Het merendeel van de massa van een sterrenstelsel is in de vorm van donkere ma- terie, waarvan de aard nog niet volledig doorgrond is

(1)

Cover Page

The handle http://hdl.handle.net/1887/65535 holds various files of this Leiden University dissertation.

Author: Matthee, J.J.A.

Title: Identifying the origins of galaxy formation Issue Date: 2018-09-19

(2)

Nederlandse samenvatting

Het onderwerp van dit proefschrift is het ontstaan van sterrenstelsels. Sterren- stelsels bestaan uit een verzameling van sterren en planeten, interstellair gas (gas tussen de sterren), supermassieve zwarte gaten en donkere materie. Het merendeel van de massa van een sterrenstelsel is in de vorm van donkere materie, waarvan de aard nog niet volledig doorgrond is. De massaverdeling van donkere materie domineert het zwaartekrachtsveld en daardoor volgt de groei van sterrenstelsels de groei van donkere materie structuren.

Sterrenstelsels zijn de plaatsen waar gas samenklontert en moleculaire wolken vormen. In deze wolken (zoals bijvoorbeeld de Adelaarsnevel, weergegeven in Figuur A) ontstaan sterren. Aan het eind van hun leven verrijken sterren het interstellair gas met metalen⁷dat in hun kernen geproduceerd is. Dit gebeurt door stellaire winden (extreme versies van zonnevlammen) en door de ontploffingen van massieve sterren die materiaal de ruimte in slingert (supernovae genaamd).

In dit verrijkte gas kunnen vervolgens nieuwe generaties sterren ontstaan. Inter- stellair gas kan ook uit sterrenstelsels geblazen worden door galactische winden, aangedreven door supernova explosies, energetische straling of jet-stralen die ontstaan tijdens de groei van supermassieve zwarte gaten. Tegelijkertijd bereikt nieuw gas uit het intergalactisch medium (het gas tussen sterrenstelsels) het sterrenstelsel en levert nieuw materiaal om sterren uit te vormen. Allerlei verschillende fases van het gas in sterrenstelsels zenden verschillende soorten licht uit, zoals radio-straling van koud neutraal waterstof, r¨ontgen-straling van de accretieschijven rondom zwarte gaten, UV straling van jonge sterren en infrarood licht van moleculen en stof. Al deze soorten licht kunnen waargenomen worden, elk met vari¨erende gevoeligheid en met een verschillende techniek.

Waarneemmethoden

Moderne astrofysica is niet begrensd tot het golflengte bereik dat zichtbaar is voor het menselijk oog, maar spant het volledige elektromagnetische spectrum:

van korte gamma-stralen tot lange radio-golven. Doordat de atmosfeer r¨ontgen- straling en UV straling effectief tegenhoudt, kunnen waarnemingen in deze golflengten alleen efficient met ruimtetelescopen gedaan worden. Een ruimtete- lescoop is ook nodig voor waarnemingen in het verre infrarood, omdat de atmosfeer zelf meer infrarood licht uitzendt dan het licht van sterren en sterrenstelsels

7 In de sterrenkunde wordt elk element zwaarder dan helium een metaal genoemd, omdat elementen zwaarder dan helium niet in de oerknal, maar in sterren zijn geproduceerd (op uitzondering van kleine hoeveelheden lithium).

(3)

Figure A: Een valse-kleur compositie van een deel van de Adelaarsnevel (M16) op basis van eigen foto’s gemaakt in Mei 2018 met de sloan I, NB501 en sloan g (RGB) filters met de WFC op de 2.5m Isaac Newton Telescope, onderdeel van het Roque de los Muchachos Observatorium op La Palma, Spanje. Groen licht accentueert de straling uitgezonden door dubbel ge¨ıoniseerd zuurstof en laat zien hoe de intense UV straling van een jonge, blauwe ster gaswolken aantast. De ”Pillars of Creation” zijn gaswolken waarin nieuwe sterren gevormd worden. De linker ”pilaar” is ongeveer 4 lichtjaar in lengte. Doordat interstellair stof met name blauw licht absorbeert, zien we met name het rode licht van sterren, in het bijzonder voor sterren die zich in dichte gaswolken bevinden.

dat ons bereikt (vergelijkbaar met de blauwe lucht die het overdags onmogelijk maakt sterren te zien). Zichtbaar licht en licht in het nabije infrarood kan vanaf de aarde waargenomen worden, idealiter in donkere gebieden met een stabiele atmosfeer, weinig wolken en een relatief droge lucht. Hierdoor zijn bergtop- pen op eilanden of nabij grote oceanen ideaal, zoals Mauna Kea op Hawaii, Roque de los Muchachos op La Palma, of Cerro Paranal in het Andesgebergte in Chili. Waarnemingen op sub-mm golflengten vereisen met name een zeer lage luchtvochtigheid, waardoor de Atacamawoestijn in Chili de plek is waar de ALMA-telescoop gebouwd is.

In dit proefschrift heb ik onderzoek gedaan naar sterrenstelsels in UV licht, het zichtbare licht, nabije infrarood en sub-mm straling door middel van telescopen op bovengenoemde plekken en de Hubble Space Telescope in de ruimte.

De relatieve helderheid van sterrenstelsels in verschillende golflengten (dat wil zeggen: de kleuren) bevat veel informatie over de eigenschappen van sterren en gas dat aanwezig is in sterrenstelsels. Een rode kleurt wijst op oude sterren en grote hoeveelheden stof, terwijl een blauwe kleur wijst op jonge sterren en weinig stof.

Specifieke eigenschappen kunnen nauwkeurig gemeten worden door de sterktes van verschillende emissie-lijnen te meten met spectroscopische technieken. Spectroscopische technieken zijn uitdagend, omdat het zwakke licht

(4)

van verre sterrenstelsels dat onze telescopen bereikt, verdeeld wordt over hon- derden golflengten. Hierdoor kunnen meestal alleen de helderste emissie- lijnen waargenomen worden, zoals emissie-lijnen die worden uitgezonden door (dubbel) ge¨ıoniseerd waterstof, helium, zuurstof, stikstof en koolstof, de meest voorkomende elementen in het heelal.

De relatieve sterktes van deze lijnen bevat informatie over het metaalgehalte, de ionisatie-toestand en dichtheid van interstellair gas in sterrenstelsels. Met behulp van deze informatie is het mogelijk om de eigenschappen van sterren, zoals hun temperatuur, te meten. Naast spectroscopie kan de sterkte van emissielijnen ook gemeten worden met behulp van foto’s met smalband-filters, die de helderheid meten van het licht op specifieke golflengten (zie bijvoorbeeld Figuur 9.1, dat laat zien welke emissie-lijnen er met een bepaalde combinatie van smalband- filters waargenomen kunnen worden voor sterrenstelsels die op verschillende afstanden staan). Door verschillende smalband-filters te combineren kunnen relatief veel objecten tegelijkertijd gemeten worden. Een voordeel is ook dat smalband-foto’s gebruikt kunnen worden om sterrenstelsels te vinden die enkel licht uitzenden via specifieke golflengtes, en die niet op andere manieren gezien kunnen worden.

De emissie-lijn die het meest wordt bestudeerd in dit proefschrift is de Lyman-α (Lyα) lijn, die uitgezonden wordt wanneer een elektron rondom een waterstofatoom van een ge¨ıoniseerde toestand terugvalt naar de grondtoestand.

Lyα straling wordt uitgezonden in UV licht met een golflengte van 121.6 nm en is intrinsiek de helderste emissie-lijn waarin sterrenstelsels stralen. Het licht van sterrenstelsels op een roodverschuiving⁸hoger dan z=2 (dit komt overeen met licht dat meer dan 10 miljard jaar geleden is uitgezonden) is door de uitdijing van het heelal roodverschoven naar golflengtes in het zichtbare licht. Dit betekent dat Lyα straling relatief gemakkelijk waar te nemen is voor sterren- stelsels in het vroege heelal. Doordat Lyα straling in sterrenstelsels met veel jonge sterren erg helder is, kunnen verre sterrenstelsels efficient herkend wor- den door te zoeken naar hun Lyα straling met behulp van smalband-filters (veelvuldig gebruikt in dit proefschrift) of spectrografen.

Hoewel de Lyα lijn helder is, is de sterkte lastig te interpreteren. Dat komt doordat Lyα fotonen gemakkelijk door neutraal waterstof, dat op veel plaatsen in het heelal voorkomt, geabsorbeerd worden. Lyα fotonen zijn ook ”resonant”, wat betekent dat een waterstofatoom dat een Lyα foton absorbeert snel weer een nieuw Lyα foton in een willekeurige richting uitzendt. Als gevolg reizen Lyα fo- tonen bijna nooit in een rechte lijn tussen de plek waar het foton is uitgezonden

8 Roodverschuiving is in de extragalactische sterrenkunde een maat voor zowel de afstand tot een object als de tijd die het licht erover heeft gedaan om ons te bereiken. Roodverschuiving, z, is gedefinieerd als z+1 = ¹_a, waarbij a de schaalfactor van het heelal is. Dat betekent dat het heelal 10 keer kleiner was op een roodverschuiving z=9 en twee keer zo klein op een roodverschuiving z = 1. Deze schaalfactor kan omgerekend worden naar een kosmologische leeftijd en afstand, afhankelijk van het kosmologische model dat gebruikt wordt. In dit proefschrift gebruik ik het meest gangbare en veruit best geteste vlakke ΛCDM model, waarin de energiedichtheid van het heelal wordt gedomineerd (70 %) door donkere energie en 30 % van de energiedichtheid in materie te vinden is (waarvan het overgrote deel donkere materie). Met deze inputparameters kan de uitdijingsgeschiedenis van het heelal en de relatie tussen roodverschuiving, leeftijd en afstand berekend worden met behulp van de Einstein vergelijking die de zwaartekracht beschrijft.

(5)

920 922 924 926 928 930

Waargenomen golflengte [nm]

−¹ 0 1 2 3 4 5 6

Fluxdichtheid[10−18 ergs−1 cm−2˚ A

−1 ]

COLA1 CR7

Figure B: De Lyα emissie-lijnen van verre sterrenstelsels CR7 (blauw) en COLA1 (groen), waargenomen in nabij-infrarood licht met het X-SHOOTER instrument op de VLT. De geschaduwde gebieden tonen de meet-onzekerheid per spectraalelement. Beide lijnen tonen een asymmetrische vleugel, de karakteristieke eigenschap voor de Lyα lijn. Aangezien de Lyα lijn op een golflengte van λ=121.6 nm uitgezonden wordt, kunnen we meten dat de roodverschuivingen van beide objecten z=6.603 en z=6.593 zijn. Dit betekent dat het licht ongeveer 13 miljard jaar geleden verzonden is.

De verschillen tussen de Lyα profielen van CR7 en COLA1 wijzen erop dat er minder neutraal wa- terstof aanwezig was rondom COLA1, omdat er een tweede piek op iets kortere golflengte zichtbaar is. Neutraal waterstof rondom CR7 heeft deze tweede piek geabsorbeerd.

en onze telescopen, maar hebben ze eerst een chaotisch pad afgelegd, telkens snel van richting veranderend in gebieden met veel neutraal waterstof. Dit pro- ces wordt ”resonant scattering” genoemd en zorgt ervoor dat de sterkte van Lyα straling moeilijk te interpreteren is, maar tegelijkertijd biedt dit ook mogelijkhe- den om iets over het neutraal waterstofgas in en rondom sterrenstelsels te leren (zie Figuur B).

Het reionisatie tijdperk

Ongeveer 300,000 jaar na de oerknal leidde de uitdijing van het heelal ertoe dat de temperatuur laag genoeg was voor waterstof atomen om te combineren met vrije elektronen. Op dit moment werd de kosmologische achtergrondstraling uitgezonden en was het heelal gevuld met donkere materie, neutraal waterstof en wat helium. Onder invloed van zwaartekracht groeiden de plaatsen waar de materie-dichtheid relatief groot was uit tot structuren van donkere materie waarin waterstofmoleculen konden vormen en waarin uiteindelijk de eerste sterren en sterrenstelsels ontstonden.

De geboorte van de eerste generaties sterren leidde tot de eerste verrijking van

(6)

het interstellair gas met zware elementen, die de vorming van latere generaties sterren vergemakkelijkte. In deze periode ontstonden ook de eerste supermassieve zwarte gaten, waarvan de hete accretieschijven fel schenen. Als gevolg van het ioniserende licht afkomstig van sterren en zwarte gaten werd het neutraal waterstof wederom ge¨ıoniseerd (net als voor het uitzenden van de kosmologische achtergrondstraling). Dit gebeurde ergens in de eerste miljard jaar in de geschiedenis van het heelal en dit tijdperk noemt men het reionisatie- tijdperk. Het is nog onduidelijk wanneer dit tijdperk precies startte en wanneer de eerste ge¨ıoniseerde regio’s in het heelal verschenen. Het is ook onduidelijk welke objecten hoofdverantwoordelijk waren voor de ioniserende fotonen. Dit aantal hangt af van de hoeveelheid sterrenstelsels die bijdroegen, de mate waarin sterren ioniserende fotonen produceren en de fractie van ioniserende fotonen die uit sterrenstelsels zelf kan ontsnappen. De grootste onzekerheid is de zogenaamde ”escape fractie”, omdat het theoretisch lastig uit te rekenen is hoeveel ioniserende fotonen kunnen ontsnappen van de dichte moleculaire wolken waarin sterren geboren worden en hoeveel er uiteindelijk interstellair gas kunnen bereiken.

Aangezien directe metingen van de eigenschappen van neutraal waterstof in het reionisatie tijdperk een belangrijk doel zijn voor toekomstige radio-telescopen zoals de Square Kilometer Array, richten huidige observationele studies zich met name op het meten van de eigenschappen van sterren en sterrenstelsels die in het reionisatie tijdperk leefden. Aangezien de sterkte en het profiel van de Lyα emissie-lijn gevoelig zijn voor de hoeveelheid neutraal waterstof rondom sterrenstelsels, kunnen metingen van Lyα stralers⁹gebruikt worden om de hoeveelheid neutraal waterstof tijdens het reionisatie-tijdperk te meten.

Kosmologische computersimulaties

Grote observationele projecten hebben een aantal belangrijke eigenschappen over de evolutie van sterrenstelsels in het heelal blootgelegd. De populatie sterrenstelsels in het huidige heelal kan onderverdeeld worden in twee groepen:

massive, rode elliptische sterrenstelsels die relatief weinig nieuwe sterren vormen en lichtere blauwe spiraalstelsels die nog actief bezig zijn om nieuwe sterren te vormen. De meeste sterrenstelsels vormden vroeger meer sterren dan nu en de kosmologische hoogtijdagen van stervorming vonden plaats toen het heelal ongeveer drie miljard jaar oud was.

Het verklaren van deze eigenschappen is een uitdaging voor complete theori¨en over de vorming van sterrenstelsels, omdat complexe fysieke processen plaatsvinden op verschillende grootte- en tijdschalen, die niet analytisch berekend kunnen worden. De belangrijkste uitdaging is dat het door de lange tijdschalen die gepaard gaan met de grootte van sterrenstelsels onmogelijk is om veranderingen waar te nemen. Een voorspelling over hoe een bepaald

9 Lyα stralers (Lyα emitters in het Engels) zijn objecten waarvoor sterke Lyα straling waargenomen wordt. De sterkte van de waargenomen Lyα straling is een combinatie van de hoe- veelheid Lyα fotonen die geproduceerd wordt en het aantal dat de waarnemer kan bereiken. Beiden worden in detail bestudeerd in hoofdstukken 7 en 8.

(7)

sterrenstelsel zich zal ontwikkelen kan zodoende slecht bevestigd worden. Het is wel mogelijk om te vergelijken hoe de populatie van sterrenstelsels er nu uitziet en hoe die er 3, 7, 10 of zelfs 13 miljard jaar geleden eruit zag. De evolutie van een populatie zegt echter weinig over de evolutie van individuele objecten.

Om deze redenen is het zinvol om grote computersimulaties te gebruiken die de evolutie van sterrenstelsels in een kosmologische omgeving (een gesimuleerd universum met dezelfde statistische eigenschappen als het Universum waarin wij leven) realistisch nabootst.

Figure C: De structuur van het heelal op grote schaal gesimuleerd in de EAGLE simulatie (100 x 100 x 20 cMpc, of 330 x 330 x 65 miljoen lichtjaar). De kleur illustreert de temperatuur van het gas, die varieert van 30,000 K (blauw) tot 300,000 K (rood). Sterrenstelsels bevinden zich in de knooppunten van het ‘kosmische web’. De ingezoomde panelen laten het sterlicht van een gesimuleerd sterrenstelsel met vergelijkbare eigenschappen als de melkweg (rechtsboven) en het gas in diens directe omgeving (midden) zien. Deze figuur is ook te vinden als Figuur 1.2 in de introductie en komt uit Schaye et al. (2015).

Een van de meest succesvolle moderne kosmologische hydrodynamische simulaties is de EAGLE simulatie, dat staat voor “Evolution and Assembly of GaLaxies and their Environments”, zie Figuur C. De EAGLE simulatie bevat een realistische populatie sterrenstelsels doordat zij efficiente ‘feedback’ imple- menteert die geassocieerd is met de vorming van nieuwe sterren en de groei van supermassieve zwarte gaten in het binnenste van sterrenstelsels. Sterrenstelsels vormen nieuwe sterren door de toevoer van nieuw, afgekoeld gas. Jonge sterren verhitten dit gas door hun ioniserende fotonen. Supernova ontploffingen en stellaire winden aan het eind van de levens van sterren zorgen ervoor dat gas uit sterrenstelsels gedreven wordt. Dit leidt tijdelijk tot een verminderde toevoer van nieuw gas waaruit nieuwe sterren gevormd kunnen worden en is dus een

(8)

vorm van feedback. Deze vorm van feedback zorgt ervoor dat er minder lage massa sterrenstelsels zijn dan simpelweg verwacht wordt op basis van de groei van donkere materie structuren. In zeer massieve sterrenstelsels leveren jonge sterren niet meer genoeg energie om gas uit sterrenstelsels te drijven, waardoor dit gas naar het centrum valt en ervoor zorgt dat supermassieve zwarte gaten groeien. De hete accretieschijven en de hoog-energetische ‘jets’ die volgen op de groei van supermassieve zwarte gaten leiden opnieuw tot galactische winden die gas uit sterrenstelsels blazen. Uiteindelijk voegt de feedback die geassocieerd is met de groei van supermassieve zwarte gaten ook energie toe aan het gas, wat ertoe leidt dat massieve sterrenstelsels weinig nieuwe sterren vormen.

Dit proefschrift

Motivatie

Dit proefschrift is gemotiveerd door achterliggende fundamentele vragen van de moderne astrofysica.

De eerste vraag, die de motivatie is voor hoofdstukken 2 tot 9, is hoe ontstaan sterrenstelsels? Dit is een complexe vraag die opgesplitst kan worden in verschillende deelvragen. Wanneer zijn de eerste generatie sterren ontstaan en wat waren hun eigenschappen? Hoe is interstellair gas verrijkt met zware elementen en hoe heeft dit de vorming van latere generaties van sterren be¨ınvloedt? Wan- neer en hoe vond het reionisatie-tijdperk precies plaats en wat was de voor- naamste oorzaak? Hoe zijn de eerste supermassieve zwarte gaten ontstaan en wanneer gebeurde dit? Geen van deze vragen is volledig beantwoord in dit proefschrift, maar het exploratieve karakter van de waarnemingen die in dit proefschrift beschreven zijn, helpen om meer accurate vragen en hypotheses op te stellen die getoetst kunnen worden in de toekomst.

De tweede set vragen is gerelateerd aan hoe ontwikkelen sterrenstelsels zich en waardoor ontwikkelen sommige sterrenstelsels zich anders dan anderen? Dit is de belangrijkste vraag achter hoofdstukken 10, 11 en 12, en deze wordt be- naderd vanuit theoretisch perspectief. Sterrenstelsels hebben verschillen groot- ten, kleuren, vormen en omgevingen. Waar komen deze verschillen vandaan?

Hoe kan het dat sterrenstelsels die even zwaar zijn (en dus een vergelijkbaar zwaartekrachtsveld hebben) zeer verschillende kleuren, groeisnelheden en sterpopulaties kunnen hebben? In hoeverre is de vorming van sterrenstelsels een chaotisch proces, waarin ogenschijnlijk verwaarloosbare verschillen in de initile condities (i.e. dichtheidsverschillen in het vroege heelal) tot grote verschillen in sterrenstelsels kunnen leiden? Wat is de achterliggende oorzaak van ”schalingsrelaties”, zoals die tussen de stellaire massa en de groeisnelheid van sterrenstelsels?

Structuur van deze scriptie

De hoofdstukken in deze scriptie zijn onderverdeeld in drie onderwerpen: i) de ontdekking, bevestiging en het spectroscopische onderzoek van heldere Lyman-

(9)

α stralers in het vroege heelal (hoofdstukken 2-6), ii) het kalibreren van ion- iserende en Lyman-α straling van sterrenstelsels (hoofdstukken 7-9) en iii) het uitzoeken van de oorsprong van spreiding in schalingsrelaties van sterrenstelsels in de EAGLE simulatie (hoofdstukken 10-12).

Heldere Lyman-α stralers in het vroege heelal (Hoofdstukken 2-6)

Om sterrenstelsels in het reionisatie-tijdperk te kunnen bestuderen, is het belangrijk eerst een verzameling zeldzame objecten te identificeren die helder genoeg zijn om in detail te bekijken. Dit hebben we gedaan door publieke data- sets van verschillende telescopen te combineren met onze eigen waarnemingen om zo een relatief groot gebied aan de hemel in kaart te brengen. We hebben specifiek gezocht naar Lyα stralers op een roodverschuiving van z = 6.6. Dit was in 2014-2015 de grootste data-set die voor dit doeleinde gebruikt werd en daarom geschikt om zeldzame objecten te vinden. Deze zoektocht, beschreven in hoofdstuk 2, onthulde meer extreem heldere Lyα stralers dan verwacht werd op basis van eerdere, kleinere data-sets.

Door hun helderheid was het mogelijk om de afstand tot vier objecten nauwkeurig te meten door middel van gevoelige spectroscopische waarnemingen die beschreven zijn in hoofdstukken 3 en 4 (zie ook Figuur B). Het waargenomen licht is meer dan 12.5 miljard jaar geleden uitgezonden. Dit betekent dat we sterrenstelsels zien die in de eerste miljard jaar van het heelal ontstonden. In hoofdstukken 3 en 4 bespreken we ook de eigenschappen van deze sterrenstelsels die we kunnen meten met hoge resolutie afbeeldingen van de Hubble Space Telescope en spectroscopie in het nabije infrarood.

De resultaten in hoofdstukken 4 en 5 laten zien dat heldere Lyα stralers vaak uit meerdere losse componenten bestaan en dat ze bronnen van hete, ioniserende straling bevatten, zoals groepen van jonge, metaal-arme sterren of actieve supermassive zwarte gaten. Het helderste sterrenstelsel dat we gevonden hebben, COSMOS Redshift 7 (CR7) genaamd, bestaat uit drie losse sterpopulaties, omgeven door een grote wolk van neutraal waterstof die door een galactische wind wordt weggedreven (zie Figuur D). Toen we CR7 in 2015 voor het eerst in detail bekeken, wezen de waarnemingen erop dat CR7 zeer jonge sterren bevatte met extreem lage metaal-gehaltes. Daaropvolgende observaties met de ALMA-telescoop in 2017 (hoofdstuk 5) hebben echter aangetoond dat er wel degelijk zware elementen aanwezig zijn in de verschillende componenten van CR7, aangetoond door waarnemingen van koolstof in het interstellair gas. Dit wijst erop dat het gas in CR7 al chemisch verrijkt is door eerdere generaties van sterren. De gegevens van de ALMA-telescoop hebben tegelijkertijd ook twee extra componenten in CR7 onthuld die HST niet waar kon nemen (deze componenten bevinden zich ongeveer tussen componenten B en C in Figuur D). De meetgegevens van ALMA wijzen erop dat we getuige zijn van het ontstaan van een massief sterrenstelsel in het vroege heelal doordat verschillende kleinere sterrenstelsels fuseren.

(10)

0.43 cm per 0.13 arc sec 3.30769 cm per arcsec

5.410 kpc per arcsec

A C B

YJ Lyα H

CR7

5 kpc

Figure D: Een valse-kleur compositie van CR7 op basis van foto’s gemaakt met de NB921 filter op Subaru/Suprime-cam (Lyα straling, groen) en foto’s met de F110W (YJ) en F160W (H) filters op HST/WFC3 (UV straling, rood en blauw). Deze Figuur laat zien dat de helderste en meest blauwe component A samenvalt met de piek van de Lyα straling. Tegelijkertijd spreidt Lyα straling zich ook uit naar (met name) component B, hetgeen zou kunnen wijzen op ‘resonant scattering’.

De verspreiding van Lyα straling wijst erop dat de drie componenten van CR7 omgeven zijn door een wolk neutraal waterstof. Hoewel de kleuren van componenten B en C onzeker zijn, wijzen ze erop dat component A het blauwst is (en daarom het jongst). De afstand tussen de verschillende componenten is ongeveer 5 kpc (16 duizend lichtjaar), ongeveer een zesde van de diameter van de huidige Melkweg. Deze figuur is ook te vinden als Figuur 4.7 in hoofdstuk 4.

Hoofdstuk 6 presenteert de eigenschappen van een ander eigenaardig, extreem helder sterrenstelsel dat zich relatief in de buurt van CR7 bevindt, COLA1 genaamd (Hu et al. 2016). Het complexe dubbel gepiekte Lyα profiel (weergegeven in Figuur B) van dit sterrenstelsel lijkt heel erg op de Lyα profielen die pas veel later in de geschiedenis van het heelal ontstaan. Het profiel wijst erop dat dit sterrenstelsel omgeven wordt door een grote regio van ge¨ıoniseerd waterstof waarin nauwelijks neutraal waterstof aanwezig is, iets dat voorheen onmogelijk geacht werd op de roodverschuiving waarop COLA1 waargenomen wordt. Dit sterrenstelsel is daardoor het eerste object dat direct bewijs levert dat het neutrale waterstofgas rondom sterrenstelsels ge¨ıoniseerd wordt door sterren in deze sterrenstelsels, en dat de eerste generaties sterren een belangrijke bijdrage hadden in het reionisatie-tijdperk.

Kalibratie van ioniserende en Lyman-α straling (Hoofdstukken 7-9)

Op dit moment zijn spectroscopische waarnemingen van sterrenstelsels in het vroege heelal (z>3, de eerste 3 miljard jaar) vaak gelimiteerd tot de Lyα emissie- lijn, waarvan de helderheid lastig te interpreteren is omdat de escape fractie (het percentage van het geproduceerde Lyα licht dat uit sterrenstelsels ontsnapt) onbekend is. Bovendien is de gerelateerde Lyman-Continuum escape fractie

(11)

(het aantal ioniserende fotonen dat uit sterrenstelsels ontsnapt) een belangrijke eigenschap van sterrenstelsels om te beoordelen wat hun contributie is tot het reionisatie-budget. Beide escape fracties zijn extreem lastig te meten in de eerste 3 miljard jaar, doordat Lyα straling en ioniserende fotonen op hun weg tussen sterrenstelsels en onze telescopen geabsorbeerd worden door tussenliggend gas en doordat het lastig is de intrinsieke helderden nauwkeurig te bepalen. Het is daarom belangrijk om kalibraties te vinden tussen de escape fracties en andere eigenschappen van sterrenstelsels die wel eenvoudig gemeten kunnen worden.

Om dit te doen hebben we een project ontworpen dat zowel ioniserende fotonen, Lyα straling en Hα straling kan meten voor sterrenstelsels op een afstand van z= 2.2, het tijdperk waarop de stervormingsgeschiedenis in het heelal op haar hoogtepunt was. De sterkte van Hα straling is direct gerelateerd aan het aantal ioniserende fotonen dat een sterrenstelsel produceert en kan daarom gebruikt worden om de intrinsieke Lyα en Lyman-Continuum helderheid te meten, die vervolgens gebruikt wordt om de escape fractie te meten. Deze metingen gebruiken een specifieke combinatie van smalband filters, die speciaal voor dit project ontworpen zijn (zie hoofdstukken 7 en 9). De UV metingen zijn gedaan met behulp van de GALEX satelliet en zijn beschreven in hoofdstuk 8.

Deze hoofdstukken laten zien dat er individuele objecten bestaan met zeer hoge escape fracties (met name Lyα escape fracties). De gemiddelde escape fracties zijn echter erg laag, gemiddeld rond de 2 %. We vinden dat de Lyα escape fractie anti-correlateert met de massa en groeisnelheid van sterrenstelsels en dat de escape fractie hoger is voor sterrenstelsels waarin minder stof aanwezig is.

Hoofdstuk 7 laat bovendien zien dat het merendeel van de Lyα fotonen op grote afstanden van sterrenstelsels ontsnapt door ‘resonant scattering’ in neutraal waterstof dat zich rondom sterrenstelsels bevindt. In hoofdstuk 8 presenteren we een voorspelling dat de effici¨entie waarmee sterrenstelsels ioniserende fotonen produceren hoger was in het vroege heelal, hetgeen de bijdrage van vroege sterrenstelsels tot het reionisatie-budget vergroot.

Spreiding in schalingsrelaties van sterrenstelsels (Hoofdstukken 10-12) Grote waarneemprojecten hebben laten zien dat sterrenstelsels zich aan relatief nauwe schalingsrelaties houden, zoals de relatie tussen de stellaire massa en de metalliciteit en de relatie tussen stellaire massa en groeisnelheid.Volgens deze relaties kunnen de groeisnelheid en metalliciteit binnen een factor twee nauwkeurig geschat worden op basis van enkel de stellaire massa. Het is echter onduidelijk wat de oorsprong is van deze relaties.

Om schalingsrelaties beter te begrijpen, hebben we gekeken naar welke fy- sische processen er juist voor zorgen dat sterrenstelsels van schalingsrelaties af worden gedreven. Dit hebben we gedaan door te kijken naar de eigenschappen van gesimuleerde sterrenstelsels in de EAGLE simulatie.

In hoofdstuk 10 hebben we onderzocht welke eigenschap van donkere materie structuren het rendement van de vorming van sterren in sterrenstelsels be¨ınvloedt. Sterrenstelsels met een relatief grote stellaire massa (voor hun

(12)

Stellaire massa

Relatievegroeisnelheid

Melkweg

[O/Fe]gas

Figure E: De relatie tussen de relatieve groeisnelheid (de groeisnelheid gedeeld door de huidige stellaire massa) en huidige stellaire massa van sterrenstelsels in het hedendaagse heelal in de EAGLE simulatie. De kleur van elk vak toont de gemiddelde massa-fractie van zuurstof en ijzer in het interstellair gas waaruit nieuwe sterren ontstaan. De zuurstof/ijzer ratio in de zon is met een zwarte lijn in de kleurenbalk aangegeven. Deze figuur laat zien dat de sterren die nu gevormd worden in sterrenstelsels met een hoge massa (rechtsonder) of een relatief hoge groeisnelheid (linksboven) relatief veel zuurstof hebben in vergelijking met ijzer. De huidige massa en groeisnelheid van de Melkweg is aangegeven met een zwarte ster. Deze figuur is ook te vinden als Figuur 12.3 in hoofdstuk 12.

donkere materie massa) hadden een hoog rendement, terwijl sterrenstelsels met een laag rendement een relatief lage stellaire massa hadden. Om achter de oorzaak van verschil in rendementen te komen, hebben we het stervormingsrendement gecorreleerd met eigenschappen van ‘sterrenstelsels’ in een simulatie waarin enkel donkere materie aanwezig is. Deze simulatie heeft precies dezelfde initi¨ele condities als de EAGLE simulatie (het is dus een simulatie van hetzelfde universum), maar er vindt geen stervorming plaats. Dit is noodzake- lijk om oorzaak en gevolg te kunnen scheiden en te kunnen onderzoeken welke verschillen in donkere materie eigenschappen leiden tot verschillen in stellaire massa.

We vinden dat het stervormingsrendement sterk afhankelijk is van de massaverdeling van de donkere materie structuur en het tijdstip waarop de structuur gevormd is. Dit betekent dat zowel de massa van donkere materie als de verdeling van die massa (en dus de bindingsenergie) de meest fundamentele eigenschap is die de stellaire massa van sterrenstelsels bepaalt. We vinden echter ook dat een groot deel van de spreiding niet verklaard kan worden door eigenschappen van de ”dark matter only” simulatie. Dit wijst erop dat de vorming van sterrenstelsels deels een chaotisch proces is.

De stellaire massa die een sterrenstelsel heeft in het hedendaagse heelal is het resultaat van een groei die 13.7 miljard jaar duurde. Dit zegt echter niet

(13)

direct iets over de mate waarin sterrenstelsels nu nieuwe sterren produceren (de groeisnelheid). In hoofdstuk 11 focussen we daarom op de spreiding in de relatie tussen de huidige stellaire massa van sterrenstelsels en hun groeisnelheid.

We onderzoeken in dit hoofdstuk ook hoe de groei-geschiedenissen van sterrenstelsels verschillen. Hoewel de groeisnelheid van sterrenstelsels sterk varieert (met een factor≈ 2) op relatief korte tijdschalen, is er een mate van coherentie tussen de huidige groeisnelheid en de historie van een sterrenstelsel, veroorzaakt door verschillen in formatie tijd van donkere materie structuren. Sterrenstelsels die op dit moment een relatief hogere groeisnelheid hebben (in vergelijking met sterrenstelsels met eenzelfde stellaire massa), hebben een grotere kans dat ze in de afgelopen ∼ 7 miljard jaar ook een relatief hogere groeisnelheid hebben gehad en vice versa.

Coherente groeisnelheden hebben gevolgen voor de chemische evolutie van sterrenstelsels doordat verschillende elementen op verschillende tijdschalen geproduceerd worden. In hoofdstuk 12 bekijken we met name hoe de verhouding tussen zuurstof (en andere zogenaamde α-elementen, waaronder ook magne- sium en calcium) en ijzer verschilt per sterrenstelsel. Zuurstof wordt uitsluitend geproduceerd in de supernova explosies van sterren zwaarder dan acht zons- massa’s, terwijl ijzer ook een contributie heeft van sterren met lagere massa (in het bijzonder van type Ia supernovae die ontstaan in dubbelsterren). Aangezien massieve sterren relatief kort leven, wordt interstellair gas op relatief korte tijd- schaal verrijkt met zuurstof. IJzer wordt deels geproduceerd door sterren die lang leven, waardoor de verrijking van ijzer langer duurt.

Sterrenstelsels die op dit moment relatief snel groeien, hebben dit ook in het verleden gedaan. Daardoor zijn ze in een relatief korter tijdsbestek gevormd in vergeleken met sterrenstelsels met een langzamere groeisnelheid. Hierdoor bevatten sterrenstelsels die snel groeien relatief weinig ijzer in vergelijking met zuurstof. Sterrenstelsels die relatief langzaam groeien bevatten juist relatief veel ijzer en hebben als gevolg een lage α-verrijking. Dit is weergeven in Figuur E.

We voorspellen daarom dat sterrenstelsels in het huidige heelal op een nauwe drie dimensionale schalingsrelatie liggen tussen stellaire massa, groeisnelheid en α-verrijking. Deze relatie heeft belangrijke gevolgen voor de interpretatie van waarnemingen van sterrenstelsels. Terwijl zuurstof het eenvoudigst te meten is in het gas van verre sterrenstelsels, is het ijzer-gehalte het belangrijkst in het bepalen van de eigenschappen van sterren. Systematische variaties in de zuurstof-tot-ijzer ratio kunnen daarom tot belangrijke onzekerheden leiden. Het is daarom belangrijk om deze relatie te toetsen met toekomstige waarnemingen.

Conclusie & Vooruitblik

Tenslotte blikken we terug op wat we geleerd hebben en werpen we een blik vooruit naar wat er nog gedaan kan worden. In dit proefschrift hebben we een aantal zeldzame heldere sterrenstelsels gevonden die op extreem verre afstanden staan. Hierdoor zien we deze verre sterrenstelsels terwijl het heelal nog jong was en kunnen we metingen doen aan hoe de eerste sterren en sterrenstelsels ontstonden. Hoewel er al indicaties zijn dat de sterren die in deze

(14)

sterrenstelsels leefden groter, zwaarder en heter waren dan de sterren die we nu om ons heen zien, zijn hun precieze eigenschappen nog onduidelijk. De eigenschappen van sterren in deze sterrenstelsels zullen met toekomstige telescopen in detail bestudeerd kunnen worden, met name de Extremely Large Tele- scope die nu in Chili gebouwd wordt en de James Webb Space Telescope die binnen enkele jaren gelanceerd zal worden. Deze telescopen zullen ook onthullen of er zwarte gaten aanwezig zijn in deze jonge sterrenstelsels, en zo ja, hoe massief deze waren. Met behulp van de ALMA telescoop hebben we gezien dat sterrenstelsels ontstonden doordat verschillende kleinere sterrenstelsels samenklonter- den in een redelijk chaotisch proces. De metingen met ALMA toonden ook aan dat er koolstof aanwezig was in het CR7 sterrenstelsel. Dit koolstof moet dus redelijk snel in de geschiedenis van het heelal zijn geproduceerd. In de toekomst is het belangrijk te meten in welke mate andere elementen als zuurstof, stikstof en ijzer in CR7 en andere sterrenstelsels aanwezig waren. Deze informatie kan gebruikt worden om de eigenschappen van de sterren die deze elementen geproduceerd hebben te berekenen.

Ik zal mij ook richten op gedetailleerde waarnemingen van sterrenstelsels die iets dichterbij staan, omdat hiervoor niet per se nieuwe telescopen nodig zijn. Dit zijn sterrenstelsels die we gevonden hebben met de Isaac Newton Telescope op La Palma. Hoewel deze sterrenstelsels erg lijken op de allereerste sterrenstelsels die in het heelal ontstonden, zien we deze sterrenstelsels terwijl het heelal al drie miljard jaar oud was. Met behulp van de Very Large Telescope is het mogelijk om te meten in hoeverre elementen als koolstof, zuurstof en stikstof aanwezig zijn in deze sterrenstelsels en wat voor soort sterren hiervoor verantwoordelijk waren.

Een ander onderdeel van dit proefschrift was de studie van de eigenschappen van sterrenstelsels in geavanceerde computersimulaties. We hebben gevonden dat een deel van de verschillen in sterrenstelsels terug te voeren zijn tot het tijdstip waarop sterrenstelsels begonnen te vormen, die weer teruggeleid kan worden tot de initi¨ele condities in het zeer vroege heelal. Het is niet eenvoudig om de formatietijd te meten, maar met behulp van de simulatie heb ik wel een aantal gerelateerde voorspellingen kunnen doen die uit de resultaten volgden.

Een van die voorspellingen is dat de huidige groeisnelheid van sterrenstelsels afhangt van de groei-geschiedenis en van de α-verrijking. Dit kan in de toekomst getest worden door de groei-geschiedenis van sterrenstelsels te reconstrueren en door de α-verrijking te meten. Dit kan zeker gedaan worden met behulp van gegevens van sterrenstelsels die andere internationale teams nu vergaren. Het is misschien zelfs al mogelijk om dit met huidige, publiek beschikbare data te doen.

Op dit moment onderzoek ik of er ook connecties zijn tussen de formatietijd en de groei van supermassieve zwarte gaten. In de toekomst ga ik mij met name richten op het testen van voorspellingen omtrent de correlatie tussen de huidige groeisnelheid en de α-verrijking van sterrenstelsels.

(15)