MUSE-ALMA Haloes XIII. Molecular gas in $z \sim 0.5$ HI-selected galaxies

Deze studie uit de MUSE-ALMA Haloes-survey identificeert moleculair gas in 12 van de 60 onderzochte HI-geselecteerde sterrenstelsels bij een roodverschuiving van ongeveer 0,5 en onthult een tweeledig gedrag in de sterrenvormingsefficiëntie waarbij lage-massa-systemen de hoofdreeks volgen terwijl hoge-massa-systemen onderdrukken.

De kern

Titel: Het MUSE-ALMA Haloes-project: Een zoektocht naar het onzichtbare gas in het heelal

Stel je voor dat het heelal een gigantische, donkere bibliotheek is. De sterrenstelsels (galaxy's) zijn de boeken die we kunnen zien en lezen. Maar wat als er een heleboel boeken zijn die we niet kunnen zien, omdat ze te donker zijn of omdat ze in de schaduwen staan? Dat is precies waar dit nieuwe wetenschappelijke onderzoek over gaat.

De onderzoekers, een internationaal team onder leiding van Victoria Bollo en Céline Péroux, hebben een speciale manier bedacht om deze "onzichtbare boeken" te vinden. Ze gebruiken geen gewone zoeklichten, maar kijken naar hoe licht van verre, heldere lantaarnpalen (quasars) wordt gedoofd door gas dat in de weg staat. Dit gas is waterstof, het bouwmateriaal van sterren.

Hier is wat ze hebben ontdekt, vertaald naar begrijpelijke taal:

1. De jacht op het onzichtbare gas

In het verleden keken astronomen vooral naar sterrenstelsels die fel oplichten. Dat is als kijken naar de bomen in een bos die in de volle zon staan. Maar dit project, MUSE-ALMA Haloes, kijkt naar de schaduwrijke plekken. Ze zoeken naar sterrenstelsels die zich verstoppen achter een dikke laag koud gas.

Ze hebben 60 van deze "schuilende" sterrenstelsels gevonden op een afstand van ongeveer 5 tot 10 miljard lichtjaar (een tijd toen het heelal half zo oud was als nu).

2. De grote verrassing: Gas is er, maar brandt niet altijd

Het team gebruikte de krachtigste radiotelescoop ter wereld, de ALMA, om te kijken of deze sterrenstelsels ook moleculair gas hebben. Moleculair gas is de "brandstof" waaruit nieuwe sterren worden gemaakt. Je kunt het zien als de zaadjes in de grond.

• Wat ze vonden: Ze vonden brandstof in ongeveer 20% van de sterrenstelsels.
• De analogie: Stel je voor dat je een garage binnenloopt. In sommige garages staat een volle tank benzine en de motor start direct (dit zijn de sterrenstelsels die veel nieuwe sterren maken). In andere garages staat ook een volle tank, maar de motor start niet of heel traag.

3. Twee soorten sterrenstelsels

Het onderzoek toont aan dat er twee heel verschillende types zijn:

• Type A: De efficiënte bouwers.
  Deze sterrenstelsels hebben minder gas, maar ze gebruiken het heel slim. Ze veranderen het gas snel in nieuwe sterren. Ze gedragen zich net als de "normale" sterrenstelsels die we al kennen. Ze zijn als een goed georganiseerd bouwbedrijf dat zijn materialen direct gebruikt.

• Type B: De opslagplekken.
  Deze sterrenstelsels hebben een enorme voorraad gas (veel meer dan normaal), maar ze maken er nauwelijks nieuwe sterren van. Het is alsof je een gigantisch magazijn vol bouwmaterialen hebt, maar er staat geen enkele bouwvakker aan het werk.

  • Waarom? De onderzoekers denken dat deze stelsels net een grote lading gas hebben gekregen (misschien door botsingen met andere stelsels of door gas uit de ruimte te "slikken"). Ze zitten nog in de "opwarmfase" en zijn nog niet klaar om te bouwen. Of misschien is het gas te koud of te verspreid om goed te branden.

4. Waarom is dit belangrijk?

Vroeger dachten wetenschappers dat sterrenstelsels met veel gas ook automatisch veel sterren maakten. Dit onderzoek laat zien dat het heel complexer is.

• De "CO-donkere" zone: Veel van deze sterrenstelsels hebben wel gas, maar het is "CO-donker". Dat betekent dat het gas er is, maar dat het niet licht geeft in de golflengte die onze telescopen kunnen zien (waarschijnlijk omdat er te weinig zware elementen in zitten). Het is alsof je een kamer hebt vol met meubels, maar het licht is uit, dus je ziet ze niet.
• De balans in het heelal: Dit helpt ons begrijpen hoe het heelal in elkaar zit. Het laat zien dat er veel "rustige" sterrenstelsels zijn die gas opslaan voor later, en dat niet alle gas direct verbrandt tot sterren.

Conclusie

Dit onderzoek is als het vinden van een nieuwe kaart van een onbekend eiland. We wisten dat er water (gas) was, maar we dachten dat het alleen in de heldere meren zat. Nu zien we dat er ook enorme, donkere moerassen zijn waar het water stilstaat en nog niet in stroomt.

De onderzoekers hebben bewezen dat het heelal voller is met "onvoltooide" projecten dan we dachten. Sommige sterrenstelsels zijn klaar om te bouwen, terwijl anderen nog volop aan het verzamelen en voorbereiden zijn. Dit helpt ons beter te begrijpen hoe sterrenstelsels in de loop van miljarden jaren groeien en veranderen.

Kort samengevat: Ze hebben met een superkrachtige telescoop gekeken naar donkere plekken in het heelal en ontdekt dat veel sterrenstelsels daar een enorme voorraad brandstof hebben, maar dat ze die niet allemaal even snel gebruiken om nieuwe sterren te maken. Het heelal is een mix van snelle bouwers en rustige verzamelaars.

Technische samenvatting

Hier is een gedetailleerde technische samenvatting van het artikel "Molecular gas in z ∼0.5 H i –selected galaxies" (MUSE-ALMA Haloes XIII), vertaald en samengevat in het Nederlands.

Probleemstelling en Achtergrond

De evolutie van sterrenstelsels wordt fundamenteel gereguleerd door de beschikbaarheid en cycling van gas, de grondstof voor sterrenvorming. Hoewel de koudste fase van dit gas (moleculair gas, voornamelijk H₂) essentieel is voor sterrenvorming, blijft de inhoud ervan in de circumgalactische medium (CGM) en bij absorptie-geselecteerde systemen slecht onderzocht.

• Selectiebias: Traditionele surveys selecteren sterrenstelsels op basis van emissie (licht), wat vaak leidt tot een bias naar heldere, metalen-rijke systemen.
• H i-absorptie: De selectie via H i-absorptie (neutraal waterstof) tegen achtergrondquasars biedt een onbevooroordeeld zicht op diffuse, koude gaswolken die moeilijk in emissie te detecteren zijn. Eerdere studies met H i-absorptie suggereren echter dat deze systemen soms grote voorraden moleculair gas hebben maar een onderdrukte sterrenvorming vertonen, wat wijst op een unieke evolutionaire fase.
• Kennislacune: Er ontbrak een systematische, onbevooroordeelde studie van het moleculaire gasgehalte in H i-geselecteerde sterrenstelsels bij $z \sim 0.5$, met name zonder voorselectie op metalenrijkdom.

Methodologie

Het onderzoek maakt deel uit van de MUSE-ALMA Haloes survey en richt zich specifiek op de resultaten van het ALMA Cycle 10 Large Program (PI: C. Péroux).

1. Steekproef:

   • De studie omvat 60 sterrenstelsels geassocieerd met sterke H i-absorptie (log N(H i) > $10^{18}$cm$^{-2}$) bij roodverschuivingen$0.3 \lesssim z \lesssim 1.2$.
   • Dit omvat 39 nieuw geobserveerde systemen (Cycle 10) plus 21 systemen uit eerdere pilotstudies en archiefdata.
   • In tegenstelling tot eerdere werken, is deze steekproef niet vooraf geselecteerd op metalenrijkdom, waardoor een bredere populatie wordt onderzocht.

2. Observaties en Data:

   • ALMA: Observaties van CO-emissielijnen (voornamelijk CO(2-1), CO(3-2), en CO(4-3)) in Band 4 en Band 6. De data hebben een r.m.s.-ruis van ongeveer 0,16 mJy beam$^{-1}$.
   • Multi-golflengte: De ALMA-data worden gecombineerd met bestaande data van VLT/MUSE (voor ioniseerd gas, sterrenvormingsrates en metalenrijkdom) en HST (voor sterrenmassa's en morfologieën).
   • Analyse: Er werd een gerichte zoektocht uitgevoerd naar CO-emissie bij de bekende posities van de sterrenstelsels, aangevuld met een "blinde" zoektocht (blind search) met de software sofia-2. Voor niet-gedetecteerde bronnen werd een spectrale stapeling (stacking) uitgevoerd om de gemiddelde emissie te detecteren.

3. Berekeningen:

   • De moleculaire gasmassa ($M_{H2}$) werd afgeleid uit de CO-luminositeit met behulp van een metalenrijkdom-afhankelijke conversiefactor ($\alpha_{CO}$), gebaseerd op modellen van Genzel et al. (2015) en Bolatto et al. (2013).
   • De resultaten werden vergeleken met de "main sequence" van sterrenvormende sterrenstelsels (data van PHIBSS en xCOLD GASS).

Belangrijkste Resultaten

1. Detectiegraad:

   • Van de 60 onderzochte sterrenstelsels werd CO-emissie gedetecteerd in 12 systemen (een detectiegraad van 20%).
   • Dit verdubbelt het aantal bekende CO-emitterende H i-geselecteerde sterrenstelsels bij $z \sim 0.5$ ten opzichte van eerdere studies.
   • De survey dringt door tot een factor $\sim 1,2$ dex dieper in $M_{H2}$ dan eerdere absorptiestudies, waardoor systemen met een moleculaire gasmassa onder de $10^9 M_\odot$ nu bereikbaar zijn.

2. Dubbelgedrag in Sterrenvormingsefficiëntie:
   De studie onthult een duidelijk bifurcatie in het gedrag van deze systemen, afhankelijk van hun moleculaire gasmassa:

   • Lage $M_{H2}$ systemen: Sterrenstelsels met een lage moleculaire gasmassa ($\log M_{H2} \lesssim 9.8$) vormen efficiënt sterren en volgen de schalingsrelaties (sterrenvormingsrate vs. gasmassa) van normale sterrenvormende sterrenstelsels op de "main sequence".
   • Hoge $M_{H2}$ systemen: Sterrenstelsels met een hoge moleculaire gasmassa ($\log M_{H2} > 9.8$) vertonen een onderdrukte sterrenvorming. Ze liggen ongeveer 1,5 dex onder de verwachte sterrenvormingsrate voor hun gasinhoud en hebben een veel langere uitputtingstijd ($t_{dep}$) dan de Hubble-tijd. Dit suggereert dat ze zich in een fase van actieve gasaccretie bevinden of dat omgevingsfactoren de omzetting van gas naar sterren remmen.

3. Rol van Metalenrijkdom:

   • Er is een statistisch significant verschil in metalenrijkdom tussen gedetecteerde en niet-gedetecteerde systemen (Kolmogorov-Smirnov test, p-waarde 0,004).
   • CO-detecties komen vaker voor bij systemen met hogere metalenrijkdom ($\log Z \gtrsim 8.5$).
   • De afwezigheid van CO in veel systemen wordt waarschijnlijk veroorzaakt door "CO-dark" moleculair gas: H₂ is aanwezig, maar door de lage metalenrijkdom en gebrek aan stofshielding is de CO-emissie te zwak om te detecteren.

4. Omgevingscontext:

   • Bijna alle gedetecteerde systemen bevinden zich in omgevingen met andere sterrenstelsels op vergelijkbare roodverschuivingen (groepsomgevingen of filamenten).
   • Er is geen duidelijke correlatie gevonden tussen de H i-zuilen dichtheid ($N_{HI}$), de impactparameter (afstand tot de quasar) en de totale moleculaire gasmassa, wat suggereert dat het absorberende H i-gas niet noodzakelijk de geïntegreerde koude moleculaire inhoud van het sterrenstelsel weerspiegelt.

Bijdragen en Betekenis

• Voltooiing van de Baryon Census: Door dieper te kijken dan eerdere surveys, vult deze studie een cruciale lacune in de baryon-census bij $z \sim 0.5$ in, specifiek voor de koudste gasfase in de CGM.
• Onbevooroordeeld Inzicht: Het bewijst dat H i-absorptie een breed scala aan sterrenstelsels traceert: zowel geëvolueerde, actief sterrenvormende systemen als jongere, dynamisch beïnvloede systemen die nog hun gasreservoirs opbouwen.
• Uitdaging voor Simulaties: De waargenomen diversiteit in sterrenvormingsefficiëntie (van zeer efficiënt tot sterk onderdrukt) binnen dezelfde selectieklasse vormt een uitdaging voor huidige kosmologische simulaties, die vaak moeite hebben om deze variatie en de aanwezigheid van "CO-dark" gas correct te modelleren.
• Evolutionair Inzicht: De resultaten ondersteunen het idee dat H i-absorbers systemen traceren die zich in verschillende fasen van de baryoncyclus bevinden, variërend van gasaccretie tot quenching, en dat omgevingsfactoren (zoals groepsinteracties) een sleutelrol spelen in de regulering van sterrenvorming.

Conclusie:
De MUSE-ALMA Haloes survey toont aan dat H i-geselecteerde sterrenstelsels bij $z \sim 0.5$ een heterogene populatie vormen. Hoewel ze allemaal overvloedig neutraal waterstof hebben, varieert hun moleculaire gasinhoud en sterrenvormingsefficiëntie sterk. Dit wijst erop dat absorptie-selectie systemen blootlegt die vaak over het hoofd worden gezien in emissie-surveys, en die essentieel zijn voor een volledig begrip van hoe gas wordt omgezet in sterren en hoe sterrenstelsels evolueren.