The differential evolution of hot- and cold-dust in galaxies in the last 7.5 GYR

Tese de mestrado em Física, apresentada à Universidade de Lisboa, através da Faculdade de Ciências, 2016

Observações no infravermelho a partir da Terra sempre enfrentaram o obstáculo da opacidade da atmosfera. Como tal, evidências para a existência da poeira surgiram de observações no óptico, no ano 1930, através do avermelhamento de galáxias. Desde 1983, diversas missões foram enviadas para o espaço, após clara necessidade de observações no infravermelho. É agora conhecido que o estudo da poeira é crucial para o estudo de galáxias pois absorve radiação ultravioleta originária de atividade estelar e reradiada no infravermelho. É estimado que, pelo menos, 30% da energia emitida como luz estelar no Universo é reradiada por poeira no infravermelho. A poeira pode ser formada por estrelas do Ramo Assimtótico Gigante, ou por Supernovas. Porém, estes mecanismos produzem uma quantidade de poeira aquém daquela observada em Objetos Quasi-Estelares a desvios para o vermelho maiores que 5. Além disso, a medição da razão poeira-metais em galáxias ao longo de um grande intervalo de tempo cósmico é surpreendentemente constante, o que contrasta com a evolução da formação estelar. É, portanto, necessário um mecanismo extra para a produção de poeira. Foi proposto que o crescimento de grãos de poeira no meio interestelar seja a fonte de poeira que se encontra em falta, tanto no Universo local como no passado. Um grão de poeira irá equilibrar a uma temperatura que é dependente da intensidade do seu campo de radiação local, e também é dependente das propriedades óticas do grão. O aquecimento de grãos de poeira é efetuado, principalmente, por absorção de luz estelar, contudo, radiação do disco de acreção em torno de um buraco-negro super-massivo num Núcleo Galáctico Ativo é, também, um importante mecanismo para o aquecimento de poeira. A emissão de galáxias no infravermelho é geralmente atribuída a três componentes de poeira interestelar. A comprimentos de onda do infravermelho longínquo, a emissão de galáxias é principalmente dominada por grãos de poeira em equilíbrio térmico a baixas temperaturas. O espectro no infravermelho médio é dominado por bandas de emissão fortes características a diversos comprimentos de onda. É geralmente aceite que os responsáveis por tal são transições vibracionais de moléculas de Hidrocarbonetos Aromáticos Policíclicos. O espectro no infravermelho médio também inclui uma componente de emissão contínua, atribuída a uma distribuição contínua de grãos de poeira pequenos com capacidade calorífica muito baixa. Esta visão deriva de modelos com os tamanhos e propriedades óticas de grãos de poeira e de Hidrocarbonetos Aromáticos Policíclicos no meio interestelar da Via Láctea e de galáxias próximas. Ao estudar a poeira e a sua evolução, grande parte dos estudos baseiam as suas suposições nos comprimentos de onda no infravermelho longínquo, uma vez que é nesses comprimentos de onda onde a maioria da energia reside, enquanto que a energia a comprimentos de onda menores é estimada através de relações empíricas locais, ou é mesmo desprezada. No entanto, estes regimes espectrais podem ter importância nas regiões mais próximas de fontes de aquecimento e, portanto, podem não evoluir da mesma forma que a poeira que radia no infravermelho longínquo, o que significa que os modelos utilizados atualmente podem ser inapropriados para estudar a poeira como um todo nas galáxias. O estudo nesta dissertação é uma continuação do trabalho apresentado em Messias et al. (2013), onde dados no infravermelho próximo foram utilizados para estudar a evolução de poeira quente a comprimentos de onda específicos. Este estudo visa confirmar um resultado obtido em Messias et al. (2013), onde se depararam com uma clara diferença na evolução da densidade de luminosidade entre os comprimentos de onda no infravermelho próximo estudados e os comprimentos de onda no infravermelho longínquo retirados da literatura. O objetivo é verificar se este resultado é de facto devido a uma evolução diferencial de poeira quente e fria, ou apenas um efeito de variação cósmica, devido à utilização de apenas um campo no céu. Para tal, o campo COSMOS (Cosmological Evolution Survey, com uma área de 1; 8 graus quadrados) considerado no trabalho original é novamente utilizado. Em especial, usaram-se dados da Infrared Array Camera a bordo do Telescópio Espacial Spitzer e do Photoconductor Array Camera and Spectrometer e do Spectral and Photometric Imaging Receiver, ambos a bordo do Observatório Espacial Herschel. O estudo utilizou quatro intervalos de desvio para o vermelho (ou distância), com idades do Universo compreendidas entre 3:455 Giga anos e 12:788 Giga anos, e cinco tipos espectrais diferentes de galáxias, com mais de 83 mil fontes, no total. Considerando que o telescópio Herschel não possibilita a deteção de grande parte das galáxias detetadas pelo Spitzer, é necessário um método alternativo de as estudar no infravermelho longínquo. Este consiste em “recortar” pedaços de imagem centrados nas posições das galáxias em estudo, e “empilhá-los”. Ao fazê-lo, o ruído circundante irá reduzir até um valor onde a média ou a mediana do fluxo da população encontra-se mais elevada que o nível de ruído, obtendo, assim, uma deteção. Este método é utilizado ao longo deste trabalho. Porções de imagens de 41 por 41 pixéis foram cortadas em torno de cada galáxia da população de interesse. Foram, posteriormente, estimadas as medianas ponderadas a cada posição dos pixéis. O fluxo total calculado em cada pilha foi obtido utilizando um ajuste Gaussiano. O primeiro passo foi caracterizar a amostra em tipos espectrais e distâncias para avaliar a sua evolução. Para tal, a amostra foi separada em populações e em intervalos de desvios para o vermelho tendo sido então empilhadas a cada comprimento de onda coberto pelo Herschel, seguido finalmente pela sua análise. Com a obtenção dos fluxos, um ajuste de corpo negro modificado para o espectro de distribuição de energia no infravermelho longínquo de cada população foi estimado. Este ajuste fornece estimativas para o fluxo (e consequente luminosidade) e temperatura. A temperatura foi utilizada para melhor compreender se os resultados da luminosidade são de facto físicos, ou um efeito de amostra incompleta, ou seja, uma fração significativa de cada população não será detetada com o aumento do desvio para o vermelho (este efeito é conhecido como o enviesamento de Malmquist). A última hipótese revelou-se o caso e, como tal, para superar este problema, as funções de densidade de luminosidade foram obtidas para cada população. Estas funções são uma ferramenta para caracterizar uma população e como esta se distribui em magnitude. Para construir estas funções, a amostra foi então subdividida em intervalos de magnitude absoluta (ou luminosidade), e a pilha e análise de corpo negro modificado foram novamente empregues. Para superar o efeito de amostra incompleta, as curvas de luminosidade em relação com o desvio para o vermelho foram tomadas como funções de Schechter, possibilitando o completar da distribuição nos intervalos de luminosidade em falta, implicando que uma estimativa da densidade de luminosidade nas populações de galáxias mais fracas é possível. Integrando o melhor ajuste da função de Schechter fornece a densidade de luminosidade de cada população a cada desvio para o vermelho. Os resultados aqui obtidos não corroboram os resultados esperados, o que implica que desvios para o vermelho mais baixos são altamente afetados por variação cósmica, provocando a evolução diferencial reportada em Messias et al. (2013). No entanto, concluiu-se que a relação entre densidades de luminosidade do infravermelho longínquo e do infravermelho próximo correlacionam-se bem com magnitude. Finalmente, galáxias de tipo elíptica e aquelas que mostram actividade nuclear obscurecida não possuem dados suficientes para que se chegue a qualquer conclusão. Uma vez que se crê que os intervalos de desvio para o vermelho mais baixos são altamente afetados por variação cósmica, é necessária confirmação destes resultados num campo mais abrangente do céu, que fornecerá um maior número de objetos. Isto irá permitir erros estatísticos mais baixos e confirmar, ou refutar os resultados aqui obtidos. Além disso, também permitirá uma análise mais completa das galáxias de tipo elíptica e galáxias que apresentam atividade nuclear obscurecida a baixos desvios para o vermelho.

The study of dust is crucial for the study of galaxies since it reradiates in the infrared the ultraviolet and optical radiation originating from stellar activity. A dust grain equilibrates to a temperature that is dependent of the intensity of its local radiation field, and also depends on the grain’s optical properties. The heating of dust grains is done primarily by absorption of starlight, however, light from the accretion disk around a super-massive black-hole in an Active Galactic Nucleus is also an important mechanism for the heating of dust. While understanding dust throughout cosmic time, most studies base their assumptions on far-infrared wavelengths, since that is where most of the energy resides, inferring the near- and mid-infrared from local relations or even neglecting those spectral regimes altogether. However, these spectral regimes may play a role in the regions closer to the heating sources and, therefore, may not evolve the same way as the dust radiating in the far-infrared. This study aims to confirm a result obtained in Messias et al. (2013), where they found a clear difference between the luminosity density evolution at near infrared wavelengths and that at far-infrared ones as reported in the literature. The goal is to verify if this result is due to a differential evolution of hot- and cold-dust, or an effect of cosmic variance. In order to address this, a direct comparison ought to be done for the same sample, which is what is pursued in this dissertation with the Cosmological Evolution Survey. The first course of action was to characterize the far-infrared properties of the sample depending on spectral type and distance in order to assess their evolution. Luminosity density functions were then obtained, enabling a characterization of the sample incompleteness and consequent correction of the overall luminosity density of a given population. With these results and those from Messias et al. (2013) in hand, the evolution with cosmic time of far-infrared-to-near-infrared luminosity density ratio was obtained. The results obtained to not corroborate the results in Messias et al. (2013). However, it is found that the far-infrared-tonear-infrared luminosity density ratio correlates with luminosity. Since the lowest redshift intervals may be highly affected by cosmic variance, a confirmation of these results in a wider area field is needed to allow lower statistical errors and confirm or refute the results.