TY - JOUR A1 - Becker, George D. A1 - D'Aloisio, Anson A1 - Christenson, Holly M. A1 - Zhu, Yongda A1 - Worseck, Gábor A1 - Bolton, James S. T1 - The mean free path of ionizing photons at 5 < z < 6 BT - evidence for rapid evolution near reionization JF - Monthly notices of the Royal Astronomical Society N2 - The mean free path of ionizing photons, lambda(mfp), is a key factor in the photoionization of the intergalactic medium (IGM). At z greater than or similar to 5, however, lambda(mfp) may be short enough that measurements towards QSOs are biased by the QSO proximity effect. We present new direct measurements of lambda(mfp) that address this bias and extend up to z similar to 6 for the first time. Our measurements at z similar to 5 are based on data from the Giant Gemini GMOS survey and new Keck LRIS observations of low-luminosity QSOs. At z similar to 6 we use QSO spectra from Keck ESI and VLT X-Shooter. We measure lambda(mfp) = 9.09(-1.28)(+1.62) proper Mpc and 0.75(-0.45)(+0.65) proper Mpc (68 percent confidence) at z = 5.1 and 6.0, respectively. The results at z = 5.1 are consistent with existing measurements, suggesting that bias from the proximity effect is minor at this redshift. At z = 6.0, however, we find that neglecting the proximity effect biases the result high by a factor of two or more. Our measurement at z = 6.0 falls well below extrapolations from lower redshifts, indicating rapid evolution in lambda(mfp) over 5 < z < 6. This evolution disfavours models in which reionization ended early enough that the IGM had time to fully relax hydrodynamically by z = 6, but is qualitatively consistent with models wherein reionization completed at z = 6 or even significantly later. Our mean free path results are most consistent with late reionization models wherein the IGM is still 20 percent neutral at z = 6, although our measurement at z = 6.0 is even lower than these models prefer. KW - intergalactic medium KW - quasars: absorption lines KW - cosmology: observations KW - dark ages KW - large-scale structure of Universe KW - reionization KW - first stars Y1 - 2021 U6 - https://doi.org/10.1093/mnras/stab2696 SN - 0035-8711 SN - 1365-2966 VL - 508 IS - 2 SP - 1853 EP - 1869 PB - Oxford Univ. Press CY - Oxford ER - TY - JOUR A1 - Khrykin, Ilya S. A1 - Hennawi, Joseph F. A1 - Worseck, Gabor T1 - Evidence for short similar to 1 Myr lifetimes from the He II proximity zones of z similar to 4 quasars JF - Monthly notices of the Royal Astronomical Society N2 - The duration of quasar accretion episodes is a key quantity for distinguishing between models for the formation and growth of supermassive black holes, the evolution of quasars, and their potential feedback effects on their host galaxies. However, this critical time-scale, often referred to as the quasar lifetime, is still uncertain by orders of magnitude (⁠tQ≃0.01Myr−1Gyr⁠). Absorption spectra of quasars exhibiting transmission in the He  II Ly α forest provide a unique opportunity to make precise measurements of the quasar lifetime. Indeed, the size of a quasar’s He  II proximity zone, the region near the quasar where its own radiation dramatically alters the ionization state of the surrounding intergalactic medium (IGM), depends sensitively on its lifetime for tQ≲30Myr⁠, comparable to the expected e-folding time-scale for SMBH growth tS=45Myr⁠. In this study, we compare the sizes of He  II proximity zones in the Hubble Space Telescope (HST) spectra of six z ∼ 4 quasars to theoretical models generated by post-processing cosmological hydrodynamical simulations with a 1D radiative transfer algorithm. We introduce a Bayesian statistical method to infer the lifetimes of individual quasars which allows us to fully marginalize over the unknown ionization state of the surrounding IGM. We measure lifetimes 0.63+0.82−0.40 Myr and 5.75+4.72−2.74 Myr for two objects. For the other four quasars, large redshift uncertainties undermine our sensitivity allowing us to only place upper or lower limits. However, a joint analysis of these four systems yields a measurement of their average lifetime of ⟨tQ⟩=1.17+1.77−0.84 Myr. We discuss our short ∼1Myr inferred lifetimes in the context of other quasar lifetime constraints and the growth of SMBHs. KW - intergalactic medium KW - quasars: general KW - dark ages KW - reionization KW - first star Y1 - 2019 U6 - https://doi.org/10.1093/mnras/stz135 SN - 0035-8711 SN - 1365-2966 VL - 484 IS - 3 SP - 3897 EP - 3910 PB - Oxford University Press CY - Oxford ER - TY - THES A1 - Kerutt, Josephine Victoria T1 - The high-redshift voyage of Lyman alpha and Lyman continuum emission as told by MUSE T1 - Die Reise der Lyman alpha- und Lyman Kontinuumsemission bei hoher Rotverschiebung erzählt von MUSE N2 - Most of the matter in the universe consists of hydrogen. The hydrogen in the intergalactic medium (IGM), the matter between the galaxies, underwent a change of its ionisation state at the epoch of reionisation, at a redshift roughly between 6>z>10, or ~10^8 years after the Big Bang. At this time, the mostly neutral hydrogen in the IGM was ionised but the source of the responsible hydrogen ionising emission remains unclear. In this thesis I discuss the most likely candidates for the emission of this ionising radiation, which are a type of galaxy called Lyman alpha emitters (LAEs). As implied by their name, they emit Lyman alpha radiation, produced after a hydrogen atom has been ionised and recombines with a free electron. The ionising radiation itself (also called Lyman continuum emission) which is needed for this process inside the LAEs could also be responsible for ionising the IGM around those galaxies at the epoch of reionisation, given that enough Lyman continuum escapes. Through this mechanism, Lyman alpha and Lyman continuum radiation are closely linked and are both studied to better understand the properties of high redshift galaxies and the reionisation state of the universe. Before I can analyse their Lyman alpha emission lines and the escape of Lyman continuum emission from them, the first step is the detection and correct classification of LAEs in integral field spectroscopic data, specifically taken with the Multi-Unit Spectroscopic Explorer (MUSE). After detecting emission line objects in the MUSE data, the task of classifying them and determining their redshift is performed with the graphical user interface QtClassify, which I developed during the work on this thesis. It uses the strength of the combination of spectroscopic and photometric information that integral field spectroscopy offers to enable the user to quickly identify the nature of the detected emission lines. The reliable classification of LAEs and determination of their redshifts is a crucial first step towards an analysis of their properties. Through radiative transfer processes, the properties of the neutral hydrogen clouds in and around LAEs are imprinted on the shape of the Lyman alpha line. Thus after identifying the LAEs in the MUSE data, I analyse the properties of the Lyman alpha emission line, such as the equivalent width (EW) distribution, the asymmetry and width of the line as well as the double peak fraction. I challenge the common method of displaying EW distributions as histograms without taking the limits of the survey into account and construct a more independent EW distribution function that better reflects the properties of the underlying population of galaxies. I illustrate this by comparing the fraction of high EW objects between the two surveys MUSE-Wide and MUSE-Deep, both consisting of MUSE pointings (each with the size of one square arcminute) of different depths. In the 60 MUSE-Wide fields of one hour exposure time I find a fraction of objects with extreme EWs above EW_0>240A of ~20%, while in the MUSE-Deep fields (9 fields with an exposure time of 10 hours and one with an exposure time of 31 hours) I find a fraction of only ~1%, which is due to the differences in the limiting line flux of the surveys. The highest EW I measure is EW_0 = 600.63 +- 110A, which hints at an unusual underlying stellar population, possibly with a very low metallicity. With the knowledge of the redshifts and positions of the LAEs detected in the MUSE-Wide survey, I also look for Lyman continuum emission coming from these galaxies and analyse the connection between Lyman continuum emission and Lyman alpha emission. I use ancillary Hubble Space Telescope (HST) broadband photometry in the bands that contain the Lyman continuum and find six Lyman continuum leaker candidates. To test whether the Lyman continuum emission of LAEs is coming only from those individual objects or the whole population, I select LAEs that are most promising for the detection of Lyman continuum emission, based on their rest-frame UV continuum and Lyman alpha line shape properties. After this selection, I stack the broadband data of the resulting sample and detect a signal in Lyman continuum with a significance of S/N = 5.5, pointing towards a Lyman continuum escape fraction of ~80%. If the signal is reliable, it strongly favours LAEs as the providers of the hydrogen ionising emission at the epoch of reionisation and beyond. N2 - Die Materie zwischen den Galaxien im Universum, das sogenannte intergalaktische Medium, besteht zum größten Teil aus Wasserstoff, welcher sich zusammensetzt aus einem Proton und einem Elektron. Etwa ~10^8 Jahre nach dem Urknall änderte sich der Ionisationszustand des Wasserstoffs im intergalaktischen Medium. Durch Strahlung wurden Proton und Elektronen getrennt, der Wasserstoff wurde ionisiert. Die Strahlung mit der nötigen Energie um Wasserstoff zu ionisieren nennt man Lyman Kontinuum Strahlung. Woher diese stammt ist bis heute eine offene Frage. In der vorliegenden Arbeit diskutiere ich die wahrscheinlichsten Kandidaten für die Emission dieser ionisierenden Strahlung: die Lyman alpha Emitter (LAE), eine Gruppe von Galaxien die man im frühen Universum antrifft. Hat nämlich ein Lyman Kontinuum Photon ein Wasserstoffatom ionisiert, kommt es häufig vor, dass sich Proton und Elektron wieder zu einem neutralen Wasserstoffatom verbinden. Bei diesem Prozess wird dann ein Lyman alpha Photon freigesetzt, was den LAE ihren Namen gibt. Da wir in den Spektren dieser Galaxien die Lyman alpha Photonen beobachten können, deren Voraussetzung die Existenz von Lyman Kontinuum Emission in der Galaxie ist, liegt es nahe anzunehmen, dass die Lyman Kontinuum Emission auch in das intergalaktische Medium vordringen kann um den Wasserstoff dort ebenfalls zu ionisieren. Durch diesen Mechanismus sind Lyman alpha und Lyman-Kontinuumsstrahlung eng miteinander verbunden und werden in dieser Arbeit beide untersucht, um die Eigenschaften von Galaxien im frühen Universum und den Zustand des Wasserstoffs im intergalaktischen Medium besser zu verstehen. Der erste Schritt ist jedoch die Detektion und korrekte Klassifizierung von LAE. Dafür benutze ich Daten des Multi-Unit Spectroscopic Explorer (MUSE), ein Instrument mit dem Beobachtungen möglich sind, die zwei räumliche Dimensionen mit einer spektralen Dimension verbinden. Somit ist in jedem Pixel der Daten ein Spektrum zur Verfügung, in dem nach Emissionslinien gesucht werden kann. Nach der Detektion von Emissionslinien in den MUSE-Daten wird die Aufgabe der Klassifizierung von der grafischen Benutzeroberfläche QtClassify unterstützt, die ich in dieser Arbeit entwickelt habe. Sie bietet dem Benutzer eine schnelle und übersichtliche Identifizierung der gefundenen Emissionslinien, was einen entscheidenden ersten Schritt zur Analyse der Eigenschaften der LAE darstellt. Da Lyman alpha Photonen in neutralem Wasserstoff, der im Inneren von Galaxien in Gaswolken vorkommt, gestreut wird, verändert sich die Form der Lyman alpha Emissionslinie im Spektrum. Nachdem also die LAE mit Hilfe von QtClassify identifiziert werden konnten, analysiere ich die Lyman alpha Linie hinsichtlich ihrer Breite, ihrer Symmetrie und ihrer Stärke und suche nach Doppellinien, die Hinweise auf die Kinematik der Wasserstoff Gaswolken geben. Besonders wichtig dabei ist die Stärke der Linie im Vergleich zum restlichen Spektrum, die sogenannte Äquivalentbreite. Dabei zeige ich, dass die übliche Methode die Verteilung der Äquivalentbreiten als Histogramme darzustellen ohne die Detektionsgrenzen der Beobachtungen miteinzubeziehen keine Aussage über die Eigenschaften der LAE, sondern lediglich über die Grenzen der Beobachtungen treffen. Daher konstruiere ich eine unabhängigere Verteilungsfunktion, die diese Grenzen mit einbezieht. Ich verdeutliche dies durch einen Vergleich des Anteils von Objekten mit hoher Äquivalentbreite in zwei verschiedenen Datensätzen, die auf Beobachtungen mit unterschiedlicher Belichtungszeit beruhen. Dabei finde ich in dem Datensatz mit der kürzeren Belichtungszeit einen Anteil von ~20% an Objekten mit hohen Äquivalentbreiten (über >240A) und nur ~1% im Datensatz mit der zehnfach längeren Belichtungszeit obwohl die Eigenschaften der LAE gleich sind. Zudem finde ich eine Galaxie mit einer Äquivalentbreite der Lyman alpha Linie von 600 +- 110A, was auf eine ungewöhnliche Sternpopulation hindeutet. Als letzten Schritt suche ich in den klassifizierten LAE nach Lyman Kontinuum, was für die Ionisierung des Wasserstoffs im intergalaktischen Medium verantwortlich ist, und untersuche den Zusammenhang zwischen der Lyman alpha und der Lyman Kontinuumsstrahlung. Um das Lyman Kontinuum detektieren zu können benutze ich Daten des Hubble-Weltraumteleskops (HST) und finde sechs Lyman Kontinuum Kandidaten unter den LAE. Um zu testen ob die Lyman Kontinuumsstrahlung lediglich von diesen Objekten ausgeht oder auch im der Gesamtheit der LAE zu finden ist, addiere ich die Daten des HST und finde ein Signal, was darauf hindeutet, dass ~80% der Lyman Kontinuumsstrahlung aus den Galaxien entkommen und in das intergalaktische Medium vordringen kann. Wenn das gefundene Signal zuverlässig ist deutet es darauf hin, dass in der Tat LAE für die Ionisierung des Wasserstoffs im Universum verantwortlich sein könnten. KW - astronomy KW - LAEs KW - reionization KW - Lyman alpha KW - Lyman continuum KW - VLT/MUSE KW - emission line classification KW - QtClassify KW - LAEs KW - Lyman alpha KW - Lyman Kontinuum KW - QtClassify KW - VLT/MUSE KW - Astronomie KW - Emissionslinienklassifikation KW - Reionisierung Y1 - 2019 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-478816 ER - TY - THES A1 - Hutter, Anne T1 - Unveiling the epoch of reionization by simulations and high-redshift galaxies T1 - Untersuchungen der Epoche der Reionisation mithilfe von Simulationen und Beobachtungen hoch rotverschobener Galaxien N2 - The Epoch of Reionization marks after recombination the second major change in the ionization state of the universe, going from a neutral to an ionized state. It starts with the appearance of the first stars and galaxies; a fraction of high-energy photons emitted from galaxies permeate into the intergalactic medium (IGM) and gradually ionize the hydrogen, until the IGM is completely ionized at z~6 (Fan et al., 2006). While the progress of reionization is driven by galaxy evolution, it changes the ionization and thermal state of the IGM substantially and affects subsequent structure and galaxy formation by various feedback mechanisms. Understanding this interaction between reionization and galaxy formation is further impeded by a lack of understanding of the high-redshift galactic properties such as the dust distribution and the escape fraction of ionizing photons. Lyman Alpha Emitters (LAEs) represent a sample of high-redshift galaxies that are sensitive to all these galactic properties and the effects of reionization. In this thesis we aim to understand the progress of reionization by performing cosmological simulations, which allows us to investigate the limits of constraining reionization by high-redshift galaxies as LAEs, and examine how galactic properties and the ionization state of the IGM affect the visibility and observed quantities of LAEs and Lyman Break galaxies (LBGs). In the first part of this thesis we focus on performing radiative transfer calculations to simulate reionization. We have developed a mapping-sphere-scheme, which, starting from spherically averaged temperature and density fields, uses our 1D radiative transfer code and computes the effect of each source on the IGM temperature and ionization (HII, HeII, HeIII) profiles, which are subsequently mapped onto a grid. Furthermore we have updated the 3D Monte-Carlo radiative transfer pCRASH, enabling detailed reionization simulations which take individual source characteristics into account. In the second part of this thesis we perform a reionization simulation by post-processing a smoothed-particle hydrodynamical (SPH) simulation (GADGET-2) with 3D radiative transfer (pCRASH), where the ionizing sources are modelled according to the characteristics of the stellar populations in the hydrodynamical simulation. Following the ionization fractions of hydrogen (HI) and helium (HeII, HeIII), and temperature in our simulation, we find that reionization starts at z~11 and ends at z~6, and high density regions near sources are ionized earlier than low density regions far from sources. In the third part of this thesis we couple the cosmological SPH simulation and the radiative transfer simulations with a physically motivated, self-consistent model for LAEs, in order to understand the importance of the ionization state of the IGM, the escape fraction of ionizing photons from galaxies and dust in the interstellar medium (ISM) on the visibility of LAEs. Comparison of our models results with the LAE Lyman Alpha (Lya) and UV luminosity functions at z~6.6 reveals a three-dimensional degeneracy between the ionization state of the IGM, the ionizing photons escape fraction and the ISM dust distribution, which implies that LAEs act not only as tracers of reionization but also of the ionizing photon escape fraction and of the ISM dust distribution. This degeneracy does not even break down when we compare simulated with observed clustering of LAEs at z~6.6. However, our results show that reionization has the largest impact on the amplitude of the LAE angular correlation functions, and its imprints are clearly distinguishable from those of properties on galactic scales. These results show that reionization cannot be constrained tightly by exclusively using LAE observations. Further observational constraints, e.g. tomographies of the redshifted hydrogen 21cm line, are required. In addition we also use our LAE model to probe the question when a galaxy is visible as a LAE or a LBG. Within our model galaxies above a critical stellar mass can produce enough luminosity to be visible as a LBG and/or a LAE. By finding an increasing duty cycle of LBGs with Lya emission as the UV magnitude or stellar mass of the galaxy rises, our model reveals that the brightest (and most massive) LBGs most often show Lya emission. Predicting the Lya equivalent width (Lya EW) distribution and the fraction of LBGs showing Lya emission at z~6.6, we reproduce the observational trend of the Lya EWs with UV magnitude. However, the Lya EWs of the UV brightest LBGs exceed observations and can only be reconciled by accounting for an increased Lya attenuation of massive galaxies, which implies that the observed Lya brightest LAEs do not necessarily coincide with the UV brightest galaxies. We have analysed the dependencies of LAE observables on the properties of the galactic and intergalactic medium and the LAE-LBG connection, and this enhances our understanding of the nature of LAEs. N2 - Die Epoche der Reionisation markiert die nach der Rekombination zweite grundlegende Änderung des Ionisationszustandes des Universums, nämlich den Übergang von einem neutralen zu einem ionisierten Zustand. Die Epoche der Reionisation beginnt mit dem Erscheinen der ersten Sterne und Galaxien. Von den Galaxien ausgesendete energiereiche Photonen durchdringen das intergalaktische Medium (IGM) und ionisieren den vorhandenen Wasserstoff schrittweise, bis das IGM bei z~6 (Fan et al., 2006) vollständig ionisiert ist. Während der Verlauf der Reionisation zum einen durch die Galaxienentwicklung bestimmt wird, verändert die Reionisation zum anderen den Ionisations- und thermischen Zustand des IGMs und beeinflusst damit die darauffolgende Struktur- und Galaxienentwicklung durch verschiedene Rückkopplungsmechanismen. Die geringen Kenntnisse der Eigenschaften von Galaxien bei hohen Rotverschiebungen wie der Staubverteilung und des Anteils an ionisierenden Photonen, die die Galaxien verlassen können, erschweren jedoch das Verständnis des Wechselspiels zwischen Reionisation und Galaxienentwicklung. Lyman Alpha Emitter (LAE) stellen Galaxien bei hoher Rotverschiebung dar, deren Sichtbarkeit diesen Eigenschaften und den Effekten der Reionisa\-tion unterliegen. Diese Arbeit zielt darauf ab, den Verlauf der Reionisation anhand von kosmologischen Simulationen zu verstehen. Insbesondere interessiert, inwieweit der Verlauf der Reionisation durch Galaxien bei hohen Rotverschiebungen eingeschränkt werden kann, und wie die Eigenschaften der Galaxien und der Ionisationszustand des IGMs die Sichtbarkeit und die beobachtbaren Größen der LAE und Lyman Break Galaxien (LBG) beeinflussen können. Im ersten Teil dieser Arbeit werden verschiedene Ansätze zur Lösung des Strahlungstransportes neu- und weiterentwickelt mit dem Ziel, die Epoche der Reionisation zu simulieren. Dazu wurde zum einen eine Methode entwickelt, die als Berechnungsgrundlage sphärisch gemittelte Temperatur- und Dichtefelder benutzt. Mithilfe des in dieser Arbeit entwickelten eindimensionalen Strahlungstransportcodes werden die Auswirkungen jeder Quelle auf die dementsprechenden Temperatur- und Ionisa\-tionsprofile (HII, HeII, HeIII) berechnet und diese auf ein Gitter abgebildet. Zum anderen wurde der dreidimensionale Monte-Carlo-Strahlungstransportcode pCRASH so erweitert, sodass detaillierte Reionisationsimulationen, die individulle Quelleneigenschaften berücksichtigen, durchgeführt werden können. Im zweiten Teil dieser Arbeit wird die Epoche der Reionisation in sich konsistent simuliert, indem aufbauend auf einer gasdynamischen Simulation (smoothed particle hydrodynamics (SPH), GADGET-2) mithilfe von pCRASH Strahlungstransportrechnungen ausgeführt werden. Dabei werden die ionisierenden Quellen gemäß der Eigenschaften der Sternpopulationen in der gasdynamischen Simulation modelliert. Die Entwicklung der IGM-Ionisationsanteile an Wasserstoff (HII) und Helium (HeII, HeIII) sowie der Temperatur werden in der Simulation verfolgt. Es zeigt sich, dass Reionisation erstens bei z~11 beginnt und bei z~6 endet, und zweitens von überdichten zu unterdichten Gebieten des Kosmos hin verläuft. Im dritten Teil der Arbeit werden kosmologische SPH - und Strahlungstransportsimulationen mit einem physikalisch motivierten, selbst-konsistenten Modell für LAEs kombiniert, um den Einfluss des Ionisationszustandes des IGMs, des Anteils der ionisierenden Photonen, die die Galaxien verlassen können, und der Staubverteilung im interstellaren Medium (ISM) auf die sichtbaren Eigenschaften der LAEs zu verstehen. Der Vergleich der Simulationsergebnisse mit den beobachteten LAE Lyman Alpha- und UV-Leuchtkraftfunktionen bei z~6.6 offenbart eine dreidimensionale Entartung zwischen dem Ionisationszustand des IGMs, dem Anteil der ionisierenden Photonen, die die Galaxien verlassen können, und der Staubverteilung im ISM. Dies bedeutet, dass die Sichtbarkeit von LAEs nicht nur ein Indikator für den Ionisationszustand des IGM ist, sondern auch für den Anteil an ionisierenden Photonen, die die Galaxien verlassen können, und für die Staubverteilung im ISM. Diese Entartung lässt sich auch nicht auflösen, wenn Simulations- und Beobachtungsdaten der räumlichen Verteilung der LAEs bei z~6.6 gemessen mit der winkelabhängigen Zweipunktkorrelationsfunktion verglichen werden. Jedoch zeigt unser Modell, dass die Reionisation den größten Effekt auf die Amplitude der Winkelkorrelation hat und dass sich ihre Spuren klar von den Effekten auf galaktischen Skalen (den Anteil der ionisierenden Photonen, die die Galaxien verlassen können, und der Staubverteilung im ISM) unterscheiden lassen. Somit kann Reionisation nicht alleine durch LAE Beobachtungen eingeschränkt werden, und es werden weitere Beobachtungen, wie z.B. die Tomographie der rotverschobenen 21cm Wasserstofflinie, benötigt. KW - cosmology KW - reionization KW - high-redshift galaxies KW - radiative transfer KW - simulation KW - Kosmologie KW - Reionisation KW - hoch rotverschobene Galaxien KW - Strahlungstransport KW - Simulationen Y1 - 2014 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-76998 ER -