The Impact of neutral hydrogen on the current evolution of early-type galaxies Yildiz, Mustafa

Transcriptie

1 University of Groningen The Impact of neutral hydrogen on the current evolution of early-type galaxies Yildiz, Mustafa IMPORTANT NOTE: You are advised to consult the publisher's version (publisher's PDF) if you wish to cite from it. Please check the document version below. Document Version Publisher's PDF, also known as Version of record Publication date: 2017 Link to publication in University of Groningen/UMCG research database Citation for published version (APA): Yildiz, M. (2017). The Impact of neutral hydrogen on the current evolution of early-type galaxies [Groningen]: Rijksuniversiteit Groningen Copyright Other 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 the author(s) and/or copyright holder(s), unless the work is under an open content license (like Creative Commons). Take-down policy If you believe that this document breaches copyright please contact us providing details, and we will remove access to the work immediately and investigate your claim. Downloaded from the University of Groningen/UMCG research database (Pure): For technical reasons the number of authors shown on this cover page is limited to 10 maximum. Download date:

2 Samenvatting In generositeit en het helpen van anderen, wees als een rivier; In compassie en gratie, wees als de zon; In het verbergen van de gebreken van anderen, wees als de nacht; In woede en furie, wees als de dood; In bescheidenheid en nederigheid, wees als de aarde; In tolerantie, wees als een zee; Lijk zoals je bent of wees zoals je lijkt. M.J. Rumi (ca.1207-ca.1273) M ensen hebben altijd de neiging gehad om dingen in hokjes te plaatsen. Dit is fundamenteel en natuurlijk gedrag, net zoals het zuigen op een duim. Soms classificeert men dingen zonder een doel voor ogen te hebben. Echter, dankzij de wetenschap en het wetenschappelijke perspectief doen we dit ook om bijvoorbeeld onze kennis te ontwikkelen en om het Universum en het leven daarin te begrijpen. Tot aan de 17e eeuw was het enige wat astronomen voor handen hadden het zichtbare licht afkomstig uit de ruimte. De bronnen van het geobserveerde licht waren bijna identiek en daarom was het belangrijk om ze te classificeren en zo te leren begrijpen hoe het heelal in elkaar zat. In de 17e eeuw ontdekten astronomen een nieuwe klasse objecten met andere eigenschappen dan sterren met behulp van telescopen: de zogenaamde nevels. In het begin werd deze naam gebruikt voor alle diffuse astronomische objecten om aan te geven dat ze verschillen van de puntbron-achtige sterren. Gedurende de 18e eeuw brachten astronomen als Charles Messier en William Herschel duizenden nevels in kaart. In die tijd geloofde men dat de objecten zich binnen onze Melkweg bevonden en de objecten, die tegenwoordig spiraalstelsels genoemd worden, kregen de naam spiraalnevels (b.v. de Andromedanevel), voordat de ware aard van melkwegstelsels in de 20e eeuw werd bevestigd door Vesto Slipher, Edwin Hubble en anderen. In 1936 publiceerde Hubble een classificatieschema in Realm of the Nebulae, bekend als het stemvorkdiagram (zie Fig. 1). In dit diagram worden

3 184 Samenvatting. Figuur Samenvatting.1 Het originele stemvorkdiagram van Hubble, zoals dit in 1936 gepubliceerd werd in zijn Realm of the Nebulae (Hubble, 1936). melkwegstelsels verdeeld in de twee observationele groepen van spiraal- en elliptische stelsels. Hubble voegde ook een hypothetische klasse toe aan zijn diagram: lensvormige stelsels (met het label S0 in Fig. 1). Vandaag de dag worden spiraalstelsels bestempeld als laat-type stelsels. Daarentegen bevat de familie van vroeg-type stelsels zowel de elliptische als de lensvormige stelsels. Deze melkwegstelsels zijn gravitationeel gebonden systemen bestaande uit sterren, gas, stof en donkere materie. Melkwegstelsels bevatten miljarden sterren, zoals onze zon, en ze zijn enorm groot. Daarom is de afstand tussen sterren in een melkwegstelsel ook immens. Een eenvoudig voorbeeld kan helpen een duidelijker beeld te krijgen van deze afstanden: de diameter van de Melkweg is ongeveer zes miljard keer groter dan de afstand tussen de zon en de aarde (wij leven op een afstand van 1 astronomische eenheid van de zon, overeenkomstig met ongeveer 150 miljoen km). Hoewel de ruimte tussen de sterren in een melkwegstelsel op het eerste gezicht leeg lijkt, hebben astronomen ontdekt dat zij in werkelijkheid vol zit met materie, zoals gas, moleculen en stof. Dit vormt samen het interstellaire medium (ISM). Het ISM gaat vlekkeloos over in de omringende intergalactische ruimte. De materie bevindt zich in het ISM in verschillende toestanden (geioniseerd, atomair of moleculair) en heeft verschillende temperaturen en dichtheden. Het ISM bestat voornamelijk uit gas ( 99 procent), en verder vooral stof (1 procent). Ongeveer 70 procent van de massa van het gas in het ISM bestaat uit waterstof, 28 procent uit helium en de rest is in de vorm van zwaardere elementen. Astronomen gebruiken het woord metalen als een algemene term die alle elementen behalve waterstof en helium omvat. Het gas in het ISM is voor aardse begrippen extreem verdund. De dichtheid in de compacte gebieden waar moleculen zich kunnen vormen is nog tienduizend keer lager (1 miljoen moleculen per cm 3 ) dan de dichtheid van lucht op zeeniveau. In de diffuse

4 185 gebieden van het ISM kan dit nog veel lager zijn, zelfs zo laag als 1 atoom per cm 3! Ondanks dat het gas in het ISM dun verspreid is, is er in zijn geheel genoeg materiaal om nieuwe sterren te vormen. Sterren onstaan in grote moleculaire wolken, de dichtste gebieden van het ISM, ingebed in gebieden van koel gas, voornamelijk bestaand uit waterstof. Gedurende het vormingsproces van sterren wordt door middel van de zwaartekracht al het materiaal in een bepaald gebied geconcentreerd in een heel klein gebiedje, wat als maar kleiner wordt, tot het waterstof in het midden van zo n gebied gaat fuseren en een ster ontstaat. Na een lange tijd te hebben gestraald, wordt een ster uiteindelijk rode reus, en worden uiteindelijk de buitendelen weer in het ISM geworpen, en vormt de kern een witte dwerg, een neutronenster, of een zwart gat. Waterstof, het hoofdbestanddeel van het ISM en het meest veel voorkomende element in het Universum, speelt een cruciale rol in de levenscyclus van sterren en daarmee dus ook in de evolutie van melkwegstelsels. In 1944 voorspelde de Nederlandse astronoom Hendrik van de Hulst dat neutraal waterstof (H I) mogelijk waarneembare straling op een frequentie van MHz (21 cm) kan produceren dankzij de structuur van het atoom (Fig. 2; het waterstof atoom in zijn meest eenvoudige lage energietoestand heeft twee energieniveaus die ervan afhangen of de spin van het elektron in het atoom is uitgelijnd met de spin van het centrale proton). Bovendien beweerde hij dat 21 cm lijnemissie mogelijk te detecteren is in de interstellaire ruimte. Na de Tweede Wereldoorlog begonnen wetenschappers in de VS en Nederland aan hun zoektocht naar de detectie van deze emissielijn. Helaas verloor het Nederlandse team hun ontvanger in een brand en werd hun werk met meerdere maanden vertraagd. In 1951 werd de 21 cm lijnemissie observationeel bevestigd door Ewen en Purcell aan de universiteit van Harvard. Binnen een aantal weken werd hun ontdekking bevestigd door de Nederlandse astronomen Muller en Oort in Nederland, en door Christiansen en Hindman in Australië. De originele hoornantenne die was gebruikt door Ewen en Purcell wordt op dit moment vertoond in de National Radio Astronomy Observatory in Greenbank, West Virginia. In de jaren vijftig waren voor het eerst spiraalstructuren te zien in de eerste kaarten van H I in de Melkweg en werd deze dus lid van de familie van spiraalstelsels. Nadat was ontdekt dat H I op radiofrequenties kan worden waargenomen, begonnen astronomen andere melkwegstelsels waar te nemen om hun structuur te bepalen, en om te kunnen bestuderen wat de rol was van dit gas bij de evolutie van melkwegstelsels. Deze waarnemingen toonden aan dat spiraalstelsels (aan de rechterzijde in Fig. 1), zoals onze Melkweg, grote hoeveelheden H I bevatten, terwijl vroeg-type melkwegstelsels (aan de linkerzijde van Fig. 1) veel minder, of zelfs helemaal geen detecteerbare H I bevatten. Tot voor kort geloofden astronomen dat vroeg-type melkwegstelsels eenvoudige systemen zijn met weinig gas, stof en activiteit, d.w.z. rood en

5 186 Samenvatting. Figuur Samenvatting.2 Links: Hendrik C. van de Hulst (19 november juli 2000) was een Nederlandse astronoom. Hij voorspelde het bestaan van de 21 cm lijnemissie van neutraal waterstof. Rechts: Een schematische weergave van deze emissielijn. dood. Tegenwoordig echter weten we dat vroeg-type melkwegstelsels veel gecompliceerder zijn. Ze vertonen een structuur die vergelijkbaar is met die van spiraalstelsels. Ze herbergen stellaire schijven die af en toe bijnz zo groot zijn als het stelsel zelf. Bovendien bevatten ze stof en gas in verschillende toestanden en temperaturen, varierend van zeer heet geioniseerd gas tot koud atomair waterstofgas. Niettemin is de efficiëntie waarmee dit gas in nieuwe jonge sterren wordt omgezet lager in vroeg-type melkwegstelsels dan in spiraalstelsels. Het bestuderen van de relatie tussen neutraal waterstof, stervorming en stof in vroeg-type melkwegstelsels zal bijdragen aan het oplossen van de puzzel van de huidige evolutie van melkwegstelsels en de evolutie van het interstellaire medium. In dit proefschrift heb ik rode en dode vroeg-type melkwegstelsels bestudeerd. Met name heb ik gekeken naar het effect van het H I gas op hun huidige evolutie en laten zien dat sommige vroeg-type melkwegstelsels niet echt rood en dood zijn! Mijn proefschrift bestaat uit drie samenhangende wetenschappelijke hoofdstukken. In de volgende drie secties zal ik kort hun resultaten bespreken.

6 187 Dit Proefschrift Deel I- Een vooronderzoek Sommige studies laten zien dat vroeg-type melkwegstelsels zeer grote schijven van gas kunen bevatten, welke om hun middelpunt heendraaien. Als een pilot study heb ik één van de bekende vroeg-type melkwegstelsels met een grote H I schijf geselecteerd. Om een hoger oplossend vermogen te bereiken en om de details van de verdeling van het waterstofgas te zien is dit melkwegstelsel, NGC 4203, met een veel langere integratietijd (honderden uren) waargenomen dan in voorgaande waarnemingen, door gebruik te maken van de Westerbork Synthese Radiotelescoop (WSRT) in Nederland (zie ook de omslag van dit proefschrift). Om te kunnen begrijpen of dit H I gas de stervorming voedt is het noodzakelijk om voornamelijk jonge, net gevormde sterren te waar te nemen. Jonge sterren stralen vooral hoog energetische fotonen uit die vanuit de ruimte kunnen worden waargenomen op ultraviolette golflengtes. De gebieden met recent gevormde sterren kunnen op deze manier worden gelokaliseerd. Echter, sommige van deze energetische fotonen kunnen worden verborgen door stof en opnieuw worden uitgezonden op infrarode golflengtes. Daarom heb ik een gedetailleerde studie op meerdere golflengtes uitgevoerd door gebruik te maken van ultraviolete (UV), infrarode, optische en H I data van goede kwaliteit. Ik heb de relatie tussen sterformatie en H I kolomdichtheid 1 in de buitenste gebieden van dit melkwegstelsel onderzocht. De gedetailleerde beschrijving van deze studie wordt gegeven in Hoofdstuk 2 van dit proefschrift. De belangrijkste resultaten worden hieronder opgesomd. De H I schijf bestaat uit twee componenten: sterformatie en een buitenste schijf. een binnenste ring van De buitenste H I schijf heeft 9 keer meer massa dan de binnenste H I ring. Echter, het gas hierin is verspreid over een veel groter gebied dan dat van de binnenste ring, waardoor de gasdichtheid extreem laag is. De hoeveelheid stervorming varieert significant door de schijf en ring, zelfs in gebieden met dezelfde H I dichtheid. Een mogelijke oorzaak van deze variaties dat een deel van het gas geproduceerd wordt gedurende de evolutie van sterren in het stelsel, terwijl ander gas binnenvalt vanuit een ander melkwegstelsel of vanuit de omgeving van het melkwegstelsel. Het nieuw binnengevallen gas heeft veel lagere metalliciteiten, wat verschillende efficiënties in de hoeveelheid stervorming veroorzaakt. Ondanks het gigantische H I reservoir en enige zwakke sterformatie is het onwaarschijnlijk dat de morfologie van NGC 4203 significant verandert in 1 Een kolomdichtheid is het aantal van b.v. atomen, per oppervlakte-eenheid.

7 188 Samenvatting. de nabije toekomst, omdat de stellaire schijf van het melkwegstelsel op een erg laag tempo groeit. Deel II- Een blik op de buitengebieden van vroeg-type melkwegstelsels In hoofdstuk 3 van mijn proefschrift heb ik een grotere verzameling melkwegstelsels genomen om de relatie tussen H I en sterformatie te onderzoeken. Anders dan in de eerste studie kijk ik nu ook naar de kleuren van de buitengebieden van vroeg-type melkwegstelsels. De kleur van een melkwegstelsel kan mogelijk informatie geven over de leeftijd van de sterren erin. Bijvoorbeeld wanneer jonge sterren domineren in een melkwegstelsel zal de kleur blauw zijn, terwijl deze rood wordt als er meer oude dan jonge sterren zijn. Veel van de vroegtype melkwegstelsels bevatten geen waar te nemen H I gas. Daarom gebruik ik H I-arme vroeg-type melkwegstelsels als een controlesample. Aangezien melkwegstelsels honderden keren groter zijn dan ons zonnestelsel zullen sommige eigenschappen varieren binnenin de melkwegstelsels zelf. Om deze reden verdeel ik de buitensgebieden in twee delen: 1-3 en 3-10 effectieve stralen 2. Onze belangrijkste resultaten worden hieronder gegeven: H I gas in de buitengebieden van vroeg-type melkwegstelsels voedt stervorming met een lage efficiëntie. Echter, deze efficiëntie, die lager is dan in de binnendelen van melkwegstelsels, is vergelijkbaar met wat gevonden is in de buitengebieden van spiraal- en dwergstelsels. In de buitendelen zijn H I-rijke vroeg-type melkwegstelsels blauwer (in UV-optische kleuren) dan de H I-arme vroeg-type controlestelsels. In een aantal extreme vroeg-type melkwegstelsels is de kleur in de buitengebieden vergelijkbaar met dat van spiraalstelsels. Dit geeft aan dat de meest recente stervorming heeft plaatsgevonden op de plaatsen waar H I gas aanwezig is. De hoevwwlheid stervorming in gebieden met lage kolomdichtheid lijkt niet af te hangen van het type melkwegstelsel. Deel III- Koud gas en stof: de jacht op spiraalstructuren in vroegtype melkwegstelsels Stofdeeltjes kunnen worden gezien als de plek waar chemische reacties plaatsvinden in het interstellaire medium. Moleculair waterstof (H 2 ) kan bijvoorbeeld worden gevormd aan het oppervlak van stofdeeltjes. Omdat sterren ontstaan in moleculaire wolken is stof in vroeg-type melkwegstelsels waarschijnlijk gerelateerd aan recente sterformatie. 2 De effectieve straal (R eff ) is een term die astronomen gebruiken om de straal waarbinnen de helft van het totale licht van het systeem wordt uitgezonden aan te geven.

8 189 De aanwezigheid van stof op een bepaalde positie in een melkwegstelsel kan worden gevonden doormiddel van het effect van het stof op het sterrenlicht dat er doorheen gaat. Een aantal van de belangrijkste effecten zijn: Absorptie van licht afkomstig van ver weg gelegen sterren en verstrooiing van sterrenlicht door stof. Deze aborptie- en verstrooiingseffecten worden samen het extinctie-effect genoemd. Verroding van het sterrenlicht doordat de extinctie sterker is voor blauwe licht dan voor rood licht. Omdat extinctie door stofdeeltjes afhangt van de golflengte van de elektromagnetische straling, maak ik in hoofdstuk 4 van mijn proefschrift gebruik van andere kleurbanden (g en r) bij optische golflengtes om stofstructuren in nabije vroeg-type melkwegstelsels te vinden. Bovendien heb ik H I-rijke vroeg-type melkwegstelsels vergeleken met H I-arme stelsels om erachter te komen of de aanwezigheid van H I gerelateerd is aan de aanwezigheid van stof. Tenslotte heb ik de morfologie van het stof in deze stoffige vroeg-type melkwegstelsels geclassificeerd. Hieronder som ik de belangrijkste resultaten op: Alle nabije H I-rijke vroeg-type melkwegstelsels vertonen stofstructuren (voornamelijk spiraalvormige structuren), terwijl we in iets meer dan de helft van de H I-arme melkwegstelsel stof zien. Het stof in H I-rijke melkwegstelsels heeft een diameter die ongeveer twee keer groter is dan in H I-arme melkwegstelsels. De grote stofstructuren zijn meestal te zien in H I-rijke melkwegstelsels. Daarentegen worden de kleinere stofstructuren over het algemeen gevonden in H I-arme vroeg-type melkwegstelsels. Samenvattend heb ik voor het eerst bestudeerd welk effect grote H I reservoirs (waarin zich potentieel materiaal voor stervorming bevindt) hebben op nabije vroeg-type melkwegstelsels, welke normaalgesproken als passief worden beschouwd (d.w.z. geen nieuwe sterren vormen). Ik heb gevonden dat: een aantal grote H I schijven die met radiotelescopen zijn waargenomen een significante hoeveelheid stervorming herbergen. als de metalliciteit van het gas anders is, de efficiëntie van de stervorming drastisch kan veranderen. in de buitenste gebieden van vroeg-type melkwegstelsels met H I het gas omgezet wordt in nieuwe sterren met een vergelijkbare efficiëntie als in de buitenste gebieden van spiraalstelsels.

9 190 Samenvatting. omdat de relatief kleine hoeveelheid H I over een groot gebied is verspreid kan deze vorming van nieuwe sterren op korte termijn de melkwegstelsels niet van uiterlijk doen veranderen, tenzij deze melkwegstelsels bijvoorbeeld met een ander gasrijk melkwegstelsel botsen. de aanwezigheid van H I tot aan grote afstanden van de voornamelijke stellaire component van melkwegstelsels heeft ook een effect op hun centrale gebieden. Melkwegstelsels met grote hoeveelheden H I op grote stralen worden inderdaad ook gekarakteriseerd door een grote hoeveelheid stof in hun centrum. Dit toont aan dat gas verweg van het centrum het binnengebied van melkwegstelsels kan voeden, zodat zich daar nieuwe sterren kunnen vormen.