X-ray emission of simulated galaxies

Vladutescu-Zopp, Stephan (2025): X-ray emission of simulated galaxies: from stars to cosmic filaments. Dissertation, LMU München: Fakultät für Physik

Abstract

Viele der physikalischen Prozesse, die den Aufbau und die Entwicklung großräumiger Strukturen im Universum steuern, setzen Strahlung im Röntgenbereich frei. Von diesen Strukturen sind Galaxien besonders interessant, da in ihnen optimale Bedingungen für jene Prozesse herrschen. Zum Beispiel wird das interstellare Medium (ISM) von Supernova (SN) Explosionen, den Winden massereicher Sterne, sowie der intensiven Strahlung des zentralen supermassiven schwarzen Lochs (SMBH) aufgeheizt. Des Weiteren können Röntgendoppelsterne, die durch Akkretionsprozesse an kompakten Objekten (CO) ihre Leuchtkraft erlangen, als Punktquellen in den Sternenfeldern von Galaxien beobachtet werden. Gleichzeitig wird großräumig verteiltes Gas im Gravitationspotential des zugrundeliegenden Halos dunkler Materie aufgeheizt. Dieses Reservoir an heißem Gas reguliert, zum Beispiel, die Sternentstehungsrate im Inneren des Halos. Alle hier genannten Phänomene können im Röntgenstrahlenbereich beobachtet werden und bilden einen wichtigen Eckpfeiler für unser Verständnis von Strukturbildung im Universum. Zu den aufgezeigten Beobachtungen können moderne kosmologische hydrodynamische Simulationen eine ergänzende Funktion einnehmen, da sie morphologische und hydrodynamische Eigenschaften von Galaxien und deren Umgebung im Kiloparsec-Bereich auflösen können. Der Fortschritt in der numerischen Astrophysik ermöglicht es, realistische Umgebungsbedingungen für Galaxienentwicklung zu schaffen, sodass detaillierte Analysen mit dem Informationsgehalt des gesamten Phasenraums durchgeführt werden können. In dieser Arbeit stellen wir eine Analyse der Röntgeneigenschaften von simulierten Galaxien aus der modernen kosmologischen Simulationsreihe "Magneticum Pathfinder" vor. Dabei nutzen wir ein virtuelles Röntgenobservatorium genannt PHOX, welches die intrinsischen Eigenschaften der Simulation nutzt, um realistische Pseudobeobachtungen im Röntgenbereich zu produzieren. Das Novum in unserer Analyse basiert auf der Entwicklung eines numerischen Modells, das die stellare Komponente kosmologischer Simulationen nutzt, um realistische Abbilder von Röntgendoppelsternpopulationen zu generieren. Teil I beginnt mit einer allgemeinen Einleitung über fundamentale Prinzipien der Galaxienentwicklung sowie physikalischer Prozesse, die die Kühlung von astrophysikalischen Gasen beschreiben. Im Nachhinein geben wir einen Überblick über Beobachtungen der verschiedenen Größenskalen von Galaxien im Röntgenbereich, die vom ISM bis zum zirkumgalaktischen Medium (CGM) reichen. Wir schließen Teil I mit einer detaillierten Beschreibung der Entstehung und Entwicklung von Röntgendoppelsternen sowie der relevanten Akkretionsprozesse. In Teil II präsentieren wir zunächst die numerische Implementierung physikalischer Modelle in "Magneticum" anhand der Sternentstehung und Energierückkopplung des SMBH und beschreiben die Konvertierung von Simulationsdaten zu Pseudobeobachtungen im Röntgenbereich. Darauffolgend beschreiben wir unser neues Modell zur Darstellung von Röntgendoppelsternen mithilfe der Eigenschaften der kosmologischen Simulation. Wir führen verschiedene Prüfungen unseres Modells durch, um die korrekte Darstellung empirischer Relationen und räumlicher Verteilung von Röntgendoppelsternen in simulierten Galaxien zu gewährleisten. Des Weiteren zeigen wir, dass unser Modell korrekte Röntgenspektren von Galaxien erzeugt und dass der Beitrag von Röntgendoppelsternen den Ergebnissen von Beobachtungen entspricht. Darauf aufbauend untersuchen wir die Flächenverteilung der Leuchtkraft im Röntgenbereich von simulierten Galaxien, wobei unser Modell wichtige Einblicke in mögliche Kontaminationsquellen im CGM gibt. Wir zeigen, dass etwa 10% der Leuchtkraftverteilung nahe des Virialradius einer Galaxie auf Röntgendoppelsterne zurückgeführt werden kann. Zusätzlich ist die Normalisierung der Leuchtkraftverteilung in Galaxien mit hohen Sternentstehungsraten größer als in solchen mit niedrigen Raten. Die maximale räumliche Ausdehnung der Leuchtkraftverteilung ist außerdem abhängig vom Massenanteil und der mittleren Temperatur des heißen Gases der Galaxie sowie von der Gesamtmasse an Sternen. Unter näherer Betrachtung der Gaskomponente stellen wir quantitativ steilere Leuchtkraftverteilungen in simulierten als in realen Galaxien fest, wobei die Steigung mit der Gesamtleuchtkraft im Röntgenbereich und dem Massenanteil an heißem Gas positiv korreliert. Interessanterweise weist die momentane Akkretionsrate des zentralen SMBH Korrelationen mit denselben Parametern auf, was auf die regulierenden Eigenschaften des SMBH im Zusammenhang mit Galaxienentwicklung hindeutet. Trotz der steileren Leuchtkraftverteilung ist die Gesamtleuchtkraft der simulierten Galaxien als Funktion der Virialmasse im Einklang mit beobachteten Relationen. In Teil III fokussieren wir unsere Analyse auf filamentartige Netzwerke der Materie, welche großräumige Strukturen miteinander verbindet. Das dünne Plasma innerhalb dieser Filamente zeigt lediglich schwache Abstrahlung im Röntgenbereich und wird von Galaxien und Galaxienhaufen überstrahlt. Daher präsentieren wir eine vorläufige Studie zu den Fähigkeiten von zukünftigen Röntgenteleskopen, die sich der Mikrokalorimetrie bedienen, um mit hoher spektraler Auflösung die schwache Emission der Filamente zu erschließen. Abschließend fassen wir unsere Ergebnisse in Teil IV zusammen und zeigen Perspektiven für zukünftige Studien mit unserem Modell auf. Diese beinhalten unter anderem Synergien zwischen räumlich hochauflösenden Röntgen- und Infrarotteleskopen, welche die Beschreibung von Röntgendoppelsternen in simulierten und realen Galaxien verbessern werden. Außerdem kann der genaue Beitrag von Galaxien und Röntgendoppelsternen zum kosmischen Röntgenhintergrund abgeschätzt werden.

Abstract

Many of the physical processes governing the assembly and evolution of structures in the universe release radiation in the X-ray regime. Galaxies, in particular, exhibit the necessary conditions for these processes. For instance, the interstellar medium (ISM) is heated and ionized by shockwaves of supernova (SN) remnants, by the intense winds of massive stars, and by the intense radiation and energy deposition of an actively accreting super-massive black hole (SMBH) in the galactic center. Point-like X-ray binary (XRB) sources observed in the stellar field of galaxies are associated with binary stars containing a compact object (CO) where gravitational and orbital interaction funnel material onto the CO via a viscously heated accretion disc. Lastly, the gas surrounding each galaxy from the primordial assembly is heated by the gravitational potential well of the galaxy's dark matter halo and acts as a recycling agent for star formation processes in the inner halo. Therefore, X-ray observations of galaxies are an important cornerstone for our understanding of structure formation and processes governing the cooling and heating of astrophysical plasmas. Observations are complemented by cosmological hydrodynamical simulations which are able to resolve morphological features and hydrodynamic properties of the gas within galaxies down to kiloparsec scales and provide realistic environments for their evolution. The tremendous progress in the field of computational astrophysics provides a controlled physical representation of galaxy evolution which can be analyzed in depth using the full phase-space information of such simulations. In this work, we present an analysis of X-ray properties of simulated galaxies from the state-of-the-art hydrodynamical cosmological simulation suite "Magneticum Pathfinder" and also connect them to the large-scale environment. We make use of the virtual X-ray photon observatory PHOX which converts the intrinsically tracked properties of the simulation to produce a realistic X-ray mock observation. The novelty in our analysis lies in the development of a new numerical model that produces realistic XRB sources for X-ray mock observations of the stellar component in the simulation. In Part I of the thesis, we begin with a general introduction to the main principles of galaxy formation and the main physical processes governing the cooling of astrophysical gas. We follow up with an overview of X-ray observations on various scales ranging from their ISM to the circumgalactic medium (CGM) and describe the formation and evolution of XRB sources in much greater detail also touching on the main aspects regarding accretion physics. In the following Part II, we start by presenting implementation details of the physical models included in "Magneticum", i.e. star formation and SMBH feedback, and describe the process of converting the simulation output into realistic X-ray mock observations. We continue with an in-depth description of our new model which produces realistic XRB populations from the stellar component of the simulation. We perform various tests to confirm that the modeled XRB populations follow empirically derived X-ray scaling relations and the appropriate stellar age distribution within the simulated galaxy. Furthermore, we show that the inclusion of this new approach for XRB sources produces galaxy X-ray spectra that are in perfect agreement with observations. Our model predicts the correct relative contribution of XRBs towards the X-ray spectrum. As a follow-up, we then investigate the surface brightness (SB) of simulated galaxies in "Magneticum" including our XRBs model to gain insights into possible contaminants when targeting the faint X-ray emission from the \acs*{cgm}. We find that XRBs can contribute up to 10\% of the signal received close to the virial radius of a galaxy indicating the presence of a diffuse stellar component. Furthermore, we find that the SB of star-forming galaxies (SFG) has a higher normalization than for \acp*{qug}. The extent of the SB in SFG declines with stellar mass, hot gas fraction, and hot gas temperature. Focusing on the gas component in simulated galaxies, we found quantitatively steeper fitted $\beta$-profiles in simulated galaxies compared to observations. The slope is correlated with the hot gas fraction and X-ray luminosity of the gas. Interestingly, the current accretion rate of the central SMBH is also correlated with the aforementioned quantities highlighting its regulatory role in galaxy evolution. Despite the steeper profile shapes the total gas X-ray luminosity within the virial radius as a function of halo mass is in good agreement with observed scaling relations. In Part III we focus on the large-scale cosmic web in which galaxies are embedded. We show a preliminary study on the faint emission and galaxy contamination of the thin plasma in the filamentary bridges between galaxy clusters. Specifically, we test the capabilities of future X-ray telescopes employing microcalorimeter technology to achieve much higher spectral resolution. We conclude this thesis in Part IV by summarizing our findings and giving future perspectives on additional studies. This includes possible synergies between high-resolution X-ray and infrared observations to improve the description of XRB populations in simulated and real galaxies. Another application would be the estimate of the contribution of galaxies in general and XRBs in particular towards the cosmic X-ray background.

• Dokumententyp: Dissertationen (Dissertation, LMU München)
• Themengebiete: 500 Naturwissenschaften und Mathematik ; 500 Naturwissenschaften und Mathematik > 530 Physik
• Fakultäten: Fakultät für Physik
• Sprache der Hochschulschrift: Englisch
• Datum der mündlichen Prüfung: 8. Januar 2025
• 1. Bericht­erstatter:in: Dolag, Klaus