TY - THES A1 - Bouma, Sietske T1 - The circum- and intergalactic medium and its connection to the large scale structure in the nearby universe T1 - Das zirkum- und intergalaktisches Medium und sein Zusammenhang mit der großräumigen Struktur im dem nahen Universum N2 - The majority of baryons in the Universe is believed to reside in the intergalactic medium (IGM). This makes the IGM an important component in understanding cosmological structure formation. It is expected to trace the same dark matter distribution as galaxies, forming structures like filaments and clusters. However, whereas galaxies can be observed to be arranged along these large-scale structures, the spatial distribution of the diffuse IGM is not as easily unveiled. Absorption line studies of quasar (QSO) spectra can help with mapping the IGM, as well as the boundary layer between IGM and galaxies: the circumgalactic medium (CGM). By studying gas in the Local Group, as well as in the IGM, this study aims to get a better understanding of how the gas is linked to the large-scale structure of the local Universe and the galaxies residing in that structure. Chapter 1 gives an introduction to the CGM and IGM, while the methods used in this study are explained in Chapter 2. Chapter 3 starts on a relatively small cosmological scale, namely that of our Local Group, which includes i.a. the Milky Way (MW) and the M31. Within the CGM of the MW, there exist denser clouds, some of which are infalling while others are moving away from the Galactic disc. To study these clouds, 29 QSO spectra obtained with the Cosmic Origins Spectrograph (COS) aboard the Hubble Space Telescope (HST) were analysed. Abundances of Si II, Si III, Si IV, C II, and C IV were measured for 69 HVCs belonging to two samples: one in the direction of the LG’s barycentre and the other in the anti-barycentre direction. Their velocities range from -100 ≥ vLSR ≥ -400 km/s for the barycentre sample and between +100 ≤ vLSR ≤ +300 km/s for the anti-barycentre sample. By using Cloudy models, these data could then be used to derive gas volume densities for the HVCs. Because of the relationship between density and pressure of the ambient medium, which is in turn determined by the Galactic radiation field, the distances of the HVCs could be estimated. From this, a subsample of absorbers located in the direction of M31 was found to exist outside of the MW’s virial radius, their low densities (log nH ≤ -3.54) making it likely for them to be part of the gas in between the MW and M31. No such low-density absorbers were found in the anti-barycentre sample. Our results thus hint at gas following the dark matter potential, which would be deeper between the MW and M31 as they are by far the most massive members of the LG. From this bridge of gas in the LG, this study zooms out to the large-scale structure of the local Universe (z ~ 0) in Chapter 4. Galaxy data from the V8k catalogue and QSO spectra from COS were used to study the relation between the galaxies tracing large-scale filaments and the gas existing outside of those galaxies. This study used the filaments defined in Courtois et al. (2013). A total of 587 Lyman α (Lyα) absorbers were found in the 302 QSO spectra in the velocity range 1070 - 6700 km/s. After selecting sightlines passing through or close to these filaments, model spectra were made for 91 sightlines and 215 (227) Lyα absorbers (components) were measured in this sample. The velocity gradient along each filament was calculated and 74 absorbers were found within 1000 km/s of the nearest filament segment. In order to find whether the absorbers are more tied to galaxies or to the large-scale structure, equivalent widths of the Lyα absorbers were plotted against both galaxy and filament impact parameters. While stronger absorbers do tend to be closer to either galaxies or filaments, there is a large scatter in this relation. Despite this large scatter, this study found that the absorbers do not follow a random distribution either. They cluster less strongly around filaments than galaxies, but stronger than random distributions, as confirmed by a Kolmogorov-Smirnov test. Furthermore, the column density distribution function found in this study has a slope of -β = 1.63±0.12 for the total sample and -β =1.47±0.24 for the absorbers within 1000 km/s of a filament. The shallower slope for the latter subsample could indicate an excess of denser absorbers within the filament, but they are consistent within errors. These values are in agreement with values found in e.g. Lehner et al. (2007); Danforth et al. (2016). The picture that emerges from this study regarding the relation between the IGM and the large-scale structure in the local Universe fits with what is found in other studies: while at least part of the gas traces the same filamentary structure as galaxies, the relation is complex. This study has shown that by taking a large sample of sightlines and comparing the data gathered from those with galaxy data, it is possible to study the gaseous large-scale structure. This approach can be used in the future together with simulations to get a better understanding of structure formation and evolution in the Universe. N2 - Sterne und Galaxien, die das Universum füllen, haben sich alle aus Gas gebildet. Bis heute bleibt der Großteil der baryonischen Materie im Universum im gasförmigen Zustand, und nur ein geringer Anteil davon ist kollabiert, um Sterne und Galaxien entstehen zu lassen. Der Gravitationskollaps folgt den Potentialtöpfen der Dunklen Materie, wodurch sich die großräumige Struktur (large-scale structures, LSS) des Universums formt. Die Galaxien innerhalb dieser Struktur ordnen sich entlang der Schichten, Filamenten und um die Knotenpunkte, wobei die Regionen niedriger Dichte (Voids) dazwischen liegen. Das diffuse Gas füllt diese Strukturen ebenfalls und stellt somit ein Reservoir der baryonischen Materie den Galaxien für die weitere Sternbildung zur Verfügung. Galaxien wiederum reichen das umgebende diffuse Gas an. Darum spielt das Gas um und zwischen Galaxien, das zirkum- bzw. intergalaktisches Medium (circum-/intergalactic medium, CGM/IGM), eine wichtige Rolle in der Entstehung und Entwicklung der Galaxien und LSS im Universum. Ziel dieses Promotionsprojektes ist es, ein besseres Verständnis über die Zusammenhänge zwischen demintergalaktischen Gas und LSS mit darin befindlichen Galaxien im lokalen Universum zu erhalten. Die Verteilung de Gases im IGM ist aufgrund der diffusen Beschaffenheit schwer nachzuweisen. Eine der Möglichkeiten es zu untersuchen, ist die Betrachtung der Absorptionsmerkmale in den Spektren der weitentfernten Quasare (QSOs). IGM, das vom Licht dieser QSOs auf dem Weg zum Beobachter durchquert wird, hinterlässt im Spektrum die charakteristischen Absoprtionslinien. Wir analysieren in diesem Promotionsprojekt eine große Anzahl von QSO-Spektren, die vom Cosmic Origin Spectrograph an Bord des Hubble-Weltraumteleskop stammen, um den physikalischen Zustand des intervenierenden intergalaktischen und zirkumgalaktischen Gas im nahen Universumzu untersuchen. Im ersten Teil dieser Dissertation untersuchen wir anhand der sogenannten Hochgeschwindigkeitswolken (high-velocity clouds, HVCs) das CGM um die Milchstraße in Richtung des Baryzentrums und Anti-Baryzentrums der Galaxien der Lokalen Gruppe (LG). Die HVCs haben Radialgeschwindigkeiten von über 80 kms¡1 und können sehr unterschiedliche Herkunft haben. Wir vermessen die Häufigkeiten verschiedener Ionen von Si und C für 69 HVCs sowie deren Kinematik. Daraus werden physikalische Eigenschaften der Wolken abgeleitet, die auf eine Teilstichprobe besonders interessanter Absorber in Richtung des Baryzentrums hinweisen. Diese Teilstichprobe besteht aus HVCs mit sehr geringen Gasdichten (log n(H) < -3.54), was darauf hindeutet, dass diese Wolken sich höchstwahrscheinlich außerhalb des Virialradius der Milchstraße in der gasförmigen Brücke befinden, die die Milchstraße und die Nachbargalaxie M31 verbindet. Ausgehend von dieser gasförmigen Brücke in unserer LG zoomen wir im zweiten Teil des Dissertation heraus, um einen Überblick über die Gasverteilung im lokalen Universum auf größeren Skalen zu erhalten. Wir analysieren die Lyman-α (Lyα) -Absorption des neutralen Wasserstoffs (H I) in 302 QSO-Spektren aus allen Himmelsrichtungen und kombinieren diese Daten mit denen von Galaxiefilamenten, die im V8k Katalog von Courtois et al. (2013) identifiziert wurden. Von den 587 HI Lyα-Absorptionssystemen befinden sich 215 in der Nähe von Galaxiefilamenten. Die stärkeren Absorber befinden sich häufig in der Nähe von Galaxien oder näher an den Mittelachsen der Filamente, aber diese Beziehung zeigt eine große Streuung. Die Lyα-Absorber neigen dazu, sich stärker um die Filamentachsen zu gruppieren im Vergleich zu einer zufälligen Population von Absorbern, wenn auch nicht so stark wie Galaxien. Dies weist darauf hin, dass die Lyα-Absorber zwar der großräumigen Struktur folgen, jedoch auf ihre eigene Weise. Schließlich zeigt eine statistische Analyse der Absorberstärken, dass sich die Verteilung der HI-Säulendichten von Region außerhalb zu Regionen innerhalb der Filamente ändert, was die grundsätzlich höhere Dichte der Materie in letzteren widerspiegelt. DasGesamtergebnis dieser Dissertation stimmt gut mit den Ergebnissen anderer Studien überein: auch wenn ein Teil des intergalaktischen Gases denselben kosmologischen Filamentstrukturen wie Galaxien folgt, bleibt die Beziehung zwischen Gas, Galaxien und großräumigen Struktur komplex. Die hochauflösende kosmologische Simulationen zusammen mit den zukünftigen Beobachtungen werden helfen diesen Zusammenhang besser zu verstehen. KW - Astrophysics KW - Spectroscopy KW - Circumgalactic Medium KW - Intergalactic Medium KW - Large-scale Structure KW - Astrophysik KW - zirkumgalaktisches Medium KW - intergalaktisches Medium KW - großräumige Struktur KW - Spektroskopie Y1 - 2021 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-520852 ER - TY - THES A1 - Dall'Aglio, Aldo T1 - Constraining the UV background with the proximity effect T1 - Bestimmung der UV-Hintergrundstrahlung mit Hilfe des proximity effect N2 - After the epoch of reionisation the intergalactic medium (IGM) is kept at a high photoionisation level by the cosmic UV background radiation field. Primarily composed of the integrated contribution of quasars and young star forming galaxies, its intensity is subject to spatial and temporal fluctuations. In particular in the vicinity of luminous quasars, the UV radiation intensity grows by several orders of magnitude. Due to an enhanced UV radiation up to a few Mpc from the quasar, the ionised hydrogen fraction significantly increases and becomes visible as a reduced level of absorption in the HI Lyman alpha (Ly-alpha) forest. This phenomenon is known as the proximity effect and it is the main focus of this thesis. Modelling the influence on the IGM of the quasar radiation, one is able to determine the UV background intensity at a specific frequency (J_nu_0), or equivalently, its photoionisation rate (Gamma_b). This is of crucial importance for both theoretical and observational cosmology. Thus far, the proximity effect has been investigated primarily by combining the signal of large samples of quasars, as it has been regarded as a statistical phenomenon. Only a handful of studies tried to measure its signature on individual lines of sight, albeit focusing on one sight line only. Our aim is to perform a systematic investigation of large samples of quasars searching for the signature of the proximity effect, with a particular emphasis on its detection on individual lines of sight. We begin this survey with a sample of 40 high resolution (R~45000), high signal to noise ratio (S/N~70) quasar spectra at redshift 2.12.3. In spite of the low resolution and limited S/N we detect the proximity effect on about 98\% of the quasars at a high significance level. Thereby we are able to determine the evolution of the UV background photoionisation rate within the redshift range 22.3 aus dem Sloan Digital Sky Survey (SDSS) fortgefuehrt. Trotz der niedrigen Aufloesung und dem begrenzten S/N detektieren wir den Proximity-Effekt mit einer hohen Signifikanz in etwa 98\% der Sehlinen. Dabei kann die Entwicklung der Photoionisationsrate Gamma_b~1.6x10^{-12} s^{-1} im Rotverschiebungsbereich 2