Aldo Dall'Aglio

• 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 beenAfter 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 2.1<z<4.7, publicly available in the European Southern Observatory (ESO) archive. The extraordinary quality of this data set enables us to detect the proximity effect signature not only in the combined quasar sample, but also along each individual sight line. This allows us to determine not only the UV background intensity at the mean redshift of this sample, but also to estimate its intensity in small (Delta z~0.2) redshift intervals in the range 2<z<4. Our estimates (J_nu_0~ 3x10^{-22} erg s^{-1} cm^{-2} Hz^{-1} sr^{-1}) are for the first time in very good agreement with different constraints of its evolution obtained from theoretical predictions and numerical simulations. We continue this systematic analysis of the proximity effect with the largest search to date invoking the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) data set. The sample consists of 1733 quasars at redshifts z>2.3. 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 2<z<5 finding Gamma_b~ 1.6x10^{-12} s^{-1}. With these new measurements we explore literature estimates of the quasar luminosity function and predict the stellar luminosity density up to redshift of about z~5. Our results are globally in good agreement with recent determinations inferred from deep surveys of high redshift galaxies. We then compare our measurements on the UV background photoionisation rate inferred from the two samples at high and low resolution. While these data sets show extreme differences, our determinations are in considerable agreement at z<3.3, even though they show less agreement at higher redshifts. We suspect that this may be caused by either the small number of high resolution quasar spectra at the highest redshifts considered or by some systematic effect due to the limited data quality of SDSS. Complementary to the observational investigation of the proximity effect on high redshift quasars, we exploit some theoretical aspects linked to and based on the results on this phenomenon. We employ complex numerical simulations of structure formation to achieve a better representation of the Ly-alpha forest. Modelling the signature of the proximity effect on randomly selected sight lines, we prove the advantages of dealing with individual lines of sight instead of combining their signal to investigate this phenomenon. Furthermore, we develop and test novel techniques aimed at a more precise determination of the proximity effect signal. With this investigation we demonstrate that the technique developed and employed in this thesis is the most accurate adopted thus far. Tighter determinations of the UV background are certainly based on suitable methods to detect its signature, but also on a deeper understanding of the environments in which quasars form and evolve. We initiate an investigation of complex numerical simulations including the radiative transport of energy to model in a more detailed way the proximity effect. Such a simulation may lead to the characterisation of the quasar environment based on the comparison between the observed and simulated statistical properties of the proximity effect signature.…
• Nach dem kosmologischen Zeitalter der Reionisation wird der hohe Photoionisationsgrad des intergalaktische Mediums (IGM) durch die kosmische UV-Hintergrundstrahlung aufrecht erhalten. Zur Intensitaet der Hintergrundstrahlung tragen hauptsaechlich Quasare und jungen Galaxien bei. Daher entstehen sowohl raeumliche als auch zeitliche Fluktuationen, wobei die Intensistaet insbesondere in der Naehe von leuchtkraeftigen Quasaren um mehrere Groessenordnungen ansteigt. Aufgrund der erhoehten UV-Strahlung in einer Entfernung von bis zu einigen Mpc von einem Quasar wird ein groesserer Anteil des intergalaktischen Wasserstoffs ionisiert, was als reduzierte Absorption im Lyman alpha (Ly-alpha) Wald sichtbar wird. Dieses Phaenomen wird proximity effect genannt und ist das Hauptthema dieser Arbeit. Durch Modellierung des Einflusses des Quasars auf das IGM kann die Intensitaet des UV-Hintergrunds bei einer bestimmten Frequenz (J_nu_0) bzw. die entsprechende Photoionisationrate (Gamma_b) bestimmt werden. Dies ist sowohl fuer die theoretische als auchNach dem kosmologischen Zeitalter der Reionisation wird der hohe Photoionisationsgrad des intergalaktische Mediums (IGM) durch die kosmische UV-Hintergrundstrahlung aufrecht erhalten. Zur Intensitaet der Hintergrundstrahlung tragen hauptsaechlich Quasare und jungen Galaxien bei. Daher entstehen sowohl raeumliche als auch zeitliche Fluktuationen, wobei die Intensistaet insbesondere in der Naehe von leuchtkraeftigen Quasaren um mehrere Groessenordnungen ansteigt. Aufgrund der erhoehten UV-Strahlung in einer Entfernung von bis zu einigen Mpc von einem Quasar wird ein groesserer Anteil des intergalaktischen Wasserstoffs ionisiert, was als reduzierte Absorption im Lyman alpha (Ly-alpha) Wald sichtbar wird. Dieses Phaenomen wird proximity effect genannt und ist das Hauptthema dieser Arbeit. Durch Modellierung des Einflusses des Quasars auf das IGM kann die Intensitaet des UV-Hintergrunds bei einer bestimmten Frequenz (J_nu_0) bzw. die entsprechende Photoionisationrate (Gamma_b) bestimmt werden. Dies ist sowohl fuer die theoretische als auch fuer die beobachtende Kosmologie eine wichtige Groesse. Bisher wurde der Proximity-Effekt als ein statistisches Phaenomen untersucht, wobei die Signale vieler einzelner Quasare kombiniert wurden. Nur in wenigen Analysen wurde versucht, den Effekt in einzelnen Sehlinien zu detektieren. Das Ziel dieser Arbeit ist eine systematische Untersuchung des Proximity-Effekts in einer grossen Anzahl von Quasaren, wobei der besonderen Schwerpunkt auf seiner Detektion in einzelnen Sehlinien liegt. Zunaechst werden 40 Quasare im Rotverschiebungsbereich 2.1<z<4.7 untersucht, deren Spektren mit hoher Aufloesung (R=45000) und hohem Signal-zu-Rausch-Verhaeltnis (S/N~70) im Archiv des European Southern Observatory (ESO) vorliegen. Die ausserordentlich gute Qualitaet dieser Daten ermoeglicht die Detektion des Proximity-Effekts nicht nur als kombiniertes Signal aller Quasare sondern auch in jeder einzelnen Sehlinie. Daher konnten wir nicht nur die Intensitaet des UV-Hintergrunds bei der mittleren Rotverschiebung ermitteln sondern auch in kleineren Rotverschiebungsintervallen (Delta z~0.2) im Bereich 2<z<4. Unsere Ergebnisse (J_nu_0}~3x10^{-22} erg s^{-1} cm^{-2} Hz^{-1} sr^{-1}) stimmen zum ersten Mal gut anderen Bestimmungen ueberein, die auf theoretischen Voraussagen und auf numerischen Simulationen beruhen. Unsere systematische Analyse des Proximity-Effekts wird mit dem bisher groessten Datensatz bestehend aus 1733 Quasaren mit Rotverschiebungen z>2.3 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<z<5 bestimmt werden. Mit diesen neuen Messungen diskutieren wir verschiedene Quasar-Leuchtkraftfunktionen aus der Literatur und berechnen die stellare Emissivitaet bis z~5. Unsere Ergebnisse stimmen im Allgemeinen gut mit denen von neueren Himmelsdurchmusterungen nach hochrotverschobenen Galaxien ueberein. Dann vergleichen wir die auf den hoch bzw. niedrig aufgeloesten Spektren basierenden Photoionisationsraten miteinander. Obwohl die Datensaetze sehr unterschiedlich sind, fuehren sie bei z<3.3 zu den selben Ergebnissen, waehrend die Resultate bei hoeheren Rotverschiebungen weniger gut uebereinstimmen. Wir vermuten, dass dies entweder durch die kleine Anzahl von hochaufgeloesten Quasarspektren bei den hoechsten Rotverschiebungen, oder durch systematische Effekte der geringen SDSS Datenqualitaet hervorgerufen wird. Ergaenzend zu der Auswertung der Beobachtungsdaten fuehren wir basierend auf unseren Ergebnissen einige theoretische Untersuchugen durch. Wir benutzen komplexe Strukturbildungssimulationen, um eine bessere Beschreibung des Ly-alpha-Walds zu gewinnen. Mit Hilfe der Modellierung des Proximity-Effekts in zufaellig ausgesuchten Sehlinien zeigen wir den Vorteil auf, den die Analyse einzelner Sehlinien im Vergleich zur kombinierten Auswertung mehrerer Spektren hat. Ausserdem entwickeln und testen wir neue Ansaetze zur genaueren Bestimmung des Proxmity-Effekts. Dabei zeigen wir, dass die im Rahmen dieser Arbeit entwickelte und angewendete Methode bisher zu den genauesten Ergebnissen fuehrt. Fuer eine noch bessere Bestimmung des UV-Hintergurnds brauchen wir neben der optimalen Detektionsmethode auch ein tieferes Verstaendnis der Umgebung, in der Quasare entstehen und sich entwickeln. Wir beginnen eine Analyse komplexer numerischer Simulationen, die auch Strahlungstransportrechungen beinhalten, um weitere Details des Proximity-Effekts zu verstehen. Der Vergleich der statistischen Eigenschaften des Proximity-Effekts in solchen Simulationen mit Beobachtungen koennte in Zukunft zu einer genaueren Beschreibung der Umgebung von Quasaren fuehren.…