible for Reionisation. However, most of the ionising photons, also called Lyman continuum (LyC), are absorbed by the Interstellar Medium (ISM) of the galaxies from which they are emitted. Therefore, to better understand which type of galaxy contributed the most to Reionisation, one must know how to measure the escape fraction of ionising photons (fesc) from high redshift galaxies. Since the ionising photons are absorbed by the IGM during Reionisation, they cannot be observed. Therefore, the measure of fesc has to be done with indirect tracers. The down-the-barrel absorption lines of low ionisation state (LIS) ions are promising tracers of fesc. They are absorption lines imprinted on the stellar continuum of galaxies by metallic ions such as C+ or Si+. Thanks to their wavelengths longer than the wavelength of the Lyman alpha transition of hydrogen, those absorption lines are not erased by the neutral hydrogen in the IGM. Furthermore, since the lines are from low ionisation elements, they trace the neutral medium of the ISM, which itself shapes fesc. To study how well we can infer fesc from absorption lines, I develop and exploit a unique post-processing pipeline to produce down-the-barrel LIS absorption line mock observations and to compute the escape fractions in our simulated galaxies. This allows me to compare the observables with fesc, and to investigate and quantify correlations and dispersion between them. After presenting the simulations that I am using in this work and the different steps of my post-processing pipeline, I begin by studying absorption lines themselves. I show that I reproduce realistic lines, which look like observed high redshift absorption lines. Then, I show that many complex physical processes affect the absorption profiles. The infilling effect, due to the scattering of line photons, changes the depth of the lines, and the large-scale velocity gradients of the gas in galaxies modify the lines significantly, due to the Doppler effect. Additionally, inhomogeneous dust screens also play an important role in the shaping of absorption lines. Then, I compare the properties of the lines with the escape fractions of ionising photons in selected directions of observations. Due to the complex processes affecting the lines, and to the imperfect co-location of LIS ions and neutral hydrogen, I find relations with a large scatter, and the absorption lines cannot in general trace the escape fraction of ionising photons. To investigate further the origin of the dispersion in the relations between escape fraction and absorption lines properties, I first analyse the complex but central role of dust in shaping the UV outputs of galaxies, and the impact of our dust modelling. By comparing observables such as the luminosity function, the beta slope and the infrared excess between simulations and observations, I assess how realistic our simulations are. I also test the observational methods used to compute the dust attenuation of high redshift galaxies. By using them on my mock spectra, and comparing with the exact dust attenuation known from the simulation, I deduce that the extinctions measured in observations are usually underestimated. Finally, I explore the link between absorption lines and gas kinematics. I compare the lines with mass outflow and inflow rates in the Circumgalactic Medium (CGM) of our simulations, to study how well they are correlated.
Une question ouverte en cosmologie est l’origine exacte de la Réionisation cosmique. Autour du redshift 6, soit environ un milliard d’années après le Big Bang, l’état de l’hydrogène dans le milieu intergalactique (IGM) est passé de neutre à ionisé, ce qui caractérise la dernière transition de phase de l’Univers. L’explication précise de ce processus est encore débattue, bien qu’il semble que les photons ionisants émis par les jeunes étoiles massives dans les premières galaxies soient responsables de la Réionisation. Cependant, la plupart des photons ionisants sont absorbés par le milieu interstellaire (ISM) des galaxies à partir desquelles ils sont émis. Par conséquent, pour mieux comprendre quel type de galaxie a le plus contribué à la Réionisation, il faut savoir mesurer la fraction d’échappement des photons ionisants (fesc) des galaxies à hauts redshifts. Les photons ionisants étant absorbés par l'IGM lors de la Réionisation, ils ne peuvent pas être observés depuis la Terre. Par conséquent, la mesure de fesc doit être faite avec des traceurs indirects. Les raies d’absorption des ions à faible ionisation sont des traceurs prometteurs de fesc. Ce sont des raies d’absorption créées par des ions métalliques tels que C+ ou Si+, apparaissant sur le continu stellaire des galaxies. Grâce à leur longueur d’onde plus longue que celle de la transition Lyman alpha de l’hydrogène, ces raies d’absorption ne sont pas effacées par l'IGM neutre de l’époque de la Réionisation. En outre, comme les raies viennent d'éléments à faible ionisation, elles tracent le milieu neutre de l’ISM, qui lui-même détermine fesc. Pour étudier dans quelle mesure nous pouvons déduire fesc des raies d’absorption, j’utilise mes codes de post-traitement uniques en leur genre pour produire des raies d’absorption et calculer fesc dans nos galaxies simulées. Cela me permet de comparer les deux quantités et de trouver des corrélations entre elles. Après avoir présenté les simulations que j’utilise dans ce travail et les étapes de mes codes de post-traitement, je commence par étudier les raies d’absorption elles-mêmes. Je montre que je reproduis des raies réalistes, ressemblant à des raies d’absorption de galaxies observées à redshift élevé. Ensuite, je montre que de nombreux processus physiques complexes affectent les profils d’absorption. L’effet de remplissage, dû à la diffusion des photons, modifie la profondeur des raies, et les gradients de vitesse du gaz dans les galaxies modifient considérablement les raies, en raison de l’effet Doppler. De plus, les écrans de poussière non homogènes jouent également un rôle important dans le façonnage des raies d’absorption. Ensuite, je compare les raies avec les fractions d’échappement des photons ionisants dans des directions d’observations choisies. En raison des processus complexes affectant les raies, et des différences entre la distribution des ions et celle de l’hydrogène neutre, je ne trouve que des relations dispersées, et les raies d’absorption ne peuvent en général pas prédire la fraction d’échappement des photons ionisants. Je continue l’analyse du continuum ultraviolet et des raies d’absorption pour étudier l'ISM et les flux de gaz dans les simulations. En comparant des quantités observables telles que la fonction de luminosité, la pente beta et l’excès infrarouge entre les simulations et les observations, j’évalue à quel point nos simulations sont réalistes. Je teste également les méthodes d’observation utilisées pour calculer l’atténuation par la poussière des galaxies à redshift élevé. En utilisant ces méthodes sur mes spectres simulés, et en comparant les résultats avec l’atténuation par la poussière exacte, connue dans la simulation, je déduis que les mesures sous-estiment la vraie atténuation. Enfin, je compare les raies d’absorption avec les débits de masse de gaz sortants et entrants dans le milieu circum-galactique de nos simulations, pour étudier dans quelle mesure ces quantités sont corrélées.
Origine : Version validée par le jury (STAR)