A morpho-kinematic model of the high-redshift circumgalactic medium constrained by quasar absorption lines

Abstract

El medio circumgalacico (CGM) corresponde al gas que rodea una galaxia, pero sigue gravitacionalmente ligado a esta. Este componente es de suma importancia en el campo de evolución galactica, ya que provee el combustible que lleva a las galaxias a la formación estelar. Las líneas de absorción de MgII en el espectro de QSOs proveen una forma de rastrear el gas frío en el CGM. En esta tesis propongo un modelo morpho-cinemático para el CGM de un disco poblado de nubes individuales de MgII que estén en rotación. Dado este modelo, género líneas sintéticas de absorción de MgII para constreñir el modelo propuesto, usando observaciones reales de líneas de absorción de MgII en espectro de QSO. Haciendo uso del ancho equivalente y su conocida dependencia con el parámetro de impacto, constreñí los parámetros del modelo usando simulaciones Markov Chain Monte Carlo (MCMC). Los resultados muestran que la distribución de nubes, modelada por el parámetro volumetric filling factor, decrece con la distancia a la galaxia. Específicamente, una función exponencial decreciente con un radio característico de r0 = 0.26Rvir puede explicar la dependencia del ancho equivalente con el parámetro de impacto. Los resultados también muestran que el tamaño de las nubes, csize, se relaciona con el alto del disco, h, de la siguiente forma: h 6csize −18. También, los resultados muestran que el disco tiene que tener una rotación sólida, sin gradiente de velocidad en la componente vertical, para reproducir el scatter observado. En esta tesis también calculé el pixel velocity two-point correlation function para el mejor modelo, para diferentes ángulos azimutales e inclinaciones de la galaxia. Al comparar estos resultados con las observaciones, se puede ver que el modelo puede reproducir la dispersión de velocidad observada en líneas de visión que pasan cerca del eje mayor, donde esperamos encontrar rotación y acreción. Sin embargo, produce dispersiones de velocidad menores a lo observado en líneas de visión cercanas al eje menor, donde esperamos encontrar gas saliendo del CGM. Por lo tanto estos resultados sugieren que al modelo le hace falta una componente de gas saliendo del disco para poder reproducir la dispersión de velocidad observada.